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          閱讀 13059 次 歷史版本 0個 創建者:top (2011/3/13 1:13:32)  最新編輯:top (2011/3/13 1:13:32)
          恒星
          拼音:hengxing
          英文:star
            恒星是由熾熱氣體組成的,是能自己發的球狀或類球狀天體。由于恒星離我們太遠,不借助于特殊工具和方法,很難發現它們在天上的位置變化,因此古代人把它們認為是固定不動的星體。我們所處的太陽系的主星太陽就是一顆恒星。
           

          概述

           
            在地球上遙望夜空,宇宙是恒星的世界

            恒星在宇宙中的分布是不均勻的。從誕生的那天起,它們就聚集成群,交映成輝,組成雙星、星團、星系……

            恒星是在熊熊燃燒著的星球。一般來說,恒星的體積和質量都比較大。只是由于距離地球太遙遠的緣故,星光才顯得那么微弱。

            古代的天文學家認為恒星在星空的位置是固定的,所以給它起名“恒星”,意思是“永恒不變的星”.可是我們今天知道它們在不停地高速運動著,比如太陽就帶著整個太陽系在繞銀河系的中心運動。但別的恒星離我們實在太遠了,以至我們難以覺察到它們位置的變動。

            恒星發光的能力有強有弱。天文學上用“光度”來表示它。所謂“光度”,就是指從恒星表面以光的形式輻射出的功率。恒星表面的溫度也有高有低。一般說來,恒星表面的溫度越低,它的光越偏;溫度越高,光則越偏。而表面溫度越高,表面積越大,光度就越大。從恒星的顏色和光度,科學家能提取出許多有用信息來。

            歷史上,天文學家赫茨普龍和哲學家羅素首先提出恒星分類與顏色和光度間的關系,建立了被稱為“赫-羅圖”恒星演化關系,揭示了恒星演化的秘密。“赫-羅圖”中,從左上方的高溫和強光度區到右下的低溫和弱光區是一個狹窄的恒星密集區,我們的太陽也在其中;這一序列被稱為主星序,90%以上的恒星都集中于主星序內。在主星序區之上是巨星超巨星區;左下為白矮星區。

            恒星誕生于太空中的星際塵埃(科學家形象地稱之為“星云”或者“星際云”)。

            恒星的“青年時代”是一生中最長的黃金階段--主星序階段,這一階段占據了它整個壽命的90%.在這段時間,恒星以幾乎不變的恒定光度發光發熱,照亮周圍的宇宙空間。

            在此以后,恒星將變得動蕩不安,變成一顆紅巨星;然后,紅巨星將在爆發中完成它的全部使命,把自己的大部分物質拋射回太空中,留下的殘骸,也許是白矮星,也許是中子星,甚至黑洞……

            就這樣,恒星來之于星云,又歸之于星云,走完它輝煌的一生。

            絢麗的繁星,將永遠是夜空中最美麗的一道景致。
           
           
            

          演化


           
          星云
          星云
            恒星都是氣體星球。晴朗無月的夜晚,且無光污染的地區,一般人用肉眼大約可以看到 6000多顆恒星。借助于望遠鏡,則可以看到幾十萬乃至幾百萬顆以上。估計銀河系中的恒星大約有1500-2000顆。

            恒星的兩個重要的特征就是溫度和絕對星等。大約100年前,丹麥的艾依納爾·赫茨普龍(Einar Hertzsprung)和美國的享利·諾里斯·羅素(Henry Norris Russell )各自繪制了查找溫度和亮度之間是否有關系的圖,這張關系圖被稱為赫—羅圖,或者H-R圖。在H-R圖中,大部分恒星構成了一個在天文學上稱作主星序的對角線區域。在主星序中,恒星的絕對星等增加時,其表面溫度也隨之增加。90%以上的恒星都屬于主星序,太陽也是這些主星序中的一顆。巨星和超巨星處在H-R圖的右側較高較遠的位置上。白矮星的表面溫度雖然高,但亮度不大,所以他們只處在該圖的中下方

            恒星演化是一個恒星在其生命期內(發光與發熱的期間)的連續變化。生命期則依照星體大小而有所不同。單一恒星的演化并沒有辦法完整觀察,因為這些過程可能過于緩慢以致于難以察覺。因此天文學家利用觀察許多處于不同生命階段的恒星,并以計算機模型模擬恒星的演變。

            

          形成


            在宇宙發展到一定時期,宇宙中充滿均勻的中性原子氣體云,大體積氣體云由于自身引力而不穩定造成塌縮。這樣恒星便進入形成階段。在塌縮開始階段,氣體云內部壓力很微小,物質在自引力作用下加速向中心墜落。當物質線度收縮了幾個數量級后,情況就不同了,一方面,氣體的密度有了劇烈的增加,另一方面,由于失去的引力位能部分的轉化成熱能,氣體溫度也有了很大的增加,氣體的壓力正比于它的密度溫度的乘積,因而在塌縮過程中,壓力增長更快,這樣,在氣體內部很快形成一個足以與自引力相抗衡的壓力場,這壓力場最后制止引力塌縮,從而建立起一個新的力學平衡位形,稱之為星坯

            星坯的力學平衡是靠內部壓力梯度與自引力相抗衡造成的,而壓力梯度的存在卻依賴于內部溫度的不均勻性(即星坯中心的溫度要高于外圍的溫度),因此在熱學上,這是一個不平衡的系統,熱量將從中心逐漸地向外流出。這一熱學上趨向平衡的自然傾向對力學起著削弱的作用。于是星坯必須緩慢的收縮,以其引力位能的降低來升高溫度,從而來恢復力學平衡;同時也是以引力位能的降低,來提供星坯輻射所需的能量。這就是星坯演化的主要物理機制。 下面我們利用經典引力理論大致的討論這一過程。考慮密度為 ρ、溫度為T、半徑為r的球狀氣云系統,氣體熱運動能量:

            ET= RT= T

            (1) 將氣體看成單原子理想氣體,μ為摩爾質量,R為氣體普適常數

            為了得到氣云球的的引力能Eg,想象經球的質量一點點移到無窮遠,將球全部移走場力作的就等于-Eg.當球質量為m,半徑為r時,從表面移走dm過程中場力做功:

            dW=- =-G( )1/3m2/3dm

            (2) 所以:-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3

            于是: Eg=- (2),

            氣體云的總能量: E=ET+EG (3)   熱運動使氣體分布均勻,引力使氣體集中。現在兩者共同作用。當E>0時熱運動為主,氣云是穩定的,小的擾動不會影響氣云平衡;當E<0時,引力為主,小的密度擾動產生對均勻的偏離,密度大處引力增大,使偏離加強而破壞平衡,氣體開始塌縮。由E≤0得到產生收縮的臨界半徑 :

            (4) 相應的氣體云的臨界質量為:

            (5) 原始氣云密度小,臨界質量很大。所以很少有恒星單獨產生,大部分是一群恒星一起產生成為星團。球形星團可以包含105→107個恒星,可以認為是同時產生的。

            我們已知:太陽質量:MΘ=2×1033,半徑R=7×1010,我們帶入(2)可得出太陽收縮到今天這個狀態以釋放的引力能

            太陽的總光度L=4×1033erg.s-1如果這個輻射光度靠引力為能源來維持,那么持續的時間是:

            很多證明表明,太陽穩定的保持著今天的狀態已有5×109年了,因此,星坯階段只能是太陽形成像今天這樣的穩定狀態之前的一個短暫過渡階段。這樣提出新問題,星坯引力收縮是如何停止的?此后太陽輻射又是以什么為能源?

            

          穩定期


           
          恒星
          恒星
            主序星階段在收縮過程中密度增加,我們知道ρ∝r-3,由式(4),rc∝r3/2,所以rc比 r減小的更快,收縮氣云的一部分又達到新條件下的臨界,小擾動可以造成新的局部塌縮。如此下去在一定的條件下,大塊氣云收縮為一個凝聚體成為原恒星,原恒星吸附周圍氣云后繼續收縮,表面溫度不變,中心溫度不斷升高,引起溫度、密度和氣體成分的各種核反應。產生熱能使氣溫升的極高,氣體壓力抵抗引力使原恒星穩定下來成為恒星,恒星的演化是從主序星開始的。 恒星的成份大部分是H和He,當溫度達到104K以上,即粒子的平均熱動能達1eV以上,氫原子通過熱碰撞就充分的電離了(氫的電離能是13.6eV),在溫度進一步升高后,等離子氣體中氫核與氫核的碰撞就可能引起核反應。對純氫的高溫氣體,最有效的核反應系列是所謂的P-P鏈:

            其中主要是2D(p,γ)3He反應。D含量只有氫的10-4左右,很快就燃完了。如果開始時D比3He含量多,則反應生成的3H可能就是恒星早期3He的主要來源,由于對流到達恒星表面的這種3He,有可能還保留到現在。

            Li,Be,B等輕核和D一樣結合能很低,含量只是H 的2×10-9K左右,當中心溫度超過3×106K就開始燃燒,引起(p,α)和(p,α)反應,很快成為3He和4He. 中心溫度達到107K,密度達到 105kg/m3左右時,產生的氫轉化為He的41H→4He過程。這主要是p-p和CNO循環。同時含有1H和4He是發生p-p鏈反應,有以下三個分支組成:

            p-p1(只有1H) p-p2(同時有1H、4He) p-p3

            或假設1H 和4He的重量比相等。隨溫度升高,反應從p-p1逐漸過渡到p-p3,

            而當T>1.5×107K時,恒星中燃燒H的過程就可過渡到以CNO循環為主了。

            當恒星內混雜有重元素C和N時,他們能作為觸媒使1H變為4He,這就是CNO循環,CNO循環有兩個分支:

            或總反應率取決于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反應分支比約為2500:1.

            這個比值幾乎與溫度無關,所以在2500次CNO循環中有一次是CNO-2.

            在p-p鏈和CNO循環過程中,凈效果是H燃燒生成He:

            在釋放出的26.7MeV能量中,大部分消耗給恒星加熱和發光,成為恒星的主要來源。

            前面我們提到恒星的演化是從主星序開始的,那么什么是主星序呢?等H穩定地燃燒為He時,恒星就成了主序星。人們發現有百分之八十至九十的恒星都是主序星,他們共同特征是核心區都有氫正在燃燒,他們的光度、半徑和表面溫度都有所不同,后來證明:主序星的定量上差別主要是質量不同,其次是他們的年齡和化學成份,太陽這段歷程約千萬年。

            觀察到的主序星的最小質量大約為0.1M⊙ .模型計算表明,當質量小于0.08M⊙時,星體的收縮將達不到氫的點火溫度,從而形不成主序星,這說明對于主序星它有一個質量下限。觀察到的主序星的最大質量大約是幾十個太陽質量。理論上講,質量太大的恒星輻射很強,內部的能量過程很劇烈,因此結構也越不穩定。但是理論上沒有一個質量的絕對上限。

            當對某一星團作統計分析時,人們卻發現主序星有一個上限,這說明什么?我們知道,主序星的光度是質量的函數,這函數可分段的用冪式表示 :

            L∝Mν

            其中υ不是一個常數,它的值大概在3.5到4.5之間。M大反映主序星中可供燃燒的質量多,而L大反映燃燒的快,因此主序星的壽命可近似用M與L的商標來標志:

            T∝M-(ν-1)

            即主序星壽命隨質量增大而按冪律減小,如果整個星團已存在的年齡為T,那就可以由T與M的關系式求出一個截止質量MT.質量大于MT的主序星已結束核心的H燃燒階段而不是主序星了,這就是觀察到由大量同年齡星組成的星團有上限的原因。

            現在我們就討論觀測到的恒星中大部分是主序星的原因,表1根據一25M⊙的恒燃燒階段 點火溫度(K) 中心溫度(g. cm-3) 持續時間(yr)

            H 4×107 4 7×106

            He 2×108 6×102 5×105

            C 7×108 6×105 5×102

            Ne 1.5×109 4×106 1

            O 2×109 1×107 5×10-2

            Si 3.5×109 1×108 3×10-3

            燃燒階段的總壽命 7.5×106

            星演化模型,列出了各種元素的點火溫度及燃燒所持續的時間。從表上看出,原子序數大的核有更高的點火溫度,Z大的核不僅難于點火,點火后燃燒也更劇烈,因此燃燒持續的的時間也就更短。這顆25M⊙的 表1 25M⊙恒星演化模型,模型星的燃燒階段的總壽命為7.5×106年,而其中百分之九十以上的時間是氫燃燒階段,即主星序階段。從統計角度講,這表明找到一顆處于主星序階段的恒星幾率要大。這正是觀察到的恒星大多數為主序星的基本原因。

            

          晚年


           
          紅巨星
          紅巨星
            主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是,而氫的點火溫度又比其他元素都低,所以恒星演化的第一階段總是氫的燃燒階段,即主序階段。在主序階段,恒星內部維持著穩衡的壓力分布和表面溫度分布,所以在整個漫長的階段,它的光度和表面溫度都只有很小的變化 .下面我們討論,當星核區的氫燃燒完畢后,恒星有將怎么進一步演化?

            恒星在燃燒盡星核區的氫之后,就熄火,這時核心區主要是氫,他是燃燒的產物外圍區的物質主要是未經燃燒的氫,核心熄火后恒星失去了輻射的能源,它便要引力收縮是一個起關鍵作用的因素。一個核燃燒階段的結束,表明恒星內各處溫度都已低于在該處引起點火所需要的溫度,引力收縮將使恒星內各處的溫度升高,這實際上是尋找下一次核點火所需要的溫度,引力收縮將使恒星內各處的溫度全面的升高,主序后的引力收縮首先點著的不是核心區的(它的點火溫度高的太多),而是核心與外圍之間的氫殼,氫殼點火后,核心區處于高溫狀態,而仍沒核能源,他將繼續收縮。這時,由于核心區釋放的引力位能和燃燒中的氫所釋放的核能,都需要通過外圍不燃燒的氫層必須劇烈地膨脹,即讓介質輻射變得更透明。而氫層膨脹又使恒星的表面溫度降低了,所以這是一個光度增加、半徑增加、而表面變冷的過程,這個過程是恒星從主星序向紅巨星過渡,過程進行到一定程度,氫區中心的溫度將達到氫點火的溫度,于是又過渡到一個新階段--氦燃燒階段。

            在恒星中心發生氦點火前,引力收縮以使它的密度達到了103g. cm-3的量級,這時氣體的壓力對溫度的依賴很弱,那么核反應釋放的能量將使溫度升高,而溫度升高反過來又加劇核反應速率,于是一旦點火,很快就會燃燒的十分劇烈,以至于爆炸,這種方式的點火稱為“閃”因此在現象上會看到恒星光度突然上升到很大,后來又降的很低。

            另一方面,當引力收縮時它的密度達不到103g. cm-3量級,此時氣體的壓力正比與溫度,點火溫度升高導致壓力升高,核燃燒區就會有所膨脹,而膨脹導致溫度降低,因此燃燒就能穩定的進行,所以這兩種點火情況對演化進程的影響是不同的。
          爆炸
          爆炸

            恒星在發生”氦閃光“之后又怎么演變呢?閃光使大量能量的釋放很可能把恒星外層的氫氣都吹走,剩下的是氦的核心區。氦核心區因膨脹而減小了密度,以后氦就有可能在其中正常的燃燒了。氦燃燒的產物是碳,在氦熄火后恒星將有一個碳核心區氦外殼,由于剩下的質量太小引力收縮已不能達到碳的點火溫度,于是他就結束了以氦燃燒的演化,而走向熱死亡。

            由于引力塌縮與質量有關,所以質量不同的恒星在演化上是有差別的。

            M<0.08M⊙的恒星:氫不能點火,它將沒有氦燃燒階段而直接走向死亡。

            0.08<M<0.35M⊙的恒星:氫能點火,氫熄火后,氫核心區將達不到點火溫度,從而結束核燃燒階段。

            0.35<M<2.25M⊙的恒星:它的主要特征是氦會點火而出現”氦閃光“.

            2.25<M<4M⊙ 的恒星:氫熄火后氦能正常地燃燒,但熄火后,碳將達不到點火溫度。這里的反應有:

            在He反應初期,溫度達到108K量級時,CNO循環產生的13C,17O能和4He發生新的(α,n)反應,形成16O和20Ne,在He反應進行了很長時間后,20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收兩個4He形成的22Ne能發生(α,n)反應形成24Mg和25Mg等,這些反應作為能源并不重要,但發出的中子可進一步發生中子核反應。

            4<M<8→10M⊙的恒星,這是一個情況不清楚的范圍,或許碳不能點火,或許出現”碳閃光“,或許能正常地燃燒,因為這是最后的中心溫度已較高,一些較敏感的因素,如:中微子的能量損失把情況弄得模糊了。

            He反應結束后,當中心溫度達到109K時,開始發生C,O,Ne 燃燒反應,這主要是C-C反應,O-O反應,以及20Ne的γ,α反應:

            8→10M⊙<M的恒星:氫、氦、碳、氧、氖、硅都能逐級正常燃燒。最后在中心形成一個不能在釋放能量的核心區,核心區外面是各種能燃燒而未燒盡的氫元素殼層。核燃燒階段結束時,整個恒星呈現由內至外分層(Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H)結構。

            

          終局


           
          白矮星
          白矮星
            現在我們已經知道,對質量小于8→10M⊙的恒星,它會因不能到達下一級和點火溫度而結束它的核燃燒階段;對于質量更大的恒星,它將在核心區耗盡燃料之后結束它的核燃燒階段,在這以后,恒星的最終歸宿是什么?

            小質量的恒星(如太陽),起先會膨脹,在這個階段的恒星我們稱之為紅巨星,然后會塌縮,變成白矮星,再成為黑矮星,最終消失。

            大質量的恒星,≥7個太陽密度(8→10M⊙<M)的恒星則會變成超級太陽(超新星),它會選擇以超新星爆發的形式結束生命,最終會成為黑洞(古代有記載,一顆超新星爆發,連續幾個月都可以在晚上看書)

            一旦停止了核燃燒,恒星必定要發生引力收縮,這是因為恒星內部維持力學平衡的壓力是與它的溫度相聯系的。因此,如果恒星在“;最終”的平衡位形,它必須是一個“冷的”平衡位形,即它的壓力與它的溫度無關。

            主序星核心H耗盡后,離開主序是階段開始了它最后的歷程。結局主要取決于質量。對于質量很小的星體由于質量小,物體內部的自引力并不重要,固體內部的平衡是正負離子間的凈庫侖引力于電子間的壓力來達到平衡的。

            當星體質量在大些,直到自引力不可忽略時,這時自引力加大了內部的密度和壓力,壓力的加大是物質發生壓力電離,從而逐漸是固體的電約束瓦解,而過渡為等離子氣體。加大質量,即加大密度,此時壓力于溫度無關,從而達到一種“冷的”平衡位形,等離子體內電子的動能一大足以在物質內部引起β衰變:

            這里p是原子核中的質子,這樣的反應大致在密度達到108 g. cm-3的時候,它將逐漸地是負離子體中的原子核變為富中子核,原子核中出現過多的中子,導致核結構松散,當密度超過4×1011g. cm-3是中子開始從原子核中分力出來,成為自由中子,自引力于中子間壓力達到平衡。如果當質量變大使中子氣體間壓力已不能抵御物質自引力,而形成黑洞,但由于大多數恒星演化后階段使得質量小于它的初始質量,例如恒星風,“氦閃光”,超新星爆發等,它們會是恒星丟失一個很大的百分比質量,因此,恒星的終局并不是可以憑它的初始質量來判斷的,它實際上取決于演化的進程。那么我們可以得出這樣的結論。8→10M⊙以下的恒星最終間拋掉它的一部分或大部分質量而變成一個白矮星。8→10M⊙以上的恒星最終將通過星核的引力塌縮而變成中子星或黑洞,也就是說,質量在太陽1.44倍--到2兩倍的恒星,最終成為中子星,質量在太陽兩倍以上的恒星,最終成為黑洞
          黑洞
          黑洞

            現在觀測到的恒星質量范圍一般為0.1→60M⊙。質量小于0.08M⊙的天體不能達到點火溫度。因此,不發光,不能成為恒星。質量大于60M⊙的天體中心溫度過高而不穩定,至今僅發現20個以下。
           
           
           
           
           
           
           
           

            

          特征


            恒星的一切幾乎都取決于它最初的質量,包括本質特征,例如光度和大小,還有演變、壽命和最終的命運。

            

          年齡


            多數恒星的年齡在10億至100億歲之間,有些恒星甚至接近觀測到的宇宙年齡 -137億歲。目前發現最老的恒星是HE 1523-0901,估計的年齡是132億歲。

            質量越大的恒星,壽命越短暫,主要是因為質量越大的恒星核心的壓力也越高,造成燃燒氫的速度也越快。許多大質量的恒星平均只有一百萬年的壽命,但質量最輕的恒星(紅矮星)以很慢的速率燃燒它們的燃料,壽命至少有一兆年。

            

          化學組成


            以質量來計算,恒星形成時的比率大約是70%的氫和28%的氦,還有少量的其他重元素。因為鐵是很普通的元素,而且譜線很容易測量到,因此典型的重元素測量是根據恒星大氣層內含量。由于分子云的重元素豐度是穩定的,只有經由超新星爆炸才會增加,因此測量恒星的化學成分可以推斷它的年齡。重元素的成份或許也可以顯示是否有行星系統。

            被測量過的恒星中含鐵量最低的是矮星HE1327-2326,鐵的比率只有太陽的廿萬分之一。對照知下,金屬量較高的是獅子座 μ,鐵豐度是太陽的一倍,而另一顆有行星的武仙座14則幾乎是太陽的三倍。也有些化學元素與眾不同的特殊恒星,在它們的譜線中有某些元素的吸收線,特別是鉻和稀土元素。

            

          直徑


           
          超新星爆炸
          超新星爆炸
            由于和地球的距離遙遠,除了太陽之外的所有恒星在肉眼淺來都只是夜空中的一個光點,并且受到大氣層的影響而閃爍著。太陽也是恒星,但因為很靠近地球所以不僅看起來呈現圓盤狀,還提供了白天的光線。除了太陽之外,看起來最大的恒星是劍魚座 R,它的是直徑是0.057角秒

            我們對恒星的了解大多數來自理論的模型和模擬,而這些理論只是建立在恒星光譜和直徑的測量上。除了太陽之外,首顆被測量出直徑的恒星是參宿四,是由亞伯特·亞伯拉罕·米歇爾森在1921年使用威爾遜山天文臺100吋的胡克望遠鏡完成(約450個太陽直徑)。

            對地基的望遠鏡而言,絕大多數的恒星盤面都太小而無法察覺其角直徑,因此要使用干涉儀望遠鏡才能獲得這些恒星的影像。另一種測量恒星角直徑的技術是掩星:這種技術精確的測量被月球掩蔽時光度減弱的過程(或再出現時光度回升的過程),依此可以計算出恒星的視直徑。

            恒星的尺寸,從小到只有20公里到40公里的中子星,到像獵戶座參宿四的超巨星,直徑是太陽的650倍,大約9億公里,但是密度比太陽低很多。

            

          動能


            一顆恒星相對于太陽運動可以提供這顆恒星的年齡和起源的有用信息,并且還包括周圍的星系結構和演變。一顆恒星運動的成分包括徑向速度是接近或遠離太陽,和橫越天空的角動量,也就是所謂的自行。

            徑向速度是由恒星光譜中的多普勒位移來測量,它的單位是公里/秒。恒星的自行是經由精密的天體測量來確認,其單位為百萬分之一弧秒(mas)/年。經由測量恒星的視差,自行可以換算成實際的速度單位。恒星自行速率越高的通常就是比較靠近太陽,這也使高自行的恒星成為視差測量的理想候選者。
          恒星碰撞
          恒星碰撞

            一旦兩種運動都已測出,恒星相對于太陽恒星系的空間速度就可以算出來。在鄰近的恒星中,已經發現第一星族的恒星速度通常比較老的第二星族的恒星低,而后者是以傾斜于平面的橢圓軌道運轉的。比較鄰近恒星的動能也能導出和證明星協的結構,它們就像起源于同一個巨大的分子云中共同向著同一個點運動的一群恒星。

            

          磁場


            恒星的磁場起源于恒星內部對流的循環開始產生的區域。具有導電性的等離子像發電機,引起在恒星中延伸的磁場。磁場的強度隨著恒星的質量和成分而改變,表面磁性活動的總量取決于恒星自轉的速率。表面的活動會產生星斑,是表面磁場較正常強而溫度較正常低的區域。拱型的星冕圈是從磁場活躍地區進入星冕的光環,星焰是由同樣的磁場活動噴發出的高能粒子爆發的現象。

            由于磁場的活動,年輕、高速自轉的恒星傾向于有高度的表面活動。磁場也會增強恒星風,然而自轉的速率有如閘門,隨著恒星的老化而逐漸減緩。因此,像太陽這樣高齡的恒星,自轉的速率較低,表面的活動也較溫和。自轉緩慢的恒星活動程度傾向于周期性的變化,并且可能在周期中暫時停止活動。像是蒙德極小期的例子,太陽有大約70年的時間幾乎完全沒有黑子活動。

            

          質量


           
          恒星的搖籃
          恒星的搖籃
            船底座η是已知質量最大的恒星之一,約為太陽的100–150倍,所以其壽命很短,最多祇有數百萬年。依據對圓拱星團(Arches cluster)的研究,認為在現在的宇宙應該有質量是太陽150倍的大質量恒星存在,但在實際上卻未能尋獲。雖然這個極限的原因仍不清楚,但愛丁頓光度給了部分答案,因為它定義了恒星在不拋出外層大氣層下所能發射至空間的最大光度。

            在大爆炸后最早誕生的那一批恒星質量必然很大,或許能達到太陽的300倍甚至更大,由于在它們的成分中完全沒有比鋰更重的元素,這一代超大質量的恒星應該已經滅絕,第三星族星目前只存在于理論中。

            劍魚座 AB A的伴星劍魚座 AB C,質量只有木星的93倍,是已知質量最小,但核心仍能進行核聚變的恒星。金屬量與太陽相似的恒星,理論上仍能進行核聚變反應的最低質量估計質量大約是木星質量的75倍。當金屬量很低時,依目前對最暗淡恒星的研究,發現尺寸最小的恒星質量似乎只有太陽的8.3%,或是木星質量的87倍。再小的恒星就是介乎于恒星與氣體巨星之間的灰色地帶,沒有明確定義的棕矮星

            結合恒星的半徑和質量可以確定恒星表面的引力,巨星表面的引力比主序星低了許多,而相較于簡并下的狀態,像是白矮星,表面引力則更為強大。表面引力也會影響恒星的光譜,越高的引力所造成吸收譜線的變寬越明顯。

            2010年英國謝菲爾德大學科學家發現了迄今質量最大的恒星,它在形成初期質量或可達太陽質量的320倍,亮度接近太陽的1000萬倍,表面溫度超過4萬攝氏度

            

          自轉


            恒星的自轉可以透過分光鏡概略的測量,或是追蹤星斑確實的測量。年輕恒星會有很高的自轉速度,在赤道可以超過100 公里/秒。例如,B型的水委一在自轉的赤道速度就高達225 公里/秒甚至更高,使得赤道半徑比極赤道大了50%.這樣的速度僅比讓水委一分裂的臨界速度300 公里/秒低了一些。相較之下,太陽以25 – 35天的周期自轉一圈,在赤道的自轉速度只有1.994 公里/秒。恒星的磁場和恒星風對主序帶上恒星的自轉速率的減緩,在演變有著重要的影響。

            簡并恒星壓縮成非常致密的物質,同時造成高速的自轉。但是相較于它們在低自轉速速的狀態由于角動量守恒,-一個轉動的物體會以增加自轉的速率來補償尺寸上的縮減,而絕大部分消散的角動量是經向外吹拂恒星風帶走的。無論如何,波霎的自轉是非常快速的,例如在蟹狀星云核心的波霎,自轉速率為每秒30轉。波霎的自轉速率會因為輻射發射而減緩。

            

          溫度


            在主序帶上恒星的表面溫度取決于核心能量生成的速率和恒星的半徑,并且可以使用色指數來估計。它通常被作為有效溫度,也就是被理想化的黑體在表面輻射出的能量使單位表面積有著相同的光度時所對應的溫度。然而要注意的是有效溫度只是一個代表的數值,因為實際上恒星的溫度從核心表至面是有隨著距離增加而減少的梯度,在核心區域的溫度通常都是數百萬度K.

            恒星的溫度可以確定不同元素被電離或被活化的比率,結果呈現在光譜吸收線的特征。恒星的表面溫度,與他的目視絕對星等和吸收特點,被用來作為恒星分類的依據。

            大質量的主序星表面溫度可以高達50,000 K,像太陽這種較小的恒星表面溫度就只有幾千度。相對來說,紅巨星的表面只有3,600 K的低溫,但是因為巨大的表面積而有高亮度。

            

          距離


            離地球最近的恒星是太陽。其次是處于半人馬座比鄰星,它發出的光到達地球需要4.22年。

            恒星的星等相差很大,這里面固然有恒星本身發光強弱的原因,但是離開我們距離的遠近也起著顯著的作用。測定恒星距離最基本的方法是三角視差法,此法主要用于測量較近的恒星距離,過程如下,先測得地球軌道半長徑在恒星處的張角(叫作周年視差),再經過簡單的運算,即可求出恒星的距離。這是測定距離最直接的方法。在十六世紀哥白尼公布了他的日心說以后,許多天文學家試圖測定恒星的距離,但都由于它們的數值很小以及當時的觀測精度不高而沒有成功。直到十九世紀三十年代后半期,才取得成功。

            然而對大多數恒星說來,這個張角太小,無法測準。所以測定恒星距離常使用一些間接的方法,如分光視差法、星團視差法、統計視差法以及由造父變星的周光關系確定視差,等等。這些間接的方法都是以三角視差法為基礎的。 自二十世紀二十年代以后,許多天文學家開展這方面的工作,到二十世紀九十年代初,已有8000多顆恒星的距離被用照相方法測定。在二十世紀九十年代中期,依靠“依巴谷”衛星進行的空間天體測量獲得成功,在大約三年的時間里,以非常高的準確度測定了10萬顆恒星的距離。

            恒星的距離,若用千米表示,數字實在太大,為使用方便,通常采用光年作為單位。1光年是光在一年中通過的距離。真空中的光速是每秒30萬千米,乘一年的秒數,得到1光年約等于9.46萬億公里。

            

          星等


            恒星的亮度常用星等來表示。恒星越亮,星等越小。在地球上測出的星等叫視星等;歸算到離地球32.6光年處時的星等叫絕對星等。使用對不同波段敏感的檢測元件所測得的同一恒星的星等,一般是不相等的。目前最通用的星等系統之一是U(紫外)B(藍)、V(黃)三色系統。B和V分別接近照相星等和目視星等。二者之差就是常用的色指數。太陽的V=-26.74等,絕對目視星等M=+4.83等,色指數B-V=0.63,U-B=0.12.由色指數可以確定色溫度。

            

          溫度


            恒星表面的溫度一般用有效溫度來表示,它等于有相同直徑、相同總輻射的絕對黑體的溫度。恒星的光譜能量分布與有效溫度有關,由此可以定出O、B、A、F、G、K、M等光譜型(也可以叫作溫度型)溫度相同的恒星,體積越大,總輻射流量(即光度)越大,絕對星等越小。恒星的光度級可以分為Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ,依次稱為:Ⅰ超巨星、Ⅱ亮巨星、Ⅲ正常巨星、Ⅳ亞巨星、Ⅴ矮星、Ⅵ亞矮星、Ⅶ白矮星。太陽的類型是G2V(黃色的矮星),是顆大小與溫度都很普通的恒星。太陽被作為恒星的典型樣本,并非因為它很特別,只因它是離我們最近的恒星,且其它恒星的許多特征都能以太陽作為一個單位來加之比較。太陽的有效溫度約5,770K.A0V型星的色指數平均為零,溫度約10,000K。恒星的表面有效溫度由早O型的幾萬度到晚M型的幾千度,差別很大。

            

          光譜分類


           
          恒星的顏色
          恒星的顏色
            恒星分類是依據光譜和光度進行的二元分類。在通俗的簡化的分類中,前者可由恒星的顏色區分,后者則大致分為“巨星”和“矮星”,比如太陽是一顆“黃矮星”,常見的名稱還有“藍巨星”和“紅巨星”等。

            根據維恩定律,恒星的顏色與溫度有直接的關系。所以天文學家可以由恒星的光譜得知恒星的性質。

            故此,天文學家自19世紀便開始根據恒星光譜的吸收線,以光譜類型將恒星分類。天體物理學就是由此發展起來的。

            依據恒星光譜,恒星從溫度最高的O型,到溫度低到分子可以存在于恒星大氣層中的M型,可以分成好幾種類型。而最主要的型態,可利用“Oh,Be A Fine Girl, Kiss Me”(也有將“girl”改為“guy”)這句英文來記憶(還有許多其它形式的口訣記憶),各種罕見的光譜也有各特殊的分類,其中比較常見的是L和T,適用于比M型溫度更低和質量更小的恒星和棕矮星。每個類型由高溫至低溫依序以數字0到9來標示,再細分10個小類。此分類法與溫度高低相當符合,但是還沒有恒星被分類到溫度最高的O0和O1.

            光譜類型 表面溫度 顏色

            O 30,000 - 60,000 K 藍

            B 10,000 - 30,000 K 藍白

            A 7,500 - 10,000 K 白

            F 6,000 - 7,500 K 黃白

            G 5,000 - 6,000 K 黃(太陽屬于此類型)

            K 3,500 - 5,000 K 橙黃

            M 2,000 - 3,500 K 紅

            另一方面,恒星還有加上“光度效應”,對應于恒星大小的二維分類法,從0(超巨星)經由III(巨星)到V(矮星)和VII(白矮星)。大多數恒星皆以燃燒氫的普通恒星,也就是主序星。當以光譜對應絕對星等繪制赫羅圖時,這些恒星都分布在對角在線很窄的范圍內。


            

          大小


            恒星的真直徑可以根據恒星的視直徑(角直徑)和距離計算出來。常用的干涉儀或月掩星方法可以測出小到0.01的恒星的角直徑,更小的恒星不容易測準,加上測量距離的誤差,所以恒星的真直徑可靠的不多。根據食雙星兼分光雙星的軌道資料,也可得出某些恒星直徑。對有些恒星,也可根據絕對星等和有效溫度來推算其真直徑。用各種方法求出的不同恒星的直徑,有的小到幾公里量級,有的大到10公里以上。 恒星的大小相差也很大 , 有的是巨人 , 有的是侏儒。地球的直徑約為 13000 千米 , 太陽的直徑是地球的 109 倍。巨星是恒星世界中個頭最大的 , 它們的直徑要比太陽大幾十到幾百倍。超巨星就更大了 , 紅超巨星心宿二 ( 即天揭座α ) 的直徑是太陽的 600 倍;紅超巨星參宿四 ( 即獵戶座α ) 的直徑是太陽的 900倍 , 假如它處在太陽的位置上 , 那么它的大小幾乎能把木星也包進去。它們還不算最大的 , 仙王座 VV 是一對雙星 , 它的主星 A 的直徑是太陽的 1600 倍;HR237 直徑為太陽的 1800倍。還有一顆叫做柱一的雙星 , 其伴星比主星還大 , 直徑是太陽的 2000-3000 倍。這些巨星和超巨星都是恒星世界中的巨人。

            看完了恒星世界中的巨人,我們再來看看它們當中的侏儒。在恒星世界當中,太陽的大小屬中等,比太陽小的恒星也有很多,其中最突出的要數白矮星和中子星了。白矮星的直徑只有幾千千米,和地球差不多,中子星就更小了,它們的直徑只有 20 千米左右,白矮星和中子星都是恒星世界中的侏儒。我們知道,一個球體的體積與半徑的立方成正比。如果拿體積來比較的話,上面提到的柱一就要比太陽大九十多億倍,而中子星就要比太陽小幾百萬億倍。由此可見, 巨人與侏儒的差別有多么懸殊。

            

          數量


            根據目前推斷,銀河系大約有4000億顆恒星,正負誤差為50%,因此,銀河系的恒星數為2000億~6000億顆。宇宙中有1000億~2000億個像銀河系這樣的星系。如果銀河系的恒星數量以最低的2000億顆計算,由此推算出的宇宙中的恒星數量為2×1022~4×1022顆,即20萬億億~40萬億億顆。

            

          化學組成


            與在地面實驗室進行光譜分析一樣,我們對恒星的光譜也可以進行分析,借以確定恒星大氣中形成各種譜線的元素的含量,當然情況要比地面上一般光譜分析復雜得多。多年來的實測結果表明,正常恒星大氣的化學組成與太陽大氣差不多。按質量計算,氫最多,氦次之,其余按含量依次大致是等。但也有一部分恒星大氣的化學組成與太陽大氣不同,例如沃爾夫-拉葉星,就有含碳豐富和含氮豐富之分(即有碳序和氮序之分)在金屬線星和A型特殊星中,若干金屬元素超鈾元素的譜線顯得特別強。但是,這能否歸結為某些元素含量較多,還是一個問題。

            理論分析表明,在演化過程中,恒星內部的化學組成會隨著熱核反應過程的改變而逐漸改變,重元素的含量會越來越多,然而恒星大氣中的化學組成一般卻是變化較小的。

            

          物理特性


           
           
          恒星的一生
          恒星的一生
            觀測發現,有些恒星的光度、光譜和磁場等物理特性都隨時間的推移發生周期的、半規則的或無規則的變化。這種恒星叫作變星。變星分為兩大類:一類是由于幾個天體間的幾何位置發生變化或恒星自身的幾何形狀特殊等原因而造成的幾何變星;一類是由于恒星自身內部的物理過程而造成的物理變星。

            幾何變星中,最為人們熟悉的是兩個恒星互相繞轉(有時還有氣環氣盤參與)因而發生變光現象的食變星(即食雙星)。根據光強度隨時間改變的“光變曲線”,可將它們分為大陵五型、天琴座β(漸臺二)型和大熊座W型三種幾何變星中還包括橢球變星(因自身為橢球形,亮度的變化是由于自轉時觀測者所見發光面積的變化而造成的)、星云變星(位于星云之中或之后的一些恒星,因星云移動,吸光率改變而形成亮度變化)等。可用傾斜轉子模型解釋的磁變星,也應歸入幾何變星之列。

            物理變星,按變光的物理機制,主要分為脈動變星和爆發變星兩類。脈動變星的變光原因是:恒星在經過漫長的主星序階段以后(見赫羅圖),自身的大氣層發生周期性的或非周期性的膨脹和收縮,從而引起脈動性的光度變化。理論計算表明脈動周期與恒星密度的平方根成反比。因此那些重復周期為幾百乃至幾千天的晚型不規則變星、半規則變星和長周期變星都是體積巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星周期約在1~50天之間的經典造父變星和周期約在,0.05~1.5天之間的天琴座RR型變星(又叫星團變星),是兩種最重要的脈動變星。觀測表明,前者的絕對星等隨周期增長而變小(這是與密度和周期的關系相適應的),因而可以通過精確測定它們的變光周期來推求它們自身以及它們所在的恒星集團的距離,所以造父變星又有宇宙中的“燈塔”或“量天尺”之稱。天琴座RR型變星也有量天尺的作用。

            還有一些周期短于0.3天的脈動變星 (包括‘“ class=link>盾牌座型變星、船帆座AI型變星和型變星’” class=link>仙王座型變星等),它們的大氣分成若干層,各層都以不同的周期和形式進行脈動,因而,其光度變化規律是幾種周期變化的迭合,光變曲線的形狀變化很大,光變同視向速度曲線的關系也有差異。盾牌座δ型變星和船帆座AI型變星可能是質量較小、密度較大的恒星,仙王座β型變星屬于高溫巨星或亞巨星一類。

            爆發變星按爆發規模可分為超新星、新星、矮新星、類新星耀星等幾類。超新星的亮度會在很短期間內增大數億倍,然后在數月到一、二年內變得非常暗弱。目前多數人認為這是恒星演化到晚期的現象。超新星的外部殼層以每秒鐘數千乃至上萬公里的速度向外膨脹,形成一個逐漸擴大而稀薄的星云;內部則因極度壓縮而形成密度非常大的中子星之類的天體。最著名的銀河超新星是中國宋代(公元1054年)在金牛座發現的“天關客星”.現在可在該處看到著名的蟹狀星云,其中心有一顆周期約33毫秒的脈沖星。一般認為,脈沖星就是快速自轉的中子星。

            新星在可見光波段的光度在幾天內會突然增強大約9個星等或更多,然后在若干年內逐漸恢復原狀。1975年8 月在天鵝座發現的新星是迄今已知的光變幅度最大的一顆。光譜觀測表明,新星的氣殼以每秒500~2,000公里的速度向外膨脹。一般認為,新星爆發只是殼層的爆發,質量損失僅占總質量的千分之一左右,因此不足以使恒星發生質變。有些爆發變星會再次作相當規模的爆發,稱為再發新星。

            矮新星和類新星變星的光度變化情況與新星類似,但變幅僅為2~6個星等,發亮周期也短得多。它們多是雙星中的子星之一,因而不少人的看法傾向于,這一類變星的爆發是由雙星中某種物質的吸積過程引起的。

            耀星是一些光度在數秒到數分鐘間突然增亮而又很快回復原狀的一些很不規則的快變星。它們被認為是一些低溫的主序前星。

            還有一種北冕座 R型變星,它們的光度與新星相反,會很快地突然變暗幾個星等,然后慢慢上升到原來的亮度。觀測表明,它們是一些含碳量豐富的恒星。大氣中的碳塵埃粒子突然大量增加,致使它們的光度突然變暗,因而也有人把它們叫作碳爆變星

            隨著觀測技術的發展和觀測波段的擴大,還發現了射電波段有變化的射電變星和X射線輻射流量變化的X射線變星等。

            

          結構


            根據實際觀測和光譜分析,我們可以了解恒星大氣的基本結構。一般認為在一部分恒星中,最外層有一個類似日冕狀的高溫低密度星冕。它常常與星風有關。有的恒星已在星冕內發現有產生某些發射線的色球層,其內層大氣吸收更內層高溫氣體的連續輻射而形成吸收線。人們有時把這層大氣叫作反變層,而把發射連續譜的高溫層叫作光球。其實,形成恒星光輻射的過程說明,光球這一層相當厚,其中各個分層均有發射和吸收。光球與反變層不能截然分開。太陽型恒星的光球內,有一個平均約十分之一半徑或更厚的對流層。在上主星序恒星和下主星序恒星的內部,對流層的位置很不相同。能量傳輸在光球層內以輻射為主,在對流層內則以對流為主。
          剖面圖
          剖面圖

            對于光球和對流層,我們常常利用根據實際測得的物理特性和化學組成建立起來的模型進行較詳細的研究。我們可以從流體靜力學平衡和熱力學平衡的基本假設出發,建立起若干關系式,用以求解星體不同區域的壓力、溫度、密度、不透明度、產能率和化學組成等。在恒星的中心,溫度可以高達數百萬度乃至數億度,具體情況視恒星的基本參量和演化階段而定。在那里,進行著不同的產能反應。一般認為恒星是由星云凝縮而成,主星序以前的恒星因溫度不夠高,不能發生熱核反應,只能靠引力收縮來產能。進入主星序之后,中心溫度高達700萬度以上,開始發生氫聚變成氦的熱核反應。這個過程很長,是恒星生命中最長的階段。氫燃燒完畢后,恒星內部收縮,外部膨脹,演變成表面溫度低而體積龐大的紅巨星,并有可能發生脈動。那些內部溫度上升到近億度的恒星,開始發生氦碳循環。在這些演化過程中,恒星的溫度和光度按一定規律變化,從而在赫羅圖上形成一定的徑跡。最后,一部分恒星發生超新星爆炸,氣殼飛走,核心壓縮成中子星一類的致密星而趨于“死亡”(見恒星的形成和演化)。

            

          運動


            世間萬物無不都在運動,恒星雖然看似在天空中恒定不動,其實它也有自己的運動。由于不同恒星運動的速度和方向不一樣,它們在天空中相互之間的相對位置會發生變化,這種變化稱為恒星的自行。全天恒星之中,包括那些肉眼看不見的很暗的恒星在內,自行最快的是巴納德星,達到每年10.31角秒(1角秒是圓周上1度的3600分之一)。一般的恒星,自行要小得多,絕大多數小于1角秒。

            恒星自行的大小并不能反映恒星真是運動速度的大小。同樣的運動速度,距離遠就看上去很,而距離近則看上去很快。因為巴納德星離開我們很近,不到6光年,所以真實的運動速度不過88 km/s.

            恒星的自行只反映了恒星在垂直于我們視線方向的運動,稱為切向速度。恒星在沿我們視線方向也在運動,這一運動速度稱為視向速度。巴納德星的視向速度是 - 108 km/s (負的視向速度表示向我們接近,而正的視向速度表示離我們而去)。恒星在空間的有的速度,應是切向速度和視向速度的合成速度,對于巴納德星,它的速度為139 km/s.

            上述恒星的空間運動,由三個部分組成。第一是恒星繞銀河系中心的圓周運動,這是銀河系自轉的反映。第二是太陽參與銀河系自轉運動的反映。在扣除這兩種運動的反映之后,才真正是恒星本身的運動,稱為恒星的本動。

            

          空間分布


           
          浩瀚星空
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            除了單獨的恒星之外,聯星系統可以是兩顆或更多的恒星受到重力的約束而在軌道上互繞著,最普通的聯星系統就是聯星,但是三顆或更多恒星的系統也有被發現。而因為軌道要穩定的緣故,這些聯星系統經常會形成階級制度的共軌聯星。也存在著更大的、被稱為星團的集團:范圍從只有幾顆恒星的星協,到最龐大的擁有數十萬顆恒星,稱為球狀星團的集團。

            聯星系統是長期處在特定重力場約束下的恒星集團,通常都由巨大的O和B型恒星組成,而且80%的恒星是聯星系統是多星系統。但星單獨恒星的部分因為更小的天體被發現而有所增加,僅有25%的紅矮星被發現有伴星。因為85%的恒星是紅矮星,所以在銀河系內多數的恒星都是單獨的。

            恒星在宇宙中的分布是不均勻的,并且通常都是與星際間的氣體、塵埃一起存在于星系中。一個典型的星系擁有數千億顆的恒星,而再可觀測的宇宙中星系的數量也超過一千億個(1011)。過去相信恒星只存在余星系之中,但在星系際的空間中也已經發現恒星。天文學家估計宇宙至少有700(7×1022)顆恒星。

            除了太陽之外,最靠近地球的恒星是半人馬座的比鄰星,距離是39.9兆(1012)公里,或4.2光年。光線從半人馬座的比鄰星要4.2年才能抵達地球。在軌道上繞行地球的航天飛機速度約為8公里/秒(時速約30,000公里),需要150,000年才能抵達那兒。像這樣的距離,包括鄰近太陽系的地區,在星系盤中是很典型的。在星系的中心和球狀星團內,恒星的距離會更為接近,而在星暈中的距離則會更遙遠。

            由于相對于星系的中心,恒星的距離是非常開闊的,因此恒星的相互碰撞是非常罕見的。但是在球狀星團或星系的中心,恒星碰撞則很平常。這樣的碰撞會形成藍掉隊星,這些異常的恒星比在同一星團中光度相同的主序帶恒星有著更高的表面溫度。

            恒星間距離非常遙遠,天文學上一般用光年來量度恒星間的距離。而距離的測定則可以通過周年視差法星團視差法力學視差法造父變星法等進行測量。

            

          命名


            

          東方


           
          星座圖
          星座圖
            每一顆恒星都要給它取一個名字,才能夠便于研究和識別。中國在戰國時代起已命名肉眼能辨別到的恒星或是以它所在星官命名,如天關星、北河二等;或是根椐傳說命名,例如織女星(織女一)、牛郎星(河鼓二)、老人星等;或根據二十八宿排列順序命名,例如心宿二等,構成一個不太嚴謹的獨立體系。

            

          西方


            西方方面,1603年德國業余天文學家拜耳建議將每個星座中的恒星按照從亮到暗的順序,以該星座的名稱加上一個希臘字母順序表示。例如獵戶座α(參宿四)、獵戶座β(參宿七)(但事實上獵戶座β比獵戶座α還要亮)。如果某個星座的恒星數目超過24個希臘字母,則接續采用小寫的拉丁字母(a, b, c…),仍不足再使用大寫拉丁字母(A, B, C…)。
          星座圖
          星座圖

            

            英國首任的天文臺長佛蘭斯蒂德創立了數字命名法,將星座內肉眼可見的恒星由西向東、由北向南依序編號。
           
           
           
           
           
           
           

          觀測


            哈勃望遠鏡拍攝的天狼星及其伴星照片人類對恒星的觀測歷史悠久。古埃及以天狼星在東方地平線的出現,預示尼羅河泛濫的日子。中國商朝就設立專門官員觀測大火在東方的出現,確定歲首的時刻,與作物播種與收割并列在卜辭中。而中國明朝的航海家們則利用航海九星來判斷方向。美國的阿波羅11號飛船設有光學定位儀,利用恒星來確定位置。

            對恒星體積的測量可以通過干涉法和月掩星法測得恒星的角直徑,從而求得體積。

            恒星的質量可用開普勒第三定律或恒星光度與質量之間的關系進行測量。

            

          目前已知恒星亮度


            NO 名稱 英文星名 所屬星座 視星等 距離(光年

            太陽 Sun -26.72

            1 天狼星 Sirius 大犬座 -1.46 8.6

            2 老人星 Canopus 船底座 -0.72 80

            3 南門二 Rigel Kentaurus 半人馬座 -0.30 4.3

            4 大角星 Arcturus 牧夫座 -0.04 30

            5 織女星 Vega 天琴座 0.03 25

            6 五車二 Capella 御夫座 0.08 40

            7 參宿七 Rigel 獵戶座 0.12 700

            8 南河三 Procyon 小犬座 0.38 11

            9 水委一 Achernar 波江座 0.46 80

            10 參宿四 Betelgeuse 獵戶座 0.50 500

            11 馬腹一 Hadar 半人馬座 0.61 330

            12 牛郎星 Altair 天鷹座 0.77 16

            13 十字架二 Acrux 南十字座 0.80 450

            14 畢宿五 Aldebaran 金牛座 0.85 60

            15心宿二 Antares 天蝎座 0.96 500

            16 角宿一 Spica 室女座 0.97 350

            17 北河三 Pollux 雙子座 1.14 35

            18 北落師門 Fomalhaut 南魚座 1.16 22

            19 天津四 Deneb 天鵝座 1.25 1800

            20 十字架三 Mimosa 南十字座 1.25 500

            21 軒轅十四 Regulus 獅子座 1.35 70

            22 弧矢七 Adhara 大犬座 1.50 600

            23 北河二 Castor 雙子座 1.58 50

            24 十字架一 Gacrux 南十字座 1.63 80

            25 尾宿八 Shaula 天蝎座 1.63 300

            26 參宿五 Bellatrix 獵戶座 1.64 400

            27 五車五 Elnath 金牛座 1.65 130

            28 南船五 Miaplacidus 船底座 1.68 50

            29 參宿二 Alnilam 獵戶座 1.70 1300

            30 鶴一 Al Nair 天鶴座 1.74 70

            31 玉衡 Alioth 大熊座 1.77 60

            32 天樞 Dubhe 大熊座 1.79 70

            33 天船三 Mirfak 英仙座 1.80 500

            34 天社一 Regor 船帆座 1.82 1000

            35 箕宿三 Kaus Australis 人馬座 1.85 120

            36 弧矢一 Wezen 大犬座 1.86 2800

            37 海石一 Avior 船底座 1.86 80

            38 搖光 Alkaid 大熊座 1.86 150

            39 尾宿五 Sargas 天蝎座 1.87 200

            40 五車三 Menkalinan 御夫座 1.90 60

            41 三角形三 Atria 南三角座 1.92 100

            42 井宿三 Alhena 雙子座 1.93 80

            43 孔雀十一 Peacock 孔雀座 1.94 300

            44 軍市一 Mirzam 大犬座 1.98 700

            45 星宿一 Alphard 長蛇座 1.98 110

            46 婁宿三 Hamal 白羊座 2.00 70

            47 北極星 Polaris 小熊座 2.02 400

            48 斗宿四 Nunki 人馬座 2.02 200

            49 土司空 Diphda 鯨魚座 2.04 60

            50 參宿一 Alnitak 獵戶座 2.05 1300

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