第二章　恒星的本性

人类守望星辰的一大半时代都只把星当作点缀夜空的闪烁的光点。很早就有古人注意到星辰集成种种显明的形状，尤其是星空能告诉夜间时刻和季候更为古人所常常利用。

天文学这种科学发展以来，好些世纪中差不多都还只限于直接围绕地球周围的天体，就是说太阳、月亮和明亮的行星。这些物体的特殊光明以及它们在星的天球背景上的运行都使它们赢得特别的注意。远处的恒星似乎是固定不变而且不可思议的，但它们却可做很适当的界标，可以标示出那些浪游者的行踪。也是因这缘故，才会很古就有了星图。

在哥白尼把太阳安放在它理应有的行星系统的中心统治者地位以后，渐渐地大家才明白了我们的太阳也只是一颗恒星，亮得多只因为距离近得多。于是恒星也渐渐被看作遥远的太阳，看作极大极热而且也许有行星卫星围绕着的物体。

我们研究获得的太阳的一切特征大概也都可以应用在恒星上。它们都是极热气体结成的极大的球形，有光球、色球、日珥、日冕之类。它们不停地向空中倾注极多的能量。但是即使肉眼也可以看出恒星并不都是太阳的准确复制品，其中有蓝色星、红色星，以及像太阳的黄色星。

除了几个显著的特色以外，望远镜并未增加我们对恒星本性的认识。不用说，望远镜使我们多见到许多肉眼看不到的星，但是最大的望远镜也还不能把一颗恒星展开成一个圆面以便我们研究其表面的。只是在几种特殊仪器发明了应用了以后，恒星自身的现象才被我们观测到。最先应用而且今日为研究恒星最有效的设备是分光仪。

星光的分析

天文学中应用的分光仪是分析天体的光的仪器。它借助于一枚或若干枚棱镜，或另外加一光栅，把光分散为一道色带，即“光谱”（spectrum），其中的颜色和彩虹一样。从可见光谱的一端到另一端次序是紫、靛、蓝、绿、黄、橙、红，其间还有渐次的等级。

用两架小望远镜对着棱镜。第一架望远镜从平常放眼睛的一端接受光线，此处的目镜以一道狭缝替代。当分光仪连上望远镜时，这狭缝便在其目镜的焦点上。光通过了狭缝之后由第一架小望远镜（平行光管collimator）的透镜造成平行，由此通过棱镜，这样成了光谱。用第二架小望远镜来看——但常常是摄影的。利用放在一部分狭缝上的反射望远镜，又可以随着天体的光谱摄得一已知物质（例如氢、铁等）的光谱。这种比较光谱只有用上述的狭缝分光仪才可能，但这却有一点不方便，就是一次只能显出一颗星的光谱。

另一种物端棱镜分光仪却有可以同时显出许多星的光谱的好处。这不过是一架望远镜在物镜前加上大棱镜而已。这样拍摄到的照片是望远镜所指的天区中星的光谱，一段短光谱表示一颗星。

天体的光谱分析实际上是由夫琅和费开始的（我们已经把他当作制造大望远镜的先驱介绍过了）。夫琅和费在1814年用自制分光仪考察日光，第一次见到许多细暗线经过光谱。他把光谱中从红色到紫色上面的显明的暗线用字母做符号，这系统至今还保留着。这样黄色区中两条紧紧相连的暗线便是D线（如图70所示）。

图70　夫琅和费谱线

1823年夫琅和费又第一个考察恒星的光谱。他也在其中发现了种种暗线花样，这些花样随着星的红色程度增加而复杂。这便要等到物理学家基尔霍夫（Kirchhoff）来用他的著名定律解释这些暗线的意义了。我们试述这定律的结论如下：

一种发光气体的光谱平常是黑暗背景上各种颜色的谱线的花样，花样也便因构成这气体的化学元素的不同而各有特色。正像一座无线电台用各种不同的波长播音都可以通过调谐检验出来，发光气体中每一化学元素也可以由它发射的特定的光的波长认出来。

一发光的固体、液体，甚至气体在某种特殊情形下发出连续光谱，就是说它发出各色的光——白光。如果有较冷的气体夹在我们与这光源中间，它便会从白光中吸收去恰与它所发相等的波长。这样联合的光谱便会是在原先的各色连续带上的暗线花样，这暗线花样便告诉我们加入干涉的气体的化学成分。恒星的暗线光谱的意义便是有些种选定的波长已被恒星大气从恒星光球所发的白光中筛去了。

恒星光谱的花样

恒星光谱的摄影研究已在哈佛天文台及其在秘鲁的阿雷基帕（Arequipa）分所（现已移非洲南部麻塞-尔波尔）进行了差不多一个世纪。这工作中用的是物端棱镜。全天各区的万千照片都妥善保存并且小心研究过了。这种精勤不倦的工作结果遂使35万颗以上的恒星光谱都知道了。只要查考一下HD 星表（The Henry Draper Catalogue，是哈佛大学天文台编纂的世界上第一个收录恒星光谱的大型星表；在1937年～1949年间出版的HD星表补编表使HD星表记录恒星数达到359083颗），便可以得到其中任何一颗星的亮度与谱型（Spectral class）。后一名词需要一点解释。

在所有研究过了的恒星光谱中，线的花样除了少数例外都可归并成一相连的序列。一颗待研究的星的光谱几乎一定配上这序列中的一处。这些花样平均隔开并用任意的字母BAFGKM代表，其中间相隔处都分为10部分。譬如说，我们研究一颗恒星的光谱，发现它的线纹花样正在标准花样BA的正中间，这颗恒星的谱型便是B5。这种表示恒星光谱的方便办法是哈佛天文台初创的，这称为德拉伯分类法（Draper classification）。

B型恒星光谱中氦线占优越地位。这种充满飞船气球的气体第一次从太阳光球中发现，因为在光谱中见到了生疏的线。氦星的例子是猎户座腰带三星正中一颗。

A型光谱，例如天狼、织女的光谱，有显著的氢线。最轻的元素氢是各型中都有的。这型星都是蓝色的，其线纹花样的连续也是从蓝到红的颜色的渐次排列。

F型星，如北极星及南极老人星（Canopus），都是带黄色星。其光谱中氢线较少，而钙、铁等金属线则甚繁多。

G型星中太阳是足为代表的。它是一颗黄色星，光谱中有数千道金属线。大角星属于K型星，其光谱中金属线更为显著。这一型之末以及M型星的红星，例如猎户座的参宿四及天蝎座的心宿二，其光谱中宽带褶纹及许多暗线都可看见了。

以上是光谱序中的主要部分。此外还公认了4型星，但其中的星合起来还不够全星数的百分之一。从前大家以为这一序列由蓝色星到红色星就表示了恒星的生命史。于是蓝色星便在幼年，太阳一类的黄色星在中年，而红色星便注定要越来越红，越来越暗，以至于最后消灭。一种较新的学说却主张红色星中一部分代表恒星的童年时代。恒星渐老便渐变黄变蓝，最后又反转来变红，这又是老年了。还有其他的关于恒星演化的学说出现。

恒星的温度

一块金属物在热得发蓝色时的温度比热得发红色时要高，我们也可依此推断蓝色星的大气温度比红色星的高。相当的研究证明了我们的推测不错，光谱序确实也代表温度降低的次序。恒星光谱的测验不仅证实了这桩事实，而且得出了各光谱型的恒星的温度值。还有，近年来又能够测出恒星所发的热量。

在论太阳一章中，我们曾指出测定太阳的温度可以用一片水在日光中，观测水的温度的升高而做一些计算。这种粗略的办法显然是不能适用于恒星的。帕第特（Pettit）与尼科尔森（Nicholson）用另一种方法也得到了同样的结果。他们利用威尔逊山的2.5米望远镜将一颗恒星的光聚焦在极小的热电偶（thermocouple）上，再由电流计（galvanometer）的偏转而观察其热效应。用这种方法他们可以测出一颗比肉眼能见的程度暗数百倍的星的热量，因此测出了星的温度。他们还用这方法测定行星以及月亮表面各部分的温度。

蓝色星的表面温度约自10 000摄氏度到20 000摄氏度，或者还要高。黄色星的表面温度约在6 000摄氏度上下，而最红的星的表面温度却只有2 000摄氏度上下了。但即使最冷的恒星也还是极热的。

光球之下的恒星温度随深度而大大增高，中心也许到了千百万度。我们对恒星发光的来源有比较一致的看法，即认为其巨大光能来自中心的热核反应，氢聚变为氦，然后聚变为碳、氮、氧……直到铁才渐渐停止。

巨星与白矮星

恒星的实际亮度或说“发光本领”（光度Luminosity）彼此之间是相差极大的。假如我们能把它们和太阳排在同等距离的一行上，就会发现它们的亮度有从太阳的万分之一到万倍以上的差距。实际上天文学家只观测恒星如果在某一标准距离上应有的光辉。至于它们距离如何测定却要等到下一章来说明。

我们且在一张方格纸上用一个点代表在一相当地方一颗已知其发光本领及谱型的恒星，图71便是这一类的“光谱光度简图”。其中水平线代表不同的谱型，自左而右，从蓝色星到红色星；垂直线代表不同的实际亮度，以太阳亮度为单位，自下而上逐渐升高。

代表大部分恒星（中有太阳）的点都傍着自左上方到右下方的斜线，这便是“主星序”（main sequence）。顺这斜线向右，星渐冷，也便渐红渐暗渐小。

图71　光谱——发光本领图解

在主星序之上有两群点代表的星，便是发光本领平均在太阳百倍左右的“巨星”（giant stars）以及比太阳亮数千倍的“超巨星”（supergiants）。我们考察某一特殊的星，例如红色M型星。既然它们颜色相同，表面温度也相同，而它们的表面亮度每平方米也必相同。这一型星中任何一颗的表面一平方米的亮度一定与另一颗同型星上同大小的表面亮度相等。巨星与超巨星能比同型的主序星明亮若干倍，这便表示其表面要更多若干平方米了，它们亮那么多倍只因它们大那么多倍。

图中还有另一小群点分开在左下角，这便是那种“白矮星”（white dwarf stars）。其中最著名的是天狼星的暗弱的伴星。它们既然比寻常白色星暗到千倍以上，自然也必更小千倍以上了。白矮星确乎不比主序星中红色星更暗，但要比它们更小，因为白色星的每一平方米要比红色星更为明亮。（不过相对中子星来说，白矮星要算大个了。中子星是恒星演化晚期产生的，是目前所知的宇宙中最密的物质了。）

图72　哈勃太空望远镜拍摄的天狼星A和天狼星B（左下方的伴星天狼B为白矮星）

恒星的大小

称量恒星的方法和称量行星的方法大致相同，也是利用它们加在邻近物体上的吸引力。我们已经说过，要精确测定出一颗没有卫星的孤立的行星（例如水星）的质量是很困难的。可是若有了卫星，问题便简单多了。要测定一颗单独的恒星的质量是更困难得多的。分离恒星的空间大得使一颗恒星加在另一颗上的引力效应不能观察出来。

幸而为了完成这种称量，望远镜发现了数千对星——双星，其中有许多都是相互旋转的。分光仪又显出了许多更接近的双星。在某特定距离上，公转周期愈短，两星合并的质量也愈大。只要把平均的分离距离及公转周期测定以后，计算这合并的质量就很容易了。而且，有时还能测定这双星系中单独的星的质量。

这种双星研究的惊人结论是恒星的质量差不多都很平衡，几乎都只是从太阳的1/5到5倍那样的差别。这些建筑宇宙的砖瓦的物质差不多都大致相等，而太阳也是其中很恰好的中等。它绝不是一颗二流以下的星，如有些人要我们相信的。因此我们很可以有一点合理的骄傲了。

我们考察图71时，已经得到了一些关于各类恒星的大小的知识了。那时会看出主序星中比太阳较蓝的要较大，较红的要较小，白矮星要小得很多，巨星要大得很多，而红色超巨星是所有星中最大的。根据我们由图表所得的情形而做的计算也得到上述的结论，而且还得到了单颗星的直径的大致可靠的值。直接测量一颗恒星的大小，像测量月亮和行星的直径一样的方法是不可能的，因为即使是在最大的望远镜中也没有一个恒星能呈现真正的圆面。如果我们记得这一点，那就难免要惊异天文学家的聪明，居然能从我们叫做星辰的光点中搜寻出那么多的意义来了。

自1920年以来，迈克尔逊（Michelson）式测量恒星直径的干涉仪已在威尔逊山应用了。起先和2.5米反射望远镜连接，后来分离，这种方法有些繁复，我们只说干涉仪测量有些恒星的直径结果极可满意就够了。已经测过的恒星心宿二，其直径为6.4亿千米。参宿四是第一颗被测量的，约有它一半大。这些红巨星的体积都是大得不可思议的。

既然恒星的质量大致平均，既然其中物质所占的空间却又大小相差如此之巨，恒星的密度也自然互相有极大不同了。在红巨星中物质的分布非常稀薄，例如心宿二就只有我们周围空气密度的1/3 000。

在另一极端，白矮星却又紧密得不可思议，其密度在以前还被认为不可能的。在大小方面，它们很像行星。在物质的量的方面，它们却可以和太阳相比。天狼星暗弱的伴星的平均密度约为水的3万倍。有人认为那颗星中的原子在那极高的温度下差不多全粉碎了，因此能有地球上不能得到的紧密物质。

虽然有似乎不可否认的证据，这一层要得到所有的天文学家与物理学家的承认似乎是困难的。确乎大家还可以不相信天狼的伴星能比水更密3万倍——换句话说，这颗星中一寻常玻璃杯的材料就有七八吨重——假如没有独立的证据来支持的话。依照相对性原理说，非常紧密的恒星的光谱中线纹定要向红方移动。天狼星的光谱中的这种移动已在威尔逊山和里克天文台两处观测到了。

变星

大多数恒星的光辉都是毫无变化的。当我们想到这极大的能量是由恒星光球流出的时候，我们定要惊异于恒星内部的有效的作用居然能够一秒一秒、一世纪一世纪，毫不变化地供给能量给光球。但是有许多恒星的辐射能量却并不经常不变，这种星叫做变星。我们姑且把因食而变光的星留到后面再讲。

鲸鱼座中的蒭藁增二（Mira）是远在1596年第一颗被认为变星的星。有时它只可在望远镜中看成9等星；有时它增亮了百倍以上，竟在肉眼看来也是一颗明星。这上下往复约11个月一周。蒭藁增二是许多的“长周期变星”（long period variables）一类的例子，这些都是红巨星或超巨星。许多别的红巨星，例如参宿四，变光很小而且极不规则。有几群星的变光却又部分可以预测。

图73　（左）蒭藁增二

图74　（右）参宿四

“造父变星”（cepheid variable stars）是现今讨论得最广泛的一种星，它们也确有极大价值，这在下章就要说明。这名称是从仙王座δ星（Delta Cephei）来的，那是这种变光的最初例证之一：标准的造父变星都是黄色超巨星。它们的变光在周期和方式两方面都极有规律，周期大半在一星期左右，虽然全数排起来要从1天到50天。这些星的变光不仅在量而且在质，在最亮时它们要比最暗时加蓝约一全谱型的程度。

造父变星中约有一半并不如上述那样标准。它们与其他恒星有许多相同点，却又有大大的不同。因为它们常出现于大球状星团，所以叫做“星团造父变星”（cluster type cepheids）。它们都是些蓝色星，变化周期约半日左右。其中没有一颗可以为肉眼所见。

通常假定造父变星（也许连所有的其他真变星都在内）的光的变化是因为这些星的脉冲。最简单地说来（或许又太简单了），这学说认为变星是十分规律地一涨一缩的。内部热量的多产使恒星亮起来蓝起来。它胀大，于是冷下去，因此又暗下去、红下去。这调整一过火，星又冷得不能不变了，于是再收缩。这种脉冲一经开始，便要继续一个长时期。这简单学说的一个明显的而且不易立刻逾越的困难，便是事实上造父变星的最亮时并不在它最紧缩的时候，却在这以后的周期的1/4的时候，那时它向外膨胀得十分厉害。显然这颗恒星变光问题是与恒星本性的整个问题有密切关系的。

恒星演化

从前把宇宙演化的理论看得比现在严重些的时候，大家相信星云是宇宙间最原始的材料形态。星云又怎样产生却不能明白了。星云便是最初的混沌，有秩序的恒星、行星之群都由此而生。200多年前，哲学家康德提出第一个星云假说。他选定星云做第一阶段，因为他看来这是不能继承其他物质的最简单的形态。在他看来，演化过程便是由简趋繁，这种观点在后来的学说上也大致传留了下来。拉普拉斯的关于宇宙演化的星云假说是其中最著名的一个，他把太阳系的发展特别研究了一下。

直到20世纪30年代，大家还大致假定恒星的发展是由于明亮星云（例如猎户座大星云）的凝缩。而且大家相信不同颜色的恒星便代表不同的年岁。年轻的星最热，因此是蓝色星。它们逐渐冷却凝缩便成为太阳之类的中年黄色星。到老年更冷了，便成为红色。它们的光又逐渐变红变暗，最后便消失了光芒。这古典理论并不是尽美尽善的。我们不能明白何以最热的星能是冷的星云的第二阶段。可是蓝色星与亮星云的亲密联结似乎又证明它们都极其年轻，例如昴星团中的蓝色星就裹在星云之中。但我们已知道这联结现在有了与前此不同的含义了。星云的明亮只因为附近有热的恒星。

原来的恒星演化学说是一条路线的过程，从稀薄的星云到密而暗的恒星。但在1913年，罗素（Russell）指出从蓝星到红星的程序有两支。一支包含比太阳更大更亮的巨星与超巨星，其中的红色星是最大最稀薄的；另一支包含较小的主序星（有太阳在内），这些星愈红便愈小愈密。为解说这新论据，又有恒星发展的新学说出来，在其后广为采用。恒星由暗星云凝缩而成，起初是大的红星，温度低，而且表面每平方米都并不亮，可是因为它们太大，所以也就成为最亮的星了。年纪一大，这颗星就变小。有一时期它们由凝缩而生的热量比辐射出去的多。它们越来越热，从红到黄又到蓝一直变色。此时凝缩减慢了，热量得到的比放出的少了，星又渐冷却，颜色由蓝而黄而红，最后停止发光。

两种学说都是以星云始，以暗星终。两者都以凝缩为要点。考察这些学说时，我们倒要知道是否将来有一时期中全没有星云而且一切星都消失不见。不过我们要记得这是讨论到一个极繁难的题目的先驱学说。宇宙发展过程极慢，因此也极难追求踪迹，我们又没有确切证据证明恒星不断地凝缩。

恒星的演化是一个漫长而复杂的过程。我们现在认为，恒星的终态有3类：其一，大质量恒星的燃料用完后炸掉自己，最终灰飞烟灭，其残片又重新聚集，也为新恒星的诞生提供了条件。其二，超新星爆发后留下一个中心天体（中子星或夸克星），发出规则的脉冲，表现为我们熟知的脉冲星。休伊士女士最初发现这些脉冲时，还以为是外星人的信号呢。其三，发生引力的进一步塌缩，形成恒星级别的黑洞。这也是目前科学界的热门话题之一。

新星

“新星”是一切星中最惊人的，而且也实在是一切天界现象最惊人的。它们被叫做“新星”（novae），其实并不是新生出的星，只是表面和大多数恒星一样永恒的暗弱的星，因为我们未知的缘故突然炸裂了而已。在几小时之内，它们由不可见而一直升到不知若干倍的明亮，在它们暂时的光芒绝顶时，它们有时可以比得上最亮的恒星，而更稀少的时候竟可比得上最亮的行星。以后它们又较迟缓地沉入黑暗中去。

最美的新星在1572年出现于仙后座中。它常被称为“第谷星”（Tycho’s star），因为那位著名天文学家虽非这颗星的第一个发现者，却是第一个观测者。那颗星突然升到和金星相等的亮度以后暗淡下去，约6个月以后消失不见。蛇夫座中的“开普勒星”（Kepler’s star）比木星还要明亮。这颗星在1604年出现于天空，整整一年半都可为肉眼所见——当时还没有望远镜可以继续看下去。

图75　（左）第谷超新星

图76　（右）开普勒超新星爆发后的遗骸

20世纪初有4颗很亮的新星出现。英仙座新星出现于1901年，比五车二亮一点。天鹰座新星出现于1918年，是300余年来最亮的一颗，超过所有的恒星——除了天狼。在两三天内它增加了差不多5万倍的亮度。天鹅座新星在1920年几乎和天津四一样亮，正在这北方大十字（天鹅座）之顶。绘架座新星（Nova pictoris）出现于1925年，最亮时达到一等。

这些都是突然出现的明亮新星。有许多新星最亮时也不能为肉眼所见，其中有的是借摄影而得，无疑还有许多升起衰落而未被人望见的。有人推测每年有至少20颗可为小望远镜看见的新星在我们周围恒星中突然出现，而此外还有无数颗在我们的银河系以外。

总之，新星并不是非常稀罕的，在恒星的悠长生命中大概每一颗都可以有这样特别炸裂的时候。但一想起我们的太阳也许有一天会这样炸裂，那就更加有趣了。这样的事件毫无疑问地要成为地球上生命的最大灾难。我们很惊奇在恒星平常和顺的动作中何以能生出这样的炸裂来。天文学家利用望远镜、分光仪、照片，得到了不少关于这种突变现象的资料。我们现在说，新星伴随着恒星的死亡而出现，是引力塌缩的后果。当晚期恒星的内核不再提供足够能源时，引力开始发挥巨大威力，通过一系列剧烈的物理过程，释放出巨大的能量。

现在已把我们所知的恒星各种特点考察了一遍，我们可以问一下本章题目所含的问题而加以简洁总括的答复了。恒星是什么？那位写“小星！小星！眨眨眼睛，我们真惊奇，你是什么东西？”的诗人是只安于惊奇的。天文学家也一样惊奇，但同时却坚决地要努力发现其中的道理。当然这也便是他的职责所在。他在这可以进行有效探索的短时期中所得成绩如何，我们已经看到了。

恒星是宇宙的能源仓库，是大自然建立复杂而巨大工程的砖块。它们都是极其炽热的气体的球，其中所含的气体的量各星相差得并不太远。但在大小方面却有极大的不同，其直径排列起来要从红色超巨星的几亿千米到白矮星的几万千米。前者平均比空气轻几千倍，后者却比水还重几万倍。在其中心，至少密度是极大而温度也高得不可思议。有的恒星变光，使人想到脉动；有的会炸裂。如是如是便是所谓恒星。

中子星

如果你为白矮星的巨大密度而惊叹不已的话，这里还有让你更惊讶的呢！现在介绍一种密度更大的恒星——中子星。它的密度为1011千克/立方厘米，也就是每立方厘米的质量竟为1亿吨之巨！对比起白矮星的每立方厘米几十吨，后者似乎又不值一提了。事实上，中子星的质量是如此之大，半径10千米的中子星的质量就与太阳的质量相当了。

同白矮星一样，中子星是处于演化后期的恒星，它也是在老年恒星的中心形成的。只不过能够形成中子星的恒星，其质量更大罢了。计算表明，当老年恒星的质量大于10个太阳的质量时，它就有可能最后变为一颗中子星，而质量小于10个太阳的恒星往往只能变化为一颗白矮星。

但是，中子星与白矮星的区别绝不只是生成它们的恒星质量不同。它们的物质存在状态是完全不同的。简单地说，白矮星的密度虽然大，但还在正常物质结构能达到的最大密度范围内——电子还是电子，原子核还是原子核。而在中子星里，压力是如此之大，白矮星中的简并电子压再也承受不起了：电子被压缩到原子核中，同质子中和为中子，使原子变得仅由中子组成，而几乎整个中子星就是由这样的原子核紧挨在一起形成的。可以这样说，中子星简直就是一个巨大的原子核（表面的壳层除外）。

在形成的过程方面，中子星同白矮星是非常类似的。当恒星外壳向外膨胀时，它的核受到反作用力而收缩。核在巨大的压力和由此产生的高温下发生一系列复杂的物理变化，最后形成一颗中子星内核。而整个恒星将以一次极为壮观的爆炸来了结自己的生命，这就是“超新星爆发”。

中子星的表面温度约为100多万度，辐射出X射线、γ射线和可见光。它拥有极强的磁场，使极冠区沿着磁极方向发射束状无线电波。中子星自转非常快，有的能达到每秒几百圈。而磁极与两极通常不吻合，所以如果中子星的磁极恰好有可能朝向地球，那么随着自转，中子星发出的射电波束就会像一座旋转的灯塔那样一次次扫过地球，形成射电脉冲。我们又称这样的天体为“脉冲星”。

图77　蟹状星云脉冲星所在的蟹状星云

黑洞

“黑洞”这个名词是美国物理学家惠勒在1968年发表的一篇题为《我们的宇宙，已知的和未知的》文章中首先提出来的。他不愿意用“引力坍缩物体”这样累赘的词汇，便创造了“黑洞”这样一个较简洁、概括性较好而又响亮、有力的名词。所谓“黑洞”，指的是这样一种天体：它的引力场是如此之强，就连光也不能逃脱出来。根据广义相对论，引力场将使时空弯曲。当恒星的体积很大时，它的引力场对时空几乎没什么影响，从恒星表面上某一点发的光可以朝着任何方向沿直线射出。而恒星的半径越小，它对周围的时空弯曲作用就越大，向某些角度发出的光就将沿弯曲空间返回恒星表面。等恒星的半径小到一特定值时，就连垂直表面发射的光都被捕获了。到这时，恒星就变成了黑洞。

当一颗恒星衰老时，它的热核反应已经耗尽了中心的燃料（氢），由中心产生的能量已经不多了。这样，它再也没有足够的力量来承担起外壳巨大的重量。所以在外壳的重压之下，核心开始坍缩，直到最后形成体积小、密度大的星体，重新有能力与压力平衡。

质量小一些的恒星主要演化成白矮星，质量比较大的恒星则有可能形成中子星。而根据计算，中子星的总质量不能大于3倍太阳的质量。如果超过了这个值那么将再没有什么力能与自身重力相抗衡了，从而引发另一次大坍缩。

这次，物质将不可阻挡地向着中心点进军，直至成为一个体积趋于零、密度趋向无限大的“点”。而当它的半径一旦收缩到一定程度（史瓦西半径），巨大的引力就使得即使光也无法向外射出，从而切断了恒星与外界的一切联系。于是“黑洞”诞生了。

与别的天体相比，黑洞是显得太特殊了。例如，我们无法直接观察到黑洞，只能对它内部结构提出各种猜想。根据广义相对论，空间会在引力场作用下弯曲。这时候，光虽然仍然沿任意两点间的最短距离传播，但走的已经不是直线，而是曲线。

在地球上，由于引力场作用很小，这种弯曲是微乎其微的。而在黑洞周围，空间的这种变形非常大。这样，即使是被黑洞挡着的恒星发出的光，虽然有一部分会落入黑洞中消失，可另一部分光线会通过弯曲的空间绕过黑洞而到达地球。所以，我们可以毫不费力地观察到黑洞背面的星空，就像黑洞不存在一样，这就是黑洞的隐身术。

怎样才能发现既黑且小的恒星级黑洞呢？一颗巨大的恒星一旦坍缩成为黑洞，虽然一切都消失了，但强大的引力依然存在。所以，如果某个黑洞与一个亮星组成一对互相绕转的双星系统，那么黑洞的强大引力不仅可以使亮星摆动，而且还会把亮星上的物质吸进黑洞，炸成碎片。这些碎片的温度会升高到10亿度，其结果就会发射出强烈的X射线。这样，寻找恒星级黑洞就变成寻找X射线源的问题了。

有两种类型的X射线双星：一是大质量X射线双星（Massive X-rayBinaries,MXRBs），由质量大于太阳的亮星或中子星和黑洞组成。二是软X射线暂现源（Soft X-ray Transients,SXTs），或X射线新星。当亮星物质被致密天体猛烈吸积时，X射线强度可剧增百万倍。随着这种物质输运过程的减缓，X射线的强度在6个月到1年的时间里也逐渐减弱，此后，双星系统平静下来，平静期可维持10年之久，但在可见光或红外波段仍可观察到亮度的变化，这是由于X射线束使围绕致密天体的吸积盘外区发热并使其发亮所致。

在两星都可见的双星系统中，可以通过它们的可见光谱线的红移和蓝移现象测定视向速度的变化及两星互绕的轨道周期，从而测定它们的质量。但现在，我们测不到不可见天体的光谱，所幸的是能通过一个质量函数的量来估计不可见天体的质量范围。

图78　黑洞模拟图