W początkowym okresie życia gwiazd dominują jądrowe reakcje „spalania” wodoru, prowadzące do powstawania helu-4 (zobacz – cykl protonowy, cykl CNO). Reakcje zachodzące w kolejnych etapach ewolucji gwiazdy zależą przede wszystkim od jej masy, decydującej o temperaturze i ciśnieniu w centrum. Gromadzące się tam jądra helu mogą ulegać dalszym syntezom, jeżeli temperatura jest dostatecznie wysoka.
W różnych warstwach bardzo dużych gwiazd mogą zachodzić reakcje „spalania” helu, węgla, tlenu, krzemu: 108 K – reakcja „trzy alfa”, „spalanie” helu, powstawanie jąder węgla, a obok nich (w wyższych temperaturach) również jąder tlenu, neonu, magnezu i krzemu, 6·108 K – reakcje „spalania” węgla (w gwiazdach o masie > 8 mas Słońca), powstawanie jąder magnezu, sodu i neonu, 109 K – reakcje „spalania” tlenu, powstawanie jąder siarki, fosforu i krzemu, 3·109 K – reakcje „spalania” krzemu (ostatnia reakcja przed wybuchem supernowej), powstawanie jonów żelaza.