temperatury we wnętrzu gwiazd prowadzi do ekspansji warstw zewnętrznych. Procesy te, w zależności od początkowej masy, prowadzą, poprzez fazę ewolucji czerwonego olbrzyma, do końcowych stadiów ewolucji gwiazd, znanych z obserwacji jako białe karły, gwiazdy supernowe i gwiazdy neutronowe.<br> Dobrze zbadane są pierwsze fazy ewolucji gwiazd, będące wynikiem spalania wodoru na hel i helu na węgiel. Wiedza o późniejszych stadiach ewolucji gwiazd masywnych, w których następstwie powstają gwiazdy neutronowe i czarne dziury, opiera się w dużej mierze na hipotezach. Dla naszych potrzeb najbardziej interesujące wydają się propozycje przebiegu reakcji jądrowych, w szczególności dotyczących spalania wodoru i helu.<br><br>&lt;tit&gt;4.8.3.1. Spalanie