导 言
今日之圣徒未必比一千年前的圣徒更加神圣，我们的艺术家未必比早期希腊艺术家更加卓越，他们也许略逊一筹。当然，我们的科学中人也未必比古人更聪明，但有一件事是确定无疑的，他们的知识不但更为广博，也更为精确。
——乔治·萨顿[1]
科学探索
科学是一项真正渐进的人类活动。一整套成体系的实证知识被一代一代地传递下来，而每一代都对这个处于成长中的体系有所贡献。牛顿说：“如果我看得更远，那是因为我站在巨人的肩膀上。”[2]如今，最不起眼的科学中人也可以将一片更为广阔的景象尽收眼底。即使是巨人们在这个将他们的成就吸收其中的伟大体系面前也会显得矮小。牛顿在今天可能会看到些什么？我们不得而知。而明天或是此后一千年，甚至我们的梦想都可能被遗忘。
科学这一值得注意的属性代价极高——主题的严格限定。“科学”，正如坎贝尔(Campbell)所评论的，“涉及的是那些有可能达成普遍共识的判断”[3]。这些数据并不是独立事件，而是事件或属性的常数关系，它们被称作科学定律。共识是借由观察与实验而获得的。这些检验相当于置身事外的权威，所有人为了继续从事此业都必须承认它——若非以言辞方式便是以行动为之。
既然科学仅仅处理此类判断，那么它必定被排除在价值世界之外。那个世界并无公认的置身事外的权威。每个人都诉诸他们各自内心的神灵，而且并没有公认的高等上诉法院。智慧是个人成就，很难传递。萨顿写道：
柏拉图学园
今日之圣徒未必比一千年前的圣徒更加神圣，我们的艺术家未必比早期希腊艺术家更加卓越，他们也许略逊一筹。当然，我们的科学中人也未必比古人更聪明，但有一件事是确定无疑的，他们的知识不但更为广博，也更为精确。实证知识的获得与系统化是唯一的真正积累与进步的人类活动。[4]
当被用在它们专属的领域之内时，科学的独特方法是高效且强大的。该领域的范围是封闭的，而且因为必须得在此主题上达成共识而被划定了边界。的确，这些方法是如此成功，以至于经常不断地被尝试应用到其他领域——用到对那些被认为应当如此而非原本如此的事物的研究上。结果则很少能令人信服。价值的计算——如果它被公式化了的话——或许与科学的演算几乎没什么共同之处。不过，科学研究的氛围——公正而无偏私的求知欲、有克制的想象力以及对客观试验的热情——绝不是独一无二的。它可以——并且常常——在那些科学的方法被排除在外的领域产生确切的影响。科学中人乐于相信，这种影响通常是有益的。科学的独特方法将在下文加以讨论，不过它的特征经由这一评论而得到描述，即科学试图发现规律并用理论去解释这些规律，终极目标是理解我们身处其中的世界的物理结构和运行方式。[5]
实际上，研究是以多种方式来进行的，其中两种方式可以作为典型例子被提及。一个强调观察方法，另一个强调理论上的观点。观察者一般开始于对一组孤立数据及其估算误差的积累。该材料通常是利用绘图法得到研究，而不同物理量之间的关系会被找到。
比如说，这些数据可能包括星云的视光度以及它们的光谱中的红移。这些术语将在稍后解释；现在它们可以仅仅被当作是两个可测量的物理量A和B。如果参照一个物理量标绘出另一个物理量，这时出现的情况是，红移量大体上会随着光度的减弱而增加——星云越暗弱，红移量越大。即使是以这种定性化形式，结论也是重要的，但如果该关系的精确形式能以数值方式建立起来的话，其重要性就会大大增加。
这些被标绘出来的点构成了一个散点图，通过它，可以绘制出很多不同的相关性曲线，所有这些曲线都会以一种相当令人满意的方式来表示特定的数据。观测者从可能的关系式中选出与普遍知识体系相符的最简单的一个。在尚处于讨论中的特别情况下，被采用的关系——正如将在稍后出现的一样——与红移同距离之间的一种线性关系相符，就像星云的暗弱程度所表现出的那样。
这个关系似乎很有道理但并不是唯一的。真实的关系可能是一条曲线，它在观测所及的范围之内几近直线，但在超出其中最暗弱的星云之外的区域则与直线相去甚远。这一可能性是通过这一方式得到研究的： 对被采用的关系进行外推——将其远远扩大至迄今未观测的区域——并以新的观测对其加以检验。这样一个过程常常会导致在最初选定的关系式中做出较小的，或者甚至是较为重要的修正： 研究曾被认为是通过逐次近似计算法而向前推进的。不过，在对红移的研究中，并未确切显示出任何的修正。该线性关系经受住了对这一性质的重复检验，并且我们所知的是，至少在近似的意义上来说，它在使用现有设备所能观测的空间范围内是有效的。
这一研究因此导致了一个新的定律——远至某一限定距离范围内，红移是距离的一个近似线性函数。在观测极限之外，函数的形式或者说关系是推测性的。因此，这一定律是经验性的，而且在它得到某一公认理论的解释之前，必定一直都是经验性的。[6]某些学者认为，恰当的理论已经被公式化了，而且在他们看来，它们可能是正确的。这个问题将会通过更深入的研究而得到解决。
红移的特殊个案——或者更确切地说是上述研究的简化形式——已经得到相当详尽地讨论，因为它给出了有关观测方法的一个极好的实例。一组单独的数据得到研究，而结果则根据普遍知识背景得到解释。紧随其后的步骤是外推、验证以及适当的修正。这些观测以及表示出它们关系的定律是对知识体系的永久贡献；这些阐释及理论会随延伸的背景而变化。该研究向外一路拓展，并且围绕着一个特定的内核——实证知识领域——逐步拓展可观测区域。在这一知识范围之外是推测的领域。观察者如果敢于冒险进入这片领域，便只能将他根据经验得到的关系远远抛开，并且寻找与由其他内核推得的结果不一致之处。
理论研究者运用的是另一种研究方法，对由观测者所确立的单独的、基于经验的规律加以研究。他从其中探求某种共同之处，也就是某种归纳，通过它，研究者可以将观测到的各种不同的关系汇集成为一个统一的表述。简而言之，他力求发明一个理论以解释这些规律。得到这个理论的途径也许是逻辑，或者是直觉——所使用的方法是无形的。重点在于解释已被观测到的关系以及预言新的关系之能力。
某一基本理论以及可以轻易由之推出的各种关系构成了一个相容一致的模型，它可以被应用到宇宙的某些方面，甚或被应用到作为一个整体的宇宙。作者将其模型投射到身外的宇宙，以观察此二者是如何严密相符的。已知的经验规律必然会依序出现——如果作者有能力的话，新的规律也可以得到预言。这场冒险的成功在很大程度上依赖于被预言的关系得到证实。假如这样的检验并无可能，那么该模型的价值就必须得由它在已知但迄今尚不相关的现象中提出的规则与相似性来得到量度。除非这种系统化具有高阶特征，否则这个理论将会被看作是猜测。
大量的理论被公式化，但只有极少数能经得住检验。一般来说，幸存下来的理论必定时不时地被加以修正，以与不断发展的知识体系相符。理论化的能力极具个人色彩；它与艺术、想象力、逻辑以及其他种种密切相关。一位杰出的天才人物可能会发明出一种成功的新理论；第一流的人物可能效仿此道，并提出基于相同模式的其他理论；能力稍逊的头脑则因检验预言的惯常做法而陷入困境。
理论研究者的工作常常是从周边向中心推进，而观测者的工作则从中心向周边推进。后者向外推演，而前者在某种意义上来说则是向内推演。如果二者相一致，它们就会激励对普遍模型之重要性的某种信心。
这种区别并不总是像前述讨论所显示出的那么明显。几乎所有的研究都兼有两种思路的方法，尽管它们所呈现出的比例是不同的。研究者试图去满足他们的好奇心，并且惯于运用任何可能有助于他们朝向那个模糊目标挺进的合理方法。为数不多的普遍特征之一是对未经证实的推测的合理怀疑。这些都被看作是某种谈资，直至检验方法可能被设计出来之时。只有到那时，它们才名正言顺地成为可供研究的课题。
当下的作者首先是一名观测者。随后的章节所描述的是天文学研究的一个新阶段——星云世界的探索——的进展。重点放在观测数据，即已经被整合到一起的实证知识，而非解释，无论是理论上的解释还是猜测性的解释。后者已经在通俗读物中得到充分开发，大量图书被撰写出来，其中一些激发了想象力。观测数据大多悄无声息地居于专业期刊之中。本书中的参考文献主要限定在最初的原始数据，而非对数据的再讨论。
大量的原始资料可能会令普通读者感兴趣。它以一种相当简单的形式呈现了科学研究的一个典型个案。即使没有广泛的专业词汇的预先准备，也可以对这一少有人知的活动有所了解。这个课题是新起的，数据是粗略的，在形成期过度讨论的风险被充分地认识到了；因此，数据处理通常是直接的，没有精确定量化研究的情况下所使用的复杂设计。比方说，数据的分析几乎总是以图解方式而非数学方式进行的。自然地，在原始材料中也会经常碰到某些专用名词。其中几个用起来是如此方便，因而会在现在这本书里通篇使用。有关它们的解释对随后的章节来说是个必不可少的入门性介绍。
天文学语言
天文学像其他学科一样有它自己的精确定义的专业用词和习惯用语。这些名词所表达的意味总是相同的，而且也不会使用其他词来代替。多样化是为了精确性而被舍弃的。其中一些名词历史久远。这些字词本身很常见，但技术性定义与一般日常用法相去甚远。另外一些名词是新近增加的，它们被谨慎地设计出来以尽力避免相关概念的混淆。其结果是一个对于普通读者来说如此陌生的词汇表，以至于科学报告——其中很多算是比较简单的——看来似乎是犹抱琵琶般地不清不楚。将之转译为非专业话语是一门很难的技巧，而且使用一些似是而非的熟悉的词句，这一做法的好处不明，却常常让含意变得模糊。正是由于这个原因，少数几个较为常见的名词将会在纯技术层面上去加以使用。它们仅限于距离单位和光度单位以及某些类型的变星——无论它们是在哪里被发现的，都可以通过它们的行为而被辨识出来。紧随其后的是术语词汇表，最后以对星云一词的简要讨论结束本章。
距离单位
偶尔会用到英里和千米(1英里=1.6千米），但巨大的距离是以光年(light-years,l.y.）或秒差距(parsecs,par.）来表示的。光年只是光在一年里所走过的距离。由于光速约为186000英里/秒，则一光年换算成英里大约就是6后面跟着12个0(5.88×1012英里=9.46×1012千米）。
来自月球的光约用
秒抵达地球；来自太阳的光约用
秒抵达地球；来自最远的大行星——冥王星的光大约6小时抵达地球。最近的恒星[半人马座α (Alpha Centauri)]距离4.3光年；最近的星云（大麦哲伦云）大约距离85000光年；已被拍摄到的最暗弱的星云(100英寸反射望远镜的极限）平均距离大约为5亿光年。
除了比较近的恒星之外，距离不可能被精确测定。10%的误差就被认为是很小的了,25%的误差所表示的则是处于允许范围内的精确度。在这样的条件下，距离一般用约整数表示，仅用一或两个有效数字。
秒差距一词是新造词语，用来表示视差为1角秒时所对应的距离。这个单位在很多计算中使用便利，因此在专业论文中被普遍使用。在随后的章节中仅在极少情况下使用它，而且在这些情况下，距离还会以光年来表示(1秒差距=3.258光年）。
对于那些也许会感兴趣的人来说，推导过程如下。天文单位（在本书中未被使用）为日地平均距离，即9.29×107英里=1.49×108千米。一个天体的视差就是，当从天体所处距离被看到时，一个天文单位所张开的角度。现在，一个一角秒的角度所对应的天体，其距离是其直径的约206000倍。因此，秒差距约为1.92×1018英里，或者如前所述，约3.258光年。
较近的恒星，其视差是在地球绕日轨道的两个相对的位置上利用直接三角法测量的。已知最大的恒星视差，也就是半人马座α的恒星视差约为0.75角秒[7]（距离=秒差距=
光年），那么,0.01角秒（距离=100秒差距=326光年）的视差可以以合理范围内的精确度得到测量。很多用以估计更大距离的间接方法就是用这些直接测定的距离来校准的。
视星等
光度是用星等来表示的。这一用法是沿袭传统而来，而对光度等级的精确校准则是现代的。古代天文学家记录恒星的视光度主要是用来作为他们辨识恒星的辅助手段。最早的分类法可能是按自然所见分成几组： 明亮的、中等亮的以及暗弱的。后来，每组可能又被细分为两部分。无论如何，现在最古老的恒星星表使用了一种6等分类法——该星表是在形成于公元2世纪上半叶的托勒密《至大论》（Almagest)中给出的。这个方案一直沿用至近代，并且为目前的等级系统提供了基础。
这些分组后来就被称为星等。最亮的恒星中大约15颗被归入一等，而用裸眼可见的最暗弱的恒星则是六等星。中间五个等级表现出的光度比大致相等。每星等都以大致连续但未确定的系数比下一星等更亮或更暗，这一系数如今已知约为2.5。因此，一等星比二等星亮大约2.5倍，比三等星亮(2.5)2=6.25倍，比四等星亮(2.5)3≈16倍，比五等星亮(2.5)4≈40倍，比六等星亮(2.5)5≈100倍。这个方案是凭直觉得到的，因为根据现在被称为费希纳刺激定律(Fechner’s law of stimuli)的关系，眼睛所能辨别出的是相同的光度比而不是相同的光度增量。
托勒密的星等被几乎未加批判地接受达几个世纪。甚至是在近代，在对视光度的独立估算开始积累，全部星等被划分为二等、三等以及十等之时，相同的体系也被广泛使用。用望远镜能看到的恒星被划入大于6的星等。最终，当人们认识到一个精确的统一标准的重要性，常数因子或光度比的值得到了仔细的研究。这些结果彼此之间差异非常大，但在大多数情况下，它们大约为2.5。最后，在1856年的时候，牛津大学拉德克利夫天文台(Radcliffe Observatory)的普森(Pogson,1829—1891)提出了一个获得普遍赞同的建议。他说，作为一个任意但使用很方便的比例值，让我们采用2.512…这个数字，其常用对数(common logarithm)[8]正好就是0.4。[9]假定一等星正好比六等星亮100倍，这个范围被分作比例相等的五级。100的对数，也就是2.0,被5除得到0.4,这也就是连续星等之间的光度比的对数。
这个等级体系如今仍在使用，而它与更为古老的星表中所使用的等级系统并无太大不同。零点星等(zero-point)已经国际一致同意被采纳，以与业已发表的位于北天极附近天区的一个标准恒星序的某些星等相符。其他恒星的星等通过直接或间接与这个标准星序相比较而得到确定。
星等不是与光度而是与光度的对数成正比。如果一颗星等为m0的标准星光度为L0，那么光度为L的其他任意恒星的星等m可以通过关系式
0.4(m-m0)=lg(L0/L)
m=m0+2.5lg(L0/L)
得到。
这个方案方便实用，因为光度比L0/L可以很容易且精确地测得，尽管单个光度的绝对值L0和L很难确定。
有两点应予注意。第一，星等增长缓慢而相应的光度比增长迅速。因此，星等上相差0.1等就相当于1.1∶1.0的光度比，而星等相差10等则相当于10000∶1的光度比。对应值简表突出强调了这一关系。
表1 星等差与光度比
第二点是星等的数值随光度的减弱而增加。星等反映了暗弱程度。一个很大的星等，比如说+20等表示的是一颗非常暗弱的恒星，而一个小星等，比如+0.1等表示的是一颗明亮的恒星（织女星）。更加明亮的光度由负星等表示。天上最亮的天体也就是太阳的照相星等约为-26等；满月约为-11等；金星约为-3等。两颗恒星有负星等——天狼星为-1.6等，老人星约为-0.5等。与此不同，恒星的星等都是正数（那些偶发的新星在达到极亮值前后时的星等除外）。用最大的望远镜拍摄到的最暗弱的恒星为22等，或者说比天狼星暗大约30亿倍。
星等系统有很多，但全部都建立在相同的等级标准基础上，即
m=m0+2.5lg(L0/L)
这里，m0是任意定义的。这些系统可以通过给m这个一般记号加上适当的下标而加以区分。因此， mpg就代表照相星等。不过，由于在随后的章节中几乎完全使用这一体系，因此下标将被删掉，而m这个字母从这儿开始将仅被用来表示照相星等。
这些量所代表的是蓝紫光度。视星等或几近仿视星等显示的是黄色光度。一颗红色星以肉眼观察看上去要比照相更亮，而对于一颗蓝色星来说，这个关系正好相反。因此，视星等与照相星等之间的星等差——被称为色指数(color-index,C.I.）——可以反映出某一天体的颜色。这两个星等系统会被加以调整，以使白色星的色指数为零（光谱型为A0)。因此，一颗蓝色星的色指数为负数，而一颗黄色或红色星的色指数为正数。正常恒星的色指数范围约为-0.4至+2.0等，虽然在这个范围之外也可能找到例外的情况（比如颜色非常红的N型星）。太阳是一颗黄色星，它的色指数约为+0.6等。
到目前为止所讨论的星等被称为视星等，并且用符号m表示。它们表示天体出现在天空时的光度，反映了距离与本征光度（或烛光）的组合。例如，一颗视星等为11(m=11)的恒星可能是一颗距离很近的矮星，或距离很远的巨星，或者是任意中等条件的组合。
绝对星等
本征光度用绝对星等来计量，以符号M来表示。它们与视星等的等级标准相同，而且如前所述，它的零点是随意定义的。实际上，绝对星等M只是一个天体位于与观测者相距某一标准距离时所呈现出的视星等。根据定义，标准距离是10秒差距或32.6光年。当位于这一距离时，较为暗弱的矮星不可能用裸眼看到，太阳刚刚好可以被轻松地看到，最亮的巨星会比金星更亮且在白天可见。中等的星云看起来会比满月还要亮上数倍。
在32.6光年这个标准距离处，m=M。在任意其他距离处，m-M这个差是一个已知的距离函数（事实上，它有时候被称为距离模数）。这个关系是
lgd(秒差距）=0.2(m-M)+1
或
lgd(光年）=0.2(m-M)+1.513
现在m在任何情况下都可以被观测到。因此，如果d或M这两个量中任意一个是已知的，则另一个就可以很容易地被计算出来。遥远距离的估算方法几乎完全建立在这个简单的关系式基础之上。不同类型的恒星的绝对星等已根据距离已知的天体而被确定。因此，无论恒星的类型在何处被辨识出来，视星等都可以得到测量，而距离可以从m-M这个差推得。
造父变星周光关系
这个方法的其中一种应用对星云研究有着特殊影响。相关的恒星根据该类型的典型样本造父一(DeltaDephei)的名字被命名为造父变星。它们是脉动变星，迅速变亮而慢慢地变暗，连续不断地重复这一周期而不差分毫。这个周期（循环持续的时间）对某一颗个别的星是不变的，但不同的星之间各有不同，从一天左右到100天不等。光度变化对于某一颗特定的星也是不变的，但会在大约0.8等至2.0等这一范围之内变化。根据这些特征，造父变星无论在何处被发现都可以被很容易地辨认出来。
在银河系的恒星当中有数十颗造父变星是已知的，但它们分布得非常稀疏，而且即使是最近的造父变星也离地球非常遥远。因此，确定距离和绝对星等绝非易事。在它被彻底解决之前，一个新的有着特殊重要意义的特征在小麦哲伦云的造父变星中被发现了。
小麦哲伦云是一个独立的恒星系统，也是银河系的近邻——实际上是银河系的一个伴星云。它为研究与观测者大致距离相等的一组恒星样本提供了一个独一无二的机会。它是如此遥远，以至于只有较为明亮的恒星（巨星和超巨星）才能被观测到，但这个劣势被这一事实完全抵消了，即在这个星云之内，相对视光度也就是相对绝对光度。[10]
在哈佛大学天文台所开展的星云研究导致了数百颗变星的发现。某些变星得到了细致的观察，其中大多数被证认为造父变星。早在1908年，做此研究的莱维特小姐就注意到，最亮的造父变星比较为暗弱的造父变星周期更长（脉动得更为缓慢）。1912年[11]，她宣布了一个明确的周光关系。这些周期的对数正好随中位星等（最大值与最小值之间的中点）而增加。因此，如果星云中任意一颗造父变星的周期已知，则视星等也就可以确定了。这个关系显然反映了造父变星的某些固有特征，这些特征可能在所有此类星中都会被找到，无论它们可能处于何种位置——在星云里，在银河系中，或是其他什么地方。如果这个关系可以在数字上做出定标——如果对应于任一周期值的绝对星等可以得到确立的话，那么造父变星——既然能如此容易得到证认——也就为遥远距离的估算提供了一个强有力的方法。
赫茨普龙[12]立刻就看出了周光关系的全部意义，他在1913年进行了最初的定标。他根据13颗银河系造父变星的视差动(parallactic motions,太阳在恒星背景中运动的反映）确定了它们的平均距离。个体的距离非常不确定，但这个集合的平均值非常可靠，并且给出了与某一特定平均周期相对应的平均绝对星等。这些数据使他有可能对周光关系做出定标，对星云的距离做出暂时性的估算，并检视造父变星在银河系的分布。
五年后的1918年，沙普利[13]重新做了计算，并对这个定标做出了重大修正。由沙普利所做的稍后的更改促成了目前形式的周光关系。更进一步的修正被认为意义不大。因此，无论一个造父变星可能会在哪里被找到，其周期都将反映出它的绝对光度，而视暗弱度则反映了它的距离。星云的可靠距离最早正是利用这一方法被确定的。
星云与河外星系
作为太阳系范围之外的天空中永久不变的云雾状天体的名字，星云这个天文学名词已流传了几个世纪。对这些天体的解释曾发生过频繁变化，但这个名字一直都在使用。人们一度认为所有的星云都是恒星群或恒星系统；后来又发现某些星云是由气体或尘埃组成的。随着新的理论逐渐形成，各种不同的新名字被提了出来，但这些名字大都没有流传下来。只有一次修订已成永久： 用中等倍率的望远镜可以轻易加以分解的某些星群，以及银河系中明显居于从属地位的成员，已经被从星云名录中撤销，从而形成了一个截然不同的单独的天体类别。
目前，星云这个词被用来表示两种完全不同的天体。一是由尘埃与气体组成的云雾状天体，它们的总数并不多，分布在银河系的恒星中间。这些天体已被命名为河内星云。另一种则是剩下的那些天体，数以百万计，它们如今被识别出是独立的恒星系统，分布在银河系之外的宇宙空间。这些天体已被命名为河外[14]星云(extragalactic nebulae)。本书沿用这一命名，除了这一点之外： 既然河外星云是如此频繁地被提到，这个形容词将被省略掉。因此，除非有其他具体说明，星云这个词将仅仅意指河外星云。
一些天文学家认为，既然如今已经知道星云是恒星系统了，那么它们应当被冠以其他并不隐含着云或是雾状物之意的名字。这一修改可能是有用的，但是到目前为止并没有完全合适的可供选择的名字被提出来。最经常被加以讨论的提议就是恢复使用“河外星系(external galaxy)”[15]这个词。
星系(galaxy)的权威性定义是银河(Milky Way)，而这个字，尤其是它的形容词形式galactic也是在这个意义上被使用。但一种转借的比喻用法也已进入文献中了。银河系(galacticsystem)从前曾被认为与其最显著的特征以及被用来表示作为一个整体的恒星系统的星系一词是等同的。那些依循这一做法的人一般会将其他的恒星系统称作河外星系。
这个词有某些不合理之处。在字词用法上力主保持传统的人会说，我们自己的恒星系统是银河系，但并不是星系；某一独立的恒星系统既非此也非彼。而且，虽然旧词新意有时使用起来很方便，但继续两个含意同时使用则并不可取。不过，词语的使用并不总是由逻辑决定的。已被接受的定义可以被丢弃，而旧词翻新再次起用也可能盛行。无须预言。星云一词呈现了传统的价值；星系一词则呈现了浪漫传奇的魅力[16]。
个别星云的命名
个别的星云通常是由它们在梅西耶(Messier,1730—1817)星表和德雷尔(Dreyer,1852—1926)星表中的数字来命名的。18世纪下半叶，梅西耶[17]编订了一个包含有103个明亮星团与星云（河内河外的都有）的星表，这些引人注意的天体还是通过它们在梅西耶星表中的编号而被知晓的。大约32个河外星云被包括在内。比如三角座中的大螺旋星云就是梅西耶星表33号，也就是M33。
德雷尔的新总表——通常被称作NGC——是对1887年底已知的全部（银河系以及河外）星团和星云的汇总。两个附录——索引星表(Index Catalogues,IC)——列出了直至1907年底的名录。[18]由于第二个附录中的编号方式是与第一个附录中连续的，因此没有必要将两个索引星表区别对待。新总表中的7840个天体以及索引星表中的5386个天体中，绝大多数都是河外星云。总体来说，新总表中的星云比索引星表中的星云更亮，而且新总表中当然收入了梅西耶星表中的天体。因此M33也被称为NGC598。
自1907年以来，被拍照记录的星云成员增长得如此之快，以至于总表的汇编既不实用，重要性也不够。很多名录都是为了特别的目的而编订的，而只有一个星表在普遍意义上覆盖了全天。后者是哈佛对光度在13等以上星云的巡天[19]，它包括1249个天体(1188个NGC星云,48个IC星云,13个其他星云）。个别未列入星表的星云是以它们在天上的位置或是参照某些坐标普遍为人所知的天体来命名的。
[1] 乔治·萨顿(G.Sarton,1884—1956)，现代科学史学科奠基人之一。他提出了科学史处于文明史核心地位的观点，创立了科学史学科，并为现代科学编史学的形成打下了坚实的基础。此外，他还提出了科学人性化的主张，成为科学人文主义思潮的首倡者。
[2]萨顿(Sarton)将这一说法追溯到了1126年去世的伯纳德(Bernard of Chartres)。Isis,No.67,107,1935.
[3]Norman Campbell,What is Science?(1921),p.27;经作者与出版商(Methuen, London)同意引用。
[4]George Sarton,Introduction to the History of Science(1927),I,3.
[5]要深入加以讨论，尤其是关于上述所用之“解释”一词的意义，读者可参阅坎贝尔的《科学是什么？》（What is Science?）。
[6] 在距离约2.5亿光年之处，红移是可以被直接测量出来的。远至约4亿光年的距离，这个线性关系与普遍（观测）知识体系是相符的。超出这一范围之外——在这里，观测数据无法得到，这一推断必须通过它与公认理论的一致性得到检验，而且这些尚未以检验所要求的具体形式得到确立。
[7] 这个角大约相当于在3英里远处的一枚一角硬币(dime)所张开的角度。
[8]除了简单的线性方程（等式）以及常用对数而非指数的使用之外，本书并未将数学包含其中。某一数字的常用对数只是用来表示该数字的10次幂。因此，对于任意（正）数a，对数被定义如下： a=10lga。换言之，如果a=10b，则b=lga，a有时被称作b的逆对数。上面提到的量0.4是2.512…的对数，因为100.4=2.512…。因为星等是光度的对数函数，且光度是作为距离的一个幂而变化的，因此，使用距离、红移或是其他特征的对数通常会很方便，这是为了以简单的线性方程而非更加复杂的表示法去表示关系。
[9] Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,17,12,1856.
[10]由于星云的直径相对于它的距离而言很小，因此对于这个星云中的所有天体来说，m-M=常数。所以，M=m-常数，m的差值也就相当于M的差值（ΔM=Δm)。随后，如果少数几颗星（造父变星）的这个常数值被确定了的话，星云的距离及其大量成员星的绝对星等即刻便可知晓。
[11]有关更早时候的论述可见Harvard College Observatory Circular,No.173(1912）。
[12] Astronomische Nachrichten,196,201,1913.罗素(Russell)此前曾得出大致相同的13颗造父变星的平均绝对星等，但未给出任何细节，周光关系也未得到讨论（Science， 37,651,1913)。
[13]“Contribution of the Mt.Wilson Observatory”,No.151;Astrophysical Journal,48,89,1918.沙普利排除掉13个银河系造父变星中反常的两例，但他推得的对于某一给定周期的M的平均值仅比赫茨普龙所发现的值明亮0.2星等。这一校准中的实质性修正很大程度上是由有关造父变星颜色的新信息所引起的。明亮的银河系造父变星的星等是视星等，而星云中那些暗弱的变星的星等则是照相星等。沙普利已经发现了周期与颜色之间的关系，并且能够很有把握地将一个星等系统归算为另一个星等系统。
[14] 伦德马克(Lundmark)提出的“银河系外的(anagalactic)”这个形容词经常被瑞典写作者所使用，不过它在美国用得不多。
[15]这个词零星出现在19世纪的文献中，在较为通俗的天文学中一定程度上很流行。后者的一个例子是《天空的结构》（The Architecture of the Heavens， 作者J.P.Nichol)，该书在1838年首印之后出现过许多版本。1851年的第9版是最有趣的一版。它被题献给罗斯伯爵夫人(Countess of Rosse)，并且用生动的词语介绍了用罗斯伯爵(Lord Rosse)的6英尺口径反射望远镜所做的早期观测。罗斯在一封信中表示他对猎户座星云已被分解深信不疑，这封信也被收入此书。尼科尔(Nichol)宣称，星云就是河外星系，并介绍了某些球状星团作为显著例证。
[16]《牛津英语字典》（Oxford English Dictionary)给出了已被接受的星系的定义（“环绕天空的一条明亮发光带或路径……；银河”），并称转借的、比喻用法是“现在主要用来指一群美女或显赫人物等有才气的人”。
[17]梅西耶最终的星表发表在1784年的《天文年历》（Connaissance des temps)中。一份天体研究发现目录以及适合的参考文献可见Shaply和Davis,Publications of the Astronomical Society of the Pacific,29,178,1917.
[18]新总表(NGC)可见Memoirs of the Royal Astronomical Society， 49,1,1890.索引星表(IC)可见Memoirs of the Royal Astronomical Society， 51,185,1895以及Memoirs of the Royal Astronomical Society,59,105,1910.
[19]A Survey of the External Galaxies Brighter than the Thirteenth Magnitude,Harvard College Observatory,Annals,88,No.2,1932.