![春雷[自然现象]](uploads/hdpic/small_s_f_a3_00_96_01300000009843123622967590216_s.jpg)
恒星的主要成份是氢和氦，而钻石的主要成份则是碳元素，但恒星在一定条件下可以通过核聚变产生碳和其它元素，进而在宇宙中形成天然的钻石。闪烁的恒星常常被人们喻为钻石，明亮而熠熠生辉。恒星的成份中绝大部分是氢和氦，以及其它少量元素；而钻石则是由碳组成的。不过，天空中的确存在着真正的钻石，它们来源于使恒星发光的炽热熔炉。
形态定义编辑本段回目录
由炽热气体组成的、能自己发光的球状或类球状天体。离地球最近的恒星是太阳。其次是半人马座比邻星，它发出的光到达地球需要4.22年，晴朗无月的夜晚，在一定的地点一般人用肉眼大约可以看到 3,000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一、二千亿颗。恒星并非不动，只是因为离开我们实在太远，不借助于特殊工具和特殊方法，很难发现它们在天球上的位置变化，因此古代人把它们叫作恒星。
数据计算编辑本段回目录
测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角(叫作周年视差)，再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法。但对大多数恒星说来，这个张角太小，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差，等等（见天体的距离）。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。 恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等越小。在地球上测出的星等叫视星等；归算到离地球10秒差距处的星等叫绝对星等。使用对不同波段敏感的检测元件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等系统之一是U(紫外)B（蓝）、V（黄）三色系统(见测光系统'" class=link>测光系统);B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V=-26.74等，绝对目视星等M=+4.83等，色指数B-V=0.63，U-B=0.12。由色指数可以确定色温度。
恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可以定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型（也可以叫作温度型）温度相同的恒星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等越小。恒星的光度级可以分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ，依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星（或矮星）、亚矮星、白矮星。太阳的光谱型为G2V,颜色偏黄,有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零，温度约10,000K。恒星的表面有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度，差别很大。
恒星的真直径可以根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可以测出小到0001的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准,加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。对有些恒星，也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几公里量级，有的大到10公里以上。 只有特殊的双星系统才能测出质量来，一般恒星的质量只能根据质光关系等方法进行估算。已测出的恒星质量大约介于太阳质量的百分之几到120倍之间,但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间恒星的密度可以根据直径和质量求出，密度的量级大约介于10克/厘米（红超巨星）到 10～10克/厘米（中子星）之间。
恒星表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定。元素的中性与电离谱线的强度比，不仅同温度和元素的丰度有关，也同电子压力密切相关。电子压与气体压之间存在着固定的关系，二者都取决于恒星表面的重力加速度，因而同恒星的光度也有密切的关系（见恒星大气理论）。
根据恒星光谱中谱线的塞曼分裂（见塞曼效应）或一定波段内连续谱的圆偏振情况，可以测定恒星的磁场。太阳表面的普遍磁场很弱，仅约1～2高斯，有些恒星的磁场则很强，能达数万高斯。白矮星和中子星具有更强的磁场。
化学与物理性质编辑本段回目录
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恒星爆炸 |
理论分析表明，在演化过程中，恒星内部的化学组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变，重元素的含量会越来越多，然而恒星大气中的化学组成一般却是变化较小的。
物理特性的变化 观测发现，有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间的推移发生周期的、半规则的或无规则的变化。这种恒星叫作变星。变星分为两大类：一类是由于几个天体间的几何位置发生变化或恒星自身的几何形状特殊等原因而造成的几何变星；一类是由于恒星自身内部的物理过程而造成的物理变星。
变星分类编辑本段回目录
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恒星光谱型 |
还有一些周期短于0.3天的脉动变星(包括'" class=link>盾牌座型变星、船帆座AI型变星和型变星'" class=link>仙王座型变星等)，它们的大气分成若干层，各层都以不同的周期和形式进行脉动，因而，其光度变化规律是几种周期变化的迭合，光变曲线的形状变化很大，光变同视向速度曲线的关系也有差异。盾牌座δ型变星和船帆座AI型变星可能是质量较小、密度较大的恒星，仙王座β型变星属于高温巨星或亚巨星一类。
爆发变星按爆发规模可分为超新星、新星、矮新星、类新星和耀星等几类。超新星的亮度会在很短期间内增大数亿倍，然后在数月到一、二年内变得非常暗弱。目前多数人认为这是恒星演化到晚期的现象。超新星的外部壳层以每秒钟数千乃至上万公里的速度向外膨胀，形成一个逐渐扩大而稀薄的星云；内部则因极度压缩而形成密度非常大的中子星之类的天体。最著名的银河超新星是中国宋代（公元1054年）在金牛座发现的“天关客星”。现在可在该处看到著名的蟹状星云，其中心有一颗周期约33毫秒的脉冲星。一般认为，脉冲星就是快速自转的中子星。
新星在可见光波段的光度在几天内会突然增强大约9个星等或更多,然后在若干年内逐渐恢复原状。1975年8 月在天鹅座发现的新星是迄今已知的光变幅度最大的一颗。光谱观测表明，新星的气壳以每秒500～2,000公里的速度向外膨胀。一般认为，新星爆发只是壳层的爆发，质量损失仅占总质量的千分之一左右，因此不足以使恒星发生质变。有些爆发变星会再次作相当规模的爆发，称为再发新星。
矮新星和类新星变星的光度变化情况与新星类似，但变幅仅为2～6个星等，发亮周期也短得多。它们多是双星中的子星之一，因而不少人的看法倾向于，这一类变星的爆发是由双星中某种物质的吸积过程引起的。
耀星是一些光度在数秒到数分钟间突然增亮而又很快回复原状的一些很不规则的快变星。它们被认为是一些低温的主序前星。
还有一种北冕座R型变星，它们的光度与新星相反，会很快地突然变暗几个星等，然后慢慢上升到原来的亮度。观测表明，它们是一些含碳量丰富的恒星。大气中的碳尘埃粒子突然大量增加，致使它们的光度突然变暗，因而也有人把它们叫作碳爆变星。
随着观测技术的发展和观测波段的扩大，还发现了射电波段有变化的射电变星和X射线辐射流量变化的X射线变星等。
结构和演化编辑本段回目录
对于光球和对流层，我们常常利用根据实际测得的物理特性和化学组成建立起来的模型进行较详细的研究。我们可以从流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设出发，建立起若干关系式，用以求解星体不同区域的压力、温度、密度、不透明度、产能率和化学组成等。在恒星的中心，温度可以高达数百万度乃至数亿度，具体情况视恒星的基本参量和演化阶段而定。在那里，进行着不同的产能反应。一般认为恒星是由星云凝缩而成，主星序以前的恒星因温度不够高，不能发生热核反应，只能靠引力收缩来产能。进入主星序之后,中心温度高达700万度以上，开始发生氢聚变成氦的热核反应。这个过程很长，是恒星生命中最长的阶段。氢燃烧完毕后，恒星内部收缩，外部膨胀，演变成表面温度低而体积庞大的红巨星，并有可能发生脉动。那些内部温度上升到近亿度的恒星，开始发生氦碳循环。在这些演化过程中，恒星的温度和光度按一定规律变化，从而在赫罗图上形成一定的径迹。最后，一部分恒星发生超新星爆炸，气壳飞走，核心压缩成中子星一类的致密星而趋于“死亡”（见恒星的形成和演化）。 关于恒星内部结构和演化后期的高密阶段的情况，主要是根据理论物理推导出来的，这还有待于观测的证实和改进。关于由热核反应形成的中微子之谜，理论预言与观测事实仍相去甚远。这说明原有的理论尚有很多不完善的地方（见中微子天文学）。因此，揭开中微子谜，对研究恒星尤其是恒星的内部结构和演化很有帮助。
形成钻石编辑本段回目录
恒星可通过核聚变产生天然钻石
天空中的钻石：最大直径4000公里
当恒星将一些较轻元素熔化时，就会释放出能量，并通过核聚变产生碳和其它元素。最后，当恒星死亡时，这些元素就会部份被释放到星际介质中。天文学家们在整个星际介质中会发现许多碳化合物，包括由高密度压缩的碳形成的钻石。如何得知天空中有钻石存在呢？我们可以通过比较天体光谱和实验室光谱，以及发射和吸收光谱的计算模型，发现天空中的钻石。
星际微钻石存在于流星中，被称为碳质球粒陨石。这些钻石是“钻石星尘”，而不是结婚戒指上优雅的宝石。我们可以通过光谱分析，观察这种钻石的近红外特性，进而探测了解它们的特征。可以看到，碳原子在碳键拉伸、扭曲和伸缩时，会发射或吸收红外能量。宇宙中只有很少一些天体，如HD 97048和Elias 1，在3.4 – 3.5 μm的发射区域中表现出分光特点，这个区域被划归为微钻石区，如右图中a)和b)所示。而大多数天体，如浓厚的云，则表现出在3.47 μm附近达到峰值，并与3μm H2O冰带的长波长叠加的星际吸收谱带(如右图中c)中红色部分所示)。这种特性属于类似钻石的碳的第三级碳氢拉伸。
跟踪星际微钻石之所以困难，就在于我们对它们的红外和电子属性知之甚少。而理论计算有助我们了解钻石状物质对星际介质的化学和物理性质的影响。
在化学性上，钻石结合极为紧密，因而要发射一个典型的光谱需要相当大的能量。我们可以利用建模来了解大能量恒星中发生的变化。根据计算的分光属性来看，如果天体环境中存在钻石状物体，则多数都以中性形式存在。在低吸收力(f值)与高激发能(近似于电离能)的共同作用下，中性钻石状物质会被充分激发，在天体环境中猛地发射出红外线。因此，如果钻石状物质在星际介质中含量丰富，那么它们的分光属性就趋向于支持其在3 μm区域中通过吸收而非发射被探测到。如图所示，中性钻石状物质在3.47 μm附近的吸收力最强。两个中性钻石状物质的计算红外光谱(c中所示的绿色和蓝色峰值)均位于3.47 μm区域的中心，并与浓云的星际吸收谱带在一条直线上。结果证明，星际3.47 μm吸收谱带属于中性钻石状物质。运用钻石状物质的计算吸收/发射谱带，我们可以对天文观测进行解释。
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白矮星BPM 37093的核心就是颗“宇宙大钻石” |
天空中的确有许多钻石，它们会在被闪耀的恒星激发后暴露身份。迄今为止，一颗名为“BPM 37093”的星球是宇宙中最大天然钻石，它的直径达4000公里，重量相当于10的34次方克拉。“BPM 37093”位于半人马座，距离地球约50光年，它是一颗白矮星，小型恒星走到演化末期的产物，其核心是密度极高的结晶碳(即钻石)，外部覆盖一层氢气与氦气。40年来，天文学家一直认为白矮星随着温度降低，其核心会结晶化，但确实证据始终难以观测。科学家们则是从白矮星的“BPM 37093”脉动振荡着手，推算出它的核心确已结晶。50亿年之后，太阳也许会同样蜕变成一颗白矮星，再假以时日，太阳系的将会出现一颗超级大钻石。
