烧水时看灶台，蓝色火苗比黄色火苗烫。恒星老了以后恰恰相反：表面凉下来、红起来，总亮度却上升。这不是矛盾，是面积在起作用。一颗星离开主序后，核心收缩、外包层膨胀，半径可以涨到上百倍，表面温度掉到三千多 K，光度反而升一两个数量级。太阳也会走这条路，只是站得足够远才看得清。
太阳现在约 46 亿岁，主序阶段还能撑约 50 亿到 60 亿年。之后它在约十亿年里膨胀到 100 到 200 倍太阳半径、光度升到约 1000 到 2000 倍，核心在约 10⁸ K 触发氦闪，最后抛出行星状星云，留下约 0.5 到 0.6 倍太阳质量的白矮星。
离开主序的第一站是次巨星，不是红巨星
核心的氢烧完之后，核心变成氦，聚变熄火。没有辐射压支撑，核心在自身重力下收缩，温度升高。
收缩释放的能量有一部分传到外包层，外包层膨胀。这一阶段叫次巨星分支，半径只涨几倍，颜色已经开始偏黄。
真正的红巨星要等到外包层膨胀得更彻底。在赫罗图上，这条路径先向右，再陡峭向上。
分支上的爬升，靠的是外包层膨胀
红巨星分支上的星，核心是简并的氦球，外面裹着一层正在燃烧的氢壳。壳层燃烧不断往核心加氦，核心越来越重，也越来越小。
外包层则相反，它被撑得极稀薄，表面重力很低。半径能到上百倍太阳半径，密度却接近真空。
亮度上升来自半径。虽然表面温度只有三千多 K，但面积大了上万倍，总光度仍然增长。
氦闪是一次听不见的爆炸
当核心温度逼近 10⁸ K，氦可以通过三α过程聚变成碳。简并态的物质有个特点：压力与温度脱钩，温度升高不会让物质膨胀降温。
于是反应一旦点火就会失控，在几秒到几分钟内把核心加热到更高温度，直到电子简并被解除、核心膨胀。这就是氦闪。
对太阳这样的质量，氦闪释放的能量很大，但全部被星体吸收，外观上看不到爆发。之后星体进入水平分支，半径缩到约 10 倍太阳半径，光度降到约 50 倍。
地球的命运卡在两个相反的作用之间
太阳减重时，行星轨道会外移；太阳膨胀时，行星又会被赶上。两个作用方向相反，结果取决于质量损失率与潮汐耗散的具体数值。
早期计算认为地球会恰好逃过一劫，只被烤干。2008 年的一项工作把潮汐拖曳算得更细，结论反转为地球会被吞没。
两套模型用的质量损失率不同，这是分歧的核心。在太阳真正走到那一步之前，这个问题只能靠更好的恒星演化模型来回答。
| 参数 | 数值 | 口径与来源 |
|---|---|---|
| 太阳年龄 | 约 46 亿年 | 陨石定年 |
| 离开主序 | 约 50–60 亿年后 | 恒星演化模型 |
| 红巨星分支顶端半径 | 约 100–200 R☉ | 1 M☉ 模型计算 |
| 分支顶端光度 | 约 1000–2000 L☉ | 同上 |
| 氦闪核心温度 | 约 1×10⁸ K | 氦点火条件 |
| 水平分支半径 | 约 10 R☉ | 模型计算 |
| 最终白矮星质量 | 约 0.5–0.6 M☉ | 初始-最终质量关系 |
哪些是观测，哪些还是推断
常见问题
不会的。它的质量不足以引发核心坍缩，最终结局是行星状星云加白矮星，而不是超新星。
不是。红超巨星质量通常在八倍太阳质量以上，核心会一路烧到铁，最后坍缩；红巨星走的是氦闪这条路。
不太可能。模型给出太阳光度每亿年上升约 1%，十亿年后地表温度足以让海洋持续蒸发。
延伸阅读
- Schröder, K.-P. & Smith, R. C. 2008, Distant Future of the Sun and Earth Revisited, MNRAS 386, 155
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I. & Kraemer, K. E. 1993, Our Sun. III. Present and Future, ApJ 418, 457
- NASA/ESA 恒星演化科普页（nasa.gov）