„Żelazny rdzeń” supernowej jest w rzeczywistości produktem końcowym jądrowej równowagi statystycznej, która zaczyna się, gdy rdzeń krzemu zaczyna się łączyć z cząsteczkami alfa (jądra helu). Reakcje egzotermiczne są możliwe aż do niklu-62 (który w rzeczywistości jest jądrem o najwyższej energii wiązania na nukleon). W rzeczywistości kolejne, szybkie wychwyty alfa wytwarzają jądra z tą samą liczbą protonów i neutronów, ale jednocześnie konkurencyjne procesy fotodisintegracji i rozpadu radioaktywnego działają w innym kierunku. Uważa się, że proces ten zatrzymuje się głównie na Niklu-56, który, ponieważ cięższe jądra są bardziej stabilne przy , następnie przechodzi kilkan/p>1β+rozpada się przez kobalt-56 do żelaza-56. Jednak jądro supernowej tuż przed wybuchem może zawierać nieco mieszaniny izotopów piku żelaza.
Przed Wszystko to odbywa się, że jest możliwe, żelazo i nikiel poddać reakcji jądrowych , jeśli istnieją odpowiednie źródło wolnych neutronów. Elementy poza żelazem w naszym wszechświecie są tworzone głównie przez wychwytywanie neutronów w procesie r lub s .
Uważa się, że proces r zachodzi po zainicjowaniu supernowej zapadnięcia się rdzenia (lub supernowej typu Ia). Strumień neutronów powstaje w wyniku neutronizacji protonów przez gęsty, zdegenerowany gaz elektronowy w zapadającym się rdzeniu.
Jednak proces s może wystąpić poza jądrem masywnej gwiazdy, zanim wybuchnie. Jest to proces wtórny, ponieważ potrzebuje jąder żelaza, aby były już obecne - to znaczy, że żelazo użyte do jąder nasiennych nie jest wytwarzane wewnątrz gwiazdy, było już obecne w gazie, z którego gwiazda się utworzyła. Proces s w masywnych gwiazdach wykorzystuje wolne neutrony wytwarzane podczas spalania neonu (czyli w zaawansowanych stadiach spalania jądrowego poza spalaniem helu, węgla i tlenu) i powoduje dodanie neutronów do jąder żelaza. Tworzy to ciężkie izotopy, które mogą być stabilne lub ulegać rozkładowi i / lub dalsze wychwytywanie neutronów w celu utworzenia łańcucha „elementów procesu s” (np. Sr, Y, Ba) aż do ołowiu. Cały proces jest endotermicznyβ, ale wydajności i szybkości reakcji są tak małe, że nie ma to większego wpływu na ogólną energetykę gwiazdy. Nowo wybite elementy procesu s łatwo wybuchają w ośrodku międzygwiezdnym wkrótce potem, gdy supernowa eksploduje.