恒星质量是什么 定义概念的介绍
恒星是由引力凝聚在一起的一颗球型发光等离子体，太阳就是最接近地球的恒星。在地球的夜晚可以看见的其他恒星，我们在望远镜中可以知道恒星也是很大的，那么我们如何知道恒星的质量呢?那么什么是恒星质量呢?下面是小编为大家整理的恒星质量的定义概念，希望你会喜欢!
恒星质量的定义概念
恒星的物理量，恒星结构和演化的决定因素。利用双星的轨道运动是确定恒星质量最根本、最可靠的方法。计算给出恒星的质量下限为0.08太阳质量。再小一点的星也能形成，但其中央温度不高，不能开动核反应，只能靠引力收缩释放能量，没有发现质量低于0.08太阳质量的主序星。
至于恒星质量的理论上限很不确定，有些计算给出60～100太阳质量。但红外和可见光巡天，显示出存在许多约200太阳质量的恒星的证据，这样的星可能不经过红巨星阶段。也有证据表明，大麦哲伦之中一个特大质量的恒星R136a 约包括 3000太阳质量，虽然大多数天文学家把它当成几十个或几百个O型的团，但另一些天文学家基于国际紫外探测卫星资料和地面光学观测，认为它是单个特大质量的恒星。
至于恒星质量的理论上限很不确定，有些计算给出60～100太阳质量。但红外和可见光巡天，显示出存在许多约200太阳质量的恒星的证据，这样的星可能不经过红巨星阶段。也有证据表明，大麦哲伦之中一个特大质量的恒星R136a 约包括 3000太阳质量，虽然大多数天文学家把它当成几十个或几百个O型的团，但另一些天文学家基于国际紫外探测卫星资料和地面光学观测，认为它是单个特大质量的恒星。
恒星质量的具体计算方法
方法一
① 如目视双星有可靠的视差，则可应用开普勒第三定律，由轨道半长轴的真长度和轨道周期算出两子星的质量和，再由两子星离公共质心距离的比值得知两子星的质量比，进而求出每一子星的质量。例如，用这种方法求得的天狼甲、乙两星的质量分别为2.143和1.053太阳质量。
② 如双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是食双星并已知其测光解中的轨道倾角，就可求得两子星的质量。用此方法求得的食双星大陵五甲、乙两星的质量分别为3.7和0.81太阳质量。
③ 如双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是干涉双星并已知其轨道倾角，便可求得两子星的质量。用此方法求得的角宿一甲、乙两星的质量分别为10.9和6.8太阳质量。
④ 双谱分光双星分光解加上由偏振观测所得轨道倾角也可得出两子星的质量,例如,Plaskett星(HD47129=HR2422，麒麟座中的一个6等星)的质量就是这样推算出来的。
方法二
求恒星质量的其他方法主要还有：利用已知半径的白矮星的引力红移量求白矮星的质量;根据真半径和表面重力加速度推算恒星的质量(即分光质量或称大气质量);根据恒星的质量和光度的统计关系(质光关系)，从光度估计质量;利用恒星在赫罗图上的理论演化轨迹估计恒星质量(称为“演化质量”);对已知真半径的脉动变星，可以由脉动周期估算平均密度，从而得出质量(称为“脉动质量”)。但这些方法都不如动力学质量方法可靠。
恒星的物理特性
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。
几何变星中，最为人们熟悉的是两个恒星互相绕转(有时还有气环或气盘参与)因而发生变光现象的食变星(即食双星)。根据光强度随时间改变的“光变曲线”，可将它们分为大陵五型、天琴座β(渐台二)型和大熊座W型三种几何变星中还包括椭球变星(因自身为椭球形，亮度的变化是由于自转时观测者所见发光面积的变化而造成的)、星云变星(位于星云之中或之后的一些恒星，因星云移动，吸光率改变而形成亮度变化)等。可用倾斜转子模型解释的磁变星，也应归入几何变星之列。
物理变星，按变光的物理机制，主要分为脉动变星和爆发变星两类。脉动变星的变光原因是：恒星在经过漫长的主星序阶段以后(见赫罗图)，自身的大气层发生周期性的或非周期性的膨胀和收缩，从而引起脉动性的光度变化。理论计算表明脉动周期与恒星密度的平方根成反比。因此那些重复周期为几百乃至几千天的晚型不规则变星、半规则变星和长周期变星都是体积巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星周期约在1～50天之间的经典造父变星和周期约在，0.05～1.5天之间的天琴座RR型变星(又叫星团变星)，是两种最重要的脉动变星。观测表明，前者的绝对星等随周期增长而变小(这是与密度和周期的关系相适应的)，因而可以通过精确测定它们的变光周期来推求它们自身以及它们所在的恒星集团的距离，所以造父变星又有宇宙中的“灯塔”或“量天尺”之称。天琴座RR型变星也有量天尺的作用。
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。暂时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”。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
