As estrelas começam a se fundir quando atingem massa e temperatura críticas em seus núcleos. Este processo, conhecido como fusão nuclear, ocorre quando a pressão e a temperatura são altas o suficiente para superar a repulsão eletrostática entre os núcleos atômicos.
No núcleo de uma estrela, os átomos de hidrogênio são despojados de seus elétrons, deixando para trás apenas os núcleos atômicos, conhecidos como prótons. Sob condições extremas de alta pressão e temperatura, esses prótons têm energia cinética suficiente para superar a força eletromagnética repulsiva entre eles e se fundirem.
Quando dois prótons se fundem, eles formam um núcleo de deutério, que rapidamente captura outro próton para formar um núcleo de hélio-3. A fusão dos núcleos de hélio-3 produz hélio-4, liberando uma quantidade significativa de energia na forma de raios gama. Esta liberação de energia contribui para a pressão externa da estrela, neutralizando a força gravitacional que puxa a matéria da estrela para dentro.
Enquanto houver combustível de hidrogénio suficiente no núcleo, a estrela continua a fundir protões em hélio através de uma série de reações nucleares. Este processo sustenta a produção interna de energia da estrela e mantém o seu equilíbrio contra o colapso gravitacional. A taxa de fusão depende da massa, composição e estágio evolutivo da estrela. Estrelas mais massivas têm temperaturas e pressões centrais mais altas, permitindo taxas de fusão mais rápidas.
O início da fusão nuclear marca o início da vida de uma estrela na fase da sequência principal de sua evolução. Durante esta fase, a produção de energia da estrela é relativamente estável e ela brilha continuamente com uma cor e brilho característicos que dependem da temperatura da sua superfície. Em última análise, os processos de fusão da estrela evoluem à medida que consome o seu combustível de hidrogénio, levando a vários estágios de evolução estelar, incluindo a fase de gigante vermelha, onde a estrela funde elementos mais pesados no seu núcleo, e eventualmente ao destino final da estrela, como tornando-se uma anã branca, estrela de nêutrons ou buraco negro.
