Las estrellas con masa superior a 1´4 masas solares pero no tan masivas como las WR (que son muy pocas) pueden renovar muchas veces el ciclo de las reacciones nucleares, pero ¿hasta cuando?
La fuerza fuerte solo une los nucleones vecinos, pero la fuerza eléctrica de los protones rechaza a todos los H+ del núcleo; y en consecuencia la fuerza repulsiva aumenta con el cuadrado del número de protones. Del He al Fe se hace 500 veces mayor. Además, los núcleos grandes oponen cada vez más resistencia a los He++, por lo que a partir de aquí los neutrones son los encargados de continuar las reacciones nucleares:
y la escala continúa hacia números atómicos crecientes, aunque no es regular porque se intercalan núcleos estable con otros muy inestables.
Los últimos isótopos estables son ; a partir de aquí la fabricación de núcleos consume energía, no la produce, y los núcleos radiactivos se desintegran emitiendo radiación a. Esto es así hasta llegar al
que tiene un tiempo medio de 4000·106 años y tiene tiempo de acumularse en grandes cantidades; y a partir de aquí la estabilidad disminuye muy deprisa.
Este es el proceso neutrónico s (de slow), pero existe otro mecanismo llamado r (de rapide) en el cual se absorben muchos neutrones con un salto espectacular en la masa del núcleo: .
Los elementos no pasan por núcleos intermedios instables:
Cuando aparecen el californio o el fermio, se fisionan creando neutrones que fisionan más núcleos formándose una reacción en cadena que desemboca en una explosión. La estrella deja de existir y evacua su materia al espacio.