对宇宙的窥视，人类的长焦眼镜，这就是天文摄影的魅力

你试过在夜晚拍下低垂的月亮微弱的光吗？你看过哈勃望远镜拍摄的照片吗？如果你对以上任一问题的回答是肯定的，那么你肯定接触过天文摄影了。

天文摄影就是给宇宙中的物体拍摄照片，与使用的摄影器材无关（无论你用的是傻瓜相机，还是哈勃望远镜）。而拍摄对象可以是任何东西，小至月球，大到银河系。

图解：有人在1054年目睹了这颗超新星的爆炸。哈勃望远镜捕捉到了这颗恒星残余部分的图像，现在被称为巨蟹座星云。--2005年

图：NASA/盖蒂社

1840年，约翰·威廉·德雷伯利用达盖尔照相法所拍摄的月球照片成为了北美首张天文摄影照片。人类对摄影最原始的尝试（例如：达盖尔照相法）和今天先进的摄影技术的原理都是捕捉物体所发射的光，而太空摄影中摄影机捕捉的光线全都来自宇宙。如果你想要了解摄影机是如何捕捉光线并储存图像的，请阅读《照相机的运作原理》以获取更多相关信息。

随着对天文相关理论和摄影技术研究的深入，今天人类对宇宙的 探索 已不限于拍摄传统的宇宙物质了。人类对宇宙的认知上限正在被科学家不断突破，人类的视野变得越来越宽广而清晰。

TONY HALLAS/科学派/ 盖蒂社

其他设备也能派上用场。导向镜和导向器能帮助相机在地球自转时瞄准，以便长时间曝光。另外，定时遥控器可以精确地控制长时间多次曝光。可以说，长焦镜头通过放大拍摄对象在镜头里的尺寸，可以使他们比任何生物都要大。但能够提高天文摄影成果质量的器材却少之又少。

单纯的依靠器材是不能解决天文摄影的所有问题的。例如，你必须规避不断波动的大气、空气中的尘粒和水分、光污染和烦人的昆虫等因素的干扰。另外，你也会希望有一种途径能在地球运动的情况下保持长时间的曝光。许多天文摄影家已经发现了克服部分难题的办法，比如有人制作了允许快门发射信号的手工支架，使相机更加稳定。许多天文爱好者在他们自己的网站或出版的书籍中提出了许多解决诸类问题的小提示，读者可以在Lots More页面寻找这类网站链接以获得更多的信息。

另一项有趣的技术能够将由于地球运动造成的成像不清晰的现象利用起来。这些天体的运动轨迹可能会将月食描绘成一种变色的，模糊的或围绕一个中型旋转的现象。

专业的天文拍摄器材的观测往往要比业余爱好者的发现更加精确。以夏威夷的凯克天文台为例。它拥有许多非常精准的仪器，这些仪器不间歇地收集令人出乎意料的高分辨率图像并得出夜空物体的光谱分析。凯克天文台的这些细节帮助我们进一步了解微小的褐矮星，包括木星上的天气、一些高密度星系以及其他天文现象。

众所周知的，凯克天文台的器材并不是每个人都能使用的——科学家在使用这些器材之前必须提交他们的项目计划供天文台考虑。但是，仍然会有一些规模较小的观测活动会在晚上对公众开放。另外，社区里或许有天文俱乐部会举办一些观星或天文摄影的活动。

现在，我们已经在陆地上用普通仪器观测我们能观测到的现象，让我们来看看到底看到了什么。

图解：斯皮策空间望远镜帮助人类首次清晰地看见银河系。你可以在此链接（ GLIMPSE/MIPSGAL Image Viewer ）观察这一复合的红外马赛克。

照片由美国航空与航天局、加州理工大学、威斯康星大学提供

既然我们已经对近地视角的观测有所了解，接下来让我们看看天文摄影在星际轨道上的作用有哪些。哈勃望远镜所拍摄的太空图像应该是最多人所熟悉的，然而NASA最新探测项目里的望远镜正在逐渐取代哈勃望远镜的地位，它叫做斯皮策空间望远镜。

斯皮策空间望远镜的原名叫空间红外线望远镜设备，于2003年8月在卡纳维拉尔角发射至太空。2008年6月，斯皮策的拍摄成果公开。该望远镜在许多波长不同的红外线中收集了超过800000张图像。这些红外线相互交缠组合，用一种不真实的颜色画出了一张美丽至极的太空地图。

斯皮策通过进入电磁频谱的红外线部分，使银河系另一侧的成像非常清晰。红外线的频率位于微波和可见光的频率之间。这些图像的颜色一定是不真实的，因为肉眼是看不见红外线的。哈勃望远镜能够观测到紫外线，可见光和近红外波段的光，但只有结合使用斯皮策望远镜，我们才能跨过宇宙尘埃和杂乱的光波，非常清晰地看到宇宙遥远的另一端。

在这样清晰的视野里，我们看到了宇宙的真相。研究人员现在可以筛选出许多有关于星系布局和组成的大量细节。例如，科学家通过对斯皮策图像的早期研究，清晰地掌握了银河系的形状。这些图像显示银河系是一个条状螺旋星系，这一信息让科学家认识到银河系仅有的两条主要螺旋臂从长中心杆的两端延伸开来。这是银河系理论的革新。在过去的几十年里，我们把银河系想象成一个有四个螺旋臂，星系中央隆起的螺旋星系。后来，我们又把他想象成一个中央隆起的条状螺旋星系，并坚持认为它拥有四支螺旋臂。

NASA的其他天文台也在帮助我们更深入地了解宇宙。它们在大气边缘之上很远的地方，因此可以在受大气扰动影响之前收集并传输图像。例如，哈勃拍摄的高倍率宇宙图像让我们更加了解宇宙近处和远处的物体。钱德拉X射线天文台将一直工作到2009年，为科学家收集类似于超新星、黑洞等宇宙现象的信息。在1991年-1999年间运转的康普顿伽马射线天文台将透视镜投射到太阳耀斑、类星体和各种各样的宇宙互动现象中。

1WJ百科全书

2天文学名词

3 JESSIKA TOOTHMAN- science- 漏云

转载还请取得授权，并注意保持完整性和注明出处

、春夜星空

高悬在北方夜空的北斗七星，是人们最熟悉的星星，学认春季的星座，也就从它开始吧。北斗七星是大熊座的一部分，由5颗明亮的2等星和2颗3等星组成一个勺子形状，就像古人盛酒的用具“斗”，故有此名。至于叫它北斗，还为了有别于低垂于夏季夜空的人马座上的同样排列成斗形的南斗六星。

北斗七星相当于大熊座的腰部到尾部部分。其中的四颗星组成斗勺，另三颗星组成柄。春天的黄昏，北斗七星的斗勺正指向东方。

在北斗七星前端的天璇和天枢两星之间连一条直线，再延长5倍的距离，便遇到颗明亮的2等星，它就是北极星。这是寻找北极星的最简便的方法。因此天璇和天枢二星又被称作“指极星”。由于北斗星不断地绕北极星周围运转、高度与位置不时变动，应练习任何时候都能通过北斗星很快地找出北极星。

北斗七星的斗柄部分稍有点弯曲，如果您顺着斗柄上的三颗星的弧线伸展出去，便会遇上一颗橙红色的亮星，它属于牧夫座，中文名大角。牧夫座是个较大的星座，但因结构分散，辨认不易。不过通过北斗七星

提起识别星座的app，大家都知道，有人问可以夜里用手机对天空就可以看到星座的应用 安卓版，另外，还有人想问有没有星座识别软件，你知道这是怎么回事？其实用什么手机软件可以查询星座位置！就是用手机对着天空就可以显示出哪里是什么星座！还可以显示星座图的，下面就一起来看看可以夜里用手机对天空就可以看到星座的应用 安卓版，希望能够帮助到大家！

识别星座的app

1、识别星座的app:可以夜里用手机对天空就可以看到星座的应用 安卓版

这个直接通过手机头来识别星座难度太大了

看来lz也是一个天文爱好者，你可以用谷歌星空这个软件手机对着天空辨认星座app。

这个是我一直比较喜欢的一个软件，在应用宝里到的

它可以根据你的手机GPS和重力来确定你的位置

然后再将你当时面对的星空星图显示给你识别星座的app 安卓。

不管你怎么移动它都可以将你正对着的星图给你的呢星空识别app安卓。

如果你嫌这样不好的话也可以自己手动操控的

希望可以采纳哦

2、识别星座的app:有没有星座识别软件

您好我的朋友，其实您只要知道生日的月份和日子，就可以知道您的星座了

我给你一个表，可以对照一下就好星座辨认软件。

白羊座：3月21日～4月19日

用什么手机软件可以查询星座位置！就是用手机对着天空就可以显示出哪里是什么星座！还可以显示星座图的

金牛座：4月20日～5月20日测星座的app软件有哪些。

双子座：5月21日～6月21日

巨蟹座：6月22日～7月22日好用的星座软件。

狮子座：7月23日～8月22日

处女座：8月23日～9月22日ar识别星座。

天秤座：9月23日～10月23日

天蝎座：10月24日～11月22日安卓有星座app吗。

射手座：11月23日～12月21日

摩羯座：12月22日～次年1月19日观星必备app。

水瓶座：1月20日～2月18日

双鱼座：2月19日～3月20日

希望可以帮到你拍照看星座的app。

3、用什么手机软件可以查询星座位置！就是用手机对着天空就可以显示出哪里是什么星座！还可以显示星座图的

目前还没有这么前沿的手机和软件，因为手机摄影的视野很大，除非到了天文望眼镜的价格，所以目前是没有的

4、识别星座的app:那个星座APP较好用

早桃，测测，准了都挺好用的

测测是上线时间最长的APP了，里面的星座内容更专业，准了是因为莫小棋而建立的，内容相对来说不如测测那样专业详细。

早桃是新成立的APP，星座内容和星盘内容介于测测和准了之间，但是早桃有一个其他两个APP不擅长的功能就是社交。早桃是一个星座社交APP，可以查看星座运势，还可以缘分合盘，一键匹配这样就可以找到星座上合得来的小伙伴愉快了。

之前还有一个电波APP也是不错的，但是好像因为业务改变太急促了，所以电波APP现在就没有了。

5、识别星座的app:铁探看星座的app是什么

不要这些，感情靠自己去维系，要对感情有信心。

应该是starwalk哪个星座运势app比较准。

6、识别星座的app:有没有一款手机软件，可以用相机照着天空，显示星座的软件

有，谷歌星空

评估手机ipad和手表去appstore里有个叫星空-让你不再迷失的软件，应该是你要找的

以上就是与可以夜里用手机对天空就可以看到星座的应用 安卓版相关内容，是关于可以夜里用手机对天空就可以看到星座的应用 安卓版的分享。看完识别星座的app后，希望这对大家有所帮助！

春季星空：西御东熊

指示星座：狮子座的轩辕十四

牧夫座的大角、室女座的角宿一、狮子座的轩辕十四构成春季大弧线

有四张图呢，发不过来

六等星图 Adobe reader适用的静态星图（英文）可以吗

http://wwwsiarisnet/astro/atlas/

也可以试试电子星图 例如skymap starrynight等等 都是做的比较好的 国内的同好都比较喜欢

http://lzqlamostorg/softwarehtml

如果你想要skymap pro10（318M）中文光盘版的我可以考虑传给你

不知道你的网络怎么样QQ：83553590

附：SKYMAP使用方法

一、下载。推荐到李祖强的网站下载skymap。地址如下：

http://lzqlamostorg/softwarehtml

在这个页面下找一下skymap就可以了（第10个）。

StarryNight比较大，可以从电骡上下载（大约115G），有不少同好反映安装会出问题，因此对初学者来说先不下为好。

二、安装和设置。

安装就不说了，第一次运行skymap要进行设置，主要是地点的设置。如图“1-1png”。点击地球状的按钮后，选择自己所在的城市或者直接输入你所有地点的经纬度就可。之后点“文件”－＞“存为默认值〔F〕”就可了。（只使用一次就可以了）还有些设置在“文件”－＞“参数”下面。都是可以设置的，如果不想动也可以。为了方便操作，还应该在“查看”－＞“工具栏”中设置一下，把所有的全部打√。

三、使用

打开skymap后会自动建立一个当时当地的星图，你可以点正顶或者东、南、西、北找你要找的目标。例如，我发现东边有一特别亮的星，想知道它是哪个星座的，是不是行星。我可以进行如下操作：点“设置视图”栏中的E（东），这时星图就表示我正对着东面时应该看到的星空了。再估计一下星的高度和方位，就可以知道它是哪个星座的了，是不是行星图上也写得很清楚。

我们也可以点搜索来找你的目标。搜索我一般用来搜索行星、星座和深空天体。例如：我想找“牧夫座”。可以进行如下操作：点“搜索”－＞“星座”－＞选择“牧夫座”－＞点“转到”就OK了。

“文件”下面有个“＋”和“－”可以缩小和放大你看的区域。如图“1-2png”。这个工具就相当于一个放大镜，为了知道它的效果请自己点一下试试。

skymap的一大好处就是可以星图与时间对应，新建的一个星图是对应建图的时间的，但如果想要个稍晚一点的时间，比如25个小时以后应该怎么办呢？不要紧，可以使用时间工具栏。选一个数字，选好跳跃的时间然后点前进或后退就可以了。例如我要看25小时后的时间可以这样操作：数字选“1”－＞旁边下拉菜单选“日”－＞旁边下拉菜单选“小时”－＞点2次前进。还有一个工具栏，有了望远镜后可能会用得着，不过难度不太大，这里就不写了，用熟悉后自己可以慢慢学习。

最后，当我找到我想要的目标以后，我想知道目标的详细信息该怎么办？很简单，把鼠标放到目标上，右键一点，然后选目标的信息就可以了。

好了，今天我们学习了星图软件“SkyMap”的使用，为了考查你的学习情况请你试试你能做到以下几点吗？

1、今天（2005年6月16日）晚上9：00月球与地球的准确距离。

2、今天（2005年6月16日）晚上9：00北极星（小熊座alpha）信息中北极星的高度。

3、时间设定2004年6月8日下午3点半。搜索太阳，看看太阳上面有什么？

4、搜索木星，不断放大，看看木星的四颗主要卫星（绿色）的英文简称分别叫什么？

以下是2005年7月5日补充内容

昨天发生的天地大冲撞，使我想起了一个事：如何用skymap看彗星？

由于彗星是不断新发现的，所以任何电子星图里面都不会有完全的彗星表。而好一些的电子星图是可以更新彗星表的，比如skymap，你到它的网站下载彗星的文件放到相应的地方就可以了。而像SNP这种就更先进，可以自动更新信息。

下面说一下如果下载skymap的数据：首先打开skymap的有关网页：

http://wwwskymapcom/comet_datahtm

然后根据你的skpmap或skymap pro下载相应的数据（有两个“this link”上面一个是SkyMap Pro的，下面一个是SkyMap的，右键点它，选“另存为”。存在一个临时的地方。）下载完后双击把它打开，看看上面和下面有没有小横线“－”有的话把它们删掉。

然后分两种情况：第一种情况，你用的是SkyMap Pro，下载好的文件你要改个名，比如你可以以年月日命名这个文件。例如你可以把你的文件改成20050704cat文件名是什么都可以，但一定要注意文件的结尾（扩展名）一定要是“CAT”

第二种情况，你用的是skymap。把这个文件改成“cometsky”就可以了。

最后，无论是哪种情况，你都要把这个改好名的文件copy（复制）到skymap的安装目录所对应的“DATA”目录下面。

参考资料：

http://amateurlamostorg/bootes/bbs/portalphpsid=a6a9b825c0a0730d52d971859c61cb19

恒星的诞生

恒星是由星际物质构成，早在17世纪，牛顿就提出了散布于空间中的弥漫物质可以在引力作用下凝聚为太阳和恒星的设想。经过天文学家的努力，这一设想已经逐步发展成为一个相当成熟的理论。观测表明，星际空间存在着许多由气体和尘埃组成的巨大分子云。1969年加拿大天体物理学家理查森·B·拉森在他的加州理工学院写出了星际物质转变成恒星的过程。

拉森设想有一团球状星云的质量和太阳的质量正好相等。他用了一种在当时条件下尽可能最合理地反映一团气体坍缩的计算过程探索了它的变化，他的研究起点不是星际物质，而是密度已经增大的一个云团，相当于大规模坍缩物质中的一粒碎屑。因此，可以说这种云团的密度早已超过了星际物质：每立方厘米已达6万个氢原子。拉森初始云团的直径大致为其后将由这团物质形成的太阳半径的500万倍。接下来的过程是发生在一段天文学上来说极短暂的时间中，也就是50万年内。

这团气体最初是透光的：每粒尘埃不断发出光和热，这种辐射一点也不受周围气体的牵制，而是畅行无阻地传到外空。这种透光的初始模型也就决定了气体球团的今后的演变。气体以自由落体的方式落到中心去，于是物质在中心区积聚起来。本来质量均匀分布的一团物质，这时变成越往里密度越大的气体球。这样一来，中心附近的重力加速度，越来越大，内部区域物质的运动速度的增长表现得最为突出。开始时几乎所有的氢都结合成氢分子：一对对氢原子彼此结成分子。最初气体的温度很低，总也不见升高，这时因为它仍然太稀薄，一切辐射都能往外穿透而溃缩着的气体受到的加热作用并不明显。要经过几十万年后，中心区的密度才会大到使那里的气体对于辐射变得不透明，而在此以前的辐射一直在消耗热量。这么一来，气体球内部的一个小核心就要升温。后者的直径只有那个始终充满向中心下落物质的原气体球的1／250。随着温度的上升，压力也就变大，终于使坍缩过程停了下来。这个特密中心区的半径和木星轨道半径差不多，而它所含的质量只及整个坍缩过程中涉及的全部物质的05％。物质不断落到内部小核心上，它所带来的能量在物质撞到核心上的时候又成为辐射而放出。同时核心在缩小，并变得越来越热。

这种过程一直要进行下去，直到温度达到大约2000度为止。这时氢分子开始分解，重新变成原子。这种变化对核心的影响很大。于是，核心再度收缩，到收缩时释放出能量把全部的氢都重新变为原子。这样，新产生的核心只比今天的太阳稍大一点。不断向中心跌下的全部外围物质最终都要落到这个核心上，一颗质量和太阳一样的恒星就要由此形成。在往后的演变中，起主导作用的实际上只有这个核心了。

比如猎户座的发光星云。在一个直径大约为15光年的空间范围里所包含的是浓缩的星际气体，那里的物质密度达每立方厘米1万个氢原子。虽然对星际物质来说这是非常高的密度，但猎户星云中的气体比地球上所能制造的最好真空还要稀薄得多。发光气体的总质量估计为太阳的700倍。星云中的气体是受到一批蓝色高光度星的激发而发光的。可以肯定的是，猎户星云中有诞生才100万年的恒星。这个星云中所找到的浓缩区使我们可以推断，这些区域目前还在生产恒星。

因为这样的核心是在逐渐转变为恒星的，人们称之为“原恒星”。它的辐射消耗主要由下落到它上面的物质的能量来补充。密度和温度在升高，原子在丢失它们的外层电子，人们称它们为电离原子。由于落下的气体和尘埃形成了厚厚的外壳包围了它，使它的可见光不能穿透出来，人们从外面还看不到多少内幕。原恒星从内部照亮外壳。要到越来越多的下落物质都已经和核心联成一体时，外壳才会变成透光，星体就以可见光突然涌现出来。其余的云团物质在不断向它下落，它的密度在增大，因而内部温度也往上升，直至中心温度达到1000万K而开始氢聚变，到了这个时候，原来那个质量和太阳相等的坍缩云团就变成了一颗完全正常的主序星：原始太阳，一颗恒星由此诞生了。

恒星的演化

（1）1926年，爱丁顿指出，任何恒星内部一定非常热。因为恒星的巨大质量，其引力非常强大。如果这颗恒星要不坍缩，就必须有一个相等的内部压力与这种巨大的引力相平衡，我们知道我们最熟悉的恒星是太阳。与大多数恒星一样，太阳看上去是不变化的。然而事实并非如此。实际上太阳一直在与毁灭它的力做不停的斗争。所有恒星都是些靠引力维持在一起的气体球。如果唯一起作用的力只有引力，那么恒星会因自身巨大的重量很快向坍缩，要不了几小时便会消亡。没有发生这种情况的原因在于向内的引力被恒星内部压缩气体产生的向外的巨大压力所平衡了。

50年代中期，佛莱德·霍伊尔，威廉·福勒和伯比奇夫妇首先研究了恒星的爆发理论。

他们认为，气体压力与温度之间存在着一个简单的关系：一定体积的气体在受热时，压力以正比关系随温度而上升；反之，温度下降时压力也下降。恒星内部压力极大的原因在于温度高。这种热量是由核反应产生的。恒星的质量越大，平衡引力所需要的中心温度也就越高。为了维持这种高温，质量越大的恒星必须越快地燃烧，从而放出更多的能量，因此一定比质量小的恒星更亮。

在恒星的大半生中，氢聚变成氦是为恒星提供能源的主要反应，这种反应要求很高的温度来克服作用于核之间的电斥力。聚变能可以使恒星维持几十亿年，不过核燃料迟早会越来越少，从而使恒星反应堆开始萎缩。发生这种情况时压力支撑台已岌岌可危，恒星在这场与引力的长期斗争中开始溃退。从本质上讲恒星已是在苟延残喘，只是通过调整它的核燃料储备来推迟引力坍缩的发生。但是，从恒星表面流出并进入太空深处的能量在加速恒星的死亡。

依靠氢的燃烧估计太阳可以存活100亿年左右。今天，太阳的年龄约为50亿年，它消耗了一半左右的核燃料储备。今天我们完全不必惊慌失措。恒星消耗燃料的速度极大程度上依赖于它的质量。大质量恒星核燃料的消耗要比小质量恒星快得多，这是毫无疑问的，因为大质量星既大又亮，因而辐射掉的能量也就越多。超额的重量把气体压得很密，温度又高，从而加快了和局边的反应速度。例如，10个太阳的恒星在1千万年这么短的时间内就会把它的大部分氢消耗殆尽。

大多数恒星最初主要由氢来组成。氢“燃烧”使质子巨变为氦核，后者由两个质子和两个中子组成。氢“燃烧”是最为有效的能源，但却不是唯一的核能源。如果核心温度足够高，氦核可以聚变成碳，并通过进一步的聚变生成氧、氖以及其他一些元素。一棵大质量恒星可以产生必要的内部温度——可达10亿度以上，从而使上面的一系列核反应得以进行。但随着每一种新元素的慢慢出现产能率下降。核燃料消耗得越来越快，恒星的组成开始逐月变化，然后逐日变化，最后每小时都在变化。它的内部就像一个洋葱，越往里走，每一层的化学元素以越来越疯狂的速度依次合成。从外部看来，恒星像气球那样膨胀，体积变得十分巨大，甚至比整个太阳系还大。这时天文学家称之为红超巨星。

这条核燃烧链终于终止于铁元素，因为铁有特别稳定的核结构。合成比铁更重元素的核聚变实际上要消耗能量而不是释放能量。因此，当恒星合成了一个铁核，它的末日便来临了。恒星中心区一旦不能再产生热能，引力必然会占上风。恒星摇摇晃晃地行走在灾变不稳定的边缘，最后终究跌进它自己的引力深渊之中。

这就是恒星内部所发生的事，而且进行得很快。由于恒星的铁核不可能再通过核燃烧产生热量，因而也就无法支撑它自身的重量，它便在引力作用下剧烈压缩，甚至把原子都碾得粉碎。最后，恒星核区达到原子的密度，这时一枚顶针的体积便可容纳近1万亿吨的物质。在这一阶段，恒星的典型直径为200公里，而核物质的坚硬性将引起恒星核区的反弹。由于引力的吸引作用极强，这种反弹力所经历的时间只有几毫秒。当这场戏剧性事件在恒星中心区展现之际，外围各层恒星物质在一场突发性的灾变中朝核区坍缩。数以万亿吨计的物质以每秒几万公里的速度向内暴缩，与正在反弹着的比金刚石更坚硬的致密恒星核区相遭遇，发生极为强烈的碰撞，同时穿过恒星向外发出巨大的激波。

同激波一起产生的还有巨大的中微子脉冲。这些中微子是恒星在最后核裂变期间从它的内区突然释放出来的。在这次核裂变中，恒星内原子的电子和质子被紧紧地积压在一起而形成了中子，恒星核区实际上成了一个巨大的中子球。激波和中微子两者一起携带着巨额能量穿过恒星外部各层向外传递。被压缩了的物质的密度非常高，即使是极其微小的中微子也得费尽周折才能冲开一条出路。激波和中微子携带的能量有许多为恒星外层所吸收，结果导致恒星外层发生爆炸。接着是一场核浩劫，其剧烈程度是无法想象的。在几天时间内恒星增亮至太阳光的100亿倍，不过在经过几个星期后又逐渐暗淡下去。

在像银河系这样的典型星系中，平均每百年出现2至3颗超新星，历史上天文学家对此已有记载，并深感惊讶。其中最著名的一个由中国和阿拉伯观测家于1054年在巨蟹座中发现的。今天，这颗已遭毁灭的恒星看上去就象一团很不规则的膨胀气体云，称为蟹状星云。

（2）在研究恒星演化方面取得的另一个进展来自对球状星团中恒星的分析。一个星团中的恒星距离我们都差不多同样远，所以它们的视星等和它们的绝对星等成正比。因此，只要知道它们的星等，就可以绘制出这些恒星的赫－罗图。结果发现，较冷的恒星在主星序中，而较热的恒星似乎有离开主星序的倾向。它们依照燃烧速率的高低及老化的快慢，遵循着一条确定的曲线，显示出演化的各个阶段：首先走向红巨星，然后折返回来，再次穿过主星序，最后向下走向白矮星。

根据这一发现，再加上某些理论论方面的考虑，霍伊耳绘制出了一幅恒星演化过程的详细图画。根据霍伊耳的观点，演化的早期，一颗恒星的大小或湿度变化很小。（我们的太阳现在正处在这种状态，并将维持很长的时间）因为恒星在其炽热的内部将氢转变为氦，所以在恒星的中心氦积累得越来越多。当这个氦核达到一定的大小，恒星的大小和温度开始发生剧烈地变化，体积急剧膨胀，表面温度降低。也就是说，离开主星序朝红巨星的方向运动。恒星质量越大，到达这个转折点就越快。在球状星团中，质量较大的恒星已经沿着这一途径走过了不同的演化阶段。

膨胀后的巨星虽然温度较底，但因表面积比较庞大，所以释放出比较多的热量。在遥远的未来，当太阳离开主星序时，或在那之前，它可能会热得使地球上的生命无法忍受。不过，这将使几十亿年以后的事了。

可是，氦核到底是如何膨胀成为红巨星的呢？霍伊耳认为，氦核本身收缩，结果温度升高，使氦原子核聚合成碳，从而释放出更多的能量。这种反应的确是可以发生的。这是一种非常罕见而几乎不可能发生的反应。但是红巨星中氦原子的数量十分庞大，所发生的这类聚合反应足以提供其所必需的能量。

霍伊耳进一步指出，新的碳核继续变热，从而开始形成像氧和氖一类的更复杂的原子。在发生这一过程时，恒星正在收缩并再次变热，朝主星序返回。此时恒星开始变为多层，就像洋葱头一样。它有一个由氧和氖构成的核，核外面是一层碳，再外面是一层氦，而整个恒星由一层尚未转变的氢包围着。

然而，与消耗氢的漫长岁月比较起来，恒星消耗其它燃料的时间就如同速滑雪橇一样飞驰而过。它的寿命维持不了多久，因为氦聚变等所释放的能量只有氢聚变的1／20而已。在一个比较短的时间内，保持恒星膨胀状态所需要的抗拒自身引力场强大引力的能量变得不足，从而使恒星更加快地收缩。它不仅收缩到正常恒星的大小，而且进一步收缩到白矮星的大小。

在收缩当中，恒星的最外层会被留在原处，或被收缩而产生的热喷开。于是白矮星被包围在膨胀的气体层当中。当我们用望远镜观测时，边缘的地方看上去最厚，因此气体最多。这种白矮星好象是被“烟圈”环绕着。因为它们周围的烟圈好象是看得见的行星轨道，所以把它们叫做行星状星云。最后，烟圈不断膨胀而变得很薄，再也看不到了，我们看到的像天狼B星一类的白矮星周围就没有任何星云状物质的迹象。

白矮星就是这样比较平静地形成的；而这种比较平静的“死云”正是像我们的太阳一类恒星和比较小的恒星未来的命运。而且，如果没有意外干扰的话，白矮星会无限延长寿命，在此期间，它们会漫漫冷却，直到最后再也没有足够的热度发光为止。

另一方面，如果白矮星像天狼B星或南河B星那样是双星系统中的一颗，而另一颗是主星序的星，而且非常接近白矮星，那么将会有一些令人兴奋的时刻。主星序星在自己的演化过程中膨胀时，它的一些物质在白矮星强大引力场的吸引下，可能会向外漂移而进入白矮星的轨道。在偶尔的情况下，有些轨道物质会旋落在白矮星的表面，在那里受到引力压缩而引起聚变，从而放出爆发性的能量。如果有一块特别大的物质落到白矮星的表面，则放射出的能量可能大到从地球上都可以看到，于是天文学家便记录下有一颗新星出现。当然，这种事会一再发生，而“再发新星”确实是存在的。

但是这些不是超新星。超新星是从哪里来的呢？为了回答这个问题，我们必须从比我们的太阳大得多的恒星谈起。这些巨大的恒星相当稀少（在各类天体中，大质量恒星的数目比小恒星的少），30颗恒星中大概只有1颗比太阳质量大。即使如此我们的银河系大约也有70亿颗恒星。

大质量恒星引力场的引力比小恒星的大，在这种较强引力的作用下，其核也挤压得比较紧，因此核更热，聚变反应超越脚下恒星的氧－氖阶段后仍能继续进行。氖进一步结合形成镁，镁又能结合形成硅，然后硅再结合形成铁。在其寿命的最后阶段，这种恒星可能会由6个以上的的同心壳层组成。各自消耗不同的燃料。这时中心温度可达摄氏30亿——40亿度。恒星一旦开始形成铁，它就到达了死亡的终点，因为铁原子的稳定性最高而所含的能量最少。无论是铁原子转变成复杂的原子还是转变成简单的原子，都必须输入能量。

而且，当核心温度随年龄增长时，辐射压力也随着增加，并且与温度的4次方成正比，即当温度升高到2倍时，辐射压力会增加到6倍，因此辐射压力和引力之间的平衡变得更加脆弱。根据霍伊耳说法，最后，中心的温度上升得非常高，从而使铁原子变成氦。但是要发生这种情况，正如刚刚说过的，必须给铁原子输入能量。当恒星收缩时，可以利用它所得到的能量把铁转变成氦。然而，所需的能量时如此巨大，根据霍伊耳的假定，恒星必须在一秒中左右剧烈地收缩成原来体积的极小一部分。

当这种恒星开始崩溃时，它的铁核仍被大量尚未达到最大稳定性的原子包围着。随着外层的崩溃，原子的温度升高，这些仍然可以结合的物质以下自全部“点火”，结果引起一场大爆发，将恒星外层物质从恒星体内喷出去。这种爆发就是超新星。蟹状星云就是由这种爆发形成的。

超新星爆发的结果，将物质喷发到空间，这对于宇宙的演化具有巨大的重要性。在宇宙大爆炸时，只形成了氢和氦。在恒星的核内则陆续形成其它更复杂的原子，一直到铁原子。如果没有超新星的爆发，这些复杂原子会锁在恒星的核内，一直到白矮星。通常只有极少量的复杂原子通过行星状星云的晕进入宇宙中。

在超新星爆发的过程中，恒星较内层的物质会被有力地喷射到外围空间，爆发的巨大能量甚至能够形成比铁原子更复杂的原子。

喷射到空间的物质会已经存在的尘埃气体云，并且成为形成富含铁及其它如金元素的“第二代新恒星”的原材料。我们的太阳可能是一颗第二代恒星，比一些无尘埃球状星团的老恒星年轻得多。那些“第一代恒星”则金属含量很低而氢含量很高。地球是从诞生太阳的同一残骸中形成的，所以含铁非常丰富，这些铁也许一度存在于几十亿年前爆发的一颗恒星的中心。

可是在超新星爆发中已经爆发的恒星，其收缩部分的情况又是如何呢？它们形成白矮星吗？体积和质量更大的恒星只是形成体积和质量更大的白矮星吗？

1939年，在美国威斯康星州威廉斯湾附近的叶凯士天文台工作的印度天文学家张德拉塞卡计算出，大于太阳质量14倍以上的恒星，不可能通过霍伊耳所描述的正常过程变成白矮星，从而第一次指出，我们不能期望有越来越大的白矮星。这个数值现在叫做“张德拉塞卡极限”。事实上，结果证明到目前为止所有观测到的白矮星质量都低于张德拉塞卡极限。张德拉塞卡极限存在的理由是，由于白矮星的原子中所含的电子相互排斥，因而使白矮星不能再继续收缩下去。随着质量的增加，引力强度也增加；达到14倍太阳质量时，电子排斥力变得不足以克服白矮星的收缩力，白矮星将坍缩成更小更致密的星体，而使亚原子粒子实际上互相接触。这种星体必须等待利用可见光以外的辐射来探测宇宙的新方法发明之后，才能探测出来。

我们的太阳

太阳是一颗典型的质量不大的恒星，它平稳地燃烧自身的氢燃料，并把核区转变成氦。目前，就有些核反应来说它的内核是不活泼的，因此内核无法提供足够高的热能以维持太阳不出现毁灭性的引力收缩。为了防止坍缩的发生，太阳必须使它的核区活动向外扩展，以寻找未经反应的氢。同时，氦核逐步收缩。因此，尽管在过去几十亿年中太阳内部发生了一些变化，其外貌几乎没有任何的改变。它的体积将会膨胀，但表面的温度却略有下降，颜色也会变得红一些。这种趋势一直要持续到太阳变成一颗红巨星，那时它的直径也许会增大500倍。红巨星阶段标志着小质量恒星生命结束期的开始。

随着红巨星阶段的到来，太阳一类恒星的稳定性便不复存在。太阳一类恒星在其生涯中红巨星的各个阶段情况复杂，活动激烈而又变化无常；相对而言它的行为和外貌会发生较快的变化。上了年纪的恒星可能会经历几百万年时间的脉动，或抛掉外层气体。恒星核区中的氦可能会点燃，生成碳、氮和氧，并提供能使恒星维持较长一段时间所必须的能量。一旦外壳被抛入太空，恒星便不再继续剥落，最后露出的是它的碳氧核。

在这一复杂活动时期以后，小质量和中等质量的恒星不可能避免地会向引力屈服，并开始收缩。这种收缩是不可逆转的，并一直要进行到恒星被压缩至小的行星那么大为止。恒星变成一个天文学家称之为白矮星天体。因为白矮星非常的小，所以极其暗弱，尽管它们的表面温度时间上要比太阳表面温度还高得多。在地球上只有用望远镜才能看到它们。

白矮星就是太阳遥远未来的归宿。但太阳到达那一阶段时，她仍能在好几十亿年时间内维持炽热状态。它绝大部分密度非常高，结果内部热量被有效地封闭起来，其绝热性能比我们现在已知道的最好的绝热体还要好。但是，热辐射在寒冷的外部空间缓慢地泄漏，而由于内部核熔炉永久性地关闭，因而再也不能指望有任何燃料储备来补充这种热辐射。我们曾经拥有过的太阳现在成了白矮星残骸，它将非常非常缓慢地冷却下来并变得越来越暗，直到进入它的最终变化形态。在这一过程中它逐渐变硬，成为一种刚性极好的晶体。最终，它会继续变暗直至完全消失黑暗的太空之中。

名词解释

（1）恒星：

凡是由炽热气态物质组成，能自行发热发光的球形或接近球形的天体都可以称为恒星。自古以来，为了便于说明研究对象在天空中的位置，都把天空的星斗划分为若干区域，在我国春秋战国时代，就把星空划分为三垣四象二十八宿，在西方，巴比伦和古希腊把较亮的星划分为若干个星座，并以神话中的人物或动物为星座命名。

早在十六世纪以前，中国古代天文学家张衡、祖冲之、一行、郭守敬等设计制造出了精巧的观测仪器，通过恒星的观测，以定岁时，改进历法。1928年国际天文联合会确定全天分为88个星座。宇宙空间估计有数以万计的恒星，看上去好象都是差不多大小的亮点，但它们之间有很大的差别，恒星最小的质量大约为太阳的百分之几，最大的约有太阳的几十倍。

由于每颗恒星表面温度不同，它发出的光的颜色也不同。科学家依光谱特征对恒星进行分类，光谱相同的恒星其表面温度和物质构成均相同。

恒星的寿命也大不一样，大质量的恒星含氢多，它们中心的温度比小质量恒星高的多，其蕴藏的能量消耗比小的更快，故衰老的也快，只能存活100万年，而小质量恒星的寿命要长达1万亿年。

我们宇宙中的恒星又是什么时候诞生的呢？宇宙一般被认为形成于距今150亿年前。按照大多数天文学家的观点，恒星形成的高峰期为距今70亿至80亿年前。天文学家的最新观测结果表明，宇宙中大量恒星的诞生时间可能比原先认为的要早。由英国爱丁堡大学、帝国理工学院及卡文迪许实验室等科学家组成的研究小组，在99年出版的英国《自然》发表论文说，他们在一片遥远的尘埃状星系中，观测到年轻恒星快速形成的迹象。这些恒星形成的时间估计距今120亿年左右，比一般认为的时间要早约50亿年。天文学家们是利用由英国制造的“斯卡巴”（SCUBA）相机获得上述发现的。

恒星有半数以上不是单个存在的，它们往往组成大大小小的集团。其中两个在一起的叫双星，三、五成群的叫聚星，几十、几百甚至成千上万个彼此纠集成团的叫做星团，联系比较松散的叫星系。恒星的结构可分外层大气和内部结构。恒星大气可直接观测到。从里往外，分为光球、色球和星冕。正常恒星的大气处于流体经历平衡态。光球之下直到内核中心叫恒星内部。内部结构用压力、温度和密度随深度的变化表示。恒星内核以核反应方式产生。

（2）主星序：

在我们附近的恒星中，按照非常有规律的亮度与温度的比例来判断，明亮的似乎比较热，而暗淡的似乎比较冷。如果把各种恒星的表明温度相对于它们的绝对星等绘制成图的话，大部分我们所熟悉的恒星将会归入一条从暗冷缓慢地上升到亮热的窄带中。这条带叫做主星序。它是由美国天文学家，HN罗素于1913年首先绘制出的，而后天文学家赫茨普龙也做了同样的工作。因此,把表示主星序的图叫做赫茨普龙－罗素图。简称赫－罗图。

并非所有恒星都属于主星序。高温的白矮星和温度相对较低的红巨星就不属于主星序。有些红巨星虽然表面温度相当低，却有很高的绝对星等。这是因为它们的物质以稀薄的方式扩散成很大的体积，单位面积的热度虽不高，但巨大的表面积总和起来却相当热。在这些红巨星中，最有名的是参宿四和心宿二。1964年科学家们发现，有些红巨星甚至冷到大气层里含有大量的水蒸气；在我们太阳比较高的温度下，这些水蒸气会被分解成氢和氧。

一共有4颗

星空的形成：星空是由肉眼可见的宇宙中的天体形成的。

星空的构成：

1、春季星空的主要星座有：大熊座、小熊座、狮子座、牧夫座、猎犬座、室女座、乌鸦座长蛇座。

2、春季星空的主要星座有：狮子星座、天蝎座、人马座、北斗七星。

3、秋夜星空的主要星座有：仙王，仙后，仙女，英仙，飞马，鲸鱼。

4、冬夜星空的主要星座有：天狼星、金牛座、双子座、巨蟹座。

扩展资料：

星空的主要元素的形状：

如果不受外力的作用，所有物体在引力的作用下趋向于向中心聚集。最集中的结果是球体。虽然恒星表面是固体，但由于固体也可以变形，固体粒子可以移动，这使得它们有可能转变成球体。

星星内部的能量的活动使星星变的形状不规则。然而，高山上的岩石受到恒星的引力，从高处滚落下来。河流把沉积物从高处带到低洼的海洋（河流也被恒星吸引），这些都是集中化的例子。它们都使星星由不规则变成球形。

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