Bintang bermassa sangat rendah sepenuhnya konvektif dan dapat terus meleburkan hidrogen menjadi helium hinggauntuk satu triliun tahun sampai hanya sebagian kecil dari seluruh bintang yang merupakan hidrogen. Luminositas dan suhu terus meningkat selama waktu ini, seperti pada bintang deret utama yang lebih masif, tetapi lamanya waktu yang terlibat berarti bahwa suhu pada akhirnya meningkat sekitar 50% dan luminositasnya meningkat Hinghamhingga 10 kali lipat. Akhirnya tingkat helium meningkat ke titik di mana bintang berhenti sepenuhnya konvektif dan hidrogen yang tersisa terkunci di inti dikonsumsi hanya dalam beberapa miliar tahun lagi. Bergantung pada massa, suhu dan luminositas terus meningkat selama beberapa waktu selama pembakaran kulit hidrogen, bintang bisa menjadi lebih panas dari Matahari dan puluhan kali lebih bercahaya daripada saat terbentuk meski masih tidak secahayaseterang Matahari. Setelah beberapa miliar tahun lagi, mereka mulai menjadi kurang bercahaya dan lebih dingin meskipun pembakaran cangkang hidrogen terus berlanjut. Ini mengubahnya menjadi katai putih helium yang kerenindah.
Bintang bermassa sangat tinggi berkembang menjadi bintang [[super raksasa]] yang mengikuti jalur evolusi yang membawa mereka maju mundur secara horizontal di atas diagram H – RHR, di ujung kanan membentuk [[super raksasa merah]]. IniBintang seperti ini biasanya mengakhiri hidup mereka sebagai [[supernova tipe II]]. Bintang paling masif dapat menjadi bintang [[Wolf – -Rayet|Wolf–Rayet]] tanpa menjadi raksasa atau super raksasa sama sekali.
