Los elementos más pesados que el hierro se producen principalmente por neutrones de captura dentro de las estrellas, aunque hay otros más pequeños contribuyentes (rayos cósmicos de espalación, la desintegración radiactiva).
Captura de neutrones puede ocurrir rápidamente (el r-proceso) y se produce sobre todo en el interior de las explosiones de supernova (aunque otros mecanismos, tales como la fusión de estrellas de neutrones se han debatido). Los neutrones libres son creados por captura de electrones en los momentos finales de colapso. Al mismo tiempo, esto puede conducir a la acumulación de ricos en neutrones de los núcleos y los productos de desintegración de estos conducen a muchos de los elementos químicos más pesados que el hierro una vez que se expulsa en el medio interestelar durante la explosión de la supernova. El r-proceso es casi exclusivamente responsable de los elementos más pesados que el plomo y contribuye a la abundancia de muchos de los elementos entre el hierro y el plomo.
Para mi sorpresa, todavía hay debate en curso sobre el sitio de la primaria r-proceso. A mi juicio a partir de un breve análisis de la literatura reciente es que mientras que el colapso del núcleo de las supernovas proponentes son en la mayoría, se trata de un caso en que la estrella de neutrones, las fusiones pueden ser más dominante, en particular para el r-elementos de proceso con $A>110$ (por ejemplo, Berger et al. 2013; Tsujimoto Y Shigeyama De 2014).
Sin embargo, muchos de ellos (50%) de los elementos químicos más pesados que el hierro también son producidos por la lentitud de captura de neutrones; el llamado s-proceso. Los neutrones libres para estos neutrones, la captura de eventos provienen de las partículas alfa reacciones con carbono 13 (dentro de asintótica gigante rama [AGB] estrellas con masas de 1 a 8 masas solares) o de neón, 22 de las estrellas gigantes de más de 10 masas solares. Después de una captura de neutrones, un neutrón en el núcleo de mayo luego de la desintegración beta, por lo tanto la creación de un núcleo con un mayor número de masa y el número de protones. Una cadena de este tipo de eventos puede producir una amplia gama de núcleos pesados, comenzando con hierro-pico de los núcleos de la como de semillas. Ejemplos de elementos producidos principalmente en este modo son el Sr, Y, Rb, Ba, Pb y muchos otros. La prueba de que este mecanismo es efectivo que se ve en la masiva overabundances de tales elementos que se ven en la photospheres de estrellas AGB. Un factor decisivo es la presencia de Tecnecio en el photospheres de algunas estrellas AGB, que tiene una vida media corta y por lo tanto debe haber sido producida in situ.
De acuerdo a Pignatari et al. (2010), los modelos sugieren que el s-proceso de estrellas de gran masa (que se convierten en supernovas) domina el s-proceso de producción de los elementos con los $A<90$, pero para todo lo demás, hasta e incluyendo el Plomo, el s-elementos de proceso son producidas principalmente en el modesto tamaño de AGB estrellas que nunca se convierten en supernovas. El material procesado es simplemente expulsado en el medio interestelar por la pérdida de masa durante térmica pulsaciones durante la fase AGB.
Como una nueva adición, sólo para conducir a casa el punto de que no todos los elementos pesados son producidos por las supernovas, aquí es un gráfico de la épica de revisión por Wallerstein et al. (1997), que muestra la fracción de los elementos pesados en el sistema solar que se producen en el r-proceso (es decir, un límite superior a lo que se produce en explosiones de supernovas). Tenga en cuenta que esta fracción es muy pequeña para algunos elementos (donde el s-proceso domina), pero que el r-proceso produce lo que está más allá de plomo.
![Fraction of solar system abundances produced by the r-process]()
