La matière est formée d'entités microscopiques appelées atomes. Ceux-ci sont eux-mêmes constitués de particules encore plus petites, les électrons, les protons et les neutrons. Les électrons sont responsables des interactions de type chimique et leurs mouvements incessants donnent naissance à une sorte de nuage électronique qui définit la taille des atomes, de l'ordre du dix-milliardième de mètre. Au centre de l'atome se trouve le noyau, un ensemble qui regroupe des particules appelées protons et neutrons. Le noyau est très compact, environ 100 000 fois plus petit que l'atome lui-même. Il n'a pas d'influence directe sur les propriétés chimiques de l'atome, mais c'est lui qui intervient lors des réactions nucléaires.

Du fait des très hautes températures qui règnent au centre du Soleil, toutes les particules sont très agitées. Les atomes ne peuvent pas exister sous leur forme normale car les électrons et les noyaux refusent de s'associer. La matière est alors ionisée, c'est-à-dire formée d'électrons et de noyaux libres, et les collisions entre particules sont très nombreuses. Lors d'une de ces collisions, deux noyaux peuvent parfois se coller l'une à l'autre et fusionner pour donner naissance à un nouveau noyau : c'est une réaction nucléaire.

Dans le Soleil, constitué essentiellement d'hydrogène, la plupart des réactions mettent en jeu de simples protons. Nous décrirons plus loin les réactions exactes qui se déroulent, mais retenons pour l'instant que le résultat global est la transformation de quatre protons en un noyau d'hélium, constitué de deux neutrons et de deux protons. La propriété remarquable de cette réaction réside dans le fait que la masse d'un noyau d'hélium est légèrement inférieure à la somme des masses de quatre protons. La réaction nucléaire de fusion s'accompagne donc d'une perte de masse.

Or, au début de ce siècle, le physicien allemand Albert Einstein montra par sa théorie de la relativité que masse et énergie étaient deux grandeurs équivalentes. C'est la fameuse relation, E=mc2, qui énonce que l'énergie est égale au produit de la masse par le carré de la vitesse de la lumière. Au centre du Soleil, la perte de masse qui accompagne la transformation de quatre protons en un noyau d'hélium correspond à une libération d'énergie. C'est ainsi en transformant une fraction de sa masse que notre Soleil trouve les ressources qui lui sont nécessaires. Cette méthode est beaucoup plus efficace que les réactions chimiques ou la contraction Kelvin-Helmholtz. Elle permet à une étoile comme la nôtre de briller pendant 10 milliards d'années.

Deux types de réactions

La transformation d'hydrogène en hélium peut se faire de deux manières différentes. La première, proposée par l'astronome américain Charles Critchfield, s'appelle la chaîne proton-proton. Tout commence avec deux protons qui fusionnent pour former du deutérium, c'est-à-dire un noyau formé d'un proton et d'un neutron. Le deutérium va ensuite rencontrer un troisième proton et engendrer un noyau d'hélium-3, formé de deux protons et d'un neutron. A partir de ce moment, la chaîne proton-proton peut suivre deux chemins différents. Dans le cas le plus fréquent, deux noyaux d'hélium-3 se rencontrent et produisent un noyau d'hélium-4 formé de deux protons et deux neutrons, tout en libérant les deux protons en trop. Plus rarement, un noyau d'hélium-3 et un d'hélium-4 fusionnent pour donner du bérillium-7. Celui-ci subit alors quelques transmutations pour finalement se désintégrer en deux noyaux d'hélium-4. Dans les deux cas, la chaîne proton-proton aboutit à un noyau d'hélium à partir de quatre protons.

L'autre manière de convertir de l'hydrogène en hélium s'appelle le cycle du carbone. Elle fut découverte indépendamment par l'Américain Hans Bethe et l'Allemand Carl von Weizsäcker en 1938. Le cycle commence avec la collision d'un proton avec un noyau de carbone-12, ce qui n'est évidemment possible que s'il y a déjà du carbone présent dans l'étoile. Un noyau d'azote-13 est créé, qui va rapidement se transmuter en carbone-13. Celui-ci fusionne avec un deuxième proton pour donner de l'azote-14, puis un troisième pour engendrer de l'oxygène-15. Ce nouveau noyau se transmute alors en azote-15. Lors de la rencontre avec un quatrième proton, le noyau se désintègre finalement en produisant de l'hélium-4 et un noyau de carbone-12 identique à celui qui a initié le cycle. Ainsi le carbone est reconstitué à la fin du cycle, mais quatre protons ont entre temps été regroupés en un noyau d'hélium. Le résultat est le même que pour la chaîne proton-proton, le carbone n'étant ici que pour faciliter les différentes réactions et pouvant être considéré comme un catalyseur. 

La proportion d'énergie revenant à chacun de ces processus dépend de la température au centre de l'étoile, donc de sa masse. Les étoiles dont la masse est inférieure à deux fois celle du Soleil ont une température interne relativement basse. Leur production d'énergie est par conséquent contrôlée par la chaîne proton-proton. Les étoiles plus massives sont beaucoup plus chaudes, ce qui rend le cycle du carbone très efficace. Celui-ci fournit alors presque la totalité de l'énergie de l'étoile.