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DMA340

为了便于认识天上的星星，古人将天球划分为许多区域，叫做星座。
每一星座可由其中亮星的特殊分布而辨认出来。现在国际通用的共有的星座88座，它们的界限大致是平行和垂直于天赤道的弧线。
我国古代将星空分为三垣和二十八宿。
天球

人们为了便于研究天体，假想以空间任意点为中心，以无限长为半径所作的球。
天赤道和天极

延伸地球赤道而同天球相交的大圆称为“天赤道”。向南北两个方向无限延长地球自转轴所在的直线，与天球形成两个交点，分别叫做北天极与南天极。天赤道和天极是天球赤道坐标系的基准。
黄道

地球上的人看太阳于一年内在恒星之间所走的视路径，即地球的公转轨道平面和天球相交的大圆黄道和天赤道成23度26分的角，相交于春分点和秋分点。
黄极

天球上与黄道角距离都是90度的两点，靠近北天极的叫“北黄极”。黄极与天极的角距离等于黄赤交角。北黄极在天龙座与两星连线的中央。
黄道带

天球上黄道两边各8度（共宽16度）的一条带。日、月和主要行星的运行路径都处在黄道带内。古人为了表示太阳在黄道上的位置，把黄道分为十二段，叫“黄道十二宫”。从春分起依次为白羊、金牛、双子、巨蟹、狮子、室女、天秤、天蝎、人马、摩羯、宝瓶和双鱼，过去的黄道十二宫和黄道十二星座一致。由于春分点向西移动，两千年前在白羊座中的春分点已移至双鱼座，命名与星座已不吻合。
黄道坐标

一种“天文坐标”。天体在天球上的位置由黄经和黄纬两个坐标表示。春分点的黄经圈与通过某一天体的黄经圈在黄极所成的角度，或在黄道上所夹的弧长，叫作该天体的黄经。计量方向为在黄道上由春分点起，沿着与太阳周年运动相同的方向，从0~360度。从黄道起，沿黄经圈到天体的角距离称为该天体的黄纬。计量方向从黄道起，由0~90度，黄道以北为正。
赤道坐标

一种“天文坐标”。以赤经和赤纬两个坐标表示天球上任一天体的位置。由春分点的赤经圈（时圈）与通过该天体的赤经圈在北天极所成的角度，或在天赤道上所夹的弧长，称为该天体的赤经计量方向自春分点起沿着与天球周日运动相反的方向量度，以时、分、秒表示。从天赤道开始沿赤经圈到天体的角距离称为该天体的赤纬。计量方向从天赤道起，由0~90度，天赤道以北为正。
岁差

地球的轴进动引起春分点缓慢向西运行（速度每年50.2秒，约25，800年运行一周），而是回归年比恒星年短的现象。
回归年

又称“太阳年”。即太阳视圆面中心相继两过春分点所经历的时间。回归年比恒星年约短20分23秒，回归年长365.2422平太阳日或365月5时48分46秒。对应1900年初回归年长为365.24219892平太阳日，这个数值不是不变的，每百年减少0.53秒。
恒星年

地球绕太阳公转一周所经历的时间间隔。只在天文学上使用，等于365.25636个平太阳日或365日6时9分9.5秒。
星等

仅仅在我们的银河系中，就有多达以千亿计的恒星。它们在天空发着耀眼的光芒。恒星的亮度差别很大，亮度的等级最早是由希腊天文学家依巴谷于公元2世纪时创立的，他把天上最亮的20颗星定为1等星，再依光度不同分为2等星、3等星，如此类推到6等星，最亮的星为1等，最暗的星为6等。直到19世纪中期，英国天文学家订定其标准，他以光学仪器测定出星球的光度，确定1等星比6等星亮100倍。同时，利用这一数学关系，把比1等星更亮的天体定为0等、－1等……而把比六等星更暗的天体定为7等、8等……例如，太阳的星等为－27等，满月时的月球为－13等。星等的数值越大，代表这颗星的亮度越暗。相反星等的数值越小，代表这颗星越亮。有些光亮的星，它的星等甚至是负数，如全天最亮的恒星——天狼星，它的亮度是－1.45等。人的眼睛在黑暗的地方，可以看到最暗的星是6等左右。现在，天文学家用集光能力最大的天文望远镜观测到的最暗的天体，已经暗于25等，它们比一支离开观测者63千米的蜡烛光还暗。
事实上，星等是分为两种的：目视星等及绝对星等。
目视星等﹕

是指我们用肉眼所看到的星等。看来不突出的、不明亮的恒星，并不一定代表它们的发光本领差。道理十分简单：我们所看到恒星视亮度，除了与恒星本身所辐射光度有关外，距离的远近也十分重要。同样亮度的星球距离我们比较近的，看起来自然比较光亮。所以晦暗的星并不代表它比较光亮的星细小。
绝对星等﹕

由于目视星等并没有实际的物理学意义，于是天文学家制定了绝对星等来描述星体的实际发光本领。假想把星体放在距离10秒差距（即32.6光年，秒差距亦是天文学上常用的距离单位，1秒差距=3.26光年）远的地方，所观测到的视星等，就是绝对星等了。通常绝对星等以大写英文字母M表示。目视星等和绝对星等可用公式转换。
“变光星”

表面上看起来，天空中的星星每天都是一个样子的。但事实并非如此，让我们看看英仙星座中亮度排在第二的β星，每隔两天零21小时，它的亮度就降为原来的一半多。然后，短时间后，又恢复到原来的亮度。阿拉伯人称这颗星为“Algol”，意思是“可怕的魔鬼”。
18世纪80年代，英国有卓越成就的聋哑天文学家约翰·古德瑞克就提到过Algol是双星。其中的一颗星亮度很低，每隔两天零21小时，这颗暗星就运行到了亮星的前面，并遮住了它，使之暂时失去了亮度。当暗星移开时，亮度又重新恢复。古德瑞克的结论使他走在了他所处时代的前面，因为，那时候赫歇尔还没有公布双星存在的发现。然而，他的结论得到了证实，古德瑞克是正确的。
类似这样的亮度因遮挡而变化的星体有不少，但有许多星体亮度的变化是无规律的。16世纪末，德国天文学家大卫·费伯瑞修斯在鲸鱼座鲸鱼双星中探测到了它的亮度变化。当天文学家对它进行细微观测后发现，它发出的亮度可以使它成为空中100颗亮星中的一员，而有时它变得很暗，暗得只有用望远镜才能看到它。这样的变化在一年中会发生多次，但极不规律，引起变化的原因不能用遮挡现象解释。那么，最终的结论是：这类星体一次比一次放射出更多的光和热，它才是真正的变光星。它被好奇的天文学家称为“Mira”，拉丁语的语意是“奇异的”。
古德瑞克又发现了另一类变光星“仙王星座”，

它属于“造父变光星类”。这类星的亮度变化是规律性的，但是它也不能归在遮挡的变光星体中。因为，它的亮度增加得非常快，而减弱得非常慢（如果是属于遮挡性的变光星体，则亮度的增加和减弱将是时间相等的，就像Algol星体那样）。
上百种星体在亮度的增减上是有规律的，有的星体是聚集在一起的，如同日月蚀那样变化，有的遮挡星完成一次亮度变化需要3天，还有的需要50天。遮挡将成为长距离测星的手段之一。
变星

有不少恒星，亮度会随时间变化，它们被称为变星。
变星光变的原因，一种是双星的两颗子星相互掩食，称为食变星（即食双星）。
食变星的一个最有名的例子是英仙星座的大陵五星。它的光变在三百多年前已经被发现。它离开我们106光年，光变周期等于2.9天。食变星的光变周期，也就是伴星绕主星转动的轨道周期。
在更多的情况下，变星的光变是出于内在原因，称为内因变星。内因变星，又可按光变的性质分为脉动变星和新星、超新星等。

脉动变星是星体程度不同地发生有节奏的大规模运动的恒星。这种运动最简单的形式是半径周期性地增大和缩小。在半径变化的同时，光度、温度等也随之发生变化。
脉动变星有很多类型，最典型的一类是造父变星，其代表是仙王星座中的造父一星。这颗变星的光变周期是5.4天，最亮时亮度为3.6等，最暗时亮度为4.3等。
新星

新星是亮度在短时间内，如几小时至几天突然剧增，然后缓慢减弱的一类变星，星等增加的幅度多数在9等到14等之间。由于新星在发亮之前一般都很暗，甚至用大望远镜也看不到，而一旦发亮后，有的用肉眼就能看到，因此在历史上被称为“新星”。
实际上，新星不是新产生的恒星。现在一般认为，新星产生在双星系统中。这个双星系统中的一颗子星是体积很小、密度很大的矮星或白矮星，另一颗则是巨星。两颗子星相距很近，巨星的物质受到白矮星的吸引，向白矮星流去。这些物质的主要成分是氢。落进白矮星的氢使得白矮星“死灰复燃”，在其外层发生核反应，从而使白矮星外层爆发，成为新星。
新星爆发以后，所产生的气壳被抛出。气壳不断膨胀，半径增大，密度减弱，最后消散在恒星际空间中。随着气壳的膨胀和消散，新星的亮度也就缓慢减弱了下去。
超新星

超新星是爆发规模更大的变星，亮度的增幅为新星的数百至数千倍，抛出的气壳速度可超过1万千米。超新星是恒星所能经历的规模最大的灾难性爆发。
超新星爆发的形式有两种。一种是质量与太阳差不多的恒星，是双星系统的成员，并且是一颗白矮星。这类爆发与新星的差别是核反应发生在核心，整个星体炸毁，变成气体扩散到恒星际空间。
还有一种超新星，原来的质量比太阳大很多倍，不一定是双星系统成员。这类大质量恒星在核反应的最后阶段会发生灾难性的爆发，大部分物质成气壳抛出，但中心附近的物质留下来，变成一颗中子星。
双星

看上去离得近，实际距离也很近的两颗星，通过万有引力互相吸引，彼此围绕着对方不停地旋转。只有这种关系，才能称作现代天文学意义上的双星。天文学上把双星中比较亮的一颗称为主星，比较暗的那颗称为伴星。
星团

星团是由于物理上的原因聚集在一起并受引力作用束缚的一群恒星，其成员星的空间密度显著高于周围的星场。星团按形态和成员星的数量等特征分为两类：疏散星团和球状星团。星团的命名，一般采用相应的星表中的号码。最常用的是梅西耶星表，简写为“M”。它只包括了较亮的星团。较完全的是“NGC”星表，有时还用“IC”星表。这些星表中不仅仅包括星团，还有星云和星系。
球状星团

球状星团呈球星或扁球形，与疏散星团相比，它们是紧密的恒星集团。这类星团包含1万到1000万颗恒星，成员星的平均质量比太阳略小。用望远镜观测，在星团的中央恒星非常密集，不能将它们分开。
在银河系中已发现的球状星团有150多个。它们在空间上的分布颇为奇特，其中有三分之一就在人马星座附近仅占全天空面积百分之几的范围内。天文学家最初正是根据这个现象领悟到太阳离开银河系中心相当远，而银河系的中心就在人马星座方向。跟疏散星团不同，球状星团并不向银道面集中，而是向银河系中心集中。它们离开银河系中心的距离绝大多数在6万光年以内，只有很少数分布在更远的地方。球状星团的光度大，在很远的地方也能看到，而且被浓密的星际尘埃云遮掩的可能性不大，因此未发现的球状星团数量大致不超过100个，总数比疏散星团少得多。
球状星团的直径在15至300多光年范围内，成员星平均空间密度比太阳附近恒星空间密度约大50倍，中心密度则大1000倍左右。球状星团中没有年轻恒星，成员星的年龄一般都在100亿年以上，根据推测和观测结果，有较多死亡的恒星。
疏散星团

疏散星团形态不规则，包含几十至二三千颗恒星，成员星分布得较松散，用望远镜观测，容易将成员星一颗颗地分开。少数疏散星团用肉眼就可以看见，如金牛星座中的昴星团（M45）和毕星团、巨蟹星座中的鬼星团（M44）等等。
在银河系中已发现的疏散星团有1000多个。它们高度集中在银道面的两旁，离开银道面的距离一般小于600光年左右。大多数已知道疏散星团离开太阳的距离在1万光年以内。更远的疏散星团无疑是存在的，它们或者处于密集的银河背景中不能辨认，或者受到星际尘埃云遮挡无法看见。据推测，银河系中疏散星团的总数有1万到10万个。
疏散星团的直径大多数在3至30多光年范围内。有些疏散星团很年轻，与星云在一起，甚至有的还在形成恒星。
星云

宇宙空间的很多区域并不是绝对的真空，在恒星际空间内充满着恒星际物质。恒星际物质的分布是很不均匀的，其中宇宙尘埃物质密度较大的区域所观测到的是雾状斑点，称为星云。星云类型主要有“亮星云”和“暗星云”两种。
弥漫星云

弥漫星云是星际介质集中在一颗或几颗亮星周围而造成的亮星云，这些亮星都是形成不久的年轻恒星。弥漫星云呈现为不规则的形状，犹如天空中的云彩，但是它们一般都得使用望远镜才能观测到，很多只有用天体照相机长时间曝光才能显示出它们的美貌。
河外星系

河外星系指的是银河系之外的其他星系，它们都是与银河系属于同一量级的庞大恒星系统。河外星系一般用肉眼看不见，就是通过一般望远镜去观察，也还是一片雾，天文学家才发现二者完全是两码事：河外星云实际上是和我们银河系类似的星系，而真正的“星云”，都是银河系的内部成员，是由恒星之间的稀薄气体和尘埃组成的。因此，现在再也不用“河外星云”这个词了，而一律改称“河外星系”。
了解宇宙就需要了解各种天文现象。天文学家通过大量的研究破译了各种天象，做出了合理的解释，开启了人类探索的脚步。