为什么天文学是最浪漫的学科

1. 为什么天文学是最浪漫的学科

　　天文学是当之无愧最浪漫的学科。比如，我有一次给小学四年级的学生讲流星雨，谈到自己2007年看流星的事情，一个小学四年级的小女孩马上问我，你许愿了没有？
　　曾经有个师妹，在高考前的一个雪夜，看到漫天繁星，忽然想到，去做个天文台的观测员，一定很浪漫。这个梦想铺垫了她到研究生阶段的天文学学习的道路，直到她成为一个外交官。
　　繁星与明月自然是天文学自发浪漫的要素，但下面这句话可能浪漫得有点流氓：做个好姑娘，吻我！原文是Oh Be A Fine Girl Kiss Me.取字母首写，OBAFGKM，这就是哈佛分类，恒星光谱的哈佛分类,简单地说就是给星星分类的一种方法。
　　从1900年开始，到1936年基本结束，通过对几万颗恒星的光谱观测、测定，把天上的恒星分成了这7类，从O到M型恒星，O是蓝色，M是红色，O型星表面温度最高，大概是3－8万K，而M型星只有2千－3千5百K。更具体的知识，不在这里赘述了。哈佛分类沿用至今，它揭开了研究恒星演化的序幕。
　　有了哈佛分类，才有赫罗图，横坐标是OBAFGKM，恒星的光谱型，纵坐标是恒星的光度，简单地说就是它的亮度（一般用它的绝对星等）。
　　再来说说“做好姑娘吻我”的事情。哈佛分类工作的领导者是Annie Jump Cannon，用5架望远镜，带领了近40名女孩子，花了近40年才完成。她们终生未婚。那5架望远镜只剩下了1架，现在在南京大学天文学系（现已扩为南京大学天文与空间科学学院）。
　　1945年的中国，天文台所有的天文望远镜都在抗战中被日本人拆的拆，炸的炸。美国为了帮助中国天文重建，决定送一台。1947年，这台拆卸后包装好的望远镜启航，1950年才到达中国。1952年院系调整，建立当时中国唯一的天文系—南京大学天文学系，这望远镜得以落户南京大学。
　　2002年，当年为这望远镜写欢送稿的sky&telescope编辑，来到南大，见此故物，热泪盈眶。
　　Oh Be A Fine Girl Kiss Me，是天文学专业学生的ABC，现在男女平等，所以这句话有了新演绎：Oh Be A Fine Guy Kiss Me！这句从女孩子嘴里说出的话，比《流星花园》更浪漫。

2. 与天文学有关的专业有什么？

天文学常用术语  
 〖名词解释〗天文学常用术语   
 绝对星等(Absolute magnitude) :假定把恒星放在距地球10秒差距(32.6光年)的地方测得的恒星的亮度。    

吸收线(Absorption lines)：某一波段的光被冷气体吸收时在光谱中形成的暗谱线。    

吸积盘(accretion disk):是一个受恒星或黑洞引力作用的物质盘，最终将落到中心的恒星或黑洞中去。    

活动星系(Active galaxy):能量极高的星系，中心是一个超大黑洞。    

高度(Altitude):以角度度量的天体距地平线距离。    

弧分(Arc minute):1度的1/60称为1弧分。1弧分又分为60弧秒。    

星群(Asterism):是一群明显的恒星，如北斗星，它组成一个星座的一部分。    

小行星(Asteroids):绕太阳运行的小的石质天体，主要在火星和木星轨道之间。    

天文单位(Astronomical unit):量度距离的一种单位，符号是AU，规定日地距离为一个天文单位，即9300万英 里(1.5亿千米 ）。    

方位角(地平经度)(Azimuth):自北点沿地平圈向东度量的天体的距离。    

大爆炸理论(Big bang)：这种理论认为，宇宙膨胀开始于150亿年前的一个小点。    

物理双星(Binary star):两个互相环绕运行的恒星。    

黑洞(Black hole):是非常致密的天体，光都逃不脱它的引力作用。    

CCD：即电荷藕荷合器件。由一块硅晶片把光变成电流，然后再形成图象。    

天赤道(Celestial equator):地球赤道在天球上的投影。    

天极(Celestial poles):地球的南极和北极在天球上的投影。    

天球(Celestial sphere):是一个假象的保卫地球的空心球，恒星看似镶嵌在这个球上。    

造父变星(Cepheid variable): 这是一类变星，其代表是仙王座δ星，它们的亮度呈脉动变化。造父变星越亮，它的脉动就越缓慢。    

昌德拉塞卡极限(Chandrasekhar):这是恒星核不能维持白矮星的质量极限。当一颗恒星的质量超过太阳质量的1.4倍时，它就会变成中子星或黑洞。    

色球(chromosphere):恒星大气的一层，包围在光球层之外。    

拱极星(Cirumpolar stars):位于某一特定纬度的观测者所看到的围绕在天极周围永不落下的恒星。    

闭合宇宙(Closed universe):指一个宇宙所拥有的质量产生的引力足以对抗其膨胀，最后坍缩。    

准校(Collimation):对一架望远镜的透镜或镜面进行校准。    

合(Conjunction):两个天体与观测者的视线成一条直线。    

星座(Constellation):人们在天空中定出88个由恒星组成的形象，每个称为一个星座，现在也指由这些星座圈定的天区。    

冕(Corona):恒星大气的最外层。    
暗物质(Dark matter):既看不见又不发出辐射的物质，占宇宙的90%。它们不可见，但通过它们对星系和银河星团的引力作用结果可以推断它们确实存在。    

赤纬(Declination):以度表示的天体到赤道的距离。    

双星(Double star):两颗互相环绕运行的恒星，或者是两颗实际上没有联系但处于同一视线上的恒星，后者为光学双星。    

矮星(Dwarf star):像太阳一样的小主序星，如果是白矮星，就是像太阳一样的一颗恒星的遗核。褐矮星没有足够的物质进行熔化反应。    

食(Eclipse):一个天体经过另一个天体的阴影。日食产生于月亮遮挡太阳从而在地球上形成阴影，月食产生于月亮穿过地球的阴影。    

黄道(Ecliptic):行星的轨道面在天球上的投影。也是太阳在天空中的周年视轨道。    

电磁波谱(Electromagnetic spectrum):电磁辐射的全部谱线，从波长很长的无线电波到波长很短的γ射线。    

距角(Elongation):以度表示的行星到太阳的距离，可以从东或从西度量。    

发射线(Emission lines):由炽热气体发射的特定波长的波所形成的明亮谱线。    

发射星云(Emission netbula):由星际气体组成的发光的云。    

事界(Event horizon):黑洞周围物质有去无回的边界，在边界以外观测不到边界以内的任何事件。    
  
平坦宇宙(Flat universe):宇宙所拥有的物质足以使其膨胀速度减缓，但又不发生坍缩。     

    
银盘(Galactic disk):在旋涡星系中，由恒星、尘埃和气体组成的扁平盘。    

星系晕(Galactic halo):在一个星系周围由老年恒星和球状星团组成的巨大的球形区域。    

星系(Galaxy):一个由引力结合起来的巨大的恒星群，分为不规则星系、椭圆星系、棒旋星系和规则旋涡星系。    

球状星团(Globular cluster):在星系轨道上由恒星群组成的古老的球形星团，最多可包含100万颗恒星。    

引力透镜(Gravitational lens):从遥远的辐射源发出的辐射受到某种质量的引力场 ——例如星系——的作用所发生的弯曲。    

暴涨宇宙理论(Inflationary-era theory):这是关于大爆炸宇宙理论初始态的理论，认为在最初的真空中有一种推动力，推动宇宙以超光速膨胀。    

干涉测量法(Interferometry):用多架望远镜把来自同一天体的光或无线电波进行组合，以增加分解。    

开氏温标(Kelvin):以绝对零度为基点的温度标尺，绝对零度即-273.15摄氏度，在此温度下分子停止运动。（0摄氏度=273.15K）    

苛伊柏带(Kuiper Belt):在冥王星轨道以外的一个由冰质天体构成的环盘，处于澳尔特云之中，是短周期彗星的储存库。    

光年(Light-year):光在一年中走过的路程，等于6万亿英里（9470000000000千米）。    

本星系群(Local group):由大约30个本星系组成的以引力相联系的星系群，我们的银河系就在其中。    

星等(Magnitude):天体的亮度。星等每降低一等，亮度增加为前一星等的2.51倍。    

主序(Main sequence):恒星生命周期中的主要部分，这期间恒星以氢为主燃料。    

子午线(Meridian):想象中在天空上经过天顶连接正南和正北点的线。    

梅西叶星表(Messier Catalog):由110个明亮天体组成的星表，包括星团、星云和星系。    

星云(Nebula):由尘埃和气体组成的星际云。    

中子星(Netutron star):演化后期的质量巨大的恒星，直径约为20英里（32千米），它非常致密，其中的质子和电子结合在一起成为中子。    

NGC：星云星团新总表，包括840个星团、星云和星系。    

新星(Nova):一颗恒星从它的伴星中获取气体突然燃烧变亮。    

掩星(Occultation):一个天体，例如一颗恒星被另外一个天体，例如月亮所遮掩。    

澳尔特云(Oort Cloud):包围在太阳系外面的一个由冰质物质构成的巨大的球形云，是长周期彗星的储存库。    

疏散星团(Open Cluster):由年轻恒星组成的松散的星团。    

开放宇宙(Open universe):如果一个宇宙质量不大，引力就不足以降低其膨胀速度，这就叫开放宇宙。    

冲(Opposition):行星在其轨道上与与地球隔着太阳正相对的一点。    

视差(Parsec)：从不同角度观测，一个天体在遥远背景上的位移。    

秒差距(Parsec):指一个距离，在这个距离下，日地距离正好是1秒。    

光球(Photosphere):恒星可见的表面。    

行星状星云(Planetary nebula):红巨星变为白矮星之前喷发而成的气体壳层。    

岁差(Precession):地球自转以25800年为周期进行摆动，造成天极和天球坐标移动，称为岁差。    

日珥(Prominence):从太阳表面喷发出来的带磁性的太阳物质。    

自行(Proper motion):从地球上看恒星在天球背景上的视运动。    

脉冲星(Pulsar):是自转的中子星，当其强磁场决定的射束扫过地球时，就造成带脉冲特征的无线电波。    

类星体(Quasar):类似恒星的天体。是活动星系处于形成初期的能量极高的阶段，其特征是辐射非常强。    

射电星系(Radio galaxy):活动的椭圆星系，它的大部分辐射是无线电波。    

红移(Red shift):谱线向光谱中红色的一端移动，这是由于天体向原离地球的方向移动，把电磁波的波长拉长了。    

逆行(Retrograde motion):行星正常的运动是自西向东，与此相反的视运动叫逆行，是由行星与地球的相对运动决定的。    

赤经(Right ascension):天球上相当于地球经线的线，通过天球两极并与天赤道垂直。以时、分、秒表示，自西向东由0时经一周增加到24小时。    

塞弗特星系(Seyfert galaxy):星系核激烈活动的星系，其核心是一个黑洞，它可能是类星体演化的后期阶段。    

恒星时(Sidereal time):一种时间系统，以地球真正自转为基础：即从某一恒星升起开始到这一恒星再次升起（23时56分4秒）。    

奇点(Singularity):黑洞中心无限致密的点。    

太阳风(Solar wind):从太阳发出来的带点亚原子粒流。    

时空(Space time):统一的四维宇宙（三维空间和一维时间）受质量的影响而弯曲。    

光谱型(Spectral types):根据恒星的温度和颜色把恒星分为O，B，A，F，G，K和M几个型：炽热的蓝色恒星，M型：冷的红色恒星。    

太阳黑子(Sunspot):是太阳表面相对冷的暗区域，这里磁场能够穿透太阳表面。    

超星系团(Supercluster):数千个星系在引力的连接下结成的巨大星群。    

超新星(Supermova):一颗恒星自身发生巨大爆炸。    

变星(variable star):亮度发生变化的恒星，其亮度变化可能源于自身也可能是因外部影响。    

黄道带(Zodiac):天球上沿黄道向南北各延伸9度的一条带。黄道带上有黄道十二宫，太阳、月亮和除 冥王星以外的行星都在黄道带上运行。

3. 天文学是什么

天文学学习内容包括天体的构造、性质和运行规律等。主要通过观测天体发射到地球的辐射，发现并测量它们的位置、探索它们的运动规律、研究它们的物理、化学组成、内部结构。

4. 恒星天文学的发展简史

恒星天文学作为一门学科是由F.W.赫歇耳通过对恒星的大量观测和研究开始的。1783年他首次通过分析恒星的自行发现了太阳(在空间的)运动，并定出了运动的速度和向点。J.F.赫歇耳继承和发展了其父开创的事业，在恒星计数、双星观测和编制星团和星云表方面进行了大量的工作。1837年В.Я.斯特鲁维等测定了恒星的三角视差，从此便开始了测定恒星距离的工作。 1887年Л·О·斯特鲁维从对恒星自行的分析中估计了银河系自转的角速度。十九世纪中叶天体物理学开始建立后，恒星光谱分析为恒星天文学提供了重要资料。1907年K.史瓦西提出恒星本动速度椭球分布理论，开创了星系动力学。1912年，勒维特发现造父变星的周光关系，成为测定遥远星团的距离的有力武器。由此，人们才对银河系的整体图像，以及太阳在银河系中的地位，有了比较正确的认识。1905～1913年，赫茨普龙和H.N.罗素创制了赫罗图，对了解恒星的演化和推求其距离提供了有力的手段。1918年，沙普利分析了当时已知的100个球状星团的视分布，并用周光关系估算出它们的距离，得出了银河系是一个庞大的透镜形天体系统和太阳不居于中心的正确结论。1927年，荷兰的奥尔特根据观测到的运动数据证实了银河系自转。此外，银河系次系、星族、星协概念的建立和证实，对变星和星团、星云的研究和探讨恒星系统的结构作出了重要的贡献。射电天文学的发展为恒星天文学提供了一种有力工具。1951年，人们开始利用中性氢21厘米谱线研究银河系内中性氢云的分布。1952年证实银河系的旋臂结构。1958年发现银河系中心的复杂结构和银核中的爆发现象。六十年代以来，相继发现几十种星际分子的射电辐射。这些用光学方法所未能得到的观测结果，对研究银河系自转、旋臂结构、银核和银晕都是非常宝贵的。星系动力学从二十年代以来有很大的发展。1942年，林德布拉德提出了形成旋臂的“密度波”概念，以期克服旋涡星系的形成和维持旋臂的理论困难。1964年以来，林家翘等人发展了密度波理论，并且探讨星系激波形成恒星的理论。

5. 恒星的天文科学小知识有哪些

恒星的知识



恒星是由炽热气体组成的，是能自己发光的球状或类球状天体。由于恒星离我们太远，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。我们所处的太阳系的主星太阳就是一颗恒星。
1.1恒星演化
恒星结构恒星都是气体星球。晴朗无月的夜晚，且无光污染的地区，一般人用肉眼大约可以看到6000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1500-2000亿颗。恒星的两个重要的特征就是温度和绝对星等。大约100年前，丹麦的艾依纳尔·赫茨普龙(Einar Hertzsprung)和美国的享利·诺里斯·罗素(Henry Norris Russell )各自绘制了查找温度和亮度之间是否有关系的图，这张关系图被称为赫罗图，或者H—R图。在H-R图中，大部分恒星构成了一个在天文学上称作主星序的对角线区域。在主星序中，恒星的绝对星等增加时，恒星的演变其表面温度也随之增加。90%以上的恒星都属于主星序，太阳也是这些主星序中的一颗。巨星和超巨星处在H—R图的右侧较高较远的位置上。白矮星的表面温度虽然高，但亮度不大，所以他们只处在该图的中下方。
1.2恒星演化
恒星在其生命期内（发光与发热的期间）的连续变化。生命期则依照星体大小而有所不同。单一恒星的演化并没有办法完整观察，因为这些过程可能过于缓慢以致于难以察觉。因此天文学家利用观察许多处于不同生命阶段的恒星，并以计算机模型模拟恒星的演变。 天文学家赫茨普龙和哲学家罗素首先提出恒星分类与颜色和光度间的关系。恒星——赫罗图系，建立了被称为“赫-罗图的”恒星演化关系，揭示了恒星演化的秘密。“赫-罗图”中，从左上方的高温和强光度区到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星密集区，我们的太阳也在其中；这一序列被称为主星序，90%以上的恒星都集中于主星序内。在主星序区之上是巨星和超巨星区；左下为白矮星区。
1.3恒星形成
在宇宙发展到一定时期，宇宙中充满均匀的中性原子气体云，大体积气体云由于自身引力而不稳定造成塌缩。这样恒星便进入形成阶段。在塌缩开始阶段，气体云内部压力很微小，物质在自引力作用下加速向中心坠落。当物质的线度收缩了几个数量级后，情况就不同了，一方面，气体的密度有了剧烈的增加，另一方面，由于失去的引力位能部分的转化成热能，气体温度也有了很大的增加，气体的压力正比于它的密度与温度的乘积，因而在塌缩过程中，压力增长更快，这样，在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场，这压力场最后制止引力塌缩，从而建立起一个新的力学平衡位形，称之为星坯。  星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的，而压力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性（即星坯中心的温度要高于外围的温度），因此在热学上，这是一个不平衡的系统，热量将从中心逐渐地向外流出。这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用。于是星坯必须缓慢的收缩，以其引力位能的降低来升高温度，从而来恢复力学平衡；同时也是以引力位能的降低，来提供星坯辐射所需的能量。这就是星坯演化的主要物理机制。  
最新观测发现S1020549恒星下面我们利用经典引力理论大致的讨论这一过程。考虑密度为ρ、温度为T、半径为r的球状气云系统，气体热运动能量：ET= RT= T (1) 将气体看成单原子理想气体，μ为摩尔质量，R为气体普适常数。为了得到气云球的的引力能Eg，想象经球的质量一点点移到无穷远，将球全部移走场力作的功就等于-Eg。当球质量为m，半径为r时，从表面移走dm过程中场力做功：dW=- =-G( )1/3m2/3dm(2) 所以：-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3。于是：Eg=- (2)。气体云的总能量： E=ET+EG (3)。灵魂星云将形成新的行星热运动使气体分布均匀，引力使气体集中。现在两者共同作用。当E>0时热运动为主，气云是稳定的，小的扰动不会影响气云平衡；当E<0时，引力为主，小的密度扰动产生对均匀的偏离，密度大处引力增大，使偏离加强而破坏平衡，气体开始塌缩。由E≤0得到产生收缩的临界半径：(4) 相应的气体云的临界质量为：(5) 原始气云密度小，临界质量很大。所以很少有恒星单独产生，大部分是一群恒星一起产生成为星团。球形星团可以包含10^5→10^7个恒星，可以认为是同时产生的。  我们已知：太阳质量：MΘ=2×10^33,半径R=7×10^10,我们带入(2)可得出太阳收缩到今天这个状态以释放的引力能。太阳的总光度L=4×10^33erg.s-1如果这个辐射光度靠引力为能源来维持，那么持续的时间是：很多证明表明，太阳稳定的保持着今天的状态已有5×10^9年了，因此，星坯阶段只能是太阳形成像今天这样的稳定状态之前的一个短暂过渡阶段。这样提出新问题，星坯引力收缩是如何停止的？此后太阳辐射又是以什么为能源？
1.4恒星稳定期 
主序星阶段在收缩过程中密度增加，我们知道ρ∝r-3，由式(4),rc∝r3/2,所以rc比 r减小的更快，收缩气云的一部分又达到新条件下的临界，小扰动可以造成新的局部塌缩。如此下去在一定的条件下，大块气云收缩为一个凝聚体成为原恒星，原恒星吸附周围气云后继续收缩，表面温度不变，中心温度不断升高，引起温度、密度和气体成分的各种核反应。产生热能使气温升的极高，气体压力抵抗引力使原恒星稳定下来成为恒星，恒星的演化是从主序星开始的。 
哈勃观测到两颗燃烧剧烈的超级恒星恒星的成份大部分是H和He，当温度达到104K以上，即粒子的平均热动能达1eV以上，氢原子通过热碰撞就充分的电离了（氢的电离能是13.6eV），在温度进一步升高后，等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应。对纯氢的高温气体，最有效的核反应系列是所谓的P-P链：其中主要是2D(p,γ)3He反应。D含量只有氢的10-4左右，很快就燃完了。
如果开始时D比3He含量多，则反应生成的3H可能就是恒星早期3He的主要来源，由于对流到达恒星表面的这种3He,有可能还保留到现在。  Li,Be,B等轻核和D一样结合能很低，含量只是H 的2×10-9K左右，当中心温度超过3×106K就开始燃烧，引起（p,α）和（p,α）反应，很快成为3He和4He。中心温度达到107K，密度达到 105kg/m3左右时，产生的氢转化为He的41H→4He过程。这主要是p-p和CNO循环。同时含有1H和4He是发生p-p链反应，有以下三个分支组成：p-p1(只有1H) p-p2(同时有1H、4He) p-p3或假设1H 和4He的重量比相等。随温度升高，反应从p-p1逐渐过渡到p-p3，而当T>1.5×107K时，恒星中燃烧H的过程就可过渡到以CNO循环为主了。  
当恒星内混杂有重元素C和N时，他们能作为触媒使1H变为4He，这就是CNO循环，CNO循环有两个分支：或总反应率取决于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反应分支比约为2500：1。  
这个比值几乎与温度无关，所以在2500次CNO循环中有一次是CNO-2。在p-p链和CNO循环过程中，净效果是H燃烧生成He。在释放出的26.7MeV能量中，大部分消耗给恒星加热和发光，成为恒星的主要来源。 
前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的，那么什么是主星序呢？等H稳定地燃烧为He时，恒星就成了主序星。人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星，他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧，他们的光度、半径和表面温度都有所不同，后来证明：主序星的定量上差别主要是质量不同，其次是他们的年龄和化学成份，太阳这段历程约千万年。  
观察到的主序星的最小质量大约为0.1M。模型计算表明，当质量小于0.08M时，星体的收缩将达不到氢的点火温度，从而形不成主序星，这说明对于主序星它有一个质量下限。观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量。理论上讲，质量太大的恒星辐射很强，内部的能量过程很剧烈，因此结构也越不稳定。但是理论上没有一个质量的绝对上限。 
当对某一星团作统计分析时，人们却发现主序星有一个上限，这说明什么？我们知道，主序星的光度是质量的函数，这函数可分段的用幂式表示：L∝Mν。其中υ不是一个常数，它的值大概在3.5到4.5之间。M大反映主序星中可供燃烧的质量多，而L大反映燃烧的快，因此主序星的寿命可近似用M与L的商标来标志：T∝M-(ν-1)即主序星寿命随质量增大而按幂律减小，如果整个星团已存在的年龄为T，那就可以由T与M的关系式求出一个截止质量MT。质量大于MT的主序星已结束核心的H燃烧阶段而不是主序星了，这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。 现在我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根据一25M的恒燃烧阶段点火温度(K) 中心温度(g. cm-3) 持续时间(yr)H:4×107 4 7×106。He:2×108 6×102 5×105。C:7×108 6×105 5×102。Ne:1.5×109 4×106。Si:3.5×109 1×108 3×10-3。燃烧阶段的总寿命7.5×106。 
星演化模型，列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间。从表上看出，原子序数大的核有更高的点火温度，Z大的核不仅难于点火，点火后燃烧也更剧烈，因此燃烧持续的的时间也就更短。这颗25M的表1 25M恒星演化模型，模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×106年，而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段，即主星序阶段。从统计角度讲，这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因。
1.5恒星晚年  
主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氢，而氢的点火温度又比其他元素都低，所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段，即主序阶段。在主序阶段，恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布，所以在整个漫长的阶段，它的光度和表面温度都只有很小的变化。下面我们讨论，当星核区的氢燃烧完毕后，恒星有将怎么进一步演化？ 
恒星在燃烧尽星核区的氢之后，就熄火，这时核心区主要是氦，它是燃烧的产物，外围区的物质主要是未经燃烧的氢，核心熄火后恒星失去了辐射的能源，它便要引力收缩是一个起关键作用的因素。一个核燃烧阶段的结束，表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高，主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦（它的点火温度高的太多），而是核心与外围之间的氢壳，氢壳点火后，核心区处于高温状态，而仍没核能源，它将继续收缩。这时，由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能，都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀，即让介质辐射变得更透明。而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了，所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程，这个过程是恒星从主星序向红巨星过渡，过程进行到一定程度，氢区中心的温度将达到氢点火的温度，于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段。在恒星中心发生氦点火前，引力收缩以使它的密度达到了103g. cm-3的量级，这时气体的压力对温度的依赖很弱，那么核反应释放的能量将使温度升高，而温度升高反过来又加剧核反应速率，于是一旦点火，很快就会燃烧的十分剧烈，以至于爆炸，这种方式的点火称为“氦闪光”，因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大，后来又降的很低。  
另一方面，当引力收缩时它的密度达不到103g. cm-3量级，此时气体的压力正比与温度，点火温度升高导致压力升高，核燃烧区就会有所膨胀，而膨胀导致温度降低，因此燃烧就能稳定的进行，所以这两种点火情况对演化进程的影响是不同的。 恒星在发生“氦闪光”之后又怎么演变呢？闪光使大量能量的释放很可能把恒星外层的氢气都吹走，剩下的是氦的核心区。氦核心区因膨胀而减小了密度，以后氦就有可能在其中正常的燃烧了。氦燃烧的产物是碳，在氦熄火后恒星将有一个碳核心区氦外壳，由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度，于是它就结束了以氦燃烧的演化，而走向热死亡。
由于引力塌缩与质量有关，所以质量不同的恒星在演化上是有差别的。M<0.08M的恒星：氢不能点火，它将没有氦燃烧阶段而直接走向死亡。0.08<M<0.35M的恒星：氢能点火，氢熄火后，氢核心区将达不到点火温度，从而结束核燃烧阶段。0.35<M<2.25M的恒星：它的主要特征是氦会点火而出现"氦闪光"。2.25<M<4M的恒星：氢熄火后氦能正常地燃烧，但熄火后，碳将达不到点火温度。这里的反应有：在He反应初期,温度达到108K量级时，CNO循环产生的13C，17O能和4He发生新的(α，n)反应，形成16O和20Ne，在He反应进行了很长时间后，20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收两个4He形成的22Ne能发生(α，n)反应形成24Mg和25Mg等，这些反应作为能源并不重要，但发出的中子可进一步发生中子核反应。4<M<8→10M的恒星，这是一个情况不清楚的范围，或许碳不能点火，或许出现"碳闪光"，或许能正常地燃烧，因为这是最后的中心温度已较高，一些较敏感的因素，如：中微子的能量损失把情况弄得模糊了。He反应结束后，当中心温度达到109K时，开始发生C,O,Ne 燃烧反应，这主要是C-C反应，O-O反应，以及20Ne的γ，α反应：8→10M<M的恒星：氢、氦、碳、氧、氖、硅都能逐级正常燃烧。最后在中心形成一个不能在释放能量的核心区，核心区外面是各种能燃烧而未烧尽的氢元素壳层。核燃烧阶段结束时，整个恒星呈现由内至外分层（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）结构。

6. 天文学中常用什么的方法研究恒星的温度

恒星是应用数理统计方法研究恒星、恒星集团和星际物质的分布和运动特性的天文分支学科，始于F·W·赫歇尔对恒星的大量观测和研究。他于1783年分析恒星自行资料时发现了太阳在宇宙空间中的运动，并定出了它的速度和趋向点。随后人们开始了恒星计数和编制各种天体星表的工作。 1837年，B.R. 斯特鲁维
恒星天文学
等开始测定恒星的三角视差（地球轨道在恒星处的张角），也就是测定它们的距离。继而人们开始研究人们所在的恒星系统的三维（立体）结构和运动情况。
恒星光谱分类和赫罗图的出现大大地促进了恒星天文学的发展。到20世纪，造父变星周光关系对于恒星及其系统距离的测定提供了巨大的方便。人们开始对银河系有了一个初步的概念：直径约十万光年的扁平盘状结构外加一个球状的晕，太阳位于盘面上离中心约直径的四分之一处。
第二次世界大战后发展起来的射电天文学为恒星天文学提供了有力的工具。利用中性氢21厘米谱线研究银河系中中性氢云的分布，证实了银河系的悬臂结构，为解释它而发展了密度波理论。星系动力学发展了起来。人们研究星系中物质的分布与星系旋转的关系，恒星速度弥散度的规律，恒星系统的引力稳定性等课题。伊巴谷卫星的观测资料将大大地改进有关恒星的距离和银河系尺度方面的知识。

7. 在天文学中，最小恒星有多小？最大的有多大？

目前人类观测到的最小质量恒星，是太阳质量的7.21%；最大质量恒星，是太阳质量的265倍。
恒星理论质量
在恒星演化理论中，天体质量几乎决定了天体的性质，比如：


（1）一颗行星超过13倍木星质量后，内部的温度和压力将使得氢元素发生聚变反应，但是反应过程十分缓慢，无法形成真正的恒星，这类天体叫做褐矮星；
（2）褐矮星质量继续增加，超过大约77倍木星质量（约为太阳质量的7%）后，内部的核聚变反应将彻底点燃，成为一颗真正的恒星；
（3）恒星质量继续增加，内部核聚变也将更剧烈，恒星的寿命反而会变得更短，理论上恒星质量上限约为300倍太阳质量（该数据目前还没有定论），质量过大后恒星将塌缩为黑洞。
2MASS J05233822-1403022
以上编号简称J0523，是人类目前发现的最小质量恒星，质量是木星的77倍，是太阳的7.21%，体积是木星的87%，表面温度为1800℃，距离地球40光年。

J0523虽然距离地球不远，但是亮度非常暗，直到2014年，科学家们才发现它的存在；J0523几乎已经是恒星质量的理论下限了，如果质量再小一点，J0523将无法形成恒星，只能算是褐矮星。
也正是由于J0523恒星的质量很小，所以内部的核聚变反应相对于大质量恒星来说慢很多，而J0523的理论寿命，将达到数百万亿年，远比我们宇宙年龄长。
R136a1
恒星R136a1，是目前人类发现的最大质量恒星，是太阳质量的265倍，体积是太阳的32倍，表面温度高达5万度，距离地球16.3万光年，位于大麦哲伦星云内的R136超星团。

因为R136a1的质量太大，所以内部核聚变反应非常剧烈，消耗质量非常快，寿命也只有几百万年的时间，目前R136a1的年龄为80万年。
恒星质量分布
在天文学中，有一个恒星质量和数量的分布规律，就是质量越大的恒星数量越小，统计数据上形成一个类似金字塔的结构，如下图

所以在我们宇宙中，小质量恒星是远远多于大质量恒星的。

8. 天文学中 ，如何解释恒星有多大呢？有多小呢？

我们都知道宇宙是由很多不同大小的星球组成的一个空间体，在晚上的时候我们抬头看天空，会看到很多一闪一闪的星星，它们都是宇宙中的一部分。宇宙也是需要我们去探索的并且宇宙中的星球也是有大小的区别的，那么很多人就会有一些好奇，天文学中 ，如何解释恒星有多大呢？有多小呢？最大的比太阳都还要大很多倍，最小的还没有月亮大。

在宇宙中存在着许许多多的天体和星系，有了它们的存在才构成了浩瀚无垠的宇宙其实这些星球也是有大小之分的。在宇宙中存在着一颗非常小的恒星，我们都知道月亮算是最小的行星了，但是宇宙中最小的恒星比月亮都要小上几十倍，可以说这颗恒星是真的太小了。当然除了很小的，宇宙中还存在较大的恒星，我们都知道太阳是太阳系中最大的一颗恒星了，但是那颗恒星还要比太阳都大上几百倍，可以说是非常之大了。

正是因为这些恒星、行星以及其他星云的存在，才构成了我们现在绚烂多彩的天空，在夜晚的时候，看着到处都是闪烁着的行星，那景象感觉真的是太美妙了，这些星星都是既有非常大的也有非常小的，大的要比太阳都大上很多倍，但是小的比月亮都还要小。

随着科学技术的高速法发展，科学家们对于宇宙的探索更加的细致和深入。从以前的什么都不知道到现在人类开始登陆其他星球，可以说我们获得了巨大的成功，并且到现在科学家们还在深入的探索我们的宇宙，希望能发现更多的奇妙的东西。就比如说最大的恒星要比太阳都要大，最小的恒星比月亮还要小，如果我们不去探索，那么我们将永远不会知道。