①通过pp
反应链、CNO循环和NeNa–MgAl循环进行
氢燃烧。这些过程的净结果都是4p→4He+2e++2νe并释放能量。pp反应链从两
质子非束缚体系的β+衰变过程1H(p,e+νe)2H开始，继而发生2H(p,γ)3He(3He,2p)4He、3He (α,γ)7Be等反应。
②
氦燃烧和中子慢速俘获(s)过程。氦燃烧从3α↔12C*→12C+γ反应开始，接下去的其他重要反应是12C(α,γ)16O、13C(α,n)16O、16O(α,γ)20Ne、22Ne(α,n)25Mg等。
s过程发生在恒星平稳演化阶段晚期的氦壳燃烧过程中，以13C(α,n)16O和22Ne(α,n)25Mg反应为
中子源，沿β稳定线附近发展，产生Fe以上的
稳定核。
③碳、氖、氧的燃烧。主要反应分别为12C(12C,α)20Ne、12C(12C,p)23Na、20Ne(γ,α)16O、20Ne(α,γ)24Mg (α,γ)28Si、16O(16O,α)28Si、16O(16O,p)31P、16O(16O,n)31S等。
④
硅燃烧。质子、
中子和
α粒子在Si、Mg等核上的俘获和光致分裂过程使反应流不断向上发展，在Fe附近形成
化学平衡的丰度分布。
原始大爆炸，新星、超新星爆发和超大质量恒星坍缩形成的高温高密度环境中，
天体物理相关的能区升至
库仑势垒量级，
热核反应截面相应增大，导致质子、中子和α粒子与大量短寿命
放射性核反应的
速率接近或超过放射性核
β衰变的速率，热核反应流可扩展到远离β稳定线直至质子和
中子滴线的广大
核区。这种爆发性
事件中，核燃烧的时标缩短为秒至小时的量级。
原初核合成阶段的爆发性热核反应从1H(n,γ)2H开始，相继产生2H、3H、3He、4He和少量的7Li。由于反应扩展到放射性核区，以4He(t,γ)7Li(n,γ)8Li(α,n)11B(n,γ)12B(e-,νe)12C(n,γ)13C等包含放射性核的
反应链为桥梁，可能跨越A=8处没有
稳定核的间隙，产生微量A≥9的一系列轻核。恒星爆发性
核燃烧的主要过程是：①高温
氢燃烧。包括高温pp反应链、高温CNO、NeNa－MgAl循环和接下去的质子快速辐射俘获rp及αp过程。
温度高于1×109K的环境中，通过rp及αp过程接连的(p,γ)、(α,p)反应和β+衰变，反应流可达到A约为100的丰质子核区，产生β稳定线丰质子一侧的稳定核和较轻的p过程核。②高温氦、碳、氖、氧和硅的燃烧。③从9Be(α,n)12C 开始，继以一系列(α,n)、(p,n)、(n,γ)反应的α过程和中子快速辐射俘获(r)过程以及β-衰变，产生A≥60的丰中子稳定核。④
p过程。在温度2×109—3×109K环境中，通过预先存在的
s过程或
r过程核上的(γ,n)、(γ,p)、(γ,α)等光致分裂反应和与之一起发生的rp、αp过程和β+衰变产生某些A约为60—200的低丰度丰质子稳定核，即p过程核。
为了阐明宇宙中
元素和
同位素的
丰度分布，一方面要研究
天体物理模型，了解天体
核过程发生的物理环境（
温度、
密度和化学组成），另一方面要研究
原子核的质量或
结合能、热核反应截面、结构和衰变特性。由于
天体演化和元素合成涉及β稳定线及其两侧的数千种
核素，而天体物理感兴趣的能区远低于传统
核物理实验的能区，反应截面甚小，加之物理环境导致某些原子核低激发态的热布居和核过程与
原子或
等离子体过程的交融，使核物理实验和
理论面临严峻的挑战。