Drtivou většinu hvězd tvoří především vodík, což samozřejmě souvisí se skutečností, že se jedná o nejrozšířenější prvek ve vesmíru vůbec (vodík představuje 74 % hmotnosti baryonické hmoty, následován heliem (24 %) a kyslíkem (1 %); další prvky jsou v podstatě stopové). Převážná většina vodíku a helia přítomná dnes ve vesmíru pochází z období jeho vzniku, z raného tvoření prvků, ke kterému došlo v prvních dvaceti minutách kosmického věku. Těžší elementy reprezentují převážně produkty termojaderných reakcí v nitrech hvězd. Poměrné zastoupení prvků se tedy s věkem stálice mění.
Chemické složení mladých hvězd se velmi podobá skladbě vesmíru. Tvoří je tedy převážně vodík a helium přibližně v poměru 3 : 1 s příměsí těžších prvků (astronomové je pro jednoduchost označují jako „kovy“), jejichž hmotnostní zastoupení činí na počátku méně než 2 %. Během „pobytu“ hvězdy na hlavní posloupnosti Hertzsprungova-Russelova diagramu se v jejím nitru termojaderně přeměňuje vodík na helium, a zastoupení helia na úkor vodíku tak roste. V pozdějších fázích vznikají při termojaderných reakcích i těžší prvky: nejprve uhlík, dusík a kyslík, a v jádrech hmotnějších hvězd pak i další – až po prvky skupiny železa. Ještě těžší elementy, včetně stříbra, zlata a platiny, představují produkty termojaderných reakcí při výbuších supernov. Množství vodíku ve hvězdě tedy s jejím věkem postupně klesá.
A nakonec terminologická vsuvka: Při posuzování chemického složení je třeba důsledně rozlišovat mezi hmotnostním a částicovým procentem, což je dáno rozdílnou „vahou“ atomů jednotlivých prvků (například helium je asi čtyřikrát „těžší“ než vodík, uhlík dvanáctkrát atd.). Slunce sice v současnosti hmotnostně tvoří z 71 % vodík, z 27 % helium a ze 2 % příměsi kovů, pokud však jde o počet částic, pak převažují atomy vodíku (91,2 %), dále atomy helia (8,7 %) a nakonec atomy těžších prvků (méně než 0,1 %).
