Những nguyên tố nặng hơn sắt được tạo ra bằng cách nào?
Ở đây sự tổng hợp không có vai trò gì, vì nó đòi hỏi những nhiệt độ mà các ngôi sao, dù lớn nhất, cũng không thể đạt được trước khi đạt đến mức nổ. Nhưng trước khi kết thúc thành các siêu sao mới, những ngôi sao lớn này là những siêu sao khổng lồ, trong khí quyển mà từ đó sự tạo ra các nguyên tố nặng như cacbon-13 và neon-22 giải tỏa một lượng nơtron đáng kể. Việc tóm bắt nơtron được dễ dàng vì chúng không phải trải qua hàng rào tĩnh điện, giúp chúng ta tiến bước trên con đường đi đến hiểu biết sự phức tạp của hạt nhân. Hai quá trình có thể xảy ra. Trong cả hai quá trình, những nhân tóm bắt nơtron đều không bền. Một hoặc nhiều nơtron sẽ biến đổi thành proton nhờ hoạt tính phóng xạ β- (cùng với việc phát ra một electron và một nơtrino), để tạo thành một nguyên tố có số nguyên tử nhiều hơn.
Quá trình "s'', tên tắt của tiếng Anh slow, nghĩa là chậm, theo như tên gọi, là một cơ chế đòi hỏi thời gian, ít ra là thời gian cho phép phân rã β-. Nó hoạt động trong lòng các sao không lồ đỏ và có thể chịu trách nhiệm tạo ra những nguyên tố cho tới bitmut (83 proton) mặc dù chi tiết của dây chuyền này vẫn chưa được biết rõ hoàn toàn. Vượt ra ngoài thì quá trình chậm này dừng lại vì 84 proton của poloni (được Marie Curie tóm ra trong sự phân rã ra đi) phân rã nhờ phát ra một nhân heli. Poloni trở lại thành chì (82 proton).
Chính trong những giai đoạn nổ của các siêu sao mới, việc tóm bắt nơtron, gọi là ''r'', tức nhanh (rapide), sẽ nối tiếp. Trong giai đoạn rất ngắn chừng vài giây này, nằm trong bọt rất nóng bao quanh sao nơtron đang hình thành, dòng nơtron nhiều đến nỗi (1036/cm2) có từ 10 đến 20 nơtron sẽ hòa nhập đồng thời vào các nhân đang có. Khi tới các nhân của chì hoặc bitmut, thì đợt phân rã tiếp theo sẽ tạo ra tất cả các nhân nặng cho tới thori hoặc urani. Cũng chính như thế mà các sao tạo ra vàng và bạch kim (platin).
