Supernova-Nukleosynthese - Supernova nucleosynthesis

Supernova nucleosynthesis ist die nucleosynthesis von chemischen Elementen in Supernova Explosionen.

In ausreichend massereichen Sternen erfolgt die Nukleosynthese durch Verschmelzung leichterer Elemente zu schwereren während aufeinanderfolgender hydrostatischer Verbrennungsprozesse, die als Heliumverbrennung , Kohlenstoffverbrennung , Sauerstoffverbrennung und Siliziumverbrennung bezeichnet werden , bei der die Nebenprodukte eines Kernbrennstoffs nach Kompressionserwärmung zum Brennstoff für die nachfolgende Brennstufe. In diesem Zusammenhang bezieht sich das Wort "brennen" auf die Kernfusion und nicht auf eine chemische Reaktion.

Während der hydrostatischen Verbrennung synthetisieren diese Brennstoffe überwiegend die Alpha-Kern- ( A = 2 Z ) Produkte. Ein schnelles abschließendes explosives Brennen wird durch den plötzlichen Temperaturanstieg aufgrund des Durchgangs der sich radial bewegenden Stoßwelle verursacht, die durch den Gravitationskollaps des Kerns ausgelöst wurde. WD Arnett und seine Kollegen von der Rice University zeigten, dass die endgültige Schockverbrennung die Nicht-Alpha-Kern-Isotope effektiver synthetisieren würde als die hydrostatische Verbrennung, was darauf hindeutet, dass die erwartete Stoßwellen-Nukleosynthese ein wesentlicher Bestandteil der Supernova-Nukleosynthese ist. Stoßwellen-Nukleosynthese und hydrostatische Brennprozesse erzeugen zusammen die meisten Isotope der Elemente Kohlenstoff ( Z = 6 ), Sauerstoff ( Z = 8 ) und Elemente mit Z = 10 bis 28 (von Neon bis Nickel ). Als Folge des Auswurfs der neu synthetisierten Isotope der chemischen Elemente durch Supernova-Explosionen nahmen ihre Häufigkeiten im interstellaren Gas stetig zu. Diese Zunahme wurde Astronomen aus den anfänglichen Häufigkeiten neu geborener Sterne deutlich, die die in früher geborenen Sternen überstiegen.

Elemente, die schwerer als Nickel sind, sind aufgrund der Abnahme ihrer Kernbindungsenergien pro Nukleon mit dem Atomgewicht vergleichsweise selten, aber auch sie entstehen zum Teil innerhalb von Supernovae. Historisch von größtem Interesse war ihre Synthese durch schnelles Einfangen von Neutronen während des r- Prozesses , was die allgemeine Überzeugung widerspiegelt, dass Supernova-Kerne wahrscheinlich die notwendigen Bedingungen bereitstellen. Aber siehe den r -Prozess unten für eine kürzlich entdeckte Alternative. Die Isotope des r- Prozesses sind ungefähr 100.000 Mal weniger häufig als die primären chemischen Elemente, die in den Supernova-Schalen oben fusioniert sind. Darüber hinaus sind andere nucleosynthesis Prozesse in Supernovae dachte auch für einige nucleosynthesis anderer schwerer Elemente verantwortlich sein, vor allem, das Proton - Capture - Verfahren bekannt als rp -Prozess , die langsame Einfang von Neutronen ( s -Prozess ) in den Helium-Brennen Schalen und in den Kohlenverbrenne shells massiven Sternen und ein Photodesintegration Prozess bekannt als die γ -Prozess (gamma-Prozess). Letzteres synthetisiert die leichtesten, neutronenärmsten Isotope der Elemente, die schwerer als Eisen sind, aus bereits existierenden schwereren Isotopen.

Geschichte

1946 schlug Fred Hoyle vor, dass Elemente, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, durch Nukleosynthese in den Kernen massereicher Sterne erzeugt werden. Früher dachte man, die Elemente, die wir im modernen Universum sehen, seien größtenteils während seiner Entstehung entstanden. Zu diesem Zeitpunkt war die Natur von Supernovae unklar und Hoyle vermutete, dass diese schweren Elemente durch Rotationsinstabilität im Weltraum verteilt wurden. 1954 wurde die Theorie der Nukleosynthese schwerer Elemente in massereichen Sternen verfeinert und mit einem besseren Verständnis von Supernovae kombiniert, um die Häufigkeiten der Elemente von Kohlenstoff bis Nickel zu berechnen. Zu den wichtigsten Elementen der Theorie gehörten:

  • die Vorhersage des angeregten Zustands im 12 C-Kern, der es dem Triple-Alpha-Prozess ermöglicht, resonant zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verbrennen;
  • die thermonuklearen Fortsetzungen der Kohlenstoffverbrennung, die Ne, Mg und Na synthetisieren; und
  • Sauerstoffverbrennung, die Silizium, Aluminium und Schwefel synthetisiert.

Die Theorie sagte voraus, dass die Siliziumverbrennung als letzte Stufe der Kernfusion in massereichen Sternen stattfinden würde, obwohl die Nuklearwissenschaft dann nicht genau berechnen konnte, wie. Hoyle sagte auch voraus, dass der Kollaps der entwickelten Kerne massereicher Sterne aufgrund ihres zunehmenden Energieverlusts durch Neutrinos "unvermeidlich" sei und dass die resultierenden Explosionen eine weitere Nukleosynthese schwerer Elemente bewirken und sie in den Weltraum schleudern würden.

1957 erweiterte und verfeinerte eine Arbeit der Autoren EM Burbidge , GR Burbidge , WA Fowler und Hoyle die Theorie und fand breite Anerkennung. Es wurde bekannt als das B²FH oder BBFH Papier, nach den Initialen ihrer Autoren. Die früheren Papiere gerieten jahrzehntelang in Vergessenheit, nachdem das berühmtere B²FH-Papier Hoyles ursprüngliche Beschreibung der Nukleosynthese in massereichen Sternen nicht zugeschrieben hatte. Donald D. Clayton hat die Unklarheit auch auf Hoyles Aufsatz aus dem Jahr 1954 zurückgeführt, der seine Schlüsselgleichung nur in Worten beschreibt, und auf das Fehlen einer sorgfältigen Überprüfung des B²FH-Entwurfs durch Hoyle durch Koautoren, die selbst Hoyles Aufsatz nicht ausreichend studiert hatten. Während seiner Diskussionen 1955 in Cambridge mit seinen Co-Autoren zur Vorbereitung des B²FH-Erstentwurfs 1956 in Pasadena hatte Hoyles Bescheidenheit ihn daran gehindert, ihnen die großen Errungenschaften seiner Theorie von 1954 hervorzuheben.

Dreizehn Jahre nach dem B²FH-Papier zeigten WD Arnett und Kollegen, dass das endgültige Brennen in der vorbeiziehenden Stoßwelle, die durch den Zusammenbruch des Kerns ausgelöst wird, Nicht-Alpha-Partikel-Isotope effektiver synthetisieren könnte als das hydrostatische Brennen, was darauf hindeutet, dass die explosive Nukleosynthese eine wesentliche Komponente ist der Supernova-Nukleosynthese. Eine Stoßwelle, die von einer auf den dichten Kern kollabierenden Materie zurückprallt, wäre, wenn sie stark genug ist, um einen Massenauswurf des Mantels von Supernovae zu bewirken, notwendigerweise stark genug, um die plötzliche Erwärmung der Hüllen massereicher Sterne zu bewirken, die für das explosive thermonukleare Brennen innerhalb des Mantels erforderlich sind . Zu verstehen, wie diese Stoßwelle angesichts des anhaltenden Einfalls auf den Stoß den Mantel erreichen kann, wurde zur theoretischen Schwierigkeit. Supernova- Beobachtungen bestätigten, dass es passieren muss.

Weiße Zwerge wurden in den späten 1960er Jahren als mögliche Vorläufer bestimmter Supernovae vorgeschlagen, obwohl sich erst in den 1980er Jahren ein gutes Verständnis des Mechanismus und der beteiligten Nukleosynthese entwickelte. Dies zeigte, dass Supernovae vom Typ Ia sehr große Mengen radioaktiven Nickels und geringere Mengen anderer Eisenpeak-Elemente ausschleuderten, wobei das Nickel schnell zu Kobalt und dann zu Eisen zerfiel.

Ära der Computermodelle

Die Arbeiten von Hoyle (1946) und Hoyle (1954) sowie von B²FH (1957) wurden von diesen Wissenschaftlern vor dem Aufkommen des Computerzeitalters verfasst. Sie verließen sich auf Handberechnungen, tiefes Nachdenken, physikalische Intuition und Vertrautheit mit Details der Kernphysik. So brillant diese Gründungspapiere auch waren, so entstand bald eine kulturelle Trennung mit einer jüngeren Generation von Wissenschaftlern, die begann, Computerprogramme zu entwickeln, die schließlich numerische Antworten auf die fortgeschrittene Entwicklung von Sternen und deren Nukleosynthese liefern sollten.

Ursache

Eine Supernova ist eine heftige Explosion eines Sterns, die unter zwei Hauptszenarien auftritt. Das ist zunächst , dass ein weißer Zwerg Stern , der der Rest eines massearmen Sternes, der seinen nuklearen Brennstoff aufgebraucht hat, erfährt eine thermonukleare Explosion nach seiner Masse über seine erhöht Chandrasekhar - Grenze von akkretierenden Kernkraftstoffmasse aus einem diffusen Begleiter Stern (normalerweise ein roter Riese ), mit dem er sich in einer binären Umlaufbahn befindet. Die daraus resultierende unkontrollierte Nukleosynthese zerstört den Stern vollständig und schleudert seine Masse in den Weltraum. Das zweite und etwa dreifach häufigere Szenario tritt ein, wenn ein massereicher Stern (12-35-mal massereicher als die Sonne), normalerweise ein Überriese zum kritischen Zeitpunkt, Nickel-56 in seinen Kernfusions- (oder Brenn-)Prozessen erreicht. Ohne exotherme Energie aus der Fusion verliert der Kern des massereichen Prä-Supernova-Sterns Wärme, die zur Druckunterstützung benötigt wird, und kollabiert aufgrund der starken Anziehungskraft. Die Energieübertragung vom Kernkollaps verursacht die Supernova-Anzeige.

Die Nickel-56 - Isotop hat eine der größten Bindungsenergien pro Nukleon aller Isotope, und ist daher der letzte Isotop , dessen Synthese während der Kern Silizium Brennen setzt Energie durch Kernfusion , exotherm . Die Bindungsenergie pro Nukleon sinkt für Atomgewichte schwerer als A = 56 , wodurch die Geschichte der Fusion mit der Lieferung von thermischer Energie an den Stern beendet wird. Die Wärmeenergie, die freigesetzt wird, wenn der einfallende Supernova-Mantel auf den halbfesten Kern trifft, ist sehr groß, etwa 10 53 Erg, etwa das Hundertfache der von der Supernova freigesetzten Energie als kinetische Energie ihrer ausgestoßenen Masse. Dutzende von Forschungsarbeiten wurden veröffentlicht, um die Hydrodynamik zu beschreiben, wie dieses kleine Prozent der einfallenden Energie angesichts des kontinuierlichen Einfalls auf den Kern auf den darüber liegenden Mantel übertragen wird. Diese Unsicherheit bleibt in der vollständigen Beschreibung von Kernkollaps-Supernovae bestehen.

Kernfusionsreaktionen, die Elemente erzeugen, die schwerer als Eisen sind, absorbieren Kernenergie und werden als endotherme Reaktionen bezeichnet. Wenn solche Reaktionen dominieren, sinkt die Innentemperatur, die die äußeren Schichten des Sterns unterstützt. Da die äußere Hülle durch den Strahlungsdruck nicht mehr ausreichend gestützt wird, zieht die Schwerkraft des Sterns seinen Mantel schnell nach innen. Wenn der Stern kollabiert, kollidiert dieser Mantel heftig mit dem wachsenden inkompressiblen Sternkern, der eine Dichte hat, die fast so groß ist wie ein Atomkern, und erzeugt eine Stoßwelle, die durch das nicht verschmolzene Material der äußeren Hülle nach außen zurückprallt. Die Temperaturerhöhung durch den Durchgang dieser Stoßwelle reicht aus, um eine Fusion in diesem Material zu induzieren, die oft als explosive Nukleosynthese bezeichnet wird . Die von der Stoßwelle deponierte Energie führt irgendwie zur Explosion des Sterns und zerstreut schmelzende Materie im Mantel über dem Kern in den interstellaren Raum .

Silizium brennen

Nachdem ein Stern den Sauerstoffverbrennungsprozess abgeschlossen hat , besteht sein Kern hauptsächlich aus Silizium und Schwefel. Wenn es eine ausreichend hohe Masse hat, zieht es sich weiter zusammen, bis sein Kern Temperaturen im Bereich von 2,7–3,5 Milliarden K erreicht (230–300  keV ). Bei diesen Temperaturen, Silizium und anderen Isotopen leiden photoejection Nukleonenzahl durch energetische thermische Photonen ( γ ) ausstoß insbesondere Alphateilchen ( 4 He). Der nukleare Prozess der Siliziumverbrennung unterscheidet sich von früheren Fusionsstadien der Nukleosynthese dadurch, dass er ein Gleichgewicht zwischen Alpha-Partikel-Einfang und ihrem inversen Photoausstoß mit sich bringt, der die Häufigkeiten aller Alpha-Partikel-Elemente in der folgenden Reihenfolge festlegt, in der jeder gezeigte Alpha-Partikel-Einfang entgegengesetzt durch seine umgekehrte Reaktion, nämlich den Photoausstoß eines Alphateilchens durch die reichlich vorhandenen thermischen Photonen:

28 Si + 4 Er 32 S + γ
32 S + 4 Er 36 Ar + γ
36 Ar + 4 Er 40 Ca + γ
40 Ca + 4 Er 44 Ti + γ
44 Ti + 4 Er 48 Cr + γ
48 Cr + 4 Er 52 Fe + γ
52 Fe + 4 Er 56 Ni + γ
56 Ni + 4 Er 60 Zn + γ

Die Alpha-Teilchenkerne 44 Ti und die massereicheren in den letzten fünf aufgeführten Reaktionen sind alle radioaktiv, aber sie zerfallen nach ihrem Ausstoß in Supernova-Explosionen in reichlich Isotope von Ca, Ti, Cr, Fe und Ni. Diese Post-Supernova-Radioaktivität wurde für die Entstehung der Gammastrahlenlinien-Astronomie von großer Bedeutung.

Unter diesen physikalischen Umständen schneller gegenläufiger Reaktionen, nämlich Alpha-Partikel-Einfang und Photo-Auswurf von Alpha-Partikeln, werden die Häufigkeiten nicht durch Alpha-Partikel-Einfang-Querschnitte bestimmt; sie werden vielmehr durch die Werte bestimmt, die die Häufigkeiten annehmen müssen, um die Geschwindigkeiten der schnellen Gegenreaktionsströme auszugleichen. Jede Fülle nimmt einen stationären Wert an , der dieses Gleichgewicht erreicht. Dieses Bild wird als nukleares Quasigleichgewicht bezeichnet . Viele Computerrechnungen zum Beispiel unter Verwendung der numerischen Geschwindigkeiten jeder Reaktion und ihrer Rückreaktionen haben gezeigt, dass das Quasigleichgewicht nicht exakt ist, aber die berechneten Häufigkeiten gut charakterisiert. Somit bietet das Quasigleichgewichtsbild ein nachvollziehbares Bild dessen, was tatsächlich passiert. Es füllt auch eine Unsicherheit in Hoyles Theorie von 1954 aus. Der Quasigleichgewichtsaufbau endet nach 56 Ni, weil die Alpha-Teilchen- Einfange langsamer werden, während die Photo-Auswürfe von schwereren Kernen schneller werden. Auch Nicht-Alpha-Teilchen-Kerne nehmen teil und verwenden eine Vielzahl von Reaktionen ähnlich wie

36 Ar + Neutron ⇌ 37 Ar + Photon

und seine Umkehrung, die die stationären Häufigkeiten der Nicht-Alpha-Teilchen-Isotope festlegt, wobei die freien Dichten von Protonen und Neutronen auch durch das Quasigleichgewicht bestimmt werden. Die Häufigkeit freier Neutronen ist jedoch auch proportional zum Überschuss an Neutronen gegenüber Protonen in der Zusammensetzung des massereichen Sterns; daher ist die Häufigkeit von 37 Ar, um es als Beispiel zu verwenden, in Ejekta von neueren massereichen Sternen größer als von denen in frühen Sternen von nur H und He; daher wird 37 Cl, zu dem 37 Ar nach der Nukleosynthese zerfällt, als "sekundäres Isotop" bezeichnet.

Der Kürze halber wird die nächste Stufe, eine komplizierte Photo-Desintegrations-Umlagerung und das damit erreichte nukleare Quasigleichgewicht, als Siliziumverbrennung bezeichnet . Das Siliziumbrennen im Stern durchläuft eine zeitliche Abfolge solcher nuklearer Quasigleichgewichte, in denen die Häufigkeit von 28 Si langsam abnimmt und die von 56 Ni langsam zunimmt. Dies entspricht einer nuklearen Häufigkeitsänderung 2  28 Si ≫ 56 Ni, die man sich als Verbrennen von Silizium zu Nickel vorstellen kann („Verbrennen“ im nuklearen Sinne). Die gesamte Siliziumverbrennungssequenz dauert etwa einen Tag im Kern eines sich zusammenziehenden massereichen Sterns und endet, nachdem 56 Ni die vorherrschende Menge geworden ist. Das letzte explosive Brennen, das verursacht wird, wenn der Supernova-Schock die brennende Siliziumhülle durchquert, dauert nur Sekunden, aber sein Anstieg der Temperatur um etwa 50% führt zu einem wütenden nuklearen Brennen, das im Massenbereich von 28–60 AMU den Hauptbeitrag zur Nukleosynthese leistet  .

Nach der letzten 56 Ni-Stufe kann der Stern keine Energie mehr durch Kernfusion abgeben, da ein Kern mit 56 Nukleonen die geringste Masse pro Nukleon aller Elemente in der Sequenz hat. Die nächste Stufe in der Alpha-Teilchenkette wäre 60 Zn. Jedoch 60 Zn hat etwas mehr Masse pro Nukleon als 56 Ni, und somit würde einen thermodynamischen Energie benötigt Verlust anstatt einen Gewinn wie in allen früheren Phasen der Kernverbrennung geschieht.

56 Ni (mit 28 Protonen) hat eine Halbwertszeit von 6,02 Tagen und zerfällt über den β +  -Zerfall zu 56 Co (27 Protonen), das wiederum eine Halbwertszeit von 77,3 Tagen hat, da es zu 56 Fe (26 Protonen) zerfällt ). Für den Zerfall des 56 Ni im Kern eines massereichen Sterns stehen jedoch nur wenige Minuten zur Verfügung .

Damit ist 56 Ni der am häufigsten vorkommende der so entstandenen radioaktiven Kerne. Seine Radioaktivität energetisiert die späte Supernova- Lichtkurve und schafft die bahnbrechende Gelegenheit für die Gammastrahlenlinien-Astronomie. Siehe SN 1987A Lichtkurve für die Folgen dieser Gelegenheit.

Clayton und Meyer haben diesen Prozess vor kurzem noch weiter verallgemeinert, indem sie die sogenannte sekundäre Supernova-Maschine nennen , indem sie die zunehmende Radioaktivität, die späte Supernova-Displays anregt, auf die Speicherung zunehmender Coulomb-Energie in den Quasigleichgewichtskernen zurückführen, die oben als Quasigleichgewichtsverschiebung von hauptsächlich 28 . bezeichnet wurde Si bis hauptsächlich 56 Ni. Die sichtbaren Anzeigen werden durch den Zerfall dieser überschüssigen Coulomb-Energie angetrieben.

Während dieser Phase der Kernkontraktion erwärmt die potentielle Energie der Gravitationskompression das Innere auf etwa drei Milliarden Kelvin, was kurzzeitig die Druckunterstützung aufrechterhält und einer schnellen Kernkontraktion entgegenwirkt. Da jedoch durch neue Fusionsreaktionen keine zusätzliche Wärmeenergie erzeugt werden kann, beschleunigt sich die abschließende ungehinderte Kontraktion schnell in einen nur wenige Sekunden dauernden Kollaps. An diesem Punkt wird der zentrale Teil des Sterns entweder zu einem Neutronenstern oder, wenn der Stern massiv genug ist, zu einem Schwarzen Loch zerquetscht .

Die äußeren Schichten des Sterns werden bei einer Explosion abgeblasen, die durch den sich nach außen bewegenden Supernova-Schock ausgelöst wird, der als Typ-II- Supernova bekannt ist und Tage bis Monate andauert. Der entweichende Teil des Supernova-Kerns kann anfangs eine große Dichte freier Neutronen enthalten, die in etwa einer Sekunde im Inneren des Sterns etwa die Hälfte der Elemente im Universum synthetisieren können, die schwerer als Eisen über einen schnellen Neutroneneinfangmechanismus sind als r- Prozess bekannt . Siehe unten.

Nuklide synthetisiert

Sterne mit einer Anfangsmasse von weniger als etwa dem Achtfachen der Sonne entwickeln nie einen Kern, der groß genug ist, um zu kollabieren, und sie verlieren schließlich ihre Atmosphäre und werden zu Weißen Zwergen, stabilen, kühlenden Kugeln aus Kohlenstoff, die durch den Druck entarteter Elektronen unterstützt werden . Die Nukleosynthese innerhalb dieser helleren Sterne ist daher auf Nuklide beschränkt , die in Material über dem letzten Weißen Zwerg fusioniert wurden. Dies begrenzt ihre bescheidenen Ausbeuten an interstellarem Gas auf Kohlenstoff-13 und Stickstoff-14 und auf Isotope, die schwerer als Eisen durch langsames Einfangen von Neutronen (der s- Prozess ) sind.

Eine bedeutende Minderheit der Weißen Zwerge wird jedoch explodieren, entweder weil sie sich in einer binären Umlaufbahn mit einem Begleitstern befinden, der an das stärkere Gravitationsfeld des Weißen Zwergs an Masse verliert, oder weil sie mit einem anderen Weißen Zwerg verschmelzen. Das Ergebnis ist ein Weißer Zwerg, der seine Chandrasekhar-Grenze überschreitet und als Supernova vom Typ Ia explodiert , wobei er etwa eine Sonnenmasse von radioaktiven 56 Ni-Isotopen zusammen mit kleineren Mengen anderer Eisenspitzenelemente synthetisiert . Der anschließende radioaktive Zerfall des Nickels zu Eisen hält Typ Ia über Wochen optisch sehr hell und erzeugt mehr als die Hälfte des gesamten Eisens im Universum.

Praktisch der gesamte Rest der stellaren Nukleosynthese findet jedoch in Sternen statt, die massiv genug sind, um als Kernkollaps-Supernovae zu enden . Im massereichen Stern vor der Supernova umfasst dies die Heliumverbrennung, die Kohlenstoffverbrennung, die Sauerstoffverbrennung und die Siliziumverbrennung. Ein Großteil dieser Ausbeute wird den Stern möglicherweise nie verlassen, sondern verschwindet stattdessen in seinem kollabierten Kern. Die ausgestoßene Ausbeute wird im Wesentlichen durch explosives Brennen in letzter Sekunde verschmolzen, das durch die Stoßwelle verursacht wird, die durch den Kernkollaps ausgelöst wird . Vor dem Kernkollaps findet die Verschmelzung von Elementen zwischen Silizium und Eisen nur in den größten Sternen und dann in begrenzten Mengen statt. Somit ist die Nukleosynthese der reichlich vorhandenen Primärelemente, die als solche definiert sind, die ursprünglich nur aus Wasserstoff und Helium in Sternen synthetisiert werden konnten (vom Urknall zurückgelassen), im Wesentlichen auf die Kernkollaps-Supernova-Nukleosynthese beschränkt.

Der r- Prozess

Eine Version des Periodensystems , die den Hauptursprung der auf der Erde gefundenen Elemente angibt. Alle Elemente nach Plutonium (Element 94) sind von Menschenhand geschaffen.

Während der Supernova-Nukleosynthese erzeugt der r- Prozess sehr neutronenreiche schwere Isotope, die nach dem Ereignis in das erste stabile Isotop zerfallen , wodurch die neutronenreichen stabilen Isotope aller schweren Elemente entstehen. Dieser Neutroneneinfangprozess tritt bei hoher Neutronendichte unter Hochtemperaturbedingungen auf.

Beim r- Prozess werden alle schweren Kerne mit einem großen Neutronenfluss beschossen , um sehr instabile neutronenreiche Kerne zu bilden, die sehr schnell einem Beta-Zerfall unterliegen , um stabilere Kerne mit höherer Ordnungszahl und gleicher Atommasse zu bilden . Die Neutronendichte ist extrem hoch, etwa 10 22-24 Neutronen pro Kubikzentimeter.

Erste Berechnungen eines sich entwickelnden r- Prozesses, die die zeitliche Entwicklung der berechneten Ergebnisse zeigten, legten auch nahe, dass die Häufigkeiten des r- Prozesses eine Überlagerung unterschiedlicher Neutronenflüsse sind . Eine kleine Fluenz erzeugt den ersten r- Prozess-Häufigkeitspeak in der Nähe des Atomgewichts A = 130, aber keine Actiniden , wohingegen eine große Fluenz die Actiniden Uran und Thorium erzeugt, aber nicht mehr den A = 130- Häufigkeitspeak enthält . Diese Prozesse laufen je nach Details in Bruchteilen von Sekunden bis wenigen Sekunden ab. Hunderte von nachfolgend veröffentlichten Veröffentlichungen haben diesen zeitabhängigen Ansatz verwendet. Die einzige moderne Supernova in der Nähe, 1987A , hat keine r- Prozessanreicherungen gezeigt. Modernes Denken ist, dass die Ausbeute des r- Prozesses von einigen Supernovae ausgestoßen, von anderen jedoch als Teil des restlichen Neutronensterns oder Schwarzen Lochs verschlungen wird.

Völlig neue astronomische Daten über den r- Prozess wurden 2017 entdeckt, als die Gravitationswellen-Observatorien LIGO und Virgo eine Verschmelzung zweier Neutronensterne entdeckten , die zuvor umeinander kreisten. Das kann passieren, wenn beide massereichen Sterne, die sich im Orbit befinden, zu Kernkollaps-Supernovae werden und Neutronenstern-Überreste hinterlassen. Jeder konnte die Wiedergabe der ansteigenden Bahnfrequenz „hören“, wenn die Bahn durch den Energieverlust durch Gravitationswellen kleiner und schneller wurde.

Die Lokalisierung der Quelle dieser Gravitationswellen am Himmel, die durch diesen Orbitalkollaps und die Verschmelzung der beiden Neutronensterne ausgestrahlt wurden, wodurch ein Schwarzes Loch entstand, das jedoch eine beträchtliche Masse hochneutronischer Materie enthielt, ermöglichte es mehreren Teams, die verbleibenden zu entdecken und zu untersuchen optisches Gegenstück der Verschmelzung, wobei spektroskopische Beweise für r- Prozessmaterial gefunden wurden, das von den verschmelzenden Neutronensternen abgeworfen wurde.

Der Großteil dieses Materials scheint aus zwei Arten zu bestehen: Heiße blaue Massen hochradioaktiver r- Prozess-Materie von schweren Kernen mit niedrigerem Massenbereich ( A < 140 ) und kühlere rote Massen von r- Prozess-Kernen höherer Massenzahl ( A > 140 ) reich an Lanthaniden (wie Uran, Thorium, Californium etc.). Wenn sie vom enormen Innendruck des Neutronensterns befreit werden, dehnen sich diese neutralisierten Ejekta aus und strahlen etwa eine Woche lang detektiertes optisches Licht aus. Eine solche Leuchtdauer wäre ohne Erwärmung durch internen radioaktiven Zerfall, der von r- Prozesskernen in der Nähe ihrer Wartepunkte bereitgestellt wird, nicht möglich . Zwei unterschiedliche Massenbereiche ( A < 140 und A > 140 ) für die r -Prozessausbeuten sind seit den ersten zeitabhängigen Berechnungen des r -Prozesses bekannt. Aufgrund dieser spektroskopischen Eigenschaften wurde argumentiert, dass die r- Prozess-Nukleosynthese in der Milchstraße in erster Linie Ejekta von Neutronenstern-Verschmelzungen und nicht von Supernovae gewesen sein könnte.

Siehe auch

Verweise

Andere Lektüre

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