Што ќе се случи со ѕвездата после фазата во главната низа, определено е од нејзината маса. Ѕвездичките, како нашето Сонце, ќе го согорат водородот во хелиум во нивните центри за време на фазата во главната низа, но ќе им недостига доволно водород во центарот за да го обезбеди радијацискиот притисок кој треба да се урамнотежи со гравитацијата на надворешните слоеви. Па, затоа центарот почнува да се собира се додека не е доволно топол за да го претвора сега хелиумот (He) во јаглерод (C). Ова е таканаречениот јаглеродов циклус. Водородот (H) во обвивката ќе продолжи да се претвора во He, но надворешните слоеви на ѕвездата ќе мора да се шират за да се зачува енергијата. Така, овие ѕвезди нам ќе ни изгледаат посјајни и постудени, а во Х-Р дијаграмот тие се викаат црвени џинови. Такви се Алдебаран и Арктур.
Х-Р дијаграм
За време на фазата на црвен џин, ѕвездата често губи голем дел од надворешните слоеви, кои се раздувани од зрачењето кое доаѓа од внатре, од самата ѕвезда. Кај помасивните ѕвезди од оваа група, јаглеродот дури може да согори во потешки елементи, но како и да е, создавањето на енергија ќе се стиши и ѕвездата ќе се струполи во бело џуџе.
Интересно е да се знае дека ѕвездите помалку масивни од Сонцето може да останат во главната низа подолго од предвидената старост на вселената. Хммм, уште една шлаканица за теоријата на Големиот Прасок. Овие ѕвезди постануваат студеникави црни џуџиња, продолжувајќи со нивниот живот во главната низа, но во сосем најдесниот дел.
Постојат многу малку ѕвезди со маси пет пати поголеми од сончевата маса (МО), но тие ја завршуваат својата еволуција спектакулно, би се рекло со „револуција”. Тие завршуваат со фазата во главната низа на начин сличен на ѕвездите со помала маса, но постануваат посјајни и постудени во надворешноста и затоа ги нарекуваме црвени (спектрално класи К и М) суперџинови. Такви се Антарес и Бетелгејз. Кај нив јаглеродот може да се согорува и во центарот и со тоа ќе се развие сложен систем од лушпи се до крајот на животот на ѕвездата. За време на овој степен се произведуваат многу различни елементи, а температурите во центарот достигнуваат и до 100 000 000 К. Овој степен нe потсетува на главицата кромид со лушпи кои одејќи навнатре се состојат од сe потешки и потешки елементи (физичарите велат елементи со поголеми атомски маси или елементи со поголеми масени броеви). Процесов завршува кога срцевината на ѕвездата (кромидот) ќе биде изградена првенствено од железо (Fe). Зошто до Fe? За сите елементи до железото, додавањето на нуклеони (протони и неутрони) во атомското јадро ќе создава енергија, па со тоа ќе допринесува за рамнотежата внатре во ѕвездата помеѓу гравитацијата и зрачењето. За да се додаде нуклеон на Fe потребно е енергија, па доколку центарот на ѕвездата се состои од Fe не ќе може да се добива енергија. Тогаш ѕвезденото јадро нема да може да се спротивстави на силата на гравитација и штом еднаш тоа ќе почне да се собира многу брзо ќе се случи колапсот. Протоните и електроните ќе се спојат во јадрото во неутрони и огромна гравитациска енергија се ослободува. Оваа енергија е доволна да се разнесат сите надворешни слоеви на ѕвездата во насилна експлозија и ѕвездата постанува супернова.
Светлината при овој феномен е посилна од 100 милијарди ѕвезди на дотичната галаксија. За време на фазата на експлозија се формираат сите елементи со атомски маси поголеми од Fe, и тие заедно со сите надворешни слоеви се разнесуваат во околниот меѓуѕвезден простор.
Срцевината од неутрони ја формира неутронската ѕвезда, која може да биде пулсар. Тоа е извонредно, бидејќи раната вселена немала елементи потешки од хелиумот, и немало кислород, јаглерод, азот, железо и други елементи кои се неопходни за животот на Земјата. Сите тие биле создадени во внтрешноста на масивните ѕвезди и биле раширени низ вселената преку суперновите. Сите ние сме направени од материја која барем еднаш била процесирана во ѕвездите.
