所有关于化学元素起源的模型都源自宇宙中元素的相对丰度。对元素丰度的估算来自于遥远银河系恒星的光谱辐射和太阳的辐射(Ross and Aller 1976)。分析陨石为我们提供了太阳系元素组成信息。以下两点是显而易见的:(1)除了锂(Li)、铍(Be)和硼(B)以外,原子序数小于30 的“轻”元素在陨石中要比“重”元素丰度高;(2)尤其在“轻”元素中,相似原子质量的双原子序数元素比单原子序数元素丰度更高。
大质量恒星上发生的一系列核聚变反应是宇宙中一直到铁的偶数原子序数元素形成的主要合成途径,也就是所谓的“星体核合成反应”(Fowler 1984,Trimble 1997)(小恒星,比如我们的太阳,没有完全经历所有的反应和持续燃烧,正逐渐变成白矮星)。这些核聚变反应释放能量,不断形成稳定的原子核(Friedlander et al. 1964)。然而,生成比铁重的原子核需要更多的能量,因此,恒星核主要由铁组成,不能进一步发生核聚变。这导致恒星灾难性的塌陷和爆炸,形成我们认为的超新星。更重的元素在稳定恒星(S过程)内部深处或者在超新星形成的爆炸过程(R 过程)中通过铁不断捕获中子而形成(Woosley and Phillips 1988,Burrows 2000,Cowan and Sneden 2006)。一颗超新星可将所有的恒星组成成分以热气体形式散入宇宙空间(Chevalier and Sarazin 1987)。
所以,磷较其元素周期表中相邻的元素Si(硅)和S(硫)的丰度要低。非常有意思的是,因此形成的宇宙低丰度P(磷)在当今地球生物圈中亦是常常缺乏的(Macia et al. 1997)。
而宇宙中Li、Be 和B 的低丰度是由于起始核聚变反应跳过了原子质量为5~8 的原子核,直接生成了12C。显然,大多数的Li、Be 和B 形成于星际空间较重元素受到宇宙射线轰击产生的分裂(Olive and Schramm 1992,Reeves 1994,Chaussidon and Robert 1995)。