I middels tunge stjerner som solen skjer forbrenningen ved at hydrogen fusjonerer til helium i en proton-proton-reaksjon. Gravitasjonen får stjernen til å dra seg sammen og gjør at trykket og temperaturen i kjernen øker så mye at protoner smelter sammen til helium. Stjernen lyser så med nesten konstant styrke i mange milliarder år. I løpet av denne perioden akkumuleres det tyngre heliumet, restproduktet fra hydrogenfusjonen, i stjernens sentrum. Temperaturen i stjernens kjerne øker ettersom mengden av helium i kjernen øker. Når temperaturen overstiger  K vil den noe raskere CNO-syklusen bli dominerende og øke hastigheten på forbrenningen.