恒星的一生，恒星颜色和距离、质量的测定

恒星的一生，恒星颜色和距离、质量的测定

恒星是宇宙中的基本天体，它们不仅点缀着夜空，还承载着丰富的物理信息。通过观测恒星的颜色、距离和质量，天文学家能够揭示宇宙的奥秘。本文将带你走进恒星的物理世界，了解这些神秘天体的测量方法。

恒星的颜色

如果仔细观察，我们还会发现夜空中恒星的颜色是有差异的。例如天蝎座亮星“心宿二”的颜色看上去就是橘红色的；而大犬座亮星天狼星的颜色看上去是“蓝白色”的。那么恒星为什么会有不同的颜色呢？

这其实同恒星的表面温度有关。天文学家们发现，表面温度越高的恒星，颜色就越偏蓝，而表面温度越低则越偏向红色。这又是为什么呢？

不同温度下的黑体辐射能量与频率的关系

天体物理学家们经过细致的观测和研究后发现这同恒星的物理性质有关。恒星可以看作是一个不断向外界辐射能量的等离子球，这种辐射能量的特性非常近似于一种理想的物理学模型——黑体。黑体是什么？简单来说，黑体是这样的一种物体：它可以吸收周围所有的辐射能量（没有反射和透过），同时它又会将吸收的能量全部辐射出去。从黑体辐射的曲线图上，便可以看出不同表面温度的恒星所呈现出的不同颜色。例如一颗表面温度是4000K（开氏温标）的恒星，发出的红色光比蓝紫色的光要多。而表温度是7000K的恒星，发出的蓝紫色光比红色光多。

恒星的光谱类型

前面提到过，恒星不同颜色光的亮度会有不同。天文学家通过分光测光的方法可以绘制出恒星的辐射曲线图，只要同黑体辐射的曲线图相比较，就可以确定恒星的表面温度是多少了。这是一种测量恒星表面温度的方法。根据恒星表面温度的不同，天文学家把恒星划分为七种类型：O、B、A、F、G、K、M。这就是常用的恒星哈佛分类法。我们的太阳属于G型星中的2V亚型。

恒星距离的测量

恒星距离的测量一直都是天体测量学的重要内容之一。由于恒星距离我们十分遥远，精确测量它们到地球的距离有一定的难度。为此天文学家们还是想出了很多好的办法。

1、周年视差法

早在18世纪，天文学家伽利略在《关于托勒密和哥白尼两大世界体系的对话》一书中就提出，可以利用地球公转造成的恒星视差来测量恒星的距离。但那时天文仪器的精度还不足以测量出由于地球公转产生的那极其微小的天体视差。直到1838年，德国天文学家贝塞尔利用夫琅禾费制造的16厘米口径天文望远镜首次测得了天鹅座61星的周年视差。开启了视差法测量恒星距离的时代。

周年视差法

所谓周年视差是指由于地球公转导致的恒星在背景星空中位置的移动。天文学家只要观测到这种微小的移动就可以计算出这颗恒星到地球的距离。不过这种测量方法有一定的局限性。显然，随着被测量恒星与地球距离的增加，由周年视差导致恒星在背景星空的移动就会越来越小。当距离远到一定程度时，天文观测仪器也无法测量到恒星的位移。

这种恒星距离的测量方法还带来了一个天文学中的距离单位：秒差距。当一颗恒星周年视差角的一半为1角秒时（上图中的θ角），恒星到地球的距离就是1秒差距（英文缩写：1pc）。1秒差距=3.262光年。实际上，在天文学中秒差距这个单位比光年更加常用。

2、光度测量法

恒星的光度是指恒星向外界辐射能量的总和。它和之前所说的亮度不同。亮度只是我们观测到的恒星辐射的能量，但恒星的能量辐射是朝向四面八方的，我们观测到的实际上只是极其微小的一部分。但光度和亮度之间也存在关联，天文学家可以通过对恒星光度的测量获得恒星的绝对星等。绝对星等与视星等之间是通过恒星到地球的距离联系起来的。知道了绝对星等就可以计算出恒星到地球的距离。这样一来就把测量距离的问题转化成了测量天体的光度。

测量天体的光度有两种常用的方法：

1)分光法。前面提到通过分光测光可以获得恒星表面的温度，而通过恒星的表面温度就可以得到恒星的光度。

2)造父视差法。天文学家观测到宇宙中有一类恒星，它的亮度呈现出周期性的变化。而亮度变化的周期与恒星的光度存在联系，这种变星被称作“造父变星”。只要测量恒星光度的变化周期（光变周期）就可以知道恒星的光度。1924年天文学家艾德温·哈勃通过观测仙女座大星系中的造父变星才确认它是河外星系而非银河系内的天体。

另外，测量恒星的距离还可以使用谱线红移法。在观测非常遥远的天体时，天文学家们发现天体的光谱会向红色端移动。这种现象被称作“红移”。天文学家艾德温·哈勃在对遥远天体的观测中发现了红移的大小与天体距离的关系：红移量越大的天体距离我们就越遥远。只要能够确定天体发射出来光红移量的大小，便可以确定天体到地球的距离。红移量的大小可以通过对天体的光谱观测获得。之所以遥远的天体会出现红移现象，大多数天文学家认为是由于宇宙不断膨胀导致的。

除了以上提到的三种方法，其实还有很多的方法可以用来测量恒星到地球的距离。只不过上面说到的几种方法适用性更强。

恒星质量的测量

质量的测量对于恒星研究非常重要。因为恒星的许多物理性质、甚至恒星的寿命都与质量的大小有关。

1)质光关系法。天文学家们发现，许多恒星的质量大小与它的光度存在一定的关联。对处于某些演化阶段的恒星而言，光度越大就意味着质量也越大。只要能够测定恒星的光度就可以计算得到恒星的质量。

2)双星法。对处于双星系统的中恒星，它们的运动规律依然符合“开普勒第三定律”。可以通过测量恒星运动的轨道和周期计算恒星的质量。当然，这种方法只适合双星系统中的恒星。

3)引力红移法。爱因斯坦在广义相对论中指出，只要是存在质量的物体就会在它周围形成引力场。当光从引力场中辐射出来会发生什么现象呢？爱因斯坦认为光会发生红移。1960年代，引力红移被试验所证实。引力红移的大小与产生引力场的物体质量密切相关。通过测量红移量便可以计算得到产生引力场的天体质量。同样，引力红移是可以通过对天体的光谱观测获得。

可见，天文学家们无论是测量恒星的距离还是质量，都是通过观测恒星的明暗（光度）和颜色（光谱）来实现的。换句话说，天文学家们和我们一样看到的都是星光，只不过他们能从星光中获得更多有关恒星的信息。