51 另一种望远镜设计技术把几个望远镜的光合成以达到很高的清晰度。在最近的英国剑桥大学的一项实验中，天文学家把来自三面指向同一目标的不同望远镜的光合成产生一幅图像。主要原理是干涉测量法，因为图像是通过计算机分析来自不同望远镜的光的干涉得到的。通过这样的分析计算机能得到大量关于目标物体的信息并且最终产生和使用整个一块面积等同于单独望远镜之间相隔的距离一样的像。在最初的实验中，三架望远镜大约20英尺远，这样就模拟合成了一架有20英尺口径的望远镜。结果是成了一幅等同于让你在600英里以外看到一个许可证书的清晰度的五车二恒星系统的星像图。不久望远镜可以被放得更远来产生更高的分辨率。使用不同的分光仪，美国的一个小组最近得到一个好10倍的结果，分辨了一对只有0.0032角秒的双星——相当于一辆在月球上的汽车看上去的尺寸。
52 其它地方也计划着相似的望远镜阵。从智利澳大利亚到美国都在计划或正在建造其它的光学干涉仪。另外，凯克和凯克II能够也正在准备这样连接起来。随着计算机变得更快，能够处理越来越多的数据，这样的系统在我们进入21世纪无疑会在天文领域扮演一个重要的角色。尽管如此，这样的系统也有它的缺点，就像生活中一样，科学中也没有免费的午餐。第一，这样的系统需要大量的计算机功率。第二，图像的最终完成需要望远镜几天或几个小时的时间。
53 天文学家实际上很少花时间通过他们的望远镜观测。这听起来很奇怪，但却是事实。大型望远镜是一个很昂贵的日用品而眼睛是一部不灵敏不客观的设备。现代天文学家改为坐在天文台里花大量的时间看电脑屏幕。其中典型的是显示天文学家正在研究的行星、恒星、星系或其它物体。但是图像也会经常的是附近的一个不相关的物体。并且图像甚至不是来自主镜而是连在主镜上的小望远镜。利用这个小望远镜和屏幕上对应的像，天文学家使主镜跟踪天空中的物体。在其它的监视器上，它保存从比人眼更可靠的科学仪器上记录下的数据并且分析主镜收集的他正在研究的天体的辐射。
54 有些情况，天文学家甚至不需要去天文台。现代成熟的远程控制技术已经达到了可以让天文学家在晚间天文台只有一个助手帮助打开关闭设备和纠正设备可能产生的错误下，通过从他家或办公室连出的计算机指导望远镜的工作。
55 有些情况下天文学家根本不可能去天文台。当然，天文学家利用哈勃空间望远镜和其它绕转的空间器作为天文台必须完全依靠来自地面的远程控制。（只有航天员偶尔拜访哈勃空间望远镜做做修理或安装新设备，天文学家是不让接近的。）在这种情况下，经过特殊训练的工程师和技师把天文学家想用哪台特殊设备观测那个特殊天体的要求翻译成计算机指令，通过电磁波传送到航天器上。天文学家当时可以在他们正在做观测的台站（只要他们答应不碰任何东西）或者就呆在家里通过邮件或计算机连接收到数据来做后面的分析。
56 在天文学家的工具箱里有特定的基本工具，其中最常见的是照相机。照相术最早被引进天文领域是19世纪中叶。这个进步是令人振奋的，因为，第一次，天文学家可以客观地记录下他们的望远镜指向的物体而不要用他们的手画，这样一个天文学家可能和另一个记录下的显著不同。多年来，对胶片在天文领域应用的主要限制是它对光相对不敏感，别是天文上特别暗的天体。随着时间的推移，胶片提高了灵敏度，并且天文学家从在使用前在炉子上烤干胶片到冷却它发展了一系列技术改进它。虽然一些天文图像是彩色的，但是为了天文研究的目的拍摄的照片大多是黑白的。
57 近年来，一种胶片的电子替代品席卷了天文界。它就是CCD或者说电荷耦合器件。你可以在你家的可携式摄像机中找到。这样的设备是由几万到几十万个很小的被称为像素的在曝光时产生电荷的光敏元组成。通过读出每一个像素中的电荷计算机可以重现原来照射到CCD上的光的分布从而成图在监视器上显示或打印出来。CCD比照相胶片的优点是对光更敏感，胶片只能用一次，CCD可以一次又一次重复使用。另外的，CCD图像存储在计算机里，可以向其它数字图像一样改变对比，找出细节，从而可以电子化的处理。CCD和其它的一些技术进步是今天的天文学家在同一时间内比他们几十年前的前辈多得到几百倍的数据。
58 CCD通常被用来在航天器上成像。如果在天文台进行传统的照相，它可以简单的在一间方便的暗室中进行。但当到了航天器上，拍摄和换胶片就不是那么简单了。所以现代的航天器用CCD和类似的照相机进行电子化的成像。图像存储在航天器上的计算机里或者以数字的形式存储在磁带里，然后以电磁波的形式传回地球，在地面上用计算机重新成图。
59 另一件天文领域通用的工具是光度计。光度计是用来精确测量物体有多亮的电子器件。物体可以是行星恒星星系或其它任何天体。天文学家用的光度计实质上等同于你可以在35mm照相机中找到得非常非常灵敏的光度计。光度计的核心是一块在光落到上面时可以发
射电子流的物质。光越亮，电子流越强。流的大小被记录在计算机里。通常，每次一系列的虑光片被一次放在光源和光度计之间。这样行星恒星星系或其它任何天体在不同颜色的相对亮度就可以测量了。有时在光柱中放一个偏振片然后旋转来看来自目标物体的光本身是不是偏振的。
60 可能现代天文学家使用的最万能的工具是光谱仪。光谱仪是利用棱镜或磨光表面的刻上很多精细的平行条纹的衍射光栅把来自天体的光分裂成彩色的光谱。这个光谱被记录在一张胶片上，或者如果使用了CCD，光谱的数据被收集存储在计算机里以备显示或分析。从光谱里可以决定一个物体很多难以置信的性质，比如它的温度、化学组成、尺寸、自转速率、接近或远离我们的速率、磁场的强度和表现等等。再一次，在所有情况下，天文学家收集和研究光和其它形式的辐射。
61 光谱有三种基本形式。就是通常所说的连续谱、吸收谱和发射谱。
62 热固体或者高压下的热气体产生连续谱。连续谱就是颜色连续扩展开，例如从红到紫。一个热的铁拨火棍，电灯泡里白炽的灯丝，或恒星的内部都产生连续谱。
63 很多恒星有吸收谱或黑线谱。吸收谱或黑线谱就像它的名字显示的，是有黑线穿过的连续谱。当一个恒星产生连续谱后，在辐射穿过空间传送到我们地球这儿以前必须穿过恒星大气。恒星大气中的冷的气体可以吸收连续谱中特定波长的辐射并且在所有的方向折射反射这些不连续的颜色。这样，这些特定波长的光就很少向我们这个方向传播，这些波长就在恒星的光谱中显示成暗线。随后要讨论的，恒星中的每种元素吸收特定的波长，所以谱线的鉴定可以告诉我们特定恒星大气中的元素和其他很多东西。
64 行星也展示出吸收谱线。行星本身不发射光，但是仅仅把太阳光反射到宇宙空间。结果就是，行星的光谱实际就是太阳的光谱只不过由于光线穿进穿出行星大气而产生了额外的对应黑线。
65 非常低的压力下的气体通常产生发射谱或亮线谱。在宇宙空间中这种状态通常存在于恒星的热的稀薄的大气中（像太阳大气中叫做色球层的区域）和恒星吹出的叫做行星星云的气体层。就像名字暗示的，发射谱由叠加在连续的或暗的背景上的一系列亮线组成。
66 什么是光？这很有讽刺性。光就在我们周围，因为它我们才能看到东西。但是要精确的说它是什么却不容易。光可以被认为是有时具有波的性质的在时空中传播的粒子。这是因为光具有双重的性质。如果你想把它描述成波，想象一下大海中一排排的波浪。当然光波不是水组成的而是电能和磁能在空间的共同传播。我们叫做电磁波或电磁辐射。真空中光波的速度是30万千米每秒。从一个波峰到下一个波峰的距离叫波长，一秒钟内通过一个固定点的波峰叫做波的频率。
67光波有非常短的波长。鉴于你习惯于在大海或湖泊中看到的波长有几分米到几米的长短，光波波长大约从300纳米到700纳米。
68 这种不同就是我们称作的颜色。当650纳米的光照射到你的眼睛时，你看到红色。不是因为你生气了，而是这个波长的电磁波刺激了具有正常颜色分辨能力的人的眼睛的视网膜才让你看到了红色。如果400纳米左右的电磁波射到你的眼睛你会看到紫色。波长在上述中间
的电磁波刺激我们的眼睛可以让我们看到其他的从红到橙然后到黄、绿和蓝再到紫。不同的颜色只是由于不同的波长而没有什么其它的。这一我们人眼敏感的颜色或波长分布就被称作可见光谱。
69 在可见光谱以外还有很多很多。只是因为我们的眼睛看不到比紫色光波波长更短的波长并不意味着自然不产生它们。实际上存在。这就是那些可以使我们产生灼伤和使某些物质发荧光的高能射线。因为这些射线有着紫外以外的波长我们叫它紫外射线。在更短的波长我们发现辐射有着更高的能量可以穿过人的身体。我们叫它们X射线。在更短波长更高能量我们发现γ射线。在另一方向，在红光以外我们发现辐射刺激皮肤是我们感觉到热却看不到它。我们叫它红外。在更长的波长上，我们碰到能使你的晚餐迅速做好的微波。再长的波长（现在就在厘米和米的量级了），我们有世界上用来传播音乐、新闻和信息的波——电磁波。
70 所有这些不同形式的电磁辐射有着不同的名称是因为我们在不同的时间发现它们的。最重要的一点实际上它们都是相同的。它们都是电磁波。它们只是波长不同。加起来，这一整个的从射电波到γ射线的跨度组成了电磁波谱。
71 人眼只是对整个电磁波谱中的一小部分敏感。可见光只组成了整个电磁波谱的一小部分。因为这个原因我们实际上只看到了我们身边东西的一小部分。想想做一个类比，只能听到钢琴上的一个键或者管弦乐队演奏的中音C两边的很少一部分。这就指出了我们只用眼睛或光学望远镜看到的整个宇宙的部分的多少。
72 宇宙中的物体发射出比我们的眼睛看到的宽的多的辐射谱。我们的太阳在光学波段发出比其它波段多的多的辐射（这正是我们眼睛敏感的波长范围，这恐怕不是一个巧合），但是太阳实际上辐射所有的波谱。太阳实质发出射电波，红外和紫外波，也发射X射线和γ射线。实际上所有的其他恒星和星系都一样。使用适当的仪器，连续谱、吸收谱和发射谱或者天体在其它波段的直接的像可以得到并且研究。
73 天体在不同的波段看时经常显得奇异。如果我们的眼睛可以像可见光一样看到其它波段的光的话，使用适当的仪器，天文学家可以使天体形成我们眼睛看到的一样的像。（可以把红外辐射转换成可见光而使我们看到黑暗中的物体的夜视镜和医院中拍的X射线片是简单的非天文应用的例子。可见光谱以外的天文图像可能是惊人的。例如在X射线波段，太阳明亮的盘几乎是黑的，但是在可见光波段几乎是黑的磁暴在X射线波段有着极其明亮的并且每天甚至每小时都在爆发性变化的光晕。另外，我们眼睛看来非常平静没有变化的夜空，在X波段和γ波段看来是一个混乱充满暴力的地方。
74 天文学家能够收集和研究越多的天体波长，他们就越能了解这个天体。因为天体在不同的波段看来可能是根本的不同，那么我们能够收集和研究越多的辐射波段，我们就能越多的了解这个天体。确实，把不可见的波段变成可见是20世纪天文最大的发展和胜利。过去所叫的天文现在正确的叫法是可见光波段天文，在过去的半个世纪里我们看到了射电天文、微波天文、红外天文、自外天文、X射线天文和γ射线天文的兴起。相同的天体在不同的波段可以产生不同的图像，这些图像互相补充，以期为我们提供了天体和宇宙的更充分的理解。这些图像联合起来组成了比其单独部分有着更大效用的作用。
75 在地面上只能接受很少一部分电磁波。只有可见光、很少一部分的红外紫外光、和大部
分的射电波谱部分能够很容易得穿过地球大气。（有些射电部分甚至可以穿透云层，因此在阴天也可以到达地面。）因为这个原因，光学天文和射电天文大部分在地球表面上做。
76 一些来自空间的辐射只能穿过大气层的一部分。红外波段很难穿过水汽。因为低层大气有着大量的水汽，红外望远镜一般位于干燥的地区或山峰之上也会放在气球和在高空飞行的喷气飞机上。
77 有些辐射根本不能穿过大气。X和γ射线不能穿透大气（对我们来说是一件幸事），除了一些不幸的臭氧空洞，大部分的紫外波谱也不能穿过。这样，想做紫外、X射线和γ射线波段的天文学家除了把他们的仪器送上大气层以外别无选择，这些观测天文学分支的发展必须等到太空时代的黎明的到来。因为红外天文也受到大气的妨碍，红外天文卫星也越来越多地随着地球卫星飞行了。
78 不同波段使用的望远镜看起来非常的不同。用来做红外和紫外天文的望远镜看起来非常像光学天文中使用的反射望远镜。而射电望远镜外表看起来像卫星或雷达的碟形卫星天线。X射线望远镜不能用普通的镜子聚焦X射线因为X射线是如此之强而可以直接穿过镜子不被反射！取而代之，X 射线望远镜的里面看起来像一堆底被敲掉的抛光的金属碗，来到的X射线被抛光金属面散射而被聚焦。收集所有电磁辐射中能量最大的γ射线望远镜更像一个 盖革计数管。
79 一眼看过去，射电望远镜看来和光学望远镜很不相同，实际上不是的。射电望远镜看起来像卫星的蝶形天线，但是它们工作起来和光学反射望远镜十分相似。碗形的天线代替了光学望远镜的反射主镜，并且在天文学家放仪器的地方把遥远天体的射电波收集聚焦。因为这是射电天文，探测器不能是照相机或光度计取而代之的是一个非常灵敏的射电接受器。这种类推对于你的电视卫星天线也是有效的。都是接受射电波的设备。但是射电望远镜对于接受到的射电波比你私人的电子设备灵敏几百万倍。
80 类似于光学望远镜，射电望远镜越大，它可以收集越多的辐射。但是射电望远镜也因为另一个原因而需要更大。我们早先提到的，一架望远镜的分辨率决定于主镜的尺寸。尽管如此那次给的简单公式有点太简单了，因为它只工作与光学波段。实际上，望远镜的分辨率也取决于它所聚焦的波长。波长越长，同样尺寸的望远镜得到的像越模糊。因为射电波长比光学波长长了几千到几百万倍，为了得到相同的清晰度射电望远镜的接收天线应当比光学望远镜主镜大几千到几百万倍。因为这样的工程技术还达不到，射电望远镜只有几百英尺的接收天线。最大的单接收天线射电望远镜位于波多黎各一个山谷，有1000英尺的口径。这架望远镜仍然不能像大多数的光学望远镜在光学波段看得那样清楚。
81 就像光学望远镜，射电望远镜可以连在一起产生干涉。天文学家可以克服射电波长的自然缺陷，他们把两个或多个单个的射电望远镜连在一起，有效地把单个的望远镜综合成具有它们之间距离的口径的望远镜。一个例子就是VLA，或者说深大阵列。它是由27个每个80英尺口径的射电望远镜排列在新墨西哥州的一个Y形的铁轨上组成。天线之间最大的距离是26英里。结果就像我们拥有了一架由华盛顿环城路那么大的射电望远镜。VLA可以在射电波段以0.1角秒的分辨率看清物体的细节——比地面上任何一个单独的光学望远镜都好。
82 超越VLA。世界上不同地方的射电望远镜甚至把它们所有的信号都联合起来模拟一架有我们整个星球大的天线。这样一个阵被称为VLBI，或称为甚长基线干涉仪。这样的一个网络从太平洋中部的夏威夷延伸到加勒比海的St.Croix。单个的射电望远镜离的越远，计算机就需要越长的时间整合数据。
83 另一些望远镜探测一种叫做宇宙线的东西。就像它们的名字显示的，宇宙线不是电磁波。它们是很小的亚原子粒子（大多数是质子和氦核）以接近于光速的速度从空间流进我们的大气层。它们的起源仍然在争论之中，但是大多数看起来像是由于超新星的爆发或是含有致密的中子星的双星系统的相互作用产生的。然后粒子被星系的磁场加速，从任何可以想象的方向打向我们。当宇宙射线进入地球大气层的时候，它们可能和我们头顶的高层大气碰撞产生很弱的只能被非常灵敏的探测器检测到的光。宇宙射线也可以用气球载的或飞机载盖革计数器直接研究。
84 一些望远镜是埋在地底下的。更奇怪的是，有时它们需要装满液体。这些望远镜更正确的是被叫做探测器，它们由能装几万到几十万加仑的大罐子组成。被用来探测太阳、其他恒星和超新星爆发发出的中微子。当中微子穿过这个大罐子，它们只有很小的机会和其中一个原子碰撞比把它转化为另一种原子。定期的冲洗检查罐子里的东西，科学家可以确定有多少中微子穿过探测器。其它的中微子探测器装满了纯水。当中微子穿过并和水互相作用，产生很小的闪光而被放在水中的极其灵敏的测光计捕捉。这些罐子都埋在在很深的地下（在像南达科他州的一个废弃金矿和伊利湖的一个盐矿里）来屏蔽其它粒子向宇宙线的的影响，而只让中微子通过。
85 其他探测器在宇宙深处寻找引力波。根据爱因斯坦的广义相对论，运动状态快速变动的物体可能产生引力波，实际上是时空的扭曲。物体的质量和加速度越大，引力波的波幅越大。引力波传过地球上的物体时会在这些物体上产生微小的动量扭曲，如果物体和外界震动充分隔绝并且和足够灵敏的探测器相连，就可以记录下来。马里兰大学的约瑟夫·韦伯建造的早期的引力波探测器被证明不够灵敏。正在美国的不同地方建造的新的探测器应该能够探测到7000万光年以外的灾难性事件比如中子星碰撞释放出来的能量。
物质的性质
86 最基本的物质形式叫做原子。世界上有从水到特氟纶的数十亿种自然的和人造的物质，但是所有的这些都可以在化学实验室中分解成更简单的物质。例如利用电流水可以分解成两种气体，即氢气和氧气，或者其它的，普通的食盐（氯化钠）可以分解成金属钠，和一种有毒气体叫做氯气。这四种物质中的每一个——氢气、氧气、纳和氯气——有这独一无二的性质。没有哪一种能够进一步分解而不丢失它们的性质，还是氢气、氧气、纳和氯气。它们是最基本的物质因此被叫做元素。依然保持这种元素性质的最小单元叫做原子。尽管如此，原子被认为是由更小的叫做质子、中子和电子的粒子组成的。通常，质子和中子紧密结合在原子的中心，电子以一定距离绕核旋转。实际上又一个整个的亚原子粒子家族，除了极少例外，本书不会接触它们。
87 当原子组合在一起，它们组成了分子。两个或更多原子结合在一起，形成了分子。例如，一个碳原子和一个氧原子组成一个一氧化碳分子。一个碳原子和两个氧原子组成一个二氧化碳分子。分子只含有很少几个原子的通常叫做简单分子，含有很多原子的分子叫做复杂分子。究竟几个原子从简单变为复杂决定于你谈话的对象。当射电天文学家在星际空间找到6到8个原子的分子时，他们把它叫做复杂分子，因为没有人会想到在险恶的宇宙空间可以找到这种东西。但是生化学家可能会把这种分子称为很简单的分子。
88 在整个宇宙，只有92种自然产生的元素。唯一的决定这种特定的元素是这种元素而不是其它的元素的是在原子核里的质子数量。例如，在宇宙中每个原子核里有一个质子的原子是氢，每个核里有两个质子的原子是氦而不会是其他。碳原子有6个质子，氧原子有8个质子等等。一直到核里有92个质子的铀。原子核里有相同质子和电子数的元素具有相似的化学性质，为了简便，科学家们按照质子数目把元素进行了分组，这就是元素周期表。世界上每个化学实验室里或课堂上通常会有这么一张。这是世界的蓝本，因为就92个基本的元素构成了我们的世界。Armand Deutsch许多年前写过精彩的科学小说。一组未来的考古学家在开凿古火星人的文明遗迹，发现了一所大学。他们正为无法破解火星语言而感到困惑的时候来到一个化学实验室，在实验室的墙上发现了元素周期表---一个马上被他们识别的东西。因为它代表了通用的，超越文化甚至是种族的东西。所以，元素周期表成了破解火星语言的敲门砖。核中具有少量质子的元素有时被称为轻元素或简单元素；有大量原子的就叫重元素或复杂元素。
89 什么是离子？在鸡尾酒会上，当谈话转到“原子物质”时，经常听到的另外两个词是离子和同位素。在讨论离子时，我们就必须注意一类叫做电子的绕着原子核转的小东西。通常情况下，原子的整体是中性的，因为在原子核内带正电的质子数和核外绕核旋转的带负电的电子数相同。但是因为一些电子离原子核非常远，它们被频繁的撞击出去，这样剩下的原子所带的正电就比负电多。同样的道理，电子也可以频繁的被加给原子，使它净增负电荷。简单的说，带有正的或负的净电荷的原子就叫做离子。
90 什么是同位素？在任何关于同位素的讨论中，我们必须关注在原子核里另外一种粒子---中子。同位素是原子核里含有不同数目中子的同种元素的不同形式。举个例子来说，存在三种碳的同位素，它们是碳-12，碳-13和碳-14。这些数字与每个原子核内各自的中子数有关。因为原子核内的质子数决定着它是何种元素，所有核内有12个质子的原子都是碳原子，而不是考虑它们是不是有12、13或者14个中子。每种同位素在质量上都有微小的差距。所有碳构成的东西，不管是石墨还是钻石，都是碳同位素的混合体。
91 一些元素的某些同位素是放射性的。放射性原子自发的变成其他原子，这是一个很快的反应。有时某些原子失去原子核中的中子，变成原来元素的同位素。这样的过程叫做放射性衰变。举例来说，铀能经历一系列的放射性衰变而最终变成铅。一些元素的某些同位素是具有强放射性的，这表示它们衰变成其他东西的速率相对于其他一些衰变非常慢或根本不衰变的元素要快得多。那些衰变慢或不衰变的原子叫做放射性稳定。
92 放射性衰变以不同的速率发生。在所有给出的放射性物质的样品中，你不能事先预测其中的哪些原子将要自发衰变。原子也不会事先告诉你它们将要做什么。但是通过观察和认真的测算，科学家已经发现同种同位素的整个样品的衰变率是个常数。使任何给定样品的同位素衰变成总量一半所需的时间叫做同位素的半衰期。强放射性的同位素的半衰期很短，而稳定的同位素半衰期则很长。
93 放射性衰变是重要的科学工具。所有的这些知识变成测定某物存在时间长短的一项重要的工具。例如，如果你将存在于某物（范围可以从恐龙的骨头到都灵的寿衣再到月球上的岩石）中某种放射性同位素的总量与这个样本中与之相同元素的另一种稳定的同位素的总量相比较，然后将这些数字与你已知的不怎么久远的物品中相同的同位素的量相比较，并且你知道它放射性同位素半衰期的长度，那么你就能算出你所研究的样本有多古老。生物学家，考古学家和古生物学家大量的运用此种技术，尤其是大量使用碳的同位素，这个过程叫做碳定年。天文学家有时也采用该技术，有的时候为了方便除了碳也使用其他元素的同位素。
94 物质典型存在于三种态。我们知道三态分别是：固态，液态和气态。在特定的时间特定的地点物质处于什么态取决于物质的化学本质，环境的温度和压强。在地球上，我们找一个事物为例，我们能看到它的三个态。它由两个氢原子和一个氧原子组成： 。在一般情况下，当温度低于华氏32度时我们称之为冰，当温度在华氏32度到212度之间时我们称之为水，高于华氏212度时，我们称之为水蒸气。（在非常高的温度下，氢和氧原子之间的键被打破，它的本质就不再是水蒸气，就是氢气和氧气的混合气体。）
95 我们在温度和压强的特定范围内在宇宙中搜寻，物质会有很奇怪的组成和行为方式。以在火星上为例，气压计液柱将很难移动，因为火星几乎没有大气，所以在火星表面上基本上没有气压。在这种情况下，直接从气态的水蒸气变为固态的冰，中间没有经过变为液态水的过程。所以今天的火星上没有河流或湖泊。我们把这个过程叫做升华。樟脑球做成的东西在地球上就会升华（它们不会在衣橱里留下水汤）。简而言之，正常的状态是什么和你要进行的预测都取决于你身处于哪里。当天文学家了解了这些，研究整个宇宙就会更顺手一些。
96 当离子以气态存在时，它们形成等离子体。一些人把这个状态认为是物质的第四种状态，因为等离子体带电而常规的气体是电中性的。这个还有一点语义学的味道，只要我们知道什么是什么就好。恒星是典型的由气体组成的物体，大多数气体非常热，它们处于等离子态。这变得很有意义，因为磁场与等离子体有关而与中性气体无关。大多数恒星所带的磁场对恒星、恒星大气和物质在恒星表面上的移动或穿越有很大的影响。
97 流体：你把它放在什么样容器里它就拥有什么形状。液体，气体和等离子体常常都被称为流体，因为它们显现的都是承载它们的容器的形状。（把一品脱水倒进一个馅饼盘里，水就呈现馅饼盘的形状，把它倒入鱼缸里，它又呈现鱼缸的形状。同样的，在贴着“氖”标签罐子里的气体呈罐子的形状。）当你把两个固体拿到一起磨擦（就像天冷的时候你搓手那样），这个动作将遇到一个对抗的力，这个力叫做阻力，它会产生热量。我们通常认为流体没有阻力，但它们确实有。然而，在一定的温度和压强下，这个阻力可以变为零。在某种条件下的这种特性叫做超流。大多数恒星由流体组成的，但中子星却是由超流的中子组成。
98 固体 一些固体具有晶体结构，这意味着它们的原子是按照一定的有规则的几何样式排列的。例如盐和处于金刚石状态的碳。其他固体，比如用来做塑像的粘土，它们是无定形的，因为它们的原子不是刚性的排列。白矮星的内部类似于晶体，尽管它们的电子在核外自由的运动着，但它们的原子核是按规则的样式排列的。
99 “暗物质”是一种不同的物质。基于对星系和星系团里恒星运动的学习，天文学家知道宇宙的大部分不处于我们上面提到的那几种态，大部分物质由其他形式的离子组成。到目前为止，这种物质避过了直接观测，因为它们好像与普通的物体或任意波段的辐射都作用甚微。正因为这个原因，天文学家称呼它暗物质。暗物质的本质仍然是20世纪后期天体物理学的几个重大未解之谜之一。
100 反物质。在恒星的研究中，斯科蒂和吉奥蒂总是很关心反物质。反物质同普通物质一样，也是由粒子组成。其实，这个粒子和我们常见的普通的粒子除了电荷相反意外，其他是一致的。所以，电子的反粒子叫做正电子，它的质量与电子相同但是带正电荷。质子的反粒子叫做反质子，质量与质子一样但是带负电。如果一个物质的粒子与它的反粒子碰撞，它们互相消灭并只释放出能量。（这就是为什么斯科蒂和吉奥蒂喜欢反物质的原因。）反物质存在于宇宙中，但是因为在它们周围存在太多的普通物质，所以它们一经产生就面临着湮灭的厄运。大块的反物质甚至是原子大小的反物质在我们的宇宙里都是不存在的。其他宇宙主要由反物质组成在理论上是可能的。
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