Zdrojem energie hvězd je termojaderná fúze, tedy slučování lehčích jader na těžší za vzniku energie. K tomu může docházet jen při překonání odpudivé síly jader, což však v nitru Slunce není problém: tlak dosahuje hodnoty \(10^{16}\;{\rm Pa}\) a teplota \(1{,}5 \cdot 10^{16}\;{\rm K}\).
Ve hvězdách probíhá nejčastěji proton-protonový řetězec: Nejdříve dochází ke srážce dvou protonů \(\rm ^1_1 H\). Výsledkem této reakce je deuteron \(\rm ^2_1 H\), pozitron \(\rm e^{+}\) a neutrino:
Ke vzniku deuteronu může dojít i jinak: Opět dojde ke srážce dvou protonů \(\rm ^1_1 H\), ovšem s nimi se sloučí ještě elektron \(\rm e^{-}\). Výsledkem reakce je pak deuteron \(\rm ^2_1 H\) a neutrino:
Při druhé reakci se slučuje deuteron \(\rm ^2_1 H\) s protonem \(\rm ^1_1 H\) za vzniku jádra hélia \(\rm ^3_2 He\) a fotonu gama záření :
Poslední reakcí tohoto cyklu je slučování jader hélia \(\rm ^3_2 He\), vzniká \(\rm ^4_2 He\) a dva protony. Hélium \(\rm ^4_2 He\) se hromadí ve středu hvězd.
Záření (fotony \(\gamma\)) je pohlcováno a vyzařováno vrstvami Slunce a postupně se dostane až na jeho povrch, odkud je vyzářeno do okolního prostoru (kdyby náhle přestaly běžet fúzní reakce v jádře, Slunce by ještě zářilo asi milión let, než by doputovaly poslední zbytky záření z jádra na povrch).
Po vyhoření většiny protonů začne probíhat tzv. CNO cyklus, ve kterém vznikají jádra uhlíku, dusíku a kyslíku (tento cyklus je velmi důležitý, protože tyto prvky jsou v konečném stádiu života hvězdy vyvrženy do mezihvězdného prostoru, kde z nich mohou vznikat planety a na nich život).