元素表还需要一段来历
碳、氧、钙在自然界里各有多少，同一种元素的不同同位素各占多少，都有来历。这些丰度藏着物质经历的线索。要解释它们，光指出“某个核反应能造出碳”还不够；反应必须在合适环境里发生得够多，而且产物要来得及留下，不能立刻被另一条反应用掉。
福勒和加州理工的合作者，把实验室核测量接进了这个问题。他们能选择束流、靶子和入射能量，从飞出的粒子与射线测出反应机会，再把这些结果带进恒星计算。1983年诺奖表彰他的理论与实验研究：哪些核反应参与宇宙中的元素形成，它们又能发生多快。
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造碳时，先遇到了一道瓶颈
氦燃烧给了一个尖锐的问题。两个氦-4核能短暂形成铍-8，可它很快就会散开。要接着造出碳-12，第三个氦核必须在铍还存在时赶到。假如碳恰好有一个能量合适的激发态，就能大幅提高这条路径的效率。某个能量附近反应特别容易发生，这种增强叫共振。
霍伊尔从恒星需要造出碳的要求出发，提出应该有这样一个碳能级。1953年，邓巴、皮克斯利、温策尔和沃林报告找到了接近所需位置的状态。论文题目保留当年的测量值768万电子伏特，后来更精确的激发能约为765万电子伏特。天文学提出了一个具体要求，实验室便能到某个能量附近去找它。
恒星里的碰撞，没有统一能量
实验束流可以一次选一个能量，恒星内部却有一群跑得快慢不同的原子核。多数带电核动能较低，很难穿过彼此的电斥力势垒；跑得更快的容易穿，数量又更少。把反应概率和热运动分布放在一起，就能找出哪些能量范围对总反应率贡献最大。
困难也随之出现：越往恒星需要的低能区测，信号往往越微弱。实验可能只够接近目标范围，剩下的一段需要用核模型外推，并带上相应不确定性。关键区域附近多一个共振，结果就可能差很多。能级在哪里、它多容易从某条通道衰变，都可能决定一种元素最后造出多少。
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造出来以后，还会被接着用掉
碳只是网络中的一环。它还能俘获氦变成氧；条件变化以后，氧又能参加后续燃烧。物质不断生成，也不断消耗。反应网络就是同时追踪这些核素数量怎样变化的计算。温度、密度维持多久，物质如何混合，最后有多少被抛出恒星，都会改变答案。
1957年，玛格丽特·伯比奇、杰弗里·伯比奇、福勒与霍伊尔共同发表《恒星中的元素合成》，把多种过程组织成一幅有影响的图像。完整署名也保留了这件事的做法：恒星观测、核实验和理论一起工作。后来福勒获奖，表彰的是他在这段广泛合作中的贡献。
碳与氧就是一个清楚的例子。两者可以在氦燃烧物质中形成，但碳继续俘获氦、变成氧的快慢，会改变最后留下的比例。这条反应更快，留下的碳就可能较少。想解释一种元素的丰度，既要看哪条路把它造出来，也要接着看哪条路把它用掉。
中子打开了更重元素的路线
中子不带电，重原子核俘获它时无须先越过电斥力势垒。随后发生贝塔衰变，核内中子可以变成质子，元素身份跟着改变。俘获比相关衰变慢，或比衰变快得多，就会走出不同的同位素路径。比较这两种时间尺度，有助于理解重元素丰度里反复出现的结构。
这些过程分类比当时提出的每一个具体天体地点更经得住时间。后来观测与计算继续修正某些成分究竟在哪里形成。把核反应网络与恒星或爆发现象的环境一起检验，才能逐渐辨认不同成分在哪里形成。
丰度反过来检查反应
最后还要回到天空与太阳系物质。算出某种元素“存在”只是第一步，同位素比例和丰度峰还能检查物质走过哪条路径。氢和很大一部分氦来自早期宇宙，恒星合成属于更长的物质历史。福勒把问题拆到可以测的具体原子核。实验室里一个很微弱的信号，可能改变整代恒星造碳、造氧效率的估计。