El núcleo del átomo de helio-4 es idéntico a una partícula alfa. Los experimentos de dispersión de electrones de alta energía muestran que su carga disminuye exponencialmente desde un máximo en un punto central, exactamente como lo hace la densidad de carga de la propia nube de electrones de helio., Esta simetría refleja una física subyacente similar: el par de neutrones y el par de protones en el núcleo del helio obedecen las mismas reglas de la mecánica cuántica que el par de electrones del helio (aunque las partículas nucleares están sujetas a un potencial de unión nuclear diferente), de modo que todos estos fermiones ocupan completamente orbitales 1s en pares, ninguno de ellos posee Momento angular orbital, y cada uno cancela el espín intrínseco del otro., Agregar otra de cualquiera de estas partículas requeriría Momento angular, y liberaría sustancialmente menos energía (de hecho, ningún núcleo con cinco nucleones es estable). Esta disposición es por lo tanto energéticamente extremadamente estable para todas estas partículas, y esta estabilidad explica muchos hechos cruciales con respecto al helio en la naturaleza.,
por ejemplo, la estabilidad y la baja energía de la nube de electrones de helio causa la inercia química del helio (el más extremo de todos los elementos), y también la falta de interacción de los átomos de helio entre sí (produciendo los puntos más bajos de fusión y ebullición de todos los elementos).
de manera similar, la estabilidad energética particular del núcleo de helio-4, producida por efectos similares, explica la facilidad de producción de helio-4 en reacciones atómicas que involucran tanto la emisión de partículas pesadas como la fusión., Algo de helio-3 estable se produce en reacciones de fusión a partir de hidrógeno, pero es una fracción muy pequeña, en comparación con la producción altamente favorable energéticamente de helio-4. La estabilidad del helio-4 es la razón por la que el hidrógeno se convierte en helio-4, y no deuterio (hidrógeno-2) o helio-3 u otros elementos más pesados durante las reacciones de fusión en el sol. También es en parte responsable de que la partícula alfa sea, con mucho, el tipo más común de partícula bariónica que se expulsa de un núcleo atómico; en otras palabras, la desintegración alfa es mucho más común que la desintegración de cúmulos.,
energía de Enlace por nucleón del común de los isótopos. La energía de unión por partícula de helio-4 es significativamente mayor que todos los nucleidos cercanos.
la estabilidad inusual del núcleo de helio-4 también es importante cosmológicamente. Explica el hecho de que, en los primeros minutos después del Big Bang, como la «sopa» de protones y neutrones libres que se habían creado inicialmente en una relación de 6:1 enfriada hasta el punto en que era posible la Unión nuclear, casi todos los núcleos atómicos que se formaron eran núcleos de helio-4., La Unión de los nucleones en el helio-4 es tan estrecha que su producción consumió casi todos los neutrones libres en pocos minutos, antes de que pudieran decaer beta, y dejó muy pocos para formar átomos más pesados (especialmente litio, berilio y boro). La energía de la Unión nuclear de helio-4 por nucleón es más fuerte que en cualquiera de esos elementos (Ver nucleogénesis y energía de unión), y por lo tanto no se disponía de un «impulso» energético para hacer los elementos 3, 4 y 5 una vez que el helio se había formado. Es apenas energéticamente favorable para que el helio se fusione en el siguiente elemento con una mayor energía por nucleón (carbono)., Sin embargo, debido a la rareza de los elementos intermedios, y la extrema inestabilidad del berilio-8 (El producto cuando dos núcleos 4He se fusionan), este proceso necesita tres núcleos de helio chocando entre sí casi simultáneamente (ver proceso triple Alfa). Por lo tanto, no hubo tiempo para que se formara carbono significativo en los pocos minutos después del Big Bang, antes de que el universo en expansión temprana se enfriara a la temperatura y presión donde la fusión de helio con carbono ya no era posible., Esto dejó al universo temprano con una relación hidrógeno–helio muy similar a la que se observa hoy en día (3 partes de hidrógeno a 1 parte de helio-4 en masa), con casi todos los neutrones en el universo atrapados en helio-4.
Todos los elementos más pesados, incluidos los necesarios para planetas rocosos como la Tierra, y para la vida basada en carbono u otra vida, tuvieron que ser producidos, desde el Big Bang, en estrellas que eran lo suficientemente calientes como para fusionar elementos más pesados que el hidrógeno. Todos los elementos que no sean el hidrógeno y el helio hoy en día representan solo el 2% de la masa de la materia atómica en el universo., El helio-4, por el contrario, constituye alrededor del 23% de la materia ordinaria del universo—casi toda la materia ordinaria que no es hidrógeno (1H).