天文发现
天文常识
星座
为了便于认识星座，古人将天球划分为许多区域，叫作星座。每一一星座可由其中亮星的特殊散布而识别出来。现在国际通用的共有的星座88座，它们的界限大致是平行以及垂直于天赤道的弧线。我国古代将星空分为三垣以及二十八宿。
天球
人们为了便于钻研天体，设想以空间任意点为中心，以无穷长为半径所作的球。
天赤道以及天极
延伸地球赤道而同天球相交的大圆称为“天赤道”。向南北两个方向无穷延长地球自转轴所在的直线，与天球构成两个交点，分别叫作北天极与南天极。天赤道以及天极是天球赤道坐标系的基准。
黄道
地球上的人看太阳于一年内在恒星之间所走的视路径，即地球的公转轨道平面以及天球相交的大圆黄道以及天赤道成23度26分的角，相交于春分点以及秋分点。
黄极
天球上与黄道角距离都是90度的两点，凑近北天极的叫“北黄极”。黄极与天极的角距离等于黄赤交角。北黄极在天龙座与两星连线的中央。
黄道带
天球上黄道两边各8度远之处，所观测到的视星等，就是绝对星等了。通常绝对星等以大写英文字母M表示。目视星等以及绝对星等可用公式转换。
“变光星”
表面上看起来，天空中的星星每一天都是一个模样的。但事实并不是如斯，让咱们看看英仙星座中亮度排在第二的β星，每一隔两天零21小时，它的亮度就降为原来的一半多。然后，短期后，又恢复到原来的亮度。阿拉伯人称这颗星为“Algol”，意思是“可怕的魔鬼”。
18世纪80年代，英国有出色成绩的聋哑天文学家约翰·古德瑞克就提到过Algol是双星。其中的一颗星亮度很低，每一隔两天零21小时，这颗暗星就运行到了亮星的前面，并遮住了它，使之暂时失去了亮度。当暗星移开时，亮度又从新恢复。古德瑞克的结论使他走在了他所处时代的前面，由于，那时候赫歇尔尚无公布双星存在的发现。但是，他的结论得到了证实，古德瑞克是正确的。
相似这样的亮度因遮挡而变化的星体有很多，但有许多星体亮度的变化是无规律的。16世纪末，德国天文学家大卫·费伯瑞修斯在鲸鱼座鲸鱼双星中探测到了它的亮度变化。当天文学家对它进行细微观测后发现，它发出的亮度可使它成为空中100颗亮星中的一员，而有时它变得很暗，暗得只有用望远镜才能看到它。这样的变化在一年中会产生屡次，但极不规律，引发变化的缘由不能用遮挡现象解释。那么，终究的结论是：这种星体一次比一次放射出更多的光以及热，它才是真实的变光星。它被好奇的天文学家称为“Mira”，拉丁语的语意是“怪异的”。
古德瑞克又发现了另外一类变光星“仙王星座”，
它属于“造父变光星类”。这种星的亮度变化是规律性的，然而它也不能归在遮挡的变光星体中。由于，它的亮度增添得无比快，而减弱得无比慢（如果是属于遮挡性的变光星体，则亮度的增添以及减弱将是时间相等的，就像Algol星体那样）。
上百种星体在亮度的增减上是有规律的，有的星体是会萃在一块儿的，犹如日月食那样变化，有的遮挡星完成一次亮度变化需要3天，还有的需要50天。遮挡将成为长距离测星的手腕之一。
变星
有很多恒星，亮度会随时间变化，它们被称为变星。
变星光变的缘由，一种是双星的两颗子星互相掩食，称为食变星（即食双星）。
食变星的一个最着名的例子是英仙星座的大陵五星。它的光变在三百多年前已经被发现。它离开咱们106光年，光变周期等于2.9天。食变星的光变周期，也就是伴星绕主星滚动的轨道周期。
在更多的情况下，变星的光变是出于内在缘由，称为内因变星。内因变星，又可按光变的性质分为脉动变星以及新星、超新星等。
脉动变星使星体程度不同地产生有节奏的大范围运动的恒星。这类运动最简单的情势是半径周期性地增大以及缩小。在半径变化的同时，光度、温度等也随之产生变化。
脉动变星有不少类型，最典型的一类是造父变星，其代表是仙王星座中的造父一星。这颗变星的光变周期是5.4天，最亮时亮度为3.6等，最暗时亮度为4.3等。
新星
新星是亮度在短期内，如几小时至几天骤然剧增，然后迟缓减弱的一类变星，星等增添的幅度多数在9等到14等之间。因为新星在发亮以前一般都很暗，乃至用大望远镜也看不到，而一旦发亮后，有的用肉眼就能看到，因而在历史上被称为“新星”。
实际上，新星不是新发生的恒星。现在一般认为，新星发生在双星系统中。这个双星系统中的一颗子星是体积很小、密度很大的矮星或白矮星，另外一颗则是巨星。两颗子星相距很近，巨星的物资受到白矮星的吸引，向白矮星流去。这些物资的主要成份是氢。落进白矮星的氢使得白矮星“死灰复燃”，在其外层产生核反映，从而使白矮星外层暴发，成为新星。
新星暴发之后，所发生的气壳被抛出。气壳不断膨胀，半径增大，密度减弱，最后消散在恒星际空间中。随着气壳的膨胀以及消散，新星的亮度也就迟缓减弱了下去。
超新星
超新星是暴发范围更大的变星，亮度的增幅为新星的数百至数千倍，抛出的气壳速度可超过1万公里。超新星是恒星所能阅历的范围最大的灾害性暴发。
超新星暴发的情势有两种。一种是质量与太阳差不多的恒星，是双星系统的成员，并且是一颗白矮星。这种暴发与新星的差别是核反映产生在核心，整个星体炸毁，变为气体分散到恒星际空间。
还有一种超新星，原来的质量比太阳大不少倍，不一定是双星系统成员。这种大质量恒星在核反映的最后阶段会产生灾害性的暴发，大部份物资成气壳抛出，但中心左近的物资留下来，变为一颗中子星。
双星
看上去离得近，实际距离也很近的两颗星，通过万有引力相互吸引，彼此缭绕着对方不停地旋转。只有这类关系，才能称作现代天文学意义上的双星。天文学上把双星中比较亮的一颗称为主星，比较暗的那颗称为伴星。
星团
星团是因为物理上的缘由会萃在一块儿并受引力作用约束的一群恒星，其成员星的空间密度显著高于周围的星场。星团按形态以及成员星的数量等特征分为两类：疏散星团以及球状星团。星团的命名，一般采取相应的星表中的号码。最经常使用的是梅西耶星表，简写为“M”。它只包含了较亮的星团。较完整的是“NGC”星表，有时还用“IC”星表。这些星表中不单单包含星团，还有星云以及星系。
球状星团
球状星团呈球星或扁球形，与疏散星团相比，它们是紧密的恒星团体。这种星团包括1万到1000万颗恒星，成员星的平均质量比太阳略小。用望远镜观测，在星团的中央恒星无比密集，不能将它们分开。
在星河系中已发现的球状星团有150多个。它们在空间上的散布很是奇特，其中有三分之一就在人马星座左近仅占全天空面积百分之几的规模内。天文学家最初恰是依据这个现象领悟到太阳离开星河系中心相当远，而星河系的中心就在人马星座方向。跟疏散星团不同，球状星团其实不向银道面集中，而是向星河系中心集中。它们离开星河系中心的距离绝大多数在6万光年之内，只有很少数散布在更远之处。球状星团的光度大，在很远之处也能看到，而且被稠密的星际尘埃云讳饰的可能性不大，因而未发现的球状星团数量大致不超过100个，总数比疏散星团少得多。
球状星团的直径在15至300多光年规模内，成员星平均空间密度比太阳左近恒星空间密度约大50倍，中心密度则大1000倍左右。球状星团中没有年青恒星，成员星的春秋一般都在100亿年以上，并据推测以及观测结果，有较多死亡的恒星。
疏散星团
疏散星团形态不规则，包括几十至二三千颗恒星，成员星散布得较疏松，用望远镜观测，容易将成员星一颗颗地分开。少数疏散星团用肉眼就能够看见，如金牛星座中的昴星团（M45）以及毕星团、巨蟹星座中的鬼星团（M44）等等。
在星河系中已发现的疏散星团有1000多个。它们高度集中在银道面的两旁，离开银道面的距离一般小于600光年左右。大多数已知道疏散星团离开太阳的距离在1万光年之内。更远的疏散星团无疑是存在的，它们或者处于密集的星河背景中不能识别，或者受到星际尘埃云遮挡没法看见。据推测，星河系中疏散星团的总数有1万到10万个。
疏散星团的直径大多数在3至30多光年规模内。有些疏散星团很年青，与星云在一块儿，乃至有的还在构成恒星。
星云
宇宙空间的不少区域其实不是绝对的真空，在恒星际空间内充溢着恒星际物资。恒星际物资的散布是很不均匀的，其中宇宙尘埃物资密度较大的区域所观测到的是雾状黑点，称为星云。星云类型主要有“亮星云”以及“暗星云”两种。
洋溢星云
洋溢星云是星际介质集中在一颗或几颗亮星周围而酿成的亮星云，这些亮星都是构成不久的年轻恒星。洋溢星云出现为不规则的形状，如同天空中的云彩，然而它们一般都得使用望远镜才能观测到，不少只有用天体照像机长期暴光才能显示出它们的美貌。
河外星系
河外星系指的是星河系以外的其他星系，它们都是与星河系属于同一量级的庞大恒星系统。河外星系一般用肉眼看不见，就是通过一般望远镜去察看，也还是一片雾，天文学家才发现两者完整是两回事：河外星云其实是以及咱们星河系相似的星系，而真实的“星云”，都是星河系的内部成员，是由恒星之间的淡薄气体以及尘埃组成的。因而，现在不再用“河外星云”这个词了，而一概改称“河外星系”。
了解宇宙就需要了解各种天文现象。天文学家通过大量的钻研破译了各种天象，做出了合理的解释，开启了人类探索的脚步。
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