恆星 -天文學辭彙

恆星

恆星是由非固態、液態、氣態的第四態電漿組成的,是能自己發光的球狀或類球狀天體。由于恆星離我們太遠,不借助于特殊工具和方法,很難發現它們在天上的位置變化,因此古代人把它們認為是固定不動的星體,我們所處的太陽系的主星太陽就是一顆恆星。

恆星是大質量、明亮的電漿球。太陽是離地球最近的恆星,也是地球能量(內能和光能)的來源。白天由于有太陽照耀,無法看到其他的恆星;隻有在夜晚的時間,才能在天空中看見其他的恆星。恆星一生的大部分時間,都因為核心的核聚變而發光。核聚變所釋放出的能量,從內部傳輸到表面,然後輻射至外太空。幾乎所有比氫和氦更重的元素都是在恆星的核聚變過程中產生的。恆星天文學是研究恆星的科學。

恆星誕生于以氫為主,並且有氦和微量其他重元素雲氣坍縮。一旦核心有足夠的密度,有些氫就可以經由核聚變的過程穩定的轉換成氦。恆星內部多餘的能量經過輻射和對流組合的攜帶作用傳輸出來;恆星內部的壓力則阻止了恆星在自身引力下的崩潰。一旦在核心的氫燃料耗盡,質量不少于0.5太陽質量的恆星,將膨脹成為紅巨星,在某些情況下更重的化學元素會在核心或包圍著核心的幾層燃燒。這樣的恆星將發展進入簡並狀態,部分被回收進入星際空間環境的物質,將使下一代恆星誕生時重元素的比例增加。

  • 中文名稱
    恆星
  • 外文名稱
    Fixed star
  • 著名恆星
    太陽
  • 分類
    恆星
  • 絕對星等
    20-- -20
  • 最亮的恆星
    R136a1
  • 別稱
    天體
  • 質量
    0.08-800太陽質量
  • 表面溫度
    2500-60000K
  • 最大的恆星
    大犬座vy
  • 直徑
    一般0.1--5000太陽直徑

簡介

恆星是大質量、明亮的電漿球。太陽是離地球最近的恆星,也是地球能量的來源。白天由于有太陽照耀,無法看到其他的恆星;隻有在夜晚的時間,才能在天空中看見其他的恆星。恆星一生的大部分時間,都因為核心的核聚變而發光。核聚變所釋放出的能量,從內部傳輸到表面,然後輻射至外太空。幾乎所有比氫和氦更重的元素都是在恆星的核聚變過程中產生的。恆星天文學是研究恆星的科學。

恆星恆星

恆星誕生于以氫為主,並且有微量其他重元素的雲氣坍縮。一旦核心有足夠的密度,有些氫就可以經由核聚變的過程穩定的轉換成氦。恆星內部多餘的能量經過輻射和對流組合的攜帶作用傳輸出來;恆星內部的壓力則阻止了恆星在自身引力下的崩潰。一旦在核心的氫燃料耗盡,質量不少于0.5太陽質量的恆星,將膨脹成為紅巨星,在某些情況下更重的化學元素會在核心或包圍著核心的幾層燃燒。這樣的恆星將發展進入簡並狀態,部分被回收進入星際空間環境的物質,將使下一代恆星誕生時正元素的比例增加。

分類

恆星的傳統分類

1、光譜分類

現在普遍認可的恆星分類是光譜分類。

依據恆星光譜中的某些特征與譜線和譜帶,以及這些譜線和譜帶的相對強度,同時也考慮連續譜的能量分布,將恆星劃分為以下大類型。

O型——藍白色恆星

紫外連續譜強。有電離氦,中性氦和氫線。二次電離碳、氮、氧線較弱。如獵戶座ι(中名伐三)。

B型——藍白色恆星

氫線強,中性氦線明顯,無電離氦線,但有電離碳、氮、氧和二次電離矽線。如大熊座η(中名搖光)。

A型——白色恆星

氫線極強,氦線消失,出現電離鎂和電離鈣線。如天琴座α(中名織女一)。

F型——黃白色恆星

氫線強,但比A型弱。電離鈣線大大增強變寬,出現許多金屬線。如仙後座β(中名王良一)。

G型——黃色恆星

氫線變弱,金屬線增強,電離鈣線很強很寬。如太陽、天龍座β(中名天棓三)。

K型——橙色恆星

氫線弱,金屬線比G型中強得多。如金牛座α(中名畢宿五)。

M——紅色恆星

氧化鈦分子帶最突出,金屬線仍強,氫線很弱。

R和N型——橙到紅色恆星

光譜同K和M型相似,但增加了很強的碳和氰的分子帶。後來把它們合稱為碳星,記為C。如雙魚座19號星。

S型——紅色恆星

光譜同M型相似,但增加了強的氧化鋯分子帶,常有氫發射線。如雙子座R。

2、依據光度與溫度的比較圖

依據恆星在赫羅圖的位置,將恆星劃分為:白矮星、主序星、巨星、超巨星等。

3、依據恆星的穩定性

劃分為穩定恆星和不穩定恆星。

4、依據恆星體積與質量

劃分為小型恆星、中型恆星、大型恆星、超大型恆星。

恆星的現代分類

1、依據恆星與其他星球的關系以及運動情況,劃分為以下類型。

孤星型恆星

孤星型恆星在宇宙空間孤立存在,不在星系中,沒有與其它星球形成關系。該類型恆星在宇宙中一般呈直線運動。其形態為球形和非球形。

主星型恆星

這類恆星捕獲小質量天體形成繞其旋轉的星系,恆星位于中心是主星,其它小質量天體如行星彗星等繞其旋轉是從星。在宇宙中一般呈直線運動。形態為球形和非球形。

從屬型恆星

這類恆星繞大質量天體進行轉動,沒有小質量天體繞其旋轉。該類型相互存在公轉和自轉,其運動軌道為圓形、近圓形和橢圓形,其形態為球形或近球形。

伴星型恆星

這類恆星與大質量體星球形成相互繞轉,形成伴星關系。伴星間圍繞共同質點公轉,存在自轉和公轉,其形態為球形或近球形。

混合型恆星

這類恆星繞大質量天體進行轉動,同時有小質量天體繞其旋轉或有伴星。存在公轉和自轉,其形態為球形或近球形。

2、依據恆星成因或起源

劃分為碎塊型恆星、凝聚型恆星、捕獲型恆星。

3、依據恆星結構

劃分為簡單型恆星、復雜型恆星。

4、依據溫度

劃分為低溫型恆星、中低溫型恆星、中溫型恆星、中高溫型恆星、高溫型恆星。

5、依據壽命

劃分為短命型恆星、長命型恆星。

結構

恆星都是氣體星球。晴朗無月的夜晚,且無光污染的地區,一般人用肉眼大約可以看到6000多顆恆星,借助于望遠鏡,則可以看到幾十萬乃至幾百萬顆以上。估計銀河系中的恆星大約有1500-2000億顆,我們所處的太陽系的主星太陽就是一顆恆星。

特征

恆星的兩個重要的特征就是溫度絕對星等。大約100年前,丹麥的艾依納爾·赫茨普龍(Einar Hertzsprung)和美國的享利·諾裏斯·羅素(Henry Norris Russell )各自繪製了查找溫度和亮度之間是否有關系的圖,這張關系圖被稱為赫羅圖,或者H-R圖。在H-R圖中,大部分恆星構成了一個在天文學上稱作主星序的對角線區域;在主星序中,恆星的絕對星等增加時,恆星的演變其表面溫度也隨之增加。90%以上的恆星都屬于主星序,太陽也是這些主星序中的一顆。巨星和超巨星處在H—R圖的右側較高較遠的位置上;白矮星的表面溫度雖然高,但亮度不大,所以他們隻處在該圖的中下方。

演化

恆星演化是一個恆星在其生命期內(發光與發熱的期間)的連續變化。生命期則依照星體大小而有所不同。單一恆星的演化並沒有辦法完整觀察,因為這些過程可能過于緩慢以致于難以察覺。因此天文學家利用觀察許多處于不同生命階段的恆星,並以電腦模型模擬恆星的演變。

恆星恆星

天文學家赫茨普龍和哲學家羅素首先提出恆星分類與顏色和光度間的關恆星——赫羅圖系,建立了被稱為“赫-羅圖的”恆星演化關系,揭示了恆星演化的秘密。“赫-羅圖”中,從左上方的高溫和強光度區到右下的低溫和弱光區是一個狹窄的恆星密集區,我們的太陽也在其中;這一序列被稱為主星序,90%以上的恆星都集中于主星序內。在主星序區之上是巨星和超巨星區;左下為白矮星區。  

恆星並非平均分布在星系之中,多數恆星會彼此受引力影響而形成聚星,如雙星、三合星、甚至形成星團等由數萬至數百萬計的恆星組成的恆星集團。當兩顆雙星的軌道非常接近時,其引力作用或會對它們的演化產生重大的影響,例如一顆白矮星從它的伴星獲得吸積盤氣體成為新星。

​形成

在宇宙發展到一定時期,宇宙中充滿均勻的中性原子氣體雲,大體積氣體雲由于自身引力而不穩定造成塌縮。這樣恆星便進入形成階段。在塌縮開始階段,氣體雲內部壓力很微小,物質在自引力作用下加速向中心墜落。當物質的線度收縮了幾個數量級後,情況就不同了,一方面,氣體的密度有了劇烈的增加,另一方面,由于失去的引力位能部分的轉化成熱能,氣體溫度也有了很大的增加,氣體的壓力正比于它的密度與溫度的乘積,因而在塌縮過程中,壓力成長更快,這樣,在氣體內部很快形成一個足以與自引力相抗衡的壓力場,這壓力場最後製止引力塌縮,從而建立起一個新的力學平衡位形,稱之為星坯。

星坯的力學平衡是靠內部壓力梯度與自引力相抗衡造成的,而壓力梯度的存在卻依賴于內部溫度的不均勻性(即星坯中心的溫度要高于外圍的溫度),因此在熱學上,這是一個不平衡的系統,熱量將從中心逐漸地向外流出。這一熱學上趨向平衡的自然傾向對力學起著削弱的作用。于是星坯必須緩慢的收縮,以其引力位能的降低來升高溫度,從而來恢復力學平衡;同時也是以引力位能的降低,來提供星坯輻射所需的能量。這就是星坯演化的主要物理機製。最新觀測發現S1020549恆星下面我們利用經典引力理論大致的討論這一過程。考慮密度為ρ、溫度為T、半徑為r的球狀氣雲系統,氣體熱運動能量:

ET= RT= T

將氣體看成單原子理想氣體,μ為摩爾質量,R為氣體普適常數

為了得到氣雲球的的引力能Eg,想象經球的質量一點點移到無窮遠,將球全部移走場力作的功就等于-Eg。當球質量為m,半徑為r時,從表面移走dm過程中場力做功:

dW=- =-G( )1/3m2/3dm

(2) 所以:-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3

于是:Eg=- (2),[1]

氣體雲的總能量:E=ET+EG (3)靈魂星雲將形成新的行星熱運動使氣體分布均勻,引力使氣體集中。現在兩者共同作用。當E>0時熱運動為主,氣雲是穩定的,小的擾動不會影響氣雲平衡;當E<0時,引力為主,小的密度擾動產生對均勻的偏離,密度大處引力增大,使偏離加強而破壞平衡,氣體開始塌縮。由E≤0得到產生收縮的臨界半徑:

(4) 相應的氣體雲的臨界質量為:

(5) 原始氣雲密度小,臨界質量很大。所以很少有恆星單獨產生,大部分是一群恆星一起產生成為星團。球形星團可以包含10^5→10^7個恆星,可以認為是同時產生的。

我們已知:太陽質量:MΘ=2×10^33,半徑R=7×10^10,我們帶入(2)可得出太陽收縮到今天這個狀態以釋放的引力能

太陽的總光度L=4×10^33erg.s-1如果這個輻射光度靠引力為能源來維持,那麽持續的時間是:

很多證明表明,太陽穩定的保持著今天的狀態已有5×10^9年了,因此,星坯階段隻能是太陽形成像今天這樣的穩定狀態之前的一個短暫過渡階段。這樣提出新問題,星坯引力收縮是如何停止的?此後太陽輻射又是以什麽為能源?

穩定期

主序星階段在收縮過程中密度增加,我們知道ρ∝r-3,由式(4),rc∝r3/2,所以rc比 r減小的更快,收縮氣雲的一部分又達到新條件下的臨界,小擾動可以造成新的局部塌縮。如此下去在一定的條件下,大塊氣雲收縮為一個凝聚體成為原恆星,原恆星吸附周圍氣雲後繼續收縮,表面溫度不變,中心溫度不斷升高,引起溫度、密度和氣體成分的各種核反應。產生熱能使氣溫升的極高,氣體壓力抵抗引力使原恆星穩定下來成為恆星,恆星的演化是從主序星開始的。哈勃觀測到兩顆燃燒劇烈的超級恆星恆星的成份大部分是H和He,當溫度達到104K以上,即粒子的平均熱動能達1eV以上,氫原子通過熱碰撞就充分的電離了(氫的電離能是13.6eV),在溫度進一步升高後,等離子氣體中氫核與氫核的碰撞就可能引起核反應。對純氫的高溫氣體,最有效的核反應系列是所謂的P-P鏈:

其中主要是2D(p,γ)3He反應。D含量隻有氫的10-4左右,很快就燃完了。如果開始時D比3He含量多,則反應生成的3H可能就是恆星早期3He的主要來源,由于對流到達恆星表面的這種3He,有可能還保留到現在。

Li,Be,B等輕核和D一樣結合能很低,含量隻是H 的2×10-9K左右,當中心溫度超過3×106K就開始燃燒,引起(p,α)和(p,α)反應,很快成為3He和4He。中心溫度達到107K,密度達到 105kg/m3左右時,產生的氫轉化為He的41H→4He過程。這主要是p-p和CNO迴圈。同時含有1H和4He是發生p-p鏈反應,有以下三個分支組成:

p-p1(隻有1H) p-p2(同時有1H、4He) p-p3

或假設1H 和4He的重量比相等。隨溫度升高,反應從p-p1逐漸過渡到p-p3,

而當T>1.5×107K時,恆星中燃燒H的過程就可過渡到以CNO迴圈為主了。

當恆星內混雜有重元素C和N時,他們能作為觸媒使1H變為4He,這就是CNO迴圈,CNO迴圈有兩個分支:

或總反應率取決于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反應分支比約為2500:1。

這個比值幾乎與溫度無關,所以在2500次CNO迴圈中有一次是CNO-2。

在p-p鏈和CNO迴圈過程中,凈效果是H燃燒生成He:

在釋放出的26.7MeV能量中,大部分消耗給恆星加熱和發光,成為恆星的主要來源。

前面我們提到恆星的演化是從主星序開始的,那麽什麽是主星序呢?等H穩定地燃燒為He時,恆星就成了主序星。人們發現有百分之八十至九十的恆星都是主序星,他們共同特征是核心區都有氫正在燃燒,他們的光度、半徑和表面溫度都有所不同,後來證明:主序星的定量上差別主要是質量不同,其次是他們的年齡和化學成份,太陽這段歷程約千萬年。

恆星恆星

觀察到的主序星的最小質量大約為0.1M⊙。模型計算表明,當質量小于0.08M⊙時,星體的收縮將達不到氫的點火溫度,從而形不成主序星,這說明對于主序星它有一個質量下限。觀察到的主序星的最大質量大約是幾十個太陽質量。理論上講,質量太大的恆星輻射很強,內部的能量過程很劇烈,因此結構也越不穩定。但是理論上沒有一個質量的絕對上限。

當對某一星團作統計分析時,人們卻發現主序星有一個上限,這說明什麽?我們知道,主序星的光度是質量的函式,這函式可分段的用冪式表示:

L∝Mν

其中υ不是一個常數,它的值大概在3.5到4.5之間。M大反映主序星中可供燃燒的質量多,而L大反映燃燒的快,因此主序星的壽命可近似用M與L的商標來標志:

T∝M-(ν-1)

即主序星壽命隨質量增大而按冪律減小,如果整個星團已存在的年齡為T,那就可以由T與M的關系式求出一個截止質量MT。質量大于MT的主序星已結束核心的H燃燒階段而不是主序星了,這就是觀察到由大量同年齡星組成的星團有上限的原因。

現在我們就討論觀測到的恆星中大部分是主序星的原因,表1根據一25M⊙的恆燃燒階段點火溫度(K) 中心溫度(g. cm-3) 持續時間(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 1

O 2×109 1×107 5×10-2

Si 3.5×109 1×108 3×10-3

燃燒階段的總壽命7.5×106

星演化模型,列出了各種元素的點火溫度及燃燒所持續的時間。從表上看出,原子序數大的核有更高的點火溫度,Z大的核不僅難于點火,點火後燃燒也更劇烈,因此燃燒持續的的時間也就更短。這顆25M⊙的表1 25M⊙恆星演化模型,模型星的燃燒階段的總壽命為7.5×106年,而其中百分之九十以上的時間是氫燃燒階段,即主星序階段。從統計角度講,這表明找到一顆處于主星序階段的恆星幾率要大。這正是觀察到的恆星大多數為主序星的基本原因。

末年

主序後的演化由于恆星形成是它的主要成份是氫,而氫的點火溫度又比其他元素都低,所以恆星演化的第一階段總是氫的燃燒階段,即主序階段。在主序階段,恆星內部維持著穩衡的壓力分布和表面溫度分布,所以在整個漫長的階段,它的光度和表面溫度都隻有很小的變化。下面我們討論,當星核區的氫燃燒完畢後,恆星有將怎麽進一步演化?

恆星在燃燒盡星核區的氫之後,就熄火,這時核心區主要是氦,它是燃燒的產物,外圍區的物質主要是未經燃燒的氫,核心熄火後恆星失去了輻射的能源,它便要引力收縮是一個起關鍵作用的因素。一個核燃燒階段的結束,表明恆星內各處溫度都已低于在該處引起點火所需要的溫度,引力收縮將使恆星內各處的溫度升高,這實際上是尋找下一次核點火所需要的溫度,引力收縮將使恆星內各處的溫度全面的升高,主序後的引力收縮首先點著的不是核心區的氦(它的點火溫度高的太多),而是核心與外圍之間的氫殼,氫殼點火後,核心區處于高溫狀態,而仍沒核能源,它將繼續收縮。這時,由于核心區釋放的引力位能和燃燒中的氫所釋放的核能,都需要通過外圍不燃燒的氫層必須劇烈地膨脹,即讓介質輻射變得更透明。而氫層膨脹又使恆星的表面溫度降低了,所以這是一個光度增加、半徑增加、而表面變冷的過程,這個過程是恆星從主星序向紅巨星過渡,過程進行到一定程度,氫區中心的溫度將達到氦點火的溫度,于是又過渡到一個新階段--氦燃燒階段。

在恆星中心發生氦點火前,引力收縮以使它的密度達到了103g. cm-3的量級,這時氣體的壓力對溫度的依賴很弱,那麽核反應釋放的能量將使溫度升高,而溫度升高反過來又加劇核反應速率,于是一旦點火,很快就會燃燒的十分劇烈,以至于爆炸,這種方式的點火稱為“氦閃光”,因此在現象上會看到恆星光度突然上升到很大,後來又降的很低。

另一方面,當引力收縮時它的密度達不到103g. cm-3量級,此時氣體的壓力正比與溫度,點火溫度升高導致壓力升高,核燃燒區就會有所膨脹,而膨脹導致溫度降低,因此燃燒就能穩定的進行,所以這兩種點火情況對演化進程的影響是不同的。

恆星在發生“氦閃光”之後又怎麽演變呢?閃光使大量能量的釋放很可能把恆星外層的氫氣都吹走,剩下的是氦的核心區。氦核心區因膨脹而減小了密度,以後氦就有可能在其中正常的燃燒了。氦燃燒的產物是碳,在氦熄火後恆星將有一個碳核心區氦外殼,由于剩下的質量太小引力收縮已不能達到碳的點火溫度,于是它就結束了以氦燃燒的演化,而走向熱死亡。

由于引力塌縮與質量有關,所以質量不同的恆星在演化上是有差別的。

M<0.08M⊙的恆星:氫不能點火,它將沒有氦燃燒階段而直接走向死亡。

0.08<M<0.35M⊙的恆星:氫能點火,氫熄火後,氫核心區將達不到點火溫度,從而結束核燃燒階段。

0.35<M<2.25M⊙的恆星:它的主要特征是氦會點火而出現"氦閃光"。

2.25<M<4M⊙的恆星:氫熄火後氦能正常地燃燒,但熄火後,碳將達不到點火溫度。這裏的反應有:

在He反應初期,溫度達到108K量級時,CNO迴圈產生的13C,17O能和4He發生新的(α,n)反應,形成16O和20Ne,在He反應進行了很長時間後,20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收兩個4He形成的22Ne能發生(α,n)反應形成24Mg和25Mg等,這些反應作為能源並不重要,但發出的中子可進一步發生中子核反應

4<M<8→10M⊙的恆星,這是一個情況不清楚的範圍,或許碳不能點火,或許出現"碳閃光",或許能正常地燃燒,因為這是最後的中心溫度已較高,一些較敏感的因素,如:中微子的能量損失把情況弄得模糊了。

He反應結束後,當中心溫度達到109K時,開始發生C,O,Ne 燃燒反應,這主要是C-C反應,O-O反應,以及20Ne的γ,α反應:

8→10M⊙<M的恆星:氫、氦、碳、氧、氖、矽都能逐級正常燃燒。最後在中心形成一個不能在釋放能量的核心區,核心區外面是各種能燃燒而未燒盡的氫元素殼層。核燃燒階段結束時,整個恆星呈現由內至外分層(Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H)結構。

終局

現在我們已經知道,對質量小于8→10M⊙的恆星,它會因不能到達下一級和點火溫度而結束它的核燃燒階段;對于質量更大的恆星,它將在核心區耗盡燃料之後結束它的核燃燒階段,在這以後,恆星的最終歸宿是什麽?

小質量的恆星(如太陽),起先會膨脹,在這個階段的恆星我們稱之為紅巨星,然後會塌縮,變成白矮星,再成為黑矮星,最終消失。

大質量的恆星,≥7個太陽密度(8→10M⊙<M)的恆星則會變成超級太陽(超新星),它會選擇以超新星爆發的形式結束生命,最終會成為黑洞(古代有記載,一顆超新星爆發,連續幾個月都可以在晚上看書)

一旦停止了核燃燒,恆星必定要發生引力收縮,這是因為恆星內部維持力學平衡的壓力是與它的溫度相聯系的。因此,如果恆星在一?quot;最終"的平衡位形,它必須是一個"冷的"平衡位形,即它的壓力與它的溫度無關。

主序星核心H耗盡後,離開主序是階段開始了它最後的歷程。結局主要取決于質量。對于質量很小的星體由于質量小,物體內部的自引力並不重要,固體內部的平衡是正負離子間的凈庫侖引力于電子間的壓力來達到平衡的。

當星體質量再大些,直到自引力不可忽略時,這時自引力加大了內部的密度和壓力,壓力的加大是物質發生壓力電離,從而逐漸是固體的電約束瓦解,而過渡為等離子氣體。加大質量,即加大密度,此時壓力于溫度無關,從而達到一種"冷的"平衡位形,電漿內電子的動能一大足以在物質內部引起β衰變

這裏p是原子核中的質子,這樣的反應大致在密度達到108 g. cm-3的時候,它將逐漸地是負離子體中的原子核變為富中子核,原子核中出現過多的中子,導致核結構松散,當密度超過4×1011g. cm-3是中子開始從原子核中分離出來,成為自由中子,自引力于中子間壓力達到平衡。如果當質量變大使中子氣體間壓力已不能抵御物質自引力,而形成黑洞,但由于大多數恆星演化後階段使得質量小于它的初始質量,例如恆星風,"氦閃光",超新星爆發等,它們會是恆星丟失一個很大的百分比質量,因此,恆星的終局並不是可以憑它的初始質量來判斷的,它實際上取決于演化的進程。那麽我們可以得出這樣的結論。8→10M⊙以下的恆星最終間拋掉它的一部分或大部分質量而變成一個白矮星。8→10M⊙以上的恆星最終將通過星核的引力塌縮而變成中子星或黑洞,也就是說,塌縮的核心質量在太陽1.44倍——到3.2倍的恆星,最終成為中子星,塌縮的核心質量在太陽3.2倍以上的恆星,最終成為黑洞。

現在觀測到的恆星質量範圍一般為0.1→60M⊙。質量小于0.08M⊙的天體不能達到點火溫度。因此,不發光,不能成為恆星。質量大于60M⊙的天體中心溫度過高而不穩定,至今僅發現20個以下。

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