次 じ 巨星 きょせい 是 ぜ 有 ゆう 着 ぎ 与 あずか 正常 せいじょう 主 しゅ 序 じょ 星 ぼし (矮星)相 あい 同 どう 的 てき 光 ひかり 谱类型 がた ,但 ただし 比 ひ 较明亮 あきら ,却又不 ふ 如巨星 きょせい 明 あきら 亮 あきら 的 てき 恒星 こうせい 。次 つぎ 巨星 きょせい 这个名 めい 词既可 か 以指恒星 こうせい 演 えんじ 化 か 的 てき 一 いち 个阶段 だん ,又 また 可 か 以指一 いち 个特定 とくてい 的 てき 恒星 こうせい 光度 こうど 分 ぶん 类 。
次 じ 巨星 きょせい 这个名 めい 词在1930年 ねん 首 くび 度 ど 被 ひ 使用 しよう 在 ざい 绝对星 ほし 等 とう 在 ざい +2.5和 わ + 4之 これ 间,光 ひかり 谱分类为G和 わ 早期 そうき 的 てき K型 がた 恒星 こうせい 。次 つぎ 巨星 きょせい 被 ひ 认为是 ぜ 介 かい 于主序 じょ 星 ぼし (例 れい 如太 ふとし 阳 )和 かず 巨星 きょせい (像 ぞう 是 ぜ 毕宿五 ご )之 の 间。虽然其数量 すうりょう 较主序 ついで 星和 せいわ 巨星 きょせい 少 しょう 很多,但 ただし 明 あきら 显的是 ぜ 连系于两种类型 がた 之 の 间的恒星 こうせい [ 1] 。
约克光度 こうど 分 ぶん 类 系 けい 统是一个二维分类表,使用 しよう 字母 じぼ 和 わ 数字 すうじ 组合表示 ひょうじ 恒星 こうせい 的 てき 温度 おんど (例 れい 如A5或 ある M1),和 わ 罗马数字 すうじ 以指示 しじ 相 しょう 对于相 しょう 同 どう 温度 おんど 但 ただし 不同 ふどう 的 てき 恒星 こうせい 光度 こうど 。光度 こうど IV是 ぜ 次 じ 巨星 きょせい ,位 い 于主序 じょ 星 ぼし (光度 こうど V)和 わ 红巨星 ぼし (光度 こうど III)之 の 间。
相 あい 较于定 てい 义绝对的特 とく 征 せい ,典型 てんけい 的 てき 光 ひかり 谱类型 がた 确定的 てき 方法 ほうほう 是 ぜ 比 ひ 较相似 そうじ 光 こう 谱的标准星 ぼし 。许多谱线的 てき 比率 ひりつ 和 わ 轮廓对引力 りょく 非常 ひじょう 敏感 びんかん ,因 いん 此可以做为光度 こうど 的 てき 指 ゆび 标。但 ただし 是 ぜ 每 ごと 一种光谱类型最有用的一些光谱线是[ 2] [ 3] :
O:相 あい 对强烈 きょうれつ 的 てき Niii 发射和 わ Heii 吸收 きゅうしゅう ,更 さら 加 か 明 あかり 亮 あきら 的 てき 发射。
B:巴 ともえ 耳 みみ 末 まつ 系 けい 的 てき 轮廓和 わ 强烈 きょうれつ 的 てき Oii 线。
A:有 ゆう 着 ぎ 更 さら 宽的翼 つばさ 侧巴耳 みみ 末 まつ 系 けい 谱线轮廓 ,意味 いみ 着 ぎ 光度 こうど 较低。
F:强的 ごうてき 铁 、钛 和 わ 锶 谱线。
G:锶和铁的强 きょう 谱线,伴 ばん 随 ずい 着 ぎ 宽翼的 てき 钙 H和 わ K线 。
K:钙的H和 わ K线轮廓 くるわ ,锶/铁线的 てき 比率 ひりつ ,强的 ごうてき 镁 、氢 和 わ 氧化钛 谱线。
M:强的 ごうてき 422.6nm钙线和 わ 氧化钛谱带。
摩 ま 根 ね (Morgan)和 かず 肯那(Keenan)在 ざい 建立 こんりゅう 他 た 们的二维分类表时,列 れつ 出 で 了 りょう 它们在 ざい 光度 こうど 等 とう 级IV恒星 こうせい 的 てき 例 れい 子 こ [ 2] :
后 きさき 续的分析 ぶんせき 显示,其中有 ちゅうう 一些是双星的混合光谱,有 ゆう 些是变星,也扩展 てん 出 で 更 さら 多可 たか 作 さく 为标准 じゅん 的 てき 参考 さんこう 星 ぼし ,而许多 た 原 はら 先 さき 的 てき 恒星 こうせい 依然 いぜん 被 ひ 视为次 じ 巨星 きょせい 光度 こうど 分 ぶん 类的标准星 ぼし 。O型 がた 和 わ 较冷的 てき K1型 がた 次 じ 巨星 きょせい 则很罕见[ 4] 。
恒星 こうせい 演 えんじ 化 か 的 てき 轨迹: • 5 M ☉ 的 てき 轨迹显示一个钩子和跨越赫氏空隙 くうげき 的 てき 一 いち 个次巨星 きょせい •2 M ☉ 轨迹显示一个吊钩和明显的次巨星分支 •低 てい 质量的 てき 轨迹显示非常 ひじょう 短 たん 而远离长久 ひさ 的 てき 次 つぎ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ
次 じ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 是 ぜ 低 てい 、中 ちゅう 质量恒星 こうせい 演 えんじ 化 か 的 てき 一 いち 个阶段 だん 。恒星 こうせい 与 あずか 次 じ 巨星 きょせい 光 こう 谱的类型并不总是在 ざい 次 つぎ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 上演 じょうえん 化 か ,反 たん 之 の 亦 また 然 しか 。例 れい 如,位 い 在 ざい 赫罗缝隙中 ちゅう 的 てき 后 きさき 发座FK和 わ 郎 ろう 将 しょう (后 きさき 发座31),很可能都 のと 是 ただし 演 えんじ 化 か 中 ちゅう 的 てき 次 つぎ 巨星 きょせい ,但 ただし 是 ぜ 两者经常被 ひ 归类为光度 ど 更 さら 高 だか 的 てき 一 いち 类。光 ひかり 谱类型 がた 会 かい 受金属 きんぞく 丰度、旋转、异常化学 かがく 特性 とくせい 等 とう 因 いん 素的 すてき 影 かげ 响。在 ざい 像 ぞう 太 ふとし 阳这样的恒星 こうせい 中 ちゅう ,次 じ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 的 てき 初 はつ 始 はじめ 阶段会 かい 因 いん 为内部 ぶ 已 やめ 经变化 か 但 ただし 外部 がいぶ 变化的 てき 迹象很少而被延 のべ 后 きさき 。要 よう 确定演 えんじ 化 か 的 てき 方法 ほうほう 包括 ほうかつ 化学 かがく 丰度,如锂在 ざい 次 つぎ 巨星 きょせい 中 ちゅう 被 ひ 稀 まれ 释[ 5] ,和 わ 星 ぼし 冕辐射的 しゃてき 强度 きょうど [ 6] 。
当主 とうしゅ 序 じょ 星 ぼし 核 かく 心中 しんちゅうの 剩余 じょうよ 的 てき 氢分数 すう 减小时,温度 おんど 增加 ぞうか 使 つかい 得 とく 融合 ゆうごう 速 そく 率 りつ 增加 ぞうか 。 这会导致恒星 こうせい 随 ずい 着 ぎ 年 ねん 龄增大 ぞうだい 而慢慢演化 か 为高光度 こうど ,并且在 ざい 赫罗图 中 なか 的 てき 主 しゅ 序 じょ 带会被 ひ 拓 つぶせ 宽。
一旦主序星停止在其核心中的氢融合反应,核心 かくしん 就开始 はじめ 在 ざい 自身 じしん 质量下 か 崩 くずし 溃。这导致它的 てき 温度 おんど 增加 ぞうか 和 わ 在 ざい 核 かく 心外 しんがい 壳的氢开始 はじめ 融合 ゆうごう ,这提供 ていきょう 了 りょう 比 ひ 核心 かくしん 的 てき 氢融合 ゆうごう 更 さら 多 た 的 てき 能 のう 量 りょう 。低 てい 和 わ 中等 ちゅうとう 质量的 てき 恒星 こうせい 膨胀和 わ 表面 ひょうめん 开始冷却 れいきゃく ,直 ちょく 到 いた 温度 おんど 约5,000K时,它们开始增加 ぞうか 光度 こうど ,进入被 ひ 称 しょう 为红巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 的 てき 阶段。从主序 じょ 星 ぼし 到 いた 红巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 的 てき 过渡阶段被 ひ 称 しょう 为次巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 。由 よし 于恒星 ぼし 内部 ないぶ 构造的 てき 不同 ふどう ,次 じ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 的 てき 形状 けいじょう 和 わ 持 じ 续时间会因 いん 不同 ふどう 质量的 てき 恒星 こうせい 而异。
质量不 ふ 是 ぜ 很大 ,约在0.4 M ☉ 以下 いか 的 てき 恒星 こうせい ,整 せい 个恒星 こうせい 的 てき 大 だい 部分 ぶぶん 都 と 是 ぜ 对流层。这些恒星 こうせい 继续在 ざい 其核心 こころ 进行核 かく 聚变,直 ちょく 到 いた 整 せい 颗恒星 こうせい 的 てき 氢都被 ひ 转化成 かせい 氦,并且它们也不会 かい 发展成 なり 次 じ 巨星 きょせい 。这种质量的 てき 恒星 こうせい 在 ざい 主 しゅ 序 じょ 星 ぼし 的 てき 寿命 じゅみょう 比 ひ 当 とう 前 まえ 的 てき 宇宙 うちゅう 年 ねん 龄还长很多倍 たばい [ 7] 。
球状 きゅうじょう 星 ぼし 团M5 的 てき 赫罗图 ,质量略 りゃく 小 しょう 于太阳的恒星 こうせい 显示出 で 一个短而稠密的次巨星分支。
质量略 りゃく 小 しょう 于太阳的恒星 こうせい ,他 た 的 てき 非 ひ 对流核心 かくしん 具有 ぐゆう 从中心 ちゅうしん 向 こう 外的 がいてき 强大 きょうだい 温度 おんど 梯 はしご 度 ど 。当 とう 它们它他们消耗 しょうもう 掉核心中 しんちゅうの 的 てき 氢时,核 かく 心外 しんがい 层的厚 あつ 重 じゅう 氢壳层就会 かい 继续核 かく 反 はん 应而不 ふ 会 かい 中断 ちゅうだん 核 かく 聚变。在 ざい 这一 いち 点 てん 上 じょう ,虽然从外部 ぶ 可 か 见到的 てき 变化很少,这颗星 ぼし 就会被 ひ 认为是 ぜ 一 いち 颗次巨星 きょせい [ 8] 。
氦核的 てき 质量低 てい 于钱卓-荀伯极限 ,它与融合 ゆうごう 的 てき 氢壳层保持 ほじ 热平衡 へいこう 。随 ずい 着 ぎ 氢壳层向外 がい 迁移,氦核的 てき 质量继续增加 ぞうか ,恒星 こうせい 也慢慢膨胀。任 にん 何 なん 从壳层增加 ぞうか 的 てき 能 のう 量 りょう 输出,进入膨胀的 てき 恒星 こうせい 外 がい 层,使 つかい 恒星 こうせい 的 てき 光度 こうど 大 だい 致保持 ほじ 恒 つね 定 じょう 。这些恒星 こうせい 的 てき 次 つぎ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 很短、水 みず 平和 へいわ 密集 みっしゅう 的 てき ,可 か 以在非常 ひじょう 老 ろう 的 てき 星 ほし 团中看 み 见[ 8] 。
经过数 すう 十 じゅう 亿年,氦核变得过于巨大 きょだい ,无法支 ささえ 撑本身 ほんみ 的 てき 质量,于是成 なり 为简并物质。它的温度 おんど 增加 ぞうか ,氢壳中 ちゅう 的 てき 融合 ゆうごう 速 そく 率 りつ 增加 ぞうか ,外 そと 层产生 せい 强烈 きょうれつ 的 てき 对流,光度 こうど 在 ざい 大 だい 约相同 どう 的 てき 有效 ゆうこう 温度 おんど 下 か 增加 ぞうか 。这颗恒星 こうせい 现在进入红巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 上 じょう [ 7] 。
质量比 ひ 太 ふとし 阳大的 てき 恒星 こうせい ,在 ざい 主 しゅ 序列 じょれつ 上 じょう 时有一 いち 个对流 りゅう 的 てき 核心 かくしん 。它们发展出 で 更 さら 巨大 きょだい 的 てき 氦核,占 うらない 了 りょう 恒星 こうせい 更 さら 大 だい 的 てき 部分 ぶぶん ,然 しか 后 きさき 从整个对流 りゅう 区 く 排出 はいしゅつ 氢。恒星 こうせい 中 ちゅう 的 てき 核 かく 聚变完全 かんぜん 停止 ていし ,核心 かくしん 开始收 おさむ 缩,温度 おんど 随 ずい 之 の 增加 ぞうか 。尽 つき 管 かん 缺乏 けつぼう 核 かく 聚变,整 せい 颗恒星 ぼし 缩小和 わ 温度 おんど 增加 ぞうか ,与 あずか 辐射光度 こうど 实际的 てき 增加 ぞうか 。在 ざい 核心 かくしん 变得足 あし 够热,得 とく 以点燃 もえ 壳中的 てき 氢之前 まえ ,这将持 じ 续数百 ひゃく 万 まん 年 ねん ,这逆转了温度 おんど 和 わ 光度 こうど 的 てき 增加 ぞうか ,恒星 こうせい 开始膨胀和 わ 冷却 れいきゃく 。这个"钩子"通常 つうじょう 被 ひ 定 てい 义为这些恒星 こうせい 在 ざい 主 しゅ 序列 じょれつ 的 てき 末端 まったん 和 わ 次 じ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 的 てき 开始[ 8] 。
下面 かめん 关于2 M ☉ 的 てき 恒星 こうせい ,氦核质量依然 いぜん 低 てい 于钱卓-荀伯极限 ,但 ただし 氢壳融合 ゆうごう 迅速 じんそく 增加 ぞうか 核心 かくしん 的 てき 质量而超过该极限。质量更 さら 大 だい 的 てき 恒星 こうせい 在 ざい 离开主 ぬし 序列 じょれつ 时,氦核的 てき 质量就已经超过钱卓 たく -荀伯极限。要 よう 形成 けいせい 钩子的 てき 确切初 はつ 始 はじめ 质量,使 つかい 它们离开主 ぬし 序列 じょれつ 与 あずか 核心 かくしん 超越 ちょうえつ 钱卓-荀伯极限取 と 决于金属 きんぞく 量 りょう 和 わ 在 ざい 对流核心 かくしん 的 てき 对流超 ちょう 调 程度 ていど 。低 てい 金属 きんぞく 量 りょう 导致即 そく 使 し 是 ぜ 低 てい 质量核心 かくしん 的 てき 中心 ちゅうしん 部分 ぶぶん ,对流也是不 ふ 稳定的 てき ,超 ちょう 调造成当 なりとう 氢耗尽 つき 时的核心 かくしん 过大[ 7] 。
核心 かくしん 依 よ 但 ただし 超越 ちょうえつ C-R limit,它就不 ふ 再 さい 与 あずか 氢壳保持 ほじ 热平衡 へいこう 。它会收 おさむ 缩而外 がい 层膨胀和冷却 れいきゃく 。膨胀外 がい 层的能 のう 量 りょう 会 かい 导致辐射光度 こうど 降 くだ 低 てい 。当 とう 外 そと 层足够冷时,它们变得不透明 ふとうめい ,并迫使 し 融合 ゆうごう 的 てき 壳层开始对流。膨胀因 いん 而停止 ていし ,辐射的 てき 光度 こうど 开始增加 ぞうか ,这被定 てい 义为这些恒星 こうせい 进入红巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 的 てき 起点 きてん 。初 はつ 始 はじめ 质量接近 せっきん 1-2 M ☉ 的 てき 恒星 こうせい ,在 ざい 这一点之前可以发产出简并的氦核,这将导致恒星 こうせい 进入红巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ ,成 なり 为质量 りょう 更 さら 低 ひく 的 てき 恒星 こうせい [ 7] 。
核心 かくしん 收 おさむ 缩和外 がい 层膨胀是非常 ひじょう 迅速 じんそく 的 てき ,只 ただ 花 はな 了 りょう 数 すう 百 ひゃく 万 まん 年 ねん 的 てき 时间。在 ざい 这段时间,恒星 こうせい 的 てき 温度 おんど 从它在 ざい 主 しゅ 序列 じょれつ 时的6,000-30,000K冷却 れいきゃく 至 いたり 约5,000K。相 あい 对的,在 ざい 这个阶段被 ひ 观察到的 てき 恒星 こうせい 数量 すうりょう 也较少 しょう ,在 ざい 赫罗图上形成 けいせい 所 しょ 知的 ちてき 赫氏空隙 くうげき 。这在数 すう 十亿年老的星团中可以明显地观察到 [ 9] 。
质量在 ざい 8-12 M ☉ 的 てき 恒星 こうせい ,根 ね 据 すえ 金属 きんぞく 量 りょう ,在 ざい 主 しゅ 序列 じょれつ 上 じょう 有 ゆう 大量 たいりょう 的 てき 碳氮氧循环 核 かく 聚变的 てき 对流核心 かくしん 。氢壳融合 ゆうごう 和 わ 随 ずい 后 きさき 的 てき 核心 かくしん 氦融合 ゆうごう 在 ざい 核心 かくしん 的 てき 氢耗尽 つき 之 の 后 きさき ,在 ざい 达到红巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 之 の 前 ぜん 迅速 じんそく 开始。这样的 てき 恒星 こうせい ,例 れい 如早期 き 的 てき B型 かた 主 ぬし 序 じょ 星 ぼし ,在 ざい 成 なり 为巨星 きょせい 之 これ 前 まえ ,只 ただ 会 かい 经历简短的 てき 次 つぎ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 。它们在 ざい 过渡期 き 间的光 こう 谱类型 がた 也可能 かのう 被 ひ 归类为巨星 ぼし [ 10] 。
在 ざい 质量非常 ひじょう 大 だい 的 てき O型 かた 主 ぬし 序 じょ 星 ぼし 中 ちゅう ,从主序 じょ 星 ぼし 到 いた 巨星 きょせい 再 さい 到 いた 超 ちょう 巨星 きょせい ,转换发生在 ざい 非常 ひじょう 狭窄 きょうさく 的 てき 温度 おんど 和光 わこう 度 ど 范围内 ない ,有 ゆう 时甚至 いたり 在 ざい 核心 かくしん 的 てき 氢融合 ゆうごう 结束之 の 前 まえ ,连次巨星 きょせい 的 てき 历程都 と 不 ふ 会 かい 经过。O型 かた 主 ぬし 序 じょ 星 ぼし 的 てき 表面 ひょうめん 重力 じゅうりょく (g)对数值为3.9,而巨星 きょせい 的 てき 对数值为3.6[ 11] 。 相 あい 较之下 か ,K型 がた 恒星 こうせい 的 てき 典型 てんけい 值有很大的 てき 范围,从1.59(毕宿五 ご )至 いたり 4.37(南 みなみ 门二B );次 じ 巨星 きょせい 的 てき 天 てん 钩四 (仙 せん 王座 おうざ η いーた )为3.47。大 だい 质量次 じ 巨星 きょせい 的 てき 例 れい 子 こ 包括 ほうかつ 伐 き 二 に 和 わ 圆规座 ざ δ でるた 的 てき 主 しゅ 星 ほし ,两颗都 と 是 ぜ 质量超 ちょう 过20 M ☉ 的 てき O型 かた 星 ぼし 。
这个表 ひょう 显示主 ぬし 序列 じょれつ (MS)和 わ 次 じ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ (SB)的 てき 典型 てんけい 生命 せいめい 期 き ,以及在 ざい 核心 かくしん 的 てき 氢耗尽 つき 与 あずか 氢壳开始燃 もえ 烧之间的任 にん 何 なん 钩子持 じ 续时间。对于具有 ぐゆう 不同 ふどう 初 はつ 始 はじめ 质量的 てき 恒星 こうせい ,都 と 依 よ 据 すえ 太 ぶと 阳的金属 きんぞく 量 りょう (Z=0.02)。表 おもて 中也 ちゅうや 显示每 ごと 颗恒星 ぼし 开始和 わ 结束的 てき 氦核的 てき 质量、表面 ひょうめん 有效 ゆうこう 温度 おんど 、半径 はんけい 和光 わこう 度 ど 。次 つぎ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 的 てき 末尾 まつび 定 てい 义为当 とう 核心 かくしん 成 なり 为简并态或 ある 光度 こうど 开始增加 ぞうか 时[ 8] 。
质量 (M ☉ )
例 れい 子 こ
主 しゅ 序列 じょれつ MS (GYrs)
钩子 (MYrs)
次 じ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ SB (MYrs)
开始
结束
氦核 (M ☉ )
Teff (K)
半径 はんけい (R ☉ )
光度 こうど (L ☉ )
氦核 (M ☉ )
Teff (K)
半径 はんけい (R ☉ )
光度 こうど (L ☉ )
0.6
天 てん 鹅座61 B
58.8
N/A
5,100
0.047
4,763
0.9
0.9
0.10
4,634
1.2
0.6
1.0
太 ふとし 阳
9.3
N/A
2,600
0.025
5,766
1.2
1.5
0.13
5,034
2.0
2.2
2.0
天 てん 狼 おおかみ 星 ぼし
1.2
10
22
0.240
7,490
3.6
36.6
0.25
5,220
5.4
19.6
5.0
摇光
0.1
0.4
15
0.806
14,544
6.3
1,571.4
0.83
4,737
43.8
866.0
一般 いっぱん 而言,金属 きんぞく 量 りょう 较低的 てき 恒星 こうせい 比 ひ 金属 きんぞく 量 りょう 高 だか 的 てき 恒星 こうせい 更 さら 小 しょう 、更 さら 热。对于次 じ 巨星 きょせい ,这是复杂的 てき ,不同 ふどう 的 てき 年 とし 龄和核心 かくしん 质量有 ゆう 着 ぎ 不同 ふどう 的 てき 转折点 てん 。低 てい 金属 きんぞく 量的 りょうてき 恒星 こうせい 在 ざい 离开主 ぬし 序列 じょれつ 之 の 前 まえ 会 かい 形成 けいせい 一个更大的氦核,因 いん 此低质量恒星 こうせい 在 ざい 次 つぎ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 开始时显示 しめせ 一 いち 个钩子 こ 。低 てい 金属 きんぞく 量 りょう 恒星 こうせい 在 ざい 离开主 ぬし 序 じょ 之 の 前 まえ 会 かい 形成 けいせい 一个更大的氦核, 因 いん 此低质量恒星 こうせい 在 ざい 次 つぎ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 开始时显示 しめせ 一 いち 个钩子 こ 。质量为1 M ☉ 的 てき 恒星 こうせい ,Z=0.001(极端的 てき 第 だい 二 に 星 ほし 族 ぞく 星 ほし )的 てき 主 しゅ 序列 じょれつ 结尾时的氦核质量,几乎是 ぜ Z=0.02(第 だい 一 いち 星 ほし 族 ぞく 星 ほし )的 てき 两倍。低 てい 金属 きんぞく 量 りょう 恒星 こうせい 的 てき 表面 ひょうめん 温度 おんど 超 ちょう 过开始 はじめ 时的次 じ 巨星 きょせい 约1,000K,光度 こうど 则几乎加倍 ばい 。在 ざい 次 つぎ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 的 てき 末端 まったん ,温度 おんど 的 てき 差 さ 异不明 ふめい 显,但 ただし 低 てい 金属 きんぞく 量的 りょうてき 恒星 こうせい 光度 こうど 差 さ 异更大 だい ,几乎达到4倍 ばい 。类似的 てき 差 さ 异也存在 そんざい 于其它质量 りょう 恒星 こうせい 的 てき 演 えんじ 化 か 中 ちゅう ,如恒星 ぼし 质量的 てき 关键数 すう 值,低 てい 金属 きんぞく 量的 りょうてき 恒星 こうせい 将 はた 成 なり 为一颗超巨星以取代红巨星分支[ 8] 。
完 かん 整 せい 的 てき 依 よ 巴 ともえ 谷 だに 星 ほし 表 ひょう 赫罗图。
赫罗图的X轴是恒星 こうせい 的 てき 温度 おんど 或 ある 光 ひかり 谱类型 がた ,Y轴是绝对星 ほし 等 とう 或 ある 光度 こうど 的 てき 散 ち 射 い 图。所有 しょゆう 恒星 こうせい 的 てき 赫罗图在对角上 じょう 显示一个明确的主序列带,其中包括 ほうかつ 大 だい 多数 たすう 的 てき 恒星 こうせい ,有 ゆう 大量 たいりょう 的 てき 红巨星 ぼし (和白 わじろ 矮星,如果可 か 以观测到案 あん 若 わか 的 てき 恒星 こうせい ),在 ざい 图的其它部 ぶ 位相 いそう 对的只 ただ 有 ゆう 少量 しょうりょう 恒星 こうせい 。
次 じ 巨星 きょせい 占 うらない 据 すえ 了 りょう 在住 ざいじゅう 序列 じょれつ 上方 かみがた (即 そく 发光比 ひ 较亮)和 かず 巨星 きょせい 之 の 下 した 的 てき 区域 くいき 。在 ざい 大 だい 多数 たすう 的 てき 赫罗图中,因 いん 为做为次巨星 きょせい 的 てき 时间比 ひ 主 しゅ 序 じょ 星 ぼし 或 ある 巨星 きょせい 的 てき 时间要 よう 少 しょう 得 とく 多 た ,因 いん 此相对的数量 すうりょう 会 かい 较少。热的B型 かた 次 じ 巨星 きょせい 几乎与 あずか 主 しゅ 序 じょ 星 ほし 没 ぼつ 有 ゆう 区 く 别,而温度 おんど 较低的 てき 次 つぎ 巨星 きょせい 则与在 ざい 主 しゅ 序 ついで 星和 せいわ 红巨星 ほし 有 ゆう 较大的 てき 差 さ 距,而有较明显的区 く 别。大 だい 约在光 こう 谱型K3以下 いか 的 てき 主 しゅ 序 ついで 星和 せいわ 红巨星 ぼし 之 の 间是空 そら 的 てき ,没 ぼつ 有 ゆう 次 じ 巨星 きょせい [ 2] 。
老 ろう 的 てき 疏散星 ぼし 团显示 しめせ 在 ざい 主 しゅ 序列 じょれつ 带的转折点 てん 和 わ 红巨星 ぼし 之 の 间的次 じ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ ,以及在 ざい 相 しょう 对年轻的M67的 てき 转折点 てん 上 じょう 的 てき 一 いち 个钩子 こ [ 12] 。
在 ざい 和 わ 罗图上 じょう 可 か 以绘制 せい 恒星 こうせい 演 えんじ 化 か 的 てき 轨迹。对于特定 とくてい 质量的 てき 恒星 こうせい ,这些轨迹的 てき 位置 いち 可 か 以追踪它在 ざい 其生命中 めいちゅう 的 てき 位置 いち ,并显示 しめせ 其路径 みち :从最初 さいしょ 在 ざい 主 しゅ 序列 じょれつ 上 じょう 的 てき 位置 いち ,沿次巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 到 いた 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 。当 とう 为一组有相近年龄的恒星(如星团中的 てき 恒星 こうせい )绘制赫罗图时,可 か 以看见次巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 是 ぜ 主 ぬし 序列 じょれつ 带的中断 ちゅうだん (转折)点 てん 和 わ 红巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 之 の 间的恒星 こうせい 带。因 よし 为1-8 M ☉ 的 てき 恒星 こうせい 演 えんじ 化 か 到 いた 离开主 ぬし 序列 じょれつ 需要 じゅよう 数 すう 亿年,因 いん 此只有 ゆう 当 とう 星 ほし 团够老 ろう 时,才能 さいのう 看 み 见次巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 。球状 きゅうじょう 星 ぼし 团 ,像 ぞう 是 ぜ 办人马座的 てき ω おめが 星 ほし 团和 かず 够老的 てき 疏散星 ぼし 团 M67 ,它们在 ざい 赫罗图 中 ちゅう 显示出 で 一个明显的次巨星分支。半 はん 人 にん 马的ω おめが 星 ほし 团显示 しめせ 出 で 几个个别的 てき 次 つぎ 巨星 きょせい 分 ぶん 支 ささえ 的 てき 原因 げんいん 还没有 ゆう 被 ひ 了解 りょうかい ,但 ただし 这似乎代表 だいひょう 在 ざい 这个星 ぼし 团中有 ちゅうう 不 ふ 同年 どうねん 龄的恒星 こうせい 族 ぞく 群 ぐん 在 ざい 内 ない [ 13] 。
有 ゆう 几种类型的 てき 变星 包含 ほうがん 次 じ 巨星 きょせい :
质量比 ひ 太 ふとし 阳大的 てき 次 つぎ 巨 きょ 星越 ほしごえ 过造 みやつこ 父 ちち 不 ふ 稳定带 ,称 しょう 为第 だい 一 いち 次 じ 跨 またが 越 こし ,因 いん 为它们可能会 のうかい 在 ざい 稍 やや 后 きさき 的 てき 蓝循环再一次跨越不稳定带。质量在 ざい 2 – 3 M ☉ 的 てき 范围,这包括 ほうかつ 盾 たて 牌 ぱい 座 ざ δ でるた 型 がた 变星 ,像 ぞう 是 ぜ 王 おう 良 りょう (仙 せん 后 きさき 座 ざ β べーた )[ 14] 。在 ざい 更 さら 大 だい 的 てき 质量,像 ぞう 是 ぜ 经典造 づくり 父 ちち 变星 的 てき 脉动恒星 こうせい ,也会穿 ほじ 越 えつ 过不稳定带,但 ただし 是 ぜ 穿 ほじ 越 えつ 的 てき 速度 そくど 很快,因 いん 而很难检测到例 れい 子 こ 。狐狸 こり 座 ざ SV最初 さいしょ 被 ひ 建 けん 议是第 だい 一次穿越不稳定带的次巨星[ 15] ,但 ただし 后 きさき 来 らい 确认是 ぜ 第 だい 二 に 次 じ 穿 ほじ 越 こし [ 16] 。
在 ざい 轨道上 じょう 环绕次 じ 巨星 きょせい 的 てき 行 ぎょう 星 ほし 包括 ほうかつ 仙女 せんにょ 座 ざ κ かっぱ b [ 17] 和 わ HD 224693 b [ 18] 。
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