赤色巨星分枝
2 M☉程度の質量を持つ準巨星は、中心核が縮退する前に比較的早期にシェーンベルグ=チャンドラセカール限界に達する。中心核はまだ水素殻からのエネルギーで熱力学的に自重を支えているが、もはや熱平衡状態ではない。中心核が収縮・加熱することで水素殻は薄くなり、恒星外層は膨張する。この組み合わせにより、星は赤色巨星分枝のふもとに向けて冷えていくに従って光度が低下する。中心核が縮退する前に、外側の水素外層が不透明となって星の冷却が止まり、水素殻の核融合率が上がり、星は赤色巨星分枝の段階に入る。これらの星では数百万年以内に準巨星段階を終えるため、プレセペ星団のような若い散開星団のHR図に見られるように、B型主系列星と赤色巨星分枝星の間に顕著な隙間が生じる。これは「ヘルツシュプルングの間隙(ヘルツシュプルング・ギャップ)」と呼ばれ、赤色巨星に向けて急速に進化する準巨星がまばらに存在している。これに対してω星団のような年老いた球状星団では低質量の準巨星が短く密集した分枝が見られる。