Gwiazdy typu czerwonego olbrzyma (RG) powstają z nisko- i średnio-masywnych gwiazd ciągu głównego o masie około 0,5-5 mas Słońca. Po miliardach lat reakcji syntezy jądrowej w jądrze, podczas których wodór (H) jest przekształcany w hel (He), podczas gdy na Sekwencji Głównej, zapasy wodoru w jądrze są wyczerpane i nie ma już nic, co mogłoby przeciwdziałać efektom grawitacji. Gdy zdegenerowane jądro He zaczyna się kurczyć, wydziela się ciepło spowodowane nagłym ściśnięciem warstw gazu. Środek jądra zapada się najszybciej i rozpoczyna się wodorowe „spalanie skorupowe” w warstwie skorupy wokół jądra, gdy warstwa ta osiągnie wystarczającą gęstość i temperaturę. Rosnąca temperatura jądra skutkuje wzrostem jasności, podczas gdy ciśnienie promieniowania wynikające ze spalania skorupy powoduje, że zewnętrzna, rozproszona otoczka gwiazdy rozszerza się do setek promieni słonecznych, stąd nazwa „olbrzym”. Rosnący rozmiar gwiazdy przeważa nad wzrostem jasności, temperatura efektywna spada do około 3000 K i gwiazda przybiera bardziej czerwony wygląd (w praktyce czerwone olbrzymy mogą wydawać się pomarańczowe lub czerwone). Uważa się, że gwiazdy spędzają w fazie RG zwykle 1 procent swojego życia. Przykładami znanych gwiazd w fazie RG są Aldebaran (Alfa Tauri) i Mira (Omicron Ceti). Masywniejsze gwiazdy Sekwencji Głównej ewoluują szybciej i rozszerzają się dalej, stając się Czerwonymi Super Olbrzymami (RSG). Betelgeuse (Alpha Orionis) jest dobrze znanym przykładem RSG.
Kredyt: Margarita Karovska (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) i NASA