小学生科学知识精选（在线免费阅读）

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恒星的颜色和温度







夜晚的星空，粗看起来星星都是亮晶晶的，但仔细看来有的发红、有的发黄、有的发蓝、也有的发白。我们有这样的常识：蓝白色的火焰温度高，红色的火焰温度低。天上的星星也是如此。它们的不同颜色代表表面温度的不同。一般说来，蓝色恒星表面温度在10000 K以上，如参宿七、水委一和轩辕十四等。白色恒星表面温度在11500～7700 K，如天狼星、织女星、牛郎星、北落师门和天津四等。黄色恒星表面温度在6000～5000 K，如太阳、五车二和南门二等。红色恒星表面温度在3600～2600 K，如参宿四和心宿二等。新建的光谱L型矮星的表面温度在2000～1500 K。

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恒星的质量







在地球上测量物体的质量，这是很容易理解的事。但是测量遥远恒星的质量，则是一件非常难的事。我们已经知道恒星是非常遥远的天体，但居然还能看到它的光辉，那么恒星的真实光度一定是很强很强的了，维持这么长时间的强光源的质量一定是很可观的。是的，长期以来，恒星质量一直是天文学家们所关心的。根据一颗恒星绕另一颗恒星的运动，可以利用开普勒第三定律计算出恒星的质量关系。

研究表明，一般恒星质量在0.05至120个太阳质量之间。如果质量再大的恒星，它就很不稳定，难以存在。如果恒星质量过小，它的中心温度和压力不够，难以产生持久高效核反应提供能量，即不能成为具有恒星性质的天体。由此可见，恒星质量差别比体积差异小得多。

现在已知质量最大的恒星之一如HD93250星，它的质量大约是太阳质量的120倍。HR 2422双星的主星和伴星质量大约都是太阳的59倍，角宿一双星的主星质量约为太阳的10倍，五车二双星中两星质量各为太阳的2.7和2.6倍，天狼星主星质量为太阳的2.1倍，百分之七十五的白矮星质量介于太阳的0.45至0.65倍之间，许多红矮星的质量不到太阳的一半乃至小于太阳的十分之一。可见，在恒星世界里，太阳质量也居中等地位。当然，目前已准确测出质量的恒星还不多，还有许多研究工作要作。恒星之间的直径相差一亿倍以上，而恒星之间的质量相差仅几千倍。不难想象恒星之间的密度差别是何等惊人了。

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恒星光谱分类

20世纪初，美国哈佛大学天文台已经对50万颗恒星进行了光谱研究。并对恒星光谱根据它们中谱线出现情况进行了分类。结果发现它们与颜色也有关系，即蓝色的“O”型、蓝白色的“B”型、白色的“A”型、黄白色的“F”型、黄色的“G”型、橙色的“K”型、红色的“M”型等主要类型。实际上这是一个恒星表面温度序列，从数万度的O型到2-3千度的M型。丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素，根据恒星光谱型和光度的关系，建起著名的“光谱-光度图”，也称“赫-罗”图。大部分恒星分布在从图的左上到右下的对角线上，叫主星序，都是矮星。其它还有超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星等类型，而这一不同类型表示了它们有不同的光度。赫--罗图是研究恒星的重要手段之一。它不仅显示了各类恒星的特点，同时也反映恒星的演化过程。在恒星的光谱分类中，O、B、A型称为“早型星”；F和G型称“中间光谱型”；K和M型称为“晚型星”。20世纪90年代末期，天文学家越过M型把恒星光谱分类扩展到温度更低的情况，先提出了新的L型，继而又提出了比L型温度更低的光谱分类T型。

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恒星物理







　　恒星离我们非常遥远，除太阳外，最近的恒星──半人马座比邻星，距太阳约4．2光年。怎样才能知道遥远恒星的内部结构、物理特性、化学成分、演化经历、运动规律和空间分布呢？这在100多年以前是无法回答的。因为恒星的光实在太微弱，即使看起来全天最亮的天狼星的光，也仅仅是太阳光的100万万分之一，用普通的天文望远镜不能分辨出恒星的视面，也不可能了解恒星内部的情况。

19世纪中叶，天体分光术和照相术的发明为天文学家解开恒星内部世界之谜开始提供了强有力的工具。天文学家将天文望远镜收集到的星光经过分光镜分解成光谱，再把这光谱拍摄下来。在这些光谱中有众多的谱线，它们都由不同的元素产生，根据它们我们可以了解到恒星表面大气层的温度、压力、密度、化学元素的丰度、质量、体积、自转运动、距离和空间运动等一系列物理化学性质。这就导致了恒星物理化学、天体物理学的诞生。可以毫不夸张地说，迄今关于恒星本质的知识，几乎都是从光谱研究中获得的。

我们现在知道恒星的表面是炽热气体，它们是能自己发光的球状或类球状天体。在人的短短一生中，不借助特殊工具和特殊方法，就很难发现它们在天球上的位置变化，因此人们把它们叫作恒星，意思是“不动的星”。宇宙中恒星的数目巨大，单是银河系中估计就有一、二千亿颗。目前天文学家们对恒星的结构、物理特性、化学成分、演化经历、运动规律和空间分布等，有了较为完整的认识。恒星内部具有不可想象的高温、高压、超密态，有些恒星有超强磁场和强辐射等许多极端的物理特性。恒星不都是孤立的，有的两颗在一起组成双星，甚至成千上万颗在一起组成星团。恒星之间不是真空，而是充满了星际气体、尘埃、粒子流、宇宙线和星际磁场等。这些物质的分布是不均匀的。有的地方气体和尘埃比较密集，形成各种各样的云雾状天体，这就是星云。

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黑子活动平均每11年为一个周期

人类发现太阳黑子活动已经有几千年了。中国的《汉书·五行志》中就记载了公元前28年5月10日的一次黑子，这是迄今有关太阳黑子的最早的记录。此后直到明朝末年，中国共有112次黑子记录。中国对黑子的记录比欧洲早得多。不过发现黑子活动的周期变化规律，还只是最近一个半世纪左右的事。 　　从长期世界各国观测的结果来看，黑子活动的周期平均是11年。开始的4年左右时间里，黑子不断产生，越来越多，活动加剧，在黑子数达到极大的那一年，称为“太阳活动峰年”。在随后的7年左右时间里，黑子活动逐渐减弱，黑子也越来越少，黑子数极小的那一年，称为“太阳活动谷年”。太阳的黑子活动最先出现在太阳的高纬度区域，然后，由高纬度向低纬度方向移动，移动至太阳赤道附近时结束。一般来说，黑子都分布在纬度8度到40度之间，绝大部分集中在10度至25度区域中。在赤道的附近和40度以上区域极少出现黑子活动。上一周期的黑子在低纬度尚可见到时，下一周期的黑子往往已在高纬度出现。高纬度与低纬度的黑子会同时出现在日面上。为了方便计算，国际上规定，太阳黑子从公元1755年算起为第一周，然后顺序排列。1987年开始为第22周。 1860年7月18日拍摄的第一张黑子照片，是关于黑子最早的图像记录

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耀斑的分级

耀斑按面积分为4级，由1级到4级逐渐增强，4级的最强。比1级小些的叫作亚耀斑，它的代号为S。在每个级别之后，还附有B（亮的），N（中等的）和F（暗的）来表示其亮度。3B表示比较亮的3级耀斑。耀斑的显著特征是辐射的品种繁多，不仅有可见光，还有射电波、紫外线、红外线、X射线和伽玛射线。它在喷出大量高能粒子流的同时，伴有物质的活动、喷射、冲击波等等。 　　耀斑辐射的种种物质并不是同时到达地球的。其中光与射电波走得最快，每秒钟约走30万千米，由太阳射到地球只要8分18秒的时间。而太阳粒子流走得就很慢了。耀斑向外辐射出的大量紫外线、X射线等，到达地球之后，就会严重干扰电离层对电波的吸收和反射作用，使得部分或全部短波无线电波被吸收掉，短波衰弱甚至完全中断。 耀斑由可见光图与X射线图合成

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太阳是气体星球

太阳是一颗自己能发光发热的气体星球。人们看到的太阳表面叫“光球”，光球以上的部分是色球层，色球层的外围是日冕层。这样三个层面合起来构成了太阳的大气层。太阳的直径约为140万千米，是地球直径的109倍。太阳的体积大约是地球体积的130万倍。太阳没有固态表层，不会像地球那样整体自转。太阳赤道部分的自转周期最短，约25日；纬度40度处约27日；75度处约33日；两极处是37日，一般以日面纬度17度处的自转周期为“太阳自转恒星周期”，它是25.38日。由于我们是在又自转，又公转的地球上看太阳自转，我们看到日面17度处的自转周期就是27.275日，天文学术语把这个周期称为“太阳自转会合周期”。太阳的平均密度为1.4克/立方厘米，即比水稍重一些。太阳里外的密度是不一样的。它的外壳大部分为气体，密度很小，但是越往里面，物质越稠密，密度越大。核心的密度可能为160克/立方厘米，比钢的密度还要大出将近20倍。它的总质量约为2000亿亿亿吨，是地球质量的33万倍。 　　太阳每时每刻都在稳定地向宇宙空间发射出巨大的能量，其中只有约22亿分之一的能量，主要以辐射形式来到地球，成为地球上光和热的主要来源。太阳的核心不停发生着氢核聚变成为氦核的热核反应，每秒钟烧掉6亿多吨氢核燃料，在聚变为氦时，实际消耗的氢核约400万吨。太阳的巨大能量就是这样产生的。     根据蒲连提斯博士的太阳形成理论，形成太阳的星云气体在收缩过程中不断留下气环，并由此形成行星。这幅示意图显示的是：太阳直径尚为目前的20倍，温度大约摄氏270度的状态。在这一时期，行星已经概略成形，太阳的辐射热开始扰乱气环中的气体，气体因而四处散逸。由外至内依次是即将形成地球、金星、水星的气体，最靠近太阳的气环无法形成行星。 45米无线电望远镜看到的太阳图像