Interdisciplinary study of the synthesis of the origin of the chemical elements and their role in the formation and structure of the Earth

Figure 5:
The abundance of elements in the solar neighborhood.
Red lines indicate peaks corresponding to s-process production,
slightly shifted from the r-process ones (blue).
Table 1:
Nucleosynthesis of a
20
M
star with the same initial composition of our Sun.
”Fuel”
Main Products
Secondary Products
Ignition Temperature (
10
9
K
)
Duration of stellar cycle (yr)
H
He
14
N
0.02
2
×
10
7
He
C, O
18
O,
22
N e
0.2
10
6
C
N e, M g
N a
0.8
10
3
N e
O, M g
Al, P
1.5
3
O
Si, S
Cl, Ar, K, Ca
2.0
0.8
Si
F e
T i, V , Cr, N i, M n, Co
3.5
<1 week
Revista Brasileira de Ensino de Física, vol. 42, e20200160, 2020
DOI: https://doi.org/10.1590/1806-9126-RBEF-2020-0160

---

Horvath et al.
e20200160-9
Figure 6:
The stellar lives and the return of synthesized elements
to the interstellar medium as a function of the mass. Note that
the ”small mass” stars are those that will end their lives in the
future, and have not contributed to enrich the ISM as yet.
5.3. Cosmic catastrophes (neutron star
mergers) and heavy elements
As stated in the previous section, there was a great deal
of discussion over decades among the researcher about
the origin of the heaviest elements (actinides). This is be-
cause to go beyond the
A
= 200
in mass requires extreme
conditions. Not even the most extreme known catastro-
phes were confirmed as the source of these ”third peak”
nuclei, even less the uranium and heavier ones. The
r
-
process remained a prime candidate for their production,
but neither the theory nor the observations were capable
of confirming this origin.
In 1989 a novel idea [23] about the origin of these
elements appeared: instead of building very heavy nuclei
from quite light ones, the idea was to suddenly
decom-
press
the matter inside a neutron star, forming ”droplets”
(ordinary nuclei). Neutron stars harbor matter above
the so-called
nuclear matter density
, well in excess of
10
14
g cm
−
3
. Therefore, a neutron star is for practical
purposes as a big, macroscopic nuclei with
A
∼
10
57
par-
ticles (that number corresponds to about the mass of the
Sun). This enormous density can be roughly visualized
by asserting that a basketball ball full of neutron star
matter would weight about 5 times the weight of all 7 bil-
lion living human beings. The central idea is that binary
neutron star systems will inspiral and merge from time
to time, and the ejected matter, naturally decompressed
by the expansion, would form ”droplets” (nuclei),repro-
cessed very quickly by rapid ambient neutron capture to
A >
200
. A rate of one collision in the galaxy per 300
000 yr or so was expected to occur.
More than 27 yrs after this suggestion, and with scat-
tered evidence that the merging of neutron stars was
actually related to gamma-ray transients observed from
the 70’s, the simultaneous detection of a transient called
GW170817 confirmed many of the initial expectations
and allowed for the first time a glimpse of the production