1. Röd jättefas:
* vätefusion slutar: Stjärnans kärna, där vätefusion har ägt rum, slutar på bränsle.
* expansion och kylning: Utan det yttre trycket från fusion drar tyngdkraften kärnan inåt. Stjärnans yttre lager expanderar enormt och blir svalare och rödare, därmed den "röda jättefasen".
* heliumfusion börjar: Kärnan blir tillräckligt het och tät för att börja smälta helium i kol och syre.
2. Helium Flash:
* degenererad kärna: Heliumkärnan blir oerhört tät och uppför sig som en degenererad gas.
* Snabb fusion: Kärnan värms snabbt upp och utlöser en plötslig och explosiv spräng av heliumfusion som kallas Helium -blixt. Denna blixt släpper en enorm mängd energi men får faktiskt inte att stjärnan exploderar.
3. Horisontell gren:
* stabiliserad fusion: Heliumfusionen stabiliseras, och stjärnan sätter sig in i en period av relativt lugn på den horisontella grenen av Hertzsprung-russell-diagrammet.
* Kol-syre-kärna: Kärnan är nu mestadels kol och syre.
4. Asymptotisk jättefilial:
* heliumutarmning: Heliumkärnan rinner så småningom på bränsle igen.
* Ytterligare expansion: Stjärnan expanderar ytterligare och blir ännu rödare och svalare.
* skalfusion: Fusion förekommer nu i ett skal runt kärnan och smälter väte i helium.
5. Planetary Nebula och White Dwarf:
* ejektion av yttre lager: Stjärnans yttre lager kastas ut våldsamt, vilket skapar ett vackert glödande gasskal som kallas en planetarisk nebula.
* vit dvärgbildning: Den återstående kärnan, nu otroligt tät och het, blir en vit dvärg. Detta är en liten, tät stjärna om jordens storlek, som mest består av kol och syre.
Den vita dvärgen är det sista steget i en liten stjärns liv. Det svalnar långsamt under miljarder år och bleknar så småningom till ett kallt, mörkt föremål.
Obs: De specifika detaljerna i en stjärns utveckling beror på dess ursprungliga massa. Större stjärnor har mycket mer dramatiska sista etapper, ofta slutar i en supernova -explosion.
