OH/IR星
周圍環境的甚大望遠鏡 影像]] OH/IR星是演化晚期型星，顯示出在近紅外線波段明亮的OH邁射輻射。 在米拉變星，恆星外層的大氣層在脈動的峰執會被強勁的星風吹離。而在吹離恆星時，星周包層的氣體會迅速地凝結，形成像水和氧化矽等分子。氧化矽的分子結合創造出塵埃顆粒，水分子可以被其他恆星輻射的紫外線分解成羥基的分子。來自溫暖塵埃的熱會激發羥基，而被激發的羥基分子會發出邁射的1612MHz和1667MHz的譜線。 短週期脈動（約一年）和低質量損…
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共 20 篇文章
藍迴圈
的藍迴圈。]] 藍迴圈是恆星生命中的一個階段。在恆星演化領域中，在這個階段，它會從一顆溫度較低的恆星演化成較熱的恆星，然後再冷卻。這個名稱來自在赫羅圖上演化軌跡的形狀，它形成一個頂端朝向圖中的藍色（即高溫）一側的迴圈。 藍迴圈可以發生在紅巨星、紅巨星分支星或漸近巨星分支星。有些恆星可能會經歷一個以上的藍迴圈。許多脈動變星，例如造父變星就是藍迴圈上的恆星。在水平分支上的恆星，即使它們暫時比紅巨星或漸近巨星分支更熱，通常不會被稱為藍迴圈星。…
白矮星
拍攝的天狼星A和B。天狼星B是一顆白矮星，可以看到位在非常明亮的天狼星A左下方。]] 白矮星，也稱為簡併矮星，是一種主要由電子簡併物質構成的恆星核殘骸。白矮星具有非常高的密度：它的質量與太陽相當，體積與地球相近。白矮星沒有核融合來產生能量，微弱的亮度來自儲存的能量的熱輻射。異常昏暗的白矮星在1910年首次被確定。通常，這種白矮星主要由碳和氧組成，稱為碳氧白矮星（CO white dwarf）。如果初始質量介於6至9（太陽質量)之間，核心…
林軌跡
林軌跡（Hayashi track）或者叫林忠四郎线，是原恆星在赫羅圖上經歷原恆星雲之後達到趨近靜力學平衡的路徑。 1961年林忠四郎顯示有一個最小的有效溫度（相當於在赫羅圖的右側邊界）存在，這個臨界溫度大約是4000K，低於這個溫度靜力學平衡便不能維持。因此原恆星雲低於此溫度時必需經由收縮以提高溫度，直到達到臨界溫度。一旦達到臨界溫度，原恆星將繼續收縮至克赫時標，但是有效溫度不會繼續上升，而始終維持在林界限，因此林軌跡在赫羅圖上幾乎是…
天鵝座分子雲複合體
天鵝座分子雲複合體（簡稱為天鵝座複合體）是位於銀河系中心區域的一個巨大分子雲，坐落在北天星座天鵝座，距離地球約5,000光年。 該複合體中最引人注目的結構是天體目錄中縮寫為Sh2-109的天體；它是一個跨越數百光年，由多個電離氫區（H II區域）組成的巨大集合體。在天空的這個區域，人類發現了來自OB星協的各種輻射，這是太陽系所在的位置和英仙臂的邊界。該複合體仍處於其演化的早期階段，可由複合體內部一些極年輕且集中的疏散星團及明亮而巨大的恆…
行星状星云
（NGC 6543）的影像。]] 行星狀星雲是恆星演化至老年的紅巨星末期，氣體殼層向外膨脹並被電離，形成擴大中的發射星雲，經常以英文的縮寫「PN」或複數的「PNe」來表示。「行星狀星雲」這個名稱源自1780年代的天文學家威廉·赫歇爾，但並不是個適當的名字，只因為當他通過望遠鏡觀察時，這些天體呈現類似於行星的圓盤狀，但又是霧濛濛的雲氣。因此，他結合「行星」與「星雲」，創造了這個新名詞。赫歇爾的命名雖然不適當，但仍被普遍的採用，並未被替換。…
氦閃
氦閃是低質量恆星（0.8～2.0太陽質量）在紅巨星階段非常短暫的熱失控核融合，大量的氦經由3氦過程成為碳 。預測太陽在演化成紅巨星階段時，將在離開主序帶12億年後經歷氦閃。另一種熱失控核融合過程在白矮星表面發生，叫作「碳閃」。 低質量恆星不能產生足夠的重力壓力啟動正常的氦融合。當核心中的氫耗盡後，留在核心的氦會被壓實成簡併態物質，以电子简并压力支撐，而不是熱壓力支撐，來對抗重力塌縮；這使核心的密度和溫度持續增加。當溫度達到一億K，就有足…
上翻
上翻是指在恆星演化過程中，表面的對流層向下擴張至經歷核融合物質層的一個時期。結果是，核融合的產物混合到恆星大氣層的外層，使這些核素出現在恆星的光譜中。 多個階段 第一階段 第一階段上翻出現在主序帶的恆星進入紅巨星分支（RGB）。與對流層混合的結果是在外層的大氣中出現氫融合反應的光譜簽名：12C/13C和C/N的比率降低，並且表面的鋰和鈹豐度也會降低。 第二階段 對一顆質量介於4－8太陽質量的恆星，當在核心的氦融合結束的時候，對流層混合了…
紅群聚
中突出的一群，表面溫度大約5,000K和。]] 紅群聚是赫羅圖上的紅巨星聚類，它們的表面溫度約為5,000K，絕對星等（MV）+0.5，比大多數具有相同亮度的紅巨星分支星稍熱。它被視為紅巨星分支的較稠密區域或是朝向更熱的溫度膨脹。它在許多星系的疏散星團中較突出，在許多中年的球狀星團和附近的星場（例如依巴谷卫星）中也很明顯。 紅群聚是低溫的水平分支恆星，最初是類似於太陽的恆星，它們經歷了氦閃，現在以氦融合在其核心產生能量。 性質 紅群聚恆…
原行星雲
是在天鵝座的一個原行星雲。]] 原行星雲或前行星雲（）是在恆星演化的過程中，介於漸近巨星分支晚期（LAGB）和隨後的行星狀星雲（PN）之間，生命週期很短的一種天體。一個原行星雲會發射出強烈的紅外線輻射，因而是一種反射星雲。在中等質量恆星（1-8M☉）的生命週期中，它是演化階段中倒數第二亮的。 命名 將之稱為原行星雲（protoplanetary nebular）是一個錯誤的選擇，因為經常會和毫無關聯性的另一個項目原行星盤混淆。命名為原行…
尤卡過程
尤卡過程（）是中子星和白矮星透過產生及釋出中微子而被假定参与了冷卻的過程。尤卡一詞在俄羅斯南部可被解為匪徒搶劫。 参考资料
林極限
林極限是在給定的質量被壓縮成恆星時的半徑最大值。當一顆恆星達到完全的流體靜力平衡時—情況是向內的重力和電漿體向外的壓力是相配的，這時恆星的大小不會超過林極限所定義的半徑。這在恆星的演化上有著重要的涵義，不僅是收縮階段的公式化，還有稍後經由核融合消耗掉絕大部分供應的氫。 赫羅圖顯示的是恆星的表面溫度對應於光度的關係。在圖中，林極限大約形成在3,500K的垂線位置。低溫的恆星完全都是對流層，而恆星模型對在極限右邊的恆星，因為始終在對流中而無…
黑矮星
黑矮星是假想中的恆星殘骸，是當一顆白矮星的溫度低到不再能發出可以被偵測到的光或熱的狀態。由於一顆白矮星要達到此種狀態所需要的時間遠高過當前已有137億年的宇宙年齡，因此在現今的宇宙中尚不可能有黑矮星的存在，而溫度最低的白矮星將會是宇宙年齡的一個觀測極限。 白矮星是由主序帶上中或低質量的恆星（質量上限在9或10倍太陽質量），在它擁有的溫度能使用的元素都在融合中耗盡或驅散之後的殘骸。一個高密度的電子簡併物質除了緩慢的熱輻射之外，最終將成為一…
不穩定帶
不穩定帶是在赫羅圖上接近垂直的一塊區域，這是脈動變星（包括天琴座RR變星、造父變星、室女W型變星、鯨魚ZZ型變星、金牛RV型變星、盾牌δ型變星、鳳凰SX型變星和快速震盪Ap星）分佈的區域。 不穩定帶橫斷主序帶的A和F型星（1-2太陽質量），並幾乎向上垂直擴展（稍有向右傾斜）直至最明亮的區域。不穩定帶的底部在赫羅圖上的赫氏空隙。 脈動 不穩定帶的恆星脈動肇因於氦III（兩顆電子都電離的氦）。在一般的A-F-G型恆星的氦在光球層是中性的，深…
主序轉折點
和NGC 188這兩個疏散星團的赫羅圖，顯示了不同年齡的主序帶轉折點。]] 主序轉折點是在赫羅圖主序帶上的恆星耗盡主要的核燃料，岔離主序帶的點（位置）。 通過繪製星團赫羅圖，在主序帶上呈現的恆星轉折點，可以估計星團的年齡。 沒有轉折點的主序星 紅矮星，也稱為M型恆星，是質量為0.08-0.40太陽質量的恆星。它們有足夠的質量通過質子﹣質子鏈反應維持氫到氦的核融合，但它們沒有足夠的質量來產生將氦融合成碳、氮或氧所需的溫度和壓力（見碳氮氧循…
質光關係
質光關係是天文物理中顯示恆星光度與質量之間關係的方程式。以公式表示的關係是： :\frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^a 此處的L⊙和M⊙是太陽的光度和質量，並且1 ⊙ ⊙，並且不適用於紅巨星和白矮星。 總之，不同質量範圍的恆星使用下面的關係式會得到更好的近似值： :\frac{L}{L_{\odot}} \approx .23\left(\frac{M}{M_{\…
星周包層
星周包層是恆星的一部分，具有大致球形的形狀，但不會受到重力吸引到恆星的核心。通常星周包層形成於稠密的恆星風或出現在恆星形成之前。老年恆星的星周包層最終將會演變成原行星雲，而初期恆星體的星周包塵會發展成為星周盤。 星周包塵的類型 AGB恆星的星周包層 環繞著初期恆星體的星周包層 相關條目 星周塵 共通包層 恆星演化 CSE 參考資料
碳閃
碳閃（Carbon detonation）是白矮星重新进行的劇烈的熱核融合，这通常會形成Ⅰa超新星。 過程 白矮星要發生碳引爆，通常只有在聯星的狀態下，伴星要足夠的接近，才能傾倒足夠的質量給白矮星，而這還必須在伴星的演化進入最後階段時才會發生。 如果伴星供應了足夠的質量給垂死的恆星，白矮星会因为质量增加而体积持续收缩，收缩释放的重力势能使白矮星內部的壓力和溫度升高，并最后足以引燃原先在核心不能燃燒的碳。碳引爆一般都發生在白矮星的質量被累…
亨耶跡
亨耶跡是質量高於0.5太陽質量的原恆星在結束林軌跡之後，在赫羅圖上繼續發展的路徑。天文學家路易斯·G.·亨耶和他的同事在1950年代顯示原恆星會繼續保持一段收縮與輻射平衡的週期之後才會進入主序帶。 亨耶跡的特徵是在接近流體靜力平衡的狀態下緩慢的塌縮，在赫羅圖上幾乎是水平的逐漸趨近主序帶（意思是光度幾乎不變）。 參考資料 Henyey, L. G., Lelevier, R., Levée, R. D.（1955）, The Early …
光侵蝕
光侵蝕是星前核心因為附近恆星的電離輻射導致外層的色散。 這種侵蝕阻礙了環繞著原恆星中心核的外圍吸積，因此，反過來也阻止了原恆星成為成熟的恆星，使得原恆星只能發展成為棕矮星或行星質量天體。 參考資料