大众天文学-我们所看到的恒星

用肉眼平均可以看见的天球中的恒星总数，用整数来估计的话，为5000。这个数字随着眼睛观测能力完善和训练以及大气条件的变化而变化，所以不能非常明确地说明。当使用望远镜观察天空时，人们发现肉眼可见的每一颗恒星的旁边，都有上百颗，甚至上千颗非常微小的、没有人工辅助就看不到的恒星。根据赫歇尔的恒星计数，斯特鲁维估计，赫歇尔的20英尺望远镜所能看到的恒星总数约为20,000,000颗。毫无疑问，现代的大型望远镜会得出更大的数目，但还没有可靠的估计。这个数字大概在3000万到5000万之间。

在很早的时候，恒星是根据它们的视亮度或大小来分类的。最亮的15颗被认为是一等星；其次的50颗被称为二等星，以此类推，直到六等星，它是由肉眼可见的最微弱的恒星组成。北极和赤道以南35°圆之间每一个星等的恒星数量大约如下：

星等 1 约…………………………14颗恒星

星等 2 约…………………………48颗恒星

星等 3 约…………………………152颗恒星

星等 4 约…………………………313颗恒星

星等 5 约…………………………854颗恒星

星等 6 约…………………………2010颗恒星

肉眼可见的恒星总数约………………………………3391颗恒星

这个界限包括所有位于美国中部诸州的、高于15°高度的恒星。六等星可以看到的数量在很大程度上取决于观察者的眼睛和天空的状态。上面的清单中包括了在没有月光的晴空中，普通的好眼睛所能看到的所有恒星；但是德国天文学家海斯，以上这些数据就是引自他的，在1964年给出了一份清单，他相信他不用镜片就能看到更多。

用一系列数字来表示恒星亮度的系统，一直延续到望远镜恒星。在一般情况下，用6英寸望远镜能看到的最小的恒星通常被认为是13等星。在同样的比例尺度下，用世界上最大的望远镜所能看到的最小的恒星大约是第十六等星，但是没有为这些非常微弱的恒星安排精确的级别。

对恒星相对亮度的测量表明，当星等级数下降时，恒星所发出的光量以几何比例减少，每一级的恒星亮度一般都在其上一级亮度的五分之二到三分之一之间。然而，这种减少的顺序并不准确，因为星等的排列仅仅是通过个别观察者的估计来完成的，这些观察者可能会依据不同的比率做出估计；但对于共同目的来说，这是一种足够接近真相的方法。从第二到第五个星等，每一星等的降幅可能是三分之一，之后大约是五分之二。假设五分之二这个比例是准确的，我们发现大约需要

2　　　个二等星 才能达到一等星的亮度

6　　个三等星 才能达到一等星的亮度

16　个四等星 才能达到一等星的亮度

40　个五等星 才能达到一等星的亮度

100　个六等星 才能达到一等星的亮度

10,000　个十一等星 才能达到一等星的亮度

1,000,000　个十六等星 才能达到一等星的亮度

数个星等的恒星数量的变化比例与它们亮度变化的反比相差不大，高一点星等的恒星数量比大一点，低一点星等的恒星数量比小一点。因此，我们可以看到，二等恒星的数量大约是一等的三倍，三等恒星的数量是二等的三倍，之后，每一等恒星的数量都不到前一等恒星数量的三倍。将这与刚才给出的相对亮度表进行比较，我们可以得出这样的结论：如果每一个星等的所有恒星都凝聚成一颗单一的恒星，那么由此形成的组合恒星相互之间亮度的差异，在我们从第九等跳到第十等之前都不会相差太多。但可以肯定的是，亮度最终会减小，否则恒星发出的光总量将没有限制，整个天空都会像太阳一样耀眼。

当然，读者会明白，这种按星等排序的安排纯粹是人为的。实际上，恒星本身就有各种亮度变化，通过完全不可察觉的渐变进行变化，因此不可能将一个星等的最亮恒星和它上一个星级的最微弱恒星区分开来。因此，那些希望用最精确的方式来表示星等的天文学家，将它们分成三分之一甚至十分之一；例如，根据它们的亮度，六、七等星等之间的恒星被称为6.1、6.2、6.3等等一直到6.9。人们已经做了各种各样的尝试，试图把恒星发出的光的相对数量问题放在比这个旧的星级量级更精确的基础上，但这是一件非常困难的事情，因为除了用眼睛估计，没有办法测量光。为了测量两个灯的光的相对强度，必须使用某种仪器来改变一个或两个灯光的强度，直到两个灯看起来相等为止。用于此目的的仪器称为光度计，具有各种结构。为了比较不同恒星的光线，目前使用最多的光度计是佐尔纳光度计。使用这个仪器，通过一个小望远镜，恒星的光在颜色和强度上与一个人造恒星的光进行比较，人造恒星的光可以随意改变。利用这台仪器得出的包括大多数较亮恒星在内的一整套测量数据，是天文学需要的东西之一，我们希望可以很快就能提供出来。笔者所熟悉的最近一系列最广泛的光度估算是慕尼黑的塞德尔教授得出的，包括209颗恒星，其中最小的是五等星。这些估算的一个有趣结果是，天狼星给予我们的光是我们纬度上任何其他恒星的四倍。

恒星星表——在天文学蓬勃发展的几乎每一个时代，都有恒星的星表，给出了它们在天空中的位置和大小。最早出现在我们面前的星表是在托勒密的《大成》中找到的，并且应该是依巴谷的星表，依巴谷在公元纪元之前的150年里非常活跃。据说，他制作它不是出于最高权威，而是为了子孙后代，可以发现星空是否在同期发生了任何变化。对星表的检查表明，两千年前的星座和现在的星座表现出了许多相同的方面。他的星表中有两三颗星现在还不能确定，但难点很可能是在于星表的不完善，以及在印刷术被发明之前的十六个世纪里大量抄本中可能出现的错误造成的。希帕克斯的星表中只有约1080颗恒星，所以他不可能把他所有能看到的都呈现出来。他可能漏掉了许多小一点的星星。《大成》中给出的实际数字更少一些，只有1030个。

下一个按时间顺序排列的目录是兀鲁伯的目录，兀鲁伯是鞑靼君主帖木儿的儿子，可追溯到15世纪。这个目录中大部分恒星与托勒密星表中的一样，只是根据撒马尔罕的观测重新确定了地点。它包含1019颗星星，比托勒密给出的少11颗。在观察技术上取得巨大进步的第谷·布拉赫，他很自然地给恒星重新做了星表，比他的前人更精确地确定了它们的位置。他的星表是望远镜发明前第三个也是最后一个重要的星表。它包含1005颗恒星。

我们的现代星表可以分为两类：一类是以所有可达到的精度给出每颗恒星在天球中的位置（赤经和赤纬），另一类是以近似的方式给出，以便识别恒星，或将其与附近其他恒星区分开来。前一类的目录非常多，但更准确的目录必然是不完整的，因为要做出最精确的恒星位置的测定是非常费劲的。可能有一万到两万颗恒星，它们的位置在记载时是带有天文精度的，还有十万颗恒星，尽管想到得到它们的全部精度，但还没有做到。在近似星表中，最大的一个是阿格兰德的《明亮的恒星》，它列举了所有位于极点和赤道以南2度之间的一等到九等星体。这部作品填满了三卷薄薄的四开本册子，其中所列的恒星总数超过了三十万颗。这个“恒星普查”由古尔德博士继续在南美洲科尔多瓦天文台进行，向南极点推进。在10等及以上的数以百万计的恒星中，几乎没有千分之一是，或者能够是，被单独了解或记入星表的。除了一两个可能表现出一些显著的特点，否则它们必定在群星中不被注意。

划分成星座——看一眼天空就可以发现，恒星并不是均匀地分散在天空中，而是大量的恒星，特别是那些更亮的恒星，聚集成极不规则的群，称为星座。在早期，天空被描绘成画满了人和动物的形象，这样的安排可以让每个星座都含有一些主要恒星。这种划分发生的时间和从事这项工作的人所依据的原则都没有历史记录，但其中许多的星座名字表明是在英雄时代。有些人试图将它与阿古那教的远征联系起来，因为远征中的几个英雄都被这样翻译成天空中的星座；但这只是猜测而已。我们很容易就能将这些图形与星座对上，我们几乎无法想象它们都是在同一时间或是根据任何明确的计划完成的。很可能，就英雄的名字来说，最初的目标是给人类赋予荣誉，而不是为了天文学的任何有用的目的。不管它们的起源是什么，这些名字一直保留到今天，尽管它们最初代表的图像不再有任何天文意义。例如，武仙座仍然存在；但它不再代表一个人在星空中的形象，而是天空中有点不规则的一部分，古人放置这个形象的空间被包括在内。在为学校教学和普通用途而设计的星图中，通常仍会给出这些图像，但在为天文学家而设计的星图上通常找不到。

命名恒星——如何命名每个星座中的单个恒星，以便容易区分它们，这个问题总是会有一些困难。在古代的星表中，它们的区别在于它们位于所处星座图形的不同部分；如公牛的眼睛、大熊的尾巴、猎户座的右肩等等。阿拉伯人采用了给每一颗较明亮的恒星起特殊名字的计划，或者采用希腊人的名字。因此，我们有著名的天狼星、大角星、初星、毕宿五等等。这些名字中的大多数已经完全从天文学专著上消失了，尽管在一些学校的星图上仍然可以找到。目前较明亮恒星使用最多的命名系统是由德国奥格斯堡的拜耳在大约1610年设计的。他出版了一套星图，其中每个星座的各个恒星都由希腊字母α、β、γ等表示。第一个字母给最亮的恒星，第二个字母给次最亮的恒星，以此类推。在希腊字母给出后，星座的拉丁名称以所有格形式出现。因此，天蝎座阿尔法（α），或蝎子的阿尔法，是大角星的名字，天蝎座中最亮的恒星；天琴座α，天琴座中最亮的恒星；以此类推。在这里有一个类似于我们给人起名字的系统，希腊字母对应教名，星座对应姓氏。当希腊字母用完，但所有显眼的恒星还没命名结束时，拉丁字母表就被接着用上了。

拜耳系统仍然适用于他命名的所有恒星。其他到五等星的大多数恒星都是由弗拉姆斯泰德在其目录中分配的数字系统来定名的。然而，在一些著名的目录中，其他的恒星是以它们的数字来区分的。当这种方法也不行时，由于恒星没有被编目，必须给出其在天空中的位置。

银河，或银河系——肉眼一次所能看到的银河系的大部分呈现出一个白色的、云状的拱门的外观，位于地平线的两个相对点上，并根据天球与观测者的相对位置，上升到更高或下降到更低的高度。整个拱门只有一半在地平线以上，另一半在地平线以下，与可见的一半正相对。事实上，银河有一部分在我们的纬度上是永远看不到的，因为它离南极点太近，所以总是在地平线以下。如果地球被移走或变得透明，我们就立即能看到整个天球，那么银河系就会像是围绕天球展开的一条完整的带子。望远镜显示，银河系是由无数恒星的光产生的，这些恒星太小，肉眼无法单独看到。然后，我们发现，望远镜恒星，不是被分成有限数量的星座，而是大部分凝聚在银河区域。它们在离银河带最远的区域数量最少，当靠近银河带时，恒星会变密集。望远镜的功率越大，恒星聚集的痕迹就越明显。用肉眼观察，凝结几乎看不到，除非通过实际计数：一个非常小的望远镜将显示出银河系内部和附近恒星的明显增密；而如果我们使用最强大的望远镜，它们所显示的大多数恒星实际上位于星系内部。换句话说，如果我们用一个12英寸的望远镜把所有可见的恒星都遮住，我们会发现剩下的恒星中大部分都在星系中。这一事实似乎表明的宇宙的结构，将在随后的一节中解释。

星团——除了逐渐有规律地向银河带聚集外，还可以看到恒星偶尔聚集成星团。事实上，这些星团中的一些在肉眼下是可见的，有时像昴宿星那样是独立的恒星团，但更常见的情况是，由于恒星太小，无法单独观察到，形成了淡白色的光斑。然而，在强大的望远镜中可见的数目要大得多。有时在望远镜的视场中可以同时看到成百上千颗恒星；有时数目过大，单个恒星过小，即使在有史以来最强大的望远镜中也无法计数。

星云——在天空中发现的另一类物体是不规则的、柔软的、朦胧的光团，因此被称为星云。许多在小型望远镜中看起来像星云的物体被更强大的望远镜发现其实是星团。但是，正如我们后面将要展示的，这些天体中的许多根本不是由恒星组成的，而是由大量气态物质组成的。

为了让读者更详细地了解星座，或者识别出他可能看到的任何明亮的恒星或星座，我们简要地描述了在不同的季节可以在天空中看到的主要天体，配上五幅星图，显示了包括五等星在内的恒星。不想进入这些细节的读者可以在思想的连续性没有任何中断的情况下进入下一节。

为了学习星座，星图将是一个有价值的辅助工具。最好从北边或极地附近的星座开始，因为这些星座在我们的纬度上几乎总是可见的。第一个要寻找的是大熊座（大熊星座，或称北斗七星），通过指针总是从这个星座找到北极星。假设观察者在晚上9点寻找它，他将在不同的位置看到它，取决于是一年中的什么时间，即：

四月和五月…………天顶以北。

七月和八月…………在北方的西部，指针最低处。

十月和十一月…………靠近北地平线。

一月和二月……………在北方的东部，指针最高处。

这些连续的位置与星座由于其围绕极轴的昼夜运动而占据的位置的顺序相同。指针在熊的身体里，而星座另一端的一排星星形成了它的尾巴。

小熊座，或称小北斗七星，是北极星所属的星座。除了北极星，它还包括另一颗二等星体，它几乎位于大熊座尾部的方向。

仙后座，或坐在椅子上的女士，在北极星的另一边，与大熊座相对，两个星座到北极星的距离几乎相同。这个星座可以很容易地从它的三、四颗明亮的恒星中辨认出来，这些恒星排列成一条直线，彼此成直角相互交叉。在古代神话中，仙后座是仙王克普斯的王后；在星座中，她被描绘成坐在一把大椅子或王座上，并从那发出她的法令。

英仙座是一个非常明亮的星座，位于银河系，仙后座的东面^[1]，离极点稍远一点。它可以被一排沿着银河系延伸的显眼的恒星所识别，这些恒星直接贯穿这个星座。

其他的围绕北天极的星座有仙王座、鹿豹座、天猫座、天龙座和蝎虎座；但它们不包含任何如此明亮、能够引起特别注意的恒星。想要了解它们的读者可以通过比较星图和天空很容易地找到它们。

由于太阳在恒星中的年运动，离北极点较远的星座不能随时被观察到，只能在某些季节中看到，除非选择的夜晚时间不方便，要不然那些特定季节里都可以看到。我们将描述更为显著的星座，因为它们可以被在中北纬度、位于星空的四个不同位置上的观察者看到。球体每天都以其昼夜运动占据这四个位置；但其中一些位置会出现在白天，而另一些位置则出现在深夜或清晨。

天球的第一个位置，子午线上的猎户座——天顶以南的星座是星图II和III所示的星座，前者位于子午线以西，后者位于子午线以东。这个位置的观察时间发生在：

12月21日…………午夜

1月21日…………晚上10点

2月20日…………晚上8点

3月21日…………下午6点

一年四季它的观测时间都是如此。在这个位置上，仙后座和大熊座接近同一纬度高度，前者在西北高处，后者在东北高处。银河像一座拱门横跨天空，坐落在西北北边和东南南边的地平线上。我们将首先描述这一路径上的星座。

天鹅座（天鹅），正在下沉到地平线以下，在那里银河在西北的北边与它相接，它只有几颗恒星可见。下一个季节能更好地看到它。

接下来依次是仙王座、仙后座和英仙座，我们已经将它们描述为拱极星座。

在英仙座的上方是御夫座，战车的御者，它很容易通过一颗一等明亮的恒星被识别，这颗恒星叫作五车二，山羊星，现在位于天顶西北几度。御夫座被描绘成手臂上抱着一只山羊，这颗星星就在它的身体里。五车二以东大约10度是二等星御夫座β，而更往东是一组小恒星，它们也属于同一个星座。这组小恒星在天顶以南延伸了一段距离。

银河接下来在金牛座和双子座之间穿过，就是我们现在要描述的，然后在猎户座以东穿过赤道，猎户座是天空中最明亮的星座，有两颗一等星和四颗二等星。前者是参宿四，或御夫座α，它是最亮的，可以通过它的红色来识别它，而参宿七，或御夫座β，一个闪闪发光的白星，更低一些，稍微偏西。前者在人物的肩上，后者在脚上。在这两颗恒星之间，三颗二等星排成一排，构成了战士的腰带。

小犬座，隔着银河系，就在猎户座对面，它可能通过它的一等星明亮的南河三所识别，在参宿四的正东。

大犬座，位于猎户座的东南方，很容易由天狼星被认出，天狼星是天空中最亮的恒星。天狼星南部和东南部的许多明亮的恒星都属于这个星座，使它成为最亮的星座之一。

当银河靠近南边的地平线时，它经过部分位于地平线之下的南船座。它包含了老人星，仅次于天狼星最亮的恒星；但是这颗星在地平线以下，除非观察者位于北纬35°，否则看不到它。

接下来我们可以追踪高出地平线的黄道星座。在西边，从地平线到天顶的三分之一路程中将看到白羊座，它分别由三颗二等星、三颗三等星、三颗四等星形成一个钝角三角形，最亮的星星在最高处。这些恒星的排列，以及其他一些五等星等的排列，可以在星图Ⅱ上看到。

金牛座，就在白羊座上方，可以通过昴宿星，或人们通常所称的“七颗星”识别。实际上，这一组中只有六颗星是普通人的眼睛清晰可见，一只足以看到七颗星的眼睛很可能也能看到另外四颗星，总共十一颗星。这一组恒星的望远镜视图将在与星团主题有关的章节中出现。这个星座中的另一组是毕星团，它们的主恒星以字母V的形式排列，V的一端由毕宿五形成，这是一颗红色的一等恒星，但不如猎户座α那么亮。

双子座，位于银河系的东边，可以在星图Ⅱ的左侧和星图Ⅲ的右侧找到。这个星座最亮的恒星是北河二和北河三，或者α和β，它们位于天顶东南或东面20或30度，距离地平线大约四分之一或三分之一处。它们几乎是在南河三的正北方；也就是说，一条从南河三到北极星的线可以在它们之间穿过。这个星座从北河二和北河三向南和向西延伸到猎户座的边缘。

巨蟹座位于双子座的东部，但星座内没有明亮的星星。边界内最值得注意的天体是鬼（宿）星团，这是一组太小而不能单独观察到的恒星，看起来像是一团淡白色的光斑。要想看得清楚，观测的夜晚必须非常晴朗，且月亮不在附近。

狮子座有一颗明亮的轩辕十四星，比东方地平线高出大约两个小时。这颗星和五六个小一些的星星，一起形成镰刀的形状，轩辕十四是柄。镰刀位于狮子的胸部、颈部和头部，它的尾巴几乎延伸到地平线，在那里它的末端是刚刚升起的五帝座一（狮子座中的第二明星）。

这就是在假定的天球位置上可见的主要星座。如果观测时间与假设时间不同，那么星座的位置将因间隔期间的周日旋转量而不同。例如，如果在三月中旬，我们在八点而不是六点研究天空，那么西方的星星会更靠近地平线，南方的星星会更靠近西方，而东方的星星会比我们刚才描述得更高。

天球的第二个位置——赤经12小时的子午线，靠近星图Ⅲ的左边缘，以及星图Ⅳ的右边缘。星图Ⅲ上的星星位于子午线以西，星图Ⅳ上的星星位于子午线以东。此位置的观测时间发生在：

3月21日……………………在午夜。

4月20日……………………10点钟。

5月21日……………………8点钟。

在这个位置上，大熊座接近天顶，仙后座在北边的地平线上。银河系离地平线太近，看不见；猎户座位于西边；而在南边没有非常显眼的星座。在西北部，在相当高地平高度上可以看到北河二和北河三，在西部，在地平线上大约一个半小时的地方可以看到南河三。狮子座位于子午线以西，几乎延伸到子午线，而三个新的黄道星座则出现在东边。

室女座，有一颗明亮的星星——角宿一星——与轩辕十四星的亮度差不多，现在在子午线以东大约一小时，从天顶到地平线的一半多一点的地方。

天平座，里面没有能引起注意的星星。这个星座可以通过它在室女座和天蝎座之间的位置来识别。

天蝎座，刚从东南方升起，还不够高，不能很好地观察到。

在黄道带以北的星座中，我们有：

后发星座，现在正好在子午线上，天顶以南大约10度。它是一个由非常小的恒星组成的紧密不规则的星群，与天空中的任何其他恒星都大不相同。在古代神话中，伯伦尼斯曾用自己的头发向维纳斯女神起誓；但朱庇特把它从存放的神殿中带走，使它成为一个星座。

牧夫座是后发座以东的一个大星座。它的标志是大角星，一颗非常明亮但有点红的恒星，在后发座东边一个半小时处。

猎犬座，在后发座北边。它们被牧夫座用皮带牵着，在北极周围追逐大熊星座。

北冕座，位于东北部，在牧夫座以东。它主要由恒星组成一个很漂亮的半圆形，像是一个小礼帽或皇冠。

天球的第三个位置——南部的星座是星图Ⅳ和Ⅴ所示的星座，星图Ⅳ的星座位于子午线以西，星图Ⅴ的星座位于子午线以东。此位置的观测时间发生在：

6月21日………………午夜。

7月21日………………10点钟。

8月21日………………8点。

……

在这个位置上，银河再次出现在我们的视线中，似乎横跨了整个天空，但我们看不到它在第一个位置上可见的那部分。仙后座现在位于东北部，大熊座已经转移到西北方向。大角星在西边两三个小时的高度处，北冕座在它上面，在天顶西边两三个小时处。像在第一个位置一样，从沿着银河的星座开始，我们从仙后座开始向上，经过仙王座和蝎虎座，这两个星座都不包含任何引人注目的恒星，然后到达天鹅座，它现在位于天顶的东北方向，由四到五颗恒星直接在银河系中形成一个十字。这些恒星中最亮的稍微超过仙后座中最亮的恒星。

天琴座位于天鹅座的西部和西南部，靠近天顶。它包含一颗明亮的织女星，或者说是天琴座α，它是一等星，有着明亮的白色光芒，带一点蓝色。

向南移动，经过狐狸座和天箭座，我们到达的下一个引人注目的星座是天鹰座，现在在天顶和地平线中间，子午线以东两小时。它包含一颗明亮的恒星——牛郎星，或称为天鹰座α——位于两颗较小的恒星之间，这是一排几乎呈南北走向的三颗恒星。

接下来，我们经过银河的西面，将注意力集中在子午线以西两小时，与南地平线有一定距离的一个点上。在这里我们找到天蝎座，一个非常明亮的黄道带星座，包含心宿二，或称为天蝎座α，一个将近一级的淡红色恒星，每边都有一个较小的恒星，在西边有一排长长的弯曲的恒星。

人马座是由天蝎座以东、银河以及银河以东的大量二等恒星组成的，现在从子午线延伸到它以东两小时的一个点。

摩羯座是黄道带的另一个星座，现在位于东南部，但没有任何引人注目的星星。同样的说法也适用于刚刚升起的宝瓶座和部分位于东方地平线以下的双鱼座。(www.xing528.com)

再次离开黄道带，我们发现在天蝎座的北部和银河系的西部，有一对非常大的星座，叫作蛇夫座和巨蛇座。蛇夫座一只脚站在天蝎座上，而它的头部则以赤道以北12度的一个二等星为标志，这个二等星现在位于子午线上，因此，它位于天顶到地平线的三分之一或四分之一处。蛇夫座手里拿着的巨蛇座，位于天鹰座的西南部，它的尾巴在银河系的一个开口处，而它的脖子和头是由距天蝎座以北一些距离的一些二等、三等和四等星组成的，一直延伸到牧夫座的边界。

武仙座是一个非常大的星座，西边有北冕座，东边有天琴座，南边有蛇夫座，北边有天龙座。它现在位于天顶，但不包含引人注目的星星。

天龙座，它的头就在武仙座的北面，而它的身体是由围绕着大熊座和小熊座之间的极点延伸的、一排长长的弯曲的星星标出来的。它的头很容易通过一些二等和三等星被识别，这些恒星很好地暗示了头部这个形象。

天球的第四个位置——现在在星图V和Ⅱ上找到了南方的星座——星图V上的星座位于子午线以西，星图Ⅱ上的星座位于子午线以东。观测时间是：

9月21日………………午夜。

10月21日………………10点钟。

11月20日………………8点。

12月21日………………6点钟。

在这个位置，仙后座就在天顶的北面，而大熊座则在北边的地平线上闪闪发光。从仙后座沿着银河系向西，我们将穿过仙王座、天鹅座、天琴座和天鹰座，而向东我们会经过英仙座和御夫座，所有这些都已描述过。

在南方，主要的星座是飞马座，通过四颗二等星来区分，这四颗星形成一个大正方形，每边约14度。

仙女座，它的双手戴着镣铐，很容易通过一排三颗明亮的星星被发现，从飞马座的东北角沿着东北方向朝英仙座的方向延伸。

鲸鱼座（cetus）是位于南方的一个大星座，从子午线一直延伸到它以东三小时的一个点。它最亮的恒星是鲸鱼座β星，现在位于子午线附近，南赤纬20度，独立存在；以及鲸鱼座α星，位于白羊座下方约20度，现在距离天顶东南约30度。

读者如果想更详细地查阅星座，可以通过星图很容易地做到这一点。

大多数恒星似乎总是具有相同的亮度，尽管很有可能，但如果一颗恒星发出的光的数量可以完全精确地测量，那么在所有情况下，它都会不时地略有变化。然而，有相当多恒星的变化是非常确定的，以至于通过在不同时间比较它们的视亮度与其他恒星的视亮度就可以发现这个变化。现在已知有超过100颗这样的恒星亮度发生了变化；但在大多数情况下，这种变化是如此微小，只有熟练的观测者仔细观察才能察觉到。然而，有两颗星的变化很明显，最不经意的观测者想要看到它，只需要在适当的时间观察就可以做到。它们是英仙座β星和鲸鱼座ο星，或者也可以称为大陵五和蒭藁增二，我们还可以在这两颗之外加上南船座η星，南半球的一颗恒星，它显示出一个非常显著的变化。

大陵五的变化——这颗在英仙座标记为β的恒星，很容易在星图Ⅰ和Ⅱ上找到，位于赤经3小时、赤纬40°23'处。一旦被发现，它就很容易通过位置被识别出来，几乎在两颗小恒星之间的直线上。最适宜观赏它的时节是秋季、冬季和春季的傍晚。在秋天日落后，它一般位于东北方低处；在冬天，在北方高处，离天顶不远；在春天，位于西北低处。通常它像一颗微弱的二等星一样发光：按照精确的尺度，它的星等大约是2。但每隔不到三天，它就会消退到第四星等，持续几个小时，然后再次恢复正常的光彩。这些变化最初是在大约两个世纪前被注意到的，但直到1782年才被准确地观察到。目前已知的变化周期是2天20小时49分钟，即比三天少3小时11分钟。它需要大约四个半小时才能逐渐消退到最不亮的状态，然后还要花四个小时来恢复它的光亮；因此，在每个变化周期中，它有九个半小时的亮度是低于平均值的。但在开始和结束时，变化是非常缓慢的，所以在不超过5个小时的时间里，普通的眼睛不会看出恒星变得比平常小。

作为其原因的一种解释，起初人们认为光的这种明显的变化规律性表明，一颗巨大的暗行星正在围绕着大陵五旋转，在每一次旋转中都经过它的表面，从而切断了它的一部分光。这个理论很好地解释了变异的显著特征。但是，当对后者进行更严密、更仔细的研究时，人们发现在变化中存在着一些小的不规则性，这是这个理论不能很好解释的地方。研究发现，变化的周期在不同的时间有点变化，而且如果是黑色物质通过引起变化的话，恒星是不会在同一时间失去又恢复其光亮的。

另一个引人注目、但完全不同类型的变星，是鲸鱼座ο星，或称为蒭藁增二（米拉Mira）。它可以在星图Ⅱ上找到，位于赤经2小时12分钟、南赤纬3°39'。在大多数时间里，这颗恒星肉眼是完全看不见的，但每隔大约11个月，它就会以二等或三等星的亮度发光。平均来说，从它第一次变得肉眼可见到它达到最大亮度的时间大约是四十天，然后大约两个月后它再次变成肉眼不可见，所以它的出现比消失更快。预计在1877年11月、1878年10月等时间点它达到最辉煌的状态，每年都比前一年提前大约一个月，但周期相当不规则，从10个月到12个月不等，因此它的出现时间无法确定地预测。它的最大亮度也是可变的，有时是第二星等的，而其他时候只有三等或四等的亮度。

南船座η星——也许天空中已知最特别的变星是南半球的南船座η星，其位置是赤经10小时40分钟、赤纬59°1'南。由于它位于赤道的南部远处，在我们的纬度地区是看不到它的，对其光线变化的发现和观察通常都是由访问过南半球的天文学家做的。1677年，哈雷在圣赫勒拿时发现它是四等星。1751年，拉凯发现它已经增加到第二星等。从1828年到1838年，它在第一星等和第二星等之间变化。约翰·赫歇尔爵士在好望角第一次仔细观察了它的可变性。他说：“正是在1837年12月16日，恢复了光度比较之后，一个在许多非常明亮的一等星中显得独特的新的恒星出现在某一块天空中，这让我感到惊讶，因为我非常熟悉这一点。我确定以前没有见过这么漂亮的东西。在短暂的犹豫之后，参照与附近其他显眼的星星一起构成的一张星图，这个完全出乎意料的现象的自然结果就是：我对它是我的老熟人南船座η星的这个身份感到满意。然而，它的光亮几乎增加了三倍。虽然光亮还是很低，但它现在相当于参宿七，当它达到一定地平高度时，它明显变得更亮^[2]。”约翰爵士说，它的亮度继续增加，直到1838年1月2日，当时它几乎与半人马座α星亮度相当。后来，它的亮度有点消退，直到它在来年的四月份观察结束时，它仍然像毕宿五一样明亮。但在1842年和1843年，它发出的亮光比以往任何时候都要明亮，在后一年的3月，它的亮度仅次于天狼星。在接下来的二十五年里，它慢慢地逐渐减弱：1867年，肉眼几乎看不到它，接下来的一年，在没有借助工具辅助的眼睛看来，它完全消失了，而且没有开始恢复它的亮度。

当我们把这颗恒星说成是已知变星中最显著的一颗时，我们指的不是它的变化范围，而是它最大时的亮度。有几种情况的变化同样巨大，但恒星并不那么明亮，因此不会引起如此大的注意。因此，在相当规律的405天的周期内，仙女座R星从第六星等变到第十三星等。当它最亮的时候，它刚好能被肉眼可见，而只有大望远镜才能在它最小的时候将它显示出来。其他的一些变星的变化范围是5到6个星等，但其中只有鲸鱼座ο星的亮度能达到第二个星等。

前面提到的只是其变化能够让普通观察者注意到的恒星。在天文学家注意到变化的其余100个恒星中，天琴座β星因其亮度具有两次最大值和两个最小值的变化而引人注意。它的亮度最小值为4星等，三天后，它的亮度增加到3星等。在接下来的一周里，它将首先下降到第四星等，然后再次上升到3星等。再过三天，它将再次下降到最小值4星等；它经历所有变化的周期是13天。这一周期正在不断变长。通过与它的邻居天琴座γ星进行比较，可以最清晰地看到这颗恒星的变化。有时，它会和后者一样明亮，而在其他时候亮度则会变小。^[3]

新恒星——过去人们认为，新恒星出现和旧恒星消亡并不罕见，前者被视为新的诞生，而消失则是由于这些在大自然秩序中已经完成使命的恒星的毁灭或湮灭。然而，人们假定的恒星消失事实上并没有确定的基础，很可能消失的原因是对实际存在的恒星位置的记录偏差。我们在实用天文学中解释过，天文学家通过观察天体经过子午线的时钟时间和望远镜指向天体时仪器圆圈的位置来确定天体在天穹中的位置。如果他碰巧在写下这些数字中的任何一个时出错了——例如，如果他把时钟时间搞错了一分钟或五分钟，或者给他的圆圈位置写下了错误的度数——他写下的就是没有真正星星存在的位置。然后，后来的天文学家，在这个地方没有看到任何恒星，可能认为这个恒星已经消失了，而实际上，那里从来没有任何恒星。当成千上万的数字不得不被记录下来时，这样的错误有时会发生；而一些假定的恒星消失的例子正是归因于这些错误。然而，也有好几个新恒星突然出现的例子，我们将描述其中一些最著名的例子。

1572年，一颗新恒星出现在仙后座。它是由第谷·布拉赫在11月11日首次看到的，当时它已经达到了第一星等的亮度。它的亮度迅速增加，很快就和金星一样亮，视力好的眼睛在大白天也能分辨出它来。12月时，它的亮度开始变小并逐渐消失，直到次年5月完全消失。那时是望远镜发明前的四十年。第谷给我们留下了一篇关于这个最著名的恒星的长篇论文。

1604年，蛇夫座也出现了类似的现象。这颗恒星第一次被发现是在那年10月，当时它已经达到了第一个星等。接下来的冬天，它开始衰落，但在1605年全年仍然可见。在1606年初，它在肉眼可见一年多以后，就完全消失了。开普勒给我们留下了这颗恒星的完整历史。

最近最引人注目的此类例子是1866年5月，当时一颗二等星突然出现在北冕座中。在那个月的11日和12日，至少有5名欧洲和美国的观察员独立发现了它，其中第一位观察员是美国专利局的法夸尔先生。它是否真的像所表明的那样突然爆发出光芒，还没有明确地确定下来。如果像最有可能的那样，它在几天内达到了它的最大光芒，那么已知的唯一能看到它的人就是本杰明·哈洛威尔先生，他是华盛顿附近的一位著名教师，他的证词使人们很难去怀疑这颗星在广为人知前的几天里居然是肉眼不可见的。另一方面，雅典的施密特以最积极的方式断言，这颗恒星5月10日时还不在那里，因为他当时正在扫描那部分天空，否则肯定会注意到它。然而，在这个特殊的例子里，不论事实是什么样的，值得注意的是，我们所描述的所有新恒星之前都没有被注意到，直到它们几乎或已经达到其最大的亮度，这一事实使人们认为它们都是以极快的速度变得耀眼起来的这个观点显得可信。

1876年11月，雅典的施密特在天鹅座发现了一颗三等星的新星。它很快就开始消退了，几个星期后就从肉眼的视野中消失了。天鹅座的位置在11月变得非常不利于观察，以至于很少有人看到这个天体。

这种认为这些天体可能是新的恒星诞生，会与其他恒星永久排列在一起的观点，被这些新星转瞬即逝的特点完全驳斥掉了，如果没有别的理由的话。它们明显短暂的存在与一般恒星年复一年持续没有任何变化的永久形成了鲜明的对比。现在天文学家把它们归类于变星之中，它们的变化是非常不规则和不稳定的。毫无疑问，在它们以这种非同寻常的方式突然爆发出来之前，它们都是作为小恒星存在于天空中的，而且它们现在还在同一个地方。那颗1572年恒星的位置是由第谷·布拉赫仔细确定的；现在一颗小型的望远镜恒星就存在于从他的观测中计算出的位置的1'范围之内，并且有可能是同一颗恒星。这颗1866年的恒星被发现是在几年前完成的阿格兰德的北半球恒星大目录中，被记录为九等星之一的一颗恒星。在以我们所描述的方式爆出光芒以后，它逐渐消退到以前的不显眼的亮度，也没有再表现出爆发光芒的迹象。在几个世纪的过程中，在某一个单一的时候出现这些不规则的光的变化，或光的爆发，这和大陵五和天琴座β星的规则变化之间有很大的区别。但是，致力于这一课题的勤劳天文学家经过仔细观察，却发现了这些极端变化之间存在着几乎所有程度的不规则变化的恒星。其中一些在几年的时间里，从一个星等逐渐变化到另一个星等，似乎没有遵循任何准则，而在另一些恒星中，一些规律性的趋势可以被模糊地追踪到。新恒星和变星之间最好的联系可能是由我们刚才描述的南船座η星的模式提供的。

我们所说的光的变化很可能是恒星自身运行的结果，必须记住，这些恒星是与我们的太阳具有相同数量级和亮度顺序的天体，并且这些运行情况类似于那些产生太阳黑子的运行情况。在太阳一章中我们确定了太阳黑子的频率为11年周期，在这个周期中，有一部分时间经常看不到黑子，而另一部分时间则出现得非常多。因此，一个在恒星空间中距离如此遥远的观察者，他看我们的太阳就像是一颗遥远的恒星，如果他能够不时地精确测量它（太阳）发出的光的数量，他会发现它也是一个变星，周期为11年。当我们看到很多太阳黑子时，光的数量最少；当太阳黑子很少时，光的数量最多。这种变化确实非常微小，所以我们无法用我们所拥有的任何光度测定手段来感知到它，但它仍然存在。现在，宇宙的一般类比，以及分光镜的证明，使我们相信太阳和恒星的物理构成具有相同的一般性质。因此，我们可以预期，正如我们看到太阳上的黑子，它们的形状、大小和数量每天都在变化，因此，如果我们能够充分地近距离观察恒星的表面，我们至少应该在其中一些恒星上看到类似的斑点。同样，由于这些天体的物理结构不同，在不同的恒星中，斑点的数量和程度可能会有很大不同。在那些黑子覆盖表面较大部分的恒星中，它们单在数量和程度上的变化就会导致恒星不时在光线上发生变化。最后，我们只需要假设我们在太阳黑子的11年周期中所看到的相同的规律性，可以套用在一颗周期规律的恒星上，只是亮度上的变化有所不同，就像大陵五和蒭藁增二一样。

我们已经描述过恒星偶尔爆发的现象，在这种情况下，它们的光迅速增加了100倍，如果不将太阳黑子这一理论推向极端的话，似乎该理论就无法解释这个现象。事实上，如果不加以修改，就意味着百分之九十九的恒星表面通常都会被黑子覆盖，而且在极少数情况下，这些斑点会全部消失。但是对1866年这颗恒星的光谱观察表明，它与我们太阳的运行情况有点不同。哈金斯先生发现，这颗恒星的光谱是连续的，上面也有亮线穿过，亮线的位置表明，它们部分或全部是由发光的氢产生的。连续光谱也被暗色的吸收线所穿过，这表明光穿过了一个相对较冷的气体大气。哈金斯先生对这一现象的解释是，由于恒星自身的光以及恒星整个表面的加热，氢气突然非凡地从恒星中爆发出来，造成了巨大的亮度增加。现在，我们已经证明，在日全食期间，太阳周围看到的红色火焰是由其内部的氢气喷发引起的；而且，这些喷发通常与太阳光球上的光斑有关，或者说是太阳圆盘的一部分，比光球层的其他部分要明亮几倍。因此，这颗恒星的闪耀不太可能是由类似于在更大程度上产生太阳火焰的行为引起的。

因此，我们在太阳黑子、光斑和突起方面，有一些关于那些恒星中可能发生的事情的建议，这些恒星指的是表现出我们所描述得异常的光的变化的恒星。有没有可能我们的太阳会像我们在新恒星和临时恒星的例子中描述的那样突然出现光和热的爆发？我们几乎可以说，这个问题涉及人类的持续存在；因为如果太阳的热量即使只在几天内增加一百倍，更高阶的动植物生命也会被破坏。我们只能回答说，大自然的一般类比使我们相信，我们不必对这种灾难感到任何忧虑。自从温度计发明以来，还没有检测到太阳热量的任何细微确定的变化，而每百颗恒星中有九十九颗发出的光一般都是恒定的，这可能会让我们有信心不需要担心我们的太阳会有突然和破坏性的变化。

望远镜检查显示，许多肉眼看来是单星的恒星实际上是双星，或者是由一对并排排列的恒星组成的。在天空中有几对恒星，组成它们的恒星非常接近，在肉眼看来，它们几乎可以互相接触到对方。其中最容易看到和最美丽的一对恒星是在金牛座，相当接近毕宿五。这两颗恒星金牛座θ₁星和金牛座θ₂ 星都是四等星。另一对这样的恒星是摩羯座α星，其中的两对恒星大小并不相等。在这里，普通人必须仔细观察才能看到较小的恒星。另一对是天琴座ε星，组成它的恒星非常接近，只有视力好的眼睛才能分辨出来。然而，在天文学上，这些成对的恒星并不被认为是双星，因为尽管它们肉眼看起来很近，但是，当用大功率望远镜观察时，它们之间的距离太大，以至于不能同时看到它们。望远镜中的双星是由距离只有几角秒的两个部分组成的；实际上，在许多情况下，距离只有一角秒的几分之几。大部分被归类为双星的恒星的距离在半角秒到十五角秒之间。当它们超过后一个限制（十五角秒）时，它们就不再是特别让人感兴趣的对象了，因为它们可能真的没有任何联系，仅仅是因为它们位于与我们太阳系几乎成同一条直线的位置上才显得好像是一起出现的。

这里最明显的问题是，在任何情况下，这对恒星之间是否存在真正的联系，或者它们是否看起来很近，仅仅是因为它们正好位于与地球几乎成同一条直线的位置上。毫无疑问，有些恒星的确是以这种方式显得像是双星，这种双星被称为“光学双星”。但是，尽管可见恒星数量巨大，但一对恒星的距离只有几秒的概率还是很小的；但是近距离双星的数量又很多，所以排除了它们全都是只是偶然出现在一起的可能性。如果需要进一步的证据证明这些一对一对的恒星确实是物理连接的，证明它们在现实中以及在外观上都是紧密相连的，那么证据就是这样一个事实：它们中的许多构成了一个围绕另一个旋转的系统，或者更确切地说，在这个系统中，每颗恒星都围绕着这对天体的引力中心旋转。这种双星形成的系统称为双星系统，以区别于那些没有观察到这种旋转的对星系统。这些双星系统的旋转通常非常缓慢，需要几个世纪才能完成一圈；它们运动得越慢，感知和确定运动所需的时间就越长。一般来说，需要一代天文学家将他们的观测结果与他们前辈们的观测结果进行比较，才能检测出来；例如，当老斯特鲁维将他的观测结果与赫歇尔的观测结果进行比较时，当道斯或小斯特鲁维将其观测结果与老斯特鲁维的进行比较时，才发现大量的双星系统。由于每个观测者都在不断地探测新的运动情况，天文学家所知道的双星系统的数量也在不断增加。

可能需要对这些物体的测量方法进行简要说明。为达到上述目的，望远镜的目镜必须配备一个“丝状测微计”，其重要部分由一对平行的瞄准线组成，其中一个瞄准线可以通过一个头非常尖的螺丝侧向移动，从而可以使其在另一个瞄准线上面来回移动。可以根据螺钉的位置确定两条线之间的准确距离。整个测微计在平行于望远镜的轴上旋转，其旋转中心位于望远镜视场的中心。为了从一颗恒星处获得另一颗恒星的方向，观察员转动测微计，直到瞄准线与连接两颗恒星的线平行，如图69所示，然后读取位置圆。知道他转动牵绳时位置圆的读数是多少，这样恒星就可以通过它的周日运动按着这个读数运行，这两个角度的差表明了连接两个恒星的线与天球纬圈的角度。为了获得两颗恒星之间的距离，观察者将测微计从图69中的位置旋转90°，然后转动螺钉并移动望远镜，直到每个恒星都被一根线平分穿过，如图70所示。然后互换两根线的位置，并重复测量。计算一颗恒星与另一颗恒星方向的模式是这样的：想象一条线，SN，在图71中，从较亮的恒星正北方画出来，另一条线，SP，从较小的恒星画出来。然后这两条直线的夹角NSP，从北向东计数，就是恒星的位置角，位置角变化表明一颗恒星围绕另一颗恒星在旋转。

图69

图70

图71

在一些双星系统中，周期非常短，可以观测到两颗恒星相互环绕的一个完整的旋转，或者更多旋转。一般来说，运动最快的一对恒星是相互非常靠近的，因此是最近才发现的，很难观察到。有一两个双星系统的周期可能不足三十年，但很难去测量。

短周期的双星系统——下表显示了观测到完整旋转过程的恒星的旋转周期，它们的旋转周期已经非常确定了：

还有两三个其他的双星可能也移动得很快，但它们距离很近，很难观测，只有在有利的情况下才能看到它们是双星的。在这张表中最引人注目的一颗恒星是天狼星，它的周期是通过天狼星本身的运动观测结果来计算的，而不是通过其卫星的观测结果来计算的。长期以来，人们知道，这颗恒星的正常运动受到一定的周期性变化的制约；在调查这些变化时，彼得斯和奥威尔发现，通过假设一颗卫星在某个轨道上绕着这颗行星旋转，可以完全呈现出它现在的运动变化。这个轨道的所有元素都是确定的，除了确定不了的卫星距离。然而，它的方向可以不时地被计算出来，几乎可以精确到就像是用望远镜看到的那样。但是，在我们提到发现时间之前，没有人见过这个卫星。事实上，尽管许多观察者一定经常用很好的望远镜观察天狼星，但他们不太可能往这个预测方向上进行仔细搜索。

这个问题的状态一直持续到1862年2月，当剑桥港的阿尔文·克拉克父子（Alvan Clark&Sons）在芝加哥天文台建造完成他们18英寸的望远镜的时候。一天晚上，为了试用一下望远镜，年轻的克拉克将望远镜转到了天狼星（Sirius）的方向，他熟练的眼睛很快发现了一些不寻常的东西。“哦，爸爸，”他大声说，“这颗星有一个伴星！”父亲看了看，在明亮的星星正东方有一个微弱的同伴，距离大约10"。尽管发现者对此一无所知，但这正是当时预测的卫星方向。当这个消息传遍全世界时，所有的大型望远镜都指向天狼星，现在发现当观测者所知道这个伴星在哪里时，许多望远镜都能看到它。它位于当时理论预测的准确方向上，现在人们以最大的兴趣观察它，以便观察它是否沿着理论卫星的方向移动。四年的观察表明事实确实如此，所以几乎没有任何疑问，这个几乎看不见的天体就是那个，由于它在天狼星周围的吸引和旋转，导致了天狼星运动不均等的天体。同时，从那以后，这个实际的伴星与理论上的伴星的对应不再准确，观测到的伴星每年比理论上的伴星移动要快大约半度。这一差异虽然比预期中要大，但可能是由于非常精细和困难的观测产生的不可避免的误差，正是从这些观测中才计算得出理论伴星的运动。

这个有趣的难以观测到的天体的可见度大多取决于天狼星的地平高度、大气状态以及望远镜的放大倍数。当恒星的图像非常糟糕时，即使是在华盛顿大望远镜中也看不到它，而在非常有利的条件下，使用6英寸或更小孔径的望远镜也能看到它。这些有利的条件在肉眼看来就是指这些星星不再显得闪烁。

同样的情况也发生在南河三这颗星星上，除了没有看到干扰卫星外。贝塞尔很久以前就怀疑这颗恒星的位置被它附近的某个有引力的天体所改变，但他在这个问题上没有得出明确的结论。自布拉德利时代以来，奥威尔对所有的观测进行了仔细调查，发现这颗恒星围绕着距其1"远的一个不可见的中心移动，这可能是这颗星和一颗看不见的卫星的引力中心。最近几年，许多大望远镜仔细搜寻过这颗卫星，但是没有成功。

三星和多星——除了双星之外，还经常发现三星或多星在一起的情形。这类天体被称为三星系统、四星系统等。它们通常是由于一对宽星中有一颗星，其本身是一颗近距离的双星，而且通常，直到人们知道它是一对星中的一颗后很久，才发现它的组成部分的重复性。例如，W.赫歇尔爵士发现武仙座μ是一个双星，伴星距离约30"，远小于μ本身。1856年，阿尔文·克拉克先生试用他的望远镜时指向了它，发现这个小伴星本身是双星的，由两颗几乎相等的恒星组成，相距约1"。这对近距离恒星被证明是一个短周期的双星系统，自1856年以来，这两颗恒星围绕着彼此旋转了半圈以上。另一个类似的例子是仙女座γ，赫歇尔发现它有一个距离大约10"远的伴星，而斯特鲁维发现这个伴侣本身是双星。

许多双星和多星是望远镜检测的有趣目标。我们在附录中列出了其中比较有趣或值得注意的一些双星或多星。

用望远镜进行的一个非常小的观察将表明，虽然明亮的恒星几乎均匀地散布在整个天穹上，但较小的恒星并非如此。许多无法估计数目的恒星聚集成星团，星团中的每颗恒星都非常小，数目非常多，以至于由于望远镜的放大倍数不足，它们只能呈现出一团云光的外观。我们可以发现不同聚集程度的星团。一个极端的例子是昴宿星，或者说是“七颗星”，它在我们的冬季天空中形成了一个非常著名的天体，然而，在这个星团里，只有六颗星是肉眼可见的。有一个古老的神话说，这个星群最初由七颗星组成，其中一颗星从天上消失了，只剩下六颗星。但是现在一只视力非常好的眼睛甚至可以在空气清澈的时候看到11颗星星，根据它的功率大小。望远镜则可以显示出50到100多颗星星，我们展示了通过一个小望远镜所显示出来的这个星群景象。

在像昴宿星团这么广泛延伸开的星团和最密集的星团之间，没有绝对的界限。鬼（宿）星团，位于巨蟹座（星图Ⅲ，赤经8小时20分钟；赤纬20°10'N.）。在晴朗无月的夜晚，肉眼可以清楚地看到它，就像是一团模糊的光。用小望远镜观察，发现它由一组七、八等星及以下的恒星组成。用小型望远镜观察到的最漂亮的一组星团位于英仙座（星图Ⅰ，赤经2小时10分钟，赤纬57°N）。观察它时最好配备一个低放大功率的望远镜，放大倍数在25到50倍之间，它可以很容易地被肉眼视为一小片光。

天空中没有比这些星团更能吸引沉思的人的东西了。它们中的许多距离如此之远，以至于有史以来最强大的望远镜也只能将它们显示为一片星尘，或是一团非常微弱的光，以至于无法分辨出其中单个的恒星。它们与我们的距离不仅超过了我们所有的测量手段，而且也超过了我们所有的估计能力。它们看起来很微小，但我们没有掌握任何知识，可以让我们不去假设它们每一颗都可能是一群广大的行星的中心，就像我们自己的太阳系一样，而且每一个行星都像我们这一颗行星一样住满了居民。因此，我们可以把它们看作是我们的造物主所创造的世界外围的小聚居地。那些给行星发出光的所有的“太阳”，在我们看来，就像是凝结的一个小斑点，我们可能会被引导去认为那些不同的体系里的居民可能彼此保持着交往。然而，如果我们被传送到这些遥远的星团中的一个里面去，并且驻扎在一颗行星上，围绕着组成该星团的一个太阳运转，而不是在附近发现邻近的太阳，我们应该也只能看到地球周围的恒星的天空，就像我们从地球上看到的那样。也许那将是一个更明亮的天空，在那里有许多恒星会发出比天狼星更灿烂的光芒，使夜晚比我们的明亮得多；但是邻近世界的居民会像这里的火星居民一样在望远镜视野之外。因此，对于星团中每一颗行星的居民来说，多个世界存在的问题可能和我们一样是无法解决的。

图72：昴宿星团的望远镜景象，引自恩吉曼。六颗较大的恒星是那些不借助望远镜就很容易被普通人看到的恒星，而四颗次等大的恒星，每颗都有四条射线光束，可以被视力非常好的眼睛看到。距离右上角大约一英寸的地方有一对小星星，只有敏锐的眼睛才能看到它，但是会把它看成是一颗星。

星云在我们看来就是一团柔和的、或多或少有点扩散的光。一般来说，这些物体的轮廓是非常不规则的。但有一些是圆的，轮廓清晰。这些被称为行星状星云。有时很难区分星团和星云，因为当望远镜的功率很低，以至于无法区分星团中单个的恒星时，它们就会呈现出星云的样子。在肉眼看来，在上一章中描述的鬼（宿）星团看起来就像一个星云，尽管通过一个非常小的望远镜，就能把它分解成单个的恒星去观察。早期的望远镜观察者将许多天体描述为星云，而赫歇尔更强大的设备会显示它们是星团。于是出现了两类星云：可分辨和不可分辨的星云，第一类由可分解为单个恒星的星云组成，第二类由不可分解为单个恒星的星云组成。很明显，根据我们刚才所说的，这一区别在一定程度上取决于望远镜，因为在一个望远镜中不可分解的星云可能在另一个更大功率的望远镜中可分解。这就提出了一个问题，即是否可能不是所有的星云都是真正的星团，那些不可分解的星团之所以呈现出这样的外观，仅仅是因为它们的距离太远，以至于组成它们的独立恒星无法用我们最强大的望远镜加以辨别吗？如果是这样的话，就不会有真正的星云了，任何看起来像星云的东西都应该被归类为星团。正如我们将要展示的那样，分光镜已经解决了这个问题，它表明许多星云都是大量的发光气体，因此不可能是恒星。

星云的分类和形态——这类星云中最吸引天文学家注意并激发了观察者惊奇的一个天体是猎户座大星云。它围绕着构成猎户座之剑的三颗星的中间那颗星。其位置可在星图II和Ⅲ上找到，在赤经5小时28分钟，赤纬6°S.处。视力好的眼睛能感知到这颗恒星，由于周围围绕着星云，这颗恒星并不像其他恒星那样看起来像一个亮点，而是有一个模糊的轮廓。惠更斯于1659年首次描述了这个天体，如下：

“在恒星中，有一种现象值得一提。据我所知，迄今为止，没有人注意到它，而且除了使用大型望远镜之外，确实无法很好地观察到它。猎户座的宝剑中有三颗星彼此非常靠近。1656年，当我碰巧用望远镜观察中间的一颗恒星时，我看到的不是单独的一颗恒星，而是12颗（这种情况并不少见）。12颗中三颗几乎相互接触，和另外四颗一起透过一个星云发光，因此它们周围的空间比别处的天空要明亮得多，这块天空是完全清晰的，看起来很黑，其效果就像是天空中的一个开口，通过这个开口，可以看见一个更明亮的区域。”^[4]

从那以后，许多观察家，包括梅西耶、两位赫歇尔、罗斯、斯特鲁维和邦德家族，都用大型望远镜对猎户座大星云进行了研究。我们在图73中给出的图示来自特鲁夫洛先生用华盛顿大望远镜绘制的一幅图。在亮度和细节的多样性上，它超过了北半球任何可见的其他星云。中心点被四颗相对明亮的恒星占据，很容易被放大率为40或50倍的小型望远镜辨别出来，这四颗恒星旁边还有两颗小恒星，需要一个9英寸的望远镜才能被很好地看到。所有这些恒星在一个几秒钟见方的空间中组成了一个六元恒星群，这将是一个有趣而引人注目的物体。除此之外，这个星云中点缀着非常多的恒星，它们几乎可以自己组成一个星团。

图73：猎户座的大星云，由特鲁夫洛使用26英寸的华盛顿望远镜绘制。

在1864年到1865年的冬天，塞基和哈金斯分别独自检查了这个物体的光谱，他们发现它由三条明亮的线组成，因此得出结论，星云不是由恒星组成的，而是由发光的气体组成的。其中一条线的位置接近氮气线，而另一条线似乎与氢气线重合。因此，这个物体有一定的可能性是氢气和氮气的混合物，尽管这是一个还不能确定的点。

另一个肉眼可见的明亮星云是仙女座大星云（星图Ⅱ和Ⅴ，赤经0小时35分钟；赤纬40°N.）。观察者可以一眼就瞥见，这不是一颗恒星，而是一团漫射的光。事实上，未经训练的观察者有时很自然地把它误认为是彗星^[5]。马吕斯在1614年首次描述了这个星云，他把它的光比作穿过角的蜡烛的光。这给它产生的独特印象提供了一个很好的说法，这是一个不能自发光物体，但半透明，并由其背后非常明亮的光照亮。用一个小望远镜观看它，很容易把它想象成一个像号角一样的固体；但用一个大望远镜观看它，其效果更像是一个巨大的像雾或是薄雾的物质团，在它的中间散射和反射着一个明亮物体的光。也许不能轻易断言这种印象是正确的，但是对星云的光进行光谱分析的结果似乎比较支持这一论断。与大多数星云不同，它的光谱是连续的，类似于加热物体的普通光谱，因此表明它的光不是由发光气体发出的，而是由固态或液态物质发出的。这表明这个物体实际上是一个距离非常遥远的巨大的星团，所以最强大的望远镜也无法分辨出里面具体的恒星。虽然我们不能肯定地否认这一可能性，但在最强大的望远镜中，光线会非常柔和而又逐渐地消失，以至于似乎不可能将它分解成具体的恒星。事实上，与在中等大小的望远镜中相比，在最大的望远镜中，它看起来不易分解，更像是气体。如果它真的是一种气体，并且光谱在整个星云范围内是连续的，那么它将表明，要么，它是通过反射光发光的；要么，气体受到的巨大压力几乎达到了它的外部极限，这似乎是不可能的。但是，考虑到光是反射的，我们不能说它是起源于一颗明亮的恒星，还是来自于许多散布在星云中的小恒星。

图74：天琴座的环形星云。由E.S.霍尔登教授绘制。

这一类的另一个特别天体是位于天琴座的环形星云，约在天琴座β星和天琴座γ星中间。在较老旧的望远镜中，它看起来像一个完美的环；但现代的较大型望远镜显示，环的开口处其实充满了云雾状的光线；事实上，我们这里所看到的是一个轮廓非常规则的物体，其外部比内部亮。它的形状既不是圆形也不是完全的椭圆形，而是蛋形的，一端比另一端更尖。一个中等大小的望远镜可以看到它，但为了更好地观察它，需要一个大型望远镜。

通过对不同日期绘制的图形的比较，似乎有些星云的形状会发生很大的变化。尤其是围绕着著名变星南船座η星的星云就是这样的。在许多其他星云中，人们怀疑它们有变化；但是大多数这些天体的特点是轮廓柔和模糊，以及它们在不同倍数的望远镜中所看到的面貌的巨大差异，使得我们很难仅从它们绘图的差异上证明它们有什么不同。霍尔登教授对所谓的“欧米伽星云”的描绘和描述进行了研究，从它的一个分支与希腊字母Ω的相似性中，找出了支持星云形状发生变化最有力的一个例子。从霍尔登教授和特鲁夫洛先生用华盛顿大望远镜绘制的一幅图中，我们呈现出这个天体现在的样子。它是星云左端的一个分支，以前认为它的形状是Ω。

图75：欧米伽星云；赫歇尔2008。赤经，18小时13分钟；赤纬，16^°14'S.。引自霍尔登和特鲁夫洛。

图76：赫歇尔3722星云。赤经，17小时56分钟；赤纬，24^°21'S.。引自约翰·赫歇尔爵士。

星云的分布——星云分布的一个显著特征是，在恒星最少的地方，它们数量最多。当我们靠近银河系区域时，恒星变得密集，星云的数量就会减少。约翰·赫歇尔爵士说，天空中三分之一的星云聚集在一个宽广的、不规则的区域，占据天球表面大约八分之一，从北方的大熊座延伸到南方的处女座。然而，如果我们考虑的不是真正的星云，而是星团，我们会发现它们像恒星一样，也倾向于在银河中聚结在一起。因此，星云和恒星在分布规律上有着明显的区别。非数学专业的读者可以通过假设银河系与地平线重合的位置上有一个布满星星的球体，可以很容易地理解所讨论的规律。那么恒星和星团在天顶位置将是最少的，当我们接近地平线时，它们的数量也将增加。同样，在看不见的另一半球，同样的规律也会存在，恒星和星团在我们脚下的位置处最少，当我们接近地平线时，它们也会增加。但是真正的星云在地平线上将是最少的，当我们接近天顶时，数量会增加，或者当我们越过地平线向下、接近天底时，数量也会增加。克利夫兰·阿贝先生研究了约翰·赫歇尔爵士的大目录中星云和星团的位置，特别是它们与银道圈的距离，以下数字显示了他的部分研究结果。想象一条30度宽的带状区域围绕着天空延伸，将银河系包括在内，在银河系中心圆圈的每一侧延伸15度。这条带状区域覆盖近四分之一的天球表面，如果恒星或星云均匀分布，那么在这条带状区域中会发现近四分之一的恒星或星云。然而，实际上，在这条带子上，我们发现了十分之九的星团，但只有十分之一的星云。

星云可能是发光的气体物质，这个发现是至关重要的，因为这有助于证实威廉·赫歇尔爵士的观点，即这些物质是形成太阳和太阳系的原始物质。对于这位杰出的天文学家来说，这一观点几乎是一个纯粹的推测；但除非我们假设星云是具有几近神奇力量的物体，否则它一定有一些道理。一个星云类的天体，为了能够自己发光，它必定是热的，并且必定要通过我们看到的辐射去失去热量。当它冷却时，它一定会收缩，这种收缩不能停止，直到它变成一个固体或者一系列这样相互旋转的固体。我们将在讲解宇宙物理和星云假说时更充分地解释这一点。

在没有设备辅助的肉眼看来，恒星似乎在天球中一代又一代地保持着相同的相对位置。如果约伯、依巴谷或托勒密再次仰望天空，他会看到，就外表来看，毕宿五、猎户座和昴宿星团与数千年前他所看到的一模一样，没有一颗恒星从它原来的位置移开。但是现代天文学的精确方法，利用望远镜来测量眼睛绝对看不见的空间，已经表明这种看似不变的现象是不真实的，恒星实际上在运动，只是变化的速度非常慢，以至于在大多数情况下，在几千年间肉眼不会注意这种变化。在一万年间，有相当多的恒星，特别是那些较明亮的恒星，会被发现发生了移动，而在星座方面则需要十万年的时间才能发现一个非常显著的变化。

一般来说，较亮的恒星有最大的自行运动。但这条规则有许多例外。据我们所知，具有所有恒星中最大的固有运动的恒星——格龙布里奇1830——仅是一颗七等星。按照固有运动的顺序，接下来的是一对恒星天鹅座61，每一颗都是六等星。接下来是四五颗其他的四等星、五等星。这些恒星的年运动如下：

这些恒星中的第一颗，尽管它有着最大的自行运动，但它需要18.5万年的时间来完成一圈绕天空的循环，而仙后座μ则需要将近34万年的时间来完成相同的一圈。尽管这些运动很慢，但与大多数相应星等的恒星相比，它们是非常大的了。一般来说，第四、第五和第六星等的恒星在一百年内只移动几角移，因此需要数百万年来完成一圈循环。

自从它们被观察到，而且，实际上，在它能被观察到的未来几个世纪里，这些运动都发生在完美的直线上。如果每颗恒星都在某个轨道上运行，那么其轨道一定非常巨大，以至于仅凭着自从开始精确测定恒星位置以来所描绘的这一段短弧，无法感知曲率。仅凭观察只能告诉我们，没有理由假定恒星在任何一种确定的轨道上分别运动。确实，马德勒试图通过对恒星的自行运动的研究，证明整个恒星宇宙围绕着昴宿星团的昴宿六为中心旋转——这一理论的宏伟让它在流行著作中广泛传播。但天文学家从未重视过这个理论，他们一直认为这是一个完全没有根据的推测。如果恒星在任何规则的圆形轨道上运动，无论它们有什么共同的中心，我们都可以在它们的固有运动中追踪到一些规律性。但没有发现这种规律性。天空各部分的恒星以各种速度向各个方向运动。的确，通过对自行运动进行平均，我们可以追踪到其中的某条规律；但这条规律表明的不是一种特殊的轨道，而只是所有恒星共同存在的一种表观固有运动，这可能是由于太阳和太阳系的真实运动而造成的。

太阳运动——我们的太阳只是所有恒星中的一颗，而且也是一颗小恒星，所以它可能和其他恒星一样也有一个自行运动。此外，当我们谈到恒星的自行运动时，我们的意思不是它的绝对运动，而只是它相对于我们太阳系的运动。当太阳移动时，它将地球和所有行星都带在身边；如果我们在自己移动的过程中观察到一颗完全静止的恒星，那么这颗恒星看起来似乎会朝着相反的方向移动，正如我们在解释哥白尼体系时所展示的那样。因此，从对单个恒星运动的观察来看，不可能确定这个表观运动中有多少是由我们的太阳系运动引起的，又有多少是由恒星的实际运动引起的。然而，如果观察我们周围的大量恒星，我们发现它们表观上都朝着同一方向运动，那么我们自然会得出结论，那其实是我们的太阳系在运动，而不是恒星。现在，当赫歇尔平均了天空中不同区域恒星的固有运动时，他发现事实就是这样。一般来说，恒星会从武仙座的方向移动到天鸽座附近天球的相对点上。这表明，相对于恒星的总质量，我们的太阳正朝着武仙座的方向运动。赫歇尔得出这一结论的数据必然相当有限。随后，阿盖兰德和其他许多天文学家对这一课题进行了非常仔细的研究，他们对于天球中太阳运动的方向点的结论如下：

我们可以看到，虽然各位权威专家给出的确切的方向点的结论存在一个相当大的范围，这对于我们应该把这个点定在哪里也产生了一些不确定性，但是，如果把这些不同的点放在星图上，我们会发现它们都落在武仙座里，这是赫歇尔最初指定的我们（太阳）前进的方向。

至于运动的数值，斯特鲁维发现，如果从一个与太阳运动成直角的方向上放置的一颗典型的一等星的距离观察太阳，它看起来会以每百年33".9的速度移动。根据他对具有大自行运动的恒星的研究情况来看。邓金发现同样的运动值为33".5或41".0。

群星的运动——在天空中，有几个广泛分布的星群的情况，它们有着与周围和其中的一些恒星完全不同的共同的自行运动。这些星群必定形成了相互连接的体系，在这个体系中，所有的恒星都在一起运动，彼此之间的相对位置没有任何大的变化。这种情况最显著地发生在金牛座。在毕宿五和昴宿星团之间的区域中，大多数较亮的恒星以大约每世纪10秒的速度共同向东运动。由于只对较亮的恒星的运动进行了精确的研究，无人知道这组恒星中包含有多少恒星。R.A.普罗克特先生已经证明，形成北斗七星或大熊星座的那七颗星中有五颗星是这样联系在一起的。他提议为这个某些区域的自行运动共同体起名为恒星漂移。除了我们提到的那些例子之外，还有一些像昴宿星团这样的致密恒星群，以及一对一对广泛分离的恒星，在这些恒星中我们也注意到有恒星漂移的现象。

视线方向上的运动——直到最近，唯一能检测到恒星自行运动的方法是观察它的方向变化，或者观察它在天球上被看到的点的变化。然而，这种方式不可能确定恒星是否改变了它与我们太阳系的距离。如果它直接朝我们移动，或者直接远离我们，我们根本看不到任何运动。因此，恒星的完整运动不能仅由望远镜观测来确定。而是有一种建立在光的波动理论基础上的巧妙方法，通过这种方法，可以或多或少地用分光镜探测到这种运动，这是由英国的哈金斯先生首次成功应用的。根据通常的光理论，被加热物体的发光度是它与充满所有空间的以太介质之间传递的振动结果；如果物体是气态的，则假定气体分子以一定的速率振动，因此只向以太物质传递一些振动。振动速率由气体光谱中亮线的位置决定。现在，如果振动体在以太中运动，与它静止时相比，它抛在其后面的光波将变长，而抛在其前面的光波将变短。结果将是，在运动情况下，光谱线将不易折射，或更接近光谱的红色端，在静止情况下，更接近蓝色端。如果这条线不是气体发出的明亮线，而是从穿过它的恒星的光中吸收的相应的暗线，结果也是相同的。如果这样一条已知的线被发现比它原本应该在的位置更接近光谱的蓝端，那么发出这个光的恒星正在接近我们，而在相反的情况下，它正在远离我们。

可能会有这样一个问题：我们怎样才能确定一条线是气体产生的，除非它正好位于该气体产生的那条线的位置上？我们怎么知道，这是否也可能是由于其他一些气体发出的频率略有不同的光？对此的回答必定是，在这一点上绝对的确定是不可能实现的；但是，从对许多恒星的观察来看，概率似乎在很大程度上有利于这样的观点，即移动的线实际上是由于它们落在线附近的气体造成的。如果不论检查的是哪颗恒星，这些线总是朝一个方向移动，那就无法得出结论，因为这条线可能是由其他未知物质造成的。但事实上，当检查不同的恒星时，发现相关的线有时在其正常位置的一侧，有时在另一侧。这使得它们很可能都属于一种物质，但因某种原因被取代，而恒星的运动是其中一个确实存在的、具有充分可能性的原因。

艾里教授把哈金斯的测量系统引入了格林尼治皇家天文台，在过去两年里，克里斯蒂先生和蒙德先生在那里进行了非常仔细的测量。为了表明能够很好地辨别恒星运动的事实，我们在下页的表格中给出了哈金斯先生和格林尼治观察者对于本征运动最大的那些恒星得出的结果：

正在远离我们的恒星：

正在靠近我们的恒星：

有几个附带的情况倾向于证实这些结果。一个是，所显示的一般运动量，粗略地说，指的是从恒星被观察到的固有运动，结合它们可能的视差，我们期望恒星所拥有的运动量。另一个是，武仙座附近的恒星大多是靠近地球的，而那些位于武仙座相对点方向的恒星则是远离地球的，这正是我们刚才描述的太阳运动产生的效应。同样地，我们所描述的北斗七星中有共同运动的五颗星在视线内也有一个共同的运动。因此，就恒星运动的一般方向而言，这种美妙而精细的确定恒星运动的方法的结果似乎值得我们有信心地接受。但是光谱线的位移是如此之小，它的测量是如此困难和微妙，以至于我们无法确定观察者给出的精确的每秒英里数。格林尼治的研究结果与哈金斯先生的研究结果之间的不一致表明，还没有达到数值确定性。

这些运动的一个必然结果是，随着时间的流逝，那些正在远离我们的恒星由于距离的增加而显得不那么明亮，而那些正在接近我们的恒星，假设它们的内在亮度没有变化，那么随着它们越来越近，会显得更明亮。但是恒星的距离是如此之远，以至于需要数千年的时间才能使它们的亮度因为距离这个原因发生任何明显的变化。例如，根据已经做出的最好的测定，天狼星与我们太阳系的距离超过了地球轨道半径的一百万倍。以每秒20英里的速度，它可能需要超过15万年的时间才能通过这段距离。

当然，我们可以理解，用光谱法测得的速度不是恒星运动的总速度，而是它们接近或离开地球的速度，或者用数学的方式来说，是视线方向上的速度分量。为了求出总速度，这个分量必须与观测到的恒星固有运动的望远镜速度相结合，即与视线成直角的速度。没有一颗恒星是正向朝着我们的太阳系运动的，而且也不太可能有任何恒星会从我们太阳系附近经过。在前面的列表中，天鹅座α星是最直接正向朝着我们的。它的望远镜固有运动非常微小，尽管我们假设它的距离是地球轨道半径的200万倍，但是它与视线成直角的速度几乎不会达到每秒1英里的三分之一。如果光谱测定是正确的，那么，经过一段可能在十万到三十万年之间的时间间隔后，天鹅座α星将会以其当前距离百分之一的距离经过我们的太阳系，并且在几千年内将比现在的任何恒星都离我们更近、显得更亮。

[1] 在天球中，罗盘的各点必然具有一种意义，这种意义可能与我们在地球上赋予它们的意义不同。“北”总是指朝向北极；南，从北极指出来的方向；西，沿着昼间运动的方向；东，与昼间运动方向相反的方向。事实上，这些定义对地球同样适用，在地球上不同地方的罗盘上的点的差异——例如，美国和中国——与我们在天球上看到的罗盘点之间的差异是一样的。

[2] 《好望角的天文观测》，第33页。

[3]1875年，现在是波恩天文台台长的肖芬菲尔德教授出版了一份已知变星的完整目录，总数为143颗。以下是他的名单中较引人注目的一些。位置指的是1875年的黄道和分点：

仙后座T星：赤经，0小时16分29秒；赤纬，55.6'.0 N.——这颗恒星的情况是：它曾经被观测到，后来找不到了，失去了它的踪迹。检查表明，它的亮度已经减小到没有较大的望远镜就看不见的程度，继续观察显示它在436天的规律周期内，亮度从第七星等变到第十一星等。仙后座B星：赤经，0小时17分52秒；赤纬，63°27'.0 N.——这应该是一颗著名的恒星，它在1572年11月发出强大的光芒，得到第谷·布拉赫的充分描述。但是对它身份的认证几乎不能被认为是令人信服的，特别是近几年来在该恒星中没有发现任何变化。鲸鱼座ο星：赤经，2小时13分1秒；赤纬，3°32'.7 S.——我们已经描述过这颗星的变化。英仙座β星，或称为大陵五：赤经，3小时0分2秒；赤纬，40°28'.4 N.——这颗恒星的变化，是已知最规律的恒星变化，刚刚被描述过。御夫座R星：赤经，5小时7分12秒；赤纬，53°26'.6 N.——这颗恒星是一个变化非常大和复杂的恒星，在约465天的周期内从第六星等变为第十三星等。双子座R星：赤经，6小时59分49秒；赤纬，22°53'.8 N.——这颗恒星是由英格兰的欣德先生发现的，在371天的周期内在第七星等到第十二星等之间变化。双子座U星：赤经，7小时47分41秒；赤纬，22°19'.7 N.——一个肉眼看不到的不规则变星，它有时变化的速度惊人。肖芬菲尔德说，在1869年2月，它在24小时内增长了三个星等。其最大亮度的周期从75天到617天不等。南船座η星：赤经，10小时40分13秒；赤纬，59°1'.6 S.——这个显著的天体已经被描述过了。长蛇座R星：赤经，13小时22分53秒；赤纬，22°38'.0 S.——这颗恒星的变异性在1704年被玛拉迪发现。它通常肉眼看不见，但每隔约437天亮度就会上升到第五星等。它的周期似乎在逐渐缩短，首次发现时周期大约为500天。北冕座T星：赤经，15小时54分16秒；赤纬，26°16'.5 N.——这是1866年在北冕爆发的“新恒星”，如下所述。近几年来，它一直处于第九星等和第十星等之间，没有表现出任何显著的变化。天蝎座T星：赤经，16小时9分36秒；赤纬，22°40'.0 S.——这颗恒星是1860年由奥威尔在一个著名星团中发现的。在接下来的几个月里，它逐渐减弱，最后完全消失在周围的恒星中。巨蛇座ー星：赤经，17小时23分9秒；赤纬，21°22'.4 S.——这应该是开普勒在1604年看到和描述的著名的“新星”，很快就会讲到它。天鹅座χ星：赤经，19小时45分46秒；赤纬，32°36'.0 N.——这颗恒星每隔大约406天肉眼可见，然后下降到第十二或十三星等，只有大型望远镜才能看到它。它的最大亮度在第四星等到第六星等之间。天鹰座η星：赤经，19小时46分6秒；赤纬，0°41'.2 N.——这颗恒星的亮度在3星等到4星等之间变化，因此它是肉眼容易观测到的恒星之一。它的变化周期是7天4小时14分4秒。天鹅座P星：赤经，20小时13分11秒；赤纬，37°38'.7 N.——这本应该是1600年的一颗新星，当时詹森第一次看到它。在那个世纪余下的时间里，它从第三星等变到第六星等；但在过去的两个世纪里，没有发现进一步的变化，该恒星一直处于第五星等。仙王座μ星：赤经，21小时39分41秒；赤纬，58°12'.4 N.——北半球肉眼可见的最红的恒星之一。它的亮度大小从第四星等变到第五星等，变化非常不规则。

[4] 《土星系》，第8页。惠更斯最后一句话似乎给人留下了这样的印象：他或一些早期观察者认为这个星云是天空中真正的开口，通过它，他们可以瞥见最高天的光辉。但是，在望远镜发明之后，人们可能会怀疑，是否还有天文学家持有苍穹和最高天这样的古老观念，而且惠更斯的话语中没有任何东西表明他认为这个开口确实存在。他的话很含糊。

[5] 一位穿越大西洋的船长曾经到访过剑桥天文台，告诉邦德教授在他的整个航行中，他能一直看到一颗小彗星。这个天体后来被证明是仙女座星云。