Die Verschmelzung von Neutronensternen kommt sehr selten vor, in unserer Galaxie zum Beispiel alle zehntausend Jahre, und die Bildung neuer Elemente dauert einige Millisekunden danach. Dieser Prozess ist jedoch eine wichtige Quelle für Elemente, die schwerer als Nickel sind, und die Hauptquelle für stabile Elemente, die schwerer als Cer sind. Es scheint, dass wir sehr bald erfahren werden, dass mehrere Teleskope gleichzeitig diese Kollision und die daraus resultierenden Gravitationswellen gesehen haben. Wir haben uns entschieden, den Lesern von N + 1 zu erklären, wie uns diese Entdeckung helfen wird, den Ursprung verschiedener Elemente im Universum zu verstehen.
Trotz der rasanten Entwicklung der Astrophysik in den letzten 100 Jahren lässt unser Wissen über den Ursprung vieler Elemente des Periodensystems zu wünschen übrig. Das Gesamtbild wurde mehr oder weniger durch die Arbeit von Titanen wie Arthur Eddington, Georgy Gamow und Fred Hoyle geformt - Wasserstoff und Helium erschienen als Folge des Urknalls, der Beschuss des interstellaren Mediums durch kosmische Strahlung ist verantwortlich für Lithium, Beryllium, Bor und Elemente aus Kohlenstoff zu Molybdän (zusammen mit Barium, Wolfram und Titan, die sie haben sie) als Folge der stellaren nucleosynthesis erscheinen - Kernfusionsreaktionen in den Kernen der Sterne entweder während ihres Lebens oder als Ergebnis ihren hellen Tod (den wir in Form von Supernova-Explosionen beobachten).
Elemente mit einer Massenordnungszahl von mehr als 94 (und Technetium) wurden von Menschen erhalten, und einige der Elemente sind auch sehr instabil, zerfallen bei jeder Gelegenheit und kommen in der Natur fast nie vor (Polonium, Astat und andere).
Der Ursprung der verschiedenen Elemente. Die Atome, die durch die Verschmelzung von Neutronensternen entstehen, sind violett hervorgehoben.
Dies ist ein qualitatives Bild, aber bei dem Versuch einer quantitativen Analyse treten Probleme auf: Supernova-Explosionen, eine der energetisch stärksten Explosionen im Universum, produzieren immer noch nicht die erforderliche Menge an schweren Elementen. Eine Reihe von Wissenschaftlern führten bereits Ende der 1990er Jahre Computersimulationen durch und kamen zu dem Schluss, dass die notwendigen Elemente nur erhalten werden können, wenn die Supernova-Parameter (Neutrino-Einfangquerschnitt oder schwache Wechselwirkungseigenschaften) sehr genau "gezwickt" werden und unrealistische Anfangsbedingungen festlegen für sie fehlt eine Reihe schwerer Elemente in sehr alten Sternen. Sie enthalten bereits Silizium, Kalzium und sogar Eisen (das heißt, sie wurden aus einer Wasserstoffwolke gesammelt, die zuvor mit den Überresten lang explodierter Supernovae angereichert wurde), aber es gibt kein Rubidium, kein Jod oder Gold. Dieselben Elemente sind jedoch in jüngeren Sternen vorhanden, die theoretisch aus denselben Wolken mit Supernova-Überresten entstanden sein sollten. Ist es nicht seltsam anzunehmen, dass Supernovae ein paar Milliarden Jahre nach dem Urknall das Prinzip ihrer Arbeit veränderten und begannen, Elemente in einem völlig anderen Verhältnis zu produzieren?
Dies bedeutet, dass es im Universum andere Quellen für schwere Elemente geben muss. 1989 wurde vorgeschlagen, dass eine solche Quelle Verschmelzungen von Neutronensternen sein könnten, die sich gegenseitig umkreisen. Trotz der Tatsache, dass dies viel seltenere Ereignisse sind (ein Neutronenstern ist nicht nur ein ziemlich exotisches Objekt, sondern muss immer noch ein Paar von demselben Stern aufnehmen), scheint es, dass wir ihnen für das Gold und Platin danken müssen unsere Ringe. …
Die Masse von Neutronensternen ist nicht sehr groß (im Durchschnitt sollte sie das Oppenheimer-Volkov-Limit nicht überschreiten, also etwa die doppelte Masse der Sonne, sonst wird es ein Schwarzes Loch, obwohl Rotation oder Gezeitenwechselwirkung von der Seite des Begleitsterns kann diese Grenze leicht erhöhen) und noch weniger wird nach der Verschmelzung in den Weltraum geworfen - etwa 10 Prozent ihrer Masse. Die Effizienz der Synthese neuer Elemente während der Fusion ist jedoch so hoch, dass sie ausreicht, um das Rätsel der fehlenden schweren Elemente zu lösen. Eine solche Effizienz entsteht aufgrund des schnellen Neutroneneinfangs oder r-Prozesses - "Pressen" in die Kerne von Elementen, die von der Neutronenexplosion wegfliegen. Das eigentliche Konzept des "r-Prozesses" tauchte 1957 auf, als der grundlegende Artikel B2FH veröffentlicht wurde (diesem Artikel ist eine eigene Seite auf Wikipedia gewidmet!), in dem vier Wissenschaftler dem Phänomen einen Namen gaben und die Bedingungen dafür vorschlugen Auftreten.
Wo in einem Neutronenstern, der theoretisch aus Neutronen, schweren Kernen, bestehen sollte? Tatsache ist, dass sich Neutronen (und ein hypothetisches Quark-Gluon-Plasma) nur im inneren Teil des Sterns befinden und seine äußere "Kruste" - zwei von zehn Kilometern - aus vollwertigen schweren Elementen des Periodensystems besteht.
Wenn sich zwei rotierende Neutronensterne einander nähern, ist es nicht wie eine Kollision zweier Billardkugeln: Die gegenseitige Schwerkraft reißt ihre Außenhüllen und reißt eine Materieschicht vom Stern ab, sodass die Verschmelzung selbst in einem Kokon aus heißem Plasma, Neutronen, stattfindet und Elektronen. Unmittelbar nach der Verschmelzung der Sterne geht ein Teil der Masse in Gravitationswellen über, die Masse wird entweder zu einem sehr schnell rotierenden Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch, ein anderer Teil der Masse bleibt gravitativ an dieses neue Objekt gebunden und fällt nach und nach darauf, aber gleichzeitig wird enorme Energie in Form von Photonen und einer Stoßwelle freigesetzt. Es bläst den gesamten äußeren Kokon mit einer Stoßwelle und einem aus dem Kern freigesetzten Neutronenfluss weg. Es ist diese Konzentration an einem Ort mit hoher Temperatur, einem dichten Medium aus Atomen und einem gigantischen Neutronenfluss, die zu erstaunlichen Transformationen führt.
Eine Computersimulation, die die Umgebung unmittelbar nach der Verschmelzung zweier Neutronensterne beschreibt. Die beiden Spiralarme bestehen aus Materie aus dem äußeren Teil von Neutronensternen, die durch Gezeitenwechselwirkung mit einem Nachbarn abgerissen wurden. Nur die grau markierte Materie wird nach der Explosion aus den Systemen geschleudert, der Rest dreht sich um das gebildete Objekt.
Das Problem bei der Erzeugung schwerer Elemente besteht im Wesentlichen darin, dass die neuen schweren Elemente, wenn Sie ihnen nacheinander Neutronen hinzufügen, instabile Isotope sind und Zeit zum Zerfall haben - dies wird als langsamer Neutroneneinfang bezeichnet und seine charakteristische Zeit beträgt zehntausend Jahre. Es findet in den Kernen alter massereicher Sterne statt und kann das Auftreten einer so großen Anzahl schwerer Elemente nicht einmal annähernd erklären. Das Fermi-Gas, das aus den durch die Explosion herausgeschleuderten Elementen gebildet wird, ist mit Neutronen (eine Milliarde Billionen in einem Kubikzentimeter) so angereichert, dass sie buchstäblich Zeit haben, den Atomkern in wenigen Mikrosekunden zu stopfen. Das Element sammelt Neutronen und schafft es, über diese wackelige Brücke zu springen, wo der Zerfall auf es wartet, und gelangt in das Tal der nuklearen Stabilität. Dadurch entsteht ein neues Element, dessen Halbwertszeit mehrere Milliarden Jahre betragen kann.
Alle Prozesse, über die wir hier gesprochen haben, werden durch mathematische Gleichungen beschrieben, die viele Parameter beinhalten: das Verhältnis zwischen der Anzahl von Protonen und Neutronen, die Änderung der Gastemperatur (sie steigt zuerst auf eine Milliarde Grad an, fällt dann ab und steigt dann wieder an, fällt dann wieder), Massenverteilung im Kern eines Neutronensterns und sogar die Details des Verschmelzungsprozesses selbst. Sie werden theoretisch aus indirekten Vorzeichen (der Gesamtmenge der schweren Elemente im Universum) oder auf der Erde durchgeführten Experimenten (Halbwertszeiten instabiler Elemente) abgeleitet. Die genaue Menge des gebildeten Materials hängt von den Werten dieser Parameter ab, und die gleichzeitige Registrierung der Verschmelzung mit Hilfe von Gravitationsdetektoren und Teleskopen, die im gesamten elektromagnetischen Spektrum arbeiten, ermöglicht es zum ersten Mal in der Geschichte, die Werte zu bestimmen dieser Parameter aus direkten Beobachtungen.
Tabelle der bekannten Isotope. Die purpurroten Punkte im oberen Teil weisen auf die bekannten Elemente im „Tal der Stabilität“hin. Farben von Blau bis Rot - die relative Menge instabiler Isotope, die mehrere aufeinanderfolgende Betazerfälle durchlaufen und sich unter Verlust von Neutronen nach links und oben verschieben. Beim r-Prozess werden dem Kern so schnell neue Neutronen hinzugefügt, dass das Element nach oben fliegt und sich in einer instabilen und dafür völlig ungeeigneten Zone befindet (dünne Purpurlinie). Sobald der Neutronenfluss stoppt, wandert das neu gebildete Element mit Hilfe desselben Betazerfalls zum nächsten stabilen Element. (Aus einem Vortrag von Mario A. Riquelme)
