Die Erzeugung von Elementen bei Supernova-Explosionen ist heutzutage für uns selbstverständlich. Aber genau wo und wann das Nukleosynthese stattfindet, ist noch unklar – und Versuche, Kernkollaps-Szenarien am Computer zu modellieren, bringen die aktuelle Rechenleistung noch immer an ihre Grenzen.
Die Sternfusion in Hauptreihensternen kann einige Elemente bis hin zu und einschließlich Eisen aufbauen. Eine weitere Produktion schwererer Elemente kann auch durch bestimmte Saatelemente erfolgen, die Neutronen einfangen, um Isotope zu bilden. Diese eingefangenen Neutronen können dann einem Betazerfall unterliegen, der ein oder mehrere Protonen zurücklässt, was im Wesentlichen bedeutet, dass Sie ein neues Element mit einem höheren haben Ordnungszahl (wobei die Ordnungszahl die Anzahl der Protonen in einem Kern ist).
Dieser „langsame“ Prozess oder s-Prozess der Bau schwererer Elemente aus beispielsweise Eisen (26 Protonen) findet am häufigsten bei Roten Riesen statt (Elemente wie Kupfer mit 29 Protonen und sogar Thallium mit 81 Protonen).
Aber es gibt auch das schnelle oder r-Prozess , die innerhalb von Sekunden in Kernkollaps-Supernovae stattfindet (die Supernova-Typen 1b, 1c und 2). Anstelle des stetigen, schrittweisen Aufbaus über Jahrtausende, der beim s-Prozess zu beobachten ist, sind in den Saatelementen 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 hin zu Plutonium (94 Protonen), die durch den s-Prozess nicht hergestellt werden können.
Wie Dinge in unserem Universum hergestellt werden. Die weißen Elemente (über Plutonium) können im Labor gebildet werden, aber es ist unklar, ob sie auf natürliche Weise entstehen – und auf jeden Fall zerfallen sie nach ihrer Bildung schnell. Bildnachweis: North Arizona University
Vor einer Supernova-Explosion laufen die Fusionsreaktionen in einem massereichen Stern nach und nach zuerst durch Wasserstoff, dann durch Helium, Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff und schließlich durch Silizium – von wo aus sich ein Eisenkern entwickelt, der nicht weiter fusioniert werden kann. Sobald dieser Eisenkern auf 1,4 Sonnenmassen anwächst (die Chandrasekhar-Grenze ) kollabiert es mit fast einem Viertel der Lichtgeschwindigkeit nach innen, während die Eisenkerne selbst kollabieren.
Der Rest des Sterns kollabiert nach innen, um den entstandenen Raum zu füllen, aber der innere Kern „springt“ wieder nach außen, da die durch den anfänglichen Kollaps erzeugte Hitze ihn „kochen“ lässt. Dadurch entsteht eine Schockwelle – ein bisschen wie ein Donnerschlag multipliziert mit vielen Größenordnungen, der der Beginn der Supernova-Explosion ist. Die Stoßwelle bläst die umgebenden Schichten des Sterns heraus – sobald sich dieses Material jedoch nach außen ausdehnt, beginnt es auch abzukühlen. Es ist also unklar, ob die r-Prozess-Nukleosynthese zu diesem Zeitpunkt stattfindet.
Aber der kollabierte Eisenkern ist noch nicht fertig. Die beim Zusammendrücken des Kerns erzeugte Energie zerlegt viele Eisenkerne in Heliumkerne und Neutronen. Darüber hinaus beginnen Elektronen, sich mit Protonen zu verbinden, um Neutronen zu bilden, sodass sich der Kern des Sterns nach diesem anfänglichen Rückprall in einen neuen Grundzustand komprimierter Neutronen einfügt – im Wesentlichen ein Proto-Neutronen-Stern. Es ist in der Lage, sich aufgrund der Freisetzung eines riesigen Neutrinoschubs, der Wärme vom Kern wegführt, „abzusetzen“.
Es ist dieser Neutrino-Windstoß, der den Rest der Explosion antreibt. Es holt den bereits ausgeblasenen Ejekta der äußeren Schichten des Vorläufersterns ein und prallt hinein, erwärmt dieses Material wieder und verleiht ihm Schwung. Forscher (unten) haben vorgeschlagen, dass dieses Neutrino-Windaufprallereignis (der „umgekehrte Schock“) der Ort des r-Prozesses ist.
Es wird angenommen, dass der r-Prozess wahrscheinlich innerhalb weniger Sekunden abgeschlossen ist, aber es könnte immer noch eine Stunde oder länger dauern, bis die Überschallexplosionsfront durch die Oberfläche des Sterns bricht und einige neue Beiträge zum Periodensystem liefert.
Weiterlesen:Arcones A. und Janka H. Nukleosyntheserelevante Bedingungen in neutrinogetriebenen Supernova-Ausströmen. II. Der umgekehrte Schock in zweidimensionalen Simulationen .
Und für den historischen Kontext die wegweisende Arbeit zu diesem Thema (auch bekannt als die B2FH Aufsatz) 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 dachte fast jeder, dass sich alle Elemente beim Urknall gebildet hätten – na ja, alle außer Fred Hoyle sowieso).
