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恒星

由一個發光的等離子體球體組成的天文物體，由它自身的引力連接在一起
此条目页的主题是天体。关于五子棋开局名称，请见“恒星 (五子棋)”。

恒星（star）是一种天体，由引力凝聚在一起的一颗球型发光等离子体，太阳就是最接近地球的恒星。在地球的夜晚可以看见的其他恒星，几乎全都在银河系内，但由于距离非常遥远，这些恒星看似只是固定的发光点。历史上，那些比较显着的恒星被组成一个个的星座和星群，而最亮的恒星都有专有的传统名称。天文学家组合成的恒星目录，提供了许多不同恒星命名的标准。 恒星会在核心进行重元素的核反应，从恒星的内部将能量向外传输，经过漫长的路径，然后从表面辐射到外层空间。一旦核心的核反应殆尽，恒星的生命就即将结束。恒星的核心终其一生都在进行核聚变，在生命的尽头，恒星也会包含简并物质。天文学家经由观测其在空间中的运动、亮度和光谱，确知一颗恒星的质量、年龄、金属量（化学元素的丰度），和许多其它属性。一颗恒星的总质量是恒星演化和决定最终命运的主要因素：恒星在其一生中，包括直径、温度和其它特征，在生命的不同阶段都会变化，而恒星周围的环境会影响其自转和运动。描绘众多恒星的温度相对于亮度的图，即赫罗图（H-R图），可以让我们测量一颗恒星的年龄和演化的状态。

在大麦哲伦云的一个恒星形成区
假色影像的太阳，它是最接近地球的G型主序星

恒星的生命是由气态星云（主要由氢、氦，以及其它微量的较重元素所组成）引力坍缩开始的。一旦核心有了足够的密度，氢聚变成氦的核聚变反应就可以稳定的持续进行，释放过程中产生的能量[1]。恒星内部的其它部分会进行组合，形成辐射层和对流层，将能量向外传输；恒星内部的压力能防止其因自身的重力继续向内坍缩。恒星的核心终其一生都在进行核合成，一旦耗尽了核心的重元素核反应，质量大于0.4太阳质量的恒星[2]，会膨胀成为一颗红巨星，在某些情况下，核心会融合成更重的元素。然后这颗恒星会演化出简并型态，并将一些物质回归至星际空间的环境中。这些释放至空间中的物质有助于形成新一代的恒星，它们会含有比例较高的重元素[3]。与此同时，核心成为恒星残骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足够庞大的质量）。

联星和多星系统包含两颗或更多受到引力束缚的恒星，通常彼此都在稳定的轨道上各自运行着。当这样的两颗恒星在相对较近的轨道上时，其间的引力作用可以对它们的演化产生重大的影响[4]。恒星可以构成更巨大的引力束缚结构，像是星团或是星系或是星云。

观测简史

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自古以来，人们就将恒星组成图形[5]，这是约翰·赫维留在1690年描绘的狮子座[6]

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。而中国明朝的旅行者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。

 
肉眼可以看见的狮子座（已添加星座连线）

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[5]。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[7]。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公元前1534年的古埃及[8]。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[9]。

中国古代的天文学家就已经意识到可以出现新的恒星[10]，并在公元185年首次观察并记录了现在被称为SN 185的超新星[11]。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[12]，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[13]。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[14]。

意大利天文学家杰米尼安诺·蒙塔纳利在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[12]。

威廉·赫谢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·赫谢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[15]。除了这些还有其他的成就，威廉·赫谢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·西奇开创了科学的天体光谱学，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[16]。不过，现代的恒星分类系统是安妮·坎农在1900年代建立的。

 
半人马座α星A和半人马座α星B在土星环之上

在19世纪双星观测所获得的成就使其重要性也增加了。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舍本·卫斯里·伯纳姆（英语：Sherburne Wesley 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年由菲利克斯·萨瓦里（Felix Savary）透过望远镜的观测得到的联星轨道[17]。

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[18]。

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[19]。

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[20]，特别是在可以看见的银河部分（如同展示我们的银河系可以利用 的详细星表[21]）。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[22]。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[23]（参见造父变星）。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[24]—距离十倍于以前曾观测过最遥远的星团。

恒星命名

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主条目：恒星命名、天体命名和星表
 
这张图中的蓝色恒星是所谓的蓝掉队星，它们是出现在赫罗图上的左上角

中国

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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

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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，和与它们相关形象的性质或神话。位于黄道带上的12个星座就成了占星学的依据[25]。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。

除了某些星座和太阳本身，有些个别的恒星也有自己的神话[26]。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美杜莎。

在古希腊，已经知道有些星星是行星（希腊文：πλανήτης (planētēs)，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[26]（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·弗兰斯蒂德发明出了依据赤经数值的数字系统命名法，使用在它的星表《不列颠星表》（Historia coelestis Britannica，在公元1712年出版），这就是弗兰斯蒂德命名法或“弗氏数字法”[27][28]。从此以后许多其他的系统的星表都被创造出来。

其他

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国际公认唯一能够为恒星或天体命名的权威机构是国际天文学联合会（IAU，International Astronomical Union）[29]。但是，世界各地有许多私人公司出售恒星的名字，大英图书馆称这些是不道德的企业[30][31]。不过，国际天文学联合会本身不会从事这种商业行为，这些公司售出的名称不会被认可，也不会被使用[32]。其中一间名为国际星辰注册（International Star Registry，ISR）的公司，在1980年代被指控欺诈，不实的让民众误以为购买的恒星名称可以得到官方认可。现在，ISR的这种作法已经被正式贴上标签，是一种骗局和欺诈的行为[33][34][35][36]；纽约市消费者事务部（英语：New York City Department of Consumer Affairs）也发出ISR的做法是违法从事欺骗贸易[37][38]。

数量

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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3X1023[39]。

测量的单位

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多数恒星的参数被用SI单位来表示，但是有时也会采用CGS单位（像是使用尔格/秒来表示光度）。质量、光度和半径通常都会以太阳为单位，建立在太阳的特性上：

太阳质量：  公斤[40]
太阳光度：   瓦特[40]
太阳半径：   米[41]

巨大的长度，像是巨星的半径或是联星系统的半长轴，经常会用天文单位—地球和太阳的平均距离来表示，大约是一亿五千万公里或九千三百万英里。

形成和演化

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主条目：恒星演化
 
低质量恒星（左循环）和高质量恒星（右循环）演化的循环，对应的例子以斜体字呈现

恒星在星际物质扩散区域内密度较高的地区形成，但是那儿的密度仍然低于我们在真空室内所能创造的密度。这样的地区是所谓的分子云，其中绝大部分是氢，大约23至28%的氦，还有几个%的重元素组成。分子云是恒星形成的场所。赫谢尔空间望远镜发现纤维状结构遍布在分子云中。致密的纤维状结构在恒星形成过程中起著至关重要的作用。致密的纤维状结构将碎裂成受引力束缚的云核（〜0.1 pc），大部分云核将会演化为恒星。气体的吸积、几何弯曲和磁场可能控制了纤维状结构的详细碎裂方式。在超临界的纤维状结构中，已经观察到致密云核的准周期链式结构，云核间距与纤维状结构的宽度相当，有些云核已经嵌入了原恒星，并伴随着外向流[42]。纤维状结构横贯宇宙，编织了纵横交错的“宇宙网”，不仅孕育恒星，而且还孕育了星系和黑洞。有可能存在可以在各种尺度上起作用的某种物理机制，构建了当今我们观测到的宇宙结构。如果不是重力，那会是什么？猎户座大星云就是恒星形成区的一个例子[43]。当大质量的恒星在分子云内形成，它们不仅将照亮那团云气，也会使氢电离，创造出HII区。

所有的恒星，有生之年的绝大部分时间都是主序星，主要是燃烧氢元素，经由核聚变产生氦。然而，不同质量的恒星在其演化阶段有着截然不同的性质，大质量恒星不仅最终的命运和低质量恒星不同，它们的亮度和对周遭环境的冲击也不同。因此，天文学家经常以质量将恒星分成不同的群组[44]：

  • 非常低质量的恒星：质量少于0.5太阳质量的恒星不会演化进入渐近巨星分支（AGB），但是会直接成为白矮星。
  • 低质量恒星（包括太阳）是质量超过0.5太阳质量，但未超过1.8-2.2太阳质量的恒星，会演化进入AGB（依据它们的组成），在那里演化出简并的氦核。
  • 中等质量恒星会经历氦聚变和演化出简并的碳-氧核。
  • 大质量恒星的质量至少是7-10太阳质量，但也可能低至5或6太阳质量。这些恒星在生命的后期经过碳融合，并以核心坍缩的超新星爆炸结束一生。

原恒星形成

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主条目：恒星形成

恒星的形成从分子云内部的重力不稳定开始，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）。一旦某个区域的密度达到或满足金斯不稳定性的标准，它就会因为自身的重力开始坍缩[45]。

 
艺术家观念下在高密度分子云诞生的恒星

分子云一旦开始坍缩，个别密集的尘土和气体就会形成我们所知道的博克球，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，重力势能被转换成热，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[46]。这些主序前星经常都有原行星盘环绕着，并且主要的能量来源是重力收缩，重力收缩的期间至少要经历一千万至一千五百万年。

质量低于2倍太阳质量的早期恒星称为金牛T星，质量较大的则是赫比格Ae/Be星。这些新生的恒星由自转轴的两极喷出的喷流，这可能会降低所知的赫比格-哈罗天体小片云气坍缩结果所形成恒星的角动量 [47][48]。 这些喷流，结合来自附近大质量恒星的辐射，有助于驱散形成中恒星周围残余的云气[49]。

在它们发展的早期，金牛T星遵循着林轨迹 ―它们收缩和光度降低，但是温度和其它则大致相同。质量低的金牛T星遵循这样的轨迹进入主序带，质量较重的恒星会先转入亨耶迹。

主序星

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主条目：主序星
 
包括太阳（中心）在内一系列恒星的赫罗图例子。（参见下文的分类）

恒星一生的90%都是在核心以高温和高压将氢聚变成氦的阶段。在主序带上，像这样的恒星，称为矮星。从零龄主序星开始，氦在核心的比率稳定的增加，在核心的核聚变速率缓慢的增加，恒星表面的温度和亮度也是一样[50]。 以太阳为例，估计从它进入主序带开始，在这46亿年当中，它的亮度已经增加了大约40%[51]。

每一颗恒星都会形成由微粒组成的恒星风，导致不断喷出气体进入太空。对多数的恒星，这样的质量损失可以忽略不计。太阳每年损失的质量只有10−14太阳质量[52]，或是在它的一生中损失大约总质量的0.01%。然而，质量非常巨大的恒星每年可能损失10−7到10−5太阳质量，显著的影响到它的演化[53]。恒星进入主序带的质量若是超过太阳质量的50倍，在主序带的阶段可以失去过一半的质量[54]。

恒星在主序带上所经历的时间取决于它的燃料量和消耗燃料的速率，换言之就是开始的光度和质量。对太阳来说，估计它的寿命有100亿年。大质量的恒星燃烧燃料的速度快，生命期就短；低质量的恒星燃烧燃料的速度很慢。质量低于0.25太阳质量的恒星，称为红矮星，几乎所有的质量都是可以燃烧的燃料，但是1倍太阳质量的恒星，大约只有10%质量是燃料。结合它们缓慢的燃烧速率和可以使用的燃料量，依据恒星演化的计算，0.25太阳质量的恒星至少可以维持1万亿年，而以氢为燃料的质量最低恒星（0.08太阳质量）将可以持续燃烧12万亿年。[55]当恒星的生命结束时，红矮星单纯的只是越来越黯淡[2]。但是，因为这种恒星的生命期远大于现在的宇宙年龄（138亿年），还没有质量低于0.85太阳质量的恒星死亡[56]，也还未被预期会离开主序带。

除了质量，比氦重的元素在恒星演化中也扮演着值得注意的角色。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。金属量可以影响恒星燃烧燃料的速率和持续的时间，和控制磁场的形成[57]，并改变恒星风的强度[58]。年老的第二星族恒星的金属量会低于年轻的第一星族，这是由于形成星族的分子云的成分不同。随着时间的推移，因为当老的恒星死去时会将大气层洒落至分子云中，云中的重元素量就会随着时间过去变得越来越丰富。

主序后星

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主条目：红巨星

质量不低于0.4太阳质量的恒星[2]在耗尽核心供应的氢之后，外层的气体开始膨胀并冷却形成红巨星。大约50亿年后，当太阳进入这个阶段，它将膨胀至的最大半径大约是1天文单位（150 × 106千米），是目前的250倍。成为巨星时，太阳大约已失去目前质量的30%[51][59]。

质量达到2.25太阳质量的红巨星，氢燃烧的程序会在环绕核心周围的壳层进行[60]最后核心被压缩至可以进行氦聚变，同时恒星的半径逐渐缩小而且表面的温度增加。更大的恒星，核心的区域会直接从氢聚变进入氦聚变[4]。

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

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主条目：红超巨星

在氦燃烧阶段，质量超过9倍太阳质量的大质量恒星会膨胀成为红超巨星。一旦核心的燃料耗尽，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（参考碳燃烧过程）。这个过程会继续，接续到下一步骤燃烧氖（参考氖燃烧过程）、氧（参考氧燃烧过程）、和硅（参考硅燃烧过程）。接近恒星生命的终点，核聚变在恒星内部可能延沿着数层像洋葱壳一样的壳层中发生。每一层燃烧着不同的元素 燃料，燃烧的最外层是氢聚变，第二层是氦聚变，依序向内[61]。 当大质量恒星将铁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。任何超越铁元素的融合，与之前的相反，不仅不会释放出能量，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[60]。在比较老、质量比较大的恒星，惰性的铁会累积在恒星的核心。在这些恒星中的重元素或许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致密的恒星风。

坍缩

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蟹状星云是超新星残骸，它是在公元1054年首度被发现的

当恒星的核心缩小时，从这个表面辐射强度就会增加，创造出的辐射压会将上层的气体壳层往外推送，形成行星状星云。如果外层的大气已经被推出之后，残余的质量少于1.4太阳质量，它就会收缩至相对于较小，大约如同地球般大小的物体，称为白矮星。白矮星缺乏进一步进行引力压缩所需要的质量[62]。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经不是等离子体。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。在反β衰变或电子捕获的爆发之后，电子会进入质子之内形成中子、中微子和伽马射线，使核心突然的坍缩。由这种突然的坍缩产生的激激波造成恒星剩余的部分爆炸成为超新星。超新星非常的明亮，在短时间内它的亮度可以等同于它所在星系的所有恒星亮度。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，但在以前不存在的"新恒星"[63]。

超新星爆炸会使这颗恒星的大部分物质都飞散出去（形成像蟹状星云这种的云气[63]）。剩下的就是中子星（有些被证明是波霎或是X-射线爆发），或是在质量最大恒星（剩余的质量必须大于4倍太阳质量）就会形成黑洞[64]。在中子星内的物质是中子简并物质，和一种可能存在核心但极不稳定的简并物质，QCD物质。物质在黑洞核心所处在的状态是迄今仍不了解的。

垂死恒星抛出去的外层物质包括一些重元素，可能恒星形成的世代交替中成为新恒星的原料。这些重元素可以形成岩石的行星。从超新星和大恒星的恒星风抛出的物质在星际物质的构成中扮演着重要的角色[63]。

分布

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在轨道上环绕着天狼星的白矮星（艺术想像图）NASA的影像

除了单独的恒星之外，恒星系统可以是两颗或更多的恒星受到重力的约束而在轨道上互绕着。最普通的恒星系统就是联星，但是也发现有三颗或更多恒星的系统。而因为轨道要稳定的缘故，这些恒星系统经常会形成阶级制度的共轨恒星[65]。也存在着更大的、被称为星团的集团。他们的范围从只有几十颗恒星，松散的星协，到庞大的拥有数十万颗恒星，称为球状星团的集团。

这是一个长久以来就存在的假设，大多数的恒星都是长期处在特定引力场的多星或联星系统。特别是许多大质量的O和B型恒星，有80%被认为是多星系统的一部分。然而，质量越低的恒星，单独存在的比例显然越高，只有25%的红矮星被发现有伴星。因为85%的恒星是红矮星，所以在银河系内多数的恒星都是单独诞生的[66]。

恒星在宇宙中的分布是不均匀的，并且通常都是成群的与星际间的气体、尘埃一起存在于星系中。一个典型的星系拥有数千亿颗的恒星，而在可观测宇宙中的星系数量超过一千亿个（1011）[67]。2010年对恒星数量的估计是在可观测宇宙中有3000垓（3 × 1023）颗[68]。尽管人们往往认为恒星仅存在于星系中，但星系际的恒星已经被发现了[69]。

除了太阳之外，最靠近地球的恒星是半人马座的毗邻星，距离是39.9兆（1012）公里，或4.2光年。光线从半人马座的比邻星要4.2年才能抵达地球。在轨道上绕行地球的航天飞机（速度约为8公里/秒，时速约30,000公里），需要150,000年才能抵达那儿[70]。包括邻近太阳系的地区，像这样的距离，在星系盘中是很典型的[71]。在星系的中心和球状星团内，恒星的距离会比较接近，而在星晕中的距离则会更遥远。

由于相对于星系的中心，恒星的距离是非常开阔的，因此恒星的相互碰撞是非常罕见的。但是在密集的区域，像是球状星团或星系的核心，恒星碰撞则很常见[72]。这样的碰撞会形成所知的蓝掉队星，这些异常的恒星比在同一星团中光度相同的主序星有着更高的表面温度[73]。

特征

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恒星的一切几乎都取决于它最初的质量，包括本质特征，例如光度和大小，还有演变、寿命和最终的命运。

年龄

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多数恒星的年龄在10亿至100亿岁之间，有些恒星甚至接近138亿岁 －可观测宇宙的年龄。目前发现最古老的恒星是HD 140283，昵称玛土撒拉的恒星，估计的年龄是144.6 ± 8亿岁[74]（由于具有不确定性，在数值上，这颗恒星的年龄与宇宙年龄并不冲突。由普朗克卫星测量的年龄是137.98 ± 0.37亿岁[74]。）

质量越大的恒星，寿命越短暂，主要是因为质量越大的恒星核心的压力也越高，造成燃烧氢的速度也越快。许多大质量的恒星平均只有数百万年的寿命，但质量最轻的恒星（红矮星）以很慢的速率燃烧它们的燃料，寿命至少有数兆年[75][76]。

化学组成

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参见：金属量和恒星分子

“从化学家的角度来看，无论是恒星表面或内部……都很无趣 －那儿没有分子存在。”--罗德·霍夫曼[77]

目前的银河系中形成的恒星，它们的组成成分约是71%的氢和27%的氦[78]。以质量测量时，会有着小比例的重元素。因为铁是很普通的元素，而且相对而言很容易测到它的谱线，因此典型的重元素测量是根据恒星大气层内铁含量；更重元素的成分或许可以是有无数行星系统的一个指标[79]。

人类测量过的恒星中含铁量最低的是矮星HE1327-2326，铁的比率只有太阳的二十万分之一[80]。与其相比，金属量较高的是轩辕十（狮子座μ），铁丰度比太阳高一倍，而另一颗有行星的恒星，七公增十三，则其铁丰度几乎是太阳的三倍[81]。也存在一些化学元素与众不同的特殊恒星，在它们的谱线中有某些元素的吸收线，特别是铬和稀土元素 [82]。

直径

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由于和地球的距离遥远，除了太阳之外的所有恒星在肉眼看来都只是夜空中的一个光点，并且受到大气层的影响而闪烁著。太阳也是恒星，但因为很靠近地球所以不仅看起来呈现圆盘状，还提供了白天的光线。除了太阳之外，看起来最大的恒星是剑鱼座R，它的直径是0.057角秒[83]。

我们对恒星的了解大多数来自理论的模型和模拟，而这些理论只是建立在恒星光谱和直径的测量上。除了太阳之外，首颗被测量出直径的恒星是参宿四，是由阿尔伯特·迈克耳孙在1921年使用威尔逊山天文台100吋的胡克望远镜完成（约450个太阳直径）。

对地基的望远镜而言，绝大多数的恒星盘面都太小而无法察觉其角直径，因此要使用干涉仪望远镜才能获得这些恒星的影像。另一种测量恒星角直径的技术是掩星：这种技术精确的测量被月球掩蔽时光度减弱的过程（或再出现时光度回升的过程），依此可以计算出恒星的视直径[84]。

恒星的尺寸，从小到只有20公里到40公里的中子星，到像猎户座参宿四的超巨星，直径是太阳的650倍，大约9亿公里，但是密度比太阳低很多 [85]。

动能

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一颗恒星相对于太阳运动可以提供这颗恒星的年龄和起源的有用信息，并且还包括周围的星系结构和演变。一颗恒星运动的成分包括径向速度是接近或远离太阳，和横越天空的角动量，也就是所谓的自行。

径向速度是由恒星光谱中的多普勒位移来测量，它的单位是公里/秒。恒星的自行是经由精密的天体测量来确认，其单位为百万分之一弧秒（mas）/年。经由测量恒星的视差，自行可以换算成实际的速度单位。恒星自行速率越高的通常就是比较靠近太阳，这也使高自行的恒星成为视差测量的理想候选者[86]。

一旦两种运动都已测出，恒星相对于太阳恒星系的空间速度就可以算出来。在邻近的恒星中，已经发现第一星族的恒星速度通常比较老的第二星族的恒星低，而后者是以倾斜于平面的椭圆轨道运转的[87]。比较邻近恒星的动能也能导出和证明星协的结构，它们就像起源于同一个巨大的分子云中共同向着同一个点运动的一群恒星[88]。

磁场

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主条目：恒星磁场
 
以平均的塞曼-多普勒成像重建的御夫座SU（一颗年轻的金牛座T型星）表面的磁场

恒星的磁场起源于恒星内部对流的循环开始产生的区域。具有导电性的等离子体像发电机，引起在恒星中延伸的磁场。磁场的强度随着恒星的质量和成分而改变，表面磁性活动的总量取决于恒星自转的速率。表面的活动会产生星斑，是表面磁场较正常强而温度较正常低的区域。拱型的星冕圈是从磁场活跃地区进入星冕的光环，星焰是由同样的磁场活动喷发出的高能粒子爆发的现象[89]。

由于磁场的活动，年轻、高速自转的恒星倾向于有高度的表面活动。磁场也会增强恒星风，然而自转的速率有如闸门，随着恒星的老化而逐渐减缓。因此，像太阳这样高龄的恒星，自转的速率较低，表面的活动也较温和。自转缓慢的恒星活动程度倾向于周期性的变化，并且可能在周期中暂时停止活动[90]。像是蒙德极小期的例子，太阳有大约70年的时间几乎完全没有黑子活动。

质量

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反射星云NGC 1999是被猎户座V380（位于中心）照亮的，这颗变星的质量大约是3.5太阳质量。源自NASA影像

船底座η是已知质量最大的恒星之一[91]，约为太阳的100–150倍，所以其寿命很短，最多祇有数百万年。依据对圆拱星团（Arches cluster）的研究，认为在现在的宇宙应该有质量是太阳150倍的大质量恒星存在[92]，但在实际上却未能寻获。虽然这个极限的原因仍不清楚，但爱丁顿光度给了部分答案，因为它定义了恒星在不抛出外层大气层下所能发射至空间的最大光度。

在大霹雳后最早诞生的那一批恒星质量必然很大，或许能达到太阳的300倍甚至更大[93]，由于在它们的成分中完全没有比锂更重的元素，这一代超大质量的恒星应该已经灭绝，第三星族星目前只存在于理论中。

剑鱼座AB A的伴星剑鱼座AB C，质量只有木星的93倍，是已知质量最小，但核心仍能进行核聚变的恒星[94]。金属量与太阳相似的恒星，理论上仍能进行核聚变反应的最低质量估计质量大约是木星质量的75倍[95][96]。当金属量很低时，依目前对最暗淡恒星的研究，发现尺寸最小的恒星质量似乎只有太阳的8.3%，或是木星质量的87倍[96][97]。再小的恒星就是介乎于恒星与气体巨星之间的灰色地带，没有明确定义的褐矮星。

结合恒星的半径和质量可以确定恒星表面的重力，巨星表面的重力比主序星低了许多，而相较于简并下的状态，像是白矮星，表面重力则更为强大。表面重力也会影响恒星的光谱，越高的重力所造成吸收谱线的变宽越明显[19]。

质量下限

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恒星的质量是有限制的。据计算，如果一颗恒星的质量小于0.07个太阳质量，它便失去了作为恒星的资格。 如果非常小的原恒星温度不能达到足够开始氢的核聚变反应，它们会成为褐矮星。

自转

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主条目：恒星自转

恒星的自转可以透过分光镜概略的测量，或是追踪星斑确实的测量。年轻恒星会有很高的自转速度，在赤道可以超过100公里/秒。例如，B型的水委一在自转的赤道速度就高达225公里/秒甚至更高，使得赤道半径比极赤道大了50%。这样的速度仅比让水委一分裂的临界速度300公里/秒低了一些[98]。相较之下，太阳以25 – 35天的周期自转一圈，在赤道的自转速度只有1.994公里/秒。恒星的磁场和恒星风对主序带上恒星的自转速率的减缓，在演变有着重要的影响[99]。

致密星压缩成非常致密的物质，同时造成高速的自转。但是相较于它们在低自转速度的状态由于角动量守恒，一个转动的物体会以增加自转的速率来补偿尺寸上的缩减，而绝大部分消散的角动量是经向外吹拂恒星风带走的[100]。无论如何，波霎的自转是非常快速的，例如在蟹状星云核心的波霎，自转速率为每秒30转[101]。波霎的自转速率会因为辐射发射而减缓。

温度

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在主序带上恒星的表面温度取决于核心能量生成的速率和恒星的半径，并且可以使用色指数来估计[102]。它通常被作为有效温度，也就是被理想化的黑体在表面辐射出的能量使单位表面积有着相同的光度时所对应的温度。然而要注意的是有效温度只是一个代表的数值，因为实际上恒星的温度从核心表至面是有随着距离增加而减少的梯度[103]，在核心区域的温度通常都是数百万度K[104]。

恒星的温度可以确定不同元素被电离或被活化的比率，结果呈现在光谱吸收线的特征。恒星的表面温度，与他的目视绝对星等和吸收特点，被用来作为恒星分类的依据（参见下面的#分类）[19]。

大质量的主序星表面温度可以高达50,000 K，像太阳这种较小的恒星表面温度就只有几千度。相对来说，红巨星的表面只有3,600 K的低温，但是因为巨大的表面积而有高亮度[105]。

辐射

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恒星产生的能量，是核聚变的副产品，以电磁辐射和质点辐射的辐射热进入太空。质点辐射（它们稳定的存在于气流中，包括来自恒星外层的自由质子、α粒子、和β粒子）经由恒星风来散发[106]，还有来自核心的中微子也稳定的存在于恒星风内。

在核心产生的能量是如何使恒星如此的明亮：任何时间当某种元素的两个或更多的原子核融合在一起，组合成一种更重的新元素时，γ射线和光子经由核反应被释放出来。当这些能量抵达表面的数层时，已经被转换成包括可见光等其他各种形式的电磁能。

恒星的颜色，以可见光频率的峰值来测量，与恒星最外层，包括光球层的温度有关[107]。除了可见光，恒星还辐射出其他肉眼看不见的电磁波辐射。事实上，恒星的电磁波辐射涵盖了整个的电磁波频谱，从波长最长的无线电波和红外线到最短的紫外线、X射线和γ射线。恒星电磁波辐射的组成，包括可见和不可见的，都很值得注意。

使用恒星光谱，天文学家可以测量恒星的表面温度、表面重力、金属量和自转的速度。如果知道恒星的距离，例如通过视差的测量，就可以推导出恒星的光度，质量、半径、表面重力、和自转周期都是建立在恒星模型的估计上（在联星系统的恒星质量可以直接测量），重力微透镜的技术可以直接测量恒星的质量[108])。有了这些参数，天文学家可以估计恒星的年龄[109]。

光度

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在天文学，光度是一个天体在单位时间内辐射的光和其他形式辐射能的总和，恒星的光度取决于恒星的半径和表面温度。但是许多恒星表面辐射的流量是不均匀的—总能量是单位面积的能量乘上整个表面积。以快速自转的织女星为例，它的极辐射的能量流量就比赤道为多[110]。

恒星表面的星斑辐射出的能量和温度都低于平均值。小的，像太阳这样的矮星，通常表面除了星斑之外就没有其他的特征；大的巨星则有较大和较明显的星斑[111]，它们也有较强烈的周边昏暗现象，也就是说光度会由恒星圆盘面中心向边缘逐渐减弱[112]。红矮星的闪光星，像是鲸鱼座UV，可能拥有明显的星斑特征[113]。

星等

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主条目：视星等和绝对星等

恒星的视亮度是测量所得的视星等，这种亮度是与恒星的发光度、到地球的距离，和穿过地球的大气层所受到的改变有关。内在的或绝对星等是恒星在距离地球10秒差距（32.6光年）所呈现的视星等，只与恒星的发光度有关。

亮度超过的;
恒星数目
视星等 恒星的
数目[114]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1,602
6 4,800
7 14,000

视星等和绝对星等的标尺都是对数单位：每一个相邻的整数数值的光度变化都是相差2.5倍[115]（100的五次方根值近似于2.512）。这意思就是一等星（+1.00）的亮度是二等星（+2.00）的2.5倍，并且是六等星（+6.00）的100倍。在视相度良好的条件下肉眼可以看见的最暗星就是六等星。

在视星等和绝对星等的亮度标尺上，都是数值越小的恒星越亮，数值越大的亮度越暗。无论在那一种标尺下最亮的都是负数值的星等。两颗恒星之间的亮度差是亮星（mb）的星等减去暗星（mf）的星等，然后使用2.512做对数的基底取方次；也就是说，

 
  光度差

相对于发光度和地球的距离，绝对星等（M）和视星等（m）对单独的恒星通常都是不同的[115]，例如，明亮的天狼星视星等为−1.44，但它的绝对星等是+1.41。

太阳的视星等是−26.7，但它的绝对星等只有+4.83。天狼星从地球上看是最亮的恒星，发光度大约是太阳的23倍；而在夜空中第二亮的恒星是老人星，绝对星等是−5.53，比太阳亮了14,000倍。尽管老人星实质上比天狼星要亮许多，但是看起来是天狼星比较亮，这是因为天狼星与地球的距离是8.6光年，而老人星远了许多，与地球的距离是310光年。

在2006年，绝对星等最亮的恒星是LBV 1806-20，亮度是−14.2等，至少比太阳亮约5,000,000倍[116]。最暗淡的恒星则是在NGC 6397星团内的一颗，在星团内的这颗红矮星绝对星等为+26等，同时最暗的白矮星光度是+28等。如此黯淡的光度相当于从地球上观看一枝在月球上点亮的生日蜡烛[117]。

分类

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表面温度范围
不同的恒星分类[118]
分类 温度 例子
O 33,000 K or更高 弧矢增二十二
B 10,500–30,000 K 参宿七
A 7,500–10,000 K 牛郎星
F 6,000–7,200 K 南河三A
G 5,500–6,000 K 太阳
K 4,000–5,250 K 印第安座ε星
M 2,600–3,850 K 半人马座比邻星
主条目：恒星光谱

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[119]，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[120]。

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褐矮星。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[121]。

另一方面，也发现恒星的谱线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[121]。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[121]。

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[122]。

变星

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主条目：变星
 
外型不对称的米拉是一颗胀缩型的变星。NASA哈勃空间望远镜的影像

变星是因为内部或外在的原因，造成光度周期性或任意变化的恒星。内在原因的变星，主要的类型可以被分入三个主要的群组。

在恒星演化的期间，有些恒星会经过胀缩型变星的阶段。胀缩型变星会随着时间改变半径和亮度，根据恒星的大小，膨胀和收缩的周期可以从数分钟到数年。这些类型包括造父变星和类造父变星、长周期的米拉变星[123]。

激变星可能是由于闪光或质量的抛射，光度突然间增加的变星[123]。这一群包括原恒星、沃尔夫-拉叶星和闪光星，并且都是巨星和超巨星。

巨变或爆炸的变星进行的是惊天动地的变化，这一群包括新星和超新星。拥有一颗邻近白矮星的联星系可能会导致这一类型中壮观爆炸的某种类型，包括新星和Ia超新星。当白矮星从伴星吸积氢时，会使质量增加导致氢进行核聚变[124]。有些新星会一再的爆发，还具有周期性和适度的强度[123]。

恒星也会因为外在的因素造成光度的变化，像是食双星，还有极端的情形是由恒星自转导致星斑造成变光[123]。值得一提的食变星例子是大陵五，它在2.87天的周期中，光度规则的在2.3至3.5等之间变化著。

结构

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主条目：恒星结构

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，因为外面的部分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。[125][126]。

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[127]。

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。

 
这张图显示太阳类型恒星的剖面结构

辐射层是在恒星内部的能量以辐射的形式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，也不会有任何质量的运动。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[126]。

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[128]。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[2]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[126]。

恒星能够让观测者看见的部分是光球层，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。像太阳这种在主序带上的恒星，最低层的大气是色球层，针状体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[129]。日冕的存在看来是依靠着恒星外面数层的对流区域[128]。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[130]。

核聚变反应路径

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主条目：恒星核合成
 
质子-质子链的回顾
 
碳氮氧循环

做为恒星核合成的一部分，依据恒星的质量和内部结构，在核心内会发生各种不同的核聚变反应。原子在融合后的净质量会略小于融合前的原子质量总和，这些失去的质量，依照质能等价的关系：E = mc²，被转换成能量。

氢聚变的反应对温度极端敏感，所以核心的温度只要有少量的改变，反应速率就会有明显的变化结果。主序星的核心温度可以从质量最低的M型恒星的400万K到大质量的O型恒星的4,000万K[104]。

在太阳，核心温度是1,000万K，氢进行的是质子-质子链反应[131]：

41H → 22H + 2e+ + 2νe（4.0 MeV + 1.0 MeV）
21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)
23He → 4He + 21H (12.9 MeV)

这些反应的总体结果是：

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

此处e+是正电子，γ是伽马射线的光子，νe是中微子，而H和He各自是氢和氦的同位素。在这些反应中释放出的能量单位MeV为百万电子伏特。实际上这只是一种很微小的能量单位，然而，每次的反应都有极大数量的原子参于，导致所有的能量累积能达到恒星辐射的输出。

恒星核聚变需要的最低质量
元素 太阳
质量
氢 0.01
氦 0.4
碳 4
氖 8

在质量更大的恒星，氦可以经由碳氮氧循环的反应产生[131]。

从0.5至10倍太阳质量的恒星，核心的温度演化至一亿度时，氦可以进行3氦过程，经由中间物质铍转换成碳[131]：

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

整体的反应式是：

34He → 12C + γ + 7.2 MeV

在大质量的恒星，更重的元素在核心收缩后可以经由氖燃烧过程和氧燃烧过程产生。恒星核合成的最终阶段是硅燃烧过程，结果是产生稳定的同位素铁-56。而除了经由吸热过程，核聚变也不能继续产生新的元素，所以未来只能经由重力坍缩来产生进一步的能量[131]。

下面的例子显示质量为太阳20倍的恒星消耗掉所有的核燃料所需要的时间。在主序带上的O型恒星，半径约为太阳的8倍，发光度是太阳的62,000倍[132]。

燃料
物质 		温度
（百万K） 		密度
(kg/cm³) 		燃烧时期
（以年为单位）
氢 37 0.0045 810万
氦 188 0.97 120万
碳 870 170 976
氖 1,570 3,100 0.6
氧 1,980 5,550 1.25
硫/ 硅 3,340 33,400 0.0315[133]

相关条目

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一般条目
恒星类型
恒星的终结
时间和导航
其他

参考资料

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  1. ^ Bahcall, John N. How the Sun Shines. Nobel Foundation. 2000-06-29 [2006-08-30]. （原始内容存档于2013-06-16）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. [2006-08-04]. （原始内容存档于2017-09-04）. 
  3. ^ Stellar Evolution & Death. NASA Observatorium. [2006-06-08]. （原始内容存档于2008-02-10）. 
  4. ^ 4.0 4.1 Iben, Icko, Jr. Single and binary star evolution. Astrophysical Journal Supplement Series. 1991, 76: 55–114. Bibcode:1991ApJS...76...55I. ISSN 0067-0049. doi:10.1086/191565. 
  5. ^ 5.0 5.1 Forbes, George. History of Astronomy. London: Watts & Co. 1909 [2015-05-27]. ISBN 1-153-62774-4. （原始内容存档于2018-08-28）. 
  6. ^ Hevelius, Johannis. Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk. 1690. 
  7. ^ Tøndering, Claus. Other ancient calendars. WebExhibits. [2006-12-10]. （原始内容存档于2001-02-09）. 
  8. ^ von Spaeth, Ove. Dating the Oldest Egyptian Star Map. Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology. 2000, 42 (3): 159–179 [2007-10-21]. （原始内容存档于2019-01-26）. 
  9. ^ Zahoor, A. Al-Biruni. Hasanuddin University. 1997 [2007-10-21]. （原始内容存档于2008-06-26）. 
  10. ^ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. The Historical Supernovae. Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co: 355–370. 1981-06-29 [2006-09-24]. （原始内容存档于2019-07-07）. 
  11. ^ Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang. The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 2006, 6 (5): 635–640. Bibcode:2006ChJAA...6..635Z. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17. 
  12. ^ 12.0 12.1 Drake, Stephen A. A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy. NASA HEASARC. 2006-08-17 [2006-08-24]. （原始内容存档于1998-01-19）. 
  13. ^ Exoplanets. ESO. 2006-07-24 [2006-10-11]. （原始内容存档于2007-06-30）. 
  14. ^ Hoskin, Michael. The Value of Archives in Writing the History of Astronomy. Space Telescope Science Institute. 1998 [2006-08-24]. （原始内容存档于2022-10-03）. 
  15. ^ Proctor, Richard A. Are any of the nebulæ star-systems?. 自然. 1870, 1: 331–333 [2008-09-15]. doi:10.1038/001331a0. （原始内容存档于2018-09-29）. 
  16. ^ MacDonnell, Joseph. Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics. Fairfield University. [2006-10-02]. （原始内容存档于2011-07-21）. 
  17. ^ Aitken, Robert G. The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc. 1964. 
  18. ^ Michelson, A. A.; Pease, F. G. Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer. Astrophysical Journal. 1921, 53: 249–259 [2008-09-15]. doi:10.1086/142603. （原始内容存档于2013-07-27）. 
  19. ^ 19.0 19.1 19.2 Unsöld, Albrecht. The New Cosmos. New York: Springer-Verlag. 1969. 
  20. ^ e. g. Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno. Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31. The Astronomical Journal. 2003, 125 (3): 1298–1308 [2007-02-04]. doi:10.1086/346274. （原始内容存档于2018-10-05）. 
  21. ^ Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission. ESA. 1997-12-08 [2007-08-05]. （原始内容存档于2011-06-09）. 
  22. ^ Villard, Ray; Freedman, Wendy L. Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet. Hubble Site. 1994-10-26 [2007-08-05]. （原始内容存档于2007-08-02）. 
  23. ^ Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe. Hubble Site. 1999-05-25 [2007-08-02]. （原始内容存档于2016-12-19）. 
  24. ^ UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.. UBC Public Affairs. 2007-01-08 [2007-08-02]. （原始内容存档于2007-07-15）. 
  25. ^ Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne. Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. Carsten Niebuhr Institute Publications 19. Museum Tusculanum Press. 1995: 163. ISBN 87-7289-287-0. 
  26. ^ 26.0 26.1 Coleman, Leslie S. Myths, Legends and Lore. Frosty Drew Observatory. [2012-06-15]. （原始内容存档于2019-05-21）. 
  27. ^ Naming Astronomical Objects. International Astronomical Union (IAU). [2009-01-30]. （原始内容存档于2010-08-02）. 
  28. ^ Naming Stars. Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). [2009-01-30]. （原始内容存档于2016-06-17）. 
  29. ^ Lyall, Francis; Larsen, Paul B. Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies. Space Law: A Treatise. Ashgate Publishing, Ltd. 2009: 176. ISBN 0-7546-4390-5. 
  30. ^ Star naming. Scientia Astrophysical Organization. 2005 [2010-06-29]. （原始内容存档于2010-06-17）. 
  31. ^ Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises. British Library. The British Library Board. [2010-06-29]. （原始内容存档于2010-01-19）. 
  32. ^ Andersen, Johannes. Buying Stars and Star Names. International Astronomical Union. [2010-06-24]. （原始内容存档于2013-05-08）. 
  33. ^ Pliat, Phil. Name Dropping: Want to Be a Star?. Skeptical Inquirer. September–October 2006, 30.5 [2010-06-29]. （原始内容存档于2010-07-20）. 
  34. ^ Adams, Cecil. Can you pay $35 to get a star named after you?. The Straight Dope. 1998-04-01 [2006-08-13]. （原始内容存档于2018-12-21）. 
  35. ^ Golden, Frederick; Faflick, Philip. Science: Stellar Idea or Cosmic Scam?. Times Magazine (Time Inc.). 1982-01-11 [2010-06-24]. （原始内容存档于2013-08-25）. 
  36. ^ Di Justo, Patrick. Buy a Star, But It's Not Yours. Wired (Condé Nast Digital). 2001-12-26 [2010-06-29]. （原始内容存档于2010-08-12）. 
  37. ^ Plait, Philip C. Bad astronomy: misconceptions and misuses revealed, from astrology to the moon landing "hoax". John Wiley and Sons. 2002: 237–240. ISBN 0-471-40976-6. 
  38. ^ Sclafani, Tom. Consumer Affairs Commissioner Polonetsky Warns Consumers: "Buying A Star Won't Make You One". National Astronomy and Ionosphere Center, Aricebo Observatory. 1998-05-08 [2010-06-24]. （原始内容存档于2006-01-11）. 
  39. ^ Pieter G. van Dokkum & Charlie Conroy. A substantial population of low-mass stars in luminous elliptical galaxies. NATURE. 2010 [2010-12-15]. doi:10.1038/nature09578. （原始内容存档于2010-12-12）. 
  40. ^ 40.0 40.1 Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars. The Astrophysical Journal. 2003, 583 (2): 1024–1039 [2008-09-20]. doi:10.1086/345408. （原始内容存档于2007-03-16）. 
  41. ^ Tripathy, S. C.; Antia, H. M. Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius. Solar Physics. 1999, 186 (1/2): 1–11 [2008-09-20]. doi:10.1023/A:1005116830445. （原始内容存档于2008-01-17）. 
  42. ^ Zhang, Guo-Yin; André, Ph.; Men'shchikov, A.; Wang, Ke. Fragmentation of star-forming filaments in the X-shaped nebula of the California molecular cloud. Astronomy and Astrophysics. 2020-10-01, 642: A76 [2020-12-30]. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/202037721. （原始内容存档于2021-01-07）. 
  43. ^ Woodward, P. R. Theoretical models of star formation. Annual review of astronomy and astrophysics. 1978, 16 (1): 555–584. Bibcode:1978ARA&A..16..555W. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011. 
  44. ^ Kwok, Sun. The origin and evolution of planetary nebulae. Cambridge astrophysics series 33. Cambridge University Press. 2000: 103–104. ISBN 0-521-62313-8. 
  45. ^ Smith, Michael David. The Origin of Stars. Imperial College Press. 2004: 57–68. ISBN 1-86094-501-5. 
  46. ^ Seligman, Courtney. Slow Contraction of Protostellar Cloud. Self-published. [2006-09-05]. （原始内容存档于2008-06-23）. 
  47. ^ Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks. Benvenuti, Piero; Macchetto, F. D.; Schreier, Ethan J. (编). Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995. Space Telescope Science Institute: 491. 1996. Bibcode:1996swhs.conf..491B. 
  48. ^ Smith, Michael David. The origin of stars. Imperial College Press. 2004: 176. ISBN 1-86094-501-5. 
  49. ^ Megeath, Tom. Herschel finds a hole in space. ESA. 2010-05-11 [2010-05-17]. （原始内容存档于2012-10-20）. 
  50. ^ Mengel, J. G.; et al. Stellar evolution from the zero-age main sequence. Astrophysical Journal Supplement Series. 1979, 40: 733–791. Bibcode:1979ApJS...40..733M. doi:10.1086/190603. 
  51. ^ 51.0 51.1 Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. Our Sun. III. Present and Future. Astrophysical Journal. 1993, 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407. 
  52. ^ Wood, B. E.; et al. Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity. The Astrophysical Journal. 2002, 574 (1): 412–425. Bibcode:2002ApJ...574..412W. arXiv:astro-ph/0203437  . doi:10.1086/340797. 
  53. ^ de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind. Astronomy and Astrophysics. 1977, 61 (2): 251–259. Bibcode:1977A&A....61..251D. 
  54. ^ The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun. Royal Greenwich Observatory. [2006-09-07]. （原始内容存档于2012-06-03）. 
  55. ^ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence (PDF). Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica: 46–49. [2008-06-24]. （原始内容存档 (PDF)于2019-07-11）. 
  56. ^ Main Sequence Lifetime. Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University of Technology. [2015-05-27]. （原始内容存档于2018-10-05）. 
  57. ^ Pizzolato, N.; et al. Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests. Astronomy & Astrophysics. 2001, 373 (2): 597–607. Bibcode:2001A&A...373..597P. doi:10.1051/0004-6361:20010626. 
  58. ^ Mass loss and Evolution. UCL Astrophysics Group. 2004-06-18 [2006-08-26]. （原始内容存档于2004-11-22）. 
  59. ^ Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon. Distant future of the Sun and Earth revisited. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2008, 386 (1): 155. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. arXiv:0801.4031  . doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.  See also Palmer, Jason. Hope dims that Earth will survive Sun's death. NewScientist.com news service. 2008-02-22 [2008-03-24]. （原始内容存档于2015-04-02）. 
  60. ^ 60.0 60.1 Hinshaw, Gary. The Life and Death of Stars. NASA WMAP Mission. 2006-08-23 [2006-09-01]. （原始内容存档于2008-03-12）. 
  61. ^ What is a star?. Royal Greenwich Observatory. [2006-09-07]. （原始内容存档于2012-03-03）. 
  62. ^ Liebert, J. White dwarf stars. Annual review of astronomy and astrophysics. 1980, 18 (2): 363–398. Bibcode:1980ARA&A..18..363L. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051. 
  63. ^ 63.0 63.1 63.2 Introduction to Supernova Remnants. Goddard Space Flight Center. 2006-04-06 [2006-07-16]. （原始内容存档于2016-07-31）. 
  64. ^ Fryer, C. L. Black-hole formation from stellar collapse. Classical and Quantum Gravity. 2003, 20 (10): S73–S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309. 
  65. ^ Szebehely, Victor G.; Curran, Richard B. Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. 1985. ISBN 90-277-2046-0. 
  66. ^ Most Milky Way Stars Are Single (新闻稿). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2006-01-30 [2006-07-16]. （原始内容存档于2014-04-14）. 
  67. ^ What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?. Royal Greenwich Observatory. [2006-07-18]. （原始内容存档于2015-11-09）. 
  68. ^ Borenstein, Seth. Universe's Star Count Could Triple. CBS News. 2010-12-01 [2011-07-14]. （原始内容存档于2013-10-15）. 
  69. ^ Hubble Finds Intergalactic Stars. Hubble News Desk. 1997-01-14 [2006-11-06]. （原始内容存档于2007-08-02）. 
  70. ^ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 years.
  71. ^ Holmberg, J.; Flynn, C. The local density of matter mapped by Hipparcos. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2000, 313 (2): 209–216. Bibcode:2000MNRAS.313..209H. arXiv:astro-ph/9812404  . doi:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x. 
  72. ^ Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic. CNN News. 2000-06-02 [2014-01-21]. （原始内容存档于2007-01-07）. 
  73. ^ Lombardi, Jr., J. C.; et al. Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers. The Astrophysical Journal. 2002, 568 (2): 939–953. Bibcode:2002ApJ...568..939L. arXiv:astro-ph/0107388  . doi:10.1086/339060. 
  74. ^ 74.0 74.1 H. E. Bond; E. P. Nelan; D. A. VandenBerg; G. H. Schaefer; D. Harmer. HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang. The Astrophysical Journal Letters. 2013, 765 (1): L12. Bibcode:2013ApJ...765L..12B. arXiv:1302.3180  . doi:10.1088/2041-8205/765/1/L12. 
  75. ^ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?. Scientific American. 2006-07-13 [2007-05-11]. （原始内容存档于2013-11-01）. 
  76. ^ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. The End of the Main Sequence. The Astrophysical Journa wel. 1997, 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125. 
  77. ^ Stellar Molecules » American Scientist. [2015-05-29]. （原始内容存档于2016-08-13）. 
  78. ^ Irwin, Judith A. Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. 2007: 78. ISBN 0-470-01306-0. 
  79. ^ Fischer, D. A.; Valenti, J. The Planet-Metallicity Correlation. The Astrophysical Journal. 2005, 622 (2): 1102–1117. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383. 
  80. ^ Signatures Of The First Stars. ScienceDaily. 2005-04-17 [2006-10-10]. （原始内容存档于2016-06-12）. 
  81. ^ Feltzing, S.; Gonzalez, G. The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates. Astronomy & Astrophysics. 2000, 367 (1): 253–265. Bibcode:2001A&A...367..253F. doi:10.1051/0004-6361:20000477. 
  82. ^ Gray, David F. The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. 1992: 413–414. ISBN 0-521-40868-7. 
  83. ^ The Biggest Star in the Sky. ESO. 1997-03-11 [2006-07-10]. （原始内容存档于2008-05-21）. 
  84. ^ Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared. Journal of Astrophysics and Astronomy. 1995, 16: 332 [2007-07-05]. （原始内容存档于2018-10-05）. 
  85. ^ Davis, Kate. Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis. AAVSO. 2000-12-01 [2006-08-13]. （原始内容存档于2003-07-05）. 
  86. ^ Hipparcos: High Proper Motion Stars. ESA. 1999-09-10 [2006-10-10]. （原始内容存档于2005-04-24）. 
  87. ^ Johnson, Hugh M. The Kinematics and Evolution of Population I Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1957, 69 (406): 54 [2008-09-23]. doi:10.1086/127012. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  88. ^ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. The Formation of Star Clusters. American Scientist. 1999, 86 (3): 264 [2006-08-23]. doi:10.1511/1998.3.264. （原始内容存档于2005-03-23）. 
  89. ^ Brainerd, Jerome James. X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator. 2005-06-06 [2007-06-21]. （原始内容存档于2006-02-25）. 
  90. ^ Berdyugina, Svetlana V. Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews. 2005 [2007-06-21]. （原始内容存档于2016-06-14）. 
  91. ^ Smith, Nathan. The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender. Mercury Magazine (Astronomical Society of the Pacific). 1998, 27: 20 [2006-08-13]. （原始内容存档于2006-09-27）. 
  92. ^ NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy. NASA News. 2005-03-03 [2006-08-04]. （原始内容存档于2019-05-03）. 
  93. ^ Ferreting Out The First Stars. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2005-09-22 [2006-09-05]. （原始内容存档于2006-09-07）. 
  94. ^ Weighing the Smallest Stars. ESO. 2005-01-01 [2006-08-13]. （原始内容存档于2006-08-20）. 
  95. ^ Boss, Alan. Are They Planets or What?. Carnegie Institution of Washington. 2001-04-03 [2006-06-08]. （原始内容存档于2006-09-28）. 
  96. ^ 96.0 96.1 Shiga, David. Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed. New Scientist. 2006-08-17 [2006-08-23]. （原始内容存档于2006-11-14）. 
  97. ^ Hubble glimpses faintest stars. BBC. 2006-08-18 [2006-08-22]. （原始内容存档于2006-08-21）. 
  98. ^ Flattest Star Ever Seen. ESO. 2003-06-11 [2006-10-03]. （原始内容存档于2006-10-07）. 
  99. ^ Fitzpatrick, Richard. Introduction to Plasma Physics: A graduate course. The University of Texas at Austin. 2006-02-16 [2006-10-04]. （原始内容存档于2010-01-04）. 
  100. ^ Villata, Massimo. Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1992, 257 (3): 450–454 [2008-10-06]. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  101. ^ A History of the Crab Nebula. ESO. 1996-05-30 [2006-10-03]. （原始内容存档于2006-09-28）. 
  102. ^ Strobel, Nick. Properties of Stars: Color and Temperature. Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. 2007-08-20 [2007-10-09]. （原始内容存档于2007-06-26）. 
  103. ^ Seligman, Courtney. Review of Heat Flow Inside Stars. Self-published. [2007-07-05]. （原始内容存档于2018-06-08）. 
  104. ^ 104.0 104.1 Main Sequence Stars. The Astrophysics Spectator. 2005-02-16 [2006-10-10]. （原始内容存档于2006-02-25）. 
  105. ^ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. Introductory Astronomy & Astrophysics 4th ed. Saunders College Publishing. 1998: 321. ISBN 0030062284. 
  106. ^ Roach, John. Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind. National Geographic News. 2003-08-27 [2006-06-13]. （原始内容存档于2006-06-29）. 
  107. ^ The Colour of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. [2006-08-13]. （原始内容存档于2012-03-10）. 
  108. ^ Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun. Hubble News Desk. 2004-06-15 [2006-05-24]. （原始内容存档于2006-03-02）. 
  109. ^ Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation. The Astrophysical Journal. 2000, 532: 1192–1196. doi:10.1086/308617. 
  110. ^ Staff. Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator. National Optical Astronomy Observatory. 2006-01-10 [2007-11-18]. （原始内容存档于2019-05-24）. 
  111. ^ Michelson, A. A.; Pease, F. G. Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews in Solar Physics (Max Planck Society). 2005 [2008-09-16]. （原始内容存档于2019-12-13）. 
  112. ^ Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres. Astronomy and Astrophysics. 1977, 61 (6): 809–813 [2021-10-02]. （原始内容存档于2018-10-05）. 
  113. ^ Chugainov, P. F. On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars. Information Bulletin on Variable Stars. 1971, 520: 1–3 [2021-10-02]. （原始内容存档于2018-10-05）. 
  114. ^ 星等. National Solar Observatory—Sacramento Peak. [2006-08-23]. （原始内容存档于2008-02-06）. 
  115. ^ 115.0 115.1 Luminosity of Stars. Australian Telescope Outreach and Education. [2006-08-13]. （原始内容存档于2014-08-09）. 
  116. ^ Hoover, Aaron. Star may be biggest, brightest yet observed. HubbleSite. 2004-01-05 [2006-06-08]. （原始内容存档于2007-08-07）. 
  117. ^ Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397. HubbleSite. 2006-08-17 [2006-06-08]. （原始内容存档于2006-09-02）. 
  118. ^ Smith, Gene. Stellar Spectra. University of California, San Diego. 1999-04-16 [2006-10-12]. （原始内容存档于2011-04-03）. 
  119. ^ Fowler, A. The Draper Catalogue of Stellar Spectra. 自然, a Weekly Illustrated Journal of Science. 1891–2, 45: 427–8. 
  120. ^ Jaschek, Carlos; Jaschek, Mercedes. The Classification of Stars. Cambridge University Press. 1990. ISBN 0521389968. 
  121. ^ 121.0 121.1 121.2 MacRobert, Alan M. The Spectral Types of Stars. Sky and Telescope. [2006-07-19]. （原始内容存档于2011-07-28）. 
  122. ^ White Dwarf (wd) Stars. White Dwarf Research Corporation. [2006-07-19]. （原始内容存档于2009-10-08）. 
  123. ^ 123.0 123.1 123.2 123.3 Types of Variable Stars. AAVSO. [2006-07-20]. （原始内容存档于2003-06-27）. 
  124. ^ Cataclysmic Variables. NASA 高达德太空飞行中心. 2004-11-01 [2006-06-08]. （原始内容存档于2014-07-30）. 
  125. ^ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia. Stellar Interiors. Springer. 2004. ISBN 0387200894. 
  126. ^ 126.0 126.1 126.2 Schwarzschild, Martin. Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. 1958. ISBN 978-0-691-08044-4. 
  127. ^ Formation of the High Mass Elements. Smoot Group. [2006-07-11]. （原始内容存档于2018-10-03）. 
  128. ^ 128.0 128.1 What is a Star?. NASA. 2006-09-01 [2006-07-11]. （原始内容存档于2014-11-19）. 
  129. ^ The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT (新闻稿). ESO. 2001-08-11 [2006-07-10]. （原始内容存档于2006-06-25）. 
  130. ^ Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B. Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields. Science. 2005, 309 (5743): 2027–2029. PMID 16179471. doi:10.1126/science.1117542. 
  131. ^ 131.0 131.1 131.2 131.3 Wallerstein, G.; Iben Jr., I.; Parker, P.; Boesgaard, A. M.; Hale, G. M.; Champagne, A. E.; Barnes, C. A.; KM-dppeler, F.; Smith, V. V.; Hoffman, R. D.; Timmes, F. X.; Sneden, C.; Boyd, R. N.; Meyer, B. S.; Lambert, D. L. Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. 1999, 69 (4): 995–1084 [2006-08-04]. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. （原始内容 (pdf)存档于2006-09-28）. 
  132. ^ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. The evolution and explosion of massive stars. Reviews of Modern Physics. 2002, 74 (4): 1015–1071 [2008-09-05]. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015. （原始内容存档于2008-01-20）. 
  133. ^ 11.5天相当于0.0315年。

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