彼らが超新星に行く前に、鉄は星の中で融合しますか？

鉄とすべての重い元素は、作るよりも多くのエネルギーを生産に消費することを理解しています。それが最終的に超新星につながるものです。その超新星の間に、より重い元素の多くが生成されることも理解しています。しかし、私が不思議に思っているのは、星が超新星になる前に、鉄のいずれかが他の要素と融合することですか？はい、正味のエネルギー損失がありますが、星に少量の鉄しかない場合は、おそらくそれを処理できます。

はい、しかしそれは遅いです。（私は専門家ではないので、重要な何かを見逃した場合は自由に修正してください）が、星がヘリウムステージを過ぎて鉄に至るまで、後の段階に入ると、ヘリウムを重いものに融合させることによって融合が行われます要素。各原子番号を2ずつ増やします。これが唯一の方法ではありませんが、最も一般的な方法です。

鉄はこのように星の内部でニッケルに融合することもできますが、少量ではありますが、ほとんどが鉄を超えており、確かにニッケルを超えています。より重い元素はSプロセスによって作成されます。（遅い中性子捕獲プロセスの略）。これは、遊離中性子が原子核に結合し、時間の経過とともに中性子が追加されるとベータ崩壊につながり、そこで電子が放出されて陽子が残り、原子番号が追加されます。

しかし、星に少量の鉄しかない場合は、おそらくそれを処理できます。

これは間違いなく本当です。超新星になる星は信じられないほど大きく、鉄はコアにすぐに沈みません。少し時間がかかります。星がkablooie（超新星）に行くには、近くの核融合による膨張を受けないほど十分な純度と、周囲の星にほぼ瞬時に影響を与えるような方法で急速に崩壊するのに十分なサイズの両方の鉄芯が必要です。正確なプロセスははっきりしていませんが、少し鉄を使うだけでは不十分です。素人の推測として、それは木星サイズの鉄の球を必要とするかもしれません。おそらくそれよりもかなり多いでしょう。

超新星の「鉄のコア」は、実際には、シリコンのコアがアルファ粒子（ヘリウム原子核）と融合し始めるときに始まる核の統計的平衡の最終生成物です。発熱反応は、ニッケル-62（実際には核子あたりの結合エネルギーが最も高い核です）まで可能です。実際、連続した急速なアルファ捕獲は、陽子と中性子の数が同じである核を生成しますが、同時に、光崩壊と放射性崩壊の競合するプロセスが他の方向に働きます。プロセスは主にNickel-56で停止すると考えられています。これは、重い核はでより安定しているため、いくつかの$n/p>1$$\beta^{+}$Cobalt-56を介してIron-56に減衰します。しかし、爆発する直前の超新星のコアには、鉄ピーク同位体の混合物が少し含まれている可能性があります。

前にこのすべては、それが起こるである鉄とニッケルが核反応を起こすことが可能ならば自由中性子の適切なソースがあります。私たちの宇宙で鉄を超えた元素は、主にrプロセスまたはs プロセスの中性子捕獲によって作成されます。

rプロセスは、コア崩壊超新星（またはタイプIa超新星）が開始された後に発生すると考えられています。中性子束は、崩壊するコア内の高密度の縮退した電子ガスによる陽子の中性子化によって生成されます。

ただし、sプロセスは、爆発する前に大規模な星のコアの外側で発生する可能性があります。鉄の核がすでに存在している必要があるため、これは二次プロセスです。つまり、シード核に使用される鉄は星の内部で生成されず、星が形成されたガス中にすでに存在していました。大質量星のsプロセスは、ネオン燃焼中に生成された自由な中性子を使用し（そのため、ヘリウム、炭素、酸素の燃焼を超えた高度な核燃焼段階で）、鉄の核に中性子が追加されます。これにより重い同位体が蓄積され、安定するか、崩壊および/またはさらなる中性子捕獲を受けて、 "sプロセス要素"（Sr、Y、Baなど）のチェーンが構築されます。全体的なプロセスは吸熱性です$\beta$、しかし、収率と反応速度は非常に小さいので、星の全体的なエネルギーに大きな影響はありません。新しく鋳造されたsプロセス要素は、超新星が爆発した直後に星間物質に容易に爆破されます。