红巨星的演化

2016-07-11 15:03 作者:admin 来源:网络

质量在太阳的0.5至7倍之间的恒星,在耗尽了核心的氢燃料之后,燃烧将会移至核心外围的氢气层。因为惰性的氦核本身没有能源,便因为重力而收缩并被加热,在上面的氢也会跟着一起收缩,因此融合的速度会增加,产生更多的能量,导致恒星变得更为明亮(比原来亮1,000~10,000倍)并且使体积膨胀。体积膨胀的程度超过发光能力的增加,因此表面的有效温度下降。表面温度的下降使得恒星的颜色倾向红色,因此称为红巨星。理论上,恒星光谱从A至K的主序星会演化成为红巨星及红超巨星,而O与B型的恒星会成为蓝超巨星(与红巨星演化有很多不同处)。

当恒星的核心持续收缩到足以点燃3氦过程的密度和温度条件,氦融合就会启动。
 

对质量小于2.5倍太阳的恒星而言,氦核心需要持续收缩以对抗越来越多的核心的氦积聚,对抗重力的唯有电子简并压力。所以,当温度上升到~1亿度的点燃温度时,早已是类似“白矮星”一般的简并态致密核。这样的氦燃烧无法及时通过热膨胀把能量传输出去,就会出现热失控的氦闪,大约在1分钟内,氦核的大部分都聚变为碳核(以及后续的氧核),并向恒星外层传输出巨量的能量,导致恒星突然性变亮,并持续一个短周期。然后,核心又不再产生能量,外层的氢在较浅的位置上以较复杂的方式继续聚变成氦。恒星核心再次缓慢积聚氦,较长的一段时间后,类似的氦闪又在富含碳-氧内核外的氦包层中再次发生。这时的恒星就位于赫罗图上的渐近巨星分支上,每次氦闪后,从一个红巨星分支进入另一个分支。
 

大于太阳质量2.57倍的恒星,由于氢核聚变速度更快、核心更热,氦聚变可以在核心尚未收缩到白矮星密度的简并态前就点燃,整个核反应会比较平顺与持续的进行。当这类恒星初始的重元素含量较低(“贫金属”星)时,它们将进入水平分支——这些恒星在赫罗图上的位置是水平的分布。富含金属的恒星在这个阶段则群聚成赫罗图上的红群聚。