Kırmızı dev
Gelişimi

Kırmızı devlerin yaklaşık 0.3 M☉ - 8 M☉ aralığındaki kitlelerin ana-dizi yıldızlarından evrimleştiği kabul edilmektedir. [7] yıldızlararası ortamda çöken molekül bulutunun içindeki bir yıldız, hidrojen ve helyum içerir, eser miktarlarda "metal" de içermektedir. (yıldız yapıda, bu sadece 2 kat daha büyük atom sayısına, yani hidrojen veya helyum olmayan herhangi bir eleman anlamına gelmektedir). Bu
unsurlar tüm yıldız boyunca karıştırılır. Çekirdek füzyon tepkimesini başlamak için yeterince yüksek bir sıcaklığa (birkaç milyon kelvin) ulaşır ve hidrostatik denge kurduğunda yıldız ana dizisine ulaşır. Ana dizi ömrü boyunca, yıldızın içindeki hidrojen yavaş yavaş helyum'a dönüşür; çekirdek neredeyse tüm
hidrojen kaybettiğinde ana-dizi'nin hayat biter. Ana-dizi'nin ömrü yaklaşık 10 milyar yıldır. Çok büyük yıldızlar daha küçük yıldızlardan daha hızlı ve ortantısız yanar bu yüzden ömrü daha kısadır. [1]
Yıldız özünde yakıt olarak hidrojen tükettiğinden, nükleer reaksiyonlar artık devam edemez ve böylece çekirdek kendi yerçekimi ile etkileşime girer. Bu sıcaklık ve basınç ile çekirdek etrafında bir kabuk içinde füzyonun devam etmesi için ilave olarak hidrojen getirir. Daha yüksek sıcaklıklar 1,000-10,000 arasında yıldızın parlaklığı artırmak için yeterli reaksiyon oranlarının artmasına yol açar. Sonra
yıldızın dış katmanları yıldızın yaşamının kırmızı-dev aşamasına başlamadan, büyük ölçüde genişletir. Yıldız genişledikçe, yıldızın yanan kabuğunun ürettiği enerji daha düşük bir yüzey sıcaklığı, çok daha büyük bir yüzey alanına yayılır - dolayısıyla bir kırmızı dev haline gelir. Aslında, renk olarak genellikle turuncudur. Bu anda, yıldız Hertzsprung-Russel(H-R) diagramının kırmızı dev aşamasuan yükselir. [1] dış tabakalar konveksiyon yoluyla yüzeye enerjiyi taşırlar. Bu, tarihte ilk defa yıldızın yüzeyde yanmasına (çekirdeğinde değil). Bu olay eşelemek olarak adlandırılır.
Kırmızı dev aşamasına doğru yıldızın izlediği evrimsel süreç, çekirdeğin yıldızın kütlesine bağlı olarak tamamen çökmesiyle biter.
Güneş ve yıldızlar için 2 M☉’dan az [8] elektron dejenerasyon basıncı, çarpışmasını önlemek için yeteri kadar yoğun olacaktır. Çekirdek dejeneresi sonrasında,  üç-alfa süreci ile helyum karbonla füzyon başlamak için 108 K sıcaklığına ulaşana kadar ısıtmaya devam edecektir. Dejenere çekirdek Bu sıcaklığa ulaştığında, tüm çekirdek aynı anda helyum ile füzyona başlar. Dejenere olması için yeterli yoğunluk önce daha büyük  olan yıldızın çekirdeğinde 108 K e ulaşacak, böylece helyum füzyonu daha sorunsuz başlar. Yıldız bir kez çekirdeğinde helyum füzyonu aşamalarını geçirdiğinde artık kırmızı dev olarak adlandırılmaz [1]. Bir yıldızın çekirdeğin de helyum füzyonunun olduğu aşama, metal bakımından fakir yıldızların yatay dalı olarak adlandırılır. Bu isimle adlandırılırlar çünkü birçok yıldız kümeleri H-R diyagramının yatay çizgisi üzerindedir. H-R
diyagramında metalce zengin helyum-füzyon yıldızlar yerine kızıl küme denir. [9]
Helyum füzyonu yakacak kadar kütleli yıldızlarda, merkezdeki helyum tükenip yıldız bir daha çökmeye başladığında helyumun dış kabukta füzyon olmasını sağlayan analojik bir süreç belirir.
Aynı zamanda hidrojen hemen dışarısında yanan kabuk içindeki helyumla füzyona başlayabilir. Bu yıldızı asimptotik kırmızı dev e koyar, ikinci kırmızı dev evresinde. [10] Karbon oksijen çekirdeğinde helyum füzyon sonuçları doğurur. Yaklaşık 8 M☉ altında bir yıldız [8] karbon-oksijen çekirdek füzyonu başlatamaz. Bunun yerine, asimptotik dev fazının sonunda yıldızı  beyaz cüce oluşur. Dış kütle ve bir
gezegenimsi bulutsu ile ejeksiyon yıldızının oluşturulması sağlanır. Yıldızın evrimi kırmızı dev faz ile biter. [1] kırmızı dev aşaması, hemen hemen tüm toplam bir milyar yıl sürer. Yatay-dal ve asimptotik dev-şube on kat hızlı hareket eder.
Yıldız yaklaşık 0.2 - 0.5 M☉ aralığındaysa, [8] Bu enerji kırmızı deve dönüşmek için yeterli fakat helyum füzyonu oluşturmak için yetersizdir. [7] Bu "ara" yıldızlar biraz serin ve parlaklık artırmak ancak kırmızı-dev şube ve helyum çekirdek flaş ucu elde asla. Kırmızı-dev yükselişi sona erdiğinde birçok post-asimptotik dev yıldız gibi dış katmanları kaybolur ve daha sonra bir beyaz cüce haline gelir.