Идея о том, что существует некое более или менее постоянное и универсальное соотношение, отражающее распространенность химических элементов с небольшими локальными отклонениями в ту или иную сторону, восходит к Харкинсу, Пейн и некоторым другим авторам. Она послужила стимулом Гамову с коллегами в их стремлении показать, что все химические элементы возникли на ранней стадии горячей Вселенной, когда температура и давление были достаточно высоки для повсеместного нуклеосинтеза. К 1940‐м гг. многие специалисты фактически принимали за аксиому невозможность синтеза химических элементов в недрах звезд. Почти в одно время с выходом работы Гамова в 1935 г., где он все еще надеялся найти решение для звезд, удалось открыть небольшое количество звезд, слегка пошатнувшее эту общую уверенность. Шел 1935 г., когда Уолтер Сидни Адамс, сын американских миссионеров, рожденный в Сирии, ставший впоследствии директором обсерватории Маунт-Вилсон, обнаружил вместе со своими коллегами «промежуточные белые карлики» с водородным линейчатым спектром непонятного типа, казавшегося абсолютно необъяснимым. (Современное название этих звезд – «субкарлики» – предложено в 1939 г. Джерардом Петером Койпером.) В 1946 г. мексиканские астрономы Луис Ривера Терразас и Луис Мунк обнаружили еще один загадочный тип спектра у звезд типа RR Лиры. Этот список был пополнен еще несколькими звездами, нарушавшими, как казалось, устоявшиеся воззрения. Они не находили никакого удовлетворительного объяснения вплоть до 1951 г., когда Джозефу У. Чемберлену и Лоуренсу Хью Аллеру удалось показать, что ослабление линии может возникнуть в результате заниженного содержания металлов по сравнению с водородом. Авторы этих открытий представляли их как свидетельства различия химического состава у разных звезд, но идея космического постоянства распространенности химических элементов отличалась такой прочностью, что в течение трех или четырех лет они не привлекали почти никакого внимания. Случилась даже такая история: отзыв одного из рецензентов на статью Адамса с коллегами понудил их подправить выводы в следующей работе, и сегодня все признают, что это было сделано напрасно (эхо отношения Рассела к Пейн?). В результате вопросы о том, как, когда и где образовались химические элементы, начали изучаться более широко и более интенсивно. Удалось обнаружить, что отношение распространенности тяжелых элементов к водороду в звездах может различаться в тысячи раз, в зависимости от возраста звезд и протекания их эволюции. К необычным спектрам, которые до того часто откладывались на потом как нечто из ряда вон выходящее, удалось применить новые методы обнаружения и измерения различий в распространенности тяжелых элементов.

В гало нашей Галактики были обнаружены субкарлики с чрезвычайно большими скоростями по отношению к Солнцу. Они испускали гораздо более высокий процент ультрафиолетового излучения, чем звезды, относящиеся к населению I типа того же спектрального класса, и этот «ультрафиолетовый избыток» был следствием их низкой металличности, что позволяло уходить почти всему ультрафиолетовому излучению. Их внешние слои, обладая большей прозрачностью, оказывали меньшее сопротивление излучению, что делало их более компактными и более горячими по сравнению с другими звездами такой же массы. Ультрафиолетовый избыток был открыт сначала Нэнси Грейс Роуман в Йерксе в 1954 г., затем, год спустя, Аллан Сэндидж и Мерл Уокер из Паломарской обсерватории (а позже и многие другие) нашли его у звезд некоторых шаровых скоплений. Случилось так, что задолго до этого Бааде высказал предположение: нет никаких сущностных различий между звездами, относимыми к типу высокоскоростных субкарликов поля, и звездами главной последовательности в шаровых скоплениях, и теперь критерий малой металличности, установленный Чемберленом и Аллером в 1951 г., подтвердил это предположение.

Середина 1950‐х гг. стала свидетелем многих дискуссий на тему относительной распространенности химических элементов, особенно на Солнце и схожих с ним звездах, относящихся к населению I типа. Например, в 1956 г. вышел важный обзор, составленный Гансом Э. Суессом и Гарольдом Клэйтоном Юри. Была инициирована новая серия наблюдательных программ, нацеленных на уточнение химической эволюции Галактики. В обсерваториях Маунт-Вилсон и Паломарской исследовали огромное количество высокодисперсных спектров, и к концу 1960‐х гг. не осталось никаких сомнений в том, что постоянство соотношений распространенности химических элементов было большой, хотя и объяснимой, ошибкой. Однако еще до начала 1950‐х гг. на сцене появился новый игрок со своей теорией звездной эволюции, объясняемой через нуклеосинтез, что имело непосредственное отношение к проблеме распространенности химических элементов.