红巨星

恒星燃烧到后期所经历的一个阶段

红巨星，是恒星燃烧到后期所经历的一个较短的不稳定阶段，当恒星度过它漫长的青壮年期——主序星阶段，步入老年期将会进入。根据恒星质量的不同，历时只有数百万年不等，这与恒星几十亿年甚至上百亿年的稳定期相比是非常短暂的。

简介

在赫罗图（Hertzsprung-Russell diagram）中，红巨星分布在主星序区的右上方的一个相当密集的区域内，差不多呈水平走向。

恒星依靠其内部的热核聚变而熊熊燃烧着。核聚变的结果，是把每四个氢原子核结合成一个氦原子核，并释放出大量的原子能，形成辐射压。处于主星序阶段的恒星，核聚变主要在它的中心（核心）部分发生，辐射压与它自身收缩的引力相平衡，恒星内部氢的燃烧消耗极快，中心形成氦核并且不断增大。随着时间的延长，氦核周围的氢越来越少，中心核产生的能量已经不足以维持其辐射，于是平衡被打破，引力占了上风，有着氦核和氢外壳的恒星在引力作用下收缩坍塌，使其密度、压强和温度都急剧升高，氢的燃烧向氦核周围的一个壳层里推进。这以后恒星演化的过程是：内核收缩、外壳膨胀——燃烧壳层内部的氦核向内收缩并变热，而其恒星外壳则向外膨胀并不断变冷，表面温度大大降低。这个过程仅仅持续数十万年，这颗恒星在迅速膨胀中变为红巨星。氦聚变最后的结局，是在中心形成一颗白矮星。

分类特征

在赫罗图上，红巨星是巨大的非主序星，光谱属于K或M型。之所以被称为红巨星，是因为看起来的颜色是红的，体积又很巨大的缘故。鲸鱼座的苎藁增二、金牛座的毕宿五、牧夫座的大角星等都是红巨星；而天蝎座的心宿二、猎户座的参宿四、大犬座VY等则是红超巨星。

大部分的红巨星，其核心是未聚变的氦，能量由氦核外的氢燃烧包层提供，它们在图上构成了红巨星分支（RGB星）。另外一些，其核心是碳等更重的元素，外部是在燃烧的氦包层和氢包层，它们构成了图上水平的渐近巨星分支（AGB星）。在恒星大气中碳含量比氧含量还高的碳星中，AGB星的光谱类型一般属于C-N到C-R型。

演化

质量在太阳的9至40倍之间的恒星，在耗尽了核心的氢燃料之后，燃烧将会移至核心外围的氢气层。因为惰性的氦核本身没有能源，便因为重力而收缩并被加热，在上面的氢也会跟着一起收缩，因此融合的速度会增加，产生更多的能量，导致恒星变得更为明亮（比原来亮1000～10000倍）并且使体积膨胀。体积膨胀的程度超过发光能力的增加，因此表面的有效温度下降。表面温度的下降使得恒星的颜色倾向红色，因此称为红巨星。理论上，恒星光谱从A至K的主序星会演化成为红巨星及红超巨星，而O与B型的恒星会成为蓝超巨星（与红巨星演化有很多不同处）。

当恒星的核心持续收缩到足以点燃3氦过程的密度和温度条件，氦融合就会启动。

对质量小于2.5倍太阳的恒星而言，氦核心需要持续收缩以对抗越来越多的核心的氦积聚，对抗重力的唯有电子简并压力。所以，当温度上升到～1亿度的点燃温度时，早已是类似“白矮星”一般的简并态致密核。这样的氦燃烧无法及时通过热膨胀把能量传输出去，就会出现热失控的氦闪，大约在1分钟内，氦核的大部分都聚变为碳核（以及后续的氧核），并向恒星外层传输出巨量的能量，导致恒星突然性变亮，并持续一个短周期。然后，核心又不再产生能量，外层的氢在较浅的位置上以较复杂的方式继续聚变成氦。恒星核心再次缓慢积聚氦，较长的一段时间后，类似的氦闪又在富含碳-氧内核外的氦包层中再次发生。这时的恒星就位于赫罗图上的渐近巨星分支上，每次氦闪后，从一个红巨星分支进入另一个分支。

大于太阳质量2.57倍的恒星，由于氢核聚变速度更快、核心更热，氦聚变可以在核心尚未收缩到白矮星密度的简并态前就点燃，整个核反应会比较平顺与持续的进行。当这类恒星初始的重元素含量较低（“贫金属”星）时，它们将进入水平分支——这些恒星在赫罗图上的位置是水平的分布。富含金属的恒星在这个阶段则群聚成赫罗图上的红群聚。

质量很低的红矮星（<0.5个太阳质量）只有对流层，恒星处于完全对流状态，恒星的元素丰度基本各处相同。由于核心的温度本来就不是很高，而且质量太小，整个恒星无需过于收缩以顶住引力。所以这些恒星即使到了晚期氢丰度不是很高的情况下，也不能通过收缩让累积在核心的氦达到核聚变的温度，既使用尽了氢也不能成为红巨星。由于它们的主序星阶段生命远远长于我们宇宙的年龄，这类恒星的演化仅是理论上的，并无观测实例。

质量极高的O、B型星（25个太阳质量以上），其主序星阶段就位于赫罗图的左上角顶端，属于蓝巨星甚至蓝超巨星。它们将一直在赫罗图的最上方水平移动，氦融合开始后可能成为高光度蓝变星，也可能成为沃尔夫-拉叶星。接着它们就以Ⅱ型或Ⅰb、Ⅰc型超新星爆发结束其短暂的生命。

定义

红巨星是一种演化晚期的恒星，广义上包括氢燃烧以后离开主星序的所有的大光度的恒星。它们位于赫罗图的右方或右上方，属于巨星支或超巨星支，通常这些巨星支或超巨星支的恒星大部分是体积和光度均很大的K型星和M型星，因而是光色发红的低温恒星，故称为红巨星，一部分则为O型和B型的蓝巨星或蓝白巨星，还有一些为亚巨星支的G、F、A型黄巨星或黄白巨星、白巨星，这类天体的一部分靠近主序的是刚刚从主序移出不久的主序后恒星，另一些则是演化过程中的处于某一阶段的形式，在这一星族中，存在很多型的变星，如造父变星、天琴座RR型变星等。除此之外，一些处于演化早期的恒星也出现在这一区域中，如金牛座的T型星等，但这一类的恒星周围常有弥漫的气体云，而一般的红巨星则没有，这是两者现象的一个不同之处。各类质量的恒星转化为红巨星的现象是不同的，对于质量较小的恒星（小于太阳质量的一半），氢耗尽后中心发生十分缓慢的收缩，最终在未引起氦燃烧以前就处于简并态的电子气的平衡态，因而收缩就会停止，而外壳则稍稍向外膨胀一下，即失去了可见光谱的辐射能力，转化为核心物质周围的冷的星云，核心部分外层剩余的氢由于不足以支持星体的辐射而逐渐熄灭，逐渐向简并态电子气平衡的核心收缩。星体核心物质转化为一颗白矮星而消亡，质量更大一些的、在太阳质量1.8—2.2倍以下的恒星，氢耗尽以后核心也收缩为电子气的简并态平衡状态，由于外层的氢燃烧产生的氦不断加入，氦核心质量不断增大，因而缓慢向内收缩，当中心的氦核心质量增大到0.45个太阳质量时，氦核心收缩的温度使氦被点燃，核心物质在简并态电子气平衡的条件下发生核燃烧，产生的热量使氦核心发生膨胀，进而恢复为电子气的非兼并态，然后形成稳定的核燃烧，质量更大的恒星，内部会在非简并态下直接发生核燃烧。

对于质量在太阳1.5倍以下的恒星，它在赫罗图上的移动轨迹是一条底部略有曲折的斜向上的曲线，当恒星移动到这条曲线的顶端时，即发生氦燃烧，尔后，由于恒星物质的热逃逸，氦燃烧变得平稳，光度下降，移至略向左倾斜一点的位置，处于长期的停留状态，而质量在太阳1.5倍以上的恒星，在赫罗图上的移动曲线主要表现为一条水平的曲折的向上移动的轨迹，对于质量在太阳10倍以下的恒星，在移向赫罗图右端时发生氦燃烧，质量大于太阳10倍的恒星，在离开主序后的左端部位即发生氦燃烧，氦燃烧的结果是生成碳。

这个反应通常称为反应，实际上是按照上面两步进行的，直接进行反应的几率很小，由于生成的铍是具有放射性的，只要在非常短的时间内就会重新分解为氦，所以第二步的反应必须紧接着第一步的反应很快地进行，反应才能完整地发生，这就要求星体内部具有较高的密度和温度，这和氢的燃烧大不相同了。恒星内部的氦燃烧的时间比氢燃烧短得多，像太阳这样的恒星可持续10亿年，而质量在太阳几倍到几十倍的恒星，就只有几十万年到几千年，比主序星的寿命短得多，这就是为什么恒星大多分布集中在主序上的原因。

形成原因

恒星开始核反应后在反抗引力的持久斗争中，其主要武器就是核能。它的核心就是一颗大核弹，在那里不断地爆炸。正是因为这种核动力能自我调节得几乎精确地与引力平衡，恒星才能在长达数十亿年的时间里保持稳定。热核反应发生在极高温度的原子核之间，因而涉及物质的基本结构。在太阳这样的恒星中心，温度达到一千五百万开氏度，压强则为地球大气压的三千亿倍。在这样的条件下，不仅原子失去了所有电子而只剩下核，而且原子核的运动速度也是如此之高，以至于能够克服电排斥力而结合起来，这就是核聚变。

恒星是在氢分子云的中心产生的，因而主要由氢组成。氢是最简单的化学元素，它的原子核就是一个带正电荷的质子，还有一个带负电荷的电子绕核旋转。恒星内部的温度高到使所有电子都与质子分离，而质子就像气体中的分子在所有方向上运动。由于同种电荷互相排斥，质子就被一种电“盔甲”保护着，从而与其他质子保持距离。但是，在年轻恒星核心的一千五百万开氏度的高温下，质子运动得如此之快，以至于当它们相互碰撞时就能够冲破“盔甲”而粘合在一起，而不是像橡皮球那样再弹开。四个质子聚合，就成为一个氦核。氦是宇宙中第二位最丰富的元素。氦核的质量小于它赖以形成的四个质子质量之和。这个质量差只是总质量的千分之七，但是这一点质量损失转化成了巨大的能量。像太阳那样的恒星有一个巨大的核，在那里每秒钟有六亿吨氢变成氦。巨大的核能量朝向恒星外部猛烈冲击就能阻止引力收缩。

然而，“恒定”的演化历程终将结束，当所有的氢都变成了氦时，核心的火就没有足够的燃料来维持，恒星在主序阶段的平静日子就到了尽头，大动荡的时期来到了。一旦燃料用光，热核反应的速率立即剧减，引力与辐射压之间的平衡被打破了，引力占据了上风。有着氦核和氢外壳的恒星，在自身的重力下开始收缩，压强、密度和温度都随之升高，于是恒星外层尚未动用过的氢开始燃烧，产生的结果是外壳开始膨胀，而核心在收缩。

在大约一亿度的高温下，恒星核心的氦原子核聚变成为碳原子核。每三个氦核聚变成一个碳核，碳核再捕获另外的氦核而形成氧核。这些新反应的速度与缓慢的氢聚变完全不同。它们像闪电一样快地突然起爆（氦闪耀），而使恒星不得不尽可能地相应调整自己的结构。经历约一百万年后，核能量的外流渐趋稳定。此后的几亿年里，恒星处于暂时的平稳，核区的氦在渐渐消耗，氢的燃烧越来越向更外层推进。但是，调整是要付出代价的，这时的恒星将膨胀得极大，以使自己的结构适应于光度的增大。它的体积将增大十亿倍。这个过程中恒星的颜色会改变，因为其外层与高温的核心区相距很远，温度就低了下来。这种状态的恒星称为红巨星。

按一般理论，红巨星应有很厚的对流包层。一般认为，不少恒星在红巨星阶段大概要失去外层物质（这种物质可能形成行星状星云），然后成为白矮星。看来红巨星是大多数恒星要经过的重要演化阶段，但要搞清楚红巨星前后的演化过程，还需要解决许多实测问题和理论问题。

太阳

大约在50亿年后，太阳将成为红巨星，经过科学家们的计算，届时太阳将变得异常巨大，内侧行星。然而，太阳的引力也会因为质量的减少而减弱，因此火星和所有的外行星，都会往外移。在这时候水星，甚至连金星都会被太阳吞噬掉。地球的命运不是很清楚。要是没有潮汐力的话，那地球的轨道就会往外逃到差不多1.3到1.7天文单位。但研究发现因为地球和太阳有潮汐力，地球还是会被太阳的外气层吞噬掉。可是在此之前，当太阳的氢耗尽时，地球的生物圈将会被破坏，额外增加的太阳能也将造成地球海洋的蒸发。过30亿年以后，地球的表面将变得如同金星一般高热。再40亿年以后，地球的空气已经往外太空逸散掉了，最后地球变成焦黑的行星。

天文发现

体积缩小

有研究发现，位于猎户星座的红巨星参宿四15年间体积竟缩小了15%，但天文学家无法解释缩小之谜。参宿四是迄今（2012年）天文学家在宇宙中观测到的十颗最明亮的恒星之一，它是天文学家熟悉的天文观测目标，也是天文学家首次观测到的超大质量恒星，这颗红巨星是哈勃望远镜可以观测到的清晰圆盘状恒星，这是哈勃望远镜能够拍摄到表面状态的第一颗恒星。

碳元素

2012年8月22日，奥地利维也纳大学发表公报说，该大学天文研究所的研究人员发现，一颗红巨星被类似煤烟物质构成的云层所包裹。研究人员借助欧洲南方天文台的甚大天文望远镜观测这颗名为“R Fornacis”的红巨星时发现，它被类似煤烟灰尘构成的云层所包裹。由于红巨星表面温度低，碳元素丰富，因此可能出现复杂的碳氢化合物和固体物质尘埃。这些物质有可能形成适合生命的行星。

太阳演化

2012年8月，国际天文学家小组发现红巨星将内侧轨道天体吞没的证据，暗示50亿年后的太阳也会将地球摧毁。大约在50到75亿年后，足以吞噬掉（2012年）太阳系里，包括地球、火星以内的内侧行星。最终水星，金星，火星甚至连地球都会被太阳吞噬掉。

CW Leo

CW Leo，它是一颗类太阳恒星，诞生时其质量为太阳的4-7倍，但经历了极大的质量流失后，它的质量是太阳的1.2倍，距离地球仅490光年，是最邻近地球的红巨星之一。当前它正在膨胀向太空释放质量进入生命末期。恒星在膨胀过程中将轻微地向外散失灰尘，直到观测到它以恒定流量释放质量，形成平滑的膨胀灰尘气体层，看上去犹如一圈圈清晰的树木年轮。

在过去十年里，天文学家所观测到的CW Leo恒星是不同的。美国纽约大学的帕特里克-哈金斯（Patrick Huggins）说：“这是距离地球最近，持续喷射损耗质量的恒星。”

哈金斯和法国蒙比利埃大学的尼古拉斯-莫隆（Nicolas Mauron）意外发现环绕CW Leo恒星的灰尘层形成一个花生外形，且带有同轴灰尘弧（局部球形壳体）向外膨胀，膨胀范围距离恒星为地日距离的25000倍。依据这颗恒星的膨胀比率，可相应地追溯观测到该恒星8000年前的历史。

迪森称，CW Leo恒星至少环绕着十几个灰尘弧，它们的厚度和位置表明该恒星与邻近灰尘弧外壳的距离发生着变化。那些巨大恒星并不是以恒定比率损失质量，它们处于波动状态。有时恒星损失质量从极地周围，有时从赤道周围。

类似树木年轮的灰尘弧可揭示其形成时间，恒星膨胀向外释放的灰尘壳暗示该过程中形成灰尘弧。恒星喷射灰尘弧之间的间距大约相隔500-1700年。迪森称，恒星表面的温度变化可能使灰尘在较寒冷区域压缩，然后再向外膨胀。

迪森指出，其它红巨星可能也形成类似年轮的灰尘弧，但由于距离地球过于遥远难以详细地观测到它们的灰尘弧。发射的赫歇尔太空望远镜或许未来能观测到更多的类似现象。

迪森认为应该是这样的。她说：“在未来50亿年里，太阳将膨胀成为一颗红巨星，相应地也将出现类似壮观的太空现象。令人遗憾的是，我们不可能测量分析太阳的年轮，在太阳演变为红巨星的过程中，地球将被太阳所吞噬。”

垂死红巨星最后死亡阶段

据国外媒体报道，近日，由各国天文学家组成的科研团队利用阿塔卡玛毫米/亚毫米波阵列望远镜（ALMA）观测到在距离地球3400光年外，一颗名为LL Pegasi的红巨星及其伴星周围气体的螺旋形态。加州大学洛杉矶分校物理与天文学教授Mark Morris表示，我们观测到的这一壮观景象实为一颗垂死红巨星的最后死亡阶段，以风的形式释放出大量气体。在将观测结果与计算机模拟相比较之后，天文学家们认为该系统周围的气体形态是由高度椭圆轨道造成的。

Morris表示，由于质量大量流失的红巨星的轨道运动，构成风的冷分子气体就像花园喷洒器喷射出的水流一样从恒星上喷射而出。ALMA，这个功能强大的望远镜由包括美国在内的诸多国家共同管理使用，能够测量到极短波长的无线电辐射。

利用这个独特的设备，科学家们得以创建出LL Pegasi喷射出的分子气体的3D图像，以及由伴星所引起的螺旋形态。该图像体现了螺旋模式的许多完整演化过程，这为科学家们研究超过5000年的双星系统提供了大量信息。Morris表示，这个罕见的系统为我们了解当恒星损失了大量质量时，这样的系统是如何演变的提供了新视角。

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