Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://mavr.sao.ru/hq/ssl/UVatlas/node2.html
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Tue Oct 2 07:10:32 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: magnetic storm

Проблема происхождения химических элементов

Одной из основных проблем, решаемых астрофизикой, является исследование химического состава звездных атмосфер, с конечной целью понять, где и как образуются различные химические элементы. Согласно общепринятой картине, наблюдаемая часть Вселенной образовалась в результате Большого Взрыва. В течение первых нескольких минут ее существования сформировались все ядра водорода и значительная часть ядер гелия, из имеющихся сегодня во Вселенной. Газ конденсировался в гигантские облака, послужившие основой для формирования протогалактик. Часть вещества протогалактик была израсходована на строительство первых звезд. Химический состав этих звезд должен быть таким же, как и вещества, синтезированного в Большом Взрыве: водород, гелий и немного лития. В недрах массивных звезд первого поколения последовательно происходили процессы горения гелия, углерода, кремния; в последнем процессе синтезируется большинство элементов железного пика. Когда, в конце своей жизни, массивная звезда взрывалась как Сверхновая, ядра синтезированных тяжелых элементов рассеивались в межзвездной среде, являясь исходным продуктом для генерации звезд второго поколения. Эти тяжелые элементы можно назвать первичными, т.е. синтезированными в звездах первого поколения. В массивных звездах первого поколения различные тяжелые элементы не синтезировались одинаково эффективно. В тех объектах первого поколения, которые заканчивают свою эволюцию производством ядер железного пика, и взрываются как Сверхновые, эффективен синтез элементов тяжелее железа в процессе финальной нейтронизации вещества в плотных нейтронных потоках (r-процесс), но не образуются элементы, для синтеза которых необходимо облучение ядер железного пика медленными нейтронами (s-процесс). Например, в звездах первого поколения невозможно синтезировать значительное количество ядер бария. Для эффективного синтеза бария, часть вещества, обогащенного первичными элементами железного пика, должна быть израсходована на образование звезд второго поколения. Затем, в процессе эволюции звезд второго поколения, у части из них (с массами меньше $\sim 8 \mathcal{M_{\odot}}$) должны реализоваться условия, обеспечивающие возможность протекания реакций s-процесса. Поэтому барий и другие элементы, синтезируемые в s-процессе, называются вторичными элементами. Звезды третьего поколения, образовавшиеся как из вещества, прошедшего фазу звезд второго поколения, так и из вещества, выброшенного первичными звездами, содержат все тяжелые элементы, но относительное содержание вторичных элементов в них значительно снижено. Наблюдается большое число таких звезд.

Скорость эволюции определяется массой звезды, поэтому представляется теоретически вероятным обнаружение маломассивных звезд первого и второго поколений. Звезды первого поколения, если ультрамаломассивная доля их все еще существует, содержат только водород, гелий и литий. В атмосферах звезд второго поколения не должны наблюдаться вторичные элементы, но элементы тяжелее железа, синтезируемые преимущественно в r-процессе, должны присутствовать.