* Kärnfusion: Stjärnor genererar energi genom kärnfusion och kombinerar lättare element till tyngre. I kärnan i en lågmassstjärna säkringar väteatomer för att bilda helium. Denna process frigör enorm energi, vilket ger det yttre trycket som balanserar tyngdkraftsdraget och håller stjärnan stabil.
* heliumansamling: När väte konsumeras bygger helium upp i stjärnans kärna. Helium är mer stabil än väte och kräver en mycket högre temperatur och tryck för att smälta.
* Otillräcklig massa: Stjärnor med låg massa saknar nödvändig massa för att generera den enorma tyngdkraften och trycket som behövs för att initiera heliumfusion. Kärntemperaturen når aldrig den nödvändiga tröskeln.
* röd jättefas: När vätebränslet minskar, samarbetar kärnan och värmer upp, vilket får de yttre skikten att expandera och svalna. Detta förvandlar stjärnan till en röd jätte.
* heliumförbränning: Så småningom blir kärnan varm och tät nog för en kort period med heliumfusion att inträffa i ett skal som omger kärnan. Denna process producerar kol och syre men är relativt kortlivad.
* vit dvärg: Efter att heliumförbränningen slutar svalnar kärnan i en lågmassastjärna och krymper in i ett tätt, kompakt föremål som kallas en vit dvärg. Denna vita dvärg består främst av kol och syre.
I huvudsak saknar stjärnor med låg massa tillräcklig massa för att upprätthålla de höga temperaturerna och trycket som behövs för att smälta in element tyngre än helium. Detta begränsar deras utveckling till en punkt där de främst består av helium.
