Elementu ražošana supernovas sprādzienos ir kaut kas tāds, ko mēs šajās dienās uzskatām par pašsaprotamu. Tomēr tas, kur un kad notiek šī nukleosintēze, joprojām nav skaidrs - un mēģinājumi modelēt kodolu sabrukšanas scenārijus joprojām liek pašreizējām skaitļošanas jaudām sasniegt robežas.
Zvaigžņu saplūšana galvenajās secības zvaigznēs var veidot dažus elementus līdz dzelzei (ieskaitot). Smagāku elementu turpmāku ražošanu var veikt arī atsevišķi sēklu elementi, kas notver neitronus, veidojot izotopus. Šajos sagūstītajos neitronos pēc tam var notikt beta sadalīšanās, atstājot aiz sevis vienu vai vairākus protonus, kas būtībā nozīmē, ka jums ir jauns elements ar lielāku atomu skaitu (kur atomu skaits ir protonu skaits kodolā).
Šis “lēnais” jeb smagāko elementu veidošanas process, piemēram, no dzelzs (26 protoni) visbiežāk notiek sarkanajos milžos (veidojot tādus elementus kā varš ar 29 protoniem un pat talijs ar 81 protonu).
Bet ir arī ātrs jeb r process, kas dažu sekunžu laikā notiek kodolu sabrukšanas supernovās (kas ir 1.b, 1.c un 2. tipa supernovas). Nevis vienmērīga, pakāpeniska, tūkstošiem gadu s-procesā redzama ēka - supernovas sprādzienā esošajiem sēklu elementiem ir iestrēguši vairāki neitroni, bet vienlaikus tie ir pakļauti dezintegrējošiem gamma stariem. Šī spēku kombinācija var veidot plašu vieglo un smago elementu klāstu, it īpaši ļoti smagos elementus no svina (82 protoni) līdz plutonijam (94 protoni), kurus nevar iegūt s-procesā.
Pirms supernovas eksplozijas saplūšanas reakcijas masīvā zvaigznē pakāpeniski iziet caur pirmo ūdeņradi, pēc tam hēliju, oglekli, neonu, skābekli un, visbeidzot, silīciju - no tā brīža veidojas dzelzs kodols, kuru vairs nevar sakausēt. Tiklīdz dzelzs serde palielinās līdz 1,4 saules masām (Čandrasekara robeža), tā sabrūk uz iekšu gandrīz ceturtdaļā gaismas ātruma, jo paši dzelzs kodoli sabrūk.
Pārējā zvaigzne sabrūk uz iekšu, lai aizpildītu izveidoto vietu, bet iekšējais kodols “atlec” atpakaļ uz āru, jo sākotnējā sabrukuma radītais siltums liek “vārīties”. Tas rada triecienvilni - nedaudz līdzīgu pērkona skaļumam, kas reizināts ar daudziem lieluma līmeņiem, un tas ir supernovas eksplozijas sākums. Trieciena vilnis izpūš apkārtējos zvaigznes slāņus - lai arī tiklīdz šis materiāls izplešas uz āru, tas arī sāk atdzist. Tātad nav skaidrs, vai šajā brīdī notiek r-procesa nukleosintēze.
Bet sabrukušais dzelzs kodols vēl nav pabeigts. Enerģija, kas rodas, saspiežot kodolu uz iekšu, daudzus dzelzs kodolus sadalās hēlija kodolos un neitronos. Turklāt elektroni sāk apvienoties ar protoniem, veidojot neitronus tā, ka zvaigznes kodols pēc sākotnējās atlēciena nonāk saspiestu neitronu jaunā pamat stāvoklī - būtībā proto-neitronu zvaigzne. Tas spēj “nokārtoties” sakarā ar milzīga neitrīnu eksplozijas izdalīšanos, kas izvada siltumu no kodola.
Tieši šis neitrīno vēja pārsprāgums vada pārējo sprādzienu. Tas tiek pieķerts un iesūcas jau izpuvušās zvaigznītes ārējo slāņu izgrūdumos, šo materiālu silda un tam piešķir impulsu. Pētnieki (zemāk) ir ierosinājuši, ka tieši šo neitrīno vēja trieciena notikumu (“apgriezto triecienu”) nosaka r-process.
Tiek uzskatīts, ka r process, iespējams, ir beidzies dažu sekunžu laikā, bet tomēr varētu paiet stunda vai vairāk, pirms virsskaņas sprādziena priekšdaļa plīst pa zvaigznes virsmu, nogādājot periodiskā tabulā dažas svaigas ziņas.
Papildu informācija: Arcones A. un Janka H. Nukleosintēzes apstākļi neitrīno virzošās supernovas aizplūšanā. II. Reversais šoks divdimensiju simulācijās.
Un vēsturiskā kontekstā - pamata darbs par šo tēmu (pazīstams arī kā B2FH papīrs) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler un F. Hoyle. (1957). Elementu sintēze zvaigznēs. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Pirms tam gandrīz visi domāja par visiem lielajā sprādzienā izveidotajiem elementiem - labi, visi vienalga, izņemot Fredu Hoilu).
