Milyen eredetűek a vasnál nehezebb elemek?

A vasnál nehezebb elemeket elsősorban a csillagok belsejében található neutron-befogás állítja elő, bár vannak más kisebb jelentőségű közreműködők (kozmikus sugár spalláció, radioaktív bomlás) nem csak olyan sztárokban termelődnek, amelyek szupernóvaként robbannak fel. Ez már a rövid életű Technet észlelése óta bebizonyosodott ium a vörös óriás és az AGB csillagok atmoszférájában az 1950-es években (pl. Merrill 1952 ), és fárasztó, hogy ezt az óriási pop-sci állítást több mint 60 évvel később kell folytatnunk.

Az r-folyamat

A neutronrögzítés gyorsan előfordulhat (a r-folyamat ), és ez a folyamat leginkább szupernóva-robbanásokon belül és alatt történik (bár más mechanizmusok is felmerültek, például neutroncsillagok egyesítése ). A szabad neutronokat az elektron befogása hozza létre a mag összeomlásának utolsó pillanataiban. Ugyanakkor ez a neutronban gazdag magok felépüléséhez vezethet, és ezek bomlástermékei sok kémiai elemhez vezetnek, amelyek nehezebbek a vasnál, ha a szupernóva-robbanás során a csillagközi közegbe kerülnek. Az r-folyamat szinte kizárólag felelős az ólomnál nehezebb elemekért, és hozzájárul a vas és az ólom közötti sok elem bőségéhez.

Még mindig folynak a viták az elsődleges r-folyamat helyéről. A legújabb szakirodalom áttekintése alapján az a megítélésem, hogy bár a mag-összeomlás szupernóvák hívei többségben voltak , egyre növekvő esettel lehet számolni azzal, hogy a neutroncsillag-fúziók dominánsabbá válhatnak, különösen az r- feldolgozza az elemeket $ A > 110 $ (pl. Berger et al . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). Valójában a legújabb, általam talált kutatások egy része azt sugallja, hogy az r-folyamat elemi bőségének mintázata a Naprendszerben teljes egészében neutroncsillag-összeolvadásokkal hozható létre (pl. Wanajo et al. 2004 ), bár a mag-összeomlás szupernóvák modelljei, amelyek magnetorotációs instabilitást tartalmaznak, vagy gyorsan forgó " collapsar modellek szintén azt állítják, hogy képesek reprodukálni a naprendszer bőségmintázatát ( Nishimura et al. 2017 ), és szükséges lehet néhány nagyon régi glóriában előforduló fokozott r-folyamat-bőség magyarázatához (lásd például Brauer és mtsai 2020 ).

Jelentős új információ erről a vitáról a kilonovae megfigyeléséből származik, és különösen a látványos megerősítés GW170817 , hogy a kilonovákat a két neutroncsillag egyesülése. A feltételezhetően neutronban gazdag ejecta megfigyelései megerősítették az opacitás-aláírást (gyors optikai bomlás, hosszabb IR-bomlás és nagyon széles abszorpciós jellemzők megjelenése), amelyek lantanidok és más nehéz r-folyamat elemek előállítására utalnak (pl. Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). Az, hogy a neutroncsillag-fúziók az r-folyamat elemek domináns forrása-e, pontosan meg kell várni, hogy milyen gyakorisággal fordulnak elő és mennyi r-folyamatú anyag termelődik az egyes események során – mindkettőt bizonytalanok tényezők legalább néhány.

Siegel (2019) tanulmánya áttekinti a neutroncsillag-fúzió és az r-folyamat elemek előállításának előnyeit ritka típusú mag-összeomlás szupernóvák (más néven: " collapsars "). Megállapításuk az, hogy a Tejút r-folyamatának elemeiért a collapsarok felelősek, és hogy a neutroncsillag-összeolvadások, bár valószínűleg elég gyakoriak, nem magyarázzák meg az r-folyamat fokozódását, amelyet néhány nagyon régi halo csillagban és törpe galaxisban láttak, és az európium (egy r-folyamat eleme) csökkenő szintje a megnövekedett vasbőségű vasra – (azazaz EU úgy viselkedik, mint " alfa " elemek, mint az oxigén és a neon, amelyek szupernóvákban termelődnek).

Az s-folyamat

Ugyanakkor a vasnál nehezebb kémiai elemek közül sokat lassú neutronfogás is előállít ; az úgynevezett s-folyamat . Ezeknek a neutronbefogási eseményeknek a szabad neutronjai az alfa-részecske reakcióiból származnak, amelyekben 13 szén (1–8 naptömegű aszimptotikus óriáságú [AGB] csillagok belül) vagy 10 napsugárzás feletti óriási csillagokban található 22 neon részecske reakciói származnak. A neutron befogása után az új magban található neutron béta-bomlás következhet be, így nagyobb tömegű és protonszámú magot hozhat létre. Az ilyen események láncolata számos nehéz magot eredményezhet, kezdve a vascsúcs-magokkal, mint magvakkal. A főként ilyen módon előállított elemek például Sr, Y, Rb, Ba, Pb és még sokan mások. Ennek a mechanizmusnak a bizonyítéka az ilyen elemek hatalmas túlterhelésében látható, amely az AGB csillagok fotoszférájában látható. A klincher a Technécium jelenléte egyes AGB csillagok fotoszféráiban, amelynek rövid felezési ideje van, ezért helyben kell előállítani.

szerint Pignatari et al. (2010) , a modellek azt sugallják, hogy a nagy tömegű csillagokban (amelyek szupernóvákká válnak) az s-folyamat uralja az $ A < 90 $ , de minden másra az ólmig, beleértve az ólmot is, az s-folyamat elemeit elsősorban szerény méretű AGB csillagokban állítják elő, amelyek soha nem válnak szupernóvává. A feldolgozott anyagot egyszerűen kiszorítják a csillagközi közegbe az AGB fázis alatti hőpulzáció során bekövetkező tömegveszteséggel.

Az összkép

További kiegészítésként, csak azért, hogy hazavezessem azt a pontot, hogy nem minden nehéz elemet állítanak elő szupernóvák, íme a Wallerstein és mtsai. (1997) , amely a naprendszerben az r-folyamat során keletkező nehéz elemek töredékét mutatja (vagyis a szupernóva-robbanások során keletkezők felső határát). Ne feledje, hogy ez a rész nagyon kicsi egyes elemeknél (ahol az s-folyamat dominál), de az r-folyamat mindent előállít az ólmon túl.

A folyamatok naprakészebb megjelenítése (készítette: Jennifer Johnson ), és amely megpróbálja azonosítani a helyeket (százalékban) az egyes kémiai elemekre, az alábbiakban látható. Hangsúlyozni kell, hogy a részletek re még mindig sok modellfüggő bizonytalanság vonatkozik.

Megjegyzések

• Van-e oka feltételezni, hogy a szupernóvák megállt a 92-es, vagy akár a 118-as elemnél? Tudom, hogy vannak korlátai annak, hogy mekkora magot kaphat, de azt gondolnám, hogy a szupernóva sokkal erősebb lenne, mint bármelyik reaktor, amelyet ' transz-uránok létrehozására használtunk.
• @supercat Sajnáljuk, hogy nem észleltem ezt korábban. Úgy gondolom, hogy az ólomon túli összes stabil elem szinte kizárólag szupernóva-robbanásokban keletkezik az r-folyamat során. A nukleáris méret korlátozására vonatkozó kérdés egy másik kérdés – amelyre a Physics SE már adott választ – azonban az erős, gyenge és elektromágneses erők tulajdonságai vezérlik. Nagyon nehéz és egzotikus elemek lehetnek rövid ideig a szupernóvák magjában, mielőtt azok felrobbannának, és valószínűleg még mindig jelen vannak a neutroncsillagok kérgében.
• Noha az ólomon túl nem, de az neutroncsillagok ütközésében az arany termelődik, lásd ez a cikk . Észrevettem, hogy megtisztelő említést tettél ennek a folyamatnak. Érdemes lehet beletenni az arany dolgot, de ha nem, ez még mindig alapos válasz. +1
• @JimsBond Tisztában vagyok a munkával (vagy legalábbis a sajtóközleménnyel, – a kísérő szakértők által áttekintett folyóirat-cikk egyszer sem említi az aranyat!). Van azonban olyan munka, amely azt sugallja, hogy a nagyon nehéz r-folyamat elemei időnként din neutroncsillag-összeolvadást eredményeznek. Frissítek egy kicsit.
• @Sean Elég stabil, hogy meg tudjuk mérni kozmikus bőségüket (U, Th). Hosszú életű, jobb kifejezés lett volna.

A vasnál nehezebb elemeket csak szupernóvák alkotnak. ; ezekben a szélsőséges energetikai körülmények között az atomokat nagyon sok neutron bombázza. A gyors egymást követő neutronfelvétel, majd a béta bomlás a nehezebb atomokat eredményezi. Lásd: http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .

Megjegyzések

• Az első mondatod teljesen téves.
• A vasnál nehezebb elemek is keletkeznek neutroncsillagok ütközése során. ' azt feltételezte, hogy a Föld ' aranyának nagy része neutroncsillagok ütközéséből származik

A csillag belsejében két primitív erő versenyez egymással. Az 1. az a gravitációs erő, amely vonzza a csillag tömegét a magja felé, és összezsugorodik a csillag, amelynek következtében a hőmérséklet és a nyomás megemelkedik, a magfúziós csillagok pedig olyan energiát szabadítanak fel, amely kifelé sugárzó nyomást (II. a csillag nem zsugorodik és nem robban fel. Egyetlen csillagnak sincs elég nyomása és hőmérséklete ahhoz, hogy a vasmagot további elemekké alakítsa (magfúzióval). Tehát a csillag belsejében leáll a magfúzió. A gravitációs erő legyőzi a sugárzási nyomást, és a csillag szupernóva-robbanásként ismert robbanás, és a robbanásnak elegendő hőmérséklete és nyomása van ahhoz, hogy az összes további magot a vasból képezze. A csillag tömegének 90% -a eloszlik az űrben (egy új univerzum kezdete), a fennmaradó 10% pedig neutronot képez csillag (nincs díj).

Megjegyzések

• Ez nem elég részletes válasz. Hogyan alakulnak ki a nehezebb elemek magas hőmérsékleten. és nyomás?