——恒星的形成和演化 46．怎样认识恒星的一生——事物的两种认识方法
我想不少读者养过蚕。经过一段不长的时间我们可以从卵到幼虫，成虫，做茧，出蛾，产卵，观察到蚕的整个生长过程。但恒星的演化是以亿万年为基本时标的。因此人的短暂一生几乎观测不到恒星的任何变化。以至到了 19 世纪，哲学家们还坚持说：恒星是永远无法被我们了解的。的确，人类对恒星的认识是十分迟缓的。150 年前，我们还未能测出一颗恒星的距离；那时人类甚至还无法肯定证明恒星就是和太阳一样的天体。60 年前我们还不知道银河系外是否还存在着恒星。50 年前我们还不知道维持恒星照耀数百万年甚至数十亿年的那些能量是如何产生的。
今天我们对恒星已有相当丰富的知识；人类对恒星的了解恐怕已经超过了对于组成我们身体的那些活细胞的了解，或者已经超过了对于我们大脑活动的了解。一颗恒星处在非常复杂的宇宙中只能算一种比较简单的天体，也恰如人体的一个细胞。近几十年来。人类对恒星的认识为什么会发生这样大的变化呢？科学上的认识原则上有两种方法：
（1）追踪一个单体一生的历史，例如我们观察蚕的一生的变化。我们便可了解它的生长和发育过程。
（2）恒星的寿命太长，我们绝不可能去追踪它的一生，但我们可同时观测亿万颗恒星，其中必然包含各种类型和不同年龄层次的恒星。就好像在某一时间我们作人口调查，必然会了解到各种民族，各种类型和不同年龄的人。如果我们把这些人的特点都综合起来，我们立即可推断一个人的一生的成长过程。实际上一个人很难同时观察亿万个不同类型和不同年龄结构的人群。但我们却很容易同时观测到亿万颗不同类型的恒星。这就显示了人们研究恒星时所具的特有优势。
如何肯定地证明天空中亿万个光点都是和太阳一样的恒星，这仅涉及天体的距离测定问题。这点本书前面已作过介绍。表面上看太阳的光度是别的天体无法比拟的，但由于一般恒星相对我们处在十分遥远的距离，因此其绝对光度（见 21）都与太阳同量级甚至比太阳还要明亮数十倍。
47．恒星如何分类——恒星的温度、光谱型和颜色
恒星的大部分是以双星或三星的形式出现。较少单独存在。而双星的轨道特征为我们确定恒星的质量提供了有利条件。通过大量观测得到恒星的性质大体如下：
质量由 0.05M⊙到 100M⊙
光度由 10－4■L⊙到 106■L⊙
半径由 108■厘米到 1014■厘米
表面温度由 103■K 到 105■K
最容易测出的表示恒星固有性质的量是恒星的视星等和颜色。亮度反映辐射的能流，颜色反映辐射能谱。由于恒星辐射能谱大体上与黑体辐射谱相似，所以恒星的表面温度是决定能谱的一个指标。它为恒星的分类提供了依据。恒星的分类法除了表面温度外更多的是采用亨利·德雷伯分类与三色测光分类。亨利·德雷伯分类也称哈佛分类，它将恒星分成如下光谱型：
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上面的符号看起来没有什么意义，也很不好记。当天文学家面对美丽的星空，忘记了一天的疲劳和远离城市的孤独（为避免夜间灯光干扰，天文观测站一般建立在远离城镇的偏远地区）浪漫地感叹道： Wow！Ohbeafinegirl，kissmerightnow。Sweetie！
（哇!哦，好一位美丽的姑娘，快来吻我吧，咂!）
不同类型恒星的性质列入下表：
光谱型/表面温度/性质/颜色
W/＞4 万开//白
O/3—4 万开/高温星，吸收线少，主要是氢，氦的吸收线，/蓝 B/1—3 万开/看到强的氦线/蓝白
A/0.75—1 万开/氢线达到显强，逐说减弱/白
F/6—7.5 千开/有显著的金属元素（铁，铬，钛等）谱线/黄白
G/5—6 千开/与太阳相似，钙线很强/黄
K/3.5—5 千开/主要是金属元素的吸收线/橙色
M/2.5—3.5 千开/主要是氧化钛分子带/橙红色
R，N/2—3 干开/有许多含碳的分子[甲川（CH）氰基（CN） ］吸收线/
红色
S/2—3 干开/主要是氧化锆带/
在上表中的每一类都有一个温度范围，而温度的变化引
起了能谱的相应变化，为区分这些变化，每一类又可分为几个次型。
48．揭示恒星一生经历的秘密——赫罗图
把恒星的光度与温度作出比较图（见图 21）是很有意思的。由于恒星的光度依赖于它的温度和大小，故把它们的光度和温度作图比较就能把恒星按体积大小区分开来。如果两颗恒星的温度相等而直径不等，那么直径小的光度就小，这是因为直径小的恒星其表面积也小的缘故，所以它的位置就在图的下方。反之，如果两颗星的光度一样但温度不同，冷星的体积必然要大些。因此，越冷的星在图上的位置越靠右。
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这种恒星光度和光谱型关系的图，是由丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素，于 1905～1913 年各自独立创制，故名赫罗图。该图以光谱型为横坐标，光度为纵坐标，结果发现有 90％以上的恒星，分布在图中的左上方到右下方的对角线的狭窄带区内。这区域称为“主星序”；位于其上的恒星称“主序星”。主星序的右上角，有一个几乎成水平走向的“巨星系”。图的上部，有一些分散的星，称为“超巨星序”。主序星的下面是“亚矮星”再下面则是“白矮星序”。巨星序和主星序不相接，中间的空区称为“赫氏空区”。研究表明，赫罗图能显示恒星各自的演化过程，能估计星团的年龄和距离，是研究恒星演化的重要手段，也是天体物理学和恒星天文学的有力工具。
由赫罗图我们可以推测恒星的一生。我们的太阳在赫罗图上就处于主星序的中部。它是一个中等质量、中等温度也恰好是中年的一颗恒星。它大约在 50 亿年前形成，又大约在 50 亿年后可能变成巨星，其半径也许会扩大到目前半径的 160 倍。那时水星将被太阳吞并，太阳的边界将扩展到金星。在地球上虽可看到一个美丽的太阳，但地球却早已化为一片焦土，也许人类早已不存在，或者乘着“诺亚宇宙方舟”逃避到另一个适于人类生存的星球。人类的文明史不到一万年，究竟怎么能推得 50 亿年前和 50 亿年后的太阳的过去和未来呢？如果有位地外来客，他在地球上仅呆了一个小时，他是否能 了解到地球上人类的一生的生长过程呢？我想如果你是这个宇宙人，你一定会在人集中的地方拍摄尽可能多的人的照片，然后带着这些照片回去，并作出与赫罗图相似的图。例如把人按身长顺序排列，就可发现这是由小孩到大人的成长过程。但仅仅按身长很难区分成人和老人。于是，你可以从身长和肤色的润泽情况对比作二维图，就可进一步区分中年和老年了。但这类图对于不同民族会构成不同的序列。
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球状星团 M■5 大约有十万颗恒星，其中有年幼的星，也有年老的星。在赫罗图上将这些星排列起来会发现它们非常有规律。图 22 给出了这种图形。其中 A 与 D 的那一方是年青的星，由图并不能直接看出，但恒星演化理论可以帮助我们找到答案。结果表明图 22 中 AB 间的星是一些年轻的星，越向 CD 越是演化了的老年星，所以看出，随着恒星的演化，半径会增大 100 倍，亮度增大 1000 倍。但是，恒星的一生与此的一生在某种意义上是极不相同的。例如 M■5 的星几乎是同时诞生的。在赫罗图中的 A 点处的星也好，D 点处的星也好，说到年龄是“同年”的。只是因为质量不同的恒星，演化（成长）的速度不同。质量大的恒星会更快地进入“老年期”。赫罗图上 D 点处的星由于质量略大于 B 点处的星。所以当前者以成为老年星时，后者还正当壮年，从而产生了这样大的差异。人们在学习相对论时，往往很难理解“双生子佯谬”，其实在恒星世界中“同时诞生”的恒星，总是质量大者“先衰老”。
49．引力不稳定性——恒星胚胎形成的原动力
太阳的平均密度为 1.4 克／厘米■3。即使低密度的 O 型星也有 10■－ 3 克／厘米■3。与此相比，普通星际云物质密度为每立方厘米中有 10 个氢原子，即 10■－23 克／厘米■3。为使星际云形成恒星，密度要提高 20 个量级以上。而能使低密度气体聚集而使密度增加的唯一因素是万有引力。分析表明，如果在气体云中除引力之外其他各种力都不起作用，则气云的连续收缩，大约仅需 1000 万年后，几乎所有的气体都将集中在中心。但是，实际上有很多妨碍气云收缩的因素。他们是气体的压力、磁场、离心力等。气体云如何克服这些障碍而进行收缩呢？
设想有一橡皮气球，当向它吹进足够的空气，则气球开始膨胀。而由于橡皮的张力气球要收缩，而反抗这一张力的是空气的压力。气球处于这两种力的平衡状态。温度一上升，空气的压力就增高，气球就膨胀。相反，温度以下降气球就收缩。
气云在某些方面与气球相似。对应于橡皮张力的就是气云的引力。对于橡皮球，若橡皮越厚的气球越不容易被吹起。而对应于橡皮厚度的就是气云的质量。星云的质量越大，引力也越大，收缩也越容易。同样星云的温度越低收缩也越容易。实际上，气体云的温度是决定气云能否收缩的决定性因素。
在星云收缩的过程中，由万有引力引起的引力不稳定性起着重要的作用。它是于本世纪初由英国天文学家金斯首先提出的，故也称为金斯不稳定性。万有引力有一个特点，即当密度一定的物质团，其表面的引力大小与物质团的半径成正比。也就是说物质团块越大，其表面的引力强度也越大。因此，一定状态下的物质存在一个临界尺度，当一个物质团的尺度大于这个临界尺度，其表面的引力就足以克服其他力作用，且使这个物质团在引力的作用下发生收缩。而物质一旦发生收缩，其密度增大，引力进一步加强因而更有利于物质收缩，而物质密度将进一步增大而形成引力不稳定现象。气体云 将不断地收缩下去。这种引力不稳定现象的发生有两个特点：一是发生的物质聚集现象总是突然出现的，二是涉及的是受自身引力作用的大批物质。大约一万个太阳质量的星际气云会同时变得不稳定。这可能正是年轻恒星只能成群发现的原因。它们毫无例外地一大堆一大堆地同时诞生。当一万个太阳质量的星际气体和尘埃以很高速度自行收缩时，就有可能从气体中形成许多云块，其中每个云块再行收缩凝聚，然后形成一颗颗恒星。
50．原初恒星和零龄主序星
上面的叙述告诉我们，当星云在大小、密度、质量和温度等方面满足一定条件时，就能通过引力作用收缩，凝聚过程形成恒星。密度极低、体积庞大、温度很低的星云，最终会演变成密度较高、体积较小而内部温度很高的恒星：体积缩小到百万分之一，密度增大 10■16 倍以上，温度至少增高 7 万倍。这个过程对于垦云来说是一场真正的灾变。这场灾变经历了两个行为很不相同的阶段：第一阶段，星云坍缩为“原初恒星”——“恒星胚胎”；第二阶段，原初恒星再进一步收缩形成恒星。
气体尘埃星云凝聚的第一阶段称为自由下落阶段，这是一个主要由引力作用支配的快速收缩阶段。对于一个质量同太阳相近的星云来说，这个过程所经历的时间约为 100 万年。在这个过程中，由于热运动形成的气体向外的压力远远抵挡不住向内的引力，于是物质很快地向中心坍缩、聚集，中心密度迅速增高。在这一阶段中，由于星云的密度极低，物质对热辐射是透明的，因此，由于收缩使引力能转化为气体中粒子运动而引起的热能几乎可以毫无阻挡地向外逸散，结果，星云的温度几乎没有升高，接近等温过程。此过程进行到中心密度为 10■-13 克／厘米■3 时中心部分的热能不再能无阻挡地逸散，此时热能使中心温度逐渐升高并开始产生红外辐射，当中心部分对红外辐射也逐渐变得不透明时，从外部看，其光度急剧下降，内部的热量越来越不容易散逸，于是，温度开始明显地上升。接近这一阶段末了时，引力能中约有一半以红外辐射形式离开星云（我们已说过红外辐射的重要的源之一，是初生恒星的喜乐），而另一半则使星云物质的温度继续上升。当中心温度达到 2000K 时，氢分子开始分解成原子，并吸收掉大量热量，致使向外的辐射压急剧下降。结果，在引力的作用下，星云急剧坍缩，其中心形成体积更小、密度更大的内核——原初恒星。
原初恒星形成的标志之一，是星云的快速收缩过程的结束。但原恒星仍继续收缩，只是不再按自由下落规律，而是开始了一种缓慢的收缩过程。当全部氢分子都离解成原子后，收缩使原初恒星的温度稳定地上升。此时，原初恒星中各部分物质所受到的向内的引力几乎和相外的辐射压相等。因收缩而增加的热量，一部分辐射到原初恒星的外部，一部分使其内部，特别是核心区的温度上升。当中心温度达到 700 万开以上时，核心开始出现由氢聚变为氦的热核反应。反应提供足够的能量，使内部压力与引力处于相对平衡状态，一颗处在主星序阶段的年轻恒星就正式诞生了。质量过小的星云收缩到最后中心区也升不到足以引发热核反应的温度。它们只能靠引力势能转化成热能的方式在一个较短的时期里产生一点微弱的辐射，随后便逐渐冷却下去，形成一个死寂的天体。大的质量小于 5％太阳质量的星云就根本不能演化成为恒星。能够演化成恒星的原初恒星，按不同的质量将分别走向主星序的不同位置，形成光谱型不同的主序星。刚开始由热核反应提供足够能量而形成的主序星称为零龄主序星。所有主序星在赫罗图上的位置连成的曲线是 主星序的左边沿。图 23 显示了中等
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质量恒星在最初收缩阶段到进入零龄主星序时在赫罗图上的演化历程。从原始球状星云凝聚成恒星的过程中，并非整个星云的物质最后都能汇合到恒星上。对于小质量恒星进入主星序前的最后阶段由于热对流十分强
烈，加上星体表面物质密度很低且重力很小，内部携带能量流出来的物质可以达到很高的速度形成强烈的物质喷发或抛射。同时这种机械运动的动能还会传递一部分给周围物质，转化为外层大气的热运动以至快速向外膨胀。这些恰恰是金牛 T 型变星光谱中反应出来的特点。一般说来，大片星云分裂出来不久的小质量原初恒星进入主星序之前，有一个时期表现为金牛 T 型变星。此外对于巨大球状星云的外层物质来不及全部坠落到中心区，越是庞大的星云外层物质向中心下落所需的时间越长，而中心区则很快凝聚成发出强烈辐射的原初恒星或恒星。辐射压和向外膨胀的星体表面物质（又称为恒星风）阻止了外层物质继续下落，不仅把物质推开甚至形成高速喷流。也有的物质形成原初恒星的包层，表现出中心有亮核和周围有包层（也称星周物质）的现象。它们已被用红外的方法观测到，并被观测到一些深埋在冷包层中的早期原初恒星。
总之，每一个天体歌星的诞生都要大放烟火、张灯结彩，大规模地庆贺一翻。然后，它们就数十亿甚至数百亿年地不停地发出各自的妙唱。给整个宇宙大舞台增添一份新的光彩。天体歌星的“烟火”的规模不同一般，以金牛星为例，观测表明它相当于每年喷射出 10■－7 太阳质量，这相当于每秒钟向外抛射几千亿吨的物质。理论分析表明，原始星云质量越大的天体歌星越喜欢显示自己的财富，它们把大量的物质消耗在“烟花”的抛射中。例如质量分别为 150、50 和 20M⊙的星云，在达到主星序形成零龄主序星时剩于质量分别只有 36、17 和 12M⊙，占原质量的百分比分别是 24％、33％和 60 ％。