恒星

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。

目录

1 基本物理参量

1.1 星等
1.2 恒星光谱
1.3 直径
1.4 质量
1.5 压力
1.6 磁场

2 化学组成
3 物理特性的变化
4 恒星的分类
5 结构和演化

5.1 恒星的结构
5.2 恒星的形成
5.3 原恒星形成
5.4 主序星
5.5 红巨星

5.5.1 大质量恒星
5.5.2 坍缩

6 观测简史
7 恒星命名

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。

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。

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。

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？

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。


恒星物理学

恒星物理学（ stellar physics ），应用物理学知识，从实验和理论两方面研究各类恒星的形态、结构、物理状态和化学组成的学科。天体物理学的分支。在恒星上发现的某些奇特物理现象，也能够启发和推动现代物理学的发展。

研究方法
一般的恒星都是炽热的气体球。研究恒星所必需的一切资料几乎全部来自恒星自身的电磁辐射，近年来能检测它们的高能粒子和引力波效应。因此，早期主要使用光学、红外线、射电和X射线等各种天文望远镜以及所附的终端设备，测量各类恒星在不同波段上的辐射强度、能谱、谱线结构、偏振状态等物理量。随后发展主要是应用热辐射理论，推知恒星表面的有效温度；应用谱线位移和一定的几何方法，确定恒星自转特性、双星特性或脉动特性；再利用引力理论、辐射理论和脉动理论，可推出双星轨道半长径、子星半径、子星质量（或质量函数）及脉动变星的平均半径和平均密度等；应用谱线的形成和致宽理论，推出恒星大气的电子压力、气体压力、不透明度、元素的丰度以及恒星的光度；应用核物理理论，推知恒星的产能机制及其变迁，再结合辐射转移理论就建立恒星模型，用以研究恒星内部结构理论；应用塞曼效应，可推知恒星磁场；应用引力理论、粒子物理理论，探讨恒星晚期超密态的各种现象；应用等离子体理论，探讨星冕、星风、质量交流和质量损失等恒星大气现象。最后，综合应用各种物理理论，探讨恒星的形成和演化。

主要研究内容
主要是：①恒星大气的观测和理论研究。恒星大气是能直接观测到的恒星外层部分。应用分光技术，依照辐射平衡、局部热动平衡的辐射转移理论和恒星大气模型理论，可在一定程度上解释连续光谱、吸收光谱和发射光谱的形态（见恒星大气理论），探明它们的形成机制、演变过程和致宽因素，并弄清恒星大气中光球、色球层和星冕等不同层次的物理状况和相互关系，以及大气中的元素丰度等，还可研究恒星自转，并根据较差自转来探讨恒星大气内层的情况。②恒星内部结构的研究。研究恒星内部从中心到表面各层的物态和物理过程，探讨恒星内部输送能量和维持温度梯度的物理机制，然后根据研究结果解释观测到的恒星质量、光度、半径和表面温度等的时序变化和相互关系。③恒星的能源和核合成的研究。确定产能和维持恒星不断辐射的核物理过程，探讨元素合成理论，以解释现有的元素丰度。较流行的是1957年B2FH理论及相关的发展理论。④恒星脉动现象的观测和研究。许多恒星有脉动性的光变。理论研究表明，脉动现象是恒星演化到一定阶段（多为赫罗图上红巨星或红巨星后的水平支阶段）的必然现象。根据最重要的几种脉动变星的周光关系，可确定恒星和许多有关天体的距离。利用线性和非线性脉动理论，可较好地解释恒星的脉动现象。⑤恒星爆发现象的观测和研究。多种恒星有不同能量级的爆发现象。从年轻的耀星、金牛座T型变星到老年和临近“死亡”的新星、超新星，都有爆发现象。关于各类爆发的物理机制还不十分清楚，需要积累更多更完善的观测资料，并进行更深入的理论分析。对于新星的爆发和许多类似的其他星体的爆发，许多人试图采用双星模型进行解释。⑥双星系统的观测和研究。双星是恒星世界的普遍现象，估计银河系中太阳附近半数以上的恒星是双星或聚星的子星。根据长期的目视、照相、光度和分光观测，可定出恒星最基本的物理参量：质量和半径。密近双星系统中存在大量的质量交流。这种交流所引起的气流、气环、热斑、X射线爆发和新星爆发现象等，在光谱和光度变化中都有所反映，对研究引力相互作用、辐射相互作用、物质相互作用和恒星演化过程等都很重要。⑦致密星的观测与相对论。根据流行的演化学说，晚期恒星因引力坍缩而成为密度大到105克/厘米3以上的致密星，即白矮星、中子星或黑洞。已观测到的白矮星有上千颗，被认为是中子星的脉冲星也已发现千余颗，但黑洞则尚在探寻之中。所有这些天体的研究都与广义相对论密切相关，同时也是对广义相对论的检验。对天鹰座射电脉冲星双星PSR1913＋16所进行的观测研究，证实了广义相对论预言过的引力波。

发展动向
近年来，恒星物理学在实测方面的一个重要发展是全波段观测。射电、大气外的X射线、远紫外线和红外线观测，大大丰富了关于恒星辐射和恒星表层物理的知识，并发现了X射线新星和X射线双星等新天体。现在看来，密近双星系统的观测和理论研究，是解决许多恒星物理学问题的一把钥匙。
由于对耀星研究的深入，加上光斑干涉等超高分辨率和高精度光电视向速度分光仪等观测技术的发展，已经能够把当作点源的恒星与作为面源的太阳进行真正的类比研究。另一方面，由于有了大望远镜和其他新技术，已经能够对若干最近的星系（如大小麦哲伦云）内的各类恒星进行较详细的观测研究，从而把它们与银河系内的同类型恒星进行对比，这样就能更好地了解天体化学组成对演化进程的影响。
原子核物理学和粒子物理学的发展，大型快速电子计算机的广泛应用，推动进一步研究恒星的内部结构、元素合成和恒星演化过程。中微子天文学的发展打开了认识宇宙的新窗口。多种脉冲星的发现和研究，促进了辐射理论的发展。广义相对论和各种引力理论更加新活跃，被广泛应用于晚期恒星的研究。


恒星质量

恒星质量（stellar mass），恒星最重要的物理参量之一。也是恒星结构和恒星演化的决定性因素。求恒星质量最基本的方法是利用物理双星的轨道运动。所求得的质量称为动力学质量。具体方法如下：
①目视双星有可靠的视差，可应用开普勒第三定律，由轨道半长轴的真长度和轨道周期算出两子星的质量和，再由两子星离公共质心距离的比值得知两子星的质量比，进而求出每一子星的质量。如用这种方法求得的天狼甲、天狼乙两星的质量分别为2.143和1.053太阳质量。
②双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是食双星，并已知其测光解中的轨道倾角，进而可求得两子星的质量。用此方法求得的食双星大陵五甲、大陵五乙两星的质量分别为3.7和0.81太阳质量。
③双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是干涉双星，并已知其轨道倾角，由此可求得两子星的质量。用此方法求得的角宿一甲、宿一乙两星的质量分别为10.9和6.8太阳质量。
④双谱分光双星分光解加上由偏振观测所得轨道倾角进而也可得出两子星的质量。如Plaskett星(HD47129＝HR2422，麒麟座中的一个6等星）的质量就是这样推算出来的。求恒星质量的其他方法还有：利用已知半径的白矮星的引力红移量求白矮星的质量；根据真半径和表面重力加速度推算恒星的质量（即分光质量或称大气质量）；根据恒星的质量和光度的统计关系（质光关系），从光度估计质量；利用恒星在赫罗图上的理论演化轨迹估计恒星质量（称为“演化质量”）；对已知真半径的脉动变星，可由脉动周期估算平均密度，从而得出质量（称为“脉动质量”）。但这些方法都不如动力学质量方法可靠。
许多恒星的质量数据至今还很不可靠或精度甚低，这包括大角、老人、织女一、河鼓二、参宿四、心宿二等亮星。要编出规模可观的精确的恒星质量表还需要做很多工作。恒星质量的范围大约是在百分之几个太阳质量（如某些红矮星，特别是物理双星的子星）到120个太阳质量之间，有时可能更大，但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间。1978～1979年有人综合X射线双星的资料得出其中中子星平均质量为1.6±0.3太阳质量。恒星的质量范围比光度和直径范围小得多。一些恒星的质量随着时间而变化。除了热核反应把质量不断转变为辐射能以外，许多恒星还因大气膨胀或抛射物质而不断损失质量。新星、再发新星发亮时抛出质量，超新星爆发后质量可能大大减少。密近双星有时一颗子星的质量会逐渐转移到另一颗子星上去。


质光关系

质光关系（ mass-luminosity relation ），对赫罗图中主序上的恒星成立的恒星质量和绝对光度之间的一个重要近似关系。最早为E.P.哈姆所提出，并在1919年由E.赫茨普龙通过观测资料证实。1924年A.S.爱丁顿从理论上导出绝对光度为L的恒星与其质量M有L=kMα的简单关系，式中k为常数，α约为3。粗略地说，恒星的质量越大，它的内部必定越热，才能产生足够的内部压力来支持自身抗衡引力坍缩。质光关系只是一个近似关系，因为还有其他因素，诸如化学组成也影响恒星的亮度。由观测资料可得出分别用于主序不同部位恒星的质光关系：

L/ L 0≈( m/ m 0) 4对于 L＞ L 0的主序星
L/ L 0≈( m/ m 0) 2.8 对于 L＜ L 0的主序星

质光关系不仅提供了一个估计恒星质量的重要方法，也为研究恒星内部结构和建立各种恒星理论模型提出了一个判据。除物理性质特殊的巨星、白矮星和某些致密天体外，占恒星总数90％的主序星都符合质光关系。现代恒星结构理论借助各种质量恒星的内部结构和各种温度的恒星大气的不透明度来解释并计算出这一关系的各种表，专业天体物理研究可利用这些质光关系表。


质量损失

质量损失（ mass loss ），观测和理论表明，一切恒星在其演化过程中都不断损失质量。其途径有：①星风扩散，②气壳膨胀（如行星状星云），③爆发。研究恒星的质量损失对于了解各类恒星的物理状态和演化，具有重大意义。
行星状星云具有每秒20公里的膨胀速度，比逃逸速度（0.4公里/秒）至少大一个数量级。除了行星状星云外，有的星周围还有膨胀的气壳，例如B型发射星、沃尔夫－拉叶星和天鹅座P型星。沃尔夫-拉叶星的气壳膨胀速度有的高达每秒2，500公里(HD193793)，多数在每秒1，000～2，000公里之间。天鹅座P型星气壳的膨胀速度一般也在每秒30～250公里之间。气壳不断膨胀，质量也就不断损失。
前两种方式的恒星质量损失被称为准稳态质量损失，因为在这些过程中，恒星本身的基本特征（如温度和半径）并不发生重大变化。然而，有的星在短时间内温度和亮度变化很大，星体爆发并抛射出大量物质。这些星包括超新星、新星、双子座U型变星（见矮新星）、鲸鱼座UV型变星（见耀星）、金牛座T型变星以及共生星等。超新星爆发时，抛射物质的总量可达一个太阳质量的数量级。新星爆发一次，所抛射的质量约为10-5～10-3个太阳质量。而新星爆发以后，在相当长的一段时间内仍会继续损失质量。例如，双星武仙座DQ是1934年爆发的新星，其轨道周期在逐渐增加。最近，根据周期变化率得到的质量损失率为每年1.1×10-7太阳质量，说明这颗新星爆发以后持续地损失质量至少已有几十年之久。双子座U型变星、鲸鱼座UV型变星、金牛座T型变星的质量损失是从双星周期的变化、发射线的宽度以及谱线轮廓推算出来的，误差较大。它们的质量损失率为每年10-11～10-7太阳质量。
在双星中，除了两子星之间存在质量交流之外，每一个子星也会通过星风或爆发过程使物质离开整个双星系统的作用范围，扩散到星际空间中去。


星风

星风（汉语拼音：Xing Feng；英语：Stellar Wind），恒星连续向外发出的物质流。这个概念来自太阳风的启示。光谱分析指出：一些恒星有以每秒上千千米的速度向外扩张的星周物质；一些恒星正在抛出气壳。这些都是星风的间接证据。半人马座X-3的X射线观测提供了一个直接证据：这是一个交食X射线双星系统，如果没有星风，当食开始时应观测到X射线光度突然下降；如果有星风存在，当中子星渐渐向其伴星后面绕去的时候，发射的X射线要通过越来越厚的，从伴星发出的星风物质，观测的X射线光度应该渐渐减小。实际情况正是这样，下降过程持续约1个小时。可能所有的恒星都有星风，但由此造成的质量损失速率可能相差8个量级，甚至更多。太阳每年损失4×10-14太阳质量，不足以影响它的结构和演化。然而，简单计算表明：一个质量为1太阳质量的恒星以10-10太阳质量／年的速率损失质量，其主序寿命将减少一半。在密近双星中，物质从一个子星到另一个子星的转移，可能通过洛希瓣溢出和星风两种方式，尤其在大质量X射线双星中，星风的吸积是很有效的，可以产生观测到的X射线光度。


恒星直径

恒星直径（ stellar diameter ），恒星的基本参量之一。求恒星直径的方法大体有：①分析月掩星时被掩星亮度的变化求出被掩星的角直径，如再知道该星的距离，便可求得该星的真直径；②用各种干涉法（如强度干涉、光斑干涉等）测得恒星角直径，再由距离求真直径；③由绝对热星等（或恒星全波辐射光度）和表面有效温度（反映单位表面积的发光量）求出表面积，从而得出真直径；④双谱分光双星有了分光轨道解，如果它兼是食双星并能由光变曲线得出测光解，则可得每一子星的真直径；⑤部分脉动变星有了合适的视向速度曲线、光变曲线和反映表面有效温度的色指数曲线，可以求出相应于一定位相时的真直径，这叫作威舍林克法。此外，还有其他方法。

一些恒星的真半径

不同恒星的真直径差别非常巨大。白矮星的半径约为太阳的百分之一量级，即地球半径的量级。中子星的半径理论值通常取为约10公里。红超巨星参宿四的半径约为太阳的900倍左右，比火星绕日轨道半径大得多。食双星仙王座VV中的红超巨星半径约为太阳半径的1，600倍，比木星绕日轨道半径还大。某些红外星的半径大概比红超巨星还要大。


恒星的空间运动

恒星的空间运动（ space motion of stars ），恒星在太空中相对于太阳的运动。恒星并非恒定不动，只是距离太远，位置变化很慢，短期内难于察觉。古代人以为恒星固定不动，因此把它们称作“恒”星。1718年，E.哈雷把他测定的大角星和天狼星的位置同托勒玫的观测结果进行对比，发现它们的位置经过1 500年有了明显的位移，从而确定恒星在运动。恒星的空间运动的方向是多种多样的，为了研究的方便，常把恒星的空间速度v分为互相垂直的两个分量——切向速度vτ和视向速度vr，它们都以千米/秒为单位。如果恒星在离开太阳，vr取正值；如果恒星在接近太阳，vr取负值。空间速度、切向速度和视向速度在数值上的关系为：v2＝vτ2＋vr2。太阳附近恒星的空间运动速度约为50千米/秒。实际上，太阳也在空间运动着。太阳对邻近恒星的空间运动速度约为19.7千米/秒，运动方向指向武仙座中的一点——向点(apex，银经l＝56°，银纬b＝23°)。恒星运动速度减去太阳运动速度后的速度差，称作恒星的本动速度。

恒星的自行和切向速度
单位时间内恒星在天球切面上走过的距离对观测者所张的角度称自行，单位是角秒/年。自行由扣除岁差和章动后的赤经年变（赤经自行）和赤纬年变（赤纬自行）组成。已测出20多万颗恒星的自行，其中最大者为蛇夫座的巴纳德星，自行达每年10.31角秒。如果已知恒星的距离，就可由自行求得恒星垂直于视线方向的线速度——恒星的切向速度。恒星的自行虽然容易求得，但距离却很难测定，因此恒星的切向速度很难求准，只有少数近距恒星的数据比较准确。

恒星的视向速度
恒星在单位时间内沿视线方向移动的距离称视向速度，单位是千米/秒。可由恒星光谱线的多普勒位移来确定，谱线向红端移动（即红移）时为正，这时恒星远离我们而去。实测的数值必须改正地球自转和公转的影响，归算成相对于太阳中心的数值。地面天文台已测过约3万颗恒星的视向速度，其值大多介于±20千米/秒之间。晚型星的视向速度一般大于早型星，矮星的大于巨星的，光谱中有发射线的大于同光谱型无发射线的。速度超出±100千米/秒范围的恒星称高速星，已测得视向速度最大的恒星是CD–29°2 277（543千米/秒）和武仙座VX星（−405千米/秒）。测量视向速度往往采用结构复杂和价格昂贵的大望远镜折轴摄谱仪或物端棱镜，进展很慢。但由于这种测量与恒星的距离没有直接关系，因而通常比切向速度精确。


恒星的视向速度

恒星的视向速度，恒星在单位时间内沿视线方向移动的距离称视向速度，单位是千米/秒。可由恒星光谱线的多普勒位移来确定，谱线向红端移动（即红移）时为正，这时恒星远离我们而去。实测的数值必须改正地球自转和公转的影响，归算成相对于太阳中心的数值。地面天文台已测过约3万颗恒星的视向速度，其值大多介于±20千米/秒之间。晚型星的视向速度一般大于早型星，矮星的大于巨星的，光谱中有发射线的大于同光谱型无发射线的。速度超出±100千米/秒范围的恒星称高速星，已测得视向速度最大的恒星是CD–29°2 277（543千米/秒）和武仙座VX星（−405千米/秒）。测量视向速度往往采用结构复杂和价格昂贵的大望远镜折轴摄谱仪或物端棱镜，进展很慢。但由于这种测量与恒星的距离没有直接关系，因而通常比切向速度精确。


恒星自转

恒星自转（ stellar rotation ），恒星绕自身的轴转动称为恒星的自转。二十世纪初有人在研究食双星天秤座δ和金牛座λ视向速度曲线的畸变现象时，首次发现了恒星自转。
恒星自转会使光谱吸收线加宽，因此可以根据谱线的宽度测定自转速度。实际上，测量的结果只是恒星自转线速度矢量在视线方向的投影。测定恒星自转的经典方法是，在简化的条件下，计算出一套对应于不同自转速度值的理论谱线轮廓，再和观测轮廓相比较。自转还会影响恒星表面亮度分布、脉动和磁场，也会影响恒星光谱分类和致密星的理论质量上限等等。

不同类型的天体具有不同的自转速度。图中清楚表明，Be星属于快速自转星，晚于A和F型巨星的自转比对应光谱型的主序星快得多。星族Ⅱ的星自转最小。目前已测定数以千计恒星的自转速度投影值。下表列出不同光谱型恒星的平均赤道自转速度v，以及每一类中所获得的最大赤道自转速度v极大，以及当星体外层符合洛希界面(见临界等位面)时所限定的临界值v临界。从表中可见主序星和巨星之间存在着显著差异。高速自转只发生在早型星特别是早型发射线星中，不会出现在晚型星、超巨星、造父变星和长周期变星中。

光谱型恒星


恒星磁场

恒星磁场（ stellar magnetic field ），恒星本身和附近空间内存在的磁场。1946年美国人H.W.巴布科克用大望远镜折轴摄谱仪测出，室女座78星的磁场强度约为1 500高斯。这是除太阳外第一次测得的恒星的磁场。现已发现了100多颗磁场强度高达几千乃至几万高斯的恒星（太阳表面普遍磁场的强度仅约1～2高斯，而地球磁场更弱，约为0.5高斯）。
所有恒星按理均应存在磁场，但大多数恒星视亮度太暗，表面场强又太小，很难精确测定。把具有强磁场的恒星称作磁星，并将磁场有变化的叫作磁变星。磁星几乎都是磁变星，且绝大多数是A型特殊星（即Ap型星），不仅磁场常有变化，光谱、视向速度和光度也都有相应的变化。另外，磁星的化学成分也具有某些与一般恒星不同的特征。为了解释这一系列的性质已提出几种磁星模型。比较成熟的斜转子模型认为，磁星的磁场本身是稳定的，但它的磁轴与自转轴的方向不一致，而且表面化学元素的分布也不均匀，因而磁场和光谱就都有周期性的变化。至于强磁场的来源，一般认为是在恒星形成过程中星际物质中的磁场被冻结并保留了下来。对于冻结在等离子体中的磁场，磁场强度与物质密度的2/3次方成正比。白矮星的密度很大(105～107克/厘米3)，它的表面磁场高达105～108高斯。这时不仅其谱线会因塞曼效应而分裂成左旋与右旋两种圆偏振子线，甚至连续光谱也会被分解出左旋与右旋两种圆偏振成分，因而可用来测定磁场的强度。中子星的密度比白矮星高得多，磁场也应该强得多（约达1012高斯），20世纪70年代测得武仙座X–1的硬X射线谱线是走向验证这一理论的重要一步。普通恒星的绝大部分物质都处于高温等离子体状态，它们的物态、运动、结构和演化均与磁场有密切关系。在一般恒星（如太阳）内部，估计磁场高达105～107高斯，强磁场的存在会使恒星产生各种非热辐射，甚至是爆发性的辐射（如宇宙X射线爆发、宇宙γ射线爆发等）。强磁场还会产生不可忽视的磁压力。因此，磁场对恒星的辐射、内部结构及其形成和演化都有巨大影响。


恒星大气

恒星大气（ stellar atmosphere ），一般是指恒星上能被直接观测到的表面层。按物理性质的不同，恒星大气可以分成若干层次。

目录

1 恒星大气层次

1.1 光球
1.2 色球
1.3 星冕
1.4 恒星包层

2 化学成分

恒星大气层次
光球
大气底层密度最大的部分，叫作光球。它的厚度同星球半径相比一般是很小的（例如太阳半径为69.6万公里，它的光球仅厚几百公里），但恒星的全部光学辐射几乎都是从此发出的。通常观测到的恒星吸收谱（连续谱加吸收线），基本上就是光球光谱，而恒星的亮度也基本上决定于光球的亮度。我们见到的太阳圆面，就是光球。过去认为，光球是产生连续谱的区域，而吸收线（见线吸收）则是由光球之外的所谓反变层对光球辐射进行选择吸收所形成的。这种把产生连续谱和产生吸收线的区域截然分开的看法，很快就被放弃了。实际情况是，光球的各个部分都产生连续谱，但其温度较低的外层却同时对内层的辐射产生吸收作用，从而形成了吸收线。产生不同化学元素的吸收线的大气深度是不同的，因此，产生吸收线的层在光球中并无确切的边界。我们虽然不能象看太阳那样直接看到恒星的光球圆面，但根据恒星吸收谱的形态可以断定，光球是每个恒星的大气中必然存在的层次。

色球
光球的外面是色球。太阳的色球可在日食时或在某些单色光中进行观测，它的厚度约2，000公里，基本透明，对光球辐射的吸收很弱（只有最强的一些吸收线的线心部分可能是在色球中产生的）。太阳色球发出的可见光很少，它主要发出一些发射线。其他恒星的色球，一般无法单独观测到，因为我们观测到的恒星辐射是整个大气的混合辐射，其中占压倒优势的光球辐射往往掩盖了其他部分的辐射。只有在晚型星光谱中，电离钙的H和K吸收线中有时出现发射成分，可以比较肯定地认为它们来自这些恒星的色球。不过，人们还是发现了几个很特别的恒星，从而获得较详细地研究晚型超巨星色球的可能性：这就是由一个晚型超巨星和一个半径小得多的早型星组成的食双星系统，其中最著名的有御夫座ζ、天鹅座31、天鹅座32和仙王座VV等星。在这些食双星中，早型子星半径一般只有晚型超巨星半径的百分之几。早型子星在被食之前和被食之后，将两次从晚型超巨星大气后面经过，这时观测者看到的早型子星的光，将依次通过晚型超巨星色球不同高度的各层，而受到色球物质的吸收。对不同高度的色球层所产生的吸收线进行研究，就能获得有关晚型超巨星色球物质的物理状态的宝贵信息。近来对元素的高次电离发射线和HeI10830埃线等现象的研究，确认存在色球的恒星在赫罗图上分布甚广。其中有的如大角、五车二等还是活动色球星，它们的色球活动比太阳强得多。已单个建立理论色球模型的恒星也正在日益增多。

星冕
观测太阳时，在色球之外还能看到日冕。日冕延伸范围可达数百万公里甚至更远，但在光学辐射中的作用却很小。一般情况下，日冕完全淹没在光球辐射之中，只有在日全食时或通过特殊的日冕仪才能观测到它。其他恒星的星冕，主要根据紫外线和X射线的观测研究来确定。高能天文台2号卫星已测到100个以上恒星的X射线，通过分析认为主要来自它们的星冕。这些恒星在赫罗图上分布甚广，除M型巨星，G、K、M型超巨星外，还有其他类型恒星（包括白矮星），典型的例子有五车二、参宿二等。

恒星包层
典型的恒星光谱，是带有吸收线的连续谱。具有这种光谱的恒星大气，其厚度比星体半径小得多。但有少数恒星的大气厚度与星体半径差不多或甚至更大。这种大气称为恒星包层或延伸大气。延伸大气的光谱中除吸收线外，往往还有发射线，这是大气较外层的稀薄气体发出的。如果发射很强，发射线甚至可能把吸收线淹没。沿观测者视线方向直接投影到星面上的那一部分大气很象一个吸收管，当延伸大气中的物质足够多时，吸收管中的物质能在恒星光谱中造成附加的吸收线，这些吸收线的激发度低于大气内层吸收线的激发度。一些早型星如O、B型发射星（见恒星光谱分类、沃尔夫－拉叶星），以及其他一些恒星，都有这种延伸大气。

化学成分
通过恒星光谱中谱线的研究，可以测定恒星大气的化学成分。研究得最多的是太阳及其附近的星。结果表明，星族I恒星大气中元素的丰度与太阳的基本相同，这称为正常丰度，其数值列于下表（按几个元素族列出，并取氢的值为100）。

正常丰度的数值

表说明，氢占绝对优势，而金属含量甚微。但是，亚矮星、高速星以及球状星团等星族Ⅱ成员，其金属含量更低，大约比正常丰度还要小两个数量级。不同星族之间化学成分的差异，对于研究恒星的演化具有十分重要的意义。


恒星温度

恒星温度（ stellar temperature ），描述恒星的重要参数之一。测量恒星温度是天体物理学最重要的课题之一。实测只能获得恒星大气层的温度，内部温度则必须通过理论分析来估算。恒星的温度有许多不同的定义，用得最多的是有效温度Te，即与恒星具有同样总辐射流F和同样半径的绝对黑体的温度。一般可认为它代表恒星光球层的温度，实际上这种温度应看作是各个层次的某种平均温度。它可根据斯忒藩公式： F＝ σT e 4 推求出来，式中 σ＝5.67× 10-8 焦/（秒·米2 ·度4 ），是 斯忒藩–玻耳兹曼常数。由于地球大气和仪器均存在严重的吸收，还有其他原因， 恒星总辐射流 F很难求得，所以 T e也难求出。有时可用有关公式加以计算。
由于Te不易测定，所以还要定义下列几种温度：①色温度Tc是一定波段内的连续谱形状与恒星相同的绝对黑体的温度，它表征天体在某一波段的连续谱能量分布的物理量，又称分光光度温度。它与天体的颜色有关，故称色温度。②辐射温度Tr是在一定波段和单位时间、单位面积内的辐射流量与恒星相同的绝对黑体的温度。由于恒星并非黑体，所以不同波段的辐射温度是不同的。显然利用全波段求得的热辐射温度就是有效温度。③亮温度Tb，又称黑体温度，是在任何波长λ单位面积、单位时间内辐射流量与恒星相同的绝对黑体的温度。④激发温度或电离温度是根据恒星大气中同一元素的不同激发态的谱线（或同一元素的不同电离级的谱线）的强度比与恒星大气的温度相关性来确定的温度。由于恒星光谱正是根据光谱中吸收线的种类和谱线强度比来分类的，所以可直接由光谱型来确定这种温度（不过谱线的强度比还与恒星的大气压力有关）。⑤动力学温度Tk是根据恒星大气中质量为m的质点的平均动能来定义的温度。上述各种温度中，Tc最容易求得。如果知道了恒星大气中的连续吸收系数，就可求出各种温度之间的互换关系。由于恒星的温度与其光谱型有直接的联系，因此光谱分类中的光谱型又常称作温度型（见恒星光谱）。知道恒星的光谱型便可大致地估计出它的温度。


星等

星等（ Magnitude ），表示天体相对亮度并以对数标度测量的数值。古希腊天文学家依巴谷（喜帕恰斯）编制星表（表上有1 022颗恒星）时，把全天人眼可见的星按感觉的亮度分为6等。亮的20颗星定为1等，人眼刚刚可见的最暗恒星为6等。亮度随星等数目的增加而降低。后来J.F.赫歇耳发现，1等星比6等星亮约100倍。到19世纪已意识到，人眼的感光不是线性的，而是遵守对数规则。1856年N.R.普森用公式：m2－m1=−2.5lgI2/I1联系两个天体的星等m1、m2和它们的亮度I1、I2。这个星等尺度的定义一直沿用至今。星等尺度的零点由规定某颗星的星等值来确定。

目视星等
天体光度测量直接得到的星等同天体的距离有关，称为视星等。它反映天体的视亮度。一颗很亮的星可由于距离远而显得很暗（星等数值大）；而一颗实际上很暗的星可能由于距离近而显得很亮（星等数值小）。对于点光源，则代表天体在地球上的照度。星等常用m表示。对单一波长测定的单色星等差与辐射探测器的特性无关。但在一定波段内测定的星等差，随探测器的选择性而不同。因此，对应不同探测器有各种星等系统。如：①目视星等mv是人眼测定的星等。美国哈佛大学天文台规定小熊座λ星的mv=+6.55，以此来确定目视星等的零点。太阳的目视星等为−26.74，天狼星的目视星等为−1.6，天津四为1.25；满月的视星等为−12.7。目视星等为1等的星，地面的照度约等于8.3×10−9勒克斯。由现代实验测定，零等星在大气外的照度是2.54×10−6勒克斯。简单地说，光度为1烛光的点光源在相距1米处所产生的照度就是1勒克斯。为了便于认别，星等图上常根据星等的大小，将星画成不同大小，点子愈大表示愈亮，点子愈小则愈暗。②照相星等mp是用蓝敏照相底片测定的星等。国际照相星等Ipg的零点是这样规定的：令目视星等介于5.5～6.5间的A0型星的平均Ipg为mv。③仿视星等mpv、国际仿视星等Ipv是用正色底片加黄色滤光片测定的。它的分光特性与人眼相近，实际上取代了目视星等。④光电星等是用光电倍增管测定的星等。最常用的光电星等系统是UBV测光系统。U为紫外星等，B为蓝星等，V为黄星等（和目视星等相似）。⑤热星等mbol是表征天体在整个电磁波段内辐射总量的星等。不能直接由观测来确定，只能由多色测光的星等结合理论计算求得。随着各波段测光技术特别是大气外观测的发展，确定热星等的精度越来越高。

绝对星等
为了比较天体的发光强度，采用绝对星等。绝对星等M的定义是，把天体假想置于距离10秒差距处所得到的视星等。若已知天体的视差π（以角秒计）和经星际消光改正的视星等m，可按下列公式计算绝对星等：M=m+5+5lgπ对应不同系统的视星等有不同的绝对星等。


恒星光谱

恒星光谱（ stellar spectra ），恒星辐射分光后的光谱。光谱的形态决定于恒星的物理性质、化学成分和运动状态。光谱中包含着关于恒星各种特性的最丰富的信息。关于恒星本质的知识，几乎都是从光谱研究中得到的。从观测角度来看，主要有3种途径：第一种是证认谱线和确定元素的丰度。第二种是测量多普勒效应引起的谱线位移和变宽，由此来研究天体的运动状态和谱线生成区。第三种是测量恒星光谱中能量随波长的变化，包括连续谱能量分布、谱线轮廓和等值宽度等。这些特性同恒星大气中的温度、压力、运动、电磁过程以及辐射转移过程有关，是恒星大气理论的主要观测依据。

目录

1 研究成果

1.1 谱线证认
1.2 元素丰度
1.3 视向速度
1.4 磁星
1.5 星际物质

2 恒星光谱分类

2.1 哈佛系统
2.2 摩根–基南系统（MK系统）
2.3 关于第三元的问题

研究成果
有如下几方面：

谱线证认
一般可根据基尔霍夫定律（分光学的基本定律）将恒星光谱同实验室光谱直接比较后确定产生谱线的化学成分。在恒星光谱中已证认出元素周期表中90％左右的天然元素。

元素丰度
即元素的相对含量，是在证认的基础上根据谱线相对强度或轮廓推算出来的。结果表明，绝大多数恒星的元素丰度基本相同：氢最丰富，按质量计约占71％；氦次之，约占27％；其余元素约合占2％。这称为正常丰度。有少数恒星的元素丰度与正常丰度不同，这与恒星的星族和年龄有关。

视向速度
恒星的许多知识是从视向速度在光谱上产生的多普勒效应的研究中得到的。如密近双星的两子星不能从照片上加以区分，但它们的轨道运动引起谱线位置的周期性摆动，这提供了测定恒星质量的重要方法。视向速度的测量对认识脉动变星的本质起决定性的作用，证明这类星的光变是由于星体的脉动而不是由于掩食引起的。多普勒效应的另一重要表现是对谱线轮廓的影响。恒星快速自转且自转轴同视线相交成颇大角度时，谱线会变宽、变浅，由此发现许多早型星（特别是Be星）有快速自转现象。许多不稳定星的物质抛射和气体包层的运动，也在谱线轮廓中显示出来。从谱线轮廓形状和宽度的测量得知，新星爆发时物质抛射的速度达到每秒数千千米。

磁星
恒星若具有足够强的磁场时，谱线将分裂为两条或更多条支线，它们具有不同的偏振特性，称为塞曼效应。通过这种效应发现了100多颗恒星的磁场，强度的数量级为千高斯，个别的达万高斯。这些星称为磁星，它们大部分是A型特殊星。

星际物质
恒星发来的光通过漫长距离的星际空间，所以恒星光谱中还包含有星际气体和尘粒的信息。许多亮星的高色散光谱中，发现有星际物质中的中性钠、钾、铁、钙和电离钛、电离钙以及其他分子的谱线。许多星际谱线是多重的，说明星光经过了好几个具有不同速度的气体云。星际尘粒对星光的影响主要是散射，这种效应对蓝光较强，对红光较弱，因而较远的星显得较红，称为星际红化。通过对红化的测量，可估计尘粒的直径。将红化效应同恒星光谱型进行对比，可粗略地估计恒星的距离。

恒星光谱分类
大多数恒星光谱是连续谱上有吸收线，少数恒星兼有发射线，或只有发射线。恒星连续谱的能量分布、谱线的数目和强度以及特征谱线所属的化学元素，均有极大的差异。恒星的光谱就是根据这些差异来分类的。研究恒星大气的物理特性得知，绝大多数恒星光谱的差异主要不是由化学成分的不同形成的，而是在不同温度和压力下由恒星大气物质的激发和电离状态的变化形成的。建立一个光谱分类系统，通常包括3个步骤：①选择判据，即用来区分不同光谱所依据的光谱特征，如谱线的相对强度；②按照这些判据将足够多的光谱排队，获得标准光谱型序列；③利用恒星的物理特征为光谱型定标，即建立光谱型和物理参量（如温度、光度等）之间的对应关系。因此，光谱分类又可定义为通过恒星光谱特征的比较，对恒星物理特性进行直接估计。常用的分类系统如下：

哈佛系统
美国哈佛大学天文台于19世纪末提出的。这个系统的判据是光谱中的某些特征谱线和谱带，以及这些谱线和谱带的相对强度，同时也考虑连续谱的能量分布。本系统的光谱型用拉丁字母表示，组成如下的序列：

各型之间是逐渐过渡的，每型又分为十个次型，用阿拉伯数字表示：O0,…,O9；B0,…,B9；…这一序列由左到右，对应于温度的下降。最热的O型星温度约40 000K，最冷的M型星约3 000K。序列右端的S、R和N等分支则可能反映化学组成的差别。由于历史的原因，常把O、B、A型称作早型，K、M型称作晚型，F、G型称作中型。各型星的颜色和在普通蓝紫波段的主要 光谱特征如下：
O型：蓝白色。紫外连续谱强。有电离氦、中性氦和氢线；二次电离碳、氮、氧线较弱。如猎户座ι（中名伐三）。
B型：蓝白色。氢线强，中性氦线明显，无电离氦线，但有电离碳、氮、氧和二次电离硅线。如大熊座η（中名摇光）。
A型：白色。氢线极强，氦线消失，出现电离镁和电离钙线。如天琴座α（中名织女一）。
F型：黄白色。氢线强，但比A型弱。电离钙线大大增强变宽，出现许多金属线。如仙后座β（中名王良一）。
G型：黄色。氢线变弱，金属线增强，电离钙线很强很宽。如太阳、天龙座β（中名天棓三）。
K型：橙色。氢线弱，金属线比G型中强得多。如金牛座α（中名毕宿五）。
M型：红色。氧化钛分子带最突出，金属线仍强，氢线很弱。如猎户座α（中名参宿四）。
R和N型：橙到红色。光谱同K和M型相似，但增加了很强的碳和氰的分子带。后来把它们合称为碳星，记为C。如双鱼座19号星。
S型：红色。光谱同M型相似，但增加了强的氧化锆分子带，常有氢发射线。如双子座R。

恒星的光谱分类

哈佛大学天文台于1918～1924年发表的《亨利·德雷伯星表》（HD星表）载有20余万颗星的光谱型，其中99％的星属于B～M型，O、R、N、S型很少。还有少数光谱不能归入上述序列，分别记为：P行星状星云，W沃尔夫–拉叶星。新星光谱曾记为Q，但现在已不使用。到20世纪70年代初，全世界按哈佛系统作过分类的恒星总数达90万左右，大部分是按物端棱镜光谱进行分类的。哈佛系统是以温度为主要参量的一元分类。其他物理因素引起的光谱特殊性，一般用附加的“P”来表示。一些具体的光谱特殊性的常用符号为：e有发射线，n谱线很模糊，s谱线很锐，c谱线特别窄而深，k有明显的星际钙线。附图恒星的光谱分类是主要类型的光谱照片。

摩根–基南系统（MK系统）
美国天文学家W.W.摩根和P.C.基南等人于20世纪40年代提出并经多次改进的二元分类系统。所依据的物理参量也是温度和光度。温度型沿用哈佛系统符号。光度级比威尔逊山系统精确，共分七级，用罗马数字表示：Ⅰ超巨星，Ⅱ亮巨星，Ⅲ正常巨星，Ⅳ亚巨星，Ⅴ主序星（矮星），Ⅵ亚矮星，Ⅶ白矮星。如能进一步细分，则在罗马数字后面附加小写拉丁字母来区别，如Ia最亮的超巨星，Iab亮超巨星，Ib亮度较低的超巨星。MK系统中太阳的光谱型是G2V。到70年代初，已按MK系统分类的星仅2万余颗，这主要由于拍摄有缝光谱很费时间。从1967年开始，美国天文学家利用物端棱镜对HD星表中全部恒星按MK系统进行分类。这一工作完成后，按二元分类的星数将达到20余万颗。

关于第三元的问题
MK系统中化学组成接近太阳的恒星的分类达到了最高精度。这些星通常称为“正常星”。分类中发现有些星具有各种特殊性，必须用化学组成异常来解释。为了在光谱分类中表示这种差异，需要引入第三个参量。如在星族Ⅰ的G和K型巨星中，金属含量比星族Ⅱ的星要高。这种差异的较好判据是氰分子的吸收强度，因而用附加符号GN和一个由3（表示CN带比正常星强得多）到−3（表示CN带弱到几乎不可见）的数字表示。如果CN强度与正常星一样，则省去这种符号。如天龙座ε星的光谱记为G7ⅢbcN–1，这表示CN带比正常星稍弱。这种以光谱型（指温度型）、光度级和化学元素丰度为参量的“三元分类”，从20世纪60年代开始研究，至今还没有形成完整的系统。
由于氢和其他原子的连续吸收，恒星连续辐射能量随波长的分布曲线的形状与黑体辐射仍有明显的差别。氢是最丰富的元素，对于具备有利氢原子吸收条件的恒星，氢原子的束缚–自由跃迁产生的连续吸收对连续辐射的能量分布起重要作用。在巴耳末系（364.6纳米）处辐射能量向短波方向突然下降，这种现象称为巴耳末跳跃。巴耳末跳跃的幅度与光谱型有关，可用作光谱分类的一个判据。另外，恒星的某些色指数与有效温度或光谱型有关，可用简便的多色测光法测出恒星的色指数，从而确定恒星的光谱型。


沃尔夫－拉叶星

沃尔夫－拉叶星（ Wolf-Rayet stars ），温度与O和B型星（见恒星光谱分类）相近的一类特殊星，因法国学者R.沃尔夫和拉叶于1867年最先发现而得名，简称WR星或W星。这类星为数不多，截至1971年为止，在银河系中共发现127颗。在大麦哲伦云中有58颗，小麦哲伦云中有2颗，M33中有25颗。沃尔夫-拉叶星有强连续谱和强而宽的中性氦、电离氦及各次电离碳、氮、氧的发射线，氢发射线很弱，有些发射线的紫端有吸收线。从发射线的轮廓和宽度，可知有物质以每秒1，000～2，000公里的速度不断从星体流出，有时甚至高达每秒3，500公里，并在星体周围形成运动着的延伸包层（见恒星大气）。在可见光波段，大多数WR型光谱可分为氮序和碳序。氮序光谱中电离氮线占优势，记为WN；碳序光谱以电离碳和氧线为主，记为WC；但两序均有强的氦线。有些星兼有氮和碳线，记为WN-C。在大气外进行的紫外观测也发现，原来被划入WC序的船帆座γ2星，却具有WN序所特有的三次电离氮的强紫外发射线。这些都表明WN序和WC序的划分是不严格的。看来，这两序光谱的差别，不完全是由于C、N、O的含量不同，而和恒星大气中的物理条件有关。
很多WR星与O、B型星成协，这说明WR星是年轻的恒星。另外，由谱线强度的测量求得，WR星大气中氦－氢含量比超过正常星的几十倍，说明大部分氢已转变成氦，因此WR星看来已经历了氢燃烧阶段，进入了恒星演化的晚期。这一结论与WR星是年轻星的结论并不矛盾，因为从若干包含WR星的双星的研究得知，WR星的质量约为10个太阳质量。考虑到质量损失，这种星的初始质量应在20个太阳质量以上。这种大质量星演化很快，因此，它们虽然已度过大半生，但绝对年龄还是年轻的。


天鹅座P型星

天鹅座P型星（汉语拼音：Tianezuo P Xingxing；英语：PCygni Stars），以天鹅座P为原型的一类星。天鹅座P是B1型超巨星，光谱中有强发射线，有的谱线由一条发射线和一条吸收子线组成，发射线通常没有位移，而吸收子线向蓝端位移，这称为天鹅P型谱线轮廓。光谱中至少有两种不同元素的谱线显示出天鹅P型谱线轮廓的星才能算天鹅座P型星，如今已知有几十颗。这类星光谱型在O6和A4之间，绝对目视星等从－3～－8.5等，有不规则的小幅度小变，其中只有天鹅座P和船底座AG的变幅超过2等。天鹅P型谱线轮廓可用向外膨胀的气壳来解释。天鹅座P型星的质量损失率很大，为10-5～10-4太阳质量／年。


B型发射星

B型发射星（ Be stars ），光谱中除普通吸收线外还有发射线的B型主序星。1866年A.塞奇注意到仙后γ光谱中Hβ是发射线，从此开始了B型发射星的研究。1922年国际天文学联合会第一届大会上正式命名为B型发射星，符号为Be（见恒星光谱）。Be星的光谱属于早B型，最常见的发射线是氢线，尤其是Hα和Hβ线。有时也有氦和一次电离铁、镁等的发射线，一般不出现禁线。个别Be星的光谱在数天之内就会发生变化。Be星的光谱中有的出现多条发射线，这类Be型星占10%～20%，其中以B3次型所占比率最大。
Be星的光谱特征如下：①发射线比吸收线窄，常重叠在吸收线上，且呈单峰或双峰状，有的具有复杂形状。紫外光谱常呈天鹅P型轮廓。②双峰发射线中波长较长的峰称为红峰（以R表示），波长较短的峰称为紫峰（以V表示），比率V/R表示双峰之比。V/R的变化是无规则的。③发射线强度对近旁连续谱强度之比E/C，常按V/R的变化方式而变化。大约70%的Be星有0.1m（视星等）的光变。Be星的绝对星等Mv从B2e的−3m到B9e的0m，在赫罗图上它们位于主序之上大约一个星等，在演化上可能处在脱离主序之后的阶段。
已知最亮的Be星是水委一，即波江座α(α Eri)，目视星等为0.48等。距离为39秒差距。大多数Be星的发射线强度和形状具有缓慢而不规则的变化。这些变化均无明显的周期现象。此外，还发现某些Be星发射线轮廓中有时标短到一分钟左右至几十分钟的快变化。快速自转是Be星的一个重要物理特征。自转速度平均比相应光谱次型的B型主序星大100千米/秒。
多数Be星有十分之几个星等的光度变化。光变的周期长而不规则，很难得到完整的光变曲线。据统计，Be星的光度比主序星约高1～1.5星等，并有紫外色余。有人解释这是重力昏暗效应引起的，它使Be星的谱型变晚并比相应谱型更亮。
Be星的空间分布与B型星相似。有些Be星是分光双星或食双星。对Be星射电观测发现，若干特殊的Be星与射电源有密切关系。现已公认Be星有星周包层。Be星的经典模型是：一个快速自转的中心星，外面包着一个跟着自转的延伸气盘。有很多人认为Be星是有质量交流的双星。这一说法似乎能更好地解释Be星的现象。


气壳星

气壳星（ shell star ），具有气壳光谱的热主序星。其光谱型通常在B～F范围内（见恒星光谱分类）。气壳光谱的主要特征是存在锐而深的氢、中性氦以及一次电离硅、铁、钛等吸收线。同时还具有强的发射线。光谱的不规则变化表明气壳在活动，而且部分吸收线的轮廓并不对称。有的气壳星谱线的长波端陡峭上升，而短波端平缓上升；有的气壳星谱线情况相反。气壳的形成过程大概是这样的：星体快速自转，引起星体的不稳定，于是物质从星体抛射出去，在星体周围形成气壳。著名的气壳星有天秤座48、金牛座ζ、金牛座28等。


A型特殊星

A型特殊星（ Ap stars ），早在十九世纪末进行恒星光谱分类时就发现，一部分A型星的光谱比较特殊，与光谱次型相同的正常A型主序星相比，其中电离硅、电离锰、电离铬、电离锶、电离铕以及其他一种或几种稀土族元素产生的电离谱线特别强，因而这种A型星称为A型特殊星，符号为Ap。通常，还可以按照产生特强谱线的元素名称，把A型特殊星进一步分为硅星、锰星……等等。A型特殊星的光谱中，电离钙的K线和中性氧线一般较弱。A型特殊星的光谱型为B8～F0，大多数为早A型（见恒星光谱分类）。A型特殊星都具有很强的磁场。例如HD215441的磁场高达34，400高斯。A型特殊星的磁场（包括强度和极性）似乎经常发生变化。
一部分A型特殊星的光谱和光度有周期性变化；同时，其磁场也有周期性变化，周期为1～25天，光变幅常小于0.1个星等。A型特殊星的典型星是猎犬座α2星，因此也称为猎犬座α2型变星。最亮的A型特殊星是大熊座ε，中名为玉衡（北斗五）。
除了光谱和磁场外，A型特殊星与正常A型主序星没有显著的不同。A型特殊星的理论解释中最有名的是“斜转子模型”。按照这个模型，A型特殊星的磁轴和自转轴成一较大的角度，同时，星面上不同区域的元素的丰度也很不一样。因此，当恒星自转时，就可观测到磁场和谱线强度的变化。A型特殊星属于星族I。已经测到来自A型特殊星武仙座φ的X射线。


金属线星

金属线星（汉语拼音：jīn shǔ xiàn xīng），（metallic-line star），一类特殊恒星。就其金属线而言，类似于F型星；就其氢线而言，又很像A型星。就这个意义上说，它是一类金属（尤其是铁和稀有元素）谱线既多且强的A型星，故用Am表示。金属线星一般是周期短于300天的单谱分光双星。大气湍动剧烈，光谱常有变化，比正常A型星自转慢。


共生星

共生星（ symbiotic star ），在光谱中既出现冷星低温吸收线又出现热天体高温发射线的恒星。这表明同一个天体上同时存在可见光波段温度低于4 000K左右的物质和温度高于20 000K的物质。1941年P.W.梅里尔首先把这种光谱性质很不相同但又互为依存的星取名为共生星。共生星的光变具有准周期的类新星爆发特征，并有小振幅的快速非周期光变。1969年A.A.博亚尔丘克提出共生星的三个判据：①晚型星光谱的吸收线（如TiO带，CaI，CaⅡ等）。②HeⅢ、OⅢ或更高电离电位原子的发射线（发射线的宽度不超过每秒100千米）。③亮度的变化在几周内达到三个星等。现已发现的共生星约有50颗，研究最早的和典型星是仙女座Z，共生星有时又称作仙女座Z型星。有一颗共生星特具魅力，即宝瓶座R，它有一条长约1 500天文单位、以2 000千米/秒的速率从中央恒星向外运动的狭窄喷流。共生星的光度与光谱变化有一定的相关性：往往当光度增强时，晚型吸收谱和高激发发射线减弱或消失，B型气壳谱增强；当光度变弱时，晚型吸收谱和高激发发射线又重新出现或加强。共生星的空间分布与行星状星云相似，集中在银道面附近，属年龄较老的盘星族。
共生星中既有很多变星，也有一些再发新星。它是单星还是双星一直有争论。单星说认为共生星是小而热的蓝星，周围有一个变化的星周壳层。双星说认为共生星是由一颗晚型冷星和一颗低光度的热星组成的，它们有一个共同的气体包层；假定冷星是正常巨星，则热星在赫罗图上位于主星序的下方，与行星状星云的中心星、某些新星的热子星位置相近。用X射线、紫外、可见光、红外到射电波段对共生星进行了大量观测，积累了许多资料。共生星最可能的解释是，这样的“恒星”是密近双星系统（甚至可能是半接双星）其中冷子星的物质下落到白矮星（也可能是中子星或主序星）伴侣上形成一个热斑。热斑的辐射使下落的气体电离，从而辐射出热气体特有的发射线光谱。


SS_433

SS 433，一个光谱线既有红移又有蓝移的特殊天体。在斯特芬森和桑杜利克于六十年代编制的Hα发射线星星表中，它列为第433号天体，因而得名。当时把它归属于“特殊星”。SS433的距离约为一万光年，位于天鹰座，赤经19h9m21ṣ3，赤纬+4°53′54″（1950年历元），目视星等为13.5等。后经证认，它是一个X射线源A1909+04的光学对应体，并和一个致密射电源相对应，而且与超新星遗迹W50在天球上的位置相合。1977年发现它的射电辐射流量密度有很大的变化。
SS433最奇异之处，是它的发射谱线具有大红移和大蓝移。这是意大利阿齐亚戈天体物理台和美国利克天文台在1978～1979年首先发现的。它的主要特征是Hα和 HeI等发射线具有三重结构。一条是没有频移的，另外两条分别具有红移和蓝移。红移值和蓝移值随时间漂移，并有周期性，周期约为164±4天，最大的红移和蓝移相应的多普勒速度分别为每秒50，000公里和30，000公里。另外，发射特征还有短时间变化；红移和蓝移均有两个带，即分为两叉。红移和蓝移之间存在有镜像关联（不仅表现在速度方面，还表现在发射线轮廓方面）。红移和蓝移在强度上大致相同。在发射轮廓移动大的方向上比较陡，没有圆偏振。目前，SS433的理论模型大致有两类：一是认为存在高速的喷流，一是认为发射线来自靠近黑洞的吸积物质。双星模型和非双星模型之争也正在进行中。


恒星的形成和演化

恒星的形成和演化（ formation and evolution of stars ），恒星的形成和演化如下：

目录

1 恒星的形成

1.1 形成恒星的星云
1.2 星云的快收缩过程
1.3 星云的慢收缩过程──原恒星阶段

2 恒星的演化

2.1 星团赫罗图和星场赫罗图同演化理论的比较
2.2 恒星演化的末态

2.2.1 白矮星
2.2.2 中子星
2.2.3 黑洞

2.3 质量抛失在恒星演化中的作用

3 结束语

恒星的形成
形成恒星的星云
一般认为，恒星是由低密度的星际物质凝缩而成的。苏联天文学家阿姆巴楚米扬1955年提出相反的看法，认为恒星是由高密度的星前物质形成的，但他没有说明形成的过程，大多数天文学家不接受这种看法。
银河系星际物质的密度约为10-24～10-23克/厘米3量级。其化学成分还不能完全确定，一般认为和年轻恒星的成分相同，即氢、氦和其他元素的质量组成的比例约为0.71：0.27：0.02；其他元素按所占比例依次为：氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫、氩、铝、钙、钠等。星际物质往往凝聚成团块，称作星云。星云可分为两类：第一类，氢已完全电离，它的温度在104K左右，称作电离氢云；另一类，氢并未电离，温度约在100K以下，称作中性氢云。温度低有利于凝聚，所以凝聚成恒星的星云都是中性氢云。在这类星云中，尘埃所占比重约小于2％。星云质量可从几十个M嫯（太阳质量）到一万多个M嫯，密度比星际物质约高一个量级。
分析表明，若星云的温度在100K左右，密度为10-23～10-22克/厘米3，即每立方厘米内有10～102个氢原子，星云的质量至少需要达到103～104M嫯的量级才能收缩。由观测得知，恒星质量大多在0.1～10M嫯。范围内，平均密度大多在10-13～10克/厘米3范围内，如太阳的平均密度为1.41克/厘米3。所以星云形成恒星，除了凝聚之外，还要经历一个碎裂的过程。各种学说都企图论证这个过程，但迄今还没有一致的看法。不过，从观测得知，存在着质量在0.5～104M嫯之间、密度在10-23～10-10克/厘米3之间的各种星云，这些星云有不同程度的凝聚现象。因此可以假定，恒星形成的时候，大自然中原存在着质量为0.5～20M嫯的球状星云，这种星云具有一般中性氢云的温度10～100K，并且有足够高的密度（如不小于10-19克/厘米3）使星云收缩成为恒星。

星云的快收缩过程
从星云凝聚为恒星，半径缩小到约百万分之一，平均密度增加1016倍以上，这是一个快收缩过程，属于动态问题。直到现在，关于快收缩问题的研究成果不多，分歧较大。目前认为，在收缩过程中，由热运动形成的向外压力远远抵不住向内引力，物质急速内聚，中心密度增高更快。起初星云密度稀薄，物质是透明的，收缩所产生的热量无阻挡地向外散逸。当中心密度达到10-13克/厘米3时，中心部分逐渐变得不透明，热量就不易外逸，致使温度增加。当中心部分温度达到2，000K时，氢分子开始成为原子，吸收大量热量，使压力骤降，抵不住引力，因而中心崩陷为体积更小、密度更大的内核。外围形成一股强大的星风，速度达每秒几百公里。对大质量恒星来说，辐射压的向外作用力或许更为重要。这种作用力不仅足以阻止星云外围物质进一步落向中心，而且还会把它们驱散。散逸可能是不对称、不均匀的，因而来自中心的辐射就能穿过那些较稀薄的裂缝而形成一些亮条，这就是赫比格－阿罗天体即H-H天体的情况。全部的星周物质大约在104～105年内逐渐消失，恒星才渐渐露出面目，而为我们所见。其亮度自然是逐渐上升的。有人认为，这可能就是猎户座FU型变星的情况，这一类型的恒星会在数百天内逐渐变亮，亮度增加100倍以上。

星云的慢收缩过程──原恒星阶段
星云快收缩过程的终了，就是慢收缩过程的开始。在慢收缩过程中，星云内每小块物质所受到的向内的引力几乎和向外的压力相等，形成所谓准流体平衡状态。收缩增加内部热量，其中部分热量辐射到星云外部，部分热量使内部、尤其是中心部分的温度上升。等到中心温度升到700万度以上，氢聚变为氦的热核反应所产生的热量足以和向外辐射的热量相当时，星云便不再收缩，达到流体平衡状态，成为一颗正常的恒星，叫主序星。处于从星云过渡到主序星前慢收缩阶段的天体叫原恒星。金牛座T型变星、H-H发射线星可能正是处在这个阶段。
对原恒星的演化研究得较多，结果也较明确，而且易于用天文观测来验证。观测恒星可以测到它的亮度和颜色。如知道距离，还可以求得它的光度；经过转换，从颜色也可求得恒星的表面温度。根据这些资料可以确定恒星在赫罗图的位置。
图1表示赫罗图上星族I原恒星演化到主序星的演化程。图中曲线C1C2C3代表不同质量主序星所在的位置，称作主星序。A1B1C1、A2B2C2和A3B3C3分别代表质量为2M嫯、1M嫯和0.6M嫯的原恒星顺着箭头向主星序演变的途径，称作演化程。各演化程上的R1、R2和R3点表示原恒星内部结构开始变迁的位置。在A1R1、A2R2和A3R3演化程上，整个原恒星内部的物质处于对流状态；到达R1、R2和R3点后，原恒星中心部分的物质开始出现辐射平衡状态。到转弯处B1、B2和B3，仅中心部分那一半的质量处于辐射平衡状态。

二十世纪六十年代前，人们认为原恒星阶段处于辐射平衡，据此算得恒星的演化程大致由图1中的D1B1C1、D2B2C2和D3B3C3来代表。日本天文学家林忠四郎在研究红巨星模型的启发下，通过理论分析得出，原恒星的准平衡态在赫罗图上只能存在于一定范围内；这个范围取决于原恒星的质量，即对于质量为2M嫯、1M嫯和0.6M嫯的原恒星，准平衡态模型只能分别在A1B1、A2B2和A3B3的左方。这个理论为较多人所接受，并且把A1B1C1、A2B2C2和A3B3C3等曲线称为林忠四郎演化程。
年轻星团的赫罗图可以用来检验原恒星演化程的理论。星团中的许多恒星起源于同一个巨大星云，大致在同一时期形成，具有相近的年龄。图2中，画有林忠四郎演化程和全辐射演化程二者的等年龄线。把观测到的年轻星团 NGC2264的星画在图上，可以清楚地看到星团NGC2264的年龄很符合林忠四郎演化程的理论，即星团的年龄大致是4×105～4×106年。图2还说明不同质量的原恒星到达主星序的快慢。质量大的原恒星，光度大，演化快，到达主星序的时间较短；质量小的原恒星，光度小，演化慢，到达主星序需要较长的时间。因此，这年轻星团上段的星已到达主星序，而下段的星还未到达，尚位于主星序的上方。另外两个年轻星团NGC6530和猎户座星团的赫罗图也出现相同的情形。

图中，NGC2264星团有几颗星落在主星序的下方，按上面的理论是无法解释的。有的天文学家认为这几颗星实际上要亮得多，只是有厚的气体和尘埃层才使它们变暗。后来，用不受尘埃影响的氢吸收线轮廓来确定光度，果然亮得多，这就符合上述假说。
此外，恒星大气中锂的含量的观测结果也有利于原恒星全对流的理论。从光谱观测得到的金牛座T型星大气中锂相对于金属丰度的比值约为太阳大气中的100倍，与地球和陨石上的比值相当。这是因为金牛座T型星处在全对流阶段，中心温度低于106K，还不足以引起锂和质子的核反应；而在太阳内部，它的对流层下部温度高达3×106K，足以发生上述核反应而使锂的丰度下降。

恒星的演化
恒星演化的一般理论　图3中不同质量恒星的演化程是根据恒星内部结构理论推算出来的。这项理论主要是以流体静力平衡和热核反应供给能量为基础的。在流体静力平衡的条件下，一般恒星的中心温度和恒星质量成正比。如太阳的中心温度为1，500万度左右，在这样的高温下，能产生热核反应，保证能量来源。爱因斯坦在二十世纪初提出质量和能量之间的关系，直到三十年代末，贝特和魏茨泽克才根据核反应的实验数据和热核反应的机理，提出氢聚变为氦的碳氮循环的热核反应来说明恒星的巨大能量来源。四十年代M.史瓦西首先把碳氮循环应用到太阳内部结构的计算中，获得太阳内部温度、密度和压力的分布以及氢、氦成分并得出太阳的年龄，从此开始进行主星序上不同质量恒星的结构和演化的计算工作（按现有理论，太阳应以质子－质子反应为主）。

恒星停留在主星序阶段的时间是可以计算的。关于恒星内部结构的理论指出，在恒星中心部分氢聚变为氦的过程中，当氦的质量约占恒星总质量的12％时，恒星的结构就发生明显变化，开始离开主星序，如图3所示。另一方面，主星序上的恒星存在一项质光关系，即它的光度和质量的3.5次方成正比。因此，大质量恒星的氢的消耗快得多。在很短的时期内，中心部分氦的质量就达到恒星总质量的12％，因而停留在主星序的时间比小质量星远为短促。所以高光度、大质量的O、B型星（见恒星光谱分类）停留在主星序上只有几百万年、几千万年，而低光度、小质量的M、K型星停留在主星序上可以达几千亿年、几万亿年之久。太阳应停留在主星序阶段约100亿年，到目前已停留了50亿年左右。
在赫罗图上恒星脱离主星序向右演化，因质量不同而经历不同的演化程。图3中除标出光度和温度外，还有等半径线即虚斜线，一颗星在这图上自左向右演化，表示它的表面温度在降低，半径在增大。从图3可知，2.5、5.0和10M嫯的恒星的演化程，除了光度不同外，基本上是类似的。上述恒星中心的温度都在2，000万度以上，适宜进行碳氮循环的氢聚变为氦的热核反应。这项反应的速率和温度18次方(T18)成正比，产能高，因而温度梯度大，使中心部分形成对流核心，将物质搅混。由于热核反应，对流核心的氢含量逐渐减少，对流核外的氢含量保持不变。这种不均匀性的发展，促使恒星的结构逐渐发生变化，恒星的光度和半径逐渐增加，如图3中A1B1、A2B2和A3B3所表现的那样。
恒星中心对流核的氢含量消耗到只有1～2％时，由于热核反应的能量供应不足，恒星整体就开始收缩，如图3中B1C1、B2C2和B3C3所示。收缩使温度增高，终于使紧贴对流核心外面的薄层开始氢聚变为氦的热核反应，供给能量；这时外层温度增高，使星体膨胀起来，表现于图3中为自C1、C2和C3向右演化。质量大于10M嫯的恒星向右演化的过程中，中心温度超过1亿度，可以引起三个氦核聚变成碳核的热核反应。质量小于10M嫯的恒星要演变到红巨星顶端、光度最大、中心温度达1亿度时，才能发生这种反应。
质量小于1.5M嫯的恒星在赫罗图上的演化程表现出截然不同的情形，如图3中DEFG所描绘的那样。这是一个质量为1.2M嫯星族Ⅱ的恒星演化程。质量小的恒星，中心温度低，密度大，电子成为简并态，足以抵御外部压力，因而中心部分的收缩不象大质量恒星那样厉害。再者，由于中心温度只有一千几百万度，在氢聚变成氦的热核反应中，质子-质子反应取代碳氮循环，成为恒星能量的主要来源。质子-质子反应和温度的较低次方(T3.5)成正比，所形成的温度梯度较低，不足以产生对流核心。此外，小质量恒星的另一特征是：表面温度低，邻近表面区的不透明度大，温度梯度增大，使对流层厚度往往超过半径的一半。对流层传热快，使恒星光度逐渐增大。这一系列内部结构的变化，表现在恒星的光度和表面温度上，如图3中DEF所示。演化到达红巨星支的顶点F时，中心温度高过1亿度，三个氦核聚变为碳核的热核反应成为可能，氦突然燃烧，发生“氦闪耀”现象。此时，产生大量热量，温度更加升高，终于使中心部分的电子简并态回到非简并态，然后内部膨胀、吸热，产生“热逃逸”现象，光度骤减，使星点在赫罗图上很快从F向G下落，而中心氦核球开始稳定地燃烧。
在赫罗图上大质量恒星向右演变到红巨星之后的演化，和小质量恒星自F点下落到G后的演化的问题，是六十年代以来应用大型电子计算机进行研究的，现已得到一些很有意义的结果。大体说来，质量大的恒星，象5M嫯、7M嫯和9M嫯恒星的演化程是从右方(即红巨星)向左移，在离主星序不同距离处，又沿不同演化程回到右方，这样可以来回几次，但并不重复上次的演化程。它们来回移动时跨过赫罗图上主星序和红巨星支之间的一条不稳定区狭带，如图3所示。这条狭带就是造父变星的区域。有意义的是在计算恒星演化中，恒星进入这区域就表现出脉动不稳定性。这样就把恒星内部结构的变化同恒星表面的脉动不稳定性密切联系起来。至于小质量的恒星，象星族Ⅱ的1.2M嫯恒星的演化程，从G点下方向左行动，在到达主星序前，又折回向右，绕行一个很扁的水平圈。这水平圈的轨迹对应于由星族Ⅱ恒星所组成的球状星团赫罗图中有特征性的水平支。水平支上的不稳定区域是著名的天琴座RR型变星的位置，它的宽度△lgTθ约为0.06。细致的计算表明，不稳定区域蓝边的位置是和恒星的氢氦含量密切相关的，所以把水平支上最蓝变星的性质和不同氢氦含量的理论蓝边作比较，就可以估计出恒星大气中的氦含量。在好几个球状星团中，变星的光变周期P（单位：天）的对数lgP为-0.55～-0.60，它们的蓝边温度Tθ的对数约为3.87，由此导出的氦丰度为25％左右。这项从星族Ⅱ恒星演化理论所得的值同从变星的脉动理论、电离氢区的观测以及大爆炸宇宙学方法所得的值(22～24％)基本上一致。

星团赫罗图和星场赫罗图同演化理论的比较
同一个星团内的恒星离我们的距离可以认为都是相同的，因此它们的亮度差等于它们本身的光度差。此外，还可以认为同一个星团内的恒星差不多都是同时期形成的。小质量的恒星收缩时间长，到达主星序的时间迟；到达后，停留的时间长。所以年轻星团的星，亮星已演化到主星序上，而暗星还未到达主星序，落在主星序的上方，NGC2264即其一例。年老的星团，恰恰相反，暗星还停留在主星序上，而主星序上段已找不到亮星，即使找到，也是已弯向右方成为脱离主星序的星了。星团年龄愈老，弯向右方愈甚，刚刚弯离主星序那点的星的光度愈暗。把各种不同年龄星团的未偏离主星序的一段联接成一个完整主星序，其中最年轻的星团NGC2362在顶端，最年老的星团M67在最下段（图4）。有了这幅完整的主星序赫罗图作为标准，只要把任何依据新观测到的星团资料编成的赫罗图同它作比较，确定哪点弯离主星序，就可以定出它的年龄和恒星的本身光度。图4右面所标的年龄是相应光度的恒星停留在主星序的时间，例如绝对星等为-4等的星为6.5×106年，绝对星等为+4等的星为6.7×109年，这二者也就分别是英仙座h+x星团和M67星团的年龄，因为它们分别在绝对星等-4和+4处弯向右方。根据恒星本身的光度和视亮度就可以定出这个星团的距离。由此定出的距离误差不大，是测定星团距离的重要方法之一。

对于场星，即非星团星，用上述的恒星演化学说来说明观测到的现象也很成功。以照相星等亮于8.5星等的6，700颗恒星的赫罗图(图见第117页)为例，此图虽然受到选择作用的影响，有利于光度大的星，但在图上主要的特征(如主星序和红巨星支)还能清楚地显示出来。在图上绝大部分的星都落在主星序上，表示恒星在这阶段演变最慢。恒星脱离主星序后很快演变为红巨星，因而出现了主星序与红巨星支之间的赫氏空区。

恒星演化的末态
恒星演化到后期，星体结构愈来愈复杂，变化愈来愈剧烈。随着内部温度的升高，氦、碳、氧等核子先后参与热核反应，这些核子的热核反应属于强作用，不象氢聚变为氦（属于弱作用）那样缓慢进行，而是十分剧烈。这时，平衡态理论不再适用。在恒星演化的不同时期，演变的快慢是非常悬殊的。计算刚刚离开主星序两个相继星型的时间间隔，可以取近亿年，而在红巨星顶端F处，必须取时间间隔为2秒来进行计算。恒星的末态，即它们的归宿应该是在赫罗图上主星序的左面。从主星序极右方红巨星或红超巨星演变到它们的末态，一般要抛失质量，甚至要象新星、超新星那样大爆发，然后才演变为行星状星云的中心星、白矮星或中子星。由于星型结构复杂，所取参量和处理方法不同，这类动态的演变过程还缺乏统一的推算结果。对于恒星末态，目前并不是仔细地一步一步地从演化的过程来寻求，而是从高密物质的平衡态来探讨，即假定恒星内部各种核能已经完全耗尽，正在慢慢冷却，然后根据这种情况计算流体平衡条件下的物质分布情况。理论分析表明，在恒星演化末期将出现三类天体：白矮星、中子星和黑洞，具体是哪一类，则视质量而定。质量界限的具体值因所用的物态方程不同而异。

白矮星
恒星在核能耗尽后，如它的质量小于1.44M嫯就将成为白矮星。没有核能后，它靠引力收缩供能。等收缩到原来半径的几十分之一到百分之一时，中心密度已经很高，电子形成简并态。当电子气体的压力足以抵住引力收缩时，便达到新的平衡。这时恒星不再收缩，只靠它的剩余热量发光，这种星称为白矮星。随着它的余热逐渐消失，表面温度逐渐降低，慢慢成为红矮星、黑矮星，就无法观测到了。已观测到并确认为白矮星的恒星只有千余颗。它们的光度很小，不容易观测到，估计它们的数目应相当多，约占恒星总数十分之一左右。

中子星
恒星在核能耗尽之后，如果它的质量在1.44～2M嫯之间，就会成为中子星。按照平衡态的理论，在形成中子星前，恒星内部是由简并态电子气体和铁核构成的。铁核是经过轻核逐级聚变形成的。随着引力收缩，压力和密度增加，电子的费密能量愈来愈大，终于打进铁核，在其中组成更多中子。等到电子的费密能量超过25兆电子伏时，中子就脱离重核的束缚而放射出来，积累成为简并态中子气体。当密度接近核子密度4×1014克/厘米3时，几乎绝大部分是中子，电子和质子仅占总数的百分之一、二。这时简并态中子气体的运动顶住引力的压缩，使恒星不再收缩，就成为稳定态的中子星。
不少天文学家认为中子星的形成是超新星爆发的后果，外部的物质爆炸出去，形成星云状物质，内部坍缩，形成为中子星。模拟超新星爆发的理论计算，虽然得到一些结果，认为可以形成中子星，但也有一些结果表明，爆炸力量过于巨大，会使整个星体崩溃，不留内部残骸。这类计算，不确定的因数较多，目前没有肯定的看法。重要的是在1967年终于发现了中子星，到1978年已发现了300颗以上。

黑洞
恒星在核能耗尽后，如质量超过2M嫯，则平衡态不再存在，星体将无限制地收缩。虽然目前还没有密度大于1015克/厘米3的物质的实验数据，无法推测星体的具体结构，但根据理论可以推断，星体的半径将愈来愈小，密度将愈来愈大，终于达到临界点，这时它的引力之大足以使一切粒子，包括光子，都不能外逸，因而称为“黑洞”。质量为2M嫯的恒星，如形成黑洞，其半径不超过5.2公里。近年来，有人提出质量介于2～3.2M嫯间的恒星有可能成为反常中子星或层子星等。

质量抛失在恒星演化中的作用
恒星抛失质量在演化中起着不可忽视的作用。除了新星、超新星的大量抛失质量外，实际上，恒星在不同程度上也不断在抛失质量（见质量损失）。不过，一般而论，恒星在主星序阶段抛失的质量是微不足道的，对演化没有多大影响。但在红巨星阶段，它体积庞大，表面引力较小，对流大气中又有上升的气流，质量易于抛失。从观测获知存在不少质量小于1M嫯的白矮星，就可以证明这点。因为质量小于1M嫯的恒星要经历红巨星阶段而后演化成白矮星，所需时间要比银河系的年龄（约2×1010年）还长。这些白矮星大概是从质量较大的恒星演变成的，也就是说它们原来质量大，因而演化也快，经过质量抛失，终于形成白矮星。
在双星中，质量抛失对恒星演化所起的作用较为明显。天狼、南河三和波江座o2都是双星系统，它们都含有一颗白矮星。经长期研究表明，前两个双星中，光度亮的主星的质量比伴星（白矮星）大，且为主序星。因为俘获另一颗恒星的可能性微不足道，所以双星系统中的两颗星应当是同时形成的。质量大的那颗子星，应该演化快，但实际情况恰相反。可能的解释是伴星原来质量大，演化快，随后抛失了质量逐步演变成为白矮星。
密近双星的两颗星靠得近，它们的相互作用，更会大大影响两星的演化过程。计算表明，质量较大的星若是中心部分氢已枯竭，膨胀成红巨星，其质量会流向质量较小的恒星，演化成质量小于0.5M嫯的白矮星。自1954年发现武仙座DQ新星是双星后，接连发现了好些新星都是双星。假定双星中一个子星是白矮星，它的表面温度高，会吸积伴星流入的氢气，到达一定程度时，就有可能发生热核反应，产生足够的能量，产生爆发而抛掉所吸积的外层物质。然后，又重新吸积伴星的气体，经过同样的过程再次爆发。这是再发新星能够反复爆发的原因，例如蛇夫座RS新星在1898年、1933年和1958年三度爆发，北冕座T在1866年和1946年两度爆发。

结束语
现代天体物理学最大的成就之一就是基本上说明了恒星演化和元素演化两个重要问题。这两个问题关系十分密切。元素的核综合演化是在恒星内部完成的，可以说是恒星演化的动力。恒星的能源供应以引力收缩和热核反应两种方式交替进行。核能的供应是主要的，占90％以上。引力收缩主要是使恒星中心温度增高。随着温度的逐步升高，较重核子发生热核反应，逐级聚变形成更重的核子。恒星演化晚期，中心温度达109K时，带走绝大部分能量的是中微子而不是光子，中微子在超新星爆发中起的作用尤其重要（见中微子天文学）。所以宏观的恒星演化过程是和微观的原子核反应息息相关的，也可以说微观的核子反应过程控制着宏观的恒星演化过程。
现代恒星演化学说的成就是巨大的，但由于问题复杂、资料不够完备以及理论过于简单化，还有很多不足之处。对于星云物质的化学成分、尘埃和气体的比例以及尘埃的吸收等数据，了解得不够清楚，甚至缺乏数据。不论星云、原恒星和恒星，它们都有不同的磁场和自转运动，一般说来，磁场和自转都起着抵制收缩的作用。它们和引力效应比较起来，固然处于次要地位，但是却不能忽略不计。值得一提的是近年物理学界提出的太阳的中微子问题。太阳中心部分质子－质子反应所发射的中微子，其观测值低于理论预期值近一个量级，对此迄今还没有令人满意的解释。


赫罗图

赫罗图（ HR diagram ），用恒星的表面温度（或光谱型或颜色）和光度（或绝对星等）作为坐标轴画出的图。赫罗图代表天文学和天体物理学中对观测的最大综合。它是天体物理学家最有用的关系图和非常有价值的诊断恒星的工具。一颗恒星在赫罗图中的位置决定于它的质量和年龄，赫罗图以绝妙的方式找到了恒星演化的规律，既提供了对恒星演化理论一个最严格的检验，又提供了研究银河系整体历史的一个最有力的工具。赫罗图的原始形式是绝对仿视星等与光谱型的关系曲线，现在更常用的是它的变体，用一个连续的坐标代替不连续的光谱型。观测上，最有用的形式是颜色–星等图（CM）图，它是一个颜色与星等的关系曲线。

创建
赫罗图是丹麦天文学家E.赫茨普龙和美国天文学家H.N.罗素创制的。赫茨普龙在1905年和1907年的论文中指出，一般蓝星是亮的，而红星却有亮、暗两种。他把亮星称为巨星，把暗星称为矮星。1911年他测定了几个银河星团（如昴星团、毕星团）中的恒星的光度和颜色，并将这二者作为纵坐标和横坐标。结果表明，这些星点大都落在一条连续带上，其余的星（巨星）则形成小群。罗素研究了恒星的光度和光谱，画出一系列表明恒星光度和光谱型之间的关系图，于1914年在《自然》上发表（图1）。经过对比，发现颜色等价于光谱型或表面温度。他们两人的图所表示的是同一回事。因此，后来将这类光度–表面温度（光谱型或颜色）图称为赫茨普龙–罗素图，简称赫罗图。赫罗图的根本特征是建立了恒星的颜色与亮度的关系。图中亮度由下向上（图的y轴）量度，温度在左右方向（图的x轴）量度，并规定较冷的星偏向右方。这样选择温度量度方向与光谱型O B A F G K M分类序列对应。赫罗图右下角的恒星是暗弱的红色冷星，左上角的恒星是明亮的蓝白色热星（温度高于25 000K）。大多数恒星落在左上角到右下角的带内，该带称主序，它对应像太阳那样通过将中心区的氢核合成为氦核释放能量的一切恒星。宽波段UBV测光系统测定暗星的颜色，比用光谱方法容易，所以后来逐渐用色指数代替光谱型作为赫罗图的横坐标。色指数可转换成表面温度。观测得到的视星等，经过距离改正后成为绝对星等(见星等)，可再转换为光度。有了星的表面温度和光度，理论工作者便可计算恒星的内部结构，也就是建立所谓恒星模型。随着时间的推移，恒星的内部结构逐渐演变，并在它的光度和表面温度（简称温度）上表现出来，这样恒星在赫罗图上的位置便沿一定路径移动，描出“演化程”。因此，赫罗图不仅能给各类型恒星以特定的位置，而且能显示出它们各自的演化程，成为研究恒星必不可少的重要手段之一。

图1　罗素绘制的绝对星等–光谱型图

星团和场星的赫罗图
赫罗图中的恒星不是平均分布，而是形成一定的序列的。因为光度和表面温度之间存在着内在的关系：如果压力、不透明度和产能率只是温度、密度和化学成分的函数，则恒星的结构由它的质量和化学成分决定；如果化学成分给定，则每一恒星质量便对应着一定的光度和温度值。因而只要在某一质量范围内存在着光度和温度的关系，赫罗图上就会出现相应的序列。同样质量范围内的恒星，在赫罗图上出现在不同的序列，必然是由化学成分不同引起的；而化学成分的不同可以是原始化学成分的不同，也可以是恒星处在不同的演化阶段。因此，赫罗图中的一些序列，可用来研究恒星的形成和演化。图2是太阳附近6 700颗恒星的赫罗图。图中有两个密集序列，一个从左上向右下，称为主星序，又称矮星序；另一个是相当密集的一群星，接近右上角，差不多呈水平走向，称为巨星序。此外，还有不少星分散在图的上部，称为超巨星序。主星序下面是亚矮星序。图的底部有一特殊分支，称为白矮星序。巨星序和矮星序并不相接，中间留有相当明显的空隙，称为赫氏空区，只有为数很少的恒星落在空区以内。赫罗图中的图形受到不少测量误差的影响。恒星的质量差别不大，大多数恒星的质量在太阳质量0.1～10倍范围内。恒星化学成分的差别也不大，按质量计大致氢占71％，氦占27％，其他重元素占2％。所以，取决于质量和化学成分的恒星结构在赫罗图中呈现出明显的规律性。恒星密集的区域代表它们演化缓慢的阶段，主星序是演化最慢的阶段，大致占恒星寿命的90％。为了免受恒星化学成分不同和年龄不同这两个因素的影响，可举星团的赫罗图来说明。图3是昴星团的赫罗图。这个星团内形成的恒星，可认为它们的化学成分和年龄是相同的。再者，一般星团各成员星离地球的距离基本相同，这样观测到的成员星的视星等差值也就是它们绝对星等的差值，不受距离误差的影响。星团距离的不确定性导致绝对星等的零点不确定，只能使整个图上下移动，而不会影响昴星团的赫罗图中星点的相对位置。图3中的星点代表昴星团的主星序，其中没有红巨星，表示昴星团年龄还轻，成员星还没有演化到脱离主星序的阶段。

图2　亮于8.5照相视星等的6 700颗恒星的赫罗图

图3　昴星团的赫罗图

把质量不同但年龄相同的许多恒星画在赫罗图上，图的形状便与年龄有关。这一点在球状星团的赫罗图上表现得很明显，因为一个球状星团中的全部恒星确实是在一个巨大气体云坍缩时一起形成的。主序左上端的最亮恒星最先消耗完燃料，因为它们每秒钟需要很多能量以求避免最终的引力坍缩，所以它们最先离开主序朝红巨星支移动。用同一星团在不同年龄画赫罗图，则随着星团年龄增大，主序将从上往下缩短，这些赫罗图的主序从右下角向上仅仅延伸一段后即折向右边。折向点的准确位置取决于星团的年龄，由此定出的年龄是银河系最年老恒星的最可靠的年龄测定之一。赫罗图也能用来测定星团的距离，因为恒星在主序上的位置和它们的绝对星等有关，星团离我们越远，它的恒星发来的光显得越弱，它的主序就越是靠近赫罗图的下部。利用这一点，天文学家得以找出恒星视星等的校准值，使之正好与标准主序相符，并从这个校准值导出星团的距离。

不同化学成分的星团在赫罗图上的分布
图4画出银河星团M67的成员星同两个球状星团M3和M92的成员星在赫罗图上的位置，以便进行比较。它们都是年老的星团，但M67属于星族Ⅰ，M3和M92属于星族Ⅱ。星族Ⅰ的星含重元素较多，占总质量的2％～3％，而星族Ⅱ的星所含的重元素的含量仅占0.1％～0.2％，或更少。图中左下方的黑粗斜线代表主星序，3个星团巨星支都从主星序相同的部位脱离，表明它们的年龄相近（为4×109～6×109年）。M3有明显的水平支，这是球状星团的一般特征。赫罗图可获得大量信息。除了上述的两个星序外，各种类型的变星也有特定区域。此外，还可利用星团在赫罗图上的“转向点”来估计星团的年龄和距离。不同质量的星族Ⅰ和星族Ⅱ的星，在赫罗图上都有它们特定的演化程序。

图4　银河星团M67同球状星团M3和M92在赫罗图中的比较


主序星

主序星（汉语拼音：Zhu Xu Xing；英语：Main sequence star），位于主星序的恒星。在赫罗图上，恒星的分布不是随机的，而是集中在几个区域内。最显眼的是自左上角到右下角沿对角线的一条窄带，叫做主星序。光度比相同光谱型的巨星和超巨星小，故又叫矮星。在MK二元光谱分类系统（见恒 星光谱分类）中用罗马数字V表示它的光度级。现观测到的恒星，90％都是主序星。主序星的能源主要是核内氢聚变为氦的热核反应。恒星演化过程中，在这个阶段停留的时间最长。


超巨星

超巨星（汉语拼音：Chaojuxing；英语：supergiant），大直径、低密度、光度极大的恒星，因其光度比相同光谱型的主序星和巨星都高而得名。
　　在MK二元光谱分类系统（见恒星光谱分类）中用罗马数字I表示其光度级。同样光谱型的恒星具有相同的表面温度，超巨星光度大是由于表面积大。例如食双星仙王座VV中的超巨星，直径为太阳的1600倍，目视波段的光度为太阳的3000倍。有些超巨星是双星的成员，可以通过大气食研究延伸大气的结构和活动。已发现一些超巨星具有射电和X射线辐射，并有星冕和星风。


巨星

巨星（汉语拼音：jù xīng），（giant），体积和光度比相同光谱型的主序星大，比超巨星小的恒星。在赫罗图上，巨星分布在主序星和超巨星之间，在MK二元光谱分类系统中（见恒星光谱分类），光度级为Ⅲ。肉眼可见的大角、五车二等都是巨星。从恒星演化的观点，巨星是继主序之后的一个演化阶段。一个太阳质量的恒星在主序阶段将待上100亿年，而只有1000万年的时间作为一个红巨星存在。这种巨星的结构明显不同于主序星，按模型计算，它具有每立方厘米105克的中央高密度，离中心1／10半径时，密度降到1克／厘米3以下，它的主要部分是比地球大气还要稀薄的气体。


亚巨星

亚巨星（ subgiant ），位于赫罗图上主星序的右上方、介于巨星序和主星序之间的一类恒星。在MK二元分类中，亚巨星的光度级为Ⅳ级(见恒星光谱分类)。现代恒星演化理论认为，亚巨星是由主序星演化而来的。主序星在中心氢核燃烧的末期，中心核收缩，恒星半径和光度缓慢增加，恒星离开主星序而向巨星演化。亚巨星就处于这种演化的最初阶段。有些密近双星的子星是亚巨星，如著名的半相接双星大陵五，就包含一个主序星和一个半径充满临界等位面的亚巨星。因此对亚巨星的研究在密近双星的研究领域中占有重要的地位。


红巨星

红巨星（ red giant ），恒星光谱分类中光度级为Ⅲ的恒星称为巨星，巨星中光谱型为K或更晚的一般称为红巨星(也有人把光谱型为F和更晚型的巨星称为红巨星)。肉眼所见的红巨星中最亮的是大角（光谱分类为K2Ⅲp），离我们最近的是北河三(K0Ⅲb或K0Ⅲ)和大角。现代恒星演化理论认为，主星序中的很大一段恒星在其中心氢聚变为氦的核反应完毕后，都要向赫罗图上的红巨星区演化。它们的演化途程范围在图上形成一个漏斗状区域，称为漏斗效应。恒星从主星序向红巨星的演化同质量损失和角动量损失可能有很大关系。按一般理论，红巨星应有很厚的对流包层。一般认为，不少恒星在红巨星阶段大概要失去外层物质(这种物质可能形成行星状星云)，然后成为白矮星。看来红巨星是大多数恒星要经过的重要演化阶段，但要搞清楚红巨星前后的演化过程，还需要解决许多实测问题和理论问题。
太阳已经耗掉了中心区原有氢含量的三分之一左右，将来它结束中心区氢聚变为氦的阶段后，也会演化为红巨星。虽然毕宿五（光谱分类为K5Ⅲ）和大角都是红巨星，但前者的大气化学组成类似太阳，属于星族I，后者按大气化学组成和某些其他特征则属于星族Ⅱ，这两颗星的演化史看来有重大的差异。红巨星鲸鱼座o（光谱分类为M5eⅢ～M9eⅢ）是有名的变星，是长周期变星的典型星。它同一颗蓝色低光度变星鲸鱼座VZ组成目视物理双星。以鲸鱼座o为代表的长周期变星中有不少已测得来自分子微波激射源的射电谱线辐射。密近双星中也有红巨星，例如食双星巨蟹座RZ包含光谱分类为K2Ⅲ和K4Ⅲ的一对红巨星，轨道周期约21.64天；又如再发新星北冕座T是轨道周期为227.5天的分光双星，包含一颗M型红巨星和一颗蓝星。很多银河星团和球状星团都包含有红巨星。年轻的银河星团如昴星团中没有红巨星。年老的银河星团中有的可以找到红巨星。球状星团中普遍有红巨星，许多球状星团中最亮的星就是红巨星。在有的河外星系中也已经发现红巨星。研究星团和星系中红巨星的化学组成、物理参量和运动特征等对于认识所在星团和星系以及不同星族恒星的特性和演化非常重要。


矮星

矮星（dwarf star），赫罗图中任何属于主序的恒星的过时名称。该名称起源于早期将恒星分类为矮星和巨星；按照这种分类，太阳是一颗典型的矮星。但现在多用“主序星”一词，以避免同白矮星及其他远小于太阳的恒星相混。


亚矮星

亚矮星（ subdwarf ），比主序星稍暗的一类恒星。二十世纪三十年代，W.S.亚当斯进行恒星光谱分析时，发现了几颗金属线很弱的恒星。他根据金属线的强度，证认为A型星，但因其绝对星等比通常的A型星暗几个星等，因此称为亚矮星。与同类光谱型的主序星相比，亚矮星的半径小一些，因此光度也暗一些。亚矮星在赫罗图中构成一个单独的序列，叫作亚矮星序。亚矮星序恰好位于主星序（也称作矮星序）的下面，光度级为Ⅵ。亚矮星的化学成分与主序星颇为不同，一般说来金属含量很低，只相当于普通恒星的1％左右，因此可以称为贫金属星。W.S.亚当斯发现的几颗A型亚矮星，有效温度实际上与G型星近似，只是由于金属含量低才被证认为A型星。目前认为，处于主序星和白矮星之间的O型和B型亚矮星，属于恒星的演化晚期，正在向白矮星过渡。亚矮星主要是属于中介星族Ⅱ。


白矮星

白矮星（拼音：bái ǎi xīng），（英语：white dwarf），一类低光度、高温度、高密度的恒星，在太阳附近的区域内已知的恒星中大约有6%是白矮星。这种异常微弱的白矮星大约在1910年就被亨利·诺利斯·罗素、爱德华·皮克林和威廉·佛莱明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·鲁伊登在1922年取的。
形成
　　白矮星是核反应停止以后恒星的一种稳定结构。在白矮星内部，高温使原子失去电子，裸原子核挤在一起造成了高密度。主要靠电子简并压的梯度跟引力相平衡， 质量越大，半径越小。当质量超过一个极限值时，电子简并压不再能跟引力相抗衡。S.钱德拉塞卡推算出白矮星的质量上限为1.44太阳质量，这叫钱德拉塞卡极限。质量超过1.44太阳质量的恒星只有在演化中损失了多余的质量才能形成白矮星。白矮星表面有很强的引力场，谱线红移较显着，广义相对论的三大天文验证之一的引力红移正是首先对白矮星测得的。
形态
　　白矮星光度低，不易发现，已观测到的有1000多个，估计白矮星占恒星总数的5％。白矮星的绝对目视星等在8～16等范围内；有效温度大都介于5500～40000K之间，大多数呈白色，少数呈黄色甚至红色；质量跟太阳差不多，而其大小跟地球相仿；平均密度 105～108克／厘米3。白矮星可按光谱分为DA（富氢）、DB（富氦）、DC（富碳）、DF（富钙）、DP（磁白矮星）等次型。
发现过程
　　1844年，德国的F.W.贝塞尔根据天狼星移动轨迹的波浪形，推测存在一个看不见的伴星。后来的观测证实，天狼星确是一个双星系统，伴星天狼B比主星暗一万倍，呈白色 ，质量1.05太阳质量，半径0.0073太阳半径，密度3.8×106克／厘米3，这是最早发现的白矮星。


球状体

球状体（globule），一种较密的、球状的气体-尘埃暗云。某些小球状体在电离氢的辐射背景上显示出暗的轮廓；另一些较大的球状体，由于尘埃的消光，使天空背景出现没有恒星的“洞”，但一氧化碳射电谱线观测表明洞里存在物质。球状体的角直径约3′～20′天文单位，线直径103～105天文单位，估计质量为0.1～750太阳质量，温度约7～15K，主要成分为H2、CO以及一些有机分子。在太阳附近500秒差距内，观测到200多个大的球状体，由此推测银河系中有2.5万个。它们可能是处在引力收缩阶段的原恒星。也有人认为从质量估计推断球状体密度很低，不足以产生引力坍缩。然而，大球状体的分子谱线观测表明，它们包含引力坍缩所需的足够质量。红外天文卫星探测到某些小球状体的红外辐射，提供了那里恒星正在形成的证据。例如在球状体巴纳德5中发现了几个质量约1太阳质量，年龄几十万年的恒星。


赫比格-阿罗天体

赫比格-阿罗天体（Herbig-Haro object），1948～1951年，美国天文学家G.H.赫比格和墨西哥天文学家G.阿罗各自独立地发现的一种半星半云状天体。简称HH天体。最初天文学家把它们看成正在形成中的恒星，但后来的观测表明它们是从非常年轻的金牛T型星喷出的气体与周围物质相互作用的产物。支持这种看法的观测事实至少有以下几点：在一些HH天体附近发现了红外源，它们被证认为类似于十分年轻的金牛T型星的天体，但受到暗星云严重消光和红化；大多数HH天体的视向速度为负值，少数为正，因为嵌在暗云的年轻恒星向暗云前面抛射而形成的天体容易观测到，向远离观测者方向抛射的由于位于暗云深处或后面而不易被发现；一些HH天体有大的自行，方向背离红外源；几个HH天体在红外源两旁排成一行，可能是中间年轻恒星双极喷出的气流形成的一系列节。


红外星

红外星（infrared star），辐射能量主要在红外区的恒星。根据普朗克定律，黑体的温度越低，辐射的主要部分就越向长波区（即红区）移动，因此相当多的红外星是有效温度很低的晚型星。还有一些红外星，它们辐射能量分布不符合黑体辐射定律，而有明显的红外超。其原 因是这些恒星周围存在的尘埃和气体分子云，被中心星的紫外线和可见光加热，再发出红外辐射。这些星周物质可能是形成恒星或行星的剩余物，也可能是恒星以连续或间断的方式抛射出来的。不管这些星的红外发射是否在全部辐射能中占主导地位，它们的研究对了解恒星演化过程是很有意义的。红外天文卫星探测到的24.6万个红外源中，大约65％是恒星。资料分析表明，大部分恒星的红外辐射与它们的光球温度所期望的一致，具有红外超的恒星约占10％。


原恒星

原恒星（汉语拼音：Yuan Hengxing；英语：Protostar），恒星演化早期处在引力收缩阶段的浓密星际物质云。也有人更严格地把原恒星定义为这样一种天体：它的主要能源既不像主序星来自氢燃烧，也不像主序前恒星靠准流体静力学收缩，释放引力能，而是来自下落物质的吸积。恒星孕育和诞生于气体-尘埃云中，光学望远镜难以探测，寻找原恒星成为红外天文学的重要任务。红外天文卫星发现的红外源中，有些可能是仍然在吸积星云物质的真正原恒星。


最亮星表

最亮星表（ list of brightest stars ），表中列出按光电目视星等V来说为最亮的21个星的基本数据。其中标有*号的表示此星列有专条。UBV数据主要取自1978年出版的列有5万多个恒星的光电测光星表。凡有甲乙星的，第一行的UBV值为合成数据，如南门二甲乙合成的V＝−0.27，余类推。全波辐射光度、半径和质量都是以太阳的相应值为单位。全波辐射光度由绝对热星等Mbol算得。表中放在[　]中的数值表示演化质量，放在(　)中的数值则表示分光质量（见恒星质量）。老人星质量是据1973年版《物理量天体物理量》MK分类与质量的统计关系推算的（1975年发表）。毕宿五质量据1979年资料。值得注意的是，表中绝大多数星已确知为物理双星或变星。此表的各种数据特别是质量、半径、光度距离，可靠程度差别颇大。


天狼

天狼（ Sirius ），大犬座α。全天最亮的恒星。由甲、乙两星组成的目视双星。星表编号为：Hip32349,HR2491,HD48915。甲星是全天第一亮星，视星等为−1.44等，属于主星序的蓝矮星。乙星一般称天狼伴星，是白矮星，质量比太阳稍大，而半径比地球还小，它的物质主要处于简并态，平均密度约3.8×106克/厘米3。甲乙两星轨道周期为50.090±0.056年，轨道偏心率为0.592 3±0.001 9。天狼星距地球为8.60±0.03光年。1834～1844年F.W.贝塞尔注意到天狼星的运动。1862年美国人A.克拉克用当时世界上最好的望远镜测到天狼星的伴星，称为天狼星B。1920年W.S.亚当斯拍到了天狼星B的光谱，命名为白矮星。1930年S.钱德拉塞卡对白矮星作出理论解释。1999年10月28日钱德拉X射线卫星拍了天狼星B的像，B星比A星亮得多，B星表面温度为25 000K。天狼星是否是密近双星，与天狼双星的演化有关。天狼星A的质量为两个太阳质量，B星与太阳质量差不多。古代曾经记载天狼星是红色的，这为人们提供了研究线索。1975年发现了来自天狼星的X射线，有人认为这可能是乙星的几乎纯氢的大气深层的热辐射，有人则认为这可能是由甲星或乙星高温星冕产生的，至今仍在继续研究。

X–Ray 天狼星（亮星旁的是伴星）


南门二

南门二（Rigil Kent），全天第三亮星。即半人马座a，实际由3颗星组成：G2型矮星和K1型矮星（见恒星光谱分类）组成一个轨道周期80年的目视双星系统。离开处还有一颗11等的红矮星，它是半人马座的比邻星，离太阳系最近的恒星，距离仅4.22光年，它是一颗鲸鱼座UV型耀星，光谱型为dM5e。已观测到来自前两颗星的X射线发射，这跟它们的星冕活动有关。


大角

大角（汉语拼音：Dɑjiao；英语：Arcturus），牧夫座α，全天第四亮星，北半天球最亮的三颗星之一。大角、织女和五车二亮度相差不大，因为颜色不同，肉眼难以判断哪个更亮。
　　大角是一颗K2Ⅲ型红巨星（见恒星光谱分类），距离太阳35光年。它正在向外抛射物质，有很强的色球活动，在光谱的紫外区、可见光区和红外区都能观测到发射线，是一个光谱变星。

特征
　　大角星是属于K1.5 IIIpe型的红巨星，“pe”代表的是“特殊的发射线”，显示大角星发出的光谱是不寻常且充满谱线的。这对红巨星而言并非太过罕见，但是大角星是特别明显的一个范例。大角星的亮度至少是太阳的110倍，不过这低估了它实际发出的强度，例如大角星在红外线波段所发射的“光”，所以大角星全部发射出的能量大约达到太阳的180倍。因为大角星的表面温度较太阳来的低，拥有较低的光视效能（luminous efficacy），所以在可见光波段发射出的能量也较低。
　　大角星以高速的自行运动而着名，除了南门二以外，它的自行速度比太阳附近的任何1等星都要快速。大角星目前几乎处于最靠近太阳的位置上，并正以高速移动中，它与太阳系的相对速度为122km/s。大角星被认为是一颗古老的星系盘恒星，并与其他52颗这种类型的恒星组成大角星流，共同移动中。大角星的质量难以确定，不过可能与太阳大约相等，而且不会超过太阳的1.5。大角星被认为很可能比太阳还要古老，太阳将会经历的红巨星阶段非常可能就是这颗恒星目前的情况。
　　根据依巴谷卫星的测量，大角星距离地球36.7光年（11.3秒差距），是一个相对较近的天体。依巴谷卫星的观测也显示大角星可能是一个双星系统，伴星约比主星黯淡20倍左右，它的轨道可能位于现在观测技术可以达到的极限，所以目前无法发现该天体。然而目前这个观点已经过时，最新的研究显示大角星是一颗单星。

名称由来
　　Arcturus这个字是从希腊文的Αρκτοῦρος所演变而来的，意为“熊的看守者”。这是因为大角星是牧夫座最明亮的恒星，而牧夫座位于大熊座与小熊座附近的缘故。也有一个希腊的非政府环境保护组织称为Αρκτοῦρος，专门保护野生动植物。
　　大角星在阿拉伯语中称为السماك الرامح，意为“手持长矛者的腿”或“巨大的手持长矛者”。这个名称在过去是演变成各种罗马化的字体，例如已经被淘汰的Aramec与Azimech。另一个阿拉伯字是لحارس السماء，意为“天堂的守护者”[6][7][8]。
　　中国天文学称牧夫座α星为大角是因为它是中国二十八宿的角宿中最亮的一颗星，不过后来大角星成为亢宿的一部分。


织女一

织女星（Vega）在天琴座的位置
织女一，又称为织女星（英语：Vega）或天琴座α（α Lyr，α Lyrae），是天琴座中最明亮的恒星，在夜空中排名第五，是北半球第二明亮的恒星，仅次于大角星。它与大角星及天狼星一样，是非常靠近地球的恒星，距离地球只有25.3光年；它也是太阳附近最明亮的恒星之一。在中国古代的“牛郎织女”神话中，织女为天帝孙女，故亦称天孙。
天文学家对织女星进行过大量的研究，因此它“无疑是天空中第二重要的恒星，仅次于太阳”。织女星大约在公元前12,000年曾是北半球的极星，但因岁差现象，它在13,727年会再度成为北极星，届时它的赤纬会达到+86°14'。织女星是太阳之外第一颗被人类拍摄下来的恒星，也是第一颗有光谱记录的恒星。它也是第一批经由视差测量估计出距离的恒星之一。织女星也曾是测量光度亮度标尺的校准基线，是UBV测光系统用来定义平均值的恒星之一。在北半球的夏天，观测者多半可在天顶附近的位置见到织女星，因为身为天文学上星等的标准，其视星等被定义为0等，因此天文学家会以织女星作为光度测定的标准。
织女星的年龄只有太阳的十分之一，但是因为它的质量是太阳的2.1倍，因此它的预期寿命也只有太阳的十分之一；这两颗恒星目前都在接近寿命的中点上。织女星的光谱分类为A0V，其温度比天狼星的A1V高一点。它仍处于主序星阶段，通过把核心内的氢聚变成氦来发光发热。织女星比氦重（原子序数较大）的元素丰度异常的低，织女星光度有轻微的周期性变化，因此天文学家怀疑它是一颗变星。它的自转相当快速，赤道自转速度是每秒274公里。离心力的影响导致恒星的赤道向外突起，温度的变化通过光球表面在极点达到最大值。地球上的观测者视线正朝着织女星的极点。天文学家经过测定后，得知织女星每12.5小时自转一周，整颗恒星呈扁平状，赤道直径比两极大了23%。
天文学家观测到织女星红外线辐射超量，显示织女星似乎有尘埃组成的拱星盘。这些尘粒可能类似于太阳系的柯伊伯带，是岩屑盘中的天体碰撞产生的结果。这些由于尘埃盘造成红外线辐射超量的恒星被归类为类织女恒星>。织女星盘的分布并不规则，显示至少有一颗大小类似木星的行星环绕着织女星公转。

目录

1 观测历史
2 可见性
3 物理特性

3.1 自转
3.2 元素丰度
3.3 运动学

4 行星系统

4.1 红外超量
4.2 岩屑盘
4.3 可能存在的行星

5 语源和文化象征

观测历史
针对天体摄影的天体摄影术诞生于1840年，当时约翰·威廉·德雷伯使用银版照相法对月球进行摄影。哈佛大学天文台科学家乔治·菲利普斯·邦德（George Phillips Bond）和约翰·亚当斯·惠普尔（John Adams Whipple）在1840年7月17日对织女星进行摄影，它成为人类第一颗（除了太阳以外）摄影的恒星，也是使用银版照相法。亨利·德雷伯在1872年8月对织女星摄影的时候，得到了第一张恒星光谱的照片。这也使得他成为第一个展现恒星吸收谱线的人。
天文学家已经在太阳的光谱里辨识出类似的光谱线。威廉·哈金斯在1879年利用织女星和类似恒星的光谱照片来辨认一系列在该类恒星里普遍存在的12条“非常强烈的谱线”。后来天文学家辨认出这是氢原子的巴耳麦系谱线.从1943年开始，天文学家将织女星的光谱当成分类其他恒星的标准之一。
天文学家可以借由地球环绕太阳公转时，织女星相对于背景恒星的视差测量出它与地球之间的距离。历史上首先发表恒星视差的人是瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维，他宣称的织女星视差值是0.125弧秒（0.125″），但是弗里德里希·威廉·贝塞尔怀疑斯特鲁维发表的数据。当贝塞尔公布恒星系统天鹅座61的视差为0.314″时，斯特鲁维把织女星的视差修正为先前的两倍左右。这次修正使斯特鲁维公布的数据更有疑问，因此当时大部分天文学家（包括斯特鲁维在内）都认可贝塞尔的数据才是历史上首次的视差观测。然而令人吃惊的是，斯特鲁维原本公布的数据与当前天文学家接受的数值0.129″其实非常接近。
地球上看到的恒星亮度是使用标准化的对数刻度－视星等来表示，它随着恒星亮度的增加而减小。肉眼能见的最暗恒星为6等星，而最亮的恒星天狼星星等为-1.47等。为了标准化这个对数刻度，天文学家选择织女星来作为所有波长的0星等。因此许多年以来，织女星被当作是绝对光度测定的亮度刻度。然而这种规定没有延续至今，现在视星等的零点普遍使用特定数值的光流量来表示。这种方法对于天文学家来说更加简便，因为织女星并不能永远作为度量的标准。
UBV测光系统测量通过紫外、蓝和黄色滤光片的恒星星等，并分别使用U、B、V来表示。天文学家在1950年采用六颗恒星来设置UBV测光系统的初始平均值，织女星是其中之一。这六颗恒星的平均星等被定义为： U - B = B - V = 0。实际上，这些恒星在黄、蓝和紫外部分的电磁光谱的星等都是一样的。因此织女星在可视的范围内有相对接近的电磁波谱（波长范围为350-850纳米，人眼大部分都能够看见），因此光流量密度大致相等，为2000-4000Jy。然而织女星的光流量密度在红外波段大幅降低，每5 平方毫米大约为100Jy。
天文学家在1930年代对织女星的光度测定显示这颗恒星有近±0.03星等的微小光度变化，这个波动范围接近当时观测能力的极限，所以天文学家对于织女星光度是否发生变化存有争议。大卫·邓拉普天文台（David Dunlap Observatory）在1981年重新测量了织女星的星等并显示出它有轻微的光度变化，因此天文学家建议将织女星归类为盾牌座δ变星。这类恒星以类似的方式振荡，使得恒星的光度存在周期性的脉动。虽然织女星符合这类变星的物理特性，但其他观测者却没有发现这种变化，因此织女星的光度变化可能是测量的系统误差造成的。
天文学家在1979年使用美国白沙导弹靶场发射的X射线望远镜观测到织女星发出X射线，也是人类首次在太阳以外的单主序星观测到这种现象。织女星在1983年成为天文学家发现第一颗拥有尘埃盘的恒星。红外线天文卫星（IRAS）发现织女星发出红外超辐射，这种现象可能是恒星加热尘埃盘而辐射出来的。

可见性
在夏夜的北半球中纬度地区，织女星经常出现在天顶附近。而对于冬天的南半球中纬度地区，织女星一般低垂在北方的地平线上。由于织女星的赤纬是+38.78°，因此观测者只能在51° S以北的地区看见它。在南极洲以及南美的大部分地区，织女星不会升到地平线上。在+51° N以北的地区，织女星一直位于地平线上，成为一颗拱极星。织女星会在7月1日午夜左右通过天球子午线，当时的位置最接近天顶。

 夏季大三角
织女星位于一个称作夏季大三角的大范围星群中，夏季大三角包括天琴座的织女星、天鹰座的牛郎星以及天鹅座的天津四。这个三角形近似一个直角三角形，织女星位于其直角顶点上。由于附近鲜有亮星，所以夏季大三角在北部天空非常突出。
四月天琴座流星雨是一个大型的流星雨，每年在4月21~22日左右达到极大期。当小型流星以很高的速度进入地球大气时，它的物质将会蒸发并产生一道光。众多流星在流星雨期间从同一个方向出现，以观测者的角度来看，它们发光的尾迹似乎是从天空中的同一点辐射出去。天琴座流星雨的辐射点就在织女星附近，因此也常称为天琴座α流星雨。天琴座α流星雨实际上是由佘契尔彗星所引起的，与织女星没有任何关系。

物理特性
织女星的光谱型为A0V，是一颗主序星，颜色为白中透蓝，其核心正在发生氢变成氦的核聚变。由于大质量的恒星比小质量的恒星核聚变更快，所以织女星停留在主序星的时间只有约10亿年，只有太阳的十分之一。已经快要超过它在主序星阶段寿命的一半。织女星脱离主序星阶段后，将变成一颗M型的红巨星并失去大部分质量，最终成为一颗白矮星。织女星目前的质量超过太阳的2倍，实际光度为太阳的37倍。织女星可能是一颗盾牌座δ变星，光变周期约为0.107天。
织女星核心产生的能量来自于碳氮氧循环（CNO循环），这是一种以碳、氮、氧原子核为中介，把质子聚合为氦的核聚变过程。进行该核聚变过程需要大约1500万度的高温，高于太阳核心温度，也比太阳的质子-质子链反应效率还高。CNO循环对温度高度敏感，紧邻的对流层将核心区聚变反应产生的“灰”均匀散布，对流层外围是辐射层，最外层则是大气层。这与太阳形成鲜明的对照：太阳的中心是辐射层，其外覆盖的是对流层。
天文学家已经对照“标准光源”对织女星的能量通量进行精确地测量。这颗恒星在波长为5480 Å的波段光通量为3,650Jy，误差范围2%。氢的吸收光谱线在织女星的可见光谱中占据主导地位，特别是在电子主量子数n=2的巴耳末系。其他元素的谱线相对来说比较微弱，其中比较强烈的谱线是电离的镁、铁、钙线。织女星的X射线辐射很微弱，这表明织女星的日冕肯定很微弱甚至不存在。因为织女星的极点朝向地球，所以极区日冕洞可能存在。天文学家可能难以証实日冕确实存在，因为许多X射线并不会随着可见光一起被恒星发射出去。
南日比戈尔峰天文台（Observatoire du Pic du Midi de Bigorre）的一个天文学家小组使用磁分光偏振法侦测到织女星的表面存在磁场，这是天文学家首次在A型光谱型恒星、而不是Ap和Bp星这类化学丰度特殊的特殊星上侦测到磁场。其磁场视线方向的平均磁通量为−0.6±0.3高斯。
与太阳表面的平均磁场强度相当。织女星的磁场约为30高斯，而太阳约为1高斯。

 织女星（左）与太阳（右）的大小比较
自转
天文学家曾使用过干涉仪来精准测量织女星半径，结果显示它的半径为太阳半径的2.73±0.01倍。这个数值比天狼星的半径还大60%，但是恒星模型显示它应该只比天狼星大约12%，天文学家认为这是因为我们观测到高速旋转的织女星极区。高分辨率天文中心（CHARA）干涉仪在2005年至2006年之间的观测证实了这项推论。
织女星的自转轴与地球观测者的视线夹角不会超过5°。这颗恒星赤道附近的恒星自转速率约为274公里/秒（相当于自转周期为12.5小时），已达到因离心力效应而解体的速率上限93%。快速自转导致织女星形状明显变扁，赤道半径比极半径大23%。（织女星的极半径为2.26±0.02倍太阳半径，赤道半径为 2.78±0.02倍太阳半径。）地球上观测者的视线几乎正对着它的极区，因此织女星看起来比较大。
织女星的两极地区重力加速度大于赤道地区，所以天文学家根据冯·塞佩尔定理推断两极地区的光度也比赤道地区高。这种情况可以从恒星表面有效温度的变化上观测到：极区温度高达1万K，而赤道区域约为7,600K，所以赤道面的亮度仅为极区的一半。这种情况导致强烈的重力昏暗效应：相对于普通的基本球对称恒星而言，如果从极区方向观测织女星，它会比预期的还要黑暗。温度梯度还意味着赤道周围可能存在对流区，而其余的大气层基本都处于辐射平衡。
假如织女星是一颗普通球对称且缓慢自转的恒星，那么按当前测定的距离来说，它的绝对光度将是太阳的57倍，远大于同等质量普通主序星的绝对光度。实际上织女星的绝对光度约为太阳的37倍，而天文学家发现高速旋转现象解决了这个矛盾。
因为织女星长久以来都是望远镜标定的标准星（视星等≈0），高速旋转的发现可能将挑战那些将织女星视为普通球对称恒星的推论。随着其自转速度、自转轴倾角的确定，天文学家可望改进仪器的校准精度。

元素丰度
天文学家把原子量比氦更大的元素称为“金属”。织女星光球层的金属丰度只有太阳大气层金属丰度的32%。（跟织女星一样，天狼星的金属丰度也只有太阳的三分之一。） 太阳的金属丰度（即比氦更重的元素丰度）约为ZSol = 0.0172 ± 0.002。从丰度上来说，织女星只有0.54%的组成元素比氦更重。
因为金属含量异常地低，所以织女星是一颗牧夫座λ型星。然而光谱型A0-F0恒星为何出现如此罕见的化学组成仍旧是个未知数，可能这些化学成份已经扩散出去或恒星质量下降所造成的，虽然恒星模型显示这种情况通常只发生在恒星的氢燃烧阶段末期。这颗恒星诞生于金属含量异常低的气体尘埃等星际物质中则是另一种可能的原因。
天文学家观测到织女星的He/H比例为0.030 ± 0.005，这比太阳低约40%，可能是由于其表面附近的氦对流层消失所引起的。能量传递被辐射层所取代可能导致这种与扩散作用大不相同的异常情况。

运动学
恒星的径向速度是该恒星沿着地球视线方向的运动分量。当织女星远离远离地球时，从织女星发出的光线频率会降低（偏向红色）；当它逐渐接近地球时，频率则会升高（偏向蓝色），因此天文学家可以借由测量恒星光谱的红移或蓝移量来计算恒星运动速度。天文学家对织女星的精确测量表明其红移值为−13.9 ± 0.9 千米/秒，负号表示其相对运动朝向地球。
恒星的自行会使得恒星相对于更遥远的背景恒星位置产生变化。天文学家对织女星的精确测量显示它的自行为：赤经方向202.03±0.63毫弧秒/年，赤纬方向287.47±0.54弧秒/年。织女星的总自行为327.78 弧秒/年，所以它的位置在11,000 年之内会移动一度之多。
织女星在银河座标系统中的空间速率分量为（U, V, W） = （−16.1 ± 0.3, −6.3 ± 0.8, −7.7 ± 0.3），总空间速率为19 公里/秒。面向太阳方向的径向速率分量为−13.9 公里/秒，而切向速率为9.9 公里/秒。虽然织女星目前只是夜空中第五明亮的恒星，但是因为其逐渐接近太阳而缓慢地变亮。织女星大约在210,000年后将成为地球夜空中最明亮的恒星；然后在290,000年后达到最高峰（视星等为-0.81），它将是夜空中最明亮的恒星长达270,000年。
织女星的运动数据显示它属于北河二移动星群的成员，但是织女星的年龄比其他成员都老，所以是否真有这样的集团仍有争议。北河二移动星群大约有16颗恒星，包含天钩五、氐宿增七、氐宿一、北河二及北落师门。这些恒星在宇宙中以共同的速度朝向同大致的方向运动，并有共同的起源，都诞生自同一个疏散星团。北河二移动星群年龄估计介于1至3亿年间，平均空间速度为16.5公里/秒。

行星系统
红外超量
 织女星周围岩屑盘的中红外线（分别为 24 μm 与 70 μm）影像。
红外线天文卫星发现织女星有红外过量现象，超过了单一恒星应有的红外线通量，这也是天文学家早期对于织女星的研究结果之一。这些过多的红外线在25、60、100μm波长的测量中都来自以恒星为中心的10弧秒（10″）角半径范围内。根据天文学家测量到的织女星距离，这相当于80天文单位（地球环绕太阳公转的平均轨道半径）的距离。有人认为这些辐射来自环绕恒星尺寸只有毫米大小的颗粒，因为比这更小的颗粒最终都会因为坡印廷-罗伯逊拖曳的辐射压力而被从恒星系统中被移除。辐射压力会使轨道中以螺旋向内运动的尘埃粒子被推挤出去，这种效果对越靠近恒星的微小颗粒越为显著。
天文学家后来持续以193μm波长对织女星进行观测，发现这些颗粒的通量低于预期，表示这些颗粒的大小必须只有100μm甚至更小。如果要在环绕织女星的轨道上维持一定数量的尘埃，就必须不断的补充需求，一个可能维持尘埃数量的机制是盘面中合并天体坍缩并形成行星的程序正在不断进行。根据实际模型显示如果从极轴的方向观察，尘埃分布在半径120天文单位的圆盘面上，而且圆盘中心有一个半径不小于80天文单位的洞。
在发现织女星周围的红外超之后，天文学家也发现其它恒星因为尘埃的排放所产生的也出现类似的异常现象。迄2002年，天文学家大约已经发现400颗这类恒星，他们归类为"类织女星"或"织女星超"恒星，并相信这些发现可能会提供太阳系起源的线索。

岩屑盘
 艺术家想像矮行星大小的天体在近期的碰撞，可能造成环绕着织女星这颗恒星周围的尘埃环。
史匹哲太空望远镜在2005年获得织女星尘埃的高解析影像，显示尘埃盘在波长24μm延展至43″（330天文单位），在波长70μm 是70″（543天文单位），而在波长160μm是105″（815天文单位）。这些分布更广泛的尘埃盘是由大小在1–50μm的球形和不规则尘埃粒子所构成，估计这些尘粒的总质量是3 ×10-3倍地球质量。这些尘粒须要类似太阳系古柏带的小行星互相碰撞才能产生。因此这些尘埃比较像环绕织女星的岩屑盘，而不是早先所认为的原行星盘。
天文学家估计岩屑盘的内径是11″±2″（70至102天文单位），该尘埃盘是较大型的岩屑碰撞后产生的碎片被辐射压推向外围所产生的。天文学家根据织女星的寿命，认为须要巨大的起始质量（估计为数百倍木星质量）来维持其尘埃盘。因此原先产生中等大小（或更大）的彗星或小行星可能性更高，后来这些天体与小型的天体或其它物体碰撞，结果产生更小的碎片。相较于恒星的年龄，这个尘埃盘是比较年轻的，除非有其它的碰撞事件继续产生更多的尘粒，它最终将会消失。
帕洛玛测试干涉仪在2001年的观测结果与稍后威尔逊山天文台高分辨率天文中心在2006年的观测结果都显示织女星拥有内尘埃带。这个外星黄道尘位在距离恒星8天文单位的范围内，可能是恒星系内动力扰动的证据。它可能是彗星或小行星猛烈的轰击造成的，并且可能是行星系统存在的证据。

可能存在的行星
 艺术家所描绘的织女星假想行星
詹姆斯·克拉克·麦斯威尔望远镜在1997年的观测显示在织女星的中心区有朝向东北延展9″（70天文单位）的明亮区域。这个可能存在的尘埃盘若不是受到行星的摄动，就是有被尘埃包覆的天体在轨道上运转。然而凯克望远镜的影像排除了有亮度在16等以上，超过12倍木星质量的天体存在，夏威夷联合天文中心和加州大学的天文学家认为这个影像可能是行星系仍然在形成的证据。
天文学家要确定行星的性质相当困难，一篇发表于2002年论文认为这个团块是偏心轨道上的一颗相当于木星质量的天体。轨道上聚集的尘埃与行星产生平均运动共振（它们的轨道周期与行星形成简单的整数分数比）导致团块形成。
天文学家在2003年曾提出一种假设，认为一颗约当海王星质量的天体经历超过5,600万年的时间，从40天文单位迁徙至65天文单位的位置，这个公转轨道比较遥远，可以让岩石行星在比较接近织女星位置形成。这种行星迁徙可能需要与另一颗行星的重力产生交互作用，该行星质量更大，但是公转轨道较小。
天文学家在2005年使用昴星团望远镜日冕仪进一步确认这颗环绕织女星的行星质量介于木星的5至10倍之间。天文学家在2007年使用更新且更敏锐布尔高原（Plateau de Bure）干涉仪来观侧该团块，观测结果显示尘埃盘平滑且对称，并未发现先前观测到的团块，假设的气体巨行星是否存在也有疑虑。
虽然人类还不能直接看见这颗环绕着织女星的行星，但也不能排除行星系统的存在。因此可能有更接近恒星，轨道比较小的类地行星存在。行星环绕织女星的轨道倾角可能对准这颗恒星的赤道平面。如果人类站在环绕织女星的假设行星上观看星空，太阳只是位于天鸽座的一颗4.3等暗星。

语源和文化象征
阿拉伯人称织女星为wāqi‘（意思为“掉落”或“着陆”），而an-nasr al-wāqi‘则是指“掉落的老鹰”。埃及天文学家Al Achsasi Al Mouakket制定的星表则称这颗恒星为Al Nesr al Waki，后来被翻成拉丁语Vulture Cadens。古埃及将这个星座视为一只秃鹰，而古印度则将这个星座视为一只老鹰或秃鹰。阿方索十世下令编制的《阿方索星表》（Alfonsine Tables）中已经记录下织女星的阿拉伯语名称。
由于地球的自转，恒星的位置每晚都会发生变化。然而如果一颗恒星位于地球自转轴指向的位置时，它任何时候都会保持在固定的位置，这种恒星称为指极星。地球自转轴的位置随着一个称为进动过程而逐渐发生变化。每个完整的进动周期需要25,770 年，这期间地球的旋转轴在天球上画出一个圆形的轨迹，这个轨迹会接近几颗著名的恒星。当前这颗星是北极一，但是大约公元前12,000 年，地轴离织女星大概只有5°。随着进动持续，地轴会在约公元14,000年的时候重新接近织女星。它将是历史上最明亮的北极星。
对北波利尼西亚人来说，织女星是众所周知的年星（whetu o te tau）。它在历史上曾象征着新年的开始，应该准备播种。但最终这个功能被昴星团所替代。
亚述人把织女星称为“天堂判官”（Dayan-same），而阿卡德语中则称它为“天堂之魂”（Tir-anna）。
在巴比伦天文学中，织女星可能曾经是称为Dilgan（意为“光之信使”）的恒星之一。对古希腊人来说，天琴座是俄耳甫斯（Orpheus）的竖琴，而织女星就是竖琴的柄。
在罗马帝国，秋天的起点就是基于织女星在特定的时刻从地平线升起的时候开始的。
在中国神话里有一个七夕的故事，讲述牛郎（牛郎星）和他的两个孩子（河鼓一和河鼓三）与他们的母亲织女（织女星）遭到银河所分隔。然而喜鹊会在每年中国农历的七月初七于银河上搭起一座桥，让牛郎和织女短暂地相会。
日本的七夕节（Tanabata）把织女星称作“织姫”也是根据这个传说。
织女星在拜火教中有时候会与一个叫做Vanant（意思是“征服者”）的小神联系在一起。
织女星在印度神话中被称作Abhijit。摩诃婆罗多的作者广博仙人（毗耶娑，Maharshi Vyas）在摩诃婆罗多的森林篇（Vana Parva ，Chap.230, Verses 8-11）这章提到：“昴星团与织女互相竞争，所以它在夏季至点现身，于是织女从夜空中消失”。P·V·Vartak 在著作《The Scholarly Dating of Mahabharat》中认为这是因为织女星从公元前12000年开始逐渐接近天球极点所致。
中古时代的占星术学者将织女星视为吉普赛人之星其中之一，认为它与橄榄石及香薄荷有关。德国卡巴拉学者海因里希·科尼利厄斯·阿格里帕（Heinrich Cornelius Agrippa）使用卡巴拉符号来表示织女星（当时称为Vultur cadens）。Waghi、Vagieh及Veka在中古时代星表中都代表织女星。
雪佛兰于1971年推出Chevrolet Vega，织女星成为第一颗被当作汽车名称的恒星。
欧洲太空总署研发的织女星运载火箭及洛克希德公司生产的Lockheed Vega也都是以织女星来命名。
英国企鹅咖啡馆乐团也将织女星当作歌曲名称，收录于《Concert Program》专辑中。


五车二

五车二（Capella），御夫座a，距离地球43光年。由一对黄巨星组成的密近双星，轨道周期104.023天。由于五车二又近又亮，不仅有很强的光学辐射，也有射电、X射线和红外辐射，各种新的天体物理技术常常把它作为优先考虑的观测对象。爱丁顿研究质光关系时也曾用过五车二的基本参量。两子星的半径分别约为太阳半径的14倍和9倍，质量分别为2.67太阳质量和2.55太阳质量。两子星都有比较强的色球活动和星冕活动。


参宿四

参宿四（Betelgeuse），猎户座肩膀上（从北半球看，在猎户座的左上方）的一颗明亮红色恒星。参宿四又叫做猎户座α，是一颗距离200秒差距的红超巨星，它的直径是太阳直径的800倍，是直接用干涉测量法得到的。


参宿七

参宿七（Rigel），猎户座β，全天最亮的蓝超巨星。在猎户座的右下角，目视星等在0.08～0.20之间变化，光谱型B8Ⅰa光学和紫外观测表明，参宿七不仅连续地吹出很强的星风，还以间断的方式抛出物质，形成一个膨胀的气壳。


河鼓二

河鼓二（Altair，牛郎星）在天鹰座的位置
河鼓二，即著名的“牛郎星”，“天鹰座α”（α Aql/Altair），又叫“牵牛星”或“大将军”，在日文中称作“彦星”。
排名全天第十二的明亮恒星，白色。在星空观测中，是夏季大三角中的一角。它和天鹰座β星（河鼓一）、天鹰座γ星（河鼓三）的连线正指向织女星。西方称呼此星为Altair，是阿拉伯语的“飞翔的大鹫（Al nasr-l'tair:النسر الطائر）”的缩写。
位置：赤经19时48.3分，赤纬8度44分。

目录

1 概述
2 伴星
3 行星系
4 传说

4.1 东方
4.2 西方

概述
河鼓二距离太阳系16.7光年，是恒星光谱A型中的主序星。它的质量是太阳的1.7倍，直径为太阳的1.8倍，亮度是太阳的10.6倍。表面温度约7000摄氏度。
在2005年发表的一篇论文中，曾有人主张该星事实上是一颗周期为1.5小时的盾牌座δ变星。
该星与著名的天狼星存在很多相似之处：都是非常年轻的恒星（形成时间可能仅有数亿年），其内核都是由氢的核聚变反应产生的氦构成。这样的恒星，在其寿命达到35亿年左右时，由于氢原料的耗尽而向内收缩，形成红巨星，最终演化成白矮星。河鼓二星的自转速度非常高（每秒286公里，自转一周需8.9小时），因此在外形上呈现椭球形。其赤道直径是两极直径的1.14倍。
1983年、日本科学家森本雅树和平林久一起，从斯坦福大学的研究室里向河鼓二发射了无线电信号。这也是日本首次参加METI项目（Messaging to Extra-Terrestrial Intelligence），即Active SETI（主动搜寻地外文明计划）。

伴星
1978年之后，科学家观测到河鼓二是有3颗伴星的四重联星。其三颗伴星分别被命名为WDS 19508+0852B，WDS 19508+0852C，WDS 19508+0852D。但是后来发现此三者很可能是在河鼓二附近出现的不相关恒星，因此尚且有争议。该三个恒星可能是红矮星，也可能是褐矮星。2007年，NASA再次宣布：该三个恒星只是河鼓二（牛郎星）的光学伴星。目前河鼓二已经被认定为单星，不存在伴星系统。另外此三个假的河鼓二伴星视星等全部为9等以下，可以推测它们和太阳距离比较遥远。

行星系
根据哈勃空间望远镜的观测结果，目前还没有发现可观测到的类木行星。
根据科学家的推测，如果在距离河鼓二主星3.4天文单位的位置上存在类地行星的话，在该行星上很可能有液态水。但是考虑到该星系尚还年轻，该类地行星也会像最初10亿年的地球一样，处在陨石和流星不断撞击中。即便存在生命的话，只有原始的单细胞生物和细菌能够存活。

传说
东方
与天琴座的织女一，构成七夕神话中的牛郎织女。而牛郎星的两颗伴星——河鼓一（天鹰座β星）和河鼓三（天鹰座γ星）则是牛郎与织女所生的两个孩子。受古代中国文化的强大影响，该神话在东亚、东南亚及其他华人地区流传甚广，在日本民俗文化中有很高的地位。

西方
在西方的占星学中，该星象征会发生与爬行动物有关的灾害。


心宿二

心宿二（汉语拼音：Xin Su Er；英语：Antares），天蝎座α，α Sco，Alpha Scorpii，又称大火，一个红超巨星。它是一个光变明显的半规则变星，并与一个蓝矮星组成一个目视双星系统。心宿二还是射电源。


角宿一

角宿一（汉语拼音：jiǎo xiù yī），（Spica），室女座a，离地球275光年。是同B1IV和B3V组成双谱分光双星，轨道周期4.0145天，质量分别为10.3太阳质量和6.1太阳质量。双星轨道面和天球切面的交角为65o，光变主要由椭球效应产生。两子星中主星属仙王座b型变星，脉动周期0.1738天。


北斗

→ 这里是关于20世纪30年代中国文学期刊《北斗》的条目。另有北斗七星条目，见“北斗七星”
　　北斗（拼音：běi dǒu），中国文学期刊。中国左翼作家联盟主办的刊物之一，丁玲主编，1931年9月20日创刊于上海，湖风书局发行。1932年7月被查禁停刊。共出2卷8期。该刊内容创作与理论并重，此外也刊载译文。鲁迅、瞿秋白、冰心、陈衡哲、徐志摩、戴望舒、凌叔华、沈从文等人都在《北斗》发表过作品。其中丁玲的中篇小说《水》，张天翼的短篇小说《面包线》，葛琴的《总退却》，文君（杨之华）的《豆腐阿姐》，适夷的剧本《S.O.S》，白薇的剧本《北宁路某站》等在文坛都引起较大反响。《北斗》积极开展文艺批评与理论研究，还组织“创作不振之原因及其出路”、“文学大众化问题”两次征文活动。


北极星

北极星（pole star），小熊座a。中国名又称勾陈一或北辰 。距离地球约400光年。是离北天极最近的亮星，看不出它的周日运动，好像总在北天极处，因此称为北极星。北极星是一颗三合星：一颗1.95～2.04等的F8I型造父变星和一颗看不见的伴星组成一个周期约30年的单谱双星系统， 还有一颗8.6等的星离造父变星18″。由于岁差，天极以约2.6万年的周期绕黄极运动，这期间一些离北天极较近的恒星依次取得北极星的美称。公元前2750年前后，天龙座a曾是北极星；小熊座 a 成为北极星才1000年左右，1940年以后，它与北天极的距离才小于1°，到2100年前后，这个角距将变得最小（28′），然后再远离北天极；到14000年织女星将成为北极星。


老人

老人（汉语拼音：lǎo rén），①上年纪的或较老的人。②上了年纪的父母或祖父母。


南河三

南河三（ Procyon ），小犬座α星(αCMi)。中文名南河三，史记中已有记载。英文名为 Procyon，意思是“在狗前方(before the dog)”，此名的由来可能与大犬座的β星军市一相同：因升起时间在天狼星之前，预告了天狼星即将出现(在西方天狼星曾被称为Dog star)。星表编号为：Hip37279,HR2943，HD61421。南河三亮度为0.40等，呈黄白色，从地球到它的距离是11.4光年，为靠近太阳的恒星之一。它是全天第八颗亮星，光谱型为F5。它类似参宿七（猎户座β）靠近赤道，赤纬+5°，除南极外地球上各地都能看见它。它的表面温度7 000K，比太阳亮7倍，直径和质量是太阳的两倍。南河三和天狼星一样是一颗双星，且其伴星和天狼星的一样是白矮星，亮度 10.3等，每41年公转一周。这颗伴星密度极大，约为水的 12万倍。由于它与南河三十分接近，用大型天文望远镜才看得见。南河三与猎户座的参宿四及大犬座的天狼星构成“冬季大三角”，是冬天星空中重要的标记。此外，南河三亦是“冬季大椭圆”的星星之一，其他成员有大犬座的天狼星、猎户座的参宿七、金牛座的毕宿五、御夫座的五车二以及双子座的北河三。

南河三


毕宿五

毕宿五（ Aldebaran ），金牛座α(αTau)。中国古代名为毕宿五，位于星座金牛头部眼睛的位置，俗称金牛眼。古代阿拉伯称为“追随者”，它随着昴星团升起，总是跟随着昴星团。全天第十四颗亮星，视星等为0.87v(v表示变星)，绝对星等Mv=−0.63，距离太阳为65.1光年。光谱型为K5III，是晚型巨星，呈橘红色，有效温度为3 800K。冬夜亮星中最红、最早出现在东方地平的恒星。它有近10种名称，主要星表编号为：Hip 21421，HR 1457，HD 29139和FK 5168。毕宿五因位于月球白道附近，常有被月球掩盖的掩星现象，称为月掩毕宿五。毕宿五已燃烧完它内部的氢，并将氦合成为碳，已离开主星序，已膨胀到半径为50个太阳半径。它是慢的不规则脉动变星，星等变化仅有0.2。它有一颗红矮伴星(光谱型为M2V)， 质量为0.15太阳质量，轨道半径607个天文单位。1997年发现它有一颗巨行星伴星，距离为1.65天文单位，周期为654天，质量约11MJ(MJ为木星质量)。

毕宿五


巴纳德星

巴纳德星（拼音：bā nà dé xīng），（英语：Barnard's star），E.E.巴纳德发现的自行(10″.31 )最大的恒星。
相关数据
　　星号为BD＋4°3561。距离地球5.9光年，是除半人马座比邻星以外，是离地球最近的恒星。它是一个M5V型红矮星，目视星等9.54等，切向速度90千米／秒，视向速度－ 108千米／秒。
　　巴纳德星的年龄介于70亿至120亿年之间，不仅比太阳古老，天文学家还认为它可能是银河系中最古老的恒星[9]。它已经失去了大量的转动能量，光度的周期变化显示巴纳德星自转一周需要130天（相较之下太阳只需要25天）。因为巴纳德星是一颗古老的恒星，所以长久以来都被假设是一颗休眠期中的恒星，但是天文学家在1998年观测到一个强烈的恒星耀斑，所以巴纳德星其实是一颗耀星。巴纳德星也是一颗变星，标示为蛇夫座 V2500。
自行运动
　　自行运动是天体在天球上对应的横向速度（相对太阳的“横向”移动），巴纳德星的自行速度是90公里/秒，相当于每年在天球上移动10.3弧杪，所以这颗恒星在人的一生中可以移动四分之一度，相当于满月视直径的一半。
　　巴纳德星的径向运动朝着太阳接近，所以天文学家可以观测到蓝移。目前有两份星表列出巴纳德星的径向运动数值：SIMBAD是每秒106.8公里；ARICNS是每秒110.8公里。天文学家将这些测量值与自行运动一起考虑后，认为它在太空中朝着太阳的相对速度是每秒139.7公里或142.7公里。天文学家根据巴纳德星朝向太阳移动的速度推算，它将在西元9,800年时最接近太阳，届时距离为3.75光年，但是当时最接近太阳的恒星是比邻星，因为它将会移动到比巴纳德星还要更接近太阳的位置。令人失望的是届时这颗星依然很黯淡，视星等只有8.5等，裸眼仍然看不见它，之后它又将稳定的远离太阳。
　　巴纳德星的质量大约是太阳质量的14%[4]，半径是太阳的15-20%。虽然它的质量大约是木星质量的180倍，但是半径只比木星大1.5至2倍，所以这颗恒星与一颗棕矮星的大小相当。它的有效温度是3134（±102）K，视亮度是太阳亮度的4/10000，总亮度相当于34.6/10000。因为它是如此暗淡，如果把它放在太阳的位置，巴纳德星的亮度也只有满月的100倍，与站在距离太阳80天文单位的位置来观测太阳相当。
行星系争议
　　天文学家Peter van de Kamp在1963年发表对巴纳德星自行运动扰动现象的观测与分析，推测它可能有一颗大小约等于木星的行星以24年为周期绕其运行，当时曾获得多数天文学家的同意。但到80年代当收集的数据越来越多，发现许多矛盾后，这个结论开始有争议，目前普遍认为当年的推论是错的。
　　新的分析认为巴纳德星有两颗行星；其中一颗行星的轨道周期为11.7年，轨道半长轴约2.7天文单位，质量约为木星的0.8倍；另外一颗星则为20年、3.8天文单位和约0.4倍。如果这些资料是正确的，则这将是用天体照相测量法找到的第一个包含有类行星的行星系。这些观测需要极精确而长期的测量，所以对它们的推论还只是暂时的。
无论最终结果如何，从某种意义上说，我们确实已经发现了巴纳德星运行在同一轨道面上的行星系，只是更确切的证实还有待于今后的研究。


双星

双星（ binary stars ），在空间中视位置比较靠近的两颗星。由于彼此引力作用而沿着轨道互相环绕运动的，称为物理双星。远看彼此很靠近，实际上在空间相距很远，并不互相环绕运动的两颗星，称为光学双星。本条所讲仅指物理双星。组成双星的两颗星均称为双星的子星。天狼、南门二、五车二、南河三、角宿一、心宿二、北河二、北斗一和参宿三等著名亮星都是双星。

双星的种类
①目视双星：指通过望远镜，人眼可以直接分辨开子星的双星。②干涉双星：指用干涉测量法(例如用经典干涉仪、强度干涉仪、光斑干涉仪等)测知的双星。③掩食双星：指由掩星（例如月掩星）观测分析而略知的双星。④天体测量双星：一般指通过天体测量方法发现其自行行迹为曲线并可用存在某伴星来解释其行迹而发现的双星。⑤分光双星：指由谱线位移的规律性而判知的双星。测得两颗子星谱线的称为双谱分光双星（或双线分光双星），只测到一颗子星谱线的称为单谱分光双星(或单线分光双星)。⑥光谱双星：指由连续光谱能量分布而判知的双星，这种双星往往是轨道面与视向接近垂直，而且两子星的光谱型相差悬殊。⑦食双星：指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。⑧椭球双星（或椭球变星）：指由两颗椭球状子星组成，其合成亮度随位相(轨道上的相对地位)按一定规律变化而被发现的双星，但并不是食双星，椭球双星与食双星可合称测光双星。很多人又把分光双星和测光双星合起来称为密近双星。另外还有按照观测波段或所包含的特殊对象而得名的双星，如射电双星、X射线双星(或简称 X线双星)、爆发双星(包含爆发变星)、脉冲星双星等等。

双星示例

双星是恒星世界的普遍现象，是规模最小的恒星集团。此外还有两颗以上恒星组成的聚星，如三颗星组成的三合星，四颗星组成的四合星，等等。太阳周围5.2秒差距（约17光年）内共有恒星60颗（包括太阳），其中32颗单星，11对双星(22颗)，2组三合星(6颗)，所以双星和聚星的子星颗数占总数46％强。实际上，有些双星是很难发现的，例如：周期甚长的目视双星，轨道倾角很小（轨道平面和视线交角接近直角）的分光双星，两子星质量悬殊的分光双星，轨道扁长因而不易观测到相对运动的目视双星，变光因素复杂而难以识别的食双星或椭球双星，变幅过小的食双星等等。因此，太阳附近空间的恒星是双星或聚星的子星的，并不限于上述百分数，估计约有半数或超过半数。在许多星协、星团、星云和一些河外星系中也发现有双星。

研究双星的意义
要研究恒星的过去和未来，最重要的是先要弄清它们的现状，即了解它们当前的基本参量，其中特别重要的是质量。除太阳外，许多单星的质量是不容易求出的，即使求得，也很难准确，而双星却是测定恒星质量和其他基本参量的重要对象。不少单星的质量估值，要用双星质量去对比检验。双星和聚星还可以说是引力“实验室”。例如，天鹰座射电脉冲星PSR1913+16（轨道周期既短，偏心率又大，而且包含有致密星的双星）就为研究相对论和引力波提供了宝贵的资料。
双星还给人们提供认识恒星之间各种相互作用的条件，如引力相互作用、辐射相互作用、物质相互作用等。双星对于研究某些恒星内部的密度分布、大气结构、爆发等问题也提供了非常有利的条件，还可以为研究许多恒星的演化和寻找黑洞提供宝贵的样品。此外，认真研究双星、聚星和行星系的区别与联系，必然会大大促进它们的起源和演化等问题的解决。因此，双星的研究受到天文界的重视。自从 X射线双星、射电双星、脉冲星双星发现以来，双星天文学内容更加丰富，研究更加活跃。


物理双星

物理双星，一般指双星。


目视双星

目视双星，指通过望远镜，人眼可以直接分辨开子星的双星。


食双星

食双星（ eclipsing binary star ），指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。两星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，其轨道面差不多同我们的视线方向平行时，就能看到一星被另一星所遮掩（就象日食、月食那样）而发生星光变暗现象，这种星称为食双星或食变星。最早发现的食分析食双星的光变曲线.jpg双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为2.13等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。
食双星的光变曲线（见图）可分为三种类型：①大陵五型，食外变化较小；②渐台二（天琴座β）型，食外也显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多；③大熊座W型，食外显著变光，主极小食甚比次极小食甚稍暗。

分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径（都以轨道半长轴为单位）、轨道面倾角（轨道面法线和视线交角）、大星或小星光度（以总光度为单位）、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星（见密近双星），并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来，可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径（以太阳质量和太阳半径为单位）。所以，某些食双星能为人们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。
苏联1969年出版的《变星总表》已收有食双星4，000多对，但美国1970年出版的《食双星测光轨道解总表》只选列221对双星的数据，其中不少数据有待改进。因此很需要不断改进实测技术和分析理论，以测出更多双星的更精确的基本参量。瑞典每半年出版一期《密近双星文献和工作志》以及国际天文学联合会每三年出版一次的大会会议录中有关密近双星的记述，是食双星研究的基本资料。波兰每年出版《食变星历》，1979年出版的《1980年食变星历》列出856对双星的食甚时刻预报表，对于天文工作者和天文爱好者都十分有用。
研究食双星取得的成就是多方面的：①已得到100对密近双星的质量、半径等物理参量。②对柱二（御夫座ζ）型食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测，得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料。③根据椭圆轨道食双星的近星点运动，推出有关恒星的内部密度分布特点。④根据兼为食双星的新星（如1934年武仙座新星）的观测资料，通过对X射线食双星（例如武仙座X-1）的多方研究，以及通过对包含脉动变星的食双星（例如白羊座RW）和包含耀星的食双星（例如北河二的丙星）等的探索，了解到有关新星、X射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性。⑤研究了有关的 X射线星是否为中子星的问题。⑥测得了相接食双星如仙王座VW、天鹅座 V729的X射线；1979年发现了有射电食的食双星如蝎虎座AR，这两项发现为食双星研究开拓出新的领域。⑦对星协与星团中的食双星的研究，并且同食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来，为这些恒星群的研究提供有效线索。⑧在各类双星中，食双星是当前能够测得的最远的一类双星，在其他星系中发现的食双星为星系的研究开辟了独特的途径。
但是食双星研究中还存在很多问题。研究了三百多年的大陵五，虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解，显著提高了它的物理参量的可靠度，但是它的射电爆发和 X射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的食双星渐台二，其中的较暗星究竟是什么样的天体，虽经多年的高色散光谱分析以及人造卫星观测，至今仍然是个谜。许多短周期（1天以下）的“相接双星”的质量交流与能量交流的动力学和物理问题还不清楚。球状星团成员星中有没有物理双星也是一个在演化上尚待解决的重要问题。为此，德意志联邦共和国等国的天文学家已在寻找球状星团中的食双星。射电波段的食双星研究还刚刚开始，γ射线波段的食双星尚待发现。


食变星


大陵五食双星

大陵五食双星，最早发现的食双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为2.13等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是 2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。


渐台二型食双星

渐台二型食双星，渐台二（β Lyr / 天琴座β）是在天琴座的一个双星系统，距离地球大约882光年。在阿拉伯的传统名称是الشلياق Sheliak，意思是"乌龟"或"竖琴"。
天琴座β中，A、B星是由蓝白色（B7II）主星和深埋在气体中的蓝色（B0.5V）伴星组成的一对半分离双星系统。天琴座β是这一类食变星的原型，系统内的成员很接近，因而相互间的万有引力足以将对方光球层的物质拉出来，因此恒星已经变形成为椭球的形状，并发生质量转移。A星初始质量很大，因此很快膨胀到了巨星阶段，它的物质源源不断流向B星，使得原本较轻的B星变成双星中较重的一颗，并且减慢了B星的演化，使得B尚在主序星阶段。现今A星已经损失了初始质量的75%以上，质量略小于太阳的3倍，B星深埋在A抛出的大量气体尘埃之中，显得非常昏暗。但是B的质量已经达到了太阳的13-15倍之大。天琴座β的视星等以12.9075天的周期在+3.4等至+4.6等之间变化，A、B星因为太接近而无法光学望远镜解析出来，它们是光谱联星。


大熊座W型食双星

大熊座W型食双星，大熊座是北斗七星所在的星座。中国把大熊星座中的七颗亮星看作勺子的形状（见图），η、ζ、ε三颗星是勺把儿，α、β、γ、δ四颗星组成了勺体。从勺柄数起第二颗也就是ζ星，古代称为开阳星，旁边还有一颗暗星，叫大熊座80号星。它好像是开阳星的卫士，起名叫作辅。开阳星和辅构成了一对双星，每一颗星又是分光双星。


分光双星

分光双星（汉语拼音：Fen guang shuang xin；英语：spectroscopic binary star），用分光方法，由视向速度周期性变化而确定的双星。光谱中能看到两个子星的谱线的叫双谱分光双星，只看到一个子星的谱线的叫单谱分光双星。视向速度随轨道运动位相的变化而变化，由此得到视向速度曲线。由视向速度曲线的分析，可以得到一些轨道要素，尤其是双谱分光双星，能得到恒星的质量、半径等基本参量。已发现的分光双星约有5000个，轨道周期范围很宽，短的不到82分钟，长的约88年。


密近双星

密近双星（ close binary star ），凡一子星影响另一子星演化的物理双星都可称为密近双星。实际上，人们常把分光双星和测光双星（后者包括食双星）统称为密近双星。肉眼可见的五车二、角宿一、大陵五、渐台二都是密近双星。密近双星是恒星世界中普遍存在的一种天体，有的可以提供可靠的物理参量；有的可以提供重要的恒星演化线索；有的可以通过两子星相互作用的各种表现，为研究恒星高低层大气结构、恒星内部密度分布、星周物质的特性、星风、吸积过程、质量交流等提供良好的机会。密近双星中出现的脉动变星、爆发变星、X射线源、射电源、白矮星、中子星(脉冲星)、B型发射星、A型特殊星、巨星、超巨星等，可为研究这类天体提供有利条件；聚星、星协、星团、行星状星云和河外星系中出现的密近双星，可以和这些天体系统的研究联系起来。

分类
食双星早在几十年前已按光变曲线形状分为三大类，即大陵五型，渐台二型和大熊座W型。分光双星中只测到一子星谱线的称为单谱分光双星，测得两子星谱线的叫双谱分光双星。随着仪器技术的进展，对一些单谱分光双星，也逐渐测到了双谱。如猎户座“四边形”中的食双星BM测定为双谱，解决了恒星早期演化黑洞问题；又如测定大陵五为双谱，大大提高了基本参量精度。根据理论分析，科帕尔在二十世纪五十年代提出把密近双星分成不相接双星（两子星都未充满其临界等位面，简称临等面）、半相接双星（只一子星充满其临等面）和相接双星（两子星都充满临等面）三种，现在这种分类法已被广泛采用，成为研究密近双星的重要基础。
密近双星中一子星充满其临等面时，它的物质应大规模地流向另一子星（如后者未充满其临等面），发生质量转移（更广义地说，叫质量交流），这对于密近双星的演化发生巨大影响。德意志联邦共和国的基彭哈恩与魏格特，波兰的帕琴斯基，捷克斯洛伐克的普拉维茨等在六十年代后期对密近双星的质量交流演化作了开创性的理论研究。如果两颗主序星组成的不相接双星中的一颗子星质量较大，则当这一子星演化到充满其临等面时（即开始作质量转移时），就会至少出现下列三种情况:它的中心氢仍在起核反应；或者其中心氢已“燃烧”完而中心氦尚未开始“燃烧”；或中心氦已“燃烧”完而碳尚未开始“燃烧”。这三种情况分别称为密近双星质量交流演化的甲种情况、乙种情况和丙种情况。从这些基本概念出发，天文学家在七十年代对多种形式的密近双星作了大量的理论计算。例如，在解释大陵五型食双星的“演化怪象”（即质量较小的子星看来演化得反而更快），解释“谜星”渐台二的基本参量，解释某些B型发射星双星，模拟某些X射线双星和射电脉冲星双星的演化史等工作中，都取得了令人鼓舞的成绩。不过，为了更好地说明实测现象，需要打破早先理论工作中的一系列简化假设的限制，例如计及子星的非球状、轨道的偏心率、总质量和总角动量的不守恒，计及星风和辐射压、自转和磁场、子星发生超新星爆发时的不对称性等等。密近双星演化的研究显然是一项艰巨而富有意义的工作。

理论方面
理论方面的重要任务是用密近双星的质量交流和质量流失的概念来解释某些食双星的变光周期的变化，解释某些食双星的气环的形成和变化以及许多包含矮新星、再发新星、新星的密近双星的爆发和射电双星现象等等。不少人已经不用质点力学而用流体力学的方法来处理密近双星中的物质交流问题。吸积盘的物理问题受到很多人的重视，应用来研究爆发双星和X射线双星进展很大。因引力波而改变密近双星轨道周期的问题也已开始研究。1978年，J.H.泰勒报告射电脉冲星双星PSR1913+16轨道周期缩短的观测值同引力波使轨道周期缩短的理论值非常符合，许多人认为这是第一次找到了引力波存在的实测证据。近年来对以大熊座 W为代表的相接双星的力学和物理问题的研讨也很热烈。某些密近双星（如天鹅座X-1）中可能存在“黑洞”的问题，密近双星和太阳活动、恒星活动的关系，两子星星风的相互作用等，早已或正在引起天文学家的重视和研究。

实测方面
二十世纪七十年代在密近双星实测研究方面进展很快。例如发现了X射线双星、X射线脉冲星双星（包括河外的）、射电双星、射电脉冲星双星、光学脉冲星双星和看来并不包含致密天体(如白矮星、中子星、黑洞)的X射线双星（如五车二、大陵五、猎犬座RS等）；确认在一定波段上视流量最强的稳定X射线源天蝎座X-1是分光双星；否定食双星V78是球状星团半人马座ω的成员（使极端星族Ⅱ中有否双星的问题被重新提出）；发现一批猎犬座RS型射电兼X射线双星；发现与大熊座W型迥然不同的早型大质量、高光度新型相接双星（如包含一对蓝超巨星的天鹅座V729）；测出经典的单谱分光双星中另一子星的谱线，确定这些双星是双谱双星；用偏振法求密近双星的轨道倾角；等等。


相接双星

相接双星（ contact binary ），是一对彼此绕行，绕行一周仅需很短时间，且相距很近的恒星。属于密近双星的一种，根据科帕尔20世纪50年代的分类方法，密近双星被分为不相接双星（两子星都未充满其临界等位面）、半相接双星（只一子星充满其临界等位面）、相接双星（两子星都充满其临界等位面）三种。相接双星又称密接双星。大熊座W型双星绝大多数是密接双星。


不相接双星

不相接双星，密近双星被分为不相接双星（两子星都未充满其临界等位面）、半相接双星（只一子星充满其临界等位面）、相接双星（两子星都充满其临界等位面）三种。


半相接双星

半相接双星，属于密近双星的一种，根据科帕尔20世纪50年代的分类方法，密近双星被分为不相接双星（两子星都未充满其临界等位面）、半相接双星（只一子星充满其临界等位面）、相接双星（两子星都充满其临界等位面）三种。


临界等位面

临界等位面（ critical equipotential surface ），研究密近双星的一个重要物理概念。假定两子星的密度分布的中心聚度很高，在相互引力作用下作圆轨道运动，子星的自转与公转同步，而且自转轴垂直于轨道平面，那么在与轨道角速度相同的旋转坐标系内，两子星的引力位和离心力位的合力位等于常值的点，就组成一个具有确定形状的曲面族，称为洛希等位面族。这是法国数学家洛希在十九世纪中叶首先提出的概念，它与平面圆型限制性三体问题中的雅可比零速度面族的概念是同一回事，前者是后者的一个分支。所谓临界等位面即指上述洛希等位面族中最小的和最大的、能同时包络两个子星的闭合曲面，又叫做最内接触面和最外接触面，或内洛希界面和外洛希界面。内临界等位面的存在，决定了子星表面的最大的形状和界限。当子星在演化膨胀过程中，体积充满临界等位面时，其表面物质的零速度曲面与之重合。这时，表面物质最容易从该子星逃逸。两子星物质交流的通道是两子星之间的内拉格朗日点L1。至于外临界面的存在，则决定了围绕两子星公共包层的最大形状和界限，其上也有类似内拉格朗日点的外拉格朗日点L2，它是双星物质流出双星系统的“溢口”。


洛希界面

洛希界面，是研究密近双星的一个重要物理概念。指洛希等位面族中最小的和最大的、能同时包络两个子星的闭合曲面，又叫做最内接触面和最外接触面，或称临界等位面。


质量交流

质量交流（ mass exchange ），密近双星中一子星的表面物质向另一子星转移的现象。质量交流通常是在子星表面出现星风或表层爆发活动的时候，或子星体积膨胀达到内临界等位面的时候发生的。由于质量交流，双星的轨道周期会发生变化，视向速度曲线和食双星的光变曲线也会发生畸变，轨道运动的特定位相上会出现某些气体发射线。这些现象都已被观测证实。质量交流的相对规模有大有小，如渐台二（天琴座β），其质量转移的速率估计每年可达到10-4～10-5太阳质量。密近双星质量交流时，由甲子星抛向乙子星的物质流，可能直接落在乙子星的表面，也可能形成绕乙子星转动的气环或气盘等星周物质。质量交流在密近双星中是普遍的现象。因为存在质量交流，双星中的子星的演化过程就与单星不同。这些子星，除受核反应过程的控制以外，还要受质量交流的双星动力学演化过程的影响。例如一个质量小于3个太阳质量的子星，由于质量交流，就可以不经过红巨星阶段，直接演化成一个低光度的白矮星。
质量交流也被用于解释双星世界中的一些特殊现象。如密近双星中的致密星（白矮星或中子星等）成为一个X射线源，就是因为在质量交流中吸积伴星的物质流的缘故；另如新星、A型特殊星、A型金属线星、B型发射星和沃尔夫－拉叶星等特殊天体的物理状态和演化也可能与双星的质量交流有联系。


星周物质

星周物质（ circumstellar matter ），恒星周围与恒星有演化联系，并显著受恒星引力约束的气体、尘埃和等离子体组成的物质。星周物质同星际物质的区别在于，后者存在于星际空间，物理和动力学状况受星场多数恒星的影响。双星的两子星间的气流也叫作星周物质。Be星有两个星周物质区：一是极弥漫星风区，一是中央星的赤道盘面密的巴耳末发射线区。有人从此引申，把行星状星云也称作星周物质。
星周物质包围着中心星，形成气体云、星周包层或气壳。分布基本上呈球形，也有盘形或环形的结构。星周物质的存在已有大量的观测证据。许多类型的恒星光谱中，已观测到气壳的谱线特征。膨胀着的星周气体，造成某些原子谱线的多普勒紫移；星周尘埃粒子受到中心星的辐射加热，吸收可见区辐射，再以红外辐射发出，形成10～20微米波段的所谓“红外辐射过剩”；星周物质中的OH、H2O和SiO分子通过受激发射，形成射电波段的微波辐射；有些星周气云中还有CN微波辐射。
星周物质或来源于原始的星际云，或起源于恒星演化过程中的物质抛射。在恒星形成早期阶段，不会是所有的星际云都收缩成恒星，由于动力学的不稳定性，会有大量的残余物质遗留在恒星周围。在一些年轻的恒星周围，已观测到大量的星周物质。如金牛座T型变星、猎户座T型变星等被认为是主星序前收缩阶段的年轻星（见赫罗图），其周围的气壳物质，可能就是这种残留物。另一方面，恒星在演化过程中，会不断有质量抛射出来。如太阳就是以太阳风的方式，不断抛出质量。而恒星离开主星序后，以星风方式造成的质量损失则更为可观。如M型红巨星、超巨星中质量损失率每年约为10−7～10−8太阳质量；又如O、B型超巨星，质量损失率每年可达10−6～10−5太阳质量。此外，有许多长周期变星如刍藁型变星，都是OH分子受激辐射源，它们的质量损失率约为每年10−6太阳质量。还有像爆发变星、新星和超新星的爆发活动，以及双星中的质量交流，都是星周物质的来源。因此，根据对星周物质的规模、物理状况的观测研究，可更有效地探讨恒星的星前物质的损失机理以及恒星的演化等重要问题。


气盘

气盘（ gaseous disk ），恒星周围物质（见星周物质）的一种存在形式。它与气壳的区别是，气壳是球对称的，而气盘呈扁平状的。盘面大都趋近于恒星自转赤道面或双星中的子星的轨道面。星周物质的另一种存在形式是气环，但其物质密度和厚度都小于气盘。气盘同气环一样，都比较难于观测。近年来，观测到大犬座VY和天鹅座NML天体的SiO分子受激辐射谱线轮廓中的结构，有人认为这就是气盘存在的一个证明。气盘的形成有两种方式。一种可能和太阳系的形成方式类似，是恒星早期演化阶段的产物。有人根据对星际红化很强的发射线天体MWC349与LKHα101观测的结果，认为它们周围可能有气盘，尚未形成行星系。另一种是恒星演化到较后期的赤道物质抛射的结果，如上述大犬座VY和天鹅座NML等天体。此外，B型发射星和沃尔夫－拉叶星的红外辐射过强和较大的光学偏振现象，可能同它们气壳中的盘状结构有关。在双星中，由于气盘在光学上的不透明性，当它掩食伴星时，会造成掩食的时间变长，使两个相邻食的食区不相等。渐台二星的许多观测现象，也正是通过气盘模型才得到合理的解释的。根据观测发现某些双星的气盘的形成和单星的不同，多数研究者认为双星的气盘是伴星的气流被吸积而形成的。


气环

气环（ gaseous ring ），绕恒星旋转的稀薄气体环。气环同气盘并无严格的区别，只是前者在可见光波段上比较透明而已。二十世纪六十年代以来，在双星研究方面比较注意对气环的观测和研究。双星中存在气环的主要观测事实是：光谱中出现某些元素的发射线，在接近食前和食后不久的时间内，相继发生红移和紫移的现象（见谱线位移）。早在1942年，乔伊即根据金牛座RW光谱中发射线在食的过程中的变化，首次发现了双星有气环存在。迄今发现有气环的双星，多为大陵五型半相接双星(见密近双星)。双星气环的成因，一般认为是：当一子星充满临界等位面并向另一子星抛射物质流时，若气流角动量密度高于吸积物质的子星的角动量密度，就可能形成围绕子星旋转的气环。因此，中心星应是质量较大的子星，且中心星与自身的临界等位面之间要有可以容纳气环存在的足够宽阔的空间。但在一系列包含致密星的X射线双星中，吸积盘却是围绕小质量致密子星旋转的。它的形成，可能是气流内粒子碰撞的结果。至于B型发射星中的气环或气盘，则可能是由中心星赤道物质抛射而形成的。气环在双星动力学演化中，起着角动量贮存库的作用，它的不稳定性，往往引起双星轨道运动和子星自转运动的波动现象。这在双星观测和理论研究中占有重要的地位。


热斑

热斑（ hot spot ），双星子星表面上的、或绕子星旋转的气盘上的局部高温发光区。双星中热斑的形成，一般认为是来自伴星的气流撞击恒星大气层或气盘的结果。具有热斑的恒星的光变曲线会周期性地出现驼峰；而且在驼峰出现时，光变曲线上迭加有不规则的、时间尺度约几十秒钟的起伏，通常叫作闪变(flickering)。由于气盘不透明，只有当热斑朝向观测者时才能看到，所以驼峰出现的周期和双星轨道周期相同。观测表明，凡光变曲线上有驼峰出现的食双星，其周期均有变化；热斑是由其子星间的气流活动引起的。


天体测量双星

天体测量双星，一般指通过天体测量方法发现其自行行迹为曲线并可用存在某伴星来解释其行迹而发现的双星。


椭球双星

椭球双星，指由两颗椭球状子星组成，其合成亮度随位相(轨道上的相对地位)按一定规律变化而被发现的双星，但并不是食双星，椭球双星与食双星可合称测光双星。


聚星

聚星（ multiple star ），由三、五个互相有物理联系的恒星组成的多重恒星系统，有时也按成员星的数目称为三合星、四合星等。聚星可以分成两类，一类是普通聚星，另一类称为四边形聚星。普通聚星的成员星两两组成双星，双星与另外的成员之间的距离至少是双星的两子星间的距离的3倍，有时可达几十倍，因此普通聚星的成员星的运动类似于双星的周期运动，只是这种周期运动由于摄动变得更复杂一点而已。大熊座ζ（中名开阳）是普通聚星的一个例子，开阳和旁边一个中名称为“辅”的星组成双星，相距约19，000天文单位，开阳本身又是一个双星，主星大熊座ζ甲和伴星大熊座ζ乙相距约400天文单位。大熊座ζ甲又是一个分光双星，主星和伴星相距约0.29天文单位。大熊座ζ乙也是分光双星。四边形聚星的成员星之间的距离相差不多，这种系统在力学上是不稳定的。聚星的成员星的运动不再是周期性的。聚星系统随着时间的流逝而逐渐瓦解。四边形聚星主要存在于星协之中，和年轻星团等一起组成星协的核心，是一种很年轻的恒星系统。猎户座四边形聚星是四边形聚星的著名的例子。它位于猎户座星云的中央，构成猎户座星协的核心。它由4颗亮度和光谱型都相差不多的星构成一个边长接近相等的四边形。自行的观测表明猎户座四边形聚星正在瓦解之中


变星

变星（汉语拼音：Bianxing；英语：variable star），由于内在的物理原因或外界的几何原因而发生亮度变化的恒星。有些恒星虽然亮度没有变化，但其他物理性质有变化的或光学波段以外的电磁辐射有变化的也归入变星之列，如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等。

目录

1 发现史
2 命名
3 类型
4 意义

发现史
　　有些恒星的亮度变化肉眼就能发现，但大多数变星必须用一定的仪器、一定的观测技术才能发现。照相测光和光电测光技术的应用，使变星数目迅猛增加，1985年开始陆续出版的第4版《变星总表》已收集了到1982年为止发现和命名的28450颗变星和变光体。分光技术提供了变星物理性质的重要信息，不仅为发现变星，也为研究变化的原因提供了条件。但在已知变星中，做过光谱观测的仅占25％左右。

命名
　　少数变星在发现亮度变化前已经定名，仍继续延用，此外，绝大多数变星都按国际通用的命名法命名 ，即用拉丁字母加上星座名作为变星的名字。对每一个星座，按变星发现的顺序，从字母R开始 ，一直到Z，然后用两个字母 ，从RR，RS起到ZZ，再用前面的字母AA，AB，……，一直到QZ，其中字母J完全不用，从第335个起，用V335，V336，……，加上星座名。

类型
　　变星按其光变原因，可以分成内因变星和外因变星。前者的光变是光度的真实变化，光谱和半径也在变，又称物理变星；而后者的光度、光谱和半径不变，它们是双星，光变的原因是由于轨道运动中子星的相互掩食（称食双星或食变星）或椭球效应，外因变星又称为几何变星或光学变星。内因变星占变星总数的80％，又可分为脉动和爆发性质迥异的两大类。脉动变星占内因变星的90％，光变是由星体脉动引起的；爆发变星的光变是由一次或多次周期性爆发引起的。脉动变星和爆发变星又可以分成若干次型。变星的分类法随着人们认识的不断深化而逐渐改变，近年来发现越来越多的双星不仅是几何变星，也是物理变星。

意义
　　变星种类繁多，涉及恒星演化的各个阶段，变星的研究必然促进恒星理论的发展；食变星为确定恒星的质量、大小等物理量提供了难得的机会；造父变星的周光关系为宇宙尺度提供了基本校准，新星、超新星的极大亮度可作为粗略的距离指针；变星分属于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盘星族、中介星族Ⅱ和晕星族（见星族）五种不同空间结构次系，对银河系结构和动力学的研究也有重要意义。


造父变星

造父变星（汉语拼音：Zaofubianxing；英语：Cepheid variable star），一类高光度周期性脉动变星。 因典型星仙王δ（中文名造父一）而得名。在可见光波段，光变幅度0.1～2等。光变周期大多在1～50天范围内，也有长达一二百天的。造父变星的光变周期和光度之间有着密切关系，称为周光关系，它被用来建立天体的距离尺度。光谱由极大时的F型变到极小时的G～K型（见恒星光谱分类），谱线有周期性位移，视向速度曲线的形状大致是光变曲线的镜像反映，这意味着亮度极大出现在星体膨胀通过平衡半径的时刻（膨胀速度最大）而不是按通常想象那样发生在星体收缩到最小，因而有效温度最高的时刻，位相差0.1～0.2个周期。这种极大亮度落后于最小半径的位相滞后矛盾，被解释为星面下薄薄的电离氢区在脉动过程中跟辐射进行的相互作用而引起的现象。造父变星实际上包括两种性质不同的类型：星族Ⅰ造父变星（或称经典造父变星）和星族Ⅱ造父变星（或称室女W型变星），它们有各自的周光关系和零点，对相同的周期，前者的光度比后者小1.4等左右。


室女座W型变星

室女座W型变星（ W Virginis variables ），即星族Ⅱ的造父变星。与星族Ⅰ造父变星的主要不同点是：光变曲线在极大或下降段（在位相0.4处）有一较长的停顿；周期大致范围为2～45天，频数分布的极大值在10～20天之间，而在5～10天的则很少；周光关系的曲线类似星族Ⅰ造父变星，但零点暗1.5～2等；离银道面的距离和相对于太阳的速度比星族Ⅰ造父变星大；光强临近极大时光谱中出现亮氢线，而到极大时发射已减弱，这是星族Ⅰ造父变星所没有的；比周期相同的星族Ⅰ造父变星具有较早的光谱型。典型代表为室女座W。近年来又把它们细分为球状星团室女座 W型变星和银河星场室女座W型变星，据1978年的资料，前者周期很少在8～12天之间的。


周光关系

周光关系（汉语拼音：Zhou Guang Guanxi；英语：Period-luminosity relation），造父变星的光变周期和光度之间的关系。20世纪初，美国女天文学家H.S.勒维特对小麦哲伦云中的25颗造父变星的研究发现，这些星的视星等几乎线性地随周期的对数的增加而减小。由于它们都在小麦哲伦云中，到太阳的距离近似相等，这实际上反映了绝对星等和周期对数之间的线性关系，后来被称为造父变星的周期光度关系，简称周光关系。由视星等和周期的关系转化为绝对星等和周期的关系，实际上是周光关系的零点问题或定标问题。1915年，美国天文学家H.沙普利率先解决了这个问题。几十年来，周光关系的零点不断改进，还发现周光关系也跟造父变星的颜色有关。利用周光关系，可根据造父变星的光变周期求得其绝对星等，通过与它的视星等的比较，可求得该造父变星或它所在的恒星系统的距离。这是测量星团和星系距离的主要方法之一，故造父变星有量天尺之美称。


天琴座RR型变星

天琴座RR型变星（ RR Lyrae variable stars ），脉动变星的“大序变星”中的一种，又称短周期造父变星，变光周期大致从0.05～1.5天。这类变星原被分为RRa、RRb和RRc三个次型，现已合并为RRab和RRc两个次型。它们的光谱型除少数为F型外，一般均为A型。RRab型的光变曲线有较陡的上升段和较缓的下降段；光变幅一般不超过1～2个星等。RRc型的光变曲线则近似于正弦曲线，较为对称；光变幅也较小，约在半个星等上下。两型的周期、变幅和光变曲线形状都具有周期性变化，称为布拉日哥效应。它们大多属于银河系的球状子系（星族Ⅱ）。又因它们大多出现于球状星团中，故又称作星团变星。RRab型的典型星是天琴座RR星；RRc型的典型星是大熊座SX星。同一球状星团中的天琴座RR型变星，其中介星等（最亮和最暗时的星等平均值）十分相近，这表示各个天琴座RR型星的绝对星等也相差不大。近年来的观测和研究表明，光度的相差不超过一个星等，而且同周期的关系颇小，因而可以通过对它们的观测和研究来推测它们所在恒星系统的距离。这样，这类变星就起“量天尺”的作用。按金属丰度（见元素的丰度）划分，天琴座RR型星可分为三类，这三类的绝对星等也不相同，亮度约差半个星等。这些都是通常的脉动理论所难以解释的。


星团变星

星团变星，天琴RR型星（RR Lyr star），又称星团变星，脉动变星的一类，系A—F型巨星，光变周期0.2—1.2天，光变幅0.2—2目视星等，属于星族Ⅱ，在赫罗图上位于水平支中部的一个固定的区域内，这类星中有很多出现在球状星团里。


盾牌座δ型变星

盾牌座δ型变星（δ Scuti variable stars ），也称为矮造父变星、船帆座AI。是一种光度会因为表面在径向上的胀缩和非径向胀缩两种原因造成光度变化的变星。光谱型为A～F型，在赫罗图上位于造父变星不稳定带内的一种超短周期、小变幅的脉动变星。光变曲线形状变化很大，同船帆座AI型变星相近，但变幅小于0.3个星等。典型星为盾牌座δ。最初，人们把一切周期短于0.21天的A、F型脉动变星都称作盾牌座δ型变星(又叫作矮造父变星），后来只把光变幅小于0.3个星等的短周期脉动变星称作盾牌δ型变星。这种星不仅存在于银河星场中，还出现在疏散星团中，被认为是质量约1.5～2.5个太阳质量的主序星或刚过主星序的恒星，属于星族Ⅰ，绝对目视星等约+2等。1970年埃根指出，变幅小于和大于0.3个星等的两群星均有年轻和年老的盘星族的成员，怀疑这种按光变幅分群的做法的合理性。有人根据实际测得的表面重力和周期间的关系，认为它们都是质量约为2个太阳质量的主序星后的氢壳层燃烧星，唯一差别可能只是脉动的模式不同。


矮造父变星


船帆座AI型变星

船帆座AI型变星（ AI Velorum type variable star ），光谱型为A～F型、在赫罗图上位于造父变星不稳定带内的超短周期脉动变星。光变曲线形状与天琴座RR型变星相似，存在拍频周期。光变时色指数和光谱型均有变化，在双色图上构成一条封闭曲线。典型星为船帆座AI，光变幅大于0.3个星等，周期大致短于0.3天，过去认为绝对目视星等约+4等，大大暗于造父变星和天琴座RR型变星，故又称矮造父变星。有人认为从恒星演化的角度看，它们正处于白矮星前阶段；在经过红巨星阶段时，曾经损失大量物质，因此目前的质量很小，可能与盾牌座δ型变星一起，构成一个连续过渡的星群。但另有人指出这两种类型变星的质量大约都在2个太阳质量左右，区别仅在于脉动模式不同。


仙王座β型变星

仙王座β型变星（ β Cephei variable stars ），短周期脉动变星，周期范围大致为2～6小时，又称大犬座β型变星。许多仙王座β型变星具有两个略微不同的周期。光变曲线常近于正弦形，位相比视向速度曲线落后90°，这表明光度的极大和极小分别与半径的极小和极大相对应。光谱型大致介于B0到B2之间，颜色随光度有微小的变化，光度极大时比光度极小时略蓝。大多数的光度级为Ⅲ～Ⅳ。在变星的赫罗图上位于主星序上方。许多仙王座β型变星是密近双星或聚星的子星，如角宿一，心宿一等。仙王座β本身就至少有3颗伴星。因此它们的脉动会受到伴星起潮力的影响。有不少这类变星的光变曲线和视向速度曲线表现出不稳定性，这可能是由伴星、自转或磁场等造成的。


大犬座β型变星


金牛座RV型变星

金牛座RV型变星（ RV Tauri variable stars ），脉动变星的一种，光变周期约20～150天，光谱型为F～M型（大多数为G型和K型）的超巨星（见恒星光谱分类）。光变幅多在2～3个星等，光变曲线呈双波状，周期相当固定，但主极小和副极小的深度不固定，并且常发生主极小和副极小的相互转变。大多数金牛座RV型变星的光谱中常出现氢的发射线和碳、甲川、氰基、氧化钛的吸收带。谱型随光变而有明显的变化（极大时谱型早，极小时谱型晚），颜色一般偏蓝。这类变星可能属于星族Ⅱ。根据平均星等有无变化分为两个次型。具有正常的平均亮度的金牛座RV型变星称为RVa，典型代表是武仙座AC。平均星等作周期性变化的称为RVb，典型代表是金牛座RV和天箭座R。

金牛座RV型变星


长周期变星

长周期变星（ long period variable star ），周期为几百天至一千天以上的晚型脉动变星，光变幅为5～8个星等。可根据变幅大小、周期长短、空间分布和光谱特征分为长周期变星和蒭藁增二型变星两类。前者变幅不超过2.5个星等；后者变幅大于2.5个星等，多系红巨星或红超巨星。当前天文学界一般把长周期变星理解为蒭藁增二型变星。蒭藁增二型变星的变幅大多大于5个星等，因而易于发现。一个星座中首先被观察到的变星往往就是蒭藁增二型变星。典型代表是蒭藁增二（鲸鱼座o），其目视波段极大亮度和极小亮度之差可达2，000倍左右。它的光变现象发现于1596年。除超新星和新星外，它是最早得到确认的变星。

光变特征
蒭（chú）藁（gǎo）增二型变星光变周期约80～1，000天，目视星等变幅2.5～10个星等，甚至更大。在光变过程中，周期和变幅均有不规则变化，偏离平均值达15％它们同造父变星、天琴座RR型变星和仙王座β型变星等脉动变星相似，也有双重周期性和双重极大值的情况。它们的光变曲线的形状有三种：第一种增光陡，减光缓，极大时刻短，极小时刻宽；第二种上升阶段和下降阶段基本上对称；第三种增光阶段有驼峰、暂留或双极大值。第一种多系周期较短者，第二种周期较长。一般周期越长，光变幅越大。目视星等变幅很大，这主要是因为光谱能量分布随温度发生的变化对可见光区影响很大。热星等变幅大约只有1～3个星等。

光谱特征
蒭藁增二型变星的连续光谱受分子吸收谱带的影响，偏离黑体的能量分布。除氢发射线外，在极大亮度时刻附近，有电离硅、电离铁和电离钙的谱线，这是它们与光度不变的正常红巨星的主要区别之一。蒭藁增二型变星和正常的红巨星都是冷星，能量主要分布在近红外区。长周期变星有大量金属吸收线和分子吸收带，在这方面它们与正常红巨星的情况一样。红外观测和射电观测表明，长周期变星外部似乎有星周物质；它们是这些恒星向外膨胀的大气的延伸部分。
根据空间运动资料，银河系中长周期变星大多数属于中介子系(见银河系子系)。有少数光变周期较短、运动速度较大的长周期变星属于球状子系(星族Ⅱ)，另有少数光变周期较长、运动速度较小的长周期变星则属于扁平子系（星族Ⅰ）。

一些蒭藁增二型变星的资料


蒭藁增二型变星

蒭藁增二型变星，蒭藁（chú gǎo）增二型变星光变周期约80～1，000天，目视星等变幅2.5～10个星等，甚至更大。在光变过程中，周期和变幅均有不规则变化，偏离平均值达15％它们同造父变星、天琴座RR型变星和仙王座β型变星等脉动变星相似，也有双重周期性和双重极大值的情况。它们的光变曲线的形状有三种：第一种增光陡，减光缓，极大时刻短，极小时刻宽；第二种上升阶段和下降阶段基本上对称；第三种增光阶段有驼峰、暂留或双极大值。第一种多系周期较短者，第二种周期较长。一般周期越长，光变幅越大。目视星等变幅很大，这主要是因为光谱能量分布随温度发生的变化对可见光区影响很大。热星等变幅大约只有1～3个星等。


半规则变星

半规则变星（ semi-regular variable star ），脉动变星的一类，分为红半规则变星、黄半规则变星和金牛座RV型变星三个次型。它们的光变曲线外形和光变周期均呈现很大的不规则性，平均亮度恒定或有长周期变化。半规则变星的周期大约从几十天乃至若干年。总光变幅可达3～4个星等，通常多为1～2个星等。半规则变星是晚型的巨星或超巨星，光谱型从F型到S型均有。金牛座RV型变星、黄半规则变星和红半规则变星三者的光谱型依次更晚（见恒星光谱分类），平均光度也依次减弱。光谱型随光度变化而变化：在亮度极小时刻，有的出现氧化钛吸收带；在增亮阶段出现氢或硅发射线。金牛座RV型变星属星类Ⅱ，分布在银心和银晕中，在球状星团中也有一些。黄半规则变星和红半规则变星主要属星族Ⅰ，是银河系旋臂上的成员。在赫罗图上，半规则变星分布在巨星分支附近。金牛座RV型变星紧靠星族Ⅱ造父变星-室女座W型变星的右上方，绝对星等大致在-5～-7等之
间。红半规则变星在金牛座RV型变星的右下方，绝对星等大致在-2～-5等之间。


不规则变星

不规则变星（ irregular variable star ），亮度变化不规则、周期性极不明显的变星。按苏联出版的《变星总表》第三版的变星分类，不规则变星专指光变不规则的脉动变星。不规则变星的光变曲线的周期性不十分明显，但仍可检视出有几百天到一千天以上的不规则周期。过去划分的不规则变星中有些大概是其他类型的变星，不过研究得不充分而已。不规则变星中有从早型（A、F）到晚型(K、M)的巨星和超巨星（例如，仙王座BO是热超巨星、天鹅座CO是红巨星）。不过大多数是M型和N型，其特征是有较强的TiO吸收带，在亮度极大时刻前后或增光阶段，常出现H或Si发射线。光谱型为N型和R型的不规则光变碳星，具有盘星族的空间分布特征，没有向银心集聚的趋势，看来是星族I的成员。光谱型为M型的不规则变星多沿旋臂分布，是银河系中光度最大的天体之一。根据晚型不规则变星从星周包层中溢出物质的观测资料，许多人认为它们是行星状星云的前身。


爆发变星

爆发变星（ eruptive variable star ），一种亮度突然激烈增强的变星，光变起因于星体本身的爆发。星体在爆发之前是处于相对稳定或缓慢变化状态的。虽然一部分爆发变星有人称为灾变变星，其实，这种激烈变化对星体本身来说并不一定是“灾难性”的，有时只不过是处在由渐变到激变的转折阶段而已。
狭义的爆发变星通常包括：①新星；②再发新星；③矮新星；④类新星。有人称这几种变星为激变变星。新星爆发非常猛烈，亮度会激增9个星等以上，1975年天鹅座新星(V1500　Cyg)的光变幅竟超过19个星等。新星爆发时亮度增加非常快，通常以日计，但减光过程却慢得多，要以月计或年计。一般新星在其历史中只能被观测到一次爆发。观测到一次以上爆发的新星通常称为再发新星，其爆发规模比新星小，光变幅也比新星小，而且两次爆发的时间间隔越短，光变幅就越小。

爆发变星的一些参数

爆发变星在宁静期的亮度有复杂的变化，变幅有的达几个星等。有一部分星有周期性光变──食象和时间尺度为分级或秒级的闪变。它们宁静期的分光特征大多是蓝连续谱上迭加着发射线，通常有氢线、氦线、钙线等。现在已能在很宽的波段（从射电到 X射线）上对爆发变星进行观测。例如1975年从麒麟座新星(V616Mon)和矮新星天鹅座SS、双子座U等观测到X射线；从新星巨蛇座FH、海豚座HR、天鹅座V1500等观测到射电辐射。
二十世纪五十年代发现1934年武仙座新星有食象，又发现再发新星北冕座 T、矮新星天鹅座SS、类新星宝瓶座AE的规则性视向速度发生变化，由此证明它们是双星。到目前为止，已发现30个左右这样的爆发变星。目前流行的观点是用密近双星的原理来解释爆发变星的现象，认为两子星间的质量交流是复杂的光度变化、光谱变化的起因。但是这种理论还存在很多的矛盾和困难。有人评论说，即使是最成功的理论，也不能粗略地模拟新星的光变曲线的外形，更不能用统一的模型去解释它们之间的差别。双星模型和非双星模型之争已持续多年。
爆发变星除了上述四种以外，还有超新星和耀星。爆发规模超过新星的叫超新星。它爆发时亮度增强17个星等以上（即光强增加千万倍至上亿倍），以后慢慢地下降。最著名的超新星是中国历史上记录的宋朝至和元年(1054年)的超新星。耀星（其中的一大类也叫鲸鱼座UV型变星）的亮度在几十秒或几十分钟内突然上升，亮度下降则稍慢一些，变幅从1个星等到10个星等。耀星大部分时间处于宁静期，是光谱为K型或M型的矮星。也有人把耀星及有关天体(如金牛座T型变星、赫比格－阿罗天体等)叫星云变星，因为它们常与星云成协。 　　广义的爆发变星还可以包括任何非几何原因的光度突然增强的变星，例如某些金牛座T型变星，某些共生星等。


超新星

超新星（ supernova ），某些恒星演化到终期时灾变性的爆发。爆发时光度为接近1010太阳光度(相当于整个星系的光度)，释放能量可达1046焦，光变幅超过17个星等，即增亮千万倍至上亿倍。这是恒星世界中已知的最激烈的爆发现象之一（图1）。

图1　超新星NGC 4526 SN1994D

超新星抛射的质量范围为1～10太阳质量，抛射物质的速度为几千千米/秒至几万千米/秒；爆发时典型的动能为1044焦。爆发结果或是将恒星物质完全抛散，成为超新星遗迹；或是抛射掉大部分质量，核心遗留下的物质坍缩为中子星或黑洞。超新星爆发后形成强的射电源、X射线源和宇宙线源。超新星爆发标示了一颗恒星壮烈的“死亡”，但也触发了新一代的恒星诞生。超新星处于许多不同天文学研究分支的交会处。超新星爆发瞬间及爆发后所观测到的现象中，涉及各种物理机制，如中微子和引力波发射、燃烧传播及爆炸核合成、放射性衰变及激波同星周物质的作用等；而爆发的遗迹（如中子星或黑洞、膨胀气体云）起到加热星际介质的作用。超新星在产生宇宙中的重元素方面扮演着重要角色。宇宙大爆炸只产生了氢、氦以及少量的锂。红巨星阶段的核聚变产生了各种中等质量元素（重于碳但轻于铁）。而重于铁的元素几乎都是在超新星爆发时合成的，它们以很高的速度被抛向星际空间。此外，超新星还是星系化学演化的主要“代言人”。早期星系演化中超新星起了重要的反馈作用。星系物质丢失以及恒星形成可能与超新星密切相关。由于超新星非常亮，它可被用来确定距离。将距离同超新星母星系的膨胀速度结合起来就可确定哈勃常数以及宇宙的年龄。Ⅰa型超新星已被证明是强有力的距离指示器。最初是通过标准烛光的假定，后来是利用光变曲线形状等参数来标定峰值光度。作为室女团以外最好的距离指示器，其校准后的峰值光度弥散仅为8%，并且能延伸到5×108秒差距的遥远距离处。Ⅰa超新星的哈勃图（星等–红移关系）已成为研究宇宙膨胀历史最强有力的工具(见哈勃定律)。高红移Ⅰa型超新星的光变曲线还可用于检验宇宙膨胀理论。理论预计，由于宇宙膨胀而引起的时间膨胀效应将会表现在高红移超新星光变曲线上。某些Ⅱ型超新星也可用于确定距离。Ⅱ–P型超新星在平台阶段抛射物的膨胀速度与它们的热光度存在相关，这也用来进行距离测定。经相关改正后，原来Ⅱ–P型超新星V波段的接近1星等的弥散可降到约0.3星等的水平，这提供了另一种独立于SNⅠa的测定距离的手段。

目录

1 历史
2 巡天成就和命名
3 类型和特征
4 超新星爆发机制

历史
中国悠久的历史中存有丰富的天象记录。宋元时期官方设置的天文机构为司天监，明清时期改称钦天监，负责观测并记录包括彗星、流星雨等天象。其中有一类天体称作“客星”，意思是该位置上原来没有可见的星，后来突然出现一颗，故称为客星。《宋会要》中就有一颗“客星”的记载：“至和元年(1054)五月晨出东方，守天关，昼见如太白，芒角四出，凡二十三日。”《续资治通鉴长编》中亦载：“至和元年五月己丑客星出天关之东南可数寸，岁余消没。”意思是说在金牛座的区域有一客星突然出现，白天都能见到如金星那样的光芒。世界上现代天体物理教科书都将1054年超新星与中国联系在一起。2 000多年以来银河系有7颗历史超新星（见表）。唯有中国对所有这7颗历史超新星都有详细的记录，它已成为世界的宝贵财富。

银河系中的7颗历史记载超新星

超新星名
所在星座
超新星遗迹

 AD185
半人马座
 RCW86

 AD393
天蝎座
 CTB37

 AD1006
豺狼座
 PKS1459–41

  AD1054
金牛座
 Crab Nebula

  AD1181
仙后座
 3C58

 AD1572
仙后座
 Tycon

 AD1604
蛇父座
 Kepler

巡天成就和命名
1934年F.兹威基和W.巴德分析了近距星系的观测资料，发现M31(1885A)、NGC5253(1895B)、NGC2535(1901A)、NGC4321（1901B和1914A）等13个星系中有星体爆发，亮度比正常的新星现象大几千倍，遂定名为超新星。超新星是罕见的天象。历史文献表明，银河系中最近期的一个超新星是出现于1604年的开普勒超新星。1936～1941年美国帕洛马山天文台用45/65厘米施密特望远镜系统地巡视星系选区，发现了19个河外星系超新星，积累了较完整的光度变化和光谱特征的实测资料。从1958年起，又开始用世界最大的120/180厘米施密特望远镜搜寻超新星。这项长期研究项目一直进行到1975年底为止。1961年成立了“超新星服务”国际巡天组织，先后参加的有美、匈、意、瑞士、苏联等国的14个天文台。1885～1988年底共发现河外星系超新星661颗。随着发现超新星数目的剧增，国际天文学联合会有一个统一的规定，用发现时的年份随后用大写英文字母表明发现的顺序，若多于26颗则用小写双英文字母，如SN2003aa，它表示2003年发现的第27颗超新星；第27、28、…、52颗则用aa、ab、…、az表示，余此类推。如SN2003lp则是2003年发现的第328颗。20世纪80～90年代世界范围组织了大规模的各种巡天，中国北京天文台于1996年参加了超新星自动巡天。到2006年底全世界已发现4 013颗光学超新星和20多颗X射线超新星，其中高红移超新星几百颗。1998年天体物理学家利用高红移超新星的研究提出现在宇宙在加速膨胀，原因是宇宙中存在暗能量。

类型和特征
20世纪70年代，通过光谱研究，认为将超新星分成Ⅰ型和Ⅱ型两类较为适当。Ⅰ型超新星光变曲线的特点是亮度陡增和初降较陡，随后缓慢地减光，平均每年下降6个星等；平均绝对星等M可达−19.5等。Ⅱ型超新星有类似Ⅰ型的增光达到极大亮度之后约50天，光变曲线上出现驼峰，随后再继续减光。Ⅰ型超新星的光谱中没有宇宙中最丰富的氢的谱线，而Ⅱ型则主要是氢的谱线。后来发现Ⅰ型超新星又可细分，其中一部分光谱以电离硅的615.0纳米的吸收线为主要特征，这类被称为Ⅰa型；而对于没有这一条硅吸收线特征而有氦线特征的则称为Ⅰb型（图2）。没有氦谱线特征的则称为Ⅰc型。Ⅰa型超新星爆发的总能量约为10-2焦，而Ⅱ型则在4×1044～10×1044焦之间，主要是以中微子的形式释放。1604年以来，由于银河系内没有记录过超新星爆发，1987年在离地球最近的星系大麦哲伦星云中出现的超新星SN1987A，便成为用现代天文仪器研究超新星的极好机会（图3）。日本神冈和美国的IBM的中微子探测器当时都记录下中微子爆，共得到27个中微子记录。这是首次记录来自太阳以外的中微子，开创了中微子记录的观测历史，验证了超新星爆发的理论。由于高能辐射与爆炸抛射出来的恒星大气相互作用，使得超新星也可能有X射线等辐射。如SN1987A在爆炸后100多天才被高能天文卫星探测到它辐射的X射线。而光学波段的突然增亮，首先是由膨胀大气引起的，后来则由镍−56等同位素的衰变提供能量，使得光度下降较为缓慢。超新星爆发的高速抛射物与周围介质相互作用形成的激波引发出电磁辐射，而对星周尘埃的加热则可产生红外辐射。但这些只有周围有稠密的星际物质的Ⅱ型或Ⅰb、Ⅰc型超新星才能观测到（图4）。

图2　超新星的光变曲线

图3　超新星SN1987A 爆发的照片

图4　超新星的光谱

超新星爆发机制
在不到一秒钟时间内释放出1044～1046焦的能量（相当于90个太阳在其一生所释放能量之总和）的天体，这就需探讨它的前身星是什么及产生如此巨大能量的机制是什么的问题。
首先讨论Ⅰa型超新星。它的光谱中缺少氢线，而且根据统计它在不同类型的星系中都有可能出现。据此天文学家提出了Ⅰa型超新星是密近双星演化到晚期的终极结果的想法。设想有一密近双星系统，其两个成员星的质量均小于8M⊙，其中质量大的一个演化得较快，其核心燃烧完氢后接着燃烧氦，变成中心为碳和氧的白矮星。这时初始质量较小的那颗成员星的物质就被它吸积。假如物质转移速度小于每年10-8M⊙时，在白矮星周围形成氢壳，当达到核融合点火的温度时，其表面就产生核聚合点火爆发，这就是新星爆发现象，规模比超新星要小得多。当转移速率在每年10-6～10-8M⊙之间时，表面同样会产生核合成形成氦，氦形成碳，逐步使碳核心质量增加，直到钱德拉塞卡极限的1.4M⊙，中心密度可达到3×109克/厘米3，而且中心达到碳点火的温度。碳被点燃，并且合成过程从中心往外迅速传播，在一秒钟之内传到白矮星的最外层。爆炸将产生1046焦的能量，可将这颗白矮星完全炸碎。白矮星中的氢已经燃烧殆尽，所以它的光谱中没有氢线，变成一颗老年的恒星，因此会出现在不同的星系中。Ⅱ型超新星则不同，它的光谱中以氢线为主，而且大多出现在旋涡星系的旋臂上。一个被广泛接受的Ⅱ型超新星爆炸的模型是：一颗大质量恒星（质量＞10 M⊙），在它最初的3 000万年甚至更短的时间内，其核心首先是氢合成为氦，然后氦变为碳和氧，碳变为氖和镁，氧和镁变为硅和硫，直到最终硅和硫合成为铁族元素。上述每种合成过程都释放出大量的能量，维持着恒星的生命，而且其核心变得愈来愈密，温度则愈来愈高，以致能够抵抗恒星引力的收缩。但到了核心变为铁芯后，由于铁族元素的核束缚能最小，合成反而要吸收能量。引力收缩就开始，中心的密度和温度继续增大，到1010K和1010克/厘米3时，电子就被压到原子核内而形成富含中子的同位素，而高能辐射又将原子核撕成α 粒子。这两个过程都要吸收能量，使得引力坍缩变得更快。当中心密度超过2.7×1014克/厘米3时，坍缩不再继续，产生反弹而引发超新星爆发。它将外层核合成的剩余物，包括最外层的氢向外抛射，而留下一个铁核核心，也就是中子星。所以，它的光谱中有强的氢线。同时因为大质量恒星是和恒星形成区相关的，所以它们往往出现在旋涡星系的旋臂上。至于Ⅰb型和Ⅰc型超新星，认为它们也是一种称为“沃尔夫–拉叶星”(W–R星)的大质量恒星演化到晚期的结果。由于W–R星有大规模的恒星风，质量流失很大，因此表层已失去了氢甚至氦，所以其光谱中没有氢线(或甚至于氦线)。


新星

新星（ Nova ），激变变星(CV)的一种。按光变的原因属爆发变星。激变一词源自希腊文，意谓泛滥、灾难。激变变星与激变双星是同义词，因为这类变星都是双星。这类变星主要包括新星、再发新星、类新星、矮新星、磁激变变星。激变变星新星表列出1 323颗的数据(2003)。
新星是可见光波段第一次观测到的亮度在几天内突然剧增，增亮幅度多数在9～15星等之间，然后在几个月到若干年期间内有起有伏地下降到爆发前状态的天体。新星光谱随光变发生阶段性的变化，并以每秒100～5 000千米的速度抛射物质。新星的全称是经典新星。一般，新星平均增亮11个星等，就相当于增亮几万倍。新星是已演化到老年阶段的星。这种星爆发前通常甚暗，只在爆发后一段时期内才相当明亮，有的甚至亮到影响星座的形状，所以曾被误认为是新生的星而取名“新星”沿用至今。亮度突然增大是主星白矮星吸积物质由热核燃烧产生的一种爆发过程，能量释放平均达1038～1039焦/秒，抛射的物质约为10-5～10-3太阳质量，抛射速度约500～2 000千米/秒。新星按光度下降速度分为快新星、慢新星和非常慢新星三类。

图1 新星的典型光变曲线

目录

1 新星命名法
2 新星的光变和谱变
3 新星爆发原因
4 再发新星
5 矮新星

新星命名法
通常是在新星的星座名称前面加N，在后面加爆发年份。如NHer1934表示1934年武仙座新星。随后新星又纳入变星的命名系统，如1934年武仙座新星即武仙座DQ。最早作光谱研究的新星是北冕座T(1866)，但后来知道它是再发新星。用照相方法研究的第一个新星是御夫座T(1891)。有最完整光学观测资料的新星是武仙座DQ(1934)。20世纪以来，银河系内出现的新星最亮的是1918年天鹰座新星（天鹰V603），亮度极大时目视星等达−1.1，一度成为仅次于天狼星的亮星。1975年天鹅座新星是一颗很特殊的新星，亮度极大时目视星等为1.8，接近天鹅座α的亮度。美国帕洛马山天文台的巡天照片上在该新星位置处没有亮于21的星，表明该新星增亮幅度超过19个星等。“银河新星参考图表”(1987)中收集了从1670年至1986年发现的277颗银河新星和有关恒星的资料；在1997年发表的激变变星表中列出新星276颗。由于银河系中新星太多，自古代起人类就有关于新星爆发的历史记载，中国古代有极丰富的新星观测记录。
在其他星系中也搜寻到新星。仙女星系(M31)中至今已发现有200多个新星。M81、M33、大麦哲伦星系(LMC)、小麦哲伦星系(SMC)等不少星系中也找到了新星。不同的星系中新星出现的频数大不相同。据估计，银河系每年50个，M31每年29个，有些星系每两年一个。一般说来以Sb星系的频数为最高。

图2 1975年天鹅座新星光谱上图为1975年9月5日拍摄，下图为1975年9月22日拍摄

银河系新星的极大光度绝对目视星等估计平均为−7.3。新星属于老年盘星族。在赫罗图上新星的热子星与行星状星云的中心星、共生星等占有同样的位置。它们都位于主星序的左下方，表明这些天体多半有共同的不稳定特性。

新星的光变和谱变
一般的新星都有典型的光变和谱变。典型光变曲线如图1所示。图1中各阶段分别为：①爆发前——光度固定或有1～2星等不规则的变化；②初升——约为2～3天，光度迅速上升；③极大前的停滞——几小时到几天，甚至光度有些下降；④终升——1天到几周；⑤亮度极大；⑥初降——快新星是平滑的，慢新星会有1～2星等的起伏；⑦过渡期——不同新星表现不同，有些是平滑下降，有些有起伏，有些亮度有一明显的极小然后又回升；⑧终降——比较平滑下降；⑨爆发后——与爆发前一样。不同新星的光变曲线形状不尽相同。
所有新星都依次经历以下几个光谱阶段：爆发前谱、极大前谱、主谱、漫强谱、猎户谱、4640漫发射、星云谱、爆发后谱。新星光谱中的发射谱线都很宽，吸收线紫移很大（图2）。爆发前谱呈高温的连续谱，不出现强的吸收线或发射线，极大前谱出现模糊的吸收线和一些弱发射线，谱线极宽。主谱在极大后立即出现，有显著的发射线。漫强谱中有H、CaⅡ等吸收线，视向速度比主谱更大。猎户谱显示出有更高的激发度，出现高电离电位的HeⅠ、NⅡ、OⅡ线，膨胀速度更大。当NⅢ4640达到最强时，称4640漫发射阶段。新星在出现[OⅠ]、[NⅡ]、[OⅢ]等禁线时，便进入星云谱阶段，这时连续谱已完全消失。星云谱阶段很长，消失后就进入爆发后谱阶段。爆发后有些新星出现类似白矮星的宽吸收线，有些新星只有连续谱，许多新星有比较窄的H、HeⅡ、CⅢ等发射线。近年来开展了射电、红外、紫外、X射线波段和偏振等观测，为新星的研究提供了重要的信息。有些新星在短于200纳米紫外区也已探测到辐射。通过对巨蛇座FH(1970)的红外观测，得到随着可见光光度下降，某些红外波段光度反而上升，能谱的峰值逐渐向红外方向移动的结果。在爆发后的104天，红外星等达到−4.0，成为全天最亮的红外星。近年来在厘米与毫米波段都接收到一些新星的射电辐射。在已找到有光学对应体的十多个X射线双星中，有两个被认为是老新星。直接照相显示出某些新星爆发后确有膨胀着的壳层存在，并且有赤道带和极冠的结构。近20年来，已给出一系列兼为密近双星的新星求出了轨道周期。

新星爆发原因
20世纪50年代以前多主张单星模型。1954年发现新星武仙座DQ有交食周期，而周期很短（4小时39分），推测新星大多甚至全部是密近双星。现在认为新星的一个子星是冷的红星，而另一个子星是热的、体积小得多的简并矮星。演化过程中，当冷星充满了临界等势面便发生质量交流，气流通过内拉格朗日点流向热星。这样便围绕热星形成一个吸积盘，其中小的热星可认为是白矮星，它是新星的爆发源。比较大的冷星抛射出的富氢物质，部分为白矮星所吸积。随着吸积过程的发展，在白矮星的表面形成一层富氢的气壳层，气壳层的底部将受到越来越大的压力，并被加热，一直达到氢燃烧反应所需要的点火温度，这时可能发生热核反应，导致星体爆发。另外，单个白矮星吸积星际物质而后发生新星现象的可能性，在理论上也是成立的。

再发新星
爆发变星的一种。一般认为，再发新星和新星没有严格的区别，只是有的新星在第一次爆发之后，经过数年或数十年又发生多次的爆发，所以就称这种新星为再发新星。按一般分类法划分的再发新星已发现12颗。再发新星在银河系中的分布与新星相似，有向银心方向会聚的趋向，同属于盘星族。爆发时的可见光波段变幅约在7～9个星等，一般都比新星的变幅（大于9个星等）小，但爆发之前的光度通常比新星强，其绝对目视星等约2～3左右，而新星大致为4～5等。再发新星每次爆发抛向星际空间的物质约为10−6太阳质量，比新星的质量损失小。再发新星的爆发活动也和新星一样，发生在一个热简并矮星的深层大气内，通过吸积过程在其周围形成一个富氢气壳，由吸积能和收缩能的累积使气壳中的温度逐渐升高，最后达到点燃热核反应所需的温度，在很短的时间内发生剧烈的核聚变，以热核逃逸的方式释放出1036～1038焦的能量，因而光度剧增。然后，外层气壳被抛向星际空间，内层大气收缩，光度逐渐降低，使整个新星重又处于相对稳定的状态。通过监视观测可知，老新星和再发新星当光度降到极小时，也并不宁静，像北冕座T、蛇夫座RS等，都有较小规模的爆发活动。
对一批再发新星的测光、光谱和轨道数据的分析表明，它们都可能各包含一颗巨星。光度极小时，再发新星的目视光度主要由其中的巨星决定，而新星的目视光度主要由其中的吸积盘决定，矮新星则由其中的热斑决定。光度极小时，再发新星的绝对目视星等为最亮，新星次之，矮新星最暗。据初步研究，质量转移率也可能以再发新星为最大，新星次之，矮新星最小。这些情况似乎能反映出再发新星和新星之间存在的较大区别。

矮新星
爆发规模较小、频次较高的爆发变星。许多方面同新星和再发新星类似。矮新星准周期地爆发，光度陡然增亮，又慢慢变暗。不过光度变幅一般不超过6个星等。爆发平均周期约10～200天不等。有两类矮新星：一类称双子座U型星或天鹅座SS型星，现已发现250个以上；另一类称为鹿豹座Z型星，已发现30个以上，它们的变幅比双子座U型星小，平均2～3个星等，周期更短（10～20天左右）。许多矮新星也是双星，是由一颗黄矮星或红矮星和一颗白矮星或蓝亚矮星组成的密近双星系统，轨道周期约几小时。冷星充满临界等位面，通过内拉格朗日点将物质抛向热矮星，形成吸积盘和热斑。对双子座U的观测表明，爆发时随着亮度的增加，由食引起的变光深度越来越浅，食的开始时间越来越早，持续时间越来越长。光度极小时（正常阶段），矮新星光谱是连续谱加上强而宽的H、He和CaⅡ的发射带，并有氢的连续发射。光度极大时，强发射带消失，基本上是早型（B、A型）的纯连续谱，色温度比光度极小时明显增高。根据综合光谱和光度资料，可认为矮新星爆发的主要原因是冷星的变热，而冷星体积的变大和热星吸积盘的变亮则是次要原因。至于冷星表面温度突然增高，很可能是因为它的物质抛射率突然增加，外层大气很快脱离冷星而露出了温度较高的内层所造成的。特短周期矮新星的引力波问题是一个较新的研究课题。
再发新星、类新星和矮新星的光度、光谱变化与新星有某些类似。值得注意的是，从1975年起发现一类称为X射线新星的天体，它们的X射线光变曲线与经典新星光学波段的光变曲线类似。这类天体有时又称作暂现X射线源，但它们的光学对应体并不是新星。此外，又发现某些老新星是X射线双星的光学对应体。


再发新星

再发新星（汉语拼音：Zaifaxinxing；英语：Recurrent nova），爆发变星的一种。大体上每隔10～100年爆发一次，已观测到10余颗。再发新星和经典新星的光变曲线很相似，只有当出现第二次或更多次爆发时才能确定为再发新星。可见光波段的亮度变幅为7～9等，每次爆发释放1036～1037焦耳能量，约抛射出10-6太阳质量的物质 ，都比经典新星小 。有证据表明所有经典新星都是再发新星。如果新星只爆发一次，以银河系每年出现25颗新星计算，银河系诞生以来大约应有2×1011颗恒星经历了新星爆发，这跟银河系恒星总数相当。但大多数恒星质量较小， 演化缓慢，还不可能演变成新星，只有在每颗新星重复爆发很多次的情况下，才能与平均每年出现的新星数目相符。经典新星可能是爆发周期很长的再发新星，因此只观测到一次爆发。


矮新星

矮新星（ dwarf novae ），爆发规模较小、频次较高的爆发变星。许多方面同新星和再发新星类似。矮新星准周期地爆发，光度陡然增亮，又慢慢变暗。不过光度变幅一般不超过6个星等。爆发平均周期约10～200天不等。
有两类矮新星：一类称双子座U型星或天鹅座SS型星，现已发现250个以上；另一类称为鹿豹座Z型星，已发现30个以上，它们的变幅比双子座U型星小，平均2～3个星等，周期更短（10～20天左右）。许多矮新星也是双星，是由一颗黄矮星或红矮星和一颗白矮星或蓝亚矮星组成的密近双星系统，轨道周期约几小时。冷星充满临界等位面，通过内拉格朗日点将物质抛向热矮星，形成吸积盘和热斑。对双子座U的观测表明，爆发时随着亮度的增加，由食引起的变光深度越来越浅，食的开始时间越来越早，持续时间越来越长。光度极小时（正常阶段），矮新星光谱是连续谱加上强而宽的H、He和CaⅡ的发射带，并有氢的连续发射。光度极大时，强发射带消失，基本上是早型（B、A型）的纯连续谱，色温度比光度极小时明显增高。根据综合光谱和光度资料，可认为矮新星爆发的主要原因是冷星的变热，而冷星体积的变大和热星吸积盘的变亮则是次要原因。至于冷星表面温度突然增高，很可能是因为它的物质抛射率突然增加，外层大气很快脱离冷星而露出了温度较高的内层所造成的。特短周期矮新星的引力波问题是一个较新的研究课题。


双子座U型星

双子座U型星，一类爆发规模较小、频次较高的爆发变星。见矮新星。


类新星

类新星（ nova-like variable ），类似新星的爆发变星。爆发的次数比较频繁，数年爆发一次。光变幅比新星和再发新星小，周期性不强。最突出的特点是光谱特殊。
一部分类新星变星是爆发后的老新星，它们不时地爆发，抛射物质，形成气壳。例如，天鹅座P是1600年爆发的新星，近四百年来，星周形成二、三层气壳，是处在短暂的、极不稳定的演化阶段的超巨星。人马座BS是1917年爆发的新星，爆发后激变活动不止，光谱特殊。另一部分类新星变星具有共生光谱，也称为共生星，既有冷星的吸收特征，又有热星的连续发射，还有气壳的高激发发射线。已知的类新星变星虽然只有几十个，但彼此差异很大。尽管类新星具有类似新星的激变这种共性，但它们的本原可能大不相同。二十世纪七十年代以来，有人划分出五个类新星次群：①仙女座Z型星:由沉陷在激发态星云中的晚型巨星和热蓝星组成的双星系统。光谱特征是低温吸收线和高温发射线同时并存。前者如TiO、CaⅠ、CaⅡ，后者如HeⅡ，OⅢ以及元素的更高次电离谱线。这种星具有半周期性的爆发，变幅可达3个星等。绝对星等约为-3～-4。集聚在银道面附近，没有向银心聚集的趋势，可能属老年盘星族。已经发现20多对。②剑鱼座S型星:光变极不规则的高光度星。光谱型为Bpeq～Fpeq，是银河系中最亮的星中的一部分。已经发现约10颗。③仙后座γ型星：光变不规则的气壳星。光谱型为BeⅢ～BeV。通常是快速自转星，光变往往与赤道带的气壳抛射过程有关。已经发现40多颗。④鲸鱼座ZZ型星：短周期光变的白矮星，可能是老新星，有以分钟计的快速变光，通常有几个光变周期迭加在光变曲线上。仅发现数颗。⑤武仙座AM型星：强磁性白矮星和红矮星组成的密近双星系统，有气盘和强X射线辐射。光谱特征是H、He发射线迭加在蓝连续区上。已发现约10对。此外，不同学者对类新星还有不同的定义和划分方法。


金牛座T型变星

金牛座T型变星（汉语拼音：jīn niú zuò T xíng biàn xīng），（T Tauri variable stars），一种不规则变星。光变幅度一般为1～3个星等，质量估计为0.3～3.0太阳质量，半径和光度分别在1～5太阳半径和0.6～86太阳光度范围内。晚型恒星光谱加上发射线，从吸收线定出的光谱型为F、G和K型。在赫罗图上金牛T型星分布在靠近主星序，但在主星序之上的一个较宽的区域内。光谱紫区有连续发射，发射线有HⅠ和CaⅡ的允许谱线和氧、硫、铁和钛等的弱禁线。金牛T型星总是跟星云在一起，多数位于星云的边缘，少数埋藏在星云的中央。这类星有很强的红外超。许多金牛T型星光谱中的谱线有蓝移，表明正在向外抛射物质；少数（猎户YY次型）谱线红移，表明在吸积物质，它们十分年轻，仍处于星云物质向里下落阶段。大多数金牛T型星吸积已停止，而转变为抛射物质。金牛T型星总是和星云状物质在一起，拥有过丰富的锂，并且是T星协的主要成员，这些表明它们是非常年轻的恒星，处在通过引力收缩向主序演化的阶段，是主序前变星，在恒星起源和演化的研究中占有重要地位。


耀星

耀星（ Flare star ），一类特殊的变星。它们的亮度在平时基本上不变，有时则无规则地在几分钟甚至几秒钟内突然增大，光度的变幅从零点几到几个星等，个别的可达到10个星等以上，经过几十分钟后又慢慢复原。这种现象称为“耀亮”或“耀变”。早在1924年就已发现船底座DH星有耀亮，但当时并未引起足够的注意。1948年发现鲸鱼座UV星的光度在3分钟内增强11倍，以后又发现一些光谱型从dKe到dMe的鲸鱼座UV型变星。

观测最多的是太阳附近的耀星，经过多年的国际联合观测，在可见光、射电和X射线波段都积累了不少资料。耀星主要特点是：①耀亮时在宽广的波段内，从1～7千电子伏的X射线到约196兆赫的射电波都能测到辐射，既有连续辐射也有发射线。在光学波段，一般紫外变幅最大，蓝光次之，黄光最小。在不同波段辐射的变幅之间并没有相关性，即几个波段不一定同时出现耀亮。在不同类型的辐射(连续谱或发射线)之间也没有相关性。②耀亮随时间的分布与泊松分布相近（对昴星团耀星的观测结果也如此）。③光变曲线由“快”和“慢”两部分组成。“快”的对应连续辐射，“慢”的对应发射线。发射线主要有氢、电离钙、氦等。④耀亮时的色指数U-B和B-V的变化范围可能很大，射电辐射的谱指数也如此。⑤耀亮时发出的平均能量与星的光度相关。光变曲线类型也与光度相关。⑥对食双星双子座YY（两颗子星都是耀星）的光电光谱观测表明，星体表面存在着局部活动区。耀亮就在活动区里发生，并且同一活动区可以发生多次耀亮。⑦对某些耀星的长达十年以上的光谱观测表明，其发射线的年平均强度具有缓慢变化，变化周期与太阳的活动周期相似。⑧太阳附近耀星的耀亮同太阳的耀斑活动性质相似，但规模比太阳耀斑活动大得多。目前在太阳附近已发现近100颗耀星，其中包括半人马座比邻星。经过多年的观测，在一些星团或星协中也发现了耀星。例如，在昴星团区已发现460多颗，在猎户座大星云区已发现300多颗，在北美洲星云区已发现50多颗，在鬼星团区发现的已超过30颗，这些耀星主要可用来研究在不同年龄的星团中它们与其他类型天体在演化上有什么联系。
近年来又发现了一些所谓非经典耀星，即在食双星大熊座W星、密近双星大熊座UX星、双子座U型星和早型星上都发现了耀亮现象。由于没有进行系统的搜寻，资料很少，它们的性质还不太清楚。


鲸鱼座UV型变星

鲸鱼座UV型变星，一类特殊的变星。1948年发现鲸鱼座UV星的光度在3分钟内增强11倍，以后又发现一些光谱型从dKe到dMe的鲸鱼座UV型变星。


星云变星

星云变星（ nebular variable ），出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近，并同星云有物理联系的变星。可分为五类：御夫座RW型变星，猎户座T型变星，金牛座T型变星，某些耀星，特殊星云变星。这种分类主要根据光变曲线性状，但也参考光谱特征。
星云变星有成集团出现的倾向，不仅本身成群，而且往往几类星云变星聚集在一起。星云变星的光变是不规则的，光谱型和光度级范围较宽。猎户座T型变星的光谱型范围最宽，从早B型到晚K型都有，但以早型较多。御夫座RW型变星大部分是G型到K型，但也有少量具有较早的光谱型。金牛座T型变星全部都是从G型到K型、M型，而耀星则更晚，绝大多数都是K型、M型（见恒星光谱分类）。猎户座 T型变星大部分是温度较高的巨星。御夫座RW型变星除少数是巨星外，多数是矮星。金牛座 T型变星和耀星都是矮星。它们的光谱，有的星带发射线的早型恒星光谱，有的是金牛座T型和类金牛座T型光谱，有的没有发射线。金牛座 T型变星和弥漫星云及年轻星团有密切的物理联系，都有较高的锂丰度。在赫罗图上，它们都位于同样光谱型的主星序上方。它们可能都是年轻的主星序前天体，或多或少还保留有残存的原恒星气壳，正处在引力收缩阶段。
当前多数天文学家认为恒星起源于星际物质云。所以，对于星云变星进行系统的观测和分析研究，对探讨恒星的形成和演化有重要意义。


猎户座FU型变星

猎户座FU型变星（ FU Orionis variable ），增光缓慢、减光更慢的一种与暗星云成协、处于主序星前阶段的变星。典型星是猎户座FU。此外，还有天鹅座V1057和天鹅座V1515。猎户座FU在1936～1937年的一年多时间里增亮了6个多星等（B星等），光度极大的时间持续了两年左右，从1939年以后的十五、六年时间里才减光0.2个星等。天鹅座V1057在1969～1970年的390天时间里增亮了5个多星等（B星等），光度极大的时间持续了一年多，从1971年开始减光1个多星等。这类变星可能是接近“林忠四郎演化程”顶部的主序前星（见恒星的形成和演化、赫罗图），是光谱型为F或G的超巨星，爆发之前可能属于金牛座T型变星。


御夫座RW型变星

御夫座RW型变星，出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近，并同星云有物理联系的变星。可分为五类：御夫座RW型变星，猎户座T型变星，金牛座T型变星，某些耀星，特殊星云变星。这种分类主要根据光变曲线性状，但也参考光谱特征。
御夫座RW型变星大部分是G型到K型，但也有少量具有较早的光谱型。御夫座RW型变星除少数是巨星外，多数是矮星。


猎户座T型变星

猎户座T型变星，出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近，并同星云有物理联系的变星。可分为五类：御夫座RW型变星，猎户座T型变星，金牛座T型变星，某些耀星，特殊星云变星。这种分类主要根据光变曲线性状，但也参考光谱特征。
猎户座T型变星的光谱型范围最宽，从早B型到晚K型都有，但以早型较多。猎户座 T型变星大部分是温度较高的巨星。


北冕座R型变星

北冕座R型变星（ R Coronae Borealis variable ），亮度有时突然减弱约1～9个星等的不规则变星。典型星是北冕座R，已确定的和可能的对象约40颗。它们的光变持续时间由几十天到几百天不等，上升缓慢而且间有不规则的或锯齿波式的起伏。两次减光的间隔有的很短，有的则长达十年以上。在这期间还存在为期数十天、变幅半个星等左右的半规则光变。一般认为变光是由恒星自身抛出的含碳特多的气壳冷凝成烟尘使透明度急剧下降造成的。近年来观测到它们有很大的红外色余，更支持了这种看法。因此有人认为，过去因为变光急剧而把它们归属于爆发变星是不恰当的。但也有人认为，如果这种变星是由于爆发性地喷射物质造成挡光而变暗，则仍可归入爆发变星，不过它们与急剧变亮的爆发变星是很不相同的。
北冕座R型变星大多数的光谱型为F～K和R，但也有少量的是O型或B型（见恒星光谱分类）；极大亮度时的绝对星等还很难确定，但似乎是-4～-5等的巨星或超巨星；空间分布属星族I；正常时期的光谱为具有H、K、D及氦3，889等发射线的宽发射线光谱；没有巴耳末发射线和CH的吸收带或发射带，得知其大气中明显缺氢；变暗时也出现各种轻金属和氰化合物的发射线，说明其大气中含有丰富的碳、氦和轻金属。


磁变星

磁变星（ magnetic variable ），磁场有变化的磁星，一般指磁场很强（可达3万多高斯）且有变化的恒星。1946年美国威尔逊山天文台的天文学家发现了第一颗磁变星，即室女座78。此后共发现一百多颗的磁变星。磁变星大多为A型特殊星，某些金属元素的吸收线特别强。有时还根据这类星的最强金属线命名为锰星、锶星等。它们所含的稀土族元素或更重的化学元素要比一般恒星多。光度和光谱有周期性的或完全不规则的变化。这同磁场的周期性变化或非周期性变化有关。例如猎犬座α2（中名常陈一）的磁场周期性地从-1，420高斯变到+1，620高斯，光度和光谱都有相应的周期性变化。又例如，鹿豹座53的磁场在7.8天的周期内从-4，000高斯变到+4，000高斯，光度和光谱也都有变化。磁变星的自转要比正常A型星慢。磁变星不仅包括A型特殊星，还包括天琴座RR、飞马座AG等其他类型的星。著名的老人星也是一颗磁变星。关于仙王座VV的磁场问题还有争议。目前一般认为，磁星的磁场本身是稳定的，但磁轴和自转轴的方向不一致，所以就观测者看来，磁场就会有周期性的变化。


光谱变星

光谱变星（ spectrum variable ），许多A型特殊星(AP)和金属线星(Am)在可见光波段的光度变化不大，但谱线强度有明显的周期性的变化，称为光谱变星。最早发现的光谱变星是猎犬座α2星，因此，光谱变星亦称作猎犬座α2型变星。它们的光谱中有异常强的金属线和稀土族元素谱线，谱线强度随着光度的变化而变化，光变周期范围1～25天，变幅通常不超过0.1个星等（如猎犬座α2的光电目视星等最亮时为2.85，最暗时为2.92）。另有周期更短（0.5～2小时）和变幅更小的二级变化迭加在主周期上。此外，光度与光谱也存在长期性的缓慢变化。这些光度和颜色方面的较小变化看来同磁场强度有关。观测表明，它们具有数量级达103～104高斯的强表面磁场，磁场强度的变化周期往往与光度变化的周期相同而位相相反。跟同一谱型的正常星相比，它们的自转速度较低。一般采用斜转子模型、磁振子模型或双星模型来解释光谱变星的各种现象。B型星中也存在光谱变星，氦星HD125823即是一例。应该指出，各类变星普遍存在光谱变化；而光度变化微小，光谱变化明显的也不限于上述的恒星，如英仙座S3是B型谱线轮廓变星，武仙座l和ｏ型星蝎虎座10也都是光度变化微小或难以测出而谱线轮廓有周期变化的恒星，又如大角也是光谱变星，等等。