Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# 恆行星[编辑]

一顆恆行星想像圖，比次棕矮星還小的**失敗恆星恆行星**（Planetar）是指比次棕矮星還小的行星質量等級的天體，它的質量比太陽質量的0.004倍還要低（低於4倍木星質量），甚至可能比木星質量還低，溫度比行星略高。此類星體是以恆星形成的方式，經由氣體雲的坍縮形成，溫度是來自原恆星階段來自重力能量的加熱或摩擦造成的溫度，但因質量太小無法發生核融合反應，故無法進入主序星階段，原恆星階段結束後即開始冷卻。

另外，恆行星也可以指次棕矮星，或核融合完全停止的棕矮星，質量很小的紅矮星當氫耗盡時，若質量太小無法收縮變成白矮星，而形成一個冷卻的氣體天體，也可以稱做恆行星。

恆行星還有另外的定義，就是不繞任何恆星公轉、自由漂浮在宇宙或繞著星系中心公轉的星際行星，他們可以比上述天體還小，甚至低於地球質量（0.000006太陽質量），形成原因可能是是受到其他行星等天體的引力影響而被拋出原本繞著公轉的行星系統，或是在行星系統形成期間被彈射出來原行星。

已經提出了兩個定義，但也取得了在天文學和行星科學界廣泛使用。

恆行星（Planetar）一詞是由「planet」（行星）與「star」（恆星）的組合，意即體型介於行星和恆星之間的天體，目前還沒有確定的中文翻譯，或中文翻譯還沒有共識，可以稱做**恆行星**、**次恆星**、**超行星**、**矮次棕矮星**。

* 次棕矮星
* 星際行星
* 氣態巨行星
* 棕矮星
* 亚恒星

## 參考資料

* arXiv: Infrared Spectroscopy of Substellar Objects in Orion *P. W. Lucas, P. F. Roche, France Allard, Peter H. Hauschildt* Mon, 14 May 2001 09:08:51 GMT (accessed: 25 August 2006)
* Royal Astronomical Society: FREE-FLOATING PLANETS CONFIRMED Thursday, 29 March 2001 (accessed: 25 August 2006)

* news@Nature.com （页面存档备份，存于互联网档案馆） (subscription required): Lonely planets float free （页面存档备份，存于互联网档案馆） *Tom Clarke* 04 Apr 2001 (accessed: 25 August 2006)
* Strange New Worlds Could Make Miniature Solar Systems （页面存档备份，存于互联网档案馆） Robert Roy Britt (SPACE.com) 5 June 2006 11:35 am ET
* Working Group on Extrasolar Planets - Definition of a "Planet" POSITION STATEMENT ON THE DEFINITION OF A "PLANET" (IAU) 2003
# 次棕矮星[编辑]

我們的太陽、年輕的次棕矮星和木星大小的比較。等到次棕矮星的晚期，它會逐漸冷卻並收縮。
不同等级的恒星比较，到了最右边即为行星。
**次棕矮星**（英語：sub-brown dwarf）是一種與恆星及棕矮星形成方式相同（即透過星雲塌縮而成），但擁有行星等級質量的天體。它們的質量甚至比棕矮星的質量下限（木星質量的13倍）還要低，因此它們並非棕矮星，故名「次棕矮星」。不同於棕矮星的性質，它們的質量不足以進行氘的融合。

## 失敗的棕矮星

一顆次棕矮星想像圖
次棕矮星是以恆星形成的方式，經由氣體雲的坍縮形成，而不是經由拱星盤的核心坍縮或吸積，因此並非行星。但是，次棕矮星和行星之間的差異至今仍不清楚。因此，天文學家們便分為兩個陣營，分別支持和反對以一顆行星的形成方式和過程，作為劃分天體的分類方法。

自由浮動的次棕矮星在外觀上與一個被拋出行星系統的氣體星際行星並無差異，因此很難被區分出來。同樣，次棕矮星很容易被另一個恆星捕獲，使之環繞該恆星公轉。這便會令到被捕獲的次棕矮星看似一個氣體巨行星，同樣很難被區分出來。為此，國際天文學聯合會太陽系外行星工作組（International Astronomical Union Extra-Solar Planets Working Group）為次棕矮星作出定義，即「一個在年輕星團中自由浮動，但質量少於棕矮星質量下限的天體。」

### 質量下限

一個能夠透過氣體雲坍縮形成的次棕矮星的質量必須大於一木星質量。這是因為氣體雲透過重力收縮是需要以散熱的方式釋放能量，而這亦會被氣體的不透明度所限制，故質量必須大於一木星質量才能有足夠的重力進行坍縮。一個質量為三木星質量的天體現在被懷疑是一個次棕矮星。

## 矮次棕矮星

矮次棕矮星，是指比次棕矮星還小的行星質量等級的天體。這些矮次棕矮星的質量甚至低於木星質量，因此無法進行核融合反應，故未能成為主序星，並在原恆星階段結束後即開始冷卻。

## 星際天體

一個備用的定義包含相同的質量範圍（低於棕矮星，但是在行星的質量範圍），但是不受任何恆星的引力影響。這些通常屬於自由漂浮行星，這種用法是國際天文聯合會對太陽系外行星的一種臨時定義。

## 被懷疑是次棕矮星的天體

### 環繞恆星公轉

關於這些天體是次棕矮星還是行星，科學界至今還沒有達成共識。

* WD 0806-661 B
* 室女座DT c

### 環繞棕矮星公轉

關於這些天體是次棕矮星還是行星，科學界至今還沒有達成共識。

* 2MASS J04414489+2301513的伴星，其質量為5–10木星質量
* 2M1207b

### 自由漂浮行星

* S Ori 52
* UGPS J072227.51-054031.2
* 蝘蜓座110913-773444
* CFBDSIR2149-0403
* 2MASS J044144
* 2M1207b
* SCR 1845-6357 B
* OTS 44
* UGPS J0722-05

## 相關條目

* 棕矮星
* 恆行星
* 星際行星
* 氣體巨行星
* 紅矮星
* 熱木星

## 參考資料
# 次海王星[编辑]

**次海王星**可以指半徑比海王星小的行星，然而它的質量可能更大，或者指質量比海王星小的行星，然而它可能有更大的半徑，比如泡芙行星，這兩種含義甚至可以在同顆行星上使用。

儘管類海王星行星只是質量比次海王星稍微大一點的行星，但卻罕見得多。這個「半徑懸崖」將次海王星（半徑＜3個地球半徑）與海王星（半徑＞3個地球直徑）分隔開來。這種半徑懸崖被認為是因為在氣體吸積的形成過程中，大的小行星大氣層達到了迫使氫氣進入岩漿海洋所需的壓力，從而封锁了半徑的增長。然後，一旦岩漿海洋飽和，半徑就可以繼續增長。然而，因為它們需要更多的氣體，擁有足够氣體達到飽和的行星要少得多。

2023年11月29日，天文學家報告發現了六顆圍繞恒星HD 110067運行的次海王星系外行星，半徑從1.94 *R*🜨到2.85 *R*🜨。

## 相關條目

* 超級地球
* 迷你海王星
* 巨無霸地球

## 延伸讀物

* The nature and origins of sub-Neptune size planets （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Jacob L. Bean, Sean N. Raymond, James E. Owen, 22 Oct 2020

## 參考資料
# 脈衝星行星

畫家筆下的PSR B1257+12脈衝星行星系統想像圖
**脈衝星行星**（英語：Pulsar planet）是圍繞脈衝星公轉的行星，而脈衝星即高速自轉的中子星。首個被發現的脈衝星行星即為首個被發現的系外行星。

## 發現

脈衝星的行星通常以脈衝計時來傾測，因脈衝星的自轉速度幾乎不變，因此人們透過精密的儀器來偵測脈衝的變化，較易便可推斷到該脈衝星是否有行星存在，並可透過變化的出現計算行星公轉週期。首顆被發現有行星的脈衝星為一顆毫秒脈衝星。因為其環繞的恆星獨特性，所以是最早被發現的太陽系外行星。

於1991年，英國物理學家安德魯·萊恩宣佈他發現了一個環繞著脈衝星PSR 1829-10公轉的行星。但是，他後來收回了此宣佈，令到最早被發現的脈衝星行星仍然是PSR B1257+12的行星。

於1992年，天文學家亞歷山大·沃爾茲森和戴爾·弗雷宣佈他們發現了脈衝星PSR 1257+12的行星系有著多個行星。他們於1983年發現PSR B1257+12號星體中有不尋常的發現，在較後的1990年確認是脈衝星，並在1992年確認其有行星。這是最早被發現的系外行星。他們隨後又利用相同的方法發現兩個質量較低的脈衝星行星。

於2000年，天文學家發現脈衝星PSR B1620-26擁有一個环联星运转行星（PSR B1620-26c），該行星环繞著脈衝星和白矮星PSR B1620-26公轉。該行星是人類至今發現最年老的行星，其年齡為126億年。

於2006年，人們於一顆距離地球13,000光年，名為4U 0142+61的脈衝星，發現一個原行星盤。發現團隊由麻省理工的Deepto Chakrabarty領導，使用史匹哲太空望遠鏡觀測。人們認為這個原行星盤由富含金屬的超新星爆發殘餘物質所組成，而這顆脈衝星據估計於距今10萬前發生超新星爆發。除此之外，不少與太陽相似的恆星也擁有與這顆脈衝星類似的原行星盤，因此這顆脈衝星的原行星盤或會形成新的行星。受到脈衝星釋放的強大電磁輻射影響，這些新行星也不可能出現生命。

於2011年，天文學家宣佈他們發現了一個環繞著脈衝星PSR J1719-1438公轉的恆星剩餘核心。該恆星因恆星蒸發而變成現在的模樣。該核心的密度比水大23倍，直徑為55,000公里，質量和木星相若，公轉周期為2小時10分鐘，半長軸為600,000公里。這個核心很可能是一個白矮星的鑽石核心，質量約為1031克拉。

## 行星列表

### 已確認的行星

| 脈衝星
 | 行星編號
 | 質量
 |
| --- | --- | --- |
| PSR B1620-26
 | PSR B1620-26c
 | 木星2.5倍
 |
| PSR B1257+12
 | PSR B1257+12 A
 | 地球0.020倍
 |
| PSR B1257+12 B
 | 地球4.3倍
 |
| PSR B1257+12 C
 | 地球3.90倍
 |
| PSR B1257+12 D
 | 地球0.0004倍
 |

### 候選行星

| 脈衝星
 | 行星編號
 | 質量
 | 半長軸 （AU） | 軌道週期
 | 宣布日期
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| PSR J1719-1438
 | PSR J1719-1438 b
 | 約木星1倍
 | 0.0004
 | 2.176951032小時
 | 2011年8月25日
 |

### 懷疑存在的行星

| 脈衝星
 | 行星編號
 | 質量
 |
| --- | --- | --- |
| Geminga
 | Geminga b
 | 地球1.7倍
 |
| PSR B0329+54
 | PSR B0329+54 A
 | 地球0.3倍
 |
| PSR B0329+54 B
 | 地球2.2倍
 |
| PSR B1828-10
 | PSR B1828-10 A
 | 地球3倍
 |
| PSR B1828-10 B
 | 地球12倍
 |
| PSR B1828-10 C
 | 地球8倍
 |

### 原行星盤

| 脈衝星
 | 原行星盤
 |
| --- | --- |
| 4U 0142+61
 | 4U 0142+61的原行星盤
 |

## 參考

* 太陽系外行星
* 脈衝星

## 參考文獻
# 冷木星[编辑]

一顆藝術家想像的冷木星。
**冷木星**（英語：Cold Jupiter），亦稱**雙生木星**（Jupiter-twins〕是一種系外氣體巨行星，它們的質量接近或是超過木星質量（1.9 × 1027 kg），並且以與太陽系類木行星相大致相同形式的軌道繞著其母恆星公轉。在我們的太陽系內，木星和土星都是這一類型行星。「冷木星」意味著行星的軌道位於行星系外側較冷的區域內，但卻並未考慮來自行星的內熱。

## 結構

太陽系冷木星和冰巨星的內部構造
冷木星約90%的大氣層都是由氫氣組成，而氦氣則構成了大氣層的3至12%不等。這些輕元素佔了行星大氣層的總質量超過90%，而剩餘的僅為其他氣體。這些氣體包括甲烷、水蒸氣和氨氣。在其濃厚的大氣層下，可能存在一個固體的核心。這個固態核心主要由融熔岩石組成，而行星的重元素也主要集中在核心中。但是，由於冷木星本身的質量較大，其內部產生的壓力有可能將核心融化掉，並因此令到整個行星再沒有任何固體表面的存在。

## 物理特徵

太陽、木星、地球與月球的半徑比例圖
冷木星是其中一種擁有最大體積的行星。它們能容納數百個地球，甚至逾千個地球。它們的質量亦非常高，一般比地球重數十倍，但部分比地球重數百倍。儘管如此，相比起恆星的質量，冷木星仍然相對輕得多。而因為它們是氣體巨行星，所以其密度較低，約為每立方厘米1克，比類地行星的密度（每立方厘米3-6克）低得多，部分冷木星密度更低於水的密度（每立方厘米1克）。如果將它們放在水中的話,它會浮在水中呢!冷木星的自轉週期亦非常之短促，通常少於半個地球日。而由於冷木星的密度較低、自轉較快和流體本質的可變性，所以它們的扁率比類地行星要高得多。因為冷木星距離母恆星較遠，所以它們的軌道週期較長，例如木星的軌道週期約為12年。而同樣校由於它們距離母恆星較遠，所以其表面溫度僅為100 K至200 K。儘管如此，它們所產生的內熱卻可達20000 K，全因其巨大壓力所致。而且，克赫歷程更能讓這些冷木星釋放的熱力比從恆星接收的熱力還要多。

在薩達斯基太陽系外行星分類法中，冷木星主要為第一型行星，即氨雲型行星。它們以氨作為雲的主要成分，並且溫度必須在150 K以下才能形成。熱木星主要為第四型和第五型行星。而第二型和第三型則徘徊在冷木星和熱木星之間，因為它們的表面溫度不符合「冷」木星的要求，但溫度又不及熱木星般高。

## 太陽系中的冷木星

木星的內部結構，其中大部分為金屬氫。
### 木星

「冷木星」一名是取自木星，這代表木星是冷木星的一個典型例子。木星的規模非常大，其半徑為71,492公里，約為地球的11倍。而其體積則為1.43128×1015立方公里，約為地球的1300倍。
其規模是如此的大，木星本身甚至能容納太陽系中除太陽外的所有天體。其質量也非常大，約為地球的300倍，比太陽系中其他天體的質量總和還要重2.5倍。儘管其規模和質量均位列太陽系之最，但其密度仍然相對較低。作為一個氣體巨行星，其平均密度為每立方厘米1.326克，比地球（約每立方厘米5.5克）低得多。其自轉週期為9.925小時，是太陽系自轉週期最短的行星。

木星的半長軸為5.2 AU，軌道周期為11.8年。由於距離太陽甚遠，故其表面溫度僅為165 K（-108℃）。在木星的大氣中，有約90%的成分為氫，10%為氦，而剩餘的質量則主要為甲烷、氨和氘化氫。而在90%的氫中，金屬氫又佔了大多數。

### 土星

土星的環系統

土星是太陽系中物理特徵與木星最相似的行星，其本身也是一個冷木星。土星最明顯的特徵在於其明顯的行星環系統，而很多系外冷木星相信也具有環系統。土星的規模比木星稍小，體積僅為地球的760倍。其質量則比木星小得多，僅為地球的95倍。由於其密度非常低（每立方厘米0.687克），所以土星能夠浮在水上。其自轉週期（10小時32-47分鐘）比木星慢，但仍然快於類地行星。

土星的半長軸為9.6 AU，軌道周期為29年。土星與太陽的距離比木星還要遠一倍以上，所以其表面溫度僅為134 K（-139℃）。土星96%的大氣層為氫，3%為氦。與木星相同，土星大氣層剩餘1%質量主要為甲烷、氨等氣體。

### 天王星和海王星

儘管天王星和海王星均為氣體巨行星，且它們的表面溫度均比木星和土星還要低，但是因為它們的大氣結構與木星和土星不同，只有20%的成份是氫氣，因此並不能被歸類為冷木星，而會被歸類為冰巨星或冷海王星。

## 熱木星

蓬鬆行星（右）與木星（左）的大小比較
主条目：热木星
與冷木星相反，熱木星是指因距離母恆星非常接近，所以表面溫度極高的氣體巨行星。它們的半長軸通常為0.5至0.015 AU，表面溫度因恆星的加熱而上升至數百開氏度。儘管如此，其物理特性在很多方面卻與冷木星相同。另外，這些熱木星其實原本也是一個冷木星，但後來因各種原因而進行了行星遷移，並變得如此接近母恆星。部份熱木星更會因恆星加熱而變成蓬鬆行星，即質量比木星小，但體積卻比木星大的氣體巨行星。

## 已知的冷木星

藝術家筆下的飛馬座V342b

* 木星
* 土星
* 武仙座14c
* 大熊座47c
* 大熊座47d
* 巨蟹座55d
* 波江座εb
* 天壇座μe
* 北落師門 b
* 葛利斯777b
* OGLE-2006-BLG-109Lb
* OGLE-2006-BLG-109Lc
* VB 10b
* HR 8799 b
* HR 8799 c
* HR 8799 d
* 2M1207b
* HD 70642b
* HD 154345 b

## 相關條目

* 熱木星
* 冷海王星

## 參考資料

* Rodriguez, Joshua. Planet-hunting method succeeds at last. Planet Quest. NASA. 28 May 2009  [7 September 2009]. （原始内容存档于2009年9月4日）.
# 原行星

一顆倖存的原行星：灶神星。
**原行星**或**行星胚胎**是一类起源於原行星盤內的月球至火星尺寸级别、經過部分熔融產生了分化的內部的天体。原行星被認為是由公里级别大小的微行星进一步吸积形成的，这些小天体在引力作用下摄动擾亂彼此的軌道並发生碰撞，在不断汇集了行星级别的质量后因流体静力平衡形成球形的矮行星，最终演化成独占轨道的标准行星。

## 微行星假說

微行星是由塵埃、岩石和其它物質形成的物體，大小從公尺到數百公里不等。
根據張伯倫-莫爾頓微行星假說和維克托·薩夫羅諾夫的理論，在行星系統形成的早期，由氣體和塵埃等物質組成的原行星盤將圍繞恒星運行。引力對這些物質的作用會形成越來越大的團塊，直到有些達到微行星的大小。

人們認為，微行星的碰撞創造了幾百個更大的行星胚胎。在數億年的時間裏，它們相互碰撞。行星胚胎碰撞以組裝行星的確切順序尚不清楚，但據認為，最初的碰撞會用生成更少但更大的個體組成的第二代胚胎取代第一代胚胎；這些胚胎又會碰撞，產生第三代更少但更大的胚胎。最終，只剩下少數胚胎，它們相撞完成了行星本身的組裝。

早期的原行星含有更多的放射性元素，由於衰變，其數量隨著時間的推移而减少。由於放射性、撞擊和重力壓力的加熱，原行星在向行星生長的過程中熔化了部分。在熔化區，較重的化學元素下沉到中心，而較輕的元素則上升到表面。這樣的過程被稱為行星分化。一些隕石的成分表明，一些小行星發生了分化。

## 太陽系中的證據

就太陽系而言，人們認為微行星的碰撞創造了幾百個行星胚胎。這種胚胎類似於穀神星和冥王星，質量約為1022至1023公斤，直徑為幾千公里。

根據大碰撞說，月球是在太陽系的歷史早期，由一顆名為特亞的假想原行星與地球的巨大撞擊形成的。

在太陽系內部，三顆或多或少完好無損的原行星是矮行星穀神星、小行星智神星和灶神星。靈神星很可能是與另一個物體猛烈撞擊並逃跑的倖存者，該物體剝離了原行星的外層岩石層。小行星穎神星也可能與靈神星有相似的起源歷史。小行星司琴星也具有類似原行星的特徵。古柏帶的矮行星也被援引為原行星。因為在地球上發現了鐵隕石，所以人們認為在小行星帶上可能曾經有其它金屬核心的原行星被破壞，而它們是這些隕石的來源。

## 太陽系外原行星

2013年2月，天文學家首次直接觀測到一顆候選原行星在一顆遙遠恆星HD 100546周圍的氣體和塵埃盤中形成。隨後的觀測表明，氣盤中可能存在幾顆原行星。

另一顆觀測到的原行星御夫座AB b可能處於氣態巨星形成的最早階段。它位於御夫座AB恆星的氣體盤中。御夫座AB是已發現的最大系外行星之一，其軌道遙遠，從地球觀察其距離是海王星與太陽距離的三倍。御夫座AB b的觀測可能會挑戰關於行星如何形成的傳統思維。昴星團望遠鏡和哈伯太空望遠鏡觀測到這顆原行星。

原行星盤中的環、間隙、螺旋、塵埃濃度和陰影可能是由原行星引起的。但這些結構尚未被完全理解，因此不被視為原行星存在的證據。研究原行星對星盤影響的一種新興方法，是以氣體速度圖的形式，對原行星盤的分子線進行觀測。HD 97048 b 是第一顆在氣體速度圖中以扭結形式被盤運動學探測到的原行星。

已確認的原行星列表（文獻中稱為「原行星」）
| 恆星
 | 系外行星
 | 質量
(*M*J)

 | 週期
(年)

 | 分離
(AU)

 | 與地球距離
(秒差距)

 | 發現年度
 | 檢測科技
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| PDS 70
 | PDS 70 b
 | 3±1
 | 119
 | 20±2
 | 112
 | 2018
 | 直接成像
 |
| PDS 70 c
 | 8±4
 | 227
 | 7001340000000000000♠34+6 −3 | 112
 | 2019
 | 直接成像
 |
| HD 97048
 | HD 97048 b
 | 2.5±0.5
 | 956
 | 130
 | 184
 | 2019
 | 盤運動學
 |
| HD 169142
 | HD 169142 b
 | 3±2
 | 167
 | 37.2±1.5
 | 114
 | 2014/2023
 | 直接成像
 |

### 未確認的原行星

對原行星的可靠探測是困難的，因為原行星通常存在於富含氣體的原行星盤中。這種盤面可以通過稱為盤片碎片化的過程產生超密度。這些碎片可能小到無法解析，因而在觀測的數據中呈現（模仿）原行星的外觀。一些已知的原行星候選者仍未經證實，但有一些探測結果後來受到質疑。

未經證實/有爭議/駁斥的原行星列表
| 恆星
 | 系外行星
 | 質量
(*M*J)

 | 週期
(年)

 | 分離
(AU)

 | 與地球的距離
(秒差距)

 | 發現年代
 | 有爭議/
未經證實/
駁斥

 | 檢測科技
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| LkCa 15
 | LkCa 15 b
 |  |  | 12.7
 |  | 2012
 | 2019年被駁斥
 | 直接成像
 |
| LkCa 15 c
 |  |  | 18.6
 |  | 2015
 | 直接成像
 |
| LkCa 15 d
 |  |  | 24.7
 |  | 2015
 | 直接成像
 |
| HD 100546
 | HD 100546 b
 | 4-13
 | 249
 | 53±2
 | 108
 | 2015
 | 在2017年有爭議
 | 直接成像
 |
| 御夫座AB
 | 御夫座AB b
 | 9
 |  | 94±49
 | 156
 | 2022
 | 在2023年 和 2024年有爭議
 | 直接成像
 |
| 戈麥斯漢堡 | 戈麥斯漢堡 b
 | 0.8-11.4
 |  | 350±50
 | 250
 | 2015
 | 未經確認的候選者
 | 直接成像
 |
| IM Lupi |  | 2-3
 |  | 110
 |  | 2022
 | 未經確認的候選者
 | 盤運動學
 |
| HD 163296
 | multiple?
 |  |  |  |  | 2022
 | 未經確認的候選者
 | 盤運動學
 |
| Elias 2-24
 |  | 2-5
 |  | 52
 |  | 2023
 | 未經確認的候選者
 | 直接成像 + 盤運動學
 |

## 相關條目

* 吸積
* 核融合體
* 中介行星
* 微行星
* 原行星云
* 原行星盘
* 恆行星

## 參考資料

* Thread on the definition of a protoplanet (Minor Planet Mailing List : July 15, 2011)
# 超低溫矮星[编辑]

太陽和超低溫矮星TRAPPIST-1的體積比較。
**超低溫矮星**（**Ultra-cool dwarf**）是指光譜為M型的恆星或亞恆星，並且表面有效溫度低於2,700 K（2,430 °C）。TRAPPIST-1是超低溫矮星中最廣為天文界所知道的一個例子。

## 概要

超低溫矮星的概念最早是在1997年由天文學家大衛·柯克派屈克、托德·亨利和麥克·歐文提出。今日該型恆星的定義為光譜型為M7或更晚期型光譜的極低質量的天體，甚至延伸到光譜型接近L4的棕矮星。並且他們認為鄰近太陽的星際空間中有15%的天體是超低溫矮星。

現有的行星形成的模型顯示，由於超低溫矮星的低質量和小尺寸的原行星盤，這些恆星周圍可以形成種類相對豐富的類地行星，尺寸可相當於從水星到地球尺寸，但無法形成超級地球，或類似木星的巨大行星。TRAPPIST-1行星系統發現七顆類似地球的行星似乎驗證了這種吸積模式。

由於其氫融合速率相較於其他低質量恆星是極為緩慢，超低溫矮星的年齡可達到數千億年，體積最小的甚至可超過1兆年。由於宇宙年齡僅有138億年，所有超低溫矮星都相對年輕。模型預測，在超低溫矮星生命結束時，它們之中最小的將成為藍矮星，而不是膨脹成紅巨星。

## 參考資料
# 星周盤[编辑]

HD 141943和HD 191089的星周盤。
**星周盤**（英語：Circumstellar disk）是由氣體、塵埃、微行星或軌道中圍繞恆星的碰撞碎片等，組成薄餅狀或環狀的堆積物。它們環繞在最年輕的恆星周圍，是形成行星物質的儲備庫。在成熟的恆星周圍，他們顯示微行星已經形成；在白矮星的附近，它們是在整個恆星演化過程中倖存下來的物質。這些盤狀物可以在各種不同的管道上呈現出來。

## 年輕的恆星

SAO 206462是有一個不尋常星周盤的恆星。

根據廣為接受的恆星形成模型，有時被稱為星雲假說，一顆年輕恆星（原恒星）是由巨分子雲內的一團物質的引力坍縮形成的。這些匯入的物質具有一定量的角動量，這導致一個氣態的原行星盤在轉動的年輕恆星周圍形成。原行星盤是由稠密氣體和塵埃組成，繞著原恆星旋轉的圓盤，並繼續供應物質給中心恆星。它主要以氣體的形式存在，而氣體本身主要是氫，質量可能只有中心恆星的百分之幾。主要的吸積階段可以持續數百萬年，吸積率通常在每年10−7和10−9太陽質量之間。

圓盤在所謂的金牛T星階段逐漸冷卻。在這個圓盤中，可以形成由岩石和兵組成的小塵埃顆粒；這些顆粒可以凝結成為微行星。如果圓盤有足夠大的質量，吸積就會開始失控，導致行星胚胎出現。行星系統的形成被認為是恆星形成的自然結果，一顆類似太陽的恆星通常需要一億年才能形成。

## 太陽系周圍

藝術家想像下，圍繞在過渡成年輕恆星周圍的一個星周盤。
* 主小行星帶：太陽系中位於火星和木星軌道之間的一個小天體庫。它是行星際塵埃的來源。
* 古柏帶：超越海王星軌道的小天體區域。
* 離散盤：超越海王星軌道的小天體區域。
* 希爾雲：在內歐特雲的一個環型體。外歐特雲的形狀更接近球型，形成星周包層。

## 聯星系統

天蠍座AK周圍環繞的聯星周盤，是在天蠍座的一個年輕恆星系統。盤面的影像是用ALMA拍攝的。
氣體匯入一個聯星系統，就可以形成星周盤和聯星周盤。這種星周盤可以方生在任何一個聯星系統中，匯入其中的氣體含有一定程度的角動量。隨著角動量增加的水準，可以觀察到一般星周盤形成的過程：

* 主星周盤是繞著聯星系統主星（即質量較大的恒星）運行的圓盤。如果匯入的氣體存在著角動量，這個圓盤將通過吸積形成。
* 次星周盤是圍繞聯星系統的伴星（即質量較小的恆星）運行的圓盤。這個星周盤只有匯入的氣體有足夠的角動量時才會形成。所需要的角動量取決於主星與半星的質量比。
* 聯星周盤是圍繞主星和伴星運行的星周盤。聯星周盤形成的時間比主星周盤和次星周盤晚，並且其內半徑遠大於聯星系統的軌道半徑。一個聯星周盤的質量上限約為0.005太陽質量，此時，聯星系統一般不太能擾動聯星周盤，使氣體進一步吸積到主星周盤和次星周盤上。聯星周盤的一個例子是在金牛座GG周圍看到的星周盤。一旦星周盤形成，由於聯星引力的作用，通過微轉矩在星周盤的物質中產生螺旋狀的密度波。這些星周盤大部分與聯星的平面形成軸對稱，但對於巴丁-佩特森效應這樣的過程是可能的：未對齊的偶極子磁場和輻射壓力使一個最初扁平的圓盤產生明顯的扭曲或傾斜。

## 塵埃

* 岩屑盤包括微星和少量經由碰狀和蒸發產生的氣體與微細的塵埃。原始的氣體和小塵埃粒子已經被擴散和積累成行星。
* 黃道光或行星際塵埃是太陽系在創造時經由小行星的碰撞和彗星的蒸發產生的物質，形成在地球上的觀測者在黃昏後或日出前看到沿著黃道面散射的微光。
* 外星黃道塵是環繞著其它恆星的塵埃，類似於在太陽系中環繞著我們太陽的黃道光。

## 相關條目

* 吸積盤
* 星周包層
* 被破壞的行星
* 太陽系外行星
* 太陽系的形成和演化
* 彼得潘盤
* KIC 8462852：塔比星━奇怪的暗星。
* WD 1145+017：毀滅星體，產生一個塵土飛揚的圓盤。

## 參考資料

* McCabe, Caer. Catalog of Resolved Circumstellar Disks. NASA JPL. May 30, 2007  [2007-07-17]. （原始内容存档于2016-06-12）.
# 星周包層[编辑]

**星周包層**是恆星的一部分，具有大致球形的形狀，但不會受到重力吸引到恆星的核心。通常星周包層形成於稠密的恆星風或出現在恆星形成之前。老年恆星的星周包層最終將會演變成原行星雲，而初期恆星體的星周包塵會發展成為星周盤。

## 星周包塵的類型

* AGB恆星的星周包層
* 環繞著初期恆星體的星周包層

## 相關條目

* 星周塵
* 共通包層
* 恆星演化
* CSE

## 參考資料
# 岩屑盤[编辑]

環繞著顯微鏡 AU的岩屑盤。影像來源：哈伯太空望遠鏡。
**岩屑盤**（Debris disk）是由塵埃和岩屑組成，環繞在恆星周圍成盤狀的星周盤，在年輕的和發展中的恆星都曾經發現過，而且至少也已經發現一顆中子星有岩屑盤環繞著。它們在行星系形成的過程，可以被視為是原行星盤的階段。它們也可能是星子在碰撞階段產生和剰餘下來的殘骸。

迄2001年，可能有岩屑盤的候選者已經超過900顆恆星。它們通常都是在紅外光觀察時特別明亮的恆星系，並且看起來發射出過量的輻射。這些過量的紅外線輻射都是由恆星發射出的能量被星周盤吸收，然後再以紅外線輻射出來的。

在聯星系統中，當主星在被掩蔽的情況下，有些岩屑盤的影像可以直接被觀測到。

## 觀測的歷史

在1984年，IRAS在織女星周圍發現了第一個岩屑盤。開始時，相信它是一個原行星盤，隨後在盤中找到的不規則性被認為是行星體已經出現了。但是因為盤中缺乏氣體，現在認為他只是一個岩屑盤。在北落師門和繪架座 β也都發現了相似的岩屑盤。

到了1998年，在鄰近的巨蟹座55發現了岩屑盤，這也是一個已知有行星系的恆星。環繞著波江座 ε的岩屑盤所受到的攝動顯示有行星環繞著這顆恆星，並且可以據此推測行星的質量和軌道。

## 起源

典型岩屑盤中的小顆粒大約是1–100 μm的大小。來自炙熱恆星的輻射，因為坡印亭-罗伯逊效应的作用，會使這些顆粒以螺旋的路徑內移，因此岩屑盤的生命期大約是一千萬年或更短些。所以，若要維持盤的存在，就需要有連續不斷的過程來補充，例如，盤中較大顆粒的互相碰撞就是一種可能性。碰撞可以使大的顆粒變小，繼續不斷的碰撞可以使顆粒變得更小。

為了讓碰撞能在岩屑盤中持續，必須有足夠大的物體在盤中產生重力擾動來產生足夠的碰撞速度。一個環繞著恆星的行星系，或是聯星的伴星或是另一顆恆星的接近，都可以可以產生如此的攝動。

## 已知的環帶

除了太陽之外，已經知道一些鄰近的恆星有岩屑或塵埃構成的環帶。表列如下：

| Star
 | 光譜 分類
 | 距離 (ly)
 | 軌道 (AU)
 |
| --- | --- | --- | --- |
| 波江座 ε
 | K2V
 | 10.5
 | 35–75
 |
| 鯨魚座 τ
 | G8V
 | 11.9
 | 35–50
 |
| 織女
 | A0V
 | 25
 | 86–200
 |
| 顯微鏡 AU
 | M1Ve
 | 33
 | 50–150
 |
| HD 69830
 | K0V
 | 41
 | <1
 |
| 巨蟹座55 A
 | G8V
 | 41
 | 27–50
 |
| 大熊座 π1 | G1.5Vb
 | 46.5
 | ?
 |
| HD 139664
 | F5IV-V
 | 57
 | 60–109
 |
| 烏鴉座 η
 | F2V
 | 59
 | 100–150
 |
| HD 53143
 | K1V
 | 60
 | ?
 |
| 繪架座 β
 | A5V
 | 63
 | 25–550
 |
| 天兔座 ζ
 | A2Vann
 | 70
 | 2–8
 |
| HD 92945
 | K1V
 | 72
 | 45–175
 |
| HD 107146
 | G2V
 | 88
 | 130
 |
| 北落師門
 | A3V
 | 133
 | 25
 |
| HD 98800
 | unknown
 | 150
 | 1
 |
| HD 12039
 | G3-5V
 | 137
 | 5
 |
| HD 15115
 | F2V
 | 150
 | 315–550
 |
| HR 4796 A
 | A0V
 | 220
 | 200
 |
| HD 141569
 | B9.5e
 | 320
 | 400
 |
| HD 113766 A
 | F4V
 | 430
 | 0.35–5.8
 |

環帶的軌道距離只是一個估計的距離或範圍，可能是從影像上直接測量得到的，也可能是依據溫度推導出來的。地球到太陽的平均距離是1AU。

## 相關條目

* 吸積盤
* 小行星帶
* 古柏帶
* 原行星盤

## 參考資料

* McCabe, Caer. Catalog of Resolved Circumstellar Disks. NASA JPL. 2007-05-30  [2007-07-17]. （原始内容存档于2016-06-12）.
# 宇宙塵埃[编辑]

多孔球粒陨石行星际尘埃粒子
**宇宙塵**（英語：Cosmic Dust）是發生在外太空或落在地球上的灰塵。大多數宇宙塵埃顆粒的尺寸在幾個分子到 0.1 毫米（100 微米）之間，例如微流星體。較大的顆粒稱為流星體。是由眾多細小粒子組成的一種固態塵埃，自宇宙大爆炸起，便四散在浩瀚宇宙之中。宇宙塵的組成包含矽酸鹽、碳等元素以及水分，部分來自彗星、小行星等星體的崩解而產生。

宇宙塵對一個天體的誕生亦有影響，例如一個星體崩壞後所產生的宇宙塵，在經過漫長的宇宙旅程後，可能與一個正在形成的星體撞上，於是又循環成為了一個新的星體。在太陽系中，木星、土星、天王星、海王星等行星的光環，即是由於在行星初形成時，碎裂的宇宙塵未能融為星球的主體，但卻又無法擺脫行星萬有引力的牽制而產生圍繞著星球的破碎物質。

星塵號太空船收集了星際塵埃顆粒，並於 2006 年將樣本帶回地球。

* 行星際塵雲（Interplanetary Dust Cloud）

## 參考資料
# 外星黃道塵[编辑]

藝術家想像下的行星，靠近著圍繞著中心的恆星，顯示出燦爛的外行星黃道光延伸至天空，淹沒了銀河的光輝。
**外星黃道塵**是填充在系外行星系統面上，大小在1至100微米的無定形碳和矽酸鹽塵埃顆粒。它是系外行星類比於太陽系中觀察到的黃道塵，特別是在小行星主帶內觀察到大小在1至100微米的顆粒。相較於黃道塵，這些顆粒可能來自於彗星的釋氣，或是更大的天體，像是小行星之間的碰撞。外星黃道塵雲的成分往往是被檢測到過多紅外線發射主序星周圍的岩屑盤。通常，外星黃道塵是指這些岩屑盤在距離恆星幾個天文單位之內，溫度最高和最內側的部分。這些外星黃道塵的形狀可以顯示系外行星在動力學上的影響，和指出行星的存在。因為它通常位於一顆恆星的適居帶附近，外星黃道塵可能是企圖捕捉類地行星影像時重要的噪音來源。

## 有外星黃道塵的恆星例子

* 蛇夫座51
* 北落師門
* 天倉五
* 織女

## 參考資料

* Stark, Christopher. Exozodi Simulation Catalog. NASA GSFC. 2009-05-20  [2010-04-14]. （原始内容存档于2009-04-11）.
* NASA Supercomputer Shows How Dust Rings Point to Exo-Earths（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 獨立天體

超過100AU的外海王星天體: 黃道離散天體（灰色）和**獨立天體**（白色）
**獨立天體**（**Detached object**，又稱**孤立天體**）是指即使通過近日點時也不會受到海王星引力影響其軌跡的海王星外天體。由於他們的軌道獨立而不受太陽系其他星體的影響，所以被稱之為**獨立天體**。大部份的海王星外天體都不屬於獨立天體。科學界至今發現了最少九顆獨立天體，其中體積最大、軌跡最遙遠的是塞德娜。

近日點超過50 AU的天體可被劃分為類塞德娜天體。截至2018年，類塞德娜天體只有三個成員，分別是：塞德娜、2012 VP113和2015 TG387。

## 定義

國際天文學會對獨立天體下了以下定義：

* 首先，獨立天體的距日距離一般超過40AU。
* 其次，獨立天體的軌道基本不受海王星的影響。

儘管如此，獨立天體的界定還是模糊的。距日距離為37-40AU的天體有時候可被劃分成獨立天體，有時候則被劃分為屬於離散盤的黃道離散天體。目前被認為可能是獨立天體的天體有賽德娜、2004 XR190、2004 VN112、2005 TB190、2000 CR105、2003 UY291、2000 YW134、1995 TL8、2003 QK91、2003 FZ129、2005 PQ21、2006 QH181、2003 FY128、2006 HX122和2010 KZ39。它們都因著其遙遠的距日距離和不容易被海王星影響的軌道而被科學家考慮歸類為獨立天體。

* 海王星外天體
* 類塞德娜天體
* 太陽系
* 小行星
* 矮行星

## 參考文獻
# 系外彗星[编辑]

在非常年輕的一顆A型主序星，繪架座β (老人增四) 周圍的系外彗星和各種行星形成的過程 (出自NASA藝術家的觀念)。
**系外彗星**或**太陽系外彗星**是在太陽系之外，環繞著其它恆星的彗星。第一個系外彗星系是在1987年發現的，它環繞著繪架座β (老人增四)，一顆非常年輕的A型主序星。迄2013年1月7日，總共已經發現了10個這樣的系統。

天文學家使用德州麥克唐納天文台2.1米的望遠鏡發現了最後的6個彗星系統。在檢測用的望遠鏡中，發現暗淡的吸收線，被發現夜復一夜的變化著，因此天文學家認為這是"起源於撒向母恆星的彗星，因為被加熱而產生大量氣體雲造成的"。所有的系外彗星都是最近才檢測到的 － 換句話說，"鯨魚座49 (HD 9672)"、"狐狸座5 (HD 182919)"、"仙女座2"、"HD 21620"、 "HD 42111"和"HD 110411" － 被環繞的都是非常年輕的A型恆星。

系外彗星連結了研究人員對行星形成理解的重要環結。天文學家巴里·威爾士 (Barry Welsh) 對這種連結做了如下的描述： “星際塵埃在重力的影響下成為小滴，這些小滴繼續成長成為岩石，岩石結合在一起成為更大的個體 －星子 (微星) 和彗星－ 並且在最後，會成長為行星”。

## 相關條目

* 系外行星
* 星際彗星
* 克卜勒任務

## 參考資料

Extrasolar Comets - NASA Archive.today的存檔，存档日期2013-02-17
# 共軌配置[编辑]

在天文學中，**共軌配置**是指兩個或多個天體（如小行星、月球或行星）對母天體處於相同距離非常相似距離的軌道上，即它們處於1:1平均運動共振中（或1:−1，如果以相反方向繞軌道運行。）。

共軌天體有好幾類，取決於它們的天平動點。最常見和最知名的一類是特洛伊天體，它圍繞分別在大天體前方和後方60°的兩個穩定的拉格朗日點（特洛伊點），L4和L5之一進行天平動。另一類是馬蹄形軌道，其天體在與大天體相距180°左右進行天平動。在0°周圍進行天平動的對象被稱為準衛星。

當兩個同軌天體的質量相似，從而對彼此產生不可忽略的影響時，就會發生**交換軌道**。當它們相互靠近時，它們可以交換半長軸或偏心率

## 參數

用於描述共軌天體關係的軌道參數是近心點經度差和平黃經差。近心點的經度是平均經度和平近點角的總和 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 ，和平均經度是升交點黃經和近心點幅角的總和 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 。

## 特洛伊

特洛伊點是標記為L4和L5的點，以突出的紅色顯示，位於主要天體（黃色）周圍，位於軌道路徑上的是次要天體（藍色）。
特洛伊天體是在質量更大的次要天體軌道前面（L4）或後面（L5）60°，都在圍繞質量最大的中心天體的軌道上。最著名的例子是圍繞太陽在木星之前或之後運行的小行星。特洛伊天體的軌道並不完全位於拉格朗日點中的一個，但確實與它保持相對較近，且似乎繞著它緩慢運行 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 = (±60°, ±60°)。無論它們的質量或軌道離心率如何，它們的天平動的點都是相同的。

### 特洛伊小行星

已知有幾千顆特洛伊小行星圍繞太陽運行。這些軌道大多靠近木星的拉格朗日點，即傳統的木星特洛伊。截至2015年 (2015-Missing required parameter 1=*month*!)，已知還存在13顆個天王星特洛伊、7顆火星特洛伊和2顆天王星特洛伊（2011 QF99和2014 YX49）以及2顆地球特洛伊（2010 TK7和(614689) 2020 XL5）。到目前為止，還沒有觀測到土星特洛伊。

### 特洛伊衛星

土星系統包含兩組特洛伊衛星。特提斯 (Tethys)和狄俄涅 (Dione)，各有兩顆特洛伊衛星，分別是特提斯的忒勒斯托（Telesto，位於L4）和卡呂普索（Calypso，位於L5）；以及狄俄涅的海倫（Helene，位於L4）和波路克斯（Polydeuces，位於L5）。

波路克斯因其寬廣的天平動而引人注目：它在790天內（是其繞土星軌道週期2.743天的288倍）沿著蝌蚪形軌道從拉格朗日點漂移±30°，從平均軌道半徑漂移±2%。

### 特洛伊行星

一對共軌系外行星曾被提議圍繞恆星克卜勒223運行，但後來被撤回。

研究了克卜勒91b存在特洛伊行星的可能性，但得出的結論是凌日訊號是假陽性。

**特洛伊行星**的一種可能性是靠近其恆星適居帶的巨行星。

沒有發現特洛伊行星的原因可能是潮汐破壞了它們的軌道。

#### 地月系統的形成

根據大碰撞說，月球是在兩個共軌天體碰撞後形成的：質量約為地球的10% 忒伊亞（Theia，被認為約與火星一樣大），以及原始地球。它們的軌道受到其它行星的干擾，使忒伊亞脫離了行星特洛伊的位置，並引發了碰撞。

## 馬蹄形軌道

旋轉參照系描述的傑努斯（Janus）和艾比米修斯（Epimetheus）的馬蹄形交換軌道。
艾比米修斯的旋轉參考系軌道動畫
  土星 ·   傑努斯 ·   艾比米修斯

馬蹄形軌道上的物體與主軌道成180°左右的天平動。它們的軌道包含兩個等邊拉格朗日點，即L4和L5。

### 共軌衛星

土星的衛星傑努斯和艾比米修斯共享它們的軌道，半長軸的差異小於兩者的平均直徑。這意味著半長軸較小的衛星將慢慢趕上另一個。在這樣的過程中，衛星在引力作用下相互拉扯，增加了趕上衛星的半長軸，减少了另一顆的半長軸。這使它們的相對位置與質量互換，並導致這一過程重新開始，衛星的角色也交換了。換言之，它們有效地交換了軌道，最終圍繞著相對兩者質量加權的平均軌道振盪。

### 地球的共軌小行星

已經發現了少許曾與地球共軌的小行星。第一顆被發現的小行星是克魯特尼（Cruithne），它圍繞太陽運行的週期略小於一個地球年，導致從地球的角度來看它的軌道，是以地球位置前方的位置為中心的豆狀軌道。這條軌道緩慢地向前移動到地球的軌道位置。當克魯特尼的軌道移動到落後於地球的位置，而不是領先於地球位置時，地球的引力效應會增加它的軌道週期，因此軌道開始滯後，返回到原始位置。從前導到尾隨地球的整個週期需要770年，導致相對於地球的馬蹄形。

此後，人們發現了更多共振的近地天體（NEOs）。其中包括(54509) YORP、(85770) 1998 UP1、2002 AA29、2010 SO16、2009 BD、和2015 SO2，它們都存在於類似克魯特尼的共振軌道中。2010 TK7 and 小行星614689是僅有的兩顆已知的地球特洛伊。

匈牙利族小行星被發現是與地球共軌天體的可能來源之一，其壽命高達〜58,000年。

## 準衛星

準衛星是與主天體在約0°天平動的共軌天體。低偏心率準衛星的軌道非常不穩定，但對於中到高偏心率，這種軌道可以是穩定的。從同轉的角度來看，這顆準衛星似乎像一顆逆行衛星一樣繞著主天體運行，然而距離如此之大，以至於它不受引力的束縛。兩個地球準衛星的例子是2014 OL339和小行星469219 Kamoʻoalewa。

## 交換軌道

除了土星的衛星傑努斯和艾比米修斯的等半長軸交換軌道，另一種可能性是共用相同的軸，但交換偏心率。

## 相關條目

* 雙行星
* 柯迪萊夫斯基雲
* 中國太空站的望遠鏡

## 參考資料

* Eric B. Ford and Matthew J. Holman. Using Transit Timing Observations to Search for Trojans of Transiting Extrasolar Planets. The Astrophysical Journal Letters. 2007, **664** (1): L51–L54  [2023-11-05]. Bibcode:2007ApJ...664L..51F. S2CID 14285948. arXiv:0705.0356 . doi:10.1086/520579. （原始内容存档于2015-11-06）.

* QuickTime animation of co-orbital motion from Murray and Dermott
* Cassini Observes the Orbital Dance of Epimetheus and Janus The Planetary Society
* A Search for Trojan Planets （页面存档备份，存于互联网档案馆） Web page of group of astronomers searching for extrasolar trojan planets at Appalachian State University
# B型主序星[编辑]

位于船底座的海石一是组联星，其中拥有一颗黄色的B型主序星。
**B型主序星**（B V），也稱**蓝白色主序星**，是燃燒氫的恆星，光譜分類為B，光度分類為V的主序星。這一類恆星的質量通常介於太陽的2.5至18倍左右，表面溫度載10,000至30,000K，寿命跨度很大，大多在1000万年至9亿年左右。B型恆星是非常明亮的藍色恆星。它們的光譜中有中性的氦線，在B2的類型中最為明顯，以及溫和的氫線。著名的B型主序星有瑶光、小斗二、东咸二、南船三、鸟喙四A、大陵五A和軒轅十四A等。B型主序星在恒星中的占比为约0.125%。

## 简介

這種恆星的哈佛光譜分類法刊登在哈佛恒星测光表修订版。在初始的严格定義上，B型恆星与O型恆星的光譜存在明确界限，B型恆星的藍紫色部分缺少一條氦的電離譜線，也就是沒有He II 线（氦原子失去两个电子的状态）。所有的光譜類型，包括B型，都有細分的數值尾碼，表示它們與下一種類型接近的程度，因此B2是B型十分級中的第三級，比B0更接近A型。

但是，之後更精細的光譜顯示B0有氦的電離譜線；同樣的，A0也有微弱的中性氦線。隨後細分的光譜類型基於特定頻率的吸收線在恆星中強度，或是比較不同譜線的強度。例如，在MK分類系統中，波長438.7奈米的譜線強度比420.0奈米強的歸類為B0型。氫的巴耳末系譜線在B型中逐漸增強，並在A2型達到峰值（最大值）。電離的矽現被用來矽分B型的恆星，同時鎂線被用來區分溫度上的差異。

B型恆星在大氣層之外沒有日冕层，並且缺乏對流層。它們相比于較小的恆星（例如太陽），有更高的質量流失率，恆星風的速度大約是3,000公里/秒。B型主序星的能量來源是CNO循環的熱核融合。因為CNO循環對溫度非常敏感，能量的來源大量的集中在這類恆星的核心，結果是對流層出現在核心。這導致核融合產生的氦穩定的與氫燃料混合在一起。許多B型恆星有高速的自轉，恒星赤道的轉動速度大多在200公里/秒—350公里/秒。

有些B型恆星，像是分類為B0至B3的恆星，顯示出有非常強的中性氦譜線。這些化學特殊恆星被稱為強氦恆星，通常他們在光球層會有強大的磁場。對照之下，也有弱氦恆星，它們的氦線強度不足並且有很強的氫光譜。其他化學異常的B型恆星有汞-錳星，它們的光譜類型是B7至B9。還有有著途出的氫發射譜線的Be星。

## 寿命、行星系统和宜居带

B型主序星虽然寿命短，但已经来得及支撑其行星系统的演化与成矿。B型主序星的寿命通常在几千万年至几亿年，中B和晚B型主序星可以在金属丰度高、恒星自转极快（此时金属丰度高提高不透明度、降低表面温度和光度以延长寿命，自转速度快则促进更多中外层氢气进入核心的碳氮氧循环区、提高对氢气的利用率）的加持下延寿；假如正好3倍太阳质量，通常寿命6亿年左右，即使非质量因素都最为有利，极端寿命上限也就10亿年左右（且B型主序星的延寿效果实际上已经不如A/F型主序星）；而对于约2.5倍太阳质量的靠近B/A边界的B9.5V的恒星，其主序星阶段的理论极端寿命可以被延长到11亿年~13亿年以上（天文研究资料例如astro.vaporia.com甚至将B型主序星的寿命上限计算为15亿年以上）。对早B型主序星（B0V、B1V和部分B2V）而言，自转速度快仍然可以延寿，但是金属丰度高反而可能缩短寿命（大质量恒星的金属丰度过高导致恒星核心的碳氮氧元素浓度太大，而早B型主序星的核心温度又过高，碳氮氧循环的核聚变过程反而失控而加速；以及金属丰度过高导致其恒星风等因素下质量损失过重，其损失的又是以外壳的氢层燃料为主，也造成缩短寿命；虽然质量受损而减小又延长寿命，但往往冲抵不了之前的寿命缩短；此时低金属丰度+高速自转可能为延寿效果最长的组合），靠近O/B边界的B0V的寿命通常在600万年至1500万年左右。

大质量恒星的初始岩屑盘质量更大，在相同金属元素比例下则金属总质量更大、固体供给更充足，可以提高固体碰撞增长的速度、从而提高行星/卫星拥有的金属核质量比例，在其他条件相当时加速岩石星球的核芯增长与行星/卫星胚胎形成。这对该类恒星的行星系统的初始演化和富集矿物具有优势，之后则劣势明显——主序星寿命太短、行星系统的演化时间不足，更强的恒星风（A型主序星的恒星风和耀斑活动比F/G/K/M恒星更弱，但从B型主序星开始则恒星风和恒星剧烈活动逐渐显著增强）和极高频率电磁辐射（重力昏暗虽然可以减轻恒星赤道面的紫外辐射和表面温度，但只能让A型主序星和F型主序星变得宜居，难以缓解2.5倍以上太阳质量的B型恒星的紫外辐射和X射线）对行星大气层和岩石层的破坏较为严重。

目前已发现的拥有系外行星的B型主序星有HD 142250（HIP 77900，约3.74倍太阳质量，B6V主序脉动变星，其伴星介于行星与褐矮星之间）、HD 195689（KELT-9）、HD 129116（HIP 71865，是双星系统且主星质量为太阳的约6倍左右、光谱为B3V，b Centauri b为其行星）、HIP 78530、HIP 79098、HD 100546等。由于观测条件的限制（类地行星对相对较大质量恒星的引力扰动和光线扰动都太弱，难以观测），目前发现的大多为类木行星，但不排除其有大质量的岩石卫星。约2.75倍太阳质量的B9V恒星的宜居带距离大约在 4—9 天文单位 左右，假如位于宜居带外侧且初始温室气体浓度较高、此后逐渐下降，在极端有利条件（假设主序星在极高金属丰度、极快恒星自转下延寿，且宜居带外侧星球的温室气体浓度变化合理，相当于把主序星阶段的90%以上的时间都用上）下可能有9~11亿年以上的演化时间，但以地球的生命演化速度来看，即便如此也仅能有类似于细菌、古菌、蓝藻等的原始生物；约18倍太阳质量的B0V恒星的宜居带距离大约在 110—250 天文单位左右，即使在极端有利条件下也仅有1500万年左右的演化时间，其宜居带只具有天文学意义而几乎没有行星学/生命学意义。

## 相關條目

* 恆星類型，B型
* 恆星計數，恆星勘查
* A型主序星
* O型主序星

## 參考資料
# K型主序星[编辑]

赫羅圖
光譜型態
褐矮星
白矮星
紅矮星
次矮星
主序星
次巨星
巨星
亮巨星
超巨星
特超巨星
絕對
星等
(MV)

**橙矮星**，也稱**橙色主序星**，即**K型主序星**（KV），是主序帶（以氫為燃料）上光譜類型為K、亮度分類為V的恆星。這些恆星的大小介於M型主序星和G型主序星之間，質量是太陽質量的0.5至0.9倍，表面溫度在3,900至5,300K。K型主序星在宇宙中的占比约16%—18%左右。

此種恆星的例子有半人馬座α星B、印第安座 ε、奎宿增三、HD 13445、牛宿增十、天苑四等。

## 宜居性和争议

這種恆星是部分学者在尋找在地球之外的生命時最感興趣的，因為它們停留在主序星阶段上穩定的時間很長（早K型约150—300億年，高金属丰度的晚K型主序星能达到略多于700亿年，相比较之下太陽只有约105億年的寿命且常简化为100亿年），使環繞其運行的類地行星有更充足的機會產生具備適居性的環境。学术界和天文爱好者中的相当一部分流行观点都认为K型主序星是最为理想的选项，主要是基于其较长的寿命、极弱的紫外辐射以及不像红矮星有着严重的耀斑活动和潮汐锁定问题，相关的常用词汇则有“橙矮星优势（K Dwarf Advantage）”和“金发姑娘（Goldilocks）”，但21世纪以来的相关研究也存在较大争议。

### 潜在问题

21世纪的新研究表明，紫外辐射是一把双刃剑，过强会破坏生态系统，过弱则不能驱动复杂有机物等的产生与演化，只有0.8倍太阳质量至1.8倍太阳质量的恒星的紫外宜居带和可见光宜居带能够重合（考虑恒星自转快使得辐射向恒星两极集中而减轻恒星赤道面的辐射，则可以上延至太阳质量的2.2倍，但对天生紫外辐射驱动不足的恒星则无用）。大多数K型主序星的质量都不到太阳质量的0.8倍，近紫外辐射过弱、不利于分子变异和借助近紫外合成某些有机物，反而成为其缺点。仅一些特定情况的K型主序星，依靠适度的耀斑活动等方式额外增加紫外线辐射因素，使得紫外光宜居带外延至与可见光宜居带有所相交（理论上红矮星也可以依靠耀斑活动来外延紫外宜居带，只是耀斑过重则适得其反），或许可以提高孕育生命的可能性。

K型主序星的恒星风和耀斑活动对宜居带的破坏比F型主序星和G型主序星要严重（与一些刻板印象不同，其实在恒星活动方面最温和的反而是A型主序星，在A型主序星的基础上增大或减小质量和亮度都会逐渐增加不稳定性，但是A型主序星吃亏在寿命偏短/演化时间急促和紫外辐射偏强，K型主序星虽然长寿但是实际上仅比红矮星、早B、O和WR型恒星要温和），而K型主序星的剧烈活动的减慢速度和行星系统的演化速度比更大质量的恒星要缓慢，在相同年龄、等距离下，K型主序星的极紫外辐射（不同于近紫外辐射和其他紫外辐射，极紫外辐射对生物圈是纯破坏性作用）是G型主序星的3—4倍（红矮星则是10—100倍，考虑到红矮星的宜居带距离很近则更糟糕），X射线是G型主序星的2—3倍，如果再考虑上K型主序星的宜居带更近，则破坏性更高。尤其是靠近K/M边界的K型主序星，虽然其寿命大多已经超过500亿年，但是其不仅有紫外辐射驱动过少、宜居带的恒星风过于严重的问题，而且其耀斑活动的剧烈程度也开始接近于红矮星的水平，以及极易引发对宜居带行星的潮汐锁定，环境不容乐观。

也有观点认为，随着宇宙年龄的不断增大，在比较长的时间范围内，K型主序星甚至红矮星将会逐渐占据压倒性优势，即使其演化速度再慢、剧烈活动的衰减速度再慢，到了主序星阶段的中后期都会越来越宜居（中年尤其晚年的K型主序星比G型主序星更温和，甚至红矮星到了主序星末期阶段将变为蓝矮星时也可能会十分宜居）；但是目前的宇宙还很年轻（仅138.2亿岁，年龄过小，多数恒星则只有数十亿岁），K型主序星和红矮星暂时还不充分具备相对于F/G型主序星（已经率先演化成熟）的优势。

## 參考資料

## 相關條目

* 太陽相似體
* 紅矮星
* G型主序星