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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） [:1700937124]
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第四章 恒星系统
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恒星在选择长途旅行的伴侣一方面和人类有些相似。有的单独沿直线前行，不变速率，实际也不受他人影响。有的成双成对地旅行，或者并肩携手，或者互相旋绕永无休歇地跳舞。这一种便是“双星”（binary stars）。还有一些集成小群，这便是“聚星”（multiple stars）。还有一些集成大队，便是“星团”（star clusters）。不过不论它们是单人也好，是结伴也好，它们都被包括在星辰社会中的各大区之内，那便是“星云”（star clouds）或称“星系”（galaxies）。群居正是天体的显著的特征。我们考察一下这些恒星相聚的各种系统。
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目视双星
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北斗柄的中间一颗名开阳（Mizar），是著名的双星。很小的望远镜也可以把它分为两颗光不相等的星。这事实远在1650年就已有记载了。以后又有一些别的星肉眼看来是一颗、用望远镜看来成为两颗的。但当时并无人理解其中意义，也几乎没有人注意它们。不错，我们可以想象以为在全天这么多星中，当然常有两颗虽相离很远却在很逼近的一方向，因此会看成一颗的。但是略一计算便知道这种“光学双星”（optical double stars）要比观测到的双星少得多的。因此看来大概它们便真是连在一起的了。这一对之间相距的角度愈小，它们有物理联系的概率愈大。望远镜中发现出的这种双星称为“目视双星”（visual double stars）。
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大部分的目视双星都相并而行，并不见有互相旋绕的情形。有许多其余的星却是相旋绕的系统，正如同地球和太阳，不过两者之间的距离和旋转周期都更大罢了。小马座δ星就是以最短的周期——不到6年——而著称，其两颗星间的距离比木星到太阳的距离还要小。其他旋绕系统的例证有半人马座α星，周期约80年，两者平均距离约比天王星到太阳大些。还有北河二（Castor），两星相绕周期约300年，平均距离约为冥王星到太阳的两倍。实际上北河二是第一个被发现有回绕的双星系统。威廉·赫歇耳在1803年就注意到两颗星间的线，从在他约百年前布拉德利（Bradley）的记录看来，确曾改变了方向。这发现是很要紧的——之前的天文学家，连赫歇耳也在内，都只把望远镜中双星当作视双星的——这时才看出来其中至少有一些是实际的物理的系统了。从此开始了对于目视双星的发现与研究，这工作一直很有力地继续，而一直伸展到了南天极区域，那儿是早期观测者大半看不到的。
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里克天文台的艾特肯（Aitken）是公认的目视双星研究的权威。他把望远镜能充分看到的9等以上的星都逐一考察一遍。这工作进行中一大半时间都是他一人单独努力，直到1915年才告完成，结果发现了4300颗目视双星。1932年，艾特肯发表的距北极120度以内的已知目视双星表包括了17000颗以上，他的结论认为，平均18颗9等以上的星中有1颗双星，按照南天的发现看来也是同样适用的。
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这种双星的观测往往要在目镜地方换上测微计（micrometer）。这种仪器有一蛛网，可以移动地在视野中自身平行，还可以旋转，这都由精密的标尺来量定的。观测工作就是用测微计量出两颗星的分离角度和较暗星（称为较亮星的伴星）的方向。当这测量继续到伴星绕了一整圈或绕的路程已足表示其余的时候，就可进行计算轨道了。这相对轨道的要素有7个，例如大小、偏心率、交角等，这便可确定其轨道。但常常不能根据这些来确定轨道的哪一边对着我们。这些轨道对天的平面的交角是各不相同的。大致说来，它们都是比行星轨道更扁的椭圆。
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大犬座、小犬座中两颗星——天狼与南河三是特别值得注意的目视双星的例子。它们都在离我们最近的恒星之列，距离分别是8.8光年和10.4光年，都有显著的恒星间的运动。多年前就确定了这两颗星并不走单独星应有的直线。它们的路线却反而是波状的，这就证明它们都有一颗较暗的伴星一面旋绕一面前进了。正和海王星一样，也许正和冥王星也一样，这两颗犬星的暗伴星也在并未见到时就确知其存在了。天狼的伴星第一次用望远镜见到时在1862年，南河三的伴星直到1896年才看见。
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分光双星
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正像有许多星在肉眼看来是一颗而望远镜却能分成两颗一样，还有许多在最大望远镜中也只看成一颗却被分光仪分开了的。除非是那环绕的轨道平面对着我们，否则那一颗星便要有时接近我们有时又远离我们的。当它接近来时，其光谱中的线纹便向紫色一端移动；当它离远去时，线纹又向红色一端移动。这就是著名的多普勒效应。于是一颗恒星的光谱中线纹的规则的来回移动，如果不能归之于地球的公转的话，便证明这颗星属于“分光双星”（spectroscopic binary）一类了；而来回移动的周期便是其回转的周期。如果那颗伴星也有相当的亮度，光谱中就也会有它的线纹。如果两颗星都属同一谱型，这两相似的花样就以相反的情况来回移动，因此有时线纹是双的，有时却是单的——当它们两者相重叠的时候。
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北斗星中的开阳又是第一颗被认出的分光双星。这真是稀奇得很的事，因为它也是目视双星记录的第一颗。1889年首先在哈佛天文台看出这一对目视双星中较亮一颗的光谱，在有的照片中是重复的，另一些照片中又是单的。这两颗星却不能用望远镜分出来。它们在20.5日的周期中互绕一周。它们的平均距离约比天王星到太阳的距离远一点。
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同时又发现了1000颗以上的分光双星，其中有几颗最明亮的星例如五车二、角宿一、北河二。五车二含有两颗差不多亮度相等的黄色星，周期为102日。角宿一的两颗蓝色星相距更近，其旋转速率为每秒130千米和210千米，约4日一周。望远镜分出的北河二的一对星，每颗各是分光双星，肉眼看来是一颗的总共有四颗星。这种双星就有很多的变化了：其中有的几乎连在一起，周期只有几小时；又有的要数月才能一周，竟似乎可以由将来的大望远镜分为目视双星。
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许多双星的光谱中有3条暗线不随其他线移动。这些便是夫琅和费谱线的紫色中的H及K钙线，和黄色中的双D钠线。有人相信这些暗线是在星光到地球的途中被空间中极稀薄的气体吸收了的。
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双星是非常之多的。大概每4颗星中就有一颗是双星或聚星。有的天文学家竟持一种观点，以为像我们的太阳之类的单个恒星是居于少数地位的。关于恒星本性的完满的叙述也许会告诉我们何以有这么多双星的。双星形成的分体学说受到不少的注意，这学说认为一颗星可因迅速旋转而分裂为两颗。甄思还想象着造父双星的脉动也起因于分体的过程中。这两颗星一分体，便成为接近的分光双星。由互相吸引的浪潮的力量，这分离和旋转周期可以增加起来，但又不见得能增加到成为相距那样远的目视双星的地步。
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暂把这些论调撇开不管，双星系统的最主要的价值在于能借以测定恒星的质量。目视双星的这一方面的算法又异常的简单。以弧秒为单位的两颗星间平均距离的立方，用以秒为单位的视差的立方与以年为单位的周期的平方的乘积来除，便得出两星质量之和。这种质量以太阳质量为单位来表示。我们已经说过，单个的恒星的质量与太阳质量比起来是相差不远的。不错，如果我们把后者作为这法则中质量的和（这要依双星的种类而有增减），再计算双星的视差（称为力学视差），便可得出相当准确的距离。
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食双星
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如果分光双星的轨道正以边对着我们或两星距离极近时，便是“食双星”或“食变星”。这一大群星中最先发现的英仙座中的“妖星”大陵五（Algol）同时也是最著名的。这颗星的变光周期非常准确地每隔约2日21小时一次。在两天半的时光中，大陵五的亮度并无变化，只有最精密的测量才能发觉一点变动。以后的5小时内就渐暗下来，直暗到只有平常亮度的1/3。再过5小时，它又恢复常态了。
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在这显著变光的10小时内，这颗亮星是被其暗弱的伴星食去了一部分。我们知道这是偏食，因为它光的恢复立刻接着其衰落。假如是全食的话，光会当全食时保持其最小光度的。假如是环食的话，就是说，假如前面的恒星完全投影在后面星的圆面上却又不完全遮掩的话，也会有经常的最小光度，而光的衰落与恢复性质也有点不同。其他的食双星有的是全食和食蚀的例证。
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在两主要食相隔的期间中，光也并非经常不变。有时其变化也很显著，尤其是约近一半，当暗星被亮星食去的时候。除了食之外的变化便是两星的不成球形。一方面它们因自转而得两极的扁化，一方面它们又互相对着起浪潮而呈长形。
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在食双星的变光全过程中精确测量其光度，特别又加以观测其光谱，这两颗星及其轨道的一切就差不多完全可以由此而知了。这样算出的恒星大小与形状是有最大价值的数据（data）。大陵五以外的肉眼可见亮星中，是食双星而变化程度又大得容易观测的有：天琴座β星、金牛座λ星、武仙座U星、天秤座δ星。
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蚀星系是分光双星的特殊情形，其轨道都差不多以边对着我们。若从恒星系统的其他部分看来，这些星便会毫无变化，而别的我们看不出变化的相近的双星却会因交蚀而生变光的。
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星团
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星团并不是天界路程中的偶尔的聚集。它们都是在一起很有秩序地旅行天空的星群。它们有两类：一是“疏散星团”（open clusters），有时叫做“银河星团”（galactic clusters），因为它们都集中于银河内；一是“球状星团”（globular clusters）。
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在几个较近的星团中，最明亮的星都很可为肉眼所见。昴星团（Pleiades）——或称七姊妹——便是这种情形。那是7颗肉眼可见的亮星在秋冬的夜空上形成一把短把的勺子。锐利的眼睛可以从这星团中看出9颗或10颗来，但望远镜中却可以看出更多。昴星团的南边又有一显著的疏散星团，也属于金牛座，便是毕宿星团（Hyades）。这是指示天牛之头的V形的一群，其中还有红色亮星毕宿五，虽然这亮星并不确属这星团本身。
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