宇宙の重い要素が星の内臓で、特に星の死の間にどのように鍛造されるかについてのすべての議論で、私は通常それを聞きます星が軽い原子を融合して「星の寿命の終わり」である鉄（Fe）を生成し始めると、システム全体が崩壊します。星の最初の大きさに基づいて、白色のように異なる結果になります。白色矮星、中性子星、ブラックホール。
鉄より重い元素がどのように生成されるかについての詳細な説明はほとんど聞いたことがありません。このプロセスについて、説得力のある説明をいただければ幸いです。
回答
鉄より重い元素は、主に星の内部での中性子捕獲によって生成されますが、他にもマイナーな要因（宇宙線の剥離、放射性崩壊）があります。 。それらは、超新星として爆発する星でのみ生成されるのではありません。これは、短命のTechnetの検出以来、現在確立されている事実です。 1950年代の赤色巨星とAGB星の大気中のium（例： Merrill 1952 ）、そして60年以上後にこのひどいポップサイエンスの主張を修正し続けなければならないのは面倒です。
rプロセス
中性子捕獲は急速に発生する可能性があります（ r-process ）であり、このプロセスは主に超新星爆発の内部および最中に発生します（ただし、中性子星の融合などの他のメカニズムは機能していません）。自由中性子は、コア崩壊の最後の瞬間に電子捕獲によって生成されます。同時に、これは中性子に富む原子核の蓄積につながる可能性があり、これらの崩壊生成物は、超新星爆発中に星間物質に放出されると、鉄より重い化学元素の多くにつながります。 rプロセスは、鉛より重い元素にほぼ独占的に責任があり、鉄と鉛の間の多くの元素の存在量に貢献します。
主要なrプロセスの場所についてはまだ議論が続いています。最近の文献のスキャンからの私の判断は、コア崩壊超新星の支持者が大多数であった一方で、特に中性子星合体がより支配的になる可能性があるというケースが増えているということです。 $ A > 110 $ のプロセス要素（例： Berger et al 。2013; 辻本&重山2014 ）。実際、私が見つけた最新の研究のいくつかは、太陽系におけるr過程の元素の存在量のパターンが中性子星合体によって完全に生成される可能性があることを示唆しています（例： Wanajoetal。2004）、ただし、磁気回転不安定性を組み込んだ、または急速に回転する" collapsar モデル、または、太陽系の存在量パターンを再現できると主張しています（ Nishimuraetal。2017）そして、いくつかの非常に古いハロー星に見られる強化されたr過程の存在量を説明するために必要かもしれません（例えば Braueretal。2020を参照）。
この議論に関する重要な新しい情報は、キロノバの観測、特に GW170817 、そのキロノバは2つの中性子星の合併。おそらく中性子に富む噴出物の観察により、ランタニドおよび他の重いr過程元素の生成を示唆する不透明度の特徴（急速な光学的崩壊、より長いIR崩壊、および非常に広い吸収特性の出現）が確認されました（例： Pianetal。2017; Chornocketal。2017）。中性子星合体がrプロセス要素の支配的なソースであるかどうかは、それらが発生する頻度と、各イベントで生成されるrプロセス材料の量の正確な評価を待っています。どちらも次の要因によって不確実です。少なくともいくつか。
Siegel（2019）の論文では、中性子星合体とr過程元素の生成のメリットをレビューしています。まれなタイプのコア崩壊超新星（別名" collapsars "）。彼らの結論は、天の川のr過程要素の大部分は崩壊星が原因であり、中性子星合体はおそらく十分に一般的ですが、いくつかの非常に古いハロー星や矮星銀河に見られるr過程の強化を説明していないということです。鉄の存在量が増加した鉄へのユーロピウム（r過程元素）の低下レベル-（すなわちEuは、超新星で生成される酸素やネオンなどの" alpha "要素のように動作します。
sプロセス
ただし、鉄より重い化学元素の多くは、低速の中性子捕獲によっても生成されます。 ;いわゆる s-process 。これらの中性子捕獲イベントの自由中性子は、炭素13（1〜8太陽質量の質量を持つ漸近巨星分枝[AGB]星の内部）または10太陽質量を超える巨大星のネオン22とのアルファ粒子反応から生じます。中性子捕獲後、新しい原子核の中性子はベータ崩壊する可能性があり、その結果、より高い質量数とプロトン数を持つ原子核が作成されます。このような一連のイベントは、シードとしての鉄ピーク核から始まる、一連の重い核を生成する可能性があります。主にこの方法で生成される元素の例には、Sr、Y、Rb、Ba、Pbなどがあります。このメカニズムが効果的であるという証拠は、AGB星の光球に見られるそのような元素の膨大な過剰に見られます。クリンチャーとは、一部のAGB星の光球にテクネチウムが存在することです。これは半減期が短いため、その場で生成されたに違いありません。
全体像
さらに、すべての重い要素が超新星によって生成されるわけではないという点を理解するために、 Wallerstein etal。 （1997）は、r過程で生成される太陽系の重元素の割合（つまり、超新星爆発で生成されるものの上限）を示しています。この割合は、一部の要素（sプロセスが支配的）では非常に小さいが、rプロセスは鉛以外のすべてを生成することに注意してください。
何が起こっているかをより最新に視覚化します（ジェニファージョンソンによって生成されます ）および各化学元素のサイト（パーセンテージ）を特定しようとするものを以下に示します。 詳細は依然としてモデルに依存する多くの不確実性の影響を受けることを強調しておく必要があります。
コメント
- 超新星を信じる理由はありますか要素92、または118で停止しましたか？原子核の大きさには限界があることは知っていますが、超新星は私たちのどの原子炉よりもたくさん強力だと思います'以前はトランスウラニクスを作成していました。
- @supercatこれを以前に見つけられなかったことをお詫びします。 鉛以外のすべての安定した元素は、r過程による超新星爆発でほぼ独占的に生成されると思います。核のサイズの制限についての質問は別のものであり、おそらく物理学SEですでに回答されていますが、強い力、弱い力、電磁力の特性によって支配されています。非常に重くてエキゾチックな元素は、爆発する前に超新星のコアに一時的に存在し、おそらく中性子星の地殻にまだ存在している可能性があります。 div id = “0916cc4a8e”>
このニュース記事。あなたがそのプロセスに立派な言及をしたことに気づきました。金のことを含める価値があるかもしれませんが、そうでない場合でも、これは完全な答えです。 +1
答え
鉄より重い元素は、超新星の間にのみ生成されます。 ;これらの極端なエネルギー条件では、原子は非常に多数の中性子によって衝撃を受けます。急速な連続中性子捕獲とそれに続くベータ崩壊により、より重い原子が生成されます。 http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis を参照してください。
コメント
- 最初の文は完全に間違っています。
- 中性子星の衝突では、鉄より重い元素も生成されます。 'は、地球の'の金のほとんどが中性子星の衝突から来たと推測しています
回答
星の内部には、互いに競合する2つの原始的な力があります。 1つ目は、星の質量をコアに引き付けて星を収縮させる重力です。これにより、温度と圧力が上昇し、核融合星は、重力のバランスを取りながら外向きの放射圧（2番目の力）を適用してエネルギーを放出し、節約します。星が収縮して爆発するのを防ぎます。鉄の核を（核融合によって）さらなる要素に変換するのに十分な圧力と温度を持っている星はありません。したがって、星の内部の核融合は停止します。重力が放射圧に打ち勝ち、星が収縮して超新星爆発として知られる爆発とその爆発は、鉄からさらにすべての核を形成するのに十分な温度と圧力を持っています。星の質量の90％が宇宙に分布し（新しい宇宙の始まり）、残りの10％の質量が中性子を形成しますスター（無料）。
コメント
- これは十分に詳細な回答ではありません。高温で重い元素はどのように形成されますか。と圧力？