文明之尖 恒星（有些乱，不影响观看）

恒星是由发光等离子体——主要是氢、氦和微量的较重元素——构成的巨型球体。天气晴好的晚上，夜幕中总镶嵌着无数的光点，这其中除了少数行星，其它的绝大多数都是恒星。太阳是离地球最近的恒星，而夜晚能看到的恒星，几乎都处于银河系内。而银河系统共约3000亿颗恒星中，人类只能观测到一小部分。人类观测恒星历史已久，观测方法很多。那些比较明亮的恒星被分成一个个的星座和星群，有些恒星有专有的名称。恒星的亮度被称为星等，星越亮，星等越低。天文学家还汇编了星表，以方便进行研究。

恒星会在核心进行核聚变，以产生能量并向外传输，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。在生命的尽头，恒星也会包含简并物质。恒星大小与质量的不同会导致其不同的结局：白矮星、中子星、黑洞。

两颗或更多受到引力束缚的恒星可以形成双星或聚星，当这样的恒星在相对较近的轨道上时，其间的物质交流可以对它们的演化产生重大的影响。

研究简史

人类对恒星的观测历史悠久。古埃及人以天狼星在东方地平线的出现的时刻，预测尼罗河的泛滥。中国商朝就设立专门官员观测大火星（心宿二）在东方的出现，确定岁首的时刻；宋朝的司天监在观测时发现了金牛座位置的超新星——天关客星；明朝的航海者则利用航海九星来判断方向。

许多古代的天文学家都相信恒星被固定在永恒的天球上，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或者星宿，并且用它们来定位行星在天空中的运动。太阳在星空背景运动的周期被用来创造历法和进行农耕时节上的指导。现在几乎全球都在使用的格里历（公元纪年法）就是依据最靠近地球的恒星——太阳为基础建立的。?

哥白尼的日心说体系——布鲁诺坚持此学说以至付出了生命。

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。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。然而，很长一段时间内，人们对于恒星还有误解。在1584年，焦尔达诺·布鲁诺发展了尼古拉斯·哥白尼的日心说，认为天上的恒星像太阳一样，也可能有其他行星，他因此被当作“异端”。古代的希腊哲学家德谟克利特和伊壁鸠鲁曾经提出和他一样的想法。17世纪牛顿发现万有引力以后，人们对于恒星的误解逐渐消除。贝塞尔在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，这揭示了太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，从而绘出了第一幅银河系（银盘）的星图。?[7]?

约瑟夫·夫琅禾费和安吉洛·西奇开创了科学的天体光谱学，他们发现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。20世纪，恒星研究开始转向物理方向。1913年，赫罗图问世，它推动了恒星物理学的研究，恒星内部结构的解释和恒星演化的模型被成功地提出。因为量子力学的发展，恒星光谱中的问题也能很好地得到解决。当今世界，由于科学技术的迅速发展，各种望远镜不断建成，人类对于恒星的研究越来越详细了。

命名法

中国星官

中国古代的恒星命名法是把（主要是北方）星空分为若干星官。?[8]??各个星官包含的恒星数量多寡不等，少则一个，多则几十个。所占的天区范围各不相同。在古代人的心目中，天和地一样也应该有国家和社会，于是他们就类比地面上的情况，给天上的恒星对应地上的事物：天子、诸侯、军队等。其中还掺杂了很多神话成分。北方星空，恒星大体上可以分为三个垣：北天极附近的紫微垣、东方星空的太微垣和北方星空的天市垣。每一个垣里有很多恒星，他们依据古人的想象中分担不同的“职务”：紫微垣是天帝居住的地方，太微垣是天帝处理政务的地方，天市垣是进行交易的地方。每一个垣里面都有各种恒星组成的事物或者官员。?[9-10]?

黄道及附近的恒星构成了二十八星宿。这些星宿是古人为了测量天体运动方便而设置的。同时将二十八星宿与东南西北对应划分了四象。这种星宿的划分对于农业生产活动的时间安排很有帮助。?[9]?

古人对于恒星的命名，基本上是按照”星宿/星官名+数字“来的。例如轩辕十四、参宿七、毕宿五等。也偶有例外，比如：东上相、北落师门、老人星等。

宋代石刻天文图。?[11]

参见词条：星宿、星官

西方星座

猎户座是88星座之一。

星座的概念在巴比伦时期就已经存在，古代的观星人将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。现代国际通行的星座划分，可溯源至古巴比伦。古巴比伦远在距今5000年前就有了最早的星座名称。公元前13世纪，他们已划分出黄道带上的12个星座，称为“黄道十二宫”，意为太阳周年运行过程中的12座行宫。位于黄道带上的12个星座成了占星学的依据。许多明显的单独恒星也被赋予专属的名字，也特别是以阿拉伯文和拉丁文标示的名称。?[12]??后人又逐渐扩充，命名了更多星座。公元2世纪，天文学家托勒密在总结前人认识的基础上，编制出含有48个星座的表。16至17世纪地理大发现又补充了南天的一些星座。这时的星座概念，还只是一些肉眼可见的亮星之间的组合，星座与星座之间并没有明确的界限。随着天文望远镜技术的发展，越来越多的暗星被发现和深入研究，但它们属于哪一个星座，怎样标记和称呼它们，难以明确。

1928年，为了天文学研究的需要，国际天文联合会在荷兰莱顿举行的大会明确地将全天空划分为88个星座区域，沿天球赤道坐标系的赤经、赤纬线曲折分界，保留住传统的星座名字，用拉丁文规定其学术名称和由三个明确大小写的字母组成其缩写符号，全世界统一使用。其后，中国天文学会又确定了星座的中文译名，成为正式的学术名称。?[13]?

参见词条：星座

规范命名

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·弗兰斯蒂德发明了依据赤经数值的弗兰斯蒂德命名法。拜尔命名法是根据星座内每颗星的亮度，用希腊字母顺序排列命名。例如天狼星是大犬座第一亮星，于是叫做大犬座α，织女星是天琴座α，参宿七是猎户座β。希腊字母用完了就用数字或者罗马字母。?[8]??而弗兰斯蒂德是按照恒星的赤经排序，而且只有北半球能看到的恒星有编号。

恒星的另一种命名法是星表命名法，这种星表是由天文学家依据观测数据系统编纂而成的。例如波恩星表、HD星表、依巴谷星表、SAO星表、变星总表、星云星团新总表、梅西耶星表、奥韦尔斯基本星表等等。它们把不同的恒星（或者是星系）分门别类，对号入座，而且内容精细，恒星数量多，极大地方便了天文学的研究。

参见词条：星表

观测和研究

观测

电磁波谱观测

太阳动力学观测台拍摄的在不同波段叠加的太阳假彩色图像。

现代天文学家研究恒星，最主要的信息源是来自恒星的电磁波辐射。现代人类虽然能在太阳系发射探测器甚至登陆星球，但是恒星之间距离是如此遥远以至于人类几乎无法对除太阳以外的恒星近距离探测。虽然除了电磁波以外，引力波、宇宙线等也能捕捉远处恒星的蛛丝马迹，但是这些观测技术相对没有电磁波观测成熟。迄今为止，电磁波辐射仍然是获取恒星（除太阳外）信息的最主要渠道。?[14]?

电磁波是原子中的电荷做变速运动时产生的。恒星有极高的温度，因此原子运动十分剧烈，电磁波辐射也非常强大。波长范围从长波到γ射线都有。恒星的辐射穿过地球大气层时，很多波段都被大气分子吸收掉了。这种大气屏蔽作用是地球生物的保障，没有这些屏蔽，地球生物将受到威胁。但是这对于天文学来说却是一种阻碍。幸好有两个透明的窗口：光学和无线电，它们为人类天文学发展提供了必要的信息通道。

对于地面观测，大气对于不同波长的电磁波的吸收是不同的。

光学窗口是波长在0.35-22微米的波段，包含可见光和一部分红外线。其中17-22微米是半透明的，1.1-17微米是间断性窗口，即有若干小缝能通过辐射。无线电窗口是波长在1毫米至30米的无线电波段。1-40毫米的一部分微波也是半透明窗口。?[15]??因此，地面望远镜通常是光学望远镜和射电望远镜。比如：欧南台甚大望远镜（VLT）、500米口径球面射电望远镜（FAST）、大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）等。

星等、亮度、光度

恒星明亮的程度被称作视亮度。天文学家把亮度分成若干等级，这就是视星等。早在公元2世纪，古希腊天文学家喜帕恰斯就把肉眼看到的几千颗恒星分为6等。最亮的是1等，最暗的6等。两个恒星如果亮度相差100倍，那么它们的的视星等相差5等，这很服从人眼的生理感受。星等和亮度的关系式为：

。恒星的星等千差万别，有的比0等星还亮，有的则很暗。人眼目视的极限星等一般为6.5等，而借助大型望远镜和电子目镜可以看到20等以下的星体。

恒星的视星等并不能反映恒星真正的光度，因为恒星距离地球远近不同。地球上看，太阳是最亮的恒星，但是织女星的亮度是太阳的6万倍，由于离地球十分遥远，它的视星等只有0等，比太阳暗多了。?[16]??天文学家为了比较恒星真实的发光差距，定义了绝对星等：恒星在10秒差距处的视星等。设恒星在

处，亮度为

，在距离为

秒差距处亮度为

，则视星等(

)和绝对星等(

)具有如下关系：

数学变换后就是距离模数公式：

，其中m-M叫做距离模数。

太阳的视星等有-26.7，但是绝对星等只有4.75。虽然天狼星的视星等是-1.46，但是它的绝对星等有1.41。

恒星真正的发光本领通常用光度来表示。恒星的光度定义为在观测点与视线垂直的平面上，星光产生的照度。?[15]??。照度就是物体为被照亮的程度，单位为勒克斯（lx）。1勒克斯相当于1支标准蜡烛在距离1米处所产生的照度。光度的测量有光电光度测光、CMOS、CCD测光。?[17]??另外，还有热星等，辐射功率等物理量，它们也可以表示恒星的发光本领。

参见词条：光度、亮度、照度

恒星位置测量

在地球上确定恒星的位置，只需要确定其在天球上的坐标和距地球距离即可。

确定恒星在天球上的坐标，通常需要规定天球坐标系。一般有地平坐标系、赤道坐标系、黄道坐标系和银道坐标系等。所有天球坐标系都规定了基本轴、基本点和度量方向范围。现在有了大规模巡天数据，获得恒星的天球坐标很容易。难点在于测量恒星距离。

测量恒星距离有几种方法：三角视差法、分光视差法、造父视差法、标准烛光法等。

三角视差法的图示。

三角视差法指比较不同时间（一般是半年）拍摄的同一天区的照片进行比对，测出因为地球公转导致的恒星周年位置变化，再用解三角形的方法算出距离。由于测角精度受到0‘’.01的限制，三角视差法只适用于距离小于100秒差距的恒星。近些年一些高精度天文观测卫星的发射，可以把精度进一步提高。已测出三角视差的恒星约有10,000颗。分光视差是用分光技术，得出恒星的光谱，再用光谱中的某些特征推知恒星的绝对星等，最后用距离模数公式算出距离。恒星光谱中的氢巴尔末线的宽度、一些金属元素例如锂、钙、钾、镁的谱线强度都和绝对星等有关。对于较远的恒星，分光视差法的精度还是不错的。已测的分光视差数据的恒星约有60,000颗。?[18]?

造父视差法是利用造父变星距离测定恒星所在星团或星系的距离。造父变星是一类存在严格周光关系的变星。造父变星的距离根据光度和周期就可以算出。在测定河外星系距离时，只要找到了其中一颗造父变星，就能很方便地估计该星系的距离。?[16]?

标准烛光法是利用Ia型超新星测量遥远星系的距离。Ia型超新星的光度是恒定的，因此只要在河外星系中找到Ia型超新星，这个星系的距离就能很方便地测出。对于更远的星系（15G秒差距开外）则只有利用哈勃关系测距比较准确。如果还有更遥远的星系，那么天文学家目前也无力测出其距离。

恒星运动测量

恒星在三维空间中的运动，需要三个参量来描述。沿视线方向的运动称作视向速度；在与视线垂直平面（天球）上的运动称作自行。

由于距离遥远，恒星的自行可以考虑为匀速直线运动，单位取角秒/年。自行值的大小显然与恒星的远近有关。目前已知自行最快的是巴纳德星，为10.3角秒/年，?[19]??而它距地球5.9光年。?[18]??精确测定恒星的自行非常困难，天文学家所用的方法也是拍摄同一天区不同时间的图片，时间间隔几年到几十年不等。

恒星的视向运动有趋近和远离两种可能。天文学家采用多普勒效应，利用恒星光谱某些特定的谱线的位移来判定其蓝移或红移的大小。

参见词条：自行、视向速度、多普勒效应

在可见光范围内，不同波长的光给人眼视觉感受不同。各种频率的光混合在一起，给人眼的感受就是白光。如果某种频率的光波占比较大，混合光就偏显某种颜色。太阳光是偏黄的白光，天空的蓝色是由于地球大气层偏重于散射蓝光造成的。恒星颜色的不同也是其辐射波长的比例各不相同。辐射通过介质时会发生折射，频率不同，折射率就不同。当一束平行的太阳光射入空中一小水滴时，波长最短的红光，在水珠中的折射率最小，使得其出射光线与入射光线构成最大夹角，而波长最短的紫光，在水珠中的折射率最大，这就形成了彩虹。?[20]??同理，利用棱镜可以得到太阳的七色光，这就是光谱。最早的光谱就是把棱镜放到望远镜前得到的。

1814年，德国物理学家约瑟夫·夫琅禾费发现了太阳的“连续光谱”背景上有细细的黑线。1859年基尔霍夫和本生发现高温下的化学元素发出的光不是连续的，每种元素被加热时，其蒸汽都会产生特有的亮线。这意味着每种化学元素都有它自己的特征性光谱，因而任何物质的基本成分都可以根据该物质所发射的光谱来测定。而且高温元素的光穿过低温元素的蒸汽后，亮线就消失了，留下一道道暗线，这就是吸收线。光谱分析法由此诞生。这表明了，在地球上可检测出1.5亿千米之遥的太阳上的化学元素组成。?[21]?

现代天文学中，光谱分析已经是非常重要的研究方法了。除了使用棱镜获得光谱，最先进的方法是光栅摄谱。光栅是一种精密的光学元件。在非常光洁的光学平板上刻画出许多间隔相等的平行细线，做成光栅。利用干涉和衍射的叠加可以使光通过光栅，分解成光谱。如果使用光导纤维将望远镜焦面上的星像导入多台光栅摄谱仪上，就能同时得到许多恒星的光谱。?[22]??现在，还有全息光栅，阶梯光栅等更为先进的分光器件。?[23]?

参见词条：光谱、光栅

研究

恒星光谱型研究

光谱是恒星的身份证，每个恒星的光谱各不相同。20世纪初，哈佛大学天文台对已经拍到的50万颗恒星的光谱进行了研究，并对它们分类。分类的依据有：连续谱的能量分布、谱线的密度和强度、特征谱线的化学元素等。这种分类就是哈佛分类法。恒星的光谱被分为7类，用英文字母标注；每种类型还有10个次型，用阿拉伯字母标注。例如织女星是A0型，天狼星是A1型，太阳是G2型。但是并不是每个次型都有对应的恒星。

各光谱型之特征

光谱型恒星表面温度/开颜色谱线特征例子

O40,000-25,000蓝色紫外连续谱强。有电离氦，中性氦和氢线。二次电离碳、氮、氧线较弱。猎户座ι(伐三)

B25,000-12,000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。猎户座β(参宿七)

A12,000-7,600白色氢线非常强，氦线消失，出现电离镁和电离钙线。天琴座α(织女一)

F7,600-6,000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。船底座α(老人)

G6,000-5,000黄色氢线变弱，金属线增强，电离钙线很强很宽。御夫座α(五车二)

K5,000-3,600橙色氢线弱，金属线比G型强得多。牧夫座α(大角)

M3,600-2,600红色氧化钛分子带最突出，金属线强，氢线很弱。猎户座α(参宿四)

参考资料[18]?

R、N、S三个亚型仅反映化学组成的差别。R、N型光谱中有较强的碳分子和氰分子吸收带，故有时称R、N型星为碳星。S型光谱和M型类似，但有很强的氧化锆吸收带且伴有氢的发射线。在以太阳为中心的450秒差距范围内，B型星占比1%，A型星占比约1.5%，G型约占13%，K型约占20%，M型约占56%。可见低温度星比高温度星多很多。

20世纪40年代，美国天文学家摩根和凯南提出另一种分类法（MK系统分类）：在以温度为基础的哈佛分类法上，再加一个光度数据。光度共七级，用罗马数字表示，并附在恒星的哈佛分类后面：Ⅰ超巨星、Ⅱ亮巨星、Ⅲ正常巨星、Ⅳ亚巨星、Ⅴ矮星、Ⅵ亚矮星、Ⅶ白矮星。如果有必要，在罗马数字后面加小写英文字母排列光度顺序。亮度大的为巨星，小的为矮星。太阳的光谱型是G2V。而参宿七的光谱型是B8Ia，这表明它是一颗蓝白色超巨星。?[18]?

参见词条：光谱型

赫罗图

赫罗图是表示恒星光谱型和光度关系的图，由20世纪初的科学家赫茨普龙和罗素各自独立创制。?[25]??赫罗图的纵坐标是恒星的光度，纵坐标是恒星的表面温度或光谱型。从赫罗图上可以看出，大多数恒星组成一条从左上角绵延到右下角的序列，这条序列叫做主星序，其中的恒星叫主序星。主序星包括我们能观测到的恒星的90%。主星序表明，大多数恒星都服从温度越高光度越强的规律，这也是斯特藩-玻尔兹曼定律显示的必然结果。另一支密集群较短，呈左低右高走向，分布在图的右上方，这条序列叫做巨星序。一般是红巨星和红超巨星，例如大角星和参宿四。此外还有一部分散落在主星序的左下方，它们一般是白矮星。天狼星的伴星就是一颗白矮星。恒星的原材料——星际云——在赫罗图的最右边。中子星和黑洞由于没有光学观测数据而不能在赫罗图上呈现。?[26]?

参见词条：赫罗图

稳定星

所谓稳定就是指恒星处于流体静力学平衡和热力学平衡状态。这种状态下，恒星内部每部分受到的引力和压力相平衡，表面辐射损失的能量和内部传递到表面的能量相平衡。因此恒星的光谱、温度、光度、体积和质量保持相对不变。

主序星

主序星是恒星一生中处于稳定阶段的恒星。恒星在这个阶段停留的时间占整个寿命的90%以上，相当于人类的青壮年阶段。主序星内部的化学成分基本相同，能源机制也基本类似。在恒星演化早期，恒星的能源机制还没有成熟，因此它们处于主星序的右边。当恒星演化到晚期，内部的化学成分和能源机制都发生了较大的变化，恒星因此与主星序分道扬镳。主序星的光度大约和质量的3.5-4次方成正比，这一规律被称为质光关系。

质量是恒星最重要的物理量，它经常决定了恒星的未来。恒星在主星序停留的时间取决于质量：质量大的停留时间短，质量小的停留时间长。太阳停留在主星序的时间大约是100亿年，而现在已经过去了50亿年。0.5倍太阳质量的恒星会停留2000亿年。

恒星的质量有一定的范围，最大不超过150倍太阳质量，最小不低于0.08倍太阳质量。质量越大，恒星越不稳定，强大的辐射压力会把恒星的外层大气吹跑；质量太小又很难引起恒星内部的热核反应。恒星内部的氢作为能源是维持主星序的标准，一旦氢消耗殆尽，恒星就离开了主星序，进入晚年。?[18]?

参见词条：主序星

双星和多星

双星是两颗恒星，它们围绕公共质心相互绕转。看起来是一颗恒星的，实际上有可能是双星。1802年，威廉·赫歇尔发现并意识到了第一对双星：北河二。此后双星成为了天文学中重要的课题之一。双星的质量可以利用开普勒第三定律进行测定。通过视椭圆或者视向运动曲线可以算出轨道，再测量其运动周期就可以得出质量。这种不是因为恒星物理原因变化的变星叫做食变星。

食双星（大陵型变星）

当双星的轨道面与视向几乎在同一个平面上时，就会看到一颗星挡住另一颗星的掩食现象，星光会明显变暗。这种双星叫做食双星。最典型的和最早发现的食双星是大陵五（英仙座β）。它的轨道周期为2天20小时48分55秒。在这段时间内，它的亮度有明显的变化，而且有特殊的规律。它最亮有2.13等，最暗仅3.4等，最亮的时间中又有一部分稍微变暗。原因是两颗星的光度不同。当亮度小的星挡住亮度大的星时，总亮度最小；亮度大的挡住亮度小的，总亮度些许变小。?[18]??典型的食双星还有渐台二等。

分光双星

一些遥远的双星，即使它们彼此运动到最远的位置，望远镜也无法辨认出来，这种双星在光学观测上就辨认不出。但是从光谱中可以看出这是两颗星的光谱。这种双星叫做分光双星。它们有可能在光谱线中表现出周期性的红移和蓝移，也有可能是两颗星的光谱叠加。看出两颗星光谱叠加的叫做双谱分光双星，只看到一颗星的光谱，但是表现出周期性蓝移和红移的叫做单谱分光双星。分光双星中有一类叫做共生星，其子星一个冷一个热。例如仙女座Z，它是由一颗红巨星和一颗主序星或白矮星组成。?[28]?

密近双星（大熊座W型星）

密近双星的两个子星有频繁的物质交流。典型的恒星是大熊座W。它的光变曲线就像”W“型，其两颗子星有一个公共的对流包层，包住了两颗子星，这两颗子星都是主序星或者亚矮星。这种结构导致了其激烈的恒星活动如黑子群、耀斑爆发等。它们之间还有复杂的磁场相互作用和角动量转移等活动。[28]?

此外，还有激变双星、活动色球双星、X射线联星等双星系统。

聚星

三颗及以上的恒星聚在一起就是聚星。离太阳最近的半人马座比邻星，就是一组三合星的成员。”猎户座四边形“是一组四合星。聚星所含恒星数越多就越稀有。

不稳定星

不稳定星就是恒星的各种物理参数发生变化。变化的形式可能是周期性的脉动，也可能是不规则的迸发或者爆炸。各种变化参数中，最容易观测的就是亮度的变化。凡是有亮度变化（泛指电磁波辐射的变化，不局限于可见光）的恒星就叫变星。虽然食双星的亮度也有变化，但它不是由于恒星自身物理原因引起的，因此不算做不稳定星。

脉动变星

脉动变星因为其亮度像人的脉搏一样变化而得名。脉动变星亮度变化的原因是星体有节奏的膨胀和收缩。这是主序星脱离主星序后出现的一种结构不稳定的现象。这种胀缩只发生于星体的外层，深层物质不参与胀缩。一般从距中心处

处开始，越接近表层幅度越大。这种胀缩类似于气体活塞。星体内部每部分受到的引力和压力不平衡，就如同原本平衡的活塞被突然压缩后的情况（没有摩擦），胀缩不已。?[18]??混沌理论发展后，对于脉动变星的不规则的混沌脉动也能有很好的解释。?[29]?

脉动变星的体积胀缩并不是永久的。以前的研究认为，由于摩擦力的存在，参与脉动的星体物质脉动程度越来越小，最终趋于稳定。理论计算，在没有额外能量补充的情况下，大多数脉动变星经过5,000-10,000次脉动后就该停止。但是，实际上各种类型的脉动变星，都没有观测到脉动衰减的现象，尤其是造父变星，其光变周期和振幅都非常稳定。20世纪50年代，苏联科学家热瓦金提出一种解释，他认为在脉动变星的大气层下，有一层由氢和氦离子组成的电离区，区域内的物质在恒星收缩时保存能量，膨胀时放出能量。这种能量补给方式被称为阀门效应。阀门效应满足的条件非常苛刻，因此，在恒星演化的过程中，脉动只是一种阶段性行为。

长周期变星（蒭藁型变星）

蒭藁型变星的光变幅度大，变化星等可能达到6等，光变周期从80天到1000天不等。它们一般是晚期巨星，光谱型无定型。典型的是蒭藁增二（鲸鱼座o），亮度变化范围从1.7等到10等，平均周期为332天。

长周期造父变星（仙王座δ型变星）

凡是光变周期在1-135天，周期非常稳定的脉动变星都归类为长周期造父变星。它们是黄色的巨星或者超巨星，质量为太阳的几倍到几十倍左右。这种变星常见于星系的旋臂中，通常被认为是年轻的巨大恒星穿过不稳定带所形成的。典型是造父一（仙王座δ）。造父一的光变周期是5天8小时46分38秒，最亮3.6等，最暗4.3等。造父变星在河外星系中也能发现。值得一提的是，最早测定造父变星和大陵型变星的光变周期的人是古德利克。他是一位聋哑的业余天文爱好者，开创了变星的光度测量工作，在变星领域作出了突出贡献，去世时年仅22岁。

20世纪初，美国女天文学家李维特(H.S.Leavitt)发现了造父变星的周光关系：光变周期越长，光度就越大。这样，只要知道了造父变星的周光关系，利用距离模数公式就能知道它的距离。这种方法特别适用于测定河外星系的距离。造父变星因此被誉为量天尺。

短周期造父变星（室女座W型变星）

这种变星光变周期小于1天，在银河系中常见于银核、银晕和球状星团中。通常被认为是低质量恒星在演化末期核心产能不稳定而形成的产物，但是其仍具有数百倍到数千倍太阳光度。它们的光变曲线和长周期造父变星有所不同。?[30]?

天琴座RR型变星

这种星的数量约占脉动变星总数的四分之一。其光变周期0.05-1.2天，变幅不大于1-2等。这类变星的特点是光度相当稳定，但是经过长时期后，周期和光变曲线会发生变化。?[31]?

盾牌座δ型变星

这种变星光变幅度不超过0.25等，周期小于1天，光变曲线每周期都不相同。这类星一般是A0至F5的主序星或巨星。典型的是盾牌座δ。这类星通常被归类为天琴座RR型的变种。?[31]?

特殊脉动变星

特殊脉动变星的脉动并不是恒星体积胀缩的脉动（径向脉动），而是星震学意义上的非径向脉动。20世纪60年代以来，天文学家观测太阳时发现了太阳的各种震荡现象，例如：太阳表面的任何一点都会有周期约5分钟的上下振动，平均速度0.5-1千米/秒。后来研究表明这种振动（太阳5分钟振动）是107以上的非径向脉动模式的叠加。这种非径向脉动对恒星的磁场、光度、光谱都有影响。星震学发展后，人类已经观测到一些恒星的非径向脉动的信息，这对于恒星结构研究很有帮助。

A型特殊星（猎犬座α2型变星）

这种变星亮度不变，但是其磁场和光谱都有明显的周期性变化。典型的是猎犬座α2。它在5.469天的周期内磁场强度从+0.162特斯拉变到-0.142特斯拉。另一颗典型星是鹿豹座53，它在7.8天的周期内磁场从-0.4特斯拉编导+0.4特斯拉。这类型也叫做磁变星。它们磁场和光谱变化的原因是自转轴有较大的倾斜，且不同的元素聚集在表面的不同区域，随着恒星自转，观测者面对的是不同的恒星表面，磁场和光谱就会发生变化。这类星还含有非常强的金属吸收线。

沃尔夫-拉叶型星（WR型星）

这种星由法国天文学家沃尔夫和拉叶于1867年发现。其光谱几乎都是发射线（普通恒星的光谱为吸收线），比较容易鉴别，在银河系和临近星系中已发现200余颗。它们的绝对星等估计为-4等，恒星风损失质量的速率很快（约10-5太阳质量/年），因此寿命相当短促。典型的是WR124，位于天箭座。

B型发射星（Be星）

这种星由意大利天文学家赛奇于1866年发现。其光谱既有发射线也有吸收线，而且强度随时间变化。这种星自转速度极大以至于表面离心力大于引力，因此质量损失速率也很大（约10-7太阳质量/年）。它们绝对星等在-3-0等之间。典型的Be星是水委一（波江座α）。Be星被认为是快速自转的中子星或者是密近双星。

SS433星

SS433星是一个位于天鹰座的强射电源。其光谱既有红移也有蓝移，同时还有不发生位移的谱线，周期约164天。观测显示它是一组食双星，主星可能是一颗黑洞或中子星，还具有X射线喷流。伴星是蓝巨星，其物质被中子星或黑洞吸走堆积成盘状并告诉旋转，从而产生喷流。光谱中的蓝移和红移产生于这两股喷流相对于地球的运动。

此外，还有船底座η星、麒麟座V838星、大犬座β型变星、天鹅座α型变星等特殊脉动变星。

耀星

在很短的时间内，星的亮度突然增加，增加速率超过0.3等/分钟的星叫做耀星（鲸鱼座UV型星）。典型耀星是鲸鱼座UV。1948年，雷登(W.J.Layten)发现这颗星在3分钟内亮度增加了12倍，增加速率甚至超过了超新星爆发，这种现象被称为耀亮。以后由约200颗类似的恒星被发现，它们都位于太阳附近20秒差距范围内，包括半人马座的比邻星。它们都属于红矮星，大多为M型。

虽然太阳的耀斑活动与耀亮有相似之处，但是它们的能量差别极大。一个耀斑释放的能量不超过太阳正常辐射的1％，而耀亮在几分钟内释放的能量是正常辐射能量的十多倍。耀亮的时间没有特殊的规律，一般是几小时发生一次，经过几十分钟又恢复到正常状态。耀亮也伴随着射电辐射和X射线辐射的增强。X射线耀亮的时间最短，射电最长。射电最先开始耀亮，光学次之，X射线最迟。耀亮的频率和光度有关，光度越小的星，耀亮越频繁。一般认为耀亮是年轻恒星的大规模耀斑活动导致的。太阳早已步入中年期，其耀斑活动相比之前平和许多，因此不会发生耀亮。

参见词条：耀星

能源机制

恒星的能源是由核聚变产生的。恒星能源问题一直是人类争论的焦点。1926年，英国天文学家爱丁顿提出恒星能源问题。他坚信恒星聚变产生的能量足以使恒星达到引力和气体压力平衡的状态。但是，当时的物理学家并不这么认为。他们觉得恒星内部无法进行聚变反应。幸好，量子力学的发展（隧道效应的提出）解决了这个问题。

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