Hvad er oprindelsen til grundstoffer, der er tungere end jern?

Elementer, der er tungere end jern, produceres hovedsageligt af neutronindfangning inde i stjerner, selvom der er andre mindre bidragydere (kosmisk stråleforfalskning, radioaktivt henfald) De produceres ikke kun i stjerner, der eksploderer som supernovaer. Dette er nu fastslået, siden påvisningen af kortvarig Technet i atmosfærerne til den røde kæmpe og AGB-stjerner i 1950erne (f.eks. Merrill 1952 ), og det er kedeligt at skulle fortsætte med at rette denne alvorlige pop-sci-påstand mere end 60 år senere.

R-processen

Neutronfangst kan forekomme hurtigt ( r-proces ), og denne proces forekommer hovedsagelig inden i og under supernovaeksplosioner (selvom andre mekanismer såsom fusionerende neutronstjerner er blevet fremkaldt). De frie neutroner er skabt ved elektronindfangning i de sidste øjeblikke af kernekollaps. Samtidig kan dette føre til opbygning af neutronrige kerner og henfaldsprodukterne af disse fører til mange af de kemiske grundstoffer, der er tungere end jern, når de først er skubbet ud i det interstellære medium under supernovaeksplosionen. R-processen er næsten udelukkende ansvarlig for grundstoffer, der er tungere end bly og bidrager til overflod af mange elementer mellem jern og bly.

Der er stadig igangværende debat om stedet for den primære r-proces. Min vurdering fra en scanning af nyere litteratur er, at mens kernefald-supernova-tilhængere var i flertallet, er der en voksende sag, at neutronstjerne-fusioner kan blive mere dominerende, især for r- proceselementer med $ A > 110 $ (f.eks. Berger et al. . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). Faktisk antyder nogle af de seneste undersøgelser, jeg har fundet, at mønsteret af r-proces elementære overflader i solsystemet kunne være helt produceret af sammensmeltning af neutronstjerner (f.eks. Wanajo et al. 2004 ), selvom modeller af kernekollaps-supernovaer, der inkorporerer magneto-roterende ustabiliteter eller fra hurtigt roterende " collapsar " modeller, også hævder at være i stand til at reproducere solsystemets overflodsmønster ( Nishimura et al. 2017 ) og kan være nødvendigt at forklare de forbedrede r-proces-overflader, der findes i nogle meget gamle halostjerner (se f.eks. Brauer et al. 2020 ).

Væsentlige nye oplysninger om denne debat kommer fra observationer af kilonovae og især den spektakulære bekræftelse i form af GW170817 , at kilonovaer kan produceres af fusion af to neutronstjerner. Observationer af den formodentlig neutronrige ejekta har bekræftet opacitetssignaturen (hurtigt optisk henfald, længere IR-henfald og fremkomsten af meget brede absorptionsegenskaber), der antyder produktionen af lanthanider og andre tunge r-proceselementer (f.eks. Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). Om fusioner af neutronstjerner er den dominerende kilde til r-proceselementer venter på en nøjagtig vurdering af, hvor ofte de forekommer, og hvor meget r-procesmateriale der produceres i hver begivenhed – begge er usikre af faktorer af i det mindste et par.

Et papir af Siegel (2019) gennemgår fordelene ved fusion af neutronstjerner vs produktion af r-proceselementer i sjældne typer kernekollaps-supernovaer (aka " collapsars "). Deres konklusion er, at kollaps er ansvarlige for størstedelen af r-proceselementerne i Mælkevejen, og at fusioner af neutronstjerner, skønt de sandsynligvis er almindelige nok, ikke forklarer forbedringerne af r-processen set i nogle meget gamle halostjerner og dværggalakser og det faldende niveau af europium (et r-proceselement) til jern med øget jernmængde – (dvs.eu opfører sig som " alpha " elementer som ilt og neon, der produceres i supernovaer).

S-processen

Imidlertid er mange af de kemiske grundstoffer, der er tungere end jern, også produceret ved langsom neutronindfangning ; den såkaldte s-proces . De frie neutroner til disse neutronfangstbegivenheder kommer fra alfapartikelreaktioner med kulstof 13 (inde i asymptotisk kæmpe gren [AGB] stjerner med masser på 1-8 solmasser) eller neon 22 i kæmpestjerner over 10 solmasser. Efter en neutronindfangning kan en neutron i den nye kerne derefter henfalde til beta og dermed skabe en kerne med et højere massetal og protonnummer. En kæde af sådanne begivenheder kan producere en række tunge kerner, der starter med jern-peak kerner som frø. Eksempler på elementer produceret hovedsageligt på denne måde inkluderer Sr, Y, Rb, Ba, Pb og mange andre. Bevis for, at denne mekanisme er effektiv, ses i de enorme overflødigheder af sådanne elementer, der ses i AGB-stjernernes fotosfærer. En clincher er tilstedeværelsen af Technetium i fotosfærerne af nogle AGB-stjerner, som har en kort halveringstid og derfor skal være produceret in situ.

Ifølge Pignatari et al. (2010) , modeller antyder, at s-processen i stjerner med høj masse (der bliver supernovaer) dominerer s-procesproduktionen af elementer med $ A < 90 $ , men for alt andet til og med bly produceres s-proceselementerne hovedsageligt i beskedne AGB-stjerner, der aldrig bliver supernovaer. Det bearbejdede materiale udstødes simpelthen i det interstellare medium ved massetab under termiske pulsationer under AGB-fasen.

Det samlede billede

Som en yderligere tilføjelse, bare for at køre hjem det punkt, at ikke alle tunge elementer er produceret af supernovaer, her er et plot fra den episke gennemgang af Wallerstein et al. (1997) , som viser brøkdelen af de tunge elementer i solsystemet, der produceres i r-processen (dvs. en øvre grænse for, hvad der produceres i supernovaeksplosioner). Bemærk, at denne brøkdel er meget lille for nogle elementer (hvor s-processen dominerer), men at r-processen producerer alt ud over bly.

En mere opdateret visualisering af hvad der foregår (produceret af Jennifer Johnson ) og hvilke forsøg på at identificere stedene (i procent) for hvert kemisk element er vist nedenfor. Det skal understreges, at detaljerne stadig er underlagt en masse modelafhængig usikkerhed.

Kommentarer

• Er der nogen grund til at tro, at supernovaer stoppet ved element 92 eller endda 118? Jeg ved, at der er grænser for, hvor stor en kerne kan blive, men jeg tror, at en supernova ville være et parti mere kraftfuldt end nogen af de reaktorer, vi ' har brugt til at skabe trans-uranics.
• @supercat Undskyld, fordi jeg ikke har set dette tidligere. Jeg tror, at alle de stabile elementer ud over bly produceres næsten udelukkende i supernovaeksplosioner via r-processen. Spørgsmålet om grænserne for nuklear størrelse er et andet – muligvis allerede besvaret på Physics SE – men styret af egenskaberne af de stærke, svage og elektromagnetiske kræfter. Meget tunge og eksotiske elementer kan eksistere kortvarigt i kernerne i supernovaer, før de eksploderer og er sandsynligvis stadig til stede i neutronstjerneskorpen.
• Selvom det ikke er ud over bly, produceres guld i neutronstjernekollisioner, se div id = “0916cc4a8e”>