Cuando la fusión del H es insuficiente para mantener la actividad estelar, la estrella sufre un drástico colapso. Pero esta contracción no se hace sobre un gas frío como cuando nació la estrella, sino sobre un núcleo de He a unos 30·106 ºK. El He se calienta mucho más que el H por la contracción, y la temperatura sube a (50, 60,…)·106 ºK y este aumento de temperatura dilata más y más la estrella convirtiéndola en una gigante roja. Si la estrella tiene suficiente masa puede llegarse a los 100·106 ºK y comienza la reacción de fusión del He que detiene nuevamente la contracción:
| Temperatura (106 ºK) | Reacción | |
| V 100 | El C pasa de catalizador a reactivo | |
| 200 | ||
| mayor | ||
| Aún más | Etc. |
Se producen así elementos con número atómico par y número másico múltiplo de 4, y realmente estos elementos están en el universo en abrumadora mayoría.
Pero el He, el Ne, y demás gases nobles son núcleos muy estables y necesitan mucha energía para sus reacciones nucleares. El He necesita 100·106 ºK, el Ne necesita 200·106 ºK para que Ne20 + He4 Mg24 etc.
La estrella será una gigante roja durante toda esta segunda vida.
Y aún queda mucho H en la estrella que da lugar a muchas reacciones secundarias:
C12 + H+ C13 + e+ (positrón), C13 + He4 O16 + n (neutrón)
O16 + H+ O17 + e+ , O17 + He4 Ne20 + n
Ne20+H+ Ne21 + e+, Ne21+ He4 Mg24 + n
Los neutrones producidos en estas reacciones secundarias pueden originar un nuevo tipo de reacciones nucleares: Las reacciones de fisión que alteran por completo el funcionamiento de la estrella como ya veremos.
Estas estrellas se estructuran en capas de He, C, O, Ne, etc, que se superponen como las capas de una cebolla.
