* jättestjärnor och kärnfusion: Jättstjärnor bildas när stjärnor som vår sol uttömmer deras vätebränsle i kärnan. Detta får kärnan att dra sig samman och värmas upp, utlösa fusionen av helium till tyngre element som kol. Denna process får stjärnan att expandera avsevärt och bli en röd jätte.
* lågmassa stjärnor och heliumfusion: Stjärnor med låg massa, vanligtvis mindre än hälften av vår solmassa, når aldrig de temperaturer som krävs för att smälta helium. De är helt enkelt inte tillräckligt massiva för att kärntrycket ska övervinna elektrondegenerationstrycket, en kvanteffekt som förhindrar ytterligare sammandragning.
* röda dvärgar: Stjärnor med låg massa tillbringar hela livet med att smälta väte i helium i sin kärna och blir långsamt svalare och rödare. De är kända som röda dvärgar och förväntas ha livslängd av biljoner år, mycket längre än universums ålder.
Sammanfattningsvis: Medan större stjärnor utvecklas till jättar, når aldrig lågmassa som röda dvärgar de nödvändiga förutsättningarna för heliumfusion. De förblir relativt små och coola under sina extremt långa liv.
