正文
超新星爆发的机制是这样的：当已经把自己的核慢慢合成更重元素的大质量恒星到达铁元素情形时，合成就会停止，恒星的气圈奔溃，约一个太阳质量的恒星会塌缩成半径只有十几公里球体，紧接着，当核心塌缩成密度非常高的星体时，就会产生超行星爆发，它所产生和辐射的能量可达数十亿光年远。
似乎超新星具备了所有的必要条件。在恒星塌缩的过程中，位于核心处的质子和电子非常紧密，接着会产生中子，并将核转变成中子星的雏形。再加上铁的含量丰富，热量也充足，产生的炽热会持续近千年，并不断向空间喷射能量直至耗尽。
到了1990年左右，计算模型开始产生更具体的图像。在大质量恒星的内核塌缩后的半秒，会产生中微子风暴，持续近一分钟，部分含有大量中子的中微子风暴会刮到可作为“种子”的铁核。
天文物理学家托马斯·詹卡（Thomas Janka，德国加兴、马克思普朗克研究所）说道：“找到希望了！我认为这是近20年来解释R过程元素的形成中，最有趣和最有前景的途径。”并且现在仍然有不少人认同这种观点。天文物理学家恩里科·拉米雷斯瑞（Enrico Ramirez-Ruiz, 圣克鲁兹、加州大学）补充道：“如果你现在翻开一本教科书，它定会告诉你R过程会出现在超行星爆发中。”
但随着超新星模型越来越复杂，情况却反而变得越来越糟糕了。比如，中微子风暴产生的温度似乎并不太高，风暴的速度也太慢，以至于过多的种核无法俘获足够的中子形成类铀的重元素，而且中微子也能把中子转换成质子——也就意味着能参与其中的中子就更少了。
这使得理论家重新审视超新星模型中最关键的一点——超行星爆发似乎不依赖于中子星的R过程。
斯蒂芬·罗斯沃格（StephanRosswog，斯德哥尔摩大学大学）说到：“这种核合成方式太让人匪夷所思了，一开始你就拥有宇宙中其它地方所没有的巨量的中子源，尽管中子星具有超强的引力场，但问题的关键是——你如何确定中子星就能产生出东西呢？”
有没有什么办法可以让中子星裂开？一种办法就是采用超新星级别的爆炸，可那样似乎行不通。倘若你思路再开阔一点，是否可以等到一个超行星爆发了，再利用它去裂开中子星呢？
1974年，射电天文学家首次发现[2]双脉冲中子星系统。在每个轨道上，它们都消耗着能量，最终有一天会发生碰撞。同年，天文物理学家詹姆斯·拉蒂默（James Lattimer）和戴维·施拉姆(David Schramm) 模拟[3]出了中子星和黑洞合并的情形，可是那个年代中子星之间碰撞太复杂，以至于无法进行计算模拟。
虽然超行星爆发可以短暂的照亮它所在的整个银河系，但是中子星仍然很难被观测到。比如，早在1054年，超新星爆发所产生的蟹状星云就被很多地方所记载过，但直到1968年，中子星才被探测[4]到。拉蒂默和施拉姆认为，尽管没有人真正见到过两颗中子星的融合，因为它不仅难发现而且还不好理解，但这种极端情形却可以解释R过程元素的产生。
想象两颗中子星结合的最后场景，在它们成为更大的中子星或黑洞时，它们会被巨大的引力潮所摧毁，碰撞过程中也会向外喷射大量的物质。
布赖恩·梅茨杰（BrainMetzger,哥伦比亚大学的理论天文学家）说：“这有点类似你在挤牙膏，它会在尾端喷出东西来。”每个中子星都会有个尾巴，其中，中子与质子的比例接近10：1，温度高达几十亿摄氏度，重核的形成过程几乎不到一秒。因为它们含有许多不稳定、激活的中子，最后它们会衰变成为金和铂之类的元素。
至少，在模拟过程中，它们是这样进行的。
中子星的融合与超行星爆发都会不断产生R过程元素，但两者最大的区别在于生成量的大小。超新星也许可以产生月球大小的黄金，而中子星融合却可以产生木星大小的黄金（比超新星产生的高了数千倍），但中子星融合的出现几率却远小于超新星爆发。这种R过程元素分布的不同就可以作为天文学家探寻它们起源的一种方式。
