天文学（必看）

多维空间

平　　天文研究工作不同于其它学科的研究，具有以下四个特点：
１、被动性
　　 天文研究的手段主要是观测──被动地观测，它不能像其它学科那样，人为地设计实验，"主动"地去影响或变革所研究的对象，只能"被动"地去观测，根据已经存在的事实来进行分析。天文研究的过程可以用下图来简单地概括
　　　　　　　　　　　观测─→积累资料─→分析资料─→理论
　　　　　　　　（收集感性素材）
２、粗略性
　　由于天文观测的被动性，不可避免地带来了天文观测的粗略性，我们不妨作一个比较。在地球上要证明一个理论是否正确，可以采用不同的方法，可以设计很多不同的方案或实验，达到理论要求的精度，而在宇观世界中，由于观测仪器的分辨度，灵敏度等的限制，以及观测手段的单一性──单靠望远镜，所以，在一定时期内，为了研究一个问题，只能依靠仅有的几种方法，或是仅有的几个不太准确的数据来粗略估计。这与在地球上的实验对比起来，表现出单一性和强烈的粗略性！而且，越是深远的天体，越是前沿的课题其粗略性就越严重，越明显，因此从某种意义上来说，天文学的发展与天文仪器（或更准确地说是观测手段）的发展直接相关。
３、瞬时性
　　让我们来比较下面三组数据a、天体的年龄 几百万岁－－百多亿年 b、人类文明 几千年 c、人的一生 几十年－－上百年
　　从比较中我们不难看出，人类研究天体的演化仅是短短地一瞬间，就像是在人类文明诞生的时候对宇宙拍了一张极高精度的照片，而人类文明发展和延续的过程，就是用不同倍数（越来越大）的放大镜来观察这张照片一样，人类为了征服自然获得自由，而不断研究周围的宇宙。他们观测天体的主要目的，就是想了解各种天体的形成或演化过程，以便以后很好地加以利用。
４、长期性和连续性
　　任何理论的形成都建立在大量的数据之上，天文学也不例外，而且对天文观测数据的积累则更是长期的、持续不断的。只有这样的数据才是有用的，才能在此基础上得出相对正确的理论。
　　开普勒正是在其老师第谷花费毕生精力留下的行星观测资料中发现了三大定律。第一颗脉冲星的发现正是在距今９００多年的历史记载中找到了其形成的证据等等。即使是最平常的天文观测（如：月球、太阳、变星、双星）也需要几天以至于几十年的持续观测，才能有所收获，得出结论。因此，天文工作者必须要具有持之以恒的毅力和认真细致的工作态度，否则就连皮毛都不可能学到！
　　综上所述，我们可以给天文学下一个定义，所谓天文学就是在极其"短暂"的千百年的时间里，以基本上"被动"的观测方法面向广阔无边的宇宙空间，探索各类天体在漫长历程中的存在和演变的一门学科。
〈二〉一些基本名词        返回

　　任何一门学科，一个知识体系都是由一些较基本较抽象的新的概念和名词组成的。天文学也一样。下面为了能够初步接触一下天文学，先介绍几个天文学的基本名词，作为入门的第一步。
　　它们分别是天球，周日视运动，子午圈，中天，黄道和目视星等。
１、天球
　　天球就是以观测者为球心，以无限大为半径所描绘出的假想球面，我们看到的天体（星星、月亮、太阳）是其在这个巨大的圆球的球面上的投影位置。
２、周日视运动
　　由于地球自转（自西向东），所以地面上的观测者看到的天体在一天中在天球上自东向西沿着与转轴垂直的平面内的小圆转过一周。
３、子午圈
　　过观测者的天顶和南北天极的大圆。
４、中天
　　天体经过观测者的子午圈时，叫做中天。由于地球的自转，天体一天要穿过子午圈两次，其中离观测者天顶较近一次（一般是晚上的那一次）叫上中天。另外那一次叫下中天
５、黄道
　　简单的说就是太阳在天球中的运行轨迹。由于运动的相对性，所以黄道也就是地球公转轨道与天球的交线。
６、目视星等
　　公元前２世纪，希腊天文学家喜帕恰斯（伊巴谷）将恒星按照其亮度分为六等。亮度越大，星等越小。后来发现，一等星比六等星约亮１００倍，所以定义"星等"每差一等，亮度差２．５１２倍。如果比一等星还亮２．５１２倍为０等，比0等星还要亮２．５１２倍的为－1等... ...依次类推。
　　下面是一些较亮天体的目视星等
　　天狼星（大犬座α） －１．４５ 等
　　金星（大距时） －４．４ 等
　　木星 －２．７ 等
　　满月 －１２．７ 等
　　太阳 －２６．７４等
〈四〉天文学的分类        返回

请见下表
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　天文学
　　　　　　　　　　　　　　　　天文学史 ---------┘
　　　　　　　　　　　　　　　　研 天体测量学 ─── ─── 光学天文学 观
　　　　　　　　　　　　　　　　究　　　　　　　　　　　　　　　　　　 测
　　　　　　　　　　　　　　　　方　　　　　　　　　　　　　　　　　　 手
　　　　　　　　　　　　　　　　法 天体力学 ──　　　 ── 射电天文学 段
　　　　　　　　　　　　　　　　分　　　　　　　　　　　　　　　　　　 分
　　　　　　　　　　　　　　　　类　　　　　　　　　　　　　　　　　　 类
　　　　　　　　　　　　　　　　 天体物理学 ─　　　　　 ─ 空间天文学
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　↓　　　　　　　　　　　　 ↓
　　　　　　　　　　　　　　　　　　┌──┬──┬──┬──┬──┐
　　　　　　　　　　　　　　　　　　太　　太　　恒　　银　　河　　宇
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　阳　　　　　河　　外　　宙
　　　　　　　　　　　　　　　　　　阳　　系　　星　　系　　星　　学
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　系
　　　　　　　　　　　　　　　　　　↓　　↓　　↓　　↓　　↓　　↓
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 天 体 演 化 学
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　研究对象分类
说明：
　　上表是按照三种不同的分类方法划分天文学的框架以及各个分类间的关系。
　　其中天文学史作为一门独立的学科被划分出来。
　　以下的内容（即：第五部分）将以上表为线索，由左到右，由上到下进行简要的介绍。
（二）天体测量学         返回

　　测量天体就必须知道天体的位置和天体的距离。对天体位置的确定可以通过在天球上建立坐标系的方法来实现。在此仅介绍比较通用的赤道坐标系。
　　如下图
北天极
天球
地球
黄道
天赤道
黄道
春分点
南天极
　　根据天球的理论，我们将地球的赤道面无限延伸，令其与天球相交的大圆为天赤道。地球自转轴与天球的交点分别为南北天极。过两天极的大圆称为赤经圈或时圈。图中虚线所画为黄道，它与天赤道有两个交点，其中的升交点（即春分点）被定为赤经零度。赤纬的定义方法与地球纬度的定位相同，天赤道以北为正，以南为负。这样，每个天体的位置就可以通过由赤经和赤纬构成的一对数来唯一的表示了。
　　关于天体的距离，这里仅介绍三个天文学中常用的单位──光年，天文单位和秒差距。
　　光年大家都比较熟悉，就是光一年所走的路程。
　　１光年＝365×24×3600×30万公里＝94605亿公里。
　　可见是多么远的一段距离。下面是一些典型的距离
　　比邻星（离太阳最近的恒星） 4.22 光年
　　银河系直径　　　　　　　　 8.15 万光年
　　宇宙深度（大小） 　　　　　150 亿光年
　　天文单位定义为地球到太阳的平均距离。太阳光到达地球约是８分钟，所以，１天文单位≈８×６０×３０万公里≈１．５亿公里。天文单位在研究太阳系内部天体时是比较常用的单位。
　　在介绍秒差距之前，我们先来了解一下三角视差法测距的一些内容。
　　 见下图
Base　　　　α S β
　　在工程上。为了测量遥远物体Ｓ到基线（Base）的距离，可以通过精确测量角α和角β以及基线的长度，就可以用三角关系导出。将此法用于天体距离的测量，其中基线可以选择地球公转轨道的直径。由于一年中地球在轨道上的运动而产生的天体在天球上视位置的微小变化叫做周年视差。如果天体的周年视差为１角秒，那么定义它的距离就是一个秒差距。
　　通过计算知： １秒差距 ＝ 3.2616光年 ＝ 206265天文单位
（五）光学天文学         返回

　　谈到光学天文学免不了要提及望远镜。从种类上分，望远镜主要有四种
１、伽利略式（折射式）
　　由凸透镜物镜和凹透镜目镜组成。由于放大率低，不适于天文观测。
２、开普勒式（折射式）
　　目镜和物镜都由凸透镜组成。可以加入十字叉丝，视场较大。
３、牛顿式（反射式）
　　物镜是一个凹面镜。特点是镜片易磨制，口径一般较大。
４、施密特式（折反射式）
　　由于在物镜前加了一个改正镜，可以做到无球差，视场大，而且也可以制造得很大。目前世界上最大的施密特望远镜位于德国陶登堡史瓦西天文台，改正镜口径为1.34米。
　　下面我们再来了解一下绝对星等的概念
　　前面讲了目视星等，我们知道天体的视亮度不仅与天体本身的发光强度有关，还和天体离我们的距离有关。为了能够反映天体本身的真实发光强度，我们把天体假想置于距离地球１０秒差距处所得到的目视星等就是该天体的绝对星等。
　　太阳的目视星等是－26.74等，但如果假想把太阳移到离我们１０秒差距处，我们将发现它只不过是一颗非常普通的五等小星。太阳的绝对星等是＋4.85等。
（六）射电天文学         返回

　　请见下图
波长（米）　10-10 10-8 10-6 10-4 10-2 1 102 104
　　　　　 X射线 射电波 紫外线 红外线 微波 光学窗口 射电窗口
这是一张反映大气窗口的波长分布图。
　　由于大气中各种粒子对不同波长电磁辐射的吸收和反射，只有某些波段范围内的天体辐射才能到达地面，按所属范围可分为光学窗口和射电窗口。射电天文学正是通过这个波长从１毫米到３０米左右大小的窗口来观测天体的无线电波，从而研究天文现象的一门学科。射电天文学的历史始于１９３１－１９３２年，美国无线电工程师央斯基在研究长途电讯干扰时偶然发现来自银河中心方向的宇宙无线电波。此后，尤其是六十年代的四大天文发现（类星体、脉冲星、星际分子、微波背景辐射）使射电天文学走向成熟。现在射电天文学已是天文物理学家观测宇宙，验证理论的重要武器之一了。
　　射电望远镜的原理与卫星电视天线接收器的原理大同小异，它通过接收来自遥远天体的电磁辐射信号，分析其强度，频谱和偏振来进行研究。其主要有两个基本指标──分辩率和灵敏度。从光学中，我们知道望远镜的分辩率与波长λ成正比，与望远镜的口径Ｄ成反比。由于光学望远镜是工作在波长为微微米的数量级上，而射电望远镜工作在毫米数量级上，之间相差１００００倍，那么要达到同样的分辩率，射电望远镜的口径（孔径）就要比光学望远镜大一万倍。好在，由于运用了射电干涉仪，可以用相距很远两地的射电望远镜之间的直线距离代替望远镜的真实孔径。这种技术叫做甚长基线干涉。它可以使有效口径大到几千公里甚至更远，从而大大提高了分辩率，使人们有可能看到天体的精细结构。然而有得必有失，灵敏度在分辩率提高的同时却降低了。灵敏度取决于射电望远镜的有效面积，天线造的越大，其灵敏度越高。然而由于射电干涉仪的运用，我们用两地望远镜之间的直线（基线）长度来代替真实孔径，却没有增大与其对应的天线的有效面积，从而使射电望远镜灵敏度成倍下降，这也就决定了射电天文学的研究对象──主要是对高能天体观测以及对射电天文谱线的分析。
（七）空间天文学         返回

　　空间天文学是在高层大气和大气外层空间区域进行天文观测和研究的一门学科。从上一节的介绍我们知道，只有光学窗口和射电窗口波长范围内的电磁辐射可以无阻挡地到达地面。为了得到其他波段辐射的信息，就不得不在地球大气层以外进行接收。随着现代高科技的发展，我们可以通过向太空发射观测卫星，建立空间站来达到目的，这就诞生了空间天文学。由于观测波段不同，可以分为Ｘ射线天文学，γ射线天文学，紫外天文学，行星际空间探测，红外天文学等。
（八）天体演化学        返回

　　天体演化学可以说是近现代天体物理的中心。它包罗万象，近到地球，远到宇宙深空，几乎包括了全部观测和研究对象。下面将按由小到大，由低到高的层次顺序逐一简介。
３、恒星和星际物质        返回

　　我们夜晚观星，所看到的几乎都是恒星。晴朗无月的夜晚，大约可以看到3000多颗。因为它们都离我们非常远，所以很难发现其在天球上的位置变化，因此，古人就把它们叫作恒星。下面将逐一介绍双星，聚星，星团，变星，星云。
①：双星
　　两星互相之间因为引力的作用，每颗星绕两星的质量中心作旋转运动，这样的两颗星称为双星。双星系统在银河系中很普遍，约占总数的三分之一。 双星可分为目视双星，分光双星，食双星。
　　目视双星是人眼通过望远镜可以直接分辩出的双星，这种双星系统中的两星之间的视角一般较大，从而能从光学上直接分辩出来。
　　分光双星是通过观测它们的光谱线的多普勒位移才发现它们的绕转运动的，因此两子星间的角距离较小。多普勒位移是因为光和观测者的相对运动而产生的一种波频率发生变化的效应。现代高技术天文设备已可分辨出遥远恒星相对地球５m/s的速度差别了。
　　当双星轨道面的法线与观测者的视线交角接近９０°时，会观测到双星的一个子星掩食另一个子星的现象，称这样的双星为食双星或几何变星。
②：聚星
　　少至三个多至十多个恒星依靠引力，彼此聚集在一起，这样的恒星集团称为聚星。
③：星团
　　星团是由至少十个多至百万颗的恒星组成的集团，它们聚集在一个不大的区域里，有很多共同的物理性质，因此对研究恒星的起源和演化具有重要意义。
　　星团一般分为疏散星团和球状星团。
　　疏散星团一般形状不规则，结构较松散，全天共约１２００多个，其中最出名的要算金牛座的昴星团和毕星团。冬天的夜晚，在南面星空可以看到一颗发红的亮星，那就是金牛座α，它是毕星团中最亮的星，在其西北方向一点，有一团模糊的星，它就是著名的昴星团。眼力好的人可以辨出其中的六颗亮星。
　　球状星团：是由很老的几万颗恒星所组成的具有紧凑的球对称外形的恒星集团。其核心部分恒星的密度很大，从照片上看就像是抱成一团的白蚁，最出名也是全天最亮的球状星团是位于武仙座的Ｍ13，质量约是300000个太阳质量。
④变星
　　变星是一种亮度随时间变化的恒星，它有很多特殊的性质，是天文爱好者观测的热门对象。
　　变星按亮度变化的原因可分为食变星和物理变星。
　　食变星即是食双星（参见①的介绍）。物理变星又可分为脉动变星和激变变星。
　　脉动变星的光度成周期变化，其原因是由于自身的周期性的膨胀和收缩。其中造父变星（脉动变星的一种）在天文学中的地位不亚于射电望远镜，它被誉为"量天尺"。因为对造父变星结构和成因了解的比较透彻，即存在一个简单的周光关系（光变周期越长，光度──绝对星等就越大），所以只需要观测出遥远星系中造父变星的变光周期，就可以推算出星系的距离。
　　激变变星包括新星和超新星。亮度突然增大（爆发）的星称为新星。亮度增幅比新星大百倍至数千倍的星称为超新星。超新星爆发时光度增为原来的千万到亿万倍，非常壮观，使其它恒星黯然失色。超新星爆发是恒星死亡的象征，其爆发后剩余的物质由于强大的自身引力而急剧收缩，终于将原子核外的电子压入核内与质子结合成中子。根据泡利不相容原理，各简并态中子之间的简并压力顶住了引力的压缩，从而形成了中子星。1987年。国际上对银河系的伴系大麦哲伦星系中的一颗超新星的研究全面证实了恒星演化的理论。国际上第一颗中子星的光学认证与1054年的超新星爆发直接有关，我国在这方面的全面记载为其作出了不可磨灭的贡献。
⑤星云
　　星云即是由一些星际分子、离子和尘埃组成的非恒星状的气体尘埃云。星云有很多分类，在此就不一一赘述了。一般认为星云是恒星爆发瓦解后抛出的气体云，但更有人认为恒星正是由于星云的引力收缩才诞生的。全天最亮的星云是猎户座大星云，其视亮度在４等左右，是每一位天体摄影爱好者渴望拍好的首选对象。
⑥恒星的演化
　　恒星的演化理论是天文学中少数几个被公认完美的理论之一。几乎所有的观测都证实其正确性。在介绍其之前，让我们先来了解一下赫罗图。
光谱型 B A F G K M N
绝-4　　　　　　 巨
对-2 　主 　　　　星
星0　　　 星　　　 序
等2　　　　 序
　4　　　　　 太阳
　6 白矮星序
　　上图反映的是恒星光谱型和光度的关系图。它是丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素创制的。他们将光谱型──恒星的颜色由蓝到红分成Ｂ，Ａ，Ｆ，Ｇ，Ｋ，Ｍ，Ｎ几种类型，由对比得知，一定的光谱对应一定的温度。按这种关系，将所观测的恒星标在图上，发现所有的点基本集中在三个区域。一个是从左上角到右下角，称为主星序，右上角的称为巨星序，左下角的称为白矮星序。我们看到大多数恒星落在主星序，这说明恒星在这个阶断的时间最长。太阳正好位于主星序的适中位置，它正处于一生中的壮年时期。
　　通过对赫罗图的观察我们发现：在图右上角恒星的表面温度相对较低，但其光度（由绝对星等表示）却很大。这只有一种可能，那就是除非这些恒星很巨大。因此这一区域被称为巨星序。而左下角的情况正好相反。
　　通过对赫罗图有了一定的了解之后，我们再来关心一下恒星的一生是怎么在赫罗图上走过的。
　　我们以太阳为例。恒星形成理论认为恒星是由星云物质在引力作用下收缩形成的。在收缩过程中，引力势能转化为热能，使其中心的温度和压强不断增加，直至点燃了氢的核聚变反应。强大的辐射压制止了恒星的进一步收缩，并被我们观察到。从此在赫罗图上开始了它漫长的一生。一般认为演化的起点都在主星序星带上，并在其上完成氢聚变成氦的核反应。随着恒星核心区氢燃烧的停止，核心区进一步收缩，直至氦聚变成碳的反应点燃。当氦也被用尽之后，核心区变成了一个富碳的区域，这时核心区之外壳层内的氦又被点燃，从而产生一定程序的爆发，恒星体积迅速膨胀，演变成红巨星。核心区进一步收缩，点燃碳聚变反应……，就这样一直聚变反应到铁元素。铁的聚变是吸热反应，这时没有什么再来抵制巨大的引力了，恒星将在一次急剧塌缩形成的大爆炸中走向衰亡。这就是超新星爆发。根据爆发后恒星质量的不同，它将最终演化成白矮星、中子星或者是黑洞。
４、银河系         返回

　　牛郎和织女的传说故事可能谁都有耳闻。夏夜星空，很容易找到牛郎星（天鹰座α）和织女星（天琴座α）。在两者之间，你就会发现一条由无数颗密密麻麻的小星连成的似云雾的带状体，它就是传说中的那条无情的天河。现在我们知道，它只是银河系的一部分在天球上的投影。太阳系就是存在于银河系这个典型的旋涡状星系中的一条旋臂上。
　　银河系的中心在人马座方向。银河系的核球是一个扁球形的致密区，其外边缘离银心约为５千秒差距。核球内有许多恒星、分子和尘埃云，核球的中心有一个半径只有几个秒差距的小区域，称为银核。银核中有银河系中最密集的恒星群、电离气体和尘埃，银核所拥有的质量相当于１０００万个太阳质量；银盘是银河系的主体，其形状如扁球圆盘，中间厚而边缘薄，直径约为２５千秒差距。银盘主要由恒星组成，多是主序星，另外还有大量的星云等星际物质；包围在银盘外的是银晕，银晕内的恒星密度比银盘内小得多，主要是一些球状星团。
５、河外星系         返回

　　在银河系之外，还存在许多发光天体，被称为河外星系。河外星系的研究始于本世纪２０年代。哈勃（一位在天文学领域可与爱因斯坦齐名的天体物理学家）通过仙女座星云（Ｍ31）中的造父变星计算得出，Ｍ31是属于银河系之外的恒星系统。经过进一步的研究，他还将所观测到的星系按如下的方式分类（即著名的哈勃"音叉图"）根据上图，表现形状从圆到椭圆的星系称为椭圆星系。椭圆星系中央区较密，主要是由重元素含量较少的恒星组成。而且星云、星际尘埃含量很少。旋涡星系是指具有旋涡结构的星系。根据形状不同可分为正常旋涡星系和棒旋星系两大类。银河系和仙女座星系都是典型的旋涡星系。它们的中心区都具有圆形隆起的核球，外侧有星系盘。星系主体的外部包裹着近似球状结构的星系晕。除了以上两类星系，还有外形不规则且无明显核心和旋臂的不规则星系。最著名的是银河系的两个伴系──大麦哲伦云和小麦哲伦云。星系在宇宙中的分布并不是均匀的，而是表现出集结成大小不同的系统的倾向。按包含星系的多少和空间尺度的大小，从小到大依次称为星系群、星系团、超星系团。银河系和大小麦哲伦云构成了本星系群，并与附近的仙女座星系，以及１百万秒差距以内的４０多个星系（矮球星系）集聚成本星系团。离本星系团较近的还有室女座大星系团（含2500多星系）和后发座星系团等。以室女座星系团为中心，在２０兆秒差距的大尺度范围内的五十多个星系团构成了本超星系团。
　　正是由于星系分布的这种极度的不均匀性，使得有关星系起源和演化的理论屡屡受挫。按照现有的种种模型都无法完美的解释宇宙空间物质分布的如此大的不均匀度。这使得这方面的问题与宇宙学一并成为理论研究的热点和难点。
６、宇宙学         
本世纪二十年代，从哈勃发现河外星系和谱线普遍红移开始，宇宙学理论模型逐渐发展并完善起来。从爱因斯坦的静态宇宙模型到现在公认的大爆炸宇宙模型（已被称作标准宇宙模型）；从单纯的应用广义相对论到现代较活跃的量子引力理论，人们正在慢慢地揭开所谓上帝那神秘的面纱，去了解宇宙的产生和演化。１９２９年，美国著名天文学家哈勃通过对当时所能观察到的几十个星系的研究发现，它们所发出的谱线都普遍向红端偏移了，而且，星系离我们越远，红移量就越大。从开普勒位移的有关知识我们知道，这说明：所有的星系都在以一定的速度离我们远去，而且，红移量越大，退行的速度就越大。因此，我们就很自然地想到──宇宙正在膨胀，就像一只正在不断吹大的，上面点满花点的气球。既然所有的星系都在彼此远离，而如果这种方式在过去任一时刻又并未改变的话，那就必然得出一个结论：回朔到过去某一时刻，即离现今约150亿年前，宇宙中所有的物质都聚集在一个很小很小的区域（奇点）内。在此区域内，温度极高，密度极大，不存在原子、电子，更没有什么银河系、太阳系；随着宇宙的膨胀，温度降到1000亿亿亿开尔文时，由于强相互作用，形成了夸克和电子等轻子，之后又出现了质子和中子等基本粒子。宇宙处于这一阶段的时间极短，约在宇宙诞生的１分钟之后，温度下降到可进行核聚变反应的程度，宇宙中逐渐形成了氘、氦以及少量的锂；到１５分钟左右的时候，由于进一步膨胀，温度下降到不足以点燃核聚变反应。经过计算，那时宇宙中氢约占四分之三，氦约占四分之一，这与现在观测所得的数据完全一致；大约在大爆炸之后１万年，温度降到约为几千开，宇宙中主要是一些气状物质；随后有些气体聚成气云，形成原星系，进而演化为星系；最后伸缩并产生了各种各样的星的体系，成为我们今天所观察到的宇宙的样子。我们的太阳就是这亿万颗恒星中的一员。随着太阳系和地球的继续演化，在一定条件下出现了万物，并最终产生了能够认识宇宙的人类，产生了你我，产生了我们大家。我们在为宇宙的奥秘而惊讶的同时，只有不断探索和学习研究，才能了解到宇宙的真正的和谐，真正的美！