Dans le Soleil, la fusion nucléaire transforme l’hydrogène en hélium et le fait de transformer un élément léger en un élément plus lourd libère une énergie proportionnelle à la différence de masse entre les éléments. D'après la fameuse équivalence de la masse et de l'énergie établie par Albert Einstein en 1905 : E=mc².

Bien sûr, la différence de masse entre un noyau d'hydrogène et un noyau d'hélium est infime. Mais la masse du Soleil et des autres étoiles est colossale : 2.10³⁰ kg. Résultat, pour briller comme il le fait aujourd'hui et depuis 4,6 milliards d'années, le Soleil n'a perdu que 10 % de sa masse. Notez que plus une étoile est massive, plus les conditions de température et de pression en son cœur permettent de réactions de fusion nucléaire. Ainsi les étoiles plus massives que notre Soleil brillent plus. Mais elles brûlent aussi leur carburant plus rapidement. Les étoiles moins massives, en revanche, apparaissent moins brillantes. Mais vivent plus longtemps.

Grâce au spectroscope, il est possible de connaitre la composition des gaz qui constituent une étoile.