恒星内元素合成
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しかしながら、彼らはそれより重い元素の合成については扱わなかった。これより重い元素の合成に関する理論については、1946年にフレッド・ホイルによって研究が始められ、彼は非常に高温高圧の環境があれば鉄までの元素の合成が可能だろうと主張した。
ホイルは続いて1954年に発表した論文で、恒星内部において炭素から鉄にかけての元素の合成がどのように進行するかを概説した。この時のホイルの理論に存在していた遺漏は後に訂正されるが、それは1957年、一般にはB2FH論文として知られている名高いレビュー論文がM・バービッジ、J・バービッジ、W・ファウラー、F・ホイルによって公表されることで始まった。このレビュー論文は初期の研究を集めて洗練し、観測された元素の相対的な存在量を説明できる根拠を与える、非常に多く引用される描像にまとめ上げた。
重要な改善はA・G・W・キャメロンとD・D・クレイトンによって行われた。キャメロンはホイル案を追ってたどり着いた自らの独立した元素合成のアプローチを提供した。彼は核融合系の経時計算を上手くこなすためにコンピューターを取り入れた。クレイトンは最初のS過程、R過程、シリコンから鉄グループ元素までの燃焼の経時モデルを計算し、放射崩壊による元素の年代の測定の年表を発見した。全体の研究分野は1970年代に急速に広がった。