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巨星

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  此条目介绍的是天文学中的巨星。关于与此名称相似的其他条目，请见“巨星 (消歧义)”。
  提示：此条目页的主题不是距星。
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]。

形成

一颗恒星在核心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核心，核心的氢已经耗尽，和一个围绕著核心燃烧著氢的外壳（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，当它耗尽核心所有能进行核融合的氢之后，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氦过程融合成为碳和氧。[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回圈中移动[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份的质量之后，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：

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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 （页面存档备份，存于互联网档案馆）, 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，存于互联网档案馆）, 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. Bibcode：1997ApJ...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 （页面存档备份，存于互联网档案馆）, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
  9. ^ Giants and Post-Giants 互联网档案馆的存档，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 （页面存档备份，存于互联网档案馆）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  12. ^ Alcyone 互联网档案馆的存档，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，存于互联网档案馆）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  14. ^ Sigma Octantis （页面存档备份，存于互联网档案馆）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  15. ^ α Aurigae Aa （页面存档备份，存于互联网档案馆）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  16. ^ Pollux （页面存档备份，存于互联网档案馆）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  17. ^ Mira （页面存档备份，存于互联网档案馆）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.

外部链接

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