恆星天文學
對恆星和恆星演化的研究是我們瞭解宇宙的基礎，恆星的天文物理學通過對恆星的觀察、研究、測量和理論上的瞭解；還有經由電腦對內部的模擬[1]。
恆星形成發生在塵埃和氣體密集的區域，也就是所謂的巨分子雲。 當平衡被破壞時，雲的碎片在重力作用下坍縮，形成原恆星。一個足夠密集和高熱的核心區域將觸發核融合，然後創造成為一顆主序星[2]。
恆星最終的特性主要取決於誕生時的質量。質量越大的恆星，亮度也越大，氫在核心燃燒的速率也越快。經過一段時間，氫燃料完全轉變為氦，於是恆星開始老化。氦的融合需要更高的核心溫度，因此恆星一面擴張它的大小，同時也增高核心的密度，在氦燃料耗盡之前，恆星度過短暫的紅巨星階段。質量越大的恆星在燃料轉變成更重的元素食，經過的各階段的時間會越來越短[3]。
恆星最終的命運取決於它的質量，質量超過8倍太陽質量的恆星，核心會坍它成為超新星[4]；而質量較小的恆星會成為行星狀星雲，然後演化成為白矮星 [5]。超新星的殘骸會成為高密度的中子星，如果殘骸的質量大於3倍的太陽質量，將成為黑洞[6]。密接聯星將依照更複雜的路徑演化，例如，伴星的質量傳輸給白矮星可能會導致超新星爆炸[7]。行星狀星雲和超新星對星際物質的金屬分配是必需的，沒有它們，所有的新恆星 (包括它們的行星系) 將只能由氫和氦組成[8]。
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參考資料
- ^ 1.0 1.1 Harpaz, 1994, pp. 7–18
- ^ Smith, Michael David. The Origin of Stars. Imperial College Press. 2004 [2020-10-24]. ISBN 978-1-86094-501-4. （原始内容存档于2021-08-13） （英语）.
- ^ Harpaz, 1994
- ^ Harpaz, 1994, pp. 173–178
- ^ Harpaz, 1994, pp. 111–118
- ^ Audouze, Jean; Israël, Guy. The Cambridge atlas of astronomy. Cambridge; New York: Cambridge University Press. 1994 [2020-10-24]. ISBN 978-0-521-43438-6. OCLC 32392894. （原始内容存档于2020-11-01） （英语）.
- ^ Harpaz, 1994, pp. 189–210
- ^ Harpaz, 1994, pp. 245–256
