基本介绍

红巨星

在赫罗图（ Hertzsprung-Russell diagram）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，恒星内部氢的燃烧消耗极快，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坍塌，使其密度、压强和温度都急剧升高，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。这个过程仅仅持续数十万年，这颗恒星在迅速膨胀中变为红巨星。氦聚变最后的结局，是在中心形成一颗白矮星。

发现演化

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质量在太阳的9至40倍之间的恒星，在耗尽了核心的氢燃料之后，燃烧将会移至核心外围的氢气层。因为惰性的氦核本身没有能源，便因为重力而收缩并被加热，在上面的氢也会跟着一起收缩，因此融合的速度会增加，产生更多的能量，导致恒星变得更为明亮(比原来亮1,000～10,000倍)并且使体积膨胀。体积膨胀的程度超过发光能力的增加，因此表面的有效温度下降。表面温度的下降使得恒星的颜色倾向红色，因此称为红巨星。理论上，恒星光谱从A至K的主序星会演化成为红巨星及红超巨星，而O与B型的恒星会成为蓝超巨星（与红巨星演化有很多不同处）。

当恒星的核心持续收缩到足以点燃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，外层的氢在较浅的位置上以较复杂的方式继续聚变成氦。恒星核心再次缓慢积聚氦，较长的一段时间后，类似的氦闪又在富含碳-氧内核外的氦包层中再次发生。这时的恒星就位于赫罗图上的渐近巨星分支上，每次氦闪后，从一个红巨星分支进入另一个分支。

大于太阳质量2.57倍的恒星，由于氢核聚变速度更快、核心更热，氦聚变可以在核心尚未收缩到白矮星密度的简并态前就点燃，整个核反应会比较平顺与持续的进行。当这类恒星初始的重元素含量较低（“贫金属”星）时，它们将进入水平分支——这些恒星在赫罗图上的位置是水平的分布。富含金属的恒星在这个阶段则群聚成赫罗图上的红群聚。

观测资料

体积缩小

有研究发现，位于猎户星座的红巨星参宿四15年间体积竟缩小了15%，但天文学家无法解释缩小之谜。参宿四是迄今（2012年）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，这颗红巨星是哈勃望远镜可以观测到的清晰圆盘状恒星，这是哈勃望远镜能够拍摄到表面状态的第一颗恒星。

碳元素

太阳向红巨星演化

2012年8月22日，奥地利维也纳大学发表公报说，该大学天文研究所的研究人员发现，一颗红巨星被类似煤烟物质构成的云层所包裹。研究人员借助欧洲南方天文台的甚大天文望远镜观测这颗名为“R Fornacis”的红巨星时发现，它被类似煤烟灰尘构成的云层所包裹。由于红巨星表面温度低，碳元素丰富，因此可能出现复杂的碳氢化合物和固体物质尘埃。这些物质有可能形成适合生命的行星。

太阳演化

2012年8月，国际天文学家小组发现红巨星将内侧轨道天体吞没的证据，暗示50亿年后的太阳也会将地球摧毁。大约在50到75亿年后，足以吞噬掉（2012年）太阳系里，包括地球、火星以内的内侧行星。最终水星，金星，火星甚至连地球都会被太阳吞噬掉4。

CWLeo