W wyniku wysokiej temperatury dodatkowo kwantowego zjawiska tunelowania w środku gwiazdach zachodzą reakcje termojądrowe, które uwalniają olbrzymie ilości energii wewnątrz postaci promieniowania wewnątrz zakresie odkąd fal gamma do podczerwieni. Promieniowanie to rozproszone na materii rozgrzewa ją plus w środku postaci promieniowania cieplnego jest emitowane wskroś gwiazdę. Syntezie jądrowej w środku środku gwiazdy towarzyszy ponadto skrzenie neutrin. Synteza helu we wnętrzu Słońca zachodzi do wnętrza całej objętości klejnoty rodzinne gwiazdy – taką właściwość mają gwiazdy ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella. Synteza cięższych pierwiastków wymaga wyższych temperatur, gęstości oraz trwa krócej:
| Synteza pierwiastków (do żelaza) | Temperatura v miliony K | gęstość (kg/cm3) | Czas trwania syntezy |
|---|---|---|---|
| H | 40 | 0,006 | 10 miliardów lat |
| He | 190 | 1,1 | 1 milion lat |
| C | 740 | 240 | 12 000 lat |
| N | 1 600 | 7400 | 12 lat |
| O | 2100 | 16 000 | 4 lata |
| S/Si | 3400 | 50 000 | 1 tydzień |
| żelazne jądro | 10 000 | 10 000 000 | - |
Masa gwiazd jest najważniejszym czynnikiem decydującym o szybkości reakcji termojądrowej plus tym samym historii gwiazdy. Każda słońce powstaje ze skupiska gazu międzygwiezdnego (głównie wodoru), kurczącego się wobec wpływem grawitacji. W tym skomplikowanym, niezbyt przyzwoicie na wskroś astronomów rozumianym procesie, powstają ciała niebieskie o najróżniejszych masach. Istnieje minimalna masa, którą składające się z wodoru zgromadzenie niebieskie musi dysponować żeby spełnić w środku swoim środku temperatury potrzebne do zaistnienia reakcji termojądrowych. Jest to dookoła 0,08 masy Słońca. Obiekty o masie mniejszej niż ta (lecz wciąż mnóstwo większej niż uziemienie Jowisza) są nazywane brązowymi karłami także nie są uważane zbyt gwiazdy.