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[[File:红巨星分支.jpeg|有框|右|<big>红巨星分支</big>[http://5b0988e595225.cdn.sohucs.com/images/20200116/b7e0f41e35ae4806a1f55b39283ceaaf.jpeg 原图链接][https://www.sohu.com/a/367284311_610722 来自 搜狐 的图片]]]

'''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。

==发现==

在[[20世纪]]初期使用赫罗图<ref>[https://www.sohu.com/a/120787478_550879 赫罗图-宇宙迷必须懂 ]，搜狐，2016-12-06 </ref>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。

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。

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[[米拉变星]]，这样的一个分支。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。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。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，并且这个术语至今仍被频繁的使用着 。

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，增加了复杂度和精确性。对红巨星分支的研究结果也被用作研究其它领域的基础。

==演化==

若一颗恒星的质量介于0.4 M☉（[[太阳质量]]<ref>[http://www.360doc.com/content/18/0522/07/11770334_755890326.shtml 太阳的体积大小和质量大小是如何知道的?哪位科学家发现的? ]，个人图书馆，2018-05-22</ref>）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。

==视频==
===<center> 红巨星分支 相关视频</center>===
<center>一分钟看太阳变成红巨星的过程</center>
<center>{{#iDisplay:f3030h0ck7l|560|390|qq}}</center>

<center>还在害怕太阳变成红巨星？科学家表示，太阳氦闪更可怕！</center>
<center>{{#iDisplay:w0865uplurg|560|390|qq}}</center>

==参考文献==

[[Category:320 天文學總論]]