星星为什么要发光?如题

星星为什么要发光?如题
星星为什么要发光?如题

星星为什么要发光?如题
因为天上的星星都是一颗颗像太阳一样的恒星 太阳自身会发光发热的 以下是相关资料 恒星由炽热气体组成的,能自己发光的球状或类球状天体. 离地球最近的恒星是太阳.其次是处于半人马座的比邻星,它发出的光到达地球需要4.22年.晴朗无月的夜晚,在一定的地点一般人用肉眼大约可以看到 3000多颗恒星.借助于望远镜,则可以看到几十万乃至几百万颗以上.估计银河系中的恒星大约有一、二千亿颗.恒星并非不动,只是因为离开我们实在太远,不借助于特殊工具和方法,很难发现它们在天上的位置变化,因此古代人把它们认为是固定不动的星体,叫作恒星. 恒星也有自己的生命史,它们从诞生、成长到衰老,最终走向死亡.它们大小不同,色彩各异,演化的历程也不尽相同.恒星与生命的联系不仅表现在它提供了光和热.实际上构成行星和生命物质的重原子就是在某些恒星生命结束时发生的爆发过程中创造出来的. 编辑本段距离 测定恒星距离最基本的方法是三角视差法,先测得地球轨道半长径在恒星处的张角(叫作周年视差),再经过简单的运算,即可求出恒星的距离.这是测定距离最直接的方法.但对大多数恒星说来,这个张角太小,无法测准.所以测定恒星距离常使用一些间接的方法,如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差,等等.这些间接的方法都是以三角视差法为基础的. 编辑本段星等 恒星的亮度常用星等来表示.恒星越亮,星等越小.在地球上测出的星等叫视星等；归算到离地球10秒差距处的星等叫绝对星等.使用对不同波段敏感的检测元件所测得的同一恒星的星等,一般是不相等的.目前最通用的星等系统之一是U(紫外)B（蓝）、V（黄）三色系统.B和V分别接近照相星等和目视星等.二者之差就是常用的色指数.太阳的V=-26.74等,绝对目视星等M=+4.83等,色指数B-V=0.63,U-B=0.12.由色指数可以确定色温度. 编辑本段温度 恒星表面的温度一般用有效温度来表示,它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度.恒星的光谱能量分布与有效温度有关,由此可以定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型（也可以叫作温度型）温度相同的恒星,体积越大,总辐射流量（即光度）越大,绝对星等越小.恒星的光度级可以分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ,依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星（或矮星）、亚矮星、白矮星.太阳的光谱型为G2V,颜色偏黄,有效温度约5,770K.A0V型星的色指数平均为零,温度约10,000K.恒星的表面有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度,差别很大. 编辑本段恒星光谱分类 恒星分类是依据光谱和光度进行的二元分类.在通俗的简化的分类中,前者可由恒星的颜色区分,后者则大致分为“巨星”和“矮星”,比如太阳是一颗“黄矮星”,常见的名称还有“蓝巨星”和“红巨星”等. 根据维恩定律,恒星的颜色与温度有直接的关系.所以天文学家可以由恒星的光谱得知恒星的性质. 故此,天文学家自19世纪便开始根据恒星光谱的吸收线,以光谱类型将恒星分类.天体物理学就是由此发展起来的. 依据恒星光谱,恒星从温度最高的O型,到温度低到分子可以存在于恒星大气层中的M型,可以分成好几种类型.而最主要的型态,可利用"Oh,Be A Fine Girl, Kiss Me"（也有将"girl"改为"guy"）这句英文来记忆（还有许多其它形式的口诀记忆）,各种罕见的光谱也有各特殊的分类,其中比较常见的是L和T,适用于比M型温度更低和质量更小的恒星和棕矮星.每个类型由高温至低温依序以数字0到9来标示,再细分10个小类.此分类法与温度高低相当符合,但是还没有恒星被分类到温度最高的O0和O1. 光谱类型 表面温度 颜色 O 30,000 - 60,000 K 蓝 B 10,000 - 30,000 K 蓝白 A 7,500 - 10,000 K 白 F 6,000 - 7,500 K 黄白 G 5,000 - 6,000 K 黄（太阳属于此类型） K 3,500 - 5,000 K 橙黄 M 2,000 - 3,500 K 红 另一方面,恒星还有加上“光度效应”,对应于恒星大小的二维分类法,从0（超巨星）经由III（巨星）到V（矮星）和VII（白矮星）.大多数恒星皆以燃烧氢的普通恒星,也就是主序星.当以光谱对应绝对星等绘制赫罗图时,这些恒星都分布在对角在线很窄的范围内. 太阳的类型是G2V（黄色的矮星）,是颗大小与温度都很普通的恒星.太阳被作为恒星的典型样本,并非因为它很特别,只因它是离我们最近的恒星,且其它恒星的许多特征都能以太阳作为一个单位来加之比较. 编辑本段大小 恒星的真直径可以根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来.常用的干涉仪或月掩星方法可以测出小到0.01的恒星的角直径,更小的恒星不容易测准,加上测量距离的误差,所以恒星的真直径可靠的不多.根据食双星兼分光双星的轨道资料,也可得出某些恒星直径.对有些恒星,也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径.用各种方法求出的不同恒星的直径,有的小到几公里量级,有的大到10公里以上. 恒星的大小相差也很大 , 有的是巨人 , 有的是侏儒.地球的直径约为 13000 千米 , 太阳的直径是地球的 109 倍.巨星是恒星世界中个头最大的 , 它们的直径要比太阳大几十到几百倍.超巨星就更大了 , 红超巨星心宿二 ( 即天揭座α ) 的直径是太阳的 600 倍；红超巨星参宿四 ( 即猎户座α ) 的直径是太阳的 900倍 , 假如它处在太阳的位置上 , 那么它的大小几乎能把木星也包进去.它们还不算最大的 , 仙王座 VV 是一对双星 , 它的主星 A 的直径是太阳的 1600 倍；HR237 直径为太阳的 1800倍.还有一颗叫做柱一的双星 , 其伴星比主星还大 , 直径是太阳的 2000-3000 倍.这些巨星和超巨星都是恒星世界中的巨人. 看完了恒星世界中的巨人,我们再来看看它们当中的侏儒.在恒星世界当中,太阳的大小属中等,比太阳小的恒星也有很多,其中最突出的要数白矮星和中子星了.白矮星的直径只有几千千米,和地球差不多,中子星就更小了,它们的直径只有 20 千米左右,白矮星和中子星都是恒星世界中的侏儒.我们知道,一个球体的体积与半径的立方成正比.如果拿体积来比较的话,上面提到的柱一就要比太阳大九十多亿倍,而中子星就要比太阳小几百万亿倍.由此可见, 巨人与侏儒的差别有多么悬殊. 编辑本段质量 只有特殊的双星系统才能测出质量来,一般恒星的质量只能根据质光关系等方法进行估算.已测出的恒星质量大约介于太阳质量的百分之几到120倍之间,但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间.恒星的密度可以根据直径和质量求出,密度的量级大约介于10克/厘米（红超巨星）到 10～10克/厘米（中子星）之间. 恒星表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定.元素的中性与电离谱线的强度比,不仅同温度和元素的丰度有关,也同电子压力密切相关.电子压与气体压之间存在着固定的关系,二者都取决于恒星表面的重力加速度,因而同恒星的光度也有密切的关系. 根据恒星光谱中谱线的塞曼分裂（见塞曼效应）或一定波段内连续谱的圆偏振情况,可以测定恒星的磁场.太阳表面的普遍磁场很弱,仅约1～2高斯,有些恒星的磁场则很强,能达数万高斯.白矮星和中子星具有更强的磁场.