Bintang raksasa adalah bintang besar dengan radius dan luminositas yang jauh lebih besar dari bintang deret utama dengan suhu permukaan yang sama. Bintang deret utama memiliki inti campuran, terdiri dari hidrogen dan helium. Bintang raksasa memiliki inti yang terbuat dari helium atau bahkan elemen yang lebih berat seperti karbon. Ini karena bintang-bintang raksasa mulai menghabiskan sebagian besar bahan bakar hidrogen mereka.
Fase raksasa tidak dapat dihindari untuk setiap bintang dengan massa lebih dari 0.4 massa matahari. Bintang dengan massa matahari antara 0.4 dan 0.5 mengakumulasi helium di intinya seiring bertambahnya usia, dan akhirnya inti helium murni terbentuk, tetapi mereka kekurangan tekanan dan suhu untuk melebur helium. Hidrogen di pinggiran inti membentuk cangkang aktivitas fusi cepat, karena gravitasi masif inti menekan hidrogen ke atasnya. Ukuran bintang mengembang dan menjadi jauh lebih menyebar. Ketika Matahari menjadi raksasa merah dalam lima miliar tahun, permukaannya akan mencapai orbit Bumi saat ini.
Bintang dengan massa lebih dari 0.5 massa matahari dapat menggabungkan inti helium menjadi oksigen dan karbon melalui proses tiga alfa. Meskipun inti harus mencapai suhu 108 K sebelum penyalaan, ketika hal itu terjadi, itu menghasilkan energi yang melimpah, yang meningkatkan ukuran inti, mengurangi tekanan dalam cangkang pembuat hidrogen. Ini memperlambat reaksi fusi dan secara berlawanan mengurangi ukuran dan suhu bintang. Jadi, bintang yang lebih masif akhirnya kurang bercahaya daripada yang kurang masif. Bintang-bintang seperti itu adalah bagian dari apa yang disebut cabang Horizontal, karena pada grafik luminositas terhadap tipe spektral, mereka membentuk garis horizontal.
Jika kurang dari 8 massa matahari, tetapi lebih besar dari 0.5, bintang akan membangun karbon di intinya dan mulai menggabungkan helium pada cangkang di luar inti. Ia menjadi “cabang raksasa asimtotik” atau bintang AGB saat fusi helium berakselerasi dan menggelembungkan bintang inangnya. Ini dapat menciptakan bintang supergiant dan hypergiant.
Untuk bintang yang lebih besar dari 8 massa matahari, inti melebur sampai ke besi. Ketika bintang seperti itu membangun inti besi yang lebih besar dari 1.44 massa matahari, keruntuhan inti dimulai. Kulit elektron yang saling tolak menolak di sekitar inti besi gagal untuk menolak satu sama lain di bawah tekanan dan suhu yang besar, dan mulai melebur menjadi materi lain yang disebut neutronium, terdiri dari neutron yang saling menempel erat dalam inti atom raksasa seukuran kota. .
Saat reaksi fusi di inti berhenti, bintang gagal menghasilkan energi yang cukup untuk melawan gravitasinya sendiri, dan ia runtuh. Saat elemen ringan jatuh ke dalam, mereka memantul dari inti neutronium yang hampir tidak dapat dimampatkan. Bounceback cukup untuk mengirim mantel bintang meledak ke luar angkasa dengan kecepatan ribuan kilometer per jam. Peristiwa ini disebut supernova, dan itulah bagaimana unsur-unsur yang lebih berat dari besi diciptakan.
Sisanya adalah apa yang disebut sisa bintang, atau bintang neutron. Satu sendok teh materinya memiliki berat dua juta ton.