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  一顆恆星在核心所有的氫都經由核融合耗盡後,將離開主序帶成為一顆巨星。但是,一顆原始質量低於0.25太陽質量的恆星則不會成為巨星。這樣的恆星,一生中大部分的時間都經由對流混合它們的內部,因此它們可以繼續氫的融合,時間可以長達10年(一千億年),遠比宇宙現在的年齡還更長久。但是,最終它們將發展出一個輻射的核心,核心的氫已經耗盡,和一個圍繞著核心燃燒著氫的外殼(質量超過0.16太陽質量的恆星在這時可能會膨脹,但不會非常巨大)。不久,提供恆星供亮度的氫會完全耗盡,它將成為一顆以氦為主的白矮星。  如果一顆恆星的質量大於0.25太陽量,當它耗盡核心所有能進行核融合的氫之後,核心將會開始收縮。氫的融合改由在富含氦的核心外的含氫的殼層進行,並且恆星的外層會膨脹而且溫度會下降。在這個階段的演化,在赫羅圖上標示的位置在次巨星分支上,恆星的亮度大約維持在幾乎不變,但表面溫度下降。最後,恆星將上升進入赫羅圖上的紅巨星分支。在此時,恆星的表面溫度是典型的紅巨星,它的表面亮度大約保持穩定不變,但是半徑劇烈的增加。核心將繼續收縮,使核心溫度升高。  如果恆星的質量,當它在主序帶時,低於0.5倍太陽質量,一般認為核心的溫度永遠不會達到氦融合所需要的溫度,因此他將維持在氫融合狀態下的紅巨星,直到做終成為一顆氦的白矮星否則,當核心的溫度達到約10 K,在核心的氦將經由3氦過程融合成為碳和氧。氦融合產生的能量導致核心的膨脹,這會導致圍繞在核心外的氫融合層壓力降低,這也減低了能量的代謝率。恆星的亮度降低,外層再度收縮,恆星離開了紅巨星分支,其後續的演化將取決於它的質量。如果質量不是太大,它可以進入赫羅圖上的水平分支,或是它的位置可能將在圖中的迴圈中移動。如果它的質量沒有超過8倍太陽質量,最終它將耗盡在核心的氦,並且開始融合圍繞在核心周圍的氦。這將會使恆星的亮度再度增加,使恆星成為AGB恆星,在赫羅圖中下降進入漸近巨星分支。在這顆恆星卸除了大部分的質量之後,殘留的核心將成為一顆富含碳-氧的白矮星。  對質量大到足以點燃碳融合的主序星(大約8倍太陽質量),在許多地方都必須修改演化圖。在離開主序代之後,恆星的亮度不會增加太多,但是顏色會變得更紅。它們可成為紅超巨星,或是因為質量流失也可能使它們成為藍超巨星最後,它們將成為以氧和氖為主的白矮星,或是它會經歷核塌縮超新星形成中子星或是黑洞。

  知名的巨星有各種不同的顏色:
巨星在本質上是一顆半徑和亮度都比主序星大,但卻有相同的表面溫度的恆星。典型上,巨星的半徑是太陽半徑的10倍至100倍,亮度則是太陽的10倍至1,000倍。比巨星更亮的恆星是超巨星和特超巨星;一顆高溫、明亮的主序星有時也會被歸類為巨星。此外,因為它們的高亮度和大的半徑,巨星在赫羅圖上的位置高於主序星(在約克光譜分類為亮度分類V),並且對應於光度分類的II或III 。