科学史(下)-第35章
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由距离和轨道都已测定的一些双星，可以算得它们的质量，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。 Pickerin）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，于一定时间为暗星所遮蔽，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β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δ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（Shapley）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恒星。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。恒星似向这平面丛聚，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 英星的速度，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。它们的数目很多：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，发现我们的垦系里有两个在多少不同的方向上运动的主要星
流。现今，这两个星流应当和菜登的奥尔特（Oortof Leyden）的另一发现
联起来讨论：这是银河系整个的自转，它围绕距离我们一万秒差距①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。5x10）年。
整个银河系的质量约为1500 万万（1。5x l0）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。
星的本性
赛奇（Secchi）神父约于1867 年在罗马提出一个按恒星的光谱分类的方
法，哈佛天文台又加以很大的改进与扩充。星的颜色在肉眼看去已有差别。
由于照相对于光谱紫色的一端比较灵敏，以照相法求得的星等，与肉眼估计
的并不相同，其间的差异成为星色的一种垦度方法。这些差异也表现在各种
恒星的光谱里。在这些恒星的光谱里可以寻找出一系列的谱线，不知不觉地
① 秒差距是相当于视差为1 角秒的距离，等于3。26 光年或2×1013 英里。
逐渐过渡，而表现出各类恒星的特性，哈佛大学以O，B，A，F，G，K，M，N，
R 去区别它们，这序列里前面的是比较蓝色的星。
O 型星的光谱，在暗的连续背景上，出现若干明线。在有些光谱里，氢
与氦的谱线很强。B 型星的光谱呈现暗线，氦线十分显著。A 型光谱中有氢谱
线、还有钙和其他金属谱线，在F 型光谱中，后面这些谱线加强。G 型星包
括太阳，呈黄色，其光谱在明亮背景上呈现暗线。碳氢化合物的谱线第一次
出现于K 型星中。M 型星呈现宽的吸收谱带，特别是氧化钛的谱带。N 型星呈
红色，其光谱有一氧化碳和氰（CN）的宽谱带。R 型星虽不如N 型那样红，
但也有N 型里的那些吸收谱带。
这种关于光谱的观察，被用来估计各型恒星的有效温度。如果将一个黑
体（它可以看做完全的辐射体）渐渐增高温度，则其辐射的特性与强度也逐
渐改变。就每一温度而言，辐射能量与波长有一特殊的曲线关系，在某一特
定波长上达到最大值。随着温度增高，这一最大值的位置向光谱的蓝端移动，
因而可以说明温度。人们还用几种方法对能量的分布加以研究，例如采用照
相法及研究辐射特性的变更等方法。不但如此，温度和电离对于光谱的影响，
还可以在我们所能控制的范围内，在实验室里加以研究。萨哈（Saha）在1920
年、福勒（R。H。Fowler）和米尔恩（E。A。Milne）在1923 年都曾经利用恒星
光谱中若干吸收谱线的形态，来估计起吸收作用的原子的温度。
各种估计恒星温度的方法所得的结果，颇能互相吻合。刚可看见的星大
约是1650 度，已知最热的星达23000 度。这些当然是辐射表皮层的温度。星
的内部必然较外层为热，其温度可达几千万度。
上面讨论绝对星等时，我们说过，大多数的恒星分为“巨星”和“矮星”
两大类，前者光度比较后者大得多，可是也有一些中等光度的星。但可以注
意之点是：这一分类只有对于k 型星以下较冷的星（温度不超过4000 度）才
显著。对于较热的星，分类便不显著，及至B 型星就完全混淆莫辨了。这些
恒星都是巨星，其光度都是太阳的40 至1600 倍。
这些事实被人认为指明了一个确定的结论：即所有的恒星都经过一个大
体相同的演化过程。每颗恒星最初是一较冷的物体，嗣后温度渐渐增高，而
达到最高温度（视其大小而定），然后再渐趋冷却，温度渐次下降，经历一
个相反的过程。
当恒星温度升高时，它发出大量的光，这意味着它的体积很大，因而归
类为“巨星”。但当其冷却时，它的大气在温度方面经历一个与以前相反的
过程，在冷却时所经过的光谱型，虽然在细节上略有差异，但大体上与温度
升高时期所经过的相同。然而这颗星现在的绝对星等，换言之即其光度，却
比较以前小得多了。既然这时温度与以前上升时期相同，这一事实就表示这
颗星的体积较前为小，遂成为“矮星”了。
这是罗素所阐述的恒星演化过程，与勒恩和利特尔（Ritter）所阐明的
互相吸引的气体团的动力学相符合。如果这团气的质量够大，则重力必定使
它收缩。它将放出热量而变热。但当其收缩时，其收缩的速率必逐渐减少。
到了某一临界密度时，这一庞大的炽热气团所生的热量，将小于其所辐射的
热量，于是这团物质开始冷却。我们在讨论太阳的年龄时说过，这过程不能
解释其所放出的全部热量，那时已经认为或有他种能量的来源（如原子的蜕
变）取决于温度，并经过一种相似的过程。
这个恒星演化的理论，已经根据最近的研究加以修正，而将原子结构的
新知识应用于天体物理学。人类靠了他处在原子与恒星中间的有利位置①，可
以利用由一方所得的知炽，作为研究另一方的参考。
已知太阳或任何一颗星的大小与平均密度，并假定其整体都是气体，就
可以计算其表面下压力随深度而增加的变率，爱丁顿便做了这个计算。对于
气体的恒星，爱丁顿发现光度主要随质量而变化，在某些限度内，光度粗略
地与质量成正比例。在恒星里任一层，其上面的压力，为下面气体的弹力和
辐射的压力所支撑。据分子运动论，气体的弹性，是由于气体分子的碰撞造
成的，而气体分子的速度随温度而变化。要支持太阳或其类似的恒星内部的
巨大压力，则其温度当达四千万度至五千万度的数量级。如有一星比这个大
得多，据爱丁顿推算，其内部的辐射压必至过大，致使它变成不稳定，而趋
于爆裂。这样，星的大小有一自然的上限。
恒星内部的一个区域，甚至一大区域，实际是一个恒温的包壳，其总辐
射按绝对温度的四乘方而改变。当温度增高时，在光谱上能量最大的辐射，
按已知定律，逐渐变为波长较短的波。当温度高达数百万度时，则其最大能
量便远远超过可见光谱的波段，而至X 射线或波长更短的辐射区域，但这些
辐射，在其行至恒星外层的途程中，不断地受到原子的碰撞与作用，因而变
成波长较长的辐射，最后仍以光和热的形式发出。但有一引人注意的事实：
即富有极大穿透力的射线（即“宇宙线”），已经为麦克伦南（McLennan）、
米利根、科赫斯特等人所发现，这些射线，虽然份量很小，好象经过我们的
大气，而来自空间。秦斯说：“在某一意义上，这种辐射是整个宇宙里最基
本的物理现象，空间的大部区域含这种辐射远较可见光和热为多。我们的身
体日夜被它穿过，。。它破坏我们体内的原子每秒达数百万个。这可能是生
命的要素，也可能在杀害我们”①。有人说这种富穿透力的辐射是质子和电子
互相湮灭时，或者氢聚合为重原子时所发出的，地点可能是在星云或空间里
极度稀薄的物质里，因为由那里所射出的能量无须费力就可以穿过覆441 在
恒星外部的物质。
我们知道X 射线和穿透性更大的γ射线是极有效的电离剂。所以星内的
原子当是高度电离的，即其外部电子都被剥夺了的；这个概念于1917 年为秦
斯所倡导，以后更为许多人研究。一个普通原子所占有的体积，即别的原子
不能贯穿的体积，就是这些外部电子的轨道所占有的体积。如其外部电子遭
到剥夺，则这原子的有效体积必大为减小，实际成为原子核与其最近电子环
（其轨道较外部电子的轨道小得多）的体积。结果，恒星内部的原子既然小
得多，则其相互干扰也必远较我们实验室的为小；因而恒星物质虽在高密度
下，其性质也象“理想气体”，而遵守波义耳定律。
假设恒星是气体的，则我们可以数学计算一颗星的质量与其所发的光和
热之量的关系，换言之，即可知其光度为何。1924 年，爱丁顿算得星的质量
愈大则其辐射也愈大。他求得一个理论的关系，而且在把一个数字因子调整
以后，使这个关系确与事实符合。就是对于某些恒星，这个公式也是适用的。
因其密度很大，在1924 年以前人们还认为它们是液体或固体的，而且以为这
① 如爱丁顿所指出的：建造人身约需原子1027 个，而建造一个恒星所需的原子数。平均约为前者的1028
倍。
①
Sir J。 H；Jeans，Eos or the WiderAspects of Cosmogony，London。1928，p。46：also The Universe Around
Us；New York and Cambirdge；1929，P。134；also 1944。
一理论不适用于它们。但爱丁顿认为，较水重的太阳，以及较铁重的其他恒
星，实际上都是气体；因其电子已被剥夺，所以这些恒星的原子体积较小，
在大部时间内，彼此不相接近。
而且一个新发现使密度的可能范围更加扩大了。1844 年，贝塞耳发现天
空最亮的天狼星运行在椭圆轨道上，于是他假设有一伴星围绕天狼星运行，
其质量约为太阳的4/5。十八年后，这颗星为克拉克（Alvan Clark）所发现；
用现代望远镜不难看见这颗星，其所发的光约为太阳的1/360。当时曾认为
这颗星是红热的、一个行将没落的星。亚当斯在威尔逊山查得这颗星并非红
热而是白热的。其所发的总光量很小，是由于其体积很小；它不比地球大很
多。从这个大的质量与小的体积，得知其密度约为每立方英寸一吨，这是一
个骇人听闻的结果，在当时认为是不可信的。
但是不久新的证据出现了。根据爱因斯但的理论，物体发出443 辐射的
频率，应随其质量和体积而不同；因此谱线应按半径除质量的比例向红端移
动。亚当斯测量了天狼伴星的光谱，也得着相同的高密度，约为铂的密度的
两千倍。现在更发现另外几颗星，密度与此相似或�
