雖然是一顆恒星，但就像太陽一樣，它在其一生中可以發(fā)生很大的變化。 那么，我們應(yīng)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(jìn)行比較，您會發(fā)現(xiàn)必須將月球的 109 個堿基加在一起才能從太陽的一端到達(dá)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(zhuǎn)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?yàn)樵诖蠖鄶?shù)情況下，我們看不到恒星的大小。
在夜空中，一幅深邃的望遠(yuǎn)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(diǎn)。 由于觀察相機(jī)的飽和度，大小差異是一種光學(xué)錯覺。
即使通過望遠(yuǎn)鏡，大多數(shù)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(shí)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(yùn)行。 但是，即使在這張哈勃圖像中，它們也只是過飽和的點(diǎn)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(zhuǎn)一弧分，需要60弧分才能得到一個度，需要360度才能轉(zhuǎn)一個完整的圓。 即使是像哈勃這樣的望遠(yuǎn)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(zhì)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(huán)覆蓋了廣闊的區(qū)域。 這是有史以來在月球上觀測到的最少的物體之一。
幸運(yùn)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(shù)學(xué)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(fā)出輻射，那么這樣一顆恒星發(fā)出的輻射總量只有兩件事：物體的空氣溫度和它的化學(xué)大小。 這樣做的原因是，唯一向宇宙發(fā)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(yīng)用數(shù)學(xué)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(yuǎn)鏡處理。 在大多數(shù)望遠(yuǎn)鏡中，這顆明亮的恒星可能只是一個“點(diǎn)”，但它是已知最大的天體。
我們在觀測時發(fā)現(xiàn)，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(shí)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(jié)合來獲得能量。 它們的體積非常大，由恒星本身的質(zhì)量決定。
在我們的銀河系中發(fā)現(xiàn)了一個年輕的恒星形成區(qū)。 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(fā)聚變。
每次產(chǎn)生恒星時，引力收縮都會使恒星核心的勢能（引力勢能）轉(zhuǎn)化為動能（熱/運(yùn)動）。 如果質(zhì)量足夠大，濕度就會高到足以在最外層區(qū)域引發(fā)核聚變，因?yàn)闅湓雍藭l(fā)生鏈?zhǔn)椒磻?yīng)并轉(zhuǎn)化為氦。 在質(zhì)量較低的恒星中，只有一小部分中心會達(dá)到 400 萬 K（開爾文）閾值并發(fā)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(zhì)量可能是太陽的數(shù)百倍，核心溫度可達(dá)數(shù)百萬度，并以比太陽快數(shù)百萬倍的速度將氫聚變成氦。
（現(xiàn)代）-Kenan 光譜分類系統(tǒng)，每個恒星類別的溫度范圍，以開爾文表示。 明天，絕大多數(shù) (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(zhì)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(jié)果，但您可能會驚訝地發(fā)現(xiàn)這個距離相對較窄。 質(zhì)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(zhì)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(tuán) 136 (R136) 是已知最大質(zhì)量恒星的家園。 是最大的，質(zhì)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(jìn)入一個更有活力的生命階段。 我們可以將大小范圍內(nèi)的恒星類型進(jìn)行分解，我們發(fā)現(xiàn)有五個基類：
中子星：這種超新星遺跡包含 1-3 個太陽質(zhì)量，但基本上被壓縮成一個巨大的原子核。 它們?nèi)匀粫l(fā)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(dāng)一顆類太陽恒星耗盡其核心中最后的氦燃料時產(chǎn)生，當(dāng)內(nèi)層收縮時，氦燃料被吹走。 通常，白矮星的質(zhì)量是太陽質(zhì)量的 0.5 到 1.4 倍，但它的化學(xué)體積只有月球的體積：大約 10,000 公里，由高度壓縮的原子構(gòu)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(dāng)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(dāng)你的核心中的氫耗盡時會發(fā)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(dǎo)致恒星膨脹。 簡單的化學(xué)是，恒星邊緣的外力（輻射）必須平衡內(nèi)力（引力）以保持恒星穩(wěn)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(jīng)歷超新星和/或黑洞的命運(yùn)，在它們到達(dá)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?yàn)樗鼈儠旱顾袔r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?xí)淌赏列恰?span style="display:none">tKU物理好資源網(wǎng)(原物理ok網(wǎng))
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(yuǎn)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(qū)域逸出天體物理是什么，這個區(qū)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(nèi)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(shù)十億公里。
如果計算正確，當(dāng)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(shí)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(xù)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(zhì)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(xué)中，大小很重要，但這不是唯一的衡量標(biāo)準(zhǔn)。 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(zhì)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(jìn)入一個更有活力的生命階段！
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