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什么是恒星
恒星是由炽热气体组成的,是能自己发光的球状或类球状天体.
恒星_百度百科 恒星是由炽热气体组成的，是能自己发光的球状或类球状天体。由于恒星离我们太远，不借助于特殊工具和方法，很难发现它们在天上的位置变化 。
恒星就是我们说的星星，它们内部的核反应和外层的引力相平衡的星体，所以它们会发光。恒星的寿命各不相同，有的只有几百万年，有的可达几万亿年。大小也不一，最小的中子星直径只有10千米，最大的特超巨星直径可达几十亿千米。我们最熟悉的恒星太阳，直径有140万千米，寿命约100亿年...
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什么叫恒星?
星是由炽热气体组成的、能自己发光的球状或类球状天体。
离地球最近的恒星是太阳。其次是半人马座比邻星，它发出的光到达地球需要4.22年，晴朗无月的夜晚，在一定的地点一般人用肉眼大约可以看到 3,000多颗恒星。借助于望远镜，则可以看到几十万乃至几百万颗以上。估计银河系中的恒星大约有一、二千亿颗。恒星并非不 动，只是因为离开我们实在太远，不借助于特殊工具和特殊方法，很难发现它们在天球上的位置变化，因此古 代人把它们叫作恒星。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，等等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。 

　　恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等越小。在地球上测出的星等叫视星等；归算到离地球10秒差距 处的星等叫绝对星等。使用对不同波段敏感的检测元件 所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。目前最通 用的星等系统之一是U(紫外)、B（蓝）、V（黄）三色系统;B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V=-26.74等，绝对目视星等Mv=+4.83等，色指数B-V=0.63，U-B=0.12。由色指数可以确定色温度。 

　　恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有 相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。恒星的光谱 能量分布与有效温度有关，由此可以定出O、B、A、F、 G、K、M等光谱型（也可以叫作温度型）。温度相同的恒 星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等 越小。恒星的光度级可以分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、 Ⅶ，依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星 （或矮星）、亚矮星、白矮星。太阳的光谱型为G2V,颜 色偏黄,有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零， 温度约10,000K。恒星的表面有效温度由早O型的几万度 到晚M型的几千度，差别很大。 

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


关于恒星内部结构和演化后期的高密阶段的情况，主要是根据理论物理推导出来的，这还有待于观测的证 实和改进。关于由热核反应形成的中微子之谜，理论预言与观测事实仍相去甚远。这说明原有的理论尚有很多 不完善的地方。因此，揭开中微子谜，对研究恒星尤其是恒星的内部结构和演化很有帮助．


提问者 的感言：xieixe
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恒星由炽热气体组成的,能自己发光的球状或类球状天体. 离地球最近的恒星是太阳。其次是处于半人马座的比邻星，它发出的光到达地球需要4.22年。晴朗无月的夜晚，在一定的地点一般人用肉眼大约可以看到 3000多颗恒星。借助于望远镜，则可以看到几十万乃至几百万颗以上。估计银河系中的恒星大约有一、二千亿颗。恒星并非不动，只是因为离开我们实在太远，不借助于特殊工具和方法，很难发现它们在天上的位置变化，因此古代人把它们认为是固定不动的星体，叫作恒星。

恒星也有自己的生命史，它们从诞生、成长到衰老，最终走向死亡。它们大小不同，色彩各异，演化的历程也不尽相同。恒星与生命的联系不仅表现在它提供了光和热。实际上构成行星和生命物质的重原子就是在某些恒星生命结束时发生的爆发过程中创造出来的。


就是自己不围绕其他星球转的巨大星体
恒星由炽热气体组成的,能自己发光的球状或类球状天体. 离地球最近的恒星是太阳。其次是处于半人马座的比邻星，它发出的光到达地球需要4.22年。晴朗无月的夜晚，在一定的地点一般人用肉眼大约可以看到 3000多颗恒星。借助于望远镜，则可以看到几十万乃至几百万颗以上。估计银河系中的恒星大约有一、二千亿颗。恒星并非不动，只是因为离开我们实在太远，不借助于特殊工具和方法，很难发现它们在天上的位置变化，因此古代人把它们认为是固定不动的星体，叫作恒星。

恒星也有自己的生命史，它们从诞生、成长到衰老，最终走向死亡。它们大小不同，色彩各异，演化的历程也不尽相同。恒星与生命的联系不仅表现在它提供了光和热。实际上构成行星和生命物质的重原子就是在某些恒星生命结束时发生的爆发过程中创造出来的。
恒星分类是依据光谱和光度进行的二元分类。在通俗的简化的分类中，前者可由恒星的颜色区分，后者则大致分为“巨星”和“矮星”，比如太阳是一颗“黄矮星”，常见的名称还有“蓝巨星”和“红巨星”等。 
根据维恩定律，恒星的颜色与温度有直接的关系。所以天文学家可以由恒星的光谱得知恒星的性质。 
故此，天文学家自19世纪便开始根据恒星光谱的吸收线，以光谱类型将恒星分类。天体物理学就是由此发展起来的。 
依据恒星光谱，恒星从温度最高的O型，到温度低到分子可以存在于恒星大气层中的M型，可以分成好几种类型。而最主要的型态，可利用&Oh，Be A Fine Girl, Kiss Me&（也有将&girl&改为&guy&）这句英文来记忆（还有许多其它形式的口诀记忆），各种罕见的光谱也有各特殊的分类，其中比较常见的是L和T，适用于比M型温度更低和质量更小的恒星和棕矮星。每个类型由高温至低温依序以数字0到9来标示，再细分10个小类。此分类法与温度高低相当符合，但是还没有恒星被分类到温度最高的O0和O1。 
光谱类型 表面温度 颜色 
O 30,000 - 60,000 K 蓝 
B 10,000 - 30,000 K 蓝白 
A 7,500 - 10,000 K 白 
F 6,000 - 7,500 K 黄白 
G 5,000 - 6,000 K 黄（太阳属于此类型） 
K 3,500 - 5,000 K 橙黄 
M 2,000 - 3,500 K 红 
另一方面，恒星还有加上“光度效应”，对应于恒星大小的二维分类法，从0（超巨星）经由III（巨星）到V（矮星）和VII（白矮星）。大多数恒星皆以燃烧氢的普通恒星，也就是主序星。当以光谱对应绝对星等绘制赫罗图时，这些恒星都分布在对角在线很窄的范围内。 
太阳的类型是G2V（黄色的矮星），是颗大小与温度都很普通的恒星。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。 

能发光发热的星
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理工学科领域专家特殊恒星_百度百科
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特殊恒星，在天文学上是指金属丰富，至少在它们的表面上是异常的恒星。学&&&&科天文学性&&&&质名词
化学组成特殊星在炙热的 (氢燃烧) 中是很普遍的。根据他们的光谱，这些炙热的特殊星被画分为4大类：弱氦星、汞锰星、(Am)、和A型特殊星(Ap)，这些分类的名称让我们很容易了解它们特殊的性质为何。弱氦星会让我们期望它有少量的，汞锰星在光谱中有强烈的汞和锰的吸收线，金属线星有强烈的金属线和微弱的钙和Sc线，A型特殊星有强磁场和强烈的硅(Si)、铬(Cr)、 Sr, 铕(Eu)和其他的吸收线。有些还会呈现两种以上类型的特征。
一般认为这些炙热的主序星被观察到的表面特殊组成是在恒星形成之后才发生的过程中造成的，像是在表面数层的扩散和磁性作用。这些作用导致有些原本该&定居&在表层的元素进入内层，而有些应该在内部的元素&漂浮&到表面，结果造成观测上看见的有着特殊谱线的恒星。它被假设在恒星的中心和整个恒星的大块组成上，与正常的化学物质充分的混合，因而反应出它们所形成的气体成分[1]。
低温的恒星也有化学组成特殊星 (通常，这些恒星都是光谱类型G或更后的类型)，但通常这星恒星都不是主序星。通常会对这一类恒星分类或具体的标示出名称来确认。化学组成特殊星这个词汇如果没有进一步的描述或说明，通常意味着是前述的炙热主序星中的成员。
许多冷的化学组成特殊星是内部核融合的产物与表面混合的结果；包括大部分的和S星。其他的还有在联星系统的质量转移，例如和一些S星[2]。1Preston, George. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol 12, p 257, 1974[1]
2 McClure, R. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277-293, Dec. 1985Przybylski's star
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