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（Heribert Schneller）和莱比锡的天文学家约瑟夫·霍普曼（Josef Hopmann）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
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。
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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 的表面温度约为 3400 度（太阳的表面温度约为 5800 度①）。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。
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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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