巨星
巨星是半径和光度远大于同一表面温度的主序星（或矮星）的恒星[1]。在耶基斯光谱分类，它们位于主序带上方，在赫罗图上对应于光度类别“II”和“III”[2]。“巨星”和“矮星”这两个术语，是由埃纳·赫茨普龙于1905年或1906年创造，指尽管其温度或光谱类型相似（即K和M），但亮度差异相当大的恒星[3][4]。
巨星的半径可达数百倍于太阳，光度超过太阳的10倍。比巨星更明亮的恒星被称为超巨星和特超巨星。
一颗热且明亮的主序星也可能被称为巨星，但任何主序星无论它多么大且多明亮，正确名称都应称为矮星[5]。
形成[编辑]
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恒星在核心所有可用于核聚变的氢气耗尽后，因此而离开了主序带，才成为巨星[2]。一颗后主序星的行为主要取决于其质量。
中等质量恒星[编辑]
对于质量超过约0.25 太阳质量（M☉）的恒星，一旦核心耗尽了氢，它会收缩并加热，使在核心周围的氢开始进行融合。恒星壳层外的部分会膨胀并冷却，但光度仅略有增加，恒星因此成为次巨星。 惰性氦核心持续生长并升温，从壳层吸积氦气，但在约10-12 M☉的恒星中，温度不足以开始氦燃烧（质量更高的恒星是超巨星，演化方式不同）。相反地，仅数百万年后，核心会达到舍恩伯格–钱德拉塞卡极限，迅速崩塌，并可能变得简并。这会使外层进一步膨胀，产生强烈的对流带，将重元素带到表层，这个过程称为第一次上翻。这种强烈对流也增加了能量向表面的传输，光度大幅提升，恒星会进入红巨星分支，在那里它能稳定燃烧氢气。持续燃烧其整个生命的相当大部分时间（约10%的类太阳恒星）。核心持续增加质量、收缩并升温，而外层则有一些质量损失[6], § 5.9.。
如果恒星在主序星上的质量低于约0.4 M☉，它永远无法达到融合氦所需的中心温度[7], p. 169.。 因此，它会保持氢融合红巨星的状态，直到氢耗尽，届时它将变成氦白矮星[6], § 4.1, 6.1.。根据恒星演化理论，在宇宙年龄内，没有任何如此低质量的恒星演化到该阶段。
在约0.4 M☉以上的恒星中，核心温度最终达到108K和氦会透过 三氦过程开始融合成核心中的碳和氧[6],§ 5.9, chapter 6.。当核心简并时，氦融合爆炸性开始，但大部分能量用于提升简并，核心形成对流。氦融合产生的能量降低了周围燃烧氢气壳层的压力，降低了其能量产生率。恒星的整体光度降低，外包层再次收缩，恒星从红巨星分支移动到水平分支[6][8], chapter 6.。
当核心的氦耗尽时，约8 M☉的恒星碳氧核心会简并并开始在壳层中燃烧氦。如同先前氦核坍缩，这引发外层对流，触发第二次上翻，并导致体积与亮度剧增。这是渐近巨星支（AGB），类似红巨星支，但更明亮，并由氢燃烧壳体贡献大部分能量。恒星在AGB上停留约一百万年，直到燃料耗尽，经历行星状星云阶段，然后成为碳氧白矮星[6], § 7.1–7.4.。
高质量恒星[编辑]
质量高于12 M☉的主序星已经非常明亮，离开主序带时会水平移动，短暂成为蓝巨星，然后进一步扩展成蓝超巨星。它们在核心趋于简并前就开始燃烧核心的氦，并平滑发展成红超巨星，但光度不会大幅增加。此阶段它们的光度与明亮的AGB恒星相当。由于质量更高，随着燃烧更重元素，光度会进一步提升，最终成为超新星。
位于8~12 M☉范围的恒星，具有略为介于两者之间的性质，因此被称为超AGB恒星[9]。它们大致沿着较轻恒星的轨迹经过RGB、HB和AGB阶段。但因质量足够大，能引发核心碳燃烧甚至部分氖燃烧。它们会形成氧-镁-氖核心，这些核心可能会在电子捕获超新星中坍缩，或留下一个氧-氖白矮星。
O型主序星本身就非常明亮。这类恒星的巨星阶段期是短暂的，尺寸和亮度略微增加，之后发展成超巨星光谱光度类别。O型巨星的亮度可能是太阳的十万倍以上，甚至比许多超巨星还要明亮。亮度等级间差异甚小，且中间形态持续存在，分类复杂且困难。质量最大的恒星在核心仍燃烧氢的同时，会发展出巨型或超巨型光谱特征，这是因为重元素混合到表面，且高光度产生强大的恒星风，使恒星大气膨胀。
低质量恒星[编辑]
一颗初始质量小于约 0.25 M☉的恒星，根本不会成为巨星。在大多数生命周期中，这些恒星内部会被对流充分混合，因此它们能持续融合氢超过1012年，远超过宇宙的现今年龄。在这段期间，它们逐渐变得更热、更明亮。最终它们会发展出辐射核心，随后耗尽核心中的氢，并在环绕核心的壳层中燃烧氢气（质量超过0.16 M☉的恒星在此点可能会膨胀，但不会变得非常巨大。）。不久之后，恒星的氢供应将完全耗尽，预计将成为一颗氦白矮星[10]。由于宇宙还太年轻，尚未有此类恒星存在，因此从未有过有这种历史的恒星被观测到。
子类别[编辑]
巨星类恒星种类繁多，常用几个细分单位来识别较小的恒星群。
次巨星[编辑]
次巨星是与巨星完全不同的光谱光度类别（IV），但与巨星有许多共同特征。 虽然有些次巨星只是因为化学变异或年龄而显得过亮的主序星，但也有些的演化轨迹是明确地朝向真正的巨星发展。
举例：
亮巨星[编辑]
亮巨星是耶基斯光谱分类中光度类别“II”的恒星。根据其光谱的外观，这些恒星横跨普通巨星与超巨星的边界[11]。亮巨星光度类别最早于1943年被定义[12]。
被归类为亮巨星的知名恒星包括：
- 老人星（船底座α，Canopus）
- 辇道增七（天鹅座β，Albireo）
- 尾宿五（天蝎座θ，Sargas）
- 天棓三（天龙座β，Rastaban）
- 帝座（武仙座，αRasalgethi）
- 天狼增四（大犬座γ，Muliphein）
红巨星[编辑]
在任何巨星光度类别中，光谱类别K、M、S和C的较冷恒星，有时还有一些G型恒星[13]，被称为红巨星。红巨星包含其生命中多个不同演化阶段的恒星：一个主红巨星支（RGB）；红水平分支或红群聚；渐近巨星支（AGB），虽然AGB恒星通常足够大且足够亮，因此被归类为超巨星；有时也会有其它大型冷恒星，如直接的后渐近巨星支星（post-AGB）。红巨星因其中等质量、相对长且稳定的寿命以及高光度，是最常见的巨星类型。它们是大多数红比星图中主序星之后最明显的恒星群，虽然白矮星数量较多，但亮度远低于红巨星。
举例：
- 北河三（双子座β，Pollux）：K型巨星。
- 天市右垣十（蛇夫座ε，Yed Posterior）：G型红[13]。
- 大角星（牧夫座α，Arcturus）：K型巨星。
- 毕宿五（金牛座α，Aldebaran）：K型巨星。
- 剑鱼座R：M型红巨星。
- 蒭藁增二（鲸鱼座ο，Mira）：M型红巨星和米拉变星的原型
- 天鹅座χ：一颗S型巨星。
- 云雨增七（双鱼座TX）：C型巨星（碳星）。
黄巨星[编辑]
High-luminosity yellow stars are generally unstable, leading to the instability strip on the HR diagram where the majority of stars are pulsating variables.具有中等温度（光谱类别G、F，以及少部分A型）的巨星被称为黄巨星。它们的数量远低于红巨星，部分原因是它们只由质量稍高的恒星形成，部分原因是它们在生命阶段停留的时间较短。然而，它们包含了多个重要的变星类型。高光度黄色恒星通常不稳定，形成赫罗图上的不稳定带，大多数恒星是脉动变星。不稳定带从主序星延伸至超巨星的光度，但在巨星光度范围内，有几类脉动变星：
- 天琴座RR型变星：脉动水平支A型（有时为F型）恒星，周期小于一天，振幅小于一星等。
- 室女座W型变星：亮度较高的脉动变星，也称为II型造父变星，周期为10至20天。
- I型造父变星：光度更高、周期更长，且多为超巨星。
- 盾牌座δ型变星：包含次巨星与主序星。
or they may be more evolved stars on the horizontal branch. 黄巨星可能是首次朝向红巨星分支演化的中等质量恒星，也可能是水平支上更进化的恒星。首次向红巨星分支的演化非常迅速，而恒星则能在水平分支停留更长时间。水平分支恒星则元素较重且质量较低，稳定性较小。
举例：
蓝巨星[编辑]
最热的巨星，属于光谱类别O、B，有时甚至包含早期的A型，被称为蓝巨星。因为B-V值较高，有时A型和晚B型恒星会被称为“白巨星”（参见 [14]从K至B-V至RGB）。
蓝巨星是一个非常异质的群体，从刚离开主序星的高质量高光度恒星，到质量低的水平分支恒星。质量较高的恒星会离开主序带，先变成蓝巨星，接着是亮蓝巨星，再到蓝超巨星，最后膨胀成红超巨星。然而，最高质量的蓝巨星，其巨星阶段极短且狭窄，几乎无法与蓝超巨星区分。
质量较低、核心氦燃烧的恒星，从红巨星沿水平分支演化，然后再回到渐近巨星支，根据质量和金属量，它们可以成为蓝巨星。据推测，某些经历晚期热脉冲的恒星可能会变成异常的[需要解释]蓝巨星。
举例：
相关条目[编辑]
参考文献[编辑]
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- ^ Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A.B. (编). Twentieth Century Physics. Bristol, UK; New York, NY: Institute of Physics, American Institute of Physics. 1995: 1696. ISBN 0-7503-0310-7. OCLC 33102501.
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- ^ Star B-V color index to apparent RGB color. Stack Overflow. [2025-02-14] （English）.
外部链接[编辑]
- Interactive giant-star comparison.
