Výroba prvkov pri výbuchoch supernovy je v týchto dňoch považovaná za samozrejmosť. Ale presne tam, kde a kedy prebieha táto nukleosyntéza, je stále nejasná - a pokusy o počítačové modelové scenáre zrútenia jadra stále tlačia súčasnú výpočtovú silu na jej hranice.
Hviezdna fúzia v hviezdach hlavnej sekvencie môže vytvárať niektoré prvky až po železo vrátane. Ďalšia produkcia ťažších prvkov sa môže uskutočniť aj určitými prvkami semena, ktoré zachytávajú neutróny, aby vytvorili izotopy. Zachytené neutróny sa potom môžu podrobiť beta rozpadu a zanechať za sebou jeden alebo viac protónov, čo v podstate znamená, že máte nový prvok s vyšším atómovým číslom (kde atómové číslo je počet protónov v jadre).
Tento „pomalý“ proces alebo s-proces vytvárania ťažších prvkov z povedzme zo železa (26 protónov) sa vyskytuje najčastejšie v červených obroch (výroba prvkov ako meď s 29 protónmi a dokonca tálium s 81 protónmi).
Je tu však aj rýchly alebo r-proces, ktorý prebieha v priebehu niekoľkých sekúnd v jadre kolapsu supernov (supernovy typu 1b, 1c a 2). Namiesto stabilnej, postupnej výstavby trvajúcej tisíce rokov, ktorá sa pozoruje pri procese s-proces, majú semenné prvky pri výbuchu supernovy v sebe zaseknuté viac neutrónov, pričom sú zároveň vystavené dezintegrujúcim lúčom gama. Táto kombinácia síl môže vytvárať širokú škálu ľahkých a ťažkých prvkov, najmä veľmi ťažkých prvkov, od olova (82 protónov) po plutónium (94 protónov), ktoré nemôžu byť vyrobené procesom s.
Pred výbuchom supernovy fúzne reakcie v obrovskej hviezde postupne prechádzajú najprv vodíkom, potom héliom, uhlíkom, neónom, kyslíkom a nakoniec kremíkom - od tohto momentu sa vyvíja železné jadro, ktoré už nemôže ďalej fúzovať. Len čo železné jadro narastie na 1,4 solárnych hmôt (Chandrasekharov limit), zrúti sa smerom dovnútra takmer štvrtinou rýchlosti svetla, keď sa samotné železné jadro zrúti.
Zvyšok hviezdy sa zrúti dovnútra, aby vyplnil vytvorený priestor, ale vnútorné jadro sa „odrazí“ dozadu smerom von, pretože teplo, ktoré vytvára počiatočný kolaps, ho robí „varom“. To vytvára rázovú vlnu - tak trochu ako blesk znásobený mnohými rádmi veľkosti, čo je začiatok výbuchu supernovy. Rázová vlna vyfukuje okolité vrstvy hviezdy - akonáhle sa však tento materiál roztiahne smerom von, začne tiež ochladzovať. Nie je teda jasné, či sa v tomto okamihu stane nukleosyntéza pri r-procese.
Zlomené železné jadro však ešte nie je dokončené. Energia vytvorená pri stlačení jadra dovnútra rozpadá veľa jadier železa na jadrá hélia a neutróny. Okrem toho sa elektróny začnú kombinovať s protónmi za vzniku neutrónov, takže jadro hviezdy sa po tomto počiatočnom odrazení usadí do nového základného stavu komprimovaných neutrónov - v podstate proto-neutrónovej hviezdy. Je schopný sa „usadiť“ vďaka uvoľneniu obrovského výbuchu neutrín, ktorý odvádza teplo z jadra.
Zvyšok výbuchu poháňa tento vietor s neutrínovým vetrom. To dohoní a zabuchne už vyhodené vyhadzovanie vonkajších vrstiev progenitorovej hviezdy, tento materiál znovu zohreje a pridá k nemu impulz. Vedci (nižšie) navrhli, že miestom r-procesu je práve táto udalosť nárazu neutrínového vetra („spätný náraz“).
Predpokladá sa, že proces r je pravdepodobne za pár sekúnd, ale stále to môže trvať hodinu alebo viac, kým nadzvukový predný výbuch prepukne cez povrch hviezdy a dodá do periodickej tabuľky nejaké nové príspevky.
Ďalšie čítanie: Arcones A. a Janka H. Podmienky súvisiace s nukleosyntézou v odtokoch supernovy poháňaných neutrínmi. II. Spätný šok v dvojrozmerných simuláciách.
A pre historický kontext seminárna práca na túto tému (tiež známa ako B2FH papier) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler a F. Hoyle. (1957). Syntéza prvkov v hviezdach. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Predtým si takmer každý myslel, že všetky prvky tvorené vo Veľkom tresku - tak ako tak, každý okrem Freda Hoyla).
