Ewolucja gwiazdy zależy od jej masy. Na najwolniejszym etapie ewolucji, czyli na etapie termonuklearnej syntezy helu z wodoru, rzeczywiście transport energii z wnętrza gwiazdy odbywa się różnie. W Słońcu mamy promieniste jądro, a konwekcja działa dopiero od około 0,75 promienia od centrum aż do powierzchni. W jądrze Słońca zachodzą reakcje syntezy helu poprzez cykl p-p, czyli praktycznie wyłącznie przy wykorzystaniu jąder wodoru — protonów. W gwiazdach masywniejszych, w centrach których temperatury są wyższe, bardziej wydajny jest cykl CNO. W tym cyklu jądra węgla, azotu, tlenu, a także fluoru pomagają w syntezie protonów w jądra helu. Cykl CNO jest dominującym źródłem energii w gwiazdach o masach począwszy od 1,6 masy Słońca. Wówczas transport energii z samego wnętrza staje się bardziej efektywny poprzez konwekcję. Im gwiazda jest masywniejsza na etapie spalania wodoru na hel, tym ma gorętszą powierzchnię i emituje więcej w części niebieskiej oraz nadfiolecie. Wkład do emisji w zakresie promieni X i gamma pozostaje praktycznie taki sam, gdyż są to już bardzo krótkie i wysoce energetyczne fale. Kilka słów o strefie konwektywnej można przeczytać też tu.