Výroba prvků při výbuchu supernovy je v těchto dnech považována za samozřejmost. Přesně tam, kde a kdy tato nukleosyntéza probíhá, je však stále nejasná - a pokusy o scénáře zhroucení jádra počítače stále posouvají současnou výpočetní sílu na její hranice.
Hvězdná fúze ve hvězdách hlavní sekvence může vytvářet některé prvky až do železa včetně. Další produkce těžších prvků může také probíhat pomocí určitých semenových prvků zachycujících neutrony za vzniku izotopů. Tyto zachycené neutrony se pak mohou podrobit beta rozpadu a zanechat za sebou jeden nebo více protonů, což v podstatě znamená, že máte nový prvek s vyšším atomovým číslem (kde atomové číslo je počet protonů v jádru).
Tento „pomalý“ proces nebo s-proces vytváření těžších prvků z, řekněme, železa (26 protonů) se nejčastěji vyskytuje v červených obrech (výroba prvků jako měď s 29 protony a dokonce thalia s 81 protony).
Ale je tu také rychlý nebo r-proces, který probíhá během několika sekund v jádru kolaps supernovae (supernova typu 1b, 1c a 2). Spíše než stabilní, postupná budova po tisíce let, která se objevuje v procesu s-proces, mají semenové prvky při výbuchu supernovy zasunuté několik neutronů, přičemž jsou zároveň vystaveny rozpadajícím se paprskům gama. Tato kombinace sil může vytvořit širokou škálu lehkých a těžkých prvků, zejména velmi těžkých prvků, od olova (82 protonů) až po plutonium (94 protonů), které nelze vyrobit s-procesem.
Před výbuchem supernovy fúzní reakce v hmotné hvězdě postupně prochází nejprve vodíkem, poté héliem, uhlíkem, neonem, kyslíkem a nakonec křemíkem - od tohoto okamžiku se vyvíjí železné jádro, které již nelze dále fúzovat. Jakmile toto železné jádro naroste na 1,4 solárních hmot (Chandrasekharův limit), zhroutí se směrem dovnitř téměř čtvrtinou rychlosti světla, když se samotná železná jádra zhroutí.
Zbytek hvězdy se zhroutí dovnitř, aby zaplnil vytvořený prostor, ale vnitřní jádro se „odrazí“ zpět ven, protože teplo vytvářené počátečním zhroucením je „vaří“. To vytváří rázovou vlnu - trochu jako hrom, znásobený mnoha řády velikosti, což je začátek exploze supernovy. Rázová vlna vyfukuje okolní vrstvy hvězdy - ačkoli jakmile se tento materiál rozšíří směrem ven, začne také chlazení. Není tedy jasné, zda se v tomto bodě stane nukleosyntéza r-procesu.
Ale zhroucené železné jádro ještě není dokončeno. Energie generovaná při stlačování jádra dovnitř rozpadá mnoho jader železa na jádra helia a neutrony. Kromě toho se elektrony začnou kombinovat s protony za vzniku neutronů, takže jádro hvězdy se po tomto počátečním odrazu usadí do nového základního stavu komprimovaných neutronů - v podstatě proto neutronové hvězdy. Je schopen se „usadit“ díky uvolnění obrovského výbuchu neutrin, který odvádí teplo z jádra.
To je výbuch neutrínového větru. To dohání a vrazí do již vyhořelého vyhazování vnějších vrstev progenitorové hvězdy, znovu zahřívá tento materiál a dodává mu hybnost. Vědci (níže) navrhli, že právě místem r-procesu je tato událost s dopadem větru neutrino („zpětný náraz“).
Předpokládá se, že proces r pravděpodobně skončí během několika sekund, ale stále to může trvat hodinu nebo déle, než nadzvukový přední výbuch praskne povrchem hvězdy a dodá do periodické tabulky nějaké nové příspěvky.
Další čtení: Arcones A. a Janka H. Podmínky související s nukleosyntézou v odtokech supernovy poháněných neutriny. II. Zpětný šok v dvourozměrných simulacích.
A pro historický kontext seminární práce na toto téma (známé také jako B2FH papír) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler a F. Hoyle. (1957). Syntéza prvků ve hvězdách. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Před tím si téměř všichni mysleli, že všechny prvky vytvořené ve Velkém třesku - stejně, každý kromě Freda Hoyla).
