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天文發現

天文常識

星座

為了便於認識星座，古人將天球劃分為許多區域，叫作星座。每一星座可由其中亮星的特殊分布而辨認出來。現在國際通用的共有的星座88座，它們的界線大致是平行和垂直於天赤道的弧線。我國古代將星空分為三垣和二十八宿。

天球

人們為了便於研究天體，假想以空間任意點為中心，以無限長為半徑所作的球。

天赤道和天極

延伸地球赤道而同天球相交的大圓稱為「天赤道」。向南北兩個方向無限延長地球自轉軸所在的直線，與天球形成兩個交點，分別叫作北天極與南天極。天赤道和天極是天球赤道坐標系的基準。

黃道

地球上的人看太陽於一年內在恆星之間所走的視路徑，即地球的公轉軌道平面和天球相交的大圓黃道和天赤道成23度26分的角，相交於春分點和秋分點。

黃極

天球上與黃道角距離都是90度的兩點，靠近北天極的叫「北黃極」。黃極與天極的角距離等於黃赤交角。北黃極在天龍座與兩星連線的中央。

黃道帶

天球上黃道兩邊各8度（共寬16度）的一條帶。日、月和主要行星的運行路徑都處在黃道帶內。古人為了表示太陽在黃道上的位置，把黃道分為十二段，叫「黃道十二宮」。從春分起依次為白羊、金牛、雙子、巨蟹、獅子、室女、天秤、天蠍、人馬、摩羯、寶瓶和雙魚，過去的黃道十二宮和黃道十二星座一致。由於春分點向西移動，兩千年前在白羊座中的春分點已移至雙魚座，命名與星座已不吻合。

黃道坐標

一種「天文坐標」。天體在天球上的位置由黃經和黃緯兩個坐標表示。春分點的黃經圈與通過某一天體的黃經圈在黃極所成的角度，或在黃道上所夾的弧長，叫作該天體的黃經。計量方向為在黃道上由春分點起，沿著與太陽周年運動相同的方向，從0~360度。從黃道起，沿黃經圈到天體的角距離稱為該天體的黃緯。計量方向從黃道起，由0~90度，黃道以北為正。

赤道坐標

一種「天文坐標」。以赤經和赤緯兩個坐標表示天球上任一天體的位置。由春分點的赤經圈（時圈）與通過該天體的赤經圈在北天極所成的角度，或在天赤道上所夾的弧長，稱為該天體的赤經計量方向自春分點起沿著與天球周日運動相反的方向量度，以時、分、秒表示。從天赤道開始沿赤經圈到天體的角距離稱為該天體的赤緯。計量方向從天赤道起，由0~90度，天赤道以北為正。

歲差

地球的軸進動引起春分點緩慢向西運行（速度每年50.2秒，約25，800年運行一周），而使回歸年比恆星年短的現象。

回歸年

恆星年

地球繞太陽公轉一周所經歷的時間間隔。只在天文學上使用，等於365.25636個平太陽日或365日6時9分9.5秒。

星等

僅僅在我們的銀河系中，就有多達以千億計的恆星。它們在天空發著耀眼的光芒。恆星的亮度差別很大，亮度的等級最早是由希臘天文學家依巴谷於公元2世紀時創立的，他把天上最亮的20顆星定為1等星，再依光度不同分為2等星、3等星，如此類推到6等星，最亮的星為1等，最暗的星為6等。直到19世紀中期，英國天文學家訂定其標準，他以光學儀器測定出星球的光度，確定1等星比6等星亮100倍。同時，利用這一數學關係，把比1等星更亮的天體定為0等、－1等……而把比六等星更暗的天體定為7等、8等……例如，太陽的星等為－27等，滿月時的月球為－13等。星等的數值越大，代表這顆星的亮度越暗。相反星等的數值越小，代表這顆星越亮。有些光亮的星，它的星等甚至是負數，如全天最亮的恆星——天狼星，它的亮度是－1.45等。人的眼睛在黑暗的地方，可以看到最暗的星是6等左右。現在，天文學家用集光能力最大的天文望遠鏡觀測到的最暗的天體，已經暗於25等，它們比一支離開觀測者63千米的蠟燭光還暗。

事實上，星等是分為兩種的：目視星等及絕對星等。

目視星等﹕

是指我們用肉眼所看到的星等。看來不突出的、不明亮的恆星，並不一定代表它們的發光本領差。道理十分簡單：我們所看到恆星視亮度，除了與恆星本生所輻射光度有關外，距離的遠近也十分重要。同樣亮度的星球距離我們比較近的，看起來自然比較光亮。所以晦暗的星並不代表它比較光亮的星細小。

絕對星等﹕

由於目視星等並沒有實際的物理學意義，於是天文學家制定了絕對星等來描述星體的實際發光本領。假想把星體放在距離10秒差距（即32.6光年，秒差距亦是天文學上常用的距離單位，1秒差距=3.26光年）遠的地方，所觀測到的視星等，就是絕對星等了。通常絕對星等以大寫英文字母M表示。目視星等和絕對星等可用公式轉換。

「變光星」

表面上看起來，天空中的星星每天都是一個樣子的。但事實並非如此，讓我們看看英仙星座中亮度排在第二的β星，每隔兩天零21小時，它的亮度就降為原來的一半多。然後，短時間後，又恢復到原來的亮度。阿拉伯人稱這顆星為「Algol」，意思是「可怕的魔鬼」。

18世紀80年代，英國有卓越成就的聾啞天文學家約翰·古德瑞克就提到過Algol是雙星。其中的一顆星亮度很低，每隔兩天零21小時，這顆暗星就運行到了亮星的前面，並遮住了它，使之暫時失去了亮度。當暗星移開時，亮度又重新恢復。古德瑞克的結論使他走在了他所處時代的前面，因為，那時候赫歇爾還沒有公布雙星存在的發現。然而，他的結論得到了證實，古德瑞克是正確的。

類似這樣的亮度因遮擋而變化的星體有不少，但有許多星體亮度的變化是無規律的。16世紀末，德國天文學家大衛·費伯瑞修斯在鯨魚座鯨魚雙星中探測到了它的亮度變化。當天文學家對它進行細微觀測後發現，它發出的亮度可以使它成為空中100顆亮星中的一員，而有時它變得很暗，暗得只有用望遠鏡才能看到它。這樣的變化在一年中會發生多次，但極不規律，引起變化的原因不能用遮擋現象解釋。那麼，最終的結論是：這類星體一次比一次放射出更多的光和熱，它才是真正的變光星。它被好奇的天文學家稱為「Mira」，拉丁語的語意是「奇異的」。

古德瑞克又發現了另一類變光星「仙王星座」，

它屬於「造父變光星類」。這類星的亮度變化是規律性的，但是它也不能歸在遮擋的變光星體中。因為，它的亮度增加得非常快，而減弱得非常慢（如果是屬於遮擋性的變光星體，則亮度的增加和減弱將是時間相等的，就像Algol星體那樣）。

上百種星體在亮度的增減上是有規律的，有的星體是聚集在一起的，如同日月蝕那樣變化，有的遮擋星完成一次亮度變化需要3天，還有的需要50天。遮擋將成為長距離測星的手段之一。

變星

有不少恆星，亮度會隨時間變化，它們被稱為變星。

變星光變的原因，一種是雙星的兩顆子星相互掩食，稱為食變星（即食雙星）。

食變星的一個最有名的例子是英仙星座的大陵五星。它的光變在三百多年前已經被發現。它離開我們106光年，光變周期等於2.9天。食變星的光變周期，也就是伴星繞主星轉動的軌道周期。

在更多的情況下，變星的光變是出於內在原因，稱為內因變星。內因變星，又可按光變的性質分為脈動變星和新星、超新星等。

脈動變星使星體程度不同地發生有節奏的大規模運動的恆星。這種運動最簡單的形式是半徑周期性地增大和縮小。在半徑變化的同時，光度、溫度等也隨之發生變化。

脈動變星有很多類型，最典型的一類是造父變星，其代表是仙王星座中的造父一星。這顆變星的光變周期是5.4天，最亮時亮度為3.6等，最暗時亮度為4.3等。

新星

新星是亮度在短時間內，如幾小時至幾天突然劇增，然後緩慢減弱的一類變星，星等增加的幅度多數在9等到14等之間。由於新星在發亮之前一般都很暗，甚至用大望遠鏡也看不到，而一旦發亮後，有的用肉眼就能看到，因此在歷史上被稱為「新星」。

實際上，新星不是新產生的恆星。現在一般認為，新星產生在雙星系統中。這個雙星系統中的一顆子星是體積很小、密度很大的矮星或白矮星，另一顆則是巨星。兩顆子星相距很近，巨星的物質受到白矮星的吸引，向白矮星流去。這些物質的主要成分是氫。落進白矮星的氫使得白矮星「死灰復燃」，在其外層發生核反應，從而使白矮星外層爆發，成為新星。

新星爆發以後，所產生的氣殼被拋出。氣殼不斷膨脹，半徑增大，密度減弱，最後消散在恆星際空間中。隨著氣殼的膨脹和消散，新星的亮度也就緩慢減弱了下去。

超新星

超新星是爆發規模更大的變星，亮度的增幅為新星的數百至數千倍，拋出的氣殼速度可超過1萬千米。超新星是恆星所能經歷的規模最大的災難性爆發。

超新星爆發的形式有兩種。一種是質量與太陽差不多的恆星，是雙星系統的成員，並且是一顆白矮星。這類爆發與新星的差別是核反應發生在核心，整個星體炸毀，變成氣體擴散到恆星際空間。

還有一種超新星，原來的質量比太陽大很多倍，不一定是雙星系統成員。這類大質量恆星在核反應的最後階段會發生災難性的爆發，大部分物質成氣殼拋出，但中心附近的物質留下來，變成一顆中子星。

雙星

看上去離得近，實際距離也很近的兩顆星，通過萬有引力互相吸引，彼此圍繞著對方不停地旋轉。只有這種關係，才能稱作現代天文學意義上的雙星。天文學上把雙星中比較亮的一顆稱為主星，比較暗的那顆稱為伴星。

星團

星團是由於物理上的原因聚集在一起並受引力作用束縛的一群恆星，其成員星的空間密度顯著高於周圍的星場。星團按形態和成員星的數量等特徵分為兩類：疏散星團和球狀星團。星團的命名，一般採用相應的星表中的號碼。最常用的是梅西耶星表，簡寫為「M」。它只包括了較亮的星團。較完全的是「NGC」星表，有時還用「IC」星表。這些星表中不僅僅包括星團，還有星雲和星系。

球狀星團

球狀星團呈球星或扁球形，與疏散星團相比，它們是緊密的恆星集團。這類星團包含1萬到1000萬顆恆星，成員星的平均質量比太陽略小。用望遠鏡觀測，在星團的中央恆星非常密集，不能將它們分開。

在銀河系中已發現的球狀星團有150多個。它們在空間上的分布頗為奇特，其中有三分之一就在人馬星座附近僅佔全天空面積百分之幾的範圍內。天文學家最初正是根據這個現象領悟到太陽離開銀河系中心相當遠，而銀河系的中心就在人馬星座方向。跟疏散星團不同，球狀星團並不向銀道面集中，而是向銀河系中心集中。它們離開銀河系中心的距離絕大多數在6萬光年以內，只有很少數分布在更遠的地方。球狀星團的光度大，在很遠的地方也能看到，而且被濃密的星際塵埃雲遮掩的可能性不大，因此未發現的球狀星團數量大致不超過100個，總數比疏散星團少得多。

球狀星團的直徑在15至300多光年範圍內，成員星平均空間密度比太陽附近恆星空間密度約大50倍，中心密度則大1000倍左右。球狀星團中沒有年輕恆星，成員星的年齡一般都在100億年以上，並據推測和觀測結果，有較多死亡的恆星。

疏散星團

疏散星團形態不規則，包含幾十至二三千顆恆星，成員星分布得較鬆散，用望遠鏡觀測，容易將成員星一顆顆地分開。少數疏散星團用肉眼就可以看見，如金牛星座中的昴星團（M45）和畢星團、巨蟹星座中的鬼星團（M44）等等。

在銀河系中已發現的疏散星團有1000多個。它們高度集中在銀道面的兩旁，離開銀道面的距離一般小於600光年左右。大多數已知道疏散星團離開太陽的距離在1萬光年以內。更遠的疏散星團無疑是存在的，它們或者處於密集的銀河背景中不能辨認，或者受到星際塵埃雲遮擋無法看見。據推測，銀河系中疏散星團的總數有1萬到10萬個。

疏散星團的直徑大多數在3至30多光年範圍內。有些疏散星團很年輕，與星雲在一起，甚至有的還在形成恆星。

星雲

宇宙空間的很多區域並不是絕對的真空，在恆星際空間內充滿著恆星際物質。恆星際物質的分布是很不均勻的，其中宇宙塵埃物質密度較大的區域所觀測到的是霧狀斑點，稱為星雲。星雲類型主要有「亮星雲」和「暗星雲」兩種。

瀰漫星雲

瀰漫星雲是星際介質集中在一顆或幾顆亮星周圍而造成的亮星雲，這些亮星都是形成不久的年青恆星。瀰漫星雲呈現為不規則的形狀，猶如天空中的雲彩，但是它們一般都得使用望遠鏡才能觀測到，很多只有用天體照相機長時間曝光才能顯示出它們的美貌。

河外星系

河外星系指的是銀河系之外的其他星系，它們都是與銀河系屬於同一量級的龐大恆星系統。河外星系一般用肉眼看不見，就是通過一般望遠鏡去觀察，也還是一片霧，天文學家才發現二者完全是兩碼事：河外星雲實際上是和我們銀河系類似的星系，而真正的「星雲」，都是銀河系的內部成員，是由恆星之間的稀薄氣體和塵埃組成的。因此，現在再也不用「河外星雲」這個詞了，而一律改稱「河外星系」。

了解宇宙就需要了解各種天文現象。天文學家通過大量的研究破譯了各種天象，做出了合理的解釋，開啟了人類探索的腳步。

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