Nel nucleo di una stella, gli atomi di idrogeno vengono privati dei loro elettroni, lasciando dietro di sé solo i nuclei atomici, noti come protoni. Nelle condizioni estreme di alta pressione e temperatura, questi protoni hanno abbastanza energia cinetica per superare la forza elettromagnetica repulsiva tra loro e fondersi insieme.
Quando due protoni si fondono, formano un nucleo di deuterio, che cattura rapidamente un altro protone per formare un nucleo di elio-3. La fusione dei nuclei di elio-3 produce elio-4, rilasciando una quantità significativa di energia sotto forma di raggi gamma. Questo rilascio di energia contribuisce alla pressione verso l'esterno della stella, contrastando la forza gravitazionale che attira la materia della stella verso l'interno.
Finché nel nucleo è presente una quantità sufficiente di idrogeno, la stella continua a fondere i protoni in elio attraverso una serie di reazioni nucleari. Questo processo sostiene la produzione interna di energia della stella e ne mantiene l'equilibrio contro il collasso gravitazionale. La velocità di fusione dipende dalla massa, dalla composizione e dallo stadio evolutivo della stella. Le stelle più massicce hanno temperature e pressioni interne più elevate, consentendo velocità di fusione più rapide.
L'inizio della fusione nucleare segna l'inizio della vita di una stella nella fase della sequenza principale della sua evoluzione. Durante questa fase, la produzione di energia della stella è relativamente stabile ed essa brilla costantemente con un colore e una luminosità caratteristici che dipendono dalla sua temperatura superficiale. In definitiva, i processi di fusione della stella si evolvono man mano che consuma il suo combustibile idrogeno, portando a vari stadi dell'evoluzione stellare, inclusa la fase di gigante rossa, dove la stella fonde elementi più pesanti nel suo nucleo, e infine al destino finale della stella, come diventando una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero.
