《星空奥秘》试读：二 恒星的家园——星团

星团分类 夜空中一颗一颗闪烁着微弱光亮的星星，有的似乎彼此相邻，有些似乎又相隔很远，还有一些星星总是固定在某个位置，形成一种特定的图案，例如，我们最熟悉的北斗七星，就好像这些星星之间也有亲疏之分。中国古代的二十八星宿，就是将那些能够看到的星星分成团体。事实也正如此，星星们也有彼此之分，将它们分开或者聚团的，正是它们相互之间存在的引力作用。 公元前四世纪，中国战国时魏国天文学家石申著有《天文》八卷，后世称为《石氏星经》，其中载有121颗恒星的位置。这是世界上最古老的星表,可惜现已失传。但人类对恒星的记录习惯却保持下来，当星星发现得越来越多时，单个的记录已经不能满足现实需要，人们开始将一些明显成群的星星视为一个整体而加以分门别类。在天文学上，我们把10颗以上，由于物理上的原因聚集在一起，并受到引力作用束缚的一群的恒星，叫做“星团”。许多较亮的星团用肉眼或小望远镜看起来是一个模糊的亮点，但透过高倍望远镜可以发现，形成星团的恒星之间的空间密度显著大于星团周围的恒星，这样才能将它们与其他的恒星分辨出来。星团的大小不一，形状各异，从几十颗到上千颗都有。 现在人们所说的星团，大都指存在于银河系内的恒星团体。不过，天文学家也发现一些少量的银河系之外的星团。根据星团包含的星数、形状和在银河系中的位置，星团又可以分为两种 ：疏散星团和球状星团。 疏散星团一般由十几颗到几千颗恒星组成，它的结构较松散、形状也不规则。科学家们通过研究发现，能看到的疏散星团有一半都位于银道面附近宽度为7°的狭带上，因此也叫银河星团。这些星团大都由温度较高的蓝巨星组成，年龄一般比球状星团年轻。组成疏散星团的成员星之间的角距离较大，一般都能用望远镜很方便地分解成单颗的恒星。迄今为止，在银河系内已发现1000多个疏散星团，像昴宿星团、毕宿星团等等都是疏散星团。疏散星团的年龄差别很大，一些年轻星团的年龄只有几百万年，而 M67 的年龄为几十亿年，NGC188 的年龄则达一百亿年。 另一种星团就是球状星团。顾名思义，球状星团的形状像一个球形，或者是接近于球形，它里面的恒星分布在一个巨大的球空间内，这个球的中心与银河系的核心(即银心)重合。 球状星团由温度较低的红巨星和天琴座RR型星组成，由观测得知有一个球状星团甚至还包含行星状星云。这些恒星按演化来说，比蓝巨星要年老得多，因此球状星团是银河系内很老的天体，一般年龄约为一百亿年。而且球状星团也比疏散星团稳定得多，内部恒星之间密度非常大，紧紧围绕在一起，又由于球状星团距离人类十分遥远，所以即使用现在最大的望远镜也不能把球状星团中大部分成员星分解成单颗的恒星。只有边缘的一部分星可以在长时间曝光的底片上看到，最亮的中心星可以在短时间曝光的底片上看到。 目前在银河系内已发现132个球状星团，它们大部分分布在银河的银晕中。可能还有许多球状星团隐藏在银盘中，只是由于银盘上有大量吸光物质而未被发现。据科学家估计，银河系大约有500个球状星团。1975年底以来，在一些球状星团中发现有X射线辐射源，因此有些人认为在球状星团的核心可能存在黑洞或密近双星。法国天文学家梅西叶最先给星团编号。1748 年，梅西叶在研究彗星时，为了避免把一些恒星和彗星弄混淆，遂将103个位置固定的模糊天体编成星表，即著名的《梅西叶星云星团表》，梅西叶将那些用小望远镜看到的聚成团的恒星称为星团，并为它们编号。1888年，丹麦天文学家德雷耶尔编订了新的星团星云表，数量扩充到7840个，称为《星云星团新总表》(简称 NGC星表)。不久之后，这份新总表得到修订，即补充了大约5386个天体的NGC星表的补编(简称IC星表)。这几个星表中都载有大量的星团，因此一般就用这些星表的编号作为星团的名称。例如编号为M45的星团，即为著名的昴宿星团。 疏散星团——昴宿星团 昴宿星团又称七姊妹星团，在梅西叶的星云星团表中编号为M45，是一个大而明亮的疏散星团，位于金牛座。昴宿星团是一个很年轻的星团，其年龄大约在5000万年左右。昴宿星团离我们约417光年，由大约1000多颗恒星组成，用肉眼直接能看到的只有六七颗，整个星团集体在空间移动，属于移动星团之一。 在中外天文史上，对昴宿星团的记载历史已经超过三千年。在冬季夜空中，昴宿星团所在的金牛座光辉熠熠。在金牛座背部方向就是昴宿星团所在位置，它的面积是月亮的16倍，亮度约为四星等，呈现光晕似的一团，很容易辨认出来。“昴宿”为中国古代二十八星宿之一。《诗经》中的《召南•小星》中提道：“ 彼小星，为参与昴。”“昴”就是“昴宿”。“昴”的意思是“毛毛的”，《史记•天官书》说“昴曰髦头”，就是这个意思。远在周朝，我国便用“昴”作为冬季来临的标识。 在西方天文学上，将昴宿星团称为七姊妹星团，这是古希腊人赋予这个星团的一个有些浪漫又悲惨的神话传说。七姊妹是天神阿特拉斯(Atlas)的女儿，她们是月亮女神的宫女。有一天，七姊妹在草原上玩的时候，猎户奥莱翁突然闯了进来，吓得她们纷纷逃往天上，躲在女神的袖子里。后来，女神打开衣袖只看见七只鸽子缩成一团。奥莱翁一直想要抓到她们，直到天神宙斯同情七姊妹，将她们安置在天上，才成为七姊妹星团。 年轻的昴宿星团除了她闪烁的光芒引人注意之外，在这个星团内部还出现了一些恒星衰老阶段的白矮星和棕矮星，这是让天文学家最意外、又最感兴趣的地方。 白矮星属于恒星生命的末期。恒星的寿命和它的质量有很大关系，以太阳的质量为参照标准，一般大的恒星质量有30个太阳质量，小的约为十分之一太阳质量。质量大的恒星寿命却比小恒星短得多，只有太阳型恒星才能在演化末期成为一个白矮星。可是昴宿星团由年轻的蓝巨星组成，而且年龄不到一亿年，比起太阳的50亿年来说，昴宿星团年轻得多，不应该出现白矮星才对。昴宿星团内的白矮星让天文学家不得不修正原有的恒星演化理论，在原来的理论基础上，添加了一个新条件：即大质量恒星在演化期间，会借助恒星风、喷流等机制散失物质。这样一来，如果物质散失得够多，到了演化末期，恒星质量缩减到与太阳差不多大小或更小时，将会成为一个白矮星。 棕矮星是一种介于恒星和行星之间的天体，天文学家从20世纪60年代开始从理论上推断应该存在棕矮星，直到20世纪八九十年代，哈勃太空望远镜才找到了第一个棕矮星。天文学家一般根据锂元素的谱线来判断是否是棕矮星，锂元素的谱线一般只能存在于温度不超过3000℃的恒星光谱中。而昴宿星团的年龄不到一亿年，仍然处于幼年期，这个时期的恒星温度恰好可以用来寻找锂元素光谱，所以对天文学家来说，昴宿星团内的恒星是一个理想的寻找棕矮星的场所，而且现在已经找到了一些棕矮星。 昴宿星团是天文学家的知识来源，而对那些业余的天文爱好者们来说，昴宿星团又是一个很好的观测目标，它的美丽光芒在夜空中成为一道闪亮的风景。人们对昴宿星团的欣赏与膜拜一直不减，现在的日本富士重工业生产的汽车品牌，就取名为Subaru，即“昴”。 球状星团——半人马座 ω 和昴宿星团这样的疏散星团相对应的，即星团家族中的另一半——球状星团。银河系中约有500个球状星团，全天最大最亮的是半人马座ω星团(NGC5139)(Omega Centauri)。1677 年，天文学家哈雷发现这个星团时还误认为是一颗恒星。因为用肉眼虽然能够直接看到它，却不能分辨出它内部团聚的恒星。人们给了它一个希腊字母，称其为半人马座ω(音omega，奥米茄)。后来人们又发现它不是一颗恒星，而是一团迷蒙的星云。直到 1830 年，英国天文学家赫谢尔 (John Herschel) 才首先发现它是星团而不是星云。 ω星团位于半人马座，古希腊天文学家托勒密的48个星座表中已有半人马座，它与人马座是完全不同的两个星座。人马座位于黄道带上，比半人马座靠北一些。北半球中纬度广大地区的人们都能看到完整的人马座，但却看不到半人马座。不过，这两个星座有着一个相互关联的古希腊神话传说。传说上古时代有一个叫肯陶罗斯(Centaurus，即半人马座的拉丁语名称)的半人半马族。他们上半身是人形，而下半身却是马。他们住在深山密林中，生性野蛮粗鲁，天生好酒好色。他们善于奔跑，作战本领高强。最让人们难以忍受的是，这些半人马们总爱惹是生非，不能与邻居们和睦相处。不过其中一个叫卡戎的半人马却完全不同，他善良贤明、博学聪慧、多才多艺。希腊神话中有许多大英雄和大能人都是他的学生，他们都很爱戴和尊重卡戎。他死后，天神宙斯将他升上天空，成了人马座。 半人马座的亮星比较多，这些亮星的连线勾勒出一个好斗的半人半马，他手拿长枪，正在与豺狼搏斗。ω星团就位于半人半马的腰眼附近。半人马座ω距离地球约17000光年，年龄大约120亿岁。它的密度大得惊人，包括的几百万颗恒星聚集在只有数十光年直径的范围内，它中心部分的恒星彼此相距平均只有0.1光年，而离太阳系最近的恒星也在4光年之外。使用小型望远镜也可以看见半人马座ω的单个恒星，如果使用更大的望远镜，就可以看见数千颗恒星集团穿过一个更远恒星组成的分辨不清的圆盘上。 半人马座ω星团是全天最明亮、最美丽的球状星团，可惜这个明亮的球状星团位于南天。北半球中纬度以北的人们都无缘与它会面，不过北纬25°以南地区的人们可以看见完整的半人马座。对南半球的观测者来说，半人马座属于秋夜星座，但在我国南方几个省份于春天晚上可以看到。 由于比其他球状星团都明亮，ω星团成为了天文学家关注的重点。在大量观测之后，科学家发现半人马座ω不同于其他的球状星团。它包含的恒星数量很庞大，一般的球状星团包含有成千上万颗，甚至是几十万颗恒星，而ω星团的成员达到了 100 万颗。 此外，它还包含几种不同世代的恒星。一般来说，在同一个球状星团中，各成员星都有相似的初始化学成分，而且它们的运动方向和速度以及与我们的距离都大致相同，属于同一个球状星团的所有恒星，都是由同一块星际气体云，在同一时刻一起诞生的。但是半人马座ω星团中间，存在着两个主要的、截然不同的、都以核心氢元素为能源的星族，一个是蓝色星族，另外一个是红色星族。经过长期的观察，天文学家们一共观测到17颗蓝色星族的恒星和同样数量的红色星族的恒星。这些恒星的星等介于20到21等之间，即比肉眼可见的最暗恒星还暗 50 万到 100 万倍。 ω星团中存在着大量的氦元素含量大大超标的蓝色恒星，天文学家对此深感不解：“这些氦元素都是从哪里来的?”人们推测，可能是由大质量恒星的超新星爆发产生的。假如这一结论可以成立，那么，半人马座ω星团一定是经历了两代恒星的形成过程。最初，一场剧烈的恒星形成过程发生了，具有原始氦含量的偏红色星族的所有恒星都是在此时形成的。与其他普通恒星一样，这些恒星通过核聚变将氢转化为氦。几千万年之后，第一代恒星中质量最大的恒星发生了超新星爆炸。由10～12倍太阳质量的超新星抛射出的富含氦元素的物质“污染”了球状星团，使球状星团中星际介质的氦含量大大增加。此后，第二代恒星，即偏蓝色的星族，才从富含氦元素的星际气体中产生出来。 也有天文学家通过研究推测，半人马座ω可能有一个比现在要大数百倍的矮星系核心，被我们的银河系扯碎和吸收掉了。但对这一理论，天文学家们还没有定论。 半人马座ω星团是银河系球状星团之中星族情况最复杂的一个。它的巨大质量表明，这是一个介于球状星团和更大恒星系统，例如星系之间的过渡类型。从这个意义上来说，半人马座ω星团对于研究恒星形成演化历史，是个非常有用的“天然实验室”。为什么银河系的球状星团中，只有半人马座ω星团才能产生出氦含量超丰富的恒星?其他球状星团中是否也会有氦含量超标的恒星存在呢?相关的一系列宇宙之谜都在等待人们进一步去探索，去琢磨。