Červený obr: Porovnání verzí

Po vyčerpání téměř veškerého vodíku v nitru hvězdy dojde k zastavení jaderných reakcí a tím pádem převládne vlastní gravitační působení hvězdy – jádro hvězdy se začne vlastní hmotností smršťovat. Zvýšení tlaku v jádru během jeho kolapsu přinese prudký nárůst teploty – ohřeje se vrstva ležící nad jádrem a fúzování vodíku na helium poté pokračuje ve vnějších vrstvách hvězdy (tam vodík nebyl dosud vyčerpán) a to díky vyšším teplotám mnohem rychleji, což způsobí zvýšení zářivého výkonu hvězdy. Vnější vrstvy následně prudce expandují, což vede k podstatnému zvětšení velikosti hvězdy (v řádu deseti- až stonásobku jejich původního poloměru). Hmotnost hvězdy se nijak nezvýší a tudíž klesne hustota hvězdy. Energie produkována termojadernou fúzí je nyní vyzařována mnohem větším povrchem, než byla původně a tudíž musí klesnout množství energie vyzářené jednotkou plochy, což se projeví jako snížení povrchové teploty hvězdy a posun v barvě hvězdy k oranžové až červené.

Pokud hvězda má dostatečnou hmotnost, jádro se smrští natolik, že teplota v něm dosáhne 100 milionů [[Kelvin|kelvinů]]. Tato vyšší teplota jádra umožňuje další termojaderné reakce, tentokrát fúzi jader helia na uhlík (v tzv. [[tři-alfa proces|tři-alfa procesu]]). U méně hmotných hvězd dojde k zapálení těchto jaderných reakcí až po úplném smrštění jádra a díky tomu reakce začnou probíhat v celém jádru ihned po dosažení teploty 100 milionů kelvinů, což se projeví jako tzv. [[heliový záblesk]]. U hmotnějších hvězd se kritické teploty dosáhne dříve, než se jejich jádro úplně smrští a díky tomu reakce začnou probíhat postupně, bez heliového záblesku.