Stjerner stråler ut enorme mengder energi og ville raskt ha kjølnet dersom energitapet ikke hadde blitt oppveid. Det er to måter stjerner kan produsere energi: Ved sammentrekning og ved kjernereaksjoner (fusjon).
Når en stjerne, eller en del av den, trekker seg sammen, øker gassens tetthet. Gasser som blir sammenpresset, får høyere temperatur. Samtidig kommer gassen nærmere stjernens sentrum slik at tyngdekreftene øker og potensiell gravitasjonsenergi blir frigjort. Dette kan sammenlignes med en stein som blir sluppet et stykke utenfor Jorden og så faller gjennom atmosfæren og treffer bakken. Den blir kraftig oppvarmet på sin vei gjennom atmosfæren, og mye energi blir frigjort i det den treffer bakken. All denne energien var potensiell gravitasjonsenergi som blir tilført steinen (omdannet til bevegelsesenergi) og deretter frigjort når atmosfæren og bakken treffes.
Stjerner som trekker seg sammen, frigjør altså energi. Solen kunne ha levd på denne energikilden i 20 millioner år. Siden Jorden, og derfor også Solsystemet og Solen selv, er 4,6 milliarder år, må andre energikilder være langt viktigere.
Hovedenergikilden til alle "normale" stjerner er fusjon av lette grunnstoffer til tyngre. I hovedseriestjerner fusjoneres hydrogen til helium enten ved PP-kjeden eller CNO-syklusen. Temperaturen i sentrum av disse stjernene er ca. 10 millioner K i de med minst masse (0.08 solmasser), mer enn 40 millioner K i de med mest masse (ca. 120 solmasser). Tettheten i sentrum av hovedseriestjerner varierer fra 1 til 200 g/cm3, den er størst i stjernene med minst masse.
Atomkjerner har positive ladninger og frastøter hverandre ganske kraftig (de har høy Coulomb-barriere). For å få fusjon, må atomkjernene derfor ha så stor hastighet at de klarer å overvinne frastøtningen og smelte sammen. Partiklenes hastigheter øker med temperaturen, slik at meget høye temperaturer er nødvendige for å muliggjøre fusjonsreaksjoner. Hydrogenkjerner har minst ladning, frastøter hverandre svakest, og reagerer derfor ved "lavest" temperatur.
CNO-syklusen dominerer når kjernetemperaturen er høyere enn ca. 20 millioner grader, noe som svarer til stjernemasser over ca. 1,5 solmasser. Begge prosessene går via mange enkeltreaksjoner, men resultatet av både PP-kjeden og CNO-syklusen er at 4 hydrogenatomer smeltes sammen til en heliumkjerne. Siden heliumkjernen veier mindre enn de fire hydrogenkjernene, blir det friggjort energi. Dette følger av Einsteins berømte ligning E=mc2 som sier at energi og masse er ekvivalente. I solen blir ca. 600 millioner tonn hydrogen hvert sekund omdannet til helium og 4,3 millioner tonn masse blir dermed omdannet til energi som stråles ut. Stjernens levetid på hovedserien avhenger sterkt av massen. Er massen 0.08 solmasser, lever den minst 1011 år (ingen av disse har rukket å forlate hovedserien ennå siden Universets alder er bare ca. 15 milliarder år). Er massen meget stor, mer enn 100 solmasser, lever stjernen bare 3 millioner år på hovedserien. Solen kommer til å tilbringe tilsammen 10 milliarder år som hovedseriestjerne; den er altså halvveis i sitt liv nå.
Til slutt har stjernen brukt opp alt tilgjengelig hydrogen (H), og kjernen består av helium (He). Energiproduksjonen i kjernen stopper opp. Dermed blir ikke lenger temperaturen høy nok til å skape nok gasstrykk til å motstå tyngdekreftene. Kjernen begynner derfor å trekke seg sammen. Temperaturen (og tettheten) stiger inntil den er drøyt 100 millioner K. Da er hastigheten til heliumkjernene, som har dobbelt så stor ladning som hydrogenkjernene, stor nok til at frastøtningen overvinnes. Dermed begynner tre og tre heliumkjerner å smelte sammen til karbon i trippelalfa-reaksjonen (heliumkjerner kalles også alfapartikler), og stjernen har fått en ny energikilde som kan vare en god stund. I et skall utenfor den heliumbrennende kjernen finnes det fortsatt H som begynner å fusjonere til He fordi sammentrekningen av kjernen får temperaturen til å stige noe også her. De ytre lagene blir blåst kraftig opp (se Fig. 4). Hvis stjernen har mye masse, blir den en rød superkjempe, ellers en rød kjempe. Uansett havner den langt oppe mot høyre i HR-diagrammet. Røde superkjemper kan ha virkelig kolossale dimensjoner, som vist i bildet av Betelgeuse (Fig. 5).
Figur 5: Superkjempen Betelgeuse har gigantiske dimensjoner. I dette bildet, tatt med romteleskopet Hubble, ser vi den som en skive og kan sammenligne dens størrelse med solsystemets.
Til slutt vil stjernen også ha fusjonert alt heliumet i kjernen til karbon. Dersom stjernen har nok masse (slik at temperaturen kan bli høy nok), blir det suksessive perioder med fusjon. En typisk stjerne med stor masse gjennomgår disse stadiene (varigheten angitt i parentes): H-brennning (10 millioner år) -> He-brenning (1 million år) -> C-brenning (170 år) -> Ne-brenning (1,2 år) -> O-brenning (6 måneder) -> Si-brenning (1 - 2 døgn)
Når stjernen har kommet til silisiumbrenning, er det lag på lag med ulike fusjonsprosesser utover fra stjernens indre. Når ett brensel antennes i kjernen, brenner det foregående brenselet fortsatt i et skall utenfor. Med tiden brer derfor fusjonsprosessene seg utover som ringer i vann, men når silisiumbrenning er avsluttet i kjernen, er stjernens liv ubønnhørlig slutt. Temperaturene og tetthetene for hvert skall i en stjerne helt på slutten av silisiumbrenning er vist i Fig. 6. De viktigste kjerneprosessene og resultatene av disse i hvert lag er også antydet.
Når temperaturen overstiger ca. 1 milliard K, d.v.s. fra og med Ne-brenning, er fotonene så energirike at de er i stand til å spalte tunge kjerner (dette kalles fotodissosiasjon). De bryter løs alfapartikler (He-kjerner), og sammen med frie protoner og nøytroner som dannes i ulike kjernereaksjoner, kan de fusjonere med alle de ulike typene med atomkjerner i gassen. Ved høye temperaturer og tettheter begynner også elektroner og positroner å reagere med mange ulike kjerner. Fotonene er i stand til spontant å danne elektron-positron-par, som ikke har noe å gjøre med elektroner fra ionisering av atomer. Positroner og elektroner vil annihilere hverandre etter meget kort tid, men ved riktig høye temperaturer kan det være en betydelig likevektskonsentrasjon av positroner i gassen:
foton <--> elektron + positron
I de seneste stadiene, består gassen av smørje av ulike atomkjerner, protoner, alfakjerner, nøytroner, elektroner, positroner og energirike fotoner. Det foregår tusenvis av ulike kjernereaksjoner på samme tid mellom ett par hundre, eller flere, ulike atomkjerner. Situasjonen er ekstremt komplisert og uhyre vanskelig å beregne på datamaskin.
Silisiumbrenning omdanner via tusenvis av ulike kjernereaksjoner silisium, og andre middels lette grunnstoffer, til jern og nikkel. Det er vanlig å sammenfatte dette som Si -> Fe, selv om silisiumkjerner i virkeligheten ikke smelter sammen, men det endelige resultatet blir som om det hadde skjedd. Når stjernen har fått en kjerne av jern og nikkel, klarer den ikke å produsere mer energi ved fusjonsprosesser. Produksjon av tyngre grunnstoffer ville ha forbrukt og ikke produsert energi.
Figur 6: Strukturen til en stjerne med stor masse rett før den eksploderer som supernova type II. De ulike skallene er ikke vist i samme skala: I virkeligheten er de innerste lagene så tynne og den innerste kjernen så liten, at de knapt hadde vært synlige på samme skala som den de ytterste er tegnet i. (Trykk for større utgave)
De aller fleste grunnstoffene på Jorden er skapt i slike massive stjerner, eller i supernovaeksplosjonen som følger etter avsluttet silisiumbrenning (dette kalles nukleosyntese). Grunnstoffene som er tyngre enn jern og nikkel produseres på en annen måte enn de lettere grunnstoffene. Nøytroner behøver ikke å trenge igjennom noen Coulomb-barriere og kan, hvis de eksisterer fritt, reagere med alle kjernene. Dermed fås tyngre isotoper av grunnstoffene. Etterhvert blir disse så tunge at de ikke lenger er stabile og da decayer (henfaller) de, f.eks. ved å sende ut et elektron. På\ denne måten kan naturen sikk-sakke seg oppover mot tyngre grunnstoffer, helt til uran nås. Prosessene kalles s-prosessen og r-prosessen der "s" står for "slow" og "r" for "rapid". s-prosessen forekommer under stabile utviklingstadier, bl.a. under heliumbrenning i stjerner med stor masse. r-prosessen forekommer trolig under, eller like før, supernovaeksplosjoner og er meget rask med store konsentrasjoner av frie nøytroner.
Det finnes ytterligere én meget viktig prosess som bestemmer hvordan stjernene utvikler seg i sine sene stadier: Nøytrinoemisjon. Ved temperaturer høyere enn ca. 108 K og/eller relativt store tettheter begynner gassen spontant å produsere nøytrinoer. Disse reagerer nesten ikke med vanlig materie og forsvinner rett ut av stjernene sammen med sin energi (det trengs ca. 1 lysår med bly for å stoppe de fleste nøytrinoene). I motsetning til fotoner som bidrar til å holde temperaturen og dermed trykket oppe, er nøytrinoene et rent tap for stjernene. For å oppveie energitapet, må det indre av stjernene trekke seg sammen. Dermed stiger temperaturen, kjernereaksjonene går raskere, nøytrinotapet øker enda mer osv. Nøytrinoemisjonen gjør at utviklingen i de sene stadiene stadig akselereres kraftig; som nevnt over tar f.eks. silisiumbrenning bare et par døgn, mens heliumbrenning varer en million år for en bestemt stjerne. Når stjerners struktur og utvikling og nukleosyntesen av alle grunnstoffene skal beregnes, er det nødvendig å vite hvor raske kjernereaksjonene er som funksjon av temperatur, tetthet og kjemisk sammensetning. Det viser seg at reaksjonsratene er meget følsomme for temperaturen, og er blant de raskest varierende funksjoner i fysikken! Mange detaljer er etter 40 års forskning likevel fortsatt temmelig usikre.