變更

''' 次巨星 ''' 是有着与正常主序星（ [[ 矮星 ]] ）相同的光谱类型，但比较明亮，却又不如 [[ 巨星 ]] 明亮的 [[ 恒星 ]] 。次巨星这个名词适用于恒星演化的一个阶段，是一个 [[ 光谱 ]] 的特定 [[ 光度 ]] 分类。

当主序 次巨 星 核心 分支是低、 中 剩余 质量恒星演化的一个阶段。恒星与次巨星光谱 的 氢 类型并不总是在次巨星 分 数减小时 支上演化，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 ， 温 但是两者经常被归类为光 度 增加使得融合速率增加 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 会导致 样的 恒星 随着年龄增大 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 慢慢 被延后。要确定 演化 为高光 的方法包括[[化学]][[丰 度 ]] ， 并且 如[[锂]] 在 赫罗图 次巨星 中 被稀释，和星冕[[辐射]] 的 主序带会被拓宽 [[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。

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 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 。 ==参考文献==