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通俗天文学：和大师一起与宇宙对话（全彩四色珍藏版） [:1700937122]
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第二章 恒星的本性
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人类守望星辰的一大半时代都只把星当作点缀夜空的闪烁的光点。很早就有古人注意到星辰集成种种显明的形状，尤其是星空能告诉夜间时刻和季候更为古人所常常利用。
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天文学这种科学发展以来，好些世纪中差不多都还只限于直接围绕地球周围的天体，就是说太阳、月亮和明亮的行星。这些物体的特殊光明以及它们在星的天球背景上的运行都使它们赢得特别的注意。远处的恒星似乎是固定不变而且不可思议的，但它们却可做很适当的界标，可以标示出那些浪游者的行踪。也是因这缘故，才会很古就有了星图。
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在哥白尼把太阳安放在它理应有的行星系统的中心统治者地位以后，渐渐地大家才明白了我们的太阳也只是一颗恒星，亮得多只因为距离近得多。于是恒星也渐渐被看作遥远的太阳，看作极大极热而且也许有行星卫星围绕着的物体。
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我们研究获得的太阳的一切特征大概也都可以应用在恒星上。它们都是极热气体结成的极大的球形，有光球、色球、日珥、日冕之类。它们不停地向空中倾注极多的能量。但是即使肉眼也可以看出恒星并不都是太阳的准确复制品，其中有蓝色星、红色星，以及像太阳的黄色星。
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除了几个显著的特色以外，望远镜并未增加我们对恒星本性的认识。不用说，望远镜使我们多见到许多肉眼看不到的星，但是最大的望远镜也还不能把一颗恒星展开成一个圆面以便我们研究其表面的。只是在几种特殊仪器发明了应用了以后，恒星自身的现象才被我们观测到。最先应用而且今日为研究恒星最有效的设备是分光仪。
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星光的分析
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天文学中应用的分光仪是分析天体的光的仪器。它借助于一枚或若干枚棱镜，或另外加一光栅，把光分散为一道色带，即“光谱”（spectrum），其中的颜色和彩虹一样。从可见光谱的一端到另一端次序是紫、靛、蓝、绿、黄、橙、红，其间还有渐次的等级。
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用两架小望远镜对着棱镜。第一架望远镜从平常放眼睛的一端接受光线，此处的目镜以一道狭缝替代。当分光仪连上望远镜时，这狭缝便在其目镜的焦点上。光通过了狭缝之后由第一架小望远镜（平行光管collimator）的透镜造成平行，由此通过棱镜，这样成了光谱。用第二架小望远镜来看——但常常是摄影的。利用放在一部分狭缝上的反射望远镜，又可以随着天体的光谱摄得一已知物质（例如氢、铁等）的光谱。这种比较光谱只有用上述的狭缝分光仪才可能，但这却有一点不方便，就是一次只能显出一颗星的光谱。
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另一种物端棱镜分光仪却有可以同时显出许多星的光谱的好处。这不过是一架望远镜在物镜前加上大棱镜而已。这样拍摄到的照片是望远镜所指的天区中星的光谱，一段短光谱表示一颗星。
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天体的光谱分析实际上是由夫琅和费开始的（我们已经把他当作制造大望远镜的先驱介绍过了）。夫琅和费在1814年用自制分光仪考察日光，第一次见到许多细暗线经过光谱。他把光谱中从红色到紫色上面的显明的暗线用字母做符号，这系统至今还保留着。这样黄色区中两条紧紧相连的暗线便是D线（如图70所示）。
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图70 夫琅和费谱线
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1823年夫琅和费又第一个考察恒星的光谱。他也在其中发现了种种暗线花样，这些花样随着星的红色程度增加而复杂。这便要等到物理学家基尔霍夫（Kirchhoff）来用他的著名定律解释这些暗线的意义了。我们试述这定律的结论如下：
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一种发光气体的光谱平常是黑暗背景上各种颜色的谱线的花样，花样也便因构成这气体的化学元素的不同而各有特色。正像一座无线电台用各种不同的波长播音都可以通过调谐检验出来，发光气体中每一化学元素也可以由它发射的特定的光的波长认出来。
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一发光的固体、液体，甚至气体在某种特殊情形下发出连续光谱，就是说它发出各色的光——白光。如果有较冷的气体夹在我们与这光源中间，它便会从白光中吸收去恰与它所发相等的波长。这样联合的光谱便会是在原先的各色连续带上的暗线花样，这暗线花样便告诉我们加入干涉的气体的化学成分。恒星的暗线光谱的意义便是有些种选定的波长已被恒星大气从恒星光球所发的白光中筛去了。
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恒星光谱的花样
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恒星光谱的摄影研究已在哈佛天文台及其在秘鲁的阿雷基帕（Arequipa）分所（现已移非洲南部麻塞尔波尔）进行了差不多一个世纪。这工作中用的是物端棱镜。全天各区的万千照片都妥善保存并且小心研究过了。这种精勤不倦的工作结果遂使35万颗以上的恒星光谱都知道了。只要查考一下HD 星表（The Henry Draper Catalogue，是哈佛大学天文台编纂的世界上第一个收录恒星光谱的大型星表；在1937年～1949年间出版的HD星表补编表使HD星表记录恒星数达到359083颗），便可以得到其中任何一颗星的亮度与谱型（Spectral class）。后一名词需要一点解释。
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在所有研究过了的恒星光谱中，线的花样除了少数例外都可归并成一相连的序列。一颗待研究的星的光谱几乎一定配上这序列中的一处。这些花样平均隔开并用任意的字母BAFGKM代表，其中间相隔处都分为10部分。譬如说，我们研究一颗恒星的光谱，发现它的线纹花样正在标准花样BA的正中间，这颗恒星的谱型便是B5。这种表示恒星光谱的方便办法是哈佛天文台初创的，这称为德拉伯分类法（Draper classification）。
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B型恒星光谱中氦线占优越地位。这种充满飞船气球的气体第一次从太阳光球中发现，因为在光谱中见到了生疏的线。氦星的例子是猎户座腰带三星正中一颗。
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A型光谱，例如天狼、织女的光谱，有显著的氢线。最轻的元素氢是各型中都有的。这型星都是蓝色的，其线纹花样的连续也是从蓝到红的颜色的渐次排列。
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F型星，如北极星及南极老人星（Canopus），都是带黄色星。其光谱中氢线较少，而钙、铁等金属线则甚繁多。
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G型星中太阳是足为代表的。它是一颗黄色星，光谱中有数千道金属线。大角星属于K型星，其光谱中金属线更为显著。这一型之末以及M型星的红星，例如猎户座的参宿四及天蝎座的心宿二，其光谱中宽带褶纹及许多暗线都可看见了。
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以上是光谱序中的主要部分。此外还公认了4型星，但其中的星合起来还不够全星数的百分之一。从前大家以为这一序列由蓝色星到红色星就表示了恒星的生命史。于是蓝色星便在幼年，太阳一类的黄色星在中年，而红色星便注定要越来越红，越来越暗，以至于最后消灭。一种较新的学说却主张红色星中一部分代表恒星的童年时代。恒星渐老便渐变黄变蓝，最后又反转来变红，这又是老年了。还有其他的关于恒星演化的学说出现。
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