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渐近巨星支（asymptotic giant branch，AGB）是赫罗图中低温、高光度恒星的区域。这是恒星演化阶段中，所有低到中等质量恒星（0.6-10M⊙）生命期后段所经历的过程。
在观测上，一颗渐近巨星支星将以明亮的红巨星形式出现，光度会是太阳的数千倍。它的内部结构特征是在中央有一个不活跃的碳和氧核心，外面是正在将氦融合成碳(氦燃烧)的氦层，再外面则是将氢融合成氦(氢燃烧)的壳层，还有大量与一般主序星相类似的物质组成的外壳。
==恒星演化==
当恒星经由核心的核聚变过程耗尽核心的氢之后，核心收缩并使温度升高，造成恒星的外层膨胀和温度下降。这颗恒星成为一颗红巨星，沿着一条轨迹在赫罗图朝向右上角移动。最终，一但核心温度接近3×108 K，氦燃烧（氦原子核的核聚变）开始。核心的氦燃烧开始，会阻止恒星的冷却和光度的增加，而使恒星在赫罗图上反而向下和向左移动。这是水平分支（适用于第二星族星）或红群聚（适用于第一星族星），或质量大于2 M☉恒星的蓝循环。
在核心的氦燃烧完成之后，恒星在赫罗图上再度向右上方移动，这是因为它的亮度增加，导致冷却和膨胀。这个路径几乎与之前的红巨星轨迹一致，因此称为渐近巨星支，然而在渐近巨星支上的恒星会比在红巨星分支的恒星更大且更为明亮。
渐近巨星支阶段
渐近巨星支阶段分成两个部分：早期渐近巨星支（E-AGB）和热脉冲渐近巨星支（TP-AGB）。在早期阶段，主要的能量来源是包围在碳和氧为主的核心，进行氦融合的壳层。在这一阶段，恒星以巨大的比例膨胀，再度成为红巨星。恒星的半径可以达到1天文单位（~215 R☉）。
氦外壳的燃料耗尽后，就开始热脉冲阶段。现在，恒星的能量来自于氢在薄壳层中的融合，这也将内部的氦限制在非常薄的壳层内，并阻止氦再稳定的进行融合。然而，在10,000至100,000年的时间里，来自氢壳层燃烧积聚起来的氦，最终还是会点燃氦壳层；这一过程称为壳层氦闪。壳层氦闪的亮度峰值是恒星总亮度的数千倍，但在短短的几年内就会呈指数级的下降。壳层氦闪导致恒星的膨胀和冷却，关闭氢壳层的燃烧，并在两个壳层之间的区域引发强烈的对流。当氦壳层的燃烧接近氢壳层的底部时，升高的温度会重新点燃氢融合，循环又再度开始。 壳层氦闪使恒星的亮度大幅增加，导致恒星可见光的亮度在几百年中增加数十星等。但这种变化与这类型恒星常见的几十天至数百天的光度变化无关。
一颗2 M☉恒星的热脉冲渐近巨星分支星的演化。
在仅持续几百年的热脉冲中，来自核心区域的物质可能会混合到外层，改变表面的成分，这一种过程称为"上翻"。由于这种上翻，渐近巨星支星可能会在它们的光谱中呈现S-过程元素，而且强烈的上翻会导致碳星的形成。在热脉冲之后的上翻都称为第三次上翻，第一次上翻发生在红巨星支期间，第二次上翻发生在早期渐近巨星支期间。在某些情况下，可能不会有第二次上翻，但热脉冲期间的上翻依然会称为第三次上翻。热脉冲在几次之后的强度会迅速增加，因此第三次上翻通常是最深入的，也是最有可能将核心的物质经由循环传送至表面。
渐近巨星支星通常都是长周期变星，并以恒星风的形式造成恒星质量流失。热脉冲时期产生周期性的大质量流失，可能造成环绕在恒星周围的拱星物质。在渐近巨星支阶段，恒星可能会失去50%到70%的质量。
在观测上，一颗渐近巨星支星将以明亮的红巨星形式出现，光度会是太阳的数千倍。它的内部结构特征是在中央有一个不活跃的碳和氧核心，外面是正在将氦融合成碳(氦燃烧)的氦层，再外面则是将氢融合成氦(氢燃烧)的壳层，还有大量与一般主序星相类似的物质组成的外壳。
==恒星演化==
当恒星经由核心的核聚变过程耗尽核心的氢之后，核心收缩并使温度升高，造成恒星的外层膨胀和温度下降。这颗恒星成为一颗红巨星，沿着一条轨迹在赫罗图朝向右上角移动。最终，一但核心温度接近3×108 K，氦燃烧（氦原子核的核聚变）开始。核心的氦燃烧开始，会阻止恒星的冷却和光度的增加，而使恒星在赫罗图上反而向下和向左移动。这是水平分支（适用于第二星族星）或红群聚（适用于第一星族星），或质量大于2 M☉恒星的蓝循环。
在核心的氦燃烧完成之后，恒星在赫罗图上再度向右上方移动，这是因为它的亮度增加，导致冷却和膨胀。这个路径几乎与之前的红巨星轨迹一致，因此称为渐近巨星支，然而在渐近巨星支上的恒星会比在红巨星分支的恒星更大且更为明亮。
渐近巨星支阶段
渐近巨星支阶段分成两个部分：早期渐近巨星支（E-AGB）和热脉冲渐近巨星支（TP-AGB）。在早期阶段，主要的能量来源是包围在碳和氧为主的核心，进行氦融合的壳层。在这一阶段，恒星以巨大的比例膨胀，再度成为红巨星。恒星的半径可以达到1天文单位（~215 R☉）。
氦外壳的燃料耗尽后，就开始热脉冲阶段。现在，恒星的能量来自于氢在薄壳层中的融合，这也将内部的氦限制在非常薄的壳层内，并阻止氦再稳定的进行融合。然而，在10,000至100,000年的时间里，来自氢壳层燃烧积聚起来的氦，最终还是会点燃氦壳层；这一过程称为壳层氦闪。壳层氦闪的亮度峰值是恒星总亮度的数千倍，但在短短的几年内就会呈指数级的下降。壳层氦闪导致恒星的膨胀和冷却，关闭氢壳层的燃烧，并在两个壳层之间的区域引发强烈的对流。当氦壳层的燃烧接近氢壳层的底部时，升高的温度会重新点燃氢融合，循环又再度开始。 壳层氦闪使恒星的亮度大幅增加，导致恒星可见光的亮度在几百年中增加数十星等。但这种变化与这类型恒星常见的几十天至数百天的光度变化无关。
一颗2 M☉恒星的热脉冲渐近巨星分支星的演化。
在仅持续几百年的热脉冲中，来自核心区域的物质可能会混合到外层，改变表面的成分，这一种过程称为"上翻"。由于这种上翻，渐近巨星支星可能会在它们的光谱中呈现S-过程元素，而且强烈的上翻会导致碳星的形成。在热脉冲之后的上翻都称为第三次上翻，第一次上翻发生在红巨星支期间，第二次上翻发生在早期渐近巨星支期间。在某些情况下，可能不会有第二次上翻，但热脉冲期间的上翻依然会称为第三次上翻。热脉冲在几次之后的强度会迅速增加，因此第三次上翻通常是最深入的，也是最有可能将核心的物质经由循环传送至表面。
渐近巨星支星通常都是长周期变星，并以恒星风的形式造成恒星质量流失。热脉冲时期产生周期性的大质量流失，可能造成环绕在恒星周围的拱星物质。在渐近巨星支阶段，恒星可能会失去50%到70%的质量。