恆星(Star)-2023

 

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恆星是一種宇宙天體，由重力凝聚在一起的一顆球型發光電電漿體，太陽系的唯一恆星就是太陽，在多數的宇宙恆星系統裡，一個星系(star system)通常有兩顆以上的恆星。在地球的夜空可以肉眼清楚看見的其他恆星，幾乎全都位在銀河系內，但由於距離都是以光年(換算9兆4600億公里，將近10兆公里)計算相對於地球與太陽的距離(一天文單位約1億5千萬公里)相比十分遙遠，這些恆星在地球上看起來只像是固定不動的發光點，但隨著太陽繞行銀河系中心轉動，這些恆星在遙遠的未來也會產生位置上的相對變動。歷史上，人類觀測可見的顯著恆星被組成一個個的星座和星群，而最亮的恆星在不同國家多有專有的傳統名稱，比如目前最常使用的八十八個星座。天文學家組合成的恆星目錄，提供了許多不同恆星命名的標準。 恆星會在核心進行元素的核融合反應，並從恆星的內部將能量向外傳輸，經過漫長的傳播路徑，然後以光或粒子的模式從表面輻射到外太空。一旦核心的核燃料用盡，恆星的生命就將結束，且依恆星的質量大小有不同的結局。恆星的核心終其一生都在進行核融合反應，在生命的盡頭，恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在太空中的運動、亮度和光譜，可以確認一顆恆星的質量、年齡、金屬量(化學元素的豐度)，和許多其他屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素：恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其他特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖，即赫羅圖(H-R圖)，可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。

恆星的生命開始於氣態星雲(主要由氫、氦，以及其他微量原子量較大的元素所組成)發生重力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的壓力與密度，氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其他部分會進產生分層作用，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。恆星一旦耗盡了核心的元素無法再進行核融合反應，就會死亡轉變成另一種星體，並依恆星的質量大小而轉換。

所有的恆星，有生之年的絕大部分時間都是主序星，主要是經過核融合氫元素產生氦。然而，不同質量的恆星在其演化階段有著截然不同的性質，大質量恆星不僅最終的命運和低質量恆星截然不同，它們的亮度和對周遭環境的衝擊也不同。因此，天文學家經常以質量將單一恆星分成不同的群組：

• 超低質量的恆星：質量少於0.5太陽質量的恆星不會演化進入漸近巨星分支(AGB)，通常會形成為紅矮星，其壽命是所有恆星最長的，理論估計可能會長達一兆年左右甚至更長，目前宇宙還未發現此類恆星進入死亡的狀態。

• 低質量恆星(包括太陽)是質量超過0.5太陽質量，但未超過1.8-2.2太陽質量的恆星，會演化進入AGB(依據它們的組成)，在那裏演化出簡併的氦核，形成白矮星。

• 中等質量恆星約4-5個太陽質量會經歷氦融合和演化出簡併的碳-氧核。

• 大質量恆星的質量至少是7-10太陽質量，但也可能低至5或6太陽質量。這些恆星在生命的後期經過碳融合，最後融合到鐵，再產生更高原子量的元素，由於融合鐵並不會產生能量而是吸收能量，大質量核心因此無法承受如此龐大的重力，最後坍縮成超新星(supernova 或 hypernova)爆炸結束一生，最終並產生中子星或黑洞。

但由於宇宙恆星系通常有兩顆以上的恆星，這些星系的恆星也會由於伴星的不同而產生各種不同的演變結果，甚至互相撞擊，或者有伴星被甩出的而成為流浪恆星的狀態。

目前，大多數的恆星都使用摩根-肯納分類法(MK/Morgan–Keenan)的系統，以字母O、B、A、F、G、K、和M，從最熱的(O型)依序排列到最冷的(M型)。每個字母項下再用數字從0到9細分為10個次分類，其中0是最熱的，9是最冷的；例如A8、A9、F0、和F1是從熱到冷的順序。這個序列已經擴展至其他恆星和類似恆星的天體，像是D表示是白矮星，S和C是碳星。

在MK系統中，使用羅馬數字將光度添加到光譜類型中。這是依據恆星光譜中某些吸收線的寬度，因為這些譜線會隨著大氣密度而變化，因而將恆星區分出巨星和矮星。光度分類的0或Ia+用於特超巨星，I用於超巨星，II用於亮的巨星，III用於正常的巨星，IV用於次巨星，V用於主序星，VI(或sd)用於次矮星，和VII(或D)用於白矮星。完整的太陽光譜類型是G2V，表示是一顆表面溫度5,800K的主序星。

Class	Effective temperature	Vega-relative chromaticity	Chromaticity (D65)	Main-sequence mass (solar masses)	Main-sequence radius (solar radii)	Main-sequence luminosity(bolometric)	Hydrogen lines	Fraction of all main-sequence stars
O	≥ 30,000 K	blue	blue	≥ 16 M☉	≥ 6.6 R☉	≥ 30,000 L☉	Weak	~0.00003%
B	10,000–30,000 K	blue white	deep blue white	2.1–16 M☉	1.8–6.6 R☉	25–30,000 L☉	Medium	0.13%
A	7,500–10,000 K	white	blue white	1.4–2.1 M☉	1.4–1.8 R☉	5–25 L☉	Strong	0.6%
F	6,000–7,500 K	yellow white	white	1.04–1.4 M☉	1.15–1.4 R☉	1.5–5 L☉	Medium	3%
G	5,200–6,000 K	yellow	yellowish white	0.8–1.04 M☉	0.96–1.15 R☉	0.6–1.5 L☉	Weak	7.6%
K	3,700–5,200 K	light orange	pale yellow orange	0.45–0.8 M☉	0.7–0.96 R☉	0.08–0.6 L☉	Very weak	12.1%
M	2,400–3,700 K	orange red	light orange red	0.08–0.45 M☉	≤ 0.7 R☉	≤ 0.08 L☉	Very weak	76.45%

Reference

Multi-Lingual Wikipedia

NGC

Discovery Science Channel

Discovery Channel