移動星團指的是什麼
移動星團指的是有些星團裏的星在速度與方向上都很相近，這樣就形成了從一個輻射點分散開來或向一個會聚點彙集的傾向，這種可定出輻射的點或會聚點的星團就是移動星團。
移動星團成員星的運動是平行的，但也具有很小的膨脹與隨機運動，隻有近距離時，才能定出輻射點或會聚點。因此從移動星團內恒星的自行和視向速度來看，可以定出這種星團內個別成員星的視差。這種視差稱為“星群視差”，其精度很高。由此移動星團成員星的光度常被用來作為各種類型恒星的光度基準。
移動星團的瓦解是因為銀河係自轉對它產生一種剪切力造成的。移動星團在本質上與疏散星團沒有太大的不同。
疏散星團成員星的自行應該大致相同。如果疏散星團離地球比較近，由於投影效應，其成員星在天球上的運動軌跡看起來像是從一點輻射出來，或者向一點會聚。這兩點分別稱為輻射點和會聚點。能夠定出輻射點或者會聚點的疏散星團稱為移動星團。
目前已被確定的銀河係中鬼星團、昴星團、畢星團、英仙星團、大熊星團、天蠍—半人馬星團的移動星團有後發星團。
“星座”這個天文名稱是怎樣來的星座是由天上的恒星組合而成的。其實同一個星座內的恒星之間並沒有聯係，隻是它們在天球上投影的位置很相近。自古以來，人對於恒星的排列與形狀就很好奇，並且很自然地把一些位置相近的恒星聯係起來，組成了星座。星座分為北天星座、南天星座和黃道星座。如今天上有88個星座。星座一般以儀器或希臘神話人物命名。
古巴比倫是星座之說的起源之地，約在五千年以前，有一群巴比倫的牧羊人生活在一個叫美索不達米亞的地方。他們在牧羊的時候，每天都觀察夜空中的星星，時間久了，就從星星的動態中看出了很有規則的時刻和季節的變化。後來他們就將較亮的星星互相連接，並從連接而成的形狀來給它們取名，因此就創造了所謂的星座。
此後，古代巴比倫人繼續將天空分為許多區域，不斷地命名新的星座。不過那時星座隻是用來計量時間的。在公元前1000年前後已命名30個星座。後來古希臘天文學家對巴比倫的星座進行了補充和發展，編製出了古希臘星座表。公元2世紀，古希臘天文學家托勒密綜合了當時的天文成就，編製了48個星座，它們大都居於北方天空和赤道南北。托勒密結合神話故事給它們取名，這就是星座名稱的由來。
中世紀以後，星星成了航海最好的指路燈。而在星星中，星座最容易觀測，因此，16世紀麥哲倫環球航行時，就利用了星座的導航定向功能對星座進行了研究。1922年，國際天文學聯合會大會將天空劃分為88個星座，其名稱基本依照曆史上的名稱，並且規定星座的分界線大致用平行天赤道和垂直天赤道的弧線來標明。
人類肉眼可看見近6000顆恒星，每顆均可歸入一個星座。並且每一個星座可以由其中亮星構成的形狀辨認出來。
至今已命名的星座都有哪些
1928年國際天文學聯合會正式公布國際通用的88個星座方案。根據88個星座在天球上的不同位置和恒星出沒的情況，又劃成五大區域，即北天拱極星座（5個）、北天星座（19個）、黃道十二星座（天球上黃道附近的12個）、赤道帶星座（10個）、南天星座（42個）。88個星座是：北天拱極星座：小熊座（最靠近北天極）、大熊座、仙後座、天龍座、仙王座。
北天星座：蠍虎座、仙女座、鹿豹座、禦夫座、獵犬座、狐狸座、天鵝座、小獅座、英仙座、牧夫座、武仙座、後發座、北冕座、天貓座、天琴座、海豚座、飛馬座、三角座（小星座）、天箭座（小星座）。
黃道十二星座：寶瓶座、雙魚座、白羊座、巨蟹座、雙子座、室女座、獅子座、金牛座、摩羯座、天蠍座、天秤座、人馬座。
赤道帶星座：巨蛇座、六分儀座、長蛇座、小馬座、小犬座、天鷹座、蛇夫座、麒麟座、獵戶座、鯨魚座。
南天星座：天壇座、繪架座、蒼蠅座、山案座、印第安座、南三角座、圓規座，蝘蜓座、望遠鏡座、天燕座、飛魚座、矩尺座、劍魚座、時鍾座，杜鵑座、水蛇座、南十字座（小星座）、鳳凰座、羅盤座、船帆座、玉夫座，半人馬座、波江座、盾牌座、天爐座、唧筒座、孔雀座、南極座，網罟座、天鶴座、南冕座、豺狼座、大犬座、天鴿座、烏鴉座，南魚座、天兔座、船底座、船尾座、雕具座、顯微鏡座、巨爵座。
恒星是怎麼演化來的
恒星是由熾熱氣體組成的，是能自己發光的球狀或類球狀天體。因為恒星與我們的距離太遠，所以它們的位置變化我們很難發現，因此古代人把它們認為是固定不動的星體。太陽係的主星太陽就是一顆恒星。
在大約100年前，天文學家赫茨普龍和哲學家羅素首先提出恒星分類與顏色和光度間的關係，建立了被稱為“赫—羅圖”的恒星演化關係，揭示了恒星演化的秘密。
恒星演化是一個恒星在它的生命期內（發光與發熱的期間）的連續變化。生命期根據星體的大小而有所不同。單一恒星的演化並沒有辦法完整觀察，因為這些過程可能過於緩慢以致於難以察覺。因此天文學家觀察許多處於不同生命階段的恒星，並以計算機模型模擬恒星的演變。
恒星之所以能發光發熱，是由於它的內部溫度高達幾百萬度乃至數億度，在那裏進行著不同的反應。由於自身的重力過大的關係，恒星中心所受到的壓力，大到足以發生核聚變，這時輕的元素（如氫）會聚合變成較重的元素（如氦），借以產生能量，對抗重力，一部分能量轉變成為可見光，向四麵八方射出來，並向外輻射大量的能量和拋射物質。
一般認為恒星是由星雲凝縮而成的。17世紀，牛頓提出散布於空間中的彌漫物質可以在引力作用下凝聚為太陽和恒星的設想。曆代天文學家經過觀測發現，星際空間存在著許多由氣體和塵埃組成的巨大分子雲。這種氣體雲中密度較高的部分在自身引力作用下變得更密了。當向內的引力強到足以克服向外的壓力時，它將迅速收縮聚向中心。如果氣體雲起初有足夠的旋轉，在中心天體周圍就會形成一個如太陽係大小的氣塵盤，盤中物質不斷落到稱為原恒星的中央天體上，在收縮過程中釋放出的引力能使原恒星變熱，當中心溫度上升到1 000萬度而引發熱核反應時，一顆恒星就誕生了。
距地球最近的恒星是太陽，它的光到達地球需要8分多鍾的時間，其次是半人馬座比鄰星，它發出的光到達地球需要4．22年。借助於望遠鏡，則可以看到幾十萬乃至幾百萬顆以上的恒星。
恒星是恒定不動的嗎
我們在仰望星空的時候，感覺不到星星在動，是因為它們離我們太遠了，其實恒星不僅運動，而且還參與了多種運動。比如，有自轉運動，有相互繞公共重心的運動，還有空間運動等。
所謂恒星的空間運動是指它相對於太陽的運動，這種運動又可分為向著太陽而來，遠離太陽而去，或向左跑，或向右行的運動。
每顆恒星都有自己運動的方向與速度，其速度是每秒幾千米至數百千米。可以毫不誇張地說，恒星在飛行。精確地、長時間地觀察一個恒星位置相對於背景恒星的變化可以算出它的切向速度的大小與方向。北鬥七星10萬年前與10萬年後形狀的變化，正是這七顆星各自不同的切向速度大小和方向長期累積的結果。
畢宿五以54千米／秒的速度離開我們，參宿七以21千米／秒的速度離開我們，天狼星則以8千米／秒的速度向我們靠攏，北極星以17千米／秒的速度朝我們奔來，織女星以14千米／秒的速度向我們迎麵而來，武仙星座中VX星以405千米／秒的速度向我們飛來，天鴿星座BD星以500千米／秒的速度離我們遠去。作為恒星的太陽帶領著太陽係的全體成員，正以約20千米／秒的速度朝武仙星座方向運行。
恒星在空間運動的過程中，與我們太陽相撞的幾率是有的。但是據科學家推算，這種幾率相當於相距4000千米的兩個螞蟻相對爬行的相撞幾率，所以不必擔心恒星會相撞。
被稱為“恒星巨人”的是什麼星恒星巨人，顧名思義就是非常巨大的恒星，那麼巨星和超巨星理所當然的被封為恒星巨人了。
超巨星是光度最強的恒星。能用肉眼看見的最亮的藍（熱）超巨星是參宿七和天津四；最亮的紅（冷）超巨星是參宿四和心宿二。超巨星的質量大於5個太陽的質量。超巨星明顯地集中在銀道麵和旋臂附近。
超巨星的光度很大，說明它的表麵積顯然比光譜型相同的非超巨星要大。例如食雙星，仙王座VV中的紅超巨星，其半徑大約為太陽半徑的1600倍，目視波段的光度大約為太陽的3000多倍，而藍超巨星天津四的可見光波段的光度為太陽的85000倍左右。目前已測到一些藍超巨星、黃超巨星和紅超巨星的射電輻射。這對於研究其大氣結構和活動、星周物質、星風和質量損失等問題十分重要。
巨星指光度比一般恒星（主序星）大而比超巨星小的恒星。恒星演化離開主序帶後，體積膨脹、表麵溫度降低、變得非常明亮，因為這類恒星大約是太陽的10至100倍，所以被稱為巨星。普通紅巨星的質量為太陽的1．5～4倍，半徑約為太陽的10倍，是恒星演化過程中的比較晚期階段。
巨星和超巨星的體積都十分龐大，有的比太陽大一百倍乃至十萬倍，但是它們的質量一般隻有太陽的幾倍至幾十倍，因此它們的密度就比太陽的密度小得多。巨星的平均密度可以和地上氣體的密度相比，而超巨星的密度隻有水的密度的千分之一，這是一個有趣的現象。原來恒星世界的巨人，其實卻是虛有其表的龐然大物！
紅巨星是如何形成的
當一顆恒星度過它漫長的青壯年期——主序星階段，步入老年期時，它將首先變為一顆紅巨星。稱它為“紅”巨星，是因為在恒星迅速膨脹的同時，它的外表麵離中心越來越遠，所以溫度將隨之而降低，發出的光也就越來越偏紅。不過，雖然溫度降低了一些，可紅巨星的體積是如此之大，它的光度也變得很大，非常的明亮。人們能用肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。
那麼紅巨星是如何形成的呢？恒星依靠其內部的熱核聚變而燃燒著，導致了核內的每四個氫原子核結合成一個氦原子核，並釋放出大量的原子能，形成輻射壓。而這時處於主星序階段的恒星的中心（核心）部分發生核聚變。輻射壓和它自身收縮的引力相平衡。氫的燃燒消耗極快，中心形成氦核並且不斷增大。隨著時間的延長，氦核周圍的氫越來越少，中心核產生的能量已經不足以維持其輻射，於是平衡被打破，引力占了上風。有著氦核和氫外殼的恒星在引力作用下收縮，使其密度、壓強和溫度都升高。氫的燃燒向氦核周圍的一個殼層裏推進。
這以後恒星演化的過程是：內核收縮、外殼膨脹——燃燒殼層內部的氦核向內收縮並變熱，而其恒星外殼則向外膨脹並不斷變冷，表麵溫度大大降低。這個過程持續數十萬年後，這顆恒星在迅速膨脹中變為紅巨星。
白矮星是什麼樣的
白矮星是一種低光度、高密度、高溫度的恒星。因為它的顏色呈白色，體積比較矮小，因此被命名為白矮星。白矮星是一種很特殊的天體，它的體積小、亮度低，但質量大、密度極高。比如天狼星伴星（它是最早被發現的白矮星），體積比地球大不了多少，但質量卻和太陽差不多，它的密度在1000萬噸／立方米左右。
白矮星屬於演化到晚年期的恒星。根據現代恒星演化理論，白矮星是在紅巨星的中心形成的。恒星在演化後期，拋射出大量的物質，經過大量的質量損失後，如果剩下的核的質量小於1．44個太陽質量，這顆恒星便可能演化成為白矮星。也有人認為，白矮星的前身可能是行星狀星雲（是宇宙中由高溫氣體、少量塵埃等組成的環狀或圓盤狀的物質）的中心星，它的核能源已經基本耗盡，整個星體開始慢慢冷卻、晶化，直至最後“死亡”。根據科學家的計算，當老年恒星的質量小於10個太陽時恒星往往隻能變為一顆白矮星；當老年恒星的質量大於10個太陽時恒星就有可能最後變為一顆中子星。中子星是處於演化後期的恒星，它也是在老年恒星的中心形成的，隻不過能夠形成中子星的恒星，其質量更大罷了。
目前人們已經觀測發現的白矮星有1000多顆。天狼星的伴星是第一顆被人們發現的白矮星，也是所觀測到的最亮的白矮星（8等星）。
根據觀測資料統計，大約有3％的恒星是白矮星，但理論分析與推算認為，白矮星應占全部恒星的10％左右。
“雙星”有什麼奇異之處呢
雙星是兩顆星彼此靠得很近並互相繞轉的恒星。
組成雙星的兩顆恒星都稱為雙星的子星。主星是較亮的一顆，伴星是較暗的一顆。雙星的子星形影不離，相互繞轉，它們沿著大小不等的橢圓軌道旋轉。雙星有很多種，兩顆恒星在宇宙空間確實相距很近，並且互相有引力作用，稱為物理雙星；兩顆恒星看起來靠得很近，但是實際距離卻非常遠，稱為光學雙星。一般所說的雙星，沒有特別指明的話，都是指物理雙星。通過天文望遠鏡才能看到其雙星關係的雙星係統，叫做目視雙星。隻有通過分析光譜線變化才能分辨出來的雙星係統，叫做分光雙星。
在浩瀚的銀河係中，我們發現的半數以上的恒星都是雙星體。在夜晚，視力較好的人觀看北鬥七星中的開陽星，除看到一顆二等的亮星外，還在它的旁邊看到微暗的開陽輔星，肉眼所見是一顆雙星。它們之間的角距為12′，是雙星中角距離較大的兩顆星。開陽雙星是人們在1650年第一次用肉眼發現的雙星。
目視雙星是指的通過望遠鏡，用肉眼或照相的方法就能夠分辨出它是由兩顆子星所組成的雙星。目視雙星相互繞轉的軌道半徑都比較長，自然繞轉的周期也比較長。雙星在太陽附近（81．5光年）的區域內，約占有40％。雙星在恒星世界中所占比例是很大的。20世紀60年代出版的目視雙星表中雙星就多達六萬多顆。
雙星的主星質量有比伴星大的，也有比伴星小的。從雙星的子星分類來看，五花八門，應有盡有，有的子星是爆發變星，有的則是脈動變星，還有的是白矮星，也有的是中子星，甚至是黑洞。有的雙星包含在聚星之中。許多星團又包括了雙星。
近年又相繼發現了雙射電星、雙射線星、雙脈衝星等一係列新型的雙天體，形成一門嶄新的雙星天文學。在獵戶座星雲中發現的一個名為Par 1802的年輕（年齡為100萬年）雙星體係雖由具有相同質量的兩顆恒星組成，但它們的溫度、亮度和半徑都不同。這些意外的差異表明，這兩顆恒星彼此之間在發育上相差幾十萬年的時間，因此雙星為我們揭示了恒星世界的一些奧秘。
變星是怎樣的一種星體
變星是指亮度會發生變化的恒星，在中國古代稱為客星。亮度的變化可以是周期的，半規則的或完全不規則的。即它們的光度會突然增加到原來的幾萬倍甚至幾百萬倍，以後光度逐漸減弱，幾年或幾十年後又恢複到原來的光度。
根據光變的起源和特征，可將變星劃分為3大類：食變星、脈動星和爆發星。
食變星是雙星係統中的一個子星，兩顆子星的光芒在彼此運動的時候相互掩食，這時雙星係統的亮度會出現起伏，因此被稱為食變星（即食雙星）。食變星的一個最有名的例子是英仙星座的大陵五星。它的光變在300多年前已經被發現。它離我們106光年，光變周期等於2．9天。食變星的光變周期，也就是伴星繞主星轉動的軌道周期。
脈動星和爆發星都是自身變光的變星。也就是說，它們發出的輻射能隨時間而周期地膨脹和收縮，致使它們的亮度和大小都有脈動。造父變星和天琴RR型是脈動變星的兩種典型代表。爆發變星中包括新星、超新星等。突然爆發出輻射能的變星，亮度的突然增大隻持續很短時間，隨後又緩慢變暗。因此脈動星和爆發星也被稱為內因變星，又可按光變的性質分為脈動變星和新星、超新星等。
脈衝星有什麼秘密
脈衝星是變星的一種。脈衝星是在1967年由一名女研究生貝爾第一次發現的。當時狐狸星座有一顆星發出一種周期性的電波。經過仔細分析，科學家認為這是一種未知的天體。因為這種星體不斷地發出電磁脈衝信號，人們就把它命名為脈衝星。
脈衝星有個奇異的特性——短而穩的脈衝周期。所謂脈衝就是像人的脈搏一樣，一下一下出現短促的無線電訊號。脈衝星，每兩脈衝間隔時間有短到0．0014秒的，最長的也不過11．765735秒。
天文學家已經探測、研究得出結論，脈衝的形成是由於脈衝星的高速自轉。原理就像我們乘坐輪船在海裏航行，看到過的燈塔一樣。設想一座燈塔總是亮著且在不停地有規則運動，燈塔每轉一圈，由它窗口射出的燈光就射到我們的船上一次。不斷旋轉，燈塔的光就連續地一明一滅。脈衝星也是一樣，當它每自轉一周，我們就接收到一次它輻射的電磁波，於是就形成一斷一續的脈衝。因此脈衝這種現象，也叫“燈塔效應”。脈衝的周期其實就是脈衝星的自轉周期。
脈衝星的特征除高速自轉外，還具有極強的磁場，電子從磁極射出，輻射具有很強的方向性。由於脈衝星的自轉軸和它的磁軸不重合，在自轉中，當輻射向著觀測者時，觀測者就接收到了脈衝。
脈衝星靠消耗自轉能而彌補輻射出去的能量，因而自轉會逐漸放慢，以致於信號周期的精確度能夠超過原子鍾。而從脈衝星的周期就可以推測出其年齡的大小，周期越短的脈衝星越年輕。
脈衝星是20世紀60年代天文的四大發現（脈衝星、類星體、微波背景輻射和星際分子）之一。現在被我們找到的脈衝星不少於1620顆。
脈動變星是怎樣的一種星體
脈動變星是指由脈動引起亮度變化的恒星。脈動最簡單的形式是半徑周期性地增大和縮小。恒星體內（自身的大氣層）時而膨脹，時而收縮，促使其半徑發生變化，表麵積也周期性地增加和減少，溫度與總輻射能量都發生變化，因而光度也周期性地增大與減小，看起來它的亮度也周期性地變亮和變暗。另外，其顏色、光譜型和視向速度，有時還有磁場，也都隨之發生變化。
在銀河係中已發現的變星中，脈動變星大約有200萬個，占了變星總數的一半以上。脈動變星的周期可以相差很大，短的在1小時以下，長的幾百天甚至10年以上。星等變化從大於10到小於千分之幾都有。脈動變星中最典型的一類是造父變星，其代表是仙王星座中的造父一星。這顆變星的光變周期是5．4天，最亮時亮度為3．6等，最暗時亮度為4．3等。
根據脈動變星的亮度變化曲線的形狀，可分為規則的、半規則的和不規則的三種類型。規則的，按亮度變化周期長短分為短周期造父變星（如天琴座RR變星）、長周期造父變星（如經典造父變星）；半規則的，亮度變化有一定規律但周期不定，或者平均亮度不變，如金牛座RV變星。
在周期的脈動變星中，由荷蘭的法布裏修斯在1596年觀測鯨魚座時發現的一顆叫萄槁增二（鯨魚座O星）的最為著名。剛觀察的時候這顆星是亮度較大的1等星。可是過了幾個月，這顆星變成了肉眼看不見的10等星（一般情況下肉眼隻能看到6等以上的星星）。1638年，霍耳沃達第一次確認它的亮度變化周期介於320~370天之間，平均為332天。這顆星的亮度變化很大，從1等星降至10等之內。人們將這類變星稱為長周期變星。它們的光變周期一般在90~700天之間。
脈動變星的密度和絕對光度都與脈動周期有一定的關係，這些為研究恒星的物理本質和宇宙尺度提供了重要的依據。
新星是怎樣產生的
新星首先是一種變星，亮度在短時間內（幾小時至幾天）突然劇增，然後緩慢減弱。由於新星在發亮之前一般都很暗，甚至用大望遠鏡也看不到，而一旦發亮後，有的用肉眼就能看到，因此在曆史上被誤認為“新星”。
古希臘哲學家亞裏士多德曾經認為星空是永遠不變的。但是到了1572年，第古·布拉赫宣布在天上發現了一顆新星，之後相繼又有新星被發現，因此 “星空不變”的古老觀念被打破了。
新星的星等增加的幅度多數在9等到14等之間。新星其實不是新產生的恒星。現在一般認為，新星產生在雙星係統中。這個雙星係統中的一顆子星是體積很小、密度很大的矮星（可以認為是白矮星），另一顆則是巨星。兩顆子星相距很近，巨星的物質（主要是氫）受到白矮星的吸引，向白矮星流去。落進白矮星的氫使得白矮星“死灰複燃”，在其外層發生核反應，從而使白矮星外層爆發，成為新星。
新星最亮的時候，其絕對光度可達太陽光度的10萬倍。但是我們在地球上看它也隻不過是一顆普通的星星。新星爆發時釋放出的能量非常大，它在幾百天中釋放的能量相當於太陽在10萬年中所釋放能量的總和。
新星爆發時，半徑會增加到太陽半徑的100~300倍，而爆發結束後，體積卻又會縮小；爆發時，星殼無限製地向外膨脹，變成了稀薄的星際介質，最後消散在恒星際空間中。隨著氣殼的膨脹和消散，新星的亮度也就緩慢減弱了下去。新星爆發時恒星損失的質量差不多相當於太陽質量的萬分之一。
北鬥七星是由哪七顆星組成的在大熊星座的背部和尾部上有著七顆星，古人把這七顆星聯係起來想象成為古代舀酒的鬥形，因此起名叫北鬥七星。
北鬥七星是由天樞、天權、天璿、天璣、開陽、玉衡、搖光七顆星組成的。在這七顆星中有6顆是二等星，一顆是三等星。天樞、天璿、天璣、天權四星為魁，組成北鬥七星的“鬥”，柄狀三星分別是玉衡、開陽、搖光三個明暗雙星。鬥柄中央的星名叫“開陽”，相距11分處有一顆4等伴星，名“輔”，開陽星和輔星組成視雙星，肉眼即能識辨。開陽本身也是一顆雙星。
初學認星者可以從北鬥七星依次來找其它星座。通過將北鬥七星鬥口的兩顆星連線，朝鬥口方向延長約5倍遠，就找到了北極星。北極星是小熊星座中最亮的恒星，也叫小熊座α星，在星座圖形上，它處於小熊的尾巴尖端，在地球北極指向的天空中，是最靠近北天極的顯眼恒星。因此，看起來它總在北方天空。正是因為它所處的位置重要，才大名鼎鼎。其實，按亮度它隻是一顆普通的二等星，屬於“小字輩”。它離我們是300多光年。
古人根據北鬥星在不同的季節和夜晚不同的時間，出現在天空中鬥柄所指的方向來決定季節：鬥柄指東，天下皆春；鬥柄指南，天下皆夏；鬥柄指西，天下皆秋；鬥柄指北，天下皆冬。
北鬥七星始終在天空中做緩慢的相對運動。其中五顆星以大致相同的速度朝著一個方向運動，而“天樞”和“搖光”則朝著相反的方向運動。因此，在漫長的宇宙變遷中，北鬥星的形狀會發生較大的變化，10萬年後，我們就看不到這種鬥柄形狀了。
北極星的“皇位”也存在輪流坐莊的可能嗎北極星屬於小熊星座，距地球約401光年，是夜空能看到的亮度和位置較穩定的恒星。中國古代發展了以赤道坐標為中心的天文體係，北極星在這一體係中處於天球正北，無疑具有獨特的地位，在中國古代往往作為帝王的象征，因此北極星又有帝星之稱。
北極星是一顆光譜型為晚型的F型高光度星，質量約為太陽的4倍，是離地球最近的造父變星，中國古代稱它為“勾陳一”或“北辰”， 千百年來地球上的人們靠它的星光來導航。
北極星是天空北部的一顆亮星，離北天極很近，差不多正對著地軸。從地球上看，它的位置幾乎不變，這是因為地球是圍繞著地軸進行轉動的，而北極星正處在地軸的北部延長線上，所以夜晚看天空時北極星是不動的，而且在頭頂偏北方向，所以才可以指示北方。又由於在一年四季裏地軸傾斜的方向不變，而且北極星與地球距離遠遠大於地球公轉半徑，所以地球公轉可以忽略不計，一年時間裏我們看到在天空的北極星都是不動的，它的位置沒有發生變化，地軸一直指向於北極星。
但是實際上北極星也不是固定不變（永遠是小熊座α）的。每25800年，北極星的位置要循環一次。比如在麥哲倫航海的時代，北極星距離北天極有約3．5度的角度差，而到今天，北極星更靠近北天極了，角度差隻有42′，還不到1度。天文學家根據地軸搖擺和恒星引力計算，到公元2100年，北極星將到達離北極點正上方最近的位置，它距離北天極將隻有27′，不到半度。然後，北極星就將逐漸遠離北天極。到4000年後，仙王座γ星則會成為北極星。公元14000年前後，天琴座α星（織女星）則將成為北極星。也就是說那時候北極星的“皇位”就會被織女星所取代。
星雲會像雲一樣飄移嗎
星雲是由星際空間的氣體和塵埃結合成的雲霧狀天體。星雲裏的物質密度很低，有些地方甚至是真空的。可是星雲的體積十分龐大，方圓可達幾十光年。
星雲與恒星有著親密的關係。恒星拋出的氣體將成為星雲的部分，而一些星際氣體、塵埃、粒子流、宇宙線和星際磁場等星雲物質在引力作用下壓縮成為恒星。在一定條件下，星雲和恒星是能夠互相轉化的。最初所有在宇宙中的雲霧狀天體都被稱作星雲，一直到1758年8月28日晚，一位法國天文學愛好者梅西耶發現一個在恒星間沒有位置變化的雲霧狀斑塊。1781年梅西耶發表了雲霧狀的天體記錄，引起英國著名天文學家威廉·赫歇爾的高度注意。在經過長期的觀察核實後，赫歇爾將這些雲霧狀的天體命名為星雲。
星雲大多是“氫”，有的正要聚集成新的星星，如著名的M42獵戶座星雲，也有星星爆炸後的遺骸，如天鵝座的網狀星雲，所以星雲是星係裏星星誕生或死亡的現象。
星雲的形狀是多姿多態的。銀河係中的星雲物質就形態說，可以分為彌漫星雲、行星狀星雲和超新星剩餘物質雲；就發光性質說，可分為發射星雲、反射星雲和暗星雲。彌漫星雲又分為亮星雲和暗星雲，亮星雲又分為反向星雲和發射星雲。著名的獵戶座大星雲就是亮星雲，獵戶座馬頭星雲是暗星雲，天琴座環狀星雲和寶瓶座耳輪星雲都屬行星狀星雲，而金牛座蟹狀星雲屬超新星剩餘物質雲。
另外關於星雲又有一項研究被證實，那就是在宇宙星係之間廣闊的黑暗空間中，至少存在著300多個自由穿梭的球狀星雲，其中最遠的一個球狀星雲距離地球達4億光年。這表明，星雲可以在不同的星係間自由地飄蕩，而宇宙中球狀星雲自由穿梭的現象也很普遍，這種發現將給有關星係死亡的研究帶來新的曙光。
行星狀星雲有什麼神秘之處
行星狀星雲的樣子有點像吐出的煙圈，中心是空的，而且往往有一顆很亮的恒星。恒星不斷向外拋射物質，形成星雲。可以說行星狀星雲是恒星災變的殘餘，同時也是宇宙中最美麗最神秘的星體之一。
行星狀星雲主要分布在銀道麵附近，一直受到星際消光的影響，大量的行星狀星雲被暗星雲遮蔽而難以觀測。根據太陽附近的分布密度估計，整個銀河係中應該有四五萬個行星狀星雲，現在觀測到的隻是其中一小部分。
行星狀星雲是恒星晚年時的產物。透過望遠鏡觀測，行星狀星雲有纖維、斑點、氣流和小弧等複雜結構。大部分行星狀星雲的形狀與行星的形狀都是圓盤狀，因此在1779年赫歇爾發現這類天體後稱它們為行星狀星雲，而事實上它們和行星沒有任何關係。但也不是所有行星狀星雲都是呈圓麵的，有些行星狀星雲的形狀十分獨特，如位於狐狸座的M27啞鈴星雲及英仙座中M76小啞鈴星雲等。行星狀星雲的質量在十分之一到一個太陽質量之間。行星狀星雲的中心星都是溫度很高的（大於等於 30000K），星雲吸收它發出的強紫外輻射並轉化為可見光。
當一顆低質量恒星步入晚年時就會膨脹形成紅巨星，而當膨脹到某一程度後，就會再次向內塌縮，而其他部分物質會繼續向外膨脹，形成氣殼（即我們所說的行星狀星雲），中心就會形成白矮星。行星狀星雲的生命普遍是十分短暫的，它象征著一顆恒星到了晚年，估計壽命平均為3萬年左右。星雲氣體逐漸擴散消失於星際空間，僅留下一個中央白矮星。
太陽係是由什麼組成的
太陽係位於銀河係的星係內，直徑10萬光年，是擁有約二千億顆恒星的棒旋星係。它是以太陽為中心，和所有受到太陽引力約束的天體的集合體。
太陽係是宇宙中的一個小天體係統。太陽是太陽係的母星，太陽也是太陽係裏唯一會發光的恒星，更是太陽係最主要和最重要的成員，它的質量占整個太陽係質量的99．87％。除了太陽之外，還有8顆行星，從太陽起往外的順序依次是：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。其中原來同為太陽係九大行星成員的冥王星被迫出局，降為矮行星。太陽係至少有165顆已知的衛星，和數以億計的太陽係小天體。這些小天體包括小行星、柯伊伯帶的天體、彗星和星際塵埃。
廣義上，太陽係的領域包括太陽、4顆像地球一樣的內行星、由許多小岩石組成的小行星帶、4顆充滿氣體的巨大外行星、充滿冰凍的小岩石、被稱為柯伊伯帶的第二個小天體區。在柯伊伯帶之外還有黃道離散盤麵、太陽圈和依然屬於假設的奧爾特雲。
2006年8月24日國際天文學聯合會大會確認了太陽係隻有八大行星的說法，從這一天起，冥王星不再是太陽係中最遠的行星，海王星代替了它的地位。行星家族中，離太陽較近的水星、金星、地球及火星稱為類地行星，它們的共同特征是密度大、體積小、自轉慢、衛星少，內部成分主要為矽酸鹽，具有同體外殼。離太陽較遠的木星、土星稱為巨行星，巨行星體積和質量都很大，平均密度小，表麵溫度低，其中木星是太陽係八大行星中最大的一個。而天王星、海王星則稱為遠日行星。除了水星和金星外，其它的行星都有衛星。在火星和木星之間還存在著數十萬個大小不等、形態各異的小行星（即由岩石組成的不規則的小星體），天文學家將這個區域稱為小行星帶。
太陽係內所有的行星都已經被由地球發射的太空船探訪，進行了各種不同程度的研究。雖然都是無人直接參與的任務，人類還是能觀看到所有行星表麵近距離的照片，在有登陸艇的情況下，還進行了對土壤和大氣的一些實驗。
太陽有什麼神秘的地方
太陽是銀河係上千億顆恒星中的一顆，在浩瀚的繁星世界裏，太陽的亮度、大小和物質密度都處於中等水平，隻是因為它離地球較近，所以看上去是天空中最大最亮的天體。
太陽主要是由氫和氦組成的，其中氫約占71％、 氦約占27％， 其它元素約占2％。太陽表麵稱為光球，光球之上是色球，色球之上是日冕，它向太空延伸數百萬千米，溫度超過100萬開爾文。
太陽看起來很平靜，實際上無時無刻不在發生劇烈的活動。太陽由裏向外分別為太陽核反應區、太陽對流層、太陽大氣層。其中心區不停地進行熱核反應，所產生的能量以輻射方式向宇宙空間發射，其中二十二億分之一的能量輻射到地球上，成為地球上光與熱的主要來源。
太陽表麵和大氣層中的活動，主要有日珥、太陽黑子、耀斑和太陽風。
太陽表麵有巨大的日珥，日珥是突出在太陽邊緣外麵的發光氣團，在太陽的色球層上有時會突然騰起形態各異的火焰，像太陽突然長出來的朱紅色大耳朵，日全食時可以用肉眼觀看。日珥的爆發最為壯觀，它是太陽表麵磁場劇烈活動的產物，一次日珥活動要經曆幾小時到幾十天。
耀斑是一種強烈的太陽活動。耀斑的最大特點是來勢猛，能量大，發生很突然，消失又很快。耀斑一般隻存在幾分鍾或十幾分鍾，極個別的能持續幾個小時。在短短的一二十分鍾內，耀斑釋放出的能量，相當於地球上十萬次至百萬次強火山爆發的能量總和，真可謂驚天動地。耀斑產生在日冕的低層，下降到色球層。耀斑與太陽黑子存在密切關係，在大的黑子群上麵，很容易出現耀斑。小型耀斑伴隨著太陽黑子的出現經常能見到，但特大耀斑隻有在太陽活動峰年時才可能出現。
太陽活動和太陽風的增強還會嚴重幹擾地球上無線電通訊及航天設備的正常工作，使衛星上的精密電子儀器遭受損害，地麵通訊網絡、電力控製網絡發生混亂，甚至可能對航天飛機和空間站中宇航員的生命構成威脅。因此，監測太陽活動和太陽風的強度，適時作出“空間氣象”預報，越來越顯得重要。
什麼是太陽黑子
太陽黑子是在太陽的光球層上發生的一種最基本、最明顯的太陽活動。由於太陽黑子的溫度比它周圍光球的溫度要低1500K左右，因此在明亮的光球表麵呈暗色斑點狀，被稱為太陽黑子。
一個發展完全的黑子由較暗的核和周圍較亮的部分構成，中間凹陷大約500千米。黑子經常成對或成群出現，其中由兩個主要的黑子組成的居多。黑子的壽命一般不長，僅一天左右。太陽黑子出現的數目呈規則性循環，黑子最多的年份叫做太陽活動極大年，最少的年份叫做太陽活動極小年，平均周期約為11．2年。
太陽黑子的成因一直是天文學界眾說紛紜的問題。一種說法是黑子可能是太陽的核廢料，約11．2年出現一次可能是黑子在太陽裏麵和表麵的上下翻動一次造成的，黑子溫度較低應該也是廢料的一個證明。另一種說法是，由於太陽的聚變作用，熱核反應區周邊的物質向內補充，在半徑為0．75R處物質補充速度較其周圍更快，由於角動量守恒，此處運動速度比周圍快，產生摩擦。質子與電子所受摩擦不同，所以運動的相對速度不同，產生電流，進而產生管狀磁場，管內氣壓＋磁壓\\u003d管外壓強，所以管內氣壓\\u003c管外壓強。根據克拉伯龍方程（pV\\u003dnRT），管內溫度\\u003c管外溫度，此結構密度小於周圍物質，所以漂浮到對流層表麵，形成了黑子。
不管是哪種說法，活躍時都會對地球的磁場產生影響，主要是使地球南北極和赤道的大氣環流作經向流動，從而造成惡劣天氣，使氣候轉冷，嚴重時會對各類電子產品和電器造成損害。
太陽也會“刮風”嗎
太陽風是從恒星上層大氣射出的超聲速等離子體帶電粒子流。太陽風是從日冕發射出來的帶電粒子，主要是質子和電子，速度為300~700千米／秒，這種連續的粒子流好像是從太陽向外刮出的一股風，所以稱為太陽風。
太陽風的密度與地球上的磁場的密度相比，是非常稀薄的，一般情況下，在地球附近的行星際空間中，每立方厘米有幾個到幾十個粒子。太陽風雖十分稀薄，但它刮起來的猛烈程度，卻遠遠勝過地球上的風。太陽風從太陽大氣最外層的日冕，向空間持續拋射物質粒子流。這種粒子流是從冕洞中噴射出來的，其主要成分是氫粒子和氦粒子。
太陽風有兩種：一種是持續不斷地輻射出來，速度較小，粒子含量也較少，被稱為“持續太陽風”；另一種是在太陽活動時輻射出來，速度較大，粒子含量也較多，這種太陽風被稱為“擾動太陽風”。
當太陽黑子活動頻繁時，太陽風的強度和速度也相應地加大。太陽風的帶電粒子，隻需三四天便會從太陽到達地球大氣層，幹擾地球的磁場，並會給地球兩極區的大氣造成極光現象。太陽風對彗星彗尾的形成及方向有決定性的影響，人類發射的太空探測船的軌道也會受其影響。不過太陽風的存在，為我們研究太陽以及太陽與地球的關係提供了方便。
“衛星”到底在“保衛”誰
衛星是專門繞行星旋轉的天體，形象地說它是行星的忠實粉絲。衛星本身不發射可見光，而是以其表麵反射太陽光而發亮。
衛星分為天然衛星和人造衛星。天然衛星是指環繞行星運轉的星球，衛星數量非常多，比如在太陽係中，月亮、土衛一、天衛一等星球就環繞著地球及其它行星運轉，這些星球就是行星的天然衛星。
1610年，意大利天文學家伽利略用自己研製的世界上第一架天文望遠鏡觀測到木星的4顆衛星，這是人類第一次發現其它行星也有衛星。而隨著人類探索的不斷深入，太陽係其它行星的衛星也被觀察到了。到目前為止，太陽係中共發現66顆天然衛星，其中地球1顆、火星2顆、木星16顆、土星23顆、天王星15顆、海王星8顆、冥王星1顆。其中最大的衛星是木衛三，直徑為月球的1．5倍，最小的是木衛十三，直徑約5千米。
隨著現代科技的不斷發展，人類研製出了各種人造衛星，這些人造衛星和天然衛星一樣，也繞著行星（大部分是地球）運轉。從20世紀50年代起，人類先後發射了一批人造衛星，大多為人造地球衛星（環繞地球飛行並在空間軌道運行一圈以上的無人航天器，簡稱人造地球衛星），也有人造月球衛星和人造行星衛星等，它們被用來完成各種各樣的任務。
地球唯一的天然衛星是哪個
月球，俗稱月亮，古稱太陰，是環繞地球運行的一顆衛星，也是地球唯一的一顆天然衛星。月球與地球之間的平均距離是38．44萬千米，是離地球最近的天體。
月球的年齡大約有46億年。月球的體積隻有地球的1／49，質量約7．35×1022千克，月球的直徑約3476千米，是地球的1／4、太陽的1／400。月球由月殼、月幔、月核三部分組成。月球最外層是月殼，它的平均厚度約為60~65千米；月殼下麵到1000千米深度的是月幔，它占了月球的大部分體積。月幔下麵是溫度約為1000℃的月核。
月球表麵分為陰暗與明亮兩個區域，暗區是平原或盆地等低陷地帶，分別被稱為月陸和月海。而明亮的部分是山脈，到處都是星羅棋布的環形隆起的低窪環形山，即月坑，除了環形山，月麵上也有普通的山脈。高山與深穀疊現，別有一番風光。月球上麵沒有水，大氣極其稀薄，大氣密度不到地球海平麵大氣密度的一萬億分之一，沒有生命，是一個平靜的世界。