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红巨星分支

红巨星分支（RGB，red-giant branch），有时被称为第一巨星分支，它是恒星演化过程在氦核点火之前的巨星分支的一部分。对于中低质量恒星，这是跟随在主序之后的阶段。红巨星分支星有一个惰性的氦核心，周围是以碳氮氧循环融合氢的壳层。它们都是K或M类型的恒星，比温度相同的主序星大得多，也明亮得多。

球状星团M5的赫罗图。红巨星分支从薄薄的水平次巨星分支一直延伸到右上角，一些更亮的红巨星分支星被标记为红色。

发现 编辑

 
在球状星团中，像是NGC 288，最亮的恒星都是红巨星。

在20世纪初期使用赫罗图之后，很明确的显示低温恒星有两种大小非常不同的类型：现在称为主序星的矮星和巨星[1][2]。

红巨星一词从20世纪40年代和50年代开始使用，然而最初只是用在赫罗图的一般术语。 虽然在1940年代人们已经了解主序星寿命的热核基础，以及随后热力收缩阶段的白矮星，但尚不清楚各种类型巨星内部的细节[3]。

在1968年，渐近巨星分支（AGB）被用在比大量的红巨星更明亮和更不稳定，通常振幅也较大，例如蒭藁变星，这样的一个分支[4]。早在几年前就已经对这个分岐的巨星分支进行了观测，但不清楚不同序列之间的关系[5]。到了1970年，已经很清楚红巨星区域包括次巨星、红巨星分支本身、水平分支和渐近巨星分支等组成，对恒星在这些区域的演化状态也有广泛的理解[6]。在1976年，有别于第二个分支或渐近巨星分支，红巨星分支是第一个被描述的巨星分支[7]，并且这个术语至今仍被频繁的使用着 [8]。

现代恒星物理学模拟了中等质量恒星在主序星之后，在不同阶段过程的内容[9]，增加了复杂度和精确性[10]。对红巨星分支的研究结果也被用作研究其它领域的基础[11]。

演化 编辑

 
不同质量恒星的演化轨迹：
•0.6 M☉的轨迹：显示红巨星分支（RGB）和停止于氦闪。
•1 M☉的轨迹：显示一个短但是持久的次巨星分支和红巨星分支到氦闪。
•2 M☉的轨迹：显示次巨星分支和红巨星分支，在渐近巨星分支（AGB）上有几乎检测不到的蓝循环。
•5 M☉的轨迹：显示一个长但很短暂的次巨星分支、短的红巨星分支和一个扩展的蓝循环。

若一颗恒星的质量介于0.4 M☉（太阳质量）至12 M☉（低金属量的恒星是8 M☉），在耗尽核心的氢时，它就进入氢壳燃烧的阶段。在此期间，它成为一颗比在主序带时更大但表面温度更低的红巨星。在氢壳燃烧的过程中，恒星的内部经历了几个不同的阶段，这些阶段会反映在表面上。演化阶段主要取决于恒星的质量，但也会受到金属量的影响。

次巨星阶段 编辑

在主序星在耗尽核心的氢之后，它将从围绕着氦核周围的厚厚外壳中，开始进行氢融合。氦核的质量低于钱卓-荀伯极限（英语：Schönberg–Chandrasekhar limit）和处于热平衡，并且恒星是颗次巨星。在壳层的氢融合产生的任何额外能量都会消耗在包层膨胀和恒星冷却中，但不会增加亮度[12]。

在大约太阳质量的恒星中，壳层的氢融合会继续进行，直到氦核的质量够大，使氦核成为简并态物质。然后核心收缩、加热，并发展出更高的温度梯度。氢壳通过对温度更敏感的碳氮氧循环将氢融合成氦，大大的提高能量产生的 效率，而恒星被认为位于红巨星分支的底端。对于质量与太阳相同的恒星来说，从氢在核心枯竭的时间开始，这大约需要20亿年的时间[13]。

质量超过大约2 M☉的恒星，演化得较快，在核心还没有成为简并态物质时，就到达钱卓-荀伯极限。在氢壳层能量的协助下，核心仍然能靠着热能支撑自身的重量，但已不再处于热平衡的状态。因此核心会收缩和加热，导致氢壳越来越薄，而恒星的外层膨胀。这样的组合使得恒星表面的温度降低朝向红巨星分支低端移动时，亮度也随之降低。在核心成为简并态物质前，外部的氢包层变得不透明，从而导致恒星停止冷却，增快了壳层中氢融合的效率，于是恒星进入红巨星分支。在这些恒星中，次巨星阶段只有数百万年的时间，造成在赫罗图中的B型主序星和红巨星分支（RGB）之间有明显的空隙；在年轻的疏散星团，像是蜂巢星团中可以看见。这是赫氏空隙，实际上是为数不多的次巨星迅速朝向红巨星演化；在年老、恒星密集的星团可以看见明显的对比，像是球状星团半人马座ω就有着低质量恒星短而密集的次巨星分支[14][15]。

上升红巨星分支 编辑

 
在红巨星分支上，像太阳一样的恒星有一个简并态物质的核心，在核心开始氦闪之前，会先上升至分支的顶端。
 
质量比太阳大，没有简并态物质核心的恒星，当它们的核心在没有氦闪之前就点燃氦融合的情况下，就会在未抵达顶端前离开红巨星分支。

红巨星分支底端的恒星都有类似的表面温度，大约是5,000K，相当于恒星光谱类型K的早期到中期。它们的亮度范围从质量最轻的只有太阳亮度的数倍，到大约8 M☉亮度高达太阳的数千倍[16]。

随着氢壳继续产生更多的氦，红巨星分支的核心质量和温度都会增加。这将导致氢壳更快的融合，恒星变得更明亮、更大、但表面温度会降低。这被描述为上升红巨星分支[17]。

在上升红巨星分支的过程中，许多内部产生的变化会影响到外部观测到的性质。随着恒星的膨胀和壳层产生的能量的，对流胞的深度会越来越深。最终，它达到足够深的地方，产生核心对流（称为第一次上翻），将过去核聚变的产物，带到表面。这改变了表面的氦、碳、氮和氧的丰度[18]，可以在红巨星分支上找到一个明显的恒星群聚点，称为红巨星分支瘤。它是由深度对流造成氢丰度的不连续性造成的。壳层产生的能量在这种不连续性的情况下暂时下降，有效的阻碍了红巨星分支的上升，因而在这一点上造成较多的恒星[19]。

红巨星支尖 编辑

对于拥有简并氦核的恒星，其核心达到足够的温度时会开始融合，因此它们的大小和光度的增加是有所限制的，这就是所谓的红巨星支尖。所有到达这一点的恒星几乎都有一个0.5 M☉的核心，以及非常相似的恒星光度和温度。这种光度的恒星已被用作距离指标的标准烛光。在可见光上，金属量与太阳相当时，红巨星支尖发生在绝对星等-3，表面温度3,000K；金属量非常低的表面温度则约为4,000K[16][20]。模型预测的亮度，取决于金属量，是2,000–2,500 L☉[21]。 在近代的研究中，红外星等更为常用[22]。

离开红巨星分支 编辑

简并的核心在氦闪的爆炸事件中开始核聚变，但从外部几乎没有直接的迹象。能量被消耗在解除核心的简并状态，恒星整体的亮度降低但变得更热，并迁移到水平分支上。所有简并的氦核都有相似的质量，在不考虑恒星的总质量下，因此在水平分支上的氦融合亮度是相同的。氢壳融合可以导致恒星的总光度变化，但对金属量接近太阳的大多数恒星而言，水平分支低温端的温度和光度都非常相似。这些恒星大约在5,000K和50 L☉处形成红群聚。质量较低的氢包层会使恒星在水平分支上处在更热但较黯淡的位置上，这种效应在低金属量时更容易发生，因此老年的贫金属星团会显示出最明显的水平分支[13][23]。

初始质量比2 M☉更大的恒星，在红巨星分支上没有简并态的氦核。这些恒心在抵达红巨星分支顶端和核心成为简并态之前，就已经开始3氦过程的核聚变。然后，它们离开红巨星分支，在执行一次蓝循环之后，就返回进入渐近巨星分支。恒星的质量只比2 M☉稍多一点，再重返渐近巨星分支之前，几乎没有明显的蓝循环，因此很难将它们的位置与红巨星分支区分开来。质量越大的恒星，执行蓝循环的路径越为明显，在亮度达到数千L☉时，温度可以高达10,000K或更高。这些恒星可以跨越不稳定带数次，成为脉动式的经典造父变星 [24]。

性质 编辑

下表显示主序带（MS）、次巨星分支（SB）和红巨星分支（RGB）上的典型寿命。对于不同初始质量的恒星，这些恒星的金属量都与太阳一样（Z=0.02）。也显示了每颗恒星在RGB开始和结束时的氦核心质量、表面有效温度、半径和光度。红巨星分支的结束（末端）被定义为氦核心点火时[8]。

质量
（M☉）		 主序星

(MS)
(GYrs)

钩子

(Hook)
(MYrs)

次巨星分支

(SGB)
(MYrs)

红巨星分支

(RGB)
(MYrs)

红巨星分支(RGB)开始
 红巨星分支(RGB)结束
核心质量（M☉） 温度eff （K） 半径（R☉） 光度（L☉） 核心质量（M☉） 温度eff （K） 半径（R☉） 光度（L☉）
0.6 58.8 N/A 5,100 2,500 0.10 4,634 1.2 0.6 0.48 2,925 207 2,809
1.0 9.3 N/A 2,600 760 0.13 5,034 2.0 2.2 0.48 3,140 179 2,802
2.0 1.2 10 22 25 0.25 5,220 5.4 19.6 0.34 4,417 23.5 188
5.0 0.1 0.4 15 0.3 0.83 4,737 43.8 866.0 0.84 4,034 115 3,118

中等质量的恒星在主序带和次巨星分支时，只失去一小部分的质量，但在红巨星时失去大量的质量[25]。

当恒星到达水平分支时，类太阳恒星所损失的质量会影响其温度和光度，因此红群聚恒星的特性可以用来确定氦闪前后的质量差异。红巨星失去的质量也决定了随后的白矮星质量和性质。估计在到达红巨星分支尖端的总质量损失大约在0.2–0.25 M☉。大部分的质量是在氦闪前的最后数百万年中流失的 [26][27]。

质量更大的恒星，在氦闪之前就离开红巨星分支的质量损失，就更难以直接测量质量。目前的造父变星质量，像是造父一（仙王座δ），因为是双星或脉动变星，因此可以准确地测量。与演化模型比较，这些恒星似乎已经损失了大约20%的质量，其中大部分是在蓝循环阶段，特别是在不稳定带的脉动过程中[28][29]。

变异性 编辑

一些红巨星是大振幅的变星。最早知道的变星有许多是有规则的变光周期和大幅度光度变化的米拉变星，半规则变星具有不太明显的周期或多个周期与较小的振幅，慢不规则变星则没有明显的周期。这些长期以来一直被认为是渐近巨星分支（AGB）的恒星或巨星，红巨星分支（RGB）的恒星，本身一般不会被认为是变星。一些明显的例外被认为是低亮度的渐近巨星分支星[30]。

20世纪后期的研究开始表明，M型的所有巨星都有百分之一星等的振幅变化，晚期的K型巨星也有可能是变星，但振幅较小。这样的变星之间，是靠近红巨星分支尖端，更明亮的红巨星，但很难辨识它们实际上是否是渐近巨星分支星。这些恒星表现出周期性的振幅关系，且较大振幅变动的脉动较慢[31]。

在21世纪的重力微透镜观测提供了数以千计的恒星，在可能的岁月里极其精确的光度测量。这使得许多新变星得以发现，而这些变星的振幅往往都很小。多个周光关系被发现，并被归类为具有紧密间隔平行关系的"脊"区域。其中一些对应于已知的米拉变星和半规则变星，并定义了一个额外的变星类别：OGLE，小振幅红巨星或OSARG（OGLE小振幅红巨星）。OSARGs 是振幅只有千分之几个星等，周期在10-100天的半规则变星。OGLE测量公布了每个OSARG可以有多达三个以上的周期，表明有着复杂的脉动组合。很快地就在麦哲伦云检测到数以千计，包括红巨星分支和渐近巨星分支恒星的OSARGs[32]。之后，也出版了列出在银河中心隆起的核球，包含192,643 OSARGs的目录。然而，在麦哲伦云的OSARGs大约有四分之一呈现很长的次要周期，但银河的OSARG很少有这样的[33]。

红巨星分支的OSARGs遵循三个紧密间隔的周光关系，对应于某些恒星质量和亮度径向脉动的第一、第二和第三泛音模型，但是偶极子和四极子非径向脉动也存在半规则性质的变化[34]。没有出现简正模，并且也不知道激发的基本原理。类似于类太阳振荡（英语：Solar-like oscillations）的随机对流被认为是一个原因[32]。

在渐近巨星分支星中另外发现了两种类型的变星：与其他变异有关，周期长达数百天或数千天的次生长周期，但可以显示更大的振幅；和"椭球"的变星。次长周期的成因还不清楚，但有人提出原因可能是与近轨道上的低质量伴星交互作用造成的[35]。椭球的变化也被认为是在联星系统中产生的，在这种情况下，密接联星中扭曲的恒星能在轨道上引起严格的周期性变化[36]。

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