维基百科:臺灣教育專案/臺大物理系服務學習/113-1/紅超巨星
紅超巨星（RSG）是恆星的恆星光譜分類的約克光譜分類（光度分類）中的第一級，超巨星中的一種。雖然它們的質量不是最大的，但體積卻是宇宙中最大的恆星。一般質量在8-40個太陽質量的恆星，在燃燒完核心的氫元素，進入燃燒氦元素的階段之後，將成為紅超巨星。這些恆星的表面溫度很低（3500-4500 K），但有極大的半徑。大部分紅巨星的半徑是太陽的200至800倍，已經足以到達並超越地球到太陽的距離。已知在銀河系內半径最大的四顆紅超巨星是仙王座μ、人馬座KW、仙王座V354和天鵝座KY，它們的半徑都在太陽的1,500倍以上（大約是7天文單位，或是地球至太陽距離的7倍）。 這些巨大的恆星比起"熱真空"－沒有明確邊界的光球，只是單純的滲入星際空間內－還是非常小。它們有緩慢、密集的恆星風，而且如果核心的反應因為任何原因減緩（例如在殼層中燃燒的轉變），它們可能縮小成為藍超巨星。藍超巨星有較快速但是疏落的恆星風，能造成在紅超巨星階段已經被釋出的物質被壓迫進入擴展的殼層內。
許多紅超巨星的質量都允許它們核心的最終產物是鐵元素，在接近生命期的結束時，它們將發展出來的元素會越來越重，而越重的元素也越接近核心。
相對來說，紅超巨星的階段很短暫，持續的時間只有數十萬至數百萬年。大多數大質量的紅超巨星會發展成為沃爾夫-拉葉星，而質量稍低的紅超巨星會以類似II型超新星結束它們的生命。
分类
超巨星是指某一類達到超巨星光譜的恆星，而紅超巨星就是指發出紅光的超巨星。紅超巨星是體積最龐大的恆星種類之一，目前已知最大的恆星史蒂文森2-18，就是其中一顆紅超巨星。
為了區分不同光度類別的超巨星，天文學家們傾向以將較暗的超巨星分類到“Ib”，而較明亮的超巨星則分類到“Ia”；紅超巨星也不例外。一些特別明亮或質量特別高的超巨星會被分類為“0”或“Ia+”，這類的超巨星又被稱為特超巨星。大犬座VY和天鵝座NML就被視為紅特超巨星。
儘管部分處於漸近巨星分支階段的紅巨星的光度達到超巨星的級別，例如帝座；它們通常有數千倍的太陽光度。不過由於它們的質量不足以成為超新星，因此它們並不被視為紅超巨星。一般而言，一顆恆星的初始質量至少要有8-12個太陽質量才能發生核心坍縮，爆炸成為超新星。
特性
| 光譜 型態 |
溫度 (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 |
紅超巨星又大又冷。它們的光譜類型為 K 型和 M 型，因此表面溫度低於4100 K[1]。儘管紅超巨星的半徑通常是太陽的[1]數百倍甚至超過一千倍，但成為超巨星的關鍵並非大小。例如，武仙座α是一顆半徑 介於264到303 R☉的巨星，而北落師門（武仙座ε）則是一顆 K2 超巨星，但其半徑僅為185 R☉。
雖然紅超巨星的表面溫度遠低於太陽，但由於其巨大的體積，紅超巨星的亮度極高，通常達到數萬甚至數十萬倍的太陽光度（L☉）。理論上，紅超巨星的半徑上限約為1500 R☉。[1] 根據林極限（Hayashi limit），超過此半徑的恆星將過於不穩定，無法形成。
紅超巨星的質量介於約10 M☉至30或40 M☉之間。[2]質量大於40 M☉的主序星不會膨脹和冷卻成紅超巨星。在質量和亮度範圍的上限，紅超巨星是已知最大的恆星。由於其表面重力極低且亮度極高，紅超巨星經歷了極端的質量損失，損失率比太陽高數百萬倍，並形成可觀測的星周物質雲氣。[3]在其生命結束時，紅超巨星可能已經損失了很大一部分初始質量。質量較大的超巨星損失質量更為迅速，最終所有紅超巨星在核心塌縮時的質量大致相同，約為10 M☉，但具體值取決於恆星的初始化學成分和旋轉速率。[4]
大多數紅超巨星都顯示出某種程度的視覺變異，但很少具有明確的周期或振幅。因此，它們通常被歸類為不規則或半規則變星，並有自己的子類別，SRC 和 LC，分別對應於緩慢的半規則和緩慢的不規則超巨星變星。變化通常緩慢且振幅較小，但振幅可達四個星等。[5]
對許多已知變異紅超巨星的統計分析顯示了多種可能的變異原因：少數恆星顯示出大振幅和強烈的噪聲，這表明其變異在多個頻率上發生，這可能表明接近生命末期時的強大星風；更常見的是幾百天的徑向模式變化和可能的幾千天的非徑向模式變化；僅有少數恆星是真正的不規則變星，具有小振幅，這可能由於光球層的顆粒化所致。紅超巨星的光球層含有相對少量但非常大的對流胞，與太陽相比，這些對流胞會導致表面亮度變化，進而隨著恆星旋轉引起視亮度變化。[6]
紅超巨星的光譜與其他冷星類似，以金屬吸收線和分子帶為主。某些特徵被用來確定亮度類別，例如特定的近紅外氰基帶強度和鈣II三重線。[7]
紅超巨星周圍物質中常見的邁射輻射通常來自水分子 (H2O) 和矽氧 (SiO)，但羥基 (OH) 的輻射也出現在狹窄的區域中。[8]這些邁射可以用來高分辨率地映射紅超巨星周圍的物質。[9]利用甚長基線干涉儀 (VLBI) 或甚長基線陣列 (VLBA) 的邁射觀測，可以精確測量恆星的視差和距離。[10]這種技術目前主要應用於個體目標，但未來可能對銀河結構分析及紅超巨星的發現具有重要意義。[11]
紅超巨星的表面成分以氫為主，即使核心中的氫已經完全耗盡。在質量損失的最後階段，恆星爆炸前，表面可能會出現與氫量相當的氦增強。在理論的極端質量損失模型中，可能會損失足夠多的氫，以至於氦成為表面最豐富的元素。當恆星離開主序星階段成為紅超巨星時，其表面氧的含量高於碳，且氮的含量低於這兩者，反映了恆星形成時的豐度。由於 CNO 循環層的物質被混合至表面，碳和氧會迅速耗盡，而氮會增加。[12]
紅超巨星的自轉速度緩慢或極為緩慢。模型顯示，即使主序星自轉迅速，也會因質量損失而被減速，紅超巨星幾乎不會旋轉。那些如參宿四這樣具有適度自轉速率的紅超巨星，可能是在達到紅超巨星階段後通過雙星相互作用獲得了這種自轉速率。紅超巨星的核心仍然在旋轉，且差動自轉率可能非常高。[13]
定義
演化
紅超巨星由主序星演化而來，其質量介於約8 M☉至30或40 M☉之間。[2]質量更大的恆星無法冷卻至足夠低的溫度，因此不會成為紅超巨星。而質量較小的恆星在紅巨星階段發展出簡併的氦核，經歷氦閃後進入水平分支燃燒氦，然後在漸近漸近巨星支（AGB）階段，氦在簡併碳氧核周圍以殼層形式燃燒，最終迅速失去外層物質，成為帶有行星狀星雲的白矮星。[4]AGB 恆星可能因其相對較小的質量而膨脹至極大尺寸，展現超巨星的光度級別，其亮度可達太陽的數萬倍。質量約為9 M☉的中間型「超 AGB」恆星可以進行碳融合，並可能通過氧-氖核心塌縮產生電子捕獲超新星。
主序星階段中，核心燃燒氫的恆星，質量在10至30或40 M☉之間，表面溫度約為 25,000K 至 32,000K，光譜類型為早期 B 型或可能的晚期 O 型。這些恆星由於快速的碳氮氧循環燃燒氫，光度達到10,000至100,000 L☉，並擁有完全對流的核心。與太陽不同，這些高溫主序星的外層並非對流性。[4]
這些紅超巨星的前身——主序星，在 500 至 2,000 萬年後耗盡核心中的氫，隨後開始在主要由氦組成的核心周圍燃燒氫殼層，這導致它們膨脹並冷卻成為超巨星。此時，恆星亮度增加約三倍，表面氦的含量增至 40%，但重元素的豐度變化很小。[4]
超巨星繼續冷卻，多數會迅速通過造父變星不穩定帶，最為質量大的恆星會短暫成為黃超巨星，最終進入晚期 K 型或 M 型階段，成為紅超巨星。核心中的氦融合可能在膨脹過程中或紅超巨星階段開始，但這對表面特徵的影響很小。紅超巨星會發展出深達核心一半以上的對流區域，這會導致表面氮的顯著增加，以及使一些重元素更加豐富。[15]
部分紅超巨星會經歷藍迴圈階段，溫度短暫上升後再回到紅超巨星狀態。這取決於恆星的質量、自轉速率和化學成分。雖然許多紅超巨星不會經歷藍環階段，但某些恆星可能會有多次藍環。藍環階段的溫度峰值可達 10,000K。藍環現象的確切原因因不同的恆星而異，但通常與核心中氦的比例增加以及外層質量損失率提高有關。[13]
所有紅超巨星會在100至200萬年內耗盡核心中的氦，然後開始燃燒碳，並繼續融合更重的元素，直到鐵核形成並最終塌縮，產生超新星。從碳融合開始到核心塌縮的時間不超過數千年。在大多數情況下，核心塌縮發生時恆星仍處於紅超巨星階段，其富含氫的巨大外層會被拋射，產生II型超新星光譜。被拋射的氫冷卻後的不透明度減小，導致初始超新星峰值亮度後延遲下降，這是II-P型超新星的特徵。[4][15]
在接近太陽金屬豐度的最亮紅超巨星中，預計它們在核心塌縮前會失去大部分外層，因此會退化成黃色超巨星和明亮藍變星。此類恆星可能以 II-L 型超新星爆炸，雖然光譜中仍有氫，但不足以導致光變曲線中長時間的亮度平臺。擁有更少氫的恆星可能產生罕見的 IIb 型超新星，其中殘留氫極少，導致 II 型光譜中的氫線迅速消失，呈現出 Ib 型超新星的特徵。[16]
II-P 型超新星的觀測前身均具有3,500K至4,400K的溫度，亮度介於10,000 L☉至300,000 L☉之間，這與低質量紅超巨星的預期參數相符。少數II-L型和IIb型超新星的前身被觀測到，亮度約為100,000 L☉，溫度略高，可達6,000K。這與具有較高質量損失率的中等質量紅超巨星的特徵相符。目前尚無與最亮紅超巨星相符的超新星前身，預計此類恆星會演化為沃夫–瑞葉星，然後爆炸。[13]
集群
紅超巨星的舉例
紅超巨星是稀有的恆星，但它們在很遠的地方都能看到，而且經常變幻無常，所以有很多眾所周知的例子：
參見
外部連結
- 哈伯精確定位出爆炸的紅超巨星 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- 恆星的生命循環：大質量的紅超巨星 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- 紅超巨星的影像和模擬動畫 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought. The Astrophysical Journal. 2005, 628 (2): 973–985. Bibcode:2005ApJ...628..973L. S2CID 15109583. arXiv:astro-ph/0504337
. doi:10.1086/430901.
- ^ 2.0 2.1 Helmel, G.; Gordon, M.; Humphreys, R.; Jones, T. Exploring the Mass Loss Histories of the Red Supergiants. American Astronomical Society Meeting Abstracts #235. 2020, 235 (3): 145. Bibcode:2020AAS...23511026H. arXiv:2008.01108 . doi:10.3847/1538-3881/abab15 .
- ^ Smith, Nathan; Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Gehrz, Robert D.; Schuster, M. T.; Krautter, Joachim. The Asymmetric Nebula Surrounding the Extreme Red Supergiant Vy Canis Majoris. The Astronomical Journal. 2001, 121 (2): 1111–1125. Bibcode:2001AJ....121.1111S. doi:10.1086/318748 .
- ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 Ekström, S.; Georgy, C.; Eggenberger, P.; Meynet, G.; Mowlavi, N.; Wyttenbach, A.; Granada, A.; Decressin, T.; Hirschi, R.; Frischknecht, U.; Charbonnel, C.; Maeder, A. Grids of stellar models with rotation. I. Models from 0.8 to 120 M⊙ at solar metallicity (Z = 0.014). Astronomy & Astrophysics. 2012, 537: A146. Bibcode:2012A&A...537A.146E. S2CID 85458919. arXiv:1110.5049 . doi:10.1051/0004-6361/201117751.
- ^ Kiss, L. L.; Szabo, G. M.; Bedding, T. R. Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2006, 372 (4): 1721–1734. Bibcode:2006MNRAS.372.1721K. S2CID 5203133. arXiv:astro-ph/0608438 . doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x .
- ^
Schwarzschild, Martin. On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants.. Astrophysical Journal. 1975, 195: 137–144. Bibcode:1975ApJ...195..137S. doi:10.1086/153313 .
- ^ White, N. M.; Wing, R. F. Photoelectric two-dimensional spectral classification of M supergiants. Astrophysical Journal. 1978, 222: 209. Bibcode:1978ApJ...222..209W. doi:10.1086/156136 .
- ^ Fok, Thomas K. T.; Nakashima, Jun-Ichi; Yung, Bosco H. K.; Hsia, Chih-Hao; Deguchi, Shuji. Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters. The Astrophysical Journal. 2012, 760 (1): 65. Bibcode:2012ApJ...760...65F. S2CID 53393926. arXiv:1209.6427 . doi:10.1088/0004-637X/760/1/65.
- ^ Richards, A. M. S.; Yates, J. A.; Cohen, R. J. Maser mapping of small-scale structure in the circumstellar envelope of S Persei. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1999, 306 (4): 954–974. Bibcode:1999MNRAS.306..954R. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02606.x .
- ^ Kusuno, K.; Asaki, Y.; Imai, H.; Oyama, T. Distance and Proper Motion Measurement of the Red Supergiant, Pz Cas, in Very Long Baseline Interferometry H2O Maser Astrometry. The Astrophysical Journal. 2013, 774 (2): 107. Bibcode:2013ApJ...774..107K. S2CID 118867155. arXiv:1308.3580 . doi:10.1088/0004-637X/774/2/107.
- ^ Verheyen, L.; Messineo, M.; Menten, K. M. SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy . I. Targets in massive star clusters. Astronomy & Astrophysics. 2012, 541: A36. Bibcode:2012A&A...541A..36V. S2CID 55630819. arXiv:1203.4727 . doi:10.1051/0004-6361/201118265.
- ^ Georgy, C. Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?. Astronomy & Astrophysics. 2012, 538: L8. Bibcode:2012A&A...538L...8G. S2CID 55001976. arXiv:1111.7003 . doi:10.1051/0004-6361/201118372.
- ^ 13.0 13.1 13.2 Meynet, G.; Chomienne, V.; Ekström, S.; Georgy, C.; Granada, A.; Groh, J.; Maeder, A.; Eggenberger, P.; Levesque, E.; Massey, P. Impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants. Astronomy & Astrophysics. 2015, 575: A60. Bibcode:2015A&A...575A..60M. S2CID 38736311. arXiv:1410.8721 . doi:10.1051/0004-6361/201424671.
- ^ Fraser, M.; Maund, J. R.; Smartt, S. J.; Kotak, R.; Lawrence, A.; Bruce, A.; Valenti, S.; Yuan, F.; Benetti, S.; Chen, T.-W.; Gal-Yam, A.; Inserra, C.; Young, D. R. On the progenitor of the Type IIP SN 2013ej in M74. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 2013, 439: L56–L60. Bibcode:2014MNRAS.439L..56F. S2CID 53415703. arXiv:1309.4268 . doi:10.1093/mnrasl/slt179 .
- ^ 15.0 15.1 Heger, A.; Langer, N.; Woosley, S. E. Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars. I. Numerical Method and Evolution of the Internal Stellar Structure. The Astrophysical Journal. 2000, 528 (1): 368–396. Bibcode:2000ApJ...528..368H. S2CID 3369610. arXiv:astro-ph/9904132 . doi:10.1086/308158.
- ^ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. The evolution and explosion of massive stars. Reviews of Modern Physics. 2002, 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W. S2CID 55932331. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.
