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前12种元素的同位素
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本表列出了前12种元素的中子数的不同情况。表中也显示了哪些同位素稳定，哪些不稳定。
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共价键
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水（H2O）就是“共价键”化合物，说得直白一点，就叫“共享键”的化合物。由于氧原子外壳层只有6个电子，因此2个氢原子，每个都能给氧原子提供1个电子，把氧原子的外壳层填充完整。
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原子是如何结合的？还记得原子的构成吗？小小的电子绕着硕大的原子核旋转，两者之间有很大的空间。电子绕原子核运动的轨迹，就跟一系列的3D走廊似的，也就是壳层。第一层容纳2个电子，第二、三层，每层容纳8个电子。具有完整壳层的元素是最稳定的。如果最外一层不满，电子就会从一个元素的壳层跳到另一个上去。化学反应就是电子的重新排列，这一过程就是原子核之间的化学键形成或断开的过程。化学是研究电子及其在化学键形成或断开过程中的相互作用的科学。
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在化学反应中，原子以多种方式结合。有时，一个原子的电子也会绕着另一个原子核旋转，为相邻的原子共有。这种情况下，电子受到不止一个原子核的正电荷吸引，大体在两者之间活动。这类电磁结合力将多个原子结合在一起，叫作共价键。
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有时，电子会从一个原子转移到另一个原子上。就拿食盐来说，含有11个电子的钠原子，最外一层的电子转移到一个氯原子上，而氯原子含有17个电子。这样一来，钠原子只剩10个电子，而氯原子则有18个电子——对两者来说，都有了完整的壳层。钠原子失去1个电子，带有了正电荷。而氯原子就带有了负电荷，所以二者相互吸引。这类化学键叫作离子键。
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恒星的生命周期
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恒星也有生命。虽然我们并不认为恒星像地球上的生物体那样有生命，但是我们仍然用“出生”和“死亡”等词来谈论恒星。
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恒星的“生命”取决于最初形成它的物质云的大小。质量最小的恒星差不多是太阳质量的0.01倍，而最大的能达到200多倍。恒星质量越大，燃烧速度越快。质量最大的恒星仅能维持1.25万年左右，而最小的则能存在约16万亿年。
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天文学家无法观察任何单一恒星的整个生命周期，因为天文学家活不了那么久。但天文学家可以观察很多恒星，每一颗都处于不同的发展阶段。有些是刚刚形成的“恒星宝宝”，有些则是中年恒星，比如太阳，有些年纪大了，行将灭亡，比如50亿年后的太阳。
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恒星生命中的大部分时间都在稳定地燃烧氢，将其转化成氦。这个过程叫作核聚变。由于恒星中心的温度极高，4个氢原子中的质子结合起来（熔合），这样就形成了氦元素，氦核中有2个质子和2个中子。4个质子中的2个质子会释放出正电荷。根据爱因斯坦的著名方程，这样一来，质子的一小部分质量转化成大量的能量，这些能量以光子的形式进入空间。
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随着恒星燃烧，会耗尽氢原子。向外的能量流一停止，引力就开始超过向外的力，接下来会发生什么，取决于恒星的大小。
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如果恒星较小，核心会坍缩，外层散入空间。核心会变小，温度上升，成为白矮星，继续燃烧一段时间。慢慢地，白矮星的温度会降低，最终变成灰烬，成为黑矮星。这颗死亡的恒星会在宇宙空间飘荡。
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如果恒星体积较大，核心坍缩时，外层温度会升高到足以继续发生核聚变，该恒星就会变成红巨星。核心的温度会上升到足以使氦原子聚合成铍，而铍只能存在不到一秒的时间，随后便与另外一个氦核聚合，形成碳。
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氦耗尽后，恒星核心会再次发生坍缩。如果质量不足以继续，恒星就会爆炸，将碳原子散播到宇宙空间；如果质量足够，其核心温度就会上升到足以使碳原子融合成氧，然后融合成硅。在这个连续的核聚变过程中，每个后续阶段消耗的时间都会更短。
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比方说，比太阳质量大很多的恒星，可能要用几百万年的时间耗尽氢，然后用50万年左右的时间聚合成氦，然后用600年的时间融合形成碳，6个月融合形成氧，仅用1天融合形成硅。
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只要恒星有足够的质量，这个过程就会循环往复，温度也越来越高。最终，一颗有足够质量的恒星，不同的层会消耗不同的燃料，以难以想象的高温燃烧。温度达到约40亿摄氏度（约104亿华氏度）时，恒星开始制造出铁（原子序数26）。
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大恒星内部新元素的形成
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这幅图显示的是一颗古老的巨大恒星的多个层在发生核聚变。当恒星的核心开始产生铁时，恒星就会坍缩，而且如果质量足够，就会发生超新星爆发。
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之后，恒星到达终点。铁是最稳定的元素，它的核不会聚合。因此，通过原子核的聚合（核聚变）产生新元素的过程也就到此为止了。随着燃料耗尽，不再有能量流来抵消引力。随之而来的快速坍缩会释放大量能量，行将死亡的恒星会发生剧烈爆炸，这种爆炸被称作“超新星爆发”。