Las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas. Su combustible se consume antes y permanecen menos tiempo en la secuencia principal, una estrella de 5 masas solares, tipo espectral B, permanece sólo unos pocos cientos de millones de años y una estrella de 10 masas solares, tipo espectral O, permanecerá sólo unos 20 millones de años. Esta evolución más rápida, para las estrellas masivas, continua después de la fase de secuencia principal.

Los primeros estados al abandonar la secuencia principal hacia la región de las gigantes rojas son cualitativamente iguales a los de las estrellas menos masivas. Una estrella masiva deja la secuencia principal con una estructura interna similar a la de una estrella poco masiva: un núcleo de helio inerte que se contrae, rodeado de una capa de fusión de hidrógeno. Cuando la estrella masiva alcanza la temperatura para fusionar el helio, la densidad es baja y el núcleo no se degenera. Como resultado la fusión no es explosiva sino en régimen controlado, no hay flash de helio. La gigante roja permanece en la zona de las gigantes roja mientras fusiona el helio en carbono.

Figura 3-1-4: Trazas evolutivas posteriores a la secuencia prinicipal, corresponden a la región de las subgigantes y gigantes rojas. Para las estrellas masivas donde se produce el giro hacia la izquierda y hacia abajo es cuando se inicia la fusión del helio en el núcleo. Para las estrellas menos masivas el asterisco indica donde ocurre el flash de helio.

La Figura 3-1-4 muestra las trazas evolutivas, para estrellas de diferentes masas, desde que abandonan la secuencia principal hasta que llegan a la región de las gigantes rojas. Mientras que las estrellas poco masivas ascienden la rama gigante roja en una traza casi vertical, las estrellas masivas se mueven casi horizontalmente en el diagrama H-R, sus luminosidades permanecen casi constantes mientras que sus radios aumentan y sus temperaturas disminuyen.