¿Qué tan buenos son los límites superiores de los elementos pesados?

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Hay entre 90 y 254 núcleos estables hasta el elemento número 82. En las discusiones y gráficos sobre la nucleosíntesis del Big Bang, ni siquiera se menciona nada por encima del litio. Es una apuesta bastante segura que ninguno de los elementos más pesados se ha observado en gases razonablemente primordiales, ya que las implicaciones serían lo suficientemente profundas como para requerir mención incluso en libros de nivel popular sobre el Big Bang.

Dicho esto, ¿alguien se ha molestado en realizar búsquedas de todos los elementos más pesados? Como en, ¿tenemos límites superiores experimentales explícitos en las concentraciones de algunos o todos estos elementos más pesados, o simplemente un más cualitativo, "No se ve evidencia de otra cosa"?

cosmology big-bang-theory observational-astronomy

— Sean Lake
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¡Buena pregunta! Normalmente, la falta de elementos pesados se toma como un indicador de que algo se hizo con gas (cercano al primordial).

Entonces, una respuesta podría ser preguntar cuáles son las abundancias más bajas jamás medidas con respecto al hidrógeno.

No estoy completamente actualizado con los poseedores del récord actual, pero se han encontrado estrellas con abundancias de hierro que son 5 órdenes de magnitud menos que en el Sol ( Norris et al 2013 ). Esto corresponde a A (Fe) en la escala logarítmica habitual donde el hidrógeno tiene A (H) = 12. $\sim 2$

Las restricciones sobre otros elementos de pico de hierro son similares. Los elementos alfa como O, Mg generalmente se mejoran en estrellas muy pobres en metales, por lo que las restricciones son un orden de magnitud mayor.

— Rob Jeffries
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Después de que los astrónomos observaron la colisión de dos estrellas de neutrones en junio de 2013, surgió una teoría que postula que la mayoría (¿todos?) De los elementos más pesados que el hierro se sintetizaron en colisiones de estrellas de neutrones-estrellas de neutrones o agujeros negros-estrellas de neutrones. Hay un artículo en Smithsonian que tiene una explicación decente.

Tengo entendido que esta teoría aún no ha ganado una aceptación generalizada, aunque los autores parecen hacer un argumento bastante convincente a favor de ella. El tiempo y otras observaciones pueden sellar el trato o no.

Editar: Agregar algunas referencias de adición: de Physics.org . Y aquí está el documento que cita el artículo . Y de Nova .

— BillDOe
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Creo que tal vez deberías leer el periódico real. arxiv.org/abs/1306.3960 No dice esto en absoluto, ni la mitad de lo que se dice en el artículo de Smithsonian.

— Rob Jeffries

Del PDF, "Primero, la masa de eyección inferida junto con la tasa (aunque poco conocida) de fusiones de objetos compactos, sugiere que es probable que tales fusiones sean el sitio primario para el proceso r ... De Wikipedia," The r -proceso es un proceso de nucleosíntesis que ocurre en las supernovas de colapso del núcleo (ver también nucleosíntesis de supernovas) y es responsable de la creación de aproximadamente la mitad de los núcleos atómicos ricos en neutrones más pesados que el hierro. "

— BillDOe

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Entonces, solo la mitad de los elementos más pesados que Fe son creados por el proceso r; tenemos poca idea de cuáles son las tasas de fusión de las estrellas de neutrones, o la tasa de creación de binarios de estrellas de neutrones, por lo que la afirmación de que este debe ser el proceso dominante es insostenible. El proceso r ciertamente debe estar funcionando en las supernovas, la pregunta es si pueden ser responsables de todos los elementos del proceso r o si se necesita alguna otra contribución para crear elementos alrededor del tercer pico del proceso r (básicamente oro, iridio, platino y osmio). El periódico ni siquiera menciona el oro.

— Rob Jeffries