¿Cómo sobreviven las estrellas a su propia atracción gravitatoria?

Las reacciones de fusión nuclear no sustentan a la estrella por sí mismas; lo que sustenta a la estrella es un gradiente de presión .

La condición de equilibrio mecánico hidrostático (esféricamente simétrico) es que

Para generar un gradiente de presión, la estrella debe ser una combinación de más caliente y más densa en su centro que en sus partes exteriores. La compresión gravitacional calentará la estrella y detendrá temporalmente el colapso de una estrella, pero el problema es que este calor se irradia gradualmente desde la superficie estelar. Para mantener una temperatura central alta, se requiere algún tipo de fuente de energía interior y ahí es donde entra la fusión nuclear (o "quema nuclear").

Dado que estas reacciones de fusión nuclear son muy sensibles a la temperatura, actúan como un termostato en el centro de la estrella, manteniendo la temperatura lo suficientemente alta como para que la tasa de reacción nuclear equilibre las pérdidas radiativas en la superficie estelar. Si la estrella se contrajera, la temperatura aumentaría y también lo harían las velocidades de reacción nuclear; esto a su vez aumentaría aún más la temperatura y la presión en el núcleo, la estrella se expandiría, restableciendo así el equilibrio.

En pocas palabras, la gravedad tiende a juntar la estrella. Las cosas que se oponen son la presión de radiación y las presiones de degeneración (electrones y neutrones) en general. En las enanas blancas y las estrellas de neutrones domina la última, mientras que en las supergigantes domina la primera. Estabilizan el radio de la estrella, durante largos periodos, que luego cambia debido al continuo proceso de fusión en el interior de las estrellas.