HD 222925 ist ein Sternensammler. Was sammelt sie?

Erst im Laufe der Zeit kamen diese schwereren Elemente durch verschiedene Reaktionen im Inneren der Sterne hinzu. Je massereicher sie waren, desto schneller beendeten sie ihre Existenz als gewöhnlicher Stern infolge einer Explosion oder eines Auswurfs eines erheblichen Teils ihrer Masse und speisten so das kosmische Materiereservoir.

Welche Elemente entstehen durch Verschmelzungen innerhalb von Sternen?

Die leichteren dieser schwereren Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff können in den normalen Energieproduktionszyklen von massereicheren und weniger massereichen Sternen später in ihrer Entwicklung entstehen. Schwerere, bis hinunter zu Silizium und Eisen, bilden sich zu sehr massereichen Sternen, nachdem sie sich wie normale Sterne entwickelt haben, nachdem sie auf ihrer unvermeidlichen Reise zu ihrem Supernova-Schicksal zu Riesen und Überriesen herangewachsen sind.

Das schwerste Element, das in Sternen durch Verschmelzung entstehen kann, ist Zink, obwohl dies nicht der Prozess ist, mit dem wir Verschmelzung innerhalb von Sternen assoziieren, also die Verschmelzung zweier identischer Kerne, die normalerweise dazu führt, dass keine weiteren entstehen als Eisen. Zink kann wie Kupfer, Nickel und Kobalt bereits vor der Supernova-Phase durch den Einfang von Heliumkernen entstehen, was allerdings enorme Temperaturen erfordert.

Zink belegt in der Liste der 118 Elemente, die heute das Periodensystem bilden, nur den 30. Platz. Die Natur hat also noch viel zu tun, auch wenn der Stern das Ende seiner Existenz erreicht.

Wie man Elemente erzeugt, die schwerer als Eisen oder Zink sind, dh langsame und schnelle Neutronen einfangen

Um massivere Elemente als Eisen oder Zink zu erzeugen, ist ein Prozess wie Neutroneneinfang erforderlich. Sie haften allmählich an weniger massiven Kernen, wodurch immer massivere Kerne entstehen.

Es gibt zwei Möglichkeiten, Neutronen einzufangen. Der erste ist ein langsamer Prozess (der sogenannte s-Prozess), der sogar in einem Stern wie der Sonne in den späteren Stadien seiner Existenz auftreten kann. Dann haben wir einen kleinen Strom freier Neutronen, von denen ein Neutron eingefangen wird, das dann im Kern in ein Proton und ein Elektron zerfällt. Dadurch können Elemente eines Typs, die zuvor vom sich bildenden Stern aufgenommen wurden, in einen anderen umgewandelt werden. Die Abfolge der Veränderungen in diesem Prozess führt zur Bildung von Elementen wie Blei oder Wismut.

Die zweite Option ist der Einfang schneller Neutronen, die in großen Mengen abgegeben werden (der sogenannte r-Prozess). Solche Bedingungen liegen bei der Explosion einer Supernova sowie bei der Kollision zweier Neutronensterne vor. In diesem Fall kann die Masse des Atomkerns ohne den vorherigen Zerfall der anhaftenden Neutronen schnell zunehmen. Erst später kommt es zu zahlreichen Zerfällen eines Teils der zusammengeschlossenen Protonen, bis der entstehende Kern zum Kern eines stabilen Isotops des jeweiligen Elements wird. Auf diese Weise lassen sich noch schwerere und andere Elemente erzeugen als im s-Verfahren.

Was passiert mit der Materie, die in den Sternen produziert wird?

Alles, was im Inneren von Sternen entsteht und nicht in ihnen oder ihren Nachfolgern (Neutronensterne, Weiße Zwerge, Schwarze Löcher) für alle Zeiten (zumindest aus heutiger Sicht) gespeichert ist, wird irgendwann ins All geschleudert. Elemente im Weltraum kommen in unterschiedlichen Anteilen vor, und die leichteren sind viel zahlreicher als die schwereren.

Daher ist der interstellare Raum meistens mit Wasserstoff gefüllt, manchmal mit primordialem Wasserstoff. Diese schwereren Elemente sind jedoch auch relativ häufig oder zumindest in ausreichender Menge vorhanden, um sie zu einem Bestandteil neu entstehender Planetensysteme zu machen.

Sowie Sterne, die auch einige der interessanteren Elemente als Wasserstoff oder Helium enthalten. Deshalb habe ich mir erlaubt, die Sterne, die später erschienen als die ersten, Sammler zu nennen.

Star-Sammler. Der zweite Platz auf dem Podium geht an HD222925. Warum nicht die erste?

Im Vergleich zu allen Sternen gibt es nur wenige Sammler, denn für 75 Prozent der Sterne ist Helium immer noch ein extrem schwerer Bestandteil. Auch unsere Sonne besteht zu weniger als 0,1 Prozent aus anderen Elementen. Dazu gehören Sauerstoff, Magnesium sowie Eisen und Schwefel. Und doch wurden etwa 67 Elemente in seinem Spektrum gefunden, was ihn in dieser Hinsicht zum Rekordhalter macht.

Im Spektrum von HD222925 wurden Wasserstoff, Helium und 63 andere Elemente im ultravioletten, sichtbaren und infraroten Licht identifiziert. Einschließlich Gold und Spur. Allein auf unserer Sonne wurden bisher weitere Elemente identifiziert.

Aber die Sonne ist nah, und Astronomen interessieren sich nicht weniger für ferne Sterne. Daher erregte HD 222925, obwohl es das zweithäufigste der nachgewiesenen Elemente war, ihre Aufmerksamkeit und wurde zu einem Medienstar.

Es ist ein Stern, der etwa 1460 Lichtjahre entfernt ist und relativ nahe am Sternbild Tucana liegt. Wenn Sie sie finden möchten, ist ihre Rektaszension 23:45:17,61 und ihre Deklination -61:54:42,8. Leider ist er nur von der Südhalbkugel der Erde aus zu sehen.

HD222925 ist ein Stern mit der 0,75-fachen Masse der Sonne. Seine Helligkeit beträgt 9. Größenordnung, also sollten wir ihn mit einem Teleskop sehen können.

Eine Gruppe von etwa einem Dutzend Astronomen unter der Leitung von Jan Roeder (University of Michigan) identifizierte neben Wasserstoff und Helium 63 verschiedene Elemente in seiner Zusammensetzung, wobei die meisten der 42 schwere Elemente waren, einschließlich derjenigen, die im r-Prozess gebildet wurden, also jene die der Stern während seiner Entstehung selbst gesammelt hat. Auf dieser Liste haben wir Gold oder Thorium und sogar Uran, obwohl letzteres nicht vollständig bestätigt wurde.

Was gab Astronomen die Entdeckung so vieler Elemente in HD222925?

HD 222925 ist auch ein älterer Stern als die Sonne, also viel früher, als die Sonne einen Vorrat an verschiedenen Elementen in Wolken aus interstellarer Materie hätte haben sollen. Jetzt, da sie wissen, welche Elemente durch Neutroneneinfangprozesse erzeugt werden können, insbesondere schnelle Neutronen, können Astronomen versuchen, in Computersimulationen die Bedingungen nachzubilden, die zur Bildung dieser Elemente geführt haben. Und auch um festzustellen, welche Prozesse zu ihrer Entstehung geführt haben.

Denn obwohl die Theorie die Entstehung schwerer Elemente vorhersagt, konnte erst im Fall der Verschmelzung zweier Neutronensterne im Jahr 2017 (der Effekt ist die beobachtete Gravitationswelle GW 170817) die Richtigkeit der Vorhersage bestätigt werden. Im Falle von Supernovae warten wir immer noch auf eine solch überzeugende Entdeckung. Je mehr wir über Sterne mit reichhaltiger Zusammensetzung wissen, desto besser werden wir wissen, wo wir nach ihrer Quelle suchen müssen.

Quelle: Carnegie, un. Michigan, Inf. es ist