Nguồn tổng hợp các nguyên tố nặng

Các sao tiền khởi siêu tân tinh được cho là nguồn chính tổng hợp các nguyên tố nặng hơn nitơ.[141] Các nguyên tố này là sản phẩm của các phản ứng tổng hợp hạt nhân cho các hạt nhân tới 34S, bằng quá trình sắp xếp lại phân rã quang silic và giả cân bằng trong quá trình đốt cháy silic cho các hạt nhân từ 36Ar và 56Ni và bằng quá trình bắt neutron nhanh trong giai đoạn suy sụp hấp dẫn lõi siêu tân tinh đối với các nguyên tố nặng hơn sắt. Tổng hợp hạt nhân trong quá trình đốt silic cho số lượng hạt nhân sản phẩm cao gấp 1000–100.000 lần nhiều hơn so với các đồng vị nặng hơn sắt được tạo ra từ quá trình bắt neutron nhanh (r-process).[142] Siêu tân tinh được cho là một trong các nguồn diễn ra phản ứng tổng hợp hạt nhân bắt neutron nhanh (r-process), trong đó các hạt nhân nặng hơn sắt nhanh chóng bắt neutron tại điều kiện nhiệt độ cao và mật độ neutron cao. Các phản ứng này tạo ra hạt nhân không bền chứa nhiều neutron mà sau đó hạt nhân này nhanh chóng phân rã beta để trở thành các hạt nhân nặng bền hơn. Quá trình r tạo ra một nửa các đồng vị nặng hơn sắt, bao gồm plutonium và uranium.[143] Ngoài ra vàng, bạch kim cùng những nguyên tố nặng hơn sắt cũng có thể được tổng hợp với lượng đáng kể từ vụ va chạm sáp nhập của hai sao neutron.[144] Trong cả hai trường hợp, các phổ kế đặt trên các vệ tinh không gian chỉ xác định được gián tiếp dấu hiệu của vàng như Stephan Rosswog viết "chúng tôi chưa có chứng cứ quang phổ cụ thể về những nguyên tố này đã thực sự được hình thành".[145] Tuy nhiên vào tháng 8 năm 2017, dấu hiệu của các nguyên tố nặng, bao gồm vàng, europium..., đã được phát hiện thông qua các quan sát trong bước sóng điện từ theo sau sự phát hiện sóng hấp dẫn GW170817 từ vụ nổ kilonova của hai sao neutron va chạm sáp nhập.[146] Các mô hình thiên văn vật lý hiện tại tính toán trong một sự kiện hai sao neutron sáp nhập có thể tạo ra europium từ 1 đến 5 lần khối lượng Trái Đất và lượng vàng từ 3 đến 13 lần khối lượng Trái Đất.[147]

Một quá trình khác cũng cung cấp đáng kể lượng các nguyên tố nặng hơn sắt đó là quá trình s xảy ra trong các sao già khổng lồ đỏ AGB, nhưng các nguyên tố này hình thành với tốc độ chậm trong chu kỳ dài và không thể tạo ra các nguyên tố nặng hơn chì.[148]

Vai trò trong tiến hóa sao

Tàn tích của nhiều siêu tân tinh chứa một vật thể đặc và sóng xung kích cùng vật chất bắn ra nhanh đang giãn nở. Đám mây vật chất này quét qua môi trường liên sao lân cận trong giai đoạn giãn nở tự do, mà có thể kéo dài trong hai thế kỷ. Sau đó đợt sóng này trải qua giai đoạn giãn nở đoạn nhiệt và vật chất trong đám mây sẽ nguội dần và hòa trộn vào môi trường liên sao trong thời gian khoảng 10.000 năm.[149]

Vụ Nổ Lớn tạo ra hiđrô, heli và một ít lithium, trong khi tất cả các nguyên tố nặng hơn được tổng hợp trong lõi sao, siêu tân tinh và kilonova. Vụ nổ siêu tân tinh và kilonova có xu hướng làm giàu môi trường liên sao xung quanh bằng các nguyên tố nặng hơn hiđrô và heli, mà các nhà thiên văn thường gọi chúng dưới một cái tên chung là "kim loại".[36]:16

Các nguyên tố được giải phóng tiếp tục tham gia vào làm giàu các đám mây phân tử liên sao mà là những vị trí cho quá trình hình thành các hệ sao và hành tinh mới.[150] Do đó, mỗi một thế hệ sao sinh ra về sau có thành phần các nguyên tố trong nó hơi khác một chút so với các sao già, biến đổi từ chỉ có thành phần thuần túy là hiđrô và heli cho đến có chứa nhiều "kim loại" hơn. Siêu tân tinh là cơ chế điển hình trong việc phân phối các nguyên tố nặng, mà chúng được hình thành từ các phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lòng ngôi sao. Mặt khác, sự có mặt với hàm lượng khác nhau của các nguyên tố hình thành lên một ngôi sao có tác động quan trọng tới chu trình tiến hóa của nó và có thể có ảnh hưởng quyết định đến các hành tinh quay quanh ngôi sao này.[151][36]:16

Động năng của sóng xung kích từ tàn tích siêu tân tinh có thể kích hoạt sự hình thành sao khi nó làm nén và cô đặc lại các đám mây phân tử trong không gian xung quanh.[152] Ngược lại, sự gia tăng áp suất nhiễu động cũng có thể ngăn cản sự hình thành sao của đám mây nếu như đám mây phân tử thưa thớt không đủ đậm đặc.[7]

Chứng cứ từ các sản phẩm đồng vị phóng xạ thứ cấp chu kỳ bán rã ngắn chỉ ra khả năng có một vụ nổ siêu tân tinh nằm gần đã bổ sung thêm vật chất cho đám mây phân tử chứa hệ Mặt Trời từ lúc hình thành 4,5 tỷ năm trước và thậm chí nó đã kích hoạt sự hình thành Thái Dương hệ.[153]

Ảnh hưởng đến Trái Đất

Một siêu tân tinh được coi là xảy ra gần Trái Đất nếu nó có những ảnh hưởng đáng kể lên sinh quyển của hành tinh. Phụ thuộc vào loại và năng lượng giải phóng từ siêu tân tinh, ước tính khoảng cách tối đa cho một sự kiện là khoảng 3000 năm ánh sáng.Các tia gamma từ siêu tân tinh có thể cảm sinh phản ứng hóa học trong thượng tầng khí quyển biến đổi phân tử nitơ thành nitơ ôxit, gây suy giảm tầng ozone khiến bề mặt Trái Đất bên dưới bị phơi nhiễm trực tiếp bức xạ cực tím từ Mặt Trời. Các nhà cổ sinh học đã từng đề xuất cơ chế này là một trong các nguyên nhân gây ra sự kiện tuyệt chủng Ordovic–Silur, làm tiêu diệt khoảng 60% sinh vật sống trong đại dương Trái Đất.[154]Năm 1996 một nhóm nhà khoa học đã đưa ra lý thuyết về vết tích của siêu tân tinh nằm gần Trái Đất trong lịch sử có thể được phát hiện ngay trên Trái Đất dưới dạng sự có mặt của các đồng vị kim loại trong địa tầng đá. Sự làm giàu đồng vị sắt-60 sau đó được thông báo xuất hiện ở tầng đá dưới đáy sâu của Thái Bình Dương.[155][156][157] Năm 2009, mức độ phân bố theo độ sâu của ion nitơrat được tìm thấy ở trong các tầng băng Nam Cực, mà có hai tầng tương ứng với các siêu tân tinh năm 1006 và 1054. Tia gamma từ những vụ nổ siêu tân tinh này có thể đã làm tăng mật độ nitơ ôxit, mà sau đó chúng bị lưu trữ ở trong lớp băng.[158]

Siêu tân tinh loại Ia được cho là loại siêu tân tinh nguy hiểm tiềm tàng nhất nếu chúng xuất hiện đủ gần Trái Đất. Bởi vì các siêu tân tinh này xuất hiện bắt đầu từ ánh sáng mờ và sao tiền khởi là những sao lùn trắng trong hệ sao đôi và do vậy dường như một siêu tân tinh có thể ảnh hưởng đến Trái Đất sẽ xảy ra bất ngờ và ở một hệ sao chưa được nghiên cứu kỹ. Ứng cử viên loại này gần nhất là IK Pegasi (xem phần bên dưới).[159] Các ước tính gần đây dự đoán rằng vụ nổ siêu tân tinh loại II xảy ra trong phạm vi 8 parsec (26 năm ánh sáng) có thể phá hủy một nửa tầng ozone của Trái Đất, mặc dù thế không có một sao tiền khởi loại này nằm gần hơn khoảng 500 năm ánh sáng.[160]