천문학 자들은 두 중성자 별 사이의 충돌로 스트론튬을 발견했다. 이러한 유형의 충돌의 폭발적인 여파로 킬로 노바에서 무거운 요소가 처음으로 발견되었습니다. 이 발견은 무거운 요소가 어떻게 형성되는지에 대한 이해에 구멍을 뚫습니다.
2017 년 레이저 간섭계 중력파 천문대 (LIGO)와 유럽 VIRGO 천문대는 두 개의 중성자 별의 합병으로 인한 중력파를 감지했습니다. 합병 행사는 GW170817로 명명되었으며 은하 NGC 4993에서 약 1 억 3 천만 광년 떨어져있었습니다.
그 결과 킬로 노바는 AT2017gfo이며, 유럽 남부 관측소 (European Southern Observatory, ESO)는 망원경을 여러 파장으로 관찰하기 위해 망원경을 가리 켰습니다. 특히, 그들은 VLT (Very Large Telescope)와 X-shooter 기기를 킬로 노바에서 지적했다.
X- 슈터는 자외선 B (UVB) 가시 광선 및 근적외선 (NIR)에서 관찰되는 다중 파장 분광기입니다. 처음에 X- 슈터 데이터는 킬로 노바에 더 많은 원소가 존재한다고 제안했습니다. 그러나 지금까지는 개별 요소를 식별 할 수 없었습니다.
"이것은 요소의 기원을 찾기 위해 수십 년에 걸친 추적의 마지막 단계입니다."
Darach Watson, 코펜하겐 대학교 수석 저자.
이 새로운 결과는 "두 중성자 별의 합병에서 스트론튬의 식별"이라는 제목의 새로운 연구에서 제시됩니다. 주 저자는 덴마크 코펜하겐 대학교의 Darach Watson입니다. 이 논문은 저널에 실렸다 자연 2019 년 10 월 24 일.
Watson은 보도 자료에서 "합병에서 2017 년 데이터를 다시 분석함으로써이 불 덩어리의 스트론튬에서 하나의 무거운 요소의 시그니처를 식별하여 중성자 별의 충돌이이 요소를 우주에서 생성 함을 입증했습니다"라고 말했습니다.
화학 원소의 단조를 핵 합성이라고합니다. 과학자들은 수십 년 동안 그것에 대해 알고있었습니다. 우리는 초신성, 노화 별의 바깥 층, 규칙적인 별에서 요소가 형성된다는 것을 알고 있습니다. 그러나 중성자 포획에 대한 이해와 더 무거운 요소가 형성되는 방식에 대한 이해에는 차이가있었습니다. Watson에 따르면이 발견은 이러한 차이를 메 웁니다.
Watson은“이것은 요소의 기원을 찾기 위해 수십 년 동안 계속 된 추격의 마지막 단계입니다. “우리는 이제 요소를 생성 한 과정이 보통 별, 초신성 폭발 또는 오래된 별의 바깥 층에서 일어난다는 것을 알고 있습니다. 그러나 지금까지 우리는 고속 중성자 포획으로 알려진 최종 미 발견 공정의 위치를 알지 못하여 주기율표에서 더 많은 요소를 생성했습니다.”
중성자 포획에는 빠른 속도와 느린 속도의 두 가지 유형이 있습니다. 각 유형의 중성자 포획은 철보다 무거운 요소의 약 절반을 생성합니다. 빠른 중성자 포획을 통해 원자핵은 붕괴 될 수있는 것보다 더 빨리 중성자를 포획하여 무거운 원소를 생성 할 수 있습니다. 이 과정은 수십 년 전에 이루어졌으며, 상황에 대한 증거는 킬로 노바가 빠른 중성자 포획 과정이 일어날 가능성이있는 장소라고 지적했다. 그러나 지금까지 천체 물리적 위치에서는 관찰 된 적이 없다.
별은 많은 요소를 생성하기에 충분히 뜨겁습니다. 그러나 가장 열악한 환경에서만 스트론튬과 같은 더 무거운 요소를 만들 수 있습니다. 이 킬로 노바와 같은 환경에만 충분한 자유 중성자가 있습니다. 킬로 노바에서 원자는 대량의 중성자에 의해 지속적으로 충격을 받으므로 빠른 중성자 포획 과정을 통해 더 무거운 원소를 생성 할 수 있습니다.
Camilla Juul은“중성자 포획을 통해 생성 된 새로 생성 된 재료를 중성자 스타 합병과 직접 연결할 수있는 것은 이번이 처음입니다. 하이델베르그에있는 막스 플랑크 천문학 연구소의 한센은이 연구에서 중요한 역할을 수행했다.
X-shooter 데이터는 몇 년 동안 있었지만 천문학 자들은 킬로 노바에서 스트론튬을보고 있다고 확신하지 못했습니다. 그들은 그것을보고 있다고 생각했지만 바로 확신 할 수 없었습니다. 킬로 노바와 중성자 합병에 대한 우리의 이해는 완전하지 않습니다. 킬로 노바의 X- 슈터 스펙트럼에는 특히 무거운 요소의 스펙트럼을 식별 할 때 처리해야하는 복잡성이 있습니다.
“우리는 실제로 행사 후 스트론튬을 매우 빨리 볼 수 있다는 아이디어를 생각해 냈습니다. 그러나 이것이 명백한 경우임을 보여주는 경우는 매우 어려운 것으로 판명되었습니다. 이 문제는 주기율표에서 더 무거운 원소의 스펙트럼 모양에 대한 우리의 지식이 불완전하기 때문에 발생했습니다.”라고 논문의 주요 저자 인 코펜하겐 대학교 연구원 Jonatan Selsing은 말합니다.
지금까지 빠른 중성자 포획에 대해서는 많은 논란이 있었지만 결코 관찰되지 않았습니다. 이 연구는 핵 합성에 대한 우리의 이해에서 구멍 중 하나를 채 웁니다. 그러나 그것은 그 이상으로 진행됩니다. 중성자 별의 특성을 확인합니다.
1932 년 제임스 채드윅이 중성자를 발견 한 후 과학자들은 중성자 별의 존재를 제안했다. 1934 년의 논문에서 천문학 자 프리츠 즈 위키 (Fritz Zwicky)와 월터 배드 (Walter Baade)는“초신성은 보통의 별이중성자 별주로 중성자로 구성됩니다. 그러한 별은 매우 작은 반경과 매우 높은 밀도를 가질 수 있습니다.”
30 년 후 중성자 별은 펄서와 연결되어 식별되었습니다. 그러나 천문학 자들은 분 광학적 확인을 할 수 없었기 때문에 중성자 별이 중성자로 만들어 졌다는 것을 증명할 방법이 없었습니다.
그러나이 발견은 극단적 인 중성자 플럭스에서만 합성 될 수있는 스트론튬을 식별함으로써 중성자 별이 실제로 중성자로 만들어 졌음을 증명한다. 저자들은 논문에서“극단의 중성자 플럭스 하에서 매우 빠르게 합성 될 수있는 원소의 식별은 중성자 별이 중성자가 풍부한 물질을 구성한다는 최초의 직접 분광 증거를 제공한다”고 말했다.
이것은 중요한 일입니다. 이 발견은 요소의 기원에 대한 이해에서 두 가지 구멍을 막았습니다. 과학자들이 이론적으로 알고있는 것을 관찰 적으로 확인합니다. 그리고 그것은 항상 좋습니다.
더:
- 보도 자료 : 중성자 별 충돌로 태어난 무거운 원소의 첫 식별
- 연구 논문 : 두 중성자 합병에서 스트론튬의 식별
- 위키 백과 : Neutron Capture
- 1934 년 논문 : Super-Novae의 우주 광선
