Ogni aggregamento di idrogeno iniziò a ruotare sotto la spinta della sua stessa forza di gravità richiamando inoltre, grazie alla sua massa sempre più consistente, altro idrogeno. All'interno di questa nube la temperatura e la pressione aumentarono sempre finché ad una temperatura di 15 milioni di gradi Kelvin e densità di 134 g/cm³ si innescano reazioni di fusione nucleare che trasformano l'idrogeno in elio secondo la catena protone-protone :

 a) Due protoni (cioè due nuclei di idrogeno) si uniscono e danno luogo ad un nucleo di deuterio con emissione di un positrone (anti-elettrone) e di un neutrino

 b) il deuterio cattura un protone e si forma elio 3 con emissione di un fotone    

 c) due nuclei di elio 3 si incontrano formandone uno di elio 4 con l'emissione di 2 protoni. In questo processo 4 protoni si trasformano in un nucleo di elio 4 ma in tale processo una parte della massa "scompare" e si trasforma in energia ; la massa atomica complessiva dei protoni che si uniscono è

di 4,032 (4X1.008) mentre quella dell'elio 4 è di 4.003, per. Per ogni nucleo di elio 4 che si forma si perde il 0,7% della massa che si converte in energia secondo la relazione E=mc². La fusione nucleare e un processo molto lento nel sole perché è bassa la probabilità che vengono in contatto due protoni per innescare la catena, un protone può muoversi a velocità di migliaia di Km/s per milioni di anni prima di dar luogo a processi di fusione. Attualmente nella nostra stella ogni secondo 564,5 milioni tonnellate di idrogeno si trasformano in 560 milioni tonnellate di elio con una perdita di massa di 4,5 milioni di tonnellate. Una volta innescata la reazione la protostella inizia a bloccare l'approvvigionamento di materiale tramite il suo vento stellare un flusso di particelle cariche (protoni, elettroni, nuclei di elio) che viaggia a centinaia di km/sec e che blocca l'afflusso di altro idrogeno (per questo i pianeti più vicini al Sole sono rocciosi mentre quelli più lontani sono giganti gassosi).
 Completato il processo la stella entra in uno stato stazionario in cui la "pressione nucleare" contrasta la forza di gravità che tenderebbe a contrarla, questo stato può variare da centinaia di milioni a una decina di miliardi di anni a seconda della sua massa (le stelle massicce "bruciano" più velocemente delle altre il loro idrogeno).
  Esaurito l'idrogeno il nucleo si contrae e la sua temperatura aumenta di conseguenza a 100 milioni di gradi kelvin, mentre la sua superficie si espande enormemente dilatandosi e raffreddandosi (stato di gigante rossa), se l'espansione supera il punto di equilibrio tra forza di gravità e forza nucleare essa si contrarrà e poi si espanderà dando l'impressione di pulsare.
  

  Finito l'elio il nucleo si contrarrà di nuovo e la sua temperatura aumenterà ancora fino all'innesco di nuove fusioni ; tale processo però è destinato ad esaurirsi prima o poi a seconda della massa della stella, comunque non andrà oltre il ferro (elemento dopo il quale le reazioni di fusione nucleare richiedono energia).
 Se la stella ha una massa iniziale di poco inferiore a quella del Sole essa non andrà avanti oltre l'elio e si contrarrà inerte fino ad un astro delle dimensioni poco inferiori della Terra riscaldandosi durante il processo. La materia che la compone è degenere : un mare di elettroni in cui sono immersi i nuclei degli atomi. La nuova stella si chiamerà nana bianca , che non ha fonti energetiche e quindi si raffredderà lentamente fino a diventare un corpo inerte chiamato nana nera.
 

  Le stelle con massa iniziale compresa tra le 0,8 e 8 masse solari arrivata allo stadio di gigante rossa (non più avanti dell'elio) iniziano ad espellere gli strati esterni al nucleo con il loro vento solare, questi strati formeranno un involucro in espansione chiamato nebulosa planetaria illuminato dall'ormai messo a nudo e compatto nucleo. Dopo alcune centinaia di anni le reazioni si arresteranno e il nucleo diverrà una nana bianca che perderà gradualmente luminosità.
 Se la stella ha una massa ancora maggiore una volta arrivata al ferro collasserà su se stessa in pochi istanti, gli atomi si disintegreranno, i protoni ed elettroni si uniranno diventando neutroni che si aggiungeranno agli altri. I protoni inoltre precipiteranno verso il centro con una velocità di circa 70.000 Km/s formando un compatto corpo centrale. Il nucleo in agonia invierà inoltre una tremenda onda d'urto verso l'alto che proietterà via gli strati superficiali della stella con una tremenda esplosione detta Supernova che farà brillare la stella con un'intensità milioni di miliardi di volte maggiore quella del Sole per settimane.
 Il corpo centrale che si è formato andrà incontro a due destini diversi a secondo della massa iniziale della stella.
 

  Se la massa è poca essa diventerà un corpo grande all'incirca 20 Km chiamato Pulsar o Stella di neutroni che ruoterà molto velocemente per la conservazione del momento angolare. L'energia emessa dalla stella (raggi X e gamma, onde radio e luce) verrà condizionata dal campo magnetico che è fortissimo e la farà apparire come una sorgente intermittente
 Se la massa è superiore ad una certa soglia, i neutroni si spaccheranno e la stella si contrarrà in un corpo di volume che tende a zero e con un campo gravitazionale con una velocità di fuga superiore a quella della luce. Anche se questo corpo, chiamato buco nero, emettesse una qualsiasi radiazione elettromagnetica essa ricadrebbe sul corpo stesso; qualsiasi cosa che entrerebbe nello spazio perturbato intorno al buco nero (persino la luce) verrebbe attratta senza più avere la possibilità di sfuggire.
 Viene da domandarsi perché nell'universo esistono elementi con numero atomico maggiore di quello del ferro, la risposta è che durante l'esplosione si raggiungono temperature enormi capaci di far fondere gli atomi di ferro in elementi con numero atomico ancora più pesante, questo materiale espulso va inoltre a "inquinare" altre nebulose con stelle in formazione. Quindi il nostro Sole, se si considerano gli elementi m che si trovano sulla Terra è una stella di 3° - 4 ° generazione!