Au cœur d’une étoile, les atomes d’hydrogène sont dépouillés de leurs électrons, ne laissant derrière eux que les noyaux atomiques, appelés protons. Dans des conditions extrêmes de pression et de température élevées, ces protons ont suffisamment d’énergie cinétique pour surmonter la force électromagnétique répulsive qui les sépare et fusionner.
Lorsque deux protons fusionnent, ils forment un noyau de deutérium, qui capture rapidement un autre proton pour former un noyau d'hélium-3. La fusion des noyaux d’hélium-3 produit de l’hélium-4, libérant une quantité importante d’énergie sous forme de rayons gamma. Cette libération d'énergie contribue à la pression extérieure de l'étoile, contrecarrant la force gravitationnelle qui attire la matière de l'étoile vers l'intérieur.
Tant qu'il y a suffisamment d'hydrogène dans le noyau, l'étoile continue de fusionner des protons en hélium grâce à une série de réactions nucléaires. Ce processus entretient la production d'énergie interne de l'étoile et maintient son équilibre contre l'effondrement gravitationnel. Le taux de fusion dépend de la masse, de la composition et du stade d'évolution de l'étoile. Les étoiles plus massives ont des températures et des pressions centrales plus élevées, ce qui permet des taux de fusion plus rapides.
Le début de la fusion nucléaire marque le début de la vie d’une étoile dans la phase principale de son évolution. Durant cette étape, la production d'énergie de l'étoile est relativement stable et elle brille de manière constante avec une couleur et une luminosité caractéristiques qui dépendent de la température de sa surface. En fin de compte, les processus de fusion de l'étoile évoluent à mesure qu'elle consomme son hydrogène, conduisant à diverses étapes de l'évolution stellaire, y compris la phase géante rouge, où l'étoile fusionne des éléments plus lourds dans son noyau, et finalement au destin ultime de l'étoile, comme devenir une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir.
