亚巨星(光谱分类中光度在第四级的恒星)

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。

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。0.4-1个太阳质量的恒星在消耗掉核心中的氢时，核心散逸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。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。8-12个太阳质量的恒星在演化过程中，会将核心氢燃烧尽后，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。

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LAMOST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。

简介

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。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。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。

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。

早期研究

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。

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。20世纪30年代，在已知的矮星、巨星和超巨星之外，李斯冲伯格和杰拉德·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”。

恒星演化过程

主序星阶段

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。

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。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。

亚巨星阶段

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，把散逸层向外推，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。

巨星阶段

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。

不同质量恒星演化

小质量恒星（0.08-1倍太阳质量）

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。

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，核心散逸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。

中等质量恒星（1-8倍太阳质量）

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。

大质量恒星（8-12倍太阳质量）

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。

分类

光谱分类

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、亚矮星和伴星等类型，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”。