thumb|Diagram H-R z drogą gwiazdy o masie Słońca. Załamanie linii (helium flash) na schemacie b jest wywołane błyskiem helowym. Błysk helowy – proces, zachodzący w jądrze gwiazdy o masie od 0,8 do 2,3 masy Słońca, na późnym etapie jej ewolucji, podczas którego zachodzą reakcje termojądrowe przekształcające hel w węgiel, w procesie 3-α. Zjawisko to rozpoczyna się w temperaturze T > 108 K i gęstości plazmy ρ = 104 – 105 g/cm³ i ma gwałtowny przebieg. Błysk helowy jest związany z nagłym uwalnianiem znacznych ilości energii.
Czerwony olbrzym Na etapie czerwonego olbrzyma w jądrze gwiazdy wypalił się już wodór. Składa się ono głównie z jąder helu i elektronów. W gwieździe o masie mniejszej niż dwie masy Słońca temperatura w jądrze jest zbyt niska by doszło do łączenia jąder helu i reakcje jądrowe w centrum gwiazdy ustają. Elektrony w helowym jądrze ulegają zdegenerowaniu, ograniczając zapadanie się. Gaz helowo-elektronowy zajmuje objętość większą niż wynikałoby to z praw gazowych dla jego temperatury i ciśnienia.