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通过观察上图可知，大部分恒星（包括太阳）分布在从左上角到右下角的斜线上，这就是“主星序”（main sequence）。沿着这条斜线往右望去，恒星的温度越来越低，同时渐渐变红、变暗、变小。

主序星的上方是两个群点组成的星星，其中一个群点表示发光本领大约是太阳的一百倍的“巨星”（giant stars），另一个群点表示发光本领是太阳的若干千倍的“超巨星”（supergiants）。我们研究一下特殊的星群，如红色M型星。由于它们的颜色和表面温度都相同，所以它们表面每平米的亮度必然相同。对于M型星来说，任何一颗恒星的表面一平方米的亮度等于其他恒星的表面相同面积的亮度。由于超巨星的亮度是主序星的几千倍，所以它们的表面积也是主序星的这么多倍，它们明亮的原因是它们的体积很大。

图中的左下角还分布着一小群恒星，它们是“白矮星”（white dwarf stars）。其中，最著名的是天狼星的伴星。由于白矮星的亮度要小于主序星亮度的千分之一，所以它们的表面积同样小这么多。不过，白矮星的亮度要超过主序星中的红色星的亮度，所以前者比较小，因为前者的亮度比较大（不过，与中子星相比，白矮星就比较大了。中子星是恒星演化晚期的产物，它是当前所知的宇宙中最致密的物质）。

恒星的称量方法与行星的称量方法很相似，同样借助于它们施加在邻近物体上的引力。我们在前文说过，如果想要准确地测定一颗不含卫星的行星（如水星）的质量是一件非常不容易的事情。但是，如果行星有自己的卫星，这个问题就会变得十分简单。同理，如果想要测定一颗孤立的恒星的质量更加困难。由于恒星之间的距离太遥远了，所以很难观察到一颗恒星对另一颗恒星的吸引力。

幸运的是，天文学家通过望远镜观察恒星时发现了好几千对双星，而且一大部分是相互旋转。分光仪发现了许多更近的双星。对于特定的距离来说，双星的公转周期越短，它们的质量和就越大。只要测量出平均的分离距离和公转周期，我们就能计算出双星的质量和。而且，有时候甚至能够计算出双星中的每颗星星的质量。

天文学家对双星的研究结果表明，恒星的质量比较平衡，从太阳质量的1/5到太阳的5倍。所有的恒星几乎都相等，而太阳属于中等。不过，太阳绝对不是某些人认为的二流以下的星星，所以我们可以合理的骄傲一下。

我们在前文分析恒星的发光本领时，获得了一些关于恒星大小的数据。我们发现，在主序星中，比太阳蓝的要大一些，比太阳红的要小一些，白矮星小得多，巨星大得多，而超巨星是最大的恒星。我们通过计算也得出了上述结论，而且计算出了单颗恒星直径的值。如果想要直接测量恒星的大小是不可能的，正如无法直接测量月球和行星的直径一样，因为即使最好的望远镜也无法显示出恒星真正的圆面。当我们明白了这一点之后，一定会佩服天文学家的聪明睿智，居然能够从点点的星光中发现那么多东西。

1920年之后，威尔逊山开始应用迈克尔逊式测量恒星直径的干涉仪。开始时，将它连接在2.5米反射望远镜上，后来分离，虽然这种测量方法非常复杂，但测量出来的某些恒星的直径相当准确。通过测量得知，恒星心宿二的直径大约是6.4亿千米。不过，测量的第一颗恒星是参宿四，它的直径大约是心宿二的1/2。这些红巨星的体积都非常大，简直超出了我们的想象。

由于恒星的质量相似，而体积有着巨大的差异，所以它们的密度也有很大的不同。红巨星的组成物质非常稀薄，如心宿二的平均密度大约是地球空气密度的三千分之一。

与红巨星相对的是白矮星，它们的组成物质非常致密，它的密度大得不可思议。白矮星的大小类似于行星，但它们的质量类似于太阳。天狼星的暗弱伴星的平均密度大约是水的密度的3万倍。某些人推测，在非常高的温度下，那颗伴星中的原子都无法完整存在，所以它的组成物质可能是地球上不存在的致密物质。

尽管有一些难以否定的证据，但想要得到天文学家和物理学家的认可依然很困难。实际上，大家都不相信天狼星伴星的密度会是水的密度的3万倍，即制作一个普遍的玻璃杯的材料就重七八吨，假如没有充足的证据的话，显然难以让人信服。根据相对性原理可知，致密恒星的光谱线中的线纹会朝着红方移动。在威尔逊山和克里天文台两处，天文学家已经发现了天狼星光谱的这种移动。

一般来说，大部分恒星的光辉不会发生变化。因此，当我们想到这巨大的能量是从恒星光球中流出时，而且恒星内部的有效作用能够一年又一年、一个世纪又一个世纪地为光球提供能量，我们一定会觉得非常诧异。不过，有些恒星的辐射能量会发生变化，这类恒星被称为变星。我们会在后文讲述因食而变光的恒星。

1596年，天文学家首先将鲸鱼座中的蒭藁增二（Mira）定义为变星。有时候，只有通过望远镜才能观察到它，它的亮度类似于九等星；有时候，它会变得非常明亮，即使用肉眼也能看出它是一颗亮星。这种变化的周期大约是11个月。蒭藁增二是“长周期变星”（long period variables）的代表，这类星星大部分是红巨星或者超巨星。其他红巨星的变光很小，而且没有规律性，如参宿四，而有些恒星的变光能够部分预测。

现在，最热门的一个话题是“造父变星”（cepheid variable stars），它们有着非常大的价值，我们在下一节中会讨论这一点。这个名字来源于仙王座δ星（Delta Cephei），它是变光的最初例证之一：标准的造父变星都属于黄色超巨星。在周期和方式上，它们的变光有着规律性，周期大约是一个星期，而全部排列起来在1天到50天之间。这些星星的变光在质和量两方面都有变化，最亮时要比最暗时高出大约一全谱型。

在造父变星中，并不是全部符合上述标准，甚至有一半不符合。它们和其他恒星有许多共同之处，但也有巨大的不同。由于它们常常在大球形星团中出现，所以它们被称为“星团造父变星”（cluster type cepheids）。它们都属于蓝色星，变化周期大约是12个小时。在这些恒星中，任何一颗都不是肉眼能够看见的。

一般认为造父变星（可能还包括其他真变星）的脉冲引起了这些恒星的光的变化。简单地说（也许太简单了），这个学说认为变星有规律的涨和缩。当内部热量比较多时，恒星会变得又亮又蓝；当恒星膨胀之后，温度会降低，所以会变暗、变红。等到恒星的温度降到最低，而且变得非常冷时，就会开始收缩。只要脉冲开始之后，便会持续一个比较长的时间。这个学说存在一个难以解释的困难，那就是造父变星最明亮的时候却不是最紧缩的时候，而是在之后的1/4周期时，那时它的膨胀程度很厉害。显然，恒星的变光与恒星的本质有着密切联系。

以前，大家将宇宙演化理论看得非常重要，他们认为星云是宇宙中的原始材料。但是，他们不知道星云是怎么形成的。星云可能是最原始的混沌，后来逐渐衍生出了恒星、行星等天体。200多年前，哲学家康德首先提出了星云假说。他将星云定义为第一个阶段，因为他觉得这是无法由其他物质发展而来的最简单形态。他觉得，演化过程就是从简单到复杂，后来的学说大致保留了这种观点。其中，最著名的是拉普拉斯提出的关于宇宙演化的星云假说，他仔细研究了太阳系的演化过程。

20世纪30年代，大家依然认为恒星是由星云（如猎户座大星云）凝缩而成的。而且，大家觉得恒星的颜色代表着它们的演化时间。最年轻的是蓝色星，它们的热量最高。当它们逐渐冷却且凝缩之后，便成了中年黄色星（如太阳）。等到老年之后变得更冷，这就是红色星，它们变得又红又暗，最后失去了光芒。不过，古典理论存在一定的缺陷。我们无法解释为什么冷星云的第二个阶段是最热的恒星，但蓝色星和亮星云之间的密切关系显示它们都很年轻，如昴星团中的蓝色星就处于星云中。不过，我们明白这种关系有了新的含义，星云是被附近的炙热恒星照亮的。

最初的星云演化是一条发展的线，从稀薄的星云到致密的恒星。不过，罗素（Russell）在1913年指出从蓝星到红星存在两支变化程序。一支包含巨星和超巨星，其中的红色星最巨大、最稀薄；另一支包含较小的主序星（包括太阳），这些恒星的颜色越红就越小、越致密。为了解释这个论据，恒星演化的新学说被提出来，而且广为流传。暗星云慢慢凝缩成恒星，最初是大红星，温度很低，而且表面每平方米的亮度也很低，但由于它们的体积很大，所以看起来比较亮。然后，恒星会慢慢缩小。在某个时期中，它们凝缩产生的热量要大于辐射出去的热量。它们的温度越来越高，从红色逐渐变成了黄色，然后又变成了蓝色。此时，凝缩变得缓慢，产生的热量要小于释放出去的热量，恒星的温度慢慢降低，从蓝色慢慢变成了黄色，最后变成了红色，接着不再发光。

两种学说的开始阶段都是星云，而结束阶段都是暗星，而且重点都是凝缩。当我们研究这些学说时需要考虑一下，将来的某个时期是否会没有星云，而且所有的恒星都会彻底消失。不过，我们需要注意这是一个非常难以解答的原始学说。宇宙的发展变化非常缓慢，所以难以追踪，而且没有充分的证据能够证明恒星在凝缩。

恒星演化是一个漫长的过程，而且十分复杂。现在，我们认为恒星终态分为三类：第一类，大质量恒星的燃料耗尽之后，自己就会爆炸，碎片散落在各个地方，然后会慢慢地聚集在一起，为将要产生的新恒星提供原料；第二类，超新星爆炸之后会将中心天体（中子星或者夸克星）遗留下来，散发出具有规律性的脉冲，这就是所谓的脉冲星。当休伊士女士第一次观察到这些脉冲时，曾认为是外星人传递出来的信号；第三类，进一步塌缩之后形成恒星级别的黑洞，这是天文学家最感兴趣的研究之一。

在所有的恒星中，最引人注目的就是“新星”（novae），而且是天界现象中一道亮丽的风景。“新星”并不是指刚刚形成的恒星，而是表面始终非常暗弱的星星，而且会突然爆炸，但我们不知道这是什么原因造成的。在几个小时中，它们从不可见一下子变得明亮无数倍，当它们的亮度到达顶峰时，甚至可以与最明亮的恒星相提并论，能够与最亮的行星相比。此后，它们慢慢地变得暗淡，最后沉入到黑暗中。

1572年，在仙后座中发现了最美丽的新星。人们常常将它称为“第谷星”（Tycho’s star），因为他是第一个观测到这颗新星的天文学家，但不是第一个发现者。这颗新星的最高亮度等于金星的亮度，然后会变得暗淡，6个月后便彻底消失。蛇夫座中的“开普勒星”（Kepler’s star）的亮度非常高，甚至超过了木星的亮度。1604年，天文学家发现了这颗星星，肉眼能够看见它的时间长达一年半，但当时没有望远镜可以继续观察。

20世纪初期，天空中出现了4颗非常亮的新星。1901年，英仙座中的新星被发现，它看起来比五车二更亮；1918年，天鹰座中的新星被发现，它是300多年来最亮的星星，比所有的恒星都亮（天狼星除外）。在两三天之内，它的亮度就升高了将近5万倍；1920年，天鹅座中的新星被发现，它的亮度类似于天津四的亮度，位于这个星座中的大十字的顶端；1925年，绘架座中的新星（Nova pictoris）被发现，它最亮时能够达到一等星的亮度。

上述都是非常明亮的新星。不过，许多新星在最亮时肉眼也无法看见，而某些只能借助于摄影发现，显然还有许多人们没有发现的新星。有些人推测，我们周围的恒星中每年至少会出现20颗通过小型望远镜可以观察到的新星，而银河系之外存在着无数颗新星。

总之，新星绝对不是罕见之物，在恒星的生命过程中，大概每一颗都会拥有这样的爆炸时刻。不过，只要想到我们的太阳有一天也会如此，将会变得更加有趣。显然，这种事情会将地球上的生物彻底毁灭。我们难以想象平时温顺的恒星会产生这样的爆炸。通过望远镜、分光仪、照片，天文学家得到了许多关于这种现象的资料。我们认为，新星与恒星的死亡相伴，这是由引力坍塌造成的。当恒星在晚期无法向外释放充足的能量时，引力发挥出巨大作用，通过各种剧烈的物理变化释放出无数能量。

现在，我们已经讨论了恒星的各种特点，我们可以回答本节的标题所包含的问题了。什么是恒星呢？有位诗人写了这样一首小诗“小星！小星！眨眨眼睛，我们真惊奇，你是什么东西？”在这首诗中，诗人仅仅是觉得奇怪，但没有想过要研究星星的本质。天文学家也觉得惊奇，但他们努力去探索其中的奥秘。当然，这也是他们难以推卸的责任。我们已经看到了他们在短期内的探索成果，这是值得肯定的。

恒星是宇宙中的巨大能量的存储器，而且是大自然建造各种工程的砖瓦。它们都是由炙热的气体组成的球状物，而各个星星所含的气体质量相差不大。不过，体积却有着巨大的差异，它们的直径从白矮星的几万千米一直到超巨星的几亿千米。白矮星的密度是水的密度的几万倍，而超巨星的密度是空气密度的几千倍。恒星中心的密度比较大，而且温度非常高，超出了人们的想象。有些恒星会变光，让人联想到脉动；有些恒星会爆炸。这就是所谓的恒星。

假如你觉得白矮星的密度大得不可思议，还有让你更加惊讶的呢！现在，我们讨论一种密度比白矮星的密度更大的恒星，这就是中子星。中子星的密度大约是1011千克/立方厘米，即每立方厘米的质量高达一亿吨。白矮星的每立方厘米的质量大约是几十吨，相比之下变得不值一提了。实际上，中子星的质量非常大，半径是10千米的中子星的质量大约等于整个太阳的质量。

与白矮星相同，中子星是恒星演化过程中的后期阶段，在老年恒星中心逐渐形成。不过，只有恒星的质量足够大才可以形成中子星。通过计算得知，当老年恒星的质量是太阳质量的10倍时，这颗恒星或许会变成中子星，而质量比较小的恒星仅仅可以变成白矮星。

不过，中子星和白矮星主要区别不是形成它们的恒星的质量差异，而是它们的物质存在状态。简单而言，尽管白矮星的密度很大，但依然属于正常物质的范围，电子以电子形式存在，原子核以原子核形式存在；而中子星受到的压力非常大，电子无法承受这么大的压力，被挤压到原子核中，与质子结合在一起形成了中子，导致原子核中的物质仅仅剩下了中子，而中子星就是由无数个致密的原子核构成的。我们可以将中子星称为巨大的原子核（除了表面的壳之外）。

在形成过程中，中子星类似于白矮星。当恒星外壳膨胀时，反作用力促使恒星核收缩。在巨大的压力及由此导致的高温下，恒星核会发生各种复杂的物理变化，逐渐演变成中子星的内核。整个恒星将会发生爆炸，以此结束自己的生命，人们将这种现象叫做“超新星爆发”。

中子星的表面温度是100多万度左右，向外辐射X射线、γ射线、可见光。中子星的磁场非常强大，促使极冠区沿着磁场方向不停地放射无线电波。中子星的自转速度很快，每秒钟能够旋转好几百圈。由于磁极和两极难以吻合，所以当中子星的磁极正好对着地球时，中子星随着自转发射出的电波像是旋转的灯塔多次扫过地球，从而产生了射电脉冲。我们将这样的天体叫做“脉冲星”。

1968年，美国物理学家惠勒在标题为《我们的宇宙，已知的和未知的》一文中第一次提到“黑洞”一词。他不愿意使用繁琐词语“引力坍缩物体”这个词汇，所以创造了“黑洞”一词，这个词不仅简单、具有概括性，而且非常响亮，是一个很有力的词语。“黑洞”描述的是这样的天体：引力场非常强大，甚至光都无法从其中逃脱。根据广义相对论得知，引力场能够让时空变得扭曲。假如恒星的体积非常大，它的引力场对时空的影响很小，从恒星表面发出的光线可以沿着各个方向直线传播。相反，恒星的半径越小，它的引力场能够让周围的时空变得越弯曲，向着各个方向射出的光线会沿着弯曲时空再次返回到恒星表面。当恒星的半径小到一定程度时，垂直表面发射的光线都会被直接捕获，此时的恒星就变成了黑洞。

等到恒星渐渐衰老时，热核反应几乎将燃料（氢）耗尽了，此后能够产生的能量已经非常少了。这样一来，它的力量已经无法撑起巨大的外壳。因此，外壳的压力导致核心坍缩，最后形成一个密度大、体积小的星体，再次与外壳的压力相平衡。

质量比较小的恒星会转化为白矮星，而质量比较大的恒星慢慢形成中子星。根据计算得知，中子星的质量不会超过太阳质量的3倍。假如超过了这个质量，将没有能力可以抵消自身的重量，从而导致再次的大塌缩。

这一次，物质将会快速朝着中心点发展，直到成为一个体积无限小、密度无限大的“点”。当它的半径缩小到一定程度时（史瓦西半径），巨大的引力会将所有的东西困在里面，即使是光线也无法射出，从而使得恒星与外界失去了联系。这样，“黑洞”就形成了。

在所有的天体中，黑洞是最特殊的。例如，我们不能直接观察黑洞，只能凭借想象力猜测它的内部结构。根据广义相对论可知，引力作用会促使空间变得弯曲。此时，尽管光在两点之间依然沿着最短距离传播，但传播路线是曲线，而不再是直线了。

由于地球上的引力作用非常小，所以弯曲程度也很微小，几乎很难观察到。不过，在黑洞周围，空间扭曲非常严重，弯曲程度非常大。这样一来，当恒星发出的光遇到黑洞时，一部分会被黑洞吸收，另一部分会通过弯曲的空间到达地球。因此，我们很容易看见黑洞背面的星空，好像根本不存在黑洞一样，人们将这种现象叫做黑洞的隐身术。

天文学家如何寻找黑暗且渺小的黑洞呢？当巨大恒星坍缩形成黑洞时，尽管所有的物质都消失了，但强大的引力不会消失，依然存在着。因此，假如一个黑洞与一颗亮星构成了双星系统的话，黑洞的强大引力能够促使亮星移动，还可以将亮星中的物质吸入自己身体中，然后炸裂成碎片。这些碎片的温度高达10亿度，将会向外散发出强烈的X射线。这样一来，寻找黑洞的问题就转化成寻找X射线源了。

X射线双星有两种类型：一种是大质量X射线双星（Massive X-ray Binaries，MXRBs），由比太阳质量还大的亮星或者中子星与黑洞一起构成；另一种是软X射线暂现源（Soft X-ray Transients，SXTs），或者X射线新星。当致密天体吸收亮星物质时，X射线的强度瞬间就会增加百万倍。随着物质输送速度的减慢，在6个月到1年的时间内，X射线强度也会逐渐降低。此后，双星系统逐渐恢复平静，平静时期大约是10年，但在可见光或者红外波段依然存在亮度的变化，这是X射线促使致密天体周围的吸积盘外面的区域发热、发光造成的。

对于能够看见两颗恒星的双星系统来说，通过测量它们的可见光谱线的红移和蓝移能够确定视速度的变化，还有两星相互绕转的轨道周期，由此确定它们的质量。现在，我们无法测定不可见天体的光谱，幸运的是可以借助于一个质量函数推测不可见天体的质量范围。

在“太阳系的比例尺”一节中，我们已经说过测量天界距离的原则。在测量月球、行星等相邻天体之间的距离时，我们将地球半径作为基线标准，或者通过地球表面上两个点之间的连线。不过，如果想要测量恒星之间的距离的话，这样的基线实在太短了。因此，我们常常选择将地球公转轨道半径作为基线，或者将连接地球轨道近两极处的线段作为基线，以此测量恒星之间的距离。即使是通过分离多出许多的两点进行观测，得出的恒星位置移差依然非常小。

在下图中，小圆圈表示地球公转轨道，S表示距离地球比较近的恒星，虚线表示距离地球比较远的恒星T的方向。当地球位于轨道上方的P点时，我们测量出两颗恒星之间的SPT角；当地球位于轨道下方的Q点时，我们测量出两颗恒星之间的SQT角。这个角度的差值是PSQ角，然后除以2，这就是恒星S的“视差”（parallax）。准确地说，这仅仅是相对视差。因为那颗恒星会缓慢移动，如果在计算过程中考虑到移动的话，最后得出的就是绝对视差。

其实，只是观察两次一颗恒星的方向是远远不够的。尽管恒星看起来静止不动，但它们都在高速运动着，所以它们的方向不断地发生变化。如果通过望远镜观察比较近的恒星，这种“自行”（proper motion）会更加明显。因此，对于相隔6个月的两次观测来说，我们无法确定得出的移差中该恒星的自行占多大比例，我们自己改变位置造成的视差占多大比例。为了弄清楚这两点，观测时间必须超过两三年。

现代测量视差采用的是摄影法。将一架长望远镜对准含有想要观测的恒星的区域，然后让底片在望远镜焦点位置曝光。等到6个月之后，再用其他底片为这个区域拍照。根据其他较暗的星星确定这颗恒星的位置，其他星星被称为比较星。这项工作是非常精细的，因为最近的恒星的移差仅仅是1.5弧秒。这类似于在3.2千米之外观察一个直接是2.5厘米的物体所形成的对角。一般来说，这样测量出来的恒星的视差会更小。

当确定了恒星的视差之后，这颗恒星的距离很容易就能计算出来，接下来便是如何表示这个数字。如果想要以天文单位（地球和太阳之间的平均距离）表示这个距离，将视差除以206265即可。曾经，人们认为最近的恒星是半人马座中的α星，它的视差大约是0.76弧秒。因此，它的距离比太阳远27万倍，即40亿千米。由于这个数字太大了，所以天文学家定义了一种更大的单位，这就是光年或者秒差距。

“光年”（light-year）指的是光传播一年所经过的路程。如果通过千米表示的话，光每一秒钟走过的距离是299792千米，将一年转化为秒（大约是31600000秒）之后乘以这个数得出的就是光一年走过的路程，大约是9.5万亿千米。因此，半人马座中的α星的距离大约是4.3光年。

“秒差距”（parsec）指的是视差等于1弧度的距离，而1秒差距大约是3.25光年。实际上，任何一颗恒星与地球之间的距离都比这个距离远。将视差除1，便得到了用秒差距表示的距离。因此，半人马座中的α星的距离大约是1.3秒差距。

其实，最近的恒星不是半人马座中的α星，而是比邻星（proxima），它比α星要近大约3%，与太阳之间的距离大约是4.17光年。通过望远镜能够观察到这颗恒星，而且它是一颗十等星，距离人马座中的α星大约是2度，与那颗亮星之间可能存在着物理联系，而且恰好对着我们，根据由近到远的顺序排列在恒星表中的第三颗、第四颗、第五颗星星都能用望远镜观察到。如果我们不知道恒星的亮度有着巨大差异的话，在最近的5颗恒星中竟然有4颗肉眼无法看见，我们不免会觉得惊讶。

恒星表中排名第六的是天空中最亮的星星——天狼星，它的距离大约是8.8光年。它之所以这么亮一部分原因是比较近，另一部分原因是本身的光辉非常明亮，它的亮度大约是太阳亮度的26倍。在明亮的恒星中，还有4颗恒星的距离不足30光年，由近到远依次是南河三、河鼓二、织女一、北落师门。

在测量附近恒星的距离时，直接视差测量法非常有效，而且有着重要意义。通过这个方法求出了2000多颗恒星的视差。不过，随着距离的增加，此方法的精确性越来越低，当距离增大到200光年时，地球轨道两边所看见的恒星方向的变动已经非常小了，即使是最好的望远镜依然无法观察到。既然我们选择的基线比较短，那我们是否可以选择更长的基线呢？令人觉得诧异的是，天文学家站在冥王星上（它的轨道大约要比地球轨道宽40倍）能够通过直接视差测量法测出8000光年的路程。不过，即使是如此遥远的距离，在宇宙空间中也仅仅是微不足道的一步而已。

我们需要定义一条更长的基线，这样才能测量更远处的恒星的变动情况，但引出了一个重要问题：地球是否会将我们带到环绕太阳之外的某个地方去呢？读者早已知道了答案，但为什么更长的基线无法用来测量更远恒星的距离未必人人都明白。

300多年前，天文学家认为恒星不是静止不动的，而是在空间中不停地运动。最后，哈雷证实了这种观点。1718年，这位通过彗星出名的天文学家观察到一种情况，从托勒密（Ptolemy）制定出恒星表到当时的1500年中，有几颗亮星的位置确实发生了变化，它们的移动量大约等于月球的直径。既然恒星一直在移动，而太阳属于恒星，所以太阳也是运动着的。

1783年，威廉·赫尔首先观测到太阳的移动方向。他推断，假如太阳（包括全部的行星系统）是沿着直线在运动，那么，恒星看起来就是朝着相反的方向运动。恒星的“视差动”（parallactic motion）和“本动”（peculiarmotion）混合在一起。一般来说，我们面前的星星会从我们运动方向那一点向着四周运动，而我们背后的星星会向着相反的一点聚集。赫歇尔认为前面所说的那一点（也就是太阳向点，solar apex）在武仙座中，这一点与天琴座中的织女一之间的距离比较近；以后的研究也认为这一点在那儿附近。

我们通过恒星的视向后运动能够知道太阳的运动方向，但无法得知太阳的运动速率。这个问题需要分光仪进行回答。我们知道，恒星的光谱是一条彩带，而上面还分布着许多暗线。根据多普勒（Doppler）提出后来经过索菲（Fizeau）补充的原理可知，光谱线让我们明白恒星在视线中是如何运动的。假如恒星是前进，光谱线会移动到紫色一端；假如恒星是后退，光谱线会移动到红色一端。随着恒星运动速率的升高，移动的距离也会增加。

显然，太阳系运动方向中的那个区域中的恒星都会以最高速度前进，而天空中相反方向的恒星会以最高速度后退，与我们之间的距离越来越远。根据对恒星光谱30年的研究并由里克天文台天文学家整理出来的结果，我们在太阳运动及其运动速度上有了进一步的认识。

对于我们周围的恒星来说，太阳系向着空中武仙座中的O星附近的一点运动，运动速度大约是19.8千米/秒。对于这些恒星而言，地球沿着螺旋线运动，不仅绕着太阳运动，还有利于太阳的前进。

地球在追赶太阳的运动时，将会带着我们经过比它的公转轨道远一倍的路程。全部恒星向后移动的量都比由于地球绕着太阳运动而让它们移动的量多1倍，那么，一个世纪就是200倍。乍看之下，太阳向着武仙座运动形成的基线，好像可以用来测量恒星之间的距离，满足我们的要求。恒星的距离决定了视差移动，而借助于视差总量能够确定距离的大小。不过，不幸的是，我们并不清楚在平时观察到的移动中视差移动是多少，而恒星本身的移动是多少，所以这个方法不能确定恒星的距离。因此，这个方法在单颗恒星中不适用。

正如我们所观测到的，恒星在光度方面有着巨大的差异。如果恒星的实际亮度是相同的，即它们在相同的距离上有着一样的光明，那么，天界的距离问题就会变得简单多了。我们先根据这个假设分析一下两颗视亮度存在差异的恒星，较暗的恒星一定是距离比较远，因为观测到的亮度与距离的平方是反比关系，所以我们可以得知与较亮的恒星相比，较暗的恒星要远多少。不过，我们知道恒星的亮度是不相同的，所以出现了下面这个问题：如果我们不知道一颗恒星的距离，我们是否能够得知它的绝对星等呢？假如答案是肯定的，我们借助于绝对亮度和观测亮度的差值，便能求出恒星的距离。最近的研究使得这种方法可能会成功。在此之前，我们先解释一下什么是“视星等”（apparent magnitude），什么是“绝对星等”（absolute magnitude）。

2000多年前，古代天文学家根据恒星的亮度，将肉眼可以看见的恒星划分为六等。一等星是20颗最明亮的星星，接着是比较显著的二等星（包括北斗七星中的6颗星星），以此类推直到六等星，这是肉眼能够看见的最暗的恒星。这就是恒星的“视星等”，指的是人们观察到的亮度。

当望远镜出现之后，星等的范围扩大了，一直延伸到望远镜能够观察到的暗星。通过2.5米望远镜，我们能够观察到二十一等星。分等的方法变得更加精确，相邻两等星的亮度比是2.512。因此，一等星的亮度大约是二等星亮度的2.5倍。由于几颗恒星的亮度太高，所以需要重新定位。例如，织女一是零等星，而天空中最亮的天狼星是负1.6等星，太阳是负26.7等星，等等。

上述所说的是肉眼可以直接看到或者透过望远镜能够观察到的“目视星等”。如果两颗恒星的目视星等相同，但它们的颜色不同，那么，在照相底片中红色星比较暗。“照相星等”不同于目视星等，尤其在红色星上。此外，根据使用工具的不同，星等系统也会有所不同。

绝对星等指的是一颗恒星在10秒差距处（它的视差是0.1弧秒）所对应的星等。因此，心宿二的绝对星等是-0.4，天狼星的绝对星等是1.3，而太阳的绝对星等是4.8。对于10秒差距的标准区域来说，心宿二等同于最亮的金星，天狼星等同于一等星，而太阳则等同于一颗暗星。

通过简单计算可知，假如太阳在20秒差距之外（大约是一等星毕宿五的距离），我们将无法直接看见它了；假如太阳在6300秒差距或者2万光年之外（大约是武仙座中的球状星团的一半距离），即使是最好的望远镜也无法观察到它。

如果想要测量不属于直接视差观测范围的天体的距离，主要方法是确定天体的绝对星等。现在，我们知道两种方法可以确定不知道距离的遥远恒星的绝对星等：一种是对恒星光谱进行特殊研究，另一种是对造父变星进行观察。

我们知道分光仪的主要用途是分析光谱，很少有人知道它还可以测量恒星的距离。1914年，威尔逊山的天文学家发现，通过光谱中的某些线纹可以确定恒星的绝对星等。同时，包括这个天文台在内的多个天文台计算出好几千颗恒星的“分光视差”（spectroscopic parallaxes）。

我们在前文讲述光谱序时说过，随着恒星表面温度的降低，出现了从蓝星到红星的次序变化。正如铁的沸点要远远高于水的沸点，在不同的温度中，恒星大气中的各种化学元素可以有效地吸收对应的线纹花样。于是，花样会在光谱序中发生变化。由于同谱型的恒星表面温度相似，所以在光谱中的线纹花样几乎差不多。

此外，压力也是一个重要条件。如同当压力减小时（如山顶），水的沸点就会降低。同理，在压力比较小时，化学元素可以在较低的温度中显示光谱。某个谱型中的恒星的表面压力随着发光本领的升高（向着更大的恒星发展）而降低。如果需要维持同一的线纹花样，温度就要降低。因此，罕见的红巨星的温度要低于主星序中的红色星。

这种温度和压力的协调对化学元素的影响是不同的。不仅表现在花样的相似性上，还表现在线纹的增强或者减弱上。上述方法就建立在这种关系上。当我们了解了一颗恒星光谱中的线纹的敏感程度，便能知道这颗恒星的绝对星等，进而推测出这颗恒星的距离。

我们在前文说过，造父变星是有规律性的变光星，变光周期在几个小时到几个星期之间。主要分为两类：星团造父变星的变光周期大约是12个小时，而标准造父变星的变光周期大约是一个星期。前者是蓝色星，而后者是黄色超巨星。它们的变光程度大约是一等星，随着亮度的变化，造父变星的颜色也会发生一定的变化。大家认为它们属于脉冲星，但我们接下来要讨论它们的价值，这和关于变光原因的理论毫无关系。造父变星通过变光周期和绝对星等确定的关系，在研究宇宙方面有着重要的作用。

1912年，哈佛天文台的勒维特女士（Miss Leavitt）首先发现了这种关系。她在考察小麦哲伦星云（在下一节中将会讲述这个由遥远的恒星聚集起来的星团）的造父变星时发现，随着造父变星的视星等的变化，变光周期也会发生变化。因为与星云到我们的距离相比，星云中的造父变星之间的距离之差要小得多，所以这些造父变星的视星等的关系类似于它们的绝对星等之间的关系。几年之后，夏普利（Shapley）将这种关系研究得更加透彻。他用一个曲线表示造父变星变光周期随着平均绝对星等发生的变化。平均星等指的是一颗恒星在最亮时和最暗时的平均等次。

假如造父变星的变光周期是12个小时，它的平均绝对照相星等就是零；假如变光周期是一天，平均绝对照相星等就是负0.3；假如变光周期是十天，平均绝对照相星等就是负1.9；假如变光周期是一百天，平均绝对照相星等就是负4.6。这就是夏普利描绘出来的曲线中的几个例子，它们能够应用在任意位置的造父变星上。无论造父变星的距离多么远，进行方法都会非常简单。首先，我们需要找到一颗符合上述特点的造父变星，然后夜夜观察它，测量出它的变化周期；接下来，在曲线中找出它的绝对星等，从观测中确定它的平均视星等；最后，根据这两个数据计算出它的距离。

这个方法首先需要寻找到造父变星。不过，造父变星非常稀少，100万颗恒星中可能只存在一颗标准造父变星，而且恰好符合那条曲线。幸运的是，黄色造父变星是超巨星，而且属于最亮的一类恒星。我们能够在遥远的地方发现它们，甚至是百万光年之外都能看到。这些超巨星位于银河系中的各个部分，不仅存在于本系边缘的球状星团中，而且存在于银河系之外的其他星系中。无论在什么地方找到了造父变星，天文学家都能测量出它的距离，进而确定它所属的大团体的距离。

在确定距离这个问题上，球状星团中的造父变星有着重要的作用。对于造父变星中的短周期来说，夏普利的曲线可以作为绝对星等零处的水平线，这个值表示此类变星。在确定它们的距离时，甚至比前面所说的方法更简单一些。根据造父变星和确定绝对星等的方法，天文学家才能研究恒星系统及更加遥远的其他星系，甚至精密程度都是以前的人们无法想象的。

恒星在选择和自己一起旅行的伴侣时，与人类有着许多相似之处。有些恒星独自沿着直线前进，运动速度不会发生变化，而且不会被其他恒星所影响；有些恒星成双成对地旅行，或者携手前进，或者相互绕转着运行，这就是“双星”（binary stars）；有些恒星聚集在一起形成小团体，这就是“聚星”（multiple stars）；还有一些恒星聚集成大部队，这就是“星团”（star clusters）。不过，无论恒星是单独旅行，还是结伴同行，它们始终属于星辰社会中的各个区域，即所谓的“星云”（star clouds）或者“星系”（galaxies）。天体的主要特征就是群居，我们接下来研究一下恒星聚集成的各种系统。

在北斗七星中，勺柄中间的一颗恒星叫做开阳（Mizar），这是著名的双星。我们通过望远镜会发现，它是两颗亮度不同的恒星。1650年，这个事实就有了相关的记录。此后，有些星星用肉眼看是一颗，但通过望远镜观察才发现是两颗。不过，当时的人们没有探究为什么会这样，更没有想过深入研究它们。我们可以想象，在天空中的许多星星中，常常存在两颗相距很远但位于很逼近的同一方向的星星，所以看起来像是一颗。不过，通过计算得知，这种“光学双星”（optical double stars）与观测到的双星相比是非常少的。因此，许多双星可能真的连在一起，而不是眼睛欺骗了我们。双星之间的角度越小，它们的物理联系就越密切。通过望远镜观察到的双星叫做“目视双星”（visual double stars）。

许多双星都是并排运行，而不是相互绕转着运动。不过，其他星系存在相互绕转的情况，如地球和太阳，但它们之间的距离和旋转周期都要大很多。小马座中的α星就是以周期短（不到6年）而闻名，两颗恒星之间的距离要小于木星与太阳之间的距离。半人马座中的α星也是旋绕双星，它们的周期大约是80年，两者之间的平均距离要大于天王星到太阳的距离。北二河（Castor）双星相互绕转的周期大约是300年，两者间的平均距离大约是冥王星到太阳的距离的两倍。其实，北河二是最先被发现具有绕转特征的双星。1803年，威廉·赫歇耳发现了两颗星星之间的连线，根据一百多年前布拉德利（Bradley）的记载可知，它们的运动方法确实改变了。这个发现有着重要意义，先前的天文学家（包括赫歇耳在内）仅仅是将通过望远镜发现的双星看作视双星，直到此时才发现其中有一些是实在的物理系统。此后，天文学家开始寻找和研究目视双星，这项工作的范围不停地扩展，一直延伸到南天极地区，那里是早期观测者无法看见的地方。

里克天文台的艾特肯（Aitken）是研究目视双星的权威人士。他仔细研究了望远镜能够观察到的九等之上的所有恒星。他一个人担负了这项工作的大部分内容，到1915年时已经观察到了4300颗目视双星。1932年，艾特肯说在距离北极120度以内的区域中含有17000多颗目视双星，他推测，平均18颗九等星之上的恒星中就会包含1颗双星，而且南天的观测同样符合这个推论。

在用望远镜观测双星时，一般要用测微计（micrometer）替换目镜。这种仪器中有一张蛛网，在移动的视野中可以保持自身平行，还可以旋转，精密的标尺有着决定作用。在观测过程中，通过测微计测量出两颗星星的分离角度，还有比较暗的星星（被称为比较亮的星星的伴星）的方向。当伴星旋转了一圈之后，便开始计算轨道的长度。相对轨道包含七个要素，如大小、偏心率、交角等，进而可以测定轨道。但是，根据这些无法得知对着我们的是轨道的哪一边。这些轨道相对于天空平面的交角是不同的。一般来说，它们都是扁长的椭圆形，比行星的公转轨道要扁一些。

在所有的目视双星中，最值得关注的是大犬座中的天狼星和小犬座中的南河三。它们都是距离我们比较近的恒星，与我们的距离大约是8.8光年和10.4光年，而且存在明显的运动。许多年前，天文学家就发现这两颗恒星的运行路线不是直线，而是波浪状的曲线，这表示它们都拥有一颗比较暗的伴星，一边绕着它们旋转，一边向前运动。如同海王星或者冥王星一样，在还没有发现这两颗恒星的伴星之前，人们已经知道它们是存在的。1862年，通过望远镜第一次观察到天狼星的伴星；1896年，人们才发现南河三的伴星。

正如许多用肉眼看来是一颗恒星，而通过望远镜观察才发现是两颗一样，还有许多星星即使用最好的望远镜观察依然是一颗，但分光仪却将它分成了两颗。当双星绕行轨道平面对着我们时，才能发现是两颗星星，伴星在其他时间都很难发现，而且有时与我们的距离非常远。当它靠近我们时，光谱中的线纹会移向紫色一端；当它远离我们时，线纹会移向红色一端。这些现象就是多普勒效应。于是，假如不能用地球公转解释一颗恒星光谱中的线纹有规律地来回移动的话，便认为这颗恒星是“分光双星”（spectroscopic binary）；而往返移动的周期就是双星的回转周期。假如伴星有着一定的亮度，它的线纹也会出现在光谱中。假如两颗恒星是相同的谱型，光谱中会出现相似的条纹，而且条纹往返移动的情况恰好相反，所以有时线纹是双的，有时是单的（两者重合在一起时）。

天文学家首先发现的分光双星是北斗七星中的开阳。这是一件奇特的事情，因为在目视双星记录中它也是第一颗。1889年，哈佛天文台首先观察到这对目视双星中较亮的一颗恒星，有些照片中是重复的，而另一些照片中是单独的。不过，通过望远镜无法将这两颗星星分辨出来。它们相互绕着运动，周期大约是20.5天。它们之间的平均距离稍微大于天王星与太阳之间的距离。

同时，天文学家还找到了1000多颗分光双星，其中有几颗非常明亮的恒星，如五车二、角宿一、北河二等。五车二是由两颗亮度相似的黄色星组成的，周期大约是102天；角宿一是由两颗相距比较近的蓝色星组成的，它们的旋转速度分别是130千米/秒和210千米/秒，周期大约是4天；通过望远镜发现北河二是一对星，每颗都是分光双星，肉眼看起来是一颗星星，实际上却是4颗星星。这种双星变化多端：有的几乎是相连的，周期仅仅是几个小时而已；有的好几个月才能旋转一周，通过未来的大型望远镜观察可能成为目视双星。

对于许多双星的光谱来说，其中的三条暗线不会随着其他线纹移动。这就是夫琅和费谱线中的紫色部分的H钙线和K钙线，还有黄色部分的双D钠线。某些人推测，在星光来到地球的过程中，空间中的稀薄气体将这些暗线吸收了。

双星的数目庞大，平均每4颗恒星中就存在一颗双星或者聚星。有些天文学家认为，像太阳这样的单个恒星是非常少的。当我们清楚了恒星的本质之后，可能就会明白为什么有如此多的双星。双星形成的分体学说受到大家的关注，这个学说认为在高速旋转的情况下，一颗恒星会分裂成为两颗。甄思认为，造父双星的脉动也是在分体过程中形成的。当两颗恒星分体之后，便转化成了距离比较近的分光双星。在浪潮的引力下，双星的分离程度和旋转周期会加快，但不一定能够增加到目视双星那样远。

我们先不讨论这些观点，双星系统的主要功能是可以测量出恒星的质量。而且，目视双星的算法非常简单。我们首先用以秒作为单位的视差的立方乘以用年作为单位的周期的平方，然后除以用弧秒作为单位的两颗恒星之间的平均距离的立方，这样就得到了两颗恒星的质量和。不过，用来表示这种质量的单位是太阳质量。我们在前文说过，与太阳的质量相比，单个恒星的质量相差很少。假如我们将太阳的质量当作双星质量之和（根据双星的种类有所增减），然后测量出双星的视差（人们叫做力学视差），便会得出相当精确的距离。

当分光双星以轨道边对着我们，或者两颗星星之间的距离非常近时，这就是“食双星”或者“食变星”。最先发现的是英仙座中的大陵五（Algol），而且是非常著名的双星，有着“妖星”之称。它的变光周期是2日21小时，这组数字的准确性非常高。在两天半的时间中，大陵五的亮度没有显著变化，只有通过精密测量才能发现微小的变化。在接下来的5个小时中，大陵五变得越来越暗，最暗时的亮度大约是平时亮度的1/3。在此后的5个小时内，它慢慢恢复到原有的亮度。

在大陵五的亮度有着显著变化的10个小时中，这颗亮星的伴星侵蚀了它的一部分亮度。我们明白，这就是偏食现象，因为紧接着它亮度恢复的是它的衰落。如果是全食的话，光在全食时期会保持最小亮度；如果是环食的话，即前面的恒星完全投影在后面恒星的圆面上，但不会将后者完全遮盖住，而且常常出现最小的光度，而光的衰落和恢复有着不同的特点。在其他的食双星中，有些会出现全食，有些会出现食蚀。

在两食相隔的时间中，光不是一成不变的。有时候，光的变化非常显著，尤其是亮星侵蚀暗星时。除了食的变化之外，两颗星星也会变得不再是球形。它们的自转导致两极呈现扁状，而它们的相互绕转呈现出长形。

在食双星的变光过程中，不仅要准确测量出它的光度，还要观测它的光谱，这样就能知道这两颗恒星的特征，以及它的轨道的情况。这样得出的恒星大小和恒星形状是最具有参考意义的数据（data）。除了大陵五之外，肉眼能够看见的亮星中属于食双星且变化程度比较大的有：天琴座中的β星、金牛座中的λ星、武仙座中的U星、天秤座中的δ星。

在分光双星中，蚀星系是一个特殊情况，它们的轨道大部分是以边对着我们。对于恒星系统的其他部分来说，这些恒星没有任何变化，而我们观察不到变化的邻近双星却会因为交蚀出现变光。

星团并不是星辰毫无规律的聚集，而是有规律地在天空中运动的星群。主要分为两类：一类是“疏散星团”（open clusters），或者称为“银河星团”（galactic clusters），它们都位于银河系中；另一类是“球状星团”（globular clusters）。

在距离我们比较近的星团中，肉眼可以看见其中最明亮的恒星，如昴星团（Pleiades），或者叫做七姐妹。在冬季的夜空中，这是7颗肉眼能够观察到的恒星组成的短把勺子形。如果观察者仔细观察的话，甚至能够看见9颗或者10颗星星，但通过望远镜能够发现更多星星。昴星团的南方依然是一个疏散星团，而且也是金牛座中的星团，这就是毕宿星团（Hyades）。这个星团可以带领我们找到天牛的头部V形，还有明亮的红色星毕宿五，尽管这个亮星并不属于该星团。

疏散星团中的星星在空间中的运动都是有规则的，按照一定的顺序运动。不过，有些星团的距离比较近，所以能够观察到它们的运动，这些就是“移动星团”（moving clusters）。毕宿星团就是一个代表。V形星群（毕宿五除外）及其附近的星星都向东运动，它们不是平行的，好像是沿着许多条道路向着远方汇集，这表明它们在后退。在一百万年前，这个星团与我们的距离大约是65光年，而现在的距离增加了一倍。一亿年之后，这个星团距离我们会更远，到时它会成为望远镜中的一个暗淡物体，在距离猎户座中的红星参宿四比较近的位置。

现在，我们被移动星团包围着，但太阳并不是其中的成员。这个星团中的一部分在北天形成北斗七星，但需要去掉勺子柄末端的一颗星星和指极星中上方的一颗星星。南天中是天狼星，还有一些散布地比较远的星星，它们全部都是这个星团中的成员。经过很长一段时间，它们会将我们远远地甩在后面，变得不再像是平常的疏散星团了。

有些疏散星团看起来像是一块雾斑，鬼星团（Praesepe，又被称为“蜂巢”）便是一个典型的例子。它是黄道带中的巨蟹座的组成部分，位于狮子座中的镰刀形附近。通过望远镜就能观察到这些暗淡光斑是一个星团。另一块云状光斑位于银河中，它是英仙座中的一部分，距离仙后宝座比较近。即使用小型望远镜也能发现那里存在着两个星团，这就是著名的英仙座双星团。我们用望远镜观察银河时，常常发现其他的疏散星团。我们可以想象出来，即使这些星团中的比较近的星星看起来依然在美丽的银河之外。不过，狮子座和牧夫座之间的后发座星团在银河北极附近。

在观测疏散星团时，天文学家没有在里面发现有着重要价值的造父变星和星团变星。实际上，在这类星团中从来没有观察到任何变星。因此，天文学家只能用其他方法测量星团的距离。里克天文台的特兰勃勒（Trumpler）测定了100多个星团的距离和范围。让大家觉得诧异的是，随着星团与地球的距离的增加，星团的直径变得更大了。

我们需要解释一下这类事实产生的结果。我们无法相信地球如此重要，竟然让星团围绕着它整齐排列。这种大小的变化或者能够归纳到观测或者计算的特殊情况中。在测量星团的距离时，天文学家假设空间是完全透明的，而且其中填充着稀薄的大气，所以远处的星团看起来比较暗淡，而且显得比真实的距离远一些。如果想要填补星团形成的角度，它看起来就会大很多。因此，修正的结果是，遥远的星团变大了。

当特兰勃勒在解释疏散星团的观测距离一直在增大时，假设银河平面上覆盖着一层好几百光年后的吸附物质。对于远在3000光年之外的一颗恒星来说，透过吸收层观测它时，它的亮度大约会降低一半。对于距离银河比较远的天体来说，这种层不会有什么影响，但对银河平面上的疏散星团的影响比较大。因此，那些构成银河的星云肯定受到了重要影响。当我们透过雾状介质观察它们时，它们看起来非常暗淡，而且显得要比真实距离远很多。于是，银河系的直径从20万光年缩小到了三四万光年。这就是特兰勃勒研究疏散星团得出的结论，但这个结论的正确性有待商榷。

在第二类星团中，有一些体积比较大、非常壮观的球状星团。它们远离了在银河中的聚集区域，位于银河系的边缘地区，这里的星星原本是非常少的。已知的有121个星团，其中10个位于麦哲伦云中。

在所有的球状星团中，半人马座中的w星团和杜鹃座中的47号（47 Tucanae）星团是最亮的，而且还是最近的，但北纬中部的观测者看不见它们。它们的距离大约是2.2万光年，云状四等星，所以肉眼可以直接看见。通过望远镜能够发现它们是许多恒星聚集在一起形成的球形，而且是有些扁的球状体，这表明它们正在旋转，所以两极更扁一些，与地球一样。曝光时间比较长的照片显示，它们是由几千颗恒星组成的，但中间部分非常密集，所以无法准确地计算出恒星的数目。

在北纬中部，观测者通过望远镜能够观察到武仙座中的大星团M13，这是一个非常美丽的球状星团。夏末傍晚时分，它大约会经过头顶上方。如果将武仙座看作一只蝴蝶，这个星团位于蝴蝶头部到北方翼端的2/3处。最合适时，肉眼好像能够看见它。不过，通过望远镜观察会非常壮观，尤其是望远镜拍摄到的图片。

这个星团与我们之间的距离大约是3.4万光年，所以只能看见其他比较亮的恒星。如果星团中的恒星的亮度不如太阳亮度高的话，即使通过望远镜也无法观察到它们。不过，可以看见的恒星大约是5万颗，比肉眼能够看见的整个天空中的星星还要多20倍。武仙座星团中大约有十多万颗星星，两颗最近的恒星之间的距离大约是30光年，而大部分恒星之间的距离都在70光年之内。在与太阳周围相似的空间中，恒星的数目多很多。假如我们身处这个星团的中心，一定会发现天空中的星座要比现在明亮得多。

夏普利在威尔逊山和哈佛天文台对球状星团进行了研究，大致确定了它们的距离，从2.2万光年一直到18.5光年。这些星团不在银河中部，而是在边缘部分，这表明与星云系统密切相关。球状星团分布在直径是20万光年的空间范围内，空间中心到地球的距离大约是5万光年，恰好与人马座在相同的方向。假如这些星团组成了银河系的轮廓，这个系统的直径大约是20万光年，中心恰好在人马座的方向，在距离我们5万光年外的地方。

在夏末和秋初的这段时间中，北纬中部的观察者能够看见最美丽的银河，它从东北一直延伸到西南，像是一条闪闪发光的带子。在晴朗的夜晚，而且是没有人工光源干扰的地方，这是肉眼能够看见的最美丽的风景之一。

我们从东北方的地平线沿着银河搜索，经过英仙座、仙后座、仙王座之后，接着便是天鹅座，这里有我们最熟悉的北方大十字，而且是秋初接近天顶的地方。银河在这里分为平行的两个支流，一直到南十字座附近。这种现象并不是银河真的分裂了，而是宇宙尘云将一些恒星遮住了，我们在下一节中会详细讲述这种情况。

西支流在天鹅座南部变得越来越暗，但在快要接近地平线时逐渐变得明亮起来。东支流在经过天鹰座时变得更加明亮，此后慢慢聚集成壮观的星云，这个星云位于盾牌座（Scutum）和人马座中。这个区域是最引人注目的银河区，除了上述星座之外，这里还有蛇夫座和天蝎座，无论是用肉眼还是用望远镜都能观察到。通过短焦距望远镜拍到的照片清晰地显示了这里的情况。巴纳德为此处拍摄的照片非常美丽，北纬中部能够观察到的其他地方的银河同样美丽。在威尔逊山，巴纳德用25厘米的布鲁斯望远镜拍摄了一些照片，还在叶凯士天文台进行了其他拍摄。

银河在南方地平线之下经过半人马座，两个分支在此处合二为一，接下来经过了南十字座，这里是距离天球南极最近的地方。此后，银河向北流去，在冬季天空中呈现出一道宽阔的河流。这一部分银河的亮度要比夏季看见的那一部分暗淡一些，而且聚集起来的星云也不是特别显著。农历11月份，这部分河流首先经过两颗犬星和猎户座，然后经过双子座和御夫座（在接近天顶的地方），最后经过英仙座。

在银河中，我们看见银河系的星云在天空中形成的一圈圈的投影。显然，此处发光地带中心的一个圆圈显示了扁平系统的主要平面。我们需要借助于这个投影将该系统的样貌绘制出来。我们在下一节中会详细介绍绘制此图的发展情况，天文学家们跨越这个系统对河外星系进行的探索和研究。

无论是明亮的星云还是暗淡的星云，它们在银河系中都有着举足轻重的地位。最容易引起我们注意的是银河系中的星云。

很久之前，除了银河系中的星云，天空中的暗淡光斑都被称为“星云”。有些星云用肉眼就能直接观察到，通过望远镜观察时又发现了许多星云。在寻找和研究星云这项工作中，赫歇耳氏家族中的一些天文学家（如约翰·赫歇耳、威廉·赫歇耳、卡罗琳·赫歇耳女士等）做出了杰出的贡献。

有些星云拥有独特的名字，如猎户座大星云、北美洲星云、三叶星云（Trifid Nebula）等。梅西耶（以发现许多彗星而闻名）制作出来的103星云表中的编号常常用来给明亮的星云命名。如果观测者使用小型望远镜观察，常常认为这些星云是彗星，如仙女座中的M31。不过，现在通常用德维尔（Dreyer）的新表（New General Catalogue）中的号数表示星云。这个表是由两部分组成的，里面包含着13000多个星团和星云。在仙女座中，大星云的名字是NGC223（新表223号）。

在关于星云的本质这个问题上，早期天文学家们有着不同的意见。康德（Kant）认为星云是遥远的星系，而且取得了一定的成果；威廉·赫歇耳认为星云与恒星有着一定的区别，它是一种能够发光的流体；拉普拉斯提出了著名的星云假说，他认为气体星云聚集在一起形成了太阳系。不过，通过大型望远镜的观察否定了星云是气体的说法。经过分析发现，许多星云是由恒星构成的。19世纪中期，罗斯爵士的1.8米反射望远镜（当时最大的望远镜）发现大家认为的“星云”像是遥远的聚集在一起的许多恒星。

不过，并不是所有的星云都是由恒星聚集而成。在分光仪的应用中，英国的哈金斯（William Huggins）是先驱人士，验证了赫歇耳提出的“星云是能够发光的流体”这种说法的真实性。1864年，哈金斯用分光仪仔细研究天龙座中的星云，观察到一种明线花样，这是一种发光气体形成的光谱。现在，大家已经知道，有一些星云是气体状态。不过，尽管某些星云拥有与恒星光谱相似的暗纹花样，但不是恒星团形成的痕迹。星云中依然包含着很多尚未发现的秘密。

现在，我们已经能够区分银河系中的星团和星云了。此外，最近的研究表明，从前认为是星云的物体其实是银河系之外的遥远星系。严格地说，银河系和银河系之外的星云可以分为两类：明亮星云和暗淡星云。

在所有的明亮弥漫星云中，最具代表性的是猎户座中的大星云。通过肉眼观察，它是构成猎户佩刀的三颗星星的中间一颗，位于构成腰带的三颗亮星的南方；通过望远镜观察，它是一个发出微弱光芒的三角形。虽然这个星云面的距离看起来是满月距离的两倍，实际上它的距离大约是10光年，一块巨大的星云。当用大视场透镜为猎户座拍照时，长时间曝光的照片显示，一层暗淡的星云覆盖着猎户座中的大部分区域。

人马座中的三叶星云也是明亮的弥漫星云。乍看之下，将会以为它是3块或者3块以上星云组合在一起形成的，因为星云上面分布着一些黑暗裂纹。实际上，那些裂纹是暗星云，它们与明亮物质常常混合在一起。在昴星团中，星云包裹着最明亮的几颗星星，使得星云的照片变得趣味多多，但是用肉眼观察的话，只能够看见星星而已。一般来说，即使是照片中最显著的星云，通过大型望远镜依然不能被视神经所察觉。

北美洲星云就是一个典型例子。由于它的形状很像北美洲，所以海德堡的沃尔夫才会将它叫做北美洲星云。它位于天鹅座中的北十字顶端的亮星附近，还是照片中最引人注目的东西。在这个星座中，一个软环状星云一直在增大。于是，天文学家推测，这是一颗恒星爆炸造成的结果。假如这种推测是对的，而且恒星的膨胀率始终没变，那么，这颗新星的强烈爆炸出现在10万年前。这个环中的最亮部分是由网状星云和丝状星云组成的，结构与名称相互对应。

上述都是明亮的弥漫星云，通过望远镜发现了许多这类星云，尤其是长时间曝光的照片。不仅银河系中有许多弥漫星云，而且河外星系中也有很多。实际上，在这类星云中，已知的最大的是大麦哲伦云，它位于银河系之外，而不是银河系中。这个星云被称为剑鱼座30号（30 Doradus），它的直径大约100光年。

弥漫星云是巨大的云状物，主要是由气体和微尘构成的。在许多方面，我们通过它们会联想到彗星的膜状尾巴。而且，物质的疏散程度要小于实验室中的真空密度。由于云层特别厚，所以我们才能够看见它们。如果我们身处北美洲星云中，我们根本感觉不到它的存在。

我们不明白，如此稀薄的物质无法让星云发光，那星云的光芒是如何形成的呢？在很长一段时间内，天文学家始终被这个问题所困扰。后来，哈勃（Hubble）找到了这个问题的答案。他用威尔逊山的大反射镜观察星云时发现，星云的光芒来源于附近的恒星。这种星云的发光都是邻近恒星或者其中的恒星在发挥作用。而且，恒星的亮度越高，云状光芒的范围就会越大。不过，星云的光芒并不仅仅是受到星光的影响，至少有些星云不是如此。

通过分光仪对星云进行研究，发现了它与相关恒星之间的关系。所有恒星（除了最热的）附近的星云光都类似于星光，两者光谱中的暗线相同，暗线花样也相同。昴星团附近的星云就是一个显著的例子。另外，猎户座中的大星云及与最热恒星相连的星云的光芒显然与此有着一定的区别。在它们的光谱中，存在着明线花样，与恒星光谱中的暗线花样不同。这种不同是怎么形成的呢？

关于第一类星云，天文学家有着不同的看法，有些人认为星云的光就是反射星光形成的。不过，第二类星云中的光显然不是星光，但相关恒星依然起到照明作用。我们联想到了极光，那也不是反射太阳光形成的。彗星的光也是一样。于是，我们得出结论，猎户座中的大星云及相似星云的发光类似于极光，是受到附近热星的作用。

在很长一段时间内，科学家始终无法解释星云光谱中的明线花样。在这些线中，有一些是大家都非常熟悉的氢氦元素，它们并没有神秘之处。不过，星云光谱中的一些明线是实验室中从来没有见过的。难道星云中存在着地球上没有的元素吗？这种元素暂时命名为“

”（nebulium），就像以前为太阳的主要组成气体——氦——命名一样，因为那种元素首先是在太阳光谱中发现的，后来证实地球上也存在这种元素。不过，“

”并非一种元素。在星云的光谱中，这种难以解释的明线是氧氮元素在特殊情况下产生的，而实验室中无法复制这种情况。因此，这个明线问题成功解决了。

行星状星云和行星有着巨大区别，甚至毫无相同之处。由于通过望远镜观察它们是椭圆状面，所以被人们称为行星状星云。它们是扁长的球形物，要比行星大得多，甚至比太阳系还大。它们的自转导致自身比较扁，透过望远镜就能观察到这一点。不过，有一些是真正的圆形面。显然，它们的自转轴与地球相对，自转周期可能要用千万年来计算。

现在，天文学家已经发现了1000多个行星状星云。它们的大小相似，但由于远近不同，所以看起来有大有小。最近的可能是宝瓶座中的螺旋星云NGC7293，看起来大约是满月的1/3；最远的即使通过望远镜观察依然难以与恒星区分开，但通过分光仪很容易将它们辨认出来。

行星状星云表面的明暗不同使得它们具有不同的特征。在大熊座中，“枭星云”是最近的星云，所以也是望远镜中最大的星云，由于它的两块黑色类似于枭的两只眼睛，所以才有了“枭星云”这个名字。在狐狸座中，“哑铃星云”是椭圆形的，两端比较暗淡（常常出现这种情况），所以看起来像是一个哑铃。有一个行星状星云类似于土星及其光环，而且对着我们的是光环的边。还有一些拥有同一个中心的环；还有一些拥有后环，由于圆面中心被遮住了，所以看起来比较暗淡。

通过中型望远镜观察，天琴座中的环状星云是非常美丽的行星状星云。它位于天琴座的南方，在蚀变星β和它的邻星γ之间，但肉眼无法看见，即使小型望远镜也观察不到。如果用大型工具观察，便会发现它像是一块比较扁的闪闪发光的小饼。这个环在照片中呈现出比较复杂的结构，中心是一颗星星。这个中央星是一颗蓝色星，体现了行星状星云的特征，而且是星云的光的主要来源。

现在，我们没有足够的知识解释行星状星云与其他天体的关系。它们可能与新星有着许多相似之处，新星和行星状星云都在向着银河运动，越来越集中。新星的最后阶段类似于行星状星云的中央星，有些新星的周围包裹着气体物质。1918年，天鹰座中的爆发新星的周围是一层云状外壳，这层外壳的膨胀速度是8000万千米/日。

我们在前文说过，星云的光来源于邻近的恒星的光芒。如果缺少这种恒星，星云就会非常暗淡，由于它们将明亮的天界遮挡住了，所以我们才能看见它们。如同银河系中的明亮星云，这些黑暗尘云也在银河系中，而且是集中在某个地方。这种分布非常奇妙，在明亮星云的衬托下，能够清楚地看见黑暗尘云。

在银河中，最明显的是一道黑暗裂纹构成的“空白地带”，从北十字的始端一直到南十字的末端，将整个银河系的1/3分隔成了两条平行的支流。北十字的北方有一道显著的横向裂纹；南十字附近有一块与其大小相似的黑色物质，但仅仅能够观察到很少的星星。很久之前，明亮星云中的大洞就被称为“煤袋”，这是古时的水手想出来的名字。

一直到20世纪30年代，大家始终认为银河系中的黑暗部分是空隙，通过此处能够观察到银河系之外的黑暗空间。显然，这种说法很难让人们信服。假如星云非常厚，这些空隙就会变成地道。这些地道为什么总是对着地球呢？这个问题很难回答。而且，地道周围的星辰会向着各个方向运动，为什么这些地道不会移动呢？叶凯士天文台的巴纳德推测，这些地道可能是黑暗尘云。

如果想要了解暗云的数目和形状，只要研究为银河拍摄的精美照片就可以了。银河到处都是吸引人的风景，尤其是蛇夫座所在的区域，那里排列着一些难以想象的形状。这种暗云大部分在银河系中，与地球之间的距离大约是几千光年。不过，河外星系中也有，我们在后文会详细论述。

暗星云和亮星云都是由气体和尘埃组成的云状物，它们可能含有比较大的固体块状物。彗星和流星的结构非常相似。有些人认为，太阳周围的彗星和流星都是太阳系在几百万年前经过某块暗云时带来的一些物质。