Hans Bethe arbeitete 1939 die Proton-Proton-Kette aus — jene Abfolge von Kernreaktionen, in der vier Wasserstoffkerne im Kern eines Sterns Schritt für Schritt zu einem Heliumkern verschmelzen und dabei die Energie freisetzen, die die Sonne speist. Achtzehn Jahre später trugen Margaret und Geoffrey Burbidge, William Fowler und Fred Hoyle in B²FH (Synthesis of the Elements in Stars, Reviews of Modern Physics, 1957) den weitaus größten Rest zusammen — der Aufsatz, der der Kernastrophysik ihren Namen gab und festschrieb, dass im Wesentlichen jedes Element des Periodensystems schwerer als Helium im Inneren eines Sterns oder bei dessen Tod entstanden ist. Das dort skizzierte Programm wurde durch ein halbes Jahrhundert späterer Beobachtung Schritt für Schritt bestätigt.
Die vollständige Abfolge reicht vom Urknall bis zum Tod der Sterne. Die primordiale Nukleosynthese in den ersten drei Minuten lieferte praktisch nur Wasserstoff und Helium mit Spuren Deuterium und Lithium; das Universum vor den Sternen war chemisch ein leeres Blatt. Wasserstoffbrennen auf der Hauptreihe wandelt H zu He über die Proton-Proton-Kette (in Sternen wie der Sonne) oder über den CNO-Zyklus (in massereicheren Sternen, in denen Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren dienen). Heliumbrennen in den Kernen Roter Riesen wandelt drei Alphateilchen über den Triple-Alpha-Prozess zu Kohlenstoff um; weitere Alpha-Einfänge erzeugen Sauerstoff und Neon. Im Kern massereicher Sterne folgen Brennphasen aus Kohlenstoff, Sauerstoff, Neon, Magnesium, Silizium und schließlich Eisen aufeinander — dem pro Nukleon am stärksten gebundenen Kern, jenseits dessen Fusion keine Energie mehr freisetzt. Die Sternfusion deckt damit den größten Teil der Mitte des Periodensystems ab, von Kohlenstoff bis zum Eisengipfel.
Elemente jenseits des Eisens haben weniger Bindungsenergie pro Nukleon und entstehen nicht durch Fusion, sondern durch Neutroneneinfang. Der s-Prozess (langsamer Einfang) läuft in den Atmosphären Roter Riesen bei mäßigem Neutronenfluss und liefert rund die Hälfte der Elemente schwerer als Eisen, darunter Barium und Blei. Der r-Prozess (rascher Einfang) verlangt extremen Neutronenfluss und bringt Gold, Platin, die Lanthanoide, die Actinoide und den größten Teil des Übrigen hervor. Jahrzehntelang nahm man an, er finde vor allem in Kernkollaps-Supernovae statt; das Ereignis GW170817 von 2017 — die erste direkt beobachtete Neutronensternverschmelzung — erzeugte eine Kilonova, deren Spektrum unverkennbare r-Prozess-Signaturen zeigte und damit klärte, dass Neutronensternverschmelzungen mindestens einen wesentlichen Beitrag liefern, möglicherweise den dominierenden. Das Gold im Ehering stammt anteilig aus Kollisionen von Neutronensternen vor Milliarden Jahren — heute eine empirisch gestützte Aussage, keine poetische.
Die Stellararchäologie — die Rekonstruktion der frühen Nukleosynthesegeschichte aus den chemischen Profilen alter naher Sterne — ist inzwischen ein eigenes Forschungsfeld. Die Durchmusterung 4MOST am Paranal (ab 2025) und der Milky Way Mapper von SDSS-V vermessen Millionen Sterne, um die chemische Entwicklung der Galaxis Element für Element nachzubauen. Die Multi-Messenger-Astronomie hat die Kilonova-Nukleosynthese von der theoretischen Folgerung in die direkte Messung gehoben, und Detektoren der dritten Generation für die 2030er (Einstein-Teleskop, Cosmic Explorer) sollen rund 10⁵ Neutronensternverschmelzungen pro Jahr nachweisen. Jedes feste Objekt im Sonnensystem, diese Hand und der Bildschirm, auf dem diese Worte erscheinen, ist ein Stück vom Begräbnis eines anderen.