Dalsze procesy w jądrze gwiazdy zależą od jej masy. Gwiazdy o masach mniejszych niż 2,5 masy Słońca są na tyle chłodne, że temperatura wymagana do zainicjowania reakcji syntezy węgla z helu (proces 3-α) jest osiągana dopiero przy znacznej kontrakcji jądra. Jest już ono wówczas tak gęste, że zdążyło ulec degeneracji. Zapłon reakcji syntezy następuje wówczas gwałtownie, równocześnie w całym jądrze, powodując tzw. błysk helowy. W gwiazdach bardziej masywnych, gdy jądro nie było zdegenerowane, zapłon helu następuje spokojnie i do błysku nie dochodzi.
Dodatkowo, w kolejnej powłoce takiej gwiazdy może zachodzić synteza helu z wodoru. Gwiazdy mogą wchodzić w stadium czerwonego olbrzyma wiele razy, o ile są w stanie „palić” pierwiastki cięższe niż hel, a stadia te są coraz krótsze. Faza czerwonego olbrzyma trwa kilka milionów lat i jest znacznie krótsza od czasu życia gwiazdy na ciągu głównym. Kończy się ona wówczas, gdy gwiazda odrzuca otoczkę w postaci mgławicy planetarnej, wewnątrz której pozostaje zdegenerowane jądro – biały karzeł. W wypadku najmasywniejszych gwiazd, które przechodzą fazę nadolbrzyma i syntetyzują w jądrach kolejne pierwiastki aż do żelaza, końcowym etapem jest wybuch supernowej typu drugiego.