——恒星的结局
51．主星序后恒星的演化
宇宙间任何事物都有其发生和消亡的过程。恒星也不例外。尽管它们演化时标相对于人的生命而言极为漫长，以至人类把它们称为“恒”（永恒不变）星。天文观测表明，恒星不仅有长时标的变化而且有短时标的变化，甚至可以说是随时随刻都在不停地变比。特别是在主星序后，恒星的演化更为显著。
大约在氢燃料消耗掉百分之十以后，星核开使收缩，释放的能量迫使恒星的外层向外膨胀，并随之而冷却。但是，由于恒星体积加大所引起的光度增强超过了因恒星表面温度降低而导致的光度减小，故总体说来，恒星的光度还有所增加，它使得恒星在赫罗图上的位置向上移动。另一方面，表面温 度下降又同时使它在赫罗图上向右移动。这样一来，高的光度和低的表面温度标志着恒星进入红巨星阶段。图 24 显示了对于中等质量恒星这一过程在赫罗图中的轨迹。到了某一位置（视质量而定）后，恒星便停止膨胀。当建立起这种暂时平衡之后，它可能发生轻微的脉动，成为一颗变星。
在这一阶段，一方面恒星的外层因膨胀而温度降低。但另一方面，星核却因收缩而形成较高的中心温度和密度。由于星核的温度和密度都比较高，一部分氦就会转变成碳甚至其他重元素。当然，这些新的核反应会提供给恒星更多的能量，从而使它立即停止收缩。
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恒星在红巨星阶段究竟要停多久还不清楚，但它肯定不像在主星序上那样保持太长的时间，这可以由比较赫罗图在主星序和巨星区恒星密集度之比可以看出。实际上位于主星序上的恒星比赫罗图上其他任何区域的星都密集得多。这表明，中等质量的恒星在主星序上度过的时间比早期演化过程的任何其他阶段都长。
赫罗图为什么能反应单个恒星的演化呢？让我们回到星外来客研究地球上的人的例子。如果我们把人大体分为童年（小于 2O 岁），成年（20—6O岁），和老年（6O 岁以上）。如果人的平均年龄是 80 岁，则在正常情形下，童年：成年：老年=1：3：l。主序星就是成年的恒星，但它所占的比例比人口中成年人的比例要大得多。
理论计算表明，一颗质量为 1.3 倍太阳质量的恒星，当它达到红巨星阶段时，其中心形成的氦核将扩大到接近整个恒星的 40％。此时，恒星核部的物质会承受异常高的压力和温度。在此条件下，恒星的物质会被压缩成极密集的状态，以至星中的原子结构均被挤碎：电子和核都紧紧地靠在一起，形成所谓简并态的物质。我们知道，通常的气体压力是靠小球一样的气体分子发生碰撞时引起的动量变化而形成。我们往往把气体分子视为一个没有大小的几何点。这种近似对于高温低气压的情况较为适用，但对于低温或高压情况这种近似就不再适用了，必需考虑气体分子本身的体积大小，使气体运动的有效空间等于其所占有空间减去所有气体分子自身的总体积。但如果在某些极端情况下，如极低温或特高压，使气体分子完全被压在一起，此时分子已不能再运动，但凭借分子自身的“刚度”仍能反抗外来压力，这种反抗压力就是“简并压力”。处于简并状态的气体称“简并气体”。简并气体有一个很大的特点，即在一定限度内，压力加大体积不会收缩，或者温度升高体积也不膨胀。此时星核四周的氢气继续“燃烧”，但辐射来不及传输走星核所产生的全部能量。于是星核温度升高。当温度接近 8×10■7 开时，氦开始燃烧变成更重的元素。由于星核的物质成简并状态，不能膨胀；这样使温度不断升高，氦的燃烧更加迅速。但是，这种迅猛的氦燃烧过程还是有限度的。因为，当星核的温度达到 3.5×1O■8 开时，星核将被迫膨胀，气体的简并状态受到破坏。在星核受迫膨胀之前的迅猛燃氦过程，称为“氦闪”，这种燃氦过程仅仅持续数干年。当星核一旦膨胀使恒星温度下降，氦闪过程即随之结束。
在氦闪阶段恒星在赫罗图上的位置并不固定。其位移非常明显，由红巨星稍稍下降一点后就向左沿赫罗图上近似水平的巨星分支移动。此阶段的某一时期将出现不稳定现象，恒星变成一颗脉动变星。而不同质量的恒星将成为不同类型的变星。质量较大的恒星成为长周期的造父变星；而质量较小的 恒星将成为短周期造父变星，或成为天琴座 RR 型变星。理论上可以证明，恒星的氦闪阶段可能多次发生，因此，恒星可能沿着巨星分支来回移动，从而多次成为变星。
由以上的讨论可知，天体歌星有一种顽强的自我表现能力，它们不甘心退出历史舞台。在它们演化的一生中，按自己的财力不断地抛射物质，以“渲染”自己的存在。因此，财力（质量）越大的歌星衰老越快。它们在一种财富（氢）消耗尽后又消耗另一种财富（氦）。尽管是昙花一现，却也颇具特色。但必须注意“天上一天，地上一年”。恒星的“一闪”人间却是数千年！当氦耗尽后，恒星仍不死心，凭借其余威（强大的引力）尽可能吞食周围的物质以补充自己，使其温度不断上升，以至点燃一些尚可燃烧之物，苟延残生。但毕竟力不从心，它们的表演时强时弱，形成周期性变化。有趣的是，它们这种“余热”的发挥，为人们确定天体的距离提供了各类“标准烛光”。
经历了变星阶段后，恒星就进入了它的暮年。按质量大小，它们或为白矮星，或为中子星，或为黑洞。下面我们分别介绍它们。
52．昌德拉西卡极限——白矮星和黑矮星
1930 年，一个年刚 20 的印度的大学毕业生，在前往英国剑桥大学留学的旅途中，开始了他关于恒星内部结构的研究。他利用完全简并的电子气体的物态方程建立了恒星演化晚期的白矮星模型，并导出了白矮星的质量上限是太阳质量的 1.44 倍。这个印度大学生就是 1983 年度诺贝尔物理学奖的得主钱德拉塞卡。他得出的白矮星质量的上限也被人们称为“钱德拉塞卡极限”。它是描述恒星演化，决定恒星命运的一个重要的质量极限。
在从印赴英的三个月的航海旅途中，钱德拉塞卡对白矮星进行了反复的思考和计算，他意外地发现白矮星的中心质量密度可高达每立方厘米 7 吨之巨！这使他立即联想到一个问题：如此高的密度下，相对论效应将会显得重要吗？
这个年轻的大学生把当时流行的福勒的量子统计观点和爱丁顿关于恒星的多层结构模式的研究结合起来，并考虑到高能量的条件下的相对论推广。然而，他意外地发现了一些与预想完全不同的结果。如果他的结果是对的，那么对能够发展成白矮星的恒星质量有一个极限，当一颗恒星的质量大于这个极限时，它就不可能发展成白矮星。
从理论上说，钱德拉塞卡的结论有两个令人吃惊之处：一个是，当时人们对恒星的知识实在太少，既不知其产能机制，也不知其演化细节，但钱德拉塞卡却预言了关于恒星的结局！再有就是如此巨大的恒星演化的最终结局竟是由如此微小的基本原子常数所决定。
实际上，恒星内部的能源有两个，一是热核聚变反应，我们已知道它把氢聚合成氦，这个过程释放出大量热能和辐射能；另一种能源就是构成恒星的物质自身的引力能。恒星的引力势能和热核反应的产能率及以辐射方式向宇宙空间扩散能量的耗损率，三者处于相互制约的平衡态：引力能紧紧“抓住”物质向中心下落，热能使物质反抗引力向外扩散，而辐射能则带走热量起着削弱离散倾向的作用。
按一定的恒星模型（如流行的多层球模型）可以得到恒星的质量和半径与密度和压力的关系。另一方面，从量子统计力学可以给出气体压力和物质密度的关系，这种关系通常称为“物态方程”。一般情况下，物态方程是与物质的类型、温度和压力自身有关的十分复杂的函数。但有四种情况的临界 状态，即非简并的、简并的、非相对论的和极端相对论的。
通常对于很稀薄的气体，压力是靠气体粒子与边界发生碰撞时产生动量交换而形成。但如果压力很大，气体粒子被紧紧地挤压在一起，则气体粒子不能再自由运动，此时物质处于一种十分特殊的简并状态，一定物质的简并状态将产生一种与之有关的简并压力。
当恒星演化到晚期，核反应过程慢慢结束，星体逐渐冷却，再没有力量来平衡恒星自身的引力，于是在引力作用下，恒星开始引力坍缩，而引力使恒星内部的原子核紧紧挤在一起，这时电子则形成一种简并态的“气体”，称为简并电子气。如果简并电子气的简并压力大于或等于恒星的引力，则恒星将停止坍缩，形成一个稳定结构。这种恒星的状态就是白矮星。凭借其余热它们继续辐射，直至其表面温度降到 4000 开，这期间大约有 80 亿年。这以后常称为黑矮星，它们辐射更弱，由于辐射导致的能量损耗也更小，因此能维持一个更长的时期。直至完全冷却。这类天体的残骸其主要物质成分是铁。这也是地球上为什么会有铁陨石落下来的原因。
53．奥本海默极限——中子星和脉冲星
质量大于钱德拉塞卡极限的恒星又会发生什么情况呢？一个有趣的历史事实是：在钱德拉塞卡提出他的临界质量概念两年后，物理学家才在实验中发现了中子。所以人们没有理由去评论钱德拉塞卡为什么没有能提出中子星的概念。1932 年当从物理实验中发现中子不久，物理学家朗道等即从理论上预言了中子星的存在。实际上，中子也存在着类似于电子的简并态，不过它有比简并电子气体更大的简并压强（每单位面积上的压力），故它能抵抗更大质量恒星所产生的自引力。一个通常称为奥本海默极限质量的值为太阳质量的 2.4 倍。它标志了另一类特殊天体——中子星的形成条件，也是中等质量恒星演化的最后归宿。从认识论的角度看，这是钱德拉塞卡思想的自然结果。如果能对其他物理结构层次的粒子得到相应的简并物态方程，自然也可推断出相应粒子的简并星。如夸克星、孤立子星等。这些工作本质上只是将钱德拉塞卡的“酒”，装在不同的瓶子里。
1967 年，英国天文学家休依奇和莱尔发现了脉冲星，并因此获得 1974 年度诺贝尔物理学奖。我们已提过，脉冲星的发现是 60 年代天文学的四大发现之一。1967 年，休依奇和他的研究生伯耐尔博士一起在英国剑桥大学射电天文台工作。他们研制厂一台探测极微弱讯号的射电望远镜，想要探测射电星际闪烁。很多人孩童时都有过一个问题：星星为什么会眨眼？它就是这里说的星星闪烁。它是因为星光通过了不均匀的大气产生了不规则的折射的缘故。同样，天体的射电辐射波通过不均匀的星际电离气体以后，也会形成射电闪烁现象。对于射电波这种闪烁造成的光度起伏比星光闪烁更为强烈。不过，它与射电源的视角大小有关、对于达到一定大小视角的射电源，这种闪烁就观测不到了。这是因为对于足够大尺度的射电源，各部分的闪烁不一致，结果互相抵消了。这样一来，是否能观测到射电闪烁，倒成为了射电源尺度大小的一个观测判据。它可把角度很小的类星体同一般的射电源区别开来。休依奇他们本来是想这样做的。
仪器工作一个月之内，伯耐尔博士就看到有一组起伏特别强烈，很像是周期性反复出现的讯号。它不像是预想的星际闪烁，倒很像是地面的干扰。因为在射电观测中，有时一辆汽车或摩托车路过也会出现这类讯号。但后来讯号的反复出现排斥了是地面偶然干扰的可能。由于讯号的时有时无给观测 带来一定的困难。但他们已感到有什么值得重视的东西存在。经过了多次排除性实验后，终于于 1967 年 11 月 28 日，伯耐尔等首次确认存在非常明显的周期性的来自太阳系之外的讯号。每个脉冲持续约 0.3 秒，重复周期为 1.3373011 秒，周期短而精确。这种讯号很像是某种人为的作品。是来自地外文明世界吗？人们曾把它称为“小绿人”。但脉冲讯号中没有任何可识别的编码。加之，在脉冲频率上没有任何多普勒效应，因此，讯号也不可能是来自某个行星。这就排斥了“小绿人”的可能性。脉冲辐射究竟来自什么天体？
在天文学中一种周期现象的出现，往往只有三种可能：这就是天体的自转，天体的公转和天体自身的脉动。由于已观测到的周期如此之短，因此只可能是天体的某种自转引起的现象。而这样高速的自转只可能是高致密天体。如，像 30 年前预言的中子星。
随后不久，在蟹状星云中发现了另一颗脉冲星，周期非常之短，只有 33 毫秒。从 1968 年 10 月到 1969 年 2 月期间，测定出这颗星的辐射脉冲周期在以每月增长百万分之一秒的速率在增加。有趣的是这个变化率与脉冲星辐射能量所损失的自转能的计算结果是一致的。
更有意思的是，按上述自转衰减率算出，这颗脉冲星应该是在大约 1000 年前诞生的。而按恒星演化理论。在超新星爆发过程中形成脉冲星的模式，大约一千年前，那里应该有过一次超新星爆发。而我国的古代史书《宋史》中的《天文志》以及《宋会要》等书中，确实曾有以下记载：“至和元年，客星出天关东南，可数寸，岁余稍没”；“昼见如太白，芒角四射’等记载。按这些记载的意思是：一颗新出现的星，明亮得白天可见，直到一年多的时间之后才消失。这分明是一颗我国古代人所观测到的一颗超新星的记录。而“天关”又恰好靠近蟹状星云脉冲星的位置。至和元年是公元 1054 年，至今
941    年。这一切纯属巧合吗？如果不是，那么它就是对整个恒星演化，到超新星爆发形成中子星的理论的最好支持。脉冲星就是旋转的中子星。这一结果对于近代天体物理学的发展产生了不可估量的影响。它再次显示了一个正确的理论预言对天文发现的指导和促进作用。中子星的发现促使相对论天体物理和致密态和强磁场物理的研究空前活跃起来。
54．令人生畏的黑洞
前面我们已讨论了中、小质量恒星演化的结局。具体地说就是；对于质量小于 1.44 倍太阳质量即所谓钱德拉塞卡质量极限的恒星其最终结局是白矮星；质量大于它但小于 2.4 倍太阳质量即所谓奥本海默质量极限的恒星其最终结局是中子星。而对于那些质量大于奥本海默极限的恒星甚至简并中子气体的压力也抵抗不住恒星强大的自引力。这样的恒星到了晚年，恒星内部的核燃料全部耗尽，此时将没有任何力量能平衡恒星的自引力，恒星的引力坍缩将毫无阻挡地进行到底，其唯一的归宿就是“黑洞”。这一类黑洞的质量一般为太阳质量的 3～50 倍。
早在 18 世纪，法国著名科学家拉普拉斯按照牛顿引力公式推导结果就曾预言：可能存在一种大质量天体，其表面引力强得连光也无法射出来。从理论上说，拉普拉斯的作法是不能成立的。因为现代研究表明对于引力足够强的情况下，牛顿引力公式已不再适用，取代它的是爱因斯坦的广义相对论。十分凑巧的是，拉普拉斯所得到的条件与按照广义相对论得到的史瓦西解中的引力半径公式完全一致。按此公式，一个与太阳质量相等的黑洞，其引力 半径只有 3 公里。这个“引力半径”也常称为“史瓦西半径”。
按现代天体理论，大质量恒星演化的结果，并非黑洞产生的唯一源泉。“星体碰撞”也可能产生黑洞。星系或球状星团的中心部分恒星密集，容易发生星体间的大规模碰撞。有人认为，我们的银河系中心就曾发生过这类超级碰撞。由这类碰撞就可能形成其质量超过太阳一亿倍的黑洞。此外还可能存在所谓的“原生黑洞”，它是在宇宙大爆炸中形成的微型黑洞，其半径只有质子或中子那样大，质量约为 10 亿吨左右。
崇拜光明也许是人类的一种天性，所以一听到“黑洞”就有些不太舒服的感觉。或许你会想到法西斯的集中营或奴隶主的暗无天日的地牢。但这些都远不能和我们这里说的“黑洞”相比。比如说吧，如果一个宇航员，不小心掉进了“黑洞”那么他的飞船、他的仪器、他的电视机  连同他本人一起，都将消失。唯一能有的一点可靠线索是黑洞的质量增加了。或者他在掉进黑洞前正在做大规模的旋转试验，那么黑洞的总角动量也或许会有变化。其余线索将完全消失。实际上，任何东西一旦形成黑洞，那么它将失去一切原有性质，只有它的质量、角动量和电荷将被黑洞所接管，其余的一切将化为乌有。实际上，黑洞本身也只剩下了这三根毫毛。其中最主要的一根毛是质量，只有这一根毛的黑洞称为史瓦西黑洞。第二根毛是自旋，有这两根毛的黑洞叫克尔黑洞；而第三根毛就是电荷，这三根毛发齐全的黑洞叫克尔—纽曼黑洞；敏感的读者马上会说，还可能有一种只有质量和电荷但无自旋的黑洞，确实如此，它们叫莱斯纳—诺斯特隆黑洞。其实这些名字并不关紧要，主要知道有这样几种可能情况而导致了黑洞的四种类型。
上面的叙述是否使人感到黑洞太可怕了。一颗大质量恒星真像一个暴君，他无情地吞咽周围物质，尽其可能拉进大量殉葬物。如果真是君王的殉葬品，若干年后出土成了文物。而黑洞的殉葬物完全被黑洞彻底“消化”最后浓缩在一起，很快就坠落到黑洞的中心了。说到这里也许很多读者对黑洞不仅感到可怕，甚至觉得它太无法无天了！实际上，以上我们叙述的黑洞品性都是基于经典广义相对论的局部特性。即使如此，按经典广义相对论黑洞还遵从两条基本原理：一是面积不减原理，它反应了黑洞的贪婪性，颇像民间说的“铁公鸡”。实际上黑洞的面积是由其质量决定的，所谓面积不减就是质量不减，就是“一毛不拔”。岂止不拔就是“吞咽”。但研究表明，黑洞之所以贪婪是因为它在理论上是一个时空奇点。在奇点处通常的时间和空间的概念都已失去意义，所以它才如此无法无天。就像老虎和人在一起，总是无法可讲。但如果把老虎关进笼子里它也就不可怕了。科学家发现了一条新的原理叫做“宇宙监督原理”。它说：奇点总是躲避外部世界，或者说奇点总是被视界覆盖住的。不在视界内的奇点称为裸奇点，它是非常令人厌恶的，就像逃出笼子窜入人群中的老虎。”但宇宙监督原理以科学的精确性保证裸奇点是不存在的。研究表明，从一个遥远的观测者来看一个客体向“黑洞”的下落，他可发现，当客体远离黑洞时，客体的运动规律完全遵从牛顿的引力定律，而客体逐渐接近“引力半径”时就逐渐偏离牛顿定律。特别是观测者可发现，无论他等多久这个下落客体只能极其缓慢地接近引力半径而总也到达不了引力半径。实际上不管什么东西向黑洞下落，对于这个观测者看来都一样，即它们只能无限接近引力半径，确永远到达不了那里。好像都“冻结”在引力半径上。因此“冻结星”是黑洞的曾用姓名。也许这个名字不那么令人害怕！引力半径就成了黑洞的“视界”。它是宇宙监督原理的“执 行者”。以它为半径的球面面积就是黑洞面积。它真是一身兼数职的多面手！55．黑洞不黑
上面对于黑洞的描述是否使你感到它是一个宇宙中最自私的大怪物呢？其实那都是经典物理学冤枉了它。世界著名的英国科学家霍金从量子物理观点深入地研究了这个令人生畏的黑洞，发现黑洞并不是一个只进不出的“铁公鸡”天体。
前些年，不少物理学家和天文学家又研究了黑洞的另一个特征。他们发现，黑洞不仅不是一毛不拔的“铁公鸡”，而且它在无私地向外“自发蒸发”。从量子物理观点研究黑洞的结果表明：黑洞很像通常的发热体，它以类似于黑体辐射的方式稳定地向外发射粒子。微小黑洞为什么会蒸发呢？原来量子理论阐明，在很小的尺度上粒子都是模糊不清的，他们看起来像一些微小的云雾状的东西。根据这个观点，黑洞中央的奇点不能看成是无限小的弹丸，必须看成是物质云。人们不能说它的确切位置，而只能陈述在某一瞬间这个奇点位于何处的概率。对于一个特小的黑洞，模糊的奇点并不比黑洞本身小多少。黑洞内的物质通过量子隧道效应可能穿出视界，甚至远离黑洞。由于小黑洞的视界更加靠近它的奇点，所以黑洞蒸发过程会加速进行。一旦待小黑洞失去了一点儿物质，它就会变得更小，也就越加容易失去更多的物质。这个过程将一直持续到黑洞被完全蒸发掉。也许读者还记得，恒星在演化过程中，质量越大的恒星，在其演化过程中越多的物质被抛射，好像一个纨绔子弟毫不吝惜自己的财物。而黑洞的蒸发过程中情况恰好相反。黑洞的质量越小发射粒子的速度就越快。对于一个质量与太阳相当的黑洞来说，质量的蒸发是极不明显的，大约需要 10■66 年才能蒸发殆尽。但是对于一个质量只有十亿吨的原生黑洞来说，这种“蒸发”就相当可观了，它竟能在 10■－23秒之内蒸发得一干二净。这种猛烈地蒸发使黑洞的温度急剧上升，甚至高达 1200 亿度！
可见，由于黑洞发射粒子使其质量不断减小，相应是黑洞温度的上升，自然会使其蒸发加剧，因此质量就减少得更快；相应黑洞也蒸发更快。如此，过程越演越烈，到头来，将引起一场猛烈的爆炸而告终。人们为这种“反坍缩”的爆炸过程起了一个形象而有趣的名字叫“白洞”。
56．怎样探测黑洞
黑洞果真存在吗？直到现在天文观测上仍然没有给出完全肯定的回答。探测黑洞的主要困难还是在于它的“黑”，即它本身不辐射电磁波。虽然我们也说了黑洞不“黑”。不过要使黑洞的蒸发引起观测效果，只能是具有足够小质量的黑洞。那类黑洞只能是原生黑洞。但这类黑洞的蒸发在很短的时间内就将黑洞蒸发得一干二尽。因此，即便真的在宇宙大爆炸中产生过，现在也被蒸发得不留任何痕迹。而能留下的黑洞其蒸发速度不能产生观测效果。也就是说，现在能存留的黑洞都是不可见的。那么又怎样能找到它们呢？好在黑洞还有三根毛！
有质量，而且一般来说是有很大的质量。因此，当别的物体接近它时就会朝它降落或绕它作轨道运动。下面我们会看到，恒星大多以双星形式存在。那么如果双星系统中，如果其中一个已成了黑洞，另一个作轨道运动的恒星就将绕一个看不见的天体运动。这不是寻找黑洞的简便易行方法吗？可惜，恒星一般都是十分遥远的，而我们必须回答两个问题：首先，要确定那颗可见恒星确实在作周期轨道运动；此外，要确定它的伴星的确是不可见天体而 不是一颗暗弱天体，仅因为距离遥远或由于其他原因没有被观测到。而要对这两点作出准确判断，一般是极为困难的。有没有任何其他较为明确的迹象可以提供我们用来确认双星系统内的黑洞呢？x 射线天文学提供了线索。
我们已知道由于 x 射线辐射不能穿透地球大气，所以必须到大气层外的空间进行观测。60 年代，x 射线天文学的全部进展都是利用由火箭或者有时是用气球将仪器送到大气层外所取得的。当一种观测是否能取得预期效果尚有争议时，火箭或气球是一种经济有效的手段，但其缺点是能利用的观测时间太短。一次典型的火箭飞行观测大约只有 5 分钟的有效观测时间。气球虽然可以有更长的时间但它不能完全飞出大气层外，因此只能对有一定穿透力的硬 x 射线进行观测。直到 1969 年多次火箭飞行的累积的观测时间仅仅略微超过一个小时，只是用了一个小时的时间来观测星空，可以想象能得到的信息是何等的有限。但是，就凭借这有限的一个多小时，x 射线天文学的火箭时代也已取得了十分丰富的结果。这足以显示天体 x 射线辐射的普遍。
1969 年，随着“乌呼鲁”卫星的发射，x 射线天文学的火箭时代接近尾声。这第一个 x 射线天文卫星已提供了天空较全面的 x 射线源表，它包含了 200 多个 x 射线源，其中一半位于银河系内。此后，各国发射了许多 x 射线观测卫星。同时有大量的火箭和气球观测。它们揭示了更多的新现象和新天体。特别是美国的系列卫星“高能天文观测站”。它们的发射及取得的成果，使 x 射线天文学进入了成年时期。截至 1982 年，已探测到 1500 多个 x 射线源。其中一些 x 射线源就很可能是黑洞存在的证据。
天鹅座 X—l 是一个有代表性的密近双星 x 射线源。他的光学对应体是一个有 5.6 天周期的分光双星系统 HDE226868，质量为 20 个太阳质量。该源的 x 射线没有食周期，也无规则的脉冲结构，只有不规则的脉冲式涨落。人们倾向于认为，这个双星 x 射线源很可能就是寻觅已久的神秘天体——黑洞。理由有如下几点：
（l）天鹅座 X—1 和可见的正常星 HDE226868 的看不见的伴星是同一体，构成一个双星系统。
（2）它的 x 射线发射区域小于正常双星系的。
（3）看不见伴星的质量约大于 5 个太阳质量。
（4）质量如此之大，而区域又如此之小的星体，必然维持不住，只能坍缩成黑洞。
对于其他的黑洞候选者如：圆规座 X—1 和天蝎座 V861。
57．变星，新星和超新星爆发
我们已知道，恒星演化到红巨星阶段后即进入变星阶段。变星的观测特征表现为光度变化。它们可能是起因于星体的周期性脉动、不规则性的迸发、或者是发生巨大的突发性的爆炸。于是形成各种不同类型的不稳定的变化天体。
最重要的一类不稳定变星是造父变星，其最大特征是有明显的周光关系，即其绝对光度与光变周期之间存在某种相关关系。因此，它在天体的距离确定中起着重要的作用。在人类最后确认河外星系的存在时也起了判决性的作用。即在最初误认为是河内星云的天体中发现有造父变星，并由造父变星判定它们的距离远远超出了银河系的范围。因此，使人类对宇宙的认识揭开了一个崭新的层次。在宇宙的膨胀性质被天文观测所揭示后，造父变星又担起确定标志宇宙膨胀率的“哈勃常数 H■O”的重任。由于质量不同，恒星 演化到变星阶段所显示的性质也不同。图 25 给出了各类变星在赫罗图上相对于主序星和巨星的位置，关于变星的其他特征我们不再介绍。
有些突出的不稳定星在爆发时能释放出难以想象的巨额能量。这种爆发在历史上早已引起了人们的注意。因为在起初什么星也看不到的地方，竟有一颗星亮了起来。而且毫不费力就可以看到。这类恒星人们十分形象地把它们称为新星（即新出现的星）。当然今天我们已十分清楚它们根本不是“新”星；而是一类老年星的某种爆发现象。
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在东方和西方的古代文明中都曾记载过许多新星。早在公元前 13 世纪的殷代甲骨卜辞里，就已有了关于新星的零星记载。汉代以后，关于新星的记录更加丰富和详尽。在《汉书·天文志》中记有：“汉元光（汉武帝）元年六月客星见于房”。我国古代学者把新星和超新星都称为客星，这里是指新星，房宿就是天蝎座。此星西方称为伊巴谷新星。现代观测仪器出现后，所发现的明亮新星都尽可能地进行了全面的观测研究。天鹰座新星（1918 年）差不多是当时天空最亮的星。它是第一颗在成为新星之前就已有过记载的恒星。在成为新星之前曾是一颗光度变化的 A 型星。所以说，新星在其亮度猛增数千倍之前就存在了，爆发后，亮度猛增至最高，然后逐渐减弱，以至最后恢复到原来的不引人注目的平常状态。这过程所经历的时间可持续几个月甚至到几年。有的新星可多次出现。
平均说来，新星在最亮时的绝对星等约为-6 等或-7 等。这样的亮度，即使持续时间不长，也是足以令人吃惊了。但还有一种恒星，在爆发时能达到 -13 等，甚至到-16 等。也就是说，一般的新星在其最亮时光度可达太阳的 50000 倍。而-16 等的光度相当于太阳的两亿多倍。恒星的这种爆发现象称为超新星爆发，或者一般就简称超新星。超新星爆发除了光度大大超过新星外还有一个不同于新星的特点，那就是新星在其光度降低到爆发前的状态后不留下什么可观测的痕迹。而超新星爆发后所留下的遗迹将以星云的形式长期保留在星空，以至“超新星遗迹”成了天文学中的固有名词，且成了特有的研究对象。
在介绍中子星时，我们已谈到我国古代有世界上最早和最详细的超新星的记录资料，那就是人类观测到的第一个有较完整记录的超新星 1054。它是公元 1054 年爆发的一颗超新星。这里顺便介绍一下超新星的命名，在早些年代往往以最先发现者命名。如第谷超新星和开普勒超新星等就是这样的。现在，一般都以发现年代加上顺序。如大麦哲伦云中的超新星 1987A 就是 1987 年观测到的第一颗超新星。它是人类有现代观测设备已来发现的一次宇宙中最猛烈的爆炸事件。至今仍是吸引天文学家观测和研究的对象。
超新星可按其光变和光谱特征进行分类。它被分成Ⅰ型和Ⅱ型超新星。这种分类主要是依据光变曲线特征。按其光谱及其中的发射线可进一步将每一型再分成细类。这里我们不再详细介绍。
至此，我们已简略地介绍了一个天体歌星（恒星）漫长而坎坷的一生。它们发家于一些零散的太空中流浪的气云，凭借微弱的万有引力牢牢地把握了时机不断地借助群体的力量使自己越来越密集，在这过程中不惜一切地尽力表现自己。一方面借引力增强自己的内部功力，采用最简单而效率最高的热核聚变的方式产生能量，同时不停地向宇宙万物倾述自己一生的遭遇。它们从诞生开始就按自己的财力豪华地喧染自己，向太空抛射大量物质。一些 较“贫穷”的歌星倒是以平静的方式结束自己的一生，最后化为一尊铁身！从此无声无息地存在于宇宙中。对于那些富有天体歌星它们真是财大气粗，它们绝不甘心就此了事，在与命运的拚搏中它们时明时暗变幻莫测，有的甚至燃爆自身以比平时数亿倍的光芒的猛烈爆发结束了一生。留下的遗迹仍显得绚丽多彩。