紅巨星
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紅巨星是巨星的一種，是質量約為0.5至8個太陽質量，恆星的演化的後期階段。恆星質量不同，壽命不同，可從數億年至百億年不等，而在紅巨星階段僅數百萬年。
分類特徵
[編輯]在赫羅圖上，紅巨星是巨大的非主序星，光譜屬於K或M型。所以被稱為紅巨星是因為看起來的顏色是紅的，體積又很巨大的原因。鯨魚座的蒭藁增二、金牛座的畢宿五、牧夫座的大角星等都是紅巨星；而天蠍座的心宿二、獵戶座的參宿四、盾牌座的盾牌座UY等則是紅超巨星。
大部分的紅巨星，其核心是未核融合的氦，能量由氦核外的氫燃燒包層提供，它們在圖上構成了紅巨星分支（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，它們構成了圖上水平的漸近巨星分支（AGB星）。在恆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於C-N到C-R型。
演化
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當恆星發展到核心的氫枯竭，融合反應強度不足以抵抗重力時，就會重力的驅使下收縮，使得外部的物質擠入空出來的空間，形成氫氣層——這些氫仍然可以聚變。這時它可能經歷赫氏空隙。
同時，先前聚變產生的氦核被重力加熱，氫氣層收縮，氫的聚變加速，產生更多的能量，導致恆星比原來亮1,000～10,000倍，並且使體積膨脹。這時體積膨脹的程度超過發光能力的增加，因此表面的有效溫度下降。表面溫度的下降使得恆星的顏色傾向紅色，因此稱為紅巨星。當恆星的核心持續收縮到足以點燃3氦過程的密度和溫度條件，氦融合就會啟動。
質量小於2.5倍太陽的恆星的氦核用電子簡併壓力對抗重力直至成為類似「白矮星」的簡併態物質。氦融合的點燃溫度～1億度，氦融合的能量堵塞在簡併態，觸發了熱失控的氦閃：大約在1分鐘內，氦核的大部分都聚變為碳核（以及後續的氧核），並向外層傳輸出巨量的能量，導致恆星突然變亮了一會。氦閃後，核心不再產生能量，外層的氫在較淺的位置上以較複雜的方式繼續聚變成氦。恆星核心再次緩慢積聚氦，較長的一段時間後，氦閃又在富含碳核氧核外的氦包層中發生。這時恆星就位於赫羅圖上的漸近巨星分支，每次氦閃後，從一個紅巨星分支進入另一個分支。[1][2][3]
大於太陽質量2.57倍的恆星的核心更熱，在成為白矮星密度的簡併態前就點燃了氦融合，平順與持續地反應。當這類恆星初始的重元素含量較低（「貧金屬」星）時，它們將進入水平分支——這些恆星在赫羅圖上的位置是水平的分布。富含金屬的恆星在這個階段則群聚成赫羅圖上的紅群聚。[4]
理論上，恆星光譜從A至K和部分較低質量的B型主序星會演化成為紅巨星。較高質量的B型主序星與O型主序星會演化成為紅超巨星。再高質量的恆星會演化成為藍超巨星、高光度藍變星或沃夫–瑞葉星。
不經歷紅巨星階段的恆星
[編輯]紅矮星（＜0.5個太陽質量）只有對流層，恆星處於完全對流狀態[5]，恆星的元素豐度基本各處相同。由於核心的溫度本來就不是很高，而且質量太小，整個恆星無需過於收縮以頂住重力。所以這些恆星既使到了晚期氫豐度不是很高的情況下，也不能通過收縮讓累積在核心的氦達到核融合的溫度，既使用盡了氫也不能成為紅巨星。[6]由於它們的主序星階段生命遠遠長於我們宇宙的年齡，這類恆星的演化僅是理論上的，並無觀測實例。
O、B型星（25個太陽質量以上）在主序星階段位於赫羅圖的左上角頂端，是藍巨星甚至藍超巨星，一直在赫羅圖的最上方水平移動，氦融合開始後可能成為高光度藍變星或沃爾夫-拉葉星，以Ⅱ型或Ⅰb、Ⅰc型超新星爆發結束其短暫的生命。
紅巨星的太陽
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大約在50到75億年後，太陽將成為紅巨星[7]，屆時太陽將變得異常巨大。它的直徑會是現在的256倍，足以吞噬掉目前太陽系裡包括地球以內的內側行星。[8][9][10]然而，太陽的重力也會因為質量的減少而減弱，因此火星和所有的外行星都會往外移。在這時候水星和金星都會被太陽吞噬掉。地球的命運不是很清楚。要是沒有潮汐力的話，那地球的軌道就會往外逃約1.5天文單位。但近來研究發現因為地球和太陽有潮汐力，地球還是會被太陽的外氣層吞噬掉。可是在此之前，當太陽的氫耗盡時，地球的生物圈將會被破壞，額外增加的太陽能將造成地球海洋的蒸發。過了30億年以後，地球的表面將變得如同金星一般高熱。再過50億年以後，地球的空氣都會向外太空逸散，最後變成焦黑的行星。[11][12]
小說中的紅巨星
[編輯]參見
[編輯]參考文獻
[編輯]- ^ Our Sun. III. Present and Future （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館），2006年11月18日更新。
- ^ lecture18 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館），2006年11月18日更新。
- ^ Lecture 16: Low-Mass Stellar Evolution 網際網路檔案館的存檔，存檔日期2006-08-30.，2006年11月18日更新。
- ^ orange sphere of the sun. [2008-03-25]. （原始內容存檔於2016-02-05）.
- ^ The Astrophysics Spectator: Main Sequence Star （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館），2006年11月18日更新。
- ^ Late stages of evolution for low-mass stars （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館），2006年11月18日更新。
- ^ 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]. （原始內容存檔於2021-04-04）.
- ^ Red Giants. HyperPhysics（hosted by the Department of Physics and Astronomy of Georgia State University）. [2006-12-29]. （原始內容存檔於2012-02-05）.
- ^ Strobel, Nick. Stages 5-7. Lives and Deaths of Stars. 2004-06-02 [2006-12-29]. （原始內容存檔於2012-02-05）.
- ^ The fading: red giants and white dwarfs. [2006-12-29]. （原始內容存檔於2015-05-31）.
- ^ Earth may still be vanish before sun expands further on. [2008-03-25]. （原始內容存檔於2008-03-17）.
- ^ 存档副本. [2018-06-24]. （原始內容存檔於2019-03-31）.
- Norbert Langer: Leben und Sterben der Sterne. C.H.Beck'sche Verlagsbuchhandlung, München 1995. ISBN 3-406-39720-4. （德文）
