Sao
Chu trình phản ứng tổng hợp hạt nhân

Bài chi tiết: Tổng hợp hạt nhân sao
Có nhiều phản ứng tổng hợp hạt nhân khác nhau diễn ra ở bên trong lõi các sao, phụ thuộc vào khối lượng và thành phần của ngôi sao, gọi chung là phản ứng tổng hợp hạt nhân sao. Khối lượng tổng cộng của các hạt nhân nguyên tử sau phản ứng tổng hợp nhỏ hơn tổng khối lượng các hạt tham gia phản ứng. Khối lượng bị mất này được giải phóng dưới dạng năng lượng điện từ, tuân theo nguyên lý sự tương đương khối lượng – năng lượng E = mc².
Quá trình tổng hợp hydro là một quá trình nhạy với nhiệt độ, chỉ cần nhiệt độ tăng trung bình trong lõi sẽ làm cho tốc độ phản ứng tổng hợp tăng lên rất lớn. Vì vậy nhiệt độ trong lõi của các sao ở dải chính thay đổi từ 4 triệu K đối với các sao lớp M đến 40 triệu K đối với các sao lớp O.
Trong Mặt Trời, với nhiệt độ tại lõi khoảng 10 triệu K, các hạt nhân hydro tổng hợp với nhau để tạo ra heli trong chuỗi phản ứng proton - proton:
với e+ là hạt positron, γ là hạt photon tia gamma, νe là hạt neutrino, và H và He tương ứng là các đồng vị của hydro và heli. Năng lượng được giải phóng trong phản ứng này lên tới hàng triệu electron vôn, là nhỏ nếu chỉ tính riêng từng phản ứng một. Tuy nhiên bên trong Mặt Trời vô số các phản ứng này diễn ra liên tục, tạo ra đủ năng lượng cần thiết để duy trì cho sự bức xạ của ngôi sao ra bên ngoài.
| Nguyên tố | Khối lượngMặt Trời |
| --- | --- |
Hydro: 0.01
Heli: 0.4
Cacbon: 5
Neon: 8
Trong những ngôi sao nặng hơn, heli được tạo ra trong một chu trình phản ứng có cacbon tham gia làm chất xúc tác— chu trình cacbon-nitơ-oxy.
Trong những sao đã tiến hoá với lõi có nhiệt độ 100 triệu K và khối lượng từ 0,5 đến 10 lần khối lượng Mặt Trời, heli có thể biến đổi thành cacbon trong quá trình ba-alpha (triple-alpha process) với nguyên tố trung gian là beryli:
Đối với toàn bộ phản ứng:
Trong các sao có khối lượng lớn, những nguyên tố nặng hơn cũng có thể bị đốt cháy trong lõi đang co lại thông qua quá trình đốt cháy neon và quá trình đốt cháy oxy. Giai đoạn cuối cùng trong quá trình tổng hợp hạt nhân sao là quá trình đốt cháy silic với sản phẩm tạo ra là đồng vị bền sắt-56. Phản ứng tổng hợp không thể tiếp tục diễn ra đối với sắt nữa ngoại trừ quá trình thu nhiệt, và năng lượng chỉ có thể được sản sinh ra là nhờ sự suy sụp hấp dẫn.
Ví dụ bên dưới cho thấy khoảng thời gian cần thiết cho một ngôi sao có khối lượng 20 lần khối lượng Mặt Trời có thể tiêu thụ hết toàn bộ nhiên liệu hạt nhân của nó. Là một sao lớp O thuộc dải chính, nó có đường kính gấp 8 lần đường kính Mặt Trời và có độ trưng gấp 62.000 lần độ trưng của Mặt Trời.
| Nguyên  vật liệu | Nhiệt độ (triệu kelvin) | Mật độ (kg/cm³) | Thời gian đốt cháy (τ theo năm) |
| --- | --- | --- | --- |
| H | 37 | 0,0045 | 8,1 triệu |
| He | 188 | 0,97 | 1,2 triệu |
| C | 870 | 170 | 976 |
| Ne | 1.570 | 3.100 | 0,6 |
| O | 1.980 | 5.550 | 1,25 |
| S/Si | 3.340 | 33.400 | 0,0315 |
Con người đã từng nhóm các vì sao tạo ra các hình ảnh từ thời cổ đại. 
Bức họa chòm sao Sư Tử năm 1690 của Johannes Hevelius.
Một bản đồ sao của Tô Tụng (苏颂 hay 蘇頌, Su Song) đời Tống.
William Herschel.
Tiến hóa của các sao khối lượng thấp (chu trình bên trái) và khối lượng lớn (chu trình bên phải), với ví dụ được in nghiêng.
Minh họa quá trình hình thành sao trong đám mây phân tử mật độ cao. Ảnh của NASA
Một ví dụ của biểu đồ Hertzsprung-Russell cho một lớp các sao bao gồm Mặt Trời (ở tâm). (Xem "Phân loại" ở bên dưới.)
Tinh vân Con Cua, tàn dư của một siêu tân tinh đã được quan sát lần đầu vào khoảng năm 1050.
Một sao lùn trắng (Sirius B) quay xung quanh sao Sirius A. ảnh của NASA
Cụm sao cầu M 80. Các ngôi sao già, nghèo kim loại chiếm đa số trong cụm sao này.
Sao có nhiều đường kính khác nhau. Ở mỗi hình trong dãy những vật thể ở bên phải là lớn nhất và đứng ngoài cùng bên trái ở bên cạnh hình tiếp theo. Trái Đất ở ngoài cùng bên phải ở hình thứ 1 và Mặt Trời xếp thứ hai từ phải trong hình thứ 3. Ngôi sao ngoài cùng bên phải trong hình 6 là UY Scuti, sao lớn thứ hai được biết từ trước tới nay.
Tua Rua, một quần tinh mở trong chòm sao Kim Ngưu. Những ngôi sao này có chung chuyển động trong không gian.  Ảnh của NASA.
Bề mặt từ trường của sao SU Aur (một sao trẻ loại sao T Tauri), tạo dựng lại nhờ kĩ thuật tạo ảnh Zeeman-Doppler.
Tinh vân phản xạ NGC 1999 được chiếu sáng bởi sao V380 Orionis (ở tâm), một sao biến quang với khối lượng khoảng 3,5 lần khối lượng Mặt Trời. Phần màu đen trên hình là một lỗ trống khổng lồ trong không gian chứ không phải là một tinh vân tối như đã từng nghĩ trước đây. Ảnh của NASA
Hình dạng bầu dục của sao Achernar (α Eridani) do sự tự quay quá nhanh của nó.
Hình dạng bất đối xứng của Mira, một sao biến quang dao động. ảnh của Hubble, NASA - ES A
Biểu đồ mặt cắt của một ngôi sao ở dải chính. Ảnh của NASA
Tổng quan chuỗi phản ứng proton - proton
Chu trình cacbon – nitơ – oxy