В центральных частях звёзд при температурах в десятки и сотни миллионов градусов из протонов и нейтронов синтезируются ядра атомов. За счёт «сгорания» ядер H возникают ядра Не: 41H → 4He. Эта реакция – один из возможных источников солнечной энергии. Ядра тяжёлых элементов возникают в результате различных ядерных реакций, в которых участвуют α-частицы (ядра He), протоны и нейтроны.
Так, например, при «r-процессе» происходит захват быстрых нейтронов с образованием ядер Cf. Это, возможно, имеет место при вспышках сверхновых звёзд, т.к. вспышка затухает в течение 30 суток – времени полураспада Cf.
Наиболее вероятно и энергетически выгодно образование ядер, состоящих из небольшого и чётного числа протонов и нейтронов. Лёгкие и чётные ядра более устойчивы. Ядра с большим числом протонов и нейтронов часто неустойчивы. Так, U, Th, Ra и другие радиоактивные элементы разлагаются с образованием Pb и He. U и Th ещё известны на Земле, другие радиоактивные элементы (например, Tc) давно распались. Однако и среди лёгких элементов не все обладают высокими кларками. Например, Be имеет порядковый номер 4 (в ядре 4 протона), а его кларк в земной коре – лишь 3,8∙10-4%.
Мало Li (3,2∙10-3%), B (1,2∙10-3%), C (2,3∙10-2%). Полагают, что их ядра служат ядерным горючим и уничтожаются в ходе ядерных реакций. Ядра, содержащие 2, 8, 20, 28, 50, 82 и 126 протонов или нейтронов, особенно устойчивы. Эти числа называются магическими. Наиболее устойчивы дважды магические ядра, содержащие магическое число и протонов, и нейтронов (4Hе, 16O, 40Ca, 208Pb). В земной коре элементы с магическими ядрами обладают относительно высокими кларками (за исключением He). Итак, в химическом отношении звёзды являются довольно простыми системами. Доступная для изучения часть Вселенной имеет в основном водородно-гелиевый состав. Космохимия оказалась однообразнее и, пожалуй, проще геохимии. Сбылось предсказание английского астрофизика А. Эддингтона, который в начале XX в. писал, что легче будет разобраться в составе звёзд, чем в процессах, окружающих нас на Земле.