Việc sản xuất các nguyên tố trong vụ nổ siêu tân tinh là điều chúng ta coi là điều hiển nhiên trong những ngày này. Nhưng chính xác nơi và khi quá trình tổng hợp hạt nhân này diễn ra vẫn chưa rõ ràng - và các nỗ lực đối với các kịch bản sụp đổ lõi mô hình máy tính vẫn đẩy sức mạnh tính toán hiện tại đến giới hạn của nó.
Sự hợp nhất của sao trong các chuỗi sao chính có thể tạo ra một số nguyên tố lên đến và bao gồm cả sắt. Việc sản xuất thêm các nguyên tố nặng hơn cũng có thể diễn ra bởi một số nguyên tố hạt giống bắt giữ neutron để tạo thành đồng vị. Những neutron bị bắt giữ sau đó có thể trải qua quá trình phân rã beta để lại một hoặc nhiều proton, điều đó có nghĩa là bạn có một nguyên tố mới có số nguyên tử cao hơn (trong đó số nguyên tử là số lượng proton trong hạt nhân).
Quá trình xử lý chậm này hoặc quá trình xây dựng các nguyên tố nặng hơn từ sắt (26 proton) diễn ra phổ biến nhất ở người khổng lồ đỏ (tạo ra các nguyên tố như đồng với 29 proton và thậm chí là thallium với 81 proton).
Nhưng cũng có quá trình nhanh hoặc r, diễn ra trong vài giây trong siêu tân tinh sụp đổ lõi (là siêu tân tinh loại 1b, 1c và 2). Thay vì tòa nhà ổn định, từng bước trong hàng ngàn năm được thấy trong quá trình s - các nguyên tố hạt giống trong vụ nổ siêu tân tinh có nhiều neutron bị kẹt trong chúng, đồng thời tiếp xúc với các tia gamma phân rã. Sự kết hợp các lực này có thể tạo ra một loạt các nguyên tố nặng và nhẹ, đáng chú ý là các nguyên tố rất nặng từ chì (82 proton) cho đến plutoni (94 proton), không thể được tạo ra bởi quá trình s.
Trước vụ nổ siêu tân tinh, các phản ứng nhiệt hạch trong một ngôi sao lớn dần dần chạy qua hydro đầu tiên, sau đó là heli, carbon, neon, oxy và cuối cùng là silicon - từ đó một lõi sắt phát triển có thể tiến hành phản ứng tổng hợp. Ngay khi lõi sắt đó phát triển thành 1,4 khối lượng mặt trời (giới hạn Chandrasekhar), nó sụp đổ vào bên trong với gần một phần tư tốc độ ánh sáng khi hạt nhân sắt tự sụp đổ.
Phần còn lại của ngôi sao sụp đổ vào bên trong để lấp đầy không gian được tạo ra nhưng lõi bên trong ’nảy ra phía sau khi nhiệt phát ra từ sự sụp đổ ban đầu khiến nó sôi lên. Điều này tạo ra sóng xung kích - giống như tiếng sét nổ nhân với nhiều bậc độ lớn, là khởi đầu của vụ nổ siêu tân tinh. Sóng xung kích thổi ra các lớp xung quanh của ngôi sao - mặc dù ngay khi vật liệu này mở rộng ra bên ngoài, nó cũng bắt đầu làm mát. Vì vậy, nó không rõ ràng nếu quá trình tổng hợp hạt nhân r xảy ra tại thời điểm này.
Nhưng lõi sắt bị sập đã hoàn thành. Năng lượng được tạo ra khi lõi nén vào bên trong phân rã nhiều hạt nhân sắt thành hạt nhân helium và neutron. Hơn nữa, các electron bắt đầu kết hợp với các proton để tạo thành neutron sao cho lõi sao Star, sau lần nảy ban đầu đó, chuyển sang trạng thái cơ bản mới của neutron nén - về cơ bản là sao proto-neutron. Nó có thể giải quyết vấn đề do giải phóng một lượng lớn neutrino mang nhiệt từ lõi.
Nó bùng nổ cơn gió neutrino này khiến phần còn lại của vụ nổ. Nó bắt kịp và đâm sầm vào các ejecta đã bị thổi bay của lớp ngoài cùng ngôi sao tiên sinh, hâm nóng lại vật liệu này và thêm động lực cho nó. Các nhà nghiên cứu (bên dưới) đã đề xuất rằng chính sự kiện tác động gió neutrino này (shock shock sốc ngược) là vị trí của quá trình r.
Nó nghĩ rằng quá trình r có thể kết thúc trong vài giây, nhưng vẫn có thể mất một giờ hoặc hơn trước khi vụ nổ siêu thanh nổ tung trên bề mặt của ngôi sao, mang lại một số đóng góp mới cho bảng tuần hoàn.
Đọc thêm: Các điều kiện liên quan đến sự tổng hợp hạt nhân của Arcones A. và Janka H. trong các dòng siêu tân tinh do neutrino điều khiển. II. Cú sốc ngược trong mô phỏng hai chiều.
Và, đối với bối cảnh lịch sử, bài báo chuyên đề về chủ đề này (còn được gọi là B2Giấy FH) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler và F. Hoyle. (1957). Tổng hợp các yếu tố trong sao. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Trước đây, gần như tất cả mọi người đều nghĩ rằng tất cả các yếu tố hình thành trong Vụ nổ lớn - tốt, tất cả mọi người ngoại trừ Fred Hoyle dù sao).
