紅巨星

紅巨星

當一顆恆星度過它漫長的青壯年期--主序星階段,步入老年期時,它將首先變為一顆紅巨星。紅巨星是恆星燃燒到後期所經歷的一個較短的不穩定階段,根據恆星質量的不同,歷時隻有數百萬年不等,這與恆星幾十億年甚至上百億年的穩定期相比是非常短暫的。紅巨星時期的恆星表面溫度相對很低,但極為明亮,因為它們的體積非常巨大。在赫羅圖上,紅巨星是巨大的非主序星,光譜屬于K或M型。之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。金牛座的畢宿五牧夫座的大角星是紅巨星,獵戶座的參宿四則是紅超巨星。

  • 中文名稱
    紅巨星
  • 質量
    約為0.5至7個太陽質量
  • 原因
    恆星的一種衰變狀態
  • 元素
    核心是碳等更重的元素

介紹

赫羅圖( Hertzsprung-Russell diagram)中, 紅巨星分布在主星序區的右上方的一個相當密集的區域內,差不多呈水準走向。

紅巨星紅巨星

恆星依靠其內部的熱核聚變而熊熊燃燒著。核聚變的結果,是把每四個氫原子核結合成一個氦原子核,並釋放出大量的原子能,形成輻射壓。處于主星序階段的恆星,核聚變主要在它的中心(核心)部分發生,輻射壓與它自身收縮的引力相平衡,恆星內部氫的燃燒消耗極快,中心形成氦核並且不斷增大。隨著時間的延長,氦核周圍的氫越來越少 ,中心核產生的能量已經不足以維持其輻射,于是平衡被打破,引力佔了上風,有著氦核和氫外殼的恆星在引力作用下收縮坍塌,使其密度、壓強和溫度都急劇升高,氫的燃燒向氦核周圍的一個殼層裏推進。這以後恆星演化的過程是:核心收縮、外殼膨脹--燃燒殼層內部的氦核向內收縮並變熱,而其恆星外殼則向外膨脹並不斷變冷,表面溫度大大降低。這個過程僅僅持續數十萬年,這顆恆星在迅速膨脹中變為紅巨星。氦聚變最後的結局,是在中心形成一顆白矮星。

分類特征

赫羅圖上,紅巨星是巨大的非主序星,光譜屬于K或M型。之所以被稱為紅巨星,是因為看起來的顏色是紅的,體積又很巨大的緣故。鯨魚座的苧藁增二、金牛座的畢宿五牧夫座大角星等都是紅巨星;而天蠍座的心宿二、獵戶座的參宿四、大犬座VY等則是紅超巨星。

大部分的紅巨星,其核心是未聚變的氦,能量由氦核外的氫燃燒包層提供,它們在圖上構成了紅巨星分支(RGB星)。另外一些,其核心是碳等更重的元素,外部是在燃燒的氦包層和氫包層,它們構成了圖上水準的漸近巨星分支(AGB星)。在恆星大氣中碳含量比氧含量還高的碳星中,AGB星的光譜類型一般屬于C-N到C-R型。

演化

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)並且使體積膨脹。體積膨脹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紅超巨星,而O與B型的恆星會成為藍超巨星(與紅巨星演化有很多不同處)。

當恆星的核心持續收縮到足以點燃3氦過程的密度和溫度條件,氦融合就會啓動。

對質量小于2.5倍太陽的恆星而言,氦核心需要持續收縮以對抗越來越多的核心的氦積聚,對抗重力的唯有電子簡並壓力。所以,當溫度上升到~1億度的點燃溫度時,早已是類似"白矮星"一般的簡並態致密核。這樣的氦燃燒無法及時通過熱膨脹把能量傳輸出去,就會出現熱失控的氦閃,大約在1分鍾內,氦核的大部分都聚變為碳核(以及後續的氧核),並向恆星外層傳輸出巨量的能量,導致恆星突然性變亮,並持續一個短周期。然後,核心又不再產生能量,外層的氫在較淺的位置上以較復雜的方式繼續聚變成氦。恆星核心再次緩慢積聚氦,較長的一段時間後,類似的氦閃又在富含碳-氧核心外的氦包層中再次發生。這時的恆星就位于赫羅圖上的漸近巨星分支上,每次氦閃後,從一個紅巨星分支進入另一個分支。

大于太陽質量2.57倍的恆星,由于氫核聚變速度更快、核心更熱,氦聚變可以在核心尚未收縮到白矮星密度的簡並態前就點燃,整個核反應會比較平順與持續的進行。當這類恆星初始的重元素含量較低("貧金屬"星)時,它們將進入水準分支--這些恆星在赫羅圖上的位置是水準的分布。富含金屬的恆星在這個階段則群聚成赫羅圖上的紅群聚。

如何定義

紅巨星是一種演化晚期的恆星,廣義上包括氫燃燒以後離開主星序的所有的大光度的恆星,它們位于赫羅圖的右方或右上方,屬于巨星支或超巨星支,通常這些巨星支或超巨星支的恆星大部分是體積和光度均很大的K型星和M型星,因而是光色發紅的低溫恆星,故稱為紅巨星,一部分則為O型和B型的藍巨星或藍白巨星,還有一些為亞巨星支的G、F、A型黃巨星或黃白巨星、白巨星,這類天體的一部分靠近主序的是剛剛從主序移出不久的主序後恆星,另一些則是演化過程中的處于某一階段的形式,在這一星族中,存在很多型的變星,如造父變星天琴座RR型變星等,除此之外,一些處于演化早期的恆星也出現在這一區域中,如金牛座的T型星等,但這一類的恆星周圍常有彌漫的氣體雲,而一般的紅巨星則沒有,這是兩者現象的一個不同之處。各類質量的恆星轉化為紅巨星的現象是不同的,對于質量較小的恆星(小于太陽質量的一半),氫耗盡後中心發生十分緩慢的收縮,最終在未引起氦燃燒以前就處于簡並態的電子氣的平衡態,因而收縮就會停止,而外殼則稍稍向外膨脹一下,即失去了可見光譜的輻射能力,轉化為核心物質周圍的冷的星雲,核心部分外層剩餘的氫由于不足以支持星體的輻射而逐漸熄滅,逐漸向簡並態電子氣平衡的核心收縮。星體核心物質轉化為一顆白矮星而消亡,質量更大一些的、在太陽質量1.8-2.2倍以下的恆星,氫耗盡以後核心也收縮為電子氣的簡並態平衡狀態,由于外層的氫燃燒產生的氦不斷加入,氦核心質量不斷增大,因而緩慢向內收縮,當中心的氦核心質量增大到0.45個太陽質量時,氦核心收縮的溫度使氦被點燃,核心物質在簡並態電子氣平衡的條件下發生核燃燒,產生的熱量使氦核心發生膨脹,進而恢復為電子氣的非兼並態,然後形成穩定的核燃燒,質量更大的恆星,內部會在非簡並態下直接發生核燃燒。

紅巨星紅巨星

對于質量在太陽1.5倍以下的恆星,它在赫羅圖上的移動軌跡是一條底部略有曲折的斜向上的曲線,當恆星移 動到這條曲線的頂端時,即發生氦燃燒,爾後,由于恆星物質的熱逃逸,氦燃燒變得平穩,光度下降,移至略向左傾斜一點的位置,處于長期的停留狀態,而質量在太陽1.5倍以上的恆星,在赫羅圖上的移動曲線主要表現為一條水準的曲折的向上移動的軌跡,對于質量在太陽10倍以下的恆星,在移向赫羅圖右端時發生氦燃燒,質量大于太陽10倍的恆星,在離開主序後的左端部位即發生氦燃燒,氦燃燒的結果是生成碳。

紅巨星圖片紅巨星圖片

這個反應通常稱為反應,實際上是按照上面兩步進行的,直接進行反應的幾率很小,由于生成的鈹是具有放射性的,隻要在非常短的時間內就會重新分解為氦,所以第二步的反應必須緊接著第一步的反應很快地進行,反應才能完整地發生,這就要求星體內部具有較高的密度和溫度,這和氫的燃燒大不相同了。恆星內部的氦燃燒的時間比氫燃燒短得多,像太陽這樣的恆星可持續10億年,而質量在太陽幾倍到幾十倍的恆星,就隻有幾十萬年到幾千年,比主序星的壽命短得多,這就是為什麽恆星大多分布集中在主序上的原因。

形成原因

恆星開始核反應後在反抗引力的持久鬥爭中,其主要武器就是核能。它的核心就是一顆大核彈,在那裏不斷地爆炸。正是因為這種核動力能自我調節得幾乎精確地與引力平衡,恆星才能在長達數十億年的時間裏保持穩定。熱核反應發生在極高溫度的原子核之間,因而涉及物質的基本結構。在太陽這樣的恆星中心,溫度達到一千五百萬開氏度,壓強則為地球大氣壓的三千億倍。在這樣的條件下,不僅原子失去了所有電子而隻剩下核,而且原子核的運動速度也是如此之高,以至于能夠克服電排斥力而結合起來,這就是核聚變

紅巨星紅巨星

恆星是在氫分子雲的中心產生的,因而主要由氫組成。氫是最簡單的化學元素,它的原子核就是一個帶正電荷的質子,還有一個帶負電荷的電子繞核旋轉。恆星內部的溫度高到使所有電子都與質子分離,而質子就像氣體中的分子在所有方向上運動。由于同種電荷互相排斥,質子就被一種電"盔甲"保護著,從而與其他質子保持距離。但是,在年輕恆星核心的一千五百萬開氏度的高溫下,質子運動得如此之快,以至于當它們相互碰撞時就能夠沖破"盔甲"而粘合在一起,而不是像橡皮球那樣再彈開。四個質子聚合,就成為一個氦核。氦是宇宙中第二位最豐富的元素。氦核的質量小于它賴以形成的四個質子質量之和。這個質量差隻是總質量的千分之七,但是這一點質量損失轉化成了巨大的能量。像太陽那樣的恆星有一個巨大的核,在那裏每秒鍾有六億噸氫變成氦。巨大的核能量朝向恆星外部猛烈沖擊就能阻止引力收縮

然而,"恆定"的演化歷程終將結束,當所有的氫都變成了氦時,核心的火就沒有足夠的燃料來維持,恆星在主序階段的平靜日子就到了盡頭,大動蕩的時期來到了。一旦燃料用光,熱核反應的速率立即劇減,引力與輻射壓之間的平衡被打破了,引力佔據了上風。有著氦核和氫外殼的恆星,在自身的重力下開始收縮,壓強、密度和溫度都隨之升高,于是恆星外層尚未動用過的氫開始燃燒,產生的結果是外殼開始膨脹,而核心在收縮。

在大約一億度的高溫下,恆星核心的氦原子核聚變成為碳原子核。每三個氦核聚變成一個碳核,碳核再捕獲另外的氦核而形成氧核。這些新反應的速度與緩慢的氫聚變完全不同。它們像閃電一樣快地突然起爆(氦閃耀),而使恆星不得不盡可能地相應調整自己的結構。經歷約一百萬年後,核能量的外流漸趨穩定。此後的幾億年裏,恆星處于暫時的平穩,核區的氦在漸漸消耗,氫的燃燒越來越向更外層推進。但是,調整是要付出代價的,這時的恆星將膨脹得極大,以使自己的結構適應于光度的增大。它的體積將增大十億倍。這個過程中恆星的顏色會改變,因為其外層與高溫的核心區相距很遠,溫度就低了下來。這種狀態的恆星稱為紅巨星。

按一般理論,紅巨星應有很厚的對流包層。一般認為,不少恆星在紅巨星階段大概要失去外層物質(這種物質可能形成行星狀星雲),然後成為白矮星。看來紅巨星是大多數恆星要經過的重要演化階段,但要搞清楚紅巨星前後的演化過程,還需要解決許多實測問題和理論問題。

巨星真相

紅巨星衰亡時期外圍熾熱物質膨脹範圍模型。以太陽系為參照, 三個行星軌道從內向外依次是地球、火星和木星。 今天的全球變暖日益明顯,但是與天文學家從望遠鏡設備中觀測的宇宙中恆星的高溫膨脹過程相比,簡直就是小巫見大巫了。

通過國際天文學家合作研究發現,通過對宇宙深處數顆衰老膨脹的恆星及其周邊環境的仔細觀測,進一步揭開宇宙中衰亡恆星--紅巨星的真實面目;研究結果使我們可以清晰的預見數十億年後地球末日來臨時的情景:我們賴以生存的地球最終將面臨高溫熾熱的無情吞噬。因為經過天文學家測算,恆星在衰亡時將向外不斷膨脹,到那時候曾給予地球溫暖陽光的太陽最終也會把地球徹底烤幹。

此次天文學家對所觀測的獵戶座一等星參宿四(Betelgeuse)和大火(Antares)均屬于米拉級恆星,是紅巨星中體積最大的一類衰亡恆星,由于其體積異常龐大有時也會被成為紅超巨星。科學解釋認為在這類米拉級恆星星體中,供給其熱核反應堆能量的氫元素已經基本耗盡,此時這種衰亡恆星便會不斷向外圍膨脹,其擴張範圍的直徑將大大超出地球繞日軌道。而且中心的老恆星會象心髒一樣有規律地膨脹和收縮,這種規律性搏動周期大約僅需一年左右時間便可完成一次。

紅巨星紅巨星

據法國巴黎天文台的研究人員蓋伊-佩蘭介紹,當的太陽在數十億年後也進入到這一階段,屆時其周邊溫度將急劇升高。預計隨著恆星的規律性搏動,地球表面溫度最高將可能達到3000攝氏度。"這一直接的後果就是,地球上的生命將消失殆盡。"佩蘭博士說:"隻不過好在這是數十億年以後的事了。" 此次天文學家在研究工作中將數台大型望遠鏡組合起來,形成了一個高效的超大型天文觀測體系,利用幹涉測量技術,首次清晰地觀測到了恆星表面以外的光球層區域。此次研究中的近紅面板測資料均來自美國亞利桑那州史密森天體物理天文台。天文學家介紹稱:"每經歷一次規律性搏動過程,這些紅巨星便會失去部分質量,形成大量的星級介質。"根據佩蘭博士的解釋認為,實際測算顯示出每當這些衰老恆星膨脹收縮一次,就會有相當于三分之一個地球那麽多的物質被拋射到宇宙星際空間中,屆時我們將看到異常美麗的星雲擴散場面。不過到目前為止,科學家們還不清楚具體是什麽原因產生這一奇異過程。佩蘭博士說:"現在的觀點認為,這種擴張收縮過程使得恆星物質漂浮出星體表面,並形成了宇宙塵埃,同時在恆星發出象風一樣的光熱輻射作用下遠離星體,被吹向廣袤宇宙空間中。"

在此次最新研究中發現,就在這種恆星輻射風的後面,還存在著一層由水汽和一氧化碳物質層,這一氣體層遠離恆星表面並將星體團團圍住。這使得研究人員感到異常困惑,因為光靠大氣壓力的作用還不足以能支撐這一又高又厚的物質層。佩蘭和他的研究小組認為,很可能恆星離子在其中起到了一定作用。同時此次天文學家還通過研究進一步核實了米拉級恆星的直徑大小,他們認為此類紅巨星其表層直徑比早先認為的要小,大于隻有原先預計的70%左右。以太陽系作為參照,其恆星表層直徑大約在火星繞日軌道(大于地球繞日軌道)範圍左右;而最新發現的水汽和一氧化碳混合層則遠離恆星表層,其與恆星中心點距離大約相當于太陽系中火星木星之間的小行星帶軌道半徑距離。

此次研究小組美國成員,來自亞利桑那州圖桑市的美國國家光學天文台的斯蒂芬-瑞基韋表示:"此次的發現解決了以往對米拉級恆星體積大小的爭論,同時也進一步描述出恆星衰老搏動的過程及其組成物質,這些發現對于其它恆星也將非常適用。"

到此為止我們可以最終得出這樣的結論:當我們的太陽衰老膨脹時,地球將被徹底吞噬並最終蒸發幹凈,同時緊挨地球的火星最終也將面臨被燒焦的厄運。如今所剩下的問題之一就是,象有些科學家推測的那樣,地球上的生命跡象到底是終結于極度幹旱呢,還是被最終被熾熱的太陽膨脹物吞噬後來個徹底的"油炸"呢!

恆星

質量很低的紅矮星(<0.5個太陽質量)隻有對流層,恆星處于完全對流狀態,恆星的元素豐度基本各處相同。由于核心的溫度本來就不是很高,而且質量太小,整個恆星無需過于收縮以頂住引力。所以這些恆星即使到了晚期氫豐度不是很高的情況下,也不能通過收縮讓累積在核心的氦達到核聚變的溫度,既使用盡了氫也不能成為紅巨星。由于它們的主序星階段生命遠遠長于我們宇宙的年齡,這類恆星的演化僅是理論上的,並無觀測實例。

質量極高的O、B型星(25個太陽質量以上),其主序星階段就位于赫羅圖的左上角頂端,屬于藍巨星甚至藍超巨星。它們將一直在赫羅圖的最上方水準移動,氦融合開始後可能成為高光度藍變星,也可能成為沃爾夫-拉葉星。接著它們就以Ⅱ型或Ⅰb、Ⅰc型超新星爆發結束其短暫的生命。

太陽

大約在50億年後,太陽將成為紅巨星,經過科學家們的計算,屆時太陽將變得異常巨大,內側行星。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,甚至連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到差不多1.3到1.7天文單位。但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40億年以後,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。

天文發現

體積縮小

有研究發現,位于獵戶星座的紅巨星參宿四15年間體積竟縮小了15%,但天文學家無法解釋縮小之謎。參宿四是迄今(2012年)天文學家在宇宙中觀測到的十顆最明亮的恆星之一,它是天文學家熟悉的天文觀測目標,也是天文學家首次觀測到的超大質量恆星,這顆紅巨星是哈勃望遠鏡可以觀測到的清晰圓盤狀恆星,這是哈勃望遠鏡能夠拍攝到表面狀態的第一顆恆星。

碳元素

2012年8月22日,奧地利維也納大學發表公報說,該大學天文研究所的研究人員發現,一顆紅巨星被類似煤煙物質構成的雲層所包裹。研究人員借助歐洲南方天文台的甚大天文望遠鏡觀測這顆名為"R Fornacis"的紅巨星時發現,它被類似煤煙灰塵構成的雲層所包裹。由于紅巨星表面溫度低,碳元素豐富,因此可能出現復雜的碳氫化合物和固體物質塵埃。這些物質有可能形成適合生命的行星。

太陽向紅巨星演化太陽向紅巨星演化

太陽演化

2012年8月,國際天文學家小組發現紅巨星將內側軌道天體吞沒的證據,暗示50億年後的太陽也會將地球摧毀。大約在50到75億年後,足以吞噬掉(2012年)太陽系裏,包括地球、火星以內的內側行星。最終水星,金星,火星甚至連地球都會被太陽吞噬掉。

CW Leo

CW Leo,它是一顆類太陽恆星,誕生時其質量為太陽的4-7倍,但經歷了極大的質量流失後,它的質量是太陽的1.2倍,距離地球僅490光年,是最鄰近地球的紅巨星之一。當前它正在膨脹向太空釋放質量進入生命末期。恆星在膨脹過程中將輕微地向外散失灰塵,直到觀測到它以恆定流量釋放質量,形成平滑的膨脹灰塵氣體層,看上去猶如一圈圈清晰的樹木年輪。

在過去十年裏,天文學家所觀測到的CW Leo恆星是不同的。美國紐約大學的帕特裏克-哈金斯(Patrick Huggins)說:"這是距離地球最近,持續噴射損耗質量的恆星。"

哈金斯和法國蒙比利埃大學的尼古拉斯-莫隆(Nicolas Mauron)意外發現環繞CW Leo恆星的灰塵層形成一個花生外形,且帶有同軸灰塵弧(局部球形殼體)向外膨脹,膨脹範圍距離恆星為地日距離的25000倍。依據這顆恆星的膨脹比率,可相應地追溯觀測到該恆星8000年前的歷史。

迪森稱,CW Leo恆星至少環繞著十幾個灰塵弧,它們的厚度和位置表明該恆星與鄰近灰塵弧外殼的距離發生著變化。那些巨大恆星並不是以恆定比率損失質量,它們處于波動狀態。有時恆星損失質量從極地周圍,有時從赤道周圍。

類似樹木年輪的灰塵弧可揭示其形成時間,恆星膨脹向外釋放的灰塵殼暗示該過程中形成灰塵弧。恆星噴射灰塵弧之間的間距大約相隔500-1700年。迪森稱,恆星表面的溫度變化可能使灰塵在較寒冷區域壓縮,然後再向外膨脹。

迪森指出,其它紅巨星可能也形成類似年輪的灰塵弧,但由于距離地球過于遙遠難以詳細地觀測到它們的灰塵弧。發射的赫歇爾太空望遠鏡或許未來能觀測到更多的類似現象。

迪森認為應該是這樣的。她說:"在未來50億年裏,太陽將膨脹成為一顆紅巨星,相應地也將出現類似壯觀的太空現象。令人遺憾的是,我們不可能測量分析太陽的年輪,在太陽演變為紅巨星的過程中,地球將被太陽所吞噬。"

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