目录 诗人: 歌曲作者 Ge Quzuozhe 自身能发出光和热的星体。以前认为这些星体的位置是固定不变的,所以起名叫恒星 。其实,任何恒星 也都在运动中,只是由于距离地球太远,不容易到它们位置的变化 自身能发光、发热的天体。因短时间内难以觉察其位置的变化，故名。按亮度、光度可分为多种等级。 中国 古代称二十八宿为“恆星”。亦泛指常见的星宿。《春秋·庄公七年》：“夏四月辛卯，夜，恆星不见。”《公羊传·庄公七年》：“恆星者何？列星也。” 徐彦 疏：“天之常宿，故经谓之恆星矣。言以时列见于天，故传谓之列星矣。”《明史·天文志一》：“由今考之，恆星实有动移，其説不谬。” 本身能发出光和热的天体，如织女星、太阳。过去认为这些天体的位置是固定不动的，所以叫做恒星 。实际上恒星 也在运动。 恒星 由炽热气体组成的,能自己发光的球状或类球状天体。离地球最近的恒星 是太阳。目前太阳系内有12颗行星，分别是：水星、金星、地球、火星、谷神星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星（由于新定义的出现，冥王星终于被踢出行星的行列）、原先被认为是冥王星卫星的“卡戎”和一颗暂时编号为“2003ub313”（齐娜）的天体。其次是半人马座比邻星，它发出的光到达地球需要4.22年，晴朗无月的夜晚，在一定的地点一般人用肉眼大约可以看到 3000多颗恒星 。借助于望远镜，则可以看到几十万乃至几百万颗以上。估计银河系中的恒星 大约有一、二千亿颗。恒星 并非不动，只是因为离开我们实在太远，不借助于特殊工具和方法，很难发现它们在天上的位置变化，因此古代人把它们认为是固定不动的星体，叫作恒星 。
恒星 也有自己的生命史，它们从诞生、成长到衰老，最终走向死亡。它们大小不同，色彩各异，演化的历程也不尽相同。恒星 与生命的联系不仅表现在它提供了光和热。实际上构成行星和生命物质的重原子就是在某些恒星 生命结束时发生的爆发过程中创造出来的。 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，等等（见天体的距离）。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。 恒星 的亮度常用星等来表示。恒星 越亮，星等越小。在地球上测出的星等叫视星等；归算到离地球10秒差距处的星等叫绝对星等。使用对不同波段敏感的检测元件所测得的同一恒星 的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等系统之一是u(紫外)b（蓝）、v（黄）三色系统(见测光系统'" class=link>测光系统);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等，绝对目视星等m=+4.83等，色指数b-v=0.63，u-b=0.12。由色指数可以确定色温度。 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 的光谱能量分布与有效温度有关，由此可以定出o、b、a、f、g、k、m等光谱型（也可以叫作温度型）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 的光度级可以分为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 的表面有效温度由早o型的几万度到晚m型的几千度，差别很大。 恒星 的真直径可以根据恒星 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以测出小到0001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。对有些恒星 ，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，有的小到几公里量级，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。地球的直径约为 13000 千米 , 太阳的直径是地球的 109 倍。巨星是恒星 世界中个头最大的 , 它们的直径要比太阳大几十到几百倍。超巨星就更大了 , 红超巨星心宿二 ( 即天揭座α ) 的直径是太阳的 600 倍；红超巨星参宿四 ( 即猎户座α ) 的直径是太阳的 900倍 , 假如它处在太阳的位置上 , 那么它的大小几乎能把木星也包进去。它们还不算最大的 , 仙王座 vv 是一对双星 , 它的主星 a 的直径是太阳的 1600 倍；hr237 直径为太阳的 1800倍。还有一颗叫做柱一的双星 , 其伴星比主星还大 , 直径是太阳的 2000-3000 倍。这些巨星和超巨星都是恒星 世界中的巨人。
恒星 世界中的巨人，我们再来看看它们当中的侏儒。在恒星 世界当中，太阳的大小属中等，比太阳小的恒星 也有很多，其中最突出的要数白矮星和中子星了。白矮星的直径只有几千千米，和地球差不多，中子星就更小了，它们的直径只有 20 千米左右，白矮星和中子星都是恒星 世界中的侏儒。我们知道，一个球体的体积与半径的立方成正比。如果拿体积来比较的话，上面提到的柱一就要比太阳大九十多亿倍，而中子星就要比太阳小几百万亿倍。由此可见， 巨人与侏儒的差别有多么悬殊。 只有特殊的双星系统才能测出质量来，一般恒星 的质量只能根据质光关系等方法进行估算。已测出的恒星 质量大约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 的密度可以根据直径和质量求出，密度的量级大约介于10克/厘米（红超巨星）到 10～10克/厘米（中子星）之间。
恒星 表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定。元素的中性与电离谱线的强度比，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）。
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，可以测定恒星 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。 与在地面实验室进行光谱分析一样，我们对恒星 的光谱也可以进行分析，借以确定恒星 大气中形成各种谱线的元素的含量，当然情况要比地面上一般光谱分析复杂得多。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，例如沃尔夫－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）在金属线星和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。但是，这能否归结为某些元素含量较多，还是一个问题。
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，然而恒星 大气中的化学组成一般却是变化较小的。 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的推移发生周期的、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或恒星 自身的几何形状特殊等原因而造成的几何变星；一类是由于恒星 自身内部的物理过程而造成的物理变星。
恒星 互相绕转（有时还有气环或气盘参与）因而发生变光现象的食变星(即食双星)。根据光强度随时间改变的“光变曲线”，可将它们分为大陵五型、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）、星云变星（位于星云之中或之后的一些恒星 ,因星云移动,吸光率改变而形成亮度变化）等。可用倾斜转子模型解释的磁变星，也应归入几何变星之列。
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，从而引起脉动性的光度变化。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(又叫星团变星)，是两种最重要的脉动变星。观测表明，前者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），因而可以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。
恒星 ，仙王座β型变星属于高温巨星或亚巨星一类。
恒星 演化到晚期的现象。超新星的外部壳层以每秒钟数千乃至上万公里的速度向外膨胀，形成一个逐渐扩大而稀薄的星云；内部则因极度压缩而形成密度非常大的中子星之类的天体。最著名的银河超新星是中国宋代（公元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。一般认为，脉冲星就是快速自转的中子星。
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。
恒星 。大气中的碳尘埃粒子突然大量增加，致使它们的光度突然变暗，因而也有人把它们叫作碳爆变星。
根据实际观测和光谱分析，我们可以了解恒星 大气的基本结构。一般认为在一部分恒星 中，最外层有一个类似日冕状的高温低密度星冕。它常常与星风有关。有的恒星 已在星冕内发现有产生某些发射线的色球层，其内层大气吸收更内层高温气体的连续辐射而形成吸收线。人们有时把这层大气叫作反变层，而把发射连续谱的高温层叫作光球。其实，形成恒星 光辐射的过程说明，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，有一个平均约十分之一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。
恒星 的中心，温度可以高达数百万度乃至数亿度，具体情况视恒星 的基本参量和演化阶段而定。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，并有可能发生脉动。那些内部温度上升到近亿度的恒星 ，开始发生氦碳循环。在这些演化过程中，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”（见恒星 的形成和演化）。 当星际物质凝聚成恒星 后，恒星 的演化就决定于其内部的核反应过程，在稳定状态下，恒星 向内的万有引力和向外的运动压力及辐射压达到平衡。但在某些情况下，这个平衡条件会受到破坏，在不同演化阶段的恒星 有不同的观测表现。
恒星 的演化过程
恒星 的形成
恒星 便进入形成阶段。在塌缩开始阶段，气体云内部压力很微小，物质在自引力作用下加速向中心坠落。当物质的线度收缩了几个数量级后，情况就不同了，一方面，气体的密度有了剧烈的增加，另一方面，由于失去的引力位能部分的转化成热能，气体温度也有了很大的增加，气体的压力正比于它的密度与温度的乘积，因而在塌缩过程中，压力增长更快，这样，在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场，这压力场最后制止引力塌缩，从而建立起一个新的力学平衡位形，称之为星坏。
恒星 单独产生，大部分是一群恒星 一起产生成为星团。球形星团可以包含105→107个恒星 ，可以认为是同时产生的。
恒星 ，原恒星 吸附周围气云后继续收缩，表面温度不变，中心温度不断升高，引起温度、密度和气体成分的各种核反应。产生热能使气温升的极高，气体压力抵抗引力使原恒星 稳定下来成为恒星 ，恒星 的演化是从主序星开始的。
恒星 的成份大部分是h和he，当温度达到104k以上，即粒子的平均热动能达1ev以上，氢原子通过热碰撞就充分的电离了（氢的电离能是13.6ev），在温度进一步升高后，等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应。对纯氢的高温气体，最有效的核反应系列是所谓的p-p链：
恒星 早期3he的主要来源，由于对流到达恒星 表面的这种3he,有可能还保留到现在。
恒星 中燃烧h的过程就可过渡到以cno循环为主了。
恒星 内混杂有重元素c和n时，他们能作为触媒使1h变为4he，这就是cno循环，cno循环有两个分支：
恒星 加热和发光，成为恒星 的主要来源。
恒星 的演化是从主星序开始的，那么什么是主星序呢？等h稳定地燃烧为he时，恒星 就成了主序星。人们发现有百分之八十至九十的恒星 都是主序星，他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧，他们的光度、半径和表面温度都有所不同，后来证明：主序星的定量上差别主要是质量不同，其次是他们的年龄和化学成份，太阳这段历程约千万年。
恒星 辐射很强，内部的能量过程很剧烈，因此结构也越不稳定。但是理论上没有一个质量的绝对上限。
恒星 中大部分是主序星的原因，表1根据一25m⊙的恒燃烧阶段 点火温度(k) 中心温度(g.cm-3) 持续时间(yr)
恒星 演化模型,模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×106年，而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段，即主星序阶段。从统计角度讲，这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星 几率要大。这正是观察到的恒星 大多数为主序星的基本原因。
恒星 形成是它的主要成份是氢，而氢的点火温度又比其他元素都低，所以恒星 演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段，即主序阶段。在主序阶段，恒星 内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布，所以在整个漫长的阶段，它的光度和表面温度都只有很小的变化 。下面我们讨论，当星核区的氢燃烧完毕后，恒星 有将怎么进一步演化？
恒星 在燃烧尽星核区的氢之后，就熄火，这时核心区主要是氢，他是燃烧的产物外围区的物质主要是未经燃烧的氢，核心熄火后恒星 失去了辐射的能源，它便要引力收缩是一个起关键作用的因素。一个核燃烧阶段的结束，表明恒星 内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度，引力收缩将使恒星 内各处的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度，引力收缩将使恒星 内各处的温度全面的升高，主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦（它的点火温度高的太多），而是核心与外围之间的氢壳，氢壳点火后，核心区处于高温状态，而仍没核能源，他将继续收缩。这时，由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能，都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀，即让介质辐射变得更透明。而氢层膨胀又使恒星 的表面温度降低了，所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程，这个过程是恒星 从主星序向红巨星过渡，过程进行到一定程度，氢区中心的温度将达到氢点火的温度，于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段。
恒星 中心发生氦点火前，引力收缩以使它的密度达到了103g.cm-3的量级，这时气体的压力对温度的依赖很弱，那么核反应释放的能量将使温度升高，而温度升高反过来又加剧核反应速率，于是一旦点火，很快就会燃烧的十分剧烈，以至于爆炸，这种方式的点火称为"闪?quot;，因此在现象上会看到恒星 光度突然上升到很大，后来又降的很低。
恒星 在发生"氦闪光"之后又怎么演变呢？闪光使大量能量的释放很可能把恒星 外层的氢气都吹走，剩下的是氦的核心区。氦核心区因膨胀而减小了密度，以后氦就有可能在其中正常的燃烧了。氦燃烧的产物是碳，在氦熄火后恒星 将有一个碳核心区氦外壳，由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度，于是他就结束了以氦燃烧的演化，而走向热死亡。
恒星 在演化上是有差别的。
恒星 ：氢不能点火，它将没有氦燃烧阶段而直接走向死亡。
恒星 ：氢能点火，氢熄火后，氢核心区将达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。
恒星 ：它的主要特征是氦会点火而出现"氦闪光"。
恒星 ：氢熄火后氢能正常地燃烧，但熄火后，碳将达不到点火温度。这里的反应有：
恒星 ，这是一个情况不清楚的范围，或许碳不能点火，或许出现"碳闪光"，或许能正常地燃烧，因为这是最后的中心温度已较高，一些较敏感的因素，如：中微子的能量损失把情况弄得模糊了。
恒星 ：氢、氦、碳、氧、氖、硅都能逐级正常燃烧。最后在中心形成一个不能在释放能量的核心区，核心区外面是各种能燃烧而未烧尽的氢元素壳层。核燃烧阶段结束时，整个恒星 呈现由内至外分层（fe,si,mg,ne,o,c,he,h）结构。
恒星 的终局
恒星 ，它会因不能到达下一级和点火温度而结束它的核燃烧阶段；对于质量更大的恒星 ，它将在核心区耗尽燃料之后结束它的核燃烧阶段，在这以后，恒星 的最终归宿是什么?
恒星 必定要发生引力收缩，这是因为恒星 内部维持力学平衡的压力是与它的温度相联系的。因此，如果恒星 在一?quot;最终"的平衡位形，它必须是一个"冷的"平衡位形，即它的压力与它的温度无关。
恒星 演化后阶段使得质量小于它的初始质量，例如恒星 风，"氦闪光"，超新星爆发等，它们会是恒星 丢失一个很大的百分比质量，因此，恒星 的终局并不是可以凭它的初始质量来判断的，它实际上取决于演化的进程。那么我们可以得出这样的结论。8→10m⊙以下的恒星 最终间抛掉它的一部分或大部分质量而变成一个白矮星。8→10m⊙以上的恒星 最终将通过星核的引力塌缩而变成中子星或黑洞。
恒星 质量范围为0.1→60m⊙质量小于0.08m⊙的天体不能达到点火温度。因此，不发光，不能成为恒星 。质量大于60m⊙的天体中心温度过高而不稳定，至今尚未发现。
恒星 的演化进程，主要经历：气体云→塌缩阶段→主序星阶段→主序后阶段→终局阶段。这对我们进一步了解恒星 的演化有很重要的意义。
恒星 的世界。
恒星 在宇宙中的分布是不均匀的。从诞生的那天起，它们就聚集成群，交映成辉，组成双星、星团、星系……
恒星 是在熊熊燃烧着的星球。一般来说，恒星 的体积和质量都比较大。只是由于距离地球太遥远的缘故，星光才显得那么微弱。
恒星 在星空的位置是固定的，所以给它起名“恒星 ”，意思是“永恒不变的星”。可是我们今天知道它们在不停地高速运动着，比如太阳就带着整个太阳系在绕银河系的中心运动。但别的恒星 离我们实在太远了，以至我们难以觉察到它们位置的变动。
恒星 发光的能力有强有弱。天文学上用“光度”来表示它。所谓“光度”，就是指从恒星 表面以光的形式辐射出的功率。恒星 表面的温度也有高有低。一般说来，恒星 表面的温度越低，它的光越偏红；温度越高，光则越偏蓝。而表面温度越高，表面积越大，光度就越大。从恒星 的颜色和光度，科学家能提取出许多有用信息来。
恒星 分类与颜色和光度间的关系，建立了被称为“赫-罗图的”恒星 演化关系，揭示了恒星 演化的秘密。“赫-罗图”中，从左上方的高温和强光度区到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星 密集区，我们的太阳也在其中；这一序列被称为主星序，90%以上的恒星 都集中于主星序内。在主星序区之上是巨星和超巨星区；左下为白矮星区。
恒星 诞生于太空中的星际尘埃(科学家形象地称之为“星云”或者“星际云”)。
恒星 的“青年时代”是一生中最长的黄金阶段——主星序阶段，这一阶段占据了它整个寿命的90%。在这段时间，恒星 以几乎不变的恒定光度发光发热，照亮周围的宇宙空间。
恒星 将变得动荡不安，变成一颗红巨星；然后，红巨星将在爆发中完成它的全部使命，把自己的大部分物质抛射回太空中，留下的残骸，也许是白矮星，也许是中子星，甚至黑洞……
恒星 来之于星云，又归之于星云，走完它辉煌的一生。
20世纪初，美国哈佛大学天文台已经对50万颗恒星 进行了光谱研究。并对恒星 光谱根据它们中谱线出现情况进行了分类。结果发现它们与颜色也有关系，即蓝色的“o”型、蓝白色的“b”型、白色的“a”型、黄白色的“f”型、黄色的“g”型、橙色的“k”型、红色的“m”型等主要类型。实际上这是一个恒星 表面温度序列，从数万度的o型到2-3千度的m型。丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素，根据恒星 光谱型和光度的关系，建起著名的“光谱-光度图”，也称“赫-罗”图。大部分恒星 分布在从图的左上到右下的对角线上，叫主星序，都是矮星。其它还有超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星等类型，而这一不同类型表示了它们有不同的光度。赫--罗图是研究恒星 的重要手段之一。它不仅显示了各类恒星 的特点，同时也反映恒星 的演化过程。在恒星 的光谱分类中，o、b、a型称为“早型星”；f和g型称“中间光谱型”；k和m型称为“晚型星”。20世纪90年代末期，天文学家越过m型把恒星 光谱分类扩展到温度更低的情况，先提出了新的l型，继而又提出了比l型温度更低的光谱分类t型。 恒星 的星等相差很大，这里面固然有恒星 本身发光强弱的原因，但是离开我们距离的远近也起着显著的作用。测定恒星 距离最基本的方法是三角视差法，此法主要用于测量较近的恒星 距离，过程如下，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。在十六世纪哥白尼公布了他的日心说以后，许多天文学家试图测定恒星 的距离，但都由于它们的数值很小以及当时的观测精度不高而没有成功。直到十九世纪三十年代后半期，才取得成功。然而对大多数恒星 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，等等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。 自二十世纪二十年代以后，许多天文学家开展这方面的工作，到二十世纪九十年代初，已有8000多颗恒星 的距离被用照相方法测定。在二十世纪九十年代中期，依靠“依巴谷”卫星进行的空间天体测量获得成功，在大约三年的时间里，以非常高的准确度测定了10万颗恒星 的距离。
恒星 的距离，若用千米表示，数字实在太大，为使用方便，通常采用光年作为单位。1光年是光在一年中通过的距离。真空中的光速是每秒30万千米，乘一年的秒数，得到1光年约等于9.46万亿公里。 恒星 分类是依据光谱和光度进行的二元分类。在通俗的简化的分类中，前者可由恒星 的颜色区分，后者则大致分为“巨星”和“矮星”，比如太阳是一颗“黄矮星”，常见的名称还有“蓝巨星”和“红巨星”等。
恒星 的颜色与温度有直接的关系。所以天文学家可以由恒星 的光谱得知恒星 的性质。
恒星 光谱的吸收线，以光谱类型将恒星 分类。天体物理学就是由此发展起来的。
恒星 光谱，恒星 从温度最高的O型，到温度低到分子可以存在于恒星 大气层中的M型，可以分成好几种类型。而最主要的型态，可利用"Oh，Be A Fine Girl, Kiss Me"（也有将"girl"改为"guy"）这句英文来记忆（还有许多其它形式的口诀记忆），各种罕见的光谱也有各特殊的分类，其中比较常见的是L和T，适用于比M型温度更低和质量更小的恒星 和棕矮星。每个类型由高温至低温依序以数字0到9来标示，再细分10个小类。此分类法与温度高低相当符合，但是还没有恒星 被分类到温度最高的O0和O1。
恒星 还有加上“光度效应”，对应于恒星 大小的二维分类法，从0（超巨星）经由III（巨星）到V（矮星）和VII（白矮星）。大多数恒星 皆以燃烧氢的普通恒星 ，也就是主序星。当以光谱对应绝对星等绘制赫罗图时，这些恒星 都分布在对角在线很窄的范围内。
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。 世间万物无不都在运动，恒星 虽然看似在天空中恒定不动，其实它也有自己的运动。由于不同恒星 运动的速度和方向不一样，它们在天空中相互之间的相对位置会发生变化，这种变化称为恒星 的自行。全天恒星 之中，包括那些肉眼看不见的很暗的恒星 在内，自行最快的是巴纳德星，达到每年10.31角秒（1角秒是圆周上1度的3600分之一）。一般的恒星 ，自行要小得多，绝大多数小于1角秒。
恒星 自行的大小并不能反映恒星 真是运动速度的大小。同样的运动速度，距离远就看上去很慢，而距离近则看上去很快。因为巴纳德星离开我们很近，不到6光年，所以真实的运动速度不过88 km/s。
恒星 的自行只反映了恒星 在垂直于我们视线方向的运动，称为切向速度。恒星 在沿我们视线方向也在运动，这一运动速度称为视向速度。巴纳德星的视向速度是 - 108 km/s (负的视向速度表示向我们接近，而正的视向速度表示离我们而去)。恒星 在空间的有的速度，应是切向速度和视向速度的合成速度，对于巴纳德星，它的速度为139 km/s。
恒星 的空间运动，由三个部分组成。第一是恒星 绕银河系中心的圆周运动，这是银河系自转的反映。第二是太阳参与银河系自转运动的反映。在扣除这两种运动的反映之后，才真正是恒星 本身的运动，称为恒星 的本动。 除了单独的恒星 之外，联星系统可以是两颗或更多的恒星 受到重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。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。
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。
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)。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 。天文学家估计宇宙至少有700垓(7×1022)颗恒星 。
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。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。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。
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。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。
恒星 间距离非常遥远，天文学上一般用光年来量度恒星 间的距离。而距离的测定则可以通过周年视差法、星团视差法、力学视差法、造父变星法等进行测量。 东方
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；或是根椐传说命名，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，构成一个不太严谨的独立体系。
恒星 按照从亮到暗的顺序，以该星座的名称加上一个希腊字母顺序表示。例如猎户座α（参宿四）、猎户座β（参宿七）(但事实上猎户座β比猎户座α还要亮)。如果某个星座的恒星 数目超过24个希腊字母，则接续采用小写的拉丁字母（a, b, c...），仍不足再使用大写拉丁字母（A, B, C...）。
恒星 由西向东、由北向南依序编号。 恒星 的观测和利用 Human observation and the use of stars 哈勃望远镜拍摄的天狼星及其伴星照片人类对恒星 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。
恒星 体积的测量可以通过干涉法和月掩星法测得恒星 的角直径，从而求得体积。
恒星 的质量可用开普勒第三定律或恒星 光度与质量之间的关系进行测量。
恒星 的两个重要的特征就是温度和绝对星等。大约100年前，丹麦的艾基纳和美国的诺里斯各自绘制了查找温度和亮度之间是否有关系的图，这张关系图被称为赫罗图，或者H—R图。在H-R图中，大部分恒星 构成了一个在天文学上称作主星序的对角线区域。在主星序中，恒星 的绝对星等增加时，其表面温度也随之增加。90%以上的恒星 都属于主星序，太阳也是这些主星序中的一颗。巨星和超巨星处在H—R图的右侧较高较远的位置上。白矮星的表面温度虽然高，但亮度不大，所以他们只处在该图的中下方 还有一首飞轮海的《翻滚吧!蛋炒饭》中的歌曲叫做“恒星 ”很好听哟！
恒星
恒星 转动 逆风也不放手
恒星 闪烁 心跳绝不放松
恒星
恒星 转动 逆风也不放手
恒星 闪烁 心跳绝不放松
恒星
恒星 转动 逆风也不放手
恒星 闪烁 心跳绝不放松
恒星 转动 逆风也不放手
恒星 闪烁
NO 名称 英文星名 所属星座 视星等 距离（光年） 太阳 Sun －26.72
满天的繁星，除了少数几颗是行星之外，绝大多数都是恒星 。恒星 是由炽热的气态物质组成的，能自己发热、发光的球形或接近球形的天体，我们的太阳是这些恒星 当中既不太大也不太小，既不太亮也不太暗的一个极普通的成员。恒星 叫“恒”，实际上并非永恒不动，只是因为在比较短的时间内看不出它的位置的变化，因此得名。
恒星 世界丰富多彩，种类繁多。晴朗无月的夜晚，抬头仔细观察观察，你会发现所有的恒星 并不是同样的明亮，它们有的光耀夺目，有的若隐若现；所有的恒星 也不是同一种颜色，它们当中有的发蓝，有的发白，有的发黄，还有的发红。按照它们的光度分，光度大的有巨星、超巨星，光度小的有矮星。按照它们的颜色分，有红星、黄星、白星、蓝星。按照它们的光谱型分，有O、B、A、F、G、K、M等各型的星。按照它们的亮度变化分，还有变星、耀星、新星、超新星等等。
恒星 总数超过6000颗，而如果使用天文望远镜看，那恒星 的数目多得难以计数。我们使用一架10cm口径的小望远镜，能够看见暗至10等左右的星，大约共有二三十万颗。目前人们借助世界上最大的望远镜用肉眼能看到暗至22等的星，全天可以看到至少20亿颗恒星 ；如果用照相的方法，则可以拍摄到暗至25等的星，那恒星 的数目还要翻一番了。我们的银河系总共包含了大约2000亿颗恒星 。
恒星 很多，要认识和研究每个恒星 自然还要给它们取名字。古时候没有望远镜，人们能看见的恒星 比较少，只对比较亮的星进行命名。例如我国古代给一些亮星起的名字，天狼、北斗、大角、牛郎、织女、造父等，至今人们仍在继续使用。目前国际统一的恒星 命名方法是，以星座当作“姓”，作为一个家族。该星座中的星以亮度排队。最亮的是老大，以希腊字母的第一个字母作为“名”，老二，老三则依次用第二第三个字母β和γ作为“名”。依次类推。希腊字母总共只有24个，故每个星座只能给24颗星命名。在每个星座的希腊字母用完后，接着再用阿拉伯数字继续排。如猎户座6星，猎户座56星，等等。这样，所有的恒星 都有它们自己的名字了。
恒星 世界种类繁多，千差万别，无奇不有。有些恒星 上存在着地球上所没有的物质、物理状态和物理过程，因而成为人类的一个理想而巨大的天然的物理、化学实验室。人们通过了解恒星 不仅可以认识宇宙的秘密，还能利用从天上的星星中所获得的知识为生活在地球上的人类服务。
恒星 的光谱型。 hengxing
恒星
恒星 是太阳。其次是半人马座比邻星，它发出的光到达地球需要4.22年，晴朗无月的夜晚，在一定的地点一般人用肉眼大约可以看到 3,000多颗恒星 。借助于望远镜，则可以看到几十万乃至几百万颗以上。估计银河系中的恒星 大约有一、二千亿颗。恒星 并非不动，只是因为离开我们实在太远，不借助于特殊工具和特殊方法，很难发现它们在天球上的位置变化，因此古代人把它们叫作恒星 。
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。
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，等等（见天体的距离）。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。
恒星 的亮度常用星等来表示。恒星 越亮，星等越小。在地球上测出的星等叫视星等；归算到离地球10秒差距处的星等叫绝对星等。使用对不同波段敏感的检测元件所测得的同一恒星 的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等系统之一是U(紫外)、B（蓝）、V（黄）三色系统(见□□□测光系统);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等，绝对目视星等M□=+4.83等，色指数B-V=0.63，U-B=0.12。由色指数可以确定色温度。
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 的光谱能量分布与有效温度有关，由此可以定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型（也可以叫作温度型）。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 的光度级可以分为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 的表面有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度，差别很大。
恒星 的真直径可以根据恒星 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以测出小到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。对有些恒星 ，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，有的小到几公里量级，有的大到10□公里以上。
恒星 的质量只能根据质光关系等方法进行估算。已测出的恒星 质量大约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 的密度可以根据直径和质量求出，密度的量级大约介于10□克/厘米□（红超巨星）到 10□～10□克/厘米□（中子星）之间。
恒星 表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定。元素的中性与电离谱线的强度比，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）。
恒星 光谱中谱线的塞曼分裂（见塞曼效应）或一定波段内连 n.: star, sun, fixed star, a fixed star, a fixed star, ie one which is not a planet, any large ball in outer space that is made up of gases and gives out light, such as the sun n. étoile 恒星村 天文 五车二 自然之最 布袋戏 自然科学 天体 宇宙 百科大全 电影 百科辞典 海贼王 自然 星系 科学 诺贝尔物理学奖 天文学 更多结果...
玉衡 老人 北斗星 十字架 织女 北极星 牛郎 白矮星 矮星 伴星 昴宿六 卡普坦星 三合星 物理双星 几何变星 亮巨星 银河系结构 天测双星 造父视差 开阳 轩辕 巨星 新星 银盘 北河 天玑 南河 北落师门 耀星 大角 中子星 超新星 变星 聚星 星团 天狼 星云 勾陈 星际物质 超巨星 球状星团 主序星 心宿二 疏散星团 角宿一 星际介质 参宿四 激变变星 星周物质 水委一 五车二 红巨星 参宿七 致密星 发射星云 河鼓二 移动星团 巴纳德星 红矮星 脉冲星 更多结果...