นิวไคลด์สังเคราะห์
ดาวที่มีมวลเริ่มต้นน้อยกว่าดวงอาทิตย์ประมาณแปดเท่าไม่เคยมีแกนกลางใหญ่พอที่จะยุบตัวลงและในที่สุดพวกมันก็สูญเสียชั้นบรรยากาศกลายเป็นดาวแคระขาวทรงกลมคาร์บอนที่มีความเย็นคงที่ซึ่งได้รับแรงกดดันจากอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ . การสังเคราะห์นิวคลีโอซินภายในดาวที่เบากว่าเหล่านั้นจึง จำกัด อยู่ที่ นิวไคลด์ ที่หลอมรวมในวัสดุที่อยู่เหนือดาวแคระขาวสุดท้าย สิ่งนี้จะ จำกัด อัตราผลตอบแทนที่เจียมเนื้อเจียมตัวของพวกมันที่กลับคืนสู่ก๊าซระหว่างดวงดาวเป็นคาร์บอน -13 และไนโตรเจน -14 และสำหรับไอโซโทปที่หนักกว่าเหล็กโดยการจับนิวตรอนอย่างช้าๆ (กระบวนการ s-)
ดาวแคระขาวกลุ่มน้อยที่มีนัยสำคัญจะระเบิดอย่างไรก็ตามไม่ว่าจะเป็นเพราะพวกมันอยู่ในวงโคจรทวิภาคกับดาวคู่หูที่สูญเสียมวลไปยังสนามโน้มถ่วงที่แข็งแกร่งกว่าของดาวแคระขาวหรือเนื่องจากการรวมตัวกับสีขาวอื่น แคระ. ผลที่ได้คือดาวแคระขาวซึ่งมีขนาดเกิน จันทราสคาร์ลิมิต และระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา ประเภท Ia โดยสังเคราะห์มวลแสงอาทิตย์ของไอโซโทปนิกัมมันตภาพรังสี Ni ร่วมกับ อื่น ๆ ในปริมาณที่น้อยกว่า ธาตุเหล็กสูงสุด การสลายตัวของนิกเกิลเป็นธาตุกัมมันตภาพรังสีในเวลาต่อมาทำให้ Type Ia สว่างมากเป็นเวลาหลายสัปดาห์และสร้างเหล็กมากกว่าครึ่งหนึ่งในจักรวาล
ส่วนที่เหลือของการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์เกือบทั้งหมดเกิดขึ้นในดาวฤกษ์ ที่มีมวลมากพอที่จะสิ้นสุดเป็น แกนซูเปอร์โนวายุบตัว ในดาวมวลมากก่อนซูเปอร์โนวานี้รวมถึงการเผาไหม้ฮีเลียมการเผาไหม้คาร์บอนการเผาไหม้ออกซิเจนและการเผาซิลิกอน ผลผลิตส่วนใหญ่อาจไม่เคยออกจากดาว แต่กลับหายไปในแกนกลางที่ยุบตัวลง ผลผลิตที่ขับออกมาจะถูกหลอมรวมอย่างมากในการเผาไหม้ในวินาทีสุดท้ายที่เกิดจากคลื่นกระแทกที่เกิดจากการยุบตัวของแกน
ก่อนที่จะเกิดการยุบตัวของแกนกลางการหลอมรวมขององค์ประกอบระหว่างซิลิกอนและเหล็กจะเกิดขึ้นในดาวที่ใหญ่ที่สุดเท่านั้นจากนั้นในปริมาณที่ จำกัด ดังนั้นการสังเคราะห์นิวคลีโอซินของธาตุหลักที่มีอยู่มากมายซึ่งถูกกำหนดให้เป็นสิ่งที่สามารถสังเคราะห์ได้ในดาวฤกษ์ที่มีเพียงไฮโดรเจนและฮีเลียมในตอนแรก (ที่เหลืออยู่โดยบิ๊กแบง) จึง จำกัด อยู่อย่างมากในการสังเคราะห์นิวคลีโอซินเทสซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวของแกนกลาง
r-process
A รุ่นของ ตารางธาตุ ที่ระบุต้นกำเนิดหลักของธาตุที่พบบนโลก องค์ประกอบทั้งหมดที่ผ่านมาพลูโตเนียม (ธาตุ 94) เป็นสิ่งที่มนุษย์สร้างขึ้น
ในระหว่างการสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวากระบวนการ r จะสร้างไอโซโทปหนักที่อุดมด้วยนิวตรอนมากซึ่งสลายตัวหลังจากเหตุการณ์ไปสู่ไอโซโทป ที่เสถียรเป็นครั้งแรก จึงสร้าง ไอโซโทปเสถียรที่อุดมด้วยนิวตรอนของธาตุหนักทั้งหมด กระบวนการจับนิวตรอนนี้เกิดขึ้นในความหนาแน่นของนิวตรอนสูงโดยมีสภาวะอุณหภูมิสูง ในกระบวนการ r นิวเคลียสหนักใด ๆ จะถูกถล่มด้วยฟลักซ์นิวตรอน ขนาดใหญ่ เพื่อสร้างนิวตรอนที่ไม่เสถียรสูง นิวเคลียส ซึ่งได้รับ การสลายตัวของเบต้า อย่างรวดเร็วเพื่อก่อตัวมากขึ้น นิวเคลียสที่เสถียรโดยมี เลขอะตอม สูงกว่าและ มวลอะตอม เท่ากัน ความหนาแน่นของนิวตรอนสูงมากประมาณ 10 นิวตรอนต่อลูกบาศก์เซนติเมตร
การคำนวณขั้นแรกของกระบวนการ r ที่กำลังพัฒนาแสดงให้เห็นถึงวิวัฒนาการของผลลัพธ์ที่คำนวณตามเวลาและยังชี้ให้เห็นว่าความอุดมสมบูรณ์ของกระบวนการ r เป็นการซ้อนทับของนิวตรอน ฟลูเอส ที่แตกต่างกัน ความคล่องแคล่วขนาดเล็กก่อให้เกิดจุดสูงสุดของความอุดมสมบูรณ์ของกระบวนการ r แรกที่ใกล้น้ำหนักอะตอม A = 130 แต่ไม่มี แอกติไนด์ ในขณะที่ฟลูออไรด์ขนาดใหญ่สร้างยูเรเนียมแอกติไนด์ และ ทอเรียม แต่ไม่อีกต่อไป มีค่าสูงสุด A = 130 กระบวนการเหล่านี้เกิดขึ้นในช่วงเสี้ยววินาทีถึงสองสามวินาทีขึ้นอยู่กับรายละเอียด เอกสารที่ตีพิมพ์ตามมาหลายร้อยฉบับได้ใช้วิธีการขึ้นอยู่กับเวลานี้ ซูเปอร์โนวาที่อยู่ใกล้เคียงที่ทันสมัยเพียงแห่งเดียวคือ 1987A ไม่ได้เปิดเผยการเสริมกระบวนการ r ความคิดสมัยใหม่คือผลผลิต r-process อาจถูกขับออกมาจากซูเปอร์โนวาบางส่วน แต่กลืนไปกับสิ่งอื่น ๆ โดยเป็นส่วนหนึ่งของดาวนิวตรอนที่เหลือหรือหลุมดำ
ข้อมูลทางดาราศาสตร์ใหม่ทั้งหมดเกี่ยวกับกระบวนการ r ถูกค้นพบในปี 2017 เมื่อ LIGO และ Virgo หอสังเกตการณ์คลื่นความโน้มถ่วงค้นพบ การรวมตัวของดาวนิวตรอนสองดวง ที่เคยโคจรรอบกันและกันมาก่อนสิ่งนี้สามารถเกิดขึ้นได้เมื่อดาวมวลสูงทั้งสองในวงโคจรซึ่งกันและกันกลายเป็นซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวแกนกลางทิ้งเศษดาวนิวตรอนไว้ ทุกคนสามารถ “ได้ยิน” การเล่นซ้ำของความถี่ในการโคจรที่เพิ่มขึ้นเมื่อวงโคจรเล็กลงและเร็วขึ้นเนื่องจากการสูญเสียพลังงานโดยคลื่นความโน้มถ่วง การแปลบนท้องฟ้าของแหล่งที่มาของคลื่นความโน้มถ่วงที่แผ่ออกมาจากการล่มสลายของวงโคจรและการรวมตัวของดาวนิวตรอนทั้งสองทำให้เกิดหลุมดำ แต่ด้วยการแยกมวลของสสารที่มีนิวตรอนสูงออกไปอย่างมีนัยสำคัญทำให้หลายทีมค้นพบและศึกษาสิ่งที่เหลืออยู่
คู่แสงของการควบรวมกิจการค้นหาหลักฐานทางสเปกโตรสโกปีของวัสดุ r-process ที่ถูกดาวนิวตรอนรวมตัวกัน ส่วนใหญ่ของวัสดุนี้ดูเหมือนจะประกอบด้วยสองประเภท: มวลสีน้ำเงินร้อนของสสารกัมมันตภาพรังสีสูงของนิวเคลียสหนักช่วงมวลต่ำ (A < 140) and cooler red masses of higher mass-number r-process nuclei (A >140) ที่อุดมไปด้วยแลนทาไนด์ (เช่นยูเรเนียมทอเรียมแคลิฟอเนียร์เป็นต้น ). เมื่อปล่อยออกมาจากความดันภายในขนาดใหญ่ของดาวนิวตรอนอีเจ็คตาที่ถูกทำให้เป็นกลางเหล่านี้จะขยายตัวและฉายแสงออปติกที่ตรวจพบเป็นเวลาประมาณหนึ่งสัปดาห์ ระยะเวลาการส่องสว่างดังกล่าวจะไม่สามารถเกิดขึ้นได้หากไม่ได้รับความร้อนจากการสลายตัวของกัมมันตภาพรังสีภายในซึ่งจัดทำโดยนิวเคลียส r-process ใกล้กับจุดรอคอย พื้นที่มวลสองส่วนที่แตกต่างกัน (A < 140 and A >140) สำหรับผลตอบแทนกระบวนการ r เป็นที่ทราบกันดีตั้งแต่การคำนวณขึ้นอยู่กับครั้งแรกของกระบวนการ r เนื่องจากคุณสมบัติทางสเปกโตรสโกปีเหล่านี้จึงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ว่าการสังเคราะห์นิวคลีโอซิสเทอรีกระบวนการ r ในทางช้างเผือกอาจถูกขับออกมาจากการรวมตัวของดาวนิวตรอนมากกว่าจากซูเปอร์โนวา
