Räjähtävä nukleosynteesi on uusien alkuaineita jonka supernova , joka on collapsar tai fuusio neutronitähdet aikana räjähtävä fuusio happea ja piitä . Alkuaineista syntetisoitiin ovat esimerkiksi rikki , klooria , argonia , natrium , kalium , skandium kuten myös huippu rauta elementit : kromi , mangaani , rauta , koboltti ja nikkeli . Niiden runsaus lisääntyy ympäröivässä tähtienvälisessä väliaineessa niiden poiston jälkeen.
Nikkeliä raskaammat elementit syntyvät pääasiassa neutronien nopeasta sieppaamisesta prosessissa, jota kutsutaan r-prosessiksi . On kuitenkin myös muita prosesseja, jotka voivat olla vastuussa raskaselementtien luomisesta kevyistä elementeistä, mukaan lukien protonien sieppausprosessi , joka tunnetaan nimellä rp-prosessi , ja valohajoamisprosessi , jota kutsutaan gamma- (tai p) prosessiksi . Tämä syntetisoi kevyimmät, useimmat heikosti neutronit.
In ydinfuusion prosesseissa esiintyvien tähden ydinsynteesi , suurin massa fuusioituneen elementti on se, että rauta , päästä isotooppia , jonka atomimassa 56. Ennen supernova, fuusio välisten elementtien piin ja raudan voidaan valmistaa ainoastaan suurissa tähteä , piitä poltettaessa .
Hidas neutronien sieppausprosessi, joka tunnetaan nimellä s-prosessi, jota esiintyy myös normaalissa tähtien nukleosynteesissä, voi luoda elementtejä vismuttiin asti , atomimassan ollessa noin 209. S-prosessi kuitenkin tapahtuu pääasiassa pienimassaisissa tähdissä, jotka kehittyvät hitaammin.
Supernova on räjähdys merkintä loppuun elämän massiivinen tähti .
Supernovoja on olennaisesti kahta tyyppiä, ydinvoiman supernovat (Ia) ja sydämen romahtavat supernoovat (II). Ia esiintyy järjestelmässä, joka sisältää ainakin yhden valkoisen kääpiön , kun tämä on riittävän lähellä punaista jättiläistä : voi tapahtua aineen siirtymistä, mikä aiheuttaa kääpiön massan kasvua. Kun tämä saavuttaa 1,4 aurinkomassan , prosessi alkaa, mikä johtaa ennen kaikkea kvanttimekaniikan lakien kuvaamiin hiili- ja happifuusion lämpöydinreaktioihin . Sitten tapahtuu voimakas räjähdys, joka puhaltaa tähden kokonaan.
Toinen supernovan tyyppi esiintyy, kun massiiviset tähdet, joiden aurinkomassa on yli 10, ovat kuluttaneet " ydinpolttoaineensa " kokonaan . Tällä hetkellä tähden ulkokerrokset romahtavat, mikä johtuu painovoiman kompensoinnin äkillisestä puutteesta lämpöydinreaktioiden tuottaman säteilyn paineella.
Kun ydin ei tuota tarpeeksi energiaa tukemaan kaasujen ulkokuorta, tähti räjähtää supernovaksi, joka tuottaa suurimman osan alkuaineista raudan ulkopuolella. Elementtien tuotanto raudasta uraaniin tapahtuu sekunneissa supernovaräjähdyksessä. Vapautuneen suuren energiamäärän ansiosta saavutetaan normaalia tähtilämpötilaa paljon korkeammat lämpötilat ja tiheydet. Nämä olosuhteet mahdollistavat ympäristön, jossa transuraanisia elementtejä voisi muodostua.
Aikana supernova nukleosynteesi, The R prosessi ( r nopeaan) luo raskas isotooppeja erittäin runsaasti neutroneja, jotka hajoavat tapahtuman jälkeen ensimmäiseen vakaa isotooppi , mikä luo stabiilit isotoopit runsaasti neutronien kaikkien raskaiden alkuaineiden. Tämä neutronien sieppausprosessi tapahtuu korkean lämpötilan ja suuren neutronitiheyden olosuhteissa.