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。
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/15/Redgiants.svg/400px-Redgiants.svg.png)
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,體積又很巨大的緣故。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
編輯當恆星發展到核心的氫枯竭,聚變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,氦聚變就會啟動。
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。氦聚變的點燃溫度~1億度,氦聚變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聚變,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佈。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聚變的溫度,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,氦聚變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
編輯大約在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裏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,存於互聯網檔案館),2006年11月18日更新。
- ^ lecture18 (頁面存檔備份,存於互聯網檔案館),2006年11月18日更新。
- ^ Lecture 16: Low-Mass Stellar Evolution 互聯網檔案館的存檔,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,存於互聯網檔案館),2006年11月18日更新。
- ^ Late stages of evolution for low-mass stars (頁面存檔備份,存於互聯網檔案館),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)