Po milionach lub miliardach lat, w zależności od masy początkowej, w jądrze gwiazdy zaczyna kończyć się wodór. Spowalniane są reakcje jądrowe i tworzone są coraz bardziej masywne pierwiastki, wskutek czego rośnie gęstość gwiazdy, może ona zająć mniejszą objętość, spada też przewodnictwo cieplne gazu. W wyniku czego spada temperatura powierzchni, ale rośnie temperatura wnętrza, wskutek czego zapadają się zewnętrzne warstwy materii (tak jak w czasie zagęszczania się obłoku gazowo-pyłowego na początku ewolucji gwiazdy). Temperatura gwiazdy nagle wzrasta, zewnętrzne warstwy są znów wypychane i gwiazda rośnie do rozmiarów, jakich nigdy wcześniej w czasie swej ewolucji nie przyjmowała. Staje się czerwonym olbrzymem. Proces zapadania nie jest stabilny i dlatego prawie wszystkie czerwone olbrzymy są gwiazdami zmiennymi.
Starość gwiazd Dalszy los gwiazdy jest ściśle związany z jej masą. thumb|Mgławica Kocie Oko, mgławica planetarna utworzona przez gwiazdę o masie Słońca Nasze zrozumienie tego, co spotyka gwiazdę o małej masie, kiedy już wyczerpie cały zapas paliwa wodorowego, jest o tyle nikłe, że nikt jeszcze czegoś takiego nie zaobserwował. Wszechświat ma około 13,8 miliarda lat, a to mniej niż oczekiwany czas życia tych gwiazd.