금의 풍부함을 설명하기 위해 이진 중성자 별 합병이 필요합니까?

NPR 뉴스 항목 천문학 자 중성 금 충돌 중성자 Neutron Stars 는 " 버클리 캘리포니아 대학의 이론 천체 물리학 자 다니엘 카센 (Daniel Kasen ) "을 언급하고 인용합니다 .

그는 늦은 밤에 데이터가 들어오는 것을 보았고 충돌하는 별들이 큰 덩어리의 잔해를 뿜어 냈다고 말했다.

카센은“이 잔해는 이상하다. 금과 백금이지만, 일반 방사성 폐기물이라고 부르는 것과 혼합되어 있으며, 합병 지점에서 버섯이 터지기 시작하는이 큰 방사성 폐기물 구름이있다”고 말했다. "그것은 작은 도시의 크기에 대해 작은 규모로 시작하지만, 빛의 속도의 10 분의 1의 속도로 너무 빠르게 움직이며 하루가 지나면 태양계 크기의 구름입니다."

그의 추정에 따르면,이 중성자 별 충돌은 약 200 개의 지구 덩어리의 순수한 금, 그리고 아마도 500 개의 지구 덩어리의 백금을 생성했습니다. 카센은“인간 규모로는 엄청나게 많은 양이다. 그는 개인적으로 백금 결혼 반지를 가지고 있으며 "매우 먼 것처럼 보이며 이국적인 것들이 실제로 세상과 우리에게 어떤 종류의 친밀한 방식으로 영향을 미친다고 생각하는 것은 미쳤다"고 지적했다.

금과 백금과 같은 무거운 원소를 풍부하게 설명하기 위해 중성자 별 바이너리 의 합병 이 필요 했습니까? 이진 중성자 별은 금과 같은 무거운 원소가 풍부하게 얼마나 중요합니까? 내가 읽을 수있는 특정 또는 주목할만한 논문이 있습니까?

나는 이미이 답변을 읽었 지만 이러한 종류의 합병이 풍부함을 설명 할 필요성에 대한 더 나은 설명을 찾고 있습니다. 나는 관찰 된 감마선 사건에는 금색의 스펙트럼 선이나 식별 가능한 무거운 요소 (믿을 수없는 도플러 확장으로 인해)를 나타내는 것이 없으므로 연결은 실제로 시뮬레이션에서 가져와야합니다.

금과 백금과 같이 매우 무거운 중성자가 풍부한 원소를 만들려면 중성자를 빠르게 포착해야합니다. 이것은 자유 중성자의 밀도가 큰 조밀하고 폭발성 조건에서만 발생합니다. 오랫동안, r- 프로세스에 대한 경쟁 이론과 장소는 핵심 붕괴 초신성 내부에서 그리고 중성자 별의 합병 중에 있었다.

나의 이해는 초신성이 태양계에서 r- 프로세스 요소의 양과 세부적인 풍부 비와 일치 할 수있는 충분한 r- 프로세스 요소 (이론적 모델에서)를 생산하는 것이 점점 어려워지고 있다는 점이다 (예 : Wanajo et al. 2011 참조) ; Arcones 및 THIELMANN 2012 ). 필요한 조건, 특히 중성미자 구동 바람에서 매우 중성자가 풍부한 환경은 매개 변수의 미세 조정 없이는 존재하지 않습니다 (아래 참조).

대신, 중성자 별 합병을 호출하는 모델은 이론적 불확실성에 훨씬 더 강하고 r- 프로세스 요소를 성공적으로 생성합니다. 물음표는 은하의 진화와 정확한 양의 물질이 얼마나 많이 방출되는지에있어서 여러 번 주파수에 걸쳐있는 것처럼 보인다.

GW170817의 발표로이 모든 것이 그럴듯 해졌습니다. 중성자 별 합병이 보였습니다. 사건 이후의 광학 및 적외선 방출의 거동은 중성자 별 모델 병합의 기대치와 일치합니다 (예 : Pian et al. 2017 ; Tanvir et al. 2017 ). 특히 주목할 점은 청색과 가시 광선에서 불투명도와 페이딩 현상이 나타나고 스펙트럼은 넓은 스펙트럼 특징을 가진 적외선에 의해 지배되고 있다는 것입니다. 이는 란타나 이드 및 기타 r- 프로세스 요소의 존재로 인해 심하게 오염 된 물질 구름의 확장에 대한 기대입니다 ( Chornock et al. 2017 ). 관측과 모델 사이의 합리적인 합의는 실제로이 폭발에서 많은 양의 r- 프로세스 요소가 생성되었음을 나타냅니다.

거기에서 금의 기원이 해결되었다는 주장으로 가려면 (기자 회견에서 주장한 바와 같이) 너무 한 걸음 걸었다. 생성 된 r- 프로세스 재료의 양은 불확실성이 크며 모델에 따라 다릅니다. 합병률은 지역 우주에서 대략 10 배 정도로 제한되며 초기 우주에서는 측정 / 알려지지 않습니다. 말할 수있는 것은 r- 프로세스 생산을위한이 채널이 직접 관찰되었으므로 고려해야한다는 것입니다.

한편, 초신성 채널에 의한 r- 프로세스 생산은 아직 배제되지 않았다. 적어도 회전과 자기장이 포함 된 일부 시뮬레이션은 여전히 ​​"게임에"있는 것으로 보입니다 (예 : Nishimura et al. 2016 ). 중성자 별의 합병에 상당한 시간이 걸리기 때문에 매우 오래된 금속-빈 별에 상당한 r- 프로세스 재료가 존재하면 초신성 채널이 필요할 수 있습니다 (예 : Cescutti et al. 2015 ; Cote et al. 2017 ). .

전반적인 그림은 여전히 ​​불확실합니다. Siegel (2019) 의 검토에 따르면 가용 한 증거에 가장 잘 맞는 것은 일부 희귀 유형의 핵심 붕괴 초신성 ( "collapsars"라고도 함)이 여전히 은하수 r- 프로세스 요소를 설명하기에 가장 좋은 방법이라는 결론입니다. 이것에 대한 주요 증거는 아주 오래된 후광 별에서 유로퓸 (r- 프로세스 요소)이 향상되고 Fe가 증가함에 따라 Eu / Fe가 감소하는 일반적인 경향으로 r에 대한 알파 요소와 유사한 생산 장소를 제안합니다. -프로세스-즉 초신성.