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欢系鼐郾湮ぴ樱⑹头懦龊四芾次趾阈堑姆洌浜蠊鞘裁础５�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�