認識行星

經過了前一章的介紹，相信大家對於滿天星斗都有了另一層的認識。

夜裡，仰望星空，除了認出星座，說說這些星座們的故事之外，還想做些什麼呢?當然，

靜靜地凝視星光，用心去感受那顆遙遠的星球與你自身的存在，也許就足以令人感動莫名了。

這時，你假如赫然發現星星們顏色各有不同，千萬不要以為是因為你感動得淚眼矇矓。

星星們的確各有不同的顏色。紅色的天蠍座主星--心大星--自古以來就被認為和戰亂有關，

假如再加上紅色的火星，那就更不吉祥了，尤其是所謂「熒惑守心」的現象出現的時候。

星星為什麼會有不同的顏色呢?它們代表什麼意思呢?(在進一步說明之前，我要先提醒各位，

我們在前一章已經知道怎麼用「星等」來指稱星星的亮度。但是看起來比較亮的星星真的就是比較亮嗎?

當然，這應該和距離有關係。除此之外，我們還想知道什麼呢?

也許我們也想知道它們的體積和質量。它們是真的就類似我們的太陽一樣，只是遠了點嗎?

我們也許也想問，恆星真的是"永恆不變"的嗎?其實，或多或少我們大概都不覺得會有"永恆不變"的東西。

織女星、心大星都是一直那個樣子的嗎?它們從那裡來，又要往那裡去呢?相同的，而且更切身地，

我們的太陽會一直在那裡發光發熱嗎?我們會不會看不到明天的太陽呢？

要明瞭恆星的顏色代表什麼意思，我們要先討論一下"顏色"是什麼。

從19世紀中葉之後，隨著物理學的進展，人們瞭解到光是一種「電磁波」，也就是一種電場和磁場的波動，

就像水波是水的波動，而我們說話時，聲音是空氣分子一疏一密的波動一樣。波動可以有不同的波長。

你可以試著拿一盆水，用手指輕觸水面中央，這樣可以造成一圈"漣漪"。

假如你規律地連續輕觸水面中央，就會有一圈一圈的漣漪向外傳播出去。

這時每圈漣漪之間的距離就是這些水波的「波長」，而你每次輕觸水面的時間間隔就是這些水波的「週期」，

很明顯的，週期越長，波長也就越長。做這實驗時要找大一點的水盆，

因為水波會從水盆邊反射回來，使得漣漪變得複雜。反射是波動的一個特性。

經常，我們也定義"週期的倒數"做為波動的頻率。例如週期半秒，頻率就是每秒兩次，

我們稱之為2赫茲(這個單位是為了紀念德國物理學家Hertz而設的)。而週期兩秒的話，

頻率就是0.5赫(在中文裡我們也常把「赫茲」簡稱為「赫」，例如某家廣播電台是在某某「兆赫」，

這就是說這家電台使用的「無線電波」頻率是某某「兆赫」，其中的"兆"其實是一百萬的意思，而不是一般的一兆)。

平常我們聽到聲音的高低音，就是我們的聽覺器官對不同頻率聲波的反應。

頻率較高的聲波聽起來音調高而尖銳，頻率低的則是音調低而。頻率太高或太低的，

相同的，人類的視覺器官也只對某個波長範圍內(也就是某個頻率範圍內)有反應而已。

在這波長範圍內的電磁波稱為「可見光」，也就是我們平常看到的光。

就像聲波頻率高低造成音調高低不同，可見光光波的波長長短就造成我們的「顏色」感覺。

波長短的，大概在400奈米以上，是紫色的光。一奈米是十億分之一公尺(10-9m=1nm)，

400奈米也就是0.4個百萬分之一公尺(稱為0.4微米，0.4mm)，也就是0.4個萬分之一公分。

波長長的，大約在700奈米以下，是紅色的光。介於700奈米和400奈米之間，就大約是依紅橙黃綠藍靛紫排列。

所以，不同顏色的光其實只是波長不同的電磁波。我們對於可見光以外的電磁波其實也不陌生。

波長長於700奈米的是紅外線，而長到12公分左右的則是微波爐裡使用的微波，

這些波長在1公分以上的電磁波統稱為無線電波。行動電話，無線電視台，衛星通訊，廣播電台等等，

都是使用不同波長的無線電波。像100"兆"赫的無線電波波長大約是3公尺。而波長短於400奈米的，是紫外線。

更短的波長，在1奈米以下，則是X射線，也就是在醫院裡使用的X光。再更短波長的則稱為伽瑪射線，是某些放射性物質會放出的輻射。

我們已經談夠多電磁波了，現在再回到物體的顏色來。不同的物質有它特有的結構，

也因此會吸收或反射不同波長的電磁波。紅色衣服會吸收各種顏色的光而只反射紅色的光，因此看起來是紅色的。

所以物體的顏色和它的組成物質有關。火星之所以比較紅，是因為它的表面有許多氧化鐵的成分，在陽光照射下呈現紅色的原故。

但是「恆星」的顏色也是這樣的嗎?我們看得到紅色的衣服是因為白天有陽光，或者晚上我們開了燈。

我們看得到火星是因為它反射陽光。而太陽，或者是其他恆星，卻沒有人在旁邊開著燈照著它們，它們是自己發光的。

其實我們自己也會發光。在很黑的夜裡沒有燈光的時候，我們固然看不到周遭景物，

但是假如我們有所謂的紅外線夜視鏡的話，就可以看到人物的移動。

這是因為每個物體都會有自然的熱輻射電磁波。而這熱輻射的強度在不同波長上的分布，則是和物體的溫度有關。

人體的熱輻射主要是集中在紅外線的波長範圍裡，溫度越高的物體，熱輻射則集中在越短波長的電磁波上。

平常我們沒有這種經驗，因為我們日常生活中的溫度，都不夠高到產生可見光的熱輻射。

只有燒紅了的鐵，再燒下去則越來越變橙黃白亮的顏色。也因未如此，這些知識是在19世紀末，德國煉鋼工業極發達的時候發展起來的。

在圖f03-01-01中，黑色曲線代表了三個不同溫度的熱輻射光譜。"光譜"指的就是輻射強度在不同波長上的分布。

圖中的溫度使用絕對溫度，單位用"K"，就像攝氏溫度用"C"，華氏溫度用"Ｆ"。絕對溫度和攝氏溫度只是零點不同而已。

絕對溫度零度相當於攝氏零下273。16度。我們可以看到圖中最左邊，溫度為3000K的熱輻射主要集中在1000奈米左右，

也就是1微米，還在紅外線的部分。但是我們的眼睛只能看到圖中畫七彩的部分，也就是可見光的範圍裡。

而在這範圍中，紅光是最強的，所以假如星球表面(或者其他物體)是這個溫度的話，看起來就會是紅的。

[f03-01-01]

簡單地說，恆星的顏色是表面溫度的表現。黃白色的是五、六千度左右，越紅的溫度越低，越藍白的溫度越高。

藍白色天狼星、織女、牛郎黃白色五車二、南河三、太陽紅色大角星、參宿四、心宿二

圖中以明暗來表示輻射的強弱，所以我們看到太陽光譜中有許多的暗線─稱為"吸收譜線"。

這些譜線不只讓天文學家得知太陽表面的組成成分，各條譜線的相對強弱也可得知更準確的表面溫度。

根據這些譜線的強弱，天文學家把恆星分類成不同的"光譜類型"。基本上分成O、B、A、F、G、K、M等類型。

圖f03-01-04標示出了這些對應，而圖f03-01-05則是用曲線來代表強度，畫出了各個光譜類型的光譜。


[f03-01-04光譜類型]

[f03-02-01]
	[f03-01-05光譜類型]

如果需要更細分的話，天文學家則在英文字母之後加上阿拉伯數字，例如A0、A1、A2、...、A9、B0、B1等等。太陽是一顆G2的星球。在本書中，我們把O、B、A型星稱為藍白色的星球，F、G是黃白色，而K、M則是紅色。

對於它本身來說，應該是沒有什麼意義的。重要的是它本身有多亮，也就是它釋放能量的速度有多快。

天上大部分的亮星都只是因為它們距離地球比較近而已。為了要知道一個星球真正的亮度，我們必須知道它的距離。

恆星都距離我們蠻遠的，所以我們無法直接用肉眼決定它們的距離。假如星星都一樣亮，那麼看起來比較亮的，就是比較近的。可是星星們沒有理由要一樣亮。決定距離一直是天文學中的重要課題。天文學家發展了許多不同的方法來決定不同天體的距離，其中一個最基本的方法，叫做「視差法」。

如圖f03-02-01所示，從地球看過去比較近的星球，在遙遠的背景星星間的位置會隨著地球公轉而改變。我們可以藉此測得該星球對地球公轉軌道所張的夾角。因為我們知道地球公轉軌道的大小，就可以得知該星球的距離了。

天文學家把這整個張角為2"弧秒"時的距離(1度＝60弧分，1弧分＝60弧秒)定義為1"秒差距"(parsecond，簡寫成pc)。

秒差距是天文學中最常使用的距離單位，1秒差距約等於3.26光年(1pc＝3.26ly)。

"光年"(light year，簡寫成ly)是光行走一年的距離，也是蠻常被使用的距離單位，尤其是對於知道光速的社會大眾而言，

光年比較有感覺。光的速度是每秒30萬公里：大約是繞地球七圈半的距離。

而光從太陽到地球大約要花8分鐘11秒，所以一光年其實以太陽系的眼光來看，仍然是很大的距離。

但是目前所知距離太陽最近的恆星─半人馬座的比鄰星：也有4.26光年之遙，實在是夠遠的了。

即使如此，假如各位回想起第一章我們所做的宇宙導覽，這4.26光年實在也不算什麼。

對於遙遠的星星，因為視差角太小，所以無法測量出來，這方法也就不適用了。

目前利用人造衛星來做觀測，視差法可以決定出500pc之內的距離。這500pc也就是0.5kpc。

是多遠呢?我們銀河系的盤面厚度大概就超過1kpc，太陽距離銀河系中心大約有8kpc，

整個銀河系的半徑大概有25kpc，而仙女座星系距離我們約有700kpc。

所以視差法能適用的範圍其實是很小的，不過它提供了大多數其他方法的基礎。我們有機會再向大家介紹其他方法。

假如距離已經決定了，我們就可以從看起來的亮度「視星等」來決定一個星球真正的亮度。

天文學家們把一個星球假想放在10pc遠處的視星等定義為該星球的"絕對星等"。

因為都放在同樣的距離來比較，所以絕對星等代表了星球本身真正的亮度。

例如太陽的視星等是-26.8(請參考第二章第二節：星等的介紹)，絕對星等則是+4.8。

也就是說假如太陽是在10pc遠的地方，它看起來就大約只有5等星亮而已。

研究某類事物的時候，我們常會想要找出某些性質之間的關係。

例如，把一群人的身高和體重標示在一個縱軸是身高，橫軸是體重的圖上，

在20世紀初期，一位名叫 Hertzsprung 與一位名叫 Russel 的天文學家分別都在研究恆星光譜類型與絕對星等之間的關係。

他們把許多可以測得距離的恆星標示在一個以絕對星等為縱軸，光譜類型為橫軸的圖上。

結果他們發現恆星在這圖上的位置有明顯的一條從左上方到右下方的帶狀分布，稱為「主序列帶」。

並且也有不少恆星成群地分布在這帶狀分布的右上方，有較少的恆星則是在左下方，如圖f03-03-01。


[f03-03-01]	[f03-03-02]

我們也可以把相同表面積的星球應該出現的位置用連線標示出來，就如同圖f03-03-02中的虛線所表示的。

我們可以看到，在圖的右上方，低溫且高亮度，所以是體積很大的星球。越往左下方高溫且低亮度，所以體積越來越小。

請注意習慣上赫羅圖中橫軸的溫度是向左遞增的。因此，一旦我們能夠決定一個星球的光譜類型和絕對星等，我們就能估計它的體積大小。

在某一表面上，單位時間單位面積內所釋放出的熱輻射能量和溫度的四次方成正比，

也就是F＝sT4，其中s＝5.67×10-5erg/cm2/sec，是史蒂芬．波茲曼常數，

而我們在文中所稱的亮度指的是單位時間內星球所放出的熱輻射能量，

也就是把上式中的F乘上星球的總表面積，因此星球半徑R與表面溫度及亮度L的關係是L＝4pR2sT4，

另外一個我們很想知道，而且也是很重要的一件事，就是恆星的質量。我們要怎樣來測得一個恆星的質量呢?

這其實也是一件不容易的事情。質量會表現在萬有引力上。牛頓的萬有引力定律告訴我們質量和引力大小的關係。

假如我們能找到雙星系統，經由研究這兩個星星之間引力所造成的軌道運動，我們就有可能可以決定這兩個星星的質量。

單獨存在的一個恆星大概是沒什麼機會讓我們去估計它的質量。幸虧，其實雙星系統是很常見的。

我們在介紹每月星空時就會指出，許多天上肉眼可見的星星都是雙星，甚至是多聚星系統。

天文學家研究了許多距離我們比較近的雙星，把這些星星依其光譜類型及絕對星等畫在赫羅圖上，並且標上它們的質量。

然後，一個重大的發現出現了：在主序列帶上的恆星，是按照質量大小排列的!!!在左上方，

高溫高亮度的是質量比較大的恆星，而在右下方低溫低亮度的則是小質量的恆星。

赫羅圖的確是很有意義的一項工具。我們已經明瞭在圖右上方都是體積比較大的巨星和超巨星，

而在主序列帶上則是依恆星質星大小，從高亮度排到低亮度。在圖左下方存在著一些高溫，但體積很小，

因此亮度很低的星球。在圖f03-03-03中我們可以找到許多熟悉的星球在赫羅圖上的位置。

例如太陽、牛郎、天狼星、織女星都在主序列帶上，畢宿五、大角星、五車二、北極星在巨星的區域，

而參宿四，天津四和參宿七則是超巨星。在下一章裡，我們就要用赫羅圖來和各位敘述這些區域的意義，以及恆星演化的故事。

天文學家們除了用光譜線的相對強度來定義光譜類型之外，也依據光譜線的寬度做另外一個方向的分類。

相同光譜類型的恆星，它們的譜線寬度常常是亮度越大的恆星越細。所以天文學家們選了一些我們比較了解的恆星做為標準，以其譜線寬度定義出來不同的"亮度分類"，而以羅馬數字來標示。

就像圖f03-03-04所畫的，I(又分為Ia，Ib)是超巨星，Ⅱ和Ⅲ是巨星， Ⅳ是次巨星，Ⅴ則是主序列帶星(也稱矮星)。

因此，我們可以依據光譜類型和亮度分類決定它在赫羅圖上的位置，進而決定它的絕對星等。

因為亮度分類比較粗略，這個方法所決定的距離通常有比較大的誤差。

我們描述一顆恆星的光譜分類時通常使用光譜類型加上亮度分類。例如我們的太陽光譜分類是"G2V"，

其中"G2"是光譜類型，"V"則是亮度分類。當我們看到一顆恆星的光譜分類時，就大概知道它在赫羅圖上的位置了。


[f03-01-02太陽的粗略光譜]	[f03-01-03太陽在可見光部分的詳細光譜]


[f03-03-03]	[f03-03-04]