恒星

恒星是由非固态、液态、气态的第四态等离子体组成的,是能自己发光的球状或类球状天体。由于恒星离我们太远,不借助于特殊工具和方法,很难发现它们在天上的位置变化,因此古代人把它们认为是固定不动的星体,我们所处的太阳系的主星太阳就是一颗恒星。恒星是大质量、明亮的等离子体球。太阳是离地球最近的恒星,也是地球能量(内能和光能)的来源。白天由于有太阳照耀,无法看到其他的恒星;只有在夜晚的时间,才能在天空中看见其他的恒星。恒星一生的大部分时间,都因为核心的核聚变而发光。核聚变所释放出的能量,从内部传输到表面,然后辐射至外太空。几乎所有比氢和氦更重的元素都是在恒星的核聚变过程中产生的。恒星天文学是研究恒星的科学...

目录

  1. 基本资料
  2. 简介
  3. 分类
  4. 结构
  5. 特征
  6. 演化
恒星流星 迄今为止最小的恒星被首次发现!将有助于寻找类地行星及地外生命 人类发现最热行星:竟比多数恒星都烫 天文酷图 大角星(恒星)和彗星卡塔利娜相隔36 科学家认为超高速恒星可能来自银河系的邻居星系 行星可以和绕转的恒星一样大吗?

基本资料

恒星是由非固态、液态、气态的第四态等离子体组成的,是能自己发光的球状或类球状天体。由于恒星离我们太远,不借助于特殊工具和方法,很难发现它们在天上的位置变化,因此古代人把它们认为是固定不动的星体,我们所处的太阳系的主星太阳就是一颗恒星。恒星是大质量、明亮的等离子体球。太阳是离地球最近的恒星,也是地球能量(内能和光能)的来源。白天由于有太阳照耀,无法看到其他的恒星;只有在夜晚的时间,才能在天空中看见其他的恒星。恒星一生的大部分时间,都因为核心的核聚变而发光。核聚变所释放出的能量,从内部传输到表面,然后辐射至外太空。几乎所有比氢和氦更重的元素都是在恒星的核聚变过程中产生的。恒星天文学是研究恒星的科学。恒星诞生于以氢为主,并且有氦和微量其他重元素的云气坍缩。一旦核心有足够的密度,有些氢就可以经由核聚变的过程稳定的转换成氦。恒星内部多余的能量经过辐射和对流组合的携带作用传输出来;恒星内部的压力则阻止了恒星在自身引力下的崩溃。一旦在核心的氢燃料耗尽,质量不少于0.5太阳质量的恒星,将膨胀成为红巨星,在某些情况下更重的化学元素会在核心或包围着核心的几层燃烧。这样的恒星将发展进入简并状态,部分被回收进入星际空间环境的物质,将使下一代恒星诞生时重元素的比例增加。 中文名称恒星 外文名称Fixed star 著名恒星太阳 别????称:天体 分????类:恒星 最亮的恒星R136a1 最大的恒星大犬座vy

简介

  恒星恒星是大质量、明亮的等离子体球。太阳是离地球最近的恒星,也是地球能量的来源。白天由于有太阳照耀,无法看到其他的恒星;只有在夜晚的时间,才能在天空中看见其他的恒星。恒星一生的大部分时间,都因为核心的核聚变而发光。核聚变所释放出的能量,从内部传输到表面,然后辐射至外太空。几乎所有比氢和氦更重的元素都是在恒星的核聚变过程中产生的。恒星天文学是研究恒星的科学。  恒星诞生于以氢为主,并且有氦和微量其他重元素的云气坍缩。一旦核心有足够的密度,有些氢就可以经由核聚变的过程稳定的转换成氦。恒星内部多余的能量经过辐射和对流组合的携带作用传输出来;恒星内部的压力则阻止了恒星在自身引力下的崩溃。一旦在核心的氢燃料耗尽,质量不少于0.5太阳质量的恒星,将膨胀成为红巨星,在某些情况下更重的化学元素会在核心或包围着核心的几层燃烧。这样的恒星将发展进入简并状态,部分被回收进入星际空间环境的物质,将使下一代恒星诞生时正元素的比例增加。

分类

恒星的传统分类

  1、光谱分类  现在普遍认可的恒星分类是光谱分类。  依据恒星光谱中的某些特征与谱线和谱带,以及这些谱线和谱带的相对强度,同时也考虑连续谱的能量分布,将恒星划分为以下大类型。  O型——蓝白色恒星  紫外连续谱强。有电离氦,中性氦和氢线。二次电离碳、氮、氧线较弱。如猎户座ι(中名伐三)。  B型——蓝白色恒星  氢线强,中性氦线明显,无电离氦线,但有电离碳、氮、氧和二次电离硅线。如大熊座η(中名摇光)。  A型——白色恒星  氢线极强,氦线消失,出现电离镁和电离钙线。如天琴座α(中名织女一)。  F型——黄白色恒星  氢线强,但比A型弱。电离钙线大大增强变宽,出现许多金属线。如仙后座β(中名王良一)。  G型——黄色恒星  氢线变弱,金属线增强,电离钙线很强很宽。如太阳、天龙座β(中名天棓三)。  K型——橙色恒星  氢线弱,金属线比G型中强得多。如金牛座α(中名毕宿五)。  M——红色恒星  氧化钛分子带最突出,金属线仍强,氢线很弱。  R和N型——橙到红色恒星  光谱同K和M型相似,但增加了很强的碳和氰的分子带。后来把它们合称为碳星,记为C。如双鱼座19号星。  S型——红色恒星  光谱同M型相似,但增加了强的氧化锆分子带,常有氢发射线。如双子座R。  2、依据光度与温度的比较图  依据恒星在赫罗图的位置,将恒星划分为:白矮星、主序星、巨星、超巨星等。  3、依据恒星的稳定性  划分为稳定恒星和不稳定恒星。  4、依据恒星体积与质量  划分为小型恒星、中型恒星、大型恒星、超大型恒星。

恒星的现代分类

  1、依据恒星与其他星球的关系以及运动情况,划分为以下类型。  孤星型恒星  孤星型恒星在宇宙空间孤立存在,不在星系中,没有与其它星球形成关系。该类型恒星在宇宙中一般呈直线运动。其形态为球形和非球形。  主星型恒星  这类恒星捕获小质量天体形成绕其旋转的星系,恒星位于中心是主星,其它小质量天体如行星彗星等绕其旋转是从星。在宇宙中一般呈直线运动。形态为球形和非球形。  从属型恒星  这类恒星绕大质量天体进行转动,没有小质量天体绕其旋转。该类型相互存在公转和自转,其运动轨道为圆形、近圆形和椭圆形,其形态为球形或近球形。  伴星恒星  这类恒星与大质量体星球形成相互绕转,形成伴星关系。伴星间围绕共同质点公转,存在自转和公转,其形态为球形或近球形。  混合型恒星  这类恒星绕大质量天体进行转动,同时有小质量天体绕其旋转或有伴星。存在公转和自转,其形态为球形或近球形。  2、依据恒星成因或起源  划分为碎块型恒星、凝聚型恒星、捕获型恒星。  3、依据恒星结构  划分为简单型恒星、复杂型恒星。  4、依据温度  划分为低温型恒星、中低温型恒星、中温型恒星、中高温型恒星、高温型恒星。  5、依据寿命  划分为短命型恒星、长命型恒星。

结构

  恒星都是气体星球。晴朗无月的夜晚,且无光污染的地区,一般人用肉眼大约可以看到6000多颗恒星,借助于望远镜,则可以看到几十万乃至几百万颗以上。估计银河系中的恒星大约有1500-2000亿颗,我们所处的太阳系的主星太阳就是一颗恒星。

特征

  恒星的两个重要的特征就是温度和绝对星等。大约100年前,丹麦的艾依纳尔·赫茨普龙(Einar Hertzsprung)和美国的享利·诺里斯·罗素(Henry Norris Russell )各自绘制了查找温度和亮度之间是否有关系的图,这张关系图被称为赫罗图,或者H-R图。在H-R图中,大部分恒星构成了一个在天文学上称作主星序的对角线区域;在主星序中,恒星的绝对星等增加时,恒星的演变其表面温度也随之增加。90%以上的恒星都属于主星序,太阳也是这些主星序中的一颗。巨星和超巨星处在H—R图的右侧较高较远的位置上;白矮星的表面温度虽然高,但亮度不大,所以他们只处在该图的中下方。

演化

  恒星恒星演化是一个恒星在其生命期内(发光与发热的期间)的连续变化。生命期则依照星体大小而有所不同。单一恒星的演化并没有办法完整观察,因为这些过程可能过于缓慢以致于难以察觉。因此天文学家利用观察许多处于不同生命阶段的恒星,并以计算机模型模拟恒星的演变。  天文学家赫茨普龙和哲学家罗素首先提出恒星分类与颜色和光度间的关恒星——赫罗图系,建立了被称为“赫-罗图的”恒星演化关系,揭示了恒星演化的秘密。“赫-罗图”中,从左上方的高温和强光度区到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星密集区,我们的太阳也在其中;这一序列被称为主星序,90%以上的恒星都集中于主星序内。在主星序区之上是巨星和超巨星区;左下为白矮星区。    恒星并非平均分布在星系之中,多数恒星会彼此受引力影响而形成聚星,如双星、三合星、甚至形成星团等由数万至数百万计的恒星组成的恒星集团。当两颗双星的轨道非常接近时,其引力作用或会对它们的演化产生重大的影响,例如一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体成为新星。

?形成

  在宇宙发展到一定时期,宇宙中充满均匀的中性原子气体云,大体积气体云由于自身引力而不稳定造成塌缩。这样恒星便进入形成阶段。在塌缩开始阶段,气体云内部压力很微小,物质在自引力作用下加速向中心坠落。当物质的线度收缩了几个数量级后,情况就不同了,一方面,气体的密度有了剧烈的增加,另一方面,由于失去的引力位能部分的转化成热能,气体温度也有了很大的增加,气体的压力正比于它的密度与温度的乘积,因而在塌缩过程中,压力增长更快,这样,在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场,这压力场最后制止引力塌缩,从而建立起一个新的力学平衡位形,称之为星坯。  星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的,而压力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性(即星坯中心的温度要高于外围的温度),因此在热学上,这是一个不平衡的系统,热量将从中心逐渐地向外流出。这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用。于是星坯必须缓慢的收缩,以其引力位能的降低来升高温度,从而来恢复力学平衡;同时也是以引力位能的降低,来提供星坯辐射所需的能量。这就是星坯演化的主要物理机制。最新观测发现S1020549恒星下面我们利用经典引力理论大致的讨论这一过程。考虑密度为ρ、温度为T、半径为r的球状气云系统,气体热运动能量:  ET= RT= T  将气体看成单原子理想气体,μ为摩尔质量,R为气体普适常数  为了得到气云球的的引力能Eg,想象经球的质量一点点移到无穷远,将球全部移走场力作的功就等于-Eg。当球质量为m,半径为r时,从表面移走dm过程中场力做功:  dW=- =-G( )1/3m2/3dm  (2) 所以:-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3  于是:Eg=- (2),[1]  气体云的总能量:E=ET+EG (3)灵魂星云将形成新的行星热运动使气体分布均匀,引力使气体集中。现在两者共同作用。当E0时热运动为主,气云是稳定的,小的扰动不会影响气云平衡;当E0时,引力为主,小的密度扰动产生对均匀的偏离,密度大处引力增大,使偏离加强而破坏平衡,气体开始塌缩。由E≤0得到产生收缩的临界半径:  (4) 相应的气体云的临界质量为:  (5) 原始气云密度小,临界质量很大。所以很少有恒星单独产生,大部分是一群恒星一起产生成为星团。球形星团可以包含10^5→10^7个恒星,可以认为是同时产生的。  我们已知:太阳质量:MΘ=2×10^33,半径R=7×10^10,我们带入(2)可得出太阳收缩到今天这个状态以释放的引力能  太阳的总光度L=4×10^33erg.s-1如果这个辐射光度靠引力为能源来维持,那么持续的时间是:  很多证明表明,太阳稳定的保持着今天的状态已有5×10^9年了,因此,星坯阶段只能是太阳形成像今天这样的稳定状态之前的一个短暂过渡阶段。这样提出新问题,星坯引力收缩是如何停止的?此后太阳辐射又是以什么为能源?

稳定期

  主序星阶段在收缩过程中密度增加,我们知道ρ∝r-3,由式(4),rc∝r3/2,所以rc比 r减小的更快,收缩气云的一部分又达到新条件下的临界,小扰动可以造成新的局部塌缩。如此下去在一定的条件下,大块气云收缩为一个凝聚体成为原恒星,原恒星吸附周围气云后继续收缩,表面温度不变,中心温度不断升高,引起温度、密度和气体成分的各种核反应。产生热能使气温升的极高,气体压力抵抗引力使原恒星稳定下来成为恒星,恒星的演化是从主序星开始的。哈勃观测到两颗燃烧剧烈的超级恒星恒星的成份大部分是H和He,当温度达到104K以上,即粒子的平均热动能达1eV以上,氢原子通过热碰撞就充分的电离了(氢的电离能是13.6eV),在温度进一步升高后,等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应。对纯氢的高温气体,最有效的核反应系列是所谓的P-P链:  其中主要是2D(p,γ)3He反应。D含量只有氢的10-4左右,很快就燃完了。如果开始时D比3He含量多,则反应生成的3H可能就是恒星早期3He的主要来源,由于对流到达恒星表面的这种3He,有可能还保留到现在。  Li,Be,B等轻核和D一样结合能很低,含量只是H 的2×10-9K左右,当中心温度超过3×106K就开始燃烧,引起(p,α)和(p,α)反应,很快成为3He和4He。中心温度达到107K,密度达到 105kg/m3左右时,产生的氢转化为He的41H→4He过程。这主要是p-p和CNO循环。同时含有1H和4He是发生p-p链反应,有以下三个分支组成:  p-p1(只有1H) p-p2(同时有1H、4He) p-p3  或假设1H 和4He的重量比相等。随温度升高,反应从p-p1逐渐过渡到p-p3,  而当T1.5×107K时,恒星中燃烧H的过程就可过渡到以CNO循环为主了。  当恒星内混杂有重元素C和N时,他们能作为触媒使1H变为4He,这就是CNO循环,CNO循环有两个分支:  或总反应率取决于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反应分支比约为2500:1。  这个比值几乎与温度无关,所以在2500次CNO循环中有一次是CNO-2。  在p-p链和CNO循环过程中,净效果是H燃烧生成He:  在释放出的26.7MeV能量中,大部分消耗给恒星加热和发光,成为恒星的主要来源。  恒星前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的,那么什么是主星序呢?等H稳定地燃烧为He时,恒星就成了主序星。人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星,他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧,他们的光度、半径和表面温度都有所不同,后来证明:主序星的定量上差别主要是质量不同,其次是他们的年龄和化学成份,太阳这段历程约千万年。  观察到的主序星的最小质量大约为0.1M⊙。模型计算表明,当质量小于0.08M⊙时,星体的收缩将达不到氢的点火温度,从而形不成主序星,这说明对于主序星它有一个质量下限。观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量。理论上讲,质量太大的恒星辐射很强,内部的能量过程很剧烈,因此结构也越不稳定。但是理论上没有一个质量的绝对上限。  当对某一星团作统计分析时,人们却发现主序星有一个上限,这说明什么?我们知道,主序星的光度是质量的函数,这函数可分段的用幂式表示:  L∝Mν  其中υ不是一个常数,它的值大概在3.5到4.5之间。M大反映主序星中可供燃烧的质量多,而L大反映燃烧的快,因此主序星的寿命可近似用M与L的商标来标志:  T∝M-(ν-1)  即主序星寿命随质量增大而按幂律减小,如果整个星团已存在的年龄为T,那就可以由T与M的关系式求出一个截止质量MT。质量大于MT的主序星已结束核心的H燃烧阶段而不是主序星了,这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。  现在我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因,表1根据一25M⊙的恒燃烧阶段点火温度(K) 中心温度(g. cm-3) 持续时间(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  燃烧阶段的总寿命7.5×106  星演化模型,列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间。从表上看出,原子序数大的核有更高的点火温度,Z大的核不仅难于点火,点火后燃烧也更剧烈,因此燃烧持续的的时间也就更短。这颗25M⊙的表1 25M⊙恒星演化模型,模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×106年,而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段,即主星序阶段。从统计角度讲,这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因。

末年

  主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氢,而氢的点火温度又比其他元素都低,所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段,即主序阶段。在主序阶段,恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布,所以在整个漫长的阶段,它的光度和表面温度都只有很小的变化。下面我们讨论,当星核区的氢燃烧完毕后,恒星有将怎么进一步演化?  恒星在燃烧尽星核区的氢之后,就熄火,这时核心区主要是氦,它是燃烧的产物,外围区的物质主要是未经燃烧的氢,核心熄火后恒星失去了辐射的能源,它便要引力收缩是一个起关键作用的因素。一个核燃烧阶段的结束,表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度,引力收缩将使恒星内各处的温度升高,这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度,引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高,主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦(它的点火温度高的太多),而是核心与外围之间的氢壳,氢壳点火后,核心区处于高温状态,而仍没核能源,它将继续收缩。这时,由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能,都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀,即让介质辐射变得更透明。而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了,所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程,这个过程是恒星从主星序向红巨星过渡,过程进行到一定程度,氢区中心的温度将达到氦点火的温度,于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段。  在恒星中心发生氦点火前,引力收缩以使它的密度达到了103g. cm-3的量级,这时气体的压力对温度的依赖很弱,那么核反应释放的能量将使温度升高,而温度升高反过来又加剧核反应速率,于是一旦点火,很快就会燃烧的十分剧烈,以至于爆炸,这种方式的点火称为“氦闪光”,因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大,后来又降的很低。  另一方面,当引力收缩时它的密度达不到103g. cm-3量级,此时气体的压力正比与温度,点火温度升高导致压力升高,核燃烧区就会有所膨胀,而膨胀导致温度降低,因此燃烧就能稳定的进行,所以这两种点火情况对演化进程的影响是不同的。  恒星在发生“氦闪光”之后又怎么演变呢?闪光使大量能量的释放很可能把恒星外层的氢气都吹走,剩下的是氦的核心区。氦核心区因膨胀而减小了密度,以后氦就有可能在其中正常的燃烧了。氦燃烧的产物是碳,在氦熄火后恒星将有一个碳核心区氦外壳,由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度,于是它就结束了以氦燃烧的演化,而走向热死亡。  由于引力塌缩与质量有关,所以质量不同的恒星在演化上是有差别的。  M0.08M⊙的恒星:氢不能点火,它将没有氦燃烧阶段而直接走向死亡。  0.08M0.35M⊙的恒星:氢能点火,氢熄火后,氢核心区将达不到点火温度,从而结束核燃烧阶段。  0.35M2.25M⊙的恒星:它的主要特征是氦会点火而出现"氦闪光"。  2.25M4M⊙的恒星:氢熄火后氦能正常地燃烧,但熄火后,碳将达不到点火温度。这里的反应有:  在He反应初期,温度达到108K量级时,CNO循环产生的13C,17O能和4He发生新的(α,n)反应,形成16O和20Ne,在He反应进行了很长时间后,20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收两个4He形成的22Ne能发生(α,n)反应形成24Mg和25Mg等,这些反应作为能源并不重要,但发出的中子可进一步发生中子核反应。  4M8→10M⊙的恒星,这是一个情况不清楚的范围,或许碳不能点火,或许出现"碳闪光",或许能正常地燃烧,因为这是最后的中心温度已较高,一些较敏感的因素,如:中微子的能量损失把情况弄得模糊了。  He反应结束后,当中心温度达到109K时,开始发生C,O,Ne 燃烧反应,这主要是C-C反应,O-O反应,以及20Ne的γ,α反应:  8→10M⊙M的恒星:氢、氦、碳、氧、氖、硅都能逐级正常燃烧。最后在中心形成一个不能在释放能量的核心区,核心区外面是各种能燃烧而未烧尽的氢元素壳层。核燃烧阶段结束时,整个恒星呈现由内至外分层(Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H)结构。

终局

  现在我们已经知道,对质量小于8→10M⊙的恒星,它会因不能到达下一级和点火温度而结束它的核燃烧阶段;对于质量更大的恒星,它将在核心区耗尽燃料之后结束它的核燃烧阶段,在这以后,恒星的最终归宿是什么?  小质量的恒星(如太阳),起先会膨胀,在这个阶段的恒星我们称之为红巨星,然后会塌缩,变成白矮星,再成为黑矮星,最终消失。  大质量的恒星,≥7个太阳密度(8→10M⊙M)的恒星则会变成超级太阳(超新星),它会选择以超新星爆发的形式结束生命,最终会成为黑洞(古代有记载,一颗超新星爆发,连续几个月都可以在晚上看书)  一旦停止了核燃烧,恒星必定要发生引力收缩,这是因为恒星内部维持力学平衡的压力是与它的温度相联系的。因此,如果恒星在一?quot;最终"的平衡位形,它必须是一个"冷的"平衡位形,即它的压力与它的温度无关。  主序星核心H耗尽后,离开主序是阶段开始了它最后的历程。结局主要取决于质量。对于质量很小的星体由于质量小,物体内部的自引力并不重要,固体内部的平衡是正负离子间的净库仑引力于电子间的压力来达到平衡的。  当星体质量再大些,直到自引力不可忽略时,这时自引力加大了内部的密度和压力,压力的加大是物质发生压力电离,从而逐渐是固体的电约束瓦解,而过渡为等离子气体。加大质量,即加大密度,此时压力于温度无关,从而达到一种"冷的"平衡位形,等离子体内电子的动能一大足以在物质内部引起β衰变:  这里p是原子核中的质子,这样的反应大致在密度达到108 g. cm-3的时候,它将逐渐地是负离子体中的原子核变为富中子核,原子核中出现过多的中子,导致核结构松散,当密度超过4×1011g. cm-3是中子开始从原子核中分离出来,成为自由中子,自引力于中子间压力达到平衡。如果当质量变大使中子气体间压力已不能抵御物质自引力,而形成黑洞,但由于大多数恒星演化后阶段使得质量小于它的初始质量,例如恒星风,"氦闪光",超新星爆发等,它们会是恒星丢失一个很大的百分比质量,因此,恒星的终局并不是可以凭它的初始质量来判断的,它实际上取决于演化的进程。那么我们可以得出这样的结论。8→10M⊙以下的恒星最终间抛掉它的一部分或大部分质量而变成一个白矮星。8→10M⊙以上的恒星最终将通过星核的引力塌缩而变成中子星或黑洞,也就是说,塌缩的内核质量在太阳1.44倍——到3.2倍的恒星,最终成为中子星,塌缩的内核质量在太阳3.2倍以上的恒星,最终成为黑洞。  现在观测到的恒星质量范围一般为0.1→60M⊙。质量小于0.08M⊙的天体不能达到点火温度。因此,不发光,不能成为恒星。质量大于60M⊙的天体中心温度过高而不稳定,至今仅发现20个以下。

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