Stellare Nukleosynthese ist der Prozess, bei dem die meisten Elemente des Periodensystems erzeugt werden. Nukleosynthese bedeutet die Synthese neuer Elemente aus den Nukleonen (Protonen und Neutronen) leichterer Elemente. Das Ergebnis des Urknalls zu Beginn des Universums war eine kosmische Zusammensetzung aus etwa 80 % Wasserstoffgas und 20 % Helium. Dieser Vorgang wird Urknall-Nukleosynthese oder gelegentlich auch Ur-Nukleosynthese genannt und dauerte etwa drei Minuten. Andere Arten der Nukleosynthese sind die stellare Nukleosynthese, die über Milliarden von Jahren in Sternen stattfindet, und die Supernova-Nukleosynthese, die in Sekundenschnelle stattfindet.
Das Gas verschmolz zu Sternen, die Atomkerne verschmelzen, enorme Mengen an Licht und Wärme erzeugen und dabei schwerere Elemente produzieren. In Sternen von etwa der Masse der Sonne oder kleiner wird Energie hauptsächlich durch die Proton-Proton-Kettenreaktion erzeugt. Die Proton-Proton-Kettenreaktion findet bei Temperaturen zwischen 10 und 30 Megakelvin und bei Drücken im Zentrum von Sternen der Masse der Sonne oder darunter statt. Während der Reaktion werden Wasserstoffatome zu Deuterium verschmolzen, die dann zu Helium-3 verschmolzen werden. Dann folgen die Atome einem von drei möglichen Pfaden, um Helium zu produzieren, und die Reaktion ist beendet. Die Reaktion kann bis zu 109 Jahre dauern, was erklärt, warum unsere Sonne noch da ist.
Die Proton-Proton-Kette ist eine Art Wasserstoffverbrennung, der nukleosynthetische Prozess, bei dem stellarer Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Ein weiterer Wasserstoffverbrennungsprozess, der bei Sternen mit einer größeren Masse als der Sonne wichtig ist, ist der CNO-Zyklus (Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff). Der CNO-Zyklus verwendet Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren für den Stern, um vier Protonen zu einem Heliumkern zu verschmelzen. Nachdem Kohlenstoff zunächst gebildet wurde, wird er in Stickstoff umgewandelt, dann wieder in Kohlenstoff, dann wieder in Stickstoff, dann in Sauerstoff, dann in Stickstoff, dann wieder in Kohlenstoff und der Kreislauf geht weiter.
Schließlich wird der größte Teil des Wasserstoffs im Stern verbraucht und die Heliumverbrennung beginnt. Dies geschieht entweder durch den Alpha-Prozess oder den Triple-Alpha-Prozess. Wenn ein Stern massiv genug ist, wird er durch den Kohlenstoffverbrennungsprozess, den Neonverbrennungsprozess, den Sauerstoffverbrennungsprozess und den Siliziumverbrennungsprozess immer schwerere Elemente miteinander verschmelzen, bis er einen Eisenkern aufbaut, der 1.44 Sonnenmassen wiegt. Da das Verschmelzen von Eisen mehr Energie verbraucht als es produziert, verliert der Stern dann seine Fähigkeit, sein eigenes Gewicht zu tragen, und kollabiert, manchmal katastrophal als Supernova, eine Explosion, die Tage bis Monate dauern kann. Der Überrest ist ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.