銀河系導讀(二)
第五章 銀河系的居民
通過對銀河系內不同年齡恆星的對比研究，可以綜合出整個銀河系的演化歷程，當然也可推論散佈於宇宙中的星系它們的演化。
一、赫羅圖－－光度和顏色
1.赫羅圖(Hertzsprung-Russsell diagram)對天文學的重要性如同週期表對於化學一般。
2.丹麥人埃希納-赫茲普朗的父親曾拿過天文學學位但並非一位天文學家，赫茲普朗也從未想過自己會成為一位出色的天文學者。他在1905年和1907年發表過文章，有關於恆星的光度和恆星的顏色間的聯繫關係。他歸納出：藍色和白色的恆星本身亮度很大，橙色與紅色的則可分為一群亮的和一群暗的。
3.1911年，他利用圖形來呈現光度與顏色間的關係，即為赫羅圖的前身。
4.哈羅-沙普利的老師，也是普林斯敦大學的天文學家亨利-諾利斯-羅素(Henry-Norris-Russell)同時也在尋找同一事情的相關性，爾且也繪出了星色與光度的關係圖，從此人們就將橫星光度與星色關係圖簡稱為赫羅圖(HR-diagram)。
5.HR圖中的光度代表恆星真正發光的強度，即為星星向空間輻射的能量強度。最亮的星要比最暗的星亮一億倍以上，(若以+15絕對星等到-10絕對星等，則亮度差約40億倍)太陽則屬中庸，絕對亮度為4.8。95%的星球都比太陽要暗！
6.絕對星等的定義為將恆星置於距太陽10秒差距(p.c.)處(1p.c.=3.26光年)，其所發出的光亮度。恆星的絕對星等可以從-10(106L⊙)到+20(10-6L⊙)。
7.恆星的顏色反映出恆星的表面溫度。除此之外，星球的溫度也影響到它們的光譜線，不同的元素在不同的溫度時，會吸收或放出特定波長的電磁波，為自己的存在作最好的證明。現在使用的光譜分類系統最早在1890年前後由哈佛天文台發展出來的(註一)，工作領導者為 Edward Pickering，另有幾位助手的貢獻也十分重要：威廉敏娜-弗萊明(Williamina Fleming)、安妮-詹普-坎衣(Annie-Jump-Cannon)、安東尼亞-茂莉(Antoina-Maury)，他們共蒐集二十多萬顆星編成Hennry Draper Catalogue(就是HD Catalogue)。
8.哈佛天文台將恆星的光譜分為7類，由藍而紅分別以一個字母代表：O、B、A、F、G、M、N。O、B型是藍色的，A型是白色的，F型黃白色，G型黃色，K型橙色，最冷的是M型。
9.赫茲普朗和羅素均注意到：
a.藍色的B型星與白色的A型星，都比太陽亮，橙色的K型和紅色的M型分為兩支：一比太陽亮一比太陽暗。
b.恆星主要分佈在圖中三個區域：從左上方延伸至右下方的主序帶，數量佔全部恆星的90%；右上方的黃巨星、紅巨星和橙巨星帶，現統稱為紅巨星及左上方的藍巨星；以及左下方與主序帶平行的白矮星。
二、恆星的大多數－－主序星
1.主序帶恆星的特徵
a.多樣性：從高亮度的O、B型星到黃色的亮星更到很暗的紅色M型星。
b.他們都是利用星體中心的氫核融合成氦核反應來產生能量。
c.它們光度與顏色的巨大差別來自於它們不同的質量：質量愈大的主序星，中心部分越熱，氫核融合的速度也越快，所以恆星更亮表面更熱。
2.一顆恆星形成時的質量決定了它在主序帶上的停留時間長短，質量最大的恆星約為100M⊙，最小者約為8%M⊙。
3.如果恆星誕生時的質量小於8%，不會發生氫核融合反應，只發出暗紅色的熱輻射稱為棕矮星。
4.質量除了決定主序星的光度和顏色外，也決定它的壽命。
※獅子座軒轅十四：藍色B型、4M⊙，t＝108年
※太陽：黃色G型星、t＝1010年
※半人馬座比鄰星：紅色M型星、0.1M⊙，t=1012年
5.O、B、A、F型亮星佔銀河恆星總數約1%，約4%屬G型黃色、15%是橙色主序星或橙矮星、M型星或稱紅矮星佔70%，亮度很低肉眼無法見到。
綜合以上，有五條規律支配恆星在主序帶階段的性質：質量越大，亮度越亮、溫度越高、顏色越藍、壽命越短、數量越少。
三、又大又亮的巨星和超巨星
相對於紅巨星與超巨星，主序星也稱為矮星，超巨星的半徑比主序星大許多，如：
畢宿五：K型巨星，R=40R⊙
參宿四：M型超巨星，R=1000R⊙
1.質量在0.5M⊙到8M⊙的恆星其演化都是相似的。以太陽為例，核心的氫融合成氦，當中心的氫耗盡時，便開始燃燒中心外圍的氫球層而且中心的氦球層收縮溫度增高熱輻射壓力劇增導致外殼膨脹，此時太陽便移出主序帶，它膨脹變得更亮成為亞巨星，隨著星體膨脹和變亮，太陽成為一顆紅巨星。
2.質量在3倍太陽質量以上的星球，膨脹和冷卻時的光度變化不大，在HR圖中的移動呈向右水平移動，這便是所謂的horizontal branch。
3.紅巨星核心的氦因收縮溫度遽增引起氦閃(Helium Flash)，開始將氦核融合成碳和氧。核心區域的氦用盡之後，開始點燃周圍的氦殼層，此時星球外圍含氫與氦的外殼將被拋出，只留下碳與氧的球心，發出強烈的紫外線激發被拋出的氣體使之發光，形成所謂的行星狀星雲。
4.中心的球核則持續發光到能量耗盡為止，若質量允許，可能形成白矮星。
四、又小又暗的白矮星
1.白矮星占銀河恆星數量的10%，1910年第一顆在波江座被發現，是由羅素與哈佛天文台的皮克林等一起找出來的。5年後，1915年在天狼星旁發現第二顆白矮星天狼星B，原以為是一顆紅矮星，此星距離地球約8.6光年。
2.白矮星的密度約為5×106g/cm3，具有各種顏色，表示其表面溫度從最高約一萬度可以到幾千度。
五、超新星
質量大於八倍太陽質量的星球其死亡過程將是一場大災難。
1.主序帶中的O、B型星將其核心的氫燒光後，隨即成為如參宿四或心宿二的超巨星，開始燃燒氦。
2.大質量恆星的演化末期因質量的不同有極大的差異，如下：
a.M＞60M⊙，都是在藍星區，最後是超新星爆發。
b.25M⊙＜M＜60M⊙，由藍巨星轉成紅巨星再轉成藍巨星，最後為超新星爆發。
c.M＜25M⊙，由藍巨星轉成紅超巨星，最後為超新星爆發。
3.超巨星因核心融合反應到鐵核產生時，已無法再產生能量向外傳遞，導致星球因重力塌陷收縮，瞬間使鐵核吸收能量解離成氦核和中子，當溫度高達1011K，密度為3×1013g/cm3時，核心物質的電子全被壓入質子中形成所謂中子簡併態(degenerate state)，此簡併壓力能抵擋住向內的塌陷，結果造成反彈的向外衝擊波，衝擊波使得外圍氣體瞬間引燃熱核反應，這就是II型超新星爆炸。
4.爆發後核心形成一中子星，直徑大小約為15公里。由於角動量所以中子星自轉極快，又稱為脈衝星，自1967年首次發現後，至今已找到600多顆。
5.如果中心核心質量仍然很大，就會形成黑洞，它首次在1971年於天鵝座被發現。黑洞因吸入周圍伴星的物質導致這些高速運動的物質發出X光。
6.當白矮星的質量超過1.4M⊙時，它也會形成超新星爆發。如白矮星從鄰近伴星獲得物質始自身質量超過上限，將造成核心進行失控的碳核融合反應，引起爆炸即所謂Ia型超新星。它的亮度比大質量恆星的爆發大。
天文學家不僅對單獨的恆星感興趣，也關心恆星之間彼此的關係以及恆星與銀河系的關係。1943年威爾遜天文台的瓦爾特-巴德發現銀河中的「星族」，今天知道不同的星族是不同年代形成的，所以「星族」保有銀河系生命史中不同年代的訊息，藉由星族的研究，我們可以知道銀河系甚至其他星系起源的秘密。
第六章 銀河系的人口統計—星族
一、研究星族的目的：
對銀河系不同星族及其相互關係的研究，因為他們保留著整個銀河系起源和演化的線索。
二、星族的定義：
星族是具有星系規模的，由年齡、地域、運動學和化學構成都相似的所有類型恆星組成的星群。
三、描述星族的四個特徵：
1.年齡﹙最為重要﹚：利用年齡來追蹤銀河系的演化，每個星族保存了它誕生時的銀河系狀態之有關訊息。
2.地域﹙最簡單而直觀﹚：不同星族的恆星大多居留在銀河系的不同地域。
3.運動學：描述恆星如何在銀河系中沿軌道運行，要決定一恆星的真實軌道，就必須瞭解其U、V、W速度，測量的標準是依據一個假想的點，它到銀心的距離等於太陽到銀心的距離，並且按順時針方向以每秒220公里速度沿圓形軌道繞銀河系運動。
4.化學組成：量度恆星中不同元素，特別是比氫跟氦更重的元素（稱為金屬）之含量或丰度，稱之為金屬性，並以太陽作為量測標準（太陽本身有2%的質量為金屬，屬於富金屬恆星）。
第七章 亞矮星的起源
巴德將銀河系分成兩個星族時，乃依據地域性及星體的運動性，而不知星族I比星族II年輕，兩星族間金屬丰度的不同。當時天文學家普遍的信念是：所有的恆星有著相同的化學組成，少數恆星反常的光譜表示大氣的異常性質，非金屬性的差異。
ㄧ、來自銀暈的非法闖入者
1.1951年加州大學的天文學家勞倫斯-阿勒與一名研究生發表論文指出，銀暈星族中的HD 19945和HD 140283的鐵丰度遠低於太陽，但論文接受度不高。阿勒於1943年獲得哈佛天文學位後便對光譜反常的沃爾夫-拉葉星進行分析。他發現一些沃爾夫-拉葉星有大量的氮而有一些含有大量的碳和氧。HD 19445 位於白羊座，HD 140283位於天秤座，兩星現已被測出分別以140km/s和171km/s的速度接近太陽。
2.1913年左右，威爾遜天文台的亞當斯說此二星的光譜很特殊，1922年亞當斯和阿爾佛雷德-喬伊得出的結果是A型的白色星，鐵的譜線很弱，較突出者為可見光區中的中性鐵原子光譜與一次游離的鐵離子，另外它們的氫原子譜線也比一般A型星弱。但一般A型星的高溫應造成鐵原子高度游離的光譜線且出現在紫外光區，在可見光區只有微弱的鐵譜線。
3.到1934年止，共發現六顆帶弱氫線的A型星，它們的光度高於白矮星低於主序星，被稱為「中介白矮星」。1939年德克薩斯州麥克唐那天文台的吉拉德-柯伊伯稱之為「亞矮星」一直沿用至今。亞矮星的相對太陽的速度都很高，所以它們沿著偏心的橢圓軌道繞銀河系運動，而且它們比矮星暗大約一個星等。1943年美國天文學家珀貝發現天鴿座中的一顆星CD-292277以高速遠離太陽，其視向速度約546km/s，直到80年代有更新的紀錄打破。
4.阿勒自威爾遜天文天帶回HD19445和HD140283的光譜資料到密西根，同研究生約瑟夫-張伯倫分析研究卻發現它們的光譜分類應比A型更冷。阿勒指出，A型星應有明顯的一次游離鐵譜線，但這兩顆星卻只有中性鐵的吸收線，表示溫度應該更低，所以光譜型應是F型，因為F型星的氫線比A型星的弱。
溫度高時，因鐵游離使中性鐵的譜線變弱，但氫線較弱的F型星表示溫度較低，鐵譜線應明顯，所以該兩顆星顯然缺乏鐵元素。
※氫光譜線強弱可用來判斷星球溫度
阿勒他們發現這二星的鐵丰度僅為太陽的1/100以下，文章發表受到嚴厲質疑，遂修改模型使比例增到1/10論文始被接受。1951年美國天文學會會議上一組天文學家指出，HD19445的顏色是黃色的，證明的確是F型星，因此推翻了所有的恆星化學組成皆一致的論點。根據現在估計，那兩顆星的金屬性更低於阿勒他們所量到的值：HD19445低130倍，HD140283低600倍，而且它們是G型星。
5.富金屬性的恆星質量中，金屬仍是少數，它們吸收特定譜線後改變了星體的光度與顏色；低金屬性的恆星改變顏色與光度的結果就是會形成一個和主序帶的富金屬星平行但更暗的系列，所以這兩顆星是從銀暈闖入銀盤內。
二、紫外超
1.於阿勒和張伯倫在研究亞矮星的同時，威斯康辛州葉凱士天文台的南西-羅曼正對F、G和K型星進行分類，她發現有些亞矮星的紫外光亮度很高，她也發現普通的星族I恆星中，金屬性也有差異，而且金屬性越貧乏，其速度越高，繞銀河系運行的偏心率也越大。
2.羅曼在葉凱士天文台的工作是考察那些被認為是光譜型A，但有著冷星才有的很強的一次游離鐵譜線的恆星。羅曼認為它們是亞矮星有很大的U、V、W速度。她測量光強度後發現譜線弱的星在紫外線區比較亮，這項結論幫助後來其他研究銀河系起源的天文學家，因為它是低金屬性的標記。
恆星越藍越熱，其紫外光所佔比例越大，羅曼的發現指出，兩顆星若可見光顏色相同，會因不同的金屬性而發出不同強度的紫外輻射。金屬原子吸收紫外光後使富金屬星在這波段的輻射強度減弱，但在亞矮星中，紫外輻射能無阻擋地從星體放出。
3.在羅曼發現紫外超之前，她有另一項重要的發現。她發現如太陽的銀盤星在譜線上也有差異，譜線越弱的運動速度越高，它們不是傳統中的高速星，但平均速度卻高於譜線較強的恆星，現在知道，這些高速星金屬性比太陽低，但遠不及亞矮星。羅曼將94顆星分為兩群，強金屬性者平均速率為28km/s，稍低金屬性的平均速率44km/s，皆為銀盤星，這發現說明即使在銀盤，恆星的金屬性也存在差異。1951年她又發表了571顆亞矮星和銀盤星的結果，包括U、V、W速度和軌道的偏心率。她發現，恆星的紫外超越大即金屬性越低，其U、V、W速度越高，正表示貧金屬星繞銀河運動的軌道偏心率越大。
三、銀盤的建築風格
1.1890年前後，卡普坦和大衛-吉爾在編製龐大的南天星表時，就已注意到白色恆星多分佈在銀道面附近。1904年，皮克林利用自己的光譜報告說藍色的B型星比A型星更接近銀道面。
2.現今資料也顯示這種趨勢。天文學家利用不同的光譜型恆星測量它們距離銀河盤面上下多遠，藍色O型和B型星離銀河面標高最低約300光年，白色A型星標高約350光年，黃白色F型星標高是600光年，黃色F型星和橙色星與紅矮星約1000光年。標高和恆星的年齡是有相關的，年輕的星比年老星更接近銀道面，這可以從不同光譜型恆星的壽命推算出來。
3.恆星的速度也反應了這種分佈，銀盤中緊靠銀道面的年輕恆星比年老的恆星速度低。1910年卡普坦和坎貝爾分析恆星視向速度後發現藍色星的速度低於黃色星，黃色星又低於紅色星，如今觀測結果顯示，B型星的w速度瀰散度約為6km/s，G、K、M型星W速度瀰散度為15km/s，而白矮星則為25km/s。
4.天文學家判斷這種年齡與速度的關係可歸因於物理學中的能量平均分配原理，即所有的恆星大致有相同的動能，如同氣體動力論模型中所示。由於氣體分子不停碰撞，按統計學，氣體分子的平均動能相同，所以質量輕的分子有較大的速度，質量大的分子則運動速度較小。這似乎可解釋大質量的恆星其運動速度較小，低質量恆星速度大。但銀河系中恆星相隔極遠，引力作用十分微弱，碰撞機率更低，因此能量分配理論不適用於恆星的速度分佈。
5.普林斯敦大學的萊曼-斯皮策在50年代早期提出另一個關於銀盤恆星速度的理論。他另一同事是德國出生的天文學家馬丁-史瓦西，1947年他參加普林斯敦大學的斯皮策小組。兩人在討論關於恆星碰撞的問題時認為，若太陽經過一個質量大的恆星附近，將因引力的作用使太陽的速度方向受到較大的影響。所以銀盤中的恆星剛開始都以圓軌道繞銀河系公轉，年輕的O、B型星尚未走完一圈所以較無機會碰到其他大質量的恆星，軌道仍為接近圓形，年老恆星經歷過多次與其他恆星的碰撞，這些碰撞將恆星從銀道面散射開，增加其標高與速度。
6.斯皮策和史瓦西的散射理論也許能解釋銀盤面上恆星的速度分佈，但當時已知最大質量的恆星約100M⊙，不足以將恆星散射至當前的觀測值。他們後來瞭解到恆星與星際雲間的交互作用可以達到效果，一個質量達一百萬倍太陽質量的星際雲會對恆星速度造成很大的影響。當銀河盤面恆星誕生後繞銀河公轉時，受到星際雲的引力散射增加U、V、W方向的速度，這樣可以解釋恆星的速度瀰散。
7.觀測天文學家對於他們的理論反應謹慎，因為在20世紀50年代，美國是天文學方面成就可觀的大國，尤其在觀測天文學方面，居於領先，而斯皮策等的理論卻使觀測天文學家感到懷疑。例如，史瓦西曾受到當時赫赫有名的哈伯一番「訓誡」，意思是若理論天文學家佔了上風，那觀測天文學家便無法再生存了。
8.斯皮策和史瓦西在推算星際雲質量時，實際上也遭遇困難，當時可觀測的最大質量為105M⊙，明顯比一百萬倍太陽質量小很多，到了70年代，天文學家利用無線電天文望遠鏡觀測星際雲的無線電波來測量星際雲的質量，質量越大，星際雲的電波強度也越強。最大的巨分子雲是由氫分子構成，但其不發射無線電波，無法利用來估算質量，後來科學家利用一氧化碳分子的輻射來勾畫出星際雲的輪廓以便計算質量，果然觀測到如斯皮策預言的質量。但這套方法無法說明銀暈中的高速度恆星，斯皮策與史瓦西推測，銀暈中的恆星在誕生時即具有很高的速度。
9.根據南西-羅曼的發現，金屬線較弱的銀盤面恆星具有較高的速度值，因此平均說來，金屬性較低的銀盤恆星必然比金屬丰度高者年老，因一顆恆星需在銀河系中運轉數十億年才能因足夠的速度散射使它有如此的速度變化。又由於恆星的金屬性反應了恆星誕生當時銀河系的狀況，所以銀河盤面隨著時間演進金屬性將越加豐富。此外，前面提到，金屬丰度最低的貧金屬星是在銀暈中的亞矮星，年齡也最老。
10.銀河系自形成以來，其金屬含量愈來愈高，像氧、鈣、鐵這些重元素在恆星死亡時，拋出到太空中，成為後來誕生恆星與行星的星際氣體塵埃雲。地球上的生物體中的鈣與鐵等重元素，呼吸的氧和維持能量的氮等等重元素無一不是來自從前死亡恆星的遺骸，所以我們都是宇宙塵埃。(續)
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