雖然是一顆恒星，但就像太陽一樣，它在其一生中可以發生很大的變化。 那么，我們應該如何解釋我們昨天看到的恒星大小的巨大差異呢？
如果將月球與太陽進行比較，您會發現必須將月球的 109 個堿基加在一起才能從太陽的一端到達另一端。 然而，有些星星比月亮小得多。 還有一些比月球繞太陽公轉的軌道還要大得多！ 這怎么可能，什么決定了恒星的大小？
為什么星星會長到……許多不同的大小？ 也就是從比土星稍大的行星到超過土星軌道的太陽？
這是一個比你想象的更棘手的問題，因為在大多數情況下，我們看不到恒星的大小。
在夜空中，一幅深邃的望遠鏡圖像清楚地顯示出顏色和亮度各不相同的星星，但這里顯示的所有星星都只有點。 由于觀察相機的飽和度，大小差異是一種光學錯覺。
即使通過望遠鏡，大多數恒星離我們的驚人距離也讓我們很容易看到它們。 顏色和色溫的差異很容易看出，大小完全不同。 一個特定大小的物體，在一定距離處，會有一個叫做角半徑的東西：它在天空中的表觀大小。 離太陽最近的恒星，半人馬座阿爾法星，距離只有 4.3 光年，實際上直徑比太陽大 22%。
這兩個類似太陽的天體，半人馬座 A 和 B，距離我們僅 4.37 光年，在我們太陽系中的木星和海王星之間運行。 但是，即使在這張哈勃圖像中，它們也只是過飽和的點源； 表面不可見。
然而，正如我們所看到的，只有0.007弧秒的角半徑，需要60弧秒才能轉一弧分，需要60弧分才能得到一個度，需要360度才能轉一個完整的圓。 即使是像哈勃這樣的望遠鏡也只能解決大約 0.05 的問題。 全宇宙能真正解決這個問題的恒星少之又少。 這樣的恒星通常是大質量的近距離恒星，例如貝特拉格斯或劍魚座 R，它們是整個天空中半徑最大的恒星之一。
Alpha ，一顆非常大的恒星的無線電圖像，其光環覆蓋了廣闊的區域。 這是有史以來在月球上觀測到的最少的物體之一。
幸運的是，有一些間接的探測方法可以讓我們估算出一顆恒星的數學大小，而且這些方法非常可靠。 如果你有一個特別熱的球形物體發出輻射，那么這樣一顆恒星發出的輻射總量只有兩件事：物體的空氣溫度和它的化學大小。 這樣做的原因是，唯一向宇宙發射光的地方是恒星的表面，而球體的表面積總是遵循相同的公式：4r2，其中 r 是球體的直徑。 如果你能檢測到一顆恒星的距離、濕度和照度，你就可以通過應用數學定理知道它的直徑（從而知道它的大小）。
這是紅色星球 Uis 的圖像，通過盧瑟福天文臺的望遠鏡處理。 在大多數望遠鏡中，這顆明亮的恒星可能只是一個“點”，但它是已知最大的天體。
我們在觀測時發現，有的恒星體積小到幾十公里，有的則大到太陽的1500倍。 在這些巨星中，最大的是，半徑約24億公里，比土星繞日的軌道還大。 問題是，這種極端的恒星情況不適用于像我們太陽這樣的恒星。 事實上天體物理是什么，最常見的恒星類型是像我們的太陽這樣的主序星：一種主要由氫組成的恒星，通過將氫與氦核結合來獲得能量。 它們的體積非常大，由恒星本身的質量決定。
在我們的銀河系中發現了一個年輕的恒星形成區。 隨著二氧化碳云在引力作用下坍塌，原恒星升溫并變得更致密，最終在其核心引發聚變。
每次產生恒星時，引力收縮都會使恒星核心的勢能（引力勢能）轉化為動能（熱/運動）。 如果質量足夠大，濕度就會高到足以在最外層區域引發核聚變，因為氫原子核會發生鏈式反應并轉化為氦。 在質量較低的恒星中，只有一小部分中心會達到 400 萬 K（開爾文）閾值并發生聚變，這將是一個非常緩慢的速度。 另一方面，最大的恒星質量可能是太陽的數百倍，核心溫度可達數百萬度，并以比太陽快數百萬倍的速度將氫聚變成氦。
（現代）-Kenan 光譜分類系統，每個恒星類別的溫度范圍，以開爾文表示。 明天，絕大多數 (75%) 的恒星都是 M 級恒星，其中只有八分之一的大到足以成為超新星。
從這個意義上說，最小的恒星具有最小的外部通量和輻射壓力，而質量較大的恒星具有更大的外部通量和輻射壓力。 這種輻射能量是恒星引力坍縮的結果，但您可能會驚訝地發現這個距離相對較窄。 質量最低的紅矮星，如比鄰星和 VB10，只有太陽大小的 10%； 比土星稍大。 另一方面，最大的黑色巨星，質量是太陽的 250 倍。 而且只有太陽半徑的30倍。 如果你把氫融合成氦，那么恒星的大小就不會改變。
在巨大的馬云星云中的狼蛛星云中，星團 136 (R136) 是已知最大質量恒星的家園。 是最大的，質量是太陽的250倍。
并不是所有的恒星都將氫聚變成氦！ 最小的恒星根本不會融合任何東西，而最大的恒星將進入一個更有活力的生命階段。 我們可以將大小范圍內的恒星類型進行分解，我們發現有五個基類：
中子星：這種超新星遺跡包含 1-3 個太陽質量，但基本上被壓縮成一個巨大的原子核。 它們仍然會發出輻射，但由于體積極小，它們的輻射劑量很小。 典型的中子星大小約為 20-100 公里。
白矮星：當一顆類太陽恒星耗盡其核心中最后的氦燃料時產生，當內層收縮時，氦燃料被吹走。 通常，白矮星的質量是太陽質量的 0.5 到 1.4 倍，但它的化學體積只有月球的體積：大約 10,000 公里，由高度壓縮的原子構成。
主序星：這類恒星包括紅矮星、類日恒星，以及我們之前討論過的紅色巨獸。 從大約10萬公里到3000萬公里，它們涵蓋的范圍相當大，但即使是最大的一個，如果取代太陽，也無法壓倒水星。
紅球星：那么，當你的核心中的氫耗盡時會發生什么？ 如果你不是一顆紅矮星（在這種情況下，你會是一顆白矮星），引力收縮會使你的核心升溫到如此程度，以至于你開始將氦聚變成碳。 哦，將氦聚變成碳比普通的舊氫聚變釋放更多的能量，這會導致恒星膨脹。 簡單的化學是，恒星邊緣的外力（輻射）必須平衡內力（引力）以保持恒星穩定，但是如果外力大得多，你的恒星就必須大得多。 紅球星的半徑通常在 10-1.5 億公里左右，足以將水星、金星和月球困住。
超級恒星：最小的恒星將趕上氦聚變并開始在其核心聚變更重的元素，如碳、氧，甚至硅和硫。 這樣的恒星注定要經歷超新星和/或黑洞的命運，在它們到達那里之前，它們會膨脹到巨大的尺寸，延伸到十億（10 億）公里或更多。 這些天體是所有行星中最大的，因為它們會壓倒所有巖石行星、小行星帶，如果它們要取代我們的太陽，最大的行星甚至會吞噬土星。
與巨型行星相比，明天的太陽很小，但在紅球階段，它將縮小到大角星的大小。 像這樣巨大的超巨星永遠無法超越我們的太陽。
對于最小的恒星，如中子星和白矮星這樣的殘余物，它們被困住的能量只能通過一個微小的表面區域逸出天體物理是什么，這個區域可以長時間保持它們的色溫。 對于所有其他恒星，它們的大小由這個簡單的平衡決定：從外部輻射到表面的力必須等于內部引力。 更大的輻射力意味著恒星膨脹到更大的尺寸，最大的恒星膨脹到數十億公里。
如果計算正確，當月球膨脹成一個紅色的球時，它不會被太陽淹沒。 但是，它會顯得非常非常熱。
事實上，隨著太陽年齡的增長，它的核心體溫會下降，但它會隨著時間的推移繼續膨脹和升溫。 在十億或二十億年后，除非我們采取措施將月球的軌道重新定位到安全的地方，否則它的溫度將足以使月球的海洋沸騰。 如果給它足夠的時間，它會膨脹成一顆紅色的球星。 幾億年后，我們將比一些質量最大的恒星更大更亮。 盡管這可能令人印象深刻，但不要被推遲：在天文學中，大小很重要，但這不是唯一的衡量標準。 最小的中子星和最大的超球星，以及許多白矮星和主序星，仍然會比變成紅球星的太陽質量更大！
編者注：并非所有恒星都將氫聚變成氦！ 最小的恒星根本不會融合任何東西，而最大的恒星將進入一個更有活力的生命階段！
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