赤色巨星分枝
赤色巨星分枝のふもとにある星の温度はどれも5,000 K(ケルビン)前後と似通っていて、初期から中期のK型スペクトルに対応している。これらの星の光度は、最も小さな赤色巨星で太陽の数倍、8 M☉付近の星では数千倍までの範囲に渡る。
水素殻がヘリウムを生成し続けると、赤色巨星分枝星の中心核の質量は増加し、温度は上昇していく。中心核の温度増加の影響を受け、水素殻はより急速に燃焼するようになり、その結果、星はより明るく、大きくなり、表面温度はやや低くなる。これらの現象は、まとめて "Ascending the RGB" と表現される。
赤色巨星分枝を上昇する間に、観察可能な外部の特徴を生むいくつかの内部イベントがある。星が成長するに連れて外部の対流層はより内部の深いところまで到達し、水素殻で生成されるエネルギーも増大する。最終的に対流層の深さは、かつての対流核から表面へと核融合生成物がもたらされるほどの深さに到達する。これは「第1ドレッジアップ (first dredge-up, FDU) 」と呼ばれる。この現象によって、表面のヘリウム、炭素、窒素、酸素の存在量が変化する。また、HR図上の赤色巨星分枝に「RGBバンプ (RGB bump) 」と呼ばれる顕著な星の集まりが見られることがある。これは、深い対流によって残された水素の存在量の不連続性によって生じる。この不連続な点では水素殻でのエネルギー生産が一時的に低下し、赤色巨星分枝の上昇が効果的に妨げられるため、この場所にプロットされる星が過剰に存在することとなる。