La mayoría de los elementos pesados liberados en las nebulosas estelares remanentes al morir estrellas de baja masa fueron heredados de la generación anterior. Tales estrellas contribuyen muy poco a la tabla periódica.
- Las estrellas de muy baja masa, como las enanas rojas, tienen suficiente temperatura central para fusionar solo hidrógeno en helio y colapsar en enanas blancas de helio al morir. Este proceso es asombrosamente lento (del orden de cientos de miles de millones o incluso trillones de años) y no incluye una fase gigante.
- Las estrellas de baja masa más pesadas, que poseen al menos 0,5 masas solares, fusionan hidrógeno en helio durante la mayoría de sus años antes de colapsar una vez que cesa la fusión; el aumento de la presión y la temperatura generadas por el colapso inicia la fusión de helio y aumenta en gran medida la producción de energía de la estrella; La síntesis rápida de carbono tiene lugar cuando la estrella se expande en un gigante naranja o rojo antes de experimentar un segundo colapso, esta vez en una enana blanca de carbono. Nuestro Sol seguirá este camino en aproximadamente 5 mil millones de años, y muchas estrellas ya han comenzado a morir de esta manera en todo el universo.
