可能是紅巨星 當一顆恆星度過它漫長的青壯年期——主序星(main sequence)階段，步入老年期時，它將首先變為一顆紅巨星。 稱它為“巨星”，是突出它的體積巨大。在巨星階段，恆星的體積將膨脹到十億倍之多。 稱它為“紅”巨星，是因為在這恆星迅速膨脹的同時，它的外表面離中心越來越遠，所以溫度將隨之而降低，發出的光也就越來越偏紅。不過，雖然溫度降低了一些，可紅巨星的體積是如此之大，它的光度也變得很大，極為明亮。肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。 在赫-羅圖( Hertzsprung-Russell diagram)中， 紅巨星分佈在主星序區的右上方的一個相當密集的區域內，差不多呈水平走向。 我們來較詳細地看看紅巨星的形成。我們已經知道，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。 處於主星序階段的恆星，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。 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，於是平衡被打破，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，使其密度、壓強和溫度都升高。氫的燃燒向氦核周圍的一個殼層裡推進。 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。這個過程僅僅持續了數十萬年，這顆恆星在迅速膨脹中變為紅巨星。 紅巨星一旦形成，就朝恆星的下一階段——白矮星進發。當外部區域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終核心溫度將超過一億度，點燃氦聚變。最後的結局將在中心形成一顆白矮星。 當恆星中心區的氫消耗殆盡形成由氦構成的核球之後，氫聚變的熱核反應就無法在中心區繼續。這時引力重壓沒有輻射壓來平衡，星體中心區就要被壓縮，溫度會急劇上升。中心氦核球溫度升高後使緊貼它的那一層氫氦混合氣體受熱達到引發氫聚變的溫度，熱核反應重新開始。如此氦球逐漸增大，氫燃燒層也跟著向外擴充套件，使星體外層物質受熱膨脹起來向紅巨星或紅超巨星轉化。轉化期間，氫燃燒層產生的能量可能比主序星時期還要多，但星體表面溫度不僅不升高反而會下降。其原因在於：外層膨脹後受到的內聚引力減小，即使溫度降低，其膨脹壓力仍然可抗衡或超過引力，此時星體半徑和表面積增大的程度超過產能率的增長，因此總光度雖可能增長，表面溫度卻會下降。質量高於4倍太陽質量的大恆星在氦核外重新引發氫聚變時，核外放出來的能量未明顯增加，但半徑卻增大了好多倍，因此表面溫度由幾萬開降到三、四千開爾文，成為紅超巨星。質量低於4倍太陽質量的中小恆星進入紅巨星階段時表面溫度下降，光度卻急劇增加，這是因為它們外層膨脹所耗費的能量較少而產能較多。 預計太陽在紅巨星階段將大約停留10億年時間，光度將升高到今天的好幾十倍。到那時候，地面的溫度將升高到今天的兩三倍，北溫帶夏季最高溫度將接近100℃。 參宿四 獵戶座亮星極多，其中最著名的就屬參宿四(betelgeuse)，它是紅超巨星，半徑在太陽的700倍到1000倍間變化，如果把它放在我們的太陽這個位置，外圍將超過木星。而半徑的變化使得它的光度也跟著變化，亮度會在0.4至1.3間變化。它距離我們約500光年，因為又近又大，使它成為除了太陽之外，人類首度能解析出表面大小的恆星。參宿四已走入生命末期，推測在未來數百萬年中，可能變成超新星。 畢宿五 學名Taurusα。位於TaurusV字形的頂點。畢宿五是黃道附近的所謂“四大星王”之一。畢宿五距我們大約65光年，直徑是太陽的45倍，屬紅巨星。 恆星在發光幾億到幾十年後，中心內部的氫含量將消耗殆盡，由於熱核反應的能量供應不足，恆星整體開始收縮，收縮使溫度增高，緊貼在核心外面的薄層開始氫聚變為氦的熱核反應，這時外層溫度增高，體積逐漸變大，膨脹時，恆星的最外層變冷，併發出紅光，最後生成“紅巨星”。 紅巨星的體積很大，它的半徑一般比太陽大100倍，紅超巨星參宿器的半徑約為太陽的900倍，比火星繞日軌道半徑大得多。食雙星仙王座VV（英語字母）中的紅超巨星半徑約為太陽半徑的1600倍，比木星繞日軌道半徑還大。
可能是紅巨星 當一顆恆星度過它漫長的青壯年期——主序星(main sequence)階段，步入老年期時，它將首先變為一顆紅巨星。 稱它為“巨星”，是突出它的體積巨大。在巨星階段，恆星的體積將膨脹到十億倍之多。 稱它為“紅”巨星，是因為在這恆星迅速膨脹的同時，它的外表面離中心越來越遠，所以溫度將隨之而降低，發出的光也就越來越偏紅。不過，雖然溫度降低了一些，可紅巨星的體積是如此之大，它的光度也變得很大，極為明亮。肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。 在赫-羅圖( Hertzsprung-Russell diagram)中， 紅巨星分佈在主星序區的右上方的一個相當密集的區域內，差不多呈水平走向。 我們來較詳細地看看紅巨星的形成。我們已經知道，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。 處於主星序階段的恆星，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。 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，於是平衡被打破，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，使其密度、壓強和溫度都升高。氫的燃燒向氦核周圍的一個殼層裡推進。 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。這個過程僅僅持續了數十萬年，這顆恆星在迅速膨脹中變為紅巨星。 紅巨星一旦形成，就朝恆星的下一階段——白矮星進發。當外部區域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終核心溫度將超過一億度，點燃氦聚變。最後的結局將在中心形成一顆白矮星。 當恆星中心區的氫消耗殆盡形成由氦構成的核球之後，氫聚變的熱核反應就無法在中心區繼續。這時引力重壓沒有輻射壓來平衡，星體中心區就要被壓縮，溫度會急劇上升。中心氦核球溫度升高後使緊貼它的那一層氫氦混合氣體受熱達到引發氫聚變的溫度，熱核反應重新開始。如此氦球逐漸增大，氫燃燒層也跟著向外擴充套件，使星體外層物質受熱膨脹起來向紅巨星或紅超巨星轉化。轉化期間，氫燃燒層產生的能量可能比主序星時期還要多，但星體表面溫度不僅不升高反而會下降。其原因在於：外層膨脹後受到的內聚引力減小，即使溫度降低，其膨脹壓力仍然可抗衡或超過引力，此時星體半徑和表面積增大的程度超過產能率的增長，因此總光度雖可能增長，表面溫度卻會下降。質量高於4倍太陽質量的大恆星在氦核外重新引發氫聚變時，核外放出來的能量未明顯增加，但半徑卻增大了好多倍，因此表面溫度由幾萬開降到三、四千開爾文，成為紅超巨星。質量低於4倍太陽質量的中小恆星進入紅巨星階段時表面溫度下降，光度卻急劇增加，這是因為它們外層膨脹所耗費的能量較少而產能較多。 預計太陽在紅巨星階段將大約停留10億年時間，光度將升高到今天的好幾十倍。到那時候，地面的溫度將升高到今天的兩三倍，北溫帶夏季最高溫度將接近100℃。 參宿四 獵戶座亮星極多，其中最著名的就屬參宿四(betelgeuse)，它是紅超巨星，半徑在太陽的700倍到1000倍間變化，如果把它放在我們的太陽這個位置，外圍將超過木星。而半徑的變化使得它的光度也跟著變化，亮度會在0.4至1.3間變化。它距離我們約500光年，因為又近又大，使它成為除了太陽之外，人類首度能解析出表面大小的恆星。參宿四已走入生命末期，推測在未來數百萬年中，可能變成超新星。 畢宿五 學名Taurusα。位於TaurusV字形的頂點。畢宿五是黃道附近的所謂“四大星王”之一。畢宿五距我們大約65光年，直徑是太陽的45倍，屬紅巨星。 恆星在發光幾億到幾十年後，中心內部的氫含量將消耗殆盡，由於熱核反應的能量供應不足，恆星整體開始收縮，收縮使溫度增高，緊貼在核心外面的薄層開始氫聚變為氦的熱核反應，這時外層溫度增高，體積逐漸變大，膨脹時，恆星的最外層變冷，併發出紅光，最後生成“紅巨星”。 紅巨星的體積很大，它的半徑一般比太陽大100倍，紅超巨星參宿器的半徑約為太陽的900倍，比火星繞日軌道半徑大得多。食雙星仙王座VV（英語字母）中的紅超巨星半徑約為太陽半徑的1600倍，比木星繞日軌道半徑還大。