世界上第一本使用赤道星标标示恒星星本是哪一部
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发布时间：2022-05-07 22:54
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时间：2023-11-18 21:36
*北天极：天球好象绕着一根轴线作周日旋转，这根轴线叫天轴、天轴在天球上的两个端点，分别叫北天极、南天极。北天极在北极星附。
**东方苍龙之象：古人觉得东方七宿连接起来的开头像传说小的龙，故以龙命名。以下类似。
南方朱雀之象，含井、鬼、柳、星、张、翼、轸七宿；
西方白虎之象，含奎、娄、胃、昂、毕、觜、参七宿；
北方玄武之象，含斗、牛、女、虚、危、室、壁七宿；
“宿”有宿舍的意思，故二十八宿又有称为二十八舍的。月亮沿着白道向西移动，大致每天停留在一个“宿”里。
在外国是用希腊神话故事中的人物、野兽、神怪的名称来称呼星座的。例如仙后、仙王、猎户、金牛、仙女、英仙、飞马。鲸鱼等等。也有用件物来命名的、如天秤、圆规等。目前国际上公认全天星座为88个。这些星座有29个在天球赤道”以北，46个在天球赤道以南，13个跨在天球赤道南北两旁。
有了星座的划分，我们找起星星来，就方便得多了。例如北斗七星在大熊座，北极星在小熊座，织女星在天琴座。每个星座都包括许多星，其中最亮的星古人都给起了名字。在我国如天狼、老人、南门二、织女、大陵五、天津一等等。在国外也有专门的名称。但是星星太多了，不可能给每颗星都起一个名字。因此在天文学上按星座恒星的亮度大小的顺序用希腊字母α、β、γ……来命名。例如大犬座里最亮的天狼星叫做大犬座α星，次亮的称为大犬座β星，大陵五称为英仙座β星，大家熟知的织女星称为天琴座α星。当希腊字母不够用时就用数目字来代替。例如天鹅座61星。一些较暗的恒星还用星表中的编号来区别，例如M31指的就是梅雨叶星第31号星。
天文学上为了工作和实用的需要，把星的位置记录下来，编成星表。我们从这些星表中可以查出一颗星的方位、距离、
*天球亦道：大球赤道是天球上的一个大园，它把天球分成了相等的两半。运动和各项物理性质等。天上恒星的位置是用赤道座标来标示的+38°41’（ 1小时等于15°）。
世界上最早的星表是我国战国时代的石化星经，载有120多颗星。在西方则有希腊天文学空喜帕恰斯编的星表（公元前130年），有1千多颗星。望远镜发明以后，看到的星星就更多了。如波恩星表包括324，00颗星。目前由全世界20多个天文台共同制作了全天星表已经完成，名曰：“照相天图星表”，载有300多万颗星。
恒星的运动——恒星不“恒”
如果你熟悉了天空中的星星，那么你可以每天晚上观测一下，那些星星的相对位置是否有所变化。结果一定会使你失望，因为它丝毫没有变化。恒星这个“恒”字，起得似乎颇有道理。它们的位置即使过上几百年，也是很能看出有什么变化的。那么恒星实际上是不是运动着的呢？回答是肯定的。恒星在运动，而且是在飞快地运动。我们之所以看不出它们位置的变化，只是由于它们离我们实在太远的缘故。正如由你前面驶过一列火车，你觉得它的速度是如此之快，有飞奔的感觉。可是当你站在远处的山顶观察它时，情况就不一样了，你感觉到火车就好像是在爬行，像个蜗牛。
我国古代的观测者，曾注意到恒星的运动。公元前8世纪我国唐朝天文学家张遂利用观测恒星运动的仪器——黄道游仪，发现恒星在运动。他是第一个发现恒星运动的人。到了现代，天文学家们发现，用黄道游仪这类古天文仪器，在几十年里要想测出遥远的恒星的运动，几乎是不可能的事情。张遂测出的恒星新座标，是地球岁差*造成的。
真正测量出恒星的运动是在18世纪。1718年英国天文学家哈雷，这个捕捉彗星的能手，他在把1712年编的星表与1～2千年前的天文学爱喜帕恰斯和托勒玫测定的恒星位置进行比较时发现，天狼、毕宿五、大角和参宿四这几颗亮星的位置有了变化。有的在作了岁差改正之后，仍有半度位置移动。哈雷认为这不可能是古希腊天文学家的测量误差，因为几位彼此独立进行观测的天文学家所得的结果都相近。哈雷也因此提出：恒星本身都在天球上缓慢移动，这被称为恒星的“自行”。后来经过许多人的再三测量，证实恒星的确在空中运动着。恒星恒定不动的观念被打破了，它们就像在广阔的大海中起了锚的船只那样自由地航行了。
恒星在不断地运动，太阳也应当在不停地行驶了。那么怎样才能测出太阳本身的运动呢？我们谁都乘过车，当我们乘车沿马路快速行驶时，我们会发现道路前面两旁的树木会向两边闪开，而道路后面两旁的树木则向中间迅速靠拢。前面提到的发现天王星的威廉·赫歇耳天在研究太阳本身的空间运动时想到了这个现象，于是他决定查一查哪个方向上的恒星有四下散开的迹象，而哪个方向上的恒星有互相会聚的迹象。他通过当时书籍的为数不多的恒星自行的资料，推算出太阳本身确实在运动，其运动方向指向武仙座入星附近。与今天的测量结果相差不到10°，作为最早的观测结果，应该说是相当好的了。
自从照相术用于天文之后，测定恒星位置的变化就容易
*岁差：由于太阳和月亮引力对地球的作用，使地轴地黄道轴的周围作圆锥型的运动，同时使春分点以每年约50秒的速度移行。得多了。天文台里使用专门设计的照相望远镜，拍下了星空每一区域的照片。建立玻璃底片的“图书馆”。要知道某个恒星的位置的变化，只要把前后相隔几十年同一天区的照片拿来对照就行了。恒星在天球上位置的移动，叫做恒星的“自行”。以每年多少角秒来表示。由于恒星太远，它每年变化的位置实在太小了，所以自行极小。现在已经测量了20万颗恒星的自行。而通常肉眼所见的星的自行只有0.1或更小。
恒星运动的方向、速度各不相同。例如牛郎星和织女星，它们分别以每秒26公里和14公里的速度朝地球飞来，有的星则离地球而去。恒星跑得那么快，为什么我们看不出？原因在于恒星间的距离太远了，使得恒星间相对运动的路程显得微不足道。
恒星都以那样飞快的速度运动着，有没有发生过碰撞呢？一般地讲它们绝少有碰撞的机会。不过在天文史上的确也发生过一次，那是1955年，地球上所有的天文台都收听到传自宇宙的一声巨响，后来调查发现：这正是天鹅座中两个星群在一万万年前发生的碰撞。
恒星除自行外，恒星本身也都在自转。有的恒星在其赤道区域上，自转的速度可达每秒200公里。
恒星除了运动外，近10年来，人们使用光电测量新方法，检测出恒星的光度也发生微小的变化，绝大多数恒星光度的变化都在千分之几星等，非常细微。一般的望远镜是探测不到的。
恒星的距离——牛郎、织女永无相会
仰望星空，那些天幕上闪烁的星星距离我们都非常遥远，其遥远的程度远不能用地球上、甚至太阳系上的尺度来度量。
实际上，人类所要探索、研究的对象是一个无穷无尽的宇宙。所谓无穷，用科学的语言来说，就是我们可以任意假定一个我们认为最大的数，而无穷却比它还大；在时间的长河里，既没有起点，也没有终点。所以，即使我们只对宇宙的某个局部的有限范围进行测量，也需要采用特殊的长度来作测量单位。光的速度，是我们目前知道世界上最快的速度，它在1秒钟内的行程可达30万公里。这个速度可以绕地球赤道走七周半，够快的了，可是用这个速度去量度恒星间的距离，却仍然像我们以毫米作单位去测量某段路程一样，在计算上使人感到极不方便，近乎幼儿园的小孩玩“搬家家”的游戏。因此测量恒星间距离我们采用“光年”作单位。所谓光年就是光在一年内所走路程的长度。1光年的距离约等于9万亿公里。离我们太阳最近的恒星半人马座α星，距离太阳4.2光年，这大约是日地距离的30万倍。
早在四百多年前，现代天文学家的鼻祖哥白尼就认为，恒星离我们比太阳离我们要远得多，他试图在相隔6个月的两段时间内测定出同一颗恒星的方位，以便计算出这颗恒星的距离。他所用的方法，即是我们通常所用的测量远方距离的三角测量方法。
要想知道你家离学校有多远，这好办，你可以用尺子或脚步实际地测量一下。可是当你面对一个远距离的目标，你不想走过去，或者是有东西挡住，你过不去时，要想测量它离你有多远，你就可以运用三角测量方法了。这个方法很简单，首先在你身旁选择一段基线AB，作为测量目标选择一点C。AB的长度可以量出，再分别用角尺测量出A到C点和B到C点的角度。利用三角公式就可以算出你到C点（目标）的距离了。这个方法广泛地运用于测量工作。尤其是在战争中，炮击敌方阵地前，经常使用。科学家们把“尺子”量到了月亮，这已是40万公里的距离了；17世纪又量到了火星，进而推算出太阳到地球的距离。于是这把尺子伸到了1亿多公里的地方。如果现在运用行星运动定律，我们还能测量到远在几十亿公里外的行星距离，人类的认识范围一下子扩大了，扩大了好几十倍。
用这个方法能不能测量其它恒星间的距离呢？应当说是行得通的。测量月亮的距离，我们是用地球的半径作为测量的基线（AB），但是对遥远的恒星来说，这条基线是不够的。地球绕日公转的轨道直径为3亿公里，以它来作基线，真是太合适不过了。人们只要在相隔半年的两个日子里，分别观测同一颗星，如果这颗星很近的话，它的位置必定在更远的恒星背景上有所移动。这个移动的角度，便是恒星的视差位移。象测量月球的距离一样，只要测出A点和B点分别到C点的角度，已知AB的长度，利用三角公式即可算出恒星的距离。因此可以说，测出恒星的视差，就能算出恒星的距离。
在哥白尼时代，人们就深知这个原理，由于仪器过于落后，连哥白尼本人也没有很好的测量出恒星的视差。你不要小瞧这个问题，对它的探索，花费了科学家近乎3个世纪的时光。由于恒星离我们太遥远，视差是很难测量出来的。它的难度相当于测量20公里之外的一枚5分硬币所张的角度。直到1837年，新的望远镜送到人们手中，人们才第一次成功地用三角视差测量法定出恒星的距离。这个经历了3个世纪未能攻克的难关，是在三个地方由三位天文学家攻克的。他们是德国的贝塞尔、英国的亨德逊和*的斯特鲁维。贝塞尔选取了自行最大的恒星——天鹅座61星作为观测对象；亨德逊选取了比较亮的半人马座α星（中国名叫南门二）；斯特鲁维选的是织女星。这三颗星离地球都比较近，很容易测出它的视差来。测出视差，我们就很容易计算出恒星离我们的距离来。到现在，已经用这种方法测定出经1万颗恒星的距离。我们所熟知的牛郎星和织女星与我们的距离分别是16光年和27光年，而它们之间距离为14光年。可见他们相距是如此之遥远，即使他们双双乘坐现代化火箭去相见，也不能年年七夕相会。更不用说牛郎还肩挑着一双儿女，徒步“鹊桥”了。看来他俩只得永远地“连年”相思。哎！神话中的遗憾氛围只好代代相传了。
尽管如此，三角测量方法仍有限度，对于更遥远的天体，如超过2～3百光年的距离时，它就毫无办法了。于是人们又想出其他的方法把量尺伸向更远的宇宙空间。
其中最重要的方法是根据造父变星测量恒星的距离。大部分恒星的亮度是不变的（相对来说），但有少数恒星的亮度有周期变化，有时明有时暗，变化周期大多在1天到50天之间。这种变星的典型是仙王座S星，我国古时候叫它“造父一”，因而和这颗星同类型的变星获得了造父变星的称号。天文学家根据造父变星的光变周期推导出恒星的距离。由于造父变星都是光度大的星，比太阳的光度大至几百倍甚至几万倍，即使在遥远的地方，甚至在银河系之外一些星系内的造父变星也能观测到。因而利用造父变星不仅可以测量银河系内恒星的距离，更重要的是测量出一些星系的距离。造父变星就好像是太空中孤岛上特殊的灯塔，以变幻的光芒为讯号，向天文工作者暗示孤岛的距离。造父变星测量方法，把我们的视线带人到银河系之外的宇宙。
恒星距离的测量，是19世纪天文学上的重大成就，也是天文史上的重要里程碑。恒星的距离是研究恒星的重要资料，在这个基础上，我们才能进而了解恒星的光度、质量、大小等其他性质；才能进一步探明天体系统的种种结构。
恒星的大小——巨人与矮子
地球上的人类身高若相差1倍，就已使人惊奇不已，然而天上的星星，其大小的差别才真达到了惊人的程度。在本阳系中，地球与太阳在直径上相差109倍，这是行星与恒星的差异，这算不了什么。在宇宙中，即使是在恒星之间，由于它们所处的环境以及它们发展阶段的悬殊不同，其大小的差别以数10亿倍来计算的。恒星依光度的大小，我们把它分为两类。光度大的O型、B型星及红巨星，其光度比太阳要大千倍、万倍堪称星界的“巨人”。而红矮星、白矮星则处在另一个极端，它们和太阳相比，显得暗淡无光，被喻为恒星界的“矮子”。
人的高矮是靠身高来区别的，恒星的大小有无差异呢？换句话来说，怎样才能测得恒星的大小呢？这个问题，是古人所思虑不到的。只有到了现代，随着科学技术和人类探测宇宙的不断发展，人类才真正研究起这个问题来。恒星距离的测量、恒星光谱秘密的揭示，为测得恒星的大小提供了可能。
为了测量恒星的距离已经使天文学家费了九牛二虎之力，要测量恒星的大小就更加困难了。因为它们离人类实在太远了。太阳和月亮是我们能直接看出圆面的天体，它们的视角直径（即直径对人眼所张的角度），大约为半度左右。人眼的分辨本领是有限的，再远的行垦，人眼就无法看出它的圆面了。金星离地球紧近时约有1分的张角，就已超出人眼的分辨能力。望远镜可以增加人眼的分辨能力。通过不大的望远镜，我们可以看到金星的圆面，它和月亮一样，也有盈亏变化。最远的冥王星在大望远镜里，尚能见到小小的圆面（最大角直径约为0〃22）。利用望远镜上附装的测角仪器，可以测出它圆面的角直径。
可是，恒星离我们太远，角直径大小。即使用最大的望远镜去看，也只是一个个光点。使用高倍率的目镜，以增大放大的倍率，除了星象变得模糊以外，依然看不出什么圆面来，难道真的*为力了吗？不！人类探索的天性不是这样的。
第一次直接测量恒星直径工作是本世纪二十年代完成的。美国著名物理学家迈克耳孙和天文学家皮斯根据光的干涉原理，设计了一具干涉仪。它和2.5米的望远镜装在一起。这个干涉仪有6米长的钢架，架子两端各有一个可以自由滑动的平面镜。星光经过它们的反射后到达望远镜里发生于涉，这时可以看到带有细的干涉条纹的圆面。移动两面平面镜，达到一定距离，这些干涉条纹就会消失。记下这个距离，再根据干涉理论就能算出恒星的角直径来。测得恒星的角直径，又知道它跟地球的距离，就能算出恒星的线直径来。
织女星的距离为8.1秒差距（1秒差距等于3.26光年），经过计算，我们知道它的直径为太阳的3倍。天上有一些红色的、热度并不高的庞大恒星，它们的直径一般都比太阳大数十倍到数百倍。猎户座的参宿四的直径就至少是太阳的300多倍，如果把太阳系装入参宿四的躯体，那么从太阳到火星以内的行星都是在其躯壳内运行。
但是这颗巨星想参加恒星间的体积比赛，还不够资格。现代天文学家发现武仙星座α星的直径竟是太阳的20万倍，其体积则超过太阳的8万亿倍。如果我们把地球比做一粒米的话，太阳就像一颗人头，而这颗星却有半个香港那么大。还有更大的星，如剑鱼座S星的直径比太阳要大1400万倍，由于球体的体积与直径的三次方成比例，按此计算，这颗巨星的肚子里可以装进30万万个太阳。其差异该有多大！
但是在宇宙中，太阳也不算是恒星的“侏儒”。比太阳小的矮星为数更多，红矮星的直径只有太阳的几分之一到几十分这一。白矮星就更小了，它的直径最小的只有太阳的1／300，也就相当于地球的1／3，小虽小，但它们本身也发光发热，因此还在恒星之列。
由此可见，巨星和矮星个儿相差之大，比鲸鱼和跳蚤的身躯差别还要大。
恒星的质量——火柴盒的怪事
就像医生给人检查身体一样，天文学家除了给星星测量距离、大小以外，还要给星星测量体重。听起来，这似乎是难以想象的事情，既然恒星离我们那么远，个子又那么大，什么样的秤能量出他们的体重呢？别着急，科学家总是能琢磨出办法来。
在太空中，有一类名为双星的星，它们整天成双成对地在一起转悠。测量了有关双星的运动的足够数据后，应用万有引力定律和行星运动定律，就可以把每一颗星的质量计算出来。那么恒星质量之间的差别是否也像它们体积之间差别那么大呢？完全出乎你的意料，它们质量上的差别并不很大。一般恒星的质量和太阳差不多。大部分在太阳质量的0.4到4倍之间。它们最大的质量不超过太阳质量的100倍左右，最小的质量也不低于太阳质量的几十分之一。
恒星的质量是一个颇为重要的物理量。恒星的质量，如果太小，小于太阳质量的0.7倍的话，它的内部就难以发生热核反应来维持它发光发热，它就不成为恒星了。反之，如果恒星的质量过大，这样大、这样重的家伙，在天球上又不断地运动，恒星本身也就没有什么力量能保持原状，只好分离瓦解了。所以恒星的质量深刻地反映了物质世界的量变、质变规律。
知道了恒星的体积和质量后，我们就能够计算出它们的密度。其公式为D＝M／V。D是密度，M是质量，V是体积。太阳的平均密度是1.4克／厘米3，地球为5.5克／厘米3。一般的恒星，密度差异也不大。可是对于巨星和矮星来说，由于它们体积差异的悬殊，其密度的差异也非常惊人。
白矮星是体积极小的星。天狼伴星是第一颗发现的白矮星，它的半径只有太阳的1／45，体积为太阳的1／90，000。可是其质量和太阳却差不多，因此其密度即是太阳的9万倍，即天狼伴星的密度为126千克／厘米3。如果在小小的火柴盒里装满了这种物质，它会有3吨重。呵，你能拿得动吗？它得用吊车拉，用卡车运了。这还不算最大的，有一种白矮星，体积只有地球那么大，而质量却比太阳还要大几倍，它的平均密度，大到近乎神话的地步，是水密度的数千万倍。打个比喻说，如果取一小指头大小的这种物质拿到地球上来，它就可以达到几十吨重，须用火车车皮才能载得动。一个100多斤重的人，到子白矮星上，就会变成几十万吨重！几十万吨的重力，立刻就要把他压成一片薄饼。
自然界里竟有如此巨大密度的物质，简直是令人咋舌不已，难以相信。连天文学家也感到意外。可是测量、计算—一经过检验，并没有错误。因此，人类不得不相信，在宇宙中，确实存在着如此高密度的物质。现代物理学家根据原子结构理论，对它作了很好的说明。
另一方面，巨星的身躯异常庞大，而质量却仅比太阳大几倍，其密度极低。红巨星的平均密度只有水的1／100。更有甚者，只有水的1亿分之一，比地球上的空气还要稀上几万倍！它们仅是一团庞大、稀薄而又炽热的气体球。
恒星的温度和亮度
在日常生活中，一块熔化了的金属或合金，其温度是非常高的。但这比起恒星的表面温度来还差得很，要与恒星内部的温度相比，则更是微不足道了。
恒星表面温度可以从1600℃到100000℃。而恒星的内部温度则在摄氏1000万度以上。恒星的温度可以分为好几种类型：
O 型：30000～50000℃以上；
B 型：20000℃左右；
A 型：10000℃；
F 型：8000℃；
G 型：6000℃；
K 型：4000℃；
M 型：2000℃左右；
跟太阳温度的测量一样，人们通过恒星的颜色来测量它的表面温度。精确的测量方法可以采用光谱分析的方法。原来各类型恒星都发射自己独特的光谱，并且在光谱带的不同位置，各种光谱线发射的能量也是不同的，其中某一波长的能量将达到最大值。恒星的温度愈高，最大值的波长就愈短；反之温度愈低，波长就愈长。它们这问存在着简单的比例关系。因此只要从光谱分析中找出这个具有最大发射能量的波长来，那么恒星的表面温度就可容易地计算出来。恒星的温度不同，它们的光的颜色也就不同。下表就是它们之间的关系：
星色/表在温度
蓝/40000℃～℃25000℃
蓝白/25000～12000℃
白/115000℃～7700℃
黄白/7600℃～6000℃
黄/6000℃～5000℃
橙/4900℃～3700℃
红/3600℃～2500℃
恒星的亮度和它的温度有着密切的关系。用肉眼我们就能区分出恒星间的不同亮度，古代人类按照这种光亮程度的不同，将星光分为6个等级。1等星最亮，而6等星最暗。每等星间亮度相差2.25倍，1等星和6等星间在实际亮度上相差100倍。
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时间：2023-11-18 21:36
*北天极：天球好象绕着一根轴线作周日旋转，这根轴线叫天轴、天轴在天球上的两个端点，分别叫北天极、南天极。北天极在北极星附。
**东方苍龙之象：古人觉得东方七宿连接起来的开头像传说小的龙，故以龙命名。以下类似。
南方朱雀之象，含井、鬼、柳、星、张、翼、轸七宿；
西方白虎之象，含奎、娄、胃、昂、毕、觜、参七宿；
北方玄武之象，含斗、牛、女、虚、危、室、壁七宿；
“宿”有宿舍的意思，故二十八宿又有称为二十八舍的。月亮沿着白道向西移动，大致每天停留在一个“宿”里。
在外国是用希腊神话故事中的人物、野兽、神怪的名称来称呼星座的。例如仙后、仙王、猎户、金牛、仙女、英仙、飞马。鲸鱼等等。也有用件物来命名的、如天秤、圆规等。目前国际上公认全天星座为88个。这些星座有29个在天球赤道”以北，46个在天球赤道以南，13个跨在天球赤道南北两旁。
有了星座的划分，我们找起星星来，就方便得多了。例如北斗七星在大熊座，北极星在小熊座，织女星在天琴座。每个星座都包括许多星，其中最亮的星古人都给起了名字。在我国如天狼、老人、南门二、织女、大陵五、天津一等等。在国外也有专门的名称。但是星星太多了，不可能给每颗星都起一个名字。因此在天文学上按星座恒星的亮度大小的顺序用希腊字母α、β、γ……来命名。例如大犬座里最亮的天狼星叫做大犬座α星，次亮的称为大犬座β星，大陵五称为英仙座β星，大家熟知的织女星称为天琴座α星。当希腊字母不够用时就用数目字来代替。例如天鹅座61星。一些较暗的恒星还用星表中的编号来区别，例如M31指的就是梅雨叶星第31号星。
天文学上为了工作和实用的需要，把星的位置记录下来，编成星表。我们从这些星表中可以查出一颗星的方位、距离、
*天球亦道：大球赤道是天球上的一个大园，它把天球分成了相等的两半。运动和各项物理性质等。天上恒星的位置是用赤道座标来标示的+38°41’（ 1小时等于15°）。
世界上最早的星表是我国战国时代的石化星经，载有120多颗星。在西方则有希腊天文学空喜帕恰斯编的星表（公元前130年），有1千多颗星。望远镜发明以后，看到的星星就更多了。如波恩星表包括324，00颗星。目前由全世界20多个天文台共同制作了全天星表已经完成，名曰：“照相天图星表”，载有300多万颗星。
恒星的运动——恒星不“恒”
如果你熟悉了天空中的星星，那么你可以每天晚上观测一下，那些星星的相对位置是否有所变化。结果一定会使你失望，因为它丝毫没有变化。恒星这个“恒”字，起得似乎颇有道理。它们的位置即使过上几百年，也是很能看出有什么变化的。那么恒星实际上是不是运动着的呢？回答是肯定的。恒星在运动，而且是在飞快地运动。我们之所以看不出它们位置的变化，只是由于它们离我们实在太远的缘故。正如由你前面驶过一列火车，你觉得它的速度是如此之快，有飞奔的感觉。可是当你站在远处的山顶观察它时，情况就不一样了，你感觉到火车就好像是在爬行，像个蜗牛。
我国古代的观测者，曾注意到恒星的运动。公元前8世纪我国唐朝天文学家张遂利用观测恒星运动的仪器——黄道游仪，发现恒星在运动。他是第一个发现恒星运动的人。到了现代，天文学家们发现，用黄道游仪这类古天文仪器，在几十年里要想测出遥远的恒星的运动，几乎是不可能的事情。张遂测出的恒星新座标，是地球岁差*造成的。
真正测量出恒星的运动是在18世纪。1718年英国天文学家哈雷，这个捕捉彗星的能手，他在把1712年编的星表与1～2千年前的天文学爱喜帕恰斯和托勒玫测定的恒星位置进行比较时发现，天狼、毕宿五、大角和参宿四这几颗亮星的位置有了变化。有的在作了岁差改正之后，仍有半度位置移动。哈雷认为这不可能是古希腊天文学家的测量误差，因为几位彼此独立进行观测的天文学家所得的结果都相近。哈雷也因此提出：恒星本身都在天球上缓慢移动，这被称为恒星的“自行”。后来经过许多人的再三测量，证实恒星的确在空中运动着。恒星恒定不动的观念被打破了，它们就像在广阔的大海中起了锚的船只那样自由地航行了。
恒星在不断地运动，太阳也应当在不停地行驶了。那么怎样才能测出太阳本身的运动呢？我们谁都乘过车，当我们乘车沿马路快速行驶时，我们会发现道路前面两旁的树木会向两边闪开，而道路后面两旁的树木则向中间迅速靠拢。前面提到的发现天王星的威廉·赫歇耳天在研究太阳本身的空间运动时想到了这个现象，于是他决定查一查哪个方向上的恒星有四下散开的迹象，而哪个方向上的恒星有互相会聚的迹象。他通过当时书籍的为数不多的恒星自行的资料，推算出太阳本身确实在运动，其运动方向指向武仙座入星附近。与今天的测量结果相差不到10°，作为最早的观测结果，应该说是相当好的了。
自从照相术用于天文之后，测定恒星位置的变化就容易
*岁差：由于太阳和月亮引力对地球的作用，使地轴地黄道轴的周围作圆锥型的运动，同时使春分点以每年约50秒的速度移行。得多了。天文台里使用专门设计的照相望远镜，拍下了星空每一区域的照片。建立玻璃底片的“图书馆”。要知道某个恒星的位置的变化，只要把前后相隔几十年同一天区的照片拿来对照就行了。恒星在天球上位置的移动，叫做恒星的“自行”。以每年多少角秒来表示。由于恒星太远，它每年变化的位置实在太小了，所以自行极小。现在已经测量了20万颗恒星的自行。而通常肉眼所见的星的自行只有0.1或更小。
恒星运动的方向、速度各不相同。例如牛郎星和织女星，它们分别以每秒26公里和14公里的速度朝地球飞来，有的星则离地球而去。恒星跑得那么快，为什么我们看不出？原因在于恒星间的距离太远了，使得恒星间相对运动的路程显得微不足道。
恒星都以那样飞快的速度运动着，有没有发生过碰撞呢？一般地讲它们绝少有碰撞的机会。不过在天文史上的确也发生过一次，那是1955年，地球上所有的天文台都收听到传自宇宙的一声巨响，后来调查发现：这正是天鹅座中两个星群在一万万年前发生的碰撞。
恒星除自行外，恒星本身也都在自转。有的恒星在其赤道区域上，自转的速度可达每秒200公里。
恒星除了运动外，近10年来，人们使用光电测量新方法，检测出恒星的光度也发生微小的变化，绝大多数恒星光度的变化都在千分之几星等，非常细微。一般的望远镜是探测不到的。
恒星的距离——牛郎、织女永无相会
仰望星空，那些天幕上闪烁的星星距离我们都非常遥远，其遥远的程度远不能用地球上、甚至太阳系上的尺度来度量。
实际上，人类所要探索、研究的对象是一个无穷无尽的宇宙。所谓无穷，用科学的语言来说，就是我们可以任意假定一个我们认为最大的数，而无穷却比它还大；在时间的长河里，既没有起点，也没有终点。所以，即使我们只对宇宙的某个局部的有限范围进行测量，也需要采用特殊的长度来作测量单位。光的速度，是我们目前知道世界上最快的速度，它在1秒钟内的行程可达30万公里。这个速度可以绕地球赤道走七周半，够快的了，可是用这个速度去量度恒星间的距离，却仍然像我们以毫米作单位去测量某段路程一样，在计算上使人感到极不方便，近乎幼儿园的小孩玩“搬家家”的游戏。因此测量恒星间距离我们采用“光年”作单位。所谓光年就是光在一年内所走路程的长度。1光年的距离约等于9万亿公里。离我们太阳最近的恒星半人马座α星，距离太阳4.2光年，这大约是日地距离的30万倍。
早在四百多年前，现代天文学家的鼻祖哥白尼就认为，恒星离我们比太阳离我们要远得多，他试图在相隔6个月的两段时间内测定出同一颗恒星的方位，以便计算出这颗恒星的距离。他所用的方法，即是我们通常所用的测量远方距离的三角测量方法。
要想知道你家离学校有多远，这好办，你可以用尺子或脚步实际地测量一下。可是当你面对一个远距离的目标，你不想走过去，或者是有东西挡住，你过不去时，要想测量它离你有多远，你就可以运用三角测量方法了。这个方法很简单，首先在你身旁选择一段基线AB，作为测量目标选择一点C。AB的长度可以量出，再分别用角尺测量出A到C点和B到C点的角度。利用三角公式就可以算出你到C点（目标）的距离了。这个方法广泛地运用于测量工作。尤其是在战争中，炮击敌方阵地前，经常使用。科学家们把“尺子”量到了月亮，这已是40万公里的距离了；17世纪又量到了火星，进而推算出太阳到地球的距离。于是这把尺子伸到了1亿多公里的地方。如果现在运用行星运动定律，我们还能测量到远在几十亿公里外的行星距离，人类的认识范围一下子扩大了，扩大了好几十倍。
用这个方法能不能测量其它恒星间的距离呢？应当说是行得通的。测量月亮的距离，我们是用地球的半径作为测量的基线（AB），但是对遥远的恒星来说，这条基线是不够的。地球绕日公转的轨道直径为3亿公里，以它来作基线，真是太合适不过了。人们只要在相隔半年的两个日子里，分别观测同一颗星，如果这颗星很近的话，它的位置必定在更远的恒星背景上有所移动。这个移动的角度，便是恒星的视差位移。象测量月球的距离一样，只要测出A点和B点分别到C点的角度，已知AB的长度，利用三角公式即可算出恒星的距离。因此可以说，测出恒星的视差，就能算出恒星的距离。
在哥白尼时代，人们就深知这个原理，由于仪器过于落后，连哥白尼本人也没有很好的测量出恒星的视差。你不要小瞧这个问题，对它的探索，花费了科学家近乎3个世纪的时光。由于恒星离我们太遥远，视差是很难测量出来的。它的难度相当于测量20公里之外的一枚5分硬币所张的角度。直到1837年，新的望远镜送到人们手中，人们才第一次成功地用三角视差测量法定出恒星的距离。这个经历了3个世纪未能攻克的难关，是在三个地方由三位天文学家攻克的。他们是德国的贝塞尔、英国的亨德逊和*的斯特鲁维。贝塞尔选取了自行最大的恒星——天鹅座61星作为观测对象；亨德逊选取了比较亮的半人马座α星（中国名叫南门二）；斯特鲁维选的是织女星。这三颗星离地球都比较近，很容易测出它的视差来。测出视差，我们就很容易计算出恒星离我们的距离来。到现在，已经用这种方法测定出经1万颗恒星的距离。我们所熟知的牛郎星和织女星与我们的距离分别是16光年和27光年，而它们之间距离为14光年。可见他们相距是如此之遥远，即使他们双双乘坐现代化火箭去相见，也不能年年七夕相会。更不用说牛郎还肩挑着一双儿女，徒步“鹊桥”了。看来他俩只得永远地“连年”相思。哎！神话中的遗憾氛围只好代代相传了。
尽管如此，三角测量方法仍有限度，对于更遥远的天体，如超过2～3百光年的距离时，它就毫无办法了。于是人们又想出其他的方法把量尺伸向更远的宇宙空间。
其中最重要的方法是根据造父变星测量恒星的距离。大部分恒星的亮度是不变的（相对来说），但有少数恒星的亮度有周期变化，有时明有时暗，变化周期大多在1天到50天之间。这种变星的典型是仙王座S星，我国古时候叫它“造父一”，因而和这颗星同类型的变星获得了造父变星的称号。天文学家根据造父变星的光变周期推导出恒星的距离。由于造父变星都是光度大的星，比太阳的光度大至几百倍甚至几万倍，即使在遥远的地方，甚至在银河系之外一些星系内的造父变星也能观测到。因而利用造父变星不仅可以测量银河系内恒星的距离，更重要的是测量出一些星系的距离。造父变星就好像是太空中孤岛上特殊的灯塔，以变幻的光芒为讯号，向天文工作者暗示孤岛的距离。造父变星测量方法，把我们的视线带人到银河系之外的宇宙。
恒星距离的测量，是19世纪天文学上的重大成就，也是天文史上的重要里程碑。恒星的距离是研究恒星的重要资料，在这个基础上，我们才能进而了解恒星的光度、质量、大小等其他性质；才能进一步探明天体系统的种种结构。
恒星的大小——巨人与矮子
地球上的人类身高若相差1倍，就已使人惊奇不已，然而天上的星星，其大小的差别才真达到了惊人的程度。在本阳系中，地球与太阳在直径上相差109倍，这是行星与恒星的差异，这算不了什么。在宇宙中，即使是在恒星之间，由于它们所处的环境以及它们发展阶段的悬殊不同，其大小的差别以数10亿倍来计算的。恒星依光度的大小，我们把它分为两类。光度大的O型、B型星及红巨星，其光度比太阳要大千倍、万倍堪称星界的“巨人”。而红矮星、白矮星则处在另一个极端，它们和太阳相比，显得暗淡无光，被喻为恒星界的“矮子”。
人的高矮是靠身高来区别的，恒星的大小有无差异呢？换句话来说，怎样才能测得恒星的大小呢？这个问题，是古人所思虑不到的。只有到了现代，随着科学技术和人类探测宇宙的不断发展，人类才真正研究起这个问题来。恒星距离的测量、恒星光谱秘密的揭示，为测得恒星的大小提供了可能。
为了测量恒星的距离已经使天文学家费了九牛二虎之力，要测量恒星的大小就更加困难了。因为它们离人类实在太远了。太阳和月亮是我们能直接看出圆面的天体，它们的视角直径（即直径对人眼所张的角度），大约为半度左右。人眼的分辨本领是有限的，再远的行垦，人眼就无法看出它的圆面了。金星离地球紧近时约有1分的张角，就已超出人眼的分辨能力。望远镜可以增加人眼的分辨能力。通过不大的望远镜，我们可以看到金星的圆面，它和月亮一样，也有盈亏变化。最远的冥王星在大望远镜里，尚能见到小小的圆面（最大角直径约为0〃22）。利用望远镜上附装的测角仪器，可以测出它圆面的角直径。
可是，恒星离我们太远，角直径大小。即使用最大的望远镜去看，也只是一个个光点。使用高倍率的目镜，以增大放大的倍率，除了星象变得模糊以外，依然看不出什么圆面来，难道真的*为力了吗？不！人类探索的天性不是这样的。
第一次直接测量恒星直径工作是本世纪二十年代完成的。美国著名物理学家迈克耳孙和天文学家皮斯根据光的干涉原理，设计了一具干涉仪。它和2.5米的望远镜装在一起。这个干涉仪有6米长的钢架，架子两端各有一个可以自由滑动的平面镜。星光经过它们的反射后到达望远镜里发生于涉，这时可以看到带有细的干涉条纹的圆面。移动两面平面镜，达到一定距离，这些干涉条纹就会消失。记下这个距离，再根据干涉理论就能算出恒星的角直径来。测得恒星的角直径，又知道它跟地球的距离，就能算出恒星的线直径来。
织女星的距离为8.1秒差距（1秒差距等于3.26光年），经过计算，我们知道它的直径为太阳的3倍。天上有一些红色的、热度并不高的庞大恒星，它们的直径一般都比太阳大数十倍到数百倍。猎户座的参宿四的直径就至少是太阳的300多倍，如果把太阳系装入参宿四的躯体，那么从太阳到火星以内的行星都是在其躯壳内运行。
但是这颗巨星想参加恒星间的体积比赛，还不够资格。现代天文学家发现武仙星座α星的直径竟是太阳的20万倍，其体积则超过太阳的8万亿倍。如果我们把地球比做一粒米的话，太阳就像一颗人头，而这颗星却有半个香港那么大。还有更大的星，如剑鱼座S星的直径比太阳要大1400万倍，由于球体的体积与直径的三次方成比例，按此计算，这颗巨星的肚子里可以装进30万万个太阳。其差异该有多大！
但是在宇宙中，太阳也不算是恒星的“侏儒”。比太阳小的矮星为数更多，红矮星的直径只有太阳的几分之一到几十分这一。白矮星就更小了，它的直径最小的只有太阳的1／300，也就相当于地球的1／3，小虽小，但它们本身也发光发热，因此还在恒星之列。
由此可见，巨星和矮星个儿相差之大，比鲸鱼和跳蚤的身躯差别还要大。
恒星的质量——火柴盒的怪事
就像医生给人检查身体一样，天文学家除了给星星测量距离、大小以外，还要给星星测量体重。听起来，这似乎是难以想象的事情，既然恒星离我们那么远，个子又那么大，什么样的秤能量出他们的体重呢？别着急，科学家总是能琢磨出办法来。
在太空中，有一类名为双星的星，它们整天成双成对地在一起转悠。测量了有关双星的运动的足够数据后，应用万有引力定律和行星运动定律，就可以把每一颗星的质量计算出来。那么恒星质量之间的差别是否也像它们体积之间差别那么大呢？完全出乎你的意料，它们质量上的差别并不很大。一般恒星的质量和太阳差不多。大部分在太阳质量的0.4到4倍之间。它们最大的质量不超过太阳质量的100倍左右，最小的质量也不低于太阳质量的几十分之一。
恒星的质量是一个颇为重要的物理量。恒星的质量，如果太小，小于太阳质量的0.7倍的话，它的内部就难以发生热核反应来维持它发光发热，它就不成为恒星了。反之，如果恒星的质量过大，这样大、这样重的家伙，在天球上又不断地运动，恒星本身也就没有什么力量能保持原状，只好分离瓦解了。所以恒星的质量深刻地反映了物质世界的量变、质变规律。
知道了恒星的体积和质量后，我们就能够计算出它们的密度。其公式为D＝M／V。D是密度，M是质量，V是体积。太阳的平均密度是1.4克／厘米3，地球为5.5克／厘米3。一般的恒星，密度差异也不大。可是对于巨星和矮星来说，由于它们体积差异的悬殊，其密度的差异也非常惊人。
白矮星是体积极小的星。天狼伴星是第一颗发现的白矮星，它的半径只有太阳的1／45，体积为太阳的1／90，000。可是其质量和太阳却差不多，因此其密度即是太阳的9万倍，即天狼伴星的密度为126千克／厘米3。如果在小小的火柴盒里装满了这种物质，它会有3吨重。呵，你能拿得动吗？它得用吊车拉，用卡车运了。这还不算最大的，有一种白矮星，体积只有地球那么大，而质量却比太阳还要大几倍，它的平均密度，大到近乎神话的地步，是水密度的数千万倍。打个比喻说，如果取一小指头大小的这种物质拿到地球上来，它就可以达到几十吨重，须用火车车皮才能载得动。一个100多斤重的人，到子白矮星上，就会变成几十万吨重！几十万吨的重力，立刻就要把他压成一片薄饼。
自然界里竟有如此巨大密度的物质，简直是令人咋舌不已，难以相信。连天文学家也感到意外。可是测量、计算—一经过检验，并没有错误。因此，人类不得不相信，在宇宙中，确实存在着如此高密度的物质。现代物理学家根据原子结构理论，对它作了很好的说明。
另一方面，巨星的身躯异常庞大，而质量却仅比太阳大几倍，其密度极低。红巨星的平均密度只有水的1／100。更有甚者，只有水的1亿分之一，比地球上的空气还要稀上几万倍！它们仅是一团庞大、稀薄而又炽热的气体球。
恒星的温度和亮度
在日常生活中，一块熔化了的金属或合金，其温度是非常高的。但这比起恒星的表面温度来还差得很，要与恒星内部的温度相比，则更是微不足道了。
恒星表面温度可以从1600℃到100000℃。而恒星的内部温度则在摄氏1000万度以上。恒星的温度可以分为好几种类型：
O 型：30000～50000℃以上；
B 型：20000℃左右；
A 型：10000℃；
F 型：8000℃；
G 型：6000℃；
K 型：4000℃；
M 型：2000℃左右；
跟太阳温度的测量一样，人们通过恒星的颜色来测量它的表面温度。精确的测量方法可以采用光谱分析的方法。原来各类型恒星都发射自己独特的光谱，并且在光谱带的不同位置，各种光谱线发射的能量也是不同的，其中某一波长的能量将达到最大值。恒星的温度愈高，最大值的波长就愈短；反之温度愈低，波长就愈长。它们这问存在着简单的比例关系。因此只要从光谱分析中找出这个具有最大发射能量的波长来，那么恒星的表面温度就可容易地计算出来。恒星的温度不同，它们的光的颜色也就不同。下表就是它们之间的关系：
星色/表在温度
蓝/40000℃～℃25000℃
蓝白/25000～12000℃
白/115000℃～7700℃
黄白/7600℃～6000℃
黄/6000℃～5000℃
橙/4900℃～3700℃
红/3600℃～2500℃
恒星的亮度和它的温度有着密切的关系。用肉眼我们就能区分出恒星间的不同亮度，古代人类按照这种光亮程度的不同，将星光分为6个等级。1等星最亮，而6等星最暗。每等星间亮度相差2.25倍，1等星和6等星间在实际亮度上相差100倍。
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时间：2023-11-18 21:36
*北天极：天球好象绕着一根轴线作周日旋转，这根轴线叫天轴、天轴在天球上的两个端点，分别叫北天极、南天极。北天极在北极星附。
**东方苍龙之象：古人觉得东方七宿连接起来的开头像传说小的龙，故以龙命名。以下类似。
南方朱雀之象，含井、鬼、柳、星、张、翼、轸七宿；
西方白虎之象，含奎、娄、胃、昂、毕、觜、参七宿；
北方玄武之象，含斗、牛、女、虚、危、室、壁七宿；
“宿”有宿舍的意思，故二十八宿又有称为二十八舍的。月亮沿着白道向西移动，大致每天停留在一个“宿”里。
在外国是用希腊神话故事中的人物、野兽、神怪的名称来称呼星座的。例如仙后、仙王、猎户、金牛、仙女、英仙、飞马。鲸鱼等等。也有用件物来命名的、如天秤、圆规等。目前国际上公认全天星座为88个。这些星座有29个在天球赤道”以北，46个在天球赤道以南，13个跨在天球赤道南北两旁。
有了星座的划分，我们找起星星来，就方便得多了。例如北斗七星在大熊座，北极星在小熊座，织女星在天琴座。每个星座都包括许多星，其中最亮的星古人都给起了名字。在我国如天狼、老人、南门二、织女、大陵五、天津一等等。在国外也有专门的名称。但是星星太多了，不可能给每颗星都起一个名字。因此在天文学上按星座恒星的亮度大小的顺序用希腊字母α、β、γ……来命名。例如大犬座里最亮的天狼星叫做大犬座α星，次亮的称为大犬座β星，大陵五称为英仙座β星，大家熟知的织女星称为天琴座α星。当希腊字母不够用时就用数目字来代替。例如天鹅座61星。一些较暗的恒星还用星表中的编号来区别，例如M31指的就是梅雨叶星第31号星。
天文学上为了工作和实用的需要，把星的位置记录下来，编成星表。我们从这些星表中可以查出一颗星的方位、距离、
*天球亦道：大球赤道是天球上的一个大园，它把天球分成了相等的两半。运动和各项物理性质等。天上恒星的位置是用赤道座标来标示的+38°41’（ 1小时等于15°）。
世界上最早的星表是我国战国时代的石化星经，载有120多颗星。在西方则有希腊天文学空喜帕恰斯编的星表（公元前130年），有1千多颗星。望远镜发明以后，看到的星星就更多了。如波恩星表包括324，00颗星。目前由全世界20多个天文台共同制作了全天星表已经完成，名曰：“照相天图星表”，载有300多万颗星。
恒星的运动——恒星不“恒”
如果你熟悉了天空中的星星，那么你可以每天晚上观测一下，那些星星的相对位置是否有所变化。结果一定会使你失望，因为它丝毫没有变化。恒星这个“恒”字，起得似乎颇有道理。它们的位置即使过上几百年，也是很能看出有什么变化的。那么恒星实际上是不是运动着的呢？回答是肯定的。恒星在运动，而且是在飞快地运动。我们之所以看不出它们位置的变化，只是由于它们离我们实在太远的缘故。正如由你前面驶过一列火车，你觉得它的速度是如此之快，有飞奔的感觉。可是当你站在远处的山顶观察它时，情况就不一样了，你感觉到火车就好像是在爬行，像个蜗牛。
我国古代的观测者，曾注意到恒星的运动。公元前8世纪我国唐朝天文学家张遂利用观测恒星运动的仪器——黄道游仪，发现恒星在运动。他是第一个发现恒星运动的人。到了现代，天文学家们发现，用黄道游仪这类古天文仪器，在几十年里要想测出遥远的恒星的运动，几乎是不可能的事情。张遂测出的恒星新座标，是地球岁差*造成的。
真正测量出恒星的运动是在18世纪。1718年英国天文学家哈雷，这个捕捉彗星的能手，他在把1712年编的星表与1～2千年前的天文学爱喜帕恰斯和托勒玫测定的恒星位置进行比较时发现，天狼、毕宿五、大角和参宿四这几颗亮星的位置有了变化。有的在作了岁差改正之后，仍有半度位置移动。哈雷认为这不可能是古希腊天文学家的测量误差，因为几位彼此独立进行观测的天文学家所得的结果都相近。哈雷也因此提出：恒星本身都在天球上缓慢移动，这被称为恒星的“自行”。后来经过许多人的再三测量，证实恒星的确在空中运动着。恒星恒定不动的观念被打破了，它们就像在广阔的大海中起了锚的船只那样自由地航行了。
恒星在不断地运动，太阳也应当在不停地行驶了。那么怎样才能测出太阳本身的运动呢？我们谁都乘过车，当我们乘车沿马路快速行驶时，我们会发现道路前面两旁的树木会向两边闪开，而道路后面两旁的树木则向中间迅速靠拢。前面提到的发现天王星的威廉·赫歇耳天在研究太阳本身的空间运动时想到了这个现象，于是他决定查一查哪个方向上的恒星有四下散开的迹象，而哪个方向上的恒星有互相会聚的迹象。他通过当时书籍的为数不多的恒星自行的资料，推算出太阳本身确实在运动，其运动方向指向武仙座入星附近。与今天的测量结果相差不到10°，作为最早的观测结果，应该说是相当好的了。
自从照相术用于天文之后，测定恒星位置的变化就容易
*岁差：由于太阳和月亮引力对地球的作用，使地轴地黄道轴的周围作圆锥型的运动，同时使春分点以每年约50秒的速度移行。得多了。天文台里使用专门设计的照相望远镜，拍下了星空每一区域的照片。建立玻璃底片的“图书馆”。要知道某个恒星的位置的变化，只要把前后相隔几十年同一天区的照片拿来对照就行了。恒星在天球上位置的移动，叫做恒星的“自行”。以每年多少角秒来表示。由于恒星太远，它每年变化的位置实在太小了，所以自行极小。现在已经测量了20万颗恒星的自行。而通常肉眼所见的星的自行只有0.1或更小。
恒星运动的方向、速度各不相同。例如牛郎星和织女星，它们分别以每秒26公里和14公里的速度朝地球飞来，有的星则离地球而去。恒星跑得那么快，为什么我们看不出？原因在于恒星间的距离太远了，使得恒星间相对运动的路程显得微不足道。
恒星都以那样飞快的速度运动着，有没有发生过碰撞呢？一般地讲它们绝少有碰撞的机会。不过在天文史上的确也发生过一次，那是1955年，地球上所有的天文台都收听到传自宇宙的一声巨响，后来调查发现：这正是天鹅座中两个星群在一万万年前发生的碰撞。
恒星除自行外，恒星本身也都在自转。有的恒星在其赤道区域上，自转的速度可达每秒200公里。
恒星除了运动外，近10年来，人们使用光电测量新方法，检测出恒星的光度也发生微小的变化，绝大多数恒星光度的变化都在千分之几星等，非常细微。一般的望远镜是探测不到的。
恒星的距离——牛郎、织女永无相会
仰望星空，那些天幕上闪烁的星星距离我们都非常遥远，其遥远的程度远不能用地球上、甚至太阳系上的尺度来度量。
实际上，人类所要探索、研究的对象是一个无穷无尽的宇宙。所谓无穷，用科学的语言来说，就是我们可以任意假定一个我们认为最大的数，而无穷却比它还大；在时间的长河里，既没有起点，也没有终点。所以，即使我们只对宇宙的某个局部的有限范围进行测量，也需要采用特殊的长度来作测量单位。光的速度，是我们目前知道世界上最快的速度，它在1秒钟内的行程可达30万公里。这个速度可以绕地球赤道走七周半，够快的了，可是用这个速度去量度恒星间的距离，却仍然像我们以毫米作单位去测量某段路程一样，在计算上使人感到极不方便，近乎幼儿园的小孩玩“搬家家”的游戏。因此测量恒星间距离我们采用“光年”作单位。所谓光年就是光在一年内所走路程的长度。1光年的距离约等于9万亿公里。离我们太阳最近的恒星半人马座α星，距离太阳4.2光年，这大约是日地距离的30万倍。
早在四百多年前，现代天文学家的鼻祖哥白尼就认为，恒星离我们比太阳离我们要远得多，他试图在相隔6个月的两段时间内测定出同一颗恒星的方位，以便计算出这颗恒星的距离。他所用的方法，即是我们通常所用的测量远方距离的三角测量方法。
要想知道你家离学校有多远，这好办，你可以用尺子或脚步实际地测量一下。可是当你面对一个远距离的目标，你不想走过去，或者是有东西挡住，你过不去时，要想测量它离你有多远，你就可以运用三角测量方法了。这个方法很简单，首先在你身旁选择一段基线AB，作为测量目标选择一点C。AB的长度可以量出，再分别用角尺测量出A到C点和B到C点的角度。利用三角公式就可以算出你到C点（目标）的距离了。这个方法广泛地运用于测量工作。尤其是在战争中，炮击敌方阵地前，经常使用。科学家们把“尺子”量到了月亮，这已是40万公里的距离了；17世纪又量到了火星，进而推算出太阳到地球的距离。于是这把尺子伸到了1亿多公里的地方。如果现在运用行星运动定律，我们还能测量到远在几十亿公里外的行星距离，人类的认识范围一下子扩大了，扩大了好几十倍。
用这个方法能不能测量其它恒星间的距离呢？应当说是行得通的。测量月亮的距离，我们是用地球的半径作为测量的基线（AB），但是对遥远的恒星来说，这条基线是不够的。地球绕日公转的轨道直径为3亿公里，以它来作基线，真是太合适不过了。人们只要在相隔半年的两个日子里，分别观测同一颗星，如果这颗星很近的话，它的位置必定在更远的恒星背景上有所移动。这个移动的角度，便是恒星的视差位移。象测量月球的距离一样，只要测出A点和B点分别到C点的角度，已知AB的长度，利用三角公式即可算出恒星的距离。因此可以说，测出恒星的视差，就能算出恒星的距离。
在哥白尼时代，人们就深知这个原理，由于仪器过于落后，连哥白尼本人也没有很好的测量出恒星的视差。你不要小瞧这个问题，对它的探索，花费了科学家近乎3个世纪的时光。由于恒星离我们太遥远，视差是很难测量出来的。它的难度相当于测量20公里之外的一枚5分硬币所张的角度。直到1837年，新的望远镜送到人们手中，人们才第一次成功地用三角视差测量法定出恒星的距离。这个经历了3个世纪未能攻克的难关，是在三个地方由三位天文学家攻克的。他们是德国的贝塞尔、英国的亨德逊和*的斯特鲁维。贝塞尔选取了自行最大的恒星——天鹅座61星作为观测对象；亨德逊选取了比较亮的半人马座α星（中国名叫南门二）；斯特鲁维选的是织女星。这三颗星离地球都比较近，很容易测出它的视差来。测出视差，我们就很容易计算出恒星离我们的距离来。到现在，已经用这种方法测定出经1万颗恒星的距离。我们所熟知的牛郎星和织女星与我们的距离分别是16光年和27光年，而它们之间距离为14光年。可见他们相距是如此之遥远，即使他们双双乘坐现代化火箭去相见，也不能年年七夕相会。更不用说牛郎还肩挑着一双儿女，徒步“鹊桥”了。看来他俩只得永远地“连年”相思。哎！神话中的遗憾氛围只好代代相传了。
尽管如此，三角测量方法仍有限度，对于更遥远的天体，如超过2～3百光年的距离时，它就毫无办法了。于是人们又想出其他的方法把量尺伸向更远的宇宙空间。
其中最重要的方法是根据造父变星测量恒星的距离。大部分恒星的亮度是不变的（相对来说），但有少数恒星的亮度有周期变化，有时明有时暗，变化周期大多在1天到50天之间。这种变星的典型是仙王座S星，我国古时候叫它“造父一”，因而和这颗星同类型的变星获得了造父变星的称号。天文学家根据造父变星的光变周期推导出恒星的距离。由于造父变星都是光度大的星，比太阳的光度大至几百倍甚至几万倍，即使在遥远的地方，甚至在银河系之外一些星系内的造父变星也能观测到。因而利用造父变星不仅可以测量银河系内恒星的距离，更重要的是测量出一些星系的距离。造父变星就好像是太空中孤岛上特殊的灯塔，以变幻的光芒为讯号，向天文工作者暗示孤岛的距离。造父变星测量方法，把我们的视线带人到银河系之外的宇宙。
恒星距离的测量，是19世纪天文学上的重大成就，也是天文史上的重要里程碑。恒星的距离是研究恒星的重要资料，在这个基础上，我们才能进而了解恒星的光度、质量、大小等其他性质；才能进一步探明天体系统的种种结构。
恒星的大小——巨人与矮子
地球上的人类身高若相差1倍，就已使人惊奇不已，然而天上的星星，其大小的差别才真达到了惊人的程度。在本阳系中，地球与太阳在直径上相差109倍，这是行星与恒星的差异，这算不了什么。在宇宙中，即使是在恒星之间，由于它们所处的环境以及它们发展阶段的悬殊不同，其大小的差别以数10亿倍来计算的。恒星依光度的大小，我们把它分为两类。光度大的O型、B型星及红巨星，其光度比太阳要大千倍、万倍堪称星界的“巨人”。而红矮星、白矮星则处在另一个极端，它们和太阳相比，显得暗淡无光，被喻为恒星界的“矮子”。
人的高矮是靠身高来区别的，恒星的大小有无差异呢？换句话来说，怎样才能测得恒星的大小呢？这个问题，是古人所思虑不到的。只有到了现代，随着科学技术和人类探测宇宙的不断发展，人类才真正研究起这个问题来。恒星距离的测量、恒星光谱秘密的揭示，为测得恒星的大小提供了可能。
为了测量恒星的距离已经使天文学家费了九牛二虎之力，要测量恒星的大小就更加困难了。因为它们离人类实在太远了。太阳和月亮是我们能直接看出圆面的天体，它们的视角直径（即直径对人眼所张的角度），大约为半度左右。人眼的分辨本领是有限的，再远的行垦，人眼就无法看出它的圆面了。金星离地球紧近时约有1分的张角，就已超出人眼的分辨能力。望远镜可以增加人眼的分辨能力。通过不大的望远镜，我们可以看到金星的圆面，它和月亮一样，也有盈亏变化。最远的冥王星在大望远镜里，尚能见到小小的圆面（最大角直径约为0〃22）。利用望远镜上附装的测角仪器，可以测出它圆面的角直径。
可是，恒星离我们太远，角直径大小。即使用最大的望远镜去看，也只是一个个光点。使用高倍率的目镜，以增大放大的倍率，除了星象变得模糊以外，依然看不出什么圆面来，难道真的*为力了吗？不！人类探索的天性不是这样的。
第一次直接测量恒星直径工作是本世纪二十年代完成的。美国著名物理学家迈克耳孙和天文学家皮斯根据光的干涉原理，设计了一具干涉仪。它和2.5米的望远镜装在一起。这个干涉仪有6米长的钢架，架子两端各有一个可以自由滑动的平面镜。星光经过它们的反射后到达望远镜里发生于涉，这时可以看到带有细的干涉条纹的圆面。移动两面平面镜，达到一定距离，这些干涉条纹就会消失。记下这个距离，再根据干涉理论就能算出恒星的角直径来。测得恒星的角直径，又知道它跟地球的距离，就能算出恒星的线直径来。
织女星的距离为8.1秒差距（1秒差距等于3.26光年），经过计算，我们知道它的直径为太阳的3倍。天上有一些红色的、热度并不高的庞大恒星，它们的直径一般都比太阳大数十倍到数百倍。猎户座的参宿四的直径就至少是太阳的300多倍，如果把太阳系装入参宿四的躯体，那么从太阳到火星以内的行星都是在其躯壳内运行。
但是这颗巨星想参加恒星间的体积比赛，还不够资格。现代天文学家发现武仙星座α星的直径竟是太阳的20万倍，其体积则超过太阳的8万亿倍。如果我们把地球比做一粒米的话，太阳就像一颗人头，而这颗星却有半个香港那么大。还有更大的星，如剑鱼座S星的直径比太阳要大1400万倍，由于球体的体积与直径的三次方成比例，按此计算，这颗巨星的肚子里可以装进30万万个太阳。其差异该有多大！
但是在宇宙中，太阳也不算是恒星的“侏儒”。比太阳小的矮星为数更多，红矮星的直径只有太阳的几分之一到几十分这一。白矮星就更小了，它的直径最小的只有太阳的1／300，也就相当于地球的1／3，小虽小，但它们本身也发光发热，因此还在恒星之列。
由此可见，巨星和矮星个儿相差之大，比鲸鱼和跳蚤的身躯差别还要大。
恒星的质量——火柴盒的怪事
就像医生给人检查身体一样，天文学家除了给星星测量距离、大小以外，还要给星星测量体重。听起来，这似乎是难以想象的事情，既然恒星离我们那么远，个子又那么大，什么样的秤能量出他们的体重呢？别着急，科学家总是能琢磨出办法来。
在太空中，有一类名为双星的星，它们整天成双成对地在一起转悠。测量了有关双星的运动的足够数据后，应用万有引力定律和行星运动定律，就可以把每一颗星的质量计算出来。那么恒星质量之间的差别是否也像它们体积之间差别那么大呢？完全出乎你的意料，它们质量上的差别并不很大。一般恒星的质量和太阳差不多。大部分在太阳质量的0.4到4倍之间。它们最大的质量不超过太阳质量的100倍左右，最小的质量也不低于太阳质量的几十分之一。
恒星的质量是一个颇为重要的物理量。恒星的质量，如果太小，小于太阳质量的0.7倍的话，它的内部就难以发生热核反应来维持它发光发热，它就不成为恒星了。反之，如果恒星的质量过大，这样大、这样重的家伙，在天球上又不断地运动，恒星本身也就没有什么力量能保持原状，只好分离瓦解了。所以恒星的质量深刻地反映了物质世界的量变、质变规律。
知道了恒星的体积和质量后，我们就能够计算出它们的密度。其公式为D＝M／V。D是密度，M是质量，V是体积。太阳的平均密度是1.4克／厘米3，地球为5.5克／厘米3。一般的恒星，密度差异也不大。可是对于巨星和矮星来说，由于它们体积差异的悬殊，其密度的差异也非常惊人。
白矮星是体积极小的星。天狼伴星是第一颗发现的白矮星，它的半径只有太阳的1／45，体积为太阳的1／90，000。可是其质量和太阳却差不多，因此其密度即是太阳的9万倍，即天狼伴星的密度为126千克／厘米3。如果在小小的火柴盒里装满了这种物质，它会有3吨重。呵，你能拿得动吗？它得用吊车拉，用卡车运了。这还不算最大的，有一种白矮星，体积只有地球那么大，而质量却比太阳还要大几倍，它的平均密度，大到近乎神话的地步，是水密度的数千万倍。打个比喻说，如果取一小指头大小的这种物质拿到地球上来，它就可以达到几十吨重，须用火车车皮才能载得动。一个100多斤重的人，到子白矮星上，就会变成几十万吨重！几十万吨的重力，立刻就要把他压成一片薄饼。
自然界里竟有如此巨大密度的物质，简直是令人咋舌不已，难以相信。连天文学家也感到意外。可是测量、计算—一经过检验，并没有错误。因此，人类不得不相信，在宇宙中，确实存在着如此高密度的物质。现代物理学家根据原子结构理论，对它作了很好的说明。
另一方面，巨星的身躯异常庞大，而质量却仅比太阳大几倍，其密度极低。红巨星的平均密度只有水的1／100。更有甚者，只有水的1亿分之一，比地球上的空气还要稀上几万倍！它们仅是一团庞大、稀薄而又炽热的气体球。
恒星的温度和亮度
在日常生活中，一块熔化了的金属或合金，其温度是非常高的。但这比起恒星的表面温度来还差得很，要与恒星内部的温度相比，则更是微不足道了。
恒星表面温度可以从1600℃到100000℃。而恒星的内部温度则在摄氏1000万度以上。恒星的温度可以分为好几种类型：
O 型：30000～50000℃以上；
B 型：20000℃左右；
A 型：10000℃；
F 型：8000℃；
G 型：6000℃；
K 型：4000℃；
M 型：2000℃左右；
跟太阳温度的测量一样，人们通过恒星的颜色来测量它的表面温度。精确的测量方法可以采用光谱分析的方法。原来各类型恒星都发射自己独特的光谱，并且在光谱带的不同位置，各种光谱线发射的能量也是不同的，其中某一波长的能量将达到最大值。恒星的温度愈高，最大值的波长就愈短；反之温度愈低，波长就愈长。它们这问存在着简单的比例关系。因此只要从光谱分析中找出这个具有最大发射能量的波长来，那么恒星的表面温度就可容易地计算出来。恒星的温度不同，它们的光的颜色也就不同。下表就是它们之间的关系：
星色/表在温度
蓝/40000℃～℃25000℃
蓝白/25000～12000℃
白/115000℃～7700℃
黄白/7600℃～6000℃
黄/6000℃～5000℃
橙/4900℃～3700℃
红/3600℃～2500℃
恒星的亮度和它的温度有着密切的关系。用肉眼我们就能区分出恒星间的不同亮度，古代人类按照这种光亮程度的不同，将星光分为6个等级。1等星最亮，而6等星最暗。每等星间亮度相差2.25倍，1等星和6等星间在实际亮度上相差100倍。
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时间：2023-11-18 21:36
*北天极：天球好象绕着一根轴线作周日旋转，这根轴线叫天轴、天轴在天球上的两个端点，分别叫北天极、南天极。北天极在北极星附。
**东方苍龙之象：古人觉得东方七宿连接起来的开头像传说小的龙，故以龙命名。以下类似。
南方朱雀之象，含井、鬼、柳、星、张、翼、轸七宿；
西方白虎之象，含奎、娄、胃、昂、毕、觜、参七宿；
北方玄武之象，含斗、牛、女、虚、危、室、壁七宿；
“宿”有宿舍的意思，故二十八宿又有称为二十八舍的。月亮沿着白道向西移动，大致每天停留在一个“宿”里。
在外国是用希腊神话故事中的人物、野兽、神怪的名称来称呼星座的。例如仙后、仙王、猎户、金牛、仙女、英仙、飞马。鲸鱼等等。也有用件物来命名的、如天秤、圆规等。目前国际上公认全天星座为88个。这些星座有29个在天球赤道”以北，46个在天球赤道以南，13个跨在天球赤道南北两旁。
有了星座的划分，我们找起星星来，就方便得多了。例如北斗七星在大熊座，北极星在小熊座，织女星在天琴座。每个星座都包括许多星，其中最亮的星古人都给起了名字。在我国如天狼、老人、南门二、织女、大陵五、天津一等等。在国外也有专门的名称。但是星星太多了，不可能给每颗星都起一个名字。因此在天文学上按星座恒星的亮度大小的顺序用希腊字母α、β、γ……来命名。例如大犬座里最亮的天狼星叫做大犬座α星，次亮的称为大犬座β星，大陵五称为英仙座β星，大家熟知的织女星称为天琴座α星。当希腊字母不够用时就用数目字来代替。例如天鹅座61星。一些较暗的恒星还用星表中的编号来区别，例如M31指的就是梅雨叶星第31号星。
天文学上为了工作和实用的需要，把星的位置记录下来，编成星表。我们从这些星表中可以查出一颗星的方位、距离、
*天球亦道：大球赤道是天球上的一个大园，它把天球分成了相等的两半。运动和各项物理性质等。天上恒星的位置是用赤道座标来标示的+38°41’（ 1小时等于15°）。
世界上最早的星表是我国战国时代的石化星经，载有120多颗星。在西方则有希腊天文学空喜帕恰斯编的星表（公元前130年），有1千多颗星。望远镜发明以后，看到的星星就更多了。如波恩星表包括324，00颗星。目前由全世界20多个天文台共同制作了全天星表已经完成，名曰：“照相天图星表”，载有300多万颗星。
恒星的运动——恒星不“恒”
如果你熟悉了天空中的星星，那么你可以每天晚上观测一下，那些星星的相对位置是否有所变化。结果一定会使你失望，因为它丝毫没有变化。恒星这个“恒”字，起得似乎颇有道理。它们的位置即使过上几百年，也是很能看出有什么变化的。那么恒星实际上是不是运动着的呢？回答是肯定的。恒星在运动，而且是在飞快地运动。我们之所以看不出它们位置的变化，只是由于它们离我们实在太远的缘故。正如由你前面驶过一列火车，你觉得它的速度是如此之快，有飞奔的感觉。可是当你站在远处的山顶观察它时，情况就不一样了，你感觉到火车就好像是在爬行，像个蜗牛。
我国古代的观测者，曾注意到恒星的运动。公元前8世纪我国唐朝天文学家张遂利用观测恒星运动的仪器——黄道游仪，发现恒星在运动。他是第一个发现恒星运动的人。到了现代，天文学家们发现，用黄道游仪这类古天文仪器，在几十年里要想测出遥远的恒星的运动，几乎是不可能的事情。张遂测出的恒星新座标，是地球岁差*造成的。
真正测量出恒星的运动是在18世纪。1718年英国天文学家哈雷，这个捕捉彗星的能手，他在把1712年编的星表与1～2千年前的天文学爱喜帕恰斯和托勒玫测定的恒星位置进行比较时发现，天狼、毕宿五、大角和参宿四这几颗亮星的位置有了变化。有的在作了岁差改正之后，仍有半度位置移动。哈雷认为这不可能是古希腊天文学家的测量误差，因为几位彼此独立进行观测的天文学家所得的结果都相近。哈雷也因此提出：恒星本身都在天球上缓慢移动，这被称为恒星的“自行”。后来经过许多人的再三测量，证实恒星的确在空中运动着。恒星恒定不动的观念被打破了，它们就像在广阔的大海中起了锚的船只那样自由地航行了。
恒星在不断地运动，太阳也应当在不停地行驶了。那么怎样才能测出太阳本身的运动呢？我们谁都乘过车，当我们乘车沿马路快速行驶时，我们会发现道路前面两旁的树木会向两边闪开，而道路后面两旁的树木则向中间迅速靠拢。前面提到的发现天王星的威廉·赫歇耳天在研究太阳本身的空间运动时想到了这个现象，于是他决定查一查哪个方向上的恒星有四下散开的迹象，而哪个方向上的恒星有互相会聚的迹象。他通过当时书籍的为数不多的恒星自行的资料，推算出太阳本身确实在运动，其运动方向指向武仙座入星附近。与今天的测量结果相差不到10°，作为最早的观测结果，应该说是相当好的了。
自从照相术用于天文之后，测定恒星位置的变化就容易
*岁差：由于太阳和月亮引力对地球的作用，使地轴地黄道轴的周围作圆锥型的运动，同时使春分点以每年约50秒的速度移行。得多了。天文台里使用专门设计的照相望远镜，拍下了星空每一区域的照片。建立玻璃底片的“图书馆”。要知道某个恒星的位置的变化，只要把前后相隔几十年同一天区的照片拿来对照就行了。恒星在天球上位置的移动，叫做恒星的“自行”。以每年多少角秒来表示。由于恒星太远，它每年变化的位置实在太小了，所以自行极小。现在已经测量了20万颗恒星的自行。而通常肉眼所见的星的自行只有0.1或更小。
恒星运动的方向、速度各不相同。例如牛郎星和织女星，它们分别以每秒26公里和14公里的速度朝地球飞来，有的星则离地球而去。恒星跑得那么快，为什么我们看不出？原因在于恒星间的距离太远了，使得恒星间相对运动的路程显得微不足道。
恒星都以那样飞快的速度运动着，有没有发生过碰撞呢？一般地讲它们绝少有碰撞的机会。不过在天文史上的确也发生过一次，那是1955年，地球上所有的天文台都收听到传自宇宙的一声巨响，后来调查发现：这正是天鹅座中两个星群在一万万年前发生的碰撞。
恒星除自行外，恒星本身也都在自转。有的恒星在其赤道区域上，自转的速度可达每秒200公里。
恒星除了运动外，近10年来，人们使用光电测量新方法，检测出恒星的光度也发生微小的变化，绝大多数恒星光度的变化都在千分之几星等，非常细微。一般的望远镜是探测不到的。
恒星的距离——牛郎、织女永无相会
仰望星空，那些天幕上闪烁的星星距离我们都非常遥远，其遥远的程度远不能用地球上、甚至太阳系上的尺度来度量。
实际上，人类所要探索、研究的对象是一个无穷无尽的宇宙。所谓无穷，用科学的语言来说，就是我们可以任意假定一个我们认为最大的数，而无穷却比它还大；在时间的长河里，既没有起点，也没有终点。所以，即使我们只对宇宙的某个局部的有限范围进行测量，也需要采用特殊的长度来作测量单位。光的速度，是我们目前知道世界上最快的速度，它在1秒钟内的行程可达30万公里。这个速度可以绕地球赤道走七周半，够快的了，可是用这个速度去量度恒星间的距离，却仍然像我们以毫米作单位去测量某段路程一样，在计算上使人感到极不方便，近乎幼儿园的小孩玩“搬家家”的游戏。因此测量恒星间距离我们采用“光年”作单位。所谓光年就是光在一年内所走路程的长度。1光年的距离约等于9万亿公里。离我们太阳最近的恒星半人马座α星，距离太阳4.2光年，这大约是日地距离的30万倍。
早在四百多年前，现代天文学家的鼻祖哥白尼就认为，恒星离我们比太阳离我们要远得多，他试图在相隔6个月的两段时间内测定出同一颗恒星的方位，以便计算出这颗恒星的距离。他所用的方法，即是我们通常所用的测量远方距离的三角测量方法。
要想知道你家离学校有多远，这好办，你可以用尺子或脚步实际地测量一下。可是当你面对一个远距离的目标，你不想走过去，或者是有东西挡住，你过不去时，要想测量它离你有多远，你就可以运用三角测量方法了。这个方法很简单，首先在你身旁选择一段基线AB，作为测量目标选择一点C。AB的长度可以量出，再分别用角尺测量出A到C点和B到C点的角度。利用三角公式就可以算出你到C点（目标）的距离了。这个方法广泛地运用于测量工作。尤其是在战争中，炮击敌方阵地前，经常使用。科学家们把“尺子”量到了月亮，这已是40万公里的距离了；17世纪又量到了火星，进而推算出太阳到地球的距离。于是这把尺子伸到了1亿多公里的地方。如果现在运用行星运动定律，我们还能测量到远在几十亿公里外的行星距离，人类的认识范围一下子扩大了，扩大了好几十倍。
用这个方法能不能测量其它恒星间的距离呢？应当说是行得通的。测量月亮的距离，我们是用地球的半径作为测量的基线（AB），但是对遥远的恒星来说，这条基线是不够的。地球绕日公转的轨道直径为3亿公里，以它来作基线，真是太合适不过了。人们只要在相隔半年的两个日子里，分别观测同一颗星，如果这颗星很近的话，它的位置必定在更远的恒星背景上有所移动。这个移动的角度，便是恒星的视差位移。象测量月球的距离一样，只要测出A点和B点分别到C点的角度，已知AB的长度，利用三角公式即可算出恒星的距离。因此可以说，测出恒星的视差，就能算出恒星的距离。
在哥白尼时代，人们就深知这个原理，由于仪器过于落后，连哥白尼本人也没有很好的测量出恒星的视差。你不要小瞧这个问题，对它的探索，花费了科学家近乎3个世纪的时光。由于恒星离我们太遥远，视差是很难测量出来的。它的难度相当于测量20公里之外的一枚5分硬币所张的角度。直到1837年，新的望远镜送到人们手中，人们才第一次成功地用三角视差测量法定出恒星的距离。这个经历了3个世纪未能攻克的难关，是在三个地方由三位天文学家攻克的。他们是德国的贝塞尔、英国的亨德逊和*的斯特鲁维。贝塞尔选取了自行最大的恒星——天鹅座61星作为观测对象；亨德逊选取了比较亮的半人马座α星（中国名叫南门二）；斯特鲁维选的是织女星。这三颗星离地球都比较近，很容易测出它的视差来。测出视差，我们就很容易计算出恒星离我们的距离来。到现在，已经用这种方法测定出经1万颗恒星的距离。我们所熟知的牛郎星和织女星与我们的距离分别是16光年和27光年，而它们之间距离为14光年。可见他们相距是如此之遥远，即使他们双双乘坐现代化火箭去相见，也不能年年七夕相会。更不用说牛郎还肩挑着一双儿女，徒步“鹊桥”了。看来他俩只得永远地“连年”相思。哎！神话中的遗憾氛围只好代代相传了。
尽管如此，三角测量方法仍有限度，对于更遥远的天体，如超过2～3百光年的距离时，它就毫无办法了。于是人们又想出其他的方法把量尺伸向更远的宇宙空间。
其中最重要的方法是根据造父变星测量恒星的距离。大部分恒星的亮度是不变的（相对来说），但有少数恒星的亮度有周期变化，有时明有时暗，变化周期大多在1天到50天之间。这种变星的典型是仙王座S星，我国古时候叫它“造父一”，因而和这颗星同类型的变星获得了造父变星的称号。天文学家根据造父变星的光变周期推导出恒星的距离。由于造父变星都是光度大的星，比太阳的光度大至几百倍甚至几万倍，即使在遥远的地方，甚至在银河系之外一些星系内的造父变星也能观测到。因而利用造父变星不仅可以测量银河系内恒星的距离，更重要的是测量出一些星系的距离。造父变星就好像是太空中孤岛上特殊的灯塔，以变幻的光芒为讯号，向天文工作者暗示孤岛的距离。造父变星测量方法，把我们的视线带人到银河系之外的宇宙。
恒星距离的测量，是19世纪天文学上的重大成就，也是天文史上的重要里程碑。恒星的距离是研究恒星的重要资料，在这个基础上，我们才能进而了解恒星的光度、质量、大小等其他性质；才能进一步探明天体系统的种种结构。
恒星的大小——巨人与矮子
地球上的人类身高若相差1倍，就已使人惊奇不已，然而天上的星星，其大小的差别才真达到了惊人的程度。在本阳系中，地球与太阳在直径上相差109倍，这是行星与恒星的差异，这算不了什么。在宇宙中，即使是在恒星之间，由于它们所处的环境以及它们发展阶段的悬殊不同，其大小的差别以数10亿倍来计算的。恒星依光度的大小，我们把它分为两类。光度大的O型、B型星及红巨星，其光度比太阳要大千倍、万倍堪称星界的“巨人”。而红矮星、白矮星则处在另一个极端，它们和太阳相比，显得暗淡无光，被喻为恒星界的“矮子”。
人的高矮是靠身高来区别的，恒星的大小有无差异呢？换句话来说，怎样才能测得恒星的大小呢？这个问题，是古人所思虑不到的。只有到了现代，随着科学技术和人类探测宇宙的不断发展，人类才真正研究起这个问题来。恒星距离的测量、恒星光谱秘密的揭示，为测得恒星的大小提供了可能。
为了测量恒星的距离已经使天文学家费了九牛二虎之力，要测量恒星的大小就更加困难了。因为它们离人类实在太远了。太阳和月亮是我们能直接看出圆面的天体，它们的视角直径（即直径对人眼所张的角度），大约为半度左右。人眼的分辨本领是有限的，再远的行垦，人眼就无法看出它的圆面了。金星离地球紧近时约有1分的张角，就已超出人眼的分辨能力。望远镜可以增加人眼的分辨能力。通过不大的望远镜，我们可以看到金星的圆面，它和月亮一样，也有盈亏变化。最远的冥王星在大望远镜里，尚能见到小小的圆面（最大角直径约为0〃22）。利用望远镜上附装的测角仪器，可以测出它圆面的角直径。
可是，恒星离我们太远，角直径大小。即使用最大的望远镜去看，也只是一个个光点。使用高倍率的目镜，以增大放大的倍率，除了星象变得模糊以外，依然看不出什么圆面来，难道真的*为力了吗？不！人类探索的天性不是这样的。
第一次直接测量恒星直径工作是本世纪二十年代完成的。美国著名物理学家迈克耳孙和天文学家皮斯根据光的干涉原理，设计了一具干涉仪。它和2.5米的望远镜装在一起。这个干涉仪有6米长的钢架，架子两端各有一个可以自由滑动的平面镜。星光经过它们的反射后到达望远镜里发生于涉，这时可以看到带有细的干涉条纹的圆面。移动两面平面镜，达到一定距离，这些干涉条纹就会消失。记下这个距离，再根据干涉理论就能算出恒星的角直径来。测得恒星的角直径，又知道它跟地球的距离，就能算出恒星的线直径来。
织女星的距离为8.1秒差距（1秒差距等于3.26光年），经过计算，我们知道它的直径为太阳的3倍。天上有一些红色的、热度并不高的庞大恒星，它们的直径一般都比太阳大数十倍到数百倍。猎户座的参宿四的直径就至少是太阳的300多倍，如果把太阳系装入参宿四的躯体，那么从太阳到火星以内的行星都是在其躯壳内运行。
但是这颗巨星想参加恒星间的体积比赛，还不够资格。现代天文学家发现武仙星座α星的直径竟是太阳的20万倍，其体积则超过太阳的8万亿倍。如果我们把地球比做一粒米的话，太阳就像一颗人头，而这颗星却有半个香港那么大。还有更大的星，如剑鱼座S星的直径比太阳要大1400万倍，由于球体的体积与直径的三次方成比例，按此计算，这颗巨星的肚子里可以装进30万万个太阳。其差异该有多大！
但是在宇宙中，太阳也不算是恒星的“侏儒”。比太阳小的矮星为数更多，红矮星的直径只有太阳的几分之一到几十分这一。白矮星就更小了，它的直径最小的只有太阳的1／300，也就相当于地球的1／3，小虽小，但它们本身也发光发热，因此还在恒星之列。
由此可见，巨星和矮星个儿相差之大，比鲸鱼和跳蚤的身躯差别还要大。
恒星的质量——火柴盒的怪事
就像医生给人检查身体一样，天文学家除了给星星测量距离、大小以外，还要给星星测量体重。听起来，这似乎是难以想象的事情，既然恒星离我们那么远，个子又那么大，什么样的秤能量出他们的体重呢？别着急，科学家总是能琢磨出办法来。
在太空中，有一类名为双星的星，它们整天成双成对地在一起转悠。测量了有关双星的运动的足够数据后，应用万有引力定律和行星运动定律，就可以把每一颗星的质量计算出来。那么恒星质量之间的差别是否也像它们体积之间差别那么大呢？完全出乎你的意料，它们质量上的差别并不很大。一般恒星的质量和太阳差不多。大部分在太阳质量的0.4到4倍之间。它们最大的质量不超过太阳质量的100倍左右，最小的质量也不低于太阳质量的几十分之一。
恒星的质量是一个颇为重要的物理量。恒星的质量，如果太小，小于太阳质量的0.7倍的话，它的内部就难以发生热核反应来维持它发光发热，它就不成为恒星了。反之，如果恒星的质量过大，这样大、这样重的家伙，在天球上又不断地运动，恒星本身也就没有什么力量能保持原状，只好分离瓦解了。所以恒星的质量深刻地反映了物质世界的量变、质变规律。
知道了恒星的体积和质量后，我们就能够计算出它们的密度。其公式为D＝M／V。D是密度，M是质量，V是体积。太阳的平均密度是1.4克／厘米3，地球为5.5克／厘米3。一般的恒星，密度差异也不大。可是对于巨星和矮星来说，由于它们体积差异的悬殊，其密度的差异也非常惊人。
白矮星是体积极小的星。天狼伴星是第一颗发现的白矮星，它的半径只有太阳的1／45，体积为太阳的1／90，000。可是其质量和太阳却差不多，因此其密度即是太阳的9万倍，即天狼伴星的密度为126千克／厘米3。如果在小小的火柴盒里装满了这种物质，它会有3吨重。呵，你能拿得动吗？它得用吊车拉，用卡车运了。这还不算最大的，有一种白矮星，体积只有地球那么大，而质量却比太阳还要大几倍，它的平均密度，大到近乎神话的地步，是水密度的数千万倍。打个比喻说，如果取一小指头大小的这种物质拿到地球上来，它就可以达到几十吨重，须用火车车皮才能载得动。一个100多斤重的人，到子白矮星上，就会变成几十万吨重！几十万吨的重力，立刻就要把他压成一片薄饼。
自然界里竟有如此巨大密度的物质，简直是令人咋舌不已，难以相信。连天文学家也感到意外。可是测量、计算—一经过检验，并没有错误。因此，人类不得不相信，在宇宙中，确实存在着如此高密度的物质。现代物理学家根据原子结构理论，对它作了很好的说明。
另一方面，巨星的身躯异常庞大，而质量却仅比太阳大几倍，其密度极低。红巨星的平均密度只有水的1／100。更有甚者，只有水的1亿分之一，比地球上的空气还要稀上几万倍！它们仅是一团庞大、稀薄而又炽热的气体球。
恒星的温度和亮度
在日常生活中，一块熔化了的金属或合金，其温度是非常高的。但这比起恒星的表面温度来还差得很，要与恒星内部的温度相比，则更是微不足道了。
恒星表面温度可以从1600℃到100000℃。而恒星的内部温度则在摄氏1000万度以上。恒星的温度可以分为好几种类型：
O 型：30000～50000℃以上；
B 型：20000℃左右；
A 型：10000℃；
F 型：8000℃；
G 型：6000℃；
K 型：4000℃；
M 型：2000℃左右；
跟太阳温度的测量一样，人们通过恒星的颜色来测量它的表面温度。精确的测量方法可以采用光谱分析的方法。原来各类型恒星都发射自己独特的光谱，并且在光谱带的不同位置，各种光谱线发射的能量也是不同的，其中某一波长的能量将达到最大值。恒星的温度愈高，最大值的波长就愈短；反之温度愈低，波长就愈长。它们这问存在着简单的比例关系。因此只要从光谱分析中找出这个具有最大发射能量的波长来，那么恒星的表面温度就可容易地计算出来。恒星的温度不同，它们的光的颜色也就不同。下表就是它们之间的关系：
星色/表在温度
蓝/40000℃～℃25000℃
蓝白/25000～12000℃
白/115000℃～7700℃
黄白/7600℃～6000℃
黄/6000℃～5000℃
橙/4900℃～3700℃
红/3600℃～2500℃
恒星的亮度和它的温度有着密切的关系。用肉眼我们就能区分出恒星间的不同亮度，古代人类按照这种光亮程度的不同，将星光分为6个等级。1等星最亮，而6等星最暗。每等星间亮度相差2.25倍，1等星和6等星间在实际亮度上相差100倍。
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时间：2023-12-10 22:34
*北天极：天球好象绕着一根轴线作周日旋转，这根轴线叫天轴、天轴在天球上的两个端点，分别叫北天极、南天极。北天极在北极星附。
**东方苍龙之象：古人觉得东方七宿连接起来的开头像传说小的龙，故以龙命名。以下类似。
南方朱雀之象，含井、鬼、柳、星、张、翼、轸七宿；
西方白虎之象，含奎、娄、胃、昂、毕、觜、参七宿；
北方玄武之象，含斗、牛、女、虚、危、室、壁七宿；
“宿”有宿舍的意思，故二十八宿又有称为二十八舍的。月亮沿着白道向西移动，大致每天停留在一个“宿”里。
在外国是用希腊神话故事中的人物、野兽、神怪的名称来称呼星座的。例如仙后、仙王、猎户、金牛、仙女、英仙、飞马。鲸鱼等等。也有用件物来命名的、如天秤、圆规等。目前国际上公认全天星座为88个。这些星座有29个在天球赤道”以北，46个在天球赤道以南，13个跨在天球赤道南北两旁。
有了星座的划分，我们找起星星来，就方便得多了。例如北斗七星在大熊座，北极星在小熊座，织女星在天琴座。每个星座都包括许多星，其中最亮的星古人都给起了名字。在我国如天狼、老人、南门二、织女、大陵五、天津一等等。在国外也有专门的名称。但是星星太多了，不可能给每颗星都起一个名字。因此在天文学上按星座恒星的亮度大小的顺序用希腊字母α、β、γ……来命名。例如大犬座里最亮的天狼星叫做大犬座α星，次亮的称为大犬座β星，大陵五称为英仙座β星，大家熟知的织女星称为天琴座α星。当希腊字母不够用时就用数目字来代替。例如天鹅座61星。一些较暗的恒星还用星表中的编号来区别，例如M31指的就是梅雨叶星第31号星。
天文学上为了工作和实用的需要，把星的位置记录下来，编成星表。我们从这些星表中可以查出一颗星的方位、距离、
*天球亦道：大球赤道是天球上的一个大园，它把天球分成了相等的两半。运动和各项物理性质等。天上恒星的位置是用赤道座标来标示的+38°41’（ 1小时等于15°）。
世界上最早的星表是我国战国时代的石化星经，载有120多颗星。在西方则有希腊天文学空喜帕恰斯编的星表（公元前130年），有1千多颗星。望远镜发明以后，看到的星星就更多了。如波恩星表包括324，00颗星。目前由全世界20多个天文台共同制作了全天星表已经完成，名曰：“照相天图星表”，载有300多万颗星。
恒星的运动——恒星不“恒”
如果你熟悉了天空中的星星，那么你可以每天晚上观测一下，那些星星的相对位置是否有所变化。结果一定会使你失望，因为它丝毫没有变化。恒星这个“恒”字，起得似乎颇有道理。它们的位置即使过上几百年，也是很能看出有什么变化的。那么恒星实际上是不是运动着的呢？回答是肯定的。恒星在运动，而且是在飞快地运动。我们之所以看不出它们位置的变化，只是由于它们离我们实在太远的缘故。正如由你前面驶过一列火车，你觉得它的速度是如此之快，有飞奔的感觉。可是当你站在远处的山顶观察它时，情况就不一样了，你感觉到火车就好像是在爬行，像个蜗牛。
我国古代的观测者，曾注意到恒星的运动。公元前8世纪我国唐朝天文学家张遂利用观测恒星运动的仪器——黄道游仪，发现恒星在运动。他是第一个发现恒星运动的人。到了现代，天文学家们发现，用黄道游仪这类古天文仪器，在几十年里要想测出遥远的恒星的运动，几乎是不可能的事情。张遂测出的恒星新座标，是地球岁差*造成的。
真正测量出恒星的运动是在18世纪。1718年英国天文学家哈雷，这个捕捉彗星的能手，他在把1712年编的星表与1～2千年前的天文学爱喜帕恰斯和托勒玫测定的恒星位置进行比较时发现，天狼、毕宿五、大角和参宿四这几颗亮星的位置有了变化。有的在作了岁差改正之后，仍有半度位置移动。哈雷认为这不可能是古希腊天文学家的测量误差，因为几位彼此独立进行观测的天文学家所得的结果都相近。哈雷也因此提出：恒星本身都在天球上缓慢移动，这被称为恒星的“自行”。后来经过许多人的再三测量，证实恒星的确在空中运动着。恒星恒定不动的观念被打破了，它们就像在广阔的大海中起了锚的船只那样自由地航行了。
恒星在不断地运动，太阳也应当在不停地行驶了。那么怎样才能测出太阳本身的运动呢？我们谁都乘过车，当我们乘车沿马路快速行驶时，我们会发现道路前面两旁的树木会向两边闪开，而道路后面两旁的树木则向中间迅速靠拢。前面提到的发现天王星的威廉·赫歇耳天在研究太阳本身的空间运动时想到了这个现象，于是他决定查一查哪个方向上的恒星有四下散开的迹象，而哪个方向上的恒星有互相会聚的迹象。他通过当时书籍的为数不多的恒星自行的资料，推算出太阳本身确实在运动，其运动方向指向武仙座入星附近。与今天的测量结果相差不到10°，作为最早的观测结果，应该说是相当好的了。
自从照相术用于天文之后，测定恒星位置的变化就容易
*岁差：由于太阳和月亮引力对地球的作用，使地轴地黄道轴的周围作圆锥型的运动，同时使春分点以每年约50秒的速度移行。得多了。天文台里使用专门设计的照相望远镜，拍下了星空每一区域的照片。建立玻璃底片的“图书馆”。要知道某个恒星的位置的变化，只要把前后相隔几十年同一天区的照片拿来对照就行了。恒星在天球上位置的移动，叫做恒星的“自行”。以每年多少角秒来表示。由于恒星太远，它每年变化的位置实在太小了，所以自行极小。现在已经测量了20万颗恒星的自行。而通常肉眼所见的星的自行只有0.1或更小。
恒星运动的方向、速度各不相同。例如牛郎星和织女星，它们分别以每秒26公里和14公里的速度朝地球飞来，有的星则离地球而去。恒星跑得那么快，为什么我们看不出？原因在于恒星间的距离太远了，使得恒星间相对运动的路程显得微不足道。
恒星都以那样飞快的速度运动着，有没有发生过碰撞呢？一般地讲它们绝少有碰撞的机会。不过在天文史上的确也发生过一次，那是1955年，地球上所有的天文台都收听到传自宇宙的一声巨响，后来调查发现：这正是天鹅座中两个星群在一万万年前发生的碰撞。
恒星除自行外，恒星本身也都在自转。有的恒星在其赤道区域上，自转的速度可达每秒200公里。
恒星除了运动外，近10年来，人们使用光电测量新方法，检测出恒星的光度也发生微小的变化，绝大多数恒星光度的变化都在千分之几星等，非常细微。一般的望远镜是探测不到的。
恒星的距离——牛郎、织女永无相会
仰望星空，那些天幕上闪烁的星星距离我们都非常遥远，其遥远的程度远不能用地球上、甚至太阳系上的尺度来度量。
实际上，人类所要探索、研究的对象是一个无穷无尽的宇宙。所谓无穷，用科学的语言来说，就是我们可以任意假定一个我们认为最大的数，而无穷却比它还大；在时间的长河里，既没有起点，也没有终点。所以，即使我们只对宇宙的某个局部的有限范围进行测量，也需要采用特殊的长度来作测量单位。光的速度，是我们目前知道世界上最快的速度，它在1秒钟内的行程可达30万公里。这个速度可以绕地球赤道走七周半，够快的了，可是用这个速度去量度恒星间的距离，却仍然像我们以毫米作单位去测量某段路程一样，在计算上使人感到极不方便，近乎幼儿园的小孩玩“搬家家”的游戏。因此测量恒星间距离我们采用“光年”作单位。所谓光年就是光在一年内所走路程的长度。1光年的距离约等于9万亿公里。离我们太阳最近的恒星半人马座α星，距离太阳4.2光年，这大约是日地距离的30万倍。
早在四百多年前，现代天文学家的鼻祖哥白尼就认为，恒星离我们比太阳离我们要远得多，他试图在相隔6个月的两段时间内测定出同一颗恒星的方位，以便计算出这颗恒星的距离。他所用的方法，即是我们通常所用的测量远方距离的三角测量方法。
要想知道你家离学校有多远，这好办，你可以用尺子或脚步实际地测量一下。可是当你面对一个远距离的目标，你不想走过去，或者是有东西挡住，你过不去时，要想测量它离你有多远，你就可以运用三角测量方法了。这个方法很简单，首先在你身旁选择一段基线AB，作为测量目标选择一点C。AB的长度可以量出，再分别用角尺测量出A到C点和B到C点的角度。利用三角公式就可以算出你到C点（目标）的距离了。这个方法广泛地运用于测量工作。尤其是在战争中，炮击敌方阵地前，经常使用。科学家们把“尺子”量到了月亮，这已是40万公里的距离了；17世纪又量到了火星，进而推算出太阳到地球的距离。于是这把尺子伸到了1亿多公里的地方。如果现在运用行星运动定律，我们还能测量到远在几十亿公里外的行星距离，人类的认识范围一下子扩大了，扩大了好几十倍。
用这个方法能不能测量其它恒星间的距离呢？应当说是行得通的。测量月亮的距离，我们是用地球的半径作为测量的基线（AB），但是对遥远的恒星来说，这条基线是不够的。地球绕日公转的轨道直径为3亿公里，以它来作基线，真是太合适不过了。人们只要在相隔半年的两个日子里，分别观测同一颗星，如果这颗星很近的话，它的位置必定在更远的恒星背景上有所移动。这个移动的角度，便是恒星的视差位移。象测量月球的距离一样，只要测出A点和B点分别到C点的角度，已知AB的长度，利用三角公式即可算出恒星的距离。因此可以说，测出恒星的视差，就能算出恒星的距离。
在哥白尼时代，人们就深知这个原理，由于仪器过于落后，连哥白尼本人也没有很好的测量出恒星的视差。你不要小瞧这个问题，对它的探索，花费了科学家近乎3个世纪的时光。由于恒星离我们太遥远，视差是很难测量出来的。它的难度相当于测量20公里之外的一枚5分硬币所张的角度。直到1837年，新的望远镜送到人们手中，人们才第一次成功地用三角视差测量法定出恒星的距离。这个经历了3个世纪未能攻克的难关，是在三个地方由三位天文学家攻克的。他们是德国的贝塞尔、英国的亨德逊和*的斯特鲁维。贝塞尔选取了自行最大的恒星——天鹅座61星作为观测对象；亨德逊选取了比较亮的半人马座α星（中国名叫南门二）；斯特鲁维选的是织女星。这三颗星离地球都比较近，很容易测出它的视差来。测出视差，我们就很容易计算出恒星离我们的距离来。到现在，已经用这种方法测定出经1万颗恒星的距离。我们所熟知的牛郎星和织女星与我们的距离分别是16光年和27光年，而它们之间距离为14光年。可见他们相距是如此之遥远，即使他们双双乘坐现代化火箭去相见，也不能年年七夕相会。更不用说牛郎还肩挑着一双儿女，徒步“鹊桥”了。看来他俩只得永远地“连年”相思。哎！神话中的遗憾氛围只好代代相传了。
尽管如此，三角测量方法仍有限度，对于更遥远的天体，如超过2～3百光年的距离时，它就毫无办法了。于是人们又想出其他的方法把量尺伸向更远的宇宙空间。
其中最重要的方法是根据造父变星测量恒星的距离。大部分恒星的亮度是不变的（相对来说），但有少数恒星的亮度有周期变化，有时明有时暗，变化周期大多在1天到50天之间。这种变星的典型是仙王座S星，我国古时候叫它“造父一”，因而和这颗星同类型的变星获得了造父变星的称号。天文学家根据造父变星的光变周期推导出恒星的距离。由于造父变星都是光度大的星，比太阳的光度大至几百倍甚至几万倍，即使在遥远的地方，甚至在银河系之外一些星系内的造父变星也能观测到。因而利用造父变星不仅可以测量银河系内恒星的距离，更重要的是测量出一些星系的距离。造父变星就好像是太空中孤岛上特殊的灯塔，以变幻的光芒为讯号，向天文工作者暗示孤岛的距离。造父变星测量方法，把我们的视线带人到银河系之外的宇宙。
恒星距离的测量，是19世纪天文学上的重大成就，也是天文史上的重要里程碑。恒星的距离是研究恒星的重要资料，在这个基础上，我们才能进而了解恒星的光度、质量、大小等其他性质；才能进一步探明天体系统的种种结构。
恒星的大小——巨人与矮子
地球上的人类身高若相差1倍，就已使人惊奇不已，然而天上的星星，其大小的差别才真达到了惊人的程度。在本阳系中，地球与太阳在直径上相差109倍，这是行星与恒星的差异，这算不了什么。在宇宙中，即使是在恒星之间，由于它们所处的环境以及它们发展阶段的悬殊不同，其大小的差别以数10亿倍来计算的。恒星依光度的大小，我们把它分为两类。光度大的O型、B型星及红巨星，其光度比太阳要大千倍、万倍堪称星界的“巨人”。而红矮星、白矮星则处在另一个极端，它们和太阳相比，显得暗淡无光，被喻为恒星界的“矮子”。
人的高矮是靠身高来区别的，恒星的大小有无差异呢？换句话来说，怎样才能测得恒星的大小呢？这个问题，是古人所思虑不到的。只有到了现代，随着科学技术和人类探测宇宙的不断发展，人类才真正研究起这个问题来。恒星距离的测量、恒星光谱秘密的揭示，为测得恒星的大小提供了可能。
为了测量恒星的距离已经使天文学家费了九牛二虎之力，要测量恒星的大小就更加困难了。因为它们离人类实在太远了。太阳和月亮是我们能直接看出圆面的天体，它们的视角直径（即直径对人眼所张的角度），大约为半度左右。人眼的分辨本领是有限的，再远的行垦，人眼就无法看出它的圆面了。金星离地球紧近时约有1分的张角，就已超出人眼的分辨能力。望远镜可以增加人眼的分辨能力。通过不大的望远镜，我们可以看到金星的圆面，它和月亮一样，也有盈亏变化。最远的冥王星在大望远镜里，尚能见到小小的圆面（最大角直径约为0〃22）。利用望远镜上附装的测角仪器，可以测出它圆面的角直径。
可是，恒星离我们太远，角直径大小。即使用最大的望远镜去看，也只是一个个光点。使用高倍率的目镜，以增大放大的倍率，除了星象变得模糊以外，依然看不出什么圆面来，难道真的*为力了吗？不！人类探索的天性不是这样的。
第一次直接测量恒星直径工作是本世纪二十年代完成的。美国著名物理学家迈克耳孙和天文学家皮斯根据光的干涉原理，设计了一具干涉仪。它和2.5米的望远镜装在一起。这个干涉仪有6米长的钢架，架子两端各有一个可以自由滑动的平面镜。星光经过它们的反射后到达望远镜里发生于涉，这时可以看到带有细的干涉条纹的圆面。移动两面平面镜，达到一定距离，这些干涉条纹就会消失。记下这个距离，再根据干涉理论就能算出恒星的角直径来。测得恒星的角直径，又知道它跟地球的距离，就能算出恒星的线直径来。
织女星的距离为8.1秒差距（1秒差距等于3.26光年），经过计算，我们知道它的直径为太阳的3倍。天上有一些红色的、热度并不高的庞大恒星，它们的直径一般都比太阳大数十倍到数百倍。猎户座的参宿四的直径就至少是太阳的300多倍，如果把太阳系装入参宿四的躯体，那么从太阳到火星以内的行星都是在其躯壳内运行。
但是这颗巨星想参加恒星间的体积比赛，还不够资格。现代天文学家发现武仙星座α星的直径竟是太阳的20万倍，其体积则超过太阳的8万亿倍。如果我们把地球比做一粒米的话，太阳就像一颗人头，而这颗星却有半个香港那么大。还有更大的星，如剑鱼座S星的直径比太阳要大1400万倍，由于球体的体积与直径的三次方成比例，按此计算，这颗巨星的肚子里可以装进30万万个太阳。其差异该有多大！
但是在宇宙中，太阳也不算是恒星的“侏儒”。比太阳小的矮星为数更多，红矮星的直径只有太阳的几分之一到几十分这一。白矮星就更小了，它的直径最小的只有太阳的1／300，也就相当于地球的1／3，小虽小，但它们本身也发光发热，因此还在恒星之列。
由此可见，巨星和矮星个儿相差之大，比鲸鱼和跳蚤的身躯差别还要大。
恒星的质量——火柴盒的怪事
就像医生给人检查身体一样，天文学家除了给星星测量距离、大小以外，还要给星星测量体重。听起来，这似乎是难以想象的事情，既然恒星离我们那么远，个子又那么大，什么样的秤能量出他们的体重呢？别着急，科学家总是能琢磨出办法来。
在太空中，有一类名为双星的星，它们整天成双成对地在一起转悠。测量了有关双星的运动的足够数据后，应用万有引力定律和行星运动定律，就可以把每一颗星的质量计算出来。那么恒星质量之间的差别是否也像它们体积之间差别那么大呢？完全出乎你的意料，它们质量上的差别并不很大。一般恒星的质量和太阳差不多。大部分在太阳质量的0.4到4倍之间。它们最大的质量不超过太阳质量的100倍左右，最小的质量也不低于太阳质量的几十分之一。
恒星的质量是一个颇为重要的物理量。恒星的质量，如果太小，小于太阳质量的0.7倍的话，它的内部就难以发生热核反应来维持它发光发热，它就不成为恒星了。反之，如果恒星的质量过大，这样大、这样重的家伙，在天球上又不断地运动，恒星本身也就没有什么力量能保持原状，只好分离瓦解了。所以恒星的质量深刻地反映了物质世界的量变、质变规律。
知道了恒星的体积和质量后，我们就能够计算出它们的密度。其公式为D＝M／V。D是密度，M是质量，V是体积。太阳的平均密度是1.4克／厘米3，地球为5.5克／厘米3。一般的恒星，密度差异也不大。可是对于巨星和矮星来说，由于它们体积差异的悬殊，其密度的差异也非常惊人。
白矮星是体积极小的星。天狼伴星是第一颗发现的白矮星，它的半径只有太阳的1／45，体积为太阳的1／90，000。可是其质量和太阳却差不多，因此其密度即是太阳的9万倍，即天狼伴星的密度为126千克／厘米3。如果在小小的火柴盒里装满了这种物质，它会有3吨重。呵，你能拿得动吗？它得用吊车拉，用卡车运了。这还不算最大的，有一种白矮星，体积只有地球那么大，而质量却比太阳还要大几倍，它的平均密度，大到近乎神话的地步，是水密度的数千万倍。打个比喻说，如果取一小指头大小的这种物质拿到地球上来，它就可以达到几十吨重，须用火车车皮才能载得动。一个100多斤重的人，到子白矮星上，就会变成几十万吨重！几十万吨的重力，立刻就要把他压成一片薄饼。
自然界里竟有如此巨大密度的物质，简直是令人咋舌不已，难以相信。连天文学家也感到意外。可是测量、计算—一经过检验，并没有错误。因此，人类不得不相信，在宇宙中，确实存在着如此高密度的物质。现代物理学家根据原子结构理论，对它作了很好的说明。
另一方面，巨星的身躯异常庞大，而质量却仅比太阳大几倍，其密度极低。红巨星的平均密度只有水的1／100。更有甚者，只有水的1亿分之一，比地球上的空气还要稀上几万倍！它们仅是一团庞大、稀薄而又炽热的气体球。
恒星的温度和亮度
在日常生活中，一块熔化了的金属或合金，其温度是非常高的。但这比起恒星的表面温度来还差得很，要与恒星内部的温度相比，则更是微不足道了。
恒星表面温度可以从1600℃到100000℃。而恒星的内部温度则在摄氏1000万度以上。恒星的温度可以分为好几种类型：
O 型：30000～50000℃以上；
B 型：20000℃左右；
A 型：10000℃；
F 型：8000℃；
G 型：6000℃；
K 型：4000℃；
M 型：2000℃左右；
跟太阳温度的测量一样，人们通过恒星的颜色来测量它的表面温度。精确的测量方法可以采用光谱分析的方法。原来各类型恒星都发射自己独特的光谱，并且在光谱带的不同位置，各种光谱线发射的能量也是不同的，其中某一波长的能量将达到最大值。恒星的温度愈高，最大值的波长就愈短；反之温度愈低，波长就愈长。它们这问存在着简单的比例关系。因此只要从光谱分析中找出这个具有最大发射能量的波长来，那么恒星的表面温度就可容易地计算出来。恒星的温度不同，它们的光的颜色也就不同。下表就是它们之间的关系：
星色/表在温度
蓝/40000℃～℃25000℃
蓝白/25000～12000℃
白/115000℃～7700℃
黄白/7600℃～6000℃
黄/6000℃～5000℃
橙/4900℃～3700℃
红/3600℃～2500℃
恒星的亮度和它的温度有着密切的关系。用肉眼我们就能区分出恒星间的不同亮度，古代人类按照这种光亮程度的不同，将星光分为6个等级。1等星最亮，而6等星最暗。每等星间亮度相差2.25倍，1等星和6等星间在实际亮度上相差100倍。
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时间：2023-11-18 21:36
*北天极：天球好象绕着一根轴线作周日旋转，这根轴线叫天轴、天轴在天球上的两个端点，分别叫北天极、南天极。北天极在北极星附。
**东方苍龙之象：古人觉得东方七宿连接起来的开头像传说小的龙，故以龙命名。以下类似。
南方朱雀之象，含井、鬼、柳、星、张、翼、轸七宿；
西方白虎之象，含奎、娄、胃、昂、毕、觜、参七宿；
北方玄武之象，含斗、牛、女、虚、危、室、壁七宿；
“宿”有宿舍的意思，故二十八宿又有称为二十八舍的。月亮沿着白道向西移动，大致每天停留在一个“宿”里。
在外国是用希腊神话故事中的人物、野兽、神怪的名称来称呼星座的。例如仙后、仙王、猎户、金牛、仙女、英仙、飞马。鲸鱼等等。也有用件物来命名的、如天秤、圆规等。目前国际上公认全天星座为88个。这些星座有29个在天球赤道”以北，46个在天球赤道以南，13个跨在天球赤道南北两旁。
有了星座的划分，我们找起星星来，就方便得多了。例如北斗七星在大熊座，北极星在小熊座，织女星在天琴座。每个星座都包括许多星，其中最亮的星古人都给起了名字。在我国如天狼、老人、南门二、织女、大陵五、天津一等等。在国外也有专门的名称。但是星星太多了，不可能给每颗星都起一个名字。因此在天文学上按星座恒星的亮度大小的顺序用希腊字母α、β、γ……来命名。例如大犬座里最亮的天狼星叫做大犬座α星，次亮的称为大犬座β星，大陵五称为英仙座β星，大家熟知的织女星称为天琴座α星。当希腊字母不够用时就用数目字来代替。例如天鹅座61星。一些较暗的恒星还用星表中的编号来区别，例如M31指的就是梅雨叶星第31号星。
天文学上为了工作和实用的需要，把星的位置记录下来，编成星表。我们从这些星表中可以查出一颗星的方位、距离、
*天球亦道：大球赤道是天球上的一个大园，它把天球分成了相等的两半。运动和各项物理性质等。天上恒星的位置是用赤道座标来标示的+38°41’（ 1小时等于15°）。
世界上最早的星表是我国战国时代的石化星经，载有120多颗星。在西方则有希腊天文学空喜帕恰斯编的星表（公元前130年），有1千多颗星。望远镜发明以后，看到的星星就更多了。如波恩星表包括324，00颗星。目前由全世界20多个天文台共同制作了全天星表已经完成，名曰：“照相天图星表”，载有300多万颗星。
恒星的运动——恒星不“恒”
如果你熟悉了天空中的星星，那么你可以每天晚上观测一下，那些星星的相对位置是否有所变化。结果一定会使你失望，因为它丝毫没有变化。恒星这个“恒”字，起得似乎颇有道理。它们的位置即使过上几百年，也是很能看出有什么变化的。那么恒星实际上是不是运动着的呢？回答是肯定的。恒星在运动，而且是在飞快地运动。我们之所以看不出它们位置的变化，只是由于它们离我们实在太远的缘故。正如由你前面驶过一列火车，你觉得它的速度是如此之快，有飞奔的感觉。可是当你站在远处的山顶观察它时，情况就不一样了，你感觉到火车就好像是在爬行，像个蜗牛。
我国古代的观测者，曾注意到恒星的运动。公元前8世纪我国唐朝天文学家张遂利用观测恒星运动的仪器——黄道游仪，发现恒星在运动。他是第一个发现恒星运动的人。到了现代，天文学家们发现，用黄道游仪这类古天文仪器，在几十年里要想测出遥远的恒星的运动，几乎是不可能的事情。张遂测出的恒星新座标，是地球岁差*造成的。
真正测量出恒星的运动是在18世纪。1718年英国天文学家哈雷，这个捕捉彗星的能手，他在把1712年编的星表与1～2千年前的天文学爱喜帕恰斯和托勒玫测定的恒星位置进行比较时发现，天狼、毕宿五、大角和参宿四这几颗亮星的位置有了变化。有的在作了岁差改正之后，仍有半度位置移动。哈雷认为这不可能是古希腊天文学家的测量误差，因为几位彼此独立进行观测的天文学家所得的结果都相近。哈雷也因此提出：恒星本身都在天球上缓慢移动，这被称为恒星的“自行”。后来经过许多人的再三测量，证实恒星的确在空中运动着。恒星恒定不动的观念被打破了，它们就像在广阔的大海中起了锚的船只那样自由地航行了。
恒星在不断地运动，太阳也应当在不停地行驶了。那么怎样才能测出太阳本身的运动呢？我们谁都乘过车，当我们乘车沿马路快速行驶时，我们会发现道路前面两旁的树木会向两边闪开，而道路后面两旁的树木则向中间迅速靠拢。前面提到的发现天王星的威廉·赫歇耳天在研究太阳本身的空间运动时想到了这个现象，于是他决定查一查哪个方向上的恒星有四下散开的迹象，而哪个方向上的恒星有互相会聚的迹象。他通过当时书籍的为数不多的恒星自行的资料，推算出太阳本身确实在运动，其运动方向指向武仙座入星附近。与今天的测量结果相差不到10°，作为最早的观测结果，应该说是相当好的了。
自从照相术用于天文之后，测定恒星位置的变化就容易
*岁差：由于太阳和月亮引力对地球的作用，使地轴地黄道轴的周围作圆锥型的运动，同时使春分点以每年约50秒的速度移行。得多了。天文台里使用专门设计的照相望远镜，拍下了星空每一区域的照片。建立玻璃底片的“图书馆”。要知道某个恒星的位置的变化，只要把前后相隔几十年同一天区的照片拿来对照就行了。恒星在天球上位置的移动，叫做恒星的“自行”。以每年多少角秒来表示。由于恒星太远，它每年变化的位置实在太小了，所以自行极小。现在已经测量了20万颗恒星的自行。而通常肉眼所见的星的自行只有0.1或更小。
恒星运动的方向、速度各不相同。例如牛郎星和织女星，它们分别以每秒26公里和14公里的速度朝地球飞来，有的星则离地球而去。恒星跑得那么快，为什么我们看不出？原因在于恒星间的距离太远了，使得恒星间相对运动的路程显得微不足道。
恒星都以那样飞快的速度运动着，有没有发生过碰撞呢？一般地讲它们绝少有碰撞的机会。不过在天文史上的确也发生过一次，那是1955年，地球上所有的天文台都收听到传自宇宙的一声巨响，后来调查发现：这正是天鹅座中两个星群在一万万年前发生的碰撞。
恒星除自行外，恒星本身也都在自转。有的恒星在其赤道区域上，自转的速度可达每秒200公里。
恒星除了运动外，近10年来，人们使用光电测量新方法，检测出恒星的光度也发生微小的变化，绝大多数恒星光度的变化都在千分之几星等，非常细微。一般的望远镜是探测不到的。
恒星的距离——牛郎、织女永无相会
仰望星空，那些天幕上闪烁的星星距离我们都非常遥远，其遥远的程度远不能用地球上、甚至太阳系上的尺度来度量。
实际上，人类所要探索、研究的对象是一个无穷无尽的宇宙。所谓无穷，用科学的语言来说，就是我们可以任意假定一个我们认为最大的数，而无穷却比它还大；在时间的长河里，既没有起点，也没有终点。所以，即使我们只对宇宙的某个局部的有限范围进行测量，也需要采用特殊的长度来作测量单位。光的速度，是我们目前知道世界上最快的速度，它在1秒钟内的行程可达30万公里。这个速度可以绕地球赤道走七周半，够快的了，可是用这个速度去量度恒星间的距离，却仍然像我们以毫米作单位去测量某段路程一样，在计算上使人感到极不方便，近乎幼儿园的小孩玩“搬家家”的游戏。因此测量恒星间距离我们采用“光年”作单位。所谓光年就是光在一年内所走路程的长度。1光年的距离约等于9万亿公里。离我们太阳最近的恒星半人马座α星，距离太阳4.2光年，这大约是日地距离的30万倍。
早在四百多年前，现代天文学家的鼻祖哥白尼就认为，恒星离我们比太阳离我们要远得多，他试图在相隔6个月的两段时间内测定出同一颗恒星的方位，以便计算出这颗恒星的距离。他所用的方法，即是我们通常所用的测量远方距离的三角测量方法。
要想知道你家离学校有多远，这好办，你可以用尺子或脚步实际地测量一下。可是当你面对一个远距离的目标，你不想走过去，或者是有东西挡住，你过不去时，要想测量它离你有多远，你就可以运用三角测量方法了。这个方法很简单，首先在你身旁选择一段基线AB，作为测量目标选择一点C。AB的长度可以量出，再分别用角尺测量出A到C点和B到C点的角度。利用三角公式就可以算出你到C点（目标）的距离了。这个方法广泛地运用于测量工作。尤其是在战争中，炮击敌方阵地前，经常使用。科学家们把“尺子”量到了月亮，这已是40万公里的距离了；17世纪又量到了火星，进而推算出太阳到地球的距离。于是这把尺子伸到了1亿多公里的地方。如果现在运用行星运动定律，我们还能测量到远在几十亿公里外的行星距离，人类的认识范围一下子扩大了，扩大了好几十倍。
用这个方法能不能测量其它恒星间的距离呢？应当说是行得通的。测量月亮的距离，我们是用地球的半径作为测量的基线（AB），但是对遥远的恒星来说，这条基线是不够的。地球绕日公转的轨道直径为3亿公里，以它来作基线，真是太合适不过了。人们只要在相隔半年的两个日子里，分别观测同一颗星，如果这颗星很近的话，它的位置必定在更远的恒星背景上有所移动。这个移动的角度，便是恒星的视差位移。象测量月球的距离一样，只要测出A点和B点分别到C点的角度，已知AB的长度，利用三角公式即可算出恒星的距离。因此可以说，测出恒星的视差，就能算出恒星的距离。
在哥白尼时代，人们就深知这个原理，由于仪器过于落后，连哥白尼本人也没有很好的测量出恒星的视差。你不要小瞧这个问题，对它的探索，花费了科学家近乎3个世纪的时光。由于恒星离我们太遥远，视差是很难测量出来的。它的难度相当于测量20公里之外的一枚5分硬币所张的角度。直到1837年，新的望远镜送到人们手中，人们才第一次成功地用三角视差测量法定出恒星的距离。这个经历了3个世纪未能攻克的难关，是在三个地方由三位天文学家攻克的。他们是德国的贝塞尔、英国的亨德逊和*的斯特鲁维。贝塞尔选取了自行最大的恒星——天鹅座61星作为观测对象；亨德逊选取了比较亮的半人马座α星（中国名叫南门二）；斯特鲁维选的是织女星。这三颗星离地球都比较近，很容易测出它的视差来。测出视差，我们就很容易计算出恒星离我们的距离来。到现在，已经用这种方法测定出经1万颗恒星的距离。我们所熟知的牛郎星和织女星与我们的距离分别是16光年和27光年，而它们之间距离为14光年。可见他们相距是如此之遥远，即使他们双双乘坐现代化火箭去相见，也不能年年七夕相会。更不用说牛郎还肩挑着一双儿女，徒步“鹊桥”了。看来他俩只得永远地“连年”相思。哎！神话中的遗憾氛围只好代代相传了。
尽管如此，三角测量方法仍有限度，对于更遥远的天体，如超过2～3百光年的距离时，它就毫无办法了。于是人们又想出其他的方法把量尺伸向更远的宇宙空间。
其中最重要的方法是根据造父变星测量恒星的距离。大部分恒星的亮度是不变的（相对来说），但有少数恒星的亮度有周期变化，有时明有时暗，变化周期大多在1天到50天之间。这种变星的典型是仙王座S星，我国古时候叫它“造父一”，因而和这颗星同类型的变星获得了造父变星的称号。天文学家根据造父变星的光变周期推导出恒星的距离。由于造父变星都是光度大的星，比太阳的光度大至几百倍甚至几万倍，即使在遥远的地方，甚至在银河系之外一些星系内的造父变星也能观测到。因而利用造父变星不仅可以测量银河系内恒星的距离，更重要的是测量出一些星系的距离。造父变星就好像是太空中孤岛上特殊的灯塔，以变幻的光芒为讯号，向天文工作者暗示孤岛的距离。造父变星测量方法，把我们的视线带人到银河系之外的宇宙。
恒星距离的测量，是19世纪天文学上的重大成就，也是天文史上的重要里程碑。恒星的距离是研究恒星的重要资料，在这个基础上，我们才能进而了解恒星的光度、质量、大小等其他性质；才能进一步探明天体系统的种种结构。
恒星的大小——巨人与矮子
地球上的人类身高若相差1倍，就已使人惊奇不已，然而天上的星星，其大小的差别才真达到了惊人的程度。在本阳系中，地球与太阳在直径上相差109倍，这是行星与恒星的差异，这算不了什么。在宇宙中，即使是在恒星之间，由于它们所处的环境以及它们发展阶段的悬殊不同，其大小的差别以数10亿倍来计算的。恒星依光度的大小，我们把它分为两类。光度大的O型、B型星及红巨星，其光度比太阳要大千倍、万倍堪称星界的“巨人”。而红矮星、白矮星则处在另一个极端，它们和太阳相比，显得暗淡无光，被喻为恒星界的“矮子”。
人的高矮是靠身高来区别的，恒星的大小有无差异呢？换句话来说，怎样才能测得恒星的大小呢？这个问题，是古人所思虑不到的。只有到了现代，随着科学技术和人类探测宇宙的不断发展，人类才真正研究起这个问题来。恒星距离的测量、恒星光谱秘密的揭示，为测得恒星的大小提供了可能。
为了测量恒星的距离已经使天文学家费了九牛二虎之力，要测量恒星的大小就更加困难了。因为它们离人类实在太远了。太阳和月亮是我们能直接看出圆面的天体，它们的视角直径（即直径对人眼所张的角度），大约为半度左右。人眼的分辨本领是有限的，再远的行垦，人眼就无法看出它的圆面了。金星离地球紧近时约有1分的张角，就已超出人眼的分辨能力。望远镜可以增加人眼的分辨能力。通过不大的望远镜，我们可以看到金星的圆面，它和月亮一样，也有盈亏变化。最远的冥王星在大望远镜里，尚能见到小小的圆面（最大角直径约为0〃22）。利用望远镜上附装的测角仪器，可以测出它圆面的角直径。
可是，恒星离我们太远，角直径大小。即使用最大的望远镜去看，也只是一个个光点。使用高倍率的目镜，以增大放大的倍率，除了星象变得模糊以外，依然看不出什么圆面来，难道真的*为力了吗？不！人类探索的天性不是这样的。
第一次直接测量恒星直径工作是本世纪二十年代完成的。美国著名物理学家迈克耳孙和天文学家皮斯根据光的干涉原理，设计了一具干涉仪。它和2.5米的望远镜装在一起。这个干涉仪有6米长的钢架，架子两端各有一个可以自由滑动的平面镜。星光经过它们的反射后到达望远镜里发生于涉，这时可以看到带有细的干涉条纹的圆面。移动两面平面镜，达到一定距离，这些干涉条纹就会消失。记下这个距离，再根据干涉理论就能算出恒星的角直径来。测得恒星的角直径，又知道它跟地球的距离，就能算出恒星的线直径来。
织女星的距离为8.1秒差距（1秒差距等于3.26光年），经过计算，我们知道它的直径为太阳的3倍。天上有一些红色的、热度并不高的庞大恒星，它们的直径一般都比太阳大数十倍到数百倍。猎户座的参宿四的直径就至少是太阳的300多倍，如果把太阳系装入参宿四的躯体，那么从太阳到火星以内的行星都是在其躯壳内运行。
但是这颗巨星想参加恒星间的体积比赛，还不够资格。现代天文学家发现武仙星座α星的直径竟是太阳的20万倍，其体积则超过太阳的8万亿倍。如果我们把地球比做一粒米的话，太阳就像一颗人头，而这颗星却有半个香港那么大。还有更大的星，如剑鱼座S星的直径比太阳要大1400万倍，由于球体的体积与直径的三次方成比例，按此计算，这颗巨星的肚子里可以装进30万万个太阳。其差异该有多大！
但是在宇宙中，太阳也不算是恒星的“侏儒”。比太阳小的矮星为数更多，红矮星的直径只有太阳的几分之一到几十分这一。白矮星就更小了，它的直径最小的只有太阳的1／300，也就相当于地球的1／3，小虽小，但它们本身也发光发热，因此还在恒星之列。
由此可见，巨星和矮星个儿相差之大，比鲸鱼和跳蚤的身躯差别还要大。
恒星的质量——火柴盒的怪事
就像医生给人检查身体一样，天文学家除了给星星测量距离、大小以外，还要给星星测量体重。听起来，这似乎是难以想象的事情，既然恒星离我们那么远，个子又那么大，什么样的秤能量出他们的体重呢？别着急，科学家总是能琢磨出办法来。
在太空中，有一类名为双星的星，它们整天成双成对地在一起转悠。测量了有关双星的运动的足够数据后，应用万有引力定律和行星运动定律，就可以把每一颗星的质量计算出来。那么恒星质量之间的差别是否也像它们体积之间差别那么大呢？完全出乎你的意料，它们质量上的差别并不很大。一般恒星的质量和太阳差不多。大部分在太阳质量的0.4到4倍之间。它们最大的质量不超过太阳质量的100倍左右，最小的质量也不低于太阳质量的几十分之一。
恒星的质量是一个颇为重要的物理量。恒星的质量，如果太小，小于太阳质量的0.7倍的话，它的内部就难以发生热核反应来维持它发光发热，它就不成为恒星了。反之，如果恒星的质量过大，这样大、这样重的家伙，在天球上又不断地运动，恒星本身也就没有什么力量能保持原状，只好分离瓦解了。所以恒星的质量深刻地反映了物质世界的量变、质变规律。
知道了恒星的体积和质量后，我们就能够计算出它们的密度。其公式为D＝M／V。D是密度，M是质量，V是体积。太阳的平均密度是1.4克／厘米3，地球为5.5克／厘米3。一般的恒星，密度差异也不大。可是对于巨星和矮星来说，由于它们体积差异的悬殊，其密度的差异也非常惊人。
白矮星是体积极小的星。天狼伴星是第一颗发现的白矮星，它的半径只有太阳的1／45，体积为太阳的1／90，000。可是其质量和太阳却差不多，因此其密度即是太阳的9万倍，即天狼伴星的密度为126千克／厘米3。如果在小小的火柴盒里装满了这种物质，它会有3吨重。呵，你能拿得动吗？它得用吊车拉，用卡车运了。这还不算最大的，有一种白矮星，体积只有地球那么大，而质量却比太阳还要大几倍，它的平均密度，大到近乎神话的地步，是水密度的数千万倍。打个比喻说，如果取一小指头大小的这种物质拿到地球上来，它就可以达到几十吨重，须用火车车皮才能载得动。一个100多斤重的人，到子白矮星上，就会变成几十万吨重！几十万吨的重力，立刻就要把他压成一片薄饼。
自然界里竟有如此巨大密度的物质，简直是令人咋舌不已，难以相信。连天文学家也感到意外。可是测量、计算—一经过检验，并没有错误。因此，人类不得不相信，在宇宙中，确实存在着如此高密度的物质。现代物理学家根据原子结构理论，对它作了很好的说明。
另一方面，巨星的身躯异常庞大，而质量却仅比太阳大几倍，其密度极低。红巨星的平均密度只有水的1／100。更有甚者，只有水的1亿分之一，比地球上的空气还要稀上几万倍！它们仅是一团庞大、稀薄而又炽热的气体球。
恒星的温度和亮度
在日常生活中，一块熔化了的金属或合金，其温度是非常高的。但这比起恒星的表面温度来还差得很，要与恒星内部的温度相比，则更是微不足道了。
恒星表面温度可以从1600℃到100000℃。而恒星的内部温度则在摄氏1000万度以上。恒星的温度可以分为好几种类型：
O 型：30000～50000℃以上；
B 型：20000℃左右；
A 型：10000℃；
F 型：8000℃；
G 型：6000℃；
K 型：4000℃；
M 型：2000℃左右；
跟太阳温度的测量一样，人们通过恒星的颜色来测量它的表面温度。精确的测量方法可以采用光谱分析的方法。原来各类型恒星都发射自己独特的光谱，并且在光谱带的不同位置，各种光谱线发射的能量也是不同的，其中某一波长的能量将达到最大值。恒星的温度愈高，最大值的波长就愈短；反之温度愈低，波长就愈长。它们这问存在着简单的比例关系。因此只要从光谱分析中找出这个具有最大发射能量的波长来，那么恒星的表面温度就可容易地计算出来。恒星的温度不同，它们的光的颜色也就不同。下表就是它们之间的关系：
星色/表在温度
蓝/40000℃～℃25000℃
蓝白/25000～12000℃
白/115000℃～7700℃
黄白/7600℃～6000℃
黄/6000℃～5000℃
橙/4900℃～3700℃
红/3600℃～2500℃
恒星的亮度和它的温度有着密切的关系。用肉眼我们就能区分出恒星间的不同亮度，古代人类按照这种光亮程度的不同，将星光分为6个等级。1等星最亮，而6等星最暗。每等星间亮度相差2.25倍，1等星和6等星间在实际亮度上相差100倍。
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时间：2023-11-18 21:36
*北天极：天球好象绕着一根轴线作周日旋转，这根轴线叫天轴、天轴在天球上的两个端点，分别叫北天极、南天极。北天极在北极星附。
**东方苍龙之象：古人觉得东方七宿连接起来的开头像传说小的龙，故以龙命名。以下类似。
南方朱雀之象，含井、鬼、柳、星、张、翼、轸七宿；
西方白虎之象，含奎、娄、胃、昂、毕、觜、参七宿；
北方玄武之象，含斗、牛、女、虚、危、室、壁七宿；
“宿”有宿舍的意思，故二十八宿又有称为二十八舍的。月亮沿着白道向西移动，大致每天停留在一个“宿”里。
在外国是用希腊神话故事中的人物、野兽、神怪的名称来称呼星座的。例如仙后、仙王、猎户、金牛、仙女、英仙、飞马。鲸鱼等等。也有用件物来命名的、如天秤、圆规等。目前国际上公认全天星座为88个。这些星座有29个在天球赤道”以北，46个在天球赤道以南，13个跨在天球赤道南北两旁。
有了星座的划分，我们找起星星来，就方便得多了。例如北斗七星在大熊座，北极星在小熊座，织女星在天琴座。每个星座都包括许多星，其中最亮的星古人都给起了名字。在我国如天狼、老人、南门二、织女、大陵五、天津一等等。在国外也有专门的名称。但是星星太多了，不可能给每颗星都起一个名字。因此在天文学上按星座恒星的亮度大小的顺序用希腊字母α、β、γ……来命名。例如大犬座里最亮的天狼星叫做大犬座α星，次亮的称为大犬座β星，大陵五称为英仙座β星，大家熟知的织女星称为天琴座α星。当希腊字母不够用时就用数目字来代替。例如天鹅座61星。一些较暗的恒星还用星表中的编号来区别，例如M31指的就是梅雨叶星第31号星。
天文学上为了工作和实用的需要，把星的位置记录下来，编成星表。我们从这些星表中可以查出一颗星的方位、距离、
*天球亦道：大球赤道是天球上的一个大园，它把天球分成了相等的两半。运动和各项物理性质等。天上恒星的位置是用赤道座标来标示的+38°41’（ 1小时等于15°）。
世界上最早的星表是我国战国时代的石化星经，载有120多颗星。在西方则有希腊天文学空喜帕恰斯编的星表（公元前130年），有1千多颗星。望远镜发明以后，看到的星星就更多了。如波恩星表包括324，00颗星。目前由全世界20多个天文台共同制作了全天星表已经完成，名曰：“照相天图星表”，载有300多万颗星。
恒星的运动——恒星不“恒”
如果你熟悉了天空中的星星，那么你可以每天晚上观测一下，那些星星的相对位置是否有所变化。结果一定会使你失望，因为它丝毫没有变化。恒星这个“恒”字，起得似乎颇有道理。它们的位置即使过上几百年，也是很能看出有什么变化的。那么恒星实际上是不是运动着的呢？回答是肯定的。恒星在运动，而且是在飞快地运动。我们之所以看不出它们位置的变化，只是由于它们离我们实在太远的缘故。正如由你前面驶过一列火车，你觉得它的速度是如此之快，有飞奔的感觉。可是当你站在远处的山顶观察它时，情况就不一样了，你感觉到火车就好像是在爬行，像个蜗牛。
我国古代的观测者，曾注意到恒星的运动。公元前8世纪我国唐朝天文学家张遂利用观测恒星运动的仪器——黄道游仪，发现恒星在运动。他是第一个发现恒星运动的人。到了现代，天文学家们发现，用黄道游仪这类古天文仪器，在几十年里要想测出遥远的恒星的运动，几乎是不可能的事情。张遂测出的恒星新座标，是地球岁差*造成的。
真正测量出恒星的运动是在18世纪。1718年英国天文学家哈雷，这个捕捉彗星的能手，他在把1712年编的星表与1～2千年前的天文学爱喜帕恰斯和托勒玫测定的恒星位置进行比较时发现，天狼、毕宿五、大角和参宿四这几颗亮星的位置有了变化。有的在作了岁差改正之后，仍有半度位置移动。哈雷认为这不可能是古希腊天文学家的测量误差，因为几位彼此独立进行观测的天文学家所得的结果都相近。哈雷也因此提出：恒星本身都在天球上缓慢移动，这被称为恒星的“自行”。后来经过许多人的再三测量，证实恒星的确在空中运动着。恒星恒定不动的观念被打破了，它们就像在广阔的大海中起了锚的船只那样自由地航行了。
恒星在不断地运动，太阳也应当在不停地行驶了。那么怎样才能测出太阳本身的运动呢？我们谁都乘过车，当我们乘车沿马路快速行驶时，我们会发现道路前面两旁的树木会向两边闪开，而道路后面两旁的树木则向中间迅速靠拢。前面提到的发现天王星的威廉·赫歇耳天在研究太阳本身的空间运动时想到了这个现象，于是他决定查一查哪个方向上的恒星有四下散开的迹象，而哪个方向上的恒星有互相会聚的迹象。他通过当时书籍的为数不多的恒星自行的资料，推算出太阳本身确实在运动，其运动方向指向武仙座入星附近。与今天的测量结果相差不到10°，作为最早的观测结果，应该说是相当好的了。
自从照相术用于天文之后，测定恒星位置的变化就容易
*岁差：由于太阳和月亮引力对地球的作用，使地轴地黄道轴的周围作圆锥型的运动，同时使春分点以每年约50秒的速度移行。得多了。天文台里使用专门设计的照相望远镜，拍下了星空每一区域的照片。建立玻璃底片的“图书馆”。要知道某个恒星的位置的变化，只要把前后相隔几十年同一天区的照片拿来对照就行了。恒星在天球上位置的移动，叫做恒星的“自行”。以每年多少角秒来表示。由于恒星太远，它每年变化的位置实在太小了，所以自行极小。现在已经测量了20万颗恒星的自行。而通常肉眼所见的星的自行只有0.1或更小。
恒星运动的方向、速度各不相同。例如牛郎星和织女星，它们分别以每秒26公里和14公里的速度朝地球飞来，有的星则离地球而去。恒星跑得那么快，为什么我们看不出？原因在于恒星间的距离太远了，使得恒星间相对运动的路程显得微不足道。
恒星都以那样飞快的速度运动着，有没有发生过碰撞呢？一般地讲它们绝少有碰撞的机会。不过在天文史上的确也发生过一次，那是1955年，地球上所有的天文台都收听到传自宇宙的一声巨响，后来调查发现：这正是天鹅座中两个星群在一万万年前发生的碰撞。
恒星除自行外，恒星本身也都在自转。有的恒星在其赤道区域上，自转的速度可达每秒200公里。
恒星除了运动外，近10年来，人们使用光电测量新方法，检测出恒星的光度也发生微小的变化，绝大多数恒星光度的变化都在千分之几星等，非常细微。一般的望远镜是探测不到的。
恒星的距离——牛郎、织女永无相会
仰望星空，那些天幕上闪烁的星星距离我们都非常遥远，其遥远的程度远不能用地球上、甚至太阳系上的尺度来度量。
实际上，人类所要探索、研究的对象是一个无穷无尽的宇宙。所谓无穷，用科学的语言来说，就是我们可以任意假定一个我们认为最大的数，而无穷却比它还大；在时间的长河里，既没有起点，也没有终点。所以，即使我们只对宇宙的某个局部的有限范围进行测量，也需要采用特殊的长度来作测量单位。光的速度，是我们目前知道世界上最快的速度，它在1秒钟内的行程可达30万公里。这个速度可以绕地球赤道走七周半，够快的了，可是用这个速度去量度恒星间的距离，却仍然像我们以毫米作单位去测量某段路程一样，在计算上使人感到极不方便，近乎幼儿园的小孩玩“搬家家”的游戏。因此测量恒星间距离我们采用“光年”作单位。所谓光年就是光在一年内所走路程的长度。1光年的距离约等于9万亿公里。离我们太阳最近的恒星半人马座α星，距离太阳4.2光年，这大约是日地距离的30万倍。
早在四百多年前，现代天文学家的鼻祖哥白尼就认为，恒星离我们比太阳离我们要远得多，他试图在相隔6个月的两段时间内测定出同一颗恒星的方位，以便计算出这颗恒星的距离。他所用的方法，即是我们通常所用的测量远方距离的三角测量方法。
要想知道你家离学校有多远，这好办，你可以用尺子或脚步实际地测量一下。可是当你面对一个远距离的目标，你不想走过去，或者是有东西挡住，你过不去时，要想测量它离你有多远，你就可以运用三角测量方法了。这个方法很简单，首先在你身旁选择一段基线AB，作为测量目标选择一点C。AB的长度可以量出，再分别用角尺测量出A到C点和B到C点的角度。利用三角公式就可以算出你到C点（目标）的距离了。这个方法广泛地运用于测量工作。尤其是在战争中，炮击敌方阵地前，经常使用。科学家们把“尺子”量到了月亮，这已是40万公里的距离了；17世纪又量到了火星，进而推算出太阳到地球的距离。于是这把尺子伸到了1亿多公里的地方。如果现在运用行星运动定律，我们还能测量到远在几十亿公里外的行星距离，人类的认识范围一下子扩大了，扩大了好几十倍。
用这个方法能不能测量其它恒星间的距离呢？应当说是行得通的。测量月亮的距离，我们是用地球的半径作为测量的基线（AB），但是对遥远的恒星来说，这条基线是不够的。地球绕日公转的轨道直径为3亿公里，以它来作基线，真是太合适不过了。人们只要在相隔半年的两个日子里，分别观测同一颗星，如果这颗星很近的话，它的位置必定在更远的恒星背景上有所移动。这个移动的角度，便是恒星的视差位移。象测量月球的距离一样，只要测出A点和B点分别到C点的角度，已知AB的长度，利用三角公式即可算出恒星的距离。因此可以说，测出恒星的视差，就能算出恒星的距离。
在哥白尼时代，人们就深知这个原理，由于仪器过于落后，连哥白尼本人也没有很好的测量出恒星的视差。你不要小瞧这个问题，对它的探索，花费了科学家近乎3个世纪的时光。由于恒星离我们太遥远，视差是很难测量出来的。它的难度相当于测量20公里之外的一枚5分硬币所张的角度。直到1837年，新的望远镜送到人们手中，人们才第一次成功地用三角视差测量法定出恒星的距离。这个经历了3个世纪未能攻克的难关，是在三个地方由三位天文学家攻克的。他们是德国的贝塞尔、英国的亨德逊和*的斯特鲁维。贝塞尔选取了自行最大的恒星——天鹅座61星作为观测对象；亨德逊选取了比较亮的半人马座α星（中国名叫南门二）；斯特鲁维选的是织女星。这三颗星离地球都比较近，很容易测出它的视差来。测出视差，我们就很容易计算出恒星离我们的距离来。到现在，已经用这种方法测定出经1万颗恒星的距离。我们所熟知的牛郎星和织女星与我们的距离分别是16光年和27光年，而它们之间距离为14光年。可见他们相距是如此之遥远，即使他们双双乘坐现代化火箭去相见，也不能年年七夕相会。更不用说牛郎还肩挑着一双儿女，徒步“鹊桥”了。看来他俩只得永远地“连年”相思。哎！神话中的遗憾氛围只好代代相传了。
尽管如此，三角测量方法仍有限度，对于更遥远的天体，如超过2～3百光年的距离时，它就毫无办法了。于是人们又想出其他的方法把量尺伸向更远的宇宙空间。
其中最重要的方法是根据造父变星测量恒星的距离。大部分恒星的亮度是不变的（相对来说），但有少数恒星的亮度有周期变化，有时明有时暗，变化周期大多在1天到50天之间。这种变星的典型是仙王座S星，我国古时候叫它“造父一”，因而和这颗星同类型的变星获得了造父变星的称号。天文学家根据造父变星的光变周期推导出恒星的距离。由于造父变星都是光度大的星，比太阳的光度大至几百倍甚至几万倍，即使在遥远的地方，甚至在银河系之外一些星系内的造父变星也能观测到。因而利用造父变星不仅可以测量银河系内恒星的距离，更重要的是测量出一些星系的距离。造父变星就好像是太空中孤岛上特殊的灯塔，以变幻的光芒为讯号，向天文工作者暗示孤岛的距离。造父变星测量方法，把我们的视线带人到银河系之外的宇宙。
恒星距离的测量，是19世纪天文学上的重大成就，也是天文史上的重要里程碑。恒星的距离是研究恒星的重要资料，在这个基础上，我们才能进而了解恒星的光度、质量、大小等其他性质；才能进一步探明天体系统的种种结构。
恒星的大小——巨人与矮子
地球上的人类身高若相差1倍，就已使人惊奇不已，然而天上的星星，其大小的差别才真达到了惊人的程度。在本阳系中，地球与太阳在直径上相差109倍，这是行星与恒星的差异，这算不了什么。在宇宙中，即使是在恒星之间，由于它们所处的环境以及它们发展阶段的悬殊不同，其大小的差别以数10亿倍来计算的。恒星依光度的大小，我们把它分为两类。光度大的O型、B型星及红巨星，其光度比太阳要大千倍、万倍堪称星界的“巨人”。而红矮星、白矮星则处在另一个极端，它们和太阳相比，显得暗淡无光，被喻为恒星界的“矮子”。
人的高矮是靠身高来区别的，恒星的大小有无差异呢？换句话来说，怎样才能测得恒星的大小呢？这个问题，是古人所思虑不到的。只有到了现代，随着科学技术和人类探测宇宙的不断发展，人类才真正研究起这个问题来。恒星距离的测量、恒星光谱秘密的揭示，为测得恒星的大小提供了可能。
为了测量恒星的距离已经使天文学家费了九牛二虎之力，要测量恒星的大小就更加困难了。因为它们离人类实在太远了。太阳和月亮是我们能直接看出圆面的天体，它们的视角直径（即直径对人眼所张的角度），大约为半度左右。人眼的分辨本领是有限的，再远的行垦，人眼就无法看出它的圆面了。金星离地球紧近时约有1分的张角，就已超出人眼的分辨能力。望远镜可以增加人眼的分辨能力。通过不大的望远镜，我们可以看到金星的圆面，它和月亮一样，也有盈亏变化。最远的冥王星在大望远镜里，尚能见到小小的圆面（最大角直径约为0〃22）。利用望远镜上附装的测角仪器，可以测出它圆面的角直径。
可是，恒星离我们太远，角直径大小。即使用最大的望远镜去看，也只是一个个光点。使用高倍率的目镜，以增大放大的倍率，除了星象变得模糊以外，依然看不出什么圆面来，难道真的*为力了吗？不！人类探索的天性不是这样的。
第一次直接测量恒星直径工作是本世纪二十年代完成的。美国著名物理学家迈克耳孙和天文学家皮斯根据光的干涉原理，设计了一具干涉仪。它和2.5米的望远镜装在一起。这个干涉仪有6米长的钢架，架子两端各有一个可以自由滑动的平面镜。星光经过它们的反射后到达望远镜里发生于涉，这时可以看到带有细的干涉条纹的圆面。移动两面平面镜，达到一定距离，这些干涉条纹就会消失。记下这个距离，再根据干涉理论就能算出恒星的角直径来。测得恒星的角直径，又知道它跟地球的距离，就能算出恒星的线直径来。
织女星的距离为8.1秒差距（1秒差距等于3.26光年），经过计算，我们知道它的直径为太阳的3倍。天上有一些红色的、热度并不高的庞大恒星，它们的直径一般都比太阳大数十倍到数百倍。猎户座的参宿四的直径就至少是太阳的300多倍，如果把太阳系装入参宿四的躯体，那么从太阳到火星以内的行星都是在其躯壳内运行。
但是这颗巨星想参加恒星间的体积比赛，还不够资格。现代天文学家发现武仙星座α星的直径竟是太阳的20万倍，其体积则超过太阳的8万亿倍。如果我们把地球比做一粒米的话，太阳就像一颗人头，而这颗星却有半个香港那么大。还有更大的星，如剑鱼座S星的直径比太阳要大1400万倍，由于球体的体积与直径的三次方成比例，按此计算，这颗巨星的肚子里可以装进30万万个太阳。其差异该有多大！
但是在宇宙中，太阳也不算是恒星的“侏儒”。比太阳小的矮星为数更多，红矮星的直径只有太阳的几分之一到几十分这一。白矮星就更小了，它的直径最小的只有太阳的1／300，也就相当于地球的1／3，小虽小，但它们本身也发光发热，因此还在恒星之列。
由此可见，巨星和矮星个儿相差之大，比鲸鱼和跳蚤的身躯差别还要大。
恒星的质量——火柴盒的怪事
就像医生给人检查身体一样，天文学家除了给星星测量距离、大小以外，还要给星星测量体重。听起来，这似乎是难以想象的事情，既然恒星离我们那么远，个子又那么大，什么样的秤能量出他们的体重呢？别着急，科学家总是能琢磨出办法来。
在太空中，有一类名为双星的星，它们整天成双成对地在一起转悠。测量了有关双星的运动的足够数据后，应用万有引力定律和行星运动定律，就可以把每一颗星的质量计算出来。那么恒星质量之间的差别是否也像它们体积之间差别那么大呢？完全出乎你的意料，它们质量上的差别并不很大。一般恒星的质量和太阳差不多。大部分在太阳质量的0.4到4倍之间。它们最大的质量不超过太阳质量的100倍左右，最小的质量也不低于太阳质量的几十分之一。
恒星的质量是一个颇为重要的物理量。恒星的质量，如果太小，小于太阳质量的0.7倍的话，它的内部就难以发生热核反应来维持它发光发热，它就不成为恒星了。反之，如果恒星的质量过大，这样大、这样重的家伙，在天球上又不断地运动，恒星本身也就没有什么力量能保持原状，只好分离瓦解了。所以恒星的质量深刻地反映了物质世界的量变、质变规律。
知道了恒星的体积和质量后，我们就能够计算出它们的密度。其公式为D＝M／V。D是密度，M是质量，V是体积。太阳的平均密度是1.4克／厘米3，地球为5.5克／厘米3。一般的恒星，密度差异也不大。可是对于巨星和矮星来说，由于它们体积差异的悬殊，其密度的差异也非常惊人。
白矮星是体积极小的星。天狼伴星是第一颗发现的白矮星，它的半径只有太阳的1／45，体积为太阳的1／90，000。可是其质量和太阳却差不多，因此其密度即是太阳的9万倍，即天狼伴星的密度为126千克／厘米3。如果在小小的火柴盒里装满了这种物质，它会有3吨重。呵，你能拿得动吗？它得用吊车拉，用卡车运了。这还不算最大的，有一种白矮星，体积只有地球那么大，而质量却比太阳还要大几倍，它的平均密度，大到近乎神话的地步，是水密度的数千万倍。打个比喻说，如果取一小指头大小的这种物质拿到地球上来，它就可以达到几十吨重，须用火车车皮才能载得动。一个100多斤重的人，到子白矮星上，就会变成几十万吨重！几十万吨的重力，立刻就要把他压成一片薄饼。
自然界里竟有如此巨大密度的物质，简直是令人咋舌不已，难以相信。连天文学家也感到意外。可是测量、计算—一经过检验，并没有错误。因此，人类不得不相信，在宇宙中，确实存在着如此高密度的物质。现代物理学家根据原子结构理论，对它作了很好的说明。
另一方面，巨星的身躯异常庞大，而质量却仅比太阳大几倍，其密度极低。红巨星的平均密度只有水的1／100。更有甚者，只有水的1亿分之一，比地球上的空气还要稀上几万倍！它们仅是一团庞大、稀薄而又炽热的气体球。
恒星的温度和亮度
在日常生活中，一块熔化了的金属或合金，其温度是非常高的。但这比起恒星的表面温度来还差得很，要与恒星内部的温度相比，则更是微不足道了。
恒星表面温度可以从1600℃到100000℃。而恒星的内部温度则在摄氏1000万度以上。恒星的温度可以分为好几种类型：
O 型：30000～50000℃以上；
B 型：20000℃左右；
A 型：10000℃；
F 型：8000℃；
G 型：6000℃；
K 型：4000℃；
M 型：2000℃左右；
跟太阳温度的测量一样，人们通过恒星的颜色来测量它的表面温度。精确的测量方法可以采用光谱分析的方法。原来各类型恒星都发射自己独特的光谱，并且在光谱带的不同位置，各种光谱线发射的能量也是不同的，其中某一波长的能量将达到最大值。恒星的温度愈高，最大值的波长就愈短；反之温度愈低，波长就愈长。它们这问存在着简单的比例关系。因此只要从光谱分析中找出这个具有最大发射能量的波长来，那么恒星的表面温度就可容易地计算出来。恒星的温度不同，它们的光的颜色也就不同。下表就是它们之间的关系：
星色/表在温度
蓝/40000℃～℃25000℃
蓝白/25000～12000℃
白/115000℃～7700℃
黄白/7600℃～6000℃
黄/6000℃～5000℃
橙/4900℃～3700℃
红/3600℃～2500℃
恒星的亮度和它的温度有着密切的关系。用肉眼我们就能区分出恒星间的不同亮度，古代人类按照这种光亮程度的不同，将星光分为6个等级。1等星最亮，而6等星最暗。每等星间亮度相差2.25倍，1等星和6等星间在实际亮度上相差100倍。
