超新星前太阳颗粒中的过渡元素：凝结与注入

我们计算了五种过渡元素（Cr、Fe、Co、Ni和Zn）在超新星前太阳颗粒（X型碳化硅）中从凝结时刻到自由膨胀阶段结束期间的浓度，考虑了凝结和注入两种过程。我们考虑了这些元素在凝结时相对于颗粒的相对速度，并在温度≤2000 K的条件下演化，使用了三个核塌缩超新星模型——15 M⊙、20 M⊙和25 M⊙——的分区核合成产额，以及离子靶模拟器SDTrimSP来模拟它们注入颗粒的过程。SDTrimSP的模拟显示，与以往研究相反，颗粒核心中的最大注入是可能的。我们发现15 M⊙模型最能解释从默奇森陨石中获得的SiC X颗粒的测量浓度。对于含有≥300 ppm Fe和Ni的颗粒，我们发现在此阶段最可能的分区相对速度下，注入比例≤0.25，这意味着凝结比注入占主导地位，除非颗粒在超新星环境中停留的时间不长。我们表明，放射性校正和来自最内层区域的混合对于解释实验室测量中获得的过量Ni（包括凝结和注入的）至关重要。这种混合也同时解释了Co和Ni相对于Fe的相对丰度。所开发的模型可用于预测在超新星喷出物中凝结的各种前太阳颗粒中所有其他元素的浓度，并与陨石中发现的颗粒的测量浓度进行匹配。