漸近巨星支
M5的赫羅圖。已知的漸近巨星支星標示為藍色，兩側的一些紅巨星分支星以橙色顯示， ]] 渐近巨星支（，缩写AGB）是赫羅圖中低溫、高光度恆星的區域。這是恆星演化階段中，所有低到中等質量恆星（0.6-10M⊙）生命期後段所經歷的過程。 在觀測上，一顆渐近巨星支星將以明亮的紅巨星形式出現，光度會是太陽的數千倍。它的內部結構特徵是在中央有一個不活躍的碳和氧核心，外面是正在將氦融合成碳(氦燃燒)的氦層，再外面則是將氫融合成氦(氫燃燒)的殼層，還有…
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共 15 篇文章
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…
SN 1972E
{{Supernova |constellation=半人马座 |name=SN 1972E |type=Ia型 | host = NGC 5253 | ra = | dec = 。该星发现时的亮度刚好达到最大值约为8.49，位于NGC 5253中心以西约56角秒、以南约85角秒处。其位置处于星系的边缘，便于观测，最大限度地减少背景天体的干扰对于南半球的观测者来说，这颗超新星的位置非常理想，同时北半球的天文台也能进行较好的观测。人们曾尝…
超新星
（左下方的亮點）是在星系NGC 4526的一顆Ia超新星。|244x244px]] 超新星（）是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可能持续几周至几个月甚至幾年才会逐渐衰减。而在此期间，一颗超新星所释放的辐射能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸可以将其大部分甚至几乎所有物质以接近十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这…
玻色子星
玻色子星（Boson Star）為一假想中的天體，由玻色子構成。而普遍的星體則主要由費米子構成，除了質量數為偶數的穩定原子核為玻色子。 特性 玻色子星須由穩定且自相排斥的玻色子構成：假想中的軸子可能是其構成物質，它也可能是宇宙中未被檢測出的暗物質的成分。 相對於普遍的恆星因重力作用及核融合而發光，它在理論上為不可見及難以探測的。而緻密玻色子星的重力仍可令光的路徑彎曲，與黑洞事件視界附近的情況類似。若玻色子星吸附其他物質，這些物質便可見於…
中子星
PSR B1509-58的辐射，一个快速旋转的中子星，使得周边气体X射线发光（金色，来自钱德拉）并且照亮星云的其他部分，这里以红外线可見（蓝色与紅色，来自WISE）。]] 中子星（），是恒星演化到末期，經由引力坍縮發生超新星爆炸之後，可能成為的少數終點之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚变反應中耗盡，并最终轉變成鐵元素后，便無法再从聚变反应中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能导致外壳的動能轉化為…
恆星演化
和巨星的階段，直到在右上角將外層拋離，形成行星狀星雲。]] 恆星演化是恆星隨著時間的推移而變化的過程。根據恆星的質量，它的壽命可以從質量最大恆星的幾百萬年到質量最小恆星的萬億年，這是比宇宙年齡還要長許多的時間。這張表格顯示恆星壽命與其質量的關聯性。 所有的恆星都誕生於氣體和塵埃雲，也就是通常所說的星雲或分子雲。纖維狀結構遍布在分子雲中，致密纖維狀結構會碎裂成星前雲核，也就是恒星的前身。纖維狀結構的具體碎裂模式與其對周圍氣體的吸積、幾何彎…
夸克星
夸克星（）由奇異物質組成，是一種理論假設可能存在的引力緻密星體，需要更多的觀測數據及關鍵遺失環結理論推導來佐證其真實性。 夸克星模型 以夸克水平為基礎的星體在理論模型上至少有三種，「奇異夸克星」、「」及「玻色星」。 的奇異物質理論構成「奇異夸克星」]] 奇異夸克星 「奇異夸克星」是科普文章通稱的「夸克星」，成分以奇異物質為主，主要建立在威滕假說上，專業學者文章多以「奇異星」來區分其差異，強調出其為奇異物質所組成的夸克星，由於「奇異星」有…
星系的形成和演化
星系的形成和演化之研究涉及從均質開始形成同質與異質宇宙的過程，第一個星系的形成，星系隨時間變化的方式，以及在附近的星系中觀察到的各種結構和過程。根據結構形成理論，星系的形成假設是由於大爆炸之後的微小量子漲落的結果。觀測到的現象基本上與最簡單的ΛCDM模型一致，也就是說，星系的群聚和合併使星系的質量積累，決定了它們的形狀和結構。 星系的一般觀測特性 。]] 因為無法在外太空進行實驗，"測試"星系演化理論和模型的唯一方法就是將其與觀測的結果…
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…
双色图
在天文學中的雙色圖（或稱為雙色指數圖，color–color diagrams）是一個比較恆星在不同波長下視星等差異的圖表。天文學家進行觀測時一般都在特定波段下進行窄範圍波長觀測，並且天體在每個波段下的亮度都不同。在天文學上不同波段之間的光度差異稱為色指數。在雙色圖中，由兩個特定波段組成的色指數會位於該圖水平向的X軸，由另外兩個波段組成的另一個不同色指數（雖然一般情況下其中一個波段會在兩個被比較的色指數同時出現）則是位於垂直向的Y軸。 …
赫羅圖
中22,000顆的恆星，和葛利澤近星星表的1,000顆所繪製的赫羅圖。此圖顯示恆星只出現在圖的某些區域。最顯著的是稱為主序帶，為從左上（熱且亮）到右下角（冷且暗）的對角線。在左下區域是已經發現的白矮星，主序帶上方是次巨星、巨星和超巨星。可以在主序帶上找到我們的太陽：光度為1（絕對星等4.8），B-V的色指數為0.66（溫度5,780K，光譜類型G2V）。]] 赫羅圖（，简写为、或）是以恆星的絕對星等或光度相對於光譜類型或有效溫度繪製的散…
赫氏空隙
赫氏空隙（Hertzsprung gap）是赫羅圖上的一块区域。 它依據埃納·赫茨普龍的發現命名，他首先注意到在赫羅圖 (如右) 上光譜類型A5到G0和絕對星等+1到-3的這一塊區域（也就是在主序帶上方到大約是1.5太陽質量的紅巨星）十分稀薄。當一顆恆星在演化過程中跨越了这片区域，就意味著它已經結束氫核燃燒，但尚未開始氫壳燃燒。 恆星不會停留在这片区域，只花费數千年就非常快速地經過這片區域，相較於恆星生命的周期非常短暫，在圖中這一部分恆…
獵戶FU型變星
在2004年釋放X射线輻射的影片。]] 在恆星演化中，獵戶FU型變星（FU Orionis star，或 FU Orionis object、 FUor）是一種在光度和光譜形式上會出現極大變化的主序前星。典型例子天鵝座V1057會出現亮度增加6個星等，和光譜形式從 dKe 變成 F 型超巨星的變化。這類恆星是以它的原型恆星獵戶座FU命名。 特性 目前與獵戶FU型變星有關的閃焰模型是物質從吸積盤快速轉移至一顆年輕而低質量的金牛T星。這種天…
赫斯圖
赫斯圖繪出指定星系赫羅圖在不同颜色-星等范围中的恒星密度。 中银纬大于80度的恒星赫斯图，数据来源于斯隆数字巡天。点击看大图。]] 這種圖是由赫斯在1924年命名的。 他使用的年代至少延續至1948年。 右图是利用斯隆数字巡天释放的公开数据绘制的银河系银纬大于80度的恒星的赫斯图，图中用颜色区分赫斯图上的恒星密度。这是常用的天文学研究方法，通常会将来源于观测数据的赫斯图与理论模型进行对比。 相關條目 * 双色图 參考資料