Jaký je původ prvků těžších než železo?

Prvky těžší než železo jsou vytvářeny hlavně neutronovým zachycením uvnitř hvězd, i když existují i další menší přispěvatelé (spalace kosmického záření, radioaktivní rozpad) . Vyrábí se nikoli pouze ve hvězdách, které explodují jako supernovy. Toto se nyní ukázalo jako fakt od detekce krátkodobého Technetu ium v atmosférách červených obrů a hvězd AGB v 50. letech (např. Merrill 1952 ) a je únavné pokračovat v opravách tohoto velkého pop-sci tvrzení o více než 60 let později.

R-proces

K zachycení neutronů může dojít rychle ( r-process ) a tento proces probíhá většinou uvnitř a během výbuchů supernov (ačkoli byly zmíněny i jiné mechanismy, například slučující neutronové hvězdy ). Volné neutrony jsou vytvářeny elektronovým záchytem v závěrečných okamžicích kolapsu jádra. To současně může vést k hromadění jader bohatých na neutrony a produkty rozpadu těchto látek vedou k mnoha chemickým prvkům těžším než železo, jakmile jsou během exploze supernovy vyvrženy do mezihvězdného média. Proces r je téměř výlučně odpovědný za prvky těžší než olovo a přispívá k hojnosti mnoha prvků mezi železem a olovem.

Stále probíhá debata o místě primárního procesu r. Můj úsudek ze skenování nedávné literatury je, že zatímco zastánci supernov jádra-kolapsu byli ve většině, stále roste počet případů, kdy by fúze neutronových hvězd mohla být dominantnější, zejména pro r- zpracovat prvky s $ A > 110 $ (např. Berger a kol. . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). Ve skutečnosti některé z nejnovějších výzkumů, které jsem našel, naznačují, že vzor hojnosti elementů r-procesu ve sluneční soustavě by mohl být zcela vytvořen sloučením neutronových hvězd (např. Wanajo et al. 2004 ), ačkoli modely supernov s kolapsem jádra, které obsahují magneto-rotační nestability nebo z rychle rotujících " collapsar také tvrdí, že jsou schopny reprodukovat vzor hojnosti sluneční soustavy ( Nishimura et al. 2017 ) a může být nutné vysvětlit vylepšené hojnosti r-procesu nalezené u některých velmi starých hvězd halo (viz například Brauer et al. 2020 ).

Významné nové informace o této debatě pocházejí z pozorování kilonovae , a zejména z velkolepého potvrzení v podobě GW170817 , tyto kilonovy může vyrábět sloučení dvou neutronových hvězd. Pozorování pravděpodobně ejecty bohaté na neutrony potvrdily podpis opacity (rychlý optický rozpad, delší infračervený rozpad a výskyt velmi širokých absorpčních znaků), které naznačují produkci lanthanoidů a dalších těžkých prvků r-procesu (např. Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). To, zda jsou fúze neutronových hvězd dominantním zdrojem prvků r-procesu, čeká na přesné posouzení toho, jak často k nim dochází a kolik materiálu r-procesu se v každé události vyprodukuje – obojí je nejisté faktory alespoň několik.

Příspěvek autorky Siegel (2019) hodnotí výhody sloučení neutronových hvězd oproti výrobě prvků r-procesu v vzácné typy supernov zhroucení jádra (aka " collapsars "). Jejich závěr je, že kolapsary jsou zodpovědné za většinu prvků r-procesu v Mléčné dráze a že slučování neutronových hvězd, i když je pravděpodobně dost běžné, nevysvětluje vylepšení r-procesu pozorovaná u některých velmi starých halo hvězd a trpasličích galaxií a klesající úroveň europia (prvek r-procesu) na železo se zvýšeným množstvím železa – (tjEu se chová jako " alfa " prvky jako kyslík a neon, které se vyrábějí v supernovách).

Proces s

Mnoho chemických prvků těžších než železo se však také vyrábí pomalým zachycením neutronů ; takzvaný s-process . Volné neutrony pro tyto události zachycení neutronů pocházejí z reakcí alfa částic s uhlíkem 13 (uvnitř asymptotických obřích větví [AGB] hvězd s hmotností 1-8 hmotností Slunce) nebo neonem 22 v obřích hvězdách nad 10 hmotností Slunce. Po zachycení neutronů se neutron v novém jádře může poté rozpadnout, čímž se vytvoří jádro s vyšším hmotnostním číslem a protonovým číslem. Řetěz takových událostí může produkovat řadu těžkých jader, počínaje jádry s vrcholem železa jako semeny. Mezi příklady prvků vyráběných hlavně tímto způsobem patří Sr, Y, Rb, Ba, Pb a mnoho dalších. Důkaz, že tento mechanismus je účinný, je vidět v obrovském nadbytku takových prvků, které jsou vidět ve fotosférách hvězd AGB. Zajímavostí je přítomnost technecia ve fotosférách některých hvězd AGB, která má krátký poločas, a proto musí být vyrobena in situ.

Podle Pignatari et al. (2010) , modely naznačují, že s-proces ve hvězdách s vysokou hmotností (které se stanou supernovy) dominuje produkci prvků s-procesu s $ A < 90 $ , ale pro vše ostatní až po Lead včetně prvků s-process se vyrábí hlavně ve skromných velikostech hvězd AGB, které se nikdy nestanou supernovy. Zpracovaný materiál je jednoduše vyloučen do mezihvězdného média úbytkem hmoty během tepelných pulzací během fáze AGB.

Celkový obrázek

Dalším přírůstkem, jen abychom se dostali domů, že ne všechny těžké prvky produkují supernovy, je zde zápletka z epické recenze Wallerstein a kol. (1997) , který ukazuje zlomek těžkých prvků ve sluneční soustavě, které se produkují v procesu r (tj. Horní hranice toho, co se produkuje při výbuchu supernov). Všimněte si, že tento zlomek je pro některé prvky velmi malý (kde dominuje s-proces), ale že r-proces produkuje vše mimo olovo.

Aktuálnější vizualizace toho, co se děje (vytvořila Jennifer Johnson ) a který se pokouší identifikovat místa (v procentech) pro každý chemický prvek je uveden níže. Je třeba zdůraznit, že podrobnosti stále podléhají velké nejistotě závislé na modelu.

Komentáře

• Existuje nějaký důvod domnívat se, že supernovy zastavil u prvku 92, nebo dokonce 118? Vím, že existují limity toho, jak velké jádro se může dostat, ale myslel bych si, že supernova bude mnohem mocnější než kterýkoli z reaktorů, které ' Použili jsme k vytvoření trans-uraniky.
• @supercat Omlouváme se, že jsem si toho dříve nevšiml. Věřím, že všechny stabilní prvky mimo olovo jsou vyráběny téměř výlučně při explozích supernov pomocí r-procesu. Otázka limitů na jadernou velikost je jiná – možná již zodpovězená na Fyzice SE – ale řídí se vlastnostmi silných, slabých a elektromagnetických sil. V jádrech supernov mohou krátce existovat velmi těžké a exotické prvky, než explodují a pravděpodobně jsou stále přítomné v kůrách neutronových hvězd.
• I když to není za olovem, zlato se produkuje při srážkách neutronových hvězd, viz tento novinový článek . Všiml jsem si, že jste tomuto procesu dal čestné uznání. Možná by stálo za to zahrnout zlatou věc, ale pokud ne, je to stále důkladná odpověď. +1
• @JimsBond Vím o práci (nebo alespoň o tiskové zprávě – doprovodný recenzovaný článek v časopise nezmiňuje zlato jednou!). Existuje však řada prací, které naznačují, že velmi těžké prvky r-procesu převážně produkují slučování din neutronových hvězd. Trochu to aktualizuji.
• @Sean Stabilní natolik, že můžeme měřit jejich kosmické množství (U, Th). Dlouhá životnost by byla lepší fráze.

Prvky těžší než železo se vyrábějí pouze během supernov ; v těchto extrémních energetických podmínkách jsou atomy bombardovány velmi velkým počtem neutronů. Rychlý postupný záchyt neutronů, následovaný rozpadem beta, produkuje těžší atomy. Viz http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .

Komentáře

• Vaše první věta je naprosto nesprávná.
• Při srážkách neutronových hvězd se také vytvářejí prvky těžší než železo. ' spekulovalo, že většina zlata Země ' pocházela ze srážek neutronových hvězd

Uvnitř hvězdy jsou dvě primitivní síly, které si navzájem konkurují. 1. je gravitační síla, která přitahuje hmotu hvězdy směrem k jejímu jádru a zmenšuje hvězdu, díky čemuž se zvyšuje teplota a tlak a hvězdy jaderné fúze, které uvolňují energii působením vnějšího radiačního tlaku (II. Síla), vyrovnávají gravitační sílu a šetří hvězda se zmenšuje a exploduje. Žádná hvězda nemá dostatečný tlak a teplotu, aby přeměnila jádro železa na další prvky (jadernou fúzí). Takže jaderná fúze uvnitř hvězdy se zastaví. Gravitační síla překoná radiační tlak a hvězda se zmenší a exploduje známá jako exploze supernovy a tato exploze má dostatek teploty a tlaku na to, aby vytvořila všechna další jádra ze železa. 90% hmotností hvězdy se distribuuje ve vesmíru (počátek nového vesmíru) a zbývajících 10% hmoty tvoří neutron hvězdička (bez poplatku).

Komentáře

• Toto není dostatečně podrobná odpověď. Jak se tvoří těžší prvky při vysoké teplotě. a tlak?