紅巨星

紅巨星

紅巨星(紅巨星)

當一顆恒星度過它漫長的青壯年期——主序星階段，步入老年期時，它將首先變為一顆紅巨星。稱它為“巨星”，紅巨星是恒星燃燒到后期所經歷的一個較短的不穩定階段，根據恒星質量的不同，歷時只有數百萬年不等，這是恒星幾十億年甚至上百億年的穩定期相比是非常短暫的。紅巨星時期的恒星表面溫度相對很低，但極為明亮，因為它們的體積非常巨大。在赫羅圖上，紅巨星是巨大的非主序星，光譜屬于K或M型。所以被稱為紅巨星是因為看起來的顏色是紅的，體積又很巨大的緣故。金牛座的畢宿五和牧夫座的大角星以及獵戶座的參宿四都是紅巨星。

當一顆恒星度過它漫長的青壯年期——主序星（main sequence）階段，步入老年期時，它將首先變為一顆紅巨星。 稱它為“巨星”，是突出它的體積巨大。在巨星階段，恒星的體積將膨脹到十億倍之多。 稱它為“紅”巨星，是因為在這恒星迅速膨脹的同時，它的外表面離中心越來越遠，所以溫度將隨之而降低，發出的光也就越來越偏紅。不過，雖然溫度降低了一些，可紅巨星的體積是如此之大，它的光度也變得很大，極為明亮。肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。 在赫羅圖（ Hertzsprung-Russell diagram）中， 紅巨星分布在主星序區的右上方的一個相當密集的區域內，差不多呈水平走向。 恒星依靠其內部的熱核聚變而熊熊燃燒著。核聚變的結果，是把每四個氫原子核結合成一個氦原子核，并釋放出大量的原子能，形成輻射壓。處于主星序階段的恒星，核聚變主要在它的中心（核心）部分發生。輻射壓與它自身收縮的引力相平衡。 氫的燃燒消耗極快，中心形成氦核并且不斷增大。隨著時間的延長，氦核周圍的氫越來越少 ，中心核產生的能量已經不足以維持其輻射，于是平衡被打破，引力占了上風。有著氦核和氫外殼的恒星在引力作用下收縮，使其密度、壓強和溫度都升高。氫的燃燒向氦核周圍的一個殼層里推進。這以后恒星演化的過程是：內核收縮、外殼膨脹——燃燒殼層內部的氦核向內收縮并變熱，而其恒星外殼則向外膨脹并不斷變冷，表面溫度大大降低。這個 過程僅僅持續了數十萬年，這顆恒星在迅速膨脹中變為紅巨星。氦聚變。最后的結局將在中心形成一顆白矮星。

在赫羅圖上，紅巨星是巨大的非主序星，光譜屬于K或M型。所以被稱為紅巨星是因為看起來的顏色是紅的，體積又很巨大的緣故。鯨魚座的苧藁增二、金牛座的畢宿五、牧夫座的大角星等都是紅巨星；而天蝎座的心宿二、獵戶座的參宿四、大犬座VY等則是紅超巨星。 大部分的紅巨星，其核心是未聚變的氦，能量由氦核外的氫燃燒包層提供，它們在圖上構成了紅巨星分支（RGB星）。另外一些，其核心是碳等更重的元素，外部是在燃燒的氦包層和氫包層，它們構成了圖上水平的漸近巨星分支（AGB星）。在恒星大氣中碳含量比氧含量還高的碳星中，AGB星的光譜類型一般屬于C-N到C-R型。

質量在太陽的0.5至7倍之間的恒星，在耗盡了核心的氫燃料之后，燃燒將會移至核心外圍的氫氣層。因為惰性的氦核本身沒有能源，便因為重力而收縮并被加熱，在上面的氫也會跟著一起收縮，因此融合的速度會增加，產生更多的能量，導致恒星變得更為明亮(比原來亮1,000～10,000倍)并且使體積膨脹。體積膨脹的程度超過發光能力的增加，因此表面的有效溫度下降。表面溫度的下降使得恒星的顏色傾向紅色，因此稱為紅巨星。理論上，恒星光譜從A至K的主序星會演化成為紅巨星及紅超巨星，而O與B型的恒星會成為藍超巨星（與紅巨星演化有很多不同處）。 當恒星的核心持續收縮到足以點燃3氦過程的密度和溫度條件，氦融合就會啟動。 對質量小于2.5倍太陽的恒星而言，氦核心需要持續收縮以對抗越來越多的核心的氦積聚，對抗重力的唯有電子簡并壓力。所以，當溫度上升到～1億度的點燃溫度時，早已是類似“白矮星”一般的簡并態致密核。這樣的氦燃燒無法及時通過熱膨脹把能量傳輸出去，就會出現熱失控的氦閃，大約在1分鐘內，氦核的.大部分都聚變為碳核（以及后續的氧核），并向恒星外層傳輸出巨量的能量，導致恒星突然性變亮，并持續一個短周期。然后，核心又不再產生能量，外層的氫在較淺的位置上以較復雜的方式繼續聚變成氦。恒星核心再次緩慢積聚氦，較長的一段時間后，類似的氦閃又在富含碳-氧內核外的氦包層中再次發生。這時的恒星就位于赫羅圖上的漸近巨星分支上，每次氦閃后，從一個紅巨星分支進入另一個分支。 大于太陽質量2.57倍的恒星，由于氫核聚變速度更快、核心更熱，氦聚變可以在核心尚未收縮到白矮星密度的簡并態前就點燃，整個核反應會比較平順與持續的進行。當這類恒星初始的重元素含量較低（“貧金屬”星）時，它們將進入水平分支——這些恒星在赫羅圖上的位置是水平的分布。富含金屬的恒星在這個階段則群聚成赫羅圖上的紅群聚。

紅巨星是一種演化晚期的恒星，廣義上包括氫燃燒以后離開主星序的所有的大光度的恒星，它們位于赫羅圖的右方或右上方，屬于巨星支或超巨星支，通常這些巨星支或超巨星支的恒星大部分是體積和光度均很大的K型星和M型星，因而是光色發紅的低溫恒星，故稱為紅巨星，一部分則為O型和B型的藍巨星或藍白巨星，還有一些為亞巨星支的G、F、A型黃巨星或黃白巨星、白巨星，這類天體的一部分靠近主序的是剛剛從主序移出不久的主序后恒星，另一些則是演化過程中的處于某一階段的形式，在這一星族中，存在很多型的變星，如造父變星、天琴座RR型變星等，除此之外，一些處于演化早期的恒星也出現在這一區域中，如金牛座的T型星等，但這一類的恒星周圍常有彌漫的氣體云，而一般的紅巨星則沒有，這是兩者現象的一個不同之處。各類質量的恒星轉化為紅巨星的現象是不同的，對于質量較小的恒星（小于太陽質量的一半），氫耗盡后中心發生十分緩慢的收縮，最終在未引起氦燃燒以前就處于簡并態的電子氣的平衡態，因而收縮就會停止，而外殼則稍稍向外膨脹一下，即失去了可見光譜的輻射能力，轉化為核心物質周圍的冷的星云，核心部分外層剩余的氫由于不足以支持星體的輻射而逐漸熄滅，逐漸向簡并態電子氣平衡的核心收縮。星體核心物質轉化為一顆白矮星而消亡，質量更大一些的、在太陽質量1.8—2.2倍以下的恒星，氫耗盡以后核心也收縮為電子氣的簡并態平衡狀態，由于外層的氫燃燒產生的氦不斷加入，氦核心質量不斷增大，因而緩慢向內收縮，當中心的氦核心質量增大到0.45個太陽質量時，氦核心收縮的溫度使氦被點燃，核心物質在簡并態電子氣平衡的條件下發生核燃燒，產生的熱量使氦核心發生膨脹，進而恢復為電子氣的非兼并態，然后形成穩定的核燃燒，質量更大的恒星，內部會在非簡并態下直接發生核燃燒。 對于質量在太陽1.5倍以下的恒星，它在赫羅圖上的移動軌跡是一條底部略有曲折的斜向上的曲線，當恒星移動到這條曲線的頂端時，即發生氦燃燒，爾后，由于恒星物質的熱逃逸，氦燃燒變得平穩，光度下降，移至略向左傾斜一點的位置，處于長期的停留狀態，而質量在太陽1.5倍以上的恒星，在赫羅圖上的移動曲線主要表現為一條水平的曲折的向上移動的軌跡，對于質量在太陽10倍以下的恒星，在移向赫羅圖右端時發生氦燃燒，質量大于太陽10倍的恒星，在離開主序后的左端部位即發生氦燃燒，氦燃燒的結果是生成碳。 這個反應通常稱為反應，實際上是按照上面兩步進行的，直接進行反應的幾率很小，由于生成的鈹是具有放射性的，只要在非常短的時間內就會重新分解為氦，所以第二步的反應必須緊接著第一步的反應很快地進行，反應才能完整地發生，這就要求星體內部具有較高的密度和溫度，這和氫的燃燒大不相同了。恒星內部的氦燃燒的時間比氫燃燒短得多，像太陽這樣的恒星可持續10億年，而質量在太陽幾倍到幾十倍的恒星，就只有幾十萬年到幾千年，比主序星的壽命短得多，這就是為什么恒星大多分布集中在主序上的原因。

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