恒星中有哪些星系
恒星世界丰富多彩，恒星有半数以上不是单个存在的，它们往往组成大大小小的集团。其中两个在一起的叫双星，三、五成群的叫聚星，几十、几百甚至成千上万个彼此纠集成团的叫做星团，联系比较松散的叫星协。
双星
约三分之一的恒星不是单个地存在，而是结合成一对双星。两个星不仅离得很近，而且互相绕转，每个星都绕两星的质量中心转动。组成双星的两个恒星称为双星的子星，较亮的子星称为主星，亮度较小的称为伴星。在较亮的恒星中，参宿一和参宿七都是双星。已经发现的双星有7万个以上。子星相距很近的双星称为密近双星。对于密近双星可以出现下述几种现象。
第一，两个子星相距很近，所以转动速度较大，因而光谱线会由于多普勒效应而作周期性位移。按照物理学中讲到的多普勒原理，光源接近观测者时，光的波长会变短些，频率会变大些（波长和频率的乘积等于光速这个常数）；光源离开观测者时，波长变长些，频率变小些。当火车经过车站不停，只拉响汽笛，我们听到汽笛的声音在火车进站时（接近观测者）很高，像个女高音；火车出站时则突然变低沉了，像个男低音（波长变长），这就是声音的多普勒效应的表现。
双星的两个子星互相绕转，如果光谱型差不多，一个在前一个在后朝着垂直于视线的方向转动，那么两子星的光联合产生的光谱和平常一样。当两子星转到一个离开我们，一个接近我们，那么每条谱线便由于多普勒效应而从单线变成双线：接近我们的子星的光的波长变短，谱线向波长较短的那头（紫端）移动，这称为紫移；离开我们的那个子星的光的波长变长，谱线向光谱的红端位移，这称为红移。
第二，密近双星的两个子星的轨道面法线如果和视线交成较接近90度的角度，那么两个子星就会互相掩食，这种双星称为交食双星。由于双星作为整体的亮度在变化着，所以成为周期性变星，称为食变星。在织女星（天琴座a星）附近的天琴座卢星，中名渐台二，就是一个著名的食变星，周期12.9天。
第三，密近双星的两个子星相距很近，互相施加影响，常交换物质，每个子星的演化都受到另一子星的严重影响。所以密近双星的观测和研究对于研究恒星和恒星史是十分重要的。
聚星
三个到十来个恒星在一起，组成一个体系，这称为聚星。包含三个子星的聚星称为三合星。以A，B，C表示这三个子星，如果A和B在一起，C离A，B较远，这种组态比较稳定。这时因为A和B互相绕转，A，B的质量中心（质心）又和C互相绕转，所以共有两个开普勒运动。如果三个子星彼此间的距离都差不多，则不稳定，容易瓦解。
对于四合星，有的组态比较稳定，有三个开普勒运动；有的不稳定。北斗斗柄中间那个星，中名开阳星，就是一个著名的聚星。用肉眼可以看到开阳星近旁有一个较微弱的恒星，中名辅星。用望远镜看开阳星，容易看出它本身也是一个双星，两子星相距14角秒（开阳星和辅星相距11角分）。以A和B表示开阳星的两个子星，以C表示辅星，后来通过光谱分析和光度测量发现，A和C都是密近双星，而B是三合星。所以开阳星和辅星一共有七个星。北极星也是三合星。
星团
十几个到几百万个恒星聚在一起所组成的集团称为星团。
星团明显地分为两类。一类叫做银河星团，都比较靠近银道面，成员星从十几个到几百个。著名的昴星团，即七姊妹星团，就是一个银河星团，肉眼只看到六、七个星，实际上成员星超过280个。已发现的银河星团约1000个。
另一类星团叫做球状星团，成员星从几万个到几百万个，作球状或扁球状分布，越靠近中心，星越密集。银河系内已发现的球状星团有125个，估计银河系中一共有500个左右。球状星团在银河系内的分布和银河星团完全不一样，不限于银道面附近，而是到处都有，成大致球状的分布。
星协
星协是一种比较特殊的恒星集团，很稀疏，很可能其成员星原来在一起，后来散开了。
星协分为两类。一类叫做星协，主要由O型星和B型星组成，大致呈球状分布。在星协的中部常常有银河星团，一个到7个。已经发现，6个离我们较近的O星协的成员星在向外运动，速度为每秒1万米左右，由此可以算出在几百万年以前这些星协的成员星曾聚集在一起。已发现的O星协有50个。另一类星协叫做T星协，主要由金牛T型星组成。已发现的T星协有25个。很多T星协和O星协在一起。在猎户座中部就有一个O星协，4个T星协，4个星团。
延伸阅读——彗星撞木星
1993年3月，美国天文学家苏梅克夫妇和利维发现了一个特殊的彗星，命名为苏梅克——利维9号彗星。这个彗星原是一个整体，发现时早已破裂成20多个碎块，成一字排开，首尾延伸16万千米以上，有人形象地称它为“彗星列车”，或称它是挂在太阳系脖子上的一串“项链”。发现彗星两个月之后，美国哈佛——史密松天体物理中心的天文学家就做出了预报：苏梅克——利维9号彗星由于碎裂而改变了原来的运行轨道，现正朝着木星的方向飞奔而去，将于1994年7月下半月接连撞击木星。
前所未闻的特殊天象，又在一年多之前就做出了精确的预报，经过新闻媒介的宣传，一下子引起了全球的轰动，各国各界人士都在期待着一睹这千载难逢的宇宙奇观。1994年7月17日～22日，苏梅克——利维9号彗星如期与木星相撞，共撞击12次，撞击点18个，彗星以自身毁灭为代价，在整个撞击过程中释放的全部能量大约相当于40万亿吨梯恩梯炸药（三硝基甲苯）的能量。
对彗星撞击木星事件的观测，意义是非常深远的，一方面它帮助我们进一步认识木星，更重要的一方面是它提醒我们，地球也面临着会发生这类碰撞的威胁，人类应该采取及时的、有效的对策和措施。
恒星真的恒定不动吗
在过去相当长的时间内，人们都认为它们是固定不动的，所以被我们称为“恒星”。事实果真是这样吗？很多年以来，很多科学家都绘制过恒星的星座图形，好像它们都是以保持不变的位置镶嵌在天空中。
在公元8世纪初，我国唐代杰出的高僧天文学家张邃，把自己测量的恒星位置与汉代星图相比较后发现，恒星并不是恒定不动的。1717年英国著名天文学家哈雷也使用自己观测得到的南天星表，与1000多年前的托勒密星表进行了对比，结果显现：恒星的位置是有变化的。
恒星的运动规律
既然科学已经证实恒星是运动的，那么为什么我们会感觉恒星的位置并没有发生变化呢？
它们的运动之所以很难被人们所察觉，这是因为，恒星距离我们太遥远了。由于不同恒星具有不同的运动速度和方向，所以它们在天空中相互之间的相对位置也会发生变化，这种变化称为恒星的自行。恒星的自行用每年多少角秒来表示，角秒可以用来描述恒星每年移动的角度。
观测结果表明，每一颗恒星的运动方向各不相同，向东的、向西的、接近太阳的、远离太阳的。恒星的空间运动速度可以分为两个分量：在人们视线方向的被称为视向速度，恒星在这个方向上表现为向前或向后运动；与视线方向垂直称为切向速度，恒星在这一方向表现为向上或向下运动。天文学家们根据物理学中的多普勒效应可以判定恒星视线方向的运动。
但是，恒星真正是运动速度大小并不能由恒星自行的大小来反映。因为同样的运动速度，距离远的看上去就慢，而距离近的看上去就很快。所以，恒星的自行只能反映恒星在垂直于我们视线方向的运动，也就是切向速度。而恒星在空间的速度应该是视向速度和切向速度的合成速度。
恒星的空间运动由3个部分组成，第一是恒星绕银河系中心的圆周运动，反映银河系自转；第二是反映太阳参与银河系自转运动。在扣除这两种运动的反映之后，实际上才是恒星本身的运动，也称为恒星的本动。
全天的恒星中，包含那些肉眼看不见的很暗的恒星，自行速度很快的巴纳德星，达到每年10.31角秒。一般的恒星自行要小很多，绝大多数都小于1角秒。
恒星的距离
我们前面提到了，之所以开始认为恒星是不动的，是因为恒星距离我们太遥远了。那么，恒星距离地球到底有多远呢？
我们知道，光速是30万千米/秒，所以光在一年当中所走过的距离大约有10万亿千米。天文学家就用它作为测量天体距离的单位。
据测算，在太阳16光年距离以内的恒星有50多颗，其中最近的是半人马座比邻星，距太阳约4.2光年，大约是40万亿千米。假如地球不绕太阳运动，那么从地球上看同一个恒星就不会有方向上的差异；假如地球绕太阳运动，由于地球在其轨道上位置的变化，所以从地球上观测某一颗恒星时，就一定会产生方向上的差异，也就一定会有视差出现。实际上，它是相对于更远的恒星有位移。
自哥白尼提出日心说后，很多人企图观测恒星的视差，以此来证明哥白尼学说是否正确。但是，从哥白尼提出“日心说”以后的300年间，一直没有人能够测出恒星的周年视差。所以有人开始怀疑哥白尼学说的正确性。一直到1837～1839年，几位天文学家终于测出了恒星的周年视差，这不仅建立了方法测量恒星距离，同时也使哥白尼学说建立在更科学的基础上。现在，已经用三角视差法测定了约10000颗恒星的距离，这些恒星视差角都不超过1角秒。更遥远的恒星视差角更是很小，确定它们的距离十分困难，只有用其他方法来测定，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周期光度关系确定视差等。
20世纪90年代初，用照相方法已经测定8000多颗恒星的距离。在20世纪90年代中期，用卫星进行的空间天体测量获得了成功，在大约3年的时间里，10万颗恒星的距离以非常高的准确度被测定出来了。
相关链接——恒星与行星的区别
绚丽的夜空，无数星星像许多神秘的眼睛在闪烁。古代时，我们的祖先通过观察夜空，发现天空中的星星大约可以分成两类，一类是位置相对固定的“恒星”，“恒”就是静止不动的意思；另一类是不停改变位置的“行星”，它们就像在夜空中闲庭信步的老人。因为行得十分慢，所以要连续观察很多天才能看到明显的位置移动。
天文学家们通过研究发现，恒星都是些气体球，又大又热，能自己发光。不过它们看上去也只是个小光点，因为它们离我们的地球实在是太遥远了，因此，正是因为存在一种神奇的引力，能使它们紧紧结合在一起，所以气体不会飘散。
行星和恒星大不相同，绝大多数都不能自己发光，太阳系里的行星之所以能成为天空中的亮星，就是靠反射太阳光。它们大都由固体的砂土、岩石构成，有山峰和沟渠，像地球一样，只不过大都没有水和河流，整个都是一片荒漠而已。
变星是怎么回事
恒星是运动的，一种表现就是变星的存在。恒星在它的一生中，光度总是要变化的。变星是指在不长时间（从几十年、上百年到一天）内就可以看出其光度变化的恒星。太阳不是变星，因为人们从开始观测它以来尚未发现它的亮度有看得出来的变化。
变星的光度变化原因是这些星在进行着周期性的膨胀和收缩，即在“脉动”着，脉动周期有短到只有一个多小时的，也有长到两三年的。这类变星称为脉动变星。
另一类变星的光度变化很剧烈，有的在几天之内光度就猛增几万倍，这一类变星称为爆发性变星。变星和天体史研究关系很密切，下面简要描述一下三类脉动变星和三类爆发性变星，它们都和恒星的演化有密切关系。
造父变星
造父变星是最著名的脉动变星。它的典型代表是仙王座星，因为中名造父一，所以这类变星叫做造父变星。造父变星的光变幅（光度变化的幅度）从0.1到2星等，光谱型从F型到K型都有，光变周期从1.5天到80天。周期越长，光度越大。例如，周期1.5天的，绝对星等为-2.1；周期30天的，绝对星等为-2.9。这个关系称为周光关系，可以利用它来定出造父变星所在的那个天体系统（星团、星系）的距离，所以造父变星被称为“量天尺”。近年来，恒星演化研究中的一个重大发现，就是确定了脉动变星是恒星演化的一个阶段。
天琴RR型变星
这种脉动变星和造父变星的不同在于：第一，光变周期较短，从0.05天（1.2小时）到1.5天。第二，光谱型较早，都是A型。第三，光变幅较小，不超过半等。第四，光度较小。
造父变星的绝对星等都等于或小于-2.1，即光度为太阳的590倍以上，周期越长，光度越大。天琴RR型变星的绝对星等几乎都是+0.5，光度为太阳的98倍，彼此间光度的差别很小，因此天琴RR型变星也可以当作“量天尺”使用。因为光度知道了，只要量出视亮度，就可以算出距离来。第五，空间分布大不一样。造父变星集中于银河系的赤道面（银道面）附近，天琴RR型变星则大多离银道面很远。
蒭藁型变星
这种脉动变星的周期比前两种长，从80天到1000天。光谱型则较晚，大多是M型。光变幅较大，从2.5等到8等。典型星是鲸鱼座o星。这个星中名蒭藁增二，所以这类变星称为蓊藁型变星。
