千亿个太阳 作者:[德]鲁道夫·基彭哈恩-第2章
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的，相当进化的单细胞组织。这证明了早在35亿年以前地球上就有生命存在，那时的太阳也必定具有和今天大致相同的光度。太阳内不可能贮藏无限多的能量，因为它是一个有限的物体，由有限的质量所组成。我们可以测定它的质量，因为质量可以通过引力来显示。地球和众行星围绕着太阳运动，由于受太阳质量的引力作用而被约束在一定的轨道上。根据每一瞬时离心力和引力相等的原理，可以算出太阳引力的强度，进而计算出太阳的质量（见附录C）。若以吨为单位来计算太阳的质量，就需要一个28位的数字。维持我们生命的太阳辐射功率就是来自
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这些太阳质量。计算表明，每克太阳物质在1年内必须辐射出大约6焦耳的能量。乍看上去它似乎不算太大，因为人体每克物质所发出的热量还比这个数字要大1000倍以上。但不同的是，人们为了补偿这个能量损失，必须每天吃东西，而太阳几十亿年以来却是靠自身来维持辐射。太阳在长时期内以很大功率辐射出去的能量是从哪里来的？是不是主要来源于化学变化？我们研究一种最简单的释能化学过程——燃烧。如果太阳由烟煤组成，它的燃料只能补偿5000年的辐射，然而太阳早在几十亿年以前就在向外辐射了。因此如果碳是太阳的燃料，那么太阳炉早就熄灭了。所有其他化学过程，也和燃烧一样产能都太少，不能作为太阳的能源。上世纪末人们曾经进行过很多尝试，以寻求太阳的能源。由于太阳内部的化学过程所产生的能量都太少，导致人们联想太阳是否可能从外部吸热。在我们太阳系内充满了很多小的固态物体，它们运动于行星之间，被称为流星。流星现象是我们所熟悉的。当一颗流星闯入地球大气时，它被加热烧毁，在天空中发出亮光。某些流星在大气中不能完全烧尽，残余部分会落到地球上，这就是现在我们在博物馆中看到的陨石。太阳巨大的引力也必定能吸引很多在太阳系中运动的流星，它们将以很大的速度撞击太阳，碰撞时它们的动能转变为热能，是否这样产生的热可以补偿太阳的向外辐射？撞击太阳的流星物质，每克可以提供大约1。9亿焦耳的能量。为了补偿太阳的辐射，每年必须有大约为百分之一地球质量的流星物质落到太阳上。太阳质量的增加可以通过太阳的引力变强而被觉察到。它能使地球绕太阳的运动发生变化，例如最近2000年地球轨道长轴要明显缩短。但是根据古代关于日食和月食的记载，没有发现太阳系运动状态有能测量到的变化，因此“流星假说”是不成立的。太阳不是由撞击它的流星所加热。假若太阳可以将自身的引力能释放出来，这也是一种可能的能源。早在上个世纪，赫尔曼·冯·黑尔姆霍茨（HermannvonHelmuholtz）——一位多才多艺的物理学家和医生，就已注意到这个可能性。如果太阳没有某些能量的输入，它将会随着时间的推移收缩，它的半径将会变小。每克太阳物质会缓慢地向太阳中心靠近，即以较大的减速度下落。正如流星物体下落一样，这里也释放出能量。和流星假说不同，在这里是太阳物质自身的“下落”，但保持太阳的质量以及它对地球的引力不变。这个过程只能维持大约1000万年的太阳光度，仅仅是太阳已辐射几十亿年的百分之一。结论是太阳自身的引力能释放不能补偿太阳的辐射。太阳和恒星里的核能今天我们知道，核能是已知产能率最大的能源。我们使用的电有一部分是由核电站所提供。在核电站内，重的铀核被分裂为轻的原子核，原子核分裂时会释放出能量。假如能使轻原子核聚变为重核，并获得有用的能
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量，那么这样的核电站会产能更多，特别是氢核聚变的产能率最大。太阳像大多数恒星一样，主要是由氢组成。因此我们要问，太阳的辐射是否可能由氢聚变来补偿？以后我们将会看到，氢的聚变确实是太阳的能源。在第3章里我们将要详细讲述在恒星内进行的核过程。不过在证明核反应维持了太阳的生命，从而也维持了我们的生命以前，我们应假想一下，假如在太阳和恒星内氢原子不断地聚变为氦原子，并释放出核能来维持恒星的辐射，其后果是什么。当1克氢原子核聚变为氦核时，可以从这1克物质中释放出6300亿焦耳的能量，这相当于燃烧相同质量的烟煤所获取的能量的2000万倍。因此核能可以使太阳的寿命延长2000万倍，达到1000亿年的寿命。这样我们终于找到了一种可以维持太阳辐射达数10亿年的能源，即氢转变为氦时所释放出的核能。据估计太阳中的氢所能提供的核能可以维持太阳辐射1000亿年，实际上这有点过于乐观了。因为太阳只有70％是由氢组成，所以它的核“燃料”要小于估计值。正如以后我们将会看到的，如果在一颗恒星内有10％到20％的氢被燃烧掉，它就会明显地呈现出核能被耗尽的种种现象。所以我们认为，太阳可以均匀辐射约70亿年，这个时间显然比地球上有生命存在的时间长得多。正像我们用肉眼所看到的7000颗恒星或是用望远镜所看到的数目更多的恒星一样，太阳也是一颗恒星。除少数例外，它们主要是由氢组成。假若它们的辐射完全是由氢聚变为氦所提供，那么可以计算出它们所贮存的核能可以维持多长时间，对于太阳是70亿年。不过还有更早就把氢消耗尽的桓星，例如室女座中最亮的一颗恒星——角宿一。由于有一颗伴星围绕着它运动，所以我们能测定它的质量（见附录C），它的质量大约是太阳质量的10倍。我们还知道它的辐射比太阳强10000倍。由于质量大，它所贮存的核燃料约为太阳的10倍，因此它的辐射比太阳大得多，使得它把氢耗尽的时间比太阳短1000倍。这样角宿一只能辐射几百万年。相对宇宙历史长河来说，这样的时间间隔确实很短。我们只要想一想，早在100万①年以前地球上就已经有像爪哇森林中的猿人那样的高级哺乳动物了。恒星的衰老太阳和其他恒星的核能储备量虽然很大，但是随着时间的流逝它终将耗尽，恒星必然会变老。我们能否成为恒星生命史的直接见证者？我们能①我经常在一些报告中用爪哇猿人作例子。有一次一位德国有名报纸的记者找我说，他想把这个报告写一篇文章，但是他还需要有照片。问我是否知道，从哪里可以得到一张爪哇猿人的照片。我指出，我实际上是在讲恒星，只是在一个附带的例子中提到猿人。如果给出几张爪哇猿人的照片，会使人对我们的题目产生错误的印象。他考虑了一下说：“我明白了，那么我们就用一张您的照片吧！”
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够跟踪天空中的某颗恒星，看着它是怎样逐渐把能源耗尽而最后消失掉吗？以太阳和角宿一为例，如果以人的生命历史来衡量，它们的变化进行得如此之慢，以至现在用肉眼所能看到的恒星的性质，和公元前150年希腊天文学家喜帕恰斯（Hipparchus）所看到的没有差别。在我们这颗行星上出现懂科学的智慧人类以来的时间很短，人类至今还不能直接记录恒星随时间的演化过程。虽然我们也发现一些恒星的亮度会随时间的变化而变化，但这只是一些起伏现象，和恒星的演化效应不是一回事。可以把它们比作蜡烛中的火花。火花和蜡烛中存储的能量全部耗尽，即与蜡烛烧尽没有直接的关系。我们没有直接观测到恒星的老化现象。假如我们能有足够长的时间等待，那么应该能够觉察到恒星的衰老。一个想要知道恒星随时间演化规律的天文学家，可以和一只想在短暂生命中了解人类衰老过程的果蝇相比拟。我们置身于它的地位来想想：如果它从早到晚总在观察一个人，那么它不会发现这个人有明显的衰老。人变老远比果蝇变老要慢得多。果蝇可以观看到各种类型的人：女人和男人，矮个子的和高个子的，浅色皮肤的和深色皮肤的。它并不知道，它所看到的是不同类型的人，还是同一类型而处于不同老化阶段的人。它只是在它的生命中看到人类的一个瞬时的情形。它不知道，一个矮人是不是永远是矮的，浅色皮肤的人会不会演变成深色皮肤的，男人会不会变为女人。当我们观测恒星时，我们也处于同样境地。我们只看到恒星总体的一个瞬间图形，看到有各种类型的恒星，例如看到有一颗奇怪的星围绕着天狼星转动。天狼星的伴星天狼星是夜空中最亮的恒星。1844年柯尼斯堡天文台的台长弗里德里希·威廉·贝塞尔（FriedrichWilhelmBessel）观察到天狼星在天空中进行很小而规则的周期运动（见图1…1）。贝塞尔由此得出结论，天狼星肯定有一颗伴星，它和伴星一起围绕着共同的重心以50年为周期进行运动。因为当时不曾看到这颗伴星，这个推测曾经遭到怀疑。1862年美国剑桥港的一位有名的望远镜制造者阿尔万·乔治·克拉克（AlvanGeorgeClark）检验他给芝加哥天文台制造的一台折射望远镜的光学系统。当他把望远镜对准天狼星时，他发现在紧靠亮星的地方有一颗很暗的，勉强能观察到的小星，它就是贝塞尔推测的天狼星的伴星。■今天我们对这两颗星有了更多的了解。它们每隔49。9年绕共同的重心运动一周。通过对这个双星系统的运动情况的研究，可以知道它们是由引力而联系着的双星。主星称为天狼A，是由2。3个太阳质量组成。长期测不到的第二颗星称为天狼B，它的质量比较小，大约只有1个太阳质量。
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这两颗星完全不同。天狼A相当于太阳的两倍，在它内部平均每立方厘米体积中包含四分之一克的物质，比太阳内部每立方厘米体积中所包含的物质少（太阳每立方厘米体积中含1克物质）。天狼B的半径约为太阳半径的百分之一，但它的质量却和太阳质量相同，所以在它的内部物质被压缩的程度比在太阳内部强100万倍。可以算出在它内部每立方厘米体积中将包含1000公斤的物质。可见天狠星系统是由两颗性质完全不同的星组成！人们知道很多像天狼B这种类型的星，它们也有以单星形式出现的。它们当中大多数表面温度很高，辐射出白光。同时由于它们的直径很小，所以叫做白矮星。御夫座的超巨星白矮星内部的物质密度比太阳大100万倍。但是我们还发现有的恒星内部物质密度比太阳小得多。和天狼星双星相似，我们还要研究一颗在一个双星系统中密度极低的有趣的恒星。当两颗恒星由于引力作用在同一条轨道互相围绕运动时，它们就是天文学家乐于了解的对象。通过研究它们的运动就可以了解产生引力场的天体质量的大小。而如果很凑巧，从太阳系来看这两个天体的运动经常使它们处于前后互相遮掩的位置，那么对天文学家的研究就特别有利。有许多双星系统就表现出具有这种掩食的现象。其中有一类，它们的两颗子星非常靠近，两颗星的光线总是汇聚成一个光点，即使在最好的望远镜中也无法把它们分辨开来，亮度总是由两颗星的辐射合成。如果一颗星移到了另一颗星的前面，并把后面的星遮住，那么在掩食的期间我们将会接受到较少的光，汇聚成一个小星点的光将要变弱。直到前面的那颗星由于本身的运动不再遮住后面的星才又恢复。因为它们的亮度是随着时间变化的，人们把这类双星称为食变星。根据亮度怎样降低到最小值然后又上升的方式，以及根据在掩星和被掩星的位置互相交换以后，掩食的变化情况就可以了解两颗星的性质。在这里叙述这些，是因为在30年代由食变星提供了研究一颗特殊类型的恒星即超巨星的可能。准确地说，这是人们事先曾经设想过的，它涉及到御夫座中心的一颗星，即御夫座ζ星。天文学家早就知道它是双星，但不是像天狼星那样可以在望远镜中分辨开的双星。通过对它的光变进行仔细研究，发现它似乎是由一颗较热和一颗较冷的星组成的双星，并推断它必定是食变双星系统。1931—1932年的冬天巴伯尔斯贝格的天文学家赫里贝特·施内勒尔（HeribertSchneller）和莱比锡的天文学家约瑟夫·霍普曼（JosefHopmann）利用光度计，即用精密的测量仪器来测量这颗星的亮度，并肯定地发现了掩食现象。亮度在24小时内降低了65％（见图1－2），然后维
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持变弱的亮度37天不变，以后又在24小时内上升而恢复到正常的亮度。上述过程每隔972天重复一次。■对掩食过程的研究可以得到许多有关双星系统的信息。这里简短给出其主要结果：热星御夫座ζB的表面温度约为11000度，它比太阳的温度大约高2倍。它的质量约为10个太阳质量。较冷的星御夫座ζA的表面温①度约为3400度（太阳的表面温度约为5800度）。御夫座ζA的质量可达22个太阳质量。令人吃惊的是它的半径比太阳半径大200倍！因此这颗星是巨星。它是如此巨大，以至于在这颗星内不仅可以容纳太阳，而且可以很轻易地容纳地球绕太阳转动的整个轨道！当热星消失在巨大的冷星后面，并在它后面隐藏的37天内（图1…3），我们将观测到亮度的极小值。如果热星移到了冷星的前面，它只能掩盖冷星的一部分，而冷星被掩盖的这部分面积对系统总光度的影响反正不很大，因此第二次的掩食不会察觉出来。■现在我们对于御夫座ζ双星中的两颗星有了进一步的了解。热星和太阳以及天狼A没有太大的区别。虽然它的质量较大，半径也大一些，但是它的平均密度即每立方厘米体积中所包含的质量和太阳很接近，为每立方厘米中包含三分之一克物质。但冷星则完全不同，它每立方厘米的体积中只包含百万分之三克的物质。人们称这类星为超巨星。至此我们已经知道了性质截然不同的三种类型恒星：正常恒星（暂时我们还可以这样来称呼它们），如太阳、天狼A以及御夫座ζ中的热子星。它们的平均密度为每立方厘米十分之几克到几克。白矮星，它们的平均密度特别高，达到每立方厘米1000公斤。超巨星，它们的密度只有每立方厘米百万分之一克。虽然这三类恒星即使在最大的望远镜中都是以很小的光点出现，除了颜色和亮度有些区别外，初看起来都是一样的，然而对它们所进行的肤浅的研究也使我们了解到，恒星世界有各种各样的表现形式。为了让人们了解恒星繁多的表现形式，我们还需要将包括太阳在内的银河系的大约千亿颗恒星理出头绪，找出规律来。①这里以及全书，如果没有其他说明，都是采用绝对温标。其零点是…273℃，由绝对温标换算成摄氏温标，只需减去273度，因此太阳的表面温度约为5530℃。
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2．天体物理学家最有用的关系图在前一章中我们已经看到，恒星的种类繁多，有质量大而亮的蓝星和质量小的红星。有大的红星、红巨星和超巨星，也有小的白星和白矮星。我们的生命虽很短暂，但却希望把种类繁多的恒星按时间顺序理出头绪来。今天这个问题已经得到解决，至少人们已在实质上认识了恒星的演化规律。为了知道是怎样才达到这一点的，首先需要将各类的恒星进行整理和规序，也就是把所有观测到的恒星依据某种可以测量的判据加以排序。测量恒星的两种特性和恒星的归类恒星的表面温度是描述恒星性质的重要的量。因为不同的温度表现出不同的颜色，所以测量温度相对来说是比较容易的。当我们观测恒星时，多数人不知道恒�
