Wat is de oorsprong van elementen die zwaarder zijn dan ijzer?

Elementen die zwaarder zijn dan ijzer worden voornamelijk geproduceerd door het vangen van neutronen in sterren, hoewel er andere kleinere factoren zijn (spallatie van kosmische straling, radioactief verval) . Ze worden niet alleen geproduceerd in sterren die exploderen als supernovae. Dit is nu een feit sinds de detectie van kortstondige Technet ium in de atmosfeer van rode reus en AGB-sterren in de jaren vijftig (bijv. Merrill 1952 ), en het is vermoeiend om deze flagrante pop-sci-claim meer dan 60 jaar later te moeten corrigeren.

Het r-proces

Neutronenvangst kan snel plaatsvinden (het r-process ) en dit proces vindt meestal plaats binnen en tijdens supernova-explosies (hoewel andere mechanismen zoals samensmeltende neutronensterren zijn geopperd). De vrije neutronen worden gecreëerd door elektronenvangst in de laatste momenten van het instorten van de kern. Tegelijkertijd kan dit leiden tot de vorming van neutronenrijke kernen en de vervalproducten daarvan leiden tot veel van de chemische elementen die zwaarder zijn dan ijzer zodra ze tijdens de supernova-explosie in het interstellaire medium worden uitgeworpen. Het r-proces is bijna uitsluitend verantwoordelijk voor elementen die zwaarder zijn dan lood en draagt bij aan de overvloed aan vele elementen tussen ijzer en lood.

Er is nog steeds discussie over de plaats van het primaire r-proces. Mijn oordeel op basis van een scan van recente literatuur is dat hoewel voorstanders van kern-ineenstorting supernovae waren in de meerderheid, er steeds meer argumenten worden aangevoerd dat fusies van neutronensterren dominanter kunnen worden, vooral voor de r- elementen verwerken met $ A > 110 $ (bijv. Berger et al . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). In feite suggereert een deel van het laatste onderzoek dat ik heb gevonden dat het patroon van elementaire abundanties van het r-proces in het zonnestelsel volledig kan worden geproduceerd door versmeltingen van neutronensterren (bijv. Wanajo et al. 2004 ), hoewel modellen van core-collapse supernovae die magneto-rotatie-instabiliteiten bevatten of van snel roterende " collapsar " -modellen, ook beweren in staat te zijn het overvloedspatroon van het zonnestelsel te reproduceren ( Nishimura et al. 2017 ) en kan nodig zijn om de verbeterde r-proces-abundanties te verklaren die in sommige zeer oude halo-sterren worden aangetroffen (zie bijvoorbeeld Brauer et al. 2020 ).

Significante nieuwe informatie over dit debat komt van waarnemingen van kilonovae en in het bijzonder de spectaculaire bevestiging, in de vorm van GW170817 , dat kilonovae kan worden geproduceerd door de fusie van twee neutronensterren. Waarnemingen van de vermoedelijk neutronenrijke ejecta hebben de ondoorzichtigheidssignatuur bevestigd (snel optisch verval, langer IR-verval en het verschijnen van zeer brede absorptiekenmerken) die wijzen op de productie van lanthaniden en andere zware r-proceselementen (bijv. Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). Of fusies van neutronensterren de dominante bron van r-process-elementen zijn, wacht op een nauwkeurige beoordeling van hoe vaak ze voorkomen en hoeveel r-process-materiaal in elk geval wordt geproduceerd – die beide onzeker zijn door factoren van tenminste een paar.

Een paper van Siegel (2019) bespreekt de verdiensten van het samenvoegen van neutronensterren versus de productie van r-proceselementen in zeldzame soorten core collapse supernovae (ook bekend als " collapsars "). Hun conclusie is dat instortingen verantwoordelijk zijn voor het merendeel van de r-proceselementen in de Melkweg en dat versmeltingen van neutronensterren, hoewel ze waarschijnlijk vaak genoeg zijn, geen verklaring zijn voor de verbeteringen in het r-proces die worden waargenomen in sommige zeer oude halo-sterren en dwergstelsels en het dalende niveau van europium (een r-proceselement) naar ijzer met een grotere hoeveelheid ijzer – (bijvde EU gedraagt zich als " alpha " elementen zoals zuurstof en neon die worden geproduceerd in supernovae).

Het s-proces

Veel van de chemische elementen die zwaarder zijn dan ijzer worden echter ook geproduceerd door langzame neutronenvangst ; het zogenaamde s-proces . De vrije neutronen voor deze neutronenvangstgebeurtenissen zijn afkomstig van alfadeeltjesreacties met koolstof 13 (in asymptotische reuzentak [AGB] sterren met een massa van 1-8 zonsmassas) of neon 22 in reuzensterren boven 10 zonsmassas. Na een neutronenvangst kan een neutron in de nieuwe kern dan bèta-vervallen, waardoor een kern ontstaat met een hoger massagetal en protongetal. Een reeks van dergelijke gebeurtenissen kan een reeks zware kernen produceren, te beginnen met ijzerpiekkernen als zaden. Voorbeelden van elementen die voornamelijk op deze manier worden geproduceerd, zijn onder meer Sr, Y, Rb, Ba, Pb en vele andere. Het bewijs dat dit mechanisme effectief is, wordt gezien in de enorme overvloed aan dergelijke elementen die te zien zijn in de fotosferen van AGB-sterren. Een doorslaggevende factor is de aanwezigheid van Technetium in de fotosferen van sommige AGB-sterren, die een korte halveringstijd heeft en daarom in situ geproduceerd moet zijn.

Volgens Pignatari et al. (2010) suggereren modellen dat het s-proces in sterren met een hoge massa (die supernovae worden) de productie van elementen in het s-proces domineert met $ A < 90 $ , maar voor al het andere tot en met Lead worden de s-process-elementen voornamelijk geproduceerd in AGB-sterren van bescheiden formaat die nooit supernovae worden. Het verwerkte materiaal wordt eenvoudigweg in het interstellaire medium verdreven door massaverlies tijdens thermische pulsaties tijdens de AGB-fase.

Het algemene beeld

Als een verdere toevoeging, gewoon om het punt naar voren te brengen dat niet alle zware elementen worden geproduceerd door supernovae, hier is een plot uit de epische recensie door Wallerstein et al. (1997) , die de fractie van de zware elementen in het zonnestelsel laat zien die worden geproduceerd in het r-proces (d.w.z. een bovengrens van wat wordt geproduceerd bij supernova-explosies). Merk op dat deze fractie erg klein is voor sommige elementen (waar het s-proces domineert), maar dat het r-proces alles behalve lood produceert.

Een meer up-to-date visualisatie van wat er gebeurt (geproduceerd door Jennifer Johnson ) en welke pogingen om de locaties (als percentage) voor elk chemisch element te identificeren, worden hieronder weergegeven. Benadrukt moet worden dat de details nog steeds onderhevig zijn aan veel modelafhankelijke onzekerheid.

Opmerkingen

• Is er enige reden om aan te nemen dat supernovae gestopt bij element 92, of zelfs 118? Ik weet dat er grenzen zijn aan hoe groot een kern kan worden, maar ik zou denken dat een supernova veel krachtiger zou zijn dan alle reactoren die we ' ve gebruikt om trans-uranics te creëren.
• @supercat Sorry dat ik dit niet eerder heb opgemerkt. Ik geloof dat alle stabiele elementen voorbij lood bijna uitsluitend worden geproduceerd in supernova-explosies via het r-proces. De vraag over de limieten van nucleaire afmetingen is een andere – mogelijk al beantwoord op Physics SE – maar wordt beheerst door de eigenschappen van de sterke, zwakke en elektromagnetische krachten. Zeer zware en exotische elementen kunnen kort in de kernen van supernovae voorkomen voordat ze exploderen en zijn waarschijnlijk nog steeds aanwezig in de korsten van neutronensterren.
• Hoewel niet verder dan lood, wordt goud geproduceerd bij botsingen met neutronensterren, zie dit nieuwsartikel . Ik heb gemerkt dat je dat proces een eervolle vermelding hebt gegeven. Het zou de moeite waard kunnen zijn om het gouden ding op te nemen, maar zo niet, dan is dit nog steeds een grondig antwoord. +1
• @JimsBond Ik ben op de hoogte van het werk (of in ieder geval het persbericht, – het begeleidende peer-reviewed tijdschriftartikel vermeldt niet één keer goud!). Er is echter een hoop werk dat suggereert dat de zeer zware r-proceselementen voornamelijk din-neutronensterrenfusies produceren. Ik zal een beetje updaten.
• @Sean Stabiel genoeg dat we hun kosmische overvloed kunnen meten (U, Th). Langlevende, zou een betere uitdrukking zijn geweest.

Elementen zwaarder dan ijzer worden alleen geproduceerd tijdens supernovae ; onder deze extreem energetische omstandigheden worden atomen gebombardeerd door een zeer groot aantal neutronen. Snelle opeenvolgende neutronenvangst, gevolgd door bèta-verval, produceert de zwaardere atomen. Zie http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .

Opmerkingen

• Je eerste zin is volkomen onjuist.
• Elementen die zwaarder zijn dan ijzer worden ook geproduceerd bij botsingen met neutronensterren. Het ' s speculeerde dat het grootste deel van het ' goud op aarde afkomstig was van botsingen met neutronensterren

Binnen een ster zijn er twee primitieve krachten die met elkaar concurreren. De eerste is de zwaartekracht die de massa van de ster naar zijn kern trekt en de ster krimpt, waardoor de temperatuur en de druk toenemen en kernfusiesterren die energie vrijgeven door een naar buiten gerichte stralingsdruk toe te passen (2e kracht) die de zwaartekracht in evenwicht houdt en bespaart. de ster krimpt en explodeert. Geen enkele ster heeft genoeg druk en temperatuur om de kern van ijzer om te zetten in andere elementen (door kernfusie). Dus de kernfusie in de ster stopt. De zwaartekracht overwint de stralingsdruk en de ster krimpt en explodeert bekend als supernova-explosie en die explosie heeft genoeg temperatuur en druk om alle verdere kernen uit ijzer te vormen. 90% van de massa van de ster wordt verdeeld in de ruimte (start van een nieuw universum) en de resterende 10% massa vormt een neutron star (zonder kosten).

Reacties

• Dit is niet een voldoende gedetailleerd antwoord. Hoe worden de zwaardere elementen gevormd bij hoge temperaturen. en druk?