恆星
（恆星簡介）（恆星的誕生）（恆星的演化）（恆星的死亡）（首頁）
前言
銀河系約有二千億個恆星，而宇宙至少有1023個恆星。這些眾多的恆星，恆星的質量不盡相同，可能處在不同年齡與演化階段。恆星演化理論涵蓋：恆星的誕生(新生與嬰兒期)、主序帶恆星的演化(青年與壯年期)、後主序帶恆星的演化(老年期)、恆星的歸宿(死亡) 與化學元素的合成。
什麼是恆星?
恆星是指那些本身會發光的星體，這些星體本身就像一個巨大無比的核電廠，時刻進行核反應，釋放巨大能量，放射出光和熱。 例如太陽，就是宇宙裡無數恆星中的一顆， 天上的星星絕大多數是恆星。組成恆星的物質主要是氣體，例如氫和氦。恆星的溫度非常高，例如太陽的表面便高達攝氏6000度。可以說，恆星其實是一團巨大的、熾熱的氣體。
恆星的大小
恆星的大小也各有不同，例如太陽這顆中等重量的恆星，就有三十三萬個地球那麼大；最小的恆星，就只有地球般大小。但除了太陽以外，所有的恆星距離地球都很遠，因此無論真實的體積有多大，用在大的望遠鏡觀察都只不過是一個光點而以，所以看起來不如太陽大和光亮。恆星的溫度也與其大小無關，例如紅巨星體積非常的大，但表面的溫度低，白矮星非常小，但表面溫度卻很高！
恆星是永恆的嗎?
恆星不是永恆的，就像我們凡人一樣，恆星有生也有死，它們的一生大略可以用圖一來表示。恆星生命的長短，恆星在老年期有什麼變化，死亡以後會變成什麼，這些問題都和恆星的質量有很緊密的關係。那麼恆星的質量又有什麼重要呢？很粗略地說它代表恆星燃料的多寡，通常天文學家用我們最親密的太陽來當標準。比太陽質量大十倍以上的恆星，稱為大質量恆星，而質量不到太陽一半的是小質量恆星。
大質量恆星燦爛過完短暫的一生，以壯烈的超新星爆炸謝幕。太陽過完一生後會以行星狀星雲落幕，哽咽地離開恆星世界。棕矮星是一種質量太小的失敗恆星。
乍看之下，大質量恆星含有較多的燃料，似乎也應該活得最久。不過它們卻是天生的敗家子，它們消枆燃料的速度是太陽的數十倍到數千倍，所以在數百萬年到數千萬年的盡情揮霍後，就用掉所有的家產，最後以超新星爆炸的死亡儀式落幕。
而提供人類光和熱的太陽，大約可以活上一百億年，對年齡有五十億年的太陽，它還有五十億年的生命呢！這對我們人類來說，已經是夠長久了。小質量的恆星更可以活上數百億年，不過它們是不折不扣的鐵公雞，它們省吃儉用地直到死亡。
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前言
本銀河系約有二千億個恆星，而宇宙至少有1023個恆星。這些眾多的恆星，恆星的質量不盡相同，可能處在不同年齡與演化階段。天文學家根據觀測的結果，再加上理論的計算，構造出恆星演化的理論。恆星演化理論涵蓋：恆星的誕生(新生與嬰兒期)、主序帶恆星的演化(青年與壯年期)、後主序帶恆星的演化(老年期)、恆星的歸宿(死亡) 與化學元素的合成。
恆星的誕生
簡單圖像：
巨大、低密度的冷星雲(分子雲)經由重力塌縮，將位能轉變成熱能，當核心的溫度昇高到可以觸發氫融合反應，恆星就誕生了，並變成小而密度高的熱星。
恆星誕生的原料：星際物質
恆星的質量，大多在太陽質量的十分之一到數十倍之間。以太陽而言，其質量約是地球的三十三萬倍，可見恆星有相當巨大的質量。能誕生恆星的巨大分子雲，又是由幾近真空的星際物質，歷經亙古的時間緩慢聚集而成。星際物質主要是由氫、氦、塵埃所組成。
星際物質存在的證據
星光的消光（因為星際有物質存在，使我們觀測到的天體視亮度，比星際是真空時的視亮度來得暗。估計每100 pc 的距離，星際物質會使星光減弱1.9 等。） 與紅化（星光穿透過星際物質，受到塵埃微粒的瑞利散射(Rayleigh scattering)，短波長的可見光(如藍光)受到大角度的散射。長波長(如紅光)的可見光，僅受到較小角度的散射。所以短波長的光譜強度衰減的程度，比長波長部份來得多。），發射星雲(emission nebula) –Trifid 星雲 、或H II 區域 ，反射星雲(reflection nebula)–Trifid 星雲、昂宿星團(the Pleiades)，暗星雲–馬頭星雲 、本雲河盤面 、包克雲球(Bok globules)，氫21公分線 (無線電波段)，0.26 公分CO 譜線–巨大分子雲(數十萬太陽質量)。
溫度：數K到數百K之間，全看距離恆星多遠而定， 平均約在100 K左右。
密度：平均106 原子/ 米3 ，或每CC的 太空中，平均來說有一個原子。分佈並不均勻， 最密者有109 原子/ 米3，而最疏者 低達104 原子/ 米3 。在地球上 實驗室能造成的最好真空約在1010 分 子/ 米3 ，而在海平面太氣每立方公尺中 含有1025 個分子。
成份：分析星際星雲的吸收光譜 ，可以得知，星雲90% 是原子或分子氫， 9% 為氦，剩下的為較重的元素、分子與星際塵埃。
恆星誕生的機制
但恆星誕生的故事並不是如此簡單，星際物質受重力的吸引，慢慢的聚集在一起，同時溫度也漸漸昇高。溫度愈高，原子與分子運動的速率也愈快，這種傾向抗衡了重力塌縮的繼續進行，有時甚至可能把星雲打散。
由觀測的證據顯示，星雲不可能經由自發性的重力塌縮，而變成恆星。天文學家認為有四種不同的過程，具有發揮臨門一腳效用，能觸發恆星的形成。
1.超新星爆炸產生的巨大震波 ，例： Cygnus Loop。（Cygnus Loop 是二萬年前，一次超新星爆炸所拋出的物質所形成的環狀星雲，環的半徑現在己擴張到120 光年。白框內的插圖是Cygnus Loop 的全景，其餘的部份是哈伯太空望遠所拍攝的細部結構。）
2.O-B 型熱星放出巨大的輻射，恆星風推擠周圍的星際物 質使之成為物質密度較高的球殼，如 薔薇星雲(Rosette nebula)。
3. 分子雲之間的踫撞。
4.在銀河系的漩渦臂。（NGC 2997-距離三千五百萬光年，與NGC 1365-距離六千萬光年；銀河漩渦臂上的恆星誕生區）
恆星誕生的過程
雲氣在塌縮成為成為恆星的前一狀態，稱為 原恆星(胎星、protostar)，它是熱到足以產生紅外線，但是 不足以開始進行核融合，所以在可見光波段很難觀測到。
原恆星(胎星) 階段的演化 —
吸積盤 靠原恆星中心 的溫度極高，物質由中心 處垂直盤面噴出，形成 噴流(jets)。
觸發氫融合–新恆星誕生 —
原恆星的質量，因周圍的物質持續地加入而增加，核心的溫度也隨之昇高。當中心的溫度超過4 * 106 度時，氫開始發生核融合，一顆新的恆星也就誕 生了。此時恆星的四周雲氣仍然很稠密，可能還無法直接看見這顆新生的恆星。但可觀測周圍 雲氣受中心恆星激發的倩形 ，可以推知雲氣深處新恆星的誕生。
進入主序帶 —
當胎星的中心開始產生氫核融合，則此一星體我們稱之為 主序星，恆星百分之九十的時間，都待在主星序上。
【補充】
1.星雲聚集的因素：
(1)超新星爆炸
(2)受恆星風吹拂
(3)分子雲碰撞
(4)在銀河系漩渦臂
2.誕生過程
(1)分子雲塌縮
星雲經由重力塌縮繼續集中，質量漸大，中心能量漸高邁入「原恆星」階段。
(2)原恆星階段－產生紅外線
星雲中心塌縮到某一地步，重力位能轉換成分子動能產生熱，熱到足以產生紅外線之熱度時，我們便可利用紅外光來觀測原恆星的存在。
(3)觸發氫融合
原恆星質量因周圍物質被吸入而不斷增加，核心溫度也不斷增加。當中心溫度超過4*106時，核心開始發核融合，如此我們便稱「恆星誕生了」 。此時恆星稱為「零歲恆星」（Zero agemainsequence star）
恆星誕生的觀測證據
恆星誕生的觀測證據：
繭狀物(cocoon) —
是一種紅外線光源。
年輕的胎星通常是看不見的，都被一層稱為 繭狀物的雲氣與 星際塵埃所包圍著，而此繭狀雲氣受到胎星的加熱會放出紅 外線。最終當胎星的溫度夠熱，則繭狀物將被吹走。M16的恆星誕生區、 M42的恆星誕生區。
金牛座T 型星(T Tauri Stars) —
以第一顆被發現金牛座變星T 命名，最初以為是年輕的變星，現在一般相信這類型星 ，是原恆星演化的最後階段，正在清除它們的繭狀物。
例如NGC 2264 中有許多低質量的T型星，實測的數據 顯示星團中，大質量的恆星己在主序星階段，而低質量恆星仍在T 型星階段。這個星團的年齡約僅有數百萬年，因為同星團內的恆星是由同團雲氣中產生，所以它們起步的時間相同，但恆星進人主序帶所需要的時間與其質量有關 ，一般質量愈大的星，愈快進入主序帶，實測的結果與理論相合。
【圖】最上圖是攝於1980 年的NGC 2261 ，扇形雲氣的頂端就是一顆T型星。下圖是同顆星的光度在1960 年代，三年之間的光度變化。這顆T型星在變亮後，其光度己不再變化，是否己進入主序星階段？天文學上，同類星體的命名，常是用第一次發現時的星來命，金牛座T 型星就是很典型的例子。 金牛座T 型星是指非常年輕的變星，嚴格來說，它們是濱臨主序星階段的原恆星，並非是真正的恆星。
雙極流(bipolar flow) —
當氣體掉入恆星的吸積盤面時，會拉曳著磁場，進而在旋轉軸的兩端產生噴流，而噴流與周圍雲氣相撞，產生光度閃爍不定的Herbig-Haro 星體。
由哈伯太空望遠鏡的觀測發現，在獵戶座大星雲中的七百多顆新恆星，近半數有吸積盤 的存在。現在的一般的臆測是，這些吸積盤假以時日，有可能會形成行星。如果這種說法是正確的，行星在宇宙中，可能到處皆是。由最近一系列的觀測發現，如吸積盤、外太陽系行星 與火星微生物 等，使我們對外太陽系智慧生物，存在與否的問題有了無窮的想像空間。
Herbig-Haro 星體 —
原恆星演化過程所產生的雙極流，高速衝入周圍的雲氣，並激發雲氣中的物質放出電磁輻射，成為為亮度不規則變化的小星雲。這類光度閃爍不定的小星雲，常稱為Herbig-Haro 星體(H-H objects)，所發出的輻射大都在可見光、紅外線與無線電波段。
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1911年丹麥赫茲布朗（Ejnar Hertzsprung 1873-1967）和1913年美國羅素（Henry Norris Russel 1877-1957）先後發現恆星的光度及表面溫度的關係，並以統計圖表示出來，二人於 1914年同時公布，因此，此種恆星光度與溫度的關係圖被稱為赫羅（H-R）。圖911年丹麥赫茲布朗，此種恆星光度與溫度的關係圖被稱為赫羅（H-R
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赫羅圖
赫羅圖的建立：
1.用可見光波段濾光片的光度計à恆星的目視光度。
2.分別測恆星藍光及可見光波段的亮度à恆星的顏色à表面溫度。
3.有了恆星的表面溫度及目視光度à標位
赫羅圖的特徵
1.在著名的赫羅圖上，這些恆星分布在從左上角到右下角的一條線上，這條線叫做主星序，主星序上的星都叫做主序星。主序星可算是恆星一生中精力最旺盛的中壯年時期。
2.赫羅圖左上角是質量大、體積大、溫度高、光度大呈藍色的星，稱為「藍巨星」；而右下角正相反，呈紅色的星。赫羅圖的右上角的恆星光度高、半徑大，表面溫度卻低而偏紅的星體，稱之為「紅巨星」。赫羅圖左下角是質量小、體積小、光度低，但溫度卻很高而發偏青白色光，因而稱為「白矮星」。
恆星的演化－
離開了主序帶的恆星，到底會如何演化，與它們的質量有非常密切的關係。不同質量的恆星，會有不同的演化途徑。為了方便討論起見，我們將恆星大約分成三大類：M恆星 > 8 M 太陽、8 M 太陽 > M恆星 > 0.4 M 太陽、M恆星 < M太陽
M 恆星 演化歷程：主序星—> 白矮星—> 黑矮星－
恆星無輻射層，以對流的方式傳輸能量，因此恆星物質的分佈很均勻。氫融合反應速率非常緩慢，恆星的主序星生命期非常長，宇宙誕生初期所產生的這類型恆星，尚在主序帶上。
這類低質量恆星，星核氫融合反應終止後，會進行重力塌縮，重力位能轉成核心熱能，但未高到能夠觸發氦核融合的溫度 。當重力位能耗盡後，黑矮星是這類恆星演化的終點。
8 M 太陽 > M恆星 > 0.4 M 太陽 －
演化歷程：主序星→ 巨星→ 氦閃、碳閃、行星狀星雲、…→白矮星→黑矮星。
星核的氫燃盡之後形成氦核心。
氦核心的溫度不夠，無法使氦產生融合，只有繼續塌縮，將重力位能轉變成熱能。
當氦核溫度昇高時，會對氦核附近的氫，再加熱使得氫產生融合，構成了氫融合層。
氦核所輻射出的能量與氫核融合層所產生的能量， 使得恆星外層的氣體(H, He) 膨脹而成巨星或超巨星。
恆星在主序星時期之後會進行更重的元素的融合， 產生的現象包括有氦閃、碳閃或行星狀星雲。
離開了主序帶的恆星，除了星核的邊緣區域仍有少量的氫融合反應外，中心區域的核反應已經停歇，但殘存的輻射能量，仍然需要很長的時間才能完全傳遞出來，所以核心溫度，並未因為核反應中止而大幅下降。但此時逐漸失去輻射壓支撐的恆星，星核被強大的重力壓縮，其重力位能轉換成星核心物質的動能，致使星核的溫度急劇上升。所以對這一階段的恆星而言，它的能量輸出速率反而比在主序星時來得高。
M恆星 > 8 M 太陽 －
演化歷程：主序星—> 超巨星—> 超新星爆炸—> 中子星或黑洞。
愈重的恆星，演化的速度愈快。
後主序帶的演化：雙星系統
50%以上的星隸屬雙星或多星系統。
星球外層會膨脹而成紅巨星 白矮星
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一顆類似太陽大小質量的恆星，會在赫•羅圖 (H-R diagram) 的主序帶上停留約百億年，其間它會穩定地進行「氫融合成氦」的核能反應而產生大量的光和熱， 造就出向外擴散的力量足以抵擋住向內的重力，而維持外觀的平衡狀態。直到氫的數量過少而使得「氫融合成氦」的能量不足以維持住穩定平衡的狀態，接著在星球內部的塌縮、體積變小促使較高原子序元素的融合反應產生，也就是它離開了主序帶的停留，進入「碳氮氧循環」核能反應的變星階段。
紅巨星
當恆星進入「碳氮氧循環」的核能反應時，星球的外觀充滿著快速擴散的氣體，氣體因著擴散逐漸降低了它們的溫度而呈現 「紅色」的低溫特徵， 如此外觀巨大呈現泛紅的星體被稱之為「紅巨星」，未來預計太陽成為紅巨星的晚期可能地球會被此種氣體所籠罩。
白矮星
當紅巨星的低溫泛紅的氣體散去後，裸露出原來星球內部的核心密緻組成，這類的星體是靠著自體殘留體溫散熱發光， 稱它為「白矮星」。逐漸冷卻的白矮星，它們體溫逐漸散失而亮度逐漸變暗成為「黑矮星」，也就再也不易被觀測到了。
超新星爆發（Supernova）
巨型恆星的演化晚期，核融合反應結束，內部突然失去支撐力量，造成塌陷成超高密度的內核，而其餘的大量物質則會因著高速地膨脹而被拋向太空；從外觀看來，星體突然變得較亮、而且較大而明顯，就像誕生了一顆新星般，所以引用剛發現時的稱呼，叫它為「超新星爆發」。
中子星（Neutron Star）
中子星是恆星演化到核融合反應結束、邁向死亡而塌陷後僅靠中子間的斥力維持它不致繼續塌陷的星體。因為中子星通常都俱有強烈的磁場和高速的自轉，所以在它的磁場兩極有電磁波輻射和物質噴流的現象；如果這些電磁波能規律地仿如燈塔的探照被我們觀測到，因此在 1967 年由於這個特徵發現了它們的存在，因此它們也有著「波霎」的稱呼。
從中子星磁場的兩極輻射出強束的電磁波，且隨著中子星自轉，會像燈塔所發出的光一樣拂掠整個星空。磁軸與自轉軸往往又不相重合，當中子星繞自轉軸快速自轉時沿磁軸方向射出的輻射束就會像探照燈一樣迅速掃過空間。
黑洞
一顆年老且巨大的星球在生命快要結束時，會塌陷入自體之中，變成體積微小，密度卻極重的物體，其重力比一百萬個太陽還大。它可吸入任何物體，甚至光線，形成一個看不到任何東西的區域，就是黑洞。只有當它對其他物體產生影響，亦即干擾附近星球的軌道或使光線的路徑產生彎曲時才會被間接發現。
我們無法直接看到黑洞，但可以觀測到它對其他事物的影響。當物體被吸入時，會加速，並且變得越來越熱，直到進入黑洞並消失為止。就在物體被吸入之前的瞬間，會因為高熱而放出紫外線和X光，這些最後的「邊緣訊息」是我們從黑洞獲得的唯一訊號。
想獲得黑洞訊息的少數方法之一就是使用紫外線望遠鏡和X光望遠鏡，由於我們的大氣層會吸收紫外線和X光，因此，望遠鏡需架設在遠離大氣層上方的衛星上，它們可以探測物體捲入黑洞時釋放出的輻射線。
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