称谱线的自然宽度。 谱线不仅有自然宽度，而且许多物理上和力学上的原因都会使 谱线的形状和宽度发生改变。物理上的原因如：辐射原子和扰动粒子 的碰撞会引起谱线的形状和宽度发生改变，称碰撞阻尼（或称碰撞致 宽)：湍流（恒星大气内气体团的运动）也会引起谱线的形状和宽度 发生改变，这种机制是罗斯兰德(S.Rosseland)在1928年首先提出 来的，称湍动致宽；恒星表面磁场和电场的存在会使谱线发生分裂， 前者由荷兰物理学家塞曼(P.Zeeman,1865-1943年)于1896首先发 现，称塞曼效应，后者由德国物理学家斯塔克(J.Stak,1874-1957年) 于1913年首先发现，称斯塔克效应。力学上的原因主要指多普勒致 宽，是由原子或原子集团运动的多普勒效应引起的谱线致宽现象，如 恒星大气的对流、膨胀、脉动和恒星的自转等都会引起谱线形状和宽 度的改变。 通过实测手段可获得天体的谱线轮廓（光谱线的能量随波长的 相对分布)和等值宽度（吸收线的总吸收或发射线的总发射），然后 根据一定的假设条件来推算理论的谱线轮廓和等值宽度，通过两者的 对比，就可以获得恒星大气温度、压力、密度、电子浓度、磁场强度 以及天体的自转与脉动等各种物理参数。 大约到1910年，对于相当大量的恒星，可以得到两项独立的信 息。第一项是光谱型，即恒星的色指数，代表恒星的表面温度，它们 彼此紧密地联系在一起。第二项是很难确定的恒星距离，这使得人们 能够把“视星等”（亮度）换算成“绝对星等”或“光度”（以太阳光
称谱线的自然宽度。 谱线不仅有自然宽度，而且许多物理上和力学上的原因都会使 谱线的形状和宽度发生改变。物理上的原因如：辐射原子和扰动粒子 的碰撞会引起谱线的形状和宽度发生改变，称碰撞阻尼（或称碰撞致 宽）；湍流（恒星大气内气体团的运动）也会引起谱线的形状和宽度 发生改变，这种机制是罗斯兰德（S.Rosseland）在 1928 年首先提出 来的，称湍动致宽；恒星表面磁场和电场的存在会使谱线发生分裂， 前者由荷兰物理学家塞曼（P.Zeeman, 1865-1943 年）于 1896 首先发 现，称塞曼效应，后者由德国物理学家斯塔克（J.Stark, 1874-1957 年） 于 1913 年首先发现，称斯塔克效应。力学上的原因主要指多普勒致 宽，是由原子或原子集团运动的多普勒效应引起的谱线致宽现象，如 恒星大气的对流、膨胀、脉动和恒星的自转等都会引起谱线形状和宽 度的改变。 通过实测手段可获得天体的谱线轮廓（光谱线的能量随波长的 相对分布）和等值宽度（吸收线的总吸收或发射线的总发射），然后 根据一定的假设条件来推算理论的谱线轮廓和等值宽度，通过两者的 对比，就可以获得恒星大气温度、压力、密度、电子浓度、磁场强度 以及天体的自转与脉动等各种物理参数。 大约到 1910 年，对于相当大量的恒星，可以得到两项独立的信 息。第一项是光谱型，即恒星的色指数，代表恒星的表面温度，它们 彼此紧密地联系在一起。第二项是很难确定的恒星距离，这使得人们 能够把“视星等”（亮度）换算成“绝对星等”或“光度”（以太阳光
度为单位)，恒星的光度或亮度是由恒星表面辐射出的光能决定的。 因此，颜色和亮度是恒星能被直接观测的特征，恒星的亮度-颜色关 系就是我们常说的赫·罗图，按照发明者命名，就是 Hertzsprung-Russell图。天文学家常用的光度-温度图就是赫罗图转换 来的。I913年普林斯顿大学的亨利·诺里斯，罗素(Henry Norris Russell, 1877-1957年)利用他认为合理可靠的所有恒星的距离画出了这样一 幅图[图见米歇尔·霍斯金：《剑桥插图天文学史》，江晓原关增建钮卫星译， p283,山东书报出版社]。图中明显地显示出大部分恒星都位于左上端到 右下端的称为主星序的斜带内。这些恒星属于矮星，而斜带右上侧则 散布着一些巨星。他的部分工作被罗森伯格(H.O.Rosenberg, 1879-1940年)和赫兹普隆(Ejnar Hertzprung,1873-1967年)领先了 一二年，他们分别对昴星团和毕星团的每一颗恒星画了类似的图。任 何一个星团内的恒星几乎都处在同一个距离上，它们的视星等与绝对 星等紧密相关。罗素还根据赫罗图提出了一个后来被学术界否定的恒 星演化假说。 1924年，剑桥的爱丁顿（A.S.Eddington,1882-1944年)收集了 可得到的信息，发现恒星质量可以小到五分之一太阳质量，大到25 倍太阳质量。他令人信服地指出，这些恒星的质量与它们的绝对星等 之间有非常紧密的关系，即存在着一种所谓的质光关系，大质量的恒 星有大的光度一一25倍太阳质量的恒星发射出的能量是太阳的4000 倍。在建立质光关系时，爱丁顿根据恒星内部结构理论还发现，恒星 的光度不仅依赖于它的质量，而且在相当大的程度上依赖于氢的相对
度为单位），恒星的光度或亮度是由恒星表面辐射出的光能决定的。 因此，颜色和亮度是恒星能被直接观测的特征，恒星的亮度-颜色关 系 就 是 我 们 常 说 的 赫 - 罗 图 ， 按 照 发 明 者 命 名 ， 就 是 Hertzsprung-Russell 图。天文学家常用的光度-温度图就是赫罗图转换 来的。1913 年普林斯顿大学的亨利•诺里斯•罗素（Henry Norris Russell, 1877-1957 年）利用他认为合理可靠的所有恒星的距离画出了这样一 幅图[图见米歇尔•霍斯金：《剑桥插图天文学史》，江晓原 关增建 钮卫星 译， p283,山东书报出版社]。图中明显地显示出大部分恒星都位于左上端到 右下端的称为主星序的斜带内。这些恒星属于矮星，而斜带右上侧则 散布着一些巨星。他的部分工作被罗森伯格（H.O.Rosenberg, 1879-1940 年）和赫兹普隆（Ejnar Hertzprung, 1873-1967 年）领先了 一二年，他们分别对昴星团和毕星团的每一颗恒星画了类似的图。任 何一个星团内的恒星几乎都处在同一个距离上，它们的视星等与绝对 星等紧密相关。罗素还根据赫罗图提出了一个后来被学术界否定的恒 星演化假说。 1924 年，剑桥的爱丁顿（A.S.Eddington, 1882-1944 年）收集了 可得到的信息，发现恒星质量可以小到五分之一太阳质量，大到 25 倍太阳质量。他令人信服地指出，这些恒星的质量与它们的绝对星等 之间有非常紧密的关系，即存在着一种所谓的质光关系，大质量的恒 星有大的光度——25 倍太阳质量的恒星发射出的能量是太阳的 4000 倍。在建立质光关系时，爱丁顿根据恒星内部结构理论还发现，恒星 的光度不仅依赖于它的质量，而且在相当大的程度上依赖于氢的相对
丰度。为了和观测结果相符，爱丁顿大胆地作出假设，在太阳和恒星 中氢的丰度达到35%，这在当时是一个富有革命性的见解。在这以后， 人们通过进一步的研究才得知，氢的丰度实际上比爱丁顿所估计的还 要高得多。 早在1854年，德国物理学家赫姆霍兹(H.von.Helmholtz, 1821-1894年)提出太阳的能源来自于自身的引力收缩，罗素1913 年提出的恒星演化理论正是建立在这一见解基础上的。但按照这种见 解推出的太阳年龄，最多只有2000万年，而一些地质学家在20世纪 初定出地球的年龄至少已有10亿年。这样，赫姆霍兹的见解就很难 站得住脚了。相对论问世后，爱因斯坦(A.Einstein,1879-1955年) 的质能关系式提供了恒星能源的巨大潜力，有人企图用质子与电子的 相互湮灭并释放大量能量来解释恒星的能源，这种说法似乎还可以挽 救罗素的演化理论。但具体的计算表明，象太阳那样的恒星若损失其 质量的大部分所发出的能量可维持太阳消耗1012年，这个年龄太大 了，比用其他方法推算的太阳年龄大了好几个数量级：同时1932年 发现了中子，接着人们又得知电子和质子挤在一起并不湮灭，而是成 为中子。因此，淹灭说是站不住脚的。1937-1938年，德国的魏兹泽 克(C.F.von Weizsacker)和美国的贝特(H.A.Bethe,l906-)相继提出 了在恒星中可能存在的由4个氢核聚变为一个氦核的两种原子核反 应一一质子质子反应和碳氮循环。在这种聚变中，大概只有不到百 分之一的质量转变为能量，由它推出的太阳型恒星具有1010量级的寿 命，这和从其他方面获得的资料颇为符合。魏兹泽克和贝特还指出
丰度。为了和观测结果相符，爱丁顿大胆地作出假设，在太阳和恒星 中氢的丰度达到 35%，这在当时是一个富有革命性的见解。在这以后， 人们通过进一步的研究才得知，氢的丰度实际上比爱丁顿所估计的还 要高得多。 早在 1854 年，德国物理学家赫姆霍兹（H.von.Helmholtz, 1821-1894 年）提出太阳的能源来自于自身的引力收缩，罗素 1913 年提出的恒星演化理论正是建立在这一见解基础上的。但按照这种见 解推出的太阳年龄，最多只有 2000 万年，而一些地质学家在 20 世纪 初定出地球的年龄至少已有 10 亿年。这样，赫姆霍兹的见解就很难 站得住脚了。相对论问世后，爱因斯坦（A.Einstein, 1879-1955 年） 的质能关系式提供了恒星能源的巨大潜力，有人企图用质子与电子的 相互湮灭并释放大量能量来解释恒星的能源，这种说法似乎还可以挽 救罗素的演化理论。但具体的计算表明，象太阳那样的恒星若损失其 质量的大部分所发出的能量可维持太阳消耗 10 12 年，这个年龄太大 了，比用其他方法推算的太阳年龄大了好几个数量级；同时 1932 年 发现了中子，接着人们又得知电子和质子挤在一起并不湮灭，而是成 为中子。因此，淹灭说是站不住脚的。1937-1938 年，德国的魏兹泽 克（C.F.von Weizsacker）和美国的贝特（H.A.Bethe,1906-）相继提出 了在恒星中可能存在的由 4 个氢核聚变为一个氦核的两种原子核反 应——质子-质子反应和碳氮循环。在这种聚变中，大概只有不到百 分之一的质量转变为能量，由它推出的太阳型恒星具有 10 10量级的寿 命，这和从其他方面获得的资料颇为符合。魏兹泽克和贝特还指出
在象太阳那样的质量较小的恒星中，“碳氮循环”越来越占重要的地 位。核聚变反应，特别是碳氮循环这种核聚变反应，能量产生的速率 与恒星内部温度的关系十分密切。质量和光度越大的恒星，其中心温 度便越高，产生能量的速率便十分迅猛地增加，因而大质量大光度的 恒星的寿命要比质量和光度较低的恒星短得多。魏兹泽克和贝特的理 论揭示了恒星的能源本质，有力地推动了恒星演化理论的发展。 20世纪初，物理学家金斯(James Jeans.,1877-1946年)提出 了一个关于“分解”的一般性理论。他声称，刚开始时宇宙中充满了 乱糟糟的气体，而天文系统则是通过一个分解过程依次形成的：“星 云来自混乱气体，恒星来自星云，行星来自恒星，卫星来自行星。” 现在我们依然认为宇宙分解生成星系，星系分解生成恒星，但不再认 为恒星分解生成行星了，并怀疑行星是否通常分解生成月球这样的卫 星。太阳系由太阳、地球及其他行星组成，大约形成于50亿年前， 当时宇宙的年龄只有现在的1/3到1/2。我们可以设想，太阳起源于 星云中的一小块尘埃，后来小块尘埃变成了又暗又冷的气体和尘埃球 一一原恒星一一其典型的质量是现在太阳的两倍，由氢气和质量约占 25%的氦以及其他一些重元素构成，其中重元素的质量至多占总质量 的2%。 根据赫罗图的框架，大部分恒星的生命历史可以分为以下几个 阶段：(1)原恒星阶段。原恒星因引力收缩，从赫罗图的右上方下降 走向主星序。起先恒星由引力收缩提供能源，后来恒星核心产生了氢 聚变为氦的核反应。(2)主序星阶段。恒星进入主序星后，成为主序
在象太阳那样的质量较小的恒星中，“碳氮循环”越来越占重要的地 位。核聚变反应，特别是碳氮循环这种核聚变反应，能量产生的速率 与恒星内部温度的关系十分密切。质量和光度越大的恒星，其中心温 度便越高，产生能量的速率便十分迅猛地增加，因而大质量大光度的 恒星的寿命要比质量和光度较低的恒星短得多。魏兹泽克和贝特的理 论揭示了恒星的能源本质，有力地推动了恒星演化理论的发展。 20 世纪初，物理学家金斯（James Jeans，1877-1946 年）提出 了一个关于“分解”的一般性理论。他声称，刚开始时宇宙中充满了 乱糟糟的气体，而天文系统则是通过一个分解过程依次形成的：“星 云来自混乱气体，恒星来自星云，行星来自恒星，卫星来自行星。” 现在我们依然认为宇宙分解生成星系，星系分解生成恒星，但不再认 为恒星分解生成行星了，并怀疑行星是否通常分解生成月球这样的卫 星。太阳系由太阳、地球及其他行星组成，大约形成于 50 亿年前， 当时宇宙的年龄只有现在的 1/3 到 1/2。我们可以设想，太阳起源于 星云中的一小块尘埃，后来小块尘埃变成了又暗又冷的气体和尘埃球 ——原恒星——其典型的质量是现在太阳的两倍，由氢气和质量约占 25%的氦以及其他一些重元素构成，其中重元素的质量至多占总质量 的 2%。 根据赫罗图的框架，大部分恒星的生命历史可以分为以下几个 阶段：（1）原恒星阶段。原恒星因引力收缩，从赫罗图的右上方下降 走向主星序。起先恒星由引力收缩提供能源，后来恒星核心产生了氢 聚变为氦的核反应。（2）主序星阶段。恒星进入主序星后，成为主序
星。恒星由核心氢聚变为氦的核反应提供稳定的能源，是恒星一生中 最稳定、时间最长的阶段。而且质量越小的恒星，停留在主序星阶段 的时间越长，恒星的寿命也越长。(3)红巨星阶段。恒星中心氢逐渐 耗尽，氦核不断增大，大到一定程度时，恒星迅速离开主星序，向赫 罗图右上方演化，穿过赫兹普隆空区成为红巨星。红巨星阶段恒星由 核心氦聚变为碳的核反应，以及包围氦核的氢壳层中氢聚变为碳的核 反应足以维持辐射的巨额能量。(4)不稳定阶段。恒星经历红巨星阶 段之后，体积收缩，表面温度升高，沿赫罗图巨星序向左移动，进入 不稳定阶段，成为不断脉动的造父变星，并产生如新星、超新星那样 的爆发现象。(5)致密星阶段。恒星在赫罗图上向左穿过主星序，演 变为行星状星云的中心星，最后演变为白矮星、中子星之类的致密恒 星。以上就是一颗恒星通常的演化过程，但具体的演化过程又随质量 的不同而有差异。 1912年和1913年，维克托~赫斯(Victor Hess,1883-1964)和沃 纳.科尔赫斯特(Werner Kolhorster,.1887-1946)先后建造了载人升空 气球，并乘气球测量了不同高度下大气的电离情况，赫斯率先发现了 电离辐射源处于地外的证据。不久，人们就外推假定，宇宙辐射，或 按1925年罗伯特，密立根(Robert Millikan,1868-1953)命名的宇宙线， 是一种y辐射，其穿透性远远大于天然放射性中观察到的水平。1929 年，斯可别利岑(Dmitri Skobeltsyn,1892-1992)第一次记录下宇宙粒 子射线照片。1928年，汉斯·盖革(Hans Geiger,,1882-1954)和瓦尔 特米勒(Walther Muller,1905-1979)发明了盖革-米勒计数器，它可
星。恒星由核心氢聚变为氦的核反应提供稳定的能源，是恒星一生中 最稳定、时间最长的阶段。而且质量越小的恒星，停留在主序星阶段 的时间越长，恒星的寿命也越长。（3）红巨星阶段。恒星中心氢逐渐 耗尽，氦核不断增大，大到一定程度时，恒星迅速离开主星序，向赫 罗图右上方演化，穿过赫兹普隆空区成为红巨星。红巨星阶段恒星由 核心氦聚变为碳的核反应，以及包围氦核的氢壳层中氢聚变为碳的核 反应足以维持辐射的巨额能量。（4）不稳定阶段。恒星经历红巨星阶 段之后，体积收缩，表面温度升高，沿赫罗图巨星序向左移动，进入 不稳定阶段，成为不断脉动的造父变星，并产生如新星、超新星那样 的爆发现象。（5）致密星阶段。恒星在赫罗图上向左穿过主星序，演 变为行星状星云的中心星，最后演变为白矮星、中子星之类的致密恒 星。以上就是一颗恒星通常的演化过程，但具体的演化过程又随质量 的不同而有差异。 1912 年和 1913 年，维克托•赫斯（Victor Hess,1883-1964）和沃 纳•科尔赫斯特（Werner Kolhorster, 1887-1946）先后建造了载人升空 气球，并乘气球测量了不同高度下大气的电离情况，赫斯率先发现了 电离辐射源处于地外的证据。不久，人们就外推假定，宇宙辐射，或 按 1925 年罗伯特•密立根（Robert Millikan, 1868-1953）命名的宇宙线， 是一种γ辐射，其穿透性远远大于天然放射性中观察到的水平。1929 年，斯可别利岑（Dmitri Skobeltsyn,1892-1992）第一次记录下宇宙粒 子射线照片。1928 年，汉斯•盖革（Hans Geiger,1882-1954）和瓦尔 特•米勒（Walther Muller,1905-1979）发明了盖革-米勒计数器，它可