红巨星

百科名片

当一颗恒星度过它漫长的青壮年期——主序星阶段，步入老年期时，它将首先变为一颗红巨星。称它为“巨星”，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，根据恒星质量的不同，历时只有数百万年不等，这是恒星几十亿年甚至上百亿年的稳定期相比是非常短暂的。红巨星时期的恒星表面温度相对很低,但极为明亮,因为它们的体积非常巨大。在赫罗图上，红巨星是巨大的非主序星，光谱属于K或M型。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。金牛座的毕宿五和牧夫座的大角星都是红巨星。

目录

?简介

?如何定义

?形成原因

?缩小之谜

?巨星真相

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当一颗恒星度过它漫长的青壮年期——主序星(mainsequence)阶段，步入老年期时，它将首先变为一颗红巨星。

称它为“巨星”，是突出它的体积巨大。在巨星阶段，恒星的体积将膨胀到十亿倍之多。称它为“红”巨星，是因为在这恒星迅速膨胀的同时，它的外表面离中心越来越远，所以温度将随之而降低，发出的光也就越来越偏红。不过，虽然温度降低了一些，可红巨星的体积是如此之大，它的光度也变得很大，极为明亮。肉眼看到的最亮的星中，许多都是红巨星。

在赫罗图(Hertzsprung-Russelldiagram)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。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，使其密度、压强和温度都升高。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。这个过程仅仅持续了数十万年，这颗恒星在迅速膨胀中变为红巨星。红巨星一旦形成，就朝恒星的下一阶段——白矮星进发。当外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，点燃氦聚变。最后的结局将在中心形成一颗白矮星。

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，比主序是的寿命短得多，这就是为什么恒星大多分布集中在主序上的原因。

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。

红巨星一旦形成，就朝恒星的下一阶段——白矮星进发。当外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，点燃氦聚变。最后的结局将在中心形成一颗白矮星。

天文学家声称，位于猎户星座的一颗超大质量红巨星在过去15年里体积竟缩小了15%，但天文学家仍无法解释这颗神秘红巨星缩小之谜。

这颗红巨星叫做“参宿四”，天文学家认为它是一颗红巨星，类似的超大质量恒星都接近生命结束时期，这颗红巨星体积已膨胀至最初的100倍，预计它最终以超新星形式爆炸结束生命，或者不产生猛烈爆炸最终崩溃形成黑洞。参宿四是迄今天文学家在宇宙中观测到的十颗最明亮的恒星之一，它是天文学家所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，现今这颗红巨星是哈勃望远镜可以观测到的清晰圆盘状恒星，而不是一个模糊的光点，这是哈勃望远镜能够拍摄到表面状态的第一颗恒星。

目前这项最新研究报告发表在美国加利福尼亚州帕萨迪那市美国天文学学会会议上，这项最新研究是基于伯克利市红外立体空间干涉仪(ISI)观测的。1993年，天文学家测量参宿四的直径为5.5个天文单位，1个天文单位相当于地球与太阳之间的距离——1.5亿公里。由于过去15年里，它的直径缩小了15%，这就相当于缩小了金星与太阳之间的距离。

加利福尼亚州大学伯克利分校物理学退休教授查尔斯-汤斯(CharlesTownes)说：“观测到这一变化令人非常震惊，我们将在未来几年里继续观测该恒星是否仍在缩小或恢复正常体积。”汤斯于1964年发明了激光和微波激射器而获得了诺贝尔物理奖。

研究人员称，虽然这颗恒星的体积在缩小，但是在过去15年里它的可见亮度并没有减弱。伯克利分校太空科学实验室物理学家爱德华-威斯诺维(EdwardWishnow)说：“我们并不知道这颗恒星为什么会缩小，考虑到我们对于星系和遥远宇宙的认识，我们只是了解甚少，关于恒星以及红巨星在生命末期所出现的变化，我们掌握得并不多。”汤斯将计划继续对参宿四进行观测，希望能够发现该恒星直径变化的模式。他称：当你更加准确地研究一些事情时，你将获得更多令人惊奇的发现，并能充分地揭示出事物的本质和重要性。

红巨星衰亡时期外围炽热物质膨胀范围模型。以太阳系为参照，三个行星轨道从内向外依次是地球、火星和木星。今天的全球变暖日益明显，但是与天文学家近日从望远镜设备中观测的宇宙中恒星的高温膨胀过程相比，简直就是小巫见大巫了。

通过国际天文学家合作研究发现，通过对宇宙深处数颗衰老膨胀的恒星及其周边环境的仔细观测，进一步揭开宇宙中衰亡恒星——红巨星的真实面目；研究结果使我们可以清晰的预见数十亿年后地球末日来临时的情景：我们赖以生存的地球最终将面临高温炽热的无情吞噬。因为经过天文学家测算，恒星在衰亡时将向外不断膨胀，到那时候曾给予地球温暖阳光的太阳最终也会把地球彻底烤干。

此次天文学家对所观测的猎户座一等星星宿四(Betelgeuse)和心大星(Antares)均属于米拉级恒星，是红巨星中体积最大的一类衰亡恒星，由于其体积异常庞大有时也会被成为红超巨星。科学解释认为在这类米拉级恒星星体中，供给其热核反应堆能量的氢元素已经基本耗尽，此时这种衰亡恒星便会不断向外围膨胀，其扩张范围的直径将大大超出地球绕日轨道。而且中心的老恒星会象心脏一样有规律地膨胀和收缩，这种规律性搏动周期大约仅需一年左右时间便可完成一次。

据法国巴黎天文台的研究人员盖伊－佩兰介绍，当的太阳在数十亿年后也进入到这一阶段，届时其周边温度将急剧升高。预计随着恒星的规律性搏动，地球表面温度最高将可能达到3000摄氏度。“这一直接的后果就是，地球上的生命将消失殆尽。”佩兰博士说：“只不过好在这是数十亿年以后的事了。”此次天文学家在研究工作中将数台大型望远镜组合起来，形成了一个高效的超大型天文观测体系，利用干涉测量技术，首次清晰地观测到了恒星表面以外的光球层区域。此次研究中的近红外观测数据均来自美国亚利桑那州史密森天体物理天文台。天文学家介绍称：“每经历一次规律性搏动过程，这些红巨星便会失去部分质量，形成大量的星级介质。”根据佩兰博士的解释认为，实际测算显示出每当这些衰老恒星膨胀收缩一次，就会有相当于三分之一个地球那么多的物质被抛射到宇宙星际空间中，届时我们将看到异常美丽的星云扩散场面。不过到目前为止，科学家们还不清楚具体是什么原因产生这一奇异过程。佩兰博士说：“现在的观点认为，这种扩张收缩过程使得恒星物质漂浮出星体表面，并形成了宇宙尘埃，同时在恒星发出象风一样的光热辐射作用下远离星体，被吹向广袤宇宙空间中。”

在此次最新研究中发现，就在这种恒星辐射风的后面，还存在着一层由水汽和一氧化碳物质层，这一气体层远离恒星表面并将星体团团围住。这使得研究人员感到异常困惑，因为光靠大气压力的作用还不足以能支撑这一又高又厚的物质层。佩兰和他的研究小组认为，很可能恒星离子在其中起到了一定作用。同时此次天文学家还通过研究进一步核实了米拉级恒星的直径大小，他们认为此类红巨星其表层直径比早先认为的要小，大于只有原先预计的70％左右。以太阳系作为参照，其恒星表层直径大约在火星绕日轨道(大于地球绕日轨道)范围左右；而最新发现的水汽和一氧化碳混合层则远离恒星表层，其与恒星中心点距离大约相当于太阳系中火星木星之间的小行星带轨道半径距离。

此次研究小组美国成员，来自亚利桑那州图桑市的美国国家光学天文台的斯蒂芬－瑞基韦表示：“此次的发现解决了以往对米拉级恒星体积大小的争论，同时也进一步描述出恒星衰老搏动的过程及其组成物质，这些发现对于其它恒星也将非常适用。”

到此为止我们可以最终得出这样的结论：当我们的太阳衰老膨胀时，地球将被彻底吞噬并最终蒸发干净，同时紧挨地球的火星最终也将面临被烧焦的厄运。现在所剩下的问题之一就是，象有些科学家推测的那样，地球上的生命迹象到底是终结于极度干旱呢，还是被最终被炽热的太阳膨胀物吞噬后来个彻底的“油炸”呢？

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