Jakie jest pochodzenie pierwiastków cięższych od żelaza?

Pierwiastki cięższe od żelaza są wytwarzane głównie przez wychwytywanie neutronów wewnątrz gwiazd, chociaż są też inne, mniej istotne czynniki (spalanie promieni kosmicznych, rozpad radioaktywny) . Nie są wytwarzane tylko w gwiazdach, które eksplodują jako supernowe. Fakt ten został już ustalony od czasu wykrycia krótkotrwałego Technetu ium w atmosferach czerwonego olbrzyma i gwiazd AGB w latach pięćdziesiątych (np. Merrill 1952 ) i męczące jest ciągłe poprawianie tego skandalicznego pop-sci po ponad 60 latach.

Proces r

Wychwytywanie neutronów może następować szybko ( r-process ), a proces ten zachodzi głównie wewnątrz i podczas eksplozji supernowych (chociaż inne mechanizmy, takie jak łączenie się gwiazd neutronowych , zostały omówione). Wolne neutrony są tworzone przez wychwytywanie elektronów w końcowych momentach zapadania się jądra. Jednocześnie może to prowadzić do tworzenia się jąder bogatych w neutrony, a produkty ich rozpadu prowadzą do powstania wielu pierwiastków chemicznych cięższych od żelaza po ich wyrzuceniu do ośrodka międzygwiazdowego podczas eksplozji supernowej. Proces r jest prawie wyłącznie odpowiedzialny za pierwiastki cięższe od ołowiu i przyczynia się do obfitości wielu pierwiastków między żelazem a ołowiem.

Wciąż toczy się debata na temat miejsca pierwotnego procesu r. Mój osąd na podstawie skanu najnowszej literatury jest taki, że podczas gdy zwolennicy zapaści jądra supernowych byli w większości, istnieje rosnąca liczba argumentów, że łączenie się gwiazd neutronowych może stać się bardziej dominujące, szczególnie w przypadku r- przetwarzaj elementy z $ A > 110 $ (np. Berger et al . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). W rzeczywistości niektóre z najnowszych badań, które znalazłem, sugerują, że wzór obfitości pierwiastków procesu r w Układzie Słonecznym może być całkowicie wytworzony przez łączenie się gwiazd neutronowych (np. Wanajo i in. 2004 ), chociaż modele supernowych z zapadnięciem się jądra, które zawierają niestabilności magneto-rotacyjne lub szybko rotujące " collapsar ", także twierdzą, że są w stanie odtworzyć wzorzec obfitości Układu Słonecznego ( Nishimura et al. 2017 ) i może być konieczne do wyjaśnienia obfitości rozszerzonego procesu r występującego w niektórych bardzo starych gwiazdach halo (patrz na przykład Brauer et al. 2020 ).

Istotne nowe informacje na temat tej debaty pochodzą z obserwacji kilonovae , aw szczególności ze spektakularnego potwierdzenia w postaci GW170817 , że kilonowe mogą być produkowane przez połączenie dwóch gwiazd neutronowych. Obserwacje przypuszczalnie bogatego w neutrony wyrzutu potwierdziły sygnaturę nieprzezroczystości (szybki rozpad optyczny, dłuższy zanik podczerwieni i pojawienie się bardzo szerokich cech absorpcji), która sugeruje produkcję lantanowców i innych ciężkich elementów procesu r (np. Pian i in. 2017 ; Chornock i in. 2017 ). To, czy łączenie się gwiazd neutronowych jest dominującym źródłem pierwiastków procesu r, czeka na dokładną ocenę tego, jak często występują i ile materiału procesu r jest wytwarzane w każdym zdarzeniu – z których oba są niepewne przez czynniki co najmniej kilka.

Artykuł Siegel (2019) przedstawia zalety łączenia się gwiazd neutronowych w porównaniu z produkcją elementów procesu r rzadkie typy supernowych załamań jądra (aka " collapsars "). Ich wniosek jest taki, że kolapsary są odpowiedzialne za większość elementów procesu r w Drodze Mlecznej i że łączenie się gwiazd neutronowych, choć prawdopodobnie dość powszechne, nie wyjaśnia ulepszeń procesu r obserwowanych w niektórych bardzo starych gwiazdach halo i galaktykach karłowatych. spadający poziom europu (pierwiastka procesu r) do żelaza o zwiększonej zawartości żelaza – (tjue zachowuje się jak " alpha " pierwiastki, takie jak tlen i neon, które są wytwarzane w supernowych).

Proces s

Jednak wiele pierwiastków chemicznych cięższych od żelaza jest również wytwarzanych przez powolne wychwytywanie neutronów ; tak zwany proces s . Wolne neutrony dla tych zdarzeń wychwytywania neutronów pochodzą z reakcji cząstek alfa z węglem 13 (wewnątrz asymptotycznej gałęzi olbrzymów [AGB] gwiazd o masach 1-8 mas Słońca) lub neonem 22 w gigantycznych gwiazdach powyżej 10 mas Słońca. Po wychwyceniu neutronu neutron w nowym jądrze może następnie rozpadać się beta, tworząc w ten sposób jądro o większej liczbie masowej i liczbie protonów. Łańcuch takich zdarzeń może wytworzyć szereg ciężkich jąder, zaczynając od jąder szczytowych żelaza jako nasion. Przykłady elementów wytwarzanych głównie w ten sposób to Sr, Y, Rb, Ba, Pb i wiele innych. Dowodem na skuteczność tego mechanizmu jest ogromna nadmiar takich pierwiastków, które są widoczne w fotosferach gwiazd AGB. Czynnikiem decydującym jest obecność technetu w fotosferach niektórych gwiazd AGB, który ma krótki okres półtrwania i dlatego musiał zostać wyprodukowany in situ.

Według Pignatari i in. (2010) modele sugerują, że proces s w gwiazdach o dużej masie (które staną się supernowymi) dominuje w procesie s-procesu produkcji pierwiastków z $ A < 90 $ , ale w przypadku wszystkiego innego, aż do Ołowiu włącznie, elementy procesu s są produkowane głównie z gwiazd AGB o niewielkich rozmiarach, które nigdy nie staną się supernowymi. Przetworzony materiał jest po prostu wyrzucany do ośrodka międzygwiazdowego przez utratę masy podczas pulsacji termicznych podczas fazy AGB.

Ogólny obraz

Jako kolejny dodatek, aby uświadomić sobie, że nie wszystkie ciężkie pierwiastki są wytwarzane przez supernowe, oto wykres z epickiej recenzji autorstwa Wallerstein i in. (1997) , który pokazuje ułamek ciężkich pierwiastków w Układzie Słonecznym, które są produkowane w procesie r (tj. Górna granica tego, co jest wytwarzane w wybuchach supernowych). Zwróć uwagę, że ten ułamek jest bardzo mały w przypadku niektórych pierwiastków (gdzie dominuje proces s), ale proces r produkuje wszystko poza ołowiem.

Bardziej aktualna wizualizacja tego, co się dzieje (opracowana przez Jennifer Johnson ) i który próbuje zidentyfikować miejsca (w procentach) dla każdego pierwiastka chemicznego pokazano poniżej. Należy podkreślić, że szczegóły podlegają dużej niepewności zależnej od modelu.

Komentarze

• Czy jest jakiś powód, by sądzić, że supernowe zatrzymał się przy elemencie 92, czy nawet 118? Wiem, że istnieją ograniczenia co do wielkości jądra, ale myślę, że supernowa byłaby dużo potężniejsza niż którykolwiek z reaktorów ' Kiedyś tworzyłem trans-uraniki.
• @supercat Przepraszamy, że nie zauważyłem tego wcześniej. Uważam, że wszystkie stabilne pierwiastki poza ołowiem są wytwarzane prawie wyłącznie w eksplozjach supernowych w procesie r. Pytanie o ograniczenia wielkości jądra atomowego jest inne – prawdopodobnie odpowiedź już na Physics SE – ale podlega właściwościom silnych, słabych i elektromagnetycznych sił. Bardzo ciężkie i egzotyczne pierwiastki mogą przez chwilę istnieć w rdzeniach supernowych, zanim wybuchną i prawdopodobnie nadal są obecne w skorupach gwiazd neutronowych.
• Chociaż nie jest to ołów, złoto jest wytwarzane w zderzeniach gwiazd neutronowych, patrz ten artykuł z wiadomościami . Zauważyłem, że nadałeś temu procesowi honorowe wyróżnienie. Może warto uwzględnić tę złotą rzecz, ale jeśli nie, to jest to dokładna odpowiedź. +1
• @JimsBond Znam pracę (lub przynajmniej informację prasową – w recenzowanym artykule w czasopiśmie nie jest ani razu mowa o złocie!). Istnieje jednak szereg prac, które sugerują, że bardzo ciężkie pierwiastki z procesu r pierwotnie powodują łączenie się gwiazd neutronowych din. Zaktualizuję trochę.
• @Sean Stable na tyle, że możemy zmierzyć ich kosmiczną obfitość (U, Th). Długowieczne byłoby lepszym określeniem.

Pierwiastki cięższe od żelaza są produkowane tylko podczas supernowych ; w tych ekstremalnych warunkach energetycznych atomy są bombardowane przez bardzo dużą liczbę neutronów. Szybkie, następujące po sobie wychwytywanie neutronów, po którym następuje rozpad beta, wytwarza cięższe atomy. Zobacz http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .

Komentarze

• Twoje pierwsze zdanie jest całkowicie błędne.
• Pierwiastki cięższe od żelaza są również wytwarzane w zderzeniach gwiazd neutronowych. Spekulowano, że ' większość Ziemi ' pochodzi ze zderzeń gwiazd neutronowych

Wewnątrz gwiazdy rywalizują ze sobą dwie pierwotne siły. Pierwsza to siła grawitacji, która przyciąga masę gwiazdy do jej jądra i kurczy gwiazdę, dzięki czemu temperatura i ciśnienie wzrasta, a gwiazdy jądrowe uwalniają energię przy zastosowaniu zewnętrznego ciśnienia promieniowania (drugiej siły), równoważąc siłę grawitacji i oszczędzając gwiazda nie kurczy się i nie eksploduje. Żadna gwiazda nie ma wystarczającego ciśnienia i temperatury, aby przekształcić jądro żelaza w dalsze pierwiastki (przez fuzję jądrową). Zatem fuzja jądrowa wewnątrz gwiazdy ustaje. Siła grawitacji pokonuje ciśnienie promieniowania, a gwiazda kurczy się i wybucha znany jako eksplozja supernowej, a ta eksplozja ma wystarczającą temperaturę i ciśnienie, aby uformować wszystkie dalsze jądra z żelaza. 90% mas gwiazdy zostaje rozłożonych w przestrzeni (początek nowego wszechświata), a pozostałe 10% masy tworzy neutron gwiazdka (bez opłat).

Komentarze

• To nie jest wystarczająco szczegółowa odpowiedź. Jak powstają cięższe pierwiastki w wysokiej temp. i presję?