Was ist der Ursprung von Elementen, die schwerer als Eisen sind?

Elemente, die schwerer als Eisen sind, werden hauptsächlich durch Neutroneneinfang im Inneren von Sternen produziert, obwohl es andere, kleinere Beiträge gibt (Spallation kosmischer Strahlung, radioaktiver Zerfall). Sie entstehen nicht nur in Sternen, die als Supernovae explodieren. Dies ist seit der Entdeckung von kurzlebigem Technetium in den Atmosphären von Roten Riesen und AGB-Sternen in den 1950er Jahren (z. B. Merrill 1952 ) nun eine Tatsache, und es ist lästig, diese ungeheuerliche Pop-Wissenschafts-Behauptung mehr als 60 korrigieren zu müssen Jahre später (zB hier ).

Der r-Prozess

Neutroneneinfang kann schnell erfolgen (der r-Prozess ) und dieser Prozess tritt hauptsächlich innerhalb und während Supernova-Explosionen auf (obwohl andere Mechanismen wie das Verschmelzen von Neutronensternen diskutiert wurden). Die freien Neutronen werden durch Elektroneneinfang in den letzten Momenten des Kernkollaps erzeugt. Gleichzeitig kann dies zum Aufbau neutronenreicher Kerne führen und deren Zerfallsprodukte führen dazu, dass viele der chemischen Elemente schwerer als Eisen sind, wenn sie während der Supernova-Explosion in das interstellare Medium geschleudert 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 immer diskutiert. Mein Urteil aus einem Scan der neueren Literatur ist, dass, obwohl die Befürworter von Kernkollaps-Supernovae in der Mehrheit waren , es immer mehr Argumente dafür gibt, dass Neutronensternverschmelzungen dominanter werden könnten, insbesondere für die r-Prozess-Elemente mit$A>110$(zB Berger et al. 2013 ; Tsujimoto & Shigeyama 2014 ). Tatsächlich deuten einige der neuesten Forschungsergebnisse, die ich gefunden habe, darauf hin, dass das Muster der Elementhäufigkeiten des r-Prozesses im Sonnensystem vollständig durch Neutronensternverschmelzungen erzeugt werden könnte (z . B. Wanajo et al. 2004 ), obwohl Modelle von Kernkollaps-Supernovae enthalten Magnetorotationsinstabilitäten oder von schnell rotierenden „Kollapsar“-Modellen, behaupten ebenfalls , in der Lage zu sein, das Häufigkeitsmuster des Sonnensystems zu reproduzieren ( Nishimura et al. 2017 ) und könnten notwendig sein, um die erhöhten r-Prozesshäufigkeiten zu erklären, die in einigen sehr gefunden wurden alte Halosterne (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 durch die Verschmelzung zweier Neutronensterne entstehen können. Beobachtungen der vermutlich neutronenreichen Ejekta haben die Trübungssignatur (schneller optischer Zerfall, längerer IR-Zerfall und das Auftreten sehr breiter Absorptionsmerkmale) bestätigt, die auf die Produktion von Lanthanoiden und anderen schweren r-Prozess-Elementen schließen lassen (z . B. Pian et al. 2017 ; Chornock et al. 2017 ). Ob Neutronensternverschmelzungen die dominierenden sindDie Quelle der r-Prozess-Elemente wartet auf eine genaue Einschätzung, wie häufig sie auftreten und wie viel r-Prozess-Material bei jedem Ereignis produziert wird – beides ist zumindest um Faktoren von einigen wenigen ungewiss.

Ein Artikel von Siegel (2019) untersucht die Vorzüge der Neutronensternverschmelzung gegenüber der Produktion von r-Prozesselementen in seltenen Arten von Kernkollaps-Supernovae (auch bekannt als „Kollapsare“). Ihre Schlussfolgerung ist, dass Kollapsare für die Mehrheit der r-Prozess-Elemente in der Milchstraße verantwortlich sind und dass Verschmelzungen von Neutronensternen, obwohl sie wahrscheinlich häufig genug sind, nicht die r-Prozess-Verbesserungen erklären, die bei einigen sehr alten Halo-Sternen und Zwerggalaxien beobachtet werden der fallende Gehalt von Europium (ein r-Prozess-Element) zu Eisen mit zunehmender Eisenhäufigkeit – (dh das 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 langsamen Neutroneneinfang erzeugt; der sogenannte S-Prozess. Die freien Neutronen für diese Neutroneneinfangereignisse stammen aus Alphateilchenreaktionen mit Kohlenstoff 13 (in asymptotischen Riesenaststernen [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, wodurch ein Kern mit einer höheren Massenzahl und Protonenzahl entsteht. Eine Kette solcher Ereignisse kann eine Reihe schwerer Kerne erzeugen, beginnend mit Eisenspitzenkernen als Keime. Beispiele für hauptsächlich auf diese Weise hergestellte Elemente sind Sr, Y, Rb, Ba, Pb und viele andere. Der Beweis, dass dieser Mechanismus effektiv ist, zeigt sich in der massiven Überfülle solcher Elemente, die in den Photosphären von AGB-Sternen zu sehen sind. Ein Clincher ist das Vorhandensein von Technetiumin der Photosphäre einiger AGB-Sterne, die eine kurze Halbwertszeit hat und daher in situ produziert worden sein muss.

Nach Pignatari et al. (2010) legen Modelle nahe, dass der s-Prozess in massereichen Sternen (die zu Supernovae werden) die s-Prozess-Produktion von Elementen mit dominiert$A<90$, aber für alles andere bis einschließlich Blei werden die S-Prozess-Elemente hauptsächlich in AGB-Sternen bescheidener Größe produziert, 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

Als weitere Ergänzung, nur um deutlich zu machen, dass nicht alle schweren Elemente von Supernovae produziert werden, ist hier ein Plot aus dem epischen Review von Wallerstein et al. (1997) , die den Anteil der schweren Elemente im Sonnensystem zeigt, die im r-Prozess produziert werden (dh eine Obergrenze dessen, was bei Supernovae-Explosionen produziert wird). Beachten Sie, dass dieser Anteil für einige Elemente sehr klein ist (wo der s-Prozess dominiert), aber dass der r-Prozess alles über Blei hinaus produziert.

Eine aktuellere Visualisierung dessen, was vor sich geht (erstellt von Jennifer Johnson ) und die versucht, die Stellen (als Prozentsatz) für jedes chemische Element zu identifizieren, ist unten gezeigt. Hervorzuheben ist, dass die Details noch mit vielen modellbedingten Unsicherheiten behaftet sind.

Elemente, die schwerer als Eisen sind, werden nur bei Supernovae produziert; Unter diesen extremen energetischen Bedingungen werden Atome von einer sehr großen Anzahl von Neutronen bombardiert. Ein schneller aufeinanderfolgender Neutroneneinfang, gefolgt von einem Beta-Zerfall, erzeugt die schwereren Atome. Siehe http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_nucleosynthese .

Innerhalb eines Sterns konkurrieren zwei primitive Kräfte miteinander. 1. ist die Gravitationskraft, die die Masse des Sterns in Richtung seines Kerns zieht und den Stern schrumpft, wodurch Temperatur und Druck zunehmen, und Kernfusionssterne, die Energie freisetzen, indem sie einen nach außen gerichteten Strahlungsdruck (II. Kraft) ausüben, der die Gravitationskraft ausgleicht und den Stern rettet vor dem Schrumpfen und Explodieren. 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, bekannt als Supernova-Explosion, und diese Explosion hat genug Temperatur und Druck, um alle weiteren Kerne aus Eisen zu bilden. 90% des Sterns'