Elementų gamyba supernovos sprogimuose yra kažkas, ką mes laikome savaime suprantamu dalyku. Tačiau tiksliai ir tai, kur ir kada vyksta ši nukleosintezė, vis dar neaišku - ir bandymai kompiuterizuoti modelio branduolio griūties scenarijus vis tiek nustumia dabartinę skaičiavimo galią į savo ribas.
Žvaigždžių susiliejimas pagrindinėse sekos žvaigždėse gali sudaryti kai kuriuos elementus iki geležies (įskaitant). Tolesni sunkesnių elementų gamyba taip pat gali vykti tam tikrais sėklų elementais, kurie sugauna neutronus ir sudaro izotopus. Tuomet užfiksuotuose neutronuose gali būti beta irimas, paliekant vieną ar kelis protonus, o tai iš esmės reiškia, kad turite naują elementą su didesniu atominiu skaičiumi (kur atominis skaičius yra protonų skaičius branduolyje).
Šis „lėtas“ ar sunkesnių elementų iš, tarkime, geležies (26 protonų) susidarymo procesas dažniausiai vyksta raudonaisiais milžinais (gaminant tokius elementus kaip varis su 29 protonais ir net talis su 81 protonu).
Tačiau taip pat yra greitasis arba r-procesas, kuris įvyksta per kelias sekundes šerdies sutraukimo supernovoje (1b, 1c ir 2 tipo supernovos). Užuot pastovus, žingsnis po žingsnio per tūkstančius metų stebimas s procesas - supernovos sprogimo metu sėklos elementuose yra daug neutronų, kurie tuo pačiu metu yra veikiami dezintegruojančių gama spindulių. Šis jėgų derinys gali sudaryti daugybę lengvųjų ir sunkiųjų elementų, ypač labai sunkių elementų nuo švino (82 protonų) iki plutonio (94 protonų), kurių negalima gaminti s-proceso metu.
Prieš įvykstant supernovos sprogimui, masyvios žvaigždės sintezės reakcijos palaipsniui vyksta per pirmąjį vandenilį, paskui - helį, anglį, neoną, deguonį ir galiausiai silicį - nuo to momento susidaro geležies šerdis, kurios negalima toliau sintezuoti. Kai tik geležies šerdis išauga iki 1,4 saulės masės (Chandrasekhar riba), ji griūva į vidų beveik ketvirtadaliu šviesos greičio, nes patys geležies branduoliai suyra.
Likusi žvaigždės dalis griūva į vidų, kad užpildytų sukurtą vietą, tačiau vidinė šerdis „atsimuša“ atgal į išorę, nes dėl pradinio griūties skleidžiama šiluma ją „užvirina“. Tai sukuria smūginį bangą - panašų į griaustinį, padaugintą iš daugybės didybės laipsnių, ir tai yra supernovos sprogimo pradžia. Smūgio banga išpūtė aplinkinius žvaigždės sluoksnius - nors kai tik ši medžiaga išsiplečia į išorę, ji taip pat pradeda vėsti. Taigi neaišku, ar šiuo metu įvyksta r-proceso nukleosintezė.
Tačiau sugriuvusio geležies šerdis dar nebaigta. Energija, susidaranti suspaudus šerdį į vidų, daugelį geležies branduolių suardo į helio branduolius ir neutronus. Be to, elektronai pradeda derėti su protonais, sudarydami neutronus taip, kad žvaigždės šerdis po šio pradinio atšokimo nusistato į naują suslėgtų neutronų pagrindinę būseną - iš esmės proto-neutroninę žvaigždę. Jis gali „nusistovėti“ dėl to, kad išsiskiria didžiulis neutrinų sprogimas, kuris nešioja šilumą nuo šerdies.
Sprogimą lėmė likęs neutrino vėjo pūtimas. Jis įsitraukia į jau išpūstą progenitorės žvaigždės išorinių sluoksnių išmetimą, vėl įkaitindamas šią medžiagą ir įnešdamas į tai impulsą. Tyrėjai (žemiau) pasiūlė, kad būtent šis neutrino vėjo smūgis („atvirkštinis smūgis“) yra r-proceso vieta.
Manoma, kad r procesas greičiausiai pasibaigs per kelias sekundes, tačiau vis tiek gali praeiti valanda ar daugiau, kol viršgarsinis sprogimo frontas sprogs per žvaigždės paviršių, pateikdamas šviežią indėlį į periodinę lentelę.
Papildoma literatūra: Arcones A. ir Janka H. Su branduolių sinteze susijusios sąlygos neutrinų sukeliamos supernovos nutekėjimuose. II. Atvirkštinis šokas dvimatėse simuliacijose.
O istoriniam kontekstui - pagrindinis pranešimas šia tema (dar vadinamas B2FH popierius) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler ir F. Hoyle. (1957). Elementų sintezė žvaigždėse. Mod Mod Phy 29 (4): 547. (Prieš tai beveik visi manė, kad visi didžiojo sprogimo metu susiformavę elementai - gerai, visi, išskyrus Fredą Hoyle'ą).
