Qual è lorigine degli elementi più pesanti del ferro?

Gli elementi più pesanti del ferro sono prodotti principalmente dalla cattura di neutroni allinterno delle stelle, sebbene vi siano altri contributori minori (sfaldamento dei raggi cosmici, decadimento radioattivo) . non vengono prodotti solo in stelle che esplodono come supernovae. Questo è ormai un fatto stabilito sin dal rilevamento di Technet di breve durata ium nelle atmosfere delle giganti rosse e delle stelle AGB negli anni 50 (ad es. Merrill 1952 ) ed è faticoso dover continuare a correggere questa egregia affermazione di pop-sci più di 60 anni dopo.

Il processo r

La cattura dei neutroni può avvenire rapidamente (il r-process ) e questo processo si verifica principalmente allinterno e durante le esplosioni di supernova (sebbene siano stati ipotizzati altri meccanismi come la fusione di stelle di neutroni ). I neutroni liberi vengono creati dalla cattura di elettroni nei momenti finali del collasso del nucleo. Allo stesso tempo questo può portare allaccumulo di nuclei ricchi di neutroni e i prodotti di decadimento di questi portano a molti degli elementi chimici più pesanti del ferro una volta che vengono espulsi nel mezzo interstellare durante lesplosione della supernova. Il processo r è quasi esclusivamente responsabile degli elementi più pesanti del piombo e contribuisce allabbondanza di molti elementi tra ferro e piombo.

È ancora in corso un dibattito sul sito del processo r primario. Il mio giudizio da una scansione della letteratura recente è che mentre i sostenitori delle supernove del collasso del nucleo erano nella maggioranza, cè un crescente caso da sostenere che le fusioni di stelle di neutroni possono diventare più dominanti, in particolare per la r- elementi del processo con $ A > 110 $ (ad es. Berger et al . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). In effetti alcune delle ultime ricerche che ho trovato suggeriscono che lo schema delle abbondanze elementali del processo r nel sistema solare potrebbe essere interamente prodotto dalla fusione di stelle di neutroni (ad esempio Wanajo et al. 2004 ), sebbene modelli di supernove a collasso del nucleo che incorporano instabilità magneto-rotazionali o da " collapsar ", anche affermano di essere in grado di riprodurre il modello di abbondanza del sistema solare ( Nishimura et al. 2017 ) e potrebbe essere necessario per spiegare le abbondanze potenziate del processo r trovate in alcune stelle alone molto vecchie (vedere ad esempio Brauer et al. 2020 ).

Nuove informazioni significative su questo dibattito provengono dalle osservazioni di kilonovae e in particolare dalla spettacolare conferma, sotto forma di GW170817 , quella kilonovae può essere prodotta da fusione di due stelle di neutroni. Le osservazioni dellejecta presumibilmente ricco di neutroni hanno confermato la firma dellopacità (decadimento ottico rapido, decadimento IR più lungo e comparsa di caratteristiche di assorbimento molto ampie) che suggeriscono la produzione di lantanidi e altri elementi pesanti del processo r (es. Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). Se le fusioni di stelle di neutroni siano la fonte dominante degli elementi del processo r, attende una valutazione accurata della frequenza con cui si verificano e della quantità di materiale del processo r prodotto in ciascun evento, entrambi incerti da fattori di alcuni almeno.

Un articolo di Siegel (2019) esamina i meriti della fusione di stelle di neutroni rispetto alla produzione di elementi del processo r in rari tipi di supernove di compressione del nucleo (note anche come " collapsars "). La loro conclusione è che le collapsar sono responsabili della maggior parte degli elementi del processo r nella Via Lattea e che le fusioni di stelle di neutroni, sebbene probabilmente abbastanza comuni, non spiegano i miglioramenti del processo r visti in alcune stelle alone molto vecchie e galassie nane e la diminuzione del livello di europio (un elemento del processo r) al ferro con una maggiore abbondanza di ferro – (eslEu si comporta come " alpha " elementi come ossigeno e neon prodotti nelle supernove).

Il processo s

Tuttavia, molti degli elementi chimici più pesanti del ferro sono anche prodotti dalla cattura lenta dei neutroni ; il cosiddetto s-process . I neutroni liberi per questi eventi di cattura dei neutroni provengono da reazioni di particelle alfa con il carbonio 13 (allinterno di stelle del ramo gigante asintotico [AGB] con masse di 1-8 masse solari) o neon 22 in stelle giganti al di sopra di 10 masse solari. Dopo una cattura di neutroni, un neutrone nel nuovo nucleo può quindi decadere beta, creando così un nucleo con un numero di massa e un numero di protoni più elevati. Una catena di tali eventi può produrre una gamma di nuclei pesanti, a partire dai nuclei con picchi di ferro come semi. Esempi di elementi prodotti principalmente in questo modo includono Sr, Y, Rb, Ba, Pb e molti altri. La prova dellefficacia di questo meccanismo è data dalla massiccia sovrabbondanza di tali elementi che si vedono nelle fotosfere delle stelle AGB. Un elemento decisivo è la presenza del tecnezio nelle fotosfere di alcune stelle AGB, che ha una breve emivita e quindi deve essere stato prodotto in situ.

Secondo Pignatari et al. (2010) , i modelli suggeriscono che il processo s nelle stelle di massa elevata (che diventeranno supernove) domina la produzione del processo s di elementi con $ A < 90 $ , ma per tutto il resto fino al piombo incluso, gli elementi del processo s sono prodotti principalmente in stelle AGB di dimensioni modeste che non diventano mai supernove. Il materiale lavorato viene semplicemente espulso nel mezzo interstellare per perdita di massa durante le pulsazioni termiche durante la fase AGB.

Il quadro generale

Come ulteriore aggiunta, solo per far capire che non tutti gli elementi pesanti sono prodotti dalle supernove, ecco una trama tratta dalla recensione epica di Wallerstein et al. (1997) , che mostra la frazione degli elementi pesanti nel sistema solare che sono prodotti nel processo r (cioè un limite superiore a ciò che viene prodotto nelle esplosioni di supernove). Nota che questa frazione è molto piccola per alcuni elementi (dove domina il processo s), ma che il processo r produce tutto oltre il piombo.

Una visualizzazione più aggiornata di ciò che accade (prodotto da Jennifer Johnson ) e che tenta di identificare i siti (in percentuale) per ciascun elemento chimico è mostrato di seguito. Va sottolineato che i dettagli sono ancora soggetti a molte incertezze dipendenti dal modello.

Commenti

• Cè qualche motivo per credere che le supernove fermato allelemento 92 o addirittura 118? So che ci sono limiti a quanto può diventare grande un nucleo, ma penso che una supernova sarebbe molto più potente di qualsiasi reattore che ' ho usato per creare trans-uranici.
• @supercat Ci scusiamo per non averlo notato prima. Credo che tutti gli elementi stabili oltre il piombo siano prodotti quasi esclusivamente in esplosioni di supernova tramite il processo r. La domanda sui limiti alle dimensioni nucleari è unaltra – forse già risposta su Physics SE – ma governata dalle proprietà delle forze forti, deboli ed elettromagnetiche. Elementi molto pesanti ed esotici possono esistere brevemente nei nuclei delle supernove prima che esplodano e sono probabilmente ancora presenti nelle croste delle stelle di neutroni.
• Anche se non oltre il piombo, loro viene prodotto nelle collisioni tra stelle di neutroni, vedi questo articolo di notizie . Ho notato che hai dato a quel processo una menzione donore. Potrebbe valere la pena includere la questione delloro, ma in caso contrario questa è comunque una risposta esauriente. +1
• @JimsBond Sono a conoscenza del lavoro (o almeno del comunicato stampa, – larticolo di giornale sottoposto a revisione paritaria non menziona loro una volta!). Cè un corpo di lavoro, tuttavia, che suggerisce che gli elementi del processo r molto pesanti stanno producendo rapidamente fusioni di stelle di neutroni din. Aggiornerò un po .
• @Sean abbastanza stabile da poter misurare le loro abbondanze cosmiche (U, Th). Lunga vita, sarebbe stata una frase migliore.

Gli elementi più pesanti del ferro vengono prodotti solo durante le supernove ; in queste condizioni energetiche estreme gli atomi sono bombardati da un numero molto elevato di neutroni. La rapida cattura successiva dei neutroni, seguita dal decadimento beta, produce gli atomi più pesanti. Vedi http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .

Commenti

• La tua prima frase è totalmente sbagliata.
• Gli elementi più pesanti del ferro vengono prodotti anche nelle collisioni tra stelle di neutroni. ' ha ipotizzato che la maggior parte delloro della ' provenisse da collisioni di stelle di neutroni

Allinterno di una stella ci sono due forze primitive in competizione tra loro. La prima è la forza gravitazionale che attrae la massa della stella verso il suo nucleo e fa restringere la stella, a causa della quale la temperatura e la pressione aumentano e le stelle di fusione nucleare che rilascia energia applicando una pressione di radiazione verso lesterno (IInd forza) bilanciando la forza di gravità e risparmiando la stella si restringe e non esplode. Nessuna stella ha abbastanza pressione e temperatura per convertire il nucleo di ferro in ulteriori elementi (mediante fusione nucleare). Quindi la fusione nucleare allinterno della stella si ferma. La forza gravitazionale vince la pressione di radiazione e la stella si restringe e esplode conosciuta come esplosione di supernova e quellesplosione ha abbastanza temperatura e pressione per formare tutti gli ulteriori nuclei dal ferro.Il 90% delle masse della stella viene distribuito nello spazio (inizio di un nuovo universo) e il restante 10% di massa forma un neutrone stella (senza addebito).

Commenti

• Questa non è una risposta sufficientemente dettagliata. Come si formano gli elementi più pesanti ad alta temperatura. e pressione?