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Ein gutes Beispiel für einen funktionierenden "Fusionsreaktor" liefert uns die Sonne selbst. Das für alle Stern so wichtige "Wasserstoffbrennen" kommt nach Erreichen von einer Temperatur von über 5 Millionen Kelvin in Gang. Neben der hohen Temperatur ist der enorm hohe Druck von 233 Gigabar (entspricht etwa der 2000fachen Verdichtung von festem Wasserstoff, wie er heutzutage unter Laborbedingungen erreichbar ist) im Zentrum der Sonne eine Voraussetzung für die funktionierende Kernschmelze. In der Sonne werden pro Sekunde 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 596 Millionen Tonnen Helium "verbrannt". Die fehlenden 4 Tonnen (= 0,66%) werden in Energie umgesetzt. (Massendefekt) Trotz dieses Massenverlustes hat die Sonne in 4,5 Milliarden Jahren nur 3 Promille ihrer Gesamtmasse verloren.
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