星星

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October 18, 2021

恒星是一个巨大的、发光的等离子体球体,由重力和辐射压力保持在一起,在其生命结束时可能包含一定比例的简并物质。观测表明,这些恒星的形成开始于大爆炸后大约 1.8 亿至 2.5 亿年。太阳是离地球最近的恒星,也是它最大的能量来源。其他一些在夜间从地球上可见,此时它们没有被阳光遮蔽或被大气现象阻挡。历史上,天球中最重要的恒星被分为星座和星群,最亮的恒星被赋予了专有名​​称。天文学家编写了大量的恒星目录,允许标准化名称。至少在你生命的一部分,恒星因氢在其核心发生核聚变而发光,释放的能量穿过其内部并辐射到外层空间。自然界中几乎所有比氦重的元素都是由恒星产生的,要么是通过恒星在其一生中的核合成,要么是由超新星爆炸时的核合成产生的。天文学家可以通过观察恒星的光谱、光度和空间运动来确定恒星的质量、年龄、化学成分和许多其他特性。它的总质量是其演化和可能的命运的主要决定因素。其他特征由它们的进化历史界定,包括直径、旋转、运动和温度。 Hertzsprung-Russell 图(HR 图),显示绝对星等或光度与光谱类型或恒星分类及其有效温度之间关系的分布图可让您确定其年龄和演化状态。恒星是由大部分由氢和微量重元素组成的物质云坍塌形成的。一旦恒星核足够密集,一些氢就会通过核聚变过程逐渐转化为氦。恒星内部的其余部分通过辐射和对流过程的组合从核心传输能量。内部压力可防止其因自身重力而坍塌。当核心燃料(氢)耗尽时,至少占太阳质量 40% 的恒星会膨胀成为红巨星,在某些情况下会在核心或核心周围的层中融合较重的元素。然后恒星演化成退化形式,将一些物质循环到星际环境中,在那里将形成具有更高比例重元素的新一代恒星。双星和多星系统由两个或更多受引力束缚的恒星组成,在稳定的轨道上相互绕行。当它们中的两个在相对较近的轨道上时,它们的引力相互作用会显着影响它们的演化。恒星可以是更大的引力关系结构的一部分,如星团或星系。在某些情况下,通过在核心或核心周围的层中融合较重的元素。然后恒星演化成退化形式,将一些物质循环到星际环境中,在那里将形成具有更高比例重元素的新一代恒星。双星和多星系统由两个或更多受引力束缚的恒星组成,在稳定的轨道上相互绕行。当它们中的两个在相对较近的轨道上时,它们的引力相互作用会显着影响它们的演化。恒星可以是更大的引力关系结构的一部分,如星团或星系。在某些情况下,通过在核心或核心周围的层中融合较重的元素。然后恒星演化成退化形式,将一些物质循环到星际环境中,在那里将形成具有更高比例重元素的新一代恒星。双星和多星系统由两个或更多受引力束缚的恒星组成,在稳定的轨道上相互绕行。当它们中的两个在相对较近的轨道上时,它们的引力相互作用会显着影响它们的演化。恒星可以是更大的引力关系结构的一部分,如星团或星系。将一些物质回收到星际环境中,在那里将形成具有更高比例重元素的新一代恒星。双星和多星系统由两颗或更多颗受引力束缚的恒星组成,在稳定的轨道上相互移动。当它们中的两个在相对较近的轨道上时,它们的引力相互作用会显着影响它们的演化。恒星可以是更大的引力关系结构的一部分,如星团或星系。将一些物质回收到星际环境中,在那里将形成具有更高比例重元素的新一代恒星。双星和多星系统由两颗或更多颗受引力束缚的恒星组成,在稳定的轨道上相互移动。当它们中的两个在相对较近的轨道上时,它们的引力相互作用会显着影响它们的演化。恒星可以是更大的引力关系结构的一部分,如星团或星系。在稳定的轨道上相互绕行。当它们中的两个在相对较近的轨道上时,它们的引力相互作用会显着影响它们的演化。恒星可以是更大的引力关系结构的一部分,如星团或星系。在稳定的轨道上相互绕行。当它们中的两个在相对较近的轨道上时,它们的引力相互作用会显着影响它们的演化。恒星可以是更大的引力关系结构的一部分,如星团或星系。

观察史

从历史上看,星星对世界各地的文明都很重要,作为宗教习俗、导航设备和天文指导的一部分。许多古代天文学家认为他们永久地依附在一个天球上并且是不可改变的。按照惯例,天文学家将恒星分成星座,并用它们来跟踪行星的运动和推断的太阳位置。太阳相对于恒星背景(和地平线)的运动被用来创建可用于调节农业实践的日历.目前在世界大部分地区使用的公历是一种太阳历,它基于地球自转轴相对于其恒星太阳的角度。最早的准确日期星图出现在公元前 1534 年的埃及天文学中。第一个已知的星表是在公元前第二个千年末,即卡西特时期(大约公元前 1531-1155 年)由美索不达米亚的古代巴比伦天文学家编制的。希腊天文学中的第一个星表是由阿里斯泰尔大约在 300 年创建的。 BC,在Timochares 的帮助下。喜帕恰斯的星表(公元前 2 世纪)包括 1,020 颗恒星,并被用来组装托勒密的星表。喜帕恰斯以首次发现新星而闻名。尽管天空表面上是不变的,但中国天文学家意识到可能会出现新的恒星。公元 185 年,他们首先观察并记录了超新星 SN 185。 历史上最亮的恒星事件是超新星 SN 1006埃及天文学家阿里·伊本·里德万(Ali ibn Ridwan)和几位中国天文学家在 1006 年观测到并记录了这一现象。产生蟹状星云的超新星SN 1054也被中国和伊斯兰天文学家观测到。他们建造了第一个研究天文台,主要是为了制作 Zij 星表。其中,The Book of Fixed Stars (964) 是波斯天文学家 Abd al-Rahman al Sufi 所著,他发现了大量的恒星、星团(包括 Omicron Velorum 和 Brocchi 星团)和星系(包括仙女座)。在十一世纪,波斯圣人阿布·雷汉·比鲁尼 (Abu Rayhan Biruni) 将银河系描述为具有模糊恒星特性的众多碎片,并在 1019 年的月食期间提供了几颗恒星的纬度。安达卢西亚天文学家 Avempace 提出银河系由许多几乎接触过的恒星组成由于光的折射作用,它看起来像一张连续的图像,引用他在 500 AH (1106/1107 CE) 观察到木星和火星会合的证据。早期的欧洲天文学家,如第谷布拉赫,发现了新的. 天空中的星星(后来称为新星),表明天空不是一成不变的。 1584 年,佐丹奴·布鲁诺 (Giordano Bruno) 提出恒星实际上就像太阳,它们可能有其他行星围绕它们运行,可能像地球一样,古希腊哲学家德谟克利特和伊壁鸠鲁以及伊斯兰宇宙学家如 Fakhr al-Din al-Razi 此前曾提出过这一想法。在接下来的一个世纪里,将恒星视为遥远太阳的想法在天文学家中获得了共识。为了解释为什么它们对太阳系没有引力影响,艾萨克·牛顿提出它们均匀分布在各个方向,这是神学家理查德·本特利提出的想法。意大利天文学家 Geminiano Montanari 报告了 1667 年观测到的恒星 Algol 光度的变化埃德蒙·哈雷 (Edmond Halley) 首次发表了对附近一对“固定”恒星自行测量的结果,证明自古希腊天文学家托勒密 (Tolemy) 和喜帕恰斯 (Hipparchus) 时代以来,它们的位置就发生了变化。1838 年,弗里德里希·威廉·贝塞尔 (Friedrich Wilhelm Bessel) 使用视差技术首次直接测量到恒星(天鹅座 61 号,11.4 光年)的距离。视差测量显示了太空中恒星之间的巨大分离。威廉·赫歇尔是第一位尝试确定天空中恒星分布的天文学家。在 1870 年代,他在 600 个方向上进行了一系列测量,并计算了每条视线中观察到的星星。从那里他推断出恒星的数量朝着天空的一侧稳步增加,那里是银河系的核心。他的儿子约翰赫歇尔在南半球重复了这项研究,发现在同一个方向上也有类似的增长。恒星光谱学是由约瑟夫·冯·弗劳恩霍夫和安吉洛·塞奇开创的。通过比较天狼星等恒星的光谱与太阳的光谱,他们发现吸收线的强度和数量存在差异——由于大气对特定频率的吸收,恒星光谱中的暗线。 1865 年,Secchi 开始将恒星分类为光谱类型。然而,现代版本的恒星分类方案是由 Annie Jump Cannon 在 1900 年代开发的。双星观测在 19 世纪变得越来越重要。 1834 年,弗里德里希·贝塞尔(Friedrich Bessel)观察到天狼星自身运动的变化,并推断出隐藏的同伴的存在。 Edward Charles Pickering 于 1899 年发现了第一个光谱双星,当时他观察了 Mizar 光谱线在 104 天内的周期性分离。弗里德里希·格奥尔格·威廉·斯特鲁夫和 SW 伯纳姆等天文学家已经对许多双星系统进行了详细的观测,从而可以通过计算轨道元素来确定恒星的质量。通过望远镜观测确定双星轨道问题的第一个解决方案是由 Felix Savary 在 1827 年提出的。 20 世纪,恒星科学研究取得了越来越快速的进步。摄影已成为重要的天文工具。 Karl Schwarzschild 发现恒星的颜色和温度可以通过比较视觉星等和照片星等来确定。光电光度计的发展允许在多个波长范围内非常准确地测量幅度。 1921 年,阿尔伯特·亚伯拉罕·迈克尔逊 (Albert Abraham Michelson) 使用胡克望远镜上的干涉仪首次测量了恒星的直径。关于恒星物理基础的重要概念工作发生在 20 世纪的头几十年。 1913 年,赫兹-罗素图被开发出来,推动了天体物理学研究。已经开发出成功的模型来解释恒星的内部和恒星演化。它的光谱也通过量子物理学的进步得到了成功的解释,这使得确定恒星大气的化学成分成为可能。除了超新星外,最初在我们的本地星系群中观察到了个别恒星,特别是在可见光部分。通过银河系(如我们银河系的详细目录所示)。尽管如此,在距离地球约 1 亿光年的室女座星系团 M100 中观测到了一些恒星。在本地超星系团中,可以看到星团,目前的望远镜可以首先观察到本地星团中微弱的单个恒星——所识别的最遥远的恒星距离地球一亿光年(参见造父变星)。然而,在星系的局部超星系团之外,既没有观察到单个恒星也没有观察到星团。唯一的例外是一个包含数十万颗恒星的大型星团的微弱图像,位于 10 亿光年之外——是之前观察到的最远星团距离的十倍。在本地超星系团中,可以看到星团,目前的望远镜可以首先观察到本地星团中微弱的单个恒星——所识别的最遥远的恒星距离地球一亿光年(参见造父变星)。然而,在星系的局部超星系团之外,既没有观察到单个恒星也没有观察到星团。唯一的例外是一个包含数十万颗恒星的大型星团的微弱图像,位于 10 亿光年之外——是之前观察到的最远星团距离的十倍。在本地超星系团中,可以看到星团,目前的望远镜可以首先观察到本地星团中微弱的单个恒星——所识别的最遥远的恒星距离地球一亿光年(参见造父变星)。然而,在星系的局部超星系团之外,既没有观察到单个恒星也没有观察到星团。唯一的例外是一个包含数十万颗恒星的大型星团的微弱图像,位于 10 亿光年之外——是之前观察到的最远星团距离的十倍。在星系的局部超星系团之外,既没有观察到单个恒星也没有观察到星团。唯一的例外是一个包含数十万颗恒星的大型星团的微弱图像,位于 10 亿光年之外——是之前观察到的最远星团距离的十倍。在星系的局部超星系团之外,既没有观察到单个恒星也没有观察到星团。唯一的例外是一个包含数十万颗恒星的大型星团的微弱图像,位于 10 亿光年之外——是之前观察到的最远星团距离的十倍。

名称

众所周知,星座的概念存在于巴比伦时期。古代的天空观察者想象星星阵列形成图案,他们将这些图案与自然或其神话的特定方面联系起来。其中十二个星座分布在黄道上,这些已经成为占星术的基础。就像一些星座甚至太阳一样,星星作为一个整体都有自己的神话。对古希腊人来说,一些被称为行星的“恒星”(来自希腊语πλανήτης(planētēs),意思是“流浪”)代表了几个重要的神灵,水星、金星、火星、木星和土星的名字都来自这些神。带走了。天王星和海王星也是希腊和罗马的神,但这两个行星在古代都不为人所知,由于它们的亮度低,现代天文学家就用它们的名字命名。大约在1600年左右,星座的名字被用来命名天空相应区域的星星。德国天文学家约翰·拜尔(Johann Bayer)创建了一系列星图,并使用希腊字母作为每个星座中恒星的名称。后来,一种基于恒星直线上升的编号系统被发明并添加到约翰弗兰斯蒂德在他的书“Historia coelestis Britannica”(1712年版)中的星表中,这种编号系统后来被称为弗兰斯蒂德名称或弗兰斯蒂德编号。根据空间法,唯一国际公认的天体命名机构是国际天文学联合会(UAI)。一些私人公司出售明星名字,大英图书馆将其称为不受监管的商业公司。然而,UAI 已经脱离了这种商业行为,并且这些名称不被它认可或使用。

计量单位

大多数恒星参数以国际单位制 (SI) 单位表示,但也使用 CGS 单位制(例如,以 erg/sec 表示光度)。根据太阳的特性,质量、光度和半径通常以太阳单位给出:大长度,例如巨星的半径或双星系统的半长轴,通常用天文单位 (AU) - 大约是地球和太阳之间的平均距离(1.5 亿公里)。

形成与演化

恒星是在星际介质中密度较高的大区域内形成的,尽管这种密度甚至低于地球真空室内的密度。这些区域被称为分子云,主要由氢、约 23-28% 的氦和少量重元素组成。这种恒星形成区域的一个例子是猎户座星云。由于大恒星是由分子云形成的,它们有力地照亮了这些云,并使氢离子化,形成了一个 HII 区域。

原星编队

恒星形成始于分子云内的引力不稳定性,这通常是由超新星(大型恒星爆炸)或两个星系(如星暴星系)碰撞产生的冲击波触发的。当一个区域的物质密度达到足以满足 Jeans Instability 的标准时,它就会在自身的引力作用下开始坍缩。当云团坍塌时,单个致密的尘埃和气体团形成所谓的 Bok 球体。随着球体坍塌和密度增加,重力势能转化为热量,温度升高。当原恒星云大致达到流体静力平衡的稳定状态时,原恒星在核心形成。这些前主序星(恒星尚未达到主序的阶段)通常被原行星盘包围。原恒星继续收缩,内部温度升高,直到内部的气体被电离,即正原子核和电子的混合物。当中心温度升高到足够高时,核聚变开始,产生能量,抵消引力收缩,成为主序星。从引力云开始坍缩到进入主序带所需的时间取决于恒星的质量。据估计,太阳需要 3000 万年,而具有 15 个太阳质量的恒星只需要 160,000 年,由于它们的引力更大,所以速度更快。质量小于两个太阳质量的年轻恒星被称为 T Tauri 星,而那些质量较大的则是 Herbig Ae/Be 星。这些新生儿沿着它们的旋转轴喷射气体,这可以减少坍缩恒星的角动量,并导致被称为 Herbig-Haro 天体的微小云块。这些喷流与附近大恒星的辐射相结合,可以帮助驱逐恒星形成所在的周围云。一旦开始,分子云中的恒星形成可以产生数以万计的大质量恒星,具体取决于您的大小。然而,新形成的恒星发出的辐射最终会排出它们周围剩余的气体,清洁它们的周围环境。然而,浓云的残余,它们能够抵抗更长时间,如鹰状星云中的“创世之柱”所述。一项研究表明,大质量恒星正在发生一些莫名其妙的事情,它们的形成方式与您的预期大相径庭。

主序

恒星在其生命中大约 90% 的时间都在融合氢以在靠近核心的高温高压下进行反应以产生氦气。据说它们在主序中,被称为矮人。通过从零阶段开始主序,恒星核心中氦的比例不断增加。因此,为了维持原子核内的核聚变率,它会缓慢增加其温度和光度。例如,太阳在 46 亿年前进入主序带,估计光度增加了 30%,表面温度增加了 300 K。空间。对于它们中的大多数来说,质量损失可以忽略不计。太阳每年损失 10-14 个太阳质量,或大约 0,一生中总质量的 01%。然而,非常大的恒星每年会损失 10-7 到 10-5 个太阳质量,从而显着影响它们的演化。起始质量超过 50 个太阳质量的恒星在保持在主序时会损失一半以上的总质量。恒星在主序中停留的时间长短主要取决于它需要多少燃料以及融合的速度消耗它,即消耗它的初始质量和光度。对于太阳,估计是 1010 年。大行星消耗燃料非常快,寿命很短,而小行星(称为红矮星)消耗燃料非常缓慢,持续数百或数千亿年。在他们生命的尽头,他们只会变得越来越苍白。然而,由于这些恒星的寿命比目前的宇宙年龄(137亿年)还长,预计还没有红矮星达到这个阶段。在恒星的演化过程中扮演着重要的角色。在天文学中,任何比氦重的元素都被认为是“金属”,这些元素的浓度称为金属丰度。金属性可以影响恒星燃烧燃料的时间,控制磁场的形成,并改变恒星风的强度。由于形成它们的分子云的组成(随着时间的推移,随着老恒星死亡并释放出部分大气层,这些云团中的重元素越来越丰富)。

后主序

随着至少 0.4 个太阳质量的恒星耗尽其核心中的氢储存,它们的外层膨胀并冷却形成红巨星。例如,大约 50 亿年后,当太阳成为红巨星时,它的半径将扩大到大约一个天文单位(1.5 亿公里),是其当前大小的 250 倍。作为一个巨人,太阳将失去其当前质量的 30% 左右。在质量高达 2.25 个太阳质量的红巨星中,氢聚变发生在覆盖核心的一层中。之后,核心被压缩到足以引发氦聚变,恒星开始逐渐减小其半径并增加其表面温度。对于更大的明星,核心区域直接从氢聚变到氦聚变。当恒星在其核心消耗氦气时,聚变会在围绕着碳和氧的炽热核心的一层中继续进行。然后这颗恒星遵循与原始红巨星相平行的演化路径,但表面温度更高。

大明星

在氦燃烧阶段,非常大的恒星(超过九个太阳质量)膨胀形成红超巨星。当这种燃料在核心中熄灭时,它们可以继续融合比氦重的元素。核心收缩,直到温度和压力足以融合碳(参见碳核聚变)。这个过程在由氖(见氖核聚变)、氧(见氧核聚变)和硅(见硅核聚变)提供的连续阶段中继续进行。在恒星生命的尽头,恒星内部的一系列层(如洋葱)会发生聚变。每一层融合不同的元素,最外层融合氢,下一层融合氦,依此类推。当恒星开始产生铁时,就达到了最后阶段。由于铁原子核比任何更重的原子核结合得更紧密,如果它们融合在一起,它们不会释放能量——这个过程反而会消耗能量。同样,由于它们比所有较轻的原子核束缚得更紧密,因此核裂变无法释放能量。在非常大且相对较老的恒星中,大的惰性铁核积聚在恒星的中心。这些恒星中较重的元素可以迁移到地表,形成被称为沃尔夫-拉叶星的天体,它们的恒星风很浓,可以投射到外层大气中。如果它们融合,它们就不会释放能量——这个过程反而会消耗能量。同样,由于它们比所有较轻的原子核束缚得更紧密,因此核裂变无法释放能量。在非常大且相对较老的恒星中,大的惰性铁核积聚在恒星的中心。这些恒星中较重的元素可以迁移到地表,形成被称为沃尔夫-拉叶星的天体,它们的恒星风很浓,可以投射到外层大气中。如果它们融合,它们就不会释放能量——这个过程反而会消耗能量。同样,由于它们比所有较轻的原子核束缚得更紧密,因此核裂变无法释放能量。在非常大且相对较老的恒星中,大的惰性铁核积聚在恒星的中心。这些恒星中较重的元素可以迁移到地表,形成被称为沃尔夫-拉叶星的天体,它们的恒星风很浓,可以投射到外层大气中。一个巨大的惰性铁核心聚集在恒星的中心。这些恒星中较重的元素可以迁移到地表,形成被称为沃尔夫-拉叶星的天体,它们的恒星风很浓,可以投射到外层大气中。一个巨大的惰性铁核心聚集在恒星的中心。这些恒星中较重的元素可以迁移到地表,形成被称为沃尔夫-拉叶星的天体,它们的恒星风很浓,可以投射到外层大气中。

坍塌

一颗进化的中型恒星开始像行星状星云一样脱落外层,如果剩下的质量小于 1.4 个太阳质量,它就会缩小成为一个相对较小的物体(大约地球大小),没有足够的质量来进一步发生压缩,称为白矮星。白矮星内部的电子简并物质不再是等离子体,尽管恒星通常被描述为等离子体球体。白矮星经过很长一段时间后最终会变成黑矮星。在较大的恒星中,核聚变一直持续到铁核变得如此之大(超过 1.4 个太阳质量)以至于无法再支撑其自身质量。当它的电子指向它的质子时,这个原子核突然坍塌,在逆β发射(或电子俘获)爆炸中形成中子和中微子。这种突然坍缩形成的冲击波导致恒星的其余部分爆炸成超新星。超新星非常明亮,以至于它们可以暂时遮蔽恒星所在的整个星系。当它们发生在银河系内时,历史上肉眼观察者将超新星视为“新星”,而以前不存在的。 ) 或者,对于较大的恒星(大到足以留下大于四个太阳质量的恒星残骸),一个黑洞。在中子星中,物质处于一种称为中子简并物质的状态,其中可能存在一种更奇异的简并物质,QCD 物质,可能存在于原子核中。在黑洞内部,物质处于一种尚未被了解的状态,垂死恒星被挤压的外层含有重元素,可以在新恒星形成过程中回收利用。这些重元素允许形成岩石行星。来自超新星的通量和来自大恒星的星风在星际介质的构成中起着重要作用。物质处于一种尚不清楚的状态,垂死恒星被挤压的外层含有重元素,可以在新恒星形成过程中回收利用。这些重元素允许形成岩石行星。来自超新星的通量和来自大恒星的星风在星际介质的构成中起着重要作用。物质处于一种尚不清楚的状态,垂死恒星被挤压的外层含有重元素,可以在新恒星形成过程中回收利用。这些重元素允许形成岩石行星。来自超新星的通量和来自大恒星的星风在星际介质的构成中起着重要作用。

分配

除了孤立的恒星之外,还有多恒星系统,它们由两个或多个彼此绕轨道运行的受引力束缚的恒星组成。最常见的多恒星系统是双星,但也发现了三个或更多的恒星系统。这些多恒星系统通常被组织成同轨双星的分层集合。还有更大的群称为星团,其范围从只有几颗恒星的自由星协到具有数十万颗恒星的巨大球状星团。这在非常大的恒星的 O 和 B 类中尤其正确,其中 80% 的系统被认为是多重的。然而,较小的孤星系统的比例更大,因此只有 25% 的红矮星被确定为有伴星。由于 85% 的恒星都是红矮星,银河系中的大多数恒星很可能是从出生时就孤立的。恒星在整个宇宙中的分布并不均匀,但通常与星际气体和尘埃一起组成星系。一个典型的星系包含数千亿颗恒星,可观测宇宙中有超过 1000 亿 (1011) 个星系。尽管人们通常认为恒星只存在于星系中,但已经发现了星系际恒星。在2010年,天文学家估计,在可观测的宇宙中至少有 300 颗六亿 (3 × 1023) 颗恒星。除太阳外,离地球最近的恒星是比邻星,距离我们 39.9 万亿公里,即 4.2 光年。以航天飞机的轨道速度(8 公里/秒,近 30,000 公里/小时)飞行,大约需要 150,000 年才能到达它。这样的距离在星系盘内是典型的,包括在太阳系附近。由于星系核心外恒星之间的距离相对较大,它们之间的碰撞被认为是罕见的。在更密集的区域,例如球状星团的核或星系的中心,碰撞可能更常见。这些碰撞会产生所谓的蓝色游牧民族。这些异常恒星的表面温度高于星团中其他具有相同光度的主序星。

特征

恒星的演化动力学主要取决于其初始质量,包括光度和大小等基本特征,以及演化、寿命和最终命运。

年龄

大多数恒星的年龄在 10 亿到 100 亿年之间。有些恒星甚至可能更接近 137 亿年——观测到的宇宙年龄。有史以来观测到的最古老的恒星(2007 年),HE 1523-0901,估计有 132 亿年的历史;然而,在 2018 年,在宇宙诞生约 1.8 亿年后,无线电天线从环绕恒星的氢气中接收到了由此产生的信号。 2015 年对宇宙微波背景辐射极化的观测表明,“黑暗时代”在大爆炸后约 5.5 亿年结束——比之前认为的晚了 1 亿多年。恒星的质量越大,其寿命越短,主要是因为大恒星对其核心的压力更大,使它们更快地燃烧氢气。较大的恒星平均持续约一百万年,而低质量的恒星(红矮星)燃烧燃料非常缓慢,持续数百至数千亿年。

化学成分

当恒星在今天的银河系中形成时,它们由大约 71% 的氢和 27% 的氦组成,按质量计算,还有一小部分较重的元素。通常,重元素的比例是根据恒星大气中的铁含量来衡量的,因为铁是一种常见元素,其吸收线相对容易测量。因为恒星形成的分子云不断被超新星爆炸产生的重元素丰富,所以测量恒星的化学成分可以用来推断它的年龄。最重元素的比例仍然可以作为恒星拥有行星系统概率的指标。相比之下,富含超级金属的恒星 µ Leonis 的铁含量几乎是太阳的两倍,而拥有行星的恒星 14 Herculis 的铁含量几乎是太阳的三倍。也有化学奇特的恒星,它们在光谱中显示出异常丰度的某些元素,尤其是铬和稀土。

直径

由于它们与地球的距离很远,除了太阳之外的所有恒星在人眼看来都是夜空中的亮点,由于地球大气层的影响而闪闪发光。太阳虽然也是一颗恒星,但离地球足够近,可以被视为一个圆盘并提供照明。在太阳之后,表观尺寸最大的恒星是剑鱼座 R,角直径仅为 0.057 弧秒。大多数恒星的圆盘角直径太小,无法用今天的地面光学望远镜观察到,因此需要干涉望远镜来生成这些物体的图像。另一种测量恒星角大小的技术是隐蔽。通过精确测量恒星被月球隐藏时亮度的下降(​​或重新出现时亮度的增加),可以计算出恒星的角直径。恒星的大小不等,从质量至少是木星的 70 倍到超巨星,例如猎户座中的参宿四,其直径大约是太阳的 650 倍——约 9 亿公里。但是参宿四的密度远低于太阳,当它们完成主序阶段的阶段后,它们可以变成白矮星,但只比地球大小略大,中子星的大小在20到40公里之间。直径或黑洞,其中最轻的有 5 个太阳质量。可以计算出恒星的角直径。恒星的大小不等,从质量至少是木星的 70 倍到超巨星,例如猎户座中的参宿四,其直径大约是太阳的 650 倍——约 9 亿公里。但是参宿四的密度远低于太阳,当它们完成主序阶段的阶段后,它们可以变成白矮星,但只比地球大小略大,中子星的大小在20到40公里之间。直径或黑洞,其中最轻的有 5 个太阳质量。可以计算出恒星的角直径。恒星的大小不等,从质量至少是木星的 70 倍到超巨星,例如猎户座中的参宿四,其直径大约是太阳的 650 倍——约 9 亿公里。但是参宿四的密度远低于太阳,当它们完成主序阶段的阶段后,它们可以变成白矮星,但只比地球大小略大,中子星的大小在20到40公里之间。直径或黑洞,其中最轻的有 5 个太阳质量。90亿公里。但是参宿四的密度远低于太阳,当它们完成主序阶段的阶段后,它们可以变成白矮星,但只比地球大小略大,中子星的大小在20到40公里之间。直径或黑洞,其中最轻的有 5 个太阳质量。90亿公里。但是参宿四的密度远低于太阳,当它们完成主序阶段的阶段后,它们可以变成白矮星,但只比地球大小略大,中子星的大小在20到40公里之间。直径或黑洞,其中最轻的有 5 个太阳质量。

运动学

恒星相对于太阳的运动可以提供有关恒星起源和年龄以及周围星系结构和演化的有用信息。恒星运动的组成部分是接近或远离太阳的径向速度,以及称为自身运动的横向角运动。径向速度由恒星谱线的多普勒效应测量,单位为公里/秒。自运动是通过精确的天体测量确定的,以毫秒为单位的弧度 (msa) 每年。通过确定恒星的视差,运动本身可以转换为速度单位。自运动率高的恒星可能与太阳相对较近,因此非常适合进行视差测量。一旦知道运动速率,就可以计算出恒星相对于太阳或星系的空间速度。在附近的恒星中,通常发现族 I 恒星的速度比较老的族 II 恒星慢。后者具有倾斜于星系平面的椭圆轨道。比较附近恒星的运动学也导致了恒星协会的识别,恒星群可能在巨大的分子云中共享一个共同的起源点。后者具有倾斜于星系平面的椭圆轨道。比较附近恒星的运动学也导致了恒星协会的识别,恒星群可能在巨大的分子云中共享一个共同的起源点。后者具有倾斜于星系平面的椭圆轨道。比较附近恒星的运动学也导致了恒星协会的识别,恒星群可能在巨大的分子云中共享一个共同的起源点。

磁场

恒星的磁场是在发生对流环流的区域内产生的。这种传导等离子体的运动就像一个发电机,产生的磁场延伸到整个恒星。磁场强度随恒星的质量和成分而变化,而磁表面活动的大小取决于恒星的自转速度。这种表面活动会产生星斑,它们是强磁场区域,低于正常的表面温度。日冕环是从活动区域延伸到日冕的弧形磁场。恒星爆发是由于相同的磁活动而发射出的高能粒子的爆炸。年轻、快速旋转的恒星往往具有高水平的表面活动,由于其磁场。然而,磁场可以作用于恒星风,作为一种制动器,随着恒星年龄的增长逐渐减慢其自转速度。因此,像太阳这样的较老恒星的自转速度要慢得多,表面活动水平也较低。缓慢旋转的恒星的活动水平往往以周期性方式变化,并且可能会在一段时间内完全停止。例如,在蒙德极小期期间,太阳经历了 70 年几乎没有太阳黑子活动的时期。它们的旋转速度要慢得多,表面活性水平也较低。缓慢旋转的恒星的活动水平往往以周期性方式变化,并且可能会在一段时间内完全停止。例如,在蒙德极小期期间,太阳经历了 70 年几乎没有太阳黑子活动的时期。它们的旋转速度要慢得多,表面活性水平也较低。缓慢旋转的恒星的活动水平往往以周期性方式变化,并且可能会在一段时间内完全停止。例如,在蒙德极小期期间,太阳经历了 70 年几乎没有太阳黑子活动的时期。

纸浆

已知质量最大的恒星之一是海山二,其质量是太阳的 100-150 倍;它的寿命很短——最多只有几百万年。对拱门星团的一项研究表明,150 个太阳质量是当前宇宙阶段恒星的上限。这个极限的原因尚不清楚,但部分原因是爱丁顿极限,它定义了在不将气体喷射到太空的情况下可以穿过恒星大气的最大光度。然而,在 RMC 136a 星团中一颗名为 R136a1 的恒星的质量在 265 个太阳质量时被测量,这使这个极限受到质疑。大爆炸后形成的第一批恒星可能更大,有 300 个太阳质量或更多,由于其组成中完全没有比锂重的元素。然而这一代超重星族III星早已灭绝,目前只存在于理论上,其质量只有木星的93倍,AB Doradus A的伴星AB Doradus C是已知最小的含有核聚变的恒星在它的核心。对于金属丰度与太阳相似的恒星,恒星在其核心可以具有并且仍在发生聚变的理论最小质量估计是木星的 75 倍。然而,最近对最弱恒星的一项研究发现,当金属丰度非常低时,恒星的最小尺寸似乎是太阳质量的 8.3%,或木星质量的 87 倍。恒星决定了它的表面重力。巨星的表面引力比主序星的要低得多,而像白矮星这样的退化和致密的巨星则相反。表面引力会影响恒星光谱的外观,更大的引力会导致光谱条纹变宽。它们有时会根据它们接近核聚变末期时的演化行为按质量分组。质量非常小的恒星(低于 0.5 个太阳质量)不会进入渐近巨星分支(AGB),而是直接演化为白矮星。那些质量较小(在 1.8 到 2.2 个太阳质量之间)的原子,根据它们的组成,进入 AGB,在那里它们形成简并的氦原子核。中等质量的那些具有氦聚变并形成简并的碳氧原子核。巨大的(7 到 10 个太阳质量,高达 5-6 个太阳质量)发生碳聚变,它们的生命在核心坍塌后以超新星爆炸而告终。

回转

恒星的旋转速度可以通过光谱测量来近似,或者更准确地说,通过跟踪星点的旋转速度。年轻恒星在赤道的自转速度可以超过 100 公里/秒。例如,Achernar B 类恒星的赤道自转速度为 225 公里/秒或更高,使其赤道直径比两极之间的距离大 50% 以上。这个速度刚好小于300公里/秒的临界速度,在这个速度下,恒星会解体。相比之下,太阳每 25-35 天自转一次,赤道速度为 1,994 公里/秒。磁场和恒星风极大地降低了主序星的自转速度,当它演化成主序时,退化的恒星已经收缩成一个致密的质量,导致快速的自转。然而,与角动量守恒所预期的相比,它们具有相对较低的速度 - 旋转体随着其速度的增加而补偿尺寸减小的趋势。由于恒星风的质量损失,恒星的大部分角动量被消散。尽管如此,脉冲星的旋转速度可能非常高。例如,蟹状星云心脏的脉搏每秒旋转 30 次。由于辐射的发射,脉冲星的转速会逐渐降低。然而,与角动量守恒所预期的速度相比,它们具有相对较低的速度——旋转体随着速度的增加而补偿尺寸减小的趋势。由于恒星风的质量损失,恒星的大部分角动量被消散。尽管如此,脉冲星的旋转速度可能非常高。例如,蟹状星云心脏的脉搏每秒旋转 30 次。由于辐射的发射,脉冲星的转速会逐渐降低。然而,与角动量守恒所预期的速度相比,它们具有相对较低的速度——旋转体随着速度的增加而补偿尺寸减小的趋势。由于恒星风的质量损失,恒星的大部分角动量被消散。尽管如此,脉冲星的旋转速度可能非常高。例如,蟹状星云心脏的脉搏每秒旋转 30 次。由于辐射的发射,脉冲星的转速会逐渐降低。由于恒星风的质量损失,恒星的大部分角动量被消散。尽管如此,脉冲星的旋转速度可能非常高。例如,蟹状星云心脏的脉搏每秒旋转 30 次。由于辐射的发射,脉冲星的转速会逐渐降低。由于恒星风的质量损失,恒星的大部分角动量被消散。尽管如此,脉冲星的旋转速度可能非常高。例如,蟹状星云心脏的脉搏每秒旋转 30 次。由于辐射的发射,脉冲星的转速会逐渐降低。

温度

主序星的表面温度由核心的能量产生率和恒星的半径决定,通常根据恒星的颜色指数来估计。通常用有效温度表示,即在恒星每单位表面积相同光度下辐射其能量的理想黑体的温度。然而,应该注意的是,有效温度只是一个代表值,因为恒星实际上有一个温度梯度,随着到核心的距离增加而降低。恒星核心区域的温度是几百万开尔文。恒星温度决定了不同元素的激发或电离速率,从而在光谱中产生特征吸收线。恒星的表面温度,连同其视觉上的绝对星等和吸收特性,被用来对恒星进行分类(见下面的分类)。大质量的主序星的表面温度可以达到 50,000 K。较小的恒星,如太阳有几千开尔文的表面温度。红巨星的表面温度相对较低,大约为 3600 K,但由于它们的外表面很大,因此它们的光度也很高。像太阳这样的小恒星的表面温度只有几千开尔文。红巨星的表面温度相对较低,大约为 3600 K,但由于它们的外表面很大,因此它们的光度也很高。像太阳这样的小恒星的表面温度只有几千开尔文。红巨星的表面温度相对较低,大约为 3600 K,但由于它们的外表面很大,因此它们的光度也很高。

辐射

恒星产生的能量作为核聚变的副产品,以电磁辐射和微粒辐射的形式辐射到太空。发射的粒子辐射表现为恒星风 恒星的颜色由可见光的峰值频率决定,取决于其外层的温度,包括其光球层。使用恒星光谱,天文学家可以确定表面温度、表面温度恒星的重力、金属丰度和自转速度。如果距离是已知的,例如通过测量视差,则可以导出光度。然后可以根据恒星模型估计质量、半径、表面重力和旋转周期(可以直接测量双星系统中恒星的质量。引力微透镜技术也提供了恒星的质量)。有了这些参数,天文学家还可以估计恒星的年龄。

亮度

在天文学中,光度是恒星每单位时间辐射的光量和其他形式的辐射能。光度由半径和表面温度决定。然而,许多恒星不会在其整个表面辐射出均匀的通量。例如,自转速度很快的织女星,其两极的能量流动大于赤道的能量流动。表面温度和光度低于平均水平的区域被称为星斑。像太阳这样的小矮星通常有基本上没有事故的圆盘,只有小的星斑。巨星有更大、更明显的星斑,也表现出强烈的边缘变暗,即亮度向星盘边缘降低。像UV Ceti这样的红矮星也可能有重要的星斑。

震级

一颗恒星的视亮度是通过它的视星等来衡量的,考虑到它的光度、与地球的距离以及它穿过地球大气层时光的变化。固有或绝对星等与其光度直接相关,并且对应于它与地球的距离为 10 秒差距(32.6 光年)时的视星等。视星等和绝对星等是对数量:一个星等单位的差异对应于约 2.5 倍的亮度变化(100 的五次方根或约 2.512)。这意味着一等星 (+1.00) 比二等星 (+2.00) 亮约 2.5 倍,比六等星 (+6, 00) 亮约 100 倍。在良好的能见度条件下,肉眼可见的最弱的星等是+6。在视星等和绝对星等尺度上,星等数字越小,恒星越亮。在两个尺度上,最亮的星等都为负数。两颗恒星之间的亮度差异 (ΔL) 是通过减去最亮 (mb) 和最暗 (mf' ) 的星等数,然后将差异用作基数 2.512 的指数来计算的。那是:Δ mmf − mb {\displaystyle \Delta {m}m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }} 2 , 512 Δ m Δ L {\displaystyle 2,512^{\Delta {m}}\ Delta {L}} 就光度和距地球的距离而言,单个恒星的绝对 (M) 和视在 (m) 星等并不相等;例如,明亮的天狼星的视星等为-1.44,但绝对星等为+1.41。太阳的视星等为-26.7,但其绝对星等仅为+4.83。从地球上看,天狼星是夜空中最亮的恒星,比太阳亮约 23 倍,而老人星是夜空中第二亮的恒星,星等为 -5.53,比太阳亮约 14,000 倍虽然老人星比天狼星亮得多,但看起来更亮,因为它离地球只有8.6光年,而老人星离地球更远,在310光年。2006年,已知绝对星等最大的恒星是LBV 1806-20,震级为-14.2。这颗恒星至少比太阳亮五百万倍。目前已知的亮度最低的恒星位于 NGC 6397 星团中。星团中最弱的红矮星为 26 等,同时还发现了一颗 28 等的白矮星。从地球上看,这些微弱的星星就像月球上的生日蜡烛一样明亮。

太阳爆炸弧

当来自恒星的光被引力透镜过滤成多个图像时,就会发生太阳耀斑弧(Sunburst arc)。哈勃太空望远镜在 2019 年观测到了一个距离近 110 亿光年的太阳耀斑弧星系。该弧是已知的透镜最亮的星系之一,它的图像在所有四个弧中至少有 12 次可见。强引力透镜产生的弧线有助于天文学家更好地了解被称为再电离时间的宇宙时代。

分类

当前的恒星分类起源于 20 世纪初,当时根据氢谱线的强度将它们命名为 A 到 Q。当时并不知道对这种力影响最大的是温度。氢谱线的强度在大约 9,000 K 时达到最大值,并在越来越低的温度下减弱。当有温度重新分类时,它变得更类似于现代方案。单个字母根据它们的光谱有不同的分类,从非常热的O型到冷到可以变成的M型在它们的大气中形成分子。地表温度从高到低的主要分类有:O、B、A、F、G、K、M。一些罕见的光谱类型有特殊的分类。这些类型中最常见的是 L 和 T,这表明最冷的低质量恒星和褐矮星。每个字母有 10 个细分,编号从 0 到 9,按温度降序排列。然而,这个系统在极高的温度下会崩溃:可能没有 O0 和 O1 级的恒星。它们仍然可以根据光谱线中的光度效应进行分类,光谱线对应于它们的空间大小,并由表面重力决定。它们的范围从 0(超巨星)到 V(主序矮星)到 III(巨星)。一些作者添加了 VII 类(白矮星)。大多数属于主序带,由正常的燃烧氢的恒星组成。考虑到它们的绝对幅度和光谱类型,它们在绘制时属于狭窄的对角线带。其他命名法,以小写字母的形式,可能跟随着光谱类型,以指示光谱的特殊特征。例如,“e”可能表示存在发射线,“m”表示金属含量异常高,“var”可能表示光谱类型的变化。白矮星有自己的类别,以字母 D 开头,然后根据光谱中的主要谱线类型细分为 DA、DB、DC、DO、DZ 和 DQ 类。该名称后跟一个表示温度指数的数值。代表异常高水平的金属,“var”可以表示光谱类型的变化。白矮星有自己的类别,以字母 D 开头,然后细分为类别 DA、DB、DC、DO、DZ 和 DQ,具体取决于在光谱中发现的主要线型。该名称后跟一个表示温度指数的数值。代表异常高水平的金属,“var”可以表示光谱类型的变化。白矮星有自己的类别,以字母 D 开头,然后细分为类别 DA、DB、DC、DO、DZ 和 DQ,具体取决于在光谱中发现的主要线型。该名称后跟一个表示温度指数的数值。

变星

由于内在或外在的特性,变星的光度具有周期性或随机的变化。在本质变星中,主要的类型可以细分为三大类,在演化过程中,一些恒星会经历成为脉动变星的阶段。它们的半径和光度随时间而变化,根据大小在几分钟到几年的时间段内膨胀和收缩。这一类包括造父变星等,以及米拉等长周期变星。喷发变星是由于喷发或物质抛射事件而导致光度突然增加的恒星。该组包括原恒星、沃尔夫-拉叶星和喷发星,以及巨星和超巨星。灾难性或爆炸性变量的属性会发生巨大变化。该组包括新星和超新星。一个包含附近白矮星的双星系统可以产生某些类型的这些壮观的恒星爆炸,包括新星和 1a 型超新星。当白矮星从它的配偶身上吸积氢,增加质量直到氢融合时,就会发生爆炸。一些新星是反复出现的,显示出中等幅度的周期性爆发。恒星的光度也会因外在因素而变化,例如双日食和产生极端星斑的旋转恒星。双食的一个显着例子是大陵五,它在 2.87 天的时间里有规律地在 2.3 到 3.5 之间变化。一个包含附近白矮星的双星系统可以产生某些类型的这些壮观的恒星爆炸,包括新星和 1a 型超新星。当白矮星从它的配偶身上吸积氢,增加质量直到氢融合时,就会发生爆炸。一些新星是反复出现的,显示出中等幅度的周期性爆发。恒星的光度也会因外在因素而变化,例如双日食和产生极端星斑的旋转恒星。双食的一个显着例子是大陵五,它在 2.87 天的时间里有规律地在 2.3 到 3.5 之间变化。一个包含附近白矮星的双星系统可以产生某些类型的这些壮观的恒星爆炸,包括新星和 1a 型超新星。当白矮星从它的配偶身上吸积氢,增加质量直到氢融合时,就会发生爆炸。一些新星是反复出现的,显示出中等幅度的周期性爆发。恒星的光度也会因外在因素而变化,例如双日食和产生极端星斑的旋转恒星。双食的一个显着例子是大陵五,它在 2.87 天的时间里有规律地在 2.3 到 3.5 之间变化。包括新星和 1a 型超新星。当白矮星从它的配偶身上吸积氢,增加质量直到氢融合时,就会发生爆炸。一些新星是反复出现的,显示出中等幅度的周期性爆发。恒星的光度也会因外在因素而变化,例如双日食和产生极端星斑的旋转恒星。双食的一个显着例子是大陵五,它在 2.87 天的时间里有规律地在 2.3 到 3.5 之间变化。包括新星和 1a 型超新星。当白矮星从它的配偶身上吸积氢,增加质量直到氢融合时,就会发生爆炸。一些新星是反复出现的,显示出中等幅度的周期性爆发。恒星的光度也会因外在因素而变化,例如双日食和产生极端星斑的旋转恒星。双食的一个显着例子是大陵五,它在 2.87 天的时间里有规律地在 2.3 到 3.5 之间变化。恒星的光度也会因外在因素而变化,例如双日食和产生极端星斑的旋转恒星。双食的一个显着例子是大陵五,它在 2.87 天的时间里有规律地在 2.3 到 3.5 之间变化。恒星的光度也会因外在因素而变化,例如双日食和产生极端星斑的旋转恒星。双食的一个显着例子是大陵五,它在 2.87 天的时间里有规律地在 2.3 到 3.5 之间变化。

Estrutura

稳定恒星的内部处于流体静力平衡状态:任何小体积中的力几乎完全相互平衡。朝向中心,力是重力,而朝向外部,力是由于内部的压力梯度。压力梯度是由等离子体的温度梯度建立的,因为它的外部比核心更冷。主序星或巨星的核心温度约为 107 K。 氢燃烧核心产生的温度和压力足以发生核聚变并产生足够的能量以防止其坍塌.当原子核融合到原子核中时,它们会以伽马射线的形式发射能量。这些光子与周围的等离子体相互作用,向核心添加热能。主序星中的恒星将氢转化为氦,缓慢但稳定地增加核心中氦的比例。最后,氦含量变得占主导地位,并且核心中的能量生产停止。然而,对于超过 0.4 个太阳质量的恒星,聚变发生在一个围绕简并氦核心缓慢膨胀的层中。辐射区是恒星内部的区域,在那里辐射传输的效率足以维持能量流动。在这个区域,等离子体不受干扰,没有质量运动。如果不发生这种情况,等离子体会变得不稳定并发生对流,从而形成对流区。例如,这可能发生在能量流动非常高的地区,例如在核附近或在高不透明度的区域,例如在外壳中。主序星外壳中对流的发生取决于质量。质量是太阳质量数倍的恒星在内部深处有一个对流区,在外层有一个辐射区。较小的,如太阳,正好相反,对流区位于外层。小于 0.4 个太阳质量的红矮星是完全对流的,这阻止了氦核的积累。对于它们中的大多数来说,对流区也随着时间的推移而变化,因为恒星的年龄和内部结构发生了变化。观察者可见的恒星部分称为光球层。在这一层中,恒星的等离子体对光子是透明的,核心产生的能量可以自由传播到太空。恒星斑点出现在光球层内,温度低于平均温度的区域。光球层以上是恒星大气层。在像太阳这样的主序星中,大气中的最低层是色球层的薄区域,在那里出现尖峰并开始恒星爆发。它被一个过渡区包围着,那里的温度在仅 100 公里的距离内迅速上升。除此之外是日冕,这是一个可以跨越数百万公里的过热等离子体。冠部的存在似乎取决于其外层的对流区。尽管气温很高,表冠发出的光很少。太阳的日冕区域通常只有在日食期间才能看到。从日冕开始,一股由等离子粒子组成的恒星风向外膨胀,一直传播到与星际介质相互作用。对于太阳,太阳风的影响延伸到整个称为日光层的气泡状区域。

Caminhos da reação de fusão nuclear

作为恒星核合成的一部分,根据它们的质量和成分,在恒星的原子核中会发生一系列不同的核聚变反应。融合原子核的最终质量小于其成分之和。根据质能等价关系E mc2,这种质量损失以电磁能的形式释放出来。氢聚变过程对温度敏感,因此核心温度的适度升高会导致聚变速率的显着增加。因此,主序星的核心温度范围从小型 M 级恒星的 400 万开尔文到大质量 O 级恒星的 4000 万开尔文。氢在质子-质子链式反应中融合形成氦: 41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV) 21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV) 23He → 4He + 21H (12.9 MeV)在整个反应中: 41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV) 其中 e+ 是正电子,γ 是伽马射线光子,νe 是中微子,He He 分别是氢和氦的同位素。这个反应释放的能量是数百万电子伏特,实际上是很小的能量。然而,大量的这些反应不断发生,产生维持恒星辐射发射所需的所有能量。在质量较大的恒星中,氦是在碳催化反应的循环中产生的——碳-氮-氧循环。在核心为 1 亿开尔文且质量在 0.5 到 10 个太阳质量之间的演化恒星中,氦可以在三重α过程中转化为碳,该过程使用中间元素铍:4He + 4He + 92 keV → 8* Be 4He + 8*Be + 67 keV → 12*C 12*C → 12C + γ + 7.4 MeV 对于总反应: 34He → 12C + γ + 7.2 MeVE 在大质量恒星中,更重的元素也可以通过这些过程在收缩的核心中燃烧氖聚变和氧聚变。恒星核合成过程的最后阶段是硅聚变过程,它导致稳定的铁 56 同位素的产生。聚变只能通过吸热过程进行,因此额外的能量只能通过引力坍缩产生。下面的例子显示了一颗 20 太阳质量的恒星消耗所有核燃料所需的时间。作为 O 类主序星,它的半径是太阳的 8 倍,光度是太阳的 62,000 倍。

也可以看看

恒星动态星座暗星已知最大恒星列表

笔记

本文最初翻译自英文维基百科文章,标题为“星”。

参考

进一步阅读

格里宾,约翰;格里宾,玛丽(2001 年)。星尘:超新星与生命——宇宙的联系。[Sl]:耶鲁大学出版社。ISBN 978-0-300-09097-0

外部链接

卡勒,詹姆斯。《星星及其星座的肖像》。伊利诺伊大学。检索于 2010 年 8 月 20 日«通过标识符、坐标或参考代码查询星形»。辛巴 斯特拉斯堡的唐尼天文中心。2010 年 8 月 20 日检索《如何破译分类代码》。南澳大利亚天文学会。2010 年 8 月 20 日访问 Pialnick, Dina;等。(2001)。“恒星:恒星大气、结构和演化”。圣安德鲁斯大学。2010 年 8 月 20 日访问 Pickover, Cliff (2001)。天上的星星。[Sl]:牛津大学出版社。ISBN 978-0-19-514874-9