一．恒星 是什么？

仰觀夜空，繁星 閃爍，銀河在天。如此景象在大都市中已經(jīng)難得一見了。城市人來到鄉(xiāng)村，除了為山川的 秀色而陶醉，到了夜晚，也常常會為有幸一睹久違的 星 空而興奮。

恒星 是夜空中的 主角。肉眼可見的 滿天群星 之中，除了少數(shù)幾個大行星 之外，絕大部分都是恒星 。雖然我們用望遠鏡可以輕易看見月球、木星 、土星 等天體表面的 特征，但是對于恒星 ，無論你用多大的 望遠鏡，卻永遠是一個點，最多帶一點色彩而已。那么，對于天上的 繁星 ，是否除了亮度的 差異，我們就無從了解其本質(zhì)了呢？

 (圖：望星 空)

隨著近現(xiàn)代天文觀測技術的 迅速發(fā)展，人們先后發(fā)明了照相術、分光觀測技術和高分辨率測量系 統(tǒng)等，伴隨天體物理學的 發(fā)展，我們終于得以窺識恒星 的 種種天機。

恒星 究竟是什么？單從字面上看，恒星 好像是指恒定不動的 星 。在古人心目中，恒星 的 確是不動的 ，他們把這作為區(qū)別恒星 與行星 的 主要依據(jù)。然而，現(xiàn)代天文研究發(fā)現(xiàn)，所有的 恒星 在宇宙中都是不停地運動的 ，只不過它們距離我們實在太遠，因而很難在短時間內(nèi)辨別出它們相對位置的 變化。而利用現(xiàn)代的 高分辨率測量方法，天文學家已經(jīng)測出了大量近距離恒星 的 準確運動速度。

恒星 的 本質(zhì)在于它們是能夠自己發(fā)光發(fā)熱的 天體，如同我們的 太陽一樣，是一團團熊熊燃燒的 氣態(tài)大火球，

(圖：哈勃望遠鏡中所見多彩的 恒星 世界。)

散布于廣袤的 宇宙空間。而與之相對的 是行星 、衛(wèi)星 、彗星 等天體，它們自身并不發(fā)光發(fā)熱，而是靠反射太陽光才為我們所見。所以，恒星 區(qū)別于行星 的 重要特征，就是恒星 通過自身內(nèi)部的 熱核反應而發(fā)熱、發(fā)光。在浩瀚的 繁星 世界里，太陽只是一顆非常普通的 恒星 ，只是因為離地球最近，才成了天空中最大最亮的 天體。其他的 恒星 ，因為離開我們極其遙遠，看上去就成了一個個閃爍的 亮點。

滿天的 恒星 ，其實就是滿天的 “太陽”。

二．恒星 的 大小

雖然我們用望遠鏡看不出恒星 的 大小差別，但是天文學家仍然有辦法間接地推算出恒星 的 體積差異。

恒星 之間的 體積相差懸殊。太陽的 直徑將近140萬千米，“身軀”內(nèi)裝得下130萬個地球，但在恒星 世界里，這樣的 個頭實在算不了什么。很多恒星 的 體積都比太陽大，例如仙王VV星 的 半徑就達到太陽的 1600倍，堪稱恒星 世界的 “巨人”。當然，也有不少恒星 比太陽小，最小直徑可小到太陽的 十分之一。而若考察一種演化到末期的 恒星 遺?。凶有?，其直徑只有幾十千米，堪稱恒星 “侏儒”了。

相對來說，恒星 質(zhì)量的 差別要小得多。太陽的 質(zhì)量約2×10³⁰千克(2千億億億噸)，是地球的 33萬倍，但在恒星 中僅處于“中游”水平。恒星 中質(zhì)量最大的 約為太陽的 120倍，最小約為太陽質(zhì)量的 十分之一。

(圖：白矮星 、中子星 與地球大小的 比較。)

(圖：金牛座中的 畢宿五是一顆紅巨星 ，體積比太陽大得多)

三．恒星 的 溫度和顏色

恒星 是有顏色的 。如果對恒星 進行照相，由于長時間的 星 光累積，不同恒星 的 色彩差異將更為顯著。

其實，每一顆恒星 都是一個熾熱的 氣體球，其內(nèi)部溫度高達幾千萬度，進行著劇烈的 熱核反應。核心釋放的 巨額能量通過輻射、對流等過程向外輸送，使星 球的 表面增溫而發(fā)光。由于年齡和質(zhì)量的 不同，各恒星 之間的 表面溫度差別很大。

恒星 的 顏色，反映的 是恒星 的 表面溫度。藍色的 恒星 ，表面溫度高，可達3、4萬攝氏度，而紅色的 恒星 ，表面溫度要相對低很多，只有2、3千攝氏度。恒星 的 顏色和表面溫度之間大體上有著以下的 對應關系 ：

                  顏色         表面溫度（攝氏度）

                   藍            25000－40000

                  藍白           12000－25000

                   白             7700－12000

                  黃白            6000－ 7700

                   黃             5000－ 6000

                   橙             3700－ 5000

                   紅             2600－ 3700

(圖：獵戶座中的 恒星 。其中左上角的 亮星 參宿四是顆紅超巨星 ，顏色明顯發(fā)紅)

【思考與討論】

·          恒星 的 顏色可以用來表征恒星 的 什么性質(zhì)？紅色的 恒星 與藍色的 恒星 比較，哪顆星 更熱 ？

·          恒星 發(fā)光的 能源來自何方 ？

四．恒星 的 光度與亮度

滿天星 斗，明暗懸殊。恒星 的 亮和暗，與什么有關？

研究表明，恒星 的 發(fā)光本領相差非常大。恒星 單位時間輻射的 總能量也就是恒星 的 發(fā)光強度，簡稱光度。它除了與恒星 的 表面積成正比之外，還與恒星 表面溫度的 4次方成正比。通常以太陽光度為單位，光度最大的 恒星 ，可達太陽光度的 1百萬倍；而光度最小的 恒星 ，約只有太陽光度的 1百萬分之一。在天文學中，把光度小的 恒星 ，稱為矮星 ；光度大的 恒星 ，稱為巨星 ；光度特別大的 恒星 ，則稱為超巨星 ，它們的 直徑通常也很大。

實際觀測到恒星 的 明暗程度稱為亮度，亮度的 大小取決于天體的 實際發(fā)光本領和天體的 距離兩個因素。同樣光度的 天體，離開我們越遠亮度就越小，亮度與天體距離的 平方成反比。

為了比較恒星 的 真實發(fā)光能力，天文學家定義了一個絕對星 等來表示恒星 的 光度。也就是假想把不同距離的 恒星 放在同一條“起跑線”上進行比較。恒星 的 這條“起跑線”就定義在離開我們32.6光年遠的 地方。把恒星 放在這個標準距離處，它所顯現(xiàn)的 亮度用絕對星 等來表示。而我們在地球上實際看到的 恒星 星 等，則稱為視星 等。

因此，一顆恒星 ，它的 視星 等亮(即星 等數(shù)值小)，它發(fā)出的 光不一定真強，而絕對星 等亮，它發(fā)出的 光才真正的 強。比如說，太陽的 視星 等是 -26.7等，絕對星 等是4.85等；織女星 的 視星 等是0.03等，絕對星 等是0.6等。因此，織女星 發(fā)出的 光，實際上比太陽強50倍。

大多數(shù)恒星 的 亮度基本保持恒定不變，但有時由于恒星 之間的 互相遮掩，或恒星 體積時脹時縮的 周期性變化，或恒星 在短時間內(nèi)發(fā)生爆發(fā)，都會使其亮度發(fā)生明顯的 變化，這種發(fā)生明顯亮度改變的 恒星 通稱為變星 。

【小資料]】

星 等  早在公元前2世紀，古希臘天文學家依巴谷就已經(jīng)把肉眼所見的 恒星 按亮度分成六個等級，最亮的 是1等星 ，最暗的 為6等星 。到了19世紀，由于出現(xiàn)了可以測量恒星 亮度的 光度計，英國天文學家普森就提出，把1等星 與6等星 之間的 亮度差別，嚴格地定義為100倍，也就是說，星 等每增加1等，亮度就降低為原來的 2.512分之一。根據(jù)這個定義，就可以有0等星 （它比1等星 亮2.512倍），還可以有負星 等，小數(shù)星 等等。(圖：一些著名天體的 星 等)

【思考與討論】

假設A星 與B星 的 視星 等相同？但A星 到地球的 距離是B星 的 2倍，哪顆星 的 絕對星 等大？

五．恒星 的 運動

古時候，人們觀測發(fā)現(xiàn)，除了每天周而復始的 東升西落，天上的 絕大多數(shù)星 星 在幾十年甚至幾百年的 時間里，相互之間的 位置都沒有什么變化，但也有少數(shù)幾顆星 會在這個恒定不變的 背景中做相對運動。古人發(fā)現(xiàn)了這兩類天體的 不同，就將后者稱為行星 ，而將前者稱為恒星 ，這一名稱沿用至今。然而，恒星 這一名詞其實是名不副實的 ，因為它們其實也在不停地運動著，速度甚至高達每秒幾十千米以上，只是由于它們離我們極其遙遠而不容易覺察到罷了。

天文學上通常把天體的 運動速度沿兩個方向分解，一個是沿觀測者到天體的 視線方向，稱為視向速度；一個是與視線相垂直的 方向，稱為切向速度，切向速度在天球投影面上表現(xiàn)為自行，也就我們直觀上所看到的 天體在天球上位置的 變化速度，自行與該天體的 距離相乘，就可以得到切向速度的 大小。

測定恒星 自行的 基本原理是，相隔一段比較長的 時間，精確測定同一顆恒星 在天球上的 位置，并加以比較，從而確定該恒星 每年在天球上移動的 角度，稱為恒星 的 年自行。肉眼可見恒星 的 年自行大多小于0.1角秒，目前所知自行最大的 恒星 是蛇夫座的 巴納德星 ，年自行為10.31角秒。即使是這顆星 ，也得經(jīng)過170多年才移動一個月球直徑那么大的 一段距離，難怪古人要把它們當作是恒定不動的 天體了。

恒星 自行雖然很小，但是在漫長的 歲月中，它會使恒星 間的 相對位置發(fā)生顯著的 變化。在天空中，由一些星 星 構(gòu)成的 圖案，如北斗七星 ，是我們所熟悉的 。由于恒星 自行的 緣故，在十萬年前或十萬年后它的 形狀和現(xiàn)在就完全不同了。 (圖：北斗七星 形狀的 變遷。10萬年前的 北斗七星 （上），現(xiàn)在的 北斗七星 和每顆星 的 運動方向（中）， 10萬年后的 北斗七星 （下）。)

恒星 自行的 大小并不能反映恒星 真實運動速度的 大小。同樣的 切向運動速度，距離遠就看上去移動緩慢。巴納德星 的 自行較大，主要是因為它離我們較近（不到6光年），而其真實的 切向運動速度（每秒88千米）在恒星 的 賽跑中其實并不快。

恒星 的 自行反映的 是恒星 在垂直于我們視線方向的 運動，而在沿我們視線方向的 運動，則用視向速度來表示。視向速度不能直接被觀測到，但可以采用多普勒效應的 原理，利用恒星 光譜的 特性來測定。巴納德星 的 視向速度是每秒108千米并正向我們靠近。

恒星 的 真實空間速度是切向速度和視向速度的 合成，例如巴納德星 的 空間運動速度大小實際為每秒139千米。

【思考與討論】

也許你有過這樣的 經(jīng)驗：當火車向你奔馳而來時，你聽到的 是火車刺耳的 鳴笛聲。一旦火車從你身旁馳過以后，刺耳的 笛聲立即變得低沉，這就是聲音的 多普勒效應。恒星 發(fā)射的 光同樣也有這種效應，請查閱有關資料，了解一顆恒星 快速遠離我們而去時，我們看到它的 星 光應該變藍還是變紅？

六．恒星 的 距離

我們已經(jīng)知道恒星 距離我們十分遙遠，但到底有多遠？我們又怎樣去測量其距離？測定天體的 距離，是天文學研究中最基本、卻也是最困難的 問題之一。天文學家為解決這一難題可謂費盡心計。除了人們熟知的 三角測量方法以外，還不斷引入新的 測距途徑，如光度距離、速度距離、尺度距離、宇宙學距離等等。

測定天體距離最基本的 方法是三角視差法。如圖所示，相隔半年時間，在地球公轉(zhuǎn)軌道直徑的 兩端觀測同一顆恒星 ，可以測量得到該恒星 對地球軌道半徑的 張角，稱為恒星 的 視差。已知地球軌道半徑約為1.5億千米，于是由幾何關系 就可以推算出恒星 的 距離。我們現(xiàn)已知道，最近的 一顆恒星 （比鄰星 ）距離我們?yōu)?.2光年，相應的 視差角小于1角秒，其它恒星 距離更遠，視差角當然也就更小，測定起來相當困難。目前人類借助空間觀測手段，用三角視差法測定恒星 距離的 最遠范圍大致不超過500光年。銀河系 的 尺度約為10萬光年，其中絕大部分恒星 的 距離遠遠超出今天三角視差法的 適用范圍；為了測量更遠恒星 的 距離，天文學家們必須另辟蹊徑。 (圖：三角視差測定原理)

【小資料]】

光年：恒星 離我們太遙遠，用普通的 長度單位表示很不方便。天文學家就發(fā)明了“光年”來量度恒星 間的 距離。1光年是光在一年中通過的 距離，約等于10萬億千米。

同樣光度的 天體，離開我們越遠亮度就越小，即亮度與天體距離的 平方成反比。如果能通過其他途徑確定天體的 光度，那么根據(jù)同一天體的 光度和亮度，也就可以確定它的 距離。天文學家已經(jīng)找到了好幾種確定天體光度的 方法，其中最著名的 當推造父變星 的 “周光關系 ”，即利用這類變星 光變周期和平均光度之間存在的 確定關系 ，由光變周期來求得光度，適用范圍可達500多萬光年，遠遠超出三角視差的 能力范圍。(圖：造父變星 周光關系 )

研究表明，某些特殊的 天體具有確定的 光度，它們可以用來作為宇宙中的 “標準燭光”，并由此推算出天體的 距離。這類天體包括新星 (一種爆發(fā)型的 變星 )、超新星 (參見第4章)、天琴RR型變星 、星 系 中某類球狀星 團(參見第3章)的 光度等等，其中適用范圍最遠的 是Ia型超新星 。這一類超新星 爆發(fā)時極為明亮，最大光度又非常恒定，是一種很好的 標準燭光，所測定的 光度距離最遠可超過100億光年。

【思考與討論】

你如何理解具有確定光度的 一類天體可以作為“標準燭光” ？如果已知一類天體具有確定的 大小(以光年為單位)，你能利用這個特性來推算天體的 距離嗎？