Quelle est lorigine des éléments plus lourds que le fer?

Les éléments plus lourds que le fer sont produits principalement par capture de neutrons à lintérieur des étoiles, bien quil y ait dautres contributeurs plus mineurs (spallation des rayons cosmiques, désintégration radioactive) . Ils ne sont pas produits uniquement dans les étoiles qui explosent sous forme de supernovae. Cela est désormais établi depuis la détection de Technet de courte durée ium dans latmosphère des étoiles géantes rouges et AGB dans les années 1950 (par ex. Merrill 1952 ), et il est fastidieux de devoir continuer à corriger cette affirmation pop-sci flagrante plus de 60 ans plus tard.

Le r-process

La capture de neutrons peut se produire rapidement (le r-process ) et ce processus se produit principalement à lintérieur et pendant les explosions de supernova (bien que dautres mécanismes tels que fusionnant des étoiles à neutrons aient été évoqués). Les neutrons libres sont créés par capture délectrons dans les derniers instants de leffondrement du cœur. En même temps, cela peut conduire à laccumulation de noyaux riches en neutrons et les produits de désintégration de ceux-ci conduisent à de nombreux éléments chimiques plus lourds que le fer une fois quils sont éjectés dans le milieu interstellaire lors de lexplosion de la supernova. Le r-processus est presque exclusivement responsable des éléments plus lourds que le plomb et contribue à labondance de nombreux éléments entre le fer et le plomb.

Il y a toujours un débat en cours sur le site du r-processus primaire. Mon jugement à partir dune analyse de la littérature récente est que si les partisans des supernovae deffondrement du cœur étaient dans la majorité, il est de plus en plus argumenté que les fusions détoiles à neutrons pourraient devenir plus dominantes, en particulier pour le r- éléments de processus avec $ A > 110 $ (par exemple Berger et al . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). En fait, certaines des dernières recherches que jai trouvées suggèrent que le modèle dabondances élémentaires du processus r dans le système solaire pourrait être entièrement produit par des fusions détoiles à neutrons (par exemple Wanajo et al. 2004 ), à travers des modèles de supernovae deffondrement du cœur qui incorporent des instabilités magnéto-rotationnelles ou de " collapsar , aussi prétendent être capables de reproduire le modèle dabondance du système solaire ( Nishimura et al. 2017 ) et peut être nécessaire pour expliquer les abondances améliorées du processus r trouvées dans certaines très anciennes étoiles à halo (voir par exemple Brauer et al. 2020 ).

De nouvelles informations importantes sur ce débat proviennent des observations de kilonovae et en particulier, de la confirmation spectaculaire, sous la forme de GW170817 , ces kilonovae peuvent être produites par fusion de deux étoiles à neutrons. Les observations des éjectas vraisemblablement riches en neutrons ont confirmé la signature dopacité (décroissance optique rapide, désintégration IR plus longue et apparition de caractéristiques dabsorption très larges) qui suggèrent la production de lanthanides et dautres éléments lourds du processus r (par exemple Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). La question de savoir si les fusions détoiles à neutrons sont la source dominante des éléments du processus r attend une évaluation précise de la fréquence à laquelle elles se produisent et de la quantité de matériau du processus r produite dans chaque événement – qui sont tous deux incertains par des facteurs de au moins quelques-uns.

Un article de Siegel (2019) examine les mérites de la fusion détoiles à neutrons par rapport à la production déléments de processus r dans types rares de supernovae deffondrement du noyau (alias " collapsars "). Leur conclusion est que les collapsars sont responsables de la majorité des éléments du processus r dans la Voie lactée et que les fusions détoiles à neutrons, bien que probablement assez courantes, nexpliquent pas les améliorations du processus r observées dans certaines très anciennes étoiles à halo et galaxies naines et la baisse du niveau deuropium (un élément du processus r) en fer avec une augmentation de labondance du fer – (ielEu se comporte comme des éléments " alpha " comme loxygène et le néon qui sont produits dans les supernovae).

Le processus s

Cependant, de nombreux éléments chimiques plus lourds que le fer sont également produits par capture lente de neutrons ; le soi-disant s-processus . Les neutrons libres pour ces événements de capture de neutrons proviennent de réactions de particules alpha avec du carbone 13 (à lintérieur détoiles asymptotiques à branches géantes [AGB] avec des masses de 1 à 8 masses solaires) ou du néon 22 dans des étoiles géantes au-dessus de 10 masses solaires. Après une capture de neutrons, un neutron dans le nouveau noyau peut alors se désintégrer bêta, créant ainsi un noyau avec un nombre de masse et un nombre de protons plus élevés. Une chaîne de tels événements peut produire une gamme de noyaux lourds, en commençant par des noyaux à pic de fer sous forme de graines. Des exemples déléments produits principalement de cette manière comprennent Sr, Y, Rb, Ba, Pb et bien dautres. La preuve que ce mécanisme est efficace est vue dans les surabondances massives de tels éléments que lon voit dans les photosphères des étoiles AGB. Un clincher est la présence de Technétium dans les photosphères de certaines étoiles AGB, qui a une demi-vie courte et doit donc avoir été produite in situ.

Daprès Pignatari et al. (2010) , les modèles suggèrent que le processus s dans les étoiles de masse élevée (qui deviendront des supernovae) domine la production par processus s déléments avec $ A < 90 $ , mais pour tout le reste jusquà et y compris Lead, les éléments s-process sont principalement produits dans des étoiles AGB de taille modeste qui ne deviennent jamais des supernovae. Le matériau traité est simplement expulsé dans le milieu interstellaire par perte de masse lors des pulsations thermiques pendant la phase AGB.

Vue densemble

En guise dajout supplémentaire, juste pour rappeler que tous les éléments lourds ne sont pas produits par des supernovae, voici un tracé de la critique épique de Wallerstein et al. (1997) , qui montre la fraction des éléments lourds du système solaire qui sont produits dans le processus r (cest-à-dire une limite supérieure à ce qui est produit dans les explosions de supernovae). Notez que cette fraction est très petite pour certains éléments (où le processus s domine), mais que le processus r produit tout au-delà du plomb.

Une visualisation plus à jour de ce qui se passe (produit par Jennifer Johnson ) et qui tente didentifier les sites (en pourcentage) pour chaque élément chimique est indiqué ci-dessous. Il convient de souligner que les détails sont encore soumis à de nombreuses incertitudes liées au modèle.

Commentaires

• Y a-t-il des raisons de croire que les supernovae arrêté à lélément 92, ou même 118? Je sais quil y a des limites à la taille dun noyau, mais je pense quune supernova serait beaucoup plus puissante que nimporte lequel des réacteurs que nous ' Jai lhabitude de créer des trans-uraniques.
• @supercat Désolé de ne pas lavoir repéré plus tôt. Je crois que tous les éléments stables au-delà du plomb sont produits presque exclusivement dans les explosions de supernova via le processus r. La question sur les limites de la taille nucléaire est différente – peut-être déjà répondu sur Physics SE – mais régie par les propriétés des forces fortes, faibles et électromagnétiques. Des éléments très lourds et exotiques peuvent exister brièvement dans les noyaux des supernovae avant dexploser et sont probablement encore présents dans les croûtes détoiles à neutrons.
• Bien que pas au-delà du plomb, lor est produit dans les collisions détoiles à neutrons, voir cet article de presse . Jai remarqué que vous aviez accordé une mention honorable à ce processus. Cela pourrait valoir la peine dinclure la chose en or, mais sinon, cest toujours une réponse approfondie. +1
• @JimsBond Je suis au courant du travail (ou du moins du communiqué de presse, – larticle de revue à comité de lecture qui laccompagne ne mentionne pas lor une seule fois!). Il existe cependant un corpus de travaux qui suggère que les éléments très lourds du processus r produisent principalement des fusions détoiles à neutrons. Je vais mettre à jour un peu.
• @Sean Assez stable pour que nous puissions mesurer leurs abondances cosmiques (U, Th). Longue vie, aurait été une meilleure phrase.

Les éléments plus lourds que le fer ne sont produits que pendant les supernovae ; dans ces conditions énergétiques extrêmes, les atomes sont bombardés par un très grand nombre de neutrons. La capture successive rapide des neutrons, suivie dune désintégration bêta, produit les atomes les plus lourds. Voir http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .

Commentaires

• Votre première phrase est totalement incorrecte.
• Des éléments plus lourds que le fer sont également produits dans les collisions détoiles à neutrons. ' ont supposé que la majeure partie de lor de la Terre ' provenait de collisions détoiles à neutrons

À lintérieur dune étoile, il y a deux forces primitives qui se font concurrence. Le premier est la force gravitationnelle qui attire la masse de létoile vers son noyau et rétrécit létoile, en raison de laquelle la température et la pression augmentent et les étoiles de fusion nucléaire qui libèrent de lénergie en appliquant une pression de rayonnement vers lextérieur (IInd force) équilibrant la force de gravitation et économise létoile de rétrécir et dexploser. Aucune étoile na assez de pression et de température pour convertir le noyau de fer en éléments supplémentaires (par fusion nucléaire). Ainsi, la fusion nucléaire à lintérieur de létoile sarrête. La force gravitationnelle surmonte la pression de rayonnement et létoile rétrécit et explose connue sous le nom dexplosion de supernova et cette explosion a suffisamment de température et de pression pour former tous les autres noyaux à partir du fer.90% de la masse de létoile est distribuée dans lespace (démarrage dun nouvel univers) et les 10% de masse restants forment un neutron star (sans frais).

Commentaires

• Ce nest pas une réponse assez détaillée. Comment se forment les éléments les plus lourds à haute température. et la pression?