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在元素周期表中，有将近90种稳定的元素。可是，你是否思考过这样一个问题：这些元素为什么会存在？它们在哪里产生？它们是怎么产生的？
你是否意识到，要探索这么一个关于原子结构的问题，却要追究到广袤的宇宙，而且是遥远的过去？
来源之一 恒星内部的聚变反应
根据现在流行的宇宙学说，宇宙在一开始，大爆炸之后，出现了电子、质子和中子。由这些基本粒子结合形成的元素，主要是氢和氦，前者约占四分之三，后者约占四分之一。此外，还有极微量的轻元素，例如锂、铍、硼等。在此之后，其余的元素，包括更多的氦和锂等轻元素，都是在恒星内部的核反应过程中形成的，是恒星产生能量过程中的一种最重要的副产品。这种过程，从130多亿年前宇宙中第一批恒星诞生就已经开始；没有这一过程，就不会有形成今天地球上生命的碳、氧、氮等元素。
我们把宇宙中某一元素按照质量占的比例，称为宇宙中这一元素的丰度。在宇宙元素的丰度分布中，氢和氦占了几乎全部；周期表中的其余元素加在一起也仅仅只占很小的比例。余下的那些元素分布的特点是，随着原子序数的增大，丰度迅速降低；而且，还呈现出奇偶差别——原子序数为偶数的元素，丰度比它们紧相邻的原子序数为奇数的元素高。
发生在恒星内部的原子核的聚变反应，是到铁属元素（指原子序数与铁差不多的一些元素）为止的几乎所有元素（原子序数在6到30之间）的来源。这些元素的丰度的差异，看看它们的来源就很容易明白了。聚变反应一般都是放热的，因此从根本上说是供给恒星发光的能源。最通常的反应，是4个氢原子核结合为1个氦原子核的聚变和3个氦原子核结合为1个碳原子核、4个氦原子核结合为1个氧原子核的聚变。大多数恒星，例如像太阳，相对来说质量较小，内部温度和压强至多只能支持氦聚变为碳、氧的反应（而且只是在其生命的后期，而在整个生命的大部分时期内只是发生氢聚变为氦的反应），只能够产生一些较轻的元素。只有那些数量较少、质量更大的恒星（8倍太阳质量以上），在其生命的后期，内部温度和压强高得足以形成铁属元素的原子核。
来源之二 慢中子俘获过程
上面所说的是原子核合成的一般模型，不能解释周期表中原子序数大于30的元素是如何生成的。那些元素的诞生不可能是一种通常的过程，因为所有这些元素的丰度加在一起也只有氢的丰度的亿分之一。铁属元素的原子核是所有原子核中束缚最紧密的，而且这些原子核的直接聚合是吸热的。为了解脱这些原子核本身的束缚所需要输入的能量，会超过这些原子核聚合所能释放出的能量，这样恒星内部的温度就要降低，反应就不可能持续下去。所以，原子序数大于30的元素，几乎都是通过铁属元素的核俘获自由中子产生的，这些元素统称为中子俘获元素。中子不带电荷，所以原子核中质子所带的正电荷不会阻止中子俘获反应的发生。
那些大质量的恒星，其生命的晚期，在内部发生原子核聚变的反应层内，会产生大量自由中子，它们成为中子俘获反应所需要的中子的来源。例如，在一般恒星的氦聚变反应层中，在生成氧的过程里，就可以释放出中子来；大质量恒星更进一步，在由碳聚变生成镁的反应层中也会有中子释放出来。
大量存在的中子完全可能被一些原子核俘获。由于这些中子的流量很低，在相继的两次中子俘获之间，几乎有足够的时间发生β衰变，也就是原子核内的某个中子释放一个电子变成质子。于是，俘获反应所生成的含有较多中子的某种元素同位素就变成了原子序数更大（即含有更多质子）的另一种元素。
这一相对来说较慢的事件链称为慢中子俘获过程，即s过程，在中子俘获元素中，由s过程产生的约占一半。
来源之三 快中子俘获过程
许多恒星，在它们生命的终点，会发生剧烈的爆发，成为超新星。超新星主要分为Ⅱ型和Ia型两类。
Ia型超新星的生成，是在质量较小、寿命较长的双星系统中发生的现象。这种系统由两颗靠得很紧的恒星组成，其中一颗恒星内部的核反应本来已经停止，其体积由原来与太阳差不多大收缩到与地球差不多大，物质密度因此可高达地球表面水密度的100万倍，称为白矮星，属于已经“死亡”的恒星；另一颗恒星已经到达生命的晚期，体积大为膨胀，可由与太阳差不多大变得直径超出地球轨道，称为红巨星。红巨星在膨胀过程中，其上的大量物质会流向白矮星，最终导致白矮星爆发和完全炸毁，炸毁的白矮星会把其中大量的碳、氧等元素抛射出来。在爆发的同时，会发生一系列的原子核聚变反应，直到生成铁属元素，这些元素也会一起抛射出来。
Ⅱ型超新星，通常认为来自于单颗、大质量、短寿命的恒星。这种恒星在通过一系列原子核聚变反应生成铁之后，核反应停止，恒星的核心部分失去能量支撑，发生坍缩，同时引起外层气体爆发。爆发时，恒星的核心坍缩到极高密度，在此过程中会从核心区域释放出大量自由中子，每立方厘米的中子数可高达10[23]左右。这些中子被外层正在爆发的气体中的原子核吸收，吸收了大量中子的原子核原子量迅速增加。由于在这种情况下中子的增加远比β衰变的发生来得快，核内质子数在非常短暂的时间内还没有改变，于是几秒钟内就会产生大量极端富含中子的原子核。
Ⅱ型超新星的爆发极其快，以致在喷射的物质中自由中子的来源很快枯竭。极端富含中子的原子核变得很不稳定，会迅速经历一系列β衰变，把多余的中子变为质子，核内的质子数和中子数逐步趋向平衡，原子核变为稳定，变为一种更重的元素，从而在周期表上移动到原子序数更大的位置。以这种方式产生中子俘获元素的过程称为快中子俘获过程，即r过程。
两个碳原子核聚变成镁原子核的反应有可能产生自由中子。
r过程和s过程示意图，图中同一水平线上是同一元素具有不同原子量的同位素。
三种方式，三种过程。这就是元素们的来历，元素们的“出身”。