巨星
恒星は、その中心部分で核融合反応に使えるすべての水素を使いつくした後に主系列を離れ、巨星となる。初期質量が太陽質量のおよそ0.25倍以下の恒星は巨星には進化しない。そのような低質量の恒星は、その一生のほとんどの期間において内部が対流でかきまぜられており、現在の宇宙年齢よりもはるかに長い1兆年以上に渡って水素の核融合反応を続けることができる。しかし最終的には、恒星中心部は対流よりも放射でエネルギーを輸送するようになるため、中心部では核融合の原料である水素を使い尽くし、中心核を取り巻く殻状の部分で水素の核融合反応が続く。(0.16太陽質量よりも重い恒星であればこの段階で膨張を始めるが、それほど大きくはならない。)その後、中心部への水素の供給は完全に断たれ、その恒星はヘリウム白色矮星となる。
恒星の質量が太陽質量の0.25倍よりも大きい場合、中心部での核融合に使われる水素を使いつくした後には、中心部は収縮を始める。水素の核融合反応はヘリウムに富む中心部の周囲を取り巻く殻のような部分で進み続け、その外側は膨張し温度は低下する。恒星進化のこの段階は、HR図上の準巨星と呼ばれるところにあたり、恒星の光度は一定のまま実効温度が低下する。最終的には恒星はHR図上を巨星分枝に沿って上り始める。このとき恒星は赤色巨星と呼ばれる段階であり、表面温度はほぼ一定であるものの光度と半径が劇的に増加する。恒星の中心部は収縮を続け、中心部の温度は上昇する。
主系列星段階での恒星の質量がおよそ0.