천문학

별에서 나온 순수한 철이 지구로 갈 수 있을까요?

별에서 나온 순수한 철이 지구로 갈 수 있을까요?


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철은 별 폐기물이기 때문에 초신성으로가는 별이 순수한 철을 방출하여 은하계를 여행 할 수 있을까요?

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


확실한. 철은 빅뱅에서 대량으로 만들어지지 않았기 때문에 오늘날 지구상의 철의 100 %가 별에서 합성되었습니다. 다른 출처는 없습니다.

여러 가지 방법으로 탈출합니다.

  • 초신성
  • 백색 왜성과 중성자 별과 같은 소형 별의 합병
  • 더 평범한 별에서 나오는 별의 바람

초신성은 현대 철의 주요 공급원이며 폭발 중 r- 공정 핵 합성은 제비 철과 철 근처의 원소.


발견 된 초 지구 : 데이터가 행성 대기 모델을 특성화합니다

중첩 된 천문 데이터와 함께 가상 여행의 순간. 크레딧 : RenderArea

지난 25 년 동안 천문학 자들은 행성 탐색을 위해 특별히 고안된 천문기구의 제작 덕분에 암석, 얼음 및 가스로 만들어진 다양한 외계 행성을 발견했습니다. 또한 서로 다른 관측 기술의 조합을 사용하여 행성의 질량, 크기 및 밀도를 결정할 수 있었으며, 이는 내부 구성을 추정하는 데 도움이되며 외부에서 발견 된 행성의 수를 증가시킵니다. 태양계.

그러나 암석 행성의 대기를 연구하는 것은 지구와 유사한 외계 행성을 완전히 특성화 할 수있게 해주는 것이 현재 사용 가능한 도구로는 극히 어렵습니다. 이러한 이유로 암석 행성에 대한 대기 모델은 테스트되지 않은 상태로 남아 있습니다.

따라서 최근에 Instituto de Astrofisica de Canarias (IAC)가 파트너로 참여한 컨소시엄 인 CARMENES (근적외선 및 광학 에셸 분광기를 사용하는 Exoearths를 사용하는 M 왜성에 대한 Calar Alto 고해상도 검색)의 천문학 자들이 독일 하이델베르크에있는 막스 플랑크 천문학 연구소의 천문학 자 Trifon Trifonov가 이끄는 연구를 발표했습니다. 근처의 적색 왜성 Gliese 486 주위를 돌고있는 뜨거운 초 지구의 발견에 대해 태양.

이를 위해 과학자들은 통과 광도 측정과 방사 속도 분광법의 결합 된 기술을 사용했으며, 특히 Teide 천문대에있는 1.52m Carlos Sánchez 망원경에서 MuSCAT2 (대기 외계 행성의 대기를 연구하기위한 다색 동시 카메라)로 관측을 사용했습니다. . 이 연구의 결과는 저널에 게재되었습니다 과학.

Gliese 486b 로의 가상 여행은 밤하늘에서의 위치에서 시작됩니다. 부모 별 Gliese 486b에 초점을 맞춘 후 영화는 측정을 묘사합니다. 마지막으로, 우리는 외계 행성 Gliese 486b로 날아가서 아마도 금성을 닮았을 가능성이있는 표면을 탐험합니다. 덥고 건조한 풍경에 빛나는 용암 흐름이 산재 해 있습니다. 크레딧 : RenderArea

그들이 발견 한 Gliese 486b라는 행성의 질량은 지구의 2.8 배에 불과하며 크기는 30 %에 불과합니다. "질량과 반지름을 측정하여 평균 밀도를 계산하면 그 구성이 금성 또는 지구 내부에 금속 핵이있는 것과 유사하다고 추론합니다."라고 IAC 연구원이자 공동 저자 인 Enric Pallé는 설명합니다. 조.

Gliese 486b는 250 만 킬로미터의 거리에서 1.5 일마다 원형 경로를 따라 호스트 별을 공전합니다. 별에 너무 가까이 있음에도 불구하고 행성은 아마도 원래 대기의 일부를 보존했기 때문에 (별은 우리 태양보다 훨씬 더 차갑습니다) 차세대 우주와 땅을 더 자세히 관찰하기에 좋은 후보가 될 것입니다 망원경.

이 다이어그램은 지구 단위의 질량과 반지름을 기반으로 선택한 외계 행성의 내부 구성 추정치를 제공합니다. 빨간색 점은 Gliese 486b를 나타내고 주황색 기호는 Gliese 486과 같은 멋진 별 주위의 행성을 나타냅니다. 회색 점은 더 뜨거운 별이있는 행성을 나타냅니다. 색상 곡선은 700K의 순수한 물 (파란색), 광물 엔스 타 타이트 (주황색), 지구 (녹색) 및 순수한 철 (빨간색)의 이론적 인 질량 반지름 관계를 나타냅니다. 이에 비해 다이어그램은 금성과 지구를 강조합니다. 신용 : Trifonov 외 / MPIA 그래픽 부서.

Trifonov에게 "이 행성이 태양에 너무 가까이 있다는 사실은 흥미 진진한데, 현재 건설중인 임박한 James Webb 우주 망원경과 ELT (Extremely Large Telescope)와 같은 강력한 망원경을 사용하여 더 자세히 연구 할 수 있기 때문입니다. "

Gliese 486b는 호스트 별의 궤도를 도는 것과 같은 축에서 회전하는 데 걸리는 시간이 동일하므로 항상 별을 향하는면이 동일합니다. Gliese 486은 태양보다 훨씬 더 희미하고 차갑지 만, 방사능이 너무 강해서 행성 표면이 최소 700K (약 430 ° C)까지 가열됩니다. 이 때문에 Gliese 486b의 표면은 용암이 타는 강이있는 덥고 건조한 풍경과 함께 지구의 표면보다 금성의 표면과 더 비슷할 것입니다. 그러나 금성과 달리 Gliese 486b는 대기가 얇을 수 있습니다.

그래프는 호스트 별 주위에 Gliese 486b와 같은 통과하는 암석 외계 행성의 궤도를 보여줍니다. 이동하는 동안 행성은 별의 원반을가립니다. 동시에 별빛의 작은 부분이 행성의 대기를 통과합니다. Gliese 486b가 계속 궤도를 도는 동안 별 뒤에서 행성이 사라질 때까지 조명 된 반구의 일부가 위상으로 표시됩니다. 크레딧 : MPIA 그래픽 부서.

행성 대기의 기존 모델을 사용한 계산은 항성 조사가 대기를 증발시키는 경향이있는 반면 행성의 중력이 대기를 억제하는 경향이 있기 때문에 뜨거운 표면 및 얇은 대기 시나리오와 일치 할 수 있습니다. 오늘날 두 기여 간의 균형을 결정하는 것은 어렵습니다.

"Gliese 486b의 발견은 운이 좋았습니다. 만약 100도 정도 더 뜨거웠다면 그 표면은 모두 용암이되고 대기는 기화 된 암석이 될 것입니다."라고 Astrobiology Center의 연구원 인 José Antonio Caballero가 설명합니다. CAB, CSIC-INTA) 및 공동 저자. "반면 Gliese 486b가 100도 정도 더 차가웠다면 후속 관찰에 적합하지 않았을 것입니다."

Gliese 486b의 분위기에 대한 작가의 인상. 크레딧 : RenderArea

CARMENES 팀의 향후 계획된 관측은 Gliese 486b가 우리와 별 표면 사이의 시선을 가로 질러 빛의 일부를 오컬트하고 통과라고 알려진 것을 생성 할 수 있도록하는 궤도 경사를 결정하려고 할 것입니다. .

그들은 또한 Gliese 486b의 궤도에서 별이 비추는 반구의 영역이 행성의 위상 (우리 달의 위상과 유사)으로 보일 때 방출 분광법을 사용하여 분광 측정을 수행합니다. 스타. 관측 된 스펙트럼에는 행성의 뜨거운 표면 상태에 대한 정보가 포함됩니다.

"새로운 망원경이 나올 때까지 기다릴 수 없습니다."라고 Trifonov는 인정합니다. "우리가 그들과 함께 얻을 수있는 결과는 우리가 암석 행성의 대기, 그 확장, 매우 높은 밀도, 구성 및 행성 주위에 에너지를 분배하는 데 미치는 영향을 더 잘 이해하는 데 도움이 될 것입니다.

  • 새로 발견 된 뜨거운 슈퍼 지구 Gliese 486b 표면의 예술적인 인상. 약 700 켈빈 (430 ° C)의 온도에서 Gliese 486b는 대기를 가질 가능성이 있습니다. 크레딧 : RenderArea
  • MAROON-X에서 본 별 Gliese 486의 색상 화 된 2D 스펙트럼. 두 스펙트럼은 MAROON-X의 두 카메라 암에서 나옵니다. 각 스펙트럼은 500-670 nm 파장 범위를 포함하며 색상 코딩은 사람의 눈이 색상을 인식하는 방법에 해당합니다. 출처 : International Gemini Observatory / NOIRLab / NSF / AURA / A. 세이 파르트

스페인과 독일의 11 개 연구 기관이 컨소시엄을 구성한 CARMENES 프로젝트는 Calar Alto Observatory에서 3.5m 망원경의 분광기를 사용하여 지구와 같은 행성을 찾기 위해 350 개의 적색 왜성 세트를 모니터링하는 것을 목표로합니다. (스페인). 본 연구는 또한 Gliese 486b의 질량을 추론하기 위해 분광 측정을 사용했습니다. 미국 Gemini North (8.1m)에서 MAROON-X 장비로 관찰했으며, 기록 데이터는 Keck 10m 망원경 (미국)과 3.6m ESO 망원경 (칠레)에서 가져 왔습니다.

측광 관측은 NASA의 TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) 우주 천문대 (미국)에서 가져온 것입니다.이 데이터는 행성의 반경을 구하는 데 기본이되었습니다. Teide 천문대 (스페인)에있는 1.52m Carlos Sánchez 망원경의 MuSCAT2 기기에서 그리고 칠레의 LCOGT (Las Cumbres Observational Global Telescope) 등이 있습니다.


우주는 언제 행성에 적합한 물건을 가지고 있었습니까?

행성을 건설하려면 많은 잔해가 필요합니다. 즉, 수소와 헬륨 원자보다 더 무거운 물질 인 무거운 원소가 많이 필요합니다. 태양과 태양계 행성을 탄생시킨 붕괴 성운의 원소 구성에는 암석 행성의 대부분을 형성하는 철, 실리콘 및 마그네슘과 같은 물질과 탄소, 산소, 질소, 칼륨 및 기타 요소가 포함되어 있습니다. 삶에 필수적입니다.

그러나 이러한 물질은 수소 (74 %)와 헬륨 (24 %)이 지배하는 전체 성운의 2 %를 넘지 않는 미량으로 만 존재했습니다. 그러나이 기체 구름은 거 대해서 지구와 같은 적어도 30 개의 행성을 건설하기에 충분한 무거운 원소를 가지고있는 것으로 추정됩니다.

천문학자가 말하는 '금속'이라는 무거운 원소는 무에서 물질화되지 않습니다. 그것들은 별 안에서의 핵융합의 산물이며, 이후 초신성의 폭발 파를 타고 우주 전역에 분출되어 행성의 원재료로 성간 매질을 묶습니다. 이러한 물질을 충분히 쌓으려면 먼저 많은 별이 살아서 죽어야합니다. 각 별은 우주의 진화하는 화학에 기여하지만, 행성을 만드는 데 실제로 필요한 물질의 양과 우주가 할 수있는 충분한 수준을 얼마나 빨리 축적 했습니까? 그래서?

중금속 행성

지구는 45 억 4 천만년 전 태양을 중심으로 한 원시 행성 원반의 잔해에서 태어났습니다. 이것은 누구의 책에서도 심각한 시간이었습니다. 그러나 우주는 137 억년이되었습니다. 태양계는 우주 역사의 마지막 3 분의 1에 불과했습니다. 암석 행성이 훨씬 더 일찍 다른 별 주위에 형성되었을 수 있습니까? 비교하면 우리는 새로운 아이들입니까?

최근까지 우리는 그렇게 생각하지 않았습니다. 지배적 인 지혜는 별의 연금술의 마법이 빅뱅 이후 적어도 60 ~ 70 억년이 될 때까지 지상 세계를 건설하기에 충분한 유용한 "별 물건"을 생산하지 못했다는 것입니다. 외계 행성에 대한 초기 연구는이를 뒷받침하여 우리 태양과 같거나 더 큰 "금속성"(즉, 무거운 원소 풍부)을 가진 별 주변의 세계를 발견했습니다. 그러나 우리의 초기 행성 사냥에 영향을 미친 편견이 행성을 형성 할 수있는 별의 유형에 대한 우리의 이해를 왜곡 한 것으로 밝혀졌습니다. 2009 년과 NASA의 케플러 임무가 시작될 때까지, 존재하는 것으로 알려진 외계 행성의 대다수는 별에 가까운 가스 거인이었습니다. 이 행성들은 더 높은 금속성 별을 선호하는 것 같았습니다.

그러나 케플러는 우리가 외계 행성을 보는 방식을 바 꾸었습니다. 시야에서 너무 많은 것을 한꺼번에 관찰하는 것만으로 우주 망원경은 전례없는 외계 세계 인구 조사를하고 있습니다. 현재까지 2,321 개의 후보 행성이 발견되었으며, 그중 1/3 이상이 더 작고 바위 같은 행성입니다 (목성 크기 이상의 가스 거인은 11 %에 불과하며 나머지는 해왕성 크기의 불명확 한 자연의 세계입니다). 한 손에서 발견 된 암석 외계 행성의 수를 셀 수 있습니다. 호스트 스타에 대한 후속 연구에서 놀라운 발견이 밝혀졌습니다. [갤러리 : 케플러 행성의 세계]

코펜하겐 대학의 Niels Bohr 연구소의 Lars Buchhave는 "우리는 작은 행성의 존재가 별의 금속성에 크게 의존하지 않는다는 것을 발견했습니다. Buchhave는 Kepler가 발견 한 226 개의 후보 행성이있는 150 개의 별 스펙트럼을 조사하는 다국적 천문학 자 그룹이 참여한 새로운 연구의 주 저자입니다. 그들의 연구는 이번 6 월 알래스카 앵커리지에서 열린 미국 천문 학회 220 차 회의에서 처음 발표되었고, 이후 Nature 지에 발표되었다.

Buchhave 논문의 공동 저자 인 스웨덴의 Lund Observatory의 Anders Johansen은 "첫눈에 가스 거인이 금속성 행성을 덜 신경 쓰는 사람이어야한다는 것은 매우 반 직관적 인 것처럼 보입니다. 행성이 어떻게 구성되는지 고려하기 위해 멈춰야 만 이해하기 시작합니다. 더 작은 빌딩 블록에서 계층 적으로 축적하는 과정을 코어 축적이라고하지만 목성과 같은 거대 가스를 둘러싼 논쟁이있었습니다. 그들은 별처럼 태양 성운의 가스에서 곧바로 응축 될 수 있습니까? 아니면 폭주 과정에서 원시 행성 디스크에서 가스를 빠르게 수집하여 성장할 큰 씨앗이 필요합니까?

더 높은 금속성 별에 대한 가스 거인의 선호는 핵 부착을 통해 형성되었으며, 지구 질량의 10 배에 해당하는 중심 암석 핵을 형성하여 원시 행성 원반을 지배하고 약 천만 년 후에 소멸되기 전에 가스의 대부분을 쓸어 버릴 수 있음을 나타냅니다. . 낮은 금속성 시스템에서는 큰 코어를 구성하기에 무거운 원소가 충분하지 않아 작은 암석 세계 만 남게됩니다. 따라서 Johansen은 지구 행성을 보는 한 가지 방법은 실패한 가스 거인 코어로 보는 것입니다.

생명의 한계

무거운 원소가 부족한 별 주변의 행성계는 생명체를 찾기에 매력적인 지역으로 판명 될 수 있습니다. 왜냐하면 가스 거인이 없으면 생명체가 더 쉬울 수 있기 때문입니다. 우리가 발견 한 대부분의 태양 외 가스 거인들은 그들의 별들에 매우 가깝고 불과 며칠 만에 궤도를 완성하는 이른바 '뜨거운 목성'입니다. 이 행성들은 이렇게 가까이 태어나지 않았고, 대신 그들의 출생 궤도에서 시스템 내로 이동했습니다. 요한슨은 점점 더 많은 천문학 자들이 그러한 이동이 가스의 중력과 동적 마찰 또는 다른 행성과의 밀접한 만남에 의해 강제된다는 생각에 다가오고 있다고 말합니다. 원시 행성 원반의 동료 구성 요소와의 이러한 상호 작용은 행성에서 각 운동량을 제거하여 종종 별을 향해 나선으로 만듭니다. 방해가되어 불행한 작은 행성은 약탈하는 가스 거인에 의해 시스템 밖으로 던져집니다.

"목성형 행성이 이동하고 그 과정에서 모든 작은 행성이 흩어진다면 아마도 다른 곳에서 지구 행성을 찾아야 할 것입니다."라고 Buchhave는 말합니다. 낮은 금속성 덕분에 가스 거인이 없었던 초기 우주에서 생명체는 더 즐거운 여행을 할 수 있었을 것입니다. 그리고 혜성 충돌 자에 대한 방패로 목성 크기의 행성이 더 이상 물을 보유하지 않는다는 주장도 있습니다. 생명체는 거대한 가스 행성 없이도 할 수 있습니다.

지구 크기의 행성에 무거운 원소가 많은 별이 필요하지 않다면 그것은 시공간적으로 생명체의 가능한 거주지를 확장하는 큰 의미를 가지고 있습니다. 생각해보십시오 : 은하는 안쪽에서 바깥쪽으로 화학적으로 진화하는 경향이 있으며, 나선 팔의 외곽보다 은하 중심에 더 가까운 무거운 원소가 가장 많이 있습니다. 이전 패러다임에서 나선 팔의 바깥 쪽 영역은 사실상 행성이나 생명체를 만들 수없는 황무지였습니다. 그러나 금속성이 더 이상 큰 문제가되지 않을 때, 은하의 거주 가능 영역 (금속성 및 초신성 비율을 포함한 환경 조건이 공모하여 거주 가능한 행성을 가능하게하는 지역)이 갑자기 확장되어 은하의 훨씬 더 넓은 범위를 포함합니다.

이제 우주의 풍부한 무거운 원소가 역사에 걸쳐 증가했다고 생각해보십시오. 과거에는 평균 금속성이 상당히 낮았습니다. 다시 말하지만, 이전 패러다임에서 이것은 우주 초기에 암석 행성 형성을 배제하는 것으로 가정되었지만 이제 우리는 그러한 행성이 훨씬 더 낮은 수준의 무거운 원소를 포함하는 환경에서 건설 될 수 있다는 것을 알고 있습니다. 이것은 잠재적으로 생명을 지탱할 수있는 행성이 8, 10, 심지어 120 억 년 전에 형성되었을 수 있음을 의미합니다.

설문 조사에 따르면 금속성이 감소하는 행성 호스팅 별의 수가 감소하는 것으로 나타 났지만,이 감소는 가스 거인보다 지상 행성의 경우 훨씬 더 얕습니다. 물론 행성 건설 단계에서 무거운 원소의 존재가 필요하지만 최소 수준은 아직 결정되지 않았습니다.

Johansen은 "하한이있을 것으로 예상합니다."라고 말합니다. "단순히 임계 금속성 이하에서는 지구 질량 행성을 형성하기에 충분한 건축 자재가 없기 때문입니다." 분명히 태양의 10 분의 1 이하의 무거운 원소가 행성을 건설하는 데 어려움을 겪을 것입니다. 그러나 각 은하는 다르게 진화하며 은하수가이 문턱을 넘었을 때를 확실히 말할 수있는 방법은 없습니다. 비록 그것이 우주 역사의 초기에 있었을 것 같지만, 젊은 우주는 특히 여러 세대를 생산하는 데 능숙했기 때문입니다. 빠른 연속 별. 4,000 태양 질량의 별 생성 속도는 빅뱅 이후 10 억 년 미만으로 측정되었으며, 은하수에서 매년별로 변환되는 미약 한 10 태양 질량의 가스와 비교됩니다.

Niels Bohr Institute의 우주학 교수 인 Johan Fynbo는 "100 억에서 120 억년 전에 폭발하여 무거운 원소를 방출 한 전형적인 거대한 별은 태양의 약 10 분의 1의 금속성을 가졌습니다." "하지만 당신이 새로운 세대의 별을 가질 때마다 당신은 무거운 원소로 성간 가스를 풍부하게하기 시작합니다." [가장 이상한 외계 행성 (갤러리)]

페르미 역설

따라서 더 많은 별 주변의 암석 행성, 은하수의 더 넓은 영역을 가로 지르고 우리가 꿈꿔 왔던 것보다 더 깊은 시간으로 거슬러 올라가면 Fermi Paradox의 불에 더 많은 연료가 추가됩니다. 뛰어난 핵 물리학 자 엔리코 페르미 (Enrico Fermi)가 1950 년에 처음으로 발언 한 페르미 패러독스는 우주의 거대한 시대와 결합 된 모든 별과 행성을 고려할 때 왜 외계인 문명이 아직 지구와 마주 치지 않았는지 궁금합니다. 그들은 모두 어디 있습니까?

Drake Equation의 첫 번째 항 (Frank Drake가 은하계의 지능 문명 수를 추정하는 방법)을 별 생성 속도라고 생각하면 문제는 더욱 악화되며, 이는 평균적으로 우주 10-13에서 훨씬 더 높았습니다. 10 억년 전에 행성이 처음으로 형성되기 시작할 것 같았습니다. 오늘날 은하수에서 평균 연간 별 형성 속도는 10 개의 태양 질량이며 10 또는 100 정도 더 큰 방정식의 곱인 추정 된 문명의 수를 높이는 효과가 있습니다.

Fermi Paradox에 대한 가장 좋아하는 반론 중 하나는 임계 금속성이 형성되는 데 시간이 걸리므로 태양이 필요한 수준에서 첫 번째 별 중 하나가되고 따라서 지구는 생명체가있는 최초의 행성 중 하나가 될 것입니다. 이제 우리는 행성과 아마도 생명체가 우주 역사의 거의 어느 시점에서나 생겨 났을 수 있다는 것을 봅니다.이 반론을 훼손하고 다시 한번 우리에게 모든 사람이 어디에 있습니까? 생명체가 120 억 ~ 130 억년 전에 세계에 처음 등장했다면, 지능적인 문명 (실제로 지금까지 살아남 았다면)은 이제 수십억 년 앞당겨 질 것이며 그들의 관심사는 은하계 어딘가에 축축한 머드 볼에서 일어나는 일을 더 이상 포함하지 않을 것입니다 배후지. 아마도 수십억 년 된 문명은 블랙홀에서 에너지를 빨아들이거나 다이슨 스피어스 내부에서 사는 데 시간을 보냅니다.

그러나 이야기에는 약간의 왜곡이 있습니다. 2010 년 독일 하이델베르크에있는 막스 플랑크 천문학 연구소의 연구원들은 별 주위에 무거운 원소가 너무 부족하여 우주 역사 초기에 형성되었을 거대 가스 행성을 발견했습니다. 음모를 더하기 위해 HIP 13044로 알려진이 별은 2,000 광년 떨어져있는 별의 일부로, 은하수에 의해 잠식 된 왜소 은하의 잔해 전부입니다. 올해 같은 연구원은 두 개의 거대 가스를 가진 또 다른 저금 속성 별을 발견했습니다. 풍부한 수소와 헬륨을 바탕으로 HIP 11952로 알려진 별은 빅뱅 이후 9 억년 만에 118 억년 전에 태어났습니다. 왜 가스 거인이이 중금속 결핍 별 주위에서 형성 될 수 있었는지는 알려져 있지 않으며, 아마도 가스 행성 형성을위한 대체 과정을 암시 할 수 있습니다.

반면에 새로운 결과는 적어도 우주의 일부 지역에서 가스 거인이 계속해서 형성 될 수 있음을 시사합니다.

풍부한 원소

빛이 너무 약해서 스펙트럼을 측정 할 수없는 먼 우주에있는 일부 희미한 은하의 경우, 희미한 전경 은하를 조사하기 위해 고도로 빛나는 퀘이사와 같은 자연 백라이트를 사용하여 속임수를 쓸 수 있습니다. 이 방법을 이용하여 120 억년 전에 존재했던 은하의 화학적 구성을 연구 할 때 Johan Fynbo를 포함한 천문학 자 팀은 다소 놀라운 사실을 발견했습니다.

Fynbo는 "우리는 빛이 그 앞에있는 은하계를 통과하는 배경 퀘이사를 보았습니다. 그곳에서 퀘이사의 빛이 흡수되었습니다."라고 Fynbo는 말합니다. "이것은 우리가 은하에서 합성 된 산소, 황, 탄소 및 모든 원소의 흡수선을 볼 수있게 해주었습니다."

120 억년 전에 은하의 화학은 상당히 원시적 이었어 야했지만,이 특정 은하에서 Fynbo와 그의 동료들은 Royal Astronomical Society의 월간 고지에서 발견 한 내용을보고했으며, 은하계의 풍부함과 동등한 무거운 원소가 풍부함을 발견했습니다. 태양. 먼 거리에서 발견 된 그러한 발견은 그 자체로 드문 일은 아니지만 은하의 아주 작은 영역을 가로 질러 퀘이사의 심장부에서 발생하는 경향이 있습니다. 그러나이 경우에 퀘이사 빛은 전경 은하의 원반을 통해 빛나고 있었는데, 중심에서 바로 외곽에있는 52,000 광년의 중원 소의 태양 수준을 드러내고있었습니다. 오늘날에도 우리 은하수는 나선 팔의 가장자리까지 화학적으로 그렇게 많이 처리되지 않았습니다. 그렇다면이 먼 은하는 어떻게 그렇게 빨리 전체 범위에서 그렇게 풍부 해졌 을까요?

지금까지 가장 좋은 설명은 은하의 내부 지역에있는 성화상 (사나운 급격한 별 형성)이 무거운 원소를 은하계 바깥 지대로 날려 버렸다는 것입니다. 이것은 강풍이 뜨겁고 무거운 별에서 방출되거나 초신성의 충격파를 타는 방사능의 항성풍을 통해 간단히 할 수 있습니다. 또한 퀘이사 빛은 은하계에 먼지가 끼어 붉어졌습니다. 먼지는 행성 형성의 가장 기본적인 구성 요소로, 원 행성으로 쌓이는 집단과 덩어리로 모입니다. 먼지는 또한 젊은 행성계가 견디는 격렬한 폭격 단계의 산물이며 초신성으로 제조됩니다.

Fynbo는 "행성을 만들기 위해서는 분명히 금속이 필요하며 그것은 매우 이른시기에 은하계에서 매우 먼 곳에서 가능해 보이는 것 같습니다. 이것이 우리를 놀라게 한 것입니다."라고 Fynbo는 말합니다. 그러나 이러한 높은 금속성으로 인해 거대한 가스 행성이 형성 될 수 있지만, Lars Buchhave는 가스 거인이 거주 가능한 행성에 어떤 어려움을 초래할 수 있는지 언급했지만 반드시 과시 할 필요는 없으며 목성과 토성이있는 태양계는 유일한 예외는 아닙니다.

"Kepler-20 행성계에는 5 개의 행성이 있습니다. 3 개는 토성 크기의 행성이고 2 개는 지구 크기의 행성이며, 순서는 크고 작습니다. 크거나 작습니다. 토성 질량의 경우 행성이 이동했는데 어떻게 작은 행성이 큰 행성 사이에있을 수 있습니까? '

그럼에도 불구하고 한 가지는 분명 해지고있다. 빅뱅 직후 지구 행성을 만들기위한 충분한 원자재가 확보되어 우리보다 훨씬 오래된 우주에 생명체가있을 가능성이 높아졌다는 것이다. 아마도 그들은 수명이 긴 적색 왜성 주위에 거주하거나 별이 만료 된 후 고향 시스템에서 이사했을 것입니다. 또는 아마도 우리는 정말로 최초입니다. 즉, 만약 생명이 우주의 전체 역사에 걸쳐 단 한 번 일어났다면, 우리의 존재는 우연이고 우리 행성은 참으로 매우 특별해야합니다.


변경 내역

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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.


내용

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 아르 자형-process, whereas the 에스-process was named for its characteristic slow neutron capture. A table apportioning the heavy isotopes phenomenologically between 에스-process and 아르 자형-process isotopes was published in 1957 in the B 2 FH review paper, [1] which named the 아르 자형-process and outlined the physics that guides it. Alastair G. W. Cameron also published a smaller study about the 아르 자형-process in the same year. [7]

The stationary 아르 자형-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 아르 자형-process abundances, but, that when superposed, did achieve a successful characterization of the 아르 자형-process abundance distribution. Shorter-time distributions emphasize abundances at atomic weights less than = 140 , whereas longer-time distributions emphasized those at atomic weights greater than = 140 . [9] Subsequent treatments of the 아르 자형-process reinforced those temporal features. Seeger et al. were also able to construct more quantitative apportionment between 에스-process and 아르 자형-process of the abundance table of heavy isotopes, thereby establishing a more reliable abundance curve for the 아르 자형-process isotopes than B 2 FH had been able to define. Today, the 아르 자형-process abundances are determined using their technique of subtracting the more reliable 에스-process isotopic abundances from the total isotopic abundances and attributing the remainder to 아르 자형-process nucleosynthesis. [10] That 아르 자형-process abundance curve (vs. atomic weight) has provided for many decades the target for theoretical computations of abundances synthesized by the physical 아르 자형-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 아르 자형-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 아르 자형-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 에스-process nucleosynthesis so each scenario fits the earlier growth of 아르 자형-process abundances in the galaxy. Each of these scenarios is the subject of active theoretical research. Observational evidence of the early 아르 자형-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 아르 자형-process curve, as if the 에스-process component were missing. This was consistent with the hypothesis that the 에스-process had not yet begun to enrich interstellar gas when these young stars missing the 에스-process abundances were born from that gas, for it requires about 100 million years of galactic history for the 에스-process to get started whereas the 아르 자형-process can begin after two million years. 이들 에스-process–poor, 아르 자형-process–rich stellar compositions must have been born earlier than any 에스-process, showing that the 아르 자형-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 아르 자형-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 아르 자형-process nuclei.

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

Noteworthy is that the 아르 자형-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 아르 자형-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 아르 자형-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 아르 자형-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 = 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 아르 자형-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 에스-process creates an abundance of stable nuclei having closed neutron shells, the 아르 자형-process, in neutron-rich predecessor nuclei, creates an abundance of radioactive nuclei about 10 amu below the 에스-process peaks after their decay back to stability. [19]

그만큼 아르 자형-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 아르 자형-process has long been suggested to be core-collapse supernovae (spectral types Ib, IcII), which may provide the necessary physical conditions for the 아르 자형-process. However, the very low abundance of 아르 자형-process nuclei in the interstellar gas limits the amount each can have ejected. It requires either that only a small fraction of supernovae eject 아르 자형-process nuclei to the interstellar medium, or that each supernova ejects only a very small amount of 아르 자형-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 아르 자형-process yields.

In 2017, entirely new astronomical data about the 아르 자형-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 아르 자형-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 아르 자형-process matter of lower-mass-range heavy nuclei ( < 140 such as strontium) [24] and cooler red masses of higher mass-number 아르 자형-process nuclei ( > 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 아르 자형-process nuclei near their waiting points. Two distinct mass regions ( < 140 and > 140 ) for the 아르 자형-process yields have been known since the first time dependent calculations of the 아르 자형-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. [삼]

These results offer a new possibility for clarifying six decades of uncertainty over the site of origin of 아르 자형-process nuclei. Confirming relevance to the 아르 자형-process is that it is radiogenic power from radioactive decay of 아르 자형-process nuclei that maintains the visibility of these spun off 아르 자형-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 스타 워즈 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 can 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%.

Left: A softball-size piece of the 2-ton Campo del Cielo (IAB) iron meteorite. Right: 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.

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 금속, 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.



코멘트:

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