Desde el Big Bang 7

Una vez completado el proceso de ionización la temperatura y la presión del gas pueden aumentar para oponerse a la compresión, y ésta sufre una brusca desaceleración. El volumen que ocuparía nuestra protoestrella sería aproximadamente el de una órbita terrestre.

 Presión y gravedad logran llegar al equilibrio. El gas alcanza el denominado "equilibrio hidrostático". Todavía no se producen reacciones nucleares y la protoestrella carece de una fuente de energía interna, por lo que debe continuar contrayéndose para evitar la presión del gas, que sigue radiando gran cantidad de energía.
Y, en este momento, una vez alcanzado el "equilibrio hidrostático", surge otro problema (ahora entiendo por qué a las actrices famosas las llaman estrellas: no dan más que problemas y quebraderos de cabeza): la superficie de la estrella no debe enfriarse demasiado, pero la radiación queda atrapada en el núcleo, por lo que no puede calentar las capas exteriores.
La naturaleza, siempre sabia y astuta, inventó la convección: inmensas bolsas de gas recalentado suben hacia la superficie de la protoestrella, mientras que el gas más frío se hunde hacia el centro. 

 Llegado el momento en que se establecen estas corrientes de convección, la luminosidad de la estrella experimenta un incremento súbito durante un brevísimo espacio de tiempo (1 año aproximadamente). La radiación que emite sigue siendo infrarroja, pero ya está próxima a la luz visible.
Cuando se alcanza la temperatura adecuada en la superficie, la radiación emitida adquiere la longitud de onda de la luz visible para el ojo humano, y podemos decir que ha empezado a brillar.
Conforme aumenta la temperatura en la superficie de la estrella se hace más fácil el aporte calorífico desde el centro de la misma mediante la radiación, perdiendo protagonismo la convección (a pesar de los servicios prestados, la dejan arrinconada. Os suena de algo?)
En esos momentos, en las capas intermedias de la protoestrella la densidad es parecida a la del agua. Puede parecer poca cosa, pero desde el Big Bang, durante cientos de millones de años, el universo no había conocido nada igual. En unos pocos cientos de miles de años, la nube de gas primigenia ha aumentado su densidad 1 trillón de veces (1.000.000.000.000.000.000).

Con esta densidad y esta temperatura pueden darse otros procesos físicos, y comienzan a tener lugar las reacciones nucleares. El Hidrógeno ( 1 protón), puede unirse al deuterio (1 protón+1neutrón), y formar un isótopo del Helio llamado Helio3 (los isótopos de un elemento químico se caracterizan por tener en su núcleo idéntico número de protones, pero diferente número de neutrones). En este proceso, al unirse las partículas, se libera energía en forma de radiación.

Pero la cantidad de deuterio es tan ecasa que, aunque se genere muy rápidamente, la energía resultante apenas es suficiente para generar la presión suficiente para contrarrestar la gravedad, por lo que la protoestrella sigue contrayéndose.

 
Mas las interacciones entre las partículas se siguen produciendo. El Helio3 puede colisionar con  Deuterio, con Hidrógeno y con más Helio3. Al producirse estos choques lo más probable es que el átomo de Helio3 resulte destruido, pero si se logra que su densidad sea la necesaria, la interacción más numerosa será con Helio3, lo que dará lugar a un isótopo más estable: el Helio4. En este proceso se liberan dos protones, generándose una gran cantidad de energía.
Pero, siempre hay un pero, recordemos que incluso con 10 millones de grados y la densidad increíble del corazón de la protoestrella, ningún protón posee la energía necesaria para llegar a acercarse a otro protón y formar deuterio, así que la naturaleza echa mano de la mecánica cuántica. Veamos cómo:
Los protones se encuentran en lo que se denomina "distribución térmica", es decir que hay protones que poseen más energía de la media (1 de cada 10 millones aproximadamente), aunque incluso los más energéticos sólo tienen 1 centésima parte de la energía requerida para vencer la repulsión provocada por la carga eléctrica idéntica. Pero los misterios de la mecánica cuántica (la que rige para átomos y partículas) permite que en rarísimas ocasiones se aproximen los protones sin necesidad de haber vencido por completo la repulsión. las probabilidades son mínimas, pero hay tantos protones y tantas colisiones que estas interacciones se llegan a producir.  A temperaturas de 15 millones de grados 1 de cada 100 millones de protones tiene una energía 13 veces superior a la media.

Una vez puesto en marcha el proceso de fusión nuclear ya es imparable, y la energía que se origina, transformada en calor, es tan grande que la presión del gas ya es capaz de contrarrestar la gravedad, y, por lo tanto, la contracción, de lo que ya es definitivamente una estrella.