互动科普

几年前天文学界最耸人听闻的事情莫过于所谓“年龄危机”。对宇宙膨胀速率的观测表明，宇宙的年龄为140亿年或不到140亿年。但对古老恒星的观测却发现，某些恒星的年龄已达150亿年或150亿年以上。这一年龄差距成了媒体大肆炒热的头条消息，也是学者们在各种天文学会议上激烈争论的重要问题，还煽起了各种各样牵强附会的类比，诸如子女的年龄比妈妈还大等等。不过现在人们几乎不再谈论年龄危机了。究竟发生了什么事情呢? 

在科学史上像年龄差距这类矛盾问题比比皆是，而它们几乎总是预示着人们的认识即将发生巨大的飞跃。关于地球年龄的争论对于达尔文提出自然选择的理论起了关键的作用。关于太阳年龄这个问题的意见分歧只是在发现了核反应后才得到解释。爱因斯坦认为宇宙是永恒的、静止的，但哈勃对退行恒星的观测推翻了他的这一看法。 

不久前冒出的年龄危机同样也是打响了一场革命的第一枪。它使我们认识到，在宇宙中占据统治地位的不是通常的物质，甚至也不是暗物质，而是一类宇宙学家们几乎一无所知的暗能量。暗能量使宇宙加速膨胀，从而使宇宙的推定年龄增大。但这还不是事情的全部。

在年龄危机成为热门争论问题的那个时候，大多数天文学家都把这个难解之谜归咎于宇宙学，要么是宇宙膨胀速率的测量出了差错（这是理论家们的说法），要么是基本的宇宙学模型有毛病（这是观测者们的说法)。仅有少数天文学家对恒星的年龄提出了质疑。关于宇宙的膨胀速率天文学家们已经争论了半个世纪之久，常常是用十分刻薄的语言进行争论；许多主要人物彼此间的关系弄得十分冷淡。相反，耶鲁大学的Pierre Demarque 及其他天文学家对恒星年龄的估计（150亿年）则是非常站得住脚的。从20世纪60年代中期到90年代中期，一系列理论模型都预测最老的恒星年龄有这样大甚至更大。专门研究此问题的天文学家对他们的估计非常有信心。 

现在事实证明这一共识原来是错误的。天文学家研究了Hipparcos卫星的观测结果并对恒星演化过程重新进行了计算，从而得出结论：最古老的恒星的年龄大约为130亿年。年龄危机不复存在了。

气体吞食者

假定你的汽车上的里程表坏了，那么你如何确定你的汽车巳经开了多远呢？如果你知道油箱的容量和汽车消耗一加仑汽油所行驶的平均里程，那么这个问题就很容易解决：只要用汽油量除以这个平均里程就行了。同样的基本方法也适用于恒星年龄的计算。恒星的质量相当于油箱容积，而恒星的核燃烧速率则相当于汽车消耗一加仑汽油所行驶的平均里程。

恒星在其一生中的大部分时间内都是由氢的聚变反应提供能量的。恒星内部深处的高热使四个氢核（每个氢核就是一个质子）聚合成一个氦核（两个质子与两个中子）。四个质子的质量合起来比一个氦核要多0.7%，失去的那部分质量依据爱因斯坦著名的质能关系式E = mc²转化为能量。例如，太阳发出的光其功率达到4×1026瓦这就意味着太阳每秒钟必须把6亿吨氢转化为5.96亿吨氦。

太阳在10亿年的时间内将烧掉其总质量的大约1%。由于太阳质量10%为可用燃料（可用燃料就是能达到氢聚变反应所需的温度和密度的那部分太阳物质），因此太阳可以维持100亿年左右。这一阶段名叫“主星序”，这段时间内太阳将保持大致恒定的亮度与温度。

质量比太阳大的恒星，其氢的燃烧速率要快得多。因此，尽管他们开始时拥有更多的燃料，但这些燃料烧完的时间也比太阳早。这一趋势可以根据支配恒星结构的若干物理定律推导出来。这些定律包括流体静力平衡定律（即关于重力如何被气体压力平衡的定律）、理想气体定律（即关于气体压力、密度和温度三者之间关系的定律）以及辐射热输运定律（该定律确定了温度梯度必须有多大才能确保足够多的能量从恒星辐射出去）。这些定律的净结果是恒星的亮度大致与其质量的四次方成正比，燃料则仅与质量成正比。因此，一颗恒星的主星序寿命大致与其质量的立方成反比，质量相当于太阳质量10倍的一颗恒星，其亮度为太阳的1万倍，但其寿命只有太阳寿命的千分之一，也就是只有1000万年左右。

大质量恒星是宇宙中的赛车：外观之漂亮令人怦然心动，但却是些非常费燃料的油老虎。

当一颗恒星最终耗尽了其核心中的氢之后，它便开始利用其外围各层中的气体。此时恒星的体积膨胀，进入红巨星阶段，其特点是亮度更大，但表面温度则下降。恒星不再呈白热状态，而仅是红热状态。为了产生能量，它不得不越来越拼命地频频搜寻燃料，最终把它的气体储备全部消耗干净。如果把恒星的目视亮度（与其总的输出功率有关）以及颜色（与其表面温度有关）绘在所谓赫罗图上（该图总括了天文学家们已知的关于恒星的几乎所有知识），那么这一演化过程就特别容易看出来，由于前面提到的几个比例定律的缘故，处于主星序阶段的恒星位于赫罗图中的一条倾斜直线上。当恒星变成红巨星后，它便离开主星序而进入一条近于水平的直线（参看39页图）。

遗憾的是，虽然天文学家能够推导出恒星的整个寿命，但却很难估量出单独一颗恒星已经活了多少年，处于其壮年期的恒星异常地稳定。此时它的年龄肯定小于其理论上的寿命，但是研究人员无法很有把握地确定它的年龄。只有当一颗恒星进入其生命中的暮年期以后，它才开始发生显著的变化，从而暴露出它的年龄。由于这一原因，天文学家们通常是通过观察差不多在同一时期诞生的整群整群的恒星来计恒星的年龄。这样一群恒星的年龄相当于其最老的成员（也就是已经离开了主星序并进入红巨星阶段的恒星）的年龄。

球状星团内的古老恒星

一类特殊的恒星群（即所谓球状星团）看来含有银河系中某些最古老的恒星。球状星团是紧凑而密集的恒星区域，在一个直径大约100光年的球形区域内密布着10万颗到几百万颗恒星。从球状星团内假想的一颗行星上观察夜空，看到的将是一幅极为壮观的情景——10万颗以上肉眼能够看见的星星密密麻麻地布满整个天空，而地球上凭肉眼只能看到6000颗恒星（参看本刊1985年10月号Ivan R. King所著《球状星团》一文）。

银河系中75%的恒星（包括太阳）位于一个扁平的圆盘内，但球状星团却位于围绕此圆盘的一个球状星团，且球状星团的分布方式都差不多。球状星团的位置是星团年龄的一个重要线索。20世纪30年代，原籍德国的天文学家Walter Baade证明，银河系内的恒星可以分为两大类。明亮的蓝色恒星（这些恒星的质量较大，因此必定属于年轻恒星之列）仅存在于银盘内。银晕内的恒星多是比较暗弱的红色恒星。Baade当时不知道是什么原因造成这一差别，而只是把明亮的蓝色恒星归入“I族”恒星，把暗弱的红色恒星归入“Ⅱ族”恒星。现在我们知道其原因了：银盘内有大量的气体云，因此恒星形成的过程在银盘内频繁发生，这样银盘内就聚集了大量年轻的、十分活跃的恒星。银河系的晕圈没有多少气体，因此也没有几颗新恒星在晕圈中形成。银晕就像一座年青人已几乎跑光了的行将消亡的老城一样，只是老年恒星的聚集地。

事实上，球状星团可能是银河系残存下来的结构单元，球状星团中的恒星只含有微量的比氦重的元素，天文学家把比氦重的元素一律称为“金属”（这自然使化学家大感惊愕）。这些元素构成太阳质量的2%，但在球状星团的恒星内，它们只占恒星质量的0.01%到0.5%。除了锂以外，这类元素只能由恒星合成出来。球状星团中缺乏这一元素，表明球状星团是在大爆炸后不久就形成了，因此形成这些星团的物质比较纯净，还没有来得及被一代又一代的恒星产生的较重元素所污染。

在某一给定的球状星团内，所有刚刚消耗完其核心中的氦的恒星具有差不多相同的亮度与温度，也就是说有相同的质量与年龄。赫罗图上这种一致性表现为主星序恒星分布有一条清晰的边缘。质量较小、寿命较长的恒星数量很多，但较重的恒星已经全部离开了主星序，变成了红巨星。主星序恒星分布这一突然的终止证明星团中的恒星全部形成于同一时期。

节外生枝

知道了上述这些性质，确定一个球状星团的年龄就应当是比较容易的事情了。天文学家对于该星团的一大批恒星作出一幅赫罗图。该赫罗图揭示哪些恒星刚刚消耗完其主要的燃料储备。根据理论模型，这些恒星的亮度和温度意味着它们具有一定的质量和年龄。但是有3个因素增加了这项工作的复杂程度：第一个因素是恒星的质量和年龄高度依赖于恒星的确切成分，第二个因素是恒星模型的细节，第三个因素则是把观测亮度换算为内禀光度时存在若干不明确的问题。虽然金属只占恒星质量的很小一部分，但它们对恒星结构却具有大得不成比例的影响。金属元素使恒星的重力增加，但并不发生聚变反应。它们使核发动机粘合起来，提高恒星核心的温度。此外，金属具有很强的吸光能，这样就使恒星更不容易把它产生的能量释放到空间中。金属对光的吸收使恒星膨胀，这样相同的能量输出将分布在一个更大的表面积上，从而降低表面温度。金属的这两种作用合起来意味着贫金属恒星将比具有相同质量的富金属恒星更明亮、更炽热。如果天文学家过高估计了一颗恒星的金属含量，那他们据此计算出的该恒星的质量和年龄将偏低。

为了弄清某颗恒星的成份，观测人员对该恒星的光谱进行分析。由多种颜色构成的连续光谱中分布着许多具有不同波长的黑色暗线，这些谱线的位置和强度与该恒星最外层所含有的不同元素有关。过去20年中，大型地基望远镜的问世以及灵敏的电子探测器在望远镜中的应用使天文学家们能够获得其分辨率和信噪比远远优于传统望远镜的光谱，测量误差降低了三分之二以上。加利福尼亚理工学院的Judith G. Cohen、Padua天文台的Raffaele G. Gratton及其合作者们不久前利用凯克望远镜以前所未有的精度测定了球状星团NGC6528及NGC6533中的金属丰度。

第二个使问题复杂化的因素是，理论模型仅仅近似反映了恒星内部所发生的真实过程。近几年来对太阳的研究已经揭示了恒星理论模的局限性。例如，丹麦Arhus大学的Jorgen Christensen—Dalsgaard，新斯科舍圣玛丽大学的David B. Guenther以及其它一些研究人员已证实，对太阳声波的研究表明氦正在缓慢地沉向太阳的中心。沉向中心的氦把氢排挤开使太阳可以利用的氢燃料减少。从而缩短了太阳的预期寿命。我和我的同事们也改进了对其它过程（例如对流）的模拟，并更好地描述了气体是如何对压力和温度的变化起反应的。这些研究的最终结果是把球状星团的估计年龄缩短了14%。现在恒星模型能够非常圆满地解释太阳的各种性质，因此很难知道对这些模型还能作出多少改进。

把握距离

估计恒星年龄时的第三个、也是最棘手的一个不确定因素是恒星的光度。一颗恒星的观测亮度不仅与其内禀光度有关，也与它到地球的距离有关。但是测量距离是天文学中最为困难的任务之一。所有的恒星看起来似乎都在天空的表面上，没有任何深度感。为了测定恒星在第三维上的位置，天文学家们必须依靠多种不同的方法，每一种方法适合于测量一定距离范围内的天体，但各种方法测定的范围彼此有重迭。

这一系列方法中的第一种是视差法，也就是根据观测者移动其观测点时恒星表现位置变化来确定恒星的距离。有一种传统的方法可以演示视差现象——伸直你的手臂并竖起一根手指，然后交替闭上你的左眼和右眼观看手指前方所对的目标。此时你会发现你的手指似乎存在背景上反复地左右跳动，这是因为你的两只眼睛轮流地从鼻子的两侧观看你的手指。让你的手指向脸部靠近一些，你将会注意到视差更显著了。物体的距离越近，其视差便越大。

为了测定恒星的视差，天文学家在一年的不同时间里观察恒星位置的变化情况。从地球轨道上的不同位置观察时，离地球较近的恒星似乎相对于遥远的恒星来回移动。天文学家测得恒星的视差后（其结果用一个角度表示），再根据地球轨道的直径（这一直径本身也是通过观测太阳系内天体的视差来确定的），就可以推算出恒星的距离。天文学家把一个月内其视差为l弧秒的恒星到地球的距离定义为1秒差距（相当于3.26光年）。根据基本的三角学法则，视差与恒星到地球的距离成反比。一般的地基望远镜可以分辨出大约0.01弧秒的视差，因此它们能够以10%的精度测量远到10秒差距的距离。

按照星系的尺度来衡量，10秒差距的距离小得简直令人发笑。而且，随着距离的增加，测量的误差也系统地增大：当距离达到望远镜分辨率的极限时，望远镜测得的视差值往往偏大，因而根据视差推算出的距离就往往偏小。为了使宇宙距离的测量值建立在更牢靠的基础上，1989年欧洲空间局（ESA）发射了Hipparcos卫星，将其送到任何地基望远镜也不曾到过的位置上进行为期4年的观测。这颗卫星观测的精度为0.001弧秒，可以测量距离远l0倍的恒星。但即使这样远的距离也还是不足以观测最近的球状星团（估计最近的球状星团其距离也有2000秒差距之多）；不过，Hipparcos 卫星却精确测定了一些与球状星团中贫金属恒星相似的近邻贫金属恒星的距离。假定这些恒星与球状星团中颜色相同的恒星具有相同的内禀光度，天文学家们就能以前所未有的精确度推算出球状星团的距离。

外貌虽老，实则年青

推算的结果大为出人意料：球状星团的距离比前估计的距离要远10%左右。这样它们的内禀光度的估计值也相应提高，而年龄则缩小了。但对于新的年龄估计值并非没有争论：因为距离尺度仍然不够精确，而恒星模型也可能仍然是不完整的。

天文学家试图通过其他测量距离的方法来证实上述结果。其中一种方法是考察球状星团中一大批恒星的运动。每颗恒星的运动都有两个分量，一个是径向速度（即沿着视线方向的运动），一个是角速度（即横过天空的运动速度）。天文学家采用不同的方法测量每一个分量：径向速度通过多普勒效应来测量，而角速度则通过多年的时间里拍摄的照片来测量。由于恒星的视角速度与距离有关，而径向速度与距离无关，因此，如果有某种方法把这两个量联系起来，就能推算出恒星的距离。对于单个的恒星来说，这两个速度分量彼此是完全独立的。但在球状星团中，成千上万颗恒星随机地运动着，因此它们的平均径向速度应当等于平均角速度。运用这种方法，天文学家估计出了球状星团的距离。

这一方法表明，Hipparcos卫星估计的球状星团距离值偏高。目前最佳的估计是，最老的球状星团恒星其年龄约为130亿年，误差范围为15亿年。修改后的恒星年龄估计值与宇宙的年龄估计值符合得非常好（后一个年龄是根据对字宙膨胀速率的最新观测结果而估算出来的）。这是自现代宇宙学半个世纪前诞生以来，宇宙学家和恒星天体物理学家首次达成共识。

测定球状星团的年龄是估计银河系年龄的主要方法，但其它方面的证据也得出了大致相同的结果。今年早些时候，巴黎天文台的Roger Cayrel及其同事采用了一项考古学家和地质学家就在地面上的考古和地质年龄估计中使用了的方法，即放射性同位素断代法。他的研究小组测量了一颗编号为CS3l082001的古老Ⅱ族恒星的铀，这是对太阳以外的恒星首次进行的这类测量。该恒星的最重的一批元素其丰度仅为太阳上同类元素丰度的12%，但钍232和铀238这两种元素除外。假定在这颗恒星诞生之初钍和铀的丰度也是太阳上这两种元素丰度的12%，那么必须经过l25亿年（误差范围为30亿年）这两种放射性元素的丰度才能衰减到目前的水平。放射性同位素最终有可能取代球状星团而成为确定年龄的首选方法。

与此同时，天文学家们将把重点放在进一步落实球状星团的年龄估计值上。新的地基望远镜 （例如欧洲南方天文台的甚大望远镜）可望降低球状星团组成成份的不确定性。新的轨道观测站（如欧洲空间局的Gaia卫星和美国航空航天局的空间干涉测量卫星）定于2000—2010年间的后期发射。这些卫星的分辨率比Hipparcos高250倍，它们将能够不通过恒星这个中介而直接测定球状星团的距离，从而解决这个困扰天文学家达数十年之久的老大难问题。

概述/长寿的恒星

常识在宇宙学中有时行不通，但在宇宙年龄的问题上下面这个常识却是千真万确、颠扑不破的：宇宙必定比最老的恒星还要老。遗憾的是，过去的观测结果始终同和这个常识相矛盾。大惑不解的天文学家们往往把这一矛盾归咎于宇宙学理论有问题。现在事实证明，原来问题主要出在恒星天体物理学上。

l    许多最老的恒星位于名为“球状星团”的紧密聚集发的恒星群内，这些漂亮的有点古怪的天体是业余天文学家们喜爱的观测对象。某一星团内的所有恒星都是在基本上相同的时刻诞生的。

l    大而明亮的恒星长得很快，年龄不大便寿终正寝了。恒星越大，走的便越匆忙。因此，只要观察一下某个星团并注意这个星团中留下来的是哪个恒星，便可以大致估算出整个星团的年龄。

l    Hipparcos卫星实现了突破：他发现球状星团的距离比天文学家们原先所估计的要远。因此，球状星团中的恒星的内禀光度相应地也要增大，而其年龄则应当缩短。现在这些恒星的年龄估计值为130亿年，与宇宙的估计年龄（140亿年）合的起来。 

【郭凯声／译 向俊／校】