ブルーループ
赤色巨星分枝 (RGB) にあるほとんどの星は、不活性なヘリウムの中心核を持つ。太陽と同じくらいの質量の星は、ヘリウムフラッシュによって水平分枝に移動するまでRGBに留まるため、ブルーループは起こさない。しかし、約2 M☉以上の質量の星は、赤色巨星分枝先端 (TRGB) に到達する以前にフラッシュを起こさずスムースに中心核でヘリウム燃焼が始まり、高温になっていく。大質量の星ほどこの段階で高温になり、一般的に5 M☉以上の星は100万年単位で続くブルーループを経験すると考えられている。このようなブルーループは、星の一生のうちに一度しか起こらない。このループの間にセファイド不安定帯を横切ると外層が脈動を始めて古典的セファイド変光星となるため、セファイドループとも呼ばれる。
0.6 M☉のトラック(橙色)は赤色巨星分枝を経てヘリウムフラッシュで止まる。
1 M☉のトラック(黄色)は、線は短いが実際には長期間続く準巨星分枝を経て、ヘリウムフラッシュでRGBとなる。
2 M☉のトラック(緑色)では、準巨星分枝と赤色巨星分枝が見られ、漸近巨星分枝には辛うじて確認できるブルーループが見られる。
5 M☉のトラック(水色)では、線は長いが実際はごく短期間で終わる準巨星分枝、短い赤色巨星分枝、広がったブルーループが見られる。