В зависимост от температурите и концентрациите на изходните елементи могат да протичат различни реакции на синтез, но основните са:
1. Протон-протонна реакция. При малките звезди като слънцето от 4 водородни атома се образува един атом хелий-4.
2. Въглерод-азот-кислороден цикъл. При големите звезди атом въглерод поглъща 4 протона в различни реакции, като накрая се връща в начално състояние след отделяне на хелий-4.
3. Тройна хелиева реакция. При нея три атома на хелий-4 се сливат в едно ядро на въглерод-12. Тази реакция протича при много високи температури и е характерна за късните етапи от съществуването на звездите, когато централната им част съдържа предимно хелий.
4. Синтез на по-тежки ядра. Когато и хелият свърши, умиращата звезда започва да се свива от гравитационните сили и температурата в ядрото ѝ се повишава. Въглеродът се трансформира в кислород, неон и други по-тежки ядра до достигане на енергетичното плато на най-голяма стабилност, което се състои от елементи като манган, желязо, кобалт и никел (атомни номера 25, 26, 27 и 28). Тези реакции отделят малко енергия и се извършват бързо – в последните етапи на звездна еволюция, преди звездата да избухне като свръхнова или да се превърне в бяло джудже.
