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  质量低于2.0太阳质量的恒星,在红巨星演化的阶段,氢的核融合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。这导致核融合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(),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,可能会有非核融合的质量损失,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,估计氦闪会释放约的能量,或约Ia超新星释放能量的0.3%,它的引发类似于碳-氧白矮星的碳融合点火。

  当氢气从联星的伴星吸积到"白矮星"上时,氢气可以融合成氦,产生范围较狭隘的吸积率,但大部分的氢气在简并态物质的白矮星内部形成一层氢气,这种氢可以在恒星表面形成氢气壳。当氢气的质量足够多时,失控的核融合会造成新星。在少数一些氢在表面融合的联星系统,积累的氦质量可以不稳定的燃烧产生氦闪。在某些联星系统,伴星可能已经失去大部分的氢,并将富含氦的物质捐赠给至秘型的主星。请注意中子星也会出现类似的闪光。

  壳层氦闪是有点类似但没有那么剧烈,发生在非简并态物质的非失控氦燃烧事件。这是在恒星生命后期的巨星阶段,在渐近巨星分支恒星的壳层中定期发生。恒星已经耗掉核心中大部分的氦,现在的核心由碳和氧组成。氦融合继续在核心周围的薄壳中进行,但会随着氦的耗尽而结束;同时在氦壳层上方的氢壳层也会进行氢融合成氦的反应。在累积到足够多的氦之后,氦融合会被再次点燃,导致热脉冲,进而导致恒星暂时膨胀和变亮(因为重新开始的氦融合产生的能量到达表面可能需要数年的时间,所以光度的脉冲会延迟)。认为这种脉冲可能每10,000年至100,000年发生一次,每次可能会持续数百年。 在闪耀之后,氦闪的循环可能会使氦壳层中的氦以指数每次衰减40%,热脉冲可能会导致恒星发展出气体和尘埃的拱星壳层 。
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融合,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」。