ഹീലിയം കത്തുന്ന കാലഘട്ടത്തിൽ 9 സോളാർ മാസിൽ അധികം പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ചുവന്ന ഭീമൻ കുള്ളന്മാരായി (red supergiants) മാറുന്നു.ഹീലിയം ഇന്ധനം തീർന്നാൽ മറ്റ് ഘനമൂലകങ്ങൾ അണുസംയോജനത്തിലേർപ്പെടുന്നു. കാർബൺ അണുസം യോജനത്തിന് അനുയോജ്യമാവുന്നതു വരെ നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തിന്റെ താപനിലയും മർദ്ദവും കൂടുന്നു. ഈ പ്രക്രിയ തുടരുകയും, പിന്നീട് നിയോൺ, ഓക്സിജൻ, സിലിക്കൺ എന്നീ മൂലകങ്ങളും ഇന്ധനമായി ഉപയോഗിക്കപ്പെടുന്നു.
അങ്ങനെ പല പാളികളായി പല ഇന്ധനങ്ങളും എരിഞ്ഞുതീരുന്നു. ഓരോ ഷെല്ലിലും ഓരോ മൂലകമായിരിക്കും ഉണ്ടാകുക. ഏറ്റവും പുറത്തെ ഷെല്ലിൽ ഹൈഡ്രജനും അതിനു തൊട്ട് മുൻപത്തേതിൽ ഹീലിയവും, അതിനു കീഴെ മറ്റെല്ലാ മൂലകങ്ങളും പാളികളായി സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നു. 
അവസാനത്തെ പ്രക്രിയ ഇരുമ്പ് ഉല്പാദനമാണ്. മറ്റേത് ഘനമൂലകങ്ങളെക്കാലും ഇരുമ്പ് അണുകേന്ദ്രത്തിൽ അണു ആകർഷണബലം (nuclear force of attraction)വളരെ കൂടുതലാകയാൽ ഇരുമ്പിന്റെ അണുസം യോജനം ഊർജ്ജം പുറം തള്ളുന്നതിനു പകരം ഊർജ്ജം വലിച്ചെടുക്കുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. 

ഭാരം കുറഞ്ഞ അണുകേന്ദ്രങ്ങളെക്കാളും ആകർഷണബലം കൂടുതലുള്ളതുകൊണ്ട് അവയിൽ നിന്നും വിഘടനം വഴി ഊർജ്ജം പുറംതള്ളുന്നതും സാധ്യമല്ല. പ്രായം കൂടിയ, ഭീമാകാരങ്ങളായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ ഇരുമ്പ് അലസമായി വന്നടിയുന്നു. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഘനം കൂടിയ മൂലകങ്ങൾ പ്രതലത്തിലെത്തുകയും, വൂൾഫ്- റയറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടാവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിൽ സാന്ദ്രമായ സ്റ്റെല്ലാർ പ്രവാഹം ഉണ്ടാകുകയും, തൽഫലമായി അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ പുറം പാളി അടർന്നു പോകുകയും ചെയ്യുന്നു.

ചന്ദ്രശേഖർസീമയിലും കുറവുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ
തരം തിരിക്കൽ
ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ
പ്രധാനശ്രേണിക്ക് ശേഷം