Ξεκλείδωμα Αστρικής Πυρηνοσύνθεσης:Πώς Σφυρηλατούνται τα Βαρέα Στοιχεία

Οι πρόδρομοι βαρέων στοιχείων μπορεί να προκύψουν στις υποκοιλίες πλάσματος διογκωμένων άστρων ή σε αστρικά πτώματα που σιγοκαίουν. Σίγουρα υπάρχουν στο East Lansing του Michigan.

Πειράματα στο Μίσιγκαν αποκαλύπτουν πώς παράγονται στοιχεία βαρύτερα από τον σίδηρο.

Mark Belan/Quanta Magazine

Εισαγωγή

Το Facility for Rare Isotope Beams (FRIB) μπορεί να μην λάμπει όπως ο νυχτερινός ουρανός, όπως είναι βυθισμένο μεταξύ του τμήματος χημείας του Michigan State University και του κέντρου τεχνών του θεάματος. Στο εσωτερικό, ωστόσο, το εργαστήριο βρίθει από ουσίες που κατά τα άλλα βρίσκονται μόνο στα αστέρια.

Εδώ, οι ατομικοί πυρήνες επιταχύνονται στο μισό της ταχύτητας του φωτός, συντρίβονται σε έναν στόχο και θρυμματίζονται σε στριφώματα. Οι συγκρούσεις δημιουργούν μερικά από τα ίδια σπάνια, ασταθή ισότοπα που προκύπτουν μέσα στα αστέρια και τα οποία, μέσω μιας σειράς περαιτέρω αντιδράσεων, καταλήγουν ως βαριά στοιχεία.

Οι επιστήμονες του FRIB δημιούργησαν ξανά τη συνταγή.

«Στους ανθρώπους αρέσει να κάνουν τεστ DNA για να δουν από πού προέρχονται οι πρόγονοί τους», είπε η Άρτεμις Σπύρου, πυρηνικός αστροφυσικός στο FRIB. "Το ίδιο κάνουμε με τον πλανήτη και το ηλιακό μας σύστημα."

Οι επιστήμονες έχουν μια σταθερή κατανόηση του τρόπου με τον οποίο τα αστέρια σφυρηλατούν τα στοιχεία στον περιοδικό πίνακα μέχρι τον σίδηρο. Αλλά οι διαδικασίες που δημιουργούν βαρύτερα στοιχεία - ψευδάργυρο, μόλυβδο, βάριο, χρυσό και τα υπόλοιπα - είναι πιο άπιαστες.

Τώρα, έχουν προκύψει απτά αποτελέσματα σε ένα πεδίο γεμάτο με αξιώματα και τεκμήρια. Το εργαστήριο FRIB επί του παρόντος αναπαράγει μία από τις τρεις κύριες διαδικασίες με τις οποίες πιστεύεται ότι σχηματίζονται βαριά στοιχεία και βρίσκεται εκεί όπου αυτή η «ενδιάμεση διαδικασία σύλληψης νετρονίων» ή i- διαδικασία, εμφανίζεται.

Το εργαστήριο σχεδιάζει επίσης να δημιουργήσει εκ νέου μία από τις άλλες δύο διαδικασίες επίσης, αυτή που παράγει "στοιχεία κοσμηματοπωλείου", όπως πλατίνα και χρυσό.

"Αυτό είναι ένα μεγάλο, μεγάλο άλμα προς τα εμπρός στην κατανόηση του τρόπου με τον οποίο σχηματίζονται τα ισότοπα. Στη συνέχεια, μπορούμε να πάμε πίσω και να βρούμε τις αστροφυσικές τοποθεσίες με τις κατάλληλες συνθήκες", δήλωσε ο John Cowan, ο οποίος πρώτος διατύπωσε τη θεωρία για το i- διαδικασία ως μεταπτυχιακός φοιτητής στη δεκαετία του 1970. "Η FRIB κάνει κάποια πρωτοποριακή δουλειά."

Δόμηση των στοιχείων

Πριν από περίπου 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια, το νεογέννητο σύμπαν ήταν μια καυτή σούπα στοιχειωδών σωματιδίων, που σφυρηλατήθηκαν πρόσφατα στη Μεγάλη Έκρηξη. Καθώς το σύμπαν ψύχθηκε και επεκτεινόταν, αυτές οι κηλίδες συνδυάστηκαν για να σχηματίσουν υποατομικά σωματίδια όπως πρωτόνια και νετρόνια, τα οποία συνδυάστηκαν για να σχηματίσουν υδρογόνο, ήλιο και λίθιο - τα πρώτα και ελαφρύτερα στοιχεία - κατά τη διάρκεια των πρώτων τριών λεπτών του σύμπαντος. Θα χρειαστούν άλλα δύο εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια για να συγκεντρωθούν αυτά τα στοιχεία σε μεγαλύτερα σώματα και αστέρια γέννησης.

Η Άρτεμις Σπύρου, φυσικός στο Facility for Rare Isotope Beams (FRIB) και στο Michigan State University, ποζάρει με τον ανιχνευτή Summing Nal (SuN) στο FRIB, έναν ανιχνευτή ακτίνων γάμμα που χρησιμοποιείται για τη μέτρηση των ισοτόπων σε διάσπαση.

Ευγενική προσφορά του Facility for Rare Isotope Beams

Μόλις τα αστέρια φώτισαν το σύμπαν, το σύμπαν έγινε χημικά πλουσιότερο. Στον καυτό, πυκνό πυρήνα ενός άστρου, ατομικοί πυρήνες συγκρούονται μεταξύ τους με τεράστια δύναμη, συντήκοντας για να σχηματίσουν νέα στοιχεία. Όταν οι πυρήνες υδρογόνου (που έχουν ένα πρωτόνιο ο καθένας) συντήκονται, σχηματίζουν ήλιο. τρία από αυτά συντήκονται σε άνθρακα, και ούτω καθεξής. Αυτή η πυρηνική σύντηξη απελευθερώνει σωρούς ενέργειας που πιέζει προς τα έξω, εμποδίζοντας το αστέρι να καταρρεύσει υπό την πίεση της δικής του βαρύτητας. Καθώς ένα τεράστιο αστέρι γερνάει, συγχωνεύει όλο και πιο βαριά στοιχεία, ανεβαίνοντας στον περιοδικό πίνακα. Δηλαδή μέχρι να σιδερώσει.

Σε αυτό το σημείο, η περαιτέρω σύντηξη δεν απελευθερώνει ενέργεια. το απορροφά. Χωρίς νέα ενέργεια από τη σύντηξη, ο θάνατος του αστεριού είναι επικείμενος. Ο πυρήνας του συστέλλεται προς τα μέσα και ένα ωστικό κύμα εκτοξεύει όλα τα άλλα προς τα έξω — δημιουργώντας μια σουπερνόβα.

Για οτιδήποτε έχει περάσει από σίδηρο στον περιοδικό πίνακα, χρειάζεται μια διαφορετική ιστορία προέλευσης.

Στη δεκαετία του 1950, οι φυσικοί κατέληξαν σε ένα:«σύλληψη νετρονίων». Σε αυτή τη διαδικασία, οι πυρήνες συλλέγουν ουδέτερα, ελεύθερα επιπλέοντα υποατομικά σωματίδια που ονομάζονται νετρόνια. Καθώς αυτά σκοτώνονται, ο πυρήνας γίνεται μια ασταθής εκδοχή του εαυτού του - ένα ραδιενεργό ισότοπο. Η ισορροπία αποκαθίσταται όταν τα πλεονάζοντα νετρόνια του μετατρέπονται σε θετικά φορτισμένα πρωτόνια σε μια διαδικασία που ονομάζεται βήτα διάσπαση. Η απόκτηση ενός πρωτονίου μετατρέπει τον πυρήνα στο επόμενο στοιχείο του περιοδικού πίνακα.

Mark Belan/Quanta Magazine

Για να φτάσει στην τελική του μορφή, ένας ατομικός πυρήνας συνήθως κινείται μέσα από μια σειρά διαφορετικών ραδιενεργών ισοτόπων, συλλέγοντας όλο και περισσότερα νετρόνια όσο πάει.

Στην αρχή, οι επιστήμονες πίστευαν ότι υπήρχαν μόνο δύο μονοπάτια για να ταξιδέψουν τα άτομα προκειμένου να μεγαλώσουν. Το ένα είναι αργό και το άλλο γρήγορο, γι' αυτό ονομάζονται s- διαδικασία και το r- διαδικασία.

Στο s- διαδικασία, ένας ατομικός πυρήνας ξοδεύει χιλιάδες χρόνια σποραδικά συλλαμβάνοντας νετρόνια και διασπάται πριν φτάσει στον τελικό, σταθερό προορισμό του. Θεωρείται ότι εμφανίζεται σε εξαιρετικά φωτεινά, διογκωμένα αστέρια που ονομάζονται κόκκινοι γίγαντες, ιδιαίτερα κατά τη διάρκεια μιας φάσης που είναι γνωστά ως ασυμπτωτικά γιγάντια διακλαδισμένα αστέρια. (Κάποια μέρα το δικό μας αστέρι θα πρέπει να μετατραπεί σε έναν τέτοιο κόκκινο γίγαντα.) Καθώς ο γίγαντας πλησιάζει στο χείλος του θανάτου, τα εσωτερικά του στρώματα αναμειγνύονται για να δημιουργήσουν ακριβώς το κατάλληλο περιβάλλον πλούσιο σε νετρόνια για το s- διαδικασία για να ξεδιπλωθεί.

Εν τω μεταξύ, το r- η διαδικασία διαρκεί μόνο δευτερόλεπτα. Απαιτεί ένα περιβάλλον με πολύ πυκνότερο πληθυσμό νετρονίων, όπως ένα αστέρι νετρονίων — τον εξαιρετικά πυκνό, γεμάτο νετρόνια πυρήνα ενός νεκρού άστρου. Το r- Η διαδικασία πιθανώς συμβαίνει όταν δύο αστέρια νετρονίων συγκρούονται.

Το U Camelopardalis είναι ένα ασυμπτωτικό γιγάντιο κλαδικό αστέρι, το είδος του κόκκινου γίγαντα που φιλοξενεί τη διαδικασία s. Κάθε δύο χιλιάδες χρόνια, το κέλυφος ηλίου που περιβάλλει τον πυρήνα του άστρου αρχίζει να καίγεται, περικλείοντας το αστέρι σε μια φυσαλίδα αερίου, όπως φαίνεται σε αυτή την εικόνα από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble. Αυτές οι λάμψεις ηλίου είναι υποψήφια ρύθμιση του i-process.

ESA/Hubble, NASA και H. Olofsson (Onsala Space Observatory)

Το s- διαδικασία και r- διαδικασία σφυρηλατεί πολλά από τα ίδια τελικά στοιχεία, αλλά σε διαφορετικές αναλογίες. Το πρώτο θα δημιουργήσει περισσότερο βάριο, για παράδειγμα, ενώ το δεύτερο δημιουργεί πολύ ευρώπιο. Αυτά τα στοιχεία πετούν έξω στο διαστρικό μέσο όταν το αστέρι πεθαίνει και ενσωματώνονται σε μια νέα γενιά αστεριών. Οι αστρονόμοι μπορούν να παρατηρήσουν τα νέα αστέρια και, από τα στοιχεία που βρίσκουν σε αυτά, να συμπεράνουν ποιες διαδικασίες παρήγαγαν τις πρώτες ύλες τους.

Για δεκαετίες, η επιστημονική συναίνεση ήταν ότι οι αργές και γρήγορες διαδικασίες ήταν οι μόνοι τρόποι παραγωγής βαρέων στοιχείων. Τελικά, όμως, οι επιστήμονες άρχισαν να σκέφτονται μια μέση οδό.

Μια ενδιάμεση διαδικασία

Ο Cowan ονειρεύτηκε μια ενδιάμεση διαδικασία σύλληψης νετρονίων κατά τη διάρκεια της μεταπτυχιακής του εργασίας στο Πανεπιστήμιο του Maryland τη δεκαετία του 1970. Ενώ μελετούσε τα αστέρια κόκκινου γίγαντα για τη διατριβή του, πρότεινε πιθανές οδούς πυρηνικής αντίδρασης και πυκνότητες νετρονίων που δεν ταίριαζαν στο s- ή r- διαδικασία. «Αλλά ήταν απλώς μια ιδέα τότε», είπε.

Στη συνέχεια, στις αρχές της δεκαετίας του 2000, εμφανίστηκαν ρωγμές στα s -έναντι-r διχοτομία. Συνήθως, τα αστέρια προσφέρουν υποδείξεις ότι είτε η αργή είτε η γρήγορη διαδικασία συνέβη κάποια στιγμή πριν από τη γέννησή τους, ανάλογα με το ποια βαριά στοιχεία είναι πιο άφθονα σε αυτά. Οι αστρονόμοι τείνουν να βρίσκουν σαφείς υπογραφές της μίας ή της άλλης διαδικασίας σε αστέρια «ενισχυμένα σε άνθρακα, φτωχά σε μέταλλα», αρχαία αστέρια που έχουν μόλις το ένα χιλιοστό του σιδήρου του ήλιου μας αλλά περισσότερο άνθρακα από το συνηθισμένο σε σχέση με τον σίδηρο. Αλλά όταν μελέτησαν μερικά από αυτά τα αστέρια στα περίχωρα του Γαλαξία, είδαν αφθονία στοιχείων που δεν ταίριαζαν με τα δακτυλικά αποτυπώματα καμίας διαδικασίας.

«Άφησε τους ανθρώπους να ξύνουν τα κεφάλια τους», είπε ο Falk Herwig, ένας θεωρητικός αστροφυσικός στο Πανεπιστήμιο της Βικτώριας.

Mark Belan/Quanta Magazine

Η Herwig άρχισε να σκέφτεται νέα σενάρια. Ένας υποψήφιος ήταν ένας «ξαναγεννημένος» κόκκινος γίγαντας σταρ. Σε σπάνιες περιπτώσεις, το καμένο πτώμα ενός κόκκινου γίγαντα, που ονομάζεται λευκός νάνος, μπορεί να αναφλεγεί ξανά όταν το κέλυφος ηλίου που περιβάλλει τον πυρήνα του αρχίσει να συγχωνεύεται ξανά. Η καύση ηλίου σε άλλους, μη αναστημένους κόκκινους γίγαντες μπορεί να ταιριάζει επίσης, εφόσον τα αστέρια είναι φτωχά σε μέταλλα.

Μια άλλη πιθανότητα:Ένας λευκός νάνος αφαιρεί υλικό από ένα αστέρι συντροφιάς. Εάν συσσωρεύσει αρκετή μάζα με αυτόν τον τρόπο, μπορεί να αρχίσει να συγχωνεύει ήλιο. Η λάμψη της ενέργειας είναι τόσο ισχυρή που μπορεί να κάνει τον λευκό νάνο να εκτοξεύσει τα εξωτερικά του στρώματα, εκτοξεύοντας νέα στοιχεία στην πορεία, σκέφτηκε ο Herwig.

Όταν παρουσίασε την ιδέα του σε ένα συνέδριο το 2012, ο Cowan ήταν στο κοινό. «Ήρθε κοντά μου και μου είπε:«Είχα αυτό το χαρτί τη δεκαετία του 1970 για το i- διαδικασία. Περιέγραφε κάτι τέτοιο», είπε ο Herwig.

Τα επόμενα πέντε χρόνια, στοιχεία για αστέρια με i- συσσωρεύονται υπογραφές διαδικασίας. Ωστόσο, θεωρητικοί όπως ο Herwig δεν μπορούσαν να πουν πού συμβαίνει η ενδιάμεση διαδικασία ή την ακριβή σειρά των βημάτων με τα οποία προχωρά.

Για να κατανοήσετε πλήρως το i- διαδικασία, έπρεπε να γνωρίζουν τις αναλογίες των διαφορετικών στοιχείων που δημιουργεί. Αυτές οι αποδόσεις εξαρτώνται από το πόσο εύκολα τα σχετικά ισότοπα μπορούν να συλλάβουν νετρόνια. Και για να εντοπίσουν τους ρυθμούς σύλληψης νετρονίων, οι επιστήμονες χρειάστηκε να μελετήσουν τα ισότοπα σε δράση σε εργαστήρια όπως το FRIB. (Έχουν πραγματοποιηθεί επίσης πειράματα στο Εθνικό Εργαστήριο Argonne στο Ιλινόις και σε άλλες εγκαταστάσεις.)

Το Supernova 1987A (κέντρο), το πιο κοντινό σουπερνόβα που παρατηρήθηκε εδώ και 400 χρόνια, προέκυψε από την κατάρρευση του πυρήνα ενός τεράστιου άστρου. Η έκρηξη εκτόξευσε τα εξωτερικά στρώματα του άστρου, ραντίζοντας τον περιβάλλοντα χώρο με στοιχεία. Μελέτες αυτού του σουπερνόβα επιβεβαίωσαν τις θεωρίες για τη σύνθεση στοιχείων μέχρι το σίδηρο.

NASA, ESA, Robert Kirshner (CfA, Moore Foundation), Max Mutchler (STScI), Roberto Avila (STScI)

Ο Herwig συζήτησε τα μυστήρια του i -διαδικασία και τα πιθανά πειράματα με τον Σπύρου όταν επισκέφτηκε το εργαστήριο του Μίσιγκαν το 2017.

«Ήμουν κολλημένος», είπε ο Σπύρου. "Είπα, "Απλώς πες μου ποια ισότοπα έχουν σημασία."

Μια ραδιενεργή συνταγή

Θεωρητικοί όπως ο Herwig και πειραματιστές όπως ο Σπύρου βρίσκονται τώρα σε ένα πάρε-δώσε πολλών ετών, όπου οι θεωρητικοί αποφασίζουν ποιες αλληλουχίες ισοτόπων έχουν τη μεγαλύτερη σχέση στο i- το τελικό χημικό κοκτέιλ της διαδικασίας και στη συνέχεια οι πειραματιστές ενεργοποιούν τον επιταχυντή για να μελετήσουν αυτά τα ακατέργαστα συστατικά. Τα δεδομένα που προκύπτουν βοηθούν τους θεωρητικούς να δημιουργήσουν καλύτερα μοντέλα του i -διαδικασία και ο κύκλος ξεκινά ξανά.

Στο υπόγειο του FRIB βρίσκεται ένας επιταχυντής σωματιδίων μήκους περίπου ενάμιση γηπέδου ποδοσφαίρου, που αποτελείται από μια σειρά από 46 φασκόμηλο πράσινα υπερψυγμένα δοχεία διατεταγμένα σε σχήμα συνδετήρα.

Κάθε πείραμα ξεκινά με ένα συνηθισμένο, σταθερό στοιχείο - συνήθως ασβέστιο. Εκτοξεύεται μέσω του επιταχυντή σε έναν στόχο όπως το βηρύλλιο, όπου διασπάται σε ασταθή ισότοπα κατά τη διάρκεια μιας διαδικασίας που ονομάζεται κατακερματισμός. Δεν θα καταρρεύσει κάθε πυρήνας όπως ακριβώς θέλουν οι ερευνητές.

«Είναι σαν να είχατε ένα πορσελάνινο πιάτο με μια εικόνα μιας ιταλικής πόλης», είπε ο Hendrik Schatz, πυρηνικός αστροφυσικός στο FRIB. Αν θέλατε ένα κομμάτι με ένα μόνο σπίτι πάνω του, θα έπρεπε να σπάσετε πολλά πιάτα πριν αποκτήσετε τη σωστή εικόνα. "Σπάμε ένα τρισεκατομμύριο πλάκες ανά δευτερόλεπτο."

Από αριστερά:Αντώνιος Κόντος, Χέντρικ Σατς, Ζακ Μέιζελ και Φερνάντο Μόντες συγκεντρώνονται γύρω από τα όργανα στο FRIB που χρησιμοποιούνται για να αναπαραστήσουν τις ίδιες πυρηνικές αντιδράσεις που συμβαίνουν μέσα στα αστέρια.

Ευγενική προσφορά του Facility for Rare Isotope Beams

Τα θραύσματα ρέουν μέσω ενός δικτύου σωλήνων σε έναν διαχωριστή θραυσμάτων που τα ταξινομεί σε ισότοπα ενδιαφέροντος. Αυτά τελικά καταλήγουν στον Ήλιο, έναν κυλινδρικό ανιχνευτή πλάτους 16 ιντσών. Με τις μεταλλικές ακτίνες να εκτείνονται προς όλες τις κατευθύνσεις, "μοιάζει κάπως με τον ήλιο, κάτι που είναι διασκεδαστικό", είπε η Ellie Ronning, μεταπτυχιακή φοιτήτρια του MSU.

Μόλις εισέρχονται οι πυρήνες, αρχίζουν να αποσυντίθενται, να απορρίπτουν ηλεκτρόνια και να εκπέμπουν λάμψεις ακτίνων γάμμα που οι ερευνητές μπορούν να χρησιμοποιήσουν για να αποκωδικοποιήσουν τα βήματα του i- διαδικασία. "Κανείς δεν μπόρεσε να δει αυτές τις συγκεκριμένες διεργασίες στο παρελθόν", δήλωσε ο Sean Liddick, πυρηνικός χημικός FRIB.

Μετρώντας την παραγωγή ακτίνων γάμμα, οι ερευνητές συμπεραίνουν τον ρυθμό με τον οποίο τα σχετικά ισότοπα συλλαμβάνουν νετρόνια (πόσο εύκολα το βάριο-139 αποκτά ένα νετρόνιο και γίνεται βάριο-140, για να αναφέρουμε ένα σημαντικό παράδειγμα). Στη συνέχεια, οι θεωρητικοί εισάγουν αυτόν τον ρυθμό αντίδρασης σε μια προσομοίωση του i- διαδικασία, η οποία προβλέπει πόσο άφθονα θα είναι τα διαφορετικά βαριά στοιχεία στο τελικό χημικό μείγμα. Τέλος, μπορούν να συγκρίνουν αυτή την αναλογία με τα στοιχεία που παρατηρούνται σε διαφορετικά αστέρια.

Μέχρι στιγμής, τα αποτελέσματα φαίνεται να σχεδιάζουν έναν κύκλο ακριβώς εκεί που ήλπιζαν η Σπύρου και οι συνάδελφοί της:Η σχετική αφθονία λανθανίου, βαρίου και ευρωπίου ταιριάζουν με αυτό που φαινόταν σε αυτά τα ενισχυμένα σε άνθρακα, φτωχά σε μέταλλα αστέρια που τόσο μπερδέψανε τους αστροφυσικούς στις αρχές της δεκαετίας του 2000. «Περάσαμε από αυτές τις τεράστιες αβεβαιότητες στο να δούμε το i- Η διαδικασία ταιριάζει ακριβώς εκεί που έχουμε τις παρατηρήσεις», είπε.

Το i- Η διαδικασία, ωστόσο, θα είχε λάβει χώρα στα ετοιμοθάνατα αστέρια που ήρθαν πριν από αυτά τα φτωχά σε μέταλλα και τους παρείχαν υλικό. Αυτήν τη στιγμή, τα δεδομένα είναι συμβατά τόσο με λευκούς νάνους όσο και με κόκκινους γίγαντες ως ρύθμιση του i -διαδικασία. Για να δει ποιος υποψήφιος θα επικρατήσει, αν όχι και οι δύο, ο Σπύρου θα πρέπει να μελετήσει τους ρυθμούς σύλληψης νετρονίων περισσότερων ισοτόπων. Εν τω μεταξύ, για να γίνει διάκριση μεταξύ αυτών των υποψηφίων αστέρων, ο Herwig θα δημιουργήσει καλύτερα τρισδιάστατα μοντέλα του πλάσματος που κολυμπούν μέσα τους.

Θα πάμε για χρυσό

Για 60 χρόνια, οι αστρονόμοι θεωρούσαν ότι ο χρυσός, το ασήμι και η πλατίνα γεννιούνται κατά τη διάρκεια του r- διαδικασία, αλλά οι ακριβείς γενέτειρες αυτών των στοιχείων παραμένουν ένα από τα πιο μακροχρόνια ερωτήματα της αστροχημείας. Αυτό συμβαίνει επειδή "r- τα πειράματα διαδικασίας είναι βασικά ανύπαρκτα», είπε ο Cowan. Είναι δύσκολο να αναπαραχθούν οι συνθήκες μιας σύγκρουσης αστεριών νετρονίων στη Γη.

Μια παρατήρηση του 2017 βρήκε ίχνη χρυσού και άλλα r- στοιχεία επεξεργασίας στα συντρίμμια μιας σύγκρουσης αστεριών νετρονίων, δίνοντας ισχυρή υποστήριξη σε αυτήν την ιστορία προέλευσης. Αλλά μια δελεαστική ανακάλυψη που αναφέρθηκε τον περασμένο Απρίλιο συνδέει το r- διαδικασία σε μια κολοσσιαία έκλαμψη από ένα εξαιρετικά μαγνητικό αστέρι.

Αφού τακτοποιήσετε το i- διαδικασία, οι ερευνητές στο Μίσιγκαν σχεδιάζουν να εφαρμόσουν την ίδια τακτική στο r- διαδικασία. Τα ισότοπά του απομονώνονται ακόμη πιο δύσκολα. εάν κατακερματισμός κατά τη διάρκεια του i- η διαδικασία είναι σαν να τραβάτε μια φωτογραφία ενός σπιτιού από ένα θρυμματισμένο πιάτο και μετά το r- διαδικασία σημαίνει να διαλέξετε μόνο το παράθυρο. Ωστόσο, η Σπύρου είναι αισιόδοξη ότι η ομάδα της θα δοκιμάσει σύντομα τις πιο σπάνιες γεύσεις των ισοτόπων που απαιτούνται για τη συνταγή express, η οποία μαγειρεύει βαρείς πυρήνες σε δευτερόλεπτα. «Με το r- διαδικασία, είμαστε κοντά στην πρόσβαση στους πυρήνες που έχουν σημασία», είπε.

«Αλλά με το i- διαδικασία, μπορούμε να τους έχουμε πρόσβαση σήμερα», είπε. Η Σπύρου εκτιμά ότι το εργαστήριό της θα καρφώσει όλα τα σημαντικά i -Διαδικασία αντιδράσεων και ρυθμών εντός πέντε έως 10 ετών. «Πριν από δέκα χρόνια», πρόσθεσε, «δεν ήξερα καν το i- υπήρχε διαδικασία."

Αυτή η ιστορία υποστηρίχθηκε εν μέρει από το Συμβούλιο για την Προώθηση της Συγγραφής Επιστημών και το Ίδρυμα Brinson.

Επόμενο άρθρο

Ερευνητές αποκαλύπτουν κρυμμένα συστατικά πίσω από τη δημιουργικότητα της τεχνητής νοημοσύνης