Vi sono alcune considerazioni da fare a proposito della comprensione della formazione degli elementi chimici nelle stelle.
La prima riguarda l'energia di legame dei nuclei, in altre parole l'energia necessaria a riconvertirli in nucleoni (protoni e neutroni) liberi. Sperimentalmente si osserva che questa energia cresce fino al ferro (⁵⁶Fe) dopodiché cala di nuovo.

Il significato è semplice: le reazioni che generano nuclei fino al ferro producono energia, mentre per produrre nuclei dal ferro in su, richiedono energia.
Occorre poi considerare che ogni reazione può avvenire nei due sensi opposti e il fatto che domini un senso invece dell'altro, dipende dalle condizioni di temperatura e densità della materia. A temperature elevate i fotoni possono disintegrare (foto-disintegrazione) i nuclei in particelle più leggere. Il processo di disintegrazione è endotermico e produce oltre al nucleo figlio, protoni, neutroni e particelle alfa (nuclei di elio). Così il neon (²⁰Ne) viene "bruciato" all'interno di una stella di massa elevata subito dopo il bruciamento del carbonio (e prima di quello dell'ossigeno ¹⁶O), con un processo di disintegrazione che produce ossigeno (¹⁶O) e particelle alfa. Queste poi si ricombinano con altri nuclei di ²⁰Ne, generando il magnesio (²⁴Mg), con una produzione netta di energia. Un altro processo inverso (al decadimento nucleare spontaneo) è la cattura di un elettrone da parte di un nucleo, con la trasformazione di un protone del nucleo in un neutrone. Inoltre a densità molto elevate anche i neutroni "liberi" sono stabili, mentre alle densità di laboratorio il neutrone decade in un protone dopo circa 12 minuti.

Bisogna anche considerare che i tempi sui quali avvengono questi processi possono essere brevissimi, anche di alcuni secondi nel caso del collasso del nucleo di una stella di grande massa. E infine, che l'energia liberata dal collasso gravitazionale del nucleo è sufficiente a espellere una grossa frazione del materiale stellare. Addirittura nelle supernovae di tipo I, l'esplosione termonucleare espelle tutto il materiale, riducendo l'intera stella a una nuvola di gas.

Rispondendo ora alla domanda del lettore guardiamo che cosa accade in una stella di grande massa (da 20 a 30 volte quella del Sole). È vero, la gravità dà inizio alla fusione dei nuclei di idrogeno in elio, e successivamente dell'elio in carbonio e ossigeno (anche un po' di neon) e del carbonio in magnesio. Abbiamo già detto che la foto-disintegrazione del neon avviene prima del bruciamento nucleare dell'ossigeno, con produzione di ossigeno e magnesio. Infine l'ossigeno viene fuso in zolfo (³²S), ad una temperatura appena superiore al miliardo di gradi. In queste fasi, la stella continua a contrarsi sotto l'azione della forza di gravità e la densità e la temperatura nelle zone centrali aumentano.

A temperature di alcuni miliardi di gradi, inizia la foto-disintegrazione dello zolfo in silicio (²⁸Si) e particelle alfa. Questa reazione è endotermica, ma la foto-disintegrazione è accompagnata da una catena di catture di particelle alfa in nuclei più pesanti, che porta alla produzione di argon (³⁶Ar), calcio (⁴⁰Ca), titanio (⁴⁴Ti), cromo (⁴⁸Cr), ferro (⁵²Fe, ⁵⁴Fe) e nichel (⁵⁶Ni). Il risultato netto di foto-disintegrazioni e catture alfa è ancora esotermico. Gli ultimi elementi fanno parte del "gruppo del ferro" in quanto anche il ⁵⁶Ni decadrà successivamente in cobalto (⁵⁶Co) e ferro (⁵⁶Fe), che poi è il più abbondante degli isotopi del ferro. A temperature ancora più elevate (4 o 5 miliardi di gradi) viene disintegrato anche il silicio, che ha una energia di legame maggiore dello zolfo, dando origine alla stessa catena di catture alfa.

A questo punto la contrazione del nucleo diventa rapidissima. La temperatura aumenta e cominciano a essere foto-disintegrati anche gli elementi del gruppo del ferro (ad esempio il ⁵⁶Ni viene foto-disintegrato in 14 particelle alfa, il ⁵⁶Fe in 13 alfa e 4 neutroni, il ⁵²Fe in 13 alfa e 2 neutroni). Queste reazioni sono endotermiche e, assorbendo energia, danno inizio al collasso delle zone centrali, favorito anche dalla cattura di elettroni da parte dei nuclei più pesanti e da una forte produzione di neutrini che possono scappare più liberamente dei fotoni.

Il collasso fa salire ulteriormente temperatura e densità, cosicché anche le particelle alfa vengono disintegrate in protoni e neutroni. Le zone centrali della stella sono ora in caduta libera e il processo più importante è la cattura degli elettroni da parte dei protoni. Si forma un gigantesco nucleo di neutroni che forse arresterà la sua caduta quando raggiungerà una densità vicina a quelle dei nuclei atomici, formando una stella di neutroni di massa quasi una volta e mezza quella del Sole e raggio di una decina di chilometri. Oppure tutto il nucleo collasserà in un buco nero. In conclusione il lettore ha ragione. Portata alle conseguenze estreme, la gravità "impedisce" la formazione dei nuclei con grande numero atomico, tramite i processi di foto-disintegrazione e successiva neutronizzazione. Però solo una piccola parte della stella collassa nel nucleo centrale. Gli strati esterni in caduta libera, "rimbalzano" quando incocciano sul nucleo denso centrale, producendo un'onda d'urto che, aiutata dalla cattura dei neutrini provenienti dall'interno, espande la corteccia esterna della stella fino ad espellerla nello spazio a velocità superiori ai 10.000 Km /s.

Negli strati più interni di questa grande corteccia, le reazioni nucleari avevano potuto procedere fino alla formazione di elementi anche più pesanti del ferro, tramite i cosiddetti processi di cattura di neutroni seguiti da decadimenti beta, ma non erano ancora state raggiunte temperature così elevate da rendere efficiente il processo di foto-disintegrazione. Viene così immessa nello spazio un miscela di elementi di nuova produzione costituita non solo da carbonio, ossigeno, neon, magnesio, silicio, zolfo, argon, calcio, titanio, cromo, ferro e nichel ma anche dagli elementi pesanti, fino all'uranio.