우주의 무거운 원소가 별의 내장에서, 특히 별이 죽을 때 어떻게 만들어 지는지에 대한 모든 토론에서 저는 보통 일단 별이 더 가벼운 원자를 융합하여 “별의 생명의 끝”인 철 (Fe)을 생산하기 시작하면 전체 시스템이 자체적으로 붕괴됩니다. 그리고 별의 초기 질량에 따라 흰색과 같은 다른 결과를 얻습니다. 왜소, 중성자 별 또는 블랙홀.
철보다 무거운 원소가 어떻게 생성되는지에 대한 자세한 설명은 거의 들어 본 적이 없습니다.이 과정에 대해 설득력있는 설명을 주시면 감사하겠습니다.
답변
철보다 무거운 원소는 주로 별 내부의 중성자 포획에 의해 생성되지만, 다른 사소한 원인 (우주 광선 파쇄, 방사성 붕괴)도 있습니다. . 이들은 초신성으로 폭발하는 별에서만 생성되는 것이 아닙니다 . 이것은 수명이 짧은 테크넷이 탐지 된 이후로 입증 된 사실입니다. 1950 년대의 적색 거성 및 AGB 별 대기의 ium (예 : Merrill 1952 )이며, 60 년이 지난 후에도이 끔찍한 팝 사이언스 주장을 계속 수정해야하는 것은 지겹습니다.
r- 프로세스
Neutron 캡처는 빠르게 발생할 수 있습니다 ( r-process )와이 과정은 주로 내부와 초신성 폭발 중에 발생합니다 ( 중성자 별 병합 과 같은 다른 메커니즘이 작동 중임에도 불구하고). 자유 중성자는 코어 붕괴의 마지막 순간에 전자 포획에 의해 생성됩니다. 동시에 이것은 중성자가 풍부한 핵의 축적으로 이어질 수 있으며, 이들의 붕괴 생성물은 초신성 폭발 중에 성간 매체로 방출되면 철보다 무거운 많은 화학 원소로 이어집니다. r- 프로세스는 납보다 무거운 원소에 거의 전적으로 책임이 있으며 철과 납 사이의 많은 원소에 기여합니다.
1 차 r- 프로세스의 위치에 대한 논쟁은 여전히 진행 중입니다. 최근 문헌 스캔에서 나의 판단은 핵붕괴 초신성 지지자들이 대다수가 있었지만 중성자 별 합병이 더 우세해질 것이라는 주장이 증가하고 있다는 것입니다. $ A > 110 $ (예 : Berger et al . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). 실제로 제가 찾은 최신 연구 중 일부는 태양계의 r- 공정 원소 풍부 패턴이 중성자 별 합병에 의해 완전히 생성 될 수 있음을 시사합니다 (예 : Wanajo et al. 2004 ), 자기 회전 불안정성을 통합하거나 빠르게 회전하는 " collapsar 모델, 또한 태양계 풍부 패턴을 재현 할 수 있다고 주장합니다 ( Nishimura et al. 2017 ) 일부 아주 오래된 후광 별에서 발견되는 향상된 r- 공정 풍부함을 설명하는 데 필요할 수 있습니다 (예 : Brauer et al. 2020 참조). p>
이 논쟁에 대한 중요한 새로운 정보는 kilonovae 의 관찰에서 비롯되었으며 특히 GW170817 , 킬로 노바는 두 개의 중성자 별의 합병. 아마도 중성자가 풍부한 방출에 대한 관찰은 란타나 이드 및 기타 무거운 r- 공정 요소 (예 : Pian 외. 2017 ; Chornock 외. 2017 ). 중성자 별 합병이 r- 프로세스 요소의 우세 소스인지 여부는 이들이 발생하는 빈도와 각 이벤트에서 얼마나 많은 r- 프로세스 재료가 생성되는지에 대한 정확한 평가를 기다리고 있습니다. 둘 다 다음 요인에 의해 불확실합니다. 적어도 몇 가지.
Siegel (2019) 의 논문은 중성자 별 합병과 r- 공정 요소의 생산의 장점을 검토합니다. 희귀 한 유형의 코어 붕괴 초신성 (일명 " 콜라 사 "). 그들의 결론은 붕괴 사가 은하수에있는 r- 과정 요소의 대부분을 담당하고 중성자 별 합병은 아마도 충분히 일반적 일지라도 일부 아주 오래된 후광 별과 왜소 은하에서 볼 수있는 r- 과정 향상을 설명하지 않는다는 것입니다. 철분 함량이 증가하면서 유로퓸 (r- 공정 요소)이 철로 떨어지는 수준-(예 :Eu는 초신성에서 생성되는 산소 및 네온과 같은 " 알파 " 요소처럼 작동합니다.
s- 공정
그러나 철보다 무거운 많은 화학 원소도 느린 중성자 포획에 의해 생성됩니다. ; 소위 s- 프로세스 . 이러한 중성자 포획 사건에 대한 자유 중성자는 탄소 13 (태양 질량 1-8 질량을 가진 점근 거대 가지 [AGB] 별 내부) 또는 10 태양 질량 이상의 거성 별에서 네온 22와의 알파 입자 반응에서 비롯됩니다. 중성자 포획 후 새로운 핵의 중성자는 베타 붕괴를 일으켜 더 높은 질량 수와 양성자 수를 가진 핵을 생성 할 수 있습니다. 이러한 사건의 사슬은 철 피크 핵을 종자로 시작하여 다양한 중핵을 생성 할 수 있습니다. 이러한 방식으로 주로 생산되는 원소의 예로는 Sr, Y, Rb, Ba, Pb 등이 있습니다. 이 메커니즘이 효과적이라는 증거는 AGB 별의 광구에서 볼 수있는 그러한 요소가 엄청나게 많음에서 볼 수 있습니다. 결정적인 이유는 반감기가 짧기 때문에 현장에서 생성되었을 가능성이있는 일부 AGB 별의 포토 스피어에 Technetium 이 있다는 것입니다.
Pignatari et al. (2010) , 모델은 질량이 큰 별 (초신성이 될 것임)의 s- 공정이 $ A < 90 $ 이지만 Lead를 포함한 다른 모든 요소의 경우 s- 프로세스 요소는 주로 초신성이되지 않는 적당한 크기의 AGB 별에서 생성됩니다. 처리 된 물질은 AGB 단계에서 열 맥동 동안 질량 손실에 의해 성간 매체로 단순히 배출됩니다.
전체 그림
추가로, 모든 무거운 원소가 초신성에 의해 생성되는 것은 아니라는 점을 강조하기 위해 다음은 Wallerstein et al. (1997) , 이것은 r- 공정에서 생성되는 태양계의 중원 소 비율을 보여줍니다 (즉, 초신성 폭발에서 생성되는 것의 상한선). 이 비율은 일부 요소 (s- 프로세스가 우세한 경우)에 대해 매우 작지만 r- 프로세스는 납 이외의 모든 것을 생성합니다.
상황에 대한 최신 시각화 ( Jennifer Johnson 제작) ) 및 각 화학 원소의 사이트를 식별하려는 시도 (백분율)가 아래에 나와 있습니다. 세부 정보 는 여전히 많은 모델 의존적 불확실성을 가지고 있다는 점을 강조해야합니다.
댓글
- 초신성이 있다고 믿을만한 이유가 있습니까? 요소 92 또는 118에서 멈췄습니까? 핵의 크기에 한계가 있다는 것을 알고 있지만 초신성은 우리가 가진 어떤 원자로보다 많은 더 강력 할 것이라고 생각합니다 ' 트랜스 우라 닉을 만드는 데 사용되었습니다.
- @supercat 이전에 발견하지 못해 죄송합니다. 나는 납을 넘어서 안정된 모든 요소가 거의 독점적으로 r- 프로세스를 통해 초신성 폭발에서 생산된다고 믿습니다. 핵 크기의 한계에 대한 질문은 다른 것입니다. 아마도 이미 Physics SE에서 대답했을 것입니다. 그러나 강, 약, 전자기력의 속성에 의해 지배됩니다. 매우 무겁고 이국적인 원소가 폭발하기 전에 초신성의 핵에 잠깐 존재할 수 있으며 아마도 중성자 별의 껍질에 여전히 존재할 수 있습니다.
- 납을 넘어서는 것은 아니지만 중성자 별 충돌에서 금이 생성됩니다. 이 뉴스 기사 . 나는 당신이 그 과정을 명예롭게 언급 한 것을 알아 차 렸습니다. 금을 포함 할 가치가 있을지 모르지만, 그렇지 않다면 이것은 여전히 철저한 대답입니다. +1
- @JimsBond 저는 그 작업에 대해 알고 있습니다 (또는 적어도 보도 자료-동반되는 피어 리뷰 저널 기사에서 금을 한 번 언급하지 않습니다!). 매우 무거운 r- 프로세스 요소가 중성자 별 합병을 일시적으로 생성한다는 것을 암시하는 작업이 있습니다. 조금 업데이트하겠습니다.
- @Sean 우주적 풍부함 (U, Th)을 측정 할 수있을만큼 안정적입니다. 오래 살았 으면 더 나은 표현이었을 것입니다.
답변
철보다 무거운 원소는 초신성 동안 만 생성됩니다. ; 이러한 극한의 에너지 조건에서 원자는 매우 많은 수의 중성자에 의해 충격을받습니다. 빠르게 연속적인 중성자 포획에 이어 베타 붕괴가 더 무거운 원자를 생성합니다. http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis 를 참조하세요.
댓글
- 당신의 첫 번째 문장은 완전히 틀 렸습니다.
- 철보다 무거운 원소는 중성자 별 충돌에서도 생성됩니다. '는 대부분의 지구 ' 금이 중성자 별 충돌에서 나온 것이라고 추측했습니다.
답변
별 안에는 서로 경쟁하는 두 개의 원시 세력이 있습니다. 첫 번째는 별의 질량을 중심으로 끌어 당기고 별을 수축시키는 중력입니다. 이로 인해 온도와 압력이 증가하고 중력의 균형을 이루는 외부 복사압 (IInd force)을 적용하여 에너지를 방출하는 핵융합 별 별이 수축하고 폭발하는 것을 방지합니다. 어떤 별도 철의 핵을 핵융합에 의해 더 많은 원소로 변환 할 수있는 충분한 압력과 온도를 가지고 있지 않습니다. 따라서 별 내부의 핵융합이 멈 춥니 다. 중력이 복사 압력을 극복하고 별이 수축하고 초신성 폭발로 알려진 폭발이며 그 폭발은 철에서 모든 추가 핵을 형성하기에 충분한 온도와 압력을가집니다. 별 질량의 90 %는 우주에 분포하고 (새로운 우주의 시작) 나머지 10 % 질량은 중성자를 형성합니다. 별표 (무료).
댓글
- 충분한 답변이 아닙니다. 더 무거운 요소는 고온에서 어떻게 형성됩니까? 압력?