Die Produktion von Elementen in Supernova-Explosionen ist heutzutage eine Selbstverständlichkeit. Aber genau, wo und wann diese Nukleosynthese stattfindet, ist noch unklar - und Versuche, Kernkollaps-Szenarien zu modellieren, bringen die derzeitige Rechenleistung immer noch an ihre Grenzen.
Durch die Sternfusion in Hauptreihensternen können einige Elemente bis einschließlich Eisen aufgebaut werden. Die weitere Produktion schwererer Elemente kann auch dadurch erfolgen, dass bestimmte Keimelemente Neutronen einfangen, um Isotope zu bilden. Diese eingefangenen Neutronen können dann einem Beta-Zerfall unterliegen und ein oder mehrere Protonen zurücklassen, was im Wesentlichen bedeutet, dass Sie ein neues Element mit einer höheren Ordnungszahl haben (wobei die Ordnungszahl die Anzahl der Protonen in einem Kern ist).
Dieser „langsame“ Prozess oder S-Prozess des Aufbaus schwererer Elemente aus beispielsweise Eisen (26 Protonen) findet am häufigsten in roten Riesen statt (Herstellung von Elementen wie Kupfer mit 29 Protonen und sogar Thallium mit 81 Protonen).
Es gibt aber auch den schnellen oder r-Prozess, der in Sekundenschnelle in Kernkollaps-Supernovae stattfindet (Supernova-Typen 1b, 1c und 2). Anstelle des stetigen, schrittweisen Aufbaus über Tausende von Jahren, der im S-Prozess zu sehen ist, sind bei Keimelementen einer Supernova-Explosion mehrere Neutronen eingeklemmt, während sie gleichzeitig zerfallenden Gammastrahlen ausgesetzt sind. Diese Kombination von Kräften kann eine breite Palette von leichten und schweren Elementen bilden, insbesondere sehr schwere Elemente von Blei (82 Protonen) bis zu Plutonium (94 Protonen), die durch den S-Prozess nicht hergestellt werden können.
Vor einer Supernova-Explosion laufen die Fusionsreaktionen in einem massiven Stern nach und nach zuerst durch Wasserstoff, dann durch Helium, Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff und schließlich durch Silizium. Von diesem Punkt an entwickelt sich ein Eisenkern, der keine weitere Fusion eingehen kann. Sobald dieser Eisenkern auf 1,4 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze) anwächst, kollabiert er mit fast einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit nach innen, während die Eisenkerne selbst kollabieren.
Der Rest des Sterns kollabiert nach innen, um den erzeugten Raum zu füllen, aber der innere Kern "springt" nach außen zurück, da die durch den anfänglichen Kollaps erzeugte Wärme ihn "kochen" lässt. Dies erzeugt eine Schockwelle - ein bisschen wie ein Donnerschlag multipliziert mit vielen Größenordnungen, was den Beginn der Supernova-Explosion darstellt. Die Stoßwelle bläst die umgebenden Schichten des Sterns aus - obwohl sich dieses Material, sobald es sich nach außen ausdehnt, auch abkühlt. Es ist also unklar, ob zu diesem Zeitpunkt eine R-Prozess-Nukleosynthese stattfindet.
Der eingestürzte Eisenkern ist jedoch noch nicht fertig. Die Energie, die erzeugt wird, wenn der Kern nach innen komprimiert wird, zerfällt viele Eisenkerne in Heliumkerne und Neutronen. Darüber hinaus beginnen sich Elektronen mit Protonen zu Neutronen zu verbinden, so dass der Kern des Sterns nach diesem ersten Sprung in einen neuen Grundzustand komprimierter Neutronen übergeht - im Wesentlichen ein Proto-Neutronenstern. Es kann sich aufgrund der Freisetzung eines riesigen Neutrino-Ausbruchs „absetzen“, der die Wärme vom Kern wegleitet.
Es ist dieser Neutrino-Windstoß, der den Rest der Explosion antreibt. Es holt die bereits ausgeblasenen Auswürfe der äußeren Schichten des Vorläufer-Sterns ein und schlägt in sie ein, erwärmt dieses Material und verleiht ihm Schwung. Forscher (unten) haben vorgeschlagen, dass dieses Neutrino-Wind-Aufprallereignis (der „umgekehrte Schock“) der Ort des R-Prozesses ist.
Es wird angenommen, dass der R-Prozess wahrscheinlich innerhalb von ein paar Sekunden beendet ist, aber es könnte noch eine Stunde oder länger dauern, bis die Überschall-Explosionsfront durch die Oberfläche des Sterns platzt und einige neue Beiträge zum Periodensystem liefert.
Weiterführende Literatur: Arcones A. und Janka H. Nucleosyntheserelevante Bedingungen in Neutrino-getriebenen Supernova-Abflüssen. II. Der umgekehrte Schock in zweidimensionalen Simulationen.
Und für den historischen Kontext das wegweisende Papier zu diesem Thema (auch bekannt als B.2FH-Papier) E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W.A. Fowler und F. Hoyle. (1957). Synthese der Elemente in Sternen. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Vorher dachten fast alle, dass alle Elemente im Urknall gebildet wurden - na ja, alle außer Fred Hoyle).
