Teras bintang akan kehabisan bekalan hidrogennya dan akan bergerak keluar dari jujukan utama. Tanpa tekanan ke luar yang dijana oleh lakuran hidrogen yang dapat mengimbang kuasa graviti, bintang itu akan menguncup sehinggalah timbul keadaan di mana kemerosotan elektron cukup bagi mengangani graviti atau teras menjadi cukup panas (sekitar 100 megakelvin) bagi memulakan lakuran helium. Yang mana satu berlaku bergantung pada jisim bintang.

Bintang jisim rendah

Apa yang berlaku selepas bintang berjisim rendah berhenti menjana tenaga tidak dapt diketahui secara langsung: dianggarkan umur alam semesta sekitar 13.7 bilion tahun dan tempoh ini kurang daripada tempoh yang diperlukan bagi pemberhentian lakuran dalam bintang-bintang tersebut.

Ada bintang yang akan melakur helim dalam titik panas teras, menyebabkan tindak balas berantai yang tidak stabil dan tidak sama, dan sekaligus mewujudkan angin najam. Dalam kes ini bintang tidak akan membentuk nebula planet tetapi akan sejat dan meninggalkan hanya bintang kerdil perang.

Bintang yang kurang daripada sekitar 0.5 jisim suria tidak akan dapat melakur helium mahupun selepas terasnya berhenti melakur hidrogen. Tidak terdapat envelop bintang yang mempunyai jisim mencukupi bagi mengenakan tekanan terhadap teras. Objek-objek ini, seperti Proxima Centauri, merupakan bintang kerdil merah dan sebahagian daripada objek-objek ini akan wujud beribu tahun lebih lama daripada Suria. Model-model astrofizik mutakhir menggambarkan bahawa kerdil merah berjisim 0.1 jisim suria mungkin akan berada di jujukan utama selama enam hingga dua belas trilion tahun, dan mengambil masa tambahan beratus bilion tahun lagi bagi menguncup menjadi bintang kerdil putih. [5][6]

Sekiranya teras bintang itu menjadi genang (seperti yang difikirkan dalam kes Suria), ia masih akan memiliki lapisan hidrogen yang dapat digunakannya. Namun, sekiranya bintang itu berolak sepenuhnya (seperti yang difikirkan berlaku pada bintang kurang daripada 0.25 jisim suria) ia tidak akan memiliki lapisan hidrogen tersebut. Jika ada, ia akan menjadi gergasi merah seperti yang diperikan bagi bintang saiz sederhana di bawah, tetapi ia tidak akan melakur helium seperti yang berlaku dengan bintang saiz sederhana. Jika sebaliknya, ia akan menguncup sehingga kemerosotan elektron menghentikan keruntuhannya dan ia akan bertukar menjadi sebuah bintang kerdil biru dan seterusnya sebuah bintang kerdil putih.

Bintang saiz sederhana

Nebula Mata Kucing, sebuah nebula planet yang terbentuk dengan kematian bintang yang sama jisim dengan Suria.

Bintang-bintang jisim 0.5–10 jisim suria menjadi gergasi merah: bintang besar kelas K atau M yang tidak berada dalam jujukan utama. Gergasi merah terletak pada pinggir kanan gambar rajah Hertzsprung-Russell oleh sebab kemerahan warna dan luminositi (kekilauan) tinggi. Contoh-contoh bintang sedemikian termasuk Aldebaran dalam buruj Taurus dan Arcturus dalam buruj Boötes. Kesemua gergasi merah mempunyai teras lengai dan kelompang yang membakar hidrogen: lapisan sepusat mengelilingi teras yang masih melakur hidrogen menjadi helium.

Bintang saiz sederhana menjadi gergasi merah dalam dua fasa berlainan evolusi pasca-jujukan utama mereka: bintang cabang gergasi merah (red giant branch, RGB) mempunyai teras lengai daripada helium, dan cabang gergasi asimptot (lengkung yang hujungnya tak terhingga, menghampiri paksi tetapi tidak memotong paksi)[7] (asymptotic giant branch, AGB), yang teras lengainya terdiri daripada karbon.

Bintang-bintang AGB memiliki kelompang yang membakar helium di dalam kelompang yang membakar hidrogen, sementara bintang RGB hanya memiliki kelompang yang membakar hidrogen sahaja.[8] Dalam kedua-dua jenis bintang, lakuran yang dipercepatkan dalam kelompang pembakar hidrogen yang paling berdekatan teras menyebabkan bintang itu mengembang. Fenomenon ini mengangkat dan menggerakkan lapisan luar dari teras dan ini pula mengurangkan tarikan graviti terhadap mereka. Justeru, mereka mengembang dengan lebih pantas daripada peningkatan penjanaan tenaga. Ini kemudianya menyebabkan lapisan luaran menyejuk dan penyejukan ini meyebabkan bintang menjadi lebih merah daripada masa ia berada dalam jujukan utama.

Bintang masif

Nebula Ketam, sisa bintang yang meletup sebagai supernova. Cahaya dari supernova ini tiba di Bumi pada tahun 1054 M

Teras bintang-bintang masif cukup besar bagi membolehkan pencucuhan helium sebelum tekanan kemerosotan elektron menjadi meluas. Justeru, apabila bintang ini mengembang dan menyejuk, ia tida menjadi secerah bintang yang berjisim rendah; namun, bintang masif ini dari mula lagi memang lebih cerah daripada bintang kecil, dan oleh hal demikian, bintang masif lebih cerah daripada gergasi merah yang terbentuk daripada bintang kecil. Bintang-bintang masif tidak mungkin kekal sebagai superraksasa dan sebaliknya akan musnah sebagai supernova jenis II.

Bintang yang amat masif (lebih daripada sekitar 40 jisim suria), yang lebih berkilauan dan seterusnya memiliki angin najam yang deras, kehilangan jisim dengan begitu pantas akibat tekanan sinaran sehinggakan bintang ini lazim mengupas envelop mereka sebelum sempat mengembang menjadi superraksasa merah. Kerana itu, bintang masif ini mengekalkan suhu ekstrem di permukaannya (dan warna biru-putih) bermula dengan masa ia berada dalam jujukan utama. Bintang-bintang tidak boleh besar daripada 120 jisim suria (had Eddington) oleh sebab lapisan luaran akan dibuang akibat sinaran ekstrem. Walaupun bintang berjisim rendah lazimnya tidak membakar lapisan luarannya dengan sedemikian pantas, ia dapat juga mengelak daripada menjadi superraksasa merah sekiranya berada dalam sistem dedua yang cukup rapat sehingga membolehkan bintang pendamping mengupas envelop semasa ia mengembang, atau jika ia berputar dengan cukup deras sehinggakan perolakan meluas dari teras hingga ke permukaan bintang dan menyebabkan kehilangan lapisan teras dengan envelop yang disebabkan percampuran betul-betul kedua-duanya.[9]

Teras menjadi bertambah panas dan mampat seiring dengan penambahan bahan akibat lakuran hidrogen di lapisan dasar envelop. Di dalam semua bintang masif, tekanan kemerosotan elektron tidak mencukupi bagi memberhentikan keruntuhan, jadi semasa setiap unsur utama digunakan di bahagian pusat, unsur yang lebih berat mula tercucur dan ini dapat menghentikan keruntuhan untuk beberpa ketika. Jikalau teras bintang tidak begitu masif (kurang daripada 1.4 jisim suria, selepas mengambil kira kehilangan jisim yang telahpun berlaku pada masa itu) ada kemungkinan ia akan membentuk kerdil putih (berkemungkinan diselubingi oelh nebula planet) seperti yang berlaku dengan bintang yang kuran masif; bezanya ialah dalam kes ini kerdil putih terdiri daripada oksigen, neon dan magnesium.

Lapisan bintang evolusi kelihatan seperti lapisan bawang sejurus sebelum keruntuhan teras. (Tidak mengikut skala.)

Pada tahap yang mengatasi jisim tertentu (dianggarkan lebih kurang 2.5 jisim suria dan progenitor bintang lebih kurang 10 jisim suria), kepanasan teras akan mencapai suhu (lebih kurang 1.1 gigakelvin) pada mana neon mengurai menjadi oksigen dan helium. Helium yang dibentuk ini kemudiannya melakur dengan neon yang masih terdapat menjadi magnesium. Kemudian oksigen melakur dan membentuk belerang, silikon, dan sedikit unsur-unsur lain. Akhirnya suhu menjadi cukup panas sehingga apa jua nukleus terurai separa, lazimnya melepaskan zarah alfa (nukleus helium) yang dengan segera melakur dengan nukleus lain supaya beberapa nukleus diatur semula dalam kelompok aturan nukleus yang lebih berat. Proses ini melepaskan tenaga kerana penambahan serpihan nukleus kepada nukleus melebihi tenaga yang diperlukan bagi menyerpihkan nukleus induk.

Sebuah bintang yang terasnya terlalu besar bagi membentuk kerdil putih, tetapi tidak cukup besar bagi menampung perubahan neon kepada oksigen dan magnesium secara berpanjangan, akan menjalani keruntuhan teras sebelum unsur-unsur beratnya melakur.[10] Kedua-dua pemanasan dan penyejukan akibat penangkapan elektron pada unsur juzuk kecil (seperti aluminium dan sodium) sebelum keruntuhan mungkin mempengaruhi penjanaan tenaga tuntas di dalam bintang sejurus sebelum keruntuhan.[11] Ini mungkin mempengaruhi jumlah unsur dan isotop yang dibuang dalam supernova berikutan keruntuhan.