Wie viel Unterschied machte die Versorgung des Sonnensystems mit "frischen" r-Prozess-Elementen?

In einer der Antworten auf diese Frage machte @MartinKochanski den interessanten Punkt, dass die Fülle von Elementen, die schwerer als Eisen sind (r-Prozess-Elemente) im Sonnensystem wahrscheinlich auf eine relativ junge und nahe (zu dieser Zeit) Neutronensternverschmelzung zurückzuführen ist - - ein relativ seltenes Ereignis im galaktischen Maßstab. Dies bedeutet, dass das frühe Sonnensystem mit „frischen“ r-Prozess-Elementen angereichert war, im Vergleich zu den typischen „abgestandenen“ r-Prozess-Elementen. Zum Beispiel wird vermutet, dass das frühe Sonnensystem im Vergleich zu einem "typischen" System reich an Uran und Thorium war.

Meine Frage ist also, welche Unterschiede dies für die Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems gemacht haben könnte? Hätte es irgendeinen Einfluss auf die Ursprünge des Lebens auf der Erde gehabt?

+1, aber ich frage mich, ob Ihr letzter Absatz vielleicht in die falsche Richtung gerahmt ist. Fragen Sie, wie die Entwicklung des Sonnensystems (und die Aussichten für das Leben auf der Erde) verlaufen wäre, wenn wir nicht eine so „hohe“ Menge an frischen r-Prozess-Elementen gehabt hätten?
@chappo ja, wenn du magst

Antworten (1)

Die Diskussion in dieser Antwort ist leicht irreführend. Hier ist das aktuelle Bild unter Berücksichtigung des dort referenzierten Nature- Papiers von Bartos & Marka .

  1. Elemente, die schwerer als Eisen bis hin zu Rubidium (Ordnungszahl 37) sind, werden durch den r-Prozess in Supernovae produziert.

  2. Elemente, die schwerer als Rubidium sind, werden durch eine Kombination des s-Prozesses im asymptotischen Riesenzweigstadium von Sternen mit mittlerer Masse (dh Massen von 2-10 Sonnenmassen) und dem r-Prozess bei der Verschmelzung von Neutronensternen erzeugt.[1]

  3. Das Argument im Nature- Artikel ist, dass bei der Entstehung des Sonnensystems ein erheblicher Anteil der Aktiniden-Metalle mit kurzen Halbwertszeiten (z. B. Isotope von Curium und Plutonium mit Halbwertszeiten). < 100 Millionen Jahre) stammten von einer kürzlich erfolgten Verschmelzung von Neutronensternen in der Nähe. (Dies sind die „frischen“ r-Prozess-Elemente.)

  4. Stabile schwere Elemente, die durch Verschmelzungen von Neutronensternen produziert wurden, stammen aus den kumulativen Beiträgen von Hunderten (möglicherweise einigen Tausend) NS-Verschmelzungen im Laufe der Geschichte der Milchstraße, die über Hunderte von Millionen oder Milliarden von Jahren in das interstellare Gas der Galaxie eingemischt wurden (diese sind die "abgestandenen" r-Prozesselemente).

  5. Instabile schwere Elemente mit langen Halbwertszeiten – z. B. U-238 (4,5 Milliarden Jahre) und Th-232 (14 Milliarden Jahre) – würden hauptsächlich in der Kategorie „veraltet“ liegen und würden daher nicht wesentlich von der beeinflusst Anwesenheit besagter kürzlicher, nahe gelegener NS-Fusion. Tatsächlich schätzt das Nature- Papier, dass ihre hypothetische nahe gelegene NS-Fusion nur 0,3% des ursprünglichen Th-232 des Sonnensystems ausmachen würde. Selbst U-235 mit einer Halbwertszeit von 700 Millionen Jahren wäre wahrscheinlich nur mäßig von dieser einen NS-Fusion betroffen.

Im Allgemeinen hätte also das Vorhandensein oder Fehlen von Metallen aus einer einzigen nahe gelegenen NS-Fusion sehr wenig Einfluss auf die Entstehung des Sonnensystems oder auf die Entwicklung des Lebens auf der Erde gehabt.

[1] Siehe diese Abbildung für eine ungefähre Aufschlüsselung nach Elementen – beachten Sie, dass sich die Bezeichnung „sterbende massearme Sterne“ in der Abbildung auf das AGB-Stadium von Sternen mittlerer Masse bezieht, die nur „massearm“ sind Vergleich zu Sternen mit Masse > 10 mal die der Sonne.

Ich schätze, Isotope mit geringer Masse und kurzer Halbwertszeit wie Al-26 stammen von einer nahen Kollision regulärer Sterne.
@PM2Ring - Ich glaube, Al-26 soll durch Kernkollaps-Supernovae produziert werden (die viel häufiger sind als Neutronensternkollisionen).
Ok, das sagt Wikipedia. OTOH, eso.org/public/australia/news/eso1826 sagt: „Beobachtungen mit ALMA finden radioaktives Isotop Aluminium-26 aus dem Überrest CK Vulpeculae“, das durch eine Kollision zweier Sterne mit relativ geringer Masse entstanden ist, von denen einer ein roter Riese ist eine Masse im Bereich von 0,8 bis 2,5 M ⊙ .
In dieser Pressemitteilung heißt es auch: „Das Team ist zu dem Schluss gekommen, dass die Produktion von Aluminium-26 durch CK Vulpeculae ähnliche Objekte wahrscheinlich nicht die Hauptquelle für Aluminium-26 in der Milchstraße ist“.
Ah, okay. Irgendwie ist mir das etwas entgangen.
Für das, was es wert ist, sagt das CK Vul-Papier, dass angenommen wird, dass Al-26 „in einer Vielzahl von Sternen effizient produziert wird, darunter: klassische Novae mit weißen O-Mg-Ne-Zwergen; Wolf-Rayet-Sterne; Kernkollaps-Supernovae; und asymptotische Riesenzweigsterne (AGB), die ein Brennen des heißen Bodens erlebten". Ich nehme an, die Idee in diesem Fall ist, dass das Al-26 nicht durch die Sternkollision erzeugt wurde, sondern dass bereits vorhandenes Al-26 in einem oder beiden Sternen durch die Kollision zerstreut wurde.
Wie viel Unterschied machte die Versorgung des Sonnensystems mit "frischen" r-Prozess-Elementen?
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