巨星きょせい

巨星きょせい在ざい本質ほんしつ上じょう是ぜ一いち顆半徑はんけい和わ亮あきら度たび都と比ひ主しゅ序じょ星ぼし大だい，但ただし卻有相しょう同どう的てき表面ひょうめん溫度おんど的てき恆星こうせい^[1]。典型てんけい上じょう，巨星きょせい的てき半徑はんけい是ぜ太陽たいよう半徑はんけい的てき10倍ばい至いたり100倍ばい，亮あきら度ど則そく是ぜ太陽たいよう的てき10倍ばい至いたり1,000倍ばい。比ひ巨星きょせい更さら亮あきら的てき恆星こうせい是ぜ超ちょう巨星きょせい和わ特とく超ちょう巨星きょせい^[2]^[3]；一いち顆高溫こうおん、明あきら亮あきら的てき主しゅ序じょ星ぼし有ゆう時じ也會被ひ歸き類るい為ため巨星きょせい^[4]。此外，因いん為ため它们的てき高こう亮あきら度ど和大かずひろ的てき半徑はんけい，巨星きょせい在ざい赫羅圖上ずじょう的てき位置いち高だか於主序じょ星ぼし（在ざい約やく克かつ光こう譜ふ分類ぶんるい為ため亮あきら度ど分類ぶんるいV），並なみ且對應おう於光度こうど分類ぶんるい的てきII或あるIII ^[5]。

形成けいせい[编辑]

一顆恆星在核心所有的氫都と經由けいゆ核かく融合ゆうごう耗盡後ご，將はた離はなれ開ひらき主しゅ序じょ帶たい成なり為ため一いち顆巨星ぼし^[5]。但ただし是ぜ，一顆原始質量低於0.25太陽たいよう質量しつりょう的てき恆星こうせい則そく不ふ會かい成なり為ため巨星きょせい。這樣的てき恆星こうせい，一生中大部份的時間都經由對流たいりゅう混合こんごう它們的てき內部，因いん此它們可以繼續けいぞく氫的融合ゆうごう，時間じかん可か以長達たち10¹²年とし（一いち千せん億おく年ねん），遠とお比ひ宇宙うちゅう現在げんざい的てき年齡ねんれい還かえ更さら長久ちょうきゅう。但ただし是ぜ，最終さいしゅう它們將しょう發展はってん出で一いち個こ輻射ふくしゃ的てき核心かくしん，核心かくしん的てき氫已經けい耗盡，和わ一個圍繞著核心燃燒著氫的外殼（質量しつりょう超過ちょうか0.16太陽たいよう質量しつりょう的てき恆星こうせい在ざい這時可能かのう會かい膨脹ぼうちょう，但ただし不ふ會かい非常ひじょう巨大きょだい）。之これ后きさき，维持恆星こうせい燃もえ烧的氫會完全かんぜん耗盡，它將成なり為ため一いち顆以氦為ため主ぬし的てき白しろ矮星^[6]。

如果一顆恆星的質量大於0.25太陽たいよう量りょう，當とう它耗盡つき核心かくしん所しょ有能ゆうのう進行しんこう核かく融合ゆうごう的てき氫之これ後ご，核心かくしん將しょう會かい開始かいし收縮しゅうしゅく。氫的融合ゆうごう改あらため由ゆかり在ざい富とみ含氦的てき核かく心外しんがい的てき含氫的てき殼から層そう進行しんこう，並なみ且恆星こうせい的てき外層がいそう會かい膨脹ぼうちょう而且溫度おんど會かい下降かこう。在ざい這個階段かいだん的てき演えんじ化か，在ざい赫羅圖ず上うえ標示ひょうじ的てき位置いち在ざい次じ巨星きょせい分ぶん支ささえ上じょう，恆星こうせい的てき亮あきら度たび大約たいやく維持いじ在ざい幾いく乎不變ふへん，但ただし表面ひょうめん溫度おんど下降かこう。最後さいご，恆星こうせい將しょう上じょう升ます進入しんにゅう赫羅圖ず上うえ的てき紅べに巨星きょせい分ぶん支ささえ。在ざい此時，恆星こうせい的てき表面ひょうめん溫度おんど是ぜ典型てんけい的てき紅べに巨星きょせい，它的表面ひょうめん亮あきら度たび大約たいやく保持ほじ穩定不變ふへん，但ただし是ぜ半徑はんけい劇烈げきれつ的てき增加ぞうか。核かく心こころ將はた繼續けいぞく收縮しゅうしゅく，使つかい核心かくしん溫度おんど升ます高だか^[7]^{, § 5.9.}。

如果恆星こうせい的てき質量しつりょう，當とう它在主ぬし序じょ帶たい時じ，低てい於0.5倍ばい太陽たいよう質量しつりょう，一般認為核心的溫度永遠不會達到氦融合ゆうごう所しょ需要じゅよう的てき溫度おんど^[8]^{, p. 169.}，因いん此他將しょう維持いじ在ざい氫融合ゆうごう狀態じょうたい下か的てき紅べに巨星きょせい，直ちょく到いた最終さいしゅう成なり為ため一顆氦的白矮星。^[7]^{, § 4.1, 6.1.}否いや則のり，當とう核心かくしん的てき溫度おんど達たち到いた約やく10⁸ K，在ざい核心かくしん的てき氦將經由けいゆ3氦過程かてい融合ゆうごう成なり為ため碳和わ氧。^[7]^{,§ 5.9, chapter 6.}氦融合ゆうごう產さん生せい的てき能のう量りょう導しるべ致核心的しんてき膨脹ぼうちょう，這會導しるべ致圍繞いじょう在ざい核かく心外しんがい的てき氫融合ゆうごう層そう壓力あつりょく降くだ低てい，這也減げん低てい了りょう能のう量的りょうてき代謝たいしゃ率りつ。恆星こうせい的てき亮あきら度ど降くだ低てい，外層がいそう再度さいど收縮しゅうしゅく，恆星こうせい離はなれ開ひらき了りょう紅べに巨星きょせい分ぶん支ささえ^[9]，其後續こうぞく的てき演えんじ化か將はた取と決けつ於它的てき質量しつりょう。如果質量しつりょう不ふ是ぜ太たい大だい，它可以進入しんにゅう赫羅圖上ずじょう的てき水平すいへい分ぶん支ささえ，或ある是ぜ它的位置いち可能かのう將はた在ざい圖ず中ちゅう的てき迴圈中ちゅう移動いどう^[7]^{, chapter 6.}。如果它的質量しつりょう沒ぼつ有ゆう超過ちょうか8倍ばい太陽たいよう質量しつりょう，最終さいしゅう它將耗盡在ざい核心かくしん的てき氦，並なみ且開始かいし融合ゆうごう圍繞いじょう在ざい核心かくしん周圍しゅうい的てき氦。這將會かい使し恆星こうせい的てき亮あきら度ど再度さいど增加ぞうか，使つかい恆星こうせい成なり為ためAGB恆星こうせい，在ざい赫羅圖ず中ちゅう下降かこう進入しんにゅう漸近ぜんきん巨星きょせい分ぶん支ささえ。在ざい這顆恆星こうせい卸おろし除じょ了りょう大部たいぶ份的質量しつりょう之これ後ご，殘留ざんりゅう的てき核かく心こころ將はた成なり為ため一いち顆富含碳-氧的白しろ矮星^[7]^{, § 7.1–7.4.}。

對質たいしつ量りょう大だい到いた足あし以點燃もえ碳融合ゆうごう的てき主しゅ序じょ星ぼし（大約たいやく8倍ばい太陽たいよう質量しつりょう）^[7]^{, p. 189}，在ざい許多きょた地方ちほう都と必須ひっす修おさむ改あらため演えんじ化か圖ず。在ざい離はなれ開ひらき主ぬし序じょ代だい之これ後ご，恆星こうせい的てき亮あきら度ど不ふ會かい增ぞう加太かだ多た，但ただし是ぜ顏色かおいろ會かい變へん得どく更さら紅べに。它們可か成なり為ため紅べに超ちょう巨星きょせい，或ある是ぜ因いん為ため質量しつりょう流失りゅうしつ也可能かのう使し它們成なり為ため藍あい超ちょう巨星きょせい^[10]^{, pp. 33–35;}^[2]最後さいご，它們將はた成なり為ため以氧和わ氖為ため主ぬし的てき白しろ矮星，或ある是ぜ它會經歷けいれき核かく塌縮超新星ちょうしんせい形成けいせい中子なかご星ぼし或ある是ぜ黑くろ洞ほら^[7]^{, § 7.4.4–7.8.}。

例れい子こ[编辑]

知名ちめい的てき巨星きょせい有ゆう各種かくしゅ不同ふどう的てき顏色かおいろ：

天てん社しゃ一いち（船ふね帆ほ座ざγがんま星ほし）：藍色あいいろ的てき巨星きょせい（O型がた）。
昴すばる宿六やどろく（金きむ牛うし座ざηいーた星ほし）：藍あい白色はくしょく的てき巨星きょせい^[11](B型がた)；昴すばる宿やど星團せいだん中ちゅう最さい亮あきら的てき恆星こうせい^[12]。
右みぎ樞くるる（天龍てんりゅう座ざαあるふぁ星ほし）：白色はくしょく的てき巨星きょせい^[13](A型がた)。
南極なんきょく（南極なんきょく座ざσしぐま星ほし）：黃白こうはく色しょく的てき巨星きょせい^[14](F型がた)；被ひ視し為ため南極なんきょく星ぼし。
五ご車しゃ二に（御ご夫おっと座ざαあるふぁ星ほし）：黃色おうしょく的てき巨星きょせい^[15](G型がた)。
北河きたがわ三さん（雙子ふたご座ざβべーた星ほし）：橘たちばな色しょく的てき巨星きょせい^[16](K型がた)。
米こめ拉ひしげ（鯨くじら魚ぎょ座ざοおみくろん）：紅色こうしょく的てき巨星きょせい^[17](M型がた)。

參考さんこう資料しりょう[编辑]

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外部がいぶ連結れんけつ[编辑]

Interactive （页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆） giant star comparison.

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[10] Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions, T. W. Hartquist, J. E. Dyson, and D. P. Ruffle, New York: Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-513054-5.

[11] Alcyone （页面存そん档备份，存そん于互联网档案あん馆）, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.

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形成けいせい[编辑]

例れい子こ[编辑]

相關そうかん條目じょうもく[编辑]

參考さんこう資料しりょう[编辑]

外部がいぶ連結れんけつ[编辑]