倍，其平均密度为每立方厘米1。4 克，而地球的平均密度为5。5 克。
我们关于太阳系的知识，在1930 年由于汤姆保（Tombaugh）在海王星轨
道以外发现了一颗新行星而扩大了。美国亚利桑那州旗杆天文台对天空某些
可能发现行星的区域，作了填密的搜索，方法是将几天时间内所拍的两张照
片加以比较，照片上如果有一个光点改位，就说明那是一颗行星。这颗新行
星围绕太阳运行一周需248 年，其平均距离是36 亿7500 万英里。这颗行星
命名为冥王星。冥王星轨道的直径为73亿5000万英里，可以看做是现今（1946
年）所知的太阳系的范围。
人们时常讨论别的星球是否有生物居住，对于太阳系而言，这问题便成
了别的行星上的情况如何①。这些情况中最重要的一个是行垦外围的大气的性
质。大气的存在依靠“脱离速度”，——即气体分子运动时足以使其脱离行
星引力的羁绊的速度。这速度的数值为V2＝2GM/α，式内G 表引力常数，M
表行星的质量，A 表其半径。以每秒英里计，对于地球，V=7。1，对于太阳为
392，另一极端，对于月球为1。5。运动最快的分子是氢分子，在0℃为每秒
1。15 英里。根据秦斯的计算：如果脱离速度为分子的平均速度的4 倍，在5
万年内大气便完全逃逸，如果为5 倍，则逃逸率便小到不足计较。因此月球
上没有大气，大的行星，如木星、土星、天王星与海王星，比较地球有更多
的大气，火星与金星上的大气可以和地球上的相比拟。金星上多二氧化碳；
但显然没有氧气与植物；那里的条件尚不能使生物存在，而火星上呢，生物
存在的机会似已过去，或将近过去。
① F。J。M。Straton；Astronomical Fhysics；London ； 1925。 Sir J；H。Jeaus； Astronomy ard Cosmogony ； Cambridge；
1928。A。S。Eddington； Stars and Aoms；Oxford； 1927；T。C。Chamberlin； The Two Solar Families； Chicagc； 1928。
①
H。Spencer Jones，Life onotherWcrlds， London，1940。
恒星
冥王星轨道以外，是一片洪渺无边的空间。当地球在六个月内由轨道的
一边行至它一边时，凭借缜密地观测可以察知最近的恒垦在较远的恒星所形
成的背景上改位。再过六个月恒星的位置复回到原处；如果把这些星本身的
微小运动略而不计的话。由于我们已经知道地球轨道的直径，只要把恒星本
身的微小运动和光行差估计在内，根据一颗星在六个月内的视差，用三角测
量法，便可推求恒星的距离。
1832 年，韩德逊在好望角对恒星视差进行了观测，接着在1838 年，便
有贝塞耳（Besscl）和斯特鲁维（Struve）进行了精密的测定。用这样的方
法发现，最近的星，一个微弱的小光点，叫做半人马座比邻星，距离我们达
24 万亿（2。4×l013）英里（光须走4。1 年），约为冥王星轨道的直径的三千
倍。明亮的天狼星的距离为5×1013 英里，或8。6 光年。约有两千颗恒星的
距离，已用这个方法测定到相当高的精确度，但这个方法现今只可应用于十
个光年以内的恒星。
晴明的夜里，人眼所见的恒星可达数千。如果使用口径愈来愈大的望远
镜，则可见的星愈多，数目的增加并不与望远镜的口径成正比例，因此我们
可以说：恒星的数目不是无穷多的。美国威尔逊山天文台的100 时反射望远
镜，在1928 年是世界上最大的望远镜，能够观测到的星数估计约为一万万
颗，而在我们的星系（银河系）里，恒星的数目，据不同的估计为为15 万万
颗至300 万万颗不等。200 时反射望远镜现在正在制造中①。
希帕克过去依照星的亮度，将星分为六个“星等”，而现今已将这尺度
扩充到包括20 等以外的微弱星，其亮度只有一等星的万万分之一。这种量度
的方法，自然是依据地球上所看见的恒星的视亮度为标准。对于一颗已知其
距离的星，我们可以计算它移至某一标准距离时应有的视星等，这种星等叫
做绝对星等。
如果挟绝对星等分类，则在所有星等的数值中都有星的存在，但如赫兹
普龙（Hertzsprung）所指出，而后来为罗素（H。N。Russell）所证实的：高
星等与低星等的星的数目，比较中星等的星多。前两者叫做“巨星”和“矮
星”。以后还要详细谈到。
同一光谱型而距离已知的恒星证明，绝对星等和某些谱线的相对强度之
间具有有规则的联系。因此仔细研究这些有决定性的谱线，可以求得未知距
离的星的绝对星等，然后再根据其视垦等以估计其距离，即使这距离远到不
能以视差的方法来测量。这是估计恒星距离所用的几个间接方法之一。
双星
许多里用内眼看似乎是单颗，用望远镜看，乃是成对的。有些成对的双
星，可能互相离得很远，所以看来很接近的原因，是由于它们几乎在同一视
线上。然而双星的数目很大，用恰巧在同一视线上的说法，不足以解释全部
双星。在大多数情况下，双星中的两星之间，一定有某种关系。成廉·赫舍
① 这座大望远镜已于1948 年完工，能拍照到微弱到23 等的恒星与星云，估计数目达千万万颗之多。——
译注
耳于1782 年开始观测双星，到1793 年，他已经找出足够多的双星的行径，
可以证明双星围绕着位置在椭圆形一个焦点上的公共重心，而运行在椭圆轨
道上。因而他证明，双星的运动也遵循牛顿在太阳系里所寻得的引力定律。
由距离和轨道都已测定的一些双星，可以算得它们的质量，一般是太阳
的一半至三倍。这与由其他方法所得的结果颇为吻合。各类星质量上的差别
并不很大，而其大小与密度却有极大的差别。
有些双星的两个成员相距太近，以至不能用望远镜分开，但可用分光的
方法去分辨它们。如果我们的视线恰在双星的轨道平面上，当双星的联线垂
直于视线之时，则一星向我们而来，他星背我们而去。于是按照多普勒原理，
一星的光谱的谱线将向蓝端移动，而他星的谱线则向红端移动，因而在双星
光谱中，其谱线的数目必至加倍。但当两星的位置一前一后时，它们便在横
过我们的视线方向运动，因而其光谱里便无谱线加倍的现象。靠观测这种光
谱上的变化，我们可以估计其绕转的周期与速度，并可计算两星的质量之比
值。如果目视与分光两种测量均属可能，则两星的质量都可以求得。
1889 年，皮克林（E。C。 Pickerin）首先以分光的方法发现一对双星。
他宣布大熊座星光谱中有些谱线加倍，表示这颗星是周期为104 日的双星。
自此以后成百的“分光双星”被人发现，主要是在美国和加拿大的天文工作
者用了大望远镜与摄谱仪，而且在清朗空气中工作所发现的。
变星
许多恒星的光常改变其强度。如果变化是不规则的，这或者是由于炽热
气体的屡次爆发，但光变的周期，在许多例子中，是颇有规律，因此，可以
推断，光变的原因或者是由于当一颗亮星与其暗的伴星互相环绕运动时，亮
星的光的一部或全部，于一定时间为暗星所遮蔽，而形成亮星的星食。这个
解释有时可从光谱得着证实，因为当亮星在向着或离开地球运行时，其谱线
发生周期性的移动。根据亮度随时间变化的曲线，再加上谱线的测量，常可
以对某些双星系有很完全的了解。例如大陵变星与天琴座β星就是这样。
双星的数目很大，还有更为复杂的体系——聚星，也可以用相同的方法，
加以识别和研究。例如我们熟悉的“北极星”，由分光测量，知其含有每4
日互相绕转一周的两星，还有一个以12 年为周期的第三星，以及一个以大约
两万年为周期的第四星。
更有其他变星如仙王座δ星（造父变星），不能用星食说去作解释。它
们每隔几小时或数日进发出比它们的最小亮度强若干倍的光辉。这种造父变
星中的短周期的一类，表明其光变周期与其光度或绝对星等有一定的关系，
这关系是1912 年哈佛大学勒维特（Leavitt）女士所发现的。这个发现的价
值立刻为赫兹普龙及那时在威尔逊山天文台工作的夏普勒（Shapley）所认
识。这现象很有规则，可用以测量距离未知而据与此同类型的星的光变周期，
去估计其绝对星等；再观测这颗星的视星等，便可计算其距离。这是测定距
离太远、不能表现视差之星的又一方法。
银河系
天空恒星最多的区域是在一个宽度不定的带上，这带叫做银河，围绕天
穹成一巨环。有些地方星数太多，以致成为“恒星云”，须有优良的望远镜，
始能鉴别其中的个别恒星。掺杂其间的还有不规则而且不能加以分析的“星
云”。在恒星聚成一带的中间，剖分银河的大平面，叫做银道面。这可看做
是恒星系的一个对称平面。恒星似向这平面丛聚，特别是较热的星与较暗的、
因而一般是较远的星。
这表示我们的恒星系附于银道面，而成扁平的形态，好象形成一个大透
镜状的恒星集合体。我们在这集合体之内，而不居于其中心。我们所看到的
银河里的星所以比较多，主要是由于我们望银河时是朝着透镜的边沿去看，
而在这方向恒星散布空间的厚度比别处大得多。
除恒星云与不规则的星云之外，还有恒星的球状集团，约100 个，这些
“球状星团”以银河中段外边不远的地方为最多。其中包含造父变星。夏普
勒根据它们的光变周期和借助其他间接方法，算出这些星团距离我们约2 万
至20 万光年。
由此得知，我们的恒星系有一最长的直径，至少长达30 万光年。我们的
太阳，离开整个星系的中心约6 万光年，而在中央平面偏北处。多年观测恒
星的视运动的结果表明，太阳是以每秒13 英星的速度，朝着武仙座的方向运
动，如果以这运动的方向作为参照线，则有两个主要的星流经过空间。
天空中最惊人的东西，是那些巨大的旋涡星云。它们很可能是正在形成
中的星系或者说银河系，关于这一观点的论证，以后还要谈到。这些星云的
范围非常庞大，虽为稀薄气体所组成，但一个星云就含有足以形成十万万个
太阳的物质。它们的数目很多：加利福尼亚威尔逊山天文台的哈布耳
（Hubble）博士估计，在该台的100 英寸望远镜中，可以见到的约有两百万
个。它们中有些距离很远，估计在50 万至14000 万光年，很可能在我们的星
系之外。宇宙空间里似含有很多恒星聚集的银河系，即夏普勒所称的“岛宇
宙”，我们的星系不过是其中之一而已。
1904 年，荷兰格罗宁根的卡普登（Kapteyn of Groningen），在研究
恒星统计时，发现我们的垦系里有两个在多少不同的方向上运动的主要星
流。现今，这两个星流应当和菜登的奥尔特（Oortof Leyden）的另一发现
联起来讨论：这是银河系整个的自转，它围绕距离我们一万秒差距①在人马星
座的方向上的一个中心旋转，自转的速度，按照引力定律，向外减少。在我
们的区域轨道速度约为每秒250 公里，转一周约需二亿五千万（2。5x10）年。
整个银河系的质量约为1500 万万（1。5x l0）个太阳，如果每颗恒星的平均
质量等于太阳的质量，银河系所含的恒星大约也是这个数字，约为外推法计
算的数字的十倍。
星的本性
赛奇（Secchi）神父约于1867 年在罗马提出一个按恒星的光谱分类的方
法，哈佛天文台又加以很大的改进与扩充。星的颜色在肉眼看去已有差别。
由于照相对于光谱紫色的一端比较灵敏，以照相法求得的星等，与肉眼估计
的并不相同，其间的差异成为星色的一种垦度方法。这些差异也表现在各种
恒星的光谱里。在这些恒星的光谱里可以寻找出一系列的谱线，不知不觉地
① 秒差距是相当于视差为1 角秒的距离，等于3。26 光年或2×1013 英里。
逐渐过渡，而表现出各类恒星的特性，哈佛大学以O，B，A，F，G，K，M，N，
R 去区别它们，这序列里前面的是比较蓝色的星。
O 型星的光谱，在暗的连续背景上，出现若干明线。在有些光谱里，氢
与氦的谱线很强。B 型星的光谱呈现暗线，氦线十分显著。A 型光谱中有氢谱
线、还有钙和其他金属谱线，在F 型光谱中，后面这些谱线加强。G 型星包
括太阳，呈黄色，其光谱在明亮背景上呈现暗线。碳氢化合物的谱线第一次
出现于K 型星中。M 型星呈现宽的吸收谱带，特别是氧化钛的谱带。N 型星呈
红色，其光谱有一氧化碳和氰（CN）的宽谱带。R 型星虽不如N 型那样红，
但也有N 型里的那些吸收谱带。
这种关于光谱的观察，被用来估计各型恒星的有效温度。如果将一个黑
体（它可以看做完全的辐射体）渐渐增高温度，则其辐射的特性与强度也逐
渐改变。就每一温度而言，辐射能量与波长有一特殊的曲线关系，在某一特
定波长上达到最大值。随着温度增高，这一最大值的位置向光谱的蓝端移动，
因而可以说明温度。人们还用几种方法对能量的分布加以研究，例如采用照
相法及研究辐射特性的变更等方法。不但如此，温度和电离对于光谱的影响，
还可以在我们所能控制的范围内，在实验室里加以研究。萨哈（Saha）在1920
年、福勒（R。H。Fowler）和米尔恩（E。A。Milne）在1923 年都曾经利用恒星
光谱中若干吸收谱线的形态，来估计起吸收作用的原子的温度。
各种估计恒星温度的方法所得的结果，颇能互相吻合。刚可看见的星大
约是1650 度，已知最热的星达23000 度。这些当然是辐射表皮层的温度。星
的内部必然较外层为热，其温度可达几千万度。
上面讨论绝对星等时，我们说过，大多数的恒星分为“巨星”和“矮星”
两�