Ağır Elementlerde Üst Sınırlar Ne Kadar İyi?

Parça numarası 82'ye kadar 90 ila 254 arasında kararlı çekirdek vardır. Big bang nükleosentezi hakkında tartışmalarda ve grafiklerde lityumun üstünde hiçbir şeyden söz edilmemiştir . Makul primordial gazlarda daha ağır elementlerin hiçbirinin gözlenmediği oldukça güvenli bir bahistir, çünkü çıkarımlar büyük patlama hakkında popüler düzey kitaplarda bile bahsedilecek kadar derin olacaktır.

Bununla birlikte, herkes daha ağır unsurları aramak için uğraştı mı? Burada olduğu gibi, bu daha ağır elementlerin bir kısmının veya tamamının konsantrasyonları üzerinde açık bir deneysel üst sınırımız var mı, yoksa daha kalitatif, "Başka hiçbir şey için kanıt görülmedi"?

İyi soru! Normalde, ağır elementlerin eksikliği (primordial olana yakın) gazdan bir şey yapıldığının bir göstergesi olarak alınır.

Bu nedenle bir cevap, hidrojen açısından şimdiye kadar ölçülen en düşük bolluğun ne olduğunu sormak olabilir.

Şu anki rekortmenlerle tamamen güncel değilim, ancak Güneş'ten daha az 5 derece büyüklükte demir bolluğuna sahip yıldızlar bulundu ( Norris ve ark. 2013 ). Bu , hidrojenin A (H) = 12 olduğu olağan logaritmik ölçekte A (Fe) karşılık gelir .$\sim 2$

Diğer demir-tepe elemanları üzerindeki kısıtlamalar benzerdir. O, Mg gibi alfa elemanları genellikle çok zayıf metal yıldızlarda artar, bu nedenle kısıtlamalar daha büyük bir mertebedir.

Gökbilimciler, Haziran 2013'te iki nötron yıldızının çarpışmasını gözlemledikten sonra, demirden daha ağır elementlerin çoğunun (hepsinin?) Nötron yıldızı-nötron yıldızı veya kara delik-nötron yıldızı çarpışmalarında sentezlendiğini ortaya koyan bir teori ortaya çıktı. Smithsonian'da iyi bir açıklaması olan bir makale var.

Anladığım kadarıyla, bu teorinin henüz yaygın kabul görmediği halde, yazarlar lehine oldukça ikna edici bir argüman yapıyor gibi görünüyor. Zaman ve ileri gözlemler anlaşmayı mühürleyebilir veya etmeyebilir.

Düzenleme: Bazı ek referanslar ekleme: Physics.org adresinden . Ve işte makalenin alıntıladığı kağıt . Ve Nova'dan .