Produksjonen av elementer i supernovaeksplosjoner er noe vi tar for gitt i disse dager. Men nøyaktig hvor og når denne nukleosyntesen finner sted er fremdeles uklart - og forsøk på datamaskinmodell kjernekollapscenarier presser fremdeles dagens datakraft til sine grenser.
Stellar fusjon i hovedsekvensstjerner kan bygge noen elementer opp til og inkludert jern. Videre produksjon av tyngre elementer kan også finne sted ved at visse frøelementer fanger nøytroner for å danne isotoper. De fangede nøytroner kan da gjennomgå beta-forfall og etterlate seg ett eller flere protoner, noe som egentlig betyr at du har et nytt element med et høyere atomnummer (hvor atomnummeret er antall protoner i en kjernen).
Denne ‘sakte’ prosessen eller s-prosessen med å bygge tyngre elementer fra, for eksempel, jern (26 protoner) foregår oftest i røde kjemper (lage elementer som kobber med 29 protoner og til og med thallium med 81 protoner).
Men det er også den raske eller r-prosessen, som foregår i løpet av sekunder i kjernekollaps supernovaer (å være supernovatyper 1b, 1c og 2). Heller enn den jevne, trinnvise bygningen gjennom tusenvis av år sett i s-prosessen - har frøelementer i en supernovaeksplosjon flere nøytroner fastkjørt til dem, samtidig som de blir utsatt for søndergivende gammastråler. Denne kombinasjonen av krefter kan bygge et bredt spekter av lette og tunge elementer, spesielt veldig tunge elementer fra bly (82 protoner) til plutonium (94 protoner), som ikke kan produseres ved s-prosessen.
Før en supernovaeksplosjon, løper fusjonsreaksjonene i en massiv stjerne gradvis gjennom først hydrogen, deretter helium, karbon, neon, oksygen og til slutt silisium - hvorfra en jernkjerne utvikler seg som ikke kan gjennomgå ytterligere fusjon. Så snart den jernkjernen vokser til 1,4 solmasser (Chandrasekhar-grensen), kollapser den innover med nesten en fjerdedel av lysets hastighet når jernkjernene selv kollapser.
Resten av stjernen kollapser innover for å fylle det skapte rommet, men den indre kjernen "spretter" tilbake utover ettersom varmen som produseres ved den første kollapsen får den til å "koke". Dette skaper en sjokkbølge - litt som en tordenklapp multiplisert med mange størrelsesordener, som er begynnelsen på supernovaeksplosjonen. Sjokkbølgen blåser ut de omkringliggende lagene til stjernen - selv om så snart dette materialet ekspanderer utover, begynner det også å avkjøles. Så det er uklart om r-prosess nukleosyntese skjer på dette tidspunktet.
Men den kollapsede jernkjernen er ikke ferdig ennå. Energien som genereres når kjernen komprimeres innover, disintegrerer mange jernkjerner til heliumkjerner og nøytroner. Videre begynner elektronene å kombinere med protoner for å danne nøytroner slik at stjernens kjerne, etter det første sprett, legger seg i en ny grunntilstand av komprimerte nøytroner - i hovedsak en proto-nøytronstjerne. Det er i stand til å "bosette" seg på grunn av frigjøring av et stort utbrudd av nøytrinoer som fører varme bort fra kjernen.
Det er denne nøytrinovinden som sprenger resten av eksplosjonen. Den fanger opp og smeller inn i den allerede utblåste ejektaen til avkomstjernens ytre lag, gjenoppvarmer dette materialet og legger fart på det. Forskere (nedenfor) har foreslått at det er denne nøytrino-vindpåvirkningshendelsen (‘omvendt sjokk’) som er stedet for r-prosessen.
Det antas at r-prosessen antagelig er over i løpet av et par sekunder, men det kan fortsatt ta en time eller mer før den supersoniske eksplosjonsfronten sprenger gjennom overflaten til stjernen, og leverer noen ferske bidrag til det periodiske systemet.
Videre lesning: Arcones A. og Janka H. Nucleosynthesis-relevante forhold i neutrino-drevet supernovautstrømning. II. Det motsatte støtet i todimensjonale simuleringer.
Og for historisk kontekst, seminaloppgaven om emnet (også kjent som B2FH-papir) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler og F. Hoyle. (1957). Syntese av elementene i stjerner. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Før dette trodde nesten alle alle elementene som ble dannet i Big Bang - vel, alle unntatt Fred Hoyle likevel).
