La nucléosynthèse stellaire est le processus par lequel la plupart des éléments du tableau périodique sont créés. La nucléosynthèse désigne la synthèse de nouveaux éléments à partir des nucléons (protons et neutrons) d’éléments plus légers. Le résultat du Big Bang au début de l’univers était une composition cosmique d’environ 80% d’hydrogène gazeux et 20% d’hélium. Ce processus est appelé la nucléosynthèse du Big Bang, ou parfois, la nucléosynthèse primordiale, et il a pris environ trois minutes. D’autres types de nucléosynthèse incluent la nucléosynthèse stellaire, qui se déroule dans les étoiles pendant des milliards d’années, et la nucléosynthèse de supernova, qui se produit en quelques secondes.
Le gaz a fusionné en étoiles, qui fusionnent des noyaux atomiques, produisant d’énormes quantités de lumière et de chaleur et produisant des éléments plus lourds dans le processus. Dans les étoiles de la masse du Soleil ou moins, l’énergie est principalement produite en utilisant la réaction en chaîne proton-proton. La réaction en chaîne proton-proton a lieu à des températures comprises entre 10 et 30 mégaKelvins et à des pressions trouvées au centre des étoiles de la masse du Soleil ou moins. Au cours de la réaction, des atomes d’hydrogène sont fusionnés en deutérium, qui sont ensuite fusionnés en hélium-3. Ensuite, les atomes suivent l’un des trois chemins possibles pour produire de l’hélium, et la réaction est terminée. La réaction peut prendre jusqu’à 109 ans, ce qui explique pourquoi notre Soleil est toujours là.
La chaîne proton-proton est un type de combustion d’hydrogène, le processus nucléosynthétique où l’hydrogène stellaire est converti en hélium. Un autre processus de combustion de l’hydrogène, important dans les étoiles plus massives que le Soleil, est le cycle CNO (carbone-azote-oxygène). Le cycle CNO utilise le carbone, l’azote et l’oxygène comme catalyseurs pour que l’étoile fusionne quatre protons en un noyau d’hélium. Une fois que le carbone est initialement formé, il est converti en azote, puis à nouveau en carbone, puis à nouveau en azote, puis en oxygène, puis en azote, puis à nouveau en carbone, et le cycle continue.
Finalement, la majeure partie de l’hydrogène dans l’étoile est consommée et la combustion de l’hélium commence. Cela se produit soit par le processus alpha, soit par le processus triple alpha. Si une étoile est suffisamment massive, elle continuera à fusionner des éléments de plus en plus lourds au cours du processus de combustion du carbone, du processus de combustion du néon, du processus de combustion de l’oxygène et du processus de combustion du silicium, jusqu’à ce qu’elle constitue un noyau de fer pesant 1.44 masse solaire. Ensuite, parce que la fusion du fer consomme plus d’énergie qu’elle n’en produit, l’étoile perd sa capacité à supporter son propre poids et s’effondre, parfois de manière catastrophique en supernova, une explosion qui peut prendre des jours à des mois. Le reste est une étoile à neutrons ou un trou noir.