红超巨星
红超巨星（Red supergiants ），简称RSG，是光谱类型为K或M的超巨星光度等级的恒星。它由质量在8到30或40M☉之间的主序恒星发展而来。
红超巨星是宇宙中体积最大的恒星，通常是太阳半径的几百到一千倍以上，其温度低于4100K。红超巨星的低表面重力和高光度导致极端的质量损失，比太阳高出数百万倍，并在恒星周围产生可观测的星云。其表面丰度以氢为主。在质量损失的最后阶段，在恒星爆炸之前，表面氦可能会浓缩到与氢相当的水平。大多数红超巨星表现出一定程度的视觉变化，但很少有明确的周期或幅度，其旋转速度缓慢。观测到的超红巨星有参宿四（Betelgeuse）、金牛座119、危宿三（Enif）等。
定义
超巨星，指的是大质量恒星，通常情况下，它们会继续燃烧较重的元素并经历核心塌缩，从而形成超新星。超巨星光度等级很容易确定并适用于大量恒星，所以它们将几种截然不同类型的恒星归为一个类别。当质量较小的恒星处于渐近巨星分支（AGB）上进行氦壳燃烧时，它们可能会在相对较低的光度下形成超巨星光谱光度等级，其特点为，质量较小，表面具有不同的化学成分，经历不同类型的脉动和变化，并且会以不同的方式演化，通常会产生行星状星云和白矮星，是与超巨星不同的AGB恒星。大多数AGB恒星不会成为超新星，因为其质量几乎足以进行完全碳聚变，未发展出铁核，可能会产生特殊的超新星。
分类
超巨星是指某一类达到超巨星光谱的恒星，而红超巨星就是指发出红光的超巨星。红超巨星是体积最庞大的恒星种类之一。为了区分不同光度类别的超巨星，将恒星分为五个主要的光度组，亮超巨星（Ia）、超巨星（Ib）、亮巨星（II）、巨星（III）、亚巨星（IV）、矮星（V），超巨星的光度等级又分为Ib级普通超巨星和Ia级最亮超巨星。天文学家们倾向以将较暗的超巨星分类到“Ib”，而较明亮的超巨星则分类到“Ia”；红超巨星也不例外；特别明亮或质量特别高的超巨星会被分类为“0”或“Ia+”，这类的超巨星又被称为特超巨星。大犬座VY和天鹅座NML就被视为红特超巨星。一些特别明亮或质量特别高的超巨星会被分类为“0”或“Ia+”，这类的超巨星又被称为特超巨星。部分处于渐近巨星分支阶段的红巨星的光度达到超巨星的级别，但它们的质量不足以成为超新星，因此它们并不被视为红超巨星。
形成与演化
红超巨星是由质量在8M☉到30或40M☉之间的主序星发展而来。质量较高的恒星永远不会冷却到足以成为红超巨星的程度，质量较低的恒星在红巨星阶段形成简并氦核心，在水平分支上融合氦之前经历氦闪，沿着渐近巨星演化，同时在简并碳氧核心周围的壳层中继续燃烧氦，然后迅速失去其外层形成具有行星状星云的伴星。AGB恒星可能会发展出具有超巨星光度等级的光谱，因为它们相对于其较小的质量膨胀到极端尺寸，并且它们的光度可能达到太阳的数万倍。中间的“超级AGB”恒星，大约为9M☉，可以进行碳聚变，并可能通过氧-核的缩产生电子捕获超新星。
主序星的核心燃烧氢，质量在10到30或40M☉之间，温度大约在25000K到32000K之间，光谱类型为早期B，也可能是晚期的O。它们已经是非常明亮的恒星，为10000–100000太阳光度，由于氢的快速CNO循环聚变，它们具有完全对流的核心。与太阳相反，这些热主序恒星的外层不具有对流性。前红超巨星主序星会在5-2000万年后耗尽其核心中的氢，然后在氦核心周围燃烧一层氢壳，随后通过膨胀并冷却形成超巨星，其亮度增加了大约三倍，氦的表面丰度高达40%，但较重元素的富集很少。超巨星继续冷却，大多数将迅速穿过造父变星不稳定带，其中质量最大的超巨星将短暂地成为黄超巨星，他们将达到K级或M级晚期并成为红超巨星。当恒星正在膨胀或已经成为红超巨星时，核心中的氦聚变就会顺利开始，但表面并不会立即产生任何变化。红超巨星发展到从表面延伸到核心一半的深层对流区时，其表面会富集氮以及一些较重的元素。
有一些红超巨星因为其质量、自转速度和化学组成影响，会经历蓝色循环，温度暂时升高，然后返回红超巨星状态。有很多红超巨星不会经历蓝色循环，但也有很多会重复经历多次。蓝色环路的峰值温度可达10000K。不同恒星产生蓝环的确切原因各不相同，但它们总是与氦核心占恒星质量的比例增加并迫使外层更高的质量损失率有关。
红超巨星都会在一两百万年内耗尽其核心的氦气，然后开始燃烧碳，随着较重元素的融合继续进行，直到形成铁核，然后铁核不可避免地塌缩产生超新星。从碳聚变开始到核心塌陷的时间不过几千年。在大多数情况下，核心塌缩发生在恒星仍是红超巨星时，剩余的大量富氢大气被喷射出来，从而产生II型超新星光谱。喷出氢的不透明度随着冷却而降低，这会导致在初始超新星峰值（II-P型超新星的特征），之后亮度下降时间延长。
最明亮的红超巨星，其金属丰度接近太阳，预计在其核心塌陷之前会失去大部分外层，因此它们会演化回黄超巨星和发光的蓝色变星。此类恒星可能会爆炸为II-L型超新星，其光谱中仍含有氢，但氢含量不足以在其光变曲线中造成延长的亮度平台。剩余的氢更少的恒星可能会产生罕见的IIb型超新星，其中剩余的氢很少以至于初始II型光谱中的氢谱线褪色为Ib型超新星的外观。观测到的II-P型超新星前体的温度都在3500K到4400K之间，光度都在10000到300000太阳光度之间，其符合较低质量红超巨星的预期参数。另外，已经观察到少量II-L型和IIb型超新星的前身，它们的光度都在100000太阳光度左右，温度高达6000K。这些与质量稍高、质量损失率较高的红超巨星匹配。目前还没有已知的超新星前身与最亮的红超巨星相对应，预计这些超新星在爆炸前会演化为沃尔夫·拉叶星。
性质与特性
光谱与温度
红超巨星特点是又冷又大，其表面温度低于4100K，通常是太阳半径的几百到一千倍以上。其光谱类型为K和M，与其他冷恒星相似，主要由金属和分子带的吸收线森林组成。其中一些特征用于确定光度等级，例如某些近红外波段强度和CaII三重态。
质量
虽然大小并不是恒星被指定为超巨星的主要因素，但是一颗明亮的冷巨星很容易比一颗更热的超巨星更大。例如，武仙座阿尔法星被归类为半径在264到303个太阳半径之间的巨星，而飞马座Epsilon是一颗半径仅为185个太阳半径的K2超巨星。理论上讲，红超巨星的半径上限约为1500个太阳半径，超过这个半径的恒星一般不太稳定或者根本不会形成。
红超巨星的质量约为10到30或40M☉。质量超过40M☉的主序恒星不会膨胀并冷却成为红超巨星。处于可能质量和光度范围上限的红超巨星是已知最大的，它们的低表面重力和高光度导致极端的质量损失，比太阳高出数百万倍，并在恒星周围产生可观测的星云。在它们生命结束时，红超巨星可能已经损失了其初始质量的很大一部分，质量越大的超巨星失去质量的速度就越快，所有红超巨星在其核心塌陷时似乎都达到了10M☉量级的相似质量，确切的值取决于恒星的初始化学组成及其自转速度。尽管核心的氢已被完全消耗，红超巨星的表面丰度仍以氢为主。在质量损失的最后阶段，在恒星爆炸之前，表面氦可能会浓缩到与氢相当的水平。在理论上的极端质量损失模型中，可能会损失足够的氢，导致氦成为表面最丰富的元素。当前红超巨星离开主序时，表面的氧比碳丰富，而氮比两者都少，反映了恒星形成时的丰度。由于CNO处理的材料从融合层中被挖出，碳和氧迅速耗尽，氮增加。
振幅与运动
大多数红超巨星表现出一定程度的视觉变化，但很少有明确的周期或幅度。因此，它们通常被归类为不规则或半规则变量。它们甚至有自己的子类，SRC和LC分别用于慢速半规则超巨变星和慢速不规则超巨变星。变化通常缓慢且幅度较小，已知幅度高达四个量级。根据分析已知的红超巨星发现，只有少数恒星显示出大振幅和强烈的噪音，还显示频率的变化，科学家认为红超巨星生命即将结束时会发生强大恒星风超巨星。比较常见的是几百天内的同时径向模式变化以及可能几千天内的非径向模式变化。只有少数恒星看起来确实不规则，振幅很小，可能是由于光球粒化造成的。与太阳等恒星相比，红超巨星光球层包含相对较少数量的大型对流细胞，从而导致表面亮度的变化以及恒星旋转时可见的亮度变化。红超巨星周围的物质常出现脉泽发射。比如水与氧化硅的产生以及发生在狭窄区域的羟基 (OH) 发射。除了对红超巨星周围的星周物质进行高分辨率测绘之外，对脉泽的VLBI或VLBA观测还可用于导出精确的视差和到其源的距离。目前，这主要应用于单个物体，但它可能对分析星系结构和发现其他被遮挡的红超巨星有用。
观察到红超巨星旋转缓慢。模型表明，即使是快速旋转的主序星也会因其质量损失而受到制动，从而使红超巨星几乎根本不旋转。红超巨星参宿四确实具有适度的自转速度，可能是在达到红超巨星阶段后获得的，也可能是通过双星相互作用获得的。红超巨星的核心仍在旋转，并且旋转速率差异非常大。
观测与探测
红超巨星的年龄必然不超过约2500万年，而如此大质量的恒星预计只会在相对较大的星团中形成，因此预计它们大多出现在突出的星团附近。然而，与恒星生命中的其他阶段相比，它们的寿命相当短，并且仅由相对不常见的大质量恒星形成，因此每个星团中通常在任何时候都只有少量的红超巨星。狼蛛星云中的巨大霍奇301（Hodge 301）星团包含三个。直到21世纪，单个星团中已知的红超巨星数量最多的是NGC7419星团中的5个。
自2006年以来，在银河系盾牌-南十字臂底部附近发现了一系列巨大的星团，每个星团都包含多个红超巨星。红超巨星团1（RSGC1）包含至少12颗红超巨星。RSGC2至少包含26颗，是恒星之一，也是已知最大的恒星之一。RSGC3至少包含8颗，RSGC4至少包含8颗红超巨星。如阿利坎特8也至少包含8个。在这些星团方向的一小片天空区域内，总共发现了80个已确认的红超巨星。这四个星团似乎是10-2000万年前在银心条形近端发生的大规模恒星形成爆发的一部分。在银条远端附近也发现了类似的大质量星团，但没有发现如此大量的红超巨星。
红超巨星是罕见的恒星，但它们在很远的距离处都是可见的，并且通常是可变的，目前，观测到的红超巨星有参宿四、金牛座119、盾牌座UY、WOH G64、维斯特卢1-26（Westerlund 1-26）、大犬座VY等。
参考资料
超巨星.中国大百科全书.2023-12-05
危宿三(Enif).天文学名词.2023-12-21