星团——恒星的“年级”
 
 
我们发现有些恒星有成群的现象，它们在天空中挤在一起形成星团。有的星团早在古代就已为人知道，例如希腊和罗马的诗人就提到七姊妹星，即昴星团（图 2-5）。用肉眼就可以看到它们中最亮的六颗星。实际上还有很多暗星，已肯定的就有 120 颗星属于这个星团，很可能这个星团有数百颗星。所有昴星团的星都挤在一个很小的空间内，光线从星团的一端到另一端需要 30 年。试想以太阳为中心直径为 30 光年的球内仅有 20 颗恒星，就可知昴星团确属恒星聚集的结果。昴星团恒星不仅拥挤在宇宙的一定区域内，而且它们以相同的速度朝同一方向运动。根据它们有着相同的位置和相同的运动就可以得出结论：昴星团的星有相同的发生史，即它们是同时产生的。
 
同样的情况也适合于其他星团，如毕星团，它在古代就已经是人们所熟悉的一个星团。更为特殊的是所谓球状星团中的恒星有着共同起源史。球状星团由 50000 至 5000 万颗恒星组成（图 2-6），在它们的中心区域内的恒星密度常常比太阳附近的恒星密度大 10000 倍。假如太阳属于某一个球状星团的话，那么在行星上的观测者所看到的星空将会是怎样壮观的景象！
 
星团中恒星的光度和表面温度是怎样分布的？也许和图 2-2 给出的邻近太阳的恒星的分布相同？是不是星团中的大部分恒星是主序星？如果看一下它们的赫罗图，就会发现它们之间有着本质的区别。虽然有几个星团的赫罗图和昴星团的赫罗图（图 2-7）一样，所有的星的确是在主序上，但是大多数星团的特点是只有暗的，即光度较小的主序星。这就是说，找不到一条完整的主序带。由于没有较亮的主序星，于是就没有主序中光度较大的那一段。不过在这些星团中却包含有光度很大的红星，即红巨星和超巨星。这种情况可在图 2-8 所示的毕星团的赫罗图中看到。更为明显的是图 2-9 所示的球状星团的赫罗图。那里只有主序的最下端有恒星分布，而几乎所有的亮星都分布在主序的右边。如果将不同星团的恒星都标在同一个赫罗图中，如图 2-10 所示，就可以看得更清楚。图中不同星团的恒星所在的主序是用一条加重的曲线表示。我们可以看到，所有的星团都占有一段共同的主序，但各个星团中较亮的星都不在主序上，而是在向右转折的分支上。不同星团是在主序的不同位置向右转折的。由于沿着主序向上恒星的质量变大，所以又可以说，在一个星团内小于某一质量的恒星是主序星，而大于这个质量的主序部分就没有恒星分布了。这个观测结果最终使我们明白了恒星是随时间的推移而演化的。
 
当一颗恒星随时间演化变老时，它的性质也在不断地产生变化。特别是它的表面温度和光度也在变化。于是在赫罗图中该恒星的对应点将随时  
间而移动。例如，假若有一颗恒星开始时是红巨星，经过上百万年以后，它演化成一颗白矮星，于是它在赫罗图中的对应点将由右上方移动到左下方。假若我们是长寿的生物，能够在 100 万年到 10 亿年的长时间内不断重复地测量这颗恒星，并在赫罗图中画出它的对应点，那么我们就可以看到这颗恒星的对应点也在相应地变动。我们将看到它在一定的区域内运动得很快，而在其他的区域内又运动得很慢。借助于赫罗图我们看到了这颗恒星的演化过程。
 
然而我们得到的只是一个瞬间的图像。我们只能看到现在恒星在赫罗图中的位置^①。并觉察到，太阳附近的恒星是聚集在主序上。这意味着什么？也许是赫罗图中的点很慢地通过主序带，并在这条主序带上停留一段时间？假如人们想要观测一组包括各种年龄的恒星，那么就要有特别多的恒星是在这条带上。
 
我们可以根据日常的生活来认识这个效应。为什么世界上成年人要比孩子多？因为我们只有 15 年时间是孩子，而平均有 50 年的时间是成年人。如果我们考察一组包括各种年龄的人，例如考察一个城市的居民，那么可以肯定，大部分人是成年人。由此说来，主序阶段也许就是恒星在它们的历史进程中停留最长的阶段？
 
我们联想到太阳本身也是一颗主序星。我们知道太阳已有几十亿年几乎没有变化，也就是说，它是主序星已有几十亿年了。我们已经看到，储藏在太阳内的氢是能够补偿它这么长时间的向外辐射。也许所有的主序星的向外辐射都是由氢的聚变来负担？或是因为能源是如此丰富，使得太阳长期不变，而且很可能这就是为什么在赫罗图中恒星都聚集在主序上的原因？我们不妨假设，所有主序星的向外能量辐射都是靠氢聚变为氦来补偿。以前我们已经计算过太阳和角宿一能够辐射多久。假定恒星质量的 70% 是氢，并且只要 10%的氢发生了聚变，就能明显地感到核燃料快要耗完，那么我们认为太阳的寿命是 70 亿年。而质量为 10 个太阳质量和光度约为 10000 倍太阳光度的角宿一只能照旧向外辐射几百万年。用同样的方法我们可以计算每一颗主序星依靠氢的聚变能够维持它向外辐射的时间。在图 2-3 中我们在主序上任取一颗恒星。在图中可以读出这颗恒星的光度值。并且根据图 2-4 所示的主序星遵守的质光关系得到对应于这个光度值的质量。再将在这个质量内所储存的核能和光度（即每秒向宇宙辐射的能量）进行比较，我们就得到储存的能量能够维持的时间。图 2-11 中在主序的不同位置标出了用这种方法计算出的氢聚变寿命。它证实了以前对角宿一这个例子的推测。主序星的质量越大，辐射的能量越多，同时它所储存的氢

 
 
 
 
^①       更严格地说，我们看到的只是恒星在发出光线时它所处在赫罗图中的位置。但对于研究我们银河系的恒
 
星演化来说，光线从恒星到我们所需的时间和恒星演化的时间范围相比是很短的，因此这点区别没有多大
 
关系。  
能维持的时间就越短。
 
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如果一个人将他的一生致力于恒星研究，他会感到，恒星和人多么相似。例如在这里也同样是质量越大，期望得到的寿命就越短。