关于星表介绍

[拼音]：xingbiao

[外文]：star catalogue

记载天体各种参数(如位置、运动、星等、光谱型等)的表册。通过天文观测编制星表，是天文学中很早就开始的工作之一。公元前四世纪，中国战国时魏国天文学家石申著有《天文》八卷，后世称为《石氏星经》，其中载有121颗恒星的位置。这是世界上最古老的星表，今已失传。公元前二世纪，喜帕恰斯编制了一本载有1，022颗恒星位置的星表。由托勒密抄传下来，这是古代著名的星表。以后又经过多次重新测定和重编，如1447年的乌鲁伯格天文表、1594年的鲍斯曼星表、1602年的第谷星表和1690年的赫维留星表等。十七世纪前，恒星位置都是以黄道坐标给出的。在赫维留星表及以后的星表中，恒星位置则是以赤道坐标给出的。随着中天观测原理的提出和新式望远镜的采用，星表精度日益提高。特别是布拉得雷测定的恒星位置，有较高的精度。他的星表对以后编制基本星表的工作有重要的贡献。贝塞耳将布拉得雷星表的恒星数扩充到50，000颗，于1818年出版新的星表；后来又编成有63，000颗星的星表。1859～1862年，阿格兰德尔出版波恩星表，简称BD星表，他的助手和继承人申费尔德于1886年出版了它的续表SD星表。BD星表及其续表刊载了在赤纬+90°～-23°天区内亮于 9等的457，847颗星。星表按用途区分，有下列几种。

基本星表

各个天文台编制星表时使用的仪器不同，观测条件和处理方法也不一致，因此，同一颗星在不同星表中的位置，即使归算到同一历元并扣除自行影响，结果仍有差异。这是由星表间的系统误差和偶然误差造成的。为了尽可能消除和减少这些误差的影响，将各个不同系统的绝对测定的星表，进行综合处理后得到高精度的星表，称为基本星表（见基本天体测量学）。基本星表是一切星表的基础，主要用作天文参考坐标系和恒星位置的相对测定时的定标星系统。十九世纪七十年代以来，纽康、奥韦尔斯、博斯父子进行了大量工作，建立了现代基本星表系统。主要的基本星表有以下几种：

为德国天文学会星表的定标星系统而编的基本星表。第一个奥韦尔斯基本星表包括北天的539颗恒星和南天的 83颗恒星两部分，先后在1879年和1883年发表。以后又对这本星表作了修订，除将星数增加到925颗外，还将斯特鲁维岁差常数改为纽康岁差常数，于1907年发表新基本星表，简称NFK星表。1924年为了增订德国天文学会星表AGK1，以便编刊更好的AGK2，开始修订NFK星表。修订后的第三基本星表，简称FK3星表，于1937～1938年出版。这本星表载有 1，535颗全天分布的恒星的位置和自行，为各国天文年历中计算恒星位置和大地测量工作所采用。为了更好地满足大地测量和天文工作需要，以后又增加了 FK3星表中的星数，于1954年发表了FK3星表的补篇。其中载有赤纬-10°以北的1，142颗星的精确位置，和赤纬-10°以南的 845颗星的近似位置。为了修订AGK2星表和编刊AGK3星表的需要，以及由于新观测资料的积累，对 FK3星表作了修订，于1963年出版了第四基本星表，简称FK4星表。这是目前国际上普遍使用的基本星表。此外，还发表了 FK4星表的补篇，补充了1，987颗星。由于恒星的自行，FK4星表的精度随着时间的推移而逐渐降低；同时该星表的星数较少，而且都是较亮的恒星，已经不能满足目前天文和大地测量工作的需要。因此正在利用新的观测资料，修订FK4星表，计划在1984年将出版新的基本星表，即FK5星表。

纽康于1872年发表的第一本基本星表，称为N1星表，有32颗基本恒星的赤经。以后为了美国天文年历及其他历书的需要，于1899年发表了有 1，257颗恒星位置的基本星表，称为N2星表。

为了研究太阳的空间运动、银河系自转和确定岁差常数，需要编制一本尽可能多的，包括暗星在内的基本星表。L.博斯首先在1910年编出一本有 6，188颗恒星的位置和自行的初步基本星表，简称 PGC星表。以后，B.博斯又将其扩充，于1937年编成总星表，简称GC星表，共有33，342颗恒星的位置和自行，是现代星数最多的一本基本星表。GC星表的缺点是：恒星分布不均匀，暗星的精度不高，而且在位置和自行上都有较大的系统误差。

FK3和GC星表的平均观测历元都在1900年前后，恒星位置的精度受自行误差的影响而逐渐降低，因此摩根根据二十世纪以来的观测资料，综合了大约60本星表的内容，于1952年编成一本共有 5，268颗恒星的基本星表，称为N30星表。

相对星表

用相对测定的恒星位置编成的星表称为相对星表（见天体位置的相对测定）。用照相法测定的相对星表，称为照相星表。

1887年第一届国际天文照相会议决定，用照相法编制全天照相星表。这是一项大规模的国际合作工作，由十几个天文台使用标准天体照相仪进行观测，以编制星等亮于11等的照相星表。观测按分区进行，平均密度约为每平方度40颗星。最后结果应该是恒星的赤道坐标，但是大部分天文台只发表了底片的量度坐标。这项工作虽然开始于十九世纪，但到目前为止还没有全部完成。主要原因是望远镜的视场太小，工作量过于巨大。进行第二期照相观测，就可以求得恒星的自行，有些天文台已完成这项工作，有些尚未进行。

1867年德国天文学会提出了精确测定恒星位置的计划，开始时，由六个国家用12架子午环对BD星表中赤纬+80°～-2°、亮度在8等以内的全部恒星的位置进行精测。这一星表于1910年完成，共包括144，000颗星，称为AGK1星表。1924年扩充到赤纬-23°，后来又扩充到赤纬-90°。由于AGK1星表仅有星位，没有自行，1924年开始用照相法进行重测。修订后的星表，称为AGK2星表，于1951～1958年陆续发表，共有183，000颗星。1955年开始修订AGK2星表的位置和自行，利用同测定AGK2星表一样的照相望远镜进行观测。修订后的星表在1973年以磁带形式刊出，称为AGK3星表。

美国耶鲁大学天文台编制的一本照相星表。它是根据 1914～1956年用中等焦距（约2米）的广角天体照相望远镜对目视星等亮于 9等的恒星进行观测的结果而编成的。这个星表约有15万颗星。

好望角天文台编制的南天照相星表，包含赤纬-30°～-90°、亮于10等的近 7万颗星。它是根据1931～1955年期间的观测于1968年编成的。

其他的位置星表

除了为确定恒星位置和运动而编制的基本星表和相对星表外，还有不少为特殊目的而编制的星表。

十九世纪和二十世纪上半叶的星表都具有“不均匀性”的缺点，即在观测方式、星等、光谱型分布等方面的不均匀，而且所列多为亮星。为了提高星表的精度，同时为了满足在恒星天文学中特别需要精确的恒星自行参数这一要求，因此开始了暗星星表的编制工作。其主要内容是：先用子午环对 930颗基本暗星作绝对观测，再用照相法测定均匀分布全天的两万颗暗至9等的恒星的位置，最后用观测小行星的方法来测定坐标零点和赤纬系统差，并以河外星系为背景，求得恒星的自行。

为月掩星和行星的照相观测而编制的，通常包括黄道附近16°范围内的恒星位置的星表。最早的黄道星表是纽康在1882年编制的，包括 1，098颗星。1940年罗伯逊又编成有 3，539颗星的黄道区恒星表，简称NZC星表。

1966年美国史密森天文台为满足用照相确定人造卫星位置的要求，编制了一本星表，称SAO星表，载有258，997颗星。

有关天体物理量的星表

天体物理学兴起后，除恒星位置、自行等基本参数外，其他如恒星视差、色指数、光谱型、视向速度等恒星数据，逐渐成为星表的重要组成部分。1890～1936年，美国哈佛大学天文台先后出版的有272，150颗星的光谱型星表(简称HD星表和HDE星表)是这方面的先驱。此外，还有侧重于某些天体物理量的星表，主要有：

1952年由美国耶鲁大学出版。

1865年申费尔德出版了他编的第一本变星星表，刊有119颗变星。德国天文学会从 1918年起主持变星星表的编制工作。第二次世界大战以后，国际天文学联合会将编制变星总表的任务委托给苏联天文委员会。

现有多种类型的双星星表诸如双星总表、目视双星表、目视双星轨道表、分光双星表、密近双星表、食双星轨道要素表等。此外，还有特定类型恒星的星表，如高光度星星表、ο型星星表、磁星星表、A型特殊星星表、白矮星星表、发射线星星表等。

食典，月球运动表，大行星、小行星和卫星的星历表，月面结构表，水星、金星和火星的表面标记表，太阳谱线表等都属于广义的星表范围。另外，太阳系中的特殊天体，如陨星、流星和彗星也都有各自的星表。人造卫星上天以来，星表中增添了各种人造天体和飞行器的编号命名表、轨道要素表等。

银河系内其他天体，如银河星团、球状星团、球状星团变星、行星状星云、电离氢区、暗星云、亮星云等都有按类编制的星表。

十九世纪末到二十世纪初，出版了星云星团新总表（简称NGC星表）及其补编（简称 IC星表），其中天体的命名和编号一直沿用至今。由于编表时还没有认识星云的本质，把银河星云和河外星系都混编在一起了。星系天文学建立后，陆续出版了亮星系表、星系红移表、星系形态分类表、星系团表等。近年来还编制了类星体、互扰星系、激扰星系等特殊河外天体的星表。

射电天文学兴起以后，三十年间编制了为数众多的射电源表，其中包括超新星遗迹、星际分子、射电星系、类星射电源等不同类型的辐射源星表。二十世纪七十年代以来，根据高空观测和空间探测取得的资料，编制了红外、紫外、远紫外、X射线和γ射线波段的辐射源表，极大地丰富了星表资料库。

现代天文学的飞跃发展，使星表的种类、数量大为增加，质量大有提高。恒星位置、自行和距离的测定，正在用多种观测手段向愈来愈暗的目标迈进，为建立一个以河外射电源为背景的、最理想的参考坐标系而努力。另外，各种类型的天体物理参数的测定，正以各种可能的手段在整个电磁波段进行，并向愈来愈细的结构方面发展。