La simple molécule d'eau H2O est formée par l'association d'un élément primordial, l'hydrogène, issu du "big bang", et de l'oxygène produit dans les étoiles. Ces deux atomes se sont unis dans les zones plus froides, à l'abri du rayonnement ultra-violet destructeur des molécules.
L'hydrogène est l'élément le plus abondant de l'univers (90% des atomes de l'univers); son atome ne comprend qu'un proton et qu'un électron. C'est la brique élémentaire qui a servi à fabriquer tous les autres éléments chimiques (nucléosynthèse). Les nucléons comprennent les protons et les neutrons. Par addition de protons et de neutrons liés par des forces nucléaires trés puissante se sont constitués tous les noyaux d'atomes depuis l'hélium jusqu'à l'uranium.
Le noyau d'hydrogène a été formé dans les premières phase du big bang. Il a donné ensuite des noyaux plus gros comme d'hélium. Grâce à l'expansion de l'univers qui a diminué la température et fait cesser les interactions nucléaires, une partie seulement de l'hydrogène s'est transformé en hélium puis en d'autres noyaux simples. La température baissant encore, les protons et les électrons se sont combinés pour donner des atomes d'hydrogène neutres puis des molécules. La gravité a rassemblé ensuite la matière en amas d'étoiles.
Dans les étoiles, l'énergie est fournie par la fusion thermonucléaire des noyaux légers en noyaux lourds, et d'abord de l'hydrogène en hélium. La fusion diminue le nombre des particules et l'étoile se contracte peu à peu, ce qui fait augmenter sa température et sa densité; les réactions nucléaires s'accélèrent jusqu'à épuisement du combustible. Quand l'étoile a épuisé sa réserve d'hydrogène, sa température augmente; des noyaux plus gros sont synthétisés. C'est le stade des "Géantes rouges". Trois noyaux d'hélium , soit en tout 6 protons et 6 neutrons, s'associent en un noyau de carbone 12C. L'oxygène résulte de la fusion d'un noyau de carbone avec un noyaux d'hélium. L'étoile a une structure concentrique complexe, avec un coeur trés chaud et des couches de plus en plus froides vers l'extérieur. Tout une série de noyaux peuvent être formée à ces différentes températures; en particulier le silicium et le fer.
Seule la surface de l'étoile plus froide relativement est un site possible de synthèse de molécules. A la surface des étoiles géantes rouges, l'eau notamment se forme à une température de surface de 3000 à 4000°K. Par la suite, l'étoile explose en une supernova qui expulse ses gaz dans l'espace. Dans les gigantesques nuages circumstellaires, dont la taille va de 10 fois celle du soleil à 1 année lumière, la température décroît au fur à mesure que l'on s'éloigne de l'étoile, la quasi totalité de l'oxygène est présente sous forme de H2O et CO. Des molécules complexes formées (eau, ammoniac, méthane et hydrocarbures) se trouvent sous forme de pellicule de glace sur les poussières. Ces molécules diffusent ensuite dans les nuages interstellairesriches en hydrogène et hélium; cependant la température élevée qui y règne et le rayonnement ultra-violet ne sont pas favorables à la présence des molécules d'eau. Ce ne sont donc que dans certaines zones bien particulères, suffisamment denses et froides, à l'abri du rayonnement destructeur, que se rencontrent les molécules.