Produktionen av element i supernovaexplosioner är något vi tar för givet idag. Men exakt var och när denna nukleosyntes äger rum är fortfarande oklart - och försök att datormodellera kärnkraftscenarier driver fortfarande den aktuella datorkraften till dess gränser.
Stjärnfusion i huvudsekvensstjärnor kan bygga vissa element upp till och inklusive järn. Ytterligare produktion av tyngre element kan också ske genom att vissa fröelement fångar neutroner för att bilda isotoper. De fångade neutroner kan sedan genomgå beta-sönderfall och lämna efter sig en eller flera protoner, vilket i huvudsak betyder att du har ett nytt element med ett högre atomnummer (där atomantalet är antalet protoner i en kärna).
Denna "långsamma" process eller s-process för att bygga tyngre element från, till exempel, järn (26 protoner) äger rum oftast i röda jättar (vilket gör element som koppar med 29 protoner och till och med talium med 81 protoner).
Men det finns också den snabba eller r-processen, som sker inom några sekunder i kärnkollaps supernovaer (är supernovatyper 1b, 1c och 2). I stället för den stadiga, stegvisa byggnaden under tusentals år sett i s-processen - fröelement i en supernovaexplosion har flera neutroner fastnat i dem, samtidigt som de utsätts för sönderfallande gammastrålar. Denna kombination av krafter kan bygga ett brett spektrum av lätta och tunga element, särskilt mycket tunga element från bly (82 protoner) till plutonium (94 protoner), som inte kan produceras med s-processen.
Innan en supernovaexplosion löper fusionsreaktionerna i en massiv stjärna successivt genom väte, sedan helium, kol, neon, syre och slutligen kisel - från vilken punkt en järnkärna utvecklas som inte kan genomgå ytterligare fusion. Så fort den järnkärnan växer till 1,4 solmassor (Chandrasekhar-gränsen) kollapsar den inåt nästan en fjärdedel av ljusets hastighet när järnkärnorna själva kollapsar.
Resten av stjärnan kollapsar inåt för att fylla det skapade utrymmet men den inre kärnan "studsar" tillbaka utåt eftersom värmen som produceras genom den första kollapsen får den att "koka". Detta skapar en chockvåg - ungefär som en åskväv multiplicerad med många storleksordningar, vilket är början på supernovaexplosionen. Chockvågen blåser ut de omgivande lagren av stjärnan - även om så snart detta material expanderar utåt börjar det också svalna. Så det är oklart om n-nukleosyntesen i processen händer vid denna punkt.
Men den kollapsade järnkärnan är inte klar än. Energin som genereras när kärnan komprimeras inåt sönderdelar många järnkärnor i heliumkärnor och neutroner. Dessutom börjar elektroner kombineras med protoner för att bilda neutroner så att stjärnskärnan, efter det första studsningen, slår sig in i ett nytt marktillstånd av komprimerade neutroner - i huvudsak en proto-neutronstjärna. Det kan "bosätta sig" på grund av frisläppandet av en enorm sprängning av neutrino som transporterar värme bort från kärnan.
Det är denna neutrinovind som brister som driver resten av explosionen. Den fångar upp och smälter in i den redan utblåsta ejekta från föddstjärnans yttre lager, värmer upp detta material och lägger fart på det. Forskare (nedan) har föreslagit att det är denna neutrinovindpåverkningshändelse ("omvänd chock") som är platsen för r-processen.
Det tros att r-processen troligen är över inom några sekunder, men det kan fortfarande ta en timme eller mer innan den supersoniska explosionen sprängs genom stjärnans yta och levererar några nya bidrag till det periodiska bordet.
Vidare läsning: Arcones A. och Janka H. Nukleosyntes-relevanta förhållanden i neutrino-driven supernovautflöden. II. Den omvända chocken i tvådimensionella simuleringar.
Och för historiskt sammanhang, seminalpapperet om ämnet (även känd som B2FH-papper) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler och F. Hoyle. (1957). Syntes av elementen i stjärnor. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Innan detta trodde nästan alla alla element som bildades i Big Bang - ja, alla utom Fred Hoyle ändå).
