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.