恒星综述——恒星研究基础

作者：栗小白(SDU) 

审核：时光 

题记

        既然是“科普”，我们不写高深莫测的黑洞、量子力学、M理论（下次可就不一定不整这些了），也不整一些看不懂的数学符号或者名词唬人（这个请放心，肯定不会在鄙人的文章里出现，因为鄙人的数学也不好），甚至连公式都没有（之所以没有是因为太难print了）。这篇文章介绍了和恒星有关的最最最最最基本的概念和关于恒星的研究，还有更多方面就不赘述了。那么，正文正式开始！ 

 

Part 1 光度和视亮度 

        顾名思义，光度 和 视亮度 这两个物理量表示的是星星有多亮，两者既有区别又有联系。 

区别：

1、光度是恒星的 固有 属性，与观察者的位置速度无关。光度也被称为绝对亮度。

2、视亮度测量的则是从地球上观测到的来自恒星的 能量通量（单位面积单位时间内接收到的能量）。

联系 ：

用脚指头想一下，视亮度肯定是和星星 本身有多亮（光度）和星星与我们之间的 距离 有关。那么视亮度和距离有什么关系呢？这又是一个 平方反比律。我们看看图1的图解就非常容易理解了这个关系了。

        综上，我们发现恒星的视亮度和恒星的光度成正比，和距离的平方成反比。 

        想必各位天文爱好者或多或少都有用天文软件观星的经历，也大致理解天文软件上的星等的含义。不过作为一篇科普文章，我们还是要隆重介绍一下“视星等”这一概念。 

        和各位一样，天文学家们通常也是使用视星等标度来测量视亮度的，而不是使用国际单位（W/m2）。视星等这一概念可以追溯到公元前2世纪，由天文学家伊巴谷提出。伊巴谷最初将视星等分为6等（1,2,3,4,5,6），不过随着科学技术的发展，我们现在定义的视星等已经远不止6等了。视星等不仅可以是 小数，可以是 超过6的数，还可以是 负数。不过视星等的规则依然是 数值越小，视亮度越大。 

         设想一下，如果有一颗恒星非常亮，但它距离地球十分遥远，那么它的视星等可能还不如距离我们更近的一颗暗星。有没有什么方法可以客观的比较天体自身的光度呢？当然有，还有一个概念叫做 绝对星等。绝对星等是指把天体放在指定的距离时（10秒差距）天体所呈现出的视星等。通过绝对星等就可以把天体的光度在不受距离的影响下，作出客观的比较。 

 

Part 2 恒星温度 

        每次我们看星图的时候，都可以看到不同颜色的恒星，从这些恒星的颜色就可以知道恒星的温度。图2展示了部分恒星的颜色与温度。

        有很多人（比如我）在学习天文之前一度认为红色的恒星温度高，蓝色恒星温度低（说不定你看到这的时候也是这么认为的呢）。是啊，从颜色心理学的角度出发，红色很容易给人温暖的感觉（火焰），而蓝色则给人冰冷的感觉（冰洞）。颜色带来的感受通常符合我们一般的认知，但是为什么用到恒星上就不太符合常识了呢？这就不得不说到颜色和黑体曲线的关系了（图3）。

 

        任何一个理科生说没见过这个图笔者可都会和你争论一番，因为这不就是选修三上的黑体曲线图吗。这个图的结论就是：黑体温度越高，辐射峰值波长越短（频率越高）。红光的波长更长，对应的不就是温度低吗？而蓝紫光的波长更短，对应的不就是温度高吗？根据这个原理（黑体曲线），天文学家可以测量恒星的温度。具体操作方法如下： 

        由于我们对黑体曲线的基本形状十分了解，因此天文学家可以仅利用两个波长处的观测来估计恒星温度。为了实现这一目标，可通过使用望远镜滤光片来屏蔽特定波长范围之外的光。他们通过测量不同颜色滤光片（也就是特定波长）所接收到的辐射，就能拟合出黑体曲线，得出温度（如图4，这种方法被成为测光）。 

         说到光谱，我首先想到的是高中化学选修二物质结构里用光谱分析化学元素的操作。没错，光谱是揭示恒星的化学成分的重要方法，以下是官方解释：光谱是天文学家所使用的一种结合望远镜和理论研究的观测手段，主要反映了原子的内在活动，可以通过物质发出和吸收的辐射来推断其性质。 

        说句题外话，在说具体的恒星谱线分析之前，还是想把三条支配光谱学的准则——基尔霍夫定律 端上来： 

 

1. 发光固体或液体，或是够致密的气体发出所有波长的光，因此产生的是连续谱辐射。 

2. 低密度、热气体发出的光的光谱由一系列明亮的发射线组成，这些发射线是气体的化学成分所特有的。 

3. 冷且稀薄的气体吸收连续谱中特定波长的辐射，使产生吸收的位置变暗形成吸收线，叠加在连续谱之上。同样，这些吸收线也是中介气体的成分所特有的——它们正好出现在与气体在高温时发出的发射线波长相同的位置上。 

        回到正题，接下来说说谱线分析的主要应用。 

 

光谱温度计 

        在炽热的恒星内部，原子是被完全电离的。电子在气体中自由运动，不受任何原子核束缚，因此辐射谱是连续的。然而，在相对较冷的恒星表面附近，某些原子保留了一些甚至是大多数的轨道电子。如前文所述，天文学家可以通过将他们所见的谱线与已知原子、离子和分子的实验室光谱数据进行匹配，来确定恒星的化学成分。谱线的强度(亮度或暗度，取决于在发射或吸收时谱线是否可见)取决于产生谱线的原子数量。越多的原子发射或吸收恰当频率的光子，谱线就越强。但谱线的强度也极度依赖于包含这些原子的气体温度，因为 温度决定了在任意时刻有多少电子正处于正确的轨道并发生特定的跃迁。简而言之，在低温下，只有低能态的数目是倾向于增加的，这些能态向内或向外发生的跃迁主导了光谱。在更高温度下，更多的原子处于激发状态，一些可能被电离，这从根本上改变了可能发生的跃迁的性质以及我们因此可见的光谱。 

        光谱学家已经给出了相关的数学公式，将发射或吸收的光子数目与所涉及的原子能级以及气体的温度联系起来。一旦天体的光谱被测量得到，再通过将观测到的谱线强度与公式所预测的结果相匹配，天文学家就可以解释这些光谱。如此，天文学家能够从测量结果中提炼出产生这些谱线的气体成分和温度。

 

视相速度的测量 

        许多原子、离子和分子的光谱是通过实验室测量而大白于天下的。然而，熟悉的谱线排列虽然经常出现，但这些谱线却 偏离 它们通常的位置。换句话说，一组谱线可能被认为属于某种特定的元素，但实际测量得到的谱线相较于实验室数据整体移动了相同的比值——这被称作 蓝移 或者 红移。这些移动是由 多普勒效应造成的，这使得天文学家可以测量辐射源沿观测者的视线方向移动得有多快(源的视向速度)。 

 

光谱型 

        恒星的光谱型如图5所示，从最热到最冷的依序排列为 O，B，A，F，G，K，M。在学界有一个用于背诵该顺序的广泛流传的有趣的口诀：Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me（噢，做一个好女孩/男孩，亲吻我）。

Part 4 赫罗图 

 

        赫罗图（Hertzsprung–Russell diagram，简写为HR diagram或HRD）是以恒星的 绝对星等（或光度）相对于 光谱类型（或有效温度）绘制的散布图。更简单的说，它将每颗恒星绘制在一张图表上，可以测量它的温度（颜色）和光度，而它与每颗恒星的位置无关（如下图所示）。相关的 颜色-星等图（Colour–Magnitude diagram，CMD）绘制的是恒星的 视星等 和 颜色，通常是针对恒星都在相同距离上的星团绘制。图6展示了赫罗图，图中横坐标表示表面温度，从右向左温度升高（光谱型序列）；纵坐标表示绝对星等。

        赫罗图可以显示恒星的演化过程：大约90%的恒星都位于赫罗图左上角至右下角的带状区域上，这块条带区域被称为 主序带，位于主序带上的恒星称为 主序星。沿着主序带从上到下，我们可以发现一个非常明显的变化趋势： 

 

- 位于左上端的恒星很大、很热、很亮，称为 蓝巨星 

- 位于右下角恒星很小、很冷、很暗，称为 红矮星 

        别看红矮星又小又冷，人家也被称为宇宙中的“寿命之王”呢。那我们的太阳在哪里呢？太阳处于主序带的中间位置，被称作 黄矮星。 

        形成恒星的分子云位于图中极右的区域，但随着分子云开始收缩，其温度开始上升，便会慢慢移向主序带。恒星临终时会离开主序带，往右上方移动：这里是 红巨星及红超巨星 的区域，都是表面温度低而光度高的恒星。经过红巨星但未发生超新星爆炸的恒星会越过主序带移向左下方，这里是表面温度高而光度低的区域，是 白矮星 的所在区域。接着白矮星们会因为能量的损失，渐渐变暗成为 黑矮星。

后记

        在赫罗图中，我们可以得到关于恒星的很多信息，鄙人就对赫罗图就比较感兴趣（夹带私货）。最后在这里列几个与赫罗图名词，有兴趣可以百度一下：矮星，白矮星，红矮星，黄矮星，红巨星，蓝巨星，沃尔夫-拉叶星（一种特殊的蓝巨星）。 

        第一次写科普，感觉自己收获还挺多的，转眼写到凌晨四点了，看来今天又要12点起床喽。 

        写于癸卯年正月初五凌晨。

参考资料/图片来源：today astronomy，百度百科

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