For en mer massiv protostjerne vil kjernetemperaturen etter hvert nå 10 millioner kelvin. Proton-proton-kjedereaksjonen vil starte opp og hydrogen vil begynne å fusjonere, først til deuterium, så til helium. I stjerner med litt over 1 solmasse (2,0 kg) vil CNO-syklusen bidra til en betydelig andel av energien. Starten på den kjernefysiske fusjonen fører relativt raskt til en hydrostatisk likevekt hvor energien som frigjøres i kjernen utøver et «strålingstrykk» som balanserer vekten av stjernes materie og forhindrer ytterligere gravitasjonskollaps. Stjernen utvikler seg derfor raskt til en stabil tilstand og begynner hovedseriefasen i sin utvikling.