“这世界是由什么组成的？”这问题从古代就一直萦绕于人类的心。而古人猜想宇宙由四种或五种元素组成，这些元素可能是“地、水、火、风”，也可能是“金、木、水、火、土”。
在其后的两千多年间，科学家们找到越来越多元素。这个元素之旅，在19世纪还有一些重大突破。
其中一个突破是俄国科学家德米特里．伊万诺维奇．门得列夫（Dmitri Ivanovic Mendeleev）和德国化学家尤利乌斯．洛塔尔．迈耶尔（Julius Lothar Meyer）制作了一个表收录当时已知的元素，那正是最早期的元素周期表。
另一突破是罗伯特．本生（Robert
Bunsen）和古斯塔夫．罗伯特．克希荷夫（Gustav Robert
Kirchhoff）对太阳光谱研究。他们以当时尖端的技术，把太阳光分解成从红光到蓝光一个连续光谱，这光谱中会出现一些暗线，这组暗线称为“夫朗和斐谱线（Fraunhofer
lines）”。他们把夫朗和斐谱线中每一条暗线对应至当时已知的元素谱线，发现存在于地球的元素也可能在太阳出现。
其后，维克多．戈尔德施密特（Victor Goldschmidt）、汉斯．苏易士（Hans Suess）、哈罗德．尤里（Harold Urey）调查了各元素在太阳系中的丰度。直到现在，天文学家们大致掌握宇宙中各元素的丰度。
然而，宇宙中各元素的丰度如何演化至今，当时的科学家们仍一筹莫展。
在1950年代，弗雷德．霍伊尔（Fred Hoyle）提出了一个假说︰
宇宙是稳态的，而氢则持续地生成，其他元素则以透过新星爆炸产生。另一方面，一种大爆炸理论则认为所有重元素是大爆炸一刻就出现的太初元素。但这模型都无法解释质量数是5至8之间的元素的丰度。
1957年，弗雷德．霍伊尔（Fred Hoyle）连同3位科学家玛格丽特．柏比奇（Margaret Burbidge）、杰佛瑞．柏比奇（Geoffrey Burbidge）、威廉．福勒（William Fowler）发表了论文《恒星中的元素合成（Synthesis of the elements in stars）》。这论文很常被称作“B2FH”──这是取自4位作者的姓氏首字母。
同年，加拿大物理学家阿利士德．卡梅伦（Alastair Cameron）也发表了一篇论文，题为《恒星演化、核天文学和核生成过程（Stellar Evolution, Nuclear Astrophysics and Nucleogenesis）》。
B2FH和卡梅伦这两篇论文提出了一个相当具说服力的模型︰恒星核合成（Stellar nucleosynthesis）。
恒星核合成指的是恒星透过合成重元素并获得能量的过程。这些新鲜出炉的重元素，会被恒星风或超新星爆炸等事件抛射至星际空间，当中有一些重元素会掺杂至较新的恒星中。这说法与实际的观测结果吻合──越古老的恒星的确含有越少重元素。有些恒星的表面甚至有短寿命的核素嬗变的迹象。
除了上述数据，福勒和他的同事在凯洛格实验室，也获得非常多珍贵数据，这些数据亦为B2FH所充份利用。他们以8个过程有系统地解释了所有元素的丰度。这是人类首次能够把每个稳定的同位素的生成机制，配对至不同的天文物理情景中。
这些过程包括︰
为人熟知的氢和氦燃烧，产生氦和碳、氮、氧的一些同位素。
α放射和捕获过程，它们产生中等质量（镁至钙）之间某些元素。
e过程，它透过化学平衡，使铁及其他原子序数接近的元素达至现有丰度。
r过程、s过程和p过程，它们产生重元素。其中p过程产生质子比例较高的同位素。
x过程，它产生较轻的元素，包括氘、锂、铍、硼。
这么一来，所有元素的生成和丰度最终也能归结至大爆炸、宇宙射线造成的核分裂、中微子交互作用等更基础的物理现象。
B2FH模型当中，值得一提的是两种不同的中微子捕获过程──分别是r过程和s过程。r和s分别是“rapid”和“slow”的字首。顾名思义，它们是快的过程和慢的过程。
首先，r之所以叫做“快”的过程，是因为它的持续时间比一般的稳定恒星寿命要短很多，它产生的中微子数目也比稳定恒星多得多。具体有多快？超新星爆炸那么快。由于第I型超新星爆炸的光度曲线似乎可以由放射性物质的衰变解释，因此科学家曾怀疑r过程产生的锔–254是形成该光度曲线的主因──现在我们知道e过程的镍–56才是形成光度曲线特征的主因，而r过程发生的地方一直都是个谜，直到最近，科学家才开始怀疑中子是与r过程是否有关──即使超新星的爆炸机制到现在仍未被清楚了解，超新星的爆炸和它的发生频率的确能完整解释星系中的重元素丰度。
至于慢得多的s过程则是燃烧氦核时出现的副反应，这反应会释放中子。透过考虑一些与s过程相关的核反应，科学家可以推论出一些原子核的性质，例如中子的捕获截面等。
相关的研究在近年有更多的进展，模型也得以修订。
第一个修订是──氘和大部分的氦则是宇宙大爆炸产生的。
第二个修订则是s过程生成的元素分布︰s过程生成的元素当中，较重的元素出现在低质量至中等质量的恒星风中；而锆和更轻的元素则源于高质量的恒星。
其后有不少丰硕成果都是透过电脑模拟所得。一直以来，科学家都有利用电脑模拟恒星的演化和各元素在恒星中的丰度。通过这些模拟，科学家得以对该8种过程作出调整。
其中一个调整对象是α过程──α过程造成的效应比科学家当初估计的小得多。反而异军突起的是碳、氖、氧、硅等燃烧过程，这些燃烧过程产生的元素似乎比以认为的都要多。
另外，科学家亦用把超新星模拟作一个不稳定的流体动力学系统。科学家发现，有很多核素并非在超新星爆发的一刻就直接被合成，它们往往是由超新星爆炸时产生的放射性母核透过衰变所得，这过程比之前预想的较迂回曲折一点。其中一个例子是56Fe。56Fe是e过程中一种重要的核素，而它正是从56Ni衰变所得，56Ni恰巧就是Ia型超新星爆炸的产物之一。
这系列的核合成机制对星系成分的影响不停被科学家验证。现今的不解之谜还有第一代恒星的角色、恒星的抛射物的确切成分、研究宇宙学时这些爆炸的作用。B2FH和卡梅伦奠下基础后天文核物理学正式成为一门讲求量化的科学，一门观测科学家、模型科学家、核子实验科学家和核子理论物理学家能作出贡献的科学。
