Jättiläiset tähdet ovat valtavia tähtiä, joiden säde ja kirkkaus ovat paljon suuremmat kuin pääjärjestyksen tähden, jolla on samanlainen pintalämpötila. Pääsekvenssin tähdissä on sekoitettu ydin, joka koostuu vedystä ja heliumista. Jättiläisten tähtien ydin on heliumia tai jopa raskaampia elementtejä, kuten hiiltä. Tämä johtuu siitä, että jättiläiset tähdet ovat alkaneet kuluttaa huomattavia osia vetypolttoaineestaan.
Jättiläisvaihe on väistämätön kaikille tähdille, joilla on enemmän kuin 0.4 aurinkomassaa. Tähdet, joiden aurinkomassa on 0.4–0.5, keräävät heliumia ytimeen ikääntyessään, ja lopulta puhdas heliumsydän muodostuu, mutta heiltä puuttuu paine ja lämpötila heliumin sulattamiseksi. Vety ytimen kehällä muodostaa nopean fuusiotoiminnan kuoren, koska ytimen massiivinen painovoima puristaa vetyä sen päälle. Tähden koko laajenee ja siitä tulee paljon hajanaisempaa. Kun Auringosta tulee punainen jättiläinen viiden miljardin vuoden kuluttua, sen pinta saavuttaa maan kiertoradan.
Yli 0.5 aurinkomassan tähdet voivat sulauttaa heliumytimet hapeksi ja hiileksi kolminkertaisen alfa -prosessin kautta. Vaikka ytimen on saavutettava 108 K: n lämpötila ennen syttymistä, se tuottaa tällöin energiaa, joka lisää ytimen kokoa ja alentaa vetyä rakentavan kuoren painetta. Tämä hidastaa fuusioreaktioita ja alentaa vastakkain tähden kokoa ja lämpötilaa. Joten massiivisempi tähti on vähemmän valovoimainen kuin vähemmän massiivinen. Tällaiset tähdet ovat osa niin sanottua horisontaalista haaraa, koska kirkkauskäyrässä spektrityyppiä vastaan ne muodostavat vaakasuoran viivan.
Jos alle 8 aurinkomassaa, mutta suurempi kuin 0.5, tähti kerää hiiltä ytimeen ja alkaa sulattaa heliumia ytimen ulkopuolella olevaan kuoreen. Siitä tulee “asymptoottinen jättiläinen haara” tai AGB -tähti, kun heliumfuusio kiihtyy ja ilmapallot isäntätähtensä. Ne voivat luoda superjättiläisiä ja hyperjättiläisiä tähtiä.
Yli 8 aurinkomassan tähtien ytimet sulautuvat rautaan asti. Kun tällainen tähti rakentaa yli 1.44 aurinkomassan rautaytimen, ydin romahtaa. Vastavuoroisesti vastenmieliset elektronikuoret raudan ytimien ympärillä eivät kykene torjumaan toisiaan suuren paineen ja lämpötilan alaisena ja alkavat sulautua toiseen aineen tilaan, nimeltään neutronium, joka koostuu neutroneista, jotka ovat tiiviisti yhdessä jättimäisessä kaupungin kokoisessa ytimessä .
Kun ydinfuusioreaktiot lakkaavat, tähti ei tuota tarpeeksi energiaa vastustaakseen omaa painovoimaansa, ja se romahtaa. Kun valoelementit putoavat sisäänpäin, ne pomppivat lähes puristumattomasta neutroniumydimestä. Palautus riittää lähettämään tähden vaipan räjähtäen ulos avaruuteen tuhansia kilometrejä tunnissa. Tätä tapahtumaa kutsutaan supernovaksi, ja näin syntyy rautaa raskaampia elementtejä.
Loput ovat niin sanottuja tähtijäännöksiä tai neutronitähtiä. Tl sen ainetta painaa kaksi miljoonaa tonnia.