红巨星（英文名：红色 giant）是一颗处于恒星演化后期的低质量或中等质量（大约 0.3-8 M ☉ ）的发光巨星。现代恒星演化理论认为，主序星中的很大一段恒星在其中心氢聚变为氦的核反应完毕后都要向赫罗图上的红巨星区演化。

红巨星时期的恒星表面温度相对很低，但极为明亮且体积非常巨大。在赫罗图上，红巨星是巨大的非主序星，光谱属于K或M型。当红巨星中的氢和氦消耗完毕，碳和氧等物质虽然也在引力驱使下强烈塌缩，但因总质量不足，引力束缚不够，中心区域的温度无法启动下一轮热核反应，进而塌缩成碳-氧白矮星，外围物质扩散成行星状星云。如果恒星的质量太小（0.1M⊙\u003cm \u003c0.5M⊙），其自身的引力只能启动一轮核聚变，最终演化为氦白矮星。质量介于0.3至8倍太阳质量的主序星将演化成为比在主序列时更大但表面温度更低的红巨星。此类恒星会依次进入红巨星分支（red-giant branch，惰性氦核和燃烧氢壳）、水平分支（horizontal branch，燃烧氦核）和渐近巨星分支（AGB星 giant branch，惰性碳氧核和燃烧氢氦壳）等阶段，然后排出其大部分的外层物质形成一个行星状星云（planetary nebula）。

事实上，恒星走向生命尽头所要经历的第一个阶段就是红巨星阶段，这个阶段会持续几亿年至几十亿年。太阳在约50亿年后将成为一颗红巨星，直径是现在的数百倍。质量更大的称为红超巨星（红色 supergiant）和红特超巨星（hypergiant）。

在赫罗图上，红巨星光谱属于K或M型。之所以被称为红巨星，是因为看起来的颜色是红的，体积又很巨大的缘故。天文学家曾以为，恒星是沿着赫罗图上的主序从O型演化为B型，再依次经历A、F、G型而最终成为K型和M型星的。后来查明，实际情况并非如此，但人们将光谱型O、B称为“早型”，将K、M称为“晚型”的习惯却一直保持至今。

红巨星是一颗恒星，它已经耗尽了其核心中的氢供应，并开始在核心周围的壳层中进行氢的热核聚变。尽管红巨星的能量密度较低，但由于它们的体积很大，它们的亮度比太阳高很多倍。红巨星光谱类型为K或M，表面温度为3000-4000K，半径约为太阳（R☉）的几十到几百倍不等。

由于红巨星的光度很大，可以探测到很远的距离，因此成为了研究银河系结构很好的探针。红巨星的年龄主要由主序阶段的寿命决定，而红巨星在主序阶段停留的时长主要取决于其质量大小。红巨星的主要组分为氢和氦。以太阳为例，它的总质量为1.9885×1030千克（约33.3万个地球），其中73.46%是氢，24.85%为氦，其余是碳、氮、氧等元素，表面温度大约为6000摄氏度。它的辐射功率达3.828x1026瓦，相当于每秒辐射出三峡大坝10亿年的发电量。

在不渐近巨分支恒星中，有C-N型和晚期C-R型的碳星，当碳和其他元素在所谓的疏浚中对流到地表时产生。红巨星的恒星边缘没有明确的定义，这与许多插图中的描述相反。由于包层的质量密度非常低，这些恒星缺乏明确的光球层，恒星的主体逐渐转变为“日冕”。与类太阳恒星的光球层有大量的小对流单元（太阳颗粒）不同，红巨星光球以及红超巨星的光球只有几个大单元，其特征导致亮度变化在两种类型的恒星上都很常见。

红巨星氦核心的尺度仅约为整个星体尺度的千分之一，物质密度却高达108kg/m3 。整个恒星有四分之一的质量就浓缩在这个仅比地球大几倍的范围内。 北天最亮的恒星大角星（牧夫座a），便是这种处于红巨星阶段的小质量恒星的典型实例，其质量约 1.5M⊙，目前半径约为21R⊙。

红巨星是从主序星演化而来的，其质量范围约为0.3 M☉到8M☉左右。当一颗恒星最初从星际介质中缩的分子云中形成时，它主要包含氢和氦，以及微量的“金属”（在恒星结构中，这仅指除氢和氦之外的任何元素，即原子序数大于2）。这些元素在整个恒星中均匀混合。当恒星核心达到足够高的温度开始熔合氢，并建立静力平衡时，恒星就达到了主序阶段。在主序生命期内，恒星会缓慢将核心中的氢转化为氦；其主序生命结束时，恒星核心中的所有氢都已熔合。

当恒星耗尽核心中的氢燃料时，核心无法继续进行核反应，因此由于融合产生的推力减小，核心开始收缩，导致核心升温。核心的升温使得核心周围的氢发生燃烧，恒星膨胀。氢燃烧的壳层导致了一个被描述为镜像原理的情况；当壳层内的核心收缩时，壳层外的恒星层必须膨胀。但由于缺乏熔合，核心收缩并升温，导致恒星的外层大大膨胀，吸收了壳层燃烧的大部分额外能量。这个冷却和膨胀的过程形成亚巨星。当恒星的包层冷却足够时，其光度开始增加，恒星开始升入赫罗图罗素图（H–R图）的红巨星分支。

恒星沿着红巨星分支移动的演化路径取决于恒星的质量。对于太阳和质量小于约2太阳质量的恒星，核心将变得足够密集，电子退化压力将阻止它进一步坍缩。核心退化将继续升温，当达到大约108K时，这些热量将通过三重-α过程开始将氦燃烧成碳。一旦退化核心达到这个温度，整个核心将几乎同时开始氦燃烧，形成所谓的氦闪。在质量更大的恒星中，坍缩的核心将在足够密集之前达到108K，因此氦燃烧将更加平稳，不会产生氦闪。

当中心的氦耗尽，恒星再次坍缩时将导致壳层中的氦开始燃烧。与此同时，氢在燃烧的氦壳层外的壳层中开始聚变。这些反应将恒星置于渐近巨星分支，即第二个红巨星阶段。在渐近巨星分支阶段结束时，恒星将排出其外层，形成一个行星状星云，将恒星的核心暴露出来，最终变成一个白矮星。

红巨星是小质量恒星演化发展的一个分支。恒星在一生的演化中总是试图处于自身引力与内部辐射压力之间的平衡状态。当恒星无法通过核聚变产生足够强的辐射压来维持其自身的平衡时，便开始了演化。质量介于0.3至8倍太阳质量的主序星将演化成为比在主序列时更大但表面温度更低的红巨星。

小质量（M \u003c2.3M⊙）恒星

以太阳为例：太阳属于小质量恒星，太阳已有近50亿年的历史，再过40-50亿年，随着核反应的进行，核心区的氢丰度逐渐减小，直至枯竭，全部转变成氦。氦核聚变要求更高的温度，由于温度不够，热核反应暂时停止，没有辐射，辐射压大大降低，导致引力大于向外的压力。太阳将会因抗衡不住引力而收缩。

收缩的结果导致中心温度大增，使氦能发生聚变反应（生成碳和氧），加热中心区的外围大气，使外层向外膨胀。太阳中心部分以外的区域由于温度的增高又开始氢核聚变反应，并且核反应迅速向外层转移，推动外层膨胀，使得太阳体积很快增大上千倍以上。由于温度下降，颜色变红，太阳就变成又大又红的红巨星。如果恒星的质量约为0.2到0.5太阳质量时，虽然足够大以成为红巨星，但没有足够的质量来启动氦聚变演化为红巨星。

中等质量（2.3M⊙\u003cm \u003c8.0M⊙）恒星

中等质量恒星的寿命约在5千万至12亿年之间，伴随氦燃烧导致碳-氧核心的积累，质量小于约8太阳质量的恒星永远不会在其退化的碳-氧核心中启动聚变。它的最终结局有两种可能：一种是十分剧烈的爆炸式死亡，这就是超新星爆发；另一种是类似小质量恒星较为平稳地演化成一颗白矮星。两种方式都会留下一片硕大且不断扩散的遗迹星云。

在该演化过程中伴随着恒星燃烧内核的氢，将熔化成为氦，恒星的亮度逐渐增强。这是因为恒星无法产生充足的热量维持它的重量，因此残留氢开始压缩，在内核外部形成层状结构。压缩过程会产生更多能量，却造成伴随外层气体膨胀，恒星变得蓬松。这一阶段的红巨星变得更加明亮，但它的气体却逐渐冷却，从太空角度观测到这颗恒星变得越来越红。红巨星体积很大，之后质量变得更大的红巨星开始熔化氦成为重元素，但是这一过程非常有限，仅出现在恒星中心层状结构开始崩溃的阶段，此时恒星已演变成为一颗白矮星，主要是燃烧恒星超密度内核。

非常低质量的恒星是完全对流的，可能会持续将氢聚变成氦长达一万亿年，直到整个恒星中只剩下很小一部分是氢。在此期间，亮度和温度稳步增加，就像更大质量的主序星一样，但由于所涉及的时间很长，温度最终增加约50%，亮度约增加10倍。最终，氦的含量增加到使恒星不再完全对流的程度，而锁定在核心中的剩余氢将在数十亿年内消耗。根据质量的不同，温度和亮度在氢壳燃烧期间会继续增加一段时间，这时恒星可以变得比太阳更热，比形成时亮度高出数十倍。经过数十亿年后，这些恒星将变成冷却的氦白矮星。

超大质量恒星发展成超巨星，它们会沿着一条在赫罗图上来回水平移动的演化轨迹，最终位于右侧，成为红超巨星。它们通常会以II型超新星结束它们的生命周期。最大质量的恒星甚至可以在成为巨星或超巨星之前就变成Wolf–Rayet星。

1905年，阿尔伯特·爱因斯坦提出狭义相对论并推导出著名的质能方程（即E=mc2）之后，经过亚瑟·埃丁顿（A. Eddington）、苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡（S. Chandrasekhar和）以及贝蒂（H. Bethe）等科学家的不懈努力，于1938年确定，恒星的能源机制就是核聚变。 

根据粒子的数目统计，恒星有90%以上为氢，所以在恒星生命期内，大部分时间是在燃烧氢。氢熔合为氦主要有两种反应模式，两种聚变反应的发现者之一贝蒂获得了1967年的诺贝尔物理学奖。目前太阳中心区域正发生氢-氦核聚变，中心温度约为1500万度，在这样的温度下，有99%以上的能量是通过pp链产生，其余不足1%的能量由CNO循环产生。

恒星核反应的程度取决于它的质量，质量越大，中心区域的温度就越高，越重元素的聚变就能发生。原子核的聚变反应主要包括：氢-氦、氦-碳-氧、碳-镁、氧-硅、硅-硫--钙-铬-铁等。

恒星内部热核反应产生的能量是由反应过程中质量的损失换来的，比如，四个氢原子核聚变成一个氦原子核，会有0.7%的质量损失。太阳每秒大约要损失掉400万吨的物质，才能维持它的正常燃烧。

质子-质子链式反应（简称pp链）

该反应需要恒星的质量不超过2M⊙（M⊙为太阳质量），中心温度在700万到2000万摄氏度之间。反应需多步完成，中间产物可能是（氢的同位素）和氦-3（氦的同位素），也可能是锂和铍，或者铍和硼。这些中间产物产生后，又被消耗掉了，最终效果是四个氢核聚变成一个氦核（如图1所示）。由于中间过程的不同，中微子携带走的能量也不同，这就使得最后辐射的能量也有所差异。

碳氮氧（CNO）循环

该反应需要恒星的质量大于2M⊙，温度高于2000万摄氏度。在这种反应过程中，参加核反应的碳、氮、氧在反应前后并没有改变，特别是氮、氧是中间产物，产生了又消失，但一定要有碳存在。

太阳的内层高温高压，可以聚变生成氦，而外层环境不够高温高压，氢无法聚变。由于太阳的质量较大，内层生成的氦会被引力困住而出不去，外层的氢又进不到内部。所以，当太阳内层的氢被耗尽，全部变成氦时，内层聚变产生的热能就抵抗不了引力，从而坍缩。

坍缩后的内层会变得更热，使外层的氢升温并点燃聚变反应，这一下反而让太阳膨胀上千倍，表面甚至可以达到金星轨道的位置。此时，太阳进入红巨星阶段。红巨星一般会持续10亿年。在红巨星的末期，太阳内核温度可高达一亿度，足以点燃氦聚变成碳氧的核反应，这称为氦闪。所以，按目前的恒星理论，早在氦闪之前，太阳就会膨胀变成红巨星。

赫罗图自一百多年前由天文学家（Ejnar Hertzsprung）和亨利·诺利斯·罗素（Henry Norris Russell）提出以来，始终是研究恒星结构和演化的最重要的工具之一。在赫罗图上（图1），恒星按照温度（温度）和光度（光度学）进行排列。处于不同演化阶段的恒星在赫罗图上占据不同的位置，例如，所有的都分布在一条狭长的主序带上。我们的太阳目前也正处在主序阶段。主序之后的演化阶段包括巨星（supergiant）阶段，（white dwarf）阶段等等。根据维恩定律（Wien’s law)， 的颜色（color）由恒星的温度决定。温度越低的恒星颜色越红，在赫罗图上的位置越靠近右侧；反之，温度越高的恒星颜色越蓝，在赫罗图上的位置越靠近左侧。此外，质量越大的恒星光度越高，在赫罗图上的位置越靠近上侧；反之，质量越小的恒星光度越低，在赫罗图上的位置越靠近下侧。

赫罗图是一个给恒星分类的二维直角坐标系，其横坐标代表恒星的表面温度，而纵坐标则代表恒星的绝对亮度（绝对亮度是假定把天体放在离地球32.6光年远的地方，所测得的亮度）。

根据表面温度，恒星可以分为 O、B、A、F、G、K、M 七类。其中O型恒星的温度最高，超过30000开尔文，主要发出蓝白光；而M型恒星的温度最低，介于2400开尔文到3700开尔文，主要发出橙红光。而根据绝对亮度，按由亮到暗的顺序，恒星又可以分为超巨星、亮巨星、巨星和矮星。在赫罗图（ 赫茨普龙环形山罗素环形山 diagram）中，红巨星分布在主星序区的右上方的区域内，差不多呈水平走向。

LAMOST望远镜 DR4的研究与观测

国家天文台天体丰度组于2019年对LAMOST DR4数据中的64万红巨星年龄和质量进行了精确估算，为进一步理解星族合成和银河系演化历史提供了有价值的样本。理解星系盘的形成和演化是当前星系形成与演化研究领域的核心问题之一，红巨星是研究银河系结构很好的探针，由于它的光度很大，因而可以探测到很远的距离，因此是研究银河系结构的优质样本。在LAMOST DR4 的650余万条光谱中，巨星光谱就有100多万条，如何快速得到它们的质量和年龄显得尤为重要。 

KIC9970396的观测

云南天文台恒星物理组博士研究生张昕旖和李焱研究员等人通过拟合KIC9970396混合模的观测频率与模型频率，得到了两个最佳模型，这两个模型的恒星质量、半径与食双星的测光解得到的结果非常一致。并且这两个模型的有效温度、表面重力加速度及金属丰度值，都在国家天文台LAMOST望远镜的观测误差之内。相比于其他恒星参数，由于氦核的大小直接与g模式的传播区域有关，所以通过星震学模型，他们精确地确定其氦核质量与半径分别为：0.229±0.001太阳质量和 0.03055±0.00015太阳半径。模型还显示这颗红巨星的演化状态位于红巨星聚团附近，这也是学界首次通过星震学测得这类红巨星的精确氦核尺寸及其内部结构。

2021年国际科学期刊《自然·通讯》在线发布了中国科学院国家天文台赵刚研究团队的一项最新成果。该团队通过对从山东大学威海天文台获得的高分辨率近红外光谱进行分析，揭示红超巨星参宿四的神秘变暗是由于其表面出现恒星巨黑子造成，对这一广受天文学家和公众关注的现象提出了新的物理解释。

参宿四又称为猎户座α星，是一颗位于猎户座肩部的红色恒星，它在夜空中异常明亮，肉眼清晰可见。2019年10月至2020年2月，参宿四出现了神秘的变暗现象，引起了全世界天文学家和公众的关注与想象。作为一颗呈现周期性和有时不规则光度变化的变星，这是参宿四近50年来被观测到的最显著的一次变暗现象。它变暗了约一个星等（亮度减弱2.5倍），在夜空中肉眼可辨。对此，世界各地的天文学家提出几种可能的解释，如超新星爆发前演化阶段、尘埃云的遮挡或恒星光球亮度的变化。参宿四是夜空中在近红外波段最亮的恒星，因此近红外波段是研究参宿四这类红巨星最合适的观测波长。

红巨星是恒星经历完漫长的青壮年时期（主序阶段）进入的一个短暂不稳定的老年阶段。之所以被称为红巨星，是因为这个时期的恒星体积巨大，极其明亮，外表呈现红色。处于双星系统中的红巨星膨胀时，一些物质可以达到伴星的引力范围内并被吸走，从而导致红巨星的部分物质被转移，质量变小。

这个阶段的恒星的氦核心继续收缩， 氢燃烧壳层升温愈烈，星体外层迅速膨胀，半径可达100 R⊙，光度增大了数百倍，按常理，恒星表面积如此急速地变大，表面温度便应快速下降。但此时物质的对流将星体内部的巨额能量带到了表面，致使恒星的表面温度几乎保持不变。在图中这一阶段的演化程是从标号8到标号9，称为“红巨星支”。北天最亮的恒星大角星（牧夫座 a），便是这种处于红巨星阶段的小质量恒星的典型实例。除此外还有加克鲁克斯（十字架一）和Iota Sculptoris等。

在渐近巨星支阶段，恒星核心的氦燃尽，生成一个由“碳炉渣”构成的内核。恒星核心又因热核反应无以为继而再次收缩，同时外层再度膨胀，在演化过程中表现为从标号10到标号11，称为“渐近巨星支”。恒星的半径和光度超越了先前的任何阶段。 对于 1M⊙的恒星，随着碳核心的不断收缩，其中心温度在继续升高，但是永远达不到将“碳炉渣”转变成“碳燃料”，启动新一轮的核聚变所需的温度——6亿K。这颗红巨星已经临近核燃烧的尽头。已知的该分支例子有：Mira （ο Ceti）、χ 天鹅座、α赫拉克利斯等。

如果仅从表面上看，天文学家很难判断一颗恒星究竟是红巨星还是红团簇星，因为红团簇星和红巨星的初始阶段在温度、亮度上几乎相同，很难区分。在赫罗图中，由于金属丰度的影响，红巨星与红团簇巨星很难通过有效温度和重力加速度直接区分开。

根据红团簇星和红巨星内部结构示意图分析，红团簇星与红巨星内部结构不同，红团簇星内部是氦组成的核心在燃烧，而红巨星的氦核心不燃烧，其外面的氢包层在燃烧。典型的实例有五车二（Capella）、仙后座阿尔法（Alpha Cassiopeiae）和δ仙女座（Delta Andromedae）。

当太阳核心的氢燃烧尽时，维持其平衡的压力也会随之消失。它的核心将开始收缩，释放出引力能量，而这标志着这颗恒星开始走向生命的终结。

在太阳诞生大约100亿年后，它核心中的氢将基本耗尽，只剩下太阳内部温度不足以将其点燃的氦元素。如果没有氢聚变来抵抗引力，太阳将向内坍缩。随着密度的增大和温度的升高，它将启动核心周围的氢元素的聚变反应。然后，太阳将膨胀并逐渐冷却，成为一颗红巨星。新一轮的活动使它的氦核受热，一旦核心温度达到 1 亿摄氏度左右，氦聚变将开始并形成碳。太阳核心将通过氦聚变继续燃烧约 1 亿年，而外层仍在进行氢聚变，燃烧着氢的外壳会产生一个向外的推力，导致太阳的膨胀。

太阳的质量决定了它的终点。由于太阳是一颗小质量的主序星，因此当它耗尽燃料时，就会变成一片行星状星云，环绕着最终将变成白矮星的核心。太阳获取能量的过程包括4个质子转变为 1 个氦核的不可逆核反应。在 50 亿年之后，太阳将耗尽它的氢燃料，它的中心区域将只剩下氦。由于质子 - 质子链反应的消失，它的核心开始向内坍缩。在坍缩过程中，核心的温度会再次上升，在温度达到 1 亿摄氏度时，氦聚变被启动并生成碳和氧。一段时间内，太阳将通过这些核聚变获取能量。但当氦核也燃烧殆尽时，由于太阳的质量不足以引发碳聚变，因此它将失去能量的来源。

太阳的最后一个生命阶段将从它变成一颗红巨星开始，而当它摆脱掉外层，剩下的核心变成一颗亮度微弱的白矮星时，这个阶段便宣告终结。在几十亿年后，太阳将把最后的氢融合成氦，变成一颗红巨星，并膨胀到目前大小的250倍。首先，太阳的质量损失将减弱其对地球的引力，这将使地球在大约76亿年后迁移到其他轨道。在太阳周围，可以存在液态水的区域从地球一直延伸到火星，但这个区域不会一成不变。一旦太阳演变为红巨星并吞噬了水星和金星，这个宜居带将迁移至火星和天王星之间。但届时太阳将变得异常巨大，直径是现在的数百倍，足以吞噬掉目前太阳系里包括地球以内的内侧行星。初始质量更大的主序星会演化成为红超巨星（red supergiant）。