恒星窃取恒星的物质

我们知道，对于天体物理学家来说，双星是最能提供信息的天体。人们可以从双星得到比单星更多的东西。这无论是对于下章将要讲到的 X 射线星，还是对于双星中的一般恒星都是如此。有一段时间，似乎双星证明我们所有关于恒星演化的概念都是错误的。有些研究双星的人也曾经简单地断言，双星中的恒星演化是和 50 年代以及 60 年代用计算机所模拟的情况完全不同。

引起这种怀疑的原因是因为有一类特殊双星的存在。这类双星第一次被人们所注意是在 1667 年，当时博洛尼亚的天文学家吉米安尼·蒙塔纳里(GemianiMontanari)发现英仙座的第二颗最亮星突然有一段时间变得比平时暗很多。

大陵五——魔鬼之首

托勒密把放在柏修斯①手中的那颗星叫做“女怪之

意思是“不安静的鬼神”。这颗星就是根据阿拉伯名字而叫做 Algol②。蒙塔纳里觉察到它是一颗变星。100 多年以后，18 岁的英国人约翰·古德利克才清楚地了解它。他在 1782 年 11 月 12 日的晚上，觉察到这颗星比平

时暗了 6 倍，但到第二天晚上大陵五星又恢复了正常。在同年的 12 月 28

日，相同的现象又再次出现了。大陵五星在 17 时 30 分变暗，3.5 个小时以后它又亮起来。古德利克继续观测，并且很快就得到这样的结论：大陵五通常是亮的，但每隔 2 天零 21 个小时，它的亮度变暗一次；在 3.5 个小时内它的亮度将一直减弱到比正常亮度的 1/6 还要暗，而在随后的 3.5 个小时内又逐渐亮起来。

古德利克立即给出了直到今天都还是正确的解释。这位天才的聋哑青年在伦敦皇家学会刊物《哲学学报》上发表的一篇文章中写道：“如果不算过早地推测它变化的原因，那么我可以设想，或者是有一个大的中间物体围绕着大陵五转动，或者是它本身的某种运动，这种运动对于地球来说是很规则而有周期的运动，并且可以将大陵五的一部分体积遮住。除此而外，很难有其他原因”。100 年以后，人们才相信他所说的。今天我们知道，他的第一个解释是正确的。确实是有一颗伴星以 6.9 小时为周期围绕着大陵五转动，并且能局部地把它遮住。

① 希腊神话中杀死蛇发女怪的英雄。英仙座就是用她的名字而取名——译者注。

② 在中国这颗星叫大陵五——译者注。

任何人只要知道大陵五在空中的位置，就能用肉眼观看到这个现象。这颗星几乎总是很亮，因而在多数情况下没有发现它有什么特殊的地方。但是可以不断地看到它会变暗，暗到和旁边一颗平时远比它暗的星，即英仙座 Rho 星一样亮。

今天人类已经知道有很多像大陵五一样被一颗伴星规则掩食的变

星。在本书开头我们就提到御夫座ζ星的掩食。所有的食变星都是密近双星。它们相距很近，即使在最好的望远镜中也不能将它们分开而看到单颗恒星。但是，我们可以根据它们是怎样发生掩食的方式，而得到双星的知识。正是大陵五星使人们知道了和恒星演化理论相矛盾的问题。

双星系统中的复杂作用力

如果在一颗恒星的近旁还有一颗伴星围绕着它运动，那么作用在物质上的力不仅有指向恒星中心的重力，还有伴星对它的引力，此外还要加上由于两星互相围绕运动所产生的，并且是很重要的离心力。

因此，如果有第二颗星的存在，恒星附近的引力就会以复杂方式变化。所幸的是，在上个世纪中期，有一位在蒙彼利埃工作的法国数学家爱德华·洛希(Edouard Roche)，他找到了一种简化方法。至今天体物理学家还在应用这种方法。

在单星情况下，恒星周围的物质仅仅受到指向恒星中心的引力作用。然而在一个双星系统中，任何地方的物质都会同时受到两个恒星的引力作用。如果两颗恒星的引力方向相反（对于两星连线上的点），这两个力可以全部或是部分地被抵消（见图 9-1）。我们给两颗恒星编号为 1 和 2。由于引力是随着距离的增大而急剧减小，所以，在靠近恒星 1 的地方，恒

星 1 的引力就成为主要的。而在恒星 2 的附近，后者的引力是主要的。我们可以在每颗恒星的周围画出一个所谓“允许”体积。如果把气体放到这个体积内，则气体会落到位于这个体积内的恒星上去。人们把允许体积称为洛希体积。恒星的引力在它的洛希体积内是主要的。图 9-1 中用虚线表示的曲线是最大允许体积的外截面。在图中还可看到，当气体参与两星的互相围绕运动时，气体还应受到附加的离心力作用。位于图 9-1 中两个允许体积外部的物质，可以被离心力抛出系统去，也可以落入到两星中的某一颗星上去。但在任何一个洛希体积内的物质，必定要坠落到该体积内的那颗星上去。允许体积的大小和两颗星的质量以及它们间的距离有关，而且，已知双星是很容易计算出来的。

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如果观测双星，则常会发现，有的双星系统中两颗星都位于它们的洛希体积以内（图 9-2(a)）。这时对于任意一颗星的表面来说，指向中心的自身重力是主要的。粗略地说，这时没有哪一颗星会感觉到它的伴星的作

用。因此并不奇怪，被人们称为不相接型的密近双星和单星是没有区别的。在多数情况下，两颗星均是通常的主序星，它们都是靠氢聚变提供能量，并且只消耗了很少一部分燃料。

此外，还有另一类双星系统，其中一颗星是在它的允许体积以内，而另外一颗星则正好充满它的允许体积。人们称这类双星为半相接型双星

〔图 9-2(b)〕，大陵五双星就是其中之一。在半相接双星中就会出现矛盾。

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大陵五和天狼星的佯谬

半相接双星中质量大的星小于它的洛希体积，它是一颗正常的主序星。而质量较小的星却完全不同，它正好达到允许体积的边界，并且在赫罗图中已位于主序的右边，明显地朝着红巨星方向移动了(图 9-3)。质量较大的星还没有将它的氢全部耗尽，因为它还在主序上。然而质量较小的星似乎已经将它中心区域的氢全部耗尽，因为它已准备向红巨星区域运动。

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这和我们的恒星演化概念完全相反。我们曾看到，质量大的恒星演化得很快，首先耗尽它的氢燃料。然而在这里，两颗年龄相同的恒星中却是质量较小的星首先耗尽它的氢燃料。至于两颗星的年龄相同，我们不必怀疑，因为不存在一颗星能够捕获另一颗星的现象，所以，它们必须是同时诞生的。为什么质量较小的星反而演化得快？难道是恒星演化基本概念错了？

不仅大陵五型双星使我们在演化概念上遇到疑难，某些不相接双星也使我们处于困境之中。我们知道，天狼星和一颗质量仅有 0.98 个太阳质量的白矮量组成一个双星系统。根据计算机得到的太阳演化史可知，一颗比太阳质量还要小的恒星，从它诞生起至少要经过 100 亿年才能变为白矮星。它无论如何要比我们今天的太阳老得多。天狼星双星的主星相反却有

2.3 个太阳质量，因此它应该更快地演化。但是，它仍然表现出具有正在进行氢燃烧的未演化恒星的所有性质。这里再次出现了双星中质量较大的星还没有耗尽氢，而质量较小的星相反已耗尽氢，处于后期演化阶段中。不过天狼星并不是唯一的例外。还有许多双星系统是由一颗质量较小

的白矮星以及一颗未演化的恒星所组成。

计算机得到的双星

人们不愿怀疑恒星演化的理论基础，因为这个理论完全符合于星团的观测结果。那么是什么原因使一颗双星系统中的恒星的演化变得反常了？ 这只能是因为相互间的引力所造成的。

首先我们设想，有一颗恒星由于某种原因而不断膨胀，直到正好充满它的最大允许体积。这时继续膨胀就会使它表面层的一部分挤入到伴星的洛希体积内，于是必然有一定物质从膨胀的恒星流到伴星上去。这就是密近双星演化中的新现象：双星中的恒星，当它的中心区域内由于核反应而将氢耗尽时，它就会膨胀，并造成恒星物质几乎以突然方式变化。如图9-2(a)所示，如果有一双星系统开始时是明显的不相接双星，则质量较大的星会首先耗尽氢而可能成为红巨星，但是很快它就达到了它的最大体积。如果再继续膨胀，就必定有质量流到它的伴星上去。

计算机又可以帮助我们了。实际上这一切几乎都像单星演化那样进行。人们只需让计算机知道恒星的空间范围是有限制的。计算机必须在每一演化时刻计算出这个体积，并且和恒星的体积进行比较。如果恒星过大，则计算机从它表面取走物质，然后计算质量减少后的恒星模型。取走的物质就加到另一颗恒星上。物质由一颗星转移到另一颗星上，就改变了两颗星的引力、轨道周期以及离心力。所以这时计算机必须重新确定这两颗星的允许体积，并且检查在物质交换以后，每颗星是不是在它的洛希体积内，还是继续有物质由一颗星流到另一颗星上去。这样可以用计算机来模拟有物质交换的演化过程。计算机就是我们研究不同双星系统演化史的工具。

唐纳德·莫顿(Donald Morton)1960 年初在史瓦西的指导下在普林斯顿完成的博士论文中首先解开了大陵五佯谬之谜。1965 年当人们已经能够用计算机来模拟这种复杂的恒星演化阶段时，阿尔弗雷德·魏格特和我也在哥廷根从事这个问题的研究。我们当时计算了一系列双星系统的演化史。这里我想举出其中的两个例子。

第一对双星的历史——一个半相接双星系统的诞生

我们首先计算了这样一对双星。演化开始时它们分别是 9 个太阳质量

和 5 个太阳质量的主序星，它们以 1.5 天为周期，和相距 13.2 个太阳半径互相围绕着运动。质量较大的星演化得快，相反另一颗星的演化速度几乎感觉不到。当 9 个太阳质量的恒星不断地将它的氢消耗掉时，它的外层

慢慢地膨胀起来。经过 1250 万年，其中心的氢的含量已下降了一半，这

时恒星已经膨胀到正好充满了它的允许体积，在图 9-4 所示的赫罗图中它到达演化程中的 a 点。若再继续极微小地膨胀就停不住了：质量必须流到伴星上去。

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计算告诉我们，并不是减去一个很小的质量就能使恒星的体积缩小。这会引起一场持续 6 万年的灾难。在这个期间，恒星从原始的 9 个太阳质

量中要损失掉 5.3 个太阳质量给它的伴星，而伴星现在具有 5+5.3=10.3

个太阳质量。伴星已吸收这么多质量，使得它现在成为质量较大的星。于是，在一个对于恒星生命来说是很短的时间里，质量较大的恒星和质量较小的恒星的地位互相交换了。在赫罗图中氢已耗尽的星位于 b 点上。这颗星已经较早地消耗掉相当部分的氢，因而是一颗已演化的星，所以它在主序的右边。在宁静下来以后，它还要进行一段时间的慢速演化。这时它要将中心部分剩余的氢全部耗尽。与此同时它还会慢慢地膨胀，并在以后的1000 万年中，继续将物质转移到伴星上去。

现在具有较大质量的恒星，在获得质量以后也开始慢慢变老。不过它还能在主序上停留数百万年。而在这段时间里，系统表现出具有大陵五型双星的典型特征：质量较大的星位于主序上几乎没有演化，相反质量较小的星已经离开了主序，并且正好充满了它的允许体积！

在银河系内，人们只观测到发生快速质量交换以前的双星（不相接双星）和质量交换以后的双星（半相接双星）。这是因为质量交换时间比交换以前和交换以后的演化时间短 200 倍，因此能碰上正好处于这个短时间

内的双星的几率也相应地小 200 倍。唐纳德·莫顿 5 年前已在他的博士论文中原则上正确地谈到了这一点。

第二对双星的历史——一颗白矮星的诞生

克劳斯·科尔(Klaus Kohl)也是我们这个题目组的成员之一，他也参与了这些计算。我们选择了小质量恒星，让其中一颗星的质量为 1 个太阳

质量，另一颗为 2 个太阳质量。两颗星最初的距离为太阳半径的 6.6 倍。

图 9-5 给出在赫罗图中的结果。图 9-6 是以相同尺度表示的图。

这里仍然是质量较大的星演化快，并不断增大它的半径。现在双星的距离是这样选择的：只有当主星中心部分的氢全部变成氦以后，即经过 5.7 亿年以后，它才能膨胀到它的允许体积。和第一对双星的情况基本相似， 这时先有一个快速的质量交换过程，总共为 500 万年。在这期间从主星上大约转移了一个太阳质量的物质到伴星上去。随后又有一个慢速的质量交换过程，总共为 1.2 亿年。在慢速质量交换结束时，最初为 2 个太阳质量

的星，现在只余下 0.26 个太阳质量，它几乎把含氢丰富的全部外壳丢掉了。过去在它内部深处通过氢的核反应所生成的氦仍然留下，即现在为

0.26 个太阳质量恒星的内部是由氦组成的。在氦的外面有一个很厚的外壳，外壳内是含氢丰富的气体，密度很小。在质量损失结束时，这颗星已成为红巨星。这颗巨星的内部情况是无法观测到的，但我们可以通过计算来了解。这颗星的半径几乎为 10 个太阳半径。它的绝大部分体积属于氢外壳，被稀薄的气体充满。恒星物质的 99%都是氦，并且被压缩在一个很小的，半径只有太阳半径的 1/20 的中心小球内。它就是红巨星中的白矮星。不过它还有一个很大的外壳！质量损失结束后，外壳的膨胀力也消耗

完了，它将逐渐落到小氦球上，同时半径大大减小。从外部看越来越像白矮星。在赫罗图中它向左下方运动到白矮星所在的地方。

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这中间伴星又怎么样了？通过原来质量较大的恒星的物质损失，使它得到了 2-0.26=1.74 个太阳质量。再次出现了主星和次星的地位发生交换的现象。现在质量较大的星（2.74 个太阳质量）获得质量以后的时间比较短，没有较大的演变，但另一颗星已变成了白矮星。计算结果证实了，在同时诞生的一对恒星中，可以形成一颗白矮星和一颗质量较大的、没有演化的主序星。这种情况和人们在天狼星双星中所观测到的一样。

佯谬和困难似乎已经得到解决。双星观测又进一步提供了一个证据， 以说明恒星演化理论的基本概念大体上是正确的。

如果观测天空中的许多不相接双星，可以发现它们的质量和距离的关系会使得它们在主星把氢耗尽时，将按照以上所描述的方式发生质量交换，最后产生一颗白矮星。

但这绝不意味着，这里所描述的以产生一颗白矮星为结束的双星历史，就一定真实地描述了天狼星双星的历史。这个双星系统的某些特性仍然使人产生怀疑。我们知道，单星也可以通过星风或者是形成行星状星云的方式将外壳去掉而变成白矮星。也许天狼星双星从来就没有发生过质量交换。完全可能出现另一种情况，即质量较大的星自身将它的外壳推到空间中去，其中只有很微小的一部分落到伴星上，而大部分物质飞到宇宙中去了。这样也能够将佯谬解开，因为原来质量较大的星也是由于它的质量大而演化得快，它比现在看到的质量大的星演化得快。无论是哪一种情况，现在质量较小的星实际就是原来质量较大的星。

在新星现象中，双星系统的质量交换也起到一定作用。早在古代人们就知道有强烈光度爆发的这类恒星存在，但一直到 1954 年以后我们才知道它们可能都是密近双星。

1975 年 8 月 29 日出现在天鹅座的新星

谁在 1975 年 8 月 29 日一个星期五的晚上观看了天空，并且又大致认识一些重要的星座，那么他就会发现天鹅座不同往常，那里出现了一颗原来不属于它的星。位于东方的国家会更早地看到它，因为那里天黑得早， 这颗星会更早地出现。当黄昏降临到欧洲时，在这里同样有很多人觉察到了这颗高挂在天空中的新星（见图 9-7）。业余天文爱好者把他们的望远镜取出来，职业天文工作者在他们天文台中的观测圆顶内忙碌着。是不是从开普勒时代以来人们所期待的事情终于发生了？是不是终于在银河系 内爆炸了一颗超新星？我们能不能亲眼看到像蟹状星云超新星情况一样 诞生一颗中子星？

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今天在天鹅座的这颗星已经是一个不显眼的微弱天体了，只能在望远镜中看到它。它并不是人们长期所期望的星，不是超新星，仅仅是一颗新星。

当人们 1909 年第一次在仙女座星云中看到两颗星突然亮起来时，才注意到还有一类爆发强度小而且不会造成灾难性后果的新星现象存在。它们比起哈特维希 14 年前在那个星系中发现的超新星弱 1000 倍。今天我们知道，它们的能量爆发和在银河系中经常观测到的另一些突然发亮的星的情况相符合。1901 年人们曾经在银河系内英仙座看到了一个特别美丽的现象。

人们把新的突然发亮的星叫做新星。新星和超新星不同，它们要弱得多，因此也比较经常地出现。仅仅在仙女座星系内每年就可以看到 20 到

30 次突然发亮。很快人们从过去的天空照相底片上觉察到，在新星出现的地方过去都有一颗星在那里。新星突然发亮以后经过一些年又恢复原来的性质。就是说恒星只是发生一次强烈的亮度爆发，以后它又回到从前的状态。

后来又经常在爆发新星的附近看到一个很小的、显然是在爆发时抛出来的并以很高速度向外膨胀的云。但和超新星的爆炸云不同，它只有很少的质量。恒星并没有爆炸，它只是损失了很少的，也许少于 1‰的质量。

1934 年的新星

原来在天空看不到的星，突然在 1 天之内强烈发亮，比原来亮 1 万倍。在以后的几个月内又不断变暗，经过几年以后就会看不见了。这些星都是什么类型的星？

1934 年 12 月在武仙座出现的新星是它们中很典型的一个。当时它比这个星座中所有其他的星都要亮。1935 年 4 月它的亮度大大降低，后来它又再次稍微变亮一些，但一直低于我们肉眼能看到的极限。今天人们只能用中等望远镜才能看到它。

从这个暗天体可以学到些什么？最主要的是，经过进一步研究后发 现，爆发的新星是双星系统。这是美国人默尔·F·沃克（Merle F. Walker） 1954 年在利克天文台发现的。两颗星以 4 小时 39 分的周期相互围绕着运动。由于它们在周期运动中互相掩食，所以，我们可以知道关于它们更多的知识。两星中有一颗是质量为 1 个太阳质量的白矮星，另一颗质量较小的星是主序星。还有使人更惊奇的是，主序星正好充满了它的允许体积， 从它的表面有物质流向白矮星。和大陵五型星类似，这里也是一个半相接双星，并且有气体由一颗星流到另一颗星。不过现在是物质流向白矮星。

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我们还知道，物质并不是立即就冲到白矮星上去的。由于整个系统在转动，离心力阻止了这种运动，使流过来的气体物质先集中到一个围绕白矮星转动的环内。物质再从这个环慢慢地落到白矮星上（见图 9-8）。我们不能直接看到环，但在系统转动时主序星慢慢地运动到环形盘的前面， 并一步一步地将它掩食掉。这个掩食的现象表现为系统的总光度的减小， 而总光度中又包括了环形盘的贡献。人们不仅研究了环的结构和大小，还知道来自主序星的物质和环相碰撞的地方温度特别高。环上有一个热斑， 它出现在来自主序星的气流被阻止住的地方，因为在那里有一部分功能转变为热能。人们还发现，武仙座新星系统中白矮星的亮度是变化的，变化周期为 70 秒。

仔细研究每一个爆后新星，人们总是发现它是一个双星系统，并且存在主序星向另一颗白矮星喷射物质的现象，还存在和新星是近亲的所谓矮新星。它们的爆发要弱得多，并且不是有规律地重复发生，但它们也是这种类型的双星。

双星系统中的核爆炸

是什么原因造成在这类双星系统中突然间有大量的能量释放出来，从而使得在很短时间内亮度增大 1 万倍呢？

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正确回答这个问题的思想来源于马丁·史瓦西，现在在利克天文台工作的罗伯特·克拉夫特(RobertKraft)，以及根据皮特罗、吉安诺内(PietroGiannone)（现在罗马天文台工作）和阿尔佛雷德、魏格特 60 年代在哥廷根所进行的计算。而理论则是由坦佩城的亚利桑那州立大学的萨姆纳·斯塔尔菲尔德(SumnerStarrfield)以及他的同事们继续完成的。

白矮星的内部仍然很热，足以使氢发生燃烧。当白矮星在一个红巨星的中心区域形成时，那里所有的氢都早已变成了氦，甚至可能氦也变成了碳，所以在白矮星内部不再含有氢。如果有来自邻近的主序星的气体落到白矮星上，那么这些物质必然是含氢较丰富的，它们首先落到较冷的白矮星的表面上。那里的温度太低，不能使氢发生燃烧，于是在表面形成一个由含氢较丰富的物质所组成的覆盖层，并且将随着时间不断地变厚。同 时，当覆盖层的底部接触到白矮星的原始物质时，就会使它变热。这样可以使温度一直升高到 1000 万度，然后发生氢燃烧，并且产生巨大的爆炸， 将全部的氢覆盖层抛到宇宙中去。斯塔尔菲尔德和他的同事们能够利用计算机很好地计算出一颗白矮星表面的氢弹，并且似乎能够解释新星现象。

这也能说明某些新星（甚至可能是所有的新星）的重复爆发。如 1946

年在北冕座看到一颗新星，它在 1866 年就曾经亮过一次。人们还观测到其他几颗爆发过 3 次和多次的新星（见图 9-9），这和我们的概念很符合。

在爆炸以后本身并没有发生变化的主序星，又继续给白矮星提供含氢丰富的物质，再次在白矮星的表面形成一个能强烈爆炸的覆盖层，并且当氢开始燃烧时再次爆炸。

直到今天还不能将 1975 年在天鹅座爆发的新星确认为双星系统①。于是天体物理学家们想到，也许单个的白矮星可以将星际介质中的气体吸积到表面上而形成含氢丰富的覆盖层。不过这样的想法也许是错的，也许这个系统先要安静一下，然后才会显示出是双星系统，并且具有其他爆后新星所显示的相同性质。同时也可能有我们还不知道的原因。因为如果我们垂直于双星的轨道平面进行观测，那么既不能看到它们互相围绕运动产生的多普勒效应（见附录 A），也不能通过两颗星的互相掩食而觉察出它们的双星本质。

有物质从一颗星流向另一颗星的密近双星系统给我们带来了一系列 新现象。大陵五型星的佯谬，以及像天狼星双星的年龄之谜已得到解决。双星给我们造成了新星现象，同时它也可能是造成当前使人激动的天体—

—X 射线双星的原因。

① 有的天文学家认为已经探明 1975 年天鹅座新星也是双星，轨道周期为 3.35 小时——译者注。