恒星

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数以百万计的恒星聚集在一起,图片由哈勃太空望远镜摄得
Fomalhaut是南鱼座方向上一颗明亮、年轻的恒星,与我们的距离不过25光年。早期,红外线观测辨认出一个冷物质带环绕着这颗恒星,近来,其细节被哈勃太空望远镜记录了下来。哈勃摄像机的日冕观测仪有一个遮光板覆盖了来自这颗恒星的眩光。图中环绕着Fomalhaut的偏心环的整齐而清晰的内边缘是轨道上运行着巨大行星的强有力证据,因为只有存在一个巨大行星才能形成和保持细碎天体物质所形成的环状带内边缘的整齐状态。 这个环到Fomalhaut的距离是133个天文单位,被认为是我们太阳系Kuiper带的早期状态

  恒星汉语拼音:hengxing;英语:Star),由自身引力维持,靠内部的核聚变而发光的炽热气体组成的球状或类球状天体银河系拥有几千亿颗恒星,但在晴朗无月的夜晚,在远离城市的地球表面用肉眼大约可以看到3,000多颗恒星。借助于望远镜,可看到几十万乃至几百万颗以上的恒星。恒星并非不动,因为离地球实在太远,不借助特殊工具和特殊方法,很难发现它们在天球上的位置变化,因此古代人把它们称作恒星。

  恒星是大质量、明亮的等离子体球。太阳就是一颗典型的恒星,离地球最近。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。

  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。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0.5太阳质量的恒星,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。

  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万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,例如一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体成为新星。

  天文学家对宇宙中恒星的数量一直有不同的估算。最著名的一个说法是美国天文学家卡尔·萨根在他的著作《千亿的千亿》中提出的一个猜测,认为宇宙中有1000亿个星系,每个星系有1000亿个恒星。而据此天文学家又进一步推测各星系恒星数量约为1000亿的一万亿倍。美国天文学家彼得·范·多昆和天体物理学家查理·康罗伊对来自星系的光强度分析后认为大约有3×1023

基本物理参量

  描述恒星物理特性的基本参量有距离、亮度(视星等)、光度(绝对星等)、质量、直径、温度、压力和磁场等。测定恒星距离最基本的方法是三角视差法,先测得地球轨道半长径在恒星处的张角(叫作周年视差),再经过简单的运算,即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法。但对大多数恒星说来,这个张角太小,无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法,如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。

星等

  恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮,星等数值越小。地球上测出的星等称视星等;归算到离地球10秒差距处的星等称绝对星等。使用对不同波段敏感的检测组件所测得的同一恒星的星等,一般是不相等的。最通用的星等系统之一是U(紫外)、B(蓝)、V(黄)三色系统;B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V=-26.74,绝对目视星等Mv=+4.83,色指数B-V=0.63,U-B=0.12。由色指数可确定色温度。恒星表面的温度一般用有效温度来表示,它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。

恒星光谱

  有关恒星的知识主要来自能揭示其物质成分、表面温度和运动状态的光谱研究。恒星的光谱能量分布与有效温度有关,由此可定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型(也可称作温度型)。温度相同的恒星,体积越大,总辐射流量(即光度)越大,绝对星等越小。恒星的光度级可分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ,依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星(或矮星)、亚矮星、白矮星。太阳的光谱型为G2V,颜色偏黄,有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零,温度约10,000K。恒星大气的有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度,差别很大。

直径

  恒星的真直径可根据恒星的视直径(角直径)和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可测出小到0″.001的恒星的角直径,更小的恒星不容易测准,加上测量距离的误差,所以恒星的真直径可靠的不多。根据食双星兼分光双星的轨道资料,也可得出某些恒星直径。有些恒星也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径,有的小到几千米,有的大到109千米以上。

质量

  多数恒星存在于双星系统中。天文学家根据某些特殊的双星系统能测出恒星的质量;经过多年的观测,又确定了质光关系。一般恒星质量能根据质光关系进行估算。总的说来,各种不同类型恒星模型代表的质量,与能够通过现实恒星精确测量的对应质量是符合的,这可确信建立的模型的正确性。已测出的恒星质量大多介于太阳质量的百分之几到120倍之间,但大多数恒星的质量在0.1~10个太阳质量之间。恒星的密度可根据直径和质量求出,密度的量级大约介于10-9g/cm3红超巨星)到1013~1016g/cm3中子星)之间。

压力

  恒星表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定。中性元素与电离元素谱线的强度比,不仅同温度和元素的丰度有关,也同电子压力密切相关。电子压与气体压之间存在着固定的关系,二者都取决于恒星表面的重力加速度,因而同恒星的光度也有密切的关系。见恒星大气理论。

磁场

  根据恒星光谱中谱线的塞曼分裂(见塞曼效应)或一定波段内连续谱的圆偏振情况,可测定恒星的磁场。太阳表面的普遍磁场很弱,仅约1~2高斯,有些恒星的磁场则很强,能达数万高斯。白矮星和中子星具有更强的磁场。

化学组成

  与在地面实验室进行光谱分析一样,对恒星的光谱也可进行分析,借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量。多年来的实测结果表明,正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多。按质量计算,氢最多,氦次之,其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同,如沃尔夫–拉叶星,就有含碳丰富和含氮丰富之分(即有碳序和氮序之分)。金属线星和A型特殊星中,若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强。理论分析表明,演化过程中恒星内部的化学组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变,重元素的含量会越来越多。见恒星化学组成。

物理特性的变化

  观测发现,有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间发生周期的、半规则的或无规则的变化。这种恒星叫作变星。变星分为两大类:一类是由于几个天体间的几何位置发生变化而造成的几何变星;另一类是由于恒星自身内部的物理过程而造成的物理变星。几何变星中,最为熟悉的是两个恒星互相绕转,因而发生变光现象的食变星(即食双星)。它们分为大陵五型、天琴座β(渐台二)型和大熊座W型三种。几何变星中还包括椭球变星(因自身为椭球形,亮度的变化是由于自转时观测者所见发光面积的变化而造成的)。物理变星,按变光的物理机制,主要分为脉动变星和爆发变星两类。脉动变星的变光原因是恒星在经过漫长的主星序阶段以后(见赫罗图),自身的大气层发生周期性的或非周期性的膨胀和收缩,引起光度的脉动性变化。理论计算表明,脉动周期与恒星密度的平方根成反比,因此那些重复周期为几百乃至几千天的晚型不规则变星、半规则变星和长周期变星都是体积巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星。周期约在1~50天之间的经典造父变星和周期约在0.05~1.5天之间的天琴座RR型变星(又称星团变星)是两种最重要的脉动变星。观测表明,造父变星的绝对星等随周期增长而变小(这是与密度和周期的关系相适应的),因而可通过精确测定它们的变光周期来推求它们自身以及它们所在的恒星集团的距离,所以造父变星又有宇宙中的“灯塔”或“量天尺”之称。天琴座RR型变星也有量天尺的作用。

  还有一些周期短于0.3天的脉动变星(包括盾牌座δ型变星、船帆座AI型变星和仙王座β型变星等),它们的大气分成若干层,各层都以不同的周期和形式进行脉动,因而其光度变化规律是几种周期变化的叠合,光变曲线的形状变化很大,光变同视向速度曲线的关系也有差异。盾牌座δ型变星和船帆座AI型变星可能是质量较小、密度较大的恒星,仙王座β型变星属于高温巨星或亚巨星一类。

  爆发变星按爆发规模可分为超新星、新星、矮新星、类新星和耀星等几类。超新星的亮度会在很短期间内增大数亿倍,然后在数月到1~2年内变得非常暗弱。这是恒星演化到晚期的现象。超新星的外部壳层形成一个逐渐扩大而稀薄的星云(超新星遗迹);内部则因极度压缩而形成密度非常大的中子星。最著名的银河超新星是1054年在金牛座发现的“天关客星”。现在可在该处看到著名的蟹状星云,其中心有一颗周期约33毫秒的脉冲星。

  新星在可见光波段的光度在几天内会突然增强大约9个星等或更多,然后在若干年内逐渐恢复原状。1975年8月在天鹅座发现的新星是迄今已知的光变幅度最大的一颗。光谱观测表明,新星的气壳以每秒500~2,000千米的速度向外膨胀。一般认为,新星爆发只是壳层的爆发,质量损失仅占总质量的千分之一左右,因此不足以使恒星发生质变。有些爆发变星会再次作相当规模的爆发,称为再发新星。

  矮新星和类新星变星的光度变化情况与新星类似,但变幅仅为2~6个星等,发亮周期也短得多,大多是双星中的子星之一。因而有人认为,这一类变星的爆发是由双星中某种物质的吸积过程引起的。

  耀星是一些光度在数秒到数分钟间突然增亮而又很快回复原状的一些很不规则的快变星。它们被认为是一些低温的主序前星。

  随着观测技术的发展和观测波段的扩大,还发现了射电波段有变化的射电变星和X射线辐射流量变化的X射线变星等。

恒星的分类

  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,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。

  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。

  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重力。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。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。

  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。

结构和演化

  根据实际观测和光谱分析,恒星大气的基本结构可分为日冕、色球层,再向内为光球层。光球大气吸收更内层高温气体的连续辐射而形成吸收线。历史上曾把高层光球大气叫作反变层,而把发射连续谱的高温层叫作光球。光球这一层相当厚,其中各个分层均有发射和吸收。光球与反变层不能截然分开。太阳型恒星的光球内,有一个平均约1/10半径或更厚的对流层。在上主星序恒星和下主星序恒星的内部,对流层的位置很不相同。能量传输在光球层内以辐射为主,在对流层内则以对流为主。

  对于光球和对流层,常利用根据实测的物理特性和化学组成建立模型进行研究。可从流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设出发,建立起若干关系式,用以求解星体不同区域的压力、温度、密度、不透明度、产能率和化学组成等。恒星的中心温度可高达数百万度乃至数亿度,在那里进行着不同的产能反应。一般认为恒星是由星云凝缩而成,主星序以前的恒星因温度不够高,不能发生热核反应,只能靠引力收缩来产能。进入主星序之后,中心温度高达700万度以上,开始发生氢聚变成氦的热核反应。这个过程很长,是恒星生命中最长的阶段。氢燃烧完毕后,恒星内部收缩,外部膨胀,演变成表面温度低而体积庞大的红巨星。那些内部温度上升到近亿度的恒星,开始发生其他核反应。这些演化过程中恒星的温度和光度按一定规律变化,从而在赫罗图上形成一定的径迹。最后,一部分恒星发生超新星爆炸,气壳飞走,核心压缩成中子星一类的致密星而趋于“死亡”。

恒星的结构

  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。

  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。

  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。

  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体没有任何的扰动,也不会任何质量的运动。如果不是这样,等离子体就会变得不稳定,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。

  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。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,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。

  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。日冕的存在看来是依靠着恒星外面数层的对流区。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体质点,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。

恒星的形成

哈勃空间望远镜上新安装的大视场照相机3拍摄的星系M83核心附近猛烈的恒星形成。标准模型无法解释其中所出现的大质量蓝色恒星以及它们将能量返还给其母星云的方式。版权:NASA, ESA, R. O'Connell (Universityof Virginia), B. Whitmore (STScI), M. Dopita(Australian National University), and the WideField Camera 3 Science Oversight Committee

  恒星形成依然是当今天体物理学中最活跃的领域之一。它始于星际空间中漂浮着的巨大气体、尘埃云。如果这片星云——或者,通常把星云中某个高密度部分称为“云核”——的温度足够低、密度足够大,向内的引力就会超过向外的气体压强,于是它就会在自身的重量下坍缩。这片星云或者这个云核的密度和温度会变得越来越高,最终点燃核聚变。由聚变产生的热量会使得内部压强升高,进而停止坍缩。于是这颗新诞生的恒星就会进入可持续数百万乃至上万亿年的动态平衡状态。   这一恒星形成理论是自洽的,并且和大量的观测相符。但它还远未完善。有四个问题特别困扰着天文学家。

  1. 如果高密度的云核是孵出恒星的“蛋”,那么下蛋的“母鸡”在哪里?星云自身必定来自某个地方,而它们的形成过程还没有被很好地认识。
  2. 是什么使得云核开始坍缩?无论最初的机制是什么,它决定了恒星的形成率以及恒星的最终质量。
  3. 胚胎期的恒星如何彼此影响?标准理论描述的都是孤立的单颗恒星;它并没有告诉我们,当恒星密集形成的时候会发生什么,而这却是绝大多数情况。最近的发现预示,我们的太阳形成于一个已经瓦解的星团之中。在拥挤的托儿所里长大和当一个独子之间会有什么不同?
  4. 大质量恒星到底是怎样形成的?标准理论只能用于质量小于20个太阳质量的恒星,对于更大的恒星则不适用,它们巨大的光度会在初生的恒星积聚到足够的物质前将星云吹散。此外,大质量恒星会通过紫外辐射、高速外流和超音速激波来作用于它们周围的环境。这一能量反馈会使得星云瓦解,但标准理论并没有考虑这一点。

  解决这些问题的呼声正在日益高涨。从星系形成到行星起源,恒星形成几乎是天文学中一切的基础。如果不了解它,天文学家就无法剖析遥远的星系或者是认识太阳系外的行星。虽然最终的回答还仍然扑朔迷离,但有一点已经取得共识:一个更精湛的恒星形成理论必须要考虑环境对其的影响。新生恒星的最终状态将不单单取决于云核中的初始条件,还和其周围的环境以及其他恒星随后对它的影响有关。这是一场宇宙尺度上的先天和后天之争。

  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。 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

  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。

  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。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。

主序星

  恒星一生的90%都是在核心以高温和高压将氢聚变成氦。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。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%。

  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,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。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。

  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,和改变恒星风的强度。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0.5太阳质量以上的恒星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(150,000,000千米))。成为巨星时,太阳大约已失去目前质量的30%。

  对一个达到2.25太阳质量的红巨星,氢聚变会在包围着核心外的数层壳曾内进行。最后核心被压缩至可以进行氦聚变,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聚变与氦聚变。

  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

  在氦燃烧阶段,许多超过10倍太阳质量的大质量恒星膨胀成为红超巨星,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。这个过程会继续,满足下依步骤燃烧氖、氧、和硅。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。

  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。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。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 。

  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”。

  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)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)。 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。

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。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。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1534年的古埃及。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。

  中国至晚在春秋时期已了解恒星是由气体构成,并知道还是有新的恒星可能出现。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,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。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。

  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。

  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。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。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。

  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。

  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。

  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,特别是在可以看见的银河部分。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。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。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—距离十倍于以前曾观测过最遥远的星团。

恒星命名

中国

  每一颗恒星都要给它取一个独特的名字,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(包括三垣以及二十八宿)命名,如天关星、北河二、心宿二等;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,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,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·佛兰斯蒂德发明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。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。