jeffrey

中等尺度恆星
在另一種情況，在核心外圍數層含有氫的殼層在核融合反應的加速下，立刻造成恆星的膨脹。因為這是在核心外圍的數層，因而它們所受到的重力較低，它們擴張的速率會比能量增加的更快，因此會造成溫度的下降，並且使得它們比在主序帶的階段還要偏紅。像這樣的恆星就稱為紅巨星。
根據赫羅圖，紅巨星是不在主序帶上的巨大恆星，恆星分類是K或M，包括在金牛座內的畢宿五和牧夫座的大角星，都是紅巨星。
質量在數個太陽質量之內的恆星在電子簡併壓力的支撐下，將發展出外圍仍然包覆著氫的氦核心。它的重力將數層的氫直接擠壓在氦核上，這造成氫融合的反應速率比在主序帶上有着相同質量的恆星更快。這反而使恆星變得更為明亮（亮度增加1,000至10,000倍）和膨脹；膨脹的程度超過光度的增加，因而導致有效溫度的下降。
恆星膨脹的是在外圍的對流層，將物質由靠近核融合的區域攜帶至恆星的表面，並經由湍流與表面的物質混合。除了質量最低的恆星之外的所有恆星，在內部進行核融合的物質在這個點之前都是深埋在恆星的內部，經由對流的作用使核融合的產物第一次可以在恆星的表面被看見。在這個階段的演變，結果是很微妙的，最大的效應是對氫和氦的同位素造成的改變，但是尚未能觀測到。有作用的是出現在表面的碳氮氧循環，較低的12C/13C比率和改變碳和氮的比率。這些是由分光學上發現的，並且在許多演變中的恆星上被測量到。
當圍繞着核心的氫被消耗時，核心吸收產生出來的氦，進一步造成核心的收縮，並且使殘餘的氫更快的進行核融合，這最終將導致氦融合（包括3氦過程）在核心進行。在質量比0.5太陽質量更大的恆星，電子簡併壓力也許能將氦融合的延後數百萬至數千萬年；在更重的恆星，氦核和疊加在外數層氣體的總質量，將使得電子簡併壓力不足以延遲氦融合的過程。
當核心的溫度和壓力足以引燃核心的氦融合時，如果電子簡併壓力是支撐核心的主要力量時，將會發生氦閃。在質量更巨大的核心，電子簡併壓力不是支撐核心的主要力量，氦融合的燃燒相對的會較為平靜的進行。即使發生氦閃，快速釋放能量（太陽能量的108數量級）的時間也較短暫，所以在恆星外面可以觀察到的表面層也不會受到影響。由氦融合產生的能量會造成核心的擴張，因此疊加在核心外層的氫融合速率會減慢，使得總能量的產生降低。所以，恆星會收縮，雖然不是所有的都會再回到主序帶，它會在赫羅圖的水平分支上遷移，在半徑上逐漸收縮和增加表面的溫度。
在恆星消耗了核心的氦之後，融合在包含了碳和氧的高熱核心附近繼續進行。恆星隨着進入赫羅圖上的漸近巨星分支，與原始的紅巨星演變平行，但是能量的產生較快（因而持續的時間也較短）。
在能量輸出上的變化造成恆星大小和溫度周期性的變化。能量輸出的本身降低了能量放射的頻率，伴隨的還有經由強烈的恆星風和猛烈的脈動造成質量損失率的增加。在這個階段的恆星，根據它們呈現的明顯特徵被稱為晚期型恆星、OH-IR恆星或米拉型恆星。被逐出的氣體是來自恆星的內部，也含有相對豐富的被創造元素，特別是碳和氧的豐度與恆星的類型有關。由氣體構成的膨脹裝的氣殼稱為環星包（ circumstellar envelope），並且會隨着遠離恆星而逐漸降低溫度，而允許微塵和分子的形成。在理想的情況下，來自核心的高能量紅外線輸入環星包後會激發形成（類似雷射的）微波受激輻射。
氦燃燒的速率對溫度極端的敏感，會導致極大的不穩定性。巨大的脈動組合，最終將給恆星足夠的動能外面的數層氣殼拋出，形成潛在的行星狀星雲。依然留存在星雲中心的恆星核心，溫度會逐漸下降而成為小而緻密的白矮星。