恒星的距离有多远？亮度、光度、密度、大小、质量

伤我心太深

　　恒星的距离有多远？亮度、光度、密度、大小、质量：在晴朗的夜晚，我们看到的满天繁星，除了几颗靠反射太阳光而显得明亮的行星之外，其他都是恒星。每一颗恒星都和太阳一样，是巨大、炽热、能发光发热的气体火球，只是由于距离我们太远，看上去只是一个发光的亮点。尽管恒星实际上也在运动，但因其距离太远，它们位置的改变在短时间内不易觉察，以致看上去它们之间的相对位置是固定的。古人受科学水平的限制，一直认为恒星的相对位置是不变的，为了和运动比较明显的行星相区别，把它们称为恒星。

　　我们人类肉眼可见的恒星总数只有6000多颗，但如用望远镜来观测恒星，情况就大不相同。哪怕只用一架最小的望远镜，也可看到5万颗以上的星，而现代最大的天文望远镜，可看到的星多达10亿颗以上。它们与我们之间的距离差别很大，但我们却分辨不出来，似乎都是一样远近，都镶在天球上。起初，我们对恒星了解很少，但随着对恒星的观测和研究的不断深入，使我们对恒星的了解逐渐由少到多，由浅入深。这里仅就以下几个方面作简要的介绍。

　　一、恒星的距离

　　恒星距离我们非常遥远。离我们最近的是太阳，其距离是一个天文单位，约为1.5亿千米。其次是比邻星，它离我们约40万亿千米。其他恒星的距离要远得多。恒星的距离，若用千米表示，数字实在太大，为方便起见，通常采用光年作为单位。1光年是光在一年中走过的距离。真空中的光速是每秒30万千米，乘一年的秒数，得到1光年约等于9.46万亿千米。另一个表示恒星距离的单位叫秒差距，即从恒星上看地球公转轨道半径所张角为1角秒时恒星与地球的距离。秒差距、光年、天文单位和千米的关系可用以下公式换算：1秒差距=206265天文单位=3.259光年

　　1光年=9.46万亿千米=63240天文单位

　　例如，比邻星的距离换算为光年为4.2光年。全天最亮的天狼星的距离为8.6光年，织女星的距离为24.5光年，牛郎星的距离为16.1光年。天蝎星(心宿二)的距离为136光年。织女星与牛郎星之间的距离为16.3光年，即使双方通一个电话，一方把话传过去以后，要隔30多年才能听到对方回话的声音。

　　那么，如此遥远的恒星距离是如何测量出来的呢?
　　较近恒星离开我们的距离可以用三角视差方法来测量。

　　当恒星与地球的连线垂直于地球轨道半径时，恒星对日地平均距离a所张的角π叫恒星的周年视差。周年视差π与太阳到恒星距离r之间的关系为：Sinπ=a/r，或者说r=a/Sinπ。所谓用三角视差法测恒星的距离，就是通过拍摄两张相距半年的待测恒星及其背景星的照片，测量出恒星的周年视差π，然后再代入公式r=a/Sinπ，即可算得恒星的距离。较远恒星离开我们的距离则可以用测分光视差等方法而求得。





　　照相术在天文学中的应用使恒星距离的观测方法变得简便，而且精度大大提高。自20世纪20年代以后，许多天文学家开展这方面的工作，到20世纪90年代初，已有8000多颗恒星的距离通过照相方法测定。在20世纪90年代中期，依靠“依巴谷”卫星进行的空间天体测量获得成功，在大约3年的时间里，以非常高的准确度测定了10万颗恒星的距离。

　　二、恒星的亮度和光度

　　我们通常把肉眼所看到的恒星的明暗程度称为视亮度，或简称为亮度。恒星的亮度通常用视星等来表示。如前所说，古代把最亮的星称为一等星，次之为二等星、三等星……直到肉眼刚能看到的为六等星。一等星亮度是六等星的100倍。星等相邻的星的亮度之比为2.51。如一等星亮度是二等星的2.51倍，二等星亮度是三等星的2.51倍，以此类推。比一等星更亮的为零等星，再亮为负一等星，负二等星……星愈暗，星等数愈大。如牛郎星为0.8等星，织女星为0.04等星，太阳为-26.8等星。

　　恒星的视亮度与距离有关。倘若有远近不同的恒星，它们的发光本领完全一样，近的一颗看起来就会亮些，远的看起来就会暗些。因此，视亮度不能代表恒星真正的发光本领。恒星真正的发光本领称为光度。为了比较恒星的光度，国际规定，把恒星移到离地球10秒差距(32.6光年)处所具有的视星等，称为绝对星等。设恒星的视星等为m，绝对星等为M，实际距离为r，则三者的关系为：M=m+5-5lgr。知道其中的两个，就很容易求出另一个。这在天体测量中十分有用。





　　三、恒星的大小、质量和密度

　　现代测量表明，恒星的大小相差很大，有的恒星的直径比太阳大几百倍，甚至一、二千倍，如天蝎星(心宿二)的直径约为太阳的600倍，参宿四的直径约为太阳的900倍。但有的恒星的直径却比太阳小得多，只有太阳的几分之一到几百分之一，甚至更小。天狼星伴星的直径约为太阳的1/30，中子星的直径只有10千米。太阳的大小在恒星中处于中等地位。我们可更直观地看出恒星在大小上的悬殊差别。

　　恒星的质量，除太阳外，只能对双星进行测量。其他恒星的质量都是用间接方法推算出来的。恒星质量愈大，其光度也愈强。如B型星的质量约为太阳的16倍，A型星约为太阳的4倍，F型星约为太阳的1.5倍，G型星约等于太阳，K型星约为太阳的0.8倍，M型星约为太阳的1/2。可见，恒星的大小虽然差异悬殊，但质量却相差不大，为太阳的百分之几到120倍之间，大多数恒星的质量在0.1-10个太阳质量之间。

　　质量是决定恒星性质的基本因素。如质量小于太阳的0.7%，由收缩产生的温度不足以发生热核反应，不能发光，也就不能成为一颗恒星，只能成为像行星那样不能产生可见光的天体。达到120个太阳质量的恒星，在这个转折点上，由于温度过高，中心产生过于激烈的核反应，过强的辐射就会导致爆炸，使恒星解体。

　　由于恒星的质量差别不大，而体积却相差悬殊，所以其密度就相差极大。有的恒星密度很小，约为水的千分之六。仙王座VV星的密度只有地球上空气的25万分之一。有的恒星密度很大，如白矮星为105-107克/立方厘米。中子星的密度更大得惊人，达到1014-1015克/立方厘米。我们太阳的密度为1.41克/立方厘米，在恒星中处于中等地位。





　　四、恒星的光谱、颜色、表面温度及化学组成

　　用摄谱仪拍摄恒星的光谱，再进行光谱分析，不但能了解恒星的化学组成，而且能了解恒星的许多物理性质。用摄谱仪拍摄到的太阳光谱是由连续光谱和吸收线组成的吸收光谱。恒星的光谱和太阳一样，也是吸收光谱。但不同的恒星具有不同的光谱，有的红光强，有的蓝光强;有的吸收线多，有的吸收线少。为什么恒星的光谱不相同呢?研究表明，这是由于恒星的温度、压力、密度、化学成分、电场、磁场等互不相同造成的。因此，通过对恒星光谱的研究，可以获得大量有关恒星的知识。

　　尽管恒星的光谱千差万别，但仍具有一定的规律性。根据对大量恒星光谱的研究，可以把它们划分成O型、B型、A型、F型、G型、K型、M型七种主要类型，每一个类型又按温度高低分为0至9共10个次型，其主要特点如下：

　　(1)O型星：平均温度在30000K左右(注：这里用K表示的是绝对温度)。吸收线具有元素高度电离的特征。这些元素包括氦、氮和氧，也存在着中性氢和中性氦。其典型星是猎户座τ。
　　(2)B型星：稍低于O型星的温度，其范围约在13000K至20000K之间，它们的颜色是蓝白色的，引人注目的例子是猎户星座中的参宿七。氢线的强度要比O型星强，并且从B0型到B9型强度连续的增加。在B2型中中性氦处于最强，当达到B7型时强度才衰减。电离的硅、氧和镁经常可见。

　　(3)A型星：这些恒星的温度接近10000K，典型的恒星有天狼星、织女一和河鼓二。氦线不再存在。同时那些应电离的元素比较弱。在A0型时，氢的巴尔末系最强，它支配了整个光谱。在此整个类型中，钙的K线增加了。
　　(4)F型星：这是一些温度在7000K至9000K范围内颜色微黄的恒星，南河三是一个典型例子。应有的氢线强度下降遍及整整十个次型，而K线却增加了。像铁、钠那样的金属既可以作为中性的原子又可作为电离的原子存在其中。

　　(5)G型星：这类恒星的颜色是黄色，其平均温度为5000K至6000K。这类恒星中最著名的就是太阳，它属于G2型。整个类型中氢线持续减弱，而金属线则增强。K线非常强。
　　(6)K型星：这类恒星稍有点红，它们的温度为4000K量级。大角和毕宿五就属于此类型。氢线衰弱得微不足道，而钙的H线、K线占据了整个光谱。这类恒星的光谱中出现了分子谱线。
　　(7)M型星：这类恒星的温度在3000K左右，其中比较著名的恒星有心宿二和参宿四。分子带比较强，金属线仍然存在。

　　综上所述可知，高温的O、B、A型星，质量大，发光本领强，呈蓝白色，电离氢、氦谱线较强;温度中等的F、G型星，质量和发光本领皆居中，呈黄色，除氢线外还有钙的谱线;K、M型星，质量小，发光本领弱，呈红色，光谱中主要是一些最容易激发的金属原子谱线及分子带。我们的太阳就是一颗G型的黄色星。研究证明，恒星在化学组成上和太阳差不多，氢元素占的百分比最大，次之为氦。氢和氦一共占98%，其他重元素共占2%。





　　五、恒星的赫罗图

　　如果以光谱型(或表面温度)为横坐标，以绝对星等(或光度)为纵坐标来作图，每颗星就有相应的一个点。这样的图，首先由赫茨普龙和罗素两人绘制，因而称为赫罗图，或称恒星光谱—光度图。绝大多数恒星都分布在左上角至右下角的星带上。这条星带叫做“主星序”。位于主星序上的恒星称为主序星。在图的右上方的光度很大的恒星，称为“巨星”和“超巨星”。

　　在图左下方的光度很小的恒星，称为“白矮星”。由图可知，我们的太阳位于主星序的中部。温度高的恒星的光度也大，顺着对角线下来，温度低的恒星的光度就小。这个赫罗图在天文学上有非常重要的意义，它不仅能用来说明恒星的演化，而且还可用来测定恒星的距离。

　　链接知识：奇妙的脉冲星

　　20世纪60年代天文学有四大发现，它们分别是：1963年发现的类星体和星际分子、1965年发现的微波背景辐射、1967年发现的脉冲星。其中脉冲星是一种具有奇妙性质的特殊天体，尤为引人关注。
　　自1932年发现中子后不久，苏联科学家朗道大胆提出一个设想，认为有可能存在主要是由中子组成的物质，例如由中子组成的星体——中子星。1939年，奥本海默和沃尔科夫计算出第一个中子星模型。后来，巴德和兹威基提出超密星可以产生毁灭性坍缩使普通恒星爆发成超新星。他们把这种超密星称为中子星，并从理论上提出，它们的半径可能只有10千米上下。但由于缺少相应的观测手段，在很长一个阶段里一直找不到中子星。

　　1967年英国剑桥大学制成一架射电望远镜，原本是用来观测射电源因太阳风而产生的闪烁现象。天文学家休伊什及其助手女研究生贝尔通过观测发现在狐狸座有一个射电源，每隔1.33秒发射一次射电脉冲信号。由于这个新天体的射电脉冲像人的脉搏那样又稳定又均匀，因而将它取名为脉冲星。脉冲星的最大特点，是它不停地发射着极其规则、十分稳定的射电脉冲信号。

　　脉冲信号的周期在0.002秒至4.3秒之间。如果普通的恒星处在如此高速自转的状态中早就分崩离析了，那么脉冲星为什么能这样高速自转呢?现在大家比较一致的看法是：脉冲星是年老的、质量在1.4至3.0太阳质量之间的恒星坍缩后形成的。当坍缩发生时，压力变得十分巨大，以至于使基本粒子挤进同一空间聚合起来。电子与质子结合后，所带的电荷中和了，变为密度极大的中子星。因此，脉冲星与那些直径25千米左右、典型质量为太阳质量2倍的中子星是完全同义的。正因为脉冲星就是朗道早已预言过的密度惊人的中子星，所以它的自引力极强，就不致因高速自转而瓦解。

　　计算表明，一颗具有一般磁场(100高斯)的恒星，在它坍缩成只有10千米大小的中子星时，半径缩小10万倍，磁场就要增强万亿倍，表面磁场强度将达万亿高斯。这样强的偶极磁场在高速自转时，就要沿着磁轴向相反的两个方向发出极强的射电波束。通常中子星的磁轴与自转轴并不重合，而是有一个交角。因此，当中子星高速自转时，射电波束就不断围绕自转轴扫射。如果中子星的磁轴恰好朝向地球，那么随着中子星的高速自转，它所发出的射电波束就会像一座旋转的灯塔发出的闪光那样一次次扫过地球，于是就形成被观测到的射电脉冲。

　　因为提供辐射能量的就是自转能，随着自转能的损失，自转速度就要减慢。1968年10月至1969年2月，测得蟹状星云脉冲星的自转果真在减慢，而且减慢的变化率同脉冲星辐射能量所损失的自转能的计算结果一致。由此，还推算出这颗脉冲星应在约1000年前形成。那么按照脉冲星就是中子星、而中子星是由超新星爆发形成的理论，约在1000年前应有过一次超新星爆发。经查对我国史书，在宋朝至和元年，也就是950年前就在十分靠近蟹状星云的地方发生过一次超新星爆发。于是，脉冲星就是高速自转的中子星这一论断得到了证明。