Väteförbränning är en process som äger rum i varje stjärna, varvid vätekärnor smälts samman till helium vid höga temperaturer och tryck. Det är den vanligaste typen av process som kallas stjärnnukleosyntes. Efter Big Bang bestod universum av cirka 75 % väte och 25 % helium. Idag är proportionerna inte så olika, men det finns nya grundämnen – universum består av cirka 74% väte, 24% helium och 2% andra grundämnen. Dessa andra grundämnen, de vanligaste är syre (1 %), kol (,4 %), neon (,1 %), järn (1 %) och kväve (1 %) är alla produkter av stjärnnukleosyntesen – syntesen av tyngre grundämnen i stjärnkärnor. Grundämnen tyngre än järn skapas i supernovor.
Stjärnbildning sker i täta gasmoln i det interstellära rymden. Dessa kallas H II-regioner eller stellar plantskolor. Så småningom uppstår en hög koncentration av massa i ett område som är ungefär lika stort som vårt solsystem. Detta kallas en bokkula. När temperaturen och trycket i dess centrum når en viss nivå (cirka 10 miljoner grader Kelvin) uppstår väteantändning och stora mängder värme och ljus produceras. Detta är födelsen av en stjärna.
När en stjärna ägnar sig åt vätebränning sägs den vara i huvudsekvensen och kallas en dvärgstjärna. Vår sol är en gul dvärg. Huvudsekvensstjärnor är de vanligaste stjärnorna i universum, främst på grund av hur lång tid det tar för väteförbränning att äga rum. Endast en liten procentandel av kärnorna i stjärnkärnan smälts samman till helium per år. Om väte brändes snabbt skulle det mesta av vätet i universum redan ha förbrukats av kärnreaktioner och omvandlats till tyngre grundämnen, vilket gör bildningen av vatten (H2O) – och därmed livet – svårt om inte omöjligt.
Hur en stjärna utvecklas efter dess bildande beror på dess massa. Ju mer massiv stjärnan är, desto snabbare förbränner den sitt bränsle. I de mest massiva stjärnorna är väteförbränningen mestadels avslutad efter bara några miljoner år, och nästa steg – heliumförbränning, börjar. I stjärnor som vår sol förväntas väteförbränningsstadiet pågå i nio miljarder år. I stjärnor med en tiondel av solens massa kan väteförbränningen pågå så länge som en biljon år! Sådana stjärnor är betydligt kallare än vår sol.