恒星摘要：本文分为两大部分，前部分将介绍恒星的各个参数，包括亮度、视星等、光度、大小、质量等基本特征以及恒星彼此之间的联系等等（也适当包含了一些对恒星参数测定的方法）。

后半部分则将着重介绍恒星的起源与演化过程。

关键词：恒星、起源与演化。

1.前言在美丽而又浩瀚的夜空中，我们痴迷于若隐若现的点点繁星，向它们寄托着我们难以磨灭的情感，它们也因此成为了我们心中永远的美丽传说。

而实际上，那点点繁星大都是离我们十分遥远的恒星，我们对它们仍知之甚少。

因此，研究恒星与恒星系统已势在必行:它是解决现代最基本理论----天体的起源与演化问题所不可缺少的；同时它也有助于解决物理学中的基本理论，寻找新能源；甚至于对这个问题的研究，对哲学的进步与发展同样起着积极作用，因为恒星和恒星系统是唯物主义宇宙观和唯心主义宇宙观激烈斗争的重要方面。

2.恒星的基本参数2-1恒星观测的发展历程恒星是指由内部能源产生辐射而发光的大质量球状天体。

太阳就是一颗典型的恒星。

自古以来，恒星一直是人们探索大自然的一个重要研究对象。

人类研究恒星最初是依靠眼睛，但“最好”的眼睛最多只能看到6000余颗恒星。

望远镜发明后，人类可以观测到眼睛看不到的恒星，早先美国帕洛马山天文台的直径5米的望远镜可以观测到20亿颗恒星，而在哈勃望眼镜升空后已经把人眼识别天体的范围提高了40亿倍。

与此同时，人类还通过射电，x射线，红外线等多种电磁波去了解和研究恒星。

2-2恒星的距离恒星离我们是十分遥远的，除去太阳外，离我们最近的恒星是半人马座比邻星，距离大约有4*10^13千米，而其他恒星更是远远大于这个距离。

那么，应该怎样进行恒星距离的测量呢？我们现在常用的一种方法叫做三角视差测量，也称作周年视差（测量方法由于篇幅有限，将不作详细介绍），需要注意的是；天文学中不用千米作为天文单位，因为这必然会造成数据过于庞大。

天文学中取光年（ly）或者秒差距（cp）作为恒星之间距离的单位。

前者是指光在一年内走的距离，而后者是指从恒星角度看日地平均距离的张角为1弧秒的距离，在数值上等于3.259光年，一光年等于9.5*10^15米。

但是由于三角视差测量法误差较大，人们也采用分光测量法、造父变星法、星团视差法以及统计视差法等测量。

2-3恒星的亮度与视星等当我们用肉眼观测恒星时，会发现恒星并不是一样亮的，有的较暗，有的较亮，。

恒星的这种看起来明暗程度成为视亮度，简称为亮度，用E表示。

在天文学上，星的亮度用星等表示。

古人依照星的明亮程度将星分为六个等级，肉眼刚刚能看到的星为六等星，天空中最亮的约20颗星为一等星。

这个星等系统原则上保留到现在，并给予了标准化后推广到特别亮的天体以及肉眼看不到的暗星上。

星等数越大，对应的恒星越暗；对于很亮的星，星等数可以为零甚至负数。

例如;太阳的星等为-26.8等，满月的星等为-12.0等，天空中最亮的星（除太阳）为-1.6等，织女星为0.1等。

用5米望远镜能看到的最暗的星的星等为21等。

此外，观测表明，当两颗星为5等时，亮度的比值为100，因此，只要由观测定出了某星相对于零等星的亮度，就可以求出它的星等。

以上所讨论的星等都是针对目视观测而言，称为目视等星。

对于不同的辐射接受仪器，它们对于光线的敏感度不同，所以用不同的仪器测量同一天体得到的星等往往是不同的。

2-4恒星的光度与绝对星等在生活中，我们往往有这样的感受：同一光源，从远处看觉得它暗一点，从近处看它，觉得亮一点。

实验证明:任意光源的视亮度与该光源到观测者的距离平方成反比。

因此，恒星的视亮度并不能代表它的真正发光能力。

恒星真正的发光本领成为光度，用L表示。

它是恒星每秒钟向四面八方发射的总能量。

既然恒星的视亮度与距离有关，单从视亮度是不能得出恒星的光度。

为了比较不同恒星的光度，可以假想将恒星移到同一位置，然后比较它们的亮度。

天文学上把这个距离取为10秒差距，相当于10秒差距距离上的星等成为绝对星等。

用字母M表示。

若以E表示某恒星的视亮度，r表示恒星到太阳的距离，以秒差距为单位，E1表示该恒星被假想移到10秒差距处所具有的视亮度，由于视亮度和距离的平方成反比，所以E1/E=r^2/100，即M=m+5-lgr其中，M和m分别表示该恒星的绝对星等和视星等。

太阳的绝对星等为4.75等，天狼星的绝对星等为1.4等。

M越大，恒星半径也越大。

一般把M是9等左右的恒星叫矮星，M-2等的恒星叫巨星，M为-4等以上的恒星叫超巨星。

2-5恒星的大小、密度和质量2-5-1恒星的大小恒星的大小用其角半径的大小来表示。

恒星的角直径非常小，即使是用最大的望远镜也看不到恒星的视面，因此只能依靠间接方法测出恒星的大小。

恒星的角直径测量的方法主要有三种:月掩星法、干涉法以及光度法。

月掩星法：当恒星被月球边缘掩食时会产生星光的衍射图象用快速光电光度计将图样变化记录下来，并与模拟不同角直径光源被月球掩食的理论衍射图样对照，从而定出被掩食恒星的角直径。

同时，为了减少太阳光的干扰，通常利用月球黑夜那面进行测量。

但此方法仅适用于在月球白道附近分布的恒星。

干涉法：利用恒星干涉仪，将恒星的圆面看作两个半圆，并假定每个半圆面的光都是从半圆的中心射出来的。

当两个半圆的光束通过干涉仪时，会产生两组明暗干涉条纹。

调节干涉仪两孔距离，获得所需条纹的宽度，并记录两孔间距离的数值，代入公式计算。

此方法对遥远的恒星有一定的局限性。

光度法：利用恒星的半径和恒星的光度和温度之间的关系，可以推算出恒星的大小。

设恒星的光度为L，表面的有效温度为T，半径为R，则L=4ΠR^2KT^4其中，k表示斯芯藩-玻尔兹曼常数，可见由恒星的光度L和有效温度T可以求出半径，加上恒星的距离就可以得出恒星的角直径。

该方法有较好的普遍性，但是可靠性不高。

恒星的大小相差很大，有的直径比太阳大，而有的直径仅为太阳的几十分之一。

2-5-2恒星的质量恒星的质量是出太阳外恒星的一个重要参数，但是除太阳外，目前只能对某些双星进行直接测定，其它的恒星的质量都是间接得到的，例如通过质光关系来测定。

严格来说，恒星的质量范围是0.1~70M，（M为太阳的质量。

）质量小于0.08M的天体不能靠自身引力压缩它的中心区达到足够高的温度，从而使氢点火，因而它们不能靠核反应产生能量发出光，这种天体，不能被称作恒星。

质量大于70M的天体，由于自身引力压缩，它的中央可以达到很高的温度，在这种条件下，辐射压开始大大超过物质压，使得超大质量恒星很不稳定。

现在已经确定的最大的恒星质量为65M，代号为HD47129。

2-5-3恒星的密度恒星的平均密度相差很大，太阳的平均密度（1.4g/cm^3）在恒星中出于中等地位。

有的恒星密度仅为水密度的百万分之一，而有的恒星密度很大，为水的百万倍。

2-6恒星的光谱恒星的光谱和太阳光谱一样，也是由连续光谱和吸收线组成的。

但是，不同的恒星的光谱并不完全一样。

根据对大量恒星光谱所进行的研究，大体上可以将恒星光谱分为7个主要类型（称为光谱型），这7中类型为O,B,A,F,G,K,M,此外，还有R,N和S型。

这是取自一句英文“Oh!Be A Fair Girl Kiss Me.”的字首构成的，称为哈佛分类，由哈佛天文台首先确定。

对于每一种光谱，还可以将它分为10个次型，如B型就可以分为B0，B1,B2，B3，B4，B5，B6，B7，B8，B9等10个次型。

显然B0和O9相差并不大。

O,B,A称为早型；F，G称为中型；K,M称为晚型。

2-7恒星的赫罗图1911年丹麦天文学家赫兹波仑、1913年美国天文学家罗素分别研究了恒星在光谱-光度图上的分布情况。

他们取恒星的光谱型为横坐标，恒星的绝对星等为纵坐标，得到如下一幅图，该图被称为恒星的光谱-光度图或者恒星的赫罗图，常写为H-R图。

赫罗图的横坐标是按照光谱型排列的，对应恒星的温度。

纵坐标是恒星的绝对星等，与光度相对应，反应恒星本身辐射量的多少。

对一颗恒星来说，表面温度和绝对星等可以通过观测严格的确定，因此可以在图上找到一点与之对应。

值得一提的是，恒星在赫罗图上的分布具有一定的序列。

主星序：分布在左上角到右下角的对角线上，属于主星序的恒星叫做主序星，太阳就是一颗主序星，我们观测到的恒星有90%属于主序星。

巨星和红巨星：在右上方可以看到一组恒星，它们的光度差不多，这一组称为巨星。

在巨星的上面，还有一组恒星，光度更大，称为红巨星。

白矮星：在左下角有一组恒星，它们的光谱型大多是A型，颜色发白，光度很小，称为白矮星。

3.恒星空间3-1变星和新星天空中的恒星，尽管明暗的程度有很大的区别，但大多数在相当长的时间内亮度没有什么变化，处于一种相对稳定的状态。

但也有很多星，亮度在较短的时间有着显著的变化，我们称之为变星。

有少数的星可以在几天内暴增几万倍，我们称这些突然爆发的星为新星。

变星和新星都是不确定的星。

3-1-1变星根据变星亮度变化的原因，变星又可以分为食变星（几何变星）、物理变星。

有一种变星，它的亮度变化很可能是由于它们一会儿膨胀，一会儿收缩造成的，这种变星称为脉动变星。

例如造父变星（又称长周期造父变星或经典造父变星，是脉动变星的一种。

这类变星的亮度变化是周期性的）另一种变星，它的亮度变化突然，也很厉害，称为爆发性变星。

3-1-2新星和超新星有时天空会忽然出现一颗很亮的星，它的亮度在很短的时间内迅速增加，达到极大后慢慢减弱，在几年甚至几十年后回复到原来的亮度，这种星被称为新星。

实际上，新星并不是真正的新生成的星，它们原来就存在，只是因为太暗，不为人们所注意，待其亮度突然增多很多时，才被人们重视。

新星爆发时，亮度增加很多。

新星最亮时的绝对星等可以达到-7.0等。

新星的爆发过程中，其光谱型不断变化着。

新星爆发时，会抛射少量物质到周围空间，爆发后，仍保留它们的恒星形式和它们的绝大部分物质。

有的新星在恢复原样后可能会再次爆发，这种星称为再发新星。

除了新星，还有些恒星爆发时规模比新星更加巨大，光变幅度可达20等，即光度增加1亿倍，亮度极大时绝对星等达-15~-17等，这种星称为超新星。

超新星在突然增亮后，或者是它的大部分物质抛射到周围的空间后，留下致密的核心，此核心可能会是一个中子星；或是恒星物质完全抛散，成为星云遗迹。

3-2恒星集团3-2-1双星双星分为光学双星与物理双星。

前者只是在地球上看着它们在同一个方向，在天球上靠的很近，实际上两者相差很远，彼此之间没有物理联系；然而大多数的双星都是一对具有物理联系的恒星，称为物理双星。

双星的两个成员都是双星的子星，较亮的为主星，较暗的为辅星。

物理双星又可以分为目视双星: 指观测者能直接用望远镜分辨开两颗子星的双星, 目视双星相互绕转的轨道半径都比较长，自然绕转的周期也比较长。

分光双星：指通过对某天体谱线位置变化的观测分析，能判断出的双星。