[2006.4.27][天文生物探索部](天文组)恒星的世界&天文学的一些知识[整理]申

新兰毛毛

[CENTER]恒 星[/CENTER]

恒星在宇宙中的分布是不均匀的。从诞生的那天起，它们就聚集成群，交映成辉，组成双星、星团、星系……


　　恒星是在熊熊燃烧着的星球。一般来说，恒星的体积和质量都比较大。只是由于距离地球太遥远的缘故，星光才显得那么微弱。

　　古代的天文学家认为恒星在星空的位置是固定的，所以给它起名“恒星”，意思是“永恒不变的星”。可是我们今天知道它们在不停地高速运动着，比如太阳就带着整个太阳系在绕银河系的中心运动。但别的恒星离我们实在太远了，以至我们难以觉察到它们位置的变动。

　　恒星发光的能力有强有弱。天文学上用“光度”来表示它。所谓“光度”，就是指从恒星表面以光的形式辐射出的功率。恒星表面的温度也有高有低。一般说来，恒星表面的温度越低，它的光越偏红；温度越高，光则越偏蓝。而表面温度越高，表面积越大，光度就越大。从恒星的颜色和光度，科学家能提取出许多有用信息来。

　　历史上，天文学家赫茨普龙和哲学家罗素首先提出恒星分类与颜色和光度间的关系，建立了被称为“赫-罗图的”恒星演化关系，揭示了恒星演化的秘密。“赫-罗图”中，从左上方的高温和强光度区到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星密集区，我们的太阳也在其中；这一序列被称为主星序，90％以上的恒星都集中于主星序内。在主星序区之上是巨星和超巨星区；左下为白矮星区。

恒星诞生于太空中的星际尘埃（科学家形象地称之为“星云”或者“星际云”）。
恒星的“青年时代”是一生中最长的黄金阶段——主星序阶段，这一阶段占据了它整个寿命的90％。在这段时间，恒星以几乎不变的恒定光度发光发热，照亮周围的宇宙空间。

　　在此以后，恒星将变得动荡不安，变成一颗红巨星；然后，红巨星将在爆发中完成它的全部使命，把自己的大部分物质抛射回太空中，留下的残骸，也许是白矮星，也许是中子星，甚至黑洞……

　　就这样，恒星来之于星云，又归之于星云，走完它辉煌的一生。


[CENTER]红巨星——恒星的老年阶段[/CENTER]

[LEFT]当一颗恒星度过它漫长的青壮年期——主序星阶段，步入老年期时，它将首先变为一颗红巨星。[/LEFT]





称它为“巨星”，是突出它的体积巨大。在巨星阶段，恒星的体积将膨胀到十亿倍之多。

　　称它为“红”巨星，是因为在这恒星迅速膨胀的同时，它的外表面离中心越来越远，所以温度将随之而降低，发出的光也就越来越偏红。不过，虽然温度降低了一些，可红巨星的体积是如此之大，它的光度也变得很大，极为明亮。肉眼看到的最亮的星中，许多都是红巨星。

　　在赫-罗图中， 红巨星分布在主星序区的右上方的一个相当密集的区域内，差不多呈水平走向。

　　我们来较详细地看看红巨星的形成。我们已经知道，恒星依靠其内部的热核聚变而熊熊燃烧着。核聚变的结果，是把每四个氢原子核结合成一个氦原子核，并释放出大量的原子能，形成辐射压。
处于主星序阶段的恒星，核聚变主要在它的中心（核心）部分发生。辐射压与它自身收缩的引力相平衡。

　　氢的燃烧消耗极快，中心形成氦核并且不断增大。随着时间的延长，氦核周围的氢越来越少，中心核产生的能量已经不足以维持其辐射，于是平衡被打破，引力占了上风。有着氦核和氢外壳的恒星在引力作用下收缩，使其密度、压强和温度都升高。氢的燃烧向氦核周围的一个壳层里推进。

　　这以后恒星演化的过程是：内核收缩、外壳膨胀——燃烧壳层内部的氦核向内收缩并变热，而其恒星外壳则向外膨胀并不断变冷，表面温度大大降低。这个过程仅仅持续了数十万年，这颗恒星在迅速膨胀中变为红巨星。

　　红巨星一旦形成，就朝恒星的下一阶段——白矮星进发。当外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，点燃氦聚变。最后的结局将在中心形成一颗白矮星。


[CENTER]白矮星——质量较小恒星的晚期[/CENTER]

[LEFT]白矮星是一种很特殊的天体，它的体积小、亮度低，但质量大、密度极高。比如天狼星伴星（它是最早被发现的白矮星），体积比地球大不了多少，但质量却和太阳差不多！也就是说，它的密度在1000万吨/立方米左右。[/LEFT]





　　根据白矮星的半径和质量，可以算出它的表面重力等于地球表面的1000万－10亿倍。在这样高的压力下，任何物体都已不复存在，连原子都被压碎了：电子脱离了原子轨道变为自由电子。
白矮星是一种晚期的恒星。根据现代恒星演化理论，白矮星是在红巨星的中心形成的。

　　当红巨星的外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，于是氦开始聚变成碳。

　　经过几百万年，氦核燃烧殆尽，现在恒星的结构组成已经不那么简单了：外壳仍然是以氢为主的混和物；而在它下面有一个氦层，氦层内部还埋有一个碳球。核反应过程变得更加复杂，中心附近的温度继续上升，最终使碳转变为其他元素。

　　与此同时，红巨星外部开始发生不稳定的脉动振荡：恒星半径时而变大，时而又缩小，稳定的主星序恒星变为极不稳定的巨大火球，火球内部的核反应也越来越趋于不稳定，忽而强烈，忽而微弱。此时的恒星内部核心实际上密度已经增大到每立方厘米十吨左右，我们可以说，此时，在红巨星内部，已经诞生了一颗白矮星。
白矮星的密度为什么这样大呢？

　　我们知道，原子是由原子核和电子组成的，原子的质量绝大部分集中在原子核上，而原子核的体积很小。比如氢原子的半径为一亿分之一厘米，而氢原子核的半径只有十万亿分之一厘米。假如核的大小象一颗玻璃球，则电子轨道将在两公里以外。

　　而在巨大的压力之下，电子将脱离原子核，成自由电子。这种自由电子气体将尽可能地占据原子核之间的空隙，从而使单位空间内包含的物质也将大大增多，密度大大提高了。形象地说，这时原子核是“沉浸于”电子中。

　　一般把物质的这种状态叫做“简并态”。简并电子气体压力与白矮星强大的重力平衡，维持着白矮星的稳定。顺便提一下，当白矮星质量进一步增大，简并电子气体压力就有可能抵抗不住自身的引力收缩，白矮星还会坍缩成密度更高的天体：中子星或黑洞。

　　对单星系统而言，由于没有热核反应来提供能量，白矮星在发出光热的同时，也以同样的速度冷却着。经过一百亿年的漫长岁月，年老的白矮星将渐渐停止辐射而死去。它的躯体变成一个比钻石还硬的巨大晶体——黑矮星而永存。

　　而对于多星系统，白矮星的演化过程则有可能被改变。


[CENTER]中子星——质量较大恒星的晚期[/CENTER]

[LEFT]如果你为白矮星的巨大密度而惊叹不已的话，这里还有让你更惊讶的呢！我们将在这里介绍一种密度更大的恒星：中子星。[/LEFT]





　　中子星的密度为10的11次方千克/立方厘米， 也就是每立方厘米的质量竟为一亿吨之巨！对比起白矮星的几十吨/立方厘米，后者似乎又不值一提了。 事实上，中子星的质量是如此之大，半径十公里的中子星的质量就与太阳的质量相当了。

　　同白矮星一样，中子星是处于演化后期的恒星，它也是在老年恒星的中心形成的。只不过能够形成中子星的恒星，其质量更大罢了。根据科学家的计算，当老年恒星的质量大于十个太阳的质量时，它就有可能最后变为一颗中子星，而质量小于十个太阳的恒星往往只能变化为一颗白矮星。

　　但是，中子星与白矮星的区别，决不只是生成它们的恒星质量不同。它们的物质存在状态是完全不同的。

　　简单地说，白矮星的密度虽然大，但还在正常物质结构能达到的最大密度范围内：电子还是电子，原子核还是原子核。而在中子星里，压力是如此之大，白矮星中的简并电子压再也承受不起了：电子被压缩到原子核中，同质子中和为中子，使原子变得仅由中子组成。而整个中子星就是由这样的原子核紧挨在一起形成的。可以这样说，中子星就是一个巨大的原子核。中子星的密度就是原子核的密度。

　　在形成的过程方面，中子星同白矮星是非常类似的。当恒星外壳向外膨胀时，它的核受反作用力而收缩。核在巨大的压力和由此产生的高温下发生一系列复杂的物理变化，最后形成一颗中子星内核。而整个恒星将以一次极为壮观的爆炸来了结自己的生命。这就是天文学中著名的“超新星爆发”。 　


[CENTER]星系——巨大的天体系统[/CENTER]


[LEFT]当遥望星空时，横贯天际、蔚为壮观的银河总能让人们欣然神往，思绪万千。仔细观察的话，我们也能看出银河实际上是由许许多多颗星星所组成的。在天文学中，我们把这种由千百亿颗恒星以及分布在它们之间的星际气体、宇宙尘埃等物质构成的，占据了成千上万亿光年空间距离的天体系统叫做“星系”。我们的太阳就是银河系中普通的一颗恒星。 [/LEFT]


　　银河并不是宇宙中唯一的星系：通过各种方法，人们已经观察到的星系已经有好几万个了！不过，由于距离太遥远，它们看起来远不如银河那么壮丽。借助望远镜，它们看起来还只像朦胧的云雾。离咱们银河系最近的星系——大麦哲伦星云和小麦哲伦星云，距离我们银河系也有十几万光年。一般地，我们把除银河以外的星系，统称为“河外星系”。

　　星系在早期曾被归到星云中，直到1924年，在准确测定了仙女座星云（现应严格称为“仙女座河外星系”）的距离后，星系的存在才正式确立。


星系的形状是多种多样的。我们可以粗略地划分出椭圆星系、透镜星系、漩涡星系、棒旋星系和不规则星系等五种来。星系在太空中的分布也并不是均匀的，往往聚集成团。少的三两成群，多的则可能好几百个聚在一起。人们又把这种集团叫做“星系团”。

　　星系和它内部的恒星都在运动中。我们都知道地球绕着太阳旋转，同时太阳也在绕银河系的中心运动，而同时银河系作为一个整体，本身也在运动着。在星系内部，恒星运动的方式有两种：它一面绕着星系的核心旋转，与此同时还在一定的范围内随机地运动（科学家称之为“弥散运动”）。

　　星系的起源和演化，与宇宙诞生早期的演化密切相关。一般看法认为：当宇宙从猛烈的爆发中产生时，大量的物质被抛射到空间中。形成宇宙中的“气体云”。这些气体云本身处在平衡之中，但是在某种作用下，平衡被打破了，物质聚集在一起，质量高达今天太阳质量的上千亿倍！这些物质团后来在运动中分裂开，并最终形成无数颗恒星。这样，原始的星系就形成了。一般认为星系形成的时期在一百亿年前左右。
而关于星系的演化，历史上一度曾把星系形态的序列当成演化的序列，即认为星系从椭圆形开始，再逐渐发展成透镜型、漩涡型、棒旋型，最后变成不规则型。这种观点今天已基本上被推翻。目前的看法认为这一过程与恒星形成的力学机理相关，但也仍然停留在假说的阶段。

新兰毛毛

[CENTER]恒 星[/CENTER]

恒星在宇宙中的分布是不均匀的。从诞生的那天起，它们就聚集成群，交映成辉，组成双星、星团、星系……


　　恒星是在熊熊燃烧着的星球。一般来说，恒星的体积和质量都比较大。只是由于距离地球太遥远的缘故，星光才显得那么微弱。

　　古代的天文学家认为恒星在星空的位置是固定的，所以给它起名“恒星”，意思是“永恒不变的星”。可是我们今天知道它们在不停地高速运动着，比如太阳就带着整个太阳系在绕银河系的中心运动。但别的恒星离我们实在太远了，以至我们难以觉察到它们位置的变动。

　　恒星发光的能力有强有弱。天文学上用“光度”来表示它。所谓“光度”，就是指从恒星表面以光的形式辐射出的功率。恒星表面的温度也有高有低。一般说来，恒星表面的温度越低，它的光越偏红；温度越高，光则越偏蓝。而表面温度越高，表面积越大，光度就越大。从恒星的颜色和光度，科学家能提取出许多有用信息来。

　　历史上，天文学家赫茨普龙和哲学家罗素首先提出恒星分类与颜色和光度间的关系，建立了被称为“赫-罗图的”恒星演化关系，揭示了恒星演化的秘密。“赫-罗图”中，从左上方的高温和强光度区到右下的低温和弱光区是一个狭窄的恒星密集区，我们的太阳也在其中；这一序列被称为主星序，90％以上的恒星都集中于主星序内。在主星序区之上是巨星和超巨星区；左下为白矮星区。

恒星诞生于太空中的星际尘埃（科学家形象地称之为“星云”或者“星际云”）。
恒星的“青年时代”是一生中最长的黄金阶段——主星序阶段，这一阶段占据了它整个寿命的90％。在这段时间，恒星以几乎不变的恒定光度发光发热，照亮周围的宇宙空间。

　　在此以后，恒星将变得动荡不安，变成一颗红巨星；然后，红巨星将在爆发中完成它的全部使命，把自己的大部分物质抛射回太空中，留下的残骸，也许是白矮星，也许是中子星，甚至黑洞……

　　就这样，恒星来之于星云，又归之于星云，走完它辉煌的一生。


[CENTER]红巨星——恒星的老年阶段
[LEFT]当一颗恒星度过它漫长的青壮年期——主序星阶段，步入老年期时，它将首先变为一颗红巨星。[/LEFT]
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称它为“巨星”，是突出它的体积巨大。在巨星阶段，恒星的体积将膨胀到十亿倍之多。

　　称它为“红”巨星，是因为在这恒星迅速膨胀的同时，它的外表面离中心越来越远，所以温度将随之而降低，发出的光也就越来越偏红。不过，虽然温度降低了一些，可红巨星的体积是如此之大，它的光度也变得很大，极为明亮。肉眼看到的最亮的星中，许多都是红巨星。

　　在赫-罗图中， 红巨星分布在主星序区的右上方的一个相当密集的区域内，差不多呈水平走向。

　　我们来较详细地看看红巨星的形成。我们已经知道，恒星依靠其内部的热核聚变而熊熊燃烧着。核聚变的结果，是把每四个氢原子核结合成一个氦原子核，并释放出大量的原子能，形成辐射压。
处于主星序阶段的恒星，核聚变主要在它的中心（核心）部分发生。辐射压与它自身收缩的引力相平衡。

　　氢的燃烧消耗极快，中心形成氦核并且不断增大。随着时间的延长，氦核周围的氢越来越少，中心核产生的能量已经不足以维持其辐射，于是平衡被打破，引力占了上风。有着氦核和氢外壳的恒星在引力作用下收缩，使其密度、压强和温度都升高。氢的燃烧向氦核周围的一个壳层里推进。

　　这以后恒星演化的过程是：内核收缩、外壳膨胀——燃烧壳层内部的氦核向内收缩并变热，而其恒星外壳则向外膨胀并不断变冷，表面温度大大降低。这个过程仅仅持续了数十万年，这颗恒星在迅速膨胀中变为红巨星。

　　红巨星一旦形成，就朝恒星的下一阶段——白矮星进发。当外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，点燃氦聚变。最后的结局将在中心形成一颗白矮星。


[CENTER]白矮星——质量较小恒星的晚期
[LEFT]白矮星是一种很特殊的天体，它的体积小、亮度低，但质量大、密度极高。比如天狼星伴星（它是最早被发现的白矮星），体积比地球大不了多少，但质量却和太阳差不多！也就是说，它的密度在1000万吨/立方米左右。[/LEFT]
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　　根据白矮星的半径和质量，可以算出它的表面重力等于地球表面的1000万－10亿倍。在这样高的压力下，任何物体都已不复存在，连原子都被压碎了：电子脱离了原子轨道变为自由电子。
白矮星是一种晚期的恒星。根据现代恒星演化理论，白矮星是在红巨星的中心形成的。

　　当红巨星的外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，于是氦开始聚变成碳。

　　经过几百万年，氦核燃烧殆尽，现在恒星的结构组成已经不那么简单了：外壳仍然是以氢为主的混和物；而在它下面有一个氦层，氦层内部还埋有一个碳球。核反应过程变得更加复杂，中心附近的温度继续上升，最终使碳转变为其他元素。

　　与此同时，红巨星外部开始发生不稳定的脉动振荡：恒星半径时而变大，时而又缩小，稳定的主星序恒星变为极不稳定的巨大火球，火球内部的核反应也越来越趋于不稳定，忽而强烈，忽而微弱。此时的恒星内部核心实际上密度已经增大到每立方厘米十吨左右，我们可以说，此时，在红巨星内部，已经诞生了一颗白矮星。
白矮星的密度为什么这样大呢？

　　我们知道，原子是由原子核和电子组成的，原子的质量绝大部分集中在原子核上，而原子核的体积很小。比如氢原子的半径为一亿分之一厘米，而氢原子核的半径只有十万亿分之一厘米。假如核的大小象一颗玻璃球，则电子轨道将在两公里以外。

　　而在巨大的压力之下，电子将脱离原子核，成自由电子。这种自由电子气体将尽可能地占据原子核之间的空隙，从而使单位空间内包含的物质也将大大增多，密度大大提高了。形象地说，这时原子核是“沉浸于”电子中。

　　一般把物质的这种状态叫做“简并态”。简并电子气体压力与白矮星强大的重力平衡，维持着白矮星的稳定。顺便提一下，当白矮星质量进一步增大，简并电子气体压力就有可能抵抗不住自身的引力收缩，白矮星还会坍缩成密度更高的天体：中子星或黑洞。

　　对单星系统而言，由于没有热核反应来提供能量，白矮星在发出光热的同时，也以同样的速度冷却着。经过一百亿年的漫长岁月，年老的白矮星将渐渐停止辐射而死去。它的躯体变成一个比钻石还硬的巨大晶体——黑矮星而永存。

　　而对于多星系统，白矮星的演化过程则有可能被改变。


[CENTER]中子星——质量较大恒星的晚期
[LEFT]如果你为白矮星的巨大密度而惊叹不已的话，这里还有让你更惊讶的呢！我们将在这里介绍一种密度更大的恒星：中子星。[/LEFT]
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　　中子星的密度为10的11次方千克/立方厘米， 也就是每立方厘米的质量竟为一亿吨之巨！对比起白矮星的几十吨/立方厘米，后者似乎又不值一提了。 事实上，中子星的质量是如此之大，半径十公里的中子星的质量就与太阳的质量相当了。

　　同白矮星一样，中子星是处于演化后期的恒星，它也是在老年恒星的中心形成的。只不过能够形成中子星的恒星，其质量更大罢了。根据科学家的计算，当老年恒星的质量大于十个太阳的质量时，它就有可能最后变为一颗中子星，而质量小于十个太阳的恒星往往只能变化为一颗白矮星。

　　但是，中子星与白矮星的区别，决不只是生成它们的恒星质量不同。它们的物质存在状态是完全不同的。

　　简单地说，白矮星的密度虽然大，但还在正常物质结构能达到的最大密度范围内：电子还是电子，原子核还是原子核。而在中子星里，压力是如此之大，白矮星中的简并电子压再也承受不起了：电子被压缩到原子核中，同质子中和为中子，使原子变得仅由中子组成。而整个中子星就是由这样的原子核紧挨在一起形成的。可以这样说，中子星就是一个巨大的原子核。中子星的密度就是原子核的密度。

　　在形成的过程方面，中子星同白矮星是非常类似的。当恒星外壳向外膨胀时，它的核受反作用力而收缩。核在巨大的压力和由此产生的高温下发生一系列复杂的物理变化，最后形成一颗中子星内核。而整个恒星将以一次极为壮观的爆炸来了结自己的生命。这就是天文学中著名的“超新星爆发”。 　


[CENTER]星系——巨大的天体系统

[LEFT]当遥望星空时，横贯天际、蔚为壮观的银河总能让人们欣然神往，思绪万千。仔细观察的话，我们也能看出银河实际上是由许许多多颗星星所组成的。在天文学中，我们把这种由千百亿颗恒星以及分布在它们之间的星际气体、宇宙尘埃等物质构成的，占据了成千上万亿光年空间距离的天体系统叫做“星系”。我们的太阳就是银河系中普通的一颗恒星。 [/LEFT]

　　银河并不是宇宙中唯一的星系：通过各种方法，人们已经观察到的星系已经有好几万个了！不过，由于距离太遥远，它们看起来远不如银河那么壮丽。借助望远镜，它们看起来还只像朦胧的云雾。离咱们银河系最近的星系——大麦哲伦星云和小麦哲伦星云，距离我们银河系也有十几万光年。一般地，我们把除银河以外的星系，统称为“河外星系”。

　　星系在早期曾被归到星云中，直到1924年，在准确测定了仙女座星云（现应严格称为“仙女座河外星系”）的距离后，星系的存在才正式确立。


星系的形状是多种多样的。我们可以粗略地划分出椭圆星系、透镜星系、漩涡星系、棒旋星系和不规则星系等五种来。星系在太空中的分布也并不是均匀的，往往聚集成团。少的三两成群，多的则可能好几百个聚在一起。人们又把这种集团叫做“星系团”。

　　星系和它内部的恒星都在运动中。我们都知道地球绕着太阳旋转，同时太阳也在绕银河系的中心运动，而同时银河系作为一个整体，本身也在运动着。在星系内部，恒星运动的方式有两种：它一面绕着星系的核心旋转，与此同时还在一定的范围内随机地运动（科学家称之为“弥散运动”）。

　　星系的起源和演化，与宇宙诞生早期的演化密切相关。一般看法认为：当宇宙从猛烈的爆发中产生时，大量的物质被抛射到空间中。形成宇宙中的“气体云”。这些气体云本身处在平衡之中，但是在某种作用下，平衡被打破了，物质聚集在一起，质量高达今天太阳质量的上千亿倍！这些物质团后来在运动中分裂开，并最终形成无数颗恒星。这样，原始的星系就形成了。一般认为星系形成的时期在一百亿年前左右。
而关于星系的演化，历史上一度曾把星系形态的序列当成演化的序列，即认为星系从椭圆形开始，再逐渐发展成透镜型、漩涡型、棒旋型，最后变成不规则型。这种观点今天已基本上被推翻。目前的看法认为这一过程与恒星形成的力学机理相关，但也仍然停留在假说的阶段。

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我很想拿一块中子星上的物质...

新兰毛毛

[CENTER]星云——美丽的星际物质[/CENTER]
[LEFT]当我们提到宇宙空间时，我们往往会想到那里是一无所有的、黑暗寂静的真空。其实，这不完全对。恒星之间广阔无垠的空间也许是寂静的，但远不是真正的“真空”，而是存在着各种各样的物质。这些物质包括星际气体、尘埃和粒子流等，人们把它们叫做“星际物质”。

    星际物质与天体的演化有着密切的联系。观测证实，星际气体主要由氢和氦两种元素构成，这跟恒星的成分是一样的。人们甚至猜想，恒星是由星际气体“凝结”而成的。星际尘埃是一些很小的固态物质，成分包括碳合物、氧化物等。[/LEFT]
    星际物质在宇宙空间的分布并不均匀。在引力作用下，某些地方的气体和尘埃可能相互吸引而密集起来，形成云雾状。人们形象地把它们叫做“星云”。按照形态，银河系中的星云可以分为弥漫星云、行星状星云等几种。

　　弥漫星云正如它的名称一样，没有明显的边界，常常呈不规则形状。它们的直径在几十光年左右，密度平均为每立方厘米10-100个原子（事实上这比实验室里得到的真空要低得多）。它们主要分布在银道面（HOTKEY）附近。比较著名的弥漫星云有猎户座大星云、马头星云等。
    行星状星云的样子有点像吐的烟圈，中心是空的，而且往往有一颗很亮的恒星。恒星不断向外抛射物质，形成星云。可见，行星状星云是恒星晚年演化的结果。比较著名的有宝瓶座耳轮状星云和天琴座环状星云。  

[CENTER]星团——物理性质上的星群[/CENTER]
[LEFT]恒星往往成群分布。一般地，我们把恒星数在十个以上而且在物理性质上相互联系的星群叫做“星团”。比如金牛座中的“昴星团”、“毕星团”，巨蟹座的蜂巢星团等。

　　根据星团包含的恒星数、星团的形状和在银河系中位置分布的不同，星团又分为疏散星团和球状星团。疏散星团一般由十几到几千颗恒星组成，结构松散、形状也不规则。它们一般分布在银道面附近，所以也被称作“银河星团”。在银河系内发现的疏散星团目前有一千多个，其中包括刚提到的金牛座昴星团、毕星团。[/LEFT]
    球状星团则由成千上万、多至几十万的恒星组成。它们聚集成球形，越往中心越密集。球状星团大多都分布在银河系中心方向。一个球状星团内的恒星差不多都是在同一时期形成的，它们的演化过程也大致相同。比较著名的如武仙座的球状星团，它由大约二百五十万颗恒星组成，离我们大约2.5万光年。   

[CENTER]黑洞——带有神秘面纱的天体[/CENTER]
[LEFT]“黑洞”很容易让人望文生义地想象成一个“大黑窟窿”，其实不然。所谓“黑洞”，就是这样一种天体：它的引力场是如此之强，就连光也不能逃脱出来。

　　根据广义相对论，引力场将使时空弯曲。当恒星的体积很大时，它的引力场对时空几乎没什么影响，从恒星表面上某一点发的光可以朝任何方向沿直线射出。而恒星的半径越小，它对周围的时空弯曲作用就越大，朝某些角度发出的光就将沿弯曲空间返回恒星表面。

　　等恒星的半径小到一特定值（天文学上叫“史瓦西半径”）时，就连垂直表面发射的光都被捕获了。到这时，恒星就变成了黑洞。说它“黑”，是指它就像宇宙中的无底洞，任何物质一旦掉进去，“似乎”就再不能逃出。实际上黑洞真正是“隐形”的，等一会儿我们会讲到。

　　那么，黑洞是怎样形成的呢？其实，跟白矮星和中子星一样，黑洞很可能也是由恒星演化而来的。

　　我们曾经比较详细地介绍了白矮星和中子星形成的过程。当一颗恒星衰老时，它的热核反应已经耗尽了中心的燃料（氢），由中心产生的能量已经不多了。这样，它再也没有足够的力量来承担起外壳巨大的重量。所以在外壳的重压之下，核心开始坍缩，直到最后形成体积小、密度大的星体，重新有能力与压力平衡。

　　质量小一些的恒星主要演化成白矮星，质量比较大的恒星则有可能形成中子星。而根据科学家的计算，中子星的总质量不能大于三倍太阳的质量。如果超过了这个值，那么将再没有什么力能与自身重力相抗衡了，从而引发另一次大坍缩。

　　这次，根据科学家的猜想，物质将不可阻挡地向着中心点进军，直至成为一个体积趋于零、密度趋向无限大的“点”。而当它的半径一旦收缩到一定程度(史瓦西半径)，正象我们上面介绍的那样，巨大的引力就使得即使光也无法向外射出，从而切断了恒星与外界的一切联系——“黑洞”诞生了。[/LEFT]
    与别的天体相比，黑洞是显得太特殊了。例如，黑洞有“隐身术”，人们无法直接观察到它，连科学家都只能对它内部结构提出各种猜想。那么，黑洞是怎么把自己隐藏起来的呢？答案就是——弯曲的空间。我们都知道，光是沿直线传播的。这是一个最基本的常识。可是根据广义相对论，空间会在引力场作用下弯曲。这时候，光虽然仍然沿任意两点间的最短距离传播，但走的已经不是直线，而是曲线。形象地讲，好像光本来是要走直线的，只不过强大的引力把它拉得偏离了原来的方向。

　　在地球上，由于引力场作用很小，这种弯曲是微乎其微的。而在黑洞周围，空间的这种变形非常大。这样，即使是被黑洞挡着的恒星发出的光，虽然有一部分会落入黑洞中消失，可另一部分光线会通过弯曲的空间中绕过黑洞而到达地球。所以，我们可以毫不费力地观察到黑洞背面的星空，就像黑洞不存在一样，这就是黑洞的隐身术。

　　更有趣的是，有些恒星不仅是朝着地球发出的光能直接到达地球，它朝其它方向发射的光也可能被附近的黑洞的强引力折射而能到达地球。这样我们不仅能看见这颗恒星的“脸”，还同时看到它的侧面、甚至后背！

　　“黑洞”无疑是本世纪最具有挑战性、也最让人激动的天文学说之一。许多科学家正在为揭开它的神秘面纱而辛勤工作着，新的理论也不断地提出。不过，这些当代天体物理学的最新成果不是在这里三言两语能说清楚的。
[LEFT]　[/LEFT]

wangchao

当恒星的质量超过一定程度以后 他的结局往往是最激烈的--超新星大爆炸 之后在残骸中往往就会出现一颗中子星
不过MS恒星的质量再大 就会塌缩成引力的奇迹-黑洞

新兰毛毛

[CENTER]天文常用术语[/CENTER]
[LEFT]绝对星等(Absolute magnitude) :假定把恒星放在距地球10秒差距(32.6光年)的地方测得的恒星的亮度。

吸收线(Absorption lines)：某一波段的光被冷气体吸收时在光谱中形成的暗谱线。
吸积盘(accretion disk):是一个受恒星或黑洞引力作用的物质盘，最终将落到中心的恒星或黑洞中去。
活动星系(Active galaxy):能量极高的星系，中心是一个超大黑洞。
高度(Altitude):以角度度量的天体距地平线距离。
弧分(Arc minute):1度的1/60称为1弧分。1弧分又分为60弧秒。
星群(Asterism):是一群明显的恒星，如北斗星，它组成一个星座的一部分。
小行星(Asteroids):绕太阳运行的小的石质天体，主要在火星和木星轨道之间。
天文单位(Astronomical unit):量度距离的一种单位，符号是AU，规定日地距离为一个天文单位，即9300万英 里(1.5亿千米 ）。
方位角(地平经度)(Azimuth):自北点沿地平圈向东度量的天体的距离。
大爆炸理论(Big bang)：这种理论认为，宇宙膨胀开始于150亿年前的一个小点。
物理双星(Binary star):两个互相环绕运行的恒星。
黑洞(Black hole):是非常致密的天体，光都逃不脱它的引力作用。
CCD：即电荷藕荷合器件。由一块硅晶片把光变成电流，然后再形成图象。
天赤道(Celestial equator):地球赤道在天球上的投影。
天极(Celestial poles):地球的南极和北极在天球上的投影。
天球(Celestial sphere):是一个假象的保卫地球的空心球，恒星看似镶嵌在这个球上。
造父变星(Cepheid variable): 这是一类变星，其代表是仙王座δ星，它们的亮度呈脉动变化。造父变星越亮，它的脉动就越缓慢。
昌德拉塞卡极限(Chandrasekhar):这是恒星核不能维持白矮星的质量极限。当一颗恒星的质量超过太阳质量的1.4倍时，它就会变成中子星或黑洞。
色球(chromosphere):恒星大气的一层，包围在光球层之外。
拱极星(Cirumpolar stars):位于某一特定纬度的观测者所看到的围绕在天极周围永不落下的恒星。
闭合宇宙(Closed universe):指一个宇宙所拥有的质量产生的引力足以对抗其膨胀，最后坍缩。
准校(Collimation):对一架望远镜的透镜或镜面进行校准。
合(Conjunction):两个天体与观测者的视线成一条直线。
星座(Constellation):人们在天空中定出88个由恒星组成的形象，每个称为一个星座，现在也指由这些星座圈定的天区。
冕(Corona):恒星大气的最外层。
暗物质(Dark matter):既看不见又不发出辐射的物质，占宇宙的90%。它们不可见，但通过它们对星系和银河星团的引力作用结果可以推断它们确实存在。
赤纬(Declination):以度表示的天体到赤道的距离。
双星(Double star):两颗互相环绕运行的恒星，或者是两颗实际上没有联系但处于同一视线上的恒星，后者为光学双星。
矮星(Dwarf star):像太阳一样的小主序星，如果是白矮星，就是像太阳一样的一颗恒星的遗核。褐矮星没有足够的物质进行熔化反应。
食(Eclipse):一个天体经过另一个天体的阴影。日食产生于月亮遮挡太阳从而在地球上形成阴影，月食产生于月亮穿过地球的阴影。
黄道(Ecliptic):行星的轨道面在天球上的投影。也是太阳在天空中的周年视轨道。
电磁波谱(Electromagnetic spectrum):电磁辐射的全部谱线，从波长很长的无线电波到波长很短的γ射线。
距角(Elongation):以度表示的行星到太阳的距离，可以从东或从西度量。
发射线(Emission lines):由炽热气体发射的特定波长的波所形成的明亮谱线。
发射星云(Emission netbula):由星际气体组成的发光的云。
事界(Event horizon):黑洞周围物质有去无回的边界，在边界以外观测不到边界以内的任何事件。
平坦宇宙(Flat universe):宇宙所拥有的物质足以使其膨胀速度减缓，但又不发生坍缩。
银盘(Galactic disk):在旋涡星系中，由恒星、尘埃和气体组成的扁平盘。
星系晕(Galactic halo):在一个星系周围由老年恒星和球状星团组成的巨大的球形区域。
星系(Galaxy):一个由引力结合起来的巨大的恒星群，分为不规则星系、椭圆星系、棒旋星系和规则旋涡星系。
球状星团(Globular cluster):在星系轨道上由恒星群组成的古老的球形星团，最多可包含100万颗恒星。
引力透镜(Gravitational lens):从遥远的辐射源发出的辐射受到某种质量的引力场 ——例如星系——的作用所发生的弯曲。
暴涨宇宙理论(Inflationary-era theory):这是关于大爆炸宇宙理论初始态的理论，认为在最初的真空中有一种推动力，推动宇宙以超光速膨胀。
干涉测量法(Interferometry):用多架望远镜把来自同一天体的光或无线电波进行组合，以增加分解。
开氏温标(Kelvin):以绝对零度为基点的温度标尺，绝对零度即-273.15摄氏度，在此温度下分子停止运动。（0摄氏度=273.15K）
苛伊柏带(Kuiper Belt):在冥王星轨道以外的一个由冰质天体构成的环盘，处于澳尔特云之中，是短周期彗星的储存库。
光年(Light-year):光在一年中走过的路程，等于6万亿英里（9470000000000千米）。
本星系群(Local group):由大约30个本星系组成的以引力相联系的星系群，我们的银河系就在其中。
星等(Magnitude):天体的亮度。星等每降低一等，亮度增加为前一星等的2.51倍。
主序(Main sequence):恒星生命周期中的主要部分，这期间恒星以氢为主燃料。
子午线(Meridian):想象中在天空上经过天顶连接正南和正北点的线。
梅西叶星表(Messier Catalog):由110个明亮天体组成的星表，包括星团、星云和星系。
星云(Nebula):由尘埃和气体组成的星际云。
中子星(Netutron star):演化后期的质量巨大的恒星，直径约为20英里（32千米），它非常致密，其中的质子和电子结合在一起成为中子。
NGC：星云星团新总表，包括840个星团、星云和星系。
新星(Nova):一颗恒星从它的伴星中获取气体突然燃烧变亮。
掩星(Occultation):一个天体，例如一颗恒星被另外一个天体，例如月亮所遮掩。
澳尔特云(Oort Cloud):包围在太阳系外面的一个由冰质物质构成的巨大的球形云，是长周期彗星的储存库。
疏散星团(Open Cluster):由年轻恒星组成的松散的星团。
开放宇宙(Open universe):如果一个宇宙质量不大，引力就不足以降低其膨胀速度，这就叫开放宇宙。
冲(Opposition):行星在其轨道上与与地球隔着太阳正相对的一点。
视差(Parsec)：从不同角度观测，一个天体在遥远背景上的位移。
秒差距(Parsec):指一个距离，在这个距离下，日地距离正好是1秒。
光球(Photosphere):恒星可见的表面。
行星状星云(Planetary nebula):红巨星变为白矮星之前喷发而成的气体壳层。
岁差(Precession):地球自转以25800年为周期进行摆动，造成天极和天球坐标移动，称为岁差。
日珥(Prominence):从太阳表面喷发出来的带磁性的太阳物质。
自行(Proper motion):从地球上看恒星在天球背景上的视运动。
脉冲星(Pulsar):是自转的中子星，当其强磁场决定的射束扫过地球时，就造成带脉冲特征的无线电波。
类星体(Quasar):类似恒星的天体。是活动星系处于形成初期的能量极高的阶段，其特征是辐射非常强。
射电星系(Radio galaxy):活动的椭圆星系，它的大部分辐射是无线电波。
红移(Red shift):谱线向光谱中红色的一端移动，这是由于天体向原离地球的方向移动，把电磁波的波长拉长了。
逆行(Retrograde motion):行星正常的运动是自西向东，与此相反的视运动叫逆行，是由行星与地球的相对运动决定的。
赤经(Right ascension):天球上相当于地球经线的线，通过天球两极并与天赤道垂直。以时、分、秒表示，自西向东由0时经一周增加到24小时。
塞弗特星系(Seyfert galaxy):星系核激烈活动的星系，其核心是一个黑洞，它可能是类星体演化的后期阶段。
恒星时(Sidereal time):一种时间系统，以地球真正自转为基础：即从某一恒星升起开始到这一恒星再次升起（23时56分4秒）。
奇点(Singularity):黑洞中心无限致密的点。
太阳风(Solar wind):从太阳发出来的带点亚原子粒流。
时空(Space time):统一的四维宇宙（三维空间和一维时间）受质量的影响而弯曲。
光谱型(Spectral types):根据恒星的温度和颜色把恒星分为O，B，A，F，G，K和M几个型：炽热的蓝色恒星，M型：冷的红色恒星。
太阳黑子(Sunspot):是太阳表面相对冷的暗区域，这里磁场能够穿透太阳表面。
超星系团(Supercluster):数千个星系在引力的连接下结成的巨大星群。
超新星(Supermova):一颗恒星自身发生巨大爆炸。
变星(variable star):亮度发生变化的恒星，其亮度变化可能源于自身也可能是因外部影响。
黄道带(Zodiac):天球上沿黄道向南北各延伸9度的一条带。黄道带上有黄道十二宫，太阳、月亮和除 冥王星以外的行星都在黄道带上运行。[/LEFT]

新兰毛毛

[CENTER]天文学常数表[/CENTER]
[LEFT]长度单位：

1天文单位（AU）=1.49597870E11米
1光年=9.460536E15米=63239.8天文单位
1秒差距（PC）=3.085678E16米
　　　　　　 =206264.8天文单位
　　　　　　 =3.261631光年
1英里=1.609344公里
1埃=1E-8厘米=1E-10米
时间单位：

日：　平恒星日（从春分点到春分点）=86164.094平太阳秒
　　　地球平均自转周期（从恒星到恒星）=86164.102平太阳秒
　　　平太阳日=86400平太阳秒

月：　交点月=27.21222日=27日5时5分35.808秒
　　　分点月（春分点到春分点）=27.32158日
　　　　　　　　　　　　　　　=27日7时43分4.512秒
　　　近点月=27.55455日=27日13时18分33.124秒
　　　朔望月=29.53059日=29日12时44分2.976秒
　　　恒星时=27.32166日=27日7时43分11.424秒

年：　食年（黄白交点到黄白交点）=346.6200日
　　　回归年（春分点到春分点）=365.2422日
　　　格里历年=365.2425日
　　　儒略年=365.2500日
　　　恒星年=365.2564日
　　　近点年=365.2596日

物理常用数据：

光速 c =2.99792485E8米/秒
普朗克常数 h =6.6262E-34焦耳·秒
引力常数 G =6.672E-10牛顿·平方米·千克-2
电子电荷 e =1.6022E-19库伦
电子静止质量 me=9.1095E-31千克
质子静止质量=1.6726E-27千克
阿伏加德罗常数 Na=6.022E26千摩尔-1
质子质量单位 μ=1.6606E-27千克
波尔兹曼常数 κ=1.381E-23焦耳·开-1
斯提芬-波尔兹曼常数 σ=5.67E-8瓦·米-2·开-4
维恩定律 λmT=2.898E-3米·开
中子静止质量=1.67493E-27千克
哈勃常数 H≈50-75公里·秒-1·百万秒差距-1
（热化学的）卡=4.184焦耳
电子伏 eV=1.6022E-19焦耳[/LEFT]

新兰毛毛

[CENTER]天文学史 1543-1899[/CENTER]
公元1543年，明嘉靖22年，波兰哥白尼的《天体运行论》出版，揭开了近代天文学的序幕，树起日心说的旗帜。 公元1576年，明万历4年，丹麦第谷·布拉赫建立汶岛天文台，他因观测了1572年仙后座超新星而决心编制星表，在汶岛作了20年精密观测。
公元1582年，明万历10年，罗马教皇格里高利13世颁布格里高利历，也就是现行的公历，该历是意大利人利里奥于1576年提出来的。
公元1583年，明万历11年，意大利伽利略发现摆的等时性原理。
公元1584年，明万历12年，意大利布鲁诺著《论无限宇宙和世界》支持和发展了哥白尼学说。
公元1596年，德国法布利修斯发现鲸鱼座o是长周期变星，是这类变星的第一次发现，该星中国古代命名为 增二。
公元1604年，明万历32年，德国开普勒观测到蛇夫座超新星。
公元1608年，明万历36年，荷兰眼镜商里帕席发明望远镜。
公元1609年，明万历37年，开普勒的《新天文学》出版，提出行星运动第一、第二定律；意大利伽利略制成第一架望远镜，物镜为平凸透镜，目镜为平凹透镜，装入直径4.2cm，长1.2m的镜筒内。第一次看清月面不平，银河可分解为密集的星。
公元1610年，明万历38年，1月，伽利略发现木星的四颗卫星；3月，出版《星际使者》，宣布了他一系列的新发现；7月，看到土星两侧似有物；8月，看到金星位相；年底观测太阳发现黑子。德国的席奈尔、法布利修斯也独立地看到黑子，他们三人都从黑子的移动中发现太阳的自转。
公元1619年，明万历48年，金天命4年，开普勒的《宇宙和谐论》出版，其中有关于行星运动的第三定律。
公元1621年，明天启元年，金天命6年，开普勒发现光的全反射现象和望远镜的球差，荷兰数学家斯内列斯发现在媒质界面上入射角和折射角的正弦之比保持不变，为近轴光线几乎没有球差找到了根据，促进了长镜身望远镜的发展。
公元1631年，明崇祯4年，金天聪5年，开普勒预言的水星凌日天象为法国的伽桑狄观测到。
公元1632年，明崇祯5年，金天聪6年，伽利略《关于托勒密和哥白尼的两大世界体系的对话》出版。次年，他因宣传哥白尼日心说被传讯到罗马宗教法庭，被迫宣布放弃日心说。
公元1638年，明崇祯11年，清崇德3年，英国盖斯科因制造出第一个目镜测微器。
公元1639年，明崇祯12年，清崇德4年，英国霍洛克斯观测到金星凌日。
公元1647年，顺治4年，波兰赫韦吕斯在四年观测研究基础上发表了第一幅为现代天文学家公认比较详尽的月面图和每天月相图。
公元1651年，顺治8年，意大利里希奥利发表《新至大论》，用已故天文学家和科学家名字命名月球环行山体系。
公元1655年，顺治12年，荷兰惠更斯造出直径5cm，镜身长3.6m的折射望远镜；3月25日发现土星卫星泰坦土卫六。
公元1656年，顺治13年，丹麦哥本哈根天文台建立。
公元1659年，顺治16年，惠更斯经多年观测宣布：土星被一层又薄又平的光环包围着，火星上有斑纹。
公元1660年，顺治17年，意大利格里马尔迪发现光的衍射现象。
公元1662年，康熙元年，意大利G.D.卡西尼编制成新的太阳表。
公元1663年，康熙2年，英国数学家格里高利提出反射望远镜的格里高利式光路，副镜设计为凹椭球面，主镜设计为抛物面反射镜，当时因磨制工艺达不到而暂时没有投入使用。
公元1664年，康熙3年，英国R.胡克和意大利G.D.卡西尼分别独立发现木星大红斑。
公元1665年，康熙4年，卡西尼测量出木星自转周期为9小时56分。
公元1666年，康熙5年，英国牛顿从开普勒行星运动三定律推出万有引力定律；卡西尼测出火星自转周期为24小时40分。法国奥佐独立设计出一种有动丝的目镜测微器，胡克也自己制成目镜测微器；牛顿发现阳光经棱镜折射后的色散现象。
公元1667年，康熙6年，法国建立巴黎天文台，皮卡尔在巴黎附近完成精确的三角测量。
公元1668年，康熙7年，牛顿制成第一台牛顿式反射望远镜，镜身长13厘米。
公元1669年，康熙8年，卡西尼应邀去法国领导巴黎天文台；英国胡克首创天顶仪；蒙塔那利发现大陵五亮度的变化；丹麦巴托林发现光经过方解石的双折射现象。
公元1670年，康熙9年，法国皮卡尔测出地球子午线每度弧长为111.21公里。
公元1671年，康熙10年，卡西尼发现土卫八。法国里歇去南美卡宴城测摆钟与火星位置，卡西尼在法国本土作了同样内容的观测。
公元1672年，康熙11年牛顿制成第二台反射望远镜，直径5厘米；法国卡塞格林提出反射望远镜的第三种方案。
公元1673年，康熙12年，卡西尼计算了里歇与他作的火星观测，得到日地距离为一亿四千万公里；里歇从摆钟频率推论地球有一个赤道隆起，为椭球体。
公元1675年，康熙14年，英国在伦敦建立格林尼治天文台，弗拉姆斯蒂德被任命为第一任英国皇家天文学家，负责该台建设；卡西尼发现土星光环的环缝。
公元1676年，康熙15年，丹麦罗默在巴黎天文台从观测木卫食中测出光通过地球轨道需22分钟，从而算出光速约每秒22.7万公里，是光速的第一次测定。
公元1678年，康熙17年，惠更斯提出光的波动说；英国哈雷在南大西洋圣赫勒拿岛观测，编成有341颗星的南天星表。
公元1679年，康熙18年，法国出版《关于时间和天体运动的知识》，它是具有今日天文年历形态的最早的出版物。
公元1683年，康熙22年，法国卡西尼父子总结多年弧度测量结果，断定地球为一极半径小于赤道半径的椭球；G,D,卡西尼系统地观测研究了黄道光现象。
公元1684年，康熙23年，丹麦罗默实现了皮卡尔的设想，制成实用的中星仪。
公元1687年，康熙26年，牛顿出版巨著《自然哲学的数学原理》，提出万有引力理论，奠定了经典力学的基础，从引力论证了地球为椭球体。
公元1704年，康熙43年，牛顿的《光学》出版，提出光的微粒说，论述了光的折射、色散、干涉、衍射、极化等现象。
公元1705年，康熙44年，哈雷提出他观测的那颗彗星是周期近76年的周期彗星，预言了哈雷彗星76年后的回归，第一次发现有周期的彗星。
公元1712年，康熙51年，哈雷未经弗拉姆斯蒂德同意而将其星图以英国天文志的名称发表。
公元1713年，康熙52年，英国悬赏二万英镑，求制航海天文钟。该奖金1735年才由哈里森获得。
公元1718年，康熙57年，哈雷从天狼星、大角星和毕宿五三颗亮星位置古今变化很大提出恒星有自行。
公元1725年，雍正3年，英国分三卷出版了《英国天文志》，内有弗拉姆斯蒂德的有3000颗星的星表。
公元1727年，雍正5年，英国数学家哈德利发明了一种光学检验法，磨制成格里高利式反射望远镜。
公元1729年，雍正7年，英国霍尔发现消色差折射望远镜原理；法国布盖发明光度计，用于天体亮度的比较测量；弗拉姆斯蒂德的《天文图集》出版，含28份分星图。
公元1735年，雍正13年，法国果丹、布盖等人分赴北欧和南美进行地球子午线弧长的测量，证实地球为扁球体。
公元1743年，乾隆8年，法国克莱多著《地球形状理论》。
公元1745年，乾隆10年，法国布丰提出太阳系是由彗星撞击太阳而产生的“灾变说”。
公元1748年，乾隆13年，布拉德确认1727-1747年间观测发现的地轴章动；此后几年间，瑞士的欧拉在德国创任意常数变易法，标志着分析天体力学的诞生。
公元1749年，乾隆14年，法国达朗贝尔建立岁差和章动的力学理论。
公元1750年，乾隆15年，英国赖特最早提出银河系形状似磨石或透镜的看法。
公元1751-1753年，乾隆16-18年，法国拉卡伊和拉朗德同时在柏林和好望角测量月亮的天顶距，首次用三角测量测出月亮与地球的距离约为地球半径的60倍。拉卡伊在好望角观测了暗至7等的一万多颗星，这份大星表在他死后于1763年刊布；拉卡伊为南天14个星座命名。
公元1753-1772年间，乾隆18-37年，欧拉创立月球运行理论，编制了月球运行表。
公元1755年，乾隆20年，德国迈耶尔首创利用观测月球与恒星的角距离测量海上经度的方法；德国康德在《宇宙发展史概论》中，提出太阳系起源的星云学说。
公元1757年，乾隆22年，英国多洛德提出消色差透镜理论，并制作出消色差透镜。
公元1759年，乾隆24年，帕里兹观测到预言回归的哈雷彗星。
公元1760年，乾隆25年，布盖提出光度学的基本原则。
公元1761年，乾隆26年，俄国罗蒙诺索夫发现金星有大气；德国朗勃特提出无穷等级式宇宙模型，提出宇宙在空间上是无限的。
公元1762年，乾隆27年，布拉雷德完成6万颗星的测量。
公元1765年，乾隆30年，英国多洛德制成三块型组合的消色差透镜。
公元1767年，乾隆32年，英国逐年出版《英国天文年历》；内维尔，梅斯基利创立《航海天文历》。
公元1771年，乾隆36年，法国梅西叶发表第一份星团星云表。
公元1772年，乾隆37年，德国波得宣布行星与太阳距离的排列有一定规律，该规律提丢斯在1766年也曾发现，所以称之为提丢斯-波得定则。
公元1774年，乾隆39年，英国赫歇尔制成口径15厘米，长2.1米的反射望远镜；
公元1776年，乾隆41年，德国逐年出版天文年历，《德国天文年历》于1959年停刊。
公元1779年，乾隆44年，赫歇尔发现了行星状星云。
公元1781年，乾隆46年，赫歇尔发现了天王星。
公元1782年，乾隆47年，赫歇尔编制出第一个双星聚星星表；英国古德里克对大陵五亮度变化作出理论解释。
公元1783年，乾隆48年，赫歇尔发现了太阳在空间的运动，证实太阳也有自行；他通过分选区记数恒星推断出银河系形状。
公元1786年，乾隆51年，皮戈特编制出第一个变星表，其中载有8颗变星，4颗激变变星（新星）。
公元1787年，乾隆52年，赫歇尔用自制的51厘米反射望远镜发现了两颗天王星的卫星。
公元1789年，乾隆54年，赫歇尔用自制的122厘米望远镜发现了土卫一和土卫二。
公元1791年，乾隆56年，法国宪政会议决定以地球经圈一象限弧长的一千万分之一定为长度标准1米，为此于1792年再度精确测量地球子午线长度，1810年公布结果。
公元1796年，嘉庆元年，法国拉普拉斯在《宇宙系统论》中提出太阳系起源的星云说。
公元1798年，嘉庆3年，英国卡文迪许用扭秤实验验证了万有引力定律，确定出引力常数和地球平均密度值；布拉德雷星表第一卷出版，第二卷于1805年出版。
公元1799年，嘉庆4年，拉普拉斯的《天体力学》一二卷出版，1802年第三卷出版，1805年第四卷出版，1825年第五卷出版，共计16册，是经典天体力学的奠基之作，几乎包括经典天体力学的全部内容。
公元1800年，嘉庆5年，赫歇尔将普通温度计防到太阳光谱红端以外，首次发现红外辐射。
公元1801年，嘉庆6年，意大利皮亚齐发现第一颗小行星谷神星；德国高斯发明通过三次观测确定小行星轨道的计算方法；德国里特尔发现氯化银在光谱紫端外侧分解最快，首次发现紫外辐射；法国巴黎天文台台长拉朗德仿效弗拉姆斯蒂德刊布法国天文志，发表了他的47380颗星的星表。
公元1802年，嘉庆7年，德国奥伯斯发现第二颗小行星智神星；英国化学家渥拉斯顿发现太阳的吸收谱线；赫歇尔发现双星轨道运动，编出三卷含2500个星云的星云表。
公元1804年，嘉庆9年，德国哈丁发现第三颗小行星婚神星。
公元1805年，嘉庆10年，赫歇尔测出太阳以每秒17.5公里的速度向武仙座方向运动。
公元1807年，嘉庆12年，德国奥伯斯发现第四颗小行星灶神星。
公元1814年，嘉庆19年，德国夫朗和费创制分光镜去研究太阳光谱，到1817年他共计数了约750条吸收线；意大利皮亚齐在测量恒星自行中发现天鹅座61以每年5.2弧秒的速率自行。
公元1818年，嘉庆23年，德国贝塞尔首次发表精确的岁差常数，完成了有50000颗星的新星表，并根据布拉德雷的观测，刊布了一个有3000颗星的精确星表；法国庞斯发现一颗新彗星，第二年德国恩克预言该彗星也是周期彗星。
公元1824年，道光4年，夫朗和费磨制成口径24厘米，长4.3米的消色差透镜折射望远镜，并创制配有转仪钟的赤道装置，该望远镜是那时最大最好的折射望远镜。
公元1826年，道光6年，奥地利比拉发现比拉彗星。
公元1830年，道光10年，英国艾黎首次按重力法计算出地球扁率为1/282.89 [20年前法国测弧长求得为1/334] 。
公元1831年，道光11年，英国詹姆斯发现地磁北极。
公元1835年，道光15年，法国科里奥利推出不同纬度或离地心不同高度的物体所受地球转动惯性力的不同而造成的科里奥利力。
公元1837年，道光17年，德国马德勒和比尔合作出版《月球》，其中有一幅用10厘米折射望远镜观测绘制的详细月面图；法国C·普耶第一次测得太阳常数。
公元1838年，道光18年，德国的贝塞尔测出天鹅座61星的视差为0".31。
公元1839年，道光19年，英国的亨德森测出半人马座a星的视差为0".91（后来的测值为0".76）；法国达盖尔发明照相术；俄国的普尔科沃天文台建立。
公元1840年，道光20年，俄国斯特鲁维测量出织女星的视差为0".29；美国的德雷勃拍摄了第一张月球照片。
公元1842年，道光22年，在7月8日的一次欧洲可见的日全食观测中，第一次留下了明确的目视日珥观测记录；奥地利的多普勒从声源运动发现音频变化的多普勒效应。
公元1843年，道光23年，德国的施瓦布经过17年的观测发现太阳表面黑子数目的变化有一个约为10年或11年的周期。
公元1844年，道光24年，德国波恩天文台台长阿格兰得提出观测变星的亮度等级法；贝塞尔公布了从1834年开始观测天狼星和南河三（小犬座a）得到的结果：这两颗星在自行中前进时有时走的是弯曲的轨迹，他用它们都有一颗暗伴星的假设给予解释。
公元1845年，道光25年，英国的W·帕森斯 [第三代罗斯伯爵] 制成口径184厘米的反射望远镜，是金属面发射镜中最大的一个，并用它看清了M51的螺旋形状，M1不规则似蟹的形状并命名为蟹状星云。法国斐索和傅科用银板照相拍到日面照片。
公元1846年，道光26年，德国伽勒根据法国勒威耶理论计算的位置发现了海王星，而英国亚当斯独立计算出的结果由于剑桥天文台的疏忽而未能在1845年观测到；英国W·拉塞尔制造出有转仪设备的61厘米反射望远镜，他在海王星发现后仅17天就发现了海卫一。
公元1847年，道光27年，美国哈佛学院天文台装备了口径38厘米的优良折射望远镜，W·C·邦德任台长；J·赫歇尔刊布了他于1834-1837年间在好望角的观测结果，有2500多对双星，1700多个星云；俄国的斯特鲁维发现星际消光现象。
公元1849年，道光29年，邦德成功地拍到了清晰的月球像；瑞士沃尔夫定出标志太阳活动的指数——太阳黑子相对数；法国斐索用转动齿轮法在地面上首次测量光速；法国洛希提出卫星的稳定性理论，定出“洛希极限”，并指出土星光环是由在洛希极限内被瓦解的小天体构成的。
公元1851年，咸丰元年，德国拉芒特和英国萨拜因发现地磁和磁暴也有同太阳黑子数变化相应的周期变化；法国傅科用自由摆在巴黎以实验方法成功地证明了地球自转。
公元1854年，咸丰4年，丹麦布洛森发现对日照现象。
公元1855年，咸丰5年，《美国天文年历》出版。
公元1856年，咸丰6年，英国普森定出星每差一个星等，其亮度相差2.512倍；德国利比希发明玻璃镀银法。
公元1859年，咸丰9年，傅科发明反射镜磨制过程中使用的刀口检验法；德国的基尔霍夫和本生通过大量实验建立了分光学的基尔霍夫定律，解释了吸收线和发射线，证实了天体和地球在化学成分上的同一性，太阳光谱的夫朗和费线是太阳大气的吸收使光球的连续光谱呈现出一系列暗线；德国的波恩天文台台长阿格兰德编成《波恩巡天星表》，内有北天恒星324198颗，并载有星的位置和亮度；英国卡林顿发现太阳耀斑。
公元1860年，咸丰10年，英国德拉鲁第一次在日食观测中拍摄到日珥的照片；美国的拉瑟福德制成专用天体摄影望远镜，并刻制出每厘米6700条的光栅。
公元1861年，咸丰11年，，德国泽纳尔发表226颗亮星的光度星表；德国斯波尔发现太阳黑子纬度分布在一个周期中的变化规律。
公元1862年，同治元年,美国克拉克磨制出当时最大的折射望远镜，口径47厘米，检验性能时发现了天狼星的暗伴星；瑞典的埃斯特隆用衍射光栅研究出太阳光谱中的氢线。
公元1863年，同治2年,意大利塞齐开创恒星光谱的分类研究。
公元1864年，同治3年,英国哈金斯研究了某些不能分解的星云的光谱，认为这些星云是由大量尘埃气体组成的；意大利的多那蒂首次获得了彗星的光谱。
公元1867年，同治6年,德雷勃建造71厘米镀银玻璃面反射镜；拉瑟福德把恒星光谱分成4类；法国沃尔夫和拉叶研究一类最炽热的恒星——沃尔夫-拉叶星。
公元1868年，同治7年,哈金斯测出天狼星的视向速度；法国让桑在印度观测日全食发现日珥光谱中氢线发射线，并发现无日食情况下的日珥光谱，特别是发现了无法证认的橙线；埃斯特隆发表太阳光谱图，证认了800条谱线；哈金斯得到彗星光谱，认为其中有受热碳氢化合物特征。
公元1869年，同治8年,英国洛克耶经过自己观测将让桑在太阳光谱中观测到的未知谱线对应的元素命名为“氦”；英国罗斯用热电偶测量月球的红外辐射；12月22日日全食，美国的杨发现太阳无缝光谱——闪光光谱。
公元1871年，同治10年,德国沃格尔测定太阳自转速度；英国马多克斯发明用明胶制作底片的干版技术。
公元1872年，同治11年,出现比拉流星雨；德雷勃用71厘米反射镜第一次拍到恒星的光谱线。
公元1874年，同治13年,法国巴黎默东天文台建立；天文学家从金星凌日的观测计算出太阳视差在8".76到8".91之间。
公元1877年，光绪3年,意大利斯基帕雷利绘制火星图，他用21.5厘米的望远镜看到了火星上的运河；美国克拉克磨制的口径66厘米长13米的望远镜在海军天文台工作，霍尔用它发现了火星的两颗卫星；法国制成口径120厘米的镀银玻璃反射镜。
公元1879年，光绪5年,英国达尔文建立潮汐摩擦理论，提出月球是由太阳起潮力从地球中拉出的物质形成的；奥地利斯特藩应用黑体辐射与温度间的经验公式，求得太阳表面温度为6000度。
公元1880年，光绪6年,美国皮克林提出变星的分类法；德雷勃用干版第一次拍摄猎户座星云照片。
公元1881年，光绪七年,美国罗兰发明金属凹面反射光栅，在15厘米宽的光栅上有刻线8000条。
公元1882年，光绪8年,皮克林使用偏振光光度计，编制出有4260颗星的实测恒星亮度表；苏格兰吉尔在好望角天文台任职期间，用干版拍下了1882年大彗星，并导致南天照相星表编制工作的开始；从金星凌日观测中算得太阳视差在8".80到8".85之间；美国纽康证实并测出水星近日点进动中的超差为每世纪43"。
公元1884年，光绪10年,国际子午线会议通过格林尼治天文台经线为本初子午线的决议。
公元1886年，光绪12年,英国罗伯茨用51厘米反射镜拍照证实昴星团陷于一片纤维状星云中，还从照片上显示出仙女座大星云的螺旋结构；法国亨利兄弟用34厘米折射镜作北天恒星照相星表工作;皮克林和莫里建立恒星光谱分类法。
公元1887年，光绪13年,第一届国际天文照相会议决定编制全天照相星表；俄国斯特鲁维提出银河系自转。
公元1888年，光绪14年,里克天文台安装了克拉克磨制的91厘米折射望远镜；德国居斯特纳从纬度变化观测中发现极移；德国沃格尔以良好的精度用摄谱仪测定恒星的视向速度；丹麦德雷耶尔发表NGC星表即新的星云星团总星表。
公元1889年，光绪15年,皮克林完成北天光谱巡天；莫里发现分光双星。
公元1891年，光绪17年,美国张德勒发现极移的周年周期和427天的张德勒周期；德国沃尔夫用照相技术发现大批小行星；美国海尔和德朗达尔各自发明了太阳单色光照相仪。
公元1892年，光绪18年,巴纳德用里克折射望远镜发现了直径仅110公里的木卫五。
公元1893年，光绪20年,美国谢伯尔证实了日冕是太阳的一部分。
公元1895年，光绪21年,谢伯尔用里克折射望远镜发现了南河三的暗伴星，这是贝塞尔早就预言存在的一颗暗星；罗兰发表了有两万条谱线的太阳光谱图；小克拉克磨制的101厘米透镜竣工；国际纬度服务（ILS）成立。
公元1896年，光绪22年,美国布朗出版论述月球运动理论的《月球初编》；荷兰塞曼发现光谱线在磁场中分裂的塞曼效应，为研究天体磁场奠定了基础；俄国齐奥尔科夫斯基提出宇宙航行中使用火箭的设想；法国吉尧姆研制出天文摆钟。
公元1897年，光绪23年,美国叶凯士天文台101厘米折射望远镜首次启用；美国的坎农对南天1122颗亮星的光谱进行详尽的分类，分类采用坎农提出的字母O、B、A、F、G、K、M系列。
公元1898年，光绪24年,英国作家威尔斯发表《大战外星人》的科幻小说，使火星上存在着文明这一看法深入人心；德国的维特发现爱神星轨道的一部分比火星更接近地球。
公元1899年，光绪25年,德国的沙伊纳拍照证明仙女座星云光谱类似恒星光谱。

s123456

让人头晕目眩的天文学~~~

snoopy1992

才发现这帖...- -0
呃,里面的全是最基础的知识,对初学天文的人很有帮助^^

kirasj

年表看了头晕晕的哦,呵呵,不过那些基础知识还是很不错的啊...

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传说中黑洞也有dark hole的说法...

bestword

秒差距(Parsec):指一个距离，在这个距离下，日地距离正好是1秒。

哪个白痴写的啊？误人子弟