Mặt trời thực sự là một ngôi sao thế hệ THIRD . Ý tôi là, có những nguyên tố hóa học trong Mặt trời được tạo ra bên trong một ngôi sao khác, nhưng chính ngôi sao đó chỉ có thể tạo ra những nguyên tố đó bởi vì nó có vật chất trong đó cũng phải được tạo ra bên trong những ngôi sao thế hệ thứ hai trước đó. Cuối cùng, chúng ta trở lại với những ngôi sao thế hệ đầu tiên, được sinh ra từ khí nguyên thủy từ vụ nổ lớn gần như không chứa các nguyên tố nặng (những thứ vượt quá helium).
Đó là một câu nói khá, vì vậy hãy để tôi giải thích bằng một ví dụ - barium.
Có barium trong Mặt trời. Chúng ta có thể nói rằng bằng cách nhìn vào quang phổ và thấy các vạch hấp thụ do bari. Nhưng barium không thể được tạo ra trong Mặt trời. Các bari được tạo ra thông qua quá trình s , bao gồm sự bắt giữ chậm các neutron lên hạt nhân của các nguyên tố đỉnh sắt. Điều này xảy ra trong giai đoạn nhánh đỏ khổng lồ không có triệu chứng của quá trình tiến hóa sao và Mặt trời có 6 tỷ năm hoặc lâu hơn trước khi đến thời điểm đó. [NB: thậm chí không có một nửa sự phong phú của các nguyên tố hóa học ngoài sắt được tạo ra bởi vụ nổ siêu tân tinh ]1
Vì vậy, trước Mặt trời, phải có một ngôi sao - có thể là một ngôi sao khối lượng trung gian - đã phát triển để trở thành một người khổng lồ, tạo ra bari trong nội địa của nó, sau đó mất phong bì thông qua một cơn gió lớn vào môi trường liên sao và vật liệu đó được kết hợp vào protosun. Những ngôi sao như vậy (giữa, giả sử, 2 và 10 khối lượng mặt trời) sẽ có tuổi thọ ngắn hơn nhiều so với Mặt trời , vì vậy rất nhiều thời gian để chúng sống và chết trước khi Mặt trời ra đời.2
Nhưng đợi một chút! Ngôi sao trước đó hẳn đã có các nguyên tố cực đại sắt trong phần bên trong của nó để hoạt động như một "hạt giống" cho quá trình sản xuất bari. Đây không phải và không thể được thực hiện bên trong ngôi sao đó. Chúng phải được tạo ra trong một ngôi sao trước đó, có thể là một ngôi sao lớn, đã đốt cháy tất cả các giai đoạn tổng hợp hạt nhân trước khi phát nổ như một siêu tân tinh, đúc các nguyên tố nặng, bao gồm các nguyên tố cực đại sắt, vào môi trường liên sao. Ngôi sao trước đó cũng có thể có tổ tiên (giàu kim loại) của riêng mình, nhưng cuối cùng khi chúng ta quay ngược thời gian, chúng ta đạt đến điểm mà ngôi sao trước đó là ngôi sao đầu tiênngôi sao thế hệ, được làm từ khí H / He nguyên thủy, hầu như không có yếu tố nặng. Những thế hệ đầu tiên (còn gọi là sao III dân số, chỉ gây nhầm lẫn) có lẽ rất lớn và tồn tại trong thời gian ngắn - vài triệu năm. Chúng sẽ được sinh ra khi vũ trụ đã vài trăm triệu năm tuổi và chúng ta không thể thấy ví dụ nào về chúng trong Thiên hà của chúng ta ngày nay.
Để thử và định nghĩa chính xác hơn những gì tôi muốn nói là "thế hệ".
- Thế hệ đầu tiên - được làm từ vật liệu nổ lớn nguyên thủy.
- Thế hệ thứ hai - một ngôi sao chỉ được tạo ra từ mảnh vụn của những ngôi sao thế hệ thứ nhất đang chết, được làm giàu trong các yếu tố nặng nhưng thiếu các yếu tố quy trình s sơ cấp.
- Thế hệ thứ ba - một ngôi sao được làm từ vật liệu đã được làm giàu bằng các nguyên tố nặng và bao gồm các yếu tố được tạo ra trong quá trình s bên trong các ngôi sao thế hệ thứ hai (hoặc thứ ba) trước đó.
Vì vậy, đó là lý do tại sao tôi khẳng định Mặt trời có thể được xếp vào loại "ngôi sao thế hệ thứ ba" - nó chứa các nguyên tử / hạt nhân phải có trong ít nhất hai ngôi sao trước đó.
Nhưng bạn không nên thực hiện điều này theo nghĩa đen. Có những hạt vật chất bị mắc kẹt bên trong các thiên thạch bao gồm các chất rắn đã có trong vật liệu tiền mặt trời. Điều này rất quan trọng vì những hạt này được cho là đã hình thành trong các sự kiện sao và các thành phần đồng vị của chúng có thể được nghiên cứu. Chúng cho chúng ta biết rằng Mặt trời hình thành từ vật chất bên trong nhiều ngôi sao khác nhau thuộc các loại khác nhau.
Sự tiến hóa của sao và tính toán tổng hợp hạt nhân cho chúng ta cùng một câu chuyện. Ví dụ, trong khi hầu hết oxy của chúng ta được tạo ra trong các ngôi sao lớn trải qua siêu tân tinh sụp đổ lõi, các sự kiện như vậy không tạo ra nhiều carbon. Tỷ lệ C / O cho chúng ta biết rằng phần lớn carbon của chúng ta đi qua các cơn gió từ các ngôi sao AGB có khối lượng trung gian. Các nguyên tố nặng như uranium có thể được sản xuất chủ yếu trong các vụ va chạm sao neutron, nhưng các nguyên tố khác như barium và strontium thì không.
Các chi tiết về bao nhiêu tổ tiên đã đóng góp cho Mặt trời không có câu trả lời đơn giản. Phần lớn hydro và heli mặt trời có thể nguyên sơ; một số sẽ được thông qua nhiều hơn một ngôi sao. Các yếu tố nặng hơn (thanh một số lithium) sẽ trải qua ít nhất một ngôi sao. Việc chúng ta có các nguyên tố quá trình s như Ba, Sr, La và Ce, được hình thành bằng cách bắt neutron lên các nguyên tố cực đại sắt, cho chúng ta biết rằng chúng đã trải qua ít nhất hai ngôi sao.
Tuy nhiên, đây là những đánh giá thấp. Trộn trong môi trường liên sao có hiệu quả hợp lý. Vật liệu phun ra từ siêu tân tinh và gió sao 5-12 tỷ năm trước đã có nhiều thời gian để trộn lẫn khắp thiên hà trước khi Mặt trời ra đời. Sự bất ổn của nhiễu loạn và biến động, do gió và siêu tân tinh điều khiển từ các ngôi sao lớn, sẽ phân phối vật chất trên quy mô chiều dài thiên hà trong một tỷ năm hoặc ít hơn ( Roy & Kunth 1995 ; de Avillez & Mac Low 2003 ), mặc dù sự không đồng nhất cục bộ liên quan đến gần đây các sự kiện có thể kéo dài hơn năm. Nếu đây là trường hợp, thì Mặt trời là sản phẩm của tỷ ngôi sao đã chết trước khi nó được sinh ra.108∼
Lý do bạn bối rối với cuộc tranh luận suốt đời của mình là vì bạn đã bỏ qua khả năng Mặt trời được tạo ra từ những ngôi sao sống cùng lúc ở các khu vực khác nhau của Thiên hà. Các vật liệu mà họ đẩy ra gần cuối đời họ đã được trộn lẫn kỹ lưỡng.
1 Phần còn lại được tạo ra bởi quá trình s trong các sao AGB có khối lượng trung gian; thông qua các sự kiện nova trên sao lùn trắng; hoặc có lẽ, trong trường hợp các nguyên tố nặng hơn, thông qua sự va chạm của các sao neutron (xem câu hỏi Vật lý SE này ).
2 Một biểu thức thô cho thời gian tồn tại của một ngôi sao là tỷ năm.10(M/M⊙)−5/2