Продолжение истории образования атомов золота в недрах звёзд.
Нейтроны не имеют электрического заряда и поэтому их гораздо легче ввести в ядро, чем протоны. Добавление нейтрона в ядро приводит к образованию более тяжёлого изотопа того же элемента и открывает путь к другим элементам. Например, железо с массовым числом 58 при захвате нейтрона повышает его до 59.
В большинстве случаев более тяжёлый изотоп нестабилен и распадется через один из нескольких механизмов до более стабильного состояния. Интерес представляет бета-распад, потому что он приводит к новому элементу с более высоким атомным номером.
Нейтронный захват работает с базой уже существующих ядер, в частности железом. Эти ядра, возможно, были «изготовлены» в самой звезде или они могут быть микроэлементами, включенными в звезду из предыдущих звёздных поколений. Процесс захвата нейтронов в звёздах может происходить медленно (s-процесс) или быстро (r-процесс) в зависимости от количества свободных нейтронов, доступных для поглощения.
Два процесса происходят в разных звёздных средах и приводят к образованию разных ядер. Считается, что s-процесс происходит главным образом в гигантских звёздах с углеродно-кислородным ядром. Такие звёзды выдерживают основные реакции, дающие нейтроны и время между случайными захватами в этой среде составляет от сотен до тысяч лет. За этот период жизни звезды могут быть созданы стабильные изотопы тяжёлых элементов, таких как свинец и висмут.
Продукты s-процесса от этих звёзд выбрасываются в виде солнечного ветра или в результате более впечатляющего выброса массы, образуя планетарную туманность. При s-процессе вначале возникают стабильные изотопы всех более легких элементов. Золото находится на вершине цепочки продуктов s-процесса и поэтому является сравнительно редким.
S-процесс производит следы золота, но есть другая фаза звёздной жизни, которая может производить золото посредством нейтронной бомбардировки со скоростью, подходящей для r-процесса.
В звёздах, которые в восемь раз массивнее Солнца, последняя существенная фаза реакций синтеза связана с синтезом кремния. Эти реакции высвобождают энергетические фотоны, достаточно мощные, чтобы разорвать на части ядра, которые звезда произвела в течение всей своей жизни.
Фото-распад сводит большие ядра к гораздо меньшим ядрам и высвобождает субатомные компоненты, включая нейтроны. Скорость, с которой может происходить захват нейтронов, резко увеличивается и теперь превосходит скорость распада очень тяжёлых изотопов. Создаётся новый ряд ядер, богатых нейтронами.
Начало фото — распада знаменует начало конца для этих звёзд. Принудительное деление ядер забирает огромное количество энергии из ядра звезды. Ядро больше не может поддерживать себя и разрушается под действием силы тяжести. Возникает огромный нагрев, синтез и другие ядерные реакции. В результате получается очень яркий взрыв, называемый сверхновой, который с большой скоростью выбрасывает большую часть массы звезды в межзвездное пространство.
Синтез тяжёлых элементов прекращается, тогда газовая оболочка звезды расширяется и истончается. Выброшенные звёздные газы теперь содержат огромный спектр тяжёлых изотопов, как стабильных, так и нестабильных. Взрыв распределяет продукты синтеза и нейтронного захвата, включая золото, по огромной площади. Этот материал теперь доступен для включения в будущие поколения звёзд. Более тяжёлые элементы попадают в формирующиеся планеты, такие как Земля.
Звёзды, достигшие стадии сверхновой, производят большее количество тяжёлых элементов и далеко распределяют их при взрыве. Но сверхновые являются редкими событиями и в среднем в Галактике каждый век ожидается лишь небольшое их количество.
При объединении всех этих факторов складывается понимание того, почему золото относительно редко.