Stjärnan är då en röd jätte som sakta fortsätter att krympa med i stort sett samma yttemperatur. Till slut har trycket inuti stjärnan blivit så stort att den inte kan krympa mer inuti men de yttersta delarna fortsätter att dras ihop och yttemperaturen höjs. Efter ca 50 miljoner år har de centrala delarna av stjärnan hettats upp tillräckligt för att fusionsreaktioner ska kunna starta, och den slår sig till ro på huvudserien, eller närmare bestämt i underkant av det band huvudserien utgör i ett HR-diagram. Under sina tio miljarder år på huvudserien kommer stjärnan att bli något varmare och ljusstarkare, och när det skedet av dess liv är avslutat lämnar den huvudserien.
Hur protostjärnor med 2 till 10 solmassor uppför sig är inte så väl känt. Det finns än så länge ingen allmänt accepterad förklaring till dessa stjärnors beteende. De allra största stjärnorna har annorlunda utveckling fram till en stabil plats på huvudserien jämfört med de mindre stjärnorna. I ett molnfragment med exempelvis 60 solmassor
går utvecklingen mycket fortare än i ett litet fragment, och redan efter ca 20 000 år har fragmentets kärna hettats upp så att fusionsreaktionerna kan starta. Under ett par tusen år fortsätter gas och stoft att falla in mot kärnan som ökar i massa och omfång. Det ljus som sänds ut kommer inte så långt - protostjärnan omges av en kokong av tätt packat stoft. Stoftet värms upp av strålningen och sänder i sin tur sänder ut infraröd strålning. Mellan stoftkokongen och stjärnan finns en hel del gas som joniserats av det intensiva ultravioletta ljuset. Detta område hindrar synligt och ultraviolett ljus från att trånga ut, men infraröd- och radiostrålning kan tränga ut.
Så småningom skingras kokongen runt den redan färdiga huvudseriestjärnan. Bara 15 till 17 solmassor av de ursprungliga 60 finns kvar i stjärnan. Resten kastas tillbaka ut i rymden av strålningstryck och stjärnvind. På mycket kort tid förvandlas stjärnan från infraröd källa till en het O-stjärna på huvudserien.