紅巨星

紅巨星

紅巨星

紅巨星(紅巨星)

當(dāng)一顆恒星度過(guò)它漫長(zhǎng)的青壯年期——主序星階段，步入老年期時(shí)，它將首先變?yōu)橐活w紅巨星。稱它為“巨星”，紅巨星是恒星燃燒到后期所經(jīng)歷的一個(gè)較短的不穩(wěn)定階段，根據(jù)恒星質(zhì)量的不同，歷時(shí)只有數(shù)百萬(wàn)年不等，這是恒星幾十億年甚至上百億年的穩(wěn)定期相比是非常短暫的。紅巨星時(shí)期的恒星表面溫度相對(duì)很低，但極為明亮，因?yàn)樗鼈兊捏w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?yàn)榭雌饋?lái)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(dāng)一顆恒星度過(guò)它漫長(zhǎng)的青壯年期——主序星（main sequence）階段，步入老年期時(shí)，它將首先變?yōu)橐活w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?yàn)樵谶@恒星迅速膨脹的同時(shí)，它的外表面離中心越來(lái)越遠(yuǎn)，所以溫度將隨之而降低，發(fā)出的光也就越來(lái)越偏紅。不過(guò)，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(qū)的右上方的一個(gè)相當(dāng)密集的區(qū)域內(nèi)，差不多呈水平走向。 恒星依靠其內(nèi)部的熱核聚變而熊熊燃燒著。核聚變的結(jié)果，是把每四個(gè)氫原子核結(jié)合成一個(gè)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(fā)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(shí)間的延長(zhǎng)，氦核周圍的氫越來(lái)越少 ，中心核產(chǎn)生的能量已經(jīng)不足以維持其輻射，于是平衡被打破，引力占了上風(fēng)。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(qiáng)和溫度都升高。氫的燃燒向氦核周圍的一個(gè)殼層里推進(jìn)。這以后恒星演化的過(guò)程是：內(nèi)核收縮、外殼膨脹——燃燒殼層內(nèi)部的氦核向內(nèi)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(gè) 過(guò)程僅僅持續(xù)了數(shù)十萬(wàn)年，這顆恒星在迅速膨脹中變?yōu)榧t巨星。氦聚變。最后的結(jié)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?yàn)榭雌饋?lái)的顏色是紅的，體積又很巨大的緣故。鯨魚(yú)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?cè)趫D上構(gòu)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(gòu)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(zhì)量在太陽(yáng)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(huì)移至核心外圍的氫氣層。因?yàn)槎栊缘暮ず吮旧頉](méi)有能源，便因?yàn)橹亓Χ�收縮并被加熱，在上面的氫也會(huì)跟著一起收縮，因此融合的速度會(huì)增加，產(chǎn)生更多的能量，導(dǎo)致恒星變得更為明亮(比原來(lái)亮1,000～10,000倍)并且使體積膨脹。體積膨脹的程度超過(guò)發(fā)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(huì)演化成為紅巨星及紅超巨星，而O與B型的恒星會(huì)成為藍(lán)超巨星（與紅巨星演化有很多不同處）。 當(dāng)恒星的核心持續(xù)收縮到足以點(diǎn)燃3氦過(guò)程的密度和溫度條件，氦融合就會(huì)啟動(dòng)。 對(duì)質(zhì)量小于2.5倍太陽(yáng)的恒星而言，氦核心需要持續(xù)收縮以對(duì)抗越來(lái)越多的核心的氦積聚，對(duì)抗重力的唯有電子簡(jiǎn)并壓力。所以，當(dāng)溫度上升到～1億度的點(diǎn)燃溫度時(shí)，早已是類似“白矮星”一般的簡(jiǎn)并態(tài)致密核。這樣的氦燃燒無(wú)法及時(shí)通過(guò)熱膨脹把能量傳輸出去，就會(huì)出現(xiàn)熱失控的氦閃，大約在1分鐘內(nèi)，氦核的大部分都聚變?yōu)樘己耍ㄒ约昂罄m(xù)的氧核），并向恒星外層傳輸出巨量的能量，導(dǎo)致恒星突然性變亮，并持續(xù)一個(gè)短周期。然后，核心又不再產(chǎn)生能量，外層的氫在較淺的位置上以較復(fù)雜的方式繼續(xù)聚變成氦。恒星核心再次緩慢積聚氦，較長(zhǎng)的一段時(shí)間后，類似的氦閃又在富含碳-氧內(nèi)核外的氦包層中再次發(fā)生。這時(shí)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(gè)紅巨星分支進(jìn)入另一個(gè)分支。 大于太陽(yáng)質(zhì)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(jiǎn)并態(tài)前就點(diǎn)燃，整個(gè)核反應(yīng)會(huì)比較平順與持續(xù)的進(jìn)行。當(dāng)這類恒星初始的重元素含量較低（“貧金屬”星）時(shí)，它們將進(jìn)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(gè)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(kāi)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(fā)紅的低溫恒星，故稱為紅巨星，一部分則為O型和B型的`藍(lán)巨星或藍(lán)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(guò)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(xiàn)在這一區(qū)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(méi)有，這是兩者現(xiàn)象的一個(gè)不同之處。各類質(zhì)量的恒星轉(zhuǎn)化為紅巨星的現(xiàn)象是不同的，對(duì)于質(zhì)量較小的恒星（小于太陽(yáng)質(zhì)量的一半），氫耗盡后中心發(fā)生十分緩慢的收縮，最終在未引起氦燃燒以前就處于簡(jiǎn)并態(tài)的電子氣的平衡態(tài)，因而收縮就會(huì)停止，而外殼則稍稍向外膨脹一下，即失去了可見(jiàn)光譜的輻射能力，轉(zhuǎn)化為核心物質(zhì)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(jiǎn)并態(tài)電子氣平衡的核心收縮。星體核心物質(zhì)轉(zhuǎn)化為一顆白矮星而消亡，質(zhì)量更大一些的、在太陽(yáng)質(zhì)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(jiǎn)并態(tài)平衡狀態(tài)，由于外層的氫燃燒產(chǎn)生的氦不斷加入，氦核心質(zhì)量不斷增大，因而緩慢向內(nèi)收縮，當(dāng)中心的氦核心質(zhì)量增大到0.45個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量時(shí)，氦核心收縮的溫度使氦被點(diǎn)燃，核心物質(zhì)在簡(jiǎn)并態(tài)電子氣平衡的條件下發(fā)生核燃燒，產(chǎn)生的熱量使氦核心發(fā)生膨脹，進(jìn)而恢復(fù)為電子氣的非兼并態(tài)，然后形成穩(wěn)定的核燃燒，質(zhì)量更大的恒星，內(nèi)部會(huì)在非簡(jiǎn)并態(tài)下直接發(fā)生核燃燒。 對(duì)于質(zhì)量在太陽(yáng)1.5倍以下的恒星，它在赫羅圖上的移動(dòng)軌跡是一條底部略有曲折的斜向上的曲線，當(dāng)恒星移動(dòng)到這條曲線的頂端時(shí)，即發(fā)生氦燃燒，爾后，由于恒星物質(zhì)的熱逃逸，氦燃燒變得平穩(wěn)，光度下降，移至略向左傾斜一點(diǎn)的位置，處于長(zhǎng)期的停留狀態(tài)，而質(zhì)量在太陽(yáng)1.5倍以上的恒星，在赫羅圖上的移動(dòng)曲線主要表現(xiàn)為一條水平的曲折的向上移動(dòng)的軌跡，對(duì)于質(zhì)量在太陽(yáng)10倍以下的恒星，在移向赫羅圖右端時(shí)發(fā)生氦燃燒，質(zhì)量大于太陽(yáng)10倍的恒星，在離開(kāi)主序后的左端部位即發(fā)生氦燃燒，氦燃燒的結(jié)果是生成碳。 這個(gè)反應(yīng)通常稱為反應(yīng)，實(shí)際上是按照上面兩步進(jìn)行的，直接進(jìn)行反應(yīng)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(shí)間內(nèi)就會(huì)重新分解為氦，所以第二步的反應(yīng)必須緊接著第一步的反應(yīng)很快地進(jìn)行，反應(yīng)才能完整地發(fā)生，這就要求星體內(nèi)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(nèi)部的氦燃燒的時(shí)間比氫燃燒短得多，像太陽(yáng)這樣的恒星可持續(xù)10億年，而質(zhì)量在太陽(yáng)幾倍到幾十倍的恒星，就只有幾十萬(wàn)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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