有那么一瞬間，華楓覺得自己和曾經(jīng)的生活的距離越來越遠(yuǎn)了，就像是自己天生不屬于那個(gè)世界一樣。

    他慢慢知道恒星的溫度可以確定不同元素被電離或被活化的比率，結(jié)果呈現(xiàn)在光譜吸收線的特征。恒星的表面溫度，與他的目視絕對星等和吸收特點(diǎn)，被用來作為恒星分類的依據(jù)。

    大質(zhì)量的主序星表面溫度可以高達(dá)40,000k，像太陽這種較小的恒星表面溫度就只有幾千度。相對來說，紅巨星的表面只有3,600k的低溫，但是因?yàn)榫薮蟮谋砻娣e而有高亮度。

    恒星表面的溫度一般用有效溫度來表示，它等于有相同直徑、相同總輻射的絕對黑體的溫度。恒星的光譜能量分布與有效溫度有關(guān)，由此可以定出w、o、b、a、f、g、k、等光譜型（也可以叫作溫度型）溫度相同的恒星，體積越大，總輻射流量（即光度）越大，絕對星等越小。

    恒星的光度級可以分為1、2、3、4、5、6、7，依次稱為1超巨星、2亮巨星、3正常巨星、4亞巨星、5矮星、6亞矮星、7白矮星。太陽的光譜型為g2v，顏色偏黃，有效溫度約5,770k。a0v型星的色指數(shù)平均為零，溫度約10,000k。恒星的表面有效溫度由早o型的幾萬度到晚型的幾千度，差別很大。

    離地球最近的恒星是太陽。其次是處于半人馬座的比鄰星，它發(fā)出的光到達(dá)地球需要43年。

    恒星的星等相差很大，這里面固然有恒星本身發(fā)光強(qiáng)弱的原因，但是離開我們距離的遠(yuǎn)近也起著顯著的作用。測定恒星距離最基本的方法是三角視差法，此法主要用于測量較近的恒星距離，過程如下，先測得地球軌道半長徑在恒星處的張角（叫作周年視差），再經(jīng)過簡單的運(yùn)算，即可求出恒星的距離。

    這是測定距離最直接的方法。在十六世紀(jì)哥白尼公布了他的日心說以后，許多天文學(xué)家試圖測定恒星的距離，但都由于它們的數(shù)值很小以及當(dāng)時(shí)的觀測精度不高而沒有成功。直到十九世紀(jì)三十年代后半期，才取得成功。

    然而對大多數(shù)恒星說來，這個(gè)張角太小，無法測準(zhǔn)。所以測定恒星距離常使用一些間接的方法，如分光視差法、星團(tuán)視差法、統(tǒng)計(jì)視差法以及由造父變星的周光關(guān)系確定視差，等等。這些間接的方法都是以三角視差法為基礎(chǔ)的。自二十世紀(jì)二十年代以后，許多天文學(xué)家開展這方面的工作，到二十世紀(jì)九十年代初，已有0多顆恒星的距離被用照相方法測定。在二十世紀(jì)九十年代中期，依靠“依巴谷”衛(wèi)星進(jìn)行的空間天體測量獲得成功，在大約三年的時(shí)間里，以非常高的準(zhǔn)確度測定了10萬顆恒星的距離。

    恒星的距離，若用千米表示，數(shù)字實(shí)在太大，為使用方便，通常采用光年作為單位。1光年是光在一年中通過的距離。真空中的光速是每秒30萬千米，乘一年的秒數(shù)，得到1光年約等于946萬億公里。

    恒星的亮度常用星等來表示。恒星越亮，星等越小。在地球上測出的星等叫視星等；歸算到離地球326光年處時(shí)的星等叫絕對星等。使用對不同波段敏感的檢測元件所測得的同一恒星的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等系統(tǒng)之一是u（紫外）b（藍(lán)）、v（黃）三色系統(tǒng)。b和v分別接近照相星等和目視星等。二者之差就是常用的色指數(shù)。太陽的v=2674等，絕對目視星等= 483等，色指數(shù)bv=063，ub=012。由色指數(shù)可以確定色溫度。

    恒星的真直徑可以根據(jù)恒星的視直徑（角直徑）和距離計(jì)算出來。常用的干涉儀或月掩星方法可以測出小到001的恒星的角直徑，更小的恒星不容易測準(zhǔn)，加上測量距離的誤差，所以恒星的真直徑可靠的不多。

    根據(jù)食雙星兼分光雙星的軌道資料，也可得出某些恒星直徑。對有些恒星，也可根據(jù)絕對星等和有效溫度來推算其真直徑。用各種方法求出的不同恒星的直徑，有的小到幾公里量級，有的大到10公里以上。

    恒星的大小相差也很大，有的是巨人，有的是侏儒。地球的直徑約為12900千米，太陽的直徑是地球的109倍。巨星是恒星世界中個(gè)頭最大的，它們的直徑要比太陽大幾十到幾百倍。超巨星就更大了，有一顆叫做柱一的雙星，伴星的直徑為太陽的150倍。紅超巨星心宿二(即天蝎座α）的直徑是太陽的883倍；紅超巨星參宿四(即獵戶座α）的直徑是太陽的1200倍，假如它處在太陽的位置上，那么它的大小幾乎能把木星也包進(jìn)去。

    它們還不算最大的，仙王座vv是一對雙星，它的主星a的直徑是太陽的16001900倍；wohg62直徑為太陽的2000倍。大犬座vy更可達(dá)到3063億公里的直徑。這些巨星和超巨星都是恒星世界中的巨人。

    看完了恒星世界中的巨人，我們再來看看它們當(dāng)中的侏儒。在恒星世界當(dāng)中，太陽的大小屬中等，比太陽小的恒星也有很多，其中最突出的要數(shù)白矮星和中子星了。白矮星的直徑只有幾千千米，和地球差不多，中子星就更小了，它們的直徑只有20千米左右，白矮星和中子星都是恒星世界中的侏儒。

    我們知道，一個(gè)球體的體積與半徑的立方成正比。如果拿體積來比較的話，上面提到的柱一就要比太陽大八百多億倍，而中子星就要比太陽小幾百萬億倍。由此可見，巨人與侏儒的差別有多么懸殊。

    科學(xué)家發(fā)現(xiàn)，宇宙里的恒星總數(shù)可能是我們估計(jì)數(shù)值的3倍，也就是說宇宙里有3x1023(10的23次冪）顆恒星，比地球上的所有海灘和沙漠里的總沙粒數(shù)更多，這大大增加了在地球以外的其他世界發(fā)現(xiàn)外星生命的可能性。

    科學(xué)家們表示，宇宙中的恒星數(shù)量可能一直以來被嚴(yán)重低估，真實(shí)的恒星數(shù)量可能有設(shè)想數(shù)字的三倍。這種低估主要涉及不同星系中那些溫度較低、亮度暗淡的矮星。如果被證實(shí)，它將有可能改寫科學(xué)家們原有對星系形成和演化的認(rèn)識。那些存在于其他星系的矮星太暗淡了，它們的質(zhì)量僅有太陽的三分之一。”

    因此，一般采用的方法是對那些亮星進(jìn)行計(jì)數(shù)，并按照銀河系中的比例去估算看不見的暗星的數(shù)量。如每發(fā)現(xiàn)一顆亮度類似太陽的恒星，就應(yīng)當(dāng)就100顆左右看不見的矮星。

    由于矮星溫度較低，它們的輻色和波段是不同于其他較亮的恒星的。因此，通過觀測整個(gè)星系在這一特定顏色或波段上的輻射強(qiáng)度和特征，是有可能反推出產(chǎn)生這樣強(qiáng)度的輻射需要多少矮星的。

    他們以此為依據(jù)，對8個(gè)橢圓星系進(jìn)行了觀測和計(jì)算。結(jié)果顯示在橢圓星系中，類似太陽的主序星和看不見的矮星的比例達(dá)到1000~2000:1，而非銀河系中的大約100:1。因此，一個(gè)典型的橢圓星系（一般認(rèn)為包含3000億顆恒星），實(shí)際應(yīng)包含1萬億甚至更多恒星。而在宇宙中，橢圓星系占到星系總量的大約三分之一，因此，他們得出結(jié)論宇宙中的恒星總數(shù)至少是現(xiàn)有估計(jì)值的三倍。

    與在地面實(shí)驗(yàn)室進(jìn)行光譜分析一樣，我們對恒星的光譜也可以進(jìn)行分析，借以確定恒星大氣中形成各種譜線的元素的含量，當(dāng)然情況要比地面上一般光譜分析復(fù)雜得多。

    多年來的實(shí)測結(jié)果表明，正常恒星大氣的化學(xué)組成與太陽大氣差不多。按質(zhì)量計(jì)算，氫最多，氦次之，其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、鎂、鐵、硫等。但也有一部分恒星大氣的化學(xué)組成與太陽大氣不同，例如沃爾夫－拉葉星，就有含碳豐富和含氮豐富之分（即有碳序和氮序之分）在金屬線星和a型特殊星中，若干金屬元素和超鈾元素的譜線顯得特別強(qiáng)。但是，這能否歸結(jié)為某些元素含量較多，還是一個(gè)問題。

    理論分析表明，在演化過程中，恒星內(nèi)部的化學(xué)組成會(huì)隨著熱核反應(yīng)過程的改變而逐漸改變，重元素的含量會(huì)越來越多，然而恒星大氣中的化學(xué)組成一般卻是變化較小的。

    以質(zhì)量來計(jì)算，恒星形成時(shí)的比率大約是70的氫和28的氦，還有少量的其他重元素。因?yàn)殍F是很普通的元素，而且譜線很容易測量到，因此典型的重元素測量是根據(jù)恒星大氣層內(nèi)鐵含量。由于分子云的重元素豐度是穩(wěn)定的，只有經(jīng)由超新星爆炸才會(huì)增加，因此測量恒星的化學(xué)成分可以推斷它的年齡。重元素的成份或許也可以顯示是否有行星系統(tǒng)。

    被測量過的恒星中含鐵量最低的是矮星he13272326，鐵的比率只有太陽的廿萬分之一。對照知下，金屬量較高的是獅子座μ，鐵豐度是太陽的一倍，而另一顆有行星的武仙座14則幾乎是太陽的三倍。也有些化學(xué)元素與眾不同的特殊恒星，在它們的譜線中有某些元素的吸收線，特別是鉻和稀土元素。

    觀測發(fā)現(xiàn)，有些恒星的光度、光譜和磁場等物理特性都隨時(shí)間的推移發(fā)生周期的、半規(guī)則的或無規(guī)則的變化。這種恒星叫作變星。變星分為兩大類一類是由于幾個(gè)天體間的幾何位置發(fā)生變化或恒星自身的幾何形狀特殊等原因而造成的幾何變星；一類是由于恒星自身內(nèi)部的物理過程而造成的物理變星。

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