Las estrellas gigantes son estrellas enormes con un radio y una luminosidad mucho mayores que una estrella de secuencia principal con una temperatura superficial similar. Las estrellas de la secuencia principal tienen un núcleo mixto, compuesto de hidrógeno y helio. Las estrellas gigantes tienen un núcleo hecho de helio o incluso de elementos más pesados como el carbono. Esto se debe a que las estrellas gigantes han comenzado a agotar porciones sustanciales de su combustible de hidrógeno.
La fase gigante es inevitable para cualquier estrella con más de 0.4 masas solares. Las estrellas con entre 0.4 y 0.5 masas solares acumulan helio en su núcleo a medida que envejecen y, finalmente, se acumula un núcleo de helio puro, pero carecen de la presión y la temperatura para fusionar el helio. El hidrógeno en la periferia del núcleo forma una capa de rápida actividad de fusión, porque la gravedad masiva del núcleo comprime hidrógeno sobre él. El tamaño de la estrella se expande y se vuelve mucho más difuso. Cuando el Sol se convierta en un gigante rojo en cinco mil millones de años, su superficie llegará hasta donde se encuentra hoy la órbita de la Tierra.
Las estrellas con más de 0.5 masas solares pueden fusionar núcleos de helio en oxígeno y carbono a través del proceso triple alfa. Aunque el núcleo debe alcanzar una temperatura de 108 K antes de la ignición, cuando ocurre, produce un exceso de energía, lo que aumenta el tamaño del núcleo y disminuye la presión en la capa de hidrógeno. Esto ralentiza las reacciones de fusión y, de manera contradictoria, disminuye el tamaño y la temperatura de la estrella. Entonces, una estrella más masiva termina siendo menos luminosa que una menos masiva. Estas estrellas forman parte de la denominada rama horizontal, porque en un gráfico de luminosidad frente al tipo espectral forman una línea horizontal.
Si tiene menos de 8 masas solares, pero más de 0.5, la estrella acumulará carbono en su núcleo y comenzará a fusionar helio en una capa fuera del núcleo. Se convierte en una «rama gigante asintótica» o estrella AGB a medida que la fusión de helio acelera y infla a su estrella anfitriona. Estos pueden crear estrellas supergigantes e hipergigantes.
Para estrellas de más de 8 masas solares, los núcleos se fusionan hasta formar hierro. Cuando una estrella de este tipo acumula un núcleo de hierro de más de 1.44 masas solares, comienza el colapso del núcleo. Las capas de electrones mutuamente repulsivas alrededor de los núcleos de hierro no se repelen entre sí bajo la gran presión y temperatura, y comienzan a fusionarse en otro estado de la materia llamado neutronio, formado por neutrones apretujados juntos en un gigantesco núcleo atómico del tamaño de una ciudad. .
A medida que cesan las reacciones de fusión en el núcleo, la estrella no produce suficiente energía para contrarrestar su propia gravedad y colapsa. A medida que los elementos ligeros caen hacia adentro, rebotan en el núcleo de neutronio casi incompresible. El rebote es suficiente para hacer que el manto de la estrella explote hacia el espacio a miles de kilómetros por hora. Este evento se llama supernova y es la forma en que se crean los elementos más pesados que el hierro.
El resto es lo que se llama un remanente de estrella o una estrella de neutrones. Una cucharadita de su materia pesa dos millones de toneladas.