Die meisten der bekannten und noch unbekannten Isotope (graue beziehungsweise weiße Felder) sind radioaktiv. Sie spielen eine große Rolle bei der Entstehung der stabilen chemischen Elemente. Diese und sehr langlebige Kerne (Halbwertszeit größer als 30 Millionen Jahre) sind hier farbig dargestellt. Atomkerne schwerer als Eisen entstehen durch das Einfangen von Neutronen – dargestellt als Schritt nach rechts auf der Karte. Wird dabei ein instabiler Kern erzeugt, verwandelt der Beta-Zerfall ein Neutron dieses Kerns in ein Proton. Dies entspricht einem Zug diagonal nach links oben.
Der s-Prozess (weiße Pfeile) im Innern von Sternen verläuft entlang des „Tals der Stabilität” (farbige Felder). Er ist für die Erzeugung vieler Kerne ganz (gelb) oder teilweise (blau) verantwortlich. Rot markiert Verzweigungspunkte im s-Prozess. Er endet bei dem langlebigen Kern Wismut-83/126 (209Bi). Der nächste Neutroneneinfang führt zum instabilen Wismut-83/127 (210Bi). Es verwandelt sich durch Beta-Zerfall in den ebenfalls instabilen Polonium-Kern-84/126 (210Po). Dieser wird durch Aussenden eines Alphateilchens (Helium-Kern) zum stabilen Blei-82/124 (206Pb).
Dem r-Prozess (rote Pfeile) während der Sternexplosion stehen sehr viel mehr Neutronen zur Verfügung als dem s-Prozess. Deshalb verläuft er fern vom Tal der Stabilität. Doch wenn wenige Sekunden nach Beginn der Supernova die Neutronendichte abnimmt, gewinnt auch hier der Beta-Zerfall die Oberhand und treibt die Kerne ins Tal der Stabilität (beispielhaft durch drei violette Pfeile angedeutet). An der Erzeugung der gelb markierten Kerne ist der r-Prozess nicht beteiligt, weil der durch die violetten Pfeile symbolisierte Prozess vorher von stabilen Kernen unterbunden wird. Demnach müsste Osmium 76/111 (187Os) eigentlich gelb sein. Doch der durch einen grünen Punkt gekennzeichnete Kern Rhenium 75/112 (187Re) ist nicht stabil, sondern nur sehr langlebig, und zerfällt per Beta-Zerfall in den Osmium-Kern 76/111 (187Os). Die rot eingezeichneten Kerne werden ausschließlich vom r-Prozess erzeugt. Bei der „magischen Neutronenzahl” 126 kommt der r-Prozess vorübergehend zum Erliegen. Doch wenn der entstandene Neutronenüberschuss durch die Verwandlung von Neutronen in Protonen abgebaut wurde, können weitere Neutronen eingefangen werden.
Die grün markierten Kerne entstehen ebenfalls bei Supernovae – allerdings durch das Einfangen von Protonen. Die für diesen p-Prozess erforderlichen hohen Temperaturen herrschen nur sehr kurz. Deshalb sind diese Kerne extrem selten.
