Кратко — по механизмам и шкалам времени для трёх диапазонов массы, затем — перечисление наблюдательных свидетельств, которые уточняют модели.
1) Звезды малой массы ($M\lesssim 2M_{\odot }$)
- Механизмы: стабильное водородное горение по pp‑цепочке; при исчерпании H — гелиевое горение через тройной альфа ($3\alpha {\to }^{12}\mathrm{C}$) и последующее образование ${}^{16}\mathrm{O}$ через ${}^{12}\mathrm{C}(\alpha ,\gamma {)}^{16}\mathrm{O}$. Не наступает углеродного горения — формируется C/O‑ядро. На AGB возникают термальные вспышки He‑шкафа, медленный s‑процесс нейтронного захвата.
- Временные шкалы: основная последовательность примерно $t_{MS}\approx 10^{10}\mathrm{yr}(M/M_{\odot }{)}^{-2.5}$; для $1M_{\odot }$ $\sim 10^{10}$ лет, гелиевое горение $\sim 10^8$ лет; AGB‑фаза и термальные импульсы — суммарно $\sim 10^5-10^6$ лет, интервалы между импульсами $\sim 10^4-10^5$ лет.
- Продукты и возврат массы: C, N, s‑элементы (Ba, Sr и т.д.), сильные потери массы формируют планетарную туманность и белого карлика C/O.
2) Звезды средней массы ($2\lesssim M\lesssim 8M_{\odot }$)
- Механизмы: H по pp и частично CNO; He‑горение и развитая AGB‑фаза с горячим дном конвекции (hot‑bottom burning) у верхней части диапазона, активный s‑процесс в He‑оболочке; возможно производство лёгких элементов (Li) и переработка C→N.
- Временные шкалы: $t_{MS}\sim 10^8-10^9$ лет; He‑горение $\sim 10^7-10^8$ лет; AGB‑фаза $\sim 10^5-10^6$ лет.
- Продукты и возврат: значительная масса возвращается в межзвёздную среду — C, N, s‑элементы; итоговый остаток — белый карлик (C/O или O/Ne для верхней границы).
3) Звезды большой массы ($M\gtrsim 8M_{\odot }$)
- Механизмы: последовательные стадии гидростатического горения: H (CNO), He (трёхальфа), затем углеродное, неоновое, кислородное и кремниевое горение в ядре и оболочках; при достижении ядром железа — коллапс ядра и взрыв в виде CCSN (core‑collapse supernova) с взрывным синтезом. s‑процесс «weak» в He/C‑оболочках; r‑процесс (частично) в условиях взрыва/нейтрон‑богатых эвентах; ν‑процессы (нейтриноиндуцированный синтез) дают некоторые редкие изотопы.
- Временные шкалы (нарастающее ускорение): для примера звезды десятков масс: H — $\sim 10^6-10^7$ лет; He — $\sim 10^5-10^6$ лет; C — $\sim 10^2-10^3$ лет; Ne — $\sim 1$ год; O — $\sim 0.5$ года; Si — дни—недели; затем секундный коллапс и взрыв.
- Продукты и возврат: элементы до Fe в гидростатическом и взрывном синтезе, α‑элементы (O, Ne, Mg, Si, S, Ca), железо‑пик и, в зависимости от условий, r‑элементы; остаток — нейтронная звезда или чёрная дыра.
Наблюдательные свидетельства, уточняющие модели нуклеосинтеза (перечень)
- Спектроскопия поверхности звёзд:
- Абундансы C, N, O, α‑элементов и тяжёлых элементов у гигантов и AGB (отношения $[C/O]$, $[N/Fe]$, ${}^{12}\mathrm{C}/{}^{13}\mathrm{C}$) → ограничения на перемешивание и hot‑bottom burning.
- Абундансы s‑элементов (Sr, Y, Zr, Ba, La) в AGB и метал‑бедных звёздах → эффективность s‑процесса и нейтронных источников (${}^{13}\mathrm{C}(\alpha ,n)$ vs ${}^{22}\mathrm{Ne}(\alpha ,n)$).
- Изотопные соотношения в пресолярных зернах (SiC, графит, оксиды) из метеоритов:
- Детальные ${}^{12}\mathrm{C}/{}^{13}\mathrm{C}$, ${}^{14}\mathrm{N}/{}^{15}\mathrm{N}$, ${}^{26}\mathrm{Al}/{}^{27}\mathrm{Al}$, и тяжёлые изотопы → указывают на конкретные звездные источники и условия нейтронного захвата.
- Наблюдения сверхновых и остаточных выбросов:
- Световые кривые и спектры SN (Ni–Co decay, линия ${}^{56}\mathrm{Ni}$ → ограничения на выход ${}^{56}\mathrm{Ni}$).
- Рентген/γ‑спектры остатков (линии ${}^{44}\mathrm{Ti}$, ${}^{26}\mathrm{Al}$, ${}^{60}\mathrm{Fe}$) — измеряют реальные радиоактивные выходы.
- Галактическая химическая эволюция:
- Зависимости $[X/Fe]$ от металлическости $[Fe/H]$ в звёздах разного возраста → время появления источников (SN Ia vs CCSN vs AGB) и их выходы.
- Метал‑бедные (старые) звёзды‑«копченые»:
- Абундансы r‑элементов (Eu, Th, U) в крайне метал‑бедных звёздах → подпись единичных ранних событий r‑процесса; Th/U даёт хронометрию.
- Гравитационно‑волновые события + килонова:
- Спектры и светимость килоновых после слияний нейтронных звёзд → масса и состав r‑продуктов.
- Гамма‑лучевые линии и карта Галактики:
- Карты 1.809 MeV линии ${}^{26}\mathrm{Al}$, линии ${}^{60}\mathrm{Fe}$ → распределение недавнего нуклеосинтеза и массовых потерь.
- Нейтринные детекции от CCSN:
- Временная структура и энергия нейтринного всплеска (пример SN1987A) → constrain core collapse physics и ν‑процессы.
- Астеросейсмология:
- Информация о массе ядра, глубине смешения и этапах горения → тесты моделей переноса энергии и конвекции.
- Высокое разрешение спектров остаточных облаков и SNR:
- Пространственно‑разрешённые карты химического состава остатков → связывают зоны взрыва с выходами элементов.
Заключение (очень сжато): сочетание высок‑разрешающей спектроскопии (включая изотопные измерения в пресолярных зернах), γ/нейтринных наблюдений сверхновых, а также данных по гравитационно‑волновым событиям и астросейсмологии позволяет последовательно ограничивать ключевые параметры моделей: скорости реакций (особенно $3\alpha$ и ${}^{12}\mathrm{C}(\alpha ,\gamma {)}^{16}\mathrm{O}$), микрофизику смешивания/диффузии, массовые потери и параметры взрыва.