La nucleosíntesis estelar es el proceso mediante el cual se crean la mayoría de los elementos de la tabla periódica. Nucleosíntesis significa la síntesis de nuevos elementos a partir de los nucleones (protones y neutrones) de elementos más ligeros. El resultado del Big Bang al comienzo del universo fue una composición cósmica de aproximadamente 80% de gas hidrógeno y 20% de helio. Este proceso se llama nucleosíntesis del Big Bang o, ocasionalmente, nucleosíntesis primordial, y tomó alrededor de tres minutos. Otros tipos de nucleosíntesis incluyen la nucleosíntesis estelar, que tiene lugar en las estrellas durante miles de millones de años, y la nucleosíntesis de supernova, que ocurre en cuestión de segundos.
El gas se fusionó en estrellas, que fusionan núcleos atómicos, produciendo enormes cantidades de luz y calor y produciendo elementos más pesados en el proceso. En estrellas de aproximadamente la masa del Sol o más pequeñas, la energía se produce principalmente mediante la reacción en cadena protón-protón. La reacción en cadena protón-protón tiene lugar a temperaturas entre 10 y 30 megaKelvins y a presiones que se encuentran en el centro de estrellas de la masa del Sol o menores. Durante la reacción, los átomos de hidrógeno se fusionan en deuterio, que luego se fusionan en helio-3. Luego, los átomos siguen uno de los tres caminos posibles para producir helio y la reacción termina. La reacción puede tardar hasta 109 años, lo que explica por qué nuestro Sol todavía está alrededor.
La cadena protón-protón es un tipo de combustión de hidrógeno, el proceso nucleosintético en el que el hidrógeno estelar se convierte en helio. Otro proceso de combustión de hidrógeno, importante en estrellas más masivas que el Sol, es el ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno). El ciclo CNO utiliza carbono, nitrógeno y oxígeno como catalizadores para que la estrella fusione cuatro protones en un núcleo de helio. Una vez que el carbono se forma inicialmente, se convierte en nitrógeno, luego en carbono nuevamente, luego en nitrógeno nuevamente, luego en oxígeno, luego en nitrógeno, luego de nuevo en carbono y el ciclo continúa.
Finalmente, la mayor parte del hidrógeno de la estrella se consume y comienza la combustión del helio. Esto sucede a través del proceso alfa o del proceso triple alfa. Si una estrella es lo suficientemente masiva, seguirá fusionando elementos cada vez más pesados a través del proceso de combustión de carbono, el proceso de combustión de neón, el proceso de combustión de oxígeno y el proceso de combustión de silicio, hasta que acumule un núcleo de hierro que pesa 1.44 masas solares. Luego, debido a que la fusión del hierro consume más energía de la que produce, la estrella pierde su capacidad para soportar su propio peso y colapsa, a veces catastróficamente como una supernova, una explosión que puede tardar días o meses. El remanente es una estrella de neutrones o un agujero negro.