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  質量低於2.0太陽質量的恆星,在紅巨星演化的階段,氫的核融合隨著氫的枯竭而在核心中停止,留下富含氦的核心。然而,氫的融合在核心外圍的殼層中仍繼續進行,產生的氦會繼續累積到核心,使核心的密度增加。但不同於大質量恆星的是溫度始終不能達到氦融合的水準,因此氦融合反應不會開始。這導致核融合產生的熱壓力已不足以對抗重力塌縮,與創造出在大多數恆星中發現的流體靜力平衡。這將導致恆星開始收縮並使溫度升高,直到它最終被壓縮到足以使氫芯成為簡併態物質。這種簡併壓力終於足以阻止最中心物質的進一步塌陷,但核心的其它部分仍繼續收縮,溫度也繼續上升,直到可以點燃氦融合反應的點(),並開始氦融合。  爆炸性的氦閃源於簡併態物質中。一旦溫度達到1億至2億K,氦融合就會開始使用3氦過程進行,溫度會迅速上升,進一步提高氦融合率,而因為簡併態物質是很好的熱傳導體,會使反應區域擴大。  然而,由於簡併壓力(純粹是密度的函式)是主導熱壓(與密度和溫度的乘積成比例),使總壓力與溫度的依賴度相當薄弱。因此,溫度的急遽升高只會導致壓力輕微增加,因此核心不會穩定的膨脹來降溫。  這種失控的反應速率在幾秒鐘內就能攀升至正常能量產量的1,000億倍左右,但要直到溫度升高到熱壓再次佔據主導地位的程度,簡併態物質才會被消除。 然後,核心可以膨脹而冷卻,氦的燃燒也會穩定與持續進行。  質量大於太陽2.25倍的恆星,核心可以達到燃燒氦所需要的溫度,而其核心不會成為簡併態物質,因此不會展現出這種型別的氦閃。質量非常低的恆星(不到0.5太陽質量),核心度永遠不會熱到可以點燃氦燃料的溫度,因此,簡併態物質的核心會繼續收縮,最終會成為一顆氦白矮星。  氦閃不能通過在恆星表面輻射的電磁波觀測到。因為氦閃發生在恆星核心的深處,淨效應是所有釋放的能量被整個核心吸收,並使簡併態物質恢復成一般的物質。早期的計算顯示,在某些情況下,可能會有非核融合的質量損失,但後來的恆星模型考慮到微中子的能量損失,表明沒有這樣的質量損失。  在1太陽質量的恆星,估計氦閃會釋放約的能量,或約Ia超新星釋放能量的0.3%,它的引發類似於碳-氧白矮星的碳融合點火。

  當氫氣從聯星的伴星吸積到"白矮星"上時,氫氣可以融合成氦,產生範圍較狹隘的吸積率,但大部分的氫氣在簡併態物質的白矮星內部形成一層氫氣,這種氫可以在恆星表面形成氫氣殼。當氫氣的質量足夠多時,失控的核融合會造成新星。在少數一些氫在表面融合的聯星系統,積累的氦質量可以不穩定的燃燒產生氦閃。在某些聯星系統,伴星可能已經失去大部分的氫,並將富含氦的物質捐贈給至祕型的主星。請注意中子星也會出現類似的閃光。

  殼層氦閃是有點類似但沒有那麼劇烈,發生在非簡併態物質的非失控氦燃燒事件。這是在恆星生命後期的巨星階段,在漸近巨星分支恆星的殼層中定期發生。恆星已經耗掉核心中大部分的氦,現在的核心由碳和氧組成。氦融合繼續在核心周圍的薄殼中進行,但會隨著氦的耗盡而結束;同時在氦殼層上方的氫殼層也會進行氫融合成氦的反應。在累積到足夠多的氦之後,氦融合會被再次點燃,導致熱脈衝,進而導致恆星暫時膨脹和變亮(因為重新開始的氦融合產生的能量到達表面可能需要數年的時間,所以光度的脈衝會延遲)。認為這種脈衝可能每10,000年至100,000年發生一次,每次可能會持續數百年。 在閃耀之後,氦閃的迴圈可能會使氦殼層中的氦以指數每次衰減40%,熱脈衝可能會導致恆星發展出氣體和塵埃的拱星殼層 。
氦閃是低質量恆星(0.8～2.0太陽質量)在紅巨星階段非常短暫的熱失控核融合,大量的氦經由3氦過程成為碳 。預測太陽在演化成紅巨星階段時,將在離開主序帶12億年後經歷氦閃。另一種更為罕見的熱失控氫融合過程也可能發生在白矮星表面發生,叫作「吸積」。