星团的年龄
设想有一组质量不同、但年龄相同并且都是以氢聚变为能源的主序星。它们当中位于主序上部质量较大的恒星必然先出现能量耗尽的现象。随后才是质量较小的恒星将它们储存的能量消耗尽。经过 70 亿年以后，质量为 1 个太阳质量的恒星才出现能量耗尽的现象。
我们对星团所观测到的不正是这种现象吗？再看看图 2-8 所示的毕星团的赫罗图。这个星团的主序由下往上直到 20 个太阳目视光度处，也就是相当于 2.5 个太阳质量处都有恒星分布。对于一颗质量为 2.5 个太阳质量的恒星，它的氢聚变寿命是 8 亿年（见图 2-11）。如果有一组恒星依靠氢聚变而生活了 8 亿年，那么它们当中质量大于 2.5 个太阳质量的恒星已经把氢耗尽。而质量小于 2.5 个太阳质量的恒星，仍然依靠所储存的氢而生活着。可能就是由于这个原因造成了毕星团的主序的上面部分没有恒星分布？
其他星团是在其他的光度值，也就是在其他的质量处离开主序。例如昴星团还有 140 个太阳光度的主序星。具有这样光度值的恒星，它的质量略大于 6 个太阳质量，而氢聚变寿命为 1 亿年。在昴星团的赫罗图中，亮度比这更大的恒星就不在主序上，而是在主序的右侧（位于主序的右侧是氢耗尽的最初象征）。这样我们就得到如何将星团按年龄进行列序的一般方法。人们画出星团的赫罗图，并可查看它的主序由下往上直到什么地方还有恒星分布。在图 2-10 中给出了很多星团离开主序的位置，如英仙座的一个最年轻的星团，它的主序直到 1000 个太阳光度处都有恒星分布。它的年龄大约是 1000 万年。其次是昴星团。再其次是毕星团。最后年龄最大的是球状星团 M3。它的主序直到大约 3 个太阳光度处有恒星分布。它最亮的主序星的质量是 1.3 个太阳质量。如果这些星现在正要离开主序，那么这个星团的年龄大约是 60-100 亿年。
在赫罗图中星团偏离开主序真的就是氢的储存已经耗尽的象征吗？如果真是这样，我们就已经了解了恒星演化的一个重要部分，即知道了一颗恒星在它的氢耗尽之前，它一直停留在主序上，而在这以后它将向右运动到红巨星区域。因为凡是离开了主序的恒星，都是在主序的右边。如果这是真的话，于是又出现了新的问题：最老的星团年龄有多大？最年轻的星团年龄又有多大？发生氢聚变以前的恒星是怎样的？当恒星储存的氢耗尽以后又将会发生什么变化？虽然我们知道这些恒星会变成红巨星，但红巨
星不能继续辐射很长时间的，因为它们的核能已明显地消耗掉了。
但是不要忘记，我们现在仅仅是推测星团中恒星的性质与储存的核能的消耗状况有关。并且这个假设似乎能与观测很好地符合。然而利用现今已有的手段我们还不知道，恒星内部的温度和密度是不是已经达到了可以发生核反应的程度，并使恒星像一座核电站一样地工作。恒星的表面温度无论如何是达不到这么高的。但我们怎么才能知道恒星内部的温度呢？来自恒星的光都是从它表面的一个薄层内发出来的。太阳的光就是来自只占太阳总质量千亿分之一的“大气”层内。我们不能看到更深的内部。但是我们对太阳的内部比对地球的内部知道得更详细。这是怎么可能的？这是怎样做到的？下一章将详细说明。
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