Le reazioni nucleari che conducono alla costruzione dei nuclei pesanti fino al ferro si innescano all'interno delle stelle (↑). La formazione degli elementi più pesanti del ferro richiede un notevole apporto di energia e non possono essere ottenuti dalle reazioni nucleari all'interno delle stelle. Ma tuttora i nuclei pesanti sono continuamente prodotti. Nel 1952 il tecnezio è stato scoperto nell'atmosfera delle giganti rosse. Il tempo di vita dell'sotopo più longevo ⁹⁸Tc è circa 1.6 miliardi di anni cosicchè il tecnezio osservato deve essere stato prodotto dalla stella.

In effetti la maggior parte dei nuclei più pesanti del ferro sono formati da processi di cattura neutronica. Poichè i neutroni non hanno carica elettrica possono facilmente penetrare nei nuclei. La probabilità per la cattura neutronica dipende sia dall'energia cinetica del neutrone incidente sia dal numero di massa del nucleo. Nella cattura neutronica un nucleo con numero di massa A è trasformato in un nucleo più pesante secondo la reazione:

$(Z,A)+n\to (Z,A+1)+\gamma$

Il nuceo appena formato può essere instabile a causa del decadimento β dove un neutrone è trasformato in un protone:

$(Z,A+1)\to (Z+1,A+1)+e^{-}+{\overline{\nu }}_e$

Due tipi di processi di cattura neutronica si sono incontrati a secondo del valore del flusso di neutroni. Nel lento processo-s (slow) il flusso di neutroni è così piccolo che qualsiasi decadimento β ha avuto il tempo di accadere prima che si avvii la prossima reazione di cattura neutronica. La maggior parte dei nuclei stabili al sopra il numero di massa 210 sono formati per mezzo del processo-s.

Quando il flusso di neutroni è grande , il decadimeto β non ha il tempo di avviarsi prima della prossima cattura neutronica. Si parla allora di un processo-r rapido che dà luogo a molti isotopi ricchi di neutroni.

Un flusso di neutroni sufficiente per il processo-s è ottenuto nel corso della normale evoluzione stellare. Per esempio alcune reazioni di fusione del carbonio e dell'ossigeno producono neutroni liberi. Se vi è convezione tra i gusci che stanno fondendo di idrogeno e elio, protoni liberi possono essere portati negli strati ricchi di carbonio. Allora le seguenti reazioni a catena che producono neutroni diventano importanti:

¹²C + p → ¹³N + γ

¹³¹³N → ¹³C + e⁺ + ν_e

C + ⁴He → ¹⁶O + n

La convezione può anche portare i prodotti di reazione vicino alla superficie.

Il flusso di neutroni richiesto per i processi-r è circa 10²² cm^-3, che è molto grande per essere prodotto durante la normale evoluzione delle stelle. Il solo posto al presente conosciuto dove è previsto un flusso di neutroni sufficientemente grande è vicino alla stella di neutroni che si forma durante l'esplosione delle supernove. In questo caso, la rapida cattura neutronica produce nuclei che non possono più catturare neutroni senza diventare fortemente instabili. Dopo uno o più rapidi decadimenti β il processo continua.

Il processo-r si ferma quando il flusso di neutroni decresce. i nuclei prodotti allora gradualmente decadono a causa dei decadimenti β verso isotopi più stabili. Poichè i percorsi dei processi-r arrivano a circa dieci unità di massa sotto la valle di stabilità, il picco di abbondanza prodotto diminuisce di circa dieci unità sotto quello dei processi-s. Gli elementi più pesanti naturali come uranio, torio e plutonio sono formati dai processi-r.

Vi sono circa 40 isotopi del lato ricco di protoni della valle di stabilità β che non possono essere prodotti dai processi di cattura neutronica. La loro abbondanza è molto piccola relativamente a quella degli isotopi vicini. Loro sono formati in esplosioni di supernova a temperature più alte di 1 miliardo di gradi Kelvin da reazioni conosciurìte come i processi-p. A queste temperature possono accadere processi di creazione di coppie elettrone-positrone: γ → e+ + e-. Il positrone è annichilato immediatamente o è consumato nella reazione: $e^{+}+(Z,A)\to (Z+1,A)+\overline{{\nu }_e}$. Un'altra reazione nel processo-p è $(Z,A)+p\to (Z+1,A+1)+\gamma$. Infine, la fissione di alcuni isotopi pesanti può dare nascita a processi-p nei nuclei. Esempi di questi sono gli isotopi 134W, 190Pt e 196Hg formati dalla fissione del piombo. Tutti i prodotti delle precedenti reazioni sono espulsi nel mezzo interstellare nelle esplosioni di supernova. Collisioni tra raggi cosmici e nuclei pesanti generano elementi leggeri come il litio, berillio e boro. In effetti le abbondanze di quasi tutti gli isotopi naturali possono essere spiegate. Durante le successive generazioni di stelle le abbondanze relative degli elementi pesanti cresce nel mezzo interstellare. Allora questi possono essere incorporate in nuove stelle, pianeti ed esseri viventi