Как было показано на примере Бетельгейзе, плотность красных гигантов весьма низка. Объясняется это двумя причинами:

• Источником их энергии является недавняя или текущая аккреция, когда молекулы межзвездного газа еще не отдали своей кинетической энергии излучению, но нагрелись за счет столкновения с газом звездной атмосферы.
• В них нет массивного ядра, прижимающего атмосферу к центру.
• Нагрев звезды идет с верхних слоев, за счет торможения аккрецируемого газа. Поэтому атмосфера красного гиганта сверхустойчива и сверхвысока.

Именно в гало и за пределами галактик образуются шаровые скопления, состоящие из таких звезд. Чем выше звезда на диаграмме Герцшпрунга - Рессела (Г-Р) относительно главной последовательности (ГП), тем интенсивней была аккреция газа на нее за последние миллионы лет. Чем меньше аккреция и дольше время, отделяющее текущее время от конца периода аккреции, тем ближе звезда к ГП и тем большая доля ее светимости обеспечивается эфиром.

Не имея устойчивой круговой орбиты, какую имеют старые звезды диска, звезды гало многократно проходят диск галактики, пока их орбиты не приблизятся к круговым в плоскости диска и не будут претерпевать конфликта с общим движением межзвездного вещества.

Среди таких звезд часты кинетические неустойчивости, связанные с интенсивной аккрецией. Из-за интенсивной аккреции возникает избыток момента количества движения, и эти звезды часто распадаются на две разлетающиеся звезды "бегуна". Сам момент распада наблюдается в виде тесной системы.

Фактически звезды населения II, как и само галактическое гало, есть рудимент эллиптической галактики в составе спиральной.