先来复习一下
\(\alpha\)衰变
原子喷出一个\(\alpha\)粒子（或者说氦原子核）；质量数-4，原子序数-2。基本上只会在比较重的原子里面发生，由核力和电磁力主导。在恒星核合成中比较少见，因为需要重的原子。
\(\beta\)衰变
原子里面的某一个中子喷出一个电子，自己变成质子；原子质量数不变，原子序数+1，原子变得更稳定(\(\beta^-\)衰变)。可以有反过程，原子里面的某一个质子喷出一个反电子，自己变成中子(\(\beta^+\)衰变)。原子吸收一个电子使得里面的质子变成中子有的时候也包含在\(\beta\)衰变里面。\(\beta\)衰变在之后的r和s过程中充当很重要的角色。
\(\gamma\)衰变
就是普通的电子能级跃迁而已，不说了。
然后来学习一下
核素图
元素周期表上只列出了同种类的原子；它通过横向和纵向两个方向表征元素化学性质的变化；但是它并不能标示出全部的原子（质子数、中子数不同的原子），所以我们需要如下的核素图：
核素图以质子数为横轴，中子数为纵轴，元素周期表上的稳定元素一般在图中的黑色线上；图中竖线表示同一种元素的同位素。由此我们可以将所有可能形成的原子都标示在这张图上。
\(\beta\)稳定等高线
核素图中的核素大多数都不是稳定的；越靠近核素分布的中央它们的结合能越高，所以图中中央的黑色阶梯状分布核素就是稳定核素。其他所有的核素都会以各种方式向稳定核素衰变，这些各种方式（从图上能看出来）主要就是\(\beta\)衰变，所以这条线也叫做\(\beta\)稳定等高线。顺便一提等高线的左上方为丰中子核素，右下方为丰质子核素。
原子核滴线(Nuclear drip line)
并不是任意的质子-中子数组合都能形成核素的；上面说的核素虽然不稳定，但还能存在一会；而核素图上白色的地方则根本不能形成核素；这个白色区域和有色区域的交界线就叫做原子核滴线（鬼知道这个名字是怎么滴出来的…）。丰质子一侧的滴线称为质子滴线，丰中子一侧的滴线称为中子滴线。
正文：元素是怎么来的？
大爆炸来的呗。乔治·伽莫夫就是这么想的。虽然他提出了大爆炸理论，但是他当时认为现在宇宙中所有的元素都是大爆炸时候的核反应产生的。然后被汉斯·贝特等人提出的质子-质子链和碳氮氧循环抽了一巴掌：氦也可以在恒星内部合成，恒星内部核聚变最重可以形成到铁。那其他元素还是大爆炸的残留呗？又被B2FH理论抽了一巴掌：比铁重的元素还是在恒星里面合成的！
那这些元素是怎么样合成的呢？
R过程
恒星总是会挂的；恒星挂掉的时候一般都会将里面合成的元素像三蹦子的排气管一样嘣出来（超新星爆发）。元素之间肯定会有碰撞，但是大家都是电中性的，里面又有电子又有核，不太容易凑到一起形成更重的元素；但是中子单纯地不带电（而且不大），可以方便地跑到原子核上和原子核纠缠在一起。正好超新星爆发的时候会在短时间内产生大量的中子流，正好让原子核吃个够。所以原子核在大量中子轰击下变成新元素的过程就是R（快）过程了。
如上图，原子核在短时间内接收了大量中子，会在核素图上向右移动（横纵轴反了）；但是它不能产生不稳定元素，所以只能沿着中子滴线走：往右几步，向上挪；再往右几步，又向上挪。在中子数达到50, 82, 186时因为中子壳层闭合，核素和中子的碰撞截面变小，所以主要发生\(\beta\)衰变而不是接收中子。而因为中子很多，所以R过程最终形成的核素的原子序数会比较大（也就是比较重了）。当然了这个过程不是无限的，我认为主要是因为超新星爆发的时间很短，中子流很快就扩散到了宇宙空间，所以R过程只能在很短的时间内发生。
说白了R过程就是原子核被中子轰得一脸蒙蔽，还来不及\(\beta\)衰变下一个就来了所以越吃越胖的故事。当然不能无限吃胖，太重了会有\(\alpha\)衰变将中子和质子数降下来的。
S过程
反过来说，如果中子密度比较低，原子核反应过来了，吃一个中子\(\beta\)衰变一下，不就是S（慢）过程了嘛。
具体来说就是原子核接收了一个中子之后停了下来，如果稳定就继续吃瓜等下一个中子，如果不稳定就\(\beta\)衰变到稳定，然后吃瓜。这样使得生成的核素更容易达到最终的稳定态（核素图中的黑色元素），所以S过程生成的元素质量没有R过程的那么大。
那哪里才有这些稀疏中子流让S过程发生呢？答案在渐进巨星支(AGB)里。AGB星可以提供中子源：
\[\mathrm{^{13}_6C + ^4_2He \rightarrow ^{16}_{8}O + n}\] \[\mathrm{^{22}_{10}Ne + ^4_2He \rightarrow ^{25}_{12}Mg + n}\]然后核素就可以快乐地像下图一样奔跑了：
这里的浅绿色箭头和深绿色箭头各是什么衰变呢？
还是因为S过程太慢，到达铋(83)之后会短暂生成钋(84)，但是钋接收中子之后会回到铅(82)，然后生成铋，如此循环。
谁多谁少？
前面的元素周期表已经给出了模型的预测值：Dying low-mass stars的是S过程，其他的出除去Big bang fusion, cosmic ray fission和human synthesis剩下的都是R过程元素。另外其实还有P（质子）过程和Rp（快质子捕获）过程，对某些核素素也有贡献，但是不在本文范围内就略过了，
这俩过程有什么用？
这两个过程为银河系考古学提供了更多的选择；我们不仅仅可以选择铁元素丰度来表征不同population的恒星，也可以选择更重的元素。如果某个地方R过程元素特别高，我们可以猜测那里之前可能有过很多的超新星爆发，也就是很久以前有大量的恒星形成；如果银河系中心到边缘的S过程元素逐渐减少，那么……我还没有好的结论。这些元素也可以被用到河外星系的观测里面。
