赤色巨星分枝
赤色巨星の中には振幅の大きな変光星がある。早くから知られていた変光星の多くは、周期性と数等級の振幅があるミラ型変光星、はっきりとした周期性を欠くか複数の周期とごくわずかな振幅のある半規則型変光星、明白な周期が見られないL型の不規則変光星である。これらは長らく漸近巨星分枝星(AGB星)または超巨星であると考えられており、一般的に赤色巨星分枝星自体は変光しないものと考えられていた。いくつかの例外は、光度の低い漸近巨星分枝星であると考えられていた。
20世紀末の研究では、M型の巨星は全て0.01等級以上の振幅で変光すること、晩期K型巨星もまたより小さな振幅で変光する可能性が高いことがわかってきた。このような変光星は、TRGBに近い、より明るい赤色巨星の中にあったが、それらがすべてAGB星であると主張することは困難であった。 振幅の大きい変光星ほどゆっくりと脈動するという周期と振幅の関係を示していた。
21世紀に入ってからのマイクロレンズ・サーベイでは、何千もの星の極めて正確な測光が何年間も行われてきた。これによって、多くの新しい変光星を発見することができたが、その多くは非常に小さな振幅のものであった。発見された複数の周期-光度関係は、密な間隔で平行に並んだリッジ (ridge) のような領域にまとめられている。これらの中には、既知のミラ型変光星や半規則型変光星に対応するものもあるが、さらにOSARG (OGLE Small Amplitude Red Giant variables) と呼ばれる別の型の変光星も定義された。
20世紀初頭にHR図が使われるようになると、赤い色の恒星には矮星(現在の主系列星)と巨星の2種類があることが判明した。
「赤色巨星分枝 (red-giant branch) 」という用語は、1940~1950年代に使われるようになったが、当初はHR図の赤色巨星領域の総称であった。1940年までに主系列段階の寿命とそれに続く白色矮星への熱力学的収縮段階の基礎は理解されていたが、様々なタイプの巨星の内部の詳細は理解されていなかった。
1967年に、赤色巨星分枝を他の分枝と区別するために "first giant branch" という用語が使われた。この用語は現在でもしばしば使われている。1968年には、ほとんどの赤色巨星よりやや明るい、ミラのように不安定で大光度の変光星の分枝に対して「漸近巨星分枝 (asymptotic giant branch, AGB) 」という用語が使われた。分岐した巨星分枝はその何年も前から観測されていたが、異なる系列がどのように関連しているのかはわかっていなかった。1970年までには、HR図上の赤色巨星の領域は、準巨星分枝 (subgiant branch) 、赤色巨星分枝、水平分枝 (horizontal branch) 、漸近巨星分枝からなること、そしてこれらの領域にある星の進化状態が広く理解されるようになった。
現代の恒星物理学は、中質量星の主系列後の様々な段階を生み出す内部プロセスを、これまでになく複雑かつ正確にモデル化してきた。赤色巨星分枝の研究成果は、それ自体が他の分野の研究の基礎として利用されている。