Elementtien tuotanto supernoova-räjähdyksissä on jotain, jota pidämme itsestään selvänä. Mutta tarkkaan missä ja milloin tämä nukleosynteesi tapahtuu, on edelleen epäselvää - ja yritykset mallintaa ydinromahtumisskenaarioita työntävät nykyisen laskentatehon edelleen rajoilleen.
Tähtien fuusio pääsekvenssitähteissä voi rakentaa joitain elementtejä rautaan asti ja mukaan lukien. Raskeampien alkuaineiden edelleentuotantoa voivat tapahtua myös tietyt siemenelementit, jotka vangitsevat neutroneja isotooppien muodostamiseksi. Nämä vangitut neutronit voivat sitten käydä läpi beetahajoamisen, jättäen taakse yhden tai useamman protonin, mikä tarkoittaa käytännössä sitä, että sinulla on uusi elementti, jolla on suurempi atomiluku (jossa atomiluku on protonien lukumäärä ytimessä).
Tämä "hidas" prosessi tai s-prosessi raskaampien elementtien rakentamiseksi esimerkiksi raudasta (26 protonia) tapahtuu yleisimmin punaisissa jätteissä (jolloin elementtejä saadaan kuten kuparia 29 protonilla ja jopa talliumia 81 protonilla).
Mutta siellä on myös nopea tai r-prosessi, joka tapahtuu muutamassa sekunnissa ytimen romahtamisen supernovoissa (ovat supernoovatyypit 1b, 1c ja 2). Sen sijaan, että s-prosessissa on nähty tasaista, asteittaista tuhansien vuosien ajan rakennettua rakennetta - supernoova-räjähdyksessä olevissa siemenelementeissä on juuttunut useita neutroneja, samalla kun ne ovat alttiina hajoaville gammasäteille. Tämä voimien yhdistelmä voi rakentaa laajan valikoiman kevyitä ja raskaita elementtejä, erityisesti erittäin raskaita elementtejä lyijystä (82 protonia) aina plutoniumiin (94 protonia), joita ei voida tuottaa s-prosessilla.
Ennen supernoova-räjähdystä massiivisen tähden fuusioreaktiot kulkevat asteittain ensimmäisen vedyn, sitten heliumin, hiilen, neonin, hapen ja lopulta piin läpi - mistä kohdasta kehittyy rautaydin, jota ei voida jatkaa fuusioitumista. Heti kun tuo rautaydin kasvaa 1,4 aurinkomassana (Chandrasekhar-raja), se romahtaa sisäänpäin melkein neljänneksen valon nopeudesta rautaytimien itse romahtaessa.
Loput tähti romahtaa sisäänpäin täyttääkseen luodun tilan, mutta sisäinen ydin 'pomppii' taaksepäin ulospäin, kun alkuperäisen romahtamisen tuottama lämpö saa sen kiehumaan. Tämä luo iskuaallon - vähän kuin ukkosenkerroin kerrottuna monilla suuruusluokilla, mikä on supernoovan räjähdyksen alku. Iskuaalto puhaltaa tähden ympäröivät kerrokset - vaikka heti kun tämä materiaali laajenee ulospäin, se myös alkaa jäähtyä. Joten on epäselvää, tapahtuuko r-prosessin nukleosynteesi tässä vaiheessa.
Mutta romahtunut rautaydin ei ole vielä valmis. Sisäänpäin puristettuna ytimenä syntyvä energia hajottaa monet raudan ytimet heliumin ytimiksi ja neutroneiksi. Lisäksi elektronit alkavat yhdistyä protonien kanssa muodostaen neutroneja siten, että tähtien ydin asettuu alkuperäisen iskun jälkeen uuteen maatilaan, joka on puristettuja neutroneja - lähinnä proto-neutronitähti. Se pystyy laskeutumaan, koska vapautuu valtava neutriinopurske, joka kuljettaa lämpöä ytimestä.
Tämä neutriinotuulipuhallus ohjaa loput räjähdyksen. Se tarttuu esi-ikävän tähden ulkokerrosten jo puhallettuun ejektaan, lämmittää sitä uudelleen ja lisää siihen vauhtia. Tutkijat (alla) ovat ehdottaneet, että juuri tämä neutriinotuulista aiheutuva tapahtuma ('käänteinen isku') on r-prosessin sijainti.
Ajatellaan, että r-prosessi on todennäköisesti ohi muutamassa sekunnissa, mutta voi kulua vielä tunti tai enemmän, ennen kuin yliäänen räjähdysrintama räjähtää tähden pinnan läpi, toimittaen tuoreita panoksia jaksotauluun.
Lisätietoja: Arcones A. ja Janka H. Nukleosynteesin kannalta merkitykselliset olosuhteet neutriinovetoisissa supernovien ulosvirtauksissa. II. Käänteinen isku kaksiulotteisissa simulaatioissa.
Ja historiallisessa yhteydessä aiheeseen liittyvä perusajatus (tunnetaan myös nimellä B2FH-paperi) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler ja F. Hoyle. (1957). Elementtien synteesi tähteä. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Ennen tätä melkein kaikki ajattelivat kaikkia isossa räjähdyksessä muodostettuja elementtejä - no, kaikki muutenkin kuin Fred Hoyle).
