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标  题: 第十一章　恒星宇宙（1）
发信站: 哈工大紫丁香 (2001年06月10日15:43:30 星期天), 站内信件

科学史及其与哲学和宗教的关系科学史及其与哲学和宗教的关系
第十一章　恒星宇宙



    太阳系－恒星－双星－变星－银河系－星的本性－星的演化相对论与宇宙－天体物
理学近况－地质学

    太阳系

    上面说过，刻卜勒关于太阳和行星的观测，已经提供了太阳系的模型，但是在其中
一个行星的距离还没有用地土的单位测定以前，这个模型的比例尺度是不知道的。里希
尔在1672－3年间进行了这种测定工作（见150页），而且在若干方面还具有现代精确性：
（1）1728年，布莱德雷发现了远星的“光行差”（当地球从一方横过这星光的行径，
半年后又从反对方横过时，观测者两次所看见的星光方向的差异）。当时这一发现被用
来证明光以有限速度进行，但因光速现已有他法测定，光行差反过来可用以测量地球的
速度与其轨道的大小了。（2）当金星经过地球与太阳之间时，由地球上两个站所测定
的时刻，也可用来以三角学的解法，计算太阳的距离。（3）当小行星（爱神星）于
1900年经过地球附近时，曾以三角测量法测定其距离。
    以上三个方法所求得的太阳系的大小，是一致的：从地球到太阳的距离是9280万
（后改为9300万）英里，相当于光以每秒186，000英里的速度行8．3分钟的距离。太阳
的直径为865，000英里，其质量为地球的332，000倍，其平均密度为每立方厘米1．4克，
而地球的平均密度为5．5克。
    我们关于太阳系的知识，在1930年由于汤姆保（Tombaugh）在海王星轨道以外发现
了一颗新行星而扩大了。美国亚利桑那州旗杆天文台对天空某些可能发现行星的区域，
作了缜密的搜索，方法是将几天时间内所拍的两张照片加以比较，照片上如果有一个光
点改位，就说明那是一颗行星。这颗新行星围绕太阳运行一周需248年，其平均距离是
36亿7500万英里。这颗行星命名为冥王星。冥王星轨道的直径为73亿5000万英里，可以
看做是现今（1946年）所知的太阳系的范围。
    人们时常讨论别的星球是否有生物居住，对于太阳系而言，这问题便成了别的行星
上的情况如何。这些情况中最重要的一个是行星外围的大气的性质。大气的存在依靠
“脱离速度”，——即气体分子运动时足以使其脱离行星引力的羁绊的速度、这速度的
数值为V2＝2GM／a，式内G麦引力常数，M表行星的质量，a表其半径。以每秒英里计，
对于地球，V＝7．1，对于太阳为392，另一极端，对于月球为1．5。运动最快的分子是
氢分子，在0℃为每秒1．15英里。根据秦斯的计算；如果脱离速度为分子的平均速度的
4倍，在5万年内大气便完全逃逸，如果为5倍，则逃逸率便小到不足计较。因此月球上
没有大气，大的行星，如木星、土星、天王星与海王星，比较地球有更多的大气，火星
与金星上的大气可以和地球上的相比拟。金星上多二氧化碳；但显然没有氧气与植物；
那里的条件尚不能使生物存在，而火星上呢，生物存在的机会似已过去，或将近过去。

    恒星

    冥王星轨道以外，是一片洪渺无边的空间。当地球在六个月内由轨道的一边行至它
一边时，凭借缜密地观测可以察知最近的恒星在较远的恒星所形成的背景上改位。再过
六个月恒星的位置复回到原处；如果把这些星本身的微小运动略而不计的话。由于我们
已经知道地球轨道的直径，只要把恒星本身的微小运动和光行差估计在内，根据一颗星
在六个月内的现差，用三角测量法，便可推求恒星的距离。
    1832年，韩德逊在好望角对恒星视差进行了观测，接着在1838年，便有贝塞耳
（Bessel）和斯特鲁维（Stfuve）进行了精密的测定。用这样的方法发现，最近的星，
一个微弱的小光点，叫敞半人马座比邻星，距离我们达24万亿（2．4×1013）英里（光
须走4．1年），约为冥王星轨道的直径的三千倍。明亮的天狼星的距离为5×1013英里，
或8．6光年。约有两千颗恒星的距离，已用这个方法测定到相当高的精确度，但这个方
法现今只可应用于十个光年以内的恒星。
    睛明的夜里，人眼所见的恒星可达数千。如果使用口径愈来愈大的望远镜，则可见
的星愈多，数目的增加并不与望远镜的口径成正比例，因此我们可以说：恒星的数目不
是无穷多的。美国威尔逊山天文台的100时反射望远镜，在1928年是世界上最大的望远
镜，能够观测到的星数估计约为一万万颗，而在我们的星系（银河系）里，恒星的数目，
据不同的估计约为15万万颗至300万万颗不等。200时反射望远镜现在正在制造中。
    希帕克过去依照星的亮度，将星分为六个“星等”，而现今已将这尺度扩充到包括
20等以外的微弱星，其亮度只有一等星的万万分之一。这种量度的方法，自然是依据地
球上所看见的恒星的视亮度为标准。对于一颗已知其距离的星，我们可以计算它移至某
一标准距离时应有的视星等，这种星等叫做绝对星等。
    如果按绝对星等分类，则在所有星等的数值中都有星的存在，但如赫兹普龙
（Hertzsprung）所指出，而后来为罗素（H．N．Russell）所证实的：高星等与低星等
的星的数目，比较中星等的星多。前两者叫做“巨星”和“矮星”。以后还要详细谈到。
    同一光谱型而距离已知的恒星证明，绝对星等和某些谱线的相对强度之间具有有规
则的联系。因此仔细研究这些有决定性的谱线，可以求得未知距离的星的绝对星等，然
后再根据其视星等以估计其距离，即使这距离远到不能以视差的方法来测量。这是估计
恒星距离所用的几个间接方法之一。

    双星

    许多是用肉眼看似乎是单颗，用望远镜看，乃是成对的。有些成对的双星，可能互
相离得很远，所以看来很接近的原因，是由于它们几乎在同一视线上。然而双星的数目
很大，用恰巧在同一视线上的说法，不足以解释全部双星。在大多数情况下，双星中的
两星之间，一定有某种关系。威廉·赫舍耳于1782年开始观测双星，到1793年，他已经
找出足够多的双星的行径，可以证明双星围绕着位置在椭圆形一个焦点上的公共重心，
而运行在椭圆轨道上。因而他证明，双星的运动也遵循牛顿在太阳系上所寻得的引力定
律。
    由距离和轨道部已测定的一些双星，呵以算得它们的质量，一般是太阳的一半至三
倍。这与由其他方法所得的结果颇为吻合。各类星质量上的差别并不很大，而其大小与
密度却有极大的差别。
    有些双星的两个成员相距太近，以至不能用望远镜分开，但可用分光的方法去分辨
它们。如果我们的视线恰在双星的轨道平面上，当双星的联线垂直于视线之时，则一星
向我们而来，他星背我们而去。于是按照多普勒原理，一星的光谱的谱线将向蓝端移动，
而他星的谱线则向红端移动，因而在双星光谱中，其谱线的数目必至加倍。但当两星的
位置一前一后时，它们便在横过我们的视线方向运动，因而其光谱里便无谱线加倍的现
象。靠观测这种光谱上的变化，我们可以估计其绕转的周期与速度，并可计算两星的质
量之比值。如果目视与分光两种测量均属可能，则两星的质量都可以求得。
    1889年，皮克林（E．C．Pickering）首先以分光的方法发现一对双星。他宣布大
熊座＆星光谱中有些谱线加倍，表示这颗星是周期为104日的双星。自此以后成百的
“分光双星”被人发现，主要是在美国和加拿大的天文工作者用了大望远镜与摄谱仪，
而且在清朗空气中工作所发现的。

    变星

    许多恒星的光常改变其强度。如果变化是不规则的，这或者是由于炽热气体的屡次
爆发，但光变的周期，在许多例子中，是颇有规律，因此，可以推断，光变的原因或者
是由于当一颗亮星与其暗的伴星互相环绕运动时，亮星的光的一部或全部，于一定时间
无暗星所遮蔽，而形成亮星的星食。这个解释有时可从光谱得着证实，因为当亮星在向
着或离开地球运行时，其谱线发生周期性的移动。根据亮度随时间变化的曲线，再加上
谱线的测量，常可以对某些双星系有很完全的了解。例如大陵变星与天琴座B星就是这
样。
    双星的数目很大，还有更为复杂的体系——聚星，也可以用相同的方法，加以识别
和研究。例如我们熟悉的“北极星”，由分光测量，知其含有每4日互相绕转一周的两
星，还有一个以12年为周期的第三星，以及一个以大约两万年为周期的第四星。
    更有其他变星如仙王座＆星（造父变星），不能用星食说去作解释。它们每隔几小
时或数日进发出比它们的最小亮度强若干倍的光辉。这种造父变星中的短周期的一类，
表明其光变周期与其光度或绝对星等有一定的关系，这关系是1912年哈佛大学勒维特
（Leavitt）女士所发现的。这个发现的价值立刻为赫兹普龙及那时在威尔逊山天文台
工作的夏普勒（Shapley）所认识。这现象很有规则，可用以测量距离未知而据与此同
类型的星的光变周期，去估计其绝对星等；再观测这颗星的视星等，便可计算其距离。
这是测定距离太远、不能表现视差之星的又一方法。

    银河系

    天空恒星最多的区域是在一个宽度不定的带上，这带叫做银河，围绕天穹成一巨环。
有些地方星数太多，以致成为“恒星云”，须有优良的望远镜，始能鉴别其中的个别值
星。掺杂其间的还有不规则而且不能加以分析的“星云”。在恒星聚成一带的中间，剖
分银河的大平面，叫做银道面。这可看做是恒星系的一个对称平面。恒星似问这平面丛
聚，特别是较热的星与较暗的、因而一般是较远的星。
    这表示我们的恒星系附于银道面，而成扁平的形态，好象形成一个大透镜状的恒星
集合体。我们在这集合体之内，而不居于其中心。我们所看到的银河里的星所以比较多，
主要是由于我们望银河时是朝着透镜的边沿去看，而在这方向恒星散布空间的厚度比别
处大得多。
    除恒星云与不规则的星云之外，还有恒星的球状集团，约100个，这些“球状星团”
以银河中段外边不远的地方为最多。其中包含造父变星。夏普勒根据它们的光变周期和
借助其他间接方法，算出这些星团距离我们约2万至20万光年。
    由此得知，我们的恒星系有一最长的直径，至少长达30万光年。我们的太阳，离开
整个星系的中心约6万光年，而在中央平面偏北处。多年观测恒星的视运动的结果表明，
太阳是以每秒13英里的速度，朝着武仙座的方向运动，如果以这运动的方向作为参照线，
则有两个主要的星流经过空间。
    天空中最惊人的东西，是那些巨大的旋涡星云。它们很可能是正在形成中的星系或
者说银河系，关于这一观点的论证，以后还要谈到。这些星云的范围非常庞大，虽为稀
薄气体所组成，但一个星云就含有足以形成十万万个太阳的物质。它们的数出很多：加
利福尼亚威尔逊山天文台的哈布耳（Hubble）博士估计，在该台的100英寸望远镜中，
可以见到的约有两百万个。它们中有些距离很远，估计在50万至14000万光年，很可能
在我们的星系之外。宇宙空间里似含有很多恒星聚集的银河系，即夏普勒所称的“岛宇
宙”，我们的星系不过是其中之一而已。
    1904年，荷兰格罗宁根的卡普登（Kapteyn of Groningen），在研究恒星统计时，
发现我们的星系里有两个在多少不同的方向上运动的主要星流。现今，这两个星流应当
和荣登的奥尔特（Oortof Leyden）的另一发现联起来讨论；这是银河系整个的自转，
它因绕距离我们一万秒差距在人马星座的方向上的一个中心旋转，自转的速度，按照引
力定律，向外减少。在我们的区域轨道速度约为每秒250公里，转一周约需二亿五千万
（2．5×108）年。整个银河系的质量约为1500万万（1．5×1011）个太阳，如果每颗
恒星的平均质量等于太阳的质量，银河系所含的恒星大约也是这个数字，约为外推法计
算的数字的十倍。

    星的本性

    赛奇（Secchi）神父约于1867年在罗马提出一个按怛星的光谱分类的方法，哈佛天
文台又加以很大的改进与扩充。星的颜色在肉眼看去已有差别。由于照相对于光谱紫色
的一端比较灵敏，以照相法求得的星等，与肉眼估计的并不相同，其间的差异成为星色
的一种量度方法。这些差异也表现在各种恒星的光谱里。在这些恒星的光谱里可以寻找
出一系列的谱线，不知不觉地逐渐过渡，而表现出各类恒星的特性，哈佛大学以O，B，
A，F，G，K，M，N，R 去区别它们，这序列里前面的是比较蓝色的星。
    O型星的光谱，在暗的连续背景上，出现若干明线。在有些光谱里，氢与氦的谱线
很强。B型星的光谱呈现暗线，氦线十分显著。A型光谱中有氢谱线、还有钙和其他金属
谱线，在F型光谱中，后面这些谱线加强。G型星包括太阳，呈黄色，其光谱在明亮背景
上呈现暗线。碳氢化合物的谱线第一次出现于K型星中。M型星呈现宽的吸收谱带，特别
是氧化钛的谱带。N型星呈红色，其光谱有一氧化碳和氰（CN）的宽谱带。R型星虽不如
N型那样红，但也有N型里的那些吸收谱带。
    这种关于光谱的观察，被用来估计各型恒星的有效温度。如果将一个黑体（它可以
看做完全的辐射体）渐渐增高温度，则其辐射的特性与强度也逐渐改变。就每一温度而
言，辐射能量与波长有一特殊的曲线关系，在某一特定波长上达到最大值。随着温度增
高，这一最大值的位置向光谱的蓝端移动，因而可以说明温度。人们还用几种方法对能
量的分布加以研究，例如采用照相法及研究辐射特性的变更等方法。不但如此，温度和
电离对于光谱的影响，还可以在我们所能控制的范围内，在实验室里加以研究。萨哈
（Saha）在1920年、福勒（R.H．Fowler）和米尔恩（E．A．Milne）在1923年都曾经利
用恒星光谱中若干吸收谱线的形态，来估计起吸收作用的原子的温度。
    各种估计巨星温度的方法所得的结果，颇能互相吻合。则可看见的星大约是1650度，
已知最热的星达23000度。这些当然是辐射表皮层的温度。星的内部必然较外层为热，
其温度可达几千万度。
    上面讨论绝对星等时，我们说过，大多数的恒星分为“巨星”和“矮星”两大类，
前者光度比较后者大得多，可是也有一些中等光度的星。但可以注意之点是：这一分类
只有对于K型星以下较冷的星（温度不超过4000度）才显著。对于较热的星，分类便不
显著，及至B型星就完全混淆莫辨了。这些恒星都是巨星，其光度都是太阳的40至1600
倍。
    这些事实被人认为指明了一个确定的结论：即所有的恒星都经过一个大体相同的演
化过程。每颗恒星最初是一较冷的物体，嗣后温度渐渐增高，而达到最高温度（视其大
小而定），然后再渐趋冷却，温度渐次下降，经历一个相反的过程。
    当恒星温度升高时，它发出大量的光，这意味着它的体积很大，因而归类为“巨
星”。但当其冷却时，它的大气在温度方面经历一个与以前相反的过程，在冷却时所经
过的光谱型，虽然在细节上略有差异；但大体上与温度升高时期所经过的相同。然而这
颗星现在的绝对星等，换言之即其光度，却比较以前小得多了。既然这时温度与以前上
升时期相同，这一事实就表示这颗星的体积较前为小，遂成为“矮星”了。
    这是罗素所阐述的恒星演化过程，与勒恩和利特尔（Ritter）所阐明的互相吸引的
气体团的动力学相符合。如果这团气的质量够大，则重力必定使它收缩。它将放出热量
而变热。但当其收缩时，其收缩的速率必逐渐减少。到了某一临界密度时，这一庞大的
炽热气团所生的热量，将小于其所辐射的热量，于是这团物质开始冷却。我们在讨论太
阳的年龄时说过，这过程不能解释其所放出的全部热量，那时已经认为或有他种能量的
来源（如原子的蜕变）取决于温度，并经过一种相似的过程。
    这个恒星演化的理论，已经根据最近的研究加以修正，而将原子结构的新知识应用
于天体物理学。人类靠了他处在原子与恒星中间的有利位置，可以利用由一方所得的知
识，作为研究另一方的参考。
    已知太阳或任何一颗星的大小与平均密度，并假定其整体都是气体，就可以计算其
表面下压力随深度而增加的变率，爱丁顿便做了这个计算。对于气体的恒星，爱丁顿发
现光度主要随质量而变化，在某些限度内，光度粗略地与质量成正比例。在恒星里任一
层，其上面的压力，为下面气体的弹力和辐射的压力所支撑。据分子运动论，气体的弹
性，是由于气体分子的碰撞造成的，而气体分子的速度随温度而变化。要支持太阳或其
类似的恒星内部的巨大压力，则其温度当达四千万度至五千万度的数量级。如有一星比
这个大得多，据爱丁顿推算，其内部的辐射压必至过大，致使它变成不稳定，而趋于爆
裂。这样，星的大小有一自然的上限。
    恒星内部的一个区域，甚至一大区域，实际是一个恒温的包亮，其总辐射按绝对温
度的四乘方而改变。当温度增高时，在光谱上能量最大的辐射，按已知定律，逐渐变为
波长较短的波。当温度高达数百万度时，则其最大能量便远远超过可见光谱的波段，而
至X射线或波长更短的辐射区域，但这些辐射，在其行至恒星外层的途程中，不断地受
到原子的碰撞与作用，因而变成波长较长的辐射，最后仍以光和热的形式发出。但有一
引人注意的事实：即富有极大穿透力的射线（即“宇宙线”），已经为麦克伦南
（McLennan）、米利根、科赫斯特等人所发现，这些射线，虽然份量很小，好象经过我
们的大气，而来自空间。秦斯说：“在某一意义上，这种辐射是整个宇宙里最基本的物
理现象，空间的大部区域合这种辐射远较可见光和热为多。我们的身体日夜被它穿
过，……它破坏我们体内的原子每秒达数百万个。这可能是生命的要素，也可能在杀害
我们”。有人说这种富穿透力的辐射是质子和电子互相湮灭时，或者氢聚合为重原子时
所发出的，地点可能是在星云或空间里极度稀薄的物质里，因为由那里所射出的能量无
须费力就可以穿过覆在恒星外部的物质。
    我们知道X射线和穿透性更大的Y射线是极有效的电离剂。所以星内的原子当是高度
电离的，即其外部电子都被剥夺了的；这个概念于1917年为秦斯所倡导，以后更为许多
人研究。一个普通原子所占有的体积，即别的原子不能贯穿的体积，就是这些外部电子
的轨道所占有的体积。如其外部电子遭到剥夺，则这原子的有效体积必大为减小，实际
成为原子核与其最近电子环（其轨道较外部电子的轨道小得多）的体积。结果，恒星内
部的原子既然小得多，则其相互干扰也必远较我们实验室的为小；因而恒星物质虽在高
密度下，其性质也象“理想气体”，而遵守波义耳定律。
    假设恒星是气体的，则我们可以数学计算一颗星的质量与其所发的光和热之量的关
系，换言之，即可知其光度为何。1924年，爱丁顿算得星的质量愈大则其辐射也愈大。
他求得一个理论的关系，而且在把一个数字因子调整以后，使这个关系确与事实符合。
就是对于某些恒星，这个公式也是适用的。因其密度很大，在1924年以前人们还认为它
们是液体或固体的，而且以为这一理论不适用于它们。但爱丁顿认为，较水重的太阳，
以及较铁重的其他恒星，实际上都是气体；因其电子已被剥夺，所以这些恒星的原子体
积较小，在大部时间内，彼此不相接近。
    而且一个新发现使密度的可能范围更加扩大了。1844年，贝塞耳发现天空最亮的天
狼星运行在椭圆轨道上，于是他假设有一伴星围绕天狼星运行，其质量约为太阳的4／5。
十八年后，这颗星为克拉克（Alvan Clark）所发现；用现代望远镜不难看见这颗星，
其所发的光约为太阳的1／360。当时曾认为这颗星是红热的、一个行将没落的星。亚当
斯在威尔逊山查得这颗星并非红热而是白热的。其所发的总光量很小，是由于其体积很
小；它不比地球大很多。从这个大的质量与小的体积，得知其密度约为每立方英寸一吨，
这是一个骇人听闻的结果，在当时认为是不可信的。
    但是不久新的证据出现了。根据爱因斯坦的理论，物体发出辐射的频率，应随其质
量和体积而不同；因此谱线应按半径除质量的比例向红端移动。亚当斯测量了天狼伴星
的光谱，也得着相同的高密度，约为铂的密度的两千倍。现在更发现另外几颗星，密度
与此相似或更大。秦斯认为这些星中的物质不再是气体，而与液体相近了。其原子很可
能只余下原子核，甚至其最内层的电子也被剥夺。比较正常的星，如天狼星与太阳，可
能为核外剩有一层电子的原子所组成。所以根据原子结构的理论，我们就可以解释这一
事实：恒星分为明显的几类，而且每一类仅包括某些体积限度内的恒星。在那样高的温
度下，地上的原子将会完全破裂。要维持这些不同的体积，恒星内部未知的深度的原子
必较我们熟悉的地球上的原子为重，而类似地球上的原子的较轻的原子，必浮在表面，
而成为辐射的表层。
    有三个方法可以估计恒星的年龄：（1）双星的轨道最初应为圆形，以后受到过路
星的引力的影响，而逐渐变形，这种影响的可能频率可以计算，因而由轨道的实际形状，
可以计算恒星的可能年龄。（2）明亮的星所组成的星团在空间运动时，逐渐失掉其小
的成员，造成这些观察到的分散情况所必需的时间，是可以计算的。（3）恒星的运动
能量，也如气体分子一样，必定有达到平均分配的趋势；西尔斯（Seares）测得太阳附
近的恒星差不多已经达到这个阶段。由分子运动论，可以计算产生这种动能平均分配状
况所需的时间。这三种方法都一致表明，我们的星系中恒星的平均年龄可能是5万亿至
10万亿（5至10×10[12]年。
    要维持这样长久的生命，必需大量辐射能量的供给，数量之巨，远非引力的收缩，
或放射性物质所能解释的。爱因斯坦的理论很自然地引导人们形成一个观念：这种能量
的来源可能是由于阳性质子与阴性电子的相互湮灭，这是1904年秦斯用来解释放射物的
能量的说法。这理论已经详细地完成。可以肯定，恒星在不断损失质量。辐射造成定量
的压力，因而具有一个可以计算的动量，即质量与速度的乘积。太阳表面每平方英寸辐
射出50马力，这说明整个太阳每天损失质量3600万万吨，而质子与电子的相互湮灭可说
明这种损失发生的机制。太阳在其体积更大、年龄更轻时，其质量的损失必当更速，于
是我们可以给与太阳年龄以一个上限，大约是8万亿（8×1012）年。这与其他方法所估
计的恒星年龄相符合，但根据以后的研究来看又是可怀疑的。

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