1. Kerncontractie: Zonder waterstof om te smelten, verzwakt de uiterlijke druk van de nucleaire fusie. De eigen zwaartekracht van de ster overweldigt deze druk, waardoor de kern samentrekt.

2. Kernverwarming: Terwijl de kern krimpt, wordt deze aanzienlijk opgewarmd. Deze intense hitte veroorzaakt de fusie van helium, de as is overgebleven van waterstofverbranding.

3. Helium branden: De fusie van helium produceert zwaardere elementen, zoals koolstof en zuurstof. Dit nieuwe fusieproces brengt energie vrij, maar niet zoveel als waterstoffusie. Dit zorgt ervoor dat de ster uitzet en koelt en een rode reus wordt .

4. Shell Burning: De ster heeft nu twee fusiezones:een helium-brandende kern en een waterstofverbrandende schaal eromheen. Dit creëert een uiterlijke druk die de buitenste lagen van de ster nog verder duwt.

5. Stellaire evolutie (hangt af van de massa van de ster):

* sterren met lage massa: Deze sterren, net als onze zon, zullen helium een ​​paar honderd miljoen jaar blijven fuseren. Uiteindelijk zullen ze hun buitenste lagen afwerpen, een planetaire nevel vormen en een witte dwerg achterlaten - een dicht, heet overblijfsel van de kern.

* Gemiddeld-massa-sterren: Deze sterren zullen zwaardere elementen in hun cores blijven fuseren, zoals koolstof en zuurstof. Ze zullen uiteindelijk onstabiel worden en een reeks explosieve gebeurtenissen ondergaan genaamd supernovae . De overblijfselen van deze supernovae zijn neutronensterren of zwarte gaten.

* sterren met hoge massa: Deze sterren gaan snel door een reeks fusiestadia, brandende steeds zwaardere elementen. Ze worden extreem lichtgevende supergiants en exploderen uiteindelijk als Supernovae , neutronensterren of zwarte gaten achterlaten.

Samenvatting: De dood van een ster is een complex proces dat wordt bepaald door de initiële massa. Terwijl de waterstof van de kern op is, kan de ster zwaardere elementen blijven fuseren, maar dit proces wordt steeds onstabieler, wat uiteindelijk leidt tot dramatische stellaire doodsevenementen zoals supernovae.