Astronomy 版 (精华区)

    伽利略在观天时注意到，如果望远镜指向的是一颗行星，肉眼所见的点状会被
放大成一圆盘。而当镜筒对准一恒星，通过望远镜对其凝视时，恒星依然是一个点。
他明白这意味着恒星比行星远得多；要不然，恒星的表面就会在望远镜的放大之下比
肉眼看得清晰。

　　伽利略的这一猜想直到1838年才被公认。那一年，德国天文学家贝塞尔（
Friedrich Wilhelm Bessel）首次（除太阳外）测得一颗恒星的距离。用一种所谓
视差的方法，他测定了靠近地球的双星系统天鹅座61号星的距离。

　　视差是一种比较容易理解的距离测量技术。你可以自己来体验一下：举起你的
一个手指放在鼻子前面几厘米处，睁一只眼、闭另一只眼来观察手指的位置。注意
，当你睁开闭着的眼睛、闭上原来睁着的眼睛再来观察这个手指时，就会发现手指
在你面前移动了一点位置。这一视运动就叫做视差。它之所以发生，是因为观察的
角度改变了的缘故。

　　我们立刻可以明白视差如何能用于测量较远物体的距离。将上述你的同一个手
指头放在你面前30厘米处，然后，和上面说的一样，迅速交替地睁一只眼闭另一只
眼，你将发现由于视差而发生的手指的位移大大地减少了。这就是说，当被观测物
体与观测者的距离增加时，由视差而产生的位移也成比例地减少。


　

　　此原理也能应用于天体距离的测定。首先，计算出在一广阔的距离范围内可能
有多大的视差。然后，从两个不同的有利位置观测所求距离的天体，测出所发生的
实际位移。最后，用此位移值来估算出到所测天体的距离。

　　当贝塞尔决定测量天鹅座61号星的距离时，他选择了两个相距足够远的观测点
，以便能获得可觉察到的视差。这两个点是地球绕太阳运动相差半年的位置。从夏
季到冬季，地球在空间走过几亿公里，这一位置的移动对于许多近邻天体来说产生
了一个视差效应。


　

　　贝塞尔将他的望远镜指向天鹅座61号星，并求出半年间该星在天空的角位置移
动了约1/5000度。用这一视差值①，贝塞尔计算出天鹅座61号星的距离约为94．6
万亿公里。

　　在现代天文学中，天体距离的单位一般用光年，不用公里。1光年是光在一年
间传播的距离，约为9.46万亿公里。因此，天鹅座61号星距离我们约为10光年。

　　最靠近地球的恒星，除太阳外，不是天鹅座61号星，而是半人马座近邻星。它
是一个暗红色的天体，距离我们仅4光年。虽然，与其他恒星相比，它离我们较近
，但仍比我们到太阳系内最远天体的距离要大1000多倍。若以足球场的大小比做地
球到半人马座近邻星的距离，则地球到冥王星的距离将是一根火柴棍的长度。



　

　　乘坐现代宇宙飞船航行，从地球到半人马座近邻星约需百万年。显然，这对于
今天的宇航员来说所需时间太长太长，根本不可能实现。但将来的宇宙飞船的速度
会比现在的快得多，经过飞船上众多家庭几代人连续不断地接力赛，星际航行有可
能成为现实①。

　　从贝塞尔至今，上百万颗恒星的距离已被测定并记录了下来，但其中绝大多数
恒星的距离不是用视差法测出的。因为视差法被证明只适用于距离我们几百光年以
内的恒星，更远的恒星必须用比较亮度的方法来测定其距离。

　　亮度比较法的原理如下：每颗恒星有一个绝对的（也叫做本身的）亮度，此亮
度表示恒星真正的发光能力，即它发射出的光的总量。还有一个视亮度，此亮度表
示从地球看恒星，它显得有多亮。正如照亮房间的电灯的有效性既与灯泡的瓦数有
关，也与房间的大小有关，一颗星的视亮度既与其绝对亮度有关，也与它与观测者
的距离有关。因此，如果知道了一颗星的这两种亮度，便能够计算出它的距离了。


　　恒星亮度与其温度关系的赫-罗图是鸟瞰恒星的一种方便的途径。注意，大多
数恒星，包括太阳都落在从图中右下方到左上方的一条主星序带内

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①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①
。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

　　氢聚变为氦过程中的几个步骤：首先，两个质子结合成氘核（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

　　前往往发出惊人的光芒。

　　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。

太阳中微子之谜

　 导致恒星发光的核聚变反应的结果之一，是产生出叫做中微子的亚原子粒子。
例如，太阳当其核心的氢聚变为氦时，就产生出中微子。因此，证明在太阳内部存
在核聚变反应的途径之一，便是计数所释放出来的中微子数。

　　中微子是“声名狼藉的狡猾的动物”，捕捉中微子非常之困难。它们极少与其
他粒子发生作用。要停止一个中微子的运动需要厚达1光年的铅。但人们坚持要弄
清它们的性质，想方设法来捕捉这些幽灵般的粒子。20年来，在美国南达科他州霍
姆斯塔克废矿井深处安置了一个大桶，里面储存着38万升全氯乙烯（C2Cl4）的纯
净液体来进行探测中微子的实验。该实验的原理是：从太阳释放出来的为数众多的
中微子，其中的一些必然要与其他物质起作用。

　　当太阳中微子射入上述液体后，将其中的一些氯转变为放射性的氩。科学家们
可以从记录到的氩的数量推断出太阳发射了多少中微子。然后，将这个数目与理论
预期值比较。

　　但事实是，太阳核聚变模型所预期的中微子数比实际探测到的要多得多，被探
测到的太阳中微子大约只有所企盼的1/4。长期以来，假定中微子的质量为零--因
此，它不能衰变为其他粒子--研究人员难以解释上述矛盾。

　　然而，近来美国洛斯·阿拉莫斯实验室的一物理小组的实验，测定出中微子有
一个小而非零的质量。如果确实的话，则这一发现将能解释上述理论值与实测的中
微子计数之间的矛盾：太阳内部产生的中微子中，有一些在到达探测器以前便衰变
了。一个长时间的谜团看来有可能被解开。



　

　　在此，我们必须区分一下两种不同类型的恒星：星族Ⅰ星和星族Ⅱ星。这两类
星是按它们的相对年龄来区分的。后者比前者要老得多。也可以从它们所在天区的
位置来区分。我们银河系的外形像一个飞碟--一个平坦的盘围绕着中心核球，星族
Ⅰ星主要分布在银盘内，星族Ⅱ星大多位于星系的中心核球和包围着此核球的银晕
中。

　　说到星族Ⅱ的星，要回溯到宇宙的早期阶段。当宇宙充满着氢和氦的气体时，
这类星就已出现了，它们的体内几乎不含重元素。它们辐射出来的能量来源于氢和
氦等轻原子核的聚变反应。到聚变物质耗尽时，这些星就不再发光了。

　　星族Ⅱ的星死亡时，它们的物质散布到空间。这些尘埃的一部分最终合并到新
形成的星族Ⅰ星中。宇宙中的物质就是这样死而复生地往复循环着。

　　虽然星族Ⅰ星中的大部分物质是氢和氦，但它们也含有重元素（比氦重的元素
），约占其质量的1～2％。这些较重物质是从恒星收集来的较轻元素聚变产生的。
太阳是星族Ⅰ的一员，它体内就含有曾经属于前一代恒星的物质。

　　太阳将如何度过其晚年呢？现代天文学的研究认为，几十亿年后，我们的母亲
星将比现在燃烧得更猛烈，也亮得多。这将消耗它越来越多的核燃料，直到剩下不
多原有的氢。然后，在未来的某一时刻，太阳核心的一切核反应都将停止。

　　一旦太阳进入其“后原子核”时期，它将实际上分为内、外两个不同的区域。
这两个区域由下列情况来区分，不再有较多的氢燃料遗留在内区，但还有少量的氢
遗留在外区。很快，内区的核火不再燃烧，在其自身重量的影响下坍缩，最后收缩
为一个小而热的、致密而暗淡的核。外区的命运则相反，成为一个物质松散地联系
在一起的气体球。内部区域收缩时产生的激波将向外越过死亡中的星球，将太阳的
外层物质向外推，越推越远。外包层迅速膨胀，在短时间里胀大几百倍，与此同时
冷却下来，温度下降几千开。

　　最后，太阳将成为一颗冷而亮的红巨星，其体积将扩大到占有地球绕日轨道以
内的整个空间。它发出的辉光在几千光年以外都能目睹。这一状态将维持几百万年
，在此期间逐渐将其外围的物质抛洒到空间。

　　等到太阳外层的气体一点也不剩的时候，剩下的只是炽热的白色的核，太阳乃
成为一颗白矮星。核将收缩，发射完了它仅存的能量后，寿终正寝。