Các ngôi sao có tham gia vào sự sản xuất này không?
Có. Thoạt tiên Hans Bethe đã trả lời như vậy vào năm 1939, sau đó đúng hơn là nhóm B2FH năm 1957 đã đưa ra điều khẳng định này. Ký hiệu chữ đầu này ám chỉ ba người Mỹ - Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler và một người Anh - Fred Hoyle, bốn đồng tác giả của bài đăng trong Reviews of Modern Physics (tạp chí Vật ký Hiện đại) năm đó và tỏ ra đúng theo các nhận xét sau đây: nếu heli đã được hình thành trong những giai đoạn đầu của vũ trụ thì nó cũng được tạo ra lúc ấy trong lòng các ngôi sao theo cùng cơ chế, nghĩa là tổng hợp hydro. Điều đó bắt đầu khi sao sinh ra, đang co lại dưới tác dụng của khối lượng của chính nó và đạt tới nhiệt độ là 10 triệu độ trong lòng nó. Bốn proton, trong đó có hai sẽ chuyển thành nơtron do số phân rã β+ (cùng với việc phát ra một pozitron (phản electron) và một nơtrino), lần lượt hợp nhất để tạo ra một nhân heli. Vì khối lượng của nhân heli thấp hơn khối lượng của bốn proton nên số thừa được biến đổi thành năng lượng trong đó áp lực cân bằng với sự co lại của sao. Ngôi sao này được ổn định. Đối với Mặt trời, giai đoạn này kéo dài 10 tỷ năm và sẽ còn tồn tại trong khoảng 5 tỷ năm nữa. Sau đó, nó sẽ lớn lên để trở thành một ngôi sao đỏ khổng lồ. Đồng thời, tâm nó sẽ co lại và nóng lên tới 100 triệu độ, giúp cho heli tổng hợp lần lượt thành cacbon, nitơvà oxy.
