HD222925はスターコレクターです。彼女は何を集めていますか?

宇宙は当初、軽元素、水素とその同位体、そしてヘリウムと、ごくわずかにリチウムだけで構成されていたことをよく知っています。いたずら好きな人は、この少量のリチウムが、存在の初期のそのような貧弱な組成のために宇宙が鬱病に陥るのを防いだと言うかもしれません。

時が経つにつれ、これらの重い元素は、星の内部でのさまざまな反応の結果として入り始めました。それらがより重くなればなるほど、それらの質量のかなりの部分の爆発または放出の結果として、それらは通常の星としての存在をより早く終わらせ、それにより宇宙の物質の貯蔵所に供給しました。

星の内部の合併の結果としてどのような要素が形成されますか?

炭素や酸素などのこれらの重い元素の軽い方は、進化の後半で、より質量の大きい星とより質量の小さい星の通常のエネルギー生成サイクルで発生する可能性があります。シリコンや鉄に至るまでの重いものは、超新星の運命への必然的な旅で巨星や超巨星に成長した後、通常の星のように進化した後、非常に大きな星に形成されます。

核融合の結果として星に形成される可能性のある最も重い元素は亜鉛ですが、これは星の内部での核融合、つまり2つの同一の核の核融合を関連付けるプロセスではありません。鉄より。銅、ニッケル、コバルトのような亜鉛は、ヘリウム原子核の捕獲の結果として超新星相の前でさえ形成される可能性がありますが、それは巨大な温度を必要とします。

亜鉛は、今日の周期表を構成する118の元素のリストでわずか30位にランクされています。ですから、星がその存在の終わりに達したときでさえ、自然はまだやるべきことがたくさんあります。

鉄や亜鉛より重い元素を作る方法、つまり遅い中性子と速い中性子を捕獲する方法

鉄や亜鉛よりも重い元素を作るには、中性子捕獲などのプロセスが必要です。それらは徐々に質量の小さい核に固執し、ますます質量の大きい核を作成します。

中性子を捕獲する方法は2つあります。1つ目は、太陽のような星が存在する後の段階でも発生する可能性のある遅いプロセス(いわゆるsプロセス)です。次に、自由中性子の小さな流れがあり、そこから1つの中性子が捕獲され、核内で陽子と電子に崩壊します。これにより、以前に形成星によって拾われたあるタイプの要素を別のタイプに変換することができます。このプロセスの一連の変化は、鉛やビスマスなどの元素の形成につながります。

2番目のオプションは、大量に供給される高速中性子の捕獲です(いわゆるrプロセス)。このような条件は、超新星の爆発や2つの中性子星の衝突に存在します。この場合、原子核の質量は、付着した中性子の予備的な崩壊なしに急速に増加する可能性があります。結果として生じる核が所与の元素の安定同位体の核になるまで、後になって初めて、結合した陽子の一部の多数の崩壊が起こります。これは、sプロセスよりもさらに重く異なる要素を作成する方法です。

星で生成された物質はどうなりますか?

星の内部で作成され、星やその後継星(中性子星、白色矮星、ブラックホール)に常に(少なくとも現在の観点からは)保存されていないものはすべて、ある時点で宇宙に放出されます。宇宙の元素はさまざまな比率で見られ、軽い元素は重い元素よりもはるかに多くなります。

したがって、星間空間はほとんど水素で満たされ、時には原始水素で満たされます。しかし、これらのより重い元素も比較的豊富であるか、少なくともそれらを新しい惑星系の構成要素にするのに十分です。

星だけでなく、水素やヘリウムよりも興味深い元素のいくつかも含まれています。そのため、最初のコレクターよりも後に登場したスターを自由に呼び出すことができました。

スターコレクター。表彰台の2位はHD222925に行きます。なぜ最初ではないのですか?

すべての星と比較して、コレクターはほとんどありません。なぜなら、星の75%にとって、ヘリウムは依然として非常に重い成分だからです。私たちの太陽でさえ、0.1パーセント未満の他の元素で構成されています。これらには、酸素、マグネシウム、鉄、硫黄が含まれます。それでも、そのスペクトルには約67の元素が含まれており、この点で記録保持者となっています。

HD222925のスペクトルでは、水素、ヘリウム、およびその他の63の元素が、紫外、可視、および赤外光で識別されています。ゴールドとトラックを含みます。これまでのところ、私たちの太陽だけでより多くの元素が特定されています。

しかし、太陽は近くにあり、天文学者は遠くの星にそれほど興味がありません。そのため、HD 222925は、検出された元素の中で2番目に豊富でしたが、注目を集め、メディアスターになりました。

それは約1460光年離れた星で、星座トゥカナに比較的近いです。彼女を見つけたい場合、彼女の赤経は23:45:17.61で、赤緯は-61:54:42.8です。残念ながら、それは地球の南半球からしか見ることができません。

HD222925は、太陽の0.75倍の質量を持つ星です。明るさは9等なので望遠鏡で見ることができるはずです。

Jan Roeder(ミシガン大学)が率いる約12人の天文学者のグループは、水素とヘリウムに加えて、その組成に63の異なる元素を特定しました。そのうち、42のほとんどは、r過程で形成されたものを含む重い元素です。星がその形成自体の間に集めたということ。このリストには、金やトリウム、さらにはウランも含まれていますが、後者は完全には確認されていません。

天文学者にHD222925の非常に多くの元素の発見を与えたのはなぜですか?

HD 222925は太陽よりも古い星でもあるため、太陽よりもはるかに早く、星間物質の雲にさまざまな元素が供給されていたはずです。中性子捕獲プロセス、特に高速中性子によってどの元素が生成されるかがわかったので、天文学者はこれらの元素の形成につながった条件をコンピューターシミュレーションで再現しようと試みることができます。また、どのプロセスがそれらの作成につながったかを判断することもできます。

なぜなら、理論は重い元素の形成を予測しているのですが、2017年に2つの中性子星が合体した場合(その影響は観測された重力波GW 170817)にのみ、予測の正確さを確認することができたからです。超新星の場合、私たちはまだそのような説得力のある発見を待っています。組成が豊富な星を知れば知るほど、その源を探す場所がわかります。

出典:Carnegie、un。ミシガン、inf。これは

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