聯星和鹰星云

快捷方式: 差异，相似，杰卡德相似系数，参考。

聯星和鹰星云之间的区别

聯星 vs. 鹰星云

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。. 鷹星雲，（M16，NGC 6611，也稱為星之皇后星雲），是瑞士的天文學家夏西亞科斯在1745-1746年間在巨蛇座尾端發現的一個年輕疏散星團；法國天文學家梅西耶發現星團周圍的星雲，形狀如一隻展翅的老鷹，編入其目錄中成為編號第16的梅西耶天体。它包含幾個活躍的恆星形成區、氣體和塵埃區，包括由哈伯太空望遠鏡拍攝，著名的「創生之柱」。.

原恆星

原恆星是在星際介質中的巨分子雲收縮下出現的天體，是恆星形成過程中的早期階段。對一個太陽質量的恆星而言，這個階段至少持續大約100,000年。它開始於分子雲核心的密度增加，結束於金牛T星的形成，然後就發展進入主序帶。這個階段由金牛T風－一種恆星風的開始宣告結束，標誌著恆星從質量的吸積進入能量的輻射。 觀測顯示巨型分子雲總體上近似在維里平衡的狀態，星雲中的重力束縛能被星雲中構成分子的動能平衡。任何對雲氣的干擾都可能擾亂它的平衡狀態，干擾的例子可以是來自超新星的震波；星系內旋臂的密度波，或是與其他雲氣的接近或碰撞。無論擾動的來源是何種，只要夠大就可能在雲氣內特定的地區造成重力大於熱動能的重力變化。 英國的物理學家詹姆士·金斯曾詳細的討論過上述的现象。他能顯示，在適當的情況下，一團雲氣或其中的一部分，將開始如上所述的收縮。他導出了一條公式可以計算雲氣所需要的大小和質量，以及在重力收縮開始前的溫度和密度。這個臨界質量就是所知的金斯質量，可以由下式得到： 此處 n是特定區域的密度，m是在雲氣內氣體平均的質量，而T是氣體的溫度。.

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大犬座

大犬座（Canis Major）是一个位于天球南部的星座，是现代88个星座和托勒密定义的48个星座之一。它在拉丁文中的名字是大犬（great dog），与之对应的是小犬（lesser dog），分别指大犬座和小犬座。此外，银河经过了大犬座区域，其边界内有好几个疏散星团，最著名的是M41。 大犬座内有天狼星，由于其距离太阳系较近（8.6光年），并且自身也具有一定亮度（绝对星等1.42），因此是地球上夜空中最亮的恒星。相比之下，该星座内其他较亮的恒星则是距离较远的高亮度恒星。 视星等为1.5的弧矢七（大犬座ε）是大犬座内第二亮的恒星，也是夜空中最强的极紫外辐射来源。 接下来较亮的是视星等为1.8的黄-白F型超巨星弧矢一（大犬座δ），视星等为2.0的蓝-白巨星军市一（大犬座β），视星等为2.4的蓝白超巨星弧矢二（大犬座η），视星等为3.0的白色光谱联星孙增一（大犬座ζ）。 该星座内还有红色特超巨星大犬座VY，是已知的最大的恒星之一，而同样位于该星座内的中子星 半径仅为5公里。.

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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。.

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哈勃空间望远镜

哈勃太空望遠鏡（Hubble Space Telescope，HST），是以天文學家愛德溫·哈伯為名，在地球軌道的望遠鏡。哈勃望远镜接收地面控制中心（美国马里兰州的霍普金斯大学内）的指令并将各种观测数据通过无线电传输回地球。由于它位于地球大氣層之上，因此獲得了地基望遠鏡所沒有的好處：影像不受大氣湍流的擾動、視相度絕佳，且无大氣散射造成的背景光，還能觀測會被臭氧層吸收的紫外線。於1990年發射之後，已經成為天文史上最重要的儀器。它成功弥补了地面觀測的不足，幫助天文學家解決了許多天文学上的基本問題，使得人类对天文物理有更多的認識。此外，哈勃的超深空視場则是天文學家目前能獲得的最深入、也是最敏銳的太空光學影像。 哈勃太空望遠鏡和康普頓γ射線天文台、錢德拉X光天文台、史匹哲太空望遠鏡都是美國太空總署大型轨道天文台计划的一部分。哈勃空间望远镜由NASA和ESA合作共同管理。.

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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。.

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恆星形成

恆星形成是分子雲的高密度區崩潰成為球形的電漿形成恒星的過程。作為天文物理的一個分支，恆星形成的研究包括作為前導的星際物質和巨分子雲，到恆星形成過程，早期型恆星和行星形成則是直接的成果。恆星形成的理論，不僅是一顆單獨恆星的形成，還必須統計聯星和初始质量函数。.

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