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巨星在本质上是一颗半径和亮度都比主序星大,但却有相同的表面温度的恒星[1]。典型上,巨星的半径是太阳半径的10倍至100倍,亮度则是太阳的10倍至1,000倍。比巨星更亮的恒星是超巨星和特超巨星[2][3];一颗高温、明亮的主序星有时也会被归类为巨星[4]。此外,因为它们的高亮度和大的半径,巨星在赫罗图上的位置高于主序星(在约克光谱分类为亮度分类V),并且对应于光度分类的II或III [5]。
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一颗恒星在核心所有的氢都经由核聚变耗尽后,将离开主序带成为一颗巨星[5]。但是,一颗原始质量低于0.25太阳质量的恒星则不会成为巨星。这样的恒星,一生中大部分的时间都经由对流混合它们的内部,因此它们可以继续氢的融合,时间可以长达1012年(一千亿年),远比宇宙现在的年龄还更长久。但是,最终它们将发展出一个辐射的核心,核心的氢已经耗尽,和一个围绕着核心燃烧着氢的外壳(质量超过0.16太阳质量的恒星在这时可能会膨胀,但不会非常巨大)。之后,维持恒星燃烧的氢会完全耗尽,它将成为一颗以氦为主的白矮星[6]。
如果一颗恒星的质量大于0.25太阳量,当它耗尽核心所有能进行核聚变的氢之后,核心将会开始收缩。氢的融合改由在富含氦的核心外的含氢的壳层进行,并且恒星的外层会膨胀而且温度会下降。在这个阶段的演化,在赫罗图上标示的位置在次巨星分支上,恒星的亮度大约维持在几乎不变,但表面温度下降。最后,恒星将上升进入赫罗图上的红巨星分支。在此时,恒星的表面温度是典型的红巨星,它的表面亮度大约保持稳定不变,但是半径剧烈的增加。核心将继续收缩,使核心温度升高[7], § 5.9.。
如果恒星的质量,当它在主序带时,低于0.5倍太阳质量,一般认为核心的温度永远不会达到氦融合所需要的温度[8], p. 169.,因此他将维持在氢融合状态下的红巨星,直到最终成为一颗氦的白矮星。[7], § 4.1, 6.1.否则,当核心的温度达到约108 K,在核心的氦将经由3氦过程融合成为碳和氧。[7],§ 5.9, chapter 6.氦融合产生的能量导致核心的膨胀,这会导致围绕在核心外的氢融合层压力降低,这也减低了能量的代谢率。恒星的亮度降低,外层再度收缩,恒星离开了红巨星分支[9],其后续的演化将取决于它的质量。如果质量不是太大,它可以进入赫罗图上的水平分支,或是它的位置可能将在图中的循环中移动[7], chapter 6.。如果它的质量没有超过8倍太阳质量,最终它将耗尽在核心的氦,并且开始融合围绕在核心周围的氦。这将会使恒星的亮度再度增加,使恒星成为AGB恒星,在赫罗图中下降进入渐近巨星分支。在这颗恒星卸除了大部分的质量之后,残留的核心将成为一颗富含碳-氧的白矮星[7], § 7.1–7.4.。
对质量大到足以点燃碳融合的主序星(大约8倍太阳质量)[7], p. 189,在许多地方都必须修改演化图。在离开主序代之后,恒星的亮度不会增加太多,但是颜色会变得更红。它们可成为红超巨星,或是因为质量流失也可能使它们成为蓝超巨星[10], pp. 33–35; [2]最后,它们将成为以氧和氖为主的白矮星,或是它会经历核塌缩超新星形成中子星或是黑洞[7], § 7.4.4–7.8.。
知名的巨星有各种不同的颜色:
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