次巨星
次巨星分支
次巨星分支是低、中質量恆星演化的一個階段。恆星與次巨星光譜的類型並不總是在次巨星分支上演化[1]，反之亦然。例如，位在赫羅縫隙中的后髮座FK和郎將，很可能都是演化中的次巨星，但是兩者經常被歸類為光度更高的一類。光譜類型會受金屬豐度、旋轉、異常化學特性等因素的影響。在像太陽這樣的恆星中，次巨星分支的初始階段會因為內部已經變化但外部變化的跡象很少而被延後。要確定演化的方法包括化學豐度，如鋰在次巨星中被稀釋，和星冕輻射的強度。
當主序星核心中剩餘的氫分數減小時，溫度增加使得融合速率增加。 這會導致恆星隨着年齡增大而慢慢演化為高光度，並且在赫羅圖中的主序帶會被拓寬。
一旦主序星停止在其核心中的氫融合反映，核心就開始在自身質量下崩潰。這導致它的溫度增加和在核心外殼的氫開始融合，這提供了比核心的氫融合更多的能量。低和中等質量的恆星膨脹和表面開始冷卻，直到溫度約5,000K時，它們開始增加光度，進入被稱為紅巨星分支的階段。從主序星到紅巨星分支的過渡階段被稱為次巨星分支。由於恆星內部構造的不同，次巨星分支的形狀和持續時間會因不同質量的恆星而異。
在赫羅圖的次巨星
赫羅圖的X軸是恆星的溫度或光譜類型，Y軸是絕對星等或光度的散射圖。所有恆星的赫羅圖在對角上顯示一個明確的主序列帶，其中包括大多數的恆星，有大量的紅巨星（和白矮星，如果可以觀測到案若的恆星），在圖的其它部位相對的只有少量恆星。
次巨星占據了在住序列上方（即發光比較亮）和巨星之下的區域。在大多數的赫羅圖中，因為做為次巨星的時間比主序星或巨星的時間要少得多，因此相對的數量會較少。熱的B型次巨星幾乎與主序星沒有區別，而溫度較低的次巨星則與在主序星和紅巨星有較大的差距，而有較明顯的區別。大約在光譜型K3以下的主序星和紅巨星[2]之間是空的，沒有次巨星。
在和羅圖上可以繪製恆星演化的軌跡。對於特定質量的恆星，這些軌跡的位置可以追蹤它在其生命中的位置，並顯示其路徑：從最初在主序列上的位置，沿次巨星分支到巨星分支。當為一組有相近年齡的恆星（如星團中的恆星）繪製赫羅圖時，可以看見次巨星分支是主序列帶的中斷（轉折）點和紅巨星分支之間的恆星帶。因為1-8 M☉的恆星演化到離開主序列需要數億年，因此只有當星團夠老時，才能看見次巨星分支。球狀星團，像是辦人馬座的ω星團和夠老的疏散星團M67，它們在赫羅圖中顯示出一個明顯的次巨星分支。半人馬的ω星團顯示出幾個個別的次巨星分支的原因還沒有被了解，但這似乎代表在這個星團中有不同年齡的恆星族群在內 。
視頻
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參考文獻
- ↑ 天文知識_亞巨星是什麼星體，第一星座網，2017-11-18
- ↑ 紅巨星,最火爆的巨星，外星探索網 ，2015-11-23