ഒരു ഭീമൻ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പിൽ അണുപ്രക്രിയകൾ മൂലം ഇരുമ്പ് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നതോടെ കാമ്പിന്റെ എരിയൽ അവസാനിക്കുന്നു. ന്യൂക്ലിയർ ബന്ധനോർജ്ജം (Nuclear Binding energy) ഏറ്റവും കൂടുതൽ ഉള്ള മൂലകം ഇരുമ്പിന്റെ ഗ്രൂപ്പിലുള്ള മൂലകങ്ങൾ ആണ്. (നിക്കൽ ആണ് ഏറ്റവും കൂടുതൽ ന്യൂക്ലിയർ ബന്ധനോർജ്ജം ഉള്ള മൂലകം). അണു സംയോജനം വഴി ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങൾ ഉണ്ടാകുമ്പോൾ ഊർജ്ജം പുറത്തു വിടുകയല്ല മറിച്ച് ഊർജ്ജം ആഗിരണം ചെയ്യുകയാണ്. അതിനാൽ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ അണുസം‌യോജനം വഴി ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങൾ ഉല്പാദിപ്പിക്കുവാനും, അതു വഴി ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടാനും പറ്റില്ല. 

ഊർജ്ജം ഉൽ‌പാദിപ്പിക്കുവാൻ പറ്റാത്ത പ്രക്രിയ നടക്കുമ്പോൾ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഗുരുത്വാകർഷണം മേൽക്കൈ നേടുന്നു. അതോടെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താപനില കുറയുകയും അണുസംയോജനം നടക്കാതാവുകയും ചെയ്യും. അതിനാൽ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ അണുസം‌യോജനം മൂലം ഇരുമ്പിനു മുകളിൽ ഉള്ള മൂലകങ്ങൾ ഉത്പാദിപ്പിക്കുവാൻ കഴിയുകയില്ല. 

കാമ്പ് ഇരുമ്പായി തീർന്ന ഒരു ഭീമൻ നക്ഷത്രത്തിൽ ഊർജ്ജോല്പാദനത്തിനുള്ള ഒരേ ഒരു വഴി സങ്കോചം മൂലം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന താപം ആണ്. ഇപ്രകാരം സങ്കോചം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന താപം കാമ്പിലെ താപനില 5 X 10 K ആയി ഉയർത്തുന്നു. ഈ താപനില ഉണ്ടാക്കുന്ന ഗാമാ കിരണങ്ങൾ ഇരുമ്പിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് ഗാമാ കണങ്ങളും മറ്റും ഉണ്ടാക്കുന്നു. ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് ഫോട്ടോ ഡിസിന്റഗ്രേഷൻ (Photodisintegration) എന്നു പറയുന്നു. അതായത് ഉയർന്ന അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങൾ ഉന്നതോർജ്ജ ഫോട്ടോണുകളുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് അടിസ്ഥാനകണികകൾ ആയ പ്രോട്ടോൺ, ന്യൂട്രോൺ, ആൽഫാ കണങ്ങൾ എന്നിവ ഒക്കെ പുറത്ത് വിട്ട് അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങൾ ആയി മാറുന്ന പ്രക്രിയ. ഇതു മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് അതീവ സാന്ദ്രമാവുകയും ഋണ ചാർജ്ജുള്ള ഇലക്‌ട്രോണുകൾ ധന ചാർജ്ജുള്ള പ്രോട്ടോണുകളുമായി ചേർന്ന് ന്യൂട്രൽ ചാർജ്ജുള്ള ന്യൂട്രോണുകൾ ഉണ്ടാകുന്നു.

ഈ പ്രക്രിയയിൽ ന്യൂട്രോണിനോടൊപ്പം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂട്രിനോ എന്ന കണിക കാമ്പിലെ ഊർജ്ജം പുറത്തേക്ക് കൊണ്ട് പോകുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പ് തണുക്കുകയും സങ്കോചം വേഗത്തിൽ നടന്ന് കൂടുതൽ ഇലക്‌ട്രോണുകൾ പ്രോട്ടോണുകളുമായി ചേർന്നു കൂടുതൽ ന്യൂട്രോണുകൾ ഉണ്ടാവുന്നു. അങ്ങനെ കാമ്പിലെ ന്യൂട്രോണുകളുടെ എണ്ണം പിന്നേയും വർദ്ധിക്കുന്നു.
ഘനമൂലകങ്ങളുടെ സ്രോതസ്സ്
ഭീമൻ നക്ഷത്രം സൂപ്പർ നോവ ആകുന്ന പ്രക്രിയ
നക്ഷത്രപരിണാമം
പേരിന്റെ ഒന്നാം ഭാഗം