漸近巨星分枝
小中質量の恒星が中心部の水素を燃焼し尽くすと、水素核融合によって生じたヘリウムでできた核が形成される。この中心核では核融合反応が起こらず、自らの重力で潰れていくのを電子の縮退圧で支えられた状態となっている。この収縮する過程で発生する熱により、中心核を取り囲む水素の殻のような層で核融合が行われる。水素殻での核融合によりヘリウムが供給されることで中心核の質量は増え、さらに縮退が進んで温度は上昇する。逆に、核の周りの外層は膨張して表面温度は下がるため、光度が大きく低温の赤色巨星となる。このような天体は、HR図上では右上の赤色巨星分枝 (RGB, Red Giant Branch) と呼ばれる部分に分布する。この段階で、核で生成された物質の一部が外層に混じる「汲み上げ効果」が生じ、恒星大気のスペクトルに核融合で生成された物質が観測されるようになる。RGB以降の恒星進化においては、この汲み上げ効果が起こる過程が複数あることから、恒星大気の組成の研究は恒星進化論の研究に欠かせないものとなっている。
漸近巨星分枝(ぜんきんきょせいぶんし、asymptotic giant branch)または漸近巨星枝(ぜんきんきょせいし)は、ヘルツシュプルング・ラッセル図(HR図)において、低温で明るい、進化の進んだ恒星が分布する部分。小中質量星(0.8から8太陽質量 (M☉) )は全てその生涯の後半にこの段階を経る。
観測上は、太陽より数千倍明るい赤色巨星のように見える。酸素と炭素からなるほとんど不活性な中心核と、ヘリウムの核融合で炭素が形成される殻、水素の核融合でヘリウムが形成される殻、通常の恒星と似た化学組成を持つ非常に大きな外層、といった内部構造を持つ。