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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PG 1159星
PG 1159星，通常也稱為前簡併星，是一顆大氣層的氫不足夠，而中心正在轉變成為行星狀星雲和高熱白矮星的恆星。這些恆星非常熱，表面溫度在75,000K至200,000K，並且特徵是大氣層只有少量的氫和氦、碳與氧的吸收譜線；它們的表面重力介於104和106m/s2。有些PG 1159星還在進行氦融合§ 2.1.1, 2.1.2, Table 2.。PG 1159星是依據它們的原型，PG 1159-035命名的，這顆恆星是在帕洛馬綠色巡天調…
O型主序星
O型主序星(O V) ，也稱蓝色主序星，是光譜為O，亮度為V，在主序帶（氫燃燒）上的恆星。這類恆星的質量是太陽的15至90倍太陽質量（理论值，实际观测有质量超过这一范围的），表面溫度在30,000至52,000 K。寿命通常介于200万年至1500万年（O型主序星的质量范围较大但寿命跨度较小，是因为超大质量恒星的核心高温所对应的光子辐射压已经逐渐接近恒星的重力压力本身——即已经接近于爱丁顿极限，这种情况下核聚变速率/核心温度过度增加则会…
鋇星
鋇星（）是光譜類別G到K的恆星中，因為存在λ 455.4nm單電離鋇（Ba II），其光譜顯示S過程元素過多。鋇星也展現出增強的碳光譜特徵，即分子CH、CN和C2。此類別最初由和辨識出和定義的。在發現之後人們最初以為該類別僅限於紅巨星，但同樣的化學特徵在主序星中也被觀察到。 物理性質 對其徑向速度的觀測研究顯示，所有鋇星都是聯星。利用國際紫外線探測衛星使用紫外線觀測，在某些鋇星系統中偵測到白矮星。 鋇星被認為是在聯星系統中質量轉移的結果…
主序星
）相對於色指數（表示為B-V）繪製的赫羅圖，可以看見主序帶是從左上到右下顯著的斜帶。這張圖示由依巴谷星表的22,000顆恆星加上1,000顆格利澤近星星表中的低亮度恆星（紅色和白色的點）組成。]] 主序星（）是在顯示恒星演化過程的赫羅圖上被稱為主序帶上的恆星，分布在從左上角至右下角。 主序帶是以顏色相對於光度繪圖成線的一條連續和獨特的恆星帶。這個色-光圖就是後來埃希納·赫茨普龍和亨利·諾利斯·羅素合作發展出來著名的赫羅圖。在這條帶子上的…
Be星
，因非常快速自轉而扁平化。]] Be星是一種具有B型光譜和發射線的異質恒星。一個更狹隘的定義，有時被稱為「經典Be星」，是不屬於超巨星的B型恆星，其光譜有一個或多個巴耳末發射線。 定義和分類 許多B型光譜的恆星，都顯示出氫的發射線，包括許多超巨星、赫比格Ae/Be星、質量轉移的聯星系統和[[B(e)星|B[e]星]]。最好將Be星一詞的使用限制在發射線中顯示一條或多條巴耳末系線的非超巨星；這些有時被稱為經典的Be星。 儘管Be型光譜在B…
G型主序星
是黃矮星的標準範例。]] 黃矮星，也稱黄色主序星，在天文學上的正式名稱為GV恆星，是光譜型態為G，發光度為V的主序星。這一類恆星的質量大約在0.8至1.2太陽質量，表面的有效溫度在5,300至6,000K。與其他的主序星一樣，GV恆星在核心進行將氫融合成氦的核融合反應。對於地球來說太陽是最著名的，也是最易見到的GV恆星，每秒鐘將大約6億噸的氫轉換成氦，將400萬噸的質量轉換成能量。其他的著名GV恆星，還有南門二（半人馬座α星A）、鯨魚座…
B型主序星
的海石一是组联星，其中拥有一颗黄色的B型主序星。]] B型主序星（B V），也稱蓝白色主序星，是燃燒氫的恆星，光譜分類為B，光度分類為V的主序星。這一類恆星的質量通常介於太陽的2.5至18倍左右，表面溫度載10,000至30,000K，寿命跨度很大，大多在1000万年至9亿年左右。B型恆星是非常明亮的藍色恆星。它們的光譜中有中性的氦線，在B2的類型中最為明顯，以及溫和的氫線。著名的B型主序星有瑶光、小斗二、东咸二、南船三、鸟喙四A、大陵…
A型主序星
天狼星A和天狼星B的印象。天狼星A是一顆A型主序星，是兩者中較大的一顆。]] A型主序星（AV星）或A矮星），也稱白色主序星，是一顆主序星（燃燒氫的恆星），分類上屬於光譜類型A和光度類別V（數字的五）。這類恆星的光譜由強氫巴耳末吸收線定義。它們的質量在1.4 到 3.1太陽質量之間，表面的溫度在7,600到10,000K之間，寿命大多在4—30亿年。著名的A型主序星有天狼星A（A1V）、牛郎星（A7V）、織女星（A0V）、北落师门（A3…
金牛T星
金牛T星（T Tauri star, TTS）是变星的一種，其年龄通常不超过约一千万年。该类恒星因其原型——位于金牛座分子云的年轻恒星金牛座T星（）而得名。它們都在鄰近分子云的地方被发现，例如NGC 1555，并且根据光学上的观测被确认为一顆有着强烈的色球活动的变星。 金牛T星是一种主序前星，正在沿着林轨迹（）收缩，向主序星演化。林轨迹是一条描述质量小于约3个太阳质量的年轻恒星在前主序阶段的光度-温度关系曲线。林轨迹阶段结束的标志，是当…
奇特星
奇特星（）的名称类似于奇特原子（Exotic atom），主要是指其成分不是一般的由元素构成的星体，而是一类成分包括基本粒子夸克或其它假想粒子，在簡併壓力和引力间达到平衡之后形成，並且具有其它的量子特性的緻密星。主要包括夸克星和奇異星（成分以奇異物質為主）和更理論的先子星（由先子（前子）組成）。 夸克星和奇異星 足够的压力下中子星有可能分解成组成中子的夸克，在這種情況下，恆星將進一步收縮並變得更為緻密，但是如果沒有額外的質量添加，它可能…
核融合體
核融合體（）是加州柏克萊大學的教授向國際天文聯合會建議，用來協助說明天體的術語。 根據他的定義，一個核融合體是在"生命週期中能在核心進行核融合的天體"。這個定義包含任何一種形式的核融合，一個核融合體的最低質量大約是木星質量的13倍，在這個點是有可能上進行氘的融合，但遠低於進行氫的融合所需要的可能：大約是木星質量的60倍。而直到木星質量75倍以上的天體，即當重力收縮，也就是引力產生的收縮受到內部核反應產生的熱能抑制，才可能被視為恆星。 參…
軟伽瑪射線重複爆發源
軟γ射線重複爆發源 （SGR，soft gamma repeater）是一種以不規則的時間間隔發射大量γ射線和X射線的天文物體。理論推測，它們是一種周圍有化石盤的磁星或中子星。 歷史 在1979年3月5日，有一個強大的γ射線暴被注意到。許多在太陽系不同位置的接收器，在先後稍有不同的時間檢測到這個爆發，因此可以確定其方向。它被證明來自大麥哲倫星系中的一個超新星殘骸附近： 這些數字給出在天空中的位置。例如SGR 0525-66的赤經是5h2…
超巨星
超巨星是質量、體積最大，且光度最亮的恆星，絕對星等在-3～-8等之間，溫度範圍從3,450K至20,000K不等，盤據在赫羅圖頂端位置的區域。 定義 超巨星這個頭銜，適用於恆星，但是沒有一個具體的定義。最初，埃納·赫茨普龍只提出巨星這個類型，但很明顯的，它們在赫羅圖中落在兩個不同的區域。一個區域包含更大、更亮，光譜類型從A到M的恆星﹐稱為巨星。其次，雖然它們都沒有可測量的視差，但很明顯的，這些恆星中的一些體積確實比較大和比較明亮，很快的…
變星
於2019年1月與12月拍攝的參宿四影像，顯示其亮度與形狀的變化。參宿四本質上是一顆內因變星。]] 變星（）是一顆從地球上觀察亮度（其視星等）隨時間系統性變化的恆星。這種變化可能是由發射光的變化或部分阻擋光線所引起，因此變星可分為以下兩種： 「內因變星」：也稱為「本質變星」，其固有的亮度會改變；例如，因為恆星會膨脹和收縮。 「外因變星」：其亮度的變化是由於能到達地球的光量改變所致；例如，食雙星。因為是聯星，互繞的兩顆恆星會遮蔽到對方。 …
聯星
拍攝的聯星系統天狼星。在圖的左下方可以清楚的看見天狼星的伴星天狼星B。]] 聯星（）是兩顆恆星組成的恆星系統，它們圍繞著共同的質心，在軌道上互繞。兩顆或兩顆以上恆星組成的系統稱為多星系統。這些系統，尤其是在距離地球較遠的時候，在肉眼觀看時往往只是單一的一個光點，然後通過其它管道觀測會顯示為兩顆或更多顆恆星。 聯星常與雙星（）混淆。因為雙星可以是無物理關係的光學雙星（假雙星）。另一者之所以被稱為光學雙星，是因為從地球觀看時，這兩顆星在天空…
耀星
{{About|恆星|台灣商人-{耀星}-|辜顯榮}} 是一種變星，它可以在短短數分鐘內不可預知地急遽增光，有時在幾分鐘內的改變會大於幾個星等以上，並持續幾分鐘到幾小時後又慢慢復原。它被認為與太陽閃焰類似，是由於在恆星大氣層內的磁重聯。亮度的增加跨越了整個光譜，從X射線到無線電波。第一批耀星（天鵝座V1396和顯微鏡座AT） 是在1924年發現的；然而，最著名的耀星是在1948年發現的鯨魚座UV 。如今，相似的耀星在變星目錄上，像是變星…
磁星
中的强大磁星。]] 磁星是一種具有極强磁場的中子星（〜109至 1011 T，〜1013至1015 G）。磁場衰變為高能量電磁輻射，特別是 X射線和伽馬射線的發射提供動力。 1992年，和於提出磁星的存在。他們的提案試圖解釋瞬態伽馬射線源的性質，現在被稱為軟伽瑪射線重複爆發源（SGRs，soft gamma repeaters）。在接下來的十年裏，磁星假說被廣泛接受，並被擴展到解釋異常X射線脈衝星。截至2021年7月，確認的磁星已知有2…
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…
致密星
致密星或致密天体是白矮星、中子星、奇特星、黑洞等一类高密度天体的总称，它们与一般恆星的主要区别是不再有核燃料进行聚变反应，热压力不足以与自身的引力保持平衡，因而塌缩成尺度非常小、密度非常大的天体。致密星通常是恒星演化末期的终结形态，恒星演化为何种致密星主要取决于恒星的质量。一般来說，质量在1至6的恒星最终演化成白矮星，并伴随有质量损失，其外壳向外抛出，形成行星状星云。质量为3至8的恒星將會演化成中子星，更大质量的恒星则坍缩成黑洞。 白矮…