Milžiniškos žvaigždės yra didžiulės žvaigždės, kurių spindulys ir šviesumas yra daug didesnis nei pagrindinės sekos žvaigždės su panašia paviršiaus temperatūra. Pagrindinės sekos žvaigždės turi mišrų šerdį, sudarytą iš vandenilio ir helio. Milžiniškos žvaigždės turi šerdį, pagamintą iš helio arba net sunkesnių elementų, tokių kaip anglis. Taip yra todėl, kad milžiniškos žvaigždės pradėjo eikvoti didelę vandenilio kuro dalį.
Milžiniška fazė yra neišvengiama bet kuriai žvaigždei, kurios Saulės masė didesnė nei 0.4. Žvaigždės, kurių Saulės masė yra nuo 0.4 iki 0.5, senstant kaupia helią savo šerdyje, o galiausiai susidaro grynas helio šerdis, tačiau joms trūksta slėgio ir temperatūros heliui susilieti. Vandenilis šerdies periferijoje sudaro greito sintezės aktyvumo apvalkalą, nes didžiulė šerdies gravitacija spaudžia vandenilį ant jo. Žvaigždės dydis plečiasi ir tampa daug labiau išsklaidytas. Kai po penkių milijardų metų Saulė taps raudona milžine, jos paviršius pasieks ten, kur šiandien yra Žemės orbita.
Žvaigždės, turinčios didesnę nei 0.5 saulės masės, trigubo alfa proceso metu gali sujungti helio branduolius į deguonį ir anglį. Nors prieš užsidegimą šerdies temperatūra turi pasiekti 108 K, kai tai įvyksta, ji gamina energijos perteklių, o tai padidina šerdies dydį ir sumažina slėgį vandenilio kūrimo apvalkale. Tai sulėtina sintezės reakcijas ir priešingai sumažina žvaigždės dydį ir temperatūrą. Taigi, masyvesnė žvaigždė yra mažiau šviečianti nei mažiau masyvi. Tokios žvaigždės yra vadinamosios horizontalios šakos dalis, nes šviesumo ir spektrinio tipo grafike jos sudaro horizontalią liniją.
Jei Saulės masės mažesnė nei 8, bet didesnė nei 0.5, žvaigždė savo šerdyje kaups anglį ir pradės lydyti helią ant apvalkalo, esančio už šerdies ribų. Jis tampa „asimptotine milžiniška šaka“ arba AGB žvaigžde, nes helio sintezė įsibėgėja ir pakyla į ją priimančiąją žvaigždę. Tai gali sukurti supermilžiniškas ir hipergiantiškas žvaigždes.
Žvaigždžių, kurių Saulės masė didesnė nei 8, branduoliai susilieja iki pat geležies. Kai tokia žvaigždė sukaupia geležies šerdį, didesnę nei 1.44 Saulės masės, prasideda šerdies griūtis. Abipusiai atstumiantys elektronų apvalkalai aplink geležies branduolius neatstumia vienas kito esant dideliam slėgiui ir temperatūrai ir pradeda jungtis į kitą materijos būseną, vadinamą neutroniu, sudarytą iš neutronų, glaudžiai sustingusių gigantiškame miesto dydžio atominiame branduolyje. .
Nutrūkus branduolių sintezės reakcijoms, žvaigždė nesugeba pagaminti pakankamai energijos, kad atremtų savo gravitaciją, ir ji žlunga. Kai šviesos elementai patenka į vidų, jie atsimuša nuo beveik nesuspaudžiamos neutronio šerdies. Atšokimo pakanka, kad žvaigždės mantija sprogtų į kosmosą tūkstančiais kilometrų per valandą. Šis įvykis vadinamas supernova, ir taip sukuriami elementai, sunkesni už geležį.
Likusi dalis yra vadinama žvaigždės liekana arba neutronine žvaigžde. Arbatinis šaukštelis jo medžiagos sveria du milijonus tonų.