I kärnan av en stjärna avlägsnas väteatomer från sina elektroner, vilket bara lämnar kvar atomkärnorna, så kallade protoner. Under de extrema förhållandena med högt tryck och temperatur har dessa protoner tillräckligt med kinetisk energi för att övervinna den frånstötande elektromagnetiska kraften mellan dem och smälta samman.
När två protoner smälter samman bildar de en deuteriumkärna, som snabbt fångar en annan proton för att bilda en helium-3 kärna. Fusionen av helium-3 kärnor producerar helium-4, vilket frigör en betydande mängd energi i form av gammastrålar. Denna energifrigöring bidrar till stjärnans yttre tryck och motverkar gravitationskraften som drar stjärnans materia inåt.
Så länge det finns tillräckligt med vätebränsle i kärnan fortsätter stjärnan att smälta samman protoner till helium genom en serie kärnreaktioner. Denna process upprätthåller stjärnans interna energiproduktion och upprätthåller dess jämvikt mot gravitationskollaps. Fusionshastigheten beror på stjärnans massa, sammansättning och utvecklingsstadium. Mer massiva stjärnor har högre kärntemperaturer och -tryck, vilket möjliggör snabbare fusionshastigheter.
Början av kärnfusion markerar början på en stjärnas liv i huvudsekvensfasen av dess evolution. Under detta skede är stjärnans energiproduktion relativt stabil, och den lyser stadigt med en karakteristisk färg och ljusstyrka som beror på dess yttemperatur. I slutändan utvecklas stjärnans fusionsprocesser när den förbrukar sitt vätebränsle, vilket leder till olika stadier av stjärnutvecklingen, inklusive den röda jättefasen, där stjärnan smälter ihop tyngre grundämnen i sin kärna, och så småningom till stjärnans slutliga öde, som t.ex. blir en vit dvärg, neutronstjärna eller svart hål.
