银河及星团、星云的观测

1、七 银河及星团、星云的观测双星分“光学双星”和“物理双星”两大类。两颗星从地球上观测，方向差得不多，在天球上的投影看上去相距很近，其实它们之间相距很远，彼此没有物理联系，这种双星称为光学双星。比如摩羯座中文名牛宿二就是一颗光学双星，它的两颗子星摩羯座和摩羯座的视星等分别是4.24等和3.57等，肉眼就可以看到，两星相距仅377.7,但是它们在宇宙中的实际距离却很远，相互间并无物理联系（摩羯座和各自分别是由四颗星组成的四合星）。光学双星的研究价值不大。 由于彼此的引力作用，绕着它们共同的质量中心运行的双星叫做物理双星。利用望远镜观测时，人眼直接能看出是两颗星的物理双星称为“目视双星”。有些目视双

2、星，其中较暗的子星甚至无法看见，而精确测量较亮子星却可以发现它，相当于背景恒星移动的路径呈现波浪式的曲线，于是可以判断有一颗看不见的伴星存在，人们常常把它们叫做天体测量双星，天狼星就是这方面的一个典型例子：在望远镜分辨出它的伴星之前，就已经断定它是一颗双星了。人眼通过望远镜不能分开，用分光的方法才能分开的物理双星称为“分光双星”。分光双星的两个子星相互绕转时，它们光谱的谱线由于多普勒效应便发生有规律的位移，拍下它们在绕转不同时段的光谱，可以发现它们的光谱线周期性地时而成双线，时而成单线，这样的分光双星称为“双谱分光双星”，又称“双线分光双星”。分光双星两个子星的光谱不都是能同时拍摄到的，对于主

3、星光度超过伴星光度三倍的双星，就只能拍摄到主星的光谱，如果增加曝光时间希望拍下伴星的光谱，那么主星光谱就会曝光过度而和伴星光谱相混合，整个光谱将模糊不清。这时研究主星的光谱，可以发现它的光谱线单线也作周期性的移动，这样的分光双星称为“单谱分光双星，又称“单线分光双星”。有些双星虽然观测不到它们谱线的多普勒位移，但是两子星的光谱分属差异很大的两个光谱型，明显属于两个不同的恒星，这样的双星称为“光谱双星”。当双星相互绕转的轨道面与我们视线的交角接近0°时，两子星就会发生交食现象，双星亮度呈现周期性的变化，这样的物理双星称为“食双星”，又称为“食变星”。银河系中大约一半以上的恒星是双星系统

4、的成员。双星是天文学家重要的观测对象，当然也是天文爱好者重要的观测对象。一般爱好者并不拥有大型专业设备，对双星的观测研究会受到不少限制，而适合于天文爱好者开展的双星观测工作主要是对目视双星的观测。目视双星观测项目之一是测定两子星间的相对位置，以进一步确定双星的轨道见右图。两子星间的相对位置以子星间的角距离和位置角来表征。角距离是天球上两子星间大圆弧的度数，以弧秒角秒为单位；位置角是两子星的连线与南北方向的夹角，以主星即较亮子星为角的顶点从这个意义上说，所谓“位置角”是指伴星相对于主星 室女座双星轨道图，轨道周期168.88年 的位置，自北沿逆时针方向计量，0°360°。选择

5、口径尽可能大（如15厘米以上），焦比1/151/20的望远镜，再配备一只动丝测微目镜来测定和。右图是动丝测微目镜的示意图，在目镜的视场里可以看到固定的十字丝也称静丝和，为动丝，E为测微器螺旋螺距为1毫米。旋动E，可使相对于移动，位移量可从测微目镜上的标尺读出。利用测微目镜测量时，需要事先确定螺旋值和零点。螺旋值定义为E转动一圈，即动丝前进或后退1毫米对应于天球上多大的角距：角秒毫米 动丝测微目镜示意图式中F为望远镜焦距，以毫米为单位。零点是指让动丝从左边或右边向静丝移动，与重合时为测微目镜标尺的读数。从测微目镜中观测双星，可以利用其中一颗子星的视动方向来调整静丝，使与东西方向平行。使一颗子星A

6、比如主星位于十字丝的中央其实A只要在上即可，调整动丝到横贯另一子星B的位置，记下标尺读数；然后使子星B位于十字丝的中央此时B也是只要在上即可，调整动丝到横贯子星A的位置，再记下标尺读数，求出两 目视双星两子星的相对位置 次读数之差。重复几次上述的测定，求出的平均值，即为两子星的角距在南北方向的投影。动丝测微目镜具有可绕光轴旋转的转盘，盘上的刻度可准到0.1°，旋转转盘使测微目镜绕光轴旋转90°，此时静丝与东西方向平行。以后进行与测定时类似的操作，算出的平均值， 即角距在东西方向的投影图3。于是，项原则 。 用目视方法观测双星，应当选择大气情况良好的夜晚进行。爱好者初次观测双

7、星，可以选择较亮的、角距离较大的目视双星参看附录33进行观测练习，待取得一定的观测经验后再选择较暗的双星进行观测。为了尽量把两个子星分开以便更清楚地观测它们，观测时一般选用望远镜和视宁度所能允许的最高放大率。双星轨道周期大多较长，有的在几十年左右，不少在百年、千年以上，甚至还有万年以上的。它们沿轨道运动得很慢，所以不必每夜观测，只要选择适当的时间间隔，比如每隔15天甚至更长的时间间隔观测一次即可。人们将双星的轨道按所取得的观测资料分为五级：一级轨道，具有完整的二圈以上的观测资料；二级轨道，具有一圈以上的观测资料；三级轨道，具有大半圈的观测资料；四级轨道，得到小半圈的观测资料；五级轨道，只得到占

8、轨道的一小弧段或者是处于轨道的平直部分的资料。目前所建立的双星轨道，大部分为三级、四级或五级的，二级的不多，只占百分之几，一级就更少了。双星的运动特点决定了双星观测是一项历时弥久的观测项目，一旦开始就应当作长期几年、十几年甚至数十年的连续不断的观测，只有这样才能掌握观测对象的运动规律而可能有所发现。角距在15之间的明亮双星，已经有很多人进行过仔细的研究，爱好者可以利用它们进行观测练习。那些亮于9.5等的目视双星，人们已经反复测定过它们的和；而暗于9.5等的目视双星的、值却并不完整。爱好者手边的望远镜，如果极限星等大于12等，倒是值得去做一些连续、系统的观测工作的。观测结果记入下面的表中双星名称

9、观测时间双星位置天气状况爱好者还可以对目视双星中的远距双星做照相观测。特别是具备高质量长焦距望远镜和高跟踪精度赤道仪的爱好者，在望远镜终端安装CCD照相机或数码相机，拍下双星的照片后，就可以在照片上测定和的值。照相方法受主观因素影响较小，比目视方法客观，照片还可以长久保存，便于随时复查。由角距离和位置角的观测值计算目视双星轨道要素的方法不止一种，感兴趣的读者可自行查考有关材料。星空中角距小于2的两颗星，肉眼不能把它们分辨开而被看成了一颗星。通过望远镜观测虽然可以大幅度地提高人眼的分辨能力，但是由于受到衍射的限制，也不能分辨角距过小的两颗星。对于光学上完全没有缺点的望远镜，根据瑞利判据可以写出它

10、的最小分辨角为，式中D是望远镜的口径，以毫米为单位，最小分辨角的单位是角秒。望远镜性能的一个重要指标是它的最小分辨角，从表达式可以看出，望远镜的口径越大，越小，就能分辨越小的双星。这也是对用来观测双星的望远镜要求高质量、大口径、长焦距的原因。从衍射限制角度出发，只要能看清星像的衍射环，就算发挥了望远镜的最大潜能，继续增大放大率也就没有什么意义。如果眼睛刚能分辨衍射环时望远镜的放大率为，则，所以D。如果望远镜光学质量很好，为了充分挖掘望远镜的潜力，可以把最高放大率取为2D。当以角秒为单位的双星角距数是s时，通过望远镜观测能被人眼分开所需的放大率，最高放大率取为。按照这一关系，一颗角距2的双星，放

11、大率应为120倍；而角距分别为1和0.5的双星所取放大率分别为240倍和480倍。人们常用双星来检验望远镜的分辨角和光学质量，这应当是一种可信度很高的检验手段。对于=的双星，两子星的星等相差不大才能被分辨开来。亮度相差一个星等就会使测量比 由星表中查出。恒星星像衍射环最完整为一级，最差为五级。较困难；亮度差得更多时，望远镜分辨双星就会更加困难。比如天狼星两子星的亮度相差大约10星等，也就是说天狼A比天狼B要亮大约10000倍。1844年德国天文学家贝塞尔根据天狼星自行的波浪式起伏，曾预言天狼星有暗伴星存在。1862年，美国的阿尔万·G·克拉克在测试他和父亲老克拉克磨制的口径

12、18.5吋47厘米的物镜时，将透镜指向了天狼星，他发现在明亮的天狼星附近居然有一颗在任何星图上都找不到的暗弱、微小的光点天狼B。这一发现不仅证实了贝塞尔预言的正确性，还说明透镜的质量是极佳的。有国外的爱好者报告，用口径10厘米、f15 的小望远镜观测到天狼星的伴星。报告中说，当时“天空视宁度出奇的地优良”，使用的放大率为250倍，已经超出最高放大率（200倍）。尤其是观测当晚正值我国农历十五，一轮满月当空，说明“这种观测不需要黑暗的天空”。另外，这位爱好者使用的望远镜光学质量一定是上乘的。还有爱好者用自己的望远镜拍下了天狼星及其伴星的清晰照片见下图。天狼双星轨道周期为49.9年，两子星间的角距

13、从2左右到 10左右变动着，目前它们的角距正在变大，并将在2025年达到极大。我国爱好者手边如果有高质量的望远镜，可以开展对天狼星双星的观测。国外天文爱好者拍摄的天狼星星像，放大388倍我们看到，通过双星的观测还可以估测夜天空的视宁度。前面曾给出双星观测的记录表格，在该表的表注中提到：“恒星星像衍射环最完整为一级，最差为五级”，就是对视宁度的具体描述，可供大家参考。对食双星的观测可以归并到对变星的观测中去介绍，读者可以参见下一节中关于变星观测的内容。比较有名的双星表是R.G.Aitken编制的双星新总表，双星总表及目视双星索引星表，此外我国及国外的专业天文工作者还编制了双星星历表，均可供大家观测双星时查考使用。观测双星最重大的意义在于可以据此计算出恒星的半径通过对食双星的观测来测定和质量。单个恒星的大小和质量的测定非常困难，即使测出