โปรตอนและนิวตรอนกลุ่มแรกก่อตัวขึ้นจากพลาสมาควาร์ก-กลูออนเมื่อราว13.8 พันล้านปีก่อนในช่วงบิ๊กแบงขณะที่เอกภพเย็นตัวลงต่ำกว่าประมาณ 10,000 ล้านเคลวินหรือ 1 MeV ^{[ 2 ]}เมื่อเอกภพยังคงเย็นตัวลงต่อไปอีกไม่กี่นาที โปรตอนและนิวตรอนเหล่านี้สามารถรวมตัวกันเพื่อสร้างนิวเคลียสของไฮโดรเจน ( ดิวเทอเรียม ) และฮีเลียม ได้ นอกจากนี้ยังมีการก่อตัวของ ลิเธียมในปริมาณเล็กน้อย แต่เนื่องจากปริมาณรังสีมีมากเมื่อเทียบกับสสารในเวลานั้น พลังงานยึดเหนี่ยวที่สูงของธาตุหนักจึงทำให้ลิเธียมไม่ถูกสร้างขึ้น^{[ 3 ]}อิเล็กตรอนอิสระรวมตัวกับนิวเคลียสที่มีอยู่เหล่านี้เมื่อราว 380,000 ปีหลังจากบิ๊กแบง เมื่อสสารและรังสีแยกออกจากกันทำให้เกิดพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล^{[ 3 ]}กระบวนการแรกนี้ การสังเคราะห์นิวเคลียส บิ๊ก แบง (BBN) เป็นนิวเคลียสชนิดแรกที่เกิดขึ้นในเอกภพ สสารส่วนใหญ่ในจักรวาลแม้กระทั่งในปัจจุบัน (ประมาณ 74%) คือไฮโดรเจนที่ผลิตโดย BBN ในขณะที่อีก 24% คือฮีเลียม^{[ 4 ] [ 2 ]} ดังนั้น ดาวฤกษ์ดวงแรก (เรียกว่าดาวฤกษ์ประเภท Population III ) ที่ก่อตัวขึ้นในจักรวาลจึงประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมเกือบทั้งหมด โดยมีลิเธียมเบริลเลียมและโบรอนใน ปริมาณเล็กน้อย (Li, Be และ B บางส่วนที่พบในจักรวาลในปัจจุบันนั้นเกิดขึ้นจาก BBN แต่ส่วนใหญ่เกิดขึ้นจากการแตกตัวของรังสีคอสมิกหรือจาก การ หลอมรวมของดาวฤกษ์^{[ 5 ]} )

การสังเคราะห์นิวเคลียสของธาตุหนัก (ที่นักดาราศาสตร์เรียกว่า "โลหะ") ในภายหลังนั้นต้องอาศัยอุณหภูมิและความดันที่สูงมากภายในดาวฤกษ์และซูเปอร์โนวากระบวนการเหล่านี้เริ่มต้นขึ้นเมื่อไฮโดรเจนและฮีเลียมที่สร้างขึ้นโดยบิ๊กแบงยุบตัวลงกลายเป็นดาวฤกษ์ดวงแรกที่เรียกว่าดาวฤกษ์ประเภทที่ 3 (Population III stars ) ไม่กี่ร้อยล้านปีหลังจากบิ๊กแบง^{[ 6 ]} การก่อตัว ของดาวฤกษ์ เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องในกาแล็กซีตั้งแต่นั้นมา ซึ่งมักเรียกว่า "รุ่งอรุณแห่งจักรวาล" ธาตุหนักในจักรวาลปัจจุบันถูกสังเคราะห์ขึ้นผ่านการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ (เช่นคาร์บอนและไนโตรเจน ) การสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวา (เช่นแมกนีเซียมอะลูมิเนียม) หรือในเหตุการณ์แปลกใหม่ เช่นการชนกันของดาวนิวตรอน (เช่นยูโรเปียม)ธาตุบางชนิดถูกสังเคราะห์ขึ้นผ่านกระบวนการเหล่านี้หลายอย่าง^{[ 5 ]}นิวไคลด์อื่นๆ เช่น^40Arเกิดขึ้นจากการสลายตัวของกัมมันตรังสี 

เนื่องจากกระบวนการที่ธาตุต่างๆ ก่อตัวขึ้นนั้นเกิดขึ้นในช่วงเวลาที่แตกต่างกันในชีวิตของกาแล็กซี นักดาราศาสตร์จึงสามารถใช้ปริมาณของธาตุเหล่านี้เพื่อกำหนดอายุการก่อตัวของดาวฤกษ์หรือโครงสร้างภายในกาแล็กซีได้ ตัวอย่างเช่น แมกนีเซียมส่วนใหญ่ที่พบในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ (ISM) ถูกขับออกมาโดยซูเปอร์โนวาแบบยุบตัว ของแกนกลาง ในขณะที่เหล็กส่วนใหญ่ในจักรวาลก่อตัวขึ้นในซูเปอร์โนวาประเภท Ia ^{[ 7 ]}ซูเปอร์โนวาประเภท Ia เกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์ดวงหนึ่งในระบบดาวคู่ตายลง เหลือเพียงดาวแคระขาวที่เหลืออยู่ วัสดุจากดาวคู่ปกติของดาวแคระขาวจะสะสมตัวบนดาวแคระขาวนั้น และอุณหภูมิและความหนาแน่นของมันจะเพิ่มขึ้นจนถึงจุดติดไฟ ทำให้เกิดการระเบิดอย่างรุนแรง โดยทั่วไป เราจะเห็นผลกระทบของซูเปอร์โนวาประเภท Ia ต่อองค์ประกอบของ ISM ประมาณ 1 พันล้านปีหลังจากเริ่มการก่อตัวของดาวฤกษ์ในกาแล็กซีนั้น^{[ 7 ]}ในขณะเดียวกัน ซูเปอร์โนวาแบบยุบตัวของแกนกลางคือการตายของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ ซึ่งโดยทั่วไปมีอายุอยู่ได้เพียงไม่กี่ล้านปี^{[ 8 ]}ซึ่งหมายความว่าโดยทั่วไปแล้ว อัตราส่วนของแมกนีเซียมต่อเหล็กในดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นก่อน 1 พันล้านปีหลังจากเริ่มการก่อตัวของดาวฤกษ์ในภูมิภาคหนึ่งจะสูงกว่าอัตราส่วนเดียวกันในดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นในภายหลัง เนื่องจากแมกนีเซียมเริ่มถูกรวมเข้ากับ ISM ก่อนเหล็ก

แนวคิดแรกเริ่มเกี่ยวกับการสังเคราะห์นิวเคลียสคือธาตุเคมีต่างๆถูกสร้างขึ้นในช่วงเริ่มต้นของจักรวาล แต่ยังไม่มีคำอธิบายทางกายภาพที่สมเหตุสมผลใดๆ ที่สามารถระบุได้ ต่อมาจึงค่อยๆ ชัดเจนขึ้นว่า ไฮโดรเจนและฮีเลียมมีปริมาณมากกว่าธาตุอื่นๆ มาก ธาตุที่เหลือทั้งหมดมีมวลน้อยกว่า 2%ของมวลของระบบสุริยะและระบบดาวอื่นๆ ด้วย ในขณะเดียวกันก็ชัดเจนว่าออกซิเจนและคาร์บอนเป็น ธาตุที่มีปริมาณ  มากเป็นอันดับสอง รองลงมา  และยังมีแนวโน้มทั่วไปที่ธาตุเบาจะมีปริมาณมาก โดยเฉพาะอย่างยิ่งธาตุที่มีไอโซโทปประกอบด้วยนิวเคลียส ของ ฮีเลียม-4 จำนวนเต็ม ( นิวไคลด์อั ลฟา )

ในปี ค.ศ. 1920 อาร์เธอร์ สแตนลีย์ เอ็ดดิงตันเสนอเป็นครั้งแรก ว่าดาวฤกษ์ได้รับพลังงานจากการหลอมรวมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม และตั้งข้อสงสัยว่าธาตุหนักอาจก่อตัวขึ้นในดาวฤกษ์ได้เช่นกัน^{[ 9 ] [ 10 ]}แนวคิดนี้ไม่ได้รับการยอมรับโดยทั่วไป เนื่องจากกลไกนิวเคลียร์ยังไม่เป็นที่เข้าใจ ในช่วงหลายปีก่อนสงครามโลกครั้งที่สองฮันส์ เบเทอเป็นคนแรกที่อธิบายกลไกนิวเคลียร์ที่ไฮโดรเจนหลอมรวมเป็นฮีเลียม

งานดั้งเดิมของFred Hoyle เกี่ยวกับการสังเคราะห์นิวเคลียสของธาตุหนักในดาวฤกษ์ เกิดขึ้นหลัง สงครามโลกครั้งที่สอง ไม่ นาน^{[ 11 ]}งานของเขาอธิบายถึงการผลิตธาตุหนักทั้งหมด โดยเริ่มจากไฮโดรเจน Hoyle เสนอว่าไฮโดรเจนถูกสร้างขึ้นอย่างต่อเนื่องในจักรวาลจากสุญญากาศและพลังงาน โดยไม่จำเป็นต้องมีจุดเริ่มต้นสากล

งานของ Hoyle อธิบายว่าความอุดมสมบูรณ์ของธาตุต่างๆ เพิ่มขึ้นอย่างไรเมื่อกาแล็กซีมีอายุมากขึ้น ต่อมา ภาพของ Hoyle ได้รับการขยายในช่วงทศวรรษ 1960 โดยการมีส่วนร่วมของWilliam  A. Fowler , Alastair GW CameronและDonald  D. Claytonตามมาด้วยคนอื่นๆ อีกมากมายบทความทบทวน"B2FH" ที่สำคัญ   ในปี 1957 โดยEM Burbidge , GR Burbidge , Fowler  และ Hoyle ^{[ 12 ]}เป็น บทสรุป ที่เป็นที่รู้จักกันดีของสถานะของสาขานี้ใน ปี 1957 บทความดังกล่าวได้กำหนดกระบวนการใหม่สำหรับการเปลี่ยนแปลงของ นิวเคลียสหนักหนึ่งไปเป็นนิวเคลียสอื่นๆ ภายในดาวฤกษ์ ซึ่งเป็นกระบวนการที่นักดาราศาสตร์สามารถบันทึกได้

ทฤษฎีบิ๊กแบงนั้นถูกเสนอขึ้นใน ปี 1931 ซึ่งนานก่อนยุคนี้ โดยจอร์จ เลอแมตร์นักฟิสิกส์ชาวเบลเยียม ผู้เสนอว่า การขยายตัวของจักรวาลอย่างเห็นได้ชัดเมื่อเวลาผ่านไปนั้น จำเป็นต้องให้จักรวาลหดตัวย้อนกลับไปในอดีต จนกว่าจะไม่สามารถหดตัวได้อีกต่อไป ซึ่งจะทำให้มวลทั้งหมดของจักรวาลมารวมกันที่จุดเดียว เรียกว่า "อะตอมดั้งเดิม" ในสภาวะที่เวลาและอวกาศยังไม่มีอยู่จริง ฮอยล์ได้รับการยกย่องว่าเป็นผู้บัญญัติศัพท์ "บิ๊ก แบง" ใน รายการวิทยุของบีบีซีในปี 1949 โดยกล่าวว่าทฤษฎีของเลอแมตร์ นั้น "ตั้งอยู่บนสมมติฐานที่ว่าสสารทั้งหมดในจักรวาลถูกสร้างขึ้นในบิ๊ กแบงครั้งเดียว ณ เวลาใดเวลาหนึ่งในอดีตอันไกลโพ้น" เป็นที่รู้กันโดยทั่วไปว่าฮอยล์ตั้งใจใช้คำนี้ในเชิงดูถูกแต่ฮอยล์ปฏิเสธอย่างชัดเจนและกล่าวว่ามันเป็นเพียงภาพที่โดดเด่นเพื่อเน้นให้เห็นถึงความแตกต่างระหว่างแบบจำลอง ทั้งสอง แบบจำลองของ เลอแมตร์มีความจำเป็นในการอธิบายการมีอยู่ของดิวเทอเรียมและนิวไคลด์ระหว่างฮีเลียมและคาร์บอน รวมถึงปริมาณฮีเลียมที่สูงมาก ไม่เพียงแต่ในดาวฤกษ์เท่านั้น แต่ยังรวมถึงในอวกาศระหว่างดาวด้วยและในที่สุดแล้ว ทั้งแบบจำลองการสังเคราะห์นิวเคลียสของเลอแมตร์และฮอยล์ก็มีความจำเป็นในการอธิบายความอุดมสมบูรณ์ของธาตุต่างๆ ในจักรวาล   

เป้าหมายของทฤษฎีการสังเคราะห์นิวเคลียสคือการอธิบายความอุดมสมบูรณ์ที่แตกต่างกันอย่างมากของธาตุเคมีและไอโซโทปต่างๆ จากมุมมองของกระบวนการทางธรรมชาติ แรงกระตุ้นหลักในการพัฒนาทฤษฎีนี้คือรูปร่างของกราฟแสดงความอุดมสมบูรณ์เทียบกับเลขอะตอมของธาตุ ความอุดมสมบูรณ์เหล่านั้น เมื่อพล็อตลงบนกราฟเป็นฟังก์ชันของเลขอะตอม จะมี โครงสร้าง ฟันเลื่อยที่ ขรุขระ ซึ่งแตกต่างกันได้ถึงสิบ ล้านเท่า แรงกระตุ้นที่มีอิทธิพลอย่างมากต่อการวิจัยการสังเคราะห์นิวเคลียสคือตารางความอุดมสมบูรณ์ที่สร้างโดยHans SuessและHarold Ureyซึ่งอิงจากความอุดมสมบูรณ์ที่ไม่แยกส่วนของ ธาตุ ที่ไม่ระเหยที่พบในอุกกาบาต ที่ยังไม่ วิวัฒนาการ^{[ 13 ]}กราฟความอุดมสมบูรณ์ดังกล่าวแสดงบนมาตราส่วนลอการิทึมซึ่งโครงสร้างที่ขรุขระอย่างมากจะถูกลดทอนลงด้วยกำลังของ สิบจำนวนมากที่ครอบคลุมในมาตราส่วนแนวตั้งของกราฟนี้

การสังเคราะห์นิวเคลียสบิ๊กแบง^{[ 16 ]}เกิดขึ้นภายในสามนาทีแรกของการกำเนิดจักรวาลและเป็นสาเหตุหลักของความอุดมสมบูรณ์ของ¹เอช ( โปรเทียม )²H (D, ดิวเทอเรียม ),³ฮีเลียม-3และ​⁴ฮีเลียม-4 ( He ) แม้ว่า⁴เขายังคงถูกสร้างขึ้นจากการหลอมรวมของดาวฤกษ์และการสลายตัวแบบอัลฟารวมถึงปริมาณเล็กน้อยของ¹ไฮโดรเจนยังคงถูกผลิตขึ้นอย่างต่อเนื่องโดยกระบวนการสปัลเลชันและการสลายตัวของกัมมันตรังสีบางประเภท มวลส่วนใหญ่ของไอโซโทปในจักรวาลเชื่อกันว่าเกิดขึ้นในบิ๊ก แบง นิวเคลียสของธาตุเหล่านี้ พร้อมกับบางส่วน⁷หลี่และ⁷เชื่อ กันว่าธาตุเบอริล เลียมก่อตัวขึ้นระหว่าง 100  ถึง 300  วินาทีหลังจากบิ๊ กแบง เมื่อพลาสมาควาร์ก-กลูออน ดั้งเดิม แข็งตัวกลายเป็นโปรตอนและนิวตรอน เนื่องจากช่วงเวลาสั้นมากที่เกิดการสังเคราะห์นิวเคลียสก่อนที่จะหยุดลงด้วยการขยายตัวและการเย็นตัว (ประมาณ 20  นาที) จึงไม่มีธาตุใดที่หนักกว่าเบอริลเลียม (หรืออาจจะเป็นโบรอน ) สามารถก่อตัวขึ้นได้ ธาตุที่ก่อตัวขึ้นในช่วงเวลานี้อยู่ใน สถานะ พลาสมาและไม่ได้เย็นตัวลงสู่สถานะของอะตอมที่เป็นกลางจนกระทั่งอีกนานต่อมา^{[ 17 ]}

${\displaystyle {\begin{array}{ll}{\ce {n^{0}->p+{}+e^{-}{}+{\overline {\nu }}_{e}}}&{\ce {p+{}+n^{0}->_{1}^{2}D{}+\gamma }}\\{\ce {^{2}_{1}D{}+p+->_{2}^{3}He{}+\gamma }}&{\ce {^{2}_{1}D{}+_{1}^{2}D->_{2}^{3}He{}+n^{0}}}\\{\ce {^{2}_{1}D{}+_{1}^{2}D->_{1}^{3}T{}+p+}}&{\ce {^{3}_{1}T{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+n^{0}}}\\{\ce {^{3}_{1}T{}+_{2}^{4}He->_{3}^{7}Li{}+\gamma }}&{\ce {^{3}_{2}He{}+n^{0}->_{1}^{3}T{}+p+}}\\{\ce {^{3}_{2}He{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+p+}}&{\ce {^{3}_{2}He{}+_{2}^{4}He->_{4}^{7}Be{}+\gamma }}\\{\ce {^{7}_{3}Li{}+p+->_{2}^{4}He{}+_{2}^{4}He}}&{\ce {^{7}_{4}Be{}+n^{0}->_{3}^{7}Li{}+p+}}\end{array}}}$

ปฏิกิริยานิวเคลียร์หลักที่รับผิดชอบต่อปริมาณสัมพัทธ์ของนิวเคลียสอะตอม เบา ที่พบได้ทั่วทั้งจักรวาล

การสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์เป็นกระบวนการนิวเคลียร์ที่สร้างนิวเคลียสใหม่ เกิดขึ้นในดาวฤกษ์ระหว่างวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เป็นสาเหตุที่ทำให้ธาตุต่างๆ ตั้งแต่คาร์บอนไปจนถึงเหล็กมีปริมาณมากในกาแล็กซี ดาวฤกษ์เป็นเตาหลอมเทอร์โมนิวเคลียร์ที่ไฮโดรเจนและฮีเลียมหลอมรวมกันเป็นนิวเคลียสที่หนักขึ้นเรื่อยๆ ด้วยอุณหภูมิที่สูงขึ้นตามการเปลี่ยนแปลง องค์ประกอบของ แกน กลาง^{[ 18 ]}คาร์บอนมีความสำคัญเป็นพิเศษเนื่องจากการก่อตัวของคาร์บอนจากฮีเลียมเป็นคอขวดในกระบวนการทั้งหมด คาร์บอนถูกผลิตขึ้นโดยกระบวนการทริปเปิลอัลฟาในดาวฤกษ์ทุกดวง คาร์บอนยังเป็นธาตุหลักที่ทำให้เกิดการปล่อยนิวตรอนอิสระภายในดาวฤกษ์ ทำให้เกิดกระบวนการ sซึ่งการดูดซับนิวตรอนอย่างช้าๆ จะเปลี่ยนเหล็กให้เป็นธาตุที่หนักกว่าเหล็กและนิกเกล^{[ 19 ] [ 20 ]}

โดยทั่วไปแล้ว ผลผลิตจากการสังเคราะห์นิวเคลียสในดาวฤกษ์จะกระจายไปสู่ก๊าซระหว่างดาวผ่าน เหตุการณ์การสูญเสียมวลและลมดาวฤกษ์ของ ดาวฤกษ์ มวลน้อย เหตุการณ์การสูญเสีย มวล สามารถพบเห็นได้ในปัจจุบันใน ระยะ เนบิวลาดาวเคราะห์ของ วิวัฒนาการดาวฤกษ์ มวลน้อยและการระเบิดครั้งใหญ่ของดาวฤกษ์ที่เรียกว่าซูเปอร์โนวาสำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าแปดเท่าของดวงอาทิตย์

หลักฐานโดยตรงชิ้นแรกที่พิสูจน์ว่านิวเคลียสซินเทซิสเกิดขึ้นในดาวฤกษ์คือการสังเกตทางดาราศาสตร์ที่พบว่า ก๊าซระหว่างดาวฤกษ์อุดมไปด้วยธาตุหนักเมื่อเวลาผ่านไป ส่งผลให้ดาวฤกษ์ที่เกิดใหม่จากก๊าซนี้ในช่วงปลายของกาแล็กซีมีปริมาณธาตุหนักเริ่มต้นสูงกว่าดาวฤกษ์ที่เกิดใหม่ก่อนหน้านี้มาก การตรวจพบเทคนีเซียมในชั้นบรรยากาศของ ดาวฤกษ์ ยักษ์แดงใน ปี 1952 ^{[ 21 ]}โดยใช้สเปกโทรสโกปีเป็นหลักฐานแรกของกิจกรรมนิวเคลียร์ภายในดาวฤกษ์ เนื่องจากเทคนีเซียมเป็นกัมมันตรังสี มีครึ่งชีวิตน้อยกว่าอายุของดาวฤกษ์มาก ปริมาณของมันจึงต้องสะท้อนถึงการสร้างขึ้นใหม่ภายในดาวฤกษ์นั้น หลักฐานที่น่าเชื่อถือไม่แพ้กันเกี่ยวกับต้นกำเนิดของธาตุหนักจากดาวฤกษ์คือปริมาณธาตุเสถียรเฉพาะที่พบในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ในกลุ่มดาวยักษ์กิ่งก้านสาขา การสังเกตปริมาณ แบเรียมบางส่วน การมีค่ามากกว่าที่พบในดาวฤกษ์ที่ยังไม่วิวัฒนาการถึง20–50 เท่า เป็นหลักฐานของการทำงานของ กระบวนการ sภายในดาวฤกษ์ดังกล่าว หลักฐานสมัยใหม่มากมายเกี่ยวกับการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์นั้นได้มาจากองค์ประกอบไอโซโทปของฝุ่นดาวซึ่งเป็นอนุภาคของแข็งที่ควบแน่นจากก๊าซของดาวฤกษ์แต่ละดวงและถูกสกัดมาจากอุกกาบาต ฝุ่นดาวเป็นส่วนประกอบหนึ่งของฝุ่นในอวกาศและมักเรียกว่าอนุภาคก่อนเกิดดวงอาทิตย์ องค์ประกอบไอโซโทปที่วัดได้ในอนุภาคฝุ่นดาวแสดงให้เห็นถึงหลายแง่มุมของการสังเคราะห์นิวเคลียสภายในดาวฤกษ์ที่อนุภาคเหล่านั้นควบแน่นในช่วง ที่ดาวฤกษ์สูญเสียมวล ใน ช่วงปลายชีวิต^{[ 22 ]}

การสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวาเกิดขึ้นในสภาพแวดล้อมที่มีพลังงานสูงในซูเปอร์โนวา ซึ่งธาตุระหว่างซิลิคอนและนิกเกลจะถูกสังเคราะห์ใน สภาวะสมดุล เสมือน[^{23 ] ที่เกิดขึ้น} ระหว่างการหลอมรวมอย่างรวดเร็วซึ่งยึดติดโดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่สมดุลแบบผกผันกับ 28 ^{Si สภาวะ} สมดุลเสมือนสามารถคิดได้ว่าเป็นสภาวะสมดุล เกือบ สมบูรณ์ ยกเว้นความอุดมสมบูรณ์สูงของนิวเคลียส 28 ^Siในส่วนผสมที่เผาไหม้อย่างรวดเร็ว แนวคิดนี้ [ 20 ^{] เป็นการ}ค้นพบที่สำคัญที่สุดในทฤษฎีการสังเคราะห์นิวเคลียส ของธาตุมวลปานกลางนับตั้งแต่ บทความ เนื่องจากให้ความเข้าใจที่ครอบคลุมเกี่ยวกับธาตุที่อุดมสมบูรณ์และมีความสำคัญทางเคมีระหว่างซิลิคอน ( A = 28 ) และนิกเกล ( A = 60 ) มันแทนที่กระบวนการอัลฟาที่ไม่ถูกต้องแม้ว่าจะ มีการอ้างอิง มากในบทความ B 2 FH ^ซึ่งบดบังทฤษฎี ของ Hoyle ในปี 1954 โดยไม่ได้ตั้งใจ ^{[ 24 ]}กระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสเพิ่มเติมสามารถเกิดขึ้นได้ โดยเฉพาะอย่างยิ่งกระบวนการ r (กระบวนการเร็ว) ที่อธิบายไว้ใน เอกสาร B ² FHและคำนวณครั้งแรกโดย Seeger, Fowler และ Clayton ^{[ 25 ]}ซึ่ง ไอโซโทป ที่มีนิวตรอน มากที่สุด ของธาตุที่หนักกว่านิกเกลจะถูกผลิตขึ้นโดยการดูดซับนิวตรอนอิสระอย่างรวดเร็ว การสร้างนิวตรอนอิสระโดยการจับอิเล็กตรอนในระหว่างการบีบอัดอย่างรวดเร็วของแกนซูเปอร์โนวาพร้อมกับการประกอบ นิวเคลียสเมล็ด พันธุ์ที่มีนิวตรอนมาก บางส่วน ทำให้กระบวนการ rเป็นกระบวนการหลักและเป็นกระบวนการที่สามารถเกิดขึ้นได้แม้ในดาวฤกษ์ที่มี H และ He บริสุทธิ์ ซึ่งแตกต่างจากการกำหนดกระบวนการนี้ในเอกสาร B ^{2 FH ว่าเป็น} กระบวนการรอง สถานการณ์ที่น่าสนใจนี้ แม้ว่าจะได้รับการสนับสนุนโดยทั่วไปจากผู้เชี่ยวชาญด้านซูเปอร์โนวา แต่ก็ยังไม่สามารถคำนวณ ความอุดม สมบูรณ์ของ กระบวนการ rได้อย่างน่าพอใจกระบวนการ rหลักได้รับการยืนยันโดยนักดาราศาสตร์ที่สังเกตดาวฤกษ์เก่าที่ถือกำเนิดขึ้นเมื่อความเข้มข้นของโลหะ ในกาแล็กซี ยังมีน้อย แต่ดาวฤกษ์เหล่านั้นก็มีนิวเคลียสที่เกิดจากกระบวนการ rครบถ้วน ซึ่งแสดงให้เห็นว่าความเข้มข้นของโลหะเป็นผลผลิตจากกระบวนการภายในกระบวนการ r  เป็นแหล่งกำเนิดของธาตุกัมมันตรังสีตามธรรมชาติ เช่น ยูเรเนียมและทอเรียม รวมถึง ไอโซโทป ที่มีนิวตรอน มากที่สุด ของธาตุหนักแต่ละชนิด

กระบวนการrp (rapid proton) เกี่ยวข้องกับการดูดซับโปรตอนอิสระและนิวตรอนอย่างรวดเร็ว แต่บทบาทและการมีอยู่ของมันยังไม่เป็นที่แน่ชัด

การสังเคราะห์นิวเคลียสแบบระเบิดเกิดขึ้นเร็วเกินไปจนการสลายตัวของกัมมันตรังสีไม่สามารถลดจำนวนนิวตรอนได้ ดังนั้นไอโซโทปที่อุดมสมบูรณ์จำนวนมากที่มีจำนวนโปรตอนและนิวตรอนเท่ากันและเป็นเลขคู่จึงถูกสังเคราะห์ขึ้นโดยกระบวนการสมดุลกึ่งซิลิคอน^{[ 23 ]} ในระหว่างกระบวนการนี้ การเผาไหม้ของออกซิเจนและซิลิคอนจะหลอมรวมนิวเคลียสที่มีจำนวนโปรตอนและนิวตรอนเท่ากันเพื่อผลิตนิวไคลด์ซึ่งประกอบด้วย นิวเคลียสฮีเลียมจำนวนเต็มสูงสุดถึง 15 (แทน⁶⁰ Ni) นิวไคลด์อนุภาคอัลฟาหลายตัวดังกล่าวมีความเสถียรอย่างสมบูรณ์จนถึง⁴⁰ Ca (ประกอบด้วย นิวเคลียสฮีเลียม 10 ตัว) แต่นิวเคลียสที่หนักกว่าที่มีจำนวนโปรตอนและนิวตรอนเท่ากันและเป็นเลขคู่จะถูกยึดไว้อย่างแน่นหนาแต่ไม่เสถียร สภาวะสมดุลเสมือนทำให้เกิดไอโซบาร์ กัมมันตรังสี ⁴⁴ Ti , ⁴⁸ Cr, ⁵² Fe และ⁵⁶ Ni ซึ่ง (ยกเว้น⁴⁴ Ti) ถูกสร้างขึ้นอย่างมากมาย แต่จะสลายตัวหลังจากการระเบิดและเหลือไอโซโทปที่เสถียรที่สุดของธาตุที่เกี่ยวข้องที่น้ำหนักอะตอม เดียวกัน ไอโซโทปที่พบมากที่สุดและมีอยู่ของธาตุที่ผลิตขึ้นในลักษณะนี้คือ⁴⁸ Ti, ⁵² Cr และ⁵⁶ Fe การสลายตัวเหล่านี้มาพร้อมกับการปล่อยรังสีแกมมา (รังสีจากนิวเคลียส) ซึ่งเส้นสเปกตรัมสามารถใช้ระบุไอโซโทปที่สร้างขึ้นจากการสลายตัวได้ การตรวจจับเส้นการปล่อยเหล่านี้เป็นผลผลิตที่สำคัญในช่วงแรกของดาราศาสตร์รังสีแกมมา^{[ 26 ]}

หลักฐานที่น่าเชื่อถือที่สุดของการสังเคราะห์นิวเคลียสแบบระเบิดในซูเปอร์โนวาเกิดขึ้นใน ปี 1987 เมื่อตรวจพบเส้นรังสีแกมมา ที่ออกมาจาก ซูเปอร์โนวา 1987Aเส้นรังสีแกมมา ที่ระบุ นิวเคลียส^56Coและ^{57Co ซึ่งมี} ครึ่งชีวิตจำกัดอายุของพวกมันไว้ที่ประมาณหนึ่งปี พิสูจน์ได้ว่าโคบอลต์กัมมันตรังสีที่เป็นพ่อแม่ของพวกมันเป็นผู้สร้างพวกมัน การสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์นิวเคลียร์นี้ได้รับการคาดการณ์ไว้ในปี 1969 ^{[ 26 ]} ว่าเป็นวิธีหนึ่งในการยืนยันการสังเคราะห์นิวเคลียสแบบระเบิดของธาตุต่างๆ และการคาดการณ์นั้นมีบทบาทสำคัญในการวางแผนสำหรับ หอดูดาวรังสีแกมมาคอมป์ตัน ของNASA

หลักฐานอื่นๆ ของการสังเคราะห์นิวเคลียสแบบระเบิดพบได้ในอนุภาคฝุ่นดาวที่ควบแน่นอยู่ภายในซูเปอร์โนวาขณะที่มันขยายตัวและเย็นตัวลง อนุภาคฝุ่นดาวเป็นส่วนประกอบหนึ่งของฝุ่นในอวกาศ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง พบว่า 44Ti ที่เป็นกัมมันตรังสี^มีปริมาณมากในอนุภาคฝุ่นดาวของซูเปอร์โนวาในช่วงเวลาที่มันควบแน่นระหว่างการขยายตัวของซูเปอร์โนวา^{[ 22 ]}สิ่งนี้ยืนยัน การคาดการณ์ในปี 1975 เกี่ยวกับการระบุฝุ่นดาวของซูเปอร์โนวา (" SUNOCONs ") ซึ่งกลายเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มอนุภาคก่อนเกิด ดวงอาทิตย์ อัตราส่วนไอโซโทปที่ผิดปกติอื่นๆ ภายในอนุภาคเหล่านี้เผยให้เห็นแง่มุมเฉพาะหลายประการของการสังเคราะห์นิวเคลียสแบบระเบิด

มีการเสนอแนวคิด เกี่ยวกับการสังเคราะห์นิวเคลียสแบบระเบิดอีกประเภทหนึ่งผ่านกระบวนการ rในการปะทุของแมกเนตาร์หลักฐานโดยตรงบางส่วนเกี่ยวกับเรื่องนี้ได้รับการตีพิมพ์ใน ปี 2025 คาดการณ์ว่าเหตุการณ์ประเภทนี้ได้สร้าง~1%–10%ของธาตุหนักในจักรวาล^{[ 27 ]}

ในช่วงกลางทศวรรษ 2020 เชื่อกันว่าการรวมตัวกันของ ดาวนิวตรอนคู่   (BNS) เป็นแหล่งหลักของธาตุr-process ^{[ 28 ]}เนื่องจาก การรวมตัวประเภทนี้ อุดมไปด้วยนิวตรอนตามนิยาม จึงถูกสงสัยว่าเป็นแหล่งของธาตุดังกล่าว แต่หลักฐานที่แน่ชัดนั้นหาได้ยาก ใน ปี 2017 หลักฐานที่แข็งแกร่งได้ปรากฏขึ้นเมื่อLIGOคำแนะนำ: เครื่องวัดการแทรกสอดเลเซอร์ หอดูดาวคลื่นแรงโน้มถ่วงเวอร์โก้ , กล้องโทรทัศน์อวกาศรังสีแกมมาเฟอร์มิ และอินเทกราลคำแนะนำ (Tooltip) ห้องปฏิบัติการฟิสิกส์ดาราศาสตร์รังสีแกมมานานาชาติร่วมกับการร่วมมือของหอดูดาวหลายแห่งทั่วโลก ตรวจพบทั้งคลื่นความโน้มถ่วงและสัญญาณแม่เหล็กไฟฟ้า ของ การรวมตัวของดาวนิวตรอนที่น่าจะเป็นไปได้ GW170817และต่อมาตรวจพบสัญญาณของธาตุหนักจำนวนมาก เช่น ทองคำ เนื่องจากสสารเสื่อมสภาพ ที่มาสลายตัวและเย็นลง [ ^{29 ] การ} ตรวจพบการรวมตัวของ ดาว และ หลุมดำ ( NSBHs) ครั้งแรก เกิดขึ้น ในเดือนกรกฎาคม 2021 และมีการตรวจพบเพิ่มเติมหลังจากนั้น แต่การวิเคราะห์ดูเหมือนจะสนับสนุน BNSมากกว่า NSBHs ในฐานะ ผู้มีส่วนร่วมหลักในการผลิตโลหะหนัก [ ^{30 ] [ 31 ]}   

^{การ สังเคราะห์}นิวเคลียสอาจเกิดขึ้นในจานสะสมมวลของหลุมดำ^[ 32 ^{] [ 33 ] [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]}

กระบวนการ สปัลเลชันจากรังสีคอสมิกช่วยลดน้ำหนักอะตอมของสสารระหว่างดาวฤกษ์โดยการชนกับรังสีคอสมิกทำให้เกิดธาตุที่เบาที่สุดบางส่วนในจักรวาล (แม้ว่าจะไม่ใช่ดิวเทอเรียม ในปริมาณมากก็ตาม ) ที่สำคัญที่สุด เชื่อกันว่ากระบวนการสปัลเลชันเป็นสาเหตุของการเกิดฮีเลียม (3He) เกือบทั้งหมดรวมถึงธาตุลิเธียม^{เบริลเลียม}และโบรอนแม้ว่าบางส่วนจะ ไม่เกี่ยวข้องกับกระบวนการนี้ก็ตาม⁷หลี่และ⁷เชื่อ กันว่าธาตุเบาอย่างเบริลเลียม โบรอน และลิเธี ยม เกิดขึ้นในบิ๊ก แบง กระบวนการสปัลเลชันเกิดจากการชนของรังสีคอสมิก (ส่วนใหญ่เป็น โปรตอนความเร็วสูง) กับตัวกลางระหว่างดาว การชนเหล่านี้ทำให้แกนกลางของคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนแตกตัวเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย กระบวนการนี้ส่งผลให้ธาตุเบาอย่างเบริลเลียม โบรอน และลิเธียม ในจักรวาลมีปริมาณมากกว่าที่พบในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ มาก ปริมาณของธาตุเบาอย่าง^{ฮีเลียม (¹H} ) และ ฮีเลียม ^(⁴He ) ที่เกิดจากกระบวนการสปัลเลชันนั้นมีน้อยมากเมื่อเทียบกับปริมาณดั้งเดิมของพวกมัน

เบริลเลียมและโบรอนไม่ได้ถูกผลิตขึ้นอย่างมีนัยสำคัญจากกระบวนการฟิวชันในดาวฤกษ์ เนื่องจาก8Be ^มีครึ่งชีวิตสั้นมาก8.2 × 10 ⁻¹⁷ วินาที^{[ 39 ]}