我們的太陽在太空中孤獨(dú)地發(fā)放穩(wěn)定的光芒， 但在宇宙中， 很多星星并不會(huì)單獨(dú)地存在， 而是和其它恒星組成雙星或什至多重星系統(tǒng)。另一方面， 有些星則會(huì)改變光度， 我們叫它們?yōu)樽冃?。在這一章， 我們亦會(huì)談到星團(tuán)和星云。這些天體都和恒星的演化有密切的關(guān)系。
 雙 星在天空中， 不少恒星會(huì)在相互的引力下互相繞著對方運(yùn)行， 假若系統(tǒng)只有兩顆星， 我們會(huì)稱之為 雙 星 ， 若有三顆或更多的星互相影響， 我們則稱之為多重星或聚星。事實(shí)上， 宇宙中超過50% 的恒星為雙星或多重星 。
根據(jù)雙星發(fā)現(xiàn)的經(jīng)過， 我們可以把雙星分為五類， 有些雙星系統(tǒng)可同時(shí)屬于超過一種類型。
- 目 視 雙 星 ： 若雙星中所有成員皆可以看得到， 我們便稱之為目視雙星。要注意的是， 看來緊靠在一起的星并不等于它們之間果真有什么引力關(guān)系， 它們可能其實(shí)相隔甚遠(yuǎn)， 只是剛好在同一方向罷了， 我們稱這種假雙星為 光 學(xué) 雙 星 ， 例子有下臺二( 大熊座) ， 這種「 雙星」 沒有任何物理上的重要性。
- 分 光 雙 星 ： 有些雙星十分遙遠(yuǎn)， 又或者太緊靠在一起， 即使用望遠(yuǎn)鏡也無法把他們分解開來。雖然我們不能直接測知這是雙星， 但我們?nèi)钥梢詮难芯克鼈兊墓庾V得知很多有用的資料。雙星系統(tǒng)的軌道運(yùn)動(dòng)所造成的 多 普 勒 效 應(yīng) ( 請 參 閱 第 五 章 ) ， 會(huì)令光譜中的吸收線產(chǎn)生周期性的偏移， 讓我們得知這系統(tǒng)的公轉(zhuǎn)周期。這些利用光譜分析發(fā)現(xiàn)的雙星稱為分光雙星。
- 食 雙 星 ： 有些雙星系統(tǒng)， 其中一顆星會(huì)在另一顆星前經(jīng)過， 產(chǎn)生周期性的光度變化， 我們稱這種雙星為食雙星， 基本上我們可以把食雙星看成為目視雙星的一種。食 雙 星 是 變 星 的 一 種 。下圖是典型食雙星大陵五的圖解及變光曲線。
- 相 接 雙 星 ： 這種雙星系統(tǒng)， 子星間的距離十分接近， 強(qiáng)大的引力不單只把恒星拉扯至變形， 更造成子星間出現(xiàn)物質(zhì)交換， 把兩星連接起來。
- 天 體 測 量 雙 星 ： 有時(shí)雙星的其中一位成員會(huì)由于某些原因而不可見， 但我們?nèi)钥蓱{借恒星在天空的移動(dòng)情況得知伴星的存在。由于雙星會(huì)繞著共同質(zhì)心運(yùn)行， 所以假若某星有隱形伴侶， 它便會(huì)以波浪形而非一般的直線運(yùn)行。天狼星的伴星就是用這個(gè)方法發(fā)現(xiàn)的。
只要研究雙星的互繞周期， 便可以計(jì)算出子星的質(zhì)量及大小。對于孤獨(dú)的恒星， 類似的資料是很難得到的。
變 星有些星的光度會(huì)出現(xiàn)變化， 我們稱之為 變 星 。變星種類繁多， 科學(xué)家通常會(huì)用圖來顯示恒星亮度隨時(shí)間的變化， 這種圖稱為 光 變 曲 線 。
- 食 變 星 ： 這是食雙星所造成的假變星。當(dāng)子星經(jīng)過伴星的前后， 由于兩星重疊， 所以整體亮度會(huì)下跌， 再加上雙星的運(yùn)動(dòng)是周期性的， 所以光變曲線亦會(huì)出現(xiàn)同一周期的變動(dòng)。要注意的是， 并不是所有雙星系統(tǒng)都是食變星， 互掩現(xiàn)象的出現(xiàn)主要取決于雙星軌道平面的傾角。
- 脈 動(dòng) 變 星 ： 和食變星不同的是， 有些恒星的光度變化是內(nèi)部因素所造成的。例如脈動(dòng)變星就是恒星本身不斷膨脹收縮， 造成光度亦出現(xiàn)相應(yīng)的變化。
最 著 名 的 變 星 類 型 莫 過 于 造 父 變 星 ， 上圖便是這類變星的典型光變曲線。它們的光變周期由數(shù)日至數(shù)月不等。最特別的是， 它們的光變周期和光度有直接的關(guān)系， 周期越長， 亮度越大。所以， 只要知道某一造父變星的周期， 我們便可得知它的絕對星等， 只要和它的視星等作比較， 便可以求得它和我們的距離。
但你可能會(huì)問： 「 我們怎樣得知造父變星的光變周期─ 光度關(guān)系？ 」 要弄清這個(gè)關(guān)系， 我們要知道不同造父變星的光度和光變周期數(shù)據(jù)， 量度光變周期當(dāng)然不是問題， 但要得知一顆恒星的光度， 我們首先要得知它的距離， 這時(shí)便須借助好像視差法等其他量度天體距離的方法。事實(shí)上， 科學(xué)家首先找一些離我們較近的造父變星， 找出它們的光變周期與光度的關(guān)系， 然后假設(shè)這個(gè)關(guān)系對遙遠(yuǎn)的同類變星依然適用。利用已知而可靠量度近距離天體的量天尺， 去校準(zhǔn)量度更遠(yuǎn)距離天體的量天尺， 是科學(xué)家常用的慣技。要量度茫茫宇宙中不同天體的距離， 科學(xué)家往往須要用到不同的量天尺， 原因是根本沒有一種量天尺可以對所有距離天體同樣有效。不同的量天尺組成了一套完整的 量 天 階 梯 ， 而造父變星便是這階梯中不可或缺的其中一環(huán)。
- 爆 發(fā) 變 星 ： 脈動(dòng)變星的光度會(huì)周期性地改變， 但有一些恒星的光度會(huì)在毫無先兆下變得光芒萬丈， 這種恒星─ 包括新星和超新星─ 皆統(tǒng)稱為爆發(fā)變星。新星通常是雙星， 物質(zhì)會(huì)由一顆子星轉(zhuǎn)移至另一顆子星， 當(dāng)目的地恒星表面上或附近積聚了足夠的物質(zhì)時(shí)， 便會(huì)發(fā)生爆炸。至 于 超 新 星 ， 我 們 會(huì) 在 第 十 六 章 論 及 。
星 團(tuán)星 團(tuán) 是恒星被彼此引力所束縛的恒星集團(tuán)。相對于多重星， 星團(tuán)內(nèi)恒星的數(shù)目多很多， 由數(shù)十以至數(shù)百萬顆不等。在星團(tuán)內(nèi)的恒星通常是同時(shí)形成， 所以星齡會(huì)差不多。當(dāng)然， 成員星和地球的距離亦會(huì)差不多， 因此大大簡化了對成員星的分析。例如它們的相對視星等便和相對絕對星等一樣。
星 團(tuán) 分 為 二 種 ：
- 疏 散 星 團(tuán) ： 疏散星團(tuán)包含數(shù)百顆成員星， 星齡一般較淺。疏散星團(tuán)的直徑一般少于100 光年。由于成員星距離較遠(yuǎn)， 組織松散而形狀不規(guī)則， 所以稱為疏散星團(tuán)。 M45 金牛座七姊妹星團(tuán)便是其中一個(gè)著名例子。
- 球 狀 星 團(tuán) ： 球狀星團(tuán)在100 光年范圍內(nèi)， 便已緊密地?cái)D了超過一萬顆恒星。和疏散星團(tuán)相比， 星齡一般較老。著名例子包括M80 天蝎座球狀星團(tuán)。
 星 云在浩瀚的宇宙中， 大部分地方的粒子密度約為每立方厘米有一顆原子， 但宇宙中一些角落， 粒子密度卻達(dá)1000 原子/ 立方厘米( 空氣的密度約為10 19 原子/ 立方厘米， 而人類所能制造最好的真空約為10 7 原子/ 立方厘米) ， 這些地區(qū)稱為星云。一個(gè)典型的星云大小足有數(shù)百光年， 主要由氣體及塵埃組成。例 子 有 M42 獵 戶 座 大 星 云 。
星云本身不會(huì)產(chǎn)生能量， 只能依靠散射恒星的光芒， 才能為人所見。但有些星云附近有熾熱的恒星， 因此星云的氣體被星光電離而發(fā)出紅光。星 云 是 恒 星 的 誕 生 地 。 ( 注 ： 不 要 把 星 云 和 將 在 第 十 五 章 中討論到的行星狀星云混淆。 )
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