千亿个太阳 作者:[德]鲁道夫·基彭哈恩-第3章

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∷梗℉ipparchus）所看到的没有差别。在我们这颗行星上出现懂科学的智慧人类以来的时间很短，人类至今还不能直接记录恒星随时间的演化过程。虽然我们也发现一些恒星的亮度会随时间的变化而变化，但这只是一些起伏现象，和恒星的演化效应不是一回事。可以把它们比作蜡烛中的火花。火花和蜡烛中存储的能量全部耗尽，即与蜡烛烧尽没有直接的关系。我们没有直接观测到恒星的老化现象。假如我们能有足够长的时间等待，那么应该能够觉察到恒星的衰老。一个想要知道恒星随时间演化规律的天文学家，可以和一只想在短暂生命中了解人类衰老过程的果蝇相比拟。我们置身于它的地位来想想：如果它从早到晚总在观察一个人，那么它不会发现这个人有明显的衰老。人变老远比果蝇变老要慢得多。果蝇可以观看到各种类型的人：女人和男人，矮个子的和高个子的，浅色皮肤的和深色皮肤的。它并不知道，它所看到的是不同类型的人，还是同一类型而处于不同老化阶段的人。它只是在它的生命中看到人类的一个瞬时的情形。它不知道，一个矮人是不是永远是矮的，浅色皮肤的人会不会演变成深色皮肤的，男人会不会变为女人。当我们观测恒星时，我们也处于同样境地。我们只看到恒星总体的一个瞬间图形，看到有各种类型的恒星，例如看到有一颗奇怪的星围绕着天狼星转动。天狼星的伴星天狼星是夜空中最亮的恒星。1844年柯尼斯堡天文台的台长弗里德里希·威廉·贝塞尔（FriedrichWilhelmBessel）观察到天狼星在天空中进行很小而规则的周期运动（见图1…1）。贝塞尔由此得出结论，天狼星肯定有一颗伴星，它和伴星一起围绕着共同的重心以50年为周期进行运动。因为当时不曾看到这颗伴星，这个推测曾经遭到怀疑。1862年美国剑桥港的一位有名的望远镜制造者阿尔万·乔治·克拉克（AlvanGeorgeClark）检验他给芝加哥天文台制造的一台折射望远镜的光学系统。当他把望远镜对准天狼星时，他发现在紧靠亮星的地方有一颗很暗的，勉强能观察到的小星，它就是贝塞尔推测的天狼星的伴星。■今天我们对这两颗星有了更多的了解。它们每隔49。9年绕共同的重心运动一周。通过对这个双星系统的运动情况的研究，可以知道它们是由引力而联系着的双星。主星称为天狼A，是由2。3个太阳质量组成。长期测不到的第二颗星称为天狼B，它的质量比较小，大约只有1个太阳质量。
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　　这两颗星完全不同。天狼A相当于太阳的两倍，在它内部平均每立方厘米体积中包含四分之一克的物质，比太阳内部每立方厘米体积中所包含的物质少（太阳每立方厘米体积中含1克物质）。天狼B的半径约为太阳半径的百分之一，但它的质量却和太阳质量相同，所以在它的内部物质被压缩的程度比在太阳内部强100万倍。可以算出在它内部每立方厘米体积中将包含1000公斤的物质。可见天狠星系统是由两颗性质完全不同的星组成！人们知道很多像天狼B这种类型的星，它们也有以单星形式出现的。它们当中大多数表面温度很高，辐射出白光。同时由于它们的直径很小，所以叫做白矮星。御夫座的超巨星白矮星内部的物质密度比太阳大100万倍。但是我们还发现有的恒星内部物质密度比太阳小得多。和天狼星双星相似，我们还要研究一颗在一个双星系统中密度极低的有趣的恒星。当两颗恒星由于引力作用在同一条轨道互相围绕运动时，它们就是天文学家乐于了解的对象。通过研究它们的运动就可以了解产生引力场的天体质量的大小。而如果很凑巧，从太阳系来看这两个天体的运动经常使它们处于前后互相遮掩的位置，那么对天文学家的研究就特别有利。有许多双星系统就表现出具有这种掩食的现象。其中有一类，它们的两颗子星非常靠近，两颗星的光线总是汇聚成一个光点，即使在最好的望远镜中也无法把它们分辨开来，亮度总是由两颗星的辐射合成。如果一颗星移到了另一颗星的前面，并把后面的星遮住，那么在掩食的期间我们将会接受到较少的光，汇聚成一个小星点的光将要变弱。直到前面的那颗星由于本身的运动不再遮住后面的星才又恢复。因为它们的亮度是随着时间变化的，人们把这类双星称为食变星。根据亮度怎样降低到最小值然后又上升的方式，以及根据在掩星和被掩星的位置互相交换以后，掩食的变化情况就可以了解两颗星的性质。在这里叙述这些，是因为在30年代由食变星提供了研究一颗特殊类型的恒星即超巨星的可能。准确地说，这是人们事先曾经设想过的，它涉及到御夫座中心的一颗星，即御夫座ζ星。天文学家早就知道它是双星，但不是像天狼星那样可以在望远镜中分辨开的双星。通过对它的光变进行仔细研究，发现它似乎是由一颗较热和一颗较冷的星组成的双星，并推断它必定是食变双星系统。1931—1932年的冬天巴伯尔斯贝格的天文学家赫里贝特·施内勒尔（HeribertSchneller）和莱比锡的天文学家约瑟夫·霍普曼（JosefHopmann）利用光度计，即用精密的测量仪器来测量这颗星的亮度，并肯定地发现了掩食现象。亮度在24小时内降低了65％（见图1－2），然后维
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　　持变弱的亮度37天不变，以后又在24小时内上升而恢复到正常的亮度。上述过程每隔972天重复一次。■对掩食过程的研究可以得到许多有关双星系统的信息。这里简短给出其主要结果：热星御夫座ζB的表面温度约为11000度，它比太阳的温度大约高2倍。它的质量约为10个太阳质量。较冷的星御夫座ζA的表面温①度约为3400度（太阳的表面温度约为5800度）。御夫座ζA的质量可达22个太阳质量。令人吃惊的是它的半径比太阳半径大200倍！因此这颗星是巨星。它是如此巨大，以至于在这颗星内不仅可以容纳太阳，而且可以很轻易地容纳地球绕太阳转动的整个轨道！当热星消失在巨大的冷星后面，并在它后面隐藏的37天内（图1…3），我们将观测到亮度的极小值。如果热星移到了冷星的前面，它只能掩盖冷星的一部分，而冷星被掩盖的这部分面积对系统总光度的影响反正不很大，因此第二次的掩食不会察觉出来。■现在我们对于御夫座ζ双星中的两颗星有了进一步的了解。热星和太阳以及天狼A没有太大的区别。虽然它的质量较大，半径也大一些，但是它的平均密度即每立方厘米体积中所包含的质量和太阳很接近，为每立方厘米中包含三分之一克物质。但冷星则完全不同，它每立方厘米的体积中只包含百万分之三克的物质。人们称这类星为超巨星。至此我们已经知道了性质截然不同的三种类型恒星：正常恒星（暂时我们还可以这样来称呼它们），如太阳、天狼A以及御夫座ζ中的热子星。它们的平均密度为每立方厘米十分之几克到几克。白矮星，它们的平均密度特别高，达到每立方厘米1000公斤。超巨星，它们的密度只有每立方厘米百万分之一克。虽然这三类恒星即使在最大的望远镜中都是以很小的光点出现，除了颜色和亮度有些区别外，初看起来都是一样的，然而对它们所进行的肤浅的研究也使我们了解到，恒星世界有各种各样的表现形式。为了让人们了解恒星繁多的表现形式，我们还需要将包括太阳在内的银河系的大约千亿颗恒星理出头绪，找出规律来。①这里以及全书，如果没有其他说明，都是采用绝对温标。其零点是…273℃，由绝对温标换算成摄氏温标，只需减去273度，因此太阳的表面温度约为5530℃。
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　　2．天体物理学家最有用的关系图在前一章中我们已经看到，恒星的种类繁多，有质量大而亮的蓝星和质量小的红星。有大的红星、红巨星和超巨星，也有小的白星和白矮星。我们的生命虽很短暂，但却希望把种类繁多的恒星按时间顺序理出头绪来。今天这个问题已经得到解决，至少人们已在实质上认识了恒星的演化规律。为了知道是怎样才达到这一点的，首先需要将各类的恒星进行整理和规序，也就是把所有观测到的恒星依据某种可以测量的判据加以排序。测量恒星的两种特性和恒星的归类恒星的表面温度是描述恒星性质的重要的量。因为不同的温度表现出不同的颜色，所以测量温度相对来说是比较容易的。当我们观测恒星时，多数人不知道恒星有不同的颜色。只有通过比较不同颜色滤光片拍摄的天空照片时，人们才能确定恒星的颜色。蓝色恒星是热星，而红色恒星是比较冷的星。然而颜色只能作为判别温度的大致依据，要得到准确的数值，还应对恒星光谱进行研究。原则上说，我们可以直接测定天空中所有足够亮的恒星的表面温度。如天狼A，即天狼双星系统中的主星，表面温度约为9500度，是一颗热星。在猎户星云天区内，可以找到表面温度高达20000度的星。但是猎户座中最亮的一颗星——参宿四却是一颗红色的星，它的表面温度只有3000度，所以它也是一颗冷星。我们回忆一下，太阳的表面温度还是5800度呢。恒星的另一个重要量是它的光度。它表示恒星每秒向空间辐射出的能量。我们不能通过观测直接测量出恒星的光度。人们可以测量出恒星在天空中的亮度，但它还不能告诉我们恒星向空间辐射出的能量到底是多少。光度相同的恒星，如果与我们的距离不同，在天空中的亮度也是不同的。根据光的传播定律，距离较远的恒星比光度相同但距离较近的恒星显得暗一些。只有知道了恒星的距离，才能根据它在天空中的亮度计算出它向空间辐射出的能量。在附录B中给出了天文学家如何测量恒星距离的方法。只有测定出恒星的距离，它的光度才能确定。太阳是天空中最亮的恒星，然而它的光度和其他恒星相比却是比较小的。光度最大的恒星每秒辐射出的能量比太阳大100000倍，但是由于它们距离很远，在天空中只呈现为一些小的光点。此外还有一些很暗弱的恒星、它们的光度只有太阳光度的十万分之一。现在我们已经了解了恒星的两个重要的、可测量的特性，即恒星的表面温度和光度。那么在宇宙中恒星的这两个量是不是可以任意组合？例如是否存在光度大的热星和冷星？是否还有光度小的热星和冷星呢？
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　　赫罗图天文学家用恒星的表面温度和光度作为坐标轴所得到的图来论证这些问题。赫罗图以绝妙的方式帮助我们找到了恒星演化的规律，所以我们要研究它。根据它的发明者丹麦天文学家埃依纳尔·赫茨普龙（EinarHertzsprung）和美国人亨利·诺里斯·罗素（HenryNorrisRussell）的名字称它为赫罗图。为简单起见又称为HR图。在这个图中纵轴向上为恒星的光度，横轴由右向左为恒星的表面温度（见图2…1）。如果我们根据恒星的颜色确定了它的温度，就得到了赫罗图所需的两个重要量当中的一个量。如果又知道了它的距离，就可以根据它在天空中的亮度计算出它的光度。进而得到了赫罗图所需的两个量，并且可以在赫罗图中将这颗恒星用一个点来代表。图2…1中标出了已经为人们所熟知的一些恒星。在图下