Care este originea elementelor mai grele decât fierul?

Elementele mai grele decât fierul sunt produse în principal prin captarea neutronilor în interiorul stelelor, deși există și alți factori mai mici (spalarea razelor cosmice, degradarea radioactivă) Acestea sunt nu produse numai în stele care explodează ca supernove. Acest lucru a fost stabilit acum de la detectarea tehnetei de scurtă durată ium în atmosferele stelelor gigant roșu și AGB din anii 1950 (de ex. Merrill 1952 ) și este obositor să trebuiască să continuați să corectați această afirmație uriașă de pop-sci peste 60 de ani mai târziu.

Procesul r

Captarea neutronilor poate avea loc rapid ( r-process ) și acest proces are loc mai ales în interiorul și în timpul exploziilor supernova (deși au fost discutate alte mecanisme precum stele de neutroni care fuzionează ). Neutronii liberi sunt creați prin captarea electronilor în momentele finale ale prăbușirii nucleului. În același timp, acest lucru poate duce la acumularea de nuclee bogate în neutroni, iar produsele de dezintegrare ale acestora duc la multe dintre elementele chimice mai grele decât fierul, odată ce acestea sunt expulzate în mediul interstelar în timpul exploziei supernova. Procesul r este aproape exclusiv responsabil pentru elementele mai grele decât plumbul și contribuie la abundența multor elemente dintre fier și plumb.

Există încă dezbateri în curs cu privire la locul primului proces r. Judecata mea dintr-o scanare a literaturii recente este că, în timp ce susținătorii supernovelor cu colaps de bază au fost în majoritate, există un caz din ce în ce mai mare care ar trebui ca fuziunile de stele de neutroni să devină mai dominante, în special pentru r- elemente de proces cu $ A > 110 $ (de ex. Berger și colab. . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). De fapt, unele dintre cele mai recente cercetări pe care le-am găsit sugerează că modelul abundențelor elementare ale procesului r în sistemul solar ar putea fi în întregime produs de fuziunile stelelor de neutroni (de exemplu, Wanajo și colab. 2004 ), deși modelele de supernove colapsate de miez care încorporează instabilități magneto-rotaționale sau de la rotirea rapidă " collapsar , și susțin că pot reproduce modelul de abundență al sistemului solar ( Nishimura și colab. 2017 ) și poate fi necesar pentru a explica abundențele îmbunătățite ale procesului r găsite în unele stele halo foarte vechi (vezi de exemplu Brauer și colab. 2020 ).

Informații noi semnificative despre această dezbatere provin din observațiile kilonovae și, în special, confirmarea spectaculoasă, sub forma GW170817 , că kilonovae pot fi produse de fuziunea a două stele de neutroni. Observațiile ejectelor, probabil, bogate în neutroni, au confirmat semnătura de opacitate (decădere optică rapidă, decădere IR mai lungă și apariția unor caracteristici de absorbție foarte largi) care sugerează producerea de lantanide și alte elemente grele ale procesului r (de ex. Pian și colab. 2017 ; Chornock și colab. 2017 ). Dacă fuziunile de stele de neutroni sunt sursa dominantă a elementelor procesului r așteaptă o evaluare exactă a frecvenței apariției acestora și a cantității de material proces r care este produsă în fiecare eveniment – ambele fiind nesigure câteva cel puțin.

O lucrare de Siegel (2019) analizează meritele fuziunii stelelor de neutroni față de producerea elementelor procesului r în tipuri rare de supernove de colapsare a nucleului (aka " colapsare "). Concluzia lor este că colapsurile sunt responsabile pentru majoritatea elementelor procesului r din Calea Lactee și că fuziunile stelelor de neutroni, deși sunt destul de comune, nu explică îmbunătățirile procesului r observate în unele stele halo foarte vechi și galaxii pitice și scăderea nivelului de europiu (un element de proces r) la fier cu abundență crescută de fier – (adicăeu se comportă ca " alfa " elemente precum oxigenul și neonul care sunt produse în supernove).

Procesul s

Cu toate acestea, multe dintre elementele chimice mai grele decât fierul sunt produse și prin captarea lentă a neutronilor ; așa-numitul proces s . Neutronii liberi pentru aceste evenimente de captură a neutronilor provin din reacții ale particulelor alfa cu carbon 13 (în interiorul stelelor gigantice asimptotice [AGB] cu mase de 1-8 mase solare) sau neon 22 în stele uriașe peste 10 mase solare. După o captură de neutroni, un neutron din noul nucleu se poate descompune beta, creând astfel un nucleu cu un număr de masă și un număr de protoni mai mare. Un lanț de astfel de evenimente poate produce o serie de nuclee grele, începând cu nucleele de vârf de fier ca semințe. Exemple de elemente produse în principal în acest mod includ Sr, Y, Rb, Ba, Pb și multe altele. Dovada faptului că acest mecanism este eficient se vede în excesul masiv de astfel de elemente care se văd în fotosfere ale stelelor AGB. Un clincher este prezența Technetium în fotosfere ale unor stele AGB, care are un timp de înjumătățire scurt și, prin urmare, trebuie să fi fost produs in situ.

Conform Pignatari și colab. (2010) , modelele sugerează că procesul s în stele cu masă mare (care vor deveni supernove) domină producția procesului s a elementelor cu $ A < 90 $ , dar pentru orice altceva până la Lead inclusiv elementele procesului s sunt produse în principal în stele AGB de dimensiuni modeste care nu devin niciodată supernove. Materialul procesat este pur și simplu expulzat în mediul interstelar prin pierderea de masă în timpul pulsațiilor termice în timpul fazei AGB.

Imaginea generală

Ca o adăugare suplimentară, doar pentru a conduce acasă punctul în care nu toate elementele grele sunt produse de supernove, iată un complot din recenzia epică de Wallerstein și colab. (1997) , care arată fracțiunea elementelor grele din sistemul solar care sunt produse în procesul r (adică o limită superioară la ceea ce este produs în explozii de supernove). Rețineți că această fracție este foarte mică pentru unele elemente (unde domină procesul s), dar că procesul r produce totul dincolo de plumb.

O vizualizare mai actualizată a ceea ce se întâmplă (produs de Jennifer Johnson ) și care încearcă să identifice siturile (ca procent) pentru fiecare element chimic este prezentat mai jos. Trebuie subliniat faptul că detaliile sunt încă supuse multor incertitudini dependente de model.

Comentarii

• Există vreun motiv să credem că supernove oprit la elementul 92 sau chiar la 118? Știu că există limite la cât de mare poate obține un nucleu, dar aș crede că o supernovă ar fi un lot mai puternic decât oricare dintre reactoarele pe care ' Am folosit pentru a crea trans-uranics.
• @supercat Ne pare rău că nu am văzut acest lucru mai devreme. Cred că toate elementele stabile dincolo de plumb sunt produse aproape exclusiv în explozii de supernove prin intermediul procesului r. Întrebarea cu privire la limitele dimensiunii nucleare este una diferită – posibil deja răspuns la Physics SE – dar guvernată de proprietățile forțelor puternice, slabe și electromagnetice. Elementele foarte grele și exotice pot exista pe scurt în nucleele supernovelor înainte de a exploda și probabil că sunt încă prezente în crustele stelelor de neutroni.
• Deși nu dincolo de plumb, aurul este produs în coliziuni de stele de neutroni, vezi acest articol de știri . Am observat că ai dat acestui proces o mențiune de onoare. S-ar putea să merite să includeți chestia cu aurul, dar dacă nu, acesta este totuși un răspuns amănunțit. +1
• @JimsBond Sunt conștient de lucrare (sau cel puțin comunicatul de presă – articolul de revistă care îl însoțește nu menționează aurul niciodată!). Există totuși un corp de lucru care sugerează că elementele foarte grele ale procesului r produc în prealabil fuziuni de stele din neutroni. Voi actualiza puțin.
• @Sean suficient de stabil încât să le putem măsura abundențele cosmice (U, Th). De lungă durată, ar fi fost o frază mai bună.

Elementele mai grele decât fierul sunt produse numai în timpul supernovelor ; în aceste condiții energetice extreme atomii sunt bombardați de un număr foarte mare de neutroni. Captarea rapidă succesivă a neutronilor, urmată de degradarea beta, produce atomii mai grei. Consultați http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .

Comentarii

• Prima propoziție este total incorectă.
• Elementele mai grele decât fierul sunt produse și în coliziuni cu stele de neutroni. ' a speculat că cea mai mare parte a aurului ' a provenit din coliziunile stelelor de neutroni

În interiorul unei stele există două forțe primitive care concurează între ele. Prima este forța gravitațională care atrage masa stelei spre nucleul său și micșorează steaua, datorită căreia crește temperatura și presiunea și stelele de fuziune nucleară care eliberează energie aplicând o presiune de radiație exterioară (a doua forță) echilibrând forța de gravitație și economisind steaua se micșorează și explodează. Nicio stea nu are suficientă presiune și temperatură pentru a transforma nucleul de fier în alte elemente (prin fuziune nucleară). Deci fuziunea nucleară din interiorul stelei se oprește. Forța gravitațională depășește presiunea radiației și steaua se micșorează și explodează cunoscută sub numele de explozie de supernovă și acea explozie are suficientă temperatură și presiune pentru a forma toți nucleii din fier. 90% din masele stelei sunt distribuite în spațiu (pornirea unui nou univers), iar restul de 10% din masă formează un neutron stea (fără taxă).

Comentarii

• Acesta nu este un răspuns suficient de detaliat. Cum se formează elementele mai grele la temperaturi ridicate? și presiune?