恒星的怪癖

恒星的怪癖

大多数恒星位于一条温度与亮度联系密切的主星序带中，主星序星或多或少以一定的速率发光。但对于每一种规律总有例外，如红巨星，恒星中的巨人，燃烧得快，以快速的步伐经过它的庞大表面释放能量。白矮星则相反，发出白热的光，暗弱得像簧火发出的光的余烬，慢慢地冷却。

但还有更奇怪的星潜伏在天空。一类叫做造父变星的黄巨星，在体积和亮度上呈周期性地改变。它们有节律地胀大和缩小，像风箱一样地来回伸缩。收缩时，以爆发形式释放出能量。天文学家发现造父变星发射能量的速率完全决定于变星的绝对亮度。换句话说，造父变星的周期（一个容易测量的量）与其亮度成正比。知道了天体的绝对亮度就等于知道了它离我们有多远。故造父变星是极好的距离指示天体。

一颗星的视亮度比较容易测定，用测光仪器测得其辐射的数据就行了，但求其绝对亮度却是一件较难办的事。显然，我们不可能马上旅行去一颗星，并测量它实际上有多少能量放出来。幸运的是，天文学家发现对于大多数恒星来说，其光亮与其温度之间存在着一个直接的关系。恒星的温度可直接测量，它们由星的颜色显示出来。例如，蓝色比橙色的热，橙色又比红色的热。在大多数情况下，人们能够利用这一性质去测定一颗星发射出多少光。以恒星的表面温度为横坐标，它们的绝对亮度为纵坐标作图，所得曲线叫做赫—罗（Hertzsprung—Russell）图，或H—R图。在此图上，大多数恒星落在从图中右下方到左上方的一条叫做主星序的带内。沿主星序，恒星的表面越热，发射的光越强。这就是说，在主星序星中，蓝色的星比黄色的星发出较多的光，黄色星的本身亮度要比橙色星的本身亮度大，而橙色星又比红色星要亮。太阳是主星序星的一员。

如果被测恒星落在主星序内，则能立即估算出其距离。首先，用记录在一给定的时间间隔内有多少被测恒星的光到达地球来估计星的视亮度。然后，通过仔细地测定其颜色来测定其表面温度。通常是用光谱仪——一种能测量出一颗星在各个波长发射出的光的仪器。下一步，将所得此星的数据与H—R图中具有相同温度的主星序星比较，从而获得该星的绝对亮度。最后，比较该星的视亮度和其绝对亮度得到两者的比值。比值越小，恒星距地球越远。

不是所有的恒星都落在主星序带内。一些叫做红巨星的恒星，它们大而亮。虽然很亮，但其表面温度却很低，故显红色。另一些叫做白矮星的星，是小而暗的白色的热星。天文学家认为这两类星是值得注意的，它们曾经是主星序星，但现在已接近于其生命的末期。

恒星在它们生命的不同阶段，内部燃烧的炽烈程度不是恒定的，有强有弱。最后，所有的恒星都要走向毁灭，但在死亡前往往发出惊人的光芒。

氢聚变为氦过程中的几个步骤：首先，两个质子（1）结合成氘核（2）；然后，氘核与质子（3）结合形成氦－3（4）（一个氦的同位素）；最后，氦－3的核并合产生普通的氦。每一步骤都有能量释放出来。

本世纪50年代中期以前，科学家们相信恒星是以收缩的方式产生能量的。他们认为在恒星的体积越来越小的过程中，温度也越来越高，不断发射出光。但这不可能是恒星发光的主要机制。果真是这样，它们的寿命将很少超过百万年，但我们知道不少恒星已是几十亿岁的高龄老寿星了。经过几位科学家的研究，现在我们知道恒星是由核聚变（由较轻元素建造较重元素的过程）提供能量的。能量是作为核聚变的副产品被释放出来的。这一排放到空间的能量就是我们见到的光。

聚变过程从两个氢原子的原子核碰撞并组合成一个叫氘核的粒子开始。氘核是氘（重氢）的原子核，由一个质子和一个不带电的中性粒子中子所组成。氘核立即与另一质子结合成为氦。氦再依次进行聚合形成更重的元素，如碳。在一颗典型的恒星中，原子核逐级合并直到形成可观数量的许多重元素。