Jättestjärnor är enorma stjärnor med en mycket större radie och ljusstyrka som en huvudsekvensstjärna med liknande yttemperatur. Huvudsekvensstjärnor har en blandad kärna som består av väte och helium. Jättestjärnor har en kärna gjord av helium eller till och med tyngre grundämnen som kol. Detta beror på att jättestjärnor har börjat tömma stora delar av sitt vätebränsle.
Jättefasen är oundviklig för alla stjärnor med mer än 0.4 solmassor. Stjärnor med mellan 0.4 och 0.5 solmassor ackumulerar helium i sin kärna när de åldras, och så småningom byggs en ren heliumkärna upp, men de saknar tryck och temperatur för att smälta helium. Vätet i kärnans periferi bildar ett skal av snabb fusionsaktivitet, eftersom kärnans massiva tyngdkraft pressar väte på den. Stjärnans storlek expanderar och den blir mycket mer diffus. När solen blir en röd jätte om fem miljarder år kommer dess yta att nå dit jordens bana är idag.
Stjärnor med mer än 0.5 solmassor kan smälta samman heliumkärnor till syre och kol genom trippel alfaprocessen. Även om kärnan måste nå en temperatur på 108 K före antändning, producerar den en överflöd av energi när det händer, vilket ökar storleken på kärnan, vilket minskar trycket i det vätebyggande skalet. Detta saktar ner fusionsreaktionerna och kontraintuitivt minskar stjärnans storlek och temperatur. Så en mer massiv stjärna blir mindre lysande än en mindre massiv. Sådana stjärnor är en del av den så kallade horisontella grenen, eftersom de på en graf av ljusstyrka mot spektraltyp utgör en horisontell linje.
Om mindre än 8 solmassor, men större än 0.5, kommer stjärnan att bygga upp kol i sin kärna och börja smälta helium på ett skal utanför kärnan. Det blir en ”asymptotisk jättegren” eller AGB-stjärna när heliumfusionen accelererar och ballongerar sin värdstjärna. Dessa kan skapa superjättar och hyperjättar.
För stjärnor större än 8 solmassor smälter kärnorna samman hela vägen upp till järn. När en sådan stjärna bygger upp en kärna av järn som är större än 1.44 solmassor börjar kärnkollapsen. De ömsesidigt frånstötande elektronskalen runt järnkärnorna misslyckas med att stöta bort varandra under det stora trycket och temperaturen och börjar smälta samman till ett annat tillstånd av materia som kallas neutronium, som består av neutroner som sitter tätt ihop i en gigantisk atomkärna lika stor som en stad .
När fusionsreaktionerna i kärnan upphör, lyckas inte stjärnan producera tillräckligt med energi för att motverka sin egen gravitation, och den kollapsar. När de lätta elementen faller inåt studsar de av den nästan inkompressibla neutroniumkärnan. Bouncebacken är tillräcklig för att skicka stjärnans mantel explodera utåt i rymden i tusentals kilometer i timmen. Denna händelse kallas en supernova, och det är hur element som är tyngre än järn skapas.
Resten är vad som kallas en stjärnrest, eller en neutronstjärna. En tesked av dess materia väger två miljoner ton.