La production d'éléments dans des explosions de supernova est quelque chose que nous tenons pour acquis de nos jours. Mais où et quand cette nucléosynthèse a lieu n'est toujours pas clair - et les tentatives de modélisation par ordinateur des scénarios d'effondrement du noyau poussent toujours la puissance de calcul actuelle à ses limites.
La fusion stellaire dans les étoiles de la séquence principale peut construire certains éléments jusqu'au fer, y compris le fer. Une production plus poussée d'éléments plus lourds peut également avoir lieu par certains éléments germes capturant des neutrons pour former des isotopes. Ces neutrons capturés peuvent alors subir une désintégration bêta laissant derrière eux un ou plusieurs protons, ce qui signifie essentiellement que vous avez un nouvel élément avec un numéro atomique plus élevé (où le numéro atomique est le nombre de protons dans un noyau).
Ce processus «lent» ou processus s consistant à construire des éléments plus lourds à partir, disons, de fer (26 protons) a lieu le plus souvent dans les géantes rouges (faisant des éléments comme le cuivre avec 29 protons et même le thallium avec 81 protons).
Mais il y a aussi le processus rapide ou r, qui se déroule en quelques secondes dans les supernovae d'effondrement du noyau (étant les supernovaes de types 1b, 1c et 2). Plutôt que la construction progressive et par étapes sur des milliers d'années observée dans le processus s - les éléments germes d'une explosion de supernova ont de multiples neutrons bloqués, tout en étant en même temps exposés à des rayons gamma qui se désintègrent. Cette combinaison de forces peut construire une large gamme d'éléments légers et lourds, notamment des éléments très lourds allant du plomb (82 protons) au plutonium (94 protons), qui ne peuvent pas être produits par le processus s.
Avant une explosion de supernova, les réactions de fusion dans une étoile massive traversent progressivement l'hydrogène, puis l'hélium, le carbone, le néon, l'oxygène et enfin le silicium - à partir de là se développe un noyau de fer qui ne peut plus subir de fusion. Dès que ce noyau de fer atteint 1,4 masse solaire (la limite de Chandrasekhar), il s'effondre vers l'intérieur à près d'un quart de la vitesse de la lumière lorsque les noyaux de fer eux-mêmes s'effondrent.
Le reste de l’étoile s’effondre vers l’intérieur pour remplir l’espace créé, mais le noyau interne «rebondit» vers l’extérieur lorsque la chaleur produite par l’effondrement initial la fait «bouillir». Cela crée une onde de choc - un peu comme un coup de tonnerre multiplié par de nombreux ordres de grandeur, qui est le début de l'explosion de la supernova. L'onde de choc souffle les couches environnantes de l'étoile - bien que dès que ce matériau se dilate vers l'extérieur, il commence également à se refroidir. Donc, il n'est pas clair si la nucléosynthèse du processus r se produit à ce stade.
Mais le noyau de fer effondré n'est pas encore terminé. L'énergie générée lorsque le noyau est comprimé vers l'intérieur désintègre de nombreux noyaux de fer en noyaux d'hélium et en neutrons. De plus, les électrons commencent à se combiner avec les protons pour former des neutrons de sorte que le noyau de l’étoile, après ce rebond initial, s’installe dans un nouvel état fondamental de neutrons comprimés - essentiellement une étoile à protons-neutrons. Il est capable de «s’installer» en raison de la libération d’une énorme explosion de neutrinos qui transporte la chaleur du cœur.
C’est cette rafale de vent de neutrinos qui entraîne le reste de l’explosion. Il rattrape et claque les éjectas déjà soufflés des couches externes de l'étoile progénitrice, réchauffant ce matériau et lui donnant un élan. Les chercheurs (ci-dessous) ont proposé que ce soit l’événement d’impact du vent de neutrinos (le «choc inverse») qui soit le lieu du processus r.
On pense que le processus r est probablement terminé en quelques secondes, mais cela pourrait encore prendre une heure ou plus avant que le front d'explosion supersonique n'éclate à travers la surface de l'étoile, apportant de nouvelles contributions au tableau périodique.
Lectures complémentaires: Arcones A. et Janka H. Conditions pertinentes pour la nucléosynthèse dans les sorties de supernovae conduites par les neutrinos. II. Le choc inverse dans les simulations bidimensionnelles.
Et, pour le contexte historique, l'article fondateur sur le sujet (également connu sous le nom de B2Papier FH) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler et F. Hoyle. (1957). Synthèse des éléments dans les étoiles. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Avant cela, presque tout le monde pensait à tous les éléments formés dans le Big Bang - enfin, tout le monde sauf Fred Hoyle de toute façon).
