Nucleosinteza stelară este procesul prin care sunt create majoritatea elementelor din Tabelul Periodic. Nucleosinteza înseamnă sinteza de noi elemente din nucleonii (protonii și neutronii) elementelor mai ușoare. Rezultatul Big Bang-ului de la începutul universului a fost o compoziție cosmică de aproximativ 80% hidrogen gazos și 20% heliu. Acest proces se numește nucleosinteza Big Bang, sau ocazional, nucleosinteza primordială și a durat aproximativ trei minute. Alte tipuri de nucleosinteză includ nucleosinteza stelară, care are loc în stele peste miliarde de ani, și nucleosinteza supernovei, care are loc în câteva secunde.
Gazul s-a unit în stele, care fuzionează nucleele atomice, producând cantități uriașe de lumină și căldură și producând elemente mai grele în acest proces. În stelele cu masa Soarelui sau mai mică, energia este produsă în principal folosind reacția în lanț proton-proton. Reacția în lanț proton-proton are loc la temperaturi cuprinse între 10 și 30 megaKelvin și la presiuni găsite în centrul stelelor cu masa Soarelui sau mai mică. În timpul reacției, atomii de hidrogen sunt topiți în deuteriu, care sunt apoi topiți în heliu-3. Apoi, atomii urmează una dintre cele trei căi posibile pentru a produce heliu și reacția s-a încheiat. Reacția poate dura până la 109 ani, ceea ce explică de ce Soarele nostru este încă în jur.
Lanțul proton-protoni este un tip de ardere a hidrogenului, procesul de nucleosinteză în care hidrogenul stelar este transformat în heliu. Un alt proces de ardere a hidrogenului, important în stelele mai masive decât Soarele, este ciclul CNO (carbon-azot-oxigen). Ciclul CNO folosește carbonul, azotul și oxigenul ca catalizatori pentru ca steaua să fuzioneze patru protoni într-un nuclee de heliu. După ce carbonul este format inițial, acesta este transformat în azot, apoi din nou carbon, apoi din nou azot, apoi oxigen, apoi azot, apoi înapoi în carbon și ciclul continuă.
În cele din urmă, cea mai mare parte a hidrogenului din stea este consumată și începe arderea heliului. Acest lucru se întâmplă fie prin procesul alfa, fie prin procesul triplu alfa. Dacă o stea este suficient de masivă, va continua să fuzioneze elementele din ce în ce mai grele prin procesul de ardere a carbonului, procesul de ardere a neonului, procesul de ardere a oxigenului și procesul de ardere a siliciului, până când va construi un miez de fier care cântărește 1.44 mase solare. Apoi, deoarece topirea fierului consumă mai multă energie decât produce, steaua își pierde capacitatea de a-și susține propria greutate și se prăbușește, uneori catastrofal ca o supernovă, o explozie care poate dura de la zile la luni. Rămășița este o stea neutronică sau o gaură neagră.