巨星

  此條目介紹的是天文学中的巨星。关于與此名稱相似的其他條目，请见「巨星 (消歧義)」。

提示：此条目的主题不是距星。

赫羅圖

光譜型態

棕矮星

白矮星

紅矮星

次矮星

主序星

次巨星

巨星

亮巨星

超巨星

特超巨星

絕對

星等

(M_V)

巨星在本質上是一顆半徑和亮度都比主序星大，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和特超巨星^[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，因為它们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]。

一顆類似太陽的紅巨星內部的結構。ESO的影像。

形成

一顆恆星在核心所有的氫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）。之后，维持恆星燃烧的氫會完全耗盡，它將成為一顆以氦為主的白矮星^[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的氫之後，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氦融合所需要的溫度^{[8], p. 169.}，因此他將維持在氫融合狀態下的紅巨星，直到最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氦過程融合成為碳和氧。^{[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碳融合的主序星（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，它們將成為以氧和氖為主的白矮星，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

知名的巨星有各種不同的顏色：

• 天社一（船帆座γ星）：藍色的巨星（O型）。
• 昴宿六（金牛座η星）：藍白色的巨星^[11](B型)；昴宿星團中最亮的恆星^[12]。
• 右樞（天龍座α星）：白色的巨星^[13](A型)。
• 南極（南極座σ星）：黃白色的巨星^[14](F型)；被視為南極星。
• 五車二（御夫座α星）：黃色的巨星^[15](G型)。
• 北河三（雙子座β星）：橘色的巨星^[16](K型)。
• 米拉（鯨魚座ο）：紅色的巨星^[17](M型)。

相關條目

• 主序星
• 紅巨星
• 藍巨星
• 亮巨星
• 超巨星
• 特超巨星

參考資料

1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
2. 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. 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. 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.

外部連結

• Interactive （页面存档备份，存于互联网档案馆） giant star comparison.