Astronomie

Le fer fusionne-t-il dans les étoiles avant qu'elles ne deviennent supernova ?

Le fer fusionne-t-il dans les étoiles avant qu'elles ne deviennent supernova ?

Je comprends que le fer et tous les éléments plus lourds consomment plus d'énergie à produire qu'ils n'en produisent, et c'est ce qui conduit finalement à une supernova. Je comprends également qu'une grande partie des éléments les plus lourds sont produits pendant cette supernova. Cependant, ce que je me demande, c'est qu'avant que l'étoile ne devienne une supernova, le fer fusionne-t-il avec d'autres éléments ? Oui, il y aurait une perte nette d'énergie, mais s'il n'y a qu'une petite quantité de fer dans l'étoile, elle serait probablement capable de gérer cela.


Oui, mais c'est lent. (Je ne suis pas un expert, alors n'hésitez pas à corriger si j'oublie quelque chose d'important), mais une fois que l'étoile est dans les derniers stades, passé le stade de l'hélium, jusqu'au fer, la fusion a principalement lieu en fusionnant un hélium sur un plus lourd élément, augmentant chaque numéro atomique de 2. Ce n'est pas la seule méthode mais c'est la plus courante.

Le fer peut également fusionner en nickel de cette manière à l'intérieur d'une étoile et il le fait en petites quantités, mais surtout au-delà du fer, et certainement au-delà du nickel, des éléments plus lourds sont créés par le processus S. (abréviation de processus de capture de neutrons lent). Cela se produit lorsqu'un neutron libre se lie au noyau atomique et, au fil du temps, l'ajout de neutrons peut conduire à la désintégration bêta, où un électron est éjecté et un proton reste - s'ajoutant au numéro atomique.

mais s'il n'y a qu'une petite quantité de fer dans l'étoile, elle serait probablement capable de gérer cela.

C'est sans aucun doute vrai. Les étoiles qui deviennent super-nova sont incroyablement grandes et le fer ne s'enfonce pas exactement dans le noyau tout de suite. Cela prend un certain temps. Pour qu'une étoile devienne kablooie (supernova), elle a besoin d'un noyau de fer d'une pureté suffisante pour qu'elle ne subisse plus d'expansion à cause de la fusion à proximité, et d'une taille suffisante pour qu'elle subisse un effondrement rapide d'une manière qui affecte l'étoile autour d'elle presque instantanément. Je ne suis pas clair sur le processus exact, mais cela nécessite bien plus qu'un peu de fer. Pour un profane, cela pourrait nécessiter une boule de fer de la taille de Jupiter. Peut-être un peu plus que cela.


Le "noyau de fer" d'une supernova est en fait le produit final d'un équilibre statistique nucléaire qui commence lorsque le noyau de silicium commence à fusionner avec des particules alpha (noyaux d'hélium). Des réactions exothermiques sont possibles jusqu'au Nickel-62 (qui est en fait le noyau avec l'énergie de liaison par nucléon la plus élevée). En fait, des captures alpha successives et rapides produisent des noyaux avec le même nombre de protons et de neutrons, mais en même temps, les processus concurrents de photodésintégration et de désintégration radioactive fonctionnent dans l'autre sens. On pense que le processus s'arrête principalement au nickel-56 qui, parce que les noyaux plus lourds sont plus stables avec $n/p>1$, subit ensuite quelques désintégrations $eta^{+}$ via le cobalt-56 en fer-56 . Cependant, le noyau d'une supernova juste avant son explosion contient probablement un peu d'un mélange d'isotopes de pic de fer.

Avant que tout cela arrive il est possible que le fer et le nickel subissent des réactions nucléaires si il existe une source appropriée de neutrons libres. Les éléments au-delà du fer dans notre univers sont principalement créés par capture de neutrons dans le processus r ou le processus s.

On pense que le processus r se produit après une supernova à effondrement de cœur (ou une supernova de type Ia) a été initiée. Le flux de neutrons est créé par la neutronisation des protons par un gaz d'électrons dense et dégénéré dans le noyau qui s'effondre.

Cependant, le processus s peut se produire en dehors du noyau d'une étoile massive avant qu'elle n'explose. C'est un processus secondaire parce qu'il a besoin que des noyaux de fer soient déjà présents - c'est-à-dire que le fer qui est utilisé pour les noyaux de germe n'est pas produit à l'intérieur de l'étoile, il était déjà présent dans le gaz à partir duquel l'étoile s'est formée. Le processus s dans les étoiles massives utilise des neutrons libres produits lors de la combustion du néon (donc à des stades avancés de combustion nucléaire au-delà de la combustion de l'hélium, du carbone et de l'oxygène) et entraîne l'ajout de neutrons aux noyaux de fer. Cela crée des isotopes lourds, qui peuvent soit être stables, soit subir une désintégration $eta$ et/ou d'autres captures de neutrons pour constituer une chaîne d'"éléments du processus s" (par exemple Sr, Y, Ba) jusqu'au plomb . Le processus global est endothermique, mais les rendements et les taux de réaction sont si faibles qu'ils n'ont pas d'influence majeure sur l'énergétique globale de l'étoile. Les éléments du processus s nouvellement créés sont facilement projetés dans le milieu interstellaire peu de temps après lorsque la supernova explose.


Pourquoi les étoiles peuvent-elles fusionner le fer ?

Eh bien, les étoiles, si elles sont assez grandes, PEUVENT fusionner le fer, tant qu'il s'agit d'un isotope de fer de 55 ou moins. Notre étoile ne peut pas du tout fusionner le fer, car il n'est pas assez grand non plus.

La raison en est que la fusion jusqu'à des noyaux de 55 protons/neutrons ou moins libérera de l'énergie. Au nickel et au fer 56 et plus, il faut de l'énergie pour créer une fusion avec des isotopes plus élevés.

C'est pourquoi l'affirmation d'Andreas Rossi au sujet du chat électronique est fausse, car il prétend que la fusion du nickel et du cuivre libère de l'énergie. C'est contraire aux lois de la physique, comme l'ont montré la plupart des supernovae.

C'est essentiellement pourquoi les étoiles géantes SuperNova. Dès qu'ils ont fusionné jusqu'au fer 56, les processus d'énergie de fusion nucléaire se sont rapidement arrêtés. L'étoile commence à se contracter parce que la fusion la maintenait grande, elle se compresse à une taille très serrée, puis elle supernova !! Crachant une grande partie de sa masse sous forme de neutrinos, de lumière et d'éjections de masse pour répandre les éléments métalliques nouvellement formés bien au-delà de l'uranium et du Pu pour ensemencer la région interstellaire locale. Cela finira par créer des étoiles contenant du métal (et des planètes) en tant qu'enfants plusieurs méga années plus tard.

Le fer dans notre hémoglobine et nos cytochromes, et le cobalt dans nos vitamines B12 provenaient principalement des supernovae. Nous sommes composés d'étoiles, d'au moins une matière de supernova. & Nous sommes ici, vivant en ce moment, en train de lire ceci à cause du fait que le Fe-56 ne peut pas fusionner, libérant ainsi de l'énergie. Cool hein.


Supernova

  • démarreur de sujet

Bonjour à tous.
Je suis nouveau (sur ce forum, pas dans l'astronomie) et j'ai une question.
dans le processus d'une supernova, quelle est la séquence d'éléments que le noyau de l'étoile fusionne ? Je veux dire, de l'hydrogène au fer.

et une autre question qui vient de surgir dans ma tête.
la semaine dernière, j'ai vu spiderman 2 (bon film) et dans le film il y a un "soleil" qui travaille sur le tritium (un isotope de l'hydrogène). ma question est la suivante : est-ce possible ? une étoile dont c'est le carburant c'est du deutérium ou du tritium ?
Merci d'avance
raser

#2 loup-garou6977

#3 le ventre gonflé

Bonjour à tous.
Je suis nouveau (sur ce forum, pas dans l'astronomie) et j'ai une question.
dans le processus d'une supernova, quelle est la séquence d'éléments que le noyau de l'étoile fusionne ? Je veux dire, de l'hydrogène au fer.

et une autre question qui vient de surgir dans ma tête.
la semaine dernière, j'ai vu spiderman 2 (bon film) et dans le film il y a un "soleil" qui travaille sur le tritium (un isotope de l'hydrogène). ma question est la suivante : est-ce possible ? une étoile dont c'est le carburant c'est du deutérium ou du tritium ?
Merci d'avance
raser

Si je me souviens bien, la première étape vers une nova est le flash d'hélium, où le carburant d'hydrogène d'une étoile est essentiellement épuisé, l'étoile s'effondre car sa masse n'est plus supportée par les forces de fusion d'hydrogène à l'intérieur du noyau, et la chaleur générée étant suffisamment élevée pour « enflammer » une réaction de fusion d'hélium. du moins c'était la théorie quand je l'ai apprise. Ainsi, la fusion de l'hélium entraînerait la fusion de deux atomes d'hélium en un atome de béryllium (numéro atomique 4), ou trois He est fusionné en un atome de carbone (numéro atomique 6), etc. Je ne sais pas s'il existe une théorie spécifique quant à savoir si ou non, plusieurs atomes d'hélium peuvent être simplement ajoutés comme ça.

En tout état de cause, ma compréhension de ces événements s'opposerait en quelque sorte à l'idée d'une étoile à «tritium», puisque la grande majorité de l'hydrogène naturel est H1 (un seul proton, pas de neutrons). Une réaction de fusion conventionnelle serait la formation de 4 atomes d'hydrogène (tous des protons simples) en un atome d'hélium (deux protons, 2 neutrons). Je ne peux pas imaginer combien de tritium serait formé dans la nature. mais là encore, je ne suis pas ingénieur nucléaire.

#4 mat

Je n'ai pas la liste sous la main, mais, sans ordre particulier :
- l'oxygène est transformé en silicium
- le silicium est transformé en fer
- le lithium est transformé en carbone

Je ne sais pas s'il existe différents "chemins" menant à un élément ou s'il suit toujours le même chemin. Quant à "l'addition" d'hélium, je pense qu'il est difficile de fusionner plus de deux atomes à la fois.
Questions intéressantes, nous devrions rechercher un document faisant autorité sur le sujet.

#5 Invité_**DONOTDELETE***

  • démarreur de sujet

#6 mat

#7 Starman1

#8 Jim Svetlikov

Une grande partie de la façon dont une étoile subit la fusion dépend de la composition initiale des étoiles, de sa masse et des températures requises pour la fusion d'un élément à un autre.

Par conséquent, nous ne verrons la fusion des éléments les plus lourds que dans les étoiles de masse très élevée et suivrons le cycle CNO (carbone, azote, oxygène) en tant que catalyseurs pour la production d'hélium, tandis que les étoiles de la séquence principale plus petites comme le Soleil suivront le chaîne proton-proton.

Bien qu'une variété d'isotopes se forment dans le cycle du CNO, car le carbone, l'azote et l'oxygène sont des atomes beaucoup plus gros que l'hydrogène et l'hélium, le chemin vers les éléments plus lourds peut simplement être suivi à l'aide du tableau périodique :

#9 Invité_**NE PAS SUPPRIMER***

  • démarreur de sujet

#10 Starman1

#11 Jim Svetlikov

On ne peut pas dire qu'il y a une séquence constante dans les supernovae en raison de la composition de la masse, mais il y a une séquence avec fusion. Il s'agit donc de connaître la composition et la masse d'une étoile pour savoir quels éléments elle va produire.

#12 Invité_**DONOTDELETE***

  • démarreur de sujet

#13 ventre plat

#14 Invité_**NE PAS SUPPRIMER***

  • démarreur de sujet

A la question du tritium : il existe des étoiles qui brûlent des isotopes d'hydrogène et non l'hydrogène lui-même. Ce sont des naines brunes, des étoiles nées avec une masse trop faible pour supporter 15 millions de degrés à l'intérieur du noyau, mais une masse suffisante pour supporter l'interaction Deutirium->Helium moins nécessiteuse. Ils brûlent tout le Deutirium, laissant l'hydrogène normal tel quel, et meurent lorsque cette charge relativement rare s'épuise.

Une petite remarque à ce qui a été écrit ci-dessus:

Une supernova ne se produit pas à la suite de l'énergie libérée par la fusion nucléaire rapide. Une supernova se produit parce que la force de dégénérescence des électrons empêchant le noyau de fer de s'effondrer s'effondre soudainement. Les forces quantiques, contrairement aux "forces conventionnelles", ne sont pas continues : une fois que la gravité surmonte cette force subatomique, chaque atome à l'intérieur du noyau perd sa capacité à se soutenir, presque immédiatement.

Cela entraîne l'effondrement immédiat du noyau : un noyau de fer de la taille de la Terre s'effondrera en une étoile à neutrons de la taille d'une ville en moins d'une milliseconde. Le résultat est que les parties externes du noyau se déplacent à une fraction significative de la vitesse de la lumière. Lorsque l'effondrement est terminé, une énorme quantité d'énergie cinétique de la matière en chute doit aller quelque part, et ainsi une couche externe de matière rebondit à une grande vitesse en transportant toute cette énergie vers le haut. C'est l'onde de choc de la supernova. En entrant en collision avec les couches externes des étoiles, il exerce son énergie sur cette matière de plusieurs manières : provoquant généralement la fusion d'éléments plus massifs et éloignant tout le manteau du noyau.

Dans une supernova de type I, une naine blanche s'effondre exactement de la même manière, mais cette fois il n'y a pas de manteau stellaire pour amortir l'onde de choc. C'est pourquoi beaucoup plus d'énergie est libérée.

#15 Invité_**NE PAS SUPPRIMER***

  • démarreur de sujet

#16 JamesBaud

Probablement rien de nouveau, mais j'ajouterai mes 2 cents.

Le processus exact dépendra de la masse de l'étoile en question. Les petites stars ne pourront pas "finir" la série.

Lorsque l'hydrogène devient suffisamment rare, la vitesse de réaction dans le noyau solaire ralentit. Le noyau va rétrécir. Le rétrécissement augmentera la température, augmentant doucement la taille des couches externes. (géant rouge)

Finalement, la température au cœur deviendra suffisamment élevée pour faire fondre l'hélium.

Deux atomes d'hélium fusionnent en béryllium (orthographe ?), mais ce n'est qu'une étape intermédiaire. le béryllium fusionne avec l'hélium pour produire du carbone. C'est le moyen "principal" à ce stade. Parfois, le carbone fusionne avec l'hélium pour produire de l'oxygène.
Le soleil rétrécit en fait pendant cela et devient une géante jaune. L'énergie produite par cette réaction n'est qu'une fraction de la fusion d'hydrogène, elle dure donc beaucoup moins longtemps.

Les étoiles suffisamment massives sauteront la phase de géante rouge et passeront directement aux géantes jaunes car elles ont suffisamment de pression dans le noyau pour fusionner l'hélium sans la phase intermédiaire de rétrécissement du noyau.

À ce stade, notre propre soleil s'arrêtera. Il n'a pas assez de masse pour fusionner le carbone et l'oxygène qu'il crée. Si je comprends bien, le noyau sera essentiellement une naine blanche, et il soufflera sur la coquille de gaz qui l'entoure, nous transformant en une jolie nébuleuse planétaire.

Une étoile plus massive pourra fusionner le carbone et l'oxygène en silicium. Je ne sais pas exactement comment cela fonctionne, et il peut y avoir des étapes intermédiaires produisant d'autres éléments. Cela ne produit qu'une fraction de l'énergie produite par la fusion précédente, donc cela dure encore moins longtemps.

Après cela, le silicium est fondu dans le fer. Cela produit très peu d'énergie en comparaison, et cette étape ne dure que quelques jours, je pense.

La fusion du fer PREND toujours de l'énergie plutôt que de la libérer, donc les réactions en chaîne de fusion s'arrêtent là. Les couches externes de l'étoile commencent à tomber vers l'intérieur vers le noyau de fer superdense. Dans le cas d'une supernova, toutes sortes de choses étranges se produisent à cause de la pression obscène. Le noyau commence à paniquer, les photons détruisant les atomes et autres. Ma physique est beaucoup trop maigre pour comprendre ce qui se passe à ce stade. Il s'effondre jusqu'à un certain point puis s'arrête soudainement lorsqu'il atteint la densité voisine de celle d'un noyau atomique. Il y a une onde de choc produite lorsqu'il cesse de se contracter, ce qui souffle le reste du matériau tombant dans le ventre partout. Je pense que c'est une supernova de type II.

Ensuite, il y a des stars qui ne tombent pas dans la "séquence principale" et elles font toutes sortes de trucs bizarres. L'une des étoiles de Cassiopée est comme ça.

Donc je ne pense pas qu'il y ait vraiment une séquence parfaite qu'ils suivent. Si je me souviens bien, l'hélium->carbon produit des atomes d'hydrogène, qui, je suppose, vont fusionner en hélium. Donc, ils se produisent en même temps. Mais en général hydrogène -> hélium -> carbone -> oxygène -> silicium -> fer. Un certain pourcentage formera probablement d'autres combinaisons étranges simplement en raison de conditions aléatoires.

Je suppose que ce n'est pas un hasard si notre planète est composée principalement d'hydrogène, de carbone, d'oxygène, de silicium et de fer. Je suis sûr qu'il y a aussi une bonne explication pour tout l'azote, bien que je ne sache pas ce que c'est.


Demandez à Ethan : Les étoiles normales peuvent-elles rendre les éléments plus lourds (et moins stables) que le fer ?

« Camarades, cet homme a un beau sourire, mais il a des dents de fer. »
-
Andreï A. Gromyko

Il y a plus de 90 éléments du tableau périodique qui se produisent naturellement dans l'Univers, mais de tous, le fer est le plus stable. Si vous fusionnez des éléments plus légers pour vous rapprocher du fer, vous gagnez de l'énergie, il en va de même si vous séparez des éléments plus lourds. Le fer représente la configuration la plus stable de protons et de neutrons, combinés, de tous les noyaux atomiques encore découverts. À seulement l'élément 26, cependant, il représente la fin de la ligne pour la plupart des réactions de fusion, même dans les étoiles les plus massives. Ou le fait-il ? C'est ce que James Beall veut savoir :

Le fer a été appelé des choses comme les cendres de fusion solaire qui s'accumulent à l'intérieur des étoiles, en tant que dernier des éléments qui fusionnent sans consommer plus d'énergie que la fusion n'en crée. J'ai lu sur le processus r et d'autres qui conduisent à des éléments plus lourds dans les novas et les supernovas. Mon Q est si des éléments plus lourds que le fer fusionnent de toute façon dans les étoiles normales, même s'il consomme plus d'énergie qu'il n'en génère.

La réponse, comme vous pouvez vous y attendre, est un peu compliquée : vous fabriquez des éléments plus lourds que le fer dans les étoiles normales, mais seule une très petite quantité provient de la fusion.

Toutes les étoiles commencent par fusionner l'hydrogène en hélium, des minuscules naines rouges aussi petites que 8% de la masse de notre Soleil, jusqu'aux étoiles les plus grandes et les plus massives de l'Univers qui pèsent des centaines de fois la masse de la nôtre. Pour environ 75% de ces étoiles, l'hélium est la fin de la ligne, mais les plus massives (comme notre Soleil) développeront une phase de géante rouge, où elles fusionneront l'hélium en carbone. Mais un très petit pourcentage d'étoiles – un peu plus de 0,1% – sont parmi les plus massives de toutes et peuvent initier la fusion du carbone et au-delà. Ce sont les étoiles destinées aux supernovae, car elles fusionnent le carbone en oxygène, l'oxygène en silicium et soufre, puis entrent dans la phase finale de combustion (combustion du silicium) avant de devenir supernova.

C'est le cycle de vie normal des étoiles les plus massives de l'Univers, mais "la combustion du silicium" ne fonctionne pas en brisant deux noyaux de silicium ensemble pour construire quelque chose de plus lourd. Au lieu de cela, il s'agit simplement d'une réaction en chaîne de l'ajout de noyaux d'hélium à un noyau de silicium, se produisant à des températures supérieures à 3 000 000 000 K, soit plus de 200 fois la température au centre du Soleil. La réaction en chaîne se déroule comme suit :

  • le silicium-28 plus l'hélium-4 donnent du soufre-32,
  • le soufre-32 plus l'hélium-4 donnent de l'argon-36,
  • l'argon-36 plus l'hélium-4 donnent du calcium-40,
  • le calcium-40 plus l'hélium-4 donnent du titane-44,
  • le titane-44 plus l'hélium-4 donnent du chrome-48,
  • le chrome-48 plus l'hélium-4 donnent du fer-52,
  • le fer-52 plus l'hélium-4 donnent du nickel-56, et
  • le nickel-56 plus l'hélium-4 donnent du zinc-60.

Vous remarquerez qu'il n'y a pas de fer 56 produit, et il y a deux raisons à cela.

La première est que, si nous regardons cette partie du tableau périodique, nous pouvons voir qu'il y a trop peu de neutrons pour le nombre de protons dans ces noyaux. Le fer-52, par exemple, est instable, il émet un positron et se désintègre en manganèse-52, descendant le tableau périodique. (Le manganèse émet ensuite un autre positron et se désintègre en chrome-52, qui est stable.) Le nickel-56 est également instable, se désintégrant en cobalt-56, qui se désintègre ensuite en fer-56, et c'est ainsi que nous arrivons au tableau périodique élément le plus stable. Et le zinc-60 se désintègre d'abord en cuivre-60, qui se désintègre ensuite à nouveau en nickel-60. Tous ces produits finaux sont stables, donc oui, ces étoiles – même avant de devenir supernova – peuvent produire du cobalt, du nickel, du cuivre et du zinc, qui sont tous plus lourds que le fer.

Si ce n'est pas énergétiquement favorable, comment est-ce possible ? Je veux que vous regardiez le tableau ci-dessus, qui détaille l'énergie de liaison par nucléon dans chacun des noyaux atomiques. Je veux que vous remarquiez à quel point le graphique est plat près du fer 56, de nombreux éléments de chaque côté ont presque exactement la même énergie de liaison par nucléon. Maintenant, regardez tout le chemin du côté gauche à l'hélium-4. Que remarquez-vous ?

L'hélium-4 n'est pas aussi étroitement lié qu'aucun des noyaux autour du fer-56. Ainsi, même si, par exemple, le zinc-60 peut avoir moins d'énergie de liaison par nucléon que le nickel-56, il a toujours plus d'énergie de liaison par nucléon que le nickel-56 combiné à l'hélium-4. Dans l'ensemble, la réaction nette est positive. Ce avec quoi nous nous retrouvons donc dans les derniers instants avant une supernova, c'est un mélange d'éléments jusqu'au zinc : quatre éléments complets plus lourds que le fer.

Vous pourriez alors vous poser des questions sur des éléments encore plus lourds. Serait-il possible, par exemple, d'ajouter un autre noyau d'hélium-4 au zinc-60, produisant du germanium-64 ? En quantités infimes, probablement, mais pas en quantités significatives. La raison simple ? En partie, c'est que la différence d'énergie est maintenant presque exactement nulle entre les deux états. Mais plus important encore, vous manquez de temps. Pour une étoile extrêmement massive, la durée de vie des différents étages est d'environ :

  • Fusion d'hydrogène : des millions d'années
  • Fusion d'hélium : des centaines de milliers d'années
  • Fusion du carbone : des centaines à mille ans
  • Fusion à l'oxygène : des mois à un an
  • Fusion du silicium : de quelques heures à un ou deux jours.

En d'autres termes, cette dernière étape - celle qui produit le fer et les éléments similaires au fer - ne dure pas assez longtemps pour aller au-delà.

Mais si vous êtes prêt à considérer ce qui se passe à l'intérieur d'une étoile massive qui déjà contient du fer et des éléments similaires au fer, vous pouvez construire votre chemin jusqu'au plomb et au bismuth. Vous voyez, une fois que vous avez eu des supernovae dans l'Univers, vous avez des quantités importantes de fer, de cobalt, de nickel, etc., et ces éléments lourds se retrouvent dans les nouvelles générations d'étoiles qui se forment. Dans les étoiles qui sont entre 60 et 1000% aussi massives que le Soleil (mais généralement pas assez massives pour les supernovae), vous pouvez fusionner le carbone-13 avec l'hélium-4, vous pouvez produire de l'oxygène-16 et un neutron libre, tandis que les étoiles qui go supernova fusionnera le néon-22 avec l'hélium-4, produisant du magnésium-25 et un neutron libre. Ces deux processus peuvent générer des éléments de plus en plus lourds, atteignant jusqu'au plomb, au bismuth et même (temporairement) au polonium.

Peut-être ironiquement, ce sont les étoiles de masse plus élevée qui produisent de grandes quantités d'éléments plus légers (jusqu'au rubidium et au strontium environ : éléments 37 et 38), tandis que les étoiles de masse plus faible (non supernova) vous emmèneront le reste de la jusqu'au plomb et au bismuth. Ce n'est pas techniquement une réaction de fusion, c'est une capture de neutrons, mais c'est la façon dont vous construisez les éléments de plus en plus lourds. La principale raison pour laquelle les étoiles de masse inférieure peuvent vous amener à de si grandes hauteurs, métaphoriquement ?

Les étoiles de masse inférieure restent dans cet état de production de neutrons pendant des dizaines voire des centaines de milliers d'années, tandis que les étoiles destinées aux supernovae ne produisent des neutrons que pendant des centaines d'années, voire moins. Les problèmes énergétiques sont très importants lorsqu'il s'agit de fusion, même à des températures de milliards de degrés, les réactions se déroulent toujours dans la direction la plus énergétiquement favorable. Mais un temps précieux est la plus grande contrainte pour construire des éléments de plus en plus lourds. Incroyablement, avec la bonne combinaison de capture de neutrons et de fusion nucléaire, environ moitié de tous les éléments au-delà du fer sont produits à l'intérieur des étoiles, sans supernovae ni fusion d'étoiles à neutrons.


Lorsqu'une étoile commence à mourir, quels sont les effets sur les planètes en orbite avant la supernova ?

Supposons qu'une planète semblable à la Terre (lire : la Terre) est en orbite autour d'une étoile d'une masse solaire qui approche de sa mort. À quel moment la vie sur cette planète cesse-t-elle d'exister (lire : n'est plus habitable) ? Que se passe-t-il exactement pour parcourir toutes les possibilités de survie ? Ou tout irait bien jusqu'au début de la supernova ?

Toute vie sur Terre cessera d'exister lorsque le soleil sera encore clairement sur la scène principale. Malgré le fait que le soleil ne deviendra pas une géante rouge avant 4 milliards d'années supplémentaires, le soleil devient de plus en plus lumineux. Après environ 1 milliard d'années, le soleil est si chaud que toute vie sur terre est complètement impossible. Après cela, le soleil devient une géante rouge et détruit peut-être la planète entière. Après cela, le soleil subit des hauts et des bas de puissance (si sévères que la vie à n'importe quelle distance en orbite autour du soleil est impossible.), Et puis finalement se rétrécit en une naine blanche.

Une étoile de 1 masse solaire n'explosera jamais.

Les étoiles qui deviennent des supernova passent également par des transitions de phase, mais BEAUCOUP plus rapidement, à un rythme croissant. Une par an avant l'explosion, une par semaine avant et une dernière 24h avant. Alors non, on ne serait pas bien avant la supernova. Une super nova n'est que la grande finale d'une danse destructrice exécutée par la star.

Les étoiles de masse solaire solitaire 1 ne deviennent pas supernova (ou nova). Finalement, ils entrent dans une période de combustion d'hélium et deviennent des géantes rouges. Pendant cette phase, l'étoile devient plus brillante et beaucoup, beaucoup plus grande. Tellement plus gros que ses couches externes atteindront éventuellement l'orbite terrestre. Bien avant cela, l'atmosphère de la Terre aurait été détruite par le chauffage solaire et les vents de plus en plus forts. Sur une période de millions d'années, la Terre perdrait son atmosphère, verrait sa surface cuite par le Soleil, puis finirait par être vaporisée (ou, plus précisément, érodée pièce par pièce par un plasma chaud) lorsque la photosphère solaire l'atteindrait. . Au cours de cette phase de géante rouge, le Soleil perdrait une masse considérable à cause de vents solaires incroyablement forts. Finalement, le Soleil serait à court d'éléments qu'il pourrait fusionner étant donné les pressions et les températures possibles pour sa masse, le reste de l'enveloppe extérieure du Soleil serait dépouillé et une petite naine blanche (de la taille de la Terre) resterait, ce qui ralentirait le refroidissement sur une période de milliers de milliards d'années.

Les planètes avec de la vie autour d'étoiles qui deviennent des supernova seraient extraordinairement rares. Les étoiles solitaires ne deviennent pas supernova à moins qu'elles ne commencent très massives (plus de 8 fois la masse du Soleil) et que ces étoiles ont des durées de vie très courtes (moins de 60 millions d'années), probablement trop courtes pour que la vie commence même à évoluer sur une planète, même devrait-on y être favorable. Il pourrait également être possible pour une naine blanche solitaire de devenir une supernova si elle tournait incroyablement rapidement à sa naissance, puis lorsqu'elle ralentirait, elle pourrait subir une supernova de type Ia. Cependant, cela aussi est problématique car les seules étoiles qui seraient candidates à cela seraient déjà passées par une phase de géante rouge et elles auraient également dû être à l'origine assez massives (encore une fois, environ 8 masses solaires ou plus). Il est peu probable que la vie ait pu évoluer sur une planète en seulement quelques dizaines de millions d'années, survivre d'une manière ou d'une autre à une phase de géante rouge, et aussi survivre aux milliards d'années d'existence autour d'une naine blanche.

Une autre possibilité est qu'une planète existe dans un système d'étoiles multiples, l'une des étoiles étant une naine blanche avec un proche compagnon d'une étoile plus massive dont elle se nourrit, entraînant finalement une supernova de type Ia. Encore une fois, cela soulève la question de savoir comment la planète a réussi à survivre à la phase de géante rouge d'origine. Potentiellement, je pourrais voir quelque chose comme une planète autour d'une étoile semblable au Soleil qui orbite à distance une paire d'étoiles proches l'une de l'autre (un système trinaire), l'une des paires étant une étoile de masse inférieure et l'autre une étoile de masse supérieure qui est devenue une naine blanche et a ensuite commencé à prendre la masse de son proche compagnon.


Le fer est-il un poison pour une star ?

Je ne l'ai pas bien compris. Veuillez réessayer d'expliquer. région spécialement rouge.
Voulez-vous dire que l'énergie est convertie pour produire du fer nickel en raison de laquelle la supernova se produit, si oui, alors comment la perte d'énergie est liée à la supernova.

Ce que vous essayez de dire par ces mots.
Il ne s'agit pas de ce qui est possible, il s'agit de ce qui est probable

Non. L'accumulation de fer dans le noyau d'une étoile se traduit par une masse de matériau non fusible en raison de l'énergie de liaison du fer étant la plus élevée de tous les éléments. (Fer et Nickel c'est-à-dire) Cela signifie que la fusion du fer nécessite un apport d'énergie et n'en génère aucun. C'est le moment de la vie d'une étoile qu'elle se trouve sur sa "jambe finale". Incapable de générer de l'énergie, le noyau s'accumule avec du fer jusqu'à ce que la masse soit si élevée qu'elle ne puisse plus résister à la force de gravité.

À ce stade, selon la masse exacte du noyau, il s'effondre en une étoile à neutrons ou un trou noir. Cet effondrement provoque une énorme libération d'énergie. Les mécanismes exacts et autres sont expliqués ici : http://en.wikipedia.org/wiki/Type_II_supernova

Je dois dire que je suis aussi perdu. Bien que je comprenne que vous devez introduire de l'énergie pour fusionner le fer en quelque chose de plus lourd, la fusion d'éléments plus légers pour obtenir du fer produit toujours de l'énergie, donc je ne comprends pas l'énoncé "pas de gain net".

La seule chose à laquelle je puisse penser, c'est qu'aux conditions (température/densité) requises pour produire du fer/nickel, d'autres réactions sont également possibles, et elles consomment l'énergie produite avec le fer - est-ce le cas ?

Comment cela se traduit-il par "pas de gain net" ? Le gain net est produit moins consommé. Tant que l'énergie est produite et non consommée par d'autres processus, il y a un gain net, n'est-ce pas ?

Je suppose qu'il me manque quelque chose de simple, mais je ne vois pas comment la production d'énergie (en baisse, mais toujours existante) se traduit par "aucun gain net".

Comment cela se traduit-il par "pas de gain net" ? Le gain net est produit moins consommé. Tant que l'énergie est produite et non consommée par d'autres processus, il y a un gain net, n'est-ce pas ?

Je suppose qu'il me manque quelque chose de simple, mais je ne vois pas comment la production d'énergie (en baisse, mais toujours existante) se traduit par "aucun gain net".

Turbo a raison. C'est un très mauvais choix de mot.

Il est normal de trouver du fer dans les étoiles. La masse du soleil est d'environ 0,1% de fer
http://en.wikipedia.org/wiki/Abundance_of_the_chemical_elements
et il ne fait aucun mal au soleil.

Regardez le tableau des abondances en masse des éléments chimiques dans le système solaire. À peu près la même que celle du soleil, puisque le soleil représente la majeure partie de la masse du système solaire.
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Pour aller droit au début, pourquoi ne pas répondre directement à la question
Le fer est-il un poison pour une star ? NON.

Si vous mangiez 1/10 de pour cent de votre poids corporel d'un poison typique, vous mourriez.
Pour un poids corporel assez normal qui pourrait être 1/6 de livre. Imaginez manger 1/6 de livre de quelque chose de toxique !

Le fer n'est pas nocif pour les étoiles de la même manière que les poisons le sont. Le point du fer est qu'il n'a aucune VALEUR ALIMENTAIRE. Dans le cas d'étoiles très massives, ne pas avoir de combustible dans son noyau dont elle puisse tirer de l'énergie est fatal car l'étoile a besoin d'un apport constant de chaleur pour éviter un effondrement violent.

L'hydrogène est le meilleur combustible de fusion --- le plus facile à obtenir de l'énergie. Des éléments plus lourds, comme l'hélium, le carbone, l'oxygène, le silicium. fonctionneront mais sont de plus en plus difficiles à fusionner. Il faut une étoile plus massive, avec plus de pression au cœur, pour en extraire de l'énergie. Et il est impossible d'obtenir de l'énergie du fer (en le fusionnant avec quelque chose de plus élevé), quelle que soit la masse de l'étoile.

La distance à laquelle une étoile peut fusionner dépend de sa masse. Une petite étoile peut seulement être capable de fusionner H à He, puis, lorsque son noyau se remplit d'hélium, elle cesse de fusionner et se refroidit progressivement. Les petites étoiles ne s'effondrent pas lorsqu'elles refroidissent. Ils se refroidissent tranquillement. Ils finissent par rétrécir un peu. Mais rien de violent ou de dramatique ne se produit.

Une étoile un peu plus lourde pourrait atteindre le carbone et l'oxygène, subir quelques changements, finir par arrêter de fusionner, puis elle aussi se refroidirait progressivement.

Les étoiles les plus lourdes sont capables de fusionner jusqu'au fer, puis la fusion s'arrête nécessairement pour elles aussi. Dans le cas d'une étoile très lourde, cela peut conduire à une explosion de supernova car l'étoile est si massive qu'elle DOIT constamment produire de l'énergie dans son noyau juste pour s'empêcher de s'effondrer.

Je n'aime pas considérer le fer comme un poison. Cela ressemble plus à quelque chose sans valeur alimentaire, comme de la paille ou du foin haché, du fourrage grossier, du SON de cellulose, comme de la masse que votre corps ne peut pas digérer et obtenir de l'énergie.
Ce serait mauvais pour toi si tu n'avais que ça à manger, parce que tu mourrais de faim.


Le fer fusionne-t-il dans les étoiles avant qu'elles ne deviennent supernova ? - Astronomie

Pourquoi la fusion attendra-t-elle que l'hydrogène disparaisse avant de commencer à fusionner des atomes plus lourds ? Pourquoi les fusions endothermiques attendront-elles que le fer soit partout ?

Pour la fusion de n'importe quel élément, vous devez avoir une température suffisamment élevée. This high temperature comes along with sufficiently high density and pressure. Inside a star, only the core (innermost 10% or so of the star) has sufficient density and pressure to start fusing Hydrogen.

When stars switch from fusing one element to another they have a sort of a hiccup. I'll explain. As a star burns the hydrogen in its core, the Helium produced in the reaction sinks to the center because it is heavier. Over time you have a successfully larger Helium core with a hydrogen shell. Hydrogen burning is not energetic enough to start off the Helium burning on its own. Instead what happens is that once all the burnable Hydrogen (only the hydrogen within the innermost 10% or so of the star) is used up fusion temporarily ceases, the core cools and contracts (the contraction is primarily due to the fact that when you convert H to He you have a fewer number of atoms left over thus decreasing the pressure), and the core begins to collapse in on itself. The collapse quickly increases the temperature, pressure, and density in the core. IF the star is massive enough to produce sufficient pressure, Helium will start burning. The heat released from the reaction re-expands the core and is sufficient to increase the temperature in the core to the point where helium burning can be sustained. However, only a certain portion of the Helium will be burnable (an even smaller region than that for the burnable hydrogen), and once that it burnt up, if the star is massive enough, the process will repeat itself with successively higher elements.

Due to the violence of each hiccup the star will lose some of its outer hydrogen envelope. We've actually seen stars surrounded by several expanding shells of gas which correspond to each hiccup.

As for iron, the fusion burning of lighter elements does not produce not nearly enough energy to start fusing iron in any appreciable quantities. For that you need a much more energetic event such as a supernova explosion. The difference between the energies involved in fusion and a supernova is several orders of magnitude.

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015.

A propos de l'auteur

Marko Krco

Marko a travaillé dans de nombreux domaines de l'astronomie et de la physique, notamment l'astronomie planétaire, l'astrophysique des hautes énergies, la théorie de l'information quantique et les simulations d'effondrement de supernova. Actuellement, il étudie les nébuleuses sombres qui forment les étoiles.


Supernova explosions

13.8 billion years ago caused primal matter to only form those two atoms, plus a tiny amount of lithium and a few other elements.

So, all stars consist of about that same proportion of hydrogen and helium. [I am ignoring how stars produce the other elements.]

Stars spend most their life in what is known the Main Sequence and understanding what happens during this period serves better to understand the other periods. So what happens.

1) Stars come from clouds, really big ones. Thousands of stars can emerge from a cloud that has gone through its phase of collapsing into thousands, sometimes hundreds of thousands, of regions.

2) Each collapse will have its own amount of mass that forms the central body.

3) If the mass formed exceeds about 1% that of the Sun's mass, the core density and temperature that has steadily gotten hotter and hotter during formation, will smoothly, IIRC, transition to fusing hydrogen. [Deuterium and lithium will likely fuse earlier but this is a story for protostars and pre-mainsequence stars, not main sequence stars that are in an equilibrium state.]

4) A very low mass star will take fuse hydrogen slowly. They are small and very dim. They use up their hydrogen and they're done.

Red dwarfs. Guaranteed to be a low mass star, some can be less than

1% the mass of the Sun. Being a lightweight, it will last for perhaps a trillion years. So none have expired naturally. [I guess that’s a pun. ]

5) More collapsed mass means the core will be more dense and it will have a higher temperature. Fusion will be far more productive. They are bigger and brighter.

As these more massive protostars form, their centers get hotter and hotter, much more so than the little red dwarfs. Eventually, the core conditions, as always, collapse to the point they will allow a smooth transition to hydrogen fusion.

But stars, like our Sun, have enough mass that as the hydrogen fuses to helium, the core itself will contract. Eventually, this shrinkage will have higher and higher temperatures and other conditions that will reach a point that helium fusion takes place.

But, surrounding this helium burning core is what? Hydrogen, right? So circumstances cab be that the inner core is fusing helium while the outer core is fusing hydrogen. I think that's true, eventually, for Sun-mass stars. [I know its true for the more massive ones.]

6) The really massive stars also go through this same process, but their greater mass causes a much faster rate of fusion. This makes them bigger and brighter.

These massive stars will slip off the Main Sequence, far sooner than the less massive stars, as they have layers of fusion, the top layer being hydrogen. They will continue to shrink as they consume their fuel until the point where the next element to burn is iron. When you fuse iron it absorbs energy. So if the star is massive enough to reach this point, the core will collapse as it fuses more and more iron, absorbing more and more energy, cooling the core, which triggers a super fast collapse. This triggers a supernova (Type II).


Ask Ethan: Can Normal Stars Make Elements Heavier (And Less Stable) Than Iron?

The cluster Terzan 5 has many older, lower-mass stars present within (faint, and in red), but also . [+] hotter, younger, higher-mass stars, some of which will generate iron and even heavier elements.

There are some 90+ elements of the periodic table that occur naturally in the Universe, but of them all, iron is the most stable. If you fuse lighter elements together to get closer to iron, you gain energy the same is true if you split heavier elements apart. Iron represents the most stable configuration of protons and neutrons, combined, of any atomic nucleus yet discovered. At only element 26, however, it represents the end-of-the-line for most fusion reactions in even the most massive stars. Or does it? That's what James Beall wants to know:

Iron has been called stuff like solar fusion ash that collects inside stars, as the last of the elements that fuse w/o consuming more energy than the fusion creates. I have read about the r-process and others that lead to heavier elements in novas and supernovas. My Q is if any elements heavier than iron fuse anyway in normal stars, even if it does consume more energy then it generates.

The answer, as you might expect, is a little complicated: you do make heavier elements than iron in normal stars, but only a very small amount comes from fusion.

A young star cluster in a star forming region, consisting of stars of a huge variety of masses. Some . [+] of them will someday undergo silicon-burning, producing iron and many other elements in the process.

All stars begin by fusing hydrogen into helium, from the tiny red dwarfs as little as 8% the mass of our Sun, up to the largest, most massive stars in the Universe that weigh in at hundreds of times the mass of our own. For about 75% of these stars, helium is the end of the line, but the more massive ones (like our Sun) will develop a red giant phase, where they fuse helium into carbon. But a very tiny percentage of stars — just over 0.1% — are among the most massive of all, and can initiate carbon fusion and beyond. These are the stars destined for supernovae, as they fuse carbon into oxygen, oxygen into silicon and sulphur, and then enter the final burning phase (silicon-burning) before going supernova.

The anatomy of a very massive star throughout its life, culminating in a Type II Supernova when the . [+] core runs out of nuclear fuel. The final stage of fusion is silicon-burning, producing iron and iron-like elements in the core for only a brief while before a supernova ensues.

That's the normal life-cycle of the most massive stars in the Universe, but "silicon-burning" doesn't work by smashing two silicon nuclei together to build something heavier. Instead, it's just a chain reaction of the addition of helium nuclei to a silicon nucleus, occurring at temperatures in excess of 3,000,000,000 K, or more than 200 times the temperature at the center of the Sun. The chain reaction proceeds as follows:

  • silicon-28 plus helium-4 yields sulphur-32,
  • sulphur-32 plus helium-4 yields argon-36,
  • argon-36 plus helium-4 yields calcium-40,
  • calcium-40 plus helium-4 yields titanium-44,
  • titanium-44 plus helium-4 yields chromium-48,
  • chromium-48 plus helium-4 yields iron-52,
  • iron-52 plus helium-4 yields nickel-56, and
  • nickel-56 plus helium-4 yields zinc-60.

You'll notice there's no iron-56 produced, and there are two reasons why.

Iron and the iron-like elements (highlighted here) surrounding it are primarily produced in the . [+] final moments of an ultra-massive star's life, shortly before it goes supernova, in the processes that ensue during the silicon-burning stage.

Michael Dayah / https://ptable.com/

One is that, if we look at this portion of the periodic table, we can see that there are too few neutrons for the number of protons in these nuclei. Iron-52, for instance, is unstable it emits a positron and decays to manganese-52, moving down the periodic table. (The manganese then emits another positron and decays to chromium-52, which is stable.) The nickel-56 is also unstable, decaying to cobalt-56, which then decays to iron-56, and is how we arrive at the periodic table's most stable element. And zinc-60 decays first to copper-60, which then decays again to nickel-60. All of these end products are stable, so yes, these stars — even before going supernova — can produce cobalt, nickel, copper, and zinc, all of which are heavier than iron.

Iron-56 may be the most tightly-bound nucleus, with the greatest amount of binding energy per . [+] nucleon. However, slightly lighter and heavier elements are almost exactly as stable and tightly bound, with only minuscule differences.

If this isn't energetically favorable, though, how is this possible? I want you to look at the chart above, which details the binding energy per nucleon in each of the atomic nuclei. I want you to notice how flat the chart is near iron-56 many elements on either side have almost the exact same binding energy per nucleon. Now look all the way over on the left side to helium-4. What do you notice?

Helium-4 is not as tightly bound as any of the nuclei around iron-56. So even though, for example, zinc-60 might have less binding energy per nucleon than nickel-56, it still has more binding energy per nucleon than nickel-56 combined with helium-4. Overall, the net reaction is positive. What we wind up with, therefore, in the last moments before a supernova, is a mix of elements all the way up to zinc: a full four elements heavier than iron.

Artists illustration (left) of the interior of a massive star in the final stages, pre-supernova, of . [+] silicon-burning. A Chandra image (right) of the Cassiopeia A supernova remnant today shows elements like Iron (in blue), sulphur (green), and magnesium (red).

NASA/CXC/M.Weiss X-ray: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming

You might wonder about even heavier elements, then. Would it be possible to, say, add another helium-4 nucleus to zinc-60, producing germanium-64? In trace amounts, probably, but not in any significant quantities. The simple reason? In part, it's that the energy difference is now almost exactly zero between the two states. But more significantly, you run out of time. For an extremely massive star, the lifetime of the various stages are approximately:

  • Hydrogen fusion: millions of years
  • Helium fusion: hundreds of thousands of years
  • Carbon fusion: hundreds to one thousand of years
  • Oxygen fusion: months to one year
  • Silicon fusion: hours to one-or-two days.

In other words, that final stage — the one that produces iron and the iron-like elements — doesn't last long enough to go beyond that.

The spiral structure around the old, giant star R Sculptoris is due to winds blowing off outer . [+] layers of the star as it undergoes its AGB phase, where copious amounts of neutrons (from carbon-13 + helium-4 fusion) are produced and captured.

ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/M. Maercker et al.

But if you're willing to consider what takes place inside a massive star that already has iron and iron-like elements, you can build your way all the way up to lead and bismuth. You see, once you've had supernovae in the Universe, you have significant amounts of iron, cobalt, nickel, etc., and these heavy elements wind up in new generations of stars that form. In stars that are between 60-1000% as massive than the Sun (but not usually massive enough for supernovae), you can fuse carbon-13 with helium-4, you can produce oxygen-16 and a free neutron, while stars that will go supernova will fuse neon-22 with helium-4, producing magnesium-25 and a free neutron. Both of these processes can build up heavier and heavier elements, reaching all the way up to lead, bismuth, and even (temporarily) polonium.

Chart representing the final part of the s-process. Red horizontal lines with a circle in their . [+] right ends represent neutron captures blue arrows pointing up-left represent beta decays green arrow pointing down-left represents an alpha decay cyan arrows pointing down-right represent electron captures.

R8R Gtrs / Wikimedia Commons

Perhaps ironically, it's the higher-mass stars that produce large amounts of the lighter elements (up to rubidium and strontium or so: elements 37 and 38), while the lower-mass (non-supernova) stars will take you the rest of the way up to lead and bismuth. It isn't technically a fusion reaction it's neutron capture, but it's how you build up the heavier and heavier elements. The biggest reason why the lower-mass stars can get you to such great heights, metaphorically?

Periodic table showing origin of elements in the Solar System, based on data by Jennifer Johnson at . [+] Ohio State University.

Cmglee at Wikimedia Commons

The lower-mass stars remain in this neutron-producing state for tens or even hundreds of thousands of years, while the stars destined for supernovae produce neutrons for only hundreds of years, or even fewer. The energy concerns are a really big deal when it comes to fusion even at temperatures of billions of degrees, reactions still proceed in the direction that's more energetically favorable. But precious time is the biggest constraint for building up heavier and heavier elements. Incredibly, with the right combination of neutron capture and nuclear fusion, about half of all the elements beyond iron are produced inside stars, without supernovae or merging neutron stars at all.


Does any iron fuse in stars before they go supernova? - Astronomie

Posted on 05/14/2021 9:31:37 AM PDT by Red Badger

L2 Puppis, a red giant star like SPLUS J2104-0049. (ESO/Digitized Sky Survey 2)

A red giant star 16,000 light-years away appears to be a bona fide member of just the second generation of stars in the Universe.

According to an analysis of its chemical abundances, it seems to contain elements produced in the life and death of just a single first-generation star. Therefore, with its help, we might even find the first generation of stars ever born - none of which have yet been discovered.

Additionally, the researchers performed their analysis using photometry, a technique that measures the intensity of light, thus offering a new way to find such ancient objects.

"We report the discovery of SPLUS J210428.01−004934.2 (hereafter SPLUS J2104−0049), an ultra-metal-poor star selected from its narrow-band S-PLUS photometry and confirmed by medium- and high-resolution spectroscopy," the researchers wrote in their paper.

"These proof-of-concept observations are part of an ongoing effort to spectroscopically confirm low-metallicity candidates identified from narrow-band photometry."

Although we feel like we have a pretty good grasp of how the Universe grew from the Big Bang to the star-studded glory we know and love today, the first stars to turn on their blinking lights in the primordial darkness, known as Population III stars, remain something of a mystery.

Current day star-formation processes give us some clues about how these early stars came together, but until we find them, we're basing our understanding on incomplete information.

One trail of breadcrumbs are the Population II stars - the next few generations following Population III. Of those, the generation immediately succeeding Population III are perhaps the most exciting, since they are the closest in composition to Population III.

We can identify them by their extremely low abundance of elements like carbon, iron, oxygen, magnesium and lithium, detected by analysing the spectrum of light emitted by the star, which contains the chemical fingerprints of the elements therein.

That's because, before stars came into existence, there were no heavy elements - the Universe was a sort of cloudy soup of mostly hydrogen and helium. When the first stars formed, this is what they ought to have been made of, too - it's via the process of thermonuclear fusion in their cores that the heavier elements were formed.

First, hydrogen is fused into helium, then helium into carbon, and so forth all the way down to iron, depending on the mass of the star (the smallest ones don't have enough energy to fuse helium into carbon, and end their lives when they reach that point). Even the most massive stars don't have enough energy to fuse iron when their core is entirely iron, they go supernova.

These colossal cosmic explosions spew all that fused material out into nearby space in addition, the explosions are so energetic, they generate a series of nuclear reactions that forge even heavier elements, such as gold, silver, thorium and uranium. Baby stars then forming from clouds that contain these materials have higher metallicity than the stars that came before.

Today's stars - Population I - have the highest metallicity. (By-the-by, this does mean that eventually no new stars will be able to form, since the Universe's hydrogen supply is finite - good times.) And stars that were born when the Universe was very young have very low metallicity, with the earliest stars known as ultra-metal-poor stars or UMP stars.

These UMPs are considered bona fide Population II stars, enriched by material from just a single Population III supernova.

Using a photometric survey called S-PLUS, a team of astronomers led by the National Science Foundation's NOIRLab identified SPLUS J210428-004934, and although it doesn't have the lowest metallicity we've detected yet (that honor belongs to SMSS J0313-6708), it has an average metallicity for a UMP star.

It also has the lowest carbon abundance astronomers have ever seen in an ultra-metal-poor star. This could give us an important new constraint on the progenitor star and stellar evolution models for very low metallicities, the researchers said.

To figure out how the star could have formed, they performed theoretical modeling. They found the chemical abundances observed in SPLUS J210428-004934, including the low carbon and the more normal UMP star abundances of other elements, could best be reproduced by a high-energy supernova of a single Population III star 29.5 times the mass of the Sun.

However, the closest fits from the modeling still were unable to produce enough silicon to exactly replicate SPLUS J210428-004934. They recommended looking for more ancient stars with similar chemical properties to try to resolve this strange discrepancy.

"Additional UMP stars identified from S-PLUS photometry will greatly improve our understanding of Pop III stars and enable the possibility of finding a metal-free low-mass star still living in our Galaxy today," the researchers wrote.

Their paper has been published in The Astrophysical Journal Letters.

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