恒星


恒星 （正體）

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数以百计的恒星聚集在一起。图片由哈勃太空望远镜摄得。

恒星是大质量、明亮的等离子体球。太阳是离地球最近的恒星，也是地球能量的来源。白天由于有太阳照耀，无法看到其他的恒星；只有在夜晚的时间，才能在天空中看见其他的恒星。恒星一生的大部分时间，都因为核心的核聚变而发光。核聚变所释放出的能量，从内部传输到表面，然后辐射至外太空。几乎所有比氢和氦更重的元素都是在恒星的核聚变过程中产生的。

恒星天文学是研究恒星的科学。天文学家推断在已知的宇宙当中约有7×1022颗（70 000 000 000 000 000 000 000）恒星。

天文学家经由观测恒星的光谱、光度和在空间中的运动，可以测量恒星的质量、年龄、金属量和许多其他的性质。恒星的总质量是决定恒星演化和最后命运的主要因素。其他特征，包括 直径、自转、运动和温度，都可以在演变的历史中进行测量。描述许多恒星的温度对光度关系的图，也就是赫罗图(HR图)，可以测量恒星的年龄和演化的阶段。

恒星诞生于以氢为主，并且有氦和微量其他重元素的云气坍缩。一旦核心有足够的密度，有些氢就可以经由核聚变的过程稳定的转换成氦[1]。恒星内部多余的能量经过辐射和对流组合的携带作用传输出来；恒星内部的压力则阻止了恒星在自身引力下的崩溃。一旦在核心的氢燃料耗尽，质量不少于0.4太阳质量的恒星[2]，将膨胀成为红巨星，在某些情况下更重的化学元素会在核心或包围着核心的几层燃烧。这样的恒星将发展进入简并状态，部分被回收进入星际空间环境的物质，将使下一代恒星诞生时正元素的比例增加[3]。

恒星并非平均分布在星系之中，多数恒星会彼此受引力影响而形成聚星，如双星、三合星、甚至形成星团等由数至数百万计的恒星组成的恒星集团。当两颗双星的轨道非常接近时，其引力作用或会对它们的演化产生重大的影响[4]，例如一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体成为新星。

目录

观测简史

人类对恒星的观测历史悠久。古埃及以天狼星在东方地平线的出现，预示尼罗河泛滥的日子。中国商朝就设立专门官员观测大火在东方的出现，确定岁首的时刻，与作物播种与收割并列在卜辞中。而中国明朝的航海家们则利用航海九星来判断方向。美国的阿波罗11号飞船设有光学定位仪，利用恒星来确定位置。

在历史上，恒星在世界各地的文明中都曾占有重要的地位，它们被作为宗教上的实践并用于天文导航上指示方向。许多古代的天文学家都相信恒星被固定在永恒的天球上(球形的天空)，并且永远不会变化。经由相约成俗，天文学家将一群一群的恒星集合组成星座，并且用它们来追踪行星在天空中的运动和臆测太阳的位置[5]。太阳在星空背景(和地平线)被用来创造了历法，可以用来实践农业的调控[6]。现在几乎全球都在使用的格里历就是依据最靠近地球的恒星，太阳为基础建立的。.

最古老的，标有精确日期的星图出现在西元前1,534年的古埃及[7]。伊斯兰天文学家为许多恒星取的阿拉伯文名称一直到今天都还在使用，他们还发明了许多天文仪器可以测量和计算恒星的位置。在11世纪，阿布·拉伊汉·比鲁尼描述银河系像是由有恒星的云气组成的许多碎片，在1019年的月食也测量了一些恒星的纬度[8]。

尽管天空是永恒不变的，中国的天文学家知道还是有新的恒星可能出现[9]。早期的一些欧洲天文学家，像是第谷，就在夜空中辨认出一颗新的恒星(后来称为新星)，因此认为天空不是永恒不变的。在1584年，焦尔达诺·布鲁诺认为恒星像太阳一样，也可能有其他行星，甚至有像地球一样的，环绕着它们[10]，古代的希腊哲学家德谟克利特和伊比鸠鲁也曾经提出和他一样的想法[11]。在进入下个世纪前，天文学家已经取得了一致的看法，认为恒星是遥远的太阳。神学家李察·宾特利质疑这些恒星为何没有对太阳系施加万有引力，艾萨克·牛顿解释认为在每个方向分布的恒星将引力彼此互相抵销掉了[12]。

意大利天文学家Geminiano Montanari在1667年观测和记录了大陵五的光度变化，爱德蒙·哈雷出版一对邻近"恒星"自行的测量报告，显示出从古希腊天文学家托勒密和喜帕恰斯迄今，它们的位置已经改变了。白塞尔在1838年首度利用视差的技术测出一颗恒星(天鹅座61)的距离是11.4光年，显示了天空的广大和天体距离的遥远[10]。

威廉·赫歇尔是第一位尝试确定恒星在天空中分布状态的天文学家。在1780年代，他用量测器对600个方向进行了一系列的测量，计算沿着视线方向可以看见的恒星数目。透过这样的研究，他推论出恒星的数量平稳的向着天空的一侧增加，这个方向就是银河的中心。他的儿子约翰·赫歇尔在南半球的天空重复他的研究，也得到向着同一方向增加的相同结果[13]。除了这些还有其他的成就，威廉·赫歇尔还注意到有些恒星不仅是在相同的方向上，彼此之间还是物理上的伙伴形成了联星系统。

约瑟夫·夫琅禾费和安吉洛·西奇开创了科学的恒星分光学，经由比较天狼星和太阳的光谱，他们发现有不同数量和强度的吸收谱线 —恒星光谱中黑暗的谱线是由大气层吸收特定频率的波长造成的。西奇从1865年开始分依据光谱类型对恒星做分类[14]。不过，现代的恒星分类系统是安妮·坎农在1900年代建立的。

在19世纪双星观测所获得的成就使重要性也增加了。在1834年，白塞尔观测到天狼星自行的变化，因而推测有一颗隐藏的伴星；爱德华·皮克林在1899年观测开阳周期性分裂的光谱线时发现第一颗光谱双星，周期是104天。天文学家斯特鲁维和S. W. Burnham仔细的观察和收集了许多联星的资料，使得可以从被确定的轨道要素推算出恒星的质量。第一个获得解答的是1827年由Felix Savary透过望远镜的观测得到的联星轨道[15]。

对恒星的科学研究在20世纪获得快速的进展，相片成为天文学上很有价值的工具。卡尔·史瓦西发现经由比较视星等和摄影星等的差别，可以得到恒星的颜色和它的温度。1921年，光电光度计的发展可以在不同的波长间隔上非常精密的测量星等。阿尔伯特·迈克耳孙在胡克望远镜第一次使用干涉仪测量出恒星的直径[16]。

在20世纪的第一个十年里，恒星物理概念性的重要工作开始进展。在1913年，赫罗图发展出来，推动了恒星在天文物理上的研究。解释恒星内部和恒星演化的模型被成功的发展出来；恒星光谱也因为量子物理学的进展而得以成功的解释；恒星大气中的化学成分也能够被确定[17]。

除了超新星之外，各别的恒星都在我们的银河系所在的本星系群中被观测到[18]，特别是在可以看见的银河部分(如同展示我们的银河系可以利用 的详细星表 [19])。但是有些距离地球一亿光年远，在室女座星系团M100星系内的恒星也被观测到[20]。在本超星系团也有一些星团被观测到，并且现代的望远镜原则上可以观察到本星系群内单独的微弱恒星— 被解晰出来最遥远的恒星距离在一亿光年[21](参见造父变星)。然而在本超星系团之外的星系中，无论是单独的恒星或星团都未曾被观测过，唯一的例外是在十亿光年外的一个拥有数十万颗恒星的巨大星团曾留下微弱的影像[22]—距离十倍于以前曾观测过最遥远的星团。

恒星命名

主条目：恒星命名、天体命名委员会和星表

中国

每一颗恒星都要给它取一个名字，才能够便于研究和识别。中国在战国时代起已命名肉眼能辨别到的恒星或是以它所在星官命名，如天关星、北河二等；或是根据传说命名，例如织女星（织女一）、牛郎星（河鼓二）、老人星等；或根据二十八宿排列顺序命名，例如心宿二等，构成一个不严谨的独立体系。

西方

星座的概念在巴比伦时期就已经存在，古代的观星人将哪些比较显著的恒星和自然或神话等特定的景物结合，想像成不同的形状。位于黄道带上的12个星座就成了占星学的依据，许多明显的单独恒星也被赋予专属的名字，特别是以阿拉伯文和拉丁文标示的名称。

而且有些星座和太阳还有它们自己整体的神话 [23]，它们被认为是亡者或神的灵魂，例如大陵五就代表着蛇发女怪梅杜莎。

到了古希腊，已经知道有些星星是行星(意思是"漫游者")，代表着各式各样重要的神祇，这些行星的名字是水星、金星、火星、木星、和土星[23] (天王星和海王星虽然也是希腊和罗马神话中的神祇，但是它们的光度暗淡，因此古代人并未发现，它们的名字是后来才由天文学家命名的。) 。

大约在1600年代，星座的名称、范围以及恒星的名字还是由各个地区自己命名的。1603年，德国天文学家约翰·拜耳创造了以希腊字母序列与星座结合的拜耳命名法，为星座内的每一颗恒星命名。然后英国天文学家约翰·佛兰斯蒂德搞出了数字系统的命名法，这就是佛兰斯蒂德命名法。从此以后许多其他的系统的星表都被创造出来。

其他

科学界唯一认可能够为恒星或天体命名的机构是国际天文联合会(IAU)[24]。很多的私人公司(例如："International Star Registry")以贩售恒星的名字为主，但是除了购买者以外，这些名字既不会被科学界认可，也没有人会使用这个名字[24]，并且有许多组织假称为天文机构进行诈欺，骗取无知的民众购买星星的名字[25]。

测量的单位

多数恒星的参数被用SI单位来表示，但是有时也会采用CGS单位(像是使用尔格/秒来表示光度)。质量。光度、和半径通常都会以太阳为单位，建立在太阳的特性上：

太阳质量： \begin{smallmatrix}M_\odot = 1.9891 \times 10^{30}\end{smallmatrix} 公斤[26]
太阳光度： \begin{smallmatrix}L_\odot = 3.827 \times 10^{26}\end{smallmatrix} 瓦特[26]
太阳半径： \begin{smallmatrix}R_\odot = 6.960 \times 10^{8}\end{smallmatrix} 米[27]

巨大的长度，像是巨星的半径或是联星系统的半长轴，经常会用天文单位 (AU) —地球和太阳的平均距离来表示，大约是一亿五千万公里或九千三百万英里。

形成和演化

主条目：恒星演化

恒星在星际物质扩张的密度较高的地区内形成，但是那儿的密度仍然低于地球上人造的真空。这样的地区称为 分子云 ，其中的成分绝大部分是氢，大约23%－28%是氦，还有少许的重元素。猎户座大星云就是恒星形成区的一个例子[28]。 当大质量的恒星在分子云内形成，它们将照亮那云气，也会使氢电离，创造出HII区。

原恒星形成

主条目：恒星形成

恒星的形成从分子云内部的引力不稳定开始，通常是因为超新星(大质量恒星爆炸)的冲激波触发或两个星系的碰撞(像是星爆星系)。一但某个区域的密度达到或满足金斯不稳定性的标准，它就会因为自身的引力开始坍缩。

艺术家观念下在分子云的高密度区诞生的恒星。NASA绘图

分子云一但开始坍缩，密集的尘土和气体就会形成一个个我们所知道的包克球，它们可以拥有50倍太阳质量的物质。当小球继续坍缩时，密度持续增加，引力位能被转换成热，并且使温度上升。当原恒星云趋近于流体静力平衡的状态时，原恒星就在核心形成了[29]。这些主序前星经常都有原恒星盘著，引力收缩的期间至少要经历一千万至一千五百万年。

早期恒星质量低于2倍太阳质量的属于金牛T星，较大的则属于赫比格Ae/Be星。这些新生的恒星由自转轴的两极喷出的喷流，会形成所谓的赫比格-哈罗天体[30]。

主序星

主条目：主序星

恒星一生的90%都是在核心以高温和高压将氢融合成氦。像这样的恒星在主序带上，称为矮星。从零龄主序星开始，氦在核心的比率稳定的增加。结果，为了维持在核心的核聚变，恒星会缓慢的增加温度和光度[31]。以太阳为例，估计从46亿年进入主序带迄今，光度已经增加了40% [32]。

每一颗恒星都会吹出恒星风将微粒持续的送入太空中。对多数的恒星，经由这样流失的质量是可以忽略不计的，太阳每年流失的只有10−14太阳质量[33]，或是它一生所消耗质量的0.01%。但是大质量恒星每年所流失的可能达到10−7至10−5太阳质量，对它们的演化会有重大的影响[34]。开始时有50倍太阳质量的恒星可能会在主序带的阶段丧失一半的质量[35]。

一系列包括太阳在内(中心)的赫罗图例子(分类见下文)。

恒星在主序带上所经历的时间取决于他的燃料和消耗燃料的速率，换言之就是开始的光度和质量，对太阳来说，估计他的生命有一百亿年。大质量的恒星燃烧燃料的速度快，生命期就短；小的恒星(像是红矮星)燃烧燃料的速度很慢，至少可以维持数兆年，而当生命结束时也只是单纯的越来越黯淡。但是因为这种恒星的生命期远大于现在的宇宙年龄(137亿岁)，所以还没有这样的恒星死亡。

除了质量，比氦重的元素在恒星演化中也扮演着重要的角色。在天文学中，比氦重的元素都被视为"金属"，而这些元素在化学上的浓度称为金属量。金属量可能影响恒星燃烧燃料的速率、控制磁场的形成[36]，和改变恒星风的强度[37]。由于形成恒星的分子云成份不同，年老的，第二星族星的金属量就比年轻的第一星族星低(当老的恒星死去并将大气层洒落至分子云中，重元素的量就会随着时间过去变得越来越丰富。)

红巨星

质量不低于0.4太阳质量以上的恒星[2]在核心供应的氢耗尽之后，外层的气体开始膨胀并冷却形成红巨星。例如大约50亿年后的太阳，当太阳成为红巨星时，它的最大半经将是目前的250倍(1天文单位（149,597,871千米）)。成为巨星时，太阳大约已失去目前质量的30%[32][38]。

对一个达到2.25太阳质量的红巨星，氢融合会在包围着核心外的数层壳曾内进行[39]。最后核心被压缩至可以进行氦融合，同时恒星的半径逐渐收缩而且表面的温度增加。更大的恒星，核心的区域会直接进行氢融合与氦融合[40]。

在恒星核心的氦也耗尽之后，核聚变继续在包围着高热的碳和氧核心的气壳层内进行，然后循着与原来的红巨星阶段平行，但是表面温度较高的路径继续演化。

大质量恒星

参宿四是一颗接近生命循环终点的红巨星。

在氦燃烧阶段，许多超过9倍太阳质量的大质量恒星膨胀成为红巨星，一但核心的燃料耗尽，它们会继续燃烧比氦更重的元素。

核心继续收缩直到温度和压力能够让碳融合(参考碳燃烧过程)。这个过程会继续，满足下依步骤燃烧氖(参考氖燃烧过程、氧(参考氧燃烧过程)、和硅(参考硅燃烧过程)。接近恒星生命的终点，核聚变在恒星内部可能延着数层像洋葱壳一样的壳层中发生。每一层燃烧着不同的燃料，燃烧的最外层是氢，第二层是氦，依序向内[41]。

当铁被制造出来就到达了最后的阶段。因为铁核的束缚能比任何更重的元素都大，如果程序继续，铁核的燃烧不仅不会释放出能量，相反的还要消耗能量。同样的，它也比较轻的元素紧密，铁核的分裂也不会释放出能量[39]。比较老、质量比较大的恒星，在恒星的核心就会累积比较多的铁。在这些恒星的重元素或可能会随着自身的运作方式到达恒星的表面，发展形成所知的沃尔夫-拉叶星，从大气层向外吹送出密度较高的恒星风。

坍缩

在发展中，平均大小的恒星会将外面数层的气层扩散成为行星状星云。如果在外层的大气层散发之后剩余的质量低于1.4倍太阳质量，它将缩小成一个小天体(大小如同地球)，但没有足够的质量继续压缩，这就是所知的白矮星 [42]。虽然一般的恒星都是等离子体，但在白矮星内的电子简并物质已不是等离子体。在经历非常漫长的时间之后，白矮星最后会暗淡至成为黑矮星 。

蟹状星云是在1054年首度被发现的超新星的残骸。

更大的恒星，核聚变会继续进行，直到铁核有了足够的大小(大于1.4倍太阳质量)而不再能支撑自身的质量。这时核心会突然的坍缩使电子进入质子之内，在反β衰变或电子捕获的爆发之后形成中子和中微子。由这种突然的坍缩产生的激震波造成恒星剩余的部分产生超新星的爆炸。当它们发生在银河系内，就是历史上曾经以肉眼看见和记载的，在以前不存在的"新恒星"[43]。

这颗恒星的大部分物质都在超新星爆炸中飞散出去(形成像蟹状星云这种的云气[43]) 而还剩下的就是中子星(有些被证明是波霎或是X-射线爆发)，或是质量更大的就形成黑洞(剩余的质量必须大于4倍太阳质量)[44]。 在中子星内的物质是中子简并物质，和一种可能存在核心且极不稳定的简并物质，QCD物质。在黑洞核心的这种物质所处在的状态是迄今仍不了解的。

这颗死亡恒星外层被抛出的物质包括一些重元素，可能在新恒星形成的世代交替中成为原料，而这些重元素可以形成岩石的行星。超新星和大恒星恒星风的抛出物是构成星际物质的重要成分[43]。

分布

在轨道上环绕着天狼星的白矮星(艺术想像图) NASA的影像

除了单独的恒星之外，联星系统可以是两颗或更多的恒星受到引力的约束而在轨道上互绕着，最普通的联星系统就是联星，但是三颗或更多恒星的系统也有被发现。而因为轨道要稳定的缘故，这些联星系统经常会形成阶级制度的共轨联星[45]。也存在着更大的、被称为星团的集团：范围从只有几颗恒星的星协，到最庞大的拥有数十万颗恒星，称为球状星团的集团。

联星系统是长期处在特定引力场约束下的恒星集团，通常都由巨大的O和B型恒星组成，而且80%的恒星是联星系统是多星系统。但星单独恒星的部份因为更小的天体被发现而有所增加，仅有25%的红矮星被发现有伴星。因为85%的恒星是红矮星，所以在银河系内多数的恒星都是单独的[46]。

恒星在宇宙中的分布是不均匀的，并且通常都是与星际间的气体、尘埃一起存在于星系中。一个典型的星系拥有数千亿颗的恒星，而再可观测的宇宙中星系的数量也超过一千亿个(1011)[47]。过去相信恒星只存在余星系之中，但在星系际的空间中也已经发现恒星[48]。天文学家估计宇宙至少有700垓(7×1022)颗恒星[49]

除了太阳之外，最靠近地球的恒星是半人马座的比邻星，距离是39.9兆(1012)公里，或4.2光年。光线从半人马座的比邻星要4.2年才能抵达地球。在轨道上绕行地球的航天飞机速度约为8公里/秒(时速约30,000公里)，需要150,000年才能抵达那儿[50]。像这样的距离，包括邻近太阳系的地区，在星系盘中是很典型的[51]。在星系的中心和球状星团内，恒星的距离会更为接近，而在星晕中的距离则会更遥远。

由于相对于星系的中心，恒星的距离是非常开阔的，因此恒星的相互碰撞是非常罕见的。但是在球状星团或星系的中心，恒星碰撞则很平常[52]。这样的碰撞会形成蓝掉队星，这些异常的恒星比在同一星团中光度相同的主序带恒星有着更高的表面温度[53]。

特征

太阳是最靠近地球的恒星。

恒星的一切几乎都取决于它最初的质量，包括本质特征，例如光度和大小，还有演变、寿命和最终的命运。

年龄

多数恒星的年龄在10亿至100亿岁之间，有些恒星甚至接近观测到的宇宙年龄 —137亿岁。目前发现最老的恒星是HE 1523-0901，估计的年龄是132亿岁[54]。

质量越大的恒星，寿命越短暂，主要是因为质量越大的恒星核心的压力也越高，造成燃烧氢的速度也越快。许多大质量的恒星平均只有一百万年的寿命，但质量最轻的恒星(红矮星)以很慢的速率燃烧它们的燃料，寿命至少有一兆年[55][56]。

化学组成

参见：金属量

以质量来计算，恒星形成时的比率大约是70%的氢和28%的氦，还有少量的其他重元素。因为铁是很普通的元素，而且谱线很容易测量到，因此典型的重元素测量是根据恒星大气层内铁含量。由于分子云的重元素丰度是稳定的，只有经由超新星爆炸才会增加，因此测量恒星的化学成分可以推断它的年龄[57]。重元素的成份或许也可以显示是否有行星系统[58]。

被测量过的恒星中含铁量最低的是矮星HE1327-2326，铁的比率只有太阳的廿万分之一[59]。对照知下，金属量较高的是狮子座 μ，铁丰度是太阳的一倍，而另一颗有行星的武仙座 14则几乎是太阳的三倍[60]。也有些化学元素与众不同的特殊恒星，在它们的谱线中有某些元素的吸收线，特别是铬和稀土元素[61]。

直径

由于和地球的距离遥远，除了太阳之外的所有恒星在肉眼浅来都只是夜空中的一个光点，并且受到大气层的影响而闪烁著。太阳也是恒星，但因为很靠近地球所以不仅看起来呈现圆盘状，还提供了白天的光线。除了太阳之外，看起来最大的恒星是剑鱼座 R，它的是直径是0.057角秒[62]。

我们对恒星的了解大多数来自理论的模型和模拟，而这些理论只是建立在恒星光谱和直径的测量上。除了太阳之外，首颗被测量出直径的恒星是参宿四，是由亚伯特·亚伯拉罕·米歇尔森在1921年使用威尔逊山天文台100吋的胡克望远镜完成（约450个太阳直径）。

对地基的望远镜而言，绝大多数的恒星盘面都太小而无法察觉其角直径，因此要使用干涉仪望远镜才能获得这些恒星的影像。另一种测量恒星角直径的技术是掩星：这种技术精确的测量被月球掩蔽时光度减弱的过程(或再出现时光度回升的过程)，依此可以计算出恒星的视直径[63]。

恒星的尺寸，从小到只有20公里到40公里的中子星，到像猎户座参宿四的超巨星，直径是太阳的650倍，大约9亿公里，但是密度比太阳低很多 [64]。

动能

一颗恒星相对于太阳运动可以提供这颗恒星的年龄和起源的有用信息，并且还包括周围的星系结构和演变。一颗恒星运动的成分包括径向速度是接近或远离太阳，和横越天空的角动量，也就是所谓的自行。

径向速度是由恒星光谱中的多普勒位移来测量，它的单位是公里/秒。恒星的自行是经由精密的天体测量来确认，其单位为百万分之一弧秒(mas)/年。经由测量恒星的视差，自行可以换算成实际的速度单位。恒星自行速率越高的通常就是比较靠近太阳，这也使高自行的恒星成为视差测量的理想候选者[65]。

一旦两种运动都已测出，恒星相对于太阳恒星系的空间速度就可以算出来。在邻近的恒星中，已经发现第一星族的恒星速度通常比较老的第二星族的恒星低，而后者是以倾斜于平面的椭圆轨道运转的[66]。比较邻近恒星的动能也能导出和证明星协的结构，它们就像起源于同一个巨大的分子云中共同向着同一个点运动的一群恒星[67]。

磁场

主条目：恒星磁场
以平均的则曼-多普勒影像重建的御夫座 SU(一颗年轻的金牛座T型星)表面的磁场。

恒星的磁场起源于恒星内部对流的循环开始产生的区域。具有导电性的等离子像发电机，引起在恒星中延伸的磁场。磁场的强度随着恒星的质量和成分而改变，表面磁性活动的总量取决于恒星自转的速率。表面的活动会产生星斑，是表面磁场较正常强而温度较正常低的区域。拱型的星冕圈是从磁场活跃地区进入星冕的光环，星焰是由同样的磁场活动喷发出的高能粒子爆发的现象[68]。

由于磁场的活动，年轻、高速自转的恒星倾向于有高度的表面活动。磁场也会增强恒星风，然而自转的速率有如闸门，随着恒星的老化而逐渐减缓。因此，像太阳这样高龄的恒星，自转的速率较低，表面的活动也较温和。自转缓慢的恒星活动程度倾向于周期性的变化，并且可能在周期中暂时停止活动[69]。像是蒙德极小期的例子，太阳有大约70年的时间几乎完全没有黑子活动。

质量

船底座η是已知质量最大的恒星之一[70]，约为太阳的100–150倍，所以其寿命很短，最多祇有数百万年。依据对圆拱星团（Arches cluster）的研究，认为在现在的宇宙应该有质量是太阳150倍的大质量恒星存在[71]，但在实际上却未能寻获。虽然这个极限的原因仍不清楚，但爱丁顿光度给了部份答案，因为它定义了恒星在不抛出外层大气层下所能发射至空间的最大光度。

反射星云 NGC 1999是被猎户座 V380(位于中心)照亮的，这颗变星的质量大约是3.5 太阳质量。NASA 影像

在大爆炸后最早诞生的那一批恒星质量必然很大，或许能达到太阳的300倍甚至更大[72]，由于在它们的成分中完全没有比锂更重的元素，这一代超大质量的恒星应该已经灭绝，第三星族星目前只存在于理论中。

剑鱼座 AB A的伴星剑鱼座 AB C，质量只有木星的93倍，是已知质量最小，但核心仍能进行核聚变的恒星[73]。金属量与太阳相似的恒星，理论上仍能进行核聚变反应的最低质量估计质量大约是木星质量的75倍[74][75]。当金属量很低时，依目前对最暗淡恒星的研究，发现尺寸最小的恒星质量似乎只有太阳的8.3%，或是木星质量的87倍[76][75]。再小的恒星就是介乎于恒星与气体巨星之间的灰色地带，没有明确定义的棕矮星。

结合恒星的半径和质量可以确定恒星表面的引力，巨星表面的引力比主序星低了许多，而相较于简并下的状态，像是白矮星，表面引力则更为强大。表面引力也会影响恒星的光谱，越高的引力所造成吸收谱线的变宽越明显.[17]

自转

主条目：恒星自转

恒星的自转可以透过分光镜概略的测量，或是追踪星斑确实的测量。年轻恒星会有很高的自转速度，在赤道可以超过100 公里/秒。例如，B型的水委一在自转的赤道速度就高达225 公里/秒甚至更高，使得赤道半径比极赤道大了50%。这样的速度仅比让水委一分裂的临界速度300 公里/秒低了一些[77]。相较之下，太阳以25 – 35天的周期自转一圈，在赤道的自转速度只有1.994 公里/秒。恒星的磁场和恒星风对主序带上恒星的自转速率的减缓，在演变有着重要的影响[78]。

简并恒星压缩成非常致密的物质，同时造成高速的自转。但是相较于它们在低自转速速的状态由于角动量守恒，—一个转动的物体会以增加自转的速率来补偿尺寸上的缩减，而绝大部分消散的角动量是经向外吹拂恒星风带走的[79]。无论如何，波霎的自转是非常快速的，例如在蟹状星云核心的波霎，自转速率为每秒30转[80]。波霎的自转速率会因为辐射发射而减缓。

温度

在主序带上恒星的表面温度取决于核心能量生成的速率和恒星的半径，并且可以使用色指数来估计[81]。它通常被作为有效温度，也就是被理想化的黑体在表面辐射出的能量使单位表面积有着相同的光度时所对应的温度。然而要注意的是有效温度只是一个代表的数值，因为实际上恒星的温度从核心表至面是有随着距离增加而减少的梯度[82]，在核心区域的温度通常都是数百万度K[83]。

恒星的温度可以确定不同元素被电离或被活化的比率，结果呈现在光谱吸收线的特征。恒星的表面温度，与他的目视绝对星等和吸收特点，被用来作为恒星分类的依据(参见下面的#分类)[17]。

大质量的主序星表面温度可以高达50,000 K，像太阳这种较小的恒星表面温度就只有几千度。相对来说，红巨星的表面只有3,600 K的低温，但是因为巨大的表面积而有高亮度[84]。

辐射

恒星产生的能量，是核聚变的副产品，以电磁辐射和质点辐射的辐射热进入太空。质点辐射(它们稳定的存在于气流中，包括来自恒星外层的自由质子、α粒子、和β粒子)经由恒星风来散发[85]，还有来自核心的中微子也稳定的存在于恒星风内。

在核心产生的能量是如何使恒星如此的明亮：任何时间当某种元素的两个或更多的原子核融合在一起，组合成一种更重的新元素时，γ射线和光子经由核反应被释放出来。当这些能量抵达表面的数层时，已经被转换成包括可见光等其他各种形式的电磁能。

恒星的颜色，以可见光频率的峰值来测量，与恒星最外层，包括光球层的温度有关[86]。除了可见光，恒星还辐射出其他肉眼看不见的电磁波辐射。事实上，恒星的电磁波辐射涵盖了整个的电磁波频谱，从波长最长的无线电波和红外线到最短的紫外线、 X射线和γ射线。恒星电磁波辐射的组成，包括可见和不可见的，都很值得注意。

使用恒星光谱，天文学家可以测量恒星的表面温度、表面引力、金属量和自转的速度。如果知道恒星的距离，例如通过视差的测量，就可以推导出恒星的光度。质量、半径、表面引力、和自转周期都是建立在恒星模型的估计上(在联星系统的恒星质量可以直接测量)，引力微透镜的技术可以直接测量恒星的质量[87])。有了这些参数，天文学家可以估计恒星的年龄 [88]

光度

在天文学，光度是一个天体在单位时间内辐射的光和其他形式辐射能量的总和，恒星的光度取决于恒星的半径和表面温度。但是许多恒星表面辐射的流量是不均匀的—总能量是单位面积的能量乘上整个表面积。以快速自转的织女星为例，它的极辐射的能量流量就比赤道为多[89]。

恒星表面的星斑辐射出的能量和温度都低于平均值。小的，像太阳这样的矮星，通常表面除了星斑之外就没有其他的特征；大的巨星则有较大和较明显的星斑[90]，它们也有较强烈的周边昏暗现象，也就是说光度会由恒星圆盘面中心向边缘逐渐减弱[91]。红矮星的闪光星，像是鲸鱼座UV，可能拥有明显的星斑特征[92]。

星等

主条目：视星等和绝对星等

恒星的视亮度是测量所得的视星等，这种亮度是与恒星的发光度、到地球的距离，和穿过地球的大气层所受到的改变有关。内在的或绝对星等是恒星在距离地球10秒差距(32.6光年)所呈现的视星等，只与恒星的发光度有关。

亮度超过的;
恒星数目
视星等 恒星的 
 数目[93]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1,602
6 4,800
7 14,000

视星等和绝对星等的标尺都是对数单位：每一个相邻的整数数值的光度变化都是相差2.5倍[94] (100的五次方或近似于2.512)。这意思就是一等星(+1.00)的亮度是二等星(+2.00)的2.5倍，并且是六等星(+6.00)的100倍。在视相度良好的条件下肉眼可以看见的最暗星就是六戥星。

在视星等和绝对星等的亮度标尺上，都是数值越小的恒星越亮，数值越大的亮度越暗。无论在那一种标尺下最亮的都是负数值的星等。两颗恒星之间的亮度差是亮星(mb)的星等减去暗星(mf)的星等，然后使用2.512做对数的基底取方次；也就是说

Δm = mf − mb
2.512Δm = 光度差

相对于发光度和地球的距离，绝对星等(M)和视星等(m)对单独的恒星通常都是不同的[94]，例如，明亮的天狼星视星等为−1.44，但它的绝对星等是+1.41。

太阳的视星等是−26.7，但它的绝对星等只有+4.83。天狼星从地球上看是最亮的恒星，发光度大约是太阳的23倍；而在夜空中第二亮的恒星是老人星，绝对星等是−5.53，比太阳亮了14,000倍。尽管老人星实质上比天狼星要亮许多，但是看起来是天狼星比较亮，这是因为天狼星与地球的距离是8.6光年，而老人星远了许多，与地球的距离是310光年。

在2006年，绝对星等最亮的恒星是LBV 1806-20，亮度是−14.2等，至少比太阳亮约5,000,000倍[95]。最暗淡的恒星则是在NGC 6397星团内的一颗，在星团内的这颗红矮星绝对星等为+26等，同时最暗的白矮星光度是+28等。如此黯淡的光度相当于从地球上观看一枝在月球上点亮的生日蜡烛[96]。

分类

表面温度范围
不同的恒星分类[97]
分类 温度 例子
O 33,000 K or 更高 蛇夫座ζ(韩)
B 10,500–30,000 K 参宿七
A 7,500–10,000 K 牛郎星
F 6,000–7,200 K 南河三 A
G 5,500–6,000 K 太阳
K 4,000–5,250 K 印第安座ε星
M 2,600–3,850 K 半人马座比邻星
主条目：恒星光谱

目前所用的恒星分类系统源起于20世纪初期，当时是以氢的谱线从A排列至Q[98]，那时还不知道温度是影响谱线最主要的因素，而当依照温度重新排列时，就与现在使用的完全一致了[99]。

根据恒星光谱的差异，以不同的单一字母来表示类型，O型是温度最高的，到了M型，温度已经低至分子可能存在于恒星的大气层内。依据温度由高至低，主要的类型为：O、B、A、F、G、K和M，各种各样罕见的光谱类型还有特殊的分类。最常见的特殊类型是L和T，是温度最低的低质量恒星和棕矮星。每个字母还以数字从0至9，以温度递减再分为10个细分类。然而，这个系统在极端高温的一端仍不完整：迄今还没有被分类为O0和O1的恒星[100]。

另一方面，也发现恒星的谱线恒星可以根据光度作用再分类，这对应到它们在空间的大小和表面的引力。它们的范围从0 (超巨星)经过III (巨星)到V (主序带矮星)和VII (白矮星)。大部分的恒星都属于主序带，这是在绝对星等和光谱图(赫罗图)的对角线上窄而长的范围，包含在其中的都是进行氢燃烧的恒星[100]。我们的太阳是主序带上分类为G2V的黄色矮星，是一般平常的大小和温度中等的恒星。太阳被作为恒星的典型样本，并非因为它很特别，只因它是离我们最近的恒星，且其它恒星的许多特征都能以太阳作为一个单位来加之比较。

附加于光谱类型之后的小写字母可以显示出光谱的特殊性质。例如，"e"表示有发射谱线，"m"代表金属的强度异常，"var"意味着光谱的类型会改变.[100]。

白矮星有自己专属的分类，均以字母D为首，再依据光谱中最明显的谱线特征细分为DA、DB、DC、DO、DZ、和DQ，还可以附随一个依据温度索引的数值[101]。

变星

主条目：变星
外型不对称的米拉是一颗胀缩型的变星。NASA 哈勃太空望远镜的影像

变星是因为内部或外在的原因，造成光度周期性或任意变化的恒星。内在原因的变星，主要的类型可以被分入三个主要的群组。

在恒星演化的期间，有些恒星会经过胀缩型变星的阶段。胀缩型变星会随着时间改变半径和亮度，根据恒星的大小，膨胀和收缩的周期可以从数分钟到数年。这些类型包括造父变星和类造父变星、长周期的米拉变星[102]。

激变星可能是由于闪光或质量的抛射，光度突然间增加的变星[102]。这一群包括原恒星、沃尔夫-拉叶星和闪光星，并且都是巨星和超巨星。

巨变或爆炸的变星进行的是惊天动地的变化，这一群包括新星和超新星。拥有一颗邻近白矮星的联星系可能会导致这一类型中壮观爆炸的某种类型，包括新星和Ia超新星。当白矮星从伴星吸积氢时，会使质量增加导致氢进行核聚变[103]。有些新星会一再的爆发，还具有周期性和适度的强度[102]。

恒星也会因为外在的因素造成光度的变化，像是食双星，还有极端的情形是由恒星自转导致星斑造成变光[102]。值得一提的食变星例子是大陵五，它在2.87天的周期中，光度规则的在2.3至3.5等之间变化著。

结构

主条目：恒星结构

一颗稳定的恒星内部是在流体静力平衡的状态下：在任何一个小体积内的力量相互之间几乎确定都是完全平衡的。平衡的力是向内的万有引力和恒星内部由于压力梯度产生向外的压力。压力梯度是由等离子体的温差建立的，因为外的的部份温度会比内部核心的低。主序星或巨星的核心温度至少有107K，这样的温度在主序列恒星的核心要燃烧氢进行核聚变反应是绰绰有余的，并且能产生足够的能量防止恒星进一部的崩溃。[104][105]。

在核心的原子核聚变时，产生的能量会以γ射线辐射出去。这些光子与包围在周围的等离子体相互作用，增加了核心的温度。在主序代的恒星将氢转换成氦，缓慢但是稳定的增加核心内氦的比率。最后，氦成为核心最主要的成分，并且核心不再产生能量。取代的是，质量大于0.4太阳质量的恒星，核聚变慢慢的在包围着氦核心的氢壳层扩展开来[106]。

除了流体静力平衡之外，在稳定的恒星内部也要维持着热平衡的能量平衡。在内部的辐射温度梯度造成热能向外流动。在任何一层向外流出的能量，与邻接其下方那一层向外传送的能量是完全相等的。

这张图显示太阳类型恒星的剖面结构。NASA的图像'

辐射层是在恒星内部能以辐射充分且有效率传送能量的区域，在这个区域内等离子没有任何的扰动，也不会任何质量的运动。如果不是这样，等离子就会变得不稳定，并且开始产生对流运动成为对流层。这种情况很可能发生，例如，在某一个区域产生了非常高的能量流动，例如在核心区域或在外面非常不透明的包层附近[105]。

主序带上的恒星能否在外面的包层产生对流，主要取决于恒星的质量。质量是太阳数倍的恒星有着深入恒星内部的对流层而辐射层在外面。较小的恒星，像太阳这样的则正好相反，是对流层在外面[107]。红矮星的质量低于0.4太阳质量，整个都是对流层，阻止了氦在核心堆积成氦核[2] 多数恒星的对流层都会随着恒星老化而改变内部的结构和发生变化[105]。

恒星能够让观测者看见的部份是光球层，这是恒星的等离子体变得透明可以用光子传送能量的一层。在此处，从核心传递过来的能量变成可以自由进入太空中的光子，因此在光球层上的太阳黑子，或是温度低于平均值的区域，就会出现。

在光球层之上是恒星大气层。向太阳这种在主序带上的恒星，最低层的大气是色球层，针状突起和闪焰会出现在这儿。包围在外面的是过渡区，温度在不到100公里的距离内很快的窜升，在上面就是日冕，由大量高热的等离子体组成，巨大的体积可以向外伸展出数百万公里[108]。日冕的存在看来是依靠着恒星外面数层的对流区域[107]。尽管它的温度很高，日冕只发出微弱的光。太阳的日冕平常只有在日全食的时候才能看见。.

从日冕吹出的恒星风是来自恒星的等离子质点，会继续向外扩张直至遭遇到星际物质。对太阳而言，受到太阳风扩张影响所及的气泡状范围称为太阳圈[109]。

核聚变反应路径

主条目：恒星核合成
质子-质子链的回顾
碳氮氧循环

做为恒星核合成的一部份，依据恒星的质量和内部结构，在核心内会发生各种不同的核聚变反应。原子在融合后的净质量会略小于融合前的原子质量总和，这些失去的质量，依照质能当量的关系：E = mc².，被转换成能量。

氢融合的反应对温度极端敏感，所以核心的温度只要有少量的改变，反应速率就会有明显的变化结果。主序星的核心温度可以从质量最低的M型恒星的400万K到大质量的O型恒星的4,000万K.[83]。

在太阳，核心温度是1,000万K，氢进行的是质子-质子链反应[110]：

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)
23He → 4He + 21H (12.9 MeV)

这些反应的总体结果是：

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

此处 e+ 是正电子， γ 是伽马射线的光子， νe是中微子，而H和He各自是氢和氦的同位素。在这些反应中释放出的能量单位为百电子伏特。实际上这只是一种很微小的能量单位，然而，每次的反应都有极大数量的原子参予，导致所有的能量累积能达到恒星辐射的输出。

恒星核聚变需要的最低质量
元素 太阳
质量
氢 0.01
氦 0.4
碳 4
氖 8

在质量更大的恒星，氦可以经由碳氮氧循环的反应产生[110]。

从0.5至10倍太阳质量的恒星，核心的温度演化至一亿度时，氦可以进行3氦过程，经由中间物质铍转换成碳[110]：

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

整体的反应式是：

34He → 12C + γ + 7.2 MeV

在大质量的恒星，更重的元素在核心收缩后可以经由氖燃烧过程和氧燃烧过程产生。恒星核合成的最终阶段是硅燃烧过程，结果是产生稳定的同位素铁-56。而除了经由吸热过程，核聚变也不能继续产生新的元素，所以未来只能经由引力坍缩来产生进一步的能量[110]。

下面的例子显示质量为太阳20倍的恒星消耗掉所有的核燃料所需要的时间。在主序带上的O型恒星，半径约为太阳的8倍，发光度是太阳的62,000倍[111]。


燃料
物质		 温度
(百万K)		 密度
(kg/cm³)		 燃烧时期
(以年为单位)
氢 37 0.0045 810万
氦 188 0.97 120万
碳 870 170 976
氖 1,570 3,100 0.6
氧 1,980 5,550 1.25
硫 / 硅 3,340 33,400 0.0315[112]

相关条目

一般条目
  • 恒星计数
恒星类型
恒星的终结
时间和导航
  • 恒星钟
  • 星钟
  • 恒星导航
其他
  • 儿童韵文 小星星亮晶晶
  • 科幻中的恒星和行星系
  • 星占的恒星

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延伸读物

  • （简体中文）中国科普博览（Science Museums of China）──天文──恒星与银河系，中国科学院主编。
  • 香港大学物理系自学天文课程《宇宙的本质》讲义
  • H.H. Voigt: Abriß der Astronomie. 4. überarb. Aufl. ISBN 3-411-03148-4 （德语）
  • H. Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. überarb. Aufl. ISBN 3-411-14172-7 （德语）
  • R. Kippenhahn, A. Weigert: Stellar structure and evolution. 2nd corr. ed., ISBN 3-540-50211-4 (englisch) （英文）
  • N. Langer: Leben und Sterben der Sterne. Originalausgabe, Becksche Reihe, München 1995, ISBN 3-406-39720-4 （德语）
  • D. Prialnik: An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press 2000, ISBN 0-521-65065-8 (hardback), ISBN 0-521-65937-X (paperback) （英文）
  • Pickover, Cliff (2001). The Stars of Heaven. Oxford University Press. ISBN 0-19-514874-6. （英文）
  • Gribbin, John, Mary Gribbin (2001). Stardust: Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8. （英文）
  • Hawking, Stephen (1988). A Brief History in Time. Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1. （英文）

外部链接

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恒星

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恒星
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发展
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特征
分类 · UBV色 · 核合成 · 有效温度 · 金属量 · 自转 · 磁场 · 微观湍流 · 行星系 · 视向速度 · 自行 · 视差 · 空间速度
失败的恒星
棕矮星  · 次棕矮星  · Planetar
结构
残骸

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