巨星

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一顆類似太陽的紅巨星內部的結構。ESO的影像。

巨星在本質上是一顆半徑亮度都比主序星大,但卻有相同的表面溫度的恆星[1]。典型上,巨星的半徑是太陽半徑的10倍至100倍,亮度則是太陽的10倍至1,000倍。比巨星更亮的恆星是超巨星特超巨星[2][3];一顆高溫、明亮的主序星有時也會被歸類為巨星[4]。此外,因為它們的高亮度和大的半徑,巨星在赫羅圖上的位置高於主序星(在約克光譜分類為亮度分類V),並且對應於光度分類的II或III [5]

形成[編輯]

一顆恆星在核心所有的都經由核融合耗盡後,將離開主序帶成為一顆巨星[5]。但是,一顆原始質量低於0.25太陽質量的恆星則不會成為巨星。這樣的恆星,一生中大部份的時間都經由對流混合它們的內部,因此它們可以繼續氫的融合,時間可以長達1012年(一千億年),遠比宇宙現在的年齡還更長久。但是,最終它們將發展出一個輻射的核心,核心的氫已經耗盡,和一個圍繞著核心燃燒著氫的外殼(質量超過0.16太陽質量的恆星在這時可能會膨脹,但不會非常巨大)。不久,提供恆星供亮度的氫會完全耗盡,它將成為一顆以為主的白矮星[6]

如果一顆恆星的質量大於0.25太陽量,當它耗盡核心所有能進行核融合之後,核心將會開始收縮。氫的融合改由在富含氦的核心外的含氫的殼層進行,並且恆星的外層會膨脹而且溫度會下降。在這個階段的演化,在赫羅圖上標示的位置在次巨星分支上,恆星的亮度大約維持在幾乎不變,但表面溫度下降。最後,恆星將上升進入赫羅圖上的紅巨星分支。在此時,恆星的表面溫度是典型的紅巨星,它的表面亮度大約保持穩定不變,但是半徑劇烈的增加。核心將繼續收縮,使核心溫度升高[7], § 5.9.

如果恆星的質量,當它在主序帶時,低於0.5倍太陽質量,一般認為核心的溫度永遠不會達到融合所需要的溫度[8], p. 169.,因此他將維持在氫融合狀態下的紅巨星,直到做終成為一顆氦的白矮星[7], § 4.1, 6.1.否則,當核心的溫度達到約108 K,在核心的氦將經由3氦過程融合成為[7],§ 5.9, chapter 6.氦融合產生的能量導致核心的膨脹,這會導致圍繞在核心外的氫融合層壓力降低,這也減低了能量的代謝率。恆星的亮度降低,外層再度收縮,恆星離開了紅巨星分支[9],其後續的演化將取決於它的質量。如果質量不是太大,它可以進入赫羅圖上的水平分支,或是它的位置可能將在圖中的迴圈中移動[7], chapter 6.。如果它的質量沒有超過8倍太陽質量,最終它將耗盡在核心的氦,並且開始融合圍繞在核心周圍的氦。這將會使恆星的亮度再度增加,使恆星成為AGB恆星,在赫羅圖中下降進入漸近巨星分支。在這顆恆星卸除了大部份的質量之後,殘留的核心將成為一顆富含碳-氧的白矮星[7], § 7.1–7.4.

對質量大到足以點燃融合的主序星(大約8倍太陽質量[7], p. 189,在許多地方都必須修改演化圖。在離開主序代之後,恆星的亮度不會增加太多,但是顏色會變得更紅。它們可成為紅超巨星,或是因為質量流失也可能使它們成為藍超巨星[10], pp. 33–35;  [2]最後,它們將成為以為主的白矮星,或是它會經歷核塌縮超新星形成中子星或是黑洞[7], § 7.4.4–7.8.

例子[編輯]

知名的巨星有各種不同的顏色:

相關條目[編輯]

參考資料[編輯]

  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. 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, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
  9. ^ Giants and Post-Giants, 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 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.

外部鏈結[編輯]