Sprawia to, że bardzo wydajnie prowadzą syntezę wodoru i są w stanie stabilnie świecić przez czas rzędu miliardów lat, aż zużyją go niemal w całości.
Gwiazdy o dużej masie Gwiazdy o masach porównywalnych ze Słońcem mają podobną do niego budowę, z zewnętrzną warstwą konwektywną tym cieńszą, im większa jest masa gwiazdy. Gwiazdy o większej masie (>1,5 M☉) mają konwektywne jądro, podczas gdy w otoczce dominuje transport ciepła na drodze promieniowania. Dla przypadku pośredniej masy, co w ciągu głównym odpowiada typowi widmowemu A, strefa konwektywna może nie występować; wówczas całe wnętrze gwiazdy wymienia ciepło na drodze promieniowania.
Olbrzymy mały|Budowa wewnętrzna gwiazdy ciągu głównego i czerwonego olbrzyma Wraz z wiekiem gwiazdy wodór, będący paliwem na ciągu głównym, zużywa się. Po zakończeniu syntezy wodoru w jądrze gwiazda opuszcza ciąg główny, w większości przypadków stając się olbrzymem. Taki obiekt ma rozdętą otoczkę o małej gęstości, w której zachodzi konwekcja. Strefa konwektywna olbrzyma może rozrosnąć się do takich rozmiarów, że sięgnie aż do jądra, umożliwiając wyniesienie produktów reakcji jądrowych ku powierzchni. Widmo gwiazdy zyskuje w ten sposób nietypowe linie, przez co gwiazda jest oznaczana jako osobliwa (pec od ). Takie zjawisko jest jednak krótkotrwałe w skali życia olbrzyma.