(作者：傅煜铭，北京大学天体物理学在读博士生)
质量决定命运
新生的恒星有不同的大小，直径最小的不到太阳直径的一半，最大的可达20多倍的太阳直径;它们还有不同的颜色，从红到蓝。这些不同的特性，取决于恒星形成时所聚集的物质多少。如果恒星形成时聚集的物质更多，最终形成的恒星质量和体积就会更大，恒星的表面温度也会更高，因此会辐射波长更短的光而呈现偏蓝的颜色;反之，小质量的恒星表面温度通常更低，辐射出的光线中属于长波成分的红色更多，因此看上去偏红。而恒星质量大小对恒星的影响还远不止这些，它从一开始就决定了恒星的寿命，设计好了恒星生命的几乎一切剧情。
上面提到，恒星的颜色(本质上是光谱能量分布特征)与恒星表面的有效温度有关。这样一来，通过研究恒星光谱特征，我们就可以了解恒星的温度信息。哈佛大学天文台的皮克林从19世纪末开始，组织以安妮·坎农为首的十几位女天文学家，开展了大规模的恒星光谱分类研究。他们的研究成果最终形成了著名的恒星光谱分类方法：哈佛分类法。按照哈佛分类法，恒星按表面有效温度依次降低的顺序可以分为O-B-A-F-G-K-M几类。每一种光谱型又可以根据谱线相对强度分为1到10共十个次型。典型的O、B型星呈现蓝白色，恒星分类越靠近M型，则呈现更红的颜色。
安妮·坎农照片(摄于1922年)
图片来源：By New York World-Telegram and the Sun Newspaper [Public domain], via Wikimedia Commons
不过，哈佛分类法只考虑到了恒星的有效温度，没有考虑恒星之间还存在光度的差别。20世纪40年代，美国叶凯士天文台的威廉·摩根、菲利普·基南和伊迪丝·凯尔曼在哈佛分类法的基础上，提出了同时考虑温度和光度的叶凯士分类法(MKK系统)，即在哈佛分类标记后面加上一个罗马数字来表示恒星光度，即：I，超巨星;II，亮巨星;III，正常巨星;IV，亚巨星;V，主序星;VI，亚矮星;VII，白矮星。太阳是一颗G2V型恒星，即G型恒星第2个次型的第V种，属于主序星。
太阳大气的图像
图片来源：NASA/SDO(太阳动力学天文台)
不同光谱型主序恒星的颜色、大小比较(太阳是G型主序恒星)
图片来源：©Rursus/维基百科
何谓“主序”
那么“主序”一词的来历是什么呢?这必须要说到恒星天文研究中很重要的一张图——赫罗图(见下方)，图的横坐标是横行的颜色(或者温度)，纵坐标是星等(或者光度)。天文学家将大量的不同恒星按照这两个特征画在一张赫罗图上，发现大部分恒星落在斜对角的一个条带上(图中标示的“主星序”)。这个条带英文叫做“Main Sequence”，翻译成汉语就是“主(星)序”。
银河系内恒星的赫罗图
图片来源：ESO/维基百科
大部分被观测的恒星落在主序带究竟意味着什么呢?天文学家的研究表明，每一颗恒星都要经历主序阶段;由于主序阶段在恒星一生中所占的时间最长，因此我们一眼望去，大部分恒星都处在主序阶段。
主序阶段主要是指恒星内部发生热核反应燃烧氢元素生成氦元素，并保持稳定的阶段。上期结尾提到，这个阶段中，辐射压力与引力相平衡，热核反应产生的能量与恒星向外辐射的能量相平衡。
不过，由于恒星内核的氢元素终将被热核反应耗尽，恒星不能永远保持在稳定的主序阶段，而是会脱离主序，而后走向死亡。
大质量的恒星由于消耗氢的速度远快于小质量的恒星，因此具有比小质量恒星更短的主序阶段时间和更短的总寿命。理论计算表明，太阳在主序阶段大约会停留100亿年的时间。太阳形成于大约46亿年前，所以它正处于壮年时期。而一个具有10倍太阳质量的恒星，主序阶段的时间仅有约两千万年，相比之下就太短了。从分子云到进入主序阶段，太阳经历了几千万年，这相比于太阳主序阶段的时间，也是一个很小的数字。大质量恒星从分子云到进入主序阶段，用的时间还远远更短。
主序星内部的热核反应主要有两种过程。一种是质子-质子反应链，这是质量和太阳相当和比太阳轻的恒星产能的主要过程，在此过程中氢原子核(质子)聚变形成氦-4，反应前后减小的质量转化成能量，以伽马射线和中微子的形式释放出去。伽马射线与恒星内部的电子和质子相作用，使恒星内部升温，提供对抗引力的辐射压力从而使恒星保持稳定。另一种过程是碳-氮-氧循环，是质量比太阳大的恒星的主要能源。在这个过程中，碳、氮、氧作为催化剂，将氢原子核(质子)转化为氦-4，反应前后的碳、氮、氧不会增多。
太阳核心发生的质子-质子反应示意图
图片来源：©Sarang/维基百科
主序星通过热核反应持续产生使它发光发热的能量。我们地球上的生物得以生存，归根结底也得益于太阳内核持续稳定的热核反应，因为太阳提供了适宜生物生存的温度和人类所需的能源。当一颗恒星内核的氢被热核反应消耗完时，它便行将就木，即将走到生命的终点。
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