Az elemek előállítása szupernóva robbanások során manapság magától értetődőnek tekinthető. Mégis pontosan nem tisztázott, hogy pontosan hol és mikor történik ez a nukleoszintézis - és a központi összeomlási forgatókönyvek számítógépes modellezésére tett kísérletek még mindig korlátozzák a jelenlegi számítási teljesítményt.
A csillagfúzió a fő sorrendű csillagokban felépíthet egyes elemeket vasig, beleértve a vasat is. A nehezebb elemek további előállításához bizonyos magelemek is képesek elfogni a neutronokat izotópok kialakulására. Ezek a lefoglalt neutronok béta-bomláson menhetnek keresztül, és egy vagy több protont hagyhatnak hátra, ami lényegében azt jelenti, hogy új elem van nagyobb atomszámmal (ahol az atomszám a protonok száma egy atommagban).
Ez a nehezebb elemek, például vasból (26 protonból) való felépítésének „lassú” vagy s-folyamata leggyakrabban vörös óriásokban zajlik (olyan elemek készítése, mint a réz 29 protonnal, sőt a tallium 81 protonnal).
De ott van a gyors vagy az r-folyamat is, amely másodpercek kérdésében zajlik a központi összeomlású szupernóvákban (az 1b, 1c és 2 szupernóva típusok). A szupernóva-robbanás során a vetőmagelemekben egy szupernóva-robbanás során a folyamatos, lépésről lépésre épített épület helyett több neutron be van torkolva, és ugyanakkor széteső gammasugarak vannak kitéve. Ez az erõk kombinációja könnyû és nehéz elemek széles skáláját képes felépíteni, nevezetesen nagyon nehéz elemeket ólomtól (82 proton) egészen a plutóniumig (94 proton), amelyek nem állíthatók elõ az s-eljárással.
A szupernóva robbanás előtt a hatalmas csillagban levő fúziós reakciók fokozatosan az első hidrogénnel, majd a héliumon, a szénen, a neonon, az oxigénen és végül a szilikonon haladnak át - ettől a ponttól kezdve egy vasmag alakul ki, amely tovább nem mehet tovább. Amint ez a vasmag 1,4 napelemes tömegre növekszik (Chandrasekhar-határ), a fénysebesség közel egynegyedén belülre becsukódik, miközben maguk a vasmagokat összeomlik.
A csillag többi része befelé összeomlik, hogy kitöltse a létrehozott helyet, de a belső mag „visszapattan” kifelé, mivel a kezdeti összeomlás által termelt hő forrássá teszi. Ez sokkhullámot hoz létre - egy kicsit olyan, mint egy mennydörgéses csapda, szorozva sok nagyságrenddel, ami a szupernóva robbanásának kezdete. A lökéshullám fújja ki a csillag környező rétegeit - bár amint ez az anyag kifagy, az is lehűlni kezd. Tehát nem világos, hogy ezen a ponton történik-e az r-folyamat nukleoszintézise.
De az összeomlott vasmag még nem fejeződött be. A befelé préselve létrehozott energia sok vasmagot szétesik héliummagokká és neutronokká. Ezenkívül az elektronok a protonokkal kombinálódnak, és neutronokat képeznek, így a csillag magja a kezdeti visszapattanás után a sűrített neutronok új alapállapotába kerül - lényegében egy proto-neutron csillag. Képes „letelepedni” egy hatalmas neutrinos robbanás felszabadulása miatt, amely hőt távolít el a magtól.
A robbanás fennmaradó részét ez a neutrinos szél tört. Megragadja és beilleszkedik a progenitor csillag külső rétegeinek már kimerült ejektájába, melegíti ezt az anyagot, és lendületet ad hozzá. A kutatók (lent) azt javasolták, hogy az neutrino szél ütközési eseménye (a fordított sokk) az az r-folyamat helye.
Úgy gondolják, hogy az r-folyamat valószínűleg néhány másodperc alatt befejeződik, de eltarthat még egy vagy több óra, még mielőtt a szuperszonikus robbanás elülső része felrobbant a csillag felületén, és újabb hozzájárulást ad a periódusos rendszerhez.
További irodalom: Arcones A. és Janka H. Nukleoszintézis szempontjából releváns körülmények neutrino-vezérelt szupernóva kiáramlásaiban. II. A fordított sokk kétdimenziós szimulációkban.
És történelmi kontextusban a témáról szóló alapvető cikk (más néven B2FH papír) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler és F. Hoyle. (1957). Az elemek szintézise csillagokban. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Ezt megelőzően szinte mindenki úgy gondolta, hogy a Big Bangban minden elem kialakult - nos, mindenki Fred Hoyle kivételével).
