卞毓麟 上海科技教育出版社
赫羅圖是20世紀天文學中兩幅至為重要的圖之一，它是揭開恆星身世之謎的鑰匙。
孕育中的恆星
萬物皆有誕生、成長、衰老和死亡的過程，恆星也不例外。那麼，一顆恆星究竟如何度過其一生呢？（圖1）
圖1 星際雲的演化
一顆像太陽這樣的恆星，從孕育到長成大致可分7個階段，從成年到老死也可分為7個階段。
第1階段——星際雲 太空中有著許許多多遠比今日之太陽系大得多的星際雲。它們由非常稀薄的氣體和塵埃組成，最主要的成分是最簡單的化學元素——氫。星際雲自身的萬有引力驅使其氣體和塵埃不斷收縮，並分裂成較小的碎塊。恆星形成過程的「馬拉松」即由此起跑。
第2階段——星際雲的碎塊坍縮 坍縮中的碎塊體積變得越來越小，密度越來越大，隨著坍縮物質的勢能不斷轉化為動能，其內部溫度也不斷地升高。
第3階段——碎塊進一步碎裂和坍縮 越來越熱、物質越來越稠密的星際雲碎塊可能會繼續碎裂。而當碎裂過程終止時，質量堪與太陽相比的那些碎塊未來將會形成恆星。
第4階段——原恆星形成 星際雲碎塊坍縮成一個明亮而溫暖、主要發射紅外輻射的天體，稱為「原恆星」，但還算不上一顆真正的恆星。
再往後的進程，就可以用恆星在赫羅圖上的「演化程」來清晰地闡述了。而欲知赫羅圖的奧秘，尚須先熟悉恆星的光譜分類。
恆星光譜分類
1814年，德國光學家約瑟夫• 馮• 夫琅禾費用自己發明的分光鏡，發現太陽光譜裡有許多光譜線，「它們比背景的顏色暗一些，有些譜線差不多是完全暗黑的」。他發表的太陽光譜圖中，強弱寬窄各不相同的暗線多達500餘條，世稱「夫琅禾費線」。它們在光譜中的相對位置是固定不變的。夫琅禾費分別用大寫字母A、B、C、……，或小寫字母a、b、c、……來標記它們，這些記號一直沿用至今。
人們相信，分類法「可能是發現世界秩序的最簡單的方法」。正如生物學家對五花八門的物種進行卓有成效的分類一樣，天文學家也對大量恆星的光譜予以分類。義大利天文學家彼得羅• 安傑洛• 塞奇是恆星光譜分類工作的重要先驅者。他於1868年發表的分類體系將恆星光譜分成四大類。第一類的光譜中只有極少幾條光譜線；第二類的光譜與太陽光譜很相似；第三類的光譜中出現明暗相間的寬闊光譜帶，它們向著光譜的紅端逐漸減弱；第四類的光譜特徵與第三類正好相反，光譜帶朝向光譜紫端逐漸減弱。塞奇生前共對4000餘顆恆星的光譜作了分類，包括北半球肉眼可見的大多數恆星。
1890年，美國哈佛天文臺臺長愛德華• 查爾斯•皮克林領導的團隊正式採用從A到Q（除去J）的16個字母來表示不同的光譜類型。對數以萬計的恆星光譜逐一分類，由皮克林麾下的女傑安妮• 江普• 坎農最終完成。坎農進一步改善了分類法，削減了類別數目，調整了主要光譜類型的順序，按恆星表面溫度由高而低排列形成了如下的序列：O、B、A、F、G、K、M。（圖2）
圖2 不同類型的恆星光譜
有人為便於記憶，編了一句有趣的順口溜：Oh!Be A Fair Girl，Kiss Me! 其中每個詞的首字母恰與上述光譜型序列相同。坎農還將每個光譜型劃分成光譜特徵連續變化的10個子型，例如從B型過渡到A型便有B0、B1、B2、……、B9。這就是非常有名的「哈佛分類法」，如今依然在廣泛地應用。
坎農的工作導致了《亨利• 德雷珀星表》（簡稱《HD星表》）及其補編（簡稱《HDE 星表》）的誕生，它們包含了20餘萬顆恆星的光譜分類。皮克林去世後，坎農在新臺長哈羅• 沙普利領導下繼續奮戰。這位幾乎全聾的女性於1941年去世，生前共對近40萬顆恆星的光譜一一分類。她是美國首位享有世界聲譽的女天文學家。
圖3 （a）哈佛天文臺的物端稜鏡恆星光譜底片示例，
(b) 美國女天文學家坎農畢生奉獻給了恆星光譜分類
顏色和溫度
恆星的亮暗程度彼此不同，顏色也各有差異：心宿二（即天蠍座a）是紅色的，參宿七（即獵戶座b）是藍白色的……
恆星顏色的不同，緣於它們具有不同的表面溫度，分析恆星光譜有助於洞察顏色與表面溫度的關係。藍白星的表面溫度很高，大約是25000～40000 K；白星的溫度比藍白星低一些；紅橙星的溫度則比黃星和黃白星低；紅星的表面溫度更低，只有二三千K。20世紀中後期，還發現了不少以輻射紅外線為主、表面溫度更低的紅外星。
測出一顆恆星光譜在不同波長處的輻射能量分布，再和不同溫度的標準物體——黑體的光譜能量分布進行比較，就可以確定恆星表面的分光光度溫度了。
亮度和光度
在無月的晴夜，在不受人為光源幹擾的地方，常人肉眼可見的恆星共有6000多顆。公元前2世紀，恆星的明暗程度有6個等級，稱為「星等」：1等星最亮，全天有20來顆；人眼勉強能看見的是6等星。1等星的平均亮度約為6等星的100倍。
現代計量恆星亮度的方法已大為改進。1856年，英國天文學家諾曼• 羅伯特• 普森確立了星等和亮度之間的關係：若m1 和m2分別代表恆星1和恆星2的星等，E1和E2分別代表它們的亮度，則有m2-m1=-2.5logE2/E1。例如，當E2=100E1 時，即得m2-m1=–5。也就是說，亮度增大100倍，星等數就減小5。
在望遠鏡中看到的比6等更暗的星，依次為7等、8等……另一方面，比1等星更亮的，則為-1 等、-2等……總之，每個星等的亮度都是次一等的2.512倍。太陽是-26.7等，整個夜空中的第一亮星天狼星是-1.4等，兩者相差25.3個星等。由此易知，太陽要比天狼星亮(2.512)25.3 ≈ 130億倍！
上面說的是「視亮度」。為了考察恆星真正的發光本領，必須將它們置於離我們同樣遠的某個標準距離上進行比較。在天文學中將這個距離取為10秒差距，即32.6光年，或約300萬億千米。一顆恆星移到這麼遠時的視星等，稱為它的「絕對星等」。今天已經有不少辦法可以測定天體的距離。例如，太陽離地球約1.5億千米，而天狼星卻遠達8.6光年。若將太陽移到天狼星那麼遠，它的視亮度就會減弱到原先的三千億分之一。由此可知，太陽的實際發光能力其實只是天狼星的1/25。太陽的絕對星等是+4.8等，天狼星則是+1.3等。
恆星每秒鐘從其整個表面發出的總能量，叫做恆星的「光度」。絕對星等表徵了恆星光度的大小。例如，參宿七（獵戶座β）的絕對星等是-7.0，光度達太陽的52000倍；離太陽最近的恆星半人馬座比鄰星，絕對星等是+15.1，光度是太陽的1/13000。
光度大的恆星稱為「巨星」，光度小的叫做「矮星」。太陽，是一顆不算太「矮」的「矮星」。
赫羅圖問世
對大多數恆星而言，表面溫度越高，其光度也越大，即絕對星等的數值越小；表面溫度越低，光度就越小，即絕對星等的數值越大。
這一規律可以用恆星的「光譜- 光度圖」來表現（圖4）。用橫坐標代表恆星的光譜型，並標明與之相應的表面溫度；縱坐標代表恆星的光度，用絕對星等（或用太陽光度L⊙為單位）來表示。那麼，根據一顆恆星的光譜型和它的絕對星等數值，即可確定它在圖上應居什麼位置。例如，太陽的絕對星等為+4.8，光譜型為G2，便落在圖4中的「太陽」兩字處。
圖4 一些著名恆星的光譜- 光度圖（赫羅圖）
20世紀初，丹麥天文學家埃納爾• 赫茲普隆和美國天文學家亨利• 諾裡斯• 羅素各自獨立地作出了上述發現。赫茲普龍的研究結果以「恆星輻射」為題，於1905年和1907年發表在德國的《科學照相雜誌》上。但這不是天文專業刊物，故未引起天文界的關注。
圖5 丹麥天文學家赫茲普隆
1913年6月， 羅素在英國皇家天文學會非常簡要地作了《巨星和矮星》的報告，首次展示一幅光譜- 光度圖。同年12月，他在美國科學促進會與美國天文學會聯合召開的會議上宣讀著名論文《恆星光譜型與其他特徵之間的關係》，再次展示了他的光譜- 光度圖。1914年，此文在《大眾天文學》雜誌上發表。其中首次正式公布的光譜- 光度圖，同時在英國著名的《自然》雜誌上刊出。
圖6 1913 年12 月在美國天文學會會議期間
羅素（右4）與皮克林（前排左2）等合影，
會上羅素展示了他的光譜- 光度圖
在羅素的光譜- 光度圖（圖7）中，大多數恆星都落在從左上到右下的一條對角線上。這條對角線稱為「主星序」，簡稱「主序」。主序上的恆星稱為「主序星」，它們的光度隨著顏色變紅而下降。太陽大致就位於主序的中部。另有一些恆星彌散地分布在圖的上方，構成巨星支，它們的光度要比相同溫度的主序星高得多。
圖7 羅素於1914 年正式發表的第一幅光譜—光度圖，
通常被視為現代赫羅圖的原型
在20世紀30年代以前，光譜- 光度圖通常被稱為「羅素圖」。1933 年，丹麥著名天文學家本格特•丹尼爾• 斯特倫格倫據實強調了赫茲普龍的貢獻，並引入術語「赫茲普龍-羅素圖」，這一稱謂方始改變。後來，它又簡稱為「赫羅圖」。
在赫羅圖中，巨星的上方還有一些光度特大的星，稱為「超巨星」。圖的左下方有一些溫度高顏色白、但光度卻很小的恆星，稱為「白矮星」。羅素第一幅光譜- 光度圖的左下角有一顆星——波江座40B，乃是日後被確認的第一顆白矮星。
本文選自《現代物理知識》2014年第3期 時光摘編
《現代物理知識》
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