Dev yıldızlar, daha büyük bir yarıçapa ve benzer bir yüzey sıcaklığına sahip bir ana dizi yıldızın parlaklığına sahip olan büyük yıldızlardır. Ana dizilim yıldızları, hidrojen ve helyumdan oluşan karışık bir çekirdeğe sahiptir. Dev yıldızlar, helyumdan veya karbon gibi daha ağır elementlerden yapılmış bir çekirdeğe sahiptir. Bunun nedeni dev yıldızların hidrojen yakıtlarının önemli bir kısmını tüketmeye başlamış olmalarıdır.
Dev faz, 0.4 güneş kütlesinden büyük olan herhangi bir yıldız için kaçınılmazdır. 0.4 ila 0.5 güneş kütlesi olan yıldızlar çekirdeğinde yaşlandıkça helyum biriktirir ve sonunda saf bir helyum çekirdeği oluşur, ancak helyumu kaynatmak için basınç ve sıcaklıktan yoksundur. Çekirdeğin etrafındaki hidrojen, hızlı füzyon aktivitesinin bir kabuğunu oluşturur, çünkü çekirdeğin kütleçekimi onun üzerine hidrojen sıkıştırır. Yıldızın boyutu genişler ve çok daha dağınık hale gelir. Güneş beş milyar yıl içinde kırmızı bir dev olduğunda, yüzeyi bugünün yörüngesinin olduğu yere ulaşacak.
0.5 güneş kütlesinden büyük yıldızlar, üçlü alfa prosesi ile helyum çekirdeklerini oksijen ve karbona kaynatır. Çekirdek ateşlemeden önce 10 8 K'lık bir sıcaklığa ulaşması gerekmesine rağmen, gerçekleştiğinde, çekirdeğin büyüklüğünü artıran ve hidrojen yapım kabuğundaki basıncı azaltan bir enerji topluluğu oluşturur. Bu, füzyon reaksiyonlarını yavaşlatır ve yıldızın boyutunu ve sıcaklığını tersine düşürür. Bu yüzden, daha büyük bir yıldız, daha az büyük bir yıldızdan daha az ışık verir. Bu tür yıldızlar Yatay dalın bir parçasıdır, çünkü spektral tipe karşı parlaklık grafiği üzerinde yatay bir çizgi oluştururlar.
8 güneş kütlesinden daha az, ancak 0.5'ten büyükse, yıldız çekirdeğinde karbon biriktirecek ve helyum çekirdeğin dışındaki bir kabuğa kaynamış olacak. Helyum füzyonu hızlandırarak konak yıldızını havaya uçururken bir "asimptotik dev dal" veya AGB yıldızı olur. Bunlar, süpergiant ve hipergiant yıldızları yaratabilir.
8 güneş kütlesinden büyük yıldızlar için, çekirdekler demire kadar kaynaşıyor. Böyle bir yıldız 1.44 güneş kütlesinden daha büyük bir demir çekirdek oluşturduğunda çekirdek çökmesi başlar. Karşılıklı itici elektron kabukları, demir çekirdeğinin etrafındaki büyük basınç ve sıcaklık altında birbirlerini itmezler ve bir şehrin büyüklüğünde devasa bir atom çekirdeğinde birbirine sıkıca sıkışmış nötronlardan oluşan nötronyum denilen başka bir maddeye kaynaşmaya başlarlar. .
Çekirdekteki füzyon reaksiyonları durdukça, yıldız kendi yerçekimi ile mücadele etmek için yeterli enerji üretmekte başarısız olur ve çöker. Işık elemanları içe doğru düştüklerinde, neredeyse sıkıştırılamaz nötronyum çekirdeğinden sıçrarlar. Geri dönüş, yıldızın mantosunu saatte binlerce kilometre uzaya uzaya patlayan göndermek için yeterlidir. Bu olaya süpernova denir ve demire göre daha ağır elementler yaratılır.
Kalan, yıldız kalıntı veya nötron yıldızı olarak adlandırılan şeydir. Maddesinin bir çay kaşığı iki milyon ton ağırlığında.
