绝大多数恒星90%的生命都处于主序阶段，在主序阶段，恒星的核心经历氢的热核聚变产生氦。当核心温度达到1300万°K(2340万°F)，最小密度为100 gm/cm³时，这个过程就开始了。更大质量的恒星会很快消耗掉它们储存的氢，通常需要几百万年，而像我们的太阳这样质量更小的恒星可能需要100亿年才能在内部消耗掉所有的氢。质量最小的恒星，红矮星，可以在主序阶段保持至少1万亿年。
我们的太阳每秒将大约6亿吨物质转换为中微子、太阳辐射，以及大约4 x 10²⁷局(4万亿)瓦的能量。随着我们的恒星年龄的增长，它的氢核会收缩，从而增加其内部的热量和压力，并加速氢聚变。目前，我们的太阳的光度每1亿年增长1%，当核心的氢燃料在54亿年内耗尽时，它的光度会膨胀到30%。不幸的是，我们不用等那么久就能感受到它对生命的有害影响，因为11亿年后，太阳的亮度将比现在高10%，足以引发失控的温室效应，最终导致我们失去海洋。
但是我们跑题了。问题是当恒星开始产生碳时会发生什么。
在恒星主顺序阶段的末尾，当核心中的氢耗尽，氢的核聚变停止，允许重力快速压缩以氦为主的核心，直到其密度达到10万gm/cm³，温度达到1亿°K(1.8亿°F)。此时，氦的热核聚变开始，产生碳和氧。
随着核心的温度向外辐射，核心周围的氢经历核聚变，在氦核心周围形成一个氢燃烧壳。这个壳层产生的能量加热了恒星的上层，导致恒星的包膜极大地膨胀。因此，一颗红巨星诞生了。
我们的太阳将在大约60亿年后进入它的红巨星阶段，在那里它将保持大约1.2亿年。在太阳最大的时候，它的半径将会膨胀到1个天文单位(AU)，在这个过程中可能会消耗掉地球，它的亮度将会增加大约2400倍。
更大质量的恒星将继续融合更重的元素，如碳、氖、氧和硅，一旦其核心积累了大约相当于1.4个太阳质量的铁，就可能爆发为超新星。下表总结了每种元素的恒星聚变需求。
这张图显示了大质量恒星内部核聚变每个阶段的相对持续时间。
我们的太阳还没有大到可以爆炸而消失。相反，当它核心的氦被耗尽时，它会悄悄地离开它的外壳，形成一个行星状星云，留下一颗白矮星。
为了解决OP的问题，当一颗恒星开始通过氦聚变产生碳时，它会变成一颗红巨星。
