重金属はどこから来るのですか?

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重金属はどこから来るのですか?
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Anonim

私たちの銀河では、たとえば1万年に1回、中性子星の融合が起こることはめったになく、新しい元素の形成には数ミリ秒かかります。ただし、このプロセスは、ニッケルより重い元素の重要な供給源であり、セリウムより重い安定した元素の主な供給源です。すぐに、いくつかの望遠鏡がこの衝突とその結果生じる重力波を一度に見たと言われるようです。 N + 1の読者に、この発見が宇宙のさまざまな元素の起源を理解するのにどのように役立つかを説明することにしました。

過去100年間の天体物理学の急速な発展にもかかわらず、周期表の多くの元素の起源に関する私たちの知識には、多くの要望が残されています。アーサー・エディントン、ジョージー・ガモウ、フレッド・ホイルなどの巨人の働きのおかげで、全体像は多かれ少なかれ形成されました-ビッグバンの結果として水素とヘリウムが現れ、宇宙線による星間物質の衝撃がリチウムの原因です、ベリリウム、ホウ素、および炭素からモリブデンまでの元素(それらに結合しているバリウム、タングステン、チタンと一緒に)は、恒星内元素合成の結果として現れます-星のコアでの核融合反応は、それらの寿命の間、または結果として彼らの明るい死(私たちは超新星爆発の形で観察します)。

質量数が94を超える元素(およびテクネチウム)は人が入手したものであり、一部の元素も非常に不安定で、あらゆる機会に崩壊し、自然界ではほとんど発生しません(ポロニウム、アスタチンなど)。

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さまざまな要素の起源。中性子星合体の結果として現れる原子は紫色で強調表示されています。

これは定性的な図ですが、定量的な分析を行おうとすると、問題が発生します。宇宙で最もエネルギー的に強力な爆発の1つである超新星爆発は、必要な量の重元素を生成しません。 1990年代後半に多くの科学者がコンピューターシミュレーションを実施し、超新星パラメーター(ニュートリノ捕獲断面積または弱い相互作用特性)が非常に正確に「微調整」され、非現実的な初期条件を設定した場合にのみ、必要な要素を取得できるという結論に達しました。それらのために。非常に古い星には多くの重い要素がありません。それらはすでにシリコン、カルシウム、さらには鉄を含んでいます(つまり、以前は爆発の長い超新星の残骸で濃縮されていた水素雲から収集されました)が、ルビジウム、ヨウ素、または金はありません。しかし、これらの同じ元素は若い星に存在し、理論的には、超新星残骸と同じ雲から形成されているはずです。ビッグバンから数十億年後の超新星が、彼らの仕事の原理を変え、まったく異なる割合で元素を生成し始めたと考えるのは奇妙に思われませんか?

これは、宇宙には他の重元素の供給源がなければならないことを意味します。 1989年に、そのような源は互いに周回している中性子星の合体である可能性があることが示唆されました。これらは非常にまれなイベントであるという事実にもかかわらず(中性子星はかなりエキゾチックなオブジェクトであるだけでなく、同じ星からペアを拾う必要があります)、金とプラチナに感謝する必要があるようです。私たちの指輪….

中性子星の質量はそれほど大きくありません(平均して、オッペンハイマー-ボルコフ限界、つまり太陽の質量の約2倍を超えてはなりません。超えない場合、回転や潮汐の相互作用はありますが、ブラックホールになります。コンパニオンスターの側面はこの制限をわずかに増加させる可能性があります)、そしてマージ後に宇宙に投げ込まれるのはさらに少なくなります-それらの質量の約10パーセント。しかし、融合中の新しい元素の合成効率は非常に高いため、不足している重い元素の謎を解くのに十分であることがわかります。このような効率は、高速中性子捕獲またはr過程(中性子の爆発から離れて飛んでいる元素の核に「押し込む」)によって生じます。 「r-プロセス」の概念そのものは、1957年に基本的な記事B2FHが公開されたときに登場しました(ウィキペディアの別のページがこの記事に捧げられています!)。発生。

理論的には、中性子、重い原子核で構成されるはずの中性子星のどこにありますか?事実、中性子(および仮想のクォークグルーオンプラズマ)は星の内部にのみ存在し、その外側の「地殻」(10のうち2 km)は周期表の本格的な重い元素で構成されています。

2つの回転する中性子星が互いに接近するとき、それは2つのビリヤードボールの衝突のようなものではありません。相互重力がそれらの外殻を引き裂き、星から物質の層をはぎ取ります。と電子。星が合体した直後、質量の一部が重力波になり、バルクは非常に高速で回転する中性子星またはブラックホールになり、質量の別の部分はこの新しい物体に重力で結合したままになり、徐々に落下します。 、しかし同時に、巨大なエネルギーが光子と衝撃波の形で放出されます。それは、衝撃波と核から放出された中性子束で外側の繭全体を吹き飛ばします。驚くべき変換をもたらすのは、高温の1つの場所、原子の高密度媒体、および巨大な中性子束へのこの集中です。

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2つの中性子星が融合した直後の環境を説明するコンピューターシミュレーション。 2つの渦巻腕は、中性子星の外側からの物質で構成されており、隣人との潮汐相互作用によって引き裂かれています。爆発後、灰色でマークされた物質のみがシステムから投げ出され、残りは形成されたオブジェクトを中心に回転します。

重元素を作る問題の本質は、中性子を一つずつ加えると、新しい重元素は不安定な同位体になり、崩壊する時間があります。これは低速中性子捕獲と呼ばれ、その特徴的な時間は1万です。年。それは古い巨大な星の中心で起こり、そのような多数の重い要素の出現を説明することにさえ近づくことができません。爆発によって放出された元素から形成されるフェルミガスは、中性子(1立方センチメートルで10億兆)が非常に豊富であるため、文字通り数マイクロ秒で原子核を詰め込む時間があります。中性子を集めて、元素はなんとか崩壊がそれを待っているこのぐらついた橋を飛び越えて、核の安定の谷に入ります。これにより、半減期が数十億年になる可能性のある新しい要素が作成されます。

ここで説明したすべてのプロセスは、陽子と中性子の数の比率、ガス温度の変化(最初に10億度に上昇し、次に下降し、次に再び上昇する)などの多くのパラメーターを含む数式で記述されます。その後、再び落下します)、中性子星のコア内の質量分布、さらにはマージプロセス自体の詳細。それらは、間接的な兆候(宇宙の重元素の総量)または地球で行われた実験(不安定な元素の半減期)に基づいて理論的に推定されます。形成される材料の正確な量は、これらのパラメーターの値に依存し、電磁スペクトル全体で動作する重力検出器と望遠鏡の助けを借りて合併を同時に登録することで、歴史上初めて値を決定することができます直接観察からのこれらのパラメータの。

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既知の同位体の表。上部の深紅色の点は、「安定の谷」にあるおなじみの要素を示しています。青から赤への色-いくつかの連続したベータ崩壊を受け、中性子を失い、左と上にシフトする不安定な同位体の相対量。r過程では、新しい中性子が原子核に非常に速く追加されるため、元素が飛んで、これには不安定で完全に不適切なゾーン(細い深紅色の線)になります。中性子束が停止するとすぐに、新しく形成された元素は、同じベータ崩壊の助けを借りて、最も近い安定した元素に向かって移動します。 (マリオA.リケルメの講演より)

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