Elementtien tuotanto supernovaräjähdyksissä on nykyään itsestäänselvyys. Mutta tarkalleen missä ja milloin tämä nukleosynteesi on edelleen epäselvä – ja yritykset mallintaa ydinromahdusskenaarioita ajavat edelleen nykyisen laskentatehon rajoihinsa.
Tähtien fuusio pääsarjan tähdissä voi rakentaa joitakin elementtejä jopa rautaan asti. Raskaampien alkuaineiden lisätuotanto voi tapahtua myös siten, että tietyt siemenelementit sieppaavat neutroneja muodostaen isotooppeja. Nämä siepatut neutronit voivat sitten läpikäydä beetahajoamisen jättäen jälkeensä yhden tai useamman protonin, mikä tarkoittaa käytännössä sitä, että sinulla on uusi elementti, jolla on korkeampi atominumero (jossa atomiluku on protonien lukumäärä ytimessä).
Tämä 'hidas' prosessi tai s-prosessi raskaampien elementtien rakentaminen esimerkiksi raudasta (26 protonia) tapahtuu yleisimmin punaisissa jättiläisissä (esim. kupari, jossa on 29 protonia ja jopa tallium, jossa on 81 protonia).
Mutta on myös nopea tai r-prosessi , joka tapahtuu muutamassa sekunnissa ytimen romahduksen supernovassa (olemassa supernovatyyppejä 1b, 1c ja 2). Sen sijaan, että s-prosessissa havaittiin tuhansien vuosien ajan tasaista, vaiheittaista rakentamista – supernovaräjähdyksen siemenelementeissä on useita neutroneja juuttunut sisään, samalla kun ne ovat alttiina hajoaville gammasäteille. Tällä voimien yhdistelmällä voidaan rakentaa laaja valikoima kevyitä ja raskaita alkuaineita, erityisesti erittäin raskaita alkuaineita lyijystä (82 protonia) plutoniumiin (94 protonia), joita ei voida tuottaa s-prosessilla.
Kuinka tavaraa tehdään universumissamme. Valkoiset alkuaineet (plutoniumin yläpuolella) voidaan muodostaa laboratoriossa, mutta on epäselvää, muodostuvatko ne luonnollisesti - ja joka tapauksessa ne hajoavat nopeasti muodostumisen jälkeen. Luotto: North Arizona University
Ennen supernovaräjähdystä massiivisen tähden fuusioreaktiot kulkevat asteittain ensin vedyn, sitten heliumin, hiilen, neonin, hapen ja lopuksi piin läpi – mistä pisteestä kehittyy rautasydän, joka ei voi enää fuusioitua. Heti kun rautasydän kasvaa 1,4 auringon massaksi ( Chandrasekharin raja ) se romahtaa sisäänpäin lähes neljänneksellä valon nopeudesta, kun itse rautaytimet romahtavat.
Loput tähdestä romahtaa sisäänpäin täyttääkseen syntyneen tilan, mutta sisäydin 'pomppaa' takaisin ulospäin, kun alkuperäisen romahtamisen tuottama lämpö saa sen 'kiehumaan'. Tämä luo shokkiaallon – vähän kuin ukkosenkolina kerrottuna monilla suuruusluokilla, mikä on supernovaräjähdyksen alku. Shokkiaalto puhaltaa ulos tähteä ympäröivät kerrokset – vaikka heti kun tämä materiaali laajenee ulospäin, se alkaa myös jäähtyä. Joten on epäselvää, tapahtuuko r-prosessin nukleosynteesi tässä vaiheessa.
Mutta romahtanut rautasydän ei ole vielä valmis. Ytimen puristuessa sisäänpäin syntyvä energia hajottaa monet rautaytimet heliumytimiksi ja neutroneiksi. Lisäksi elektronit alkavat yhdistyä protonien kanssa muodostaen neutroneja niin, että tähden ydin asettuu tämän ensimmäisen pomppimisen jälkeen uuteen puristettujen neutronien perustilaan - olennaisesti protoneutronitähteen. Se pystyy 'astumaan', koska vapautuu valtava neutriinopurske, joka kuljettaa lämpöä pois ytimestä.
Juuri tämä neutrinotuulenpurkaus ohjaa loput räjähdyksestä. Se ottaa kiinni esitähden ulkokerrosten jo räjähtäneeseen ulostuloon ja iskee siihen lämmittäen tätä materiaalia uudelleen ja lisäämällä siihen vauhtia. Tutkijat (alla) ovat ehdottaneet, että juuri tämä neutriinotuulen vaikutus ('käänteinen shokki') on r-prosessin paikka.
Uskotaan, että r-prosessi on todennäköisesti ohi muutamassa sekunnissa, mutta voi silti kestää tunnin tai enemmän, ennen kuin yliäänen räjähdysrintama murtautuu tähden pinnan läpi toimittaen uusia osia jaksolliseen taulukkoon.
Lue lisää:Arcones A. ja Janka H. Nukleosynteesin kannalta merkitykselliset olosuhteet neutriinovetoisissa supernova-ulosvirtauksissa. II. Käänteinen shokki kaksiulotteisissa simulaatioissa .
Ja historiallista kontekstia varten aihetta käsittelevä tärkeä paperi (tunnetaan myös nimellä B2FH paperi) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler ja F. Hoyle. (1957). Tähtien elementtien synteesi . Rev Mod Phy 29 (4): 547.(Ennen tätä melkein kaikki luulivat, että alkuräjähdyksessä muodostuivat alkuaineet – no, kaikki paitsi Fred Hoyle joka tapauksessa).