刖对嘉舭刖兜陌俜种唬闹柿咳春吞糁柿肯嗤栽谒哪诓课镏时谎顾醯某潭缺仍谔裟诓壳�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。在图下方横轴上的温度刻度不够均匀是出于技术上的原因，这里不去讨论它。左边纵轴表示光度的值。若光度值为1000，表示恒星的光度是太阳光度的1000倍。即太阳的光度值为1。由于太阳的表面温度为5800度，所以它位于赫罗图的中间部分。光度比太阳大的恒星位于太阳的上面，光度比太阳小的恒星，如天狼B（天狼双星中的白矮星）位于太阳的下面。比太阳更热的星，如天狼A和御夫座ζB（御夫座ζ双星中的热星）以及角宿一位于太阳的左边，而比太阳较冷的星，如参宿四和御夫座■双星中的超巨星，则位于它的右边。赫罗图中的点的位置已经能说明一些恒星的性质。因为冷星的光为红色，热星的光为白色或蓝色，所以图中红星位于右边，白星或蓝星位于左边。图的上边是光度大的恒星，下边是光度小的恒星。因此右上方的恒星是有很大光度的冷星。一个冷天体的每平方厘米表面积每秒只能辐射出很少的能量，但由于这颗星又能辐射出很大的能量，说明它必定有很大的表面积，必然是一颗很大的星，即位于赫罗图右上方的恒星是大的恒星，人们称它们为红巨星和红超巨星。我们在一个已知的特殊例子中已证实了这一点，即御夫座ζ双星中的主星是一颗巨大的星，在它的内部可以容纳地球的轨道。用相同的方法可以讨论赫罗图的左下方。位于那个区域的恒星是光度较小的热星。热星每平方厘米表面积每秒可以辐射出很多能量，但由于这颗星辐射出去的总能量很少，所以它必定是一颗很小的星。位于赫罗图左下方的星是白矮星。天狼星的伴星，即天狼B就是其中的一颗。■一般地说，根据恒星的光度和表面温度可以确定恒星的大小。因为通过温度可以知道恒星每平方厘米表面积辐射出多少能量，而光度可以给出恒星的总辐射能量，那么用简单的除法就可以得出恒星的辐射面积有多大，从而求出恒星的半径。
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在用赫罗图来回答恒星随时间演化问题之前，我们还要先说明一点，就是恒星的总辐射是很难测量的。地球大气不允许所有辐射都能通过，例如短波段的紫外辐射就不能达到我们地面。即便是已到达大气层底部的辐射，对它们进行测量也是很费力的。因为人的眼睛只能观察到太阳和恒星辐射中的一部分。同样，照相底片也不能感受所有的光。眼睛和照像乳胶对不同颜色的光的接受本领是不同的。由于这个原因在多数情况下我们就用肉眼接受的辐射去代替恒星的光度。为了测量肉眼接受的辐射需要一种和肉眼的色灵敏度相同的仪器，这种仪器的色灵敏度可以用滤光片来调整。在赫罗图中常常采用肉眼的目视光度代替恒星的光度，并称之为目视①光度。采用目视光度并没有使赫罗图有本质的变化。在本书的图中，当我们给出观测数据时，我们只足用目视光度（即在可见光范围内的辐射），然而当我们给出计算机数据时，则是用恒星的光度。在所有的图中我们都将说明所采用的是什么类型的光度。邻近太阳的恒星我们已具备了利用赫罗图进行工作的所有先决条件。首先从离太阳最近的恒星开始。这里所指的恒星是距离我们不超过70光年的恒星。这个距离的确是很近的，因为在我们银河系中距离最远的恒星的光大约要走70000年才能到达天文学家的望远镜中。现在我们所接收到的来自宇宙最远的星系的光和射电波都是在几十亿年以前，当宇宙还很年轻时发出来的。所以我们所讨论的恒星是距我们最近的恒星。然而它们又比太阳远得多，光从太阳到地球大约只需8分钟。而离我们最近的一颗恒星是南天的半人马座比邻星，光从那里发射到我们这里就需要4。5年。离我们最近的恒星之所以重要，是因为我们可以比较准确地测量出它们的距离（见附录B），然后再根据它们在天空中的亮度计算出它们的光度。当然；这里所指的是目视光度，是用带有可见光波段滤光片的光度计测量出来的。为了得到表面温度还需要用蓝光滤光片去测量恒星的亮度。根据在蓝光波段和在可见光波段（更靠近红端）测得的恒星的亮度可以知道恒星的颜色�