En el núcleo de una estrella, los átomos de hidrógeno son despojados de sus electrones, dejando atrás sólo los núcleos atómicos, conocidos como protones. En condiciones extremas de alta presión y temperatura, estos protones tienen suficiente energía cinética para superar la fuerza electromagnética repulsiva entre ellos y fusionarse.
Cuando dos protones se fusionan, forman un núcleo de deuterio, que rápidamente captura otro protón para formar un núcleo de helio-3. La fusión de núcleos de helio-3 produce helio-4, liberando una cantidad significativa de energía en forma de rayos gamma. Esta liberación de energía contribuye a la presión de la estrella hacia afuera, contrarrestando la fuerza gravitacional que atrae la materia de la estrella hacia adentro.
Mientras haya suficiente combustible de hidrógeno en el núcleo, la estrella continúa fusionando protones en helio a través de una serie de reacciones nucleares. Este proceso sustenta la producción de energía interna de la estrella y mantiene su equilibrio contra el colapso gravitacional. La velocidad de fusión depende de la masa, la composición y la etapa evolutiva de la estrella. Las estrellas más masivas tienen temperaturas y presiones centrales más altas, lo que permite velocidades de fusión más rápidas.
El inicio de la fusión nuclear marca el comienzo de la vida de una estrella en la fase de secuencia principal de su evolución. Durante esta etapa, la producción de energía de la estrella es relativamente estable y brilla de manera constante con un color y brillo característicos que dependen de la temperatura de su superficie. En última instancia, los procesos de fusión de la estrella evolucionan a medida que consume su combustible de hidrógeno, lo que conduce a varias etapas de evolución estelar, incluida la fase de gigante roja, donde la estrella fusiona elementos más pesados en su núcleo y, finalmente, al destino final de la estrella, como convirtiéndose en una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.
