恆星運動

恆星都是在不停地運動著，運動的方向和速度大小均不相同。人們可以把恆星相對於太陽系的運動速度按矢量的分解方法分解成兩個分速度：一個是沿著觀察者的視線方向，這個速度不可能直接觀測到，要通過另外的方法測出。另一個分速度是與觀察者視線方向垂直的切向速度（或叫作恆星的自行），由於恆星十分遙遠，一般用肉眼不易覺察；但是，如果精確地、長時間地觀察一個恆星位置相對於背景恆星的變化，可以來出它的切向速度大小和方向。北斗七星10萬年前和10萬年後形狀的變化，正是這七顆星各自不同的切向速度方向與大小長期累積的結果。

太陽附近恆星的空間運動速度約為50公里/秒。實際上，太陽也在空間運動著。太陽對鄰近恆星的空間運動速度約為19.7公里/秒，運動方向指向武仙座中的一點──向點（見太陽運動）。恆星運動速度減去太陽運動速度后的速度差，叫作恆星的本動速度。恆星的自行和切向速度，單位時間內恆星在天球切面上走過的距離對觀測者所張的角度叫自行，單位是角秒/年。自行由扣除歲差和章動后的赤經年變（赤經自行）和赤緯年變（赤緯自行）組成。

已測出20多萬顆恆星的自行，其中最大者為蛇夫座的巴納德星，自行達每年10獎31。如果已知恆星的距離，就可由自行求得恆星垂直於視線方向的線速度──恆星的切向速度。恆星的自行雖然容易求得，但距離卻很難測定，因此，恆星的切向速度很難求准，只有少數近距恆星的數據比較準確。

恆星的視向速度，恆星在單位時間內沿視線方向移動的距離叫視向速度，單位是公里/秒。它可由恆星光譜線的多普勒位移來確定，譜線向紅端移動(即紅移)時為正，這時恆星遠離人們而去。實測的數值必須改正地球自轉和公轉的影響，歸算成相對於太陽中心的數值。已測過視向速度的恆星約3萬顆，其結果大多介於±20公里/秒之間。晚型星的視向速度一般大於早型星的，矮星的大於巨星的，光譜中有發射線的大於同光譜型無發射線的。

速度超出±100公里/秒範圍的恆星叫高速星，已測得視向速度最大的恆星是 CD-29°2277(543公里/秒)和武仙座VX星（－405公里/秒）。測量視向速度往往採用結構複雜和價格昂貴的大望遠鏡折軸攝譜儀或物端稜鏡，所以進展很慢。但是由於這種測量與恆星的距離沒有直接關係，因而通常比切向速度精確。

要計算恆星的距離，首先得知道一個距離單位──光年。光年就是光在一年當中所走過的距離。光速是30萬千米/每秒。那麼光在一年當中所走過的距離大約有10萬億千米。天文學家用它作為測量天體距離的單位。天文學家利用三角視差法、分光視差法、星團視差法、統計視差法、造父視差法和力學視差法等，測定恆星與地球的距離。

恆星距離的測定，對研究恆星的空間位置、求得恆星的光度和運動速度等，均有重要的意義。離太陽距離在16光年以內的有50多顆恆星。其中最近的是半人馬座比鄰星，距太陽約4.2光年，大約是40萬億千米。如果地球不是繞太陽運動的，那麼從地球上看同一個恆星就不會有方向上的差異。如果地球是繞太陽運動的，那麼從地球上觀測某一顆恆星時，由於地球在其軌道上位置的變化，就必然產生方向上的差異，也就一定會有視差出現，其實，它是相對於更遠的恆星有位移。

自從哥白尼提出日心地動學說以後，許多人企圖觀測恆星的視差，以此來證名哥白尼學說是否正確。但是，自哥白尼提出“日心地動”說以後300年間，沒有人測出恆星的周年視差。因此，有人開始懷疑哥白尼學說是否正確。直到1837年—1839年，幾位天文學家終於測出了恆星周年視差，這不僅建立了測量恆星距離的方法，同時也使哥白尼學說建立在更科學的基礎上。

用三角視差法己測定了約10000顆恆星的距離，這些恆星視差角都不超過一角秒。更遙遠的恆星視差角非常小，很難確定它們的距離，只有用其他方法來測定了。如分光視差法、星團視差法、統計視差法以及由造父變星的周期光度關係確定視差等。

克希霍夫將太陽研究的結果刊布以後，立刻刺激天文學家使用分光鏡去研究恆星。這工作於1863與1864年差不多同時由義大利教士塞西(A.Seechi，1818-1878)和英國天文愛好者哈根斯進行著。他們兩人的研究，在性質上是互相補充的；塞西用低色散度的攝譜儀觀測了許多恆星，目的在作光譜的分類：哈根斯用高色散廈的攝譜儀只注意到少數亮星的光譜，目的在詳細分析恆星的組織。

探究恆星運動的發展歷程： 1868年塞西刊布一冊包含4 000顆恆星的表，他按光譜的現象將恆星分為四類：1.白色星，如天狼或織女，光譜只有四條氫的黑線；2．黃色星，如五車二(御夫座α星)或大角(牧夫座α星)，光譜和太陽的光譜相同；3．橙色和紅色星，如參宿四(獵戶座徠α星)或心宿二(天蠍座α星)，光譜里有明暗相間的光帶；4．一些暗紅色的星。塞西料想這樣的分類是和恆星的溫度有相當的聯繫，但是塞西對於他所觀測到的譜線和光帶，卻沒有留意去證實組成它們的元素是什麼。可是哈根斯卻將克希霍夫對太陽譜線的證明確認工作擴充到恆星的研究上去，早在1865年他已經在一些亮星(如參宿四與畢宿五)的光譜里證明出有屬於鈉、鐵、鈣、鎂、鉍等元素的譜線。1868年哈根斯作成功了一個有相當重要性的觀測，這便是借多普勒一費佐效應，用分光鏡以測定恆星的視向速度。 1842年奧地利物理學家多普勒(C．Doppler，1803-1853)指出因聲源的相對運動，聽者將感覺音調的高低發生改變，他並且說星的顏色必定按照它接近或者遠離的速度發生變化。這個見解在原則上雖然是正確的，在實際上卻是錯謬的，因為波長的改變太小，不足以改變星的顏色，光的速度比星的速度實在大得多。

1845年法國物理學家費佐指出光譜線是很確定很可靠的標準，人們可以用來測量波長上很小的變化。雖然對這種效應的觀測是極端細緻的事，哈根斯說：“即使將譜線中的間距放寬，也很難使讀者辨別出譜線上有什麼變化，要分開因星的運動而來的譜線上的位移和儀器裝置上的不正確的位移，需要極端的留心和細緻的校準。”雖是這樣，哈根斯卻克服了這些困難，於1868年宣布天狼星大約是以每秒29英里的視向速度，離開人們而去，以後不久他測量到另外一些一等星的接近或者遠離的視向速度。這一成就有其不可估量的重要性，因為自從那時以後，天文學家所能測量的天體的速度不只是在天球上的投影部分(即速度的切向部分，叫做自行)，也可以測量視線上的徑向部分。這方法的應用滲透入近代天文學的每一個領域，從太陽的視差的測量以至宇宙膨脹的發現。

總而言之，上述恆星的空間運動，由三個部分組成。第一是恆星繞銀河系中心的圓周運動，這是銀河系自轉的反映。第二是太陽參與銀河系自轉運動的反映。在扣除這兩種運動的反映之後的運動稱為恆星的本動，這才真正是恆星的運動。而 這種運動由互相垂直的兩個分量──切向速度和視向速度所組成。