藝術家所繪的銀河系圖像（圖片來源：www.163.com）

觀測歷史

恆星是巨大的等離子發光球體。銀河系中有包括太陽在內的幾十億顆恆星，而宇宙中又有幾十億個星系。其中，我們已知的有行星圍繞其公轉的星系就有幾百個。

自文明誕生之初，恆星就在宗教方面扮演著關鍵角色，對航海也起著至關重要的作用。作為研究天空的科學，天文學可能是最古老的科學。十七世紀，望遠鏡的發明和運動與萬有引力定律的發現促使人們認識到，所有的恆星和太陽一樣，都遵循著同樣的物理學規律。十九世紀，研究物體輻射的光的波長的科學——成像學和光譜學的誕生，使從遠處觀測恆星的組成和運動成為了可能，帶動了天體物理學的發展。

1937年，第一台射電望遠鏡製成，使天文學家能夠觀測到原本根本無法發現的恆星輻射。1961年，第一台伽瑪射線望遠鏡投入使用，開啟恆星爆炸（超新星）的先河。同樣在二十世紀六十年代，天文學家開始利用氣球裝載望遠鏡進行紅外線觀測，根據恆星和其他天體的熱輻射收集與之相關的信息。1983年，第一台紅外線望遠鏡（即紅外線天文衛星）投入使用。

1992年，美國國家航空航天局（NASA）的宇宙微波背景探測器（COBE）衛星首次從太空中研究了微波輻射（微波輻射通常被用來探測宇宙的起源，但也偶爾被用於研究恆星）。1990年，第一台天基光學望遠鏡，哈勃太空望遠鏡投入使用，能夠提供宇宙最深處最詳細的可見光視圖。

當然，這麼多年以來，也出現過更先進的天文觀測器（涉及所有波段），還有更為強大的觀測器已經列入計劃。舉幾個例子，一個是歐洲甚大望遠鏡（E-ELT），計劃於2024年開始通過紅外和光學波段進行觀測。此外，NASA的詹姆斯·韋伯太空望遠鏡被譽為哈勃的後繼者，將於2018年投入使用，通過紅外波段對恆星進行探測。

恆星周圍的空間圖（圖片來源：www.163.com）

一.恆星的命名

古代文明在天空中看出與人、動物或其他普通物體相似的形象。這些就是星座，名字來自神話中的形象，如獵戶座的「俄里翁」（Orion）就是希臘神話的一位英雄。天文學家現在經常用星座來命名恆星。國際天文學聯合會（IAU）正式承認的星座有88個。該聯合會是為天體命名的世界權威機構。一個星座中最亮恆星的學名通常帶有 "阿爾法"字樣。「阿爾法」是希臘字母表的第一個字母。一個星座中第二亮的恆星通常以 "貝塔"、 第三亮的以 "伽瑪" 命名，以此類推，直到所有希臘字母用完為止。之後就用數字命名了。

許多恆星的名字從古代就有了，比如參宿四（Betelgeuse）。Betelgeuse在阿拉伯語中是「巨人的手臂（或腋下）」的意思。它是獵戶座中最亮的恆星，學名是獵戶座α星。另外，多年來，不同的天文學家運用各自的計數系統編纂了許多星表。《亨利·德雷伯星表》以天體攝影學的先驅亨利·德雷伯命名。《亨利·德雷伯星表》載有光譜分類和272150顆恆星的大致位置。該星表得到天文學家長達半個世紀的廣泛應用。Betelgeuse在《亨利·德雷伯星表》中的編號為HD39801。

由於宇宙中的恆星是如此眾多，國際天文學聯合會使用一套不同的系統為新發現的恆星命名。多數恆星的名稱由一個縮寫和一組符號組成。縮寫或者代表恆星的類型，或者代表收錄該恆星信息的一個星表。例如，PSR J1302-6350是一顆脈衝星，其中PSR是脈衝星（pulsar）的縮寫。字母J表明運用了J2000坐標系，其中1320和6350就是坐標，類似地球上使用的緯度和經度坐標。

最近幾年，天文學界呼籲在命名過程中廣泛聽取民意，壓力之下，國際天文學聯合會正式命名了幾顆恆星。聽取世界各地科學和天文學俱樂部的建議後，國際天文學聯合會在2015 年舉辦的「命名地外世界」（Name ExoWorlds）比賽中正式確定了14顆恆星的名字。

2016年，國際天文學聯合會通過了227顆恆星的命名。這些恆星的命名大多數都遵循了古代的傳統。該次決議的目的是在減少同一恆星的不同叫法和統一拼寫。（例如，「北落師門」（Formalhaut）有30個不同的名稱）。然而，距離地球四光年遠的一個帶有行星的恆星系統，此前一直都被叫做「半人馬座α星」，此次卻被改名為Rigel Kentaurus。一個年輕、閃耀的恆星集群看起來就像是一個空中爆裂。該星團被星際氣體和塵埃所環繞，而氣體和塵埃正是形成新的恆星的原料。該星雲位於船底座20000光年之外，其中包含一個由眾多巨大的發熱恆星組成的名為NGC 3603的星團。

銀河系中最大的恆星 （圖片來源：www.nasa.com）

二.恆星的形成

一顆恆星從一個巨大的、緩慢旋轉的雲團中發展而來。該雲團完全或幾乎完全由氫和氦組成。由於其自身的引力，雲團背後向內塌縮。當收縮時，它旋轉地也越來越快。這樣一來，雲團的外部就成為一個圓盤，而最內層的部分則成為一個大致的球形壘塊。據美國國家航空航天局，這種塌縮的物質越來越熱，密度越來越大，就形成了球形的原恆星。當原恆星的溫度和壓力達到約180萬華氏度 (100萬攝氏度) 時，通常相互排斥的原子核開始聚合在一起，恆星開始燃燒。核聚變僅需要極少的質量就能轉化為巨大的能量。例如，1 克的質量完全轉化為能量將等於約2.2萬噸TNT炸藥爆炸產生的能量。

三.恆星的演化

恆星的生命周期主要根據其初始質量而變化。恆星的質量越大，其生命周期就越短。一些天體的質量還不足太陽質量的十分之一，這就沒有足夠的引力來引燃核聚變。這些就不能被稱之為恆星，而是叫做褐矮星。

一個由雲團開始的中等質量的恆星塌縮為一個表面溫度約 6750 華氏度(3725 攝氏度)的原恆星，需要十萬年。金牛T星就是氫聚變剛開始後的一顆恆星，亮度變動不居，所以叫「變星」。這顆變星還要再塌縮大約一千萬年，直到它由於核聚變產生能量引起的膨脹和重力引起的收縮達到平衡。在這之後，它就成為一個從中心氫聚變獲得能量的主序星。

這樣一顆恆星的質量越大, 氫燃料消耗的速度就越快, 它在主序星階段上停留的時間也就越短。在核心的所有氫聚變為氦氣之後，該星會發生劇烈的變化。由於沒有核輻射的抵抗，重力立刻將質量衝擊至該星的核心，使該星溫度驟升。外層於是膨脹得很大，在此過程中冷卻，並發出紅色的光，於是，它就變成了一顆紅巨星。氦開始在核心發生聚變反應。氦一旦消失，核心就會收縮並變得更熱，恆星進一步膨脹變大，但比以前更藍更亮，它的最外層也被吹走。在膨脹的氣體外殼消失後，剩下的核心是一顆白矮星。白矮星主要是由碳和氧組成，初始溫度約18萬華氏度 (約等於10萬攝氏度)。因為白矮星沒有聚變的燃料，它們會在幾十億年的時間裡變得溫度越來越低，最後成為根本探測不到的黑矮星。我們的太陽將在約50億年後離開主序。

大質量恆星形成得快，消亡得也快。這些恆星脫胎於原恆星僅需一萬年到十萬年的時間。當在主序上時，它們又藍又熱。亮度大約是太陽的一千到一百萬倍，大小有十個太陽那麼大。當離開主序時，它們會成為明亮的紅超巨星，並最終熱到足以將碳聚變為質量更大的元素。經過約一萬年的聚變反應，核心就會變為一個約3800 英里(6000 公里)大小的鐵核。因為再要發生聚變將會消耗能量，而不是釋放能量了。這顆恆星註定要走向滅亡了，因為它的核輻射已經不能再抵抗重力了。

新恆星圍繞形成大磁碟，宛若藝術作品（圖片來源：http://tupian.baike.com/）

據美國國家航空航天局，當一顆恆星的質量超過太陽的1.4倍時，電子壓力將不足以阻止核心進一步的塌縮。結果就是超新星的誕生。重力引起核心塌縮，使核心溫度上升到接近 180億華氏度(100億攝氏度)，鐵分子被分解成中子和中微子。在約一秒內，核心收縮大約六英里 (十公里) 寬，會像一個被大力擠壓的橡膠球一樣彈跳，向恆星的外層發送衝擊波，導致聚變的發生。然後該恆心爆炸成為所謂的II型超新星。如果剩餘恆星核心的質量約為太陽質量的三倍，它就會變成幾乎完全由中子組成的中子星。有的旋轉的中子星向外發射可探測的無線電脈衝，這樣的中子星就叫做脈衝星。如果恆星的核心質量大於太陽質量的三倍，就沒有已知的力可以支持它對抗自己的引力，那麼它就會坍縮形成一個黑洞。

一個低質量恆星使用氫燃料是如此得緩慢，以至於能夠在主序星階段停留一千億到一萬萬億年。據美國國家航空航天局，因為宇宙到目前為止也不過經歷了大約137億年，這就意味著，這些低質量恆星還沒有消亡過。儘管如此，天文學家還是計算出，這些被稱為紅矮星的恆星只能支持氫聚變，這就意味著它們永遠不會變成紅巨星。相反，它們最終會冷卻下來，成為白矮星，然後成為黑矮星。

四.聯星和恆星系統

雖然我們的太陽系只有一顆恆星，但大多數像太陽這樣的恆星都不是孤立的，而是有雙星互繞的聯星，或涉及多個恆星的恆星系統。事實上，只有1/3 的恆星和我們的太陽一樣是單一恆星，其餘的3/2都是恆星系統。例如，最接近太陽系的比鄰星，就只是一個恆星系統的一部分。該恆星系統還包括半人馬座阿爾法A星和半人馬座阿爾法B星。然而，像太陽這樣的G類恆星只佔我們所看到的恆星的大約7%。據哈佛-史密森尼天體物理中心的查爾斯·J·拉達，銀河系中約30%的恆星都是恆星系統，其餘的都是單一恆星。

兩顆原恆星相互靠近時就發展形成了聯星。如果兩顆星之間的距離足夠近，其中一顆就可以影響它的伴星，以物質剝離的方式進行所謂的物質傳遞。如果其中一顆是一個來自中子星或黑洞的巨星，這兩顆星就可以形成一對X射線聯星。從這顆恆星殘餘的伴星吸引出來的物質溫度可能極高，超過100萬華氏度（55.5萬攝氏度）並發射X射線。如果聯星中包括一個白矮星，從伴星上吸引過去的氣體在白矮星的表面就會在一次明亮的閃光中劇烈地熔化。這一閃光被稱為新星。有時，矮星表面積累足夠多的氣體會引起矮星的坍縮，導致碳幾乎立即熔化，然後矮星在I型超新星中爆炸。這樣爆炸發出的光可能使一個星系在幾個月內顯得格外明亮。

恆星的爆炸（圖片來源：http://www.kejixun.com/）

五.恆星的特點

1.亮度

天文學家用星等和光度描述恆星的亮度。恆星的亮度取決於它的表面溫度和大小。

恆星的星等基於2000多年前的希臘天文學家喜帕恰斯在公元前125年左右提出的體系。他根據從地球上觀察到的恆星亮度給恆星群用數字分成等級，最亮的恆星作為一等星，第二亮的作為二等星，依次類推，直到可見的最暗淡的恆星，即六等星。現在天文學家把從地球的角度觀察的恆星亮度稱為視星等，但是，因為地球和恆星間的距離可能影響觀察到的光線，所以他們現在也用絕對星等來描述恆星的實際亮度。絕對星等即假設恆星距地球10秒差距或32.6光年遠時的視星等。現在星等劃分已經超過六等，並且有低於一等甚至是負等的恆星。夜晚天空中最明亮的恆星是天狼星，它的視星等為-1.46。

光度代表恆星的功率，是恆星輻射能量的效率。雖然功率通常以瓦特衡量，例如，太陽的亮度是400兆瓦特，恆星的光度通常以太陽的光度來衡量。例如，半人馬座阿爾法A星的亮度是太陽亮度的1.3倍。恆星絕對亮度的五級差距相當於恆星亮度的100級差距，例如，一顆絕對亮度是1的恆星比一顆絕對亮度是6的恆星明亮100倍。

2.顏色

恆星有從紅到黃到藍多種顏色,取決於表面溫度。

一顆恆星可能看起來只有一個顏色，但實際上發出的光譜可能很龐雜，很有可能包括從無線電波、紅外線、紫外線光束到伽馬射線全部波長。不同的元素或化合物吸收和發射不同的顏色或光波。通過研究恆星的光譜，我們可以猜測該恆星的組成成分。

3.表面溫度

天文學家以開式度為單位衡量恆星的溫度，零開式度（「絕對零度」） 相當於零下273.15攝氏度或零下459.67華氏度。暗紅星的表面溫度約為2500 開式度（2225攝氏度，4040華氏度）；亮紅星的表面溫度約為3500 開式度（3225攝氏度，5840華氏度）；太陽和其他黃色恆星的表面溫度約為5500 開式度（5225攝氏度，9440華氏度）；藍色恆星的表面溫度約為從10000 開式度（9725攝氏度，17540華氏度）到50000 開式度（49725攝氏度，89540華氏度）。

恆星的表面溫度部分取決於其質量，並會影響其亮度和顏色。具體來說，恆星的光度與其溫度的四次方成正比。例如，如果兩個恆星的大小相同，以開式度計算，其中一顆恆星的熱度是另一顆的兩倍，那麼前者的光度將是後者的16倍。

4.大小

天文學家通常以太陽的半徑衡量恆星的大小。例如，半人馬座阿爾法A星的半徑為1.05倍太陽半徑。最小的恆星是中子星，直徑可能只有區區僅12英里（20公里）；最大的恆星是巨星，直徑是太陽直徑的大約1000 倍。

恆星的大小影響其亮度。具體來說，光度與半徑的平方成正比。例如，如果兩顆恆星的溫度相同，而其中一顆恆星的直徑是另一個的兩倍，那麼前者的亮度將是後者的四倍。

5.質量

天文學家以太陽質量衡量恆星質量,恆星的質量影響其表面溫度。例如，半人馬座阿爾法A星是1.08個太陽質量。由於密度不同，質量相似的恆星可能體積也打不一樣。例如，天狼星B的質量幾乎和太陽差不多，但它的密度是太陽密度的九萬倍，所以它的直徑僅為太陽直徑的五十分之一。

6.磁場

恆星是翻騰的帶電氣體形成的旋轉球體，因此通常會產生磁場。研究人員發現，太陽的磁場可以高度集中在很小的區域內，造成太陽黑子、壯觀的太陽耀斑爆發和日冕物質拋射等現象。哈佛-史密森尼天體物理中心最近的調查發現，平均恆星磁場隨著恆星的自轉速度而增強，並隨著恆星年齡的增長而減弱。

7.金屬量

恆星的金屬量衡量它含有多少「金屬」。在這裡，任何比氦重的元素都算作「金屬」。根據金屬量衡量，存在三個星族的恆星。天文學家還沒有發現哪一族應該算作最古老的恆星世代。第三星族星是不含「金屬」的恆星。當這些恆星死了，它們的元素被釋放到太空中，接著被第二星族星相對少量的吸收。當部分第二星族星死亡，它們會釋放更多的重元素。像太陽這樣年輕的第三星族星含有最大量的重元素。

類太陽恆星的一生（圖片來源：http://www.guokr.com/）

六.恆星的分類

典型的恆星分類是按照光譜分類，這套分類系統叫做摩根·肯那或MK光譜分類法。該分類法將恆星分成八大類，每一類對應一個表面溫度範圍，從表面溫度最高到最低依次為：O、B、A、F、G、K、M和L。每一類光譜又包括10個光譜類型，依次用數字0到9標記，代表溫度從最高到最低。

根據摩根·肯那光譜分類法，恆星也按照亮度被分類。用羅馬數字標記恆星時，最大最亮的恆星用最小的數字標記：Ia代表明亮的超巨星；Ib代表超巨星；II代表明亮的巨星；III代表巨星；IV代表次巨星；V代表主序星或者矮星。一個完整的MK分類法指稱包括光譜類型和亮度等級，例如, 太陽的恆星分類為G2V。

七.恆星的結構

一般來說，一顆恆星的結構是一層層的薄殼疊加起來，有點像洋蔥。

恆星在其生命的大部分都是主序星，包括核心、輻射和對流層、光球層、色球層和冕層。核心是所有核發生聚變並為恆星提供動力的地方。在輻射區，這些能量是向外輻射的，就像一個散熱的燈泡，而在對流區，能量是由滾動的熱氣傳播的，就像從吹風機吹出的熱風。是太陽質量的幾倍的大質量恆星的核心是對流的，外層是輻射的；而質量和太陽質量相差無幾或小於太陽質量的恆星的核心是輻射的，外層是對流的。光譜A類的中間質量恆星可能整個都是輻射的。

在這些區域以外，就是恆星輻射可見光的部分，叫做光球層。光球層經常被當作是恆星的表面。然後是色球層，因為所有氫氣都在這裡，所以看起來很紅。最後，是恆星大氣層最外層的部分——冕層。如果冕層的溫度超級高，可能與外層的對流有關。

來源：https://www.upi.com/

編譯：鍾狼將 / 漫步宇宙（qqtaikong）

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