غول سرخ
ذخیره هیدروژن موجود در هسته ستاره نقصان پذیرد سرعت تولید انرژی کاهش می‌یابد شاید فکر کنیم که ستاره در این مرحله آماده مرگ هست اما ستاره به جای رنگ بختان دست خوش تغیراتی میشود که به آن جان تازه می‌بخشد. با کم شدن سوخته هیدروژن منبع پشتیبانی داخلی آن رو به نصف می‌گذرد و بنابر این هسته هلیومی ستاره تحت فشار وزن لایه‌های بالاتر منقبض میشود . کاهش انرژی گرانشی ناشی از این انقباض به صورت گرما ظاهر میشود و دما افزایش می‌یابد افزایش دما به نوبه خود پوسته هیدروژنی اطراف را بر می‌انگیزد و سوختن حتی به نحوی شدید تر صورت می‌گیرد انرژی اضافی مصرف انبساط لایه‌های خارجی ستاره میشود نتیجه آن افزایش در درخشندگی کلی است که مرتبه اش از هر چه ستاره پیش از آن داشته است تجاوز می‌کند.
بهتر است این فرایند را با دقت بیشتری برسی کنیم نخست انبساط گاز‌ها کلا با روند سرد شدن همراه آست حرکتی به سمت راست نمودار H-R . با این سرد شدن مثلا از ۶۰۰۰ K به ۳۰۰۰ K آهنگ تابش انرژی از ازا هر متر مربع از مساحت سطح به یک شانزدهم تراز قبلی‌اش افت می‌کند زیرا درخشندگی ستاره متناسب با توان چهارم دماست .این افت درخشندگی را ۴ برابر شدن ابعاد جبران می‌کند زیرا درخشندگی ستاره مستقیماً با مربع هرگونه افزایشی در شعاع متناسب است. اگر تغیراتی که در اینجا توصیف کردیم روی نمودارH-R دنبال کنیم مسیری به طرف راست حرکت می‌کند . اما هنگامی که برندد کلی انرژی آن افزایش می‌یابد به طرف بالا نیز میرود چون سطح چنین ستاره سرد است سرخ به نظر مرسد و چون بزرگ است این نوع ستاره غول سرخ نامید میشود. اگرچه اکنون دیگر هسته مرکزی به حالتی ایستا در آماده است ولی هنوز ممکن است در آن تغییراتی صورت بگیرد زیرا نواحی خارجی هنوز نمیتوانند منقبض شوند. پوسته هیدروژن سوز مدام هلیوم جدید تولید می‌کند و آن را بر منطقه جزئا تبهگن زیرین میافزاید و جرم آن را اندکی افزایش میدهد . تراکم به سوی مرکز ، علاوه بر افزایش جرم هسته ، مقداری انرژی نیز آزاد میشود که دمای هسته را بالا میبرد. برخی از ستارگان این منطقه به داشتن تغییرات منظم در درخشندگی شناخته شده اند . تقریبا مسلم است این تغیرات ناشی از تپش ستاره است.تپش به شرایط موجود در لفاف ستاره بستگی دارد و تصور میشود که معلول نوع ناپایداری در منطقه است که در آن هیدروژن و هلیوم یونیده میشوند. تناوب نوسان به جزیات ساختمان لفاف بستگی دارد، با توجه به مدل‌های نظری می توانیم تناوب نوسان ستاره ها را بدست آوریم و سپس با رصد‌های انجام شده مقایسه کنیم چنین مقایسی در مورد غول‌های جمعیتǁدر خوشه‌های کروی انجام شده ، نتایج به وجه چشمگیری رضایت بخش است: هم محاسبت و هم رصد‌ها از دوره تناوبی در حدود ۱۰۰ روز حکایت میکنند.
