巨星

巨星是半徑和光度遠大於同一表面溫度的主序星（或矮星）的恆星。在耶基斯光譜分類，它們位於主序帶上方，在赫羅圖上對應於光度類別「II」和「III」。「巨星」和「矮星」這兩個術語，是由埃納·赫茨普龍於1905年或1906年創造，指儘管其溫度或光譜類型相似（即K和M），但亮度差異相當大的恆星。

巨星的半徑可達數百倍於太陽，光度超過太陽的10倍。比巨星更明亮的恆星被稱為超巨星和特超巨星。

一顆熱且明亮的主序星也可能被稱為巨星，但任何主序星無論它多麼大且多明亮，正確名稱都應稱為矮星。

## 形成

恆星在核心所有可用於核融合的氫氣耗盡後，因此而離開了主序帶，才成為巨星。一顆後主序星的行為主要取決於其質量。

### 中等質量恆星

對於質量超過約0.25 太陽質量（連結=y）的恆星，一旦核心耗盡了氫，它會收縮並加熱，使在核心周圍的氫開始進行融合。恆星殼層外的部分會膨脹並冷卻，但光度僅略有增加，恆星因此成為次巨星。惰性氦核心持續生長並升溫，從殼層吸積氦氣，但在約的恆星中，溫度不足以開始氦燃燒（質量更高的恆星是超巨星，演化方式不同）。相反地，僅數百萬年後，核心會達到舍恩伯格–錢德拉塞卡極限，迅速崩塌，並可能變得簡併。這會使外層進一步膨脹，產生強烈的對流帶，將重元素帶到表層，這個過程稱為第一次上翻。這種強烈對流也增加了能量向表面的傳輸，光度大幅提升，恆星會進入紅巨星分支，在那裡它能穩定燃燒氫氣。持續燃燒其整個生命的相當大部分時間（約10%的類太陽恆星）。核心持續增加質量、收縮並升溫，而外層則有一些質量損失, § 5.9.。

如果恆星在主序星上的質量低於約0.4，它永遠無法達到融合氦所需的中心溫度, p. 169.。因此，它會保持氫融合紅巨星的狀態，直到氫耗盡，屆時它將變成氦白矮星, § 4.1, 6.1.。根據恆星演化理論，在宇宙年齡內，沒有任何如此低質量的恆星演化到該階段。

在約0.4以上的恆星中，核心溫度最終達到108K和氦會透過 三氦過程開始融合成核心中的碳和氧,§ 5.9, chapter 6.。當核心簡併時，氦融合爆炸性開始，但大部分能量用於提升簡併，核心形成對流。氦融合產生的能量降低了周圍燃燒氫氣殼層的壓力，降低了其能量產生率。恆星的整體光度降低，外包層再次收縮，恆星從紅巨星分支移動到水平分支, chapter 6.。

當核心的氦耗盡時，約8的恆星碳氧核心會簡併並開始在殼層中燃燒氦。如同先前氦核坍縮，這引發外層對流，觸發第二次上翻，並導致體積與亮度劇增。這是漸近巨星支（AGB），類似紅巨星支，但更明亮，並由氫燃燒殼體貢獻大部分能量。恆星在AGB上停留約一百萬年，直到燃料耗盡，經歷行星狀星雲階段，然後成為碳氧白矮星, § 7.1–7.4.。

### 高質量恆星

質量高於12的主序星已經非常明亮，離開主序帶時會水平移動，短暫成為藍巨星，然後進一步擴展成藍超巨星。它們在核心趨於簡併前就開始燃燒核心的氦，並平滑發展成紅超巨星，但光度不會大幅增加。此階段它們的光度與明亮的AGB恆星相當。由於質量更高，隨著燃燒更重元素，光度會進一步提升，最終成為超新星。

位於8~12範圍的恆星，具有略為介於兩者之間的性質，因此被稱為超AGB恆星。它們大致沿著較輕恆星的軌跡經過RGB、HB和AGB階段。但因質量足夠大，能引發核心碳燃燒甚至部分氖燃燒。它們會形成氧-鎂-氖核心，這些核心可能會在電子捕獲超新星中坍縮，或留下一個氧-氖白矮星。

O型主序星本身就非常明亮。這類恆星的巨星階段期是短暫的，尺寸和亮度略微增加，之後發展成超巨星光譜光度類別。O型巨星的亮度可能是太陽的十萬倍以上，甚至比許多超巨星還要明亮。亮度等級間差異甚小，且中間形態持續存在，分類複雜且困難。質量最大的恆星在核心仍燃燒氫的同時，會發展出巨型或超巨型光譜特徵，這是因為重元素混合到表面，且高光度產生強大的恆星風，使恆星大氣膨脹。

### 低質量恆星

一顆初始質量小於約 的恆星，根本不會成為巨星。在大多數生命週期中，這些恆星內部會被對流充分混合，因此它們能持續融合氫超過年，遠超過宇宙的現今年齡。在這段期間，它們逐漸變得更熱、更明亮。最終它們會發展出輻射核心，隨後耗盡核心中的氫，並在環繞核心的殼層中燃燒氫氣（質量超過的恆星在此點可能會膨脹，但不會變得非常巨大。）。不久之後，恆星的氫供應將完全耗盡，預計將成為一顆氦白矮星。由於宇宙還太年輕，尚未有此類恆星存在，因此從未有過有這種歷史的恆星被觀測到。

## 子類別

巨星類恆星種類繁多，常用幾個細分單位來識別較小的恆星群。

### 次巨星

次巨星是與巨星完全不同的光譜光度類別（IV），但與巨星有許多共同特徵。雖然有些次巨星只是因為化學變異或年齡而顯得過亮的主序星，但也有些的演化軌跡是明確地朝向真正的巨星發展。

舉例：

- 雙子座γ：A型次巨星。
- 牧夫座η：G型次巨星。
- 天蠍座δ：B型次巨星。

### 亮巨星

亮巨星是耶基斯光譜分類中光度類別「II」的恆星。根據其光譜的外觀，這些恆星橫跨普通巨星與超巨星的邊界。亮巨星光度類別最早於1943年被定義。

被歸類為亮巨星的知名恆星包括：

- 老人星（船底座α，Canopus）
- 輦道增七（天鵝座β，Albireo）
- 尾宿五（天蠍座θ，Sargas）
- 天棓三（天龍座β，Rastaban）
- 帝座（武仙座，αRasalgethi）
- 天狼增四（大犬座γ，Muliphein）

### 紅巨星

在任何巨星光度類別中，光譜類別K、M、S和C的較冷恆星，有時還有一些G型恆星，被稱為紅巨星。紅巨星包含其生命中多個不同演化階段的恆星：一個主紅巨星支（RGB）；紅水平分支或紅群聚；漸近巨星支（AGB），雖然AGB恆星通常足夠大且足夠亮，因此被歸類為超巨星；有時也會有其它大型冷恆星，如直接的後漸近巨星支星（post-AGB）。紅巨星因其中等質量、相對長且穩定的壽命以及高光度，是最常見的巨星類型。它們是大多數紅比星圖中主序星之後最明顯的恆星群，雖然白矮星數量較多，但亮度遠低於紅巨星。

舉例：

- 北河三（雙子座β，Pollux）：K型巨星。
- 天市右垣十（蛇夫座ε，Yed Posterior）：G型紅。
- 大角星（牧夫座α，Arcturus）：K型巨星。
- 畢宿五（金牛座α，Aldebaran）：K型巨星。
- 劍魚座R：M型紅巨星。
- 蒭藁增二（鯨魚座ο，Mira）：M型紅巨星和米拉變星的原型
- 天鵝座χ：一顆S型巨星。
- 雲雨增七（雙魚座TX）：C型巨星（碳星）。

### 黃巨星

High-luminosity yellow stars are generally unstable, leading to the instability strip on the HR diagram where the majority of stars are pulsating variables.具有中等溫度（光譜類別G、F，以及少部分A型）的巨星被稱為黃巨星。它們的數量遠低於紅巨星，部分原因是它們只由質量稍高的恆星形成，部分原因是它們在生命階段停留的時間較短。然而，它們包含了多個重要的變星類型。高光度黃色恆星通常不穩定，形成赫羅圖上的不穩定帶，大多數恆星是脈動變星。不穩定帶從主序星延伸至超巨星的光度，但在巨星光度範圍內，有幾類脈動變星：

- 天琴座RR型變星：脈動水平支A型（有時為F型）恆星，週期小於一天，振幅小於一星等。
- 室女座W型變星：亮度較高的脈動變星，也稱為II型造父變星，週期為10至20天。
- I型造父變星：光度更高、週期更長，且多為超巨星。
- 盾牌座δ型變星：包含次巨星與主序星。

or they may be more evolved stars on the horizontal branch.

黃巨星可能是首次朝向紅巨星分支演化的中等質量恆星，也可能是水平支上更進化的恆星。首次向紅巨星分支的演化非常迅速，而恆星則能在水平分支停留更長時間。水平分支恆星則元素較重且質量較低，穩定性較小。

舉例：

- 南極座σ：F型巨星和盾牌座δ型變星。
- 五車二（御夫座αAa）：G型巨星。
- 軫宿四（烏鴉座β）：G型亮巨星。

### 藍巨星

最熱的巨星，屬於光譜類別O、B，有時甚至包含早期的A型，被稱為藍巨星。因為B-V值較高，有時A型和晚B型恆星會被稱為「白巨星」（參見 從K至B-V至RGB）。

藍巨星是一個非常異質的群體，從剛離開主序星的高質量高光度恆星，到質量低的水平分支恆星。質量較高的恆星會離開主序帶，先變成藍巨星，接著是亮藍巨星，再到藍超巨星，最後膨脹成紅超巨星。然而，最高質量的藍巨星，其巨星階段極短且狹窄，幾乎無法與藍超巨星區分。

質量較低、核心氦燃燒的恆星，從紅巨星沿水平分支演化，然後再回到漸近巨星支，根據質量和金屬量，它們可以成為藍巨星。據推測，某些經歷晚期熱脈衝的恆星可能會變成異常的藍巨星。

舉例：

- 觜宿一（獵戶座λA，Meissa）：O型巨星。
- 昴宿六 (金牛座η，Alcyone)：B型巨星，是昴宿星團中最亮的恆星。
- 右樞（天龍座α，Thuban）：A型巨星。

## 外部連結

- Interactive giant-star comparison.