Tôi hiểu rằng sắt và tất cả các nguyên tố nặng hơn tiêu thụ nhiều năng lượng để sản xuất hơn so với chúng tạo ra, và đó là điều cuối cùng dẫn đến một siêu tân tinh. Tôi cũng hiểu rằng rất nhiều yếu tố nặng hơn được tạo ra trong siêu tân tinh đó. Tuy nhiên, điều tôi băn khoăn là, trước khi ngôi sao đi siêu tân tinh, có bất kỳ cầu chì sắt nào với các yếu tố khác không? Vâng, sẽ có một sự mất năng lượng ròng, nhưng nếu chỉ có một lượng nhỏ sắt trong ngôi sao, nó có thể sẽ có thể xử lý điều đó.
Câu trả lời:
Vâng, nhưng nó chậm. (Tôi không phải là chuyên gia, vì vậy hãy thoải mái sửa nếu tôi bỏ lỡ điều gì đó quan trọng), nhưng một khi ngôi sao bước vào giai đoạn sau, vượt qua giai đoạn Helium, đến Iron, sự hợp nhất chủ yếu diễn ra bằng cách kết hợp helium lên một vật nặng hơn nguyên tố, tăng mỗi số nguyên tử lên 2. Đó không phải là phương pháp duy nhất nhưng nó là phương pháp phổ biến nhất.
Iron cũng có thể hợp nhất với Nickle theo cách này bên trong một ngôi sao và nó hoạt động với số lượng nhỏ, nhưng chủ yếu vượt ra ngoài Iron, và chắc chắn ngoài Nickle, các yếu tố nặng hơn được tạo ra thông qua S-Process . (viết tắt của quá trình bắt neutron chậm). Điều này xảy ra khi một neutron tự do liên kết với hạt nhân nguyên tử và theo thời gian, việc bổ sung neutron có thể dẫn đến sự phân rã beta, trong đó một electron bị đẩy ra và một proton vẫn còn - thêm vào số nguyên tử.
nhưng nếu chỉ có một lượng nhỏ sắt trong ngôi sao, có lẽ nó sẽ có thể xử lý được điều đó.
Điều này chắc chắn là đúng. Những ngôi sao siêu hạng cực kỳ lớn và Iron không chính xác rơi vào lõi ngay lập tức. Tốn một chút thời gian. Để một ngôi sao có thể đi được (Super-Nova), nó cần một lõi sắt vừa đủ độ tinh khiết, nơi nó không còn trải qua sự mở rộng từ phản ứng tổng hợp gần đó, và đủ kích thước để nó trải qua sự sụp đổ nhanh chóng theo cách ảnh hưởng đến ngôi sao xung quanh nó tức thời. Tôi không rõ về quy trình chính xác, nhưng nó đòi hỏi nhiều hơn là chỉ một chút Sắt. Theo dự đoán của một giáo dân, nó có thể yêu cầu một quả bóng sắt có kích thước sao Mộc. Có lẽ một chút công bằng hơn thế.
"Lõi sắt" trong siêu tân tinh thực sự là sản phẩm cuối cùng của trạng thái cân bằng thống kê hạt nhân bắt đầu khi lõi silicon bắt đầu hợp nhất với các hạt alpha (hạt nhân helium). Phản ứng tỏa nhiệt có thể xảy ra ngay đến Niken-62 (đây thực sự là hạt nhân có năng lượng liên kết cao nhất trên mỗi nucleon). Trên thực tế, việc bắt giữ alpha nhanh, liên tiếp tạo ra các hạt nhân có cùng số proton và neutron, nhưng đồng thời, các quá trình cạnh tranh của quá trình quang phân và phân rã phóng xạ hoạt động theo hướng khác. Quá trình này được cho là chủ yếu dừng lại ở Niken-56, bởi vì các hạt nhân nặng hơn ổn định hơn với , sau đó trải qua một vàiphân rã qua Cobalt-56 thành Iron-56. Tuy nhiên, lõi của siêu tân tinh ngay trước khi phát nổ có khả năng chứa một chút hỗn hợp các đồng vị cực đại sắt.
Trước khi tất cả điều này xảy ra nó là có thể cho sắt và niken phải trải qua các phản ứng hạt nhân nếu có một nguồn thích hợp của neutron miễn phí. Các nguyên tố ngoài sắt trong vũ trụ của chúng ta chủ yếu được tạo ra bằng cách bắt neutron trong quá trình r hoặc quá trình s .
Quá trình r được cho là xảy ra sau khi siêu tân tinh sập lõi (hay siêu tân tinh loại Ia) đã được bắt đầu. Thông lượng neutron được tạo ra bởi sự neutron hóa các proton bởi một khí điện tử dày đặc, thoái hóa trong lõi sụp đổ.
Tuy nhiên, quá trình s có thể xảy ra bên ngoài lõi của một ngôi sao lớn trước khi nó phát nổ. Đây là một quá trình thứ cấp bởi vì nó cần có hạt nhân sắt - đó là sắt được sử dụng cho hạt nhân không được tạo ra bên trong ngôi sao, nó đã có trong khí mà ngôi sao hình thành. Quá trình s trong các ngôi sao lớn sử dụng neutron tự do được tạo ra trong quá trình đốt neon (vì vậy ở giai đoạn đốt hạt nhân tiên tiến ngoài đốt cháy heli, carbon và oxy) và kết quả là bổ sung neutron vào hạt nhân sắt. Điều này tạo ra các đồng vị nặng, có thể ổn định hoặc trải qua quá trình phân rã và / hoặc bắt giữ neutron hơn nữa để xây dựng một chuỗi các "yếu tố quá trình s" (ví dụ Sr, Y, Ba) trong suốt quá trình dẫn tới. Quá trình tổng thể là nhiệt nội, nhưng năng suất và tốc độ phản ứng quá nhỏ đến nỗi nó không có ảnh hưởng lớn đến năng lượng chung của ngôi sao. Các phần tử s-process mới được đúc dễ dàng được thổi vào môi trường liên sao ngay sau đó khi siêu tân tinh phát nổ.