最终，核心耗尽了供应的氢，开始离开主序带继续演化下去。没有氢的融合产生向外的压力抵销重力，核心开始收缩直到电子简并压力变得足以抵抗重力，或核心变得足够热（大约一亿K）开始氦融合。至于两者中的哪一种会发生，取决于恒星的质量。

低质量恒星

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迄今尚未直接观察到低质量恒星在核融合停止后发生的情形，因为宇宙的年龄只有138亿年左右，比低质量恒星停止核融合之前所要经历的时间还要短（在某些情况下，差异达到数个数量级）。

目前的天文物理学模型显示， 0.1 M☉的红矮星在主序带上停留的时间大约是6兆到12兆年，而且温度和亮度都会逐渐增加，进入蓝矮星阶段，并需要数千亿年的时间才会坍缩，慢慢地变成一颗白矮星[9][10]。这样的恒星因为整颗都是对流区，也不会演化出简并态的氦核与燃烧的氢壳层，所以它不会演化成为红巨星。取而代之的是氢融合会持续进行，直到整颗恒星几乎都是氦。

主序星内部的结构。对流层以回转的箭头符号表示，辐射层以红色的闪电符号表示。左边是低质量的红矮星，中间是中等质量的黄矮星，右边是大质量的蓝色主序星。

质量略大的恒星可以演化成为红巨星，但它们的氦核心质量不足以达到氦融合所需要的温度，所以不会到达红巨星分支的顶端。当氢壳燃烧完成后，这些恒星就像后渐近巨星分支（AGB）的恒星一样，直接离开红巨星分支，但是以较低的温度和光度成为白矮星[3]。初始质量高于0.8 M☉的恒星能够达到足以融合氦的高温，而这些“中等大小”的恒星将在红巨星分支之外进入进一步的演化阶段[11]。

中等质量恒星

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太阳质量和金属量的恒星从主序带演化至后进近巨星分支的轨迹。

质量大约在0.8–10 M☉的恒星会成为红巨星，它们是非主序带的恒星，光谱类型是K或M。由于它们的红色和高亮度，红巨星位于赫罗图的右侧边缘。例子包括金牛座的毕宿五和牧夫座的大角星。

中等质量恒星演化成的红巨星会经历两个不同阶段的后主序星演变：惰性氦的核和氢燃烧壳的红巨星分支星，以及在氢燃烧壳内有氦燃烧壳和惰性碳组成核心的渐近巨星分支星[12]。在这两个阶段之间，恒星会花一段时间在氦燃烧核心的水平分支上。许多这些氦燃烧的恒星聚集在水平分支的低温端，成为红群聚的巨星。

次巨星阶段

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主条目：次巨星

当恒星耗尽核心中的氢时，它就会离开主序带，并开始在核心外的壳层将氢融合成氦。随著外壳产生更多的氦进入核心，核心的氦质量也随之增加。根据氦芯的质量，这种情况会维持数百万年至20亿年，恒星则已和其在主序带时相似或稍低的亮度膨胀和冷却。最终，不是质量与太阳相近的恒星，核心进入简并态；就是质量更大的恒星，因为外层的冷却而变得不透明。这两种变化都会导致氢壳的温度升高和使恒星的光度增加。此时恒星膨胀到红巨星分支上[13]。

红巨星分支阶段

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主条目：红巨星分支

0.8–8 M☉的典型恒星演化。

恒星膨胀的外壳是对流的，从融合的区域到表面都由湍流一直混合著。在这之前，除了质量最低的恒星之外，所有恒星的融合物质一直深埋在恒星内部，因此对流包络使融合的物质首次可以在恒星表面观测到。在这个阶段的演化结果是难以捉摸的，最大的影响是改变在之前不能观测到的氢和氦同位素。在第一次上翻，表面出现碳氮氧循环的影响，12C/13C 的比率降低，碳和氮的比例也发生变化。这些都可以通过光谱检测到，并且在很多已经演化的恒星中观测到。

氦芯继续在红巨星分支成长，无论是简并态或超过申贝格-钱德拉塞卡极限（英语：Schoenberg-Chandrasekhar limit），它都不再处于热平衡的状态，因此它的温度升高， 导致氢壳中的融合速率增加， 恒星在朝向红巨星支尖演化时光度会增加。具有简并核的红巨星分支星都有非常相似的核心质量和非常相似的尖端光度，然而质量较高的红巨星在到达这一点之前就已经热到可以点燃氦融合。

水平分支

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主条目：水平分支和红群聚

质量在0.8–2.0 M☉之间的恒星核心中，其氦核主要是由电子简并压力支撑著，氦融合在氦闪的时间刻度上点燃。在质量较大恒星非简并态的核心中，不会发生氦闪，但氦融合燃烧的速度相对较氦闪为慢[14]。氦闪过程中释放的核能非常大，在几秒钟内释出的能量相当于太阳在几天之内释放出的能量，数量级大约是太阳光度的108倍[13]至1011倍（大致是银河系的光度）[15]。然而，能量会由最初是简并态的核以热膨胀消耗掉，因此从恒星外面观测不到[13][15][16]。而由于核心的膨胀，覆盖在上层的氢融合速率降低，总能量的产生减少。于是恒星收缩，它虽然迁移到赫罗图上的水平分支，但不会是所有的路径都朝向主序带，半径在逐渐缩小，并提高其表面温度。

核心氦闪的恒星结束红巨星的演化进入水平分支的红端，但在获得简并的碳-氧核心并开始氦壳燃烧之前，不会迁移到更高的温度。这些恒星是在星团的色-光图中经常被观测到比红巨星更热，但发光却更低的红群聚。具有较大氦核心，质量较高的恒星，会沿著水平分支移动到更高的温度，有些在黄色不稳定带中成为不稳定的脉动星（天琴座RR型变星）；有些变得更热，在水平分支上形成蓝尾或蓝钩。水平分支的型态取决于金属量、年龄和氦含量等参数，但具体的细节还在模拟中[17]。

渐近巨星分支阶段

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主条目：渐近巨星分支

恒星消耗了核心中的氦之后，氢和氦的核融合继续在炙热的碳和氧核心周围的壳层中进行。这颗恒星遵循赫罗图上与原来的红巨星分支平行的渐近巨星分支演化，但能量产生的速率更快（持续的时间更短）[18]。虽然氦也在一个壳层内燃烧，但大部分的能量是来自离核心较远的壳层中的氢燃烧。氦从这些氢燃烧壳层朝恒星的中心沉降，并且周期性的使氦壳层输出的能量急遽增加。它们发生在渐近巨星分支阶段的末端，称为热脉冲。热脉冲有时甚至会进入后渐近巨星分支的阶段。依据质量和成分的不同，可能会有数次到数百次的热脉冲。

在渐近巨星分支的上升过程中，有一个阶段会形成可以将核心的碳带到表面的深对流带。这是所谓的第二个上翻，在一些恒星中甚至可能有第三个上翻。这样，就形成了非常低温、强烈红化的碳星，在光谱中会显示出强烈的碳线。一个称为热底燃烧的过程可以将碳转化成氧和氮，然后才上翻到表面。这些过程之间的交互作用决定了在特定星团中观测到的碳星光度和光谱[19]。

另一种著名的渐近巨星分支星是米拉变星，它的脉动周期为数十至数百天，振幅高达10星等（在视觉上，总光度的变化量小很多）。在质量更高的恒星中，恒星会更为明亮，脉动周期更长，导致质量的损失增加，在可见光的波长上被严重的遮蔽；这些恒星是观察到的OH/IR星，在红外波段上脉动，并显示羟基（OH）迈射的活动。这些恒星显然富含氧，与碳星形成鲜明对比，但两者都必须通过上翻产生。

后渐近巨星分支

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主条目：渐近巨星分支

猫眼星云。由质量与太阳相当的恒星死亡而形成的行星状星云。

这些中等质量的恒星最终会抵达渐近巨星分支的顶端，并且耗尽了在壳层中的核燃料。但它们没有足够的质量全面性的启动碳燃烧，所以它们会再收缩，再经历一段后渐近巨星分支阶段：中心恒星吹出强烈的恒星风，形成一个有著极高温中心恒星的行星状星云。然后，中心的恒星会冷却成为白矮星。依据恒星的类型，被逐出的气体有在恒星内部创造相对丰富的重元素，尤其是丰富的氧或碳。这些气体在恒星周围建立起被称为星周包层的膨胀壳层，壳层在离开恒星后会逐渐冷却，这让尘埃颗粒和分子形成。来自中央恒星的高红外线能量输入，是这些星周包层形成迈射激发的理想条件。

一旦后渐近巨星分支的演化开始，很可能热脉冲也就开始了，因而产生了各式各样不寻常和鲜为人知的恒星，称为再生渐近巨星分支的恒星[20]。这些可能会导致极端的水平分支星（次矮B型星）、欠缺氢的后渐近巨星分支星、可变的行星状星云中心恒星、和北冕座R型变星。

大质量恒星

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主条目：超巨星

一颗重建的红巨星影像：心宿二。

对大质量恒星，在氢壳燃烧开始时，核心的质量就已经够大，在电子简并压力能够取得优势之前，就已经足以点燃氦融合。因此，当这些恒星膨胀和冷却时，它们不会像质量较低的恒星那样变亮许多；然而，在一开始它们就比质量较低的恒星亮许多，因此还是会演化成比质量较小的恒星形成的红巨星明亮许多的超巨星。这些恒星的核心最终将增长到无法再通过电子简并压力支撑其质量，从而将剧烈坍缩，摧毁自己成为II型超新星。

质量非常大的恒星（大约超过40 M☉），它们非常明亮，也有著强烈的恒星风，并由于辐射压力而迅速地失去质量，并倾向于在成为红超巨星之前就剥离自己的外层，因此从主序星阶段开始，表面始终维持著极高的温度（蓝白色的颜色）。因为外层会传播极端的压力排出，当代最大的恒星质量大约在100-150 M☉。虽然低质量的恒星通常不会如此迅速地燃烧它们的外层，但如果它们是足够接近的联星系统，当它膨胀而外壳被剥离时，会与伴星结合；或是它们自转得够快也会让外层被抛出，使得对流从核心一直延伸到表面，导致因为彻底的混合而没有单独的核心和包络，它们也可能不会成为红巨星或红超巨星[21]。

当核心从壳层底部的氢融合获得物质时，会变得更热、更致密。在所有的大质量恒星中，电子简并压力不足已自行阻止塌陷，然而当每种元素在核心消耗掉后，新生成更重的元素会被点燃，暂时阻挡塌陷。如果核心的质量不是太大（考虑到之前已经发生大规模的质量损失，大约小于1.4 M☉），那么它可能会如同之前所描述的低质量恒星，形成一颗白矮星（可能被行星状星云包围）。不同的是白矮星主要由氧、氖、和镁等更重的元素组成。

在核心塌陷之前，大质量恒星的核心结构是有如洋葱般的层层排列（未依照比例）。

质量达到某种程度时（估计大约是2.5 M☉，并且初始质量大约是10 M☉），核心的温度可以达到氖会有部分被破坏形成氧和氦的温度（大约是1.1GK），，而氦又会立刻和残馀的氖融合成镁；然后氧融合形成硫、矽和少量其他的元素。最后，温度会高到每一种元素都会有一部分被光致蜕变的高温，通常这些元素会释放出能与其它元素立刻融合的α粒子（氦核）。所以，有一些核心能有效的重新组合成数量较少且较重的原子核。而且因为组成额外的重元素所释放出的能量多于打破母原子核消耗的能量，因此净能量是增加的。

核心质量太大，无法形成白矮星，但又不足以实现将氖燃烧持续产生氧和镁的恒星，在融合生成更重的元素之前，就会由于电子捕获过程，经历核心塌陷造成核心的崩溃[22]。无论电子捕获造成核心加热或冷却，形成的都是较母元素轻的元素（如钠和铝），并对塌陷前不久在恒星内部产生的总能量产生重大的影响[23]。这也可能对随后的超新星喷出的元素和同位素的丰度产生明显的影响。

超新星

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主条目：超新星

蟹状星云是一颗恒星爆炸粉碎成为超新星之后的残骸，它的光辉在西元1054年抵达地球。

一旦恒星核合成过程产生铁-56，接续的过程就会消耗能量（向原子核添加碎片消耗的能量比释放出的能量还要多）。如果核心的质量超过钱德拉塞卡极限，电子简并压力将无法支撑其质量反抗重力的影响，核心就将经历突然的、灾难性的塌陷，形成中子星或黑洞（在核心的质量超过托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限的情况下）。通过一个尚未完全理解的过程，核心塌陷释放的一些引力势能转换成Ib型、Ic型、或II型超新星。目前仅知道核心塌陷产生大量的微中子，就如在超新星SN 1987A观察到的那样。极具能量的微中子和一些原子核的碎片，它们的一些能量消耗在释放核子，包括中子；一些能量被转化成热能和动能，从而增加了核心在开始塌陷中汇入而反弹的一些冲击物质的激波。在非常致密的汇合物质中发生的电子捕获产生了额外的中子。由于一些反弹的物质是受到中子的轰击，它们的原子核捕获中子形成一些比铁更重的元素，包括放射性元素铀，甚至更重的元素[24]。 尽管非爆炸性的红巨星在早期的核反应和次反应中释放出来的中子也能创造出一定数量比铁重的元素，但这些比铁重的元素丰度（特别是一些有著多种稳定或长寿同位素的元素）与超新星爆炸有著显著的不同。在太阳系中发现的丰度与这两者都不一样，因此无法单独用超新星爆炸或红巨星的弹射来解释观察到的重元素和其中的同位素丰度。

从核心塌陷转移到反弹物质的能量不仅产生了重元素，还提供了远超过它们加速和脱离所需要的逃逸速度，因而导致Ib、Ic或II型超新星的生成。目前对这些能量转移过程的了解仍不能令人满意，虽然目前的计算机模拟能对Ib、Ic或II型超新星的能量转移提供部分的解释，但仍不能充分解释观测到抛射出来的物质所携带的能量[25]。然而，微中子振荡可能在能量的传递问题中发挥重要的功用，因为它们不仅影响微中子在特定风味中的可用能量，而且还通过一般相对论对微中子的其他效应[26][27]。

从对微中子联星（需要两颗超新星）的质量和轨道参数分析获得的一些证据显示，一颗氧-氖-镁核塌陷产生的超新星，和与铁核芯塌陷差产生的超新星，在观测上可能会有差异性（除了大小以外，还有其它的方式）[28]。

目前存在的质量最大的恒星也许在超新星爆炸中会因为能量远远超过它的重力束缚能而完全的被毁灭。这种罕见的事件，可能是由不稳定对引起，不会留下包括黑洞在内的任何残骸

[29]。在宇宙过去的历史中，有些恒星可能比现存质量最大的恒星还要巨大，并且它们在结束生命时可能会由于光致蜕变立即塌缩成为黑洞。

低质量恒星（左循环）和大质量恒星（右循环）的演化。斜体字是举例的天体。