紅巨星分支
M5的赫羅圖。紅巨星分支從薄薄的水平次巨星分支一直延伸到右上角，一些更亮的紅巨星分支星被標記為紅色。]] 紅巨星分支（RGB，red-giant branch），有時被稱為第一巨星分支，它是恆星演化過程在氦核點火之前的巨星分支的一部分。對於中低質量恆星，這是跟隨在主序之後的階段。紅巨星分支星有一個惰性的氦核心，周圍是以碳氮氧循環融合氫的殼層。它們都是K或M類型的恆星，比溫度相同的主序星大得多，也明亮得多。 發現 中，像是NGC 288，…
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極端氦星
極端氦星 （extreme helium star，縮寫為EHe），也稱為望遠鏡座PV變星 ，是一種幾乎沒有氫元素的低質量超巨星。氫是宇宙中最普遍的元素，由於沒有已知的任何條件可以讓在分子雲中形成的恆星缺乏氫，因此理論上認為它們是由氦核和碳氧核的白矮星合併而成的產物。 性質 極端氦星是更廣泛的支中的一個子群。後者包括低溫的碳星，例如北冕座R；光譜富含氦的O或B型恆星，第一星族的沃夫–瑞葉星、獵犬座AM；光譜類型為WC的白矮星，和像介於行…
殼層星
中的昴宿增十二（金牛座28）是一顆殼層星。]] 殼層星是其光譜顯示出極寬的吸收線，並加上一些非常窄的吸收線的一種恒星。它們通常也會顯示一些來自巴耳末系的發射線，但偶爾也會顯示其它的線。寬的吸收線是由於光球的快速旋轉，來自赤道圓盤的發射線，而窄的吸收線則是在圓盤幾乎處於以側面朝向觀測者時產生的。 殼層星的光譜類型從O7.5到F5都有，自轉速度為200–300km/s，距離自轉加速度會破壞恆星的點不遠。 光譜 殼層星被定義為一個由旋轉加寬的…
巨星
巨星是半徑和光度遠大於同一表面溫度的主序星（或矮星）的恆星。在耶基斯光譜分類，它們位於主序帶上方，在赫羅圖上對應於光度類別「II」和「III」。「巨星」和「矮星」這兩個術語，是由埃納·赫茨普龍於1905年或1906年創造，指儘管其溫度或光譜類型相似（即K和M），但亮度差異相當大的恆星。 巨星的半徑可達數百倍於太陽，光度超過太陽的10倍。比巨星更明亮的恆星被稱為超巨星和特超巨星。 一顆熱且明亮的主序星也可能被稱為巨星，但任何主序星無論它多…
金屬線星
金屬線星或Am星（或）是一種在光譜類型上呈現化學性質特別的恆星，它們的光譜有著強烈和經常改變的金屬吸收譜線，像是鋅、鍶、鋯和鋇，但是缺乏其它的像是鈣和鈧。這些異常是由於一些元素被推向表面並異常的吸收了部分的光，而其它的則因為重力而下沉。這種效果是因為恆星具有低轉速的情況下才發生的。 通常，A-型恆星旋轉快速。許多金屬線星都是聯星的伴星，它們的轉速都是受到潮汐組尼而減緩的 |- |align="center"|天狼星A||align="c…
波江座λ型變星
的光變曲線顯示2018年11月幾天光強度變化。波江座λ是這一類變星的原型。]] 波江座λ型變星是Be星的一類，它的光度振幅很微小，只有百分之幾的星等。它的變化非常規律，週期在0.5至2.0天之間，最初被描述為週期性的Be星。波江座λ是此類變星的原形，也是範例。變化歸因於非徑向脈動，是不均勻的旋轉盤或恆星本身的旋轉。 這種恆星不是很少被分類就是分類不正確。變星總表中還未分類出波江座λ型變星，只有仙后座γ型變星是GCAS和Be星是非GCAS…
超漸近巨星分支星
超渐近巨星分支星（Super-AGB Star）也叫超AGB星，是一种质量介于以白矮星结束生命和以核坍缩型超新星结束生命之间的恒星，性质介于渐近巨星分支星和红超巨星之间的恒星。在恒星演化模型中，它们的初始质量为7.5–9.25M☉，但它们的核心氢和氦已经耗尽，离开了主序带。 赫罗图 超渐近巨星分支星占据赫罗图的右上角，温度在3000到4000K，与正常的渐近巨星分支星和红超巨星相似。这些凉爽的温度允许分子在其光球层和大气中形成。超AGB…
索恩-祖特阔夫天体
索恩－祖特阔夫天体（，縮寫：TŻO）是一種假設存在的恆星，是指核心有中子星存在的紅巨星或紅超巨星。這型恆星是由美國天文學家基普·索恩和波蘭天文學家安娜·祖特闊夫於1977年提出假設。2014年時天文學家發現恆星HV 2112是可能性相當高的這型天體的候選者。 形成 索恩－祖特阔夫天体被認為是恆星和中子星相撞而形成，而且常發生於紅巨星或紅超巨星。而相互撞擊的恆星可以只是在銀河系中運動的恆星。而相撞的情形很可能只會發生在恆星分布密度極高的球…
紅矮星
筆下的紅矮星，也是太陽附近最常見的恆星類型]] 紅矮星，也就是M型主序星（MV），根據赫羅圖，「紅矮星」在眾多處於主序階段的恆星當中，其大小及溫度均相對較小和低，在光譜分類方面屬於M型。其温度通常为2400K至3500K。红矮星在宇宙中的占比略多于70%，质量在0.079倍—0.6倍太阳质量。 特徵 紅矮星占恆星比例中的較多數。大多數紅矮星的直徑及質量均低於太陽的三分之一，表面溫度也低於3,500 K。釋出的光也比太陽弱得多，有時更可低…
棕矮星
系統，以紅外線拍攝的CFBDSIR 1458+10，顯示是由兩顆棕矮星組成的聯星系統。]] 棕矮星（Brown dwarfs）是質量介於最重的氣態巨行星和最輕的恆星之間的一種次恆星。具體而言，其是一种質量介於13—75或83倍木星質量（质量上限受金属丰度影响，因此有波动，由于褐矮星和小质量红矮星都完全对流，其金属丰度过低反而导致更容易散热，这样核心更容易坍缩导致电子简并态且难以升温，提高成为红矮星的门槛，因此可以认为最大质量的低金属丰度…
次矮星
次矮星，有時標示為sd，是淤積斯光譜分類系統中光度屬於VI的恆星，它們是絕對星等的光度比主序星低1.5至2等，但光譜型態相同的恆星。在赫羅圖上，次矮星的位置在主序帶的下方。 次矮星這個名詞是古柏在1939年創造的，是用來標示之前被稱為“中繼白矮星”，卻有著異常光譜的恆星。 冷的次矮星 像正常的主序恆星一樣，冷的次矮星（光譜類型從G至M）以氫的融合產生能量，它們的低光度是以它們的低金屬量來解釋：這些恆星缺乏比氦重的元素，較低的金屬量降低了…
恆行星
還小的失敗恆星]] 恆行星（Planetar）是指比次棕矮星還小的行星質量等級的天體，它的質量比太陽質量的0.004倍還要低（低於4倍木星質量），甚至可能比木星質量還低，溫度比行星略高。此類星體是以恆星形成的方式，經由氣體雲的坍縮形成，溫度是來自原恆星階段來自重力能量的加熱或摩擦造成的溫度，但因質量太小無法發生核融合反應，故無法進入主序星階段，原恆星階段結束後即開始冷卻。 另外，恆行星也可以指次棕矮星，或核融合完全停止的棕矮星，質量很小…
原恆星
原恆星（Protostar）是在星際介質中的巨分子雲收縮下出現的天體，是恆星形成過程中的早期階段。對一個太陽質量的恆星而言，這個階段至少持續大約100,000年。它開始於分子雲核心的密度增加，結束於金牛T星的形成，然後就發展進入主序帶。這個階段由金牛T風－一種恆星風的開始宣告結束，標誌著恆星從質量的吸積進入能量的輻射。 觀測顯示巨型分子雲總體上近似在維里平衡的狀態，星雲中的重力束縛能被星雲中構成分子的動能平衡。任何對雲氣的干擾都可能擾亂…
特超巨星
與大犬座VY的比較。特超巨星是目前所知最大的恆星。]] 特超巨星（Hypergiant）是一种恒星，具有极高质量与光度，在耶基斯光譜分類中，光度属于 0（即数字 zero），位处赫罗图最上方，其质量流失非常大。 特徵 尽管存在更精确的定义，但特超巨星通常指称一种结构最为松散的大质量恒星。在 1956 年，天文学家 Feast 与 Thackeray 提出采用超超巨星（即 super-supergiant）这一名词描述绝对星等高于 MV …
次巨星
次巨星是有著與正常主序星（矮星）相同的光譜類型，但比較明亮，卻又不如巨星明亮的恆星。次巨星這個名詞既可以指恆星演化的一個階段，又可以指一個特定的恒星光度分類。 約克光度分類 IV 次巨星這個名詞在1930年首度被使用在絕對星等在+2.5和+ 4之間，光譜分類為G和早期的K型恆星。次巨星被認為是介於主序星（例如太陽）和巨星（像是畢宿五）之間。雖然其數量較主序星和巨星少很多，但明顯的是連繫於兩種類型之間的恆星。 約克光度分類系統是一個二維分…
Ap和Bp星
Ap和Bp星是A型和B型特殊恆星（因此註記為p），光譜中顯是其稀土金屬元素（像是銪、鐠和釹等），以及鍶、鉻等不尋常元素的豐度異常高。這些恆星的自轉速度比一般A和B型的恆星要慢，雖然仍有一些可以高達≈ 100公里／秒^{-1}。它們也有很強的磁場，有些可以達到 ≈ 4萬G（4T）。過剩的化學元素在空間中的位置顯示出與磁場的幾何連接。 有些這一類的恆星會在徑向速度上出現數分鐘的脈衝變化。 研究這些恆星的高解析光譜時，會配合使用研究恆星自轉以…
黄超巨星
，光譜為F8Ia。]] 黃超巨星（，缩写为“YSG”）是光譜類型為F或G的超巨星，這一類型恆星的初始質量介於10至40太陽質量之間，並且多數會在演化過程中損失超過一半的質量。質量低的恆星光度也較低，會被歸類為黃巨星，但高質量的也不會發展成為藍超巨星。 多數離開主序帶的黃超巨星只會在這個階段維持數千年，很快的就會冷卻並且膨脹成為紅超巨星，所以他們比紅超巨星更為罕见。黃超巨星在耗盡核心的氫之後，在核心外層繼續燃燒氫。核心的氦在某一個點被順利…
黃特超巨星
中固有變量類型。]] 。]] 黃超巨星()，一般而言是大氣層向外擴展的大質量恆星，在恆星光譜的分類上屬於晚期A型至早期K型，初始質量通常介于20-60倍的太陽質量，但也有文章认为，金属度很少的情况下，原初质量60—90倍的恒星，也有可能出现一个很短暂的黄特超巨星阶段。黄特超巨星往往损失了很多质量，有的文章甚至认为失去了多達一半的質量。黃特超巨星，像是在仙后座的仙后座ρ，曾經被觀測到周期性的爆發，造成相對性的周期性和連續性的光度變暗。在宇…
雙星
雙星（）在觀測天文學中指的是當兩顆恆星由地球上觀察時，在視線的方向上非常接近，以致以肉眼看起來像是只有一顆恆星，但使用望遠鏡時就能分辨出來是一對的恆星。這種情形可以發生在一對聯星，也就是有著互動的軌道，並且被彼此的引力束縛在一起；也可以是光學雙星，這是兩顆有著不同的距離，但恰巧在天空中相同的方向上被對準在一起。 聯星對恆星天文學家是很重要的，當知道它們的運動，就可以直接計算它們的質量和其它地恆星參數。從1780年代開始，研究雙星的專業和…
特殊恆星
特殊恆星（chemically peculiar stars），是在天文物理學上具有明顯不尋常的金屬豐度，至少在它們的表層，是異常的恆星。 分類 特殊恆星在高溫的主序星(氫燃燒)恆星中很常見。雖然有兩套經常使用的分類系統，但根據光譜，這些炙熱的特殊恆星被分為4大類 }} 相關條目 普瑞茲畢爾斯基星 奇異星 金屬量