比浏览器更快的访问！之间恒星和碳星相似
恒星和碳星有（在联盟百科）25共同点: 天文学家，太陽，安吉洛·西奇，對流，主序星，引力，分子雲，光谱学，碳，碳氮氧循環，米拉變星，紅巨星，紅矮星，白矮星，聯星，行星状星云，视星等，锂，恒星光谱，恆星演化，氦融合，氧，漸近巨星分支，星风，3氦過程。
天文学家
天文学家是研究天文学、宇宙学、天体物理学等相关学科的科学家。因为有些哲学家、物理学家、数学家对天文理论有着不可忽视的影响，所以下面的列表中也包括这些人。.
太陽
#重定向 太阳.
安吉洛·西奇
佩特·安吉洛·西奇（意大利语：Pietro Angelo Secchi，），義大利天文學家。.
對流
對流是指流體內部的分子運動，是熱傳與質傳的主要模式之一。熱對流（亦稱爲對流傳熱）是三種主要熱傳方式中的其中一種（另外兩種分別是熱傳導與熱輻射）.
主序星
主序星在可顯示恒星演化過程的赫羅圖上，是分布在由左上角至右下角，被稱為主序帶上的恆星。 主序帶是以顏色相對於光度繪圖成線的一條連續和獨特的恆星帶。這個色-光圖就是後來埃希納·赫茨普龍和亨利·諾利斯·羅素合作發展出來，著名的赫羅圖。在這條帶子上的恆星就是所謂的主序星或"矮星"。 恆星形成之後，它在高熱、高密度的核心進行核聚变反應，將氫原子轉變成氦，並且創造出能量。在這個生命期階段的恆星，座落在在主序帶上的位置主要是依據它的質量，但化學成分和其它的因素也有一些關係。所有的主序星都處於流體靜力平衡狀態，它來自炙熱核心向外膨脹的熱壓力與來自外圍包層向內擠壓的重力壓維持著平衡。在核心溫度和壓力與能量孳生率有著強烈的相關性，並有助於維持平衡。在核心孳生的能量傳遞到表面經由光球輻射出去。能量經由輻射或對流傳遞，而後著在其區域內會產生階梯狀的溫度梯度，更高的透明度，或兩者均有。 基於恆星產生能量的主要過程，主序帶有時會被分成上段和下段。質量大約在1.5太陽質量以內的恆星，將氫聚集融合成氦的一系列主要程序稱為質子-質子鏈反應。超過這個質量在主序帶的上段，核融合主要是使用碳、氮、和氧原子，經由碳氮氧循環的程序，將氫原子轉變成氦。質量超過太陽10倍的主序星在核心區域會產生對流，這樣的活動繪激發新創建的氦外移，並維持發生核融合所需要的燃料比例。當核心的對流不再發生時，發展出的富氦核心的外圍會被氫包圍著。質量較低的恆星，核心的對流區會逐步的縮小，大約在2太陽質量附近，核心的對流區就會消失。在這個質量以下，恆星的核心只有輻射，但是在接近表面會有對流。隨著恆星質量的減少，對流的包層會增加，質量低於0.4太陽質量的主序星，全部的質量都在對流。 通常，質量越大的恆星在主序帶上的生命期越短。當在核心的核燃料已被耗盡之後，恆星的發展會離開赫羅圖上的主序帶。這時恆星的發展取決於它的質量，質量低於0.23太陽質量的恆星直接成為白矮星，而質量未超過10太陽質量的恆星將經歷紅巨星的階段；質量更大的恆星可以爆炸成為超新星，或直接塌縮成為黑洞。.
引力
重力（Gravitation或Gravity），是指具有质量的物体之间相互吸引的作用，也是物体重量的来源。 引力与电磁力、弱相互作用力及强相互作用力一起构成自然界的四大基本相互作用。在这四种基本相互作用中，引力是最弱的一种，但同时也是一种长程有效作用力。在现代物理学中，引力一般由广义相对论来精确描述，认为引力反映了物体的惯性在弯曲时空中的表现。而经典力学中的牛顿万有引力定律则是对引力在通常物理条件下的极好的近似描述。 在地球上，地球对地面附近物体的万有引力赋予了物体的重量，并使物体落向地面。在宇宙中，引力让物质聚集而形成天体，同时也让天体之间相互吸引，形成按照轨道运转的天体系统。此外，月球以及太陽对地球上海水的引力，形成了地球上的潮汐。.
分子雲
分子雲（Molecular cloud 或 Stellar nursery）是星際雲的一種，主要是由氣體和固態微塵所組成。其規模沒有一定的範圍，直徑最大可超過100光年，總質量可達太陽的 106 倍。 氫分子（H2）是分子雲中最普遍的組成物質之一。根據估計，每 1cm3 的分子雲內大約有 104 個氫分子；而在物質較密集的區域（如分子雲的核心），1cm3 內的氫分子則約有 105 個。除了氫以外，分子雲內亦有不少經由核融合合成出的元素。這些元素是多數恆星的主要組成物質，因此分子雲同時也是恆星——甚至是行星系的誕生場所，如太陽系就是其一。 氫分子很難被直接偵測到。通常是利用一氧化碳（CO）偵測氫分子。一氧化碳輻射的光度與分子氫質量的比例幾乎是常數。不過在對其他星系的觀測中有理由懷疑這樣的假設。.
光谱学
光谱学（Spectroscopy）是研究物质发射、吸收或散射的光、声或粒子来研究物质的方法。 光谱学也可以被定义为研究光和物质之间相互作用的学科。历史上，光谱学指用可见光来对物质结构的理论研究和定量和定性的分析的科学分支。但是，近来，光谱学的定义已经被扩展为一种不只用可见光，也用许多其他电磁或非电磁辐射（如微波，无线电波，X射线，电子，声子（声波）等）的新技术。阻抗光谱学则研究交流电的频率响应。 光谱学被频繁的用在物理和分析化学中，通过发射或吸收光谱来鉴定物质。一种记录光谱的仪器叫分光计。光谱学可以通过其测量或计算的物理属性或测量过程来分类。 光谱学也同样大量运用在天文学和遥感。大多数大型天文望远镜配有光谱摄制仪，用来测量天体的化学组成和物理属性，或通过测量光谱线的多普勒偏移来测量天体的速度。.
碳
碳（Carbon，拉丁文意為煤炭）是一種化學元素，符號為C，原子序数為6，位於元素週期表中的IV A族，屬於非金屬。每個碳原子有四顆能夠進行鍵合的電子，因此其化合價通常為4。自然產生的碳由三種同位素組成：12C和13C為穩定同位素，而14C則具放射性，其半衰期約為5,730年。碳是少數幾個自遠古就被發現的元素之一（見化學元素發現年表）。 碳的同素異形體有數種，最常見的包括：石墨、鑽石及無定形碳。這些同素異形體之間的物理性質，包括外表、硬度、電導率等等，都具有極大的差異。在正常條件下，鑽石、碳納米管和石墨烯的熱導率是已知材質中最高的。 所有碳的同素異形體在一般條件下都呈固态，其中石墨的熱力學穩定性最高。它們不易受化學侵蝕，甚至連氧都要在高溫下才可與其反應。碳在無機化合物中最常見的氧化態為+4，並在一氧化碳及過渡金屬羰基配合物中呈+2態。無機碳主要來自石灰石、白雲石和二氧化碳，但也大量出現在煤、泥炭、石油和甲烷水合物等有機礦藏中。碳是所有元素中化合物种类最多的，目前有近一千萬種已記錄的純有機化合物，但這只是理論上可以存在的化合物中的冰山一角。 碳的豐度在地球地殼中排列第15（见地球的地殼元素豐度列表），並在全宇宙中排列第4（见化學元素豐度），名列氫、氦和氧之下。由於碳元素極為充沛，再加上它在地球環境下所能產生的聚合物種類極為繁多，因此碳是地球上所有生物的化學根本。.
碳氮氧循環
碳氮氧循環（CNO cycle），有時也稱為貝斯-魏茨澤克-循環（Bethe-Weizsäcker-cycle），是恆星將氫轉換成氦的兩種過程之一，另一種過程是質子-質子鏈反應。 在質量像太陽或更小些的恆星中，質子-質子鏈反應是產生能量的主要過程，太陽只有1.7%的4氦核是經由碳氮氧循環的過程產生的，但是理論上的模型顯示更重的恆星是以碳氮氧循環為產生能量的主要來源。碳氮氧循環的過程是由卡尔·冯·魏茨泽克和漢斯·貝特 在1938年和1939年各別獨立提出的。 碳氮氧循環的主要反應如下"Introductory Nuclear Physics", Kenneth S. Krane, John Wiley & Sons, New York, 1988, p.537： 這個循環的淨效應是4個質子成為一個α粒子、2個正電子（和電子湮滅，以γ射線的形式釋放出能量）和2個攜帶著部分能量逃逸出恆星的微中子。碳、氮、和氧核在循環中擔任催化劑並且再生。 有一個較小分支的反應，在太陽核心中發生的只佔了0.04%的量，最後的產物不是12碳和4氦，而是16氧和一個光子，取代進行的過程如下： 同樣的，碳、氮、和氧在主要的分支，而在較小分支上的氟也僅僅是穩定狀態的催化劑，不會在恆星內累積。 碳氮氧循環的主要分支稱為碳氮氧-I，小的分支稱為碳氮氧-II，在更重的恆星內還有碳氮氧-III和碳氮氧-IV兩個次要的主分支，它們開始於碳氮氧-II反應的最後階段，結果是以18氧和γ射線取代原本的14氮和氦核： 和 氧氟循環： 此處，所有參與反應的"催化劑"（碳、氮、氧的核）數量都是守恆的，而在恆星演化中核的相對比例是會改變的。無論最初的結構是如何，當這個循環在平衡狀態下，12碳/13碳核的比例是3.5，而14氮成為數量最多的核。在恆星的演化中，對流會將碳氮氧循環的產物從恆星的內部帶到表面並混合，改變觀測到的恆星成分。在紅巨星，相較於主序星，能觀測到較低比例的12碳/13碳和12碳/14氮，這些都可以證明核融合在恆星內部進行能量的世代交替。.
米拉變星
#重定向 刍藁变星.
紅巨星
红巨星是巨星的一种，是恆星的一種衰變狀態，根据恒星质量的不同，存在期只有数百万年不等。质量通常约为0.5至8个太阳质量，质量更大的称为红超巨星，質量再大的為紅特超巨星。.
紅矮星
紅矮星，也就是M型主序星（MV），根據赫羅圖，「紅矮星」在眾多處於主序階段的恆星當中，其大小及溫度均相對較小和低，在光譜分類方面屬於M型。它們在恆星中的數量較多，大多數紅矮星的直徑及質量均低於太陽的三分一，表面溫度也低於3,500 K。釋出的光也比太陽弱得多，有時更可低於太陽光度的萬分之一。又由於內部的氫元素核聚變的速度緩慢，因此它們也擁有較長的壽命。质量低于0.35太阳质量的红矮星会有充分的对流，氦元素会在恒星内部均匀分布，而不会在核心累积，紅矮星不會膨脹成紅巨星，而逐步收縮，直至氫氣耗盡。 它们会保持稳定的光度和光谱持续数千亿年，由于现在宇宙的年龄有限，还没有红矮星发展到之后的阶段。 此外人們又發現，不含「金屬」的紅矮星只佔很少（在天文學裡，「金屬」是指氫和氦以外的重元素），而根據「大爆炸」理論的預測，第一代恆星應只擁有氫、氦及鋰元素，如果這些早期恆星包括紅矮星，這些「純正」的紅矮星至今天定能繼續觀測得到，而事實卻不然，含有「金屬」的恆星佔了紅矮星的大多數。因此在宇宙形成時，能發光的第一代恆星定擁有超高質量，它們擁有極短壽命，在經過超新星爆發後，重元素得以產生，成為形成低質量恆星的所需物質。 宇宙眾多恆星中，紅矮星佔了大多數，大約73%左右。, 科学网, 2014-03-06 09:39:11 离太阳最近的65颗恒星中有50颗是红矮星。例如離太陽最近的恆星，半人馬座的南門二比鄰星，便是一顆紅矮星，其光譜分類為M5，視星等11.0。 至2005年，人們首度在紅矮星身上，發現有太陽系外行星圍繞旋轉，第一顆行星的質量與海王星差不多，日距約為600萬公里（0.04天文單位），其表面度約為攝氏150°C。2006年，人們又發現一顆與土星差不多的行星繞著另一顆紅矮星旋轉，這顆行星的日距為3.9億公里（2.6天文單位），表面溫度為攝氏零下220°C。.
白矮星
白矮星（white dwarf），也稱為簡併矮星，是由简并态物质構成的小恆星。它們的密度極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小，微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。 白矮星被認為是中、低質量恆星演化階段的最終產物，在我們所屬的星系內97%的恆星都屬於這一類。, §1.
聯星
聯星是兩顆恆星組成，在各自的軌道上圍繞著它們共同質量中心運轉的恆星系統。有著兩顆或更多恆星的系統稱為多星系統。這種系統，尤其是在距離遙遠時，肉眼看見的經常是單一的點光源，要過其它的觀測方法，才能揭示其本質。過去兩個世紀的研究顯示，一半以上可見的恆星都是多星系統。 雙星（double star）通常被視為聯星的同義詞；然而，雙星應該只是光學雙星。之所以稱為光學雙星，只是因為從地球上觀察它們在天球上的位置，在視線上幾乎是相同的位置。然而，它們的"雙重性"只取決於這光學效應；恆星本身之間的距離是遙遠的，沒有任何共用的物理連結。通過測量視差、自行或徑向速度的差異，可以揭示它們只是光學雙星。 許多著名的光學雙星尚未進行充分與嚴謹的觀測，來確認它們是光學雙星還是有引力束縛在一起的多星系統。 聯星系統在天文物理上非常重要，因為它們的軌道計算允許直接得出系統的質量，而更進一步還能間接估計出半徑和密度。也可以從質光關係（mass-luminosity relationship，MLR）估計出單獨一顆恆星的質量。 有些聯星經常是在以可見光檢測到的，在這種情況下，它們被稱為視覺聯星。許多視覺聯星有長達數百年或數千年的軌道週期，因此還不是很了解它們的軌道。它們也可能通過其他的技術，例如光譜學（聯星光譜）或天體測量學來檢測。如果聯星的軌道平面正巧在我們的視線方向上，它與伴星會發生互相食與凌的現象；這樣的一對聯星會被稱為食聯星，或因為它們是經由光度變化被檢測出來的，而被稱為光度計聯星。 如果聯星系統中的成員非常接近，將會因為引力而相互扭曲它們的大氣層。在這樣的情況下，這些接近的聯星系統可以交換質量，可能會帶來它們在恆星演化時，單獨的恆星不能達到的階段。這些聯星的例子有大陵五、天狼星、天鵝座X-1（這是眾所皆知的黑洞）。也有許多聯星是行星狀星雲的中心恆星，和新星與Ia型超新星的祖恆星。.
行星状星云
行星狀星雲是恆星演化至老年的紅巨星末期，氣體殼層向外膨脹並被電離，形成擴大中的發射星雲，經常以英文的縮寫"PN"或複數的"PNe"來表示。"行星狀星雲"這個名稱源自1780年代的天文學家威廉·赫歇爾，但並不是個適當的名字，只因為當他通過望遠鏡觀察時，這些天體呈現類似於行星的圓盤狀，但又是霧濛濛的雲氣。因此，他結合"行星"與"星雲"，創造了這個新名詞。赫歇爾的命名雖然不適當，但仍被普遍的採用，並未被替換。相較於恆星長達數十億年歲月的一生，行星狀星雲只能存在數萬年，只是很短暫的現象。 大多數行星狀星雲形成的機制被認為是這樣：在恆星結束生命的末期，也就是紅巨星的階段，恆星外層的氣體殼被強勁的恆星風吹送進太空。紅巨星在大部分的氣體被驅散後，來自高溫的行星狀星雲核心（PNN，planetary nebula nucleus）輻射的紫外線會將被驅散的恆星外層氣體電離。吸收紫外線的高能氣體殼層圍繞著中央的恆星發出朦朧的螢光，使其成為一個色彩鮮豔的行星狀星雲。 行星狀星雲在銀河系演化的化學上扮演關鍵性的角色，將恆星創造的元素擴散成為銀河系星際物質中的元素。在遙遠的星系內也觀察到行星狀星雲，收集它們的資訊有助於了解化學元素的豐度。 近年來，哈伯太空望遠鏡的影像顯示許多行星狀星雲有著極其複雜和各種各樣的形狀。大約只有五分之一呈現球形，而且其中大多數都不是球對稱。產生各種各樣形狀的功能和機制仍都不十分清楚，但是中央的聯星、恆星風和磁場都可能發揮作用。.
视星等
视星等（apparent magnitude，符號：m）最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的，他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级，即1等星到6等星。1850年英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。根据这个关系，星等被量化。重新定义后的星等，每级之间亮度则相差2.512倍，1勒克司（亮度单位）的视星等为-13.98。 但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本來的等級──引入「负星等」概念。这样整个视星等体系一直沿用至今。如牛郎星为0.77，织女星为0.03，除了太陽之外最亮的恒星天狼星为−1.45，太阳为−26.7，满月为−12.8，金星最亮时为−4.89。现在地面上最大的望远镜可看到24等星，而哈勃望远镜则可以看到30等星。 因为视星等是人们从地球上观察星体亮度的度量，它实际上只相当于光学中的照度；因为不同恒星与地球的距离不同，所以视星等并不能指示出恒星本身的发光强度。 由于视星等需要同时考虑星体本身光度与到地球的距离等多重因素，会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。例如巴纳德星距离地球仅6光年，却无法被肉眼所见（9.54等）。 如果人们在理想環境下（清澈、晴朗且没有月亮的夜晚），肉眼能观察到的半個天空平均约3000颗星星（至6.5等計算），整个天球能被肉眼看到的星星則约有6000颗。大多数能为肉眼所见的星星都在数百光年内。现在人类用肉眼可以看见的最远天体是三角座星系，其星等约为6.3，距离地球约290万光年。历史上肉眼能看见的最远天体是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽玛射线暴，距离地球达到75亿光年，视星等达到5.8，相当于用肉眼看见那里75亿年前发出的光。 另外，宇宙中大量的星际尘埃也会影响到星星的视星等。由于尘埃的遮蔽，一些明亮的星星在可见光上将变得十分暗淡。有一些原本能为肉眼所见的恒星变得再也无法用肉眼看见，例如银河系中心附近的手枪星。 星星的视星等也随着星星本身的演化、和它们与地球的距离变化而变化当中。例如，当超新星爆发时，星体的视星等有机会骤增好几个等级。在未来的几万年内，一些逐渐接近地球的恒星将会显著变亮，例如葛利斯710在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。.
锂
锂（Lithium）是一种化学元素，其化学符号Li，原子序数为3，三个电子中两个分布在K层，另一个在L层。锂是碱金属中最轻的一种。锂常呈+1或0氧化态，是否有-1氧化态則尚未得到证实。但是锂和它的化合物并不像其他的碱金属那么典型，因为锂的电荷密度很大并且有稳定的氦型双电子层，使得锂容易极化其他的分子或离子，自己却不容易受到极化。这一点就影响到它和它的化合物的稳定性刘翊纶任德厚《无机化学丛书》第一卷 北京：科学出版社289-354页1984年。锂的英文名称来源于希腊文lithos，意为“石头”。其中文名则来源于“Lithos”的第一个音节发音“里”，因为是金属，在左方加上部首“钅”。.
恒星光谱
在天文學，恆星分類是將恆星依照光球的溫度分門別類，伴隨著的是光譜特性、以及隨後衍生的各種性質。根據維恩定律可以用溫度來測量物體表面的溫度，但對距離遙遠的恆星是非常困難的。恆星光譜學提供了解決的方法，可以根據光譜的吸收譜線來分類：因為在一定的溫度範圍內，只有特定的譜線會被吸收，所以檢視光譜中被吸收的譜線，就可以確定恆星的溫度。早期(19世紀末)恆星的光譜由A至P分為16種，是目前使用的光譜的起源。 恒星光谱分类 20世纪初，美国哈佛大学天文台对50万颗恒星进行了光谱研究。他们根据恒星不同的谱线进行了分类，结果发现它们与颜色也有关系.
恆星演化
恆星演化是恆星在生命過程中所經歷急遽變化的序列。恆星依據質量，一生的範圍從質量最大的恆星只有幾百萬年，到質量最小的恆星比宇宙年齡還要長的數兆年。右方的表顯示質量和恆星壽命的關聯性。所有的恆星都從通常被稱為星雲或分子雲的氣體和塵埃坍縮中誕生。在幾百萬年的過程中，原恆星達到平衡的狀態，安頓下來成為所謂的主序星。 恆星大部分的生命期都在以核融合產生能量的狀態。最初，主序星在核心將氫融合成氦來產生能量，然後，氦原子核在核心中佔了優勢。像太陽這樣的恆星會從核心開始以一層一層的球殼將氫融合成氦。這個過程會使恆星的大小逐漸增加，通過次巨星的階段，直到達到紅巨星的狀態。質量不少於太陽一半的恆星也可以經由將核心的氢融合成氦來產生能量，質量更重的恆星可以依序以同心圓產生質量更重的元素。像太陽這樣的恆星用盡了核心的燃料之後，其核心會塌縮成為緻密的白矮星，並且外層會被驅離成為行星狀星雲。質量大約是太陽的10倍或更重的恆星，在它缺乏活力的鐵核塌縮成為密度非常高的中子星或黑洞時會爆炸成為超新星。雖然宇宙的年齡還不足以讓質量最低的紅矮星演化到它們生命的尾端，恆星模型認為它們在耗盡核心的氫燃料前會逐漸變亮和變熱，然後成為低質量的白矮星The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp.
氦融合
氦融合是核融合的一種，參與此一反應的原子核是氦。 這種由氦4（α粒子）融合的反應就是所謂的是3氦過程（3α過程），因為這項反應先由兩個氦核融合成為鈹 8，但是這種同位素很不穩定，半衰期只有2.6×10-16秒，隨即又分裂成兩個氦。如果這顆恆星的核心溫度高達一億K，並且又在紅巨星或紅超巨星末期的演化階段，則第三顆氦原子能在鈹衰變之前參與反應，於是形成碳12。取決於溫度和壓力，額外的氦核也可能參與反應形成氧 16；在非常高的溫度下，另外的氦核也可能和氧融合而產生更重的元素（參考氦核作用）。 氦3本身或氦4主要形成於主序星（參考質子-質子鏈反應），並且一般還不會進行氦融合。.
氧
氧（IUPAC名：Oxygen）是一種化學元素，符號為O，原子序為8，在元素週期表中屬於氧族。氧屬於非金屬，是具有高反應性的氧化劑，能夠與大部分元素以及其他化合物形成氧化物。氧在宇宙中的總質量在所有元素中位列第三，僅居氫和氦之下。Emsley 2001, p.297在標準溫度和壓力下，兩個氧原子会自然鍵合，形成無色無味的氧氣，即雙原子氧（）。氧氣是地球大氣層的主要成分之一，在體積上佔20.8%。地球地殼中近一半的質量都是由氧和氧化物所組成。 氧是細胞呼吸作用中重要的元素。在生物體中，主要有機分子，如蛋白質、核酸、碳水化合物和脂肪等，還有組成動物外殼、牙齒和骨骼的無機化合物，都含有氧原子。生物體絕大部分的質量都由含氧原子的水組成。光合作用利用陽光的能量把水和二氧化碳轉化為氧氣。氧氣的化學反應性強，容易與其他元素結合，所以大氣層中的氧氣成分只能通過生物的光合作用持續補充。臭氧（）是氧元素的另一種同素異構體，能夠較好地吸收中紫外線輻射。位於高海拔的臭氧層有助阻擋紫外線，從而保護生物圈。不過，在地表上的臭氧屬於污染物，為霧霾的副產品之一。在低地球軌道高度的單原子氧足以對航天器造成腐蝕。 卡爾·威廉·舍勒於1773年或之前在烏普薩拉最早發現氧元素。約瑟夫·普利斯特里亦於1774年在威爾特郡獨立發現氧，因為其成果的發表日期較舍勒早，所以一般被譽為氧的發現者。1777年，安東萬-羅倫·德·拉瓦節進行了一系列有關氧的實驗，推翻了當時用於解釋燃燒和腐蝕的燃素說。他也提出了氧的現用IUPAC名稱「oxygen」，源自希臘語中的「ὀξύς」（oxys，尖銳，指酸）和「-γενής」（-genes，產生者）。這是因為命名之時，人們曾以為所有酸都必須含有氧。許多化學詞彙都在清末傳入中國，其中原法文元素名「oxygène」被譯為「養」，後譯為「氱」，最終演變為今天的中文名「氧」。 氧的應用包括暖氣、內燃機、鋼鐵、塑料和布料的生產、金屬氣焊和氣割、火箭推進劑、及航空器、潛艇、載人航天器和潛水所用的生命保障系統。.
漸近巨星分支
AGB恆星在天文物理上是非常重要的，因為它們能產生大量的塵粒，並且也是成為行星狀星雲的前兆。 漸近巨星分支是赫羅圖上低質量至中質量恆星在演化時聚集的區域。在恆星演化周期中，這是所有中低質量恆星(0.6-10太陽質量)末期階段的生活。 在觀測上，一顆漸近巨星分支(AGB)恆星看起來像是一顆紅巨星。它的內部構造特點是在中央有一個不活躍的碳和氧核心，外面是正在將氦融合成碳(氦燃燒)的氦層，再外面則是將氫融合成氦(氫燃燒)的殼層，還有大量與一般正常恆星類似的物質組成的外殼。.
星风
星風（Stellar Wind）是恒星表面发出的物质流，是恒星质量流失的一种途徑。星風在所有恆星中都普遍存在，但速度和强度有很大差别。 太阳发出的星風通常称为太阳风，速度大约为每秒200-300公里。从冕洞吹出的太阳风速度则要快一些，大约每秒700公里。太阳通过星風损失质量的速率约为每年10-14倍太阳质量，在一生中通过星風大约会损失掉0.01%的质量，因此星風对其恆星演化的影响可以忽略不计。红巨星星風的速度较低，大约为每秒20-60公里。但是由于其星風的密度很大，并且红巨星的表面积很大，由于星風造成的质量损失可以达到每年10-8-10-5倍太阳质量。恒星的质量越小，星風损失质量的速率越小，对于太阳这样的中小质量恒星的演化过程来说，星風造成的质量损失可以忽略不计。而对于大质量恒星，如沃尔夫-拉叶星，星風造成的质量损失率很大，在其一生中质量会发生明显的变化，星風对其演化过程具有很重要的影响。 一般认为，在太阳这样的质量较小、温度较低的恒星中，星風是由于温度很高的冕层发生压力扩张造成的。对于质量较大、较“热”的恒星，冕层的温度和恒星表面差不多，这时星風主要是由辐射压驱动的。.
3氦過程
3氦過程是3個氦原子核（α粒子）轉換成碳原子核的過程。 這種核融合反應可以在超過一億K的高溫和氦含量豐富的恆星內部迅速的發生。同樣的，它發生在較老年，經由質子-質子鏈反應和碳氮氧循環產生的氦，累積在核心的恆星。在核心的氫已經燃燒完後，核心將塌縮，直到溫度達到氦燃燒的燃點。 這個過程釋放出的淨能量為7.275 MeV。 在第一個階段形成的8Be是不穩定的，會經歷2.6×10-16秒就再分裂回氦，但是在氦燃燒能形成8Be的條件下，只要有微小的平衡豐度，就能再捕獲一個氦原子核形成12C。這種結合三個氦原子核轉換成碳的過程就稱為3氦過程。 由於3氦過程需要較長的時間才能形成碳，因此在太初核合成不太可能發生。此一結果可以說明大霹靂為何沒有製造出碳，因為在大霹靂之後的一分鐘，就已經低於核融合所需要的溫度了。 通常，3氦過程發生的可能性是非常低的，但是鈹-8在基態的能量幾乎就是氦的兩倍。在第二個階段，8Be + 4He幾乎就是碳在激發態下的能量。這種共振的狀態，使接踵而來的氦和鈹結合成碳的可能性大為增加。這種共振的存在被觀測到之前，基於物理上的必要性，為了在恆星內形成碳，弗雷德·霍伊爾就已經預測到了。實際上，這種能量共振和過程的預測然後真的被發現，對霍伊爾恆星核合成的假說：假設所有的化學元素都是從最初的氫－真正的原始物質－形成的，提供了非常重大的支持。 在過程中的一些副作用是，一些碳元素可能會和氦融合產生穩定的氧同位素，並且釋放出能量： 接下來的反應鏈是氧會再與氦結合生成氖，但再繼續下去就有困難了，因為核自旋規律的限制，結果使得更重的元素不容易在恆星核合成中形成。 這樣的情狀使得恆星核合成創造出來大量的碳和氧，只有一小部分能被轉換成氖和其他更重的元素。氧和碳都是氦燃燒的灰燼，而人擇原理曾被引用來解釋碳和氧在宇宙中被敏感的核共振大量創造出來的事實。 融合的過程能創造的元素只到鐵，更重的（在鐵之外的）元素只要是由中子捕獲創造的。慢中子捕獲（S-過程）生產出大約一半的重元素，另外的一半則可能由快中子捕獲（R-過程）在核塌縮的超新星中創造出來。.
上面的列表回答下列问题
- 什么恒星和碳星的共同点。
- 什么是恒星和碳星之间的相似性
恒星和碳星之间的比较
恒星有307个关系，而碳星有46个。由于它们的共同之处25，杰卡德指数为7.08% = 25 / (307 + 46)。
参考
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