Dersom det er tilstrekkelig materiale igjen utenfor kjernen kan en ny hydrogenforbrenning starte, etterfulgt av et nytt heliumblink som kaster av et nytt skall. Dette kan foregå flere ganger avhengig av stjernens opprinnelige masse, over en periode på noen få år. Til slutt er bare kjernen igjen, i form av en hvit dverg som sakte avkjøles uten nye fusjonsreaksjoner. De indre lagene av stjernen som nå avdekkes har høy temperatur og avgir ultrafiolett lys. Plasmaet som slynges ut belyses av denne strålingen og vil derfor ioniseres og lyse opp. På grunn av eksplosjonen, rotasjon, solvind og magnetiske felter dannes kompliserte strukturer. Noen år senere observeres tåken som bølgefronter eller ovaler rundt en hvit dvergstjerne.