（1） 在 E-AGB 的阶段， 主要的能源来自于环绕在几乎都是碳和氧核心周围的 氦壳层的燃烧。在这个阶段的恒星也 将膨胀至巨大的体积而 成为红巨星，直径将达到 1 天文单位（1天文单位(AU)=1.495978707×10^11米（亿）= 149,600,000公里）。

（2）在 氦壳层的 燃烧结束之后， 成为 TP-AGB 恒星。恒星的能 量来自外层更薄的氢壳层的燃烧，而 其内是不具活性的 氦壳层。但是，在之后的10,000至100,000 年阶段， 氦层会再度燃烧，而氢的燃烧会停止，这个过程称为氦闪，或是热脉动。由于这种脉动，只能持续数千年， 材料从核心混杂入外面的壳层，改变了恒星的成分，因此 称为上翻。 由于这样的 上翻过程， AGB 恒星在 光谱中可能显示S-过程的元素（如 C（α，n）O可能发生，作为s过程的中子源）。在之后的上翻则可能导致出现碳星

AGB恒星是典型的长周期变星，并且以恒星风的形式损失大量的质量，在 AGB 阶段的恒星可以损失 50%-70% 的质量。

　AGB恒星的星周包层

AGB恒星大 量的流失质量，意味着这种恒星 有着大量的 星周包层 (CSE) 环绕着。假定AGB恒星的生命期平均是一百万年，同时物质外流的速度是10公里/秒，估计它的 最大半径可以达到3× 10千米(30光年)。这是一个最大的数值，因为恒星风中的物质在如此大的半径上会和星际物质混合，并且还假设了星际气体和恒星之间没有速度上的差异。大多数令人感兴趣的动力学都发生在很靠近恒星，恒星风的发出和质量的损失率都要在此处确定。但是， 星周包层较外面层次呈现出有趣的化学过程，并且由于它的尺度大小和较低的光深度都使 观测很容易进行。

星周包层的温度是由气体和尘埃被加热和冷却的性质来决定的，但是在半径上的距离会下降至2000–3000 K的光球层。由Kemper (2000)建议的AGB恒星星周包层外围的化学图形如下：

（1）光球层：区域性的热力学平衡化学；

（2）脉动的恒星包层：动荡的化学；

（3）尘埃形成区；

（4）化学的平静；

（5）星际间的紫外线辐射和分子的光致蜕变－复杂的化学。

因为初始条件的差异，此时恒星会二分为富氧星或富碳星。在尘埃形成带内有难熔金属(铁、硅、镁等)会从气体状态中结成为尘埃颗粒，新形成的尘埃将立即加入表面的活动。来自AGB恒星的恒星风是宇宙尘形成的场所，相信是宇宙中的尘埃的主要来源。

AGB恒星的恒星风往往也是脉泽发射的场所，脉泽发射的分子有SiO、H2O、and OH。

当这些恒星几乎失去了绝大部分的外壳之后，残留的只有核心的部分，它们会进一步变成短生命的前行星星云。AGB恒星外壳的最后结局被认为是行星状星云(PNe)。

但是，澳大利亚莫纳什大学天体物理中心的恒星理论专家西蒙·坎贝尔（Simon Campbell）在翻查旧文献的时候发现，有人提出过一些非常有趣的观点，认为一些恒星不知为何或许不会遵循“规则”，可能会完全跳过AGB阶段。

“对于一名研究恒星模型的科学家来说，这个提议简直就是疯了！按照我们的模型，所有恒星都要经历AGB阶段，”坎贝尔说，“我再三检查了所有以前的研究，却发现这个观点没有被认真地调查过。尽管几乎没有任何观测经验，我还是决定要亲自来研究一番。”

坎贝尔及其团队利用欧洲南方天文台的甚大望远镜，非常仔细地研究了位于南天孔雀座中球状星团NGC 6752中的恒星发出的星光。这一大团古老的恒星中，既有第一代恒星，又有后来形成的第二代恒星。这两代恒星可以通过它们所含的钠的数量来加以区分，而钠的含量是VLT可以通过观测测量出来的。

“VLT上的多目标高分辨率摄谱仪FLAMES，是唯一能够让我们一次获取130颗恒星的高质量数据的设备，”坎贝尔补充说，“它让我们能够一次就观测到这个球状星团中很大的一部分。”

结果出人意料——他们观测到的所有处于AGB阶段的恒星都是钠含量较低的第一代恒星，根本没有一颗钠含量较高的第二代恒星变成AGB恒星。多达70%的恒星没有经历最终的核聚变燃烧和质量损失阶段。

坎贝尔总结说，“恒星似乎需要‘摄入’较少的钠，才能在老年时进入AGB阶段。这项观测的重要性有以下几点。这些恒星都是球状星团中最明亮的恒星——因此最明亮恒星的数量会比理论预言的数量减少70%。这还意味着，我们关于恒星的计算机模型是不完整的，必须加以修正！”