原子是由原子核和電子構成，而原子核則是由中子和質子構成，對于一個原子來講，其原子核內的質子數量就決定了它的元素類型，比如說原子序數為1的氫元素，其原子核就只有1個質子，原子序數為2的氦元素，其原子核就有兩個質子，其他元素則以此類推。
所以從理論上來講，只要我們能夠不斷地往一個原子核里加入質子，它就會變成越來越重的元素，當然了，畢竟質子都是帶正電的，它們互相看不順眼，會產生強大的排斥力，因此我們在加入質子的同時，還需要加入一定數量中子來維持原子核的穩定。
這種事情說起來容易，實際操作起來難度卻相當大，以至于擁有現代科技的人類都無法做到，不過人類無法做到并不代表宇宙也不能做到，否則的話，宇宙中也就不可能存在各式各樣的元素了，那宇宙是怎麼做到的呢？一種常見的機制就是核聚變。
簡單來講，核聚變其實就是較輕的原子核在高溫高壓下聚合成較重的原子核，宇宙中的每一顆恒星都是一個天然的「核聚變反應堆」，在自身重力的擠壓下，恒星的核心就會形成高溫高壓的環境，從而為核聚變提供了條件。
原子核的原子序數越高，其發生核聚變的條件也就越高，而恒星核心的溫度和壓強是與恒星的質量成正比的，因此宇宙中的那些質量較低的恒星是聚變不出什麼花樣的。
例如我們太陽系「隔壁」的比鄰星，其實就是一顆質量很低的紅矮星，這種恒星就只能將氫聚變成氦，而像太陽這種黃矮星，也好不到哪里去，終其太陽的一生，它最多也就只能聚變出原子序數為8的氧元素。
只有那些質量足夠大的恒星，其核心才有能力啟動一輪又一輪的核聚變反應，進而制造出越來越重的元素，然而就算是這樣的恒星，也不可能聚變出宇宙中已知的所有元素，因為恒星的核聚變到原子序數為26的鐵元素就終止了。
也就是說，在恒星的核心，鐵是核聚變的終點。為什麼會這樣呢？因為鐵原子核的核聚變并不會釋放能量，反而會吸收能量。
要知道核聚變所釋放出的能量，其實是恒星能夠維持自身穩定的重要基礎，對于宇宙中的那些能夠聚變出鐵的巨大恒星來講，它們自身的重力是非常大的，如果其核心的核聚變不釋放能量了，那麼這些恒星就會被自身重力直接「壓塌」，然后就炸了，這也被稱為超新星爆發。
那麼問題就來了，既然核聚變到鐵就終止了，那宇宙中比鐵更重的元素是怎麼來的呢？答案就是「中子俘獲」。
顧名思義，「中子俘獲」就是原子核俘獲了中子，為了方便理解，我們可以把原子核想象成一個個「吃貨」，在有中子輻射的環境中，這些吃貨就有可能會「吃掉」一些送上門來的中子，不過它們的「消化能力」有大有小，有的可以連「吃」好幾個中子都無所謂，而有些只「吃掉」一個中子就會「消化不良」。
舉例說明，比如說一個鐵-56原子核「吃掉」了一個中子，它就變成了鐵-57，由于鐵-57是穩定同位素，因此它就沒事，在接下來的時間里，如果它再「吃掉」一個中子，它就變成了鐵-58，這還是穩定同位素，所以它仍然無所謂。
如果它再「吃掉」一個中子的話，它就變成了不穩定的鐵-59，于是它就「消化不良」了，在這種情況下，鐵-59的原子核就會發生β衰變，在這個過程中，其原子核內的一個中子會衰變成一個質子，并釋放出一個電子和一個反中微子，其原子序數就會加1，然后就變成了鈷-59原子核。
與鐵-56原子核相比，鈷-59原子核的「消化能力」就差得多了，在「吃掉」一個中子之后，它就變成了不穩定的鈷-60，所以它也會發生β衰變，其原子序數就會再次加1，然后就變成了鎳-60原子核，而鎳-60原子核的「消化能力」又比較強，在連續「吃掉」三個中子之后，它才會發生β衰變，然后變成銅-63原子核……
以上所述的這種「中子俘獲」通常發生在恒星的內部，由于恒星內部的中子輻射相對很弱，其產生重元素的效率就相對很低，所以這也被稱為「慢中子俘獲」。
宇宙中有「慢中子俘獲」，當然也有「快中子俘獲」，實際上，在宇宙中已知的所有比鐵更重的元素中，「慢中子俘獲」的貢獻其實并不大，而真正大量產生這類元素的，正是「快中子俘獲」。
當宇宙中發生超新星爆發、中子星碰撞這樣的高能事件時，會在短時間內形成中子輻射極強的環境，其數量級可以高達每秒每立方厘米100萬億億個中子之多。
在中子密度如此之高的環境中，就會發生「快中子俘獲」，較輕的原子核會「大吃特吃」，然后就會出現嚴重的「消化不良」，于是它們就發生各式各樣的衰變，當一切平息之后，大量的比鐵更重的元素也就在宇宙中出現了。
