È una della fonti di energia delle stelle, la principale nel Sole e nella maggioranza delle stelle com massa paragonabile, o inferiore; tramite essa i protono dell'idrogeno si trasformano in nuclei di elio con rilascio di energia e neutrini.

La reazione avviene attraverso vari passaggi e necessita di una temperatura di circa 6 x 106 K perchè tutti i passaggi siano "attivi", dai 4 x 106 K ai 6 x 106 K possono avvenire solo alcune trasformazioni; nel primo passaggio i protoni di due nuclei di idrogeno si fondono e, per decadimento β+, si forma un nucleo di deuterio (2H), rilasciando un netrino (νe), con associata una energia che varia tra 0 e 0.42 MeV, ed un positrone (e+), che si annichila immediatamente con un elettrone, producendo 2 raggi gamma e un'energia di 1.02 MeV. La trasfomazione in deuterio è molto lenta, in quanto un protone deve aspettare mediamente 109 anni prima di fondersi, dovendo superare la repulsione elettrostatica dell'atomo.

Il deuterio può venire prodotto anche attraverso la reazione pep, una reazione rara in cui il deuterio si ottiene per cattura elettronica: ¹H + e^- → ¹H + ²H + ν_e; la sua frequenza è di 1:400 rispetto alla precedente, ma i neutrini così prodotti sono molto più energetici: 1.44 MeV.
Segue poi la fusione del deuterio con un'altro atomo di idrogeno, che produce l'isotopo dell'elio 3 (³He) e da questo punto in avanti per arrivare ad avere un atomo di elio (⁴He) si possono seguire 4 strade diverse.
Riassumendo in queste prime fasi si ha:

Ramo ppI
	È dominate per una temperatura compresa tra i 10.000 K ed i 14.000 K, nel Sole avviene il 91% delle volte e coinvolge 2 isotopi di 3He: 3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12.86 MeV
Ramo ppII
	È dominante per una temperatura compresa tra 14.000 K e 23.000 K, ed occorre sia già presente dell'4He, inoltre il 90% dei neutrini prodotti hanno una energia di circa 0.861 MeV, mentre i restanti solo di 0.383 MeV: 3He + 4He → 7Be + γ 7Be + e- → 7Li + νe 7Li + 1H → 4He + 4He
Ramo ppIII
	Anche in questo caso occorre sia già presente dell'4He e la temperatura deve essere maggiore ai 23.000 K, per questo nel Sole è rara, è però importante in quanro genera dei neutrini energetici, E≤14.060 MeV: 3He + 4He → 7Be + γ 7Be + 1H → 8B + γ 8B → 8Be + e- + νe 8Be → 4He + 4He
Ramo ppIV o Hep
	È ancora più raro dei precedenti e fa reagire l'3He direttamente con un 1H per ottenere 4He: 3He + 1H → 4He + νe + e+

È la principale fonte di energia per le stelle di grande massa, M<1.5M_Sole, e durante la fase di gigante rossa, quando il bruciamento dell'idrogeno avviene in shell, in quanto tale reazione avviene a partire da circa 13 x 10⁶ K e diventa il ciclo dominante per temperature di circa 17 x 10⁶ K; anche in questo caso si ha la trasformazione di 1 atomo di idrogeno in uno di elio e gli atomi di carbonio, azoto e ossigeno fungono da "catalizzatori" delle reazioni che, partendo da 4 protoni, producono anche 2 positroni, 2 neutrini e raggi γ.

Il ciclo principale, noto come ciclo CNO-I, è il seguente: 12C + 1H → 13N + γ + 1.95 MeV 13N → 13C + e+ + νe + 1.37 MeV 13C + 1H → 14N + γ + 7.54 MeV 14N + 1H → 15O + γ + 7.35 MeV 15O → 15N + e+ + νe + 1.86 MeV 15N + 1H → 12C + 4He + 4.96 MeV Anche in questo caso esistono più rami che la reazione può seguire, infatti nello 0.04% delle volte, cioè 1 volta su 2500, l'ultima reazione vista sopra non produce 12C ma si ha la sequenza seguente, il ciclo CNO-II: 15N + 1H → 16O + γ + 12.13 MeV 16O + 1H → 17F + γ + 0.60 MeV 17F → 17O + e+ + νe + 2.76 MeV 17O + 1H → 14N + 4He + 1.19 MeV Solo nelle stelle estrememente massiccie si può avere il ciclo CNO-III, a partire dall'ultima reazione del ciclo CNO-II: 17O + 1H → 18F + γ + 5.61 MeV 18F → 18O + e+ + νe + 1.656 MeV 18O + 1H → 19F + γ + 7.994 MeV 19F + 1H → 16O + 4He + 8.114 MeV

Anche se durante il ciclo il numero totale dei nuclei "catalizzatori" resta costante, vengono alterati il rapporto ¹²C/¹³C, che diventa pari a 3.5 quello iniziale, e la quantità di ¹⁴N, che diventa il nucleo predominante, a prescindere dalla composizione iniziale della stella.

Si ha quindi: 4He + 4He → 8Be - 92 keV 8Be + 4He → 12C + γ (7.367 MeV) Per produrre il carbonio è necessario molto tempo, in quanto il processo 3α è statisticamente improbabile, per questo il carbonio non fu prodotto nel Big Bang: la temperatura, a causa della repentina espansione, scese troppo rapidamente per permetterne la fusione. In seguito è probabile che un nucleo di carbonio si fonda con un altro nucleo di elio, producendo un isotopo stabile dell'ossigeno e liberando energia sottoforma di raggi gamma, secondo la seguente reazione: 12C + 4He → 16O + γ (7.161 MeV) Quindi all'inerno della stella vengono prodotte grandi quantità di carbonio e ossigeno, ma solo una piccolissima frazione viene poi trasformata in neon ed elementi più pesanti (fino al nickel, che poi decade in ferro); infatti è estremamente improbabile che 1 atomo di ossigeno si combini con un'altra particella α producendo 1 atomo di neon.