Τα γιγάντια αστέρια είναι τεράστια αστέρια με πολύ μεγαλύτερη ακτίνα και φωτεινότητα ενός αστεριού της κύριας ακολουθίας με παρόμοια θερμοκρασία επιφάνειας. Τα αστέρια της κύριας ακολουθίας έχουν έναν μικτό πυρήνα, που αποτελείται από υδρογόνο και ήλιο. Τα γιγάντια αστέρια έχουν έναν πυρήνα από ήλιο ή ακόμα βαρύτερα στοιχεία όπως ο άνθρακας. Αυτό συμβαίνει επειδή τα γιγάντια αστέρια έχουν αρχίσει να εξαντλούν σημαντικά μέρη του καυσίμου υδρογόνου τους.
Η γιγάντια φάση είναι αναπόφευκτη για κάθε αστέρι με μεγαλύτερη από 0.4 ηλιακές μάζες. Αστέρια με ηλιακή μάζα μεταξύ 0.4 και 0.5 συσσωρεύουν ήλιο στον πυρήνα τους καθώς γερνούν, και τελικά δημιουργείται ένας καθαρός πυρήνας ηλίου, αλλά δεν έχουν την πίεση και τη θερμοκρασία για τη σύντηξη ηλίου. Το υδρογόνο στην περιφέρεια του πυρήνα σχηματίζει ένα κέλυφος δραστηριότητας ταχείας σύντηξης, επειδή η τεράστια βαρύτητα του πυρήνα συμπιέζει το υδρογόνο επάνω του. Το μέγεθος του αστεριού διευρύνεται και γίνεται πολύ πιο διάχυτο. Όταν ο Ήλιος γίνει κόκκινος γίγαντας σε πέντε δισεκατομμύρια χρόνια, η επιφάνειά του θα φτάσει εκεί που βρίσκεται η τροχιά της Γης σήμερα.
Αστέρια με ηλιακή μάζα μεγαλύτερη από 0.5 μπορούν να συντήξουν πυρήνες ηλίου σε οξυγόνο και άνθρακα μέσω της διαδικασίας του τριπλού άλφα. Αν και ο πυρήνας πρέπει να φτάσει σε θερμοκρασία 108 K πριν από την ανάφλεξη, όταν συμβεί, παράγει υπερβολική ενέργεια, η οποία αυξάνει το μέγεθος του πυρήνα, μειώνοντας την πίεση στο κέλυφος που δημιουργεί υδρογόνο. Αυτό επιβραδύνει τις αντιδράσεις σύντηξης και αντίθετα μειώνει το μέγεθος και τη θερμοκρασία του αστεριού. Έτσι, ένα αστέρι με μεγαλύτερη μάζα καταλήγει λιγότερο φωτεινό από ένα λιγότερο μαζικό. Τέτοια αστέρια αποτελούν μέρος του λεγόμενου Οριζόντιου κλάδου, επειδή σε ένα γράφημα φωτεινότητας έναντι του φασματικού τύπου σχηματίζουν μια οριζόντια γραμμή.
Εάν είναι μικρότερες από 8 ηλιακές μάζες, αλλά μεγαλύτερες από 0.5, το αστέρι θα συσσωρεύσει άνθρακα στον πυρήνα του και θα αρχίσει να συντήκει ήλιο σε ένα κέλυφος έξω από τον πυρήνα. Γίνεται ένας «ασυμπτωτικός γίγαντας κλάδος» ή άστρο AGB καθώς η σύντηξη ηλίου επιταχύνεται και φέρνει μπαλόνια στο άστρο του. Αυτά μπορούν να δημιουργήσουν υπεργίγαντες και υπεργίγαντες αστέρες.
Για αστέρια μεγαλύτερης από 8 ηλιακές μάζες, οι πυρήνες συγχωνεύονται μέχρι τον σίδηρο. Όταν ένα τέτοιο αστέρι δημιουργεί έναν πυρήνα σιδήρου μεγαλύτερο από 1.44 ηλιακές μάζες, αρχίζει η κατάρρευση του πυρήνα. Τα αμοιβαία απωθητικά κελύφη ηλεκτρονίων γύρω από τους πυρήνες σιδήρου αποτυγχάνουν να απωθήσουν το ένα το άλλο κάτω από τη μεγάλη πίεση και θερμοκρασία και αρχίζουν να συντήκονται σε μια άλλη κατάσταση ύλης που ονομάζεται νετρόνιο, που αποτελείται από νετρόνια κολλημένα στενά μεταξύ τους σε έναν γιγάντιο ατομικό πυρήνα στο μέγεθος μιας πόλης. .
Καθώς οι αντιδράσεις σύντηξης στον πυρήνα παύουν, το αστέρι αποτυγχάνει να παράγει αρκετή ενέργεια για να εξουδετερώσει τη δική του βαρύτητα και καταρρέει. Καθώς τα φωτεινά στοιχεία πέφτουν προς τα μέσα, αναπηδούν από τον σχεδόν ασυμπίεστο πυρήνα νετρονίου. Η αναπήδηση είναι επαρκής για να στείλει τον μανδύα του αστεριού να εκραγεί προς τα έξω στο διάστημα με χιλιάδες χιλιόμετρα την ώρα. Αυτό το γεγονός ονομάζεται σουπερνόβα και έτσι δημιουργούνται στοιχεία βαρύτερα από τον σίδηρο.
Το υπόλοιπο είναι αυτό που ονομάζεται υπολειμματικό αστέρι, ή αστέρι νετρονίων. Ένα κουταλάκι του γλυκού από την ύλη του ζυγίζει δύο εκατομμύρια τόνους.