La combustion de l’hydrogène est un processus qui a lieu dans chaque étoile, par lequel les noyaux d’hydrogène sont fusionnés en hélium à des températures et des pressions élevées. C’est le type de processus le plus courant connu sous le nom de nucléosynthèse stellaire. Après le Big Bang, l’univers était composé d’environ 75 % d’hydrogène et 25 % d’hélium. Aujourd’hui, les proportions ne sont pas si différentes, mais il y a de nouveaux éléments – l’univers est composé d’environ 74% d’hydrogène, 24% d’hélium et 2% d’autres éléments. Ces autres éléments, les plus courants étant l’oxygène (1 %), le carbone (4 %), le néon (1 %), le fer (1 %) et l’azote (1 %) sont tous des produits de la nucléosynthèse stellaire — la synthèse d’éléments plus lourds dans les noyaux stellaires. Des éléments plus lourds que le fer sont créés dans les supernovae.
La formation d’étoiles se produit dans des nuages de gaz denses dans l’espace interstellaire. On les appelle régions H II ou pépinières stellaires. Finalement, une forte concentration de masse apparaît dans une zone de la taille de notre système solaire. C’est ce qu’on appelle un globule de Bok. Lorsque la température et la pression en son centre atteignent un certain niveau (environ 10 millions de degrés Kelvin), l’inflammation de l’hydrogène se produit et de grandes quantités de chaleur et de lumière sont produites. C’est la naissance d’une star.
Lorsqu’une étoile brûle de l’hydrogène, on dit qu’elle fait partie de la séquence principale et est appelée étoile naine. Notre Soleil est une naine jaune. Les étoiles de la séquence principale sont les étoiles les plus courantes dans l’univers, principalement en raison du temps nécessaire à la combustion de l’hydrogène. Seul un infime pourcentage des noyaux du noyau stellaire est fusionné en hélium chaque année. Si l’hydrogène brûlait rapidement, la majeure partie de l’hydrogène dans l’univers aurait déjà été consommée par des réactions nucléaires et convertie en éléments plus lourds, rendant la formation d’eau (H2O) – et donc la vie – difficile, voire impossible.
La façon dont une étoile évolue après sa formation dépend de sa masse. Plus l’étoile est massive, plus elle brûle rapidement son carburant. Dans les étoiles les plus massives, la combustion de l’hydrogène est en grande partie terminée après seulement quelques millions d’années, et l’étape suivante, la combustion de l’hélium, commence. Dans des étoiles comme notre Soleil, l’étape de combustion de l’hydrogène devrait durer neuf milliards d’années. Dans les étoiles d’un dixième de la masse du Soleil, la combustion de l’hydrogène peut durer jusqu’à mille milliards d’années ! De telles étoiles sont nettement plus froides que notre Soleil.