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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。

目录

发现

20世纪初期使用赫罗图[1]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[2])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。

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参考文献