Süpernova nükleosentezi: Revizyonlar arasındaki fark

'''Süpernova nükleosentezi''' kuramı, [[süpernova]] patlamalarındaki farklı pek çok [[kimyasal element]]in nasıl üretildiğini açıklamaya çalışır. İlk kez 1954 yılında Fred Hoyle tarafından geliştirilmiştir.<ref>"Synthesis of the laments from carbon to nickel" Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954)</ref> [[Nükleosentez]], diğer bir deyişle hafif elementlerin ağır elementlere ergimesi, patlayıcı oksijenin yanması ya da silikonun yanması esnasında ortaya çıkar.<ref>{{Dergi kaynağı | yazar=Woosley, S.E., W. D. Arnett and D. D. Clayton | başlık = Explosive burning of oxygen and silicon| dergi=The Astrophysical Journal Supplement| cilt=26 | yıl=1973 | sayfalar=231-312|doi= 10.1086/190282 |bibcode=1973ApJS...26..231W}}</ref> Bu [[birleşme tepkimeleri]], [[silikon]], [[sülfür]], [[klor]], [[argon]], [[sodyum]], [[potasyum]], [[kalsiyum]], [[skandiyum]], [[titanyum]]un yanı sıra, [[vanadyum]], [[krom]], [[manganez]], [[demir]], [[kobalt]] ve [[nikel]] gibi [[demir zirve elementi|demir zirve elementlerinin]] oluşumuna yol açar. Büyük yıldızlarda saf hidrojen ve helyumdan ergiyebildikleri için bunlara “primer elementler” denir. Süpernovalardan atılımları sonucu, yıldızlararası ortamda bollukları artar. Nikelden ağır elementler, [[r-süreci]] denen bir süreçte [[nötron]]ların hızlı bir biçimde tutulmasıyla ortaya çıkarlar. Ancak bunlar primer kimyasal elementlerden oldukça azdır. Yetersiz miktarda bulunan ağır elementlerin nükleosentezine yol açtığı düşünülen diğer süreçler, [[rp-süreci]] olarak bilinen [[proton]] yakalanması, ve [[p-süreci|gamma (ya da p) süreci]] olarak bilinen [[ışıl parçalanma]]dır. Işıl parçalanma, ağır elementlerin en hafif ve en nötron fakiri izotoplarını sentezler.