초신성 폭발의 요소 생산은 오늘날 당연한 일입니다. 그러나이 핵 합성이 언제 어디서 언제 발생하는지는 아직 명확하지 않습니다. 컴퓨터 모델의 핵심 붕괴 시나리오를 시도하려는 시도는 여전히 현재 컴퓨팅 성능을 한계로 끌어 올리고 있습니다.
주 계열성에서의 스텔라 융합은 철까지의 일부 원소를 포함 할 수있다. 중성자를 포획하여 동위 원소를 형성하는 특정 시드 요소에 의해 더 무거운 요소의 추가 생산이 이루어질 수도 있습니다. 포획 된 중성자들은 하나 이상의 양성자 뒤에 남겨진 베타 붕괴를 겪을 수 있습니다. 이것은 본질적으로 원자 번호가 더 높은 새로운 원소를 가지고 있음을 의미합니다 (원자 번호는 핵의 양성자 수입니다).
철 (26 개 양성자)에서 더 무거운 원소를 만드는이 '느린'공정 또는 s- 공정은 붉은 거인에서 가장 일반적으로 발생합니다 (29 개의 양성자를 가진 구리와 81 개의 양성자를 갖는 탈륨과 같은 원소를 만드는 것).
그러나 코어 붕괴 초신성 (초신성 유형 1b, 1c 및 2)에서 몇 초 만에 빠르게 또는 r- 프로세스가 발생합니다. 초신성 폭발의 시드 요소에는 s-process에서 수천 년에 걸쳐 꾸준하고 단계적으로 세워진 건물이 아닌 여러 개의 중성자가 걸려 있고 동시에 감마선이 분해되는 경우가 있습니다. 이러한 힘의 조합은 s- 프로세스에 의해 생성 될 수없는 납 (82 개 양성자)에서 플루토늄 (94 개 양성자)까지 매우 가벼운 원소, 특히 가볍고 무거운 원소를 형성 할 수 있습니다.
초신성 폭발 이전에, 거대한 별에서의 핵융합 반응은 첫 번째 수소,이어서 헬륨, 탄소, 네온, 산소 및 마지막으로 실리콘을 통해 진행되는데,이 시점에서 철 핵이 발달하여 더 이상의 핵융합을받을 수 없습니다. 철심이 1.4 태양 질량 (찬드라 세 카르 한계)으로 자라 자마자 철 핵 자체가 붕괴되면서 빛의 속도의 거의 1/4로 안쪽으로 붕괴됩니다.
나머지 별은 생성 된 공간을 채우기 위해 안쪽으로 무너지지 만 초기 붕괴로 인해 생성 된 열이 끓으면 '내부'가 다시 튀어 오릅니다. 이것은 초신성 폭발의 시작 인 뇌우와 약간의 크기를 곱한 충격파를 생성합니다. 충격파는 별의 주변 층을 날려 버립니다 –이 물질이 바깥쪽으로 팽창하자마자 냉각되기 시작합니다. 따라서이 시점에서 r-process nucleosynthesis가 발생하는지 확실하지 않습니다.
그러나 무너진 철심은 아직 끝나지 않았습니다. 안쪽으로 압축 된 핵으로 생성 된 에너지는 많은 철 핵을 헬륨 핵과 중성자로 분해합니다. 또한, 전자가 양성자와 결합하여 중성자를 형성하기 시작하여, 최초의 바운스 이후에 별의 핵심은 압축 된 중성자, 본질적으로 원형 중성자 별이라는 새로운 지상 상태로 자리 잡게됩니다. 코어에서 열을 전달하는 거대한 중성미자 방출로 인해 '고정'할 수 있습니다.
이 중성미자 바람이 나머지 폭발을 일으 킵니다. 그것은 이미 별의 바깥 쪽 층에서 분출 된 이젝트를 따라 잡아 들어가서이 물질을 재가열하고 운동량을 증가시킵니다. 연구자들 (아래)은 이것이 r- 프로세스의 위치 인 중성미자 바람 충격 사건 ( '역 충격')이라고 제안했다.
r- 프로세스가 아마도 2 초 안에 끝났다고 생각되지만 초음속 폭발 전선이 별 표면을 통해 파열되어 주기율표에 약간의 기여를하는 데 여전히 1 시간 이상이 걸릴 수 있습니다.
더 읽을 거리 : 중성미자 구동 초신성 유출에서 Arcones A. 및 Janka H. Nucleosynthesis 관련 조건. II. 2 차원 시뮬레이션에서 역 충격.
그리고 역사적 맥락에서, 주제에 관한 중요한 논문 (B라고도 함)2FH 논문) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler 및 F. Hoyle. (1957). 별의 원소 합성. Rev Mod Phy 29 (4) : 547. (이 전에 거의 모든 사람들이 빅뱅에서 형성된 모든 요소를 생각했습니다 – 어쨌든 Fred Hoyle을 제외한 모든 사람들).
