漫话恒星（5）
胡经国
（续前）
六、稳定星
1、稳定星概述
这里所谓“稳定”，是指恒星处于流体静力学平衡和热力学平衡的状态。在这种状态下，恒星内部每部分受到的引力和压力相平衡，表面辐射损失的能量和内部传递到表面的能量相平衡。因此，稳定恒星的光谱、温度、光度、体积和质量保持相对不变。
2、主序星
①、主序星演化
“主序星”是指“恒星一生中”都处于稳定阶段的恒星。恒星在这个阶段停留的时间占整个恒星寿命的90%以上，相当于人类的青壮年阶段。主序星内部的化学成分基本相同，能源机制也基本类似。在恒星演化早期，恒星的能源机制还没有成熟，因此它们处于主星序的右边。当恒星演化到晚期，内部的化学成分和能源机制都发生了较大的变化，恒星因此与主星序“分道扬镳”。主序星的光度大约与质量的3.5-4次方成正比，这一规律被称为“质光关系”。
②、质量决定恒星未来
质量是恒星最重要的物理量，它经常决定了恒星的未来。恒星在主星序停留的时间取决于质量：质量大的停留时间短，质量小的停留时间长。太阳停留在主星序的时间大约是100亿年；而现在已经过去了50亿年。0.5倍太阳质量的恒星会在主星序停留2000亿年。
恒星的质量有一定的范围，最大不超过150倍太阳质量，最小不低于0.08倍太阳质量。质量越大，恒星越不稳定，强大的辐射压力会把恒星的外层大气“吹跑”；质量太小又很难引起恒星内部的热核反应。恒星内部的氢作为能源是恒星维持在主星序的标准，一旦氢消耗殆尽，恒星就离开了主星序，而进入“晚年”。
3、双星和多星
双星是指两颗恒星，它们围绕其公共质心相互绕转。看起来好像是一颗恒星的，实际上有可能是双星。1802年，威廉·赫歇尔发现并且意识到了第一对双星，即“北河二”。
此后，双星研究成为天文学中重要的课题之一。双星的质量可以利用“开普勒第三定律”进行测定。通过“视椭圆”或者“视向运动曲线”可以算出轨道，再测量其“运动周期”就可以得出质量。这种不是由于恒星物理原因而变化的“变星”，叫做“食变星”。
⑴、食双星（大陵型变星）
当双星的轨道面与视向几乎在同一个平面上时，就会看到一颗星“挡住”另一颗星的“掩食现象”，星光会明显变暗；这种双星叫做“食双星”。最典型的和最早发现的食双星是“大陵五”（英仙座β）。它的轨道周期为2天20小时48分55秒。在这段时间之内，它的亮度有明显的变化，而且有特殊的规律。它最亮有2.13等，最暗仅3.4等，在最亮的时间中又有一部分稍微变暗。其原因是两颗星的光度不同。当亮度小的星挡住亮度大的星时，总亮度最小；亮度大的挡住亮度小的，总亮度些许变小。典型的食双星还有“渐台二”等。
⑵、分光双星
一些遥远的双星，即使它们彼此运动到最远的位置，望远镜也无法辨认出来，这种双星在光学观测上就辨认不出来。但是，从光谱中可以看出这是两颗星的光谱；这种双星叫做“分光双星”。它们有可能在光谱线中表现出周期性的“红移”和“蓝移”，也有可能是两颗星的光谱叠加。能看出两颗星光谱叠加的，叫做“双谱分光双星”；只能看到一颗星的光谱，但是表现出周期性“蓝移”和“红移”的，叫做“单谱分光双星”。
在分光双星中，有一类叫做“共生星”，其子星一个冷一个热。例如，“仙女座Z”，它是由一颗红巨星和一颗主序星或白矮星组成的。
⑶、密近双星（大熊座W型星）
“密近双星”的两个子星有频繁的物质交流。典型的恒星是“大熊座W型星”。它的“光变曲线”就像“W”型；其两颗子星有一个公共的“对流包层”，包住了两颗子星。这两颗子星都是主序星或者亚矮星。这种结构导致了其激烈的恒星活动，如黑子群、耀斑爆发等。它们之间还有复杂的磁场相互作用和角动量转移等活动。
此外，还有激变双星、活动色球双星、X射线联星等双星系统。
下图为密近双星的示意图，可以看出两颗星的物质交流（图源：网络）。
上图中；
Main-sequence companion：主序伴星
White dwart：白矮星
Accretion disk：吸积盘
Rotation：旋转
Mass-transter stream：传质流（物质交流）
⑷、聚星（多星）
3颗及以上的恒星聚集在一起就是聚星（多星）。距离太阳最近的“半人马座比邻星”就是一组“三合星”的成员。“猎户座四边形”是一组“四合星”。聚星所含恒星数越多就越稀有。
（未完待续）
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