#奇空间探索[超话]#太阳真正死亡需要多长时间？一千万亿年，或者更长！
一颗黑矮星是理论上的恒星残骸，特别是一颗白矮星，它已经冷却到不再发出明显的光或热。
由于一颗黑矮星达到这种状态所需的时间据计算比宇宙目前的年龄（138亿年）还要长，因此理论上现在宇宙中不存在黑矮星，而最冷的褐矮星是可观测宇宙中恒星年龄的一个极限。
“黑矮星”的名字，也适用于质量不足的亚星体（ substellar objects），也就是质量不足0.08 M☉, 这样的亚星体无法维持最基本的核聚变。
白矮星是低质量或中等质量的主序恒星的残余（质量低于9至10M☉），即在它排出或熔化了所有它有足够温度熔化的元素之后。剩下的就是由电子退化物质组成的致密球体（简并态），通过热辐射缓慢冷却，最终变成一颗黑矮星。
如果黑矮星真的存在，它们将极其难以被探测到，因为根据定义，它们发出的辐射非常少。然而，它们可以通过微弱的重力影响被探测到。如，2012年天文学家利用麻省理工天文台（MDM ）的2.4米望远镜发现了一些冷却到3900 K （M0光谱级）以下的白矮星。据估计它们有110亿到120亿年的历史。
因为遥远的未来恒星的演化所依赖于物理问题，这些物理问题我们知之甚少，比如暗物质的性质，质子衰变的可能性和速率，所以我们不知道白矮星从冷却到变黑究竟需要多长时间。据估计，一颗白矮星冷却到5 K需要10^15年；然而，如果存在弱相互作用的大质量粒子 （Weakly interacting massive particles，WIMPs），那么与这些粒子的相互作用可能会使一些白矮星在大约10^25年的时间里保持比5k 高得多的温度。如果质子不稳定，白矮星也会因为质子衰变释放的能量而保持温暖。假设质子的寿命为10^37年，质子衰变将把一颗只有1M☉的老黑矮星的有效表面温度提高到大约0.06 K。虽然很冷，但这被认为比未来10^37年后的宇宙背景辐射温度还要高。
一旦太阳停止在其核心融合氦，并在大约80亿年之后将其外层喷射到行星状星云中，它将变成一颗白矮星，然后经过数万亿年甚至更长的时间，最终将不再发出任何光和热。在那之后，1AU 之外太阳将无法被肉眼所见，即使引力效应很明显，它也会从光学视野中消失。太阳冷却到足以变成一颗黑矮星的估计时间大约是10^15（1千万亿）年，不过，如果像上面描述的那样存在弱相互作用的大质量粒子，那么这个时间可能要长得多！！
一颗黑矮星是理论上的恒星残骸，特别是一颗白矮星，它已经冷却到不再发出明显的光或热。
由于一颗黑矮星达到这种状态所需的时间据计算比宇宙目前的年龄（138亿年）还要长，因此理论上现在宇宙中不存在黑矮星，而最冷的褐矮星是可观测宇宙中恒星年龄的一个极限。
“黑矮星”的名字，也适用于质量不足的亚星体（ substellar objects），也就是质量不足0.08 M☉, 这样的亚星体无法维持最基本的核聚变。
白矮星是低质量或中等质量的主序恒星的残余（质量低于9至10M☉），即在它排出或熔化了所有它有足够温度熔化的元素之后。剩下的就是由电子退化物质组成的致密球体（简并态），通过热辐射缓慢冷却，最终变成一颗黑矮星。
如果黑矮星真的存在，它们将极其难以被探测到，因为根据定义，它们发出的辐射非常少。然而，它们可以通过微弱的重力影响被探测到。如，2012年天文学家利用麻省理工天文台（MDM ）的2.4米望远镜发现了一些冷却到3900 K （M0光谱级）以下的白矮星。据估计它们有110亿到120亿年的历史。
因为遥远的未来恒星的演化所依赖于物理问题，这些物理问题我们知之甚少，比如暗物质的性质，质子衰变的可能性和速率，所以我们不知道白矮星从冷却到变黑究竟需要多长时间。据估计，一颗白矮星冷却到5 K需要10^15年；然而，如果存在弱相互作用的大质量粒子 （Weakly interacting massive particles，WIMPs），那么与这些粒子的相互作用可能会使一些白矮星在大约10^25年的时间里保持比5k 高得多的温度。如果质子不稳定，白矮星也会因为质子衰变释放的能量而保持温暖。假设质子的寿命为10^37年，质子衰变将把一颗只有1M☉的老黑矮星的有效表面温度提高到大约0.06 K。虽然很冷，但这被认为比未来10^37年后的宇宙背景辐射温度还要高。
一旦太阳停止在其核心融合氦，并在大约80亿年之后将其外层喷射到行星状星云中，它将变成一颗白矮星，然后经过数万亿年甚至更长的时间，最终将不再发出任何光和热。在那之后，1AU 之外太阳将无法被肉眼所见，即使引力效应很明显，它也会从光学视野中消失。太阳冷却到足以变成一颗黑矮星的估计时间大约是10^15（1千万亿）年，不过，如果像上面描述的那样存在弱相互作用的大质量粒子，那么这个时间可能要长得多！！
环状星系哈氏天体（Hoag's Object）
哈氏天体是非典型的环状星系。这个星系是以亚特·霍格（Art Hoag）的名字命名的（也译做霍格天体），他在1950年发现了这个星系，并将其确定为行星状星云或一个拥有80亿颗恒星的奇特星系。
一个由年轻的炽热的蓝色恒星组成的近乎完美的环，围绕着这个位于6亿光年之遥的蛇形星系中较老的黄色核心旋转。星系6弧秒内芯的直径大约是17±0.7光年（5.3±0.2 kpc），而周围的环有一个内部28”直径75±3光年 （24.8±1.1 kpc）和外部45”直径121±4 光年 (39.9±1.7 kpc）的圆环。这两个恒星群之间的距离可能包含一些几乎太微弱而看不见的星团。尽管这种类型的星系非常罕见，但通过Hoag的天体可以看到另一个距离较远的环状星系（SDSS J151713.93+213516.8），位于星系的核心和外环之间。
在最初宣布这一发现时，霍格提出了一个假设，即可见环是引力透镜效应的产物。这个想法后来被抛弃了，因为原子核和环的红移是一样的，而且更先进的望远镜揭示了环的复杂结构，如果环是引力透镜的产物，就不可能看到这种结构。
哈氏天体是非典型的环状星系。这个星系是以亚特·霍格（Art Hoag）的名字命名的（也译做霍格天体），他在1950年发现了这个星系，并将其确定为行星状星云或一个拥有80亿颗恒星的奇特星系。
一个由年轻的炽热的蓝色恒星组成的近乎完美的环，围绕着这个位于6亿光年之遥的蛇形星系中较老的黄色核心旋转。星系6弧秒内芯的直径大约是17±0.7光年（5.3±0.2 kpc），而周围的环有一个内部28”直径75±3光年 （24.8±1.1 kpc）和外部45”直径121±4 光年 (39.9±1.7 kpc）的圆环。这两个恒星群之间的距离可能包含一些几乎太微弱而看不见的星团。尽管这种类型的星系非常罕见，但通过Hoag的天体可以看到另一个距离较远的环状星系（SDSS J151713.93+213516.8），位于星系的核心和外环之间。
在最初宣布这一发现时，霍格提出了一个假设，即可见环是引力透镜效应的产物。这个想法后来被抛弃了，因为原子核和环的红移是一样的，而且更先进的望远镜揭示了环的复杂结构，如果环是引力透镜的产物，就不可能看到这种结构。
#奇空间探索[超话]#O型恒星（O-Type star）
O型星是天文学家使用的Yerkes分类系统中光谱为O型的热的蓝白色恒星。这种类型的恒星具有较强的电离氦吸收线，较强的电离元素吸收线，以及比B型光谱弱的氢和中性氦吸收线。https://t.cn/E2mnzsb
这种类型的恒星特别罕见；所有恒星中只有0.00002%到0.00005%是O型的，但由于它们非常明亮，在很远的地方都能看到它们，从地球上看，90颗最亮的恒星中有4颗是O型星。
由于o型恒星质量高，它们很快就会在剧烈的超新星爆炸https://t.cn/E2uGhWO中死去，导致黑洞或中子星。这些恒星大多是年轻的大质量主序、巨星或超巨星，但行星状星云的中心恒星，即接近生命末期的老低质量恒星，通常也有O谱。
o型恒星通常位于活跃的恒星形成区域，如螺旋星系的旋臂或一对正在发生碰撞和合并的星系（如触角星系）。这些恒星照亮了周围的物质，这在很大程度上影响着星系臂的独特颜色。此外，o型恒星经常出现在多个恒星系统中，在这些系统中，由于质量转移和不同时间内组成恒星爆炸成超新星的可能性，它们的演化更难预测。
o型恒星是根据某些谱线的相对强度来分类的。重点线为454.1 nm处的He+线，420.0 nm处的He+线，从极弱的O9.5到极强的O2-O7的He+线，447.1 nm处的He+线和402.6 nm处的He+线，从O2/3处的缺失到O9.5处的突出。O7级定义了454.1纳米He+和447.1纳米He0线具有相同强度。最炽热的o型星具有非常弱的中性He线，它们必须在N2+和N3+线的相对强度上被分开。
o型恒星的光度等级是根据He+发射线和某些电离氮和硅线的相对强度来确定的。这些都用“f”表示。光谱类型的后缀“f”，单独表示N2+和He+发射；“(f)”，意思是发射力弱或不存在；“((f))”，意思是N的发射很弱或者不存在；“f*”，表示添加了非常强的N3+发射；以及“f+”，Si3+发射的存在。光度类V，主序星，发射谱线一般较弱或缺失，巨星和超巨星发射谱线强度增大。
在o2-o4中，主序星和超巨星星之间的区别很小，甚至不能代表真正的光度或演化差异。在中等的o5-o8类中，O(f))主序列、O(f)巨星和超巨星之间的区别是明确的，表示亮度的增加。Si3+发射强度的增加也是亮度增加的一个指标，这是为晚o型恒星分配亮度等级的主要手段。
如果O3型到O8型的恒星具有特别强的468.6 nm电离氦线，则它们被归类为光度类Vz亚型。线的存在被认为是极端年轻；“z"代表零龄。
对于光谱类型O2到O5.5，超巨星不分为Ia/Iab/Ib亚型。对于O2、O2.5或O3类型，没有定义亚巨星光谱类型。亮巨星光度级别不定义为比O6更热的恒星。
o型恒星质量在16M⊙-260M⊙，直径6R⊙-100R⊙。它们是赫罗图上主序星左上端大质量的主序星，是温度最高、质量最大的一类恒星。最热的o型星质量超过太阳的150倍，它们半径一般在太阳的6-30倍之间，只有少数超巨星超过太阳的30倍。
o型星是最亮的主序星，其中最暗的o 9.5型也要比太阳亮2.5万倍，多数o型星亮度超过太阳亮度20万倍，极端明亮的超过太阳500万倍。
o型恒星温度超过30000k，最热的可以达到50000k，极端的高温使它们呈现为蓝色外观。
O型星是天文学家使用的Yerkes分类系统中光谱为O型的热的蓝白色恒星。这种类型的恒星具有较强的电离氦吸收线，较强的电离元素吸收线，以及比B型光谱弱的氢和中性氦吸收线。https://t.cn/E2mnzsb
这种类型的恒星特别罕见；所有恒星中只有0.00002%到0.00005%是O型的，但由于它们非常明亮，在很远的地方都能看到它们，从地球上看，90颗最亮的恒星中有4颗是O型星。
由于o型恒星质量高，它们很快就会在剧烈的超新星爆炸https://t.cn/E2uGhWO中死去，导致黑洞或中子星。这些恒星大多是年轻的大质量主序、巨星或超巨星，但行星状星云的中心恒星，即接近生命末期的老低质量恒星，通常也有O谱。
o型恒星通常位于活跃的恒星形成区域，如螺旋星系的旋臂或一对正在发生碰撞和合并的星系（如触角星系）。这些恒星照亮了周围的物质，这在很大程度上影响着星系臂的独特颜色。此外，o型恒星经常出现在多个恒星系统中，在这些系统中，由于质量转移和不同时间内组成恒星爆炸成超新星的可能性，它们的演化更难预测。
o型恒星是根据某些谱线的相对强度来分类的。重点线为454.1 nm处的He+线，420.0 nm处的He+线，从极弱的O9.5到极强的O2-O7的He+线，447.1 nm处的He+线和402.6 nm处的He+线，从O2/3处的缺失到O9.5处的突出。O7级定义了454.1纳米He+和447.1纳米He0线具有相同强度。最炽热的o型星具有非常弱的中性He线，它们必须在N2+和N3+线的相对强度上被分开。
o型恒星的光度等级是根据He+发射线和某些电离氮和硅线的相对强度来确定的。这些都用“f”表示。光谱类型的后缀“f”，单独表示N2+和He+发射；“(f)”，意思是发射力弱或不存在；“((f))”，意思是N的发射很弱或者不存在；“f*”，表示添加了非常强的N3+发射；以及“f+”，Si3+发射的存在。光度类V，主序星，发射谱线一般较弱或缺失，巨星和超巨星发射谱线强度增大。
在o2-o4中，主序星和超巨星星之间的区别很小，甚至不能代表真正的光度或演化差异。在中等的o5-o8类中，O(f))主序列、O(f)巨星和超巨星之间的区别是明确的，表示亮度的增加。Si3+发射强度的增加也是亮度增加的一个指标，这是为晚o型恒星分配亮度等级的主要手段。
如果O3型到O8型的恒星具有特别强的468.6 nm电离氦线，则它们被归类为光度类Vz亚型。线的存在被认为是极端年轻；“z"代表零龄。
对于光谱类型O2到O5.5，超巨星不分为Ia/Iab/Ib亚型。对于O2、O2.5或O3类型，没有定义亚巨星光谱类型。亮巨星光度级别不定义为比O6更热的恒星。
o型恒星质量在16M⊙-260M⊙，直径6R⊙-100R⊙。它们是赫罗图上主序星左上端大质量的主序星，是温度最高、质量最大的一类恒星。最热的o型星质量超过太阳的150倍，它们半径一般在太阳的6-30倍之间，只有少数超巨星超过太阳的30倍。
o型星是最亮的主序星，其中最暗的o 9.5型也要比太阳亮2.5万倍，多数o型星亮度超过太阳亮度20万倍，极端明亮的超过太阳500万倍。
o型恒星温度超过30000k，最热的可以达到50000k，极端的高温使它们呈现为蓝色外观。
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