Nükleosentez, daha önceden varolan çekirdek parçacıklarından, esasen proton ve nötronlardan, yeni atomik çekirdeklerin yaratılması sürecidir. İlk atomik çekirdekler, Büyük Patlama’dan yaklaşık üç dakika sonra, Büyük Patlama nükleosentezi olarak bilinen sürecin sonunda oluşmuştur. Hidrojen ve helyumun ilk yıldızların bileşenlerini oluşturması ve kainatın bugünkü hidrojen/helyum oranı o zamanlara dayanır.
Yıldızların oluşmasıyla, daha ağır çekirdekler, bugün de devam eden yıldız nükleosentezi aracılığıyla hidrojen ve helyumdan oluşmuştur. Düşük kütleli yıldızlar beyaz cüceleri oluşturmak için çökmeden önce dış kabuklarını dışarı fırlatırken, bu elementlerin bazıları, özellikle de demirden daha hafif olanları, yıldızlararası ortama karışmaya devam ederler. Yıldızların fırlatılmış kütlelerinin kalıntıları, galaksimizden de gözlemlenen gezegensel bulutları oluşturur.
Yıldızların oluşmasıyla, daha ağır çekirdekler, bugünde devam eden yıldız nükleosentezi aracılığıyla hidrojen ve helyumdan oluşmuştur. Düşük kütleli yıldızlar beyaz cüceleri oluşturmak için çökmeden önce dış kabuklarını dışarı fırlatırken, bu elementlerin bazıları, özellikle de demirden daha hafif olanları, yıldızlararası ortama karışmaya devam ederler. Yıldızların fırlatılmış kütlelerinin kalıntıları, galaksimizden de gözlemlenen gezegensel bulutları oluşturur.
Karbon ve oksijenin ergimesiyle, patlayan yıldızların arasında oluşan süpernova nükleosentezi, atomik sayısı 12 olan magnezyumla, atomik sayısı 28 olan nikel arasındaki element zenginliğinden mesuldür. Tip II süpernova(en) oluşumunun son saniyelerinde, demirden ve nikelden daha ağır olan, daha az bulunur elementlerin oluşumunda süpernova nükleosentezinin payı olduğu düşünülmektedir. Elementler oluşurken, bu daha ağır elementlerin sentezi, süpernova patlaması esnasında üretilen enerjiden, enerji emer-yani endotermiktir. Patlama esnasında birkaç saniyelik bir sürede, çeşitli nötronların soğrulması R Süreci sonucu bu elementlerin bazıları ortaya çıkar. Süpernovalar içinde oluşan elementler, uzun ömürlü elementlerden olan uranyum ve toryum gibi bilinen en ağır elementleri kapsar.
Kozmik ışınların yıldızlararası ortama etki ettiği ve daha büyük atom türlerini parçaladığında oluşan kozmik ışın parçalanması, yıldız nükleosentezi tarafından yaratılmayan daha hafif çekirdekçiklerin, özellikle de 3He, 9Be ve 10,11B, önemli bir kaynağıdır.
Evrende büyüyen element bolluklarından sorumlu olan ergime süreçlerine ek olarak, birkaç küçük doğa süreci, dünyada çok az sayıda yeni nüklit üretmeye devam etmektedir. Bu nüklitler, kendi bolluklarına az da olsa katkıda bulunmaktadır; ancak, özel ve yeni çekirdekçiklerin varlığının sebebi bu nüklitler olabilir. Uranyum ve toryum gibi uzun ömürlü, ağır ve ilkel radyonüklitlerin radyojenezi (bozunumu) ile bu nüklitler oluşmuştur. Dünyadaki elementlerin kozmik ışın bombardımanı, kozmojenik nüklitler denilen nadir, kısa ömürlü atamik türlerin varlığına da katkı sağlamıştır.