À medida em que decresce o manancial de hidrogênio na região central, diminui a produção de energia pelas reações termonucleares. A tendência é então de haver uma queda de temperatura e pressão na região central. Esta queda de pressão leva à contração da região central, o que reverte a tendência de queda da temperatura. O aquecimento então realimenta a taxa com que se dão as reações de fusão no centro. Cria-se também um envoltório (ou camada) ainda rico em hidrogênio que começa a converter hidrogênio em hélio. Ao se esgotar totalmente o hidrogênio no caroço central, esta camada passa a ser a única fonte de produção de energia na estrela.
Uma vez iniciada a queima de hidrogênio na camada, a estrela se desloca rapidamente no diagrama HR, tornando-se um pouco mais luminosa e mais fria. A queda de temperatura na superfície se deve à uma pequena expansão das regiões externas, o que aumenta a área da superfície. Este aumento na área leva a um pequeno aumenta na luminosidade total.
Quando cessa totalmente a fusão nuclear na
região central, há nova queda de temperatura, agora
acompanhada
não de uma contração, mas de um colapso. Neste
processo, como
de hábito, energia potencial gravitacional é convertida
em
energia térmica, que serve para aumentar a camada
envoltória
onde se queima o hidrogênio.
Agora, a camada ao redor da região central
é
muito maior, liberando muito mais energia via fusão nuclear do
que antes. Aumenta muito , portanto, a luminoside da estrela,
levando à expansão de suas camadas mais externas, com
conseqüente
aumento da área de sua superfície e
diminuição de sua
temperatura efetiva. A estrela agora é uma gigante vermelha,
cujo espectro é típico das classes espectrais K e M. A
figura
abaixo mostra, para diferentes massas, o deslocamento no diagrama
HR de estrelas que saem da seqüência principal para se
tornarem
gigantes vermelhas.
Todo o processo leva alguns milhões de anos, mas, no final, a estrela se torna uma gigante ou uma supergigante vermelha, dependendo de sua massa. De sua massa depende também o quão rápido é este processo de evolução da seqüência principal para uma gigante ou supergigante. Estrelas massivas e quentes, de tipo espectral O, evoluem muito rápido e se tornam supergigantes. Estrelas mais frias e menos massivas, de tipo G, por exemplo, levam uns 10 bilhões de anos e se tornam gigantes.
Vale notar ainda que não vemos estrelas evoluídas com menos do que 0.8 da massa solar. Isso se deve ao fato de que o tempo de vida dessas estrelas na seqüência principal é maior do que a idade do Universo, de forma que elas ainda não tiveram tempo de chegar a se tornar gigantes, mesmo as mais velhas. Na verdade, uma forma de estimar um limite inferior para a idade do Universo é estimar a idade das gigantes vermelhas mais velhas que podemos observar.