Una estrella se convierte en gigante cuando se ha agotado todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo y como resultado de ello, ha abandonado la secuencia principal. Una estrella con una masa inicial inferior a 0,4 masas solares nunca será una estrella gigante. Estas estrellas tienen su interior muy mezclado por convección y por ello continúan la fusión del hidrógeno hasta que se agota en toda la estrella; a partir de ahí se convierten en una enana blanca compuesta fundamentalmente de helio. No obstante, la teoría predice que la duración de este proceso es mayor que la edad actual del universo. Si una estrella es más masiva que el mencionado límite inferior, cuando ha consumido todo el hidrógeno en su núcleo para la fusión, dicho núcleo de helio inerte empieza a contraerse mientras que el hidrógeno sigue fusionándose en helio en una cáscara que rodea a aquél. Al mismo tiempo, la envoltura de la estrella se expande y enfría. En esta etapa de la evolución estelar, denominada rama subgigante en el diagrama de Hertzsprung-Russell, la luminosidad de la estrella apenas aumenta mientras su temperatura superficial disminuye. Al llegar a un límite inferior crítico para la temperatura superficial, la estrella se ve obligada a aumentar su volumen y luminosidad a temperatura superficial (o sea, color) prácticamente constante; en otras palabras, la estrella asciende por la rama gigante en el diagrama de Hertzsprung-Russell. En esta etapa la estrella se ha convertido en una gigante roja; mientras tanto, el núcleo continúa contrayéndose y aumentando su temperatura. Se cree que si la masa de la estrella, durante su etapa en la secuencia principal, es inferior a 0,5 masas solares, no se alcanzarán la temperaturas necesarias para que se produzca la fusión del helio., p. 169. Por el contrario, si la temperatura en el núcleo alcanza los 108 K, el helio empezará a transformarse en carbono y oxígeno mediante el proceso triple alfa. La energía generada por la fusión del helio hace que el núcleo se expanda. Esto hace que la presión disminuya en la capa que rodea al núcleo donde el hidrógeno se transforma, decreciendo el ritmo de producción de energía. La luminosidad de la estrella disminuye, sus capas exteriores se contraen nuevamente, y la estrella abandona la rama gigante roja. La evolución posterior dependerá de la masa de la estrella. Si no es muy masiva, se la encontrará en la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell, o su posición en el diagrama se moverá en bucles. Si la masa de la estrella no supera las 8-10 masas solares, agotará el helio de su núcleo para empezar a fusionarlo en una cáscara alrededor del mismo. De nuevo, aumentará su tamaño y luminosidad, subiendo por la llamada rama asintótica gigante del diagrama de Hertzsprung-Russell. Una vez que la estrella se ha despojado de la mayor parte de su masa, su núcleo formará una enana blanca de carbono-oxígeno. Si la masa de la estrella es la suficiente como para iniciar la fusión del carbono (más de 8-10 masas solares), la estrella no aumentará excesivamente su luminosidad al abandonar la secuencia principal, pero sí se volverá más roja. Pueden llegar a evolucionar en supergigantes rojas o, si existe pérdida de masa, en supergigantes azules. En última instancia se convertirán en enanas blancas compuestas por oxígeno y neón, o explotarán como supernovas de tipo II para formar una estrella de neutrones o un agujero negro.

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A giant star is a star with substantially larger radius and luminosity than a main-sequence (or dwarf) star of the same surface temperature. They lie above the main sequence (luminosity class V in the Yerkes spectral classification) on the Hertzsprung–Russell diagram and correspond to luminosity classes II and III. The terms giant and dwarf were coined for stars of quite different luminosity despite similar temperature or spectral type by Ejnar Hertzsprung about 1905. Giant stars have radii up to a few hundred times the Sun and luminosities between 10 and a few thousand times that of the Sun. Stars still more luminous than giants are referred to as supergiants and hypergiants. A hot, luminous main-sequence star may also be referred to as a giant, but any main-sequence star is properly called a dwarf no matter how large and luminous it is.

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