A fusión nucleyar alimenta una estrela entre a mayor parte d'a suya existencia. Inicialment, a enerchía se chenera por meyo d'a fusión d'atomos d'hidrocheno en o nuclio d'a estrela d'a seqüencia prencipal. Mas tarde, a medida que a preponderancia d'atomos en o nuclio se convierte en helio, estrelas como que o Sol prencipian a fusionar hidrocheno a lo largo d'una capa esferica que rodeya o nuclio. Iste proceso fa que a estrela creixca gradualment de grandaria, pasando por a etapa subchigant dica aconseguir a fase de chiganta roya. As estrelas con a lo menos a metat d'a masa d'o Sol tamién pueden prencipiar a chenerar enerchía a traviés d'a fusión de l'helio en o suyo nuclio, mientres que as estrelas mas masivas pueden fusionar elementos mas pesaus ​​a lo largo d'una serie de capas concentricas. Una vegada que una estrela como que o Sol ha acotolau o suyo combustible nucleyar, o suyo nuclio colapsa en una densa nana blanca y as capas externas son feitas fuera como que una nebulosa planetaria. As estrelas con arredol de diez u mas vegadas a masa d'o Sol pueden esclatar en una supernova quan os suyos nuclios de fierro inerte colapsan en una estrela de neutrons u un forato negro extremadament denso. Encara que l'universo no ye pro viello como pa que garra d'as nanas royas mas chicotas haiga plegau a la fin d'a suya existencia, os modelos estelars suchieren que lentament se tornarán mas brillants y calients antes de quedar-se sin combustible d'hidrocheno y convertir-se en nanas blancas de baixa masa.