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发信人: zjliu (秋天的萝卜), 信区: Science
标  题: 第十一章 恒星宇宙 1
发信站: 哈工大紫丁香 (Wed Aug  6 21:35:36 2003)

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
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672－3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（
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946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＝2G
M
／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．
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，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
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．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（Bess
e
l）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（Hertzs
p
rung）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（Shap
l
ey）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。

 


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