Vad är ursprunget till grundämnen som är tyngre än järn?

Element som är tyngre än järn produceras huvudsakligen av neutronupptagning i stjärnor, även om det finns andra mindre bidragande (kosmisk strålning, radioaktivt förfall) De produceras inte bara i stjärnor som exploderar som supernovor. Detta har nu fastställts faktum sedan upptäckten av kortlivad Technet i atmosfären av den röda jätten och AGB-stjärnorna på 1950-talet (t.ex. Merrill 1952 ), och det är tröttsamt att fortsätta korrigera detta allvarliga pop-sci-påstående mer än 60 år senare.

r-processen

Neutronupptagning kan ske snabbt ( r-process ) och denna process sker mestadels inom och under supernovaexplosioner (även om andra mekanismer som sammanslagna neutronstjärnor har tagits fram). De fria neutronerna skapas genom elektronupptagning i de sista ögonblicken av kärnkollaps. Samtidigt kan detta leda till uppbyggnad av neutronrika kärnor och förfallsprodukterna av dessa leder till många av de kemiska elementen som är tyngre än järn när de matas ut i det interstellära mediet under supernovaexplosionen. R-processen är nästan uteslutande ansvarig för element som är tyngre än bly och bidrar till överflödet av många element mellan järn och bly.

Det pågår fortfarande en debatt om platsen för den primära r-processen. Min bedömning från en genomsökning av ny litteratur är att medan kärnkollaps-supernovaförespråkare var i majoriteten, finns det ett växande fall att göra att sammanslagningar av neutronstjärnor kan bli mer dominerande, särskilt för r- processelement med $ A > 110 $ (t.ex. Berger et al. 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). Faktum är att några av de senaste undersökningarna som jag hittat tyder på att mönstret av elementära överflöd i r-processen i solsystemet kan produceras helt genom sammanslagningar av neutronstjärnor (t.ex. Wanajo et al. 2004 ), även om modeller av kärnkollaps-supernovor som innehåller magneto-rotationsinstabiliteter eller från snabbt roterande " kollapsar " modeller, också hävdar att de kan återge solsystemets överflödsmönster ( Nishimura et al. 2017 ) och kan vara nödvändigt för att förklara de förbättrade r-processöverflöd som finns i vissa mycket gamla halostjärnor (se till exempel Brauer et al. 2020 ).

Betydande ny information om denna debatt kommer från observationer av kilonovae och särskilt den spektakulära bekräftelsen, i form av GW170817 , att kilonova kan produceras av sammanslagning av två neutronstjärnor. Observationer av det förmodligen neutronrika utkastet har bekräftat opacitetssignaturen (snabb optisk förfall, längre IR-förfall och uppkomsten av mycket breda absorptionsegenskaper) som föreslår produktion av lantanider och andra tunga r-processelement (t.ex. Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). Huruvida neutronstjärnsammanslagningar är den dominerande källan till r-processelement väntar på en korrekt bedömning av hur ofta de förekommer och hur mycket r-processmaterial som produceras i varje händelse – båda är osäkra av faktorer av åtminstone några.

Ett papper av Siegel (2019) granskar fördelarna med sammanslagning av neutronstjärnor jämfört med produktion av r-processelement i sällsynta typer av supernovaer med kärnkollaps (aka " kollapsar "). Deras slutsats är att kollapsar är ansvariga för majoriteten av r-processelementen i Vintergatan och att sammanslagningar av neutronstjärnor, även om de troligen är vanliga, inte förklarar de förbättringar av r-processen som ses i vissa mycket gamla halostjärnor och dvärggalaxer den fallande nivån av europium (ett r-processelement) till järn med ökat järnöverflöd – (dvs.eu beter sig som " alpha " element som syre och neon som produceras i supernovor).

S-processen

Men många av de kemiska grundämnena som är tyngre än järn produceras också genom långsam neutronupptagning ; den så kallade s-processen . De fria neutronerna för dessa neutronupptagande händelser kommer från alfapartikelreaktioner med kol 13 (inuti asymptotiska jättegrenar [AGB] stjärnor med massor av 1-8 solmassor) eller neon 22 i jättestjärnor över 10 solmassor. Efter en neutronupptagning kan en neutron i den nya kärnan sedan sönderfalla, vilket skapar en kärna med högre massnummer och protonnummer. En kedja av sådana händelser kan producera en rad tunga kärnor, som börjar med järn-toppkärnor som frön. Exempel på element som produceras huvudsakligen på detta sätt inkluderar Sr, Y, Rb, Ba, Pb och många andra. Bevis på att denna mekanism är effektiv syns i de massiva överflödet av sådana element som syns i AGB-stjärnornas fotosfärer. En kliniker är närvaron av Technetium i fotosfärerna hos vissa AGB-stjärnor, som har en kort halveringstid och därför måste ha producerats in situ.

Enligt Pignatari et al. (2010) , modeller antyder att s-processen i stjärnor med hög massa (som kommer att bli supernovor) dominerar s-processproduktionen av element med $ A < 90 $ , men för allt annat till och med Lead produceras s-processelementen främst i blygsamma AGB-stjärnor som aldrig blir supernovor. Det bearbetade materialet utvisas helt enkelt i det interstellära mediet genom massförlust under termiska pulsationer under AGB-fasen.

Helhetsbilden

Som ett ytterligare tillägg, bara för att köra hem den punkten att inte alla tunga element produceras av supernovor, här är en plot från den episka recensionen av Wallerstein et al. (1997) , som visar bråkdelen av de tunga elementen i solsystemet som produceras i r-processen (dvs. en övre gräns för vad som produceras i supernovaexplosioner). Observera att denna fraktion är mycket liten för vissa element (där s-processen dominerar), men att r-processen producerar allt bortom bly.

En mer uppdaterad visualisering av vad som händer (producerad av Jennifer Johnson ) och som försöker identifiera platserna (i procent) för varje kemiskt element visas nedan. Det bör betonas att detaljerna fortfarande är föremål för mycket modellberoende osäkerhet.

Kommentarer

• Finns det någon anledning att tro att supernovor stannade vid element 92, eller till och med 118? Jag vet att det finns gränser för hur stor en kärna kan bli, men jag tror att en supernova skulle vara ett parti mer kraftfullt än någon av reaktorerna vi ' har använts för att skapa trans-uranics.
• @supercat Ledsen för att jag inte upptäckte detta tidigare. Jag tror att alla stabila element bortom bly produceras nästan uteslutande i supernovaexplosioner via r-processen. Frågan om gränserna för kärnkraftsstorlek är en annan – möjligen redan besvarad på Physics SE – men styrs av egenskaperna hos de starka, svaga och elektromagnetiska krafterna. Mycket tunga och exotiska element kan existera kort i supernovakärnorna innan de exploderar och är troligtvis fortfarande närvarande i neutronstjärnornas skorpor.
• Även om det inte är bortom bly, produceras guld vid neutronstjärnskollisioner, se den här nyhetsartikeln . Jag märkte att du gav den processen ett hedervärd omnämnande. Det kan vara värt att inkludera guldtingen, men om inte är det fortfarande ett grundligt svar. +1
• @JimsBond Jag är medveten om arbetet (eller åtminstone pressmeddelandet – den medföljande peer-reviewed journalartikeln nämner inte guld en gång!). Det finns dock en mängd arbeten som antyder att de mycket tunga r-processelementen i första hand producerar din neutronstjärnsfusion. Jag kommer att uppdatera lite.
• @Sean Stabil nog att vi kan mäta deras kosmiska överflöd (U, Th). Långlivat, skulle ha varit en bättre fras.

Element som är tyngre än järn produceras bara under supernovor ; under dessa extrema energiska förhållanden bombas atomer av ett mycket stort antal neutroner. Snabb på varandra följande neutronupptagning, följt av betaförfall, ger de tyngre atomerna. Se http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .

Kommentarer

• Din första mening är helt felaktig.
• Element som är tyngre än järn produceras också vid kollisioner med neutronstjärnor. Det ' spekulerade i att större delen av jorden ' s guld kom från neutronstjärnskollisioner

Inuti en stjärna finns det två primitiva krafter som konkurrerar med varandra. 1: a är gravitationskraften som drar stjärns massa mot sin kärna och krymper stjärnan, på grund av vilken temperatur och tryck ökar och kärnfusionsstjärnor som frigör energi som applicerar ett utåt strålningstryck (II: a kraft) som balanserar gravitationskraften och sparar stjärnan krymper och exploderar. Ingen stjärna har tillräckligt med tryck och temperatur för att konvertera järnkärnan till ytterligare element (genom kärnfusion). Så kärnfusionen inuti stjärnan slutar. Gravitationskraften övervinner strålningstrycket och stjärnan krymper och exploderar känd som supernovaexplosion och den explosionen har tillräckligt med temperatur och tryck för att bilda alla ytterligare kärnor från järn. 90% av stjärnans massor distribueras i rymden (Start av ett nytt universum) och de återstående 10% massan bildar en neutron stjärna (utan kostnad).

Kommentarer

• Detta är inte ett tillräckligt detaljerat svar. Hur bildas de tyngre elementen vid hög temp. och tryck?