Produktionen av grundämnen i supernovaexplosioner är något vi tar för givet nuförtiden. Men exakt var och när detta nukleosyntes äger rum är fortfarande oklart – och försök att datormodellera kärnkollapsscenarier pressar fortfarande nuvarande datorkraft till sina gränser.
Stjärnfusion i huvudsekvensstjärnor kan bygga vissa grundämnen upp till och inklusive järn. Ytterligare produktion av tyngre grundämnen kan också ske genom att vissa fröämnen fångar upp neutroner för att bilda isotoper. Dessa fångade neutroner kan sedan genomgå beta-sönderfall och lämnar efter sig en eller flera protoner, vilket i huvudsak betyder att du har ett nytt element med en högre atomnummer (där atomnummer är antalet protoner i en kärna).
Denna 'långsamma' process eller s-process att bygga tyngre grundämnen från till exempel järn (26 protoner) sker oftast i röda jättar (tillverkar element som koppar med 29 protoner och till och med tallium med 81 protoner).
Men det finns också den snabba eller r-process , som äger rum inom några sekunder i kärnkollapssupernovor (som är supernovatyperna 1b, 1c och 2). Istället för den stadiga, stegvisa byggnaden under tusentals år som setts i s-processen – har fröelement i en supernovaexplosion flera neutroner fastnat i dem, samtidigt som de utsätts för sönderfallande gammastrålar. Denna kombination av krafter kan bygga ett brett utbud av lätta och tunga grundämnen, särskilt mycket tunga grundämnen från bly (82 protoner) upp till plutonium (94 protoner), som inte kan produceras av s-processen.
Hur saker tillverkas i vårt universum. De vita grundämnena (ovanför plutonium) kan bildas i ett laboratorium, men det är oklart om de bildas naturligt – och i alla fall sönderfaller de snabbt efter att de bildats. Kredit: North Arizona University
Före en supernovaexplosion går fusionsreaktionerna i en massiv stjärna successivt genom först väte, sedan helium, kol, neon, syre och slutligen kisel – från vilken punkt en järnkärna utvecklas som inte kan genomgå ytterligare fusion. Så snart den järnkärnan växer till 1,4 solmassor (den Chandrasekhar gräns ) den kollapsar inåt med nästan en fjärdedel av ljusets hastighet när själva järnkärnorna kollapsar.
Resten av stjärnan kollapsar inåt för att fylla det skapade utrymmet men den inre kärnan 'studsar' tillbaka utåt eftersom värmen som produceras av den första kollapsen får den att 'koka'. Detta skapar en chockvåg – lite som ett åskslag multiplicerat med många storleksordningar, vilket är början på supernovaexplosionen. Chockvågen blåser ut stjärnans omgivande lager – men så fort detta material expanderar utåt börjar det också svalna. Så det är oklart om r-process nukleosyntes sker vid denna tidpunkt.
Men den kollapsade järnkärnan är inte färdig än. Energin som genereras när kärnan komprimeras inåt sönderdelar många järnkärnor till heliumkärnor och neutroner. Dessutom börjar elektroner kombineras med protoner för att bilda neutroner så att stjärnans kärna, efter den första studsen, sätter sig i ett nytt grundtillstånd av komprimerade neutroner - i huvudsak en protoneutronstjärna. Det kan 'sätta sig' på grund av frigörandet av en enorm skur av neutriner som transporterar bort värme från kärnan.
Det är denna neutrinovind som driver resten av explosionen. Den hinner ikapp och slår in i det redan utblåsta utkastet från förfädersstjärnans yttre skikt, vilket återuppvärmer detta material och sätter fart på det. Forskare (nedan) har föreslagit att det är denna neutrinovindpåverkanshändelse (den 'omvända chocken') som är platsen för r-processen.
Man tror att r-processen förmodligen är över inom ett par sekunder, men det kan fortfarande ta en timme eller mer innan den överljudsexplosionsfronten spränger genom stjärnans yta och levererar några nya bidrag till det periodiska systemet.
Vidare läsning:Arcones A. och Janka H. Nukleosyntesrelevanta förhållanden i neutrinodrivna supernovautflöden. II. Den omvända chocken i tvådimensionella simuleringar .
Och, för historiska sammanhang, den ledande artikeln om ämnet (även känd som B2FH papper) E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W.A. Fowler och F. Hoyle. (1957). Syntes av elementen i stjärnor . Rev Mod Phy 29 (4): 547.(Innan detta trodde nästan alla att alla element bildades i Big Bang – ja, alla utom Fred Hoyle i alla fall).