La producción de elementos en explosiones de supernova es algo que damos por sentado en estos días. Pero aún no está claro exactamente dónde y cuándo se lleva a cabo esta nucleosíntesis, y los intentos de modelar escenarios de colapso del núcleo de la computadora aún llevan el poder informático actual a sus límites.
La fusión estelar en las estrellas de la secuencia principal puede construir algunos elementos hasta el hierro, incluido. La producción adicional de elementos más pesados también puede tener lugar mediante ciertos elementos de semillas que capturan neutrones para formar isótopos. Esos neutrones capturados pueden sufrir una desintegración beta dejando atrás uno o más protones, lo que esencialmente significa que tiene un nuevo elemento con un número atómico más alto (donde el número atómico es el número de protones en un núcleo).
Este proceso "lento" o s-proceso de construcción de elementos más pesados a partir de, por ejemplo, hierro (26 protones) se lleva a cabo con mayor frecuencia en gigantes rojos (haciendo elementos como el cobre con 29 protones e incluso el talio con 81 protones).
Pero también está el proceso rápido o r, que tiene lugar en cuestión de segundos en las supernovas de colapso del núcleo (siendo las supernovas tipos 1b, 1c y 2). En lugar del edificio estable y escalonado durante miles de años visto en el proceso s, los elementos semilla en una explosión de supernova tienen múltiples neutrones atascados en ellos, al mismo tiempo que están expuestos a rayos gamma desintegrados. Esta combinación de fuerzas puede construir una amplia gama de elementos ligeros y pesados, en particular elementos muy pesados desde plomo (82 protones) hasta plutonio (94 protones), que no pueden ser producidos por el proceso s.
Antes de una explosión de supernova, las reacciones de fusión en una estrella masiva atraviesan progresivamente primero hidrógeno, luego helio, carbono, neón, oxígeno y finalmente silicio, a partir de ese punto se desarrolla un núcleo de hierro que no puede sufrir más fusión. Tan pronto como ese núcleo de hierro crece a 1,4 masas solares (el límite de Chandrasekhar) se colapsa hacia adentro a casi un cuarto de la velocidad de la luz a medida que los núcleos de hierro se colapsan.
El resto de la estrella colapsa hacia adentro para llenar el espacio creado, pero el núcleo interno "rebota" hacia afuera, ya que el calor producido por el colapso inicial hace que "hierva". Esto crea una onda de choque, un poco como un trueno multiplicado por muchos órdenes de magnitud, que es el comienzo de la explosión de supernova. La onda de choque expulsa las capas circundantes de la estrella, aunque tan pronto como este material se expande hacia afuera, también comienza a enfriarse. Entonces, no está claro si la nucleosíntesis del proceso r ocurre en este punto.
Pero el núcleo de hierro colapsado aún no está terminado. La energía generada a medida que el núcleo se comprime hacia adentro desintegra muchos núcleos de hierro en núcleos de helio y neutrones. Además, los electrones comienzan a combinarse con los protones para formar neutrones de modo que el núcleo de la estrella, después de ese rebote inicial, se asiente en un nuevo estado fundamental de neutrones comprimidos, esencialmente una estrella proto-neutrónica. Es capaz de "asentarse" debido a la liberación de una gran explosión de neutrinos que lleva el calor lejos del núcleo.
Es esta ráfaga de viento de neutrinos la que impulsa el resto de la explosión. Se pone al día y golpea la eyección ya expulsada de las capas externas de la estrella progenitora, recalenta este material y le agrega impulso. Los investigadores (a continuación) han propuesto que es este evento de impacto del viento de neutrinos (el "choque inverso") la ubicación del proceso r.
Se cree que el proceso r probablemente haya finalizado en un par de segundos, pero aún podría pasar una hora o más antes de que el frente de explosión supersónica estalle a través de la superficie de la estrella, entregando nuevas contribuciones a la tabla periódica.
Otras lecturas: Arcones A. y Janka H. Condiciones relevantes para la nucleosíntesis en las salidas de supernovas impulsadas por neutrinos. II El choque inverso en simulaciones bidimensionales.
Y, para el contexto histórico, el documento seminal sobre el tema (también conocido como el B2FH paper) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler y F. Hoyle. (1957) Síntesis de los elementos en las estrellas. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Antes de esto, casi todos pensaban en todos los elementos formados en el Big Bang, bueno, todos menos Fred Hoyle de todos modos).
