Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años.

A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión. Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO)

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Imagen de la estrella altamente masiva Eta Carinae, capturada por el telescopio espacial Hubble de la NASA. Las nebulosas circundantes tienen un diámetro longitudinal de aproximadamente 0,5 años luz.

Aun así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow.

Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición.

Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 107 K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:

4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)

2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV)

Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:

4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:

En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 108 K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be

4He + 8*Be + 67 keV → 12*C

12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

La reacción global es:

34He → 12C + γ + 7.2 MeV