Produktionen af elementer i supernovaeksplosioner er noget, vi tager for givet i disse dage. Men nøjagtigt hvor og når denne nukleosyntese finder sted er stadig uklar - og forsøg på at computermodelere kernekollapsscenarier skubber stadig den aktuelle computerkraft til sine grænser.
Stjernefusion i hovedsekvensstjerner kan bygge nogle elementer op til og inklusive jern. Yderligere produktion af tungere elementer kan også finde sted ved, at visse frøelementer fanger neutroner til dannelse af isotoper. De fangede neutroner kan derefter gennemgå beta-henfald og efterlade en eller flere protoner, hvilket væsentligt betyder, at du har et nyt element med et højere atomnummer (hvor atomnummer er antallet af protoner i en kerne).
Denne 'langsomme' proces eller s-proces med at opbygge tungere elementer fra fx jern (26 protoner) foregår oftest i røde giganter (hvilket fremstiller elementer som kobber med 29 protoner og endda thallium med 81 protoner).
Men der er også den hurtige eller r-proces, der finder sted i løbet af sekunder i supernovaer i kernekollaps (at være supernovatyper 1b, 1c og 2). I stedet for den stadige, trinvise bygning over tusinder af år, der ses i s-processen - har frøelementer i en supernovaeksplosion flere neutroner fastklemt indtil dem, mens de samtidig udsættes for opløsende gammastråler. Denne kombination af kræfter kan opbygge en lang række lette og tunge elementer, især meget tunge elementer fra bly (82 protoner) op til plutonium (94 protoner), som ikke kan produceres ved s-processen.
Før en supernovaeksplosion løber fusionsreaktionerne i en massiv stjerne gradvist gennem først brint, derefter helium, carbon, neon, ilt og til sidst silicium - hvorfra en jernkerne udvikler sig, som ikke kan gennemgå yderligere fusion. Så snart denne jernkerne vokser til 1,4 solmasser (Chandrasekhar-grænsen), kollapser den indad med næsten en fjerdedel af lysets hastighed, når jernkernerne selv kollapser.
Resten af stjernen kollapser indad for at udfylde det skabte rum, men den indre kerne 'hopper' tilbage udad, da den varme, der produceres ved det første sammenbrud, får den til at 'koge'. Dette skaber en stødbølge - lidt som en tordenknap ganget med mange størrelsesordener, som er begyndelsen på supernovaeksplosionen. Stødbølgen sprænger de omkringliggende lag af stjernen - selvom så snart dette materiale ekspanderer udad, begynder det også at køle ned. Så det er uklart, om r-process nukleosyntesen sker på dette tidspunkt.
Men den kollapsede jernkerne er ikke færdig endnu. Energien, der genereres, når kernen komprimeres indefra, nedbryder mange jernkerner i heliumkerner og neutroner. Derudover begynder elektroner at kombinere med protoner til dannelse af neutroner, så stjernens kerne, efter det første afvisning, slår sig ned i en ny grundtilstand af komprimerede neutroner - i det væsentlige en prototronronstjerne. Det er i stand til at "slå sig ned" på grund af frigivelsen af et stort udbrud af neutrinoer, der bærer varme væk fra kernen.
Det er denne neutrinovind, der driver resten af eksplosionen. Den indhenter og smækker ind i den allerede udblæsede ejecta fra afkomstjernens ydre lag, genopvarmer dette materiale og tilføjer momentum til det. Forskere (nedenfor) har foreslået, at det er denne neutrinovindpåvirkningshændelse ('omvendt chok'), der er placeringen af r-processen.
Det menes, at r-processen sandsynligvis er ovre inden for et par sekunder, men det kan stadig tage en time eller mere, før den supersoniske eksplosionsfront sprænger gennem stjernens overflade og leverer nogle friske bidrag til det periodiske bord.
Yderligere læsning: Arcones A. og Janka H. Nucleosynthesis-relevante forhold i neutrino-drevet supernovaudstrømning. II. Det omvendte chok i to-dimensionelle simuleringer.
Og for historisk kontekst, seminalpapiret om emnet (også kendt som B2FH-papir) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler og F. Hoyle. (1957). Syntese af elementerne i stjerner. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Før dette troede næsten alle alle elementerne, der blev dannet i Big Bang - ja, alle undtagen Fred Hoyle alligevel).
