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当一颗恒星度过它漫长的青壮年期——主序星阶段，步入老年期时，它将首先变为一颗红巨星。
红巨星是恒星燃烧到后期所经历的一个较短的不稳定阶段，根据恒星质量的不同，历时只有数百万年不等，这与恒星几十亿年甚至上百亿年的稳定期相比是非常短暂的。
红巨星时期的恒星表面温度相对很低，但极为明亮，因为它们的体积非常巨大。
在赫罗图上，红巨星是巨大的非主序星，光谱属于k或型。
之所以被称为红巨星是因为看起来的颜色是红的，体积又很巨大的缘故。
金牛座的毕宿五和牧夫座的大角星是红巨星，猎户座的参宿四则是红超巨星。
星依靠其内部的热核聚变而熊熊燃烧着。
核聚变的结果，是把每四个氢原子核结合成一个氦原子核，并释放出大量的原子能，形成辐射压。
处于主星序阶段的恒星，核聚变主要在它的中心部分发生，辐射压与它自身收缩的引力相平衡，恒星内部氢的燃烧消耗极快，中心形成氦核并且不断增大。
随着时间的延长，氦核周围的氢越来越少，中心核产生的能量已经不足以维持其辐射，于是平衡被打破，引力占了上风，有着氦核和氢外壳的恒星在引力作用下收缩坍塌，使其密度、压强和温度都急剧升高，氢的燃烧向氦核周围的一个壳层里推进。
这以后恒星演化的过程是：内核收缩、外壳膨胀——燃烧壳层内部的氦核向内收缩并变热，而其恒星外壳则向外膨胀并不断变冷，表面温度大大降低。
这个过程仅仅持续数十万年，这颗恒星在迅速膨胀中变为红巨星。
氦聚变最后的结局，是在中心形成一颗白矮星。
质量在太阳的9至40倍之间的恒星，在耗尽了核心的氢燃料之后，燃烧将会移至核心外围的氢气层。
因为惰性的氦核本身没有能源，便因为重力而收缩并被加热，在上面的氢也会跟着一起收缩，因此融合的速度会增加，产生更多的能量，导致恒星变得更为明亮并且使体积膨胀。
体积膨胀的程度超过发光能力的增加，因此表面的有效温度下降。
表面温度的下降使得恒星的颜色倾向红色，因此称为红巨星。
理论上，恒星光谱从a至k的主序星会演化成为红巨星及红超巨星，而o与b型的恒星会成为蓝超巨星。
当恒星的核心持续收缩到足以点燃3氦过程的密度和温度条件，氦融合就会启动。
对质量小于25倍太阳的恒星而言，氦核心需要持续收缩以对抗越来越多的核心的氦积聚，对抗重力的唯有电子简并压力。
所以，当温度上升到～1亿度的点燃温度时，早已是类似“白矮星”
一般的简并态致密核。
这样的氦燃烧无法及时通过热膨胀把能量传输出去，就会出现热失控的氦闪，大约在1分钟内，氦核的大部分都聚变为碳核，并向恒星外层传输出巨量的能量，导致恒星突然性变亮，并持续一个短周期。
然后，核心又不再产生能量，外层的氢在较浅的位置上以较复杂的方式继续聚变成氦。
恒星核心再次缓慢积聚氦，较长的一段时间后，类似的氦闪又在富含碳-氧内核外的氦包层中再次发生。
这时的恒星就位于赫罗图上的渐近巨星分支上，每次氦闪后，从一个红巨星分支进入另一个分支。
大于太阳质量257倍的恒星，由于氢核聚变速度更快、核心更热，氦聚变可以在核心尚未收缩到白矮星密度的简并态前就点燃，整个核反应会比较平顺与持续的进行。
当这类恒星初始的重元素含量较低时，它们将进入水平分支——这些恒星在赫罗图上的位置是水平的分布。
富含金属的恒星在这个阶段则群聚成赫罗图上的红群聚。
红巨星是一种演化晚期的恒星，广义上包括氢燃烧以后离开主星序的所有的大光度的恒星。
它们位于赫罗图的右方或右上方，属于巨星支或超巨星支，通常这些巨星支或超巨星支的恒星大部分是体积和光度均很大的k型星和型星，因而是光色发红的低温恒星，故称为红巨星，一部分则为o型和b型的蓝巨星或蓝白巨星，还有一些为亚巨星支的g、f、a型黄巨星或黄白巨星、白巨星，这类天体的一部分靠近主序的是刚刚从主序移出不久的主序后恒星，另一些则是演化过程中的处于某一阶段的形式，在这一星族中，存在很多型的变星，
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