恒星和星际物质

2019年4月26日讯（具体拍摄时间不详），近日，在英国海外属地根西岛，60岁的让·迪安（JeanDean）花了5个晚上的时间拍摄了一系列距离地球5000光年的玫瑰星云照片。该照片令人惊叹，刊登在美国宇航局（NASA）的“每日一天文图”栏目。玫瑰星云位于距离地球5000光年的麒麟座，是由数千颗恒星组成的星团，是含有足够多气体的尘埃云，足以产生大约1万颗像太阳一样明亮和强大的恒星。图片来源：视觉中国

19世纪下半叶，德国的基尔霍夫、意大利的塞奇和英国的哈金斯等人率先研究恒星光谱，由此得知恒星是和太阳一 样的炽热天体，表面温度从3000度到10000度以上，内部的温度可能还要高得多。进入20世纪以后，爱丁顿等人进一步研究恒星的结构，认为恒星是处在平衡态的气体球，它的向内压缩的引力正好同向外的辐射压力平衡。爱丁顿按照流体静态平衡下的理想气体球的物理条件，探讨了恒星的质量、压强、密度从恒星中心到表面的变化规律，于1926年发表了《恒星的内部结构》。1939年印度出生的美国天文学家钱德拉塞卡根据流体静态平衡、质量、辐射转移、热平衡条件下的产能和物态这五个基本方程，进一步完善了恒星结构的理论，成为今日观测并解释恒星物理性质的重要基础。

2014年11月6日消息，欧洲南方天文台发布由哈巴望远镜拍摄的恒星“HL金牛座”星盘图片。图片来源：视觉中国

自19世纪60年代塞奇等人开创恒星光谱分类工作以来，就有人提出这样一个问题：为什么宇宙中的恒星具有多种不同的光谱？这是否与恒星的演化有关？

19世纪末，英国天文学家洛克耶提出这样一种看法：恒星是由冷的星云物质收缩而成的，星云中无数小固体块—陨星之间的碰撞使得星云的温度升高，星云变成体积大、密度低的红星；接着，红星因继续收缩而变成黄星、蓝星；最后，当恒星的温度达到极大后，便逐渐冷却，又重新变为黄星，红星直至最后熄灭。后来知道星云物质并不包含陨星，因此洛克耶的看法被人们所抛弃。

恒星的光谱－光度图

1905～1911年间，丹麦天文学家赫茨普龙首次注意到恒星的颜色（光谱）和光度之间有某种统计关系，并确认有巨星（光度很大的星）和矮星（光度很小的星）之分。1913年，美国天文学家罗素也独立地发现恒星在光度（用绝对星等表示）和光谱型图上的分布规律。（上图）绝大多数恒星都分布在一条从左上方到右下方的序列上，这个序列叫做主星序超巨星和巨星在图上端的水平带上，图左下角则散布着少量的白矮星。后来人们把恒星的光谱—光度图称为赫茨普龙—罗素图，简称赫罗图。1913年，罗素对恒星演化提出了一种新的看法，认为恒星最初是体积很大、密度很小的红巨星，随着自身的收缩而日益稠密，温度随之上升，颜色逐渐变白（光谱型越来越早）。到了收缩所产生的热量不足以弥补辐射所引起的能量损失时，表面温度就开始下降，恒星沿着主星序向右下方演化。后来知道，收缩不是恒星的主要能量来源，而且巨星和矮星的质量差别很大，也难以用收缩来说明两者之间的变化。

现代的赫罗图

现代恒星演化理论是在认识到热核反应是恒星能源之后才建立起来的。尤其是在20世纪50年代，经过美国天文学家史瓦西的系统研究，把恒星能源和恒星结构与演化的进程结合起来，终于能大致描画出恒星一生的发展史。对于相同化学成分的恒星，其质量同光度和温度之间存在一定的对应关系。所以，当恒星的化学成分不同时，在赫罗图上就出现不同的序列。另一方面，随着时间的推移，恒星的内部结构逐渐演变，并反映到光度和表面温度上来，于是这颗恒星在赫罗图上相应的位置也沿着一定的路径移动。这就是恒星的演化进程，它表征恒星所处的演化阶段。绝大部分恒星的质量在1/10至10倍的太阳质量的范围内；化学成分的差别也不大，按质量计，氢占70～80%，氦占20～30%，其他重元素占0.1%～0.2%。因此，恒星在赫罗图上的分布有明显的规律性。恒星的密集区域表示缓慢演化的阶段，而主星序是演化最慢的阶段，占恒星整个寿命的90%。

恒星演化的早期和晚期，特别是“生”和“死”的研究，由于理论难度大，观测对象较不确定，所以进展并不太快。20世纪50年代以来，主要通过美国天文学家勒威和亨尼叶的工作，对于恒星在主星序以前的演化进程有了大致的了解。恒星的前身叫星胚，它是由弥漫稀薄的星际物质，通过引力塌缩而凝聚成的密度较大的气体、尘埃云。在塌缩过程中，星胚中心密度增大，内核温度增高，逐渐发光发热。60年代，日本天文学家林忠四郎和英国天文学家拉尔孙等人从理论上指出，引力收缩是星前阶段的能源。美国天文学家博克、赫比希在光学波段，贝克林、斯特罗姆在红外波段，都观测到一些星前天体。当星胚核心温度高到1000万度时，氢核聚变开始成为主要能源，一个真正的恒星就形成了。根据计算，一个太阳型的天体，走完星前阶段，约几百万年。而质量比太阳大5倍的天体，只需几十万年。主星序前阶段和长达10亿年到100亿年的主星序阶段相比，只是短暂的一瞬间。

恒星在度过了主星序阶段，核心部分的氢“燃烧”净尽，氢聚变反应终止。此时，核心部分失去足以和引力相抗衡的内部压力，在引力作用下坍缩。结果，温度增高，密度增大，氦“燃烧”开始。在核心区之外的过渡区，因温度增高而发生氢聚变，并推动外壳膨胀。此时，恒星体积增大，表面温度降低，变成红巨星，以后逐渐走向它们的末日。在这期间，恒星一般要抛失质量，甚至要像超新星那样大爆发。在恒星演化末期将出现三类天体：白矮星、中子星和黑洞，具体是哪一类，取决于恒星的质量大小。

2008年3月24日，白矮星被行星状星云包围。图片来源：视觉中国

最早发现的白矮星是天狼星的伴星。1844年德国天文学家贝塞尔根据天狼星波浪式的运动轨迹推断，天狼星旁边还有一颗肉眼不易看见的伴星。天狼星和它的伴星一边前进，一边绕着它们公共的质量中心转动，结果产生了波浪式的运动轨迹。1862年美国光学家克拉克在检验新磨制的望远镜物镜时，果真发现了天狼伴星。后来从观测得知，天狼伴星的质量比太阳小不了多少（0.98个太阳质量），表面温度极高（约10000K），可是光度极低（只有太阳的2%），唯一可能的解释是它的表面积（因而也是它的体积）极小。根据计算，天狼伴星的半径约为太阳的1/50，平均密度大约为太阳的503倍。这样高的密度曾被认为是不可思议的。到了20世纪20年代，量子力学建立以后，人们才认识到这种高密度物质状态的本质。白矮星的密度很高，但由于泡利不相容原理，电子不可能被挤压在同一状态中，因而产生一种同引力相抗衡的斥力，即所谓简并压。当电子的简并压足以抵抗恒星自身的引力时，便达到新的平衡。这时的恒星只靠它的剩余热量发光。如果天狼伴星确实具有这样高的密度，那么它表面的引力场就应该比太阳表面强502倍。按照广义相对论，天狼伴星的谱线将出现可观测的红移。1925年美国天文学家亚当斯用一具大色散的摄谱仪配置在2.5米口径的大望远镜上，果然测到了天狼伴星的引力红移，红移量与理论推算的结果颇为一致。这样，既证实了白矮星的高密度，同时也验证了广义相对论。目前已观测到1000颗以上的白矮星。根据计算，恒星在核能耗尽后，如果它的质量小于1.25个太阳质量，它就将成为白矮星。

2011年8月18日，天文学家使用钱德拉X射线天文台发现这颗脉冲星（Pulsar），这一颗自转的中子星，当其强磁场决定的射束扫过地球时，就造成带脉冲特征的无线电波。图片来源：视觉中国

恒星在核能耗尽以后，如果它的质量在 1.25～2个太阳质量之间，它就会成为中子星。早在1932年中子刚发现时，苏联物理学家朗道就指出：物质压缩到原子核的密度时，其中99%的电子同质子结合成中子；由这种中子物质构成的恒星是有可能存在的。1934年，美国天文学家巴德和茨维基从天文观测进一步指出，“超新星代表着普通恒星向中子星的过渡阶段，中子星在其最后阶段是由紧挤在一起的中子组成的”。这样，他们首次提出了中子星是超新星爆发产物的假设。1939年，奥本海默用广义相对论研究了中子星的结构。根据他的计算，中子星的直径只有几十公里，密度比白矮星还要高1亿倍以上。密度高得这样不可思议的天体实在令人难以置信，所以在后来近30年的时间里，很少有人认真对待它们，甚至还有人加以讥笑。但是，30年之后，中子星真的被找到了。事情是这样的：1967年，英国剑桥大学的射电天文学家休伊什和他的研究生贝尔利用射电望远镜，研究行星际闪烁现象时，无意中观察到来自天空的射电脉冲信号。脉冲周期从0.1秒到2秒不等，最短的一个是蟹状星云内的射电脉冲源，只有0.033秒，即每一秒有30个脉冲。这些天体的射电脉冲周期非常稳定，准确程度达到10-8秒。他们把这种新型的射电源取名“脉冲星”。开始曾经设想，这种奇特的射电脉冲或许是其他天体上的高级生物为建立星际通讯而发出的信号。问题是，这种信号中不存在任何“人工”的调制；而且从当时已知4个脉冲星类似的脉冲信号来看，不能设想天上4个不同区域的“宇宙人”会约好了在同样的频段上、在同样一段时间里向地球发射信号。于是，又从“宇宙人”回到自然界。从脉冲星快速而稳定的脉冲信号判断，它们是快速自转的中子星。

恒星在核能耗尽后，如质量超过2个太阳质量，平衡态就不复存在，恒星将不断收缩，半径越来越小，密度越来越大，终于达到临界点，这时它的引力已强到足以使一切物质和辐射都不能外逸，因而称为“黑洞”。有趣的是，黑洞这种特殊天体最初也是从理论上预言的。早在1798年，法国数学家兼天文学家拉普拉斯曾根据牛顿引力理论，预言一种类似于我们今天所说的黑洞的天体。他的计算结果是：一个直径比太阳大250倍、密度与地球相当的恒星，其引力场足以吸引它自身发出的光线，从而成为看不见的天体。1939年，奥本海默等人根据广义相对论推断：一个大质量天体，当它向外的辐射压力抵抗不住向内的引力时要发生坍缩现象。坍缩到某一临界大小，会形成一个封闭的边界，叫做“视界”。在视界之外的物质和辐射可以进入视界之内，但视界之内的物质和辐射却不能跑到外面，这就是黑洞。但是，由于黑洞的探测十分困难。这个预言后来几乎被遗忘了。1967年发现了脉冲星，并被证认为30多年前预言的中子星，人们开始认识到原来觉得不可思议的超密物质在自然界还是有可能存在的。于是，黑洞的研究和探测重新又活跃起来，很快成为天体物理学中的热门课题之一。

黑洞是否绝对的“黑”? 1974年，英国理论物理学家霍金证明，如果考虑到黑洞周围空间中的量子涨落，将产生正反粒子对，其中负能粒子可能穿过视界被黑洞吸收，而正能粒子逸出，形成黑洞的自发辐射。它将以“热辐射”的形式“蒸发”，甚至出现剧烈的爆发。

近年来，天文学家们一直在努力寻找黑洞。孤立的黑洞自然是难于观测到的。因此他们致力于在密近双星中证认黑洞。换句话说，通过一颗子星对另一颗子星的引力效应和电磁效应来间接探测黑洞。目前，已经找到几个可能的黑洞，例如，天鹅座X-l（X射线源）、麒麟座A0620-00（特殊变星）等。

除了恒星本身以外，对于恒星与恒星之间的辽阔空间的研究，在20世纪也取得了惊人的进步。

虽然从19世纪起，就有一些迹象表明星际空间不是一片真空，而是有某种对星光起消减作用的星际物质。不过，直到1930年才由美国天文学家特朗普勒通过银河星团的距离和大小的对比研究，确证了星际物质的存在。星际物质极其稀薄，每立方厘米平均只有一个粒子，但它们充斥于银河系整个空间。随后的研究揭示，星际物质中有90%以上是气体，其余是尘埃微粒。按化学成分而言，星际气体的90%以上是氢元素，这同宇宙间的元素相对丰度一致。星际氢的温度，除了炽热恒星附近的以外，通常都在摄氏零下200多度。在这样低的温度下。氢原子没有光波辐射，所以不能用光学望远镜直接观测到。1944年，荷兰天文学家范德胡斯特从理论上预言，星际氢原子应该发射波长为21厘米的电磁波。1951年，用射电望远镜果然探测到了这种辐射，并描绘了星际氢原子在银河平面上的分布图。从此，21厘米波长的射电观测成为考察银河系结构的有效手段，为探索恒星和星际物质的演化关系作出了重要的贡献。

由于星际空间的物质非常稀薄，温度又低，原子的热运动十分缓慢，因此，原子与原子很难集聚而成分子；即使形成了，也容易被星光和其他辐射所破坏。正因为如此，天文学家们相信，星际气体几乎都是单个原子（或离子），双原子分子（或离子）即使有也很少，至于原子数目更多的分子是很难存在的。20世纪30年代末，用光学望远镜在星际空间找到了甲川（CH）和氰基（CN）这两种双原子分子。此后再也没有找到新的星际分子。

到了20世纪50年代，美国物理学家汤斯在研究激光原理时指出，宇宙空间的物理条件能够使某些分子在红外和射电波段产生“脉泽”（即在微波波段的受激发射放大作用）现象，并且具体计算了这些分子跃迁的射电频率。1957年他列出了17种可能存在的星际分子。1963年，在仙后座内一些星际氢云中探测到了羟基（OH）。1968年，汤斯等人在银河系中心区的星际云中发现了氨（NH3）和水。1969年，发现了星际有机分子甲醛（HCHO）。此后，又陆续发现了一系列的星际分子。到1991年底，已观测到并经证认的星际分子超过了100种。值得指出的是，除了1970年发现的氢分子是在火箭上用紫外照相机探测的以外，其余新发现的星际分子都是用射电望远镜探测到的。

现在，天文学家们已经把星际分子当作一种新的手段，借以探测银河系（乃至某些近距河外星系）的化学成分、结构和运动状况，以及银河系各个不同区域的物理环境等等。另外。星际分子的研究也有助于我们了解星云演变为恒星的许多细节，以及恒星抛射物质的运动状况。关于星际分子的形成过程及其化学演化，目前还不十分清楚。弄清这些问题， 尤其是星际有机分子的形成机理，以及它们同地球上生命起源的关系，是现在天文学一个新的分支——星际化学的重要课题。

用射电天文手段，除了在厘米和毫米波段，描绘了中性氢在银河系内的总体分布，发现了大量的氢分子云和多种星际分子外，还在米波段，探测并证认出上百个银河系超新星遗迹，为超新星的诞生率课题提供了重要信息。此外，借助射电望远镜检测出一批角直径极小的银河系射电源，称之为射电星。它们的光学对应体多是恒星、双星和恒星系统的气体包层，但有的还找不到确切的光学对应体，有待进一步探索。由于星际物质的消光现象，在光学波段是无法观察到银河系中心的。但透过射电窗口和红外窗口，银心确能清浙得见。现在，我们才认识到，银心附近是银河系内活动程度最频繁和激烈的区域，那里有恒星形成过程、有爆发活动、有向内的和向外的股流。最核心处可能是恒星密集区，也可能是质量达106个太阳质量的大黑洞。

在红外波段，第一个在探测深度和广度均取得突破性进展的是国际红外天文卫星IRAS。它在1983年内不到一年的巡天运作，记录到的红外点源共25万个，其中约20万个是银河系内的天体，主要是恒星。红外薄纱卷云是红外巡天发现的一种前所未知的星际物质。它们可能与巨型分子云成协，现认为是沉陷在氢云中的石墨微粒或硅化粒子，直径0.001微米，吸收光子而加热到约100K，遂在远红外波段得见。红外探测的最出乎意料的发现是在一些近距恒星附近存在由暗物质组成的星周盘。例如，织女星（距离25光年）、波江座ε（距离10.8光年）、南鱼座α（距离22光年）、绘架座β（距离52光年）。可以认为这些半径比冥王星轨道半径还大些的由固态物质组成的星周盘很可能就是类似于太阳系前身的原始恒星云或原始行星系。目前已检测到的带有暗物质星周盘的近距恒星约30个。1995年，又有一个威力更强大的“红外空间天文台”（ISO）成功地升空巡天。

X射线望远镜和X射线探测器在地球大气外发现的第一批银河系内的X射线点源，主要是特殊变星，它们是由一个致密天体，例如白矮星或中子星，和一个正常恒星组成的密近双星。当正常恒星的物质为致密天体吸积，恒星物质流向该致密天体或流向环绕致密天体的吸积盘，遂产生常现的X射线或偶现的X射线暴。随着X射线天文的进展，又进而得知，具有可测量的X射线的不仅是特殊恒星，几乎所有类型的正常恒星都有X辐射。它们来自恒星大气的最外层，即星冕中的热等离子体。例如，船底座老人星的X辐射比太阳的强1000倍；猎户座参宿四和天蝎座心宿二这两个红超巨星也都比太阳的强上100倍。

到1987年，国际紫外辐射器IUE已在太空用它的45厘米口径望远镜和摄谱仪，成功地运作了10年，现仍继续有效地巡视紫外天空。它取得丰硕的有关冷恒星周围热气体、激变变星的质量流失和吸积、星际物质、哈雷彗星等等的观测资料。

在恒星基本数据方面，最值得一提的进展是1989年上天的“依巴谷”天文卫星。依巴谷（Hipparchus）是生活于公元前190～前125年，对后世有极大影响的古希腊天文学家。“依巴谷”天文卫星则是高精度视差汇集卫星的英文词组的字头缩称的谐音。它的任务是在2年的飞行中，用运载的口径30厘米天体测量望远镜对全天的亮于12.4视星等的恒星逐一测量80次，完成载有12万个恒星的完备样本天体测量星表。每个恒星的方位测量精度0.002角秒，视差测量精度0.002角秒，自行测量精度每年0.002角秒，系统误差小于0.001角秒。“依巴谷”不仅扩大了地面三角视差测量所能达到的空间范围，使近150年来，已测定的星数不足1万个，激增10多倍，还将测量精度提高了10～20倍。“依巴谷”飞行2年以来，已按计划取得达到预期指标的观测资料。可以认为，“依巴谷”的巡天不仅推动了空间天体测量的前进，还将提供精确的太阳附近空间的恒星光谱光度图，即赫罗图，和恒星的基本物理量，必然为恒星物理和恒星天文的进展做出重大贡献。

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