红巨星分支

在主序星在耗尽内核的氢之后，它将从围绕着氦核周围的厚厚外壳中，开始进行氢融合。氦核的质量低于钱卓-荀伯极限和处于热平衡，并且恒星是颗次巨星。在壳层的氢融合产生的任何额外能量都会消耗在包层膨胀和恒星冷却中，但不会增加亮度[12]。

在大约太阳质量的恒星中，壳层的氢融合会继续进行，直到氦核的质量够大，使氦核成为简并态物质。然后内核收缩、加热，并发展出更高的温度梯度。氢壳通过对温度更敏感的碳氮氧循环将氢融合成氦，大大的提高能量产生的 效率，而恒星被认为位于红巨星分支的底端。对于质量与太阳相同的恒星来说，从氢在内核枯竭的时间开始，这大约需要20亿年的时间[13]。

质量超过大约2 M_☉的恒星，演化得较快，在内核还没有成为简并态物质时，就到达钱卓-荀伯极限。在氢壳层能量的协助下，内核仍然能靠着热能支撑自身的重量，但已不再处于热平衡的状态。因此内核会收缩和加热，导致氢壳越来越薄，而恒星的外层膨胀。这样的组合使得恒星表面的温度降低朝向红巨星分支低端移动时，亮度也随之降低。在内核成为简并态物质前，外部的氢包层变得不透明，从而导致恒星停止冷却，增快了壳层中氢融合的效率，于是恒星进入红巨星分支。在这些恒星中，次巨星阶段只有数百万年的时间，造成在赫罗图中的B型主序星和红巨星分支（RGB）之间有明显的空隙；在年轻的疏散星团，像是蜂巢星团中可以看见。这是赫氏空隙，实际上是为数不多的次巨星迅速朝向红巨星演化；在年老、恒星密集的星团可以看见明显的对比，像是球状星团半人马座ω就有着低质量恒星短而密集的次巨星分支[14][15]。

在红巨星分支上，像太阳一样的恒星有一个简并态物质的内核，在内核开始氦闪之前，会先上升至分支的顶端。

质量比太阳大，没有简并态物质内核的恒星，当它们的内核在没有氦闪之前就点燃氦融合的情况下，就会在未抵达顶端前离开红巨星分支。

红巨星分支底端的恒星都有类似的表面温度，大约是5,000K，相当于恒星光谱类型K的早期到中期。它们的亮度范围从质量最轻的只有太阳亮度的数倍，到大约8 M_☉亮度高达太阳的数千倍[16]。

随着氢壳继续产生更多的氦，红巨星分支的内核质量和温度都会增加。这将导致氢壳更快的融合，恒星变得更明亮、更大、但表面温度会降低。这被描述为上升红巨星分支[17]。

在上升红巨星分支的过程中，许多内部产生的变化会影响到外部观测到的性质。随着恒星的膨胀和壳层产生的能量的，对流胞的深度会越来越深。最终，它达到足够深的地方，产生内核对流（称为第一次上翻），将过去核融合的产物，带到表面。这改变了表面的氦、碳、氮和氧的丰度[18]，可以在红巨星分支上找到一个明显的恒星群聚点，称为红巨星分支瘤。它是由深度对流造成氢丰度的不连续性造成的。壳层产生的能量在这种不连续性的情况下暂时下降，有效的阻碍了红巨星分支的上升，因而在这一点上造成较多的恒星[19]。

对于拥有简并氦核的恒星，其内核达到足够的温度时会开始融合，因此它们的大小和光度的增加是有所限制的，这就是所谓的红巨星支尖。所有到达这一点的恒星几乎都有一个0.5 M_☉的内核，以及非常相似的恒星光度和温度。这种光度的恒星已被用作距离指针的标准烛光。在可见光上，金属量与太阳相当时，红巨星支尖发生在绝对星等-3，表面温度3,000K；金属量非常低的表面温度则约为4,000K[16][20]。模型预测的亮度，取决于金属量，是2,000–2,500 L_☉[21]。 在近代的研究中，红外星等更为常用[22]。

简并的内核在氦闪的爆炸事件中开始核融合，但从外部几乎没有直接的迹象。能量被消耗在解除内核的简并状态，恒星整体的亮度降低但变得更热，并迁移到水平分支上。所有简并的氦核都有相似的质量，在不考虑恒星的总质量下，因此在水平分支上的氦融合亮度是相同的。氢壳融合可以导致恒星的总光度变化，但对金属量接近太阳的大多数恒星而言，水平分支低温端的温度和光度都非常相似。这些恒星大约在5,000K和50 L_☉处形成红群聚。质量较低的氢包层会使恒星在水平分支上处在更热但较黯淡的位置上，这种效应在低金属量时更容易发生，因此老年的贫金属星团会显示出最明显的水平分支[13][23]。

初始质量比2 M_☉更大的恒星，在红巨星分支上没有简并态的氦核。这些恒心在抵达红巨星分支顶端和内核成为简并态之前，就已经开始3氦过程的核融合。然后，它们离开红巨星分支，在运行一次蓝循环之后，就返回进入渐近巨星分支。恒星的质量只比2 M_☉稍多一点，再重返渐近巨星分支之前，几乎没有明显的蓝循环，因此很难将它们的位置与红巨星分支区分开来。质量越大的恒星，运行蓝循环的路径越为明显，在亮度达到数千L_☉时，温度可以高达10,000K或更高。这些恒星可以跨越不稳定带数次，成为脉动式的经典造父变星 [24]。

下表显示主序带（MS）、次巨星分支（SB）和红巨星分支（RGB）上的典型寿命。对于不同初始质量的恒星，这些恒星的金属量都与太阳一样（Z=0.02）。也显示了每颗恒星在RGB开始和结束时的氦内核质量、表面有效温度、半径和光度。红巨星分支的结束（末端）被定义为氦内核点火时[8]。

中等质量的恒星在主序带和次巨星分支时，只失去一小部分的质量，但在红巨星时失去大量的质量[25]。

当恒星到达水平分支时，类太阳恒星所损失的质量会影响其温度和光度，因此红群聚恒星的特性可以用来确定氦闪前后的质量差异。红巨星失去的质量也决定了随后的白矮星质量和性质。估计在到达红巨星分支尖端的总质量损失大约在0.2–0.25 M_☉。大部分的质量是在氦闪前的最后数百万年中流失的 [26][27]。

质量更大的恒星，在氦闪之前就离开红巨星分支的质量损失，就更难以直接测量质量。目前的造父变星质量，像是造父一（仙王座δ），因为是双星或脉动变星，因此可以准确地测量。与演化模型比较，这些恒星似乎已经损失了大约20%的质量，其中大部分是在蓝循环阶段，特别是在不稳定带的脉动过程中[28][29]。