紅巨星
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红巨星是巨星的一种,是质量约为0.5至8个太阳质量,恆星的演化的後期阶段。恆星质量不同,寿命不同,可從數億年至百億年不等,而在紅巨星階段僅數百萬年。
分类特征
[编辑]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等则是紅超巨星。
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
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当恒星发展到核心的氫枯竭,聚变反应强度不足以抵抗引力时,就会引力的驱使下收缩,使得外部的物质挤入空出来的空间,形成氢气层——这些氢仍然可以聚变。这时它可能经历赫氏空隙。
同时,先前聚变产生的氦核被重力加熱,氢气层收縮,氢的聚变加速,產生更多的能量,導致恆星比原來亮1,000~10,000倍,並且使体积膨胀。这时体积膨胀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。當恆星的核心持续收缩到足以點燃3氦过程的密度和温度条件,氦融合就会启动。
质量小于2.5倍太阳的恒星的氦核用电子简并压力对抗重力直至成为类似“白矮星”的简并态物质。氦聚变的点燃温度~1亿度,氦聚变的能量堵塞在简并态,触发了热失控的氦闪: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),并向外层传输出巨量的能量,导致恒星突然变亮了一会。氦闪后,核心不再产生能量,外层的氫在較淺的位置上以較複雜的方式繼續聚變成氦。恒星核心再次缓慢积聚氦,较长的一段时间后,氦闪又在富含碳核氧核外的氦包层中發生。這時恆星就位于赫羅圖上的漸近巨星分支,每次氦闪后,从一个红巨星分支进入另一个分支。[1][2][3]
大于太陽質量2.57倍的恆星的核心更热,在成为白矮星密度的简并态前就点燃了氦聚變,平順與持續地反应。当這類恆星初始的重元素含量较低(“贫金属”星)时,它们將進入水平分支——這些恆星在赫羅圖上的位置是水平的分布。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。
不经历红巨星阶段的恒星
[编辑]红矮星(<0.5个太阳质量)只有對流層,恒星处于完全对流状态[5],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。所以這些恆星既使到了晚期氢丰度不是很高的情况下,也不能通过收缩讓累積在核心的氦达到核聚變的温度,既使用盡了氫也不能成為紅巨星。[6]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。
O、B型星(25个太阳质量以上)在主序星阶段位于赫罗图的左上角顶端,是蓝巨星甚至蓝超巨星,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或沃尔夫-拉叶星,以Ⅱ型或Ⅰb、Ⅰc型超新星爆發结束其短暂的生命。
紅巨星的太陽
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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裡包括地球以內的內側行星。[8][9][10]然而,太陽的引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
[编辑]参见
[编辑]参考文献
[编辑]- ^ Our Sun. III. Present and Future (页面存档备份,存于互联网档案馆),2006年11月18日更新。
- ^ lecture18 (页面存档备份,存于互联网档案馆),2006年11月18日更新。
- ^ Lecture 16: Low-Mass Stellar Evolution 互联网档案馆的存檔,存档日期2006-08-30.,2006年11月18日更新。
- ^ orange sphere of the sun. [2008-03-25]. (原始内容存档于2016-02-05).
- ^ The Astrophysics Spectator: Main Sequence Star (页面存档备份,存于互联网档案馆),2006年11月18日更新。
- ^ Late stages of evolution for low-mass stars (页面存档备份,存于互联网档案馆),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]. (原始内容存档于2021-04-04).
- ^ Red Giants. HyperPhysics(hosted by the Department of Physics and Astronomy of Georgia State University). [2006-12-29]. (原始内容存档于2012-02-05).
- ^ Strobel, Nick. Stages 5-7. Lives and Deaths of Stars. 2004-06-02 [2006-12-29]. (原始内容存档于2012-02-05).
- ^ The fading: red giants and white dwarfs. [2006-12-29]. (原始内容存档于2015-05-31).
- ^ Earth may still be vanish before sun expands further on. [2008-03-25]. (原始内容存档于2008-03-17).
- ^ 存档副本. [2018-06-24]. (原始内容存档于2019-03-31).
- Norbert Langer: Leben und Sterben der Sterne. C.H.Beck'sche Verlagsbuchhandlung, München 1995. ISBN 3-406-39720-4. (德文)
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