星座

在对我们居住的这部分空间进行了一番考察后，我们将任想象飞往更遥远的太空，把目光转向广袤无垠的星空，感受辉耀满天的群星。

通常情况下，能被我们肉眼看见的全天恒星大约是5000多颗。实际上，其中只有一半恒星可以同时位于地平线之上，而这一半中还有许多与地平线太接近，从而被城市的灯光或者浓厚的大气遮盖住。在晴朗且没有都市光害的夜晚，肉眼能够看见的恒星数还不到2000颗。我们把肉眼可见的恒星称为“亮星”（lucid star），为的是与通过望远镜才能观测到的大批恒星进行区别。

当我们看到夜空中闪闪发光的群星时，总认为它们处于同一平面，因为看起来它们与地球之间的距离似乎都是相等的。我们在第一章中就讲过，假设群星是在一个大圆球的内部平面上，这个大圆球将地球包裹了起来。这个大圆球沿着偏斜的主轴旋转运动导致了星辰的东升西落。不过，对北纬中部的观察者来说，他们会发现绕着北极旋转的星星永远不会降落，这就是我们在前文说过的恒显圈（upper circle）；而绕着南极旋转的星星永远不会升起。这个大圆球每一恒星日自东向西旋转一周，不足4分钟旋转1度。

众所周知，由于地球沿着主轴自西向东转动，天上的景物看起来在自东向西旋转。同时，因为地球还绕着太阳公转，所以太阳看起来是在群星之中缓慢向东移动，每天大约移动1度，一年绕着黄道旋转一周。我们在前面已经讲述过地球转动产生的这种结果。

太阳慢慢向东移动，根据地球自转制定的恒星日每天比太阳日少4分钟。每夜星辰都会比上一夜早4分钟升起，同一个小时内会偏向西1度。四季轮流出现，所有的星辰都会交替从夜空中经过。

星辰在天空中并非均匀分布，而是一团一团地聚集在一起。其中一些星辰非常醒目且引人关注，如北斗或飞马座（Pegasus）大正方形，令人印象深刻，一见难忘。古代人对天空中耀眼群星的兴趣跟我们一样，他们还为群星取了名字，宇宙的样子几千年来几乎没有什么变化，星座也就诞生了。

我们所熟悉和了解的星座是由古希腊人传下来的（其中有了一定的发展和修改），而古希腊人又是从美索不达米亚的居民那里学来的。公元前9世纪，古希腊著名的诗人荷马（Homer）就描述过大熊座、猎户座（Orion）以及其他著名的天上形象。最早描述古代星座（大约是50个）的作品是马其顿的宫廷诗人阿拉托斯（Aratus）创作的 Phenomena ，这部作品创作于公元前270年，书中详细描述了所有的星座。星座的名称以神话中的英雄、鸟兽的名字命名，每个名字又都与一些人们很熟悉的故事相关。

如今在古老的星座之间画出的，或者说创造出的这些新的星座，是对古代星座空白的填补——尤其是在南半球，因为古希腊人对此处的星空情况完全不了解。

天文学家将星座的拉丁文旧名字保留下来，但现代星图中已没有表示星座的旧式英雄、鸟兽等形象了。为了便于研究，星座成为天空中包括不同星群的区域，由我们任意定下边界。星座的边界要平行或者垂直于天球赤道，而边界之内的星星都属于这个星座。当月球、行星或太阳出现在边界里面时，也可以说它们位于星座之中。

由于月球、行星、太阳与黄道之间的距离不会太远，它们常和黄道带上的12个星座建立联系，这就是十二星座，它们的名称分别是：白羊（Aries）、金牛（Taurus）、双子（Gemini）、巨蟹（Cancer）、狮子（Leo）、室女（Virgo）、天秤（Libra）、天蝎（Scorpius）、人马（Sagittarius）、摩羯（Capricornus）、宝瓶（Aquarius）、双鱼（Pisces）。黄道带是指环绕着天球的一道宽16˚的带子，黄道位于其中。将黄道平均分成12个区域，这就是我们所说的黄道十二宫。从春分点一直向东，十二宫的名字对应着上述十二星座的名字。2000年前，每一宫恰好包含对应的星座。不过，随着黄道十二宫向西缓慢移动，如今与十二星座已经无法完全相符了。

我们在这一章所讲述的内容，主要是为了让读者更好地认识北纬中部常见的星座，而且大部分星座都有着特殊的形状，如正方形、十字形、勺子形等，根据形状和解说就可以很容易辨认出星座来。每个季节都有自己的星座，无论从何时辨认都可以。无论是谁，只要开始研究辨认星座，大概都会一直坚持下去，直到认清天空中的所有星座，因为不断有熟悉的星座慢慢消失在西方，而新的星座又不断地从东方升起。

为了方便更好地认识各个星座，我们将夜空中的可见区域分为五个区。首先是北天星座，这是围绕着天极运行却永远不会降落的星座，终年都可以在北纬中部见到。其余四区的星座都有升降变化，而且大部分都会经过天顶之南。现在我们将每个季节晚上9点经过子午圈的星座划定出来，而且主要划出比较明亮的星星，这样做不仅可以避免混淆，还消除了各个星座之间的边界。

北天星座

我们在本书第一章的 中已经描绘了北天星座，天球北极位于图的中心，星辰按照逆时针方向绕着它旋转，旋转一周的时间大约是23小时56分钟。如果想让这幅星图符合晚上9点的星空，只要将本月份转动到天顶上即可。

我们首先看见的是大熊座，七颗明亮的星星构成了大家都非常熟悉的勺子形。这个星座中的星星基本全年都能看见，只是在秋季它们接近地平线时可能无法被看到。再注意一下勺子顶端的两颗星星，这就是所谓的“指极星”，因为这两颗星星连成的直线指向北极星，北极星靠近图1–2的中心，与极之间的距离不足1˚，因此成为北天极的标志。

北极星是小熊座中的一颗星星，位于勺柄的末端，星座中只有勺边的两颗星星最明亮，其他星星则非常微弱。那两颗星星被称为极的守卫，因为它们一直不停地绕着极旋转。

当看不见指极星却想寻找北极星时，只要望向正北方，北极星与地平面的角度恰好等于观测者所处地带的纬度。因此，在北纬45˚地区，北极星就位于天顶和地平线的中央。

在北天极的另一边是仙后座（Cassiopeia），它的方向正好与大熊座相反，而且与北天极的距离也大致和大熊座一样。五颗明亮的星星构成字母W或者M形，它们与两颗比较暗淡的星星一起，构成了仙后的宝座，只是这个宝座的背部有些弯曲，如果不垫上靠垫，估计坐上去会非常不舒服。

仙后座的前方就是仙王座（Cepheus），它看起来像教堂的尖顶，顶上的尖恰好指向北极。仙王座的前面是天龙座（Draco），它差不多位于北天极与大熊座之间，头部为V形，天龙座似龙一般的身躯由一些比较暗淡的星星构成，可以借助星图找到它们。天龙座将北天黄极（north ecliptic pole）包围起来，而北天黄极正好位于龙头到北极星的1/3处。天龙座这一点上没有明亮的星星，它正好是天极慢慢画出的大圆的中心，这种缓慢运动由地球自转产生的岁差引起。

这就是北天中的五大星座，认识了它们之后，我们转向南天，选择适合观测季节的星图，暂且设定在秋季吧。

秋季星座

图6–1描绘的是秋季在南天中点缀的主要星座。垂直来看，月份下方是本月晚上9点会经过子午圈的星座，从天顶（靠近上边）一直到地平线（靠近下边）。

在秋季天空中最容易辨认的是飞马座，它的大正方形是其主要特征。秋初时，飞马座从正东方升起，11月1日晚上9点它位于南天的最高处。四颗2等星构成了飞马座大正方形，每边大约是15˚。正方形东北角的前面是仙女座（Andromeda）大星团，这是远在银河系之外的旋涡星系，而且也是最明亮的星系，我们会在后面详细介绍，肉眼看起来它是一块长长的雾状光斑。如果我们将飞马座的大正方形想象成勺子的斗，那么在它东北方仙女座中的亮星就是勺柄。不过，勺柄末端的星星属于其他的星座（英仙座）。

英仙座（Perseus）位于银河中，里面的星星排列成箭头，与仙后座相对。在这两个星座之间，我们会看到一块云状光斑，无论是在双筒望远镜还是其他望远镜中，都可以观察到它的两个星团，这就是英仙座双星团。箭头西边是排列成一条直线的三颗星星，中间的星星最亮，这就是变星大陵五（Algol），是蚀变星的代表。

我们现在所介绍的区域中存在着黄道三星座：宝瓶座、双鱼座和白羊座。黄道和赤道相交处的春分点（太阳于3月21日在此处）大约位于飞马座大正方形东边线延长一倍的地方。2000多年前，春分点还在东北方的白羊座。白羊座中的主要星星构成一个扁三角形。

双鱼座的南方是大星座鲸鱼座（Cetus）。这个星座中最著名的星星是红色蒭藁增二（Mira），这颗星星平时肉眼不可见，一年中仅仅出现一两个月。我们已经了解了秋季星座，这里面只有一颗1等星，就是南鱼座（Piscis Austrinus）中的北落师门（Fomalhaut），大约在10月中旬的晚上9点经过子午圈。

冬季星座

图6–2描绘的是冬季星座，这些是天空中最具耀眼光辉的星座。在寒冷的长夜中，亮星闪闪发光，呈现出各种颜色，为这凄冷季节平添温暖。猎户座是所有冬季星座中最引人注目的星座，其中的四颗星星组成一个长方形，在我们看来恰好直立于南方。图上方的东角是红色巨星参宿四（Betelgeuse），而下方的西角是蓝色参宿七（Rigel）。长方形中部横着的三颗亮星看起来像是猎户的腰带，而下面三颗暗星看起来就像是猎户的配刀。其实三颗暗星的中间有一颗不是星星，而是一个美丽的星云。猎户座中最壮观的风景就是大星云，但需要通过望远镜才能看见。

随着猎户座的腰带向南望去，我们就会看见天狼星。天狼星是天空中最亮的恒星，位于大犬座（Canis Major）。猎户座的东方，与天狼星及参宿四形成一个等边三角形的星座，是一颗1等星南河三（Procyon），南河三属于小犬座（Canis Minor）。

猎户腰带的上方是毕宿星团（Hyades），V字形是它的显著标志，接着便是“七姐妹”昴星团（Pleiades）。这两者都是疏散星团（Open Cluster）的代表，我们会在后文详细介绍。毕宿星团在金牛座的头部，红色亮星毕宿五（Aldebaran）是牛眼，东边两颗亮星则是牛角。这两颗星星的上方就是御夫座（Auriga），其中的黄色大星五车二（Capella）是一颗亮星，也是北半天球中三颗最亮的星星之一。

这个区域中的金牛座、双子座和巨蟹座是黄道三星座。本区域中的黄道是最北的一部分。

双子座形状也是一个长方形，东边一端是两颗亮星：北河二（Castor）和北河三（Pollux）。1930年发现的冥王星就在这个星座中。巨蟹座的名称代表着北回归线，但它并不太明亮，其中最吸引人的部分是星座中的鬼宿星团（Praesepe），肉眼看起来好像云斑一样，通过望远镜可以发现它是一个疏散星团。

冬季星座的区域中也包含了一部分银河，使得晴朗的夜空变得更加美丽，尽管它还是没有我们在夏季看到的那部分星空那样明亮动人。

春季星座

冬去春来，当冬季的群星从地平线上慢慢消失时，春季的群星就逐渐升起来了。这个区域中的领袖星座是狮子座，也最容易被观察到，它在傍晚的东天缓缓升起，人们将它视为春天即将来临的报讯者。在4月中旬的晚上9点左右，狮子座位于南方的天空中。

由7颗星星构成的镰刀形是狮子座的显著标志，刀把末端的那颗星是最亮的星，它是1等星轩辕十四（Regulus）；镰刀的东方是一个直角三角形，三角形最东边的星星是五帝座一（Denebola）。有些人根据这个星座中星星构成的图案，想象出了狮子的轮廓。

将五帝座一与大熊座中勺柄末端的星星连接起来，连线会经过两个星座，这就是后发座（Coma Berenices）和猎犬座（Canes Venatici）。后发座中有一个星团，其中的一些星星肉眼就可见。观测者通常喜欢通过大型望远镜观察这部分天空，因为其中有许多旋涡星云以及太阳系外的多种系统。

长蛇座（Hydra）是春季天空中最长的星座，横在南天中，像是一条由星星组成的不规则的线，几乎从巨蟹座南方一直延伸到天蝎座附近。它的中部附近是巨爵座（Crater）和乌鸦座（Corvus），这是两个非常有趣的星座，前者像一只杯子，后者则是由明亮星星组成的四边形。

让我们再回到北天看一下。在这个季节中，大熊座的位置比北极还高，而且勺子的形状倒转过来，将勺柄的曲线向南延伸，不久之后会遇到一颗很明亮的橙色的星星；再继续延伸，又会遇到一颗稍微暗淡一点的蓝色星星。第一次遇到的星星是牧夫座中的大角星（Arcturus），第二次遇到的星星是室女座中的角宿一（Spica）。牧夫座的形状像一个风筝，而大角星就在风筝的尾巴处。

在黄道星座中，室女座是一个比较大的星座，但它没有清晰形象的图形，并不太容易辨认。角宿一、五帝座一和大角星一起构成了一个等边三角形。将角宿一和轩辕十四连接起来的一条线段，可以表示天空中黄道的一部分。在这条线段2/5的地方大约是秋分点，太阳经过天球上这一点的时间是9月23日。

夏季星座

夏季是各种各样有趣的天界景物出现最多的时候，也是观测变幻莫测的星空最好的时机。与牧夫座的东边紧挨着的是北冕座（Corona Borealis），这个星座很容易辨认出来，它是由许多星星组成的一个半圆形，缺口向北。

北冕座的东边是武仙座（Hercules），它看起来像是一只展开翅膀在飞翔的蝴蝶。这里恰好有一个肉眼可见的球形星团，也是呈现于望远镜中最壮观的景象之一。在北纬地区，这个恒星构成的球形星团是这一类天体中最为壮观的天界风景。武仙座东部中是“太阳向点”（solar apex），这是一个值得注意的地方，以全星系的角度来看，太阳系的全体成员都在向着这一点靠近。

武仙座的东边是天琴座，星座中包含着蓝色的亮星织女星，继续往东是北方大十字形，中轴正顺着银河。这就是天鹅座（Cygnus），里面最亮的星是天津四（Deneb），位于大十字的顶端。银河在这个地方变成两条平行的支流。顺着这样的河流我们继续往南走。

我们会从两个小星座的附近经过，这两个小星座是天箭座（Sagitta）和海豚座（Delphinus）。再过去一点是较大的天鹰座（Aquila），其中的三颗星星排列成一条直线，最明亮的是河鼓二，也就是牛郎星（Altair），其余两颗则比较暗淡。在此之前，银河的西支流一直比较明亮，但到了这个地方开始变得暗淡，甚至消隐不见，之后又在南方重现。与此同时，银河的东支流变得明亮起来，在人马座中聚集成了许多大星云。这个黄道星座的主要特点是，其中的六颗星星一起构成了倒转的勺子形。

人马座的西边是天蝎座，它同样是一个黄道星座，也是夏季夜空中最美丽的星座之一。大约在7月晚上的9点，它会从子午圈经过，其中最明亮的红色星星是心宿二（Antares），它是已知的最大恒星，直径大约是太阳直径的400多倍。位于南部低空的天蝎座和此时将要接近天顶的北冕座之间有着一块大的空白，由巨蛇座（Serpens）和蛇夫座（Ophiuchus）两个星座做了填补。

认识了这么多星座后，大家也许会发现，找到天空中的星座并了解它们并不是一件困难的事情，而且意义非凡。因为当我们再次仰望夜空时，看见的不再是堆积在一起的无意义的群星，它们有着鲜明的形象和具体的名称。在这样的观测过程中，美丽星空的吸引力也会越来越大，以至我们会惊讶于夜空中有着那么多有趣的事，而从前竟然没有发现。

恒星的本质

在相当长的时间里，人们对星辰的守望始终只是将其看作夜晚天空中闪闪发光的点缀。人类在早期就观察到星辰会聚集起来，组合成各种形状，特别是星空对夜间时刻和季候的显示，更是为人们所利用。

在早期的天文学研究中，天文学家的工作几乎都是围绕地球周围的天体，即太阳、月球和明显的行星而展开的。这些天体的特殊光亮以及它们在天空中的运行，都使得它们引起了大家的特别关注。远处的恒星尽管看起来是固定不变且不可思议的，但它们可以作为指示标，标示出那些不断变化的天体。这也正是星图很早就出现的原因。

哥白尼的日心说被发表之后，一方面确立了太阳在行星系统中的中心地位，另一方面也让人们明白了太阳仅仅只是一颗恒星，它之所以看起来很明亮，是因为和地球之间的距离非常近。于是，遥远的恒星也被人们看作是同样发光发热的“太阳”，而且可能有行星和卫星绕着它们运行。

我们研究太阳时得到的一切特征大概都与恒星相符，它们都是高温气体构成的巨大球形，分为光球、色球、日冕、日珥等。它们一直在向空中释放能量。然而，即便用肉眼也可以看出，恒星显然不是太阳的复制品，因为其中有蓝色星、红色星以及跟太阳相似的黄色星。

借助望远镜，我们观测到了许多肉眼无法看见的星星，但除了几个显著特征外，望远镜并没有带领我们认识恒星的本质，因为就算是最好的望远镜也不能让我们看清楚恒星的内部结构。当其他的特殊仪器发明并应用之后，我们才对恒星的本质有了更进一步的了解。而最早用于恒星研究的设备是分光仪。

星光的分析

分光仪是天文学中用来分析天体的光的一种仪器，借助安装在上面的一枚或者多枚棱镜，或者再添加一个光栅，仪器可以将光分解成一条色带，这就是“光谱”。光谱中的颜色和天上的彩虹一样，从光谱的一端到另一端出现的颜色依次为紫、靛、蓝、绿、黄、橙、红7种，而且包含了渐次的等级。

用两架小型望远镜对准棱镜，把第一架小望远镜中的目镜替换为一道狭缝，这里就是接收光线的地方。将分光仪连接到望远镜上，此时的狭缝位于目镜的焦点上。当光经过狭缝之后，第一架小型望远镜中的透镜让它成为平行的光线，然后通过棱镜就形成了光谱。通过第二架小型望远镜进行观测——但常常用于摄影，借助于安装在一部分狭缝上的反射望远镜，又可以随着天体的光谱拍摄一些已知元素（如氢、铁等）的光谱。只有通过上面我们讲的狭缝分光仪才能拍摄到这种比较光谱，但这样做起来有一点麻烦，因为一次只能显示一颗星星的光谱。

另一种分光仪器是物端棱镜分光仪，它可以同时显示许多颗星星的光谱。这种仪器就是在大型望远镜的物镜前面添加一个大棱镜，这样拍摄出来的图片是望远镜观察到的区域中的星星光谱，每一段短光谱都代表一颗星星。

实际上，最早开始进行天体光谱分析的是夫琅和费，他也是制作大型望远镜的先驱，我们在前面的内容中已经做过详细介绍。夫琅和费在1814年通过自制的分光仪研究日光，第一次发现许多从光谱中经过的细小暗线。他将光谱中从紫色到红色的明显暗线用字母标记出来，这个系统一直保留到今天。这样一来，黄色区域中两条相邻的暗线被命名为D线，如图6–3所示。

1823年，夫琅和费开始研究恒星的光谱，他也在其中发现了各种暗线花样，随着恒星红色程度的增加，这些花样变得更加复杂。著名物理学家基尔霍夫（Kirchhoff）提出的定律，成功地揭示了这些暗线的秘密，我们将这个定律的结论概括如下：

在黑暗背景中，一种发光气体的光谱能够呈现出各种颜色的谱线花样，花样会随着构成这种发光气体的化学元素的不同，而表现出不同的特点。好比无线电台可以用不同的波长播音，但都可以通过调谐检验出来一样，发光气体中的每一种化学元素同样可以通过它发射出来的光的波长辨认出来。在特殊情况下，一个发光的固体或液体甚至气体，能够发出连续的光谱，说明它发出的是白光。假如在我们和这光源之间存在着比较冷的气体，它就会将白光中与它发出的相等的波长吸收掉。这样叠加在一起的光谱就是各色连续带上的暗线花样。通过暗线花样，我们可以得知干涉气体的组成成分。恒星的暗线光谱的意义，就是表明恒星大气吸收了从恒星光球发出的白光中一些选定的波长。

恒星光谱的花样

哈佛天文台及其在秘鲁的阿雷基帕分所（现在转移到了非洲南部的马萨尔波尔）对恒星光谱的摄影研究，已经长达一个世纪。这项工作中采用的是物端棱镜，为天空中各个区域拍摄的成千上万张照片都被仔细保存并认真研究。这项研究工作的结果，是有超过35万颗恒星的光谱清楚地呈现在我们面前。只要查阅一下HD星表 （这是哈佛天文台编辑的世界上第一个记录恒星光谱的大型星表，1937到1949年间出版了第一期星表的补表，使HD星表记录的恒星数目达到了359,083颗） ，便能够得知恒星的亮度和谱型（spectral class）。接下来，我们需要对“谱型”这一名词做个解释。

在所有已研究过的恒星的光谱中，除了少数例外情况，线的花样可以归纳为相连的序列。一颗等待研究的恒星的光谱几乎一定是这个序列中的一部分。将这些花样平均分开并标上任意字母BAFGKM，然后将中间分成10等分。举个例子，我们研究发现，一颗恒星的光谱的暗线花样位于序列BA中间，那么这颗恒星的谱型就是B5。这种表示恒星光谱的方法是由哈佛天文台创立的，被称为德雷伯分类法（Draper classification）。

在B型恒星光谱中，占据主导地位的是氦线。人们第一次在太阳光球中发现这种气体，因为在光谱中出现了从来没有见过的线。猎户座中位于腰带处的三颗恒星中的中间那颗就是氦星。

在A型恒星光谱中，最显著的是氢线，如天狼星、织女星的光谱。各种谱型的光谱中都含有氢元素，这一型的恒星都呈蓝色，暗线花样的连续从蓝色到红色渐次排列。

在F型恒星光谱中，都是带黄色的恒星，如北极星、南极老人星（Canopus）。它们的光谱中只有少量的氢线，但含有大量的钙、铁等金属线。

在G型光谱中，太阳代表恒星。它是一颗黄色星，光谱中有数不清的金属线。大角星则属于K型星，其光谱中的金属线比G型的更明显。K型的末端以及M型中的红星，如猎户座中的参宿四和天蝎座中的心宿二，它们光谱中的宽带褶纹和许多暗线都显而易见。

上述便是光谱序的主要组成部分，此外还有大家都认可的4型星，但包含的恒星数目还不到全部恒星数的1%。以前大家认为这一序列中，从蓝色星到红色星就能够代表恒星的发展史了。蓝色星表示幼年，如太阳一类的黄色星表示中年，而红色星表示老年，恒星会越来越红，也会越来越暗，最后彻底消失。不过，有一种新的学说认为，红色星中的一部分可以表示恒星的童年时代，当恒星逐渐衰老时，它会变黄、变蓝，最后再变成红色，进入老年时期。当然，关于恒星的演化，还有其他学说被不断提出。

恒星的温度

对于一块金属来说，热到呈现蓝色时，要比呈现红色时的温度更高，我们据此判断蓝色星的温度比红色星的温度高。相应的研究数据证明我们的判断是正确的，而光谱序确实体现了温度从高到低的变化。恒星光谱的检验不仅证实了这一结论，还测量出了各个光谱型的恒星的温度值。近几年，天文学家又测量出了恒星散发的热量。

我们在讲述太阳的那一节中说过，测量太阳的温度，可借助日光下的一盆水的温度升高情况来进行一些计算。显然，这种简单的方法无法计算恒星的温度。佩蒂特（Pettit）和尼科尔森（Nicholson）通过另一种方法得出了相同的结果。他们借助威尔逊山的2.5米望远镜，将恒星的光聚集在一个非常小的热电偶 上，然后通过电流计的偏转观察其热效应。通过这种方法可以测量出低于肉眼能见度几百倍的恒星的热量，他们也因此测出了恒星的温度。此外，他们还用这个方法测量出了行星和月球表面各个部分的温度。

蓝色星的表面温度在10000℃到20000℃之间，甚至更高。黄色星的表面温度大约是6000℃，而红色星表面温度仅仅只有2000℃左右。然而，就算是温度最低的恒星，依旧是非常热的。

光球之下的恒星，随着深度的增加，温度也会迅速升高，中心温度可能高达千百万摄氏度。关于恒星发光的来源，大家的看法比较一致，都认为巨大光能来源于光球中心的热核反应，首先是氢聚变为氦，然后聚变为碳、氮、氧……一直到铁，才逐渐停止。

巨星和白矮星

恒星的“发光本领”（光度，luminosity）有着很大的不同，简言之，恒星之间的实际亮度是存在极大差异的。如果我们能够将恒星和太阳排列在同等距离的一个平面上，我们会发现，它们的亮度存在从太阳亮度的万分之一到几万倍的差异。事实上，天文学家测量的是恒星在某一标准距离上应有的亮度。在下面的内容中我们会详细介绍如何测量恒星的距离。

我们可以利用一张方格纸，在上面用一个点来表示在一个相当的地方已知其发光本领和谱型的恒星，图6–4就是我们绘制出来的“光谱光度简图”。其中，水平线自左到右表示的是各种谱型，从蓝色星到红色星；垂直线则表示恒星的实际亮度，以太阳的亮度作为基本单位，从下到上逐渐增大。

通过对图6–4的观察，我们可以了解，大部分恒星（包括太阳）分布在从左上角到右下角的斜线上，这就是“主星序”（main sequence）。沿着这条斜线往右，恒星的温度渐次降低，同时也变红、变暗、变小。

主序星的上方是两个群点代表的星星，其中一个群点表示发光本领平均为太阳百倍左右的“巨星”（giant star），另一个群点表示发光本领比太阳亮数千倍的“超巨星”（supergiant star）。我们来认真看看某一特殊的恒星，如红色M型星。由于它们的颜色和表面温度都相同，因此它们表面每平方米的亮度也必然相同。对于M型星来说，任何一颗恒星的表面1平方米的亮度一定等于另一颗同型星上同样大小表面的亮度。巨星和超巨星的亮度是同型主序星的若干倍，所以它们的表面积也是主序星的若干倍，它们更为明亮的原因是体积更大。

恒星的大小

恒星的称量方法与行星的称量方法相差不大，同样是借助于它们施加在邻近物体上的引力。我们在前面已经介绍过，如果想要准确测定一颗没有卫星的行星（如水星）的质量是一件非常困难的事情。但是如果行星有自己的卫星，那么要解决这个问题就简单许多。同样的道理，想要测定一颗孤立的恒星的质量会是难上加难的事，因为恒星之间的距离太过遥远，所以很难观察到一颗恒星对另一颗恒星的吸引力。

幸运的是，天文学家通过望远镜观测恒星时，发现了数以千计的双星，而且大部分双星都是相互旋转的。分光仪也显出了许多更接近的双星。对于某些特定的距离而言，双星的公转周期越短，它们的质量和就越大。只要能测量出平均的分离距离和公转周期，就能计算出双星的质量和。甚至，有时还能够计算出双星中任意一颗星星的质量。

天文学家对双星的研究得出一个惊人的结果：恒星的质量大多比较平衡，从太阳质量的1/5到太阳的5倍不等，所有的恒星几乎都相等，而太阳的质量在其中属于中等。不过，太阳绝对不是有些人认知中的二流以下的星星，所以，我们有理由骄傲一下了。

在前文的讲述中，我们分析恒星的发光本领时，获得了一些关于恒星大小的数据。我们发现在主序星中以太阳为对比，更蓝一些的恒星就要大一些，更红一些的恒星则要小一些，白矮星小得多，巨星大得多，而超巨星则是最大的恒星。通过由图6–4所得的情形计算，我们也得出了上述结论，并且计算出了单颗恒星直径的大致准确值。如果想要用直接测量月球和行星直径的方法直接测量恒星的大小，是不太可能的，因为就算是使用最好的望远镜也无法显示出恒星真正的圆面。如果我们记住了这一点，那么一定会对天文学家的聪明睿智无比佩服，因为他们居然能够从点点星空中发掘出这么多有意义的东西。

从1920年开始，威尔逊山开始应用迈克尔逊（Michelson）式测量恒星直径的干涉仪。开始是将干涉仪连接在2.5米反射望远镜上，后来分离。虽然这种测量方法有些繁复，但测量出来的一些恒星的直径相当准确。通过测量得知，恒星心宿二的直径大约是6.4亿千米，第一颗被测量出直径的恒星是参宿四，大约是心宿二的1/2。这些红巨星的体积都非常大，远超我们的想象。

恒星的质量大体相等，但体积却有着巨大的差异，因此它们彼此的密度也有着很大的不同。红巨星的物质分布非常稀薄，如心宿二的平均密度只有地球空气密度的1/3000。

与红巨星相对的是白矮星，它们的物质分布非常致密，其密度大到令人不可思议。白矮星的大小与行星相似，但质量却可与太阳相提并论。天狼星的暗弱伴星的平均密度大约是水的密度的3万倍。有人推测，在非常高的温度下，这颗伴星中的原子无法完全存在，所以它的组成物质可能是地球上不存在的致密物质。

尽管有着似乎难以否定的证据，但想要得到所有天文学家和物理学家的认可依然很困难。实际上，大家都不相信天狼星的伴星的密度会是水的密度的3万倍，换言之，在这颗恒星中，即使是一个普通玻璃杯的材料也重达七八吨。如果没有充足的证据加以佐证，显然难以让人信服。根据相对性原理，非常致密的恒星的光谱中的线纹会朝着红方移动。在威尔逊山和利克天文台两个地方，天文学家已经发现了天狼星光谱中的这种移动。

变星

一般来说，大部分恒星的光辉并没有发生过变化。因此，当我们想到这巨大的能量是从恒星光球中流出，而且恒星内部的有效作用能够一年又一年、一个世纪又一个世纪地为光球提供能量时，一定会觉得非常诧异。不过，有些恒星的辐射能量会发生变化，这一类恒星被称为变星。我们将因食而变光的恒星放到后面详细介绍。

天文学家在1596年将鲸鱼座中的蒭藁增二定义为变星，这是第一颗被认为是变星的星。有时候只有通过望远镜才能观测到它，它的亮度类似于9等星；有时候，它又会变得非常明亮，即使肉眼也能看出它是一颗亮星。这种变化的周期大约是11个月。蒭藁增二是“长周期变星”（long period variable）的代表，这类星大部分是红巨星或者超巨星。其他红巨星，如参宿四，变光很小而且没有规律。而有些恒星的变光能够被部分预测到。

现在被人们讨论得最为广泛的一种星是“造父变星”（Cepheid variable），它们的确有着非常大的价值，我们下一节中会重点介绍。“造父变星”的名字来源于仙王座δ星（Delta Cephei），它是变光的最初例证之一；标准的造父变星都属于黄色超巨星，它们的变光无论是在周期，还是在方式上，都有着规律性，尽管全部变星的周期排列起来在1到50天之间，但大半的周期都在一个星期左右。这些星星的变光不只在质和量两方面有变化，最亮时也要比最暗时高出大约一个全谱型。

并不是所有造父变星都与上述情况符合，甚至有一半不符合这样的标准。它们和其他恒星有许多共同之处，但也有巨大的不同。由于它们常出现在大球状星团中，因此又被称为“星团造父变星”（cluster-type Cepheid）。它们都是一些蓝色星，变化周期大约是12个小时。这些恒星中的任何一颗都不为肉眼所见。

一般设定造父变星（可能还包括其他真变星在内）的脉冲引起了这些恒星的光的变化，简单地说（也许真的是太简单了），这个学说认为变星是有规律地涨和缩。当内部热量比较多时，恒星会变得又亮又蓝；但恒星膨胀之后温度会降低，所以会变暗变红；等到恒星的温度降到最低，而且变得非常冷时，就会开始收缩。这样的脉冲一旦开始之后，便会持续一段比较长的时间。这个简单学说存在一个明显且难以马上解决的困难。那就是造父变星最明亮的时候事实上并不是最紧缩的时候，而是在之后的1/4周期时，那时它的膨胀程度很厉害。显然，这颗恒星的变光与恒星的本质有着密切联系。

恒星的演化

在将宇宙演化理论看得非常重要的时期，人们认为星云是宇宙中的原始材料，但是他们并不知道星云是怎么形成的。星云可能是最原始的混沌，后来逐渐衍生出了恒星、行星等天体。哲学家康德（Kant）在200多年前首先提出了星云假说（nebular hypothesis），他将星云定义为宇宙发展的第一个阶段，因为他觉得这是无法由其他物质发展而来的最简单形态。在康德的理论中，演化过程就是从简单到复杂。后来的学说大致也延续了康德的这种观点，其中最著名的是由拉普拉斯提出的，关于宇宙演化的星云假设（Laplace's nebular hypothesis），他专门研究了太阳系的演化过程。

一直到20世纪30年代，大家依然认为恒星是由明亮星云（如猎户座大星云）凝缩而成的，而且还觉得恒星的颜色代表着它们的不同年龄。最年轻的恒星热量最高，因此蓝色星是青年期；当它们逐渐冷却、凝缩之后，便成了中年期的黄色星，如太阳；等到老年之后，热量变低，这就是红色星。恒星的光渐渐变红变暗，最后光芒尽失。不过，这种古典的理论存在一定的缺陷，我们无法解释为什么冷的星云的第二个阶段是最热的星，但蓝色星和亮星云之间的密切关系显示出它们都很年轻，如昴星团中的蓝色星就处于星云之中。不过，我们已经清楚了解这种关系有了新的含义，星云是被附近的炙热恒星照亮的。

最初的星云演化学说遵循的是一条发展的路线，从稀薄的星云到致密而暗弱的恒星。不过，罗素在1913年提出，从蓝星到红星存在两支变化程序：一支包含比太阳更大更亮的巨星和超巨星，其中最巨大、最稀薄的是红色星；另一支包含较小的主序星（含太阳在内），这些恒星的颜色越红就越小越致密。为了解释这个新的论据，恒星演化的新学说也在被不断提出，并在其后广为流传。暗星云慢慢凝缩成恒星，最初是大的红星，温度很低，且表面每平方米的亮度也很低，但由于它们的体积很大，所以看起来就成了最亮的星。之后，恒星会慢慢在某个时期缩小，凝缩所产生的热量要大于辐射出去的热量。它们的温度越来越高，从红色逐渐变成黄色，然后又变成蓝色。此时凝缩变得缓慢，得到的热量小于释放出去的热量，恒星的温度慢慢降低，从蓝色慢慢变成黄色，再变成红色，最后不再发光。

两种学说都是以星云为开始，以暗星为结束，而且要点都是凝缩。当我们对这些学说进行研究时，需要考虑一下将来的某个时机是否会没有星云，而且所有恒星都会彻底消失。不过，我们需要注意，这是在讨论一个非常难以解答的先驱学说。宇宙的发展变化非常缓慢，所以难以追踪，我们并没有充分的证据能够证明恒星在不断地凝缩。

恒星的演化是一个漫长的过程，而且十分复杂。现在我们认为恒星的终极形态可分为三类：第一类，大质量恒星的燃料耗尽之后自己爆炸，碎片散落在各个地方，然后又慢慢聚集在一起，为将要产生的新恒星提供条件。第二类，超新星爆发之后，会将中心天体（中子星或者夸克星）遗留下来，散发出具有规律性的脉冲，这就是我们所熟悉的脉冲星。当休伊什（Hewish）和他的学生乔斯林·贝尔（Jocelyn Bell）第一次观测到这些脉冲时，还曾认为这是外星人传递出来的信号。第三类，发生引力的进一步坍缩，形成恒星级别的黑洞。这也是目前天文学界的热门话题之一。

新星

在所有的星辰，乃至一切天体现象中，最引人注目的就是新星（nova）。“新星”并非指新形成的星，而是表面始终非常暗弱、与大多数恒星一样永恒的星，在我们不知道原因的情况下突然炸裂。在几个小时内，它们从不可见一下子变得明亮无数倍，当它们的亮度达到顶峰时，可以与最明亮的恒星相提并论；就算在数量稀少时，也比得上最亮的行星。此后，它们渐渐变暗，最后缓缓沉入黑暗中。

1572年，最美丽的新星出现在了仙后座，人们常将它称为“第谷星”（Tycho's star）。因为它是由天文学家第谷（Tycho）首次观测到的，尽管第谷并不是第一个发现这颗新星的人。第谷星的最高亮度和金星的亮度相同，之后逐渐变暗，大约6个月后彻底消失不见。蛇夫座中的“开普勒星”（Kepler's star）的亮度非常高，甚至超过了木星的亮度。开普勒星发现于1604年，肉眼可见的时间长达一年半，但当时还没有望远镜可以对它进行持续的观测。

20世纪初期，天空中出现了4颗非常亮的新星。首先是1901年英仙座中的新星，它看起来比五车二更亮；然后是1918年天鹰座中的新星，它是300多年来最亮的新星，比除了天狼星外的所有恒星都亮，亮度在两三天之内增加将近5万倍；第三是1920年天鹅座中的新星，它的亮度类似于天津四的亮度，位于天鹅座的大十字顶端；最后是1925年绘架座（Pictor）中的新星，它最亮时达到了1等星的亮度。

以上这些都是突然出现的明亮新星，不过，还有许多新星在其最亮时也不为肉眼所见，而有一些只能借助于摄影才能发现。显然，还有许多人们没有发现的新星。有人推测我们周围的恒星中，每年至少会出现20颗通过小型望远镜才可以观测到的新星，而银河系之外还存在着无数颗新星。

总之，新星并不是罕见之物，大概每颗恒星在漫长的生命过程中都会拥有这样特别的炸裂时刻。然而，只要想到我们的太阳也许有一天也会如此，那将会更加有趣。当然，这种事情的发生对于地球上的生物会是一场大的灾难。我们难以想象平时温顺的恒星会发生这样的炸裂。通过望远镜、分光仪以及摄影照片，天文学家得到了许多关于这种现象的资料。 我们认为，新星伴随着恒星的死亡而出现，这是由引力坍缩导致的。当恒星在晚期无法向外释放充足的能量时，引力开始发挥巨大威力，通过各种剧烈的物理变化释放出巨大能量。

我们现在已经把所知道的恒星的各种特点进行了一番考察，我们可以对本节标题所包含的问题做一个简单总括的回答了。什么是恒星？有位诗人曾写下这样一首小诗：“小星！小星！眨眨眼睛，我们真惊奇，你是什么东西？”诗人仅用文字表达出了惊奇。而天文学家在惊奇之余，还要努力去探索其中的奥秘，当然，这也是他们难以推卸的责任。我们已经看到了他们在短期内的探索成果，这是值得肯定的。

恒星是宇宙能源的储存器，也是大自然建造复杂工程的砖瓦。它们都是由炽热的气体组成的球状物，其中各个恒星所含的气体的量相差并不大，不过体积却有着巨大的差异，它们按直径排列可以从白矮星的几万千米一直到红色超巨星的几亿千米。白矮星的重量是水的几万倍，而超巨星的重量却只有空气的几千分之一。恒星中心，密度极大，温度也高到超乎人们的想象。有些恒星变光，让人联想到脉动，而有些恒星会炸裂。这些就是所谓的恒星。

中子星

假如白矮星的密度大到让你觉得不可思议，这里还有让你更加惊讶的。我们下面要介绍的就是一种密度更大的恒星——中子星。中子星的密度大约是10 11 千克/立方厘米，也就是说，中子星每立方厘米的质量高达1亿吨！而白矮星每立方厘米的质量大约是几十吨，相比之下似乎不值一提。实际上，中子星的质量如此之大，半径10千米的中子星的质量大约等于整个太阳的质量。

中子星和白矮星一样，都处在恒星演化过程中的后期阶段，并在老年恒星中心渐渐形成。不过，能够形成中子星的恒星，其质量得足够大。通过计算得知，当老年恒星的质量是10个太阳的质量时，这颗恒星就有可能变成中子星，而质量小于10个太阳的恒星通常只会变成白矮星。

不过，中子星和白矮星的主要区别并非只是形成它们的恒星的质量差异，而是它们的物质存在形态完全不同。简而言之，尽管白矮星的密度很大，但依然属于正常物质的密度范围——电子以电子形式存在，原子核以原子核形式存在。而在中子星里，物质受到的压力非常大，白矮星中的简并电子压无法承受，于是电子被挤压到原子核中，与质子结合在一起形成中子，导致原子核中的物质仅余中子，而几乎整个中子星都是由无数个这样的原子核一起构成的。因此，我们也可以将中子星称为巨大的原子核（除了表面的壳之外）。

在形成过程中，中子星与白矮星也非常相似。当恒星外壳膨胀时，反作用力促使恒星核收缩，在巨大的压力及由此导致的高温下，恒星核会发生各种复杂的物理变化，逐渐演变成中子星的内核。而整个恒星将以一次相当壮观的爆炸来结束自己的生命，人们将这种现象称为“超新星爆发”。

中子星的表面温度大约100多万度，辐射出X射线、γ射线和可见光。中子星的磁场非常强大，促使极冠区沿着磁场方向不停地放射无线电波。中子星的自转速度非常快，每秒钟可达好几百圈。由于磁极和两极一般是不吻合的，所以如果中子星的磁极正好对着地球，那么中子星随着自转发射出的电波会像旋转的灯塔一样数次扫过地球，从而产生射电脉冲。我们将这样的天体称为“脉冲星”。

黑洞

1968年，美国物理学家惠勒发表了一篇题为《我们的宇宙，已知的和未知的》的文章，并在文章中第一次提到“黑洞”一词。他不愿意使用“引力坍缩物体”这个专业烦琐的词语，所以创造了“黑洞”这个简洁又具有概括性，而且非常响亮有力的名词。所谓黑洞，指的是有这样一种天体：它的引力场强大，就算是光都无法从其中逃脱。根据广义相对论，引力场能够使时空弯曲。如果恒星的体积非常大，它的引力场对时空造成的影响很小，从恒星表面某一点发出的光线可以朝着各个方向沿直线射出。相反，恒星的半径越小，它的引力场对周围的时空弯曲作用就越大，向着某些方向射出的光线会沿着弯曲时空再次返回到恒星表面。等恒星的半径小到一定程度时，垂直表面发射的光线都会被捕捉到，此时的恒星就变成了黑洞。

一颗恒星渐渐衰老时，热核反应几乎将中心的燃料（氢）耗尽了，此后能够产生的能量就非常少了。如此，恒星的力量已经无法撑起重量巨大的外壳，外壳在重压之下会导致核心坍缩，最后形成一个密度大、体积小的星体，再次与外壳的压力相平衡。

质量比较小的恒星主要转化成白矮星，而质量比较大的恒星则慢慢形成中子星。根据计算，我们得出中子星的质量不会超过太阳质量的三倍，如果超过了这个值，将没有什么力能抵消自身的重力，从而导致再次大坍缩。

这一次，物质将会毫无阻碍地朝着中心点发展，最终成为一个体积接近零，而密度无限大的“点”。当它的半径缩小到一定程度时（史瓦西半径），巨大的引力就会将所有的东西困在里面，哪怕是光线也无法射出，从而使得恒星与外界失去联系，黑洞就此形成。

黑洞是所有的天体中非常特殊的一种。例如，我们不能直接观测黑洞，只能凭借想象力猜测它的内部结构。根据广义相对论，引力场会使空间弯曲。此时，尽管光在任意两点之间依然沿着最短距离传播，但路线已然不再是直线，而是曲线了。

由于地球上的引力作用较小，因此弯曲的程度几乎不被察觉。但是，在黑洞周围，空间扭曲却非常严重。于是，即便恒星发出的光被黑洞挡住，一部分会被黑洞吸收，可另一部分还是会通过弯曲的空间到达地球。因此，我们很容易就能观测到黑洞背面的星空，好像根本不存在黑洞一样。人们将这种现象称为黑洞的隐身术。

那么，天文学家如何才能发现黑暗而渺小的恒星级黑洞呢？当巨大恒星坍缩形成黑洞时，尽管所有的物质都消失了，但强大的引力依然存在，不会消失。因此，如果一个黑洞与一颗亮星构成了相互绕转的双星系统，那么黑洞的强大引力不仅能促使亮星移动，还可以将亮星中的物质吸进，然后炸裂成碎片。这些碎片的温度高达10亿摄氏度，将会向外散发出强烈的X射线。如此，寻找黑洞的问题就转化成寻找X射线源了。

X射线双星有两种类型：一种是大质量X射线双星（massive X–ray binary，MXRB），由比太阳质量还大的亮星或者中子星与黑洞一起构成；另一种是软X射线暂现源（soft X–ray transient，SXT），或X射线新星。当致密天体吸收亮星物质时，X射线的强度会剧增百万倍。随着物质输送速度的减慢，在6个月到1年的时间内，X射线强度也会逐渐降低，双星系统在这之后也逐渐恢复平静，平静时期大约能维持10年之久，但在可见光或者红外波段依然可观察到亮度的变化，这是X射线束使致密天体周围的吸积盘外面的区域发热发光造成的。

对于能够看见两颗恒星的双星系统来说，通过测量它们的可见光谱线的红移和蓝移，我们能够确定视速度的变化以及双星相互绕转的轨道周期，由此确定它们的质量。虽然现在我们无法测定不可见天体的光谱，但幸运的是，我们可以借助一个质量函数推测不可见天体的质量范围。

恒星的距离

我们在“ 太阳系的比例尺 ”一节中，已经对测量天体距离的原则进行了介绍。我们将地球半径作为基线标准，或者通过地球表面两个点之间的连线，测量月球行星及相邻的天体。但是，如果想要测量恒星之间的距离，这样的基线就太短了。因此，我们常常将地球公转轨道的半径作为基线，或者将连接地球轨道接近两极处的线作为基线，以此测量恒星之间的距离。随着地球从轨道的一边移动到另一边，恒星位置的移差还是几乎小到无法测量，要想得出足够准确的测量结果，需要对恒星进行比较。

图6–5中，左侧的小圆圈表示地球公转轨道，S表示恒星，且设定为距离地球比较近的恒星；虚线表示距离地球比较远的恒星T的方向。当地球在其轨道一边，即上方的P点时，我们测量出两颗恒星之间很小的角SPT，在我们看来是这个角把两颗恒星分开了。当地球移动到对面，也就是位于轨道下方的Q点时，我们测量出两颗恒星之间的SQT角。现在我们已知最远恒星的距离，应用三角计算方法将两个角度的差除以2，就能得到恒星S的视差了。确切地说，这仅仅是观测到的相对视差。因为更远的那颗恒星会缓慢移动，如果在计算过程中考虑到这样的移动，最后得出的就是绝对视差。

事实上，对一颗恒星的方向只观测两次是远远不够的，恒星看起来虽然静止不动，但它们实际上都在高速运动着，方向也在不断发生变化。如果通过望远镜观测比较近的恒星，这种“自行”（proper motion）状况会更加明显。因此，对于相隔6个月的两次观测来说，我们无法确定得出的移差中该恒星的自行占了多大的比例，又有多少是由于我们观测位置的改变造成的视差。为了对这两点有清楚的认知，观测时间必须持续两三年以上。

摄影法是现代测量视差常采用的方式。将一架长望远镜对准包含了想要观测的恒星的区域，然后让底片在望远镜焦点位置曝光。等到6个月后，再对这个区域进行拍照，根据其他较暗且大致较远的星来确定这颗恒星的位置，其他星在这时被称为“比较星”（comparison star）。这项工作非常精细和缜密，因为最近的恒星的移差也只有1.5弧秒。这类似于在3.2千米的距离外去观察一个直径为2.5厘米的物体所形成的对角。大部分这样测量出来的恒星的视差都会更小。

当确定了恒星的视差之后，要计算出这颗恒星的距离就很容易了，接下来要解决的只是如何表示这个数字。如果想要以天文单位数（地球和太阳之间的平均距离）来表示这个距离，只需要用视差除206,265即可。长期被认为是最近的恒星的半人马座α星，视差大约是0.76弧秒，因此它的距离是太阳的27万倍，即40亿千米。这个数字太大，也不便于书写，因此天文学家定义了一种更大的单位——光年或秒差距（parallax second）。

光年是指光在一年中所经过的路程。如果以千米为单位来表示，光每秒走过的距离是299,792千米，将一年所有的秒数（大约是3,160,000秒）乘以这个数，得出的就是光一年走过的路程，约9.5万亿千米。

秒差距是指视差等于1弧秒的距离。实际上，任何一颗恒星与地球之间的距离都不会这样近。将视差除1便得到了用秒差距表示的距离。半人马座α星的距离大约是1.3秒差距。1秒差距大约是3.25光年，半人马座α星的距离大约是4.3光年。

其实最近的恒星并非半人马座α星，而是比邻星（Proxima Centauri），它比α星要近大约3%，与太阳之间的距离大约是4.17光年。比邻星是一颗能够通过望远镜观测到的10等星，距离半人马座α星大约2˚多一些，与那颗亮星之间可能存在着物理联系，而且恰好对着我们，在依远近进行排序的恒星表中的第3、第4、第5颗恒星也可以通过望远镜观测到。如果在我们不知道恒星的亮度有着巨大差异的情况下，这最近的五颗恒星中，竟然有四颗是肉眼不可见的，这不免令我们感到惊讶。

恒星表中排名第六的是天空中最亮的星星——天狼星，它与地球的距离大约是8.8光年。它之所以这么亮，一部分原因是距离比较近，另一部分原因则是本身的光辉非常明亮，达到了太阳亮度的26倍。最明亮的恒星中还有四颗恒星的距离不足30光年，由近到远依次是北落师门、织女一、河鼓二、南河三。

在测量附近恒星距离的过程中，直接视差测量法是非常有效且有着重要意义的。通过这个方法大约求出了2000多颗恒星的视差。不过，随着距离的增加，这种方法的准确性逐渐降低；当距离增大到200光年之外时，地球轨道两边我们所能看见的恒星方向的变动会小到即使是最好的望远镜也无法确切观测出。如果说是因为我们选择的基线比较短，那么，我们是否可以选择更长的基线呢？如果认真研究起来，这会是一件有趣的事，天文学家在冥王星上（冥王星的轨道大约要比地球轨道宽40倍）能够通过直接视差测量法测出8000光年的路程。不过即使是如此遥远的距离，在宇宙空间中也只是微不足道的一步而已。

太阳的运动

我们需要定义一条更长的基线，这样才能方便测量更远处的恒星方向的变动情况，这也引出了一个重要问题：地球是否会将我们带到环绕太阳之外的某一个地方去呢？读者早已经知道了这个问题的答案，但为什么更长的基线还是无法用来测量更远恒星的距离这件事，却不见得人人都能想明白。

300多年前，天文学家通过长期观测，发现恒星并非静止不动，而是在空间中不停地运动着。这一结论最终由哈雷进行了证明。1718年，这位通过发现彗星而让人们熟知的天文学家观测到一种现象，从托勒密制定出恒星表以来的1500年中，有几颗亮星的位置确实发生了变化，它们的移动量大约等于月球的直径。既然恒星一直在运动，而太阳又是恒星之一，那么太阳对于周围的恒星而言也一定是处于运动之中的。

1783年，威廉·赫歇尔首先测定了太阳移动的方向。他推断，假如太阳（包括全部的行星系统在内）是沿着直线在运动，那么恒星看起来就是朝着相反的方向移动。恒星的这种“视差动”（parallactic motion）会和它们的自行混合在一起。但总的说来，在我们面前的星会从我们运动方向那一点向着四周运动，而在我们背后的星则会向着相反的一点聚集合拢。赫歇尔认为，将前面所说的那一点，也就是所谓的“太阳向点”（solar apex）放到武仙座中，这一点离天琴座中的织女一较近；而以后的研究也把这一点放在了那附近。

通过恒星的视向后运动，我们能够知道太阳的运动方向，但却无法得知太阳运动的速率。这个问题需要运用分光仪进行回答。我们知道恒星的光谱是一条彩带，上面常分布着许多暗线。根据多普勒提出且后来经过斐索（Fizeau）补充的原理可知，光谱线让我们明白恒星在视线中是如何运动的。如果光谱线向紫色一端移动，那么就是恒星相对靠近；如果光谱线向红色一端移动，则是恒星在后退。随着恒星运动速率的提高，移动的距离也会增加。

太阳系运动方向的那片区域中的恒星显然都会以最高速度靠近我们，而天空中相反方向的恒星也似乎都在以最高速度后退，与我们之间的距离越来越远。根据对恒星光谱30年的研究结果，以及由利克天文台天文学家整理出来的结果，我们对太阳运动及其运动速度有了进一步的认识。

对于我们周围的恒星来说，太阳系向着空中十分接近武仙座O星的一点运动，运动速度大约是每秒19.8千米。对于这些恒星来说，地球是在螺旋线中运动，不只是绕着太阳运动，还促进着太阳的前进运动。

在追随太阳的运动中，地球带着我们经过比它的轨道远一倍的路程。全部的恒星向后移动的量都比它们由于地球绕着太阳运动而发生移动的量多一倍。如此算来，一个世纪就是200倍。猛然间看过去，太阳向着武仙座运动而形成的基线仿佛可以满足我们的要求，用来测量恒星之间的距离。但恒星的距离决定了视差移动，而借助于视差总量能够确定距离的大小。不过遗憾的是，我们并不清楚在平时观测到的移动中，视差移动有多少，而恒星本身的移动又有多少，故而这个方法并不能确切量度出恒星的距离。这个方法在单颗恒星中也不适用。

恒星的绝对星等

正如我们所观测到的，恒星在光度方面有着巨大的差异。如果恒星的实际亮度是相同的，也就是说，它们在相同的距离上有着同等的光明，那么天体的距离就会成为一个简单的问题了。我们先根据这个假设分析一下两颗视亮度有差异的恒星。较暗的恒星距离一定比较远，因为观测到的一光点的亮度与其距离的平方是反比关系，所以我们很容易得到与较亮的恒星相比，较暗的恒星的距离是多少。不过，我们知道恒星的亮度是不同的。我们的问题就变成下面这个：如果我们不知道一颗恒星的距离，是否能够得知它的绝对星等（absolute magnitude）。假如答案是肯定的，那么我们很容易借助绝对亮度和观测亮度之差求出恒星的距离。最近的研究结果让这种方法具备了可行性。在此之前，我们先来认识一下什么是“视星等”（apparent magnitude），什么是“绝对星等”。

大约2000多年前，古代天文学家将肉眼可以看见的恒星划分为6等，并根据恒星的亮度大小依次排序。1等星包括了20颗最明亮的星；接着是不在最明亮之列，但仍然比较显著的2等星（包括北斗七星中的六颗星星）；以此类推，一直到6等星，这是肉眼能看见的最暗的恒星。这就是恒星的“视星等”，指的是人们观察到的星的亮度。

望远镜发明问世之后，星等的范围得以扩大，一直延伸到望远镜能够观测到的暗星。就算是暗到21等星，也可以通过2.5米的望远镜观测到。分等的方法也更为精确，两个星等之间的准确比例为2.512倍。因此1等星的亮度大约是2等星亮度的2.5倍。由于有几颗恒星的亮度太高而必须重新编等，例如织女星就成为0等星，而天空中最亮的天狼星是–1.6等星，太阳是–26.7等星……

上面讲到的是肉眼可以直接看到或者通过望远镜能够观测到的“目视星等”（visual magnitude）。如果两颗恒星的目视星等相同，但颜色却不同，那么在照相底片上通常红色星会比较暗。“照相星等”（photographic magnitude）不同于目视星等，特别是在红色星部分。此外，根据使用工具的不同，星等系统也会有所不同。

绝对星等是指1颗恒星在恰好10秒差距处，它的视差是0.1弧秒所对应的星等。这样一来，心宿二的绝对星等就是–0.4，天狼星的绝对星等是+1.3，而太阳的绝对星等是+4.8。就10秒差距的标准区域而言，心宿二将相当于最亮时的金星，天狼星等同于一颗1等星，而太阳则等同于一颗暗星。

通过简单的计算可以知晓，假如太阳在20秒差距之外（大约是1等星毕宿五的距离），我们以肉眼将无法看见它；假如太阳在6300秒差距或者2万光年之外（大约是武仙座球状星团一半多的距离），哪怕是用最好的望远镜也无法观测到。

如果想要测量那些超出了直接视差观测范围的天体的距离，现代采用的方法是确定天体的绝对星等。而对于确定还不知道其距离的遥远恒星的绝对星等，以我们现在所知有两种方法：一种是对恒星光谱进行特殊研究，另一种则是利用造父变星进行观测。

利用分光仪测量恒星的距离

我们所熟知的分光仪的主要用途是分析光谱，几乎没有人会把它和测量恒星的距离联系在一起。直到1914年，威尔逊山天文台的天文学家发现，通过光谱中的某些线纹可以考察恒星的绝对星等。同时，包括这个天文台在内的多个天文台计算出数以千计的恒星的分光视差（spectroscopic parallax）。

我们在前面对光谱序进行讲述时说过，从蓝星到红星的次序变化会随着恒星表面温度逐渐降低而出现。就如铁的沸点要远远高于水的沸点一样，在不同的温度中，恒星大气中的各种化学元素能够最有效地吸收对应的特殊线纹花样。因此，花样会在光谱序中发生变化。由于同谱型的恒星表面温度几乎相等，在光谱中的线纹花样也就相差不多。

此外，压力也是一个重要条件。就如同当压力减小时（如山顶之上），水的沸点就会降低一样，当压力比较小时，化学元素也能在较低的温度下显示其光谱线。某一谱型中的恒星的表面压力如同 所示，是随着恒星发光本领的升高，向着更大的恒星发展而降低。如果需要维持同一个线纹花样，温度也就要逐渐降低。因此，少见的红巨星的温度会低于主星序中的红色星。

并不是所有化学元素受到这种温度和压力调和的影响都相同，一方面因为花样相差不多，另一方面也因为线纹在增强或者减弱上的差异。这就是上述方法建立的关系基础。当我们对一个恒星光谱中的纤维的敏感程度有所了解，便能知道这颗恒星的绝对星等，从而推测出这个恒星的距离。

造父变星的距离

通过我们前面的讲述，应该很清楚造父变星是有规律性的变光星，其变光周期在几个小时到几个星期之间，主要分为星团造父变星和标准造父变星，前者的变光周期大约是12个小时，是蓝色星；而后者的变光周期大约是一个星期，是黄色超巨星。它们的变光程度大约都有1星等。随着亮度的变化，造父变星的颜色也会发生一定的变化。我们都认可它们属于脉冲星，但我们接下来要讨论的是它们的价值，这与所有涉及它们变光原因的理论没有任何关系。造父变星通过变光周期和绝对星等间确定了的关系，在研究宇宙方面有着非常重要的作用。

哈佛天文台的勒威特女士（Ms. Leavitt）在1912年首先注意到这种关系，她在对小麦哲伦星云（我们会在下一章介绍这个由遥远的恒星聚集起来的新团）的造父变星进行研究时，发现随着造父变星的视星等的变化，变光周期也会发生变化。因为与星云到我们的距离相比，星云中的造父变星之间的距离之差要小得多。所以，这些造父变星的视星等的关系，与它们的绝对星等之间的关系相似。几年之后，夏普利（Shapley）对这种关系进行了更加透彻的研究。他画了一条曲线表示造父变星变光周期随着平均绝对星等发生的变化。平均星等（average magnitude）指的就是一颗恒星在最亮时和最暗时的平均等次。

假如造父变星的变光周期是12个小时，它的平均绝对照相星等就是0；假如变光周期是24小时，平均绝对照相星等就是–0.3；假如变光周期是10天，平均绝对照相星等就是–1.9；假如变光周期是100天，平均绝对照相星等就是–4.6。这就是夏普利描绘出的曲线中的几个例子，它们能够应用在任意位置的造父变星上，无论造父变星的距离有多远，进行计算的方法都会非常简单。首先我们需要找到一颗符合上述特点的造父变星，然后每夜持续对它进行观察，测定出它的变化周期。接着，在曲线中找出与它相当的绝对星等，再从观测中确定它的平均视星等，最后根据这两个数据计算出它的距离。

这个方法首先是需要寻找到造父变星，不过这样的造父变星并不多见，100万颗恒星中可能只存在一颗恰好符合那条曲线的标准造福变星。幸运的是，黄色造父变星是超巨星，而且属于最亮的一类恒星，即使它在遥远的地方，甚至百万光年之外，我们也能够发现。这些超巨星位于银河系中的各个部分，不仅存在于本系边缘的球状星团中，也存在于银河系之外的其他星系中。无论在什么地方寻找到造父变星，天文学家都能测量出它的距离，进而确定它所属的大团体的距离。

在确定距离这个问题上，球状星团中的造父变星同样有着重要的作用。对于造父变星中的较短周期来说，夏普利的曲线可以作为绝对星等0等处的水平线。这个值表示这一类所有的变星，要确定它们的距离甚至比前面所说的方法还简单一些。借助于造父变星以及其他确定绝对星等的方法，天文学家得以研究恒星系统以及更遥远的其他星系，而且研究的精密程度也是前人无法想象的。

恒星系统

在选择和自己一起进行长途旅行的伴侣方面，恒星与人类有些相似。有些恒星会按照自己的线路独自前行，运动速度不变，也不会受其他恒星的影响；有些恒星则成双成对地运行，或携手并肩，或相互绕转，这种情况被称为“双星”（binary star）。也有一些恒星聚集在一起，形成小群体，它们便是“聚星”（multiple star）；还有一些恒星会集结成大部队，这就是“星团”（cluster）。然而，无论恒星是以独行侠的姿态游走，还是结伴同行，它们始终都被包含在星辰社会中的各个区域内，即所谓的“星云”（nebula）或“星系”（galaxy）。天体的主要特征正是群居，接下来我们就对恒星聚集成的各种系统进行一番研究。

目视双星

北斗七星的勺柄中间有一颗恒星叫作开阳（Mizar），这是一颗著名的双星。即便是通过较小型的望远镜，也会发现它有两颗亮度不同的恒星。这一情况早在1650年就有了相关记录。此后，又出现了一些用肉眼看是一颗，但通过望远镜观测才发现是两颗星星的情况。不过，当时并没有人去深究这种情况发生的原因，也几乎没有人对此关注。当然，我们可以想象，在天空中的许多星星中，常存在两颗相距很远却几乎位于同一方向的星星，所以看起来像是一颗。不过，我们通过计算得知，这种“光学双星”（optical binary）与观测到的双星相比而言非常少。因此，许多双星可能真的是连在一起，而非我们眼睛的错觉。双星之间的角度越小，它们之间存在物理联系的概率就越大。通过望远镜观测到的双星被称为“目视双星”（visual binary）。

多数目视双星都并排运行，少有相互绕转着运行的情形。其他星系却存在着相互绕转的情况，如地球和太阳，但它们之间的距离和旋转周期都要大很多。小马座（Equuleus）中的δ星就是以不到6年的最短周期闻名，它的两颗恒星之间的距离要小于木星到太阳的距离。半人马座的α星也是其他旋转系统的例子，周期大约是80年，两者之间的平均距离要大于天王星到太阳的距离。还有北河二，双星相互绕转的周期大约是300年，两者间的平均距离大约是冥王星到太阳距离的两倍。事实上，北河二是最早被发现具有绕转特征的双星。1803年，威廉·赫歇尔就发现了两颗恒星之间的连线，根据100多年前布拉德利的记载可知，它们的运动方向确实发生了改变。这个发现有着非常重要的意义，因为先前的天文学家——包括赫歇尔在内——都仅仅把通过望远镜发现的双星看作视双星，直到此时才发现，其中有一些是实际的物理系统。也就是说，从此以后，天文学家开始寻找和研究目视双星，并不停地扩展这项工作的范围，一直延伸到南天极区域，那里是早期观测者无法全面观测的地方。

利克天文台的艾特肯（Aitken）是公认的研究目视双星的权威人士，他对通过望远镜能够观测到的9等以上的所有恒星进行了仔细的研究。他独立担负了这项工作的大部分内容，到1915年时，已经完成了对4300颗目视双星的观测。1932年，艾特肯发表了距离北极120˚以内的区域中的已知目视双星表，其中包括17000多颗目视双星，他推测平均18颗9等星之上的恒星中就有一颗双星，而且对南天的观测同样符合这个推论。

在用望远镜对双星进行观测时，通常要用测微计（micrometer）替换目镜。测微计中有一蛛网，可以在移动的视野中保持自身的平行，也可以旋转，都是使用精密的标尺做量定的。在观测过程中，通过测微计测量出两颗星星的分离角度和比较暗的星星（较亮星的伴星）的方向。当伴星绕转一整圈或绕转的路程已足以表示其余之后，就可以开始计算轨道的长度。相对轨道包含了七个要素，如大小、偏心率、交角等，接下来就可以测定其轨道。但是根据这些，常常无法得知对着我们的是轨道的哪一边。这些轨道相对于天空平面的交角是不同的，大致说来，它们都是比行星的公转轨道要扁一些的椭圆形。

大犬座中的天狼星和小犬座中的南河三是所有目视双星中最值得关注的，它们都是距离我们比较近的恒星，与我们的距离分别是约8.8光年和10.4光年，存在着明显的恒星间的运动。许多年前，天文学家就发现这两颗恒星的运行路线不是单独星所具有的直线，而是波浪状的曲线，这表示它们都拥有一颗比较暗的伴星，一边绕着它们旋转，一边向前运行。就如海王星或冥王星一样，在还没有发现这两颗星的暗伴星之前，人们就已经知道它们的存在了。1862年，通过望远镜第一次观测到了天狼星的伴星；而南河三的伴星直到1896年才被发现。

分光双星

正如很多用肉眼看来是一颗恒星，而通过望远镜观测才发现是两颗一样，还有许多星星，就算用最好的望远镜观测也只是一颗，但分光仪却可以将它分开。除非绕行的轨道平面对着我们，否则那颗恒星会有时靠我们很近，有时又距离我们非常远。当恒星靠近我们时，光谱中的线纹会向紫色一端移动；当它远离我们时，线纹又移向红色一端。这种现象就是著名的多普勒效应。假如不能用地球公转来解释一颗恒星光谱中的线纹有规律地来回移动，那么这颗恒星就会被归为“分光双星”（spectroscopic binary）一类；而往返移动的周期就是双星的回转周期。假如伴星也有相同的亮度，它的线纹也会出现在光谱中。假如两颗恒星属于同一谱型，那么光谱中会出现以相反的情况来回移动的相似花样，所以当它们两者相重叠的时候，线纹有时是双的，有时却是单的。

我们在前文中提到的北斗七星中的开阳是一颗奇特的星，它既是目视双星中第一颗被发现的恒星，又是第一颗被发现的分光双星。1889年，哈佛天文台首先观察到，这对目视双星中较亮一颗的光谱在一些照片中是重复的，而在另一些照片中又是单独的。不过，通过望远镜无法将这两颗星区分开来。它们相互绕行一周的周期大约是20.5日，它们之间的平均距离略大于天王星到太阳之间的距离。

天文学家同时还找到了1000多颗分光双星，其中有几颗非常明亮的恒星，如五车二、角宿一、北河二等。五车二由两颗亮度相似的黄色星组成，周期大约是102日。角宿一由两颗相距比较近的蓝色星组成，它们的旋转速度分别是每秒130千米和每秒210千米，周期大约是4天。通过望远镜观测到的北河二的一对星，每颗都是分光双星，肉眼看起来是一颗星，实际上却是四颗星。这种双星变化多端，有的几乎相连，周期仅有几个小时；有的好几个月才能旋转一周，通过未来的大型望远镜观测，它们可能成为目视双星。

有许多双星的光谱中，有三条暗线不会随着其他线纹移动，这些就是夫琅和费光谱线中紫色部分的H钙线和K钙线，以及黄色部分的双D钠线。有些人认为在星光来到地球的过程中，空间中的极稀薄气体将这些暗线吸收了。

双星的数量是非常庞大的，大约每四颗恒星中就存在一颗双星或聚星。一些天文学家甚至认为，像太阳这样的单个恒星是非常少见的。在我们对恒星的本质有了完美的认识之后，可能就会明白为什么会有如此多的双星。双星形成的分体学说被大家广泛关注，这个学说指出，在高速旋转的影响下，一颗恒星会分离成两颗。甄思还提出，造父双星的脉动也是在分离过程中形成的。当两颗恒星分体之后会成为距离接近的分光双星。在浪潮的引力下，双星的分离程度和旋转周期会加快，但不一定能够增加到目视双星那样远。

对于这些观点，我们先不做定论，双星系统最主要的价值是可以测量出恒星的质量，而且目视双星在这方面的计算方法非常简单。我们用以秒为单位的视差的立方乘以以年为单位的周期的平方，然后除以以弧秒为单位的两颗恒星间的平均距离的立方，这样就能得到两颗恒星的质量之和。不过，这种质量的单位只能用太阳质量来表示。我们在前文说过，单个恒星的质量与太阳的质量相差不大，假如我们把太阳的质量当作双星质量之和（根据双星的种类有所增减），然后计算出双星的视差（又被称为力学视差），就可以得出相当精确的距离。

食双星

当分光双星以轨道边对着我们，或两颗星之间的距离非常近时，就被称为“食双星”（eclipsing binary）或“食变星”。在这一大群中最先被发现也最著名的食双星是英仙座中的大陵五，这颗恒星又有“妖星”之称。大陵五的变光周期非常准确，约为2日21小时。在两天多的时间中，大陵五的亮度并没有太大变化，只有通过十分精密的测量才能发现其微小的变动。在接下来的5个小时内，大陵五会慢慢暗下来，最暗时大约只有平时亮度的1/3。在此后的5个小时内，它又逐渐恢复到原有的亮度。

在大陵五的变光出现显著变化的10个小时内，这颗亮星的一部分亮度其实是被伴星食去了。我们明白这是偏食现象，因为紧接着它的亮度又会衰弱。如果是全食的话，光在全食时期会保持最低亮度；如果是环食的话，也就是说，如果前面的恒星完全投影在后面恒星的圆面上但又不会将后者完全遮盖住的话，则会出现最低的光度，而光的衰弱和恢复有着不同的性质。在其他的食双星中，有些会出现全食，有些则会出现食蚀。

在两食相隔的期间，光并不是长期不变的，有时候变化会非常显著，特别是当亮星食去约一半暗星的时候。除了食的变化外，两星也会变得不再呈球形。一方面，它们会因自传导致两极呈现扁状；另一方面，它们也会因相互绕转而呈现出波浪的长形。

在食双星的变光过程中，不仅要准确测量出它的光度，还要测量它的光谱，这样就能知道这两颗恒星的特征及其轨道的情况。这样算出的恒星大小和恒星形状数据是最具有参考价值的数据。除了大陵五之外，在肉眼能够看见的亮星中，属于食双星且变化程度比较大的有天琴座中的β星、金牛座中的λ星、武仙座中的U星以及天秤座中的δ星。

在分光双星中，蚀星系是一种特殊情况，它们的轨道大部分是以边对着我们。如果从恒星系统的其他部分来看，这些恒星是没有任何变化的，而其他我们观察不到变化的相近双星却会因为交蚀而出现变光。

星团

星团并不是星辰在天界中的偶尔聚集，而是很有秩序地在天空中运行的星群，主要分为两类：一类是“疏散星团”（open cluster），或者称为“银河星团”（galactic cluster），因为它们都位于银河系中；另一类则是“球状星团”（globular cluster）。

在距离我们比较近的几个星团中，肉眼可以看见其中最明亮的恒星，如昴星团，又叫“七姐妹”。在秋冬季的夜空中，这是7颗肉眼能够观测到的、呈短把勺子形的恒星。如果观测者仔细观察的话，甚至能够从这个星团中看出九颗或十颗星星，通过望远镜观测到的就更多了。昴星团的南边又有一个显著的疏散星团，属于金牛座，那就是毕宿星团。这个星团可以引领我们找到天牛的头部V形，其中还有明亮的红色星毕宿五，尽管这颗亮星还没有被确定为这个星团的成员。

疏散星团中的成员在空间中的运动都具有一致性，有些星团的距离比较近，所以容易观测到它们的运动，这一类星团又被称为“移动星团”（moving cluster），毕宿星团就是一个典型。这个V形星群（毕宿五除外）及其附近的星都在一致地向东运动，它们的运动路线虽然不是完全平行的，但远远望去也好像是在沿着许多条道路向远方汇聚，这表明它们还在退后。约在一百万年前，这个星团与我们的距离大约是65光年，而现在的距离已经增加了一倍。或许亿年之后，这个星团会距离我们更远，直到成为望远镜中的一个暗淡天体，去到距离猎户座中的红星参宿四比较近的位置。

我们现在也正被移动星团包围，但太阳并不是其中的成员。这个星团中的一部分出现在北天，形成北斗，但需要去掉勺柄末端的一颗星和指极星上方的一颗星。南天中是天狼星，还有一些散布得比较远的亮星，它们都是这个移动星团中的成员。经过很长一段时间之后，它们会将我们远远甩在后面，成为平常状况的疏散星团。

有些疏散星团，用我们肉眼看起来像是一块雾斑，被称为“蜂巢”的鬼宿星团便是一个典型的例子。鬼宿星团属于黄道带中的巨蟹座，在狮子座中的镰刀形附近。通过望远镜就能观测到这些暗淡光斑是一个粗略的星团。另一块云状光斑位于银河中，它属于英仙座，距离仙后的宝座比较近。就算是用小型望远镜也能发现那里存在着两个星团，这就是著名的英仙座双星团。我们用望远镜顺着银河观测，还能发现其他一些美丽的疏散星团。我们或许可以想象，这些星团中比较近的星看起来依然远在银河之外。不过，狮子座和牧夫座之间的后发座星团也在银河北极附近。

在对疏散星团进行观测时，对测量远近有重要价值的造父变星和星团变星却没有在其中被发现。实际上，在这类星团中也没有观察到其他任何变星。因此，天文学家想出了其他方法，以测量这些星团的距离。利克天文台的特朗普勒（Trumpler）测出了100多个星团的距离和范围。令人诧异的是，随着这些星团与地球间距离的增加，它们的直径也变得更大了。

我们需要对这类事实产生的结果进行解释，对于地球能使这些星团围绕着它整齐排列起来这一点，我们似乎不太相信。这种大小的变化，或许能够归纳到观测或者计算的特殊情况中。在对星团的距离进行测量时，天文学家认为空间是完全透明的，假设其中填充了稀薄的大气，那么远处的星团透过这些介质看起来就会比较暗淡，因此也就显得比真实的距离更远一些。如果填补星团形成的角度，星团看起来就会大很多，因此修正的结果是一定要使遥远的星团变得更大。

在解释疏散星团的观测距离一直在增大这个问题时，特朗普勒假设银河平面覆盖着一层有好几百光年厚的吸附物质。对于远在3000光年之外的一个恒星来说，完全透过吸收层观测它时，它的亮度大约会降低一半。对于距离银河比较远的天体来说，这种吸收层产生不了什么不利影响。但对聚集在银河平面的疏散星团来说，影响就比较大了。因此，那些构成银河的星云必然会受到重要影响。当我们透过这层雾状介质进行观测时，它们看起来非常暗淡，也显得比真实距离远很多。于是，整个银河系的直径从通常认知中的约20万光年缩短到了三四万光年。这就是特朗普勒对疏散星团进行研究后得出的结论，但这个结论的正确性还有待商榷和论证。

球状星团

在第二类星团中包含了一些体积比较大并且非常壮观的球状星团。它们远离了银河中的积聚区域，处于太阳系的边缘，这里的星原本就非常少，已知的有121个星团，其中10个位于麦哲伦云中。

在所有的球状星团中，半人马座ω星团和杜鹃座47号星团（47 Tucana）是最亮且最近的星团，但在北纬中部的观测者无法看见它们。它们的距离大约是2.2万光年，形成云状的4等星，因此肉眼就可以直接观测。通过望远镜能够发现，它们是由许多恒星聚集在一起形成的扁球形，这说明它们一直在旋转，两极如地球一样略扁。通过长时间曝光的照片显示，它们由几千颗恒星组成，但由于中间部分非常密集，所以不太可能准确计算出它们的数目。

在北纬中部的观测者，通过望远镜能够观测到武仙座大星团M13。这是一个非常美丽的球状星团，它大约会在傍晚时分从头顶上方经过。如果我们将武仙座视为一只蝴蝶，这个星团就位于蝴蝶头部到北翼的2/3处。在观测条件最合适时，几乎用肉眼就可以看见它，只不过通过望远镜观测，尤其是在拍下来的照片中，这一星团会更为壮观。

这个星团与我们之间的距离大约是3.4万光年，因此只能看见其中比较亮的恒星。如果星团中的恒星亮度不如太阳的话，哪怕是通过最大的望远镜也无法观测到。不过，目前已知可以观测到的恒星大约是5万颗，比肉眼所能看见的整个天空中的星星多出20倍。武仙座星团中有数十万颗以上的星，最密的部分直径大约30光年，星团中大部分恒星都在星团直径70光年的范围内。在星团中与太阳周围相似的空间里，恒星的数量要多得多。假如我们身处这个星团的中心，一定会发现天空中的星座要比我们现在能看到的亮很多倍。

夏普利在威尔逊山和哈佛天文台对球状星团进行研究的结果，大致确定了它们的距离，约在2.2万光年到18.5光年之间。这些星团已不在银河中央平面，而是很均匀地分布在两边，这表明其与星云系统有着密切关联。球状星团分布在直径约20万光年的空间范围内，空间的中心距离地球大约是5万光年，正好与人马座所在的方向相同。假如我们设定是这些星团组成了银河系的轮廓，那么这个系统的直径大约就是20万光年，中心恰好在人马座的方向，在距离我们5万光年外的地方。

银河中的恒星星云

在夏末秋初的傍晚，北纬中部的观测者能够看见银河最美丽的模样，它从东北一直延伸到西南，像是一条发光的带子横过中天。在晴朗无月的夜晚，可以在没有人工光源干扰的地方进行观测，那是肉眼所能看见的最动人的天界风景之一。

我们从东北方的地平线沿着银河溯流而上，经过英仙座、仙后座、仙王座后，接着便到了我们熟悉的北方大十字区（天鹅座），在秋初的傍晚，这里是已接近天顶的地方。银河在这里分为两个支流平行往下，一直分支到南十字座。这种分支的现象并非银河真的发生了分裂，而是一些黑暗的宇宙尘云遮住了外面的一些恒星，我们将在后面详细介绍这种情况。

银河西支流到了天鹅座南部就变得越来越暗，但在快要接近地平线时又逐渐明亮起来；东支流则在经过天鹰座时变得更加明亮，经过天鹰座后慢慢聚集成壮观的盾牌座（Scutum）和人马座星云。这个区域与在其附近的蛇夫座和天蝎座都是最引人注目的银河区，无论是用肉眼还是通过望远镜都能观测到。通过短焦距望远镜拍到的照片，可以清晰展示这里的情况。巴纳德为此处拍摄的照片非常美丽，在北纬中部能够观测到的银河的其他部分也同样美丽。巴纳德用25厘米的布鲁斯望远镜在威尔逊山拍摄了一部分照片，又在叶凯士天文台完成了其余部分的工作。

银河在南方地平线之下，经过半人马座，两个分支在这里合为一支，又经过了南十字座，这里是距离天球南极最近的地方。此后再往北流去，在我们的冬季天空呈现出一条宽阔的河流。这部分银河的亮度没有夏季看见的部分高，而且也没有显著聚集起来的星云。农历的11月份，这部分银河首先经过两颗犬星和猎户座，再经过双子座和御夫座（接近天顶），最后进入英仙座。

在银河中，我们可以见到银河系的星云在天空中形成一圈投影。显然，这个发光地带中心的圆圈显示了扁平系统的主要平面。我们需要借助这个投影完整地绘制出该系统的样貌。在后面的内容中，我们将会详细介绍绘制此图的发展情况，以及天文学家们跨越这个系统对疆界以外的星系的探索和研究。

无论是明亮的星云还是暗淡的星云，在银河系中都有着举足轻重的地位。当然，最容易引起我们注意的还是银河系中的星云。

星云

从前，除了银河系中的星云，天空中所有的暗淡光斑也被称为星云，其中一些用肉眼就能直接看到，通过望远镜观测时又发现了更多星云。在寻找和研究星云，以及对其进行记录、编排等工作中，赫歇尔家族的一些天文学家，如约翰·赫歇尔、威廉·赫歇尔以及卡罗琳·赫歇尔女士等，都做出了杰出的贡献。

有些星云拥有独特的名称，如猎户座大星云、北美洲星云、三叶星云（Trifid Nebula）等。以发现过许多彗星而为人所知的梅西耶制作出来的103星云表中的编号，常被用来命名明亮的星云。如果观测者使用小型望远镜进行观测，常会误认为这些星云是彗星，例如仙女座中的M31。不过，现在采用的都是德雷尔（Dreyer）编制的新表（New General Catalogue）中的号数来表示星云了，这个表由两部分组成，里面包含着13,000多个星团和星云。仙女座中这个大星云的名称是NGC 223（新表223号）。

关于星云的本质，早期的天文学界一直有着不同的见解。康德认为，星云是遥远的星系——岛宇宙，这一见解得到了一定范围的认可；威廉·赫歇尔则认为星云与恒星有着一定的区别，星云是一种发光的流体；拉普拉斯提出了著名的星云假说，他认为是一团气体星云凝缩在一起形成了太阳系。不过，通过大型望远镜进行观测的结果显示，星云是气体的说法并不正确。经过分析发现，许多星云都是由恒星构成的。19世纪中叶，罗斯爵士以当时最大，也是往后许多年中最大的1.8米反射望远镜非常有效地把大家认为的“星云”的云，显露为遥远的聚集在一起的恒星。

不过，并不是所有星云都由恒星聚集而成。美国的哈金斯（Huggins）是将分光仪应用到天文学中的先驱者，他验证了赫歇尔提出的“星云是发光的流体”这一说法的真实性。1864年，哈金斯用分光仪对天龙座中的星云进行了仔细的研究，并观测到一种明线的花样，而这正是一种发光气体形成的光谱。现在，我们已经知道一些星云是气体状态的了。不过，还有一些星云拥有与恒星光谱相似的暗纹花样，但却不能解释这是恒星团形成的痕迹。星云中依然包含着很多尚未发现的秘密。

我们现在已经能够对银河系中的星团与星云进行区分了。此外，最近的研究也表明，很多从前认为是星云的天体，其实是在银河系之外的遥远星系。严格说来，银河系和银河系之外的星云都可以被分为明的和暗的弥漫星云、行星状星云两类。

明亮的弥漫星云

猎户座大星云是所有明亮的弥漫星云中最著名的星云。通过肉眼可以观测到，它是组成猎户佩刀形三星的中间那颗，位于组成腰带形较亮的三颗星的稍南方。通过望远镜可以观测到，它是一个能够发出微弱光芒的粗略三角形。虽然这个星云面的距离大约是满月距离的两倍，但实际上它的距离却有10光年，已经是一块巨大的星云了。用大视场透镜为猎户座拍照，并经长时间曝光后，照片中会显示出一层将猎户座中的大部分区域覆盖住的暗淡星云。

人马座中的三叶星云也是明亮的弥漫星云中的典型例子。乍看之下，它由三片或者三片以上的星云组合形成，因为星云上面有一些宽阔的黑暗裂纹。实际上，那些裂纹是由许多暗星云与明亮物质混合在一起形成的。在昴星团中，最明亮的几颗星都被星云包裹着，令这个星团的照片变得更加有趣。但是，如果离开望远镜用肉眼观察，就只能够看见少数的星。通常情况下，就算是照片中最显著的星云，也无法在最大型的望远镜中被观测到。

北美洲星云就是这样的情况，由于它的形状与北美洲地形图相似，海德堡的沃尔夫将它命名为北美洲星云。它位于天鹅座中北十字顶端的那颗亮星附近，是照片中非常引人注目的天体。在这个星座中还有一个逐渐增大的卵形环状星云，于是天文学家推测这可能是一颗恒星爆炸引发的结果。假如这种推测是正确的，并且恒星的膨胀率始终没有变动的话，那么这颗新星的强烈爆炸应该发生在10万余年前。这个环状星云中最亮的部分被称为网状星云和丝状星云，它们的组成结构与其名称相互对应。

上面讲到的这些都是明亮的弥漫星云，通过望远镜，尤其是在长时间曝光的照片中，都发现了许多与之相似的星云。不仅在银河系及其附近有着这些明亮的弥漫星云，银河系之外也有很多。实际上，在这类星云中已知的最大星云——大麦哲伦云，就位于银河系之外。大麦哲伦云又被称为剑鱼座30号（Dorado 30），直径大约在100光年以上。

弥漫星云是由气体和微尘组成的巨大云状物，它们在许多方面的特征都能让我们联想到彗星的膜状尾巴。星云中物质散布的稀薄程度要小于实验室中所能得到的最好的真空密度。只不过星云的云层非常厚，因此它们才能被我们看到。如果我们身处北美洲星云中，那么基本就不能感觉到它的存在了。

星云的光

我们一直没有想清楚，是什么让这些星云发光，它们这样稀薄的物质应该无法达到发光的温度。在很长一段时间内，天文学家一直被这个问题所困扰，直到哈勃利用威尔逊山的大反射镜对星云进行细致研究后，才得出了答案。他发现，星云的光芒是借助了附近的恒星。差不多每种星云的发光都是由邻近或其中的恒星在发挥作用，而且恒星的亮度越高，它所接近的云状光芒的范围就会越大。不过，星云的光芒并非只是简单地受到星光的影响，至少有些星云并不是这样。

通过分光仪对星云进行研究，天文学家发现了它的光与相关恒星之间存在的有趣关系。所有恒星（除了最热的）附近的星云光都与星光类似。两者的光谱中都有相同的暗线，花样也相同。昴星团附近的星云就具有这样显著的特征，不过猎户座大星云以及其他与最热恒星相连的星云的光芒又与此有着较大的区别，它们的光谱中存在着明线花样，这与恒星光谱是不同的，这种区别又是什么原因所致呢？

关于第一类星云的光的来源，天文学界存在着不同的看法，一些天文学家认为，星云的光就是星光的反射。不过，第二类有明线花样光谱的星云中的光，显然就不是星光了，但与其相关的恒星依然起到了照明的作用。这让我们联想到极光，极光也不是反射太阳光形成的，彗星的光也是这样，因此我们可以得出结论，猎户座大星云以及相似星云的发光，很可能和极光相类似，是受到了附近热度很高的星的影响。

在很长一段时间内，科学家都难以解释星云光谱中的明线花样。在这些线中，有些是确定的、我们所熟知的氢氦元素，它们并没有神秘之处。不过，星云光谱中还有一些明线是在实验室中从来没有出现过的。这是否可以说明，星云中存在着地球上没有发现过的元素呢？这种元素被研究者暂时命名为“ ”（nebulium），就像以前将太阳的主要组成气体命名为氦一样，因为氦元素首先是在太阳光谱中被发现的，后来证实了地球上也存在这种元素。不过， 很可能并不是一种元素。在星云的光谱中，这种令人感到困惑的明线是由一般的氧氮元素在这个地方的特殊情况中产生的，实验室绝对无法复制出这种情况。关于明线的问题，算是用这样的理由得到了解决。

行星状星云

行星状星云和行星并没有直接的关系，甚至毫无相同之处。之所以有这样的名称，是因为在望远镜中观测到的行星状星云都呈椭圆面。它们是扁长的球形星云物质，比行星大得多，甚至比整个太阳系更大。它们的自转是造成扁状的主要原因，通过分光仪观测可以证明这一点。确实，也有一些行星状星云呈现出真正的圆形面，但它们的自转轴显然对着地球，而其自转周期可能要以千万年计。

现在已经发现了1000多个行星状星云，它们的大小相似，但由于远近不同，所以看起来就有了大小的差别。最近的行星状星云可能是宝瓶座中的螺旋星云NGC 7293，看起来比满月的1/3大些。而最远的行星状星云，即使通过望远镜观测也难以将其与恒星区分开，但分光仪的应用却可以轻松将它们辨认出来。

行星状星云表面的明暗不同使得它们具备了各自不同的特征，大熊座中的“枭星云”是最近的一个星云，因此也是用望远镜观测时看到的最大的星云，“枭星云”得名于它的两块仿佛枭的两只眼睛的黑色区域。狐狸座中的“哑铃星云”则是由于椭圆形的两端常常较暗淡，看起来像是哑铃而得名。有一个行星状星云有些像土星及其光环，并且对着我们的几乎总是光环的边。还有一些行星状星云拥有同一个中心的环，还有一些拥有厚环，由于圆面中心被遮住了，因此看上去比较暗淡。

通过中型望远镜观测到的天琴座中的环状星云是非常美丽的行星状星云。它位于天琴座南部，在蚀变星β及其相邻的γ星之间，但肉眼和小型望远镜都无法观测到。如果用一些大型的观测工具，便会发现它像一块比较扁的发光的小饼。这道环在照片中呈现出较为复杂而细致的结构，中心还有一颗星，而这颗中央星是颗很蓝的天体，几乎显现出了全部行星状星云的特征，并且很显然是这些行星状星云的光的主要来源。

我们现在还没有足够的知识来解释行星状星云与其他天体间的关系，只能假想它们可能与新星有着许多的相似之处。新星和行星状星云一样，都在向银河的方向集中运动。新星的最后阶段类似于行星状星云的中央星，有些新星的周围也会被气体包裹。1918年爆发的天鹰座新星，其周围就有一层云状外壳，这层外壳以每日8000万千米的速度膨胀。

暗星云

正如我们在前文讲述的那样，星云的光来源于相邻恒星的光芒。如果没有亮星，星云就会变得暗淡无光，由于它们遮挡住了明亮的天界，所以我们才能看见它们。银河系中的明亮星云也是如此，这些黑暗尘云也在银河系的某些部分强烈聚集。这种分布非常奇妙，因为有银河系这道明亮带子的衬托，我们才能够清楚地看见它们。

在银河中，最明显的是一大道黑暗裂纹形成的“空白地带”，大约从北十字发端一直到南十字终结，将整个银河系的1/3隔成了两条平行的支流。北十字的北方有一道显著的横向裂纹。南十字附近有一块黑色物质，大小与南十字相似，但仅仅能观测到很少的星。很久之前，这个明亮星云中的大洞便得名“煤袋”，据说是古时的水手想出来的名字。

一直到20世纪30年代，大家还是认为银河系中的黑暗部分是空隙，觉得通过这个空隙能够观测到银河系以外的黑暗空间。这种说法显然难以令人满意。假如星云非常厚，这些空隙就会变成地道。那么这些地道为什么要对着地球？这很难解释。而且地道周围的星群都在向不同的方向运动，为什么这些地道却不会移动？于是，有人开始推测这些裂纹是黑暗尘云，叶凯士天文台的巴纳德就是其中之一。

如果想要了解暗云的众多数量及其复杂的形状，只需要研究那些并不难获得且非常精美的银河照片就可以了。银河处处是吸引人去探索的风景，特别是蛇夫座所在的区域内，排列着一些让人难以想象的形状。这种暗云大部分都在银河系中，与地球的距离大约是几千光年。不过，银河之外的星系中也存在暗云，我们将在后面对其进行详细介绍。

暗星云和亮星云都是由气体和尘埃组成的大云状物，它们也许还含有较大的固体块状物。彗星和流星的结构也非常相似，因此有人认为，环绕太阳的彗星和流星就是太阳系在几百万年前经过某块暗云时顺道带来的物质。 gcgN0AzG7S64FOxVQCqX1eRE0cx1X8ocE31gyCTFSGdHPE3P/wHnSOHhzSIvT7Nk