维基百科:台湾教育专案/台大物理系服务学习/113-1/红超巨星
红超巨星（RSG）是恒星的恒星光谱分类的约克光谱分类（光度分类）中的第一级，超巨星中的一种。虽然它们的质量不是最大的，但体积却是宇宙中最大的恒星。一般质量在8-40个太阳质量的恒星，在燃烧完核心的氢元素，进入燃烧氦元素的阶段之后，将成为红超巨星。这些恒星的表面温度很低（3500-4500 K），但有极大的半径。大部分红巨星的半径是太阳的200至800倍，已经足以到达并超越地球到太阳的距离。已知在银河系内半径最大的四颗红超巨星是仙王座μ、人马座KW、仙王座V354和天鹅座KY，它们的半径都在太阳的1,500倍以上（大约是7天文单位，或是地球至太阳距离的7倍）。 这些巨大的恒星比起"热真空"－没有明确边界的光球，只是单纯的渗入星际空间内－还是非常小。它们有缓慢、密集的恒星风，而且如果核心的反应因为任何原因减缓（例如在壳层中燃烧的转变），它们可能缩小成为蓝超巨星。蓝超巨星有较快速但是疏落的恒星风，能造成在红超巨星阶段已经被释出的物质被压迫进入扩展的壳层内。
许多红超巨星的质量都允许它们核心的最终产物是铁元素，在接近生命期的结束时，它们将发展出来的元素会越来越重，而越重的元素也越接近核心。
相对来说，红超巨星的阶段很短暂，持续的时间只有数十万至数百万年。大多数大质量的红超巨星会发展成为沃尔夫-拉叶星，而质量稍低的红超巨星会以类似II型超新星结束它们的生命。
分类
超巨星是指某一类达到超巨星光谱的恒星，而红超巨星就是指发出红光的超巨星。红超巨星是体积最庞大的恒星种类之一，目前已知最大的恒星史蒂文森2-18，就是其中一颗红超巨星。
为了区分不同光度类别的超巨星，天文学家们倾向以将较暗的超巨星分类到“Ib”，而较明亮的超巨星则分类到“Ia”；红超巨星也不例外。一些特别明亮或质量特别高的超巨星会被分类为“0”或“Ia+”，这类的超巨星又被称为特超巨星。大犬座VY和天鹅座NML就被视为红特超巨星。
尽管部分处于渐近巨星分支阶段的红巨星的光度达到超巨星的级别，例如帝座；它们通常有数千倍的太阳光度。不过由于它们的质量不足以成为超新星，因此它们并不被视为红超巨星。一般而言，一颗恒星的初始质量至少要有8-12个太阳质量才能发生核心坍缩，爆炸成为超新星。
特性
| 光谱 型态 |
温度 (K) |
|---|---|
| K1–1.5 | 4,100 |
| K2–3 | 4,015 |
| K5–M0 | 3,840 |
| M0 | 3,790 |
| M1 | 3,745 |
| M1.5 | 3,710 |
| M2 | 3,660 |
| M2.5 | 3,615 |
| M3 | 3,605 |
| M3.5 | 3,550 |
| M4–4.5 | 3,535 |
| M5 | 3,450 |
红超巨星又大又冷。它们的光谱类型为 K 型和 M 型，因此表面温度低于4100 K[1]。尽管红超巨星的半径通常是太阳的[1]数百倍甚至超过一千倍，但成为超巨星的关键并非大小。例如，武仙座α是一颗半径 介于264到303 R☉的巨星，而北落师门（武仙座ε）则是一颗 K2 超巨星，但其半径仅为185 R☉。
虽然红超巨星的表面温度远低于太阳，但由于其巨大的体积，红超巨星的亮度极高，通常达到数万甚至数十万倍的太阳光度（L☉）。理论上，红超巨星的半径上限约为1500 R☉。[1] 根据林极限（Hayashi limit），超过此半径的恒星将过于不稳定，无法形成。
红超巨星的质量介于约10 M☉至30或40 M☉之间。[2]质量大于40 M☉的主序星不会膨胀和冷却成红超巨星。在质量和亮度范围的上限，红超巨星是已知最大的恒星。由于其表面重力极低且亮度极高，红超巨星经历了极端的质量损失，损失率比太阳高数百万倍，并形成可观测的星周物质云气。[3]在其生命结束时，红超巨星可能已经损失了很大一部分初始质量。质量较大的超巨星损失质量更为迅速，最终所有红超巨星在核心塌缩时的质量大致相同，约为10 M☉，但具体值取决于恒星的初始化学成分和旋转速率。[4]
大多数红超巨星都显示出某种程度的视觉变异，但很少具有明确的周期或振幅。因此，它们通常被归类为不规则或半规则变星，并有自己的子类别，SRC 和 LC，分别对应于缓慢的半规则和缓慢的不规则超巨星变星。变化通常缓慢且振幅较小，但振幅可达四个星等。[5]
对许多已知变异红超巨星的统计分析显示了多种可能的变异原因：少数恒星显示出大振幅和强烈的噪声，这表明其变异在多个频率上发生，这可能表明接近生命末期时的强大星风；更常见的是几百天的径向模式变化和可能的几千天的非径向模式变化；仅有少数恒星是真正的不规则变星，具有小振幅，这可能由于光球层的颗粒化所致。红超巨星的光球层含有相对少量但非常大的对流胞，与太阳相比，这些对流胞会导致表面亮度变化，进而随着恒星旋转引起视亮度变化。[6]
红超巨星的光谱与其他冷星类似，以金属吸收线和分子带为主。某些特征被用来确定亮度类别，例如特定的近红外氰基带强度和钙II三重线。[7]
红超巨星周围物质中常见的迈射辐射通常来自水分子 (H2O) 和硅氧 (SiO)，但羟基 (OH) 的辐射也出现在狭窄的区域中。[8]这些迈射可以用来高分辨率地映射红超巨星周围的物质。[9]利用甚长基线干涉仪 (VLBI) 或甚长基线阵列 (VLBA) 的迈射观测，可以精确测量恒星的视差和距离。[10]这种技术目前主要应用于个体目标，但未来可能对银河结构分析及红超巨星的发现具有重要意义。[11]
红超巨星的表面成分以氢为主，即使核心中的氢已经完全耗尽。在质量损失的最后阶段，恒星爆炸前，表面可能会出现与氢量相当的氦增强。在理论的极端质量损失模型中，可能会损失足够多的氢，以至于氦成为表面最丰富的元素。当恒星离开主序星阶段成为红超巨星时，其表面氧的含量高于碳，且氮的含量低于这两者，反映了恒星形成时的丰度。由于 CNO 循环层的物质被混合至表面，碳和氧会迅速耗尽，而氮会增加。[12]
红超巨星的自转速度缓慢或极为缓慢。模型显示，即使主序星自转迅速，也会因质量损失而被减速，红超巨星几乎不会旋转。那些如参宿四这样具有适度自转速率的红超巨星，可能是在达到红超巨星阶段后通过双星相互作用获得了这种自转速率。红超巨星的核心仍然在旋转，且差动自转率可能非常高。[13]
定义
演化
红超巨星由主序星演化而来，其质量介于约8 M☉至30或40 M☉之间。[2]质量更大的恒星无法冷却至足够低的温度，因此不会成为红超巨星。而质量较小的恒星在红巨星阶段发展出简并的氦核，经历氦闪后进入水平分支燃烧氦，然后在渐近渐近巨星支（AGB）阶段，氦在简并碳氧核周围以壳层形式燃烧，最终迅速失去外层物质，成为带有行星状星云的白矮星。[4]AGB 恒星可能因其相对较小的质量而膨胀至极大尺寸，展现超巨星的光度级别，其亮度可达太阳的数万倍。质量约为9 M☉的中间型“超 AGB”恒星可以进行碳融合，并可能通过氧-氖核心塌缩产生电子捕获超新星。
主序星阶段中，核心燃烧氢的恒星，质量在10至30或40 M☉之间，表面温度约为 25,000K 至 32,000K，光谱类型为早期 B 型或可能的晚期 O 型。这些恒星由于快速的碳氮氧循环燃烧氢，光度达到10,000至100,000 L☉，并拥有完全对流的核心。与太阳不同，这些高温主序星的外层并非对流性。[4]
这些红超巨星的前身——主序星，在 500 至 2,000 万年后耗尽核心中的氢，随后开始在主要由氦组成的核心周围燃烧氢壳层，这导致它们膨胀并冷却成为超巨星。此时，恒星亮度增加约三倍，表面氦的含量增至 40%，但重元素的丰度变化很小。[4]
超巨星继续冷却，多数会迅速通过造父变星不稳定带，最为质量大的恒星会短暂成为黄超巨星，最终进入晚期 K 型或 M 型阶段，成为红超巨星。核心中的氦融合可能在膨胀过程中或红超巨星阶段开始，但这对表面特征的影响很小。红超巨星会发展出深达核心一半以上的对流区域，这会导致表面氮的显著增加，以及使一些重元素更加丰富。[15]
部分红超巨星会经历蓝循环阶段，温度短暂上升后再回到红超巨星状态。这取决于恒星的质量、自转速率和化学成分。虽然许多红超巨星不会经历蓝环阶段，但某些恒星可能会有多次蓝环。蓝环阶段的温度峰值可达 10,000K。蓝环现象的确切原因因不同的恒星而异，但通常与核心中氦的比例增加以及外层质量损失率提高有关。[13]
所有红超巨星会在100至200万年内耗尽核心中的氦，然后开始燃烧碳，并继续融合更重的元素，直到铁核形成并最终塌缩，产生超新星。从碳融合开始到核心塌缩的时间不超过数千年。在大多数情况下，核心塌缩发生时恒星仍处于红超巨星阶段，其富含氢的巨大外层会被抛射，产生II型超新星光谱。被抛射的氢冷却后的不透明度减小，导致初始超新星峰值亮度后延迟下降，这是II-P型超新星的特征。[4][15]
在接近太阳金属丰度的最亮红超巨星中，预计它们在核心塌缩前会失去大部分外层，因此会退化成黄色超巨星和明亮蓝变星。此类恒星可能以 II-L 型超新星爆炸，虽然光谱中仍有氢，但不足以导致光变曲线中长时间的亮度平台。拥有更少氢的恒星可能产生罕见的 IIb 型超新星，其中残留氢极少，导致 II 型光谱中的氢线迅速消失，呈现出 Ib 型超新星的特征。[16]
II-P 型超新星的观测前身均具有3,500K至4,400K的温度，亮度介于10,000 L☉至300,000 L☉之间，这与低质量红超巨星的预期参数相符。少数II-L型和IIb型超新星的前身被观测到，亮度约为100,000 L☉，温度略高，可达6,000K。这与具有较高质量损失率的中等质量红超巨星的特征相符。目前尚无与最亮红超巨星相符的超新星前身，预计此类恒星会演化为沃夫–瑞叶星，然后爆炸。[13]
集群
红超巨星的举例
红超巨星是稀有的恒星，但它们在很远的地方都能看到，而且经常变幻无常，所以有很多众所周知的例子：
参见
外部链接
- 哈伯精确定位出爆炸的红超巨星 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- 恒星的生命循环：大质量的红超巨星 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- 红超巨星的影像和模拟动画 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
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