Η παραγωγή στοιχείων σε εκρήξεις σουπερνόβα είναι κάτι που θεωρούμε δεδομένο αυτές τις μέρες. Αλλά ακριβώς πού και πότε λαμβάνει χώρα αυτή η νουκλεοσύνθεση είναι ακόμα ασαφής - και οι προσπάθειες για σενάρια κατάρρευσης πυρήνα μοντέλου υπολογιστή εξακολουθούν να ωθούν την τρέχουσα υπολογιστική ισχύ στα όριά της.
Η αστρική σύντηξη σε αστέρια κύριας ακολουθίας μπορεί να δημιουργήσει ορισμένα στοιχεία έως και σιδήρου. Περαιτέρω παραγωγή βαρύτερων στοιχείων μπορεί επίσης να πραγματοποιηθεί από ορισμένα στοιχεία σπόρου που συλλαμβάνουν νετρόνια για να σχηματίσουν ισότοπα. Αυτά τα δεσμευμένα νετρόνια μπορεί στη συνέχεια να υποστούν διάσπαση βήτα αφήνοντας πίσω ένα ή περισσότερα πρωτόνια που ουσιαστικά σημαίνει ότι έχετε ένα νέο στοιχείο με υψηλότερο ατομικό αριθμό (όπου ο ατομικός αριθμός είναι ο αριθμός των πρωτονίων σε έναν πυρήνα).
Αυτή η «αργή» διαδικασία ή s-διαδικασία κατασκευής βαρύτερων στοιχείων από, για παράδειγμα, σίδηρος (26 πρωτόνια) λαμβάνει χώρα συνήθως στους κόκκινους γίγαντες (κατασκευή στοιχείων όπως ο χαλκός με 29 πρωτόνια και ακόμη και το θάλλιο με 81 πρωτόνια).
Αλλά υπάρχει επίσης η ταχεία ή r-διαδικασία, η οποία λαμβάνει χώρα σε λίγα δευτερόλεπτα σε πυρήνες κατάρρευσης σουπερνόβα (που είναι σουπερνόβα τύπου 1b, 1c και 2). Αντί για το σταθερό, σταδιακό κτίριο για χιλιάδες χρόνια που φαίνεται στη διαδικασία s - τα στοιχεία σπόρου σε μια έκρηξη σουπερνόβα έχουν πολλά νετρόνια μπλοκαρισμένα σε αυτά, ενώ ταυτόχρονα εκτίθενται σε αποσύνθεση ακτίνων γάμμα. Αυτός ο συνδυασμός δυνάμεων μπορεί να δημιουργήσει ένα ευρύ φάσμα ελαφρών και βαρέων στοιχείων, κυρίως πολύ βαριά στοιχεία από μόλυβδο (82 πρωτόνια) έως πλουτώνιο (94 πρωτόνια), τα οποία δεν μπορούν να παραχθούν από τη διαδικασία s.
Πριν από μια έκρηξη του σουπερνόβα, οι αντιδράσεις σύντηξης σε ένα τεράστιο αστέρι διατρέχουν προοδευτικά το πρώτο υδρογόνο, έπειτα το ήλιο, τον άνθρακα, το νέον, το οξυγόνο και τελικά το πυρίτιο - από εκεί σημείο αναπτύσσεται ένας πυρήνας σιδήρου που δεν μπορεί να υποστεί περαιτέρω σύντηξη. Μόλις αυτός ο σίδηρος πυρήνας μεγαλώσει σε 1,4 ηλιακές μάζες (το όριο Chandrasekhar) καταρρέει προς τα μέσα σχεδόν στο ένα τέταρτο της ταχύτητας του φωτός καθώς οι ίδιοι οι πυρήνες του σιδήρου καταρρέουν.
Το υπόλοιπο αστέρι καταρρέει προς τα μέσα για να γεμίσει το χώρο που δημιουργήθηκε, αλλά ο εσωτερικός πυρήνας «αναπηδά» προς τα έξω καθώς η θερμότητα που παράγεται από την αρχική κατάρρευση το κάνει «βράζει». Αυτό δημιουργεί ένα κρουστικό κύμα - σαν ένα κεραυνό πολλαπλασιασμένο επί πολλές τάξεις μεγέθους, που είναι η αρχή της έκρηξης του σουπερνόβα. Το κρουστικό κύμα εκρήγνυται τα γύρω στρώματα του αστεριού - αν και μόλις αυτό το υλικό επεκταθεί προς τα έξω αρχίζει επίσης να κρυώνει. Επομένως, δεν είναι σαφές εάν η νουκλεοσύνθεση της διαδικασίας r συμβαίνει σε αυτό το σημείο.
Όμως ο πυρήνας σιδήρου που έχει καταρρεύσει δεν έχει τελειώσει ακόμα. Η ενέργεια που παράγεται καθώς ο πυρήνας συμπιέζεται προς τα μέσα αποσυνθέτει πολλούς πυρήνες σιδήρου σε πυρήνες ηλίου και νετρόνια. Επιπλέον, τα ηλεκτρόνια αρχίζουν να συνδυάζονται με πρωτόνια για να σχηματίσουν νετρόνια, έτσι ώστε ο πυρήνας του αστεριού, μετά από αυτήν την αρχική αναπήδηση, να καταλήξει σε μια νέα κατάσταση εδάφους συμπιεσμένων νετρονίων - ουσιαστικά ένα αστέρι πρωτο-νετρονίων. Είναι σε θέση να «εγκατασταθεί» λόγω της απελευθέρωσης μιας τεράστιας έκρηξης νετρίνων που μεταφέρει τη θερμότητα μακριά από τον πυρήνα.
Αυτή η έκρηξη του νετρίνου ανέβει την υπόλοιπη έκρηξη. Συγκρατεί, και χτυπάει, την ήδη εκραγμένη εξώθηση των εξωτερικών στρωμάτων του προγονικού αστεριού, θερμαίνοντας αυτό το υλικό και προσθέτοντας ορμή σε αυτό. Οι ερευνητές (παρακάτω) έχουν προτείνει ότι αυτό το συμβάν αντίκτυπου νετρίνου ανέμου (το «αντίστροφο σοκ») είναι η θέση της διαδικασίας r.
Πιστεύεται ότι η διαδικασία r έχει τελειώσει πιθανώς μέσα σε λίγα δευτερόλεπτα, αλλά θα μπορούσε ακόμη να χρειαστεί μια ώρα ή και περισσότερο πριν το υπερηχητικό μέτωπο έκρηξης ξεσπάσει στην επιφάνεια του αστεριού, παρέχοντας μερικές νέες συνεισφορές στον περιοδικό πίνακα.
Περαιτέρω ανάγνωση: Arcones A. και Janka H. Συνθήκες σχετικές με τη νουκλεοσύνθεση στις εκροές σουπερνόβα που οδηγούνται από νετρίνα. ΙΙ. Το αντίστροφο σοκ σε δισδιάστατες προσομοιώσεις.
Και, για ιστορικό πλαίσιο, το σπερματικό έγγραφο για το θέμα (επίσης γνωστό ως Β2FH paper) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler και F. Hoyle. (1957). Σύνθεση των στοιχείων στα αστέρια. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Πριν από αυτό σχεδόν όλοι σκέφτηκαν όλα τα στοιχεία που σχηματίστηκαν στο Big Bang - λοιπόν, όλοι εκτός από τον Fred Hoyle ούτως ή άλλως).
