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紅巨星和太陽的比較

红巨星是巨星的一种，是恆星的一種衰變狀態，根据恒星质量的不同，存在期只有数百万年不等。质量通常约为0.5至8个太阳质量，质量更大的称为红超巨星，質量再大的為紅特超巨星。

分类特征

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。鯨魚座的薴藁增二、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

哈勃於1997年拍攝的紅巨星蒭藁增二。

膨脹過程

質量在太陽的0.5至7倍之間的恆星，在耗盡了核心的氫燃料之後，燃燒將會移至核心外圍的氫氣層。因為惰性的氦核本身沒有能源，便因為重力而收縮並被加熱，在上面的氫也會跟著一起收縮，因此融合的速度會增加，產生更多的能量，導致恆星變得更為明亮（比原來亮1,000～10,000倍）並且使体积膨胀。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。理論上，恆星光譜從A至K的主序星會演化成為紅巨星及红超巨星，而O與B型的恆星會成為蓝超巨星（与红巨星演化有很多不同处）。

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。

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，類似的氦闪又在富含碳-氧内核外的氦包层中再次發生。這時的恆星就位于赫羅圖上的漸近巨星分支上，每次氦闪后，从一个红巨星分支进入另一个分支。^[1]^[2]^[3]

大于太陽質量2.57倍的恆星，由于氢核聚变速度更快、核心更热，氦聚變可以在核心尚未收缩到白矮星密度的简并态前就点燃，整个核反應會比較平順與持續的進行。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]

不经历红巨星阶段的恒星

質量很低的红矮星（＜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。

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型超新星爆發结束其短暂的生命。

紅巨星的太陽

比较当前作为主序星的太阳和将来成为红巨星的太阳。

大約在50到75億年後，太陽將成為紅巨星^[7]，經過科學家們的計算，屆時太陽將變得異常巨大，足以吞噬掉目前太陽系裡，包括地球大概火星以內的內側行星。^[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差不多一定會被太陽吞噬掉。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到差不多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，額外增加的太陽能也將造成地球海洋的蒸發。過30億年以後，地球的表面將變得如同金星一般高熱。再50億年以後，地球的空氣已經往外太空逸散掉了，最後地球變成焦黑的行星。^[11]^[12]

小說中的紅巨星

在超人的漫畫書中，毀滅了的超人出生地克利普頓星所在的行星系即是繞著紅巨星運行，而故事情節裡則設定超人的力量來源取源於地球所環繞的黃色太陽。

参见

藍巨星

紅矮星

超巨星

紅超巨星

白矮星

紅特超巨星

参考文献

^ Our Sun. III. Present and Future，2006年11月18日更新。

^ lecture18，2006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

^ The Astrophysics Spectator: Main Sequence Star，2006年11月18日更新。

^ Late stages of evolution for low-mass stars，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

^ Red Giants. HyperPhysics（hosted by the Department of Physics and Astronomy of Georgia State University）. [2006-12-29].

^ Strobel, Nick. Stages 5-7. Lives and Deaths of Stars. 2004-06-02 [2006-12-29].

^ The fading: red giants and white dwarfs. [2006-12-29].

^ Earth may still be vanish before sun expands further on. [2008-03-25]. （原始内容存档于2008-03-17）.

^ https://plus.google.com/101594126513580211263/posts/BhZsjZ7iHTx

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Norbert Langer: Leben und Sterben der Sterne. C.H.Beck'sche Verlagsbuchhandlung, München 1995. ISBN 3-406-39720-4. （德文）

[1] Our Sun. III. Present and Future，2006年11月18日更新。

[2] ture18，2006年11月18日更新。

[3] 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。

[4] range sphere of the sun

[5] The Astrophysics Spectator: Main Sequence Star，2006年11月18日更新。

[6] Late stages of evolution for low-mass stars，2006年11月18日更新。

[7] Our Sun. III. Present and Future,by Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E., Astrophysical Journal v.418, p.457

[8] Red Giants. HyperPhysics（hosted by the Department of Physics and Astronomy of Georgia State University）. [2006-12-29].

[9] Strobel, Nick. Stages 5-7. Lives and Deaths of Stars. 2004-06-02 [2006-12-29].

[10] The fading: red giants and white dwarfs. [2006-12-29].

[11] Earth may still be vanish before sun expands further on. [2008-03-25]. （原始内容存档于2008-03-17）.

[12] ttps://plus.google.com/101594126513580211263/posts/BhZsjZ7iHTx

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