Тяжёлые элементы в нашей Солнечной системе, включая железо (Fe) и кремний (Si), действительно не были произведены самим Солнцем. Солнце, звезда относительно малой массы, в основном синтезирует гелий из водорода посредством протон-протонной цепочки с небольшим вкладом углеродно-оксидного цикла в своём ядре, не имея возможности синтезировать элементы тяжелее гелия в течение своей жизни на главной последовательности. Более тяжёлые элементы, вплоть до железа, производятся посредством звёздного нуклеосинтеза в ядрах более массивных звёзд (обычно в 8–10 раз тяжелее Солнца или больше), где последовательные стадии синтеза развиваются от гелия к углероду, кислороду, неону, магнию, кремнию и, наконец, железу. Кремний образуется в фазах горения кислорода и кремния в этих массивных звёздах, в то время как железо является конечной точкой экзотермического синтеза, поскольку при синтезе железа энергия поглощается, а не выделяется.

Когда эти массивные звёзды исчерпывают своё топливо, они взрываются как сверхновые с коллапсом ядра (типа II или родственных типов), рассеивая синтезированные элементы, включая Fe и Si, в межзвёздной среде (ISM). Элементы, не относящиеся к железу (через r-процесс), также могут образовываться во время самого взрыва сверхновой или при слиянии нейтронных звёзд, но Fe и Si преимущественно происходят из недр звёзд, выброшенных взрывом.

Происхождение в Солнечной системе

Солнечная система образовалась около 4,6 миллиарда лет назад из коллапсирующего молекулярного облака (солнечной туманности) в межзвёздной среде Млечного Пути. Это облако не состояло из чистого водорода и гелия, оставшихся после Большого взрыва, а было обогащено за миллиарды лет тяжёлыми элементами («металлами» в астрономическом смысле) из продуктов многочисленных предыдущих сверхновых по всей галактике. Оценки предполагают вклад сотен или тысяч сверхновых, поскольку межзвездная среда хорошо перемешивается под воздействием галактической динамики, ударных волн от сверхновых и звездных ветров. Таким образом, Fe и Si в планетах, подобных Земле (с богатым железом ядром и кремнием в мантии и коре), возникли в результате этого кумулятивного обогащения, а не в результате единичного события. Каменистые планеты и астероиды включили эти элементы в себя в процессе аккреции из пыли и газа туманности.

Однако есть данные, что близлежащая сверхновая (в пределах ~100–300 световых лет) могла сыграть роль в *запуске* коллапса туманности и выбросе в нее короткоживущих радиоактивных изотопов. Это следует из метеоритных включений (например, богатых кальцием и алюминием включений в хондритах), содержащих избыток изотопов, таких как алюминий-26 (²⁶Al, период полураспада ~0,7 млн лет) и железо-60 (⁶⁰Fe, период полураспада ~2,6 млн лет), которые распадаются слишком быстро, чтобы быть первичными, и, должно быть, были синтезированы и включены незадолго до образования Солнечной системы. Модели предполагают, что эта сверхновая, вероятно, произошла от массивной звезды (8–25 солнечных масс), возможно, маломассивного события типа II, произошедшего примерно за 0,1–1 млн лет до рождения Солнца. Её ударная волна могла сжать молекулярное облако, инициировав гравитационный коллапс, одновременно выбросив изотопы, которые смешались с туманностью.

Однако это не означает, что все (или даже большая часть) Fe и Si произошли от этой одной сверхновой — большая часть происходит из более широкого обогащения межзвездной среды. Недавние исследования также указывают на слияния нейтронных звезд (килоновых) как на источники некоторых тяжелых элементов r-процесса (помимо железа), со свидетельствами произошедшего неподалеку события примерно 3,5 миллиона лет назад, обогатившего Землю плутонием-244 и железом-60, но это произошло слишком недавно, чтобы иметь отношение к формированию Солнечной системы.

Где находится остаток сверхновой?

Ни один конкретный остаток сверхновой (ОСН), будь то нейтронная звезда, чёрная дыра или расширяющаяся туманность, не был однозначно связан с образованием Солнечной системы или гипотетическим событием, вызвавшим её вспышку. Это объясняется несколькими причинами:

• Движение Галактики и время: За 4,6 миллиарда лет Солнце совершило около 20 оборотов вокруг центра Галактики (орбитальный период около 225–250 миллионов лет). Звезда-прародительница и её остаток имели разные скорости, что привело бы к их рассредоточенности по всей Галактике. Любой компактный остаток (нейтронная звезда или чёрная дыра) может находиться сейчас на расстоянии в тысячи световых лет, будучи неразличимым среди примерно 100 миллионов нейтронных звёзд или примерно 100 миллионов чёрных дыр, по оценкам, существующих в Млечном Пути.
• Рассеивание остатков: Газообразные остатки сверхновых расширяются и исчезают в межзвёздной среде в течение примерно 1 миллиона лет, становясь необнаружимыми. Даже если бы поблизости произошла вспышка сверхновой, её туманность уже давно рассеялась.
• Тип прародителя: Если это была сверхновая с коллапсом ядра звезды массой 8–10 масс Солнца (как предполагают некоторые модели в случае выброса изотопов), она могла бы оставить после себя нейтронную звезду. Более массивные прародители (>25–30 масс Солнца) могли бы образовывать чёрные дыры. Но без известного местоположения идентификация невозможна.
• Нет кандидатов поблизости: Поиски остатков сверхновых поблизости (например, с помощью радио-, рентгеновских или гамма-исследований) обнаружили недавние, такие как остаток сверхновых в Парусах (возраст около 11 000 лет, удалён около 800 световых лет) или Кассиопея A (возраст около 350 лет, удалён около 11 000 световых лет), но ни один из них не соответствует возрасту или изотопному профилю, характерному для происхождения Солнечной системы. jpl.nasa.gov Местный пузырь — полость в межзвёздной среде, окружающей Солнце, — демонстрирует свидетельства нескольких сверхновых примерно от 2 до 15 миллионов лет назад, но, опять же, эти данные слишком недавние.

Подводя итог, можно сказать, что железо и кремний в нашей Солнечной системе представляют собой «переработанный» звёздный материал многих древних сверхновых, возможно, на него повлияло одно близкое событие, не оставившее заметных следов сегодня. Продолжающиеся исследования с использованием таких телескопов, как JWST, и изотопные исследования метеоритов продолжают уточнять эту картину.