Κατά συνέπεια, όσο παλαιότερο είναι ένα άστρο, τόσο μικρότερη είναι η περιεκτικότητα του σε βαριά στοιχεία. Οι μετρήσεις έχουν δείξει ότι τα παλαιά αστέρια, που είναι μέλη μεγάλων συσσωρεύσεων - γνωστών ως σφαιρικά σμήνη - είναι κατά κανόνα αρκετά φτωχά σε μέταλλα. Η περιεκτικότητά τους σε βαριά μέταλλα κυμαίνεται από μηδέν έως περίπου το 1/200 αυτής του ήλιου - στον οποίο αυτά τα μέταλλα αποτελούν μόνο το 2% της συνολικής του μάζας, το υπόλοιπο είναι ακόμα υπό μορφή υδρογόνου και ηλίου.

Μάλιστα πρόσφατες παρατηρήσεις με το Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο της ESO έχουν αποκαλύψει εκατοντάδες άστρα στο γαλαξία μας με ακόμη χαμηλότερη περιεκτικότητα σε μέταλλα, που σε μερικές περιπτώσεις φτάνει το 1/10.000 της περιεκτικότητας σε βαριά στοιχεία του ήλιου. Τέτοια αστέρια πρέπει να έχουν σχηματιστεί στην πολύ πρώιμη φάση του Γαλαξία μας.

Οι δύο διαδικασίες

Σχεδόν όλα τα ισότοπα τα βαρύτερα από το γερμάνιο-76, σχηματίζονται με μία από δύο διαδικασίες. Αυτά τα στοιχεία δεν παράγονται αποτελεσματικά από φορτισμένες πυρηνικές αντιδράσεις. Αυτές, δηλαδή οι θερμοπυρηνικές συντήξεις, γίνονται πολύ δύσκολα εξ' αιτίας της ισχυρής άπωσης των βαριών πυρήνων, και πέρα από το ⁵⁶Fe, οι αντιδράσεις σύντηξης δεν ελευθερώνουν ενέργεια. Εντούτοις, οι πυρήνες μπορούν να συλλάβουν νετρόνια, υπό τον όρο ότι υπάρχει διαθέσιμη κάποια πηγή ελεύθερων νετρονίων.

Η ύπαρξη αυτών των δύο διαδικασιών αναγνωρίστηκε αρχικά το 1957 από τους Burbidge, Foweler, Cameron και Hoyle. Εντούτοις, η ταυτοποίηση αυτών των αστροφυσικών διαδικασιών πήρε αρκετό χρόνο.

Οι δύο διαδικασίες ονομάζονται από το χρόνο που χρειάζονται για να λειτουργήσουν. Είναι η αργή ή s-διαδικασία και η γρήγορη ή r-διαδικασία.

Η αργή s-διαδικασία

Αν υπάρχουν από τη μια πυρήνες σιδήρου ⁵⁶Fe και από την άλλη μια πηγή ελεύθερων νετρονίων πολύ διάχυτη, έτσι ώστε ο μέσος ρυθμός με τον οποίο ένας πυρήνας σιδήρου συλλαμβάνει τα νετρόνια να είναι πολύ πιο αργός από το μέσο ρυθμό της βήτα διάσπασης, που δίνει νετρόνια. Έχει υπολογιστεί ότι, κατά μέσον όρο, μπορεί να περάσουν και εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια μεταξύ της σύλληψης δύο διαδοχικών νετρονίων από τον πυρήνα του σιδήρου. Αυτή είναι η s-διαδικασία της σύλληψης νετρονίου από τον πυρήνα του σιδήρου και είναι πράγματι αργή.

Σε αυτήν την κατάσταση, ένας πυρήνας θα συλλαμβάνει αργά-αργά νετρόνια και θα μετατρέπεται σε βαρύτερα ισότοπα, παραδείγματος χάριν ⁵⁶Fe --> ⁵⁷Fe --> ⁵⁸Fe --> ⁵⁹Fe . Στο τέλος ο ⁵⁹Fe θα μετατρέπεται σε κοβάλτιο ⁵⁹Co, με βήτα διάσπαση. Αυτή η διαδικασία συνεχίζεται, κτίζοντας διαδοχικά πυρήνες μέχρι το μόλυβδο ²⁰⁸Pb και το βισμούθιο ²⁰⁹Bi .

Πέρα από αυτό το σημείο, κανένας πυρήνας δεν είναι αρκετά σταθερός για να επιτρέψει τη σύλληψη των νετρονίων. Κατά συνέπεια ερχόμαστε στο πρώτο κρίσιμο σημείο μας: οι ακτινίδες δεν μπορούν να συντεθούν από την αργή διαδικασία s-διαδικασία.

Αν επιτευχθεί ένας ορισμένος αριθμός νετρονίων στους πυρήνες πχ Ν=28, 50, 82, 126 (οι μαγικοί αριθμοί) τα νετρόνια συλλαμβάνονται πολύ δύσκολα. Αυτοί οι αριθμοί μας είναι γνωστοί από την κβαντομηχανική η οποία μας λέει ότι πυρήνες με τους μαγικούς αριθμούς είναι πολύ σταθεροί. Τα στοιχεία που αντιστοιχούν σε αυτούς τους μαγικούς αριθμούς νετρονίων θα είναι αρκετά άφθονοι. Αυτό το βλέπουμε στο ηλιακό μας  σύστημα στα στοιχεία  ⁸⁸Sr, ¹³⁸Ba, και ²⁰⁸Pb.

Υπάρχουν ειδικά άστρα στο διάστημα στα οποία πραγματοποιείται η s-διαδικασία. Αυτά είναι παλαιά άστρα με έναν εκφυλισμένο πυρήνα άνθρακα-οξυγόνου. Γύρω από αυτόν τον πυρήνα υπάρχει ένας φλοιός με ήλιο που κάνει σύντηξη. Σε αυτό το φλοιό ορισμένες αντιδράσεις ελευθερώνουν νετρόνια: 
 ²²Ne + ⁴He --> ²⁵Mg + n  και  ¹³C + ⁴He -¨-> ¹⁶O + n.

Μόλις σχηματιστούν αυτά τα στοιχεία αυτά, μεταφέρονται στην επιφάνεια των άστρων, όπου μπορούν να ελευθερωθούν στο διάστημα είτε με έναν αστρικό άνεμο είτε σε μια επόμενη έκρηξη σουπερνοβών.

Η γρήγορη r-διαδικασία

Η s-διαδικασία δεν μπορεί να εξηγήσει μερικά βασικά χαρακτηριστικά γνωρίσματα της αφθονίας των στοιχείων. Όπως είπαμε πιο πάνω, η s-διαδικασία δεν μπορεί να παραγάγει τις ακτινίδες, οι οποίες υπάρχουν άφθονες στο ηλιακό σύστημα. Επιπλέον, υπάρχουν μερικά ισότοπα, όπως το πιο άφθονο ισότοπο του όσμιου ¹⁹¹Os, το οποίο δεν μπορεί να συντεθεί σε αφθονία με την s-διαδικασία, επειδή ^το το όσμιο ¹⁹¹Os είναι βήτα-ασταθές με ένα χρόνο ημιζωής μόνο 15 ημερών περίπου.

Για να πάρουμε τη r-διαδικασία, μπορούμε να ξεκινήσουμε απλά αντιστρέφοντας την κατάσταση της s-διαδικασίας. Στη r-διαδικασία, η σύλληψη του νετρονίου είναι πολύ γρήγορη, με το χρόνο μεταξύ των συλλήψεων να είναι πολύ πιο μικρός από τις μέσες ημιζωές της βήτα διάσπασης.

Κάτω από αυτές τις συνθήκες, οι πυρήνες θα απορροφήσουν εύκολα τα νετρόνια (φαινόμενο (γ,n) ισορροπίας). Και πάλι εδώ, οι μαγικοί αριθμοί των νετρονίων παίζουν ένα σπουδαίο ρόλο, Εντούτοις, αυτή τη φορά οι μαγικοί πυρήνες είναι ενός εξωτικού, ιδιαίτερα πλούσιων σε νετρόνια, τύπου. Παραδείγματος χάριν, το κάδμιο Cd¹³⁰ είναι ένα ισότοπο με μαγικό αριθμό Ν=82, αλλά το βαρύτερο σταθερό ισότοπο του καδμίου είναι το Cd¹¹⁶ με 14 λιγότερα νετρόνια.

Έτσι τώρα εάν η πηγή των νετρονίων διαρκεί μόνο για ένα σύντομο χρονικό διάστημα, οι ιδιαίτερα ασταθείς πυρήνες, όπως είναι το κάδμιο Cd¹³⁰ θα διασπαστεί τελικά σε τελλούριο ¹³⁰Te, το αφθονότερο ισότοπο του τελλουρίου. Επειδή η βήτα-διάσπαση μειώνει τον αριθμό των νετρονίων, οι αιχμές της αφθονίας εμφανίζονται σε χαμηλότερο αριθμό νετρονίων από τις αιχμές της s-διαδικασίας.