Производња елемената у експлозијама супернове нешто је што данас схватамо. Али тачно где се и када одвија ова нуклеосинтеза још увек није јасно - а покушаји да се компјутерски модели сценарија колапса језгра и даље гурну у тренутне рачунске снаге до крајњих граница.
Звјездана фузија у звијездама главних секвенци може изградити неке елементе до жељеза. Даљња производња тежих елемената такође се може одвијати помоћу одређених семенских елемената који хватају неутроне да формирају изотопе. Ти заробљени неутрони могу тада проћи бета распадање остављајући иза себе један или више протона, што у суштини значи да имате нови елемент с већим атомским бројем (где је атомски број број протона у језгру).
Овај „спор“ процес или процес стварања тежих елемената од, рецимо, гвожђа (26 протона) одвија се најчешће код црвених дивова (правећи елементе попут бакра са 29 протона и чак талијума са 81 протоном).
Али ту је и брзи или р-процес, који се одвија за неколико секунди у суперновама урушавања језгре (биће супернове типа 1б, 1ц и 2). Уместо да непрекидна, корак-зграда изграђена хиљадама година виђена током с-процеса - семенски елементи у експлозији супернове имају више неутрона који су заглавили у њима, а истовремено су изложени распадљивим гама зрацима. Ова комбинација сила може да створи широк спектар лаких и тешких елемената, посебно веома тешких елемената од олова (82 протона) до плутонијума (94 протона), који се не могу произвести с-поступком.
Пре експлозије супернове, фузијске реакције у масивној звезди прогресивно пролазе прво кроз водоник, затим хелијум, угљеник, неон, кисеоник и на крају силицијум - одакле се развија гвожђе језгро које не може да подвргне даљој фузији. Чим то жељезно језгро нарасте до 1,4 масе Сунца (Цхандрасекхарјева граница), оно се урушава према унутра брзином скоро четвртине светлости, како се сама језгра гвожђа урушавају.
Остатак звезде се срушава према унутра како би испунио створени простор, али унутрашња језгра „одскаче“ према назад, јер топлота произведена од првобитног колапса чини „врелом“. Ово ствара ударни талас - помало налик грмљавини помножено са многоструким редоследом, што је почетак експлозије супернове. Ударни талас издувава околне слојеве звезде - иако чим се овај материјал прошири напољу, такође почиње да се хлади. Дакле, није јасно да ли се у овом тренутку догађа р-процес нуклеосинтеза.
Али срушена гвожђа језгра још није готова. Енергија генерисана комбинованим језгром дезинтегрише многа гвожђа у језгра хелијума и неутроне. Даље, електрони почињу да се комбинују са протонима како би формирали неутроне тако да се звездно језгро, након тог почетног одскока, стапа у ново основно стање компресованих неутрона - у основи прото-неутронске звезде. Може се „населити“ захваљујући ослобађању огромног налета неутрина који носи топлоту из језгре.
То је пукло неутрино ветра који покреће остатак експлозије. Оно надокнађује и упада у већ издувану ејекту спољашњих слојева родбине, поново загревајући овај материјал и додајући му замах. Истраживачи (у даљем тексту) су предложили да је управо овај догађај неутриног ветра („обрнути шок“) место р-процеса.
Сматра се да је р-процес вероватно завршен у року од неколико секунди, али могао би проћи и сат или више пре него што је надзвучни експлозија провалио кроз површину звезде, доносећи неке нове прилоге периодичној табели.
Додатна литература: Арцонес А. и Јанка Х. Нуклеосиинтеза релевантна стања у одливима супернова вођених неутрином. ИИ. Обрнути шок у дводимензионалним симулацијама.
И, у историјском контексту, семинарски рад на ту тему (такође познат као Б2ФХ чланак) Е. М. Бурбидге, Г. Р. Бурбидге, В. А. Фовлер и Ф. Хоиле. (1957). Синтеза елемената у звездама. Рев Мод Пхи 29 (4): 547. (Пре тога готово сви су мислили да су сви елементи формирани у Великом праску - па, сви осим Фреда Хојла).
