次巨星
约克光度分类 IV
次巨星这个名词在1930年首度被使用在绝对星等在+2.5和+ 4之间，光谱分类为G和早期的K型恒星。次巨星被认为是介于主序星（例如太阳）和巨星（像是毕宿五）之间。虽然其数量较主序星和巨星少很多，但明显的是连系于两种类型之间的恒星[1]。
约克光度分类系统是一个二维分类表，使用字母和数字组合表示恒星的温度（例如A5或M1），和罗马数字以指示相对于相同温度但不同的恒星光度。光度IV是次巨星，位于主序星（光度V）和红巨星（光度III）之间。
相较于定义绝对的特征，典型的光谱类型确定的方法是比较相似光谱的标准星。许多谱线的比率和轮廓对引力非常敏感，因此可以做为光度的指针。但是每一种光谱类型最有用的一些光谱线是[2][3]：
- O：相对强烈的Niii发射和Heii吸收，更加明亮的发射。
- B：巴耳末系的轮廓和强烈的Oii线。
- A：有着更宽的翼侧巴耳末系谱线轮廓，意味着光度较低。
- F：强的铁、钛和锶谱线。
- G：锶和铁的强谱线，伴随着宽翼的钙H和K线。
- K：钙的H和K线轮廓，锶/铁线的比率，强的镁、氢和氧化钛谱线。
- M：强的422.6nm钙线和氧化钛谱带。
摩根（Morgan）和肯那（Keenan）在创建他们的二维分类表时，列出了它们在光度等级IV恒星的例子[2]：
- B0：策（仙后座γ）、房宿三（天蝎座δ）
- B0.5：房宿四（天蝎座β）
- B1：英仙座ο、上卫增一（仙王座β）
- B2：参宿五（猎户座γ）、房宿一（天蝎座π）、天市左垣七（徐，蛇夫座θ）、尾宿八（天蝎座λ）
- B2.5：壁宿一（飞马座γ）、附路（仙后座ζ）
- B3：天棓五（武仙座ι）
- B5：七公二（武仙座τ）
- A2：五车三（御夫座β）、中台一（大熊座λ）、天市右垣五（巨蛇座β）[
- A3：天市左垣一（武仙座δ）
- F2：天樽二（双子座δ）、东海增一（巨蛇座ζ）
- F5：南河三（小犬座α）、宗一（武仙座110）
- F6：右摄提二（牧夫座τ）、天枪三（牧夫座θ）、天市右垣四（巨蛇座γ）
- F8：天大将军六（仙女座50）、上宰（天龙座θ）
- G0：右摄提一（牧夫座η）、天纪二（武仙座ζ）
- G2：水位增六（巨蟹座μ）
- G5：天市左垣三（武仙座μ）
- G8：河鼓一（天鹰座β）
- K0：天钩四（仙王座η）
- K1：少卫增八（仙王座γ）
后续的分析显示，其中有一些是双星的混合光谱，有些是变星，也扩展出更多可作为标准的参考星，而许多原先的恒星依然被视为次巨星光度分类的标准星。O型和较冷的K1型次巨星则很罕见[4]。
次巨星分支
次巨星分支是低、中质量恒星演化的一个阶段。恒星与次巨星光谱的类型并不总是在次巨星分支上演化，反之亦然。例如，位在赫罗缝隙中的后发座FK和郎将（后发座31），很可能都是演化中的次巨星，但是两者经常被归类为光度更高的一类。光谱类型会受金属丰度、旋转、异常化学特性等因素的影响。在像太阳这样的恒星中，次巨星分支的初始阶段会因为内部已经变化但外部变化的迹象很少而被延后。要确定演化的方法包括化学丰度，如锂在次巨星中被稀释[5]，和星冕辐射的强度[6]。
当主序星内核中剩余的氢分数减小时，温度增加使得融合速率增加。 这会导致恒星随着年龄增大而慢慢演化为高光度，并且在赫罗图中的主序带会被拓宽。
一旦主序星停止在其内核中的氢融合反应，内核就开始在自身质量下崩溃。这导致它的温度增加和在内核外壳的氢开始融合，这提供了比内核的氢融合更多的能量。低和中等质量的恒星膨胀和表面开始冷却，直到温度约5,000K时，它们开始增加光度，进入被称为红巨星分支的阶段。从主序星到红巨星分支的过渡阶段被称为次巨星分支。由于恒星内部构造的不同，次巨星分支的形状和持续时间会因不同质量的恒星而异。
非常低质量恒星
质量不是很大，约在0.4 M☉以下的恒星，整个恒星的大部分都是对流层。这些恒星继续在其内核进行核融合，直到整颗恒星的氢都被转化成氦，并且它们也不会发展成次巨星。这种质量的恒星在主序星的寿命比当前的宇宙年龄还长很多倍[7]。
0.4 M☉至1 M☉
质量略小于太阳的恒星，他的非对流内核具有从中心向外的强大温度梯度。当它们它他们消耗掉内核中的氢时，内核外层的厚重氢壳层就会继续核反应而不会中断核融合。在这一点上，虽然从外部可见到的变化很少，这颗星就会被认为是一颗次巨星[8]。
氦核的质量低于钱卓-荀伯极限，它与融合的氢壳层保持热平衡。随着氢壳层向外迁移，氦核的质量继续增加，恒星也慢慢膨胀。任何从壳层增加的能量输出，进入膨胀的恒星外层，使恒星的光度大致保持恒定。这些恒星的次巨星分支很短、水平和密集的，可以在非常老的星团中看见[8]。
经过数十亿年，氦核变得过于巨大，无法支撑本身的质量，于是成为简并物质。它的温度增加，氢壳中的融合速率增加，外层产生强烈的对流，光度在大约相同的有效温度下增加。这颗恒星现在进入红巨星分支上[7]。
1 M☉质量以上
质量比太阳大的恒星，在主串行上时有一个对流的内核。它们发展出更巨大的氦核，占了恒星更大的部分，然后从整个对流区排出氢。恒星中的核融合完全停止，内核开始收缩，温度随之增加。尽管缺乏核融合，整颗恒星缩小和温度增加，与辐射光度实际的增加。在内核变得足够热，得以点燃壳中的氢之前，这将持续数百万年，这逆转了温度和光度的增加，恒星开始膨胀和冷却。这个"钩子"通常被定义为这些恒星在主串行的末端和次巨星分支的开始[8]。
下面关于2 M☉的恒星，氦核质量依然低于钱卓-荀伯极限，但氢壳融合迅速增加内核的质量而超过该极限。质量更大的恒星在离开主串行时，氦核的质量就已经超过钱卓-荀伯极限。要形成钩子的确切初始质量，使它们离开主串行与内核超越钱卓-荀伯极限取决于金属量和在对流内核的对流超调程度。低金属量导致即使是低质量内核的中心部分，对流也是不稳定的，超调造成当氢耗尽时的内核过大[7]。
内核依但超越C-R limit，它就不再与氢壳保持热平衡。它会收缩而外层膨胀和冷却。膨胀外层的能量会导致辐射光度降低。当外层足够冷时，它们变得不透明，并迫使融合的壳层开始对流。膨胀因而停止，辐射的光度开始增加，这被定义为这些恒星进入红巨星分支的起点。初始质量接近1-2 M☉的恒星，在这一点之前可以发产出简并的氦核，这将导致恒星进入红巨星分支，成为质量更低的恒星[7]。
内核收缩和外层膨胀是非常迅速的，只花了数百万年的时间。在这段时间，恒星的温度从它在主串行时的6,000－30,000K冷却至约5,000K。相对的，在这个阶段被观察到的恒星数量也较少，在赫罗图上形成所知的赫氏空隙。这在数十亿年老的星团中可以明显地观察到 [9]。
大质量恒星
质量在8-12 M☉的恒星，根据金属量，在主串行上有大量的碳氮氧循环核融合的对流内核。氢壳融合和随后的内核氦融合在内核的氢耗尽之后，在达到红巨星分支之前迅速开始。这样的恒星，例如早期的B型主序星，在成为巨星之前，只会经历简短的次巨星分支。它们在过渡期间的光谱类型也可能被归类为巨星[10]。
在质量非常大的O型主序星中，从主序星到巨星再到超巨星，转换发生在非常狭窄的温度和光度范围内，有时甚至在内核的氢融合结束之前，连次巨星的历程都不会经过。O型主序星的表面重力（g）对数值为3.9，而巨星的对数值为3.6[11]。 相较之下，K型恒星的典型值有很大的范围，从1.59（毕宿五）至4.37（南门二B）；次巨星的天钩四（仙王座η）为3.47。大质量次巨星的例子包括伐二和圆规座δ的主星，两颗都是质量超过20 M☉的O型星。
性质
这个表显示主串行（MS）和次巨星分支（SB）的典型生命期，以及在内核的氢耗尽与氢壳开始燃烧之间的任何钩子持续时间。对于具有不同初始质量的恒星，都依据太阳的金属量（Z=0.02）。表中也显示每颗恒星开始和结束的氦核的质量、表面有效温度、半径和光度。次巨星分支的末尾定义为当内核成为简并态或光度开始增加时[8]。
| 质量 (M☉) | 例子 | 主串行 MS (GYrs) | 钩子 (MYrs) | 次巨星分支 SB (MYrs) | 开始 | 结束 | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 氦核 (M☉) | Teff (K) | 半径 (R☉) | 光度 (L☉) | 氦核 (M☉) | Teff (K) | 半径 (R☉) | 光度 (L☉) | |||||
| 0.6 | 天鹅座61 B | 58.8 | N/A | 5,100 | 0.047 | 4,763 | 0.9 | 0.9 | 0.10 | 4,634 | 1.2 | 0.6 |
| 1.0 | 太阳 | 9.3 | N/A | 2,600 | 0.025 | 5,766 | 1.2 | 1.5 | 0.13 | 5,034 | 2.0 | 2.2 |
| 2.0 | 天狼星 | 1.2 | 10 | 22 | 0.240 | 7,490 | 3.6 | 36.6 | 0.25 | 5,220 | 5.4 | 19.6 |
| 5.0 | 摇光 | 0.1 | 0.4 | 15 | 0.806 | 14,544 | 6.3 | 1,571.4 | 0.83 | 4,737 | 43.8 | 866.0 |
一般而言，金属量较低的恒星比金属量高的恒星更小、更热。对于次巨星，这是复杂的，不同的年龄和内核质量有着不同的转折点。低金属量的恒星在离开主串行之前会形成一个更大的氦核，因此低质量恒星在次巨星分支开始时显示一个钩子。低金属量恒星在离开主序之前会形成一个更大的氦核, 因此低质量恒星在次巨星分支开始时显示一个钩子。质量为1 M☉的恒星，Z=0.001（极端的第二星族星）的主串行结尾时的氦核质量，几乎是Z=0.02（第一星族星）的两倍。低金属量恒星的表面温度超过开始时的次巨星约1,000K，光度则几乎加倍。在次巨星分支的末端，温度的差异不明显，但低金属量的恒星光度差异更大，几乎达到4倍。类似的差异也存在于其它质量恒星的演化中，如恒星质量的关键数值，低金属量的恒星将成为一颗超巨星以取代红巨星分支[8]。
在赫罗图的次巨星
赫罗图的X轴是恒星的温度或光谱类型，Y轴是绝对星等或光度的散射图。所有恒星的赫罗图在对角上显示一个明确的主串行带，其中包括大多数的恒星，有大量的红巨星（和白矮星，如果可以观测到案若的恒星），在图的其它部位相对的只有少量恒星。
次巨星占据了在住串行上方（即发光比较亮）和巨星之下的区域。在大多数的赫罗图中，因为做为次巨星的时间比主序星或巨星的时间要少得多，因此相对的数量会较少。热的B型次巨星几乎与主序星没有区别，而温度较低的次巨星则与在主序星和红巨星有较大的差距，而有较明显的区别。大约在光谱型K3以下的主序星和红巨星之间是空的，没有次巨星[2]。
在和罗图上可以绘制恒星演化的轨迹。对于特定质量的恒星，这些轨迹的位置可以追踪它在其生命中的位置，并显示其路径：从最初在主串行上的位置，沿次巨星分支到巨星分支。当为一组有相近年龄的恒星（如星团中的恒星）绘制赫罗图时，可以看见次巨星分支是主串行带的中断（转折）点和红巨星分支之间的恒星带。因为1-8 M☉的恒星演化到离开主串行需要数亿年，因此只有当星团够老时，才能看见次巨星分支。球状星团，像是办人马座的ω星团和够老的疏散星团M67，它们在赫罗图中显示出一个明显的次巨星分支。半人马的ω星团显示出几个个别的次巨星分支的原因还没有被了解，但这似乎代表在这个星团中有不同年龄的恒星族群在内 [13]。
变星
有几种类型的变星包含次巨星：
质量比太阳大的次巨星越过造父不稳定带，称为第一次跨越，因为它们可能会在稍后的蓝循环再一次跨越不稳定带。质量在2 – 3 M☉的范围，这包括盾牌座δ型变星，像是王良（仙后座β）[14]。在更大的质量，像是经典造父变星的脉动恒星，也会穿越过不稳定带，但是穿越的速度很快，因而很难检测到例子。狐狸座SV最初被建议是第一次穿越不稳定带的次巨星[15]，但后来确认是第二次穿越[16]。
行星
在轨道上环绕次巨星的行星包括仙女座κ b [17]和HD 224693 b[18]。
参考数据
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