중원소의 전구체는 부풀어 오른 별의 플라즈마 하복부나 연기가 나는 별의 시체에서 발생할 수 있습니다. 그들은 확실히 미시간 주 이스트 랜싱에 존재합니다.
미시간에서 진행된 실험에서는 철보다 무거운 원소가 어떻게 만들어지는지 밝혀졌습니다.
Mark Belan/Quanta 매거진
소개
희귀 동위원소 빔 시설(FRIB)은 미시간 주립 대학의 화학과와 공연 예술 센터 사이에 있기 때문에 밤하늘처럼 반짝이지 않을 수도 있습니다. 하지만 연구실 내부에는 별에서만 발견되는 물질이 가득합니다.
여기에서 원자핵은 빛의 속도의 절반으로 가속되어 목표물에 부딪히고 산산조각이 납니다. 충돌은 별 내부에서 발생하고 일련의 추가 반응을 통해 무거운 원소로 끝나는 것과 동일한 희귀하고 불안정한 동위원소를 생성합니다.
FRIB 과학자들이 레시피를 다시 만들어 왔습니다.
FRIB의 핵천체물리학자 아르테미스 스파이루(Artemis Spyrou)는 “사람들은 자신의 조상이 어디서 왔는지 알아보기 위해 DNA 검사를 하는 것을 좋아합니다.”라고 말했습니다. “우리는 지구와 태양계에서도 같은 일을 하고 있습니다.”
과학자들은 별이 주기율표의 원소를 철까지 만드는 방법을 확실하게 이해하고 있습니다. 그러나 아연, 납, 바륨, 금 등 더 무거운 원소를 생성하는 과정은 더욱 파악하기 어렵습니다.
이제 가정과 가정이 난무하는 현장에서 가시적인 성과가 나타났습니다. FRIB 연구소는 현재 중원소가 형성되는 것으로 생각되는 세 가지 주요 과정 중 하나를 복제하고 있으며 "중간 중성자 포획 과정", 즉 i- 프로세스가 발생합니다.
또한 연구실에서는 다른 두 공정 중 하나인 백금이나 금과 같은 '보석상 요소'를 생성하는 공정도 다시 만들 계획입니다.
"이것은 동위원소가 어떻게 형성되는지 이해하는 데 있어 매우 큰 도약입니다. 그러면 우리는 과거로 돌아가 올바른 조건을 갖춘 천체물리학적 장소를 찾을 수 있습니다."라고 i-에 대해 처음 이론을 세운 John Cowan은 말했습니다. 1970년대 대학원 과정을 밟았다. “FRIB는 선구적인 일을 하고 있습니다.”
요소 구축
약 138억년 전, 새로 태어난 우주는 빅뱅으로 갓 만들어진 기본 입자들의 뜨거운 수프였습니다. 우주가 냉각되고 팽창함에 따라 이러한 얼룩들은 결합하여 양성자와 중성자와 같은 아원자 입자를 형성했으며, 결합하여 우주의 처음 3분 동안 가장 가벼운 원소인 수소, 헬륨, 리튬을 형성했습니다. 이러한 원소들이 서로 뭉쳐서 더 큰 몸체와 탄생별을 이루려면 수억 년이 더 걸릴 것입니다.
FRIB(희귀 동위원소 빔 시설) 및 미시간 주립 대학의 물리학자인 Artemis Spyrou가 붕괴 동위원소를 측정하는 데 사용되는 감마선 검출기인 Summing Nal(SuN) 검출기와 함께 포즈를 취하고 있습니다.
희귀 동위원소 빔 시설 제공
별이 우주를 밝히자 우주는 화학적으로 더욱 풍부해졌습니다. 별의 뜨겁고 밀도가 높은 핵에서는 원자핵이 엄청난 힘으로 서로 충돌하여 융합하여 새로운 원소를 형성합니다. 수소 핵(각각 하나의 양성자를 가짐)이 융합하면 헬륨이 형성됩니다. 그중 3개는 탄소로 융합되는 식입니다. 이 핵융합은 외부로 밀어내는 에너지 더미를 방출하여 별이 자체 중력의 압력으로 붕괴되는 것을 방지합니다. 거대한 별은 나이가 들수록 점점 더 무거운 원소를 융합하여 주기율표에서 위로 올라갑니다. 즉, 철이 들 때까지입니다.
그 시점에서 추가 융합은 에너지를 방출하지 않습니다. 그것은 그것을 흡수합니다. 융합으로 인한 새로운 에너지가 없으면 별의 죽음이 임박하게 됩니다. 핵이 안쪽으로 수축하고 충격파가 다른 모든 것을 바깥쪽으로 폭발시켜 초신성을 생성합니다.
주기율표에서 철을 넘어서는 모든 것에는 다른 기원 이야기가 필요합니다.
1950년대에 물리학자들은 "중성자 포획"이라는 아이디어를 내놓았습니다. 이 과정에서 핵은 중성자라고 불리는 중성의 자유 부유 아원자 입자를 수집합니다. 이러한 현상이 지속되면서 핵은 불안정한 버전, 즉 방사성 동위원소가 됩니다. 베타 붕괴라고 불리는 과정에서 과도한 중성자가 양전하를 띤 양성자로 변환되면 균형이 회복됩니다. 양성자를 얻으면 핵이 주기율표의 다음 원소로 바뀌게 됩니다.
Mark Belan/Quanta 매거진
최종 형태에 도달하기 위해 원자핵은 일반적으로 일련의 다양한 방사성 동위원소를 통과하면서 점점 더 많은 중성자를 수집합니다.
처음에 과학자들은 원자가 커지기 위해 이동하는 경로는 두 가지뿐이라고 생각했습니다. 하나는 느리고 하나는 빠르기 때문에 s-라고 부릅니다. 프로세스와 r- 프로세스입니다.
s-에서 그 과정에서 원자핵은 최종적이고 안정된 목적지에 도달하기 전에 산발적으로 중성자를 포획하고 붕괴하는 데 수천 년을 소비합니다. 이는 적색거성이라고 불리는 매우 밝고 부풀어 오른 별에서 발생하는 것으로 생각되며, 특히 점근거성가지별로 알려진 단계에서 발생합니다. (언젠가 우리 별은 그러한 적색 거성으로 변할 것입니다.) 거성이 죽음의 문턱에 서면서 그 내부 층이 혼합되어 s-에 딱 맞는 중성자가 풍부한 환경을 조성합니다. 전개되는 과정입니다.
그 사이에 r- 프로세스는 단 몇 초만 지속됩니다. 이를 위해서는 중성자별(죽은 별의 초밀도, 중성자 포장 코어)과 같이 훨씬 더 밀도가 높은 중성자 집단이 있는 환경이 필요합니다. r- 이 과정은 아마도 두 개의 중성자별이 충돌할 때 발생합니다.
U Camelopardalis는 s-과정을 호스팅하는 일종의 적색거성인 점근거성 가지별입니다. 허블 우주 망원경이 촬영한 이 이미지에서 볼 수 있듯이, 매 2,000년마다 별의 핵을 둘러싸고 있는 헬륨 껍질이 타기 시작하여 별을 가스 거품으로 둘러싸게 됩니다. 이러한 헬륨 플래시는 i-process의 후보 설정입니다.
ESA/Hubble, NASA 및 H. Olofsson(온살라 우주 관측소)
s- 프로세스 및 r- 프로세스는 동일한 최종 요소를 많이 단조하지만 비율은 다릅니다. 예를 들어, 전자는 더 많은 바륨을 생성하는 반면 후자는 많은 유로뮴을 생성합니다. 이러한 요소들은 별이 죽을 때 성간 매체로 날아가서 새로운 세대의 별에 통합됩니다. 천문학자들은 새로운 별을 관찰하고, 그 안에서 발견한 원소를 통해 어떤 과정에서 원자 물질이 생성되었는지 추론할 수 있습니다.
수십 년 동안 과학적 합의는 느리고 빠른 공정이 무거운 원소를 생산하는 유일한 방법이라는 것이었습니다. 하지만 결국 과학자들은 중도를 생각하기 시작했습니다.
중간 프로세스
Cowan은 1970년대 메릴랜드 대학교 대학원 과정에서 중간 중성자 포획 과정을 꿈꿨습니다. 그는 논문을 위해 적색 거성을 연구하는 동안 s- 맞지 않는 가능한 핵 반응 경로와 중성자 밀도를 제안했습니다. 또는 r- 프로세스. "하지만 그 당시에는 단지 아이디어에 불과했습니다."라고 그는 말했습니다.
그러다가 2000년대 초반 s에 크랙이 나타났습니다. -대-r 이분법. 일반적으로 별은 어떤 중원소가 더 풍부한지에 따라 태어나기 전에 느리거나 빠른 과정이 발생했다는 힌트를 제공합니다. 천문학자들은 "탄소가 강화되고 금속이 부족한" 별, 즉 우리 태양의 철분의 1/1000에 불과하지만 철에 비해 탄소가 평소보다 많은 고대 별에서 한 과정 또는 다른 과정의 명확한 특징을 찾는 경향이 있습니다. 그러나 은하수 외곽에 있는 이들 별 중 일부를 연구했을 때 그들은 두 과정의 지문과 일치하지 않는 풍부한 원소를 발견했습니다.
빅토리아 대학의 이론 천체물리학자인 포크 헤르위그(Falk Herwig)는 "사람들은 머리를 긁적였습니다."라고 말했습니다.
Mark Belan/Quanta 매거진
Herwig는 새로운 시나리오를 생각하기 시작했습니다. 한 후보는 "다시 태어난" 적색 거성이었습니다. 드문 경우지만, 백색 왜성이라고 불리는 적색 거성의 불타버린 시체가 핵을 둘러싸고 있는 헬륨 껍질이 다시 융합되기 시작하면 다시 불이 붙을 수 있습니다. 부활하지 않은 다른 적색 거성에서 헬륨을 태우는 것도 별에 금속이 부족한 한 그 계산서에 적합할 수 있습니다.
또 다른 가능성은 백색 왜성이 동반성으로부터 물질을 빨아들이는 것입니다. 이런 식으로 충분한 질량이 축적되면 헬륨 융합을 시작할 수 있습니다. 에너지의 섬광은 너무 강력해서 백색 왜성이 외부 층을 분출하게 만들고 도중에 새로운 원소를 방출할 수 있다고 Herwig는 생각했습니다.
2012년 컨퍼런스에서 자신의 아이디어를 발표했을 때 Cowan은 청중에 있었습니다. “그는 나에게 다가와 이렇게 말했습니다. '나는 1970년대에 i-에 관한 이 논문을 가지고 있었습니다. 프로세스. 이런 내용이 설명되어 있었습니다.'라고 Herwig는 말했습니다.
향후 5년 동안 i-를 갖춘 스타의 증거 프로세스 서명이 쌓여 있습니다. 그러나 Herwig와 같은 이론가들은 중간 프로세스가 어디에서 발생하는지 또는 프로세스가 진행되는 정확한 단계 순서를 말할 수 없습니다.
i-을 완전히 이해하려면 프로세스를 통해 생성되는 다양한 요소의 비율을 알아야 했습니다. 이러한 수율은 관련 동위원소가 중성자를 얼마나 쉽게 포착할 수 있는지에 따라 달라집니다. 그리고 중성자 포획 속도를 정확히 파악하기 위해 과학자들은 FRIB와 같은 실험실에서 실제로 작동하는 동위원소를 연구해야 했습니다. (일리노이주 아르곤국립연구소 및 기타 시설에서도 실험이 진행되었습니다.)
400년 만에 가장 가까이 관측된 초신성인 초신성 1987A(가운데)는 거대한 별의 중심 붕괴로 인해 발생했습니다. 폭발로 인해 별의 외층이 분출되어 주변 공간에 원소가 흩어졌습니다. 이 초신성에 대한 연구는 철까지의 원소 합성에 관한 이론을 확증해 주었습니다.
NASA, ESA, Robert Kirshner(CfA, Moore Foundation), Max Mutchler(STScI), Roberto Avila(STScI)
Herwig는 i의 신비에 대해 논의했습니다. -2017년 스파이루가 미시간 주립 연구소를 방문했을 때의 과정과 앞으로의 실험.
Spyrou는 “나는 푹 빠졌습니다.”라고 말했습니다. "저는 '어떤 동위원소가 중요한지 알려주세요'라고 말했습니다."
방사성 레시피
Herwig와 같은 이론가와 Spyrou와 같은 실험가들은 이제 몇 년 동안 주고받는 대화를 나누고 있습니다. 여기서 이론가들은 어떤 동위원소 서열이 i-에 가장 큰 영향을 미치는지 결정합니다. 프로세스의 최종 화학 칵테일이 생성되면 실험가들은 가속기를 작동시켜 해당 원료 성분을 연구합니다. 결과 데이터는 이론가가 i에 대한 더 나은 모델을 만드는 데 도움이 됩니다. -프로세스가 진행되고 주기가 다시 시작됩니다.
FRIB 지하에는 축구장 1.5배 길이의 입자 가속기가 있는데, 이 입자 가속기는 종이 클립 모양으로 배열된 46개의 세이지 그린 과냉각 용기로 구성되어 있습니다.
각 실험은 일반적이고 안정적인 원소, 즉 일반적으로 칼슘으로 시작됩니다. 베릴륨과 같은 목표물에 가속기를 통해 발사되면 파편화라는 과정에서 불안정한 동위원소로 쪼개집니다. 모든 핵이 연구자들이 원하는 대로 정확히 부서지는 것은 아닙니다.
FRIB의 핵천체물리학자인 헨드릭 샤츠(Hendrik Schatz)는 “이탈리아 도시의 사진이 담긴 도자기 접시를 갖고 있는 것과 같다”고 말했습니다. 단 하나의 집이 그려진 작품을 원한다면 올바른 사진을 얻기 전에 많은 접시를 깨뜨려야 할 것입니다. “우리는 초당 1조 개의 판을 깨뜨리고 있습니다.”
왼쪽부터:Antonios Kontos, Hendrik Schatz, Zach Meisel 및 Fernando Montes가 별 내부에서 발생하는 동일한 핵 반응을 재연장하는 데 사용되는 FRIB의 장비 주위에 모였습니다.
희귀 동위원소 빔 시설 제공
파편은 파이프 네트워크를 통해 관심 동위원소로 분류되는 파편 분리기로 흘러갑니다. 이것들은 결국 폭이 16인치인 원통형 탐지기인 SunN에 이르게 됩니다. MSU 대학원생인 엘리 로닝(Ellie Ronning)은 금속 바퀴살이 모든 방향으로 뻗어나가면서 "태양처럼 보이는데 재미있다"고 말했습니다.
핵이 들어가자마자 붕괴되기 시작하고 전자를 방출하며 연구자들이 i-의 단계를 해독하는 데 사용할 수 있는 감마선 섬광을 방출합니다. 프로세스. FRIB 핵화학자인 Sean Liddick은 “이전에는 누구도 이러한 특정 과정을 볼 수 없었습니다.”라고 말했습니다.
감마선 생성을 측정함으로써 연구원들은 관련 동위원소가 중성자를 포착하는 속도(중성자 하나를 얻은 바륨-139가 얼마나 쉽게 중성자를 얻고 바륨-140이 되는지 등의 중요한 예)를 추론합니다. 그런 다음 이론가들은 이 반응 속도를 i- 시뮬레이션에 입력합니다. 최종 화학 혼합물에 다양한 중원소가 얼마나 풍부한지 예측하는 공정입니다. 마지막으로, 그들은 그 비율을 다른 별에서 관찰된 원소와 비교할 수 있습니다.
지금까지 결과는 Spyrou와 그녀의 동료들이 기대했던 바로 그 원을 그리는 것 같습니다. 란타늄, 바륨 및 유로뮴의 상대적 풍부함은 2000년대 초 천체 물리학자들을 매우 당황하게 만들었던 탄소가 강화되고 금속이 부족한 별에서 볼 수 있는 것과 일치합니다. “우리는 이렇게 엄청난 불확실성을 갖고 있던 상태에서 i- 프로세스는 우리가 관찰한 바에 딱 맞습니다.”라고 그녀는 말했습니다.
나는- 그러나 그 과정은 금속이 부족한 별들보다 먼저 와서 그들에게 물질을 제공했던 죽어가는 별들에서 일어났을 것입니다. 현재 데이터는 i의 설정으로 백색 왜성과 적색 거성 모두와 호환됩니다. -프로세스. 둘 다는 아니더라도 어느 후보가 우세할지 확인하려면 Spyrou는 더 많은 동위원소의 중성자 포획 속도를 연구해야 합니다. 한편, 후보 별들을 구별하기 위해 Herwig는 그 별들 내부에서 헤엄치는 플라즈마에 대한 더 나은 3차원 모델을 만들 예정입니다.
골드를 향해 나아가다
60년 동안 천문학자들은 금, 은, 백금이 모두 r- 동안 생성된다는 이론을 세웠습니다. 그러나 이러한 원소의 정확한 탄생지는 천문화학의 가장 오랜 질문 중 하나로 남아 있습니다. 그 이유는 "r- 프로세스 실험은 기본적으로 존재하지 않습니다.”라고 Cowan은 말했습니다. 지구에서 중성자별 충돌 상황을 재현하는 것은 어렵습니다.
2017년 관찰에서는 금 및 기타 r-의 흔적이 발견되었습니다. 중성자별 충돌의 파편에 있는 프로세스 요소는 그 기원 이야기에 대한 강력한 뒷받침을 제공합니다. 그러나 지난 4월에 보고된 흥미로운 발견은 r- 자성이 강한 별에서 거대한 플레어가 발생합니다.
i-를 정리한 후 미시간의 연구원들은 r-에도 동일한 전략을 적용할 계획입니다. 프로세스. 그 동위원소는 분리하기가 훨씬 더 까다롭습니다. i- 동안 조각화되는 경우 이 과정은 부서진 접시에서 집 사진을 찍는 것과 같습니다. r- 프로세스는 창만 선택하는 것을 의미합니다. 그럼에도 불구하고 Spyrou는 그녀의 팀이 몇 초 만에 무거운 핵을 요리하는 특급 조리법에 필요한 희귀한 동위원소 맛을 곧 시험해 볼 것이라고 낙관하고 있습니다. “r-로 그 과정에서 우리는 중요한 핵에 접근하는 데 가까워졌습니다.”라고 그녀는 말했습니다.
“하지만 i- 프로세스가 완료되면 오늘부터 액세스할 수 있습니다.”라고 그녀는 말했습니다. Spyrou는 자신의 연구실에서 중요한 i를 모두 해결할 것이라고 추정합니다. -5~10년 이내에 반응과 속도를 처리합니다. “10년 전에는 나는-이라는 단어도 몰랐어요.”라고 그녀가 덧붙였습니다. 프로세스가 존재했습니다.”
이 이야기는 과학 저술 발전 위원회와 브린슨 재단의 일부 지원을 받았습니다.
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