The Red Giant Phase: Fate of the Inner Planets

红巨星阶段：内行星的命运

知识方舟 · 宇宙 · 第08章 / 第06篇文章

当太阳超越它的行星世界。

数十亿年后，我们熟悉的太阳将变成一颗巨大的红巨星。它的膨胀将改变太阳系内部——但一颗行星的命运取决于的不只是恒星会变得多大。

一颗正在变化的恒星相互竞争的轨道效应地球的遥远未来
A larger Sun, a changing system Conceptual red giant and rocky planet. Surface texture, colors, sizes and separation are illustrative; this is not a predicted encounter or an explosion. A larger Sun.A changing Solar System.Expansion, mass loss, and the fate of nearby worldsConceptual view • Sizes and separation are not to scale
概念化的红巨星与岩石世界。这并不是对地球未来位置的预测。
恒星发生变化核心收缩和壳层聚变伴随着外层的巨大膨胀。
轨道发生变化质量损失和潮汐相互作用可能会将行星的未来拉向不同方向。
两种生存方式保持行星身份与保持一个宜居世界的状态，是两个不同的问题。
红巨星阶段

恒星改变形态时会发生什么？

想象一下，太阳逐渐覆盖天空中大得多的一片区域。这一变化始于太阳内部深处，那里的燃料正逐渐耗尽，而这些燃料维持着太阳当前的生命阶段。

由此展开的故事将恒星内部与行星运动联系起来。要理解这一过程，我们需要提出三个问题：太阳如何膨胀，附近的轨道会如何响应，以及像地球这样的世界要实现生存意味着什么？

本文以太阳的结构与生命周期为基础，进一步探讨这些变化如何影响内行星遥远的未来。

由内而外的转变

太阳为什么会变成红巨星？

当核心中的氢耗尽时，太阳富含氦的中心会收缩并升温。周围壳层中的氢聚变仍在继续，同时包层不断膨胀，最终使太阳沿着红巨星分支演化。[1]

Fusion changes location Schematic cross-sections compare core hydrogen fusion with red-giant shell fusion around a contracting inert helium core, before helium ignition. Scales differ. Fusion changes locationSun todayRed giantCore hydrogen fusionEnergy from the centerInert helium coreContracting, without fusionHydrogen-burning shellConvective envelopeA much larger area can outweigh a cooler surface.Red giant: before helium ignition • Different interior scales
第一个巨星阶段拥有一个尚未进行聚变的氦核心。为便于说明，内部层次经过放大处理。[1], [2]

恒星必须持续平衡引力、压力和能量输运。随着核心及燃烧壳层周围的条件发生变化，其包层会调整为不同的结构：体积大得多，但表面温度更低。详细的膨胀机制涉及这种结构性重新调整，而不是某一次向外的推动。[3]

一颗更冷的恒星如何变得更亮？

表面温度和总光度是不同的量。较冷的表面每平方米辐射的能量较少，但巨星拥有极其巨大的辐射面积。关系式 L = 4πR²σTeff⁴ 将光度 L、半径 R 和有效温度 Teff 联系起来；σ 是斯忒藩–玻尔兹曼常数。半径足够大的增幅会抵消温度降低的影响。[2]

这是一个阶段序列，而不是一次突发事件

这会在什么时候发生？

太阳的核心氢聚变大约还会持续 50 亿年。这是对其主序星阶段结束时间的估计，并不是太阳达到最大膨胀或成为白矮星的日期。[4]

未来的主要阶段
阶段 会发生什么变化？ 如何理解时间进程
主序星阶段的剩余时间 氢继续在核心中聚变。 大约还剩 50 亿年。[4]
亚巨星和红巨星支 核心收缩；包层膨胀。 最大尺寸会在核心氢耗尽之后才出现。[3]
氦点火 致密核心开始进行氦聚变。 一次快速的内部事件会引发更长时间的重新调整。[5]
稳定的核心氦燃烧 氦会转化为碳和氧。 在以太阳质量为基础的计算中，约为 1 亿年。[6]
渐近巨星支 第二个巨星阶段伴随着强烈的质量损失。 其持续时间取决于恒星演化模型和恒星风模型。[6]
白矮星 裸露的残骸会逐渐冷却。 一个漫长的后期阶段，不再维持核心聚变。[7]

一个天文单位（AU）大约等于今天地球与太阳之间的平均距离。将巨星的大小与 1 AU 比较，有助于我们想象其尺度，但这并不意味着地球未来的轨道会固定在这一距离上。[9]

恒星大小只是计算的一部分

行星会向外移，还是向内坠落？

随着太阳老化，它会通过恒星风流失气体。与此同时，附近的行星会在太阳内部引发潮汐。这些效应必须一并计算；不断增大的太阳半径或单独的质量损失，都不能决定最终结果。

Changing mass and tidal forces Orbital stages are schematic. Tidal decay outside the photosphere and gas drag within the envelope compete with expansion under slow, nearly symmetric stellar mass loss. Two competing orbital effectsDashed: earlier • Solid: laterMass lossSlow, nearly symmetric losscan widen an orbit.Tides and dragTides can shrink orbitsoutside the photosphere.Inside the envelope,drag also acts.Stages compared; sizes and paths are schematic.
真实的轨道历史会随着恒星演化，将这些效应综合起来。[10], [11]

质量损失可以使轨道变宽

缓慢且大致对称的恒星质量损失可以使束缚轨道变宽。在这一极限情况下，半长轴 a 大致按1/M缩放，其中 M 是恒星质量。[10]

潮汐作用也可能朝相反方向发挥

行星的引力会使其恒星发生形变。潮汐响应的耗散会带走轨道能量，使行星围绕缓慢自转的巨星运行的轨道收缩。这种效应的强弱取决于恒星的内部结构和流体运动，因此是幸存计算中的核心不确定因素。[12]

潮汐作用发生在可见恒星表面之外。气体阻力是另一种效应，需要与周围气体发生相互作用，并会在更稠密的大气或包层物质中变得重要。行星不必穿过光球层——即大部分可见光逸出的表面——潮汐衰减就可能开始。[11]

围绕膨胀恒星移动的世界

水星、金星、地球和火星会发生什么？

内行星起始距离各不相同。水星和金星深处于受太阳膨胀威胁的区域内。地球更接近存在争议的幸存边界，在这里，所采用物理模型的相对较小变化就可能改变结果。

当前距离和模型预测的结果是两回事
行星 当前轨道尺度 巨星阶段的情况展望
水星 0.39 AU 在这里讨论的 2008 年和 2026 年两项计算中都会被吞没。
金星 0.72 AU 在两项计算中都会被吞没。
地球 1.00 AU 能否幸存或被吞没取决于模型。
火星 1.52 AU 在更新后的 2026 年计算中幸存。

距离取当前半长轴的四舍五入值；它们不是固定不变的未来轨道。[9], [8], [13]

为什么地球的结论一直在变化？

Schröder 和 Smith 的2008 年模型纳入了因失去质量导致的轨道扩张，但发现潮汐效应最终占上风：地球会在第一次红巨星阶段接近顶点时被吞没。[8]

研究更新 · 发布于 2026 年 6 月

一项更新的计算结果表明可以幸存

Esseldeurs、Mathis和Decin发现，在采用更新后的潮汐计算和适当的质量损失率时，地球可以在两个巨星阶段都存续下来。如果潮汐耗散更强，或后期巨星阶段的质量损失更低，则可能被吞噬。该论文发表于Astronomy & Astrophysics。[13]

该结果确定了哪些假设至关重要，但并未为地球能否存续给出最终概率。

因此，“太阳变得比地球目前的轨道还大”本身并不能决定地球的命运。我们必须在同一项计算中追踪恒星和轨道的变化。

物理上的存续并不等于气候上的存续

地球能一直保持宜居，直到那时吗？

预计地球熟悉的地表环境会在太阳进入最大规模的巨星阶段之前很久就消失。即使在主序阶段，太阳也会逐渐变亮。入射能量增加会使行星变暖，而额外的水蒸气可能会增强温室增温效应。[14]

在湿温室效应中，更多水会到达高层大气，在那里阳光可以将水分解，氢气则可能逃逸。失控温室效应是一种不同的辐射不稳定性：行星在保有液态水表面的同时，无法平衡吸收的阳光与向外辐射的热量。关于阈值和先后顺序，不同模型存在分歧；海洋流失并不要求每个模型都经历相同的路径。[14]

生命所需的不同条件可能在不同时间失效

Ozaki和Reinhard于2021年开展的一项研究，将气候与碳、氧和生物循环结合起来。他们的计算表明，富氧大气的衰退早于地表水的大规模流失。这说明，今日依赖氧气的生物圈的存续时间、地表海洋的存续时间，以及岩质行星的存续时间，是三个不同的问题。[15]

在行星气候周期中探索气候过程，并在宜居带概念中了解更广义的定义。

第一个红巨星阶段并不是终点

最大膨胀之后会发生什么？

氦在核心深处点燃

太阳受压缩的氦核心最终会达到氦聚变所需的条件。由于电子简并最初限制了核心因受热而膨胀的能力，点火会以氦闪的形式开始。这是一场内部热核事件，并非超新星，也不是会将太阳撕裂的可见爆炸。[5]

核心会重新调整，进入持续的氦燃烧阶段。恒星会比处于红巨星顶端时更加紧凑。这一段相对稳定的时期不同于闪燃本身，也不同于随后到来的巨星阶段。[5]

第二次膨胀与包层流失

核心氦耗尽后，渐近巨星支（AGB）会带来又一次膨胀；氢和氦在碳氧核心周围的壳层中燃烧，不稳定的氦壳层燃烧会产生热脉冲。[1]

恒星风会带走剩余的包层。这一过程的快慢会影响恒星的演化及其周围的轨道。因此，熬过第一次红巨星最大膨胀期，并不能自动保证能够熬过AGB阶段。[6]

如果裸露的核心变得足够炽热，而被抛出的气体仍在附近，其紫外线辐射就可能照亮一个行星状星云。2018年发表的模型预测，太阳可能形成一个暗淡的行星状星云。其亮度取决于核心加热和气体消散的时机；但并不能保证一定会出现壮观的发光壳层。[16]

太阳留下白矮星

这个残骸将是一颗致密的、主要由碳氧构成的白矮星，大小大致与地球相当。电子简并压力支撑着它，它会逐渐辐射储存的热量，而其核心不会持续进行聚变。太阳的正常演化不会以超新星结束。[7]

详细的太阳演化计算得出，最终质量约为太阳当前质量的0.54倍。确切数值取决于恒星风带走了多少物质。曾经属于太阳的大量物质将回归周围的星际环境。[17]

在银河系的其他地方检验这一演化过程

我们能观测到这些结局的证据吗？

我们无法观测太阳完成数十亿年的演化。我们可以研究处于不同阶段的其他恒星，寻找围绕其残骸运行的行星，并用新的观测结果检验各种解释。

一次解释经过修订的吞噬事件

明亮事件 ZTF SLRN-2020 最初被解释为一颗行星被膨胀的红巨星吞噬。2025年公布的韦布观测发现，该恒星过于暗淡，无法支持这一解释。修订后的图景更倾向于认为，一颗行星的轨道逐渐衰减，直到被吞噬。该事件支持行星与恒星之间存在相互作用，同时也说明为什么不应将其描述为太阳膨胀的直接预演。[18]

一颗巨行星在其母星发生转变后幸存下来

2021年，Blackman及其同事报告发现了一颗围绕白矮星运行的类木行星。他们将引力微透镜证据与对宿主天体的后续观测结合起来。该系统表明，巨行星可以在其母星经历巨星阶段后继续存在，为有关存活情况的计算提供了观测上的对应案例。[19]

被摧毁的天体会留下化学痕迹

许多白矮星大气中的重元素本应沉降到可见层之外。它们的存在表明，有来自行星碎片吸积的补充。对于白矮星 G29−38，X射线观测还直接探测到了正在进行的吸积。这类证据让天文学家即使无法对单个岩质天体进行成像，也能研究行星系统的残余物。[20]

这些观测回答了相互补充的问题：行星是否会被吞噬，是否有些能够幸存，以及此后较小的物质会发生什么。

细节虽不确定，但演化框架很可靠

关于遥远的未来，我们能有把握地说些什么？

太阳从巨星阶段演化为白矮星，有坚实的恒星物理学依据。更困难的问题，是预测处于存活边界附近的单个行星会有怎样的结局。

会损失多少质量？

恒星风的历史会改变恒星包层，也会改变行星所处的引力场。[6]

潮汐耗散能量的效率有多高？

恒星不断演化的结构决定了潮汐运动如何传递和耗散能量。[12]

哪些天体仍受引力束缚？

仅凭太阳缓慢的质量损失，不一定会使外层行星被抛出。距离更远的天体群则更容易受到影响。[21]

对于幸存下来的行星而言，围绕一颗正在冷却的白矮星运行的更宽轨道，将属于一个发生了深刻变化的系统。此后发生的引力相互作用仍会继续重新排列幸存的物质。因此，太阳当前生命阶段的终结是行星历史中的一次转变，而不是曾经绕其运行的一切自动消失。[21]

下一篇文章将转向更外围的储藏区：柯伊伯带和奥尔特云，那里冰质天体保存着太阳系起源的证据。

来源及延伸阅读

关于恒星演化、轨道存续、行星气候和已观测残骸的主要研究与机构资源。其中包括2026年6月发表的地球存活计算。

  1. 俄亥俄州立大学——《低质量恒星》氢壳层燃烧、核心氦燃烧、AGB壳层结构以及热不稳定性。
  2. 俄亥俄州立大学——《恒星与赫罗图》恒星半径、有效温度与总光度之间的关系。
  3. Ou 和 Chen（2026）——《恒星为何变红？第一部分：主序后膨胀机制》研究恒星包层如何响应氢燃烧壳层附近变化的数值实验。
  4. NASA——《恒星类型》太阳的主序星属性，以及其核心氢聚变大约还将持续五十亿年。
  5. Bildsten 等（2012）——《氦核闪的声学特征》氦点火、电子简并的解除，以及向稳定的红团块燃烧阶段过渡的模型。
  6. Miller Bertolami（2016）——《渐近巨星支后恒星及行星状星云中心星演化的新模型》展示恒星风和混合过程如何影响最终质量、包层移除以及星云被照亮时机的演化计算。
  7. NASA——《白矮星》地球大小的残骸、电子简并压、碳氧内部结构，以及在没有持续核心聚变的情况下冷却。
  8. Schröder 和 Smith（2008）——《重新审视太阳和地球的遥远未来》预测地球将在第一次巨星阶段峰值附近被吞没的太阳模型。
  9. NASA——《太空飞行基础：太阳系》以天文单位表示水星、金星、地球和火星目前的平均轨道距离。
  10. Veras 等（2011）——《大逃亡：系外行星和较小天体如何逃离垂死恒星》缓慢的恒星质量损失及其轨道极限。
  11. Villaver 和 Livio（2009）——巨星周围气态巨行星的轨道演化将恒星质量损失、潮汐导致的轨道衰减，以及演化恒星周围气体中的阻力分离开来进行计算。
  12. Esseldeurs、Mathis 和 Decin（2024）——演化中的低质量和中等质量恒星中的潮汐耗散恒星结构及不同形式的潮汐耗散如何影响巨星阶段的轨道演化。
  13. Esseldeurs、Mathis 和 Decin（2026）——太阳巨星阶段地球的命运地球的结局取决于对潮汐和质量损失的假设。
  14. Wolf 和 Toon（2015）——太阳逐渐变亮背景下宜居气候的演化区分变暖、湿温室条件、水分流失和热失控的气候模拟。
  15. Ozaki 和 Reinhard（2021）——地球富氧大气的未来寿命一个耦合的气候与生物地球化学模型，探讨富氧环境如何在海洋大规模流失之前结束。
  16. Gesicki、Zijlstra 和 Miller Bertolami（2018）——行星状星云光度函数神秘的截止现象将裸露的恒星核心与星云可见性联系起来的模型，其中包括对太阳产生一个暗淡行星状星云的预测。
  17. Sackmann、Boothroyd 和 Kraemer（1993）——我们的太阳。III. 现在与未来一个详细的太阳模型，展示了不确定的质量损失，以及最终约为0.54个太阳质量的白矮星质量。
  18. NASA（2025）——韦布望远镜对一颗被恒星吞噬的行星进行“尸检”对ZTF SLRN-2020的修订解读，更倾向于轨道衰减，而不是红巨星扩张。
  19. Blackman 等（2021）——环绕白矮星运行的类木星行星微引力透镜观测及后续观测确认了一颗环绕恒星遗骸运行的巨行星。
  20. Cunningham 等（2022）——通过X射线观测确定的一颗正在吸积行星物质的白矮星重元素污染和X射线为行星碎片吸积提供了互补证据。
  21. Veras 和 Wyatt（2012）——主序星阶段之后太阳系的逃逸边界模型表明，仅凭太阳质量损失未必会将外行星抛出，而距离非常遥远的天体则更容易受到影响。
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