银河及星团、星云的观测

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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

2、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

3、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

4、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

5、。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°。选择口径尽可能大（如15厘米以上），焦比1/15～1/20的望远镜，再配备一只动丝测微目镜来测定和。4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

6、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﹙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

7、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

8、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