【正文】 1 第一章 緒論 167。1 1 星系天文學(xué)的研究?jī)?nèi)容和發(fā)展簡(jiǎn)史 一 . 星系天文學(xué)的研究對(duì)象 星系是宇宙的基本組成單元，其中包括我們的銀河系。星系是由大量恒星和星際物質(zhì)組成的天體系統(tǒng)。星系天文學(xué)的內(nèi)容是從總體上研究星系及其組成成份的物理、化學(xué)性質(zhì)、結(jié)構(gòu)、運(yùn)動(dòng)學(xué)和動(dòng)力學(xué)狀態(tài)及其演化規(guī)律，其中研究銀河系的部分稱為銀河系天文學(xué)，它的前身是恒星天文學(xué)?；蛘哒f(shuō)，恒星天文學(xué)主要研究恒星、星際物質(zhì)及各種恒星集團(tuán)的空間分布和運(yùn)動(dòng)學(xué)、動(dòng)力學(xué)特性，而銀河系天文學(xué)的內(nèi)容還包括研究銀河系的總體結(jié)構(gòu)、各種特性、大尺度運(yùn)動(dòng)和演化問(wèn)題。 恒 星天文學(xué)和天體物理學(xué)，特別是和恒星物理學(xué)有著密切的關(guān)系，這一點(diǎn)可以從兩個(gè)方面來(lái)理解。第一，恒星天文學(xué)的研究需要應(yīng)用通過(guò)天體物理學(xué)方法所取得的各種觀測(cè)資料，如天體的各種星等、各種色指數(shù)、光譜型、光度型、視向速度、分光視差等等。這些觀測(cè)數(shù)據(jù)的取得有時(shí)被列入恒星物理學(xué)的范圍，有時(shí)被列入實(shí)測(cè)天體物理學(xué)的范圍，但從廣義上來(lái)說(shuō)，也可以列為恒星天文學(xué)的內(nèi)容。第二，恒星天文學(xué)和恒星物理學(xué)有著一些共同的研究目標(biāo)，即認(rèn)識(shí)恒星和各種恒星系統(tǒng)的結(jié)構(gòu)與演化，以為掌握銀河系以至更大尺度上物質(zhì)宇宙的發(fā)展規(guī)律提供重要資料。另一方面，這兩門 學(xué)科之間也有著明顯的區(qū)別。這主要表現(xiàn)在恒星天文學(xué)著重于對(duì)大批恒星進(jìn)行綜合的研究，而恒星物理學(xué)則著眼于研究個(gè)別的恒星。因此，在恒星天文學(xué)研究中需要大量的天體物理觀測(cè)資料，而在恒星物理學(xué)中則往往是對(duì)少數(shù)有代表性天體的物理和化學(xué)性質(zhì)進(jìn)行細(xì)致的研究和分析。此外，恒星的溫度、密度、磁場(chǎng)強(qiáng)度、化學(xué)組成的測(cè)定以及對(duì)天體上所出現(xiàn)的一些物理現(xiàn)象和變化的解釋和研究則一般地說(shuō)是屬于恒星物理學(xué)的內(nèi)容，而不是恒星天文學(xué)的對(duì)象。另一方面恒星物理一般不研究恒星的運(yùn)動(dòng)及恒星系統(tǒng)的運(yùn)動(dòng)學(xué)和動(dòng)力學(xué)演化。 恒星天文學(xué)和天體測(cè)量學(xué)也有著十分緊密的 聯(lián)系，這主要表現(xiàn)在恒星天文學(xué)的研究工作需要一大批通過(guò)天體測(cè)量方法所取得的觀測(cè)資料，具體來(lái)說(shuō)就是天體的位置（赤經(jīng)、赤緯）、運(yùn)動(dòng)（自行）和距離（視差）。隨著恒星天文學(xué)研究的不斷發(fā)展和深入，對(duì)這些基本天體測(cè)量數(shù)據(jù)的要求就越來(lái)越高，歐洲空間局的Hipparcos 天體測(cè)量衛(wèi)星計(jì)劃就是在這一背景下形成的?？梢哉f(shuō)，天體測(cè)量學(xué)長(zhǎng)年累月的辛勤勞動(dòng)，往往首先在恒星天文學(xué)領(lǐng)域上開(kāi)花結(jié)果，并進(jìn)而為天文學(xué)的 2 其他分支學(xué)科所應(yīng)用。 與天體物理學(xué)相比，恒星天文學(xué)是一門更倚重于觀測(cè)的學(xué)科。另一方面，與天體測(cè)量學(xué)相比，恒星天文學(xué)則有著較多的理 論計(jì)算和分析的內(nèi)容。由于恒星天文學(xué)不只是局限于研究恒星系統(tǒng)的結(jié)構(gòu)和運(yùn)動(dòng)，也要通過(guò)這種對(duì)結(jié)構(gòu)和運(yùn)動(dòng)的研究來(lái)探求恒星系統(tǒng)的發(fā)展、演化。這樣，恒星天文學(xué)就和天體演化學(xué)聯(lián)系了起來(lái)。 恒星天文學(xué)是專門研究銀河系各類組成部分的結(jié)構(gòu)和演化的一門學(xué)科。因此，同星系天文學(xué)有著密切的聯(lián)系，后者實(shí)際上就是從恒星天文學(xué)發(fā)展起來(lái)而形成的一門新學(xué)科。同銀河系一樣，河外星系也是由恒星和星際物質(zhì)組成的天體系統(tǒng)，我們處于銀河系之內(nèi)，可以詳細(xì)研究它的許多細(xì)節(jié)問(wèn)題，但對(duì)于銀河系全貌的認(rèn)識(shí)會(huì)因此而受到限制。另一方面，盡管河外星系離開(kāi)我們很遠(yuǎn)，難以 觀測(cè)其細(xì)節(jié)，但卻比較容易看到它們的總體結(jié)構(gòu)狀態(tài)，從這個(gè)意義上來(lái)說(shuō)，銀河系天文學(xué)和星系天文學(xué)是相輔相成的。 隨著新技術(shù)在天文學(xué)上的應(yīng)用，在銀河系和河外星系中不斷發(fā)現(xiàn)了一些新的天體和新的現(xiàn)象，例如脈沖星、 X 射線源 、 ? 射線源、紅外源、分子云等等，這就為恒星天文學(xué)提出了新的研究對(duì)象和需要考慮的因素，這些新的觀測(cè)資料對(duì)銀河系以及河外星系的結(jié)構(gòu)和演化研究無(wú)疑是十分重要的。 二 . 發(fā)展簡(jiǎn)史 恒星天文學(xué)作為一門學(xué)科是由威廉 ?赫歇爾（ William Herschel）建立起來(lái)的。赫歇 爾一生對(duì)恒星進(jìn)行了大量的觀測(cè)和研究，也是第一個(gè)利用恒星計(jì)數(shù)方法來(lái)研究銀河系結(jié)構(gòu)的人，經(jīng)他計(jì)數(shù)的恒星計(jì)有 117600 顆。 1785 年赫歇爾通過(guò)恒星計(jì)數(shù)工作得出銀河系的主要部分為一個(gè)扁平圓盤狀結(jié)構(gòu)的結(jié)論。在這之前（ 1783年）他首次成功地通過(guò)對(duì)恒星自行的分析發(fā)現(xiàn)了太陽(yáng)的空間運(yùn)動(dòng)，定出了運(yùn)動(dòng)的速度（ ）和向點(diǎn)（武仙座方向），這就比哥白尼的日心體系又進(jìn)了一步。約翰 ?赫歇爾繼承了他父親的 天文事業(yè)，其中包括恒星天文學(xué)方面的工作。他曾到好望角地方觀測(cè)了 3 年，在 2299 個(gè)天區(qū)內(nèi)計(jì)數(shù)了 7 萬(wàn)顆恒星，并把計(jì)數(shù)結(jié)果用于 銀河系結(jié)構(gòu)的研究。 在赫歇爾父子之后，對(duì)恒星天文學(xué)研究作出重要貢獻(xiàn)的是俄國(guó)天文學(xué)家威廉?斯特魯維。他對(duì)雙星進(jìn)行了大量的高精度觀測(cè)，發(fā)現(xiàn)了 2020 多個(gè)新的雙星。斯特魯維在正確認(rèn)識(shí)到星際并不完全透明的基礎(chǔ)上，首次對(duì)星際消光作了定量的估計(jì)。 1837 年測(cè)得織女星的三角視差為 ????? ，與近代的 測(cè)定 結(jié)果 3 ????? 很接近。 在斯特魯維測(cè)定織女星三角視差的前后，法國(guó)的貝 塞爾（ ）和英國(guó)的漢德森（ T. Henderson）分別測(cè)定了天 鵝 66 和半人馬 ? 的三角視差，從而開(kāi)拓了直接測(cè)定恒星距離的時(shí)代。 20 世紀(jì)初，史萊辛格（ F. Schlesinger）在葉凱士天文臺(tái)的工作開(kāi)創(chuàng)了照相方法測(cè)定恒星三角視差的新紀(jì)元。 1964 年 4 月，美國(guó)海軍天文臺(tái) 米反射望遠(yuǎn)鏡投入三角視差的工作，使視差測(cè)定精度進(jìn)一步提高。從恒星三角視差開(kāi)始的天體距離測(cè)定為恒星空間分布的研究奠定了基礎(chǔ)?，F(xiàn)在，人們不僅可以測(cè)出銀河系內(nèi)大量恒星和星團(tuán)的距離，而且已可以估算出遠(yuǎn)在100 億光年之外的河外天體的距離。 19 世紀(jì)中葉天體物理學(xué)的建 立和發(fā)展從各個(gè)方面為恒星天文學(xué)的研究提供了大量重要的資料，這些資料主要有光譜型、各種星等、色指數(shù)、視向速度、分光視差等。荷蘭卡普坦（ ）于 1904 年發(fā)現(xiàn)星流現(xiàn)象；嗣后，愛(ài)丁頓（ A. S. Eddington）對(duì)二流假說(shuō)作了數(shù)學(xué)假設(shè)，德國(guó)史瓦西（ C. Schwargchied）提出了速度分布的橢球理論并為多數(shù)人接受。星系動(dòng)力學(xué)就是在這些理論工作的基礎(chǔ)上建立起來(lái)的，許多人投入了這方面的工作，如金斯（ J. Jeans）、奧爾特（ J. H. Oort）、安巴楚勉（ B. A. Amdapyyush）、強(qiáng)德拉塞卡（ S. Chandrashkhar）、林家翅（ C. C. Lin）等。 19 世紀(jì)后半葉人們開(kāi)始討論銀河系有否自轉(zhuǎn)的問(wèn)題。奧托 ?斯特魯維（ A. O. Cmpybe）在剛體自轉(zhuǎn)的假設(shè)下根據(jù)對(duì)恒星自行的分析，于 1887 年得出銀河系有自轉(zhuǎn)的結(jié)論，但他的自轉(zhuǎn)角速度－ 0.41 ? 0.42 /百年是不大準(zhǔn)確的。雖然在1914～ 1918 年間已經(jīng)測(cè)得 M31 和 NGC4594 這兩個(gè)河外星系的轉(zhuǎn)動(dòng)速度，但對(duì)于我們的銀河系的轉(zhuǎn)動(dòng)問(wèn)題有正確的認(rèn)識(shí)，是在 1927 年由奧爾特根據(jù)對(duì)恒星運(yùn)動(dòng)資料的分析而得出的，這就是銀河系 存在著較差自轉(zhuǎn)，它與剛體自轉(zhuǎn)方式不同，也與太陽(yáng)系行星的運(yùn)動(dòng)不一樣。 星際空間由于存在彌漫星際物質(zhì)，恒星星光就會(huì)因此而受到影響，這種看法最早是由塞蘇（ J. F .Loys de Cheseaux）在 1744 年提出的， ?斯特魯維等人進(jìn)一步發(fā)展了這種看法。但一直到 1950 年，才由瑞士天文學(xué)家特南普勒（ R. J. Tr252。mpler）根據(jù)疏散星團(tuán)觀測(cè)資料的分析，提出了存在星際消光的可靠證據(jù)。鑒于星際消光問(wèn)題對(duì)恒星天文學(xué)工作的重要性，這方面的研究是極為豐富的。 同其他學(xué)科一樣，人們對(duì)銀河系結(jié)構(gòu)和運(yùn)動(dòng)的認(rèn)識(shí)也是由淺入深、 一步一步地發(fā)展起來(lái)。赫歇爾第一個(gè)認(rèn)識(shí)到銀河系主要部分的扁平圓盤狀結(jié)構(gòu)。 1918 年， 4 美國(guó)的沙普利（ H. Shapley）得出太陽(yáng)不位于銀河系中心而是遠(yuǎn)離中心偏向人馬座反方向的一側(cè)的正確結(jié)論。本世紀(jì)二十年代林德佰拉德提出了銀河系由若干次系組成的重要概念， 1944 年美國(guó)人巴德（ W. Baade）提出與次系有密切關(guān)系的星族概念。次系和星族的發(fā)現(xiàn)對(duì)近代恒星天文系的發(fā)展有著重要的影響。隨著射電技術(shù)在天文學(xué)上的應(yīng)用， 1951 年人們開(kāi)始利用 21cm氫線來(lái)研究銀河系內(nèi)中性氫云的分布， 1952 年證實(shí)了銀河系旋臂結(jié)構(gòu)的存在， 1958 年發(fā)現(xiàn)了銀河中心的復(fù)雜結(jié)構(gòu)和銀核中的爆發(fā)現(xiàn)象。 1970 年代初，愛(ài)因納斯托（ J. Einasto）等人通過(guò)對(duì)本星系群的運(yùn)動(dòng)和動(dòng)力學(xué)分析，以及對(duì)河外旋渦星系和銀河系自轉(zhuǎn)曲線的分析，得出銀河系質(zhì)量和大小要比傳統(tǒng)概念大得多的看法。接著奧斯曲克（ J. P. Ostriker）等人從理論上提出大質(zhì)量銀暈存在的概念。目前關(guān)于銀河系內(nèi)不可見(jiàn)物質(zhì)的研究已成為一個(gè)很活躍的課題。 天文學(xué)是一門觀測(cè)科學(xué)，它的發(fā)展離不開(kāi)觀測(cè)技術(shù)的進(jìn)步，星系天文亦不例外，這一點(diǎn)在近代表現(xiàn)得尤為明顯。例如： (i) 大望遠(yuǎn)鏡不斷投入使用，如 10 米級(jí) 光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。 (ii) 探測(cè)器的革新： CCD 取代照相底片，紅外探測(cè)器等。 (iii) 觀測(cè)技術(shù)進(jìn)步，如光干涉、 VLBI、主動(dòng)光學(xué)等。 (iv) 空間天文。 HST 分辨率 0.1（口徑 ）， Hipparcos（口徑 29cm）在 4年內(nèi)觀測(cè) 10 萬(wàn)顆星，位置精度 2mas。 (v) 多波段觀測(cè)。從射電波到 ? 射線， 1978 年發(fā)射 Einstein 衛(wèi)星觀測(cè)天體 X射線； 1983 年 的 IRAS 是紅外天文衛(wèi)星， CDBE 衛(wèi)星探測(cè)遠(yuǎn)紅外輻射； 1999 年Chandra X 射線天文衛(wèi)星（ NASA）和牛頓多鏡面望遠(yuǎn)鏡（ XMM－ Newton Observatory）作 X 射電觀測(cè)等等，獲得了越來(lái)越多的信息。 167。1 2 天球坐標(biāo)系 圖 11 是 以觀測(cè)者 O 為球心的天球。 在球面天文學(xué)中 ， 稱 大圓 NDS 為基圈（相當(dāng)于平面坐標(biāo)系中的 x 軸） ， Z、 Z? 為基圈的幾何 極， 大圓 ZZS? 稱 為主圈 （相當(dāng)于平面坐標(biāo)系中的 y 軸） ，恒星 s 在天球上的投影 ? 的球面坐標(biāo)可 以 用 大圓弧? D（第一坐標(biāo)）和 SD（第二坐標(biāo)）唯一 地 加以確定， S 稱 為 主點(diǎn)（ 相當(dāng)于平面坐標(biāo)系中的 原點(diǎn)）。 一 . 地平坐標(biāo)系 （圖 12） 根據(jù)上述關(guān)于天球坐標(biāo)系的一般性定義，在地平坐標(biāo)系中， 基圈 是觀測(cè)者的 5 地平圈，主圈是測(cè)站的子午圈，而主點(diǎn)為地平圈上的南點(diǎn)。 第一坐標(biāo) ? ? 高度（地平高度）， 0－ ? 90?；或天頂距， 0－ 180?。 第二坐標(biāo) ? ? 方位角，由南點(diǎn)向西點(diǎn)順時(shí)針量度 0－ 360?。 由于因地球自轉(zhuǎn)引起的天體 的 周日視運(yùn)動(dòng)，天體的地平坐標(biāo)隨時(shí)間而不斷地變化。 二 . 第一赤道坐標(biāo) （圖 13） 基圈 ? ? 天赤道，主圈 ? ? 子午圈，主點(diǎn) ? ? 天赤道南點(diǎn) 。 第一坐標(biāo) ? ? 赤緯， 0－ ? 90?；或極距， 0－ 180?。 第二坐標(biāo) ? ? 時(shí)角，沿天赤道由南點(diǎn)向西點(diǎn)順時(shí)針量度， 0－ 24h。 在第一赤道坐標(biāo)系中，天體的時(shí)角 會(huì)因天體周日視運(yùn)動(dòng)而發(fā)生變化，但赤緯不會(huì)發(fā)生相應(yīng)的變化。 圖 12 地平坐標(biāo)系 圖 13 第一赤道坐標(biāo)系 圖 14 第二 赤道坐標(biāo)系 圖 11 天球 坐標(biāo)系 6 三 . 第二赤道坐標(biāo)系 （圖 14） 第二赤道坐標(biāo)系與第一赤道坐標(biāo)系的不同僅在于： 主圈 ? ? 過(guò)春分點(diǎn)的赤經(jīng)圈，主點(diǎn) ? ? 春分點(diǎn)。 第二坐標(biāo) ? ? 赤經(jīng)，由春分點(diǎn)起逆時(shí)針量度， 0－ 24h。 在第二赤道坐標(biāo)系中，天體 的赤道坐標(biāo)（包括赤經(jīng)和赤緯）不會(huì)因周日視運(yùn)動(dòng)而發(fā)生變化。 四 . 黃道坐標(biāo)系（主要用于太陽(yáng)系天體研究） 基圈 ? ? 黃道，主圈 ? ? 過(guò)春分點(diǎn)黃經(jīng)圈，主點(diǎn) ? ? 春分點(diǎn)。 第一坐標(biāo) ? ? 黃緯， 0－ ? 90?。 第二坐標(biāo) ? ? 黃經(jīng)，春分點(diǎn)起逆時(shí)針量度， 0－ 360?。 五 . 銀道坐標(biāo)系 在恒星天文學(xué)中，特別是有關(guān)銀河系結(jié)構(gòu)和運(yùn)動(dòng)的研究中，常常還采用另一種天球坐標(biāo)系 ? ? 銀道坐標(biāo)系。 銀河系的主要部分是一個(gè)扁平圓盤狀的結(jié)構(gòu)，這一結(jié)構(gòu)大致具有面對(duì)稱的特性，它的平均平面稱為銀道面。由于太陽(yáng)并不正好位于這一對(duì)稱平面上（在這一平面以北 8 ?12 pc），在實(shí)際建立日心銀道坐標(biāo)系時(shí)，稱過(guò)太陽(yáng)且與上述對(duì)稱平面相平行的平面為銀道面。銀道面與天球相交的大圓稱為銀道，是銀道坐標(biāo)系中的基圈，天球上與銀道面相平行的小圓稱為銀緯圈。銀道的幾何極稱為銀極，其中的北銀極是銀道坐標(biāo)系的極。過(guò)兩個(gè)銀極所作的半個(gè)大圓稱為銀經(jīng)圈。銀道與天赤道在天球上相交于兩點(diǎn)，由北銀極向銀道面看去，按逆時(shí)針?lè)较驈某嗟酪阅舷虮蓖ㄟ^(guò)赤道的那一個(gè)點(diǎn)，稱為銀道對(duì)天赤道的升交點(diǎn) ? ，另一點(diǎn)稱為 降交點(diǎn)。 天體在銀道坐標(biāo)系中的第一坐標(biāo) 稱 為銀緯， 銀緯 b 由銀 道起沿銀經(jīng)圈向南北銀極分別量度，從 0?到 ?90?，其中南銀緯取為負(fù)值。天體在銀道坐標(biāo)系中的第二坐標(biāo)稱為銀經(jīng) l，由 過(guò)天體的銀經(jīng)圈與銀道 的 交點(diǎn)位置確定 。 1958 年以前用銀道升交點(diǎn) ? 作為 l 的起算點(diǎn)（主點(diǎn)），有 Bl ?? 。 l 從 0?～ 360?按逆時(shí)針?lè)较蛄慷龋ㄗ⒁?? 或 t 通常用時(shí)而不是用度為單位）。 天體的銀道坐標(biāo)是不能直接加以測(cè)定的，需要通過(guò)赤道坐標(biāo)來(lái)進(jìn)行換算。為了導(dǎo)出這種換算關(guān)系，需要知道銀 極的赤道坐標(biāo) ),( DA （關(guān)于這一坐標(biāo)的確定方法我們?cè)谶@里不作討論）。 1958 年以前北銀極的赤道坐標(biāo)取 7 )284012(),( ?，＋＝ mhDA （ 歷元） (11