Elämän muodostumiseen ja nyky-yhteiskunnan ylläpitämiseen tarvittava energia on pohjimmiltaan peräisin Auringossa tapahtuvista fuusioreaktioista. Ainoastaan ydinvoima ja geoterminen energia ovat Auringosta riippumattomia energianlähteitä.

Aurinko on muiden tähtien tavoin syntynyt gravitaatiovuorovaikutuksen seurauksena. Gravitaatiovoima vetää ainetta kasaan, ja tiheyden kasvaessa myös paine ja lämpötila kasvavat. Aine muuttuu tällöin plasmaksi, erillisiksi atomiytimiksi ja elektroneiksi. Aineen kokoonpuristuminen gravitaation vaikutuksesta jatkuu, kunnes lopulta lämpötila ja siten hiukkasten lämpöliikkeen liike-energia nousevat niin korkeiksi, että hiukkasten väliset sähköiset hylkimisvoimat eivät enää riitä estämään hiukkasten fuusiota. Pelkästään hiukkasten lämpöliikkeen liike-energia ei riitä fuusioreaktion syntymiseen, vaan hiukkasten tunneloituminen mahdollistaa niiden pääsyn riittävän lähelle toisiaan.

Fuusioreaktioiden käynnistyessä tähden ytimessä alkaa vapautua energiaa, ja vapautuvan säteilyn paine tasapainottaa gravitaation kokoonpuristavan vaikutuksen. Fuusioreaktiot tapahtuvat Auringon ytimessä, jonka säde on noin neljännes koko Auringon säteestä. Fuusioreaktioissa vapautuva energia on peräisin massavajeesta. Energian suuruus lasketaan energian ja massan välisen yhteyden avulla: [[$ E=\Delta mc^2 $]]​

Auringon ytimessä fuusioreaktioita tapahtuu ketjuna, jossa yksinkertaisimmista vety-ytimistä, protoneista, syntyy muutaman vaiheen kautta helium-4 atomiytimiä. Tällaista fuusioreaktioketjua kutsutaan protoni-protoni-ketjuksi. Ensimmäisessä vaiheessa kahdesta protonista syntyy kahden protonin muodostama heliumatomin ydin. Muodostunut heliumatomin ydin voi hajota takaisin protoneiksi, mutta sen on mahdollista beetahajoamisen kautta muuttua myös deuteriumiksi, vetyatomin ytimeksi, jossa on yksi protoni ja yksi neutroni.

[[$ \quad ^{1}_{1}\textrm{H}+{^{1}_{1}\textrm{H }}\rightarrow \textrm{ } ^{2}_{1}\textrm{H}+{_+}_{1}^{0}\textrm{e}+\nu $]]​

Yllä esitetty reaktio on kuitenkin harvinainen tapahtuma, minkä vuoksi Auringon kaltaisessa tähdessä fuusioreaktiot pysyvät käynnissä 10 miljardin vuoden ajan. Aika on riittävän pitkä oman aurinkokunnan kaltaisen elämän kehittymiseen.

Seuraavassa vaiheessa deuteriumytimet fuusioituvat protonien kanssa kevyeksi heliumiksi, jossa on kaksi protonia ja yksi neutroni. Kevyet heliumit fuusioivat keskenään siten, että reaktiossa syntyy kahden protonin ja kahden neutronin muodostama heliumatomin ydin (helium-4-atomin ydin) sekä kaksi irrallista protonia.

[[$ \quad ^{2}_{1}\textrm{H}+{^{1}_{1}\textrm{H }}\rightarrow \textrm{ } ^{3}_{2}\textrm{He}\\ \, \\ \quad ^{3}_{2}\textrm{He}+{^{3}_{2}\textrm{He }} \rightarrow \textrm{ } ^{4}_{2}\textrm{He}+{^1_1}\textrm{H}+{^1_1}\textrm{H} $]]

Myös helium voi fuusioitua raskaammiksi hiukkasiksi, mutta tällaisten reaktioiden todennäköisyys kasvaa merkittäväksi tapahtumaksi vasta, kun lämpötila nousee Auringon ytimen lämpötilaa suuremmaksi. Heliumatomien ytimistä voi muodostua berylliumia, joka edelleen fuusioituu heliumatomin ytimen kanssa hiileksi. Hiili voi protonin kanssa fuusioitua typeksi ja typpi edelleen hapeksi. Kuuden ydinreaktion jälkeen lopputuotteeksi on syntynyt syklin aloittaneita hiili-12-isotooppeja, jotka voivat aloittaa hiilisyklin uudelleen. Samalla vedystä on muodostunut heliumia. Tätä tapahtuu auringonmassaisissa tähdissä vedyn käydessä vähiin tähden elinkaaren loppuvaiheessa ja raskaammissa tähdissä koko ajan.

Protoni-protoni-ketjun eri vaiheissa energiaa vapautuu yhteensä 26,7 MeV. Auringon energiantuottotapa selkeni tutkijoille vasta 1920-luvulla, jolloin Arthur Eddington esitteli ajatuksensa protonien fuusiosta heliumiksi. Ernest Rutherfordin ja Mark Oliphantin ydinfuusiokokeissa 1930-luvulla löytyivät vedyn raskaat isotoopit deuterium ja tritium sekä paljastui valtava energiamäärä, joka tähtien fuusioreaktioissa vapautuu.