基于重元素化学性质的研究 对两颗极度 r 过程增强的贫金属恒星的观测研究提供了一些最重元素的首次检测，如 Th 和 U。这些元素迄今为止仅在数十颗恒星中通过光谱检测到，因为它们显示 4000 Å 附近的弱线。 富含 r 的恒星通过其强烈的 Eu 增强通常被称为 r-II 星。Eu 和 Th 的组合允许宇宙年代学年龄测定。 尽管它们稀疏，但近年来这些恒星已被 RPA等小规模调查和 MINCE 和 CERES 等新调查更详细地瞄准。 然而在其他金属含量非常贫乏的恒星中观察到一种非常不同的丰度模式。与 r-II 星不同，相对而言，这些显示相对于重元素而言较轻的元素过多，表明存在早期的 n-捕获过程。 主要形成较轻的 r-过程元素。对 Sr、Y、Zr、Mo、Ru、Pd 和 Ag 的观测证实了这一发现，表明需要一个额外的过程，该过程有助于在银河历史早期的贫金属。 在 S 型恒星的蓝色光谱范围内早期检测到 Tc 是渐近巨星分支恒星内部发生重元素合成的第一个直接证据之一。 Technetium 只有一种非常短命的同位素，它在恒星光谱中的存在证明了正在进行的 s 过程，否则我们永远无法直接检测到。 各种形成地点都可以承载 s 过程：上述 AGB 恒星或快速旋转大质量恒星。然而基础物理学的确切细节仍然没有得到很好的约束——例如旋转的影响或AGB 的 He 壳层中1313 C 口袋的大小。 与 r 过程类似，s 过程也有一个弱通道，可能形成与 Mo 一样重或更重的元素 [ 39 ]。通过该通道形成的元素的确切范围仍然未知。 此外AGB 恒星中的中子密度或暴露可以通过 Pb 丰度进行观测测试，由于 4058 Å 处的弱混合 Pb 线，铅丰度很难在恒星光谱中推导。Mo 或 Pb 等重元素的检测将帮助我们更详细地了解 s 过程。 在中间中子暴露和密度下，i-过程在 s-和 r-过程之间运行。该过程可能发生在吸氢后的渐近巨行星中，或发生在快速吸积的白矮星中。 这个过程迄今为止鲜为人知，并且很难从观察和理论中提取其模式的细节。已在各种银河环境中检测到 I 过程增强的恒星，例如光环、疏散星团和核球。 它们的共同点是 r 和 s 过程贡献的各种组合无法解释这些化学上奇特的恒星的丰度模式。源自各种银河成分的更完整的恒星丰度模式将有助于阐明 i-过程的性质。
