Zum Verständnis der Elemententstehung ist es zunächst notwendig, genaue Daten über die Elementhäufigkeiten im Universum zur Verfügung zu haben. Ausgehend von den Elementverteilungen auf der Erde, die direkt messbar sind, der Sonne, die über spektroskopische Methoden zugänglich sind und vor allem aus Untersuchungen von Meteoriten kann man auf die Elementverteilung in unserem Sonnensystem schließen. Die folgende Abbildung zeigt die solaren Häufigkeiten aufgetragen über der Massenzahl.

Häufigkeitsverteilung der Isotope im Sonnensystem relativ zur Siliziumhäufigkeit, die zu 106 festgelegt wurde.

Die verbesserten Untersuchungsmethoden der modernen Astronomie ermöglichen Messungen der Elementverteilung auch außerhalb unseres Sonensystems. Es zeigte sich, dass die solare Verteilung in guter Näherung für das gesamte Universum repräsentativ ist.

Die Varianz der Häufigkeiten über 12 Größenordnungen lässt auf verschiedene Entstehungsmechanismen für die verschiedenen Massenbereiche schließen:
Während Wasserstoff und Helium unmittelbar nach dem Urknall gebildet wurden, geht man heute davon aus, dass die meisten Kerne jenseits der Stabilitätslücken bei A = 5 und A = 8 erst zu einem späteren Zeitpunkt in Sternen gebildet wurden. Zur Überwindung der Lücke bei A = 8 müssen beim stellaren Heliumbrennen drei Heliumkerne gleichzeitig verschmolzen werden. Die Wahrscheinlichkeit für die direkte Reaktion ist jedoch verschwindend gering. Beim 3-Pro zess wird deshalb zunächst aus zwei ⁴He-Kerne ein ⁸Be-Compoundkern gebildet und anschließend resonant ein weiterer ⁴He-Kern eingefangen. Dieser resonante Einfang ist einerseits notwendig, um die geforderten Raten zu erzeugen, andererseits nur möglich, wenn die notwendige Energie zur Verfügung steht. Es zeigte sich, dass Temperaturen und Dichten im Innern von Sternen ausreichen, um den Prozess ablaufen zu lassen. Nach diesem ersten Schritt ergeben sich bei weiteren Fusionsprozessen zunehmend schwerere Produkte.

	Beteigeuze (s. Pfeil) im Sternbild Orion ist ein Roter Riese, in dem der s-Prozess abläuft. Photo von Mark Patryluk.

Der exponentielle Abfall der Häufigkeiten zwischen Kohlenstoff (A = 12) und Titan (A = 50) spricht für Verschmelzung geladener Teilchen als dem wichtigsten Produktionsmechanismus der leichten Elemente. Das vermehrte Vorkommen der sogenannten Alphakerne (gleiche Anzahl von Protonen und Neutronen, sowie Massenzahl Vielfaches von 4) lässt auf den namensgebenden Entstehungsprozess, die sukzessiven Einfänge von ⁴He-Kernen schließen.

Bei sehr hohen Temperaturen, wie sie z.B. während Supernovae vorkommen, stehen Bildung und Zerfall der Elemente im thermischen Gleichgewicht. Dort überleben also bevorzugt die Elemente mit der höchsten Bindungsenergie pro Nukleon. Das Maximum der Bindungsenergie beim ⁵⁶Fe erklärt so den ausgeprägten Anstieg der Häufigkeiten (vier Größenordnungen) im Bereich des Eisens und seiner Nachbarelemente.

Jenseits des Eisens ist die Coulombbarriere so groß, dass Reaktionen mit geladenen Teilchen praktisch nicht mehr möglich sind. Sie spielen lediglich bei der Entstehung der sehr seltenen protonenreichen Kerne eine gewisse Rolle (p-Prozess und rp-Prozess).

Die meisten Kerne mit Massenzahl größer 60 werden deshalb über Neutroneneinfangreaktionen gebildet. Man unterscheidet hier zwischen dem schnellen (r-Prozess) und dem langsamen (s-Prozess) Neutroneneinfangprozess, die durch die typischen Neutroneneinfangzeiten relativ zu den konkurrierenden Betazerfallszeiten charakterisiert sind.