A produção de elementos em explosões de supernovas é algo que damos como certo hoje em dia. Mas exatamente onde e quando essa nucleossíntese ocorre ainda não está claro - e as tentativas de modelar cenários de colapso de modelos de computadores ainda empurram o poder de computação atual para seus limites.
A fusão estelar nas estrelas principais da sequência pode criar alguns elementos que incluem ferro. A produção adicional de elementos mais pesados também pode ocorrer por certos elementos de sementes que capturam nêutrons para formar isótopos. Esses nêutrons capturados podem sofrer decaimento beta, deixando para trás um ou mais prótons, o que significa que você tem um novo elemento com um número atômico mais alto (onde número atômico é o número de prótons em um núcleo).
Esse processo 'lento' ou s-processo de construção de elementos mais pesados a partir de, digamos, ferro (26 prótons) ocorre mais comumente em gigantes vermelhos (produzindo elementos como cobre com 29 prótons e até tálio com 81 prótons).
Mas há também o processo rápido ou r, que ocorre em questão de segundos nas supernovas de colapso do núcleo (sendo as supernovas tipos 1b, 1c e 2). Em vez da construção constante e passo a passo, ao longo de milhares de anos, vista no processo s - elementos de sementes em uma explosão de supernova têm vários nêutrons presos a eles, ao mesmo tempo em que são expostos a raios gama desintegrantes. Essa combinação de forças pode criar uma ampla gama de elementos leves e pesados, principalmente elementos muito pesados, desde chumbo (82 prótons) até plutônio (94 prótons), que não podem ser produzidos pelo processo s.
Antes de uma explosão de supernova, as reações de fusão em uma estrela massiva passam progressivamente pelo primeiro hidrogênio, depois hélio, carbono, néon, oxigênio e finalmente silício - a partir do qual um núcleo de ferro se desenvolve e não pode sofrer mais fusão. Assim que o núcleo de ferro cresce para 1,4 massas solares (o limite de Chandrasekhar), ele entra em colapso para dentro a quase um quarto da velocidade da luz, à medida que os núcleos de ferro entram em colapso.
O resto da estrela entra em colapso para dentro para preencher o espaço criado, mas o núcleo interno 'volta' para fora à medida que o calor produzido pelo colapso inicial faz com que ele 'ferva'. Isso cria uma onda de choque - um pouco como um trovão multiplicado por muitas ordens de magnitude, que é o começo da explosão da supernova. A onda de choque sopra as camadas circundantes da estrela - embora, logo que esse material se expanda, ele também comece a esfriar. Portanto, não está claro se a nucleossíntese do processo r acontece neste momento.
Mas o núcleo de ferro colapsado ainda não terminou. A energia gerada como o núcleo comprimido para dentro desintegra muitos núcleos de ferro em núcleos de hélio e nêutrons. Além disso, os elétrons começam a se combinar com os prótons para formar nêutrons, de modo que o núcleo da estrela, após o salto inicial, se estabeleça em um novo estado fundamental dos nêutrons compactados - essencialmente uma estrela de protonutrientes. Ele é capaz de "estabilizar" devido à liberação de uma enorme explosão de neutrinos que retira o calor do núcleo.
É esse vento de neutrinos que impulsiona o resto da explosão. Ele alcança e colide com os ejetos já explodidos das camadas externas da estrela progenitora, reaquecendo esse material e adicionando impulso a ele. Pesquisadores (abaixo) propuseram que é esse evento de impacto do vento de neutrinos (o "choque reverso") que é o local do processo r.
Pensa-se que o processo r provavelmente tenha terminado em alguns segundos, mas ainda pode levar uma hora ou mais antes que a frente da explosão supersônica exploda através da superfície da estrela, entregando novas contribuições à tabela periódica.
Leitura adicional: Arcones A. e Janka H. Condições relevantes à nucleossíntese em escoamentos de supernovas acionadas por neutrinos. II O choque reverso em simulações bidimensionais.
E, para o contexto histórico, o artigo seminal sobre o assunto (também conhecido como B2FH paper) E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W. A. Fowler e F. Hoyle. (1957). Síntese dos elementos nas estrelas. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Antes disso, quase todo mundo pensava em todos os elementos formados no Big Bang - bem, todo mundo, exceto Fred Hoyle).
