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La Via Lattea ospita più di 400 miliardi di stelle, la stragrande maggioranza delle quali sono stelle della sequenza principale. In questa fase, il nucleo di una stella fonde l’idrogeno in elio, producendo l’energia che alimenta il suo bagliore. Il Sole, la nostra stella della sequenza principale, illustra questa chimica:la sua massa è costituita da idrogeno ed elio, con solo tracce di elementi più pesanti.
L’idrogeno è l’elemento più abbondante dell’universo e rappresenta circa i tre quarti di tutta la materia barionica. Quando enormi nubi di gas e polvere collassano sotto la gravità, l’idrogeno al loro interno alimenta la nascita delle stelle. Durante la fusione, i protoni si combinano per formare nuclei di elio, mentre vengono rilasciati anche elettroni, positroni, raggi gamma e neutrini. I neutrini, interagendo a malapena con la materia, escono dal Sole, mentre gli altri sottoprodotti contribuiscono al riscaldamento interno della stella.
L’elio è il secondo elemento più comune e il prodotto principale della fusione dell’idrogeno. Nelle stelle della sequenza principale come il Sole, l'elio si accumula nel nucleo, costituendo circa il 27% della massa solare.
Una volta esaurito l’idrogeno nel nucleo, la catena di fusione si blocca e il nucleo si contrae. L’aumento della temperatura (≈200 milioni di K) innesca la fusione dell’elio, dove tre nuclei di elio si combinano per formare un singolo atomo di carbonio. Questo segna l'inizio del processo triplo alfa.
Un'ulteriore fusione dell'elio può creare ossigeno combinando quattro nuclei di elio. Nelle stelle più massicce, le fasi successive di fusione costruiscono nuclei più pesanti – silicio, magnesio, sodio – sebbene questi elementi più pesanti rappresentino meno dell’1% della massa di una stella. La fusione può produrre elementi solo fino al ferro; oltre a ciò, le stelle devono subire eventi catastrofici come le supernovae per sintetizzare gli elementi più pesanti.
Pertanto, l'impronta chimica della maggior parte delle stelle è dominata da idrogeno ed elio, con elementi pesanti progressivamente più rari formati negli stadi di fusione avanzati.
