恒　星　世　界

恒星也有自己的生命史，它们从诞生、成长到衰老，最终走向死亡。它们大小不同，色彩各异，演化的历程也不尽相同。恒星与生命的联系不仅表现在它提供了光和热。实际上构成行星和生命物质的重原子就是在某些恒星生命结束时发生的爆发过程中创造出来的。

恒星的诞生

恒星诞生在庞大的、较冷的分子尘埃和气体云中。在像银河系这样的旋涡星系里，这类分子云多达数千个。分子云的主要成分一般是氢和氦。当气体云的密度在外界的影响下增大到一定的程度时，云中的某些部分在引力的作用下开始向内收缩，气体和尘埃开始聚集到一起。同时气体团开始缓慢自转。这一过程所需的时间取决于恒星的大小，从一万年至一千万年不等。气体云最初的收缩是由邻近恒星的爆发或掠过的星系产生的冲击波压缩分子引起的。

这些区域密度的不断增加，形成了所谓的“原恒星”。随着越来越多的物质向内聚集，圆盘状的云环绕着的中心部分压力和温度不断升高，开始发出光和热。原恒星所消耗的能量主要由外围聚集拢来的物质来补充。由于外围的物质的持续聚集和收缩，四周的云盘阻隔了内部热量的散失，这使原恒星中心的温度不可避免地越来越高。当温度逐渐升到摄氏三百九十万度左右时引发核聚变。一颗原始的恒星诞生了。而原始恒星周围的盘状云团最终可能演变成一个行星系统。

一旦初生的恒星开始核燃烧，它们发出的巨大辐射流会阻止星际物质进一步向中心聚集，这使恒星不再能积聚更多的物质而继续长大；而来自恒星内部的辐射压还会把周围云中的物质向外驱散，使这些云中不继续产生新的恒星。也使行星系统的形成变得较为困难。在云中物质散尽之前，这些闪闪发光的恒星育婴场会呈现出一片灿烂辉煌。

恒 星 的　演　化

恒星的大小各不相同，小型恒星质量只是太阳的十分之一，大型恒星则超过太阳质量的一百倍。质量为太阳百倍以上的恒星是不稳定的，它们将很快用完它们的核燃料；而如果恒星的质量小于太阳十分之一，那么它们注定是“不够格”的——它们的温度还没有上升至足以引发核聚变。我们称它们为“棕矮星”。棕矮星只能靠引力收缩来产生热量，所以将慢慢冷却并走向死亡。

大部分开始燃烧的恒星都由中心的氢聚变成氦的热核反应来提供能量，它们将平静地度过一生中的大部分时间。它们寿命的长短取决于其自身的质量。虽然质量大的恒星内部有更多的燃料，但是它内部的温度和压力也相应更高，这使核聚变反应的强度也成倍增大。这导致质量大的恒星寿命反而要短于质量小的恒星。我们五十亿岁的太阳刚好度过了一生中一半的岁月，它的核燃料还够它维持剩下五十亿年的平静日子。

燃料终归是有限的，恒星中心的氢终将被消耗殆尽。氢快用完时，恒星的中心将并形成一个氦核。此时恒星的辐射压将抵挡不了它本身的引力，外层的物质开始向中心聚集，而收缩时产生的热又使氦核外尚未燃烧的氢达到核反应所需的温度。于是恒星在其氦核的周围形成了一个氢燃烧的“壳”，它推动着外层急剧膨胀，将恒星变成一颗“红巨星”。红巨星的体积比原来要大一百多倍。体积的膨胀导致恒星表面温度下降，但由于发光表面积同时剧增，其总能量输出和光亮度仍大幅增加。当我们的太阳处在这一阶段时，它的能量输出将增强一千倍，而它膨胀的外壳将越过水星轨道，将水星汽化。

赫 罗 图
赫茨普龙-罗素图（赫罗图）是表示恒星温度或颜色与光度之间关系的图。炽热明亮的蓝巨星位于左上方，而比较冷且暗的红矮星分布在图的右下角。大多数恒星，包括太阳都在从左上至右下的一条对角线上，这条对角线被称为主星序，主星序上的恒星称为主序星，都处于一生中的氢燃烧阶段。当恒星核的氢烧完后，它们就离开主序，开始氦燃烧而成为红巨星。最终红巨星坍缩，温度上升，成为白矮星。根据恒星的温度或颜色可把恒星分成以字母O、B、A、F、G、K、M表示的七种类型。O型是热的蓝星，M型是较冷的红星。

红巨星的氦核最终还是会坍缩并升温。当温度达到摄氏一千万度时，将引发又一轮的核聚变。在这一轮聚变中，氦原子核代替了氢聚变成碳和氧原子核。聚变发生后产生的辐射压将使恒星暂时停止坍缩，处于暂时的平稳状态。这时的恒星叫做“红超巨星”。但是如果某颗恒星的质量是太阳的十至二十倍，在这一阶段会出现一个不稳定期，恒星会出现周期性的膨胀和收缩、变热和变冷。这样的恒星称为“造父变星”。

有限的氦的燃烧只是短暂地延缓了恒星死期的到来。像太阳那样大的恒星的氦大约只能燃烧十亿年左右。氦用完后，质量小于太阳十倍的恒星便已经到了生命的尽头，那时恒星的核将再度开始收缩，剩余的氦又开始燃烧，致使它的外壳再度膨胀。恒星将向外层空间抛射物质，形成一个“行星状星云”，而其星核再次坍缩。当核的密度达到每立方厘米一百千克时，其中的电子被挤压到了不能再紧密的地步，坍缩也就停止了。等到这个垂死的恒星将它的外壳全部抛出后，它的核就裸露出来了。这个核是炽热的，温度约为摄氏两万五千度，但体积却特别小，只有地球那么大，所以我们称之为“白矮星”。由于宇宙中一半以上的恒量拥有伴星，如果其中的一颗成了白矮星，另一颗是主序星，那么白矮星就会从它的伴星中曳出物质。物质在白矮星周围聚集，达到很高的温度发生核聚变而发生强烈的辐射，我们称这种现象为“新星”。而这样的双星系统叫做“密近双星”。

如果恒星的质量超过太阳的十倍以上，在经历氦燃烧的阶段后，由于它的星核质量大，所以它的温度和压力也更大，因此将转入又一轮的聚变反应中：由碳聚变成氖和镁。然后又是硅和硫，最终硅成为铁。每一阶段都遵遁着相似的规律，每一阶段产生的余烬又是下一轮聚变的燃料，每一阶段的聚变都要求更高的温度。恒星像一个巨大的洋葱头那样一层层地进行着热核反应，直至核心温度达到约摄氏二十八亿度，硅聚变成最终产物——铁。在这一阶段的每个过程都较短，一个质量是太阳一百倍的恒星大约只需一天时间就能将其核心的硅全部消耗掉。

铁生成后，由于不可能再燃烧生成更重的元素，所以恒星中心很快发生坍缩，在几秒钟内体积缩小一百倍，密度达到每立方厘米十克。这时电子和中子被压缩得非常紧密，以致相互结合形成中子和中微子（一种不带电，质量几乎为零的基本粒子）。同时，恒星的外层因失去了支撑而快速向内塌落，高速撞击到中央的核上，并转换成巨大的动能以冲击波的形式向外传播，把恒星内的致密物质抛出。中微子也缓慢地向外扩散，逸出恒星的外层。这就是我们称之为“超新星爆发”的极其壮观的天文现象。超新星爆发时将在很短的时间内释放出极其耀眼的光芒，其亮度和整个星系相当。超新星爆发后大约要经过一年的时间才会渐渐暗淡下来。一九八七年爆发的著名的超新星1987a位于邻近的不规则星系大麦哲伦云，科学家们为此大为振奋。现在，天文学家们正满怀激情地等待着银河系中下一个超新星的出现。

超新星爆发后将遗留下来的星云称为“超新星遗迹”；剩余的那个已经死亡的恒星核根据质量的大小或者成为一颗中子星，或者成为一个黑洞。

恒 星 物 理

　恒星离我们非常遥远，除太阳外，最近的恒星---半人马座比邻星，距太阳约4．2光年。怎样才能知道遥远恒星的内部结构、物理特性、化学成分、演化经历、运动规律和空间分布呢？这在100多年以前是无法回答的。因为恒星的光实在太微弱，即使看起来全天最亮的天狼星的光，也仅仅是太阳光的100万万分之一，用普通的天文望远镜不能分辨出恒星的视面，也不可能了解恒星内部的情况。

19世纪中叶，天体分光术和照相术的发明为天文学家解开恒星内部世界之谜开始提供了强有力的工具。天文学家将天文望远镜收集到的星光经过分光镜分解成光谱，再把这光谱拍摄下来。在这些光谱中有众多的谱线，它们都由不同的元素产生，根据它们我们可以了解到恒星表面大气层的温度、压力、密度、化学元素的丰度、质量、体积、自转运动、距离和空间运动等一系列物理化学性质。这就导致了恒星物理化学、天体物理学的诞生。可以毫不夸张地说，迄今关于恒星本质的知识，几乎都是从光谱研究中获得的。

我们现在知道恒星的表面是炽热气体，它们是能自己发光的球状或类球状天体。在人的短短一生中，不借助特殊工具和特殊方法，就很难发现它们在天球上的位置变化，因此人们把它们叫作恒星，意思是“不动的星”。宇宙中恒星的数目巨大，单是银河系中估计就有一、二千亿颗。目前天文学家们对恒星的结构、物理特性、化学成分、演化经历、运动规律和空间分布等，有了较为完整的认识。恒星内部具有不可想象的高温、高压、超密态，有些恒星有超强磁场和强辐射等许多极端的物理特性。恒星不都是孤立的，有的两颗在一起组成双星，甚至成千上万颗在一起组成星团。恒星之间不是真空，而是充满了星际气体、尘埃、粒子流、宇宙线和星际磁场等。这些物质的分布是不均匀的。有的地方气体和尘埃比较密集，形成各种各样的云雾状天体，这就是星云。
　

恒 星 光 谱 分 类
20世纪初，美国哈佛大学天文台已经对50万颗恒星进行了光谱研究。并对恒星光谱根据它们中谱线出现情况进行了分类。结果发现它们与颜色也有关系，即蓝色的“O”型、蓝白色的“B”型、白色的“A”型、黄白色的“F”型、黄色的“G”型、橙色的“K”型、红色的“M”型等主要类型。实际上这是一个恒星表面温度序列，从数万度的O型到2-3千度的M型。丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素，根据恒星光谱型和光度的关系，建起著名的“光谱-光度图”，也称“赫-罗”图。大部分恒星分布在从图的左上到右下的对角线上，叫主星序，都是矮星。其它还有超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星等类型，而这一不同类型表示了它们有不同的光度。赫--罗图是研究恒星的重要手段之一。它不仅显示了各类恒星的特点，同时也反映恒星的演化过程。在恒星的光谱分类中，O、B、A型称为“早型星”；F和G型称“中间光谱型”；K和M型称为“晚型星”。20世纪90年代末期，天文学家越过M型把恒星光谱分类扩展到温度更低的情况，先提出了新的L型，继而又提出了比L型温度更低的光谱分类T型。

恒 星 的 大 小
尽管肉眼看起来恒星似乎都是一般大的亮点。但是实际上恒星的体积大小相差很悬殊。太阳在恒星中只是中等身材而已。有比太阳直径大千倍以上的恒星（如红超巨星仙王座μ，我国古名造父四，直径为太阳的3700倍），也有直径仅为太阳的百分之一甚至更小的恒星（如天狼星的伴星为白矮星，其直径与太阳直径之比只有0.008，中子星更小得多）。天文学家是怎样测出恒星的大小的呢？天文学一般采用干涉法和月掩星法等方法，可以测出恒星的角直径，从而可以求得恒星的真直径。天文学家根据双星的轨道资料也可以得到某些恒星的直径。也可以根据一些恒星的光度和温度来推算其直径。还有其他方法。