* fusion bromsar ner: När stjärnan tar slut på bränsle (väte främst) minskar fusionsreaktioner. Detta försvagar det yttre trycket som balanserar tyngdkraften.
* tyngdkraften tar över: Med reducerat yttre tryck börjar stjärnkärnan krympa under sin egen tyngdkraft. Denna kompression ökar kärnens temperatur och densitet.
* Möjliga scenarier: Stjärnens öde beror på dess ursprungliga massa:
* lågmassa stjärnor (som vår sol): Kärnan blir tillräckligt het för att antända heliumfusion och skapa en röd jätte. Så småningom kastar de sina yttre lager och lämnar en vit dvärg.
* Medium-Mass Stars: Dessa stjärnor upplever en mer dramatisk kollaps, vilket leder till en supernova -explosion. Kärnan blir en neutronstjärna, eller potentiellt ett svart hål om den är tillräckligt massiv.
* högmassa stjärnor: I likhet med medelmassa stjärnor upplever de också en supernova-explosion och lämnar en neutronstjärna eller ett svart hål.
I huvudsak får obalansen mellan fusion och tyngdkraft att stjärnan sammandras, vilket leder till en serie dramatiska händelser som bestämmer dess ultimata öde.
