恒星的光度和亮度

在19世纪早期的时候，天文学家们都将目光聚焦于太阳系，对太阳系的所有恒星都进行了观测并予以分类汇编，一直从事前辈早就开始的研究工作。恒星爆炸分别于1572年和1604年被第谷和开普勒观测到。当时，这两位天文学家就提出恒星是一些会发生变化的星体的猜想，但是数个世纪以来，天文学家对恒星仍然知之甚少。

1814年，住在慕尼黑的一名光学仪器制造者约瑟夫·冯·弗劳恩霍夫发明了第一部简单的分光镜。这种分光镜设备可以将光分离出来。太阳光先是进入分光镜狭小的切口，然后穿过一个棱镜，而这个棱镜则把阳光折射成一个有着近600条较暗光线的太阳光谱。弗劳恩霍夫的这个发明引起了物理学家、化学家以及天文学家的广泛关注。1859年，德国物理学家古斯塔夫·基尔霍夫和他的化学家同事罗伯特·本生发现，每一种暗线都与特定的化学元素相对应。于是，他们确定了这些暗线所对应的各种金属种类，并在此过程中发现了两种新的化学元素：铯和铷。这两种金属的英文名称实际上都来自拉丁文，分别为蓝灰色和蓝红色的意思。

在接下来的实验中，基尔霍夫开始知道暗线的产生原理。在他将太阳的光谱穿越黄色钠焰的时候，本以为高亮的火焰会将太阳光谱中的暗钠线突显出来，然而事实正好相反，暗钠线反而变得更加暗淡了。于是，基尔霍夫做出了如下的推断：太阳的大气层（如钠焰一般）中含有被太阳光线的黄色波段所吸收的钠蒸气。

基尔霍夫关于光线吸收的理论，需要太阳表面存在着一层炽热的大气层。试验结果已经显示，白热物体或熔化中的金属会持续产生一种被称为“谱斑”的明亮斑片。随着时间的推移，物理学家在试验中发现，高压下的炽热气体也会产生一种持续性的光谱。

随着天文学家将越来越丰富的天文观测设备都指向太阳，人们对于所知恒星的本质问题也产生了越来越多的疑问。在一次日全食的过程中，很多人都惊呆了，因为他们发现了在黯淡的月面外环周围有一个明亮的、白色的、薄如丝线的冠状物。与此同时，巨型天文设备也探测到了日珥。日珥是在离太阳侧翼较远处由气体喷发而产生的如羽毛般的、明亮的突出物。这些特征（指日珥和前述月亮周围的冠状物）是否属于太阳或月亮大气层的一部分呢？通过分光镜的进一步观测以及物理学的最新成果，人们逐渐找到了答案。实际上，它们是发生在太阳不同表层的物理过程所造成的。

1866年，英国的业余天文爱好者约瑟夫·诺曼·洛基尔发现了一个可以仔细观测太阳的简单方法。他将太阳的远视图像投射到位于分光镜前面、有一个狭小的切口面（可以移动）的屏幕上。这样一来，太阳的不同部位所发出的光线就会穿过这里。此时，他观察到太阳黑子的光谱线强度要比黑子外区域的光谱线强度弱一些。根据此变化，洛基尔得出了太阳黑子发生区域是温度相对较低地区的结论。

他还扫视了太阳侧翼的日珥部分。洛基尔得出的理论是：这些外观明显的红色火焰实际上是炽热的气体形式，它们可以发出属于不同光谱范围的明亮光线。在一次对天体进行观测的时候，他找到了自己一直苦苦寻找的东西。他回忆道：“我看到了一道明亮的光线闪过那个地方。”他对这条光线的各种特征进行了分析，从而做出了如下的推断：日珥基本上是由氢气组成的。

1868年8月，法国天文学家皮埃尔·朱尔斯·恺撒在一次日食中发现了属于太阳光谱的一道亮黄色光线。两个月之后，洛基尔也探测到了这道光线。因为以前从来没有人发现过这种形式的光线，所以洛基尔推定其必然是由一种尚未被发现或确认过的地球元素发射的。英国化学家爱德华·弗兰克兰德后来将这一新的元素命名为氦气——这种气体以太阳神赫利俄斯的名字命名。

在19世纪的后半期，许多新的天文台得以建立，许多新的摄影技术在天文学中被广泛应用。月球的第一张照片是当时银板照相技术的作品，它是1840年由英国天文学家约翰·威廉·德雷珀亲手拍下的。他的儿子、美国天文学家亨利·德雷珀于1872年拍下了位于天琴座中光亮夺目的恒星，即织女星的光谱图。随着越来越多的恒星光谱的收集，科学家们开始拼凑出一张有关不同门类恒星的一般结构和温度统计的宏观布局图。在意大利天文学家皮埃特罗·安杰洛·塞奇的研究成果的基础上，德雷珀发明了一种可以将恒星光谱分成16个种类的系统统计方法。1882年，德雷珀英年早逝，他的遗孀在哈佛大学天文台成立了专门基金以继续完成其未完成的研究事业。当时哈佛大学天文台的台长爱德华·查尔斯·皮克林开始借助分光镜对整个太空进行大扫查。皮克林还雇用了很多助手来帮助进行这项研究工程，在这些助手中，多数都是女性。虽然报酬不是很高，但是她们却要分析数以千计的恒星和恒星光谱的摄影图像，还要通过复杂的数学计算来确定每一颗恒星的准确位置和结构。

在皮克林台长去世之后，一位名叫安妮·詹普·坎农的女助手继续留下来检查这些含有恒星光谱的照相板。她的工作是先分析光谱图，然后把这颗恒星的分类告诉另一位专门负责记录的助手。她的工作速度快得出人意料，而且还很少出错——她可以在1分钟之内完成3颗恒星的分类工作。1915～1924年，坎农一直负责着“亨利·德雷珀星表”的项目。她对总数大约为225300颗恒星的光谱进行了汇编和分类。她的分类法（即“O, B，A, F，G, K，M”分类法）令人感到振奋和鼓舞。这种分类法至今仍然被天文学学生所使用。它来自于让人过目不忘的“Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me！”（哦，亲爱的姑娘/小伙，亲我一下吧！）的首字母缩写。

到1910年，坎农的分类法得到了广泛接受和应用。天文学家也开始思考恒星的固有亮度与其所述光谱类型的关联性。1911年，天文学家埃希纳·赫茨普龙和汉斯·路兹伯格开始用图形方式表示出金牛座中昴宿星团和毕宿星团的恒星成员之间的关系。普林斯顿天文学家亨利·诺利斯·罗素在不久之后也进行了相同的研究工作。

这些天文学家的共同成果便是赫罗图的诞生。赫罗图展示了恒星光谱类型（该恒星温度的标志）与恒星亮度（发光度）之间的相互关系。

发光度被列在赫罗图的垂直轴上，温度则被列在水平轴上。位于赫罗图左上方的恒星属于炽热的、初期的、巨型蓝星，而在右上方的则是即将寿终正寝的、温度低一些的巨型红星或超巨型红星。位于左下方的恒星属于白矮星；在赫罗图正中央，从左上方一直到右下方，全部都是主序星，大约90%的恒星都处于这个地带。

但是，天文学家对恒星如何发光的问题仍然知之甚少。1917年，爱丁顿开始研究一种关于恒星能量产生和转化的理论。凭借着在天文学、物理学和数学领域非常深厚的知识背景，以及对原子物理学和狭义相对论理论的先知先觉，爱丁顿有足够的能力来证明热能是通过源自恒星的辐射来传递的。此外，他还进行了如下的推论：在恒星内部达到非常高的温度时，电子会从它们所属的核子身边逃离，由此形成所谓的离子。

最终，爱丁顿悟出了恒星质量和恒星发光度之间的关系。他认为，恒星的质量完全按照爱因斯坦的公式即E=mc2被转换成能量。他将自己的研究成果加以概括和总结，并于1926年写成《恒星的内在结构》一书。爱丁顿认为，虽然恒星将氢气转换成氦气，但是当时的亚原子物理学理论尚未能够对这一转化机制给出一个令人满意的解答。

一直到1939年底，也就是汉斯·亚布勒希特·贝特公开发表了他的论文《恒星的能量生产》的时候，科学家们才知道了恒星能量的源泉。贝特认为，98%以上的太阳能量都是来自氢气转换成氦气的反应过程。他的这个观点是正确无误的：在每1秒钟之内，太阳都要把7亿吨氢气转化为6.95亿吨氦气，余下的500万吨物质（约为尼亚加拉大瀑布1秒钟倾泻的水流质量的600倍）全部转化成纯能量的形式。