Примерно половина тяжёлых элементов (атомная масса которых больше атомной массы железа), как предполагается, синтезируется на последних стадиях эволюции звезд с массами от 0.8 до 8 солнечных. Глубоко в ядрах звёзд (главным образом, железных) происходит нейтронный захват и начинают прогрессивно создаваться более тяжёлые элементы (посредством слабого нейтронного захвата, или s-процесса), которые затем доставляются к верхним слоям атмосферы посредством конвекции. Исследователи из Брюссельского свободного университета (Université libre de Bruxelles, ULB) сумели преуспеть в измерении температуры ядра внутри определённых звёзд, а так же в точном их датировании.

В 1926 году сэр Артур Эддингтон так сказал в своей работе под названием «Внутреннее строение звёзд» («The Internal Constitution of Stars»): «На первый взгляд вроде бы кажется, что внутренние глубины Солнца и других звёзд менее доступны для научных исследований, чем какая-либо другая область Вселенной. Какое приспособление может проникнуть сквозь внешние слои звезды и изучить состояние её внутренней структуры?».

Почти 90 лет спустя этот вопрос получил исчерпывающий ответ благодаря работе команды из шести астрофизиков из Института астрономии и астрофизики, входящего в состав ULB и из Лаборатории изучения Вселенной и частиц при Университете Монпелье, которым удалось измерить температуру в глубинах некоторых видов звёзд, а так же оценить их возраст.

Для исследований были предложены два нейтронных источника, активизирующиеся при различных температурах: углерод-13 (C13) и неон-22 (22Ne), каждый из которых выпускал один нейтрон на одну захваченную альфа-частицу (гелий-4, 4He). Чтобы объяснить текущее наблюдаемое изобилие звёзд, современные модели их развития требуют присутствия нейтронного источника 13C, который работает при температурах приблизительно в сто миллионов градусов Кельвина. Однако, отношения изотопов в примитивных метеоритах, которые несут в себе информацию о нуклеосинтезе в предыдущих поколениях звёзд и создании Солнечной системы, указывают на более высокие температуры (более трехсот миллионов градусов Кельвина), что требует активации нейтронного источника 22Ne.

В опубликованной работе ученые описывают методы определения температуры s-процесса (а следовательно и температуру ядра звезды) в эволюционирующих звёздах с низкой массой, используя цирконий и ниобий, что позволяет уйти от зависимости от звёздных моделей развития. Благодаря этому, радиоактивная пара 93Zr-93Nb позволяет оценить температуру слабого нейтронного захвата, а совместно с парой 99Tc-99Ru обеспечивает информацию о времени начала s-процесса, которое по сегодняшним оценкам в таких звёздах запустился от одного до трёх миллионов лет назад. В своих измерениях ученые использовали первые изотопы хорошо изученных химических элементов 99Tc (Технеций-99) и 93Nb (Ниобий-93), которые способны действовать как термометр и как часы, к тому же, учёным удалось выяснить, что этими изотопами богата внешняя оболочка звёзд. Для достижения этой цели они использовали спектрограф HERMES установленный на 1.2-метровом рефлекторе в обсерватории Роке де лос Мучачос на острове Ла Пальма, Испания.

Температура изотопов, измеренная астрофизиками, является той, которая характеризует глубокие слои звёзд, в которых происходит синтез элементов, значительно тяжелее железа. Эти тяжёлые элементы, после того как достигают поверхности звезды, в конце своей жизни выбрасываются в межзвёздную среду. Впоследствии они становятся часть больших областей газо-пылевых облаков, из которых затем родятся новые звёзды.

Источник