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來源：互聯網

紅巨星（英文名：紅色 giant）是一顆處于恒星演化后期的低質量或中等質量（大約 0.3-8 M ☉ ）的發光巨星。現代恒星演化理論認為，主序星中的很大一段恒星在其中心氫聚變為氦的核反應完畢后都要向赫羅圖上的紅巨星區演化。

紅巨星時期的恒星表面溫度相對很低，表面溫度約為3000K，但極為明亮，因為它們的體積非常巨大。在赫羅圖上，紅巨星是巨大的非主序星，光譜屬于K或M型。當紅巨星中的氫和氦消耗完畢，碳和氧等物質雖然也在引力驅使下強烈塌縮，但因總質量不足，引力束縛不夠，中心區域的溫度無法啟動下一輪熱核反應，進而塌縮成碳-氧白矮星，外圍物質擴散成行星狀星云。如果恒星的質量太小（0.1M⊙核聚變，最終演化為氦白矮星。質量介于0.3至8倍太陽質量的主序星將演化成為比在主序列時更大但表面溫度更低的紅巨星。此類恒星會依次進入紅巨星分支（red-giant branch，惰性氦核和燃燒氫殼）、水平分支（horizontal branch，燃燒氦核）和漸近巨星分支（AGB星 giant branch，惰性碳氧核和燃燒氫氦殼）等階段，然后排出其大部分的外層物質形成一個行星狀星云（planetary 星云）。

事實上，恒星走向生命盡頭所要經歷的第一個階段就是紅巨星階段，這個階段會持續幾億年至幾十億年。太陽在約50億年后將成為一顆紅巨星，直徑是現在的數百倍。質量更大的稱為紅超巨星（紅色 supergiant）和紅特超巨星（hypergiant），其中鯨魚座的苧藁增二、金牛座的畢宿五和牧夫座的大角星是紅巨星，獵戶座的參宿四則是紅超巨星。

分類

在赫羅圖上，紅巨星是巨大的非主序星，光譜屬于K或M型。之所以被稱為紅巨星，是因為看起來的顏色是紅的，體積又很巨大的緣故。鯨魚座的苧藁增二、金牛座的畢宿五、牧夫座的大角星等都是紅巨星；而天蝎座的心宿二、獵戶座的參宿四、大犬座VY等則是紅超巨星。天文學家曾以為，恒星是沿著赫羅圖上的主序從O型演化為B型，再依次經歷A、F、G型而最終成為K型和M型星的。后來查明，實際情況并非如此，但人們將光譜型O、B稱為“早型”，將K、M稱為“晚型”的習慣卻一直保持至今。

特性

紅巨星是一顆恒星，它已經耗盡了其核心中的氫供應，并開始在核心周圍的殼層中進行氫的熱核聚變。盡管紅巨星的能量密度較低，但由于它們的體積很大，它們的亮度比太陽高很多倍。紅巨星光譜類型為K或M，表面溫度為3000-4000K，半徑約為太陽（R☉）的幾十到幾百倍不等。

由于紅巨星的光度很大，可以探測到很遠的距離，因此成為了研究銀河系結構很好的探針。紅巨星的年齡主要由主序階段的壽命決定，而紅巨星在主序階段停留的時長主要取決于其質量大小。紅巨星的主要組分為氫和氦。以太陽為例，它的總質量為1.9885×1030千克（約33.3萬個地球），其中73.46%是氫，24.85%為氦，其余是碳、氮、氧等元素，表面溫度大約為6000攝氏度。它的輻射功率達3.828x1026瓦，相當于每秒輻射出三峽大壩10億年的發電量。

在不漸近巨分支恒星中，有C-N型和晚期C-R型的碳星，當碳和其他元素在所謂的疏浚中對流到地表時產生。紅巨星的恒星邊緣沒有明確的定義，這與許多插圖中的描述相反。由于包層的質量密度非常低，這些恒星缺乏明確的光球層，恒星的主體逐漸轉變為“日冕”。與類太陽恒星的光球層有大量的小對流單元（太陽顆粒）不同，紅巨星光球以及紅超巨星的光球只有幾個大單元，其特征導致亮度變化在兩種類型的恒星上都很常見。

紅巨星氦核心的尺度僅約為整個星體尺度的千分之一，物質密度卻高達108kg/m3 。整個恒星有四分之一的質量就濃縮在這個僅比地球大幾倍的范圍內。北天最亮的恒星大角星（牧夫座a），便是這種處于紅巨星階段的小質量恒星的典型實例，其質量約 1.5M⊙，目前半徑約為21R⊙。

演化

紅巨星階段

紅巨星是從主序星演化而來的，其質量范圍約為0.3 M☉到8M☉左右。當一顆恒星最初從星際介質中縮的分子云中形成時，它主要包含氫和氦，以及微量的“金屬”（在恒星結構中，這僅指除氫和氦之外的任何元素，即原子序數大于2）。這些元素在整個恒星中均勻混合。當恒星核心達到足夠高的溫度開始熔合氫，并建立靜力平衡時，恒星就達到了主序階段。在主序生命期內，恒星會緩慢將核心中的氫轉化為氦；其主序生命結束時，恒星核心中的所有氫都已熔合。

當恒星耗盡核心中的氫燃料時，核心無法繼續進行核反應，因此由于融合產生的推力減小，核心開始收縮，導致核心升溫。核心的升溫使得核心周圍的氫發生燃燒，恒星膨脹。氫燃燒的殼層導致了一個被描述為鏡像原理的情況；當殼層內的核心收縮時，殼層外的恒星層必須膨脹。但由于缺乏熔合，核心收縮并升溫，導致恒星的外層大大膨脹，吸收了殼層燃燒的大部分額外能量。這個冷卻和膨脹的過程形成亞巨星。當恒星的包層冷卻足夠時，其光度開始增加，恒星開始升入赫羅圖-羅素圖（H–R圖）的紅巨星分支。

恒星沿著紅巨星分支移動的演化路徑取決于恒星的質量。對于太陽和質量小于約2太陽質量的恒星，核心將變得足夠密集，電子退化壓力將阻止它進一步坍縮。核心退化將繼續升溫，當達到大約108K時，這些熱量將通過三重-α過程開始將氦燃燒成碳。一旦退化核心達到這個溫度，整個核心將幾乎同時開始氦燃燒，形成所謂的氦閃。在質量更大的恒星中，坍縮的核心將在足夠密集之前達到108K，因此氦燃燒將更加平穩，不會產生氦閃。

當中心的氦耗盡，恒星再次坍縮時將導致殼層中的氦開始燃燒。與此同時，氫在燃燒的氦殼層外的殼層中開始聚變。這些反應將恒星置于漸近巨星分支，即第二個紅巨星階段。在漸近巨星分支階段結束時，恒星將排出其外層，形成一個行星狀星云，將恒星的核心暴露出來，最終變成一個白矮星。

紅巨星是小質量恒星演化發展的一個分支。恒星在一生的演化中總是試圖處于自身引力與內部輻射壓力之間的平衡狀態。當恒星無法通過核聚變產生足夠強的輻射壓來維持其自身的平衡時，便開始了演化。質量介于0.3至8倍太陽質量的主序星將演化成為比在主序列時更大但表面溫度更低的紅巨星。

小質量（M <2.3M⊙）恒星

以太陽為例：太陽屬于小質量恒星，太陽已有近50億年的歷史，再過40-50億年，隨著核反應的進行，核心區的氫豐度逐漸減小，直至枯竭，全部轉變成氦。氦核聚變要求更高的溫度，由于溫度不夠，熱核反應暫時停止，沒有輻射，輻射壓大大降低，導致引力大于向外的壓力。太陽將會因抗衡不住引力而收縮。

收縮的結果導致中心溫度大增，使氦能發生聚變反應（生成碳和氧），加熱中心區的外圍大氣，使外層向外膨脹。太陽中心部分以外的區域由于溫度的增高又開始氫核聚變反應，并且核反應迅速向外層轉移，推動外層膨脹，使得太陽體積很快增大上千倍以上。由于溫度下降，顏色變紅，太陽就變成又大又紅的紅巨星。如果恒星的質量約為0.2到0.5太陽質量時，雖然足夠大以成為紅巨星，但沒有足夠的質量來啟動氦聚變演化為紅巨星。

中等質量（2.3M⊙

中等質量恒星的壽命約在5千萬至12億年之間，伴隨氦燃燒導致碳-氧核心的積累，質量小于約8太陽質量的恒星永遠不會在其退化的碳-氧核心中啟動聚變。它的最終結局有兩種可能：一種是十分劇烈的爆炸式死亡，這就是超新星爆發；另一種是類似小質量恒星較為平穩地演化成一顆白矮星。兩種方式都會留下一片碩大且不斷擴散的遺跡星云。

在該演化過程中伴隨著恒星燃燒內核的氫，將熔化成為氦，恒星的亮度逐漸增強。這是因為恒星無法產生充足的熱量維持它的重量，因此殘留氫開始壓縮，在內核外部形成層狀結構。壓縮過程會產生更多能量，卻造成伴隨外層氣體膨脹，恒星變得蓬松。這一階段的紅巨星變得更加明亮，但它的氣體卻逐漸冷卻，從太空角度觀測到這顆恒星變得越來越紅。紅巨星體積很大，之后質量變得更大的紅巨星開始熔化氦成為重元素，但是這一過程非常有限，僅出現在恒星中心層狀結構開始崩潰的階段，此時恒星已演變成為一顆白矮星，主要是燃燒恒星超密度內核。

經歷紅巨星階段的恒星

非常低質量的恒星是完全對流的，可能會持續將氫聚變成氦長達一萬億年，直到整個恒星中只剩下很小一部分是氫。在此期間，亮度和溫度穩步增加，就像更大質量的主序星一樣，但由于所涉及的時間很長，溫度最終增加約50%，亮度約增加10倍。最終，氦的含量增加到使恒星不再完全對流的程度，而鎖定在核心中的剩余氫將在數十億年內消耗。根據質量的不同，溫度和亮度在氫殼燃燒期間會繼續增加一段時間，這時恒星可以變得比太陽更熱，比形成時亮度高出數十倍。經過數十億年后，這些恒星將變成冷卻的氦白矮星。

超大質量恒星發展成超巨星，它們會沿著一條在赫羅圖上來回水平移動的演化軌跡，最終位于右側，成為紅超巨星。它們通常會以II型超新星結束它們的生命周期。最大質量的恒星甚至可以在成為巨星或超巨星之前就變成Wolf–Rayet星。

赫羅圖

赫羅圖自一百多年前由天文學家（Ejnar Hertzsprung）和亨利·諾利斯·羅素（Henry Norris Russell）提出以來，始終是研究恒星結構和演化的最重要的工具之一。在赫羅圖上（圖1），恒星按照溫度（溫度）和光度（luminosity）進行排列。處于不同演化階段的恒星在赫羅圖上占據不同的位置，例如，所有的都分布在一條狹長的主序帶上。我們的太陽目前也正處在主序階段。主序之后的演化階段包括巨星（supergiant）階段，（white dwarf）階段等等。根據維恩定律（Wien’s law)，的顏色（color）由恒星的溫度決定。溫度越低的恒星顏色越紅，在赫羅圖上的位置越靠近右側；反之，溫度越高的恒星顏色越藍，在赫羅圖上的位置越靠近左側。此外，質量越大的恒星光度越高，在赫羅圖上的位置越靠近上側；反之，質量越小的恒星光度越低，在赫羅圖上的位置越靠近下側。

赫羅圖是一個給恒星分類的二維直角坐標系，其橫坐標代表恒星的表面溫度，而縱坐標則代表恒星的絕對亮度（絕對亮度是假定把天體放在離地球32.6光年遠的地方，所測得的亮度）。

根據表面溫度，恒星可以分為 O、B、A、F、G、K、M 七類。其中O型恒星的溫度最高，超過30000開爾文，主要發出藍白光；而M型恒星的溫度最低，介于2400開爾文到3700開爾文，主要發出橙紅光。而根據絕對亮度，按由亮到暗的順序，恒星又可以分為超巨星、亮巨星、巨星和矮星。在赫羅圖（赫茨普龍環形山羅素環形山 diagram）中，紅巨星分布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。

觀測與探索

LAMOST望遠鏡 DR4的研究與觀測

國家天文臺天體元素豐度組于2019年對LAMOST DR4數據中的64萬紅巨星年齡和質量進行了精確估算，為進一步理解星族合成和銀河系演化歷史提供了有價值的樣本。理解星系盤的形成和演化是當前星系形成與演化研究領域的核心問題之一，紅巨星是研究銀河系結構很好的探針，由于它的光度很大，因而可以探測到很遠的距離，因此是研究銀河系結構的優質樣本。在LAMOST DR4 的650余萬條光譜中，巨星光譜就有100多萬條，如何快速得到它們的質量和年齡顯得尤為重要。?

KIC9970396的觀測

云南天文臺恒星物理組博士研究生張昕旖和李焱研究員等人通過擬合KIC9970396混合模的觀測頻率與模型頻率，得到了兩個最佳模型，這兩個模型的恒星質量、半徑與食雙星的測光解得到的結果非常一致。并且這兩個模型的有效溫度、表面重力加速度及金屬豐度值，都在國家天文臺LAMOST望遠鏡的觀測誤差之內。相比于其他恒星參數，由于氦核的大小直接與g模式的傳播區域有關，所以通過星震學模型，他們精確地確定其氦核質量與半徑分別為：0.229±0.001太陽質量和?0.03055±0.00015太陽半徑。模型還顯示這顆紅巨星的演化狀態位于紅巨星聚團附近，這也是學界首次通過星震學測得這類紅巨星的精確氦核尺寸及其內部結構。

參宿四

2021年國際科學期刊《自然·通訊》在線發布了中國科學院國家天文臺趙剛研究團隊的一項最新成果。該團隊通過對從山東大學威海天文臺獲得的高分辨率近紅外光譜進行分析，揭示紅超巨星參宿四的神秘變暗是由于其表面出現恒星巨黑子造成，對這一廣受天文學家和公眾關注的現象提出了新的物理解釋。

參宿四又稱為獵戶座α星，是一顆位于獵戶座肩部的紅色恒星，它在夜空中異常明亮，肉眼清晰可見。2019年10月至2020年2月，參宿四出現了神秘的變暗現象，引起了全世界天文學家和公眾的關注與想象。作為一顆呈現周期性和有時不規則光度變化的變星，這是參宿四近50年來被觀測到的最顯著的一次變暗現象。它變暗了約一個星等（亮度減弱2.5倍），在夜空中肉眼可辨。對此，世界各地的天文學家提出幾種可能的解釋，如超新星爆發前演化階段、塵埃云的遮擋或恒星光球亮度的變化。參宿四是夜空中在近紅外波段最亮的恒星，因此近紅外波段是研究參宿四這類紅巨星最合適的觀測波長。

例子

紅巨星支

紅巨星是恒星經歷完漫長的青壯年時期（主序階段）進入的一個短暫不穩定的老年階段，根據恒星質量的不同，歷時只有數百萬年不等，這與恒星幾十億年甚至上百億年的穩定期相比是非常短暫的。之所以被稱為紅巨星，是因為這個時期的恒星體積巨大，極其明亮，外表呈現紅色。處于雙星系統中的紅巨星膨脹時，一些物質可以達到伴星的引力范圍內并被吸走，從而導致紅巨星的部分物質被轉移，質量變小。

這個階段的恒星的氦核心繼續收縮，氫燃燒殼層升溫愈烈，星體外層迅速膨脹，半徑可達100 R⊙，光度增大了數百倍，按常理，恒星表面積如此急速地變大，表面溫度便應快速下降。但此時物質的對流將星體內部的巨額能量帶到了表面，致使恒星的表面溫度幾乎保持不變。在圖中這一階段的演化程是從標號8到標號9，稱為“紅巨星支”。北天最亮的恒星大角星（牧夫座 a），便是這種處于紅巨星階段的小質量恒星的典型實例。除此外還有加克魯克斯（十字架一）和Iota Sculptoris等。

漸近巨星支

在漸近巨星支階段，恒星核心的氦燃盡，生成一個由“碳爐渣”構成的內核。恒星核心又因熱核反應無以為繼而再次收縮，同時外層再度膨脹，在演化過程中表現為從標號10到標號11，稱為“漸近巨星支”。恒星的半徑和光度超越了先前的任何階段。對于 1M⊙的恒星，隨著碳核心的不斷收縮，其中心溫度在繼續升高，但是永遠達不到將“碳爐渣”轉變成“碳燃料”，啟動新一輪的核聚變所需的溫度——6億K。這顆紅巨星已經臨近核燃燒的盡頭。已知的該分支例子有：Mira （ο Ceti）、χ 天鵝座、α赫拉克利斯等。

紅團簇巨星

如果僅從表面上看，天文學家很難判斷一顆恒星究竟是紅巨星還是紅團簇星，因為紅團簇星和紅巨星的初始階段在溫度、亮度上幾乎相同，很難區分。在赫羅圖中，由于金屬豐度的影響，紅巨星與紅團簇巨星很難通過有效溫度和重力加速度直接區分開。

根據紅團簇星和紅巨星內部結構示意圖分析，紅團簇星與紅巨星內部結構不同，紅團簇星內部是氦組成的核心在燃燒，而紅巨星的氦核心不燃燒，其外面的氫包層在燃燒。典型的實例有五車二（Capella）、仙后座阿爾法（Alpha Cassiopeiae）和δ仙女座（Delta Andromedae）。

太陽和紅巨星

當太陽核心的氫燃燒盡時，維持其平衡的壓力也會隨之消失。它的核心將開始收縮，釋放出引力能量，而這標志著這顆恒星開始走向生命的終結。

在太陽誕生大約100億年后，它核心中的氫將基本耗盡，只剩下太陽內部溫度不足以將其點燃的氦元素。如果沒有氫聚變來抵抗引力，太陽將向內坍縮。隨著密度的增大和溫度的升高，它將啟動核心周圍的氫元素的聚變反應。然后，太陽將膨脹并逐漸冷卻，成為一顆紅巨星。新一輪的活動使它的氦核受熱，一旦核心溫度達到 1 億攝氏度左右，氦聚變將開始并形成碳原子。太陽核心將通過氦聚變繼續燃燒約 1 億年，而外層仍在進行氫聚變，燃燒著氫的外殼會產生一個向外的推力，導致太陽的膨脹。

太陽的質量決定了它的終點。由于太陽是一顆小質量的主序星，因此當它耗盡燃料時，就會變成一片行星狀星云，環繞著最終將變成白矮星的核心。太陽獲取能量的過程包括4個質子轉變為 1 個氦核的不可逆核反應。在 50 億年之后，太陽將耗盡它的氫燃料，它的中心區域將只剩下氦。由于質子 - 質子鏈反應的消失，它的核心開始向內坍縮。在坍縮過程中，核心的溫度會再次上升，在溫度達到 1 億攝氏度時，氦聚變被啟動并生成碳和氧。一段時間內，太陽將通過這些核聚變獲取能量。但當氦核也燃燒殆盡時，由于太陽的質量不足以引發碳聚變，因此它將失去能量的來源。

太陽的最后一個生命階段將從它變成一顆紅巨星開始，而當它擺脫掉外層，剩下的核心變成一顆亮度微弱的白矮星時，這個階段便宣告終結。在幾十億年后，太陽將把最后的氫融合成氦，變成一顆紅巨星，并膨脹到目前大小的250倍。首先，太陽的質量損失將減弱其對地球的引力，這將使地球在大約76億年后遷移到其他軌道。在太陽周圍，可以存在液態水的區域從地球一直延伸到火星，但這個區域不會一成不變。一旦太陽演變為紅巨星并吞噬了水星和金星，這個宜居帶將遷移至火星和天王星之間。但屆時太陽將變得異常巨大，直徑是現在的數百倍，足以吞噬掉目前太陽系里包括地球以內的內側行星。初始質量更大的主序星會演化成為紅超巨星（red supergiant）。

參考資料 >

Arcturus: Facts about the bright red giant star.space.2024-01-24

red giant star; red giant.nadc.china.2023-12-04

恒星演化簡史.澎湃新聞.2023-11-20

什么是紅巨星？天狼星是紅巨星嗎？.北京天文館.2023-12-23

紅巨星.中國大百科全書.2024-01-24

揭開恒星“返老還童”之謎.微信公眾平臺.2023-11-20

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“生命”的輪回:生于塵埃，歸于塵土 | 恒星的一生.微信公眾平臺.2023-12-04

hypergiant [star].nadc.china.2023-12-23

大數據時代銀河系紅巨星的“星口普查”.nadc.china.2023-12-05