S過程
s過程は、漸近巨星分枝星で行われるといわれている。r過程が数秒間の爆発的な過程であるのに対し、s過程は千年単位の時間をかけて行われる過程であると考えられている。s過程が核図表の質量数の高い部分へ行く度合は、その星がどれだけ中性子を生成できるかと、鉄の初期分布量による。鉄は中性子捕獲とベータ崩壊による元素合成の出発物質(種)となる。主な中性子の供給源は
C 6 13 + 2 4 He ⟶ O 8 16 + n {\displaystyle {\ce {^{13}_{6}C\ +_{2}^{4}He->{}_{8}^{16}O\ +{\mathit {n}}}}}
Ne 10 22 + 2 4 He ⟶ Mg 12 25 + n {\displaystyle {\ce {^{22}_{10}Ne\ +_{2}^{4}He->{}_{12}^{25}Mg\ +{\mathit {n}}}}}
となる。主なs過程と、弱いs過程の部分を区別する。主なs過程は、ストロンチウムやイットリウムを超えて、鉛まで行く、低金属量の星で行われる過程であり、低質量の漸近巨星分枝星で起きると考えられている。一方、鉄からストロンチウムやイットリウムへ行く弱いS過程は、ヘリウムや炭素を燃焼させる大質量の星の最後で行われ、最後に超新星で星間物質として拡散する。
その鉛206が3つの中性子を受け取ることで、またビスマス209になるという循環になる。
Pb 82 206 + 3 n ⟶ Pb 82 209 {\displaystyle {\ce {{}_{82}^{206}{Pb}+3{\mathit {n}}->{}_{82}^{209}{Pb}}}}
Pb 82 209 ⟶ Bi 83 209 + e − + ν ̄ e {\displaystyle {\ce {{}_{82}^{209}{Pb}->{}_{83}^{209}{Bi}+{\mathit {e}}^{-}+{\bar {\nu }}_{\mathit {e}}}}}
結局、この反応を最初から最後まで見ると、
4 n ⟶ He 2 4 + 2 e − + 2 ν ̄ e + γ {\displaystyle {\ce {4{\mathit {n}}->{}_{2}^{4}{He}+2{\mathit {e}}^{-}+2{\bar {\nu }}_{\mathit {e}}+\gamma }}}
となる。この過程は、結局のところ最大の安定元素ビスマス209で止まることになる(ビスマス209は実のところ現在の宇宙の年齢の数十億倍の半減期で崩壊する"不安定"元素であるが、その長大な半減期ゆえに実質的には安定元素と見なしてよい)。