W procesie pierwotnej nukleosyntezy nie powstały cięższe nuklidy, gdyż brak stabilnych nuklidów o masach atomowych 5 i 8, mogących być pomostem ku wytworzeniu cięższych jąder. Dodatkowym faktem jest, że rozszerzanie się Wszechświata zahamowało pierwotną nukleosyntezę, gdyż spadek gęstości materii oznaczał coraz mniejsze prawdopodobieństwo zajścia reakcji jądrowych. Wyższe nuklidy powstały dopiero po zagęszczeniu się materii w postaci gwiazd.
Gwiezdna nukleosynteza W gwiazdach ciągu głównego na diagramie H-R hel jest syntetyzowany z wodoru na dwa możliwe sposoby: w ciągu reakcji zwanych cyklem protonowym (mało masywne gwiazdy) lub też w cyklu węglowo-azotowo-tlenowym (bardziej masywne gwiazdy).
W olbrzymach i nadolbrzymach następuje „spalanie” helu i synteza węgla, a następnie tlenu, neonu i magnezu, w procesach z udziałem cząstek alfa (jąder helu-4). Wyższe nuklidy, od krzemu aż do niklu, powstają w wyniku fuzji węgla, tlenu, neonu, magnezu i helu. Nuklidy o nieparzystych liczbach atomowych powstają w wyniku wychwytu neutronów lub protonów.
Nukleosynteza w supernowych Podczas wybuchu supernowych powstają nuklidy cięższe od niklu, m.in.