Nucleosynthese

Elementen He tot en met Fe worden in de kernen van massieve sterren (massa groter dan 8 a 10 Msun) gemaakt door nucleosynthese van lichtere elementen. Dat dit niet verder gaat dan kernfusie tot Fe komt omdat  fusie van elementen zwaarder dan Fe niet op dezelfde manier verloopt als de synthese van lichtere elementen.

Wat gebeurd is het volgende: de Fe kern van een massieve ster trekt samen onder de eigen zwaartekracht en de temperatuur stijgt door omzetting van gravitatie enerie in warmte. Als de temperatuur zo'n 6 x 109 K is geworden begin fotodesintegratie van de Fe atomen volgens de reactie:

56Fe +   ->  13  4He + 4 n
 

Dit is een endotherme reactie die warmte aan de omgeving onttrekt. Hierdoor trekt de kern nog sneller samen en versnelt de reactie. De buitenlagen, waar de lfusiereacties tot de elementen lichten dan Fe nog doorlopen vallen steeds sneller op de samentrekkende kern. Er onstaan schokgolven die op de kern terugkaatsen en de buitenlagen "wegblazen".  De supernova is hiermee geboren.

De kern zal verder desintegreren en samentrekken tot een gedegenereerde neutronengas is ontstaan. De grote hoeveelheden neutronen die vrijkomen bij de desintegratie van Fe vormen isotopen van Fe tot 61Fe dat uiteindelijk vervalt tot 61Co onder afgifte van een electron en een neutrino. Dit noemen we ook wel beta verval omdat er een electron bij vrijkomt.  Het invangen van neutronen gaat snel en wordt daarom ook wel het r-proces (r voor rapid) genoemd. Het beta verval is langzaam (~ minuten) en wordt daarom ook wel het s-proces (s voor slow) genoemd.
 
Dus voor Fe -> Co:

56Fe + n  ->   57Fe
57Fe + n  ->   58Fe
58Fe + n  ->   59Fe
59Fe + n  ->   60Fe
60Fe + n  ->   61Fe

61Fe  ->   61Co + e- + 
 

Alle andere zwaardere elementen worden opgebouwd in de supernova explosie door neutronen vangst en/of vervolgens beta verval tot stabiele isotopen.  Omdat de tijdschalen voor supernovae kort zijn (orde dagen) domineren de r-processen.