浙江质控护理上报:关于恒星的叙述正确的是？

由恒星的地理定义:
由炽热气体组成的、能自己发光的球状或类球状天体。
可以得知1是正确的

1正确2不正确

1是正确的

1对2错

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我给你详细资料，你自己分析：
恒星是指宇宙中靠核聚变产生的能量而自身能发热发光的星体。过去天文学家以为恒星的位置是永恒不变的，以此为名。但事实上。恒星也会按照一定的轨迹，围绕着其所属的星系的中心而旋转。恒星是宇宙中最基本的成员。

除了太阳外，最接近地球的恒星是半人马座比邻星（Proxima Centauri）．它有40万亿（4后加12个零所表示的数字）公里远．它放出的光须4.2年才能到达地球．

天文学家推断在已知的宇宙当中大概有7 x 1022颗星星．这是70 000 000 000 000 000 000 000。

很多恒星的岁数在10亿年和100亿年之间．有些甚至接近137亿岁，宇宙被推断的大概岁数．它们的大小由细小的中子星（比一个城市还要小）到像北极星一样的超红巨星（supergiant，比太阳的直径大1000倍，大约是16亿公里）。

恒星并不是平均分布在宇宙之中，多数的恒星会受彼此的引力影响，形成聚星（multiple stars）系统，如双星（binary stars）、三合星（triple stars）、甚至形成星团（clusters），及星系（galaxies）等由数以亿计的恒星组成的恒星集团。

恒星的诞生
天文学家相信恒星是由分子云（molecular cloud）内诞生，当分子云受到外来干扰，例如附近有星系诞生或超新星爆炸所做成的冲击，令分子云某些区域被压缩，形成密度较高的区域，在万有引力的作用下，这些密度较高的区域开始收缩。

随著这些区域慢慢收缩，最终会形成一个球体，这个球体称为原恒星（Protostar），其外围会被由尘埃和气体所形成的吸积盘所包围。

原恒星并不是恒星，因为其核心温度并不足以产生核聚变。假苦原恒星的质量足够大，其核心温度会慢慢增高，最后引发核聚变产生能量，发出的热力会将外围的气体驱散，这时一颗新的恒星便诞生了，并进入主序星（Main-Sequence）的阶段。

恒星的演化
从主序星阶开始，恒星核心的温度与压力足够产生氢融合，不断将氢原子合成氦原子，产生能量。核聚变所产生的辐射压力抵销了重力，这时恒星进入了稳定状态，恒星的一生有90%的时间在这个状态下度过。

恒星的质量越大，燃料的消耗越快，故此恒星的寿命就越短。
质量小的恒星(小于0.4倍太阳质量)
质量非常小的恒星（称之为红矮星，red dwarf），如半人马座比邻星（Proxima Centauri），它们的燃料会消耗得很慢，寿命可维持二三千亿年。当它们到达生命的尽头，它们会慢慢收缩使温度上升，成为白矮星（white dwarf），再持续冷却及变暗而成为黑矮星（black dwarf）。

质量与太阳相约的恒星(0.4倍至4倍太阳质量)
质量与太阳相约的恒星的演化: (1)主序星,(2)红巨星, (3)行星状星云 (位于中央的核心会冷却成白矮星)大部分恒星，当核心的氢燃料耗尽之后，核心周围会堆满核融合留下的氦气，能量产生的速度放慢至不足以抗衡重力，氦核心开始收缩并释放热能。

当核心的温度足够高的时候，邻近核心的氢外壳会被燃烧，产生核聚变，令外壳膨胀。同时，随著外壳膨胀，外壳因表面面积增加而冷却，成为核心温度高，表面非常巨大但温度低的红巨星 red giant。例如太阳将于50亿年后膨胀成一颗红巨星，将水星与金星吞噬。

质量比较大的恒星，核心的温度可以将氦燃点，合成更重的元素(如氧和碳)。这些核聚变的过程并不太稳定，令恒星产生脉动，吹出恒星风，将外壳抛开，又或者核心的温度无法再合成更重的元素，成为行星状星云。

失去外壳的核心会冷却下来并开始变暗，成为白矮星，并持续冷却及变暗而成为黑矮星。

质量大的恒星(大于4倍太阳质量)

质量大的恒星，在氢燃料耗尽之后，不但能将氦合成氧，将核心的氧转化为碳，其核心温度甚至高得足以将碳合成更重的元素例如硅，直至合成铁。

由于核心产生高热，恒星的外壳会膨胀得比红巨星更大，成为超红巨星。

当铁被合成后，恒星便无法将铁合成至更重元素来产生能量，因为这个过程反过来是需要能量的。由于没有能量产生，核心将会因引力而塌缩，密度亦越来越高，核心的质子与电子在巨大压力下结合成中子，并产生中子简并压力抗衡核心的进一步收缩，形成非常坚硬的核心。
但在同一时间，核心外围的物质仍然在急剧塌缩，并与坚硬的核心相撞，产生强大的冲击波，将恒星的外壳于短时间内炸毁，称为II形超新星。在这一瞬间，比铁更重的元素会在此时合成，爆炸所产生的光度有时比整个星系所有恒星光度的总和更光。

超新星爆炸后，恒星可有三种不同的结局:

如果爆炸后残余的核心的质量少于太阳质量的1.4倍，核心会演化为白矮星。

爆炸后残余的核心，假如其质量介乎太阳质量的1.4至3倍，中子简并压力便能抗衡恒星的收缩，形成稳定的中子星。

但当残余核心的质量大于太阳质量的三倍，中子简并压力也无法抗衡恒星的收缩，并且再没有任何力量可以阻止恒星的塌缩，形成黑洞。

名称
每一颗恒星我们都要给它取一个名字，才能够便于研究和识别。中国古代命名恒星或是以他所在天区命名，例如天关星、北河二等；或是根椐神话传说命名，例如织女星、天狼星等；或是根据二十八宿命名，例如心宿二等。

1603年，德国业余天文学家拜尔建议将每个星座中的恒星按照从亮到暗的顺序，以该星座的名称加上一个希腊字母顺序表示。例如猎户座α（参宿四）、猎户座β（参宿七）。如果某个星座的恒星数目超过24个希腊字母，则在星座名称后面加上阿拉伯数字表示。

恒星的分类
根据维恩位移定律 Wien's Displacement law，恒星的颜色与光度有直接的关系。所以天文学家可以由恒星的光谱 light spectrum 得知恒星的性质。

故此,天文学家自19世纪便开始根据恒星光谱的吸收线 absorbion line，以光谱类型 spectral type 将恒星分类。天体物理学就是从这里出来的。

现时最流行之恒星分类方法为 Morgan-Keenan spectral classification (M-K system)，由温度最高的 O 型开始，顺序以 B, A, F, G, K, M,将各恒星分类，而每一类型会再细分为0-9，如太阳的光谱类型为G2。
光谱类型 表面温度 颜色
O 30,000 - 60,000 K 蓝色
B 10,000 - 30,000 K 蓝白色
A 7,500 - 10,000 K 白色
F 6,000 - 7,500 K 黄白色
G 5,000 - 6,000 K 黄色 (太阳属于此类型)
K 3,500 - 5,000 K 橙黄色
M 2,000 - 3,500 K 红色
天文学界有句著名的英语口诀可帮助记忆这些谱型次序: "Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!(Right Now Smart)(另一版本是改 "girl" 为 "guy")。

其后，由于有更多新型的恒星被发现，新的光谱类型如 W 型，L 型, R 型, N 型等相继被加上。