恒星的本质
第二节 恒星的本质
在历史上的一大半时期，人类仰望星空时只是把星辰当作装点在夜空上的闪亮的光点。很久以前，古人就注意到星星聚集成各种形状，星空能指示时间和时节，这一点特别被古人看中，并加以利用。
自从天文学产生以来，很多个世纪观测对象局限在地球周边的天体——太阳、月球、足够亮的行星。这些天体有特别的亮度，在星辰点缀的天球上运行令人格外注意。遥远的恒星好像永远不变，令人感到不可思议，这使得它们非常适合做标志，从而指示出移动的星星的行踪。古老的星图大约就是这样产生的。
哥白尼提出太阳是它所在的行星系统的中心，处于统治者的地位，这是太阳应得的。此后，人们才逐渐理解太阳同样是恒星，它那么亮是因为距离我们很近。于是，人们逐渐把恒星当作距离很远的太阳，它们巨大、炽热，可能还环绕着很多卫星。
我们研究太阳得知的恒星的特征也适用于其他恒星。恒星是高温气体凝聚成的大球体，由光球、色球、日珥、日冕等构成。恒星不断向外辐射大量能量。但是，即使用肉眼观察也能发现恒星和太阳不完全一样，它们有的是蓝色的，有的是红色的，也有的是和太阳相似的黄色的。
望远镜能帮我们观察恒星的几个明显的特点，但是并不能帮我们更多地认识恒星的本质。没错，望远镜帮助我们观测到很多肉眼无法发现的星星，但就算是最大的望远镜也没法把恒星显示成一个能供我们研究的圆面，直到发明了几种特别的仪器，恒星的一些现象才被观测到。分光仪是最先被应用于研究恒星的特殊设备，并且直到今日依然发挥着效用。
分析星光
应用于天文学研究的分光仪能够分析天体的光。分光仪有一枚或多枚棱镜，有的还有光栅，能够让光分散成色带，也叫光谱，看起来像彩虹。可见光谱的颜色依次是紫、靛、蓝、绿、黄、橙、红，之间有渐变的次序。
拿两架小望远镜对准棱镜，一架放在眼睛观测的地方，接受光线，把这里用到的目镜替换为一道窄缝。把分光仪连接到望远镜上，让这道缝隙处于目镜的焦点上。光从窄缝通过，在第一架小望远镜内通过透镜变成平行的，然后通过棱镜，形成光谱。使用第二架小望远镜进行观测，研究人员常用它进行摄影。把反射望远镜与窄缝相连，能够通过天体的光谱得到某些已知元素的光谱，例如铁、氢等。只有利用窄缝和分光仪才能得到用作比较的光谱，这种方法有个弊端：一次只能得到一颗星的光谱。
要想同时得到多颗星的光谱，可以使用物端棱镜分光仪。把大棱镜加装到望远镜的物镜前边，通过这样的望远镜，能拍摄到观测区域里星星们的光谱，一段光谱就代表一颗星。
夫琅禾费（Joseph von Fraunhofer）拉开了分析天体光谱的大幕，他也是制造大型望远镜的先行者。1814年，夫琅禾费利用自制的分光仪研究日光，发现光谱上有很多细细的暗线。于是他为它们命名，拿字母标记从红到紫的光谱上的暗线，这个系统沿用至今。黄色区域有两条相邻的暗线，叫作D线。
1823年，夫琅禾费开始研究恒星光谱，他是此领域的第一人。他发现恒星光谱上页存在许多暗线，越红的星星暗线越复杂。后来物理学家基尔霍夫（Kirchhoff）提出一条著名的定律，来阐释这些暗线是什么。这条定律得出的结论大致如下：
通常来说，发光气体的光谱呈现为黑色背景上五颜六色的线条纹样，由于气体成分不同，纹样也各不相同。无线电台可以使用不同波长进行播音，并被接收到，同理，通过光的波长能区分出发光气体所含的不同的化学元素。
可发光的固体、液体、气体，在特定的条件下能够发出各色的光，形成连续的光谱，看起来所发出的就是白光。如果在观测者和光源之间存在低温气体，白光中和低温气体波长相同的部分就会被吸收掉。如此一来，所呈现的光谱就出现了暗线，这些暗线能够反映出干扰光谱的气体是什么成分。恒星的光谱带有暗线，意味着某些特定的波长被吸收了，这一变化发生在恒星光球发出的光穿过恒星大气层时。
恒星光谱的纹样
哈佛天文台和其位于秘鲁的阿雷基帕分所（后移到非洲南部的麻塞尔波尔）摄影研究恒星光谱的工作已经持续了近一个世纪。这项研究需要使用物端棱镜，成千上万张全部天空区域的照片都被仔细保存下来并谨慎研究。这项精细、辛劳的工作得到丰厚的研究成果，发现了超过35万颗恒星的光谱。通过H.D.星表（The Henry Draper Catalogue）可以知道其中每一颗星星的亮度和谱型（Spectral Class）。我们来说说什么是谱型。
所有被研究过的恒星光谱，绝大多数的线的纹样都能够归纳成某种相连的序列。某颗尚未研究的恒星的光谱，几乎一定能在这个序列里找到对应的片段。这些纹样被平均地分隔开，使用任意字母B、A、F、G、K、M表示，它们相隔的部分都被分成十部分。举例来说，如果我们发现一颗恒星的光谱的纹样位于我们制定的标准的B、A中间，它的谱型就是B5。哈佛天文台最先提出这种表示光谱的方法，叫作德拉伯分类法（Draper classification）。
如果恒星光谱中氦线地位突出，就是B型光谱。人们研究太阳光球时首次发现了氦气，因为从光谱里看到了未曾见过的线，后来氦气被用来充填飞船气球。猎户座腰带上那3颗星中间的一颗就是典型的氦星。
天狼星和织女星的光谱里有明显的氢线，属于A型光谱。氢元素最轻，在各型光谱里都能见到它的身影。A型的恒星是蓝色的，光谱为从蓝到红依次排列的线条。
北极星和南极老人星（Canopus）是F型星，呈黄色。它们的光谱中氢的痕迹少，钙、铁等金属的线条很多。
太阳是G型星的代表。太阳是黄色的，光谱中有上千条金属线。大角星的光谱里金属线更明显，它是K型星。这个类型最末端的星和M型中的红星，比如猎户座的参宿四和天蝎座的心宿二，光谱中都能见到宽带褶纹和很多暗线。
上边介绍的是光谱序列里的主要部分。另外还有四种公认的型，不过这几种星星加起来也不到星星总数的1/100。以前，人们认为这个序列上的蓝色星到红色星的过程代表了恒星的生命历程：蓝色星处于幼年，太阳这类黄色星处于中年，红色星一定会越发地红，越发地暗，最后湮灭。有一种新的学说认为一部分红色星才代表恒星的幼年时期，恒星逐渐老去就会变黄、变蓝，最后又变成红色，真正到达老年。另外还有一些别的关于恒星演化的学说。
恒星的温度
如果一块金属热得发蓝了，那么温度一定比它热得发红时高，因此，我们可以推断蓝色星的温度比红色星的更高。不少研究为这一推断提供了佐证：光谱的次序代表着温度降低的顺序。关于恒星光谱的实验证明了这个推论，并得出了各类光谱类型的星的温度。另外，近些年已经能够测出恒星发出的热量了。
在介绍太阳的部分，我们提到一种方法，把一些水放在阳光下，利用水温升高的数值进行计算。这种方法十分粗略，不适合计算恒星的温度。帕第特（Pettit）和尼科尔森想出了一个新办法。威尔逊山有一架口径100英寸的望远镜，他们利用这架望远镜让一颗恒星的光聚焦在很小的电热偶（thermocouple）上，通过观察电流计（galvanometer）的转动情况测算恒星的热能。使用这种方法，即使亮度是比肉眼可见的几百分之一的星，也能被测出热量，从而算出温度。他们还利用这种方法测过行星和月球表面的温度。(https://www.daowen.com)
蓝色星表面的温度约10 000℃到20 000℃，也可能更高。黄色星表面约6 000℃，最红的星表面约2 000℃。不过，就算是最凉的恒星温度也是很高的。
在光球下面，深度越深温度越高，恒星的中心可能高达千百万摄氏度。恒星内部到底如何，很长时间以来专家们意见不一。恒星发光的能量来自哪里，源源不断的星光去了哪里，都是有趣而引人探索的问题。
巨星和白矮星
恒星发光的能力，也就是它的实际亮度（光度luminosity）差距悬殊。设想一下，我们把恒星和太阳以相等的间距排成一行，会发现有些星的亮度只有太阳的万分之一，有的则比太阳明亮上万倍。事实上，天文学家只观测恒星在特定的标准距离上该有的亮度。如何测定距离将在后面介绍。
图48 光谱——发光能力图解
拿出一张方格纸，用一个点表示一颗位于某地的已知发光能力和谱型的星，图48就是一张表示光谱光度的简图。垂直的线表示不同的光谱类型，水平的线表示不同的实际亮度，把太阳的亮度作为单位，从下往上数值逐渐升高。位于中心的点代表太阳，是GO型。代表着包括太阳在内的大多数恒星的点沿着一条从左上到右下的线分布，这就是主星序（main sequence）。沿着这条线往右，星的温度越来越低，也越发红和暗。
主星序上有两群点，代表平均发光能力为太阳百倍的巨星（giant stars）和比太阳亮几千倍的超巨星（supergaints）。我们先来研究某个特定型的星，比如红色M型星。如果它们颜色一样，表面温度也一样，那么每平方米的表面亮度也肯定一样。同是这一型的星，这一颗和那一颗表面一平方米区域的亮度是相等的。巨星和超巨星与同型的主序星相比，要亮若干倍，这意味着它们的表面要大若干倍，它们之所以更亮是因为它们更大。
图上左下角有一些点，代表白矮星（white dwarf stars）。天狼星暗淡的伴星就是出名的白矮星。它们的亮度是普通白色暗星的几千分之一，因此它们的体积也是普通白色暗星的几千分之一。白矮星并不比主序星里的红色星暗多少，但是更小，事实上，白色星每平方米的亮度比红色星同样面积的更亮。
恒星的大小
大家已经了解称量行星的方法，称量恒星的方法类似，也要利用它们施加给相邻天体的引力。我们介绍过，想给一颗孤独的没有卫星的行星称重很难。如果有卫星，称量难度就大大降低了。要给一颗孤独的恒星称重难度就更大了。隔在恒星间的空间太大，导致一颗恒星作用于另一颗恒星的引力很难被观察到。
幸好，在探索称量方法时，望远镜观测到几千对星，即双星，它们中很多是相互绕转的。分光仪又帮人们发现很多距离更近的双星。在特定的距离上，公转周期越短，两颗星合并的质量就越大。因此，只要测出平均的相距距离和公转周期，就很容易算出合并的质量。有时候还可以计算出双星中某颗星单独的质量。
通过研究双星得到一个令人惊讶的结论：恒星的质量很均衡，大概为太阳质量的1/5到5倍。这些构建宇宙的“砖块”很均匀，太阳刚好也是其中一颗中等的星。和某些人试图让大家相信的不同，太阳绝对不是二流甚至更差的星。我们可以为此感到一些合情合理的骄傲。
在查看图48时，我们已经了解到一些和恒星大小有关的信息。能够看出在主序星中，和太阳相比，较蓝的星更大，较红的星更小，白矮星非常小，巨星很大，红色超巨星比所有星都大。根据从图上得出的信息进行计算，也能得出以上结论，并且能算出比较准确的单颗星的直径。要想测量一颗恒星有多大，使用测量月亮或行星的直径的方法是行不通的；就算用最大的望远镜进行观测，也看不到恒星的圆面。知道了这个情况，我们不得不佩服天文学家的智慧，他们竟然从被叫作星星的小亮点上找出了那么多信息。
1920年，威尔逊山开始使用迈克尔逊（Michelson）式干涉仪来测量恒星的直径。先把它和口径100英寸的反射望远镜连接，然后再分开，整个步骤有些烦琐。但是，用干涉仪测量出的一些恒星的直径令人满意，这就够了。恒星心宿二已经被测量过，得出它的直径是4亿英里。第一颗被测量的恒星是参宿四，大约是心宿二的一半大。这些红巨星都拥有令人吃惊的庞大体积。
我们已经知道，恒星的质量比较平均，但是它们的体积相差却很大，因此，恒星的密度肯定也相差很多。红巨星上的物质很稀薄，以心宿二为例，它的密度只有地球上空气密度的1/3 000。
白矮星是另一个极端，它们十分紧密，以前人们认为不可能有那么大的密度。从大小来看，它们更像行星。在质量上，它们却能和太阳一较高下。天狼星的伴星的平均密度大概是水的3万倍。有人推测，在那种密度下，这颗星内部的原子已经在极高的温度中粉碎了，所以它内部应该有地球上不存在的紧密的物质。
即便有难以否定的证据，但并不是所有的天文学家和物理学家都赞同这种观点。当然，如果没有确切的证据，人们也可以不信天狼星的伴星有高达水的3万倍的密度，这么大的密度意味着这颗星上一个普通的玻璃杯就重达七八吨。按照相对性原理，密度很大的恒星在光谱中的线偏向红色，威尔逊山与里克天文台都观测到了天狼星光谱的这种偏向。
变星
大部分恒星的光芒是稳定不变的。想起这些巨大的能量都从恒星的光球内发散出来，人们不能不感到惊讶，恒星内的反应竟然一秒又一秒、一个世纪又一个世纪持续不断，稳定地供给光球能量。不过也有不少恒星辐射的能量不稳定，我们把它们叫作变星。还有一类由于食而产生光线变化的星，我们后面再介绍。
蒭藁增二位于鲸鱼座，是第一颗被认定为变星的星，早在1596年人们就得出了这个结论。通过望远镜观测，有时它是9等星，有时会明亮上百倍，肉眼看起来也很明亮。这个变化周期大约为11个月。蒭藁增二是有代表性的长周期变星（long period variables），这一类星还有很多，它们都属于红巨星或超巨星。还有很多红巨星，例如参宿四，光的变化不大并且没有规律，有些星群的光的变化却有一些能够预测。
目前引起最广泛讨论的是造父变星（cepheid variable stars），它们具有很高的价值，我们会在后面展开讲述。这个名称来自仙王座δ星（Delta Cephei），它是关于这种变光的最早的证据之一，典型的造父变星是黄色的超巨星。无论是周期还是形式，造父变星的变光普遍很有规律，它们的周期多在一周左右，最亮的时候比最暗的时候要蓝一全谱型。
有半数造父变星的变化不像上边讲的那么标准。它们与恒星有很多相同点，也有很多明显的区别。它们常常穿现在大球状星团中，被称为星团造父变星。它们都是蓝色星，变化周期大约为半天，肉眼是没法看到它们的。
一般认为造父变星（也许所有真正的变星都包括在内）光芒变化是它们的脉冲引起的。简单地说（大概过于简单），变星在有规律地涨缩。它们内部热量增多，就更亮更蓝，于是胀大，接着变冷，又变暗变红。这个变化过程超过一定界限，整颗星变得过冷，不得不再次变化，开始收缩。这种脉冲开始以后，会持续一段时间。这个简单的假设存在一个暂时不能解决的问题：事实上，造父变星最明亮的时候不是它最紧密的时候，而是此后变化周期进行到1/4的时候，那个时候它已经向外膨胀很多了。很明显，恒星光的变化和恒星的本质存在密切的关系。
新星
所有的星辰、所有天界现象中，最夺目的就是新星。虽然被叫作新星（novae），但它们并不是新诞生的，其实是一些看上去和大部分恒星一样暗淡的星，但由于某些我们尚未发现的原因，它们突然爆开了。只要短短几个小时，它们便从难以看到的程度变得明亮许多倍，在短暂的最明亮的时候，它们的光芒甚至可以和最亮的恒星媲美，更有极少的情况，能够赶上最亮的行星。之后，它们会慢慢沉到黑暗中去。
1572年仙后座出现了最漂亮的新星。人们通常叫它第谷星（Tycho’s star），因为第谷·布拉赫（Tycho Brahe）这位有名的天文学家是它的第一个观测者（但并不是第一个发现者）。这颗星突然就明亮到可以媲美金星，接着暗下去，过了大约6个月消失了。蛇夫座有过一颗比木星还亮的新星，叫开普勒星（Kepler’s star）。1604年它在天上出现，有一年半的时间都能被肉眼看到，但那时候没有望远镜能让人们继续观测。
20世纪初期出现了4颗明亮的新星。1901年英仙座出现了一颗新星，比五车二还亮一些。1918年天鹰座出现新星，是300多年间最明亮的一颗，比天狼星以外所有的恒星都量。两三天之中，它的亮度增加了约5万倍。1920年天鹅座的新星亮度和天津四差不多，刚好位于大十字（天鹅座）的顶上。1925年绘架座新星（Nova pictoris）最明亮的时候可达一等。
以上介绍的是突然现身的明亮的新星。还有很多新星即使在最亮的时期也无法被肉眼发现，有一些能通过摄影记录下来，但是还有更多从明亮到暗淡都不为人所知。有观点认为，每年都有20颗以上能够被小型望远镜观测到的新星在环绕我们的恒星当中现身，另外还有数不清的新星出现在银河系之外。
总的来说，新星不算罕见，每一颗生命周期漫长的恒星都会有炸裂的那一刻。想象一下也许未来某天太阳也会这样炸裂，这就更让人注意了，这样重大的事件绝对是地球生命的大灾难。人们难免感到好奇：平时稳定的恒星为什么会出现这样惊人的变化？望远镜、分光仪、照片，种种手段可以帮助天文学家获得很多相关资料。这种突变发生的原因还在探索的路上。
目前，我们把已知的恒星的特征都梳理了一遍，让我们回顾一下本章标题里的问题，并简单地给出答案。恒星是什么？诗人写下的“星星，星星，眨眼睛，我真好奇，你是什么？”只停留在好奇的阶段。天文学家也很好奇，并且付出努力去弄懂其中的原因。当然，这就是天文学家的责任，他们进行探索的时间并不长，但是取得的成绩有目共睹。
恒星相当于宇宙的能量仓，是大自然构筑复杂的巨型工程的砖石。恒星是温度很高的气态的球体，不同的恒星所含有的气体量差别不大。但是恒星的体积相差巨大，按照直径排列，有直径几亿英里的红色超巨星，也有直径几万英里的白矮星。红色超巨星密度是空气的几千分之一，白矮星的密度比水大几万倍。恒星中心的密度很大，温度也很高。有的恒星亮度会变化，令人联想到脉动；有的恒星会炸裂。以上便是关于恒星的介绍。
