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恒星的颜色
我们在夜空中可以看到无数的繁星，但是仔细观察就会发现，恒星有不同的颜色，有的红，有的黄，有的白，有的蓝。显然，这是由于恒星表面温度不同，红色的温度低，而蓝色的温度最高。在掌握了光谱分析这一武器后，就可用来研究所有能观测到的恒星。
天文学家们拍摄下来各个恒星的光谱图，这实际是恒星的物理和化学性质的档案。他们把恒星按光谱分了类，并分为O、B、A、F、G、K、M七大类。另外对有特殊情况的恒星还有R、N、S三个副类。大略地说恒星的表面温度按O～M次序减小，也就是说单位面积上发光的亮度减小。例如，参宿七是B型星，表面温度12000K；天狼星是A型星，表面温度约为10000K；织女星也是A型星，表面温度为9700K；心宿二是M型星，表面温度为3650K；参宿四是M型星，表面温度约3500K。我们的太阳表面温度为6000K，是一颗G型星。
恒星离我们多远？
过去我们把天上的大多数星星叫做恒星，这个“恒”字意味着永恒不变的意思。那只是人们夜观天象时发现它们在天空上的位置等似乎是永不改变。但长期观测后，就发现恒星也在运动，也在“自己行走”，这叫做恒星的“自行”。
有了望远镜，人们就能观测到越来越多的星，也发现了恒星的许多细节。除了颜色不同恒星的亮度也彼此不同，过去人们用肉眼去观测，根据恒星的亮度把它们分了等级，叫做星等，分为1～6等。6等星是人们肉眼能观测到的最暗的星，1等星则比6等星亮100倍。还有少数星比1等星还要亮，那可以推上去，定为O等、…1等、…2等、…3等……有了望远镜以后，人们观测到了更暗的星，那就推下去，定为7等、8等、9等、10等……也就是说星等的数值越大，星就越暗。反过来，星等的数值越小，星就越亮。如果我们假定所有的恒星的亮度都一样，那么亮星就离我们近，暗星就应该离我们远。但是当人们设法测量出某些恒星离我们的距离（以光年为单位，即光线走一年的距离，约等于946051亿公里）后，就发现亮星虽然离我们较近，但在距离上也有很大差异，而离我们最近的星并不是我们看到的最亮的星。例如，我们看到最亮的恒星是天狼星，距离我们8。65光年，而夏季在南部天空看到的红色亮星心宿二则离我们约410光年，织女星离我们26。3光年，冬季看到的猎户座中最亮的星参宿七则离我们约有850光年，参宿四则离我们约有600光年。而离我们最近的星则是半人马座α星（南门二），只有4。2光年远。
所以，必须推翻那种亮星就近的假定，要研究恒星就要求把所有的恒星都放在同样距离来比较亮度，这样才公平合理。天文学家们把这个距离规定为32。6光年，而这时恒星的亮度叫做绝对星等。把几颗我们看到的亮星摆到同样的标准距离后，离我们最近的南门二变得几乎刚能肉眼看出来（绝对星等为4。38）；天空中最亮的天狼星也降为一般的亮星（绝对星等为1。43）；而参宿四（绝对星等为…6）、参宿七（绝对星等为…7。1）和心宿二（绝对星等为…5。3）的亮度则增大到比最亮的行星——金星还要亮得多（金星最亮时日视星等为…4。4）。看来，恒星的形态大小确实有很大的差别。
给星星排排队
本世纪初，天文学家们用恒星光谱类型（相当于表面温度）作横坐标，用恒星的光度（绝对星等）作纵坐标，把各个恒星标在图上，制成恒星的光谱…光度图。于是就发现恒星在图上主要分布在中间一条反7字形的叫做主星序的带上（在主星序上的星叫做主序星），此外在右上角有一些恒星，在左下角还有一些恒星。经过这样排比，发现在右上角的星表面温度低而光度却大，所以恒星的体积一定很大，就名之为巨星。例如参宿四和心宿二就是有名的巨星，与太阳系相比，参宿四的半径可以超过太阳系中火星的轨道半径。而左下角则是炽热的、密度极大而体积很小的恒星，这类恒星名叫白矮星。例如，我们看到天空中最亮的恒星——天狼星就有一颗肉眼看不到的伴星，两颗恒星靠引力作用相互绕转。天狼星的这颗伴星的质量大约和太阳相等，但半径仅仅是太阳的0。73％，即比地球还要小，但表面温度竟高达26000K。白矮星的密度可以高达10 5 ～10 7 克／厘米 3 。
为了了解恒星，天文学家们做了大量的工作，测定它们的亮度、距离、光谱、表面温度……然后进行分类，终于在恒星的光谱…光度图上找出了头绪，从而奠定了恒星演化研究的基础。
恒星肯定会像其他运动着的物质一样，也有生老病死。在恒星的光谱…光度图上，倒底哪些是年轻的星？哪些是年老的星？它们之间有什么关系？又是怎样演化的？这就有许多推测，也提出了不少假说。而真正解决这一重要的演化问题则是在爱因斯坦建立了广义相对论原理以后。
光谱还告诉了我们什么？
天文学家在拍摄恒星和天体的光谱时常常要和一个标准的光谱相比较，于是就发现了一些新的现象，那就是有的天体的光谱中的光谱线，例如氦的光谱线不在原来的位置，光谱线的波长似乎变长了，也就是向红的那边移动了（在可见光的光谱中红光的光波最长，紫光的光波最短），这叫作光谱红移现象。
1842年奥地利的物理学家多普勒曾经指出，光源和观测者之间如果有相对运动，光的频率会被压缩（相互趋近时光的频率向紫端移动）或被展宽（相互远离时光的频率向红端移动），相对运动的速度可以由光谱紫移或红移的量推算出来。这就是有名的多普勒效应。
我们可以在火车道边证明一下多普勒效应，当一列火车从远方向你开近时，你会听到声音频率很高的尖啸声向你走来，当火车离你远去时，声音频率就会降低，这是音频的多普勒效应。对光波的情况也是一样，这样一来，天文学家们就可以根据天体的光谱线的红移程度，来推算天体远离我们的速度。
研究和分析的结果是很令人吃惊的。原来越是离我们远的天体，光谱的红移越大，也就是说远离我们的速度越大。于是天文学家们得出了一个看法，那就是说今天我们观测到的宇宙正在膨胀着（请注意，不是以地球为中心在膨胀，而是整个宇宙在膨胀）。
著名的美国天文学家哈勃（1889…1953），认真地研究了光谱的红移规律，确定了根据红移的量来确定天体离我们的距离。是他首先确定过去观测到的旋涡状星云不是我们银河系内的天体，而是银河系外和我们银河系可以等量齐观的巨大的恒星体系。例如在仙女座肉眼可见的仙女大星云M31，就是一个离我们最近的恒星系，哈勃在1923年最早测定了仙女座大星云的距离（现在测定仙女座大星云距我们约220万光年）。它比我们的银河系还要大（我们的银河系内约有千亿颗恒星和大约等于百亿个太阳质量的星际物质。是个扁平的圆盘，圆盘的直径约为10万光年）。
哈勃还根据恒星特别是遥远星系的光谱，观察并测定出它们的视向速度，即它们都在远离我们，而且离我们越远的天体远离我们的速度就越大，并几乎成正比关系。这被称为哈勃定律。正是根据哈勃的观测，建立起大爆炸的宇宙起源模型。
所以，人们认为哈勃是现代宇宙学的奠基人。
来自宇宙空间的电波
随着科学的进步，人们进一步认识了光。原来光是电磁波，但我们肉眼能见到的光只是电磁波的一段，比光波更长的还有红外线、无线电波（通俗地说），比光波更短的有紫外线、X射线、γ射线等。为了收集来自宇宙空间的信息，补充眼睛的不足，人们开始用照相底片收集记录宇宙间的信息，进一步扩大了视野。
1931～1932年，美国新泽西州贝尔电话实验室的无线电工程师央斯基，在进行长期无线电通讯的过程中发现常有“嘶嘶”的噪音出现，他在天空中寻找噪音的来源，终于找到了！美国《纽约时报》在1933年5月5日头版发表了“来自银河中心的无线电波”的消息。可是在当时这只是一条新闻，并未引起科学家们的广泛注意。他们不知道观察宇宙的另一个窗口已经打开了。地球的大气层只能放一小部分波段的电磁波过来，而其余部分或是被吸收，或是被反射掉了。所以我们隔着大气层并不能观察到宇宙的全貌。
二次世