De langste fase in het leven van een ster is die van waterstoffusie, waarbij waterstof in de kern wordt omgezet tot helium. Als alle waterstof op is, stopt de energieproductie in de kern en gaat de ster samentrekken om het gebrek aan energieproductie op te heffen. De ster heeft nu een kern van helium. Door het samentrekken nemen temperatuur en druk toe en gaat de laag waterstof om de heliumkern heen fuseren tot nog meer helium, waardoor de massa van de heliumkern toeneemt.

Deze fusieschil (ook wel verbandingsschil genoemd) gaat steeds sneller waterstof 'verbranden', waardoor de helderheid van de ster enorm toeneemt. Tegelijkertijd zwelt de buitenste laag van de ster (de mantel, die nog voornamelijk uit waterstof bestaat) op en wordt de ster rood van kleur. We noemen de ster nu een rode reus.

Naarmate de heliumkern zwaarder wordt nemen temperatuur en druk in het centrum toe tot ze zo hoog zijn dat de helium gaat fuseren tot koolstof en zuurstof. Voor de lichtste sterren (massa kleiner dan 2,5 zonsmassa's) gaat dit met een explosief begin, omdat de helium in de kern in een zeer speciale staat verkeert (de materie is gedegenereerd). Deze gebeurtenis heet de heliumflits en vindt plaats in het inwendige van de ster. Na deze explosieve start van de heliumverbranding - en voor zwaardere sterren die geen gedegenereerde heliumkern hebben - wordt de helium in de kern verder rustig omgezet. De waterstofverbrandingsschil dooft, waardoor de ster krimpt.

Wanneer de helium op is, gaat de ster weer opzwellen. Nu zijn er twee verbrandingsschillen: de buitenste zet waterstof om in helium, de binnenste voedt de koolstof-zuurstofkern door helium in deze twee elementen om te zetten. De ster klimt nu tot hoog in het rode reuzengebied en wordt nu een AGB-ster genoemd (Asympotic Giant Branch). In deze fase kunnen de buitenlagen gaan pulseren, waarbij de ster uitzet en samentrekt met een periode van ongeveer een jaar. Deze samentrekkingen worden ook wel 'Mira-pulsaties' genoemd, naar de ster Mira, het prototype van deze lang-periodieke variabele sterren. Er zal er een hele sterke sterrenwind ontstaan. Deze sterrenwind is de bron van planetaire nevels.

Op een gegeven moment heeft de sterrenwind de hele mantel weggeblazen en doven de verbrandingsschillen. De ster is nu vrijwel aan het eind van zijn leven. De hele dunne buitenste laag die nog over is krimpt, waardoor de ster naar links beweegt in het HR-diagram. De ster bestaat nu uit een koolstof- en zuurstofkern waarin geen fusie meer plaatsvindt en zal door het uitzenden van straling langzaam afkoelen. De ster is een witte dwerg geworden.