行星

太阳系的行星和矮行星。图中唯大小依照比例，距离未依比例
 水星，太阳系八大行星之一
 金星，太阳系八大行星之一
 地球，太阳系八大行星之一
 火星，太阳系八大行星之一
 木星，太阳系八大行星之一
 土星，太阳系八大行星之一
 天王星，太阳系八大行星之一
 海王星，太阳系八大行星之一。旅行者二号星际探测器在1989年7月拍摄的照片。海王星大气层的甲烷优先吸收了红色光束，使得整个星球呈现蓝色
　　行星（汉语拼音：xíng xīng；英语：planet），通常指自身不发光，环绕着恒星的天体。其公转方向常与所绕恒星的自转方向相同(由西向东)。一般来说行星需具有一定质量，行星的质量要足够的大（相对于月球）且近似于圆球状，自身不能像恒星那样发生核聚变反应。2007年5月，麻省理工学院一组太空科学研究队发现了已知最热的行星（摄氏2040度）。远在古代人们就注意到，在天穹上除太阳和月球外，还有5颗明亮的星也不断地穿行于众多星辰之间，遂将彼此之间的相对位置几乎永不改变的星称为恒星，而将时时变化方位的金星、木星、水星、火星和土星这5颗星称为行星。
　　随着一些具有冥王星大小的天体被发现，“行星”一词的科学定义似乎更形逼切。历史上行星名字来自于它们的位置（与恒星的相对位置）在天空中不固定，就好像它们在星空中行走一般。太阳系内肉眼可见的5颗行星水星、金星、火星、木星和土星早在史前就已经被人类发现了。16世纪后日心说取代了地心说，人类了解到地球本身也是一颗行星。望远镜被发明和万有引力被发现后，人类又发现了天王星、海王星，冥王星（2006年后被排除出行星行列，2008年被重分类为类冥天体）还有为数不少的小行星。20世纪末人类在太阳系外的恒星系统中也发现了行星，截至2013年7月12日，人类已发现910颗太阳系外的行星。
　　2006年国际天文学联合会(IAU)第26届大会通过了一个《行星定义》，凡满足以下三个判据的天体定义为行星：①绕日运行；②近球形状；③轨道清空。满足①、②两个判据且不定卫星的天体定义为矮行星；仅满足①一个判据的天体定义为太阳系小天体。根据上述《行星定义》，太阳系共有八个行星，即水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。
　　人类对行星的认识和研究可以追溯到遥远的古代，例如在中国的甲骨文里就有关于木星的记载。战国时期有了“五星”的说法，即：辰星、太白、荧惑、岁星、镇星（或填星），它们是这五颗行星在古代更为通用的名称。以后又有“五行”、“游星”、“惑星”以及把日、月和五星合称为“七曜”。在古代西方，五大行星很早就以神话人物的名字来命名。

目录

1 行星的定义
2 行星的名称及来历
3 太阳系内的行星
4 其它恒星系的行星
5 研究历史

5.1 古典时代
5.2 日心说时代
5.3 新发现时代
5.4 太阳系外时代

6 行星概观

6.1 最古老的行星：“M4”的星团内行星
6.2 最年轻的行星：金牛座内行星
6.3 最受注目的行星：火星
6.4 最大的行星：“TrES-4”
6.5 最具居住条件的行星：“581c”
6.6 最靠近地球的行星：金星
6.7 距地球最远的行星：“OGLE-TR-56b”
6.8 最怪的行星：“HAT-P-2b”
6.9 卫星最多的太阳系行星：木星

7 搜寻太阳系外行星的方法

7.1 看看恒星是否在跳摇摆舞
7.2 观测恒星的光谱
7.3 观察恒星的光度变化
7.4 利用天然望远镜方法

行星的定义
　　行星定义直到2006年8月24日才有了一个比较明确且可以被接受的文字叙述。在这之前，仅管行星一词已经被使用了数千年，但令人惊讶的是，科学界始终没有给过行星明确的定义。进入21世纪后，行星的认定成为一个备受争议的主题，这才迫使天文学界不得不为行星做出定义。
　　数千年来，“行星”一词只被用在太阳系内。当时天文学家尚未在太阳系以外发现任何行星。但从1992年起，人类陆续发现了许多比海王星更遥远的小天体，而且其中也不乏与冥王星大小相当者，这使得有资格成为行星的天体由原有的9颗增加至数打之多。1995年，科学家发现了第一个太阳系外行星飞马座51。之后，陆续发现的太阳系外行星已经有数百颗之多。这些新发现不仅增加了潜在行星的数量，且由于这些行星具有迥异的性质──有些大小足以成为恒星，有些又比我们的月球还小──使得长久以来模糊不清的行星概念，越来越有明确定义的必要性。
　　2005年，一颗外海王星天体，阋神星（当时编号为2003 UB313）的发现，使得对行星做明确定义的必要性升至顶点，因为它的体积比冥王星（在当时是已被定义为行星的天体中最小者）还要大。国际天文学联合会（IAU），由各国的天文学家组成负责为天体命名与分类的组织，在2006年对此问题做出了回应，发布了行星的定义。依据这最新的定义，行星是环绕太阳（恒星）运行的天体，它们有足够大的质量使自身因为重力而成为圆球体，并且能清除邻近的小天体。未能清除轨道内小天体的则被纳入一个新创的分类，称做矮行星。除了以上两类，其他围绕太阳运行的天体则被称为“太阳系小天体”。
　　按照以上定义，太阳系有八个行星：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星，而冥王星被排除在外。至2007年7月为止，已获承认的矮行星则有冥王星、谷神星和阋神星，2008年7月才增加了第四颗鸟神星，又于同年9月增加了第五颗妊神星。但国际天文学联合会的这项决议并无法弭平所有争议，部分
第26届国际天文联会中国代表的译稿
　　2006年8月24日星期四晚在布拉格召开的国际天文学联合会已就行星和太阳系中的其它天体做出了最后的定义。以下是最终决议：
　　现代的观测正在改变着我们对行星系统的认识。天体的命名应当反映这些最新的知识，这一点特别适用于行星这个名词。名词“行星”源自描画“漫游者”，那时只知道它们是天空中移动的光点。最近的发现使我们能用新得到的科学信息创建新的定义。
　　IAU决议把行星和太阳系中的其它天体定义为如下不同的三类：
　　（1）行星（planet）（注1）是一个具有如下性质的天体：
　　（a）位于围绕太阳的轨道上，
　　（b）有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状（近于球形），以及
　　（c）已经清空了其轨道附近的区域。
　　（2）“矮行星”（dwarf planet）是一个具有如下性质的天体：
　　（a）位于围绕太阳的轨道上，
　　（b）有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状（近于球形）（注2），
　　（c）还没有清空了其轨道附近的区域，以及（d）不是一颗卫星。
　　（3）其他所有围绕太阳运动的天体（注3）被定义成“太阳系小天体”（small solar system bodies）。
　　注1：八颗行星是：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。
　　注2：IAU将建立一个程序对接近“矮行星”和其他分类边界的天体进行评估。
　　注3：目前这些天体包括绝大多数的太阳系小行星（asteroid）、绝大多数的海外天体（TNO）、彗星和其他小天体。
　　IAU进一步决议：
　　根据上述的定义冥王星（Pluto）是一颗“矮行星”，并且被认定成新一类海外天体的原型。(twg)

行星的名称及来历
　　在中国，根据西汉《史记、历书》记载“黄帝考定星历，建立五行，起消息(修正历法，订出正月起始)。”
　　《尚书·舜典》：“在璇玑玉衡以齐七政。”孔颖达疏：“七政，其政有七，于玑衡察之，必在天者，知七政谓日月与五星也。木曰岁星，火曰荧惑星，土曰镇星，金曰太白星，水曰辰星。
　　在西方，行星(planet)一词首见于古希腊语，指在固定的星空中游荡的天体（asteres planetai）。这不仅包含当时已知的五个目前被认为是行星的天体（水星、金星、火星、木星和土星），也包含太阳和月亮。但是，在当时已经使用五大和七大这样的修饰词来指明是否包含太阳和月亮，因为行星一词在当时就有歧义。
　　在日心说取代地心说成为被普遍接受的天文学理论时，太阳不再被列为行星，而地球替代了它的名额。在1610年伽利略发现木星的卫星（史称伽利略卫星）、1659年发现土星的卫星泰坦、1673年又发现土卫五(Rhea)和土卫八(Iapetus)之后，月亮也被从行星中除名。但是这些新发现的土星和木星的卫星最初也被称为行星，因为卫星一词(moon)当时只被用来称呼月球。
　　在1781年，天文学家威廉·赫协尔于搜寻双星时，在金牛座中发现一颗他认为是彗星的天体，当时他没有想到这个天体会是一颗行星。因为完美的宇宙中只有五颗行星的观念深植在当时的科学界中。但是，不同于彗星的是，这个天体以接近圆的轨道在黄道面上绕着太阳。最后，这个天体成为太阳系的第七颗行星，并被命名为天王星。
　　1846年海王星的发现，是由于造成天王星轨道不规则的变化，科学家认为这是由于天王星外尚有其他行星，其引力造成的天王星轨道的扰动。但海王星轨道的计算位置也与观测位置不能符合，这导致了1930年冥王星的发现。后来发现冥王星的质量太小，不足以造成海王星的轨道扰动，但航海家2号测量的结论是海王星的质量被高估了。
　　冥王星的一些特征不同于旧有的行星：轨道不能被视为圆形、质量不足以造成轨道摄动、而且不在黄道面上。天文学家因此开始思考如何给行星一个定义。

太阳系内的行星
　　由于1801年元旦被意大利天文学家皮亚齐发现谷神星时，曾依据“提丢斯─波得定则”来定义它为行星，但后来以望远镜观测看不到视圆面，以此定其直径比月球还小，在1802年起短短六年间，相继发现类似轨道之三颗小行星，在18年纪的首数十年间曾同时并列在行星之列（在1850年曾出现18颗行星的纪录），至1847年发现5号小行星“义神星”后，欧洲天文学家始为该组陆续发现之小天体另外归类为“小行星”，以“行星爆炸论”为由把该组小行星降格为与彗星、行星卫星的一类统称为“小行星”（minor planets）并沿用至今。
　　而1930年发现冥王星后，太阳系的行星被约定俗成为9颗（亦即九大行星），但经测定，其质量、直径、偏心率相对其它八颗相距甚远，根本不能称为“大行星”，而自1992年起陆续发现冥王星外与冥王星相若的天体；1999年初，有传媒报道部分天文学家曾提倡把体积与其他行星相比较悬殊的冥王星剔除太阳系之列，IAU曾为此于该年2月5日澄清并无此事，但社会与科学界亦开始讨论冥王星应否列入行星与一直只被约定俗成的行星定义。而此时亦开始陆续发现多颗在库伯带内绕太阳公转的天体。
　　自2005年7月公布发现冥外天体阋神星（当时暂称“齐娜”）以后，因其比冥王星直径还大，以往曾闹得沸沸扬扬的“十大行星”的话题亦甚嚣尘上，为此IAU在2006年初组织“行星定义委员会”，因为更动名字将会影响至所有相关科学书籍、百科全书、中小学教科书以至相关设备带来更动，因而社会十分重视。
　　2006年8月24日在捷克首都布拉格举行之第26届国际天文学联会上的定义，初时曾提出包括阋神星、冥卫一与谷神星的十二行星，但争议与反响颇大，亦引起天文爱好者与民间热烈讨论；至8月24日下午第26届国际天文学联会上的定义：太阳系有八颗行星（决议时曾出现“经典行星”一词，指的也是这八颗），分别为水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星与海王星。质量不够的将会被IAU会议决议归类为矮行星（如冥王星）或太阳系内小天体（如小行星、彗星等）。

以行星表面岩质划分

类地行星（又称“岩质行星”）──即水星、金星、地球和火星，表面是岩石固体。

类木行星（又称“气体行星”）──即木星、土星、天王星和海王星，主要成分是气体。

以行星视运动规律划分（此分类方法因以地球为界，故必会忽略地球）

内侧行星─太阳系中地球轨道内侧的行星，包括水星与金星。

外侧行星─太阳系中地球轨道外侧的行星，包括火星、木星、土星、天王星、海王星。

其它恒星系的行星
　　至2009年2月，人们在其他恒星身上一共发现了339颗系外行星，不少均拥有比木星高的质量。也有一些行星，其体积比较小，例如脉冲星PSR B1257+12、天琴座μ星、巨蟹座55及GJ 436均各自拥有与地球差不多质量的小型行星，而Gliese 876一颗达地球质量6至8倍的行星，可能拥有岩石结构。
　　人们对新发现的大型系外行星仍未完全了解，大多估计其物质构成与太阳系的大型行星类似，又或是从未见过的大型氨行星或碳行星。值得注意的是，一些大型行星在极接近恒星的地方公转，拥有近乎完美的圆形轨道，这些行星被称为“热木星”，它们比太阳系的大型行星接受更大量的太阳辐射，造成其表面温度极高。也有一种热木星，其大气会被恒星的热力逐步蒸发并流失，并以彗尾形态释出，它们被分为Chthonian型行星。
　　太阳系外行星 (Extrasolar planet) 是环绕其他恒星公转的行星，长久以来，人们认为其他恒星和太阳一样，均有行星环绕其恒星公转，但一直未能证实。直至1992年PSR B1257+12被证实以来，至今已有百多个太阳系外行星被发现。这些发现增加了对外星人存在与否的问题提出了支持的观点。
　　现时在其他恒星发现的行星大多是类似木星的气体行星，有的质量甚至比木星还要大。质量较小的行星有脉冲星PSR B1257+12的三颗与类地行星相若的天体，以及位于天坛座μ星的一颗有14个地球质量的行星。
　　也有一种行星，没有围绕特定的恒星公转，它们像是宇宙的流浪客，称为星际行星(Interstellar planet)。现时人们并没有发现任何此类行星，只能靠使用电脑模拟来推测。
　　现时人类的科技仅能侦测质量较大、公转周期较短的行星。但随着科技的进步，更强的望远镜得以建造，在未来可望能发现更多质量较小及公转周期较长的行星。

研究历史
　　从古典时代的神圣的游星演化到科学时代的实在的实体，人们对行星的认识是随着历史在不停地进化的。行星的概念已经不仅延伸到太阳系，而且还到达了其他太阳系外系统。对行星定义的内在的模糊性已经导致了不少科学争论。

古典时代
　　古人观察星空，发现天体分作两类：一类固定在天球上，组成各个星座，形成一幅永恒的天空背景，称之为恒星；另一类天体在黄道附近运行，不断穿过黄道上的十二个星座，称之为行星。这些行星包括七颗，分别是太阳和太阴（月球），以及金木水火土五个肉眼可见的经典行星。它们在天空中极为特殊：一方面，它们不断运行，不断进入不同的星座；另一方面，它们极为明亮，全天成千上万颗星体中，七颗行星亮度分别排行第1,2,3,4,5,6,9。他们对神学、宗教宇宙学和古代天文学都有重要的影响。在古代，天文学家记录了一些特定的光点是相对于其他星星如何移动跨越天空。古希腊人把这些光点叫做“πλάνητες ἀστέρες”（即planetes asteres，游星）或简单的称为“πλανήτοι”（planētoi，漫游者），今天的英文名称行星（planet）就是由此演化出来的。在古代希腊、中国、巴比伦和实际上所有前现代文明中，是人们几乎普遍的相信，地球是宇宙的中心，并且所有的“行星”都围绕着地球旋转。会有这种认识的原因是，人们每天都看到星星围绕着地球旋转，而且看起来好像是常识的认为，地球是坚实且稳定的，应该是静止的而不是会移动的。

日心说时代
　　日心说确立了太阳在天空中心的地位，太阳不动而地球在运行，因此地球就取代了太阳的地位成为行星，太阳则被归入恒星。
　　卫星的概念在稍后也随着伽利略卫星的发现逐渐被接受，有一个短暂时期，这些卫星都被认为是行星，很快行星被限定必须直接围绕太阳运行，因此月球也被排除在行星行列之外。
　　最终，日月金木水火土七大行星变为地金木水火土六大行星。

新发现时代
　　1781年，第七颗行星天王星被发现；
　　1801年，谷神星被发现，有长达49年之久的时间被称为第8颗行星；
　　1846年，第八颗行星海王星被发现；
　　1930年，冥王星被发现，有长达76年之久的时间被称为第9颗行星；
　　新时代发现新的大行星，同时也发现新的绕日运行的较小天体。1850年，谷神星因尺寸太小，且发现一系列更小的同类型星体，其行星地位被免除，同时行星的定义出现一个不成文的概念：并非所有直接绕太阳公转的天体都是行星，行星必须足够大且卓尔不群。20世纪发现的冥王星与谷神星的地位非常相似，它也因尺寸太小，且发现一系列更小的同类型星体（还包括一颗较大的同类型星体阋神星），而于2006年被降格为矮行星。冥王星的行星地位之争，把原有不成文的概念确立成准确定义：直接绕太阳公转、流体静力平衡（足够大）、清空其轨道（卓尔不群）。

太阳系外时代
　　虽然我们无法通过天文望远镜直接观测系外行星，但通过间接手段，包括观测恒星运动、掩星等等，天文学家已发现数百颗太阳系外的行星。

行星概观
最古老的行星：“M4”的星团内行星
 “M4”的星团内行星，位于球状星团M4的核心处，围绕着白矮星和脉冲星(左下方两个亮点)转动，这两颗天体曾经分别是恒星和中子星
　　2003年，天文学家发现了一颗寿命为127亿年的行星，这也是迄今为止人类所知的最古老行星。这颗气状行星大小与木星相当，质量相当于木星的2.5倍，处于代号为“M4”的球状星团核心区域附近。该星团包含的恒星数量在10万颗以上，位于距地球约5600光年的天蝎星座。
　　这颗行星的年龄是地球以及其他所知行星的两倍，几乎与宇宙“同岁”。它围绕由一颗脉冲星和一颗白矮星组成的双星系统运转。最初，科学家在定义它的身份时，存在诸多争议，后来还是在“哈勃”望远镜的帮助下，科学家们才精确地推算出它质量仅为木星的2.5倍，用恒星或褐矮星的标准来衡量都显得太小，只能是一颗行星。
　　值得一提的是，这颗行星几乎是气体的，上面没有生命存在，因为它围绕的是一颗垂死的恒星，无法向地球一样接收到生命所需的光和热。然而这颗行星的早年是在类似太阳的年轻恒星身边度过的，所以它很可能曾经是另一个地球，当我们的太阳甚至还没有亮起来的时候，它已经存在了孕育生命的机会。
　　正是基于它的发现，科学家们也不得不重新考虑行星形成的时间和方式，以及生命形成的时间。

最年轻的行星：金牛座内行星
　　美国航天航空局2004年对外宣布，他们发现了一颗形成不超过一百万年的“婴儿”行星。这颗行星很可能是目前已知的所有行星中最为“年轻”的。
　　这颗“婴儿”行星大约诞生在100万年前，属于距地球420光年的金牛座，并围绕着一颗年龄与之接近的恒星公转。目前研究人员已经发现了100多颗太阳系外的行星，但这些行星基本都在10亿岁以上。而我们生活的地球则有45亿岁，已经进入中年。
　　说起这颗行星的发现，过程颇为有趣。天文学家最初利用“斯皮策”红外线望远镜对金牛座5颗恒星进行观察。科学家在金牛座“CoKu4号”恒星周围的灰尘带发现了一个类似炸面圈的洞，尘埃盘上发现一个环状区域没有尘埃。专家们根据目前通行的行星形成理论推断，这可能意味着该处的尘埃物质已经聚集形成了一颗行星。这颗行星可能是通过把周围的灰尘凝聚在一起而产生的。

最受注目的行星：火星
　　提起火星，人们总会联想到科幻电影里的外星人。或许是因为火星在太多电影和小说中充当主角，人们在现实生活中也对火星的探测活动充满了期待。40多年来，前苏联、美国、日本和欧洲共计划了30多次火星探测，尽管其中2/3的活动以失败告终，但科学家期望在火星上寻找生命迹象的热情却从未因此而减退。
　　火星是太阳系九大行星之一。除金星以外，火星离地球最近。与地球相比，火星的质量比地球质量小1/9，半径仅为地球半径的1/2左右。但火星在许多方面与地球较为相像。
　　火星是唯一能用望远镜看得很清楚的类地行星。通过望远镜，火星看起来像个橙色的球，随着季节变化，南北两极会出现白色极冠，在火星表面上能看到一些明暗交替、时而改变形状的区域。空间探测显示，火星上至今仍保留着大洪水冲刷的痕迹。科学家推测，火星曾比现在更温暖潮湿，可能出现过生命。

最大的行星：“TrES-4”
 TrES-4，图注：红矮星Gliese 581的三颗行星模拟图，图中最显著的为“581c”，蓝色的为“581b”，而最远处红色的为“581d”
　　“TrES-4”是天文科学家日前最新发现的一颗行星，也是迄今为止人类发现的宇宙中最大的一颗行星。在距离地球约1435光年外的太空围绕一颗恒星转动。它的直径估计是太阳系最大行星——木星——的1.7倍，体积接近于木星的2倍，表面温度高达1327摄氏度，是一颗主要由氢气组成的巨大球体。
　　令科学家啧啧称奇的是，“TrES-4”的体积足足有地球的20倍，但密度却低得惊人。它的密度只有0.2克每立方厘米，如同一种轻质木材，与岩石构造、密度高达5.52克每立方厘米的地球相比相去甚远。正是因为其密度低，这颗行星对其外部大气的吸引力相对较弱，因此一些大气可能逃逸了出去，形成了彗星状的拖尾。
　　不仅如此，这颗星球上可能还是个松软的“棉花球”，无法提供一块坚硬的表面，一旦重物踏上去可能就有陷进去的危险。追究其原因，连科学家也解释不出所以然。

最具居住条件的行星：“581c”
　　地球是宇宙中人类唯一能栖居的星球吗？这个困惑推动着天文学家不断望向宇宙深处。科学家宣布首次在太阳系外发现了一颗可能适合人类居住的星球，它的温度、体积估计与地球相似，而且还可能有液态水。这一发现被认为是“搜寻宇宙生命的一个重要里程碑”。
　　这颗新发现的行星被命名为“581c”。它围绕着一颗叫Gliese581的红矮星运转。红矮星是一种低能量的、体积较小的恒星。红矮星发射暗弱的红光，比太阳持续存在的时间长。Gliese581的质量是太阳的1/3，亮度只有太阳的1/50。
　　“581c”上温度适宜，平均温度在0到40摄氏度之间。它是迄今发现的一颗最小行星，也是第一颗位于母星可居住地带的行星，因此增加了它表面存在液态水甚至生命的可能。

最靠近地球的行星：金星
　　天亮前后，东方地平线上有时会看到一颗特别明亮的“晨星”，人们叫它“启明星”；而在黄昏时分，西方余辉中有时会出现一颗非常明亮的“昏星”，人们叫它“长庚星”。这两颗星其实是一颗，即金星。金星是太阳系的八大行星之一，按离太阳由近及远的次序是第二颗。它是离地球最近的行星。
　　尽管是地球的“近邻”，人类对于金星的了解却并不比其他行星多。金星有可能是太阳系行星中最热的一颗，表面平均温度达到了470摄氏度。那里没有水，大气中95%都是二氧化碳，而且浓密的云雾和二氧化碳使金星上的温室效应让人窒息。
　　炎热、昏暗，一片荒漠且充满了暴风，气压比地球上高出100倍，金星的诸多特征使得科学家们的探测工作困难重重。然而围绕在金星上的诸多谜团，比如金星的自转是逆向的，即由东向西，周期约243天，比它绕太阳公转周期225天还长18.3天，这些因素令学者们始终无法放弃对它的探索。
　　这样的努力终于在2006年4月有了新发现。通过欧洲航天局发射的“金星快车”探测器发回的照片，科学家们惊讶地发现，金星被浓厚的云层完全笼罩，云层的厚度超过20公里。金星南极地区上空竟然有深色的旋涡状结构，周围还有大团苍白的云在旋转。

距地球最远的行星：“OGLE-TR-56b”
 HAT-P-2b
　　美国哈佛大学天文学家2003年曾对外宣布说，他们运用一种新的科技发现了一颗名为“OGLE-TR-56b”的行星，这是迄今为止人类发现的距离地球最远的行星。
　　这颗新发现的行星位于人马星座，与地球相距5000光年。它比以前发现的太阳系外最远的行星还要远30倍，体积比木星稍小，每29小时绕自己的恒星转一周。据观测，“OGLE-TR-56b”表面覆盖着大量铁水，气候环境十分恶劣。

最怪的行星：“HAT-P-2b”
　　以色列科学家对外宣布说，他们发现了太阳系外的一颗新行星“HAT-P-2b”。它与母星(距离地球大约400光年)非常靠近，它的一年等于地球上的5.6天，因此行星上的气候变化非常大。
　　令科学家感到怪异的是，“HAT-P-2b”的平均密度是水的6.6倍，比木星的密度大8倍。要知道人类迄今已经发现大约200颗太阳系外的行星，其中14颗沿着椭圆形轨道围绕母星运行。所有已经被发现的行星密度与木星或水的密度大致相同。
　　此外，这颗新发现的行星轨道也与众不同，与太阳系行星和太阳之间的距离相比，它与其母星之间的距离更短，仅为地球和太阳之间距离的7%。

卫星最多的太阳系行星：木星
　　木星堪称太阳系内第一大家族，至少有58颗卫星环绕在周围，而且它的这些卫星大多都是最近几年才发现的。木星四颗最大的卫星，最早由伽利略于17世纪发现，技术的发展，使得科学家们在太阳系行星周围观测到的卫星数量不断增多。土星曾经被认为是太阳系中卫星总数最多的行星，目前已知的土星卫星有30颗，但是它最终还是将这一名号拱手让给了木星。

搜寻太阳系外行星的方法
　　行星自身不发光，而只能反射恒星的光芒。如果把恒星比喻为一台功率强大的探照灯，那么行星就只是站在探照灯边缘的一只小小荧火虫。“探照灯”是如此耀眼，“荧火虫”当然就毫不起眼了。所以我们不能直接看到它们，这是寻找它们最大的难题。科学家意识到，我们必须使用一种间接的方法，现在，科学家已经摸索出四种间接的方法来寻找日外行星。

看看恒星是否在跳摇摆舞
　　恒星的质量比行星大，所以它的引力也更加强大，它会把行星束缚在自己身边，让行星围绕着自己运转，这已经是尽人皆知的事实，但行星也以自己的引力对恒星施加着影响。从遥远的地方看上去，行星会使恒星的轨道发生周期性的摆动。行星每转一圈。恒星就会“摇摆”一下；从稍稍偏向一边转而稍稍偏向另一边。
　　实施这种方法的时候，我们可以选定一片天空，透过望远镜拍摄其图像；测定其中各星球的相对位置；然后每过一段时间，对同一片天空重复同样的操作……最后，比较多次拍摄到的图像，观察各星球的运动是呈线形模式还是呈“摇摆”模式。
　　当然，“摇摆”的幅度是非常微小的，就连比地球大1000倍的木星对太阳产生的影响也十分难辨。只要测量恒星是否有周期性的摆动，就可以判定它是否有行星。第一颗日外星就是这样发现的。
　　1995年10月，瑞士日内瓦天文台以梅厄为首的天文学家郑重地宣布；距我们40光年远的飞马座51有一颗行星，称为飞马座51B，这颗与太阳光谱相同的恒星以每秒60米的幅度来回摇摆，而且在一年半多的时间里十分稳定，这样稳定的摇摆周期表明它有一个行星。到现在为止，绝大多数行星都是通过这种方法发现的。

观测恒星的光谱
　　在发现日外行星的道路上，除了使用引力定律之外，还有另一种依靠光学的方法，这就是观测恒星的光谱。遥远的星光带给我们许多信息，它们不仅可以告诉我们它所包含的化学成分，还可以告诉我们许多其他的信息，这就交给我们另一种寻找日外行星的方法。这种方法就是要观察恒星颜色的改变，因为颜色的变化也表明恒星在运动。
　　美国天文学家乔夫·马西每次观测恒星时，都会把恒星之光分解成光谱，而恒星大气层所吸收的波长则以线条的形式出现于其中，被称为“吸收线”。通过记录“吸收线”，马西就为星光录下了“指纹”，因为这一“指纹”与恒星所处的位置一一对应。假如恒星受到了不可见的行星的拉动，那么光谱中的“吸收线”也会移动。
　　当一颗恒星向着观测者靠近时，辐射的光波会变短，向蓝端移动，称为蓝移。反之，则会向红端移动，称为红移。只要恒星的光谱中出现了这种变化，那就表明它有行星，是行星对他的拉动才使它的光谱发生了变化。所以通过检测一个恒星的光谱变化，也可以知道它是否有行星。

观察恒星的光度变化
　　肉眼无法直接观察到光谱的变化，它需要使用到相关的仪器，但是还有另一种利用光学的方法，这种方法比较简单，也更加易于理解。
　　太阳系的金星在围绕着太阳运行的时候，会跑到太阳的前面，这个时候，它就超出了太阳的光芒，我们会看到，太阳上面出现了一个黑点，这个黑点就是金星。发生这种现象被称之为“金星凌日”，当“金星凌日”发生时，太阳的光芒会略微减弱。天文学家们认为，太阳系外行星在围绕各自的恒星运转时，也会发生类似的现象。通过大型望远镜，我们可以记录下来恒星光芒减弱的过程，这无疑是最可靠的方法。
　　但是，这种方法有一个弱点，这个恒星系必须要跟我们的视线位于同一个轨道平面上。这样才可以看到它从恒星的表面经过，也正是因为这个原因，它发生的机会很少。所以，迄今，人们在太阳系外总共找到了120多颗，其中只有3颗是根据恒星光芒受遮挡而发现的。
　　有人认为，在太空中，空间望远镜可以克服地球大气层的影响，可以明确地发现这样的行星，但是试验的结果证明，这样做跟地球上的同行相比，丝毫也没有什么优势。
　　此外，根据恒星光芒削弱的程度，可以测算出太阳系外行星的质量；根据恒星光谱的变化，可以推算出行星大气的成分。飞马座HD209458有一颗质量与木星相当的行星，与所有其它日外行星不同的是，它与我们的视线位于几乎同一平面，公转周期是3.5254天，当它从恒星表面经过的时候，恒星的光芒就会减弱一点，这个时候，我们就可以检验它的大气成分。检验结果表明，这颗行星含有大量的钠元素，与科学家预言的基本相符，这是首次辨别出日外行星的化学组成。

利用天然望远镜方法
　　还有一种更加巧妙的方法，这种方法就是利用一种天然的宇宙望远镜，它又被称之为引力透镜。
　　当一颗行星运行到一颗恒星的前面时间，它会使恒星的光芒减弱，这是因为行星距离恒星太近了。当这颗行星距离恒星足够远的时候，就会发生另一种情况，一种完全相反的变化，那就是它会使恒星的光芒增强，行星就像是一个放大镜，可以汇聚恒星的光芒。
　　这种情况大大出乎我们的传统理念，但是它又合情合理，符合有关的引力定理。它被称之为引力透镜，这种情况已经被证明确实存在。但是这种情况的发生需要有好几个先决条件，它对行星的质量和行星距离恒星的距离都有着严格的要求，而且它们还跟地球到这个系统之间的距离也有关系，所以这种情况发生的可能性极少，天文学家观测了很多年，一直没有什么结果。
　　但是，2004年4月，终于有一颗恒星出现了这种情况，于是，第一个用引力透镜方法找到的行星出现了。这颗行星的质量跟木星差不多，隐藏在银河系的中心，距离我们1.7万光年。它和它的母恒星一起组成了一个透镜，让一个更加遥远的恒星光芒变亮了好几天。所以这是一个复杂的引力透镜，这也是用引力透镜这种方法不好使用的一个根本原因。
　　目前天文学家发现日外行星，只有这四种方法可以使用，其中使用摇摆法是最为可靠的方法，因为不管在哪里，引力定律都适用，恒星和行星相互之间的引力必然要暴露出它们之间的轨道关系。但是这种方法也又一个缺陷，那就是我们只能发现一些大质量的行星，对于那些小质量的行星，它对恒星的引力太小了，它使恒星摇摆的幅度太小，很难发现它们。
　　在不久的未来，观测日外行星的技术还要获得大发展。技术的中心，将是发展光学技术，也就是要把恒星的光尽量减弱，同时，要把行星的光芒尽量增强。这样的技术将会使更多的行星暴露在天文学家的视野里。
　　由于用天文仪器搜寻太阳系外行星的难度极大，天文学家一般采用间接的方法：
　　天体测量法（Astrometry）　天体测量法是搜寻太阳系外行星最古老的方法。这个方法是精确地测量恒星在天空的位置及观察那个位置如何随着时间的改变而改变。如果恒星有一颗行星，则行星的重力将造成恒星在一条微小的圆形轨道上移动。这样一来，恒星和行星围绕着它们共同的质心旋转。由于恒星的质量比行星大得多，它的运行轨道比行星小得多。
　　视向速度法（Radial Velocity）　视向速度法利用了恒星在行星重力的作用下在一条微小的圆形轨道上移动这个事实，目标现在是测量恒星向着地球或离开地球的运动速度。根据多普勒效应，恒星的视向速度可以从恒星光谱线的移动推导出来。
　　凌日法（Transit Method）　当行星运行到恒星前方的时候，恒星的光芒会相应减弱。光芒减弱的程度取决于恒星和行星的体积。在恒星HD 209458的例子中，它的光芒减弱了1.7%。天文学家用凌日法发现了恒星HD 209458的行星HD 209458b。
　　脉冲星计时法（Pulsar Timing）　通过观察脉冲星的信号周期以推断行星是否存在。一般来说，脉冲星的自转周期，也就是它的信号周期是稳定的。如果脉冲星有一颗行星，脉冲星信号周期会发生变化。
　　重力微透镜法（Gravitational Microlensing）　用重力透镜效应来发现行星的方法。比如行星OGLE-2005-BLG-390Lb就是用这种方法发现的。


彗星

彗星（comet），太阳系中小天体之一类。彗星是一团冰冻物质和尘埃（也许好几团物质一起运动），当它靠近太阳时成为可见。太阳的热使彗星物质蒸发，在冰核周围形成朦胧的彗发和一条稀薄物质流构成的彗尾。由于太阳风的压力，彗尾总是指向背离太阳的方向。这就是彗星之名的由来，因为希腊语的彗星意为“长发星”。
　　“脏雪球”模型是1949年弗雷德·惠普尔（Fred Whipple）提出的，已经得到实地造访彗星的无人空间探测器所证实。
　　彗星被认为起源于太阳系诸行星的轨道之外、大致在到最近恒星距离中点处（离太阳几万个天文单位）的一个球壳或晕之中。彗星可能从太阳系形成以来就已经贮存在这个奥尔特云中了；与之对立的理论则认为，当太阳系穿过巨分子云时，将逮住的“新”彗星补充到奥尔特云中去。奥尔特云可能含有数千亿颗彗星。不时路过的恒星通过引力干扰奥尔特云，将彗星推向太阳，而那里木星和其他巨行星的引力影响则可能将它们捕获到周期较短的轨道上。
　　有一个由彗星和其他宇宙碎片构成的中间环带，叫做柯伊伯带的，位于冥王星和海王星轨道之外、离太阳约35到1 000天文单位。柯伊伯带大概含彗星1亿颗，其中一些可能是从奥尔特云来的。不管起源如何，带中的彗星终将能够进入太阳系的行星领地。半人马星也许就是不久前被从柯伊伯带中抓过来放到现在轨道上的，但长周期彗星则被认为是从奥尔特云直接掉进来的。
　　典型彗星的固体核是很小的——如哈雷彗星核大约是15公里长，10公里宽，10公里高——但环绕它的彗发却可能宽阔达到几十万公里，而彗尾则可延伸上亿公里。彗发和彗尾的物质全来自核的蒸发，所以彗星每接近太阳一次，核就变小一些，最后将消失，剩下的只是一群沿轨道运动的尘埃微粒，它们在与地球相遇时引发流星雨。
　　彗星被随意分为两类——长周期的和短周期的。短周期彗星沿轨道走一圈的时间短于200年，它们基本上都在海王星轨道以内；长周期彗星沿轨道走一圈的时间长于200年（有些需要几百万年），它们可以远远超出行星轨道之外。已知短周期彗星大约有150颗，每年还有新的发现。哈雷彗星是这些定期拜访太阳系内区的客人中最亮的一个，周期是76年；恩克彗星的周期最短，只有3.3年。


陨石

陨石（汉语拼音：Yunshi；英语：Meteorite），穿越地球大气层后陨落到地面的流星体。又称陨星。陨石陨落过程是一种壮观的自然现象，陨石是来自天外之物，自古就引起人们的兴趣。关于这些从天外降落的石块和铁块，公元前2000年前在埃及的纸草书中已有记录。中国约有700多次陨石降落的文字记录，是全世界陨石研究古代陨石的珍贵资料。世界上一些历史悠久的国家中，在古墓葬中发现一些用铁陨石制作的器物，说明古代人已注意收集和利用陨石。但对陨石的真正科学研究，是从1860年左右偏光显微镜等测试技术的实际应用之后才开展起来的。最近20多年来，墨西哥的阿连德碳质球粒陨石雨、中国的吉林陨石雨和南极地区发现收集的5000多块陨石标本，对陨石研究起了很大的促进作用。除月球样品和宇宙尘外，陨石是可供直接研究的主要地球外物质。对陨石的研究分析，可获得大量的宇宙信息。
陨落过程
　　太阳系中有无 数的大小不等的流星体绕太阳以椭圆轨道运行。由于受其他天体的摄动或各天体间的碰撞会改变流星体的运行轨道，当流星体与地球相遇时，有可能陨落到地面，这就是陨石。
　　当流星体高速度(约11～72千米／秒)闯入地球大气层时，其前端的空气受到强烈压缩，可使温度骤升至几千度甚至上万度，使其表面物质熔化和气化。由于与大气分子的激烈碰撞而发光形成耀眼的火球，这就是人们所看到的火流星。火球一般出现在135千米至10千米的高空。火球消失后，人们有可能听到隆隆的响声。有的流星体在高空发生爆裂，爆裂后的许多碎块散落地面，这种现象称陨石雨，如1976年发生于中国的吉林陨石雨。陨石体高速与地表冲击碰撞还可形成陨石坑。
陨石的收集
　　世界各国收集陨石的历史较早，1747年，奥地利维也纳自然历史博物馆收藏了一块陨石，是为科学研究而收藏的最早的陨石。据估计，每年陨落到地球上的陨石约有500次，其中大多数陨落在海洋、江河、湖泊、山岭和荒漠地带，陨落在陆地而被发现和收集的可能只有几次。因此，陨石是稀有的珍贵宇宙标本。陨石大小不等。世界上已发现的最大铁陨石是非洲纳米比亚的霍巴铁陨石，重约60吨，中国的新疆大陨铁重约30吨；最大的石陨石是中国的吉林1号陨石，重1770千克。陨石表面一般都有一层很薄的黑色或深褐色的熔壳。陨石具有各种各样的不规则形状。
　　20世纪70年代以后，在南极地区发现大量各种类型的陨石，到1980年止，已收集到约5000块。这些陨石在非常清洁的极地条件下保存下来，具有极高的科学价值。世界上的多数陨石标本都收藏在各国的自然历史博物馆、国家博物馆、陨石博物馆、天文馆和地质矿产博物馆或陈列馆中。
　　陨石通常以陨落地点或发现地点的名称命名。
化学成分和矿物组成
　　组成陨石的近100种化学元素与组成太阳、地球和月球等太阳系天体的化学元素是一样的。但不同类型陨石的化学成分存在着显著的差异。陨石与地球岩石一样，基本上都是由矿物组成。但由于陨石体长期处于高度真空的宇宙空间环境，未经历地球岩石所受的变质作用和风化作用。因此，陨石矿物种类和共生组合与地球矿物存在明显不同。陨石中矿物约117种，其中约34种在地球岩石中未发现，而地球岩石矿物约有2400种；陨石的主要矿物只有橄榄石、斜方辉石、单斜辉石、铁纹石、镍纹石、陨硫铁、斜长石和层状硅酸盐(类蛇纹石或类绿泥石)　，种类比地球岩石少得多，地球岩石的主要矿物如石英、角闪石、钾长石、黑云母和白云母等在陨石中很少见或未发现；陨石中很少见到氢氧化物和Fe+3的化合物。
陨石分类
　　1863年，N.S.马斯基林把铁镍金属和硅酸盐含量大致相等的陨石作为一个陨石大类，称石铁陨石，为陨石分类奠定了基础。现代通常按陨石的矿物组成、化学成分和结构构造，划分为石陨石、铁陨石和石铁陨石3大类。而以石陨石最为常见，约占92％。石陨石又可分为球粒陨石和无球粒陨石。球粒陨石约占全部收集到的陨石的84％。铁陨石主要依据镍、镓、锗和铱的含量及陨石构造特征分为13个化学群。石铁陨石可分为橄榄陨铁、中铁陨石、古铜鳞英铁陨石和橄榄古铜铁陨石。
陨石中的有机质
　　由于陨石在陨落过程中和降落到地面后，可能受到地球有机物的污染，这给证认陨石中有机质的来源带来很大困难。在20世纪70年代以后，用有机质谱法分析了新陨落的碳质球粒陨石后，才证实了陨石中有机质的地外成因。已发现陨石中的有机化合物有氨基酸、卟啉、烷烃、芳香烃、嘌呤和嘧啶等。研究分析认为，这些有机化合物主要是原始星云凝集的晚期形成的，不是地外生命遗迹，而是非生物成因的前生物物质。这表明，地球形成时，这些与生命起源有关的有机物就混杂在地球内。但它们在地球漫长复杂的地质过程中的演化历史还不清楚。因此，对陨石等地外有机物的研究，将有可能揭示自然界有机物的形成及演化发展过程，为探索生命起源提供重要依据和线索。


流星

拍摄于安大略省南部一座后院天文台的这幅合成夜间影像中，狮子座流星群带着辉光划过夜空。
　　流星，运行在星际空间的流星体（通常包括宇宙尘粒和固体块等空间物质）在接近地球时由于受到地球引力的摄动而被地球吸引，从而进入地球大气层，并与大气摩擦燃烧所产生的明亮的光辉和余迹。一般出现于离地面80～120千米的高空，绝大多数流星相对地球的速度在11～72千米／秒，巨大的动能使它们远在到达低层大气之前就已被烧毁、气化，只有少数原来质量很大的流星才有可能有残骸落地而成为陨星。由射电观测得知，白天同样有万千流星下落，但总的说来，0～12时的流星多于12～24时，秋季多于春季。估计现在每年降落于地的流星物质有20万吨。中国古代有丰富的流星观测记录，最早的史料可追溯到鲁庄公七年(公元前687)。流星研究可提供地球高层大气的有关资料，还可利用余迹进行绝密的无线电通信。
　　流星有单个流星、火流星、流星雨几种。人们通常为流星赋予美好的意义，认为看到并对着流星许愿就能实现心愿。


行星际物质

行星际物质（汉语拼音：Xingxingji Wuzhi；英语：Interplanetary  Medium），充斥于太阳系空间中的微小物质。包括行星际尘埃和行星际气体，广义的还包括行星际磁场、宇宙线和各种电磁辐 射，行星际尘埃除了绕太阳运动的流星体外，还有许多大小在微米到厘米间的尘粒。它们的分布很不均匀，在黄道面附近和地月系统附近较密，密度为10-21～10-23克／厘米3，而在地月系统以外的区域，密度大致以距离的平方律减小。行星际气体主要成分是质子、电子以及氦、碳、氮、氧等元素的核，每立方厘米中约几个。宏观上呈电中性，其来源有太阳风、彗星的蒸发、行星大气的逃逸等。


太阳系起源

太阳系起源（汉语拼音：Taiyangxi Qiyuan；英语：Solar System，Origin of），研究太阳系由何而来的天文学分支学科。力求说明太阳系是在什么时候、由什么形态的物质、以怎样的方式、经历了多少时间形成的。太阳系起源有两个主要问题：一是形成行星物质的来源，二是行星形成的方式和过程。前者大致有3类理论：①灾变，认为是恒星走近或掠碰太阳致使太阳或恒星抛出物质。②俘获，太阳在宇宙中运动时从星际空间得到。③共同形成，认为太阳与行星由原有的同一原始星云凝聚而成。后者则可归纳为五种观点：①先形成环体，由各环体独立凝聚成行星及其卫星。②先形成若干比现在行星更大的原行星，以后它们失去一部或大部物质而变为行星。③先形成许多质量约1025千克左右的气态球体，以后凝聚成与月球大小相仿的中介体，最后再集聚为行星。④先形成一系列大小不一的旋涡，通过旋涡形成行星、卫星。⑤通过尘埃、粒子、粒子团由小变大的过程而形成许多大小不一的星子，星子通过吸积而变成若干行星胎再发展为行星。
　　综观其研究史，几十种学说实质上可划为星云说和灾变说两大类。星云说在18～19世纪风靡一时，灾变说在19世纪末至20世纪前期几乎取而代之，但20世纪中叶以后又涌现出三四十种现代星云说，中国天文学家戴文赛也在70年代提出了一个新星云说。虽然这些学说彼此有很大不同，有的强调电磁作用，有的突出超新星作用，有的着眼于太阳系角动量的异常分布，有的强调星子集聚等。但它们通常具有3个共同特点：①坚持了康德-拉普拉斯星云说的精髓，即主张太阳与行星共同形成，但具体细节也不排斥某些灾变说中的合理部分。②充分运用现代科学各种新理论、新成果，包括恒星起源与空间探测的新发现、新资料。③论证中尽量作定量计算，条件许可时还进行各种模拟试验。由于新星云说取得了较大的成果，一些原主张灾变说的人也改变了观点。新星云说还在继续发展之中。


恒星

数以百万计的恒星聚集在一起,图片由哈勃太空望远镜摄得
 Fomalhaut是南鱼座方向上一颗明亮、年轻的恒星，与我们的距离不过25光年。早期，红外线观测辨认出一个冷物质带环绕着这颗恒星，近来，其细节被哈勃太空望远镜记录了下来。哈勃摄像机的日冕观测仪有一个遮光板覆盖了来自这颗恒星的眩光。图中环绕着Fomalhaut的偏心环的整齐而清晰的内边缘是轨道上运行着巨大行星的强有力证据，因为只有存在一个巨大行星才能形成和保持细碎天体物质所形成的环状带内边缘的整齐状态。 这个环到Fomalhaut的距离是133个天文单位，被认为是我们太阳系Kuiper带的早期状态
　　恒星（汉语拼音：hengxing；英语：Star），由自身引力维持，靠内部的核聚变而发光的炽热气体组成的球状或类球状天体。银河系拥有几千亿颗恒星，但在晴朗无月的夜晚，在远离城市的地球表面用肉眼大约可以看到3,000多颗恒星。借助于望远镜，可看到几十万乃至几百万颗以上的恒星。恒星并非不动，因为离地球实在太远，不借助特殊工具和特殊方法，很难发现它们在天球上的位置变化，因此古代人把它们称作恒星。
　　恒星是大质量、明亮的等离子体球。太阳就是一颗典型的恒星，离地球最近。白天由于有太阳照耀，无法看到其他的恒星；只有在夜晚的时间，才能在天空中看见其他的恒星。恒星一生的大部分时间，都因为核心的核聚变而发光。核聚变所释放出的能量，从内部传输到表面，然后辐射至外太空。几乎所有比氢和氦更重的元素都是在恒星的核聚变过程中产生的。
　　天文学家经由观测恒星的光谱、光度和在空间中的运动，可以测量恒星的质量、年龄、金属量和许多其他的性质。恒星的总质量是决定恒星演化和最后命运的主要因素。其他特征，包括直径、自转、运动和温度，都可以在演变的历史中进行测量。描述许多恒星的温度对光度关系的图，也就是赫罗图（HR图），可以测量恒星的年龄和演化的阶段。
　　恒星诞生于以氢为主，并且有氦和微量其他重元素的云气坍缩。一旦核心有足够的密度，有些氢就可以经由核聚变的过程稳定的转换成氦。恒星内部多余的能量经过辐射和对流组合的携带作用传输出来；恒星内部的压力则阻止了恒星在自身引力下的崩溃。一旦在核心的氢燃料耗尽，质量不少于0.5太阳质量的恒星，将膨胀成为红巨星，在某些情况下更重的化学元素会在核心或包围着核心的几层燃烧。这样的恒星将发展进入简并状态，部分被回收进入星际空间环境的物质，将使下一代恒星诞生时正元素的比例增加。
　　恒星并非平均分布在星系之中，多数恒星会彼此受引力影响而形成聚星，如双星、三合星、甚至形成星团等由数万至数百万计的恒星组成的恒星集团。当两颗双星的轨道非常接近时，其引力作用或会对它们的演化产生重大的影响，例如一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体成为新星。
　　天文学家对宇宙中恒星的数量一直有不同的估算。最著名的一个说法是美国天文学家卡尔·萨根在他的著作《千亿的千亿》中提出的一个猜测，认为宇宙中有1000亿个星系，每个星系有1000亿个恒星。而据此天文学家又进一步推测各星系恒星数量约为1000亿的一万亿倍。美国天文学家彼得·范·多昆和天体物理学家查理·康罗伊对来自星系的光强度分析后认为大约有3×1023。

目录

1 基本物理参量

1.1 星等
1.2 恒星光谱
1.3 直径
1.4 质量
1.5 压力
1.6 磁场

2 化学组成
3 物理特性的变化
4 恒星的分类
5 结构和演化

5.1 恒星的结构
5.2 恒星的形成
5.3 原恒星形成
5.4 主序星
5.5 红巨星

5.5.1 大质量恒星
5.5.2 坍缩

6 观测简史
7 恒星命名

基本物理参量
　　描述恒星物理特性的基本参量有距离、亮度（视星等）、光度（绝对星等）、质量、直径、温度、压力和磁场等。测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角（叫作周年视差），再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法。但对大多数恒星说来，这个张角太小，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。

星等
　　恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等数值越小。地球上测出的星等称视星等；归算到离地球10秒差距处的星等称绝对星等。使用对不同波段敏感的检测组件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。最通用的星等系统之一是U（紫外）、B（蓝）、V（黄）三色系统；B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V＝-26.74，绝对目视星等Mv＝＋4.83，色指数B－V＝0.63，U－B＝0.12。由色指数可确定色温度。恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。

恒星光谱
　　有关恒星的知识主要来自能揭示其物质成分、表面温度和运动状态的光谱研究。恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型（也可称作温度型）。温度相同的恒星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等越小。恒星的光度级可分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ，依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星（或矮星）、亚矮星、白矮星。太阳的光谱型为G2V，颜色偏黄，有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零，温度约10,000K。恒星大气的有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度，差别很大。

直径
　　恒星的真直径可根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可测出小到0″.001的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准，加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。有些恒星也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几千米，有的大到109千米以上。

质量
　　多数恒星存在于双星系统中。天文学家根据某些特殊的双星系统能测出恒星的质量；经过多年的观测，又确定了质光关系。一般恒星质量能根据质光关系进行估算。总的说来，各种不同类型恒星模型代表的质量，与能够通过现实恒星精确测量的对应质量是符合的，这可确信建立的模型的正确性。已测出的恒星质量大多介于太阳质量的百分之几到120倍之间，但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间。恒星的密度可根据直径和质量求出，密度的量级大约介于10-9g/cm3（红超巨星）到1013～1016g/cm3（中子星）之间。

压力
　　恒星表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定。中性元素与电离元素谱线的强度比，不仅同温度和元素的丰度有关，也同电子压力密切相关。电子压与气体压之间存在着固定的关系，二者都取决于恒星表面的重力加速度，因而同恒星的光度也有密切的关系。见恒星大气理论。

磁场
　　根据恒星光谱中谱线的塞曼分裂（见塞曼效应）或一定波段内连续谱的圆偏振情况，可测定恒星的磁场。太阳表面的普遍磁场很弱，仅约1～2高斯，有些恒星的磁场则很强，能达数万高斯。白矮星和中子星具有更强的磁场。

化学组成
　　与在地面实验室进行光谱分析一样，对恒星的光谱也可进行分析，借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量。多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多。按质量计算，氢最多，氦次之，其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同，如沃尔夫–拉叶星，就有含碳丰富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序之分）。金属线星和A型特殊星中，若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强。理论分析表明，演化过程中恒星内部的化学组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变，重元素的含量会越来越多。见恒星化学组成。

物理特性的变化
　　观测发现，有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间发生周期的、半规则的或无规则的变化。这种恒星叫作变星。变星分为两大类：一类是由于几个天体间的几何位置发生变化而造成的几何变星；另一类是由于恒星自身内部的物理过程而造成的物理变星。几何变星中，最为熟悉的是两个恒星互相绕转，因而发生变光现象的食变星（即食双星）。它们分为大陵五型、天琴座β（渐台二）型和大熊座W型三种。几何变星中还包括椭球变星（因自身为椭球形，亮度的变化是由于自转时观测者所见发光面积的变化而造成的）。物理变星，按变光的物理机制，主要分为脉动变星和爆发变星两类。脉动变星的变光原因是恒星在经过漫长的主星序阶段以后（见赫罗图），自身的大气层发生周期性的或非周期性的膨胀和收缩，引起光度的脉动性变化。理论计算表明，脉动周期与恒星密度的平方根成反比，因此那些重复周期为几百乃至几千天的晚型不规则变星、半规则变星和长周期变星都是体积巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星。周期约在1～50天之间的经典造父变星和周期约在0.05～1.5天之间的天琴座RR型变星（又称星团变星）是两种最重要的脉动变星。观测表明，造父变星的绝对星等随周期增长而变小（这是与密度和周期的关系相适应的），因而可通过精确测定它们的变光周期来推求它们自身以及它们所在的恒星集团的距离，所以造父变星又有宇宙中的“灯塔”或“量天尺”之称。天琴座RR型变星也有量天尺的作用。
　　还有一些周期短于0.3天的脉动变星（包括盾牌座δ型变星、船帆座AI型变星和仙王座β型变星等），它们的大气分成若干层，各层都以不同的周期和形式进行脉动，因而其光度变化规律是几种周期变化的叠合，光变曲线的形状变化很大，光变同视向速度曲线的关系也有差异。盾牌座δ型变星和船帆座AI型变星可能是质量较小、密度较大的恒星，仙王座β型变星属于高温巨星或亚巨星一类。
　　爆发变星按爆发规模可分为超新星、新星、矮新星、类新星和耀星等几类。超新星的亮度会在很短期间内增大数亿倍，然后在数月到1～2年内变得非常暗弱。这是恒星演化到晚期的现象。超新星的外部壳层形成一个逐渐扩大而稀薄的星云（超新星遗迹）；内部则因极度压缩而形成密度非常大的中子星。最著名的银河超新星是1054年在金牛座发现的“天关客星”。现在可在该处看到著名的蟹状星云，其中心有一颗周期约33毫秒的脉冲星。
　　新星在可见光波段的光度在几天内会突然增强大约9个星等或更多，然后在若干年内逐渐恢复原状。1975年8月在天鹅座发现的新星是迄今已知的光变幅度最大的一颗。光谱观测表明，新星的气壳以每秒500～2,000千米的速度向外膨胀。一般认为，新星爆发只是壳层的爆发，质量损失仅占总质量的千分之一左右，因此不足以使恒星发生质变。有些爆发变星会再次作相当规模的爆发，称为再发新星。
　　矮新星和类新星变星的光度变化情况与新星类似，但变幅仅为2～6个星等，发亮周期也短得多，大多是双星中的子星之一。因而有人认为，这一类变星的爆发是由双星中某种物质的吸积过程引起的。
　　耀星是一些光度在数秒到数分钟间突然增亮而又很快回复原状的一些很不规则的快变星。它们被认为是一些低温的主序前星。
　　随着观测技术的发展和观测波段的扩大，还发现了射电波段有变化的射电变星和X射线辐射流量变化的X射线变星等。

恒星的分类
　　目前所用的恒星分类系统源起于20世纪初期，当时是以氢的谱线从A排列至Q，那时还不知道温度是影响谱线最主要的因素，而当依照温度重新排列时，就与现在使用的完全一致了。
　　根据恒星光谱的差异，以不同的单一字母来表示类型，O型是温度最高的，到了M型，温度已经低至分子可能存在于恒星的大气层内。依据温度由高至低，主要的类型为：O、B、A、F、G、K和M，各种各样罕见的光谱类型还有特殊的分类。最常见的特殊类型是L和T，是温度最低的低质量恒星和棕矮星。每个字母还以数字从0至9，以温度递减再分为10个细分类。然而，这个系统在极端高温的一端仍不完整：迄今还没有被分类为O0和O1的恒星。
　　另一方面，也发现恒星的谱线恒星可以根据光度作用再分类，这对应到它们在空间的大小和表面的重力。它们的范围从0（超巨星）经过III'（巨星）到V（主序带矮星）和VII（白矮星）。大部分的恒星都属于主序带，这是在绝对星等和光谱图（赫罗图）的对角线上窄而长的范围，包含在其中的都是进行氢燃烧的恒星。我们的太阳是主序带上分类为G2V的黄色矮星，是一般平常的大小和温度中等的恒星。太阳被作为恒星的典型样本，并非因为它很特别，只因它是离我们最近的恒星，且其它恒星的许多特征都能以太阳作为一个单位来加之比较。
　　附加于光谱类型之后的小写字母可以显示出光谱的特殊性质。例如，“e”表示有发射谱线，“m”代表金属的强度异常，“var”意味着光谱的类型会改变。
　　白矮星有自己专属的分类，均以字母D为首，再依据光谱中最明显的谱线特征细分为DA、DB、DC、DO、DZ、和DQ，还可以附随一个依据温度索引的数值。

结构和演化
　　根据实际观测和光谱分析，恒星大气的基本结构可分为日冕、色球层，再向内为光球层。光球大气吸收更内层高温气体的连续辐射而形成吸收线。历史上曾把高层光球大气叫作反变层，而把发射连续谱的高温层叫作光球。光球这一层相当厚，其中各个分层均有发射和吸收。光球与反变层不能截然分开。太阳型恒星的光球内，有一个平均约1/10半径或更厚的对流层。在上主星序恒星和下主星序恒星的内部，对流层的位置很不相同。能量传输在光球层内以辐射为主，在对流层内则以对流为主。
　　对于光球和对流层，常利用根据实测的物理特性和化学组成建立模型进行研究。可从流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设出发，建立起若干关系式，用以求解星体不同区域的压力、温度、密度、不透明度、产能率和化学组成等。恒星的中心温度可高达数百万度乃至数亿度，在那里进行着不同的产能反应。一般认为恒星是由星云凝缩而成，主星序以前的恒星因温度不够高，不能发生热核反应，只能靠引力收缩来产能。进入主星序之后，中心温度高达700万度以上，开始发生氢聚变成氦的热核反应。这个过程很长，是恒星生命中最长的阶段。氢燃烧完毕后，恒星内部收缩，外部膨胀，演变成表面温度低而体积庞大的红巨星。那些内部温度上升到近亿度的恒星，开始发生其他核反应。这些演化过程中恒星的温度和光度按一定规律变化，从而在赫罗图上形成一定的径迹。最后，一部分恒星发生超新星爆炸，气壳飞走，核心压缩成中子星一类的致密星而趋于“死亡”。

恒星的结构
　　一颗稳定的恒星内部是在流体静力平衡的状态下：在任何一个小体积内的力量相互之间几乎确定都是完全平衡的。平衡的力是向内的万有引力和恒星内部由于压力梯度产生向外的压力。压力梯度是由等离子体的温差建立的，因为外的的部份温度会比内部核心的低。主序星或巨星的核心温度至少有107K，这样的温度在主序列恒星的核心要燃烧氢进行核聚变反应是绰绰有余的，并且能产生足够的能量防止恒星进一部的崩溃。
　　在核心的原子核聚变时，产生的能量会以γ射线辐射出去。这些光子与包围在周围的等离子体相互作用，增加了核心的温度。在主序代的恒星将氢转换成氦，缓慢但是稳定的增加核心内氦的比率。最后，氦成为核心最主要的成分，并且核心不再产生能量。取代的是，质量大于0.4太阳质量的恒星，核聚变慢慢的在包围着氦核心的氢壳层扩展开来。
　　除了流体静力平衡之外，在稳定的恒星内部也要维持着热平衡的能量平衡。在内部的辐射温度梯度造成热能向外流动。在任何一层向外流出的能量，与邻接其下方那一层向外传送的能量是完全相等的。
　　辐射层是在恒星内部能以辐射充分且有效率传送能量的区域，在这个区域内等离子体没有任何的扰动，也不会任何质量的运动。如果不是这样，等离子体就会变得不稳定，并且开始产生对流运动成为对流层。这种情况很可能发生，例如，在某一个区域产生了非常高的能量流动，例如在核心区域或在外面非常不透明的包层附近。
　　主序带上的恒星能否在外面的包层产生对流，主要取决于恒星的质量。质量是太阳数倍的恒星有着深入恒星内部的对流层而辐射层在外面。较小的恒星，像太阳这样的则正好相反，是对流层在外面。红矮星的质量低于0.4太阳质量，整个都是对流层，阻止了氦在核心堆积成氦核,多数恒星的对流层都会随着恒星老化而改变内部的结构和发生变化。
　　恒星能够让观测者看见的部份是光球层，这是恒星的等离子体变得透明可以用光子传送能量的一层。在此处，从核心传递过来的能量变成可以自由进入太空中的光子，因此在光球层上的太阳黑子，或是温度低于平均值的区域，就会出现。
　　在光球层之上是恒星大气层。向太阳这种在主序带上的恒星，最低层的大气是色球层，针状突起和闪焰会出现在这儿。包围在外面的是过渡区，温度在不到100公里的距离内很快的窜升，在上面就是日冕，由大量高热的等离子体组成，巨大的体积可以向外伸展出数百万公里。日冕的存在看来是依靠着恒星外面数层的对流区。尽管它的温度很高，日冕只发出微弱的光。太阳的日冕平常只有在日全食的时候才能看见。
　　从日冕吹出的恒星风是来自恒星的等离子体质点，会继续向外扩张直至遭遇到星际物质。对太阳而言，受到太阳风扩张影响所及的气泡状范围称为太阳圈。

恒星的形成
 哈勃空间望远镜上新安装的大视场照相机3拍摄的星系M83核心附近猛烈的恒星形成。标准模型无法解释其中所出现的大质量蓝色恒星以及它们将能量返还给其母星云的方式。版权：NASA, ESA, R. O'Connell (Universityof Virginia), B. Whitmore (STScI), M. Dopita(Australian National University), and the WideField Camera 3 Science Oversight Committee
　　恒星形成依然是当今天体物理学中最活跃的领域之一。它始于星际空间中漂浮着的巨大气体、尘埃云。如果这片星云——或者，通常把星云中某个高密度部分称为“云核”——的温度足够低、密度足够大，向内的引力就会超过向外的气体压强，于是它就会在自身的重量下坍缩。这片星云或者这个云核的密度和温度会变得越来越高，最终点燃核聚变。由聚变产生的热量会使得内部压强升高，进而停止坍缩。于是这颗新诞生的恒星就会进入可持续数百万乃至上万亿年的动态平衡状态。
　　这一恒星形成理论是自洽的，并且和大量的观测相符。但它还远未完善。有四个问题特别困扰着天文学家。

如果高密度的云核是孵出恒星的“蛋”，那么下蛋的“母鸡”在哪里？星云自身必定来自某个地方，而它们的形成过程还没有被很好地认识。

是什么使得云核开始坍缩？无论最初的机制是什么，它决定了恒星的形成率以及恒星的最终质量。

胚胎期的恒星如何彼此影响？标准理论描述的都是孤立的单颗恒星；它并没有告诉我们，当恒星密集形成的时候会发生什么，而这却是绝大多数情况。最近的发现预示，我们的太阳形成于一个已经瓦解的星团之中。在拥挤的托儿所里长大和当一个独子之间会有什么不同？

大质量恒星到底是怎样形成的？标准理论只能用于质量小于20个太阳质量的恒星，对于更大的恒星则不适用，它们巨大的光度会在初生的恒星积聚到足够的物质前将星云吹散。此外，大质量恒星会通过紫外辐射、高速外流和超音速激波来作用于它们周围的环境。这一能量反馈会使得星云瓦解，但标准理论并没有考虑这一点。

　　解决这些问题的呼声正在日益高涨。从星系形成到行星起源，恒星形成几乎是天文学中一切的基础。如果不了解它，天文学家就无法剖析遥远的星系或者是认识太阳系外的行星。虽然最终的回答还仍然扑朔迷离，但有一点已经取得共识：一个更精湛的恒星形成理论必须要考虑环境对其的影响。新生恒星的最终状态将不单单取决于云核中的初始条件，还和其周围的环境以及其他恒星随后对它的影响有关。这是一场宇宙尺度上的先天和后天之争。
　　恒星在星际物质扩张的密度较高的地区内形成，但是那儿的密度仍然低于地球上人造的真空。这样的地区称为 分子云 ，其中的成分绝大部分是氢，大约23%－28%是氦，还有少许的重元素。猎户座大星云就是恒星形成区的一个例子。 当大质量的恒星在分子云内形成，它们将照亮那云气，也会使氢电离，创造出HII区。

原恒星形成
　　恒星的形成从分子云内部的引力不稳定开始，通常是因为超新星（大质量恒星爆炸）的冲激波触发或两个星系的碰撞（像是星爆星系）。一但某个区域的密度达到或满足金斯不稳定性的标准，它就会因为自身的引力开始坍缩。
　　分子云一但开始坍缩，密集的尘土和气体就会形成一个个我们所知道的包克球，它们可以拥有50倍太阳质量的物质。当小球继续坍缩时，密度持续增加，引力位能被转换成热，并且使温度上升。当原恒星云趋近于流体静力平衡的状态时，原恒星就在核心形成了。这些主序前星经常都有原恒星盘著，引力收缩的期间至少要经历一千万至一千五百万年。
　　早期恒星质量低于2倍太阳质量的属于金牛T星，较大的则属于赫比格Ae/Be星。这些新生的恒星由自转轴的两极喷出的喷流，会形成所谓的赫比格-哈罗天体。

主序星
　　恒星一生的90%都是在核心以高温和高压将氢聚变成氦。像这样的恒星在主序带上，称为矮星。从零龄主序星开始，氦在核心的比率稳定的增加。结果，为了维持在核心的核聚变，恒星会缓慢的增加温度和光度。以太阳为例，估计从46亿年进入主序带迄今，光度已经增加了40%。
　　每一颗恒星都会吹出恒星风将微粒持续的送入太空中。对多数的恒星，经由这样流失的质量是可以忽略不计的，太阳每年流失的只有10−14太阳质量，或是它一生所消耗质量的0.01%。但是大质量恒星每年所流失的可能达到10−7至10−5太阳质量，对它们的演化会有重大的影响。开始时有50倍太阳质量的恒星可能会在主序带的阶段丧失一半的质量。
　　恒星在主序带上所经历的时间取决于他的燃料和消耗燃料的速率，换言之就是开始的光度和质量，对太阳来说，估计他的生命有一百亿年。大质量的恒星燃烧燃料的速度快，生命期就短；小的恒星（像是红矮星）燃烧燃料的速度很慢，至少可以维持数兆年，而当生命结束时也只是单纯的越来越黯淡。但是因为这种恒星的生命期远大于现在的宇宙年龄（137亿岁），所以还没有这样的恒星死亡。
　　除了质量，比氦重的元素在恒星演化中也扮演着重要的角色。在天文学中，比氦重的元素都被视为"金属"，而这些元素在化学上的浓度称为金属量。金属量可能影响恒星燃烧燃料的速率、控制磁场的形成，和改变恒星风的强度。由于形成恒星的分子云成份不同，年老的，第二星族星的金属量就比年轻的第一星族星低（当老的恒星死去并将大气层洒落至分子云中，重元素的量就会随着时间过去变得越来越丰富。）

红巨星
　　质量不低于0.5太阳质量以上的恒星在核心供应的氢耗尽之后，外层的气体开始膨胀并冷却形成红巨星。例如大约50亿年后的太阳，当太阳成为红巨星时，它的最大半经将是目前的250倍（1天文单位（150,000,000千米））。成为巨星时，太阳大约已失去目前质量的30%。
　　对一个达到2.25太阳质量的红巨星，氢聚变会在包围着核心外的数层壳曾内进行。最后核心被压缩至可以进行氦聚变，同时恒星的半径逐渐收缩而且表面的温度增加。更大的恒星，核心的区域会直接进行氢聚变与氦聚变。
　　在恒星核心的氦也耗尽之后，核聚变继续在包围着高热的碳和氧核心的气壳层内进行，然后循着与原来的红巨星阶段平行，但是表面温度较高的路径继续演化。

大质量恒星
　　在氦燃烧阶段，许多超过10倍太阳质量的大质量恒星膨胀成为红超巨星，一但核心的燃料耗尽，它们会继续燃烧比氦更重的元素。
　　核心继续收缩直到温度和压力能够让碳融合。这个过程会继续，满足下依步骤燃烧氖、氧、和硅。接近恒星生命的终点，核聚变在恒星内部可能延着数层像洋葱壳一样的壳层中发生。每一层燃烧着不同的燃料，燃烧的最外层是氢，第二层是氦，依序向内。
　　当铁被制造出来就到达了最后的阶段。因为铁核的束缚能比任何更重的元素都大，如果程序继续，铁核的燃烧不仅不会释放出能量，相反的还要消耗能量。同样的，它也比较轻的元素紧密，铁核的分裂也不会释放出能量。比较老、质量比较大的恒星，在恒星的核心就会累积比较多的铁。在这些恒星的重元素或可能会随着自身的运作方式到达恒星的表面，发展形成所知的沃尔夫-拉叶星，从大气层向外吹送出密度较高的恒星风。

坍缩
　　在发展中，平均大小的恒星会将外面数层的气层扩散成为行星状星云。如果在外层的大气层散发之后剩余的质量低于1.4倍太阳质量，它将缩小成一个小天体（大小如同地球），但没有足够的质量继续压缩，这就是所知的白矮星。虽然一般的恒星都是等离子体，但在白矮星内的电子简并物质已不是等离子体。在经历非常漫长的时间之后，白矮星最后会暗淡至成为黑矮星 。
　　更大的恒星，核聚变会继续进行，直到铁核有了足够的大小（大于1.4倍太阳质量）而不再能支撑自身的质量。这时核心会突然的坍缩使电子进入质子之内，在反β衰变或电子捕获的爆发之后形成中子和中微子。由这种突然的坍缩产生的激震波造成恒星剩余的部分产生超新星的爆炸。当它们发生在银河系内，就是历史上曾经以肉眼看见和记载的，在以前不存在的“新恒星”。
　　这颗恒星的大部分物质都在超新星爆炸中飞散出去（形成像蟹状星云这种的云气）而还剩下的就是中子星（有些被证明是波霎或是X-射线爆发），或是质量更大的就形成黑洞（剩余的质量必须大于4倍太阳质量）。 在中子星内的物质是中子简并物质，和一种可能存在核心且极不稳定的简并物质，QCD物质。在黑洞核心的这种物质所处在的状态是迄今仍不了解的。
　　这颗死亡恒星外层被抛出的物质包括一些重元素，可能在新恒星形成的世代交替中成为原料，而这些重元素可以形成岩石的行星。超新星和大恒星恒星风的抛出物是构成星际物质的重要成分。

观测简史
　　人类对恒星的观测历史悠久。古埃及以天狼星在东方地平线的出现，预示尼罗河泛滥的日子。中国商朝就设立专门官员观测大火在东方的出现，确定岁首的时刻，与作物播种与收割并列在卜辞中。而中国明朝的航海家们则利用航海九星来判断方向。美国的阿波罗11号飞船设有光学定位仪，利用恒星来确定位置。
　　在历史上，恒星在世界各地的文明中都曾占有重要的地位，它们被作为宗教上的实践并用于天文导航上指示方向。许多古代的天文学家都相信恒星被固定在永恒的天球上（球形的天空），并且永远不会变化。经由相约成俗，天文学家将一群一群的恒星集合组成星座，并且用它们来追踪行星在天空中的运动和臆测太阳的位置。太阳在星空背景（和地平线）被用来创造了历法，可以用来实践农业的调控。现在几乎全球都在使用的格里历就是依据最靠近地球的恒星，太阳为基础建立的。.
　　最古老的，标有精确日期的星图出现在西元前1534年的古埃及。伊斯兰天文学家为许多恒星取的阿拉伯文名称一直到今天都还在使用，他们还发明了许多天文仪器可以测量和计算恒星的位置。在11世纪，阿布·拉伊汉·比鲁尼描述银河系像是由有恒星的云气组成的许多碎片，在1019年的月食也测量了一些恒星的纬度。
　　中国至晚在春秋时期已了解恒星是由气体构成，并知道还是有新的恒星可能出现。早期的一些欧洲天文学家，像是第谷，就在夜空中辨认出一颗新的恒星(后来称为新星)，因此认为天空不是永恒不变的。在1584年，焦尔达诺·布鲁诺认为恒星像太阳一样，也可能有其他行星，甚至有像地球一样的，环绕着它们，古代的希腊哲学家德谟克利特和伊比鸠鲁也曾经提出和他一样的想法。在进入下个世纪前，天文学家已经取得了一致的看法，认为恒星是遥远的太阳。神学家李察·宾特利质疑这些恒星为何没有对太阳系施加万有引力，艾萨克·牛顿解释认为在每个方向分布的恒星将引力彼此互相抵销掉了。
　　意大利天文学家Geminiano Montanari在1667年观测和记录了大陵五的光度变化，爱德蒙·哈雷出版一对邻近“恒星”自行的测量报告，显示出从古希腊天文学家托勒密和喜帕恰斯迄今，它们的位置已经改变了。白塞尔在1838年首度利用视差的技术测出一颗恒星（天鹅座61）的距离是11.4光年，显示了天空的广大和天体距离的遥远。
　　威廉·赫歇尔是第一位尝试确定恒星在天空中分布状态的天文学家。在1780年代，他用量测器对600个方向进行了一系列的测量，计算沿着视线方向可以看见的恒星数目。透过这样的研究，他推论出恒星的数量平稳的向着天空的一侧增加，这个方向就是银河的中心。他的儿子约翰·赫歇尔在南半球的天空重复他的研究，也得到向着同一方向增加的相同结果。除了这些还有其他的成就，威廉·赫歇尔还注意到有些恒星不仅是在相同的方向上，彼此之间还是物理上的伙伴形成了联星系统。
　　约瑟夫·夫琅禾费和安吉洛·西奇开创了科学的恒星分光学，经由比较天狼星和太阳的光谱，他们发现有不同数量和强度的吸收谱线 —恒星光谱中黑暗的谱线是由大气层吸收特定频率的波长造成的。西奇从1865年开始分依据光谱类型对恒星做分类。不过，现代的恒星分类系统是安妮·坎农在1900年代建立的。
　　在19世纪双星观测所获得的成就使重要性也增加了。在1834年，白塞尔观测到天狼星自行的变化，因而推测有一颗隐藏的伴星；爱德华·皮克林在1899年观测开阳周期性分裂的光谱线时发现第一颗光谱双星，周期是104天。天文学家斯特鲁维和S. W. Burnham仔细的观察和收集了许多联星的资料，使得可以从被确定的轨道要素推算出恒星的质量。第一个获得解答的是1827年由Felix Savary透过望远镜的观测得到的联星轨道。
　　对恒星的科学研究在20世纪获得快速的进展，相片成为天文学上很有价值的工具。卡尔·史瓦西发现经由比较视星等和摄影星等的差别，可以得到恒星的颜色和它的温度。1921年，光电光度计的发展可以在不同的波长间隔上非常精密的测量星等。阿尔伯特·迈克耳孙在胡克望远镜第一次使用干涉仪测量出恒星的直径。
　　在20世纪的第一个十年里，恒星物理概念性的重要工作开始进展。在1913年，赫罗图发展出来，推动了恒星在天文物理上的研究。解释恒星内部和恒星演化的模型被成功的发展出来；恒星光谱也因为量子物理学的进展而得以成功的解释；恒星大气中的化学成分也能够被确定。
　　除了超新星之外，各别的恒星都在我们的银河系所在的本星系群中被观测到，特别是在可以看见的银河部分。但是有些距离地球一亿光年远，在室女座星系团M100星系内的恒星也被观测到。在本超星系团也有一些星团被观测到，并且现代的望远镜原则上可以观察到本星系群内单独的微弱恒星— 被解晰出来最遥远的恒星距离在一亿光年。然而在本超星系团之外的星系中，无论是单独的恒星或星团都未曾被观测过，唯一的例外是在十亿光年外的一个拥有数十万颗恒星的巨大星团曾留下微弱的影像—距离十倍于以前曾观测过最遥远的星团。

恒星命名
中国
　　每一颗恒星都要给它取一个独特的名字，才能够便于研究和识别。中国在战国时代起已命名肉眼能辨别到的恒星或是以它所在星官（包括三垣以及二十八宿）命名，如天关星、北河二、心宿二等；或是根据传说命名，例如织女星（织女一）、牛郎星（河鼓二）、老人星等，构成一个不严谨的独立体系。
西方
　　星座的概念在巴比伦时期就已经存在，古代的观星人将哪些比较显著的恒星和自然或神话等特定的景物结合，想像成不同的形状。位于黄道带上的12个星座就成了占星学的依据，许多明显的单独恒星也被赋予专属的名字，特别是以阿拉伯文和拉丁文标示的名称。
　　而且有些星座和太阳还有它们自己整体的神话，它们被认为是亡者或神的灵魂，例如大陵五就代表着蛇发女怪梅杜莎。
　　到了古希腊，已经知道有些星星是行星（意思是“漫游者”），代表着各式各样重要的神祇，这些行星的名字是水星、金星、火星、木星、和土星[23]（天王星和海王星虽然也是希腊和罗马神话中的神祇，但是它们的光度暗淡，因此古代人并未发现，它们的名字是后来才由天文学家命名的。）。
　　大约在1600年代，星座的名称、范围以及恒星的名字还是由各个地区自己命名的。1603年，德国天文学家约翰·拜耳创造了以希腊字母序列与星座结合的拜耳命名法，为星座内的每一颗恒星命名。然后英国天文学家约翰·佛兰斯蒂德发明出了数字系统的命名法，这就是佛兰斯蒂德命名法。从此以后许多其他的系统的星表都被创造出来。
其他
　　科学界唯一认可能够为恒星或天体命名的机构是国际天文联合会。很多的私人公司（例如：“International Star Registry”）以贩售恒星的名字为主，但是除了购买者以外，这些名字既不会被科学界认可，也没有人会使用这个名字[24]，并且有许多组织假称为天文机构进行诈欺，骗取无知的民众购买星星的名字。


恒星物理学

恒星物理学（ stellar physics ），应用物理学知识，从实验和理论两方面研究各类恒星的形态、结构、物理状态和化学组成的学科。天体物理学的分支。在恒星上发现的某些奇特物理现象，也能够启发和推动现代物理学的发展。

研究方法
一般的恒星都是炽热的气体球。研究恒星所必需的一切资料几乎全部来自恒星自身的电磁辐射，近年来能检测它们的高能粒子和引力波效应。因此，早期主要使用光学、红外线、射电和X射线等各种天文望远镜以及所附的终端设备，测量各类恒星在不同波段上的辐射强度、能谱、谱线结构、偏振状态等物理量。随后发展主要是应用热辐射理论，推知恒星表面的有效温度；应用谱线位移和一定的几何方法，确定恒星自转特性、双星特性或脉动特性；再利用引力理论、辐射理论和脉动理论，可推出双星轨道半长径、子星半径、子星质量（或质量函数）及脉动变星的平均半径和平均密度等；应用谱线的形成和致宽理论，推出恒星大气的电子压力、气体压力、不透明度、元素的丰度以及恒星的光度；应用核物理理论，推知恒星的产能机制及其变迁，再结合辐射转移理论就建立恒星模型，用以研究恒星内部结构理论；应用塞曼效应，可推知恒星磁场；应用引力理论、粒子物理理论，探讨恒星晚期超密态的各种现象；应用等离子体理论，探讨星冕、星风、质量交流和质量损失等恒星大气现象。最后，综合应用各种物理理论，探讨恒星的形成和演化。

主要研究内容
主要是：①恒星大气的观测和理论研究。恒星大气是能直接观测到的恒星外层部分。应用分光技术，依照辐射平衡、局部热动平衡的辐射转移理论和恒星大气模型理论，可在一定程度上解释连续光谱、吸收光谱和发射光谱的形态（见恒星大气理论），探明它们的形成机制、演变过程和致宽因素，并弄清恒星大气中光球、色球层和星冕等不同层次的物理状况和相互关系，以及大气中的元素丰度等，还可研究恒星自转，并根据较差自转来探讨恒星大气内层的情况。②恒星内部结构的研究。研究恒星内部从中心到表面各层的物态和物理过程，探讨恒星内部输送能量和维持温度梯度的物理机制，然后根据研究结果解释观测到的恒星质量、光度、半径和表面温度等的时序变化和相互关系。③恒星的能源和核合成的研究。确定产能和维持恒星不断辐射的核物理过程，探讨元素合成理论，以解释现有的元素丰度。较流行的是1957年B2FH理论及相关的发展理论。④恒星脉动现象的观测和研究。许多恒星有脉动性的光变。理论研究表明，脉动现象是恒星演化到一定阶段（多为赫罗图上红巨星或红巨星后的水平支阶段）的必然现象。根据最重要的几种脉动变星的周光关系，可确定恒星和许多有关天体的距离。利用线性和非线性脉动理论，可较好地解释恒星的脉动现象。⑤恒星爆发现象的观测和研究。多种恒星有不同能量级的爆发现象。从年轻的耀星、金牛座T型变星到老年和临近“死亡”的新星、超新星，都有爆发现象。关于各类爆发的物理机制还不十分清楚，需要积累更多更完善的观测资料，并进行更深入的理论分析。对于新星的爆发和许多类似的其他星体的爆发，许多人试图采用双星模型进行解释。⑥双星系统的观测和研究。双星是恒星世界的普遍现象，估计银河系中太阳附近半数以上的恒星是双星或聚星的子星。根据长期的目视、照相、光度和分光观测，可定出恒星最基本的物理参量：质量和半径。密近双星系统中存在大量的质量交流。这种交流所引起的气流、气环、热斑、X射线爆发和新星爆发现象等，在光谱和光度变化中都有所反映，对研究引力相互作用、辐射相互作用、物质相互作用和恒星演化过程等都很重要。⑦致密星的观测与相对论。根据流行的演化学说，晚期恒星因引力坍缩而成为密度大到105克/厘米3以上的致密星，即白矮星、中子星或黑洞。已观测到的白矮星有上千颗，被认为是中子星的脉冲星也已发现千余颗，但黑洞则尚在探寻之中。所有这些天体的研究都与广义相对论密切相关，同时也是对广义相对论的检验。对天鹰座射电脉冲星双星PSR1913＋16所进行的观测研究，证实了广义相对论预言过的引力波。

发展动向
近年来，恒星物理学在实测方面的一个重要发展是全波段观测。射电、大气外的X射线、远紫外线和红外线观测，大大丰富了关于恒星辐射和恒星表层物理的知识，并发现了X射线新星和X射线双星等新天体。现在看来，密近双星系统的观测和理论研究，是解决许多恒星物理学问题的一把钥匙。
由于对耀星研究的深入，加上光斑干涉等超高分辨率和高精度光电视向速度分光仪等观测技术的发展，已经能够把当作点源的恒星与作为面源的太阳进行真正的类比研究。另一方面，由于有了大望远镜和其他新技术，已经能够对若干最近的星系（如大小麦哲伦云）内的各类恒星进行较详细的观测研究，从而把它们与银河系内的同类型恒星进行对比，这样就能更好地了解天体化学组成对演化进程的影响。
原子核物理学和粒子物理学的发展，大型快速电子计算机的广泛应用，推动进一步研究恒星的内部结构、元素合成和恒星演化过程。中微子天文学的发展打开了认识宇宙的新窗口。多种脉冲星的发现和研究，促进了辐射理论的发展。广义相对论和各种引力理论更加新活跃，被广泛应用于晚期恒星的研究。


巴纳德星

巴纳德星（拼音：bā nà dé xīng），（英语：Barnard's star），E.E.巴纳德发现的自行(10″.31 )最大的恒星。
相关数据
　　星号为BD＋4°3561。距离地球5.9光年，是除半人马座比邻星以外，是离地球最近的恒星。它是一个M5V型红矮星，目视星等9.54等，切向速度90千米／秒，视向速度－ 108千米／秒。
　　巴纳德星的年龄介于70亿至120亿年之间，不仅比太阳古老，天文学家还认为它可能是银河系中最古老的恒星[9]。它已经失去了大量的转动能量，光度的周期变化显示巴纳德星自转一周需要130天（相较之下太阳只需要25天）。因为巴纳德星是一颗古老的恒星，所以长久以来都被假设是一颗休眠期中的恒星，但是天文学家在1998年观测到一个强烈的恒星耀斑，所以巴纳德星其实是一颗耀星。巴纳德星也是一颗变星，标示为蛇夫座 V2500。
自行运动
　　自行运动是天体在天球上对应的横向速度（相对太阳的“横向”移动），巴纳德星的自行速度是90公里/秒，相当于每年在天球上移动10.3弧杪，所以这颗恒星在人的一生中可以移动四分之一度，相当于满月视直径的一半。
　　巴纳德星的径向运动朝着太阳接近，所以天文学家可以观测到蓝移。目前有两份星表列出巴纳德星的径向运动数值：SIMBAD是每秒106.8公里；ARICNS是每秒110.8公里。天文学家将这些测量值与自行运动一起考虑后，认为它在太空中朝着太阳的相对速度是每秒139.7公里或142.7公里。天文学家根据巴纳德星朝向太阳移动的速度推算，它将在西元9,800年时最接近太阳，届时距离为3.75光年，但是当时最接近太阳的恒星是比邻星，因为它将会移动到比巴纳德星还要更接近太阳的位置。令人失望的是届时这颗星依然很黯淡，视星等只有8.5等，裸眼仍然看不见它，之后它又将稳定的远离太阳。
　　巴纳德星的质量大约是太阳质量的14%[4]，半径是太阳的15-20%。虽然它的质量大约是木星质量的180倍，但是半径只比木星大1.5至2倍，所以这颗恒星与一颗棕矮星的大小相当。它的有效温度是3134（±102）K，视亮度是太阳亮度的4/10000，总亮度相当于34.6/10000。因为它是如此暗淡，如果把它放在太阳的位置，巴纳德星的亮度也只有满月的100倍，与站在距离太阳80天文单位的位置来观测太阳相当。
行星系争议
　　天文学家Peter van de Kamp在1963年发表对巴纳德星自行运动扰动现象的观测与分析，推测它可能有一颗大小约等于木星的行星以24年为周期绕其运行，当时曾获得多数天文学家的同意。但到80年代当收集的数据越来越多，发现许多矛盾后，这个结论开始有争议，目前普遍认为当年的推论是错的。
　　新的分析认为巴纳德星有两颗行星；其中一颗行星的轨道周期为11.7年，轨道半长轴约2.7天文单位，质量约为木星的0.8倍；另外一颗星则为20年、3.8天文单位和约0.4倍。如果这些资料是正确的，则这将是用天体照相测量法找到的第一个包含有类行星的行星系。这些观测需要极精确而长期的测量，所以对它们的推论还只是暂时的。
无论最终结果如何，从某种意义上说，我们确实已经发现了巴纳德星运行在同一轨道面上的行星系，只是更确切的证实还有待于今后的研究。


双星

双星（ binary stars ），在空间中视位置比较靠近的两颗星。由于彼此引力作用而沿着轨道互相环绕运动的，称为物理双星。远看彼此很靠近，实际上在空间相距很远，并不互相环绕运动的两颗星，称为光学双星。本条所讲仅指物理双星。组成双星的两颗星均称为双星的子星。天狼、南门二、五车二、南河三、角宿一、心宿二、北河二、北斗一和参宿三等著名亮星都是双星。

双星的种类
①目视双星：指通过望远镜，人眼可以直接分辨开子星的双星。②干涉双星：指用干涉测量法(例如用经典干涉仪、强度干涉仪、光斑干涉仪等)测知的双星。③掩食双星：指由掩星（例如月掩星）观测分析而略知的双星。④天体测量双星：一般指通过天体测量方法发现其自行行迹为曲线并可用存在某伴星来解释其行迹而发现的双星。⑤分光双星：指由谱线位移的规律性而判知的双星。测得两颗子星谱线的称为双谱分光双星（或双线分光双星），只测到一颗子星谱线的称为单谱分光双星(或单线分光双星)。⑥光谱双星：指由连续光谱能量分布而判知的双星，这种双星往往是轨道面与视向接近垂直，而且两子星的光谱型相差悬殊。⑦食双星：指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。⑧椭球双星（或椭球变星）：指由两颗椭球状子星组成，其合成亮度随位相(轨道上的相对地位)按一定规律变化而被发现的双星，但并不是食双星，椭球双星与食双星可合称测光双星。很多人又把分光双星和测光双星合起来称为密近双星。另外还有按照观测波段或所包含的特殊对象而得名的双星，如射电双星、X射线双星(或简称 X线双星)、爆发双星(包含爆发变星)、脉冲星双星等等。

双星示例

双星是恒星世界的普遍现象，是规模最小的恒星集团。此外还有两颗以上恒星组成的聚星，如三颗星组成的三合星，四颗星组成的四合星，等等。太阳周围5.2秒差距（约17光年）内共有恒星60颗（包括太阳），其中32颗单星，11对双星(22颗)，2组三合星(6颗)，所以双星和聚星的子星颗数占总数46％强。实际上，有些双星是很难发现的，例如：周期甚长的目视双星，轨道倾角很小（轨道平面和视线交角接近直角）的分光双星，两子星质量悬殊的分光双星，轨道扁长因而不易观测到相对运动的目视双星，变光因素复杂而难以识别的食双星或椭球双星，变幅过小的食双星等等。因此，太阳附近空间的恒星是双星或聚星的子星的，并不限于上述百分数，估计约有半数或超过半数。在许多星协、星团、星云和一些河外星系中也发现有双星。

研究双星的意义
要研究恒星的过去和未来，最重要的是先要弄清它们的现状，即了解它们当前的基本参量，其中特别重要的是质量。除太阳外，许多单星的质量是不容易求出的，即使求得，也很难准确，而双星却是测定恒星质量和其他基本参量的重要对象。不少单星的质量估值，要用双星质量去对比检验。双星和聚星还可以说是引力“实验室”。例如，天鹰座射电脉冲星PSR1913+16（轨道周期既短，偏心率又大，而且包含有致密星的双星）就为研究相对论和引力波提供了宝贵的资料。
双星还给人们提供认识恒星之间各种相互作用的条件，如引力相互作用、辐射相互作用、物质相互作用等。双星对于研究某些恒星内部的密度分布、大气结构、爆发等问题也提供了非常有利的条件，还可以为研究许多恒星的演化和寻找黑洞提供宝贵的样品。此外，认真研究双星、聚星和行星系的区别与联系，必然会大大促进它们的起源和演化等问题的解决。因此，双星的研究受到天文界的重视。自从 X射线双星、射电双星、脉冲星双星发现以来，双星天文学内容更加丰富，研究更加活跃。


聚星

聚星（ multiple star ），由三、五个互相有物理联系的恒星组成的多重恒星系统，有时也按成员星的数目称为三合星、四合星等。聚星可以分成两类，一类是普通聚星，另一类称为四边形聚星。普通聚星的成员星两两组成双星，双星与另外的成员之间的距离至少是双星的两子星间的距离的3倍，有时可达几十倍，因此普通聚星的成员星的运动类似于双星的周期运动，只是这种周期运动由于摄动变得更复杂一点而已。大熊座ζ（中名开阳）是普通聚星的一个例子，开阳和旁边一个中名称为“辅”的星组成双星，相距约19，000天文单位，开阳本身又是一个双星，主星大熊座ζ甲和伴星大熊座ζ乙相距约400天文单位。大熊座ζ甲又是一个分光双星，主星和伴星相距约0.29天文单位。大熊座ζ乙也是分光双星。四边形聚星的成员星之间的距离相差不多，这种系统在力学上是不稳定的。聚星的成员星的运动不再是周期性的。聚星系统随着时间的流逝而逐渐瓦解。四边形聚星主要存在于星协之中，和年轻星团等一起组成星协的核心，是一种很年轻的恒星系统。猎户座四边形聚星是四边形聚星的著名的例子。它位于猎户座星云的中央，构成猎户座星协的核心。它由4颗亮度和光谱型都相差不多的星构成一个边长接近相等的四边形。自行的观测表明猎户座四边形聚星正在瓦解之中


变星

变星（汉语拼音：Bianxing；英语：variable star），由于内在的物理原因或外界的几何原因而发生亮度变化的恒星。有些恒星虽然亮度没有变化，但其他物理性质有变化的或光学波段以外的电磁辐射有变化的也归入变星之列，如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等。

目录

1 发现史
2 命名
3 类型
4 意义

发现史
　　有些恒星的亮度变化肉眼就能发现，但大多数变星必须用一定的仪器、一定的观测技术才能发现。照相测光和光电测光技术的应用，使变星数目迅猛增加，1985年开始陆续出版的第4版《变星总表》已收集了到1982年为止发现和命名的28450颗变星和变光体。分光技术提供了变星物理性质的重要信息，不仅为发现变星，也为研究变化的原因提供了条件。但在已知变星中，做过光谱观测的仅占25％左右。

命名
　　少数变星在发现亮度变化前已经定名，仍继续延用，此外，绝大多数变星都按国际通用的命名法命名 ，即用拉丁字母加上星座名作为变星的名字。对每一个星座，按变星发现的顺序，从字母R开始 ，一直到Z，然后用两个字母 ，从RR，RS起到ZZ，再用前面的字母AA，AB，……，一直到QZ，其中字母J完全不用，从第335个起，用V335，V336，……，加上星座名。

类型
　　变星按其光变原因，可以分成内因变星和外因变星。前者的光变是光度的真实变化，光谱和半径也在变，又称物理变星；而后者的光度、光谱和半径不变，它们是双星，光变的原因是由于轨道运动中子星的相互掩食（称食双星或食变星）或椭球效应，外因变星又称为几何变星或光学变星。内因变星占变星总数的80％，又可分为脉动和爆发性质迥异的两大类。脉动变星占内因变星的90％，光变是由星体脉动引起的；爆发变星的光变是由一次或多次周期性爆发引起的。脉动变星和爆发变星又可以分成若干次型。变星的分类法随着人们认识的不断深化而逐渐改变，近年来发现越来越多的双星不仅是几何变星，也是物理变星。

意义
　　变星种类繁多，涉及恒星演化的各个阶段，变星的研究必然促进恒星理论的发展；食变星为确定恒星的质量、大小等物理量提供了难得的机会；造父变星的周光关系为宇宙尺度提供了基本校准，新星、超新星的极大亮度可作为粗略的距离指针；变星分属于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盘星族、中介星族Ⅱ和晕星族（见星族）五种不同空间结构次系，对银河系结构和动力学的研究也有重要意义。


星云

星云（ Nebula ），太阳系以外天空中一切非恒星云雾状的天体（图1、图2、图3）。一些较近的星系，外观像星云，18世纪以来也称为星云。1924年底解决了宇宙岛之争以后，才把二者分开。位于银河系内的称为银河星云，银河系以外的星云称为河外星系或星系。按形状、大小和物理性质，银河星云可分为：广袤稀薄而无定形的弥漫星云，亮环中央具有高温核心星的行星状星云，以及尚在不断地向四周扩散的超新星剩余物质云（见超新星遗迹）。就发旋光性质，银河星云又可分为：被中心或附近的高温照明星（早于B1型的）激发发光的发射星云，因反射和散射低温照明星（晚于B1型）的辐射而发光的反射星云，以及部分地或全部地挡住背景恒星的暗星云。前两种统称为亮星云。反射星云同暗星云的区别，仅仅是在于照明星、星云和观测者三者相对位置的不同。

图1　鹰状星云

图2　柱状星云

图3　环状星云

目录

1 光度和光谱
2 气体星云中的电离球
3 星云的演变
4 成分

光度和光谱
用肉眼只能看到一个猎户座大星云，说明一般星云都是十分暗弱的。在《梅西耶星表》（M星表）的103个有一定视面积的天体中，只有11个是真正的星云。就是在1888～1910年陆续刊布的《星团星云新总表》（NGC星表）及其补编(IC)中的13 226个有一定视面积的天体中，也只有一小部分是真正的星云。只是在大口径望远镜，尤其是大视场强光力的施密特望远镜出现后，才开始对星云进行有效的观测研究。气体星云光谱中除氢、氮等复合线外，还有很强的氧、氮等的禁线，如[OⅢ]λλ4959、5007,[NⅡ]λλ6548、6583和[OⅡ]λλ3726、3729等，几乎在所有气体星云的光谱中都可看到。气体星云的光谱中同时存在一个较弱的连续背景，它一部分来自星云内尘埃物质对星光的散射，其强度随星云中尘埃含量而增减；另一部分来自电子的自由–自由跃迁和自由–束缚跃迁。此外，若干星云中还出现被照明星辐射加热到100℃左右的尘埃粒子所发射的红外连续光谱。

气体星云中的电离球
热星对气体星云的激发电离有一个范围。1939年瑞典天文学家B.G.D.斯特龙根确定了电离氢云的半径S0同恒星温度T和星云中粒子数密度N之间的关系：

式中 T0为离照明星 S0处的电子温度， θ=5 040/ T, R为恒星半径。通常把这个半径 S0叫作斯特龙根半径。从这个电离云到周围中性氢云的过渡是急促的，过渡区的厚度只有千分之一 秒差距，所以电离氢云都有一个很清晰的边界。由于 星云中气体和尘埃分布不均匀，加上位于 星云前面的吸收物质分布不规则，实际观测到的电离氢云的边界往往是参差不齐的。

星云的演变
一般认为行星状星云是由激发它的中心星抛射出来的，将会逐渐消失；新星和超新星爆发所抛出的云也在很快地膨胀而逐渐消失。它们都是恒星演化过程中的产物，也是恒星逐渐变为星际物质的过程。在照明星晚于B1型的一些弥漫星云中，一个暗星云可能是和运动着的恒星偶然相遇而被照亮，恒星离开之后重又变暗。已观测到这些星云与它们的照明星的视向速度是不相同的，因而二者之间没有演化上的联系。还有一些发射星云内部包含若干早于B1型的热星，它们常常组合成聚星、银河星团或星协（如O星协）。这些星云和年轻恒星一起分布在银河系旋臂中。因此，一般认为这些星云中的热星群可能是不久前才从这些星云中诞生的。

成分
银河星云中的物质都是由气体和尘埃微粒组成的。不同星云中的气体和尘埃的含量略有不同。发射星云中的尘埃少些，一般小于1％；暗星云中则多一些。星云中物质密度常常十分稀薄，一般为每立方厘米几十到几千个原子（或离子）。星云的体积一般比太阳系大许多倍，虽然密度很小，总质量却常常很大。星云物质的主要成分是氢，其次是氮，此外还含有一定比例的碳、氧、氟等非金属元素和镁、钾、钠、钙、铁等金属元素。近年来还发现有OH、CO和CH4等有机分子。星云中各种元素的含量与宇宙丰度是一致的。在其他星系中也有很多气体星云。


星际物质

星际物质（ Interstellar Matter ），银河系（和其他星系）内恒星之间的物质，包括星际气体、星际尘埃和各种各样的星际云，还可包括星际磁场和宇宙线。

麒麟座玫瑰星云　（选自美国基特峰天文台KPNO）

星际物质(ISM)约占银河系可见物质质量的10％，高度集中在银道面，尤其在旋臂中。不同区域的星际物质密度可相差很大。星际气体和尘埃当聚集成质点数密度超过10～103个/厘米3时，就成为星际云，云间密度则低到0.1个/厘米3质点。平均密度为10−24克/厘米3，相当于平均数密度为1个/厘米3氢原子。星际物质的温度相差也很大，从几K到千万K。不同温度和密度的星际物质大体可用三相模型来描述。其中，冷中性介质为密度30个/厘米3原子，温度70K的中性氢气体，占总体积的3%～4%；温中性介质为密度0.3个/厘米3原子，温度6 000K的中性氢气体，占总体积的20％；热电离介质为密度0.001个/厘米3原子，温度1百万K的电离氢气体，占总体积的70％。这三种成分近似处于压强平衡，相互间可来回转换。
星际气体的化学组成可通过各种电磁波谱线的测量求出。结果表明，星际气体的元素的丰度与根据太阳、恒星、陨石得出的宇宙丰度相似，即氢约60％，氦约30％，其他元素很低。
星际尘埃是尺度约0.01微米到0.1微米的固态质点，分散在星际气体中，总质量约占星际物质总质量的1％。星际尘埃可能是由下列物质组成的：①水、氨、甲烷等的冰状物；②二氧化硅、硅酸镁、三氧化二铁等矿物；③石墨晶粒；④上述3种物质的混合物。
星际尘埃吸收和散射星光，使星光减弱，这种现象叫作星际消光。消光数值依赖于观测方向，朝银极方向较小，银心方向最大。星际消光随波长的减小而增长，蓝光比红光减弱得更多，使星光的颜色随之变红，这种现象叫作星际红化。射电和红外波段的星际消光同光学波段相比可忽略，因而是观测银心的最佳波段。星际尘埃还可引起星光的偏振，由这种星际偏振可测量星际磁场，其能量密度约为2×105电子伏/米3。
星际尘埃对于星际分子的形成和存在具有重要的作用。一方面尘埃能阻挡星光紫外辐射不使星际分子离解，另一方面固体尘埃作为催化剂能加速星际分子的形成。
星际物质的观测可在不同的电磁波段进行，如1904年在分光双星猎户座δ的可见光谱中发现了位移不按双星轨道运动而变化的钙离子吸收线，首次证实星际离子的存在。1930年观测到远方星光颜色变红，色指数变大（即星际红化），首次证实星际尘埃的存在。1951年通过观测银河系内中性氢21厘米谱线，证实星际氢原子的大量存在。1975年利用人造卫星紫外光谱仪观测100多颗恒星的星际消光与波长的关系，得知220纳米附近的吸收峰。1977年，观测星际X射线波段，发现OⅦ2.16纳米（0.57千电子伏）的谱线，确认存在着温度达105～107K的高温气体。
根据现代恒星演化理论，一般认为恒星早期是由星际物质聚集而成，而恒星又以各种爆发、抛射和流失的方式把物质送回星际空间。


银河系

银河系(示意图)
 银河系的螺旋结构（艺术图）。NASA/JPL-Caltech/R. Hurt
 银河系中心周围的区域色彩斑斓。 NASA/JPL-Caltech
 银河系主体示意图
 银河系四个波段的图像，a.可见光图像　b.射电图像　c.红外图像　d.X射线图像
　　银河系（汉语拼音：Yinhexi；英语：Galaxy），地球和太阳所在的巨大恒星系统。拥有约2,000亿颗恒星，因其投影在天球上的乳白亮带——银河而得名。银河系为本星系群中除仙女星系外最大的星系，它的总目视光度约为太阳的150亿倍。按形态分类，银河系是一个Sb或Sc型旋涡星系，中心区有一可能的棒状结构（半径约2,400秒差距，质量约为太阳的100亿倍），记为S(B)bc型。它的第一个主要成分为一旋转的薄盘，称为银盘，直径约为40千秒差距，厚约为300秒差距，质量约为太阳的600亿倍，由较年轻的恒星(星族Ⅰ)，银河星团、气体和尘埃组成。高光度星和银河星云组成旋涡结构(旋臂)叠加在银盘上。在盘内特别是巨分子云中不断进行着活跃的恒星形成过程。第二个主要成分是一较暗的直径约30千秒差距的球形晕称为银晕，质量约为银盘的15％～30％，由较年老的恒星(星族Ⅱ)组成，其中有百分之几处于球状星团中，还有少量热气体。银晕中央融入一显著的旋转椭球形成分(2.2千秒差距×2.9千秒差距)称为银河系核球，亦由星族Ⅱ的恒星组成。银河系的动力学中心称为银心，可能含有一个约300万倍太阳质量的黑洞。第三种主要成分是一由暗物质构成的晕称为暗晕，半径超过100千秒差距。银河系可见物质的质量为太阳质量的1,400亿倍，其中恒星约占90％，气体和尘埃组成的星际物质约占10％。而暗物质的质量至少为太阳质量的4,000亿倍。银河系整体作较差自转。太阳在银道面以北约8秒差距处，距银心约8.5千秒差距(IAU,1985)，以每秒220千米速度绕银心运转，2.4亿年转一周。
　　1750年，英国天文学家赖特认为银河系是扁平的。1755年，德国哲学家康德提出了恒星和银河之间可能会组成一个巨大的天体系统；随后的德国数学家郎伯特也提出了类似的假设。到1785年，英国天文学家威廉·赫歇耳绘出了银河系的扁平形体，并认为太阳系位于银河的中心。
　　1918年，美国天文学家沙普利经过4年的观测，提出太阳系应该位于银河系的边缘。1926年，瑞典天文学家贝蒂尔·林德布拉德分析出银河系也在自转。

目录

1 组成
2 起源和演化
3 银河系的邻居
4 研究简史

组成
　　银河系可见物质约90％集中在恒星内。在赫罗图上，按照光谱型和光度两个参量，分为主序星、超巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星五个分支。1944年，巴德通过仙女星系的观测，判明恒星可划分为星族Ⅰ和星族Ⅱ两种不同的星族。星族Ⅰ是年轻而富金属的天体，分布在旋臂上，与星际物质成协。星族Ⅱ是年老而贫金属的天体，没有向银道面集聚的趋向。1957年，根据金属含量、年龄、空间分布和运动特征，进而将两个星族细分为极端星族Ⅰ(旋臂星族)、较老星族Ⅰ、盘星族、中介星族Ⅱ和极端星族Ⅱ（晕星族）。
　　恒星成双、成群和成团是普遍现象。太阳附近25秒差距以内，以单星形式存在的恒星不到总数之半。迄今已观测到球状星团约160个，银河星团1,200多个，还有为数不少的星协。据统计推论，应当有300个球状星团和18,000个银河星团。
　　20世纪初，E.E.巴纳德用照相观测，发现了大量的亮星云和暗星云。1904年，恒星光谱中电离钙谱线的发现，揭示出星际物质的存在。随后的分光和偏振研究，证认出星云中的气体和尘埃成分。近年来，通过红外波段的探测发现，在暗星云密集区有正在形成的恒星。射电天文学诞生后，利用中性氢21厘米谱线勾画出银河系旋涡结构。估计出中性氢的质量约为太阳的40亿倍。根据电离氢区（总质量为太阳的8,400万倍）描绘，发现太阳附近有3条旋臂：人马臂、猎户臂和英仙臂。太阳位于猎户臂的内侧。此外，在银心方向还发现了一条3千秒差距臂。旋臂间的距离约1.6千秒差距。1963年，用射电天文方法观测到星际分子OH，这是自从1937～1941年间，在光学波段证认出星际分子CH、CN和CH+以来的重大突破。到2000年底，发现和证认的星际分子已超过120种。这些分子（主要为H2和CO）包含在散布于银盘内的数千个巨分子云中(总质量为太阳的3亿倍)。图2为用不同手段得到的银河系图像。

起源和演化
　　银河系的起源这一重大课题现今还了解得很差。这不仅要研究一般星系的起源和演化，还必须研究宇宙学。按大爆炸宇宙学模型，观测到的全部星系都是140亿年前高温高密态原始物质因密度发生起伏，出现引力不稳定和不断膨胀冷却，逐步形成原星系，并演化为包括银河系在内的星系团的。
　　1962年，O.J.艾根、D.林登贝尔和A.R. 桑德奇提出，银河系起源于一个巨大的球形气体云，称原银河星云。化学成分与大爆炸后的原始宇宙相同，即氢约占75％，氦约占25％。在时标约2亿年的迅速坍缩过程中，最早诞生的是晕族恒星，因为形成恒星的气体没有金属，所以这些晕星是贫金属的。又因为气体向中心坍缩，所以承袭其速度的晕星绕中心作偏心率较大的椭圆运动，而来不及形成恒星的大部分原始气体在坍缩过程中互相碰撞，轨道变圆并沉降到银盘上，由于混入了大质量晕星演化后抛出的重元素，使得随后形成盘族的恒星金属丰度较高。近年还从恒星的形成和反馈、银核的活动及周围矮星系物质的吸积等角度，更细致地探讨银河系的动力学和化学演化。20世纪60年代由林家翘和徐霞生等发展起来的密度波理论，很好地说明了银河系旋涡结构的整体结构及其长期的维持机制。

银河系的邻居
　　银河、仙女座星系和三角座星系是本星系群主要的星系，这个群总共约有50个星系，而本地群又是室女座超星系团的一份子。
　　银河被一些本星系群中的矮星系环绕着，其中最大的是直径达21,000光年的大麦哲伦云，最小的是 船底座矮星系、天龙座矮星系和狮子II矮星系，直径都只有500光年。其他环绕着银河系的还有小麦哲伦云，最靠近的是大犬座矮星系，然后是人马座矮椭圆星系、小熊座矮星系、玉夫座矮星系、六分仪座矮星系、天炉座矮星系和狮子I矮星系。
　　在2006年1月，研究人员的报告指出，过去发现银河的盘面有不明原因的倾斜，现在已经发现是环绕银河的大小麦哲伦云的扰动所造成的涟漪。是在她们穿过银河系的边缘时，导致某些频率的震动所造成的。这两个星系的质量大约是银河的2%，被认为不足以影响到银河。但是加入暗物质的考量，这两个星系的运动就足以对较大的银河造成影响。在加入暗物质之后的计算结果，对银河的影响增加20倍，这个计算的结果是根据马萨诸塞州大学阿默斯特分校马丁·温伯格的电脑模型完成的。在他的模型中，暗物质的分布从银河的盘面一直分布到已知的所有层面中，结果模型预测当麦哲伦星系通过银河时，重力的冲击会被放大。

研究简史
　　18世纪中叶，人们已意识到除行星、月球等太阳系天体外，满天星斗都是远方的“太阳”。T.赖特、I.康德和J.H.朗伯最先认为，很可能是全部恒星集合成了一个空间上有限的巨大系统。第一个通过观测研究恒星系统本原的是F.W.赫歇耳。他用自己磨制的反射望远镜，计数了若干天区内的恒星。1785年，他根据恒星计数的统计研究，绘制了一幅扁而平、轮廓参差不齐、太阳居其中心的银河系结构图。F.W.赫歇耳死后，其子J.F.赫歇耳继承父业，将恒星计数工作范围扩展到南半天。1837年，W.斯特鲁维测定织女一的三角视差，开始测定恒星的距离，为银河系距离尺度的研究奠定了基础。1887年，O.斯特鲁维首次测定银河系自转，开始了银河系整体运动的研究。1906年，J.C.卡普坦为了重新研究恒星世界的结构，提出了“选择星区”计划，后人称为“卡普坦选区”。他于1922年得出与F.W.赫歇耳的类似的模型，也是一个扁平系统，太阳居中，中心的恒星密集，边缘稀疏。H.沙普利在完全不同的基础上，探讨银河系的大小和形状。他利用1908～1912年H.S.勒维特发现的麦哲伦云中造父变星的周光关系，测定了当时已发现有造父变星的球状星团的距离。假设没有明显星际消光的前提下，于1918年建立了银河系透镜形模型，太阳不在中心。1927年，J.H.奥尔特证实银河系的自转。1930年，R.J.特朗普勒证实存在星际物质。1944年，W.巴德提出星族概念，探讨银河系恒星在物理学和运动学上的总体性质，这对后来银河系形成和演化的研究有重要意义。20世纪50年代，由于射电天文观测手段的应用，证实了银河系旋臂的存在，发现了银河系中心区的复杂结构与爆发现象。60年代，首次探测到银心的红外辐射。80年代，高速晕族恒星的发现以及附近矮星系的运动提示银河系存在暗物质晕。90年代，射电天文学家和红外天文学家合作发现了银心存在大质量黑洞的证据。


银河

银河（汉语拼音：Yinhe；英语：Milky Way），横跨星空的一条淡淡发光的带。中国古代又称天河、银汉、星河。银河在天鹰座与天赤道相交，在北半天球，它经过天鹅、蝎虎、仙王、仙后、英仙、御夫、金牛、双子和猎户等星座，跨入天赤道的麒麟座，再往南经过大犬、船尾、船帆、船底、南十字、半人马、圆规、矩尺、天蝎、人马和盾牌等星座，返回天鹰座。银河各部分的宽窄和明暗程度相差很大。银河在天球上勾画出一条宽窄不一的带，称为银道带。它的最宽处达30°，最窄处只有4°～5°，平均约20°。银河有些部分很明亮，如盾牌、人马那一段。有些部分则非常暗，如天鹰、天鹅座以南的大分叉和南十字座附近的“煤袋”。大分叉非常暗，银河在那里好像被分成了两条支流。已得知，银河实际上是银河系主体部分在天球上的投影。因此，当用望远镜观测时，可以看见银河由数量众多的恒星和星云组成。


星团

星团（ Star Cluster ），由各成员星之间的引力束缚在一起的恒星群体。许多较亮的星团用肉眼或小望远镜看起来是一个模糊的亮点。1784年法国天文学家C.梅西耶在研究彗星时，把103个位置固定的模糊天体编成星表，以免与彗星混淆。1888年丹麦天文学家J.德雷耶尔编了包括有7 840个有星云、星团等延伸天体的星表《星云星团新总表》（简称NGC星表），后来又发表了包括5 386个天体的NGC星表的补编（简称IC星表）。这几个星表中都载有大量的星团。因此，一般就用这些星表的编号作为星团的名称。如《梅西耶星表》67号天体(M67)即NGC2682，是一个银河星团；M22即NGC6656，是一个球状星团。一些亮星团还有自己的专门名称，如昴星团、毕星团等。星团可分为球状星团和疏散星团两种。

球状星团

球状星团
球状星团由于它们的形状是球对称的或接近于球对称的而得名，直径数十至300光年，含有数万至数百万颗恒星。恒星平均密度要比太阳附近的恒星大50倍左右，而中心则要大约1 000倍。球状星团内恒星如此密集，又离我们十分遥远，通常只有边缘的一部分星在长时间曝光的照相底片或CCD照片上得以分辨，而要把球状星团中大部分成员星分解成单颗的恒星，必须使用具有高分辨率的哈勃空间望远镜或配自适应光学系统的地面大望远镜。银河系内已发现约150个球状星团，它们大部分分布在银晕中，年龄很老，金属含量很低，各自沿高偏心椭圆轨道绕银心运动。离银盘较近的球状星团年龄较轻，金属含量较高。还可能有许多球状星团隐藏在银盘中，只是由于那里有大量吸光物质而未被发现。
估计银河系约有500个球状星团，分布在一个中心与银心重合巨大的球形空间内，其数密度随银心距的增加以负3.5次方的幂率下降。在球状星团中有许多变星，其中大部分是天琴座RR型变星，其余大部分是星族Ⅱ造父变星，这两类天体都可用来测定距离。
1975年底以来，在一些球状星团中发现有X射线源、毫秒脉冲星等，这提示球状星团中可能存在密近双星、中子星或黑洞。很多大星系周围都发现了球状星团，如已知仙女星系的球状星团就在350个以上。巨椭圆星系的球状星团更为丰富，如M87甚至包含数千个。某些相互作用星系，特别是新近并合的星系往往有较年轻的富金属球状星团。

疏散星团
疏散星团形态不规则，在大至50光年的范围年含有数十至数千颗恒星。成员星彼此的角距离较大，一般都能用望远镜分解开，因而得名。疏散星团有半数位于银道面附近宽度为7°的狭带上，因此又名银河星团。银河系中已发现的疏散星团约1 200个，著名的如昴星团、毕星团和M67。疏散星团成员星的自行大致相同。如果星团离地球较远，看到的这些星的运动轨迹是大致平行的。但对于较近的疏散星团，由于投影的原因，它们的成员星的运动轨迹看起来并不平行，而是从一点辐射出来，或是会聚于一点，这两种点分别称为辐射点或会聚点。这种离地球比较近的、能得出辐射点或会聚点的疏散星团又称为移动星团，其距离可通过成员星自行的测量得到。
球状星团是很老的天体，一般年龄约为一百亿年，可用来作为宇宙年龄的下限。但疏散星团的年龄却差别很大，一些年轻星团的年龄只有几百万年，而M67的年龄为几十亿年，故可用来描绘银河系自盘形成以后的历史和演化。


星协

星协（ Stellar Association ），由相似光谱型年轻恒星组成的非常松散的集合。OB星协是大质量高光度的O、B型恒星的集合。R星协是质量较小（3～10倍太阳质量），能照亮周围反射星云的年轻恒星的集合。T星协是质量与太阳相当的金牛座T型变星的集合。因为O、B型恒星和金牛座T型变星都是十分年轻的天体，所以星协也是一种年轻的天体，它的年龄只有百万年数量级。某些空间区域既有O星协又有T星协，猎户座星协就是这样的例子。星协和年轻的疏散星团、四边形聚星有密切的关系，后者往往构成星协的核心。此外，星协常与气体尘埃星云有物理上的关联。银河系内，星协总是位于银河系的旋臂上。星协的尺度从数秒差距到数百秒差距，含数十到数百颗恒星。在星协中，虽然某一特定类型的恒星的密度较高，但其总密度却低于周围星场。星协是不稳定的系统，已经发现一些星协在向外膨胀。根据现行的速度倒推回去可估计系统的年龄，如用这种方法估计英仙Ⅱ星协的膨胀年龄略大于一百万年。


星族

星族（ Stellar Population ），银河系（以及河外星系）内大量天体的某种集合。这些天体在年龄、化学组成、空间分布和运动特性等方面十分接近。银河系所有天体分为晕星族（极端星族Ⅱ）、中介星族Ⅱ、盘星族、中介星族Ⅰ（较老星族）、旋臂星族（极端星族Ⅰ）5个星族。晕星族分布如一个球状的晕，由银河系中最老的天体所组成，包括球状星团、亚矮星和周期长于0.4天的天琴座RR型变星。中介星族Ⅱ的主要代表是高速星以及长周期变星。盘星族包括核球内的恒星、行星状星云和新星，周期短于0.4天的天琴座RR型变星以及“弱线星”（光谱中出现较弱的金属线）。中介星族Ⅰ包括强金属线星和A型星。极端星族Ⅰ集中分布在银道面附近（银面聚度最大），主要为旋臂中的年轻恒星，如O型星、B型星、超巨星，经典造父变星一些银河星团和星际物质等。
各星族的年龄相差很大。晕星族最老（其中球状星团年龄在100亿年以上）；从中介星族Ⅱ、盘星族和中介星族Ⅰ到最年轻的旋臂星族，年龄依次递减。后者的年龄大多为几亿年，甚至有3千万至5千万年或者更短的。
各个星族在化学组成上也有差别。一般较老的星族所含的重元素（天文学中重于氦的元素统称金属）百分比，要比年轻星族的低，又称贫金属。这种差别可用恒星演化过程加以解释。恒星进入晚年期后向外抛射物质，使恒星内部核过程所形成的重元素渗入星际物质中去，以后由这种“加浓”物质形成的恒星，重元素含量就会相应增高。因此，越是年轻的恒星，包含的重元素就越多，即越富金属。
星族Ⅰ和星族Ⅱ的概念是1944年W.巴德提出的，他认为银河系以及其他旋涡星系的恒星可分成两大类，称为“星族Ⅰ”和“星族Ⅱ”。两个星族的差别，明显反映在赫罗图的形状以及最亮恒星的颜色和光度上。对于星族Ⅰ，最亮的恒星是早型白色超巨星；对于星族Ⅱ，最亮的恒星是K型红橙色超巨星。此外，星族Ⅰ和星族Ⅱ在空间分布和运动特性方面也有不同：星族Ⅰ的恒星集中于星系外围旋臂区域内，银面聚度大；星族Ⅱ的恒星则主要集中在星系核心部分，银面聚度小。后来研究表明，把所有的恒星划分为两个星族过于简单。1957年，在梵蒂冈举行的星族讨论会上，将银河系里的恒星划分为5个星族。这种划分方法现已为各国天文学家普遍接受。此外，推测存在比星族Ⅱ更年老的星族Ⅲ，它们可能是大爆炸后不久形成的第一代恒星，几乎完全由氢和氦组成，质量特别巨大，在度过短暂的一生后通过超新星爆发将内部核反应生成的重元素散布到后来形成星系的物质中去。大量的研究表明，星族概念在研究银河系的起源和演化问题上起着重要的作用。它已成为星系天文学和天体演化学的重要内容。


银河系结构

银河系结构（ Galactic Structure ），银河系结构的研究已有近二百年历史，这是近代和现代天文学的活跃领域之一。1785年，F.W.赫歇耳第一个研究了银河系结构，他用恒星计数方法得出银河系恒星分布为扁盘状，太阳位于盘面中心的结论。1918年，沙普利研究球状星团的空间分布，得出银河系内球状星团系统的直径为30千秒差距，发现太阳的位置并不在银河系的中心。巴纳德研究了赫歇耳资料指出银河系中存在不发光的星际尘埃云，主要分布于银道面。以后，中性氢21厘米谱线射电的探测，六十年代星际分子谱线的发现，红外技术的发展，都为银河系结构的研究提供了强有力的工具。

银河系主体侧视图

银河系总体结构大致如下：银河系的物质（主要是恒星）密集部分组成一个圆盘，形状有点像体育运动用的铁饼，叫作银盘。银盘的中心平面叫作银道面。银盘中心隆起的球形部分叫银河系核球。核球中心有一个很小的致密区，叫作银核。银盘外面是一个范围广大、近似球状分布的系统，叫作银晕。其中的物质密度比银盘中低得多。银晕外面还有银冕，也大致呈球形。
银盘直径约25千秒差距。银盘中间厚，外边薄。中间部分的厚度大约2千秒差距。太阳附近银盘厚度约1千秒差距。银盘中有旋臂，这是盘内气体尘埃和年轻的恒星集中的地方。旋臂内主要是极端星族Ｉ天体，如大量的O、B型星、金牛座T型变星、经典造父变星、银河星团、超巨星、星协等。21厘米谱线的研究发现，中性氢高度集中于银道面，尤其集中于旋臂内。银河系内已发现有英仙臂、猎户臂、人马臂等，还有一条离银心4千秒差距的旋臂叫作三千秒差距臂，正以约53公里/秒速度向外膨胀。太阳在银河系内位于猎户臂附近，离银心10千秒差距，在银道面北8秒差距处。银盘内主要是星族Ｉ的天体，除与旋臂有关的天体外，有晚于A型的主序星、新星、红巨星、行星状星云及周期短于0.4天的天琴座RR型变星等等。
核球是银河系中心恒星密集的区域，长轴长4～5千秒差距，厚4千秒差距，结构复杂。核球的质量、密度、范围都未确定。由于光学观测受到星际消光的影响，射电、红外观测已成这一区域资料的主要来源。核球中主要是星族Ⅱ的天体，如天琴座RR型变星；也有星族Ｉ的天体，如M、K型巨星，近年还发现有分子云。银核发出强的射电、红外和X射线辐射，它的物质状态还不大清楚。银河系中心方向的位置是：赤经17h42m29s，赤纬－28°59′18″（历元1950.0）。
包围着银盘的银晕，直径约30千秒差距，密度比银盘小，主要由晕星族组成，有亚矮星、贫金属星、红巨星、长周期天琴座RR型变星和球状星团等等。在恒星分布区之外，还存在一个巨大的大致呈球形的射电辐射区，称为银冕。
银河系有一、二千亿颗恒星，其相当大一部分是成群成团分布的，它们组成了双星、聚星、星协和星团。太阳附近，主要由B型星组成一个独特的恒星系统，叫作本星团或谷德带。它在天球上构成与银道面成16°的大圆，其本质还未完全确定。银河系内，除恒星外，还存在大量弥漫物质，即气体和尘埃。它们除聚成星际云，高度集中分布于银道面附近外，还广泛散布在星际空间，弥漫物质的密度为10-20～10-25克/厘米3。恒星与星际物质间进行物质交换。各类不稳定的星体通过爆发把物质抛射到星际空间。星际云在一定条件下可以凝聚成恒星，星际物质也能被恒星吸积。星际物质的化学成分与恒星大气相近，主要是氢。尘埃的质量平均为气体的1/10。


银河系模型

银河系模型（ galactic model ），从总体上研究银河系质量分布和结构的一种简化模式。银河系是一个庞大的天体(包括恒星和星际物质等)系统，结构复杂，各个区域的特性参差不齐。为了从总体上研究银河系的物理性质、力学结构和演化，需要把银河系的结构加以简化，不考虑局部细节，以便建立统一的物理量分布的银河系模型。银河系模型不同于真实的银河系，它只是为研究方便而采取的模拟手段。银河系模型主要研究银河系的质量分布。一般只考虑引力，不考虑旋涡结构（因为旋臂的引力场只占银河系总引力场的百分之几），同时还假定引力场是平滑变化的，局部的不规则性是可以忽略的，而且自转是对称的。这样可以避免许多数学上的困难。一般说来，要建立银河系平滑变化的质量分布模型，必须以某种形式的速度分布或密度分布为根据，并且需要选定若干参数。根据观测资料，可以认为银河系质量大体上按椭球分布。对不同的天体群（例如不同星族）可以分别建立各自的质量分布模型。
近年来，观测方法不断更新，观测资料有了质的飞跃，同时在理论上也取得了长足的进展，因此除了建立质量分布模型外，还可以探讨星系的空间结构和建立运动学模型。


银河系自转

银河系自转（ Galactic Rotation ），银河系中的恒星和气体围绕银心在平行于银道面的近圆轨道上所作的整体旋转运动。这种旋转运动在旋涡星系和透镜星系中最为明显。在某些（但非全部）椭圆星系和不规则星系中也可看到，它维持着星系结构以对抗进一步引力坍缩。

银河系的较差自转曲线

研究银河系自转可利用恒星的光学观测资料，如视向速度、自行等。但这种方法只能适用离太阳不超过3～4千秒差距的范围；离太阳更远时需根据中性氢21厘米谱线的多普勒位移，求得氢云的视向速度，从而推出银河系的自转速度。自转速度随银心距的变化称为自转曲线。从银心附近为零开始，1千秒差距处增加到150千米/秒，到太阳附近达220千米/秒，以后保持恒定直到数十千秒差距的观测极限。线速度恒定要求角速度由内向外减小，这种情形称为较差自转。1927年，荷兰天文学家J.H.奥尔特引进了两个参数来描绘太阳附近银河系的较差自转。它们分别是：奥尔特常数 A=+14.8±0.8千米/（秒·千秒差距），B=−12.4±0.6千米/（秒·千秒差距），A–B给出在太阳处银河系的自转角速度，相应的自转周期约为2亿年。
由自转曲线可根据动力学求得星系的物质密度分布和总质量。观测表明，许多旋涡星系的自转曲线都像银河系一样，直到远超出光学可见区的距离仍保持平坦，提示这些星系周围存在着大质量的暗物质晕。


银河系磁场

银河系磁场（ galactic magnetic field ），银河系（和其他星系）广阔的星际空间存在的非常弱而复杂的磁场系统。

由星光偏振、宇宙线、银河背景射电辐射等可粗略估计银河系磁场的大小和方向，但比较准确的测定方法，主要是通过来自脉冲星和其他河外射电源辐射偏振面的旋转，即法拉第旋转，以及中性氢21厘米谱线的塞曼分裂。法拉第旋转测量得到的是辐射源和观测者之间的磁化等离子体的磁场的平均值；中性氢21厘米谱线的塞曼分裂测量得到的是视线方向的中性氢区(HI区)的磁场。银河系磁场分为有序的大尺度成分和无序的小尺度成分。有序成分由法拉第旋转测得，强度在太阳附近约为0.2纳特，在银心距4.5千秒差距（kpc）处约为0.6纳特。在太阳半径以外，磁场指向银河系旋转方向，在太阳半径以内约500秒差距处，磁场指向逆转，在银心距约5.5千秒差距处又再次逆转。无序成分由银河系同步辐射估计，强度从银心向外逐渐降低，在0.5倍太阳半径处约1纳特，在太阳半径处约0.6纳特，在2倍太阳半径处约0.3纳特。有证据表明，分子云中的磁场强度高于密度较低的星际空间，如21厘米辐射的偏振研究显示，猎户座B星云内磁场强度高达6纳特。大样本旋涡星系统计表明，其磁场强度平均约为1纳特。
银河系中广泛分布的脉冲星是探测银河系气体盘中大尺度磁场的唯一示踪天体。观测的脉冲星法拉第旋率统计显示，银河系中大尺度磁场的方向是沿着已知的4个旋臂的。在不同旋臂之间，磁场方向会系统地反向。图中圆圈、圆点、方块、方框等标记为脉冲量旋转量


恒星天文学

恒星天文学（ stellar astronomy ），研究恒星、星际物质和各种恒星集团的分布和运动特性的学科。天文学的分支。由于恒星为数众多，恒星天文学不采用讨论单个恒星的办法，而对大样本恒星，借助于统计分析和数学方法进行研究。恒星天文学的研究综合了天体测量学、天体物理学和射电天文学获得的各种数据，包括恒星视差、位置、自行、视向速度、星等、色指数、光谱型和光度等。
恒星天文学作为一门学科是由F.W.赫歇耳通过对恒星的大量观测和研究开始的。1783年他首次通过分析恒星的自行发现了太阳（在空间的）运动，并定出了运动的速度和向点。J.F.赫歇耳继承和发展了其父开创的事业，在恒星计数、双星观测和编制星团和星云表方面做了大量工作。1837年V.Y.斯特鲁维等测定了恒星的三角视差，从此开始了测定恒星距离的工作。1887年L.O.斯特鲁维从对恒星自行的分析中估计了银河系自转的角速度。19世纪中期天体物理学开始建立，恒星光谱分析为恒星天文学提供了重要资料。1907年K.史瓦西提出恒星本动速度椭球分布理论，开创了星系动力学。1912年，H.S.勒维特发现造父变星的周光关系，成为测定遥远星团的距离的重要手段。由此才对银河系的整体图像，以及太阳在银河系中的地位，有了比较正确的认识。1905～1913年，E.赫茨普龙和H.N.罗素创制了赫罗图，对了解恒星演化和推求其距离提供了有力的手段。1918年，H.沙普利分析了当时已知的100个球状星团的视分布，并用周光关系估算出它们的距离，得出了银河系是一个庞大的透镜形天体系统和太阳不居于中心的正确结论。1927年，荷兰的J.H.奥尔特根据观测到的运动数据证实了银河系自转。此外，银河系次系、星族、星协概念的建立和证实，对变星和星团、星云的研究和探讨恒星系统的结构作出了重要的贡献。
射电天文学的发展为恒星天文学提供了一种有力工具。1951年，开始利用中性氢21厘米谱线研究银河系内中性氢云的分布。1952年证实银河系的旋臂结构。1958年发现银河系中心的复杂结构和银核中的爆发现象。60年代以来，相继发现100多种星际分子的射电辐射。这些观测结果，对研究银河系自转、旋臂结构、银核和银晕都是非常重要的。星系动力学从20年代以来有很大的发展。1942年，B.林德布拉德提出了形成旋臂的“密度波”概念，以期克服旋涡星系的形成和维持旋臂的理论困难。1964年以来，林家翘等人发展了密度波理论，并且探讨星系激波形成恒星的理论。
恒星天文学所研究的主要内容有：星系中物质的分布同星系旋转的关系；恒星速度弥散度的规律；恒星系统的引力稳定性；球状星团和星系的动力学结构和演化；星团和星系团的暗物质；星系核中大质量黑洞的探寻和研究；以广义相对论为基础的强引力场星系动力学在发展中。


星系

星系（ Galaxies ），由引力束缚在一起的几百万至几万亿颗恒星以及星际气体和尘埃、暗物质等构成，占据几千光年至几十万光年的空间的天体系统。银河系就是一个普通的星系。银河系以外的星系称为河外星系，一般称为星系。

大熊座旋涡星系M81（国家天文台BATC组提供）

室女团中心椭圆星系M87（NASA提供）

猎犬座旋涡星系M51（国家天文台BATC组提供）

目录

1 研究简史
2 形态和分类
3 分布
4 运动和质量
5 形成和演化

研究简史
17世纪望远镜发明以后陆续观测到一些云雾状的天体，称之为星云。18世纪，德国的I.康德和英国的T.赖特都曾猜想这些云状天体是像银河一样由星群构成的宇宙岛，只是因为距离太远而不能分辨出一颗一颗的星来。但它们到底有多远，直到20世纪初才找到线索。1917年美国天文学家G.W.里奇在威尔逊山天文台所摄的星云NGC6946的照片中发现了一颗新星，随后H.D.柯蒂斯也有类似的发现。因为这些新星极其暗弱，他们认为星云应该极其遥远，是银河系以外的天体。1924年，美国天文学家E.P.哈勃用威尔逊山天文台的2.5米大望远镜在仙女座星云、三角座星云和星云NGC6822中发现造父变星，并且根据造父变星的周光关系定出这几个星云的距离，终于肯定了它们是银河系以外的天体系统，称它们为河外星系。现代望远镜，包括哈勃空间望远镜能观测到的星系数目估计在500亿以上。

形态和分类
星系的外形和结构是多种多样的，但大多由椭球形的中央核球和（或）扁平的盘成分构成。1926年，哈勃按星系的形态进行分类，把星系分为椭圆星系、旋涡星系和不规则星系三大类。后来又细分为椭圆、透镜、旋涡、棒旋和不规则5个类型。
椭圆星系没有盘成分，外形近似于椭圆，记为E型，后面标以阿拉伯数字表示椭圆的扁度，从0到7，数字越大，椭圆越扁。旋涡星系核球和盘两种成分都有，外形像旋涡，记为S型，大多数都有两条沿相反方向旋卷的螺线形旋臂，其中一些在核心部分有一棒状结构，称为棒旋星系，没有棒状结构的则称为正常旋涡星系。棒旋星系记为SB型。S和SB型号后面附以小写英文字母a、b、c表示核球和盘两种成分的相对重要性以及旋臂缠卷的松紧程度，a型核球最大，旋臂最紧，b型次之，c型核球最小，旋臂最松。与旋涡星系类似为盘状但无旋臂的星系归为透镜型，记为S0。不规则星系的形状没有规则，记为Irr型。
此外，从尺度和光度上分，有一种超巨型椭圆星系，往往出现于星系团的中心或中心附近，据认为是几个星系碰撞并合的产物。这种稀有的星系称为cD星系。相反，为数众多，尺度和光度比正常星系小的星系称为矮星系，并可进一步细分为矮椭圆星系(dE)、矮不规则星系(dIrr)和矮椭球星系(dSph)。
在1 000个最亮的星系中，旋涡星系占75％，椭圆星系占20％，不规则星系占5％。如果包括矮星系在内，则相对比例变为30∶60∶10。不同形态星系的比例也与星系所在的环境相关：在密度高的富星系团中，大多数亮星系是椭圆星系和透镜星系，旋涡星系只占5％～10％；而在星系团外的低密度环境中，亮星系中80％是旋涡星系。
除上述普通的星系外，近年来又发现了许多特殊星系。有些旋涡星系，具有十分明亮的中心区，光谱中有强而宽的发射线，称为赛弗特星系。有些星系具有很亮的近于星状的核心，称为N型星系。有些星系有很强的射电辐射，称为射电星系。有的星系诸如M82，近期发生着大规模恒星形成，称为星暴星系。以上几种星系都是活动激烈的星系，统称为活动星系。有证据表明1963年发现的类星体实际上是具有活动核的星系，是活动星系核(AGN)中的一种。AGN的能源是位于中心的超大质量黑洞。

分布
1934年E.P.哈勃对44 000多个星系的视分布进行了研究，证实星系的数目有规律地从银极向银道递减。银道方向星系很少，形成一个隐带。这种视分布是由银河系星际物质吸光造成的。实际上从大尺度来看，星系分布在各个方向都是一样的。星系的空间密度也近于均匀。从较小的尺度来看，星系的分布有成团的倾向。有的是两个结成一对；多的可能几百以至几千个星系聚成一团。银河系同麦哲伦云、仙女星系以及其他40多个星系构成一个集团，称为本星系群。一般的星系集团称为星系团。星系团内星系之间的距离约为百万光年量级。本星系群和室女星系团等星系团又构成更高级的集团——本超星系团，其长径约1亿～2.5亿光年，其总质量约为太阳的千万亿倍。现在观测到的星系团已有一万个以上。

运动和质量
星系内部的恒星和气体都在运动，而星系作为一个整体也在运动。恒星在星系内部的运动有两种：一是围绕星系核心的旋转运动，一是弥散运动。盘状星系以旋转运动为主。椭圆星系以弥散运动为主。旋转的特点是较差自转，旋转速度作为到中心距离的函数称为旋转曲线。弥散运动是叠加在旋转运动上的随机运动，遵循类似麦克斯韦分布的椭球分布律。星系整体也有各种运动。成对出现的星系（即双重星系，又名星系对）彼此围绕公共质心转动。在星系团中，星系间有随机的相对运动。此外，1929年哈勃还发现星系的红移同距离成正比的关系（见哈勃定律）。按照红移的径向多普勒效应解释，这表明星系之间距离越远，相互退行越快，这就是宇宙膨胀运动。
从星系的运动可得知星系的质量。根据牛顿定律，转动着的星系内任一点的离心力必须同该点轨道以内所有物质对它的引力相平衡，这样可由速度–距离关系的实测曲线（旋转曲线）得出星系的质量分布和总质量。多数星系的旋转曲线有向外变平的趋势，表明星系发光区域之外存在大质量暗晕。按照恒星在星系内的速度弥散度，由位力定理可求得星系的质量，称为位力质量。与此类似，按照星系在星系团内随机运动的速度弥散度，也可求出星系团的总质量。用这种动力学方法求出的总质量往往比由测光方法定出的光度质量大一个数量级，意味着星系团中含有大量不发光的暗物质。

形成和演化
从椭圆星系到旋涡星系再到不规则星系，似乎有质量递减、气体含量增加、老年恒星减少的趋势。其中，旋涡星系本身随着旋臂由紧到松，也有相应的序列变化。
因此曾经提出这样的星系演化序列：由椭圆星系到旋涡星系，由紧旋涡逐渐旋开变为松旋涡以至成为不规则星系。也有人认为是沿着相反的途径演化的。因为不同类型星系的质量和角动量有量级的差异，难以解释在演化中总质量和角动量变化很大的现象，所以更多的人认为星系分类的序列也许并不是演化序列，而只是初始条件的反映：密度较大的原气体云，自转较慢，角动量密度较小，因而恒星形成快，年龄老，颜色红，成为星多气少的椭圆星系；密度低而角动量密度高的原气体云，恒星形成慢，未形成恒星的气体多，在快速自转中变为扁盘形，从中产生旋臂，并不断形成新的年轻恒星，成为颜色较蓝的旋涡星系。不过，数值模拟实验和观测证据表明，两个富气的旋涡星系相遇时，在动力学摩擦和潮汐力作用下可能发生并合，触发恒星形成，消耗或剥离气体，转变为一个椭圆星系。迄今为止，星系的演化还是正在积极研究的一个尚未解决的问题。
按照大爆炸理论，星系起源于早期宇宙中非常微小的物质不均匀性，随着宇宙的膨胀，这种密度起伏由于引力不稳定性的作用而放大，最终导致星系尺度天体的形成。数值模拟计算表明，暗物质，特别是冷暗物质的存在对星系形成过程有重要影响，但星系何时和怎样形成的细节也还很不确定。


河外星系

河外星系（ anagalactic nebula ），是指在银河系以外，由大量恒星组成星系。因为距离遥远，在外表上都表现为模糊的光点，因而又被称为“河外星云”。河外星系与银河系一样也是由大量的恒星、星团、星云和星际物质组成。
人们又观测到大约10亿个同银河系类似的星系。按照它们的形状和结构，可以分为：旋涡星系、棒旋星系、椭圆星系和不规则星系。人们估计河外星系的总数在千亿个以上。最通用的河外星系分类法是1926年哈勃提出的。
河外星系的发现将人类的认识首次拓展到遥远的银河系以外，是人类探索宇宙过程中的重要里程碑。


星系天文学

星系天文学（ galactic astronomy ），以星系和星系际空间为研究对象的天文学分支学科。它的任务是探讨星系的结构、运动、起源和演化，星系对、星系群和星系团的结构、空间分布、相互作用和演化联系。星系天文学是现代宇宙学的基础之一。

发展简史和内容
1888年出版的《星云星团新总表》(NGC)及其《补编》(IC)刊载了13 226个非恒星天体和非单星天体，后来判明其中绝大多数是河外星系，这为星系天文学的诞生准备了基本资料。1919年E.P.哈勃用当时最大的望远镜发现了仙女座大星云NGC 224(M31)、三角星云NGC 598(M33)、人马座星云NGC 6822中的造父变星，并根据周光关系测定了距离，证明它们在银河系之外，并且指出当时统称为星云的天体，大多是和银河系同一等级的恒星系统，把它们命名为河外星系，简称星系。哈勃在前人发现的基础上，还揭示了星系世界普遍有谱线红移效应以及星系距离和红移大小成正比的规律，建立了星系天文学。20世纪50年代以前，星系天文学主要沿着两个方向发展。一是研究以恒星热辐射为主导的正常星系的形态、结构、运动和物理状况；建立形态分类系统，把大多数星系纳入旋涡、棒旋、透镜、椭圆和不规则五大形态框架；通过星系的自转以及星系群的运动，测定星系的质量；用测光方法和光谱方法探讨星系的恒星成分和气体成分，以及星族的划分和分布等。另一方向的进展是，建立并改进星系距离尺度，通过星系的空间分布、成团现象和红移效应，探索大尺度宇宙结构，描述今日所公认的百亿光年范围的可观测宇宙等。近50年来，逐步打开了射电、红外线、紫外线、X射线和γ射线“天窗”，探测到以非热辐射为主导的射电星系、赛弗特星系、类星体、蝎虎座BL型天体等具有活动星系核的天体，发现了可能以其中央大质量黑洞的吸积为能源的喷流、视超光速等高能现象；探测到由于大规模恒星形成而在远红外波段非常亮的星暴星系等。这些发现都向天文学和物理学提出了严重的挑战。今天星系和星系际空间的研究已成为天文学最活跃的领域之一。研究星系的起源和演化可推动天体物理学、宇宙学和物理学不断向前发展。

研究方法和手段
用中等口径的光学望远镜，可对本星系群的一些成员（如大、小麦哲伦云，仙女星系）的星系盘、旋臂、星系核、星系晕和星系冕进行分部观察，并对其成员天体（星团、电离氢区、行星状星云、超巨星、红巨星、新星、造父变星）作光度测量和光谱分析。然而，除少数近距星系外，绝大多数星系因距离遥远，呈现为暗弱的小面光源，其微小程度甚至接近于点源。要取得它们的光学观测资料，必须用大口径望远镜和高效能辐射接收装置，而对百亿光年的深空探索还得配备强光力广角设备。要掌握河外天体的射电天图必须有大型的射电天线，还要具备能与光学成像相称的射电分辨技术。河外星系世界的非热辐射和高能过程，正吸引着全球的大型射电仪器和空间探测装置。当代威力强大的各个波段的望远镜都把河外天体作为重要的观察对象，以期在这方面获得更大的进展和突破。星系天文学的主要研究手段是天体物理方法。此外，星系动力学（包括解析、半解析和数值模拟方法）也是重要的研究工具。


河外天文学

河外天文学，又称河外星系天文学（Extragalactic astronomy），是天文学的一个分支，研究的对象是我们的银河系以外的星系——研究所有不属于银河系天文学（英语：Galactic astronomy）的天体。
当工作的仪器获得改善，就可以更详细的研究现在只能审视的遥远天体，因此这个分支可以再细分为更有效的近银河系外天文学和远银河系外天文学。前者的成员与对象包括星系、本星系群，距离近得可以详细研究内部的超新星遗迹、星协。后者远得只是可以测量的对象和只有最明亮的部分可以描述或研究。随着仪器的改进，现在可以更详细地检查遥远的物体，因此河外星系天文学包括几乎可观测宇宙边缘的物体。
一些相关的主题如下：

星系集团

类星体

射电星系

超新星

星系际恒星

星系际尘埃

星系际尘云


本星系群

本星系群（ local group of galaxies ），距离银河系中心大约100万秒差距范围内由引力束缚在一起的星系的总称。1936年E.P.哈勃首先在《星云世界》一书中把银河系及其邻近的大麦哲伦云、小麦哲伦云、仙女星系、M32、NGC–205、M33、NGC–6822和IC–1613八个星系称为本星系群。到1997年为止，已发现(包括待证实)的本星系群成员达35个。按哈勃形态分类，银河系、M31和M33为旋涡星系，M32为椭圆星系，其余为矮椭圆星系、矮椭球星系和不规则星系。银河系和仙女星系是本星系群中两个最大的成员。各率一批星系形成两个次群结构。银河系次群含人马座星系、大麦哲伦云、小麦哲伦云、小熊星系、天龙星系、玉夫星系、六分仪星系、船底星系、天炉星系、狮子Ⅰ、狮子Ⅱ星系等。仙女星系次群含仙女三重星系M31、M32、NGC–205、仙后双矮星系NGC–147和NGC–185，以及新近发现的矮星系仙女Ⅰ、仙女Ⅲ、仙女Ⅴ、仙女Ⅵ等。本星系群的Ⅴ波段总光度为4.2×1010 L⊙。总质量为2.3×1012 M⊙ 。质光比为44倍太阳单位。这意味着本星系群中暗物质比可见物质重一个量级。本星系群的成员距离太阳较近，能被分解为恒星，易于进行细致研究，常被用于造父变星周光关系、超新星极大光度与下降速率关系、球状星团光度函数等河外距离测量方法的定标，对于测定哈勃常数等重要的宇宙学参量以及研究星系的形成和演化起着不可替代的作用。


星系团

星系团（ Cluster of Galaxies ），十几个、几十个以至成百上千个星系集聚在一起组成的星系集团。宇宙中确知具有动力学束缚特征的最大结构。其中的每一个星系称为星系团的成员星系。成员数目较少（不超过100个）的星系团称为星系群。现已发现上万个星系团，距离远达70亿光年之外。至少有85％的星系是各种星系群或星系团的成员。小的星系团如本星系群由银河系以及包括仙女星系在内的40个左右大小不等的星系组成。大的星系团如后发座星系团有上千个比较明亮的成员星系，如果把一些暗星系也包括进去，总数可能上万。平均而言，每个星系团内的成员数约为130个。有时又称成员数较多的星系团为富星系团，但贫、富的划分标准也是相对的。尽管不同星系团内成员星系的数目相差悬殊，但星系团的线直径最多相差一个数量级，平均直径约为5兆秒差距。

武仙座星系团

星系团按形态大致可分为规则星系团和不规则星系团两类。规则星系团以后发座星系团为代表，大致具有球对称的外形，往往有一个星系高度密集的中心区，团内常常包含有几千个成员星系，几乎全部都是椭圆星系或透镜星系。这种星系团往往发射弥漫X射线，显示其内部存在温度高达一亿度的热气体。这些气体的金属丰度达太阳值的1/3，可能是由于星系内恒星演化增丰的气体被星系间相互作用剥离的结果。不规则星系团结构松散，没有一定的形状，也没有明显的中央星系集中区，如武仙座星系团。它们的数目比规则星系团更多。范围比较大的不规则星系团可有几个凝聚中心，在团内形成一种次一级的成群结构。不规则星系团包含各种类型星系，其中往往以暗星系占绝对优势。另外，不规则星系团内气体仅同个别星系相关联，缺少弥漫的星系际介质。这些特征显示不规则星系团没有像规则星系团那样充分位力化。
星系团作为整体的视向速度同星系团的距离满足哈勃定律，即距离越远视向速度越大。如较近的室女星系团离太阳约19兆秒差距，视向速度为1 180千米/秒；而长蛇Ⅱ星系团离太阳约有1 000兆秒差距，视向速度则高达60 000千米/秒。一个星系团内不同成员星系间的相对运动情况可用速度弥散度来表示。一般随着星系团的范围的扩大和成员数的增加，速度弥散度也就越来越大。小星系团的速度弥散度约为250～500千米/秒；大星系团的速度弥散度高达2 000千米/秒。根据速度弥散度，利用位力定理可估算星系团的总质量；扣除由星系光度函数和平均质光比算出的星系质量，以及由X射线观测借助流体静平衡算出的热气体质量后，可以估计出暗物质所占的比例和分布。


超星系团

超星系团（ super-cluster），若干星系团松散束缚在一起构成的更高一级的天体系统。本星系群就同附近的50个左右星系群和室女星系团等构成本超星系团。不同的超星系团在天球上可能彼此重叠，只有通过红移巡天测定每个星系团的距离之后才能鉴别它们的成员。已经证认的超星系团数目在10个以上。如双鱼–英仙超团、长蛇–半人马超团、沙普利超团等。超星系团的质量可高达太阳的一亿亿倍，通常在一个超星系团内只含有2～15个富星系团。拥有几十个成员星系团的超星系团是不多的。超星系团往往具有扁长的外形，长径范围为60～100兆秒差距，长短径之比平均约为4∶1。这种扁形结构可能提示超星系团有自转。超星系团内的成员星系团的速度弥散度大约为每秒1 000～3 000千米，但各成员星系团之间的引力相互作用要比星系团内各成员星系之间的引力作用弱得多，因而超星系团可能是不稳定的系统，其尺度还在随宇宙的膨胀而增加。超星系团的存在，表明宇宙空间的物质分布至少在100兆秒差距的尺度上是不均匀的。较大的超星系团没有向中心集中的趋势或轴对称性，是形成星系大尺度结构分布图上围绕着空洞的纤维的一部分。


本超星系团

本超星系团（ local supercluster ），包括本星系群在内的超星系团。1937年，霍姆伯格在分析了双重星系和多重星系的分布后认为，存在着一个“总星系云”，尺度范围100百万秒差距。这是本超星系团最初的概念。二十世纪五十年代中，沃库勒重新提出关于本超星系团的概念，并为后来的研究所证实。沃库勒认为，本超星系团的长径为30～75百万秒差距，它是许多星系云和星系团的集合体，包括本星系群、室女星系团、大熊星系云以及50个左右较小的群和团。它们共同构成一个巨大的扁平状天体系统。其中亮于13.5等的明亮星系集中在天空中的一个大圆上，这个大圆称为超星系赤道，大圆的极的坐标在国际天文学联合会银道坐标系中是银经lⅡ=47.°37，银纬bⅡ=+6.°32。本超星系团的中心在室女星系团附近的方向(lⅡ=283°，bⅡ=+75°)。对沿超星系赤道的星系视向速度的分析表明，本超星系团可能正在自转和膨胀，目前银河系绕团中心的公转周期约为1，000亿年。本超星系团的存在已为人们所公认，关于它的结构，特别是动力学性质尚待进一步研究。


总星系

总星系（ Metagalaxy ），通常把我们观测所及的宇宙部分称为总星系。也有人认为，总星系是一个比星系更高一级的天体层次，它的尺度可能小于、等于或大于观测所及的宇宙部分。总星系的典型尺度约100亿光年，年龄为100亿年量级。通过星系计数和微波背景辐射测量证明总星系的物质和运动的分布在统计上是均匀和各向同性的，不存在任何特殊的位置和方向。总星系物质含量最多的是氢，其次是氦。从1914年以来，发现星系谱线有系统的红移。如果把它解释为天体退行的结果，那就表示总星系在均匀地膨胀着。总星系的结构和演化，是宇宙学研究的重要对象。有一种观点认为，总星系是2×1010年以前在一次大爆炸中形成的。这种大爆炸宇宙学解释了不少观测事实（元素的丰度、微波背景辐射、红移等）。另一种观点则认为，现今的总星系是由更大的系统坍缩后形成的，但这种观点并不能解释微波背景辐射。


星系际物质

星系际物质（ intergalactic matter ），存在于星系与星系之间的气体和尘埃。它们有的聚集于两个互相邻近的星系之间，构成星系之间的物质桥；有的位于星系团内，组成星系团的隐匿物质；有的位于星系团之间，形成星系团际物质。星系际物质的气体成分可能是中性气体，也可能是电离气体。星系际物质也和星际物质一样具有消光效应。在一些星系际物质较密集的地方也会形成星系际暗云。目前已发现几个可能是星系际暗云的区域。星系际物质的研究对宇宙学和星系的演化都有极密切的关系。在宇宙学中，宇宙临界密度与宇宙总密度的比值决定空间的几何特征，而星系际物质在宇宙的总密度中占有一定的份量。在星系演化中，一些激扰星系可以抛出物质，进入星系际空间，形成星系际物质。星系际物质也可以为正常星系吸积，或形成新的星系。星系际物质的密度约在5×10-30克/厘米3（在星系团中心附近）到2×10-34克/厘米3（在一般空间）之间。


微波背景辐射

微波背景辐射（microwave background radiation），来自宇宙空间背景上的各向同性的微波辐射。又称宇宙背景辐射。1964年，美国科学家A.A.彭齐亚斯和R.W.威尔逊使用贝尔电话实验室研制的6米喇叭形接收天线测量围绕银河系的银晕气体的射电强度时，发现总有消除不了的背景噪声。这种噪声具有各向同性的特点，肯定来自宇宙空间。1965年，他们测得这些来自宇宙的波长为7.35厘米的微波噪声相当于3.5K。他们的论文发表后引起轰动，并为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。
　　微波背景辐射最重要的特点是具有黑体谱。测量各个波段的微波背景辐射，可以得到它的谱。由于地球大气的干扰，对于小于0.3厘米的辐射，需要利用火箭、卫星等手段才能测到。大量的观测资料表明，微波背景辐射具有温度为2.7K的黑体辐射谱，由此，它也习称为3K背景辐射。最近，宇宙背景探测器卫星的精确测量表明，背景辐射的温度为2.730K，几乎是严格的黑体谱。
　　微波背景辐射的另一个重要特点是它具有极高度的各向同性性质。无论是小尺度上，还是大尺度上，微波背景辐射几乎是完全各向同性的。
　　微波背景辐射肯定来自宇宙空间。现在普遍认为，它是宇宙早期残留下来的辐射。大爆炸宇宙学认为，宇宙经历了由热到冷的演化。宇宙早期，温度极高，辐射具有黑体谱性质。随着宇宙的膨胀，温度逐渐降低，到今天，温度应降至2.7K左右。微波背景辐射被认为是对大爆炸宇宙学的最强有力的支持之一。其他的宇宙模型，有的并未预言存在微波背景辐射，有的很难解释背景辐射。微波背景辐射的发现对现代宇宙学有着深远影响，其意义可与河外星系的红移的发现相比拟。


3K背景辐射

宇宙微波背景辐射（ cosmic microwave background radiation ），来自宇宙空间背景上的高度各向同性的微波电磁辐射。又称宇宙微波背景。20世纪60年代初，美国科学家A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙为了改进卫星通信，建立了高灵敏度的号角式接收天线系统。1964年，他们用它测量银晕气体射电强度时，发现总有消除不掉的背景噪声，认为这些来自宇宙各个方向的微波噪声相当于温度3.5K的物体在波长7.35厘米的辐射，1965年又订正为3K，并将这一发现公之于世。由于后来进一步地观测证实，这种辐射正是20世纪40年代G.伽莫夫等预言的宇宙诞生时大爆炸火球留下的遗迹。他们的这一发现被认为是20世纪20年代E.P.哈勃发现宇宙膨胀以来宇宙学方面最重要的观测成就。他们为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。

COBE卫星观测到的微波背景辐射

测量
微波背景辐射的最重要特征是具有黑体辐射谱，在0.3～75厘米波段，可在地面上直接测到；在大于100厘米的射电波段，银河系本身的超高频辐射掩盖了来自河外空间的辐射，因而不能直接测到；在小于0.3厘米波段，由于地球大气辐射的干扰，要依靠气球、火箭或卫星等空间探测手段才能测到。1989年升空的宇宙背景探索者（COBE）卫星从0.05厘米直到数十厘米波段内的测量表明，背景辐射是温度2.725±0.002K的黑体辐射，强度峰值对应的波长约0.2厘米，与普朗克谱的偏离仅为百万分之五十，习惯称为3K背景辐射（见图）。能谱的性质表明，微波背景辐射是极大的时空范围内的事件。因为只有通过辐射与物质之间的相互作用，才能形成黑体谱。由于现今宇宙空间的物质密度极低，辐射与物质的相互作用极小，所以今天观测到的黑体谱必定起源于很久以前，即大爆炸后约30万年，温度降到约低于太阳表面的6 000K，物质尚处于等离子体状态，与辐射相互作用很强的宇宙早期。所以微波背景辐射应具有比最遥远星系所能提供的更为古老的信息。
微波背景辐射的另一特征是具有极高度的各向同性。沿天球各个不同方向辐射温度的涨落小于0.1％。这种涨落主要来源于太阳系相对于微波背景每秒约370千米运动引起的多普勒效应T(θ)＝T0(1+v/ccosθ)，式中T为温度，v为太阳系相对于微波背景的运动速度，c为光速，θ为天球上任一方向与该运动方向的夹角。在扣除这种具有偶极特征的各向异性成分之后，辐射温度的涨落小于0.004％。这种高度各向同性说明，在各个不同方向上，在各个相距非常遥远的天区之间，应当存在过相互联系。这也为宇宙在大尺度上均匀各向同性的宇宙学原理提供了有力的观测支持。

意义
扣除偶极各向异性成分之后，宇宙微波背景的本征起伏来源于大爆炸瞬间的量子涨落，它引起的普通物质密度涨落在电子与原子核复合以前像声波那样传播，在复合以后由于引力不稳定性继续增长，形成星系、星系团等不均匀的结构。与之相关的辐射涨落反映在复合时期温度分布的角功率谱上，表现为一系列波峰与波谷，这些峰谷的位置和振幅与十分重要的宇宙学参数（如哈勃常数H0，宇宙年龄t0，密度参数Ω，宇宙学常数Λ等）密切相关。2001年美国国家航空航天局发射的微波各向异性探测卫星（WMAP），由于其角分辨率比COBE有量级的提高（从7°左右提高到0.2°左右），经过一年的运行，获得了角功率谱上百个点的准确数据，从而把估计宇宙学参数的精度提高到优于10％。此外，还首次测到微波背景辐射的偏振，把第一批恒星和星系形成的时代推到大爆炸后约2亿年。欧洲空间局将于2007年发射的普朗克卫星灵敏度更高（百万分之二），角分辨率更高（优于0.1°），除可望把测定宇宙学参数的精度提高到优于1％以外，还可对一些流行的宇宙学模型提供严格的检验。普朗克卫星以后的下一代微波背景卫星甚至有可能探测到宇宙大爆炸时产生的原初引力波的影响，从而阐明早期宇宙中远超出地球上加速器所能达到的能量下发生的物理过程。


宇宙背景辐射


宇宙学

宇宙学（ Cosmology ），天文学中把宇宙作为整体的结构，研究其成分、演化和起源的分支学科。观测上，它需要收集最遥远、最古老的天体的数据。理论上，它要求将基本物理规律作最大可能的外推。尽管有这些严格约束，宇宙学自20世纪以来终于成长为能够作出预言并进行检验的重要科学分支。

目录

1 发展简史
2 大爆炸模型

2.1 分立源的观测
2.2 早期宇宙的遗迹
2.3 宇宙中结构的演化
2.4 其他宇宙学理论

发展简史
关于近代宇宙学的发端，应当追溯到I.牛顿。17世纪末他同R.本特尼的通信中，曾试图建立一个均匀各向同性的静态宇宙模型，而且认识到这种模型是不稳定的。19世纪末，C.纽曼和H.von西利格继续了在牛顿框架内建立宇宙模型的尝试。1915年，A.爱因斯坦提出用广义相对论来解决牛顿引力理论和动力学与他的狭义相对论之间的冲突。广义相对论将引力同时空的几何性质联系起来，为现代宇宙学奠定了理论基础。广义相对论提出两年后，爱因斯坦就大胆尝试应用它来建立整个宇宙的模型。为了使宇宙保持静态，他在场方程中引入了一个相当于斥力的常数项，这个常数记作Λ，因为它只在宇宙学涉及的大尺度上才有明显影响，故称为宇宙学常数。爱因斯坦认为，这个静态宇宙模型展示了宇宙的物质内容同时空几何性质之间唯一的自洽关系。然而，就在同年W.德西特证明这个模型并不是唯一的。他发现一个空虚而膨胀的宇宙同样满足引力场方程。德西特宇宙模型尽管在当时被认为神秘难懂，但它在宇宙学后来的发展中，仍然起着重要作用。后来，A.弗里德曼和G.勒梅特分别在1922～1924年和1927年各自独立地建立了含物质但不带宇宙学常数的膨胀宇宙模型，这个模型称为弗里德曼宇宙模型和勒梅特宇宙模型，成为宇宙学标准模型的基础。差不多在同一时期，在观测前沿上对宇宙的了解迅速增长。1924年，E.P.哈勃通过造父变星的周期–光度关系测定了到仙女座大星云的距离，确认了它处于银河系之外，从而解决了旋涡星云本质的争论，宣告了河外天文学（又称星系天文学）的诞生。1929年，哈勃又发现大多数星系谱线的红移（若用多普勒效应解释即星系退行速度）同距离大致成正比，现称哈勃定律。它意味着宇宙在膨胀，从而动摇了宇宙整体静止的传统观念。哈勃定律被接受以后不久，爱因斯坦看到静态宇宙模型不符合现实，于是放弃了他引入引力场方程中的Λ项，并认为那是自己一生中“最大的错误”。耐人寻味的是，这个被宣判已经死亡的Λ项，在爱因斯坦去世半个世纪以后，竟然又作为主宰宇宙加速膨胀的暗能量的一种可能性恢复了生命。见宇宙学常数。

大爆炸模型
由于观测上星系分布的启示，也由于理论上简化的要求，假设宇宙在空间上应当是均匀各相同性的。这个假设称为宇宙学原理。H.P.罗伯逊和A.G.沃尔克分别于1935年和1936年证明，满足这个原理的时空度规(现称为罗伯逊–沃尔克度规)必定具有如下形式：

ds2=c2dt2－R2(t)[dr2/(1－kr2)＋r2(dθ2+sin2θdφ2)]

式中函数R(t)称为标度因子，它随时间增加表示宇宙膨胀。常数k称为空间曲率，可取0、＋1和−1三个值。k＝0为平直空间，其中三角形三内角之和等于二直角；k＝1为球形空间，其中三角形三内角之和大于二直角；k＝−1为鞍形空间，其中三角形三内角之和小于二直角。球形空间是有限的，其他两种空间是无限的。
将罗伯逊–沃尔克度规代入爱因斯坦引力场方程，与宇宙物质的物态方程联立，可得到标度因子满足的宇宙动力学方程（弗里德曼方程），解之即得R(t)随时间的演化。如对于无压物质（可近似描述当今宇宙的物态），在k＝0的情况下有R(t)∝t2/3。
宇宙的几何性质同物质密度有关，可定义下列参数：

H( t)=(d R( t)/d t)/ R( t) ρ c=3 H2/8π G

分别为哈勃常数和临界密度，其当前时刻的值附以下角标0。密度参数定义为： Ω＝ ρ/ ρ c  式中Ω0＝1，相对于k＝0；Ω0＜1，相对于k＝−1；Ω0＞1，相对于k＝1。在所有三种情形中，标度因子在过去某个时刻均为零，通常称为大爆炸时刻。此时，宇宙的空时曲率和物质密度都为无限大，又称奇点。至于宇宙未来的命运，则依赖于宇宙今天的密度是小于、等于还是大于临界密度。前两种情况下，宇宙将永远膨胀下去。对最后一种情形，宇宙将在某个时刻到达极大，然后收缩返回奇点。由能量守恒定律可以证明，物质密度与标度因子的三次方成反比，而辐射密度与标度因子的四次方成反比。因此，尽管今天宇宙中物质密度远大于辐射，但在过去标度因子足够小的早期，宇宙应当以辐射为主。此外，由于辐射密度与温度的四次方成正比，所以宇宙的温度应与标度因子成反比，即随宇宙膨胀而降低。另一方面，不难证明，辐射的波长λ随标度因子R成正比的变化，所以在膨胀宇宙中，对一个红移为z＝（λ0－λ）/λ=R0/R－1的天体，1＋z应与R成反比。
由于上面的弗里德曼模型给出了膨胀宇宙的合理描述，后来宇宙学中许多进展都是以它为基础的。这些进展包括：

分立源的观测
相对论宇宙模型使用弯曲时空，它预言的非欧几何效应原则上是可观测的。正是这些预言促进了20世纪50～60年代的光学家和射电天文学家把他们的观测能力推向极致。宇宙学家通过观测各类分立源（星系、类星体、射电源、X射线源等）的分布，希望发现各种可能的理论模型中究竟哪一种最符合实际。观测检验包括：①哈勃常数的测量；②哈勃定律向大红移星系的外推；③越来越大距离的星系和射电源计数；④角直径–红移关系；⑤星系的面亮度与其红移的关系。不过，这些研究的目标已逐渐从决定宇宙的几何性质移向分立源如何随时间演化。

早期宇宙的遗迹
20世纪40年代末，G.伽莫夫注意到早期宇宙应当以辐射为主，即主要由光子和其他高度相对论性的粒子组成。他期望在那个时期的高温中，质子和中子会聚合成较重的核，从而决定宇宙的化学组成。伽莫夫的理论计算出如氘、氦、铍等轻元素的宇宙丰度，经过现代的改进已能与广泛的天文观测事实一致。伽莫夫和他的同事还预言，早期炽热的宇宙会在今天留下一个温度约5K的辐射背景。这种背景辐射在1965年被A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙的发现证实。20世纪90年代宇宙背景探测者(COBE)的高精度观测表明，这种宇宙背景是温度为2.735K的黑体辐射，扣除约千分之一的运动学效应后，温度的方向起伏不足十万分之一。21世纪伊始，威氏微波背景各向异性探测器（WMAP）对背景辐射的观测不仅改善了空间分辨率，还首次观测到偏振，大幅度提高了各种宇宙学参数的测量精度，宣告了精确宇宙学时代的来临。

宇宙中结构的演化
宇宙学的主要目标一直是说明，核子和轻子是怎样从更原初的粒子演化出来，并最终形成宇宙中观测到的大尺度的结构。这方面工作中特别有意义的是A.古斯等人于1980年前后首先讨论的宇宙暴胀模型。该模型认为，在大爆炸后极短的时期中，随着温度的下降，宇宙经历了一个相变过程，真空相变的后果是产生了一种类似宇宙学常数项的斥力，驱动宇宙像德西特模型那样指数膨胀（称暴胀）。大多数结构形成理论都依赖于暴胀时期初始密度涨落的性质及随后在引力作用下的增长过程。综合分析天文观测数据，特别是WMAP对宇宙微波背景辐射的观测数据，高红移超新星的观测数据，以及大规模（数十万计）星系红移巡天数据，结果表明能与观测拟合最佳的参数组合是，哈勃常数为70千米/秒/兆秒差距；宇宙年龄约137亿年；物质和能量的总密度取使宇宙平坦的临界值（Ω0～1）。其中，中微子约占0.3%，恒星约占0.5%，普通物质(主要是星系团中的热气体)占4%～5%，冷暗物质占25%，暗能量占70%。了解冷暗物质和暗能量的本质，仍然是宇宙学和物理学当前面临的重大挑战。

其他宇宙学理论
除大爆炸宇宙学外，几十年来还不断提出一些其他宇宙模型，尽管没有得到大多数宇宙学家的认可。其中，H.邦迪、T.戈尔德和F.霍伊尔于1948年提出的稳恒态宇宙理论，以提供了清楚的可以检验的预言而著称，这种宇宙模型的时空几何由德西特模型描述，但物理意义不同。1965年微波背景辐射发现以后，这个理论沉寂了很长时间，但1993年又以修改后的形式（称为准稳恒态宇宙学）重新出现。此外，还有1961年C.布朗斯和R.H.迪克源于马赫原理提出的布朗斯–迪克宇宙论，以及P.A.M.狄拉克为解释宇宙学和微观物理学中出现的非常大的无量纲数而提出的理论等。
宇宙学理论的命运取决于它如何应对观测的挑战。如果说在20世纪开始的时候还没有多少观测事实来约束宇宙学理论的话，那么21世纪开始的时候，新的越来越精确的观测数据正在源源不断地涌来，只有与这些观测数据拟合最佳者才能立于不败之地。


宇宙

宇宙，是由空间、时间、物质和能量所构成的统一体
　　宇宙（汉语拼音：Yuzhou；英语：Universe），一般当作天地万物的总称。是由空间、时间、物质和能量所构成的统一体。是一切空间和时间的综合。是广漠空间和其中存在的各种天体以及弥漫物质的总称。一般理解的宇宙，指我们所存在的一个时空连续系统，包括其间的所有物质、能量和事件。对于这一体系的整体解释构成了宇宙论。世界上最早把空间和时间统一为宇宙的是中国春秋战国时代的文子和尸子，他们都提出了宇是空间，宙是时间，合为宇宙。
　　《文子·自然》：“往古来今谓之宙，四方上下谓之宇。”
　　《尸子》：“上下四方曰宇，往古来今曰宙。”
　　二字连用，始见于《庄子·齐物论》曰：“旁日月，挟宇宙，为其吻合。”
　　可见在中国古代先人创造宇宙这一词汇的时候已经把时间和空间统一看待，并为宇宙。
　　人类很早就开始思考宇宙，但一直以来人们都把地球当成是宇宙的中心。事实上，地球在宇宙中的地位要比人们想象的还要低下得多：它只不过是一颗行星，只是围绕着一颗普通恒星太阳运行的八大行星之中的一颗。连同其它已被认识的行星系统，太阳带着它的行星家族与其它两千多亿颗恒星一同位于一个被称为星系或恒星系的恒星集团中，我们称这个星系为银河系。银河系又连带附近的约三十个星系一起构成一个星系团，称为“本星系（群）”。本星系附近还有几十个类似的星系集团，这些星系团的中心又有一个由两千五百多个星系聚集在一起组成的巨大星系集团——室女星系团。上述所有这些星系团又进一步组成了一个更为巨大的星系系统——本超星系团。而在可观测的宇宙中，有数百个这样的超星系团。
　　二十世纪以来，西方根据现代物理学和天文学，建立了关于宇宙的现代科学理论，称为宇宙学。
　　宇宙是物质世界，处于不断的运动和发展中，在空间上无边无界，在时间上无始无终。宇宙是多样而又统一的。它的多样性在于物质的表现形态；它的统一性在于其物质性。《淮南子·原道训》注：“四方上下曰宇，古往今来曰宙，以喻天地。”人类对宇宙的认识，从太阳系到银河系，再扩展到河外星系、星系团乃至总星系。人们的视野已达到一百多亿光年的宇宙深处。有人把总星系称为“观测到的宇宙”、“我们的宇宙”；也有人把总星系称为宇宙。宇宙天体呈现出多种多样的形态：有密集的星体状态，有松散的星云状态，还有辐射场的连续状态。各种星体千差万别，它们的大小、质量、密度、光度、温度、颜色、年龄、寿命也不相同。天体不是同时形成的。球状体是在形成中的星体，O型星、B型星是年轻恒星，主序星（包括太阳）是中年恒星，白矮星和中子星是老年恒星。每个天体都有它的发生、发展、衰亡的历史，但作为总体的宇宙则不生不死，无始无终。
　　根据相对论，信息的传播速度有限，因此在某些情况下，例如在发生宇宙膨胀的情况下，距离我们非常遥远的区域中我们将只能收到一小部分区域的信息，其他部分的信息将永远无法传播到我们的区域。可以被我们观测到的时空部分称为“可观测宇宙”、“可见宇宙”或“我们的宇宙”。应该强调的是，这是由于时空本身的结构造成的，与我们所用的观测设备没有关系。
　　宇宙大约是由4%的普通物质，23%的暗物质和73%的暗能量构成。

目录

1 宇宙的历史
2 宇宙年龄
3 宇宙的大小
4 宇宙的形状
5 宇宙的命运
6 宇宙观

6.1 神话和宗教的宇宙观
6.2 佛教宇宙观
6.3 哲学分析宇宙概念
6.4 宇宙观念的发展

7 宇宙图景

7.1 层次结构
7.2 宇宙是否有限
7.3 宇宙有中心吗
7.4 宇宙中是否有第二个太阳系

8 宇宙大爆炸理论

8.1 宇宙大爆炸理论的缺陷
8.2 电磁宇宙设想：新兴的宇宙理论
8.3 反大爆炸论者的声音

宇宙的历史
　　现代物理宇宙学一般认为宇宙起源于大爆炸，即约137.3亿（±1%）年前由一个密度极大，温度极高的状态膨胀而来。对于大爆炸以前的宇宙，目前只有一些猜测性的理论。而最新的研究则认为宇宙年龄为156亿年，但是这个说法还未得到公认。对于大爆炸以后的宇宙，则可以用较成熟的理论加以描述。一种典型的理论是：
　　10-43秒：宇宙从量子背景出现。
　　10-35秒：宇宙由夸克-胶子等离子体构成，强相互作用、引力与电磁相互作用/弱相互作用分开。
　　10-5秒：电子形成，宇宙主要包括光子、电子和中微子，温度约1000亿度。
　　10秒：质子和中子结合成氘、氦等原子核，温度30亿度。
　　35分钟：形成原子核的过程（核融合，nucleosynthesis）停止，温度3亿度。
　　30万年：电子和原子核结合成为原子。物质和辐射脱耦，大爆炸辐射的残余成为今天的3K微波背景辐射。
　　4亿年：第一批恒星形成。
　　20亿年：星系形成。
　　50亿年：太阳系形成。
　　目前宇宙还在继续膨胀之中，这在观测上为哈勃定律所概括。

宇宙年龄
 宇宙年龄超乎想像 可能经历过多次大爆炸
　　宇宙年龄定义：宇宙年龄（age of universe）宇宙从某个特定时刻到现在的时间间隔。对于某些宇宙模型，如牛顿宇宙模型、等级模型、稳恒态模型等，宇宙年龄没有意义。在通常的演化的宇宙模型里，宇宙年龄指宇宙标度因子为零起到现在时刻的时间间隔。通常，哈勃年龄是宇宙年龄的上限，可以作为宇宙年龄的某种度量。

　　科学家利用望远镜观察最老的星球上的铀光谱，从而估计宇宙的年龄是一百二十五亿年。科学家对宇宙(Universe)的年龄有不同的估计，根据不同的宇宙学模型(cosmologicalmodels)，科学家估计宇宙的年龄是介乎一百亿至一百六十亿之间；2001年科学家利用南欧洲天文台(EuropeanSouthernObservatory)的望远镜，观察一颗称CS31082-001的星球，量度星球上放射性(radioactive)同位素(isotope)铀-238(Uranium-238)的光谱(spectrum)，从而计算出这星球的年龄是一百二十五亿年，这个估计的误差大约三十亿年，是亦即是说，宇宙的年龄至少有一百二十五亿年，这是科学家第一次量度太阳系(SolarSystem)以外铀含量的研究。
　　科学家解释说，这个方法和在考古学(archaeology)上使用碳-14(Carbon-14)同位素量度物质的年龄一样，铀-238同位素的半衰期(half-life)是四十四亿五千万年；半衰期是放射性元素(element)自动蜕变成为其他元素，至它本身剩下一半时所需要的时间。
　　科学家指出，在宇宙开始时，大爆炸(BigBang)会产生氢(hydrogen)、氦(helium)和锂(lithium)等元素，而比较重的元素是在星球内部产生，当大质量星球死亡时，含有重元素的物质会散布到周围的空间，然后和下一代个的星球结合；其实，地球上黄金(gold)也是从爆炸了的星球而来的。
　　因此，愈老的星球上的重元素，也会愈少，科学家认为，一些比较老的星球的重元素含量，只有太阳(Sun)的二百分之一。科学家曾经尝试利用钍-232(Thorium-232)同位素来估计宇宙的年龄，钍是一种放射性金属元素，与中子(neutron)接触时会引起核分裂，产生原子能源(atomicenergy)，不过，钍的半衰期是一百四十亿五百万年，半衰期比较铀-238长，因此，估计的误差也比较大。

宇宙的大小
　　公元100年左右的东汉时代，当时伟大的科学家张衡最早提出了“过此而往者，未知或知也。未知或知者，宇宙之谓也”和“宇之表无极，宙之端无穷”的观点。非常明确地提出了由空间和时间构成的宇宙大小是无限的观念。而目前关于宇宙是否无限的问题还有争议。如果整个宇宙的空间部分是有限的，那么可以用一个距离来表示。对于均匀各向同性的宇宙来说，这就是三维空间的曲率半径。但是，即使宇宙整体是无限的，宇宙的可观测部分仍是有限的：由于相对论限定了光速为宇宙中信息传播的最高速度，如果一个光子从大爆炸开始传播，到今天传播的固有距离为93亿光年，由于宇宙在膨胀，相应的共动距离约为其3倍，具体数值与宇宙学参数有关，这一距离称为今天宇宙的粒子视界。
　　另一个在物理学数量级估计中常用来表示宇宙大小的距离称为哈勃距离，是哈柏常数的倒数乘以光速，其数值约为1.29×1028厘米，也恰为93亿光年。科普和科技书籍中所说的宇宙的大小常指这个数值。哈柏距离可以理解为四维时空的曲率半径。

宇宙的形状
　　宇宙的形状是宇宙学中一个未解决的问题。用数学的语言说就是：“哪一个三维形状才能最好地代表宇宙的空间结构？”
　　首先，宇宙到底是不是“平坦空间”，即大范围内遵守欧氏几何的空间还未清楚。目前，大部分宇宙学家认为已知宇宙除了大质量天体造成的局部时空褶皱，是基本平坦的－就像湖面是基本平坦但局部有水波一样。最近威尔金森微波各向异性探测器观测宇宙微波背景辐射的结果也肯定了这一认识。
　　其次，尚未清楚宇宙是否是多重连接。根据大爆炸理论，宇宙是没有空间边界的，然而其空间大小可能是有限的。我们可以通过二维的概念类推：一个球面没有边界，但是它的面积是有限的（4πR2）。它是一个在三维空间有固定曲率的二维表面。数学家黎曼发现了四维空间中一个与此类似的三维球形“表面”，其总体积为有限（2π2R3）但三个方向都朝第四个维度弯曲。他还发现了一个“椭圆空间”和“圆柱形空间”，后者的圆柱形两头互相连接但没有弯曲圆柱本身－这一现象在普通的三维空间是不可想象的。类似的数学例子还有很多。
　　如果宇宙真是有限但无边界的话，人沿着宇宙中一条任意方向的“直线”走下去，最终会回到出发点，其路线长度可认为是宇宙的“直径”（这个直径是现在人类对宇宙的认识所无法想象的，因为它一定要比我们所见的宇宙部分大得多）。
　　宇宙有可能具有多重连接的拓扑学结构。如果这些结构足够小的话，人类，就如同在挂了多面镜子的房间里，可能在不同方向看到同一天体的多个影像。而实际的天体数量就会比观测所见少。从这个角度讲，星体和星系应该称作“所观的影像”才合适。这个可能，至今没有被彻底否定，但最近的宇宙微波背景辐射研究结果认为是很不可能的。

宇宙的命运
　　根据天文观测和宇宙学理论，可以对可观测宇宙未来的演化作出预言。均匀各向同性的宇宙的膨胀满足弗里德曼方程。多年来，人们认为，根据这一方程，物质的引力会导致宇宙的膨胀减速。宇宙的最终命运决定于物质的多少：如果物质密度（1）超过临界密度，宇宙的膨胀最后会停止，并逆转为收缩，最终形成与大爆炸相对的一个“大坍缩”（big crunch）；如果物质密度（2）等于或（3）低于临界密度，则宇宙会一直膨胀下去。另外，宇宙的几何形状也与密度有关： 如果（1）密度大于临界密度，宇宙的几何应该是封闭的；如果（2）密度等于临界密度，宇宙的几何是平直的；如果（3）宇宙的密度小于临界密度，宇宙的几何是开放的。并且，宇宙的膨胀总是减速的。
　　然而，根据近年来对超新星和宇宙微波背景辐射等天文观测，虽然物质的密度小于临界密度，宇宙的几何却是平直的，也即宇宙总密度应该等于临界密度。并且，膨胀正在加速。这些现象说明宇宙中存在着暗能量。不同于普通所说的“物质”，暗能量产生的重力不是引力而是斥力。在存在暗能量的情况下，宇宙的命运取决于暗能量的密度和性质，宇宙的最终命运可能是无限膨胀，渐缓膨胀趋于稳定，或者是与大爆炸相对的一个“大坍缩”，或者也可能膨胀不断加速，成为“大撕裂”。目前，由于对暗能量的性质缺乏了解，还难以对宇宙的命运做出肯定的预言。

宇宙观
神话和宗教的宇宙观
 19世纪法国科普作家C.Flammarion书中的木刻插图：旅行家以天球中探出头来，探索宇宙运行的机制
　　从“宇宙”的构成，来解释“宇宙”这种存在，宇宙是由空间、时间、物质和能量，所构成的统一体。
　　起初古人不愿意承认有其他世界的可能性，甚至认为“山后面没有人”，更不用说到宇宙了。但在地球上探险和征服的活动频繁下，又见到新奇的世界甚至星座的变化，从而想像宇宙整体，虽然这些宇宙观主要是纯思辨的产物，但客观上对于后来探险和观测活动是起了指导的作用。

佛教宇宙观
　　佛经中，大的空间叫佛刹、虚空，小的叫微尘，统称为“三千大千世界”。“佛教宇宙观”主张宇宙系有无数个世界。集一千个一小世界称为“小千世界”，集一千个小千世界称为“中千世界”，集一千个中千世界称为“大千世界”；合小千、中千、大千总称为三千大千世界。
　　《起世经》中记载：“佛言。比丘。如一日月所行之处。照四天下。如是等类。四天世界。有千日月所 照之处。此则名为一千世界。诸比丘。千世界中。千月千日千须弥山王。四千小洲。 四千大洲。四千小海。四千大海。……(略)……一切世间。各随业力。现起成立。诸比丘。 此千世界。犹如周罗。名小千世界。诸比丘。尔所周罗一千世界。是名第二中千世界。 诸比丘。如此第二中千世界。以为一数。复满千界。是名三千大千世界。诸比丘。此三千大千世界。同 时成立。同时成已而复散坏。同时坏已而复还立。同时立已而得安住。如是世界。周 遍烧已。名为散坏。周遍起已。名为成立。周遍住已。名为安住。是为无畏一佛刹土 众生所居。”

哲学分析宇宙概念
　　有些宇宙学家认为，我们的宇宙是唯一的宇宙；大爆炸不是在宇宙空间的哪一点爆炸，而是整个宇宙自身的爆炸。但是，新提出的暴涨模型表明，我们的宇宙仅是整个暴涨区域的非常小的一部分，暴涨后的区域尺度要大于1026 厘米，而那时我们的宇宙只有10厘米。还有可能这个暴涨区域是一个更大的始于无规则混沌状态的物质体系的一部分。这种情况恰如科学史上人类的认识从太阳系宇宙扩展到星系宇宙，再扩展到大尺度宇宙那样，今天的科学又正在努力把人类的认识进一步向某种探索中的“暴涨宇宙”、“无规则的混沌宇宙”推移。我们的宇宙不是唯一的宇宙，而是某种更大的物质体系的一部分，大爆炸不是整个宇宙自身的爆炸，而是那个更大物质体系的一部分的爆炸。因此，有必要区分哲学和自然科学两个不同层次的宇宙概念。哲学宇宙概念所反映的是无限多样、永恒发展的物质世界；自然科学宇宙概念所涉及的则是人类在一定时代观测所及的最大天体系统。两种宇宙概念之间的关系是一般和个别的关系。随着自然科学宇宙概念的发展，人们将逐步深化和接近对无限宇宙的认识。弄清两种宇宙概念的区别和联系，对于坚持宇宙无限论，反对宇宙有限论、神创论、机械论、不可知论、哲学代替论和取消论，都有积极意义。

宇宙观念的发展
 宇宙超圆定理：到底是有限的还是无界的？
　　远古时代，人们对宇宙结构的认识处于十分幼稚的状态，他们通常按照自己的生活环境对宇宙的构造作了幼稚的推测。在中国西周时期，生活在华夏大地上的人们提出的早期盖天说认为，天穹像一口锅，倒扣在平坦的大地上；后来又发展为后期盖天说，认为大地的形状也是拱形的。公元前7世纪 ，巴比伦人认为，天和地都是拱形的，大地被海洋所环绕，而其中央则是高山。古埃及人把宇宙想象成以天为盒盖、大地为盒底的大盒子，大地的中央则是尼罗河。古印度人想象圆盘形的大地负在几只大象上，而象则站在巨大的龟背上，公元前7世纪末，古希腊的泰勒斯认为，大地是浮在水面上的巨大圆盘，上面笼罩着拱形的天穹。 也有一些人认为，地球只是一只龟上的一片甲板，而龟则是站在一个托着一个又一个的龟塔……
　　最早认识到大地是球形的是古希腊人。公元前6世纪，毕达哥拉斯从美学观念出发，认为一切立体图形中最美的是球形，主张天体和我们所居住的大地都是球形的。这一观念为后来许多古希腊学者所继承，但直到1519～1522年，葡萄牙的F.麦哲伦率领探险队完成了第一次环球航行后 ，地球是球形的观念才最终被证实。
　　公元2世纪，C.托勒密提出了一个完整的地心说。这一学说认为地球在宇宙的中央安然不动，月亮、太阳和诸行星以及最外层的恒星天都在以不同速度绕着地球旋转。为了说明行星运动的不均匀性，他还认为行星在本轮上绕其中心转动，而本轮中心则沿均轮绕地球转动。地心说曾在欧洲流传了1000多年。1543年，N.哥白尼提出科学的日心说，认为太阳位于宇宙中心，而地球则是一颗沿圆轨道绕太阳公转的普通行星。到16世纪哥白尼建立日心说后才普遍认识到：地球是绕太阳公转的行星之一，而包括地球在内的八大行星则构成了一个围绕太阳旋转的行星系── 太阳系的主要成员。1609年，J.开普勒揭示了地球和诸行星都在椭圆轨道上绕太阳公转，发展了哥白尼的日心说，同年，伽利略·伽利雷则率先用望远镜观测天空，用大量观测事实证实了日心说的正确性。1687年，I.牛顿提出了万有引力定律，深刻揭示了行星绕太阳运动的力学原因，使日心说有了牢固的力学基础。在这以后，人们逐渐建立起了科学的太阳系概念。
　　在哥白尼的宇宙图像中，恒星只是位于最外层恒星天上的光点。1584年，乔尔丹诺·布鲁诺大胆取消了这层恒星天，认为恒星都是遥远的太阳。18世纪上半叶，由于E.哈雷对恒星自行的发展和J.布拉得雷对恒星遥远距离的科学估计，布鲁诺的推测得到了越来越多人的赞同。18世纪中叶，T.赖特、I.康德和J.H.朗伯推测说，布满全天的恒星和银河构成了一个巨大的天体系统。弗里德里希·威廉·赫歇尔首创用取样统计的方法，用望远镜数出了天空中大量选定区域的星数以及亮星与暗星的比例，1785年首先获得了一幅扁而平、轮廓参差、太阳居中的银河系结构图，从而奠定了银河系概念的基础。在此后一个半世纪中，H.沙普利发现了太阳不在银河系中心、J.H.奥尔特发现了银河系的自转和旋臂，以及许多人对银河系直径、厚度的测定，科学的银河系概念才最终确立。
　　18世纪中叶，康德等人还提出，在整个宇宙中，存在着无数像我们的天体系统(指银河系)那样的天体系统。而当时看去呈云雾状的“星云”很可能正是这样的天体系统。此后经历了长达170年的曲折的探索历程，直到1924年，才由E.P.哈勃用造父视差法测仙女座大星云等的距离确认了河外星系的存在。
　　近半个世纪，人们通过对河外星系的研究，不仅已发现了星系团、超星系团等更高层次的天体系统，而且已使我们的视野扩展到远达200亿光年的宇宙深处。
　　宇宙演化观念的发展在中国，早在西汉时期，《淮南子·俶真训》指出：“有始者，有未始有有始者，有未始有夫未始有有始者”，认为世界有它的开辟之时，有它的开辟以前的时期，也有它的开辟以前的以前的时期。《淮南子·天文训》中还具体勾画了世界从无形的物质状态到浑沌状态再到天地万物生成演变的过程。在古希腊，也存在着类似的见解。例如留基伯就提出，由于原子在空虚的空间中作旋涡运动，结果轻的物质逃逸到外部的虚空，而其余的物质则构成了球形的天体，从而形成了我们的世界。
　　太阳系概念确立以后，人们开始从科学的角度来探讨太阳系的起源。1644年，R.笛卡尔提出了太阳系起源的旋涡说；1745年，G.L.L.布丰提出了一个因大彗星与太阳掠碰导致形成行星系统的太阳系起源说；1755年和1796年，康德和拉普拉斯则各自提出了太阳系起源的星云说。现代探讨太阳系起源z的新星云说正是在康德-拉普拉斯星云说的基础上发展起来。
　　1911年，E.赫茨普龙建立了第一幅银河星团的颜色星等图；1913年，伯特兰?阿瑟?威廉?罗素则绘出了恒星的光谱-光度图，即赫罗图。罗素在获得此图后便提出了一个恒星从红巨星开始，先收缩进入主序，后沿主序下滑，最终成为红矮星的恒星演化学说。1924年，亚瑟·斯坦利·爱丁顿提出了恒星的质光关系。
　　1937～1939年，C.F.魏茨泽克和贝特揭示了恒星的能源来自于氢聚变为氦的原子核反应。这两个发现导致了罗素理论被否定，并导致了科学的恒星演化理论的诞生。对于星系起源的研究，起步较迟，目前普遍认为，它是我们的宇宙开始形成的后期由原星系演化而来的。
　　1917年，A.阿尔伯特·爱因斯坦运用他刚创立的广义相对论建立了一个“静态、有限、无界”的宇宙模型，奠定了现代宇宙学的基础。1922年，G.D.弗里德曼发现，根据阿尔伯特·爱因斯坦的场方程，宇宙不一定是静态的，它可以是膨胀的，也可以是振荡的。前者对应于开放的宇宙，后者对应于闭合的宇宙。1927年，G.勒梅特也提出了一个膨胀宇宙模型.1929年 哈勃发现了星系红移与它的距离成正比，建立了著名的哈勃定律。这一发现是对膨胀宇宙模型的有力支持。20世纪中叶，G.伽莫夫等人提出了热大爆炸宇宙模型，他们还预言，根据这一模型，应能观测到宇宙空间目前残存着温度很低的背景辐射。1965年微波背景辐射的发现证实了伽莫夫等人的预言。从此，许多人把大爆炸宇宙模型看成标准宇宙模型。1980年，美国的古斯在热大爆炸宇宙模型的 基础上又进一步提出了暴涨宇宙模型。这一模型可以解释目前已知的大多数重要观测事实。

宇宙图景
　　当代天文学的研究成果表明，宇宙是有层次结构的、像布一样的、不断膨胀、物质形态多样的、不断运动发展的天体系统。

层次结构
　　行星是最基本的天体系统。太阳系中共有八颗行星：水星金星地球火星木星土星天王星海王星。 （冥王星目前已被从行星里开除，降为矮行星）。除水星和金星外，其他行星都有卫星绕其运转，地球有一个卫星月球，土星的卫星最多，已确认的有26颗。行星 小行星 彗星和流星体都围绕中心天体太阳运转，构成太阳系。太阳占太阳系总质量的99.86％，其直径约140万千米，最大的行星木星的直径约14万千米。太阳系的大小约120亿千米（以冥王星作边界）。有证据表明，太阳系外也存在其他行星系统。2500亿颗类似太阳的恒星和星际物质构成更巨大的天体系统——银河系。银河系中大部分恒星和星际物质集中在一个扁球状的空间内，从侧面看很像一个“铁饼”，正面看去则呈旋涡状。银河系的直径约10万光年，太阳位于银河系的一个旋臂中，距银心约3万光年。银河系外还有许多类似的天体系统，称为河外星系，常简称星系。现已观测到大约有10亿个。星系也聚集成大大小小的集团，叫星系团。平均而言，每个星系团约有百余个星系，直径达上千万光年。现已发现上万个星系团。包括银河系在内约40个星系构成的一个小星系团叫本星系群。若干星系团集聚在一起构成更大、更高一层次的天体系统叫超星系团。超星系团往往具有扁长的外形，其长径可达数亿光年。通常超星系团内只含有几个星系团，只有少数超星系团拥有几十个星系团。本星系群和其附近的约50个星系团构成的超星系团叫做本超星系团。目前天文观测范围已经扩展到200亿光年的广阔空间，它称为总星系。
宇宙超圆定理：到底是有限的还是无界的？

宇宙是否有限
 宇宙中每一圆盘都是一个又一个的“星系”
　　前人曾认为宇宙是范围并不很大的球状天体，其中包含着地球以及其他一些形体较小的发光体。直至公元1700 年以前，这种理论在天文学界一直占据主导地位。即使在哥白尼发现地球并非宇宙的中心之后，人们仍持同样的观点，只是把“宇宙主宰”这一光环又赠给了太阳而已，而宇宙的基本定义仍未得到根本上的改变。天空仍旧是天上的“球”，里面有许多星星，不过，它包括的主体是太阳，相比之下，地球要逊色得多。
　　开普勒的椭圆型轨道的思想废除了星体是“透明的球体”这一谬论，但是却仍然保留了星体是“最外层天体球”这一说法。感谢卡西尼的研究成果，他揭开了太阳系的真实面目，从而证明了太阳系比人们想象的要大得多，而这也只是将人们脑海中宇宙的边界扩大了而已。
　　直至哈雷于1718 年发现了恒星也是运动着的球体这一事实后，天文学家们才开始重新认真地认识宇宙。当然，即使所有星体都在移动，宇宙仍有可能是有限的，而所有的星体也都有可能在进行着极其缓慢的移动。但是为什么有的星体的运动速度之快足以被人们观察到，而正是这些星体才能发出比较明亮的光线呢？
　　关于这一问题，存在这样一种可能，即某个星体由于具有较大的形体，从而能放射出比较明亮的光线，同时由于其体积较大，造成宇宙对它的束缚产生了困难，从而导致了它的移动。当然，这只是一种特定的假设，但这种全新的设想对于解开有关谜团是具有创造性意义的——即使其很难在实验室条件下得到验证，或根本无法解决任何问题。
　　另一方面，有些星球与地球间的距离有可能相对来说比较近，因此看上去就可能显得比较亮一些。再者，如果所有星球移动的速度是相同的，那么距地球越近，往往就显得运动得更快一些。这一点与实验室条件下的实验结果是相符的。这一现象是以解释运动越快的星体其亮度越高的原因。那相对比较昏暗的星球其实也处于运动状态，但由于它与地球间距离实在太遥远了，因此即使经过几个世纪的观测也无法察觉到它的位置的变化，但这一变化却有可能在数千年的过程中被观测到，这的确需要人们一代一代不懈的努力。
　　如果各个星体与太阳系间的距离各不相同，那么宇宙就应该是无限的，而众多的星球则会像蜂群一样遍布于宇宙的各个角落。直至1718 年，人们才意识到这一点而摒弃了宇宙有限论，从此，一幅广阔无垠而壮丽非常的宇宙画卷终于展现在人们的眼前。

宇宙有中心吗
　　太阳是太阳系的中心，太阳系中所有的行星都绕着太阳旋转。银河也有中心，它周围所有的恒星也都绕着银河系的中心旋转。那么宇宙有中心吗？一个让所有的星系包围在中间的中心点？
　　看起来应该存在这样的中心，但是实际上它并不存在。因为宇宙的膨胀一般不发生在三维空间内，而是发生在四维空间内的，它不仅包括普通三维空间（长度、宽度和高度），还包括第四维空间——时间。描述四维空间的膨胀是非常困难的，但是我们也许可以通过推断气球的膨胀来解释它。
　　我们可以假设宇宙是一个正在膨胀的气球，而星系是气球表面上的点，我们就住在这些点上。我们还可以假设星系不会离开气球的表面，只能沿着表面移动而不能进入气球内部或向外运动，在某种意义上可以说我们把自己描述为一个二维空间的人。
　　如果宇宙不断膨胀，也就是说气球的表面不断地向外膨胀，则表面上的每个点彼此离得越来越远。其中，某一点上的某个人将会看到其他所有的点都在退行，而且离得越远的点退行速度越快。
　　现在，假设我们要寻找气球表面上的点开始退行的地方，那么我们就会发现它已经不在气球表面上的二维空间内了。气球的膨胀实际上是从内部的中心开始的，是在三维空间内的，而我们是在二维空间上，所以我们不可能探测到三维空间内的事物。同样的，宇宙的膨胀不是在三维空间内开始的，而我们只能在宇宙的三维空间内运动。宇宙开始膨胀的地方是在过去的某个时间，即亿万年以前，虽然我们可以看到，可以获得有关的信息，而我们却无法回到那个时候。

宇宙中是否有第二个太阳系
　　除了太阳系以外，宇宙中还有第二个、第三个太阳系吗？茫茫无际的宇宙，深藏着无数奥秘。有人曾设想，除我们的太阳系以外，还应有第二个、第三个太阳系。可是另外的“太阳系”具体在哪里?这个长期以来争论不休的问题，随着织女星周围发现行星系，有人认为已经找到了宇宙中的第二个“太阳系”，为寻找宇宙中其他许多“太阳系”提供了例证。
　　宇宙中的第二个“太阳系”是怎样发现的呢?1983年1月，美国、荷兰、英国三个国家成功地发射了红外天文卫星。后来，天文学家们利用这颗卫星意外地发现天琴座主星——织女星的周围存在类似行星的固体环。这次发现在世界上还是头一回。这一发现可以说是不同凡响的划时代的发现。
　　美国、荷兰、英国合作发射的卫星是世界第一颗红外天文卫星，主要用于探测全天的红外源，也就是对红外源进行登记造册。一般红外天文望远镜不能探出宇宙中的低温物体。因为大气中的水分和二氧化碳气体大量吸收了来自宇宙的红外线及地球的热，又会释放互相干扰的红外线。红外天文卫星将装置仪器用极低温的液态氦进行冷却，所以才有了这次的发现。
　　织女星距离地球26光年，是全天第四亮星。直径是太阳的2.5倍，质量约是太阳的3倍，表面温度约为 10000℃，比太阳的表面温度（约 6000℃）高。织女星诞生于10亿年前，太阳诞生于45亿年前，相比之下织女星要年轻得多。地球大致是与太阳同时诞生的，若认为织女星的行星也跟织女星同时诞生，那么就可以视它的行星处在演化的初期阶段。
　　东京天文台和红外天文卫星的发现，看来可以说是行星形成过程中的不同阶段。深入分析和研究这两个不同阶段，以及更正确地描写织女星的行星像，无疑是当前世界天文学界所面临的一大课题。

宇宙大爆炸理论
 威尔金森各向异性微波探测器观测到的宇宙第一束光线——宇宙大爆炸的余辉
　　宇宙大爆炸(Big Bang)仅仅是一种学说，是根据天文观测研究后得到的一种设想。大约在150亿年前，宇宙所有的物质都高度密集在一点，有着极高的温度，因而发生了巨大的爆炸。大爆炸以后，物质开始向外大膨胀，就形成了今天我们看到的宇宙。大爆炸的整个过程是复杂的，现在只能从理论研究的基础上描绘过去远古的宇宙发展史。在这150亿年中先后诞生了星系团、星系、我们的银河系、恒星、太阳系、行星、卫星等。现在我们看见的和看不见的一切天体和宇宙物质，形成了当今的宇宙形态，人类就是在这一宇宙演变中诞生的。

宇宙大爆炸理论的缺陷
　　根据大爆炸理论，星系连同其它所有的恒星和行星都产生于一个所谓有的奇异点。这个奇异点中集中了所有宇宙最原始的物质。而科学家们对这一奇异点物理参数的评估则是：温度为1031K，潜藏的能量密度为1098 尔格/立方厘米(作为比较，恒星内部最高温度为108 K，而中子星的物质密度为1015 克/立方厘米)。
　　我们很难想像，处于奇异点时期的宇宙到底是什么样。今天流行的宇宙超级结构理论认为，大爆炸后形成的微型黑洞遍及整个宇宙。这些黑洞的体积还没有一个原子核大，但其质量却相当于一个小行星。不久前还有信息称，美国宇航局计划于2007年发射一个高功率X射线望远镜GLAST。按照天文物理学家们的计算，该望远镜的敏感度足以发现微型黑洞的波动。宇宙超级结构理论将最终得到实验证实。
　　“大爆炸”理论最大的缺陷就是无法回答大爆炸之前这一奇异的点来源于何方？大爆炸理论存在了100多年了，但令人惊讶的是，这一理论的发展将把人们对宇宙诞生和灭亡的认识不可避免地引向神创说。并不奇怪，教皇约安-帕维尔二世早就在其书信中称当代的宇宙论与《圣经》中的论述不谋而合。

电磁宇宙设想：新兴的宇宙理论
 “斯隆3计划”绘制宇宙3D图　据英国新科学家杂志，目前宇宙制图师正在绘制迄今世界上最大的宇宙3D图，它将揭示由宇宙大爆炸后所形成的起伏宇宙景像，同时为我们提供理解太空外形和暗能量自然属性的重要线索
　　近年来，我们关于电磁宇宙的设想则回答了诸多疑问。而电磁宇宙说的基本观点则体现在以下三个主要方面：第一，宇宙将永远存在；第二，宇宙间的所有物质在各种频率范围内都发生着能量交换--从超低频至超高频；第三，宇宙间的一切活动都是循环发生的(行星产生于黑洞，之后又浓缩成黑洞)并遵循着守恒定律(能量、电荷、物质)。
　　电磁宇宙理论的基本观点是：宇宙是一个超环面系统，其中的众多星系都由宇宙磁场连接在一起，螺旋形的超环面宇宙磁场控制着所有的星系流。各个星系群由黑洞带隔开，而黑洞带则是孕育和产生星系之处，部分科学家称之为星系“产房”。
　　根据电磁宇宙理论，黑洞造就了两种星系类型，一种由由负电子和质子构成物质世界，另一种则是由正电子和反质子构成所谓反物质世界。正是这两个世界之间存在的巨大的物质和电荷差异形成了给予宇宙生命与发展的能量。
　　星系就是在宇宙磁场存在条件下诞生的，恒星系统和星系际物质的运动则形成了宇宙的强大的电流。正如地球大气中雷雨天的放电现象，黑洞中的放电现象便成就了众多星系的诞生和死亡。如果说地球上的放电现象是瞬间完成的，那么黑洞的放电现象则要持续数十亿年并最终决定在我们的周围会形成什么样的世界。
　　电磁宇宙理论认为，宇宙中的大爆炸其实就是星系的诞生过程。由于宇宙间存在着数不清的星系，所以可以推测，宇宙间的大爆炸每时每刻都在发生，也就是说，宇宙间的星系诞生和灭亡每秒都在发生着。原子弹的爆炸就是这样一个实例。
　　冷战时期，每次原子弹试爆时美国人安装在卫星上的传感仪器都会对爆炸进行观测。原子弹爆炸总伴随着中子辐射。令科学家们惊讶的是，每次爆炸后仪器都会记录下不间断的中子辐射。后来天文学家们的研究显示，宇宙间每个区域内时时刻刻都在发生着爆炸。
　　电磁宇宙理论的问世将使大爆炸理论随着时间的推移而被人们淡忘。因为物质和能量永远处于相互转换中，时间只不过是记录从一个事件到另一个事件的工具，事实上时间也是永恒的，生命的循环既没有始，也没有终。

反大爆炸论者的声音
　　一封《致科学界的公开信》得到了34位科学家和工程师的签名，于2004年5月22日发表于英国的《新科学家》（NeW Scientist）杂志。我们将它翻译过来，目的是让读者对大爆炸理论的人的论据有所了解。这封公开信被贴到网上后，又得到了185位科学家的网络签名（现在已四百多人了）：
　　如今，大爆炸理论越来越多地以一些假设，一些从未被实证观察的东西作为自己的论据：暴胀、暗物质和暗能量等就是其中最令人震惊的一些例子。没有这些东西，我们就会发现，在实际的天文学观测和大爆炸理论的预言之间存在着直接的矛盾。这种不断求助于新的假设来填补理论与实现之间鸿沟的做法，在物理学的任何其他领域中都是不可能被接受的。这至少反映出这一来历不明的理论在有效性方面是存在着严重问题的。
　　然而，没能这些牵强的因素，大爆炸理论就无法生存。离开了暴胀之类的假设，大爆炸理论就无法解释实际观测中发现的同质的、各向同怀的宇宙背景辐射。因为那样的话，它就无法解释宇宙中相距遥远的各部分何以会有着相同的湿度并发出同量的微波辐射。离开了那种与我们20多年来辛苦努力在地球上观察到所有物质都格格不入的所谓暗物质，大爆炸理论的预言与宇宙中实际的物质密度就完全是矛盾的。暴胀所需的密度是核聚变所需的20倍，这也许可以作为大爆炸理论中较轻元素来源的一个理论解释吧。而离开了暗能量，根据大爆炸理论计算出来的宇宙年龄就只有80亿年，这甚至比我们所在的这个星系中许多恒星的年龄还要小几十亿岁。
　　更重要的是，大爆炸理论从来没有任何量化的预言得到过实际观测的验证。该理论捍卫者们所宣称的成功，统统归功于它擅长在事后迎合实际观测的结果，它不断地在增补可调整的参数，就像托勒玫（Ptolme）的地心说总是需要借助本轮和均轮来自圆其说一样，其实，大爆炸论并不是理解宇宙历史的唯一方式。‘等离子宇宙论‘和’稳恒态宇宙模型论’都是对这样一个持续演化着的宇宙的假设，它们认为宇宙既无始也无终。这些模型，以及其他一些观点，也都能解释宇宙的基本现象，如较轻元素在宇宙中所占的比重、宇宙背景辐射以及遥远星系谱线红移量随着距离增加等问题，它们的一些预言还甚至得到过实际观测的验证，而这是大爆炸理论从未做到过的。大爆炸论的支持者们强辩说这些理论不能解释观测到的所有天文现象。但这并没有什么奇怪的，因为它们的发展严重缺乏经费的支持。实际上，直到今天，这样一些疑问和替代理论都还不能被拿出来进行自由的辩论和检验。绝大多数的研讨会都在随波逐流，并不允许研究者们进行完全公开的观点交流。理查德·费曼（Richard Feynman）说过，‘科学就是怀疑的文化’，而在今天的宇宙学领域，怀疑和异见得不到容忍，年轻学者们即使对大爆炸这一标准模型有任何否定的想法也不敢表达。怀疑大爆炸论的学者如果把自己的疑问说出来就会失去经费资助。连实际的观测结果也要被筛选，要依据其能否支持大爆炸理论的标准来筛选。这样一来，所有不合标准的数据，比如谱线红移、锂元素和氦元素在宇宙中所占的比例、星系的分布等，都被忽视甚至歪曲。这反映出了一种日益膨胀的教条主义，完全不合乎自由的科学研究精神。如今在宇宙学研究领域，几乎所有的经费和实验资源都被分配给以大爆炸理论为课题的项目。科研经费来源有限，而所有主管经费分配的评审委员会都被大爆炸论的支持者们把持着。结果就造成了大爆炸理论掌握该领域的全面主导地位，这一局面与该理论在科学上的有效性毫无关系。只资助从属于大爆炸论的课题，这种做法抹杀了科学方法的一个基本原则：就是必须持续不断地用实际观察来对理论加以检验的原则。这样一种束缚使任何探讨都无法进行，也使任何研究都无法进行，为了治疗这一顽症，我们呼吁资助宇宙学研究的机构将相当部分的经费留给那些替代性理论的研究课题，留给那些与大爆炸理论存在矛盾的实证观测。为避免经费分配不公的问题，掌管经费分配的评审委员会可以由非宇宙学领域的天文学家和物理学家组成。将经费公平地分配给针对大爆炸理论有效性进行的研究项目，以及其替代性理论的研究项目，这将能使我们以科学的方式找到关于宇宙历史演变的最可信的模型。


红移

红移（ red shift ），电磁波谱中谱线向长波方向的移动。对于可见光就是向红端的移动。红移z的定义是： z＝Δλ/ λ 式中 λ为源发射谱线的波长。Δ λ为观测到的波长改变量。Δ λ＞0，表示波长增加，即红移；Δλ＜0，表示波长减少，即蓝移。宇宙学问题中， z一般都大于0，因而往往把它作为红移的符号。 z是无量纲的标量，当它远小于1时，按照 多普勒效应，把它乘以光速 c即可得到光源同观测者相对的视向速度 v＝ cz（当 z较大时，应改为相对论表达式：

1914年，美国天文学家V.M.斯莱弗发现，他观测到的15个旋涡星云（现在知道它们都属于银河系所在的本星系群）中11个的光谱都呈现红移。实际上，在本星系群以外迄今尚未发现有蓝移的星系光谱。1929年，E.P.哈勃发现了星系的红移量和距离成正比的规律，即哈勃定律v＝H0r。式中比例系数H0称为哈勃常数，观测值约为71千米/（秒·百万秒差距），仍有百分之几的误差。光速与哈勃常数的比值具有长度的量纲，称为哈勃半径，粗略地说等于光自宇宙大爆炸以来走过的距离，即可观察宇宙的半径，约140亿光年。利用哈勃定律，可由观测到的红移求出星系的距离，从而得到星系在三维空间的分布，了解宇宙的大尺度结构。更重要的是，若将红移解释为多普勒退行速度效应，则能得出可观测的宇宙作整体膨胀的结论。所以，星系的红移的发现成为20世纪以来影响最为深远的宇宙现象。
表达红移–距离关系的函数图像称为哈勃图。当红移较大时，在该图上红移–距离关系将偏离哈勃定律表示的直线。偏离的情况现在主要用来检验宇宙的几何性质。20世纪90年代以来，高红移超新星的哈勃图显示宇宙是平坦的。
多年来，还提出了许多解释红移的假说，如光子老化说、物理常数变化理论等。有人还试图用不均匀宇宙模型、多重爆炸宇宙学等来说明对哈勃定律的偏离，但都过于牵强。只有以广义相对论为基础的宇宙膨胀论不仅可解释哈勃定律，还能说明如宇宙微波背景辐射和奥伯斯佯谬等一系列观测到的现象，因而得到人们公认。


运动学宇宙学

运动学宇宙学（ kinematical cosmology ），根据时间、空间和引力理论阐明宇宙在大尺度上的时空结构和整体运动规律的学科。它着重讨论宇宙时空性质和运动学特征，而不过多地涉及宇宙演化的物理机制等问题。现代宇宙学中最早出现的一些宇宙理论，如相对论宇宙学、稳恒态宇宙模型、等级式宇宙模型等都属于这一范畴。除等级式宇宙模型一类的理论以外，大多数关于宇宙运动特性的讨论，都在一定程度上承认宇宙物质在大尺度上是均匀、各向同性分布的观点。不过，近年来，对于不满足均匀，各向同性条件和非理想流体的宇宙运动学问题也进行了讨论，有人还研究了物质自旋与空间挠率等对宇宙运动学特性的影响。


相对论宇宙学

相对论宇宙学（ relativistic cosmology ），在爱因斯坦的引力理论和相对论力学的基础上建立起来的宇宙理论。它的一些基本结论都是根据所谓宇宙学原理(即宇宙物质在大尺度上具有均匀各向同性)的假定而推得的。在这种宇宙理论中，空间各点的曲率处处相同，但弯曲程度可以随时间变化（不改变其正负号）。其中正曲率（空间曲率署符k=+1）对应于一个没有边界、但体积有限的闭合宇宙；零曲率(k=0)对应于一个平直的开放宇宙；负曲率(k=-1)则对应于一个双曲型的开放宇宙。宇宙的膨胀或收缩运动在所有方向上是一样的，它可以由度规公式中的宇宙标度因子R=R(t)来描述。R随宇宙时t的相对变化率就是哈勃常数，即H=凟/R。知道了R随时间的变化，也就知道了宇宙的历史和发展趋向。假定星系可以设想为均匀而静止地分布在整个空间中，那么就可用理想流体的能量－动量张量来描述它们。这时，根据引力场方程，就能推出均匀各向同性宇宙学模型的动力学方程：

式中 G为引力常数。给定物态方程的压力 p= p( ρ)，可求得函数 R( t)，详细分析 R( t)的性质，就得到各种典型的 相对论 宇宙模型。


大爆炸宇宙学

大爆炸宇宙学（汉语拼音：dɑbɑozhɑ Yuzhouxue；英语：big-bang cosmology），现代宇宙学中最有影响的一种学说。

基本观点
　　基本观点是，宇宙曾经历了一段从热到冷的演化。在这个过程中，宇宙不断地膨胀，物质密度不断变稀。宇宙的整个演化过程就像是一次巨大的爆炸。根据大爆炸宇宙学的模型，大爆炸的整个过程是：在宇宙的极早期，物质密度极高，温度也极高，在 100亿度以上，宇宙间只有一些基本粒子形态的物质。而后，宇宙迅速膨胀，温度很快下降，当温度降至约10亿度时，化学元素开始形成。温度进一步降至100万度时，形成化学元素的过程结束，宇宙间的物质主要是质子、电子、光子和一些比较轻的原子核。温度再降至几千度时，辐射同物质分离，宇宙间主要是气态物质。在引力的作用下，气体凝聚成气云，并进一步形成恒星、星系，成为人们今天观测到的宇宙。
　　大爆炸宇宙模型同其他宇宙模型相比能够解释较多的观测事实，因此，已被绝大多数天文学家所接受。

研究历程
　　早在1929年，埃德温·哈勃作出了一个具有里程碑意义的发现，即不管你往哪个方向看，远处的星系正急速地远离我们而去。换言之，宇宙正在不断膨胀。这意味着，在早先星体相互之间更加靠近。事实上，似乎在大约100亿至200亿年之前的某一时刻，它们刚好在同一地方，所以哈勃的发现暗示存在一个叫做大爆炸的时刻，当时宇宙无限紧密。
　　1950年前后，伽莫夫第一个建立了热大爆炸的观念。这个创生宇宙的大爆炸不是习见于地球上发生在一个确定的点，然后向四周的空气传播开去的那种爆炸，而是一种在各处同时发生，从一开始就充满整个空间的那种爆炸，爆炸中每一个粒子都离开其它每一个粒子飞奔。事实上应该理解为空间的急剧膨胀。"整个空间"可以指的是整个无限的宇宙，或者指的是一个就象球面一样能弯曲地回到原来位置的有限宇宙。
　　根据大爆炸宇宙论，早期的宇宙是一大片由微观粒子构成的均匀气体，温度极高，密度极大，且以很大的速率膨胀着。这些气体在热平衡下有均匀的温度。这统一的温度是当时宇宙状态的重要标志，因而称宇宙温度。气体的绝热膨胀将使温度降低，使得原子核、原子乃至恒星系统得以相继出现。


宇宙学原理

宇宙学原理（ cosmological principle ），认为宇宙中不存在任何优越位置的假设。它是N.哥白尼关于地球不是宇宙中心观念的推广，是大多数现代宇宙学模型的基础。宇宙学研究的对象是整个可观测时空范围的大尺度特征。现已探测到的距离尺度约140亿光年，包含约1千亿个星系。根据星系计数、射电源计数和宇宙微波背景辐射等实测资料得知，在大于一亿光年的范围内，物质的空间分布是均匀的和各向同性的。就是说，在宇宙学尺度上，任何时刻三维空间是均匀的和各向同性的。它的含义是：①在宇宙学尺度上，空间任一点和任一点的任一方向，在物理上是不可分辨的，即无论其密度、压强、曲率、红移都是相同的。但同一点的不同时刻，各种物理量却可不同，所以宇宙学原理容许存在宇宙演化。②宇宙中各处的观测者，观察到的物理量和物理规律是完全相同的，没有任何一个观测者是特殊的。地球上观察到的宇宙演化图景，在其他天体上也会看到，所以能建立宇宙时概念。既然任何随时间演变的天体和现象都可用来标度时间，宇宙图景也能作为时间标度。宇宙中处处有完全相同的宇宙图景，也有完全相同的宇宙时。完全宇宙学原理是宇宙学原理的进一步推广。它的大意是：不仅三维空间是均匀的和各向同性的，整个宇宙在不同时刻也是完全相同的。根据宇宙学原理可推导出演化宇宙的罗伯逊–沃尔克度规。运用完全宇宙学原理则能得到稳恒态宇宙度规，利用不同的度规可建立各种宇宙模型。由于大量证据表明宇宙是随时间演化的，因此完全宇宙学原理不能描述真实的宇宙。


宇宙模型

宇宙模型（汉语拼音：Yuzhou Moxing；英语：Cosmological Model），对宇宙的大尺度时空结构、运动形态和物质演化的理论描述。又称模型宇宙。按照宇宙大尺度结构，有两种不同的模型。①均匀模型，即认为大尺度上物质的分布基本上是均匀各向同性的，满足宇宙学原理，另一种是等级模型，认为天体的分布是逐级成团的，物质分布在任何尺度上都具有非均匀性。按照运动形态，也有两种模型。②把红移解释为系统性运动，各种膨胀宇宙模型都属于此类。另一种则把红移解释为另外的机制。按照演化来区分，则有演化模型和稳恒态模型。前者认为宇宙大尺度上的物质分布和物理性质随着时间有明显的变化，后者则认为宇宙的基本特征不随时间变化。在已有的各种宇宙模型中，大爆炸宇宙模型最有影响。它解释的观测事实最多。因而，已被普遍接受。
　　宇宙学家造不出物质的宇宙模型，但他们能够建立数学方程组来说明各种可能宇宙的行为。这些宇宙（英文词首字母是小写“u”）就是宇宙模型。它们有的能说明现实宇宙（英文词首字母是大写“U”）的某些事，有的却什么也说明不了。 有些方程式比较容易解，研究这些模型的行为只需要一支铅笔、几张纸，再加点儿智力就行了。阿尔伯特·爱因斯坦就是这样发现了广义相对论方程式预言的宇宙膨胀；亚历山大·弗里德曼和其他人也是这样发展了对相对论允许的各种宇宙的认识。 其他宇宙模型考虑了更多的细节和更复杂的相互作用，它们的方程式只能借助高速电子计算机求解。但我们宇宙有一个既奇妙又可能很重要的特点，就是它看来可以很好地用爱因斯坦方程式的最简单解来描述——爱因斯坦自己就说过，“关于宇宙的最不可理解的事就是宇宙是能够理解的”。 以不带宇宙学常数的爱因斯坦方程式为基础的三组最简单宇宙模型，是以它们描述的宇宙最终命运来划分的。开宇宙是始于大爆炸并永远膨胀下去的宇宙；闭宇宙是始于大爆炸、膨胀到一个确定大小然后坍缩为大崩塌的宇宙；平坦宇宙正好在前两者的分界线上，它永远膨胀但越来越慢，在终结状态下永久“徘徊”而不坍缩。闭宇宙模型的一个变种是，大崩塌由“反冲”取代，因而宇宙重复地膨胀和坍缩。虽然我们的宇宙可能是开的，也可能是闭的，但它却难以同平坦宇宙区分开。 增加一个宇宙学常数，就可以创造更复杂的模型。有一个模型起始于无穷大，收缩到有限大小，然后再次膨胀；另一个模型从大爆炸开始向外膨胀，然后膨胀减慢以至停止，在大小不变的情况下停留任意长的时间，然后再次膨胀。还提出过其他一些模型。但这些奇异的模型被认为同现实宇宙没有多少关系。另见减速因子、稳恒态假说。


天体演化学

天体演化学（ Cosmogony ），天文学的一个分支，研究各种天体以及天体系统的起源和演化，也就是研究它们的产生、发展和衰亡的历史。天体的起源是指天体在什么时候，从什么形态的物质，以什么方式形成的；天体的演化是指天体形成以后所经历的演变过程。通常说的天体演化，往往也包括起源在内。

目录

1 诞生和发展
2 研究的内容

2.1 太阳系的起源和演化
2.2 恒星的起源和演化
2.3 星系的起源和演化
2.4 宇宙的起源和演化

诞生和发展
法国笛卡儿和布丰在1644年和1745年先后提出天体形成的看法。科学的天体演化学至今只有二百多年的历史。十八世纪中叶以前，欧洲在学术思想上占统治地位的仍是万物（包括天体）不变的僵化的自然观。德国哲学家康德于1755年和法国数学家拉普拉斯于1796年各自提出了太阳系起源的星云说，从而在僵化的自然观上打开了一个缺口，这对自然科学和哲学都产生了重大影响（见康德和拉普拉斯星云说）。
到二十世纪，随着科学技术的发展，不仅是太阳系，而且有关各类恒星、银河系以及河外星系的观测资料和新发现越来越多。随着理论物理学各分支的建立，现代天体物理学发展起来了。天体观测研究的新成果推动了天体演化学的发展。太阳系起源和演化的研究很活跃。在恒星的演化研究方面，取得重大突破。星系的起源和演化问题成为当前的科学前沿之一。
天体演化学是以天文学各分支学科为基础的，它依据天文学、物理学、化学、地球科学、数学等学科的理论，利用各天体层次（行星、恒星、星系）的观测资料，探讨各种天体和天体系统的演变规律，阐述它们各种特征的由来和发展。因此，不仅有天文学者，也有不少物理学、化学、地学、数学、哲学方面的学者从事天体演化的研究。

研究的内容
天体演化同物质结构和生命起源等基本理论问题有密切的关系，特别是同地球科学有更直接的关系，因此，天体演化的研究具有重要的理论与实践意义。天体演化学的研究内容包括以下几个方面。

太阳系的起源和演化
研究太阳系各类天体（主要是行星、卫星、小行星、彗星）的形成和演变，说明太阳系的现有特征，一般侧重于起源的研究。自康德提出太阳系起源的星云说以后的二百多年中虽然已有四十多种学说，但至今还没有一种完善的理论被普遍接受。困难在于我们能直接观测到的只是千千万万个行星系中的唯一的“样品”──太阳系。有关太阳系的起源和演化的学说分为灾变说和星云说两类：灾变说认为行星的物质是因为某种偶然的巨变（如另一颗恒星走近或碰到太阳，或太阳爆发）而从太阳中分出来的；星云说认为行星物质和太阳由同一原始星云形成（共同形成说）或由太阳俘获来的（俘获说）。灾变说在二十世纪上半叶盛行，现在基本上已被否定。近年来，一些星云说学者的观点逐渐接近。他们认为：太阳系是在约五十亿年前从星际云中分出的一个原始星云形成的。原始星云有自转，在自吸引作用下收缩；中心部分形成太阳，外部形成星云盘；盘中的尘粒和小冰粒沉降到赤道面形成尘层，集聚成固体块──星子；星子结合成行星和卫星等。

恒星的起源和演化
对恒星演化的认识比较一致。一般都主张弥漫说：星际云在自吸引收缩中碎裂为许多小云，各小云集聚成恒星。分子云、球状体、赫比格－阿罗天体、红外源、天体微波激射源可能是从星际云到恒星的过渡性天体。恒星完成了引力收缩阶段后，内部开始热核反应，成为主序星；再经过较长时间（太阳约为一百亿年）后变为红巨星；然后经过不稳定的变星阶段，通过爆发，由行星状星云变为白矮星，或通过猛烈的超新星爆发成为中子星；最后失去发光能力归宿到黑矮星（有人认为也可能归宿于黑洞）。恒星的质量愈大，演化就愈快。现在仍然有恒星在诞生。在恒星起源问题上，也有少数人坚持超密说，认为恒星是由超密物质转化而成的。

星系的起源和演化
也存在弥漫说和超密说。弥漫说认为，星系际弥漫物质逐渐集聚成很大的星系际云，然后分裂成较小的云，形成各种大小不同的星系集团。这种说法能够较满意地说明银河系的自转、各星族的空间分布和空间运动以及化学组成等方面的差别。超密说认为，银河系最初是超密物质，它抛出的物质形成各星族的恒星、银盘、银晕和旋臂，而余下的超密物质形成银核（见银心）。其他星系也都是超密物质形成的。超密说与大爆炸宇宙说相适应。有的学说认为星系类型序列代表演化序列（从椭圆星系向旋涡星系、不规则星系演化，或者反向演化）；有的学说主张星系演化与初始条件（角动量或质量、密度等）有关。关于星系起源演化问题还没有定论，有待进一步探讨。

宇宙的起源和演化
常与宇宙模型一起在宇宙学中论述。有大爆炸宇宙学等学派。有些科学家从物质形态转化的角度看，将宇宙线起源、化学元素起源等问题也作为天体演化的课题。


宇宙化学

宇宙化学（ Cosmic Chemistry ），研究宇宙中的化学反应及其产物的交叉学科。形成大多数化学元素的原子是在恒星内部合成的，其中一部分通过星风或超新星爆发返回星际空间。与此不同的情形主要是氢和氦–4，以及少量的氘、氦–3和锂–7产生于大爆炸后若干秒。氢和氦大约构成星际介质中全部物质质量的98％，而其余主要是碳、氮、氧、氖、镁、硅、硫、氩、铁。许多其他元素都已探测到，并可望在地球上发现。但现在能在太空观测到的分子主要是氢、碳、氮和（或）氧的化合物。一个显著的理由是只有气体形式的分子才能由其射电谱得以可靠证认。固体物质如星际尘粒的成分只能得到粗略表征。
星际空间的原子一旦形成就能参与化学反应，但由于条件与地球上的实验室大不相同，以至于这些反应及其产物按“正常”化学标准往往很不寻常。某些分子诸如TiO、CN和C2足够坚实，可存在于冷星的外层大气中。而自由飘浮于星际空间的多数分子将被星光中的紫外辐射裂解。所以，大量星际分子被发现的地方是巨分子云内部，因为那里的尘埃挡住了恒星的紫外辐射。即使巨分子云比一般星际物质稠密得多，按地球实验室标准还是太稀薄。相互作用通常只在两个孤立的原子间进行，很难发生稳定的化学反应。如若有两个中性氢原子相遇结合成一个分子，这个分子由于原子具有的动能将处于不稳定的高激发态。在地球条件下，它将把多余的动能交给第三个粒子而形成稳定的氢分子。而在巨分子云内部附近不大可能有第三个粒子，所以分子将迅速裂解回到原来的两个氢原子。一条可能的出路是激发的氢分子辐射掉多余的动能。但氢分子的大多数低能跃迁都是禁戒的，故这种情形不大可能发生。
当一个粒子由于同宇宙线粒子碰撞而被电离时，有可能发生稳定的化学反应。如水就可以由电离氢分子经下列反应同氧化合而成：

H2 ＋＋H2

H3 ＋＋H
H3 ＋＋O

OH＋＋H2
OH＋＋H2

H2O＋＋H
H2O ＋＋H2

H3O＋＋H
H3O＋＋e －

H2O＋H

一般认为，许多分子只在巨分子云内尘粒的表面形成。尘粒上吸收的个别原子靠得很近，使相当正常的反应能够发生。反应中释放的能量可将形成的分子抛回太空，或者穿过尘粒的宇宙线粒子可将尘粒加热到足以使在它表面积累的所有分子蒸发。


天体生物学

核酸或许并不是宇宙中唯一能够对生命过程进行编码的生物分子。
天体生物学（英语：astrobiology），又名地外生物学，旧称外空生物学（xenobiology），是一门研究在宇宙中生命起源、生物演化、分布和未来发展的交叉学科，并不只限于地外生物，或包括对地球生物的研究。在天体物理学上，指研究天体上存在生物的条件及探测天体上是否有生物存在，研究太阳系除地球外其他行星及其卫星上和其他恒星的行星系上可能存在生命现象的理论，以及探讨探测方法和手段的。

概述
天体生物学这门新兴的交叉学科除天文学外，覆盖了生物学的许多分支，如微生物学、生物化学和生态学等。研究其他天体上是否存在生物的问题，首先要考虑那里是否具备存在类似地球上生命的必要条件。
①必要的组成物质。即能够合成有机物的碳、氢、氧、氮等元素。现在已知这些元素在宇宙中是相当普遍存在的。
②适宜的温度。生命需要光和热，但又必须适中。在高温下碳原子的化学键会被破坏，而过低的温度又会使生命所必需的生物过程停顿。
③液态的水。这是生物体必要的组成成分，也是生物体内进行各种生物化学反应的必要介质。
④大气。许多作为生命起源的天然有机物，必须在大气中通过紫外线照射和电火花才能合成。大气还起保护作用，使生命免受陨石和宇宙线的伤害，使水不致大量汽化而逸失。
⑤必要的时间。上述条件必须存在很长时间，然后才会有生命的产生和发展。
恒星温度太高，任何生命形态都不可能存在；小行星、彗星等体积太小，不能保持厚层大气，无法维持生命的发生和发展。只有一部分行星和某些卫星才有可能具备上述条件。太阳系内，水星表面温度约为400℃，日夜温差很大；金星表面温度约480℃，木星约−140℃，土星约−180℃，天王星、海王星和冥王星的表面温度更低，都不适于生命存在。火星同地球条件最相似，两极有永久的冰冠，表面虽无液态水，但有干涸的河床，温度在0℃和−125℃之间，所以一直是人们寻找地外生命的重点目标。为了弄清生命存在的极端环境条件，科学家到地球上最寒冷、最炎热以及最不适宜生活的地方去寻找活的生命体。结果发现了在美国黄石公园60℃的温泉中的微生物，附着在太平洋海床火山口的多毛虫，地壳30米深度以下的细菌等在极端环境下存活的生命，称为X生命体。尽管火星宇宙飞船着陆探测结果表明，在火星着陆点附近土壤中尚未发现任何生命形态，但不排除在下一轮火星探测中在表面以下深处找到液态水和生物的可能。月球上白昼温度高达127℃，夜晚温度又低至−183℃，而且月球上既无大气，又无液态水，不具备生命存在的条件。登月探测并未发现月球上有生命存在。有些科学家认为，土星的一颗卫星——土卫六，可能存在生命，但尚待证实。即使太阳系内其他行星、卫星都不存在生命，也不能说宇宙间只有地球上才有生命。银河系估计有几百亿颗行星，其中约有100万颗可能具有类似地球这样能够孕育生命的行星。在星际空间中已经发现50种以上的星际分子。在落到澳大利亚默奇森和美国肯塔基地区的陨石中，已发现氨基酸这种有机物。这都表明宇宙中其他天体可能存在生命。地球上产生生命的基础是碳和水。但在其他天体上产生生命的基础不一定是碳分子，可能是其他分子，例如硅。其他天体上生命存在的条件和进化的道路有可能与地球上的生物很不相同。
天体生物学综合物理学、化学、生物学、分子生物学、生态学、行星科学、地理学与地质学多个方面，焦点研究在探讨生命的起源、散布和演进，探讨在其他世界是否可能有生命存在，帮助辨识与地球生物圈环境不同的其他生物圈。英文中的“astrobiology”来自希腊语的αστρον（astron= 星体），βιος（bios= 生命），以及 λογος（logos= 词/科学）。一些天体生物学的研究课题包括：

 什么是生命？

 生命怎样在地球诞生？

 生命能忍受怎样的环境？

 我们怎样才能决定生命有否在其他星球上存在？能找到复杂生命体的机会有多大？

 在其他星球上，构成生命的基本物质会是什么？（是否基于脱氧核糖核酸/碳？生理学？）

在科幻小说中，也可以发现外空生物学和宇宙生物学的术语，虽然这些术语通常是指推测性的外星生命的生物学。

发现
 水熊虫（Hypsibius dujardini）是迄今唯一发现的能在外太空生存的地球生物。
现时缓步动物门物种是天体生物学家的重点研究对象，因为牠们是迄今唯一发现的能在外太空生存的地球生物，甚至有科学家怀疑牠们本身就是从外太空（例如：火星，参看泛种论）来到地球的地外生物。

参见

 太空生物学

 行星适居性

 天体物理学

 德雷克方程序

 外星生命

 费米悖论

 生命起源

 曙光任务

 地球殊异假说

 太空移民

 地球化

 超级适居行星

第一次接触（人类学）

搜寻地外文明计划

人类中心主义

恒星光谱

萨根标准

阴谋论

新纪元运动

阿斯塔

不明飞行物

耶洛因

外星生命

生命之花

乔治·亚当斯基

第三类接触

51区

罗斯维尔飞碟坠毁事件

美国总统令第12958号

不明潜水物

外星人绑架

麦田圈

雷尔运动

德雷克公式

百慕达三角

搜寻地外文明计划

wow讯号

SHGb02+14a无线电信号

外星生物创造论

华盛顿不明飞行物事件

朗拿度

菲尼克斯之光事件

海底人

地底人

宇宙怪兽


地外文明

地外文明（汉语拼音：Diwai Wenming；英语：extraterrestrial civilization），地球之外的其他天体上可能存在着高能智慧生命的文明。
　　生命未必是地球上特有的现象，在宇宙间别的恒星的行星系统中，只要有合适的条件，就可能诞生原始形态的生命，并通过进化出现智慧生命及其文明。地球上人类利用核能、进行无线电通讯、发展射电天文学以及发射空间探测器等，都是20世纪才开始的，因此人类文明实际上还处在刚刚能被别的星球探测到的较低级的阶段，宇宙间完全有可能存在着比地球更先进的文明。
　　有人考虑了各种因素后，估计仅是在地球所处的银河系中，就可能有近百万个文明世界。但是由于银河系十分巨大，这些异星文明彼此之间相距十分遥远。20世纪60年代以后，人类正在努力探测地外文明的信息，也向外星球发送了无线电信号，以图与地外文明进行无线电通讯联系。


中国天文学会

中国天文学会（ Chinese Astronomical Society; CAS ），中国天文学家的群众性学术团体。成立于1922年。中国科学技术协会下属的专业学会。任务是组织学术活动，编辑天文书刊，开展国际学术交流，普及天文科学知识。1923～1949年间举办过23届年会，1949～2002年已召开10届会员代表大会。到2006年4月共有个人会员2 000余名，团体会员23个。出版的期刊有《天文学报》、Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics、《天文学进展》、《天文爱好者》、《天文年历》、《天文普及年历》等。


国际天文学联合会

国际天文学联合会（International Astronomical Union），各国天文学术团体联合组成的国际学术组织。英文简称IAU。宗旨是组织国际学术交流，推动国际协作，促进天文学的发展。1919年7月在比利时布鲁塞尔成立。每年召开若干次专题学术讨论会和座谈会，每三年召开一次大会，进行学术交流并改选领导成员。下设40多个按分支学科或研究的天体对象等划分的专业委员会。各专业委员会可分别组织各种学术活动。国际天文学联合会还同其他国际学术组织联合举行各种学术会议。它的出版物有《大会会刊》、《天文学进展特辑》、《学术讨论会会议录》和《国际天文学联合会通讯》等。中国天文学会于1935年加入国际天文学联合会。


天文年历

天文年历（ astronomical ephemeris ），按年度出版，反映本年内主要天体的运动规律和出现的天象，并载有天文观测和大地测量所需的多种基本天文数据的专门历书。此外，还有航海天文年历、航空天文年历、小行星冲日历表等专用天文历书以及指导天文爱好者观测的天文普及年历。
天文年历通常刊载：太阳、月球、大行星和亮基本恒星在当年内不同时刻的精确位置；日食、月食、行星凌日、月掩星、月相、行星动态、周期彗星、流星雨、日月出没、晨昏蒙影等天象的预报；用于不同天球坐标间换算的必要数据，如岁差、章动、光行差等。有的还附加某些天体物理观测历表、天然卫星历表等。
国际上最早的天文年历是1679年法国编制的《时间和天体运动的知识》。随后逐年出版的有1767年的《英国天文年历》、1776年的《德国天文年历》以及1855年的《美国天文年历》。中国编纂历书已有悠久历史，现存世的有清代的《七政缠度经纬历》。中华人民共和国建立后，从1950年至今，每年编制和出版《中国天文年历》。自1977年起还逐年出版《天文普及年历》。


星座

星座（汉语拼音：Xingzuo；英语：Constellation），为了便于研究而将星空划分成的许多区域。世界上不同地区对星座的划分是不同的。中国古代采用的是三垣二十八宿。而今使用的星座系统起源于巴比伦。早在几千年前，巴比伦就选出显著的星群，从神话中给它们配上想象的形状和图形。公元2世纪，古希腊天文学家托勒密编制出列有48个星座的星表。后来欧洲的一些天文学家陆续加以补充、发展。1841年J.F.W.赫歇尔提出星座界线，以赤经线和赤纬线划分。1928年，国际天文学联合会公布88个星座（其中北天28个，黄道12个，南天48个）方案，并规定以1875年的春分点（见分至点）和赤道为基准的赤经线和赤纬线，作为星座界线。星座大小不一，每一星座可由其中亮星的特殊分布而辨认出来。一些星座形象地反映出它们的名称，而有一些则需要凭借丰富的想象力才能想象出它们的相似性。88个星座的名称、略号、位置和21时过中天的日期见下表。

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座

　　起初，星座是相当任意的恒星分组，边界含糊，在天上的排列形状可想像成神话英雄或怪兽。今天我们用的天空划分系统是基于希腊天文学，但根源则已古老失传。其他古代文明（如中国人）各有其自己的系统。这些图案没有任何天体物理含义，一个星座中的恒星在视线方向离我们的距离可能相差极大——例如，半人马座中两颗指向南十字座的“指示星”看起来在天上并肩而立，但半人马座α到我们的距离刚刚超过1秒差距，而半人马座β却远在100秒差距以外。 托勒密（Ptolemy）列出48个星座（它们当然全都是在北半球看到的），16、17和18世纪，特别是探险家开始进入南半球后又增加了很多。1933年国际天文学联合会（IAU）将这个系统规范化，把整个天空分成88个区域，赋予它们历史上沿用的拉丁星座名。天空中任何一个天体必定出现在IAU定义的88个星座的某一个的范围内（有些延伸天体跨越星座的边界线），而任何恒星、星系或其他天体的大致位置，也可以用它“所在”的星座来表示。　　这样规范化之后，星座的大小仍然相差悬殊，从小马座（托勒密最初48个星座之一）的72平方度到长蛇座（也是托勒密的48个星座之一）的1 303平方度。这个系统远非完美，但天文学家习惯了，并不感到什么不方便。


天文符号

天文符号（ astronomical symbols ），在天文书刊、星图和星表中对某些天体和天象，以及黄道十二宫常用专门天文符号表示。这些天文符号中的大多数历史悠久，由中世纪的星占学流传至今。
一、天体

二、天象

三、黄道十二宫


星图

星图（ Star Atlas ），将天体在天球上的视位置投影在平面上而绘制的图，或用天体照相仪将拍摄的星空图像编辑而成的图。有全天星图和特定天区星图之分。星图是天文观测、教学和科研的基本工具之一。天球坐标及其历元以及天体的极限星等或辐射源的极限亮度是星图的两大基本要素。大多数星图采用赤道坐标，但也有用黄道坐标或银道坐标的。

图1　《敦煌星图》（局部）

图2　苏州石刻天文图

中国于705～710年问世的唐代《敦煌星图》（图1）载有恒星1 350颗，它是世界上遗存的最古老的绢制星图。1247年刻制的宋代《苏州天文图》（图2）载有恒星1 400颗，它是现存最古老的石刻星图。天文望远镜发明后，波兰天文学家J.赫维留编著的《天文图志》共载54幅星图，它是欧洲版本最早的星图。1863年和1887年德国出版的《波恩巡天星图》（简称BD星图）极限星等为9.5～10.0，共载赤纬−23°以北的恒星近46万颗，一直沿用至今。1966年，为人造卫星定位的需要，美国编制了载有近26万颗恒星的《史密森星图》（简称SAO星图）。20世纪末，根据依巴谷天体测量卫星的观测资料汇编成载有百万颗恒星的《千禧年星图》。
20世纪上半叶，在星图领域增添了用照相方法制作的星团、星云、星系等非星天图。60年代以来又出现了不同波段的星图，如射电、红外、紫外、X射线和γ射线的辐射源巡天图。此外，还有根据星系红移汇编的宇宙大尺度结构天图、按照宇宙微波背景辐射及其起伏再现的早期宇宙结构天图等。图3为中西对照星图（星图a～f，共6幅）。

星图a

星图b

星图c

星图d

星图e

星图f

中西对照星图共6幅，包括到5.25视星等的全天恒星；还有约80个星团、星云、星系等天体，用2000.0历元。图中中国星名主要依据《仪象考成》星表。图中二十八宿的距星即为某宿中的一号星；在不同历史时期，个别距星曾有变动，引用时要注意。在传统星名中，星和象是不可分的。对此，《仪象考成》星表中存在一些问题。考虑到《仪象考成》星表已成为传统星名的主要依据，除对有明显错误的几颗星略加调整外，没有大的改动。对某些找不到对照星的中国星名，用浅色星标明计算位置，以供参考。


星表

星表（汉语拼音：Xingbiao；英语：Star Catalogue），记载天体各种参数（位置、自行、视向速度、星等、光谱型、视差等）的表册。通过天文观测编制星表是天文学中最早开展的工作之一。公元前4世纪，中国战国时代天文学家石申所编的《石氏星经》，载有121颗恒星的位置。这是世界上最古老的星表。按照编制方法和用途区分，星表有下列几种：①绝对星表。由绝对测定编制的星表。星表内恒星的位置是独立测定的，与其他已知的位置值无关，观测中各种系统误差尽可能加以消除，这种测量方法称为恒星位置的绝对测定。②基本星表。为了尽可能消除和减少各星表间的系统误差和偶然误差的影响，将各个不同系统的绝对星表进行综合处理后得到的高精度的星表。基本星表主要用于作为天文参考坐标系和恒星位置的相对测定时的定标星系统。主要的基本星表有：奥韦尔斯基本星表，最初发表于1879年和1883年，包括NFK，FK3，FK4直到FK5的一个系列，共1535颗基本恒星和大量的补篇星；纽康星表，1872年发表，共1257颗恒星；博斯星表，最初于1910年出版的PGC星表，1937年编成总星表（GC星表）共33342颗恒星；N30星表，1952年发表，共5268颗恒星。③相对星表。利用通过定标量的位置作相对测定而得的恒星位置编成的星表。其中用照相方法作相对测定而得的称为照相星表。主要的相对星表有：德国天文学会星表，1910年发表AGK1星表，1951～1958年间发表AGK2星表( 共183000颗恒星)，1973年修订后为AGK3星表；耶鲁星表，用1914～1956年的观测编成，共15万颗恒星；好望角星表，1968年编成，共7万颗星 。④其他的位置星表。这是一些为特殊目的而编成的星表，包括：暗星星表；黄道星表；史密松星表，1966年美国史密松天文台为满足人造卫星照相定位所编制，共258997颗星；测地星表等。⑤有关天体物理量的星表，主要有：恒星光谱型表、恒星三角视差总表、变星星表、双星和特定类型恒星表，太阳系天体和人造天体星表、银河系其他天体星表、河外天体星表、射电源表、红外、紫外、远紫外、X射线和γ射线波段的辐射源表等。
　　现代天文学的发展，使恒星位置、自行和距离的测定精度不断改善。依巴谷卫星升空后正在获取高质量的观测结果，其星表的质量将有以数量级计的提高。