科學恆星

⑴ 科學家是怎麼判斷恆星和地球之間的距離的

地球到月球的平均距離是384,400千米 。月球離地球近地點距離 為 35.7萬 千米
(就是地表到月表);距離地球最遠的遠地點距離為40.6萬千米(就是加上月球與地球的直徑)。
月球是離我們地球最近的星球。平常月亮距離地球大概是40多萬公里，由於月球環繞地球運行是一個以一個軸心為主的橢圓形的軌道，因此，月球距離地球最遠比最近時多5萬公里。同樣是滿月，月球距離地球最近比最遠時，月亮的視直徑大14%，視面積大30%。
月光從月球傳到地球的時間只要1.3秒，也就是說只眨了下眼的功夫。可是這么短的時間，它的路程卻有38萬多千米。並且月球軌道以3.8cm/a的速度向外偏移，也就是以每年3.8厘米的速度遠離地球而去。

古人測量地球到月球的方法：

古人最早測量地月距是通過肉眼觀察進行大概的測量，最早測定月地距離的人是伊巴谷，其在公元前180年左右出生於小亞細亞，也就是今天的土耳其。

伊巴谷發明了一種「瞄準器」，一根約兩米長的木桿上，有溝槽可容一個擋板在其中滑動，在木桿的一端豎立一塊有小孔的板，人眼從小孔中觀察星體，同時滑動擋板，使它剛好遮住目標。根據擋板與小孔之間的距離及擋板的寬度，就可以算出被測物體的相對大小，或星空中兩點的視距離。

他還發明了一種星盤，可以測天體的方位和高度。人們還傳說他製作過一個天球儀，刻在上面的恆星數目比他列在星表上的還多。還是讓我們欣賞伊巴谷是如何測量日、月、地三天體的距離的。

他觀測了一次日食，同埃拉托色尼一樣，他也需要兩個地點的觀測數據。在土耳其附近，人們看到了日全食;而在經度接近而緯度不同的亞歷山大城，只能看到日偏食，月球最大遮住了太陽的4/5。

由此，他推算出了月球的視差，他也將太陽光處理為平行照射到地球上。他的計算結果是，月球直徑是地球的三分之一，月地距離是地球半徑的60.5倍。第一個數據偏大了一點，對於第二個數據，按照現在的測量結果，月地距離是地球半徑的60.34倍。由於埃拉托色尼已經給出了地球半徑的數據，於是伊巴谷得到了月地距離的真實數據。

讓我們替伊巴谷算一下：38400×60.5/(2×3.14)=37萬千米。現代的月地距離數據是38萬千米。2100多年前的祖先，手持木桿，單憑一雙肉眼，就得到如此准確的數據，面對這樣的結果，我們後人實在是沒有什麼可驕傲的，我們發明出來的令人眼花繚亂的「先進」技術，只是反映出我們理性思考的貧乏和虛弱罷了。

伊巴谷的太陽數據誤差較大，主要還是受阿里斯塔克的數據影響。伊巴谷算出的太陽直徑是地球直徑的12倍多，而實際太陽直徑超出地球達百倍之多;他的日地距離是地球半徑的2500倍，而實際是兩萬多倍。

科學家測量地球到月球的距離的方法：

1、三角法

比如說地球在春分點和秋分點時分別觀測一顆恆星對地球的角度，然後以公轉軌道半徑為基線，算出它距地球的距離

對於較近的天體(500光年以內)採用三角法測距。
500--10萬光年的天體採用光度法確定距離。10萬光年以外天文學家找到了造父變星作為標准，可達5億光年的范圍。
更遠的距離是用觀測到的紅移量，依據哈勃定理推算出來的。
月球是距離我們最近的天體，天文學家們想了很多的辦法測量它的遠近，但都沒有得到滿意的結果。科學的測量直到18世紀(1715年至1753年)才由法國天文學家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的學生拉朗德(Larand)用三角視差法得以實現。他們的結果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現代測定的數值(384401千米)很接近。

2、光譜在天文研究中的應用

人類一直想了解天體的物理、化學性狀。這種願望只有在光譜分析應用於天文後才成為可能並由此而導致了天體物理學的誕生和發展。通過光譜分析可以：(1)確定天體的化學組成;(2)確定恆星的溫度;(3)確定恆星的壓力;(4)測定恆星的磁場;(5)確定天體的視向速度和自轉等等。

3、激光測量

雷達技術誕生後，人們又用雷達測定月球距離。激光技術問世後，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強等特點來測量月球的距離。測量精度可以達到厘米量級。
列如：

用激光測距儀測量從地球到月球的距離。激光的傳播速度為3×108m/s，在激光從地球發射到月球後再反射回地球的過程中，所需時間為2.56s，求地球到月球的距離。

s=v.t/2=3乘10的8次方乘2.56/2=384000000米=38.4萬

科學家們所用的這種精細測量地月距離的新設備叫做「阿帕奇月球激光測量儀」(英文簡稱APPOLLO，和「阿波羅」同名)。為了達到期望的精度，來往於地月之間的激光脈沖計時精度必須達到幾皮秒(1皮秒等於百億分之一秒)的水準。由於光速是已知的，因此通過測量激光脈沖在地月之間(准確地說是在「阿帕奇月球激光測量儀」和安放在月球表面的反射陣列之間)往來的時間就可以求得兩點之間的精確距離。

⑵ 天文學中 ，如何解釋恆星有多大呢有多小呢

我們都知道宇宙是由很多不同大小的星球組成的一個空間體，在晚上的時候我們抬頭看天空，會看到很多一閃一閃的星星，它們都是宇宙中的一部分。宇宙也是需要我們去探索的並且宇宙中的星球也是有大小的區別的，那麼很多人就會有一些好奇，天文學中 ，如何解釋恆星有多大呢？有多小呢？最大的比太陽都還要大很多倍，最小的還沒有月亮大。

隨著科學技術的高速法發展，科學家們對於宇宙的探索更加的細致和深入。從以前的什麼都不知道到現在人類開始登陸其他星球，可以說我們獲得了巨大的成功，並且到現在科學家們還在深入的探索我們的宇宙，希望能發現更多的奇妙的東西。就比如說最大的恆星要比太陽都要大，最小的恆星比月亮還要小，如果我們不去探索，那麼我們將永遠不會知道。

⑶ 在科學上，恆星據說可以分為三種：藍色，黃色，白色的，溫度各是多少

藍色恆星表面溫度在10000 K以上，如參宿七、水委一和軒轅十四等。白色恆星表面溫度在11500～7700 K，如天狼星、織女星、牛郎星、北落師門和天津四等。黃色恆星表面溫度在6000～5000 K，如太陽、五車二和南門二等。紅色恆星表面溫度在3600～2600 K，如參宿四和心宿二等。新建的光譜L型矮星的表面溫度在2000～1500 K。

⑷ 科學上常用什麼確定恆星的物質組成

每一顆自身發光的星都是一個「太陽」，像我們的太陽一樣。也就是
說，每顆恆星都是發熱的氣體的大星球。恆星上非常熱，把一片鋼放上去，
會在彈指之間熔化。
在一個比較冷的恆星上，物質差不多接近流體，有點像熔爐里的熔鐵。
有些非常古老而完全冷卻的恆星，物質的密度非常大，大約60千克/厘米3,
這些恆星被稱為「死星球」

⑸ 科學家對恆星的研究發現了什麼

天文學家對這些恆星進行了長期觀測，並通過比較研究發現，它們所包含的重元素相對較少，與近期生成的恆星完全不同，而且它們也只有一代或少數幾代超新星填充於周圍的誕生雲中。通過研究這些倖存的低質量、重元素匱乏的恆星，科學家們能夠驗證當前的理論以及檢測早期宇宙的環境。美國哈佛·史密松天體物理中心天文學家安娜·弗雷貝爾研究團隊，對銀河系外層區域內16顆重元素匱乏的恆星所包含的20種關鍵元素進行了全面的研究。

研究發現，有些重元素原子較少的恆星質量是太陽的近萬倍，從而驗證了現有的理論。但是，天文學家同時也發現這些恆星的化學特徵與太陽有著諸多非常明顯的差異，如鐵、鋰及其他元素的含量。弗雷貝爾等人的發現成果不僅僅有助於驗證當前的理論模型，而且也有助於理解宇宙最早恆星組成的詳細情況。

⑹ 不永恆的恆星講了什麼科學知識

恆星是怎樣誕生、成長，又是怎樣衰老、死亡的？揭開這個「恆星演化」之謎，是20世紀自然科學的一大成就。它的線索，最初來自對恆星光譜的研究。

不同恆星的光譜互有差異，這主要是由恆星表面溫度不同造成的。恆星光譜可以分為許多類型，按溫度從高到低依次遞降排列，最主要的7個光譜型是O、B、A、F、G、K和M。每個光譜型又細分為10個次型，以數字0～9標記。

世紀初期，赫茨普隆和美國天文學家羅素創立了恆星的「光譜一光度圖」，圖中恆星的光譜型沿水平方向排列，光度則沿垂直方向排列。於是，呈藍白色而且非常亮的O型星和B型星便位於圖的左上方；暗弱而呈紅色的K型星和M型星則在圖的右下方。通常這種圖又按創立者的名字而簡稱為「赫羅圖」

在赫羅圖上，絕大多數恆星位於從左上端延伸到右下端的一條斜帶內。這條斜帶叫做「主星序」，位於主星序中的恆星叫「主序星」。在主星序的右上方另有一條輕鬆散的橫帶，其中散布的是「巨星」--它們的光度要比同樣光譜型的主序星高得多。

太空中存在著許多由氣體一塵埃構成的巨大「分子雲」。雲中密度較大的部分，其自身的萬有引力也較強，物質就會聚集得更密，同時溫度升高。密度增大後，引力又進一步增強，從而促使物質聚集得更快，溫度也上升得更快。這一過程逐漸加劇，當某一區域的中心溫度上升到約1000萬度時，就會引發熱核反應，發出大量的光和熱。於是，一顆恆星就誕生了，它在赫羅圖上就占據了一個位置。

⑺ 恆星的天文科學小知識有哪些

恆星的知識

恆星是由熾熱氣體組成的，是能自己發光的球狀或類球狀天體。由於恆星離我們太遠，不藉助於特殊工具和方法，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。
1.1恆星演化
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。藉助於望遠鏡，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。恆星的兩個重要的特徵就是溫度和絕對星等。大約100年前，丹麥的艾依納爾·赫茨普龍(Einar Hertzsprung)和美國的享利·諾里斯·羅素(Henry Norris Russell )各自繪制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%以上的恆星都屬於主星序，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，所以他們只處在該圖的中下方。
1.2恆星演化
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於緩慢以致於難以察覺。因此天文學家利用觀察許多處於不同生命階段的恆星，並以計算機模型模擬恆星的演變。 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系。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%以上的恆星都集中於主星序內。在主星序區之上是巨星和超巨星區；左下為白矮星區。
1.3恆星形成
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，大體積氣體雲由於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，由於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，氣體的壓力正比於它的密度與溫度的乘積，因而在塌縮過程中，壓力增長更快，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，這壓力場最後制止引力塌縮，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於內部溫度的不均勻性（即星坯中心的溫度要高於外圍的溫度），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。於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制。
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 (1) 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，想像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於-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。於是：Eg=- (2)。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，那麼持續的時間是：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，星坯階段只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麼為能源？
1.4恆星穩定期
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含量只有氫的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，由於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，含量只是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循環。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(只有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循環為主了。
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循環，CNO循環有兩個分支：或總反應率取決於最慢的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循環中有一次是CNO-2。在p-p鏈和CNO循環過程中，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，那麼什麼是主星序呢？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，他們共同特徵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。
觀察到的主序星的最小質量大約為0.1M。模型計算表明，當質量小於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，這說明對於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，這說明什麼？我們知道，主序星的光度是質量的函數，這函數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。質量大於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。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大的核不僅難於點火，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，這表明找到一顆處於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。
1.5恆星晚年
主序後的演化由於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只有很小的變化。下面我們討論，當星核區的氫燃燒完畢後，恆星有將怎麼進一步演化？
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於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，核心區處於高溫狀態，而仍沒核能源，它將繼續收縮。這時，由於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氫點火的溫度，於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，那麼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，於是一旦點火，很快就會燃燒的十分劇烈，以至於爆炸，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」之後又怎麼演變呢？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，由於剩下的質量太小引力收縮已不能達到碳的點火溫度，於是它就結束了以氦燃燒的演化，而走向熱死亡。
由於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：它的主要特徵是氦會點火而出現"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。這里的反應有：在He反應初期,溫度達到108K量級時，CNO循環產生的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范圍，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、硅都能逐級正常燃燒。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。

⑻ 科學：為什麼宇宙中會有哪些奇怪的冷熱雙恆星

恆星不一定溫度高。
比如年輕恆星由於年紀較小，發出的光和熱都會偏少。
典型的冷熱雙恆星如由體積巨大的紅巨星與體積很小的年輕恆星組成的雙星。年輕恆星發光和熱少，紅巨星光熱大。
年輕恆星會通過吸積盤（由分散的物質組成，圍繞中心的天體轉 動的盤狀結構）貪婪地吸取紅巨星的「營養」。
紅巨星的物質在被吞噬的過程中，會產生強烈的沖 擊波和高溫，有點像動物界獅子捕食野馬，野馬激烈反 抗一樣。當紅巨星被吞噬得太劇烈的時候，所導致的高溫會引發氣體物質爆發劇烈的核反應，從而導致亮度驟增。