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來源：互聯網

亞巨星（英文：subgiant），恒星離開主序星向巨星演化的最初階段。亞巨星位于赫羅圖的右上方，是介于巨星支和主序星支之間的一類恒星，其光度級為Ⅳ。

質量小于0.4個太陽質量的恒星，因整個恒星幾乎都處于對流，氫（整個星體）在主序階段都會轉變為氦，所以不會經歷亞巨星階段。0.4-1個太陽質量的恒星在消耗掉核心中的氫時，核心散逸層的厚重氫殼層會繼續核反應而不會中斷核聚變，恒星從主序階段進入亞巨星階段。1-8個太陽質量的恒星會發展出一個對流核心，核心開始收縮并增加溫度，導致恒星膨脹和冷卻，成為亞巨星分支的開始。8-12個太陽質量的恒星在演化過程中，會將核心氫燃燒盡后，開始進行氫殼層和氦核心的燃燒，達到紅巨星分支，期間會經歷短暫的亞巨星分支。

由于亞巨星在恒星演化過程中時間比較短暫，所以導致能被觀測到的亞巨星數量稀少。科學家們根據亞巨星的光度和初始質量等特點，通過LAMOST望遠鏡（LAMOST）光譜大數據等方法，從700萬恒星中篩選出25萬顆亞巨星，首次在銀河系空間范圍和恒星金屬豐度范圍內獲取大樣本恒星的高精度年齡。?

簡介

亞巨星，位于主序星（如太陽）和巨星之間。它們比主序星更亮，但比巨星暗一些，在恒星光譜的MK二元分類中，亞巨星的光度級為IV級。亞巨星的體積通常比主序星略大，但比巨星要小。光度是亞巨星的重要特征之一，可以幫助確定其演化階段和性質。亞巨星的表面溫度通常介于主序星和巨星之間，一般比主序星略低。溫度可以通過恒星的光譜特征和顏色確定。赫羅圖的X軸是恒星的溫度或光譜類型，Y軸是絕對星等或光度的散射圖。亞巨星占據在主序帶（下圖中從左上到右下的亮帶）上方和巨星之下的區域。因亞巨星在恒星演化過程中停留的時間較短，所以觀測的亞巨星樣本較少，在赫羅圖中表現為亞巨星支的恒星數量較少。對于溫度更高、質量更大的B型星，當它們演化到亞巨星階段時，和主序星時期區別不大。而小質量恒星演化到亞巨星階段時，整體性質與其主序星和紅巨星時期相比具有較為明顯的區別。

當一組有相近年齡的恒星（如同一星團中的恒星）繪制赫羅圖時，可以看見亞巨星分支是主序列帶的中斷（轉折）點和紅巨星分支之間的恒星帶。因為1-8個太陽質量的恒星演化到離開主序列需要數億年，因此只有當星團足夠年老時，才能看見亞巨星分支。球狀星團，像是半人馬座的ω星團和較為年老的疏散星團M67，它們在赫羅圖中顯示出一個明顯的亞巨星分支。

早期研究

亞當斯（Adams）和科爾斯舒特（Kohschutter）在發現確定恒星絕對星等的光譜方法后，便暗示了亞巨星的存在。1914年，科爾斯舒特繼續研究這一方法。1922年，Luyten發現F3和K3類型的巨星和矮星之間的相同連續譜。1930年，斯特羅姆伯格（Stromberg）將赫羅圖中絕對星等在MV=+2.5和+4之間、光譜類型從G0~K3的中等光度恒星稱為亞巨星。

1935年，亞當斯等人根據威爾遜山的光譜視差繪制的赫羅圖顯示出明顯的亞綱序列。20世紀30年代，在已知的矮星、巨星和超巨星之外，李斯沖伯格和杰拉德·柯伊伯還發現了亞巨星和亞矮星的存在。1950年，斯多艾（J. Stoy）宣布發現了幾個銀河星團在赫羅圖的“精細結構”。

恒星演化過程

主序星階段

主序星是處于青壯年期的恒星，質量越高的恒星，演化到主序星的時間便越短。例如質量為10倍太陽質量的B3型恒星演化到主序星需要30萬年，質量為1倍太陽質量的G2型恒星演化到主序星需要3000萬年，質量為0.25倍太陽質量的M5恒星需要10億年才能成為主序星。

恒星在引力的作用下恒星不斷收縮，內部溫度達到1500萬K時，氫聚變為氦的熱核反應開始全面發生。熱核反應放出巨大能量，產生巨大的能與向內的恒星引力相抗衡的向外的壓力，這種壓力使星體停止收縮。這時期的恒星處于穩定狀態，主序星階段是恒星發展過程中持續時間最長的階段，質量越小的恒星，其主序星階段越長。例如質量為50倍太陽質量的恒星在主序階段大約停留100晚年，質量為15倍太陽質量的恒星在主序階段大約停留1500萬年，質量為1倍太陽質量的恒星在主序階段大約停留100億年，而質量僅為0.5倍太陽質量的恒星在主序階段停留要長達2萬億年。

亞巨星階段

當恒星通過核聚變耗盡核心中所有的氫時，它將走到其主序階段的終點。由于沒有核聚變過程來抵消重力的作用，核心將開始收縮，隨著時間的推移密度也會越來越大。在這一過程中，太陽的溫度會升高，并最終點燃核外剩余的氫。這個新的燃料源將產生巨大的能量，把散逸層向外推，使太陽的直徑擴大到目前的兩到三倍，使它變成一顆亞巨星。

巨星階段

恒星經過主序星階段后，會逐漸演化成亞巨星，再向前演化即形成巨星，巨星階段，主序星內部氫逐步變為氦，且氦核的質量達到恒星質量的10%-15%，此時恒星內部的熱核反應成為不循環的“氦燃燒”且星體體積急劇膨脹，而表面溫度下降，后進一步演化成紅巨星。

不同質量恒星演化

小質量恒星（0.08-1倍太陽質量）

質量小于0.4倍太陽質量的恒星在其大部分區域都具有對流性。這些恒星繼續在其核心燃燒氫，直至整個恒星的氫轉化為氦，所以它們不會經歷亞巨星階段。

0.4倍太陽質量到約1倍太陽質量之間的小質量恒星，其非對流核心具有從中心向外的強大溫度梯度。當它們消耗掉核心中的氫時，核心散逸層的厚重氫殼層就會繼續核反應而不會中斷核聚變，此時的恒星逐漸從主序階段進入亞巨星階段。

中等質量恒星（1-8倍太陽質量）

中等質量恒星在主序列上時有一個對流的核心。它們發展出更巨大的氦核，會占據恒星更大的區域，并從整個對流區排出氫。且恒星中的核聚變完全停止，核心開始收縮，溫度隨之增加。盡管缺乏核聚變，但整顆恒星開始縮小且溫度與輻射光度增加。在恒星的核心變得足夠熱，能夠點燃殼中的氫之前，這個過程將持續數百萬年，而后逐漸膨脹和冷卻，開始從主序列的末端進入亞巨星分支。

大質量恒星（8-12倍太陽質量）

質量在8-12個太陽質量的恒星，在主序列上有大量的碳氮氧循環核聚變的對流核心。這類恒星會將核心氫燃燒殆盡后，開始進行氫殼層和氦核心的燃燒，逐漸進入紅巨星分支。這樣的恒星，例如早期的B型主序星，在成為巨星之前，只會經歷短暫的亞巨星分支。它們在過渡期間的光譜類型也可能被歸類為亞巨星。

分類

光譜分類

20世紀初，天文學家對50萬顆恒星進行了光譜研究，并對恒星光譜出現情況進行了分類，即藍色的“O”型、藍白色的“B”型、白色的“A”型、黃白色的“F”型、黃色的“G”型、橙色的“K”型、紅色的“M”型等。最后，發現它們與顏色也有關系。實際上這是一個恒星表面溫度序列，從數萬度的0型到2000~3000度的M型。1911年丹麥天文學家赫茨普龍，1913年美國天文學家羅素各自獨立根據恒星光譜型和光度的關系，建起著名的“光譜一光度圖”。他們發現大多數恒星分布在左上方至右下方的一條狹長帶內，從高溫到低溫的恒星形成一個明顯的序列，稱為“主序帶”。其他還有超巨星、亮巨星、巨星、亞巨星、亞矮星和伴星等類型，而這一不同類型表示了它們有不同的光度。為了紀念兩位科學家作出的貢獻，人們稱這種圖為赫羅圖。赫羅圖是研究恒星的重要手段之一，它不僅顯示了各類恒星的特點，同時也反映恒星的演化過程。在恒星的光譜分類中，O、B、A型稱為“早型星”，F和G型稱“中間光譜型”，K和M型稱為“晚型星”。

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