Apakah ada besi yang melebur dalam bintang sebelum mereka pergi supernova?

Saya mengerti bahwa besi dan semua elemen yang lebih berat mengkonsumsi lebih banyak energi untuk diproduksi daripada yang mereka hasilkan, dan itulah yang akhirnya mengarah ke supernova. Saya juga mengerti bahwa banyak unsur yang lebih berat dihasilkan selama supernova itu. Namun, apa yang saya bertanya-tanya adalah, sebelum bintang pergi supernova, apakah ada dari besi yang melebur dengan elemen lain? Ya, akan ada kehilangan energi bersih, tetapi jika hanya ada sedikit zat besi di bintang, itu mungkin akan mampu mengatasinya.

Ya, tapi lambat. (Saya bukan ahli, jadi jangan ragu untuk mengoreksi jika saya melewatkan sesuatu yang penting), tetapi begitu bintang masuk ke tahap selanjutnya, melewati tahap helium, hingga besi, fusi sebagian besar terjadi dengan menggabungkan helium ke yang lebih berat elemen, menaikkan setiap nomor atom dengan 2. Itu bukan satu-satunya metode tetapi itu yang paling umum.

Besi juga dapat melebur menjadi nikel dengan cara ini di dalam bintang dan itu dalam jumlah kecil, tetapi sebagian besar di luar besi, dan tentu saja di luar nikel, unsur-unsur yang lebih berat diciptakan melalui Proses-S . (kependekan dari proses penangkapan neutron lambat). Hal ini terjadi ketika neutron bebas berikatan dengan inti atom dan seiring waktu, penambahan neutron dapat menyebabkan peluruhan beta, di mana elektron dikeluarkan dan proton tetap - menambah nomor atom.

tetapi jika hanya ada sedikit zat besi di bintang, itu mungkin akan mampu mengatasinya.

Ini tidak diragukan lagi benar. Bintang-bintang yang menjadi super-nova sangat besar dan besi tidak langsung tenggelam ke inti segera. Butuh beberapa waktu. Agar bintang dapat pergi kablooie (supernova), ia membutuhkan inti besi dari kedua kemurnian yang cukup di mana ia tidak lagi mengalami ekspansi dari fusi terdekat, dan ukuran yang cukup untuk bintang itu mengalami keruntuhan yang cepat dengan cara yang mempengaruhi bintang di sekitarnya hampir secara instan. Saya tidak jelas tentang proses yang tepat, tetapi membutuhkan cara lebih dari sekadar besi kecil. Seperti dugaan orang awam, mungkin membutuhkan bola besi seukuran Jupiter. Mungkin sedikit lebih adil dari itu.

"Inti besi" dalam supernova sebenarnya adalah produk akhir dari kesetimbangan statistik nuklir yang dimulai ketika inti silikon mulai menyatu dengan partikel alfa (inti helium). Reaksi eksotermik dimungkinkan hingga Nikel-62 (yang sebenarnya adalah inti dengan energi ikatan tertinggi per nukleon). Faktanya, penangkapan alpha yang cepat dan berurutan menghasilkan nuklei dengan jumlah proton dan neutron yang sama, tetapi pada saat yang sama, proses-proses bersaing fotodisintrasi dan peluruhan radioaktif bekerja di arah lain. Proses ini diperkirakan sebagian besar berhenti di Nikel-56 yang, karena nukleus yang lebih berat lebih stabil dengan , kemudian mengalami beberapaβ $n/p>1$$\beta^{+}$meluruh melalui Cobalt-56 ke Iron-56. Namun, inti supernova tepat sebelum meledak kemungkinan mengandung sedikit campuran isotop puncak-besi.

Sebelum semua ini terjadi adalah mungkin untuk besi dan nikel menjalani reaksi nuklir jika ada sumber yang tepat neutron bebas. Unsur-unsur di luar besi di alam semesta kita sebagian besar diciptakan oleh penangkapan neutron baik dalam proses-r atau proses - s .

Proses-r diperkirakan terjadi setelah supernova inti-runtuh (atau supernova tipe Ia) telah dimulai. Fluks neutron dibuat oleh netralisasi proton oleh gas elektron yang padat dan merosot dalam inti yang runtuh.

Namun, proses s dapat terjadi di luar inti bintang masif sebelum meledak. Ini adalah proses sekunder karena diperlukan inti besi untuk sudah ada - yaitu, besi yang digunakan untuk inti benih tidak diproduksi di dalam bintang, sudah ada dalam gas dari mana bintang terbentuk. Proses s pada bintang masif menggunakan neutron bebas yang dihasilkan selama pembakaran neon (jadi pada tahap pembakaran nuklir lanjut di luar pembakaran helium, karbon dan oksigen) dan menghasilkan penambahan neutron ke inti besi. Ini membangun isotop berat, yang mungkin stabil atau mengalami peluruhan dan / atau menangkap neutron lebih lanjut untuk membangun rantai "elemen proses-s" (mis. Sr, Y, Ba) sampai tuntas. Keseluruhan proses adalah endotermik$\beta$, tetapi hasil dan laju reaksi sangat kecil sehingga tidak memiliki pengaruh besar pada keseluruhan energi bintang. Unsur proses s yang baru dicetak mudah diledakkan ke dalam media antarbintang tak lama setelah itu ketika supernova meledak.