次巨星
次巨星分支
次巨星分支是低、中质量恒星演化的一个阶段。恒星与次巨星光谱的类型并不总是在次巨星分支上演化[1]，反之亦然。例如，位在赫罗缝隙中的后发座FK和郎将，很可能都是演化中的次巨星，但是两者经常被归类为光度更高的一类。光谱类型会受金属丰度、旋转、异常化学特性等因素的影响。在像太阳这样的恒星中，次巨星分支的初始阶段会因为内部已经变化但外部变化的迹象很少而被延后。要确定演化的方法包括化学丰度，如锂在次巨星中被稀释，和星冕辐射的强度。
当主序星核心中剩余的氢分数减小时，温度增加使得融合速率增加。 这会导致恒星随着年龄增大而慢慢演化为高光度，并且在赫罗图中的主序带会被拓宽。
一旦主序星停止在其核心中的氢融合反映，核心就开始在自身质量下崩溃。这导致它的温度增加和在核心外壳的氢开始融合，这提供了比核心的氢融合更多的能量。低和中等质量的恒星膨胀和表面开始冷却，直到温度约5,000K时，它们开始增加光度，进入被称为红巨星分支的阶段。从主序星到红巨星分支的过渡阶段被称为次巨星分支。由于恒星内部构造的不同，次巨星分支的形状和持续时间会因不同质量的恒星而异。
在赫罗图的次巨星
赫罗图的X轴是恒星的温度或光谱类型，Y轴是绝对星等或光度的散射图。所有恒星的赫罗图在对角上显示一个明确的主序列带，其中包括大多数的恒星，有大量的红巨星（和白矮星，如果可以观测到案若的恒星），在图的其它部位相对的只有少量恒星。
次巨星占据了在住序列上方（即发光比较亮）和巨星之下的区域。在大多数的赫罗图中，因为做为次巨星的时间比主序星或巨星的时间要少得多，因此相对的数量会较少。热的B型次巨星几乎与主序星没有区别，而温度较低的次巨星则与在主序星和红巨星有较大的差距，而有较明显的区别。大约在光谱型K3以下的主序星和红巨星[2]之间是空的，没有次巨星。
在和罗图上可以绘制恒星演化的轨迹。对于特定质量的恒星，这些轨迹的位置可以追踪它在其生命中的位置，并显示其路径：从最初在主序列上的位置，沿次巨星分支到巨星分支。当为一组有相近年龄的恒星（如星团中的恒星）绘制赫罗图时，可以看见次巨星分支是主序列带的中断（转折）点和红巨星分支之间的恒星带。因为1-8 M☉的恒星演化到离开主序列需要数亿年，因此只有当星团够老时，才能看见次巨星分支。球状星团，像是办人马座的ω星团和够老的疏散星团M67，它们在赫罗图中显示出一个明显的次巨星分支。半人马的ω星团显示出几个个别的次巨星分支的原因还没有被了解，但这似乎代表在这个星团中有不同年龄的恒星族群在内 。
视频
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参考文献
- ↑ 天文知识_亚巨星是什么星体，第一星座网，2017-11-18
- ↑ 红巨星,最火爆的巨星，外星探索网 ，2015-11-23