Jądro Słońca Synteza wodoru w hel w Słońcu zachodzi od środka do około 25% promienia Słońca. Powyżej przechodzi w strefę promienistą otoczki. Gęstość materii w jądrze zmienia się od 20 g/cm3 (podobna do gęstości złota) na granicy ze strefą promienistą, do 150 g/cm3 w środku. Temperatura zawiera się w zakresie od 7 do 15 mln K w centrum. Ze względu na osiąganą temperaturę, cykl CNO odpowiada za zaledwie 1% przemian wodoru w hel w jądrze Słońca. Ocenia się, że od zainicjowania syntezy Słońce zużyło około 37% wodoru w jądrze, a za około 5–7 mld lat opuści ono ciąg główny.
Olbrzymy mały|Warstwowa struktura gwiazdy o dużej masie na ostatnim etapie życia (nie w skali) Po zużyciu wodoru w jądrze reakcje ustają, helowe jądro kurczy się przy jednoczesnej ekspansji otoczki i gwiazda opuszcza ciąg główny. W jądrach gwiazd o masie podobnej do Słońca wzrost gęstości i temperatury prowadzi do zapłonu reakcji syntezy helu w węgiel, znanego jako błysk helowy. Reakcje te noszą nazwę procesu 3-α. Gwiazdy o masie podobnej do Słońca nie mogą już wejść na kolejny etap syntezy i jako gwiazdy z gałęzi asymptotycznej (AGB) „spalają” hel w otoczce jądra, złożonego ze zdegenerowanej materii węglowo-tlenowo-azotowej.