الفلك

هل يمكن أن يصل الحديد النقي من نجم إلى الأرض؟

هل يمكن أن يصل الحديد النقي من نجم إلى الأرض؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

بما أن الحديد هو نفايات النجوم ، فهل يمكن لنجم يذهب سوبر نوفا أن يقذف الحديد النقي للسفر عبر المجرة؟

https://space.stackexchange.com/questions/35101/99-99-pure-iron-meteorite


بالتأكيد. لا يُصنع الحديد بكميات كبيرة في الانفجار العظيم ، لذلك تم تصنيع 100٪ من الحديد الموجود على الأرض اليوم في شكل نجم. لا يوجد مصدر آخر.

يهرب بعدة طرق:

  • المستعرات الأعظمية
  • عمليات اندماج بين النجوم المدمجة مثل الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية
  • الرياح النجمية من النجوم العادية

المستعرات الأعظمية هي المصدر الرئيسي للحديد في العصر الحديث ، مع عملية تخليق نواة أثناء الانفجار ينتج كثيرا من الحديد والعناصر القريبة من الحديد.


اكتشف سوبر إيرث: البيانات سوف تميز نماذج الغلاف الجوي للكواكب

لحظات الرحلة الافتراضية مع بيانات فلكية متراكبة. الائتمان: RenderArea

اكتشف علماء الفلك خلال الـ 25 عامًا الماضية مجموعة متنوعة من الكواكب الخارجية المكونة من الصخور والجليد والغاز ، وذلك بفضل بناء أدوات فلكية مصممة خصيصًا للبحث عن الكواكب. أيضًا ، باستخدام مجموعة من تقنيات المراقبة المختلفة ، تمكنوا من تحديد عدد كبير من الكتل والأحجام وبالتالي كثافات الكواكب ، مما يساعدهم على تقدير تكوينهم الداخلي ورفع عدد الكواكب التي تم اكتشافها خارج النظام الشمسي.

ومع ذلك ، فإن دراسة الغلاف الجوي للكواكب الصخرية ، والتي من شأنها أن تجعل من الممكن توصيف تلك الكواكب الخارجية المشابهة للأرض أمرًا صعبًا للغاية مع الأدوات المتاحة حاليًا. لهذا السبب ، تظل النماذج الجوية للكواكب الصخرية غير مختبرة.

لذا فمن المثير للاهتمام أن علماء الفلك في كارمن (كالار ألتو بحث عالي الدقة عن أقزام M ذات Exoearths مع الأشعة تحت الحمراء القريبة و échelle Spectrographs) ، وهو اتحاد يشارك فيه Instituto de Astrofisica de Canarias (IAC) مؤخرًا نشر دراسة ، بقيادة Trifon Trifonov ، عالم الفلك في معهد ماكس بلانك لعلم الفلك في هايدلبرغ (ألمانيا) ، حول اكتشاف أرض فائقة ساخنة في مدار حول نجم قزم أحمر قريب Gliese 486 ، على بعد 26 سنة ضوئية فقط من شمس.

للقيام بذلك ، استخدم العلماء التقنيات المدمجة للقياس الضوئي العابر والتحليل الطيفي للسرعة الشعاعية ، واستخدموا ، من بين أمور أخرى ، الملاحظات باستخدام الأداة MuSCAT2 (الكاميرا متعددة الألوان المتزامنة لدراسة الغلاف الجوي للكواكب الخارجية العابرة) على تلسكوب كارلوس سانشيز الذي يبلغ ارتفاعه 1.52 مترًا في مرصد تيد. . تم نشر نتائج هذه الدراسة في المجلة علم.

تبدأ هذه الرحلة الافتراضية إلى Gliese 486b من موقعها في سماء الليل. بعد التركيز على النجمة الأم Gliese 486b ، يصور الفيلم القياسات. أخيرًا ، نطير إلى كوكب خارج المجموعة الشمسية Gliese 486b واستكشف سطحه المحتمل ، والذي ربما يشبه كوكب الزهرة ، بمناظر طبيعية ساخنة وجافة تتخللها تدفقات الحمم المتوهجة. الائتمان: RenderArea

الكوكب الذي اكتشفوه ، المسمى Gliese 486b ، تبلغ كتلته 2.8 ضعف كتلة الأرض ، وأكبر بنسبة 30٪ فقط. يوضح Enric Pallé ، وهو باحث في IAC ومؤلف مشارك: "بحساب متوسط ​​كثافته من قياسات كتلته ونصف قطره ، نستنتج أن تركيبه مشابه لتكوين كوكب الزهرة أو الأرض ، اللذان يحتويان على نوى معدنية بداخلهما". مقالة - سلعة.

يدور Gliese 486b حول نجمه المضيف في مسار دائري كل 1.5 يوم ، على مسافة 2.5 مليون كيلومتر. على الرغم من قربه الشديد من نجمه ، من المحتمل أن يكون الكوكب قد حافظ على جزء من غلافه الجوي الأصلي (النجم أكثر برودة بكثير من شمسنا) لذا فهو مرشح جيد للمراقبة بمزيد من التفاصيل مع الجيل التالي من الفضاء والأرض. التلسكوبات.

يقدم الرسم البياني تقديرًا للتركيبات الداخلية للكواكب الخارجية المختارة بناءً على كتلها وأنصاف أقطارها في وحدات الأرض. تمثل النقطة الحمراء Gliese 486b ، والرموز البرتقالية تمثل الكواكب حول النجوم الباردة مثل Gliese 486. تُظهر النقاط الرمادية الكواكب التي تسكنها نجوم أكثر سخونة. تشير منحنيات اللون إلى علاقات نصف قطر الكتلة النظرية للمياه النقية عند 700 كلفن (أزرق) وللمعدن إنستاتيت (برتقالي) والأرض (أخضر) والحديد النقي (أحمر). بالمقارنة ، يبرز الرسم التخطيطي أيضًا كوكب الزهرة والأرض. الائتمان: Trifonov et al./ MPIA Graphics Department.

بالنسبة لتريفونوف ، "حقيقة أن هذا الكوكب قريب جدًا من الشمس أمر مثير لأنه سيكون من الممكن دراسته بمزيد من التفصيل باستخدام تلسكوبات قوية مثل تلسكوب جيمس ويب الفضائي البارز و ELT (تلسكوب كبير للغاية) يجري بناؤه الآن. "

يستغرق Gliese 486b نفس المدة الزمنية للدوران حول محوره للدوران حول نجمه المضيف ، بحيث يكون له دائمًا نفس الجانب المواجه للنجم. على الرغم من أن Gliese 486 أخف وأبرد بكثير من الشمس ، إلا أن الإشعاع شديد لدرجة أن سطح الكوكب ترتفع درجة حرارته إلى 700 كلفن على الأقل (حوالي 430 درجة مئوية). لهذا السبب ، فإن سطح Gliese 486b ربما يشبه سطح كوكب الزهرة أكثر من سطح الأرض ، مع منظر طبيعي جاف حار ، مع أنهار محترقة من الحمم البركانية. ومع ذلك ، على عكس كوكب الزهرة ، قد يتمتع Gliese 486b بجو رقيق.

يوضح الرسم البياني مدار كوكب خارجي صخري عابر مثل Gliese 486b حول نجمه المضيف. أثناء العبور ، يحجب الكوكب القرص النجمي. في نفس الوقت ، يمر جزء صغير من ضوء النجوم عبر الغلاف الجوي للكوكب. مع استمرار Gliese 486b في الدوران ، تصبح أجزاء من نصف الكرة المضيء مرئية على شكل مراحل حتى يختفي الكوكب خلف النجم. الائتمان: MPIA Graphics Department.

يمكن أن تكون الحسابات التي يتم إجراؤها باستخدام النماذج الحالية للغلاف الجوي للكواكب متسقة مع كل من سيناريوهات السطح الساخن والغلاف الجوي الرقيق لأن الإشعاع النجمي يميل إلى تبخر الغلاف الجوي ، بينما تميل جاذبية الكوكب إلى إعاقته. من الصعب اليوم تحديد التوازن بين المساهمتين.

يوضح خوسيه أنطونيو كاباليرو ، الباحث في مركز علم الأحياء الفلكي: "كان اكتشاف Gliese 486b بمثابة ضربة حظ. فلو كانت درجة الحرارة أعلى بحوالي مائة درجة ، فإن سطحه كله سيكون حممًا ، وغلافه الجوي سيكون صخورًا متبخرة". CAB، CSIC-INTA) ومؤلف مشارك للمقال. "من ناحية أخرى ، إذا كان Gliese 486b أكثر برودة بنحو مائة درجة ، فلن يكون مناسبًا لملاحظات المتابعة."

انطباع الفنان عن جو Gliese 486b. الائتمان: RenderArea

ستحاول الملاحظات المستقبلية المخططة من قبل فريق كارمن تحديد ميله المداري ، مما يجعل من الممكن لـ Gliese 486b عبور خط الرؤية بيننا وبين سطح النجم ، حيث يلتقط بعض ضوءه ، وينتج ما يعرف بالعبور. .

سيقومون أيضًا بإجراء قياسات طيفية ، باستخدام التحليل الطيفي للانبعاثات ، عندما تكون مناطق نصف الكرة المضاءة بالنجم مرئية كمراحل من الكوكب (مماثلة لمراحل القمر لدينا) ، خلال مدارات Gliese 486b ، قبل أن تختفي خلفها. النجم. سيحتوي الطيف المرصود على معلومات حول الظروف على السطح الساخن المضيء للكوكب.

يعترف تريفونوف: "لا يمكننا الانتظار حتى تتوفر التلسكوبات الجديدة". "النتائج التي قد نحصل عليها معهم ستساعدنا في الحصول على فهم أفضل للأغلفة الجوية للكواكب الصخرية ، وتمددها ، وكثافتها العالية جدًا ، وتكوينها ، وتأثيرها في توزيع الطاقة حول الكواكب.

  • انطباع فني عن سطح الأرض الفائقة الحارة Gliese 486b المكتشفة حديثًا. مع درجة حرارة حوالي 700 كلفن (430 درجة مئوية) ، يحتمل أن يكون لدى Gliese 486b غلاف جوي. الائتمان: RenderArea
  • أطياف ثنائية الأبعاد للنجم Gliese 486 كما تُرى مع MAROON-X. الطيفان من ذراعي كاميرا MAROON-X. يغطي كل طيف نطاق الطول الموجي 500-670 نانومتر ويتوافق الترميز اللوني مع كيفية إدراك العين البشرية للألوان. الائتمان: مرصد الجوزاء الدولي / NOIRLab / NSF / AURA / A. سيفهرت

يهدف مشروع كارمن ، الذي يتكون اتحاده من 11 مؤسسة بحثية في إسبانيا وألمانيا ، إلى مراقبة مجموعة من 350 نجمًا قزمًا أحمر للبحث عن كواكب مثل الأرض ، باستخدام مقياس الطيف على تلسكوب 3.5 متر في مرصد كالار ألتو. (إسبانيا). استخدمت الدراسة الحالية أيضًا القياسات الطيفية لاستنتاج كتلة Gliese 486b. تم إجراء الملاحظات باستخدام أداة MAROON-X على Gemini North (8.1 م) في الولايات المتحدة الأمريكية ، وتم أخذ بيانات الأرشيف من تلسكوب Keck 10 م (الولايات المتحدة الأمريكية) وتلسكوب 3.6 م الخاص بـ ESO (تشيلي).

تأتي الملاحظات الضوئية من مرصد الفضاء TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) التابع لناسا ، (الولايات المتحدة الأمريكية) ، والذي كانت بياناته أساسية للحصول على نصف قطر الكوكب ، من أداة MuSCAT2 على تلسكوب كارلوس سانشيز 1.52 متر في مرصد تيد (إسبانيا) ومن LCOGT (تلسكوب Las Cumbres العالمي للرصد) في شيلي ، من بين آخرين.


متى امتلك الكون الأشياء المناسبة للكواكب؟

لبناء كوكب تحتاج إلى الكثير من الأنقاض وهذا يعني الكثير من العناصر الثقيلة - أشياء أكثر كتلة من ذرات الهيدروجين والهيليوم. تضمن التركيب الأولي للسديم المنهار الذي ولد الشمس وكواكب النظام الشمسي أشياء مثل الحديد والسيليكون والمغنيسيوم التي تشكل الجزء الأكبر من الكواكب الصخرية ، والكربون والأكسجين والنيتروجين والبوتاسيوم وعناصر أخرى من هذا القبيل. ضروري للحياة.

ومع ذلك ، كانت هذه المواد موجودة بكميات ضئيلة ، لا تزيد عن 2٪ من كامل السديم الذي كان يهيمن عليه الهيدروجين (74٪) والهيليوم (24٪). ومع ذلك ، كانت هذه السحابة الغازية ضخمة ويقدر أنها كانت تؤوي ما يكفي من العناصر الثقيلة لبناء ما لا يقل عن ثلاثين كوكبًا مثل الأرض.

هذه العناصر الثقيلة - "المعادن" في كلام الفلكيين - لا تتجسد من لا شيء. إنها نتاج قوة الاندماج داخل النجوم ، التي تنفثت لاحقًا عبر الكون على موجات الانفجار من المستعرات الأعظمية ، مما أدى إلى ربط الوسط بين النجوم بالمكونات الخام للكواكب. لبناء ما يكفي من هذه المواد ، يجب على العديد من النجوم أن تعيش وتموت أولاً ، كل منها يساهم في تطور كيمياء الكون ، ولكن ما هي كمية المواد المطلوبة حقًا لبناء كوكب ومدى السرعة التي حقق بها الكون مستوى كافٍ للقيام به. وبالتالي؟

الكواكب المعدنية الثقيلة

ولدت الأرض من حطام قرص كوكبي أولي حول شمس وليدة قبل 4.54 مليار سنة - وهو جزء كبير من الوقت في كتاب أي شخص. ومع ذلك ، يبلغ عمر الكون 13.7 مليار سنة - كان النظام الشمسي موجودًا منذ الثلث الأخير فقط من التاريخ الكوني. هل من الممكن أن تكون الكواكب الصخرية قد تكونت حول نجوم أخرى قبل ذلك بكثير؟ هل نحن الأطفال الجدد في المبنى بالمقارنة؟

حتى وقت قريب ، لم نكن نعتقد ذلك. كانت الحكمة السائدة هي أن سحر الخيمياء النجمية لم ينتج ما يكفي من "الأشياء النجمية" المفيدة لبناء عوالم أرضية حتى ستة أو سبعة مليارات سنة على الأقل بعد الانفجار العظيم. دعمت الدراسات الأولية للكواكب الخارجية هذا الأمر ، حيث وجدت عوالم حول النجوم ذات "فلزية" (أي وفرة عنصر ثقيل) تساوي أو تفوق شمسنا. ومع ذلك ، فقد تبين أن التحيزات التي أثرت على صيدنا المبكر للكواكب أدت أيضًا إلى انحراف فهمنا لأنواع النجوم التي يمكن أن تشكل الكواكب. حتى عام 2009 وإطلاق مهمة كبلر التابعة لوكالة ناسا ، كانت الغالبية العظمى من الكواكب الخارجية المعروفة بوجودها عمالقة غازية قريبة من نجومها ، وذلك ببساطة لأن هذه كانت الأسهل من حيث اكتشافها. يبدو أن هذه الكواكب تفضل النجوم المعدنية العالية.

ومع ذلك ، فقد غيّر كبلر الطريقة التي ننظر بها إلى الكواكب الخارجية. ببساطة عن طريق مراقبة الكثير في وقت واحد في مجال رؤيته ، يقوم التلسكوب الفضائي بإجراء إحصاء غير مسبوق للعوالم الغريبة. لقد عثر على 2321 كوكبًا مرشحًا حتى الآن ، أكثر من ثلثها عبارة عن كواكب صخرية أصغر حجمًا (تشكل الكواكب الغازية العملاقة بحجم كوكب المشتري أو أكبر 11 في المائة فقط ، والباقي عبارة عن عوالم بحجم نبتون ذات طبيعة غير محددة) ، بينما قبل كبلر أنت يمكن حساب عدد الكواكب الخارجية الصخرية المكتشفة من جهة. كشفت دراسات المتابعة للنجوم المضيفة منذ ذلك الحين عن اكتشاف مفاجئ. [معرض: عالم من كواكب كبلر]

يقول لارس بوشاف من معهد نيلز بور بجامعة كوبنهاغن: "وجدنا أن وجود الكواكب الصغيرة لا يعتمد بشدة على معدنية نجمها كما هو الحال بالنسبة للكواكب الأكبر حجمًا". Buchhave هو المؤلف الرئيسي لدراسة جديدة شملت مجموعة متعددة الجنسيات من علماء الفلك الذين يحققون في أطياف 150 نجمًا تستضيف 226 كوكبًا مرشحًا وجدها كبلر. تم تقديم بحثهم في البداية في الاجتماع 220 للجمعية الفلكية الأمريكية في أنكوريج ، ألاسكا في يونيو ، تليها ورقة بحثية في الطبيعة.

يقول Anders Johansen من Lund Observatory في السويد ، والذي كان مؤلفًا مشاركًا في ورقة Buchhave: "للوهلة الأولى ، يبدو من غير البديهي أن تكون عمالقة الغاز هم من يهتمون بالكواكب المعدنية والكواكب الأرضية بدرجة أقل". فقط عندما تتوقف للتفكير في كيفية بناء الكواكب تبدأ في أن تكون منطقية. تسمى عملية التراكم الهرمي من كتل البناء الأصغر بالتراكم الأساسي ، ولكن كان هناك شيء من الجدل حول عمالقة الغاز مثل كوكب المشتري. هل يمكن أن يتكثفوا مباشرة من غاز السديم الشمسي مثل النجم ، أم أنهم بحاجة إلى بذرة كبيرة تنمو حولها عن طريق تجميع الغاز بسرعة من قرص الكواكب الأولية في عملية هاربة؟

يشير تفضيل عمالقة الغاز للنجوم المعدنية العالية إلى أنها تشكلت من خلال التراكم الأساسي ، مما أدى إلى تكوين قلب صخري مركزي يعادل كتلة الأرض بعشرة أضعاف كتلة الأرض التي يمكن أن تهيمن على قرص الكواكب الأولية وتكتسح الكثير من الغاز قبل أن يتبدد بعد حوالي عشرة ملايين سنة . في الأنظمة المعدنية المنخفضة لن يكون هناك ما يكفي من العناصر الثقيلة لبناء نوى كبيرة ، تاركًا فقط عوالم صخرية صغيرة. على هذا النحو ، يقترح جوهانسن أن إحدى طرق النظر إلى الكواكب الأرضية هي رؤيتها على أنها نوى غازية عملاقة فاشلة.

حدود الحياة

قد تثبت أنظمة الكواكب حول النجوم التي لديها نقص في العناصر الثقيلة أنها أماكن جذابة للبحث عن الحياة لأنه بدون وجود عمالقة الغاز ، قد تكون الحياة أسهل في ذلك الوقت. معظم عمالقة الغاز خارج الطاقة الشمسية التي اكتشفناها تسمى "كواكب المشترى الساخنة" التي تقع بالقرب من نجومها وتستكمل مدارها في غضون أيام قليلة. لم تولد هذه الكواكب بهذا القرب ، بل هاجرت داخل النظام من مدارات ولادتها. يقول يوهانسن إن المزيد والمزيد من علماء الفلك يتوصلون إلى فكرة أن مثل هذه الهجرة مدفوعة بسحب الجاذبية والاحتكاك الديناميكي للغاز ، أو عن طريق المواجهات القريبة مع الكواكب الأخرى. أدت هذه التفاعلات مع المكونات الزميلة للقرص الكوكبي الأولي إلى إزالة الزخم الزاوي من الكواكب ، مما تسبب في كثير من الأحيان في الدوران نحو نجومها. أي كواكب أصغر من المؤسف أن تكون في طريقها يتم التخلص منها من قبل عملاق الغاز الغزير.

يقول بوخاف: "إذا هاجر كوكب من نوع المشتري وأثناء هذه العملية تشتت جميع الكواكب الصغيرة بعيدًا ، فمن المحتمل أن يبحث المرء عن الكواكب الأرضية في مكان آخر". ربما كانت الحياة أكثر متعة في بدايات الكون عندما لم يكن هناك عمالقة غازية ، بفضل المعادن المنخفضة - والحجة القائلة بأن هناك حاجة إلى كواكب بحجم المشتري كدرع ضد ارتطامات المذنبات لم تعد تحمل الماء أيضًا. يمكن للحياة الاستغناء عن الكواكب الغازية العملاقة.

إذا كانت الكواكب بحجم الأرض لا تتطلب نجومًا ذات وفرة عالية من العناصر الثقيلة ، فإن ذلك سيكون له آثار ضخمة ، مما يوسع الأماكن المحتملة للحياة في كل من المكان والزمان. ضع في اعتبارك: تميل المجرات إلى التطور كيميائيًا من الداخل إلى الخارج ، مع وجود أعلى وفرة من العناصر الثقيلة بالقرب من مركز المجرة عنها في ضواحي الأذرع الحلزونية. وفقًا للنموذج السابق ، كانت المناطق الخارجية للأذرع الحلزونية هي فعليًا الأراضي الوعرة ، وغير قادرة على بناء الكواكب أو الحياة. ومع ذلك ، عندما لم تعد الفلزية مشكلة كبيرة ، فإن منطقة المجرة الصالحة للسكن - وهي منطقة تتآمر فيها الظروف البيئية بما في ذلك المعادن ومعدل المستعرات الأعظمية لجعل الكواكب الصالحة للسكن ممكنة - تتسع فجأة لتشمل مساحات أوسع بكثير من المجرة.

ضع في اعتبارك الآن أن وفرة العناصر الثقيلة في الكون قد نمت عبر التاريخ. في الماضي ، كان متوسط ​​الفلزية أقل قليلاً. مرة أخرى ، في ظل النموذج السابق ، كان يُفترض أن هذا يمنع تكوين الكواكب الصخرية في وقت مبكر من الكون ، لكننا نعلم الآن أن مثل هذه الكواكب يمكن أن تكون قد تم بناؤها في بيئات تحتوي على مستويات أقل بكثير من العناصر الثقيلة. هذا يعني أن الكواكب التي كان من الممكن أن تدعم الحياة ربما تكون قد تشكلت قبل ثمانية أو عشرة أو حتى اثني عشر مليار سنة.

تكتشف الدراسات الاستقصائية انخفاضًا في عدد النجوم المستضيفة للكواكب ذات المعادن المتناقصة ، ولكن هذا الانخفاض أقل ضحالة بالنسبة للكواكب الأرضية منه بالنسبة للعمالقة الغازية. بطبيعة الحال ، فإن وجود بعض العناصر الثقيلة أثناء مراحل بناء الكوكب أمر مطلوب ، لكن المستوى الأدنى لم يتم تحديده بعد.

يقول جوهانسن: "أتوقع أن يكون هناك حد أدنى". "ببساطة لأنه تحت العتبة المعدنية لا توجد مواد بناء كافية لتشكيل كواكب كتلة الأرض." من الواضح أن عنصرًا ثقيلًا وفرة عُشر الشمس أو أقل سيكافح لبناء أي كواكب. ومع ذلك ، فإن كل مجرة ​​تتطور بشكل مختلف ولا توجد طريقة للتأكيد على وجه اليقين عندما تجاوزت درب التبانة هذه العتبة ، على الرغم من أنه من المحتمل أن تكون في وقت مبكر من تاريخ الكون ، لأن الكون الشاب كان بارعًا بشكل خاص في إنتاج أجيال متعددة من النجوم في تتابع سريع. تم قياس معدلات تشكل النجوم التي تبلغ 4000 كتلة شمسية سنويًا بعد أقل من مليار سنة من الانفجار العظيم ، مقارنةً بعشر كتل شمسية تافهة من الغاز المحولة إلى نجوم كل عام في مجرة ​​درب التبانة.

يضيف يوهان فينبو ، أستاذ علم الكونيات في معهد نيلز بور ، أن "نجمًا نموذجيًا ضخمًا انفجر وأطلق عناصر ثقيلة قبل 10 إلى 12 مليار سنة كان له معدن يعادل عُشر الشمس تقريبًا". "ولكن عندما يكون لديك جيل جديد من النجوم ، تبدأ في تخصيب الغاز البينجمي بالعناصر الثقيلة." [أغرب الكواكب الغريبة (معرض)]

مفارقة فيرمي

لذا ، فإن الكواكب الصخرية حول المزيد من النجوم ، عبر مساحات أكبر من مجرة ​​درب التبانة ، والعودة بالزمن إلى أعمق مما كنا نحلم به في أي وقت مضى ، تضيف المزيد من الوقود إلى نار مفارقة فيرمي. عبر عنها لأول مرة عالم الفيزياء النووية اللامع إنريكو فيرمي Enrico Fermi عام 1950 ، تساؤلات Fermi Paradox لماذا ، بالنظر إلى كل النجوم والكواكب الموجودة هناك إلى جانب العمر الضخم للكون ، لم تواجه حضارات غريبة الأرض حتى الآن؟ اين كلهم؟

تزداد المشكلة سوءًا عندما تفكر في أن المصطلح الأول في معادلة دريك - طريقة فرانك دريك لتقدير عدد الحضارات الذكية في المجرة - هو معدل تشكل النجوم ، والذي كان في المتوسط ​​أعلى بكثير في الكون من 10 إلى 13. قبل مليار سنة عندما بدا أن الكواكب يمكن أن تبدأ في التشكل لأول مرة. في مجرة ​​درب التبانة اليوم ، يبلغ متوسط ​​معدل تكوين النجوم السنوي عشر كتل شمسية ، ويؤدي ترتيب عشرة أو مائة أكبر إلى زيادة ناتج المعادلة: العدد التقديري للحضارات.

كانت إحدى الحجج المضادة المفضلة لمفارقة فيرمي هي أن معدن العتبة يستغرق وقتًا للتراكم ، مما أدى إلى أن تكون الشمس واحدة من أولى النجوم في المستوى المطلوب ، وبالتالي ستكون الأرض واحدة من أولى الكواكب ذات الحياة. الآن نرى أن الكواكب وربما الحياة كان من الممكن أن تكون قد نشأت عمليًا في أي مرحلة من التاريخ الكوني ، مما يقوض هذه الحجة المضادة ويجبرنا مرة أخرى على التساؤل ، أين الجميع؟ إذا ظهرت الحياة لأول مرة على العوالم منذ 12 إلى 13 مليار سنة ، فإن الحضارات الذكية (إذا نجت بالفعل كل هذا الوقت) ستقف أمامنا الآن بمليارات السنين وقد لا تشمل مخاوفهم الأحداث على كرة طينية رطبة في مكان ما في المجرة. المناطق النائية. ربما تقضي الحضارات التي يبلغ عمرها عدة مليارات من السنين وقتها في امتصاص الطاقة من الثقوب السوداء أو العيش داخل كرات دايسون.

ومع ذلك ، هناك بعض التقلبات في الحكاية. في عام 2010 ، اكتشف باحثون في معهد ماكس بلانك لعلم الفلك في هايدلبرغ بألمانيا كوكبًا غازيًا عملاقًا حول نجم يفتقر إلى العناصر الثقيلة لدرجة أنه يجب أن يكون قد تشكل في وقت مبكر جدًا من تاريخ الكون. للإضافة إلى المؤامرة ، فإن النجم المعروف باسم HIP 13044 ويقع على بعد 2000 سنة ضوئية ، هو جزء من تيار نجمي هو كل ما تبقى من مجرة ​​قزمة تم تفكيكها بواسطة درب التبانة. في هذا العام ، وجد نفس الباحثين نجمًا آخر منخفض اللدونة بعملاقين غازيين. بناءً على وفرة الهيدروجين والهيليوم ، وُلد النجم المعروف باسم HIP 11952 قبل 12.8 مليار سنة ، أي بعد 900 مليون سنة فقط من الانفجار العظيم. لماذا تمكنت عمالقة الغاز من التكون حول هذه النجوم التي تفتقر إلى المعادن الثقيلة غير معروف ، وربما تلمح إلى عملية بديلة لتشكيل كوكب الغاز.

من ناحية أخرى ، تشير النتائج الجديدة إلى أنه في بعض مناطق الكون على الأقل ، تمكنت عمالقة الغاز من التكون طوال الوقت.

وفرة العناصر

بالنسبة لبعض المجرات الخافتة في الكون البعيد ، والتي يكون ضوءها ضعيفًا جدًا بحيث لا يسمح بقياس أطيافها ، فمن الممكن الغش من خلال استخدام الإضاءة الخلفية الطبيعية مثل الكوازارات شديدة السطوع لاستكشاف المجرات الباهتة في المقدمة. عند الاستفادة من هذه الطريقة لدراسة التركيب الكيميائي لمجرة كانت موجودة قبل 12 مليار سنة ، قدم فريق من علماء الفلك بما في ذلك Johan Fynbo كشفًا مفاجئًا إلى حد ما.

يقول Fynbo: "لقد نظرنا إلى خلفية كوازار كان ضوءها يمر عبر مجرة ​​أمامها ، حيث تم امتصاص ضوء الكوازار". "سمح لنا ذلك برؤية خطوط الامتصاص من الأكسجين والكبريت والكربون وجميع العناصر التي تم تصنيعها في المجرة."

قبل اثني عشر مليار سنة ، كان من المفترض أن تكون كيمياء المجرات بدائية إلى حد ما ، ولكن في هذه المجرة بالتحديد ، وجد فينبو وزملاؤه ، الذين قدموا تقريرًا عن النتائج التي توصلوا إليها في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، وفرة من العناصر الثقيلة تعادل الوفرة في شمس. مثل هذه الاكتشافات على مسافات عالية ليست غريبة في حد ذاتها ، لكنها تميل إلى الحدوث في قلوب الكوازارات ، عبر مساحة صغيرة جدًا من المجرة. ومع ذلك ، في هذه الحالة ، كان ضوء الكوازار يسطع عبر قرص المجرة الأمامية كاشفًا عن المستويات الشمسية للعناصر الثقيلة على بعد 52000 سنة ضوئية من المركز ، في الضواحي تمامًا. حتى اليوم ، لم يتم معالجة مجرتنا درب التبانة كيميائيًا بشكل كبير حتى حافة أذرعها الحلزونية ، فكيف أصبحت هذه المجرة البعيدة غنية جدًا عبر امتدادها الكامل بهذه السرعة؟

أفضل تفسير حتى الآن هو أن الانفجار النجمي - وهو نوبة سريعة للغاية من تكوين النجوم - داخل المناطق الداخلية للمجرة قد أدى إلى تفجير العناصر الثقيلة في المناطق الخارجية للمجرة. يمكن القيام بذلك ببساطة من خلال قوة الرياح النجمية من الإشعاع المنبثقة من النجوم الساخنة الضخمة ، أو الركوب على موجات الصدمة من المستعرات الأعظمية. علاوة على ذلك ، تم احمرار ضوء الكوازار عن طريق الغبار المتداخل في المجرة. الغبار هو اللبنة الأساسية لتكوين الكواكب ، حيث يجتمع معًا في تكتلات وتكتلات تتشكل في الكواكب الأولية. الغبار هو أيضًا نتاج مرحلة القصف العنيف التي تحملتها أنظمة الكواكب الفتية ويتم تصنيعه بكثرة في المستعرات الأعظمية.

يقول Fynbo: "من أجل صنع الكواكب ، من الواضح أنك بحاجة إلى معادن ويبدو أن هذا ممكن بعيدًا جدًا في مجرة ​​في وقت مبكر جدًا ، وهو ما فاجأنا". ومع ذلك ، فإن مثل هذه المعادن العالية تمكن الكواكب الغازية العملاقة من التكون أيضًا ، ولكن على الرغم من أن لارس بوخاف قد ذكر الصعوبات التي يمكن أن تسببها عمالقة الغاز للكواكب الصالحة للسكن ، فليس بالضرورة أن تكون حاجزًا للعرض ونظامنا الشمسي مع كوكب المشتري وزحل هو ليس الاستثناء الوحيد.

يقول: "في نظام الكواكب Kepler-20 ، هناك خمسة كواكب ، ثلاثة منها بحجم زحل واثنان منها بحجم أرضي ، مع ترتيب كبير - صغير - كبير - صغير - كبير. إذا كانت كتلة زحل هاجرت الكواكب ، كيف يمكن للكواكب الصغيرة أن تكون بين الكواكب الكبيرة؟

بغض النظر ، هناك شيء واحد أصبح واضحًا: أن المواد الخام الكافية لبناء كواكب أرضية كانت متاحة بعد وقت قصير جدًا من الانفجار العظيم ، مما يزيد من احتمال وجود حياة في الكون أقدم بكثير منا. ربما كانوا يقيمون حول نجوم قزمة حمراء طويلة العمر ، أو انتقلوا من نظامهم الأصلي بعد انتهاء صلاحية نجمهم. أو ، ربما ، نحن حقًا الأول ، مما يعني أنه إذا حدثت الحياة مرة واحدة فقط طوال تاريخ الكون بأكمله ، فيجب أن يكون وجودنا صدفة وكوكبنا مميز جدًا حقًا.


تغيير التاريخ

فالنسيا ، دي ، أوكونيل ، آر جيه ، وأمبير ساسيلوف ، د. البنية الداخلية للكواكب الأرضية الضخمة. إيكاروس 181, 545–554 (2006).

سويفت ، دي سي وآخرون. العلاقات بين الكتلة والنصف للكواكب الخارجية. الفلك. ج. 744, 59 (2012).

Wagner ، F. W. ، Tosi ، N. ، Sohl ، F. ، Rauer ، H. & amp Spohn ، T. Rocky super-Earth interiors - الهيكل والديناميات الداخلية لـ CoRoT-7b و Kepler-10b. أسترون. الفلك. 541، A103 (2012).

مارسي ، جي دبليو وآخرون. حدوث وبنية غلاف القلب من 1-4x كواكب بحجم الأرض حول نجوم شبيهة بالشمس. بروك. ناتل أكاد. علوم. الولايات المتحدة الأمريكية 111, 12655–12660 (2014).

سانتوس ، ن. وآخرون. تقييد بنية الكوكب من الكيمياء النجمية: حالات CoRoT-7 و Kepler-10 و Kepler-93. أسترون. الفلك. 580، L13 (2015).

جيلون ، إم وآخرون. سبعة كواكب أرضية معتدلة الحرارة حول النجم القزم فائق البرودة القريب TRAPPIST-1. طبيعة 542, 456–460 (2017).

نواك ، ل. وآخرون. هل يمكن أن يؤثر الهيكل الداخلي على قابلية سكن كوكب صخري؟ كوكب. علوم الفضاء. 98, 14–29 (2014).

فولي ، ب.ج. & دريسكول ، بي.إي اقتران الكوكب بأكمله بين المناخ والعباءة والجوهر: الآثار المترتبة على تطور الكوكب الصخري جيوكيم. الجيوفيز. جيوسيست. 17, 1885–1914 (2016).

ماركوس ، آر إيه ، ستيوارت ، إس تي ، ساسيلوف ، دي آند هرنكويست ، إل. تجريد الاصطدام وتعطيل الكواكب الأرضية الفائقة. الفلك. جي ليت. 700، L118 (2009).

Dewaele، A. et al. معادلة Quasihydrostatic لحالة الحديد فوق 2 Mbar. فيز. القس ليت. 97, 215504 (2006).

Cohen، R. E. & amp Mukherjee، S. مغناطيسية غير متداخلة في الحديد عند ضغوط عالية. فيز. كوكب الأرض. انتر. 143, 445–453 (2004).

Stixrude، L. هيكل الحديد حتى 1 جيجا بار و 40000 كلفن. فيز. القس ليت. 108, 055505 (2012).

Lazicki، A. et al. حيود الأشعة السينية للقصدير الصلب يصل إلى 1.2 تيرا باسكال. فيز. القس ليت. 115, 075502 (2015).

أمادو ، ن وآخرون. سبر الحديد في ظروف لب الأرض الفائقة. فيز. البلازما 22, 022705 (2015).

سميث ، آر إف وآخرون. منحدر ضغط الماس إلى خمسة تيراباسكال. طبيعة 511, 330–333 (2014).

سميث ، آر إف وآخرون. الاعتماد على الوقت من تحول ألفا إلى إبسيلون في الحديد. J. أبل. فيز. 114, 223507 (2013).

بينغ ، واي وآخرون. حديد صلب مضغوط حتى 560 جيجا باسكال. فيز. القس ليت. 111, 065501 (2013).

Ahrens ، T. J. الفيزياء المعدنية وعلم البلورات: دليل للثوابت الفيزيائية 143–184 (الاتحاد الجيوفيزيائي الأمريكي ، واشنطن العاصمة ، 1995).

وانج ، جيه وآخرون. منحدر ضغط الحديد حتى 273 جيجا باسكال. J. أبل. فيز. 114, 023513 (2013).

Vinet، P.، Ferrante، J.، Rose، J. & amp Smith، J. Compressibility of Solids. جي جيوفيز. الدقة. الأرض الصلبة 92, 9319–9325 (1987).

كيرلي ، ج. معادلة الدولة للحديد متعددة الأطوار. رقم التقرير SAND93-0027 (مختبر سانديا الوطني ، 1993).

بيرش ، ف. تكوين عباءة الأرض. الجيوفيز. J. Int. 4, 295–311 (1961).

Brown ، J.M & amp McQueen ، R. G. انتقالات الطور ، معلمة Grüneisen ، والمرونة للحديد المصدم بين 77 GPa و 400 GPa. جي جيوفيز. الدقة. 91, 7485–7494 (1986).

Murphy ، C. A. ، Jackson ، J. M. ، Sturhahn ، W. & amp Chen ، B. Grüneisen معلمة HCP-Fe إلى 171 GPa. الجيوفيز. الدقة. بادئة رسالة. 38، L24306 (2011).

Anderson، O.L. معلمة Grüneisen للحديد في ظروف اللب الخارجي والحرارة الموصلة والطاقة الناتجة في اللب. فيز. كوكب الأرض. انتر. 109, 179–197 (1998).

Zapolsky، H. S. & amp Salpeter، E. E. العلاقة بين الكتلة ونصف القطر للمجالات الباردة ذات الكتلة المنخفضة. الفلك. ج. 158, 809–813 (1969).

فالنسيا ، د. ، إيكوما ، إم ، غويلوت ، ت. & أمبير نيتلمان ، إن. تكوين ومصير الكواكب الأرضية الفائقة قصيرة المدى - حالة CoRoT-7b. أسترون. الفلك. 516، A20 (2010).

Howe، A. R.، Burrows، A. & amp Verne، W. العلاقات بين نصف القطر وتحلل النواة المغلفة للأرض الفائقة ونبتون الفرعية. الفلك. ج. 787, 173 (2014).

أكيسون ، آر إل وآخرون. أرشيف ناسا للكواكب الخارجية: بيانات وأدوات لأبحاث الكواكب الخارجية. سنة النشر. أسترون. شركة باك. 125, 989–999 (2013).

Mocquet، A.، Grasset، O. & amp Sotin، C. كواكب عالية الكثافة جدًا: بقايا محتملة لعمالقة الغاز. فيلوس. عبر. R. Soc. أ 372, 20130164 (2014).

ماركوس ، آر أ ، ساسيلوف ، دي ، هيرنكويست ، إل. & أمبير ستيوارت ، إس تي. الحد الأدنى لنصف قطر الأرض الفائقة: قيود من التأثيرات العملاقة. الفلك. جي ليت. 712، L73 (2010).

مودي ، جي دي وآخرون. التقدم في فيزياء الهولروم لمرفق الإشعال الوطني. فيز. البلازما 21, 056317 (2014).

Mirkarimi، P.، Bettencourt، K.، Teslich، N. & amp Peterson، S. التطورات الحديثة في تصنيع أغشية الحديد والتنتالوم السميكة جدًا ومتعددة الخطوات لأهداف EOS. علوم الانصهار. تكنول. 63, 282–287 (2013).

سيليرز ، ب.م وآخرون. مقياس سرعة التصوير الخطي لتشخيص الصدمات في منشأة الليزر OMEGA. القس علوم. الصك. 75, 4916–4929 (2004).

Fowles ، R. & amp Williams ، R. F. انتشار موجة الإجهاد المستوي في المواد الصلبة. J. أبل. فيز. 41, 360–363 (1970).

Cowperthwaite، M. & amp Williams، R. تحديد العلاقات التأسيسية مع أجهزة قياس متعددة في موجات غير متباعدة. J. أبل. فيز. 42, 456–462 (1971).

Cagnoux، J.، Chartagnac، P.، Hereil، P.، Perez، M. & amp Seaman، L. Lagrangian analysis. أداة حديثة لديناميات المواد الصلبة. آن. فيز. 12, 451–524 (1987).

Aidun ، J.B & amp Gupta ، Y.M. تحليل قياسات مقياس لاغرانج للموجات المستوية البسيطة وغير البسيطة. J. أبل. فيز. 69, 6998–7014 (1991).

روثمان ، إس دي وآخرون. قياس متساوي الأضلاع الرئيسية لسبائك الرصاص والأنتيمون إلى

400 كيلو بار عن طريق الضغط شبه المتساوي. J. فيز. د 38, 733–740 (2005).

لارسن ، جي تي وأمب لين ، إس إم هايدز - رمز هيدروديناميكي للبلازما لدراسات البلازما الكثيفة. J. كوانت. الطيف. رديات. نقل. 51, 179–186 (1994).

Erskine ، تقنية تحليل هامش VISAR المتكيف. AIP Conf. بروك. 1793, 160017 (2017).

Fowles ، G.R. انضغاط موجة الصدمة للألمنيوم 2024 المتصلب والملدن. J. أبل. فيز. 32, 1475–1487 (1961).

هيل ، ر. النظرية الرياضية لللدونة (مطبعة جامعة أكسفورد ، نيويورك ، 1950).

Ahrens ، T. J. in ضغط الصدمة العالية الضغط للمواد الصلبة 75-114 (سبرينغر ، نيويورك ، 1993).

براون ، جيه إم وأمبير ماكوين ، آر جي إن أبحاث الضغط العالي في الجيوفيزياء (محرران Akimoto، S. & amp Manghnani، M.H) 611–623 (Riedel، Boston، 1982).

Taylor، G. I. & amp Quinney، H. الطاقة الكامنة المتبقية في المعدن بعد العمل على البارد. بروك. R. Soc. لوند. أ 143, 307–326 (1934).

زيرا ، ر. ، رودريغيز مارتينيز ، جيه إيه ، أمبير ريتيل ، د. على معامل تايلور كويني في تحويل المواد بشكل ديناميكي. تطبيق على 304 الفولاذ المقاوم للصدأ. كثافة العمليات جيه بلاست. 40, 185–201 (2013).

Gleason، A. E. & amp Mao، W.L. قوة الحديد عند الضغوط الأساسية ودليل ضعف اللب الداخلي للأرض. نات. Geosci. 6, 571–574 (2013).

Steinberg، D.J، Cochran، S.G & amp Guinan، M.W. نموذج تأسيسي للمعادن المطبقة في معدل الإجهاد العالي. J. أبل. فيز. 51, 1498–1504 (1980).

سميث ، آر إف وآخرون. تدفق بلاستيك عالي معدل الإجهاد في Al و Fe. J. أبل. فيز. 110, 123515 (2011).

هنتنغتون ، سي إم وآخرون. فحص قوة مادة الحديد حتى 1 ميغا بار باستخدام قياسات نمو رايلي - تايلور. AIP Conf. بروك. 1793, 110007 (2017).

Nguyen، J.H & amp Holmes، N.C. ذوبان الحديد في الظروف الفيزيائية للب الأرض. طبيعة 427, 339–342 (2004).

Zhang، W.-J.، Liu، Z.-Y.، Liu، Z.-L. & أمبير كاي ، L.-C. منحنيات الانصهار وانتروبيا ذوبان الحديد تحت الظروف الأساسية للأرض. فيز. كوكب الأرض. انتر. 244, 69–77 (2015).

لو ، إف ، تشنغ ، واي ، تشين ، إكس.- آر. ، كاي ، إل- سي. & أمبير جينغ ، ف. منحنيات الانصهار وانتروبيا الحديد تحت ضغط مرتفع. J. كيم. م. البيانات 56, 2063–2070 (2011).

McQueen، R.G، Marsh، S.P & amp Fritz، J.NHugoniot معادلة حالة اثني عشر صخرة. جي جيوفيز. الدقة. 72, 4999–5036 (1967).

Duffy, T. S. & Ahrens, T. J. in High-Pressure Research: Application to Earth and Planetary Sciences 353–361 (Terra Scientific Publishing Company, Tokyo and American Geophysical Union, Washington D.C., 1992).

Dubrovinsky, L. S., Saxena, S. K., Tutti, F., Rekhi, S. & LeBehan, T. In situ X-ray study of thermal expansion and phase transition of iron at multimegabar pressure. Phys. القس ليت. 84, 1720–1723 (2000).

Duffy, T. S. & Ahrens, T. K. Thermal expansion of mantle and core materials at very high pressures. الجيوفيز. الدقة. بادئة رسالة. 20, 1103–1106 (1993).

Antonangeli, D. & Ohtani, E. Sound velocity of HCP-Fe at high pressure: experimental constraints, extrapolations and comparison with seismic models. Progress. Earth Planet. علوم. 2, 3 (2015).

Dziewonski, A. M. & Anderson, D. L. Preliminary reference Earth model. Phys. Earth Planet. Inter. 25, 297–356 (1981).

Sakaiya, T. et al. Sound velocity and density measurements of liquid iron up to 800 GPa: a universal relation between Birch’s law coefficients for solid and liquid metals. Earth Planet. علوم. بادئة رسالة. 392, 80–85 (2014).

Dubrovinsky, L. S., Saxena, S. K., Tutti, F., Rekhi, S. & LeBehan, T. Gruneisen parameter of epsilon-iron up to 300 GPa from in-situ X-ray study. Am. Mineral. 85, 386–389 (2000).


Lattice Structure: Body-Centered Cubic
Lattice Constant: 2.870 Å
Debye Temperature: 460.00 K

Iron is vital to plant and animal life. Iron is the active part of the hemoglobin molecule our bodies use to transport oxygen from the lungs to the rest of the body. Iron metal is widely alloyed with other metals and carbon for a multiple commercial uses. Pig iron is an alloy containing about 3-5% carbon, with varying quantities of Si, S, P, and Mn. Pig iron is brittle, hard, and fairly fusible and is used to produce other iron alloys, including steel. Wrought iron contains only a few tenths of a percent of carbon and is malleable, tough, and less fusible than pig iron. Wrought iron typically has a fibrous structure. Carbon steel is an iron alloy with carbon and small amounts of S, Si, Mn, and P. Alloy steels are carbon steels that contain additives such as chromium, nickel, vanadium, etc. Iron is the least expensive, most abundant, and most used of all metals.


محتويات

Following pioneering research into the Big Bang and the formation of helium in stars, an unknown process responsible for producing heavier elements found on Earth from hydrogen and helium was suspected to exist. One early attempt at explanation came from Chandrasekhar and Louis R. Henrich who postulated that elements were produced at temperatures between 6×10 9 and 8×10 9 K. Their theory accounted for elements up to chlorine, though there was no explanation for elements of atomic weight heavier than 40 amu at non-negligible abundances. [5] This became the foundation of a study by Fred Hoyle, who hypothesized that conditions in the core of collapsing stars would enable nucleosynthesis of the remainder of the elements via rapid capture of densely packed free neutrons. However, there remained unanswered questions about equilibrium in stars that was required to balance beta-decays and precisely account for abundances of elements that would be formed in such conditions. [5]

The need for a physical setting providing rapid neutron capture, which was known to almost certainly have a role in element formation, was also seen in a table of abundances of isotopes of heavy elements by Hans Suess and Harold Urey in 1956. [6] Their abundance table revealed larger than average abundances of natural isotopes containing magic numbers [b] of neutrons as well as abundance peaks about 10 amu lighter than stable nuclei containing magic numbers of neutrons which were also in abundance, suggesting that radioactive neutron-rich nuclei having the magic neutron numbers but roughly ten fewer protons were formed. These observations also implied that rapid neutron capture occurred faster than beta decay, and the resulting abundance peaks were caused by so-called waiting points at magic numbers. [1] [c] This process, rapid neutron capture by neutron-rich isotopes, became known as the ص-process, whereas the s-process was named for its characteristic slow neutron capture. A table apportioning the heavy isotopes phenomenologically between s-process and ص-process isotopes was published in 1957 in the B 2 FH review paper, [1] which named the ص-process and outlined the physics that guides it. Alastair G. W. Cameron also published a smaller study about the ص-process in the same year. [7]

The stationary ص-process as described by the B 2 FH paper was first demonstrated in a time-dependent calculation at Caltech by Phillip A. Seeger, William A. Fowler and Donald D. Clayton, [8] who found that no single temporal snapshot matched the solar ص-process abundances, but, that when superposed, did achieve a successful characterization of the ص-process abundance distribution. Shorter-time distributions emphasize abundances at atomic weights less than أ = 140 , whereas longer-time distributions emphasized those at atomic weights greater than أ = 140 . [9] Subsequent treatments of the ص-process reinforced those temporal features. Seeger et al. were also able to construct more quantitative apportionment between s-process and ص-process of the abundance table of heavy isotopes, thereby establishing a more reliable abundance curve for the ص-process isotopes than B 2 FH had been able to define. Today, the ص-process abundances are determined using their technique of subtracting the more reliable s-process isotopic abundances from the total isotopic abundances and attributing the remainder to ص-process nucleosynthesis. [10] That ص-process abundance curve (vs. atomic weight) has provided for many decades the target for theoretical computations of abundances synthesized by the physical ص-process.

The creation of free neutrons by electron capture during the rapid collapse to high density of a supernova core along with quick assembly of some neutron-rich seed nuclei makes the ص-process a primary nucleosynthesis process, meaning a process that can occur even in a star initially of pure H and He, in contrast to the B 2 FH designation as a secondary process building on preexisting iron. Primary stellar nucleosynthesis begins earlier in the galaxy than does secondary nucleosynthesis. Alternatively the high density of neutrons within neutron stars would be available for rapid assembly into ص-process nuclei if a collision were to eject portions of a neutron star, which then rapidly expands freed from confinement. That sequence could also begin earlier in galactic time than would s-process nucleosynthesis so each scenario fits the earlier growth of ص-process abundances in the galaxy. Each of these scenarios is the subject of active theoretical research. Observational evidence of the early ص-process enrichment of interstellar gas and of subsequent newly formed of stars, as applied to the abundance evolution of the galaxy of stars, was first laid out by James W. Truran in 1981. [11] He and subsequent astronomers showed that the pattern of heavy-element abundances in the earliest metal-poor stars matched that of the shape of the solar ص-process curve, as if the s-process component were missing. This was consistent with the hypothesis that the s-process had not yet begun to enrich interstellar gas when these young stars missing the s-process abundances were born from that gas, for it requires about 100 million years of galactic history for the s-process to get started whereas the ص-process can begin after two million years. هؤلاء s-process–poor, ص-process–rich stellar compositions must have been born earlier than any s-process, showing that the ص-process emerges from quickly evolving massive stars that become supernovae and leave neutron-star remnants that can merge with another neutron star. The primary nature of the early ص-process thereby derives from observed abundance spectra in old stars [4] that had been born early, when the galactic metallicity was still small, but that nonetheless contain their complement of ص-process nuclei.

Either interpretation, though generally supported by supernova experts, has yet to achieve a totally satisfactory calculation of ص-process abundances because the overall problem is numerically formidable, but existing results are supportive. In 2017, new data about the ص-process was discovered when the LIGO and Virgo gravitational-wave observatories discovered a merger of two neutron stars ejecting ص-process matter. [12] See Astrophysical sites below.

Noteworthy is that the ص-process is responsible for our natural cohort of radioactive elements, such as uranium and thorium, as well as the most neutron-rich isotopes of each heavy element.

There are three candidate sites for ص-process nucleosynthesis where the required conditions are thought to exist: low-mass supernovae, Type II supernovae, and neutron star mergers. [13]

Immediately after the severe compression of electrons in a Type II supernova, beta-minus decay is blocked. This is because the high electron density fills all available free electron states up to a Fermi energy which is greater than the energy of nuclear beta decay. However, nuclear capture of those free electrons still occurs, and causes increasing neutronization of matter. This results in an extremely high density of free neutrons which cannot decay, on the order of 10 24 neutrons per cm 3 ), [1] and high temperatures. As this re-expands and cools, neutron capture by still-existing heavy nuclei occurs much faster than beta-minus decay. As a consequence, the ص-process runs up along the neutron drip line and highly-unstable neutron-rich nuclei are created.

Three processes which affect the climbing of the neutron drip line are a notable decrease in the neutron-capture cross section in nuclei with closed neutron shells, the inhibiting process of photodisintegration, and the degree of nuclear stability in the heavy-isotope region. Neutron captures in ص-process nucleosynthesis leads to the formation of neutron-rich, weakly bound nuclei with neutron separation energies as low as 2 MeV. [14] [1] At this stage, closed neutron shells at ن = 50, 82, and 126 are reached, and neutron capture is temporarily paused. These so-called waiting points are characterized by increased binding energy relative to heavier isotopes, leading to low neutron capture cross sections and a buildup of semi-magic nuclei that are more stable toward beta decay. [15] In addition, nuclei beyond the shell closures are susceptible to quicker beta decay owing to their proximity to the drip line for these nuclei, beta decay occurs before further neutron capture. [16] Waiting point nuclei are then allowed to beta decay toward stability before further neutron capture can occur, [1] resulting in a slowdown or freeze-out of the reaction. [15]

Decreasing nuclear stability terminates the ص-process when its heaviest nuclei become unstable to spontaneous fission, when the total number of nucleons approaches 270. The fission barrier may be low enough before 270 such that neutron capture might induce fission instead of continuing up the neutron drip line. [17] After the neutron flux decreases, these highly unstable radioactive nuclei undergo a rapid succession of beta decays until they reach more stable, neutron-rich nuclei. [18] While the s-process creates an abundance of stable nuclei having closed neutron shells, the ص-process, in neutron-rich predecessor nuclei, creates an abundance of radioactive nuclei about 10 amu below the s-process peaks after their decay back to stability. [19]

ال ص-process also occurs in thermonuclear weapons, and was responsible for the initial discovery of neutron-rich almost stable isotopes of actinides like plutonium-244 and the new elements einsteinium and fermium (atomic numbers 99 and 100) in the 1950s. It has been suggested that multiple nuclear explosions would make it possible to reach the island of stability, as the affected nuclides (starting with uranium-238 as seed nuclei) would not have time to beta decay all the way to the quickly spontaneously fissioning nuclides at the line of beta stability before absorbing more neutrons in the next explosion, thus providing a chance to reach neutron-rich superheavy nuclides like copernicium-291 and -293 which should have half-lives of centuries or millennia. [20]

The most probable candidate site for the ص-process has long been suggested to be core-collapse supernovae (spectral types Ib, Ic و II), which may provide the necessary physical conditions for the ص-process. However, the very low abundance of ص-process nuclei in the interstellar gas limits the amount each can have ejected. It requires either that only a small fraction of supernovae eject ص-process nuclei to the interstellar medium, or that each supernova ejects only a very small amount of ص-process material. The ejected material must be relatively neutron-rich, a condition which has been difficult to achieve in models, [2] so that astrophysicists remain uneasy about their adequacy for successful ص-process yields.

In 2017, entirely new astronomical data about the ص-process was discovered in data about the merger of two neutron stars. Using the gravitational wave data captured in GW170817 to identify the location of the merger, several teams [21] [22] [23] observed and studied optical data of the merger, finding spectroscopic evidence of ص-process material thrown off by the merging neutron stars. The bulk of this material seems to consist of two types: hot blue masses of highly radioactive ص-process matter of lower-mass-range heavy nuclei ( أ < 140 such as strontium) [24] and cooler red masses of higher mass-number ص-process nuclei ( أ > 140 ) rich in actinides (such as uranium, thorium, and californium). When released from the huge internal pressure of the neutron star, these ejecta expand and form seed heavy nuclei that rapidly capture free neutrons, and radiate detected optical light for about a week. Such duration of luminosity would not be possible without heating by internal radioactive decay, which is provided by ص-process nuclei near their waiting points. Two distinct mass regions ( أ < 140 and أ > 140 ) for the ص-process yields have been known since the first time dependent calculations of the ص-process. [8] Because of these spectroscopic features it has been argued that such nucleosynthesis in the Milky Way has been primarily ejecta from neutron-star mergers rather than from supernovae. [3]

These results offer a new possibility for clarifying six decades of uncertainty over the site of origin of ص-process nuclei. Confirming relevance to the ص-process is that it is radiogenic power from radioactive decay of ص-process nuclei that maintains the visibility of these spun off ص-process fragments. Otherwise they would dim quickly. Such alternative sites were first seriously proposed in 1974 [25] as decompressing neutron star matter. It was proposed such matter is ejected from neutron stars merging with black holes in compact binaries. In 1989 [26] (and 1999 [27] ) this scenario was extended to binary neutron star mergers (a binary star system of two neutron stars that collide). After preliminary identification of these sites, [28] the scenario was confirmed in GW170817. Current astrophysical models suggest that a single neutron star merger event may have generated between 3 and 13 Earth masses of gold. [29]


How Much Would It Cost to Build the Death Star from Star Wars?

Let’s say you’re an evil Imperial overlord in the حرب النجوم universe, and you want to keep the rebels in line. You should build something they fear, say, a Death Star. How much will advancing your evil plans set you back? Short answer: it’s more expensive than you can possibly imagine.

Even if you تستطيع imagine quite a bit, Centives, the economics blog of students of Lehigh University, says it would cost “$852,000,000,000,000,000. Or roughly 13,000 times the world's GDP” to build the Death Star…and that’s just the cost of steel production.

It turns out that it would take more than money to build a fully operational battle station. It would take cold, hard steel, made from hot molten iron. Although the Earth’s crust doesn’t have enough, the Earth’s core, on the other hand, has iron aplenty. In fact, Earth has enough iron at its core to produce 2 billion Death Stars—a veritable Death Galaxy.

But let you think it’s a simple task of Force-Lifting the molten liquid and molding it into shape, consider this:

Firstly, the two billion death stars is mostly from the Earth's core which we would all really rather you didn't remove. And secondly, at today's rate of steel production (1.3 billion tonnes annually), it would take 833,315 years to produce enough steel to begin work. So once someone notices what you're up to, you have to fend them off for 800 millennia before you have a chance to fight back.

So instead of constructing a technological terror or two, it might be better to try actual diplomacy. If nothing else, it's absolutely more cost effective.


How Is Iron Extracted From the Earth?

Iron ores in the form of hematite (ferrous oxide) and magnetite are removed from the earth through mining. The use of heavy mining equipment is necessary to dig out large pits in an area with a large deposit of iron ore however, because iron does not occur naturally, it is necessary to use a blast furnace to separate or refine iron from the other substances in the iron ore.

Magnetite and hematite are iron oxides however, the extraction of iron from an iron oxide involves a series of steps that begins when mined iron ore is crushed into smaller pieces by a crusher and then washed. The second step in the process is calcination or roasting of the ore, which removes certain impurities, carbon dioxide and other substances. Through this process, ferrous oxide also oxidizes to ferric oxide.

The blast furnace reduces iron from the iron oxide, but the complete reduction reaction requires the addition of coke and limestone to the roasted ore. After the completion of different processes in the blast furnace, molten iron flows from the bottom of the blast furnace. This molten iron may be utilized as cast iron.

A high purity iron, such as wrought iron, requires the complete removal of carbon from this iron. Likewise, the steel-making process requires the removal of other impurities like sulfur and phosphorus from molten iron. Many other different types of steel also are fabricated from this molten iron.


The Cooling of a Star

As the hydrogen fuel in a star gets converted to helium, and to some heavier elements, it takes more and more heat to cause the nuclear fusion. The mass of a star plays a role in how long it takes to "burn" through the fuel. More massive stars use their fuel faster because it takes more energy to counteract the larger gravitational force. (Or, put another way, the larger gravitational force causes the atoms to collide together more rapidly.) While our sun will probably last for about 5 thousand million years, more massive stars may last as little as 1 hundred million years before using up their fuel.

As the star's fuel begins to run out, the star begins to generate less heat. Without the heat to counteract the gravitational pull, the star begins to contract.

All is not lost, however! Remember that these atoms are made up of protons, neutrons, and electrons, which are fermions. One of the rules governing fermions is called the Pauli Exclusion Principle, which states that no two fermions can occupy the same "state," which is a fancy way of saying that there can't be more than one identical one in the same place doing the same thing. (Bosons, on the other hand, don't run into this problem, which is part of the reason photon-based lasers work.)

The result of this is that the Pauli Exclusion Principle creates yet another slight repulsive force between electrons, which can help counteract the collapse of a star, turning it into a white dwarf. This was discovered by the Indian physicist Subrahmanyan Chandrasekhar in 1928.

Another type of star, the neutron star, come into being when a star collapses and the neutron-to-neutron repulsion counteracts the gravitational collapse.

However, not all stars become white dwarf stars or even neutron stars. Chandrasekhar realized that some stars would have very different fates.


Metal, Iron, & Nickel

Metal grains reflecting light in a sawn slice of Tafassasset (primitive achondrite). Note the saw marks in the metal grains. Saw marks are a good way to distinguish metal from shiny sulfide minerals like pyrite – sulfide grains will not look so severely scraped.

Some rare meteorites do not contain any appreciable metal and, consequently, they have low concentrations of Ni. Unbrecciated achondrites are poor in metal. In other words, many of the rarest types of meteorites contain little or no metal and have low nickel concentrations, just like Earth rocks.

Iron Meteorites and Pallasites

Iron meteorites, of course, are nearly 100% metal, although many contain the iron sulfide mineral troilite. Pallasites, a rare type of stony-iron meteorite, consist of olivine grains embedded in an iron-nickel metal matrix. Because they contain much iron-nickel metal, all metal-bearing meteorites are attracted to a magnet. The concentration of nickel in iron meteorites and the metallic part of pallasites, typically 5-30%, is much greater than that in industrial metals except for high-nickel steels. The concentration of nickel in industrial iron is usually <1%.

غادر: A softball-size piece of the 2-ton Campo del Cielo (IAB) iron meteorite. حق: Sawn, polished, and etched slab of the meteorite. Notice the coarse Widmanstätten pattern. Among collectors, Campo del Cielo is known as a “ruster” because of its tendency to easily rust (right).

Sawn, polished, and etched slab of the Gibeon (IVA) iron meteorite. Gibeon has a finer Widmanstätten pattern than does Campo del Cielo. Widmanstätten patterns only occur on sawn, polished, and etched faces of an iron meteorite. They do not occur in stony meteorites. The linear lamellae are intergrowths of crystals of kamacite and taenite. The crystals are large because they cooled slowly over millions of years in the core of an asteroid. One consequence of this slow cooling is that iron meteorites do not easily bend or break unless they are badly rusted.

Widmanstätten patterns do not occur in stony meteorites. They only seen in iron meteorites that have been cut, polished, and etched.

A sawn, polished, etched slab of the Canyon Diablo iron (IAB) meteorite showing the Widmanstätten pattern and large, round troilite (iron sulfide) inclusions. The meteorite specimen is the property of the Collection of the Arizona State University Center for Meteorite Studies.

Most collectors would agree that the most attractive iron meteorite is Sikhote-Alin (IIAB). At least 23 tons in mass, the meteorite is the largest to fall in historical times. It fell in the Sikhote-Alin mountains of eastern Russia on February 12th, 1947.

Thousands of pieces of Sikhote-Alin have been recovered. This is a collection of Sikhote-Alin “shrapnel.” Sikhote-Alin is not a “ruster.”

An iron meteorite or pallasite that has been buried in the ground for a long time is unspectacular – until someone hits it with a plow. This is the Conception Junction pallasite found by a landowner in Missouri in 2006.

A sawn slice of Conception Junction. It has experienced considerable weathering and rusting, at least near the exterior. The rounded dark material is the silicate mineral olivine. The lighter gray material is iron-nickel metal.

أ slice of the Brahin pallasite. The meteorites was found in 1968 by a school girl in the Republic of Belarus. Again, the rounded dark materials are grains of olivine. The lighter gray material is iron-nickel metal.

Gujba, a CB chondrite, fell in Nigeria in 1984. Only about 21 CB chondrites are known. Gujba and some other CB chondrites have rounded metal grains, which are otherwise very rare in meteorites. Like Canyon Diablo (above), it also has rounded blebs of troilite. Notice that this specimen has not been polished thoroughly so the saw marks are still very evident in the metal. Thanks to Karl for loan of the Gujba specimen.

Industrial Slag

Rounded metal blebs usually mean that the “rock” is a piece of slag. In slags, the metal will be dispersed less evenly than in a meteorite and they are usually contain vesicles (gas bubbles) in the matrix because the matrix was molten. Thanks to Jeff for the sample.

With a few rare and exceptions, naturally occurring terrestrial rock do not contain iron metal or iron-nickel metal. There are two reasons. First, the Earth formed from the same kind of material as the asteroids but early in Earth’s history the iron-nickel metal that it contained sank to form the Earth’s core. Second, any metal that did not sink has oxidized (rusted) over Earth’s long history. The Earth’s environment is far more oxidizing (oxygen atmosphere and water) than space, where meteorites originate. Earth rocks do contain iron and nickel, but only in oxidized (non-metallic) form. Therefore, if you find a rock that contains iron-nickel فلز, then it is almost certainly a meteorite.

When someone walked into my office with this chunk of metal, I thought “Whoa, this could be an iron meteorite!” The “hole” at the lower left was suspicious, however, and when we sawed into it (inset, upper right), it was full of vesicles. Iron meteorites are cores of asteroids that cooled from liquids over millions of years. They do not contain vesicles. (The elongated “hole” in Gibeon, above, is not a vesicle, it is a void where a troilite grain was “plucked” during sawing of the meteorite.) Also, when we analyzed this chunk of metal, there was much less that 1% nickel. I do not know how this thing formed, but it is man-made.


شاهد الفيديو: Ster groote vergelijking (قد 2022).