Jak vůbec vznikly různé chemické prvky? A proč je jejich zastoupení ve vesmíru právě takové, jaké je?

Eddington poznatky o fyzikální povaze hvězd shrnul v roce 1926 v knize Vnitřní stavba hvězd. Předložil v ní argumenty, že hvězdy jsou velké koule plynu s centrálním zdrojem energie. Ta se přenáší na povrch zářením, čímž se udržuje dokonalá rovnováha: tlak záření působí proti gravitační přitažlivosti. Již v roce 1919 Eddington navrhl, že hledaným zdrojem energie v nitru hvězd mohou být jaderné procesy, konkrétně slučování vodíku na helium. Popis příslušných reakcí (tzv. proton-protonový řetězec) našli ve 30. letech Atkinson s Houtermansem  a Bethe s Weizsäckerem (tzv.CNO cyklus). Základní jadernou reakcí ve hvězdách je srážka dvou protonů, proces, při němž z vodíku vzniká deuterium Tato reakce tvoří první článek řetězu syntézy helia a dalších, těžších prvků. Tomuto procesu syntézy jednoho jádra He ze čtyř jader H  se říká proton-protonový řetězec.

¹ H   +  ¹ H  → ² H   +  e⁺ +  n            (1,44 MeV),
² H   +  ¹ H   → ³ He  +  g                   (5,49 MeV),
³ He +  ³ He  → ⁴ He  +  ¹ H  +  ¹ H     (12,85 MeV),

V závorce je uvedena uvolněná energie. První reakce je oproti druhé a třetí velmi pomalý proces (průměrná doba života jádra vodíku v nitru Slunce je řádově 10 miliard let, zatímco deuteria jen 3 sekundy). Působí tedy coby jakási "brzda", díky níž mohou hvězdy zářit stabilně po miliardy let.

Tím byl odhalen zdroj energie hvězd a prokázána produkce helia z vodíku v nitru hvězd.

Otázkou však zůstávalo, kdy a kde se ve vesmíru vzaly těžší prvky, především uhlík a následně dusík, kyslík a tak dále.  Helium, které bylo "popelem" předchozí reakce slučování vodíku, se mohlo stát novým palivem. Gamow s Alpherem a Hermanem (1935, 1948) se domnívali, že i těžší prvky mohly vzniknout krátce po velkém třesku. Rozpracovali tuto myšlenku kosmologické nukleosyntézy, jež postupně probíhala v prvních třech minutách po velkém třesku. Gamow předpokládal, že za příslušných vysokých hustot a tlaků vznikly záchytem neutronů všechny prvky. Tato teorie byla shrnuta v díle "The Origin of Chemical Elements" z roku 1948. Dva roky poté ale Fermi s Turkevichem ukázali, že to takto nebylo možné, protože vesmír se rozpínal velmi rychle a příhodné teploty brzo ustaly. Po velkém třesku ve skutečnosti vznikl jen vodík (cca 75%) a helium (cca 25%)

Hoyle (1954) přišel na to, jak mohly reakce probíhat za dostatečně krátkou dobu. Předpověděl existenci (do té doby neznámého) excitovaného stavu uhlíkového jádra,
který Fowler (1957) experimentálně skutečně prokázal. Rychle se pak podařilo najít a pochopit celou síť následných nukleárních reakcí, jimiž hvězdy ve svém nitru syntetizují všechny prvky až po železo. Ve stejném roce Cameron doplnil poslední velkou chybějící část mozaiky: ukázal, že prvky těžší než železo mohou vznikat záchytem neutronů za obrovských teplot při výbuchu supernov.

Těžké prvky nestačily na počátku vesmíru vzniknout. Musely se tudíž syntetizovat až následně, a to jadernými reakcemi ve hvězdách v jistých fázích jejich vývoje.