天体的秘密

第五节　天体的秘密

夜空中的星星有亮有暗，这种明暗的程度就是星星的亮度。古人很早就试图把星星的亮度划成不同的等级。公元前2世纪，古希腊的天文学家喜帕恰斯就绘制了一份标有1000多颗恒星位置和亮度的星图，并根据目视观察把恒星亮度划分为6等。这一有关星等的概念一直沿用至今。

一、天体的亮度和视星等

喜帕恰斯把肉眼看到的星分为6等，最亮的星定为1等星，勉强看到的暗星定为6等星。1850年，普森注意到喜帕恰斯定出的1等星比6等星大约亮100倍，也就是说，星等每相差1等，其亮度之比约等于2.512。即1等星比2等星亮2.512倍；2等星比3等星亮2.512倍……根据这一关系，普森建立了星等和亮度关系的公式。设两颗星的亮度分别为E₁和E₂，则它们的星等m₁与m₂之差为：

m₁-m₂=-2.51g（E₁/E₂）

此星等对应着天体的视亮度，所以叫视星等。

建立了新的星等标度后，星等的范围也向两端延伸了，比1等星亮的有0等星和负的星等，比如天狼星为-1.46等，太阳的视星等为-26.7等，满月的视星等为-12.7等（表2.5.1）。

表2.5.1　天体的视星等

①行星给出的是最亮时的视星等。

二、恒星的光度与绝对星等

恒星的视星等是指我们所看到的星的亮度（实际是接收到的星光的照度），由于恒星与我们的距离各不相同，所以视星等不能客观地反映恒星真正的发光强度。表征恒星发光强度的量称为光度，它定义为恒星每秒发出的总辐射能量；与光度有关的星等称绝对星等，以M表示。

定义天体的绝对星等是在10秒差距（1秒差距≈3.26光年）远处的视星等，即所有恒星都放在10秒差距处来比较它们的光度。设某星与地球的距离为r秒差距，亮度为E，视星等为m，10秒差距处它的亮度为E₁₀，绝对星等为M；由于星光的亮度E与距离r的平方成反比，则有：

天文学家把m-M叫做距离模数。由上式可以看出绝对星等M与距离r和视星等m的关系。

天文学家常用太阳的光度作为度量恒星光度的单位。若以M_⊙和M分别表示太阳与某恒星的绝对星等，L_⊙和L分别表示太阳与某恒星的光速，则该恒星与太阳的绝对星等之差为：

M-M_⊙=-2.5lg（L/L_⊙）

令L_⊙=1，则有

lgL=-0.4（M-M_⊙）

太阳的目视绝对星等M_⊙为+4.83等，如果知道了某恒星的绝对星等M，即可求出其光度L。

天文学家称光度大的星为巨星、超巨星，光度小的星为矮星。在恒星世界里，光芒万丈的太阳不过是一个矮星。恒星世界丰富多彩，一些超巨星如天津四，它的绝对星等大约为-7.2等，其光度比太阳强6万倍。而光度小的矮星如天狼星的伴星，它的绝对星等为11.5等，光度不及太阳的万分之一。

三、恒星的颜色、温度和色指数

古人很早就注意到恒星的颜色各不相同。如心宿二取名为“大火”，即指它是火红色；又如天狼星为白色，参宿四为黄色，参宿五为蓝色等。为什么恒星会有不同的颜色呢？我们生活中有这样的体会，火炉里的煤火刚开始燃烧时看上去是红色的，随着炉火温度逐渐升高，火焰变为黄色，随后是白色，最旺时变为蓝色。炽热发光的天体呈现为不同的颜色也是由于它们的表面温度不同。例如，红色的心宿二表面温度大约是3000K；太阳是黄色的，表面温度约5600K；白色的织女星表面温度约10000K。有些天体发射不可见的光，温度也可能很高，如致命的中子星发射大量的X射线，其表面温度高达1500 万K。

不同温度的恒星颜色不同，是因为温度越高，能量的峰值越趋向波长短（紫色）的位置，反之趋向波长长（红色）的位置。因此，当我们通过不同颜色的滤光片来观测同一天体时，得到的星等（亮度）就不同，因而这两个星等的差值就反映了它温度的大小，天文学家称不同颜色的星等差为色指数。

国际上现通常使用UBV三色星等系统，它是美国天文学家琼森和摩根于1953年提出来的。采用这一系统要求使用镀铝的反射望远镜，并采用美国生产的1P21型光点倍增管及以下三色滤光片：

U系统：UG1滤光片+WG335滤光片，对应的峰值波长为370纳米。

V系统：OG515滤光片，对应的峰值波长为550纳米。

由此可测定星等V（视星等）和色指数（B-V）及（U-B），进而可求得恒星表面温度。

四、恒星的光谱及其分类

在19世纪中叶以前，人们要想知道恒星的物理、化学性质简直是不可能的，因为星光实在是太微弱了。然而，19世纪中叶以后，随着天体分光术与照相术发明成功，天文学家通过天文望远镜和分光镜将恒星光分解成光谱并拍摄下来进行研究，则开创了研究恒星物理化学性质的新纪元，从此诞生了天体物理学，它成为现代天文学新的生长点。

图2.5.1　棱镜光谱仪的分光原理图

1．恒星光谱的哈佛分类

天文学家发现，正常恒星的光球光谱是由连续的谱带上叠加有吸收线（暗线或称明线）组成的，而不同类恒星光谱的谱线数目、分布、形状和弹度等均不相同。恒星光谱存在谱线最初是于1814年由德国物理学家夫琅和费在观测太阳光谱时发现的，约半个世纪后（1859年），德国化学家本生和物理学家基尔霍夫终于弄清，恒星光谱谱线形成的原理是：每一种化学元素在加热到白炽时都会产生自己特有的光谱；炽热的固体、液体和高压气体发出连续光谱，金属的蒸汽和稀薄气体发出某些单独的明亮谱线（发射线），各条谱线对应于不同波长的光；每种元素可以吸收它能够发射的光线，即当发射连续光谱的光穿过温度较低的气体时，低温气体原子会吸收它高温时所能发射的光线，从而在连续光谱的背景上相应波长处出现暗黑的吸收线，即吸收线的波长正好与该元素发出的亮线波长相同。因此，人们可以通过恒星的光谱来了解恒星的物理、化学性质。

为了揭开恒星的秘密，天文学家对恒星光谱进行了大量的研究。1918—1924年，哈佛大学的天文学家发表了全天亮于8.5等的50万颗星的光谱分类结果，称为哈佛分类。其分类的光谱型系列为：

其中的每个光谱型又分为10个次型，用阿拉伯数字表示，如O1，G2，等等。从O型到M型，恒星的温度由高到低（表2.5.2）。光谱型为O-B的星称为早型星，F-K及分支S、R、N型的星称为晚型星。

表2.5.2　恒星的光谱型与其温度、颜色之间的关系

哈佛分类的主要原则是依据恒星光谱中的一些谱线的强度之比，例如对于O、B及A型星，主要按照光谱的电离和中性氢线、氦线的强弱来分类；而对于K和M等型星则主要看金属线和分子带的强弱程度（图2.5.2）。恒星光谱中的电离和中性金属线的强弱主要取决于温度，因此哈佛分类序列是一个温度序列，即一元分类法。这里的温度都是恒星表面（光球层）的温度，恒星内部的温度不能直接观测，只能通过理论分析得到。

图2.5.2　恒星的光谱分类

2.光谱—光度图

本世纪初，丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素，根据恒星的光谱型和光度的关系建立起了著名的光谱—光度图（图2.5.3），也称赫—罗图（或H—R图）。此图的横坐标一般用光谱型表示，也有的采用色指数或温度；纵坐标用光度或绝对星等表示。

3.恒星的MK分类

赫—罗图告诉我们，对恒星分类不仅要根据光谱，还应考虑光度，因为同一光谱型的恒星又有光度大的巨星与光度小的矮星之分。

20世纪40年代，天文学家摩根和基南创立了恒星的MK分类。它是二元分类法，即按光谱与光度两个参量为标准对恒星进行分类。它把恒星的光度分为七个等级，并用罗马数字Ⅰ～Ⅶ来表示。Ⅰa代表最亮的超巨星，Ⅰab表示亮超巨星，Ⅰb表示亮度较低的超巨星；Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ和Ⅶ分别表示亮巨星、巨星、亚巨星、主序星（矮星）、亚矮星和白矮星。由此可把光谱型与光度型结合起来描述一个恒星的光谱特性。例如，太阳为G2V，表示它是光谱型为G2的主序星，这样就可对恒星的情况有个大致的了解。

图2.5.3　赫—罗（H—R）图

（纵坐标为恒星的光度，以太阳的光度为单位；横坐标为恒星的温度与相应的光谱型，图中11万颗恒星的位置是根据依巴谷卫星测量的参数点出的，大部分恒星处于图中的对角线上，称为主序星）