第一节 恒星的芳龄几何
1. 恒星年龄的测定
在前面也介绍了太阳年龄的测定方法，虽然不是很科学、准确，但是这也是目前我们唯一能够运用的方法。太阳的年龄之所以比较好测定，是因为它是离我们最近的恒星。那么，对于其他较远的恒星我们有没有办法去测定呢？
对于现在能观测到的恒星，它们的年龄有所不同，短的几百万年，长的可达几十亿年。那么，天文学家是通过哪些方法进行测定的呢？
方法有两种：一是球状星团法，二是放射性同位素法。
球状星团法是根据球状星团的演化特征来确定。设想球状星团所有成员都是同时诞生的，但它们的质量各不相同。
很显然，在刚诞生时，由于各种质量的星都是处在主序星阶段的恒星。
经过一定时间后，温度高的大质量恒星首先达到转变点，然后脱离主序星阶段，变成红巨星，从而在它们的赫罗图上就会出现一个从主序星到红巨星的转变点，转变点上的星是刚刚到达转变期的星。随着时间的流逝，转变点不断沿着主序星向下移动。所以根据恒星拐弯点的位置就可以确定出球状星团的年龄。若已知转变点的位置，就可以由赫罗图知道光度、温度。已知光度，根据质光关系可求出质量，再考虑随时间变化质量的流失率，就可求出年龄。
用这种方法确定恒星的优点是，由于球状星团里有许多的恒星，可使转变点的位置非常准确地被定出来，这样也就可以确定出恒星的年龄来。
缺点是由拐弯点计算恒星年龄还要知道恒星中各种元素含量的比例，由于球状星团里暗星较多，很难准确地测出恒星元素含量，这就会使年龄测定中存在误差。
用以上方法测定出一些球状星团的年龄。一些老的球状星团的年龄，都在90 亿年至150 亿年。
放射性同位素法测恒星年龄与用此法测定地球年龄一样。用放射性同位素确定太阳系年龄的基本方法是：世界上的铀元素( 化学符号U) 有两种同位素U235 和U238，它们的半衰周期分别为7 亿年和45 亿年( 半衰周期是指放射性原子由于衰变而使数目减少到一半时所经过的时间)。各种质量的恒星寿命相差很多，所以用年龄不能描述恒星是年老还是年轻，因此天文学中引入了恒星演化龄的概念。
恒星的演化龄定义为：演化龄= 年龄/ 寿命
演化龄越接近1，恒星就越老；演化龄越小于1，恒星就越年轻。
恒星的寿命与其质量有关。但是要想准确地测定出各种质量的恒星的寿命还需要天文学家的进一步探索。
2. 恒星会死亡吗？
万事万物都有开始和结束，无论是我们居住的星球还是其他天体。所以对于在银河系中游荡的一分子——恒星也有走向死亡的一天，只不过这个过程需要很长时间。
恒星演化到晚期，会把一部分物质抛入星际空间，而这些气体又可用来形成下一代恒星。这一过程会使气体越耗越少，以致最后再没有新的恒星可以形成。同时，恒星还会因相互作用不断从星系逸出，星系则因损失能量而收缩。结果使中心部分生成黑洞，并通过吞食经过其附近的恒星而长大。
当恒星耗尽所有可用的燃料时，它们并不会摇摇曳曳地消逝，相反它们会自行爆炸，将外层的气体抛向遥远的太空，而这些被抛的物质最终会接合在一起生成新星，然而，这一循环过程需要10 亿年的时间。
当一颗恒星灭亡，它向内部崩溃，压扁它的电子和质子，使它们融合在一起形成中子。一个方糖大小的中子星物质重达1 亿吨。
中子星的能量辐射是太阳的100 万倍。它在一秒钟内辐射的总能量若全部转化为电能，就够我们地球用上几十亿年。中子星并不是恒星的最终状态，它还要进一步演化。由于它温度很高，能量消耗也很快，因此，它的寿命只有几亿年。当它的能量消耗完以后，中子星将变成不发光的黑矮星。
如果你认为中子星非常可爱，你就会喜欢它们的亲兄弟脉冲星。
脉冲星以极快的速度旋转，并在短期的爆炸中放射出大量辐射。脉冲星被认为是“死亡之星”，是恒星在超新星阶段爆发后的产物。
超新星爆发之后，就只剩下了一个“核”，仅有几十千米大小，它的旋转速度很快，有的甚至可以达到每秒714 圈。在旋转过程中，它的磁场会使它形成强烈的电波向外界辐射，脉冲星就像是宇宙中的灯塔，源源不断地向外界发射电磁波，这种电磁波是间歇性的，而且有着很强的规律性。正是由于其强烈的规律性，脉冲星被认为是宇宙中最精确的时钟。
你是否真的考虑过黑洞究竟是什么？黑洞不是科学小说家编造出来的虚构的东西。“黑洞”有些用词不当，因为任何靠近它们的光都被吸进去了，它们应该被称为“看不见”的洞。黑洞是死亡恒星的剩余物，是在特殊的大质量超巨星坍塌收缩时产生的。黑洞其实也是个星球，只不过它的密度非常非常大，靠近它的物体都被它的引力所约束，不管用多大的速度都无法脱离。
3. 濒临死亡的恒星——红巨星
我们也许不会想到再过几十亿年，太阳会突然膨胀起来，变成一个大火球，离太阳最近的一些行星将被它吞没，表面的温度也可能高达1000 ℃ 以上，地球上所有的生命都将毁灭。这听上去或许很可怕，但是这实际上是一般恒星都要经历的晚年阶段， 在天文学上这个阶段称为——红巨星阶段。
之所以称它为“巨星”，是因为在这个时期它的体积巨大。一般在巨星阶段，恒星的体积将膨胀到十亿倍之多。称它为“红”巨星，是因为在这恒星迅速膨胀的同时，它的外表面离中心越来越远，所以温度将随之而降低，发出的光也就越来越偏红。不过，虽然温度降低了一些，可红巨星的体积是如此之大，它的光度也变得很大，极为明亮。肉眼看到的最亮的星中，许多都是红巨星。
当一颗恒星濒临死亡的时候，它的内核收缩、外壳膨胀——燃烧壳层内部的氦核向内收缩并变热，而其外壳则向外膨胀并不断变冷，表面温度大大降低。这个过程仅仅持续了数十万年，此时的恒星就是在迅速膨胀中变为红巨星的。
红巨星一旦形成，就朝恒星的下一阶段——白矮星进发。当外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，点燃氦聚变，最后将在中心形成一颗白矮星。
当恒星中心区的氢消耗殆尽形成由氦构成的核球之后，氢聚变的热核反应就无法在中心区继续。这时引力重压没有辐射压来平衡，星体中心区就要被压缩，温度会急剧上升。中心氦核球温度升高后使紧贴它的那一层氢氦混合气体受热达到引发氢聚变的温度，热核反应重新开始。如此氦球逐渐增大，氢燃烧层也跟着向外扩展，使星体外层物质受热膨胀起来向红巨星或红超巨星转化。
转化期间，氢燃烧层产生的能量可能比主序星时期还要多，但星体表面温度不仅不升高反而会下降。其原因在于：外层膨胀后受到的内聚引力减小，即使温度降低，其膨胀压力仍然可抗衡或超过引力，此时星体半径和表面积增大的程度超过产能率的增长，因此总光度虽可能增长，表面温度却会下降。质量高于4 倍太阳质量的大恒星在氦核外重新引发氢聚变时，核外放出来的能量未明显增加，但半径却增大了好多倍，因此表面温度由几万开尔文降到三四千开尔文，成为红超巨星。质量低于4 倍太阳质量的中小恒星进入红巨星阶段时表面温度下降，光度却急剧增加，这是因为它们外层膨胀所耗费的能量较少而产能较多。
当恒星到达红巨星阶段时，它要急剧地膨胀，一般半径可达5000 万千米（太阳的半径为700 万千米）。中心部分虽然经过多次的收缩，但抛射的物质很多，剩下的物质对它的结局至关重要。
第二节 科学的千里眼——恒星的观测篇
到这里，我们已经介绍了很多关于恒星的有趣知识，从恒星的发现到恒星的演变再到后来对恒星方方面面的介绍，但是在这一过程中，最重要的是离不开观测恒星的工具和方法。否则，我们的天文学家不可能对恒星有那么多的认识和了解，也不可能在天文学领域里取得一次又一次的进步，更不可能实现人类进入太空的梦想。那么，究竟用什么仪器和方法能观测到远离我们的恒星呢？下面我来给你介绍几个好“助手”。下面是早期望远镜的介绍：
1. 伽利略望远镜
在我们小的时候就见过望远镜了，但是你知道它是什么时候出现的吗？其实最早的望远镜出现在1608 年荷兰的一个眼镜作坊里，一名学徒在无聊的时候用一前一后两块镜片观察物体时，竟然发现远处的物体离自己很近，受此启发这位幸运的学徒发明了望远镜。他的老板不失时机地将这一发明转成商品，并把这一发明转献给政府。
有了这些望远镜的帮助，弱小的荷兰海军打败了强大的西班牙舰队，荷兰人得到了独立。荷兰为了保持这种优势，加强了保密工作。但是，望远镜发明的消息还是很快在欧洲各国流传开了，意大利科学家伽利略得知这个消息之后，就研制了一个。第一架望远镜只能把物体放大3 倍。一个月后他研制的望远镜就能把物体放大8 倍，第三架就可以放大到20 倍。1609 年10 月，他制作了能放大30 倍的望远镜。伽利略用自制的望远镜观测夜空，第一次发现了月球表面高低不平，覆盖着山脉并有火山口裂痕。从此以后又发现了木星的四个卫星、太阳黑子的运动，并提出了太阳在转动的结论。
伽利略望远镜在天文学研究历史上具有重要的意义，伽利略也因此被称为第一位研制出望远镜的天文学家。
2. 开普勒和沙伊纳的天文望远镜
德国的天文学家开普勒也开始研究望远镜，他在《曲光学》里提出了另一种天文望远镜，这种望远镜由两个凸透镜组成，与伽利略的望远镜不同，比伽利略望远镜视野更宽阔，但开普勒没有制造出他所介绍的望远镜。而是沙伊纳于1613~1617 年制作出了这种望远镜，他还根据开普勒的建议制造了有第三个凸透镜的望远镜。把两个凸透镜做的望远镜做得倒像变成了正像。沙伊纳做了8 台望远镜，一台一台地去观测太阳，无论哪一台都能看到相同形状的太阳黑子。
3. 牛顿天文望远镜
1666 年，牛顿重复了用三棱镜分解日光为七彩光带的实验。他正确地解释说，这是各色光线通过玻璃折射时折射率不同造成的。但是，他认为各种玻璃的折射本领都是一样的，因此折射望远镜不易制造。
为了解决这个难题，牛顿便以铜锡合金磨成一面凹透镜来反射聚光成像。1672 年，牛顿制成了一种新的反射望远镜，一般称为牛顿望远镜。第一台反射望远镜非常小，望远镜的反射镜口径只有2.5 厘米，但是已经能清楚地看到木星和金星的盈亏了。
4. 射电望远镜
射电望远镜是指观测和研究来自天体的射电波的基本设备﹐可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。包括收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录、处理和显示系统等。
射电望远镜的外形差别很大，有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜，有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电望远镜。
射电望远镜诞生于1931 年，美国贝尔实验室用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。
随后美国人雷伯在自家的后院建造了一架口径9.5 米的天线。并在1939 年接收到了来自银河系中心的无线电波，同时根据观测结果绘制出了一张射电天文图，射电天文从此诞生。雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜。
经典射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相似，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦。因此，射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于λ/16 ～ λ/10，该望远镜一般就能在波长大于λ 的射电波段上有效地工作。对米波或长分米波观测，可以用金属网作镜面；而对厘米波和毫米波观测，则需用光滑精确的金属板作镜面。从天体投射并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平，才能为接收机所检测。目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达10~20 瓦。射频信号功率首先在焦点处放大10 ～ 1000 倍，并变换成较低频率，然后用电缆将其传送至控制室，在那里再进一步放大、检波，最后以适于特定研究的方式进行记录、处理和显示。
天线收集天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。
表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度，前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。
1962 年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的赖尔发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同一天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当于两地之间的距离那么远的单口径的射电望远镜。赖尔因此获得了诺贝尔物理奖。