赤色巨星分枝
0.6 M☉(太陽質量)のトラック(橙色)は赤色巨星分枝を経てヘリウムフラッシュで止まる。
1 M☉のトラック(黄色)は、線は短いが実際には長期間続く準巨星分枝を経て、ヘリウムフラッシュでRGBとなる。
2 M☉のトラック(緑色)では、準巨星分枝と赤色巨星分枝が見られ、漸近巨星分枝には辛うじて確認できるブルーループが見られる。
5 M☉のトラック(水色)では、線は長いが実際はごく短期間で終わる準巨星分枝、短い赤色巨星分枝、広がったブルーループが見られる。
約0.4 M☉(太陽質量)から12 M☉の恒星は、中心核の水素を燃焼し尽くすと、水素殻燃焼の段階に入り、その間に赤色巨星となる。水素殻燃焼の間、恒星の内部はいくつかの異なる段階を経て、それが恒星の外観に反映される。どのような進化のステージを経るのかは主に恒星の質量によるが、金属量の影響も受ける。
縮退した中心核は「ヘリウムフラッシュ」と呼ばれる現象で爆発的な核融合反応を始めるが、外部にはその兆候はほとんど見られない。ヘリウムフラッシュのエネルギーは中心核の縮退を解除するために消費される。これにより、星全体の光度は低下、有効温度は上昇し、次の進化のステージである水平分枝へと移行していく。縮退したヘリウム中心核は、恒星全体の質量に関係なくどれもほぼ同じ質量なので、水平分枝上の恒星の光度はどれも同じである。水素殻燃焼によって恒星の全光度は異なるが、太陽の金属量に近いほとんどの恒星では水平分枝の冷端での温度と光度は非常に似たものとなる。そのため、これらの星は約5,000 Kと約50 L☉で「レッドクランプ」と呼ばれる集団を形成する。水素外層の欠如は、水平分枝上でより温度が高く光度の低い位置に星を移行させる。この効果は低金属量の星ほど起こりやすいため、年老いた金属の乏しい星団では非常に顕著な水平分枝が見られる。
初期質量が2 M☉以上の星では、赤色巨星分枝上でヘリウム中心核が縮退しない。これらの星では、TRGBに到達して中心核が縮退する前にトリプルアルファ反応に十分な高温に達する。そのとき、星は赤色巨星分枝を離れ、漸近巨星分枝へと至るブルーループを行う。2 M☉よりも少しだけ重い星は、数百 L☉の辛うじて気付く程度のブルーループを行った後、赤色巨星分枝とほとんど区別が付かない漸近巨星分枝へと至る。より重い星は、10,000 Kと数千 L☉まで至るブルーループを行う。これらの星は1回以上不安定帯を横断し、古典的セファイド変光星となって脈動変光する。
赤色巨星分枝(せきしょくきょせいぶんし、英: red giant branch, RGB)は、ヘルツシュプルング・ラッセル図(HR図)上で、主系列から離れた恒星が形成する系列。恒星の進化においては、中心核での水素核融合を終えて、恒星内部でヘリウムの核融合が始まる前までのフェーズである。このフェーズにある赤色巨星分枝星 (red giant branch star) の内部には、まだ核融合反応を起こしていないヘリウムの中心核があり、中心核の周囲を水素の殻が取り囲んでいる。赤色巨星分枝星の放射するエネルギーは、この水素殻で起こるCNOサイクルによって生じるものである。このフェーズにある星はスペクトル分類ではK型やM型に分類され、同じスペクトルの主系列星(赤色矮星)に比べて光度が大きい。