为什么恒星表面温度会影响恒星表面颜色

Answer 1

可见光从红到紫，频率变大，能量增大。
恒星的物质组成基本是一样的，其颜色取决于温度。有的恒星表面温度高，25000-40000度，发出的光能量较大，所以高频的成分多一些，偏蓝；而另一些恒星温度低一些，表面温度2600-3600度，发出的光能量小，因而低频的成分较多，偏红；还有温度介于两者之间的，11500度以上，25000度以下，往往是白色。注意，在可见光中，红光的频率最低，蓝紫光的频率最高。另外还有一个因素：蓝移和红移。如果我们观察的天体正在远离我们，那么我们观察到的光的频率会向低频(也就是红色)偏移；相反的，如果如果我们观察的天体正在靠近我们，那么我们观察到的光的频率会向高频(也就是蓝紫色)偏移。

Answer 2

恒星是由炽热气体组成的、能自己发光的球状或类球状天体。
离地球最近的恒星是太阳。其次是半人马座比邻星，它发出的光到达地球需要4.22年，晴朗无月的夜晚，在一定的地点一般人用肉眼大约可以看到 3,000多颗恒星。借助于望远镜，则可以看到几十万乃至几百万颗以上。估计银河系中的恒星大约有一、二千亿颗。恒星并非不 动，只是因为离开我们实在太远，不借助于特殊工具和特殊方法，很难发现它们在天球上的位置变化，因此古 代人把它们叫作恒星。基本物理参量描述恒星物理特性的基本参量有距离、亮度（视星等）、光度（绝对星等）、质量、直径、温度、压力和磁场等。

测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角(叫作周年视差)，再经 过简单的运算，即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法。但对大多数恒星说来，这个张角太小，无 法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星 的周光关系确定视差，等等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。

恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等越小。在地球上测出的星等叫视星等；归算到离地球10秒差距 处的星等叫绝对星等。使用对不同波段敏感的检测元件 所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。目前最通 用的星等系统之一是U(紫外)、B（蓝）、V（黄）三色系统;B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V=-26.74等，绝对目视星等Mv=+4.83等，色指数B-V=0.63，U-B=0.12。由色指数可以确定色温度。

恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有 相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。恒星的光谱 能量分布与有效温度有关，由此可以定出O、B、A、F、 G、K、M等光谱型（也可以叫作温度型）。温度相同的恒 星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等 越小。恒星的光度级可以分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、 Ⅶ，依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星 （或矮星）、亚矮星、白矮星。太阳的光谱型为G2V,颜 色偏黄,有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零， 温度约10,000K。恒星的表面有效温度由早O型的几万度 到晚M型的几千度，差别很大。

恒星的真直径可以根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可以测出小 到0``001的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准,加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。根据 食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。 对有些恒星，也可根据绝对星等和有效温度来推算其真 直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几公里量级，有的大到109公里以上。

关于恒星内部结构和演化后期的高密阶段的情况，主要是根据理论物理推导出来的，这还有待于观测的证 实和改进。关于由热核反应形成的中微子之谜，理论预言与观测事实仍相去甚远。这说明原有的理论尚有很多 不完善的地方。因此，揭开中微子谜，对研究恒星尤其是恒星的内部结构和演化很有帮助