A csillagokban keletkezett atommagoknak ki kell jutniuk a csillagközi térbe, hogy újabb csillagok és bolygók anyagába beépüljenek. Ennek egyik lehetősége a szupernova-robbanás. Utóbbi robbanásból alapvetően két fajtát különítenek el. Egyikük az Ia típusú szupernóva-robbanás, amely kisebb tömegű csillagok élete végén visszamaradt fehér törpékhez kapcsolódik. Erre olyan kettős rendszerekben kerül sor, ahol a fehér törpére a társáról anyag áramlik át, és a rajta halmozódó anyag mennyisége meghalad egy kritikus értéket. Az ekkor összeomló és felrobbanó csillagból a kataklizma után nem marad vissza semmi, anyaga teljesen szétszóródik.

Másként zajlanak a nagytömegű csillagok élete végén történő szupernóva-robbanások; ezek képviselik a másik robbanástípust. Ekkor az összeroskadó, majd felrobbanó csillag anyagának jelentős része a centrumában keletkező neutroncsillagban, esetleg fekete lyukban marad meg - tehát a legbelső tartomány nem repül ki.

A kétfajta szupernóva-robbanás közül az első (Ia) arányában több vas-atommagot szór ki, míg a második típusnál a vas-atommagok jelentős része neutroncsillag formájában, esetleg a fekete lyukban marad meg. Ha egy galaxis életének elején főleg a második csoportba sorolt robbanások történnek, vasban lassabban gazdagodik a csillagközi anyag, mint később az Ia típusú robbanások során. Az utóbbiakhoz szükséges fehér törpék kisebb tömegű és ezért hosszabb életű csillagokból születnek - ezért a csillagkeletkezés megindulása után, később jellemzők. Természetesen a két eltérő szupernóvatípus robbanási gyakoriságát további tényezők is befolyásolják.

A kb. 200 fényév átmérőjű Vela szupernóva-maradvány képe az optikai tartományban. A közel 6-11 ezer éve történt robbanás nyomán feltűnt csillag egykor olyan fényes volt az égen, mint a telehold (DSS, ESA, ESO, NASA, FITS Liberator, Davide De Martiny)

A szupernóvaként fel nem lángoló, kisebb tömegű csillagok is szórnak szét nehéz elemeket, főleg az életük végső fázisában, a külső burok ledobásakor. Az M15 jelű fémszegény gömbhalmazban például jelentős mennyiségű poranyagot sikerült kimutatni, amelyet idős, fémekben szegény csillagok bocsátottak ki vörös óriás állapotukban. Az utóbbi anyagkibocsátás leglátványosabb velejárója a planetáris ködök kialakulása, amelynek keretében a csillag külső rétegeit, a benne született atommagokkal együtt, ledobja magáról.

Életük végén planetáris köd formájában is sok nehéz elemet bocsátanak ki a csillagok. A fotókon a tőlünk kb. 7000 fényévre lévő NGC 5315, IC 4593 és NGC 5307 jelű planetáris ködök láthatók (NASA, ESA, HHT, STScI, AURA)

A csillagok anyagkibocsátása az összetételüktől is függ. Tejútrendszerünk fiatal, és ezért fémekben gazdagabb csillagainak külső rétegében több az oxigén, mint idősebb társaiknál. Az oxigén a hűvös, külső tartományokban a szénatomokkal szén-dioxiddá egyesülhet, amely gáz halmazállapotú. A szénatomok ezért az oxigénben gazdagabb csillagokban kevesebb szén alapú szilárd porszemet alkotnak, itt inkább szilikátos szemcsék keletkeznek. Elképzelhető tehát, hogy a korábban született és oxigénben szegényebb csillagok idős korukban több széntartalmú port bocsátottak ki, mint később kialakult és már születésükkor oxigénben gazdag társaik.

A csillagokban legyártott, és onnan kiszórt elemek további mozgását a galaxis egészének gravitációs tere, a közeli csillagok és nagy molekulafelhők gravitációs zavarai, szupernóva-robbanások és fiatal csillaghalmazok erős csillagszelei befolyásolják.

A csillagközi anyag összetételének térbeli változásait a nagyobb galaxisok központjában lévő szupernagy tömegű fekete lyukak is befolyásolják. Itt az anyag egy része, beléjük spirálozva, a fekete lyukba zuhan, kisebb hányada viszont az ún. akkréciós korong közepéből nagy sebességgel, a korongra merőlegesen két anyagsugár (jet) keretében kirepül. Az így kilökődött anyagban a fekete lyukhoz közeli csillagok által legyártott nehéz elemek is előfordulnak, ezek pedig a kilökődés révén igen távolra juthatnak a galaxisban.