巨星

巨星在本质上是一颗半径和亮度都比主序星大，但却有相同的表面温度的恒星^[1]。典型上，巨星的半径是太阳半径的10倍至100倍，亮度则是太阳的10倍至1,000倍。比巨星更亮的恒星是超巨星和特超巨星^[2]^[3]；一颗高温、明亮的主序星有时也会被归类为巨星^[4]。此外，因为它们的高亮度和大的半径，巨星在赫罗图上的位置高于主序星（在约克光谱分类为亮度分类V），并且对应于光度分类的II或III ^[5]。

一颗恒星在核心所有的氢都经由核聚变耗尽后，将离开主序带成为一颗巨星^[5]。但是，一颗原始质量低于0.25太阳质量的恒星则不会成为巨星。这样的恒星，一生中大部分的时间都经由对流混合它们的内部，因此它们可以继续氢的融合，时间可以长达10¹²年（一千亿年），远比宇宙现在的年龄还更长久。但是，最终它们将发展出一个辐射的核心，核心的氢已经耗尽，和一个围绕着核心燃烧着氢的外壳（质量超过0.16太阳质量的恒星在这时可能会膨胀，但不会非常巨大）。之后，维持恒星燃烧的氢会完全耗尽，它将成为一颗以氦为主的白矮星^[6]。

如果一颗恒星的质量大于0.25太阳量，当它耗尽核心所有能进行核聚变的氢之后，核心将会开始收缩。氢的融合改由在富含氦的核心外的含氢的壳层进行，并且恒星的外层会膨胀而且温度会下降。在这个阶段的演化，在赫罗图上标示的位置在次巨星分支上，恒星的亮度大约维持在几乎不变，但表面温度下降。最后，恒星将上升进入赫罗图上的红巨星分支。在此时，恒星的表面温度是典型的红巨星，它的表面亮度大约保持稳定不变，但是半径剧烈的增加。核心将继续收缩，使核心温度升高^[7]^{, § 5.9.}。

如果恒星的质量，当它在主序带时，低于0.5倍太阳质量，一般认为核心的温度永远不会达到氦融合所需要的温度^[8]^{, p. 169.}，因此他将维持在氢融合状态下的红巨星，直到最终成为一颗氦的白矮星。^[7]^{, § 4.1, 6.1.}否则，当核心的温度达到约10⁸ K，在核心的氦将经由3氦过程融合成为碳和氧。^[7]^{,§ 5.9, chapter 6.}氦融合产生的能量导致核心的膨胀，这会导致围绕在核心外的氢融合层压力降低，这也减低了能量的代谢率。恒星的亮度降低，外层再度收缩，恒星离开了红巨星分支^[9]，其后续的演化将取决于它的质量。如果质量不是太大，它可以进入赫罗图上的水平分支，或是它的位置可能将在图中的循环中移动^[7]^{, chapter 6.}。如果它的质量没有超过8倍太阳质量，最终它将耗尽在核心的氦，并且开始融合围绕在核心周围的氦。这将会使恒星的亮度再度增加，使恒星成为AGB恒星，在赫罗图中下降进入渐近巨星分支。在这颗恒星卸除了大部分的质量之后，残留的核心将成为一颗富含碳-氧的白矮星^[7]^{, § 7.1–7.4.}。

对质量大到足以点燃碳融合的主序星（大约8倍太阳质量）^[7]^{, p. 189}，在许多地方都必须修改演化图。在离开主序代之后，恒星的亮度不会增加太多，但是颜色会变得更红。它们可成为红超巨星，或是因为质量流失也可能使它们成为蓝超巨星^[10]^{, pp. 33–35;}^[2]最后，它们将成为以氧和氖为主的白矮星，或是它会经历核塌缩超新星形成中子星或是黑洞^[7]^{, § 7.4.4–7.8.}。

知名的巨星有各种不同的颜色：

天社一（船帆座γ星）：蓝色的巨星（O型）。
昴宿六（金牛座η星）：蓝白色的巨星^[11](B型)；昴宿星团中最亮的恒星^[12]。
右枢（天龙座α星）：白色的巨星^[13](A型)。
南极（南极座σ星）：黄白色的巨星^[14](F型)；被视为南极星。
五车二（御夫座α星）：黄色的巨星^[15](G型)。
北河三（双子座β星）：橘色的巨星^[16](K型)。
米拉（鲸鱼座ο）：红色的巨星^[17](M型)。

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