L'esistenza di un processo simile al processo-S fu ipotizzata in seguito allaalle nuove tabelle relative all'[[Abbondanza chimica|abbondanza]] degli [[Elemento chimico|elementi chimici]] pubblicate da [[Hans Suess]] e [[Harold Urey]] nel [[1956]], che evidenziavano picchi nelle abbondanze di isotopi di elementi pesanti, come lo [[stronzio]], il [[bario]] e il [[piombo]], i quali, secondo la [[meccanica quantistica]] e il [[modello nucleare a shell]], hanno nuclei particolarmente stabili, cioè quanto lo sono i [[gas nobili]]. Si trattava quindi di comprendere quali altri elementi fossero coinvolti nel processo-S. Una ipotesi in questo senso fu formulata in un famoso articolo pubblicato nel [[1957]] da [[Margaret Burbidge]], [[Geoffrey Burbidge]], [[William Alfred Fowler|William Fowler]] e [[Fred Hoyle]] che descriveva il modo in cui gli elementi pesanti vengono derivati mediante i processi S, R e [[Processo p|P]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Synthesis of the Elements in Stars |autore=E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle |rivista=Reviews of Modern Physics |anno=1957 |volume=29 |numero=4 |pagine=547–650 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957RvMP...29..547B |doi=10.1103/RevModPhys.29.547 |accesso=12 febbraio 2012}}</ref>. Nel medesimo articolo gli autori avanzarono l'ipotesi che il processo-S avvenisse nelle [[gigante rossa|giganti rosse]]. Il caso del [[tecnezio]] era, in questo senso, particolarmente esplicativo: esso ha un'[[Emivita (fisica)|emivita]] di 4,2 milioni di anni e le sue [[Linea spettrale|righe spettrali]] erano state osservate negli [[Spettro elettromagnetico|spettri]] delle giganti rosse e delle [[Stella al carbonio|giganti al carbonio]] nel [[1952]]<ref name=CRC>{{cita libro | cognome=Hammond | nome=C. R. | titolo=Handbook of Chemistry and Physics | editore=CRC press | città= | anno=2004 |ISBN=ISBN 0-8493-0485-7 |edizione=81 |capitolo=The Elements }}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Technetium in the Sun |autore=C. E. Moore |rivista=Science |anno=1951 |volume=114 |numero=2951 |pagine=59–61 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1951Sci...114...59M |doi=10.1126/science.114.2951.59 |accesso=12 febbraio 2012}}</ref>. Poiché questi tipi di stelle hanno un'età di diversi miliardi di anni, la presenza del tecnezio nelle loro [[Atmosfera stellare|atmosfere]] non può essere dovuta né a una sua preesistenza nelle [[Nube interstellare|nubi]] da cui queste stelle si sono formate, né alle reazioni di fusione che avvengono nel [[nucleo solare|nucleo stellare]], né a eventi connessi alle primissime fasi di vita della stella risalenti a miliardi di anni prima.
Un modello fisico-matematico della creazione di isotopi pesanti da nuclei di [[ferro]] fu proposto nel [[1961]].<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Neutron capture chains in heavy element synthesis |autore=D. D. Clayton, W. A. Fowler, T. E. Hull, B. A. Zimmerman |rivista=Annals of Physics |anno=1961 |volume=12 |numero=3 |pagine=331–408 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1961AnPhy..12..331C |doi=10.1016/0003-4916(61)90067-7 |accesso=13 febbraio 2012}}</ref> In questo lavoro fu dimostrato come la sovrabbondanza di bario osservata dagli astronomi in alcune stelle giganti era dovuta alla sua derivazione dal ferro in condizioni di densità neutroniche appropriate. In particolare fu dimostrato che un unico valore della densità neutronica non poteva spiegare il processo-S, ma che questo era possibile solo in presenza di un range di densità differenti. Inoltre il numero di nuclei di ferro esposti a una certa densità neutronica doveva decrescere se la densità aumentava mentre il grafico del tasso di cattura neutronica in funzione della densità non è lineare, ma del tipo a scalini e precipizi.
