Hva er opprinnelsen til grunnstoffer som er tyngre enn jern?

Elementer tyngre enn jern produseres hovedsakelig av nøytronfangst i stjerner, selv om det er andre mindre bidragsytere (kosmisk strålespallasjon, radioaktivt forfall) De produseres bare ikke i stjerner som eksploderer som supernovaer. Dette er nå fastslått siden oppdagelsen av kortvarig Technet ium i atmosfærene til den røde giganten og AGB-stjernene på 1950-tallet (f.eks. Merrill 1952 ), og det er kjedelig å måtte fortsette å rette opp denne alvorlige pop-sci-påstanden mer enn 60 år senere.

r-prosessen

Nøytronfangst kan skje raskt ( r-prosess ) og denne prosessen skjer hovedsakelig i og under supernovaeksplosjoner (selv om andre mekanismer som sammenslåtte nøytronstjerner er blitt fremkalt). De frie nøytronene er opprettet ved elektronfanging i de siste øyeblikkene av kjernekollaps. Samtidig kan dette føre til oppbygging av nøytronrike kjerner, og forfallsproduktene til disse fører til mange av de kjemiske elementene tyngre enn jern når de blir kastet ut i det interstellare mediet under supernovaeksplosjonen. R-prosessen er nesten utelukkende ansvarlig for elementer som er tyngre enn bly og bidrar til overflod av mange elementer mellom jern og bly.

Det er fortsatt pågående debatt om stedet for den primære r-prosessen. Min vurdering fra en skanning av nyere litteratur er at mens kjerne-kollaps-supernova-talsmenn var i flertall, er det en økende sak å gjøre for at nøytronstjernesammenslåinger kan bli mer dominerende, særlig for r- prosesselementer med $ A > 110 $ (f.eks. Berger et al. . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). Faktisk antyder noen av de nyeste undersøkelsene jeg har funnet at mønsteret av r-prosess elemental overflod i solsystemet kan være helt produsert av sammensmeltinger av nøytronstjerner (f.eks. Wanajo et al. 2004 ), selv om modeller av kjernekollaps-supernovaer som inneholder magneto-rotasjonsinstabiliteter eller fra raskt roterende " kollapsar " modeller, også hevder å være i stand til å reprodusere solsystemets overflodmønster ( Nishimura et al. 2017 ) og kan være nødvendig å forklare de forbedrede overflodene av r-prosessen som finnes i noen veldig gamle glorestjerner (se for eksempel Brauer et al. 2020 ).

Betydelig ny informasjon om denne debatten kommer fra observasjoner av kilonovae og spesielt den spektakulære bekreftelsen, i form av GW170817 , at kilonovaer kan produseres av sammenslåing av to nøytronstjerner. Observasjoner av antagelig nøytronrikt utkast, har bekreftet opasitetssignaturen (raskt optisk forfall, lengre IR-forfall og utseendet til svært brede absorpsjonsegenskaper) som antyder produksjonen av lantanider og andre tunge r-prosesselementer (f.eks. Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). Hvorvidt sammenslåing av nøytronstjerner er den dominerende kilden til r-prosesselementer venter på en nøyaktig vurdering av hvor ofte de forekommer og hvor mye r-prosessmateriale som produseres i hvert tilfelle – begge er usikre av faktorer som noen i det minste.

Et papir av Siegel (2019) gjennomgår fordelene ved sammenslåing av nøytronstjerner mot produksjon av r-prosesselementer i sjeldne typer kjernekollaps-supernovaer (aka " collapsars "). Deres konklusjon er at kollapser er ansvarlige for flertallet av r-prosesselementene i Melkeveien, og at sammenslåinger av nøytronstjerner, selv om de sannsynligvis er vanlige nok, ikke forklarer forbedringene av r-prosessen som er sett i noen veldig gamle halostjerner og dverggalakser og det fallende nivået av europium (et r-prosesselement) til jern med økt jernoverflod – (dvs.eu oppfører seg som " alpha " elementer som oksygen og neon som produseres i supernovaer.

S-prosessen

Imidlertid er mange av de kjemiske elementene som er tyngre enn jern, også produsert av langsom nøytronfangst ; den såkalte s-prosessen . De frie nøytronene for disse nøytronfangsthendelsene kommer fra alfa-partikkelreaksjoner med karbon 13 (inne i asymptotiske kjempegren [AGB] -stjerner med masser på 1-8 solmasser) eller neon 22 i gigantiske stjerner over 10 solmasser. Etter et nøytronfangst kan et nøytron i den nye kjernen da beta forfall, og dermed skape en kjerne med høyere massetall og protonnummer. En kjede av slike hendelser kan produsere en rekke tunge kjerner, som begynner med jerntoppkjerner som frø. Eksempler på elementer produsert hovedsakelig på denne måten inkluderer Sr, Y, Rb, Ba, Pb og mange andre. Bevis for at denne mekanismen er effektiv, sees i de enorme overflodene av slike elementer som sees i AGB-stjernes fotosfærer. En clincher er tilstedeværelsen av Technetium i fotosfærene til noen AGB-stjerner, som har en kort halveringstid og derfor må ha blitt produsert in situ.

I henhold til Pignatari et al. (2010) , modeller antyder at s-prosessen i stjerner med høy masse (som blir supernovaer) dominerer s-prosessproduksjonen av elementer med $ A < 90 $ , men for alt annet til og med Lead blir s-prosesselementene hovedsakelig produsert i beskjedne AGB-stjerner som aldri blir supernovaer. Det bearbeidede materialet blir ganske enkelt utvist i det interstellare mediet ved massetap under termiske pulsasjoner under AGB-fasen.

Helhetsbildet

Som et ytterligere tillegg, bare for å kjøre hjem det punktet at ikke alle tunge elementer er produsert av supernovaer, her er et plott fra den episke anmeldelsen av Wallerstein et al. (1997) , som viser brøkdelen av de tunge elementene i solsystemet som produseres i r-prosessen (dvs. en øvre grense for hva som produseres i supernovaeksplosjoner). Merk at denne fraksjonen er veldig liten for noen elementer (der s-prosessen dominerer), men at r-prosessen produserer alt utover bly.

En mer oppdatert visualisering av hva som foregår (produsert av Jennifer Johnson ) og som forsøker å identifisere stedene (i prosent) for hvert kjemisk element er vist nedenfor. Det bør understrekes at detaljene fortsatt er utsatt for mye modellavhengig usikkerhet.

Kommentarer

• Er det noen grunn til å tro at supernovaer stoppet ved element 92, eller til og med 118? Jeg vet at det er grenser for hvor stor en kjerne kan bli, men jeg vil tro at en supernova ville være et mye kraftigere enn noen av reaktorene vi ' har brukt til å lage trans-uranics.
• @supercat Beklager at jeg ikke fikk øye på dette tidligere. Jeg tror alle de stabile elementene utenfor bly produseres nesten utelukkende i supernovaeksplosjoner via r-prosessen. Spørsmålet om grensene for kjernefysisk størrelse er et annet – muligens allerede besvart på Physics SE – men styres av egenskapene til de sterke, svake og elektromagnetiske kreftene. Svært tunge og eksotiske elementer kan eksistere kort i kjernene til supernovaer før de eksploderer og er sannsynligvis fremdeles tilstede i skorpene til nøytronstjerner.
• Selv om det ikke er utenfor bly, produseres gull i nøytronstjernekollisjoner, se div id = «0916cc4a8e»>