Mikä on rautaa raskaampien alkuaineiden alkuperä?

Rautaa raskaampia elementtejä syntyy pääasiassa tähtien sisällä olevasta neutronien sieppauksesta, vaikka muita pienempiä tekijöitä on (kosmisen säteen leviäminen, radioaktiivinen hajoaminen) . Niitä ei tuoteta vain tähdissä, jotka räjähtävät supernovina. Tämä on nyt todistettu lyhytaikaisen Technetin havaitsemisen jälkeen ium punaisen jättiläisen ja AGB-tähtien ilmakehässä 1950-luvulla (esim. Merrill 1952 ), ja on väsyttävää, että joudumme jatkamaan tämän törkeän pop-sci-väitteen oikaisemista yli 60 vuotta myöhemmin.

r-prosessi

Neutronien sieppaaminen voi tapahtua nopeasti ( r-prosessi ) ja tämä prosessi tapahtuu enimmäkseen supernovaräjähdysten sisällä ja aikana (vaikka muita mekanismeja, kuten neutronitähtien yhdistäminen onkin esitetty). Vapaat neutronit syntyvät elektronin sieppauksella ytimen romahtamisen viimeisissä hetkissä. Samanaikaisesti tämä voi johtaa neutronipitoisten ytimien muodostumiseen ja näiden hajoamistuotteet johtavat moniin rautaa raskaampiin kemiallisiin alkuaineisiin, kun ne työnnetään tähtienväliseen väliaineeseen supernovaräjähdyksen aikana. R-prosessi on melkein yksinomaan vastuussa lyijyä raskaammista alkuaineista ja vaikuttaa monien alkuaineiden runsauteen raudan ja lyijyn välillä.

Primaarisen r-prosessin kohdasta käydään edelleen keskustelua. Tuomioni viimeaikaisen kirjallisuuden skannauksesta on, että vaikka ytimen romahtamisen supernovakannattajat olivat enemmistössä, on yhä todennäköisempää, että neutronitähtien sulautumisista voi tulla hallitsevampia etenkin r- käsittele elementtejä, joissa on $ A > 110 $ (esim. Berger et al. . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). Itse asiassa jotkut viimeisimmistä löydöistäni viittaavat siihen, että aurinkokunnan r-prosessin alkuaineiden runsaus voi kokonaan syntyä neutronitähtien fuusioiden avulla (esim. Wanajo et ai. 2004 ), vaikka ytimen romahtavien supernovojen mallit, jotka sisältävät magneettisesti kiertäviä epästabiileja tai nopeasti pyörivistä " collapsarista " -mallit, myös väittävät kykenevänsä toistamaan aurinkokunnan runsausmallin ( Nishimura ym. 2017 ) ja saattaa olla tarpeen selittämään joissakin hyvin vanhoissa halotähdissä havaitut lisääntyneet r-prosessirikkaudet (katso esimerkiksi Brauer ym. 2020 ).

Merkittävää uutta tietoa tästä keskustelusta saadaan kilonovaen havainnoista ja erityisesti upeasta vahvistuksesta muodossa GW170817 , että kilonova voidaan tuottaa kahden neutronitähden yhdistyminen. Oletettavasti neutronirikkaan ejectan havainnot ovat vahvistaneet peittävyyden allekirjoituksen (nopea optinen hajoaminen, pidempi IR-hajoaminen ja erittäin leveiden absorptio-ominaisuuksien esiintyminen), jotka viittaavat lantanidien ja muiden raskas r-prosessin alkuaineiden tuotantoon (esim. Pian ym. 2017 ; Chornock ym. 2017 ). Ovatko neutronitähtien sulautumat hallitsevia r-prosessielementtien lähde, odotetaan tarkkaa arviointia siitä, kuinka usein niitä esiintyy ja kuinka paljon r-prosessimateriaalia tuotetaan kussakin tapahtumassa – jotka molemmat ovat epävarmoja tekijöiden perusteella ainakin muutama.

Siegel (2019) -artikkelissa tarkastellaan neutronitähtien sulautumisen ja r-prosessielementtien tuotannon etuja harvinaiset ytimen romahtamisen supernovat (alias " collapsars "). Heidän johtopäätöksensä on, että kaulukset ovat vastuussa suurimmasta osasta Linnunradan r-prosessielementtejä ja että neutronitähtien sulautumiset, vaikka ne ovatkin todennäköisesti riittävän yleisiä, eivät selitä joidenkin hyvin vanhojen halotähtien ja kääpiögalaksien ja muiden europiumin (r-prosessin alkuaine) laskeva taso rautaan lisääntyneellä rautapitoisuudella – (tsEu käyttäytyy kuten " alfa " -elementit, kuten happi ja neon, jotka syntyvät supernoovissa).

s-prosessi

Monia rautaa raskaampia kemiallisia alkuaineita tuotetaan kuitenkin myös hitaalla neutronin sieppauksella ; niin kutsuttu s-prosessi . Näiden neutronien sieppaustapahtumien vapaat neutronit ovat peräisin alfa-hiukkasten reaktioista hiilen 13 (sisällä asymptoottisen jättimäisen haaran [AGB] tähtien sisällä, joiden massa on 1–8 aurinkomassaa) tai neonin 22 kanssa jättiläistähdissä, jotka ovat yli 10 aurinkomassaa. Neutronien sieppauksen jälkeen uuden ytimen neutroni voi sitten beeta hajota, mikä luo ytimen, jolla on suurempi massa- ja protoniluku. Tällaisten tapahtumien ketju voi tuottaa joukon raskaita ytimiä, alkaen siemeninä raudan huipun ytimistä. Esimerkkejä pääasiassa tällä tavalla tuotetuista alkuaineista ovat Sr, Y, Rb, Ba, Pb ja monet muut. Todiste tämän mekanismin toimivuudesta näkyy sellaisten alkuaineiden massiivisessa ylimäärässä, jotka näkyvät AGB-tähtien valopalloissa. Lääkäri on teknetium : n läsnäolo joidenkin AGB-tähtien valopalloissa, joiden puoliintumisaika on lyhyt ja sen on sen vuoksi oltava tuotettu in situ.

mukaan Pignatari ym. (2010) , mallit viittaavat siihen, että s-prosessi suurmassa massassa olevissa tähdissä (joista tulee supernovoja) hallitsee elementtien s-prosessituotantoa $ A < 90 $ , mutta kaiken muun lyijyyn saakka s-prosessin elementit tuotetaan pääasiassa vaatimattomissa AGB-tähdissä, joista ei koskaan tule supernoovia. Käsitelty materiaali yksinkertaisesti karkotetaan tähtienväliseen väliaineeseen massahäviöllä AGB-vaiheen aikana tapahtuvien lämpöpulssien aikana.

Kokonaiskuva

Lisäyksenä, vain kotiin ajamiseksi, että kaikkia raskaita elementtejä ei tuoteta supernoovilla, tässä on juoni Wallerstein et ai. (1997) , joka osoittaa aurinkokunnan raskaiden alkuaineiden osan, joka syntyy r-prosessissa (ts. Yläraja supernovaräjähdyksissä tuotetulle). Huomaa, että tämä osa on hyvin pieni joillekin elementeille (missä s-prosessi dominoi), mutta että r-prosessi tuottaa kaiken lyijyn lisäksi.

Ajantasaisempi visualisointi menneisyydestä (tuottanut Jennifer Johnson ) ja joka yrittää tunnistaa paikat (prosentteina) jokaiselle kemialliselle alkuaineelle, on esitetty alla. On korostettava, että yksityiskohtiin kohdistuu edelleen paljon mallista riippuvaa epävarmuutta.

Kommentit

• Onko mitään syytä uskoa, että supernovat pysähtynyt elementtiin 92 tai jopa 118? Tiedän, että ytimen saamiselle on rajoituksia, mutta luulisin, että supernova olisi paljon voimakkaampi kuin mikään reaktoreista, joita ' Olemme tottuneet luomaan transuraanisia aineita.
• @supercat Anteeksi, ettet huomannut tätä aikaisemmin. Uskon, että kaikki vakaat elementit lyijyn ulkopuolella tuotetaan melkein yksinomaan supernovaräjähdyksissä r-prosessin kautta. Kysymys ydinkoon rajoista on erilainen – mahdollisesti jo vastattu Physics SE: lle – mutta sitä ohjaavat voimakkaiden, heikkojen ja sähkömagneettisten voimien ominaisuudet. Erittäin raskaita ja eksoottisia alkuaineita voi esiintyä hetkessä supernovien ytimissä ennen kuin ne räjähtävät ja todennäköisesti edelleen läsnä neutronitähtien kuorissa.
• Vaikka neutronitähtien törmäyksissä kulta ei ole lyijyn ulkopuolella, katso tämä uutinen . Huomasin, että annoit tälle prosessille kunniamaininnan. Saattaa olla syytä sisällyttää kulta-asia, mutta jos ei, tämä on silti perusteellinen vastaus. +1
• @JimsBond Olen tietoinen työstä (tai ainakin lehdistötiedotteesta – oheisessa vertaisarvioidussa lehtiartikkelissa ei mainita kultaa kerran!). Työtä on kuitenkin olemassa, mikä viittaa siihen, että erittäin raskaat r-prosessin alkuaineet tuottavat ennenaikaisesti din-neutronitähtien sulautumisia. Päivitän vähän.
• @Sean riittävän vakaa, jotta voimme mitata heidän kosmisen runsautensa (U, Th). Pitkäikäinen, olisi ollut parempi lause.

Rautaa raskaampia elementtejä syntyy vain supernoovien aikana. ; näissä äärimmäisissä energiaolosuhteissa atomeja pommittaa hyvin suuri määrä neutroneja. Nopea peräkkäinen neutronien talteenotto, jota seuraa beetahajonta, tuottaa raskaampia atomeja. Katso http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .

Kommentit

• Ensimmäinen lauseesi on täysin virheellinen.
• Rautaa raskaampia elementtejä syntyy myös neutronitähtien törmäyksissä. Se ' arveli, että suurin osa maapallon ' kullasta tuli neutronitähtien törmäyksistä

Tähden sisällä on kaksi primitiivistä voimaa, jotka kilpailevat keskenään. Ensimmäinen on painovoima, joka houkuttelee tähtimassaa kohti ydinsä ja kutistuu tähtiä, minkä vuoksi lämpötila ja paine kasvavat ja ydinfuusiotähdet, jotka vapauttavat energiaa kohdistamalla ulospäin suuntautuvaa säteilypainetta (II voima) painovoiman tasapainottamiseksi ja säästävät tähti kutistuu ja räjähtää. Yksikään tähti ei ole tarpeeksi painetta ja lämpötilaa muuttamaan raudan ydin muiksi alkuaineiksi (ydinfuusion avulla). Joten tähti sisällä oleva ydinfuusio loppuu. Painovoima voittaa säteilyn paineen ja tähti kutistuu ja räjähtää kutsutaan supernovaräjähdykseksi ja että räjähdyksellä on tarpeeksi lämpötilaa ja painetta muodostamaan kaikki muut ytimet raudasta. 90% tähtien massoista jakautuu avaruuteen (uuden universumin alkaminen) ja loput 10% massasta muodostaa neutronin tähti (ilman veloitusta).

Kommentit

• Tämä ei ole riittävän yksityiskohtainen vastaus. Kuinka raskaammat elementit muodostuvat korkeassa lämpötilassa. ja paine?