Stjärnnukleosyntes är den process där de flesta av grundämnena i det periodiska systemet skapas. Nukleosyntes betyder syntes av nya grundämnen från nukleonerna (protoner och neutroner) från lättare grundämnen. Resultatet av Big Bang i början av universum var en kosmisk sammansättning av cirka 80 % vätgas och 20 % helium. Denna process kallas Big Bang-nukleosyntesen, eller ibland den ursprungliga nukleosyntesen, och den tog ungefär tre minuter. Andra typer av nukleosyntes inkluderar stjärnnukleosyntes, som äger rum i stjärnor under miljarder år, och supernova-nukleosyntes, som sker på några sekunder.
Gasen smälte samman till stjärnor, som smälter samman atomkärnor, producerar enorma mängder ljus och värme och producerar tyngre grundämnen i processen. I stjärnor omkring solens massa eller mindre produceras energi i första hand med hjälp av proton-protonkedjereaktionen. Proton-protonkedjereaktionen äger rum i temperaturer mellan 10 och 30 megakelvin och vid tryck som finns i stjärnornas centrum solens massa eller mindre. Under reaktionen smälts väteatomer samman till deuterium, som sedan smälts samman till Helium-3. Sedan följer atomerna en av tre möjliga vägar för att producera helium, och reaktionen är över. Reaktionen kan ta så lång tid som 109 år, vilket förklarar varför vår sol fortfarande finns kvar.
Proton-protonkedjan är en typ av väteförbränning, den nukleosyntetiska processen där stjärnväte omvandlas till helium. En annan väteförbränningsprocess, viktig i stjärnor som är mer massiva än solen, är CNO-cykeln (kol-kväve-syre). CNO-cykeln använder kol, kväve och syre som katalysatorer för att stjärnan ska smälta samman fyra protoner till en heliumkärna. Efter att kol först har bildats omvandlas det till kväve, sedan kol igen, sedan kväve igen, sedan syre, sedan kväve, sedan tillbaka till kol, och cykeln fortsätter.
Så småningom förbrukas det mesta av vätet i stjärnan, och heliumförbränningen börjar. Detta sker genom antingen alfaprocessen eller trippelalfaprocessen. Om en stjärna är tillräckligt massiv kommer den att fortsätta smälta samman tyngre och tyngre grundämnen genom kolförbränningsprocessen, neonförbränningsprocessen, syreförbränningsprocessen och kiselförbränningsprocessen, tills den bygger upp en kärna av järn som väger 1.44 solmassor. Sedan, eftersom smältning av järn förbrukar mer energi än den producerar, förlorar stjärnan sin förmåga att bära sin egen vikt och kollapsar, ibland katastrofalt som en supernova, en explosion som kan ta dagar till månader. Resten är en neutronstjärna eller ett svart hål.