Proizvodnja elemenata u eksplozijama supernove nešto je što danas shvatamo. Ali točno gdje i kada se ta nukleosinteza odvija još uvijek nije jasno - a pokušaji da se računalni model scenarija kolapsa jezgre još više gurnu u trenutne računske snage do njegovih granica.
Zvjezdana fuzija u glavnim zvijezdama može stvoriti neke elemente do željeza. Daljnja proizvodnja težih elemenata može se odvijati i pomoću određenih sjemenskih elemenata koji hvataju neutrone da formiraju izotope. Ti zarobljeni neutroni mogu tada proći beta raspadu ostavljajući iza sebe jedan ili više protona što u osnovi znači da imate novi element s većim atomskim brojem (gdje je atomski broj broj protona u jezgri).
Ovaj „spor“ proces ili proces stvaranja težih elemenata od, recimo, željeza (26 protona) odvija se najčešće u crvenim divovima (čineći elemente poput bakra sa 29 protona, pa čak i talija sa 81 protonom).
No, tu je i brzi ili r-proces, koji se odvija u nekoliko sekundi u supernovama urušavanja jezgre (to su supernove tipa 1b, 1c i 2). Umjesto postojane, korak-zamišljene građevine tijekom tisućama godina viđenih u s-procesu, sjemenski elementi u eksploziji supernove u njih su zaglavili više neutrona, dok su istodobno izloženi raspadajućim gama zrakama. Ta kombinacija sila može stvoriti širok raspon lakih i teških elemenata, posebno vrlo teških elemenata od olova (82 protona) do plutonija (94 protona), koji se ne mogu proizvesti s-postupkom.
Prije eksplozije supernove, fuzijske reakcije u ogromnoj zvijezdi progresivno prolaze prvo kroz vodik, zatim helij, ugljik, neon, kisik i na kraju silicij - iz koje se točke razvija željezna jezgra koja ne može biti podvrgnuta daljnjoj fuziji. Čim ta željezna jezgra naraste na 1,4 mase Sunca (Chandrasekharjeva granica), ona se srušava prema unutra brzinom gotovo četvrtine svjetlosti, kako se same jezgre željeza urušavaju.
Ostatak zvijezde srušava se prema unutra kako bi ispunio stvoreni prostor, ali unutarnja jezgra se "odbija" prema van jer toplina proizvedena od početnog kolapsa čini da "zakuha". To stvara udarni val - pomalo nalik grmljavini pomnoženoj s mnogim redoslijedom veličine, što je početak eksplozije supernove. Šokni val puše iz okolnih slojeva zvijezde - iako čim se ovaj materijal proširi prema van, također se počinje hladiti. Dakle, nejasno je da li se u ovom trenutku događa r-proces nukleosinteza.
Ali srušena željezna jezgra još nije gotova. Energija stvorena kao jezgra komprimirana prema unutra razgrađuje mnoge željezne jezgre u jezgre i neutrone helija. Nadalje, elektroni se počinju kombinirati s protonovima kako bi tvorili neutrone tako da se jezgra zvijezde, nakon tog početnog odskoka, smješta u novo osnovno stanje komprimiranih neutrona - u osnovi proto-neutronske zvijezde. Ono se može 'naseliti' zbog oslobađanja ogromnog broja neutrina koji toplinu nose iz jezgre.
To je pucanje neutrinog vjetra koji pokreće ostatak eksplozije. Ono zahvaća i upada u već ispuhani izmet vanjskih slojeva zvijezde, ponovno zagrijavajući ovaj materijal i dodajući mu zamah. Istraživači (u nastavku) predložili su da je upravo ovaj događaj neutrinog udara vjetra ("obrnuti šok") mjesto r-procesa.
Smatra se da je postupak r vjerojatno završen u roku od nekoliko sekundi, ali mogao bi proći sat vremena ili više prije nego što je nadzvučni eksplozija provalio kroz površinu zvijezde, donoseći nove svježe priloge periodičnoj tablici.
Daljnje čitanje: Arcones A. i Janka H. Nukleosiinteza relevantna stanja u odljevima supernove vođenih neutrinom. II. Obrnuti šok u dvodimenzionalnim simulacijama.
I, povijesni kontekst, seminarski rad na tu temu (također poznat kao B2FH članak) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler i F. Hoyle. (1957). Sinteza elemenata u zvijezdama. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Prije toga gotovo svi su mislili da su svi elementi formirani u Velikom prasku - pa, svi osim Freda Hoylea).
