普通天文学/质量

恒星的质量 - 以及它的化学成分 - 是它行为的关键。一旦确定了恒星的这两个特征，人们就可以计算出恒星核心的温度和气体的压力，以及作用在恒星本身内的引力强度。因此，恒星的质量和成分可以决定恒星的大小和光度。

那么，我们如何开始计算恒星的质量呢？双星可以帮助我们确定恒星的质量。

双星系统由两颗相互绕行的恒星组成。例如，开阳和辅星是两颗看起来（并非实际上）是双星的恒星；它们看起来在天空中的位置非常接近，但实际上它们彼此相距很远。然而，开阳是一颗真正的双星，由开阳A和开阳B组成，周期为 10,000 年。

由于双星的轨道取决于它们彼此之间的引力吸引，因此测量它们的轨道距离和完成一次轨道所需的时间可以用来计算恒星质量的总和。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 $M_{2}$ 是两颗恒星的质量， $P$ 是轨道的周期， $D_{1}$ 和 $D_{2}$ 是从每颗恒星的中心到双星系统质心的距离，而 $R$ 是两颗恒星中心的总距离，或 $(D_{1}+D_{2})$ .

天文学家通常用我们太阳的质量来表示天体的质量，一个太阳质量大约等于 1.99 x 10³⁰ 千克，或大约 4.39 x 10³⁰ 磅。

一个天体测量双星是通过观察恒星的自行运动而发现的。如果它呈波浪形，则表明存在双星；非双星恒星的自行运动呈直线。

一个食双星是通过观察一颗恒星被它的伴星遮挡而发现的。大陵五（英仙座β星）就是一个例子。

有三种不同类型的双星系统，它们提供有关这些恒星质量的信息。目视双星是指天文学家可以通过望远镜看到两颗恒星的双星系统。当这些类型的恒星足够靠近地球，使天文学家能够确定两颗恒星相互绕行的轨道大小和倾斜度时，就可以计算出它们的质量。

另一种提供恒星质量信息的双星系统被称为光谱双星。利用两颗恒星的光谱观测，可以测量两颗恒星相互绕行时的多普勒频移，天文学家可以收集到足够的数据以找到对这些双星质量的估计值。在这种类型的双星中，天文学家只能得出质量的下限，因为他们必须首先知道恒星在轨道上的方向。如果两颗恒星没有形成食双星，那么其中一颗恒星永远不会经过另一颗恒星的前面，因此天文学家无法计算出轨道的方向。

如前所述，使用双星系统来计算恒星质量通常会导致信息有限。以上确定质量的方法非常有用，因为已知其他值，但获得这些所需值可能很麻烦。例如，当观察一个天体测量双星时，我们无法看到确切的轨道。此外，即使是绘制的轨道也有问题，因为它们是真正三维的恒星运动二维表示。在这两种情况下，都需要额外的信息才能更准确地计算恒星的轨道和质量。因此，通常更容易计算双星系统的总质量。

天文学家已经计算出，迄今为止测量的所有恒星的质量范围为 ${\frac {1}{50}}$ 到 50 个太阳质量。

恒星的质量可以用来确定它的逃逸速度：物体逃逸恒星引力所需的最小速度。逃逸速度随着恒星质量的增加而增大，但随着恒星半径的减小而减小。计算逃逸速度的公式为

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

其中 $M$ 是 *质量*，而 $R$ 是 *半径*。

元素

除了提供光亮之外，恒星在生命的演化中还扮演着另一个重要角色：元素的创造！恒星在生命周期中会产生许多元素，这些元素会通过恒星风被抛射出来，当恒星抛射出外层大气形成行星状星云时，以及当恒星发生超新星爆炸时，这些元素会被抛射出来。事实上，除了氢和氦之外，所有元素都是由恒星产生的。这意味着构成植物、动物，甚至你自己的物质，曾经都是由恒星制造的！著名天文学家卡尔·萨根曾经说过：“我们是由星尘构成的。”

主序星由氢 (H) 和氦 (He) 组成。红巨星由比氦重的元素组成，一直到铁 (Fe)。铁是最稳定的元素，这意味着它是最难转化的元素。超新星会产生比铁重的所有元素，一直到锎 (Cf)。