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''' 红巨星分支 ''' （RGB，red-giant branch），有时被称为第一巨星分支，它是 [[ 恒星 ]] 演化过程在氦核点火之前的巨星分支的一部分。对于中低 [[ 质量 ]] 恒星，这是跟随在主序之后的阶段。红巨星分支星有一个惰性的氦核心，周围是以碳氮氧循环融合氢的壳层。它们都是K或M类型的恒星，比 [[ 温度 ]] 相同的 [[ 主序星 ]] 大得多，也明亮得多。

在20 在[[20 世纪 ]] 初期使用赫罗图之后，很明确的显示低温恒星有两种大小非常不同的类型：现在称为主序星的 [[ 矮星 ]] 和巨星。

红巨星一词从20世纪40年代和50年代开始使用，然而最初只是用在 [[ 赫罗图 ]] 的一般术语。 虽然在1940年代人们已经了解主序星寿命的热核基础，以及随后热力收缩阶段的 [[ 白矮星 ]] ，但尚不清楚各种类型巨星内部的细节。

在1968年，渐近巨星分支（AGB）被用在比大量的红巨星更 [[ 明亮 ]] 和更不稳定，通常振幅也较大，例如 [[ 米拉变星 ]] ，这样的一个分支。早在几年前就已经对这个分岐的巨星分支进行了观测，但不清楚不同序列之间的关系。到了1970年，已经很清楚红巨星区域包括次巨星、红巨星分支本身、水平分支和渐近巨星分支等组成，对恒星在这些区域的演化状态也有广泛的理解。在1976年，有别于第二个分支或渐近巨星分支，红巨星分支是第一个被描述的巨星分支，并且这个术语至今仍被频繁的使用着 。

现代 [[ 恒星物理学 ]] 模拟了中等质量恒星在主序星之后，在不同阶段过程的内容，增加了复杂度和精确性。对红巨星分支的研究结果也被用作研究其它领域的基础。

若一颗恒星的质量介于0.4 M☉（ [[ 太阳质量 ]] ）至12 M☉（低 [[ 金属 ]] 量的恒星是8 M☉），在耗尽核心的氢时，它就进入氢壳燃烧的阶段。在此期间，它成为一颗比在主序带时更大但表面温度更低的红巨星。在氢壳燃烧的过程中，恒星的内部经历了几个不同的阶段，这些阶段会反映在表面上。演化阶段主要取决于恒星的质量，但也会受到金属量的影响。