Zvezde velikanke so ogromne zvezde z veliko večjim polmerom in svetilnostjo zvezde glavnega zaporedja s podobno površinsko temperaturo. Zvezde glavnega zaporedja imajo mešano jedro, sestavljeno iz vodika in helija. Zvezde velikanke imajo jedro iz helija ali celo težjih elementov, kot je ogljik. To je zato, ker so zvezde velikanke začele izčrpavati znatne dele svojega vodikovega goriva.
Velikanska faza je neizogibna za vsako zvezdo z več kot 0.4 sončne mase. Zvezde z maso med 0.4 in 0.5 sončne mase kopičijo helij v svojem jedru, ko se starajo, in sčasoma se nabere čisto helijevo jedro, vendar jim primanjkuje tlaka in temperature za taljenje helija. Vodik na obodu jedra tvori lupino hitre fuzijske aktivnosti, ker ogromna gravitacija jedra stisne vodik nanj. Velikost zvezde se razširi in postane veliko bolj razpršena. Ko bo Sonce čez pet milijard let postalo rdeča velikanka, bo njegova površina segala tja, kjer je danes Zemljina orbita.
Zvezde z več kot 0.5 sončne mase lahko zlijejo helijeva jedra v kisik in ogljik s pomočjo trojnega alfa procesa. Čeprav mora jedro pred vžigom doseči temperaturo 108 K, ko se to zgodi, proizvede prenasičenost energije, kar poveča velikost jedra in zmanjša tlak v lupini, ki tvori vodik. To upočasni fuzijske reakcije in protiintuitivno zmanjša velikost in temperaturo zvezde. Torej je bolj masivna zvezda manj svetleča kot manj masivna. Takšne zvezde so del tako imenovane vodoravne veje, ker na grafu svetilnosti glede na spektralni tip tvorijo vodoravno črto.
Če je manj kot 8 sončnih mas, vendar večja od 0.5, bo zvezda kopičila ogljik v svojem jedru in začela taliti helij na lupini zunaj jedra. Postane “asimptotična velikanska veja” ali zvezda AGB, ko fuzija helija pospešuje in napihne svojo zvezdo gostiteljico. Ti lahko ustvarijo supergigante in hipergigante.
Pri zvezdah, večjih od 8 sončnih mas, se jedra zlijejo vse do železa. Ko taka zvezda zgradi železno jedro, večje od 1.44 sončne mase, se začne kolaps jedra. Medsebojno odbojne elektronske lupine okoli železovih jeder se ne odbijejo druga od druge pod velikim pritiskom in temperaturo in se začnejo zlivati v drugo stanje snovi, imenovano nevtronij, sestavljeno iz nevtronov, ki so tesno zagozdeni v velikansko atomsko jedro velikosti mesta. .
Ko se fuzijske reakcije v jedru ustavi, zvezda ne uspe proizvesti dovolj energije, da bi preprečila lastno gravitacijo, in se zruši. Ko lahki elementi padejo navznoter, se odbijajo od skoraj nestisljivega nevtronijevega jedra. Odboj je dovolj, da zvezdni plašč eksplodira navzven v vesolje s hitrostjo tisoč kilometrov na uro. Ta dogodek se imenuje supernova in tako nastanejo elementi, težji od železa.
Preostanek je tisto, kar imenujemo ostanek zvezde ali nevtronska zvezda. Čajna žlička njegove snovi tehta dva milijona ton.