Sterren beginnen te fuseren wanneer ze in hun kern een kritische massa en temperatuur bereiken. Dit proces, bekend als kernfusie, vindt plaats wanneer de druk en temperatuur hoog genoeg zijn om de elektrostatische afstoting tussen atoomkernen te overwinnen.

In de kern van een ster worden waterstofatomen ontdaan van hun elektronen, waardoor alleen de atoomkernen overblijven, bekend als protonen. Onder de extreme omstandigheden van hoge druk en temperatuur hebben deze protonen voldoende kinetische energie om de afstotende elektromagnetische kracht tussen hen te overwinnen en samen te smelten.

Wanneer twee protonen samensmelten, vormen ze een deuteriumkern, die snel een ander proton vangt en een helium-3-kern vormt. De fusie van helium-3-kernen produceert helium-4, waarbij een aanzienlijke hoeveelheid energie vrijkomt in de vorm van gammastraling. Deze energie die vrijkomt draagt ​​bij aan de uitwaartse druk van de ster, waardoor de zwaartekracht wordt tegengegaan die de materie van de ster naar binnen trekt.

Zolang er voldoende waterstofbrandstof in de kern aanwezig is, blijft de ster via een reeks kernreacties protonen tot helium samensmelten. Dit proces ondersteunt de interne energieproductie van de ster en handhaaft zijn evenwicht tegen instorting door de zwaartekracht. De snelheid van kernfusie hangt af van de massa, de samenstelling en het evolutiestadium van de ster. Massievere sterren hebben hogere kerntemperaturen en -drukken, waardoor snellere kernfusiesnelheden mogelijk zijn.

Het begin van kernfusie markeert het begin van het leven van een ster in de hoofdreeksfase van zijn evolutie. Tijdens deze fase is de energieproductie van de ster relatief stabiel en schijnt hij gestaag met een karakteristieke kleur en helderheid die afhankelijk zijn van de oppervlaktetemperatuur. Uiteindelijk evolueren de fusieprocessen van de ster naarmate hij zijn waterstofbrandstof verbruikt, wat leidt tot verschillende stadia van de evolutie van de ster, waaronder de rode reuzenfase, waarin de ster zwaardere elementen in zijn kern samensmelt, en uiteindelijk tot het uiteindelijke lot van de ster, zoals een witte dwerg, neutronenster of zwart gat worden.