La produzione di elementi nelle esplosioni di supernova è qualcosa che diamo per scontato in questi giorni. Ma esattamente dove e quando ha luogo questa nucleosintesi non è ancora chiaro - e i tentativi di modellare gli scenari di collasso del core del computer spingono ancora l'attuale potenza di calcolo ai suoi limiti.
La fusione stellare nelle stelle della sequenza principale può costruire alcuni elementi fino al ferro compreso. Un'ulteriore produzione di elementi più pesanti può avvenire anche con alcuni elementi di seme che catturano i neutroni per formare isotopi. Quei neutroni catturati possono quindi subire il decadimento beta lasciando uno o più protoni, il che significa essenzialmente che hai un nuovo elemento con un numero atomico più elevato (dove il numero atomico è il numero di protoni in un nucleo).
Questo "lento" processo o s-processo di costruzione di elementi più pesanti da, diciamo, ferro (26 protoni) si svolge più comunemente nei giganti rossi (rendendo elementi come il rame con 29 protoni e persino il tallio con 81 protoni).
Ma c'è anche il processo rapido o r, che si svolge in pochi secondi nelle supernove di collasso centrale (essendo i tipi di supernova 1b, 1c e 2). Piuttosto che l'edificio stabile e saggio per migliaia di anni visto nel processo s - gli elementi del seme in un'esplosione di supernova hanno più neutroni bloccati in essi, mentre allo stesso tempo sono esposti a raggi gamma che si disintegrano. Questa combinazione di forze può costruire una vasta gamma di elementi leggeri e pesanti, in particolare elementi molto pesanti dal piombo (82 protoni) fino al plutonio (94 protoni), che non possono essere prodotti dal processo s.
Prima di un'esplosione di supernova, le reazioni di fusione in una stella massiccia attraversano progressivamente dapprima idrogeno, quindi elio, carbonio, neon, ossigeno e infine silicio - da quel momento si sviluppa un nucleo di ferro che non può subire ulteriore fusione. Non appena il nucleo di ferro cresce fino a 1,4 masse solari (il limite di Chandrasekhar) collassa verso l'interno a quasi un quarto della velocità della luce mentre i nuclei di ferro stessi collassano.
Il resto della stella collassa verso l'interno per riempire lo spazio creato ma il nucleo interno "rimbalza" verso l'esterno mentre il calore prodotto dal collasso iniziale lo fa "bollire". Questo crea un'onda d'urto - un po 'come una tempesta di tuoni moltiplicata per molti ordini di grandezza, che è l'inizio dell'esplosione della supernova. L'onda d'urto soffia sugli strati circostanti della stella, anche se non appena questo materiale si espande verso l'esterno inizia anche a raffreddarsi. Quindi, non è chiaro se la nucleosintesi del processo r accada a questo punto.
Ma il nucleo di ferro crollato non è ancora finito. L'energia generata quando il nucleo compresso verso l'interno disintegra molti nuclei di ferro in nuclei di elio e neutroni. Inoltre, gli elettroni iniziano a combinarsi con i protoni per formare neutroni in modo che il nucleo della stella, dopo quel rimbalzo iniziale, si stabilizzi in un nuovo stato fondamentale di neutroni compressi, essenzialmente una stella proto-neutronica. È in grado di "stabilirsi" a causa del rilascio di un enorme scoppio di neutrini che porta il calore lontano dal nucleo.
È questo vento di neutrino che spinge il resto dell'esplosione. Riesce a raggiungere, e si scontra con, l'ejecta già spazzato via degli strati esterni della stella progenitrice, riscaldando questo materiale e aggiungendo slancio ad esso. I ricercatori (sotto) hanno proposto che è questo evento di impatto del vento del neutrino (lo "shock inverso") che è la posizione del processo r.
Si pensa che il processo r sia probabilmente terminato entro un paio di secondi, ma potrebbero volerci ancora un'ora o più prima che l'esplosione supersonica esploda attraverso la superficie della stella, fornendo alcuni nuovi contributi alla tavola periodica.
Ulteriori letture: Arcones A. e Janka H. Condizioni rilevanti per la nucleosintesi nei deflussi di supernova guidati dai neutrini. II. Lo shock inverso nelle simulazioni bidimensionali.
E, per il contesto storico, l'articolo fondamentale sull'argomento (noto anche come B2FH paper) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler e F. Hoyle. (1957). Sintesi degli elementi nelle stelle. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Prima di questo quasi tutti pensavano che tutti gli elementi si fossero formati nel Big Bang - beh, comunque tutti tranne Fred Hoyle).
