После выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро в котором не идут ядерные реакции и звезда сходит с главной последовательности. Гелиевое ядро звезды будет продолжать сжиматься и температура на его границе поднимется, что приведет к началу ядерной реакции горения водорода в тонком слоевом источнике вокруг ядра. Со временем слоевой источник будет захватывать все большую и большую зону и горение будет происходить уже в толстом слоевом источнике. В то время, как ядро звезды будет сжиматься и нагреваться, оболочка наоборот будет расширяться, охлаждаться и становится конвективной. Через небольшой промежуток времени наступит момент расширения гижней границы внешней конвективной зоны вниз вплоть до слоя, в котором идет реакция горения водорода (по английски first- dredge up) звезда изменит свой поверхностный состав из-за перемешивания (вынося на поверхность продукты горения CN цикла, преимущественно ¹⁴N и ¹³C) и очень быстро увеличит свой радиус и светимость при остающейся невысокой температуре, собственно говоря такая звезда и называется красным гигантом и находится на ветви красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (см. Эволюция на диаграмме ГР). Структура звезды теперь будет состоять из изотермического гелиевого ядра, которое будет продолжать сжиматься, слоевого источника горения водорода и обширной конвективной оболочки, которая будет расширяться, таким образом звезда на стадии красного гиганта - нестабильная звезда. Размеры изотермического гелиевого ядра составляют несколько процентов от общего радиуса звезды, в то время как слоевой источник может занимать значительную часть радиуса.

Строение звезды М_*=5М_sun на разных этапах эволюции

Сравнение свойств звезды 1М_sun на главной последовательности и на стадии красного гиганта