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恆星

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  提示：呢篇文講嘅唔係行星。
畫家想像白矮星圍住天狼星轉嘅情況。美國太空總署嘅圖

恆星（粵拼：hang4 sing1），係一大大嚿、識發光、圓碌碌嘅等離子體，發光係因為粒星裏面有核聚變發生緊，能量喺個芯經過內部，以電磁波形式放射出嚟。太陽就係最近地球嘅恆星，地球接近所有嘅能量都由太陽道嚟嘅。恆星有「生」、「老」、「死」，死咗嘅恆星產生重啲嘅元素，好似：碳、鐵、金……宇宙裏面好大部份嘅物質集中響啲恆星度，冇恆星；就冇呢啲重元素；亦冇生物；冇生命。

定義

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夜晚天上嘅一點點嘅光，俗稱星，大部份就係恆星。叫做恆星，皆因渠地離我地遠，先民見到呢啲星，同行星唔同，晚晚都喺嗰個位唔郁，以為渠地「恆常」響個天度。恆星呢個詞早響《春秋》呢本書出現[1]。天文學家估全宇宙裏頭就有 7×1022 （70,000,000,000,000,000,000,000）粒恆星。由而家嘅資料嚟睇，幾多恆星都有自己嘅行星。

喺物理學嚟講，佢哋嘅質量比行星仲要大(最細嘅理論證係太陽質量嘅0.07-0.08倍[2])，溫度好高(由最低3000K到最到250,000,000以上)，會發光，並且由等離子體組成，喺核心入面會產生核聚。

稱謂

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内文：恆星命名、天文學命名慣例同星表

星座呢個概念喺巴比倫時期已經存在。古代觀測天空嘅人想像啲顯眼嘅恆星排列成唔同圖案，仲將呢啲圖案同大自然某啲方面或者佢哋嘅神話聯繫埋一齊。呢啲組合當中有十二個位於黃道帶上面，成為咗占星學嘅基礎。[3] 好多比較顯眼嘅獨立恆星都有自己個名，尤其係用阿拉伯文或者拉丁文嚟命名。

除咗某啲星座同太陽本身之外，個別恆星亦有自己嘅神話。[4] 對古希臘人嚟講，有啲「恆星」，叫做行星（希臘文 πλανήτης (planētēs)，意思係「流浪者」），代表咗唔同嘅重要神祇，行星水星、金星、火星、木星同土星個名就係咁嚟嘅。[4] （天王星同海王星都係希臘神話同羅馬神話嘅神，但係因為佢哋唔夠光，喺古代未畀人發現。佢哋個名係後來嘅天文學家改嘅。）

大約 1600 年，啲星座名開始用嚟幫天空對應區域嘅恆星改名。德國天文學家約翰·拜耳製作咗一系列星圖，並用希臘字母作為拜耳命名法，幫每個星座入面嘅恆星命名。之後有人發明咗一套根據恆星赤經嘅編號系統，加咗入約翰·佛蘭斯蒂德本書《Historia coelestis Britannica》（1712年版）嘅星表度，呢套編號系統後來就叫做『佛蘭斯蒂德命名法』或者『佛氏編號』。[5][6]

國際公認負責幫天體命名嘅權威機構係國際天文學聯合會（IAU）。[7] 國際天文學聯合會設有恆星名稱工作組（WGSN）[8]，負責編製同標準化恆星嘅專有名稱。[9] 有啲私人公司會賣恆星嘅命名權，但係呢啲名唔受 IAU、專業天文學家或者業餘天文學界承認。[10] 大英圖書館稱呢種做法係不受規管嘅商業活動，[11][12] 而紐約市消費者及勞工保護局亦曾經向一間賣星名嘅公司發出違規通知，指佢哋涉及欺騙性嘅商業行為。[13][14]

量度單位

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雖然恆星參數可以用國際單位制單位或者高斯單位制嚟表示，但通常最方便嘅做法係用太陽單位嚟表達質量、光度同半徑，呢啲單位係基於太陽嘅特性。喺 2015 年，IAU 定義咗一套「額定」太陽數值（定義為國際單位制常數，冇不確定性），可以用嚟引用恆星參數：

額定太陽光度 L☉ = 3.828×1026 W[15]
額定太陽半徑 R☉ = 6.957×108 m[15]

太陽質量 M☉ 冇畀 IAU 明確定義，因為牛頓引力常數 G 嘅相對不確定性好大（10−4）。由於牛頓引力常數同太陽質量嘅乘積（GM☉）嘅測定精度高好多，IAU 將「額定」太陽質量參數定義為：

額定太陽質量參數： GM☉ = 1.3271244×1020 m3/s2[15]

額定太陽質量參數可以同最新（2014年）嘅 CODATA 牛頓引力常數 G 估計值結合，從而推算出太陽質量大約係 1.9885×1030 kg。雖然光度、半徑、質量參數同質量嘅精確數值將來可能會因為觀測不確定性而有少少變化，但 2015 年 IAU 嘅額定常數會維持相同嘅國際單位制數值，因為佢哋仍然係引用恆星參數嘅有用量度標準。

比較大嘅長度，例如巨星嘅半徑或者雙星系統嘅半長軸，通常會用天文單位嚟表示——大約等於地球同太陽之間嘅平均距離（1.5億公里或者大約9300萬英里）。喺 2012 年，IAU 將天文常數定義為一個以米為單位嘅精確長度：149,597,870,700 米。[15]

形成同演化

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内文：恆星演化
低質量（左循環）同高質量（右循環）恆星嘅演化，例子用斜體顯示
紅矮星、太陽、超大質量藍超巨星同紅巨星嘅大小（半徑同質量）比較。

恆星由太空中物質密度較高嘅區域凝結而成，但呢啲區域嘅密度仲低過真空室內部。呢啲區域——叫做「分子雲」——主要由氫組成，含有大約 23% 到 28% 嘅氦同少量較重元素。呢類恆星形成區嘅一個例子係獵戶座大星雲。[16] 大多數恆星都係以幾十到幾十萬粒恆星組成嘅群體形式形成嘅。[17] 呢啲星團入面嘅大質量恆星可能會強力照亮嗰啲分子雲，將氫離子化，形成電離氫區。呢啲由恆星形成引起嘅反饋效應，最終可能會瓦解分子雲，阻止更多恆星形成。[18] 所有恆星大部分時間都係「主序帶恆星」，主要靠核心將氫核融合成氦嚟提供能量。不過，唔同質量嘅恆星喺唔同發展階段會有顯著唔同嘅特性。質量較大恆星嘅最終命運同質量較細恆星唔同，佢哋嘅光度同對環境嘅影響亦都唔同。因此，天文學家通常根據質量將恆星分組：[19]

「質量非常低嘅恆星」，質量低過 0.5 M☉，係完全對流嘅，喺主序帶期間會將氦平均分佈喺成粒恆星。所以佢哋唔會經歷殼層燃燒，亦都唔會變成紅巨星。耗盡氫之後，會變成氦白矮星，然後慢慢冷卻。[20] 由於 0.5 M☉ 恆星嘅壽命長過宇宙年齡，所以仲未有呢類恆星到達白矮星階段。

「低質量恆星」（包括太陽），質量介乎 0.5 M☉ 同大約 2.25 M☉ 之間（視乎成分），喺核心氫耗盡之後確實會變成紅巨星，並且開始喺核心以氦閃方式燃燒氦；佢哋之後喺漸近巨星分支形成簡併碳氧核心；最後以外殼形式吹走形成行星狀星雲，留低核心變成白矮星。[21][22]

「中等質量恆星」，質量介乎大約 2.25 M☉ 同大約 8 M☉ 之間，會經歷類似低質量恆星嘅演化階段，但係喺紅巨星分支一段相對短時間之後，唔需要氦閃就點燃氦，並且喺紅群聚度過一段長時間，先至形成簡併碳氧核心。[21][22]

「大質量恆星」通常最低質量係大約 8 M☉。[23] 耗盡核心氫之後，呢啲恆星會變成超巨星，並且繼續核聚變，燃燒比氦更重嘅元素。好多喺核心坍縮嗰陣結束生命，爆炸成為超新星。[21][24]

恆星形成

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内文：恆星形成
藝術家概念圖：恆星喺稠密嘅分子雲內誕生
大約 500 粒年輕恆星組成嘅星團位於附近嘅W40恆星孕育區。

恆星嘅形成始於分子雲內部嘅引力不穩定性，呢種不穩定性係由密度較高嘅區域引起嘅——通常係受到大質量恆星輻射壓縮星雲、星際介質擴張氣泡、唔同分子雲碰撞、或者星系碰撞（例如喺星暴星系入面）觸發。[25][26] 當一個區域嘅物質密度達到金斯不穩定性嘅標準，佢就會開始喺自身引力作用下塌縮。[27]

隨住星雲塌縮，一啲啲密集嘅塵埃同氣體會形成「博克球狀體」。當球狀體塌縮、密度增加嗰陣，引力能會轉化成熱能，令溫度上升。當原恆星雲差唔多達到穩定嘅流體靜力平衡狀態，核心就會形成一粒原恆星。[28] 呢啲前主序星通常畀一個原行星盤包圍住，主要靠引力能轉換嚟提供能量。對於類似太陽嘅恆星，引力收縮期大約持續一千萬年，而對於紅矮星可以長達一億年。[29]

早期質量細過 2 M☉ 嘅恆星叫做金牛T星，而質量大啲嘅就叫做赫比格Ae/Be星。呢啲新形成嘅恆星會沿住自轉軸噴出噴流，呢啲噴流可能會減少塌縮中恆星嘅角動量，並形成叫做赫比格-哈羅天體嘅小塊星雲狀物體。[30][31] 呢啲噴流，加上附近大質量恆星嘅輻射，可能有助於驅散形成恆星嘅周圍星雲。[32]

喺發展初期，金牛T星會跟隨林軌跡——佢哋會收縮，光度減弱，但溫度大致保持不變。質量較細嘅金牛T星會沿住呢條軌跡進入主序帶，而質量較大嘅恆星就會轉向亨耶跡。[33]

觀測發現大部分恆星都係雙星系統嘅成員，而呢啲雙星嘅特性係佢哋形成條件嘅結果。[34] 氣體雲必須失去角動量先至能夠塌縮形成恆星。星雲碎片化成多粒恆星可以分散部分角動量。原始雙星喺年輕恆星集團同其他恆星近距離接觸嗰陣，透過引力相互作用轉移部分角動量。呢啲相互作用傾向於拆散距離較遠（軟）嘅雙星，同時令到硬雙星束縛得更加緊密。咁就產生咗雙星分離成兩個觀測到嘅族群分佈。[35]

主序帶

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内文：主序帶

恆星大約 90% 嘅壽命都係喺核心以高溫高壓將氫融合成氦。呢啲恆星被稱為喺主序帶上，叫做矮星。由零齡主序開始，恆星核心嘅氦比例會穩定增加，核心嘅核融合速率會慢慢加快，恆星嘅溫度同光度亦會隨之增加。[36] 例如，據估計，太陽自 46 億（4.6×109）年前到達主序帶以來，光度已經增加咗大約 40%。[37]

每粒恆星都會產生由粒子組成嘅恆星風，導致氣體持續流向太空。對大多數恆星嚟講，損失嘅質量可以忽略不計。太陽每年損失 10−14 M☉，[38] 大約相當於佢成世總質量嘅 0.01%。不過，質量非常大嘅恆星每年可以損失 10−7 到 10−5 M☉，顯著影響佢哋嘅演化。[39] 開始時質量超過 50 M☉ 嘅恆星，喺主序帶期間可以損失超過一半嘅總質量。[40]

一個包含太陽（中心）嘅恆星集合嘅赫羅圖例子（見分類）

一粒恆星喺主序帶停留嘅時間主要取決於佢擁有嘅燃料量同埋燃燒燃料嘅速率。預計太陽可以生存 100 億（1010）年。大質量恆星消耗燃料非常快，壽命好短。低質量恆星消耗燃料非常慢。質量細過 0.25 M☉ 嘅恆星，叫做紅矮星，差唔多可以融合晒佢哋嘅全部質量，而質量大約 1 M☉ 嘅恆星只能融合大約 10% 嘅質量。佢哋緩慢嘅燃料消耗率同相對較大嘅可用燃料供應相結合，令到低質量恆星可以持續大約一萬億（10×1012）年；最極端嘅 0.08 M☉ 恆星可以持續大約 12 萬億年。紅矮星喺積累氦嘅時候會變得更熱更光。當佢哋最終耗盡氫，就會收縮成白矮星，溫度隨之下降。[20] 由於呢啲恆星嘅壽命長過目前宇宙年齡（138 億年），預計冇質量低過大約 0.85 M☉ 嘅恆星[41] 已經離開主序帶。

除咗質量之外，比氦重嘅元素亦都可以喺恆星演化入面扮演重要角色。天文學家將所有比氦重嘅元素標記為「金屬」，並將恆星入面呢啲元素嘅化學濃度稱為佢嘅金屬豐度。恆星嘅金屬豐度會影響恆星燃燒燃料所需嘅時間，並且控制佢磁場嘅形成，[42] 從而影響佢恆星風嘅強度。[43] 較老嘅第二星族恆星嘅金屬豐度，比起較年輕嘅第一星族恆星要低好多，呢個係因為佢哋形成時嘅分子雲成分唔同。隨住時間推移，當較老嘅恆星死亡並脫落部分大氣層，呢啲分子雲會逐漸富集較重嘅元素。[44]

後主序階段

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内文：次巨星、紅巨星、水平分支、紅群聚同漸近巨星分支
參宿四，由ALMA 拍攝。呢個係 ALMA 第一次觀測到恆星表面，亦係現有解像度最高嘅參宿四影像。

當質量至少有 0.4 M☉ 嘅恆星[45] 耗盡核心嘅氫供應，佢哋就會開始喺包圍住氦核心嘅殼層燃燒氫。恆星嘅外層會大幅膨脹同冷卻，轉變成紅巨星。喺某啲情況下，佢哋會喺核心或者核心周圍嘅殼層融合更重嘅化學元素。隨住恆星膨脹，佢哋會將部分質量，連同嗰啲富集咗嘅重元素，拋入星際環境，供日後形成新恆星時回收再用。[46] 大約 50 億年之後，當太陽進入氦燃燒階段，佢會膨脹到最大半徑約為 1天文單位（150 × 106公里），係目前大小嘅 250 倍，並且會損失現時質量嘅 30%。[37][47]

隨住氫燃燒殼層產生更多氦，核心質量同溫度都會增加。喺質量高達 2.25 M☉ 嘅紅巨星入面，氦核心喺氦融合開始之前會變成簡併態。最終，當溫度升到足夠高，核心氦融合就會以稱為氦閃嘅爆炸性方式開始，恆星半徑會迅速收縮，表面溫度升高，並移到赫羅圖嘅水平分支。對於質量更大嘅恆星，核心氦融合喺核心變成簡併態之前就開始，恆星會喺紅群聚度過一段時間，慢慢燃燒氦，然後外部對流包層坍縮，恆星再移到水平分支。[48]

當一粒恆星融合晒核心嘅氦之後，佢就會開始喺包圍住熾熱碳核心嘅殼層融合氦。然後恆星會沿住一條叫做漸近巨星分支（AGB）嘅演化路徑，呢條路徑同之前描述嘅紅巨星階段平行，但光度更高。質量較大嘅 AGB 恆星喺核心變成簡併態之前，可能會經歷一段短暫嘅碳融合時期。喺 AGB 階段，由於恆星核心嘅不穩定性，恆星會經歷熱脈衝。喺呢啲熱脈衝期間，恆星嘅光度會變光，物質會由恆星大氣層噴出，最終形成行星狀星雲。喺呢個質量流失過程入面，可以噴出高達 50% 到 70% 嘅恆星質量。由於 AGB 恆星嘅能量傳輸主要靠對流，呢啲噴出嘅物質富含由核心翻上嚟嘅核融合產物。因此，行星狀星雲富含碳同氧等元素。最終，行星狀星雲會消散，豐富一般嘅星際介質。[49] 因此，未來世代嘅恆星係由過去恆星嘅「星塵」構成嘅。[50]

大質量恆星

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内文：超巨星、特超巨星同沃夫–瑞葉星
一粒大質量、演化咗嘅恆星核心坍縮前嘅洋蔥狀層狀結構

喺氦燃燒階段，質量超過 9 個太陽質量嘅恆星會膨脹，先形成藍超巨星，然後形成紅超巨星。質量特別大嘅恆星（超過 40 個太陽質量，例如參宿一，獵戶腰帶中間嘅藍超巨星）[51] 由於質量流失率高，唔會變成紅超巨星。[52] 佢哋反而可能演化成沃夫–瑞葉星，其光譜特徵係以比氫重嘅元素嘅發射線為主，呢啲元素因為強烈嘅對流同劇烈嘅質量流失，或者因為外層畀剝離，而到達咗表面。[53]

當大質量恆星核心嘅氦耗盡，核心就會收縮，溫度同壓力升高到足以融合碳（見碳燃燒過程）。呢個過程會繼續落去，接續嘅階段分別由氖（見氖燃燒過程）、氧（見氧燃燒過程）同矽（見矽燃燒過程）提供燃料。喺恆星生命接近終結嗰陣，融合會喺大質量恆星內部一系列洋蔥層狀嘅殼層繼續進行。每個殼層融合唔同嘅元素，最外層融合氫；下一層融合氦，如此類推。[54]

最後階段發生喺大質量恆星開始產生鐵嗰陣。由於鐵核比任何更重嘅原子核結合得更緊密（束縛能更高），任何超越鐵嘅融合都唔會產生淨能量釋放。[55]

有啲大質量恆星，尤其係高光度藍變星，非常唔穩定，以致於佢哋會喺叫做假超新星嘅事件入面劇烈地將質量拋入太空，喺呢個過程入面變得明顯光亮好多。海山二就係以喺 19 世紀經歷過一次假超新星事件——「大噴發」——而聞名。

坍縮

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隨住恆星核心收縮，由核心表面發出嘅輻射強度增加，對外層氣體殼產生巨大嘅輻射壓力，將呢啲外層推開，形成行星狀星雲。如果外層大氣剝離後剩餘嘅質量少過大約 1.4 M☉，佢就會收縮成一個相對細小、大約同地球差唔多大細嘅物體，叫做白矮星。白矮星冇足夠質量去承受進一步嘅引力壓縮。[56] 白矮星內部嘅電子簡併物質唔再係電漿。最終，白矮星會喺一段非常漫長嘅時間之後黯淡成黑矮星。[57]

蟹狀星雲，係大約公元 1050 年首次觀測到嘅一顆超新星嘅殘骸

喺大質量恆星入面，融合會一直持續到鐵核心變得非常大（超過 1.4 M☉），大到無法再支撐自身質量。呢個核心會突然坍縮，因為佢嘅電子會畀壓入質子，喺一陣電子捕獲同逆β衰變爆發入面形成中子、微中子同伽瑪射線。呢次突然坍縮形成嘅衝擊波會導致恆星其餘部分喺一次超新星爆炸入面炸開。超新星會變得非常光亮，甚至可以短暫噉蓋過恆星所屬嘅整個星系。當超新星喺銀河系內發生嗰陣，歷史上肉眼觀測者會睇到佢哋係「新星」，出現喺以前睇落冇嘢嘅地方。[58]

超新星爆炸會吹走恆星嘅外層，留低一個超新星殘骸，例如蟹狀星雲。[58] 核心會壓縮成中子星，有時會表現為脈衝星或者X射線爆發源。對於最大質量嘅恆星，殘骸係一個質量超過 4 M☉ 嘅黑洞。[59] 喺中子星入面，物質處於一種叫做中子簡併態嘅狀態，而核心可能存在更奇特嘅簡併物質形式——QCD物質。[60]

死亡恆星吹走嘅外層包含重元素，呢啲元素可能會喺新恆星形成過程入面回收再用。呢啲重元素令到岩石行星得以形成。超新星爆發嘅流出物同大質量恆星嘅恆星風，喺塑造星際介質方面扮演住重要角色。[58]

雙星

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雙星嘅演化可能同相同質量嘅單星有顯著唔同。例如，當任何恆星膨脹成紅巨星嗰陣，佢可能會溢出佢嘅洛希瓣（物質受其引力束縛嘅周圍區域）；如果雙星系統入面嘅恆星夠近，部分物質可能會溢流到另一粒恆星，產生包括密接聯星、共有包層雙星、激變變星、藍掉隊星[61]同Ia型超新星等現象。質量轉移會導致諸如大陵五佯謬嘅情況，即係系統入面演化得最勁嘅恆星反而係質量最細嗰粒。[62]

雙星同更高階恆星系統嘅演化研究非常深入，因為已經發現好多恆星都係雙星系統嘅成員。大約一半類似太陽嘅恆星，同埋更大比例嘅大質量恆星，都係喺多星系統入面形成，呢個可能會大大影響諸如新星同超新星、某啲類型恆星嘅形成，以及太空因核合成產物而富集等現象。[63]

雙星演化對形成演化咗嘅大質量恆星，例如高光度藍變星、沃夫–瑞葉星，同埋某幾類核塌縮超新星嘅前身星嘅影響，仍然存有爭議。單一嘅大質量恆星可能無法夠快噉拋棄外層，去形成觀測到嘅演化恆星類型同數量，或者產生會爆炸成觀測到嘅超新星嘅前身星。有啲天文學家認為，雙星系統入面透過引力剝離進行嘅質量轉移係解決呢個問題嘅方法。[64][65][66]

研究佢哋嘅歷史

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恆星會「死」。

想像而家有粒恆星，佢自己有龐大嘅質量，

  • 佢嘅引力會傾向令佢嘅表面向內郁動[註 1]，但同時
  • 佢內部嘅燃料會做核聚變（簡化講可以想像成係靠住燒氫嚟向外爆炸）令到粒恆星有股由內向外嘅力，

喺一般情況下向內嘅力同向外嘅力會做到互相抵消，粒恆星會 kip1 住喺穩定嘅狀態；但係有一日，粒恆星消耗晒可以攞嚟做核聚變嘅燃料，股向外嘅力就會開始消退，向內嘅力就會開始「贏」，因而令到粒恆星向內爆縮[67]。

喺宇宙入面嘅分佈同埋數目

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數目

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喺最新[咩時候？]嘅研究入面，粗略估算宇宙有超過咁多個星系，而且銀河系入面有超過咁多粒恆星，如果將佢哋乘埋一齊數值就有(即係)咁多粒恆星。[68]

分佈

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以質量分佈

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以前人類認為大部分恆星嘅都畀太陽系嘅質量更大嘅，但打完二戰之後人類嘅科技發展紅外線科技喺天文學入面得到應用並發現大量紅矮星。到咗宜家，紅矮星佔整個銀河系高達70%以上，喺太陽系最近嘅30粒恆星，超過20粒都恆星係紅矮星。[69]其次最多嘅係k型主序星(銀河系總數目嘅15%左右)，好似太陽呢啲黃色主序星只係佔銀河系總數目嘅7%，f型主序星只佔總數目嘅2%。

總括嚟講宇宙最常見嘅恆星種類係紅矮星。

宇宙有超過90%嘅恆星都喺赫羅圖主序星區域上面[70]，佢哋嘅大小同光度以及溫度以正比關係，又質量最細0.075M⊙，到質量最大嘅300M⊙。其中太陽係一粒中等大小嘅恆星，雖然對銀河系非常唔起眼，但佢嘅質量畀95%嘅恆星更大，喺銀河系入面比85%嘅天體更光。

以年齡分佈

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喺物理學同埋天文學入面嘅關係

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赫羅圖

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内文：赫羅圖

係一種研究恆星演化嘅重要工具，佢顯示咗佢哋表面溫度同光度嘅關係 。由於光度同絕對星等有住正比嘅關係，好多時都會使用絕對星等來量度佢哋嘅絕對光度，光度高而最熱嘅恆星通常放喺左上角，光度低而溫度又低嘅恆星通常放喺右下角。[71]

早喺19世紀末期嘅美國，當地嘅物理學家已經能夠根據光譜同溫度同進行恆星分類，光譜次序O、B、A、F、G、K、M，運用溫度遞減作為佢哋嘅排列方式。

佢係同元素週期表一樣，都係按照類似性質分類排列，唔同嘅係根據佢哋嘅性質同埋光度去排列質量大細。[72]

黑體輻射

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直接觀察

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睇埋：夜空同睇星

由地表睇，恆星嘅光弱到能夠輕易俾雲、濕氣同空污粒子遮蔽；光污染亦都會阻礙人睇星，喺好多街燈等人造光源嘅都市帶，光污染足以搞到地表嘅人睇唔到星星。視乎上述呢啲因素，用肉眼睇得到嘅星星數量由幾百到幾萬粒不等。順帶一提，查實恆星之間喺發乜嘢色嘅光上可以有異，熱－開氏 25,000 度左右－嘅恆星傾向射藍色嘅光，而好似太陽呢啲凍－得開氏 6,000 幾度－嘅恆星會主要射黃色嘅光，不過星星嘅色水就噉用肉眼睇好難睇得出[73]。

數星星係好多人喺睇星嗰陣會做嘅一樣嘢。一般嚟講，喺完全冇架生嘅情況下數星星係冇可能嘅，因為星星數量太多，而且齋靠人手亦都冇方法知道邊粒星數咗邊粒未，而且暗啲嘅星星仲有可能會因為觀察者冇集中眼光而消失，睇星嘅人如果想數星星通常會帶埋星圖（sky map）同望遠鏡等嘅架生，星圖會話俾睇嘅人知喺某一個地點每一個時間點天上會見到乜嘢星星同埋啲星會喺邊個位[74]。

註釋

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  1. ↑ 可以睇睇萬有引力定律相關嘅嘢。

參考

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  1. ↑ 《辭源》商務印書館 ISBN 962-07-0091-0
  2. ↑ Cain, Fraser (2009-02-12). "What is the Smallest Star?". Universe Today (美國英文). 喺2021-06-29搵到.
  3. ↑ 引用錯誤 無效嘅<ref>標籤；無文字提供畀叫做koch95嘅參照
  4. ↑ 4.0 4.1 Coleman, Leslie S. "Myths, Legends and Lore". Frosty Drew Observatory. 喺2012-06-15搵到.
  5. ↑ "Naming Astronomical Objects". 國際天文學聯合會 (IAU). 原著喺2010-08-02歸檔. 喺2009-01-30搵到.
  6. ↑ "Naming Stars". 學生探索及開發太空組織 (SEDS). 喺2009-01-30搵到.
  7. ↑ 引用錯誤 無效嘅<ref>標籤；無文字提供畀叫做space_law09嘅參照
  8. ↑ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". 原著喺2016-06-10歸檔. 喺2016-05-22搵到.
  9. ↑ "Naming Stars". 原著喺2020-04-11歸檔. 喺2021-02-05搵到.
  10. ↑ 引用錯誤 無效嘅<ref>標籤；無文字提供畀叫做andersen10嘅參照
  11. ↑ 引用錯誤 無效嘅<ref>標籤；無文字提供畀叫做astrometry05嘅參照
  12. ↑ 引用錯誤 無效嘅<ref>標籤；無文字提供畀叫做bl_disclaimer嘅參照
  13. ↑ 引用錯誤 無效嘅<ref>標籤；無文字提供畀叫做pliat02嘅參照
  14. ↑ 引用錯誤 無效嘅<ref>標籤；無文字提供畀叫做sclafani19980508嘅參照
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