我們的太陽是整個太陽系中最大的熱和光的來源，在其核心的核連鎖反應中將氫熔化成氦。因為氦原子核比它所產生的四個氫原子核輕0.7%，核聚變釋放出非常有效的能量。在45億年的生命週期中（到目前為止），太陽已經失去了土星的質量，這是由於大量的氫透過愛因斯坦的E=mc^2熔合成氦，這是我們在地球上接收到的所有太Sunny的根本來源。

圖注：透過可見光吸收特性顯示太陽中元素的高解析度光譜。

不過，太陽內部的活動遠不止把氫（最輕的元素）熔化成氦（第二輕的元素），而且能夠製造出比這更多的元素。但是元素週期表有很多太陽永遠無法制造的元素。

我們很幸運，我們的太陽不是宇宙中最早的恆星之一。大爆炸後不久，宇宙完全由氫和氦組成：99.999999%的宇宙是由這兩種元素單獨組成的。然而，第一批大質量恆星不僅把氫熔化成氦，而且最終把氦熔化成碳，把碳熔化成氧，把氧熔化成矽和硫，然後把矽和硫熔化成鐵、鎳和鈷。

圖注：元素週期表

當核心達到足夠大的重元素濃度時，發生了一次災難性的超新星，產生了迅速的中子爆發，並散落到其他核中。很快，宇宙中存在的元素種類就在週期表上不斷攀升，創造出我們在自然界中所發現的一切，許多元素甚至比這個還要重。即使是最早的核崩塌超新星也產生了超出我們在地球上發現的極限的元素：甚至比鈾和鈽還重的元素。

圖注：在超新星發生的過程中，許多超鈾元素是透過快速中子俘獲產生。

但我們的太陽不會變成超新星，也不會形成這些元素。在超新星中發生的中子快速爆發允許元素透過R-過程（快中子捕獲過程）產生，元素在R-過程中迅速吸收中子，並以巨大的跳躍爬上週期表。取而代之的是，我們的太陽將燃燒其核心的氫，然後收縮並加熱，直到它能夠開始熔化其核心的氦。在生命的這個階段——我們的太陽將成為一顆紅巨星——是所有恆星都會發生的事情，這些恆星的質量至少相當於我們太陽的40%。

圖注：該圖是大犬座 VY（VY Canis Majoris），是一顆位於大犬座的紅特超巨星。我們太陽也會演化成一顆紅巨星。

達到合適的溫度和密度，同時進行氦聚變，是區分紅矮星（無法到達那裡）和所有其他恆星（能夠）的原因。三個氦原子融合成碳，然後透過另一個氫融合途徑——CNO迴圈——我們可以製造氮和氧，同時我們可以繼續向不同的原子核中新增氦，以爬上週期表。碳和氦製造氧；碳和氧製造氖；碳和氖製造鎂。但有兩種非常特殊的反應會產生我們所知道的絕大多數元素：

碳-13將與氦-4融合，產生氧-16和自由中子，

並且 氖-22將與氦-4熔合，生成鎂-25和自由中子。

自由中子並不是大量產生的，數量相對較少，因為這些原子中有一小部分實際上是碳-13或氖-22。但這些自由中子平均只能在周圍停留15分鐘，直到衰變消失。圖注：中子β衰變的兩種型別（輻射和非輻射）。

幸運的是，太陽內部的密度足夠大，15分鐘足夠讓這個自由中子進入另一個原子核，當它進入時，它被吸收，形成一個新的原子核，該原子核比之前重一個原子質量單位。這幾個原子核是行不通的：不能創造質量為5的原子核（比如氦-4）或質量為8的原子核（比如鋰-7），因為它們天生就太不穩定了。但其他的一切要麼在至少數萬年的時間尺度上是穩定的，要麼透過發射一個電子（透過β衰變）而衰變，從而使一個元素在週期表上移動。

在任何一顆恆星的紅巨星氦燃燒階段，這使太陽能夠透過慢中子俘獲過程，在碳和鐵之間建立所有元素，並透過同樣的過程從鐵一直到鉛形成重元素。這個過程被稱為S-過程（因為中子的產生和捕獲速度很慢），當它試圖製造比鉛重的元素時，就會遇到一個問題。鉛最常見的同位素是鉛-208，有82個質子和126箇中子。如果給它加一箇中子，它β衰變為鉍-209，然後它可以捕獲一箇中子，β衰變再次成為釙-210。但與其他同位素不同的是，釙-210的壽命只有幾天，然後才釋放出α粒子（或氦-4核）並以Pb-206的形式返回鉛。圖注：在S-過程的末端的連鎖反應

這導致了一個迴圈：鉛捕獲3箇中子，變成鉍，再捕獲一個，變成釙，然後衰變回鉛。在我們的太陽和所有不會發生超新星的恆星中，這就是終點。再加上在氦和碳之間沒有好的途徑獲得元素（鋰、鈹和硼是宇宙射線產生的，而不是在恆星內部），你會發現太陽總共可以製造80種不同的元素：氦，然後是從碳到釙的所有元素，但沒有什麼更重的元素。想獲得更重的元素，需要超新星或中子星碰撞。