Sarkanie milži ir galvenās secības stadiju pametušas zvaigznes ar masu, kas atbilst aptuveni 0.5 līdz 10 Saules masām. Šo zvaigžņu virsmas temperatūras ir robežās no 3000 līdz 5000 K, un tās ir ar salīdzinoši lielāku starjaudu un izmēru kā galvenās secības zvaigznes pie attiecīgās temperatūras. Sarkano milžu klase sastāv no divu dažādu evolūcijas stadiju zvaigznēm: sarkanā milžu zara un asimptotiskā milžu zara zvaigznēm.

Tas, ka dažādām zvaigznēm ir dažādas krāsas, ir viegli novērojams ar neapbruņotu aci un zināms jau izsenis. Bet tas, ka daļa no zvaigznēm ir ar salīdzinoši lielāku starjaudu, tika secināts tikai 20. gs. sākumā Hārvardas koledžas (Harvard College) observatorijā Amerikas Savienotajās Valstīs (ASV), kur tika veikta liela apjoma zvaigžņu spektru klasifikācija. Ejnars Hercšprungs (Ejnar Hertzsprung) 1905. gadā secināja, ka klasificētās zvaigznes atbilst dažādām starjaudām, kā rezultātā zvaigznes sāka iedalīt milžos un punduros. Sarkanos milžus kā atsevišķu tipu pēc spektra īpašībām Andželo Seki (Angelo Secchi) izdalīja jau 19. gs. 60. gados. Pols Merils (Paul Willard Merrill) 1952. gadā sarkano milžu spektros atklāja radioaktīvā elementa tehnēcija spektrāllīnijas, kas kalpoja par pierādījumu tam, ka šajās zvaigznēs notiek smago ķīmisko elementu kodolsintēze. Armins Doičs (Armin Joseph Deutsch) 1956. gadā, novērojot Herkulesa α zvaigžņu sistēmu, guva pirmos pārliecinošos pierādījumus tam, ka zvaigznes vēja ietekmē sarkanie milži starpzvaigžņu telpā izsviež ievērojamus vielas daudzumus. No evolūcijas viedokļa daļa no sarkanajiem milžiem tika izprasta 20. gs. 60. gados Alana Sendidža (Allan Rex Sandage), Martina Švarcšilda (Martin Schwarzschild) un Freda Hoila (Sir Fred Hoyle) teorētisko pētījumu rezultātā. Otru daļu, kuru, pētot lodveida zvaigžņu kopas, pirmie atsevišķi izdalīja Haltons Arps (Halton Christian Arp), Viljams Baums (William Alvin Baum) un A. Sendidžs 1953. gadā, teorētiski izskaidroja M. Švarcšilds, Rihards Herms (Richard Härm) un Alfrēds Veigerts (Alfred Weigert) 20. gs. 70. gados. Pēc infrasarkanās (IS) astronomijas attīstīšanās 20. gs. 60. gados tika uzsākti zvaigžņu spožuma novērojumi IS gaismā un atklāti vairāki tūkstoši spožu starojuma avotu. Vēlāk kļuva skaidrs, ka vairums no tiem ir sarkanie milži, kurus aptver plašs putekļu apvalks. Zināmo sarkano milžu klāstu būtiski papildināja kosmiskās observatorijas IRAS novērojumi 1983. gadā. 

Sarkanie milži atrodami visās Galaktikas komponentēs – diskā, blīdumā, šķērsī, centrā, kā arī halo. Šīs zvaigznes novērotas arī Magelāna Mākoņos, Andromedas galaktikā, kā arī citās Lokālās grupas un pat tālākās galaktikās. Labi zināmie sarkanie milži Arkturs un Aldebarans atrodas Galaktikas diskā attiecīgi 11 un 20 parseku attālumā no Saules. 

No evolūcijas viedokļa izdala divus galvenos sarkano milžu tipus: sarkanā milžu zara (SMZ) zvaigznes un asimptotiskā milžu zara (AMZ) zvaigznes. Arī dažas zvaigznes evolūcijas stadijā starp divām iepriekš minētajām pieskaitāmas pie sarkanajiem milžiem. Pēc spektra īpatnībām sarkanos milžus iedala K, M, S un C spektra klasēs. AMZ zvaigznes izteikti maina savu spožumu pulsāciju ietekmē. Šīs zvaigznes iedala mirīdās, pusregulārās un neregulārās maiņzvaigznēs. SMZ zvaigznēm nav novērots izteikts, ar pulsācijām saistīts mainīgums.

Sarkanie milži saistās ar aptuveni 0.5 līdz 10 Saules masu (M_☉) masīvu zvaigžņu evolūciju. Pēc zvaigznes izveidošanās tā lielāko daļu savas evolūcijas laika pavada galvenās secības stadijā, kad tās centrā kodolreakcijās ūdeņradis (H) tiek pārvērsts hēlijā (He). Kad zvaigznes centrā H ir izsmelts un pāri palicis tikai He, kodolreakcijas sāk notikt slānī ap He kodolu. Zvaigzne Hercšprunga-Rasela diagrammā (HRD) pārvietojas pa labi, samazinot virsmas temperatūru un palielinot savus izmērus, līdz zvaigznē attīstās liela mēroga konvektīvās plūsmas. Šajā brīdī zvaigzne sāk palielināt starjaudu un ir nonākusi SMZ stadijā, kurā tā HRD pārvietojas uz augšu. Kaut arī zvaigznes virsmas temperatūra šajā stadijā samazinās, tās kodols paliek arvien karstāks. Kad kodola temperatūra sasniedz 10⁸ K, tajā sākas He kodolreakcijas, kā rezultātā zvaigzne iegūst kodolu, kas sastāv no oglekļa un skābekļa. Sekojošās evolūcijas izpausme zvaigznes starjaudā un virsmas temperatūrā ir atkarīga no tās masas un metāliskuma. Mazas masas (apmēram līdz 2.3 M_☉) un liela metāliskuma zvaigznes pārvietojas HRD gar SMZ uz leju un kļūst par tā saucamā sarkanā pudura zvaigznēm, kuras arī pieskaitāmas pie sarkanajiem milžiem. Ja metāliskums ir mazāks vai arī masa ir lielāka, tad zvaigzne, palielinot temperatūru, HRD nobīdās vairāk uz kreiso pusi no SMZ un vairs nav uzskatāma par sarkano milzi, līdz tā atkal samazina temperatūru. Neatkarīgi no zvaigznes masas, He krājumi zvaigznes centrā tiek izsmelti, un tā slānī ap oglekļa un skābekļa kodolu sākas kodolreakcijas. Šajā brīdī zvaigzne atkal ir nonākusi sarkanā milža (AMZ) stadijā. Šajā evolūcijas posmā zvaigzne HRD pārvietojas augšup, palielinot starjaudu, un vēlāk kodolreakcijas kļūst sarežģītākas, kad pamīšus tās notiek gan He slānī ap kodolu, gan augstāk esošajā H slānī. 

Konkrētas temperatūras, starjaudas, izmēri un evolūcijas laiki sarkanā milža stadijā ir atkarīgi no zvaigznes masas un mazākā mērā arī no metāliskuma. Piemēram, 1 M_☉ zvaigznei vajadzīgi aptuveni 10 miljardi gadu, lai sasniegtu sarkanā milža fāzi, kas noslēdzas vēl pēc 2 miljardiem gadu. 5 M_☉ gadījumā tie ir attiecīgi ap 90 un 20 miljoniem gadu. Neatkarīgi no masas visas zvaigznes SMZ stadiju uzsāk ar aptuveni 5000 K lielu virsmas temperatūru un beidz AMZ stadiju pie apmēram 3000 K temperatūras. Mazākās masas zvaigžņu gadījumā sarkanā milža stadija sākas ar zvaigznes starjaudu, kas pielīdzināma Saules starjaudai. Maksimālā starjauda, ko zvaigzne sasniedz SMZ stadijā, visām zvaigznēm ir aptuveni vienāda, un tā ir 2500 reizes lielāka kā Saulei. Beidzot AMZ stadiju, zvaigzne sasniedz savu maksimālo starjaudu, kas masīvāko sarkano milžu gadījumā ir vairākus desmit tūkstošus reizes lielāka kā Saulei. Tiesa, redzamajā gaismā novērojama tikai daļa no šī starojuma, jo vairums tiek izstarots IS viļņa garumos. Izmēra ziņā sarkanie milži vismazākie ir SMZ sākumā, kad mazāk masīvie no tiem ir vien dažas reizes lielāki kā Saule, savukārt vislielākos izmērus sarkanie milži sasniedz AMZ stadijas beigās, kad masīvākie no tiem var būt pat vairāk kā tūkstoš reizes lielāki kā Saule. 

Sarkanā milža stadijā mainās arī zvaigznes virsmas ķīmiskais sastāvs, un visizteiktāk tas notiek AMZ stadijā, kurā tiek sintezēti arī smagie ķīmiskie elementi. SMZ stadijā esošās zvaigznes ir ar K spektra klasi vai ar titāna oksīda molekulas absorbcijas joslām bagāto M spektra klasi, bet, pateicoties virsmas ķīmiskā sastāva evolūcijai, AMZ zvaigznēs papildus M klasei ir iespējams novērot arī īpatnējās spektra klases S un C. S klases zvaigžņu spektros dominē cirkonija oksīda molekulārās absorbcijas joslas, savukārt C klases jeb oglekļa zvaigznēs dominē oglekli saturošu molekulu absorbcija. 

Sarkano milžu zvaigznēm vērojama masas zaudēšana caur zvaigznes vēju. Šis efekts ir nebūtisks SMZ zvaigznēm, bet AMZ zvaigznēm tas ir izteikts un būtiski ietekmē zvaigznes evolūciju. Zvaigznes vējš rada plašu, zvaigzni aptverošu gāzu un putekļu miglāju – apzvaigznes apvalku, kas izplešas ar ātrumu ap 15 km/s. Zvaigzne gada laikā "nomet" ārējos slāņus, kuru masa pielīdzināma no 10^-7 līdz 10^-4 M_☉. AMZ stadija beidzas, kad zvaigzne zaudējusi gandrīz visu apvalku. Šajā brīdī apzvaigznes apvalks ir tik biezs, ka tas pilnībā aizsedz zvaigzni, un tā redzamajā gaismā gandrīz nav novērojama. Turpmākā evolūcijā šie nomestie slāņi sāk spīdēt kā planetārais miglājs, un beigās zvaigzne noslēdz savu evolūciju kā baltais punduris.

Pašiem masīvākajiem sarkanajiem milžiem AMZ evolūcija beidzas kā pārnovas uzliesmojums, kas aiz sevis atstāj neitronu zvaigzni, savukārt paši vieglākie AMZ fāzi nepiedzīvo un kļūst par baltajiem punduriem uzreiz pēc SMZ stadijas. 

Sarkanie milži tiek pētīti ar fotometriskām un spektroskopiskām metodēm. Tā kā šīs zvaigznes ir vēsas, tās lielāko daļu savas enerģijas staro IS diapazonā, tāpēc spožuma mērījumus bieži veic IS fotometriskajās joslās. Spektroskopija optiskajā diapazonā nereti ir apgrūtināta intensīvās molekulu absorbcijas joslu dēļ. AMZ zvaigžņu apzvaigznes apvalki tiek pētīti ar IS spektroskopiju un radio astronomijas metodēm. Tā kā daļa no zvaigznēm nākošā IS starojuma absorbējas Zemes atmosfērā, sarkano milžu novērojumi tiek veikti arī ar kosmiskajām observatorijām.