超新星爆発での元素の生成は、最近では当たり前のことです。しかし、この元素合成がどこでいつ行われるかはまだはっきりしていません。また、コアの崩壊シナリオをコンピューターモデル化しようとすると、現在の計算能力が限界に達します。
主系列星の恒星核融合は、鉄までのいくつかの元素を構築することができます。中性子を捕獲して同位体を形成する特定の種元素によって、より重い元素がさらに生成されることもあります。これらの捕獲された中性子は、ベータ崩壊を受けて1つ以上の陽子を残します。これは、基本的に、より高い原子番号（原子番号は核内の陽子の数です）を持つ新しい要素があることを意味します。
たとえば鉄（26陽子）からより重い元素を構築するこの「遅い」プロセスまたはSプロセスは、赤い巨人で最も一般的に行われます（29の陽子を含む銅や81の陽子を含むタリウムなど）。
しかし、コア崩壊超新星（超新星タイプ1b、1c、2）で数秒で行われるラピッドプロセスまたはrプロセスもあります。 sプロセスで見られる何千年にもわたる安定した段階的な建物ではなく、超新星爆発のシード要素には複数の中性子が混入していると同時に、崩壊するガンマ線に曝されています。この力の組み合わせにより、広範囲の軽元素と重元素、特に鉛（82陽子）からプルトニウム（94陽子）までの非常に重い元素を構築できます。これは、sプロセスでは生成できません。
超新星爆発の前に、大規模な星の核融合反応は、最初の水素、次にヘリウム、炭素、ネオン、酸素、そして最後にシリコンを次々と通過します。そこから鉄核が発達し、それ以上核融合することはできません。その鉄のコアが1.4の太陽質量（チャンドラセカール限界）に成長するとすぐに、鉄の核自体が崩壊するので、それは光速のほぼ1/4で内側に崩壊します。
星の残りの部分は内側に折りたたまれて、作成されたスペースを埋めますが、最初の折りたたみによって生成された熱がそれを「沸騰」させるので、内部コアは「外側に跳ね返ります」。これにより衝撃波が発生します。これは、超新星爆発の始まりである雷鳴に何桁も掛けたようなものです。衝撃波は、星の周囲の層を吹き飛ばします–ただし、この物質が外側に膨張するとすぐに、冷却も開始されます。したがって、r-プロセス元素合成がこの時点で発生するかどうかは不明です。
しかし、崩壊した鉄芯はまだ完成していません。コアが内側に圧縮されるときに生成されるエネルギーは、多くの鉄核をヘリウム核と中性子に分解します。さらに、電子は陽子と結合して中性子を形成し始めます。そのため、星のコアは、最初の跳ね返りの後、圧縮された中性子の新しい基底状態に落ち着きます。これは本質的に原始中性子星です。コアから熱を運び去るニュートリノの巨大なバーストの放出により、それは「落ち着く」ことができます。
残りの爆発の原動力となったのは、このニュートリノ風バーストです。それは、先祖星の外層のすでに吹き飛ばされた噴出物に追いつき、叩きつけて、この物質を再加熱し、それに勢いを加えます。研究者（以下）は、rプロセスの場所は、このニュートリノ風の衝撃イベント（「逆衝撃」）であると提案しています。
rプロセスはおそらく数秒以内に終了すると考えられていますが、超音速爆発の前線が星の表面を破裂して周期表にいくらか新たな貢献をするまでには、まだ1時間以上かかる場合があります。
参考文献： Arcones A.およびJanka H.ニュートリノ駆動の超新星流出における元素合成関連条件。 II。二次元シミュレーションにおける逆衝撃。
そして、歴史的な文脈のために、主題に関する独創的な論文（別名B2FH論文）E. M.バービッジ、G。R.バービッジ、W。A.ファウラー、およびF.ホイル。 （1957）。星の元素の合成。 Rev Mod Phy 29（4）：547。 （これまでは、ほとんど誰もがビッグバンで形成されたすべての要素を考えていました-とにかく、フレッド・ホイルを除くすべての人）。
