W niezbyt masywnych gwiazdach ciągu głównego podstawową reakcją jest synteza jądra helu. Aby synteza nastąpiła, jądra wodoru (protony) muszą się zbliżyć na odległość zasięgu oddziaływania jądrowego (około 1 fm = 10−13 cm). Protony odpychają się jednak elektrostatycznie, a zatem muszą pokonać barierę potencjału o wartości około E = 1 MeV. Taką energię termiczną mają cząstki o temperaturze 1010 K. Tak wysokiej temperatury nie ma we wnętrzu gwiazd, ale przebieg zjawiska w niższej temperaturze tłumaczy zjawisko tunelowe.
Proces syntezy helu z wodoru przebiega w wyniku kilku procesów:
Proces ten jest konsekwencją oddziaływań słabych (wymiany bozonu W). Podczas syntezy następuje odwrotny rozpad β:
Reakcja ta, jako konsekwencja oddziaływań słabych, jest bardzo powolna. Powoduje to, że gwiazdy świecą długo, a nie „spalają się” w jednej chwili, lecz w ciągu milionów czy miliardów lat. W wyniku tej reakcji i w wyniku oddziaływania jądrowego tworzy się deuter:
Reakcja ta jest niezmiernie wolna. Następna reakcja:
prowadzi do powstania izotopu helu-3, który ulega fuzji sam ze sobą: