1. Kärnkontraktion: Utan väte till säkring försvagas det yttre trycket från kärnfusion. Stjärnans egen allvar överväldigar detta tryck, vilket får kärnan att dra sig samman.
2. Kärnvärme: När kärnan krymper värmer den upp betydligt. Denna intensiva värme utlöser fusionen av helium, askan kvar från väteförbränning.
3. Heliumförbränning: Fusionen av helium producerar tyngre element, som kol och syre. Denna nya fusionsprocess släpper energi, men inte lika mycket som vätefusion. Detta får stjärnan att expandera och svalna, blir en röd jätte .
4. Skalförbränning: Stjärnan har nu två fusionszoner:en heliumförbränningskärna och ett väteförbränningsskal som omger den. Detta skapar ett yttre tryck som driver de yttre skikten i stjärnan ytterligare ut.
5. Stellar Evolution (beror på stjärnans massa):
* lågmassa stjärnor: Dessa stjärnor, som vår sol, kommer att fortsätta att smälta helium i några hundra miljoner år. Så småningom kommer de att kasta sina yttre lager, bilda en planetarisk nebula och lämna efter sig en vit dvärg - en tät, het rester av kärnan.
* Mellanmassastjärnor: Dessa stjärnor kommer att fortsätta att smälta tyngre element i sina kärnor, såsom kol och syre. De kommer så småningom att bli instabila och genomgå en serie explosiva händelser som heter supernovae . Resterna av dessa supernovaer är neutronstjärnor eller svarta hål.
* högmassa stjärnor: Dessa stjärnor går snabbt igenom en serie fusionssteg och brinner allt tyngre element. De blir extremt lysande supergiants och exploderar så småningom som supernovae , efterlämnar neutronstjärnor eller svarta hål.
Sammanfattning: Döden av en stjärna är en komplex process som dikteras av dess ursprungliga massa. Medan kärnens väte tar slut, kan stjärnan fortsätta att smälta tyngre element, men denna process blir allt mer instabil, vilket i slutändan leder till dramatiska stjärndödshändelser som Supernovae.
