Riesensterne sind riesige Sterne mit viel größerem Radius und Leuchtkraft eines Hauptreihensterns mit ähnlicher Oberflächentemperatur. Hauptreihensterne haben einen gemischten Kern, bestehend aus Wasserstoff und Helium. Riesensterne haben einen Kern aus Helium oder noch schwereren Elementen wie Kohlenstoff. Dies liegt daran, dass Riesensterne begonnen haben, erhebliche Teile ihres Wasserstofftreibstoffs zu erschöpfen.
Die Riesenphase ist für jeden Stern mit mehr als 0.4 Sonnenmassen unvermeidlich. Sterne mit zwischen 0.4 und 0.5 Sonnenmassen sammeln mit zunehmendem Alter Helium in ihrem Kern an, und schließlich baut sich ein reiner Heliumkern auf, aber ihnen fehlt der Druck und die Temperatur, um Helium zu fusionieren. Der Wasserstoff an der Peripherie des Kerns bildet eine Hülle mit schneller Fusionsaktivität, da die massive Schwerkraft des Kerns Wasserstoff darauf komprimiert. Die Größe des Sterns dehnt sich aus und er wird viel diffuser. Wenn die Sonne in fünf Milliarden Jahren zu einem Roten Riesen wird, wird ihre Oberfläche die heutige Erdumlaufbahn erreichen.
Sterne mit mehr als 0.5 Sonnenmassen können durch den Triple-Alpha-Prozess Heliumkerne zu Sauerstoff und Kohlenstoff verschmelzen. Obwohl der Kern vor der Zündung eine Temperatur von 108 K erreichen muss, erzeugt dies eine Energieschwemme, die den Kern vergrößert und den Druck in der wasserstoffbildenden Hülle verringert. Dies verlangsamt die Fusionsreaktionen und verringert widersinnigerweise die Größe und Temperatur des Sterns. Ein massereicherer Stern ist also weniger leuchtend als ein weniger massereicher. Solche Sterne gehören zum sogenannten Horizontal-Zweig, weil sie auf einem Diagramm der Leuchtkraft gegen den Spektraltyp eine horizontale Linie bilden.
Bei weniger als 8 Sonnenmassen, aber mehr als 0.5, baut der Stern Kohlenstoff in seinem Kern auf und beginnt, Helium auf einer Hülle außerhalb des Kerns zu fusionieren. Er wird zu einem „asymptotischen Riesenzweig“ oder AGB-Stern, wenn die Heliumfusion beschleunigt und seinen Wirtsstern aufbläht. Diese können Überriesen- und Hyperriesensterne erzeugen.
Bei Sternen mit mehr als 8 Sonnenmassen verschmelzen Kerne bis hin zu Eisen. Wenn ein solcher Stern einen Eisenkern mit mehr als 1.44 Sonnenmassen aufbaut, beginnt der Kernkollaps. Die sich gegenseitig abstoßenden Elektronenhüllen um die Eisenkerne können sich unter dem hohen Druck und der hohen Temperatur nicht abstoßen und beginnen zu einem anderen Aggregatzustand namens Neutronium zu verschmelzen, der aus Neutronen besteht, die in einem gigantischen Atomkern von der Größe einer Stadt eng zusammengedrängt sind .
Wenn die Fusionsreaktionen im Kern aufhören, produziert der Stern nicht genügend Energie, um seiner eigenen Schwerkraft entgegenzuwirken, und er kollabiert. Wenn die leichten Elemente nach innen fallen, prallen sie vom nahezu inkompressiblen Neutroniumkern ab. Der Rückprall reicht aus, um den Mantel des Sterns mit Tausenden von Stundenkilometern nach außen in den Weltraum zu schicken. Dieses Ereignis wird Supernova genannt, und es entstehen Elemente, die schwerer als Eisen sind.
Der Rest ist ein sogenannter Sternrest oder Neutronenstern. Ein Teelöffel seiner Materie wiegt zwei Millionen Tonnen.