巨星

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一颗类似太阳的红巨星内部的结构。ESO的影像。

巨星在本质上是一颗半径亮度都比主序星大,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]

形成

一颗恒星在核心所有的都经由核聚变耗尽后,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,一生中大部分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核心,核心的氢已经耗尽,和一个围绕着核心燃烧着氢的外壳(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)。不久,提供恒星供亮度的氢会完全耗尽,它将成为一颗以为主的白矮星[6]

如果一颗恒星的质量大于0.25太阳量,当它耗尽核心所有能进行核聚变之后,核心将会开始收缩。氢的融合改由在富含氦的核心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。核心将继续收缩,使核心温度升高[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,一般认为核心的温度永远不会达到融合所需要的温度[8], p. 169.,因此他将维持在氢融合状态下的红巨星,直到做终成为一颗氦的白矮星[7], § 4.1, 6.1.否则,当核心的温度达到约108 K,在核心的氦将经由3氦过程融合成为[7],§ 5.9, chapter 6.氦融合产生的能量导致核心的膨胀,这会导致围绕在核心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,最终它将耗尽在核心的氦,并且开始融合围绕在核心周围的氦。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分的质量之后,残留的核心将成为一颗富含碳-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

参考资料

  1. ^ Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. ^ 2.0 2.1 supergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line, accessed May 15, 2007.
  3. ^ hypergiant, 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. ^ 5.0 5.1 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. Bibcode1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  7. ^ 7.0 7.1 7.2 7.3 7.4 7.5 7.6 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, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
  9. ^ Giants and Post-Giants 互联网档案馆存档,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, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  12. ^ Alcyone 互联网档案馆存档,存档日期2010-07-07. at Jim Kaler's STARS, accessed on line May 16, 2007.
  13. ^ Thuban, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  14. ^ Sigma Octantis, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  15. ^ α Aurigae Aa, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  16. ^ Pollux, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  17. ^ Mira, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.

外部链接