天体物理课程笔记

天体物理课程笔记天体测量学天体测量学主要研究如何精确测定天体的位置和运动，建立和维持基本参考系的坐标，确定地面点的坐标及提供精确的地球自转参数服务。目前的新发展有：人造卫星激光测距（LSR）甚长基线干涉测量（VLBI）全球定位系统（GPS）天体物理学的起源天体物理学起源于古希腊。古希腊的天文学家们为天文学和天体物理学的发展作出了杰出的贡献。恒星与恒星虽然相距遥远，但它们之间并不是真空。在广大的星际空间中存在着星际气体、星际尘埃、各种各样的星际云、星际分子、星际磁场和宇宙线等，这些都统称为星际物质。星际物质，特别是星际分子，也是现代天体物理的重要研究对象，近年来受到了越来越多的重视。由几十亿乃至几千亿颗恒星和星际物质聚集而成的恒星系统称为星系，其尺度为几千光年至几十万光年。银河系是一个普通的星系，其中包含了大约三千亿颗恒星，太阳只是其中一颗很普通的恒星。银河系以外的星系统称为河外星系。大约有一千亿个以上的星系。相互之间有一定力学联系的十几个、几十个乃至成百上千个星系聚集在一起组成的星系集团称为星系团。目前已经发现了一万个以上的星系团。由银河系、大、小麦哲伦星云、仙女座星系等四十多个大小不等的星系组成本星系团（Localgroupofgalaxies）。后发座星系团有上千个成员星系。由若干个星系团聚集在一起构成的更高层次的天体系统称为超星系团。本星系团、室女星系团、大熊星系团等五十多个星系团构成本超星系团（Localsupercluster）。地球——太阳系——银河系——本星系团——本超星系团——宇宙，构成了我们这个宇宙的结构。行星-恒星-星系-星系团-超星系团，星际云、星际物质、星际磁场等等，宇宙中的天体具有各种不同的层次，每个层次又可细分为许多类。天体物理学的任务是利用已知的物理规律对各种层次的天体的多样性作出统一的解释，弄清楚各类天体的结构及其演化规律。回答为什么宇宙会具有这样的结构，以及它的过去、现在和未来。与其他学科相比，天体物理的特别之处在于，我们很难对研究对象作近距离的观测研究，也无法将研究对象纳入事先设计的实验。只能进行“被动”的远距离的观测。天体物理的研究离不开观测。从早期的肉眼观测，17世纪的光学望远镜到目前的射电望远镜及红外、紫外、X射线、γ射线等各种波段的望远镜，从地面上的望远镜到人造航天器上的太空望远镜。每一次观测手段的提高，都使我们对天体的观测更精确，对天体的认识更全面，也使新的发现不断出现。第一章天球:坐标系与时间计量1.1地球自转和天体的周日视运动天球（天穹）：天球是一个假想的球。它是以观测者为球心，半径很大的球。以地球为中心的天球称为地心天球。以太阳为中心的则称为日心天球。天体在天球上的位置，可以用球面坐标（如经纬度）来表示。如果再加上天体离开我们的距离，就给出了天体在空间的确定坐标。天球上所有的恒星都在24小时（地球自转一周）内绕天轴旋转一周形成周日平行圈，因此所有的周日平行圈都是平行的恒星离天极越近，周日平行圈的半径就越小，最大的周日平行圈就是天赤道。北极星离北天极很近，所画的周日平行圈半径极小，几乎可以认为是不动的，因而被称之为北极星。北极星不是固定的。南天极附近没有相应的南极星。由于地轴的进动，天极不能固定在某一个位置，而是在天球上绕一小圆缓缓移动，大约26000年移动一周。现在的北极星为小熊座a，公元前3000年为天龙座a，公元14000年，织女星（天琴座a）将成为北极星。1.2天球坐标系决定天体在天球上的位置和决定地面上一点的位置所用的方法是相同的，都是采用球面坐标系。在天球上选取两个互相垂直的大圆，称之为球面坐标系的基本圈。其中一个大圆相当于直角坐标系的X轴，另一个大圆则相当于Y轴。通过天球中心与观测点作与该点重力方向平行的直线ZOZ′，Z点正好在观测者头顶，称为天顶。对应点Z′则称为天底。通过天球中心O作一平面和ZZ′垂直,在天球上截出的大圆称为真地平。通过北天极P和天顶Z的大圆PZSZ′N称为天子午圈，它和真地平相交于点N和S。靠近北天极P的N点称为北点，和它相对的S点称为南点。观测者面向北时，右边距N、S各900的点E为东点，与之对应的W点为西点。E、W点正好是天赤道与真地平的交点。E、S、W、N合称四方点。通过天顶和东西两点的大圆ZWZ′E称为卯酉圈。每个观测点都有自己的天顶，真地平，子午圈和卯酉圈。通过天球中心O作一平面和地球公转轨道平面（即太阳周年视运动轨道平面）平行，称为黄道面，它和赤道面的交角（黄赤交角）约为23027′。黄道面在天球上截出的大圆称为黄道。黄道和赤道的相交点称为春分点和秋分点。黄道上距春分点90°且在赤道以北的点称为夏至点，与之对应的点称为冬至点。黄道也有两个极，靠近北天极P的黄极K称为北黄极，靠近南天极P′的为南黄极K′。1.地平坐标系取真地平为基本圈，基本轴为天顶与天底的连线。南点S为原点（也可取北点N为原点），这样建立的坐标系称为地平坐标系。天体M的第一坐标为弧SM′，称为地平经度（方位角），记为A。从南点S起，分别向西（规定为正）和向东度量。由00到±1800。E点的经度为-900，W点的经度为900。弧MM′为天体的第二坐标，称为地平纬度（或高度），记为h。由真地平向上为正，向下为负。从00到±900。地平坐标系比较直观。只要找到北天极，就可以确定地平坐标系的基本圈和基本点。但是，地平坐标系显然与观测者的地理位置有关。每个观测点都有自己的基本圈和基本点。由于天体的周日视运动，天体的地平坐标随时间在不断变化之中。2.赤道坐标系取天赤道为基本圈，基本轴为天轴。基本点为春分点和秋分点，夏至点和冬至点。天体M的坐标为赤经a赤纬d。赤经从春分点起算，由西向东度量，从00到3600，或者从0h到24h，换算关系为1h=150，1m=15ˊ，1s=15〞赤纬从赤道起算，分别向北和向南，±900。赤道坐标系没有地平坐标系那样直观。我们凭感官无法判断天赤道在天球上的位置，也无法判断春分点的位置。但是，天体的赤道坐标与观测者的地理位置无关，对任何地点都是相同的。并且，由于春分点随着天体一起作东升西落的周日视运动，天体的赤道坐标不会因为周日视运动而改变。在天文学中更多使用的是赤道坐标系。3.黄道坐标系取黄道为基本圈，基本轴为北南黄极的连线。基本点也是春分点。天体M的坐标为黄经λ和黄纬β。黄道坐标系主要用于描述太阳系天体的运动。天体在不同坐标系中的坐标可以互相转换。还可以取银河坐标系。1.3天体的周日视运动1.不同纬度处的周日旋转观测者位于地球两极（f=900）天极P与天顶Z重合，天赤道与真地平重合。所有恒星的周日平行圈都和真地平平行，所有恒星都不升不落，且高度不变。北极的观测者只能看到北半天球的恒星，南半天球的恒星完全看不到;观测者位于地球赤道（f=00）北天极P位于真地平的北点N，南天极Pˊ位于真地平的南点S。天赤道通过天顶Z。所有恒星的周日平行圈都和真地平垂直。全天的恒星都可以看见。每天有12小时看得见，12小时看不见。观测者位于两极和赤道之间（00<f<900）天轴和地平有倾角f，恒星的周日平行圈和地平有倾角900–f。当观测者在北极附近时，北天极P靠近天顶Z，周日平行圈和地平的交角很小。能看到的南天恒星很少。当观测者向赤道方向移动时，天极P的高度逐渐下降，周日平行圈和地平的交角逐渐增大，可以看到的南天恒星也逐渐增多。2.永不落的天体和永不升起的天体设观测者位于地球北半球，纬度为f。以北天极P为中心，PN为半径画小圆，则所有在球帽PN内的天体永不下落，因为它们的周日平行圈始终位于地平之上。以南天极P′为中心，P′S为半径画小圆P′S，则所有在球帽P′S内的天体永不升起，因为它们的周日平行圈始终位于地平之下。在小圆PN和P′S之间的天体，周日平行圈的一部分在地平之上，另一部分在地平之下。所以有升有落。天赤道以北的天体，周日平行圈的大部分位于地平之上，所以每天在地平线以上的时间超过12小时。每天从东北方升起，在西北方落下。天赤道以南的天体情况正好相反，所以每天在地平线以上的时间少于12小时。每天从东南方升起，在西南方落下。对于天赤道上的天体，由于地平面平分天赤道，所以周日平行圈的一半位于地平之上，一半位于地平之下。天体有12小时在地平之上，12小时在地平之下。每天从东点升起，在西点落下。1.4时间的计量时间是物质运动延续性的度量。恒星时春分点连续两次通过某观测地子午圈的时间间隔称为一个恒星日。这种由春分点的周日视运动确定的时间计量系统称为恒星时计时系统。恒星时只在天文工作者中使用。在日常生活中，自古以来都是用昼夜交替，即太阳的周日视运动来计算时间的。也就是太阳时。太阳两次通过子午圈的时间间隔称为一个真太阳日。一个太阳日包括了地球自转和公转的效应。太阳日要比恒星日稍长。相差约4分钟太阳在黄道上的运动不是均匀的，因此真太阳日的长度不是固定的，不宜作为计量时间的单位。假设一个在黄道上作匀速运动的辅助点，其运行速度等于太阳在黄道上的平均速度，并且和太阳同时经过远地点和近地点。相当于把地球的公转匀速化。在天赤道上引入作匀速运动的第二辅助点，其运行速度和黄道上的第一辅助点速度相同，并且同时通过春分点。这第二个辅助点称为平太阳，它在天球上的运动是均匀的。由此决定的计时系统称为平太阳时，简称平时。日常使用的就是平时。地球上不同地理经度的两点有各自的子午圈，因而得到的时间也不同。恒星时、真太阳时或平太阳时具有地方性，称为地方时。按平太阳计量得到的时间就称为地方平时。英国的Greenwich为地理经度的起算点（本初子午线），因此，Greenwich的地方时被称为世界时。为了日常使用方便，1884年采用加拿大铁路工程师Fleming的建议，将整个地球分为24个时区，每150为一个时区，时差为1小时。同一时区使用同一时间，称为区时。平太阳在天球上作周年视运动，连续两次通过春分点的时间间隔称为一个回归年。一回归年的平均长度为365.2422平太阳日。回归年长度短于恒星年。年和日之间不是简单关系。这给制订历法带来了困难。公元前46年罗马最高统治者儒略·凯撒邀请在亚历山大的希腊天文学家索西琴尼制定新历，称为儒略历。但儒略历误差较大，到1582年，春分点已经提前到3月11日。1582年教皇格里高利13世采纳意大利医生利里奥的改历建议，将当年10月5日到10月14日一笔勾销。改革后称为格里历，即目前通用的公历，一年分为12个月，平年365天，闰年366天。每4年置1个闰年，但在400年中要去掉3个闰年。400年的平均年长度为365.2425日。经过3300多年后和回归年相差一天。恒星时或平太阳时是建立在天体的周日视运动基础上的。而天体的周日视运动是地球自转的反映。观测表明，地球的自转不是均匀的。由此建立的地方平时也不是均匀、准确的。科学技术的发展需要更加稳定、精确的时间计量系统。历书秒的秒长规定为1900年1月0日12时的回归年长度的1/31556925.9747，86400历书秒定义为1历书日。从1960年起采用。历书时以地球公转为基准。原子时的秒长定义为海平面上銫原子Cs133基态在零磁场下的跃迁辐射9192631770Hz所经历的时间。由此建立的计时系统即为原子时，1972年1月1日0时启用。并追溯到1958年1月1日0时。第二章测量：天体信息的获取2.1天体信息的获得1.电磁辐射电磁辐射也就是电磁波。目前绝大部分的天体信息通过这一渠道获得。电磁辐射的频谱范围很广，从波长最短的g射线，到可见光，再到波长很长的微波、射电波等都属于电磁辐射。宇宙空间中的大量电磁辐射给我们提供了最多、最详尽的有关天体的各种信息。望远镜简介望远镜最重要的性能指标一是通光口径，二是分辨率。口径越大，收集到的光越多，看得就越远。分辨率越高，看得也就越清楚。折射望远镜折射望远镜使用透镜作为物镜。由天体来的平行光经透镜折射后在焦平面上成像。由凹透镜作目镜的称Galileo望远镜；由凸透镜作目镜的称Kepler望远镜。因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。由于加工技术限制和吸收严重，折射望远镜口径不能太大。反射望远镜反射望远镜使用反射镜作为物镜。可分为Newton望远镜、Cassegrain望远镜、Gregory望远镜、R-C望远镜和折轴望远镜几种类型。反射望远镜的主要优点是不存在色差。反射望远镜的相对口径可以做得较大。现代大型望远镜都采用这种类型。折反射望远镜折反射望远镜由折射元件和反射元件组合而成。主镜为球面镜，用于成像。透镜用于改正像差。折反射望远镜的特点是相对口径很大，光力强，视场广阔，像质优良。2.中微子天体不仅辐射电磁波，还发射大量的中微子。中微子是1932年Pauli在研究b衰变时提出的一种不带电的粒子，Fermi建议命名为Neutrino,意思是微小的中子。目前已经知道，中微子有nenmnt以及相应的反粒子。可能有很小的质量。中微子的特点是与一般物质的相互作用极弱，几乎可以毫无阻碍地穿越任何物质，很难捕捉。对中微子而言，任何物质几乎都是透明的。在恒星内部产生的中微子可以立刻逃逸出去，因此携带了丰富的关于恒星内部的信息。每时每刻都有大量的中微子穿过我们的身体。由于中微子与物质的相互作用极弱，一经产生，就一直存在。因此宇宙中存在有大量的中微子，它们携带了关于宇宙演化的丰富信息。1987年大Magellan星云中的超新星1987A爆发时，地球上的有关实验室探测到了相应的中微子，由此诞生了中微子天体物理学。3.引力波Einstein在1916年建立广义相对论不久，就预言了引力波的存在。近四十年来，有许多国家的科学家（包括中国）致力于探测引力波的工作，至今尚未有肯定的结果。引力波的辐射强度极弱，对于两个质子组成的旋转体系，其辐射的引力波强度只有相应电磁辐射的1/1037，因此，探测非常困难。双星系统可能是一个引力波辐射源。对脉冲双星的观测发现，旋转周期变短与引力波辐射能量导致的周期变短一致。4.宇宙线来自宇宙空间，由各种高能粒子组成的粒子束流称为宇宙线。宇宙线主要由质子（氢原子核）、a粒子（氦原子核）和少量其他原子核以及其他高能粒子组成。宇宙线中有能量极高的粒子，远远超出任何加速器所能达到的能量。宇宙线可能来自银河系，也可能来自银河系外。由于宇宙线高能粒子会与大气中的粒子发生复杂的相互作用，宇宙线观测站往往要设在高山上。如西藏羊八井宇宙线观测站。5.其他途径除了以上几种获得天体信息的主要方式外,我们也可能通过掉在地球上的天体—即陨石来了解天体的有关性质。2.2星等由于人的眼睛对亮度的感受和耳朵对声音的感受类似，服从的是对数规律，即满足公式m2–m1=a(lgE2–lgE1)其中m为天体的视星等，E为天体的照度（亮度），a为比例系数。按照现代测量结果，一等星比六等星的实际亮度正好大100倍，可以求出1–6=a(lgE1–lgE6)=alg100=2a,a=-2.5规定，一标准烛光在一米处的照度(即1勒克斯，一般看书时的照度以30-100勒克斯为宜)，其相应的视星等为-13m.98。天体的视星等不仅取决于它自身的亮度，也与它的距离有关。天体的照度、发光强度和距离满足下列平方反比关系E=I/r2视星等和距离的关系可以表示为m=-2.5lgI+5lgr视星等反映的是我们接收到的天体照度，而不是天体的实际发光强度。不同的天体可以有相同的视星等。为了反映天体的实际发光强度，我们定义天体的绝对星等M为天体位于10秒差距(pc)时的视星等m。即当距离r=10pc时，M=m。因此有M=m+5-5lgr绝对星等和视星等之差为距离的函数。不同的探测器在不同的频率处有不同的灵敏度。我们谈及天体的星等时，必须注明是在什么波段，天体在不同波段的星等数是不同的。其差称为色指数。色指数反映了天体的颜色。人的眼睛对黄绿光最为灵敏，用目视方法得到的称为目视星等，记为mv。用照相底片测光得到的称为照相星等，记为mpg。有时照相机前加滤色镜以接近人眼的灵敏度，由此得到的叫做仿视星等，记为mpv。现在通用的是UBV三色星等系统。有效波长分别是365nm、445nm、550nm。（B-V）和（U-B）称为色指数，反映了恒星的颜色。2.3恒星的光谱分类正常恒星的光谱是由连续光谱和叠加在上面的发射线或吸收线组成的。恒星光谱的差别决定于恒星的速度、有效温度、表面重力加速度、元素丰度、磁场等。黑体辐射：峰值波长由温度决定2.4恒星的距离和大小1.视差观测者在两个不同位置看到同一个天体的方向之差称为视差。测量出天体的视差，就可以确定天体的距离。测定太阳系内的天体视差时，我们以地球半径作为基线，即取a为地球半径，所测视差成为周日视差。测定恒星的视差时，通常以日地平均距离A作为基线，所测视差称为周年视差。2.分光视差法所谓分光视差法是利用分光技术获得恒星光谱，根据恒星一些谱线的强度比、宽度及其他特征来推知恒星的绝对星等M，通过恒星光度测量得到恒星的视星等m，然后通过前面给出的星等和距离之间的关系M=m+5-5lgr就可以得出恒星的距离由于星际消光对m和M的测量都有影响，因此用此法测量恒星距离时，必须计及星际消光的修正。这是一个很复杂的问题。3.变星测距三角视差法对100pc以内的距离测量才是比较精确的，因为小于0".01的视差很难测量。分光视差法也只对105pc以内的距离测量有意义。对于更远的距离，必须用别的方法。对于造父变星这样的变星，它的光度和光变周期之间有一个确定的关系，称为周光关系。由测得的光变周期可以求出该星的绝对星等，再测得视星等即可求出距离。往往利用这种方法求河外星系的距离。根据观测发现，对于经典造父变星存在关系：M=-1.80-1.74lgP其中P为周期(天为单位),M为绝对星等。4.恒星的大小恒星的大小即恒星的直径也是恒星的基本参量之一，显然恒星直径的测量比恒星距离的测量更加困难。测定恒星直径通常用如下几种方法。利用恒星干涉仪测出恒星的角直径，然后由距离求出其直径。对于食双星，可以利用食时亮度的变化求出其直径。利用月掩星法可以求出部分恒星的直径。利用光斑干涉测量可以求出恒星的角直径。还可以通过Stefan定律L=4psR2T4,由恒星的光度和表面温度求出其半径。恒星的大小千差万别，但大部分恒星的半径位于太阳半径的0.01~100倍之间。一般而言，恒星半径的数据并不是很可靠。2.5天体的质量质量是天体的重要参数之一。恒星的质量是恒星结构和演化的决定性因素，它决定了恒星演化的最终命运。确定恒星质量的基本方法是利用物理双星的轨道运动通过万有引力定律确定。大部分恒星的质量在太阳质量的1/10到100倍之间。对于双星系统，彼此作互绕旋转运动。利用万有引力定律，可以计算出双星系统的周期P与轨道半长径a之间的关系.要分别求出M1和M2，还必须设法求出两星的质量比。这可以通过测量双星的光谱的红移，确定视向速度及相对质心的轨道长度比，进而确定两星的质量比。还可以利用恒星的质光关系来求恒星的质量。lg(L/L⊙)=3.8lg(M/M⊙)+0.08星系的质量星系的质量可以用旋转曲线的方法来确定。对于双星系也可以利用Kepler定律确定（和确定恒星质量类似）。不同方法得到的星系质量有较大的差异，引力质量要大于光度质量。这揭示有大量暗物质存在。按目前的认识，普通物质只有暗物质的１／６左右。宇宙中更多的是暗能量（占总量７3％）。2.5天体的年龄天体年龄的确定是一个很有意思的问题。恒星的能量主要是由氢聚变为氦时放出的。当核能源被用完后，恒星也就进入死亡期了。实际上，当其核心的氢有10%-20%聚变为氦时，恒星就进入老年期了。粗略的估算给出恒星的寿命约为t=M/L×1010（年）=M/L（100亿年）其中M为恒星质量，L为恒星光度，都以太阳的质量和光度为单位。根据质光关系L~Ma可得t=(M⊙/M)a-1（100亿年）其中a为3或4。因此，质量越大的恒星，光度也越大，其演化速度就越快，寿命也就越短。因此，一颗质量为10倍太阳质量的恒星，其寿命只有几千万年。而小质量的恒星其寿命则长得惊人。第三章太阳——地球生命的能量来源3.1太阳概述2.太阳常数和太阳光度太阳每时每刻都在不停地向周围空间发射巨大的能量。通常用太阳常数，即在单位时间内垂直入射地球表面上单位面积的能量，以f表示。这个量是可以直接测量的，但要考虑到大气的吸收。它的值为f=1.37×106erg/s﹒cm2=1.37千瓦/米2地球到太阳的距离为一个天文单位，由此可得太阳光度（L⊙=4pAu2f）L⊙=3.845×1026瓦(地球接收：1.75×1017瓦)太阳辐射的能量主要集中在可见光波段，其中300nm~3000nm波段占97%左右。由太阳光度可以求得太阳表面温度。由Stefan公式L⊙=4pR⊙2sTe4可以得到Te=[L⊙/4pR⊙2s]1/4=5800K太阳的光谱型为G2V，是颗黄色矮星。太阳的目视星等为V=-26m.74，绝对星等为ＭV＝4m.83。3.太阳大气分层太阳大气大致可以分为光球，色球和日冕。各层的物理性质有显著的差别。太阳大气的最底层称为光球，在这一层上太阳发射出它的全部能量。光球的厚度约为100至500公里。光球之上厚约1500至2500公里的部分称为色球层。色球是比较稀薄和透明的气态物质。太阳大气的最外层是日冕，它由极端稀薄的气体组成，可以绵延数万公里到几十万公里。日冕的温度极高。光球光球是紧贴着对流层，物理上很重要的一层。光球把在日核产生的能量直接发射到周围空间，在光球之上就不再受到进一步的显著吸收和散射。我们看到的可见光几乎全部是从光球发出的。光球并不是光滑的，如果用大望远镜仔细观察，可以发现其整个表面有颗粒状结构，称为米粒组织和超米粒组织。这是对流造成的一种振荡现象。对太阳震荡的研究是目前太阳物理的前沿领域。色球色球层只有在日全食时才能观察到。当月球刚好完全遮着眩目的光球时，可以看到边缘有一条红色的圆弧，好象太阳镶上了一条花边。即为色球。色球层的边缘看起来很光滑，但高分辨率的观察可以发现上面有许多所谓的针状物，这是一些高速喷射的气流，象一条条火舌。利用滤波器，拍摄太阳的单色像，如Ha线，就可以在无日食的时候观测色球。日冕日全食时，在色球层之外可以看到包围着圆形月影的银白色冕状物，就是日冕。日冕是太阳大气的最外层，也是最厚的一层。由高温、低密度的等离子体组成。日冕的温度非常高，可达200万K。日冕的物质非常稀薄，越往外就越稀薄。比地球上实验室能达到的高真空还要稀薄。日冕的最外面没有明显的边界。在最外面，太阳的引力抗衡不了日冕的大气压力，物质就被抛射出去，形成太阳风。太阳大气的分层不是绝对的，也没有明显的界限。在太阳大气中，物质运动非常激烈。可以在其中观察到太阳黑子，光斑，谱斑，耀斑，日洱爆发等现象。3.2太阳的结构1.太阳的结构太阳的质量很大，为地球的33万倍。在其自身引力作用下，太阳物质向核心集中，中心温度很高，可达1500万度以上。因而使得氢聚变为氦的热核反应得以稳定持续地进行。太阳中心到半径约R⊙/4的部分称为日核，这里集中了太阳全部质量的一半以上。密度达到158g/cm3，压力达2500亿个大气压。太阳辐射的能量99%是在日核通过热核反应产生的。日核外面为中介层或辐射层，范围从R⊙/4～4R⊙/5，在太阳核心区域产生的能量就通过这个区域辐射出去。当核心区域产生的高能光子从核心向太阳表面传播时，经过与太阳物质无数次的激烈碰撞、吸收和再发射，从开始时的高能γ光子，逐步降低能量变成X射线、紫外线，最后变成可见光和其他辐射。辐射层的外面是对流层，在这里能量主要靠对流向外传输。对流层及以下各层是看不见的，是不透明的。对流层的外面，我们肉眼可见的太阳边缘就是光球的上限。我们看到的可见光几乎全部都是从光球发射出的。太阳中心的温度和密度极高，在如此高的温度和密度下，辐射与物质的相互作用非常激烈，光子每走一小步，都要经过剧烈的碰撞、吸收和再产生，平均自由程极小，只有几厘米，几乎是寸步难行。光从中心走到表面可能需要几十万甚至几百万年的时间。因而是高度不透明的。这也说明了为什么我们无法看到太阳的内部。3.3太阳活动太阳活动是太阳大气层里一切活动的总称。太阳活动主要有太阳黑子、光斑、谱斑、耀斑、日洱爆发和太阳射电等现象，它引起太阳电磁辐射和粒子流辐射随时间发生变化。太阳物质处于高温等离子态，太阳的物态、运动和演化都与太阳磁场有密切关系，太阳活动的许多现象都直接受太阳磁场的支配。利用谱线在磁场中分裂的Zeeman效应可以测出磁场强度。太阳黑子太阳黑子是最容易观测到的太阳活动现象。黑子是光球上经常出没的暗黑斑点，由较亮的边框（称为半影）围绕着暗核（称为本影）组成。黑子常成对或成群出现，一个黑子群可以有几十个黑子，大黑子周围还有许多小黑子。黑子的线度大小为1000公里到20万公里不等。大黑子有复杂的结构，其本影可以有好几个。黑子寿命从可从几个小时到几个月。黑子的表面有效温度约为4100K，比周围区域要低1700K，因而看起来是黑的。如果在黑暗的背景下，一个典型黑子的视星等约为mv～-12m,即约为满月的一半那样亮。黑子单位面积辐射的能量仅为光球的(4100/5800)4≈1/4。黑子具有很强的磁场，大致在1000Gauss到5000Gauss之间，黑子面积越大，磁场强度也越大。黑子数的统计表明，黑子数的出现平均具有11年的周期变化。在一个新的周期开始时，黑子多出现在高纬度区，然后逐渐向低纬度区移动。在周期末，黑子出现在赤道附近。若以纬度、年代为轴作一个图，则黑子的分布象一只只蝴蝶，称为Maunder蝴蝶图。观测黑子可以发现，黑子每天在日面上的位置不同。这一现象首先于1610年被Galileo发现，他认为这表示太阳有自转。这一看法被以后的研究证实。进一步观测发现，不同纬度处的转速不同，赤道处转速最快，两极处转速慢。因此，太阳不可能是固体球，它是一个气体球。黑子的成因现在还不完全清楚。但一般认为和磁场有关。可能是因为磁场抑制了对流，或者Alfven波带走了能量，使得黑子能量降低，从而使黑子冷却。耀斑太阳耀斑是太阳上观测到的最复杂的现象之一，也是太阳上最剧烈的活动现象，对日地空间和地球有重大影响。对耀斑的研究一直是太阳物理中的前沿热门课题。在太阳的Ha(656.28nm)或者电离钙的H(396.85nm)、K(393.37nm)线的单色像上面有时会看到一个亮的斑点突然出现，几分钟甚至几秒钟内斑点的面积和亮度增加到极大，然后缓缓减弱，以至于消失。这种突然出现而后又消失的亮斑称为耀斑。耀斑现象也叫太阳色球爆发，是太阳大气中的一种急骤不稳定过程。引起局部区域的瞬时加热和各种电磁辐射及粒子辐射的突然增强。有光学耀斑和X光耀斑。耀斑很少在白光中看到。耀斑的寿命很短，平均约4-6分钟。但释放的能量惊人，可达1029-1032erg。一个大的耀斑释放的能量相当于10亿颗氢弹的能量。耀斑的出现概率和黑子有很大关系，在黑子的极大年代，耀斑活动最为激烈，随着黑子数趋于减少，耀斑活动也逐渐减弱。耀斑通常还伴随着太阳X射线辐射和太阳射电辐射的瞬时增强。耀斑通常只出现在太阳的强磁场区。多数是在黑子群里。耀斑的产生常常是由于黑子的快速生长或衰减，黑子的运动等等。目前对耀斑已经有了非常丰富的观测资料，但对于耀斑能量的储存、触发、释放和传输等机制还不是很清楚，还需要进行深入的研究。一般认为，耀斑与太阳磁场有密切关系，其释放的巨大能量可能来自磁场。日洱用单色光如Ha观测日面时，常常在其边缘明亮的突出物（有点象将石头仍进水里溅起的水花），称为日洱。日洱具有不同的形状和运动特性。投影在日面上的日洱称为暗条，其长度可达100万公里，寿命可持续几个月。按照日洱的外观、结构和运动性质等可将日洱分为宁静日洱、活动日洱和爆发日洱。但这种分类不是绝对的，实际情况往往非常复杂，有时很难确定究竟属于哪一类。太阳射电爆发太阳射电爆发是太阳上的发生的一种急剧的射电辐射过程，也是一种复杂的太阳活动现象。它常常与太阳耀斑、太阳X射线爆发等现象共同发生。大的射电爆发强度可在短时间内突然增强到平时的几百万倍，爆发的持续时间从少于1秒到几个小时或者几十个小时。大的射电爆发常常使地球的电离层受到干扰，严重时可使地面短波通讯、卫星通讯中断，并引起地球磁爆等地球物理现象。3.4日地关系一.太阳活动的地磁效应地球磁场的方向和大小在不断地变化起伏，一种是非常缓慢的长期变化，这是地球自身的变化。另一种是瞬时的变化，这是外界对地球的扰动所致。由太阳活动引起的地球高层大气中的各种扰动称为地球暴。1.磁暴地球磁暴即地球磁场的剧烈变化。早在1850年就发现，地磁的变化同太阳活动11年周期有关。1943年发现，较大耀斑的出现同地球上磁暴的发生有密切关系。在太阳活动剧烈时，太阳抛射出的大量带电粒子到达地球时引起地磁的急剧变化。磁暴与太阳射电爆发也有密切关系。磁暴发生时对测量、导航、通讯等都会带来不利的影响。2.极光在地球的极区，在晚上甚至在白天常常可以看到太空中闪耀着淡绿色或红色和粉红色的弧光，称为极光。极光的出现是由于大气中的氧分子和氮分子受到太阳发出的高能电子和质子的激发而出现的发光现象。当这些粒子进入地球附近时，由于地球磁场的影响而向两极方向集中，因而产生极光。极光是非常美丽的景象。二.太阳活动的电离层效应在距离地面60公里到几千公里存在着能反射无线电波的处于电离状态的大气，即电离层。可分为D层（60-95公里）、E层（95-140公里）和F层（140公里以上）。短波的传播是依靠电离层的反射。当太阳活动剧烈时，太阳耀斑的X射线使D层的电离度急剧增加，使得吸收大大增强，因而造成短波衰减。甚至造成大面积地区的通讯中断。三.太阳活动与气象等地球环境的关系太阳活动如黑子、耀斑等对地球上的雨量、气温、气压、大气环流等都有一定的相关性，但比较复杂。不同地区（如极区和赤道）有不同的相关性。而且一段时间后可能发生相关倒转。太阳活动对地震也有一定的影响。已经知道地震的发生和地磁暴有一定的相关性，而地磁暴与太阳活动有密切关系。太阳活动与火山爆发、旱涝灾害等也有一定的相关性。这些问题仍处于探讨之中，尚未有肯定的结果。四.太阳活动对生物的影响研究表明，人的神经系统对太阳活动敏感。当太阳黑子增加时，神经系统的功能状态会发生变化，对信号的反应时间延长。因此，在太阳活动剧烈的时间，交通事故可能会增加，心脏和精神病患者的病情可能会加重。另外，统计表明，太阳活动也影响某些传染病的发病率。病虫害的发生则往往是在太阳活动的极小年。3.5太阳系二.地内行星地内行星总是在太阳前后徘徊，与太阳的角距离不超过一定范围。只可能在日出前的东方或日落后的西方天空出现。当行星和太阳黄经相同时，称为行星合日。在太阳前为下合（b点），在太阳后为上合（a点）。合时，行星与太阳同升同落。地内行星在上合后向东偏离太阳，于黄昏时出现在西方天空，成为昏星。下合后则向西偏离太阳，于日出前出现在东方天空，成为晨星（启明星）。当行星与太阳角距离最大时，称为（东、西）大距。此时最容易观测。水星的大距在180-280之间，不易观测。如果下合时离黄道面非常近，从地球上可以看到行星象一个黑点从太阳圆面上掠过。这就是行星的凌日现象。水星的质量约为地球的1/20，水星表面大气非常稀薄，温度变化极大。Einstein的广义相对论最重要的实验验证之一就是解释了水星的近日点进动。水星自转周期为公转周期的2/3，因此水星上的1天等于2年。金星又叫启明星或长庚星。质量为地球的82%左右，是肉眼可见最亮的行星，最亮时可达-4.4m。金星表面被厚厚的大气包围，表面气压可达地球的90倍。金星的温室效应显著。金星自转很慢，为逆向自转，因此在金星上太阳将从西边出来。三.地外行星在地球轨道之外的行星称为地外行星。也将水星、金星、地球和火星称为类地行星，而将木星、土星、天王星和海王星称为类木行星。地外行星轨道上的四个特殊点分别称为合、冲和东（西）方照。合时行星与太阳同升同落，在地球上无法看到。冲时，行星与太阳位置相对。当太阳西落时行星东升，因此整夜可见。东方照时行星中午升起，日落时位于中天附近，上半夜可见于西方天空。西方照时，行星子夜升起，日出时位于中天附近，下半夜可见于东方天空。火星的质量约为地球的10%，火星也有类似的昼夜和四季交替变化，火星上大气稀薄，气压不到地球上的1%。火星表面温度和气候变化剧烈，经常发生持续几个月的大尘暴。火星自转周期比地球多半小时，而一个火星年差不多是两个地球年，687天。木星古称岁星，是太阳系中最大的行星，质量为地球的318倍，体积为地球的1000多倍。木星自转周期仅为9个多小时，其自转速度是太阳系中最快的。公转周期12年。彗木相撞使木星成为最著名的行星。土星古称镇星。它是太阳系第二大行星。质量约为地球的95倍，自转周期10小时多，公转周期为29.5年。土星最显著的特点是有一个漂亮的光环和众多的卫星。其中土卫六上有很厚的大气，有人认为上面可能会有生命存在。天王星质量约为地球的15倍，自转周期约17小时，公转周期84年。天王星的赤道面和轨道平面夹角近98度,基本上是躺着旋转。海王星是第一个先由理论计算出轨道位置，然后再用望远镜找到的行星。具有足够质量、呈圆球形，但不能清除其轨道附近其他物体的天体被称为“矮行星”。其余则统称为太阳系小天体。四.小行星目前已经编号的小行星至少有6000颗以上，总数估计有50万颗以上。绝大部分位于火星与木星之间的小行星带和太阳系边缘的Kuiper带中。其中比较著名的有谷神星、智神星、灶神星和婚神星。由于小行星的质量小，容易受太阳和大行星的引力影响而改变轨道，因此与大行星相撞的可能性是存在的，尽管概率很小。五.彗星彗星是太阳系的一类特殊成员，它们的轨道是偏心率很大的椭圆或者抛物线和双曲线，前者是周期彗星，后者是非周期彗星，一去不复返。第四章恒星：起源、结构和演化4.1Hertzsprung-Russell(H-R)图恒星的光谱型和光度的关系图称为H-R图由于光谱型与表面温度或恒星颜色等价，所以H-R图也指光度-颜色图或者光度-温度图。可以选择一个星团或者一个星系来作H-R图，也可选择其他的组合来作H-R图。大部分恒星分布在一条从左上角到右下角的对角线上。这条线称为主星序，位于主星序上的恒星称为主序星。右上角的恒星称为红巨星，它们温度不高，但亮度很大，说明体积巨大。左下角的称为白矮星，虽然有很高的温度，但由于体积很小，因此亮度很小，很难观测到。由成千上万个恒星组成，被各成员星的引力束缚在一起的恒星集合称为星团。星团可分为球状星团和疏散星团。球状星团呈球形或扁球形，是紧密的恒星集团，是比较年老的恒星集团。其包含的恒星数约为10万颗左右。疏散星团没有一定的形状，是个松散集合，其成员星约为1000颗。疏散星团较为年轻。为了方便研究，我们可以作某个星团的H-R图，由于同一个星团内的恒星具有大致相同的初始化学组分、相同的年龄、相同的距离，但具有不同的质量。这样就可以了解质量在恒星演化过程中的作用。在同一个星团内，各成员星的演化阶段不一，大部分恒星处于主序星阶段，有的恒星演化到了红巨星阶段，而有的恒星可能已经演化到了白矮星甚至中子星阶段。也可能有的尚未进入主序。这取决于恒星所具有的质量。也可以将不同星团的恒星画在同一个H-R图上。这些恒星具有不同的初始化学组成，不同的年龄和不同的质量。比较不同的星团，可以看出年龄和化学组成对演化的影响。4.2恒星演化概述1.恒星演化进程概述一般认为恒星起源于星际物质。在引力扰动作用下，星际物质收缩成密度较大的弥漫星云，最后进一步收缩成原始恒星。原恒星在引力作用下进一步收缩，形成一个密度极大的核心，温度越来越高，最终达到氢的点火温度—氢聚变为氦的热核反应开始了，恒星进入了主序星阶段。恒星将在主序渡过一生最长的阶段。当恒星内部10%-20%的氢耗尽后，恒星就离开主序，向红巨星发展。氢的聚变反应停止后，恒星在引力收缩下，核心将达到氦点火的温度，开始氦的聚变反应。以后逐步进入碳、氧、硅等燃烧阶段，最后形成洋葱状的结构，中心是最稳定的铁核。恒星最后的命运取决于初始的质量。由目前的观测可知，恒星的质量范围大致在0.08M⊙～120M⊙。质量小于0.08M⊙的天体，靠其自身引力不足以通过引力收缩使其中心达到热核反应所需要的高温，因而不发光，也就不能称其为是恒星。质量大于120M⊙的恒星，由于自身引力巨大，强烈收缩造成中心温度极高，热核反应剧烈，辐射压力（～T4）将大大超过物质压，星体将急剧膨胀。当温度下降后，核心处的热核反应停止，压力下降，引力又开始起主导作用，星体再次收缩。星体以极高的速度进行收缩-膨胀-收缩-膨胀的过程，最后将大部分质量抛出，留下小质的恒星。量的恒星继续演化。目前尚未观测到质量大于120M⊙2.小质量恒星的演化（0.08M⊙～3M⊙）对于质量和太阳类似的小质量恒星，当核心区域的氢耗尽后，热核反应停止，但能量仍在继续向外辐射，由于没有能量补充，引力将超过内部压力，使核心收缩，由此引起核心处和边界上温度上升，使氢在靠近核心的壳层内再次燃烧，使更多的氦进入核心。由于核心温度尚未达到氦的点火温度，因此氦核继续收缩，温度继续升高，壳层内氢的燃烧加快，能量向外传播使外壳急剧膨胀，由公式L=4pR2sT4可知，恒星表面温度下降，变成红巨星。当核心继续收缩使温度升高到1亿度时，氦达到点火温度，开始氦聚变为碳和氧的热核反应。氦的燃烧过程非常激烈，被称为氦闪。当核心处的氦被耗尽后，中心形成碳氧核心。在引力作用下，核心开始收缩，温度升高使氦壳层再次点火。氦壳层的燃烧使更多的碳、氧进入核心，核心质量增加，进一步收缩，温度升高，氦燃烧加快，外壳进一步膨胀。对于小质量恒星，引力收缩不足以达到碳的点火温度，最终热核反应将停止。辐射压力不再能平衡引力的收缩。当核心继续收缩，密度增加到106g/cm3时，电子的简并压力开始超过星体的热压力，最终与引力达到平衡。即成为碳氧白矮星。外壳继续膨胀，密度越来越小，演化成行星状星云。几万年后，行星状星云将被吹散至宇宙空间，只留下孤独的白矮星。当残存能量散失殆尽就变成黑矮星。3.大质量恒星的演化对于大质量的恒星，当核心的氦耗尽后还将继续演化。质量大，光度也大，辐射的能量比小质量恒星大得多，因而演化过程也要快得多。由于有足够的质量，氦耗尽后形成的碳氧核心将继续收缩至碳点火温度，发生碳闪。这个过程将一直进行到核心形成铁球为止。铁是最稳定的元素，铁的聚变是吸收能量而不是放出能量。热核反应到铁就停止了。没有辐射压力的支持，强大的引力使星体猛烈收缩。核心的密度急剧增加，电子的简并压已经无法抗衡引力的坍缩。电子被压入原子核产生反b衰变使核心中子化并释放出大量的中微子。中子的简并压将阻止核心的进一步坍缩。强大的引力使外层物质以极高的速度向中心坍缩，当大量物质撞上高度致密的核心时，就象无数发炮弹撞上无比坚硬的铁壁，反弹回来形成强大的冲击波，携带巨大的能量，把整个恒星炸碎。即超新星爆发。爆发的过程很短，但释放的能量可达1053erg。比其一生正常辐射的能量总和还要多。超新星爆发后，大部分外层物质解体为向外膨胀扩散的气体和尘埃云，核心留下一个高度致密的天体—中子星，其密度可达1014g/cm3。对于更高质量的恒星，当铁核形成后，中子的简并压也无法抵抗住强大的引力坍缩。这时核心的引力坍缩将一直进行下去，最后形成黑洞。4.变星每个恒星都在变化，亮度有明显变化的恒星统称为变星。有的变星虽然亮度没有显著变化，但其他物理性质有明显变化。变星的种类很多。不考虑食变星，物理变星可分为脉动变星，自转变星，爆发变星和激变变星四大类。每个大类又可以分为几种类型。脉动变星是星体有节奏地发生变化如径向脉动，从而造成亮度等物理性质发生明显变化。其中有造父变星，刍藁型变星，天琴RR型等。自转变星是因为星面亮度的经度分布不对称在自转中发生周期性亮度变化。如椭球变星。爆发变星是由一次或多次周期性爆发引起的亮度变化，其中有金牛T型，御夫RW型，猎户FU型，仙后γ型，鲸鱼UV型（耀星），Wolf-Rayet星等。激变变星是激烈爆发的变星，主要有经典新星，再发新星，超新星等。5.造父变星造父一是仙王座中的亮星之一。很早就发现这颗星的亮度有周期性的变化，极大时的亮度约为极小时的2.5倍，变化周期为5天。以后又发现了许多类似的变星，统乘为造父变星。其光变周期在1-40天之间。它们不是主序星，而是红超巨星。恒星是通过自身引力聚集成球的，在主序阶段，引力与内压力保持着动态平衡。在演化后期，由于出现氢、氦等元素依此点火而使星体发生收缩-膨胀-收缩的振荡。当恒星内部热核反应停止后，则引力开始占优势，恒星开始收缩。物质被压缩后，密度增加，不透明度也增加，吸收辐射能量增加，压力进一步增加。当温度升高使核反应重新点火后，压力开始超过引力，恒星开始膨胀，物质密度减小，不透明度也减小，吸收辐射减少，压力进一步减小。因此，辐射提供了克服摩擦的外力，使得恒星的振动基本上以无摩擦的方式进行。这也是光变周期非常准确的原因。造父变星常用来测量遥远星团或星系的距离。4.3白矮星白矮星是质量约为1M⊙，半径约为5000公里，平均密度高达106g/cm3的致密天体。白矮星的内部已经不再有热核反应发生。靠残存的能量慢慢冷却。白矮星的典型代表是天狼星的伴星，天狼B。由光谱测量可知其有很高的表面温度。根据Heisenberger测不准关系，粒子的位置越精确，其动量就越不确定。由于白矮星的密度很大，粒子彼此靠得很近。根据Pauli不相容原理，全同粒子不能处于同一个状态。因此这些粒子必须具有非常不同的动量，这使得粒子有互相散开的趋势。不相容原理相当于产生了一个压力，称之为简并压。当电子简并压与引力达到平衡时，恒星就达到一个稳定状态，即成为白矮星。4.4中子星白矮星是靠电子简并压维持平衡的。当质量超过Chandrasekhar质量极限时，星体将发生引力坍缩。坍缩的结果可能是黑洞，也可能是超新星爆发。脉冲星可以看成是高速旋转的中子星，进一步可以简化为一个高速旋转的磁偶极子，磁矩方向与自转轴有个夹角。4.5黑洞对于质量更大的恒星，没有什么力能抗衡强大的引力收缩，星体最终将坍缩为黑洞。按照广义相对论，光线并不沿直线前进，而是沿测地线。测地线的形状与空间曲率有关，而曲率又决定于引力场强度。可以说，引力场越强，则光线就弯曲得越厉害。如果引力场足够强，以至光线无法跑出视界，因而视界内的任何信息都无法通过视界传递到视界之外。这样，视界外的观测者就无法看到这个天体，所以，这是一个“黑”的天体，即黑洞。当太阳的所有物质被压缩在半径为2.95公里的球内时，太阳就成为一个黑洞。对于M～M⊙的黑洞，温度是非常低的，甚至比宇宙背景辐射温度都要低得多。因此它的吸收要比辐射大得多。如果宇宙一直膨胀下去，则背景温度终会下降到黑洞温度以下，这时黑洞就开始辐射能量。因为温度很低，黑洞蒸发的速度极为缓慢。如果是小黑洞（质量远小于太阳质量）则蒸发速度会快得多。也就是说，黑洞开始蒸发得很慢，但在缓慢加速。越到后来越快。一个太阳质量的黑洞需要1066年才能蒸发完。一个质子大小的黑洞（质量约10亿吨）只要100亿年就可以完全蒸发。黑洞虽然不能被直接观测，但可以通过黑洞周围的引力场来间接地探测。如果有一个双星系统，其中只能看到一个子星，而另一个看不见的子星质量超过三倍太阳质量以上，则很可能是一个黑洞。由于黑洞的引力场很强，它会将附近的物质吸入黑洞（称为吸积），而物质在向黑洞坠落时，由于作加速运动而放出X射线。因此，强X射线源很可能是个黑洞。前面所讨论的是由一颗大质量恒星坍缩而成的恒星级黑洞。这样的黑洞一般质量为几个M⊙，视界半径为几公里。理论上，还可以有质量大到几十亿个M⊙，视界尺度达到整个太阳系甚至更大尺度的巨型黑洞以及质量为10亿吨，视界半径只有质子大小（10-15米）的微型黑洞。微型黑洞可能是宇宙创生时诞生的。小黑洞可能会合并成大黑洞甚至巨型黑洞。γ射线暴（GRB）从20世纪60年代开始，陆续观测到了来自宇宙空间的γ射线暴，持续时间极短。但爆发的能量极高，甚至超过星系的几十亿倍。目前已经发现2000多个γ射线暴源，分布基本上是均匀的，绝大部分都在银河系之外。如果银河系发生γ射线暴，将会对地球造成重大影响。γ射线暴的来源和性质是目前的研究热点。大质量恒星演化成黑洞，两个中子星合并为黑洞等情况发生时就会产生γ射线暴。Einstein方程除了有黑洞解之外，还可以有其他解，比如白洞，虫洞等。白洞是和黑洞相反的解，物质从中不断喷出。虫洞则是连接两个宇宙的便捷通道，也许可以用于宇宙航行。英国著名理论物理学家Penrose在1965年证明了奇点定理：星体坍缩形成黑洞后，其中心必然是一个奇点。当物质越过视界后，将以越来越快的速度向奇点飞去，最后被奇点无情地吞噬。第五章星系：大尺度结构的基本砖块5.1银河系（MilkyWay)银河系是一个圆盘状的恒星系统。直径约50kpc，厚度约2kpc。主体部分称为银盘，中心为一个半径约4kpc的大质量棒状核心，是一个棒旋星系。银河系被直径约为100kpc的银晕笼罩。银晕外面范围更广、更稀薄的叫银冕。银河系整体作较差自转。越靠中心自转速度越快。银河系中心位于人马座方向。太阳位于银道面以北约8pc处，距银心约8.5kpc。银河系具有旋臂结构，从银河中心伸出四条旋臂：人马臂、英仙臂、猎户臂、盾牌臂。银河系除了自转以外，还朝着麒麟座方向以211km/s的速度飞奔。银河系是一边旋转一边向前飞行，象一个巨大的飞碟。银河系的质量约为1012M⊙，包含恒星总数在3000亿颗以上。银河系的年龄估计在100亿年以上。5.2星系有两种云雾状的天体系统。一种是和银河系类似的恒星系统，称之为河外星系。仙女座大星云实际上应称为仙女座星系。另一种是弥漫星云，是体积巨大，密度非常稀薄的天体。这是真正的星云。如果星云内部或附近有恒星，受恒星发射紫外辐射的激发，星云里的气体发出荧光，就成为发射星云。其光谱为明线光谱。如猎户座大星云，三叶星云等。如果附近的恒星辐射较弱，不能使气体激发发光，只能反射恒星的光，就成为反射星云。其光谱为暗线光谱。如果星云内部或附近没有恒星，则成为暗星云，只有在背景衬托下才能被看见，如马头星云。星系的分类一般用Hubble分类法，按其形态分为1）椭圆星系，用En表示2）旋涡星系，用S表示。旋涡星系有一个称为核球的核心，核球外面是一个圆盘状的旋臂结构。按核球大小和旋臂展开程度可分为Sa,Sb,Sc等次型。3）棒旋星系，用SB表示。与旋涡星系类似，也有旋臂结构，但核心是一个棒状物。也可进一步细分为SBa,SBb,SBc等次型。银河系为SBc型。4）不规则星系，用Irr表示。不规则星系没有一定的形状，没有可辨认的核，也没有旋臂结构。可以进一步分为IrrI和IrrII两个次型。5）cD星系与矮星系，cD星系是一些尺度特别大，直径可达几百万pc的弥漫星系。近年还发现一些尺度比较小的矮星系，用dE或dirr表示。直径约为银河系的1/4左右，质量只有银河系的千分之一。5.3类星体（Qu