Elementide tootmine supernoova plahvatustes on tänapäeval midagi enesestmõistetavat. Kuid täpselt, kus ja millal see nukleosüntees toimub, on endiselt ebaselge - ja katsed tuumikollapstsenaariumide arvutimudeliks suruvad praeguse arvutusvõimsuse ikkagi oma piiridesse.
Tähesüntees põhijada tähtedes võib ehitada mõned elemendid kuni raudeni (kaasa arvatud). Raskemate elementide edasine tootmine võib toimuda ka teatud seemneelementide abil, mis hõivavad neutroneid isotoopide moodustamiseks. Neis hõivatud neutronites võib seejärel toimuda beeta lagunemine, jättes maha ühe või mitu prootonit, mis tähendab põhimõtteliselt seda, et teil on uus element, millel on suurem aatomiarv (kus aatomiarv on tuuma prootonite arv).
See "aeglane" protsess ehk raskete elementide, näiteks rauast (26 prootonist) ehitamise protsess toimub kõige sagedamini punastes hiiglastes (moodustades selliseid elemente nagu vask 29 prootoniga ja isegi tallium 81 prootoniga).
Kuid seal on ka kiire või r-protsess, mis toimub mõne sekundi jooksul tuuma kokkuvarisemise supernoovades (olles supernoovade tüübid 1b, 1c ja 2). Selle asemel, et s-protsessis tuhandete aastate vältel näha ühtlast, sammhaaval ehitust - supernoova plahvatuses on seemneelementidesse tunginud mitu neutronit, olles samal ajal avatud lagunevatele gammakiirtele. See jõudude kombinatsioon võib ehitada laias valikus kergeid ja raskeid elemente, eriti väga raskeid elemente pliist (82 prootonit) kuni plutooniumini (94 prootonit), mida s-protsessiga ei saa.
Enne supernoova plahvatust jooksevad massiivses tähes olevad termotuumareaktsioonid järk-järgult läbi esimese vesiniku, seejärel heeliumi, süsiniku, neooni, hapniku ja lõpuks räni - sellest hetkest areneb välja raudsüdamik, mida ei saa edasi sulatada. Niipea kui see raudtuum kasvab 1,4 päikesemassi (Chandrasekhari piir), variseb see sissepoole peaaegu veerandi valguse kiirusest, kuna raudtuumad ise varisevad kokku.
Ülejäänud täht variseb loodud ruumi täitmiseks sissepoole, kuid sisemine tuum põrkub tagasi väljapoole, kuna esialgse kokkuvarisemise tekitatud soojus muudab selle keema. See loob lööklaine - natuke nagu äike, mis on korrutatud paljude suurusjärkudega, mis on supernoova plahvatuse algus. Lööklaine puhub tähe ümbritsevad kihid välja - ehkki niipea kui see materjal välja paisub, hakkab see ka jahutama. Seega on ebaselge, kas r-protsessi nukleosüntees toimub sel hetkel.
Kuid varisenud raudsüdamik pole veel valmis. Sissepoole kokkusurutud südamik tekitab palju rauatuumasid heeliumi tuumadeks ja neutroniteks. Veelgi enam, elektronid hakkavad prootonitega ühinema, moodustades neutroneid, nii et tähe tuum pärast seda esialgset põrutamist astub kokkusurutud neutronite uude olekusse - põhiliselt proto-neutronitäheks. See suudab "settida" tänu tohutule neutriinode purskele, mis viib soojuse tuumast eemale.
Ülejäänud plahvatuse juhib see neutriinutuule puhang. See haakub eellastest tähe väliskihtide juba läbi puhutud ejektaga, soojendades seda materjali uuesti ja lisades sellele hoogu. Teadlased (allpool) on pakkunud välja, et r-protsessi asukoht on just see neutriino tuule mõju (nn tagasilöök).
Arvatakse, et r-protsess on tõenäoliselt paari sekundi jooksul läbi, kuid võib kuluda veel tund või rohkem, kuni ülehelikiirusel plahvatuse esiosa lõhkeb läbi tähe pinna, pakkudes perioodilise tabeli värsket panust.
Lisalugemist: Arcones A. ja Janka H. Nukleosünteesi olulised tingimused neutriinodel põhinevas supernoova väljavoolus. II. Kahemõõtmeliste simulatsioonide vastupidine šokk.
Ja ajaloolise konteksti jaoks teemakohane seminar (tuntud ka kui B2FH paber) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler ja F. Hoyle. (1957). Elementide süntees tähtedes. Mod Mod Phy 29 (4): 547. (Enne seda arvasid peaaegu kõik kõik Suure Paugu moodustunud elemendid - noh, kõik peale Fred Hoyle'i).
