星星离我们多远每章概括.docx
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星星离我们多远每章概括
星星离我们多远
第一章：
“天上的街市”
《天上的街市》于1921年郭沫若所著，是一首白话诗，描写了人们想象中天上的牛郎织女，用此诗引出下文。
第二章：
星座与亮星
银河有很多别名，在西方它被称作“乳色之路”；在我国古代又叫做银汉、高寒、星河......
天河之中，牛郎星于织女星之间，有六颗亮星组成了一个“十”字。
古代的欧洲人将其想象成一只展翅的天鹅，于是它所在的星座便被成为“天鹅座”。
何为星座？
将天上较亮的那些星星分群分组地连接起来，这些群星便是“星座”。
世界上最早划分星群的也许是苏美尔人，他们在公元前4000年，便开始划分星群。
公元前3000年，便编写了自己的一套书写系统开始记录历史。
每一个星座中最亮的那颗星便会被称为“XXα（阿尔法）”例如，织女星是“天琴座”中最亮的星，称为“天琴α”
同样，星座中的其他星星也可以用希腊文中的字母表示。
例如，β（贝塔）γ（伽马）......
但是一个星座中的星星可能很多，可是字母只有24个，于是人们还用上了拉丁字母，还给星星编上了号，
称为“星表”。
中国古代有“二十八星宿”一说，就是大致沿黄道分布的28个天区，它们各有自己的名字。
从天文学看，星宿与星座并没有本质上的区别，但是国际上已经统一采用共同的星座体系。
第三章：
首次估计地球的大小
很久以前，人们还认为太阳、月亮、恒星都围着地球转。
还认为所有的恒星都镶嵌在一个透明的球上，即“恒星天”。
人们甚至还对“恒星天”的距离做过种种猜测......
希腊一位科学家毕达哥拉斯，对天文学很感兴趣。
他后来创立了毕达哥拉斯学派、发现“勾股定理”，对声乐也有很高的造诣。
埃拉托塞尼在公元前240年测定了地球的大小。
当时的测量结果与现代的测量结果十分接近。
可古希腊人却不接受这个数值。
大约公元前100年，古希腊天文学家波西东尼斯利用老人星再次进行了测量。
得到地球周长为18万希腊里，即28800千米，结果并不准确。
直到麦哲伦的船队在1522年环绕地球一周后才纠正过来。
第四章：
第一次丈量子午线
世界上第一次测量子午线，是在我国唐朝时。
著名天文学家一行（原名张遂）在724年，发动了一次全国性的天文大地测量。
测量了冬至、夏至、春分、秋分时日影的长度......
最后由一行统一归算出：
子午线每1°弧长为129.41米。
这个数值不是特别准确，大概比准确数值大20％。
但鉴于是1200多年前的测量，已经非常不容易。
国外的首次测量子午线是阿拔斯王朝的第七代哈利发马蒙主持的，那时一行已经去世一个世纪。
到了元朝，郭守敬向忽必烈提议重新测量子午线，在全国设26个观测点，规模之大前所未有。
最后结果有9处的误差不超过0.2°，其中2处完全吻合。
第五章：
三角网和大地的模样
经过测量：
地球上子午线每一度的弧长是111.13千米，子午线长度为40008千米。
早在200多年前，欧洲人的一些测量结果就已经说明地球不是一个完美的球体，而是沿赤道方向稍胖，沿两极方向稍扁的椭圆体。
现代测量地球的大小形状，还可以用“重力测量法”，以及利用人造卫星的“地球动力学测量法”。
经过两种方法的测量，精度大大提高。
地球的半径α=6378.137千米
极半径c=6356.752千米
第六章：
第一个地外目标——月球
月球是人类迄今为止唯一留下过足迹的星球，公元前3世纪之初，古希腊天文学家阿里斯塔克对月球进行了大胆的测量，尽管结果不是很接近。
但他远在哥白尼17世纪前就猜到了日心系统的概括，被称为“古代的哥白尼”。
古希腊天文学家伊巴谷测量出的一年的长度与准确长度十分接近，被人尊称为“天文学之父”。
他还算出了月球与地球之间的距离，结果十分接近。
第七章：
从街灯到天灯
历史上首次用三角法测量月球距离的，是法国天文学家拉卡伊和他的学生拉朗德。
1752年，二人在柏林和好望角两地同时进行观测。
通过三角法测量了月球的距离。
结果与现代测定的数值很接近。
拉卡伊在好望角时还编制了一份巨大的南天星表，命名了14个南天星座，其名称沿用至今。
拉朗德编写了一份包含47000颗恒星的星表，同时他还是一名了不起的天文知识普及家。
第八章：
雷达测月和激光测月
用三角法测量出的地月平均距离为384400千米，这个数值已经相当精确，可是科学家们依然不满足。
于是，雷达测月出现了。
早在1946年，就有人尝试用雷达测量地月距离。
而第一次成功用雷达测月则是在1957年。
测量结果地月平均距离为384400千米，误差不超过1千米。
自从1960年第一台红宝石激光器问世，使天文学家获得了将雷达天文学扩展到光学波段的可能。
到20世纪80年代，激光测月的精度已达到8厘米左右。
第九章：
转向了太阳
1650年，比利时教士兼天文学家温德林通过测量，求得日地距离约是月地距离的240倍，约9600万千米，尽管这个数值比真实数值小了1/3。
中国古代有个“羿射九日”的故事，虽然这个故事不是真的，但假设这支箭和最快的飞机一样快，要飞多长时间才能到达太阳呢？
有些飞机可以达到一秒钟1千米，以这个速度，需要4年9个月才能到达太阳。
由此可以看出地球与太阳的遥远。
第十章：
开普勒和他的第三定律
丹麦伟大的天文学家第谷，在1576年受到丹麦现任国王的恩惠，在汶岛上建造天文台，那是当时欧洲第一座规模宏大的天文台。
他在汶岛观测了20多年，后结识了年轻的开普勒，第谷死后，那些宝贵的观测资料都在开普勒手中发挥了极大地作用。
他发现了三条行星运动定律，后人称他为“天空立法者”。
第十一章：
卡西尼测定火星视差
有了开普勒的第三定律，才第一次有了精确绘出行星的轨道形状以及相对距离的可能。
视差是测量星体距离的一个重要概念，1672年，第一代卡西尼测出了火星的视差，并推算出太阳的地心视差为9.5‘’。
继卡西尼后，又有许多天文学家观测火星求得太阳视差。
尽管没有卡西尼的精确。
第十二章：
金星凌日
英国天文学家哈雷曾提出用“金星凌日”的机会测量太阳视差。
他还发现了“哈雷彗星”的运动轨道，是天文学界的一位重要人物。
在哈雷死后，科学家们利用“金星凌日”测出了太阳视差。
美国天文学家纽康于1895年得出：
太阳的视差为8.797‘’，与实际数值十分接近。
而他本人却从未接受过正规教育。
第十三章：
地球的小弟弟——小行星
目前，太阳系中才发现8颗行星，可是小行星却数以十万计。
之所以称它们为小行星，因为它们很小。
1801年1月1日晚，意大利天文学家皮亚齐发现了最大的一颗小行星——“谷神星”。
1802年3月28日，德国天文学家奥伯斯发现了“智神星”。
外国天文学家们用神话中神们的名字来为小行星命名。
而中国天文学家们则大多以中国的人名或地名命名。
第十四章：
小行星的功绩
德国天文学家加勒曾在1846年通过望远镜发现了海王星。
1877年，吉尔观测“婚神星”测出太阳的视差为8.77‘’，后来又整理结果，得出太阳的视差为8.802‘’。
在巴黎举行的一次国际会议上，综合吉尔和纽康的观测结果，将太阳的视差定位8.80‘’。
1898年，发现第433号小行星“爱神星”，后来通过“爱神星”推算出太阳的视差为8.7984‘’。
第十五章：
太阳究竟有多远
1964年，国际天文学联合会规定从1968年起，国际天文学界统一正式采用雷达测距给出的数据。
雷达测金星得出的距离为149600000千米，相应的太阳视差为8.79405‘’。
第十六章：
间奏：
关于两大宇宙体系
很久很久以前，人们认为地球是宇宙的中心。
古希腊的亚里士多德使这种观念变成一种哲学学说。
基督教会利用这种学说附会自己的教义，使其神圣化。
久而久之。
亚里士多德被视为科学的敌人。
古希腊的最后一位天文学家托勒玫的著作《天文学大成》的主要内容：
地球静止于宇宙中心，日月星辰绕地球转动。
直到16世纪，波兰天文学家哥白尼提出了“日心说”。
他花费30年的心血，完成了《天体运行论》，当这本书出版时，哥白尼已离开人世。
日心说与地心说争斗起来，直到天文望远镜的出现。
1609年，意大利科学家伽利略发明了天文望远镜。
伽利略用天文望远镜证实了日心说。
但地心说还有个“牢不可破”的堡垒——恒星为什么没有“视差位移”。
第十七章：
恒星不再是“固定的”
日心说的反对者提出恒星必然会出现视差位移，来反驳哥白尼。
1718年，哈雷发现了至少三颗很亮的恒星的位置与古希腊天文学家测量的结果不同。
从此人们才明白，恒星并不是固定的，星星原来离我们是有近有远的。
从不同的位置对星星进行观察，看到的必然不同。
可很多年过去了，谁也没见过星座形状随着季节变化。
可地球确实在绕着太阳运动，只不过变化太小，然而，大望远镜的出现，这种变化终于可以发现。
第十八章：
泛舟泰晤士河的收获
爱尔兰天文学家莫利纽克斯经过长期的观测天龙γ星，发现它的位置有了一丝偏移。
布拉德雷猜测天龙γ星的偏移是因为光线的运动与地球的公转。
他把这个倾斜角度叫做“光行差”。
1728年，布拉德雷又发现比光行差更细微的变化——章动，并在1747年宣布了这一发现。
第十九章：
恒星终于被征服了
德国光学家夫琅禾费使望远镜测量角度的精细程度达到了0.01‘’。
德国天文学家、数学家贝塞尔利用这点，发明了“量日仪”。
1837年，贝塞尔的量日仪指向天鹅61星，用附近两颗更暗的星作对比。
后来发现天鹅61星正在细微的改变位置，这正是视差。
1838年12月，贝塞尔宣布这颗星的视差为0.31‘’，大约在100000000000000千米外。
光每秒能走300000千米，从天鹅61星发出的光到我们这来大概要11光年。
“光年”并非时间单位，而是长度单位。
一光年≈10的13次方千米。
1844年，贝塞尔运用量日仪还发现，天狼星的位置在很有规律地移动，这种位移是自行的微小波动。
亨德森求出了半人马α星的距离，并算出它的视差为0.91‘’
1835年，罗马教廷在禁书目录中删除了《天体运行论》，日心说彻底胜利。
第二十章：
三角视差的限度
运用三角视差法人们求出了7000多颗恒星的距离，但三角视差法也有一个限度，只能来测近星。
那么多远的星星就不能算是近星了呢？
为了说明这个问题，首先我们需要了解“秒距离”。
1秒差距=3.259光年。
其次，就是误差。
通常用三角法测量恒星视差时，误差大概在0.01‘’。
因此，用三角法测量恒星距离的极限便是100秒光景，比这更远的恒星，都是远距恒星。
1989年8月8日，欧洲空间局发射了依巴谷卫星，这颗卫星运行了4年，天文学家整理了它的观测数据，编成了一部大约12万颗恒星的依巴谷星表。
2013年12月，欧洲空间局又发射了盖亚卫星。
2016年9月，盖亚卫星的首批观测结果已发布。
第二十一章：
星星的亮度
早在2000多年前，伊巴谷就用“星等”来衡量星星的亮度。
1856年，英国天文学家波格森发现，1等星的平均亮度差不多正好是6等星平均亮度的100倍。
他据此定出一种亮度“标尺”，恒星亮度每差2.512倍，它们的星等数便正好相差1等。
从地球上看一颗恒星的亮度，称为它的“视亮度”，它的星等数称为“视星等”。
在天文学中，一颗星处在10秒差距这么远的距离上时，其视星等就叫作这颗星的“绝对星等”。
第二十二章：
恒星光谱分类
19世纪初，英国物理学家和化学家沃拉斯顿首次观测到了太阳光谱中有一些暗线，可惜，他误以为它们只是光谱中各种颜色的天然分界线。
首次系统研究太阳光谱中暗线的是夫琅禾费，他制造出有史以来第一台分光镜。
他在1814年发现太阳光谱中的暗线，后人称它们为“夫琅禾费线”。
19世纪初，人们认识了光的电磁本质。
人们肉眼能感知的称为“可见光”，它的波长大致为4000～7000埃。
1埃等于0.1纳米。
1868年，赛奇公布了一份包含4000颗恒星的星表，将恒星按照光谱的差异分为4类。
美国哈佛天文台台长皮克林对恒星光谱开展了大规模的研究，他的队伍获得了24万颗恒星的光谱。
第二十三章：
有趣的赫罗图
天文学家们发现，表面温度高的恒星法国能力强，而表面温度低的恒星法国能力弱。
我们还可以用图示的方法来表现上述的规律，横坐标代表恒星的表面的温度，并且注明了与之相应的光谱型，纵坐标是恒星的绝对星等。
20世纪初，丹麦天文学家赫兹普隆和美国天文学家罗素率先进行了上述这类研究，因此人们将这种图称为“赫罗图”。
正是这种“赫罗图”，为人们了解恒星如何度过它的一生提供了极其重要的线索。
利用赫罗图推求恒星视差的方法，便是下一界要介绍的“分光视差法”。
第二十四章：
分光法的妙用
1914年，美国威尔逊山天文台的沃尔特·亚当斯和德国天文学家科尔许特合作，发现光谱型相同的巨星和主序星彼此的光谱存在着一些细微差别。
于是人们便可以这样来推求一颗相当遥远的恒星的距离。
有了分光视差法，人们能求出距离的恒星数目便迅速上升。
然而，分光视差法也不是万能的，拍摄一颗恒星的光谱，要比拍下这颗星星本身困难得多。
第二十五章：
从德谟克利特岛康德
古希腊学者德谟克利特曾猜测：
银河是一大片星星构成的“云”。
可大多数人宁愿相信亚里士多德的想法：
银河是地球大气层发光的具体表现。
伽利略用望远镜证实了德谟克利特的想法完全正确。
15世纪德国的大主教尼古拉支持阿里斯塔克的地动理论，还提出恒星乃是远方的太阳，它们的数目是无穷的。
但这对于尼古拉来说，也不过是猜测罢了。
被罗马教廷烧死的布鲁诺生前也曾提出天上的恒星都是宇宙中的太阳。
荷兰天文学家和物理学家惠更斯正确地阐发了布鲁诺的见解。
1755年，康德在《自然通史和天体论》中做了这样的说明：
如果从十分遥远的地方观看我们这个银河恒星系统，那么它必定很像一个黯淡的圆轮。
到18世纪时，已经有几位思想家用类比推理的方法意识到：
包括整个银河在内的所有恒星组成了一个伸展范围巨大但是仍然有限的系统，在它之外还存在着别的恒星系统。
第二十六章：
银河系的真正发现
威廉·赫谢尔发现了太阳系中的一颗新行星——天文学。
在太阳系内，他还发现了土星的两颗卫星和天文学的两颗卫星。
被人誉为“恒星天文学之父”。
从1784年起，他开始进行恒星计数工作。
在1083次观测中，他一共数出了117600颗恒星。
20世纪初，荷兰天文学家卡普坦提议，应该在现在天文学的基础上重新进行恒星计数工作。
1922年，即卡普坦临终的那一年，他已能据此提出一种银河系的模型。
第二十七章：
宇宙中的“岛屿”
公元10世纪的阿拉伯人已经发现，在南半球，用肉眼就可以清晰地看到，天空中有一大一小两块云雾似的弥漫状天体。
历史上第一次准确描绘它们的形象，是麦哲伦的船员们。
回到欧洲的船员们公布了关于天上那“两块云”的发现。
后来人们把这两块云称为“大麦云”和“小麦云”。
约翰·赫谢尔特别仔细地观测了大小麦云，断定它们乃是“南半球特有的一种恒星系统”。
在宇宙中，像银河系和大小麦云这样的恒星系统真是太多了，康德曾将它们叫作“岛宇宙”。
德国天文学家西蒙·马里乌斯在1612年12月15日通过自己的望远镜看到，仙女座中有一颗“恒星”有些异样。
后来人们称它为“仙女座大星云”。
第二十八章：
聋哑少年和造父变星
1596年，德国人法布里修斯明确地认识了第一颗“变星”。
变星，通常是指那些在不太长的时间内亮度便有可察觉的变化的恒星。
英国荷兰裔业余天文学家古德里克，他自幼聋哑，但却发现了两颗新的变星。
第二十九章：
一根新的测量标杆
1912年，美国人勒维特在研究大小麦哲伦星云。
她观测了小麦云里的25颗造父变星，惊喜地发现：
光变周期越长的造父变星亮度也越大，非常有规律。
用绝对星等做纵坐标、光变周期做横坐标，作出的图叫作“周光关系”曲线。
这是一根新的标准量尺，可以用它求出造父变星的距离。
第三十章：
球状星团和银河系的大小
在银河系中，很多的星星“抱成一团”时，便形成了“星团”。
星团可以分成球状星团和疏散星团两种。
第一个球状星团是恒星天文学之父威廉·赫谢尔发现的。
球状星团里有许多变星。
球状星团虽大，但是本身的大小同它到我们这里的距离相比仍然微不足道。
美国天文学家沙普利利用造父变星的周光关系来确定当时所知的那些球状星团的距离，于1918年构建了一个新的银河系模型。
第三十一章：
巡天遥测十亿岛
天文学家在19世纪后期发现有一类星云具有某种旋涡状的结构，它们的光谱与恒心相似，然而却无法分辨出其中的单个恒心。
问题的要害在于它们究竟是银河系内的天体，还是处于银河系外。
对于这个问题，天文学家发生长激烈的争论。
美国天文学家乔治·威利斯·里奇从一张星云照片中发现了一颗新星。
另一位天文学家柯蒂斯也在仙女座大星云M31和其他类似的“星云”中发现了新星。
美国天文学家哈勃在几个旋涡星云的外围区域辨认出许多造父变星，并利用周光关系推算出它们的距离，结果两个旋涡星云都远远位于银河系之外。
当时它们被称为“河外星云”，多年后改称为“河外星系”或“星系”。
首先有效地进行星系分类的也是哈勃。
1929年，他还发现了“哈勃定律”。
美籍德国天文学家巴德成功地分辨出M31内部区域的单颗恒星。
还介绍星系团的组成。
第三十二章：
接力棒传给了新星河超新星
测量天体的距离，最开始人们用的是“三角视差法”，但这种方法毕竟是有限制的，所以又出现了“分光视差法”，接着又出现了“造父视差法”。
后来又出现了测量新星和超新星的办法。
还提到了超新星爆发的一些事情。
第三十三章：
亮星也来出一把力
大半个世纪以来，沙里普详尽地研究了球状星团，并根据球状星团成员星向中心密集的程度，将其分成12个等级。
人们还可以利用亮星来推测星团的距离。
对于河外星系，也可以采取类似的方法，根据亮星来推测出它们所在星系的距离。
第三十四章：
由大小知距离
对于远得无法分辨其中的单个恒星的球状星团或河外星系，天文学家页游对付它们的办法。
可以根据星团的大小和星系的大小来估计它们的距离。
我们还可以通过视角径来推测星团的距离。
但这种方法得到的结果不会很准确。
但仍然可以用其他方法求出的距离相互比较、检验。
第三十五章：
集体的贡献：
累积星等
当星团或星系十分遥远，无法分辨其中的单颗恒星时，除了用“从大小知近远”外，还可以利用星团和星系的“累积星等”来求出距离。
当然，因为各类星系绝对星等的范围都扩展得很广，所以这种方法不是很准确。
下文将介绍光谱型的“红移”。
第三十六章：
耐人寻味的红移
多普勒通过汽笛声而发现了“多普勒效应”，它适用于光波和声波。
斐佐根据多普勒效应计算出“视向速度”。
英国皇家学会主席设计出拍摄光谱的方法，同事也有多位天文学家通过多普勒效应研究星系的运动。
我们可以由哈勃定律拍摄光谱从而求得距离了。
第三十七章：
膨胀的宇宙
爱丁顿将哈勃定律解释为宇宙的膨胀效应。
勒梅特和伽莫夫的理论——“大爆炸宇宙论”解释了很多现象。
珀尔马特、施密特、里斯三人发现宇宙在加速膨胀，因而获得诺贝尔物理学奖。
第三十八章：
类星体之谜
天文学家凭借各种各样的“量天尺”，测出了各种天体的距离。
然而却还有一些天体，它们的距离曾令多少天文学家迷惑。
为此，我们得先从射电源谈起。
20世纪40年代后期，英国天文学家马丁·赖尔领导剑桥大学射电天文小组，测定了射电源的位置，并刊布了星表。
通常这些射电源都十分庞大，它们可以是遥远的星系。
然而1960年，美国天文学家桑德奇和加拿大天文学家马修斯发现情况并非完全如此。
1965年，桑德奇又发现有些天体并不发射无线电波，但它们的光谱线也有同样巨大的红移。
最后人们将这两种似星非星的天体称为“类星体”。
如今，多数天文学家都已认同，类星体不是恒星，耳屎星系一级的天体。
第三十九章：
飞出太阳系
人类已经登上了月球，但除了月球外，还没有踏上过地球以外的其他世界。
1972年3月，美国国家航空航天局发射了第一个木星探测器“先驱者10号”。
1973年4月又发射了第二个木星探测器“先驱者11号”。
这两个探测器各带着一块同样的金属饰板。
板上画有图案，代表了“先驱者”从哪出发，并且绘有人类的形象。
有朝一日它遇上了“宇宙人”，好让他们知道人类的存在。
1977年，“旅行者1号”和“旅行者2号”又升上了天。
它们带着“地球之音”的唱片。
第四十章：
瞧这一串数字
“天文单位”是天文学家们的一把尺子，它的长度等于地球到太阳的距离——149597870千米。
用它来测量行星与太阳间的距离，非常方便。
德国学者提丢斯发现了一个数字与天文学的一个有趣的联系，但他并未宣扬这个发现。
直到德国天文学家波得重新介绍，人们称之为“提丢斯——波得定则”
这一定则问世不久，英国天文学家威廉·赫歇尔发现了天王星。
第四十一章：
缉拿小行星
德国数学家高斯创了了一种确定天体运动轨道的方法。
他运用皮亚齐的观测数据，发现了一颗新的行星，后被命名为“塞雷斯”。
后来人们又陆续发现了许多新的行星，随着时间推移，越来越多的行星被发现，1890年时已达到300颗。
第四十二章：
有趣的编号和命名
一开始人们都是用女神的名字对小行星命名，后来人们逐渐对行星的“性别”不是那么在意。
谷神星是最大的小行星，后来由于“迷你”行星太多，行星便有了一个临时编号。
而在中国，人们更喜欢用人名、地名等来为小行星命名。
第四十三章：
奇怪的“越轨”行为
自从哥白尼提出“日心说”，开普勒总结行星运动三大定律后，人们对行星如何绕太阳运动已相当清楚。
半个世纪后，英国科学家牛顿公开发表了万有引力定律。
1821年，法国天文学家布瓦尔对土星与木星，根据牛顿的力学理论计算出的结果和实际结果很相符，但对于天王星结果却不一样。
第四十四章：
“那颗行星确实存在”
对于这个问题，亚当斯曾对此进行过研究。
法国天文学家勒维耶写信给一些天文台希望他们来寻找那颗行星。
在柏林天文台，加勒和雷斯特果然发现了那颗行星，这颗行星最终被命名为“海王星”。
第四十五章：
优先权之争
英法两国为海王星的发现进行了激烈的争论，亚当斯对此表现的非常谦虚，甚至还拒绝了女王授予的爵位。
人们通过信件得知亚当斯确实对海王星的出现做出了预告。
但仅管如此，他却未将自己的计算结果于同行分享，所以荣誉仅属于勒维耶。
第四十六章：
更遥远的行星
海王星发现后不久，勒维耶就预言有一颗行星，距太阳的距离仅次于海王星。
19世纪后期，就有天文学家开始寻找这颗行星然而多年以后，仍未取得任何进步，人们对这颗行星X依旧摸不着头脑。
第四十七章：
“我为此不胜惊骇”
汤博生于海王星发现后60年，家境贫穷，没钱上大学。
1929年1月，他来到洛厄尔的天文台工作，开始寻找行星X，一开始他只负责照相。
1930年1月23日，汤博再次拍摄，他发现了那颗行星，“我为此不胜惊骇”他这么说。
后来这颗行星被命名为“冥王星”。
第四十八章：
小个儿的一家子
人们起先一致认为冥王星没有卫星，但在1978年，天文学家克里斯蒂证明了冥王星有一颗卫星。
这颗卫星被称为“卡戎”，它是太阳系中唯一的天然“同步卫星”。
克里斯蒂认为冥王星原本是海王星的一颗卫星。
而汤博则认为冥王星本身就是一颗大行星，后来发现，冥王星有5颗卫星。
第四十九章：
新视野的新发现
2006年1月19日，美国国家航空航天局发射的“新视野号”探测器，越过冥王星时，发现冥王星有一大片沙冰状海洋，尽管那里不太可能有生命。
冥王星内部还可能存在内部海洋。
“新视野号”为人们带来的种种发现，为人类了解冥王星更近了一步。
第五十章：
柯伊伯带天体
自从发现了冥王星，人们便热衷于寻找“太阳系第十颗大行星”。
2005年7月29日，美国加州理工学院的布朗教授向新闻界宣称，他的研究小组发现了第十颗大行星。
2002年10月，布朗等人还发现了一个柯伊伯带天体。
2004年3月，他们还发现了“赛德娜”小行星。
第五十一章：
是第十颗大行星吗
人们还发现了许多个头较大的柯伊伯带天体，最著名的是2003UB313。
它的直径或许略大于冥王星，因此迈克尔·布朗认为他应该算是太阳系的第十颗大行星。
2003UB313到底算不算第十颗大行
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