Bintang menjadi gergasi selepas semua hidrogen yang tersedia untuk pelakuran pada terasnya telah habis dan, akibatnya, meninggalkan jujukan utama.[2] Tingkah laku bintang pasca jujukan utama bergantung pada jisimnya.

Bintang jisim pertengahan

Untuk bintang dengan jisim melebihi 0.25 jisim suria (M☉), apabila teras kehabisan hidrogen, ia akan mengecut dan menjadi panas supaya hidrogen mula melakur dalam cangkang di sekeliling luar teras. Bahagian bintang di luar cangkerang kemudiannya akan mengembang dan menyejuk, tetapi hanya dengan peningkatan kecil dalam kecerahan, dan bintang itu menjadi subgergasi. Teras helium lengai terus berkembang dan meningkat suhunya kerana ia menokok helium daripada cangkerang, tetapi dalam bintang sehingga kira-kira 10-12 M☉ ia tidak menjadi cukup panas untuk memulakan pembakaran helium (bintang berjisim lebih tinggi adalah supergergasi dan berevolusi secara berbeza). Sebaliknya, selepas beberapa juta tahun sahaja teras itu mencapai had Schönberg–Chandrasekhar, ia merruntuh dengan cepat dan mungkin terdegenerat. Ini menyebabkan lapisan luar mengembang lebih jauh dan menghasilkan zon perolakan yang kuat yang membawa unsur berat ke permukaan dalam proses yang dipanggil pengorekan pertama. Perolakan kuat ini juga meningkatkan pengangkutan tenaga ke permukaan, kilauan meningkat secara mendadak, dan bintang bergerak ke cabang gergasi merah di mana ia akan membakar hidrogen secara stabil dalam cangkerang untuk sebahagian besar daripada keseluruhan baki hayatnya (kira-kira 10% untuk bintang seperti Matahari). Teras terus mendapat jisim, mengecut, dan meningkat suhu, manakala terdapat beberapa kehilangan jisim di lapisan luar.[4], § 5.9.

Jika jisim bintang, apabila pada jujukan utama, adalah di bawah lebih kurang 0.4 M☉, ia tidak akan mencapai suhu pusat yang diperlukan untuk melakurkan helium.[5], hlm. 169. Oleh itu, ia akan kekal sebagai gergasi merah yang melakur hidrogen sehingga ia kehabisan hidrogen, di mana ia akan menjadi kerdil putih helium.[4], § 4.1, 6.1. Menurut teori evolusi bintang, tiada bintang berjisim rendah seperti itu boleh berkembang ke peringkat sedemikian dalam zaman Alam Semesta.

Dalam bintang di atas kira-kira 0.4 M☉, suhu teras akhirnya mencapai 108 K dan helium akan mula bercantum kepada karbon dan oksigen dalam teras melalui proses alfa ganda tiga.[4],§ 5.9, bab 6. Apabila teras terdegenerat, pelakuran helium bermula dengan letusan, tetapi kebanyakan tenaga masuk ke dalam mengangkat degenerasi dan teras menjadi perolakan. Tenaga yang dijana oleh pelakuran helium mengurangkan tekanan dalam cangkerang pembakaran hidrogen di sekeliling, yang mengurangkan kadar penjanaan tenaganya. Kilauan keseluruhan bintang akan berkurangan, sampul luarnya mengecut semula, dan bintang bergerak dari cabang gergasi merah ke cabang mengufuk.[4][6], bab 6.

Apabila helium teras habis, bintang dengan sehingga kira-kira 8 M☉ mempunyai teras karbon–oksigen yang terdegenerat dan memulakan pembakaran helium dalam cangkerang. Seperti dengan keruntuhan teras helium yang lebih awal, ini memulakan perolakan di lapisan luar, mencetuskan pengorekan kedua, dan menyebabkan peningkatan mendadak saiz dan kecerahannya. Ini ialah cabang gergasi terasimptot (AGB) yang serupa dengan cabang gergasi merah tetapi lebih bercahaya, dengan cangkerang pembakaran hidrogen menyumbang sebahagian besar tenaga. Bintang hanya kekal di AGB selama kira-kira sejuta tahun, menjadi semakin tidak stabil sehingga mereka kehabisan bahan api, melalui fasa nebula planet, dan kemudian menjadi kerdil putih karbon-oksigen.[4],§ 7.1–7.4.

Bintang berjisim tinggi

Bintang jujukan utama dengan jisim melebihi 12 M☉ sudah sangat berkilau dan mereka bergerak secara mendatar merentasi rajah HR apabila mereka meninggalkan jujukan utama, sebentar menjadi gergasi biru sebelum berkembang lebih jauh menjadi supergergasi biru. Mereka memulakan pembakaran teras helium sebelum teras menjadi terdegenerat dan berevolusi dengan lancar menjadi supergergasi merah tanpa peningkatan kilauan yang kuat. Pada peringkat ini ia mempunyai kecerahan yang setanding dengan bintang AGB yang terang walaupun ia mempunyai jisim yang jauh lebih tinggi, tetapi akan meningkatkan lagi kecerahan apabila ia membakar unsur yang lebih berat dan akhirnya menjadi supernova.

Bintang dalam julat 8~12 M☉ mempunyai sifat yang agak pertengahan dan telah dipanggil bintang super-AGB.[7] Mereka sebahagian besarnya mengikuti jejak bintang yang lebih ringan melalui fasa RGB, HB dan AGB, tetapi cukup besar untuk memulakan pembakaran karbon teras dan juga beberapa pembakaran neon. Ia membentuk teras oksigen–magnesium–neon, yang mungkin runtuh dalam supernova penangkapan elektron, atau ia mungkin meninggalkan kerdil putih oksigen–neon.

Bintang jujukan utama kelas O sudah sangat berkilau. Fasa gergasi untuk bintang tersebut ialah fasa ringkas dengan saiz dan kecerahan yang meningkat sedikit sebelum membangunkan kelas kekilauan spektrum supergergasi. Gergasi Jenis O mungkin lebih daripada seratus ribu kali lebih berkilau seperti matahari, lebih terang daripada banyak supergergasi. Pengelasan adalah kompleks dan sukar dengan perbezaan kecil antara kelas kekilauan dan julat bentuk pertengahan yang berterusan. Bintang yang paling besar menghasilkan ciri spektrum gergasi atau supergergasi sambil masih membakar hidrogen dalam terasnya, disebabkan oleh percampuran unsur berat ke permukaan dan kecerahan tinggi yang menghasilkan angin bintang yang kuat dan menyebabkan atmosfera bintang mengembang.

Bintang berjisim rendah

Bintang yang jisim awalnya kurang daripada lebih kurang 0.25 M☉ tidak akan menjadi bintang gergasi sama sekali. Untuk sebahagian besar hayatnya, bintang-bintang tersebut mempunyai bahagian dalamannya bercampur secara menyeluruh melalui perolakan dan supaya mereka boleh terus melakurkan hidrogen untuk masa yang melebihi 1012 tahun, jauh lebih lama daripada usia semasa Alam Semesta. Mereka terus menjadi lebih panas dan lebih berkilau sepanjang masa ini. Akhirnya mereka membina teras sinaran, seterusnya menghabiskan hidrogen dalam teras dan membakar hidrogen dalam cangkerang yang mengelilingi teras. (Bintang dengan jisim melebihi 0.16 M☉ mungkin mengembang pada ketika ini, tetapi tidak akan menjadi sangat besar.) Tidak lama selepas itu, bekalan hidrogen bintang itu akan habis sepenuhnya dan ia dijangka menjadi kerdil putih helium,[8] walaupun alam semesta terlalu muda untuk mana-mana bintang sedemikian wujud lagi, jadi tiada bintang dengan sejarah itu pernah diperhatikan.