Звездите се състоят предимно от най-лекото вещество - водорода. Ядрата на водорода могат по-лесно да преодолеят електричното отблъскване помежду си от ядрата на по-тежките елементи – първият подготвителен етап за евентуални термоядрени реакции. Явно в звездните недра са налице необходимата температура и плътност за осъществяване на следващото условие – преодоляване на потенциалната бариера на ядрата и тяхното сливане. Ниската вероятност за тази начална стъпка за отделната термоядрена реакция на синтез на хелий от водород определя бавния процес на промяна на глобалните параметри на звездата – химичният й състав и вътрешният строеж се изменят бавно докато протича термоядреното горене в ядрото.

Поради практически еднаквия химически състав следва да се очаква, че вътрешният строеж на звездите с водородно горене се определя от масата им, съгласно горната теорема.

масата на протослънчевия облак зависи мястото на звездата ни върху диаграмата на Хершпрунг-Ръсел /спектър-светимост/.

Теоретичните пресмятания показват, че при маси под 0,08 маси на Слънцето централните температури са недостатъчни за протичане на стабилен термоядрен синтез, а звезди с маси над 90 слънчеви маси са нестабилни, тъй като малки неустойчивости в централните им области водят до огромни изменения в мощността на генерираната термоядрена енергия. Затова водородното горене в ядрата на звездите е възможно за обекти с маси между тези две граници. От теоретичните модели, изчислени за интервала от маси 0,08-90 маси на Слънцето, е получена теоретична връзка между масата и светимостта – диаграмата “маса-светимост” за звездите от Главната последователност.

Следователно, звездите, в чиито ядра се извършва водородно горене, лежат върху Главната последователност на еволюционната диаграма на Хершпрунг-Ръсел.

В звездите от горната част на Главната последователност, където генерирането на енергия става чрез силно зависимия от температурата CN -цикъл, ядрата са конвективни, поради голямата стойност на светимостта, докато слоевете над тях са в лъчисто равновесие. Това са ярките масивни гиганти от спектрални класове О-В.