550.星際塵埃也對(duì)我們所觀測(cè)的恒星的顏色產(chǎn)生影響。除了“消光”之外，這些星際塵埃 也使得遙遠(yuǎn)恒星的光線產(chǎn)生紅移因?yàn)橄鄬?duì)于紅光，星際塵埃散射掉了更多的藍(lán)光。因此位于 我們跟恒星之間的星際塵埃越多，在我們看來恒星會(huì)越暗并且顏色會(huì)越偏向紅色。
551.恒星具有多種多樣的顏色。我們的太陽(yáng)是黃色的，但并不是所有的恒星都是如此，還 存在紅色，橙色，白色和藍(lán)色的恒星。

552.恒星的顏色可以告訴我們它的溫度。想象一下取一根鐵棍放到一個(gè)炙熱的火爐里，如 果你幾分鐘后把它取出，棍的頂端溫度之高會(huì)使它看起來呈暗紅色。用溫度計(jì)會(huì)側(cè)出它的溫 度高達(dá) 5000F。重新把鐵棍放回火爐幾分鐘后取出你會(huì)發(fā)現(xiàn)它的頂端會(huì)呈亮黃色，溫度高達(dá) 11000F。如果將加熱的時(shí)間再延長(zhǎng)幾分鐘，頂端會(huì)呈白色，溫度將達(dá)到 20000F。如果用一 個(gè)非常炙熱的火爐并且有足夠長(zhǎng)的加熱時(shí)間， 鐵棍會(huì)呈現(xiàn)出像焊接時(shí)發(fā)出的那種明亮的藍(lán)白 色，溫度會(huì)達(dá)到驚人的 30000F 甚至更高。同樣的道理，恒星的顏色也反映出它的表面溫度。 溫度最低的恒星呈紅色，最高的呈藍(lán)色，像太陽(yáng)那樣呈黃色的恒星溫度位于兩者之間。將恒星的顏色根一根炙熱的鐵棒相比較使得你即使永遠(yuǎn)不會(huì)拿一個(gè)溫度計(jì)旅行到那顆恒星也可 以了解它的溫度。

553.部分恒星的顏色非常明顯。粗略看上去，所有的恒星幾乎都呈白色，或者可以說成沒 有顏色。 但是如果你仔細(xì)的觀察一些比較亮的恒星， 你就可能分辨出它們具有的不同的顏色。 比如說，在夏季星空很低的位置，你可以看到天蝎座最亮的恒星心宿二（俗稱‘大火’ ） ，因 其顯現(xiàn)出淡紅色，在希臘文中名字意為“火星的對(duì)手” 。同一時(shí)候的星空的高一點(diǎn)的位置還 閃耀著明亮的藍(lán)白色的織女星。在冬季，我們會(huì)看到獵戶座大星云中的位于獵戶肩膀位置的 一顆呈現(xiàn)出鮮明的紅色的亮星以及位于左腳位置的呈現(xiàn)出明顯的藍(lán)色的另一顆亮星——參 宿七。

554.雙筒望遠(yuǎn)鏡和天文望遠(yuǎn)鏡可以幫助你分辨出恒星的顏色。眼睛分辨顏色取決于有多少 光進(jìn)入眼睛。這就是為什么在晴天顏色看起來格外明亮而陰天則略顯暗弱的原因。我們用肉 眼基本上能分辨出天空中那些最亮的恒星們的顏色，但是比較暗的星則看起來幾乎都是白 色。天文望遠(yuǎn)鏡和雙筒望遠(yuǎn)鏡則把所有進(jìn)入鏡筒的聚集到眼睛里，從而使得恒星的顏色看起 來更明顯也明亮。比如說，天鵝星座第二亮的恒星天鵝星，肉眼看起來幾乎是無色的。但若 用一臺(tái)適中一點(diǎn)的望遠(yuǎn)鏡來觀測(cè)， 它就被分辨成了兩顆星， 一顆呈金黃色， 另一顆呈深青色。

555.分光器是一種具有難以致信的能力來告訴我們關(guān)于天體更多信息的工具。一個(gè)小孩兒 利用兩美元的材料就可以制成最簡(jiǎn)單的分光器。 它由一個(gè)一面有一條狹縫內(nèi)部有一塊三角形 的普通玻璃（叫做棱鏡）的盒子構(gòu)成。穿過狹縫的光射入盒中繼而經(jīng)過棱鏡北分解成為幾種 構(gòu)成光的獨(dú)立的顏色（就像我們見到的陽(yáng)光傳過打碎的玻璃的情形） 。經(jīng)過幾年的時(shí)間，科 學(xué)家們發(fā)現(xiàn)通過對(duì)這些顏色進(jìn)行詳細(xì)的分析可以得到大量令人驚奇的真實(shí)的關(guān)于發(fā)光物體 的信息——一切均來源于一塊棱鏡和一個(gè)一面有一條狹縫的盒子。 有的時(shí)候大自然就是這樣 的。當(dāng)然，用于現(xiàn)代天文望遠(yuǎn)鏡的分光鏡要比這復(fù)雜一些，但是它們工作的原理是一樣的。
556.不同顏色的恒星的光譜是不一樣的。在十八世紀(jì)末十九世紀(jì)初，天文學(xué)家們開始進(jìn)行 大量恒星的光譜測(cè)定工作。他們很快便發(fā)現(xiàn)這些光譜是各不相同的。有一些恒星的光譜中含 有大量的暗線，這是不同于我們的太陽(yáng)的，其它有一些恒星的光譜則幾乎不含什么暗線。另 外，還有一些恒星的光譜則呈更多的線狀以致于看起來幾乎以暗帶的形式混雜在一起。

557.為了弄清光譜的機(jī)理，天文學(xué)家們開始給恒星光譜分類。科學(xué)研究中有一個(gè)非常重要 的方法是當(dāng)你不清楚某一現(xiàn)象的機(jī)理時(shí)，你可以先利用觀測(cè)數(shù)據(jù)來進(jìn)行分類比較，并試著找 出為什么存在這些類別。簡(jiǎn)單一點(diǎn)說就是：當(dāng)困惑的時(shí)候先給它分類，然后考慮這些類別意 味著什么。天文學(xué)家就是這樣作的：根據(jù)光譜的圖像來分類。更進(jìn)一步，天文學(xué)家們問自己 是否這種圖像（類別）反映恒星的某些物理性質(zhì)。后來的事實(shí)證明，的確是這樣的?？拷?譜類別圖的頂端的恒星顏色是藍(lán)白色，低一點(diǎn)的是白色，再低一些的分別是黃色，橙色和紅 色。 因此， 不同恒星的不同光譜類型是與它們的顏色更進(jìn)一步是與它們的表面溫度相對(duì)應(yīng)的。 溫度高的恒星光譜跟溫度低的恒星是不一樣的， 同時(shí)二者跟溫度介于兩者之間的恒星的光譜 又是不一樣的。

558.天文學(xué)家們用簡(jiǎn)單的字母和數(shù)字來給不同的光譜分類。開始的時(shí)候，溫度非常之高的 藍(lán)白星的光譜是用大寫字母 A 來標(biāo)記，其它隨著恒星溫度的降低，依次采用字母表中的 A 之后的字母來標(biāo)記， 這樣一直用到字母表中間的字母就把那時(shí)天文學(xué)家所分的光譜類別命名完了。后來，隨著他們對(duì)恒星跟它們的光譜機(jī)理的認(rèn)識(shí)的提高，原來被指定的一些字母的順 序被重新調(diào)整。一些字母被去掉了，就這樣演變成今天我們所見到的順序： O,B,A,F,G,K,M,R,N和 S.表面溫度最高的恒星的光譜被指定為 O 型， 而位于上述順序末尾的 字母則代表表面溫度最低的恒星的光譜型。
559.記住光譜的分類順序很容易，不過可能要讓你挨一個(gè)耳光。一種記住這個(gè)古怪的順序 （O,B,A,F,G,K,M,R,N,S）的方法是記住這樣一句話：Oh ,Be a fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart.有許多天文學(xué)家已經(jīng)曾試過這個(gè)方法，其中有一些取得了成功，另外一些 人則沒有。由一個(gè)天文學(xué)教授曾經(jīng)舉辦了一次競(jìng)賽看誰能給出一個(gè)最好的方法來記住它，結(jié) 果優(yōu)勝者給出的答案顯示出他剛在宿舍經(jīng)歷了一場(chǎng)沖突： “Oh, Kill My Roommates Next Sunday！ ”

560.科學(xué)家們將不同類型恒星的光譜線同它們的物質(zhì)組成聯(lián)系起來。意識(shí)到不同類型恒星 的光譜和它們的表面溫度之間的聯(lián)系同在不同恒星看到的精確而詳細(xì)的特征線的類型是兩 碼事。但沒過多久，通過在實(shí)驗(yàn)室中燃燒各種各樣的氣體，然后觀察它們?cè)诓煌瑴囟认掳l(fā)出 的特定的光譜， 科學(xué)家們便能夠證實(shí)不同恒星的光譜中的特征線并能推斷出這些特征譜線對(duì) 應(yīng)的元素組成。因此，在溫度極高的 O 型星和B 型星光譜中看到的特征譜線來自于氦元素。 而許多類似于我們的太陽(yáng)的恒星的光譜中的特征譜線主要來源于一系列的金屬元素，從鐵， 鎂，鎳到鍶等。一些來自于紅色恒星的帶狀譜被確認(rèn)是由于存在眾多的原子結(jié)合體，以及一 些含有碳，矽和氧元素的分子。事實(shí)上，像 M，R，N 和S 型這些恒星由于溫度非常低時(shí)的分 子能夠存在于它們的大氣中。相反，在溫度高一些的恒星中，這些分子則被分解成分立的原 子。

561.光譜中的特征譜線就像一個(gè)指紋。自然界中的每一種元素都有自己的特征譜線，每一 種元素的光譜就像每個(gè)人的指紋對(duì)于他的意義一樣是獨(dú)一無二的。 在實(shí)驗(yàn)室中高溫燃燒特定 元素組成的物質(zhì)并拍下它的光譜，如果在恒星光譜中也能找出同元素光譜一樣的譜線，那么 你也就在那顆恒星中發(fā)現(xiàn)了一種元素。 很簡(jiǎn)單卻是一項(xiàng)被天文學(xué)家們公認(rèn)的非常精彩和有意 義的探測(cè)工作， 它使科學(xué)家們僅僅坐在地球上的實(shí)驗(yàn)室內(nèi)就能夠了解到遙遠(yuǎn)的恒星的物質(zhì)組 成。

562.雖然我們不能在恒星光譜中看到很多證據(jù)，但一顆恒星可能含有眾多的元素組成。表 面上看，或許能得出這樣的結(jié)論：A型星要比其它類型的恒星含有更多的氧元素因?yàn)樵谒?光譜中氧元素的特征譜線是最強(qiáng)的。但這個(gè)結(jié)論卻被證明是錯(cuò)的。理解這個(gè)佯謬的答案需要 對(duì)原子物理較深的理解， 但很快天文學(xué)家們就發(fā)現(xiàn)氧的特征譜線在 A 型星中最強(qiáng)是因?yàn)檫@些 星大氣的溫度對(duì)于這種譜線的形成起了推波助瀾的作用。同樣的，O 型星跟 B 型星的溫度也 促進(jìn)了光譜中氦線的形成。一般來說，每一類型的恒星氧跟氦的含量是一樣的。

563.有的時(shí)候即使是同種類型的恒星之間也是有差別的。個(gè)別時(shí)候，天文學(xué)家們會(huì)發(fā)現(xiàn)同 一顏色的也就是溫度相同的兩顆恒星的光譜確是不一樣的。舉例來說，有兩顆星具有同我們 的太陽(yáng)相同的顏色，但是當(dāng)其中某一顆的光譜中占有優(yōu)勢(shì)地位的特征線跟太陽(yáng)類似的時(shí)候， 另一顆相應(yīng)的特征線則可能要弱一些?？紤]到大部分這種特征線是源于金屬原子，因此這些 差別是一顆恒星具有比另一顆恒星更大的金屬元素豐度所造成的。 要回答為什么一些恒星比 另一些恒星具有更多的金屬元素含量，需要對(duì)恒星的形成有一個(gè)大致的了解，我們會(huì)在后面
的章節(jié)中談到。

564.后來，恒星的光譜被進(jìn)一步分類。在給恒星光譜分類的過程中，天文學(xué)家們很快就意 識(shí)到簡(jiǎn)單的應(yīng)用幾個(gè)英文字母不能夠提供足夠的有關(guān)它們差別的信息， 因此便利用數(shù)字來進(jìn) 一步給恒星光譜分類。通過這種方式，最亮的恒星類型被稱作 B0 型恒星，比這暗一點(diǎn)的被 稱作 B1 型依次類推到 B9 型，比 B9 型還暗的恒星被稱作 A1 型，比 A1 型暗一點(diǎn)的稱作 A2 型，依次類推。

565.恒星光譜的一些細(xì)節(jié)的差別也被觀測(cè)到。很快天文學(xué)家們就發(fā)現(xiàn)同一光譜類型的恒星 之間也不是完全相同的，因此即使是逐漸復(fù)雜化的分類體系也是不充分的。舉例來說，含有 相同譜線的黃色 G 型星應(yīng)有相同的溫度，但是它們的光譜在一個(gè)重要的方面是不同的，即光 譜的寬度。一顆可能含有相當(dāng)寬的譜線而另一顆的譜線可能會(huì)異常狹窄。但過了不久，人們 就意識(shí)到光譜中譜線的寬度是形成光譜的氣體的壓力的表現(xiàn)。低壓的氣體形成的譜線較窄， 而同溫度下高壓氣體形成的譜線則寬一些。 天文學(xué)家們由此推斷一顆體積較小的恒星大氣中 的氣體的壓力會(huì)比大體積恒星大氣的氣體壓力高一些， 因此恒星譜線的寬度可以告訴我們關(guān) 于恒星大小的信息。

566.恒星的大小有很大的差別。從大小來看，我們的太陽(yáng)是一顆直徑 864000 英里的處于平 均水平的恒星。 有一些恒星要比這大得多， 被稱為巨星。 如果一顆巨星突然取代我們的太陽(yáng)， 地球以內(nèi)的行星將會(huì)完全處于恒星的內(nèi)部。而被稱作超巨星的恒星還要更大一些，有一些直 徑長(zhǎng)達(dá) 20 億英里。如果用它來取代太陽(yáng)，那么所有土星以內(nèi)的行星將被它吞噬掉！相反的， 有一些叫做白矮星的恒星則要比地球還要小，中子星甚至跟一個(gè)城市差不多大小。因此，大 部分的恒星要比我們的行星大得多的時(shí)候，宇宙中也存在一些非常之小的恒星。

567.為了把恒星大小的差別也容納進(jìn)來，更多的數(shù)字被引入到恒星光譜的分類中來。利用 譜線的寬度作為恒星大小的導(dǎo)向，天文學(xué)家們將體積較小的恒星稱作矮星，體積較大的叫做 巨星。矮星用羅馬數(shù)字ⅴ表示，比這大一些的一次用Ⅳ，Ⅲ，Ⅱ和Ⅰ來表示。Ⅲ型星的體積 已經(jīng)相當(dāng)之大因此被稱作巨星，這使得天文學(xué)家們將Ⅰ型星稱作超巨星。最后，天文學(xué)家又 將Ⅰ型星分為Ⅰb 和Ⅰa 型，Ⅰa 型代表最亮的超巨星。

568.太陽(yáng)的光譜類型是什么。知道太陽(yáng)的大小和溫度，便可得出它是一顆 G2V 型恒星。這 意味著它是一顆非常小表面溫度大約 11000F 的黃色恒星。宇宙中其它大部分的恒星非常類 似于我們的太陽(yáng)，也具有 G2V 型的光譜。

569.通過譜線的形狀還可以了解另外一個(gè)細(xì)節(jié)。光譜線的形狀還決定于恒星繞自轉(zhuǎn)軸旋轉(zhuǎn) 的速度。自轉(zhuǎn)越快，譜線越弱

570.一些恒星具有非常規(guī)則的自轉(zhuǎn)。就像我們的地球，大多數(shù)的恒星都繞一條軸線旋轉(zhuǎn)。 但是由于恒星由氣體構(gòu)成，不同緯度的地方旋轉(zhuǎn)的速度不一樣。距離太陽(yáng)極點(diǎn)較近的區(qū)域旋 轉(zhuǎn)一圈需要 31 天，而距赤道較近的低緯度地區(qū)則需要 25 天。有一些恒星自轉(zhuǎn)要比太陽(yáng)慢一 些，但部分恒星卻具有驚人的自轉(zhuǎn)速度。一些恒星旋轉(zhuǎn)的速度如此之快以至于它們的外層大 氣被拋到了外層空間。自轉(zhuǎn)速度最快的恒星的榮耀被體積極其之小的中子星獲得，有的中子 星的自轉(zhuǎn)速度高達(dá)每秒幾百轉(zhuǎn)。

571.一些恒星具有內(nèi)在的磁性。有些恒星的光譜線會(huì)發(fā)生分裂以至于看上去每條譜線都呈 現(xiàn)兩條。這種效應(yīng)被稱為塞曼效應(yīng)，是由恒星內(nèi)部和周圍的磁場(chǎng)造成的。像我們所看到的一樣，我們的太陽(yáng)在太陽(yáng)黑子周圍具有極強(qiáng)的磁場(chǎng)。但是有一些恒星的磁場(chǎng)強(qiáng)度高達(dá)太陽(yáng)磁場(chǎng) 強(qiáng)度的幾百甚至百萬倍。

572.許多恒星擁有一張“麻子”臉。一個(gè)世紀(jì)以前，我們就已經(jīng)知道太陽(yáng)的表面并不具有 均勻的亮度而是存在一些被天文學(xué)家稱為“太陽(yáng)黑子”的暗斑。在最近的幾年中，新的天文 望遠(yuǎn)鏡技術(shù)使得天文學(xué)家們能夠?qū)⒁恍┐筚|(zhì)量恒星分辨成細(xì)小的圓盤而不是像以前那種一 個(gè)無限之小的斑點(diǎn)。 這種情況導(dǎo)致的發(fā)現(xiàn)之一就是人們認(rèn)識(shí)到其他一些恒星也有一張 “麻子” 臉。在有些情況下，這種“黑子”非常巨大，是地球體積的許多倍。就太陽(yáng)來說，黑子又可 能是因?yàn)楸砻娓魈幋艌?chǎng)強(qiáng)度的不同導(dǎo)致的表面溫度的差異而引起的。

573.恒星的光譜還可以幫助我們確定它們的距離。一些恒星的距離可以通過對(duì)視差的測(cè)量 而獲得，即將要測(cè)量的恒星沿視線方向前后移動(dòng)速度的快慢與更遠(yuǎn)的恒星作比較。這種技術(shù) 導(dǎo)致了一個(gè)被稱作“三角視差”概念的出現(xiàn)因?yàn)樗昧藬?shù)學(xué)上一個(gè)稱為“三角學(xué)”的分支 并依賴于對(duì)恒星位查角的直接測(cè)量。三角視差的方法的結(jié)果非?？煽?，但只適應(yīng)于距離在幾 百光年以內(nèi)的恒星，因?yàn)榇笥谝欢ň嚯x的恒星位差角的變化是如此之小以至于難以測(cè)量。天 文學(xué)上看來，幾百光年的尺度仍然是非常小的。為了得到一張給為全面的地圖，天文學(xué)家們 不得不利用另外一項(xiàng)技術(shù)來測(cè)量星際距離。通過檢測(cè)恒星的光譜，天文學(xué)家很快指出光譜分 析能使距離的探測(cè)尺度有較大的跨越。這種技術(shù)的基本原理非常簡(jiǎn)單，就是建立在兩顆具有 相同譜線的恒星是相同的恒星這一基礎(chǔ)之上的。假設(shè)我們想知道一顆恒星的距離，但因距離 太遠(yuǎn)而不能通過測(cè)量三角視差獲得。 我們只要照一張這顆恒星的光譜照片并且找到一顆距離 較近的與其光譜類型相同的恒星，然后根據(jù)兩顆恒星光譜相同則是同類型的恒星，如果我們 知道較近的那顆星的亮度和距離， 就能輕松得出在多遠(yuǎn)的距離那顆較遠(yuǎn)的但類型與近距離恒 星相同的恒星會(huì)呈現(xiàn)出我們所看到的亮度。這種方法被稱作“分光視差”因?yàn)樗煤阈堑?光譜來計(jì)算它的距離。利用這種技術(shù)，天文學(xué)家可以計(jì)算出幾千甚至數(shù)百萬光年范圍內(nèi)恒星 的距離。

574.宇宙是一個(gè)龐大而又復(fù)雜的地方，但是宇宙的基本化學(xué)卻非常簡(jiǎn)單。宇宙中有數(shù)百億 的恒星，但是利用分光鏡，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)在整個(gè)宇宙中只有 92 種天然形成的元素。這 92 種元素同地球上存在的 92 種天然元素是一樣的。固然，這 92 種元素的不同組合能夠形成大 量各不相同的物質(zhì)。氫和氧通過簡(jiǎn)單的組合可以形成水，相反的，氫，氧，氮，碳和磷以復(fù) 雜的方式組合能夠形成 DNA。但是這些物質(zhì)的基石卻都是那 92 種元素。似乎宇宙要更復(fù)雜
一些才更能令人信服，但事實(shí)卻不是這樣的。