Woher stammen Elemente, die schwerer als Eisen sind?

Elemente, die schwerer als Eisen sind, werden hauptsächlich durch Neutroneneinfang in Sternen erzeugt, obwohl es andere kleinere Beiträge gibt (Spallation der kosmischen Strahlung, radioaktiver Zerfall). Sie werden nicht nur in Sternen produziert, die als Supernovae explodieren. Dies ist seit dem Nachweis von kurzlebigem Technet eine Tatsache in den Atmosphären von roten Riesen- und AGB-Sternen in den 1950er Jahren (z. Merrill 1952 ), und es ist mühsam, diese ungeheure Pop-Sci-Behauptung mehr als 60 Jahre später weiter korrigieren zu müssen.

Der r-Prozess

Neutroneneinfang kann schnell erfolgen ( r-Prozess ) und dieser Prozess findet hauptsächlich innerhalb und während Supernova-Explosionen statt (obwohl andere Mechanismen wie das Zusammenführen von Neutronensternen diskutiert wurden). Die freien Neutronen werden durch Elektroneneinfang in den letzten Momenten des Kernkollapses erzeugt. Gleichzeitig kann dies zum Aufbau neutronenreicher Kerne führen, und die Zerfallsprodukte dieser Kerne führen dazu, dass viele der chemischen Elemente schwerer als Eisen sind, sobald sie während der Supernova-Explosion in das interstellare Medium ausgestoßen werden. Der R-Prozess ist fast ausschließlich für Elemente verantwortlich, die schwerer als Blei sind, und trägt zur Häufigkeit vieler Elemente zwischen Eisen und Blei bei.

Über den Ort des primären R-Prozesses wird noch diskutiert. Mein Urteil aus einem Scan der neueren Literatur ist, dass, während die Befürworter der Supernovae des Kernkollapses in der Mehrheit waren, es zunehmend Fälle gibt, in denen Neutronensternfusionen dominanter werden könnten, insbesondere für die r- Prozesselemente mit $ A > 110 $ (z. B. Berger et al . 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). Tatsächlich legen einige der neuesten Forschungen, die ich gefunden habe, nahe, dass das Muster der Häufigkeit von R-Prozess-Elementen im Sonnensystem vollständig durch Fusionen von Neutronensternen erzeugt werden könnte (z. B. Wanajo et al. 2004 ), obwohl Modelle von Kernkollaps-Supernovae, die magnetorotatorische Instabilitäten enthalten, oder von schnell rotierenden " kollapsar " -Modelle, auch behaupten, das Häufigkeitsmuster des Sonnensystems reproduzieren zu können ( Nishimura et al. 2017 ) und kann notwendig sein, um die erhöhten R-Prozess-Häufigkeiten zu erklären, die in einigen sehr alten Halosternen gefunden wurden (siehe zum Beispiel Brauer et al. 2020 ).

Wichtige neue Informationen zu dieser Debatte stammen aus Beobachtungen von kilonovae und insbesondere aus der spektakulären Bestätigung in Form von GW170817 , dass Kilonovae von der produziert werden können Fusion zweier Neutronensterne. Beobachtungen der vermutlich neutronenreichen Ejekta haben die Opazitätssignatur (schneller optischer Zerfall, längerer IR-Zerfall und Auftreten sehr breiter Absorptionsmerkmale) bestätigt, die auf die Produktion von Lanthaniden und anderen schweren r-Prozess-Elementen schließen lassen (z. B. Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). Ob Neutronensternfusionen die dominante Quelle für R-Prozess-Elemente sind, muss genau beurteilt werden, wie häufig sie auftreten und wie viel R-Prozess-Material in jedem Ereignis produziert wird – beides ist durch Faktoren von ungewiss Zumindest einige.

Ein Artikel von Siegel (2019) untersucht die Vorzüge der Neutronensternfusion im Vergleich zur Produktion von R-Prozess-Elementen in seltene Arten von Kernkollaps-Supernovae (auch bekannt als " Collapsars "). Ihre Schlussfolgerung ist, dass Kollapsare für die Mehrzahl der R-Prozess-Elemente in der Milchstraße verantwortlich sind und dass Fusionen von Neutronensternen, obwohl sie wahrscheinlich häufig genug sind, die Verbesserungen des R-Prozesses in einigen sehr alten Halosternen und Zwerggalaxien und nicht erklären der sinkende Gehalt an Europium (einem r-Prozess-Element) zu Eisen mit erhöhter Eisenhäufigkeit – (dhDie EU verhält sich wie " alpha " Elemente wie Sauerstoff und Neon, die in Supernovae produziert werden.

Der s-Prozess

Viele der chemischen Elemente, die schwerer als Eisen sind, werden jedoch auch durch langsames Einfangen von Neutronen erzeugt ;; der sogenannte s-Prozess . Die freien Neutronen für diese Neutroneneinfangereignisse stammen aus Alpha-Teilchenreaktionen mit Kohlenstoff 13 (innerhalb asymptotischer Riesenaststerne [AGB] mit Massen von 1-8 Sonnenmassen) oder Neon 22 in Riesensternen über 10 Sonnenmassen. Nach einem Neutroneneinfang kann ein Neutron im neuen Kern dann Beta zerfallen und so einen Kern mit einer höheren Massenzahl und Protonenzahl erzeugen. Eine Kette solcher Ereignisse kann eine Reihe schwerer Kerne produzieren, beginnend mit Eisenpeakkernen als Samen. Beispiele für Elemente, die hauptsächlich auf diese Weise hergestellt werden, umfassen Sr, Y, Rb, Ba, Pb und viele andere. Der Beweis, dass dieser Mechanismus wirksam ist, zeigt sich in der massiven Überfülle solcher Elemente, die in den Photosphären von AGB-Sternen zu sehen sind. Ein Drahtreifen ist das Vorhandensein von Technetium in den Photosphären einiger AGB-Sterne, das eine kurze Halbwertszeit hat und daher in situ hergestellt worden sein muss.

Gemäß Pignatari et al. (2010) legen Modelle nahe, dass der S-Prozess in Sternen mit hoher Masse (die zu Supernovae werden) die S-Prozess-Produktion von Elementen mit $ A < 90 $ , aber für alles andere bis einschließlich Blei werden die S-Prozess-Elemente hauptsächlich in AGB-Sternen von bescheidener Größe hergestellt, die niemals zu Supernovae werden. Das verarbeitete Material wird einfach durch Massenverlust während thermischer Pulsationen während der AGB-Phase in das interstellare Medium ausgestoßen.

Das Gesamtbild

Um den Punkt, dass nicht alle schweren Elemente von Supernovae produziert werden, nach Hause zu bringen, hier eine Handlung aus der epischen Rezension von Wallerstein et al. (1997) , der den Anteil der schweren Elemente im Sonnensystem zeigt, die im r-Prozess erzeugt werden (d. H. Eine Obergrenze für das, was bei Supernovae-Explosionen erzeugt wird). Beachten Sie, dass dieser Anteil für einige Elemente (bei denen der S-Prozess dominiert) sehr klein ist, der R-Prozess jedoch alles über Blei hinaus produziert.

Eine aktuellere Visualisierung dessen, was vor sich geht (produziert von Jennifer Johnson ) und welche Versuche, die Stellen (in Prozent) für jedes chemische Element zu identifizieren, sind unten gezeigt. Es sollte betont werden, dass die Details immer noch einer großen modellabhängigen Unsicherheit unterliegen.

Kommentare

• Gibt es einen Grund zu der Annahme, dass Supernovae bei Element 92 oder sogar 118 gestoppt? Ich weiß, dass es Grenzen gibt, wie groß ein Kern werden kann, aber ich würde denken, dass eine Supernova viel stärker ist als jeder der Reaktoren, die wir ' habe verwendet, um Trans-Uranics zu erstellen.
• @supercat Entschuldigung, dass Sie dies nicht früher entdeckt haben. Ich glaube, dass alle stabilen Elemente jenseits von Blei fast ausschließlich in Supernova-Explosionen über den r-Prozess erzeugt werden. Die Frage nach den Grenzen der Kerngröße ist eine andere – möglicherweise bereits in der Physics SE beantwortete -, die jedoch von den Eigenschaften der starken, schwachen und elektromagnetischen Kräfte bestimmt wird. Sehr schwere und exotische Elemente können kurz in den Kernen von Supernovae vorhanden sein, bevor sie explodieren, und sind wahrscheinlich noch in den Krusten von Neutronensternen vorhanden.
• Gold ist zwar nicht jenseits von Blei, wird aber bei Neutronensternkollisionen erzeugt, siehe dieser Artikel . Mir ist aufgefallen, dass Sie diesen Prozess ehrenvoll erwähnt haben. Könnte es wert sein, das Gold-Ding einzubeziehen, aber wenn nicht, ist dies immer noch eine gründliche Antwort. +1
• @JimsBond Mir ist die Arbeit bekannt (oder zumindest die Pressemitteilung – in dem von Experten begutachteten Zeitschriftenartikel wird Gold kein einziges Mal erwähnt!). Es gibt jedoch eine Reihe von Arbeiten, die darauf hindeuten, dass die sehr schweren r-Prozess-Elemente hauptsächlich Din-Neutronenstern-Fusionen erzeugen. Ich werde ein wenig aktualisieren.
• @Sean Stabil genug, dass wir ihre kosmischen Häufigkeiten (U, Th) messen können. Langlebig, wäre eine bessere Formulierung gewesen.

Elemente, die schwerer als Eisen sind, werden nur während Supernovae produziert ;; Unter diesen extremen energetischen Bedingungen werden Atome von einer sehr großen Anzahl von Neutronen bombardiert. Schnelles sukzessives Einfangen von Neutronen, gefolgt von Beta-Zerfall, erzeugt die schwereren Atome. Siehe http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthesis .

Kommentare

• Ihr erster Satz ist völlig falsch.
• Elemente, die schwerer als Eisen sind, werden auch bei Neutronensternkollisionen erzeugt. ' spekulierte, dass der größte Teil des Goldes der Erde ' aus Neutronensternkollisionen

Innerhalb eines Sterns konkurrieren zwei primitive Kräfte miteinander. 1. ist die Gravitationskraft, die die Masse des Sterns in Richtung seines Kerns anzieht und den Stern schrumpft, wodurch die Temperatur und der Druck ansteigen, und Kernfusionssterne, die Energie freisetzen, indem sie einen nach außen gerichteten Strahlungsdruck (II. Kraft) anwenden, der die Gravitationskraft ausgleicht und spart Der Stern schrumpft und explodiert. Kein Stern hat genug Druck und Temperatur, um den Eisenkern in weitere Elemente umzuwandeln (durch Kernfusion). Die Kernfusion im Inneren des Sterns stoppt also. Die Gravitationskraft überwindet den Strahlungsdruck und der Stern schrumpft und explodiert als Supernova-Explosion und diese Explosion hat genug Temperatur und Druck, um alle weiteren Kerne aus Eisen zu bilden. 90% der Massen des Sterns werden im Weltraum verteilt (Beginn eines neuen Universums) und die restlichen 10% Masse bilden ein Neutron Stern (ohne Gebühr).

Kommentare

• Dies ist keine ausreichend detaillierte Antwort. Wie entstehen die schwereren Elemente bei hohen Temperaturen? und Druck?