燃烧是发生在一些恒星和次恒星天体的核融合反应，其中的氘原子核和质子相结合，形成一个氦-3核融合反应。当核心的氘燃烧停止，只有在能量的传输从对流切换成辐射之后，围绕着氘被耗尽的核心会形成能量障蔽，然后原恒星核心的温度才会增高。在次恒星天体由于氢燃烧比氘燃烧更高的温度和压力，因此有些天体的质量虽然可以燃烧氘，却不足以燃烧氢。

氘燃烧，它发生在质子-质子链反应的第二阶段，由两个质子融合形成一个氘原子核，再进一步与另一个质子融合；但也可以是原初的氘燃烧过程。

氘是最容易在原恒星熔融的核心与质子融合的原子核，当原恒星核心的温度超过10 K就可以燃烧。这种反应的速率对温度相当敏感，所以温度不会上升太多。氘燃烧驱动的对流会运载热量到表面。

如果没有氘燃烧，就不会有质量不超过2-3太阳质量的恒星，因为在前主序阶段的恒星必须继续吸积质量才能引发氢燃烧I 氘燃烧阻止了这种情况的发生，它使核心的温度上升至约1,000万度，而在这温度以下氢燃烧是无法进行的。

环绕着辐射区的物质中依然含有丰富的氘，氘的燃烧会以壳层的形式逐渐外移，而原恒星的辐射层也会逐渐增大。核反应在低密度的外层区域生，会导致原恒星的膨胀，减缓引力造成的收缩和推迟它到达主序带。氘燃烧的总能量足以和引力收缩释放出的相抗衡。

由于氘在宇宙中的数量不足（有限），原恒星能供应的因而受到限制。在数百万年的时间后，它将被完全耗尽。

由于氢燃烧比氘燃烧更高的温度和压力，因此有些天体的质量虽然可以燃烧氘，，却不足以燃烧氢。这些天体被称为棕矮星，而它们的质量在13-80木星质量之间。棕矮星在它们的氘燃烧完之前，最多只能发光约一亿年。

虽然与质子的融合是消耗氘的最主要方法，但其他的反应也是可能的。这些反应包括与另一个氘和融合成氦-3、、或氦-4（罕见），或是形成各种不同的锂同位素。