赤色巨星分枝
中心核の水素を燃焼し尽くした主系列星の内部では、ほぼヘリウムで構成された中心核を取り巻く分厚い水素殻の燃焼が始まる。ヘリウム中心核はシェーンベルグ=チャンドラセカール限界未満の質量で熱平衡状態にあり、この段階の星は準巨星に分類される。水素殻の核融合により産生されるエネルギーは星の大きさを保つのに必要なエネルギーよりも大きく、余剰エネルギーは星の外層を膨らませるために消費される。この膨張によって表面温度は冷却されるが、光度は増大しない。
1 M☉前後の質量の恒星では、ヘリウム中心核の質量が十分に増えて縮退するまで水素殻燃焼が続く。その後、中心核は収縮・加熱し、強い温度勾配が発生する。温度変化に敏感なCNOサイクルで核融合している水素殻が中心核に加熱されることによって水素殻燃焼のエネルギー産生量が大幅に増加され、赤色巨星分枝のふもとに至ると考えられている。1 M☉の恒星の場合、中心核の水素が枯渇してから20億年前後はこの段階にある。
縮退したヘリウム中心核を持つ星はそのサイズと光度の成長限界がある。「赤色巨星分枝先端 (tip of the red-giant branch, TRGB) 」と呼ばれるこの限界で、中心核はヘリウム核融合を始めるのに十分な温度に達する。この限界に達する全ての星は約0.5 M☉のヘリウム中心核と、非常に似通った光度と温度を持つ。そのため、これらの明るい星は遠方までの天体との距離を測るたまえの標準光源として使われてきた。外観上、TRGBの絶対等級は約-3等で、有効温度は太陽と同じ金属量の星で約3,000 K、低金属星で4,000 K近くとなる。金属量にも影響されるが、TRGBの光度は2000 - 2500 L☉(太陽光度)とされる。2010年代現在の研究では、赤外線波長での等級がより一般的に使われている。