记录《Astronomy Today》的学习笔记，暂时没有好好排版ᓚᘏᗢ(/▽＼)
十六、太阳
16.1 太阳的物理特性
太阳是一颗恒星，一个发光的气态球体，靠自身的引力聚集在一起，并由其中心的核聚变提供能量。太阳的半径约700000km，质量为2×10^30 kg，密度为1400 kg/m3，与类木行星相近，太阳的自转与类木行星类似，赤道快，两极慢，太阳在赤道处的自转周期约为25天，两极没有太阳黑子，无法通过其确定自转周期，但科学家推测两极的周期可能为36天。将观测到的太阳光谱结合辐射定律，可以得到太阳的表面温度，太阳辐射的分布形状近似于一个5800K的物体的黑体曲线，用这种方法得到的太阳平均温度称为太阳的有效温度（effective temperature）。
天文学家定义的太阳半径是太阳光球层（photosphere）的半径，光球层向外依次是色球层（chromosphere）、过渡区（transition zone）、日冕（corona）和太阳风（solar wind），光球层向内依次是对流层（convection zone）、辐射区（radiation zone）和太阳的核（core），光球层是我们肉眼看到的太阳边缘，十分明确，太阳的温度在过渡区内剧增，术语太阳的内部通常指对流层和辐射区，太阳的核心半径约200000km，是为太阳输出巨大能量产生核反应的地方。
除了尺寸、质量、密度、自转速度和温度这些行星的性质，太阳还有一个特别且重要的性质——向外辐射的能量，在地球大气层外层接收到的辐射太阳能的平均值称为太阳常数（solar constant），为每平方米1370W/m2。以太阳中心为球心，太阳到地球的距离为半径的假想球体的表面积与太阳常数的乘积即为太阳在这个距离的各个方向上发出能量的速率，称为光度（luminosity），为4×10^26 W。
16.2 太阳内部
我们无法直接观测太阳内部，于是天文学家通过建立数学模型来确定最符合观测的太阳内部模型，最被天文学家广泛接受的是标准太阳模型（standard solar model），理论模型首先假设太阳处于流体静力平衡状态（hydrostatic equilibrium），在这种状态下，太阳内部向外的力正好等于重力向内的力。
为了获得太阳内部的信息，天文学家采取了一些间接的方式，太阳光谱线的多普勒频移揭示了太阳表面的振荡，这些振荡是内部压力波反射光球层并反复穿过太阳内部的结果，由于引力波可以穿透太阳内部深处，对其表面模式的分析使科学家能够研究太阳表面以下的情况，这个过程类似于地震学家通过观测地震波来了解地球内部，这种方式对太阳的研究也被称为日震学（helioseismology）。对太阳振动最广泛的研究是正在进行的GONG（Global Oscillations Network Group，全球振荡网络）项目，由欧洲发射的SOHO（Solar and Heliospheric Observatory，天基太阳和日光层天文台）
现在永久驻扎在地球和太阳之间，距离地球约150万公里，提供了对太阳表面和大气的持续监测，对这些数据集的分析提供了关于太阳内部温度、密度、旋转和对流状态的详细信息，标准太阳模型和观测结果之间的一致性是惊人的，观测到的太阳振荡的频率和波长与模型预测的误差在0.1%以内。
根据标准太阳模型，由内向外，太阳的密度减小温度降低，太阳核心的密度高达150,000 kg/m3，温度高达150000K，而太阳光球层的密度只有2× 10^−4 kg/m3，温度只有5800K。在太阳内层，温度极高，对辐射来说是透明的（高温使粒子完全电离，原子中没有电子来捕获光子），太阳的能量通过辐射传输，再往外些温度降低，对辐射逐渐变得不透明，能量通过对流输送，在离地核一定距离的地方，太阳气体变得稀薄，无法通过对流进一步上涌，由于气体稀薄，无法阻挡太多的阳光，所以气体再次变得透明，辐射再次成为能量传输的机制，由此能量完成从太阳核心到太阳表面的输送。
在太阳对流区的顶层，分布着许多米粒组织（Granulation），米粒组织不同亮度的变化完全取决于温度的不同，每个米粒组织形成太阳对流胞的顶端部分。超米粒组织（Supergranulation）是非常类似于米粒组织的一种流动模式，随着米粒组织的流动，物质在单元胞的中心上涌，在表面流动，再从边缘沉没回去。
16.3 太阳大气
通过分析光球层和更低层大气中的吸收谱线，天文学家可以收集到大量关于太阳的信息，已经确认了太阳大气中的67种元素，主要是氢和氦，尽管太阳光谱主要反映的是光球层和色球层的元素，但天文学家认为除了太阳核心的内部也是如此。在光球层之上是温度较低的色球层，这个区域本身发出的光很少，在正常情况下无法用肉眼观察到，但再发生日食时可以看到，日食时色球层的红色特征是清晰可见的，这种颜色是由于色球层光谱中氢的红色Hα（氢α）发射线占主导地位，色球层每隔几分钟，就会爆发小型太阳风暴，将被称为针状体的热物质喷射到太阳的高层大气中，这些又长又细的物质尖峰以大约100公里/秒的速度离开太阳表面，到达光球层上方几千公里处。
在日食的短暂时刻，如果月球的角尺寸大到光球层和色球层都被遮挡，就可以看到日冕，此时看到的光谱线将不是吸收谱线而是发射谱线，观察这些新的谱线让天文学家最初以为发现了新的原子，现在我们知道是日冕处的原子电离程度更高，因为日冕处的温度更高，温度在光球上方约500公里处降至最低约4500K，此后温度稳步上升，在光球以上约1500公里处的过渡区，温度开始迅速上升，在1万公里的高度达到100万K以上，在日冕中，温度大致保持在300万K左右，温度迅速上升的原因尚不完全清楚，可能与光球层的磁场有关。
太阳表面不断有快速运动的粒子（主要是质子和电子）逃离太阳，被称为太阳风，速度约为500km/s，经过几天时间到达地球。太阳风是日冕高温的结果。在光球层上方约1000万公里处，日冕气体的温度足以使这些气体摆脱太阳的引力，向外流入太空，同时太阳的大气层也在不断地从内部得到补充，每秒有200万吨太阳物质以这种方式流失，但自46亿年前太阳系形成以来流失的质量不到太阳质量的0.1%。
16.4 太阳磁场
太阳表面许多黑色的斑点，伽利略在1613年前后对这些“斑点”进行了详细的研究，提供了最早的线索之一，这些黑暗的区域被称为太阳黑子（sunspots），直径通常约为1万公里，和地球差不多大，它们经常成群发生，在某一时刻，太阳可能有数百个黑子，也可能一个也没有。对太阳黑子的研究表明，黑子的中心有一个暗色的本影（umbra），周围是灰色的半影（penumbra），太阳黑子其实只是光球气体中温度较低的区域，本影的温度约为4500K，半影约为5500k，，它们实际也很亮，只是因为它们的背景更亮，所以看起来暗。太阳黑子与太阳磁场有着密切关联，一个典型的太阳黑子处的磁场是周围光球层区域磁场的1000倍，磁场的方向垂直于太阳表面，科学家认为太阳黑子之所以温度低，是因为强大的磁场阻挡了热气的对流流动，太阳黑子几乎成对出现并具有相反的磁极。
太阳黑子并不稳定。大多数会改变大小和形状，单个太阳黑子可能持续1到100天；一大群太阳黑子通常会持续50天，太阳黑子的数量和在太阳表面的分布有相当规律的变化，几个世纪的观察已经建立了一个清晰的太阳黑子周期，太阳黑子的平均数量每11年左右达到最大值，然后在周期重新开始之前几乎降至零，从更复杂的角度看完整的太阳周期是22年，在一个太阳活动周期的前11年，北半球所有黑子对的前导黑子有着相同极性，南半球的黑子有着相反极性，在后11年极性逆转。天文学家认为，太阳的磁场是由磁场线的不断拉伸、扭曲和折叠产生和放大的，而磁场线的拉伸、扭曲和折叠是由微分旋转和对流的综合效应产生的，尽管细节还没有得到很好的理解，该理论与解释地球和类木行星磁场的“发电机”理论相似，只不过太阳发电机的运行速度更快，规模更大。
将太阳黑子的观测数据追溯到望远镜发明时期，科学家发现太阳黑子的周期不那么符合11年周期性，而是7到15年不等，而且有许多年太阳周期完全消失了，在1645到1715年是太阳不活动的漫长时期，被称为蒙德极小期（Maunder minimum），在此期间地球的极光也变得稀少，大多数天文学家怀疑太阳的对流区或旋转模式发生了变化，但对此仍没有完整的解释。
16.5 活动的太阳
一对或一组太阳黑子周围的光球层有时会爆发，向日冕喷射出大量高能粒子，这些高能事件发生的地点被称为活动区域（active regions），这些现象往往遵循太阳活动周期，并且在太阳活动极大期前后最为频繁和剧烈。太阳日珥（prominences）是太阳表面活跃区域喷出的环状或片状发光气体，在太阳磁场的影响下穿过日冕的内部，在太阳黑子群内部和附近发现的强磁场中的磁不稳定性可能导致日珥，宁静日珥（Quiescent prominences）持续数天甚至数周，悬浮在光球层之上，活动日珥（Active prominences）的出现和消失更加不规律，在几小时内改变它们的外观，或者从太阳光球中涌起，然后马上回到光球层，一个典型的日珥的范围约为10万公里，是地球直径的10倍。
耀斑（Flares）是另一种类型的太阳活动，可以从太阳活跃区域附近的低空大气中观测到，并且耀斑甚至比日珥更猛烈（甚至更不容易理解），它们经常在几分钟内掠过太阳的一个区域，并释放出巨大的能量，空间观测表明，x射线和紫外线的辐射在耀斑的极其致密的中心特别强烈，那里的温度可以达到1亿K，耀斑被认为是造成太阳表面振荡的大部分内部压力波的原因。太阳的日冕物质抛射（coronal mass ejection）有时与耀斑和日珥有关，这些现象是电离气体的巨大磁性“气泡”，它们与太阳大气的其余部分分离并逃逸到行星际空间，它们携带着巨大的能量，如果它们的磁场方向正确，它们可以通过一个被称为重联的过程与地球磁场合并，将它们的一些能量倾倒到磁层中，并可能在我们的星球上造成广泛的通信和电力中断。
与光球层的辐射的电磁波主要集中在可见光波段不同，日冕处的电磁波辐射主要集中在X射线波段，因此X射线望远镜成为研究日冕的重要工具，在20世纪70年代中期，NASA太空实验室空间站上的仪器显示，太阳风主要通过被称为日冕洞（coronal holes）的太阳“窗口”逃逸，日冕洞缺乏物质，在太阳大气和磁场的干扰下，那里的气体能够以高速自由地流入太空，最大的日冕洞，直径可达数十万公里，并可存活数月，如此大的日冕洞每十年只能看到几次，较小的洞（几万公里大小）更为常见，每隔几个小时就会出现一次，在太阳活动周期中，日冕洞似乎是太阳大规模磁场逆转和自我补充的过程中不可或缺的一部分。日冕洞的结构和演化还没有被完全了解，它们目前是研究的热点。
16.6 太阳核心
太阳和其他恒星的能量来源于核聚变（nuclear fusion），本质是两个较轻的原子反应生成一个较重的原子并释放能量的过程，其能量的释放符合爱因斯坦的质能方程（mass-energy equivalence），E = mc2。
所有的原子核都带正电，所以它们相互排斥，并且根据平方反比定律，两个原子核距离越近，它们之间的斥力越大，但是如果它们以足够高的速度碰撞，一个质子可以瞬间深入另一个质子，最终进入极短的强核力范围内，在距离小于10^-15米时，核力的吸引力压倒了电斥力，发生核聚变。两个质子（proton）的聚变生成一个氘核（deuteron），一个正电子（positron）和一个中微子（neutrino），其中产生的正电子被认为是电子的反粒子，它与电子接触时会立刻发生湮灭（annihilate），并以伽马射线光子的形式产生纯能量；中微子是一种呈电中性并且质量极小的粒子，质量只有电子的十万分之一，几乎以光速运动，几乎不与任何物质相互作用，可以不间断地穿透几光年厚的铅，相互作用的力主要是弱核力；氘是氢的同位素，氢有三种同位素，氕核含有一个质子，氘核含有1个质子和1个中子，氚核含有1个质子和2个中子。
为太阳（以及绝大多数恒星）提供能量的核反应不是一个单一的反应，是一个称为质子-质子链（proton– proton chain）的序列：
1.两个质子聚变产生氘核，正电子和中微子，正电子和电子湮灭以伽马射线形式释放能量；
2.氘核继续与另一个质子聚变产生氦3（氦的同位素），再次以伽马射线形式释放能量；
3.两个氦3聚变产生氦4，再次释放伽马射线能量。
净效应是：4个质子→1个氦4+2个中微子+能量
太阳核心的能量主要以伽马射线的形式存在，其他反应序列也可以为太阳提供能量，但质子-质子链序列产生了几乎90%的太阳亮度。核聚变缓慢但稳定地将轻元素转化为重元素，并在此过程中产生能量，实际上是我们看到的所有星光的原因。
16.7 太阳中微子的观测
理论学家非常肯定，质子-质子链在太阳的核心起作用，但产生的伽马射线能量在从太阳出来时被转化为可见光和红外辐射，找不到直接的反应证据，而中微子干净利落地离开太阳，几乎不与任何物质相互作用穿梭在宇宙空间中，是我们了解太阳核心状况的最佳选择，人们利用多种方式来探测到达地球的中微子，一些探测器使用大量的氯或镓元素，它们比大多数元素更容易与中微子相互作用，这种相互作用使氯原子核变成氩原子核，或使镓原子核变成锗原子核通过探测产生新原子的衰变辐射来探测中微子；其他探测器通过探测高能中微子偶尔与水分子中的电子碰撞，碰撞使电子加速到接近光速时发出主要为紫外波段的电磁辐射，在可见光波段，水呈现蓝色，大型光电倍增管探测到由此产生的微弱辉光，从而探测中微子；在所有情况下，特定的中微子与探测器中物质相互作用的概率都非常小，只有1 / 10^15的中微子真正被探测到。尽管观测到太阳中微子，太阳的理论中微子输出和地球上实际探测到的中微子数量之间存在着差异，到达地球的太阳中微子的数量比标准太阳模型预测的要少得多（少50%到70%），这种差异被称为太阳中微子问题（solar neutrino problem），在这种情况下，实际上只有两种可能性：要么太阳中微子没有我们想象的那么频繁地产生，要么不是所有的中微子都能到达地球。
第一种可能性让科学家修改标准太阳模型，将太阳核心的温度调整的更低，而日震观测发现实际温度与原来的标准太阳模型符合得很好，并且无论怎样调整太阳标准模型都无法符合观测得到的中微子能谱；第二种可能性是中微子在传播到地球途中发生了转换，这个过程被称为中微子振荡（neutrino oscillations），这个过程如果发生将说明中微子并不是科学家们一开始认为的没有质量。
1998年，日本的超级神冈探测器（Super Kamiokande detector）首次发现了中微子振荡的确切证据（尽管不是太阳中微子的转换类型），2001年，加拿大的萨德伯里中微子天文台（Sudbury Neutrino Observatory ，SNO）发表了测量结果，探测到了太阳发出的全部三种中微子（电子中微子、μ子中微子和τ子中微子），观测到的中微子总数与标准太阳模型完全一致，太阳中微子的问题解决了，中微子天文学宣告了它的第一个重大胜利。
十七、恒星
17.1 太阳邻居
我们生活的星系银河系（the Milky Way）是一个由恒星和星际物质通过引力聚集在一起的巨大集合，它包含超过1000亿颗恒星，分布在近10万光年宽的空间中，里面的所有恒星都围绕着距离地球约2.5万光年的银河系中心运行。
第一章中我们提到可以使用视差法测量恒星的距离，原理是通过在地球的不同位置观测待测恒星在背景中的位移来计算距离，地球上这段不同位置的距离称为基线，我们通常从地球在太阳的两个对立位置观察，将基线尺寸扩大到2AU，一些恒星视差才可以测量，视差角（parallactic angle）也被称为视差（parallax），是以基线为底边，待测恒星为顶点的等腰三角形顶角的一半。视差以角秒（arc seconds，符号是’’）为单位（1度=3600角秒），恒星视差法中视差为1角秒的待测恒星，其离我们的距离定义为1秒差距（parsec，pc），1pc约为3.26光年，于是有：待测恒星距离（以秒差距为单位）=1/视差（以角秒为单位）。
除太阳外离地球最近的恒星是比邻星（Proxima Centauri），它是半人马座阿尔法星（Alpha Centauri）三星系统的其中一个恒星，它距离地球1.3pc（4.3光年），是地球到太阳距离的30万倍，这是银河系中相当典型的星际距离。除了半人马座阿尔法星系统外离我们最近的是巴纳德星（Barnard’s star），距离我们1.8pc（6光年）。地面观测的恒星图像通常会因地球大气湍流而模糊成半径约1角秒的圆盘，但特殊设备可常规测量0.03角秒甚至更小的恒星视差，这相当于测量距离地球约30pc（100光年）范围内的恒星，将天文仪器置于地球大气层外的太空，可获得更高测量精度，欧洲空间局（ESA）的“盖亚”项目（GAIA）于2013年发射，测量范围达惊人的10,000pc，覆盖银河系大部分区域，包含约10亿颗恒星。
除视差造成的视运动外，恒星在银河系中还存在真实的空间运动，地球上的天文学家所观测到的恒星运动包含两个分量，径向速度（沿视线方向）可通过多普勒效应测量，横向速度（垂直于视线方向）则可通过精密监测恒星在天球上的位置变化来确定，恒星在天空中每年相对于背景天体的视运动（经视差校正后）被称为自行运动，这种运动反映了恒星相对于太阳的横向速度分量，自行运动速度单位通常采用角秒/年，巴纳德星自行运动值是所有已知恒星中最大的，为10.4角秒/年，目前已知仅有数百颗恒星的自行运动超过1角秒/年。
17.2 光度和视亮度
光度（Luminosity）是恒星的固有特性，与观察者的位置和运动无关，光度有时指的是恒星的绝对亮度（absolute brightness）；视亮度（apparent brightness）和观测者的位置有关，它是单位时间照射在接收器上单位面积的能量，所以视亮度也被称为能量通量，可以被直接测量出来。视亮度与观测者到恒星的距离的平方成反比，与恒星光度成正比。十六章提到的太阳常数其实就是太阳的视亮度。
公元前 2 世纪，希腊天文学家喜帕恰斯将肉眼可见的星星分为六类，从亮到暗依次为从1等到6等，天文学家认为星等（magnitude）比使用国际制单位表示亮度更方便，于是对这个概念进行了扩展，并定义为视星等（apparent magnitude），视星等相差为5时，其视亮度相差100倍，但仍遵循星等越小视亮度越亮的原则，范围也被扩大，从太阳的-26.7到哈勃望远镜能看到的30。并且将在距离恒星10pc的位置上观察的视星等定义为绝对星等（absolute magnitude）。
17.3 恒星温度
天文学家可以通过在几个频率上测量恒星的视亮度，然后将观测结果与合适的黑体曲线相匹配，来确定恒星的表面温度。就太阳而言，最能拟合其辐射理论曲线描述的是一个温度为 5800 K的辐射体。由于黑体曲线的基本形状已被人们熟知，天文学家只需在选定的波长上进行两次测量就可以估算出一颗恒星的温度，通过使用望远镜滤光片来实现，通常使用B滤光片（蓝光滤光片，380nm-480nm）和V滤光片（人眼滤光片，490nm-590nm），只要恒星的光谱能很好地近似为黑体，对 B和V波段辐射通量的测量就足以确定该恒星的黑体曲线，从而得出其表面温度，这种使用一组标准滤光片进行的非谱线分析被称为光度测量法（photometry）。
不同表面温度的恒星光谱具有不同特征：
1.表面温度超 25000K 的恒星，光谱有单电离氦及多重电离较重元素的强吸收线，但氢吸收线弱。（高温能激发电离紧密的原子，并使大量氢电离）
2.表面温度约 10000K 的中等温度恒星，氢谱线最强，结合紧密原子谱线少见，结合松散原子谱线较常见。（该温度适合氢原子电子在轨道间频繁移动）
3.表面温度低于约 4000K 的恒星，氢谱线弱（温度低难以让电子脱离基态）；强谱线由弱激发重原子产生，无电离元素谱线，且低温使分子能存在，许多吸收线由分子产生。
天文学家根据恒星的表面温度进行分类能更有效地揭示其特性，在现行分类中，温度递减的字母顺序为O、B、A、F、G、K、M，这些分类被称为光谱分类（或光谱型），天文学家将每个字母类别进一步细分为0-9十个等级，数字越小表示温度越高，例如太阳属于G2型（比G1稍冷，比G3稍热），织女星为A0型，巴纳德星是M5型，参宿四为M2型。
17.4 恒星尺寸
天文学家通过直接和间接的方式测量恒星的尺寸，对于较大，较亮较近的恒星，天文学家可以通过高分辨率的天文望远镜得到其角直径，如果距离也已知那么就可以根据简单的几何知识直接得出这颗恒星的最大尺寸，这里说最大尺寸是因为我们常常无法判断它是否是一个多星系统构成的亮斑，参宿四（Betelgeuse）就可以通过直接测量测出其尺寸。
大部分恒星其实都不够近不够大无法直接测量其尺寸，而是间接通过辐射定律来得到其尺寸，恒星辐射遵循斯特藩-玻尔兹曼定律，该定律指出：单位面积单位时间内辐射的能量与恒星表面温度的四次方成正比，而光度和恒星表面积成正比，由此可得半径-光度-温度关系，恒星光度正比于恒星半径的平方和表面温度的四次方的乘积：光度 ∝ 半径2 × 温度4，通过我们已知的太阳的光度半径和温度可以得出正比的系数，这样我们只要知道一颗恒星的光度和温度就能计算出其半径。10-100倍太阳半径的恒星称为巨星（giants），1000倍太阳半径的恒星称为超巨星（supergiants），小于或近似太阳半径的恒星（包括太阳）称为矮星（dwarf），毕宿五是一颗红巨星（red giant），参宿四是一颗红超巨星（red supergiant），南河三B是一颗典型的白矮星（white dwarf）。
17.5 赫罗图
恒星的光度和表面温度存在一定的相关性，为此天文学家创造了赫罗图（Hertzsprung–Russell diagrams，H–R diagrams）来直观展现这种相关性，通常赫罗图的纵轴为光度，从下到上递增，横轴为温度，从左到右递减，恒星在图上并非均匀分布，而是主要分布在一条左上至右下的被称为主序（main sequence）的带上，带上的恒星被称为主序星（main sequence star），即对大部分恒星来说，温度越高就越亮，赫罗图上的虚线表示位于同一条线上的恒星其半径相同，根据上一章提到的恒星半径-光度-温度关系，越往上的虚线，位于虚线上的恒星有越大的半径，主序列左上的恒星大、蓝且亮，被称为蓝巨星（blue giants），非常大的称为蓝超巨星（blue supergiants），右下的恒星小、红且暗，被称为红矮星（red dwarfs）。
位于赫罗图的左下和右上区域的恒星不在主序带上，左下分布了一些暗淡的热恒星，被称为白矮星区域（white-dwarf region），南河三B就是一颗白矮星，它的温度为8500K，光度约为太阳值的0.0006；右上区域分布的是红巨星区域（red-giant region），毕宿五就是一颗红巨星，其表面温度为4000K，光度约为太阳的300倍。在太阳附近的恒星中，主序星占90%，白矮星占9%，红巨星占1%。
17.6 扩展宇宙距离标尺
前面我们提到，在1AU内，我们使用雷达进行距离测量，在200pc以内，我们使用恒星视差法进行距离测量，而在10000pc以内，我们可以采用分光视差法（Spectroscopic parallax）进行距离测量，分光视差法测距的步骤如下：
1.测量恒星的视亮度和光谱型
2.通过光谱型估算恒星的光度
3.通过平方反比定律得出恒星到我们的距离
其中这种方式假定了遥远恒星与附近恒星一样分布在主序上，从而能让我们通过赫罗图实现上述的第二个步骤，但其实主序星分布并非直线，而是一条带，所以通过这种方式得出的距离可能存在25%以内的误差。
如果要测量的恒星不是主序星而是白矮星或红巨星呢，在4.5节我们提到，对光谱线宽度的详细分析能揭示谱线形成处气体的密度，红巨星的大气密度远低于主序星，而主序星的大气密度又远低于白矮星。天文学家建立了一套基于恒星谱线宽度的分类体系。由于谱线宽度取决于恒星光球层的密度，而该密度又与光度密切相关，因此这一恒星属性被称为光度级（luminosity class），分别为Ia、Ib、II、III、IV、V。像温度和光度一样，我们现在可以通过光谱型和光度型来精确标定恒星在赫罗图上的位置，完整的恒星光谱特征描述必须包含光度型指标，太阳为G2V型黄矮星，参宿七是B8Ia型蓝超巨星，参宿四为M2Ia型红超巨星。以表面温度约4500K的K2型恒星为例：若谱线宽度显示其为主序星，则判定为K2V型巨星，其光度约为太阳的0.3倍；若谱线窄于典型主序星，则判定为K2III型巨星，光度为太阳的100倍；若谱线异常狭窄时，可能归类为K2Ib型超巨星，其光度达到太阳的4000倍。
通过光度型这一关键参数，天文学家不仅能准确识别恒星类型，还能可靠估算其光度值，进而推算出恒星的距离，这种光谱诊断方法为宇宙尺度测量提供了重要依据。
17.7 恒星质量
恒星的质量和成分是恒星的两个关键属性，二者共同决定了恒星独特的内部结构、外部形态，以及其未来的演化轨迹，通过光谱分析我们能知道恒星的成分，现在让我们转向恒星质量的测量难题。
绝大多数恒星都属于多星系统，其中双星系统最为普遍，太阳并不属于多星系统，这或许是它特别的一点。天文学家根据观测方式将双星系统分类，目视双星（Visual binaries）的成员星间距较大且亮度足够，能分别观测追踪；更常见的光谱双星（spectroscopic binaries）因距离过远无法分辨为独立恒星，但可通过监测其光谱线随轨道运动产生的多普勒频移来间接识别：当恒星朝向观测者运动时谱线蓝移，远离时红移，在双线光谱双星（double-line spectroscopic binary）中，两套分别对应各成员星的光谱线会周期性摆动；而更普遍的单线（single-line）系统中，较暗恒星的光谱难以分辨，仅能观测到一组摆动的谱线，这种现象暗示着可见星正在绕不可见伴星运转；罕见的食双星（eclipsing binaries）系统轨道面几乎与视线平行，当一星从另一星前方经过时会造成星光周期性衰减，通过分析这种光变曲线（light curve），天文学家不仅能推算轨道参数和质量，还能测定恒星半径。上述分类并不互斥，比如单线双星也可能恰好是一个食双星系统。
天文学家通过观测恒星的实际轨道运动、光谱线的周期性位移或光变曲线的亮度衰减，能够精确测定双星系统的轨道周期，目前已观测到的周期范围极为宽广，短至数小时，长逾数世纪。对于目视双星，若已知其距离，通过几何测量可直接确定轨道半长径，结合轨道周期并运用开普勒第三定律的修正形式即可计算出双星总质量，再通过测量各恒星到质心的距离，可获得质量比进而得出两个恒星各自的质量；对于光谱双星，双线光谱双星虽然能测定各自径向速度并推导质量比，但轨道倾角的不确定性使得我们仅能获得恒星质量的下限值，单线系统的情况更为受限，仅能测得可见星的轨道速度分量，此时必须假设伴星质量（通常依据恒星演化模型估算）才能推算可见星质量。若光谱双星恰好又是食双星系统，此时双线系统可精确测定两星质量，单线系统则能大幅简化质量函数计算，只要通过其他方法（如确认主星为某光谱型主序星）确定可见星质量，即可推算出不可见伴星质量。
17.8 质量与其他恒星属性的关系
根据对大量恒星的观测数据，在主序星上，有一个基本的近似法则，恒星的半径与其质量成正比，恒星的光度与其质量的4次方成正比。我们可以简单地用可用的燃料量（恒星的质量）除以燃料消耗的速度（恒星的光度）来估计一颗主序星的寿命，那么恒星的寿命正比于其质量除以光度，又因为光度正比于质量的4次方，所以恒星的寿命与质量的3次方成反比。太阳的寿命是100亿年，主序星中一个10倍太阳质量的恒星它的寿命可以快速得出，为1/1000太阳寿命即1千万年。恒星的质量越小，光度越小，寿命越长。
十八、星际介质
18.1 星际物质
恒星之间的物质统称为星际介质（interstellar medium），由遍布宇宙的气体与尘埃两种组分混合构成，气体主要由平均尺寸约10⁻¹⁰米（0.1纳米）的单个原子及不超过10⁻⁹米的小分子组成；星际尘埃则更为复杂，是由原子和分子构成的团块——其性质类似粉笔灰或组成烟雾、煤灰、雾霭的微观颗粒。星际物质在宇宙中的分布极不均匀并会对远处的恒星造成不同程度的遮挡。
我们可以通过星际尘埃对星光的影响来测算其数量与大小。根据经验法则，光束只能被直径接近或大于辐射波长的粒子吸收或散射，典型星际尘埃颗粒（dust grain）的尺寸约10⁻⁷米（0.1微米），与可见光波长相当，这导致星际尘埃区域对长波无线电和红外辐射透明，却会阻挡短波可见光与紫外辐射，星际物质造成的星光整体衰减现象称为消光（extinction）。
由于星际介质对短波辐射的阻挡更强，遥远恒星的高频（”蓝”）成分会优先损失，因此除了亮度普遍降低，恒星看起来会比实际更红，这种被称为红化（reddening）的效应，其原理与地球壮丽红霞的成因相似。消光与红化会改变恒星的视亮度和颜色，但抵达地球的辐射仍保留原始光谱吸收线特征，使天文学家能确定恒星光谱类型，通过对比主序星的光谱/光度类型与其实际光度颜色，测量星光在传播途中经历的消光与红化程度，就能推算视线方向上星际尘埃的分布特性，对不同方位、不同距离恒星的重复观测，最终构建出太阳系周边星际介质的分布图谱。红化效应在致密尘埃云（称为球状体）中尤为显著，巴纳德68云团核心区域对所有可见光波段都不透明，但边缘区域因尘埃较少仍有星光穿透。
星际空间中气体与尘埃无处不在，然而星际介质的密度极低，气体平均密度仅约每立方厘米1个原子，星际尘埃更为罕见，平均每万亿个原子才对应1个尘埃粒子，尽管星际介质如此稀疏，但星际空间的尺度浩瀚，足以有效衰减光辐射。
通过光谱分析恒星光线穿越星际气体时产生的吸收线，我们发现星际气体中的元素丰度与太阳、恒星及类木行星等天体基本一致：约90%为原子或分子氢，9%为氦，剩余1%为重元素，但与太阳系或恒星相比，碳、氧、硅、镁、铁等重元素在星际气体中的含量显著偏低，最可能的解释是这些元素大量参与了星际尘埃的形成，从而以更难观测的固态形式存在。
有趣的是，天文学家对星际尘埃颗粒形状的了解反而胜过其成分认知。虽然星际气体中的微小原子基本呈球形，但单个尘埃颗粒明显呈细长棒状，恒星光球层发出的原本是非偏振光。但当光波与细长尘埃颗粒相互作用时，最终抵达地球的光波就呈现出特定偏振（polarized）方向，正是通过检测这种偏振光，天文学家不仅确认了尘埃的细长形态，还发现它们在广袤星际空间中存在定向排列，这种排列和强度仅为地磁场百万分之一的星际磁场起着关键作用。
18.2 发射星云
传统上，天文学家将天空中任何”模糊”的光斑（无论明暗）称为星云，是通过望远镜可辨识、但边界不如恒星或行星清晰的太空区域。现代研究表明，许多（虽非全部）星云实为星际尘埃与气体构成的云团。若云团遮蔽了后方恒星，便呈现为明亮背景上的暗斑，云团被称为暗星云（dark nebula）；若云团内部存在炽热年轻恒星等使其发光的天体，则会形成明亮的发射星云（emission nebula）。
发射星云辉光区域的中心通常存在至少一颗新形成的O型或B型炽热恒星，这些恒星释放的紫外光子会电离周围气体，当电子与原子核重新结合时，会发射可见光使气体产生荧光，发射星云基本都呈红色，是因为丰度最高的氢原子在可见光谱的红光辐射。另一种星云叫反射星云（reflection nebula），反射星云依靠反射附近恒星的光线而发光，它呈现蓝色，因为短波蓝光更易被星际物质散射至地球。
光谱学家采用罗马数字标注原子电离状态：化学符号加”I”表示中性原子，”II”为单电离（缺失1电子），”III”为双电离（缺失2电子）等，由于发射星云主要含电离氢，故常称HII区；以中性氢为主的区域则称HI区。
发射星云的光谱可以和恒星的光谱明显区分，恒星光谱呈现类黑体连续谱与吸收线，叠加星云气体的发射线；而纯星云光谱仅检测到发射线，光谱分析表明，星云的化学组成与恒星及星际介质一致，90%的氢、9%的氦以及1%的重元素。一个典型发射星云粒子密度约为数百粒子/立方厘米，温度约8000K。
早期天文学家研究发射星云光谱时，发现许多谱线无法与地球实验室已知元素对应，催生了”星云素”（nebulium）假说，随着原子物理学的完善，学者意识到这些谱线其实源于熟悉元素（如双电离氧）在极端条件下的电子跃迁，该跃迁的特殊性在于：高能态离子可维持数小时才回落低能态并释放光子，且仅当离子全程不受其他粒子碰撞干扰时，才会完成跃迁。地球实验室因气体密度过高，离子总在发射光子前被碰撞扰动，故无法观测到此谱线，这类谱线因而被称为禁线（“Forbidden” Lines），因地球环境概率极低而不可见，发射星云的低密度特性（粒子碰撞罕见）恰好满足禁线产生条件。
部分星际区域存在比发射星云更稀薄、更炽热的气体，这些超热”气泡”构成的云际介质，可能延伸至星系际空间，其高温可能源自古老超新星爆发的剧烈膨胀。太阳位于直径约100pc的”本地泡”（Local Bubble）内，本地泡包含约20万颗恒星，可能由天蝎-半人马星协的多次超新星爆发塑造。
18.3 暗尘埃云
发射星云和星际气泡只占星际介质的很小一部分，空间中99%的区域都是不含这些天体和恒星的，是寒冷黑暗的，星际物质构成的典型黑暗区域的温度为100K，在这些区域中包含另一种类型的天体：暗尘埃云（dark dust cloud）。暗尘埃云比周围空间温度更低，密度更大，天鹅座L977是一个典型的暗尘埃云区域。
星际暗云中的气体可以吸收来自恒星的辐射，这些吸收线能为我们提供这些黑暗星际介质的相关信息，通过研究这些谱线，在暗云中检测到的元素丰度与其他天体基本一致，因为（我们将在第19章看到）星际云团正是孕育发射星云与恒星的摇篮。
18.4 21厘米辐射
上述观测技术有其局限性，它必须依赖背景辐射源提供可被吸收的光线，为了更全面地探索星际空间，科学家还有另一种方法：利用星际气体自身产生的低能无线电波辐射进行探测。
【自旋】（Spin）：对于一个氢原子，有一个电子绕着质子旋转，电子除了绕着质子旋转，也有绕着自身轴线的旋转运动，称为自旋，质子同样有自旋特性，处于基态的氢原子仅存在两种自旋构型：电子与质子自旋方向相同（自旋轴平行），或自旋方向相反（自旋轴反平行），其中反平行构型的能量略低于平行状态。
宇宙中所有物质都趋向于达到最低能态，星际气体也不例外，因此电子质子自旋相同的氢原子会倾向于变成电子质子自旋相反的氢原子，并且释放出一个波长为21.1cm的光子，位于电磁波谱的无线电波段，科学家将这种氢原子自旋翻转产生的谱线称为21厘米辐射（21-cm radiation），它成为探测宇宙中任何氢原子气体区域的重要工具。由于视线方向上通常存在多个星际气体团块，实际观测到的21厘米谱线呈现锯齿状不规则形态，在强度、宽度和多普勒频移上存在区域差异，通常需要复杂计算机分析进行解构。由于星际原子碰撞持续激发氢原子至高能态，维持两能态原子数平衡，可以确保21厘米辐射持续存在，而不是如想象中最终全部处于低能态。这种特征辐射的波长远大于星际尘埃颗粒的典型尺寸，使得21厘米辐射能毫无散射地抵达地球，这种突破数千秒差距观测限制、且不依赖背景恒星的技术，使其成为天文学中最重要的观测手段之一。
18.5 星际分子
星际空间中有一些区域的气体粒子以分子而不是原子形式存在，该区域的温度低，密度高，被称为分子云（molecular clouds）。
第四章提到过，分子不但能像原子一样通过电子跃迁释放光子产生辐射，还能够通过不同能量状态的旋转和振动产生辐射，只是通过旋转振动产生辐射的能量较小，为无线电波段，分子的辐射在无线电波段对观测十分有利，在高密度和多尘的区域中，更高频率的辐射都会被阻挡。
在绘制分子云的图谱时，尽管氢分子是这些云团的主要成分，但它们无法用于分子云探测，因为氢分子不能吸收和发射无线电波，只能释放短波紫外辐射，21cm辐射探测也只用于原子，不适用于分子，因此天文学家借助其他分子探究这些区域的内部，现在已有包括一氧化碳（CO）、氰化氢（HCN）、氨（NH₃）、水（H₂O）、甲醇（CH₃OH）、甲醛（H₂CO）在内分子被用于探测，当我们观测到这些分子时，即可推断该区域必然同时存在高密度的氢分子、尘埃等重要成分。
星际气体射电图谱与星际尘埃红外图谱显示，分子云并非孤立存在于太空中的独立天体，而是构成横跨160光年、足以孕育百万颗类太阳恒星的巨型分子云复合体（molecular cloud complexes），目前银河系内已发现约一千个此类巨分子云复合体。近年来，天文学家逐渐认识到星际介质处于永恒演变的动态环境中，新生恒星（第19章详述）和超新星（第21章重点）释放的能量，驱动着星际气体产生大尺度湍流运动，在此视角下，我们观测到的低温分子云，不过是混沌星际海洋中因整体气流暂时压缩形成的致密气体暂态岛。
十九、恒星形成
19.1 恒星形成区域
宇宙中不断有新的恒星在诞生，在远超出我们银河系的宇宙众多区域中，都观测到了恒星形成区，大麦哲伦云（Large Magellanic Clouds）是最壮观的恒星形成区域之一，这个小型伴星系距离地球约17万光年，是拥有惊人数量年轻蓝星的区域，是我们本地宇宙邻居中最大的恒星摇篮。
简单说来，当星际介质（冷暗星云）的一部分开始在其自身引力作用下坍缩时，云团碎片逐渐升温，最终其核心达到足以引发核聚变的高温，此时坍缩停止，一颗恒星就此诞生。坍缩是终止是高温的原子热运动与引力抗衡的结果：炽热气体产生的向外压力与引力向内拉扯达到精确平衡。对还没有演化成恒星的星云来说，要开始坍缩需要大量的原子产生足够的引力来对抗热运动效应，100K的典型低温星云需要10⁵⁷个原子，这个数量非常大，甚至超过构成整个地球原子核的基本粒子总量（10⁵¹个）。