Космические взрывы в 10 раз мощнее сверхновой, чтобы раскрыть космическую тайну 13-миллиардной давности

Многие тяжелые химические элементы, такие как золото, уран, ксенон, платина, цинк или кобальт, синтезируются в r-процесс когда атомное ядро ​​быстро захватывает нейтроны. Считается, что это происходит в основном во время слияния нейтронных звезд, что недавно было достоверно установлено. подтвержденный по наблюдениям.

Однако в моделях химической эволюции Галактики только слияния нейтронных звезд не могут воспроизвести наблюдаемые закономерности в содержании элементов в низкую металличность звезд, что указывает на существование других объектов (или катаклизмов), где r-процесс может продолжаться.

Астрономы во главе с Дэвидом Йонгом из ASTRO 3D Центр Австралийского национального университета опубликовал результаты наблюдений необычного красного гиганта SMSS J200322.54-114203.3, который находится в 7500 световых годах от Солнца в гало Млечного Пути.

Он был обнаружен во время обзора неба с помощью наземного телескопа SkyMapper, а также наблюдался 2,3-метровым телескопом. Телескоп ATT в обсерватории Сайдинг-Спринг и на комплексе телескопов VLT в Чили.

Оказалось, что звезда бедна элементами тяжелее водорода и гелия (металлов), а соотношение железа к водороду в три тысячи раз ниже, чем у Солнца. В то же время SMSS 2003-1142 демонстрирует самые высокие отношения цинка, бария, европия и тория к железу. Таким образом, звезда с общей низкой металличностью обогащается элементами, полученными в результате r-процесса.

Исследователи пришли к выводу, что наблюдаемое содержание элементов хорошо согласуется со взрывом гиперновой звезды модель из-за магнитовращательной неустойчивости. В то же время звезда-прародитель была одиночной, бедной металлами и имела массу 25 масс Солнца.

Такой катаклизм может поставлять элементы r-процесса в межзвездную среду, но также и легкие элементы, генерируемые во время жизни звезды, а также элементы, которые образуются в конце ее жизни. Впоследствии выброшенный при взрыве материал попал в состав звезды SMSS 2003-1142.

Таким образом, гиперновые могли быть поставщиками элементов r-процесса на самых ранних стадиях формирования галактик, когда нейтронные звезды еще не слились, в том числе в Млечном Пути.

Что такое гиперновая звезда — все, что вам нужно знать

Сверхъяркие сверхновые (SLSN) называют гиперновыми, светимость которых в момент вспышки превышает светимость обычных сверхновых в десять и более раз. Первые гиперновые были обнаружены в 1998 году, и механизм их образования до сих пор не совсем ясен.

По одной из версий, гиперновые звезды образуются при гравитационном коллапсе ядер очень массивных звезд (с массой более 25 масс Солнца) с образованием черной дыры. С другой стороны, процесс идет с образованием магнетара (нейтронной звезды с очень сильным магнитным полем).

Среди других гипотез, вспышка рассматривается как результат взаимодействия с околозвездным веществом, после слияния двойных систем из компактных объектов (например, нейтронных звезд или белых карликов) или сценарий с нестабильностью по отношению к образованию электронов. позитронные пары.

Гиперновые звезды также интересны тем, что они являются отличными «зондами» для изучения ранней Вселенной из-за их высокой яркости и довольно медленного угасания. Например, их можно использовать для оценки скорости образования звезд при разных значениях красного смещения. Кроме того, наблюдения за вспышками далеких гиперновых могут дать дополнительные ограничения на физические процессы, которые управляют этими событиями, например, информацию о металличности звезды-прародителя и синтезе тяжелых элементов во время взрыва.