Güneş'ten daha büyük kütleli yıldızların evrimi de benzerdir fakat ayrıntıda farklar vardır. Örneğin; kütlesi 5 M_☉ olan bir yıldız, kırmızı dev evresinden önce ve sonra olmak üzere en az iki kez sefeid olur. Sefeid evresinde ve özellikle kırmızı dev evresinde kütlesinin çoğunu helyum yanması sırasında uzaya atar. 8 güneş kütlesinden daha az kütleli bir yıldızın özek sıcaklığı hiç bir zaman karbon yakacak kadar yükselemez. Ömrünü kabon-oksijen beyaz cücesi olarak tamamlar.

Bütün bunlar Dünya için ne anlama gelir? 5 milyar yıl sonra, yani Güneş hidrojenini tüketince, parlaklığı 2 kat, yarıçapı % 75 artmış olacak. Bu demektir ki 2 milyar yıl sonra artık kış olmayacak. Yüksek ısı denizlerde buharlaşmayı artıracak, atmosferde su buharı artacak, sıcaklık daha da yükselecek, aşırı bir sera etkisi gelişecek. Güneşin morötesi ışınımı su moleküllerini parçalayacak ve hidrojen uzaya kaçacak. Bu böyle olmasa bile, Güneş ana kol evriminin sonuna gelince Yer'de sıcaklık o kadar yüksek olacak ki yaşam çoktan yok olmuş olacak (Eğer insanlık ozon tabakasını delerek; suları, havayı kirleterek bu işi daha önce yapmadıysa!). Güneş kırmızı dev olunca yarıçapı 1 GB'ni biraz aşacak; Yer kırmızı devin dış atmosferi içerisinde kalacak. Sürtünme ve buharlaşma Yer yörüngesini gittikçe daha çok küçültecek ve birkaç yüzyıl içinde Yer, Güneş'in içine batacaktır. Fakat buna daha milyarlarca yıl var! Belki o zamana kadar insanlık "batan gemiden kaçmasını ve kendisine bir başka 'ada' bulmasını öğrenmiş olur."!

Küçük kütleli (0.08 - 0.8 M_☉ a grubu) yıldızların alt sınırına yakın yıldızların özek sıcaklığı yeteri kadar yükselemez ve helyumu ateşleyip karbon üretemezler. Böyle yıldızlar, evrimleri sonunda çoğunlukla helyumdan oluşan beyaz cüce olurlar. Üst sınırına yakın olanlar ise yukarıdaki gibi karbon beyaz cücesi olurlar. Ayırım hangi kütlede olur iyi bilinmemektedir.

Büyük kütleli (kütlesi 8 güneş kütlesinden büyük) bir yıldız özeğinde demire kadar elementleri oluşturabilir. Bir yakıt tükenince özek çöker, sıcaklık yükselir ve tükenen bu yakıtın külü ateşlenir, bu külün kabuğunda eski yakıt yanmaya devam eder. Böylece helyumdan sonra karbon, oksijen, neon, silisyum, kükürt gibi elmentler, son olarak da demir oluşur. Bu elementler bir soğan gibi ardışık kabukların içindedir. Bundan sonrası ise süpernova patlamasıdır (Şekil 4.27 ve 4.28).

4.6.6 Süpernova patlamaları

Demir en kararlı elementtir. Yıldızların özeklerinde demirden daha ağır elementler oluşturulamaz çünkü bu işlem dışarıya enerji vermek yerine dışarıdan enerji ister, bu enerji ise yoktur. Kütle çekimini dengeleyecek enerji kaynağı (ısı) olmayınca demir özeği çöker. Bir saniyeden daha kısa sürede bir nötron yıldızı (ya da kütle çok yüksekse bir karadelik) oluşur. Aşırı yüksek yoğunluktaki nötron gazı (sıkışmış yay gibi) çökmeyi durdurur ve özek “geri zıplar”. Özekte üretilen nötrinoların yüksek enerji katkısı ile bu geri zıplama üst kamanların patlamasına neden olur. Süpernovanın parlaklığı bir kaç hafta boyunca milyarlarca yıldızın toplam parlaklığına denk enerji salar. Süpernova patlamaları karbon, oksijen, neon gibi demire kadar ağır elementleri yıldızlararası ortama dağıtır. Daha ağır elementler süpernova patlaması sırasında oluşur ve uzaya yayılır. Ağır elementlerce zenginleştirilmiş yıldızlararası madde daha sonra oluşacak yıldız ve gezegenlerin hammaddesidir. Güneş ikinci kuşak bir yıldızdır ve Dünyamızda yaşamın kaynağı süpernovaların ürettiği elementlerdir.