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氦闪是低质量恒星（0.8～2.0太阳质量）在红巨星阶段非常短暂的热失控核聚变，大量的氦经由3氦过程成为碳。预测太阳在演化成红巨星阶段时，将在离开主序带12亿年后经历氦闪。另一种更为罕见的热失控氢融合过程也可能发生在白矮星表面发生，叫作“吸积”。

低质量恒星不能产生足够的重力压力启动正常的氦融合。当核心中的氢耗尽后，留在核心的氦会被压实成简并态物质，以量子力学压力支撑来对抗重力塌缩，而不是热压力来支撑。这使核心的密度和温度持续增加。当温度达到一亿K，就有足够的热，导致氦融合（或氦燃烧）在核心进行。然而，简并态物质的一种基本性质是在热压力变得非常高，超过简并压力之前，温度的变化不会产生体积的变化。在主序星阶段，恒星以热膨胀调节核心的温度，但在简并态物质的核心没有这种机制。氦融合增加了温度，从而增加了核聚变的速率，进而使反应中的温度失去控制，形成热失控的核反应。这产生非常快速的氦融合，但只持续了几分钟，产生一个非常强烈的闪光。短暂的时间内释放出能量的速率相当于整个银河系的效率。

在正常状态下，低质量恒星的巨大能量释放，会导致核心大部分的脱离简并态，从而能够因热而膨胀。然而，消耗的能量与氦闪释放的总能量一样多，而且任何的多余能量都会被外层吸收。因此，氦闪大多无法经由观测探测到，而只能经由天体物理模型描述。核心在膨胀之后开始冷却，大约只要经历10,000年的时间，光度和半径都将只有原先的2%。据估计，电子简并态的氦核心质量约为恒星质量的40%，而核心的6%被转化成碳。

红巨星

质量低于2.0太阳质量的恒星，在红巨星演化的阶段，氢的核聚变随着氢的枯竭而在核心中停止，留下富含氦的核心。然而，氢的融合在核心外围的壳层中仍继续进行，产生的氦会继续累积到核心，使核心的密度增加。但不同于大质量恒星的是温度始终不能达到氦融合的水准，因此氦融合反应不会开始。这导致核聚变产生的热压力已不足以对抗重力塌缩，与创造出在大多数恒星中发现的流体静力平衡。这将导致恒星开始收缩并使温度升高，直到它最终被压缩到足以使氢芯成为简并态物质。这种简并压力终于足以阻止最中心物质的进一步塌陷，但核心的其它部分仍继续收缩，温度也继续上升，直到可以点燃氦融合反应的点（≈1×108 K），并开始氦融合。

爆炸性的氦闪源于简并态物质中。一旦温度达到1亿至2亿K，氦融合就会开始使用3氦过程进行，温度会迅速上升，进一步提高氦融合率，而因为简并态物质是很好的热传导体，会使反应区域扩大。

然而，由于简并压力（纯粹是密度的函数）是主导热压（与密度和温度的乘积成比例），使总压力与温度的依赖度相当薄弱。因此，温度的急遽升高只会导致压力轻微增加，因此核心不会稳定的膨胀来降温。

这种失控的反应速率在几秒钟内就能攀升至正常能量产量的1,000亿倍左右，但要直到温度升高到热压再次占据主导地位的程度，简并态物质才会被消除。 然后，核心可以膨胀而冷却，氦的燃烧也会稳定与持续进行。

质量大于太阳2.25倍的恒星，核心可以达到燃烧氦所需要的温度，而其核心不会成为简并态物质，因此不会展现出这种类型的氦闪。质量非常低的恒星（不到0.5太阳质量），核心度永远不会热到可以点燃氦燃料的温度，因此，简并态物质的核心会继续收缩，最终会成为一颗氦白矮星。

氦闪不能通过在恒星表面辐射的电磁波观测到。因为氦闪发生在恒星核心的深处，净效应是所有释放的能量被整个核心吸收，并使简并态物质恢复成一般的物质。早期的计算显示，在某些情况下，可能会有非核聚变的质量损失，但后来的恒星模型考虑到微中子的能量损失，表明没有这样的质量损失。

在1太阳质量的恒星，估计氦闪会释放约5×1041 J的能量，或约Ia超新星释放能量1.5×1044 J的0.3% ，它的引发类似于碳-氧白矮星的碳融合点火。

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