V današnjih časih jemljemo elemente v eksplozijah supernove. Toda natančno, kje in kdaj se ta nukleosinteza odvija, še vedno ni jasno - poskusi računalniškega scenarija rušenja jedra pa še vedno potiskajo trenutno računalniško moč do svojih meja.
Zvezdna fuzija v glavnih zaporednih zvezdah lahko gradi nekaj elementov do železa. Nadaljnjo proizvodnjo težjih elementov lahko opravijo tudi nekateri semenski elementi, ki zajamejo nevtrone in tvorijo izotope. Ti ujeti nevtroni lahko nato podvržejo beta razpadu in za seboj zapustijo enega ali več protonov, kar v bistvu pomeni, da imate nov element z višjim atomskim številom (kjer je atomsko število število protonov v jedru).
Ta 'počasen' postopek ali proces gradnje težjih elementov iz, recimo, železa (26 protonov), se najpogosteje odvija pri rdečih orjakih (elementi, kot sta baker z 29 protoni in celo talij z 81 protoni).
Obstaja pa tudi hiter ali r-proces, ki se v nekaj sekundah zgodi v supernovah strtega jedra (gre za supernove vrste 1b, 1c in 2). Namesto da bi bila neprestana, stopenjska zgradba v tisočletju opažena s-procesom - semenski elementi pri eksploziji supernove se v njih zataknejo več nevtronov, hkrati pa so izpostavljeni razpadajočim gama žarkom. Ta kombinacija sil lahko ustvari široko paleto lahkih in težkih elementov, zlasti zelo težkih elementov, od svinca (82 protonov) do plutonija (94 protonov), ki ga s s-procesom ni mogoče proizvesti.
Pred eksplozijo supernove fuzijske reakcije v masivni zvezdi postopoma tečejo najprej skozi vodik, nato helij, ogljik, neon, kisik in na koncu silicij, od koder se razvije železno jedro, ki ne more nadaljevati zlivanja. Takoj, ko železno jedro naraste do 1,4 sončne mase (Chandrasekharjeva meja), se zruši navznoter s skoraj četrtino svetlobne hitrosti, ko se sama železna jedra zrušijo.
Preostali del zvezde se zgrudi navznoter, da zapolni ustvarjeni prostor, notranje jedro pa "odskoči" navzven, saj toplota, ki jo je ustvaril prvotni zlom, "zavre". Tako nastane udarna vala - nekoliko podobna gromovnici, pomnoženi s številnimi velikostmi, kar je začetek eksplozije supernove. Udarni val odpihne okoliške plasti zvezde - čeprav se ta material razširi navzven, se začne tudi hlajenje. Torej, ni jasno, če se v tem trenutku zgodi n-procesna nukleosinteza.
Toda strnjeno železno jedro še ni končano. Energija, ustvarjena s stisnjenim jedrom navznoter, razkroji veliko železovih jeder v helijeva jedra in nevtrone. Poleg tega se elektroni začnejo kombinirati s protoni in tvorijo nevtrone, tako da se zvezdino jedro po tem začetnem odskoku naseli v novo osnovno stanje stisnjenih nevtronov - v bistvu proto-nevtronsko zvezdo. Zaradi "sproščanja" se lahko sprosti ogromno nevtrinov, ki odvajajo toploto iz jedra.
To razstreljevanje nevtrinega vetra povzroči preostanek eksplozije. Dohiteva in že sesuje v že izbruhnjen izmet zunanjih plasti zvezde, ki se začne, in ponovno segreva ta material ter mu doda zagon. Raziskovalci (spodaj) so predlagali, da je ta dogodek nevtrinskega vetra ("obratni šok") lokacija r procesa.
Mislimo, da je postopek r najbrž končan v nekaj sekundah, vendar bi lahko trajalo celo uro ali več, preden bo nadzvočni eksplozijski prednji del vdrl skozi zvezdovo površino, ki je prispeval nekaj novih prispevkov v periodično tabelo.
Nadaljnje branje: Arcones A. in Janka H. Stanje, ki so pomembne za nukleosintezo, v nevtrino usmerjenih iztokih supernove. II. Reverzni šok v dvodimenzionalnih simulacijah.
In za zgodovinski kontekst semenski prispevek o tej temi (znan tudi kot B2FH papir) E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler in F. Hoyle. (1957). Sinteza elementov v zvezdah. Rev Mod Phy 29 (4): 547. (Pred tem so skoraj vsi mislili, da so vsi elementi nastali v velikem udaru - no, vsi razen Freda Hoyla).
