Cuando una estrella ha agotado todo su combustible inicial, formado por elementos ligeros (hidrógeno y helio fundamentalmente), si su masa es suficientemente elevada (al menos entre 4 y 8 masas solares) entra en un nuevo proceso durante el cual comienzan a quemarse los elementos que, como el carbono, el oxígeno o el neón, habían sido los residuos resultantes de las fusiones nucleares iniciales.

Si su masa es mayor (más de 12 veces la solar) la combustión es todavía más efectiva, produciendo como residuo núcleos de elementos metálicos más pesados. No obstante existe un límite, el hierro, cuyo núcleo de masa atómica 56 (es decir, 56 veces más pesado que el hidrógeno, y entre 3 y 5 veces más que elementos como el carbono o el oxígeno) es el de mayor tamaño que se puede obtener mediante los procesos nucleares normales que tienen lugar en el seno de las estrellas.

Los elementos más pesados que el hierro, por el contrario, se originan durante los fenómenos cataclísmicos que tienen lugar al final de la vida de las estrellas masivas, en forma de supernovas.