第三節(jié)　恒星的種類

按亮度變化來分，恒星可分為變星、耀星、新星和超新星。按光度分可分為巨星、超巨星和矮星，按顏色分可分為紅色星和藍(lán)色星。按光譜類型可分為O、B、A、F、G、K、M等七種類型。

在20世紀(jì)初，人們研究得較多的恒星有雙星、變星，光譜中有發(fā)射線的星、星云和星際物質(zhì)，通過對它們的研究，人們對恒星世界有了更進(jìn)一步的了解。

一、雙星

靠得很近的兩顆恒星稱雙星。有的雙星只是看起來近，而實(shí)際上相距很遠(yuǎn)，這種雙星稱為光學(xué)雙星。這種雙星沒有什么實(shí)際意義。另一種雙星是兩顆恒星在彼此引力作用下繞共同中心旋轉(zhuǎn)，這種雙星稱為物理雙星。天文學(xué)上研究的雙星都是指物理雙星。

有的雙星能通過望遠(yuǎn)鏡用肉眼看見，這種雙星稱作目視雙星，有的根據(jù)視向速度，從譜線中才能分辨出來的雙星，稱作分光雙星。

第一對雙星是在18世紀(jì)末期由英國的聾啞青年古德里發(fā)現(xiàn)的。他在觀測大陵五時驚奇地發(fā)現(xiàn)，這顆星的亮度正不斷地變化，變化范圍達(dá)三倍之多，變化周期每次都是近三天。古德里向英國皇家學(xué)會報告了這一發(fā)現(xiàn)。并且他還解釋了這顆星變光的原因。古德里認(rèn)為，大陵五有一個較暗的星和它互相繞轉(zhuǎn)，周期性地遮擋大陵五，于是造成了大陵五周期性變光。但當(dāng)時的許多人，包括大名鼎鼎的威廉·赫歇爾不同意他的觀點(diǎn)。直到1880年，天文學(xué)家們才用分光法證實(shí)了這位聾啞青年的看法。大陵五的那顆看不見的伴星，甚至比大陵五本身還大一些。兩星相距僅1100萬公里，難怪它們互相繞轉(zhuǎn)得如此之快了。

到目前為止，雙星已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了幾千顆。在前蘇聯(lián)庫卡爾金的《變星總表》中收錄的交食雙星已達(dá)4000顆，而在R·E·威爾遜主編的《恒星視向速度表》中，分光雙星達(dá)1000多顆。

二、變星、新星及超新星

一些恒星的光度在不停地作周期性的變化，這樣的星就叫做變星。光度改變的原因是多種多樣的，按成因通常把變星分為三類：幾何變星、脈動變星和爆發(fā)變星。

幾何變星中最主要的就是剛才提到的交食雙星，它是由于一明一暗兩顆星互相繞轉(zhuǎn)時遮掩而變光。

脈動變星是變星中數(shù)目最多的一類，其中最著名的一種便是造父變星。這種變星因首先發(fā)現(xiàn)于仙王座δ（即造父一）中而得名。它變光原因是因?yàn)楹阈潜旧淼闹芷谛缘呐蛎浐褪湛s，恒星膨脹，亮度變紅變暗，而收縮時則變藍(lán)，變亮。一般造父變星的變光周期為1—50天。造父變星的變光周期與它的絕對星等有關(guān)。利用這種關(guān)系，就可測出有造父變星的星系、星團(tuán)的距離，因而造父變星又有“量天尺”之稱。

爆發(fā)變星中，最著名的是新星和超新星。關(guān)于它們的記錄，可追溯到很久以前，但最著名的一次是1054年中國天文學(xué)家們關(guān)于一顆超新星的記錄。據(jù)記載，在這一年，天空突然出現(xiàn)了一顆比啟明星還亮的星，甚至白天都能看見。這顆星一直在天空持續(xù)閃爍了二十多天才漸漸暗去?，F(xiàn)在，你把望遠(yuǎn)鏡對準(zhǔn)金牛座方向仍能看到這顆星爆發(fā)的遺跡，那就是著名的狀星云，它的中心形成了一顆中子星。

新星和超新星并不是憑空產(chǎn)生的，只不過因?yàn)樗鼈冊诒l(fā)之前很暗，不為人注意罷了。它們是恒星演化到晚期所發(fā)生的爆發(fā)現(xiàn)象。新星是較小規(guī)模的爆發(fā)，光度在兩三天內(nèi)會增大數(shù)萬甚至上百萬倍，此后緩慢衰減到原來亮度。按光度減弱速度可分為快新星、慢新星和非常慢新星。有的新星在光度復(fù)原后會再次爆發(fā)，稱為再次新星。據(jù)估計，在銀河系中每年有30—50顆新星爆發(fā)。這只占銀河系1000億顆恒星中極少的一部分，因此我們也不必太擔(dān)心哪一天有顆距我們很近的恒星突然增大了100萬倍的亮度以至于烤焦了我們。

新星的爆發(fā)和超新星相比則又顯得微不足道了，就好像一支小爆竹和一個1000磅的大炸彈相比那樣。超新星爆發(fā)時，亮度會突然增大數(shù)千萬甚至上億倍，光變速度超過17等。超新星爆發(fā)的結(jié)果使恒星瓦解，爆發(fā)后恒星便不復(fù)存在了，變成星云，或拋掉大部分質(zhì)量，坍縮為白矮星、中子星或黑洞。超新星遺跡是射電源X射線源或γ射線源。和新星相比，超新星數(shù)目少得多。自有歷史記載以來，在銀河系中觀測到的超新星只有8顆，并且全是在望遠(yuǎn)鏡發(fā)明以前用肉眼觀測到的。除剛才提到的1054年我國天文學(xué)家記載的超新星外，其中另外3顆分別是，1006年豺狼座發(fā)現(xiàn)的超新星；1572年第谷發(fā)現(xiàn)的仙后座超新星（又稱“第谷超新星”）；1604年開普勒發(fā)現(xiàn)的蛇夫座超新星（又稱“開普勒超新星”），河外星系中的超新星首先于1885年在仙女座大星云中發(fā)現(xiàn)。到現(xiàn)在為止，人們發(fā)現(xiàn)的超新星已達(dá)500多顆。

起初，人們并不能區(qū)分新星和超新星。1934年，在美國工作的瑞士天文學(xué)家茲威基和德國天文學(xué)家巴德合作，通過分析一些距離較近的星系中的新星觀測資料。首次指出了存在一種比普通新星爆發(fā)規(guī)模大得多，光度強(qiáng)上萬倍的爆發(fā)。為區(qū)別于一般的爆發(fā)，將這種爆發(fā)稱為超新星爆發(fā)。巴德和另一美國天文學(xué)家閔可夫斯基指出，超新星分為Ⅰ類和Ⅱ類兩大類，兩者變光曲線和最大絕對星等是不同的。

20世紀(jì)上半葉，爆發(fā)變星家族中還增添了新的一頁——耀星。它的光度能在幾分鐘甚至幾秒鐘內(nèi)突然增亮，光亮幅大的可達(dá)10個星等。經(jīng)過幾十分鐘后，亮度又會漸漸復(fù)雜，以后往往會再次耀亮。

三、光譜中有發(fā)射線的恒星

將連續(xù)光譜的白熾燈光通過電離的鈉蒸氣后再用分光鏡看，會發(fā)現(xiàn)其中有兩條黑線；這樣的光譜叫吸收光譜。用高壓使稀薄的鈉蒸氣電離，使其發(fā)光。通過分光鏡看這種光，會看見兩條桔黃色的譜線，這樣的光譜叫發(fā)射光譜。

一般說來，恒星的光是由中心的高溫白熾的核產(chǎn)生的連續(xù)光譜通過厚厚的氣體殼層傳出的，因此恒星光譜一般應(yīng)為吸收光譜。但有一些恒星并不單單是吸收光譜。新星和超新星就存在著相當(dāng)強(qiáng)的發(fā)射光譜。20世紀(jì)中葉以前，還發(fā)現(xiàn)了天鵝座P型星：沃爾夫——拉葉型星、金牛座T型星、B型發(fā)射星等恒星的光譜中也有發(fā)射線。這些星的發(fā)射線表明在這些恒星的大氣中存在著各次電離的各種元素。

四、星云和星際物質(zhì)

早先，人們認(rèn)為仙女座大星云和獵戶座大星云是同一類東西，因?yàn)樗鼈兛雌饋矶际悄Ｄ：南褚粓F(tuán)云，即使在當(dāng)時最大的望遠(yuǎn)鏡里看起來也如此。不過后來，隨著大功率望遠(yuǎn)鏡的出現(xiàn)，人們將仙女座大星云分解成了恒星，而獵戶座大星云卻沒有被分解。于是，人們找到了這兩種星云的差別，前一種和我們銀河系一樣，由上千億顆恒星構(gòu)成，稱之為星系，而后一種屬于我們銀河系內(nèi)，稱星云。

星云按發(fā)光的性質(zhì)來說可分為三類：發(fā)射星云、反射星云和暗星云。它們都是由星際氣體塵埃云所組成，有的在內(nèi)部或近旁有恒星。若這些近旁的恒星溫度較高，就會使恒星周圍的氫等氣體電離，從而在此星云光譜中形成許多發(fā)射線。而當(dāng)恒星的溫度不夠高時，不能使氣體電離，因而也就不能形成發(fā)射星云。這時星云的光是通過反射近旁恒星的光而得，它們的光譜和近旁恒星的相同。我們稱這種星云為反射星云，如果這些星云周圍沒有恒星照亮，則稱之為暗星云。銀河系內(nèi)有許多暗區(qū)域，原先天文學(xué)家們認(rèn)為這些暗區(qū)域是些空洞，但在19世紀(jì)末，德國天文學(xué)家M·沃爾夫和美國的巴納德對這些區(qū)域進(jìn)行了照相研究之后發(fā)現(xiàn)，這些區(qū)域并非沒有恒星，而是由于一團(tuán)團(tuán)黑暗物質(zhì)擋住了遠(yuǎn)處恒星發(fā)出的光的緣故。這些黑暗物質(zhì)便是暗星云。

這些星云的密度是很低的。一般說來，大氣中每立方厘米約有2.5×10¹⁹個分子，而若是讓哪個容器內(nèi)的分子密度只有每立方厘米10億個，這在地球上已是很高的真空了。但是云的密度比這低得多，每立方厘米只有幾十個至數(shù)千個分子。但星云質(zhì)量并不小，因?yàn)樗鼈兇蟮昧钊顺泽@。以獵戶座大星云為例，它每立方厘米只有約300個質(zhì)子及數(shù)目相同的電子，但它的質(zhì)量達(dá)太陽的300倍，直徑達(dá)26光年！

星云密度雖低，但和平均每幾個立方厘米才有一個粒子的星際物質(zhì)相比而言，卻又算是大的了。這樣低的密度是很難察覺出來的。1904年，德國的哈特曼在觀測分光雙星獵戶座δ時發(fā)現(xiàn)一條特殊的固定不變的譜線。他認(rèn)為這條譜線不是來自該天體，而是來自該天體與地球之間的星際吸光物質(zhì)。1928年，斯特魯維進(jìn)一步指出，分光雙星的這種無位移譜線隨距離增加而增加。這就進(jìn)一步證實(shí)了星際物質(zhì)的存在。在遙遠(yuǎn)的星光穿過厚厚的星際物質(zhì)時，譜線會向紅端移動，這種現(xiàn)象是由美國的惠特福得和斯特賓斯發(fā)現(xiàn)的，稱為星際紅化現(xiàn)象。1948年，他們又把星際紅化的研究推廣到紫外區(qū)，結(jié)果發(fā)現(xiàn)，星際物質(zhì)的消光現(xiàn)象隨波長的縮短而加重。