14.星等：星等是天文学上对星星明暗程度的一种表示方法，记为m。天文学上规定，星的明暗一律用星等来表示，星等数越小，说明星越亮，星等数每相差1，星的亮度大约相差2.5倍。

目视星等

是指我们用肉眼所看到的星等。看来不突出的、不明亮的恒星，并不一定代表他

们的发光本领差。

绝对星等

假想把星体放在距离10秒差距（即3.26光年，秒差距亦是天文学上常用的距离单位，1秒差距=3.26光年）远的地方，所观测到的视星等，就是绝对星等了。通常绝对星等以大写英文字母M表示。

换算

目视星等和绝对星等可用公式转换，公式如下：M=m+5－5 log d　M为绝对星等;m为目视星等;d为距离

15.恒星光谱：最常用的恒星光谱分类系统是美国哈佛大学天文台于19世纪末提出的，称为哈佛系统。按照这个系统，恒星光谱分为O、B、A、F、G、K、M、R、S、N等类型，组成如下序列。O型星温度最高，约40000K；M型星最低，约3000K。R型与K型相当；N和S型与M型相当。光度型分为7级：I——超巨星，Ⅱ——亮巨星，Ⅲ——巨星，Ⅳ——亚巨星，Ⅴ——主序星（矮星），Ⅵ——亚矮星，Ⅶ——白矮星。按照MK系统，太阳为G2V型星，表明太阳的光谱型是G2，且是一颗主序星（矮星）。

元素丰度：即元素的相对含量，是在证认的基础上根据谱线相对强度或轮廓推算出来的。结果表明，绝大多数恒星的元素丰度基本相同:氢最丰富,按质量计约占71％；氦次之,约占27％；其余元素约合占2％。这称为正常丰度。有少数恒星的元素丰度与正常丰度不同，一般说来，这与恒星的年龄有关。

16.恒星距离测量：主要有视差法星群视差法，变星测距，以及光谱红移等方法。测距越远的方法，其误差也越大。这些方法组成距离阶梯，以近距离测量方法得到的数据对远距离测量的方法进行矫正，从而实现宇宙各距离尺度的测距。视差测量是确定天体距离的最基本方法，也称为三角视差。

造父视差法：（标准烛光法）物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r2测量出天体的光度L0和亮度S，然后利用这个公式就知道天体的距离r。

分光视差法：是利用恒星光谱中某些谱线的强度比和绝对星等的线性经验关系，即由测定一些谱线对的强度比求绝对星等，进而由距离模数公式mv−Mv=5lgd−5求出距离d。例如，若观测某一视星等为+15的恒星，又经其光谱判定为G2 V的恒星，亦即可从H-R图该星的绝对星等为+5，如此可经由距离模数公式求出d=1000 PC=3260 l.y.测距适用范围：～7M pc。

17.星族:星族是银河系中年龄、化学物质组成、空间分布与运动特性较接近的恒星集合

年轻的恒星第一星族星（亦称星族Ⅰ星）包含相当数量比氦重的元素（天文学中通称为“金属”）。这些重元素的来源是上一代恒星经由超新星爆炸，或来自行星状星云物质扩散的过程散布出来的。我们的太阳是属于第一星族的恒星，通常都散布在银河系旋臂中。第一星族或是富金属星是年轻的恒星，金属量最高。地球的太阳是富金属的例子，它们通常都在银河的螺旋臂内。一般而言，最年轻的恒星，越极端的第一星族星被发现的位置越在最周边，依此类推，太阳被认为位居第一星族星的中间。

年长的恒星第二星族星（亦称星族Ⅱ星）的恒星在大爆炸之后形成，迄今仍活动的恒星，因此只含有少量的金属（因恒星演化积累的重元素）。由此导致的结果是，他们缺乏构成行星的元素，也就少有行星在周围环绕。第二星族的恒星都在球状星团和银河系银晕中

第二星族或贫金属星只有相对是少量的金属。理想的相对的少量必须是除了氢和氦之外，所有的元素都远低于富金属天体中的相对数量

最老的恒星假想的第三类恒星是第三星族星（亦称星族Ⅲ星），迄今仍未被发现。推

测它们诞生于大霹雳后不久，是不含金属的恒星，存在于类星体和再游离的时期。虽有其理论依据，却没有足以证明其存在的间接证据。推测它们是非常巨大、高热和短命的，质量可能数百倍于太阳。第三星族星或是无金属星是假设中的星族，是在早期宇宙中应该形成的极端重和热，并且不含金属的恒星。它们未曾被直接观测到，但是经由宇宙中非常遥远的重力透镜星系找到间接的证据。它们也被认为是暗弱蓝星系的成员。

18.美国天文学家哈勃对宇宙中的星系按其形态或叫结构类型划分为三类：

（1）、椭圆星系。椭圆星系是从圆球星系发展演化而成的，图2-1是该类型星系由圆球状星系发展成为椭圆星系的一组照片。

（2）、旋涡星系。旋涡星系在宇宙中也有多种形态，而且也有一个发展演化的过程。一开始从不规则的形态向规则形态逐步发展演化。

（3）、不规则星系。图1-4是一个棒状旋涡星系照片，不规则星系也能逐渐发展演化为规则星系。

19.哈勃定律河外星系的视向退行速度与距离成正比，即距离越远，视向速度越大