De productie van elementen in supernova-explosies is iets dat we tegenwoordig als vanzelfsprekend beschouwen. Maar waar en wanneer deze nucleosynthese plaatsvindt, is nog steeds onduidelijk - en pogingen om kerninstortingscenario's te computermodellen, duwen de huidige rekenkracht nog steeds tot het uiterste.
Stellaire fusie in hoofdreekssterren kan sommige elementen tot en met ijzer bouwen. Verdere productie van zwaardere elementen kan ook plaatsvinden door bepaalde zaadelementen die neutronen vangen om isotopen te vormen. Die gevangen neutronen kunnen dan bèta-verval ondergaan en een of meer protonen achterlaten, wat in wezen betekent dat je een nieuw element hebt met een hoger atoomnummer (waarbij het atoomnummer het aantal protonen in een kern is).
Dit 'langzame' proces of s-proces van het bouwen van zwaardere elementen uit bijvoorbeeld ijzer (26 protonen) vindt het meest plaats in rode reuzen (waardoor elementen zoals koper met 29 protonen en zelfs thallium met 81 protonen worden gemaakt).
Maar er is ook het snelle of r-proces, dat binnen enkele seconden plaatsvindt in supernovae van de kern-ineenstorting (zijnde supernova-typen 1b, 1c en 2). In plaats van het gestage, stapsgewijze bouwen gedurende duizenden jaren in het s-proces - bij zaadelementen in een supernova-explosie zitten meerdere neutronen vastgeklemd, terwijl ze tegelijkertijd worden blootgesteld aan desintegrerende gammastraling. Deze combinatie van krachten kan een breed scala aan lichte en zware elementen bouwen, met name zeer zware elementen van lood (82 protonen) tot plutonium (94 protonen), die niet door het s-proces kunnen worden geproduceerd.
Voorafgaand aan een supernova-explosie lopen de fusiereacties in een massieve ster geleidelijk door eerst waterstof, dan helium, koolstof, neon, zuurstof en tenslotte silicium - van daaruit ontwikkelt zich een ijzeren kern die geen verdere fusie kan ondergaan. Zodra die ijzerkern groeit tot 1,4 zonsmassa's (de Chandrasekhar-limiet), stort hij met bijna een kwart van de lichtsnelheid naar binnen in terwijl de ijzerkernen zelf instorten.
De rest van de ster stort in naar binnen om de gecreëerde ruimte te vullen, maar de binnenste kern 'stuitert' weer naar buiten, omdat de warmte die wordt geproduceerd door de eerste ineenstorting het 'laat koken'. Dit veroorzaakt een schokgolf - een beetje zoals een donderslag, vermenigvuldigd met vele ordes van grootte, wat het begin is van de supernova-explosie. De schokgolf blaast de omringende lagen van de ster uit - hoewel dit materiaal, zodra het naar buiten uitzet, ook begint af te koelen. Het is dus onduidelijk of de nucleosynthese van het r-proces op dit punt plaatsvindt.
Maar de ingestorte ijzeren kern is nog niet af. De energie die wordt opgewekt als de kern naar binnen wordt gedrukt, desintegreert veel ijzerkernen in heliumkernen en neutronen. Bovendien beginnen elektronen te combineren met protonen om neutronen te vormen, zodat de kern van de ster, na die aanvankelijke stuitering, zich nestelt in een nieuwe grondtoestand van gecomprimeerde neutronen - in wezen een proto-neutronenster. Het is in staat om te 'settelen' door het vrijkomen van een enorme uitbarsting van neutrino's die warmte van de kern afvoeren.
Het is deze neutrino-windstoot die de rest van de explosie aandrijft. Het haalt de al uitgeblazen ejecta van de buitenste lagen van de stamvaderster in en slaat erin, waardoor dit materiaal opnieuw wordt verwarmd en er momentum aan wordt toegevoegd. Onderzoekers (hieronder) hebben voorgesteld dat het deze neutrino-windinslag (de 'omgekeerde schok') is die de locatie is van het r-proces.
Er wordt gedacht dat het r-proces waarschijnlijk binnen een paar seconden voorbij is, maar het kan nog steeds een uur of langer duren voordat het supersonische explosiefront door het oppervlak van de ster barst en een aantal nieuwe bijdragen levert aan het periodiek systeem.
Verder lezen: Arcones A. en Janka H. Nucleosynthese-relevante omstandigheden bij neutrino-aangedreven supernova-uitstroom. II. De omgekeerde schok in tweedimensionale simulaties.
En, voor historische context, het baanbrekende artikel over het onderwerp (ook bekend als de B2FH paper) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler en F. Hoyle. (1957). Synthese van de elementen in sterren. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Voordien dacht bijna iedereen dat alle elementen in de Big Bang waren gevormd - nou ja, iedereen behalve Fred Hoyle hoe dan ook).
