Qual é a origem dos elementos mais pesados que o ferro?

Elementos mais pesados que o ferro são produzidos principalmente por captura de nêutrons dentro das estrelas, embora haja outros contribuintes menores (espalhamento de raios cósmicos, decaimento radioativo) . Eles não são produzidos apenas em estrelas que explodem como supernovas. Isso agora foi estabelecido desde a detecção de Technet de curta duração ium nas atmosferas de estrelas gigantes vermelhas e AGB na década de 1950 (por exemplo Merrill 1952 ), e é cansativo ter que continuar corrigindo essa flagrante afirmação pop-sci mais de 60 anos depois.

O r-process

A captura de nêutrons pode ocorrer rapidamente (o r-process ) e este processo ocorre principalmente dentro e durante as explosões de supernova (embora outros mecanismos como estrelas de nêutrons em fusão tenham sido discutidos). Os nêutrons livres são criados pela captura de elétrons nos momentos finais do colapso do núcleo. Ao mesmo tempo, isso pode levar à formação de núcleos ricos em nêutrons e os produtos de decadência deles levam a muitos dos elementos químicos mais pesados do que o ferro, uma vez que são ejetados no meio interestelar durante a explosão da supernova. O processo-r é quase exclusivamente responsável por elementos mais pesados que o chumbo e contribui para a abundância de muitos elementos entre o ferro e o chumbo.

Ainda há um debate em andamento sobre a localização do processo-r primário. Meu julgamento a partir de uma varredura da literatura recente é que, embora os proponentes das supernovas do colapso do núcleo fossem a maioria, há um argumento crescente a ser feito de que fusões de estrelas de nêutrons podem se tornar mais dominantes, particularmente para elementos de processo com $ A > 110 $ (por exemplo, Berger et al . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). Na verdade, algumas das pesquisas mais recentes que encontrei sugerem que o padrão de abundâncias elementares do processo r no sistema solar poderia ser inteiramente produzido por fusões de estrelas de nêutrons (por exemplo, Wanajo et al. 2004 ), embora modelos de supernovas de colapso do núcleo que incorporam instabilidades magneto-rotacionais ou de " colapsar modelos, também afirmam ser capazes de reproduzir o padrão de abundância do sistema solar ( Nishimura et al. 2017 ) e pode ser necessário para explicar as abundâncias aprimoradas do processo-r encontradas em algumas estrelas halo muito antigas (ver por exemplo Brauer et al. 2020 ).

Novas informações significativas sobre este debate vêm de observações de kilonovae e, em particular, da confirmação espetacular, na forma de GW170817 , essa kilonovae pode ser produzida pela fusão de duas estrelas de nêutrons. As observações do material ejetado presumivelmente rico em nêutrons confirmaram a assinatura de opacidade (decaimento óptico rápido, decaimento de IR mais longo e o aparecimento de características de absorção muito amplas) que sugerem a produção de lantanídeos e outros elementos pesados do processo r (por exemplo, Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). Se as fusões de estrelas de nêutrons são a fonte dominante de elementos de processo-r, aguarda uma avaliação precisa de quão frequentemente eles ocorrem e quanto material de processo-r é produzido em cada evento – ambos os quais são incertos por fatores de alguns, pelo menos.

Um artigo de Siegel (2019) analisa os méritos da fusão de estrelas de nêutrons vs produção de elementos de processo r em tipos raros de supernovas de colapso de núcleo (também conhecidas como " colapsos "). A conclusão deles é que os colapsares são responsáveis pela maioria dos elementos do processo r na Via Láctea e que as fusões de estrelas de nêutrons, embora provavelmente comuns, não explicam os aprimoramentos do processo r vistos em algumas estrelas halo muito antigas e galáxias anãs e a queda do nível de európio (um elemento do processo r) para ferro com maior abundância de ferro – (ou seja,o Eu se comporta como " alpha " elementos como oxigênio e néon que são produzidos em supernovas).

O s-process

No entanto, muitos dos elementos químicos mais pesados que o ferro também são produzidos por captura lenta de nêutrons ; o chamado s-processo . Os nêutrons livres para esses eventos de captura de nêutrons vêm de reações de partículas alfa com carbono 13 (dentro de estrelas do ramo gigante assintótico [AGB] com massas de 1-8 massas solares) ou néon 22 em estrelas gigantes acima de 10 massas solares. Após uma captura de nêutrons, um nêutron no novo núcleo pode então decair beta, criando assim um núcleo com um número de massa e número de prótons maiores. Uma cadeia de tais eventos pode produzir uma variedade de núcleos pesados, começando com núcleos de pico de ferro como sementes. Exemplos de elementos produzidos principalmente desta forma incluem Sr, Y, Rb, Ba, Pb e muitos outros. A prova de que esse mecanismo é eficaz é vista na superabundância massiva de tais elementos que são vistos nas fotosferas de estrelas AGB. Um argumento decisivo é a presença de Tecnécio nas fotosferas de algumas estrelas AGB, que tem meia-vida curta e, portanto, deve ter sido produzida in situ.

De acordo com Pignatari et al. (2010) , os modelos sugerem que o processo s em estrelas de alta massa (que se tornarão supernovas) domina a produção de elementos no processo s com $ A < 90 $ , mas para todo o resto até e incluindo o chumbo, os elementos do processo s são produzidos principalmente em estrelas AGB de tamanho modesto que nunca se tornam supernovas. O material processado é simplesmente expelido para o meio interestelar por perda de massa durante as pulsações térmicas durante a fase AGB.

O quadro geral

Como outra adição, apenas para enfatizar que nem todos os elementos pesados são produzidos por supernovas, aqui está um enredo da crítica épica de Wallerstein et al. (1997) , que mostra a fração dos elementos pesados no sistema solar que são produzidos no processo r (ou seja, um limite superior para o que é produzido em explosões de supernovas). Observe que esta fração é muito pequena para alguns elementos (onde o processo s domina), mas que o processo r produz tudo além do chumbo.

Uma visualização mais atualizada do que acontece (produzida por Jennifer Johnson ) e que tenta identificar os locais (como uma porcentagem) para cada elemento químico é mostrado abaixo. Deve-se enfatizar que os detalhes ainda estão sujeitos a muitas incertezas dependentes do modelo.

Comentários

• Há alguma razão para acreditar que supernovas parou no elemento 92, ou mesmo 118? Eu sei que há limites para o tamanho de um núcleo, mas eu acho que uma supernova seria muito mais poderosa do que qualquer um dos reatores que ' costumamos criar transurânicos.
• @supercat Desculpe por não ter percebido isso antes. Acredito que todos os elementos estáveis além do chumbo são produzidos quase exclusivamente em explosões de supernova por meio do processo r. A questão sobre os limites do tamanho nuclear é outra – possivelmente já respondida na Física SE – mas regida pelas propriedades das forças forte, fraca e eletromagnética. Elementos muito pesados e exóticos podem existir brevemente nos núcleos das supernovas antes de explodirem e provavelmente ainda estão presentes nas crostas das estrelas de nêutrons.
• Embora não seja além do chumbo, o ouro é produzido em colisões de estrelas de nêutrons, consulte este artigo de notícias . Percebi que você deu a esse processo uma menção honrosa. Pode valer a pena incluir a coisa do ouro, mas se não, esta ainda é uma resposta completa. +1
• @JimsBond Estou ciente do trabalho (ou pelo menos do comunicado de imprensa – o artigo de jornal revisado por pares que acompanha não menciona ouro nenhuma vez!). No entanto, há um corpo de trabalho que sugere que os elementos muito pesados do processo-r são basicamente a produção de fusões de estrelas de nêutrons din. Vou atualizar um pouco.
• @Sean Estável o suficiente para que possamos medir suas abundâncias cósmicas (U, Th). Vida longa seria uma frase melhor.

Elementos mais pesados que o ferro são produzidos apenas durante as supernovas ; nessas condições energéticas extremas, os átomos são bombardeados por um grande número de nêutrons. A captura rápida e sucessiva de nêutrons, seguida pelo decaimento beta, produz os átomos mais pesados. Consulte http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .

Comentários

• Sua primeira frase está totalmente incorreta.
• Elementos mais pesados que o ferro também são produzidos em colisões de estrelas de nêutrons. Ele ' s especulou que a maior parte do ouro ' da Terra veio de colisões de estrelas de nêutrons

Dentro de uma estrela, existem duas forças primitivas competindo entre si. 1ª é a força gravitacional que atrai a massa da estrela em direção ao seu núcleo e encolhendo a estrela, devido ao qual a temperatura e pressão aumentam e estrelas de fusão nuclear que liberam energia aplicando uma pressão de radiação para fora (força II) equilibrando a força gravitacional e economizando a estrela de encolher e explodir. Nenhuma estrela tem pressão e temperatura suficientes para converter o núcleo de ferro em outros elementos (por fusão nuclear). Portanto, a fusão nuclear dentro da estrela para. A força gravitacional supera a pressão da radiação e a estrela encolhe e explode conhecida como explosão de supernova e essa explosão tem temperatura e pressão suficientes para formar todos os outros núcleos de ferro. 90% da massa da estrela é distribuída no espaço (começando de um novo universo) e os 10% restantes de massa formam um nêutron estrela (sem custo).

Comentários

• Essa não é uma resposta detalhada o suficiente. Como os elementos mais pesados são formados em alta temperatura. e pressão?