泡利不相容原理

[拼音]：he-luo tu

[外文]：HR diagram

恆星光譜型和光度的關係圖，是丹麥天文學家赫茨普龍和美國天文學家H.N.羅素創制的。赫茨普龍在1905年和1907年的論文中指出，一般藍星是亮的，而紅星卻有亮、暗兩種;他把亮星稱為巨星，把暗星稱為矮星。1911年他測定了幾個銀河星團（如昴星團、畢星團）中的恆星的光度和顏色，並將這二者作為縱座標和橫座標。結果表明，這些星點大都落在一條連續帶上，其餘的星（巨星）則形成小群。1913年H.N.羅素研究了恆星的光度和光譜，並畫出一系列表明恆星光度和光譜型之間的關係圖（圖1）。經過對比，發現顏色等價於光譜型或表面溫度。他們兩人的圖所表示的是同一回事，因此，後來將這類光度－顏色（光譜型或表面溫度）圖稱為赫茨普龍－羅素圖，簡稱赫羅圖。

用寬波段UBV測光系統測定暗星的顏色，比用光譜方法容易得多，所以後來逐漸用色指數代替光譜型作為赫羅圖的橫座標。色指數可轉換成表面溫度；觀測得到的視星等，經過距離改正後成為絕對星等(見星等)，可再轉換為光度。有了星的表面溫度和光度，理論工作者便可以計算恆星的內部結構，也就是建立所謂恆星模型。隨著時間的推移，恆星的內部結構逐漸演變，並在它的光度和表面溫度（簡稱溫度）上表現出來，這樣，恆星在赫羅圖上的位置便沿一定路徑移動，描出“演化程”。因此，赫羅圖不僅能給各型別恆星以特定的位置，而且能顯示出它們各自的演化程，成為研究恆星必不可少的重要手段之一。

赫羅圖中的恆星不是平均分佈，而是形成一定的序列的，因為光度和表面溫度之間存在著內在的關係:如果壓力、不透明度和產能率只是溫度、密度和化學成分的函式，那麼恆星的結構由它的質量和化學成分決定；如果化學成分給定，則每一恆星質量便對應著一定的光度和溫度值。因而只要在某一質量範圍內存在著光度和溫度的關係，在赫羅圖上就會出現相應的序列。同樣質量範圍內的恆星，在赫羅圖上出現在不同的序列，必然是由化學成分不同引起的；而化學成分的不同可以是原始化學成分的不同，也可以是恆星處在不同的演化階段。因此，赫羅圖中的一些序列，可以用來研究恆星的形成和演化。

圖2是太陽附近，6，700顆恆星的赫羅圖。圖中有兩個密集序列，一個從左上向右下，稱為主星序，也稱矮星序；另一個是相當密集的一群星，接近右上角，差不多呈水平走向，稱為巨星序。此外，還有不少星分散在圖的上部，稱為超巨星序。主星序下面是亞矮星序。圖的底部有一特殊分支，稱為白矮星序。巨星序和矮星序並不相接，中間留有相當明顯的空隙，稱為赫氏空區，只有為數很少的恆星落在空區以內。圖2中的圖形受到不少測量誤差的影響。首先，恆星沿著若干垂直線密集並不是真實的物理影象，只是恆星光譜分類不連續的結果。實際上，光譜判據連續地變化，所以兩大序列的分佈應是很勻滑的。其次，恆星的距離也有頗大的不確定性，根據這種距離把視星等轉換為絕對星等也會有一定誤差。再者，暗星的視星等精度不夠，而且確定一顆星的光譜型也並非易事。這些誤差加在一起，就產生了主星序兩個座標方向的彌散。值得注意的是，圖上畫的是絕對星等和光譜型。哈佛光譜型星表HD所載恆星的視亮度有其限度。因此，這幅圖能夠充分反映在很遠的距離仍能看見的真正的亮星，而不能充分反映在較近的距離還看不見的暗星。恆星的質量差別不大，大多數恆星的質量在太陽質量0.1～10倍範圍內。恆星的化學成分的差別也不大，按質量計，大致氫佔71％，氦佔27％，其他重元素佔2％。所以，取決於質量和化學成分的恆星結構在圖2中呈現出明顯的規律性。恆星密集的區域代表它們演化緩慢的階段，主星序是演化最慢的階段，大致佔恆星壽命的90％。

為了免受恆星化學成分不同和年齡不同這兩個因素的影響，我們可舉星團的赫羅圖來說明。圖3是昴星團的赫羅圖。在這個星團內形成的恆星，可以認為它們的化學成分和年齡是相同的。再者，一般星團各成員星離地球的距離基本相同，這樣，觀測到的成員星的視星等差值也就是它們絕對星等的差值，不受距離誤差的影響。星團距離的不確定性導致絕對星等的零點不確定，只能使整個圖上下移動，而不會影響圖中星點的相對位置。圖3中的星點代表昴星團的主星序，圖中沒有紅巨星，表示昴星團年齡還輕，其成員星還沒有演化到脫離主星序的階段。圖3中主星序的彌散度遠比圖2中的小得多，因為後者受各種因素的影響。

最後，看一看不同化學成分的星團在赫羅圖上的分佈。圖4畫出銀河星團M67的成員星同兩個球狀星團M3和M92的成員星在赫羅圖上的位置，以便進行比較。它們都是年老的星團，但M67屬於星族I，M3和M92屬於星族Ⅱ。星族Ⅰ的星含重元素較多，佔總質量的2～3％，而星族Ⅱ的星所含的重元素的含量僅佔0.1～0.2％，或更少。圖中左下方的黑粗斜線代表主星序，3個星團巨星支都從主星序相同的部位脫離，表明它們的年齡相近（約為4×109～6×109年）。M3有明顯的水平支，這是球狀星團的一般特徵。