巧算恆星的體溫和體重

恆星大多是些龐然大物，而且距離我們非常遙遠，測量它們的溫度和質量不像測量我們人體這樣容易，肯定需要一些特殊的方法。

測量恆星的體溫

我們所說的恆星的體溫指的是它們的表面溫度，這算是恆星的各種屬性中相對比較容易測量的一個。

恆星是熾熱的氣體球，就像紅熱的鐵塊或是白熾燈的燈絲一樣，會由於熱而發光。這種熱輻射包含著幾乎所有波長的光，如果用稜鏡把不同波長的光分開，顯示出的是一條連續的光譜——紅、橙、黃、綠、青、藍、紫，以及紅外線、紫外線等。在熱輻射中，不同波長的光所佔的比例是不一樣的，總有一種顏色的光能量最強。發光物體的溫度越高，佔據能量峰值的光的波長就越短，物體整體上的顏色也就更偏藍一些；反過來物體溫度低的話，顏色就偏紅。所以，根據恆星的發光顏色，我們就可以推斷出它們的溫度。

當然，恆星的顏色不能靠人的感覺來定，天文學家自有一套量化的方法。他們用只讓特定波長的光通過的濾光片來過濾星光，測量這些波長的光的強度。根據幾種光強度的比值，就可以判斷恆星的顏色，進而推測出其溫度。

有時不方便直接測量恆星發光的強度，所以難以通過顏色來推斷恆星的溫度。這時天文學家還有另外一種方法，就是利用光譜。

前面已經提到過，把恆星發出的不同波長的光用稜鏡或其他光學儀器分開，就會得到一條光譜。恆星熱輻射的光譜是由所有波長的光組成的連續譜。而當光穿越恆星的大氣時，恆星中的氫、氦等原子的核外電子會吸收某些波長的光，跳到更高能量的能級上去。電子不同能級間能量差是固定的，所以吸收的光也是特定波長的幾種，這樣就會在連續的光譜上留下一些位置固定的暗線，叫做吸收線。

在不同溫度的恆星中，原子中電子所處的能級狀態是不同的，所以它們的光譜中的吸收線是不一樣的。以氫原子為例，氫原子只有一個電子，電子第一和第二個能級之間差距比較大，只有吸收紫外波段的光子，電子才能從最低的能級跳到第二個能級。如果氫原子吸收可見光的光子，肯定是從第二個能級繼續往上跳才行。一個溫度較低的恆星發出的光子能量較低，外層大氣中氫原子的電子基本都在最低的能級上。這些電子不能吸收恆星發出的可見光，所以我們觀測到的該恆星的光譜中，可見光波段看不到氫元素的吸收線。

溫度較高的恆星情況就不一樣了，由於恆星會發出一些高能光子，外層大氣中的一部分氫原子就會有電子處於較高的能級，這些電子會吸收可見光，跳到更高的能級上去。恆星的光譜中就可以在可見光波段看到氫的吸收線。

而溫度特別高的恆星會輻射出大量的高能光子，把外層大氣中的氫原子完全電離了，沒了電子，自然也不能吸收光了。所以這些恆星的光譜同樣沒有氫的吸收線。總而言之，只有溫度適中的恆星，光譜中在可見光波段才有氫的吸收線，這個溫度大概是1萬攝氏度。

和氫的情況類似，其他元素的吸收線也會隨著恆星溫度的變化而發生改變。例如，只有溫度極高的恆星，光譜中才有氦的吸收線。而鈣等金屬元素的吸收線則在溫度較低的恆星的光譜中才能找到。所以，只要觀測恆星的光譜，分析它有哪些譜線，就可以確定恆星的溫度了。

測量恆星的體重

跟溫度相比，恆星的質量就不那麼容易測量了。要得到恆星的質量，一般從它們的引力效應入手，畢竟恆星的引力是由它們的質量決定的。

對於太陽，我們可以根據各個行星的公轉情況來計算出它的質量。而其他恆星距離我們過於遙遠，幾乎沒辦法觀測到它們的行星，只有在兩顆恆星組成的雙星系統中，通過研究它們的軌道運動，天文學家才有辦法考察恆星的引力以及質量。

雙星系統由於到我們的距離不同可以分為兩種，一種比較近，用望遠鏡觀測可以分辨出兩顆恆星；另一種雙星距離我們很遠，即使是強大的望遠鏡也不能把兩顆星分辨開來，看上去就像一顆單獨的恆星。不過由於兩顆星在繞著兩者的質心轉動，所以相對於我們有著不同的運動速度。這樣，由於物理學上的多普勒效應，朝向我們運動的恆星發出的光波長會變短，而遠離我們的星發出的光波長會變長，兩顆星的光譜就會錯開，暴露出它們的真實身份，這類雙星就叫做分光雙星。

對於可以分辨的雙星，我們可以追蹤它們在天空上的位置，從而把軌道橢圓完整地描繪出來，並測量出它們繞質心運動的周期。根據橢圓軌道的半長軸和運動周期，就可以用牛頓萬有引力定律計算出兩顆恆星質量之和。根據兩顆恆星的軌道還可以找到它們質心的位置，這樣就可以得出兩顆恆星的質量之比恰好反比於它們到質心的距離，這樣就可以計算出兩顆恆星各自的質量了。當然，這種方法對於觀測精度的要求很高。

對於不能直接分辨的分光雙星，上面的方法顯然是不行的。不過我們可以觀測兩顆恆星的光譜，根據多普勒效應得出它們沿著我們視線方向的運動速度。這個速度就是恆星軌道速度在視線方向上的分量。如果知道恆星軌道速度的變化情況，加上軌道運動的周期，也可以計算出兩顆恆星的質量。問題就是，我們需要知道恆星軌道平面和我們視線的夾角，才能根據視向速度得出恆星的運動速度。這個角度一般是難以確定，所以往往只能算出恆星質量的下限。

不過幸運的是，有些雙星系統的兩顆星在圍繞質心轉動的過程中會相互遮掩，導致亮度發生變化，它們被叫做「食變雙星」。食變雙星的軌道平面和我們視線方向的夾角很小，就是說我們恰好是從側面看這個雙星系統的。對於這樣的雙星，天文學家可以根據遮掩時的亮度變化，精確地計算出軌道平面和我們視線的夾角，從而確定恆星運動速度，並進一步計算出恆星的質量。這種方法得出的恆星質量也是最精確的。

現在天文學家已經發現了許多太陽系外的行星，在測量了這些行星圍繞的恆星質量後，結合行星的公轉情況，可以很容易得到行星的質量，本文就不詳述了。

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