Süpernova patlamaları içindeki unsurların üretimi, bugünlerde aldığımız bir şeydir. Ancak bu nükleosentezin tam olarak nerede ve ne zaman gerçekleştiği hala belirsizdir - ve bilgisayar modeli çekirdek çöküş senaryolarına yönelik girişimler halen mevcut hesaplama gücünü sınırlarına kadar zorlamaktadır.
Ana dizi yıldızlarındaki yıldız füzyonu, demire kadar ve demir de dahil olmak üzere bazı elementler oluşturabilir. Daha ağır elementlerin daha fazla üretimi, izotoplar oluşturmak için nötronları yakalayan bazı tohum elementleri ile de gerçekleştirilebilir. Yakalanan nötronlar daha sonra bir veya daha fazla protonun arkasında bırakarak beta bozunmasına uğrayabilir, bu da aslında daha yüksek bir atom numarası olan yeni bir elementiniz olduğu anlamına gelir (burada atom numarası bir çekirdekteki proton sayısıdır).
Demirden (26 proton) daha ağır elementler oluşturmak için bu 'yavaş' süreç veya s-süreci en çok kırmızı devlerde (29 protonlu bakır ve hatta 81 protonlu talyum gibi elementler yapmak) gerçekleşir.
Ama çekirdek çöküş süpernovalarında saniyeler içinde gerçekleşen hızlı veya r süreci de var (süpernova türleri 1b, 1c ve 2 olmak üzere). S-sürecinde görülen binlerce yıllık istikrarlı, adım adım bina yerine - bir süpernova patlamasındaki tohum elemanlarının kendilerine sıkışmış birden fazla nötronu vardır, aynı zamanda parçalanan gama ışınlarına maruz kalmaktadır. Bu kuvvet kombinasyonu, s-işlemiyle üretilemeyen kurşun (82 proton) ile plütonyum (94 proton) 'a kadar çok ağır elementler olmak üzere çok çeşitli hafif ve ağır elementler oluşturabilir.
Bir süpernova patlamasından önce, devasa bir yıldızdaki füzyon reaksiyonları aşamalı olarak ilk hidrojen, daha sonra helyum, karbon, neon, oksijen ve son olarak silikondan geçer - bu noktadan sonra daha fazla füzyona uğramayan bir demir çekirdek gelişir. Demir çekirdek 1.4 güneş kütlesine (Chandrasekhar sınırı) ulaşır ulaşmaz demir çekirdeklerin kendileri çöktükçe ışık hızının yaklaşık dörtte birinde içe doğru çöker.
Yıldızın geri kalanı, yaratılan alanı doldurmak için içe doğru çöker, ancak ilk çökme tarafından üretilen ısı onu 'kaynama' haline getirdikçe iç çekirdek 'geri seker'. Bu, bir şok dalgası yaratır - biraz, gök gürültüsü patlamasının başlangıcı olan birçok büyüklük düzeniyle çarpılan bir yıldırım gibi. Şok dalgası yıldızın çevreleyen katmanlarını üfler - bu malzeme dışa doğru genişlediğinde de soğumaya başlar. Bu nedenle, r-işlem nükleosentezinin bu noktada gerçekleşip gerçekleşmediği belirsizdir.
Ancak çökmüş demir çekirdek henüz bitmedi. İç kısımda sıkıştırılmış olarak üretilen enerji, birçok demir çekirdeğini helyum çekirdeğine ve nötronlara ayırır. Dahası, elektronlar, nötronlar oluşturmak için protonlarla birleşmeye başlar, böylece yıldızın çekirdeği, ilk sıçramadan sonra, sıkıştırılmış nötronların yeni bir zemin durumuna, aslında bir proto-nötron yıldızına yerleşir. Isıyı çekirdekten uzaklaştıran devasa bir nötrino patlaması nedeniyle 'yerleşebilir'.
Patlamanın geri kalanını tahrik eden bu nötrino rüzgar patlaması. Progenitör yıldızın dış katmanlarının zaten patlamış olan ejektalarını yakalar ve içine çarpar, bu malzemeyi yeniden ısıtır ve ona momentum ekler. Araştırmacılar (aşağıda), r-sürecinin yeri olan bu nötrino rüzgar etkisi olayı (“ters şok”) olduğunu öne sürdüler.
R sürecinin muhtemelen birkaç saniye içinde bittiği düşünülüyor, ancak süpersonik patlama cephesinin yıldızın yüzeyinden patlaması ve periyodik tabloya bazı yeni katkılar sağlaması bir saat veya daha fazla sürebilir.
Daha fazla okuma: Arcones A. ve Janka H. Nötrino güdümlü süpernova çıkışlarında nükleosentez ile ilgili durumlar. II. İki boyutlu simülasyonlarda ters şok.
Ve tarihsel bağlam için, konuyla ilgili seminal makale (B olarak da bilinir)2FH makalesi) E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W.A. Fowler ve F. Hoyle. (1957). Yıldızlarda Elementlerin Sentezi. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Bundan önce neredeyse herkes Büyük Patlama'da oluşan tüm unsurları düşünmüştü - yine de Fred Hoyle hariç herkes).
