Il s'agit de l'étape la plus longue et la plus stable de la vie d'une étoile, où la pression extérieure de la fusion nucléaire équilibre la pression intérieure de la gravité. Pendant ce temps, l'étoile fusionne l'hydrogène dans son noyau, créant l'hélium et libérant de grandes quantités d'énergie dans le processus.
