跳转到内容

红巨星

本页使用了标题或全文手工转换
维基百科，自由的百科全书
红巨星和太阳的比较

红巨星是巨星的一种，是质量约为0.5至8个太阳质量，恒星的演化的后期阶段。恒星质量不同，寿命不同，可从数亿年至百亿年不等，而在红巨星阶段仅数百万年。

质量更大的称为红超巨星，再大的为红特超巨星。

分类特征

在赫罗图上，红巨星是巨大的非主序星，光谱属于K或M型。所以被称为红巨星是因为看起来的颜色是红的，体积又很巨大的缘故。鲸鱼座的蒭藁增二、金牛座的毕宿五、牧夫座的大角星等都是红巨星；而天蝎座的心宿二、猎户座的参宿四、盾牌座的盾牌座UY等则是红超巨星。

大部分的红巨星，其核心是未聚变的氦，能量由氦核外的氢燃烧包层提供，它们在图上构成了红巨星分支（RGB星）。另外一些，其核心是碳等更重的元素，外部是在燃烧的氦包层和氢包层，它们构成了图上水平的渐近巨星分支（AGB星）。在恒星大气中碳含量比氧含量还高的碳星中，AGB星的光谱类型一般属于C-N到C-R型。

演化

哈勃于1997年拍摄的红巨星蒭藁增二。
膨胀过程

当恒星发展到核心的氢枯竭，聚变反应强度不足以抵抗引力时，就会引力的驱使下收缩，使得外部的物质挤入空出来的空间，形成氢气层——这些氢仍然可以聚变。这时它可能经历赫氏空隙。

同时，先前聚变产生的氦核被重力加热，氢气层收缩，氢的聚变加速，产生更多的能量，导致恒星比原来亮1,000～10,000倍，并且使体积膨胀。这时体积膨胀的程度超过发光能力的增加，因此表面的有效温度下降。表面温度的下降使得恒星的颜色倾向红色，因此称为红巨星。当恒星的核心持续收缩到足以点燃3氦过程的密度和温度条件，氦融合就会启动。

质量小于2.5倍太阳的恒星的氦核用电子简并压力对抗重力直至成为类似“白矮星”的简并态物质。氦聚变的点燃温度～1亿度，氦聚变的能量堵塞在简并态，触发了热失控的氦闪：大约在1分钟内，氦核的大部分都聚变为碳核（以及后续的氧核），并向外层传输出巨量的能量，导致恒星突然变亮了一会。氦闪后，核心不再产生能量，外层的氢在较浅的位置上以较复杂的方式继续聚变成氦。恒星核心再次缓慢积聚氦，较长的一段时间后，氦闪又在富含碳核氧核外的氦包层中发生。这时恒星就位于赫罗图上的渐近巨星分支，每次氦闪后，从一个红巨星分支进入另一个分支。[1][2][3]

大于太阳质量2.57倍的恒星的核心更热，在成为白矮星密度的简并态前就点燃了氦聚变，平顺与持续地反应。当这类恒星初始的重元素含量较低（“贫金属”星）时，它们将进入水平分支——这些恒星在赫罗图上的位置是水平的分布。富含金属的恒星在这个阶段则群聚成赫罗图上的红群聚。[4]

理论上，恒星光谱从A至K和部分较低质量的B型主序星会演化成为红巨星。较高质量的B型主序星与O型主序星会演化成为红超巨星。再高质量的恒星会演化成为蓝超巨星、高光度蓝变星或沃夫–瑞叶星。

不经历红巨星阶段的恒星

红矮星（＜0.5个太阳质量）只有对流层，恒星处于完全对流状态[5]，恒星的元素丰度基本各处相同。由于核心的温度本来就不是很高，而且质量太小，整个恒星无需过于收缩以顶住引力。所以这些恒星既使到了晚期氢丰度不是很高的情况下，也不能通过收缩让累积在核心的氦达到核聚变的温度，既使用尽了氢也不能成为红巨星。[6]由于它们的主序星阶段生命远远长于我们宇宙的年龄，这类恒星的演化仅是理论上的，并无观测实例。

O、B型星（25个太阳质量以上）在主序星阶段位于赫罗图的左上角顶端，是蓝巨星甚至蓝超巨星，一直在赫罗图的最上方水平移动，氦融合开始后可能成为高光度蓝变星或沃尔夫-拉叶星，以Ⅱ型或Ⅰb、Ⅰc型超新星爆发结束其短暂的生命。

红巨星的太阳

比较当前作为主序星的太阳和将来成为红巨星的太阳。

大约在50到75亿年后，太阳将成为红巨星[7]，届时太阳将变得异常巨大。它的直径会是现在的256倍，足以吞噬掉目前太阳系里包括地球以内的内侧行星。[8][9][10]然而，太阳的引力也会因为质量的减少而减弱，因此火星和所有的外行星都会往外移。在这时候水星和金星都会被太阳吞噬掉。地球的命运不是很清楚。要是没有潮汐力的话，那地球的轨道就会往外逃约1.5天文单位。但近来研究发现因为地球和太阳有潮汐力，地球还是会被太阳的外气层吞噬掉。可是在此之前，当太阳的氢耗尽时，地球的生物圈将会被破坏，额外增加的太阳能将造成地球海洋的蒸发。过了30亿年以后，地球的表面将变得如同金星一般高热。再过50亿年以后，地球的空气都会向外太空逸散，最后变成焦黑的行星。[11][12]

小说中的红巨星

  • 在超人的漫画书中，摧毁超人出生地克利普顿星所在的行星系即是绕著红巨星运行，而故事情节里则设定超人的力量来源取源于地球所环绕的黄色太阳。

参见

参考文献

  1. ^ Our Sun. III. Present and Future （页面存档备份，存于互联网档案馆），2006年11月18日更新。
  2. ^ lecture18 （页面存档备份，存于互联网档案馆），2006年11月18日更新。
  3. ^ Lecture 16: Low-Mass Stellar Evolution 互联网档案馆的存档，存档日期2006-08-30.，2006年11月18日更新。
  4. ^ orange sphere of the sun. [2008-03-25]. （原始内容存档于2016-02-05）. 
  5. ^ The Astrophysics Spectator: Main Sequence Star （页面存档备份，存于互联网档案馆），2006年11月18日更新。
  6. ^ Late stages of evolution for low-mass stars （页面存档备份，存于互联网档案馆），2006年11月18日更新。
  7. ^ Our Sun. III. Present and Future,by Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E., Astrophysical Journal v.418, p.457. [2008-03-25]. （原始内容存档于2021-04-04）. 
  8. ^ Red Giants. HyperPhysics（hosted by the Department of Physics and Astronomy of Georgia State University）. [2006-12-29]. （原始内容存档于2012-02-05）. 
  9. ^ Strobel, Nick. Stages 5-7. Lives and Deaths of Stars. 2004-06-02 [2006-12-29]. （原始内容存档于2012-02-05）. 
  10. ^ The fading: red giants and white dwarfs. [2006-12-29]. （原始内容存档于2015-05-31）. 
  11. ^ Earth may still be vanish before sun expands further on. [2008-03-25]. （原始内容存档于2008-03-17）. 
  12. ^ 存档副本. [2018-06-24]. （原始内容存档于2019-03-31）. 
  • Norbert Langer: Leben und Sterben der Sterne. C.H.Beck'sche Verlagsbuchhandlung, München 1995. ISBN 3-406-39720-4. （德文）
检索自“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=紅巨星&oldid=77485656”