63主星序 又叫矮星序。银河系中大多数的恒星在赫罗图上都密集在由左上方（高温、强光度）至右下方（低温、弱光度）沿对角线的狭窄带状区域内，形成一个十分明显的序列，这个序列叫作主星序。
64矮星序 即“主星序”。
65主序星 位于主星序内的恒星叫主序星。由于它的光度比巨星和亚巨星小，因此又叫矮星。主序星的质量约是太阳质量的约百分之几到约60倍，光度约是太阳光度的10^-3到大于10⁵倍，半径比太阳小一个数量级到太阳的20倍左右。主序星的能量来源于核内由氢聚变为氦的热核反应。主序星阶段是恒星演化阶段中占时最长的阶段，一般称之为恒星的壮年期。
66矮星 即“主序星”。
67巨星 在恒星光谱分类中，光度级为Ⅲ的恒星叫巨星。它的光度比矮星强得多，但比超巨星弱得多。因此，在赫罗图上，巨星的横向分布从O型到M型，纵向分布介于主星序和超巨星分支之间。著名的巨星有大角、昴宿六等。许多双星和变星的子星都是巨星。现代流行理论认为，巨星将向红巨星阶段演化。
68超巨星 指光度最强的恒星。它们的绝对目视星等亮于-2等，在赫罗图上位于最上方。超巨星的质量有人认为应大于5个太阳质量。关于超巨星的年龄和演化问题，目前争论较多，尚无定论。
69亮巨星 在恒星光谱分类中，光度级为Ⅱ的恒星叫亮巨星。它的光度比巨星强，但比超巨星弱。在赫罗图上的分布，介于超巨星和巨星之间。著明的亮巨星有猎户座的δ、狮子座ε等。
70亚巨星 是指位于赫罗图上主星序右上方、介于巨星和主序星之间的一类恒星。其光度级为Ⅳ。现代恒星演化理论认为，亚巨星是由主序星演化而来的。
71白矮星 是指那些光度低、温度高、密度大的一类恒星。据实测推算，白矮星的半径近于行星，质量约为同光度主序星质量的1.5倍，而密度却高达10⁵—10⁷克/厘米³。天狼星的伴星就是典型的白矮星。
72亚矮星 是指比主序星稍暗的一类恒星。在赫罗图中，亚矮星构成一个单独的序列，恰好位于主星序（也称矮星序）的下面，因此叫作亚矮星序。光度级为Ⅵ。亚矮星的化学成分与主序星有所不同，一般说来，金属含量很低，只相当普通恒星的1％左右。目前认为，亚矮星处于恒星演化的晚期，正向白矮星过渡。
73红外星 某些恒星，其光谱中的主要能量部分位于红外区域内，这类恒星叫做红外星。也就是说，这类恒星不断向外辐射我们肉眼所看不见的红外线。红外星的主要特点是：体积很大（直径可达太阳的几百或几千倍），表面温度却很低（几百度，甚至几十度）。红外星中的一部分属于年轻的正在形成中的恒星，也有一部分属于年老的走向灭亡的恒星。
74聚星 由三、五个在相互关系上有一定物理联系的恒星所组成的多重恒星系统叫做聚星。有时也按其成员星的数目称为三合星（如北极星）、四合星等。
75 变星 由于某些物理原因（如爆发、脉动）、几何原因（如交食、屏遮）或二者兼而有之（如交食加上两星间的质量交流）所引起的亮度发生变化的恒星叫变星。近年来又将光学波段的物理条件有变化（如光谱变星、磁变星）或化学波段以外的电磁辐射有变化（如红外变星、X射线新星等）的恒星也叫做变星。我国《宋史》所载1006年4月3日出现的超新星变光始末的描述，是目前世界上公认的第一个变星记录。近百年来，对于变星物理的认识取得了很大进展，现在根据光变本质，将变星分为脉动变星、爆发变星和几何变星三大类。又按光变形态和物理原因细分为若干次型。到1976年为止，在国际天文学联合会编制的《变星总表》中、共记载有变星25920颗。对于变星的研究，有助于我们了解和研究恒星的演变和发展过程。
76双星 在空间，其视位置比较靠近的两颗恒星叫做双星。双星分为物理双星（由于彼此引力作用，而沿着轨道相互绕转的双星）和光学双星（远看彼此很靠近，实际上在空间相距很远，并不相互绕转的双星）。前者又叫真双星，后者又叫假双星。组成双星的两颗星均叫做双星的子星，较亮的子星称为主星，较暗的子星称为伴星。双星是恒星世界的普遍现象，是规模最小的恒星集团。对于双星的研究有助于测算一些恒星的质量、形状和大小、并能给人们提供认识恒星之间各种相互作用的条件，如引力相互作用等。天狼、南门二、心宿二、北斗一等都是著名的双星。
77子星 见“双星”。
78主星 见“双星”。
79伴星 见“双星”。
80新星 光度突然增加到原来的几万、几十万甚至几百万倍的爆发变星叫做新星。由于原来恒星亮度微弱，后来因本身爆发，突然增亮，引起人们的注意，而称之新星。新星爆发是由于恒星突然膨胀了几千倍，辐射表面积增大几万倍，造成亮度突然增加。当光度达到极大时，膨胀的气壳以每秒几百一两千公里的速度向外抛射物质。经过几个月或多达若干年，气壳逐渐散开消失，恒星亮度减弱而恢复到原来亮度，故新星又称“暂星”、“客星”。银河系内至今已发现170个新星。
81超新星 光度突增到原来的1000万倍以上的新星。它是恒星最激烈的爆发现象。爆发结果是恒星完全瓦解成为星云，或抛射掉大部分质量，遗留下来的部分物质收缩为白矮星、中子星或黑洞，从而进入恒星演化的终结阶段。在银河系里，已发现四颗超新星，其中，以1054年所发现的超新星最为著名，最近发现的蟹状星云就是超新星爆发的遗迹。
82中子星 主要由简并中子组成的致密星叫中子星。其质量下限为0.1太阳质量，上限在1.5—2太阳质量之间，其半径典型值约为10公里。其结构大致是：外层有一厚约1公里的固体外壳，密度约为10¹¹—10¹⁴克/厘米³，由各种原子核组成的点阵结构和简并的自由电子气所组成。由外壳向内是一层主要由中子组成的流体，密度约为10¹⁴—10¹⁵克/厘米³，在这一层中，还有少量的质子、电子和μ介子。对于中子星的内部，目前只知其密度高达10¹⁶克/厘米³，至于是何物态，目前尚无定论。中子量是在1932年发现中子后不久就提出的。一般认为中子量可能是超新星爆发的产物。
83脉冲星 1967年发现的一种高速自转的、有强磁场的中子星，因其能发出极规则、而短促的无线电脉冲而得名。其脉冲周期短而稳定，约在0.033—3.745秒之间，年变化率在百万分之一以内。由于中子星两极有固定的亮斑，因此每转动一周，亮斑发出的光束就给地球送来一个或两个脉冲信号，进而产生脉冲现象。脉冲星离地球很远，距离为300至55000光年，半径为10—30公里，是一种很小很小的天体。
　　本文标题：中学地理教学实用手册--天文(4)
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