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Massearme Sterne, die aber mehr als 0,08 Sonnenmassen haben, und denen so das oben beschriebene Schicksal brauner Zwerge erspart bleibt, können das Wasserstoff-Brennen erreichen und so einige Milliarden Jahre lang leuchten. In diesem Zustand befindet sich unsere Sonne zur Zeit. Hat der Stern allerdings weniger als zwei Sonnenmassen, so wird er früher oder später einen Helium-Flash erleben.
Irgendwann - bei unserer Sonne in etwa vier bis fünf Milliarden Jahren - ist der gesamte Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht. In der Hülle jedoch steigt die Temperatur, und nach und nach wandert die Zone des Brennvorgangs von Wasserstoff zu Helium immer weiter nach außen. Bei massereicheren Sternen, die einige Sonnenmassen haben, gibt es sogar eine Ruhepause zwischen dem Erlöschen der Wasserstoffreaktion im Kern und dem Einsetzen des Wasserstoffbrennens in der Hülle. Gleichzeitig gewinnt der Heliumkern immer weiter an Masse, da er durch die Hülle mit Helium gefüttert wird. Der Kern beginnt nun zu kollabieren, obwohl seine Masse steigt, wird sein Radius stetig kleiner. Dabei gibt er viel Energie in Form von Hitze ab. Der Stern entfernt sich immer mehr von der Hauptreihe, da er in eine neue Entwicklungsphase eintritt.
Diese Hitze bewirkt, daß die Hülle expandiert. Während der Kern in sich zusammenstürzt, bläht sich die Hülle immer weiter auf. Dadurch steigt die Oberfläche, mit der der Stern Energie abstrahlen kann. Der Radius der Hülle kann dabei um den Faktor hundert und mehr wachsen. Schließlich sinkt die Temperatur der Hülle ab, so daß die Strahlung im Bereich roten Lichts liegt. Der Stern hat sich zu einem Roten Riesen entwickelt.
Bei Sternen unter zwei Sonnenmassen kommt jetzt jedoch keine Heliumfusion zustande, da der Kern zu schnell entartet, sie erleiden, wie bereits beschrieben, den Helium-Flash. Massereichere Sterne bleiben von diesem Schicksal verschont, doch ihnen kann es passieren, daß sie zu pulsieren beginnen. Dies wird durch einen atomphysikalischen Effekt hervorgerufen, da heiße Atome ionisiert werden und damit eine schlechtere Strahlungsdurchlässigkeit haben. Es passiert folgendes: die Hülle wird durch einen geringfügigen Einfluß kontrahiert, wird dadurch heißer, wodurch sie stärker ionisiert wird und damit strahlungsundurchlässiger. Im Inneren haben sich starke Druck- und Strahlungskräfte aufgebaut, die die Hülle wieder auseinandertreiben. Die Hülle schießt über den vorigen Gleichgewichtspunkt hinaus, wird dabei jedoch immer kühler und durchlässiger für Strahlung. Überschüssige Strahlung kann rasch entweichen, keine Kräfte treiben mehr die Hülle voran, wodurch sie wieder in sich zusammenfällt, noch mehr als beim ersten Mal. Auf diese Weise schaukelt sich die Amplitude dieses Schwingungsvorgangs bis zum Maximalwert hoch. Der Stern pulsiert dann mit einer Geschwindigkeit von mehreren Dutzend Kilometern pro Sekunde an der äußeren Hülle. Auch andere Sterne als Rote Riesen können auf diese Weise pulsieren. Eine Schwingung dauert dabei je nach Sternmasse von wenigen Stunden bis zu einigen Tagen.
Schließlich ist aber bei jedem Stern der Brennstoff nach einigen Brennphasen vollständig aufgebraucht, und die Hülle stürzt zusammen. Dadurch gewinnt der Stern enorme Mengen an thermischer Energie. Seine Temperatur steigt, während sein Radius rapide sinkt. Schließlich ist er ein kleiner, kompakter Körper geworden, der nur noch aufgrund seiner thermischen Energie Strahlung aussendet, die so energiereich ist, daß er weiß leuchtet. Mehrere Millionen Jahre kann der Weiße Zwerg noch leuchten, bevor er endgültig verlischt und von einem braunen Zwerg fast nur mehr durch die Masse und die Art seiner Elemente unterschieden werden kann. In diesem Zustand wird der Stern auch Schwarzer Zwerg genannt.
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