Sažimanje helijumovog jezgra oslobađa gravitacionu energiju. Ona zagreva gornje slojeve koji sadrže još mnogo vodonika. U tankom sloju koji okružuje jezgro temperatura premašuje 20 000 000K i vodonik počinje da gori po CNO ciklusu, što oslobađa još više energije. Da bi se apsorbovao taj povećani prinos energije, zvezda u početku počinje da se širi. Njena luminoznost ostaje gotovo konstantna dok joj se poluprečnik povećava, što izaziva pad njene površinske temperature – na H-R dijagramu se tada zvezda pomera udesno i njena boja teži ka crvenoj.

Kada temperatura bude 3000-4000K, zvezda se oslobađa viška energije konvekcijom koja nastaje usled povećane neprozračnosti omotača. Zvezda

nastavlja da se širi i njena luminoznost se uvećava (više stotina puta u slučaju malih zvezda) što je dovodi na granu crvenog džina.

Konvektivni omotač se produbljuje i prodire u unutrašnje zone čiji je sastav izmenjen usled sagorevanja vodonika, što ima za posledicu izbacivanje te materije na površinu. Ova pojava konvektivnog mešanja obogaćuje omotač

helijumom i drugim proizvodima CNO ciklusa. Posmatrenje zastupljenosti izotopa ugljenika i kiseonika (6C12, 6C13,8O16,8O17,8O18) u atmosferi crveih džinova omogućuje poboljšanje modela njihove unutrašnje strukture i nukleosinteze. Struktura crvenog džina je drugačija od sunčeve strukture. Vrlo gusto i inertno helijumsko jezgro zauzima mali deo u središtu zvezde, dok se ogromni omotač, čija je gustina manja od gustine zemljine atmosfere, prostire na oko sto miliona kilometara (u slučaju Sunca gotovo bi zahvatio i Zemlju).Na toj udaljenosti gravitacija slabije utiče na omotač i on se lako može ocepiti.

Crveni džinovi pokazuju znatan gubitak mase, reda 10-3 do 10-4

sunčevih masa godišnje, u obliku zvezdanih vetrova čije poreklo se još uvek slabo razume.

 Sagorevanje helijuma

Dok se zvezda penje na grani crvenih džinova, njeno helijumsko jezgro nastavlja da se sažima. Njegova masa se povećava jer se na njegovoj površini gomilaju ostaci sagorevanja sloja vodonika.

Kad središna temperatura dostigne 100 000 000K, helijum se zapali. U zvezdama čija je masa manja od dve mase Sunca gustina je tada 107 kg/m3 i elektronski gas se degeneriše. Paljenje helijuma u takvim uslovima ja eksplozivno i energija iznenada oslobođena tim bljeskom helijuma malo proširuje jezgro – gustina opada i nestaje degenerisanost elektrona. Helijum dalje normalno sagoreva, isto kao i u masivnijim zvezdama u kojima se pali u nedegenerisanim uslovima. U oba slučaja jezgro ponovo dolazi u ravnotežno stanje koje obezbeđuje nuklearna energija. Zvezda čija se luminoznost tada jako smanjuje pomera se na H-R dijagramu ka početku grane crvenih džinova.

Zvezde male mase obrazuju helijumsko jezgro mase oko 0,45 masa Sunca, čije sagorevanje proizvodi gotovo konstantan prinos energije tokom 100 000 000 godina1. Ako je njihova metaličnost uporediva sa sunčevom, njihova efektivna temperatura održava se na 3000-4000K tokom te faze, dok zvezde manje metaličnosti sagorevaju helijum na horizontalnoj grani pri efektivnim temperaturama od 5000K do 12000K.