Når 4 H-atomer fusjonerer og danner He blir bare 0,7% av massen konvertert til energi. Derfor vil vil ikke stjernens masse endres i særlig grad. Men den kjemiske sammensetningen i kjernen vil likevel sakte forandres ettersom det blir mindre H og mer He. Denne prosessen vil gå over flere milliarder av år(10 milliarder år i Solens tilfelle). Med tiden vil det oppstå forandringer i struktur, luminositet, temperatur og størrelse: Stjernen vil begynne å bevege seg bort fra hovedserien over mot rød kjempe-delen av H-R diagrammet.

Ettersom andelen hydrogen i kjernen blir mindre, blir det vanskeligere å opprettholde trykket som holder de øvre lagene oppe. For å kompensere for færre partikler til å opprettholde trykket trekker kjernen seg litt sammen, noe som øker trykket og temperaturen i kjernen. Dette fører igjen til en raskere forbrenning av hydrogen og stjernens luminositet øker. Den økte energistrømmen varmer opp hydrogen rundt kjernen slik at det forbrennes og hydrogenforbrenningen kan opprettholdes enda noen million år.

Mer massive, lyssterke stjerner forbrenner hydrogenet sitt hurtigst og tilbringer derfor kortest tid på hovedserien.

Når så alt hydrogenet i kjernen er brent opp stopper hydrogenbrenningen i kjernen, men den fortsetter ennå i skallet. Kjernen innholder nå bare helium, med små mengder av tyngre grunnstoff. For å opprettholde termalbalansen begynner kjernen igjen å trekke seg sammen og konverterer dermed gravitasjonsenergi til varmeenergi. Den økte temperaturen stimulerer hydrogenbrenningen i skallet, som spiser seg utover i stjernen og tilfører kjernen mer He. Kjernen må da trekke seg sammen enda mer og temperaturen i kjernen økes. Sammentrekningen fortsetter inntil kjernen er ca. 1/10 av den originale radiusen og temperaturen øker til ca. 100 000 000 K.

Energien som firgjøres i kjernens sammentrekning medfører at de omkringliggende lagene skyves lenger og lenger bort fra kjernen. Stjernen ekspanderer enormt og tettheten blir lav, untatt i kjernen. De ytre lagene avkjøles og når de når en temperatur omkring 3 500 K, lyser gassene med en rødlig farve. Vi har fått dannet en rød kjempe.

Solen vil bli en rød kjempe om ca. 5 milliarder år. Kjernens sammentrekning vil bli fulgt av en ekspansjon av de ytre lagene. Omsider vil de ha ekspandert så langt at også Jorden vil befinne seg innfor det ytterste laget. Temperaturen vil være lav, men luminositeten vil være ekvivalent til 2 000 av dagens soler.

Når temperaturen i kjernen blir høy nok, ca. 100 000 000 K, vil forbrenning av helium starte. På dette stadiet er tettheten i kjernen så høy at den er elektron-degenerert.

Prosessen som forbrenner helium kalles trippel-alfa prosessen og går som følger:

a. ⁴He + ⁴He --> ⁸Be
b. ⁸Be + ⁴He --> ¹²C + gammastråling + energi

I tillegg vil følgende prosess kunne opptre:

c. ¹²C + ⁴He --> ¹⁶O + gammastråling + energi

Trippel-alfa prosessen starter opp svært raskt når først temperaturen er høy nok. Den frigjorte energien er stor nok til at kjernen ikke lenger er elektron-degenerert og den utvides. Denne utvidelsen følges av en rask sammentrekning av stjernens ytre lag. Overflatetemperaturen øker, mens luminositeten minker. Stjernen forflytter seg til venstre og ned på H-R diagrammet

Mengden av He i kjernen er nok til å holde denne forbrenningsprosessen gående i opptil 20% av tiden stjernen brente hydrogen.

Etter at He i kjernen er brukt opp begynner stjernen igjen å trekke seg sammen inntil den stoppes av trykket fra degenererte elektroner. Frigjort gravitasjonsenergi varmer opp de innerste, He-rike lagene som begynner å forbrenne He. Energien fra den nye prosessen gjør at stjernen nok en gang utvider seg og blir en rød superkjempe. Den består nå av en degenerert oksygen-karbon kjerne og et He-brennende skall, omgitt av et hydrogenbrennede skall, som igjen er omgitt av et hydrogenrikt skall. Etterhvert stopper imidlertid hydrogenbrenningen opp.