恒星的种类

第三节　恒星的种类

按亮度变化来分，恒星可分为变星、耀星、新星和超新星。按光度分可分为巨星、超巨星和矮星，按颜色分可分为红色星和蓝色星。按光谱类型可分为O、B、A、F、G、K、M等七种类型。

在20世纪初，人们研究得较多的恒星有双星、变星，光谱中有发射线的星、星云和星际物质，通过对它们的研究，人们对恒星世界有了更进一步的了解。

一、双星

靠得很近的两颗恒星称双星。有的双星只是看起来近，而实际上相距很远，这种双星称为光学双星。这种双星没有什么实际意义。另一种双星是两颗恒星在彼此引力作用下绕共同中心旋转，这种双星称为物理双星。天文学上研究的双星都是指物理双星。

有的双星能通过望远镜用肉眼看见，这种双星称作目视双星，有的根据视向速度，从谱线中才能分辨出来的双星，称作分光双星。

第一对双星是在18世纪末期由英国的聋哑青年古德里发现的。他在观测大陵五时惊奇地发现，这颗星的亮度正不断地变化，变化范围达三倍之多，变化周期每次都是近三天。古德里向英国皇家学会报告了这一发现。并且他还解释了这颗星变光的原因。古德里认为，大陵五有一个较暗的星和它互相绕转，周期性地遮挡大陵五，于是造成了大陵五周期性变光。但当时的许多人，包括大名鼎鼎的威廉·赫歇尔不同意他的观点。直到1880年，天文学家们才用分光法证实了这位聋哑青年的看法。大陵五的那颗看不见的伴星，甚至比大陵五本身还大一些。两星相距仅1100万公里，难怪它们互相绕转得如此之快了。

到目前为止，双星已经发现了几千颗。在前苏联库卡尔金的《变星总表》中收录的交食双星已达4000颗，而在R·E·威尔逊主编的《恒星视向速度表》中，分光双星达1000多颗。

二、变星、新星及超新星

一些恒星的光度在不停地作周期性的变化，这样的星就叫做变星。光度改变的原因是多种多样的，按成因通常把变星分为三类：几何变星、脉动变星和爆发变星。

几何变星中最主要的就是刚才提到的交食双星，它是由于一明一暗两颗星互相绕转时遮掩而变光。

脉动变星是变星中数目最多的一类，其中最著名的一种便是造父变星。这种变星因首先发现于仙王座δ（即造父一）中而得名。它变光原因是因为恒星本身的周期性的膨胀和收缩，恒星膨胀，亮度变红变暗，而收缩时则变蓝，变亮。一般造父变星的变光周期为1—50天。造父变星的变光周期与它的绝对星等有关。利用这种关系，就可测出有造父变星的星系、星团的距离，因而造父变星又有“量天尺”之称。

爆发变星中，最著名的是新星和超新星。关于它们的记录，可追溯到很久以前，但最著名的一次是1054年中国天文学家们关于一颗超新星的记录。据记载，在这一年，天空突然出现了一颗比启明星还亮的星，甚至白天都能看见。这颗星一直在天空持续闪烁了二十多天才渐渐暗去。现在，你把望远镜对准金牛座方向仍能看到这颗星爆发的遗迹，那就是著名的状星云，它的中心形成了一颗中子星。

新星和超新星并不是凭空产生的，只不过因为它们在爆发之前很暗，不为人注意罢了。它们是恒星演化到晚期所发生的爆发现象。新星是较小规模的爆发，光度在两三天内会增大数万甚至上百万倍，此后缓慢衰减到原来亮度。按光度减弱速度可分为快新星、慢新星和非常慢新星。有的新星在光度复原后会再次爆发，称为再次新星。据估计，在银河系中每年有30—50颗新星爆发。这只占银河系1000亿颗恒星中极少的一部分，因此我们也不必太担心哪一天有颗距我们很近的恒星突然增大了100万倍的亮度以至于烤焦了我们。

新星的爆发和超新星相比则又显得微不足道了，就好像一支小爆竹和一个1000磅的大炸弹相比那样。超新星爆发时，亮度会突然增大数千万甚至上亿倍，光变速度超过17等。超新星爆发的结果使恒星瓦解，爆发后恒星便不复存在了，变成星云，或抛掉大部分质量，坍缩为白矮星、中子星或黑洞。超新星遗迹是射电源X射线源或γ射线源。和新星相比，超新星数目少得多。自有历史记载以来，在银河系中观测到的超新星只有8颗，并且全是在望远镜发明以前用肉眼观测到的。除刚才提到的1054年我国天文学家记载的超新星外，其中另外3颗分别是，1006年豺狼座发现的超新星；1572年第谷发现的仙后座超新星（又称“第谷超新星”）；1604年开普勒发现的蛇夫座超新星（又称“开普勒超新星”），河外星系中的超新星首先于1885年在仙女座大星云中发现。到现在为止，人们发现的超新星已达500多颗。

起初，人们并不能区分新星和超新星。1934年，在美国工作的瑞士天文学家兹威基和德国天文学家巴德合作，通过分析一些距离较近的星系中的新星观测资料。首次指出了存在一种比普通新星爆发规模大得多，光度强上万倍的爆发。为区别于一般的爆发，将这种爆发称为超新星爆发。巴德和另一美国天文学家闵可夫斯基指出，超新星分为Ⅰ类和Ⅱ类两大类，两者变光曲线和最大绝对星等是不同的。

20世纪上半叶，爆发变星家族中还增添了新的一页——耀星。它的光度能在几分钟甚至几秒钟内突然增亮，光亮幅大的可达10个星等。经过几十分钟后，亮度又会渐渐复杂，以后往往会再次耀亮。

三、光谱中有发射线的恒星

将连续光谱的白炽灯光通过电离的钠蒸气后再用分光镜看，会发现其中有两条黑线；这样的光谱叫吸收光谱。用高压使稀薄的钠蒸气电离，使其发光。通过分光镜看这种光，会看见两条桔黄色的谱线，这样的光谱叫发射光谱。

一般说来，恒星的光是由中心的高温白炽的核产生的连续光谱通过厚厚的气体壳层传出的，因此恒星光谱一般应为吸收光谱。但有一些恒星并不单单是吸收光谱。新星和超新星就存在着相当强的发射光谱。20世纪中叶以前，还发现了天鹅座P型星：沃尔夫——拉叶型星、金牛座T型星、B型发射星等恒星的光谱中也有发射线。这些星的发射线表明在这些恒星的大气中存在着各次电离的各种元素。

四、星云和星际物质

早先，人们认为仙女座大星云和猎户座大星云是同一类东西，因为它们看起来都是模模糊糊的像一团云，即使在当时最大的望远镜里看起来也如此。不过后来，随着大功率望远镜的出现，人们将仙女座大星云分解成了恒星，而猎户座大星云却没有被分解。于是，人们找到了这两种星云的差别，前一种和我们银河系一样，由上千亿颗恒星构成，称之为星系，而后一种属于我们银河系内，称星云。

星云按发光的性质来说可分为三类：发射星云、反射星云和暗星云。它们都是由星际气体尘埃云所组成，有的在内部或近旁有恒星。若这些近旁的恒星温度较高，就会使恒星周围的氢等气体电离，从而在此星云光谱中形成许多发射线。而当恒星的温度不够高时，不能使气体电离，因而也就不能形成发射星云。这时星云的光是通过反射近旁恒星的光而得，它们的光谱和近旁恒星的相同。我们称这种星云为反射星云，如果这些星云周围没有恒星照亮，则称之为暗星云。银河系内有许多暗区域，原先天文学家们认为这些暗区域是些空洞，但在19世纪末，德国天文学家M·沃尔夫和美国的巴纳德对这些区域进行了照相研究之后发现，这些区域并非没有恒星，而是由于一团团黑暗物质挡住了远处恒星发出的光的缘故。这些黑暗物质便是暗星云。

这些星云的密度是很低的。一般说来，大气中每立方厘米约有2.5×10¹⁹个分子，而若是让哪个容器内的分子密度只有每立方厘米10亿个，这在地球上已是很高的真空了。但是云的密度比这低得多，每立方厘米只有几十个至数千个分子。但星云质量并不小，因为它们大得令人吃惊。以猎户座大星云为例，它每立方厘米只有约300个质子及数目相同的电子，但它的质量达太阳的300倍，直径达26光年！

星云密度虽低，但和平均每几个立方厘米才有一个粒子的星际物质相比而言，却又算是大的了。这样低的密度是很难察觉出来的。1904年，德国的哈特曼在观测分光双星猎户座δ时发现一条特殊的固定不变的谱线。他认为这条谱线不是来自该天体，而是来自该天体与地球之间的星际吸光物质。1928年，斯特鲁维进一步指出，分光双星的这种无位移谱线随距离增加而增加。这就进一步证实了星际物质的存在。在遥远的星光穿过厚厚的星际物质时，谱线会向红端移动，这种现象是由美国的惠特福得和斯特宾斯发现的，称为星际红化现象。1948年，他们又把星际红化的研究推广到紫外区，结果发现，星际物质的消光现象随波长的缩短而加重。