O型星
O型星是炙熱、藍白色，在天文學家使用的耶基斯光譜系統中分類為光譜類型O的恆星。它們的溫度超過30,000K，因此出現在赫羅圖上的左側。這種類型恆星的特徵是它們的譜線有強烈的電離元素，氦-II的吸收線，而氫和中性氦的吸收線比B型星微弱。 這種類型的恆星非常罕見，在主序中只有0.00003%是O型星。然而，因為它們通常都非常明亮，因此即使距離比黯淡的恆星遠了許多，依然比較容易被看見，在地球上看見的亮星就有90%是O型星。由於高溫和高亮度，O…
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B(e)星
[[File:ESO- Reflection Nebula around HD 87643-phot-28a-09-fullres.jpg|thumb|right|upright=1.2|圍繞著B[e]星HD 87643周圍的星雲。]] B[e]星，通常稱為B[e]型星，是光譜中具有獨特的禁制的中性或低電離發射線的B型恆星。這種類型來自光譜分類的B與表示發射譜線的e結合表示禁線的方括號組合而成。這類恆星通常也顯示出強烈的氫發射線，但這種…
CH星
星是一種特殊的碳星，在光譜上會出現極強的CH吸收帶。它們屬於第二星族，意思是這些恆星缺少金屬，在年齡上也都屬於中年以上，並且是低光度的傳統C-N碳星。許多CH星都是聯星，並且可以合理的相信所有的CH星都是聯星。像鋇星一樣，它們大概也是傳統碳星質量轉移的結果，現在有一顆白矮星，在現行分類上也屬於CH星。
紅超巨星
下，從8天文單位的距離上看見的參宿四。]] 。]] 紅超巨星（*'）是恆星的恆星光譜分類的約克光譜分類（光度分類）中的第一級，超巨星中的一種。雖然它們的質量不是最大的，但體積卻是宇宙中最大的恆星。一般質量在8-40個太陽質量的恆星，在燃燒完核心的氫元素，進入燃燒氦元素的階段之後，將成為紅超巨星。這些恆星的表面溫度很低（3500-4500 K），但有極大的半徑。大部分紅巨星的半徑是太陽的200至800倍，已經足以到達並超越地球到太陽的距離…
暗星 (暗物質)
暗星（）可能存在于宇宙形成之初，普通的恒星形成之前。大部分恒星都主要由普通物质构成，但暗星主要由中性微子构成，并通过暗物质的湮灭释放能量。这些热量能阻止暗星在重力作用下坍缩成普通恒星，因此其中的普通物质原子也不会发生核聚变。 在这个模型中，暗星是由一大团的氢和氦所组成的云，直径約达到4到2000个天文单位，由於表面温度较低，暗星只會發射出紅外線，即熱能，不會發射出可見光，因此裸眼无法观测到它释放的辐射。 如果现代宇宙中仍然存在暗星，通过…
藍超巨星
（左後）、大陵五（右後）、太陽和其他小天體的比較]] 、太陽、藍矮星和R136a1。R136 a1並不是已知體積最大的恆星，這個頭銜目前屬於史蒂文森2-18。]] 藍超巨星（*'）是恆星的恆星光譜分類中的第1級，光譜型為O或B型，屬於超巨星的其中一種，是宇宙中溫度及亮度最高的恆星。它們的溫度與亮度皆非常高，表面溫度為10,000－55,000K，質量約太陽的10－150倍。O型早期的蓝超巨星是宇宙中最亮最重的恒星。蓝超巨星的半径通常在太…
次棕矮星
、年輕的次棕矮星和木星大小的比較。等到次棕矮星的晚期，它會逐漸冷卻並收縮。]] 。]] 次棕矮星（）是一種與恆星及棕矮星形成方式相同（即透過星雲塌縮而成），但擁有行星等級質量的天體。它們的質量甚至比棕矮星的質量下限（木星質量的13倍）還要低，因此它們並非棕矮星，故名「次棕矮星」。不同於棕矮星的性質，它們的質量不足以進行氘的融合。 失敗的棕矮星 次棕矮星是以恆星形成的方式，經由氣體雲的坍縮形成，而不是經由拱星盤的核心坍縮或吸積，因此並非行…
Q星
Q星（）亦稱為灰洞（），是一個假設存在的天體，由既稠密又重的中子星組成。這個概念，由著名物理學家霍金在1975年所提出，用以為愛因斯坦廣義相對論中重力場方程式中的一個解。根據霍金的論據：愛因斯坦的重力方程式的兩種奇點的解，分別是黑洞跟白洞。不過理論上黑洞應該是一種「有進沒出」的天體，而白洞則只能出而不能進。然而黑洞卻有粒子的輻射，所以黑洞不再適合被稱為黑洞，改名為「灰洞」。目前「灰洞」這個名稱已不再使用，而是改稱為「Q星」。Q星與恆星黑…
紅巨星
红巨星是巨星的一种，是质量约为0.5至8个太阳质量，恆星的演化的後期阶段。恆星质量不同，寿命不同，可從數億年至百億年不等，而在紅巨星階段僅數百萬年。 质量更大的称为红超巨星，再大的為紅特超巨星。 分类特征 在赫羅圖上，紅巨星是巨大的非主序星，光譜屬於K或M型。所以被稱為紅巨星是因為看起來的顏色是紅的，體積又很巨大的原因。鯨魚座的蒭藁增二、金牛座的畢宿五、牧夫座的大角星等都是紅巨星；而天蠍座的心宿二、獵戶座的參宿四、盾牌座的盾牌座UY等则…
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…
鐵星
鐵星是一種假想中的緻密星，可能會在極遙遠的未來、距今約101500年之後出現。 在所有核素中，鐵-56具有近乎最高的結合能，也是核子平均質量最低的原子核，是核分裂與核融合的終點。 該理論認為只要時間夠長，所有物質最終都會自發轉變成鐵。其中輕原子核會透過量子穿隧進行冷核融合並最終融合成鐵-56；重原子核則會透過自發裂變與α衰變衰變成鐵-56，最終將整個恒星變成冰冷的鐵球。 這種天體是否會形成取決於質子是否會衰變。而到了約101026至10…
星系際恆星
星系際恆星是不屬於任何一個星系的恆星。科學界近年來對這些恆星有著許多的討論，普遍認為這些恆星的來源是星系碰撞的結果。 發現 恆星只存在於星系內直到数十年前都仍是一种共识。但是當1997年發現星系際恆星後，這种共识被推翻了。天文学家当时首度在室女座星系團發現可能有上兆顆的這種恆星存在。 形成 雖然，這種恆星的行程帶著點神祕，但最常見的理論是這些恆星是由兩個或更多個星系碰撞，然後有些恆星被拋入更為廣闊的太空之內。 觀測的歷史 在1997年，…
拱極星
中的繞極星跡。越靠近天極的恆星在長時間的暴露所留下的的軌跡越短。]] 拱極星是從地球上給定的緯度來看，由於靠近天極之一，使它從未落在地平線以下的恆星。因此，在一年中的每個夜晚，從上述位置朝向最近的極點，一整晚可以看到這些恆星（如果它們沒有被太陽的眩光淹沒，也將在一整天中持續可見）。其它的恆星被稱為「季節星」。 所有的拱極星都位於一個大小由觀測者所在緯度决定的恆顯圈（或稱為環極圈）內。具體來說，這個圓圈半徑的角度測量值等於觀察者的緯度。觀…
藍掉隊星
的草圖，顯示蓝离散星。]] 蓝离散星是在球狀星團或疏散星團的赫羅圖主序帶上，比的恆星更亮和更藍的恆星。艾倫·桑德奇在1953年對球狀星團M3中的恆星進行光度測定時，首次發現蓝离散星。標準的恆星演化理論認為，恆星在赫羅圖上的位置應該幾乎完全由恆星的初始質量及其年齡決定。在一個星團中，所有的恆星幾乎同時形成，因此在一個星團的赫羅圖中，所有的恆星都應該沿著一條由星團年齡設定的明確曲線分布，而每顆恆星在曲線上的位置完全由它們的初始質量決定。然而…
氦星
氦星是具有異常強烈的氦線而氫線比正常微弱，恆星光譜O或B的藍色恆星，但有強的恆星風和包層的質量損失。極端氦星在他們的光譜完全缺乏氫。純氦星位於或靠近"氦主序列"的附近，類似於更常見的氫星形成的主序帶。 以前，"氦星"在恆星光譜上與B是同義詞，但此用法現在已被視為過時。 氦星，在術語上也是，如果兩顆質量至少為0.5太陽質量的白矮星合併則可能發生，然後開始氦核融合，可以維持數億年的壽命。僅當這兩顆恆星共用相同類型的包層時，才可能發生此種情況…
弱氦星
弱氦星是化學性質奇特的恆星，它們的光譜在光譜類型有微弱的氦線。它們的氦線顯示是在晚期較低的溫度，比氫線顯示的低。 弱氦星列表 這是一份不完整的弱氦星清單： HR 939 HR 1100 HR 1121 HR 1441 HR 2509 HR 3448 HR 4801 HR 8137 水蛇座θ HD 34797 HD 35456 相關條目 氦星 * 極端氦星 參考資料
鍀星
鍀星，或更適當的稱為Tc-富星，是光譜中有放射性金屬鍀吸收線的恆星。鍀最穩定的同位素是97Tc，半衰期長達4,200,000年，但對於做為恆星的創造材料，這個時間依然是太短暫了。因此，1952年在恆星光譜中檢測到鍀的譜線，為恆星內的核合成提供了明確的證據，在眾多的證據中，雙子座R是其中之一。 擁有鍀的恆星在恆星分類中屬與漸近巨星分支（AGB），是類似於紅巨星 ，但有著略高的光度，並且在內層的殼層仍然燃燒著氫。許多這一類恆星的成員在內層燃…
後漸近巨星支星
後漸近巨星支星（pAGB，是後-漸近巨星支的縮寫）是處於恆星演化非常晚期階段的一種中等質量恆星，在恆星分類上是明亮的超巨星。後漸近巨星支階段發生在漸近巨星支（AGB或第二次上翻紅巨星）結束之後。這階段的垂死恒星，最初非常凉爽和巨大，會收縮和升溫。 在這一階段接近尾聲時，後漸近巨星支星在脫落外層時也傾向於產生原行星雲，這會產生大量的紅外過量，並遮蔽恆星在可見光的輻射。在達到約的有效溫度後，該恆星能够電離其周圍的星雲，產生一個真正的行星狀星…
藍巨星
、太陽、藍矮星和R136a1。R136 a1並不是已知體積最大的恆星，這個頭銜屬於史蒂文森2-18。]] 藍巨星（Blue Giant）是恆星的恆星光譜分類中的第III級，光譜型為O或B型，為巨星的其中一種。藍巨星擁有极高的亮度，絕對星等一般为-2至-5.5等，表面溫度10,000K-55,000K。蓝巨星通常具有相当大的质量，大多数蓝巨星质量在太阳的5到25倍之间，少数O型的蓝巨星质量会更高。蓝巨星具有非常高的亮度，通常蓝巨星的总辐射…
测光标准星
測光標準星是一系列在不同測光系統的光通帶，經過十分謹慎測量了其光度的恒星。其他天體可以使用連接到望远镜的CCD相機或光電光度計，和通量或收到的光量，與測光標準星比較，以確定該天體確實的亮度或星等。 目前，最常被天文學家用到的光度標準星集是 在1992年發表在天文期刊104卷第一冊340-371頁的UBVRI系統。 参考资料