Wie in unserer Sonne, so laufen auch in anderen Sternen Kernreaktionen ab. Das heißt es reagieren Atomkerne, ähnlich einer chemischen Reaktion, miteinander, und man erhält als Produkt dieser Reaktion andere Kerne. Zur Veranschaulichung ist hier die Reaktion von Tritium und Deuterium zu Helium und einem Neutron schematisch dargestellt.

Mit Ausnahme der beiden leichtesten Elemente Wasserstoff und Helium, die ausschließlich bzw. überwiegend im Urknall entstanden sind, werden auf ähnliche Weise alle chemischen Elemente gebildet. Den Ablauf dieser Kernreaktionen, bei den im allgemeinen leichte Kerne zu schweren Kernen umgesetzt werden, wird auch als "Nukleosynthese" bezeichnet. Welche Bedingungen, z.B. Masse, Dichte und Temperatur, in einem Stern herrschten, lässt sich aus der Zusammensetzung der Produkte ableiten.

Entsprechend der Sternentwicklung "stirbt" ein Stern durch eine gewaltige Explosion, eine "Supernovae" (wie sie z.B. in folgender Abb. (oben links) zu sehen ist). Diese Explosion setzt Gase frei, die zu Staubteilchen ("Sternenstaub") kondensieren, welche Teil des interstellaren Mediums werden. Aber auch die "Winde" von Sternen der "späteren" Generationen (Abb. oben rechts) zeigt z.B. einen sog. "Roten Riesen") bringen Sternenstaub in dieses Medium ein.

Vor etwa 4,6 Milliarden Jahren führte ein Gravitationskollaps einer aus dem interstellaren Medium gebildeten Wolke ("Solarer Nebel") zur Bildung unseres Sonnensystems. Aus diesem Grunde ist die Isotopenzusammensetzung unseres Sonnensystems mit Ausnahme der schon vorher als Festkörper vorhandenen Körner (und einiger auf andere physikalische Prozesse zurückzuführende Mechanismen, wie den radioaktiven Zerfall), überall gleich. Das heißt z.B. dass das Verhältnis von Helium-3, dessen Kern aus zwei Protonen und einem Neutron besteht, und seinem schwereren Isotop Helium-4, welches ein zusätzliches Neutron besitzt, überall im Sonnensystem gleich ist.

Falls ein Teil des Sternenstaubs die Bildung unseres Sonnensystems "überlebt" hat - man spricht daher von "präsolarem" Material - wurde er in den großen Körpern, d.h. Erde, Mond und andere Planeten, durch die dort herrschende Hitze aufgeschmolzen und somit seine ursprüngliche Form und Zusammensetzung zerstört. Allerdings existieren zwei Arten von Objekten, die uns eine berechtigte Chance zur Auffindung von präsolaren Körnern geben: Kometen und Meteorite.

Weltraum-Missionen in die Nähe von Kometen lassen uns nämlich vermuten, dass sie die unverändersten Objekte in unserem Sonnensystem sind. Allerdings ist die Probenentnahme (zumindest momentan noch) nicht möglich.

Meteorite, die ebenfalls seit der Bildung unseres Sonnensystems unverändert existieren, werden dahingegen mit etwas Glück "Frei-Haus" geliefert, wie z.B. die beiden Meteoritenschauer Allende und Murchison, die beide 1969 mit einem Gewicht von über 2 Tonnen bzw. 100 kg auf Mexiko bzw. Australien niederregneten. Für die erfolgreiche Suche nach präsolaren Körnern suchte man sich natürlich bei der Vielzahl der Meteorite die primitivsten unter ihnen (z.B. kohlige Chondrite) aus.