恒星

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恒星是擁有巨大且緻密的電漿體，是在宇宙中靠核聚變產生能量而自身能發熱發光的星體。最接近地球的恒星就是太陽。過去天文學家以為恒星的位置是永恆不變的，以此為名。但事實上恒星也會按照一定的軌跡，圍繞著其所屬的星系的中心而公轉。不像行星，所有的光都是反射的，恆星因為是一個熱源，能自己發光。從科學的角度來看，恆星可以定義為：經由重力與流體靜力的平衡趨向球體的電漿體，經由核變的過程產生自己的能量。恆星天文學是研究恆星的科學。

恒星是星系中最基本的成員。除太陽外，已知最接近地球的恒星是半人馬座的比鄰星．它有40萬億公里遠（4.2光年）。天文學家推斷在已知的宇宙當中約有7×10²²顆（70 000 000 000 000 000 000 000）恒星。

個別的恆星因為總質量的不同而在它們的結構和壽命上有所不同，總質量決定恆星的演化路線與最終的結局。在赫羅圖顯示恆星溫度和絕對星等之間的關係，可測量恆星的壽命（年齡）和演化的階段。一開始，恆星主要由氫組成，還有一些氦和微量，但仍能在恆星內測量到微跡金屬。隨著恆星演化進展的過程，一部分的氫經由核聚變的過程被轉變成更重的元素，部份氣體再回到星際空間的環境中，在行星際空間組成新一代含有更多富金屬的恆星。

恆星並非平均分佈在星系之中，多數恆星會彼此受引力影響而形成聚星，如雙星、三合星、甚至形成星團等由數至數百萬計的恆星組成的恆星集團。當兩顆雙星的軌道非常接近時，其引力作用或會對它們的演化產生重大的影響，例如一顆白矮星從它的伴星獲得吸積盤氣體成為新星。

目录 1 結構 2 恆星的年齡和大小 3 核融合反應路徑 4 恆星的誕生與演化 4.1 小質量恆星（小於0.4倍太陽質量） 4.2 質量與太陽相當的恆星（0.4～4倍太陽質量） 4.3 大質量恆星（大於4倍太陽質量） 5 空間分佈 6 命名 6.1 中國 6.2 西方 7 分類 8 人類對恒星的觀測和利用 9 相關條目 10 參考資料

[编辑] 結構

絕大部分恒星由高溫等離子體（電漿）構成。等離子體的輻射壓力和重力收縮相平衡，構成穩定的狀態。

[编辑] 恆星的年齡和大小

有關於恆星的一切幾乎都取決於它最初的總質量，包括其的密度和結局，以及其本質和特徵，例如演化、光度和大小。恆星的尺度從非常小（不大於一個城市的中子星，密度卻十分驚人）到像獵戶座的參宿四（直徑是太陽100倍）的超巨星，但參宿四密度遠比太陽低。許多恆星的年齡在10億到100億年之間，甚至有137億年之遙，與目前觀測所得宇宙年齡相近的（參見 大霹靂理論、恆星演化）。

質量越大的恆星壽命越短，主要是因為質量越大，內部核心的壓力也就越高，因此每秒鐘必消耗更多氫「燃料」，氫消耗得十分快速，質量最巨大的恆星約一百萬年就耗盡自身全部氫。然而質量最少的恆星（紅矮星），氫的消耗卻十分緩慢，至少可維持數百億年之久。我們對恆星的瞭解大多數來自理論的模型和模擬，而這些理論只是建立在恆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恆星是參宿四，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吋的虎克望遠鏡完成（約450個太陽直徑）。

船底座η是已知質量最大的恆星之一，約為太陽的100–150倍，所以其壽命很短，最多祇有數百萬年。依據位於馬裡蘭州巴爾的摩太空望遠鏡科學學院的天文學家唐納德․婓格最近的研究，認為在現今宇宙中恆星質量上限是太陽的150倍。這是它使用太空望遠鏡研究接近銀河中心，由年輕的大質量恆星聚集而成的圓拱星團（Arches cluster）中數千顆恆星後，發現在統計學上應該有幾顆如此大質量的恆星存在，但在實際上卻未能尋獲，由此所獲得的結論。雖然愛丁頓極限給了部份答案，但過去對這極限值並不很瞭解。在大霹靂後最早誕生的那一批恆星質量必然很大，或許能達到太陽的300倍，由於在它們的成分中完全沒有比鋰更重的元素，這一代超重質量的恆星應該已經滅絕，然而在現今理論中它們是存在的。

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，但核心仍能進行核融合的恆星，再小的恆星就是介乎於恆星與氣體巨星之間的灰色地帶，沒有明確定義的棕矮星。而理論上估計質量最小的恆星，質量大約是木星質量的75倍。

[编辑] 核融合反應路徑

在恆星的核心，依據恆星的質量和組成，能進行各種不同的核融合反應，這是恆星核合成這門學科研究的領域。

起初，恆星絕大部分都是氫和23-28%氦，以及少量較重的元素。在太陽的核心，溫度是10⁷ K，氫以質子-質子鏈反應融合成氦：

4¹H → 2²H＋2e⁺＋2ν_e（4.0 MeV＋1.0 MeV）

2¹H＋2²H → 2³He＋2γ（5.5 MeV）:2³He → ⁴He＋2¹H (12.9 MeV)

總結這些反應的最後結果是：

4¹H → ⁴He＋2e⁺＋2γ＋2ν_e (26.7 MeV)

質量更大的恆星，氫可以在經由觸媒的參與，進行碳氮氧循環一系列反應之後成為氦。

對核心溫度在10⁸ K和質量介於0.5至10太陽質量的恆星，氦可以經由3氦反應轉變成碳：

⁴He＋⁴He＋92 keV → ^8*Be

⁴He＋^8*Be＋67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C＋γ＋7.4 MeV

總反應的結果是：

3⁴He → ¹²C＋γ＋7.2 MeV

[编辑] 恆星的誕生與演化

主条目：恆星演化論

天文學家相信恆星由分子雲內誕生，當分子雲受到外來幹擾，例如附近有星系誕生或超新星爆炸所做成的衝擊，令分子雲某些區域被壓縮，形成密度較高的區域，在引力作用下，這些密度較高的區域開始收縮。

隨著這些區域慢慢收縮，最終會形成一個球體，稱為原恆星，其外圍會被由塵埃和氣體所形成的吸積盤所包圍。

原恆星並不是恆星，因為其核心溫度並不足以產生核聚變。如果原恆星的質量足夠大，其核心溫度會慢慢增高，最後引發核聚變產生能量，發出的熱力會將外圍的氣體驅散，這時一顆新的恆星便誕生了，並進入主序星的階段。

從主序星階段開始，恆星核心的溫度與壓力足夠產生氫聚變，不斷將氫合成氦產生能量。核聚變所產生的輻射壓力平衡了自身引力，這時恆星進入穩定狀態，恆星的一生有90%的時間在這個狀態下度過。

恆星的質量越大，燃料的消耗越快，故恆星壽命就越短。

[编辑] 小質量恆星（小於0.4倍太陽質量）

質量非常小的恆星（稱紅矮星），如半人馬座比鄰星，其「燃料」會消耗得很慢，壽命可維持二三千億年。它們終其一生只會慢慢收縮並經由恆星風使外層的氣體慢慢的逃逸至太空中，溫度慢慢下降成為持續冷卻及變暗成為黑矮星。

[编辑] 質量與太陽相當的恆星（0.4～4倍太陽質量）

大部分恆星，當核心的氫燃料耗盡之後，核心會積聚核聚變留下的氦，能量產生的速度放慢至不足抗衡引力，氦核開始收縮並釋放熱能，使核心繼續加溫。當核心溫度足夠高候，鄰近核心的氫外殼會被燃燒，產生氫核聚變，令外殼膨脹。同時隨著外殼膨脹，外殼因表面面積增加而冷卻，成為核心溫度高，表面非常巨大但溫度低的紅巨星。太陽在50億年後也會膨脹成為一顆紅巨星。

質量較大的恆星，核心的溫度更可把氦點燃，以氦聚變合成更重的元素（如氧、碳）。這些核聚變過程並不穩定，令恆星產生脈動，收縮膨脹所吹出的恆星風，逐漸將外殼拋開，又或者核心的溫度無法再合成更重的元素，成為行星狀星雲。

失去外殼的核心裸露出來，溫度雖然很高但因體積小使得光度暗淡，成為白矮星。白矮星不再進行核聚變反應後，只能依靠原子核的電子簡併壓力與重力保持平衡，但能量（熱能）能持續散逸至太空中，最終將冷卻及變暗而成為黑矮星。

[编辑] 大質量恆星（大於4倍太陽質量）

質量較大的恆星，在氫燃料耗盡之後，其高溫度不但能將氦聚變成碳，更能把生成的碳轉化為氧，甚至足以將碳合成更重的元素例如矽，至合成鐵。由於核心產生高熱，恆星的外殼會膨脹得比紅巨星更大，成為超紅巨星。

當鐵被合成後，恆星便無法將鐵合成至更重的元素來產生能量，因為這個過程是需要消耗比以前更大的能量，卻由於沒有能量產生，核心將會因引力塌縮，密度亦越來越高，一旦超越電子簡併壓力，核心的質子與電子在巨大壓力下結合成中子，造成核心塌縮。這突然發生的塌陷產生的激震波，使恆星其餘的部份劇烈爆炸成為超新星。

核心外圍的物質受到衝擊波的撞擊，將恆星的外殼於短時間內毀滅，這瞬間，比鐵更重的元素能在此時合成，爆炸所產生的光度有時比整個星系所有恆星光度的總和更亮。

超新星爆炸後，恆星可有兩種不同的結局：

爆炸後殘餘的核心，假如其質量小於太陽質量的三倍，中子簡併壓力便能抗衡恆星的收縮，形成穩定的中子星。

但當殘餘核心的質量大於太陽質量的三倍，中子簡併壓力也無法抗衡恆星的收縮，並且再沒有任何力量可以阻止恆星的引力塌縮，形成黑洞。

當恒星質量大於太陽10倍以上，理論上認為由於輻射壓抵制自身對物質的吸積，而很難形成。但是這樣的恒星的確存在，並被觀測到。關於它們的形成，大致有兩種理論^[1] ：

• 小質量的恒星經碰撞融合
• 與其他恒星一樣，經過引力塌縮和物質吸積逐漸形成。這個理論被觀測結果所支持^[2]。

[编辑] 空間分佈

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。

[编辑] 命名

主条目：恆星命名

[编辑] 中國

每一顆恒星都要給它取一個名字，才能夠便於研究和識別。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；或是根據傳說命名，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。

[编辑] 西方

西方方面，1603年德國業餘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，則接續採用小寫的拉丁字母（a, b, c...），仍不足再使用大寫拉丁字母（A, B, C...）。

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恆星由西向東、由北向南依序編號。

[编辑] 分類

主条目：恆星光譜分類

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，後者則大致分為“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。

根據威恩定律，恆星的顏色與溫度有直接的關係。所以天文學家可以由恆星的光譜得知恆星的性質。

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

依據恆星光譜，恆星從溫度最高的O型，到溫度低到分子可以存在於恆星大氣層中的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，適用於比M型溫度更低和質量更小的恆星和棕矮星。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，但是還沒有恆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	藍色
B	10,000 - 30,000 K	藍白色
A	7,500 - 10,000 K	白色
F	6,000 - 7,500 K	黃白色
G	5,000 - 6,000 K	黃色（太陽屬於此類型）
K	3,500 - 5,000 K	橙黃色
M	2,000 - 3,500 K	紅色

另一方面，恆星還有加上「光度效應」，對應於恆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）。大多數恆星皆以燃燒氫的普通恆星，也就是主序星。當以光譜對應絕對星等繪製赫羅圖時，這些恆星都分佈在對角線上很窄的範圍內。

太陽的類型是G2V（黃色的矮星），是顆大小與溫度都很普通的恆星。太陽被作為恆星的典型樣本，並非因為它很特別，只因它是離我們最近的恆星，且其它恆星的許多特徵都能乙太陽作為一個單位來加之比較。

太陽質量：	千克
太陽光度：	瓦

[编辑] 人類對恒星的觀測和利用

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，預示尼羅河氾濫的日子。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，與作物播種與收割並列在蔔辭中。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。

恒星的品質可用開普勒第三定律或恒星光度與品質之間的關係進行測量。

[编辑] 相關條目

• 恒星列表
• 最亮恒星列表
• 最接近恒星列表
• 變星
• 深空天體
• 恒星天文學
• 星等
• 自行運動

[编辑] 參考資料