巨星

巨星在本质上是一颗半径和亮度都比主序星大，但却有相同的表面温度的恒星[1]。典型上，巨星的半径是太阳半径的10倍至100倍，亮度则是太阳的10倍至1,000倍。比巨星更亮的恒星是超巨星和特超巨星[2][3]；一颗高温、明亮的主序星有时也会被归类为巨星[4]。此外，因为它们的高亮度和大的半径，巨星在赫罗图上的位置高于主序星（在约克光谱分类为亮度分类V），并且对应于光度分类的II或III [5]。

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一颗类似太阳的红巨星内部的结构。ESO的影像。

形成

一颗恒星在内核所有的氢都经由核融合耗尽后，将离开主序带成为一颗巨星[5]。但是，一颗原始质量低于0.25太阳质量的恒星则不会成为巨星。这样的恒星，一生中大部份的时间都经由对流混合它们的内部，因此它们可以继续氢的融合，时间可以长达1012年（一千亿年），远比宇宙现在的年龄还更长久。但是，最终它们将发展出一个辐射的内核，内核的氢已经耗尽，和一个围绕着内核燃烧着氢的外壳（质量超过0.16太阳质量的恒星在这时可能会膨胀，但不会非常巨大）。之后，维持恒星燃烧的氢会完全耗尽，它将成为一颗以氦为主的白矮星[6]。

如果一颗恒星的质量大于0.25太阳量，当它耗尽内核所有能进行核融合的氢之后，内核将会开始收缩。氢的融合改由在富含氦的内核外的含氢的壳层进行，并且恒星的外层会膨胀而且温度会下降。在这个阶段的演化，在赫罗图上标示的位置在次巨星分支上，恒星的亮度大约维持在几乎不变，但表面温度下降。最后，恒星将上升进入赫罗图上的红巨星分支。在此时，恒星的表面温度是典型的红巨星，它的表面亮度大约保持稳定不变，但是半径剧烈的增加。内核将继续收缩，使内核温度升高[7], § 5.9.。

如果恒星的质量，当它在主序带时，低于0.5倍太阳质量，一般认为内核的温度永远不会达到氦融合所需要的温度[8], p. 169.，因此他将维持在氢融合状态下的红巨星，直到最终成为一颗氦的白矮星。[7], § 4.1, 6.1.否则，当内核的温度达到约108 K，在内核的氦将经由3氦过程融合成为碳和氧。[7],§ 5.9, chapter 6.氦融合产生的能量导致内核的膨胀，这会导致围绕在内核外的氢融合层压力降低，这也减低了能量的代谢率。恒星的亮度降低，外层再度收缩，恒星离开了红巨星分支[9]，其后续的演化将取决于它的质量。如果质量不是太大，它可以进入赫罗图上的水平分支，或是它的位置可能将在图中的循环中移动[7], chapter 6.。如果它的质量没有超过8倍太阳质量，最终它将耗尽在内核的氦，并且开始融合围绕在内核周围的氦。这将会使恒星的亮度再度增加，使恒星成为AGB恒星，在赫罗图中下降进入渐近巨星分支。在这颗恒星卸除了大部份的质量之后，残留的内核将成为一颗富含碳-氧的白矮星[7], § 7.1–7.4.。

对质量大到足以点燃碳融合的主序星（大约8倍太阳质量）[7], p. 189，在许多地方都必须修改演化图。在离开主序代之后，恒星的亮度不会增加太多，但是颜色会变得更红。它们可成为红超巨星，或是因为质量流失也可能使它们成为蓝超巨星[10], pp. 33–35;  [2]最后，它们将成为以氧和氖为主的白矮星，或是它会经历核塌缩超新星形成中子星或是黑洞[7], § 7.4.4–7.8.。

例子

知名的巨星有各种不同的颜色：

相关条目

参考数据
  1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. supergiant （页面存档备份，存于）, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line, accessed May 15, 2007.
  3. hypergiant （页面存档备份，存于）, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line, accessed May 15, 2007.
  4. Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  5. giant, entry in The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.
  6. The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482（June 10, 1997）,pp. 420–432. Bibcode：1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  7. Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  8. Structure and Evolution of White Dwarfs （页面存档备份，存于）, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
  9. Giants and Post-Giants 的存盘，存档日期2011-07-20., class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
  10. Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions, T. W. Hartquist, J. E. Dyson, and D. P. Ruffle, New York: Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-513054-5.
  11. Alcyone （页面存档备份，存于）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  12. Alcyone 的存盘，存档日期2010-07-07. at Jim Kaler's STARS, accessed on line May 16, 2007.
  13. Thuban （页面存档备份，存于）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  14. Sigma Octantis （页面存档备份，存于）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  15. α Aurigae Aa （页面存档备份，存于）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  16. Pollux （页面存档备份，存于）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  17. Mira （页面存档备份，存于）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.

外部链接
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