亚巨星

亚巨星（英文：subgiant），恒星离开主序星向巨星演化的最初阶段。亚巨星位于赫罗图的右上方，是介于巨星支和主序星支之间的一类恒星，其光度级为Ⅳ。^[2]

质量小于0.4个太阳质量的恒星，因整个恒星几乎都处于对流，氢（整个星体）在主序阶段都会转变为氦，所以不会经历亚巨星阶段。^[4]0.4-1个太阳质量的恒星在消耗掉核心中的氢时，核心外层的厚重氢壳层会继续核反应而不会中断核聚变，恒星从主序阶段进入亚巨星阶段。^[5]1-8个太阳质量的恒星会发展出一个对流核心，核心开始收缩并增加温度，导致恒星膨胀和冷却，成为亚巨星分支的开始。^[5]8-12个太阳质量的恒星在演化过程中，会将核心氢燃烧殆dài尽后，开始进行氢壳层和氦核心的燃烧，达到红巨星分支，期间会经历短暂的亚巨星分支。^[6][7]

由于亚巨星在恒星演化过程中时间比较短暂，所以导致能被观测到的亚巨星数量稀少。科学家们根据亚巨星的光度和初始质量等特点，通过郭守敬望远镜（LAMOST）光谱大数据等方法，从700万恒星中筛选出25万颗亚巨星，首次在银河系空间范围和恒星金属丰度范围内获取大样本恒星的高精度年龄。 ^[8]

亚巨星，位于主序星（如太阳）和巨星之间。它们比主序星更亮，但比巨星暗一些，在恒星光谱的MK二元分类中，亚巨星的光度级为IV级。^[2]亚巨星的体积通常比主序星略大，但比巨星要小。光度是亚巨星的重要特征之一，可以帮助确定其演化阶段和性质。亚巨星的表面温度通常介于主序星和巨星之间，一般比主序星略低。温度可以通过恒星的光谱特征和颜色确定。^[9][10]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。亚巨星占据在主序带（下图中从左上到右下的亮带）上方和巨星之下的区域。因亚巨星在恒星演化过程中停留的时间较短，所以观测的亚巨星样本较少，在赫罗图中表现为亚巨星支的恒星数量较少。对于温度更高、质量更大的B型星，当它们演化到亚巨星阶段时，和主序星时期区别不大。而小质量恒星演化到亚巨星阶段时，整体性质与其主序星和红巨星时期相比具有较为明显的区别。^[2][11][12]

当一组有相近年龄的恒星（如同一星团中的恒星）绘制赫罗图时，可以看见亚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个太阳质量的恒星演化到离开主序列需要数亿年，因此只有当星团足够年老时，才能看见亚巨星分支。球状星团，像是半人马座的ω星团和较为年老的疏散星团M67，它们在赫罗图中显示出一个明显的亚巨星分支。^[13]

亚当斯（Adams）和科尔斯舒特（Kohschutter）在发现确定恒星绝对星等的光谱方法后，便暗示了亚巨星的存在。1914年，科尔斯舒特继续研究这一方法。1922年，Luyten发现F3和K3类型的巨星和矮星之间的相同连续谱。1930年，斯特罗姆伯格（Stromberg）将赫罗图中绝对星等在MV=+2.5和+4之间、光谱类型从G0~K3的中等光度恒星称为亚巨星。^[14]

1935年，亚当斯等人根据威尔逊山的光谱视差绘制的赫罗图显示出明显的亚纲序列。^[14]20世纪30年代，在已知的矮星、巨星和超巨星之外，李斯冲伯格和柯伊伯还发现了亚巨星和亚矮星的存在。1950年，斯多艾（J. Stoy）宣布发现了几个银河星团在赫罗图的“精细结构”。^[15]

主序星是处于青壮年期的恒星，质量越高的恒星，演化到主序星的时间便越短。例如质量为10倍太阳质量的B3型恒星演化到主序星需要30万年，质量为1倍太阳质量的G2型恒星演化到主序星需要3000万年，质量为0.25倍太阳质量的M5恒星需要10亿年才能成为主序星。^[16][17]

恒星在引力的作用下恒星不断收缩，内部温度达到1500万K时，氢聚变为氦的热核反应开始全面发生。热核反应放出巨大能量，产生巨大的能与向内的恒星引力相抗衡的向外的压力，这种压力使星体停止收缩。这时期的恒星处于稳定状态，主序星阶段是恒星发展过程中持续时间最长的阶段，质量越小的恒星，其主序星阶段越长。^[16][17][18]例如质量为50倍太阳质量的恒星在主序阶段大约停留100晚年，质量为15倍太阳质量的恒星在主序阶段大约停留1500万年，质量为1倍太阳质量的恒星在主序阶段大约停留100亿年，而质量仅为0.5倍太阳质量的恒星在主序阶段停留要长达2万亿年。^[19]

当恒星通过核聚变耗尽核心中所有的氢时，它将走到其主序阶段的终点。由于没有核聚变过程来抵消重力的作用，核心将开始收缩，随着时间的推移密度也会越来越大。在这一过程中，太阳的温度会升高，并最终点燃核外剩余的氢。这个新的燃料源将产生巨大的能量，把外层向外推，使太阳的直径扩大到目前的两到三倍，使它变成一颗亚巨星。^[17][20]

恒星经过主序星阶段后，会逐渐演化成亚巨星，再向前演化即形成巨星，巨星阶段，主序星内部氢逐步变为氦，且氦核的质量达到恒星质量的10%-15%，此时恒星内部的热核反应成为不循环的“氦燃烧”且星体体积急剧膨胀，而表面温度下降，后进一步演化成红巨星。^[17][18]

质量小于0.4倍太阳质量的恒星在其大部分区域都具有对流性。这些恒星继续在其核心燃烧氢，直至整个恒星的氢转化为氦，所以它们不会经历亚巨星阶段。^[4]

0.4倍太阳质量到约1倍太阳质量之间的小质量恒星，其非对流核心具有从中心向外的强大温度梯度。当它们消耗掉核心中的氢时，核心外层的厚重氢壳层就会继续核反应而不会中断核聚变，此时的恒星逐渐从主序阶段进入亚巨星阶段。^[5]

中等质量恒星在主序列上时有一个对流的核心。它们发展出更巨大的氦核，会占据恒星更大的区域，并从整个对流区排出氢。且恒星中的核聚变完全停止，核心开始收缩，温度随之增加。尽管缺乏核聚变，但整颗恒星开始缩小且温度与辐射光度增加。在恒星的核心变得足够热，能够点燃壳中的氢之前，这个过程将持续数百万年，而后逐渐膨胀和冷却，开始从主序列的末端进入亚巨星分支。^[5]

质量在8-12个太阳质量的恒星，在主序列上有大量的碳氮氧循环核聚变的对流核心。这类恒星会将核心氢燃烧殆尽后，开始进行氢壳层和氦核心的燃烧，逐渐进入红巨星分支。这样的恒星，例如早期的B型主序星，在成为巨星之前，只会经历短暂的亚巨星分支。它们在过渡期间的光谱类型也可能被归类为亚巨星。^[6][7]

20世纪初，天文学家对50万颗恒星进行了光谱研究，并对恒星光谱出现情况进行了分类，即蓝色的“O”型、蓝白色的“B”型、白色的“A”型、黄白色的“F”型、黄色的“G”型、橙色的“K”型、红色的“M”型等。最后，发现它们与颜色也有关系。实际上这是一个恒星表面温度序列，从数万度的0型到2000~3000度的M型。1911年丹麦天文学家赫茨普龙，1913年美国天文学家罗素各自独立根据恒星光谱型和光度的关系，建起著名的“光谱一光度图”。他们发现大多数恒星分布在左上方至右下方的一条狭长带内，从高温到低温的恒星形成一个明显的序列，称为“主序带”。其他还有超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星等类型，而这一不同类型表示了它们有不同的光度。为了纪念两位科学家作出的贡献，人们称这种图为赫罗图。赫罗图是研究恒星的重要手段之一，它不仅显示了各类恒星的特点，同时也反映恒星的演化过程。在恒星的光谱分类中，O、B、A型称为“早型星”，F和G型称“中间光谱型”，K和M型称为“晚型星”。^[21]

2013年2月，美国宾夕法尼亚州立大学的天文学家公布了他们找到的一颗距地球仅190光年的编号为HD140283的亚巨星，其测定的年龄高达144.6亿年，误差为8亿年。^[22]

2016年，美国利哈伊大学天文学家约舒亚-佩珀（Joshua Pepper）使用“千度极端小型望远镜（KELT）”观测发现一颗明亮的亚巨星，它被命名为“KELT-11”，距离地球大约320光年，在搜寻该恒星的凌日现象时，探测到一颗极端膨胀、亚土星级系外行星，它环绕亚巨星KELT-11运行。^[23]

中国科学院国家天文台的研究人员单素素博士等与北京师范大学、曼彻斯特大学的研究人员联合利用LAMOST时域巡天数据，展开黑洞和中子星等致密天体的搜寻计划。在这项研究中，他们发现一个特殊的单线光谱双星系统LTD064402+245919。该双星系统由一颗亚巨星和一颗“看不见”的天体组成。这一发现是继2019年刘继峰等人利用新方法证认一颗平静态的恒星级黑洞之后，在狩猎致密天体方面取得的又一重要成果。这也标志着LAMOST黑洞猎手计划在研究致密天体领域取得了重要进展。该成果已在国际知名天文期刊《天体物理学报》上发表。 ^[24]

2022年3月24日，德国马普天文研究所的研究人员与向茂盛博士和Hans-WalterRix教授合作，在国际科学期刊《自然》以封面文章的形式发布一项重要成果。通过利用中国科学院国家天文台运行的LAMOST和欧空局天体测量卫星盖亚望远镜（Gaia）的巡天观测数据，构建了包含25万颗亚巨星的高质量数据样本，并获取它们的精确年龄。^[25][26]他们的研究揭示银河系演化的不同阶段，并发现在大约80亿年前存在银河系演化的分界线，早期形成厚盘和银晕，晚期形成薄盘。这些发现挑战了传统观念，对银河系早期形成历史提出新的见解。^[27]

中国科学院国家天文台的张萌博士、北京大学的张华伟研究员、以及云南大学的刘晓为教授等合作利用LAMOST对主序星和亚巨星的钡bèi元素丰度展开了系统研究。他们发现了一批富钡恒星，其钡元素相对含量高达太阳的10到1000倍。通过化学运动学分析，研究团队揭示了这些恒星可能源于至少两种不同的形成机制。这项工作对于深入了解此类恒星的形成机制，以及对银河系星族性质的全面理解具有重要科学意义。该研究成果已在知名学术期刊《天体物理学报》上发表。^[8]

通过光谱合成得到了约120颗F型、G型和K型第一星族亚巨星的锂丰度（ALi）。对于这些恒星中的每一颗，都可以使用CORAVEL光谱仪获得高精度的旋转速度。给出锂丰度随有效温度的变化规律，在5600K附近出现了一种不连续现象，比已知的转动不连续性要晚一些。根据上普罗旺斯天文台和欧洲南部天文台拉西拉（Chile）收集的观测数据。^[28]

俄亥俄州立大学天文学家塔林杜·贾亚辛格（Tharindu Jayasinghe）和哈佛-史密松天体物理中心的天文学家艾尔-巴德里（El-Badry），通过重新分析发现，“独角兽”和“长颈鹿”星系处于一个罕见的恒星进化阶段。二者均为双星系统，包含一颗年龄较大的红巨星和一颗走向生命末期阶段的亚巨星。这两颗星的距离非常接近，因此其中一颗星可以通过引力作用从另一颗星中吸取物质。El-Badry表示，随着这些亚巨星拥有更多的质量，它们会旋转得更快，这也是它们最初被误认为是黑洞的原因。^[29]

赫罗图（英文名：Hertzsprung-Russell diagram）是指恒星的光谱类型与光度的关系图，由丹麦天文学家赫茨普龙与美国天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出。赫罗图是研究恒星演化的重要工具。^[30]赫罗图的原始形式是绝对视星等与光谱型之间的关系曲线。然而，现在更常用的是其变体，其中使用连续的坐标代替不连续的光谱型。其中，最有用的形式之一是颜色-星等图（简称CMD），它展示颜色与星等之间的关系曲线。^[31]沿赫罗图纵轴从下往上，恒星的光度逐渐增加，绝对星等减少；沿横轴从左往右，恒星的温度逐渐降低。因此位于右下角的恒星暗淡、温度低（表面温度通常低于3000K）、呈红色；左上角的恒星明亮、温度高（表面温度通常高于25000K）、呈蓝白色。^[32]

主序星（英文名：main sequence star），因其光度比巨星和亚巨星小，所以又叫矮星。在MK二元光谱分类中的光度级符号为罗马字V。主序星的光谱范围很广，从O型到M型。太阳是G2型的主序星。主序星的光度随着表面温度的增高而增大。质量从约百分之几到约60倍太阳质量，光度从约10-3到大于105倍太阳光度，半径从比太阳小一个数量级到太阳的20倍左右。^[9]

巨星（英文名：giant），在赫罗图上巨星的横向分布从O型到M型，纵向分布介于亚巨星支和亮巨星支之间。恒星光谱分类中光度级为Ⅲ的恒星。巨星最初的概念是比相同光谱型的矮星光度强得多、比超巨星光度弱得多的恒星。后来引申为：在一定的表面（有效）温度范围内，巨星的体积比矮星体积大，光谱晚型巨星尤其如此；但早型巨星与同谱型矮星相比，光度和半径都相差不多。^[10]