普通天文學/質量

恆星的質量 - 以及它的化學成分 - 是它行為的關鍵。一旦確定了恆星的這兩個特徵，人們就可以計算出恆星核心的溫度和氣體的壓力，以及作用在恆星本身內的引力強度。因此，恆星的質量和成分可以決定恆星的大小和光度。

那麼，我們如何開始計算恆星的質量呢？雙星可以幫助我們確定恆星的質量。

雙星系統由兩顆相互繞行的恆星組成。例如，開陽和輔星是兩顆看起來（並非實際上）是雙星的恆星；它們看起來在天空中的位置非常接近，但實際上它們彼此相距很遠。然而，開陽是一顆真正的雙星，由開陽A和開陽B組成，週期為 10,000 年。

由於雙星的軌道取決於它們彼此之間的引力吸引，因此測量它們的軌道距離和完成一次軌道所需的時間可以用來計算恆星質量的總和。因此，可以使用以下方程式

$(M_{1}+M_{2})P^{2}=(D_{1}+D_{2})^{3}=R^{3}$

其中 $M_{1}$ 和 $M_{2}$ 是兩顆恆星的質量，$P$ 是軌道的週期，$D_{1}$ 和 $D_{2}$ 是從每顆恆星的中心到雙星系統質心的距離，而 $R$ 是兩顆恆星中心的總距離，或 $(D_{1}+D_{2})$.

天文學家通常用我們太陽的質量來表示天體的質量，一個太陽質量大約等於 1.99 x 10³⁰ 千克，或大約 4.39 x 10³⁰ 磅。

一個天體測量雙星是透過觀察恆星的自行運動而發現的。如果它呈波浪形，則表明存在雙星；非雙星恆星的自行運動呈直線。

一個食雙星是透過觀察一顆恆星被它的伴星遮擋而發現的。大陵五（英仙座β星）就是一個例子。

有三種不同型別的雙星系統，它們提供有關這些恆星質量的資訊。目視雙星是指天文學家可以透過望遠鏡看到兩顆恆星的雙星系統。當這些型別的恆星足夠靠近地球，使天文學家能夠確定兩顆恆星相互繞行的軌道大小和傾斜度時，就可以計算出它們的質量。

另一種提供恆星質量資訊的雙星系統被稱為光譜雙星。利用兩顆恆星的光譜觀測，可以測量兩顆恆星相互繞行時的多普勒頻移，天文學家可以收集到足夠的資料以找到對這些雙星質量的估計值。在這種型別的雙星中，天文學家只能得出質量的下限，因為他們必須首先知道恆星在軌道上的方向。如果兩顆恆星沒有形成食雙星，那麼其中一顆恆星永遠不會經過另一顆恆星的前面，因此天文學家無法計算出軌道的方向。

如前所述，使用雙星系統來計算恆星質量通常會導致資訊有限。以上確定質量的方法非常有用，因為已知其他值，但獲得這些所需值可能很麻煩。例如，當觀察一個天體測量雙星時，我們無法看到確切的軌道。此外，即使是繪製的軌道也有問題，因為它們是真正三維的恆星運動二維表示。在這兩種情況下，都需要額外的資訊才能更準確地計算恆星的軌道和質量。因此，通常更容易計算雙星系統的總質量。

天文學家已經計算出，迄今為止測量的所有恆星的質量範圍為 ${\frac {1}{50}}$ 到 50 個太陽質量。

恆星的質量可以用來確定它的逃逸速度：物體逃逸恆星引力所需的最小速度。逃逸速度隨著恆星質量的增加而增大，但隨著恆星半徑的減小而減小。計算逃逸速度的公式為

${\sqrt {\frac {2GM}{R}}}$

其中 $M$ 是 *質量*，而 $R$ 是 *半徑*。

元素

除了提供光亮之外，恆星在生命的演化中還扮演著另一個重要角色：元素的創造！恆星在生命週期中會產生許多元素，這些元素會透過恆星風被拋射出來，當恆星拋射出外層大氣形成行星狀星雲時，以及當恆星發生超新星爆炸時，這些元素會被拋射出來。事實上，除了氫和氦之外，所有元素都是由恆星產生的。這意味著構成植物、動物，甚至你自己的物質，曾經都是由恆星製造的！著名天文學家卡爾·薩根曾經說過：“我們是由星塵構成的。”

主序星由氫 (H) 和氦 (He) 組成。紅巨星由比氦重的元素組成，一直到鐵 (Fe)。鐵是最穩定的元素，這意味著它是最難轉化的元素。超新星會產生比鐵重的所有元素，一直到鉲 (Cf)。