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ΤＪ粒ˋ星质量＋B星质量）2×（公转周期）。还有一个关系式是：（A星对公共重心的距离）×（A星质量）=（B星对公共重心的距离）×（B星质量）。A星对公共重心的距离加上B星对公共重心的距离当然就等于A、B两星之间的距离（见图C…1）。如果我们能够用望远镜分开这两颗星并且测定它们各自绕公共重心运动的轨道在天上的投影，那么就能得出两星之间的距离和公转周期，直接求出两星质量之和。同时我们也会看到两星相互绕转的具体情况，从而推出它们各自对公共重心的距离，再应用上面最后一个方程就得到两星质量之比。知道了和值与比值，也就可以分别求出两星各自的质量。这种方法看起来虽然简单，但是它的前提条件是要知道
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两星之间的距离，还要求出两星各自绕重心公转的轨道半径。天文学家确实看到两星的轨道行迹，但是只能直接测量它们在天上移过的角度，只有知道了它们离我们多远，才能求出两星之间实际的距离。知道双星对我们的距离，是用这种方法求其中两星质量的必要条件，这就使它的应用范围局限于离我们比较接近的对象。话虽如此，正是这种方法促使天文学家发现了主序星的质光关系（见图2…4）。幸好还有一种办法，不用费很大劲去测定距离也能行。它的依据是，利用附录A中所讲的多普勒效应可以由光谱测定某星向我们而来或背我们而去的运动速度。像图C…1的下方所画那样，如果我们恰好从侧面去看一对双星，那么总有一个时刻AB两星的连线正好和视线方向垂直，这时一颗星正好朝我们飞来而另一颗正好背我们远去。圆轨道的周长被公转周期所除就等于轨道运动速度，写成公式是2π×（A星对公共重心的距离）A星的轨道速度=公转周期2π×（B星对公共重心的距离）B星的轨道速度=公转周期利用多普勒效应可以测出这两个速度的数值，根据轨道运动的节奏规律性可以求出公转周期，于是A星和B星各自对公共重心的距离就能算出来，代入本附录前面所列的双星质量公式，就可以从两个方程式求解A星质量和B星质量。这种方法的妙处在于完全不必要用望远镜分清A星和B星。哪怕这两颗星看起来并成单个小光点，通过光谱分析还是有可能知道它的辐射来自两个光源，并且分别测出两星的视向速度。
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后记（1969）本书第一版问世以来，已经过了不少年。当前，天文学比那个年代又发展了。1980年人们只知道很少一点或完全不知道的某些现象，如今能被新创仪器探测出来。那时还没有把航天器发送到天王星和海王星这样的外行星周围去探测；为了更深入了解太阳的内部结构，人们刚开始在地球南极昼夜不停地跟踪太阳的振荡。现在，不仅相对缓慢的恒星演化过程能用普通计算机模拟，超新星爆发的剧变也可以试用大型计算机重演。那时人们还没有意识到，发生在空间近处的一次恒星爆炸的闪光，已经赶了17万年路程，再过短短几年就将传到地球。人们在过去13年中学到了大量新知识；不过，我在那个年代所写的恒星在星际气体尘埃云中诞生，最后以白矮星、中子星或黑洞告终的一生经历轮廓，还是基本正确的。可是话又说回来，尽管我们在这一或那一领域学到了一些新名堂，但在那个年代我们所面临的难题之中，还有许多并未解决。虽然对核过程的功效我们现在了解得比过去更多了，但是，太阳将来要演化成为红巨星，把最靠近它的行星水星和金星吞并进去，它的表面将逼近危及地球，这一认识并没有改变。另一方面，太阳中微子短缺的难题仍未很好解决。美国南达科他州矿井四氯乙烯大柜中计数到的，由太阳中微子所产生的氯原子数总是使人不满意：得出来的作用于氯的太阳中微子数比理论家用太阳模型所预计的要少得多。同时这也证实了在东京以西300公里的神冈锌矿中所作的测量，就是用光电管监测2000吨以上的水，来捕捉现代基本粒子理论所预期的质子。可是会使水箱中产生暗弱闪光的不只是质子的分解，太阳内部的硼次级反应产生的中微子有时也会引起闪光。从1987年1月到1988年5月监测了太阳中微子在水中所产生的闪光，结果还是和雷蒙德·戴维斯从前的实验一致。打到水中的太阳中微子最多只有预期的半数。既然这套仪器只能接收硼次级反应所产生的能量较高的中微子，天体物理学家们还能提出一种自我安慰的解释，认为这种核反应对于太阳能源的贡献甚为微小。可就在这时，真理的钟声敲响了。在一项名叫GALLEX的实验中，把30吨镓放进意大利阿布鲁齐地下1200米处，和一条高速公路隧道相通的一个山洞中接收太阳中微子，关于这种镓实验的计划我在第5章已写过，它进行了多年，已经有了结果。和它同时进行的是在高加索所做的另一项实验，称为SAGE，这是“苏联美国镓实验”的缩写。使天体物理学家暂松一口气的是，GALLEX实验所记录到的，来自太阳质子…质子链主反应的低能中微子丰度，和用计算机进行模型探索所预料的大体一致。然而，那些高能硼致中微子为什么来得如此冷
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落稀少，乃至GALLEX实验也探测不到，这个难题却依旧悬而未决。硼致中微子是灵敏的温度指示器，而那些低能中微子所能反映太阳内部温度的信息就很有限。问题在哪里？莫非问题不出在我们对于太阳的了解，而在于基本粒子物理学家对中微子的认识？一方面，直接来自太阳中心区的中微子能给我们这颗最近的恒星里面我们所看不到部位的情况启示；另一方面，要破译从太阳深处传出的信息，我们也已经具备了最优的条件。太阳表面的米粒组织本来就在不停地上下颤动，叠加在其上的还有数以百万计的形形色色的几分钟太阳振荡。许许多多不同形式的振荡叠加起来，形成一种复杂的振荡模式，人们只要长期累积连续监测太阳表面运动的资料并用计算机分析，就能把这种模式分解成许多各式单个振荡。不同形式与周期的振荡波穿达太阳内部不同的深度。地震波从其中心点出发，一部分沿地球表面，另一部分则穿经地球内部而传到某处。地质学家分析了地震波，就能对地球内部结构有所认识。同样地，太阳振荡波虽然是在太阳表面被观测到，但其形成和整个太阳实体相关联；太阳物理学家只要分析这些振荡波的各种特征，就能对太阳内部结构有所了解。不同形式的振荡波周期之间的差异往往只有千分之一秒的量级，学者们只有通过长时间观测，才能把周期极为相近的众多不同振荡波加以清理，逐个区分出来，在我们这样纬度的地方，即使从日出起连续观测太阳到日没，时间也不够长。在地球南北极，太阳会半年不落，就可能完成较长的连续观测而不被日没所中断。因此，人们在南极地区组织了太阳振荡模式的观测研究。本书第4章曾讲到太阳本体外部有个对流区。迄今已进行的太阳振荡研究使我们比以前更精确地测定了这个对流区的深度。结果发现它的深度占太阳半径的30％。来自内部更深处的能量到了这个区域，再向外传输的方式便是气团的频繁升降运动。这个区域也就称为对流区。还有，氦和氢含量的比值也比以前推算得更准了；为了使太阳振荡的实况和理论符合得最好，就需要在模型计算中采取氢与氦的质量比为三比一。这样发展下去，不久的将来人们甚至对太阳深层的自转也会了解得更清楚。为了争取每天24小时连续监测太阳，科学家建立了一个全球规模的观测网，它的缩写名称叫做GONG，英文全名的意思是“全球振荡联测网组织”。分布在全球六处的观测台昼夜不断监测太阳的振荡。对这个网的整体来说太阳不会落到地平线下。不仅如此，于1995年12月2日发射成功的航天器“太阳和太阳风层观测台”（缩写为SOHO）将连续不断监测太阳振荡20年。1987年2月23日，一颗超新星在大麦哲伦云中爆发，消息传出时全世界的天文学家都很惊奇。这一事件虽然没有发生在我们银河系的盘区
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中，毕竟还是相当邻近，离我们只有170000光年。它是人类发明望远镜以来所遇到的离我们最近的超新星。这一回，人们不但能够用望远镜和光谱仪在可见光范围跟踪这一天象，还能利用地球大气层外人造卫星上的仪器观测研究它的紫外辐射和X射线。人们甚至还成功地把超新星爆发核过程所释放的中微子也接收记录下来。神冈矿和美国俄亥俄州一个盐矿的实验装置分别记录到了长途跋涉17万年才到达地球的中微子。还有一点是，大麦哲伦云位于南半天球，日本和俄亥俄州的接收装置则处在北纬地区，可见这超新星的中微子是穿经地球内部后从下而上来到测量仪器中的。大麦哲伦云原是壮丽出众的摄影对象，历来吸引着人们去做精雕细刻的研究。因此，我们就有可能找出爆炸为超新星的原来那颗星，看看它早先在照片上是什么样子，这样难得的机会还是第一次。这一超新星的消息1987年2月24日早上才传到世界各处，所以在前一天晚上几乎每个天文学家大概都会断言，即将爆发成超新星的恒星都应该是红超巨星。然而，在大麦哲伦云中爆发，由天文学家按既定规则编号为1987A的超新星，它在此前却是一颗蓝星！这是不是和恒星演化理论中恒星中心区的氢耗尽后应变成红巨星的基本规律不相容呢？一点也没有。我们知道，这个时候恒星在赫罗图上虽然先要从左向右（从蓝到红）迁移，但其后也还有重新返回蓝区的可能。如此来回若干次的情况也有（例如可见图6—2中质量为太阳9倍的一颗恒星的演化）。可见超新星爆发前原是蓝星的情况并非完全不可能。1993J超新星给天体物理学家带来了一点安慰。一个叫弗朗西斯科·加