Milzu zvaigznes ir milzīgas zvaigznes ar daudz lielāku rādiusu un spilgtumu nekā galvenās kārtas zvaigznei ar līdzīgu virsmas temperatūru. Galvenās secības zvaigznēm ir jaukts kodols, kas sastāv no ūdeņraža un hēlija. Milzu zvaigznēm ir kodols, kas izgatavots no hēlija vai pat smagākiem elementiem, piemēram, oglekļa. Tas ir tāpēc, ka milzu zvaigznes ir sākušas izsmelt ievērojamu daļu ūdeņraža degvielas.
Milzu fāze ir neizbēgama jebkurai zvaigznei, kuras Saules masa pārsniedz 0.4. Zvaigznes ar saules masu no 0.4 līdz 0.5, novecojot, savā kodolā uzkrāj hēliju, un galu galā veidojas tīrs hēlija kodols, taču tām trūkst spiediena un temperatūras, lai sakausētu hēliju. Kodola perifērijā esošais ūdeņradis veido straujas saplūšanas aktivitātes apvalku, jo kodola masīvā gravitācija uz to saspiež ūdeņradi. Zvaigznes izmērs paplašinās un kļūst daudz izkliedētāks. Kad Saule pēc pieciem miljardiem gadu kļūs par sarkano gigantu, tās virsma sasniegs to vietu, kur šodien atrodas Zemes orbīta.
Zvaigznes, kuru Saules masa pārsniedz 0.5, var sapludināt hēlija kodolus skābeklī un ogleklī, izmantojot trīskāršo alfa procesu. Lai gan kodolam pirms aizdegšanās ir jāsasniedz 108 K temperatūra, kad tas notiek, tas rada enerģijas pārpilnību, kas palielina kodola izmēru, samazinot spiedienu ūdeņraža veidošanās apvalkā. Tas palēnina saplūšanas reakcijas un pretēji intuitīvi samazina zvaigznes izmēru un temperatūru. Tātad masīvāka zvaigzne ir mazāk spoža nekā mazāk masīva. Šādas zvaigznes ir daļa no tā sauktā horizontālā atzara, jo spožuma grafikā pret spektrālo tipu tās veido horizontālu līniju.
Ja Saules masa ir mazāka par 8, bet lielāka par 0.5, zvaigzne savā kodolā uzkrāj oglekli un sāks sakausēt hēliju uz apvalka ārpus kodola. Tā kļūst par “asimptotisku milzu zaru” jeb AGB zvaigzni, jo hēlija saplūšana paātrina un balonē tās saimniekzvaigzni. Tie var radīt supergigantas un hipergigantas zvaigznes.
Zvaigznēm, kuru Saules masa ir lielāka par 8, kodoli saplūst līdz pat dzelzs. Kad šāda zvaigzne izveido dzelzs kodolu, kas ir lielāks par 1.44 Saules masām, sākas kodola sabrukums. Savstarpēji atbaidošie elektronu apvalki ap dzelzs kodoliem lielā spiediena un temperatūras apstākļos nespēj viens otru atvairīt, un tie sāk saplūst citā vielas stāvoklī, ko sauc par neitroniju, ko veido neitroni, kas cieši saspiesti kopā gigantiskā pilsētas lieluma atoma kodolā. .
Tā kā kodolsintēzes reakcijas beidzas, zvaigzne nespēj ražot pietiekami daudz enerģijas, lai neitralizētu savu gravitāciju, un tā sabrūk. Gaismas elementiem krītot uz iekšu, tie atlec no gandrīz nesaspiežamā neitronija kodola. Atlēciens ir pietiekams, lai zvaigznes apvalks eksplodētu kosmosā ar ātrumu tūkstošiem kilometru stundā. Šo notikumu sauc par supernovu, un tā rodas elementi, kas ir smagāki par dzelzi.
Atlikušo daļu sauc par zvaigžņu palieku jeb neitronu zvaigzni. Tējkarote tās vielas sver divus miljonus tonnu.