恒星内元素合成
1920年、フランシス・アストンに従って原子の原理の正確な測定を行っていたアーサー・エディントンは、恒星はそのエネルギーを水素がヘリウムへ転換される核融合反応から手に入れていると最初に提案した。1928年、ジョージ・ガモフは、2つの原子核を充分に近くに持ってくる強い相互作用がクーロン障壁に打ち勝つ確率を示す量子力学的な公式を推論した。これは現在、ガモフ要素と呼ばれている。ガモフ要素に関する研究は10年間R・アトキンソンとF・ハウターマンに後を継がれ、その後にはガモフ自身とテラーによって、恒星の内部に存在すると考えられた高温で生じる核反応の割合を得るために使われた。
1939年、ハンス・ベーテが「恒星におけるエネルギー生成」という論文で、水素からヘリウムへの核融合以外に核反応が起こり得るか、その可能性を分析した。その結果として、彼は恒星のエネルギー源として2つのプロセスを提示した。最初の1つが、陽-陽連鎖反応であり、これは太陽程度の質量を持った恒星における、最も有力なエネルギー源である。2つ目は1938年にC・F・V・ヴァイツゼッカーによって考察されていたCNOサイクルであり、こちらは太陽よりも質量の多い恒星における、最も重要なエネルギー源であった。これらの核融合形態は、恒星を熱く保つためのエネルギー発生に関連していた。
結局、いくら大質量の恒星であっても、ここで熱核融合による元素合成は終了する。なお、恒星が持ち得る質量にも限界があると考えられているが、ここでは恒星が持ち得る質量の限界よりも、核融合によってエネルギーが取り出せるかどうかがネックとなって元素合成が終了する。
恒星の元素合成が終了すると恒星の芯は重力崩壊を起こす。太陽の8倍程度までの恒星であれば外殻を失いつつ芯だけが取り残され、芯は圧縮されて白色矮星になる。太陽の8倍以上の質量がある場合、恒星は圧縮に耐えかねて爆散する。これが超新星爆発であり、超新星爆発の途中では中性子捕獲などによってさらに元素が合成される。これは超新星元素合成と呼んで区別する。ちなみに、太陽より30倍以上の重さになると重力崩壊中に特異点が発生しブラックホールが形成されると考えられている。
なお、赤色矮星のような軽い恒星の場合水素燃焼だけでその恒星の寿命を終える。赤色矮星の場合は物質収束のための重力が小さいため、核融合は非常に緩やかに行われる。最終的には水素を燃焼しつくすとそれ以上の核融合を行うことはなく、重い元素を合成することは無い。太陽程度の大きさの星は赤色巨星になった後に炭素の合成程度で核融合を止めて白色矮星になり、終了する。一方、重く大きい星になれば元素合成は急速に進み、多くの元素を合成する。