Каково происхождение элементов тяжелее железа?

Элементы тяжелее железа образуются в основном в результате захвата нейтронов внутри звезд, хотя есть и другие, более незначительные факторы (расщепление космическими лучами, радиоактивный распад). Они образуются не только в звездах, которые взрываются как сверхновые. Теперь это стало установленным фактом после обнаружения короткоживущего технеция в атмосферах красных гигантов и звезд AGB в 1950-х годах (например , Merrill 1952 ), и утомительно продолжать исправлять это вопиющее научно-популярное утверждение более 60 лет. лет спустя (например , здесь ).

r-процесс

Захват нейтронов может происходить быстро ( r-процесс ), и этот процесс происходит в основном внутри и во время взрывов сверхновых (хотя обсуждаются и другие механизмы, такие как слияние нейтронных звезд ). Свободные нейтроны создаются путем захвата электронов в последние моменты коллапса активной зоны. В то же время это может привести к накоплению нейтронно-избыточных ядер, а продукты их распада приводят к образованию многих химических элементов тяжелее железа, когда они выбрасываются в межзвездную среду во время взрыва сверхновой. R-процесс почти исключительно отвечает за элементы тяжелее свинца и способствует распространению многих элементов между железом и свинцом.

До сих пор ведутся споры о месте первичного r-процесса. Мое заключение, основанное на просмотре недавней литературы, состоит в том, что, хотя сторонники коллапса ядра сверхновых были в большинстве, все больше аргументов в пользу того, что слияния нейтронных звезд могут стать более доминирующими, особенно для элементов r-процесса с$A>110$(например , Бергер и др., 2013 ; Цудзимото и Шигеяма, 2014 ). На самом деле, некоторые из последних исследований, которые я обнаружил, предполагают, что картина содержаний элементов r-процесса в Солнечной системе может быть полностью создана слияниями нейтронных звезд (например , Wanajo et al. 2004 ), хотя модели сверхновых с коллапсом ядра, которые включают магнито-вращательной нестабильности или из быстровращающихся моделей «коллапсара», также утверждается, что они способны воспроизвести модель содержания Солнечной системы ( Nishimura et al. 2017 ) и могут быть необходимы для объяснения повышенного содержания r-процесса, обнаруженного в некоторых очень звезды со старым гало (см., например, Брауэр и др., 2020 ).

Важная новая информация по этому спору получена из наблюдений за килоновыми и, в частности, захватывающим подтверждением в виде GW170817 того, что килоновые могут образоваться в результате слияния двух нейтронных звезд. Наблюдения за выбросами, предположительно богатыми нейтронами, подтвердили признаки непрозрачности (быстрое оптическое затухание, более длительное затухание в ИК-диапазоне и появление очень широких характеристик поглощения), которые предполагают образование лантаноидов и других тяжелых элементов r-процесса (например, Pian et al. 2017 ; Чорнок и др., 2017 ). Являются ли слияния нейтронных звезд доминирующимиИсточник элементов r-процесса требует точной оценки того, как часто они происходят и сколько материала r-процесса производится в каждом событии — оба эти фактора являются неопределенными, по крайней мере, в несколько раз.

В статье Сигела (2019) рассматриваются преимущества слияния нейтронных звезд по сравнению с образованием элементов r-процесса в редких типах сверхновых с коллапсом ядра (также известных как «коллапсары»). Их вывод состоит в том, что коллапсы ответственны за большинство элементов r-процесса в Млечном Пути и что слияния нейтронных звезд, хотя, вероятно, достаточно распространены, не объясняют усиления r-процесса, наблюдаемого в некоторых очень старых звездах гало и карликовых галактиках. падение уровня европия (элемента r-процесса) до уровня железа с увеличением содержания железа (т.е. европий ведет себя как "альфа" элементы, такие как кислород и неон, которые производятся при сверхновых).

s-процесс

Однако многие химические элементы, более тяжелые, чем железо, также образуются в результате захвата медленных нейтронов; так называемый s-процесс. Свободные нейтроны для этих событий захвата нейтронов поступают в результате реакций альфа-частиц с углеродом 13 (внутри звезд асимптотической ветви гигантов [AGB] с массами 1–8 солнечных масс) или неоном 22 в гигантских звездах с массой более 10 масс Солнца. После захвата нейтрона нейтрон в новом ядре может затем бета-распадать, создавая таким образом ядро ​​с более высоким массовым числом и числом протонов. Цепочка таких событий может привести к образованию ряда тяжелых ядер, начиная с ядер с железным пиком в качестве затравки. Примеры элементов, получаемых главным образом таким образом, включают Sr, Y, Rb, Ba, Pb и многие другие. Доказательством того, что этот механизм эффективен, является массовый избыток таких элементов, наблюдаемый в фотосферах звезд AGB. Решающим фактором является присутствие технеция .в фотосферах некоторых звезд AGB, который имеет короткий период полураспада и, следовательно, должен был образоваться на месте.

Согласно Pignatari et al. (2010) , модели предполагают, что s-процесс в звездах с большой массой (которые станут сверхновыми) доминирует над s-процессом образования элементов с$A<90$, но для всего остального вплоть до свинца включительно элементы s-процесса в основном производятся в AGB-звездах скромных размеров, которые никогда не становятся сверхновыми. Переработанный материал просто выбрасывается в межзвездную среду за счет потери массы во время тепловых пульсаций в фазе AGB.

Общая картина

В качестве дополнительного дополнения, просто чтобы подчеркнуть, что не все тяжелые элементы производятся сверхновыми, вот сюжет из эпического обзора Валлерстайна и др. (1997) , который показывает долю тяжелых элементов в Солнечной системе, образующихся в r-процессе (т.е. верхний предел того, что образуется при взрывах сверхновых). Обратите внимание, что эта доля очень мала для некоторых элементов (где преобладает s-процесс), но r-процесс производит все, кроме свинца.

Более актуальная визуализация того, что происходит (подготовлена ​​Дженнифер Джонсон ), и которая пытается определить места (в процентах) для каждого химического элемента, показана ниже. Следует подчеркнуть, что детали по-прежнему подвержены значительной неопределенности, зависящей от модели.

Элементы тяжелее железа образуются только во время сверхновых; в этих экстремальных энергетических условиях атомы бомбардируются очень большим количеством нейтронов. Быстрый последовательный захват нейтронов с последующим бета-распадом приводит к образованию более тяжелых атомов. См . http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova_нуклеосинтез .

Внутри звезды есть две первобытные силы, конкурирующие друг с другом. 1-я сила гравитации, которая притягивает массу звезды к ее ядру и сжимает звезду, из-за чего температура и давление увеличиваются, а звезды ядерного синтеза высвобождают энергию, применяя внешнее радиационное давление (вторая сила), уравновешивая силу гравитации и спасая звезду. от сжатия и взрыва. Ни у одной звезды нет достаточного давления и температуры, чтобы преобразовать ядро ​​железа в дополнительные элементы (посредством ядерного синтеза). Так прекращается ядерный синтез внутри звезды. Гравитационная сила преодолевает давление излучения, и звезда сжимается и взрывается, что называется взрывом сверхновой, и этот взрыв имеет достаточную температуру и давление, чтобы сформировать все последующие ядра из железа. 90% звезды'