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-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "望远镜", "content": "靠近加州洛杉矶，位于威尔逊山天文台的100英吋（2.54米）的虎克反射望远镜。\n望远镜，是一种可以通过透镜或面镜将电磁波（例如可见光）折射或反射以协助观察远方物体的工具。已知能实用的第一架望远镜是在17世纪初期在荷兰使用玻璃透镜发明的。这项发明现在被应用在陆地和天文学。\n在第一架望远镜被制造出来几十年内，用镜子收集和聚焦光线的反射望远镜就被制造出来。在20世纪，许多新型式的望远镜被发明，包括1930年代的电波望远镜和1960年代的红外线望远镜。“望远镜”这个名词现在是泛指能够侦测不同区域的电磁频谱的各种仪器，在某些情况下还包括其他类型的探测仪器。\n英文的“telescope”（来自希腊的τῆλε，tele意“远”＂far＂ 和 σκοπεῖν，skopein意“视”＂to look or see＂，合并为τηλεσκόπος音为＂teleskopos＂，意“远视”＂far-seeing＂）。这个字是希腊数学家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年于伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一场餐会中，推销他的仪器时提出的。在《星际信使》这本书中，伽利略使用的字是\"perspicillum\"。\n\n目录\n\n1 简史\n2 类型\n\n2.1 光学望远镜\n2.2 电波望远镜\n2.3 X射线望远镜\n\n\n3 大气层的电磁频谱不透明度\n4 体系结构\n5 规格参数\n6 制作工艺\n7 参见\n\n\n简史\n 格林威治皇家天文台“洋葱”式的圆顶内安放的是28英吋的折射望远镜。在前景中的是口径120公分（47英寸）的威廉·赫歇尔反射望远镜（由于它的焦距长度，被称为\"40英尺望远镜\"）剩余部分。\n关于望远镜，现存的最早纪录是荷兰米德尔堡的眼镜制造商汉斯·利普西（Hans Lippershey）在1608年向政府提交专利的折射望远镜。实际的发明者是谁不能确定，它的发展要归功于三个人：汉斯·利普西、米尔德堡的眼镜制造商撒迦利亚·詹森（Zacharias Janssen）和阿尔克马尔的雅各·梅提斯。望远镜被发明得消息很快就传遍欧洲。伽利略在1609年6月听到了，就在一个月内做出自己的望远镜用来观测天体。\n在折射望远镜发明之后不久，将物镜，也就是收集光的元件，用面镜来取代透镜的想法，就开始被研究。使用抛物面镜的潜在优点 －减少球面像差和无色差，导致许多种设计和制造反射望远镜的尝试。在1668年，艾萨克·牛顿制造了第一架实用的反射望远镜，现在就以他的名字称这种望远镜为牛顿反射镜。\n在1733年发明的消色差透镜纠正了存在于单一透镜的部分色差，并且使折射镜的结构变得较短，但功能更为强大。尽管反射望远镜不存在折射望远镜的色差问题，但是金属镜快速变得昏暗的锈蚀问题，使得反射镜的发展在18世纪和19世纪初期受到很大的限制 －在1857年发展出在玻璃上镀银的技术，才解决了这个困境，进而在1932年发展出镀铝的技术。受限于材料，折射望远镜的极限大约是一公尺（40英吋），因此自20世纪以来的大型望远镜全部都是反射望远镜。目前，最大的反射望远镜已经超过10公尺（33英尺），正在建造和设计的有30-40公尺。\n20世纪也在更关广的频率，从电波到伽玛射线都在发展。在1937年建造了第一架电波望远镜，自此之后，已经开发出了各种巨大和复杂的天文仪器。\n\n类型\n望远镜这个名词涵盖了各种各样的仪器。大多数是用来检测电磁辐射，但对天文学家而言，主要的区别在收集的光（电磁辐射）波长不同。\n望远镜可以依照它们所收集的波长来分类：\n\n\n X射线望远镜：使用在波长比紫外线更短的电磁波。\n\n 紫外线望远镜：使用于波长比可见光短的电磁波。\n\n 光学望远镜：使用在可见光的波长。\n\n 红外线望远镜：使用在比可见光长的电磁波。\n\n 次毫米波望远镜：使用在比红外线更长的电磁波。\n\n 模板:Link-en：一种光学透镜技术。\n\n X射线光学：某些X射线波长的光学。\n\n\n随着波长的增加，可以更容易地使用天线技术进行电磁辐射的交互作用（虽然它可能需要制作很小的天线）。近红外线可以像可见光一样的处理，而在远红外线和次毫米波的范围内，望远镜的运作就像是一架电波望远镜。例如，观测波长从3微米（0.003mm）到2000微米（2毫米）的詹姆士克拉克麦克斯威尔望远镜（James Clerk Maxwell Telescope，JCMT），就使用铝制的抛物面天线。另一方面，观察从3μm（0.003毫米）到180微米（0.18 毫米） 的斯皮策太空望远镜就可以使用面镜成像（反射光学）。同样使用反射光学的，还有哈伯太空望远镜可以观测0.2μm���0.0002 毫米）到1.7微米（0.0017 毫米），从红外线到紫外线的第三代广域照相机。\n在望远镜设计中的另一个门槛，随着光子能量的增加（波长变短和频率增加）是使用全反射光学，而不是粗略的入射光学。像是TRACE和SOHO望远镜使用特殊的面镜反射极紫外线，否则不可能产生高解析度和较亮的影像。大口径并不意味着能收集更多的光，它收集的是高阶绕射极限的光。\n望远镜也可以依据所在的位置来分类：地面望远镜、太空望远镜或飞行望远镜（Airborne observatory）。它们还能依据使用者是专业天文学家，还是业余天文学家来分类。拥有一架或多架望远镜与其它仪器的永久性房舍或载运工具，称为天文台。\n\n光学望远镜\n文件:Telescope.jpg 尼斯天文台的50公分折射望远镜。\n光学望远镜主要是收集并聚焦电磁频谱中可见光部分的光线（虽然有些在红外线和紫外线的波段工作）。学望远镜明显增加远处物体的视角大小和视亮度。为了对影像观察、拍照、研究、并发送至电脑，望远镜会采用一个或多个光学曲面的元件来工作。通常由玻璃的透镜或面镜收集线或其它电磁波的辐射，将这些光或辐射汇聚到焦点上。光学望远镜使用在许多天文和非天文的仪器，包括：经纬仪（包括中星仪）、鉴识望远镜、 单筒望远镜、双筒望远镜、相机镜头、和间谍镜。望远镜有三种主要的学类型：\n\n\n 使用透镜成像的折射望远镜。\n\n 使用安排好的面镜成像的反射望远镜。\n\n 使用面镜和透镜共同组合来成像的折反射望远镜。\n\n\n除了这些基本的光学类型之外，还有许多改变光学设计以适合它们执行任务的子类型，像是摄星镜、寻彗镜、太阳望远镜等等。\n\n电波望远镜\n 位于美国新墨西哥州的圣阿古斯丁平原上的甚大天线阵\n电波望远镜是电波天文学使用，有指向天线（Directional antenna）天线的望远镜。这些盘面有时是用导电的金属丝往建造，其口径小于所观测到的波长。多元素的电波望远镜由成对或更多的小望远镜组成，以合成口径相等于彼此间距离的虚拟望远镜，这个程序被称为孔径合成（Aperture synthesis）。在2005年，纪录上的阵列大小是地球直径的许多倍 －利用位于太空的甚长基线干涉测量望远镜，像是日本的HALCA（高度先进通信和天文学实验室VSOP (VLBI Space Observatory Program) satellite）\n孔径合成现在也被应用在光学望远镜，使用在光学干涉仪 (光学望远镜阵列)，和在单一望远镜上使用口径遮蔽干涉（Aperture masking interferometry）。当可见光被阻挡或微弱时，电波望远镜也用来收集微波辐射，例如类星体。有些电波望远镜被使用于专案，例如SETI和阿雷西博天文台寻找外星生命。\n\nX射线望远镜\n大气层的电磁频谱不透明度\n由于大气层对大部分的电磁波谱是不透明的，所以只有少数波段可以从地面观测得到。这些波段是可见光、近红外线和一些无线电波部分的频谱。由于这个原因，地面上没有远红外线、或X射线的望远镜。因为这些波段必须从轨道上才能观测。即使从地面上可以观测的波段，因为视像度的缘故，在轨道上的卫星安置光学望远镜依然是有利的。\n\n体系结构\n\n 光学系统\n\n 棱镜系统\n\n 物镜\n\n 目镜\n\n\n\n 机械系统\n\n 望远镜的装置\n\n 赤道仪\n\n 经纬仪\n\n\n\n 附件\n\n 转仪钟\n\n\n\n\n\n\n规格参数\n\n 物镜口径\n\n 放大倍数\n\n 出瞳直径\n\n 出瞳距离\n\n 视场角度\n\n 像场角度\n\n\n制作工艺\n\n 镀膜\n\n 球面反射镜磨制工艺\n\n 像差控制\n\n 色差控制\n\n\n参见\n\n 显微镜\n\n 放大镜\n\n 眼镜\n\n 监视器\n\n 相机\n\n 摄影机"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "折射望远镜", "content": "折射望远镜（ refractor ），物镜为透镜的光学望远镜。1609年，意大利科学家伽利略在得知有人发明了望远镜的消息后，随即用一凸透镜为物镜，用一凹透镜为目镜，分别置于一个管筒的两端，制成一架放大率3倍的望远镜。随后又制成另一架放大率8倍的望远镜。最后，制成一架口径4.4厘米，筒长1.2米，放大率33倍的望远镜。这就是天文学史上的第一架天文望远镜。后人称之为伽利略望远镜（图1）。该光学系统的特征是成的像是正像，像在焦平面之前。伽利略从1609年底起用他手制的望远镜指向夜空，观察天象，作出许多划时代的天文发现，从此天文学进入用望远镜观天的新时期。 \n\n\n\n图1　伽利略望远镜 \n\n\n1611年，德国天文学家J.开普勒采用凸透镜即正透镜为目镜，这样的望远镜成像在焦平面之后，像是倒像。后人称之为开普勒望远镜。由于这种光学系统的出射光瞳在目镜之外，便于目视观测，因此从17世纪中叶起天文学家普遍采用开普勒望远镜。\n直到18世纪初，折射望远镜的物镜都是单透镜，色差和球差均很严重。1756年，英国光学家J.多隆德发明了由一冕牌玻璃凸透镜和一火石玻璃凹透镜组合而成的消色差复合物镜，才使得折射望远镜成为18～19世纪目视观天的主要天文仪器。\n\n\n\n世界上最大的折射望远镜\n\n\n冕牌玻璃和火石玻璃都难以铸成质地既均匀、尺寸又足够大的透镜毛坯，因此世界上最大的折射望远镜的物镜口径是104厘米（图2）。现在存世的口径66～104厘米的大型折射望远镜总共只有12架，其中11架都建于19世纪80～90年代，正是折射望远镜的全盛时期。进入20世纪后，天文学的进展要求要有聚光本领更强大的天文望远镜，观天的主力几乎全都让位于口径可建造得更大的反射望远镜。此外，虽然20世纪还发明了由三四片透镜组成的大视场消色差天体照相仪，但最终也为口径更大、光力更强的折反射望远镜所取代。 图2　世界上最大的折射望远镜"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "伽利略望远镜", "content": "伽利略望远镜\n伽利略望远镜，1609年，意大利科学家伽利略在得知有人发明了望远镜的消息后，随即用一凸透镜为物镜，用一凹透镜为目镜，分别置于一个管筒的两端，制成一架放大率3倍的望远镜。随后又制成另一架放大率8倍的望远镜。最后，制成一架口径4.4厘米，筒长1.2米，放大率33倍的望远镜。这就是天文学史上的第一架天文望远镜。后人称之为伽利略望远镜。该光学系统的特征是成的像是正像，像在焦平面之前。伽利略从1609年底起用他手制的望远镜指向夜空，观察天象，作出许多划时代的天文发现，从此天文学进入用望远镜观天的新时期。"}
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-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天体照相仪", "content": "天体照相仪（ astrograph ），专门以照相底片作为天体辐射接收器直接记录星空图像，并通常具有较大视场的光学望远镜。从19世纪下半叶起直到光电器件广泛应用于天文观测之前，近百年期间，和眼睛目视相比，照相术曾成为一种更高效和更客观的天文方法和手段。20世纪上半叶，发明了由三合透镜甚至四合透镜组成的具有像差较小，视场可达几十平方度的天体照相仪。在变星巡天、小行星和彗星搜索、物端棱镜光谱分类等领域都曾作出过重要贡献。\n20世纪30年代发明，并从40年代起迅速推广和普及的施密特望远镜问世后，立即显现出经典天体照相仪无法与之比拟的优越性。首先，采用施密特天文光学原理的望远镜主镜是反光镜，经过特殊镀膜后，能够有效反射入射的天体光辐射的80％以上。然而，主镜由三块或四块透镜的组合体却会阻隔和散射掉入射光的70％～80％，极大地降低了效率。其次，虽然二者都是照相机，但施密特光学适用于可获取更多天体物理信息的国际多色测光系统，如UBV、UBVRI （见天体测光）等；但经典天体照相仪受主镜的玻璃元件的限制，至多只能实现照相和仿视双色测光系统。结果曾经作为照相巡天和照相测光的天体照相仪逐渐全面地为施密特望远镜取代。\n20世纪80年代起，天文实测中开始了以数字化的电荷耦合器件（CCD）作为天体辐射接收器取代照相底片的进程。众所周知，照相乳胶的光量子效率只有2％～5％，而且感光反应的线性度很差，这是作为测光工具的大缺点。与之相反，具有线性反应的CCD器件的光量子效率却能高达80％以上。结果照相底片连同照相方法都淡出天文观测的历史舞台。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "反射望远镜", "content": "反射望远镜，是使用曲面和平面的面镜组合来反射光线，并形成影像的光学望远镜，而不是使用透镜折射或弯曲光线形成图像的曲光镜。  \n反射望远镜所用物镜为凹面镜，有球面和非球面之分；比较常见的反射望远镜的光学系统有牛顿望远镜与卡塞格林望远镜。\n反射望远镜的性能很大程度上取决于所使用的物镜。通常使用的球面物镜具有容易加工的特点，但是如���所设计的望远镜焦比比较小，则会出现比较严重的光学球面像差；这时，由于平行光线不能精确的聚焦于一点，所以物像将会变得模糊。因而大口径，强光力的反射望远镜的物镜通常采用非球面设计，最常见的非球面物镜是抛物面物镜。由于抛物面的几何特性，平行于物镜光轴的光线将被精确的汇聚在焦点上，因而能大大改善像质。但即使是抛物面物镜的望远镜仍然会存在轴外像差。\n\n 在佛兰克林学院使用的24英吋可转换牛顿/卡塞格林望远镜\n目录\n\n1 历史\n2 技术的考量\n3 反射望远镜的设计\n\n3.1 牛顿式\n3.2 卡塞格林式\n3.3 格里望远镜\n3.4 离轴设计\n3.5 液体镜面望远镜\n\n\n4 焦平面\n\n4.1 主焦点\n4.2 内史密斯和库德焦点\n\n\n5 相关条目\n\n\n历史\n在1616年，意大利的僧侣Niccolo Zucchi是第一位创造出反射镜的人，但是他未能准确的塑造出面镜的形状和用于拦阻影像的镜子，也就是缺乏观看影像的方法，导致他对此想法不抱希望。在1663年，詹姆斯·葛利格里出版了光学的进程（Optica Promota），其中首度提出使用两个凹面镜制造反射镜的实用设计，但在十年之后才由罗伯特·虎克制造出一个样品。而大约在1670年，艾萨克·牛顿就已经依照自己的构想制造出第一架实用的反射望远镜。他设计的望远镜使用一个凹面的物镜和一个小的斜镜，解决了色差的问题。在完美无缺的消色差透镜发明以前，色差是所有的折射望远镜都要面对的严重问题。\n\n技术的考量\n一个弯曲的主镜是反射望远镜基本的光学元件，并且在焦平面上造成影像。从面镜到焦平面的距离称为焦长（焦距），底片或数码感应器可以在此处记录影像，或是安置目镜以便眼睛能观看。反射镜虽然能够消除色差，但是仍然有其他的像差：\n\n\n当使用非抛物面镜时会有球面像差（成像不在平面上）。\n\n彗形像差\n\n畸变（视野）\n\n\n在反射器的设计和修正上会使用折反射器来消除其中的一些像差。\n几乎所有用于研究的大型天文望远镜都是反射镜，有下列的原因： \n\n\n在采用透镜之下，必须整块镜片材料皆为没有缺点和均匀而没有多相性，而反射镜只需要将一个表面完美的磨光，磨制相对简易。\n\n不同颜色的光在穿透介质时会有不同的播速度。对未做修正的透镜，这会造成折射镜特有的色差。制作大的消色差透镜所费不赀，面镜则完全没有这个问题。\n\n反射镜可以在更广阔的范围内研究光谱，但有些波长在穿过折射镜或折反射镜的透镜时会被吸收掉。\n\n大口径透镜在制造和操作上都有技术上的困难。其一是所有的材料都会因为重力而下垂，观测举得最高而且也是相对较重的透镜只能在镜片周围加以支撑，另一方面，面镜除了反射面以外，可以在反射面的背面和其他的侧边进行支撑。\n\n\n当业余天文学还在使用牛顿焦点的设计时，专业天文学已经倾向于使用主焦点、卡塞焦点和库德焦点的设计。在2001年，至少已经有49架口径2公尺或更大的反射望远镜采用主焦点的设计。\n\n反射望远镜的设计\n牛顿式\n 牛顿望远镜\n牛顿望远镜通常使用球面镜作为主镜，但是小口径（12公分以下）而且是长焦比（f/8或更大）的，使用球面镜作主镜也可以获致足够高的目视解析力。第二面平面镜在镜筒的前端，将光线反射至侧边镜的焦平面。对任何尺寸的望远镜，这都是最简单和最便宜的设计，因此被自制望远镜的人士广泛在家中自制。\n\n卡塞格林式\n 卡塞格林式的光路图\n卡塞格林望远镜以抛物面镜作主镜，第二反射镜是双曲面镜，将光线反射回后方，并穿过主镜中心的洞孔，这种折叠光学的设计缩短了镜筒的长度。在小型的望远镜上，第二反射镜会安置在光学的平面镜上。这是在前端用来封闭镜筒的光学玻璃，可以有效的消除使用支撑架产生绕射星芒的现象。封闭的镜桶可以保持乾净，主镜也得到了保护，代价是损失了一些集光力。 \n里奇-克莱琴式\n里奇-克莱琴望远镜是一种特殊的卡塞格林望远镜，它的两个镜片都是双曲面镜（取代了抛物面的主镜），有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差，使他有较广的视野可以用于摄影的观测。几乎所有研究级的反射镜都是里奇-克莱琴式的设计。他是由乔治·威利斯·里奇和亨利·克莱琴在1910年代发明的。\n达尔-奇克汉式\n达尔-奇克汉望远镜是霍勒斯达尔在1928年设计出来的卡塞格林望远镜，并在1930年由当时的科学美国人编辑、也是业余天文学家的艾伦奇克汉和艾伯特G.英格尔写成论文发表在该杂志上。这种设计使用凹的椭圆面镜做��镜，凸的球面镜做第二反射镜。这样的系统比卡塞格林或里奇-克莱琴的系统都容易磨制，但是没有修正离轴的彗形像差和视场畸变，所以离开轴心的影像品质便会很快的变差。但是对长焦比的影响较小，所以焦比在f/15以上的反射镜仍会采用此种形式的设计。\n\n格里望远镜\n 格里望远镜的光路图\n格里望远镜是詹姆斯·葛利格里发明的，第二反射镜也使用凹面镜，不是凸面镜，因此产生的是正立的影像，很适合用于地面上的观测。此种设计已经失宠而少被采用，只有少数的运动型望远镜还在使用这种设计。\n\n离轴设计\n有几种通过消除次镜或移动任何的辅助元件避开主镜光轴，以尽量避免阻碍入射光的设计，通常称为离轴光学系统。\n赫歇尔式\n\n 赫歇尔望远镜\n赫歇尔望远镜是以威廉·赫歇尔命名的的，他使用这种设计建造出非常大的望远镜，包括1789年建造，口径49.5英吋（126公分）的望远镜。赫歇尔望远镜的主镜是倾斜的，使观测者的头不会阻挡入射的光线。虽然这会带来几何畸变，但可以避免当时使用金属反射镜的牛顿第二反射镜很快就会丧失光泽，而只有60%的反射率。\nSchiefspiegler\nSchiefspiegler（\"离轴\"或\"斜反射\"）望远镜是一种非常奇特的卡塞格林望远镜，他将主反射镜倾斜以避免第二反射镜在主镜上造成阴影。虽然消除了绕射的图形，却又导致了其他不同的像差必须要修正。这些缺点在长焦比的望远镜上很容易处理－多数Schiefspiegler的焦比是f/15或更大，往往限制了只适用于月球和行星的观测。\n使用不同数量的镜面就是不同的类型，导致经常有大量不同的变化。库特尔式（Kutter style）使用单凹的主镜和凸面的次镜；一种multi-schiefspiegler使用凹面的主镜，凸面的次镜和抛物面的第三反射镜。一些有趣的schiefspiegler，镜面可以在光路中参与两次－ 每一次反射的光路都使光线沿着不同的子午路径。\nYolo\n\n Schiefspiegler和Yolo光学系统的光路图\nYolo是1960年代中期由亚瑟S伦纳得开发的，与Schiefspiegler一样，它是无遮挡、倾斜的反射望远镜。Yolo的主镜和次镜都是凹面镜，并且有相同的曲率和与相同的轴倾斜。多数的Yolo使用环形面镜。Yolo的设计消除了彗形象差，但是留下了大量的散像性，不是某种形式的线性翘曲变形，就是在次镜产生抛光的环形图。\n\n液体镜面望远镜\n一种使用托盘盛载液体金属，以均匀度转动构成镜面的望远镜设计。由于转动以形成抛物面的托盘基本上没有大小的限制，因此可以制成很大的望远镜（超过6米），但不幸的是它们只能永远垂直的指向天顶，而不能加以控制。\n\n焦平面\n主焦点\n主焦点的设计使用在天文台的大望远镜上，观测者置身于镜筒内反射光线汇聚的焦点上。在过去都是由天文学家自己置身其中，如今都由CCD取代了。\n无线电望远镜也经常使用主焦点的设计。主镜由金属的表面取代，反射的是无线电波，观测者则是天线。\n\n内史密斯和库德焦点\n 内史密斯/库德的光路图\n内史密斯式\n内氏望远镜的设计与卡塞格林望远镜相似，只是主镜上无需穿洞，取代的是用第三反射镜将光线反射到侧面\n库德式\n在内史密斯式望远镜上再增加光学元件，将光线导出（通常利用赤纬轴）至固定的焦点，称为库德焦点，当望远镜转动时观测者不必随着移动观测位置。这种设计经常使用在大型的望远镜上，特别是需要使用较重的观测设备的，像是分光摄谱仪，可以很方便的运用。\n在20世纪建造的大望远镜，特别是有大型准直面镜的（理想的是与望远镜主镜有相同的孔径），在光学设计和制造上广泛的使用库德焦点的光学设计，以获得高解析的光谱和很长的焦长。这些仪器无法承受移动，在光路上增加面镜将光线引导至仪器室或观测所的地板下固定的点，像是（通常与天文台的建筑完整的结合）是唯一的选择。1.5m海尔望远镜、虎克望远镜、200吋海尔望远镜、夏恩望远镜和哈兰·史密斯望远镜都是建有库德焦点仪器的望远镜。中阶梯光栅摄谱仪的发展允许高解析的光谱仪有更加紧密的组合，其中有些已经成功的安装在盖塞格林焦点上。而且，在1980年代发展出装上电脑的经纬仪架台，能够便宜又充分稳定的控制，内史密斯式焦点的设计已经取代大型望远镜上的库德焦点。\n\n相关条目\n\n液体镜面望远镜\n\n折反射望远镜\n\n光学望远镜\n\n折射望远镜"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "主焦点系统", "content": "主焦点系统（ prime focus system ），反射望远镜中由一块反射镜组成的光学��统。主焦点系统的相对口径通常由1/5到1/2.5。相对口径1/5以下，镜筒太长，造价过高；超过1/2.5的，加工困难，且轴外像差大。口径很大的望远镜，为了降低造价，有把相对口径设计得更大的趋势。\n主焦点系统中，如果反射镜的形状是旋转抛物面的，这种系统就没有球差。在理想像平面(近轴光的像平面)上，以角度表示的彗差斑点的最长尺度为3A2W/16。A是反射镜的相对口径，W是天体离开光轴的角距离。\n以美国帕洛马山天文台的5米望远镜主焦点系统为例，它的A为1/3.3，在理想像平面上，若要求彗差不超过1″，可用视场直径仅2′。这是一个很小的天区。因此，这样的主焦点系统只适于作单颗星的分光、测光和小视场暗弱天体的照相。它的主要优点是只经过一个反射面，所损失的光较少。有的主焦点系统，反射镜并不是抛物面的，例如R-C望远镜的主镜就属于这种类型。这种系统不仅有和抛物面镜相同的彗差，而且有球差；但只要在焦点前加入一块改正透镜就可以消除球差。不论抛物面镜或非抛物面镜的主焦点系统，需要时都可在焦点前加入数块透镜组成的像场改正透镜，扩大可用视场。同时具有主焦点、卡塞格林焦点和折轴焦点的望远镜，以主焦点的相对口径为最大，宜于从事强光力的工作。特别是加入像场改正透镜，将可用视场扩大到0.5°～1°后，常用于较强光力和一定视场的直接照相、像增强器照相、非物端光栅的分光照相等工作。由于主焦点位置处在入射光路中，为避免挡光过多，不能安置较大的终端设备。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "牛顿望远镜", "content": "牛顿望远镜\n牛顿望远镜，是英国天文学家艾萨克·牛顿（1643-1727）发明的反射望远镜，主镜使用球面镜，第二反射镜是平面的对角反射镜。\n\n牛顿式设计的优点\n\n 与其他形式望远镜比较，无论口径大小，在品质相当的情况下，牛顿式总是比较便宜。\n\n 由于光线无须穿透物镜（他只从镜子的表面反射），所以不需要特别的玻璃，材料只需要能掌握住正确的形状。\n\n 因为只需要处理一个表面（折射镜通常需要处理四个表面），因此非常适合非专业人士自制属于个人的样式。业余天文学家自制的杜布森望远镜多属此型望远镜。\n\n 短的焦比可以更容易的获得较大的视野。 \n\n 长焦距的牛顿式望远镜可以获得卓越的行星外观。\n\n 没有凸透镜造成的色差。\n\n 目镜的位置在望远镜统前端，与短焦比结合可以使用短而紧凑的架台系统，减少费用和增加便利性。\n\n\n 牛顿的第一架六吋镜复制品\n牛顿式设计的缺点\n\n 容易产生彗形像差，造成影样偏离轴心扩散的变形现象。这种扩散在光轴上为零，随着镜子的视域呈线性的增加，也与焦距除以口径的商（焦比）的平方反比来扩散。彗形像差的型式通常是 3θ/16F ² ，此处的θ是轴到图像的角度，F是焦比。通常在焦比大于f/6的系统，彗形像差已经可以忽略掉，不会影响目视或摄影的结果。焦比小于f/4的系统，虽然不能忽视彗形像差，但可以借由广视野和低倍率成像来避免。商业用的透镜也可以用在修正牛顿主镜的彗形像差上，让影像恢复原有的明锐。\n\n\n\n 第二反射镜在光路的中间，会遮蔽掉部分的光线，支撑结构还会造成绕射形成所谓的蜘蛛网，并且降低对比。使用二或三支脚的支撑可以减少视觉上的蜘蛛网。减少绕射的肩峰值强度更可以以四的因次有效的增强对比，但圆形的蜘蛛网通常是因支撑不稳，而由风造成摆动形成的惩罚。虽然四只脚的支撑能比三只脚更有效的消除蜘蛛网，但三支脚造成的蜘蛛网会给人一种审美上的良好观感。\n\n\n\n 可携式牛顿式的校准是个问题。主镜和次镜的准直性会因为运输和操作时的震动而偏离，这意味着望远镜可能在每次使用前都需要校准。其他型式的设计，像折光镜和折反射镜（尤其是马克苏托夫盖塞格林式），准直性都已经固定住了。\n\n\n相关条目\n\n 施密特摄星仪\n\n 施密特-牛顿望远镜\n\n 马克苏托夫望远镜\n\n 里奇-克莱琴望远镜"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "卡塞格林望远镜", "content": "卡塞格林望远镜（Cassegrain telescope），由两块反射镜组成的一种反射望远镜，1672年为卡塞格林所发明。反射镜中大的称为主镜，小的称为副镜。通常在主镜中央开孔，成像于主镜后面。它的焦点称为卡塞格林焦点。有时也按图中虚线那样多加入一块斜平面镜，成像于侧面，这种卡塞格林望远镜，又称为耐司姆斯望远镜。 \n卡塞格林望远镜中，副镜不仅将像由F1移至F2，而且将它放大，副镜的放大率通常为2.5～5倍，由于主镜的相对口径一般为1/2.5～1/5，变为卡塞格林望远镜后，相对口径常为1/7～1/15，但也可以超出这个范围。例如，有些校正场曲的卡塞格林望远镜，副镜与主镜的表面曲率半径相等，副镜的放大率仅约1.6倍；也有的卡塞格林望远镜副镜是平面镜。此外，反射望远镜中的折轴望远镜，从光学系统来说，也是一种卡塞格林望远镜，由于要将像成到很远处，副镜的放大率常达到10倍以上。 \n卡塞格林望远镜的主、副镜面，可以有种种不同的形式，光学性能也随之而不同。主要的形式有：①主镜是旋转抛物面的，常称为经典的卡塞格林望远镜。根据圆锥曲线的光学性质，副镜只要是以F1、F2为两焦点的旋转双曲面，则原来无球差地会聚到F1点的光线，经过这种副镜反射后，将无球差地会聚到F2点。但这种望远镜有彗差，也有一定的像散和场曲。一个主镜相对口径1/3、卡塞格林望远镜相对口径1/8、像成在主镜后面不远处的系统，在理想像平面（近轴光的像平面）上，若要求像的弥散不超过1″，可用视场直径约为9′。②平行于光轴的光满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜，近似地说，也就是消除了三级球差和彗差的卡塞格林望远镜，称为里奇-克列基昂望远镜，简称R-C望远镜。③主镜是球面的，为了消除球差，副镜近似于旋转扁球面。这种望远镜的优点是主镜加工比较容易，使用上的特点是可以去掉副镜，在主镜球心处加上改正透镜，转换成施密特望远镜。德意志民主共和国陶登堡史瓦西天文台反射镜口径2米的望远镜，就是这种类型的。这种望远镜的彗差很大，可用视场很小。主镜相对口径为1/3、卡塞格林望远镜相对口径为1/8、像成在主镜后面不远处的这种望远镜，若要求像在理想像平面上的弥散不超过1″，则可用视场直径约为1ḷ3。④副镜是球面的，为了消除球差，主镜近似于旋转椭球面。这种系统的优点是容易制造，副镜的调整简单。其像差大小介于抛物面主镜和球面主镜之间（较接近抛物面主镜）。各种卡塞格林望远镜需要较大的视场的工作时，常在焦点前加入像场改正透镜。\n在卡塞格林望远镜焦点处可以安置较大的终端设备，并不挡光，且观测操作也较方便。对于一个兼具有主焦点系统、卡塞格林系统和折轴系统的望远镜，卡塞格林望远镜的相对口径是中等的，它适用于作中等光力、较大比例尺的照相和其他工作，一般在这里进行的主要工作有较大光谱仪的分光观测、直接照相和像增强器照相、光电测光和红外观测等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "格雷果里望远镜", "content": "格雷果里望远镜（ Gregorian telescope ），由两块反射镜组成的一种反射望远镜，1663年为英国物理学家和天文学家J.格雷果里所发明。两反射镜中大的为主镜，小的为副镜。它的焦点称为格雷果里焦点。如果主镜是旋转抛物面，根据圆锥曲线的光学性质，副镜只要是以F1、F2为两焦点的旋转椭球面，则原来无球差会聚到F1点的光线，经过副镜反射后，便无球差地会聚到F2点，但这种望远镜有彗差，也有一定的像散和场曲（见像差）。和卡塞格林望远镜类似，在格雷果里望远镜中也可以适当选择主、副镜的形状，使平行于光轴的光同时满足等光程和正弦条件，这时主镜、副镜的形状都接近于旋转椭球面。\n格雷果里望远镜中的主、副镜之间的距离较大，所需的镜筒较长，而光学性能与相应的卡塞格林望远镜相比则差不多，且场曲更大。因此，大型反射望远镜很少采用这种光学系统。但现代有些太阳望远镜也采用这种系统，因为可在主镜焦点处安置倾斜光阑，使太阳局部区域的光线通过，而大部分光线则反射到镜筒以外，从而减少太阳辐射热对成像质量的影响。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "R-C望远镜", "content": "R-C望远镜（ R-C telescope ），平行于光轴的光，满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜。它是由克列基昂（H.Chretien）提出、里奇（G.W.Ritch）制成的，按他们两人姓氏的第一个字母得名为R-C望远镜。它的焦点称为R-C焦点。这种望远镜的主、副镜形状很接近旋转双曲面，在实用上可把这种系统近似地视为消除三级球差和彗差的、由旋转双曲面组成的系统。由于消除了彗差，可用视场比其他形式的卡塞格林望远镜更大一些，并且像斑呈对称的椭圆形。如果采用弯曲底片，视场会更明显地增大，像���则呈圆形。一个主镜相对口径为1/3、系统相对口径为1/8、且像成在主镜后面不远处的这种望远镜，其主镜偏心率接近于1.06的双曲面，副镜偏心率接近于2.56的双曲面。在理想像平面（近轴光的像平面）上，如要求像斑的弥散不超过1″，可用视场直径约为19'；如用弯曲底片，仍要求像斑的弥散不超过1″，则视场直径可达37'。如要获得更大的视场，则需加入像场改正透镜。加入像场改正透镜后，R-C望远镜比主镜为抛物面的卡塞格林望远镜的效果也更好。但在R-C望远镜中使用主焦点时，所成的像是有球差的。因此，使用它的主焦点时通常至少需加入一块改正透镜或反射镜。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "折轴望远镜", "content": "折轴望远镜（ Coudé telescope ），光线通过光学元件沿轴射出的望远镜。这种望远镜的焦点称为折轴焦点。各种装置型式（赤道式、地平式等）的折射望远镜、反射望远镜、折反射望远镜都可以配置成折轴望远镜。以英国式装置的反射望远镜为例，它的折轴系统通常如图所示。折轴望远镜的主要特点是，当望远镜跟踪天体运动时，轴线上的星像并不随之而动，这样就可以在折轴焦点后面，安置与望远镜本体脱离的、不随望远镜运动的庞大的终端设备。在折轴望远镜的后面配置各种仪器，恰如设置了一个实验室，望远镜只是将收集到的天体的光，送入这个实验室。在大型反射望远镜的折轴焦点后面，安置的主要仪器是大型分光仪。在折轴望远镜中，星像一般是旋转的。对于赤道式装置和光束由极轴射出的折轴望远镜（例如图中所示的系统），星像将绕视场中心作与周日运动相同速度的转动。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "像场改正透镜", "content": "像场改正透镜（ field corrector ），加在望远镜焦面前以改进成像质量并扩大可用视场的透镜（包括非球面板）。主要用在反射望远镜的主焦点和卡塞格林焦点处。像场改正透镜要便于装卸，在需要较大视场时，将它们加上；在只需较小视场时，如单颗星的分光和测光工作中，就将它们卸下，或换上片数尽量少的改正透镜。相对口径为1/8的一般R-C望远镜，若要求像斑弥散小于0.″5，在3600～10000埃的波段范围内，用一套材料相同的两片型球面像场改正透镜，可获得角直径略大于1°的平面视场。相对口径为1/3.5的抛物面镜主焦点系统，若要求像斑弥散小于0.″5，在3600～10000埃波段范围内，分别用三套材料相同的四片型球面像场改正透镜，可获得角直径约1°的平面视场。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "缩焦器", "content": "缩焦器（ focal reducer ），在望远镜的焦点处配置的使焦距缩小的光学系统。望远镜的通光口径是一定的，焦距缩短，相对口径就增大，即光力增强。缩焦器常由折反射系统构成，但也有用折射系统的。它通常加在卡塞格林焦点和主焦点（或牛顿焦点）处。加在卡塞格林焦点的缩焦器，常使它产生相当于主焦点的、或更大的相对口径。加在主焦点（或牛顿焦点）上的缩焦器，则产生比主焦点系统更大的相对口径(大到等于1，甚至更大)。通过缩焦器可进行强光力的直接照相等工作。也常在缩焦器前加准直镜系统，使光先变成平行光，以加入需要在平行光中工作的光学元件，如法布里－珀罗干涉仪等，然后再让光进入缩焦器。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "镜面材料", "content": "镜面材料（ mirror material ），制造光学反射镜面的材料。人们最早是使用镜铜(一种铜锡合金)制造反射镜面。F.W.赫歇耳在1789年建造的一架口径1.22米的望远镜中使用的就是镜铜质的主镜。但镜铜材料重，镜面加工困难，抛光后的反射率不高，也不耐久。自发明用化学镀银和真空镀铝等方法而获得高反射率镀层之后，对镜面材料本身的反射率已无要求。人们就采用抛光性能优良、热膨胀系数较小的玻璃来制造光学镜面。膨胀系数较小（约3×10-6/℃）的硼硅酸玻璃，长期以来是制造大镜面的主要材料。目前直径6米和5米的反射镜就是用这种材料制成的。膨胀系数更小(5×10-7/℃)的熔石英曾被认为是理想的镜面材料，但熔炼很困难，直到1970年前后才制造出数块直径4米的熔石英镜坯。在发现了膨胀系数接近于零的微晶玻璃以后，已改用这种材料制造大型镜面。中国在1978年成功地浇注出直径2.2米的微晶玻璃镜坯。金属虽有较大的膨胀系数，但具有很高的导热率，能较快地和周围环境温度达到平衡，且可采用高效率的切削加工，所以也受到人们的重视。例如，大型红外望远镜中大量使用铝质反射镜；空间探测仪器中则广泛使用强度高而比重小的铍质镜面。一般金属的抛光性能较差，通常需要在表面加镀一层抛光性能好的材料（如化学镀镍层），再进行光学精密加工。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "折反射望远镜", "content": "折反射望远镜（ catadioptric telescope ），物镜由反射和透射元件相组合的光学望远镜。鉴于单一的折射元件或反射元件都不能良好地成像，19世纪初曾有多人提出过在透镜组中间置入反射镜，以期达到比消色差透镜更好的成像效果的设想。1931年，德国光学家B.V.施密特发明了在球面反射镜前置一非球面薄透镜的望远镜光学系统，不仅光力强、视场大，而且像差小，成为世界上第一个也是最佳的一种折反射望远镜。后人称之为施密特望远镜（见天文仪器）。按此种光学系统制作的照相设备称为施密特照相机，广泛用于照相巡天，为天文学的进展作出重大贡献。20世纪30年代之后，还发明了马克苏托夫系统、贝克–纳恩系统、贝克–施密特系统、超施密特系统等类似的折反射望远镜。折反射望远镜的大小通常用通光口径和反射镜口径表示，如80/120厘米、60/90厘米。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "施密特望远镜", "content": "施密特望远镜（ Schmidt telescope ），一种折反射望远镜。1931年为德国光学家B.V.施密特所发明，因此得名。\n\n \n这种望远镜由一块接近平行平板的非球面改正透镜和一个凹球面反射镜组成。虽然凹球面反射镜具有球差(见像差)，但它有一个重要特性──镜面对于球心是对称的。如果在球心处设置一个限制光束的光阑，那么对于不同倾角入射的光束，除了光阑在斜光束方向的投影与正方向不同外，成像条件都完全相同，不存在光轴上和光轴外的差异。因而，在球面镜的焦面上各处的像点都是对称的，具有相同球差造成的小圆斑。在这种情况下，除了球差和场曲外，不存在其他像差。为改正球差，B.V.施密特不是象过去人们所做的那样，破坏这一对称成像条件，把镜面形状改成抛物面，而是在光阑处放置一块与平行平板差别不大的、非球面的改正透镜（常称施密特改正透镜）。它对于法向和倾斜入射光束在球差的改正作用上所引起的变化不大，同时折射引起的色差也很小。所以在口径和焦比相同的情况下，施密特望远镜比其他望远镜有更大的清晰视场。此外，施密特望远镜的优点是：光能损失较少，改正透镜厚度比折射望远镜薄，制作材料容易解决，口径可以做得较大。缺点是：①改正镜的非球面形状比较特殊，加工比较困难；②焦面是弯曲的，底片也必须弯成和焦面相符合，对使用玻璃底片不方便；③焦面位于光路中间，增大视场就必然会使光的损失增加，而且底片装卸也不方便；④镜筒长度比主镜焦距相同的反射望远镜长，约为焦距的两倍。现在最大的施密特望远镜在德国陶登堡史瓦西天文台，是1960年制造的，改正透镜口径为1.34米，球面镜直径为2米，焦距为4米，视场为3°4×3°4。  \n\n 美国帕洛马山天文台1.2米施密特望远镜 美国海耳天文台\n对某些工作，施密特望远镜可作不同的改变，如增加平场透镜把焦面改成平面；增加一个凸面副镜把焦点引到主镜的背面或附近，形成卡塞格林系统（见卡塞格林望远镜）。美国光学家贝克首先对这种系统进行了研究，经他改进的这种望远镜，称为贝克-施密特望远镜，也可以把改正透镜分成两片，以校正色差等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "马克苏托夫望远镜", "content": "马克苏托夫光学系统原理图\n马克苏托夫望远镜（ Maksutov telescope ），一种折反射望远镜。该光学系统由苏联光学家D.D.马克苏托夫发明，并于1940年制成望远镜，因而得名。马克苏托夫光学系统由一个凹球面反射镜和一个置于其前的凹球面改正透镜组成（见图）。改正透镜厚度较大，它的两个球面的曲率半径相差很小，但曲率很大，透镜呈弯月形，故也称弯月透镜系统。弯月透镜可产生足以补偿凹球面反射镜的球差，并能够同时消除色差。若调节改正透镜和反射镜之间的距离，还能校正彗差。但该光学系统的场曲较大，必须采用与焦面一致的曲面底片。如果将弯月透镜的第二表面的中央部位磨制成曲率半径更长的球面，并镀能反光的铝，则可将焦点穿过反射镜中孔引到反射镜背面��外一点，从而构成马克苏托夫–卡塞格林光学系统。\n马克苏托夫望远镜以及马克苏托夫–卡塞格林望远镜的优点：一是和经典反射望远镜相比有较大的视场，虽然比相同口径的施密特望远镜的小些；二是光学元件的表面均为球面，易于磨制和加工；三是镜筒很短，甚至比相同口径的施密特望远镜的还要短。缺点是：弯月透镜较厚，对光学玻璃有较高的要求，且消光也较大；需用曲面底片。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "寻星镜", "content": "寻星镜（ finder ），专供目视寻星用的折射望远镜，附加在主望远镜镜筒上，用来搜寻待观测天体。它的作用是将待观测天体引导到主望远镜视场中央。寻星镜一般采用双分离或双胶合物镜，口径5～10厘米，焦平面处置有供瞄准用的分划板。视场一般为3°左右，常用大视场角的目镜，其放大率约10～20倍。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "导星镜", "content": "导星镜（ guiding telescope ），附加在主望远镜镜筒上用以监视导星的望远镜。它的作用是保证主望远镜精确跟踪被观测天体，一旦导星偏离正确位置，就通过望远镜的驱动装置加以纠正。导星镜一般采用折射光学系统，也有采用反射或折反射卡塞格林系统的（见卡塞格林望远镜）。口径大小视所用导星的星等而定。为了能在较大的天区内找到足够亮的导星，应有适当大小的视场，一般为1°左右。为了能觉察导星的微小偏离，目镜须有足够高的放大率。但这样一来，通过目镜观测到的视场便达不到1°。为解决这个矛盾，一般是采用适当机械装置，使目镜镜头在垂直于光轴的平面内移动。这样就能看到物镜视场的不同区域。目镜焦面上装有十字亮丝，用以照准导星。当导星很亮时，也可采用亮背景暗丝的照准方式。在导星镜的目镜端可用光电导星装置来代替人工目视导星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "像差", "content": "像差（汉语拼音：Xiang Cha；英语：Aberration），实际光学系统所成的像与理想光学系统所成的像之间的偏差。像差分单色像差和色像差两种。在初级像差理论中，单色像差又有球面像差（球差）、彗形像差（彗差）、像散、像场弯曲和畸变5种  ，它们都是由于非傍轴光线参与成像而造成。色像差（色差）是由于光学元件对不同波长的光有不同折射率引起。\n球差\n　　由大孔径（或宽光束）引起的单色像差。从主光轴上的物点发出的各条光线经光学系统后，与主光轴并不交于同一点，交点位置决定于入射点离主光轴的高度h。如图1，傍轴光线交于高斯像点Q'o，最边缘光线交于Q'h点，Q'h与Q'o间的距离δsL称为轴向（纵向）球差。最边缘光线与高斯像面的交点离主光轴的距离δsT称为横向球差。球差的存在使像面上得不到清晰的像点而是一个弥散斑。\n　　　　\n　　　　　　　　　图1\n\n彗差\n　　由离轴物点发出的宽光束引起的单色像差。入射到透镜面同一圆上的光线经透镜后落在像面的同一圆上，入射到透镜面不同圆上的光在像面上形成大小不一、圆心位置不同的一系列的圆（图2），从而形成彗星形光斑。主光轴上的物点只会产生球差而无彗差。\n　　　　\n　　　　　　　　　　图2\n\n像散\n　　由大倾角的窄光束引起的单色像差。当物点离轴较远时，从物点发出的窄同心光束的入射倾角也较大，出射光束失去了同心性，其横截面一般为一椭圆，在两处椭圆退化成互相垂直的直线，分别称为子午焦线和弧矢焦线，两焦线间的某处横截面是圆，称最小模糊圈或明晰圆。这种光束称为像散光束，它投射到高斯像平面上时得不到清晰的像点。\n像场弯曲\n　　垂直于主光轴的物平面上的各点，经透镜成像后，清晰的最佳像面不是平面而是一个曲面，称珀兹伐曲面，此称像场弯曲。图3表明凸透镜和凹透镜的像场弯曲，图中ΣG是理想的高斯像平面，ΣP是珀兹伐曲面。视场愈大，像场弯曲的效果就愈明显。\n　　　　\n　　　　　　　　　　图3\n\n畸变\n　　像与物失去几何相似性的像差。畸变是由于横向放大率（见凸透镜）的不均匀性造成，横向放大率随物点离轴距离的增加而增大时称正畸变（或枕形畸变），横向放大率随物点离轴距离的增大而减小时称负畸变（或桶形畸变），如图4所示。畸变并不影响像的清晰度。\n　　　　\n\n　　改变透镜两表面的曲率半径、或把性质相反的正负透镜适当组合起来，可在一定程度上消除上述各种像差，简单地限制通光孔径或视场大小也能减小这些像差。\n色差\n　　由透镜材料的色散（见光的色散）引起的复色光成像偏差。同一透镜对不同波长的单色光有不同的折射率，因而对不同色光有不同的焦距和横向放大率。对一定的物，前者使不同色光的像成在不同位置上，称轴向色差（或位置色差），后者使不同色光的像高不同，称垂轴色差（或放大率色差），如图5所示。把一对不同材料做成的凸、凹透镜胶合起来，选择适当的折射率和透镜的曲率半径，可对选定的两种波长消除色差，其他波长的色差虽未完全消除，但也可适当减小。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "球差", "content": "球差（ spherical aberration ），轴上物点发出的光束，经光学系统后与光轴夹不同角度的光线交光轴于不同位置，像面上形成一个圆形弥散斑的现象。如图，从轴上物点Q发出的同心光束经球面系统后的出射光束并不交于同一点。出射光线与光轴的交点的位置与入射点的高度h有关。近轴光线的出射光线近似交于同一点Q0′，此即高斯像点。最边缘的出射光线则与光轴交于另一点Qh′，它与高斯像点的间距δSL称为轴向球差。最边缘光线与高斯像面的交点至光轴的高度δST称垂轴球差。球差有正负之分，规定Qh′，在Q0′之右称正球差，反之则称负球差。凸透镜和凹透镜的球差正负性恰好相反。 \n\n\n\n球面系统的球差 \n\n\n球差大小与通光孔径、透镜的折射率及其形状(两表面的曲率半径r1和r2)有关。对给定折射率和焦距的透镜，可有不同的曲率半径比值r1/r2，选择适当的比值可使球差达到最小值。这种利用改变比值r1/r2减小单透镜球差的方法称为配曲法，此法只能在一定程度上减小球差。利用凸、凹透镜的球差正、负性相反的特点，把两种透镜适当组合起来，可进一步减小球差。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "彗差", "content": "彗差（ coma ），轴外物点用宽光束成像时产生的一种像差。球面成像系统的初级像差之一。从离轴较近的轴外物点发出的宽光束，经光学系统后在高斯像面上并不交于同一点，而是形成彗星形的亮斑。以单透镜为例，在透镜面上画出一系列同心圆1,2,3,4，入射到每个圆上的光线经透镜后在高斯像平面上仍落在一系列半径不同的圆周1′,2′,3′,4′上。这些圆不再是同心的，它们的中心分布在通过高斯像点Q′的同一直线上(见图)，形成以高斯像点为尖端的彗星形光斑。 \n\n\n\n球面系统的彗差 \n\n\n彗差和球差都由宽光束引起，故常混在一起，只有当轴上球差消除后才能观察到真正的近轴物点的彗差。与球差一样，利用配曲法可部分地消除彗差，也可用组合透镜来消除，但因消球差和消彗差所要求的条件不一致，故这两种像差不易同时消除。反射式天文望远镜中常利用齐明点的特性来避免这两种像差。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "像散", "content": "像散（ astigmatism ），从离轴较远的物点发出的同心光束，即使很窄经透镜后也不再是同心光束，而成为像散光束。球面成像系统的初级像差之一。像散光束的横截面一般是一椭圆，在两处退化成互相垂直的直线，称为子午焦线和弧矢焦线。两焦线之间的某处横截面为一个圆，称为最小模糊圈或明晰圈。包含光轴和主光线(从物点出发经透镜中心的光线)的平面称子午面；包含光轴并与子午面垂直的平面称弧矢面。子午焦线和弧矢焦线分别与子午面和弧矢面垂直(见图)。像散大小用两焦线间的距离在光轴上的投影来量度。 \n\n\n\n球面系统的像散 \n\n\n像散产生的原因是透镜对子午面内的光线和弧矢面内的光线有不同的聚焦能力，相应有不同的焦距。单纯像散是大倾角的窄光束产生的，当孔径较大时(宽光束)，除像散外还同时存在球差和彗差。像散大小与物点离轴的距离、透镜折射率及表面曲率有关。适当选择透镜材料、表面曲率或用组合透镜可减小像散。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "色差", "content": "色差（英语：chromatic aberration，缩写CA），由透镜材料的色散引起的成像偏差。同一透镜材料对不同波长的单色光有不同的折射率，因而对不同色光有不同的焦距和横向放大率。前者使不同色光的像成在不同位置上，称轴向色差；后者使不同色光的像的高度不同，称垂轴色差。对目视仪器中的透镜，通常用氢原子光谱中的红色C线和蓝色F线这两种单色光所成像的差别来表征色差大小（见图）。色差的存在使像点变成带色的弥散斑，可严重影响像质。  \n\n\n\n轴向色差和垂轴色差示意图\n\n\n单透镜的色差不能用配曲法（见球差）来校正，通常是将一对用不同材料做成的正、负透镜胶合起来，选择适当的折射率和透镜的曲率半径，可对选定的两种波长（目视仪器通常为C、F谱线）消除色差。大型天文望远镜中常用反射式物镜，成像规律的依据是反射定律，与折射率无关，故不存在色差。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天文镜面的磨制和检验", "content": "天文镜面的磨制和检验（ making and testing of astronomical mirrors ），对玻璃镜坯打磨、抛光，经过内应力和面形检验，制成所设计的镜面形状和达到所要求的精度。大型反射望远镜主镜和副镜的表面形状大多数是轴对称的非球面。偏离球面的量与非球面参数有关，并与镜面直径成正比，与相对口径的三次方成正比。用波面误差来评价，优良的天文镜面与设计的理论形状间的局部偏差应小于 λ/20。对于玻璃镜坯，应先把两个端面磨平抛光，用偏振法检查其双折射，以确定内应力的大小。内应力过大，会使镜面在使用过程中逐渐变形而降低成像质量，严重时在抛光阶段就无法控制其表面形状。把球面修改成非球面的过程，一般是在抛光阶段，用比镜面小的抛光盘或用与镜面同样大小但沥青胶分布不均匀的抛光盘进行的。大型天文镜面相当重，在磨制时必须考虑其自身重量引起的变形问题，并注意支承的方式。\n天文镜面磨制阶段，常用刀口法检验。在较严格的条件下能察觉λ/50的误差。所谓刀口检验，是在镜面所成的点光源（人造星）的像位置前后，用刀口切割光束，检验者眼睛紧靠在刀口后面，观看在切割过程中镜面照亮的情景。在理想成像情况下，可看到镜面突然变暗，或随着刀口移动逐渐变暗（见图）。反之，则可以看到镜面上出现明暗相间的图像，从而判断镜面形状的偏差。\n\n\n\n\n\n为了使刀口检验达到最高的灵敏度，必须作零位检查，即检查光束是否同心。这种检查有时可利用镜面的几何特性，如凹椭球面的两个共轭焦点。大多数情况则需要加一个辅助镜，例如对凹抛物面镜要加一个标准平面反射镜。而对双曲面镜，不管是凸还是凹，都要加一个凹标准球面镜。此外，还可用像差补偿法，即把被测面的法线看作光线，经过一个反射面或一个光学系统之后，会聚成同心光束交于一点，或者更一般地设计一个包含被检验面的光学系统，使最后得到同心光束，会聚成一点，在这一点上进行自准式的零位刀口检验。这种补偿实际上一般只能做到两条光线严格地重合，而其余光线是没有完全补偿的，所以需要计算剩余像差大小，看是否在允许范围之内。\n另一个有效的办法是用激光干涉仪。参考面可以用平面，也可以用球面。被测部分的光路安排和刀口检验基本相同。这里的补偿镜或补偿系统，还可以用计算的干涉图（或全息图）代替，或者联合使用。干涉检验的精度一般可到λ/20，严格一些可到λ/50。 \n完整的望远镜系统在出厂前和安装到天文台后，还要进行检验，以便发现安装和调整上的缺陷以及得到光能集中度的数据。优良望远镜的光学系统要求加工到将95％以上入射光能集中在小于0.″5直径范围内。这一数据可以根据开孔分布均匀的哈特曼光阑照相方法得到，或从干涉图计算得到。有时大型望远镜安装到天文台后，还通过整个光学系统的对星检验，再对其主镜或其他镜面进行最后的抛光修改。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "赤道式装置", "content": "赤道式装置（ equatorial mounting ），安装望远镜镜筒的一类机械装置。它有两根互相垂直的轴──赤纬轴和极轴（赤经轴），镜筒同赤纬轴相连，并可绕赤纬轴转动，按被观测天体的赤纬安放。望远镜极轴平行于地球自转轴，观测时它以周日运动方向和速度绕极轴匀速转动，从而抵消地球自转的影响，使它所对准的天体保持在视场当中，这样，就可以进行长时间的观测和照相。赤道式装置的主要缺点是受力的条件较差，不宜装置口径太大的望远镜。现代赤道式装置一般备有电气驱动装置，可以恒动、微动、慢动、快动等；还装有度盘，以便能迅速地将望远镜对准要观测的天体。赤道式装置有许多不同类型，主要有：\n①德国式　常用于安装镜筒较长的折射望远镜。赤纬轴的另一端装有平衡锤。\n②英国式　赤纬轴在极轴当中，镜筒和平衡锤位于两侧，宜用于较低的地理纬度。\n③轭式或摇篮式　其优点是两轴在负荷下的变形不影响指向精度。缺点是不能观测天极附近的区域。\n④马蹄式　常用于大望远镜。\n⑤叉式　常用于镜筒短的望远镜和赤纬变化小的太阳望远镜。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "地平式装置", "content": "地平式装置（ azimuth mounting ），安装天文望远镜筒的一种机械装置。它有两根互相垂直的轴──垂直轴和水平轴。望远镜镜筒与水平轴相连。除地球两极外，在跟踪作周日运动的天体时，这两根轴须同时转动。这种装置的优点是机械结构对于地球重力是对称的。这为设计和制造带来很大方便，特别有利于解决大望远镜的基架变形问题。口径特别大的反射望远镜宜采用这种装置。其缺点是：①两根轴的转动是非匀速的，要求高精度就需用计算机控制。如果被跟踪天体的最高点靠近天顶，那么，当天体通过最高点附近时，方位角将在极短的时间内有很大的变化；若天体的最高点趋近天顶，而又并非通过天顶，那么垂直轴的转速将趋近无穷大。这是无法办到的。因此在天顶附近存在一个不能跟踪的盲区，盲区的大小视望远镜所能跟踪的最高速度而定，一般小于2°。②在跟踪过程中，视场围绕望远镜光轴转动，而且速度不均匀。在长时间曝光过程中，必须使底片作相应的补偿转动，方能获得清晰的星像。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "反射望远镜的机械结构", "content": "反射望远镜的机械结构（ mechanical construction of reflecting telescope ），对大望远镜结构的要求是：①支承巨大而精密的光学主镜，对任何指向，镜面变形应在λ/8甚至λ/20以内；②保持光学元件间的正确位置；③有足够的刚度；④望远镜整体平稳并能准确“跟星”；⑤便于在各个焦点上操作相应的接收器；⑥制造成本低等。\n\n目录\n\n1 主镜支承\n2 镜筒桁架\n3 油垫轴承\n4 驱动\n5 主焦点笼\n\n\n主镜支承\n设计的原则是把定位和承重分离，径向和轴向分离。轴向定位的三点，只承受镜子重量的3％左右，其余重量可用各种方式托起。早期的大望远镜多用机械杠杆在背面将镜子托起，点的多少取决于主镜的直径和厚度。近代大望远镜多采用气垫，这是一些压力随天顶距而变化的气枕。径向支承的结构要考虑镜室与主镜的膨胀系数不同所造成的影响，即必须的温差补偿措施。\n\n镜筒桁架\n口径2米以上的大望远镜，其镜筒绝大多数为平移桁架结构。因为薄壁结构的镜筒在倾斜时，巨大的镜室重量会使镜筒弯曲，导致主副镜光轴失调。平移桁架结构是在1938年提出的，首先用于美国口径5米望远镜上获得成功。这种结构可使镜筒两端有相等的平行下沉，使光轴仍保持正确状态。\n\n油垫轴承\n为使大望远镜平稳而准确地跟踪天体，其转动轴的摩擦系数必须很小。在望远镜的巨大重量下，普通的滑动轴承结构不可能保持油膜。滚动轴承的摩擦系数也过大。所以望远镜多采用油垫轴承。它是在轴和轴承之间，注入高压油形成一层厚度约0.1毫米的油膜，以承受负荷，其动摩擦系数极小，约为10-6量级。\n\n驱动\n在过去，大望远镜都采用精密蜗轮副传动，用高速电机经变速箱减速或用直流力矩电机直接驱动蜗杆。这种方式要求蜗轮有极高的精度。近年来出现直齿轮传动，用电子计算机根据精密编码器测出的传动误差作自动校正。这种传动的优点是加工较易，传动效率高。 \n\n主焦点笼\n在口径3米以上的大望远镜主焦点处，安置有观测者能进出的小笼，观测装置一般附在笼内。在整个观测过程中，观测者可以在笼里进行操作。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "望远镜用控制机", "content": "望远镜用控制机（ computer for telescope control ），专供望远镜应用的一种能自动完成输入、输出数值控制的电子数字计算机。它包括硬件与软件两大部分。硬件中除具备运算器、控制器、存贮器和输入、输出设备外，通常还需配有模-数和数-模转换器、开关量输入输出器以及数据终端等外围设备供“实时控制”之用。软件是指使用控制机的各种程序，主要有系统软件、应用软件、程序设计语言及其编译系统等。控制机的计算精度很高，具有高速运算和逻辑判断能力，能够存贮和更换它所执行的程序，因而它常被用来控制望远镜的运行，并能配合望远镜作观测资料的实时数据处理。\n把控制机同望远镜的轴角编码器和伺服系统联结起来，就能修正由结构弯沉、传动系统的缺陷和大��折射等因素所引起的误差，提高定位和跟踪的精度，从而实现望远镜的自动定位和圆顶、风帘的随动。对于极为暗弱的天体，可利用控制机存贮所要观测的暗星坐标，找出最接近的导引亮星，实现对暗星的较差导引。控制机还能自动补偿因温度变化而引起的焦点位置的偏移，自动调整副镜准直；对于应用气垫支承系统的主镜室，可按照镜筒倾斜角自动调节各个气垫内的气压，使主镜保持正确的位置。利用控制机还可以完成各种重复性的观测动作，实现望远镜的无人操作，以消除观测者体温对成像质量的影响。\n控制机能同望远镜的各种附属仪器和接收器，诸如恒星摄谱仪、光电光度计、像管扫描仪等，完成联机观测的数据处理。控制机不仅能提高望远镜的使用效能，还会给望远镜的结构带来很大的变化。口径超过5米的大望远镜，如采用赤道式装置，会遇到很多不易克服的困难。“实时输出”控制机则可为大望远镜采用地平式装置，创造了极重要的条件。对于多镜面望远镜和下一代望远镜来说，这种控制机更是不可缺少的附属设备。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "光电导星装置", "content": "光电导星装置（ photoelectric guider ），精确控制望远镜跟踪导星的光电装置。恒速跟踪天体的赤道式装置的望远镜，由于传动系统误差、光学机械部件变形、大气折射和某些天体(如小行星、彗星等)自身相对恒星的运动，视场中的星像会产生移动。\n光电导星装置是采用光电器件作为敏感元件的一种装置。它不断检测星像对视场中固定点(叉丝)的偏移，发出检测信号，输给传动系统，将望远镜调校到正确位置。光电导星装置可装在导星镜上，但大望远镜多用“偏置导星”，把光电导星装置对准大望远镜视场边缘的导星。检测信号可以用来控制望远镜或接收器(如底片盒)的运动。为了在局部视场中找到导星，一般要求光电装置的灵敏度可检测8～10等或更暗的导星。\n早期曾采用多种机械式的检测元件，最常用的是旋转半圆片，经它调制的导星由光电倍增管转变成电信号，当偏移量小于半个星像时，输出交变信号的振幅和相位分别反映偏离的大小和方向，导星精度一般为0.″3以下。近年广泛采用象限光电倍增管、析像管和摄像管等光电器件作为检测元件进行光电导星，不用机械装置，从而提高导星精度。例如，用析像管作自动偏置导星，在美国基特峰天文台口径为90厘米的反射望远镜上试验结果表明：可导星等为9.5等，精度0.″1。用摄像管、析像管进行光电导星时，还可实现电视监视和在监视器上寻找导星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "圆顶室", "content": "圆顶室（ astro-dome ），安置光学望远镜的建筑物。传统地被视为地基光学天文台的标示。主要功能是保护室内望远镜和附属仪器不受风尘雨雪侵袭，保持室内外昼夜温差最小。圆顶室通常是圆柱形结构，顶部是可作方位转动的、带有开合天窗的半球状圆壳。采用天穹式球壳是为了结构上的平衡对称、转动时平稳。外墙和圆顶的外层多采用银白色，为了最大限度地反射太阳辐射，缓解圆顶室内的日间增温。有的还将反射天线口径3～5米的毫米波射电望远镜也安置在圆顶室内。\n\n\n\n美国帕洛马山天文台5米反射望远镜的圆顶室美国海耳天文台"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "大望远镜", "content": "大望远镜（ large telescope ），指大口径的天文望远镜。天文观测的对象大多数是遥远的暗弱天体。只有采用口径尽量大的望远镜，收集更多的天体辐射，才能发现新的天体或对暗弱天体有效地进行照相，以及进行光度、分光等方面的测量和研究。近年来，由于天文像复原技术的发展，地面光学观测已在某些应用中突破大气限制，达到衍射限制的分辨本领。增大口径是提高望远镜分辨本领的一个重要途径。目前，望远镜的口径几乎增大到工程技术所能容许的限度。各种可能采用的新技术不断应用到望远镜上，大望远镜已成为综合精密光学机械和先进电子技术的巨型仪器。\n早在1897年，美国叶凯士天文台安装了一台口径为1.02米的折射望远镜。由于大直径透射光学材料制备困难，透镜加厚吸光量就会增加（在紫外、红外区尤为严重）；由于透镜由边缘支承，自重变形较大，加上镜筒过长，都给机械结构带来麻烦；此外大口径的透镜也会有残余色差，这些困难都限制了大口径折射望远镜的进一步发展。折反射望远镜同样也���一定程度上受到改正镜的透射材料的限制，最大的折反射望远镜是1960年在德意志民主共和国陶登堡史瓦西天文台安装的施密特望远镜。它的改正镜口径为1.34米，主镜口径为2米。其次是美国帕洛马山天文台的施密特望远镜，口径1.2米。 \n\n\n\n美国叶凯士天文台1.02米折射望远镜 \n\n美国利克天文台3米反射望远镜 \n\n\n反射镜的材料相对来说比较容易解决，没有色差，反射的波段又宽，而且可从背面均匀地支承，因此，更大的望远镜都是反射系统的。目前世界上口径2.5米以上的反射望远镜已有14台，还有4台在建造中。1948年，美国帕洛马山天文台建造了一台口径5米的反射望远镜，主镜采用硼硅酸玻璃，焦距16.5米，采用十分结实的马蹄形赤道式装置，总重500吨的转动部分用摩擦系数很低的油垫轴承支承。1975年，苏联建成一台口径6米的反射望远镜，主镜焦距24米，有两个等值焦距180米的耐司姆斯焦点。为解决基架重力变形问题，采用地平式装置，造价比赤道式装置便宜一半。转动部分总重800吨。整块镜面的反射望远镜，其造价大约按口径的2～3次方而增大。进一步增大口径，镜面材料的制备将会遇到更多的困难。为探索更大口径望远镜的制造途径，1979年制成了多镜面望远镜，它是用6台口径1.8米望远镜组合成的一台等值口径4.5米的望远镜，采用地平式装置，仪器和观测室的尺寸比一般结构的望远镜显著缩小。此外，由于电子计算技术的发展，大望远镜有采用地平式装置的趋向。这些因素减轻了大望远镜结构上的困难，降低了造价。目前正在研制的下一代望远镜，将充分利用工程技术上的新成就，为天文学发展提供更有力的武器。\n\n\n\n苏联专门天体物理台6米反射望远镜 \n\n智利托洛山美国美洲际天文台4米反射望远镜美国国土天文台\n\n美国帕洛马山天文台5米反射望远镜美国海耳天文台\n\n美国帕洛马山天文台5米反射望远镜的圆顶室美国海耳天文台"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "多镜面望远镜", "content": "多镜面望远镜(汉语拼音：Duo jing mian wang yuan jing；英语：multiple mirror telescope），由多块分立镜面组成的新型天文望远镜。它避免了制造巨大单镜面望远镜的众多困难，并可大幅度降低制造费用。世界上已建成3台。最早的是美国史密松天文台于 1979年启用的一台，它由6块口径1.8米的反射镜组成，它们绕中心排成正六边形，通过光束合成器使其效果相当于一架口径 4.5米的大望远镜。第二台完成于1981年10月，安装在英国普林斯顿综合技术大学天文台，它由7块口径0.4米的反射镜排成正六边形（ 其中一块在中心）组成，合成的效果与1米镜相当。第三台即是安装于美国夏威夷莫纳比亚山的10米凯克望远镜，它由 36 块口径 1.8米的镜面排成蜂窝状的正六边形，其总重达200吨，并可兼作红外观测。欧洲、加拿大、美国等国家正计划利用这种多镜面新技术来设计、制造合成效果达25米的更大的多镜面望远镜。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "下一代望远镜", "content": "下一代望远镜（ next generation telescope ），指处于研制中的巨型光学望远镜。二十世纪六十年代就有人提出过这种设想。到七十年代，量子效率接近1的二维探测器、各种附属仪器和电子计算机已愈来愈多地应用到天文观测上，望远镜口径便成为地面光学观测的主要限制。同时，红外、射电、空间天文学取得了许多崭新的观测结果，迫切需要可见光波段观测的有效配合，而现有大望远镜已不能适应这种要求。1974年，美国基特峰天文台成立专门研究小组提出研制下一代望远镜的规划。这种望远镜应具有高分辨本领和强集光力，用以研究诸如恒星周围的行星、河外星系中的单颗恒星、脉冲星，从事类星射电源的光学证认和光谱分析以及探测遥远星系的红移等。考虑到近期内工程技术的可能性，它的口径应当为25米量级。它可用于可见光、红外、毫米波观测。从亚毫米波段直到可见光区，都能进行斑点干涉测量（见天文像的复原）。\n到1977年，从许多种设想中归纳出四种方案：①转动“靴”：因其结构外形似靴而得名。它的主镜是宽25米的一段球面镜，曲率半径50米，纵向弧长75米，由许多六角形镜块拼合而成。位于主焦点附近的副镜，可绕过镜面曲率中心的水平轴转动，对主镜面扫描。光束经过多次反射引入水平轴，再到达位于主镜两侧的折轴室。所有上述的结构都置于大底盘上，它可绕垂直轴转动。②可操纵的镜盘：结构类似��平式射电望远镜，但结构精度高得多。主镜是25米的抛物面镜盘，由排列在16个同心圆环带上的1，032块偏轴抛物面镜块拼成，相对口径为1/0.75。③大型多镜面望远镜：根据霍普金斯山多镜面望远镜按比例放大。由六个口径10.2米的独立镜筒安装在同一个地平式装置上。10.2米主镜中央是一个直径6米的镜面，周围是许多小镜块，分布在一个或几个同心圆环带上。④望远镜阵：将许多独立的望远镜排成阵列，各台望远镜接收到的光线经多次反射集中到同一个焦点。已设想出三种阵列形式：108台2.4米望远镜，16台6.25米望远镜或6台10.2米望远镜。\n转动“靴”在运转过程中镜面上各镜块的重力影响是不变的，但结构过于庞大。可操纵的镜盘结构最紧凑，体积最小，而且保持了主焦点系统、卡塞格林系统和折轴系统的结构，性能较全面，但重力影响导致较复杂的工程技术问题。以上两种都用单一口径，较易保证斑点干涉测量所要求的成像光束的光程相等。但在接收器匹配和分光仪狭缝失光上是很不利的。大型多镜面望远镜和望远镜阵两种方案都是多口径组合，尤其是望远镜阵，在保证组合光束相位一致性方面，必须解决相当困难的技术问题，但其他方面的技术问题较少，各个望远镜在使用上有较大的灵活性。除望远镜阵外，各种方案都是应用于小视场(1′以内)，以观测位置已精确测定的暗弱天体为主。因此，要求望远镜具有较高的定位精度(1″)和跟踪精度(0.″1)。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "空间望远镜", "content": "空间望远镜（英语：space telescope）或太空天文台，是在外太空用于观测天体的望远镜。由于避开了大气的影响和不会因重力而产生畸变，因而可以大大提高观测能力及分辨本领，甚至还可使一些光学望远镜兼作近红外、近紫外观测。但在制造上也有许多新的严格要求，如对镜面加工精度要在0.01微米之内，各部件和机械结构要能承受发射时的振动、超重，但本身又要求尽量轻巧，以降低发射成本。\n经由莱曼·史匹哲在1946年的提议，第一批运行的望远镜是1968年发射的美国轨道天文台轨道天文台2号（Orbiting Astronomical Observatory 2），以及1971年在苏联太空站Salyut 1上的Orion 1紫外线望远镜。\n因为地球的大气层对许多波段的天文观测影响甚大，天文学家便设想若能将望远镜移到太空中，便可以不受大气层的干扰得到更精确的天文资料。目前已有不少空间望远镜在太空中运行，例如：观测可见光波段的哈勃空间望远镜，观测X光波段的钱卓拉太空望远镜，观察γ射线波段的康普顿天文台（已于2000年退役）以及观测暗物质的暗物质粒子探测卫星等。\n\n目录\n\n1 历史\n2 优点\n3 缺点\n4 未来发展\n5 太空天文台或望远镜\n\n5.1 功成身退\n5.2 服役中\n\n\n6 计划中\n\n\n历史\n1837年，普鲁士天文学家威廉·沃尔夫·比尔和约翰·海因里希·冯·马德勒讨论在月球上建立天文台的好处。1946年，美国理论天体物理学家莱曼·史匹哲提出一个太空望远镜的构想。史匹哲提议建立一个不会受到地球大气层阻碍的大型望远镜。在1960年代和1970年代为建造这样一个系统进行游说之后，史匹哲的构想最终实现成了哈勃太空望远镜，它于1990年4月24日由发现号太空船（STS-31）发射。\n第一批运行的太空望远镜是1968年发射的美国轨道天文台轨道天文台2号（OAO-2），以及1971年在苏联太空站Salyut 1上的Orion 1紫外线望远镜。\n\n优点\n在地球上的地面天文台进行天文学研究时，会受到大气层对电磁辐射的过滤和扭曲（闪烁）影响。在大气层外围绕地球运行的望远镜，既不会受到大气层的闪烁影响，也不会受到地球上人工光源的光害影响。因此，太空望远镜的角解析度通常比具有类似孔径的地面望远镜高得多。许多较大的地面望远镜也因此而运用自适应光学技术以减少大气效应。\n\n 太空天文台及其工作波长范围。\n太空天文学对于光学窗和无线电窗（Radio window）以外的频率范围更为重要，这是电磁波频谱中仅有的两个不被大气层严重衰减的波长范围。例如，X射线天文学在地球上进行几乎是不可能的，只有由于钱卓拉天文台和XMM-牛顿卫星等轨道上的X射线望远镜，才达到目前天文学的重要性角色。红外线和紫外线基本上也被阻挡。\n\n缺点\n太空望远镜的建造成本比地面望远镜高得多。由于它们的位置，太空望远镜也极难维护。哈勃太空望远镜是由太空船提供服务的，但大多数太空望远镜根本无法获得这种服务。\n\n未来发展\n美国国家航空暨太��总署、印度太空研究组织、欧洲太空总署、中国国家航天局、日本宇宙航空研究开发机构和后来由俄罗斯航太继承的前苏联太空计划已经发射许多卫星并营运中。截至2018年，许多太空望远镜和天文台已经完成了它们的任务，而其他的则继续延长运行时间。然而，太空望远镜和天文站的未来可用性取决于及时和充足的资金。虽然美国国家航空暨太空总署、日本宇宙航空研究开发机构和中国国家航天局已经计划建立未来的太空天文台，但科学家们担心未来的计划无法立即填补技术缺口，而这将影响基础科学的研究。\n\n太空天文台或望远镜\n 截至2005年，一些太空观测站及其波长工作范围。\n功成身退\n\n轨道天文台（OAO）\n\n康普顿天文台（CGRO）\n\n太阳极大期任务卫星（SMM）\n\n红外线天文卫星（IRAS）\n\n红外线太空天文台（ISO）\n\n宇宙背景探测者（COBE）\n\n斯皮策太空望远镜（Spitzer Space Telescope）\n\n\n服役中\n\n哈伯太空望远镜（HST）\n\n钱卓太空望远镜\n\nXMM-牛顿卫星（XMM-Newton）\n\n普郎克巡天者\n\n赫歇尔太空天文台\n\n费米伽玛射线太空望远镜\n\n暗物质粒子探测卫星\n\n詹姆斯·韦伯太空望远镜\n\n\n计划中\n\nSPICA\n\n巡天号光学舱"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天文像的复原", "content": "天文像的复原（ astronomical image reconstruction ），为消除大气引起的望远镜中天体图像畸变而发展起来的一种新技术。在一般天文观测中，由于快速变化的大气湍动的平均效应，所得到的星像是一个角径0.″5～2″甚至更大的模糊圆，大望远镜的分辨率因而受到严重限制（见天文宁静度）。天文像复原的目的，是使观测结果的分辨率接近或达到望远镜的衍射极限，从而再现消除了大气影响的星像。\n1970年，法国拉贝里提出，如果曝光时间短（小于0.02秒），那么在曝光瞬间大气是相对稳定的，拍到的星像不会是模糊一团，而是由许多斑点细节所构成的复杂图像。所谓“斑点”就是入射波前上同位相区域的光线干涉的结果，其尺寸接近望远镜的衍射极限。在斑点干涉图的瞬时天体像中包含了接近衍射极限的高分辨信息。对斑点干涉图进行数学上称为“傅里叶变换”的处理，便可将这些信息提取出来，在某些情况下可以再现天体的像。这个过程被称为斑点干涉测量。这种技术之所以能够实现，主要是由于多级像增强器技术的发展。应用这种技术才能在瞬间将暗弱的星像拍摄下来。图为美国基特峰天文台4米望远镜的斑点照相机：显微物镜3将星像放大，在照相机8的底片上显示出斑点细节。干涉滤光片5带宽约200埃，限制入射光的波宽范围，以保证成像光束的瞬时相干性。棱镜4用来补偿大气色散。照相机8的快门是联动的，能在短时间内拍摄大量（几十到几百张）斑点干涉图，以便进行统计平均，并提高测量结果的信噪比。对斑点干涉图可用模拟方法处理：用平行的激光光束穿过斑点干涉图，投射到照相底片上，底片上记录的衍射花样便是傅里叶变换的干涉图。在观测双星时，衍射花样是平行的条纹，其间隔反比于双星角距。条纹方向决定双星连线的方位角。这套装置已用于双星的常规观测，可测出0.″035的双星角距，方位角误差0°2。比模拟方法更精确的是数字方法，即用快速显微密度计对每张干涉图扫描，数字化的测量结果输给电子计算机，再进行傅里叶变换。斑点干涉测量是一种被动方法，其应用颇受原理上的限制。此外，快速拍摄暗弱星像，尽管采用了多级像增强器，也只能应用到亮于15等星（见星等）的天体。\n另一种称为主动光学系统的像复原技术正处于试验阶段。这种技术是在光线进入探测器之前，主动改正入射光束的波前畸变。为此，需在光路中引入一种装置，能够快速检测出波前畸变。主镜的表面形状是可以快速变化的，例如主镜采用挠性结构，或由许多可控制的小镜块拼成。在上述检测装置控制下，镜面不同部分可独立运动。在光路中引进相反的波前畸变，则在最后焦平面上可获得消除湍流大气和光学像差影响的天体像。利用这种技术可以研究亮星邻近区域的细节。\n不论是主动或被动的天文像复原技术，一般都要求在被测天体的等晕区内有一颗足够亮的星（其角直径必须小于望远镜的衍射极限）作为基准，用来确定瞬时间大气导致的波前畸变。所谓等晕区就是诸点源的波前畸变相同的区域，其大小约在10″之内。像复原技术一般也限于这个区域。目前，像复原技术还在发展之中，这种技术突破了大气限制，是地面天文光学的一项重大发展，对解决许多天文学前沿课题具有很大的推动力。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "恒星干涉仪", "content": "恒星干涉仪（ stellar interferometer ），利用相位相关干涉或强度干涉方法测量恒星角直径和双星角距离的一种装置。它具有极高的分辨本领。1920年，迈克耳孙最先设计了一架恒星干涉仪，能测量到0.″02的角度。如图所示，恒星的光被平面镜B、B、A、A反射到望远镜里；若恒星是点光源，在望远镜焦平面P上，星像是B镜圆孔衍射和双光束干涉迭加的图样。对于双星则应有两组图样。调节距离D，当两组干涉条纹互相抵消时，双星的角距就等于λ/2D，λ是星光的有效波长。对于角直径为β的恒星圆面，当条纹消失时，β=1，22λ/D。这种干涉仪叫作相位相关干涉仪。后来制成另一种恒星干涉仪，叫作强度干涉仪。它用两架距离200米的大口径组合光学望远镜代替上述两块 B镜，用光电倍增管接受星光。光电倍增管接受到的信号强度是相关的。改变两架望远镜间的距离，可把观测的结果归算为恒星的角大小。这种仪器的分辨角小到0.″0004。由于需要大量的光子才能获得有意义的相关性，所以，即使采用口径大到6米的望远镜，也仅能观测亮于2等的恒星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "太阳观测仪器", "content": "太阳观测仪器（ instruments for solar observation ），专供观测太阳用的仪器，包括光学、射电和空间的专用设备。太阳观测仪器的历史可以追溯到1609年伽利略首次用望远镜观测太阳黑子。从那时起，尤其是二十世纪以来，在可见光波段对太阳进行了多方面的观测，出现了各种用于观测光球、色球、日冕等的光学仪器。六十年代以来，射电天文和空间天文技术迅速发展，实现了从γ射线直到米波的太阳观测，但是，历史悠久的光学观测仍占有重要地位。六十年代以前，太阳光学仪器从两方面发展，一是建造各种形式的太阳望远镜，二是研制具有各种用途的附属仪器，最主要的是高色散、高分辨率的光栅的太阳摄谱仪及其衍生仪器，如太阳单色光照相仪、太阳光电磁像仪和太阳照相磁像仪等。拥有这种摄谱仪的太阳塔，成为太阳物理观测的基本手段。双折射滤光器的出现，使对太阳进行单色巡视观测成为可能。但是，关于仪器内外的热空气湍流对成像质量的影响，并没有引起足够重视，以致在1962年以前，全世界拍摄的太阳照片中，角分辨率达到1″～2″的照片仅四十多张。\n六十年代以来，太阳仪器的发展的一个重要方面是克服热空气湍流造成太阳成像模糊的缺点，从而将角分辨率提高到1.″0以至0.″5以内，因而可以进行所谓精细结构的观测。为解决这个问题，首先选择白昼天文宁静度特别好的地方安置太阳观测仪器，同时克服仪器自身引起的热空气湍流。从这个角度出发，无圆顶的露天塔式真空太阳望远镜，无疑是目前最佳的选择。为了提高光学成像质量，太阳望远镜愈来愈多地转向采用低膨胀材料镜面的反射系统。美国萨克拉门托峰天文台首次建造的全真空无圆顶的太阳塔，可观测到0.″3的日面细节。随着电子技术的进步，太阳观测仪器采用先进的接收器和电子计算机，使太阳观测水平发生质的飞跃。例如，采用固体阵列探测器(如二极管阵)，实现太阳光电磁像仪的多通道观测；采用光导摄像管的太阳视频磁像仪，实现太阳磁场的实时观测；用计算机控制的万能滤光器，可在宽波段范围内调节，并对太阳不同层次大气进行扫描观测；用电子计算机能及时处理并快速输出大量的观测数据，及时控制采用地平式装置的真空太阳望远镜。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "定天镜", "content": "定天镜（ coelostat ），将太阳光反射到恒定方向的光学装置，由两块平面镜组成。第一平面镜，又称定天镜，置于没有赤纬轴的赤道式基架中（见图），镜面与指向天北（南）极的仪器轴重合。观测时，由电机驱动，镜面以48小时一转的均匀速度与太阳视运动同方向转动，便可将太阳光反射到某一固定方向，由第二平面镜截获，再将光线反射到水平(或垂直向下)的方向，然后进入水平式(或塔式)太阳望远镜中。第二平面镜通常采用地平式装置，分别绕两根互相垂直的轴作微调转动，以改正跟踪过程中太阳像的偏离。为了适应太阳赤纬的周年变化，避免在一天中出现定天镜上太阳光入射角过大(一般不超过45°)，以及出现第二平面镜装���挡住射向定天镜的光的情况，定天镜和第二平面镜之间应当能作相对运动。\n\n \n水平式太阳望远镜是利用南北和东西方向的轨道来实现在水平面内的相对运动的。而在许多太阳塔中，为了减小塔顶面积，定天镜要能在沿极轴方向倾斜的南北向导轨上，或在圆弧形轨道上运动，第二平面镜则作升降运动。当定天镜装置应用于日全食观测时，可以不用第二平面镜，只用第一平面镜反射到某特定的水平方向，其方位角根据当时的太阳赤纬和当地地理纬度确定。定天镜的优点是结构简单、稳定、尤其是相对于固定在地面上的太阳望远镜来说，反射的天区并不转动，这对大型太阳摄谱仪的应用十分有利。\n六十年代以前的太阳塔绝大多数采用定天镜。定天镜的缺点是在一天的跟踪过程中，太阳光的入射角和反射角不断变化，反射光的偏振状态也不断变化，而且变化规律不是简单的函数，在测量太阳磁场的横向分量时，引入难以补偿的仪器偏振。此外，结构分散，不能安置在真空系统中，也就不能避免自身产生的热空气湍流对成像的不良影响。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "定日镜", "content": "美国基特峰国立天文台的定日镜\n定日镜（ heliostat ），将太阳或其他天体的光线反射到固定方向的光学装置，又称定星镜。作用与定天镜类似，但采用一块平面镜置于赤道式装置中，可作赤纬方向的移动。当镜面以周日运动的速度作跟踪运动时，太阳光或星光被反射到极轴方向，然后直接或经辅助平面镜反射入固定的望远镜。与定天镜相比，它的主要优点是不用导轨，结构简单紧凑。光线入射角在跟踪过程中变化很小，一天以内仪器偏振近于常数，有利于太阳表面磁场横向分量的测量。主要缺点是反射天区(即视场)以周日速度旋转，观测有视面天体时，需补偿这种视场旋转。此外，由于冬季太阳光入射角较大，因此对镜面精度的要求比定天镜更高。美国基特峰天文台的太阳塔，采用的口径二米的定日镜是世界上最大的。它还用于观测恒星和行星的光谱。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "太阳塔", "content": "南京大学的太阳塔\n太阳塔（ solar tower ），又名塔式太阳望远镜。外形是塔式建筑物，通常高20米以上。塔的顶部一般安置定天镜，将入射的太阳光线垂直向下反射，进入成像光学系统和附属仪器。这种结构是美国海耳在1904年提出的。他在地面20～30米高度处，用小望远镜目视观测，发现太阳像的清晰度比近地面观测有明显提高，表明近地面的上升热气流对成像质量有严重影响。如果将定天镜置于20米以上高度处，并用空心圆塔将向下反射的光路同近地面上升热气流隔开，塔内的空气层次大致是水平的，就可消除上述影响。基于这个理由，美国威尔逊山天文台在1908年首先建造太阳塔，取得良好观测结果。此后，许多国家相继建造。太阳塔通常建为双层结构，内塔顶部支承定天镜，中间安置太阳望远镜成像光学元件，在塔底或地下竖井内设置大型太阳摄谱仪及其他附属仪器，以便对太阳进行多方面观测。外塔顶部支承圆顶和观测室地板，从而减小仪器的振动。现代真空太阳望远镜，有建为塔式结构的，被称为真空太阳塔。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "组合太阳望远镜", "content": "组合太阳望远镜（ SPAR ），在一个赤道式装置上安装几个不同用途的镜筒的太阳望远镜，通过它们可以同时获得不同的太阳物理现象的观测资料，并可节省基架和观测室的建造费用。建造这种结构望远镜的成功例子是美国大熊湖太阳天文台的组合太阳望远镜。它的主镜筒直径105厘米，还有口径25厘米的色球望远镜和光球望远镜镜筒、23厘米反射日冕仪和40厘米卡塞格林望远镜镜筒，可同时进行色球、光球和日冕（或光谱）三项观测。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "真空太阳望远镜", "content": "美国萨克拉门托峰真空太阳塔外形\n真空太阳望远镜（ vacuum solar telescope ），全部成像光学元件均置于真空筒(气压为1毫米汞柱以内)中的太阳望远镜。使用真空筒是为了消除仪器内部气流对成像的有害影响。另外，外部结构（如圆顶）引起的热空气湍动，也会影响成像质量，所以在观测时须将圆顶(或其他形式的活动屋顶)移开，或不用圆顶，采用露天的望远镜结构。美国萨克拉门托峰天文台的真空太阳望远镜，其外形是41米高的露天锥塔，顶部是真空密封转台，太阳光���入直径75厘米的玻璃密封窗后，被构成地平系统的两块直径110厘米的平面镜反射到直径0.6米、焦距46米的成像镜上，反回的光线经斜平面镜，穿过密封出射窗进入附属仪器。成像镜置于地下55米的真空筒的底部。这个重250吨的真空筒是可以转动的，以补偿视场旋转。由于采用地平式装置，须用计算机控制两块平面镜的运动去跟踪太阳。这台仪器安装在天文宁静度很好的高山上，有时能够分辨出太阳表面0.″3的细节，发现许多新的现象。它代表目前地面太阳仪器的最高水平。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "太阳摄谱仪", "content": "多波太阳摄谱仪光路图\n太阳摄谱仪（ solar spectrograph ），拍摄太阳光谱的光学仪器。一般采用平面衍射光栅作为色散元件。准直镜和成像镜焦距在10米左右，光栅线色散一般为5～13毫米/埃，也有小到1毫米/埃的。由于太阳辐射非常强，入射狭缝可以开得很窄，光谱分辨率接近光栅分辨本领的理论值，因此，可用来研究太阳光谱的精细结构。太阳摄谱仪采用的光学系统主要有：①经典的埃伯特－法斯蒂系统：准直镜面和成像镜面严格地在同一球面上；光栅同镜面间的距离等于镜面焦距的0.84倍时，光谱焦面是平面。②利特罗系统：一种自准直系统，准直镜和成像镜是同一组双合消色差透镜，光栅的衍射角与入射角相差很小，结构简单，大多用于垂直式摄谱仪。③二次色散摄谱仪：在成像镜第一次成像的焦面处安置中间狭缝，只让一小段需要的光谱通过，利用适当光学装置，使它返回成像镜，并经光栅再色散一次，由准直镜成像，并进行照相和光电记录。采用这种装置的主要目的是消除大部分散射光，以获得高纯度光谱，同时，可将线色散增大一倍。④多波段摄谱仪：水平放置，光栅一般是不转动的，各个波段的成像镜和底片盒沿色散方向布置可同时拍摄若干个波段的太阳光谱。\n为了观测太阳光谱的精细结构，必须尽量减小甚至消除摄谱仪内部气流对光谱成像的不良影响，为此，可将摄谱仪内部抽成真空。放置多波段摄谱仪的仪器室，在建筑结构上需采取隔热、空调措施，使室内温度均匀，而且日变化很小。此外，在准直镜与诸成像元件之间设置挡光板，以减小散射光。由太阳摄谱仪衍生的仪器有：①太阳分光仪：在光谱焦面上安置由出射狭缝和光电倍增管构成的光电头，沿色散方向扫描测量谱线轮廓；②太阳单色光照相仪和太阳照相磁像仪；③太阳光电磁像仪等等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "太阳单色光照相仪", "content": "太阳单色光照相仪（ spectroheliograph ），利用太阳摄谱仪拍摄太阳单色像的仪器。入射狭缝S1之前的45°平面镜M1可以移动或转动，使太阳像相对入射狭缝作匀速扫描运动。同时，在对准所要求的单色谱线的出射狭缝 S2后面的底片盒P，作同步的扫描运动，便可拍摄到太阳的单色像。底片盒扫描运动应具有较高的精度，否则，在底片上会出现与出射狭缝平行的条纹，当摄谱仪色散度较低时尤为明显。太阳单色光照相仪的优点是：可以随意选择所要求的单色波长和透射带宽；结构简单稳定；受温度变化的影响较小。缺点是：扫描一幅像需要较长的时间，不适于实时观测；受天文宁静度的累积影响，不易得到高分辨率的照片。早期目视观测太阳单色像，也利用这种装置，只是不用底片扫描，而是在出射狭缝后面安置一个快速旋转的方棱镜，棱镜后面有一组目镜。由于视觉暂留的作用，通过目镜便可看到固定的太阳单色像。这种装置称为太阳单色光观测镜。滤光器发明后，出现了色球望远镜，这种装置就落后了。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "色球望远镜", "content": "紫金山天文台的色球望远镜\n色球望远镜（ chromospheric telescope ），用某一单色光观测太阳色球层活动现象(如谱斑、耀斑、日珥等)的光学望远镜，又称李奥太阳望远镜。色球层的亮度比光球层微弱得多，也比白昼天空背景暗弱。平时，用普通光学望远镜只能观测到光球，无法观测色球。如果在望远镜的光路中加一具双折射滤光器，只透射色球谱线的窄带（带宽0.25～0.75埃）单色光，在成像焦面上便得到色球的单色像，既可以用目视，也可以用照相方法观测。常用来观测色球的谱线是氢线（6563埃）和电离钙线(3934埃）。太阳巡视用的色球望远镜，物镜口径一般为10～20厘米，太阳像直径约2厘米左右，胶卷上记录全部日面资料；观测色球��精细结构的望远镜，物镜口径一般大于25厘米，太阳像直径10厘米以上，胶卷上只记录局部日面资料。在每幅照片上除记录色球像外，一般还同时拍下时间记号和用于光度定标的阶梯光标。有的色球望远镜上还附有普通的望远镜，以便同时观测光球。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "双折射滤光器", "content": "双折射滤光器（ birefringent filter ），由双折射晶体构成的、利用偏振光的干涉作用得到充满视场的单色光的仪器。又称偏振干涉滤光器或李奥滤光器，是李奥和奥曼分别于1933年和1938年独立发明的。主要用于太阳的单色光观测，最常用的双折射滤光器，其透射带半宽在0.1～1埃之间。大多数的工作波长为6563埃。 \n偏振光进入光轴平行于通光表面的双折射晶片后，分成振动方向垂直于晶轴的寻常光和平行于晶轴的非常光。出射时，它们之间具有以波长λ为单位的光程差n=μd/λ。这里d为晶片厚度，μ是双折射率，即寻常光与非常光折射率之差。若再通过一偏振片，两束光就发生干涉。当偏振片的偏振轴平行于入射光的振动方向，且同晶轴成45°时，透射光强度为：τ=cos2nπ。ｎ为整数时，τ有极大值；而当ｎ为半整数时，τ为零。因此，若入射光是白光，便得到明暗相间的透过带。透射率曲线如图1a。图1b和图1c是厚度为2d和4d的晶片与偏振片组合后的透射率曲线。若偏振光相继通过以上三个组合，便得到如图1d所示的相隔较远的狭窄的透射带。将这样的组合增加到足够多（其中每块晶片的厚度都是它前面晶体厚度的2倍）时，可得到足够窄的透射带。带两旁第一个零点之间的波长间隔与最厚一级的相同，透射带极大值之间的波长间隔与最薄一级的相同。这种组合称为李奥Ⅰ型简单级滤光器。图2是其中三个级的组合。\n\n\n\n\n\n\n埃文斯提出将简单滤光器的一个级分成厚度相等的两半。中间夹入另一级，一起放在两正交偏振片之间，如图3所示，图中短线表示晶轴或偏振轴的方向。透过这种组合的光强度为：\n\n\n\n\n\n其中 n p和 n j 分别为中间级和分开级的光程差。这种形式称为分开级 滤光 器。由于两偏振片之间放了两级晶体，所以可比简单 滤光 器省掉约一半数量偏振片，使透射率大为提高。\n另一种索克滤光器由夹在两偏振片之间的若干厚度相等的晶片构成。各相邻晶片的晶轴方向之间的夹角和两端的晶片晶轴与偏振片光轴之间的夹角可以有多种方式来确定。改变索克滤光器中晶片之间的相对方位可使透射极大的位置与透射带轮廓发生变化。由于整个滤光器只用两块偏振片，所以其透射率可比李奥滤光器大为提高。\n若以最薄的晶体级透射带间隔作为标准，在滤光器主极大带两旁总宽度范围内，次级带的总能量大约为主带能量的10％，索克滤光器的要更强一些。\n不同方向的光线通过晶体后出射，有不同的光程差。因此，斜光线通过滤光器所引起的主极大的位移和次级带能量的增加便会限制视场。一般说来，滤光器的可用视场约为1°。李奥将滤光器的一级分成厚度相等的两半，光轴互相正交，中间放一1/2波片，这样的级能扩大视场，称为宽场级。将滤光器中透射带较窄的级改为宽场级，可将其视场扩大到4°左右。\n太阳观测有时要求滤光器的主带位置向紫翼或红翼作小范围的移动。为实现这一要求，现已研制成功在可见光范围内可调到任意波长处的滤光器。双折射物质的μ值与温度有关。因此滤光器需在恒温下工作，以避免由温度变化引起的透射带位移。为了减少反射损失和杂散光，所有元件都浸在硅油中。最常用的双折射材料是水晶和冰洲石晶体。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "干涉滤光器", "content": "干涉滤光器（ interference filter ），由前置干涉滤光片和若干个串接法布里－珀罗标准具组成的窄带滤光器。如果适当选择标准具间隔，便可构成透射带比双折射滤光器更窄的滤光器。例如，一种干涉滤光器在5000埃处，其透射带半宽仅0.03埃。每个标准具密封在加压气室中，改变气压便可改变透射带的波长。标准具是非常精密的光学器件，对于材料选择、光学工艺、镀膜技术和间隔控制都有很高的要求。目前，干涉滤光器的成像质量尚不及双折射滤光器，稳定性也有待提高。干涉滤光器的优点是材料不受天然条件的限制，透射带窄而且可调，透射率高，结构也比较紧凑。许多太阳望远镜采用混合滤光器。它的最后一级采用双折射单元，以保证成像的高质量和稳定性，其余各级都用干涉滤光器，以获得较高的透射率。目前，干涉滤光器和混合滤光器已应用于太阳色球和太阳磁场的观测。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "太阳磁像仪", "content": "太阳磁像仪（ solar magnetograph ），测量太阳活动区的磁场和普遍磁场并显示磁图的一种仪器。它是根据逆塞曼效应原理设计的。所谓逆塞曼效应，是指在磁场作用下，光谱中某些对磁场敏感的吸收线发生分裂的现象。图1表示简单的三分裂，即正常逆塞曼效应。磁场平行于视线方向（纵向磁场）时，谱线分裂成左旋和右旋圆偏振的两条支线。磁场垂直于视线方向（横向磁场）时，谱线分裂成三条支线，当中的π线是线偏振，旁边两条σ支线是部分线偏振。支线间的距离称为裂距(ΔλH)，它同磁场强度成正比。对于黑子强磁场（约数千高斯），在太阳摄谱仪入射狭缝前加上适当的分析偏振光的器件，便可在摄有磁场敏感谱线的光谱底片上直接测出裂距，从而获得黑子内的磁场强度。\n\n\n\n\n\n低于几百高斯磁场的谱线裂距太小，难于直接测量。必须借助于间接的方法，即在磁场敏感谱线轮廓某些固定位置上，测量出具有不同偏振状态的分裂支线间的强度变化，进而计算出磁场强度。太阳磁像仪就是用这种间接方法来测定磁场的。图2所示为纵向磁场的测量原理，实线和虚线分别表示两条相反圆偏振支线的轮廓，探测器对准轮廓翼部某个位置，测定两支线强度差，便可得到与它成正比的纵向磁场。至于横向磁场的测量就比较复杂，需要提高探测器的灵敏度和精密度，并使探测器对准谱线轮廓中央，才能测定。\n\n\n\n\n\n磁像仪测量的是太阳辐射的偏振状态。由于光线被倾斜镜面反射和仪器的其他缺陷，会出现附加的仪器偏振。在测量纵向磁场时，通过相减手续可自动消去仪器偏振。但在横向磁场测量中没有相减过程，仪器偏振同横向磁场引起的偏振混淆在一起，这便增加了测量的复杂性。根据所用探测器类型的不同，太阳磁像仪可以分为三种：太阳光电磁像仪、太阳照相磁像仪、太阳视频磁像仪。它们各具特点，都可用于测量太阳的表面磁场。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "太阳光电磁像仪", "content": "太阳光电磁像仪（ photoelectric solar magnetograph ），用光电辐射探测器测量太阳磁场的一种基本仪器，也称向量磁像仪，是美国天文学家H.D.巴布科克于1953年发明的。\n\n\n\n\n\n光电磁像仪一般是由太阳摄谱仪改制的。在图1中，入射狭缝前有一组偏振光分析器，由波片、电光晶体、偏振片组成。电光晶体通光的两个表面上镀有透明电极，加上交变的高压电信号，便成为调制波片，其光学滞后量通常是在±1/4波长范围内变化。这样，偏振光分析器便能对不同的偏振成分进行调制分析。在摄谱仪焦面处有三个紧靠在一起的出射狭缝，正中狭缝对准谱线轮廓中央，用于横向磁场测量。两旁狭缝处于谱线轮廓翼部对称位置，用于纵向磁场测量。出射光进入相应的光电倍增管，输出电流经过放大，再由电子装置和计算机处理成磁场信号。在单独进行纵向磁场测量时，偏振光分析器可以仅由电光晶体和偏振片构成。\n太阳自转和日面局部区域的运动，会产生正比于视向速度的谱线位移，破坏谱线轮廓相对于出射狭缝的对称性。在出射狭缝前安置一块可旋转的平面平行玻璃板，便可使谱线回到对称位置。平板的转动是由谱线轮廓翼部两狭缝接收的平均信号强度的差值伺服控制的，平板转角可作为视向速度的量度。因此，光电磁像仪还可测量日面不同地方的视向速度。\n\n\n\n利用日震重构的太阳背面磁场\n\n\n光电磁像仪原则上可测量纵向磁场、横向磁场及其方位角，但测量横向磁场是很困难的，因为横向磁场的信号比纵向磁场的弱得多，而且不能在测量过程中自动消除仪器偏振。许多光电磁像仪的前置光学系统中均采用了定天镜那样的装置。这种装置引入的仪器偏振是变化的，难于补偿，而且在数值上往往会大于横向磁场导致的太阳辐射偏振。因此，许多光电磁像仪实际上只用于测量纵向磁场。但是，光电磁像仪测量精度高，在选择谱线上具有较大的灵活性，除了测量磁场外，还可测量日面亮度场和视向速度场。随着多通道探测器的应用，测量速度也不断提高。图2是用美国基特峰天文台光电磁像仪得到的太阳磁图。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "太阳照相磁像仪", "content": "太阳照相磁像仪（ photographic solar magnetograph ），用照相的方法获得日面纵向磁场图的太阳磁像仪。1958年，莱顿最先用美国威尔逊山天文台的太阳摄谱仪改装而成。在太阳单色光照相仪入射狭缝前安置光束分离器和偏振光分析器，使分离的左旋和右旋的偏振光在狭缝的不同部位进入单色光照相仪，这样就能在扫描底片上得到一对相反圆偏振的局部太阳单色像。先将其中一张负片翻拍成正片，并使它的反差值精确地等于1；再将它同另一张负片迭合，复制成一张照片，就是日面纵向磁场图。在使用窄带滤光器的太阳望远镜上也可用照相相减法获得磁场图。照相方法的优点是角分辨率较高，记录时间较短，不涉及复杂的电子技术。磁场灵敏度约20高斯。但是用上述相减方法处理磁图，尤其是保证反差γ=1（见天文底片），需要相当细致的工作和较长的时间。虽然有人提出半自动照相相减法，但结果比较粗糙，未被广泛采用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "太阳视频磁像仪", "content": "太阳视频磁像仪（ vedio solar magnetograph ），用电视摄像管作为探测器的一种太阳磁像仪。光学系统是采用窄带滤光器的望远镜。测量横向磁场时滤光器透过带调节到磁场敏感谱线的线翼或线心。滤光器前安置偏振光分析器。摄像管接收到的调制信号输入计算机进行处理。测量结果可在荧光屏上实时显示为磁图，也可记录在磁带上。澳大利亚库尔古拉天文台的视频磁像仪采用干涉滤光器，能以0.3秒的曝光时间，拍到一张磁图，其空间分辨率约为2″。视频磁像仪能以较高速度记录和显示磁场，特别适宜于研究日面快速变化的磁场现象，但受摄像管性能限制，测量精度较低。现有的视频磁像仪大都限于测量纵向磁场。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "日冕仪", "content": "日冕仪（ coronagraph ），能在非日食时观测日冕和日珥的形态和光谱的仪器。日冕的亮度仅为日面平均亮度的百万分之一，远低于地面白天天空亮度，只有在日全食时，天空变黑之后，才能在地面上用肉眼看到银白色的日冕和红色的日珥。日冕仪的主要特征是在望远镜主镜的焦平面上设置一个挡光屏，可遮挡主镜形成的太阳光球像，留下的日冕像则由另一个透镜聚焦到终端的焦平面上。望远镜光学和机械设计要求最大限度地消除镜筒内和仪器本身的散射光。此外，仪器应该安置在高海拔的台址诸如2 000米以上的高山上，以期达到因大气稀薄和洁净致使天空亮度能够下降到相当于或略低于日冕亮度的外部环境。\n日冕仪通常用于白光或单色光观测。在口径较大和光力较强的日冕仪焦平面上设置低色散光谱仪可进行日冕和日珥的分光研究。地面日冕仪只能看到日面边缘附近的内冕区域（约 0.3 个太阳半径），而在最佳条件下的日全食期间，则可观测到延伸的外冕（4～5个太阳半径以远），因此不能完全取代日全食之时的日冕观测。\n20世纪70年代以来，一些太阳空间探测器安载了日冕仪。由于日地空间内没有地球大气产生的散射光干扰和视宁度问题，空间日冕仪在任何时间都能观测到内冕和外冕。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "太阳辐射测量仪器", "content": "太阳辐射测量仪器（ solar radiation measuring instrument ），测量太阳总辐射和分光辐射的仪器。它的基本原理是将接收到的太阳辐射能以最小的损失转变成其他形式能量，如热能、电能，以便进行测量。用于总辐射强度测量的有太阳热量计和日射强度计两类。太阳热量计测量垂直入射的太阳辐射能。使用最广泛的是埃斯特罗姆电补偿热量计。它用两块吸收率98％的锰铜窄片作接收器。一片被太阳曝晒，另一片屏蔽，并通电加热。每片上都安置热电偶，当二者温差为零时，屏蔽片加热电流的功率便是单位时间接收的太阳辐射量。日射强度计测量半个天球内，包括直射和散射的太阳辐射能。它的接收器大多是水平放置的黑白相间或黑色圆盘形的热电堆，并用半球形玻璃壳保护，防止外界干扰。用于分光辐射测量的有滤光片辐射计和光谱辐射计。前者是在辐射接收器前安置滤光片，用于宽波段测量；后者是一具单色仪，测量宽约50埃的波段。1965年起，已在火箭和气球上装置上述仪器，以测量大气外的太阳辐射。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天体测量仪器", "content": "天体测量仪器（ astrometric instruments ），测量天体位置的仪器。\n经典的天体测量仪器有：子午环、天��仪和天体照相仪等，观测结果用于光学星表的编制。中星仪、光电等高仪、照相天顶筒在测定时间和纬度的同时，也给出所采用参考星表中恒星位置的相对测定结果。20世纪80年代后广泛应用的各种新技术，如甚长基线干涉测量仪、光干涉仪等采用了干涉方法。\n天体测量仪器的工作方法是角度测量(仅甚长基线干涉测量采用测距方法)，采用干涉法后使测角的精度大大提高，未来的微角秒空间天体测量仪器都将采用此方法。以观测地点来区分有地面和空间天体测量仪器；以观测方法分则有大视场、小视场和全天天体测量。此外，还有绝对和相对观测之分。依巴谷天体测量卫星和哈勃空间望远镜的发射开拓了空间天体测量的新纪元，测定位置的精度比地面观测高一个数量级以上，空间天体测量仍然是21世纪初天体测量发展的优先领域。各国宇航局、空间研究中心和天文台正在实施各种空间甚长基线干涉和空间天体测量计划。空间和地面天体测量仪器各有特色，利用它们开展的研究工作也是相辅相成、相互补充的。\n天体测量仪器的发展也包括了仪器终端检测器的更新，从目视、照相到电荷耦合器件(CCD)等，使观测的星等更暗，波段范围更宽，响应更灵敏。许多新的技术如光子计数、数字滤波和计算机等的应用，观测仪器也日趋全自动化，可更方便地取得丰富的观测资料。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "子午环", "content": "子午环\n子午环（ meridian circle ），用来精密测定天体过子午圈的时刻和天顶距，借以求得天体赤径和赤纬的一种光学仪器。子午环曾被誉为最精密的天文仪器。二百年来，它一直是编制基本星表的主要仪器。它的主要部分是一架口径15～20厘米、焦距约2米的折射望远镜，其有效视场约为0°3。镜筒的中部是一个坚固而中空的立方体，侧面有水平轴，沿东西方向放置，使镜筒能在子午面内转动。水平轴的两外端为精密轴颈，置于V形轴承架上。在水平轴上套有直径较大的精密垂直度盘，用4～6台对称排列的读数显微镜读取望远镜的天顶距。读数也可由照相机记录。在新型子午环上已开始使用光学度盘或分辨率达0.″05的感应式传感器来代替金属度盘。望远镜和水平轴的绝大部分重量由专门的平衡机构承托，以减轻压在V形轴承上的重量。仪器的基墩须有深固的防震地基。在望远镜的焦平面上装有精密的测微器。测微器有垂直移动和水平移动的动丝。观测者转动测微轮带动水平动丝来对准星像，测出它偏离测微器中心水平丝的角距。将这个自动记录下来的角距加到垂直度盘的读数上，并作大气折射改正后，就得到这颗星中天时的天顶距。此外，控制驱动垂直丝的小电动机的速率，对准并跟踪水平移动的星像，配以恒星钟的秒脉冲，自动记录垂直动丝的位置，来推算出恒星经过子午圈的时刻，即这颗星的赤经。一颗星的观测时间一般不超过两分钟。\n有的子午环已采用光电记录法，不再由人眼瞄准星像，而且观测数据也直接输入电子计算机。观测和归算正在逐渐转向全部自动化。子午环配有水银地平、准直管和方位标等附属装置，用它们分别定出天底点的位置、视准线的准直差以及水平轴的方位差。实际上，子午环观测还需校正多种误差。子午环一般可观测亮于9等的恒星。观测一颗星一次中天的均方误差为：赤经±0.″20～±0.″30，赤纬±0.″30～±0.″45。\n子午环与中星仪的主要差别在于前者有测天顶距的精密度盘和不采用频繁的转轴观测法。为了定出绝对测定所需的赤经零点──春分点（见分至点），子午环还应观测太阳、行星和某些亮的小行星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "棱镜等高仪", "content": "棱镜等高仪原理图.\n棱镜等高仪（ prismatic astrolabe ），可以同时测定经度（或世界时）和纬度的仪器。记录一组（三颗以上）位置已知的恒星在不同方位相继通过一个固定天顶距──等高圈──的时刻，即可算出仪器所在点的经度和纬度。\n棱镜等高仪的原理和结构如图所示。一部分星光直接射入60°棱镜的一面，另一部分星光通过水银面反射后进入等边棱镜的另一面。恒星的地平纬度h由于周日运动而逐渐改变，当它恰好等于60°时，自棱镜射出的两束光a、b才互相平行，因而观测者通过目镜可以看到物镜焦平面上的两个星像在此瞬间重合。观测者按电键记录相应时刻，就可完成一颗星的观测。棱镜等高仪的优点是棱镜的棱角比较稳定，而且不需要精密的轴系、度盘和水准器。缺点是：①调焦会引入等高圈记录时刻的误差；②目视单次记录的偶然误差和人差都比较大。简单的小型棱镜等高仪主要用于野外天文观测。\n20世纪50年代初，法国天文学家丹戎制造的口径10厘米、焦距100厘米的超人差棱镜等高仪，已克服上述缺点。在望远镜的焦平面附近增置由电动机驱动可以前后移动的双折射沃拉斯顿测微器。观测者用手轮调节测微器的位置。使视场内的两个星像在几十秒钟的观测时间内始终重合。测微器移动时自动给出一组记时信号，由此可以推算出恒星过等高圈的时刻。丹戎等高仪应用比较普遍，单星观测的天顶距均方误差约为±0.″17。丹戎等高仪的缺点是：只能观测亮于6等的恒星；棱镜的棱角随夜间温度的改变而略微改变；尚有不大的人差。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "光电等高仪", "content": "光电等高仪\n光电等高仪（ photoelectric astrolabe ），用光电方法自动记录恒星经过60°等高圈的时刻，从而归算出经度（世界时）和纬度的一种新型仪器。它与棱镜等高仪的主要区别是用光电自动记录代替目视观测，在光学、机械结构上也有所不同。光电等高仪的焦平面上有一个玻璃记录栅，它上面有相互交替的透明线条和镀银线条。当星像经过这些线条时，照射到光电倍增管上的光强便不断变化。将光电信号放大并作适当处理后，可以用计时仪记下星像经过各线条边缘(记录线)的时刻，同时自动算出直接星像和水银星像重合，即恒星过等高圈的时刻。焦平面上有十对记录线，图示其中的一对Ⅰ和Ⅱ。直接星像 A经过Ⅰ和Ⅱ的记录时刻为t1和t2，水银像B经过Ⅱ和Ⅰ的记录时刻为t3和t4。恒星过等高圈时刻T可用下式表示： \n\n\n\n\n\n中国于1972年研制成Ⅰ型光电等高仪，并投入常规观测。1974年又研制成Ⅱ型光电等高仪(见彩图)。Ⅱ型仪器采用 R－C望远镜，其口径为20厘米，等值焦距2.4米。仪器的测角基准不再是传统的60°等边棱镜，而是由两块镀有铝膜的熔石英组成的角镜。左边的角镜反射水银面星像，右边的角镜反射直接星像。\n\n 上海天文台的中国制造Ⅱ型光电等高仪\nⅡ型光电等高仪也是首次采用真空室的天体测量仪器。镜筒在真空室内的主要优点是：①可以自动消除大气折射和由于大气色散引起的天顶距测量中的光谱型差(光线入射窗需水平放置)；②消除了由于仪器内部气温不均匀而引起的反常折射。仪器的方位轴能够在电动机驱动下自动跟踪恒星的水平运动，使星光能沿垂直的狭缝进入记录栅，这样可以减少进入记录栅的夜天光。仪器装在观测室里，观测者在它的楼下通过潜望式寻星镜找星，这样可以避免人和电器热源影响星光和仪器。Ⅱ型光电等高仪可观测到7等星，单星观测的天顶距均方误差约为±0.″13，观测天顶距的稳定性也较高。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "照相天顶筒", "content": "照相天顶筒（ photographic zenith tube ），测量世界时和纬度的仪器。1911年，罗斯设计的照相天顶筒首先在美国用于测纬。后经威利斯改进，1934年起开始用照相天顶筒测时。由于所得观测结果精度较高，五十年代后不少国家都采用照相天顶筒。\n\n\n\n\n\n照相天顶筒的主体是一架对准天顶的照相望远镜，其口径一般为20～25厘米，焦距为口径的15倍左右。美国安装的一架最新照相望远镜口径为65厘米，焦距为13米。照相天顶筒一般可观测亮于9星等的恒星，其单星的测时和测纬均方误差在0.″1～0.″3范围内。星光经过物镜向下射到自然水平的水银面向上反射。物镜的第二主点位于物镜下方1～2厘米处，并在该处放置照相底片（全视场一般不到1°）。这样可以避免由物镜倾斜引入的误差。水银盘在电动机驱动下能用来升降调焦，其精确位置由专门的调焦杆决定。\n\n\n\n北京天文台天津纬度站的中国制造照相天顶筒\n\n\n假定一颗亮星在天顶附近上中天，将照相底片瞬时曝光四次，在中天前后各两次，记下曝光时刻t1、t2、t3和t4。每次曝光后，物镜连同底片由电动机驱动精确地旋转180°，然后再曝光。这样就能得到图中的星像。测出底片上1、4两点在南北方向的距离2y，就可以推算出纬度。测量1、4两点在东西方向之差x1－x4，就可以推算出该星过子午圈的时刻。若x1=x4，即曝光正好是对称于子午圈进行的，该星过子午圈时刻就等于t1和t4的中值。同样，从星点3和2也可以算出纬度和时刻。\n用上述瞬时曝光法不能拍到暗星，实用的曝光时间约20秒钟。为了不使星像在底片上拖长，底片就得精确地跟踪恒星。当底片每移动到某一固定的位置（例如动程的中点）时，用接触法或光电显微镜法记时。这样的拍摄效果，与底片不动并作瞬时曝光记时的效果相同。 \n照相天顶筒一夜约观测10～30颗恒星，对每颗星观测约2分钟。在此期间需完成四次跟踪拍摄和记时，各次拍摄之间并需精确旋转180°。仪器通常设有程序控制电路，能自动操作观测。为了减少镜筒内外气温不均匀所引起的反常折射，观测者和控制设备等热源应远离仪器，有些照相天顶筒还对镜筒进行抽风。中国于1976年研制成功一台照相天顶筒，它是在真空罩内工作的，以消除镜筒内的反常折射，进一步提高观测精度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天顶仪", "content": "天顶仪（ zenith telescope ），精密测定纬度和纬度变化的仪器。一般安装在固定台站。它是国际纬度站的主要观测仪器。1669年，英国胡克首创天顶仪，并用它测量天龙座γ星的周年视差。现今的天顶仪是考克孙在1900年左右设计的。这种天顶仪有一架能绕水平轴而在子午面内旋转的望远镜，其口径主要有110、135和180毫米三种。在望远镜的焦面上有目镜测微器，视场约18′，也有超过1°的。望远镜指向某一天顶距后可以与水平轴锁紧，然后一起绕垂直轴旋转180°。这样，望远镜就指向天顶另一侧的同一天顶距处。利用镜筒上的精密水准器可以检测和改正在转轴前后镜筒在天顶距方向的微小变化。天顶仪用目镜测微器观测一颗在天顶以南（或北）过子午圈的恒星，然后转轴180°，几分钟后再观测天顶以北（或南）过子午圈的另一颗恒星。由于这两颗恒星有相近的天顶距，能在同一视场中用目镜测微器测量。这样测得的两星的天顶距差等于两星的赤纬之和减去纬度的二倍。由于两星的赤纬是已知的，就可以解算出纬度。\n天顶仪的优点是不需要测量难以测准的恒星天顶距(约在0°～30°的范围内)，因而避免了天顶距度盘的误差。此外，天顶距之差的大气折射改正也较易定准。用天顶仪观测一对星所得的纬度均方误差约为±0.″1～±0.″3。为了提高观测的精度，天顶仪在一夜间往往要观测许多对星。\n除目视天顶仪外，还有照相天顶仪，用以拍摄南北两星的轨迹，求出两星的天顶距之差。浮动天顶仪也是一种照相天顶仪，它是漂浮在水银槽里的望远镜，用水银面保持水平，目的是使转轴前后镜筒的天顶距不变。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "中星仪", "content": "中星仪（汉语拼音：Zhongxingyi；英语：Transit instrument），观测恒星过上中天（过观测站子午圈）的一种天体测量仪器。又称子午仪。主要用于精确测定恒星过上中天的时刻，以求得恒星钟的钟差，从而确定世界时、恒星赤经和基本天文点的经度。发明于17世纪，后经不断改进。中星仪由望远镜、目视接触测微器、寻星度盘、挂水准器、太尔各特水准器以及望远镜支座等部分构成。望远镜通常是折轴式的，其水平轴指向东西方向，镜筒可在子午面内旋转，星光经过位于水平轴中央的直角棱镜，反射到水平轴的一端用超人差接触测微器或光电接收器进行记录。中星仪水平轴上挂有一个高灵敏度的挂水准器，以改正水平轴的倾斜。在水平轴的两端各有一段精度极高的圆柱形枢轴，可保证水平轴倾斜误差和方位误差稳定不变。中星仪在一颗星的观测中间进行转轴，以抵消望远镜准直差等误差。利用太尔各特水准器，中星仪也可用于测量纬度或恒星赤纬。激光测卫等新技术已承担了测定世界时的任务，但用于检测铅垂线变化，中星仪的作用仍无可替代。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "光电中星仪", "content": "上海天文台的光电中星仪\n光电中星仪（ photoelectric transit instrument ），在中星仪上加一套记录恒星通过子午圈时刻的光电装置和一个导星镜，就成为光电中星仪。它是苏联H.H.巴甫洛夫在1946年发明的，是世界上主要测时仪器之一。单星观测均方误差可达 ±0.012时秒。光电装置由光电箱和放大器两部分组成。光电箱安装在望远镜水平轴的一端。在望远镜的焦平面附近装着一块镜栅，与焦平面成45°倾角。镜栅上交替排列着等宽度的透光和反光条纹。当星像通过透光条纹上时，星光透过镜栅射到一只光电倍增管的阴极上；当星像移到反光条纹上时，星光被反射到另外一只光电倍增管的阴极上。前一只光电倍增管的阳极和后一只光电倍增管的最后一个倍增极并联输出。于是，恒星通过镜栅，星光在两只光电倍增管上产生的光电流合成为绝对值相等、符号相反的正弦形光电流。微弱的光电流经过时延差约100毫秒的直流放大器，被放大成矩形讯号，经平均时刻记时器记录，最后打印出恒星中天的平均时刻。光电记录装置有直流、交流、光电跟踪和光电计数等形式。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "双速月球照相仪", "content": "双速月球照相仪（ dual-rate lunar position camera ），附加在天文望远镜上，用来将月球和恒星同时拍摄在同一照相底片上，进行月球精密定位的一种仪器。它是美国马尔科维兹设计的，又称马尔科维兹照相仪。从二十世纪五十到六十年代，都用它测定历书时或测站的地心坐标。为了同时跟踪拍摄月球像和恒星像，要求仪器能补偿月球相对恒星的运动和减弱月球的强光。为此，在底片前安置了一块稍大于月球像直径的中性滤光片。观测前，根据事先算好的月球运动速度和方向，使滤光片绕置于某特定方向上的轴，以特定的速度旋转，在约20秒钟曝光时间内，月球像相对恒星不动。当滤光片与底片平行时，记录下观测时刻。滤光片外围是一块厚度和折射率与滤光片相同的平板透明玻璃，用来保证月球和恒星成像在同一焦平面上。为适应以0.″1的精度跟踪恒星的要求，采用两部电动机。一部用来驱动底片盒跟踪恒星；另一部用来转动滤光片，以补偿月球相对于恒星的运动。双速月球照相仪的名称即因此而来。由于望远镜跟踪精度的提高，后来又省掉了驱动底片盒的电动机。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "坐标量度仪", "content": "坐标量度仪（ coordinate measuring instrument ），测量在透射或反射光照射下的平面目标（主要是照相底片上星像）的直角坐标的专用光学仪器。坐标量度仪包括瞄准星像的光学系统、载片架和移动机构、测量目标坐标的玻璃刻尺及其读数测微器。测量时，移动装上底片的载片架，瞄准星像，就可以从测微器上读出目标的位置数据。利用转像棱镜将被瞄准的星像旋转180°，然后测量星像，可以消除瞄准误差。仪器X和Y方向的两根刻尺应严格垂直，刻尺的每根刻线的改正量和刻尺的温度系数都可事先精密测定。仪器本身精度优于1微米。新型的坐标量度仪有自动记录设备，但测量者仍需瞄准目标和刻尺。有的天文台配备了天文底片自动测量系统，能快速自动测量底片上各种目标的坐标，甚至能自动测量目标的大小和各种光度数据。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "测微器", "content": "测微器（ micrometer ），安装在望远镜上的一种附件，用来测量微小的角距，以提高观测精度。1638年前后，英国天文学家加斯科因首先将测微器用在天文望远镜上。它的主要部分是一个称为测微盒的金属匣子，借金属筒插入望远镜筒内，和望远镜固连在一起。在测微盒的框架上装有一定数量的水平丝和垂直丝组成的丝网，称定丝。盒内还有一个可移动的框架，框架上装有几条动丝。用精密螺旋推动框架，框架一侧装有弹簧，以消除螺纹的空回。在测微盒外装接目镜。在螺旋外侧连有测微轮，轮上刻有分度线。由分度线对应的位置，可知道螺旋转动的周数和周的小数。测微轮上每一分度值相应于动丝在视场中某一固定位置。在测时工作中使用的测微器，常在测微轮上再加一个玛瑙圆环。环上每隔一定间距，都嵌有金属接触片。当转动测微轮时，这些接触片就会相继和一固定的金属弹片接触，通过电路和记录仪器接通。这种测微器又称接触测微器。它被广泛应用在天体的定位以及双星相对位置和行星直径的测量中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "六分仪", "content": "六分仪\n\n\n拼音：liù fēn yí\n\n\n\n注音：ㄌㄧㄡˋ ㄈㄣ ㄧˊ\n\n\n\n解释：一种天文仪器。测定天体与地平线夹角的仪器，于航海中可借以测定观测者所在的纬度。\n\n\n\n例：\n\n\n【天文学】\n\n 六分仪\n六分仪（ sextant ），用来测量远方两个目标之间夹角的光学仪器。通常用它测量某一时刻太阳或其他天体与海平线或地平线的夹角，以便迅速得知海船或飞机所在位置的经纬度。六分仪的原理是牛顿首先提出的。六分仪具有扇状外形，其组成部分包括一架小望远镜，一个半透明半反射的固定平面镜即地平镜，一个与指标相联的活动反射镜即指标镜。六分仪的刻度弧为圆周的1/6。使用时，观测者手持六分仪，转动指标镜，使在视场里同时出现的天体与海平线重合。根据指标镜的转角可以读出天体的高度角，其误差约为±0ḷ2～±1′。在航空六分仪的视场里，有代替地平线的水准器。这种六分仪一般还有读数平均机构。六分仪的特点是轻便，可以在摆动着的物体如船舶上观测。缺点是阴雨天不能使用。二十世纪四十年代以后，虽然出现了各种无线电定位法，但六分仪仍在广泛应用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "人造卫星光学观测", "content": "人造卫星光学观测（ optical observation of satellite ），利用人造卫星表面反射的太阳光或卫星本身的闪光对人造卫星进行各种光学观测，包括对人造卫星进行定位观测、亮度观测和光谱观测。定位观测是通过测定卫星的位置和相应时刻，以确定卫星的轨道要素，从轨道分析中获取科学信息，或进行卫星三角测量等工作。亮度和光谱观测的目的是研究诸如卫星在空间的转动、卫星表面的变化和地球大气某些物理性质等。人造卫星多数比较暗弱，而且快速横贯天空，视轨迹和视角速度的变化都比较复杂，所以卫星光学观测仪器必须具备大视场、强光力等特性和便于跟踪的机架和控制系统，以及精度相当高的记时系统。\n定位观测主要有目视和照相两种。目视用的仪器结构比较简单，操作方便，资料处理迅速，但定位精度较低；照相用的仪器定位精度较高，但结构复杂，造价昂贵，资料处理较复杂。目视定位观测分相对定位和绝对定位两种。相对定位以恒星为背景，测定卫星的赤道坐标。一般采用特制的广角望远镜(视场6°～12°)，精度可达0°1～0°2，用于搜索和拦截明亮卫星。绝对定位是根据经纬仪原理测定卫星的地平坐标。采用特制的大视场跟踪经纬仪，精度可达3′～6′。有些国家还采用电影经纬仪观测卫星，它同跟踪经纬仪的区别是另有照相系统，能以视场分度线为背景拍摄卫星，最高精度可达20″。照相定位观测以恒星为背景测定卫星的赤道坐标，并精确记录相应的时刻。卫星照相机分非跟踪和跟踪两大类。非跟踪照相机有固定相机和恒动相机两种，可以达到光学观测中最高的定位精度，约1″。非跟踪照相机只能拍摄较明亮的卫星。跟踪照相机的特点是使卫星像能短暂地停留在感光底片上不动，增长曝光时间，使暗弱卫星成像。跟踪相对误差为1％时，其极限星等可比非跟踪式高5个星等。还有一种双速卫星照相机，它是利用设置在焦面前的一块平行平面玻璃板的旋转来补偿卫星像的拖曳，使卫星成点像，精度优于5″。 \n卫星亮度观测有目视、照相和光电观测三种。目视亮度观测包括直接用眼睛或通过目视光度计估计卫星的亮度。直接用眼睛观测是将卫星与卫星近旁已知亮度的恒星作比较，得出卫星亮度的变化规律。通过目视光度计观测时要不断改变视场中人工比较星的亮度，使与卫星的亮度始终一致，并把人工星亮度的改变情况记录在有时标的记录仪上，精度可达0.2～0.3星等。照相亮度观测是利用固定照相机，拍摄卫星和恒星拖迹，用测微光度计比较卫星和已知亮度恒星的拖痕密度，并考虑卫星像与恒星像的速差改正，得出卫星亮度的变化规律。光电亮度观测是将光电光度计放置在卫星跟踪望远镜焦点上，光电倍增管的输出信号录在有时标的照相示波器胶片上，可以得出卫星亮度的变化规律。\n卫星光谱观测是利用分光元件将卫星光束色散成为光谱再进行观测的一种方法，一般采用附有物端棱镜的照相机，对卫星进行光谱的定性和粗定量观测。卫星运动的补偿可以通过照相机跟踪卫星或移动底片来实现。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "广角望远镜", "content": "广角望远镜（ wide-angle telescope ），也就是一台照相机，其特点是操作简单，设备要求不高，很多初学爱好者都可以使用它实现天文摄影的入门。产品简介广角望远镜:广角望远镜也就是一台照相机，一般家用的胶片单反相机数码单反相机都可以。这台望远镜是一个普通镜头加一个512*512 Apogee AP6 CCD相机组成的，由于镜头可更换，可以组合出12度和30度的广角视场，对大面积天区进行曝光，我们可以利用它来拍摄流星雨、星座、星野、人造卫星过境等。由于操作简单，设备要求不高，很多初学爱好者都可以使用它实现天文摄影的入门。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "非跟踪人造卫星照相机", "content": "非跟踪人造卫星照相机（ stationary satellite camera ），不追随人造卫星的运动而以恒星为背景拍摄明亮的人造卫星的专用仪器。它通常用于卫星三角测量和卫星定轨，其定向精度可达1″。非跟踪相机分固定相机和恒动相机两种。固定相机以美国布设的全球卫星三角网采用的BC-4型相机最为典型。用它观测“帕吉奥斯”(Pageos)1号卫星，对卫星位置观测均方误差只有±0.″25；对观测站相对坐标的测定，均方误差为±4.1米。这类固定相机采用的是强光力、大视场、地平式装置的照相机。观测时，锁紧两轴使照相机固定不动。当卫星像掠过底片视场时，用特制的多圆盘旋转快门，将底片上卫星拖痕，截出数十个甚至数百个测量标志──断口或点像，并记录下相应的精确时刻。BC-4型相机的观测过程可长达45分钟，其间进行九组（卫星通过前后各四组，通过时一组）恒星的曝光，每组五点。这种多点拍摄不但能有效地减少偶然误差，使固定式相机达到最高的定向观测精度，也便于进行平差内插，实现各站对卫星的同步观测。由于底片视场大达数十度，其计算过程就相当复杂，须用类似于航测或弹道照相底片的归算方法。\n恒动相机采用赤道式装置。观测时，照相机跟踪恒星，同时拍摄卫星并记下相应的时刻。恒星像拍成易于测量的圆点，卫星像靠快门启闭形成数十个测量标志。由于视场较小，底片可采用简便的天文方法进行归算。中国紫金山天文台的卫星照相机采用口径43厘米、焦距80厘米的施密特光学系统，视场直径为7°6，可以拍到角速度为每秒1°的6等卫星，定位精度为1″，记时精度为1毫秒。由于卫星像在固定的底片上快速掠过，卫星像在底片上任何一点的有效曝光时间很短，所以，固定式卫星照相机只能拍摄明亮的卫星，这是它的最大缺点。拍摄暗卫星，必须用跟踪照相机。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "贝克－努恩人造卫星跟踪照相机", "content": "贝克－努恩人造卫星跟踪照相机\n贝克－努恩人造卫星跟踪照相机（ Baker-Nunn satellite-tracking Camera ），二十世纪五十年代由贝克和努恩设计的大型高精度人造卫星跟踪照相机，首批12台设置在环绕地球的±35°纬度带内。这种照相机采用焦距50厘米、口径也是50厘米的特殊设计的施密特光学系统(见施密特望远镜)，改正镜由三片透镜组成，视场5°×30°。焦面是半径50厘米的近似球面。采用宽约56毫米的长感光胶卷，借6～7公斤拉力变形后伏贴在胶片支承板上。机架为三轴式装置，以大圆弧逼近卫星视轨迹最高点近傍±30°弧段，进行跟踪，角速度可在每秒0″～7，000″之间连续调节。对于角速度为每秒1°的卫星，当跟踪误差为±1％时，可拍摄到星等为11等的暗卫星。照相机以固定方式工作时，可拍摄到6等的卫星。它有一扇圆筒状断口快门，围绕着焦面高精度地旋转，在恒星或卫星的星像拖痕上截出用作测量标志的断口，每转一周截出两个断口。另一扇“蛤壳”状总快门同心地紧围在断口快门之外。蛤壳每启闭一次，完成一次曝光，在此期间，星像拖痕被断口快门截出5个断口。曝光时间有0.2、0.4、0.8、1.6、3.2秒五种。在形成第三个断口的中央时刻，子钟度盘(分、秒、0.01秒盘)和100周圆扫描阴极射线管的记时亮点被投射到底片端部。记时精度达1毫秒，位置精度达2″。当照相机以固定式拍摄低速卫星时，由于曝光时间较长，恒星像明显地拖长，降低了测量精度。贝克-努恩照相机改进型的设计，是将原来的垂直轴斜置成极轴，照相机绕极轴恒速运转，使恒星成为点像。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "四轴式人造卫星跟踪照相机", "content": "四轴式人造卫星跟踪照相机（ satellite camera with quadraxial tracking frame ），按天球上的小圆弧逼近卫星视轨迹实现跟踪照相的仪器。有四根转轴：Ⅰ轴是垂直轴；Ⅱ轴是水平轴；Ⅲ轴指向逼近视轨迹的小圆弧的极点，称为轨道极轴；Ⅳ轴按小圆弧的“纬度”调置，常称轨道纬轴。照相机绕Ⅲ轴旋转，对卫星跟踪。观测地平高度10°以上的视弧段，位置偏离小于0°2，与跟踪方向垂直的分速度小于每秒0ḷ5，在跟踪性能上比用大圆弧逼近的三轴装置为好。缺点是结构复杂。\n\n\n\n\n\n四轴式卫星跟踪照相机有多种类型。无论按机架型式或跟踪方式都有很大区别。①中国HC型(地平框架式)和WGS型（地平叉式）是以照相机本体来跟踪卫星，使卫星成点像。利用快门在恒星像拖痕上截出断口，用作测量标志。在形成断口的中央时刻，快门产生光电脉冲信号，输给记��仪记时。②苏联АФУ型（地平框架四轴装置，放置在一个特制的赤道架上，形成五轴装置，但其跟踪性能与四轴式相同）以移动底片补偿卫星像拖曳，照相机本体不跟踪卫星。由于赤道架的周日运动和底片断续地以导星镜的跟踪速度移动，使恒星和卫星交替呈现一串串浓密节点状星像。利用底片移动期间触发的两次闪光，将计时器字盘和位置标记分两次摄在底片角上，相对于底片移动前后的两个位置标记，测量和计算出卫星点像曝光的中间时刻。③德意志民主共和国 SBG型（地平叉式）照相机把本体跟踪与底片移动结合起来。在照相机本体跟踪卫星的过程中，底片断续地以本体跟踪速度反向移动，补偿恒星像拖曳，也使卫星和恒星交替呈现在底片上。把底片移动和停止的指令脉冲输给记时仪记时。移动底片形成的一串串浓密节点状星像，比旋转快门形成的断口具有较高的测量瞄准精度，但由于底片移动装置的机械时滞不易稳定等因素，记时精度一般不如旋转快门的高。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "光学跟踪经纬仪", "content": "光学跟踪经纬仪（ optical tracking theodolite ），记录人造卫星瞬时位置的光学仪器。它是装在地平式装置上的双筒折射望远镜。当物镜口径为15厘米时，它可观测到7～8等的人造卫星。仪器的高度和方位转动可在较宽的范围内实现连续调节，能对各种运行轨道和速度的人造卫星进行观测。观测精度同卫星轨道、运行速度、观测者的熟练程度和仪器静态精度有关，一般在3'以内。观测时两名观测者位于仪器相对两侧，通过各自的望远镜并控制相应的仪器转动速度，对目标进行搜索和瞄准，使仪器尽可能准确地跟踪目标，然后闭合记录开关，即可输出目标方位和高度角数值。输出角度的形式有两种。一种是通过金属度盘在记录纸带上直接打印出来，同时输出取点瞬间的记时讯号给记时仪。另一种是采用光学编码度盘作为测角元件，在跟踪过程中根据所需要的采样频率，自动以二进码形式输出目标方位和高度值，经数据传输设备直接输入电子计算机进行处理。采用两台或两台以上同类仪器进行交会测量，可获得目标在空间的运动轨迹。打印形式的光学跟踪经纬仪，配套设备简单，独立性强，但它在数据处理和归算上要耗费许多时间和人力。码盘输出形式的跟踪经纬仪，配套设备复杂，但可立即获得目标的轨道数据，故在人造卫星观测站，尤其是在火箭发射场得到广泛应用。此外，还有配备红外线跟踪器、电视监视器、激光测距仪等附属装置的全自动光学跟踪经纬仪，测角精度可高于1′。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "打印经纬仪", "content": "打印经纬仪，记录人造卫星瞬时位置的光学仪器。打印形式的光学跟踪经纬仪，配套设备简单，独立性强，但它在数据处理和归算上要耗费许多时间和人力。码盘输出形式的跟踪经纬仪，配套设备复杂，但可立即获得目标的轨道数据，故在人造卫星观测站，尤其是在火箭发射场得到广泛应用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "辐射探测器", "content": "辐射探测器（ radiation detector ），将辐射能转换为可测信号的器件。探测器的基本原理是，辐射和探测介质中的粒子相互作用，将能量全部或部分传给介质中的粒子，在一定的外界条件下，引起宏观可测的反应。对于光学波段，辐射可以看作光子束，光子的能量传给介质中的电子，产生所谓光子事件，辐射能转变为热能（如热电偶）、电能（如光电流和光电压）、化学能（感光乳胶中银颗粒的生成），或者另一种波长的辐射（荧光效应）。根据这些能量和辐射，设计各种不同器件，以测量天体的辐射能量。辐射探测器的主要性能是：\n①探测量子效率　指光子和探测器在作用的初始过程中，产生的光子事件数和入射光子数之比。它描述探测器接收和记录信息的能力。入射光子有可能穿透介质或被介质反射。有时介质要吸收几个光子引起一次光子事件，有时产生的光子事件未被检测，所以一般探测器的量子效率小于1。\n②响应度　又称灵敏度，等于探测器输出信号和入射辐射功率之比。辐射功率增加时，输出信号也成正比地增加，这样的探测器称为线性的，否则称为非线性的。\n③分光响应　又称分光灵敏度，指单色辐射作用时探测器的灵敏度。它表征探测器对不同波长辐射的响应特性。分光响应随波长变化的探测器，称为选择性的，反之称为非选择性的。以探测器最敏感波长处的响应为单位的分光响应，称为相对分光响应。\n④探测率　等于探测器能探测的最小辐射功率的倒数。任何探测器都有噪声，比噪声起伏平均值更小的信号实际上检测不出来。产生如噪声那样大的信号所需的辐射功率，称为探测器能探测的最小辐射功率，或称等效噪声功率。有时用探测率描述探测器的灵敏度。\n天文探测器要求具有宽敏感波段、高量子效率、高探测率、高分辨率和快速响应度。人眼是最早的天文探测器。十九世纪照相术发明后，照相底片一直是天文学研究的重要工具。二十世纪中叶起，广泛采用光电探测器，现今已有适用于从红外线到γ射线的各种光电器件。高空探测和行星际航行开展以来，核物理研究的各种高能探测器也相断应用于天文观测。在不同波段使用的各种辐射探测器如下表。 \n\n\n不同波段使用的各种辐射探测器"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "人眼的探测性能", "content": "人眼的探测性能（ detective property of human eye ），人眼作为一种辐射探测器有下述性能：眼睛的瞳孔直径随外界亮度在2～8毫米范围内变化。眼睛的视网膜上有圆锥细胞和圆柱细胞。这些细胞内的光化学作用刺激神经，产生视觉。当视场的亮度约等于或大于3尼特──流明/(米2·球面度)──时，圆锥细胞起主要作用，眼睛处于亮适应状态，称为白昼视觉。当视场的亮度约等于或小于3×10-5尼特时，眼睛处于暗适应状态，称为黄昏视觉。从暗适应转到亮适应约需2～3分钟；反之，从亮适应转到完全暗适应需45分钟。人眼只对波长4000～7000埃的辐射产生反应。人眼的分光响应分为白昼视觉分光响应和黄昏视觉分光响应。其分光响应曲线见图。在这两种状态之间，人眼分光响应是连续变化的。由图可知，对于白昼视觉，在波长5550埃处，灵敏度出现了极大值673流明/瓦。对于黄昏视觉，极大分光灵敏所对应的波长为5100埃，其值为1，725流明/瓦。人眼的灵敏度和视线的方向有关，笔直向前看时，其灵敏度最低。\n\n\n\n\n\n眼睛能反应的最小辐射功率为5×10—17瓦，相当于5～14个光子的作用。眼睛能反应变化于1011量级的辐射，对辐射的反应是非线性的。当入射光子数成正比增加时，人眼的反应按对数律增加。人眼对背景的亮度差别有很强的辨别能力。人眼的分辨本领随不同物体的亮度和反衬而异。在理想的条件下，人眼可以分辨0ḷ.5。在一般照明条件下，眼睛的极限分辨角的平均值在1'左右。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天文底片", "content": "天文底片（ astronomical plate ），天文观测中拍摄暗弱星像时专用的长时间曝光（几秒钟到几小时，甚至更长）的底片。照相底片一般不适用互易律，即相同的曝光量（光的照度和曝光时间的乘积E×t）并不产生相同的照相密度。这种特性称为“互易律失效”。当光照度很强或很弱时，一般底片的互易律失效特别严重；但天文底片在低照度时，互易律失效比较小。如果用普通的感光测定仪（曝光时间约0.05～1秒）来测定天文底片，其灵敏度并不比普通的底片高；但用天文感光仪（曝光时间为几十分钟）来测定，天文底片就显示出高得多的灵敏度。\n\n\n\n\n\n天文底片不仅用来记录天象，而且作为一种重要的二维辐射探测器，广泛应用于天体光度测量和天体分光光度测量。在这些测量中，必须精确测定底片特性曲线，以便通过测定照相密度D来确定照度E，从而确定天体辐射强度。特性曲线表示出密度同曝光量对数间的关系，它同底片材料、曝光时间、显影和定影过程有关。通常使用曲线中代表正常曝光的直线部分。直线斜率称为γ值（也称反差或对比度）。这个数值影响到测量的动态范围和精度。\n天文底片有颗粒粗细之分。对于输入信噪比远大于1的探测，例如对亮变星和用干涉滤光器的照相等，为了缩短曝光时间，常采用粗颗粒、高灵敏度天文底片。对于输入信噪比远小于1的探测，例如对暗弱的遥远恒星和星系的照相时，就要用颗粒细但量子效率高的天文底片。对后一种底片若采取气体敏化措施，探测量子效率可从原来的0.1％提高到4％，望远镜的极限星等可以提高1～1.5等。\n同光电探测器件相比，天文底片量子效率较低，响应非线性，精度低，宽容度较小。但是，它可以做成很大的尺寸（甚至大于50×50厘米2）。信息容量非其他探测器可比，而且价格便宜，并可长期保存。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "底片敏化", "content": "底片敏化（ hypersensitizing of photographic plate ），为提高底片的探测量子效率和灵敏度，在曝光前后或曝光时对底片所作的特殊处理。\n从二十世纪四十年代开始，已经有人采用烘烤等敏化技术。十多年来，发展了气体敏化技术，这种技术为天文台普遍采用。现有的敏化方法达数十种之多。对不同种类和不同批号的底片，由于敏化条件不同，效果也各不相同。使用者需要每次单独实验测定其最佳敏化方法。目前，最有效的敏化方法如下：\n①抽真空处理　可以除去有害的氧和水蒸气，大大增加乳胶层对低强度光的灵敏度。基本上不增加灰雾。通常先抽真空然后再进行气体烘烤或浸泡。\n②氮气浸泡或烘烤　可以除去氧和水蒸气，加速敏化剂与卤化银的化学反应。研究表明，在氮气里加2％或8％氢的混合气体中烘烤，所得的增益较高。\n③氢气浸泡　可增加潜像的灵敏度和稳定度，同时又能使光电子更有效地形成潜像中心。\n以上三种方法可以适当结合使用。\n④硝酸银溶液浸泡　除去乳胶中卤化物，增加银离子浓度，此法适用于对红外敏感的乳胶。\n除红外底片外，已敏化的底片在曝光时必须处于干燥的环境中，否则会丧失敏化效果。为此，必须改装望远镜的底片盒，并在曝光过程中使乳胶隔绝空气。已敏化而未使用的底片，必须在氮气中低温保存，才能在几十天内保持敏化效果。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "光电倍增管", "content": "光电倍增管（ photomultiplier tube ），将微弱光信号转换成电信号的真空电子器件。主要用于在弱光条件下的光谱分析和光学测量。光电倍增管具有极高的灵敏度和最快的时间响应，还用于单个光子的脉冲计数。与闪烁晶体耦合可扩展它的波长响应范围，用于X射线、γ射线等高能射线的探测。\n\n结构和原理\n光电倍增管由真空管壳内的光电阴极、阳极以及位于其间的聚焦极和若干级倍增极构成（见图）。简称PMT。工作时各电极加上规定电压。当光入射到光电阴极上时，阴极发射光电子，在电场作用下沿规定的路径逐级轰击下一个电子倍增电极，在末级倍增电极上形成数量为光电子105～108倍的次级电子，最后为阳极收集，在电路中得到输出电流。\n1934年L.A.库别茨基在光电管的基础上提出光电倍增管的雏形。1939年V. K.兹沃雷金制成实用的光电倍增管。后来由于锑–铯光电阴极，双碱、多碱光电阴极，碘化铯、碲化铯和负电子亲和势光电阴极相继出现，以及输入窗材料的改进，拓宽了光谱呼应范围（见光电管），从此就有了宽光谱高灵敏度光电倍增管。还出现了快速光电倍增管、电子快门光电倍增管、磁屏蔽光电倍增管、半球形壳和特殊壳光电倍增管。70代末微通道板（MCP）问世，出现了带微通道板的光电倍增管，还有位敏光电倍增管。光电倍增管的电子倍增极可分为分离式和连续式两种。分离式倍增极有圆笼式、盒栅式、直线聚焦式、百叶窗式、网式等。连续式有单通道和微通道板与金属通道式两种。\n\n特征和参数\n各种光电阴极的光谱响应曲线、不同波长的辐射灵敏度和量子效率及流明灵敏度的定义，以及脉冲时间特性同光电管。光电倍增管的增益为阳极电流与光电子电流之比。阳极灵敏度为光电阴极的辐射或流明灵敏度与增益之积。增益与所加的工作电压有关。在一定光强度范围内，入射光强与光电流成正比。但若在超过额定光强度下工作，光电阴极受损会引起灵敏度下降。损害不严重时，经黑暗条件下存放可恢复或部分恢复。若严重时会发生永久性烧伤。阴极暗电流和阳极灵敏度都随工作电压升高而升高，但上升的斜率不同。暗电流引起散粒噪声，倍增器产生倍增噪声，都影响光电倍增管的探测极限。因而，存在最佳工作电压，使信噪比也最佳。实际使用中只要阳极电流幅值能满足要求，总是选择较低的工作电压。一般选在比额定值低20％～30％的电压下工作。 \n\n\n\n光电倍增管结构图 \n\n\n在多道分析应用中，脉冲上升时间、下降时间、渡越时间分散、暗电流大小以及闪烁晶体余辉都直接影响光电倍增管的计数率和能量分辨率，这些在辐射粒子测量中都是很重要的参数。能量分辨率定义为脉冲半高宽与其中心能量之比。\n\n发展方向\n提高光电阴极灵敏度、扩展光谱响应、降低暗电流，一直是光电器件的重要课题。Ⅲ–Ⅴ族负电子亲和势光电阴极砷化镓的光谱响应从紫外线扩展到930纳米，砷化镓铟阴极的长波限延伸到1 000纳米，银–氧–铯阴极到1 600纳米。在短波段，多碱光电阴极、碲化铯、碘化铯本身就具有很好的紫外响应，但受到窗口材料限制。若窗口材料使用紫外玻璃光谱响应可延伸到185纳米，合成硅可到160纳米，氟化镁可到115纳米。负电子亲和势光电阴极由于成本太高，还没有用在光电倍增管中。高温双碱阴极（Na2KSb）因其暗电流极低，用于光子计数最为理想。它还能在175℃下工作，而用于勘探测井等高温环境。为适用于γ相机和正电子CT而发展了10×10平方毫米的异形管。为适应液体闪烁计数而开发了直径达508毫米的半球形光电倍增管。带微通道板的光电倍增管除具有极高的增益、抗磁场干扰等性能外，其上升时间已降到0.15纳秒、渡越时间0.55纳秒、渡越时间分散15皮秒，使时间响应达到一个新水平。还因其低畸变、高空间分辨率并采用多阳极技术而开创了新一代位敏光电倍增管，现已达到28×28位。弯曲型小孔径低噪声微通道板已开发成功，使位敏探测器性能更加优异。同时还开展了以高二次发射系数单晶硅为基材的超高增益微通道板的研制。\n为降低暗电流、改善信噪比以提高探测灵敏度，行之有效的办法是低温致冷，降低光电倍增管的工作环境温度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "光电成像器件", "content": "光电成像器件（ photoelectronic imaging devices ），基于光电效应对物体成像或进行图像增强与转换的器件。待成像物体发出的辐射因强度或波长范围往往不适合人眼直接观察，而需借助像管、摄像管或固体成像器件。 \n\n\n\n图1　前照式(a)和背照式(b)CCD结构示意 \n\n图2　ICCD的外形 \n\n\n像管包括各种变像管、像增强器和电子摄像管。这类器件一般由光电阴极、电子光学系统和荧光屏（或胶片）组成。人眼不便直接观察的辐射图像投射到光电阴极，因光电效应转变为电子图像，经电子光学系统传送到荧光屏上，并转换为强度和波长范围都适合观察或处理的图像。\n摄像管的基本结构包括光电阴极、靶面及扫描段。光电阴极上的光电子图像投射到靶面上，变换为电荷潜像，扫描段通过电子枪与偏转系统实现细电子束对靶面的扫描，并将上面的电荷潜像转变为视频信号。有的摄像管在光电阴极和靶面之间增设移像段，帮助光电子图像的转移。\n20世纪70年代以来迅速发展起来的电荷耦合器件(CCD)是应用最广的固体成像器件。结构是硅单晶衬底上生长一层厚度约100纳米的二氧化硅，上面沉积金属电极及输入和输出端。CCD的优点是将光电转换及信号的存取集中在一个支撑件上，体积小巧，工作可靠，且具有大动态范围、高灵敏度、低噪声。带像增强器的CCD(ICCD)器件及背照式CCD(EBCCD)等，更是实现了以小型化装置对微弱光成像的功能。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "电子照相机", "content": "电子照相机（ electronographic camera ），附在天文望远镜上的光电成像系统。主要由安装在高真空管壳内的光电阴极、电子透镜和底片三部分组成。光电阴极将映在它上面的光学图像变成电子像，经电子透镜系统聚焦和加速，记录在对高速撞击的电子敏感的底片上。电子像在底片上的照相密度在很大范围内同入射光强度存在着线性响应关系。电子照片的信息贮存量和动态响应范围很大，灰雾和暗背景很小，分辨率高达每毫米200线对以上。此外，从光电阴极发射出来的单个电子被加速到25千伏以上，便可在底片上产生能够识别的电子余迹，因而达到辐射探测器的理论极限。电子照相机能高效率地同时记录整个视场上所有天体的精确图像，非常适合于暗弱天体的测光和分光光度测量。例如，精确测定不均匀背景上的天体的星等，观测致密星系、弥漫星云以及类星射电源等暗弱天体，拍摄高色散度光谱，提高望远镜的探测极限星等。此外，电子照相机还成功地应用于空间天文学。\n\n 克朗式电子照相机的结构\n在高真空中，底片乳胶会放出水汽和其他气体，使化学性质非常活泼的光电阴极在瞬息之间损坏。要避免这种现象，还需要解决许多复杂的技术问题，同时，电子照相机在使用上也存在一些困难。\n图为克朗式电子照相机的结构。金属管壳内装有电子透镜的电极2、3、4，电极间用玻璃管壳隔开。光电阴极1制备在蓝宝石片基上，同两块前置光学透镜组成一套像场改正系统。底片盒6和光电阴极间设高真空阀门5，将底片盒卸下更换时，关闭它能防护光电阴极。7是阀门操作机构，8是磁屏蔽套。��片安装在圆载片盘上，后者在外部磁铁作用下转动，依次使各底片对电子像曝光。底片盒用液氮冷却。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "像增强器", "content": "像增强器（ image intensifier ），微光探测器的一种，又名像管，由安装在高真空管壳内的光电阴极、电子透镜（有静电聚焦和磁聚焦两种）和荧光屏三部分组成。它的工作原理是将投射在光阴极上的光学图像转变成电子像，电子透镜将电子像聚焦并加速投射到荧光屏上产生增强的像，然后用照相方法记录下来。单级像增强器亮度增益为50～100倍。几个单级管串接成的多级像增强器，亮度增益可达几千倍至几十万倍。用五级像增强器拍摄昴星团的照片表明，曝光时间为普通照相法的千分之一。单级像管图像分辨率，一般为每毫米80～100线对，多级像管则为每毫米20～50线对。由于普通照相底片在红外光谱区灵敏度极低，采用具有对红外光敏感的光电阴极的像管，可获得巨大增益。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "大气光学", "content": "大气光学（汉语拼音：Dɑqiguangxue；英语：atmospheric optics），研究光通过大气时和大气的相互作用以及由此产生的各种大气光象的一门学科。\n　　大气物理学的一个分支。某些大气光象常常是天气现象的前兆。对虹、晕、宝光环、海市蜃楼等大气光象，中国古代都有观测和解释。作为现代科学的大气光学的研究和发展，则与光学研究的进展有着密切的联系。19世纪末和20世纪初，英国科学家J.W.S.瑞利和德国科学家G.米分别建立了散射理论，解释了许多大气光象。20世纪60年代激光的出现，使光学大气遥感得到迅速的发展。卫星遥感技术的应用也对大气光学的研究提出新的要求，这些都促进了近代大气光学的发展。大气光学的研究内容包括：基本规律的研究，如大气散射和折射；大气光学特性的研究，如大气消光、大气吸收、大气能见度和天空亮度等；大气光象的研究，包括朝晚霞、曙暮光、天空色彩等大气光象及虹、晕、华等云中光象。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "大气窗口", "content": "大气窗口（ atmospheric window ），指天体辐射中能穿透大气的一些波段。由于地球大气中的各种粒子对辐射的吸收和反射，只有某些波段范围内的天体辐射才能到达地面。按所属范围不同分为光学窗口、红外窗口和射电窗口。\n①光学窗口　可见光波长约3000～7000埃。波长短于3000埃的天体紫外辐射，在地面几乎观测不到，因为2000～3000埃的紫外辐射被大气中的臭氧层吸收，只能穿透到约50公里高度外；1000～2000埃的远紫外辐射被氧分子吸收，只能到达约100公里的高度；而大气中的氧原子、氧分子、氮原子、氮分子则吸收了波长短于1000埃的辐射。3000～7000埃的辐射受到的选择吸收很小，主要因大气散射而减弱。 \n\n\n\n电磁波谱和大气窗口 \n\n\n②红外窗口　水汽分子是红外辐射的主要吸收体。较强的水汽吸收带位于0.71～0.735μ（微米），0.81～0.84μ，0.89～0.99μ，1.07～1.20μ，1.3～1.5μ，1.7～2.0μ，2.4～3.3μ，4.8～8.0μ。在13.5～17μ处出现二氧化碳的吸收带。这些吸收带间的空隙形成一些红外窗口。其中最宽的红外窗口在8～13μ处（9.5μ附近有臭氧的吸收带）。17～22μ是半透明窗口。22μ以后直到1毫米波长处，由于水汽的严重吸收，对地面的观测者来说完全不透明。但在海拔较高、空气干燥的地方，24.5～42μ的辐射透过率达30～60％。在海拔3.5公里高度处，能观测到330～380μ、420～490μ、580～670μ(透过率约30％)的辐射，也能观测到670～780μ（约70％）和800～910μ（约85％）的辐射。\n③射电窗口　这个波段的上界变化于15～200米之间，视电离层的密度、观测点的地理位置和太阳活动的情况而定（见大气射电窗）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "大气色散", "content": "大气色散（ atmospheric dispersion ），地球大气对不同波长光线的折射率不同所造成的色散效应。大气天文宁静度良好时，可以观察到星像由于色散而形成一条垂直的小光谱，紫端靠近天顶。当天体天顶距为60°时，谱带红紫二端天顶距差约3″。随天体天顶距的增加，天顶距差逐渐增大。大气色散是许多天文实测工作中应予注意的问题。例如，在精确的定位工作中，必须考虑大气色散对不同光谱型恒星之间相对位置的影响。在从事光电测光时，大气色散会使恒星的紫外线和红外线偏离光阑中心，因而发生误差。用有缝恒星摄谱仪拍摄恒星光谱时，如果狭缝小于大气色散后的星像，会使恒星光谱能量分布失真。大气色散的影响可以通过光学补偿法减少或消除。例如，在望远镜光路中加一块棱镜，使它的色散作用和大气色散互相抵消。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "大气消光", "content": "大气消光（汉语拼音：Dɑqi Xiaoguang；英语：Atmospheric Extinction），天体辐射穿过大气到达地面后强度减弱和颜色变化的现象。\n\n产生原因\n　　产生大气消光主要有两个原因：一是大气中各种分子和原子吸收辐射，使辐射能转变为其他形式的能量；二是大气中的气体分子、尘埃和水滴等质点将来自某方向的辐射散射到四面八方，从而减弱了天体辐射的强度。\n\n影响因素\n　　大气消光与大气的成分、辐射的波长和辐射穿过大气的厚度有关。通常蓝光所受的消光作用比红光严重，辐射穿过大气层的厚度增加，消光作用也加剧。因此，天体的天顶距越大，大气消光影响越大。\n　　地面天文测光的结果要作大气消光改正，从而得到天体辐射的真实情况。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天文宁静度", "content": "天文宁静度（汉语拼音：Tianwen Ningjingdu；英语：Astronomical Seeing），地球大气抖动对光学成像的影响程度。又称天文视宁度。星像越清晰（星像直径越小）越稳定就是宁静度好；反之，如大气抖动厉害，星像模糊，则宁静度差。使宁静度变坏的原因是，低层大气在复杂的地区性气象因素综合影响下，出现不规则湍动，表现为气温（影响大气密度）的随机起伏，因而导致折射率的变化。大气折射率的这种不均匀变化会引起星像成为具有一定直径的模糊圆面，从而降低望远镜的分辨本领和极限星等，也会引起星光闪烁和颜色的快速变化。天文台必须选择建立在局部气象条件优越的地区，以获得良好的天文宁静度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "夜天光", "content": "夜天光（汉语拼音：Yetianguang；英语：Night Sky Light），在远离城市灯光的地方  ，太阳落入地平下18°以后的无月晴夜天空所呈现的暗弱弥漫光辉。又称夜天辐射或夜天背景。主要来源于高层大气中光化学过程产生的辉光、黄道光、恒星、星云和星云介质的光，银道面附近星际物质对星光的反射和散射，地球大气对流层对上述光源的散射光。每平方角秒夜天光亮度约相当于目视星等21.6等。夜天光限制了观测的极限星等，对天体光谱的测量产生干扰。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天体光度测量", "content": "天体光度测量（ astrophotometry ），指测量来自天体的有限波段范围内的辐射流，简称测光，常以星等表示。历史上，测光是为了给出天体的亮度，帮助在复杂的星图、星表中证认恒星。随着测光方法日益完善和研究的逐步深入，光度测量成为研究各类天体物理性质的重要方法。对难于观测光谱的暗弱天体，通过测光可以得到一些如同光谱研究所得的物理量。测光结果可以定出恒星的光谱型（见恒星光谱分类）和求出恒星（或星系）的距离。测光对研究宇宙结构、星际物质空间分布和恒星演化都十分有用。\n测光依据的基本原理是：在相同条件下，等同的辐射流能使探测器产生同样的响应。根据这一原理，将待测星和已知星等的星作比较，从探测器对它们的响应便可推算出待测星的星等或星等变化。比较星是事先已经确定星等的定标星，或参照定标星精确测定了星等的标准星。有时，将待测星的光谱和实验室中的绝对黑体比较，测出以物理学的绝对单位表示的天体亮度。\n探测器的响应同天体的光谱能量分布（受星际消光的影响）有关，也同仪器系统（包括望远镜、滤光片和辐射探测器）的分光响应以及同地球大气消光有关。其中地球大气消光的影响可以用专门的观测方法改正。仪器系统的分光响应则决定测量的辐射波段。即使测量同一波段，不同测量者的仪器不可能完全相同，得到的星等也不一样，有时彼此间的关系是非线性的。测光的波带用平均波长λ0和通带半宽Δλ表示。λ0是仪器系统相对分光响应曲线下面积的重心所对应的波长，Δλ是该曲线上响应度等于1／2的两点对应的波长差。依半宽的大小，天体测光可分为宽带（Δλ>300埃）、中带（300埃>Δλ>90埃）和窄带（Δλ＜90埃）测光。按所用探测器的类型又可分为目视测光、照相测光、光电测光等。按观测对象又分为面源测光和点源测光���\n\n目录\n\n1 目视测光\n2 照相测光\n3 光电测光\n4 面源测光\n\n\n目视测光\n以人眼为探测器，测得结果为目视星等，其平均波长大致为5500埃。目视测光在天体测光史上起过重要作用，星等标度是在目视测光基础上建立的。以目视测光方法测量了大量恒星的星等，编制了著名的《波恩星表》(BD)等。但因目测精度低，标度不稳定，现今只在某些近距目视双星和一些变星的测光中采用。\n\n照相测光\n用天文底片作探测器。对点光源，考滤到底片响应的非线性，必须在同一底片上拍摄待测星和一系列（从亮到暗的）星等已知的比较星。然后，用光瞳光度计或全自动底片处理机测量这些星像。由测量仪器的读数和已知星的星等作校准曲线，从该曲线内插和归算出待测星的星等。若待测星周围没有光电比较星序列，对要求不高的测光工作，现在仍间或用照相方法自定比较星序列，例如可以拍一些用物理方法按已知比例减弱的恒星。用蓝敏底片进行照相测光，得到照相星等，平均波长约4300埃。用对其他波长敏感的底片，并加适当的滤光片，可得到与目视星等类似的仿视星等、红星等和红外星等。 \n照相测光有许多误差来源（如乳胶不均匀、场差、显影时的缺点等），所以精度不如光电测光。一般均方误差约0.05星等。此外，照相测光的动态范围比光电测光小。照相测光的优点是能同时拍摄大面积天区的许多恒星，适宜作巡天和统计工作。如果采用线性响应的核乳胶和电子照相机，那么，原则上只要知道一颗定标星的星等，就可得出其他一切星的星等。观测的极限星等又可大大提高。\n\n光电测光\n主要仪器是光电光度计。因光电倍增管的线性响应和采用高精度的电子测试仪器，光电测光是准确度和灵敏度最高的测光方法，一般精度达到0.01～0.005个星等之间，较差测量时，可达0.001个星等。光电测光时，选择适当的光阑，让星像位于光阑中，记取仪器读数，此数减去光阑对准夜天背景(见夜天光)时的读数，即为星光产生的仪器响应。这个响应同星光成正比，可由此响应按星等定义直接求观测系统的星等。通常将此星等归算为大气外的星等并转化为标准系统。光电测光所得到的星等称为光电星等。近年制成能同时测量几个波带或同时测量变星和比较星的多通道光电光度计，同电子计算机直接联系起来，能迅速得到结果。光电测光适宜于测定星等标准，测量恒星亮度的快速变化，进行多色测光。这是目前应用最广泛的测光方法。\n\n面源测光\n对具有延伸像面的天体，如星云、星系、日、月、行星进行测光，称为面源测光。面源测光有两种：①研究天体视面上亮度的分布，求其明度星等（每平方角秒的星等数）；②测量天体整个视面的累积星等。照相方法测量面源亮度分布时，为建立底片特性曲线，用实验室的管光度计拍摄校准记号；或者用特殊照相技术拍摄一些比较星的具有一定均匀密度面积的像，以避免因星像结构和大小不同而引入误差。有的照相密度计和光电光度计的光阑(或狭缝)可沿天体延伸面像扫描，得出天体视面等光度曲线。这种测量能研究天体表面细节的物理特征或河外星系结构。当光电测量累积星等时，光电光度计的光阑应包括整个天体视面，或用积分法求累积星等。累积星等代表天体的总辐射，也是对遥远星系距离的一种度量。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "星等", "content": "星等（ Magnitude ），表示天体相对亮度并以对数标度测量的数值。古希腊天文学家依巴谷（喜帕恰斯）编制星表（表上有1 022颗恒星）时，把全天人眼可见的星按感觉的亮度分为6等。亮的20颗星定为1等，人眼刚刚可见的最暗恒星为6等。亮度随星等数目的增加而降低。后来J.F.赫歇耳发现，1等星比6等星亮约100倍。到19世纪已意识到，人眼的感光不是线性的，而是遵守对数规则。1856年N.R.普森用公式：m2－m1=−2.5lgI2/I1联系两个天体的星等m1、m2和它们的亮度I1、I2。这个星等尺度的定义一直沿用至今。星等尺度的零点由规定某颗星的星等值来确定。\n\n目视星等\n天体光度测量直接得到的星等同天体的距离有关，称为视星等。它反映天体的视亮度。一颗很亮的星可由于距离远而显得很暗（星等数值大）；而一颗实际上很暗的星可能由于距离近而显得很亮（星等数值小）。对于点光源，则代表天体在地球上的照度。星等常用m表示。对单一波长测定的单色星等差与辐射探测器的特性无关。但在一定波段内测定的星等差，随探���器的选择性而不同。因此，对应不同探测器有各种星等系统。如：①目视星等mv是人眼测定的星等。美国哈佛大学天文台规定小熊座λ星的mv=+6.55，以此来确定目视星等的零点。太阳的目视星等为−26.74，天狼星的目视星等为−1.6，天津四为1.25；满月的视星等为−12.7。目视星等为1等的星，地面的照度约等于8.3×10−9勒克斯。由现代实验测定，零等星在大气外的照度是2.54×10−6勒克斯。简单地说，光度为1烛光的点光源在相距1米处所产生的照度就是1勒克斯。为了便于认别，星等图上常根据星等的大小，将星画成不同大小，点子愈大表示愈亮，点子愈小则愈暗。②照相星等mp是用蓝敏照相底片测定的星等。国际照相星等Ipg的零点是这样规定的：令目视星等介于5.5～6.5间的A0型星的平均Ipg为mv。③仿视星等mpv、国际仿视星等Ipv是用正色底片加黄色滤光片测定的。它的分光特性与人眼相近，实际上取代了目视星等。④光电星等是用光电倍增管测定的星等。最常用的光电星等系统是UBV测光系统。U为紫外星等，B为蓝星等，V为黄星等（和目视星等相似）。⑤热星等mbol是表征天体在整个电磁波段内辐射总量的星等。不能直接由观测来确定，只能由多色测光的星等结合理论计算求得。随着各波段测光技术特别是大气外观测的发展，确定热星等的精度越来越高。\n\n绝对星等\n为了比较天体的发光强度，采用绝对星等。绝对星等M的定义是，把天体假想置于距离10秒差距处所得到的视星等。若已知天体的视差π（以角秒计）和经星际消光改正的视星等m，可按下列公式计算绝对星等：M=m+5+5lgπ对应不同系统的视星等有不同的绝对星等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "极限星等", "content": "极限星等（ limiting magnitude ），用附有辐射探测器的望远镜所能观测到最暗的恒星星等。它主要由下列三个因素决定。①望远镜系统在单位像面上能收集到的辐射流量，这和望远镜的口径D、焦距f以及大气吸收有关。②辐射探测器将这些辐射流转换成可测量的信号，其大小和探测器的量子效率q、信息容量、时间常数（或曝光时间）t等因素有关。③噪声，包括信号噪声、背景噪声和仪器噪声。信号噪声是由被测辐射的量子特性决定的；后两项噪声则与夜天背景（见夜天光）的表面亮度、天文宁静度、照相底片的化学灰雾、光电倍增管、光阴极的热发射以及读数仪表的噪声等有关。在一定精度要求下，只有当信噪比等于某一定值k时，该信号才能被检测出来。\n当探测器未达饱和状态时，极限星等m0可用下式估算： \nm0=常数+0.5M－2.5lgd－2.5lgk+1.25lg(D2qt)－1.25lg(1+R)\n式中 M为单位面积夜天背景的 星等， d为恒星视影圆面直径， R为仪器背景和夜天背景的比值。一般说来，望远镜口径愈大，探测器量子效率愈高；观测时间愈长， 极限 星等也愈高，但最高 极限 星等受夜天背景和探测器本身性能的限制。目视观测的 极限 星等有经验公式： m=6.9+ 5lg D，其中 D以厘米为单位。照相望远镜的 极限 星等则与望远镜相对口径有关。夜天背景在底片上的照度和望远镜相对口径的平方成正比，当夜天背景的照相密度位于底片特性曲线的直线部分时，就不能继续延长曝光时间来提高 极限 星等。所以，口径相同时，相对口径大的照相望远镜 极限 星等反而低。现代地面观测能达到的最高 极限 星等约为25等。\n极限星等愈高，说明观测的距离愈远，也就是望远镜的贯穿本领愈高。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "多色测光", "content": "多色测光（ multi-colour photometry ），分别测量天体的几种不同波带内的辐射流，为研究天体的物理特性而创立的一种测光方法。与天体分光光度测量相比，它所测量的波带较宽，接受的光能较多，从而能观测到更暗的天体。用照相和光电法都可进行多色测光。适当选择辐射探测器和滤光片，可以组成具有各种平均波长λ0和波带半宽Δλ的多色测光系统。目前已有几十种多色测光系统，它们的λ0和Δλ都是根据研究目的和对象从天体物理学研究的角度来设计的。例如，选择巴耳末跳变附近的波带，研究星际消光规律；对早型星选用宽带（Δλ>300埃）测光。宽带多色测光获取的能量较多，但测量结果较难分析和解释，可用来研究恒星连续光谱能量分布的大致情况，最著名的有UBV测光系统。窄带（Δλ＜90埃）多色测光得到的信息较多，能测量极邻近（由Δλ限制）的二光谱区的强度比，常用于测量吸收线(如氢线)。因透射带窄，大气消光和星际红化同星的光谱型无关，容易改正。中带（90埃＜Δλ＜300埃）多色测光介于上述两种选择之间，常按照恒星光谱分类的判据选取同时有中带和窄带的测光系统。通过多色测光能得到恒星的色指数、色温度，甚至可求得绝对星等（见星等）和有效温度、恒星大气中金属元素含量和恒星表面重力加速度，还能为恒星光谱分类和星际消光研究提供重要资料。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "UBV测光系统", "content": "UBV测光系统（ UBVphotometry system ），由许多标准星的整体组成的一种宽带测光系统，是H.L.约翰逊和摩根在1953年提出的。他们用光电方法精确测量了分布于全天的约400颗恒星。这些恒星的光谱型和光度极不相同，但基本上未受星际红化的影响。他们列出大气外的星等V、色指数U-B和B-V。U为紫外星等，B和照相星等相近，V类似目视星等。为了实现UBV系统，H.L.约翰逊等使用了镀铝的卡塞格林望远镜和 RCA1P21光电倍增管，对应U、B、V星等分别使用了不同型号的滤光片。其平均波长和波带半宽见下表：\n\n\n\n\n星等\nU \nB \nV\n\n\n平均波长（埃）\n3500\n4300\n5500\n\n\n波带半宽（埃）\n600\n950\n1400\n\n<center>\n对观测结果作大气消光改正时，H.L.约翰逊假设U-B的消光系数和恒星的颜色无关。星等和色指数的零点规定如下：令10颗北极星序恒星的V星等和早先用光电方法校准过的仿视星等相同，并且规定6颗A0V型标准星的平均色指数为零。\n\nU星等包含氢的巴耳末跳变，它反映星际红化程度，B-V是恒星色温度的标志。UBV三色系统为研究星际消光、银河系结构和天体演化等提供极有用的资料，因而被普遍采用。照相测光中也引用UBV系统。利用UBV系统观测了大量银河星团、球状星团、星协和其他恒星。1978年发表的光电UBV星表已列出5万多颗恒星的相应数据和可靠程度的级别。UBV系统已成为国际通用的标准系统。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "四色测光系统", "content": "四色测光系统（ four-colour photometry system ），斯特龙根在五十年代提出的一种中波带测光系统，又称uυby系统。他用RCA1P21光电倍增管配合滤光片观测。滤光片的特性： \n\n\n\n\n\nｕ位于巴耳末跳变波长之外， υ的极大几乎和 Н δ线重合， ｂ位于Нγ和Н β之间， ｙ的平均波长和 UBV 测光系统的 V一致。有时补充观测Н β线的强度 β。在假设消光系数和恒星的光谱型、光度级以及 星际红化无关的前提下，对观测结果作消光改正，给出色指数 ｂ-ｙ和两个 色指数之差：\n\n\nc1=(u－υ)－(υ－b)\nm1=(υ－b)－(b－y)\n\n\n现在，就观测的星数来说，四色系统仅次于UBV系统。四色测光能得到关于恒星的基本物理信息。就这一点来说，四色系统优于UBV系统。分析四色测光的结果，可以较准确地估计星际红化，可以进行恒星的二维或三维分类；对B型星有可能得到绝对星等和温度；对某些A～F型星（见恒星光谱分类）还可得到表面重力。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "光电光度计", "content": "光电光度计（ photoelectric photometer ），用光电倍增管作辐射探测器测量天体辐射流的仪器。它的用途是确定天体的视星等和色指数。如图所示光电头中，光阑转盘位于望远镜焦点处，被测天体光线通过按需要选择的光阑孔和滤光片，并通过场镜，照射在光电倍增管的光阴极上，再由前置放大器将光电流放大，经屏蔽电缆输往记录装置。为配合多色测光，需要有若干块颜色不同的滤光片，以供调换。为防止地磁场和外界电场干扰，光电倍增管用接地的铁磁材料壳体屏蔽，并装在隔热室中。室内可加入致冷材料，如干冰、液氮、液氦，或用半导体致冷器进行降温，并保持温度恒定，以减小光电倍增管的暗流，并使测光系统性能稳定。输出信号一般用直流放大器或积分电路测量，或用光子计数电路直接记录入射光子数。采用数字化输出，有利于计算机处理和提高暗弱信号测量的信噪比。为消除大气变化影响和提高效率，可采用多通道光电光度计，同时测量夜天背景(见夜天光)和几个天体，或同时测量几种颜色。近年来脉冲星的发现，引起了人们注意，对于这种光度快速变化天体，专门设计了快速多通道光电光度计，可以分辨毫秒级的光变细节。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "滤光片", "content": "滤光片（ filter ），用来选取所需辐射波段的光学器件。分为两类：\n①颜色滤光片，这是各种颜色的平板��璃或明胶片，其透射带宽数百埃，多用在宽带测光或装在恒星摄谱仪中，以隔离重迭光谱级次。其主要特点是尺寸可做得相当大。\n②薄膜滤光片，又分为薄膜吸收滤光片和薄膜干涉滤光片两种。\n前者是在特定材料片基上，用化学浸蚀或真空蒸镀方法形成单层薄膜，使本征吸收线正好位于需要的波长处。一般透过的波长较长，多用做红外滤光片。后者是在一定片基上，用真空镀膜法交替形成具有一定厚度的高折射率或低折射率的金属-介质-金属膜，或全介质膜，构成一种低级次的、多级串联实心法布里-珀罗干涉仪。膜层的材料、厚度和串联方式的选择，由所需要的中心波长λ0和透射带宽Δλ确定。目前能够制造λ0从紫外到红外任意波长、Δλ为1～500埃的各种干涉滤光片。金属－介质膜滤光片的峰值透射率不如全介质膜高，但后者的次峰和旁带问题较严重。薄膜干涉滤光片中还有一种圆形或长条形可变干涉滤光片，其λ0随不同位置而连续变化。这种单色滤光片的特点是小而轻，适宜于空间天文测量。此外，还有一种双色滤光片，它与入射光束成45°角放置，能以高而均匀的反射和透射率将光束分解为方向互相垂直的两种不同颜色的光，适合于多通道多色测光。干涉滤光片一般要求垂直入射，当入射角增大时，λ0向短波方向移动。这个特点在一定范围内可用来调准中心波长。由于λ0、Δλ和峰值透过率均随温度和时间而显著变化，使用窄带滤光片时必须十分小心。由于大尺寸的均匀膜层难于获得，干涉滤光片的直径一般都小于50毫米。有人曾用拼合方法获得大到38厘米见方的干涉滤光片，装在英国口径1.2米施密特望远镜上，用于拍摄大面积星云的单色像。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "偏振光度计", "content": "偏振光度计（ polarization photometer ），测定天体辐射偏振的仪器。1946年昌德拉塞卡从理论上推断，电子散射使早型星的圆面边缘的辐射呈现部分偏振，以后，通过观测发现了星光偏振和星际磁场。天体辐射的偏振大多是很小的，而望远镜光学系统和探测器又都会产生仪器偏振。因此，对偏振计设计的一个基本要求，就是尽量消除仪器偏振的影响。一般是通过观测邻近零偏振的恒星来校准。此外，使镜筒绕光轴转动，也能彻底消除仪器偏振。偏振光度计按接收电路可分成直流和交流两类；按光学设计又可分为单臂和双臂两类。单臂偏振计是在望远镜焦面光阑后面安置一偏光棱镜。星光通过它，落到光电倍增管上，光电流经放大后或被记录或被显示。如要进行椭圆偏振光或圆偏振光的分析，在光路中还应加上1/4波片。双臂偏振计采用的是双折射偏光棱镜，将星光分解成互相垂直的线偏振，分别用两个光电倍增管接收，记录两束光的光流量之比，或它们的和与差，目的是抵消大气闪烁影响。实践表明，对于亮星，双臂偏振计的观测精度比单臂偏振计高一个数量级。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "光瞳光度计", "content": "光瞳光度计（ iris photometer ），一种测量底片上天体光度的仪器，用来确定恒星的星等。现代快速天文底片颗粒较粗，使星像、边界模糊，从而造成星像直径与星等的关系不明确，不能用来精确测定星等。为了可靠地确定恒星星等，设计了光瞳光度计，附图示出其中一种结构： \n\n\n\n\n\n均匀照亮的可变光阑（ 光 瞳）成像在底片上，移动底片，使 光 瞳像对准待测星像，透过的光束射往 光电倍增管。从照明光源分出一束 光作为基准，利用开有圆弧槽的旋转调制盘，使基准光和测量光轮流进入光电倍增管。改变光阑孔径，直到输出光电流中的交变成分消失，两束 光便达到平衡，记下光阑孔径的读数，利用已精确测定星等的标准星所制定的定标曲线，便可将读数转换成星等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "测微密度计", "content": "测微密度计（ microdensitometer ），测量微小面积内光学密度（或透射率）的仪器，又称测微光度计。在照相光度测量和照相分光光度测量中，用来测量底片照相密度。测微密度计按结构原理可分为两类：①单光束测微密度计（见图）。稳定的光源给出一束照射光，由显微物镜缩小，均匀地照射在待测底片上，底片上的像由另一显微物镜放大，投影在宽度和高度可调的狭缝（或光阑）平面上，狭缝限制着底片上被测量的区域，透过狭缝的光流被光电管接收。当照射光束通过底片上感光部分和未感光部分时��分别记录光电流读数i和i0，感光部分的密度等于lg(i/i0)。②双光束测微密度计。一个光源发出两束光：一束通过底片上待测区；另一束通过光学补偿器(如光劈)，密度随补偿器上的位置成正比地变化。这两束光到达同一光电探测器。测量时，移动光学补偿器，使第二束光强等于通过底片被测区的第一束光强，此时补偿器的位置便表示出底片的密度。这种装置不要求光源稳定，测量精度较高。 \n\n\n\n单光束测微密度计原理图 \n\n\n测微密度计一般都有两个同步移动的机构：一个带动被测底片，另一个带动记录纸。这样可自动扫描光谱底片。较新的全自动底片处理机，附有电子计算机数据处理系统，能自动、迅速、准确地测量各类天体的星等、光谱的密度（或透射率）、位置、形状、大小，并归算出视差、自行、视向速度、等值宽度等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "闪视比较仪", "content": "闪视比较仪（ blink comparator ），用来搜索光度有变化(如新变星)或位置有变动（如小行星、大自行恒星）的天体的仪器。将在不同日期、在相同条件下拍摄的两张同一天区的底片平排分放在仪器底片架上，用适当的光学装置和机械装置使两底片的星像在目镜视场中重合。仪器可采用三种工作方法：①闪视法。使两底片上的星像在目镜视场中交替出现。这时，变星由于星像大小不同就会显现出脉动。运动的天体则显现位置闪动。②比色法。通过不同颜色滤光片同时观看两张底片的星像，变星看起来呈彩色边缘，而运动天体看起来便是不同颜色的分立像点。③立体法。用立体镜同时观看两张底片，变星或运动天体就会产生与正常星不同的立体感。自1956年起，有人将电视应用于闪视比较仪。两束扫描光分别透过两张底片后，进入两个光电倍增管，由光电倍增管输出的信号在混频器上相减，其差值经放大后在电视屏上显示。正常星的两路信号相抵消，变星显示或亮或暗的环或斑点。这里还可接上自动记录仪，记录天体的光度或位置的变化。 \n\n\n\n北京天文台的闪视比较仪"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天体分光测量", "content": "天体分光光度测量（ astronomical spectrophotometry ），指对天体某波长处的单色辐射流或单色亮度的测量，借以研究不同波长的天体辐射特性。单色辐射指半宽与波长之比接近于零的极窄波带内的辐射。这种测量也属光度测量范畴。因波带极窄，得到的信息最多。在对仪器的要求、测量和分析的方法等方面都与一般光度测量有所不同。分光光度测量是研究天体物理性质的重要方法之一。从事这种测量，要求有一定光谱分辨率的仪器，如各类恒星摄谱仪、太阳摄谱仪、光电分光光度计和傅里叶变换分光仪等。\n在相同条件下比较两个天体单色辐射的测量，称为较差分光光度测量。测量结果以物理学的绝对单位表示的，称为绝对分光光度测量；以某一相对单位表示的，称为相对分光光度测量。按测量的波长范围又可分为连续光谱测量和谱线测量。\n\n连续光谱测量\n目的是求天体光谱能量分布曲线或色温度。连续光谱的测量范围宽达几千埃。这种测量对分光仪色散度和分辨本领的要求可以低些。观测结果除决定于天体的单色辐射外，还和星际消光、地球大气透射率、望远镜和分光仪的反射率或透射率以及探测器的分光响应有关。这些都是波长的函数。严格说来，必须求得这些函数关系才能确定天体的光谱能量分布。\n通常在天顶距相同、仪器条件不变的情况下，观测待测星和光谱能量分布已知的标准星，求出它们的单色星等差，便可排除大气消光和仪器分光响应的影响。或者在天顶距稍有差别时作大气消光改正。由标准星的光谱能量分布定出待测星的光谱能量分布，其单位与标准星相同。对于距离大于100秒差距的天体，要考虑星际消光的改正。待测天体也可以和实验室里光谱能量分布已知的标准光源(例如绝对黑体、标准灯或同步辐射器)进行比较。在这种情况下，必须严格改正大气消光和仪器系统误差的影响。\n经过天文学家精确测定了的织女星的绝对光谱能量分布曾被用作一级标准。此外，在不同赤经区里，还有一些仔细测定过能量分布的次级标准星。\n连续光谱测量根据观测方法又分为：①照相分光光度测量。这种测量需要考虑底片的非线性和选择性，要拍摄校准光谱，必须依底片的特性和要求的测量精度分波段作特性曲线。测量光谱密度时，注意避开吸收线。现代已有全自动显微密度数据处理系统，能直接给出天体的分光光度图。②光电分光光度测量。可用光电倍增管沿天体光谱扫描，或者用一维或二维光电探测器同时记录各波段单色辐射。由于光电探测器及其附属装置具有线性响应，测量精度较高，近年来，二维光电探测器发展很快，已逐渐代替照相底片。\n实测的连续光谱能量分布，因受到光谱中吸收线的影响而略微偏低。在光电测量中，由于等间距取样测量在吸收线附近，连续谱明显降低。将实测和理论计算的连续光谱能量分布进行比较，可以求出天体的有效温度和表面重力。\n\n谱线测量\n测量谱线范围内单色辐射与连续光谱强度的比例，求出谱线轮廓或等值宽度。测量谱线轮廓要求有高色散、高分辨本领的分光仪。分辨本领较低的分光仪只能测等值宽度。测量时应注意连续光谱的影响。对测量结果首先要作散射光改正，再作仪器轮廓改正，才能得到较正确的观测谱线轮廓。\n比较观测轮廓和理论计算的轮廓，可以分析恒星大气中的物理参数，如有效温度、重力加速度和湍动等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天体分光光度测量", "content": "天体分光光度测量（ astronomical spectrophotometry ），指对天体某波长处的单色辐射流或单色亮度的测量，借以研究不同波长的天体辐射特性。单色辐射指半宽与波长之比接近于零的极窄波带内的辐射。这种测量也属光度测量范畴。因波带极窄，得到的信息最多。在对仪器的要求、测量和分析的方法等方面都与一般光度测量有所不同。分光光度测量是研究天体物理性质的重要方法之一。从事这种测量，要求有一定光谱分辨率的仪器，如各类恒星摄谱仪、太阳摄谱仪、光电分光光度计和傅里叶变换分光仪等。\n在相同条件下比较两个天体单色辐射的测量，称为较差分光光度测量。测量结果以物理学的绝对单位表示的，称为绝对分光光度测量；以某一相对单位表示的，称为相对分光光度测量。按测量的波长范围又可分为连续光谱测量和谱线测量。\n\n连续光谱测量\n目的是求天体光谱能量分布曲线或色温度。连续光谱的测量范围宽达几千埃。这种测量对分光仪色散度和分辨本领的要求可以低些。观测结果除决定于天体的单色辐射外，还和星际消光、地球大气透射率、望远镜和分光仪的反射率或透射率以及探测器的分光响应有关。这些都是波长的函数。严格说来，必须求得这些函数关系才能确定天体的光谱能量分布。\n通常在天顶距相同、仪器条件不变的情况下，观测待测星和光谱能量分布已知的标准星，求出它们的单色星等差，便可排除大气消光和仪器分光响应的影响。或者在天顶距稍有差别时作大气消光改正。由标准星的光谱能量分布定出待测星的光谱能量分布，其单位与标准星相同。对于距离大于100秒差距的天体，要考虑星际消光的改正。待测天体也可以和实验室里光谱能量分布已知的标准光源(例如绝对黑体、标准灯或同步辐射器)进行比较。在这种情况下，必须严格改正大气消光和仪器系统误差的影响。\n经过天文学家精确测定了的织女星的绝对光谱能量分布曾被用作一级标准。此外，在不同赤经区里，还有一些仔细测定过能量分布的次级标准星。\n连续光谱测量根据观测方法又分为：①照相分光光度测量。这种测量需要考虑底片的非线性和选择性，要拍摄校准光谱，必须依底片的特性和要求的测量精度分波段作特性曲线。测量光谱密度时，注意避开吸收线。现代已有全自动显微密度数据处理系统，能直接给出天体的分光光度图。②光电分光光度测量。可用光电倍增管沿天体光谱扫描，或者用一维或二维光电探测器同时记录各波段单色辐射。由于光电探测器及其附属装置具有线性响应，测量精度较高，近年来，二维光电探测器发展很快，已逐渐代替照相底片。\n实测的连续光谱能量分布，因受到光谱中吸收线的影响而略微偏低。在光电测量中，由于等间距取样测量在吸收线附近，连续谱明显降低。将实测和理论计算的连续光谱能量分布进行比较，可以求出天体的有效温度和表面重力。\n\n谱线测量\n测量谱线范围内单色辐射与连续光谱强度的比例，求出谱线轮廓或等值宽度。测量谱线轮廓要求有高色散、高分辨本领的分光仪。分辨本领较低的分光仪只能测等值宽度。测量时应注意连续光谱的影响。对测量结果首先要作散射光改正，再作仪器轮廓改正，才能得到较正确的观测谱线轮廓。\n比较观测轮廓和��论计算的轮廓，可以分析恒星大气中的物理参数，如有效温度、重力加速度和湍动等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "谱线轮廓", "content": "谱线轮廓（ line profile ），谱线轮廓通常用来描述光谱线的能量随波长的相对分布。设Iv和Fv表示谱线内频率v处的辐射强度和辐射流（见辐射转移理论），I捒、F捒表示同一频率处连续光谱的对应量。rv=Fv/F捒或rv=Iv/I捒称为剩余强度。以Rv表示谱线内频率v处的深度，它与剩余强度rv之间的关系为Rv=1－rv。以rv为纵坐标，v为横坐标作图，所得的剩余强度rv随频率变化的曲线就是谱线轮廓（如图）。吸收线的谱线轮廓与连续光谱背景所包围的面积，即图中阴影部分是谱线内吸收的全部能量的一种量度，故称总吸收。它表示恒星光谱里吸收线的强弱，面积越大，吸收线就越强。也可以用一个面积相等的、高度为1的矩形表示总吸收。这时矩形的宽度在数值上等于总吸收，故总吸收又有等值宽度（用Wv表示）之称。若图中的横坐标改用波长λ，则对应的剩余强度和等值宽度用rλ和Wλ表示。用有缝摄谱仪所得的谱线轮廓常为狭缝宽度和衍射现象所歪曲。假定谱线是无限窄的，观测到的却总是有一定宽度的谱线轮廓，这种轮廓称为仪器轮廓。实际观测到的谱线轮廓是仪器轮廓和真谱线轮廓的迭加。为了得到真谱线轮廓，必须在观测到的谱线轮廓中扣去仪器轮廓的影响。影响谱线轮廓的因素有辐射阻尼、多普勒效应、压力效应、恒星自转、恒星大气的膨胀和湍动等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "等值宽度", "content": "等值宽度（ equivalentwidth ），谱线轮廓表示恒星光谱里吸收线的强弱，面积越大，吸收线就越强。也可以用一个面积相等的、高度为1的矩形表示总吸收。这时矩形的宽度在数值上等于总吸收，故总吸收又有等值宽度之称。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "色温度", "content": "色温度（汉语拼音：Se Wendu；英语：Color Temperature），如果某一温度的绝对黑体与实际物体在某两个波长的光谱辐出度之比相等，则黑体的温度称为该物体的色温度。又称比色温度。由于实际物体的光谱发射率可能随波长的增加而减小，也可能随波长的增加而增加，或近似地与波长无关(光谱发射率与波长无关且小于1的物体称为灰体，绝对灰体并不存在），因此，物体的色温度可以大于，小于或近似等于它的真实温度。测量物体色温度的仪器是比色高温计。对于绝对黑体，由于其光谱发射率和总发射率都等于1，故黑体的亮温度、色温度以及辐射温度同它的真实温度是完全一致的。见热辐射，黑体辐射。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天体光谱分析", "content": "天体光谱分析（汉语拼音：Tianti Guangpu Fenxi；英语：Astronomical Spectral Analysis），将光谱学的原理和方法用于天体光谱，以确定天体的物理性质和化学组成的分析法。天体光谱分析包括定性分析和定量分析两种。定性分析的主要任务是谱线证认，也就是说，确认天体光谱中的谱线是哪些化学元素产生的。定性分析的关键是准确地测定谱线的波长。为此，在获得天体光谱的同时获得实验室光源的比较光谱（常用铁弧光谱、钍氩光谱等）。将比较光谱中已知波长的谱线的位置同天体光谱中谱线的位置进行比较，便可确定天体光谱中谱线的波长，从而证认出天体谱线的化学元素。定量分析包括对天体的连续光谱的测量和对谱线的测量。前者指测量天体连续光谱在各个波长处的强度，获得连续光谱的能量分布。后者指测量谱线内各波长处的强度，得到谱线的等值宽度或谱线轮廓。当然，定量分析也包含测量谱线的波长，进行谱线的证认。连续光谱的能量分布、谱线的波长、等值宽度、谱线轮廓等依赖于天体的物理性质和运动状况。通过对这些量的测量可以推断出天体的性质，如温度、密度、压力、运动状况等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天体视向速度测量", "content": "天体视向速度测量（汉语拼音：Tiantishixiang Sudu Celiang；英语：Determination of Astronomical Radial Velocity），天体相对于日心处的观测者的空间速度沿着视线方向的分量称为视向速度。按照多普勒原理，运动的光源发出的某一谱线的波长λ不同于光源静止时发出的同一谱线的波长λ0，其差值Δλ＝λ－λ0取决于光源相对于观测者的视向速度v。两者的关系为：v＝cΔλ／λ0，式中c为光��。如果λ＞λ0，运动光源发出的光向红端移动，视向速度为正，光源远离观测者；反之，如果λ＜λ0，运动光源发出的光向紫端移动，视向速度为负，光源接近观测者。只要拍得天体的光谱，测出谱线的波长，就可标出天体的视向速度。由于观测者实际上是在地面上进行观测，而非日心，因此，实际测量得到的视向速度值还需做一些改正，消除地球绕日公转、地球绕地月系中心的旋转和地球自转的影响。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "恒星摄谱仪", "content": "恒星摄谱仪（ stellar spectrograph ），将来自恒星的光线展开成光谱，并将光谱拍摄在天文底片上的光学仪器。它可用来研究天体的化学组成、物理性质和运动规律，是天体物理学的重要研究工具之一。图1为一种平面光栅摄谱仪的光学系统：狭缝置于望远镜焦面上。穿过狭缝的光，经准直镜变成平行光射到光栅上。不同波长的光被光栅衍射到不同方向，经照相镜会聚成光谱，再由焦面处的照相底片拍摄下来。选择狭缝宽度应使它在光谱面上的像宽相当于底片分辨率（约0.02毫米）。狭缝后面安置滤光片，用来隔离级次重迭的光谱。准直镜和照相镜大多采用反射或折、反射系统。在小型摄谱仪中，也有采用棱镜作为色散元件的。在观测角直径很小的天体（如恒星）时，光谱成沿色散方向的一条线，难于分辨和测量，须借助适当机构，使星像沿狭缝长度方向来回移动，从而将光谱展成带状。天体光线通常照亮狭缝中部，狭缝两端被比较光源照亮。在天体光谱两侧拍摄出比较光谱，借以精确测定天体谱线的波长。图2是牧夫座ξ的光谱照片。此外，为了测定光谱上各点的相对强度，常用发射连续光谱的光源，通过阶梯减光片和相应色散系统，在底片上拍摄出一系列强度定标光谱。 \n\n\n\n\n\n图2　牧夫座ξ的光谱（上下是铁的比较光谱） \n\n\n恒星摄谱仪观测的对象都比较暗弱，所以需要大口径望远镜收集足够的光，并采取各种措施提高摄谱仪的聚光能力，例如尽可能减少光学元件数目，采用多层膜技术，以提高光学透射和反射率，设计强光力照相机，使用底片敏化技术等。此外，应采用大面积闪耀(定向)光栅。目前已能刻划出面积达400×600毫米2的大光栅。在色散度较高的光谱观测中，狭缝宽度比星像直径小得多，使用像切分器可将星像切成若干窄条送入摄谱仪，从而提高仪器的集光能力。\n摄谱仪的色散度，视天体亮度和研究目的而定。亮星可用高色散（可达1埃/毫米）作详细研究。暗星或星系一般只能用低色散（如200埃/毫米）。高色散摄谱仪大而重，通常固定在折轴焦点位置，光学元件一般置于折轴焦点摄谱仪室内的水泥基墩上。中等或低色散摄谱仪小而轻，置于卡塞格林焦点或主焦点位置，随望远镜的运转不断改变其空间位置。它们的结构应异常牢固，将自身的重力变形减小到最低程度。二十世纪六十年代以来，有的卡塞格林焦点摄谱仪采用中阶梯光栅作为色散元件，获得相当于折轴焦点摄谱仪的线色散。为避免长时间曝光过程中环境温度变化的影响，摄谱仪应采取隔热保温措施（见折轴望远镜、卡塞格林望远镜、主焦点系统）。\n现代摄谱仪还采用单级或多级像增强器或其他光电成像器件作为光谱探测器，这就成为像管摄谱仪。它能以比照片高得多的速度或色散度（每毫米几埃甚至零点几埃）记录暗弱天体光谱。除有缝摄谱仪外，还经常采用无缝摄谱仪、物端棱镜和非物端光栅来拍摄低色散恒星光谱。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "像切分器", "content": "像切分器（ image slicer ），恒星摄谱仪的一种附属装置。在高色散摄谱工作中，由于入射狭缝的宽度比星像直径窄得多，大部分光线被挡在狭缝之外而得不到利用（见图a）。通过像切分器将星像切成若干与狭缝等宽的窄条，然后将这些窄条全部送入摄谱仪，从而提高了仪器的聚光能力。1938年，美国鲍恩首先设计一种迭片式像切分器。以后又出现若干种形式的像切分器。图b是其中一种：厚度为星像直径的1/√2的薄玻片，上端为45°斜面，星光从这里垂直入射。薄玻片同一块45°棱镜的斜面在光学上结成一体，斜面上有一条略为倾斜的窄刻槽。星光在窄刻槽区和玻片的空气界面上被全反射。当星光开始同交界线接触时，星像依次被切成窄条穿过棱镜进入摄谱仪。这种形式和鲍恩结构的特点是，各窄条没有一个共同焦面。它们只适用于望远镜相对口径小于1/30的摄谱仪。理查森设计的一种像切分器，克服了这一缺点。这种像切分器所产生的各窄条在光谱面上首尾相接，摄谱时无需展宽就能提高仪器的聚光能力。这对应用光电倍增管的光谱工作较为有效。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "衍射光栅", "content": "衍射光栅（汉语拼音：Yanshe Guangshan；英语：Diffraction Grating），能等宽等间隔地分割入射波前的、具有空间周期性结构的光学元件。常作为色散元件来分离不同波长的谱线。光栅分透射光栅和反射光栅两类。透射光栅按透射率函数的不同可分为普通的矩形透射率光栅和正弦光栅两种。闪耀光栅是反射光栅的一种，有较高的能量利用率，凹面反射光栅能自动聚焦成像。根据制作方法的不同，可分划线光栅、复制光栅和全息光栅3种。\n　　所有光栅的基本原理均相同。以平面透射光栅为例，在平板玻璃上用金刚石刻刀刻划等宽等间距的平行刻线，未刻部分能透光，刻划部分因漫反射而不透光，这等效于大量等宽等间距的平行狭缝。设缝宽为a，不透光部分宽度为b，则相邻两缝的间距d＝a＋b称光栅常数。是光栅的重要参量。光栅的实验装置如图1 ，单色缝光源与光栅的狭缝平行，放置在透镜L1的物方焦面内，从L1射出的平行光垂直入射到光栅上，光栅的每条狭缝都将产生单缝衍射，衍射角为θ的所有衍射光被透镜L2会聚于幕上的P处  ，相干叠加的结果决定了P处的总光强 。幕上干涉主极大的位置由下述光栅方程给定：\n　　dsinθ＝kλ   (k＝0±1，±2，……)整数k称干涉级，λ为波长。不同波长的主极大位置不同，故光源为复色光时，不同波长成分的主极大彼此分离而成光谱，称光栅光谱。各级主极大的强度要受到单缝衍射的限制，级次愈高强度愈弱，但不同谱线分得愈开，如图2所示。图中虚线表示单缝衍射的分布曲线。注意到所有波长的零级干涉主极大均重合在一起，并落在单缝衍射的中央极大处，无色散的零级主极大占了大部分能量，能量利用率较低。反射式闪耀光栅可把衍射中央极大闪耀到某一级光谱处，大大提高了能量利用率。\n　　波长差相差一个单位的两谱线分开的角间距称为光栅的角色散率，用来描述光栅分开谱线的能力，它由下式给出：\n　　描述光栅分辨谱线能力的物理量称色分辨本领，其定义为R＝λ／Δλmin ，Δλmin是刚能分辨的最小波长差，由瑞利判据(见夫琅和费衍射)确定。光栅的色分辨本领为R＝kN,N为光栅的总缝数。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "中阶梯光栅", "content": "中阶梯光栅（ echelle grating ），又称反射式阶梯光栅（reflection stepped grating）。利用中阶梯光栅制作的光谱仪器具有体积小、高色散、高分辨率等特点，代表了先进光谱技术的发展趋势。中阶梯光栅其性质介于小阶梯光栅和阶梯光栅之间。它与闪耀光栅不同，不以增加光栅刻线，而以增大闪耀角（高光谱级次和加大光栅刻划面积）来获得高分辨本领和高色散率。\nHarrison于1949年提出了一种刻线密度比较小，利用其较少的线密度和较大的闪耀角工作在较高的闪耀级次，具有较高的分辨率和色散率。此光栅的特性介于Michelson的阶梯干涉（echelon）和Wood的闪耀小阶梯光栅（echelette）之间，被称作echelle，即中阶梯光栅。利用中阶梯光栅制作的光谱仪器具有体积小、高色散、高分辨率等特点，代表了先进光谱技术的发展趋势。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "物端棱镜", "content": "物端棱镜（ objective prism ），附在天体照相仪物镜前的棱镜。一般是小顶角的三棱镜，与望远镜共同组成一种常用的天文摄谱仪器（图1）。星光先由棱镜色散，再由望远镜聚焦成光谱。其优点是光量损失少，能同时将视场中出现的亮星光谱都拍摄下来，适于研究大量恒星的低色散光谱；缺点是不能拍摄比较光谱。图2是北京天文台拍摄的物端棱镜光谱照片。物端棱镜广泛用于恒星光谱分类，也用于对特定类型天体（如Hα发射线星、行星状星云、类星体、高光度星等）的普查。物端棱镜最初是夫琅和费设计的。法国天文学家费伦巴赫为测量恒星视向速度设计了一种直视物端棱镜，它由两块冕玻璃棱镜和一块火石玻璃棱镜组成。这种物端棱镜对特定波长不产生偏折，但有足够的剩余色散，能克服一般棱镜的畸变，用它测量恒星的视向速度，精度达3公里/秒。物端棱镜光谱色散度通常在100～1000埃/毫米之间；有时为了观测暗星可达10000埃/毫米。多数物端棱镜与��密特望远镜组合，可获得大视场的高质量光谱。\n\n\n\n\n图2　物端棱镜光谱照片 \n\n毕星团恒星的物端棱镜光谱美国密执安大学"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "非物端光栅", "content": "非物端光栅（ non-objective grating ），物端光栅是置于望远镜入射光瞳处的一种透射光栅，作用同物端棱镜相似，装在小口径望远镜物镜前端。非物端光栅是指大望远镜中被置于离焦面不远的会聚光束中的定向光栅，这种光栅产生正彗差，而棱镜则产生负彗差，所以将光栅刻制在棱镜面上，以便适当地互相抵消；同时把彗差为零的位置移到所需波段的中点，以便尽量减小彗差的影响。非物端光栅尺寸小，重量轻，使用直接照相的底片盒，操作简单，而且具有定标用的零级光谱，目前被广泛应用于大口径反射望远镜。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "物端光栅", "content": "物端光栅，是置于望远镜入射光瞳处的一种透射光栅，作用同物端棱镜相似，装在小口径望远镜物镜前端。\n物端光栅分为两种：一种是间距较大的粗光栅，多用于天体相中的双星定位工作；另一种刻线较密，作用与物端棱镜类似，用来拍摄天体的低色散光谱。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "无缝摄谱仪", "content": "无缝摄谱仪（ slitless spectrograph ），恒星摄谱仪的一种。为了发挥大望远镜的能力，使能同时拍摄若干恒星的光谱，又因为100厘米以上的大口径物端棱镜很难制造，二十世纪四十年代设计出无缝摄谱仪。它和有缝摄谱仪的差别在于，望远镜会聚的星光不受狭缝限制，而直接经准直镜变为平行光，再被棱镜(或光栅)色散。通常用一块负透镜放在望远镜物镜的主焦点前作准直镜，用另一块焦距和材料都跟负透镜相同的正透镜作照相机物镜。这样，两块透镜的球差和色差的大部分可互相补偿，只要光束以最小偏向角通过棱镜，像散也几乎可以消除。图中所示，是一种较好的无缝摄谱仪的光路图。准直镜c是抛物面镜，它的焦点和望远镜物镜（也是抛物面镜）在棱镜侧面重合。这里有一小块镀铝反射面a，它把星光反射到 c，a也起着视场光阑的作用。被色散后的光束由施密特照相机在 b处形成光谱。准直镜可以设计成同物镜的彗差完全抵消，施密特照相机也几乎没有像差，因而得到的光谱像质较好。无缝摄谱仪的视场接近望远镜的工作视场，但光谱分辨率受到天文宁静度的限制。它适用于大量暗弱恒星、行星状星云和彗星的光谱研究工作。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "星云摄谱仪", "content": "星云摄谱仪（ nebular spectrograph ），一种光力强的天体摄谱仪，用于研究亮度和夜天光相近的星云的分光特性，也可用来研究彗星、黄道光等。它由矩形光阑、棱镜和强光力施密特照相机组成，相当于不用望远镜又没有准直系统的有缝摄谱仪。因为有视面天体在成像焦面上的照度只和望远镜的相对口径的平方成正比，故可直接用棱镜和强光力的、也就是相对口径大的施密特照相机拍摄光谱。考虑到夜天光也会照在棱镜上，并得到同样程度的加强，在棱镜前几十米的地方设一矩形光阑（宽几厘米到几十厘米），使棱镜在光阑处的张角小于星云的张角。这样，棱镜能被星云的光照满，但星云周围的夜天光被光阑挡住，从而提高光谱的反衬。光阑愈远拍摄的天区愈小。1938年，美国麦克唐纳天文台建造了一架星云摄谱仪，利用自然地形安装反光镜，使光阑到棱镜的距离延长至46米，观测的天区为6′×6′。此后，相继出现了一些类似的星云摄谱仪。因为这类仪器比较笨重，目前多改用干涉滤光器拍摄星云的单色像来研究星云的分光特性。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "傅里叶变换分光仪", "content": "傅里叶变换分光仪（ Fourier transfom spectrometer ），用扫描迈克耳孙干涉仪对光谱进行分光测量的仪器。在原理图中，干涉仪臂上的可调平面镜M2可沿光轴方向作扫描运动，x/2 为 M 2的位移值。这时，探测器接收到的是一种调制信号 F( x)，它同入射光的光谱强度分布 B(σ)之间的关系是：\n\n\n\n\n\n式中σ为波数，等于波长λ的倒数 ，F(0)为M 1和M 2之间光程差等于零时的出射光强度。[2 F( x)- F(0)]称为干涉图，等于 。这在数学上称为 B(σ)的 傅里叶变换，这种 分光仪名称就是由此而来的。\n\n\n\n\n\n迈克耳孙早在十九世纪末就提出这种分光仪的工作原理，但直到二十世纪六十年代，随着计算机技术的发展，能快速地进行傅里叶变换数学运算以后，傅里叶分光仪才得以实现。在观测过程中，探测器在平面镜M2的有限个扫描位置上取样，测得的信号输给电子计算机，并依次存储。M2完成一个扫描周期的运动后，计算机对干涉图[2F(x)-F(0)]进行傅里叶逆变换的数学运算，输出信号便正比于光谱的强度分布B(σ)。\n傅里叶分光仪在红外波段观测中得到广泛应用。在天文学中，对大行星的红外观测获得许多重要的成果。与用红外检测器沿波长扫描的色散（棱镜、光栅）分光仪相比，信噪比可提高(N/8)1/2倍。此处N是傅里叶变换分光仪同时测量的光谱单元数。例如，在某些应用中，N可高达106，测量精度和灵敏度可以提高350倍。与色散分光仪相比，傅里叶分光仪还有其他优点：能用相当大的口径接收入射光，不象狭缝那样严重限制视场，因而聚光能力得到很大提高。此外，它的分辨本领和测量精度较高，尺寸小，重量轻，结构紧凑，可以直接装在望远镜上。\n傅里叶变换分光仪还用于可见光谱区，测量太阳光谱的谱线轮廓。应用于可见光波段的，是一种精度极高的光学仪器。这种仪器要求采用多种措施保证平面镜M2在长扫描距离（1～2米）内运动的平稳性，和取样间距的高精度（几埃），并需配备大容量、高速度电子计算机，才能完成傅里叶变换的数学运算。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "光电分光光度计", "content": "光电分光光度计（ photoelectric spectrophotometer ），用光电倍增管作辐射探测器测量和记录天体辐射分光强度的仪器。在摄谱仪照相机焦平面处，安置宽度可调的出射狭缝。光线通过狭缝，由光电倍增管接收。出射狭缝和光电倍增管（连同前置放大器、屏蔽壳、致冷装置）构成的光电头，同光谱之间可作相对的扫描运动。测量信号输给自记电子电位差计，由转动的纸卷记下依波长展开的天体辐射强度。为消除测量过程中大气变化的影响，通常附加一个（如记录零级光谱的）比较通道。近年来，普遍采用步进电机来转动光栅或其他光学元件，使用快速扫描和光子计数同步平均系统，并用计算机进行操作和处理数据。单通道分光光度计，不能对两个以上的波长单元同时进行测量，因此，对宽波段光谱的观测，需要较长的扫描时间，而在有限测量时间内所能达到的极限星等，就远不如使用照相记录的恒星摄谱仪。但单通道分光光度计测量范围大、精度高，适于描记窄波段的谱线轮廓及其精细结构。对于暗弱天体的宽波段分光测量可使用多通道分光光度计。近十年发展起来的硅二极管阵列是目前理想的多通道探测器。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "阿贝比长仪", "content": "阿贝比长仪（ Abbe comparator ），一种精密测量直线距离的仪器，简称比长仪。在天文工作中，用于测量底片上谱线间的距离。比长仪的量程200毫米，测量精度可达±1.5微米。仪器分三部分：①精密导轨。②置片台，是一块可沿导轨移动的钢板，它的一侧装着一条透明毫米尺，另一侧放待测底片。③两架固定联结的显微镜：一架用来对准光谱线（或物体），称为对准显微镜；另一架用来对准毫米尺上的刻线和读数，称为读数显微镜。移动置片台，当对准显微镜从对准一条谱线到另一条谱线时，读数显微镜对准的毫米尺上的二次读数之差，即为谱线间的距离。根据阿贝提出的原理，只要待测对象和毫米尺精确地位于同一高度，置片台的滑动误差就不会影响测量精度。为了消除对准误差，可将底片转180°再测量一遍。熟练的测量者用这种仪器测量不对称的谱线，精度往往比自动测量仪器还高。用比长仪测量底片上待测谱线和比较谱线的位置，根据经验公式就可以计算出待测谱线的波长。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天球仪", "content": "天球仪（汉语拼音：Tianqiuyi；英语：Celestial Globe），天球的模型。由天球和金属座架两部分组成。在一个圆球面上绘有星座、星名及赤道、黄道、赤经圈和赤纬圈等几种天球坐标系的刻度就制成天球。天球可以绕一根贯穿圆球心的轴旋转，这个轴称为天轴，轴的两端与天球的两个交点称为南极和北极。带轴的天球被支撑在一个通过南北两极的金属子午圈上。整个子午金属圆圈被安放在一个带有水平金属圈的座架上，这个水平圈代表地平圈（见图）。根据不同的地理纬度，可以调节天极在子午圈上的高度。利用天球仪可以观察到任意指定��时刻和地理纬度处的星空图像，太阳和其他天体的方位角、地平高度、出没时刻和运行路径等。由于观测者是在天球外看天象，因此从天球仪上看到的天象与从天空中看到的天象是相反的，但这并不影响天球仪的实用价值，它普遍应用于航海、天文教学和天文普及工作。中国古代演示天象的仪器浑象与天球仪在基本结构上是完全一致的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "三球仪", "content": "三球仪（拼音：sān qiú yí），天文教学和天文普及中常用的仪器之一。又称月地运行仪。它由一个代表太阳的发光的灯泡和两个分别代表地球和月球的小球组合而成的。这3个球之间用机械联动装置相连结。地球沿着黄道绕太阳转动，月球位在白道面上绕地球转动。在公转的同时两个球还在自转，由于黄道面和白道面之间有一交角，所有代表月球和地球的两个小球都可以被太阳照亮。利用三球仪可以演示日、地、月三者之间的关系，也可以演示日食、月食的成因和过程，月球的盈亏，昼夜和四季的交替等天文现象。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "光学天文学", "title": "天象仪", "content": "天象仪（汉语拼音：Tianxiangyi；英语：Planetariam Projector），一种用于演示多种天文现象的天文普及教育仪器。又称假天仪。1923年，德国蔡斯光学仪器厂制造出第一台天象仪，被广泛推广使用。天象仪的基本原理是采用恒星放映器把星空投影到半球型的人造天穹上形成“人造星空”，再通过配有精密齿轮转动系统的日月行星放映器把日、月、行星投影到人造星空中去，使日、月、行星在人造星空中作模拟运动，再现天体东升西落、夜空星移斗转等天文景观。如果再配有一系列附属仪器，还可以表现各种各样的天象，甚至可以呈现上下数千年内北极星位置的变化和星空的移动变换。中国的北京天文馆内安装有中国自行设计制造的天象仪，可以放映中西对照的星名、星座和一年二十四节气等等景观。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "万有引力定律", "content": "万有引力定律（汉语拼音：wàn yǒu yǐn lì zhī dìng lǜ），（universal gravitation，law of），自然界中任何两个质点都相互吸引，这个力同两个质点的质量的乘积成正比，同它们之间的距离的二次方成反比。如用m1、m2表示两质点的质量，r表示两质点间的距离，F表示作用力的值，则F＝Gm1m2／r2，式中的G是比例常量，称万有引力常量或牛顿引力常量，数值因不同单位制而异，在国际单位制中G为6.672×1011牛顿·米2／千克2。这个定律由牛顿于1687年在《原理》上首次发表，它和牛顿运动定律一起，构成了牛顿力学特别是天体力学的基础。\n　　在牛顿公布该定律之前，胡克、惠更斯都曾根据开普勒定律推测行星和太阳间存在和距离二次方成反比的引力，但未能提出数学证明，为此胡克还和牛顿通过信，因此对定律的首创权有过争议。牛顿还曾对晚年的忘年交斯多克雷说过，1666年他在家乡避瘟疫时，曾因见苹果从树上落地而想到地球对苹果的引力是否可延伸到月球。此说传布很广，许多科学家深信不疑，并对牛顿为何推迟20年才发表有种种推测。但也有人根据牛顿晚年的精神状态，认为他对斯多克雷所说的并非真情。\n　　一般物体之间的引力，在物体尺度远小于质心距离时，可视为质点；尺度和间距相近时，须视为质点系，用积分法求引力。但牛顿已算出一个密度均匀的圆球对附近质点的引力同把圆球的质量集中于球心时完全一致。对万有引力的起因，牛顿未作解释，把它视为超距力或以太的作用，系后人所为。爱因斯坦在广义相对论中将引力归之于时空曲率的变化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "摄动理论", "content": "摄动理论（ perturbation theory ），研究确定摄动的大小和变化规律的理论和方法。一个天体绕另一个天体沿二体问题的轨道运行时，因受到其他天体的吸引或其他因素的影响，天体的运动会偏离原来的轨道。这种偏离的现象称为摄动。对于摄动，在数学上可以通过分析方法和数值方法两种不同途径来研究。这两种方法相应地在摄动理论中形成了普遍摄动和特殊摄动两个分支。摄动理论不仅是研究天体运动的主要手段，而且在理论物理与工程技术上也被广泛应用，即所谓微扰理论。\n摄动理论的发展，至今已有二百多年的历史。欧拉、拉格朗日、高斯、泊松和拉普拉斯等许多著名的学者都为它的发展作过不少贡献，先后��出过的摄动方法不下百种。归纳起来，大致可分三类：坐标摄动法、瞬时椭圆法和正则变换。有些方法不能明确地列入哪一类，例如著名的汉森方法就兼有一、二两类的特性。\n\n目录\n\n1 坐标摄动法\n\n1.1 直角坐标摄动\n1.2 球坐标摄动\n1.3 其他坐标摄动\n\n\n2 瞬时椭圆法\n3 正则变换\n\n\n坐标摄动法\n研究天体在真实轨道上的坐标和在中间轨道上的坐标之差，这个差值称为坐标摄动。在经典方法中，常把坐标摄动表示为某个小参量（例如摄动行星的质量）的幂级数，然后逐项进行计算。由于计算技术的发展，微分方程近似解法中皮卡迭代法正逐步代替原来的小参量幂级数展开方法。它的主要优点是有统一的迭代过程，使计算过程能高度自动化。按所取坐标系的不同，坐标摄动又分为下述几种方法。\n\n直角坐标摄动\n这是1858年恩克在研究彗星的运动时提出的，它讨论坐标摄动在直角坐标系中的表示式，经常用于计算短周期彗星和月球火箭的轨道。这种方法的优点是：摄动方程的推导简单，形式对称，可以直接得到坐标，便于计算天体的历表。它的缺点是：以直角坐标表示的摄动量难于显示出摄动的几何特性和力学含义；随着时间跨度的增长，直接坐标的三个摄动量往往同时变大，以致不能把它们所服从的方程作线性化处理，否则就要多次更换零点。\n\n球坐标摄动\n自然天体一般总是围绕着某个主天体运动，例如行星绕着太阳运动，卫星绕着行星运动。因此，球坐标或极坐标的摄动就有较明显的几何意义。克莱洛和拉普拉斯在研究彗星的运动和大行星运动理论时最早提出了球坐标摄动方法。后来，纽康对拉普拉斯方法作了改进，特别是在展开摄动函数时运用了算符运算，使展开过程不仅有简洁的数学表示式，而且有规则的处理过程，便于以后在电子计算机上进行计算。纽康成功地运用这个方法研究了水星、金星、地球、火星四颗内行星以及天王星、海王星的运动，据此编成的内行星的历表，一直是二十世纪以来编算天文年历的基础。希尔提出了一种以真近点角为引数的球坐标摄动法，它曾被成功地用于计算第一号小行星──谷神星的摄动。\n\n其他坐标摄动\n1963年穆森提出了另一种计算坐标摄动的方法，用于计算天体坐标在向径、速度和角动量三个方向上的摄动量。尽管这样的分解不正交，但由于它有不少优点，如有较明显的力学意义，推导方便，积分直接、运用算符运算、各阶摄动方程具有统一而紧凑的形式，并便于计算自动化，现正用于建立新的大行星运动理论。\n在各种坐标摄动的研究中，几乎都以椭圆作为中间轨道。希尔在研究月球运动理论时用了所谓二均轨道作为中间轨道，这是一种计及太阳摄动主要部分的周期轨道，它避开了月球在近地点时进动快所带来的困难。吉尔当曾提出用转动椭圆作为中间轨道，以便消除坐标摄动中的长期项，并将摄动表示为真近点角的三角级数。他的理论曾一度引起人们普遍关心，但后来的研究证明，这种方法是不收敛的。\n\n瞬时椭圆法\n这是以轨道要素作为基本变量的摄动方法。如果行星只受太阳的吸引，正如开普勒定律所描述的，它将沿着一个固定的椭圆运动，决定椭圆运动的六个轨道要素应是常数。若考虑到其他因素的影响，行星将偏离原来的椭圆，六个轨道要素就不再是常数，它们将遵循由常数变易法导出的规律而变化。在这种情况下，可得到一族椭圆，它们逐个地与真实轨道相切，在相切点，二者不仅有相同的坐标，而且有相同的速度；只是加速度彼此不同，一个是真实加速度，另一个是椭圆加速度，二者之差正是摄动力引起的摄动加速度。由于这种摄动加速度的作用，天体在下一时刻将离开这个椭圆，走上邻近的一个瞬时椭圆；相反，一旦摄动作用消失，天体将沿着消失点的瞬时椭圆一直运动下去。天体在太阳辐射压摄动下的运动正是这样：当辐射压起作用时，天体的瞬时椭圆不断变化；但当天体进入一个阳光照不到的阴影区时，辐射压消失，天体就沿着入影点的瞬时椭圆运动下去，直到跑出这个影子为止。\n天体的真实轨道就是瞬时椭圆族的包络线。与坐标摄动相比，椭圆轨道要素的变化一般要缓慢得多，因而便于处理。瞬时椭圆法最早是欧拉在十八世纪中叶研究木星与土星的相互摄动时提出的，后由拉格朗日加以改进。他根据常数变易法，利用拉格朗日括号，严格地导出了描述椭圆轨道要素变化的摄动方程──拉格朗日方程。这种方法的应用十分广��，特别是被勒威耶成功地用来研究大行星的运动。\n\n正则变换\n这是一种以分析力学为基础的方法。其基本思想是：对变量进行一系列适当的正则变换，以求降低运动方程的阶次，使新的方程具有较简单的形式，例如得出一个描述等速直线运动或简谐振动的方程，从而使问题得解。十九世纪，德洛内从这个观点出发建立了著名的德洛内月球运动理论。他首先将月球的摄动函数展开成四百多个三角项，然后进行一系列的正则变换，使每次变换都能消去其中的一项。他花了差不多二十年的时间，总共进行了上千次变换，找到了三个合适的角速度，将月球的轨道要素都表示成时间的三角多项式，而不包含任何长期项。德洛内的工作为天体力学中的变换理论奠定了基础。这种方法是由一系列形式统一的循环过程组成的，因此非常便于用电子计算机进行计算。\n德洛内之所以要进行那样多的变换，是为了对摄动函数中的每一项都给以严格的数学处理。这在实用上是没有必要的，某些高阶项尽可以略去。以这种想法为指导，蔡佩尔在二十世纪初建立了蔡佩尔变换。他先把摄动函数中的角变量按它们变化快慢排队，然后在一定精度范围内寻找适当的变换，以便一次消去所有含快变量的项，得出一组平均化的方程，进而对新的方程重复类似的过程，直至消去全部角变量为止。与德洛内方法相比，这种方法的工作量小得多，因此，它一出现就被成功地用来研究小行星的运动。人造卫星上天后，它得到了更广泛的应用。但是，蔡佩尔变换也有一些缺点，其中最突出的是：决定新旧变量转换关系的母函数是混合型的，同时含有新旧两种变量，使用颇为不便。为了克服这一缺点，堀源一郎在二十世纪六十年代提出了一种以李变换为基础的理论──堀源-李变换。其优点是:不仅新旧变量之间的变换具有显函数的形式，同时其结果在正则变换之下保持不变，因此它与用哪一组正则变量进行计算无关，而具有通用性。\n电子计算机的创制和发展不仅大大提高数值计算的精度和速度，而且代替人们完成大量机械的重复的推导，今天已广泛用于摄动理论研究。近年来，德普里特、亨拉德、罗姆利用电子计算机编制了一个分析月球历表。单就计算太阳主要摄动项而言，摄动函数就有近3，000项，并通过李变换，得到了近50，000项月球坐标表示式。其规模之大，远非德洛内理论所能相比。\n影响天体运动的摄动因素多种多样：有万有引力引起的保守力，有介质阻尼引起的耗散力，有连续作用的力，也有诸如辐射压引起的间断力等。影响大行星运动的主要摄动因素是行星间的相互吸引；地球大气的阻尼使卫星陨落于地面；太阳辐射压决定着彗尾的形状；潮汐摩擦则是卫星轨道演化的主要动力。只有准确地掌握了各种摄动因素，才能准确无误地计算天体的运动，解释各种壮丽的天象。反之，通过精密的观测和准确掌握天体的运动规律，就可以根据摄动理论的分析，弄清天体周围的力学环境，如测定摄动天体的质量、主天体的力学扁率和弹性模量、大气密度和各种引力场参数等等，甚至还能预告一些未知天体的存在与行迹。因此，摄动理论不仅有丰富的理论内容，也有较高的实用价值。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "变换理论", "content": "变换理论（ theory of transformation ），研究天体运动方程的一种处理方法。在天体力学中，经常需要将变量进行变换，从而改变天体运动方程的形式以便于研究。根据不同的问题，需要研究采用什么样的变换，这就形成了天体力学中的变换理论。它包括两方面的内容：\n\n正则变换\n分析力学中的哈密顿方程又称正则方程，它具有对称性等一些优点，是解决力学问题的一种常用的方程形式。如果变量变换后新方程仍保持正则形式，这种变换称为正则变换。若在变换中不显含时间，这样的正则变换称为保守正则变换；若保守正则变换使哈密顿函数不变，则此保守正则变换称为完全正则变换。1916年，蔡佩尔用正则变换寻找循环坐标的方法处理天体力学中的具体问题，这种方法称为蔡佩尔方法。1959年，布劳威尔用蔡佩尔方法处理人造天体的运动问题，称为布劳威尔－蔡佩尔方法。这种方法采用的正则变换是由隐函数定义的，要经过复杂的计算才能给出新旧变量的显函数关系。堀源一郎把李级数的概念和结果应用到正则变换，通常称为堀源-李变换。堀源一郎还把这种理论从正则系统推广到非正则系统，并应��到受摄开普勒运动和非线性振动问题上。谢费勒把正则变换的概念推广到不同维数空间之间的变换，并给出了进行这种变换的一些条件。 \n\n正规化变换\n消除质点组运动方程中碰撞奇点（见碰撞问题）的变换称为正规化变换。它通常包含自变量变换和坐标变换两部分。正规化变换消除运动方程的奇点后，使新的坐标成为新的自变量的解析函数，这样就便于从理论上进行讨论，并有可能给出运动方程解的具体表达方式。三体问题中著名的松德曼级数就是在对二体碰撞奇点进行正规化变换以后得到的。对于一些可积的问题，正规化变换往往指出了积分的途径。在平面圆型限制性三体问题中，蒂勒变换可以用来积分双不动中心问题。用数值方法积分包含碰撞奇点的运动方程时，离碰撞奇点越近，方程右端函数的变化就越快。在这种情况下，积分步长必须急剧减小，这样既耗费计算时间，又不能保证精度。正规化变换以后可大大提高计算效率和计算精度。\n平面二体问题中最著名的正规化变换是列维－齐维他变换。变换后的运动方程在能量常数小于零时是简谐振动方程。将列维-齐维他变换直接推广，用于空间二体问题，便形成KS变换。在空间二体问题中，还有莫泽变换。这是用球极平面射影及其正则扩充，把2n维相空间变换成n+1维空间的单位球面及其切空间。当n=3时，可以把具有负能量的开普勒轨道变换成球面上的测地线，把碰撞奇点变换成球面上的一个极点，经过这个极点的大圆对应于碰撞轨道。\n将以上这些正规化变换用到多体问题中都只能使一个二体碰撞奇点正规化，因而这些变换称为局部正规化变换。局部正规化已能解决许多实际工作的数值积分问题和部分理论课题。使所有的二体碰撞奇点同时进行正规化的变换称为全局正规化变换，这比局部正规化要困难得多。研究平面圆型限制性三体问题的全局正规化的历史最长，结果也比较完善。一般采用以两个大质量质点连线中点为原点的旋转坐标系。将旧坐标z和新坐标w都作为复变量，它们之间的关系用保角映射z=f(w)表示。自变量t变换成s的关系是dt/ds=|dz/dw|2。这些变换中最著名的是蒂勒变换z=(cosw)/2。蒂勒变换曾被用来对平面圆型限制性三体问题的周期轨道进行了大量的数值积分工作。另外，还有z=(wn+w-n)/4的变换。当n=1时，为伯克霍夫变换；而n=2时，则为勒梅特变换。所有这些变换都同时使两个碰撞奇点正规化，剩下唯一的碰撞奇点是z平面上的无穷远点。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "摄动函数的展开问题", "content": "摄动函数的展开问题（ problem of development of disturbing function ），在天体力学中，所有的分析方法都要对受摄运动方程进行积分，除个别情况外，在积分前，一般必须把摄动函数展开为时间以及所选择变量的显函数，这就是摄动函数的展开问题。这个问题是摄动理论中的基本课题之一。摄动函数展开式的收敛快慢，在一定程度上决定相应的摄动理论的使用效果。\n经典的展开方法是将摄动函数展开为幂级数和三角级数的混合级数，它又称泊松级数。以三体问题为例，摄动函数中包含被摄动天体和摄动天体的轨道要素和时间，而时间则隐含在天体的近点角内。在瞬时轨道为椭圆的情况下，摄动函数展开为两个天体的轨道半长径之比α=α/α′、偏心率е、е′和两个轨道面交角I一半的正弦sin(I/2)的幂级数，以及平近点角和其他轨道要素(或有关辅助量)的三角级数。当α、е和е′接近于1以及I较大时，展开式收敛得很慢，甚至不收敛。因此，摄动函数的展开问题实际上就是改进展开式的收敛性问题。二十世纪四十年代以后，不少人研究了各种改进方法。研究得最多的是α接近于1的情况。主要采用的方法有：①用复变函数的线性变换使奇点离变量的应用范围更远些，从而改进展开式的收敛性；②分出形式为(1—α2)-s的因子或有关项（s为正有理数），再讨论其余项的展开，从而回避α接近于1时的困难；③以中间轨道的摄动函数展开式作为基础，在相应的改正项中只出现天体之间距离的正幂次项，因而不存在α接近于1的困难；④找出既适用于α＜1，也适用于α＞1的更一般的展开式，以便适用于投影相交轨道情况（如海王星和冥王星的轨道）。以上几种方法都处于试用阶段，但已取得很多成果。\n对于I较大时产生的困难，主要用两种办法解决:①不展开为sin(I/2)的幂级数，而展开为I的三角级数；②展开为cosI的幂级数。另外，不少人用两个天体��瞬时轨道对某惯性参考面的倾角i和i′来代替I。对于偏心率e和e′较大时产生的困难，虽然有一些解决办法，例如用e=sinφ、e′=sinφ′，把摄动函数展开为φ和φ′的三角级数，但效果仍不好，故这个困难依然存在。正因为如此，对于大偏心率轨道的摄动问题（如一些彗星、月球火箭等），还只能用数值方法进行研究。除上述困难外，当两个天体的瞬时轨道的平均角速度接近通约时，在积分受摄运动方程也会出现小分母的困难，这可用共振理论的方法解决。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "中间轨道", "content": "中间轨道（汉语拼音：Zhongjian Guidao；英语：Intermediate orbit），一种假想的比较接近于天体真实运动的轨道。在天体力学中最简单的近似轨道是按照二体问题模型解出的圆锥曲线轨道，但它与天体的真实轨道相差甚远，而要得到天体真实轨道的精确解是十分困难的，往往只能在二体问题的基础上附加各种摄动因素采用逐步逼近的方法得到满足一定精度要求的近似解，这种逐次近似过程是非常繁复的。为此，不少天体力学家提出了中间轨道的设想，也就是去寻找一种比二体问题解得的圆锥曲线轨道更接近于真实轨道的近似轨道，以它代替圆锥曲线轨道作为求解真实轨道的基础，这样就可以使近似解的精度提高。根据这个原理，寻找中间轨道必须具备两个条件：一是中间轨道内必须包含某些摄动因素，比二体问题的解精度高；二是要使以中间轨道为近似基础来进一步求解天体的真实运动解是一个比较简化的可积过程。显然，要满足这两个条件是很苛刻的，寻求理想的中间轨道十分困难，尚未找到恰当方法，只对某些特殊情况下的天体运动找出了可行的中间轨道。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "双不动中心问题", "content": "双不动中心问题（two fixed-center problem），一种特殊的限制性三体问题。在3个天体组成的系统中，若其中之一为质量无限小的天体，另外两个为有限质量的天体，若后两者在空间是固定不动的，这时，考虑无限小质量天体在另外两天体的引力作用下的运动问题就称为双不动中心问题。由于两个有限体不运动，因此这样的问题要比一般限制性问题简单，但因为无限小天体要在两个中心引力体作用下运动，问题又比二体问题复杂。双不动中心问题是限制性三体问题中极少数可以完全求解的情况之一。严格来说，在实际天体系统中，双不动中心问题是不存在的。但在某些小天体运动理论，特别是人造地球卫星运动理论中，由于大部分人造卫星绕地球运动的速度要比地球自转速度快得多，一昼夜内可以绕地运行好几圈，在近似情况下可以忽略地球的自转运动并把地球分为两个对称的不动体来讨论人造卫星在这个双不动中心引力作用下的运动规律，这样得出的人造卫星运动轨道比较接近于真实轨道，可以作为中间轨道。又如，在讨论行星际飞行器运动时也可以将太阳和行星作为两个不动中心，从而构成双不动中心问题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "长期摄动", "content": "长期摄动（汉语拼音：Changqi Shedong；英语：secular perturbation），天体在运动过程中，除了受中心主天体的引力作用外，还受到周围其他天体、介质等等诸多因素的作用，这些作用与中心体的引力相比是很小的，因此称为摄动。\n　　天体在摄动作用下，其坐标、速度或轨道要素都产生变化，这种变化成分称为摄动项。长期摄动是指天体的坐标、速度或轨道要素的摄动量中随着时间而单调增加或减少的部分，又称长期摄动项。长期摄动反映了天体运动轨道随时间演化的粗略规律，对于研究天体的演化过程和整个力学系统的宏观图像和稳定性有很重要的意义。18世纪以后，许多天体力学家都在研究大行星的运动轨道是否有长期摄动，并且证明，在精确到一阶、二阶小量的情况下大行星轨道大小不会有长期变化。人造天体运动理论中，长期摄动的存在与否是直接影响人造天体寿命的重要因素，例如由于地球大气阻力的长期摄动存在，可能导致人造地球卫星的轨道逐渐变小，最终落入大气层而坠毁。]"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "周期摄动", "content": "周期摄动（汉语拼音：Zhouqi Shedong；英语：Periodic perturbation），天体坐标，速度或轨道要素的摄动量中随时间作周期变化的部分，也就是摄动项中时间的周期函数项。周期摄动中变化周期小于或等于天体��动轨道周期的项称为短周期摄动项。短周期摄动的振动振幅一般都比较小但项数比较多，它反映了天体真实运动轨道相对于平均运动轨道的短时间偏离和天体运动轨道的精细结构，在需要精确测定天体运动轨道时必须考虑短周期摄动。周期摄动中变化周期大于天体运动轨道周期的摄动项称为长周期摄动项，它的变化振幅通常要比短周期摄动大几个量级，因而对天体的运动有较明显的影响。研究长周期摄动形成的原因以及与天体运动和形状等其他物理量之间的关系等问题一直是天体力学摄动理论中的重要课题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "月球运动理论", "content": "月球运动理论（ theory of the motion of Moon ），用牛顿力学或其他动力学（如广义相对论）研究月球运动而形成的理论。运动包括自转和空间运动。月球自转又称为月球天平动。研究月球的空间运动一般称为月球的运动理论。主要包含两个内容：①研究月球精确历表计算，为天文年历及航天工程服务。当前最精确的历表有两个：一是美国喷气推进实验室(JPL)得到的DE/LE405和406；另一个是法国得到的VSOP2000。两个历表都是在广义相对论的后牛顿精度下讨论的，只是JPL用数值方法计算，法国是用半分析方法计算。位置精度都已达到千分之一角秒。它们都是同大行星精确历表一起讨论、推导和计算的。②研究月球轨道的长期演化，又称为地月系的动力学演化。这是因为地球自转由于潮汐摩擦而不断减慢，而潮汐主要来源于月球的引力。作为地月系整个动力系统，地球自转减慢会导致月球绕地的公转轨道增大，相应的运动周期不断变长。若时间向前推移，则月球轨道越来越小，由此可讨论月球的起源问题。到现在为止，根据不同的动力学模型，得到的月球年龄相差很大，在20亿年到45亿年之间。但真正要解决月球起源问题，需要同物理因素结合一起研究，才可能得出准确的结果。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "月球物理天平动", "content": "月球物理天平动（ physical libration of the Moon ），月球天平动的一种，也就是月球的实际自转状态和卡西尼定则之差。1693年，天文学家G.D.卡西尼根据长期的观测归纳出了三条描述月球自转的经验定则──卡西尼定则:①月球以等角速度绕固定轴由西向东自转，自转周期为一个恒星月；②月球自转轴与黄道的交角不变；③月球赤道面与黄道面的交线同月球轨道面与黄道面的交线重合，月球赤道面和月球轨道面分别位于黄道面两侧。\n如果月球是一个均匀圆球，则可以从力学上证明这三条定则是正确的。但月球并不是一个均匀圆球，它的实际自转状态要复杂得多，而卡西尼定则只是一种近似的描述。早在十七世纪，牛顿在他的《自然哲学的数学原理》一书中就指出了应该存在月球物理天平动。但由于它实在太小──只有2'，从地面上看还不到1″，所以直到十九世纪才由贝塞耳指导他的学生用量日仪证实了它的存在。\n通常用ρ、σ、τ三个量来表示月球物理天平动。ρ为纬度天平动，它表示月球自转轴与黄极交角的变化；σ为交点天平动，它反映了月球自转的不均匀性；τ为经度天平动，它反映了月面沿经度方向的摆动。最早的月球物理天平动解析式是由海因根据汉森的月球运动理论在二十世纪初给出的。以后波兰天文学家科齐尔根据希尔－布朗的月球运动理论也给出了类似的解。由于当时计算条件的限制，他们不得不作一系列的线性化和近似处理，这大大地影响了结果的精度。为了适应目前月球激光测距和宇宙飞行的需要，美国利用电子计算机求出了比较精确的解析式。它们的首项是：\nρ=-98.″5cosl+23.″9cos(l－2F)－11.″0cos(2F)＋… 　\nIσ=-100.″7sinl+23.″8sin(l－2F)－10.″6sin(2F)＋… 　\nτ=91.″7sinl′+20.″1cos(2l－2F)－16.″9sinl＋… \n式中l、l' 分别为月球和太阳的平近点角(见开普勒方程)；F为月球平黄经L与月球轨道升交点黄经Ω之差；I为月球自转轴与黄极的交角，约等于5，521″。上式说明:月球自转轴的指向及其自转不均匀性有一个振幅约为100″的摆动，周期为一个月；而在经度方向上则有一个振幅约为90″的摆动，周期为一年。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "月球光学天平动", "content": "月球光学天平动（ optical libration of the Moon ），即几何天平动，又称视天平动，月球天平动的一种。“月球常以同一面对着地球”的说法只是一种不严格的、近似的说法。由于几何方面的���因，地球上的观测者会觉察到月球有上下左右的“摇摆”，因而能看到的月面部分不是整个月面的一半而是整个月面的59％，其中的18％时多时少，时隐时现。月球有三种光学天平动：①纬天平动：月球赤道和白道夹角为6°41′，当月球运行到白道最北点时，可多看到月球南极的6°41′的区域；同样在白道最南点时可多看到月球北极的6°41′的区域。纬天平动的周期为一交点月。②经天平动：尽管月球自转速度是均匀的，但由于公转轨道是个椭圆，公转速度并不均匀。当月球从近地点奔向远地点时，速度由快变慢。对于均匀自转的月球，其西边缘的外侧，在经度方向便会有7°45′的地方为地球上的观测者看到；同样，月球运行在另外半圈时，月球东边缘的外侧，也会有7°45′能被看到。经度天平动的周期为一近点月(见月球)。上述两种天平动也可以用月、地中心连线的月面交点的月面坐标来表示。交点的月面纬度称为纬天平动，交点的月面经度称经天平动。③周日天平动：早在十七世纪，伽利略在绘制月面图时便已发现，由于视差，在月出时，地面观测者能多看到月球东边缘外侧的一部分多达1°的区域；当月落时，也会多看到月球西边缘外侧1°的区域。同理，地球南极的观测者能多看到月球南极的部分区域；对于地球北极的观测者也有类似情况。\n\n\n\n\n\n\n\n严格地说，这三种天平动都不是月球本身真正的摆动，只是由于观测者位置改变造成的。为了与物理原因所引起的月球天平动区别开来，把它们合称为光学天平动。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "大行星运动理论", "content": "大行星运动理论（ theory of the motion of major planets ），研究太阳系中大行星的轨道及其稳定性的理论。大行星是天文学的早期主要研究对象，它的运动研究是经典天体力学的主要内容。从古代到20世纪50年代，大行星（特别是金、木、水、火、土五星）一直被用于航海导航。后来航天器的导航也要用大行星。大行星运动理论有两个内容：一是精密定轨，目的是精确掌握大行星的轨道变化，并预报它们的精确位置，为运动理论、引力理论和编制天文年历服务。二是研究大行星轨道的长期稳定性，为研究整个太阳系的动力学结构和动力学演化服务。\n大行星和月球的精密定轨是经典天体力学的主要内容。通过研究建立起经典的摄动理论；所计算的位置同当时（19世纪初）的观测位置基本符合（精度为1″）。后U.-J.-J.勒威耶和S.纽康对摄动理论继续精确化，到19世纪末理论计算位置能符合那时的观测（精度为0.1″）。此时确定了水星近日点进动速率的理论值比观测值每百年小43″，而且肯定是牛顿力学的局限性所致。到20世纪50年代，开始用计算机进行数值积分，对部分大行星的理论计算值精度可达0.01″。但因引力理论、参考系、天文常数等还不配套，故同观测值的比较还不相符。美国国家航空航天局（NASA）为了航天器的导航，责令喷气推进实验室（JPL）建立高精度的大行星和月球历表。在后牛顿精度的广义相对论框架下，利用数值积分，再用当时最精确的观测值对所求值进行改进，于70年代完成DE/LE200历表，得到公认，并由国际天文学联合会（IAU）建议，从1984年起作为各国天文年历编算的基础。此表的外行星位置精度为0.01″，内行星为0.1″，符合观测。法国也于同期用半分析方法建立了VSOP84历表，精度与DE/LE200一致，在欧洲一些国家中使用。到2000年前后，这两种历表的精度都提高了一个数量级，分别为DE/LE405和VSOP2000。另外，俄罗斯也建立了EPM2000。\n关于大行星轨道稳定性问题，早在18世纪就有著名的拉普拉斯–拉格朗日定理。他们用一阶摄动的近似结果，得出大行星轨道的半长径、偏心率、轨道倾角没有长期变化，因此认为太阳系是稳定的。19世纪，法国的S.-D.泊松证明，在二阶摄动精度下，大行星轨道半长径也没有长期变化。法国的美伏罗瓦在1955年证明三阶摄动大行星轨道半长径有长期变化。可是到1982年，英国的梅塞基证明，多体问题中轨道半长径在任意阶摄动下都没有长期变化，但仍不能肯定太阳系稳定。在1963年，苏联的V.I.阿诺德证明，太阳系几乎稳定，即不稳定的概率为零。\n用非线性动力学方法现已得到很多新结果。很多人用数值方法或半分析方法，计算了大行星在几千万年甚至几亿年内的轨道变化，得出大行星轨道是混沌的，特别是内行星和冥王星（2006年定为矮行星）更明显。但仍不能断定太阳系不稳定，��为有些混沌情况也可以是稳定的。需要今后继续深入研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "小行星的运动", "content": "小行星的运动（ minor planet motion ），自从1801年1月1日发现第一颗小行星──谷神星以来，到1979年1月1日为止，人们发现并测定准确轨道而给以正式编号的小行星已有2，118颗。这些小行星大多数集中在火星与木星轨道之间。也有少数特殊的：近的，走到地球轨道以内；远的，甚至跑到土星轨道以外。\n\n目录\n\n1 小行星在空间的运动\n2 几颗轨道特殊的小行星\n\n2.1 小行星阿莫尔(第1221号)和阿波罗（第1862号）\n2.2 小行星伊卡鲁斯（第1566号）\n2.3 小行星希达尔戈（第944号）\n2.4 小行星Chiron（第2060号）\n\n\n3 小行星轨道的计算\n\n\n小行星在空间的运动\n小行星在空间按引力规律围绕太阳运行，运行轨道均呈椭圆形。用椭圆轨道的六个轨道要素可以表征每个小行星的运动特性。在这些轨道要素中，半长径a和偏心率e表示轨道的大小和形状；近日点角距ω、升交点黄经Ω、轨道倾角i，则表示轨道在空间的取向；还有过近日点的时刻τ。\n小行星轨道在空间的分布存在某些特征：①小行星轨道的半长径平均约为2.8天文单位，但其半长径实际上分布在一个较宽的区域，并形成某些空隙和密集的分布区域（图1）。 \n\n\n\n\n\n这些空隙和密集 的分布恰恰在 n 1/ n成简单比例 的地方： n 1/ n等于1/2、2/5、1/ 3 的地方为空隙 的区域（见 小行星环的空隙）； n 1/ n等于1/1、3/4、2/ 3 的地方为密集 的区域。其中 n为 小行星运动 的平均角速度，它与轨道半长径 a存在着简单 的关系式： n 2 α 3=常数。 n 1为木星 运动 的平均角速度。这种空隙和密集 的分布可能与木星摄动 的共振作用有关(见 共振理论)。② 小行星轨道偏心角 φ>(偏心率 e=sinφ) 的平均值为8°7（相当于 e=0.15，图2）比大 行星轨道偏心角 的平均值大。③ 小行星轨道面和黄道面有着大小不等 的倾斜，它们 的平均轨道倾角是9°4（图3），比大 行星 的大。④ 小行星轨道近日点经度 ∏（等于 ω+ Ω）在0°～20°和180°～200° 的区间，有明显 的极大和极小分布（图4）。特别有意义 的是，这同木星 的近日点经度和远日点经度紧密相关。\n\n\n\n\n\n\n\n研究形成小行星轨道分布的这些特征的原因，是太阳系动力演化研究的重要课题。\n\n几颗轨道特殊的小行星\n小行星阿莫尔(第1221号)和阿波罗（第1862号）\n1932年3月12日和4月24日分别发现了这两颗小行星。阿莫尔的近日距小到1.08天文单位，它同地球的距离可以接近到0.1天文单位；阿波罗的轨道穿到金星轨道以内，并几乎与地球轨道相交（图5）。阿莫尔一直被天文学家持续地观测着。但是，阿波罗却整整丢失了41年，直到1973年才重新找到。\n\n\n\n图5　阿莫尔和阿波罗的轨道 \n\n\n小行星伊卡鲁斯（第1566号）\n1949年6月26日美国帕洛马山天文台发现了这颗轨道极为特殊的著名小行星（图6），它的轨道半长径小到和地球轨道半径相当，而轨道偏心率极大(0.83)，竟然深深进入水星轨道以内。它在距太阳0.18～1.98天文单位这段距离内运行中，经历了罕见的强烈的温度变化。 \n\n\n\n图6　伊卡鲁斯的轨道 \n\n\n小行星希达尔戈（第944号）\n1920年发现这颗小行星，与近地小行星相反，它的远日点达到土星轨道那样远（图7）。它有很大的轨道倾角，所以同土星的空间距离并不小于5.7天文单位。希达尔戈的轨道倾角和偏心率都大，很像彗星，但它在望远镜中却是一个星点，而无丝毫云雾状。  \n\n\n\n图7　希达尔戈的轨道 \n\n\n小行星Chiron（第2060号）\n1977年10月18日，美国帕洛马山海耳天文台发现了这颗极不寻常的天体。它的轨道远日点大大突破了希达尔戈保持的纪录，在远离太阳时达到天王星的轨道范围。因为它的直径只有几百公里，所以未能列为第十大行星。对长期摄动的研究表明，在公元前1664年，它同土星的距离一度不到0.1天文单位，但今后至少在5，500年内，它的轨道是颇为稳定的。\n\n小行星轨道的计算\n小行星由于它的轨道偏心率和倾角过大，可以很接近作为摄动体的大行星，这样就难于应用拉普拉斯的大行星运动理论来研究小行星的运动。高斯、恩克和贝塞耳等都认为计算小行星轨道摄动的唯一办法是外推法，就像克莱洛计算彗星轨道摄动那样，一步一步地不断计算摄动力和小行星的速度及位移。高斯就是这样计算了第2号小行星智神星的轨道。用这种方法，不仅每一步都要作大量的计算，同时它也是一个无穷无尽的过程。1856��，汉森提出用类似于月球运动理论中所用的方法来计算小行星的摄动，并计算了第13号小行星埃杰里亚的摄动。汉森方法能用于具有较大偏心率和轨道倾角的小行星，曾被广泛地用来计算小行星的摄动。十九世纪后期，由于照相观测方法的发展，发现的小行星数目剧增。为了能及时计算出大量小行星的摄动，波林将汉森方法作了改进。他按平均角速度 n的大小对小行星分群研究，大大减少了工作量。波林用这种方法研究了赫斯提亚群小行星的运动。二十世纪初，蔡佩尔用这个方法研究了赫库巴群小行星的运动。中国佘山观象台用这个方法研究了弗洛拉群和匈牙利群小行星的运动。\n二十世纪初，科威耳和克洛梅林在研究哈雷彗星的运动时创立了著名的科威耳方法。它完全摆脱了中间轨道的束缚，直接计算天体的坐标，所以多年来被广泛地应用于计算小行星的轨道。特别是在五十年代以后，电子计算机技术的发展，使得人们有可能把所有大行星和若干小行星的运动方程同时积分，逐步算出它们在几十年、几百年内的运动。在特殊摄动方面，目前被广泛采用的还有计算轨道要素变化的方法。为了适用电子计算机的特点，在计算瞬时椭圆在空间的取向时，常用一些向量元素来代替经典的轨道要素。目前二千余颗编号的小行星的摄动已全部采用特殊摄动法来计算。由于木星对小行星运动的影响显著，切博塔廖夫提出了研究由太阳-木星-小行星组成的平面圆型限制性三体问题，把这类三体问题中的周期轨道作为研究小行星运动的中间轨道，然后计算留下的摄动。他用数值方法具体计算了赫库巴群、希尔达群、脱罗央群小行星的运动所应有的周期轨道。\n精确计算小行星的轨道，不仅可以保证以后的跟踪观测，而且还可测定一些有关的天文常数以及研究太阳系的动力结构和演化。除了较大的轨道倾角和偏心率以外，计算小行星摄动的困难还来自小行星和木星平均角速度的通约。妨碍高斯建立第2号小行星智神星运动理论的原因之一，也就是智神星和木星平均角速度存在7/18的通约，引起了周期达万年之久的长周期摄动。接近通约的情况可使木星的摄动异常突出。当小行星和木星平均角速度之比接近p/(p-1)（p是正整数）时，用小行星来测定木星的质量要比用土星或木星的卫星好得多。拉贝曾分析赫库巴群小行星的运动，精确地测定了木星的质量。迄今为止，木星的质量值大多数是通过小行星来测定的。研究小行星的运动，还可以测定小行星的质量。第197号小行星阿雷特曾以0.101天文单位的距离接近第1号小行星谷神星。根据对它们当时的运动分析，曾测定了谷神星的质量。后来利用阿雷特还测定了第4号小行星灶神星的质量。根据对第433号小行星爱神星在1893～1966年之间八千多次观测的分析，不仅测定了地月系统的质量，同时还测定了太阳视差。系统地研究小行星的运动还可以测定天球坐标系的运动和星表的系统差。\n中国科学院紫金山天文台多年来从事小行星的观测和研究，发现了许多小行星；利用国内外的大量观测资料，测定了大批小行星的轨道，并用数值方法研究了它们轨道的变化，编算了小行星的冲日星历表，研究了一些特殊小行星在前后几百年、上千年内的轨道演化规律，为研究太阳系的动力结构和演化提供了资料。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "脱罗央群小行星的运动", "content": "脱罗央群小行星的运动（ motion of Trojan group asteroid ），限制性三体问题的拉格朗日特解在太阳系中的实例。脱罗央群小行星全以希腊神话中的人物来命名，而这个群则以神话中的小亚细亚的特洛伊城命名，天文学界习惯译为脱罗央。这群小行星绕太阳运行的周期与木星相同。这一群中最先被发现的小行星名为阿基琉斯，它是德国天文学家M.沃尔夫于1906年观测到的。这颗小行星之所以引人注意，是因为当它的轨道被推算出来之后，它的周期和木星的周期很相近。沙利叶注意到，从太阳看去，它位于木星前方约55°处。他认为这可能是拉格朗日于1772年所推导的三体问题的特解（见平面圆型限制性三体问题）。按照拉格朗日特解的情况，可假设太阳和木星是两颗有限质量的天体，木星轨道为一圆周，那么在太阳S和木星J的周围将有五个平动点（见图）。其中L1、L2、L3位于SJ直线上，L4、L5两点则与S、J构成两个等边三角形。但L1、L2、L3三处为不稳定的平动点，在这些点上的小行星若位置稍有移动，便一去不返；反之，L4和L5则���稳定的平动点，在这两点上的小行星即使稍有移动，仍将在平动点附近打转而不远离。它们绕太阳运行的周期为11.86年左右，与木星的周期相近。\n\n\n\n\n\n在木星之前的脱罗央群小行星，位于平动点L4上，它们又称为希腊群小行星，有：阿基琉斯（第588号，Achilles）、赫克托尔（第624号，Hektor）、涅斯托尔（第659号，Nestor）、阿伽门农(第911号，Agamemnon)、奥德修斯（第1143号，Odysseus）、埃阿斯（第1404号，Ajax）、狄奥墨得斯(第1437号，Diomedes)、安提罗科斯(第1583号，Antilochus)、墨涅拉奥斯（第1647号，Mene-laus）、忒拉蒙（第1749号，Telamon）。跟随木星之后的脱罗央群小行星位于平动点L5上，也称为纯脱罗央群小行星，有：帕特罗克勒斯(第617号，Patroclus)、普里阿摩斯（第884号，Priamus）、埃涅阿斯（第1172号，Aene-as）、安喀塞斯（第1173号，Anchises）、特洛伊罗斯（第1208号，Troilus）。1970年以来，帕洛马山海耳天文台和莱顿大学天文台已发现15颗暗弱的未定号小行星，都属于脱罗央群。中国紫金山天文台也发现四颗，其中两颗属于希腊群，两颗属于脱罗央群。 \n由于脱罗央群（包括希腊群）小行星位于拉格朗日特解所确定的区域，它们的发现引起了天体力学家们的很大兴趣。又因发现的小行星并不严格在L4、L5点，公转周期与木星也略有差别，所以研究L4、L5点附近运动的周期轨道的存在性和稳定性问题，不仅有理论意义，而且有实用价值。近年来，在这方面作了大量研究工作，已取得很多重要成果。从平面圆型限制性三体问题出发进行研究，所得的结果可归纳为：①在L4、L5点上的小行星是稳定的；②在L4、L5附近无穷小的轨道是存在的，而且“差不多”是稳定的（即不稳定的概率为零）；③L4、L5附近有限大小的周期轨道是存在的，除极个别情况外，都是线性稳定的（即只考虑偏差的一次项）。周期轨道的非线性稳定性还未解决。近来用数值方法严格计算了各大行星的摄动，计算了脱罗央群小行星轨道在四百年内的变化。计算结果与从平面圆型限制性三体问题出发研究所得的结果相近。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "希腊群小行星", "content": "希腊群小行星，在木星之前的脱罗央群小行星，位于平动点L4上，它们又称为希腊群小行星，有：阿基琉斯（第 588号，Achilles）、赫克托尔（第624号,Hektor）、涅斯托尔（第659号，Nestor）、阿伽门农(第911号,Agamemnon)、奥德修斯（第1143号，Odysseus）、埃阿斯（第1404号，Ajax）、狄奥墨得斯(第1437号，Diomedes)、安提罗科斯(第1583号，Antilochus)、墨涅拉奥斯（第1647号，Mene-laus）、忒拉蒙（第1749号，Telamon）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "小行星环的空隙", "content": "小行星环的空隙（ gap of asteroid’s ring ），按平均角速度n统计的小行星数目分布不均匀的现象。若用n1表示木星的平均角速度（299.″1/平太阳日），则小行星分布在n1/n为1/2、2/5、1/3时出现空隙；而在n1/n为1/1、3/4、2/3时又出现密集。过去一些人用共振理论解释空隙，但无法解释密集；后来又有人用共振理论解释密集，却又无法解释空隙。\n二十世纪六十年代以来，天体力学定性理论有所发展。小行星环中的这些现象可以用周期轨道的存在性和稳定性来进行探讨。从限制性三体问题出发所进行的研究表明，n1/n等于简单分数时，都存在周期轨道。如果周期轨道是稳定的，则在此轨道邻近有可能出现小行星密集；如不稳定，则出现空隙。但稳定性牵涉到的因素很多，如偏心率e、倾角i的大小，近日点方向以及小行星和木星的相对位置等。现已证明：n1/n为1/2、2/5、1/3时，小偏心率的周期轨道不稳定，因而可能出现空隙。n1/n=2/3的希尔达群小行星有23颗，其中21颗因受其位置和近日点方向的影响，处于稳定的周期轨道附近，因而出现密集；其余两颗（第334号和第1256号）的情况就不同，轨道变化很大。n1/n为1/1的脱罗央群小行星的运动也是这样，这群小行星都在平动点L4、L5附近（见平面圆型限制性三体问题），与木星黄经之差为60°左右，它们是稳定的；假如小行星与木星黄经相差180°，则是不稳定的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "彗星的运动", "content": "彗星的运动（ motion of comet ），中国对彗星的观测和研究已有四千多年的历史，拥有世界上最早、最完整的彗星记录。特别是十七世纪望远镜发明以前，中国的资料具有极高的权威。古希腊哲学家亚里士多德曾将彗星误认为���大气中的一种燃烧现象。这种看法在欧洲流传了十几个世纪，直到十六世纪第谷测定彗星离地球要比月球远很多之后，才被彻底推翻。但是，远在第谷之前，中国对彗星早已有比较正确的认识。《晋书·天文志》记载：“彗体无光，傅日而为光，故夕见则东指，晨见则西指。在日南北，皆随日光而指。顿挫其芒，或长或短……”对哈雷彗星的记录也以中国为最早、最完整。《淮南子·兵略训》：“武王伐纣，东面而迎岁，至汜而水，至共头而坠，彗星出，而授殷人其柄。”这可能是对公元前1057年哈雷彗星回归的记述。\n\n彗星运动的特点\n与大行星的运动相比，彗星的运动有显著的特点。大行星都在黄道面附近沿着较圆的轨道自西向东绕太阳运行。彗星则不然，既有自西向东顺行的，也有南北向垂直走的，还有象哈雷彗星那样逆行的，运动方向各不相同。除了运行于木星和土星之间的施瓦斯曼－瓦赫曼彗星和运行于火星和木星之间的奥特玛彗星等少量彗星外，其余都沿着很扁的椭圆和接近于抛物线的双曲线绕太阳运行。椭圆运动的周期差别很大，短的象恩克彗星只有三年多，长的则可达几千年甚至上万年。它们的近日距也差别悬殊，从千分之几个天文单位起，到五、六个乃至近百个天文单位。长周期彗星的近日距一般都比较小，如彗星1887Ⅰ的近日点离太阳表面不到1/5个太阳半径，只要三个小时它就从太阳的一侧走到另一侧，黄经改变180°。又如彗星1843I，它过近日点时，以每秒550公里的高速在日面上空13万公里处掠过，一天之内绕太阳转292°，然后用513年的时间来度过余下的68°。\n除了那些经过仔细研究的短周期彗星外，多数彗星是不速之客。它们常常出人意料地出现，多则一年可以看到10颗（如1948年），少则一年内1颗也没有。而且只有它们走到近日点附近时，才被太阳照射和激发得足够明亮，因此可观测的时间往往很短。例如1901年出现的格里格彗星只有12天的可观测时间。一般来说，仅依据对彗星一次过近日点的观测所确定的轨道是很不可靠的。几个轨道要素中，半长轴a 尤其难定。有时轨道到底是椭圆型还是双曲型也难于判断。1680年出现过一颗周期彗星，开始欧拉算出它的周期是170年，后来哈雷又算得周期为575年，最后恩克利用较多的观测数据定出它的周期应是8，814年。\n\n彗星运动的理论\n通常用来研究行星运动的摄动理论总是假定轨道的偏心率和倾角很小，因此，它们只能用来研究少数短周期彗星的运动。1856年，汉森把接近于抛物线的扁椭圆分为内外两部分，每一部分引进一个部分近点角，从而将用于行星摄动的汉森方法改造成适合于计算周期彗星摄动的分析方法。这个方法曾被成功地用于研究恩克彗星的运动。\n由于用分析方法研究彗星运动遇到各种困难，人们开始采用数值方法。二十世纪初，科威耳和克洛梅林为了预报哈雷彗星的归来，用数值方法直接积分直角坐标的运动方程，得出一系列时刻的彗星坐标值，从而完全摆脱了轨道这个概念的约束。与此相似，恩克也曾提出过一种方法：先以中间轨道作为参考，然后在直角坐标系内计算彗星对于中间轨道的偏离。这种方法用来研究短周期彗星非常方便，特别适用于研究彗星在近日点前后的运动。这两种方法基本上奠定了天体力学数值方法的基础。\n除太阳引力外，影响彗星运动的因素还有来自各大行星的引力。对于那些周期为几年到几十年的短周期彗星来说，木星的影响尤为显著。例如，1889年布鲁克斯彗星接近木星，在木星上空1.28个木星半径处掠过，两天内竟绕木星转了313°，结果使它绕日公转的周期由原来的29年变为7年。另一个有趣的例子是沃尔夫彗星，它的近日距是2.5天文单位，1875年它接近木星，在木星的强烈摄动下近日距缩短到原来的3/5；经过47年后再次接近木星时，同木星的相对位置恰与1875年相反，结果在木星的吸引下它又回到了1875年以前的运动状态，出现了天文史上罕见的巧事。木星的影响如此之大，常使一些彗星在它的邻近通过后轨道完全改变，以致往往使人怀疑，这究竟是不是同一颗彗星。为了研究这个问题，拉普拉斯提出了作用球（见作用范围）的概念。彗星位于球外时，研究它相对于太阳的运动；彗星位于球内时，则研究它相对于木星的运动。而且常把这两个运动作为限制性三体问题来处理，并用雅可比积分作为判据，来判断是否同一彗星，这就是著名的拉普拉斯判据。彗星奇特的运动状态不禁使人认为:它们原非太阳��的成员，而是被太阳系天体所俘获的宇宙过客。庞加莱、K.史瓦西等人的研究否定了这种看法。他们指出：任何沿双曲线或抛物线轨道闯入太阳系的天体，尽管由于木星等天体的摄动，可能一时取得椭圆型轨道而留在太阳系，但这必定是暂时的，它们终将重新恢复双曲线型或抛物线型轨道，远离太阳而去。\n十九世纪初，恩克在研究那颗后来以他的名字命名的彗星的过程中，发现这颗彗星的周期不断缩短，差不多平均每世纪缩短2.5天，而且这种变化是不均匀的。以后又在别的彗星的运动中发现了类似的现象。这些现象暗示：彗星除了受到太阳和行星的吸引外，还受到某种非引力作用的影响。观测表明：这种非引力作用主要是彗核在太阳光激发下不断抛出物质。例如，恩克彗星每转一圈，质量要损失1/500，半径要缩短4公里。而且，随着抛射速度的大小和方向的不同，轨道所受到的影响也不同：向后方抛射使轨道周期变长，轨道变扁；向前方抛射效果正好相反。恩克彗星属于后一类型。被抛射的物质在太阳辐射压的作用下形成各种美丽的彗尾。 \n彗星不仅不断抛射物质，而且彗核分裂成几块甚至完全瓦解的情况也屡见不鲜，特别是那种近日距小的彗星。比拉彗星就是一例：早在1772年就有了关于这颗彗星的记录。1845年11月人们发现彗核上有一个突出部，两个多月后这颗彗星就分裂成了两颗，并逐渐远离。以后，尽管天文学家进行了精心的计算和细致的观测，可再也没能找到它的踪影。使人惊奇的是，在它原来的轨道上留下了灿烂的流星雨──仙女座流星雨。其实在比拉彗星解体前，它抛射出的物质已在逐渐形成流星群。以后的观测表明：比拉彗星的流星物质在逐渐地、均匀地散布在它的全部轨道上。这类彗星的运动把天体力学的研究内容从质点、刚体的运动延伸到物质的抛射、分裂、解体以及弥漫物质的运动、环带的形成、动力结构与动力演化等等。因此，彗星的研究成为天体演化研究中不可缺少的一个方面。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "自然卫星的运动", "content": "自然卫星的运动（ motion of natural satellite ），自1610年意大利天文学家伽利略发现木星的4颗卫星以来，三百多年中一共发现了大行星的卫星34颗，它们分别环绕着除水星、金星以外的7颗大行星运动。近年来，人们还发现了若干小行星的卫星。卫星是太阳系天体中的一个重要层次。人造卫星发射以来，人们也把这种天然的卫星称为自然卫星。\n\n目录\n\n1 运动概述\n2 实用意义\n3 各种摄动力\n\n3.1 太阳引力\n3.2 卫星间的相互吸引\n3.3 潮汐作用\n3.4 其他摄动力\n\n\n\n\n运动概述\n十七世纪以来，卫星的运动一直是天体力学中一个受人重视的研究课题。卫星的轨道多种多样：有顺行的，有逆行的；其公转周期有的比行星自转周期长，有的则比行星的自转周期短；有的轨道偏心率很小，有的则很大；有的轨道与椭圆相差无几，有的则不能用椭圆来作为近似。这就使卫星的运动成为检验天体力学中各种理论的广阔领域。许多摄动理论也都以能否应用于卫星运动，作为检验其是否正确的一种标志。有的卫星系统，例如木卫系统，已确定的成员就有13个之多，再加上木星环，可以看成是太阳系的缩影。这13颗卫星按它们的运动特性又大致可以分为三类:最内侧的5颗属一类，它们的轨道倾角和偏心率都特别小；其次是中间的4颗，公转周期大致相近，轨道倾角都是20多度，偏心率则略大于前者；第三类是外侧的4颗，它们的轨道都是逆行的，公转周期在600～700天左右，轨道比前两类大。对卫星系统运动的分析有助于太阳系动力演化的研究。\n\n实用意义\n从伽利略卫星被发现时起，卫星就以其突出的实用意义受到人们的注意。伽利略一开始就意识到：不同地区（东西方向）观测者共同观测木星对其卫星的掩食可以测定观测者的经度。根据伽利略的思想，G.D.卡西尼（见卡西尼家族）精心设计了一个利用伽利略卫星的掩食观测绘制世界地图的方案。1668年，在他的指导下组织了一次全球性的木卫掩食观测，据此绘出了第一幅较准确的世界地图。长期以来，行星和卫星的质量以及行星的扁率主要是依靠对卫星运动的分析来测定的。卫星的星像比行星小，而且也更清楚，因此卫星是行星际航行的优良的导航目标。行星际探测器在飞越木星时就是用伽利略卫星导航的。\n\n各种摄动力\n自然卫星除了受母行星的万有引力作用以外，还受各种摄动力的影响。\n\n太阳引力\n太阳对卫星运动的影响情况比较复杂，大致可以分为两类：一类是太阳的摄动力还不及主行星引力的百分之一，这时卫星的运动特性基本上与椭圆运动相近。月球的运动就是这类典型，木星的伽利略卫星、木卫六、木卫七、木卫十、木卫十三以及土卫五、土卫六、土卫八的运动也都属于这一类。用通常的摄动理论就能处理这些卫星的运动。太阳对它们摄动的主要后果是，使它们的轨道绕行星的主轴转动；再加上行星扁率的摄动使卫星轨道绕位于黄道面和行星赤道面之间的所谓拉普拉斯不变平面进行极进动。\n另一类是远离主行星的木卫八、木卫九、木卫十一、木卫十二和处在本卫星系统最外侧的土卫九和海卫二的运动，太阳对它们的摄动非常强。它们的轨道与椭圆相差较远，已无法应用通常的摄动理论。特别是木卫八、木卫九、木卫十一和木卫十二4颗卫星，它们的平运动与太阳平运动之间还有1:6和1:7的通约存在，这更增加了问题的复杂性。从二十世纪初起，F.E.罗斯等许多天文学家就试图用德洛内方法来研究这类卫星的运动，结果都失败了。科瓦列夫斯基对木卫八建立了一个半数值理论，其精度只有1′～2′。对研究这类卫星的运动来说，至今最有效的方法还是数值积分，其精度可达几角秒。\n\n卫星间的相互吸引\n4颗伽利略卫星中除木卫二外，其他3颗的质量都超过月球，因此卫星之间的相互摄动起着十分重要的作用。卫星平均运动之间的通约状态引起许多天体力学家的兴趣。除了几个质量大的伽利略卫星之外，卫星之间相互吸引所产生的短周期摄动，在目前的技术条件下还难于观测到；只有通约状态引起的长周期项才对卫星的运动有显著的影响。其中最著名的是木卫一、木卫二、木卫三这3颗伽利略卫星之间的双重共振，这是太阳系中最复杂的运动状态之一。在这3颗伽利略卫星的平运动之间有n1－3n2＋2n3≈0的关系；不但如此，在它们的平经度之间还有l1－3l2＋2l3≈π的关系，这就是著名的拉普拉斯关系。根据这个关系可以得出一个很有意义的结论:这3颗伽利略卫星不可能同时被木星掩食。\n在土星的卫星系统中，卫星之间的共振状态也有几个例子。土卫六和土卫七的平运动之比为4:3；土卫二和土卫四之比为2:1；土卫一和土卫三赤存在有2:1共振。十九世纪末，纽康曾认为土卫七是当时天体力学中最有意义的研究对象之一。纽康曾证明：当两颗卫星的平运动之比为(n+1)/n时，它们的黄经之间将有约束关系。土卫七的邻居土卫六是土星卫星中最重的一颗。在土卫六的强烈摄动下，土卫七只有在“远土点”时才能与土卫六会合。同样，土卫一和土卫三总是在它们两个轨道升交点的中点附近会合。土卫二只有在近土点附近才能与土卫四会合。\n共振状态不仅约束了两颗卫星之间的相对位置，同时也给测定卫星质量的工作提供了方便。至今卫星质量绝大多数是借助于对卫星相互摄动的分析测得的。\n\n潮汐作用\n卫星对母行星的潮汐作用是影响近距卫星轨道演化的一个主要因素。行星不是一个完全弹性体，因此潮汐使一部分机械能转化成热能。另一方面，潮汐使行星变形，从而改变行星的引力场，也就影响到卫星的运动，以及卫星的形状。当卫星的公转周期大于行星的自转周期时，潮汐使卫星运动的能量及角动量不断增加，卫星轨道变大；反之，如卫星公转周期小于行星自转周期，潮汐则使卫星的运动能量及角动量减小，最后卫星陨落于行星大气之中。对于后一类卫星，潮汐的作用使其轨道愈来愈圆，这说明了为什么近距卫星的偏心率一般都比较小。伯恩斯认为:正是由于潮汐的作用，水星、金星的卫星──如果它们曾经有过的话──一个个都陨落了，所以如今水星、金星都没有卫星；同样，也是由于潮汐的作用，木星和土星的卫星一对对地都演化到了共振状态。\n\n其他摄动力\n除了上述几种摄动力以外，还有行星际物质阻尼、太阳辐射压和坡印廷－罗伯逊效应。行星际物质阻尼使卫星能量不断下降，但作用很小；太阳辐射压只使卫星轨道产生周期性振荡；坡印廷-罗伯逊效应则使卫星轨道不断收缩，但以横向速度与光速之比为因子，故此量甚小。\n卫星既暗，又与行星靠得紧，所以较难进行光学观测，这就使天体力学的研究缺少必要的观测资料。目前射电观测技术，特别是空间观测技术的发展正在大力推动卫星运动理论的进展。“先驱者”10号发回的观测资料大大促进了伽利略卫星的研究工作。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "多体问题", "content": "多体问题（ many-body problem ），研究 N个质点相互之间在万有引力作用下的运动规律，又称N体问题。这个问题作为研究天体系统运动的一种力学模型，是天体力学和一般力学中的一个基本问题。N等于2时，称为二体问题。这时两个天体的轨道都是圆锥曲线（椭圆、抛物线、双曲线），这一问题已经完全解决。N大于或等于3时称多体问题，求多体问题严格的解析解至今仍是一个难题，尚未得到解决。在航天活动中，航天器在太阳系中运动，同时受到许多自然天体的吸引，严格地说也是一个多体问题。但是，这里关心的仅是航天器的运动，其他天体的运动可以认为已经解决。另外，航天器本身的质量很小，不会影响其他天体的原有运动。在这样条件下的运动问题，在天体力学中称为限制性多体问题。航天器在一个引力中心吸引下的运动问题是二体问题，也可称为限制性二体问题。它的解粗略地描述了人造地球卫星、月球卫星、人造行星的运动，成为研究航天器运动的基础。航天器在两个引力中心吸引下的运动称为限制性三体问题。在两个及两个以上引力中心吸引下，航天器的运动方程只能得到近似解析解。实际应用时常以数值计算为基础求出精确的数值，以满足工程上的需要。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "拉普拉斯不变平面", "content": "拉普拉斯不变平面（ Laplace’s invariableplane ），太阳系总动量矩(包括公转和自转)的垂直平面，是拉普拉斯在十八世纪首先提出的，因而得名。根据质点组动力学的动量矩定理可知，如只考虑质点之间的万有引力，则各质点动量矩的向量和为常向量，它的大小和方向都是不变的，称为质点组的总动量矩。如把太阳系看作质点组（各天体看作很多质点的组合），在只考虑万有引力条件下，总动量矩的大小和方向也是不变的，因而与此总动量矩垂直的平面也是不变的平面。根据近年来的具体计算，拉普拉斯不变平面差不多与木星轨道面平行，与1950年的黄道面交角约1°65。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "太阳系内的引力定律", "content": "太阳系内的引力定律（ law of gravitation in solar system ），太阳系内各天体之间引力相互作用所遵循的规律。17世纪60年代，I.牛顿首先研究月球的运动，发现它基本上符合平方反比规律。但是，牛顿不知道如何计算有限体的引力，这就使他的研究拖延下来。就在牛顿进行这些研究的同时，E.哈雷、R.胡克等好几位学者也都认识到：如果行星轨道是正圆，那么开普勒第三定律就包含了平方反比定律。但他们不知道当行星沿椭圆轨道运动时，向心加速度该怎样计算，于是便向牛顿求教。牛顿证明：在和距离平方成反比的引力作用下，行星的运动将符合经验的开普勒定律。接着牛顿又完成了他对月球运动的计算。这样，经过20多年的研究，牛顿提出了一个描述宇宙中物体之间相互作用的定量的物理定律。对于当时的观测技术来说，牛顿万有引力定律以惊人的精度解释了太阳系天体的运动。19世纪中叶，英国J.C.亚当斯和法国勒威耶根据对天王星运动的研究，彼此独立地以1°的精度预报了海王星的位置。这是牛顿万有引力定律的一个辉煌成果。但是随着观测技术的发展，以牛顿万有引力定律为基础的大行星运动理论逐步暴露出一些不足之处，在实际观测值与理论计算值之间出现了系统的偏差，其中最突出的是水星近日点进动问题。这就不免引起人们对牛顿万有引力定律的怀疑，由此导致一系列的研究。\n人们对平方反比定律提出了疑问：引力定律Gmm′/rn中的n是否正好等于2，勃特兰首先认为n应大于2。A.霍尔支持这种思想， 他根据对水星的研究具体地定出 n=2+1.6×10–7。S.纽康根据对四颗内行星的研究，得出n=2+1.574×10–7。纽康的这一结论尽管未给出任何物理解释，但至今仍在许多天文年历中使用。可是，当人们用这一结论来研究月球的运动时，又出现了矛盾。E.W.布朗根据多年的研究指出：牛顿万有引力定律完全符合月球的运动情况；如果n大于2，那最多也不会超过4×10–8。\n19世纪电磁理论的进展推动了整个物理学的发展，同时这种理论也被应用于研究天体运动。W.E.韦伯首先提出，质量为m物体的引力势应表示为：\n\n\n\n\n\n接着B.黎曼提出，万有引力应改为：\n\n\n\n\n\n此外， P.-S.拉普拉斯在早些年代里也探求过 引力传播速度和宇宙间介质对 引力 的吸收问题。尽管这些理论都���能被天文观测证实，都未能全面充分地解释天体 的运动，但它们对 引力 的物理本质却进行了许多有意义 的探索，并将场与辐射等概念引入 引力研究 的范畴。\n1915年A.爱因斯坦提出著名的广义相对论，把引力解释为空间的属性。广义相对论更好地解释了各大行星近日点的进动，但它对太阳系天体运动理论的影响远远不止于此。当前，在大行星星历表的计算中除了考虑万有引力外，还考虑了广义相对论的引力非线性迭置效应和行星引起的空间弯曲。\n在牛顿万有引力定律中还有一个令人注意的问题：引力常数G到底是不是常数，如果G在减小，那就意味着引力在减弱。1937年P.A.M.狄拉克提出：引力常数将与宇宙年龄成反比。此外，还有几种以马赫原理为基础的引力理论，在这些理论中，科学家们都预言G随着宇宙年龄的增长而减小。但这些都只是哲学性的探讨。根据近几年来对月掩星的研究，发现月球有一个难以解释的加速度。在排除了太阳风、辐射压、电磁效应、行星际物质阻尼以及太阳的质量损失等各种因素对月球运动的影响后提出：这是由G的减小而引起的。同时他还解释了原来地月系潮汐理论中遗留下来的一些疑难。当前对这个问题看法还很不一致，有待进一步的检验。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "水星近日点进动问题", "content": "水星近日点进动问题（ problem of advance of Mercury’s perihelion ），根据牛顿万有引力定律计算的水星近日点进动值与观测值的分歧。1859年，法国天文学家勒威耶发现水星近日点进动的观测值，比根据牛顿定律算得的理论值每世纪快38″，并猜测这可能是一个比水星更靠近太阳的水内行星吸引所致。可是经过多年的辛勤搜索，这颗猜测中的行星始终毫无踪影。纽康测定这个值为每世纪43″。他提出，这可能是那些发出黄道光的弥漫物质的阻尼所造成的。但是，这种假设又不能解释其他几颗行星的运动。于是纽康就怀疑万有引力定律中的平方反比规律有问题。为了能同时解释几颗内行星的实际运动，纽康求出了引力应与距离的2+1.574×10−7次方成反比。19世纪末，电磁理论发展的早期，韦伯、黎曼等人也都曾试图用电磁理论来解释水星近日点的进动问题，但均未能得出满意的结果。\n1915年，A.爱因斯坦发表了著名的广义相对论，成功地解释了这个问题。根据广义相对论，行星公转一圈后近日点进动为：\n\n\n\n\n\n式中 c为光速， T、 a、 e分别为轨道周期、半长径和偏心率。对于 水星，此值与牛顿万有引力定律所得的差值为每世纪43″.03。这与观测值十分接近，成为天文学对广义相对论的最有力的验证之一。\n但是，这里仍存在两个问题：首先，根据牛顿定律，水星近日点应有每世纪ΔωN＝5 557.62角秒的进动，其中的90％是由坐标系的岁差（见岁差和章动）引起，其余的部分是由其他行星，特别是金星、地球和木星的摄动引起的；而实际观测值为ΔωO=5 600.73角秒，二者相减得每世纪43.11角秒。因此，岁差常数的任何微小变动，如有万分之一的变动，都会直接影响到对广义相对论的验证，而这种变化是完全可能的。其次，影响水星近日点进动的因素很多，任何一个微小的因素，例如太阳的扁率，对它都有直接影响。因此，这个问题尚需继续研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "共振理论", "content": "共振理论（ resonance theory ），研究摄动量级数解中共振奇点的理论。这种共振奇点的问题与一般力学中的共振现象有些类似，因此亦称为共振问题。\n对于自然天体（大行星、小行星等），在摄动量级数解的周期项振幅中会出现1/(pn-qn′)这种因子，n和n′分别为被摄天体和摄动天体的平均角速度，p和q为正整数。当n/n′=q/p′时，pn-qn′=0，出现共振奇点，级数解失效。这就是所谓通约问题。对于人造地球卫星，则有两种共振奇点：一是地球的非旋转对称部分（即地球引力场位函数球谐展开式中的田谐项）对卫星的摄动将产生共振奇点，这时n′表示地球自转角速度；另一是由于带谐项摄动，在长周期项振幅中会出现1/(4-5sin2i)形式的因子，当卫星轨道倾角i=ic=63°26′或116°34′时，4－5 sin2i=0，级数解又失效，ic称为临界角，相应的就是临界角问题。\n当初始条件满足pn-qn′=0或4－5sin2i=0时，级数解中出现无穷大项。但这只意味着级数解失效，绝对不能说明轨道要素真的会变为无穷大。运动方程本身并无这样的奇点，根据常微分方程解的存在唯一性定理和解对初值的连续性可知，天体轨道的变化通过上述“奇点”时，仍然是连续的。太阳系中的脱罗央群小行星和同步卫星等都是对应于n/n′=1/1的情况（见脱罗央群小行星的运动），还有不少轨道倾角接近临界角的人造地球卫星，它们的轨道变化并无反常现象。因此，上述奇点问题是方法本身带来的，只要在方法上作些改变就不会出现了。对人造地球卫星的运动，用初始轨道要素作为起点的古典迭代法，根本不会出现临界角问题。综上所述，通约和临界角这样的共振奇点并非本质的，完全可以改用适当的方法来排除。\n解决一个具体问题时，可以采用某种特定的方法来避免共振奇点；要彻底解决问题，则必须搞清楚天体在共振奇点附近的运动特征。科尔莫戈罗夫等人在研究哈密顿方程解的稳定性时，讨论过共振带的性质。加芬克等人研究了关于地球位函数的带谐项J2、J4和田谐项J2，2对卫星的摄动，把通过正则变换消除短周期项后的哈密顿函数统一写成下列简化形式： \nH=A(y)+B(y)cos2x，\n式中|B/A|=0(ε)，对于临界角问题，ε=J2；对于通约问题，ε=|J2，2|。(有时也将B(y)写成εB(y)或μ2B(y)，μ=ε1/2，此时|B/A|=0(1)。如果研究全部带谐项摄动时，取其主要项，相应地为：\nH=A(y)+B1(y)sinx+B2(y)cos2x，\n| B1/ A|和| B2/ A|的量级均为 ε(即 J2)。这种简化所对应的问题亦称理想 共振问题。 共振奇点就发生在 d A/ d y=0处，相应地 pn- qn′=0或4－5 sin2i=0，确切地说，这仅是 H所确定的运动平衡态的必要条件。根据这一条件，用研究 xy平面(相平面)上奇点性质的定性方法，可以给出 共振区域(即运动平衡态的邻域)的运动状况。堀源一郎和加芬克等人从分析方法的角度，对 J2和 J4或 J2，2项，用正则变换继续消除 H中的 x(即消除长周期项)，但不是按 ε，而是按 ε1/2展开，这样也可得到 共振区域内的某种运动解，在一定程度上给出了 共振奇点附近的运动特征。\n共振理论也被用于研究太阳系天体的动力学演化问题。太阳系的天体几乎都可以说是满足通约条件n/n′=q/p的，如木星与土星约为5/2，海王星与冥王星约为3/2，脱罗央群小行星与木星是1/1，……；而且还有通约带是空隙（几乎没有或很少发现小行星）等问题（见小行星环的空隙）。用共振理论来研究这些现象，至今仍未得到本质性的结论，只是在某种程度上作些解释而已。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "碰撞问题", "content": "碰撞问题（ collision ），若p个质点在时刻t1同时碰撞于一点，这就称为在t1发生了p体碰撞。碰撞时刻t1是多体运动方程的奇点。当时间趋于t1时，碰撞质点的相互距离趋于零，鉴于万有引力与距离平方成反比，所以加速度趋于无穷大，微分方程在该点不再满足解的存在及唯一性定理的条件。能否通过一定的变换消除这一奇点，碰撞以后天体如何运动，在碰撞时刻附近轨道的渐近表现如何，以及虽不发生碰撞但出现几个质点彼此紧密接近，这时轨道的性质又如何，诸如此类都是碰撞问题所要讨论和研究的。从理论上说，不消除碰撞奇点就不可能得到多体问题的全局解。实际工作也要求解决碰撞和紧密接近时轨道的计算问题。\n只要二体碰撞得到了详尽研究，并适当选取参数，就可以毫无困难地把天体在碰撞前后的运动清楚地表示出来。两个天体在相互引力的作用下，沿着一条近乎直线的轨道碰撞，然后就反弹回来。经过碰撞，这个系统的能量积分、动量矩积分和质量中心的运动状态都保持不变。尽管碰撞时天体的加速度会无限增大，但是两个天体之间的距离r和其中任何一个天体的速度v的平方之积rv2却趋于一个确定的有限值。所以，二体碰撞奇点是非本质的，可以通过一定的变换予以消除。\n研究二体以上的碰撞问题要困难得多，至今还有很多问题未弄清楚。但可以肯定，若要所有天体都同时碰撞于一点，则该系统的动量矩的三个分量必须全部为零。因此，在研究该系统的一般运动状态时可避开这种情况。在三体问题的三体碰撞方面，有一些更为具体的研究成果。首先，如发生三体碰撞，三个质点必须始终保持在一个平面上。另外，它们只能组成等边三角形或连成一直线。发生在碰撞奇点邻近三体碰撞轨道的坐标的渐近表示式是形如项的线性组合。这些特征指数 λi中有一个取值为2/3，其他一般是无理数。这说明与二体 碰撞奇点不同，三体 碰撞奇点是本性奇点。松德曼对三体 问题的 碰撞奇点作了深入的研究。他首先适当选择初始条件，以排除三体 碰撞，然后引入��个变量 ω代替 t作自变量，以消去所有的二体 碰撞奇点。他证明了三质点的坐标、它们相互间的距离以及时间 t都是 ω的解析函数，因此能展开为它的收敛幂级数。而且这一点对于任何时刻都有效。松德曼级数是三体 问题最重要的成果之一。\n在N个天体（质点）组成的多体问题中，在某一时刻如果每个天体受到的引力都指向该系统的质心，并且引力的大小正比于该天体的质量和它到质心的距离，就称这N个天体组成的几何形状为中心构形。具有相似形状的中心构形，都看成是同一类的。N个天体在趋于N体碰撞时，它们所组成的几何形状一定越来越接近于某类中心构形。如果这N个天体组成的系统具有无穷多类中心构形，则在趋于N体碰撞时，就可能摆动于这些中心构形之间。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "二体问题", "content": "二体问题（ two-body problem ），研究两个质点在万有引力作用下的运动规律。二体问题是天体力学中的一个基本问题。\nJ.开普勒仔细分析了丹麦天文学家第谷·布拉赫多年的观测资料，在研究火星绕太阳运动的基础上总结出描述行星运动的三大定律。I.牛顿随后提出的万有引力揭示了产生这些运动现象的原因。从万有引力和牛顿第二定律出发，用数学方法可以严格证明开普勒三大定律，于是二体问题得到彻底解决。二体问题的解是研究行星绕太阳，航天器绕中心天体运动的近似解，是进一步研究更复杂的天体运动的基础。航天器受到中心天体的吸引力，把这个引力看成质点引力时，航天器围绕中心的运动问题就是二体问题。由于航天器质量远比中心体质量小，人们将这种问题称为限制性二体问题。\n航天器的运动情况也可近似地用开普勒定律来描述：①航天器运动始终在一个平面内，这个平面称为轨道平面，中心体的质心在这个平面内。根据航天器轨道速度大小和方向不同，航天器围绕中心体质心的轨道可以是圆、椭圆、抛物线或双曲线。中心体质心位于这些曲线的一个焦点上，这些轨道统称开普勒轨道。②航天器与中心体质心的连线在相同的时间里扫过的面积相同。它反映航天器在轨道上各点运动速度之间的比例关系，离中心体越远航天器速度就越小。③航天器在椭圆轨道上运行时，运行周期的平方与轨道半长轴的立方成正比。它给出运行一周的时间与轨道大小的关系。在二体问题中，只要知道两个天体在初始时刻的位置和速度，就可以计算出两天体在任意时刻的位置和速度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "开普勒定律", "content": "开普勒定律（ Kepler’s laws ），关于行星运动的三大定律。德国天文学家J.开普勒仔细分析和归算了B.第谷对行星特别是火星的长时间的观测资料，总结出这三大定律。\n①所有行星的运动轨道都是椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点。在以太阳S为极点、近日点方向SP为极轴的极坐标中，行星相对于太阳的运动轨迹为椭圆PP1P2P1′P′，PSP′=2a表示椭圆的长径。\n②行星的向径（太阳中心到行星中心的连线）在相等的时间内所扫过的面积相等，即面积定律。由于扇形P1SP2和P1′SP′的面积相等，因此行星在近日点附近比远日点附近移动得更快。\n\n\n\n面积定律示意图\n\n\n这两条定律是在1609年出版的《新天文学》一书中提出的。\n③行星围绕太阳运动的公转周期的平方与它们的轨道半长径的立方成正比。设T为行星公转周期，则a3/T 2＝常数。这条定律是在 1619年出版的开普勒另一著作《宇宙谐和论》中提出的。\n这三条定律为万有引力定律的发现奠定了基础。从万有引力定律和牛顿运动定律也可以推出开普勒定律，只是需要对其中第三定律进行修正，即改成：\n\n\n\n\n\n式中 C为常数， M和 m分别为太阳和行星的质量。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "活力公式", "content": "活力公式（ vis viva formula ），二体问题的一个积分，又称活力积分。它反映天体的位置、速度和轨道半长径之间的相互关系。“活力”一词来源于拉丁文vis viva，其物理意义为“动能”。根据二体问题的相对运动方程，可求出总能量守恒的关系为：\n\n\n\n\n\n式中 v和 r为一个天体相对于另一个天体的速度和距离； μ= G( M+ m)， G为万有引力常数， M和 m分别为两个天体的质量； a为常数，在椭圆轨道中表示半长径。在天体力学中将这个关系式称为活力公式。这个 公式表示:运动天体（质量为 m）的动能 和引力势能 之和为常数。 活力公式在轨道计算和��究人造天体运动中有广泛的用途(见宇宙速度)。由于人造天体的质量 m远小于中心天体的质量 M，因此 μ≈ GM。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "宇宙速度", "content": "宇宙速度（汉语拼音：Yuzhou Sudu；英语：Cosmic Velocity），从地球表面向宇宙空间发射人造地球卫星、行星际飞行器和恒星际飞船所必需具备的最低速度。宇宙速度通常分为3类：\n\n\n第一宇宙速度　指从地球表面向宇宙空间发射人造地球卫星所必需的最低速度，其值为7.9千米／秒。当人造天体的运动速度到达第一宇宙速度时，它将绕地球作圆周运动，故这个速度又称 为绕地球运动的圆周速度或环绕速度。\n\n\n\n第二宇宙速度　指从地球表面向地宇宙空间发射行星际飞行器所需要的最低速度，数值为11.2千米／秒。一旦人造天体达到这一速度后，它将脱离地球引力场沿抛物线轨道飞向其他行星。因此又称第二宇宙速度为脱离速度或逃逸速度。\n\n\n\n第三宇宙速度　指从地球表面向宇宙空间发射恒星际飞船所必需的最低速度，其值为16.7千米／秒。当人造天体的速度达到这一值并且沿着与地球公转运动方向一致的运动轨道运行，这样就能充分利用地球的公转速度，从而克服太阳引力场的作用而脱离太阳系飞向其他恒星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "作用范围", "content": "作用范围（ sphere of action ），质量较小的天体m周围的一个受m引力作用的区域。它的边界一般取以m为中心、半径长度为σ的球面，因此又称为作用球。设质量较大的天体M和质量较小的天体m之间的距离为A。另一质点P在m的作用范围内时，主要考虑m对它的引力，M对它的引力则作为摄动力；P在m的作用范围外面时，主要考虑M对它的引力，而以m对它的引力作为摄动力。在近似讨论时，往往先忽略摄动力，将P在m和M的引力作用下运动的三体问题简化为两个二体问题。\n根据不同的需要，作用范围的半径ρ有三种不同的取法：\n①以m、M对P点直接引力作为标准，m的作用范围半径取为： \n\n\n\n\n\n这种作用范围又称引力范围。\n②以对P点的引力和摄动力大小之比作为标准，m的作用范围半径取为：\n\n\n\n\n\n这就是通常所说的 作用范围。\n③以平面圆型限制性三体问题的拉格朗日特解L1到天体m的距离为作用范围半径，近似地取为：\n\n\n\n\n\n这种 作用 范围称作希尔范围，主要应用于天体演化学。\n地球在日地系和月球在地月系中三种作用范围的半径分别为：这三种数值相差很大，因此作用范围仅是一个粗略的概念。 \n\n\n作用范围"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "开普勒方程", "content": "开普勒方程（Kepler’s equation），二体问题运动方程的一个积分。对于椭圆轨道，开普勒方程可以表示为E－esinE＝M，式中E为偏近点角，M为平近点角，都是从椭圆轨道的近日点开始起算，沿逆时针方向为正，E和M都是确定天体在椭圆轨道上的运动和位置的基本量。如果定义天体在轨道上运动的平均角速度为n，天体过近日点的时刻为τ，则对任一给定时刻t，天体从近日点出发所走过的角度就是平近点角M＝n（t－τ）。这样，开普勒方程给出了天体在轨道上运动的位置与时间t的关系。\n　　开普勒方程是一个超越方程，很难得出严格的分析解，但是，已经证明这个方程存在唯一解。如果已知某一作椭圆运动的天体的轨道要素，利用二体问题的关系式可以得到任意给定时刻t时的平近点角M，而后采用图解法、数值法或近似迭代法求解开普勒方程得出偏近点角E，再利用二体问题的其他积分而得到t时刻天体在轨道上的坐标和速度。对于抛物线轨道和双曲线轨道也有相应的开普勒方程。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "三体问题", "content": "三体问题（拼音：sān tǐ wèn tí），（英语：three-body problem），天体力学中的基本力学模型。研究三个可视为质点的天体在相互之间万有引力作用下的运动规律问题。这三个天体的质量、初始位置和初始速度都是任意的。在一般三体问题中，每一个天体在其他两个天体的万有引力作用下的运动方程都可以表示成3个二阶的常微分方程，或6个一阶的常微分方程。因此，一般三体问题的运动方程为十八阶方程，必须得到18个积分才能得到完全解。然而，目前还只能得到三体问题的10个初积分，还远不能解决三体问题。\n　　由于三体问题不能严格求解，在研究天体运动时，都只能根据实际情况采用各种近似的解法，研究三体问题的方法大致可分为3类：第一类是分析方法，其基本原理是把天体的坐标和速度展开为时间或其他小参数的级数形式的近似分析表达式，从而讨论天体的坐标或轨道要素随时间的变化；第二类是定性方法，采用微分方程的定性理论来研究长时间内三体运动的宏观规律和全局性质；第三类是数值方法，这是直接根据微分方程的计算方法得出天体在某些时刻的具体位置和速度。这三类方法各有利弊，对新积分的探索和各类方法的改进是研究三体问题中很重要的课题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "限制性三体问题", "content": "限制性三体问题（汉语拼音：Xian zhi xing san ti wen ti；英语：restricted threebody problem），三体问题的一种特殊情况。若三天体中，一天体的质量与另外两天体相比可视为无穷小，它对另两个天体的引力作用可以忽略，则该天体可称为无限小质量天体，另外两个天体则为有限质量体。研究无限小质量天体在两个有限质量体的引力作用下的动力学问题称为限制性三体问题。它是一般三体问题的一个特例。在实际的天文问题中有不少天体系统是可以近似看作限制性三体问题的，例如月球、地球和太阳组成的三体系统中，月球的质量远远小于地球和太阳的质量，在讨论月球运动时可采用限制性三体问题作为近似的力学模型。此外，在小行星运动理论，月球火箭运动理论和行星际飞行器运动理论中都采用限制性三体问题作为近似模型。在限制性三体问题中，由于两个有限质量体只受它们之间的万有引力作用，它们组成一个二体问题，每一个有限体都在以它们的质量中心为焦点的圆锥曲线轨道上运动，因此，按照不同类型的圆锥曲线轨道，可分为圆型、椭圆型、抛物线型和双曲线型4类不同的限制性三体问题。如果无限小天体一直保持在两个有限体运动的轨道平面内运动，此时这3个天体构成平面限制性三体问题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "椭圆型限制性三体问题", "content": "椭圆型限制性三体问题，限制性三体问题分四种类型：圆型限制性三体问题、椭圆型限制性三体问题、抛物线型限制性三体问题和双曲线型限制性三体问题。\n在小行星运动理论中，常按椭圆型限制性三体问题进行讨论，脱罗央群小行星的运动就是太阳-木星-小行星所组成的椭圆型限制性三体问题的等边三角形解的一个实例。布劳威尔还按椭圆型限制性三体问题来讨论小行星环的空隙。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "平面圆型限制性三体问题", "content": "平面圆型限制性三体问题（ plane circular restricted three-body problem ），限制性三体问题中比较简单的、也是研究得最多的一种类型。它研究无限小质量体在两个有限质量体的万有引力作用下的运动规律，并假定两个有限质量体在相互引力作用下绕其质量中心作圆周运动。如无限小质量体的初始位置和初始速度在两个有限质量体的轨道平面内，则无限小质量体永远在该轨道面内运动，这样就成为平面圆型限制性三体问题，它是三体问题中最简单的情况。\n取两个有限质量体P1、P2的联线为x轴（图1）。设无限小质量体到P1、P2的距离分别为r1、r2，则相应于旋转坐标系的运动方程有一个首次积分：\n\n\n\n\n\n\n\n式中 v为无限小质量 体的速度， x、 y为其坐标， c为积分常数， m 1、 m 2为 P 1、 P 2的质量。这就是著名的雅可比积分。\n当无限小质量体的速度为零时，上式就成为： \n\n\n\n\n\n这是一个曲线方程，称为零速度线，在空间情况下便是曲面，称希尔曲面。根据小天体的初始位置和初始速度，可以确定积分常数 c，也就确定了零速度线在旋转坐标系中的位置。当 c的数值非常大时，它描绘出一条远离原点的近于圆形的闭曲线 S 1 ′以及分别围绕 P 1和 P 2的两条很小的闭曲线 S 1；当 c值逐渐减小时，外面的闭曲线也逐渐缩小， P 1、 P 2附近的两条小闭曲线则逐渐扩大； c值减小到一定程度时，两条小闭曲线相遇，相遇的点 L 1称为自交点。显然，在自交点曲线的法线方向不确定，也就是奇点的情况。相遇时，里面的曲线记为 S 2，外面的曲线记为 S 2 ′；当 c继续减小到一定程度时，里面的曲线相遇后继续扩大为一个闭曲线 S 3，并与不断缩小的外面曲线 S 3 ′相遇于 L 2点； c再继续减小，里外两曲线变成一条闭曲线 S 4，在 L 3处自己相交；最后，当 c再减小时曲线分裂成上下两半，即 S 5； c再继续减小到一定程度， S 5就收缩成为两个点，即 L 4和 L 5（图2）。\n\n\n\n\n\n以上五个点代表平面圆型限制性三体问题的运动方程的五个特解。这五个特解是由拉格朗日首先求得的，所以称为拉格朗日特解，又称平动解。它们都在两个有限质量体所在的平面上，并与有限质量体保持固定的相对位置，这五个点称为平动点。五个平动点中有两个点对称于x轴，并分别与P1、P2组成等边三角形，习惯上表示为L4(y＞0)和L5(y＜0)。若无限小质量体的初始位置在L4或L5，而且相对于坐标系的初速为零，则小天体在两个有限质量体的吸引下，随着有限质量体一起作圆周运动，而且与P1、P2组成等边三角形，永远保持不变，因此，这两个特解又称为等边三角形解。另外三个平动点在x轴上，L1位于P1和P2之间，L2位于P2的右边，L3位于P1的左边，它们相对于P1、P2都是固定点，具体位置与质量有关。由于L1、L2、L3与P1、P2在同一直线上，故称为直线解。这些结果在空间情况中也同样成立。\n在椭圆型限制性三体问题和更一般的三体问题中，也存在等边三角形解和直线解，而且在太阳系中，已找到实际的例子。脱罗央群小行星的运动就是一个例子。这群小行星位于太阳、木星等边三角形解附近，已经发现了15颗，其中10颗在平动点L4附近，5颗在平动点L5附近。直线解的例子还不可靠，有人认为，对日照就是聚集在太阳、地球的平动点L2附近的尘埃反射太阳光形成的。\n1957年以后，平面圆型限制性三体问题在讨论月球火箭运动理论中得到了应用，利用零速度面可以确定火箭飞向月球的最小速度。零速度面在讨论运动区域时有重要意义，近年来还被用来研究双星的演化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "拉格朗日特解", "content": "拉格朗日特解，平面圆型限制性三体问题的运动方程的五个特解。这五个特解是由拉格朗日首先求得的，所以称为拉格朗日特解，又称平动解。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "哥本哈根问题", "content": "哥本哈根问题（ problem of Copenhagen ），研究有关限制性三体问题周期解的一系列课题。庞加莱建立的周期解理论，对解决小行星的运动理论中的困难问题起了很大作用，引起人们的重视。哥本哈根天文台的斯特龙根和他的同事对平面圆型限制性三体问题做了大量的工作，将在五个平动点和两个有限质量体P1、P2等七个点附近可能出现的周期解加以分类，并研究了顺行和逆行的周期轨道以及渐近轨道等。以他们的工作为基础，在1936年哥本哈根天文台召开的一次国际会议上，提出了一项研究限制性三体问题周期解的计划。所研究的题目是假定两个有限质量体的质量相等，彼此互绕作圆周运动，第三体质量为无限小，与两个有限质量体在同一个平面上运动，要求找出三类周期解：①围绕两个有限质量体之一的周期轨道；②同时围绕两个有限质量体的周期轨道；③围绕拉格朗日平动点的周期轨道和渐近轨道。包括这些轨道演化的有关研究课题，统称为哥本哈根问题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "小恒星系的运动", "content": "小恒星系的运动（ motion of small stellar systems ），恒星的运动原属星系动力学的范畴。随着电子计算机技术的发展，天体力学的研究对象也扩大到恒星，但其方法同星系动力学仍有原则区别。星系动力学用统计力学方法研究星系的运动；天体力学则研究单个恒星在一定引力场内的运动。因此，天体力学所研究的恒星系统，其中包含的恒星数量不能太多，故称为小恒星系。按照现在的条件，小恒星系的成员可取为几个到几百个，亦即聚星、银河星团和星协。也有人研究单个恒星在星系核引力场内的运动。\n如果只考虑恒星之间的万有引力，而且把恒星当作质点，则星系内的恒星运动问题，就是N体问题，只是N可以大到几百。因此，可把天体力学中有关N体问题的结果应用到小恒星系的运动。由于恒星观测所得的位置和速度分量值不够准确，很难建立分析方法，因此现在多数是用数值方法直接计算。在天体物理学中，星协被当作是一种“年轻”的不稳定恒星集团，正在逐渐散开，而且年龄只有百万年数量级。典型的例子是包括猎户座四边形在内的猎户座ο星协。近年来，不少人详细计算了猎户座四边形的成员在前后一百万年内的运动情况，结果表明它们不是在扩散，而是彼此忽近忽远地振动。因为初值不准，计算结果只能作为参考，但足以说明星协的特性需要重新考虑。\n恒星的质量大，运动速度快，值得研究的是，它们之间的引力作用是否也符合万有引力定律。近年来开始研究所谓广义N体问题，并将所得结果用于研究小恒星系的运动，其中引力的大小不限定与距离的平方成反比，而是距离的其他函数。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "天体的形状和自转理论", "content": "天体的形状和自转理论（ theory of the figure and rotation of celestial body ），研究各种类型的天体在内外引力作用下自转时的平衡形状，以及自转轴在空间和天体内部变化规律的理论。1825年天体力学奠基完成时已建立。当时主要以大行星为背景，研究流体在自引力和自转离心力作用下的平衡形状问题。19世纪已得到很多重要结果，如在一定条件下旋转椭球体（又称为马克洛林体）、三轴椭球体（Jacobi体）、梨状体可成为平衡形状。这些结果在后来讨论行星、恒星和星系的形状问题中都要用到。20世纪50年代以后，由于观测技术、航天技术、地球科学和天文学的迅速发展，天体形状和自转的研究内容和深度都有巨大的进展。\n\n地球的形状和自转\n人造地球卫星上天后，可用几何方法和动力学方法测量地球地面的精确形状，还能精确测定地球的内部结构。由此建立了空间大地测量学，并得到广泛的应用。原子钟出现后，为研究地球自转提供了更客观的标准。现在已能精确了解地球自转速率的变化情况，有如随时间不断减慢的长期变化，以及周年变化、半年变化、季节变化等，而且常有突变。这些观测结果为建立更精确的地球模型奠定了基础。现已不再用刚体地球模型讨论地球自转，而是用弹性加上黏滞的所谓滞弹体。讨论地球自转轴方向变化情况有专门研究领域。地极移动研究地球自转轴在地球体内的变化；岁差和章动研究地球自转轴在空间中的变化。由于观测精度很高，现在正用有关地球自转的观测结果反推地壳的变动和地球的内部结构，以及大气层的活动，为地震和气象服务。\n\n行星、月球、卫星的形状和自转\n航天探测器已得到大量的观测资料，有条件对这些天体的自转、形状和内部结构进行深入研究，为此建立起新的研究领域——行星动力学：主要用动力学方法研究这些天体的形状、内部结构和自转。到现在已建立起月球、金星、火星的形状和内部结构的动力学模型；其他大行星和质量大的卫星形状已能较精确地测定。行星、月球和卫星的自转已开始用动力学方法进行研究，如水星、月球的自转周期和在轨道上的公转周期相等，可用共振理论来解释，这是轨道–自转间的共振问题。金星的情况更特殊，自转周期是224日，公转周期则为243.6日，这里也有微弱的共振，它对公转轨道或自转的影响如何，还有待深入研究。\n在广义相对论框架下，已证明自转和公转之间有相互影响，这是自转理论中的新课题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "马克劳林椭球体", "content": "马克劳林椭球体（ Maclaurin ellipsoid ），均匀流体球自转时的一种平衡形状。1742年马克劳林第一次严格证明：旋转椭球体可以是均匀流体自转时的平衡形状。后来很多数学家改进了这项工作，成为天体形状理论中第一个经典结论。若σ为流体密度、ω为它的自转速率、G为万有引力常数，则当参数为\n\n\n\n\n\n时，平衡形状可以是旋转 椭球体。此旋转 椭球体称为马克劳林椭球体。若 a为 椭球体的赤道半径， c为极半径（在自转轴上），则必须是 a＞ c。这说明 马克劳 林 椭球体一定是扁 球体，不可能是长 球体。当 Ω＜ Ω 0时，每一 Ω值都对应一个 马克劳 林 椭球体。 Ω值越大，相应的 椭球体越扁。在极限情况 Ω= Ω 0时，相应的 a=2. 7 c。李亚普诺夫证明，当 Ω＜ Ω 1=0.18711…时，相应的 马克劳 林 椭球体是稳定的；而当 Ω 1＜ Ω＜ Ω 0时，相应的 马克劳 林 椭球体是不稳定的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "雅可比椭球体", "content": "雅可比椭球体（ Jacobi’s ellipsoid ），均匀流体球自转时的一种平衡形状。1834年，雅可比证明：三轴椭球体（椭球体的三个轴彼此不相等）可以为均匀流体自转时的平衡形状。条件是参数Ω（见马克劳林椭球体）满足下列条件：\n\n\nΩ＜Ω1=0.18711…。 \n\n\n若a、b为椭球体赤道截面椭圆的半长径和半短径、c为椭球体的极半径（在自转轴上），则a＞c、b＞c。这表明平衡形状只能是扁球体。对小于Ω1的任一Ω值，都相应地存在一个三轴椭球体(a＞b＞c)的平衡形状，称为雅可比椭球体。在极限情况��=Ω1时，a=b，相应的雅可比椭球体就成为马克劳林椭球体。雅可比椭球体的赤道椭圆可以很扁，这在太阳系内的较大天体中尚未发现，但在星系中，如棒旋星系可能属于这种类型。李亚普诺夫等人证明，雅可比椭球体是稳定的平衡形状。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "庞加莱体", "content": "庞加莱体（ figure of Poincaré ），均匀流体球自转时的一种平衡形状。1885年，庞加莱证明，除马克劳林椭球体和雅可比椭球体外，均匀流体自转时还存在另一类平衡形状。这类平衡形状与椭球体相差很小，故在一些文献中称为庞加莱椭球体。又因为李亚普诺夫已先在1884年提出存在这类平衡形状，所以在有的文献中又称为李亚普诺夫－庞加莱体。它主要有三种形状：①梨状体或卵状体。和雅可比椭球体相比，一头稍大，另一头稍小；②带状体。垂直于自转轴的截面都是椭圆或圆，而子午截面不是椭圆，但与椭圆相差很小。与椭圆比较时，有的弧段上要凸出些，有的则凹下些；③扇状体。它的子午截面都是椭圆或圆，而垂直于自转轴的截面不是椭圆，但同椭圆相差很少。与椭圆比较时，有的弧段凸出，有的凹下。此外，还有一些更复杂的形状。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "达尔文体", "content": "达尔文体（ figure of Darwin ），均匀流体球自转时的一种平衡形状。1901年，G.H.达尔文提出一种与庞加莱体的梨状略有不同的平衡形状，近小头处更细一些，称为达尔文体。\n根据这种平衡形状，G.H.达尔文提出了地月系统演化的一种假说（见月球的起源和演化）。他认为，地球和月球原来是一个流体团，由于自转成为梨状的平衡形状，后在外力作用下，较细区域越变越细，最后使小头分裂出去，成为月球。在潮汐摩擦作用下，地球自转速率逐渐减小，而角动量也随之减小。根据地月系统角动量守恒规律，月球同地球的距离就逐渐增大，相应地公转角动量也增大。由于这种平衡形状的稳定性问题尚未解决，这还只是一种假说。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "洛希极限", "content": "洛希极限（ Roche's limit ），在讨论卫星的形状理论中，若把卫星看成质量很小（相对行星而言）的流体团，就成为流体在行星引力作用下的形状问题。因行星引力很大，当卫星离行星很近时，潮汐作用会使卫星的形状变成细长的椭圆。当距离近到一定程度时，潮汐作用就会使流体团解体分散。这个使卫星解体的距离的极限值是由法国天文学家洛希首先求得的，因此称为洛希极限。如用A表示这个距离，则\n\n\n\n\n\n式中 R为行星半径，σ为卫星密度，σ'为行星密度，系数2.45539是 洛希求出的近似值，他假设卫星质量同行星质量的比值 μ=0。若 μ≠0时，系数值略有变化。根据G.H. 达尔文的计算，系数值和 μ值的关系如下：\n\n\n\n\n\n土星环中心到土星中心的距离为2.31个土星半径。若土星环的密度与土星相同，则这个距离小于洛希极限，因此解体分散，不能形成一个卫星。洛希极限除了被用于研究太阳系的天体外，还被用于研究双星系统的演化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "天体力学定性理论", "content": "天体力学定性理论（ qualitative theory in celestial mechanics ），根据天体运动的方程来研究天体运动的长时间性态，不是寻求运动方程的解，从而得出天体运动的定性性态而非定量性质的理论。天体力学定性理论的名称也由此而来。N体问题(N≥3)是不可积的，即天体的运动不能表示为时间的函数形式。而在数值方法中的截断误差、累积误差和分析方法中级数的收敛性等问题，使得这两种方法不适宜研究时间趋向无穷时天体的运动性态，由此产生了天体力学定性方法，又称天体力学定性理论。这里所说的“长时间”，从理论上讲应该为时间趋向无穷，但在实际问题中，针对不同的具体天体系统，对“长时间”的理解也不一样。如对近地人造天体而言，几个月时间已经很长，但对于大行星，几千年也不能认为是“长时间”。因此，对一些具体天体系统，也可用数值方法来探索天体运动的定性性质。天体力学定性理论主要研究对象为N体或者三体问题，大致可归纳为下面几个方面的问题。\n\n天体紧密接近时轨道的剧烈变化\n可分为两类问题：一类是碰撞问题，研究碰撞前后轨道的变化。在天体发生碰撞时，天体间的距离趋于零，运动方程（分母中有距离的因子）出现奇点，称为碰撞奇点。如果��找到一种方法，使奇点在运动方程中消去，这种过程称为正规化。研究表明，二体碰撞可正规化，碰撞前后的运动状态类似于弹性碰撞，三体碰撞不能正规化。故在讨论三体问题时，要回避三体碰撞情况。与碰撞奇点相对应的是非碰撞奇点，即天体不发生碰撞，但天体的运动在有限时间内的速度趋向无穷，此时运动方程中也会出现奇点，称为非碰撞奇点。中国的夏志宏用一个五体模型证明了此类奇点的存在性，解决了100多年来一直没有解决的问题。另一类是俘获和交换问题。若三个天体中有一个天体的轨道原来是双曲线或抛物线轨道（相对于天体的质量中心），它与另两个天体紧密接近后变成为椭圆轨道，这种情形称为俘获；如果另一个天体与此同时从椭圆轨道变成双曲线或抛物线轨道，则称为交换。俘获和交换问题在天体演化研究和人造天体轨道设计中都有重要的作用。\n\n时间趋于无穷时的运动特性\n三体问题在时间趋于无穷时，有16种运动类型。如双曲线型（三体间的距离都与时间成正比地趋于无穷）、抛物线型（三体间的距离与时间的2/3次幂成正比地趋于无穷）、振动型（三体间的距离既没有界限，也不趋向无穷）、双曲–椭圆型（两个天体间的距离是有界的，另一天体同它们的距离则趋于无穷）等。\n\n运动的全局性质\n所谓全局是全部时间范围内，即从负无穷到正无穷。当时间趋于正无穷时，三体问题有16种运动类型；而时间趋于负无穷时，也同样有16种运动类型。因此，从全局来看，时间由负无穷到正无穷时，可组合成162=256种运动类型。\n在有界运动中，对一些特殊轨道的存在性和稳定性研究占有重要地位，其中讨论得最多的是周期轨道（轨道是闭曲线）和拟周期轨道（如环面上的运动）。周期解理论是由H.庞加莱等人建立的，为天体力学中的一个重要的研究领域。卡姆(KAM)定理证明了在一定条件下拟周期轨道的存在性，由此定理解决了限制性三体问题中三角秤动点的稳定性问题。\n在运动的全局性的研究中，解决了一般三体问题的流形M8的拓扑结构问题；三体运动的可允许区域和禁区问题以及三体相对运动中，一些三体轨道参数的变化范围问题也是重要的研究内容。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "卡姆〔KAM〕理论", "content": "卡姆〔KAM〕理论（ KAM theory ），关于可积哈密顿系统受摄动后其解的长期性态的一个定理。1954年由苏联学者A.N.科尔莫戈罗夫提出，1963年为他的学生V.I.阿诺尔德所证明，并在略为不同的提法下1962年为美国学者J.K.莫塞所证明。KAM即以上三人姓氏的缩写。\n由正则方程描述的n个自由度哈密顿系统，如果能找到n个彼此独立的运动积分，则成为可积系统，并可通过正则变换用作用–角变量(I,θ)描述，且哈密顿函数只与作用变量有关，H0＝H0(I)，可积系统的解在2n维相空间中分布在一个n维环面上。如果系统受到微小摄动，H(I,θ)＝H0(I)＋εH1(I,θ)，则称为近可积系统，其中ε是一小参数。KAM定理的数学表述比较复杂，大意是：在满足一定条件下（如摄动微小、可积系统的H0远离共振、H1光滑等）近可积系统绝大多数解是规则的，其相轨迹被限制在一个n维环面上，该环面与可积系统的环面相比有微小的变形，但拓扑结构不变，称为KAM环面；也有一些“随机”解（随机二字打上引号表示并非真正的随机，而是因为系统的性态随初值的敏感而呈现混乱，这仍然是混沌现象的决定性的表现），但被限制在KAM环面之间，成为“随机”层。因此，近可积系统与可积系统的解相差不多，这时确定性与“随机性”共存。随着摄动的加大，上述条件受到破坏，KAM定理不再适用。分隔相邻“随机”层的KAM环面将逐个破裂，“随机”层也相应变大，这时系统的所有可能解中大部分都是混沌解。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "周期解理论", "content": "周期解理论（ theory of periodic solution ），关于天体运动周期轨道的存在性和稳定性的理论。对于天体力学中不能直接求解的运动方程，除了用级数作为近似解外，庞加莱在十九世纪末开辟了一条新的途径──寻找运动方程的周期解。这种解的特点是：经过一定的时间（周期）后，天体的坐标和速度都严格地回复到原来的数值。周期解理论是天体力学中最活跃的研究领域之一。对于维数不高的动力学体系（如平面圆型限制性三体问题）来说，周期解是决定相空间（坐标和速度分量组成的空间）的“枢纽”轨道；周期解的存在同共振有密切联系（见共振理论）；某些简单的周期解可以作为中间轨道，并以此为基础讨论摄动；人造天体出现以后，需要设计能够周期性地接近地球和其他天体的轨道，这就给周期解的研究工作带来新动力。目前研究周期解有三种基本方法。\n\n定性方法\n应用拓扑学方法证明某些类型周期解的存在性。这种方法最初是庞加莱提出的，后由伯克霍夫、阿尔诺德等人加以发展和充实，成为天体力学定性理论中的一个重要内容。对于大周期的解的存在性问题，目前还只能用定性方法进行研究。此外，在给定周期解领域内的周期解存在性问题，各种周期解的稳定性问题，都是用定性方法来研究的。\n\n分析方法\n最初也是庞加莱提出的。他首先研究含有小参数μ的运动方程。当μ=0时，方程有周期解。然后根据周期性条件找出μ≠0时的周期解。这样的周期解可用μ的幂级数表示，并用逐次积分求出其系数。对于三体问题，他提出了三类周期解，这成为周期解的理论基础。这些解称为庞加莱周期解。拉格朗日特解也是一种特殊的周期解。近二十年来，对拉格朗日特解附近的周期解存在性和稳定性研究得较多（见脱罗央群小行星的运动）。希尔在研究月球运动时所采用的中间轨道，也是周期轨道，称为希尔周期轨道。二十世纪以来，在研究希尔周期轨道的收敛范围以及用新方法建立这种轨道方面，取得了很多成果。例如美国康利等人用正规化变换（见变换理论）求平动点附近的周期解。\n用分析方法讨论周期解有两个重要缺点：一是在周期上有限制，对周期很大的解还只能用定性方法研究；一是推导过程太繁，无法推导出一般项和高阶项。近年来，分析方法常用数值方法来补充，并且借助于电子计算机进行公式推导。\n\n数值方法\n自五十年代电子计算机广泛应用于天体力学研究之后，出现了用数值方法研究周期解的高潮，建立了大量各种类型的周期轨道。其中绝大部分是针对平面(圆型或椭圆型)限制性三体问题的，只有很少是针对空间限制性问题或一般三体问题的。一般方法是寻找某一周期解族的具体周期轨道。具体办法是先选取周期解的近似初值，然后用泰勒级数的斯特芬森方法计算出最后的周期轨道。这样所得的精度比差分法要高。算得最多的仍然是平动点附近的周期解。六十年代以后，出现了很多用数值方法研究周期轨道稳定性的研究成果，主要是算出标志周期轨道的某些参数的具体值，从而判定周期解的稳定性和稳定范围。\n同分析方法一样，数值方法的缺点也是在周期上有限制，一般只能研究周期较短的解。另外，利用数值方法进行研究只能得到某些具体周期轨道，很难看出它们的一般特征（见天体力学数值方法）。因此，周期解理论还需要用几种方法配合来研究，才有可能得到有效的结果。但是至今还没有形成较完整的具体研究方法。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "庞加莱周期解", "content": "庞加莱周期解，关于天体运动周期轨道的存在性和稳定性的理论。最初是庞加莱提出的。他首先研究含有小参数μ的运动方程。当μ=0时，方程有周期解。然后根据周期性条件找出μ≠0时的周期解。这样的周期解可用μ的幂级数表示，并用逐次积分求出其系数。对于三体问题，他提出了三类周期解，这成为周期解的理论基础。这些解称为庞加莱周期解。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "俘获理论", "content": "俘获理论（ theory of capture ），天体力学定性理论的著名问题之一，它主要是在三体问题范围内研究三个天体紧密接近时引起运动巨大变化（但不产生碰撞）的情况。\n设P0、P1、P2为三个质点，其中P0的质量最大。在初始时刻t0时，P2相对P0的瞬时轨道为双曲线。若在P1的引力摄动下，自某一时刻T(>t0)之后，P2相对P0的瞬时轨道变为椭圆，而P1相对P0的瞬时轨道不改变性质，则称P2被P0俘获；如果P1相对P0的瞬时轨道也改变性质，由椭圆变为双曲线，则称P1、P2之间产生交换。根据能量守恒定理，P1、P2的瞬时轨道都由双曲线变为椭圆，或者都由椭圆变为双曲线，则是不可能的。因此俘获和交换问题，从定性理论看来是同一问题的两个方面。但在天文上着重研究俘获问题。\n俘获问题最初是在研究彗星的运动时提出来的。因为有不少人认为，彗星是从太阳系外面进来的天体，受大行星的摄动而被俘获，其中一部分成为周期彗星；另一部分未被俘获，仍沿双曲线轨道飞离太阳系。彗星质量��常小，故可在限制性三体问题范围内来研究。在十九世纪末就已求出一些能够产生俘获的条件。二十世纪六十年代以来，提出了发射人造天体到月球或大行星附近，并要求被俘获成为它们的卫星的问题。研究结果表明，单纯靠那些天体的引力摄动是不可能实现的，还必须加上火箭的辅助推力才行（见月球火箭运动理论）。\n一般三体问题的俘获理论是希利米在二十世纪五十年代初期开始建立的。他从概率上肯定了俘获的可能性。以后又有其他人研究了俘获的具体条件，但这种俘获的可能性是很小的。虽然俘获理论是为О.Ю.施米特的太阳系起源学说服务的，但这种理论本身在天体力学中也占有重要地位。接着希利米又把这方面的理论推广到多体问题。星际航行要求人造天体在月球或大行星周围运转一段时间，因而开始从事暂时性俘获和暂时性交换问题的研究工作。苏联叶戈罗夫证明，飞往月球的火箭单靠月球的引力很难成为月球的卫星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "太阳系稳定性问题", "content": "太阳系稳定性问题（ problem of stability of solar system ），天体力学定性理论和天体演化学的一个基本问题。主要研究由大行星和太阳组成的这个力学系统，在长时间内(至少几十亿年)是否仍然保持稳定。也就是说，每个大行星的轨道是否永远大致保持为椭圆，而且其大小形状变化不大，不致发生某些大行星逃逸、堕入太阳或互相碰撞等现象。尽管人们都很关心这个问题，但它至今尚未得到彻底解决。\n早在18世纪，P.-S.拉普拉斯和J.-L.拉格朗日就开始研究这个问题。他们从行星轨道要素的受摄运动方程出发，讨论行星轨道的半长径a和偏心率e是否有长期摄动，结果证明在以行星质量为标准的一阶摄动中，a没有长期摄动。1809年，和S.-D.泊松等先后又证明，在二阶摄动中，a也没有长期摄动。20世纪以来，已证明a有三阶长期摄动，而e是肯定有长期摄动的。但a或e有长期摄动并不意味着a或e就会无限增大或无限缩小，导致太阳系的不稳定。因为按各阶摄动不断研究下去，a、e将表示为时间t的幂级数，而幂级数也可能表示周期函数。因此，沿这条途径无法最终解决太阳系的稳定性问题。\n20世纪60年代，卡姆（KAM）理论的创始人沿着另外一条途径进行探讨。他们用多体问题的卡姆理论证明，只要各大行星的无摄轨道的平均角速度不在共振带范围内，则在行星相互引力摄动下，它们的轨道可用时间的所谓拟周期函数来表示。因为拟周期函数可以表示为一致收敛的三角级数，因而能说明太阳系是稳定的。但这并不是绝对肯定，而只是在概率论的意义下的肯定，即不稳定的概率等于零，或者说太阳系“差不多”是稳定的。即使这种稳定说能够成立，太阳系的稳定性问题仍未彻底解决。因为行星轨道是否符合平均角速度不在共振带内的条件，还很难严格说明。另外，行星运动除受到牛顿万有引力作用外，还可能受其他摄动力的影响（如介质阻尼等）。尽管有些摄动力看起来可以忽略，但在长时期（几十亿年）内可能还是有很大作用的。\n近年来有人用快速电子计算机直接计算大行星的轨道，在不考虑短周期摄动项条件下，已算出在4 500万年的时间内的变化情况。结果表明，大行星轨道变化不大。但这样的时间范围还不足以说明太阳系是稳定的，还应该寻求更有效的研究方法。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "天体力学数值方法", "content": "天体力学数值方法（ numerical method of celestial mechanics ），应用常微分方程数值解理论求解天体运动方程的方法。它与分析方法、定性方法并列为天体力学的三个基本方法。随着计算机的飞速发展，数值方法得到越来越广泛的应用。\n\n目录\n\n1 概述\n2 建立天体历表常用的数值方法\n3 研究轨道演化常用的数值方法\n4 数值方法的主要特性\n\n\n概述\n天体力学研究大致分为两类：建立天体历表和研究轨道演化。前者要准确计算天体的位置，要求的精度比较高。后者研究天体轨道的长期演化，计算时间很长，需要保持系统的主要特征（如共振、混沌、守恒量等），但计算精度要求不高。传统的分析方法可用于建立天体的历表，但在精度要求高，轨道偏心率或倾角比较大，或者摄动因素比较复杂时会遇到困难，需要用数值方法求解。由于数学理论发展的限制，轨道演化课题常需要数值方法作为一种重要的辅助手段。数值方法的优点是适用范围广，计算公式简单，可达到很���的精度；缺点是计算速度慢，只能得到所计算的轨道，难于了解问题的全貌。太阳系行星、月球和人造天体的精密历表大都用数值方法建立。在讨论太阳系和恒星系统的起源和演化问题时，数值方法也是一个重要的工具。\n\n建立天体历表常用的数值方法\n计算天体历表时最常用和效率最高的方法是经典的科威尔方法，它直接积分以天体坐标为变量的二阶微分方程。当作用在天体上的力与速度有关时，科威尔方法应与亚当斯方法联用。科威尔方法不适用于偏心率比较大或受强摄动的轨道。\n龙格–库塔型的方法程序简单，适用范围广，得到大量的应用。费赫伯格于20世纪70年代建立的嵌套算法更为人所熟知。它能自动地在每步计算后估计下一步应采取的步长。直接积分二阶微分方程的龙格–库塔方法称为尼斯特罗姆型方法，在轨道数值积分时效率要高些。\n在计算太阳系小天体的历表时可能会遇到两个天体接近碰撞的情况，这时比较适用的方法是BS外推法，它能灵活地变阶和变步长。最好能同时对方程进行正规化变换以消除两体碰撞的奇点。专为大偏心率彗星轨道设计的埃弗哈特方法能达到很高的精度，但计算速度较慢。\n\n研究轨道演化常用的数值方法\n冯康和卢斯分别于20世纪80年代提出的辛方法，现在被广泛用于研究天体系统的演化。辛方法能保持哈密顿系统的主要特性辛结构，用大步长进行长时期计算时，能够保持系统的主要特征。自从威斯顿和荷尔曼提出在雅可比坐标系里把哈密顿函数分离成二体和摄动两个可积的部分后，辛方法成为研究太阳系动力学的主要数值方法，并得到了发展。\n小恒星系、星团和星系团与太阳系有所不同，各个成员的质量相差不多，没有一个具有太阳在太阳系的统治地位，并且星体之间可能频繁地发生紧密交会。阿塞斯采用低阶泰勒级数展开，把差分、引力势的软化、正规化等技术相结合，编制了一系列的程序，适用于研究从几十到几千个星体组成的系统的演化，得到广泛的采用。\n\n数值方法的主要特性\n必须根据课题的具体要求来选择数值方法，因此需要了解每一个数值方法的特性和适用范围。这些特性主要有误差、稳定性、计算速度和能否保持天体系统的动力学特征等。用数值方法进行计算时所产生的误差可分为两类：截断误差和舍入误差。截断误差来自数值方法算得的结果和原微分方程的解之间的差别。截断误差愈小，表明这种方法的精度愈高。舍入误差来自计算过程中因计算机字长的限制产生的数字舍入。两种误差在逐步计算过程中一般都会累积扩大。累积的规律既和数值方法有关，又取决于微分方程的性质。\n数值方法的稳定性决定在计算的某一步产生的误差，在以后的逐步计算过程中的传递规律，是始终保持微有增长还是急剧增长，以致淹没了结果的有效数字。稳定性通常与步长有关，步长愈大，稳定性愈差。亚当斯–科威尔之类的多步法要比龙格–库塔等单步法稳定性要差。\n显然，截断误差愈小，稳定性愈好的数值方法可采用比较大的时间步长，数值积分耗费的机时就比较少。在采用相同步长的情况下，计算速度主要取决于每积分一步所需计算微分方程右边函数的次数。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "科威耳方法", "content": "科威耳方法，是求多体问题数值解的主要方法。五十年代布劳威尔﹑克莱门斯和埃克特用科威耳方法在电子计算机上建立了木星﹑土星﹑天王星﹑海王星﹑冥王星5颗外行星的数值历表，显示了数值方法的潜力。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "历书天文学", "content": "历书天文学（ ephemerial astronomy ），天体力学的一个分支，研究如何利用摄动理论和天体力学数值方法编制各种天体的具体历表，预报各种天象，编算天文年历，同时还研究和建立天文常数系统。\n天体历表是根据天体的运动理论和由观测资料确定的轨道要素来计算的。如果对某些天体，例如对于新发现的天体（彗星或小行星等）的轨道事先一无所知，那就要及时地利用为数不多的观测资料定出其初步的轨道，这项工作就是轨道计算。在此基础上再利用尽可能多的可靠观测资料来不断修正原定的轨道。其一般原理是：根据天体的运动理论和近似的轨道要素计算出天体的理论位置，并与观测资料比较，得出差值，然后利用最小二乘法求出其轨道要素修正值，定出更精确的轨道要素以及同观测有关的其他天文常数，如地球的轨道要素���摄动行星的质量、太阳视差和章动常数等。这项工作就是轨道改进。一个比较著名的实例是：1917年F.E.罗斯利用1751～1912年的9，000多个观测资料改进了纽康的火星运动理论，对火星除半长径以外的其他五个轨道要素和金星质量的参数做了修正，使火星历表的精度大为提高。纽康原来的轨道要素加上F.E.罗斯的改正值，就成为1922年以后各国天文年历计算火星历表所采用的轨道要素。\n历书天文学还研究如何从观测资料确定一些最基本的天文常数和如何建立既精确又合理的天文常数系统的问题，例如确定天文单位和大行星质量。天文单位是太阳系的基本量度单位，它过去是利用小行星爱神星冲日、金星凌日或地内行星的观测资料得出的。六十年代以后，随着雷达天文方法和激光技术的发展，可以直接精确测定天文单位。大行星的质量直接关系到太阳、月球和行星历表的精度，通常由分析大行星对另一大行星、小行星、彗星或大行星的卫星的摄动影响来确定其质量。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "轨道计算", "content": "轨道计算（ orbit determination ），一种粗略测定天体轨道的方法。在轨道计算中，人们事先不必对天体轨道作任何初始估计，而是从若干观测资料出发，根据力学和几何条件定出天体的初始轨道，以便及时跟踪天体，或作为轨道改进的初值。为了计算六个轨道要素（见二体问题），至少必须有三次光学观测，因为每次观测只能得到天体坐标的两个分量。\n轨道计算是从研究彗星的运动开始的。在牛顿以前，对天体运动的研究基本上带有几何描述的性质。第谷首先试图计算彗星轨道，但未获成功。困难在于只能观测彗星的方向，而不知道它同地球的距离，由于缺少力学规律的指引，无法根据这些定向资料求得天体的空间轨道。在牛顿运动定律和万有引力定律发现后，开普勒定律有了力学解释，得到了椭圆运动的严格数学表达式，终于能利用少数几次时间相隔不长的观测来测定彗星的轨道。\n\n拉普拉斯方法\n第一个正式的轨道计算方法是牛顿提出的。他根据三次观测的资料，用图解法求出天体的轨道。哈雷用这个方法分析了1337～1698年间出现的24颗彗星，发现1531年、1607年和1682年出现的彗星是同一颗彗星，它就是有名的哈雷彗星。在这以后，欧拉、朗伯和拉格朗日等人也在轨道计算方面做了不少研究。拉普拉斯于1780年发表第一个完整的轨道计算的分析方法。这个方法不限制观测的次数，首先根据几次观测，定出某一时刻天体在天球上的视位置（例如赤经、赤纬）及其一次、二次导数，然后从这六个量严格而又简单地求出此时天体的空间坐标和速度，从而定出圆锥曲线轨道的六个要素。这样，拉普拉斯就将轨道计算转化为一个微分方程的初值测定问题来处理。从分析观点来看这是一个好方法，然而轨道计算是一个实际问题，要考虑结果的精确和计算的方便。拉普拉斯方法在实用上不甚方便。由于数值微分会放大误差，这就需要用十分精确的观测资料才能求出合理的导数。尽管许多人曾设法降低这种过高的观测要求，并取得一定进展，但终究由于计算繁复，在解决实际问题时还是很少使用。\n\n奥伯斯方法和高斯方法\n与拉普拉斯不同，奥伯斯和高斯则认为，如果能根据观测资料确定天体在两个不同时刻的空间位置，那么对应的轨道也就可以确定了。也就是说，奥伯斯和高斯把轨道计算转化为一个边值测定问题来处理。因此，问题的关键是如何根据三次定向观测来定出天体在空间的位置。这既要考虑轨道的几何特性，又要应用天体运动的力学定律。这些条件中最基本的一条是天体必须在通过太阳的平面上运动。由于从观测掌握了天体在三个时刻的视方向，一旦确定了轨道平面的取向，除个别特殊情况外，天体在三个时刻的空间位置也就确定了。轨道平面的正确取向的条件是所确定的三个空间位置能满足天体运动的力学定律，例如面积定律。\n彗星轨道大都接近抛物线，所以在计算轨道时，常将它们作为抛物线处理。完整的抛物线轨道计算方法是奥伯斯于1797年提出的。他采用牛顿的假设，得到了彗星地心距的关系式；再结合表示天体在抛物线轨道上两个时刻的向径和弦关系的欧拉方程，求出彗星的地心距；从而求出彗星的抛物线轨道。到现在为止，奥伯斯方法虽有不少改进，但基本原理并没有变，仍然是一个常用的计算抛物线轨道的方法。\n1801年1月1日，皮亚齐发现了第一号小行星（谷��星），不久高斯就算出了它的椭圆轨道，他的方法发表于1809年。高斯使用逐次近似法，先求出天体向径所围成的扇形面积与三角形面积之比，然后利用力学条件求得天体应有的空间位置，再从空间位置求得轨道。高斯不仅从理论上、而且从实际上解决了轨道计算问题。可以说，用三次观测决定轨道的实际问题是高斯首先解决的。高斯以后，虽然有人提出一些新方法，但基本原理仍没有变。\n\n人造卫星轨道计算\n计算小行星轨道的经典方法，原则上都能用来计算人造卫星的轨道。在考虑到人造卫星的运动特点之后，又提出了一些新的方法。人造卫星运动快，周期短，记时误差对轨道计算结果影响显著。巴特拉科夫在高斯方法的基础上，用增加观测资料的办法，对记时有误差的轨道计算法作了改进。近地卫星一天绕地球飞行十多圈，容易从观测定准它的周期，因而也就知道了轨道半长径，相应地提出了已知半长径的轨道计算法。人造卫星离地球近，视差现象明显，利用两站或多站同步观测容易求得卫星地心距，可以简化经典计算方法。针对卫星摄动影响大的情况，又出现了考虑摄动的轨道计算法。尽管这些方法多种多样，仍不外乎从观测资料求得两个点的向径，或一个点的向径和速度，从而得到轨道要素。\n通过对人造卫星激光测距和多普勒测速，利用多站同步观测，或结合光学观测等方法，可以直接得到卫星的向径和速度，从而求得卫星的轨道。应用高速电子计算机，可以进行复杂的迭代运算。因此，目前更多的是综合各种类型的观测资料作轨道改进，而不把精力放在初始轨道的计算上。现代技术条件已能使入轨后的卫星轨道同预定轨道相差不大。这样，预定轨道就能作为初始轨道使用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "轨道改进", "content": "轨道改进（ improvement of orbit ），一种精密测定天体轨道的方法。这种方法以天体的某一初始轨道为依据，利用尽可能多的观测资料，逐次改进轨道要素，最后求出天体的精密轨道。\n\n概述\n牛顿在他的图解法轨道计算中，就注意到逐次改进轨道的问题。高斯在轨道计算中使用了“两个日心向径变分法”，来改进轨道计算的精度。现代的轨道改进，常用微分改进法，其基本思想是哈泽在1896年首先提出的，后经勒施奈改进，当时他们采用的是直角坐标改进法。1937年埃克特和布劳威尔开始使用轨道要素改进法，为现代的轨道改进方法奠定了基础。 \n早期，主要是对太阳系中的自然天体进行轨道改进，改进弧段一般较短，这些天体的摄动也较小，加上当时的计算条件较差，因此，在轨道改进中一般没有考虑严格的摄动，也不进行多次迭代(见摄动理论)。1951年，埃克特等人在计算五颗外行星直角坐标时，首先成功地运用电子计算机实现了轨道改进。电子计算机的使用，为轨道改进中进行精密的摄动计算和严格的迭代解算提供了现实可能，从而为轨道改进开辟了广阔的前景。另一方面，人造天体的发射又向轨道计算提出了更高的要求，不仅需要处理诸如测距、测速等新型的观测资料，而且由于人造天体的运动快、摄动大，还提出了高精度实时测轨的要求，这些要求不仅促使传统的轨道改进方法进一步完善，而且还导致了新型测轨方法──统计测轨法的出现。\n\n原理\n目前常用的轨道改进的原理是比较简单的。设某天体的初始轨道要素为σj(j=1，2，…，6)，该天体的N次观测资料为ti、Fi(i=1，2，…，N)，其中Fi是ti、σj、εk的函数，即：Fi=Fi(ti，σj，εk) 式中εk是测站坐标以及其他同观测和轨道理论有关的物理常数，例如，大气对流层系数、电离层折射系数、地球引力场模式参数等。一般说来，由上式算得的Fi（用Fi(c)表示）与观测所得的Fi（用Fi(0)表示）并不相等，这不仅是因为观测本身有误差，而且还因为σj、εk等与真值均有偏差。不过在轨道改进中，通常仅认为σj有偏差，而且还认为这种偏差较小，允许忽略其高阶项。于是由一阶泰勒展开式可得： \n\n\n\n\n\n显然，利用这些条件方程，用最小二乘法就可求得 轨道参数的改正值Δσ j，再用σ j+Δσ j作为初始 轨道进行迭代，就可求出愈益精确的 轨道要素。\n在轨道改进中，偏导数дFi/дσj一般可用两种方法求得：其一是用差商代替偏导数，这样的轨道改进，称为差分改进法；其二是将Fi简化，略去其复杂的和微小的摄动部分，只求其主项，即简单的二体问题部分。此外，σj不一定是六个轨道要素，它可以是某一历��的天体的坐标和速度，也可以是轨道要素的各种组合，例如，为了克服e=0、i=0的困难而引进的各种无奇点要素。Fi也不一定是直接观测量，可以是它们的组合或投影，例如在经典的轨道改进中，将方向观测所得到的赤道坐标(α，δ)投影到另外两个互相垂直的方向，可使轨道平面的要素倾角和升交点黄经(i，Ω)与其他四个要素分开解算，从而减少了计算工作量。巴特拉科夫等人指出，如果将方向观测投影到与天体视轨道平行和垂直的两个方向，其中一个方向上的观测将与时间误差无关，这对人造卫星的轨道计算是有好处的。\n\n人造卫星的轨道改进\n利用现代无线电、激光技术得到的高精度的卫星观测资料，已广泛应用于科学研究之中，例如，卫星大地测量、多普勒测定极移等。在这些课题中，在人造卫星的轨道改进方面出现了一些新的特点。①同时改进轨道要素、测站坐标、地球引力场模式和地极坐标等。②为了补救资料归算和运动理论中物理模式的缺陷以及仪器误差等不利影响，在轨道改进中常引进一些误差常数，与轨道要素一起改进。有时还采用统计数学的方法，分配一定的模型差，从而提高了轨道测量的精度。③不断使用新的数学方法，关于误差的理论也愈益严格。例如，在卫星大地测量中使用了最小二乘配置法，解大型方程组时使用了分区回归法，严格进行观测资料的加权，求出了参数的协差阵等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "天文年历", "content": "天文年历（ astronomical ephemeris ），按年度出版，反映本年内主要天体的运动规律和出现的天象，并载有天文观测和大地测量所需的多种基本天文数据的专门历书。此外，还有航海天文年历、航空天文年历、小行星冲日历表等专用天文历书以及指导天文爱好者观测的天文普及年历。\n天文年历通常刊载：太阳、月球、大行星和亮基本恒星在当年内不同时刻的精确位置；日食、月食、行星凌日、月掩星、月相、行星动态、周期彗星、流星雨、日月出没、晨昏蒙影等天象的预报；用于不同天球坐标间换算的必要数据，如岁差、章动、光行差等。有的还附加某些天体物理观测历表、天然卫星历表等。\n国际上最早的天文年历是1679年法国编制的《时间和天体运动的知识》。随后逐年出版的有1767年的《英国天文年历》、1776年的《德国天文年历》以及1855年的《美国天文年历》。中国编纂历书已有悠久历史，现存世的有清代的《七政缠度经纬历》。中华人民共和国建立后，从1950年至今，每年编制和出版《中国天文年历》。自1977年起还逐年出版《天文普及年历》。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "贝塞耳日数", "content": "贝塞耳日数（ Besselian day numbers ），天球坐标系换算时常用到的一组参数，它反映岁差和章动及光行差等对天体坐标的影响。从贝塞耳岁首恒星平位置计算恒星视位置所用的公式为：\nα=α0+τμα+Aa+Bb+Cc+Dd+E，\nδ=δ0+τμδ+Aα′+Bb′+Cc′+Dd′\n式中α0、δ0为恒星平位置；τ为贝塞耳岁首至当天的时间（以回归年为单位）；μα、μδ为年自行；a、b、c、d、a′、b′、c′、d′为与恒星平位置有关的常数；A、B、C、D、E为贝塞耳日数，它们同恒星位置无关，只是随日期而变；A、E为岁差和黄经章动的影响，B为倾角章动的影响，C、D为光行差影响。天文年历刊载每天的贝塞耳日数。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "历法", "content": "历法（英语：calendars），是用年、月、日等时间单位计算时间，并使之依一定的关系组合，供计量较长时间间隔的计时系统。主要分为阳历、阴历和阴阳历三种。阳历亦即太阳历，其历年为一个回归年，现时国际通用的公历（西历）即为太阳历的一种，亦简称为阳历；阴历亦称月亮历，或称太阴历，其历月是一个朔望月，历年为12个朔望月，其大月30天，小月29天，伊斯兰历即为阴历的一种；阴阳历的平均历年为一个回归年，历月为朔望月，因为12个朔望月与回归年相差太大，所以阴阳历中设置闰月，所以这种历法与月相相符，也与地球绕太阳周期运动相符合。中国的农历就是阴阳历的一种。\n\n目录\n\n1 概述\n2 历法系统\n\n2.1 太阳历\n2.2 太阴历\n2.3 阴阳历\n\n\n3 历法的时间单位\n4 其他历法分类\n\n4.1 计算历法及天文历法\n4.2 完整历法及不完整历法\n\n\n5 用途\n\n\n概述\n由于生产和生活的需要，古代人就希望知道昼夜、月相和季节的变化规律，以及更长时间的计量方法。世界各文明古国很早就开始根据天象观测来制定历法。日的长度是根据太阳的周日视运动定出的；月的日数以及年的月数和日数，有的依据天象（仅就其平均值而言），有的由人为规定。当月和年根据天象规定时，月和年所包括的日数不是简单的有理数，如按季节变化确定的年（即回归年）为365.24220……日，按月相变化确定的月（即朔望月）为29.53059……日，而制定的历法又必须使年的月数和月的日数为整数。因日、月、年3种单位不能互相通约，在制定历法时取一个月包含的日数及一年包含的月数和日数均为整数，而通过月份日数不等（即大、小月）和置闰的办法，使多月或多年的平均值尽可能符合实际。\n各国历代制定的历法注重点不同，大体可分为3类：①太阳历或阳历。年的日数平均约等于回归年，年的月数和月的日数则人为规定。如公历、儒略历等。②太阴历或阴历。月的日数平均约等于朔望月，年的月数则人为规定。如伊斯兰教历、希腊历等。③阴阳历。月的日数平均约等于朔望月，而年的日数平均约等于回归年。如中国至今仍采用的夏历、藏历等。\n历法的内容还包括确定年首、月首、节气，某些人为规定的计日周期如星期、甲子纪日，以及确定比年更长的时间单位如世纪、甲子纪年等。\n历法中包含的其他时间元素（单位）尚有：\n\n\n 节气\n\n 世纪\n\n 年代\n\n\n历法系统\n一个历法系统会为每一天设计一个历法上的日期，因此星期本身不算是完整的历法系统。若一个系统为一年内的每一天命名，但没有标别年份的方式，也不是完整的历法系统。\n最简单的历法系统是以某一参考日或时间为准，计算经过了多少个时间单位，像儒略日和UNIX时间就是这种系统，在时间单位不变的情形下，唯一可能的变化是更改参考日或时间，使计算的时间单位少一点，计算历法系统只需要加法及减法。\n其他历法系统有一个或是多个较大的时间单位。\n有一个较大的时间单位的历法系统。\n\n\n周次和每周的第几天：此系统不常见，其特点是没有年，每隔一周，周次就会加一。\n\n年和此年中的第几天：例如ISO 8601的顺序日期表示法。\n\n\n有二个较大的时间单位的历法系统。\n\n\n年、月和日：大部份的历法系统都属于这一种，包括公历（及在公历以前，相当类似的儒略历、伊斯兰历、农历、太阳回历（Solar Hijri calendar）及希伯来历。\n\n年、周次和每周的第几天：例如ISO week date。\n\n\n较大的周期也可以和自然现象同步：\n\n\n 太阴历是和月亮的运动（月相）同步，例如伊斯兰历。\n\n 太阳历是依和太阳运动有关的季节变化同步，例如伊朗历。\n\n 阴阳历是合并了月亮和太阳的变化，例如农历、印度历或希伯来历。\n\n 也有一些历法系统似乎是和金星的运动同步，例如一些古埃及历法，和金星出现在赤道上的时间同步。\n\n\n星期是少数没有和自然现象同步的时间周期。\n常常历法系统会包括一个以上的周期，或是同时有周期内及不在周期内的日期，像法国共和历的一个月有30天，一年有五天或六天不属于任何一个月。\n大部份的历法系统会整合更多复杂的时间周期，例如大部份的历法系统都会有年、月、星期、日，但定义可能不同。许多历法系统都有一星期的七天，已使用超过几千年。\n\n太阳历\n太阳历中的日\n太阳历会为每一个太阳日定义一个日期，一日会以二次连续事件（如日落）之间的时间为准，一年当中，二次连续事件的间隔时间可能略有变化，或者会平均为平均太阳日，其他的历法也使用太阳日为时间单位。\n历法改革\n有许多有关历法改革的提议，像是世界历、国际固定历、全新世纪年及汉克亨利万年历（Hanke-Henry Permanent Calendar）。类似的想法在不同时期都有出现，但因为没有连续性、实施时的大规模调整，或是宗教反对等原因，最后都没有实现。\n\n太阴历\n不是所有的历法系统都用太阳年为单位。太阴历就是以月相变化来计算日期的历法。因为回归年的长度不是月相周期的整数倍。单纯的太阴历很快就会无法和季节对齐．不过和其他现象会对齐的很好，例如潮汐，像伊斯兰历就是太阴历。\nAlexander Marshack在一个很有争议性的书籍中认为一个骨棒上的痕迹(c. 25,000 BC)代表太阴历，而Michael Rappenglueck也认为一幅15,000年前的洞穴画中就有太阴历。\n\n阴阳历\n阴阳历为了让月份和季节可以对应，会以依一定规则加一个月的方式来调整，像希伯来历就有19年的周期，而农历的闰月也有类似的规则。\n\n历法的时间单位\n几乎所有的历法系���都会将数日整合为月或是年。在太阳历中，一年接近地球的回归年（也就是一个完整季节循环需要的时间），一般会用在农业活动的规划上。太阴历则是以月相变化为主，一些历法系统也会有其他的时间周期，例如星期。\n因为回归年的长度不是一日的整数倍，因此太阳历有些年的天数会和其他的年的天数不一様，例如在闰年要加一天（闰日）。若像阴历的月或是阴阳历中一年的月份数，也会有类似的情形，这称为置闰。像大多数太阳历的一年也无法分为长度相同，不会变动的十二个月。\n一些文化会定义其他的时间单位，例如星期，而中国以往使用的一干支是60，因此有干支纪年及干支纪日。有些文化会用不同的年代起算日期，例日本的年份就是以天皇即位为准，并且有对应的年号，例如明仁天皇的年号是平成，2006年就是平成18年。\n有些历法会定义特定的日期，例如农历中就会针对季节的变化，将一太阳年中选出二十四个日期，定为二十四个节气。\n\n其他历法分类\n计算历法及天文历法\n天文历法（astronomical calendar）是以天文观测为准的历法，例如使用定气定朔的现代农历、宗教性的伊斯兰历及第二圣殿时的古犹太历。这种历法也称为是以观测为准的的历法，好处是完美而且永远准确，缺点是没有一定的公式，若要回推多久以前某一天的日期比较困难。\n计算历法（arithmetic calendar）是以严格的数学公式计算的历法，例如现在的犹太历，也称为是以规则为准的历法，好处是容易计算特定时间是哪一天，不过和自然变化的精准性就比较差，即使历法本身非常的精准，也会因为地球自转及公转的略为变化，造成其精准性慢慢变差，因此一个计算历法使用的期间有限，可能只有数千年，之后就要用新的历法系统代替。\n\n完整历法及不完整历法\n历法也分为完整及不完整。完整历法会为每一天设定一个日期，而不完整历法就不会。像古罗马历没有为冬天的日子设计日期，直接跳过，统称为冬日，这就是不完整历，大部份的历法就是完整历法。\n\n用途\n历法的主要用途是识别日期，记录已经发生过的事，告知或同意末来的某一事件。日期可能有农业上、生活上、宗教上或社会上的重要性。例如历法可以用来决定何时要播种或是收割，哪几天是法定假日或是宗教假日，日期可以标示会计年度的开始及结束，有些日期有法律上的重要性．例如需缴税的日子或是合约的期限。一天的日期也可以提供一些相关的信息，例如其季节。\n历法也是完整计时系统的一部份，有日期及时间即可精确的定义某一特定的时刻，现代的计时器可以显示日期、时间及星期几。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "公历", "content": "公历又称西历，可以指:\n\n\n儒略历，公元前45年罗马共和国执政官尤利乌斯·凯撒推行的纠正罗马历的历法，是公元前45年至公元1582年欧洲普遍使用的公历。\n\n格里历，公元1582年教宗额我略十三世推行的改进儒略历的历法，是公元1582年以来从欧洲天主教国家逐步推广至全球的公历。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "儒略历", "content": "儒略历，是格里历的前身，16世纪以前西方采用的一种历法。由罗马共和国独裁官儒略·凯撒采纳埃及托勒密王朝亚历山大港的希腊数学家兼天文学家索西琴尼（Sosigenes of Alexandria）计算的历法，在公元前45年1月1日起执行，取代旧罗马历历法的历法。一年设12个月，大小月交替，四年一闰，平年365日，闰年于二月底增加一闰日，年平均长度为365.25日。因为1月1日是罗马执政官上任的日期，故其被订为一年的开始日。由于累积误差随着时间越来越大，之后被教宗额我略十三世于1582年颁行，由意大利医生兼哲学家阿洛伊修斯·里利乌斯改革儒略历所制定的历法，变为格里历。但大英帝国、北美十三州等直到1752年才从儒略历改用格里历。如今包括俄罗斯正教会在内的东欧各东方基督教社群在计算宗教节日时均仍依据传统的儒略历，除此之外现今只有苏格兰昔德兰群岛之富拉岛、阿索斯神权共和国和北非的柏柏尔人使用。\n\n月名由来\n\n 一月（“Januarius”）：名字来自古罗马神话的神雅努斯。\n\n 二月（“Februarius”）：名字来自古罗马的节日Februa。\n\n 三月（“Martius”）：名字来自古罗马神话的战神玛尔斯。\n\n 四月（“Aprilis”）：名字来自古罗马的词aperire，意思为“开始”，意味着春天开始。\n\n 五月（“Maius”）：名字来自古罗马神话的土地女神迈亚，或来自拉丁语词maiores（意为“较年长者”）。\n\n 六月（“Junius”）：名字来自古罗马神话的女神朱诺，或来自拉丁语词“iuniores”（意为“较年轻者”）。\n\n 七月原名“Quintilis”，后改“Julius”。古罗马历只有10个月，这是第五月，原名是“第五”的意思，因为凯撒是这月出生的，经元老院一致通过，将此月改为凯撒的名字“儒略”。\n\n 八月原名“Sextilis”，后改“Augustus”。原名是“第六”的意思，因为后来罗马皇帝屋大维是死于此月，元老院将此月改为他的称号“奥古斯都”。\n\n 九月（“September”）：拉丁语“第七”的意思。\n\n 十月（“October”）：拉丁语“第八”的意思。\n\n 十一月（“Novembris”）：拉丁语“第九”的意思。\n\n 十二月（“December”）：拉丁语“第十”的意思。\n\n\n公元前738年古罗马沿用古希腊历法，1星期=8日，1个月=33或35日（6×33+4×35），1年=10个月=338日，加Intercalaris（27日）=365日。\n公元前713年古罗马历法，Intercalaris及Mercedinus合并，每两年1个Intercalaris（22日），再两年1个Mercedinus（23日），每年=365.25日。\n此处所谓的失闰，是调整公元前713年至公元前46年的历差至365.2455=3日。\n及至格里历在公元1582年颁行，明明岁差22日，儒略历计365.25，是多计12日，但只是删除10日。\n其原因是要再公元前713年至公元前46年到365.2425=2日。\n但始终未能以1月1日成为冬至日，原因是公元前46年颁行儒略历是在Mercedinus后的第一日。\n\n罗马失闰\n因当时僧侣错误理解“隔三年设置一闰年”，以致每三年设置了一个闰年。奥古斯都为了纠正了以上闰年过多的错误，故取消12年之间三次的闰年，拟补累积误差的天数。此后按儒略历原来的设计，每四年有一次闰年。\n然而，此间究竟何年是平年或者闰年，不同学者之间仍然有异说，尚无定论。\n\n格里历日期与儒略历日期的差距\n\n 1582年：\n\n 格里历10月15日，合儒略历10月5日，或之后的日期：格里历日期减10日等于儒略历日期。\n\n\n\n\n\n 1583年－1699年：格里历日期减10日等于儒略历日期。\n\n 1700年（格里历没有闰日，但儒略历有）：\n\n 格里历2月28日，合儒略历2月18日，或之前的日期：格里历日期减10日等于儒略历日期。\n\n 格里历3月1日，合儒略历2月19日，或之后的日期：格里历日期减11日等于儒略历日期。\n\n\n\n\n\n 1701年－1799年：格里历日期减11日等于儒略历日期。\n\n 1800年（格里历没有闰日，但儒略历有）：\n\n 格里历2月28日，合儒略历2月17日，或之前的日期：格里历日期减11日等于儒略历日期。\n\n 格里历3月1日，合儒略历2月18日，或之后的日期：格里历日期减12日等于儒略历日期。\n\n\n\n\n\n 1801年－1899年：格里历日期减12日等于儒略历日期。\n\n 1900年（格里历没有闰日，但儒略历有）：\n\n 格里历2月28日，合儒略历2月16日，或之前的日期：格里历日期减12日等于儒略历日期。\n\n 格里历3月1日，合儒略历2月17日，或之后的日期：格里历日期减13日等于儒略历日期。\n\n\n\n\n\n 1901年－2099年：格里历日期减13日等于儒略历日期。\n\n 2100年（格里历没有闰日，但儒略历有）：\n\n 格里历2月28日，合儒略历2月15日，或之前的日期：格里历日期减13日等于儒略历日期。\n\n 格里历3月1日，合儒略历2月16日，或之后的日期：格里历日期减14日等于儒略历日期。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "阴历", "content": "阴历（英语：lunar calendar），又称太阴历，在天文学中与阳历对应，指主要按月亮的月相周期来安排的历法，不据地球围绕太阳公转轨道位置。它的一年有12个朔望月，约354或355日。主要根据月亮绕地球运行一周时间为一个月，称为朔望月，大约29.530588日，分为大月30日、小月29日。\n阴历以朔望月为基本单位，编制时只考虑月球运动的历法。又称太阴历。朔望月的平均长度是29.53日，通常取大月为30日，小月为29日，使历月的平均值大致等于朔望月，并取朔日为历月的初一。年的长短只是历月的整倍数，通常取1年为12月，这样阴历的一年比回归年约短11天。因而月份与四季寒暑的关系也就不能固定。此外，实际上12个朔望月约有354.3671日  ，为使月初和新年都在蛾眉月出现的那天开始，还采用置闰的办法予以调节。月相变化是最显著的天象，因此各国的历法大都先有阴历后有阳历。但阴历完全不适合农牧业生产的需要，因而被逐渐淘汰，希腊历和回历都是阴历。中国的阴历又称夏历或农历，实际上是一种阴阳历。\n纯粹的阴历有伊斯兰历，这种历法与季节无关。而大部分通常说的阴历实际上根据现代学者来说都是阴阳历，例如大中华地区和全世界所有华人及朝鲜半岛、越南及明治维新前的日本均有使用的农历。\n在农业气象学中，阴历略微不同于农历、殷历、古历、旧历，是指中国传统上使用的农历。而在天文学中认为农历实际上是一种阴阳历。\n在古代农业经济中，春天播种、秋天收耕，本来阳历应更能反映农业周期，但不少古代历法都是由月亮算起，一个推测是黑夜中的月亮特别容易观察，月亮盈亏一目了然，直至天文技术成熟后，他们才能观察到太阳在历法中的作用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "农历", "content": "农历，现今中华文化圈民间传统广泛使用的阴阳合历。古代相传为黄帝时代或者夏朝创制，又称黄历、夏历。中华民国成立后，孙中山宣布以格里历纪年，称为国历，而华夏传统历法则返称为旧历、传统历。中华人民共和国成立后仍以格里历纪年，夏历改称“农历”。\n格里历中文亦称阳历，因此农历常习惯上称为阴历，然而农历其实为阴阳合历。农历是阴阳历：“阳”是地球环绕太阳公转，以冬至回归年为基准确定岁实，配合季节阳光分一岁为二十四节气；“阴”根据月球运行定朔望月。中华现存历书最早是西汉版本之《夏小正》，汉武帝时期制定之《太初历》已经有相当完善之历法规则，自此大都采用“夏正”。之后定朔定气规则又多次修改。现行农历版本是依据既定基本规则，运用现代天文学成果修订，完全依照日月运行等天文数据计算得来，为一天文历法。\n农历和格里历、伊斯兰历一样，是现在应用广泛的历法之一。在华人地区、许多少数民族地区、朝鲜半岛、越南及全世界海外华人社区，农历广泛应用于生日标记、各种民俗活动节日等，比如“年节”、“元宵节”、“端午节”、“中秋节”、“重阳节”等节庆活动，被视为中华文化象征。2022年是壬寅年。\n\n目录\n\n1 阴阳合历\n2 定月\n3 置闰\n4 定年\n5 天干地支\n6 日\n7 月朔\n8 节气\n9 置闰规则改革\n10 习俗节日\n11 各地使用\n12 参见\n\n\n阴阳合历\n历法是纪录时间之座标系统，多数古代民族根据天象来确定历法，都有年和月之概念：年，就是四季周期，即地球围绕太阳公转；月，就是月相盈亏周期，即月球围绕地球公转。准确测量回归年和朔望月之长度，会发现一年比十二个月多大约10.875日，即单个阴历或阳历无法同时满足年和月的准确周期。\n阴历之历月是准确按月相盈亏圆缺周期来制定，1个朔望月长约29.53日，故制订历月为大月就是30日，小月就是29日，若以12个月为1年，1年之长度就落在354日或355日之间，故年只是大体上符合一个四季循环，但其长度和四季周期有一些差异，这就导致新年并非固定于某个季节，而是缓慢推移，从冬季逐年移动到夏季。例如伊斯兰历、古希腊历都是如此。\n阳历之历年是准确按太阳视运动周期(回归年)为制定标准，没有月之概念，或者月只是大体符合月亮阴晴圆缺变化的周期长度。例如西历月长与真正的朔望月只相差0.5至1.5日，西方语言之月份与月亮同源（例如英语中的month与moon），但月亮圆缺与每月日期变化没有固定关系（即新月的日期逐月缓慢推移）。季节明显之地区，所原创之历法多为阳历，比如尼罗河定期泛滥，造就了古埃及太阳历。\n\n\n 调和阴阳\n\n\n华夏历法同时考虑到太阳及月球运动，兼顾了年和月之准确周期，是为阴阳合历。因华夏以农立国，农民常依此历进行农事，故又称为农民历。夏历依据观测月相变化，严格按照朔望月周期确定月份（定朔），为农历之阴历部份，12个月平均约在354日左右。通过观测太阳视运动与黄道的关系，观察出回归年之周期约在365.25日左右，由太阳之高度角变化周期，影响地表气候环境之不同，定出二十四节气（定气），为农历之阳历部份。在结合时衡量到阴历十二个月与阳历回归年每年约有11日落差（3年便累积约33日，因此每3年置一闰月，但仍然比阳历回归年少3日左右），为了使彼此长度能够更加接近，自春秋时代起即有“十九年七闰月法”；又排定了闰月规则，力求平衡调和中气在相应固定月份。如此既达到年合四季、月合圆缺，即新月固定于初一，新年固定于冬春之交，达成阴阳和谐。\n因十九年七闰之规律，每个人在其19岁倍数之生日，有机会西历生日与夏历重合于同一日。\n\n定月\n现行历法，以朔分月，每个朔望月之始末通过太阳和月球之相对位置确定，以每个月太���直射月球背面之时刻，定出朔日，朔日定为初一，为每月之始日。每月太阳直射月球正面之日期定出望日，一般为十五或十六日，为每月之中点日期。一个月之上旬按顺序习惯上称为初日，如一月十日称为正月初十。下旬称为廿日，亦有些通胜将之说成念日；如一月二十二日称为正月廿二或正月念二。\n冬至所在月定义为十一月，之后月份为十二月、正月、二月……复至十一月。其中农历每年第一个月按照习惯称为正月，十一月及十二月分别又称为冬月及腊月。表示气候寒冷的成语“十冬腊月”就是从此得来，字面意思即为十月、十一月和十二月为一年中最寒冷的月份。若两冬月间，不计冬月剩余11个月，则不需置闰。\n\n置闰\n现行历法采无中置闰法。若两冬月间，不计冬月剩余12个月，则置闰于两冬月间第一个无中气之月（有时一岁可能会有两个无中气之月，只取第一个），月序与前一个月相同（闰月在几月后面，就称闰几月）。采用现行之定朔法，有可能会出现无中气月但无须置闰之状况。\n由于当前近日点在冬季，冬季节气之间较短，十冬腊月较容易分配到中气；若采无中置闰法，闰月较常发生在夏季。未来因近日点进动，可能改变。\n\n定年\n定完月后，即可决定一年之起始。民用历法中，以正月朔日为一年之开始，称为元旦（元春旦）或正旦（正月旦），正月初一子夜至下一个正月初一子夜前之时间段称为“一年”。有时一年内出现两个立春，即年初一后立春，翌年年初一前再立春，称为“双春年”，一般视作吉兆。按照现行历法计算，双春年必定有闰月，有闰月之年必定有双春，故又称“双春兼闰月”。相反，如果年初一至翌年年初一前夕没有立春，称为“盲年”。在十九年周期内，双春兼闰年及盲年各出现七次，而单春年只有五次。\n在古代，官方通常会指定年号，并确定开始时间（奉正朔），随后依顺序纪年。夏历同时会使用干支标注年份顺序（包含岁星纪年及太岁纪年），十二地支又对应十二生肖，比如壬辰龙年。民间通常会在民间信仰于节庆表示神明诞辰或传统戏剧作品使用，如辛卯年四月十二日、甲午年腊月初七等。中华民国成立时，废除农历之官方地位，改以格里历计算年份，同时称正月朔日为春节，废除了年号制度。\n\n天干地支\n天干地支60种配搭，循环往复，每60年干支纪年一个周期、每60月干支纪月一个周期、每60日干支纪日一个周期、每60时辰干支纪时一个周期，干支纪年月日时合共有八字。天干地支对应到月份，通常采用干支纪月，这种纪月以冬至所在月为子月，每一年为一个周期，如遇到闰月，闰月干支与前月相同。其中特别是地支中之子午，在夏历有着重要地位。\n\n\n十天干：甲、乙、丙、丁、戊、己、庚、辛、壬、癸。\n\n十二地支：子、丑、寅、卯、辰、巳、午、未、申、酉、戌、亥。\n\n\n\n地支\n\n\n地支与月份、时辰有固定关系：\n\n\n年、月表征地球公转，每圈为一岁，均分为12节，每节为一个月份，各对应十二地支，\n\n日、时表征地球自转，每圈为一日，均分为12格，每格为一个时辰，各对应十二地支；\n\n\n由于这种对应关系，每5年（日），干支纪月份（时辰）正好完成一次周期。（干支纪月不计闰月）\n\n\n子午\n\n\n十二地支中，子午依据太阳位置来确定，子为阴极盛，午为阳极盛，子午为岁、日周期定出始末与中点：\n\n\n以每年太阳直射北回归线之日期定出夏至，午月为每岁之中点月份（干支五月），\n\n以每年太阳直射南回归线之日期定出冬至，子月为每岁之始末月份（干支十一月）；\n\n以每日太阳位于正南方向之时刻定出正午，午时为每日之中点时辰（11~13点），\n\n以每日太阳位于正北方向之时刻定出子夜，子时为每日之始末时辰（23~01点）。\n\n注：此处每日太阳位于正北方向是指夜晚，太阳在地平线下方之正北。\n\n\n\n岁与年平均等长，起始点平均相差八分之一年，即半个季度。因为岁末岁初各有半个冬季，而年的安排使到一整个冬季放在年末。\n\n\n日\n中国古代以子夜为日之分界，以子正初刻（00:00）为一日之开始，以夜子初四刻（24:00）为一日之终结。但习惯中，人们倾向于认为一日开始于寅时（平旦）5点。中国传统将一日分割为12个时辰，依次是子时、丑时、寅时、卯时、辰时、巳时、午时、未时、申时、酉时、戌时、亥时。1个时辰等于2个小时，子时是下午11时至上午1时，丑时是上午1时至上午3时，以此类推。\n夏历用干支来标记流水日，就像如星期般，无天文意义。60干支为一循环，甲子、乙丑、丙寅、……、癸亥、甲子。比如，2013年新年岁首（西历2月10日）是丁未日，2014年岁首（1月31日）是壬寅日。\n\n月朔\n朔望月之长度大约在29.27至29.83日之间变动，长期平均长度是29.530588日（29日12时44分2.8秒）。因此，农历一个月是29日或30日，又称小月及大月。每一个月起始于朔日子夜，结束于下一个朔日子夜之前。现行历法采取定朔法。\n\n\n 平朔\n\n\n早期，采用平朔方法确定朔日。经过长期观察，确定朔望月之平均长度，然后，选一个日月合朔的日期作为历元，每经过一个月增加29（499/940）日，取整数部分即得朔日。\n平朔规则下，通常是大小月相间，然后每经过15或17个月有一对连大月。\n\n\n 定朔\n\n\n元授时历起，天文台运用天体运行规律和采用实际观测天象数据，确定每朔（太阳和月球之黄经一致）之具体时间，取当日为朔日，即每月初一。\n定朔规则下，各月大小排列并不固定，有时会碰到连续四个大月或是连续三个小月。\n\n节气\n因地球椭圆地围绕太阳公转，速度不平均，故节气有二法。按平均时间为平气，按公转角度为定气。平气法之春分秋分，未必为昼夜等长。自崇祯历至今，历法使用定气。\n\n\n 平气\n\n\n在古代，通常以冬至到冬至之间（约365（1/4日）)，分割为24段（每段约15（7/32日）)，每段起始于一个节气，依次为：冬至、小寒、大寒、立春、雨水、惊蛰、春分、清明、谷雨、立夏、小满、芒种、夏至、小暑、大暑、立秋、处暑、白露、秋分、寒露、霜降、立冬、小雪、大雪。\n立春到立夏前为春季，立夏到立秋前为夏季，立秋到立冬前为秋季，立冬到立春前为冬季。\n二十四节气中，冬至、大寒、雨水、春分、谷雨、小满、夏至、大暑、处暑、秋分、霜降、小雪为中气，通常用来确定月份。冬至所在月份为冬月、大寒所在月份为腊月、雨水所在月份为正月、春分所在月份为二月、…、小雪所在月份为十月，无中气的月份为前一个月的闰月。\n属阳历的干支月或中气月来源于观测太阳的回归年并按地支均分，属阴历的朔望月来源于观测月亮盈亏。中气之间的时间约为30日5（1/4）时，因此中气日之间的间隔（含前不含后）为30或31日。而一个朔望月的时间为29日或30日，一个月内要么一个中气，要么没有中气。因此，中气可以直接来确定月份及闰否。\n每个中气干支月比朔望月平均多21.75小时，两者差异积累到一定程度后，朔望月就闰一个月，以此达到两者平衡对应（具体变化过程是：相对干支月，较短的朔望月逐月提前；当提前的日数达到半个月时，闰一个朔望月，即一个干支月对应两个朔望月，于是朔望月变成推后半个月；然后朔望月继续逐月提前，如此循环往复）。最终结果是，每32.6个朔望月中有一个闰月。实际观测中，由于定朔和定气的方法与绝对平均值存在差异，每两个闰月并非精确地相差32-33个朔望月，而是28-36个朔望月，总体19年7闰（12×19÷7）仍然符合32.6的平均值。\n\n\n 定气\n\n\n定气按太阳运行位置为准，二十四节气分别相应于太阳在黄道上每运动15°所到达之位置。\n二十四节气中，原本惊蛰在雨水之前，谷雨在清明之前。后西汉末年刘歆将雨水、惊蛰对调，清明、谷雨对调。\n由于克卜勒运动第二定律，地球靠近近日点时公转速度会比较快，当前近日点在小寒附近，因此冬至到大寒两个中气之间相隔较短，约29.45日；而地球靠近远日点时公转速度较慢，当前远日点在小暑附近，因此夏至到大暑两个中气之间相隔较长，约31.45日（以北半球为准）。\n当中气间隔可以比朔望月（≈29.53日）长时，一个月可能完全在两个中气日之间，此时这个月就没有中气。反之，当中气间隔比朔望月短时，两个中气可能完全在两个朔日之间，此时一个月内就有两个中气。\n以冬至日子夜到冬至日子夜前为“一岁”。一岁一般为365日，有时为366日。冬至所在月定为冬月（或子月，以天干地支记月）。不计冬至月，一岁将包含11至12个整月，包含12个整月时，第一个无中气之月份为闰月，此乃无中置闰法。若冬至在子月朔日，则前一岁必闰月；若冬至在晦日，则冬至后之一岁必闰月。\n1年通常有12个月或13个月。包含13个月的年份为闰年。1810年立春至2409年除夕（立春前日）600年间的7421个月中，有双中气月19个，无中气月240个，221闰。\n下一次闰冬月出现于2033年。（2033年问题）前一次闰正月出现于1651年，下一次闰正月会出现于2262年；首次闰腊月将出现��3358年。\n\n置闰规则改革\n对冬至之理解有“冬至日”与“冬至时刻”两种。冬至日是日影最长之正午，即是正午最接近冬至时刻之日。“冬至时刻”是太阳直射点运动到最南点（南回归线）之时刻，或是太阳黄经达到270°之时刻，可通过科学推算和观测精确到几时几分几秒。目前在中国大陆使用的农历国家标准中，冬至定义为太阳地心视黄经达到270°的时刻。\n由于定朔平朔及定气平气间之差异，也引发了冬至是归于上一月还是下一月之争议，如1984年、2014年、2033年问题。置闰法有遵循亘古传统之平气置闰，现行是定气日算置闰，还有定气时刻置闰，即按照朔、冬至之具体时分先后划分。\n隋唐历法已经逐渐开始定朔、定冬至到时分。明朝李天经曾建议，用中气时刻是否介乎两朔时刻之间，来决定该月是否有此中气，例如崇祯十五年小雪虽在十一月初一日，但小雪时刻在十一月朔点之前，按此法属十月，如此法则可减少双中气月之次数，并使置闰法独立于时区。\n\n习俗节日\n\n 日月同数之节日\n\n\n农历新年（中国大陆称为春节），即农历正月初一日，古代称为“元旦”、“正旦”等，越南称为Tết Nguyên Đán（節元旦），韩国称为설날。农历新年是一年中最隆重之节日。中国大陆、香港、澳门、台湾、越南、韩国、菲律宾、马来西亚、新加坡、印度尼西亚、美国纽约州唐人街等国家和地区法定假日。\n上巳节，即农历三月初三日，韩国称为{삼짇날。\n端午节，即农历五月初五日，越南称为Tết Đoan Ngọ（節端午），韩国称为단오（端午）或수릿날（戌衣日/水瀨日，同音，两种汉字写法在韩国皆可用）。\n七夕，即农历七月初七日晚上，越南称为Thất tịch（七夕），韩国称为칠석（七夕）。\n重阳节，即农历九月初九日，越南称为越南称为Tết Trùng Cửu（節重九）。 \n\n\n 十五（月圆）元节\n\n\n元宵节、上元节，均为农历正月十五日，越南称为Tết Thượng Nguyên（節上元），韩国称为대보름（大보름）。 \n中元节，即农历七月十五日，越南称为Tết Trung Nguyên（節中元）或Lễ Vu Lan（禮盂蘭），韩国称为백중（百中/百種）或망혼일（亡魂日）或 중원（中元）。\n中秋节，即农历八月十五日，越南称为Tết Trung Thu（節中秋），韩国称为추석（秋夕）。 \n下元节，即农历十月十五日，越南称为Tết Hạ Nguyên（節下元）。 \n\n\n 腊月节日\n\n\n腊八节，即农历腊月(十二月)初八日。\n祭灶节，亦称小年，即农历腊月廿三日（北方）或廿四日（南方），越南称为Tết Táo Quân（節竈君）。 \n除夕，正月初一前夕，即农历一年之最后一晚。\n这三个节日通常被认为是最大节日农历新年的准备和酝酿。\n\n\n 节气节日\n\n\n以节气定义的节日，通常都有很浓重的季节特征，大多在春分、秋分、夏至、冬至这种季节最为明显的节气附近，清明是紧接春分后第一个节气。\n春季：春社，立春后的第五个戊日，大约在春分前后。\n春季：寒食节，冬至后的第一百零五日，大约在清明附近，韩国称为한식（寒食）。 \n春季：清明节，清明当日，越南称为Tết Thanh Minh（節清明）。 \n夏季：夏至节，又称“夏节”、“仲夏”，是中国的传统节日，在中国北方尤其受到重视。清代以前特别是宋代的法定假日，辽代谓之‘朝节’。\n秋季：秋社，立秋后的第五个戊日，大约在秋分前后。\n冬季：冬至节，冬至当日，也称“小年”，越南称为Lễ hội Đông Chí（禮會冬至），韩国称为동지（冬至）。 \n\n各地使用\n其他东亚地区之阴阳合历大多源自华夏历法或受其影响，比如藏历、和历以及朝鲜半岛和越南历法等。目前，由于时区差别，大中华地区（UTC+8）、韩国（UTC+9）与越南（UTC+7）使用的农历的版本并不一致，因此各国农历日期也不完全一致。最常见的情况是由于时差，朔的时刻在不同地区分属两日，导致农历相差一天。例如在1968年，南北越因时差问题分别在不同日期庆祝了越南新年。在极端情况下时差还会影响到置闰，导致不同地区农历在几个月内会相差一个月。由于农历规定冬至日必须在冬月（十一月），由于时差原因，有时在一地朔的时刻和冬至时刻落在同一天，但在另一地朔的时刻和冬至时刻分属两天，这导致两地冬月相差一个月，并影响到置闰以及冬月附近的诸多月份。例如1984年冬至在协调世界时12月21日16:09:12（北京时间在12月22日但越南时间在12月21日），而新月在协调世界时12月22日11:35:39（中国和越南时间均在12月22日），这导致两地冬月���差一个月。受此影响，中国农历在1984年置闰十月，但越南历则在1985年置闰二月。另外，由于农历规定若两冬月间不计冬月剩余12个月，则置闰于两冬月间第一个无中气之月。朔的时刻和其他中气时刻的关系也可能在一地为同一日，在另一地分为两日。这会导致两地对无中气之月的判定出现差异，同样可能影响置闰，并导致农历在几个月内相差一个月。例如2012年中国闰四月而韩国闰三月。部分软件未能因应各国时间基准而调整会造成错误。\n中华人民共和国紫金山天文台作为全世界主要的农历测算颁行单位，主导制定了名为GB/T 33661-2017 《农历的编算和颁行》的中华人民共和国国家标准（这是农历第一次成为一国的国家标准），规定了很多历法基础概念的定义及算法规则，并且以现代科学和天文学技术为基础对农历的计算和制定做了规定，比如规定冬至为节气之首（而非立春）、规定有冬至之月份为子月（十一月）、规定寅月建正、规定采用国际通用天体模型且精度应达到1秒，并且要求公开发行的日历产品必须包含西历和农历的日期对照以及二十四节气，符合标准规定的编排规则、计算模型和精度及表示方法，以有效遏制内容错误的农历日历产品随意发行的无序状态。\n日本农历（和历）原使用中国历法计算，从明朝亡后之1685年开始自行编制历法（贞享历），直到1873年起废除农历（天保历）改用西历（格里历），并于1910年起停止在官历内并记旧历。但目前日本国立天文台每年2月都会发报的“暦要項”官报中仍有节气和朔弦望等资料可供自行计算农历。现时日本国内仅有如中秋节等少量节日按农历庆祝，其余绝大多数原以农历日期庆祝之节日均提前约一个月，改成了按照西历之相同日期庆祝（如日本的端午节就在西历5月5日）。\n绝大部分海外华人会使用和大中华地区一致的农历，但有些居于南半球的澳纽华侨会出版按当地时间所制作之历书，此等历书也会应当地季节而将节气错开半年。\n\n参见\n\n 中国传统历法\n\n 历法、历法列表\n\n 黄历\n\n 西历\n\n 干支、生肖\n\n 五行\n\n 七曜、六曜"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "日食", "content": "日食（拼音：rì shí；英语：solar eclipse），太阳被月球（俗称月亮）或其黑影全部或部分遮掩时产生的天象。月球在绕地球运动的过程中，有时会走到地球和太阳的中间，在地球上投上影子，位于月影中的地面观测者就会看到太阳被月球遮挡，天空中的亮度变暗，甚至白天也可见到点点繁星，这就是日食。日食主要有日全食、日偏食和日环食3类。由于太阳的直径比月球直径大400倍，因此月球的影子实际上是一个影锥，通常称为本影，本影中的观测者都见不到太阳，可见到日全食。在本影周围有庞大的半影区，区内的观测者只能见到不同程度的日偏食，离本影越近，见到的偏食程度越大。同时，因为月球的轨道是椭圆形，而且偏心率较大，有时月球影锥的顶点不能达到地面，这时地面上某些地区可以看到日环食。\n　　中国古代日食记录，最早的一次是《尚书·胤征》记载的“乃季秋月朔，辰弗集于房……”《诗经·小雅》记载“十月之交，朔日辛卯，日有食之……”这是周幽王六年十月朔，即公元前776年9月6日的日食。《春秋》一书记载有日食37次，除极少数几次还待考证外，已证明绝大多数都是正确可靠的。如不计甲骨文中的记载，从古代到清朝，史书中共有一千多次日食记录。\n\n目录\n\n1 发生原因\n2 日食种类\n3 日食过程\n4 频繁度\n\n\n发生原因\n　　太阳发光，月球不发光。月球是依靠反射太阳光而呈银白色的。月球绕地球公转，而地球又带着绕它公转的月球一起绕太阳公转（下图）。\n\n 地球和月球的运动 图示\n　　太阳的直径约为1 400 000千米，大致是月球直径3 500千米的400倍。但月球离地球的平均距离仅约380 000千米，又大致是日地平均距离约150 000 000千米的四百分之一。因此太阳的视角径（日轮）与月球视角径（月轮）几乎是一样大小，都是约32角分(32′)。由于月球公转轨道和地球公转轨道都是椭圆（地球和太阳分别位于月轨椭圆和地轨椭圆的焦点上），日地距离和月地距离会略有变化，使得月轮有时会略大于日轮，有时会略小于日轮。当月球运动到日地之间，即从地球上看月球和太阳在同一方向时（三者不一定在一直线上），地球上看到的是月球未被太阳照亮的半球，也就是看不见的黑月亮，称为新月，也称为朔，对应于农历初一。���月球运动到太阳的相反方向，即地球处在日月之间时（三者也不一定在一直线上），看到的是月球被太阳照亮的半球，就是满月，也称为望，对应于农历十五或十六。如果地球绕太阳的轨道和月球绕地球的轨道在同一平面上，则每逢农历初一月球走到日地之间时三者处在同一直线上，就会发生地球上看到月球遮挡太阳的日食现象。但实际上地轨和月轨并非在同一平面上，而是相互倾斜成5°9′的交角。因此一般情况下，在朔日，日月地三者并不在一直线上，不会发生月球遮挡太阳的日食现象。只有当月球在自己的轨道上运行到地球轨道平面附近时，才会出现日月地三者正好或近于在一直线上，发生月轮遮蔽日轮的日食现象。这就是为什么日食总是发生在农历初一，但并非每逢农历初一都有日食的道理。\n\n日食种类\n　　日食可分为日偏食、日全食和日环食3种。发生3种不同类型的日食，与月球的影子结构和日食时地球在月影中的位置有关。下图中月球的影子有三种区域：由月球直接伸展出去的锥形暗区是月亮的本影区；由本影延长线构成的锥形暗区称为伪本影区；本影和伪本影周围的斜线区就是半影区。\n\n 日食的类型 图示\n 2017年8月，在哥伦比亚波哥特观测到的日偏食。\n 2010年7月11日，属波利尼西亚的土阿莫土群岛上拍摄到的日全食。\n 2020年6月21日，在厦门演武大桥观景平台，巴德膜滤镜下拍摄的日环食。新华社发（王毅 摄）\n　　若某次日食时，仅是月球的半影区落在地面上，该地区只能看到日轮的一部分缺失，就是日偏食。\n　　若某次日食时月亮的本影落到地面上（相当于月地距离较近和月轮略大于日轮的情况），则处在本影区将看到整个日轮被遮，就是发生了日全食。\n　　若某次日食时只有月亮的伪本影到达地球（相当于月地距离较远和月轮略小于日轮的情况），则处在伪本影区将会看到只有日轮的中央部分暗黑，这就是日环食。\n日全食和日环食合称为中心食。\n\n日食过程\n　　随着月亮的公转运动和地球自转，月亮的影子将会在地面上扫过一大片区域。其中本影或伪本影扫出的地带非常狭窄，宽度只有几十至几百千米，长度则可达几千至上万千米，它们分别称为全食带或环食带。处在全食带或环食带地区就将会先后看到日全食或日环食。而在全食带或环食带两边地区显然就是月球半影扫过的地区，这些地区就只能看到日偏食。月球自西向东运动，地面上的月影也是自西向东移动，因此总是西部地区比东部先看到日食。月球自西向东运动的另一结果就是，日轮总是从西边缘开始被月轮遮蔽，然后向东扩大，在东边缘结束日食。\n\n 日食的全过程及各阶段 图示\n　　日全食，可分为5个阶段。其中食既至生光为日全食时间，一般为2～3分钟，最长7分多钟，最短只有几秒钟。\n　　日环食，也分为5个阶段，其中环食始至环食终为日环食时间。日偏食只有初亏、食甚和复圆3个阶段。\n　　对于日全食和日环食，月轮直径与日轮直径之比称为食分。日全食的食分大于1，日环食的食分小于1。\n　　对于日偏食，食分则指食甚时日轮直径被遮部分占日轮直径的分数，它总是小于1。\n　　当月轮即将完全遮挡日轮，亦即食既之前的瞬间，日轮的东边缘仅剩一丝亮弧时，会在亮弧上出现几颗如珍珠般闪亮的光点，这是太阳光通过月球边缘的一些环形山凹地涌出的结果。英国天文学家贝利首先解释了这一现象，因而也称贝利珠。较大的光点光芒四射，更像钻石镶嵌在亮弧上，常称为钻石环。随即食既开始，“星夜”降临，天空中闪现出星星，而黑色的月轮周围显现出太阳的高层大气——红色的色球和银白色的日冕，十分绚丽多彩。而在生光之后，亦即日轮重新露出的瞬间，还会在日轮西边缘看到贝利珠和钻石环，随即消失并露出较多的日轮，天空变亮，日全食结束。日环食时天空变暗不明显，但天空中高悬着一圈金色的圆环也是很奇特的罕见天象。\n\n 2019年智利日全食的贝丽珠奇观。\n频繁度\n　　天文学家的计算表明，平均每个世纪可出现67.2次日全食、82.2次日环食和82.5次日偏食。由于日全食带和环食带非常狭窄，每次日食时只占据地球表面积的极少部分，有时还位于海洋或人口稀少或难以到达的地区，因此看到日全食和日环食的机会很少。对于某一具体地区来说，平均每300多年才能看到一次日全食或日环食。与此相反，日食时月亮半影扫过的地区面积（就是偏食带）很大，日全食和日环食时，全食带和环食带两边的地区也在月亮半影中可看到日偏食。因此看到日偏食的机会相当多，对于一个地区而言，平均每3年可看到一次日偏食。\n　　日食现象不仅有观赏价值，还具有科研价值，主要是提供了研究太阳高层大气的有利时机。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "中国古代日食观测", "content": "中国古代日食观测（ ancient eclipse observations in China ），古代的日食观测是指十七世纪经典天文学诞生以前所进行的日食观测和记录。世界文明古国无论是巴比伦和埃及还是中国，对日食的观测和预报都极为重视。\n一般认为，世界上最古的日食记录是中国《尚书·胤征》篇中记载的夏朝仲康王时代的一次日食。国内外许多研究者对这次日食做过探讨，有的把这次日食发生的年代推算在公元前2165年，有的则推算在公元前1948年，相差颇远。由于对这条记录的真伪和内容解释有不同的看法，同时也涉及中国上古年代学中悬而未决的问题，因此还没有公认的结论。\n\n 甲骨日食记录\n然而，对于甲骨文中的日食记录却是公认的。例如《殷契佚存》第347片记载：“癸酉贞：日夕有食，佳若？癸酉贞：日夕有食，非若？”意思是说：癸酉日占，黄昏有日食，是吉利的吗？癸酉日占，黄昏有日食，是不吉利的吗？关于这次日食，虽然由于各研究者推算方法不同，所求得的发生日期不同，但大多认为发生在公元前1200年左右，比起巴比伦的可靠的日食记录仍要早一些。  \n从春秋时代开始，中国即有完整的日食记录。虽然有些历史时期，战乱频仍，史志散佚，但总的来说，大量日食记录仍妥善地保存下来。据中国天文史家朱文鑫初步统计，从春秋到清初，载入正史的日食记录共916条。近年来，中国有关单位正在联合普查地方志中的日食记录，重新编制古代日食记录表。英国天文学史家R.R.牛顿系统地考证过东西方的古代日食记录，编写成《古代天文观测》一书。\n古代日食记录具有重要的科学价值。从科学史研究的角度来看，古代日食记录很可能保存着人类发现太阳外层大气结构的一些宝贵信息。目前，国内外研究者对这些记录颇为重视，有的利用日全食时对太阳外层大气发光情况的记载来推测当时太阳活动的盛衰，以探讨太阳活动的规律。\n根据现代天体力学理论，月球轨道运动和地球轨道运动都有微小的长期的加速项存在。地球轨道运动的长期加速又和地球自转的长期加速有密切关系，因此也和日长（每昼夜长度）的变化有关。日长大约每世纪增加1～2毫秒。这样，经过二十个世纪积累的时差可达两个多小时。在公元前发生的日食，其实际发生时刻同根据引力理论推算所得的发生时刻相比较，要差几小时。同时日食实际发生地点同推算所得的发生地点在经度上会相差几十度。因此利用古代日食的发生时刻和地点的记录，就可以推算出月球和地球轨道运动的加速度。美国天文学家福塞林哈姆在二十世纪初首先对这个问题展开了一系列的研究，为运用古代日食资料解决现代天文课题开拓了道路。利用古代日食记录，同推算的结果进行对比分析，还有可能解决上古年代学和古代历法中的一些悬而未决的问题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "月食", "content": "月食（英语：Lunar Eclips），月球被地影全部或部分遮掩的现象。月食一般都发生在望日，即夏历每月的十五或十六日，这时地球运动至太阳和月球之间，但并不是每个望日都可能发生月食，因为黄道和白道之间有交角存在，所以只有在望月夜，月球又走月食的连续照片，可见到地球影到黄道和白道交点附近时，地球上的观测者才能观看到月食。每年发生月食数一般为2次。太阳的直径比地球的直径大得多，地球的影子可以分为本影和半影。地球的直径大约是月球的4倍，在月球轨道处，地球的本影的直径仍相当于月球的2.5倍。当月球始终只有部分为地球本影遮住时，就发生月偏食。而当月球全部进入地球本影时就可以看到月全食。如果月球进入半影区域，太阳的光也可以被遮掩掉一些，这种现象在天文上称为半影月食，但由于在半影区阳光仍十分强烈，多数情况下半影月食不容易用肉眼分辨，然而事实上半影月食是经常发生的，据观测资料统计，每世纪中半影月食，月偏食、月全食所发生的百分比约为36.60％，34.46％和28.94％。\n\n\n 2022年5月15日拍摄的智利圣地亚哥上空的月食景象。新华社/欧新\n 2022年5月15日拍摄的智利圣地亚哥上空的月食景象。新��社/欧新\n 2022年5月15日拍摄的智利圣地亚哥上空的月食景象。新华社/欧新\n\n\n 2022年5月16日凌晨在匈牙利绍尔戈陶尔扬拍摄的月食景象。新华社/欧新\n 2022年5月16日凌晨在匈牙利绍尔戈陶尔扬拍摄的月食景象。新华社/欧新\n 2022年5月16日凌晨在匈牙利绍尔戈陶尔扬拍摄的月食景象。新华社/欧新"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "凌日", "content": "凌日（transit），“凌”是中国古代固有的天文术语。太阳系的内行星的圆面投影在太阳表面的现象称为“凌”，如金星凌日、水星凌日。大行星的卫星的圆面投影在母行星表面的现象也称为“凌”，如木卫三凌木星、土卫二凌土星、天卫一凌天王星。\n水星和金星绕日公转过程中，有时会位于地球和太阳之间，此时地球上的观测者可看到小黑点状的水星或金星在日面上自东向西缓缓移动，这一天象即是凌日。天球上水星的视圆面很小，观测水星凌日必须借助望远镜。金星的视圆面较大，不用望远镜也能观察金星凌日。\n由于水星和金星的公转轨道和黄道之间的倾角分别为7.0°和3.4°，所以每逢“下合”，即水星或金星与太阳在天球上的黄经相同时，并不必然会发生凌日现象。只有当水星或金星的下合发生在黄道面附近，即它们和地球都处在接近轨道的交点位置才能有凌日。地球每年11月10日前后经过水星升交点，5月8日前后经过水星降交点，所以水星凌日只能出现在这两个日期。同样金星凌日只能发生在12月9日附近和6月7日前后。水星凌日平均每百年发生13次。最近的两次分别是2003年5月7日和2006年11月9日。金星凌日则每两次为一组，两次之间相隔8年，而两组之间分别相隔105年和122年（见表）。\n望远镜发明后600年内的金星凌日日期：\n1631-12-7 ；1639-12-4/5；1761-6-6 ；1769-6-4；1874-12-9；1882-12-6/7；2004-6-8 ；2012-6-6； 2117-12 -11； 2125-12-8/9； 2247-6-11； 2255-6-9 \n根据文献记载，第一次观测到水星凌日的是1631年的法国天文学家P.伽森狄。在910年，阿拉伯科学家法拉比首次借助滤光片发现金星凌日现象。第一位根据行星运动规律阐明并预报金星凌日的是德国天文学家J.开普勒。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "儒略日", "content": "儒略日（ Julian day ），一种不用年、月的长期纪日法，记为JD。如果计算相隔若干年两个日期之间的天数，利用儒略日就比较方便。它以倒推到公元前4713年儒略历1月1日格林威治平午为起算日期，每天顺数而下，延续不断。例如1979年10月1日零时儒略日数为2，444，147.5。天文年历附表载有各年每月零日世界时12时的儒略日数。此外，在天文计算中还常采用约化儒略日MJD，其定义为MJD=JD-2，400，000.5。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "贝塞耳岁首", "content": "贝塞耳岁首（ beginning of Besselian year ），天文上所用的贝塞耳年的年首。贝塞耳年又称贝塞耳假年，它是德国天文学家贝塞耳首先提出来的。他规定平太阳赤经增加360°所经历的时间为一贝塞耳年，当平太阳赤经（已加光行差改正）恰好等于280°的瞬间为贝塞耳岁首(或贝塞耳假年岁首)。它总是在公历年岁首附近，用年份后加符号“.0”表示。例如，1980年贝塞耳岁首在历书时1月1.1892日(即1月1日4时32.4分)，记作1980.0。贝塞耳年比回归年(太阳平黄经增加360°为一回归年)短0.s148T，其中T是从1900年起算的世纪数。这一差别一般可以忽略，而把贝塞耳年看作与回归年一样长。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "晨昏蒙影", "content": "晨昏蒙影，日出前和日没后的一段时间内，天空呈现出微弱的光亮的现象，又称曙暮光。这种现象是由大气散射引起的，与季节、当地经纬度和海拔高度以及气象条件等有关。日出前曙光初露的时刻称为晨光始；日没后暮色消失的时刻称为昏影终。\n晨昏蒙影分三种：①太阳中心在地平下6°时称为民用晨光始或民用昏影终，从民用晨光始到日出或从日没到民用昏影终的一段时间称为民用晨昏蒙影，这时天空明亮，可以进行户外作业；②太阳中心在地平下12°时称航海晨光始或航海昏影终，从航海晨光始到民用晨光始或从民用昏影终到航海昏影终的一段时间称为航海晨昏蒙影，此时周围景色模糊，星象陆续消失或陆续出现；③太阳中心在地平下18°时称为天文晨光始或天文昏影终，这时天空背景上开始显示或不再显示日光影响，即将呈现白天或黑夜的景象。按照这样的定义，可以计算三种晨光始和昏影终的时刻，它们分别刊��在天文年历和航海天文年历上。在高纬度地方，每年有一段时期整夜出现晨昏蒙影现象，称为“白夜”。纬度越高，白夜持续的时期越长。\n\n参见\n\n物理学基本条目\n\n天文学基本条目\n\n理学（目录）\n\n\n\n 物理学\n\n 天文学"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "天文动力学", "content": "天文动力学（汉语拼音：Tianwen Donglixue；英语：Astrodynamics），现代天体力学的分支。又称人造天体动力学。根据不同的研究对象，又分为人造地球卫星动力学、月球火箭动力学和行星际飞行器动力学。人造地球卫星动力学主要研究人造地球卫星在地球引力场和其他摄动因素下的运动和动力学问题。由于地球是一个密度不均匀、形状不规则的天体，因此不能看成质点，在讨论人造卫星运动时必须考虑地球形状摄动。同时，卫星运动过程中还受到大气阻力、太阳光压力以及日、月等其他天体的引力摄动，这就使得人造卫星的运动轨道十分复杂，通常都采用天体力学中的级数展开分析方法或天体力学数值方法来近似求解。月球火箭动力学主要是研究月球火箭的飞行动力学原理和运动特征，内容包括：击中月球的轨道，绕月飞行的轨道，绕地-月飞行的周期轨道，月球卫星轨道和利用月球引力等。研究月球火箭运动时，常以限制性三体问题或限制性四体问题作为简化的力学模型，主要采用天体力学数值方法直接计算月球火箭的飞行轨道。行星际飞行器是指在行星际之间飞行的人造天体，包括飞向和绕过行星的飞船，击中行星的火箭和行星的人造卫星等。行星际飞行器动力学主要是研究飞行器在太阳、地球和其他行星的引力以及大气阻力、天体形状等摄动力的作用下的运动规律和轨道变化，大都采用天体力学数值方法进行计算。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "人造地球卫星运动理论", "content": "人造地球卫星运动理论（ theory of artificial satellite motion ），如果地球是一个密度均匀的正球体，又没有大气阻力和其他天体的摄动，人造地球卫星的运动就是简单的椭圆运动。然而，实际上它的运动受到许多摄动因素的影响，这是现代天体力学的一个重要的研究课题。\n\n目录\n\n1 摄动因素\n\n1.1 地球非球形摄动\n1.2 大气阻力摄动\n1.3 太阳光压摄动\n1.4 日、月引力摄动\n\n\n2 运动理论\n3 应用\n\n\n摄动因素\n影响人造卫星运动的主要摄动因素有:①地球非球形摄动（即地球形状摄动）；②大气阻力摄动；③太阳光压摄动；④日、月引力摄动等。\n\n地球非球形摄动\n地球并不是一个正球，而是更接近于一个椭球。地球赤道突出部分对卫星的吸引，使卫星不再沿一个固定的椭圆运动，这不仅使卫星轨道平面绕地球极轴不断转动，同时还使椭圆轨道在轨道平面内不停旋转。这种转动的速度主要取决于地球扁率，并同卫星轨道平面对赤道的倾角和椭圆轨道的大小有关。卫星绕地球飞行的周期越长，转动的速率就越小。此外，地球扁率还引起许多周期性的摄动，使卫星围绕着轨道椭圆振动，其振幅有时可达几公里。地球赤道突出部分是影响卫星运动的最重要因素之一。另外，地球形状不是一个严格的椭球，其内部质量分布也不均匀，地球引力场相当复杂，若按球谐展开式表示，则其展开式中，还含有很多高阶项。它们的主要影响是引起大量的周期摄动，尽管这些周期摄动一般都不大，却增加了卫星运动的复杂性。\n\n大气阻力摄动\n人造卫星在高空大气中运动，不断受到大气的阻力作用。大气阻力摄动主要是改变卫星轨道的形状和大小，而对卫星轨道面的影响很小。由于大气阻力集中在卫星近地点附近，卫星轨道形状和大小的变化便具有如下特点：首先降低卫星远地点高度，而近地点高度基本不变，使得卫星轨道越变越圆，然后再使轨道越变越小，最后，卫星终于在稠密的大气中陨落。对于近地卫星来说，大气阻力是决定卫星寿命的主要因素。\n\n太阳光压摄动\n这种摄动本身是一种保守力。如果没有地影，它只会使卫星轨道产生周期性变化；由于存在地影，卫星所受的光压是间断的和不对称的，这就使卫星能量发生变化，从而影响到半长径。太阳光压摄动，对于面积质量比大的卫星，如气球卫星，会起重要的作用。\n\n日、月引力摄动\n日、月引力对人造卫星的摄动，与经典天体力学中第三天体的摄动是相同的。对于近地卫星，日、月引力摄动的量级较小，但卫星越高，这种摄动就越大，到了地球同步卫星的高度，摄动就���分显著。日、月引力摄动的另一特点是使卫星轨道产生许多长周期项，其中还有共振项（见共振理论），而且偏心率的长周期项同偏心率本身成正比。这就使轨道较扁的远地卫星的轨道偏心率在一段时间内越变越大，有时甚至使卫星的近地点很快降到稠密大气层中，卫星因而陨落。\n此外，影响卫星运动的摄动因素还有海潮摄动、地球反射光压摄动、地球红外辐射摄动以及坐标系本身运动所引起的附加摄动等，在计算精密卫星星历表时，应适当考虑这些摄动。\n\n运动理论\n对人造卫星运动的研究，沿用了经典天体力学中的级数展开法。在级数展开时，通常认为表征地球扁率的二阶带谐系数为一阶小量，而其他摄动为二阶小量。与经典的行星运动理论一样，人造卫星的运动理论，也有一阶理论、二阶理论、三阶理论……之分。不过，由于卫星运动快，长期摄动的影响非常显著，几天之后摄动量就相当大。因此，人造卫星的一阶运动理论，通常是指包含了二阶长期摄动和一阶周期摄动的理论；而二阶运动理论是指包含了三阶长期摄动及二阶周期摄动的理论……等等。在六十年代，人们研究的是一阶运动理论，其距离精度约为10米(速度为1厘米/秒)，这与当时的观测精度是相适应的。采用激光测距和多普勒测速技术之后，卫星观测精度大大提高，人造卫星激光测距的精度已达几厘米，多普勒测速精度也已达0.1毫米/秒。为了能从这样高精度的观测中提取全部信息，人造卫星的运动理论必须准确到1厘米的精度。这就需要人造卫星的二阶运动理论，甚至三阶运动理论。\n人造卫星的一阶运动理论，通常采用分析方法进行研究，并可将各种摄动因素分开处理。对于地球非球形摄动，1959年古在由秀采用平均要素法，首先提出了一阶运动理论。后来，巴特拉科夫又利用人造卫星的能量积分，进一步完善了这个理论，布劳威尔则采用蔡佩尔变换（见摄动理论）成功地解决了这个问题。此外，一些学者还研究了大气阻力摄动、太阳光压摄动和日月引力摄动等问题。\n二阶运动理论的分析方法，一般都局限于地球非球形摄动。1962年古在由秀首先创立二阶运动理论，把运动理论的精度提高到了一个新的水平。1970年阿克斯内斯用包含了部分一阶影响的轨道作为中间轨道，推出了二阶运动理论。他采用了希尔变量并利用堀源－李变换，所以他的表达式要比古在由秀的简洁得多。由于二阶运动理论的公式繁复，推导困难，人们开始使用电子计算机来帮助解决这个问题，在计算机上建立了泊松级数的运算程序，并用以推导天体力学中的繁复的公式。1977年，木下宙建立了三阶运动理论。与此同时，其他摄动的计算也更精细了，例如，考虑到大气密度的周日变化、半年变化、扁球效应、日月引力摄动的短周期项、潮汐项等。这些研究提高了卫星运动理论的精度，但是，由于没有解决联合摄动问题，分析方法所用的物理模式，始终是某种简化了的模式，精度不够高；而且分析方法推导繁复，即使用电子计算机，要推出几万项甚至几十万项的摄动，计算量也很大。因此，很多实用部门就干脆使用天体力学数值方法来解决人造卫星的运动问题。然而，数值方法计算时间太长，积累误差也较大，因此，人们又开始使用半分析、半数值的方法：短周期摄动用分析方法计算；长期、长周期摄动用数值方法计算。这种方法，对于得到分米级精度的运动理论是合适的。\n\n应用\n对人造卫星运动的研究，是发展空间事业的理论基础之一。利用人造卫星运动特征设计的太阳同步轨道，成功地用于气象卫星、地球资源卫星，保证卫星照相得到有利的日照条件。利用人造卫星运动理论并结合实际观测，可以精密测定测站的地心坐标、地球引力场和高层大气密度；人造卫星的运动理论，现在还广泛用于导航事业，并成功地用来测定极移。\n人造卫星运动理论的研究，向天体力学提出了许多新的课题。对人造卫星的一些摄动特点（非引力摄动较大，大气密度变化复杂，不连续的太阳光压摄动等）的研究，丰富了摄动理论；在研究人造卫星运动过程中逐步形成的堀源-李变换，促进了经典变换理论的发展；对“临界角”及其他共振问题的研究，推动了共振理论研究的发展。此外，人们还提出了许多种适用于研究人造卫星运动的中间轨道以及计算其残留摄动的方法等，所有这些都推动了天体力学的发展。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "月球火箭运动理��", "content": "月球火箭运动理论（ theory of the motion of Moon probes ），考察月球及其周围的自然条件。已成为空间科学的一个重要课题。人类于1969年首次登上了这颗地球的天然卫星（见阿波罗月球探测）。月球火箭沿着偏心率接近于1的椭圆或双曲线轨道飞行于地、月之间；有时还可能在月球近旁擦过，这时月球的引力对火箭的运动有巨大影响，甚至可能倒转火箭运行的方向。因此就某些运动特征来说，月球火箭同短周期彗星有相似之处。尽管对短周期彗星运动的研究已有二百多年的历史，但至今尚无较好的分析理论。这样，当前对月球火箭运动的研究主要还是用数值方法，只是在定性研究时才用分析方法。\n拉普拉斯在十八世纪末提出了作用范围的概念，从而得到许多关于短周期彗星运动的重要结论。这个概念对于今天研究月球火箭的运动也十分有用。对于地月系统而言，月球的作用范围半径为66，000公里。火箭在此范围内飞行，可以认为只受月球引力的作用，它的轨道是以月心为焦点的圆锥曲线。反之，火箭在作用范围以外飞行，则只受地球的吸引，它的轨道是以地心为焦点的圆锥曲线。叶戈罗夫和希勒利用把火箭轨道分为几段，每段都是圆锥曲线的方法，全面研究了月球火箭的轨道，获得许多重要结果。尽管这些结果只起定性作用，但可给数值方法指明范围，从而减少盲目性和减轻工作量。在月球火箭运动理论中，主要研究的问题是:击中月球的轨道、绕月飞行的轨道、绕地-月飞行的周期轨道、月球卫星的轨道和利用月球引力等。\n\n目录\n\n1 击中月球的轨道\n2 绕月球飞行的轨道\n3 绕地-月飞行的周期轨道\n4 月球卫星的轨道\n5 利用月球引力\n\n\n击中月球的轨道\n运用作用范围的概念可求出这种轨道的发射条件。即使不考虑月球的引力，所得结果也不会偏离实际情况太远，而且这种偏离将随着初始速度的增大而迅速减小。谢多夫的研究表明，从节省能量的观点来看，火箭进入轨道时的地心方向与火箭到达月球时的地心方向二者的交角愈大愈好。例如，对于北半球的发射场来说，在发射时月球最好位于南半球的上空。此外，还应使火箭到达月球时能从发射场观测到。因此，火箭的飞行时间应在一天半、两天半或三天半左右。最初几支月球火箭的发射条件正是这样选定的。为了击中月球，火箭的地心轨道可以是椭圆、抛物线和双曲线。但只有椭圆轨道既可以使火箭在到达远地点前从正面击中月球（上升轨道），也可以使火箭在过远地点后绕到月球背面去击中它（下降轨道）；其他两种轨道则只能从正面击中月球。在这三类轨道中，椭圆型轨道的稳定性最差，特别在击中月球背面的那些轨道中，抛物型轨道稳定性最高。为保证沿抛物型轨道运动的火箭能击中月面，初始速度的最大允许误差在数值上约为50米／秒，在方向上约为0.3度。火箭从地球到月面的飞行时间与初速直接有关。飞行时间的缩短，须以增大初速为代价。比较理想的飞行时间是一天半左右，苏联几支月球火箭的飞行时间都是这样。击中月球的轨道是一个典型的边值问题，而经典天体力学中所探讨的几乎全是初值问题，因此，击中月球轨道理论的发展，向天体力学提出许多问题。\n\n绕月球飞行的轨道\n这里指的是火箭离开月球区域后能立即返回地球邻近的轨道，火箭通过这种轨道将探测资料发回地面。对于这类轨道，主要研究火箭在月球和地球邻近的运动性质。在月球附近，火箭对月心的速度要比月球抛物线速度（即逃逸速度）大一倍以上，因此，火箭相对于月球的运动总是双曲线型的。火箭的月心轨道按运动方向可分为顺行和逆行两种。逆行轨道绕到月球背面，近月点也在月球背面，故又称绕行轨道；顺行轨道则达不到月球背面，故又称非绕行轨道。绕行轨道的飞行时间较短，一般为5～10天；非绕行轨道的飞行时间较长，约15～20天。希勒对二维情形（轨道在白道面内）的近月点分布进行了研究，他发现在月球运动方向的前、后方各有一个不会有近月点的“禁区”，前方的禁区比后方的大一倍。这就说明：考察月球的两侧要比考察月球的正、背面(尤其是正面)困难。切博塔廖夫以平面圆型限制性三体问题为力学模型研究了绕月飞行的对称轨道。当火箭在月球邻近的空间速度较小时，火箭在月球邻近的飞行方向与在地球邻近的飞行方向相反，轨道在地月联线上有一个交叉点，火箭在这里改变方向。交叉点离月球的距离与火箭在近月点的速度有关：在近月点的速度愈高，交叉点距月球愈远。在这族轨道中，有一条特别有意义的轨道，其近月点在月球背面上空约三万公里处，火箭在这点的空间速度为0，它与月球的相对速度减小到每秒1公里，即月球的轨道速度。沿着这条轨道飞行的火箭将在月球背面飞行两天多，占整个飞行时间的1/5。\n\n绕地-月飞行的周期轨道\n通常以平面圆型限制性三体问题为力学模型，探讨绕地-月飞行的(施瓦茨型)对称周期轨道。对考察月球有实际意义的，只是那些近月距和近地距都不大的周期轨道。黄授书的研究表明：周期分别为1/2、2/3、3/4、2/5……6/11个月的14种通约型轨道，它们的近月距小于8万公里，而且近地距又在16万公里以内。与绕月飞行的轨道一样，这种周期轨道亦可分为绕行与非绕行两种；另一方面，周期轨道又可分为逼近周期轨道与非逼近周期轨道两类。那些在第一次回到地球邻近以前就与月球接近的轨道称为逼近周期轨道。绕行的逼近周期轨道只有一族，它们是一些周期很短（几天）的逆行轨道，这些轨道的近月距比近地距小得多，而且它们是不稳定的。非绕行周期轨道比较普遍，周期相当的顺行与逆行轨道组成一对，当近地距缩短至零时，它们一起退化到同一个极限轨道──闭合抛射轨道。\n月球并不是沿正圆绕地球运动，所以前面提到的一些轨道在实践中是无法设计的，但月球的实际轨道与正圆偏离不大，火箭的真实轨道与理想的路线相去不远。苏联第三支月球火箭的轨道可以认为是这种轨道的一个实例。日月引力的摄动使火箭的近地点高度不断下降，当火箭与月球接近两次后，在绕地球飞行到第十一圈时进入稠密大气层烧毁。非对称周期轨道比对称周期轨道更稳定，但这类轨道比较难设计。\n\n月球卫星的轨道\n从地面上发射的火箭能否被月球俘获而成为它的卫星？对于这个问题至今还没有确切的答案，只有统计意义的结论表明这种可能性为零。另外，根据角动量的分析可以肯定：地面发射的火箭至少不会在第一圈内就被月球俘获而成为它的卫星。这就说明，俘获现象在地-月系中即使存在，可能性也很小，因此只能用人工方法来创造必要的条件；例如从节约能量的角度出发，用顺行上升火箭来实现逆行的月球卫星轨道。\n由于月球周围没有稠密大气，月球卫星的运动要比地球卫星简单得多。值得注意的是地球引力对月球卫星的摄动，因为在月球卫星的月面高度仅500公里时，地球摄动就同月球形状摄动相等。因此，地球引力是破坏月球卫星稳定性的主要因素。计算表明，月球周围1万公里的范围是卫星运动的稳定区。另外，逆行卫星轨道的稳定性比顺行轨道要好。\n\n利用月球引力\n当火箭在月球邻近飞过时，月球引力的摄动影响很大，甚至能把火箭的运动方向完全倒转过来。利用月球引力的摄动进行轨道设计，是很有意义的。月球引力至少可以起两种作用：①使火箭进入从地面无法直接安排的一些轨道；②作为行星际航行的中途加速器。\n研究月球火箭的运动时，常以限制性三体问题（地-月-火箭）或限制性四体问题(地-月-日-火箭)作为简化的力学模型。因此，限制性三体和四体问题的理论研究，对研究月球火箭轨道有较重要的意义，特别是其中的周期解理论、碰撞问题、闭合抛射轨道及俘获理论等，都与月球火箭的运动有直接关系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体力学", "title": "行星际飞行器运动理论", "content": "行星际飞行器运动理论（ theory of the motion of interplanetary vehicle ），在行星际空间飞行的人造天体称为行星际飞行器，包括飞向和绕过行星的飞船、击中行星（硬着陆和软着陆）的火箭和行星的人造卫星等。行星际飞行器的运动基本上可以认为是在地球、太阳和其他行星的引力作用下的限制性多体问题。利用作用范围可以把它简化为几个受摄二体问题。\n行星际飞行器的运动大致可分为三个阶段：①从地球表面发射到脱离地球作用范围。主要研究飞行器相对于地心的运动，它除了受地球的引力（包括地球形状摄动）作用以外，还受地球大气的阻力和月球、太阳引力的作用。它相对于地球的运动轨道接近于双曲线。这一阶段的飞行时间很短。②从离开地球作用范围之后到进入目标行星的作用范围之前──过渡阶段。主要研究飞行器的日心运动，飞行器在太阳（有时还考虑某些行星）的引力作用下，相对于太阳的运动轨道基本上是一个椭圆。这一阶段飞行时间最长，是飞行器运动的主要阶段。③进入��标行星的作用范围之后。这时飞行器在目标行星和太阳的引力作用下运动，它相对于目标行星的运动轨道接近于一条双曲线。如果要使飞行器成为行星的人造卫星或者在行星表面上软着陆，则需要利用制动火箭使飞行器减速。这个阶段持续时间也很短。\n有些飞行器是同时飞往几个行星的，例如“先驱者”11号、“水手”10号和“航行者”2号等。这些飞行器的运动除了上述三个阶段外，当进入“过路”行星的作用范围时必须考虑这些行星的引力作用，直到完全脱离它们的作用范围为止。对于需要回收的行星际飞行器，它的返回轨道也经历上述几个阶段，只是过程相反，即把目标行星当作出发行星，把地球当作目标行星。\n行星际飞行器的运动主要是在轨道过渡阶段，这个阶段的轨道设计十分重要。最节省能量的过渡轨道是日心椭圆轨道，它在近日点和远日点上分别与相应的两个行星的运动轨道相切，故又称双切轨道。这种过渡轨道是霍曼在1925年首先提出的，也称霍曼轨道。沿着双切轨道运动的飞行器从地球到目标行星的飞行时间，是这个椭圆运动周期的一半。根据各个行星的平均轨道半径，求出从地球沿双切轨道向行星发射飞行器的速度Vp和飞行时间△t1，见下表。 \n\n\n\n各个行星从地球沿双切轨道向行星发射飞行器的速度和飞行时间\n\n\n可以看出，采用双切轨道固然可以最节省燃料，但是 飞行时间却很长，对于像天王星等较远 行星，采用这样轨道显然是不现实的。另外，双切轨道对于发射时的精度要求较高。若过渡轨道取为抛物线轨道，相应的发射速度将大于双切轨道所要求的发射速度，相应的发射速度 V q ′和 飞行时间△ t 2，见下表。\n\n\n\n各个行星从地球沿抛物线轨道向行星发射飞行器的发射速度和飞行时间\n\n\n可以看到，对于较远的外 行星，只要增加一些发射速度就能大大地缩短 飞行时间。因此，采用抛物线轨道甚至双曲线轨道作为过渡轨道是比较合适的。事实上，目前发射 行星际飞行器的轨道绝大多数是属于双曲线类型的。\n为了便于修正轨道和节省燃料，在空间飞行中还设计一种驻留轨道，它们是围绕着地球和目标行星飞行的卫星轨道（见图）。飞行器先发射到驻留轨道上，测定它的位置，用小火箭修正轨道后再进入过渡轨道。在到达目标行星时也先在驻留轨道上运动，选择合适时机在行星表面的预定地区着陆。如果飞行器需要回收，可以把暂时不用的燃料储存在驻留轨道上，以便返回时使用，这样能够节省燃料达90％之多。为了能使飞行器和储存的燃料实现对接，在技术上要求是很高的。\n\n\n\n\n\n行星的运动轨道不是圆形，而基本上是一个椭圆，它们的轨道也并不在同一平面上，因此，行星际飞行器的运动实际上将更为复杂些。目前都用天体力学数值方法计算它们的轨道。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "球面天文学", "content": "球面天文学（spherical astronomy），天体测量学的分支学科。研究各种天球坐标系及时间系统的建立和转换。在天文学、大地测量学和宇宙航行等领域，必须计量天体(包括人造天体在内)的位置和运动，这种计量要以建立在天球球面上的某种坐标系为参考。运用一定的数学方法研究投影在天球上的天体位置及其因各种天文、气象或物理因素引起的变化是球面天文学所要解决的问题。具体研究内容大致包括：①各种时间计量系统的建立。②各种天球坐标系的建立和相互关系。③大气和地球运动对天体观测位置的影响，即大气折射、视差和光行差。④天体位置的广义相对论改正。⑤各种归算方法及其精度的探讨等。是研究天体测量学、天体力学、恒星天文学、星系动力学和实测天体物理学等分支学科所必需的基础理论之一。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天球", "content": "天球（汉语拼音：Tianqiu；英语：Celestial Sphere），天文学中为便于研究天体的位置和运动而引进的假想圆球面。天球中心视问题不同而任意选取，如视测者、地心或日心等；天球的半径为任意长，可以当作数学上的无穷大。通过天球中心与天体的连线（如观测者的视线）把天体投影到天球面上，该点就是天体在天球上的位置。天球可有助于把天体方向之间的相互关系化为球面上点与点之间的大圆弧段。通过在天球上建立参考坐标系并应用球面三角学的方法易于对这些关系进行研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天球坐标系", "content": "天球坐标系（汉语拼音：Tianqiu Zuobiao Xi；英语：Celestial Coordinate System），为确定天球上某一点的位置，在天球上建立的球面坐标系。有两个基本要素：①基本平面。由天球上某一选定的大圆所确定。大圆称为基圈，基圈的两个几何极之一作为球面坐标系的极。②主点，又称原点。由天球上某一选定的过坐标系极点的大圆与基圈的交点所确定。\n　　天球上一点在此天球坐标系中的位置由两个球面坐标标定：①第一坐标或称经向坐标。作过该点和坐标系极点的大圆，称副圈，从主点到副圈与基圈交点的弧长为经向坐标。②第二坐标或称纬向坐标。从基圈上起沿副圈到该点的大圆弧长为纬向坐标。天球上任何一点的位置都可以由这两个坐标唯一地确定。这样的球面坐标系是正交坐标系。对于不同的基圈和主点，以及经向坐标所采用的不同量度方式，可以引出不同的天球坐标系，常用的有地平坐标系、赤道坐标系、黄道坐标系和银道坐标系等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "地平坐标系", "content": "地平坐标系（汉语拼音：Diping Zuobiaoxi；英语：horizontal coordinate system），一种天球坐标系。以观测者为天球中心，过天球中心并与过观测者的铅垂线相垂直的平面称为地平面，它与天球相交而成的大圆称为地平圈。\n　　地平面是地平坐标系的基本平面。过观测者的铅垂线向上延伸与天球的交点称为天顶，向下的交点称为天底，天顶是地平圈的极，也是地平坐标系的极。经过天顶的任何大圆称为地平经圈或垂直圈；与地平圈平行的小圆称为地平纬圈或等高圈。过北天极的地平经圈称为子午圈，它与地平圈相交于北点和南点；与子午圈相垂直的地平经圈称为卯酉圈，它与地平圈相交于东点和西点。通常取北点或南点作为主点。从北点起沿地平圈顺时针向量到过天球上一点的地平经圈与地平圈的交点，这一弧长为地平坐标系的经向坐标，称为地平经度或方位角，从0°到360°；方位角也有从南点起向东向西从0°到180°计量。从地平圈，沿过该点的地平经圈量度至该点的大圆弧长为纬向坐标，称为地平纬度或高度，从0°到±90°，向天顶为正，向天底为负；高度的余角，即从天顶量度至该点的大圆弧长称为天顶距。\n　　由于因日视运动，天体对于同一地点的地平坐标不断变化，另一方面，对于不同的观测者，由于铅垂线的方向不同，有不同的地平坐标系，在同一瞬间同一天体的地平坐标也就不同。因此，记录天体位置的各种星表不能采用地平坐标系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "赤道坐标系", "content": "赤道坐标系（汉语拼音：Chidao Zuobiaoxi；英语：Chidao Zuobiaoxi），一种天球坐标系。\n\n简介\n　　过天球中心与地球赤道面平行的平面称为天球赤道面，它与天球相交而成的大圆称为天赤道。赤道面是赤道坐标系的基本平面。天赤道的几何极称为天极，与地球北极相对的天极即北天极，是赤道坐标系的极。经过天极的任何大圆称为赤经圈或时圈；与天赤道平行的小圆称为赤纬圈。作天球上一点的赤经圈，从天赤道起沿此赤经圈量度至该点的大圆弧长为纬向坐标，称为赤纬。赤纬从0°到±90°计量，赤道以北为正，以南为负。赤纬的补角称为极距，从北天极起，从0°到180°计量。\n\n划分\n　　由于所取主点以及随之而来的经向坐标的不同，赤道坐标系又分第一赤道坐标系和第二赤道坐标系。\n　　第一赤道坐标系又称时角坐标系，与观测者有关。主点取为天赤道与观测者的天顶以南那段子午圈的交点。从主点起沿天赤道量到天球上一点的赤经圈与天赤道交点的弧长为经向坐标，称为时角。时角从0°到±180°或从0h到±12h计量，向东为负，向西为正。天体因周日视运动，时角不断变化。\n　　第二赤道坐标系或简称赤道坐标系，主点取为春分点。从春分点起沿天赤道逆时针向量到天球上一点的赤经圈与天赤道交点的弧长为经向坐标，称为赤经。赤经从0°到360°或从0h到24h计量。天体的赤经和赤纬，不因周日视运动或不同的观测地点而改变，所以各种星表通常列出它们。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "黄道坐标系", "content": "黄道坐标系（英语：ecliptic coordinate system），又作黄道座标系，一种以黄道作基准平面的天球坐标系。地球公转的平均轨道面称为黄道面，它与天球相交而成的大圆称为黄道。黄道面是黄道坐标系的基本平面。黄道的几何极称为黄极，与北���极邻近的黄极即北黄极是黄道坐标系的极。经过黄极的任何大圆称为黄经圈；与黄道平行的小圆称为黄纬圈。春分点（见分至点）取为黄道坐标系的主点。从春分点起沿黄道逆时针方向量到天球上一点的黄经圈与黄道交点的弧长为经向坐标，称为黄经。黄经从0°到360°计量。从黄道起沿过该点的黄经圈量度至该点的大圆弧长为纬向坐标称为黄纬。黄纬从0°到±90°计量，黄道以北为正，黄道以南为负。天体的黄道坐标不因周日视运动或不同观测地点而改变。黄道坐标常用于研究太阳系内各种天体的运动。\n\n目录\n\n1 定义\n2 与天球坐标系统的互换\n\n2.1 黄道坐标转换为赤道坐标\n2.2 赤道坐标转换为黄道坐标\n2.3 演算法\n\n\n\n\n定义\n黄道是由地球上观察太阳一年中在天球上的视运动所通过的路径，若以地球“不动”作参照的话就是太阳绕地球公转的轨道平面（黄道面）在天球上的投影。\n黄道与天赤道相交于两点：春分点与秋分点（这两点称二分点）；而黄道对应的两个几何极是北黄极（在天龙座）、与南黄极 (在剑鱼座)。\n在黄道上与黄道平行的小圆称黄纬，符号β，以由黄道面向北黄极方向为正值（0°至90°），向南黄极方向则为负值。垂直黄道的经度称黄经，符号为λ，由春分点起由西向东量度（0°至360°）。像赤道坐标系中的赤经一样，以春分点做为黄经的起点。\n因为地轴有进动现象，此坐标系的两个黄极亦会因岁差影响而使坐标数值逐渐移动，计算时必须说明坐标系参照的历元。现常采用的是J2000.0历元（之前的出版物多以B1950.0历元），在天文年历这类精度较高的刊物中，则参考当天或当月之瞬时分点计算。\n此坐标系特别适合标示太阳系内天体的位置，大多数行星（水星和冥王星除外）与许多小行星轨道平面与黄道的倾角都很小，故其黄纬值（β）都不大。\n\n与天球坐标系统的互换\n下面公式参考哈里斯·贾森在K星表附录中的使用在Linux和KDE的桌面天文馆。\n\n\n λ和β代表黄经和黄纬\n\n α和δ代表赤经和赤纬\n\n ε=23°26′20.512″即黄赤交角，也就是地轴倾角。\n\n\n黄道坐标转换为赤道坐标\n赤经α和赤纬δ可以下面的公式得到：\n\n\nsin δ = sin ϵ sin λ cos β+ cos ϵ sin β\n\n\n\ncos α cos δ = cos λ cos β\n\n\n\nsin α cos δ = cos ϵ sin λ cos β - sin ϵ sin β\n\n\n因为正弦和余弦的解非唯一，故必须三个公式都能满足的解才是正确。\n\n赤道坐标转换为黄道坐标\n\nsinβ=cosεsinδ-sinαcosδsinε\n\n\n\ncosλcosβ=cosαcosδ\n\n\n\nsinλcosβ=sinεsinδ+sinαcosδcosε\n\n\n注意：有些人试图简化前面两个等式，但因正弦、余弦的解不是唯一的，这样做并非明智做法，因为当计算反三角函数时，所对应的角度会受限制，此时就需要第三个公式来协助判断与选择。例如在第二个公式的赤经值α，可以经由消除cosδ使等式左边只剩下tanα，或是放弃第三个等式，只利用第二式cosα=cosλcosβ/cosδ。在一些直接的运算下，他可能会将你引入歧途，例如当cos-1，角度通常在0°和180°之间，但赤经α范围是360°，sin-1和tan-1的范围也是180°，所有这些函数在它们的极限值附近的误差都会明显增大。\n实际上计算靠近黄道的天体坐标，可以正确的判断赤经α的象限，因为它会与黄经λ在同一象限中（但必须排除靠近极点的）。但一般应用程序不易编排，这必须要用人工来处理。\n\n演算法\n若以利用电子计算器计算时，最好利用直角坐标转换与极坐标系互换（R←→P）功能（多数科学用计算机皆有这功能），这样能避免上述问题，且能额外的提供一份明确的清单供查核。\n那么从黄道坐标转为赤道坐标的运算可以转换为下面的形式：\n\n\n 将上面三个公式在等号右边的项目做转换\n\n 运用R→P转换将cosαcosδ成为X的数值，sinαcosδ成Y值\n\n 答案中角度的部份是方位角，范围由0°至360°（或-180°至+180°），稍后可除以15转为“时”。\n\n 再以R→P转换将最后答案中的径度量转换成X的数值，并将sinδ转换成第一个公式中的Y值。\n\n 答案中角度的部份是高度，范围在-90°至+90°之间。\n\n 验证：径度量的数值必须正好是1，如果不是1你的计算一定是错了。\n\n\n同样的可以将赤道坐标转为黄道坐标。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "银道坐标系", "content": "银道坐标系（汉语拼音：Yindao Zuobiao Xi；英语：Galactic Coordinate System），在恒星天文学中应用一种天球坐标系。经过太阳且与银盘（见银河系）的对称平面相平行的平面称为银道面，它与天球相交而成的大圆称为银道。银道面是��道坐标系的基本平面。银道的几何极称为银极，与北天极邻近的银极称北银极。经过银极的任何大圆称为银经圈；与银道平行的小圆称为银纬圈。银河系的中心方向（a＝17h42m29s  ，δ＝ －28059¢18″，位于人马座)在天球上的投影必然落在银道上，取这点为银道坐标系的主点。\n　　从银河系中的方向起沿银道逆时针方向量到天球上一点的银经圈与银道交点的弧长为经向坐标，称为银经。银经从0°到360°计量。从银道起沿过该点的银经圈量度到该点的大圆弧长为纬向坐标，称为银纬。银纬从0°到±90°计量，银道以北为正，银道以南为负。1958年以前国际上采用的银道坐标系其主点取为银道对天赤道的升交点。这样规定的坐标系称为旧银道坐标系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天赤道", "content": "天赤道（celestial equator），由地球自转带动赤道上的人的头顶方向在天空移过的一个假想的圆。天赤道与黄道平面的交角约23°26′。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "子午圈", "content": "子午圈（汉语拼音：Ziwuquan；英语：Meridian），地平坐标系或赤道坐标系中的大圆，即在地平坐标系中经过北天极的地平经圈，或在赤道坐标系中经过天顶的赤经圈。它是地平坐标系和第一赤道坐标系中的主圈。子午圈是天球上经过北天极、天顶、南点、南天极、天底和北点的大圆。天体运动经过子午圈称为中天。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "卯酉圈", "content": "卯酉圈（prime vertical），地平坐标系中的大圆。即与子午圈相垂直的地平经圈，它与地平圈相交于东点和西点。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "黄道", "content": "黄道（ecliptic），地球绕太阳运行的轨道所在的平面。从地球上看，太阳一年内在天空中的视运动（相对于背景恒星）所描摹的就是黄道面。除冥王星外，所有行星的轨道都十分接近黄道面。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "分至点", "content": "分至点（汉语拼音：Fen zhi dian；英语：equinoxes and solstices），在天球上黄道与天赤道相交于两点，称为二分点。太阳沿黄道从赤道以南运动到赤道以北通过的那个交点称为春分点；与此相对的另一交点称为秋分点。黄道上与二分点相距90°的两点，称为二至点。其中与春分点沿太阳视运动方向相距90°的点称为夏至点，另一点称为冬至点。二分点和二至点又合称为分至点。按太阳视运动方向依次为春分点，夏至点，秋分点和冬至点。太阳在每年的春分(3月21日左右)、夏至（6月22日左右）、秋分（9月23日左右）和冬至（12月22日左右）依次通过以上各点。天球上通过天极和二分点的大圆称为二分圈，通过天极和二至点的大圆称为二至圈。春分点在建立天球坐标系中有重要作用，它是赤道坐标系和黄 道坐标系的主点。地球在日月引力影响下引起岁差，导致春分点沿黄道与太阳视运动的相反方向向西退行，每年移动50.″3，约 25800 年完成一周。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "春分点", "content": "春分点，在天球上黄道与天赤道相交于两点，称为二分点。太阳沿黄道从赤道以南运动到赤道以北通过的那个交点称为春分点；与此相对的另一交点称为秋分点。黄道上与二分点相距90°的两点，称为二至点。其中与春分点沿太阳视运动方向相距90°的点称为夏至点，另一点称为冬至点。二分点和二至点又合称为分至点。按太阳视运动方向依次为春分点，夏至点，秋分点和冬至点。太阳在每年的春分(3月21日左右)、夏至（6月22日左右）、秋分（9月23日左右）和冬至（12月22日左右）依次通过以上各点。天球上通过天极和二分点的大圆称为二分圈，通过天极和二至点的大圆称为二至圈。春分点在建立天球坐标系中有重要作用，它是赤道坐标系和黄道坐标系的主点。地球在日月引力影响下引起岁差，导致春分点沿黄道与太阳视运动的相反方向向西退行，每年移动50.″3，约 25800 年完成一周。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "秋分点", "content": "秋分点（ autumnal equinox ），太阳沿黄道从天赤道由南向北通过天赤道的那一点称春分点；与春分点相对的另一点称秋分点。见分至点。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "夏至点", "content": "夏至点（汉语拼音：Xiazhi Dian；英语：Summer Solstice），见分至点。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "冬至点", "content": "冬至点\n\n\n拼音：dōng zhì diǎn\n\n\n\n注音：ㄉㄨㄙ ㄓˋ ㄉㄧㄢˇ\n\n\n\n解释：地球倾斜自转又围绕太阳公转，于是太阳光对地球的直射点在分分秒秒的改变，当太阳光直射到地球南回归线的那一刻，地球在公转轨道的哪一点就是冬至点。因岁差的存在冬至点在地球公转轨道上并不固定。每年向与地球公转方向相反退行50.260角秒。\n\n\n\n例："}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "白道", "content": "白道（拼音：bái dào），（英语：Moon's path），月球绕地球公转的轨道平面与天球相交的大圆。\n　　白道与黄道相交于两点。月球沿白道从黄道以南运动到黄道以北通过的那个交点称为升交点，与此相对的另一交点称为降交点。白道与黄道的交角在4°57′～5°19′之间变化，平均值约为 5°9′，变化周期约为173天。由于太阳对月球的引力，两个交点的连线沿黄道与月球运行的相反方向向西移动，这种现象称为交点退行。交点每年移动19°21′，约18.6年完成一周。这一现象对地球的章动和潮汐起重要影响。 \n\n俗语\n　　在俗语中“白道”也是代表了警察、清廉的政府官员等一些正面的人物。反之，“黑道”就代表了黑社会、地痞流氓一些社会上不好的势力。\n\n历史遗迹\n　　闻名华夏的大青山横卧在塞外青城呼和浩特北部，就是这座天然屏障，挡住了土默川平原通往大后山之路。然而，天无绝人之路。千百年来，居住在土默川上的蒙汉人民，用自己勤劳的双手在大青山上打通了一条蜿蜒曲折之路。此路全长45公里，古书中称此路为“白道”，民国时期称“归武大道”，新中国成立后改称呼武公路。就是这条白道，蕴藏着武川地区深厚的文脉，提升了武川地区的文化底蕴，昭示了武川1600多年的文明史。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天文三角形", "content": "天文三角形（汉语拼音：Tianwen Sanjiaoxing；英语：Astronomical Triangle），天球上以天顶、天极和天体为顶点构成的球面三角形。又称定位三角形。它的3条边分别为天体的天顶距、天体赤纬的余角和观测站纬度的余角。它在天极处的顶角为天体的时角；天顶处的顶角与方位角有关，又称星位角。天文三角形建立了地平坐标系和赤道坐标系之间的联系，也把天体在天球上的位置与观测者的地理位置联系起来。应用球面三角公式可以根据天文三角形的任意3个元素求出另外3个元素。天文三角形在天体测量学中有广泛的用途。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天体的视运动", "content": "天体的视运动（ apparent motion of celestial bodies ），地面观测者直观观测到的天体的运动，主要是由地球自转引起的。对太阳系内的天体来说，地球绕太阳公转和这些天体本身的空间运动也是形成天体视运动的重要原因。在太阳系外的各类天体中，一些近距星的视位置还要受到因地球公转所引起的周年视差和太阳本动带来的长期视差(见视差)的影响。此外，岁差和章动、光行差、自行和大气折射等也会引起天体在天球上视位置的改变，但这些通常都不属于天体的视运动的研究范围。\n\n目录\n\n1 天体的周日视运动\n\n1.1 中天\n1.2 出没\n1.3 过卯酉圈\n1.4 大距\n\n\n2 太阳的视运动\n3 月球的视运动\n4 行星的视运动\n\n\n天体的周日视运动\n由于地球自转，地面上的观测者看到天体于一恒星日（见日）内在天球上自东向西沿着与赤道平行的小圆转过一周。这个圆称为天体的周日平行圈。这种直观的运动称为天体的周日视运动。周日视运动是一切天体最显著的视运动。在用天体照相仪对北极天区所拍得的照片上，可以清晰地看到北极附近恒星的周日视运动轨迹（图1）。当测站纬度为φ，天体的赤纬（见天球坐标系）满足δ＞90°－φ时，天体的周日平行圈全部在地平圈以上，天体永不下落；若90°-φ≥δ≥－(90°－φ)，天体的周日平行圈部分在地平圈以上，部分在地平圈以下，天体有升有落；若δ＜－(90°－φ)，天体的周日平行圈全部在地平圈以下，天体永不上升。对这个地方来说，天球上δ=90°－φ和δ=－(90°－φ)的两个平行圈分别称为恒显圈和恒隐圈。在地球北极处，北天极与天顶重合，天体的周日平行圈与地平圈平行，天体既不升起，也不下落，永远保持同一高度。那里只能看到天球北半部的天体。在赤道处，天极落在地平圈上，天体的周日平行圈与地平圈相垂直，天体沿着与地平圈垂直的圆周自东向西作���日视运动。那里可以看到全天的天体。天体因周日视运动不断改变着自己的地平坐标，即方位角和高度。 \n\n\n\n图1　天球北极附近恒星的周日视运动轨迹 \n\n\n天体在作周日视运动时，经过天球上一些特殊的圈（包括大圆和小圆）或点，这些现象在天体测量工作中具有重要意义。\n\n中天\n天体经过观测者的子午圈时称为中天。经过包括天极和天顶的那半个子午圈时，天体到达最高位置，称为上中天；经过包括天极和天底的那半个子午圈时，天体到达最低位置，称为下中天。\n\n出没\n天体经过观测者的地平圈时称为出没，也称升落。天体从地平圈下升到地平圈上称为出，反之称为没。永不下落和永不上升的天体没有出没现象。\n\n过卯酉圈\n0≤δ＜φ的天体，一天中两次经过卯酉圈。一次过卯酉圈东部，另一次过其西部。\n\n大距\nδ＞φ的天体经过地平经圈和周日平行圈的切点时称为大距。这时天体的星位角(见天文三角形)η=90°。满足上述条件的天体一天有两次大距，分别在天球的东半部和西半部。\n由于地球公转等因素的影响，不同日期内天体周日视运动的轨迹是有变化的。对太阳系的天体，特别对太阳和月球来说，它们的赤道坐标在短时期内有显著变化，它们的周日视运动的轻迹变化较快，尤其是每天的出没时刻和方位以及中天的时刻和高度都会有显著的变化。但对于恒星来说，这种影响是极其微小的。\n\n太阳的视运动\n太阳除参与因地球自转引起的周日视运动外，还存在因地球公转引起的在恒星背景上的相对运动，即周年视运动。太阳因周年视运动在黄道上自西向东每天移动约1°。在一年的不同日期内，太阳的赤经、赤纬的变化，引起昼夜长度的变化。对北半球来说，一年内只有两天，即春分和秋分，太阳由东点出，西点没，昼夜相等。从春分起，太阳的出没方位逐渐北移，夏至日到达最北点。在这段时间内，太阳出的时刻逐日提早，而没的时刻逐日延迟。同时中天高度越来越高，白昼变长，黑夜缩短。夏至那天中天高度最高，白天最长。夏至以后，太阳的出没方位逐渐南移，中天高度逐渐下降。秋分以后，太阳的出没位置已在东、西点以南，昼短夜长。这个过程一直延续到冬至日为止。这时，太阳的出没位置到达最南点，白昼最短，黑夜最长。以后，太阳的出没点重新北移，到春分点时昼夜又相等，完成一年一周的运动。由于纬度不同，太阳周日视运动的变化情况也有所不同。纬度越高，夏季白天越长，冬季白天越短。极圈以北开始出现“白夜”和“黑昼”。在地球北极，则是半年白天，半年黑夜，太阳不再每天东升西落。南半球的情况和北半球完全相同，只是冬和夏、春和秋，恰好相反。在赤道上，一年四季昼夜的长短是不变的。\n\n月球的视运动\n月球除了周日视运动外，由于它围绕地球每月公转一周，地球上的观测者还看到它自西向东在星座之间移动。月球的这种运动引起月球赤经、赤纬和黄经、黄纬的不断改变，使月球的周日视运动轨迹发生相应的变化。在一年的不同日期内，月球的出没方位角和中天高度变化很大。因为白道很靠近黄道，月球一月之内在天球上运动的情况与太阳的周年视运动相类似。同一月相在一年内不同月份的周日视运动轨迹也是不同的。以满月为例，在北半球的夏季，满月的运动情况与冬季的太阳相似，从东南升起，在西南下落，中天高度较低，照耀时间较短。冬季的满月则从东北升起，在西北下落，中天高度较高，照耀的时间也较长。其他月相也有类似的情况。月球平均每天东移约13°，因而升起的时间平均每天推迟50分钟左右。\n\n行星的视运动\n行星是太阳系内的天体，它们除参与周日视运动外，还因地球的公转和行星本身的绕太阳公转运动而不断改变其对于恒星的相对位置。行星在天球恒星背景上的相对运动与太阳和月球的情况不同。对太阳和月球来说，这种运动的方向始终是朝东的。对行星来说，则有时朝东，有时朝西，这是地球和行星二者的公转运动合成后在天球上的反映。行星的朝东运动称为顺行，朝西运动称为逆行。行星的主要运动方向为顺行。顺行和逆行之间的转折点称为“留”，在留附近行星相对恒星背景的运动是很慢的（见行星视运动）。\n以地球为中心，地球和行星的连线与地球和太阳的连线之间的交角在黄道上的投影称为行星的距角。距角为0°时称为“合”，这时行星与太阳的黄经相等，行星为太阳的光辉所淹没。距角为90°时称为“方照”。��角为180°时称为“冲”。行星相对恒星背景运动一整周所经历的时间，称为行星运动的恒星周期；行星按同一方向连续两次经过同一距角位置所经历的时间，称为行星运动的会合周期。\n地内行星和地外行星的距角变化情况有所不同。地内行星离太阳比地球近，它在任何位置上的距角都不会超过某一数值，因而不会出现冲和方照的现象。具体来说，水星的最大距角不超过28°，金星的最大距角不超过48°。在天球上，它们有时位于太阳以东，太阳落下后不久出现在西方地平线附近，称为昏星；有时位于太阳以西，太阳升起前不久出现在东方地平线附近，称为晨星。地内行星在一个会合周期内距角有两次达到极大值，即东大距和西大距，这时是观测地内行星的最好机会。地内行星在一个会合周期内可以出现两次合：一次在地球和太阳之间，称为下合；另一次它同地球分在太阳两侧，称为上合（图2）\n\n\n\n\n\n地外行星和地内行星不同，它们离太阳比地球远，在一个会合周期内距角可以从0°变化到360°，可以出现一次冲、一次上合和两次方照。行星在太阳以西时称为西方照，在太阳以东时称为东方照。地外行星冲时，离地球最近。在行星轨道近日点附近出现的冲称为大冲，大冲是观测外行星，特别是观测火星的最好机会。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "行星视运动", "content": "行星视运动（汉语拼音：Xingxing Shiyundong；英语：Planet， Apparent motion of），行星在天球上的位置的移动。虽然它们都在黄道附近，但有时自西向东（顺行）、有时自东向西（逆行），速度时快时慢，甚至短期内不动（留）。\n　　①内行星。从图1可知，水星、金星有上合、下合（两者与太阳黄经相同）以及东大距、西大距（两者与太阳黄经分别相差行星环90°和270°）。当它们在太阳以东时即表现为出现在西方天空的昏星，反之为晨星在黎明前的东方。水星的大距在18°～28°之间，所以不易见到；明亮的金星大距则有45°～48°，因而特别引人注目。\n　　②外行星。在地球轨道外的6颗行星与太阳角距没有限制，合时与太阳黄经相同，冲时差180°，东方照差90°，西方照差270°（图2）。合时与太阳同升落而无法观测；冲时行星离地球最近，且几乎整夜可见，同样，在东方照附近应出现在上半夜；西方照则出现在下半夜。\n　　行星在天球上的运动实际上是行星与地球两者轨道运动的合成，以外行星为例（图3），当地球从E1，E2，E3并依次到E7时，外行星相应从P1到P2到P3依次到P7，反映在天球上相当于外行星从P'¢1运动到P¢'2……到P'¢7。显然Pⅱ1到P'¢3是顺行段，直到P'¢3表现为留；从P'¢3到P'¢5是逆行段，到P'¢5又为留，P'¢5 到P'¢7则又是顺行。因而造成了外行星在天球上时而顺行、时而逆行的运动。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "中天", "content": "中天（汉语拼音：Zhongtian；英语：Centmination），天体经过观测者的子午圈。当经过北天极、天顶、南天极所在的那一半子午圈时，天体到达最高位置，称为上中天；当经过北天极、天底、南天极所在的那一半子午圈时，天体到达最低位置 ，称为下中天 。恒星过上中天 ，其 时角为零，这一瞬间的地方恒星时等于其赤经，而且这时地方纬度与恒星的天顶距和赤纬有最简单的关系。所以经典的时间和纬度测量大多观测过上中天的恒星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "大距", "content": "大距（ greatest elongation ），是从地球看出去，行星和太阳的最大夹角。通常用在形容水星或金星和太阳的夹角。\n地内行星（水星和金星）以会合周期为周期，往来于太阳的东西两侧，它们在太阳以东或以西的距角，有一定的限度：其最大的距角称为“大距”。那是观测地内行星最有利的时机。分东大距和西大距。东大距时，地内行星以日没以后出现在西方天空：反之，西大距时，于日出前出现在东方天空。水星和金星的大距，分别为“28度”和“48度”。这个角度的大小决定于地内行星对于太阳的距离和日地距离。大距通常是观测内地行星最清楚的时刻，因为行星距太阳较远，不受太阳光的影响。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "大气折射", "content": "大气折射（汉语拼音：Dɑqi Zheshe；英语：Dtmospheric Refraction），电磁波在传播过程中通过不同介质的界面时传播方向的改变称为折射，天体射来的光线或射电波通过地球大气层受到大气的折射���这种现象和由此引起的折射量称为大气折射。\n\n历史\n　　早在公元前2世纪前后，希腊的波西东尼乌斯就发现了大气折射现象，认识到大气折射影响大测量结果的准确性。公元2世纪希腊大天文学家托勒密在他的着作《光学》第五卷中进一步论述了大气折射问题。托勒密通过对恒星位置的反复观测，发现大气折射的作用，使得接近地平的星象位置有所升高。托勒密用光学折射的道理从理论上阐述了这一现象。16世纪，丹麦的大天文学家第谷也对大气折射现象有所研究，他测定了大气折射值。法国的天文学家G.D.卡西尼则于17世纪首先根据正弦定律建立了大气折射理论。其他一些着名的天文学家如英国的牛顿、布拉得雷、法国的拉普拉斯等人都对大气折射有所研究。19世纪20年代德国的天文学家贝塞尔建立了计算大气折射的对数公式，编制了一份相当精确的大气折射表。1870年俄国普尔科沃天文台编制了一份大气折射表，至今仍被广泛应用。\n\n影响\n　　产生的影响包括：\n　　①天体方向改变。地球大气层的密度上稀下密，天体发出的光线因大气折射的变化而逐渐弯曲，以致观测者所见天体的视天顶距比真天顶距小。这一现象又称蒙气差。其值随天体天顶距的增大而增大，在天顶时为零，接近地平时最大。\n　　②光程延长。在激光测距工作中，大气折射使测量到的光行时间比真空中的实际时间延长。在射电干涉测量中对射电波也有类似的影响。\n　　③色散效应。由于大气折射率与光的波长有关，不同光谱型的恒星有不同的大气折射，因而会在观测天顶距中引入与光谱型有关的误差。这一效应也能使星像发散成一个光带。\n\n测量\n　　大气折射通常通过建立大气模型，即对大气物理性质随高度而改变的规律作某些假定，从而计算出大气折射量，加以改正。大气折射改正值还因温度、气压、湿度而变化。在实用上编成大气折射表，根据观测的天顶距和观测时记录的气温和气压可以从表中查出大气折射值。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "蒙气差", "content": "蒙气差，专业用语，改变星光行进的路径，天文观测上叫做“蒙气差”。光由真空进入空气中时，传播方向只有微小的变化．虽然如此，有时仍然不能不考虑空气的折射效应。来自一个遥远天体的光穿过地球大气层时被折射的情景．覆盖着地球表面的大气，越接近地表越稠密，折射率也越大。\n蒙气差就是因为光从星际空间进入大气而产生的折射。观测目标离地平线越近，其位置因蒙气差而产生的移动越严重。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "视差", "content": "视差（parallax），观测者在两个不同位置看同一天体的方向之差。可用观测者的两个不同位置之间的距离（基线）在天体处的张角来表示。天体的视差与天体到观测者的距离之间存在着简单的三角关系，因此能以视差的值表示天体的距离，而以此测定天体距离的方法称为三角视差法。在测定太阳系内天体的距离时，以地球半径为基线，所得视差称为周日视差。周日视差随着天体的高度变化而改变，当天体位于地平时，它的周日视差达到极大值，称为周日地平视差。当观测者位于赤道时，天体的周日地平视差具有最大值，称为赤道地平视差。在测定恒星的距离时，以地球绕太阳公转的轨道半长径（即太阳和地球的平均距离）为基线，所得视差称为周年视差。假设恒星位于黄极方向时的周年视差称为恒星周年视差，简称恒星视差，用π表示。恒星视差只与恒星至太阳的距离有关，所以通常用π表示恒星距离。 所有恒星的π值都小于1″。由于太阳在空间运动所产生的视差称为长期视差，也称视差动。它取太阳在一年里所走过的距离为基线。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天体的距离", "content": "天体的距离（ distance of celestial bodies ），早在古代，人们通过粗略的观测已建立起天体的相对距离的初步概念。公元前三世纪，古希腊阿利斯塔克推算出日、月到地球的距离的近似比值。公元前二世纪，喜帕恰斯求得月球的距离为地球直径的30⅙ 倍。1751～1753年，法国拉卡伊和拉朗德第一次用三角测量法精确测定了月球 的 距离。1672年，G.D.卡西尼精确测定了太阳 的 距离。1837～1839年，В.Я.斯特鲁维、贝塞耳和T.亨德森几乎同时分别利用三角视差法相当精确地测定了织女星（即天琴座 α）、天鹅座61和南门二(即半人马座 α)三颗近距星 的 距离（见 视��）。\n测量天体距离的最经典的方法是三角视差法，此外还有许多方法。每种方法都有一定的适用范围。下面按照天体的从近到远的距离分为三类，分别叙述各种测量方法。\n\n目录\n\n1 太阳系内的天体\n\n1.1 三角测量法\n1.2 雷达测距法\n1.3 激光测距法\n\n\n2 太阳系外较近的天体\n\n2.1 分光视差法\n2.2 威尔逊-巴普法\n2.3 星际视差法\n2.4 力学视差法\n2.5 星群视差法\n2.6 统计视差法\n2.7 自转视差法\n\n\n3 太阳系外的远天体\n\n3.1 利用造父变星\n3.2 利用角直径\n3.3 主星序重迭法\n3.4 利用新星和超新星\n3.5 利用亮星\n3.6 利用累积星等\n3.7 利用谱线红移\n\n\n\n\n太阳系内的天体\n三角测量法\n用于测定月球、行星的周日地平视差，由此可以求得它们的距离。根据天体力学的理论，利用行星的周日地平视差，可以求得太阳的周日地平视差（即太阳视差），由此可以求得地球和太阳之间的平均距离。这是二十世纪六十年代以前测定太阳距离的常用方法。\n\n雷达测距法\n通过向月球和大行星（如金星、火星、水星等）发射无线电脉冲，然后接收从它们表面反射的回波，并将电波往返的时间精确地记录下来，便能推算出天体的距离。雷达测距法目前已成为测量太阳系内某些天体的基本方法之一。1946年首次用这一方法成功地测定了月球的距离，1957年月距的测定精度已优于一公里。自1961年起，对金星、火星和水星等多次进行雷达测距。对大行星的雷达测距还为测定地球和太阳间平均距离提供了最优的方法。根据对金星的雷达测距求得的日地间平均距离的数值是迄今最精确的（见雷达天文方法）。\n\n激光测距法\n它比雷达测距法更精确。但目前只适用于很近的天体，如人造卫星和月球。它的工作原理与雷达测距法相似。\n\n太阳系外较近的天体\n三角视差法　对离太阳100秒差距范围以内的近距星，都可利用三角视差法测定它们的距离。但对距离超过50秒差距的天体，此法所测得的距离已不够准确。三角视差法迄今仍是测定太阳系外天体距离的最基本方法。用其他方法测得的距离都要用三角视差法来校准。\n\n分光视差法\n分析恒星谱线以测定恒星距离的一种方法。以秒差距为单位的恒星距离r与它的视星等m（见星等）和绝对星等M之间存在下列关系：\n\n\n5lgr=m-M+5。\n\n\n根据恒星谱线的强度或宽度差异，估计恒星的绝对星等，再从观测得到恒星的视星等，由上式求得恒星的距离。由于星际消光对M和m有影响，用分光视差法测定恒星的距离必须计及星际消光这个很复杂的因素。\n\n威尔逊-巴普法\n1957年，O.C.威尔逊和巴普两人发现，晚型（G、K和M型）恒星光谱（见恒星光谱分类）中电离钙的反转发射线宽度的对数与恒星的绝对星等之间存在着线性关系。对这条谱线进行光谱分析，便可得到晚型恒星的距离。\n\n星际视差法\n在恒星的光谱中出现有星际物质所产生的吸收线。这些星际吸收线的强度与恒星的距离有关：星越远，星和观测者之间存在的星际物质越多，星际吸收线就越强。利用这个关系可测定恒星的距离。常用的星际吸收线是最强的电离钙的K线和中性钠的D双线。不过这个方法只适用于O型和早B型星，因为其他恒星本身也会产生K线和D线，这种谱线同星际物质所产生的同样谱线混合在一起无法区分。由于星际物质分布不均匀，一般说来，用此法测得的距离，精度是不高的。\n\n力学视差法\n目视双星的相对轨道运动遵循开普勒第三定律，即伴星绕主星运转的轨道椭圆的半长径的立方与绕转周期的平方成正比。设主星和伴星的质量分别为m1和m2，以太阳质量为单位表示，绕转周期P以恒星年（见年）为单位表示，轨道的半长径的线长度A以天文单位表示，这种双星在观测者处所张的角度α以角秒表示，则其周年视差π为：\n\n\n\n\n\n式中 α和 P可从观测得到。因此，如果知道双星 的质量，便可按上述公式求得该双星 的周年视差。如果不知道双星 的质量，则用迭代法解上式，仍可求得较可靠 的周年视差。周年视差 的倒数就是该双星以秒差距为单位 的 距离。\n\n星群视差法\n移动星团的成员星都具有相同的空间速度。由于透视作用，它们的自行会聚于天球上的一点或者从某点向外发散，这个点称为“辐射点”。知道了移动星团的辐射点位置，并从观测得到n个成员星的自行μk和视向速度V噰(k=1，2，…，n)，则该星团的平均周年视差为： \n\n\n\n\n\n式中 θ k为第 k个成员星和辐射点 的角距， V为 n个成员星 的空间速度 的平均值。这样求得 的周年视差 的精度很高���但目前此法只适用于 毕星团。其他移动星团因 距离太远，不能由观测得到可靠 的自行值。\n\n统计视差法\n根据对大量恒星的统计分析资料，知道恒星的视差与自行之间有相当密切的关系：自行越大，视差也越大。因此对具有某种共同特征并包含有相当数量恒星的星群，可以根据它们的自行的平均值估计它们的平均周年视差。这样得到的结果是比较可靠的。\n\n自转视差法\n银河系的较差自转（即在离银河系核心的距离不同处，有不同的自转速率）对恒星的视向速度有影响。这种影响的大小与星群离太阳的距离远近有关，因此可从视向速度的观测中求出星群的平均距离。这个方法只能应用于离太阳不太远，距离大约在1，200秒差距以内的恒星。\n\n太阳系外的远天体\n利用天琴座RR型变星　这类变星的特点是：尽管光变周期长短不同，而它们的光度是相同的，绝对星等差不多都在+0.5等左右。因此，先通过观测得到它们的视星等，再把视星等同上述绝对星等数值作比较，便可求得含有这类变星的球状星团的距离。这类变星由于光度大，光变周期为0.05～1.5天，显得特别引人注目，所以可作为相当理想的“距离指示器”。\n\n利用造父变星\n这类变星的光变周期长，而且它们的光度和光变周期之间有一种确定的周光关系，即光度越大，光变周期越长。应用这种关系，便可根据观测得到的光变周期计算它们的绝对星等，再将算出的绝对星等同视星等作比较，就可求得这类变星及其所在星团或较近的河外星系的距离。\n\n利用角直径\n假如各个球状星团或星系的线直径D（以天文单位表示）大致是相等的，则通过观测得到它们的角直径d（以角秒为单位），就可求得星团或星系的距离r（以秒差距为单位）：\n\n\n\n\n\n但实际上，无论是球状星团，还是各类星系，它们 的线直径相差不小，而且要确定它们 的角直径也很困难，所以用这个方法求得 的 距离是很粗略 的。\n\n主星序重迭法\n这个方法的出发点是：认为所有主序星都具有相同的性质，同一光谱型的所有主序星都具有相同的绝对星等。可以把待测星团的赫罗图（以色指数为横坐标，视星等为纵坐标）同太阳附近恒星的赫罗图（以色指数为横坐标，以绝对星等为纵坐标）相比较，使这两个图的主星序重迭。根据纵坐标读数之差即星团的主序星的视星等和绝对星等之差，可算出该星团的距离。也可以把待测星团的主星序同已知距离的比较星团的主星序相重迭，则纵坐标读数之差就是两星团的主序星的视星等之差，由此可以求得这两个星团的相对距离。根据比较星团的已知距离，便得到所测星团的距离。这是测定银河星团和球状星团的距离的一种有效方法。\n\n利用新星和超新星\n新星和超新星的光度变化都具有这样一个特征:在不长的时间内光度便达到极大值，而且所有新星或属同一类型的超新星的最大绝对星等变化范围不大。因此，可先取它们的平均值作为一切新星或属同一类型的超新星的最大绝对星等，再把它同观测到的最大视星等相比较，便可定出该新星或超新星所在星系的距离。\n\n利用亮星\n对于河外星系，可以认为它们所包含的亮星的平均绝对星等与银河系里属于同一类型星的平均绝对星等是相同的。因此，可以先通过观测得到这些亮星的视星等，然后把它们同上述平均绝对星等作比较，以求得河外星系的距离。\n\n利用累积星等\n球状星团的累积星等变化范围不大，可先取其平均值作为所有球状星团的累积绝对星等，再从观测得到所测星团的累积视星等，便可算出该球状星团的距离。此法也可用于河外星系，但必须考虑到星系的形态类型，不同类型星系的累积平均绝对星等应取不同的数值。\n\n利用谱线红移\n观测表明，在目前光学望远镜和射电望远镜所及的空间范围内，河外星系的谱线都有红移现象，而且红移量同星系的距离成正比。以r表示星系的距离，c表示光速，λ表示波长，Δλ表示波长的变化量，则：\n\n\n\n\n\n式中Δλ/λ为红移量， 哈勃常数 H=50公里/（秒·百万秒差距）。因此，只要测量出星系 的谱线红移量，便可推算出星系 的 距离。\n测定天体的距离是天体测量最重要的研究课题之一，尽管方法很多，但要得到可靠的结果是不容易的。因此，对于某一天体，应尽可能采用几种方法分别测定它的距离，然后相互校核，才能得到可靠的结果。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "光年", "content": "光年（英文：light-year），天文学中使用的距离单位。记为ly或l.y.，主要用于量度太阳系外天体的距离。1光年定义为光在真空中经历一年所走的距离。真空中光速c＝299792.458千米／秒，故1光年约等于9.4607万亿千米，或5.8786兆哩，或6.3241万天文单位，或0.3066秒差距。离太阳最近的恒星（半人马座比邻星）与太阳的距离为4.22光年。银河系的直径约10万光年。人类所观测的宇宙深度已达到150亿光年。\n　　光年等于光速乘以儒略年的秒数，即2,9979,2458m/s×365.25d×24h/d×60m/h×60s/m=9460,7304,7258,0800m，它是精确值。与光年(ly)同一系列的距离单位还有光周(lw)、光日(ld)、光时(lh)、光分(lm)、光秒(ls)等。\n　　1光年=9460,7304,7258,0800米≈9461兆米≈0.9461京米\n　　1光季=2365,1826,1814,5200米≈2365兆米≈0.2365京米\n　　1光月=788,3942,0604,8400米≈788兆米\n　　1光周=181,3144,7859,8400米≈181兆米\n　　1光日=25,9020,6837,1200米≈26兆米\n　　1光时=1,0792,5284,8800米≈1兆米\n　　1光分=179,8754,7480米≈180亿米\n　　1光秒=2,9979,2458米≈3亿米"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "秒差距", "content": "秒差距（parsec），天文学中使用的距离单位。主要用于量度太阳系外天体的距离。1秒差距定义为天体的周年视差为1″时的距离。秒差距是周年视差的倒数，当天体的周年视差为0″.1时，它的距离为10秒差距，当天体的周年视差为0″.01时，它的距离便为100秒差距，依次类推。1秒差距约等于3.2616光年，或206265天文单位，或30.8568万亿千米。在测量遥远星系时，秒差距单位太小，常用千秒差距(kpc)和百万秒差距为单位。\n　　秒差距等于64,8000除以圆周率个天文单位。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "光行差", "content": "光行差（aberration），光的有限速率和地球沿着绕太阳的轨道运动引起的恒星位置的视位移。在一年内，恒星似乎围绕它的平均位置走出一个小椭圆。这个现象在1729年由詹姆斯·布拉德雷（James Bradley）发现，并被他用来测量光的速率。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "岁差和章动", "content": "岁差和章动（ precession and nutation ），在地球和月球的摄动下，地球自转轴在空间并不保持固定方向，而且不断发生变化。地轴的长期运动称为岁差，而其周期运动则称为章动（图1）。对地球赤道隆起部分的摄动，使地球自转轴绕黄道面的垂直轴（黄道轴）旋转，在空间描绘出一个半径约为23°.5（黄赤交角）的圆锥面，周期约为26 000年，相应地引起春分点沿黄道的位移，这样的长期运动称为日月岁差。地球自转轴在空间绕黄道轴转动的同时，还伴随有许多短周期的微小变化。如月球轨道面位置的变化使白道的升交点沿黄道向西运动约18.6年绕行一周，因而月球对地球引力作用也有相同周期的变化，同样太阳对地球引力也具有周期性变化。在天球上引起真天极绕其平位置（平天极）作相同周期的运动统称为章动。日月岁差和章动的共同影响使真天极绕黄极在天球上给出一条波状的曲线。此外，地球还受到太阳系内其他行星的吸引，从而引起黄道面的不断变化，这不仅使黄赤交角改变，而且还使春分点沿赤道产生一个微小的位移(其方向与日月引起的移动相反)，这种长期运动称为行星岁差，日月岁差与行星岁差之和称为总岁差（图2）。 \n\n\n\n图1　岁差和章动示意图 \n\n\n图2　总岁差与章动的示意图 \n\n\n岁差常数是天文常数之一，是标准历元时平春分点在一个世纪内沿黄道向西的移动值，以公式P=P1−λcosε表示，式中P称为黄经总岁差，P1为黄经日月岁差，λ为赤经行星岁差，ε是标准历元时的黄赤交角。德国天文学家F.W.贝塞尔第一次精确地定出岁差常数，他得出P=5017″.61/回归世纪(对应于历元B1755.0)。19世纪末美国天文学家S.纽康确定了黄经总岁差P=5025″.64/回归世纪（在历元B1900.0），并在1896年巴黎的国际基本恒星会议上被确认为通用的天文常数之一，此值沿用了80年。1976年在国际天文学联合会第十六届大会上，通过了对于标准历元J2000.0年的新值：P=5029″.0966/儒略世纪。如果按纽康的旧值，归算到历元J2000.0年，应得5027″.86/儒略世纪，这比新值要小1″.24。这是因为在岁差常数中已加上了银河系自转的改正值，而且在计算行星岁差时采用了新的行星质量数据。随着观测资料的积累，用各种方法推算的岁差常数值不断出现，特别是20世纪80年代新技术甚长基线干涉测量和激光测月的发展，使岁差常数的测量可采用新的方法，由上述两种方法推算的新岁差值的平均为5028��.78/儒略世纪(此值为2000年天文常数最佳估计值）。现在天球与地面参考架联系中岁差矩阵采用利斯克模型。 　\n从1960年起，国际上采用以刚体地球模型为基础的伍拉德章动理论，但此理论与实际不符合，特别是地球并非一个刚体。从1984年起采用J.瓦尔提出的模型，即IAU1980章动模型，把地球看作为旋转、微椭、无海洋的弹性体的非刚体。然而，该模型与VLBI观测结果在时间域内有20毫角秒的差异（峰值至峰值），在频率域中有些项相差十分之几毫角秒。1994年IAU和IUGG成立了章动联合工作组，经过6年的工作，已于2000年第24届IAU大会上提出IAU2000A和IAU2000B模型，前者精度为0.2毫角秒，后者为1毫角秒，这两个模型已在2003年采用于测地天文、空间研究等领域。更精确的章动序列可以用VLBI观测解算的实测值（由IERS公布）。\n岁差和章动模型是在牛顿力学框架下推导的，高精度的观测归算中应考虑相对论效应，在引力场中天极运动的长期部分称为测地岁差，周期部分称为测地章动（利斯克岁差模型中已包括测地岁差，IAU1980年章动模型中没有包括测地章动）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "自行", "content": "自行（汉语拼音：Zixing；英语：Proper motion），恒星在一年内沿着垂直于视线方向走过的距离对观测者所张的角度。其单位为角秒／年。1718年，E.哈雷把他当时观测所得的恒星位置同喜帕恰斯和托勒密的观测结果作比较，发现恒星的位置有显著的变化，首次指出了所谓恒星不动的概念是错误的。实际上，恒星在空间是运动的。观测到的恒星运动包括：①恒星的真正的运动，又称本动。②太阳运动引起的视运动，又称视差动。恒星自行是很小的，一般小于每年0″.1。只有  400多颗恒星的自行等于或大于每年1″，巴纳德星的自行最大，为每年10″.31。引起恒星位置变化的原因，除自行外，还有岁差，这两项加在一起，称为恒星的年变。除去岁差的影响，即可求得绝对自行。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "实用天文学", "content": "实用天文学（practical astronomy），天体测量学的分支学科。主要内容是通过对天体的观测确定时间、地面点在地球上的坐标和地面目标的方位角，即用天文方法解决地面点的定位。根据观测目标和目的的不同分为：①大地天文学。这是天体测量学与大地天文学的边缘学科，在测站（通常称为天文点）使用天体测量仪器观测天体以测定天文经度和纬度，也可测定测站至相邻固定目标的方位角从而确定测站的子午线。②天文导航。这是通过观测天体来测定航行中的船舰或飞机所在位置的学科，也因航行特点及要求的不同而分为航海天文学和航空天文学。\n　　实用天文学的成果可以直接为社会生产和人们生活服务，为经济建设和有关学科如大地测量学、地球物理学、地质学、地理学和制图学提供资料。例如，高精度的天文定位可用以建立局部或全球的参考坐标系。随着技术的发展，出现了新的仪器和观测手段，如人造卫星多普勒跟踪、人造卫星激光测距、甚长基线干涉测量、全球定位系统等，导致观测精度和频度的大幅度提高，甚至带来某些概念上的飞跃，如导致建立了三维全球参考系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "地面点坐标", "content": "地面点坐标（汉语拼音：Dimiandian Zuobiao；英语：coordinate of a point on earth surface），地球表面一点的位置可以通过建立在天球上或地球表面的二维球面坐标系，或建立在地球体内的三维直角坐标系中的坐标来确定。\n　　具体采用的坐标系有：\n　　①天文坐标系。是建立在天球上的与地球的形状和大小无关的二维坐标系。观测者的地方铅垂线延伸与天球的交点为天顶。天顶方向与天赤道面的夹角为天文纬度。经过天极和天顶方向的平面为天子午面，某地天子午面与本初子午面之间的两面角为天文经度。\n　　②大地坐标系。是建立在参考椭球体上的二维坐标系。通过地面上一点的对于参考椭球体表面的法线与参考椭球体的赤道面之间的夹角为大地纬度。该法线同参考椭球体旋转轴所构成的平面为大地子午面，该点的大地子午面与参考椭球体上相应的本初子午面之间的两面角为大地经度。天文坐标与大地坐标之间的差称为垂线偏差，须由观测确定。\n　　③地心坐标系。为三维直角坐标系。以地球质心为坐标原点，以参考椭球体旋转轴为Z 轴，以参考椭球体赤道面为XY 平面。赤道面与参考椭球体上的本初子午面的交线为X 轴。XYZ  轴形成右旋系统。地面上一点的位置可用在坐标轴上的 3个分量确定。这一坐标系也可转换为相应的极坐标系统，定义该点的地心经度、地心纬度和地心向径。\n　　大地坐标和地心坐标可以通过一定的几何关系相互转换。由于地球的固体潮、板块运动、地极运动等影响，地面点的位置会随时间变化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "大地天文学", "content": "大地天文学（汉语拼音：Dɑdi Tianwenxue；英语：geodetic astronomy），通过观测天体以测定地面点（又称天文点）的天文经度、纬度和该点至相邻固定目标的方位角的理论和方法。它是实用天文学的分支学科，是天体测量学应用于大地测量学而形成的一门边缘学科。\n　　大地天文学的传统课题包括：\n　　①测定地面点的天文经度，就是在同一瞬间测定地面上一点与本初子午线上的地方时之差。该点上的时刻可使用经纬仪、中星仪、棱镜等高仪以及照相天顶筒等仪器测定；本初子午线上的地方时则可通过收录天线电时号求得。\n　　②测定地面点的天文纬度。这等同于测定地面点的天极高度。该点的纬度可使用带有纬度水准的经纬仪、天顶仪、棱镜等高仪以及照相天顶筒等仪器测定。\n　　③地面目标方位角的测定。这等同于确定某天文点的子午线方向。观测恒星，测定其时角，算出它的方位角，然后测定该瞬间恒星与地面目标之间的水平角，从而得到目标的方位角。这些任务都包含对各种误差的分析及对削弱和消除误差的研究。近代已能测定地面点在以地心为原点的三维直角坐标系中的地心直角坐标，用诸如甚长基线干涉测量、激光测卫、全球定位系统测量等技术，精度可达几厘米量级。\n　　精密的天文点是大地测量中三角网中的控制点。天文测量与重力测量相结合可以研究地球重力场和地球形状。地面点坐标为地图学提供了基本资料。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "太尔各特法", "content": "太尔各特法（ Talcott method ），测定天文纬度的一种方法。十八世纪由丹麦的赫瑞鲍最先提出，1857年，美国的太尔各特加以改进并应用于实际工作，故又称赫瑞鲍-太尔各特法。它是迄今为止测定纬度最精确的方法之一，在各纬度观测站和野外天文测量中得到广泛应用。这种方法要求在中天时观测天顶南北两颗近乎等高的恒星的天顶距差(见天球坐标系)。南北恒星均为上中天时，太尔各特法测定纬度的基本公式为： \n\n\n\n\n\n式中 δS、 δN ， z S、 zN以及 ρS、 ρN分别表示南、北两星的赤纬、天顶距和 大气折射改正。由于 太 尔 各 特 法不用垂直度盘来测定单颗恒星的天顶距，而用目镜测微器直接测出南北星对的天顶距差 zS－ z N，这就避免了垂直度盘的刻线误差，并大大减少了大气折射的误差，从而使测定纬度的精度大大提高。用 太 尔 各 特法测定纬度的仪器有 天顶仪、 中星仪以及高精度的全能经纬仪。这些仪器除附有目镜测微器外，还装有高灵敏度的 太 尔 各 特水准器。 太 尔 各 特水准器又称望远镜水准器，它的作用与一般用来置平仪器的水准器不同。它同望远镜紧固在一起时，可以在观测一对星的过程中，测出望远镜高度的微小变化，并由此改正纬度观测的结果。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "多星等高法", "content": "多星等高法（ multistar equal altitude method ），同时测定时间(或天文经度)和天文纬度的方法。这种方法要求记录一组恒星过某一固定等高圈（通常高度为60°或45°）的时刻，故称为多星等高法。多星等高法同时测定时间和纬度的基本公式是：\n\n\ncosz=sinφsinδ+cosφcosδcos(T+u-α)。\n\n\n式中α，δ分别为被测恒星的赤经和赤纬；z为等高圈的天顶距；T为恒星过等高圈时的钟面时；u，φ分别为钟差(即地方恒星时与钟面时之差)和纬度。观测一组恒星后，可以用最小二乘法，同时求出钟差u和纬度φ。为了取得最好的解算结果，一组恒星应尽可能均匀地分布在方位角0°～360°的范围内。棱镜等高仪是专为多星等高法设计的仪器，有60°等高仪和45°等高仪两种，前者的应用较为广泛。棱镜等高仪也可以由光学经纬仪加上棱镜等附件构成。目前天文台采用的是超人差棱镜等高仪。这种等高仪增加了对每颗恒星观测的记录次数，使观测精度大为提高。近年来，中国把光电技术应用于多星等高观测，制成了光电等高仪，使时间和纬度的观测精度更加提高。"}
-{"top_category": "���文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "中天法", "content": "中天法（ method of meridian observation ），测定钟差的方法。这种方法用于记录恒星中天的时刻，是测时的主要方法。用中天法测时的仪器有中星仪、照相天顶筒和经纬仪。中天法测时的基本公式（对于上中天恒星而言）称为迈耶尔公式：\n\n\nα=T+u+asin(φ-δ)secδ \n+bcos(φ-δ)secδ+csecδ\n\n\n式中α，δ分别为被测恒星的赤经和赤纬，φ为测站纬度，T为恒星中天时的钟面时，u为钟差，即地方恒星时与钟面时之差，a、b、c为仪器误差。其中b由水平轴与铅垂线不正交引起，称为水平差，可以用仪器上的水准器测定；c由望远镜准直轴与水平轴不正交引起，称为准直差，可用转轴观测的方法加以消除；a是仪器水平轴与正东西方向之差，称为方位差。观测一组恒星后，可以用最小二乘法同时求出钟差u和仪器的方位差a。中天法通常用于天文台站的测时工作。在野外测绘工作中也可以用经纬仪按中天法测定测站的天文经度。目前，用光电中星仪的测时精度，可与超人差棱镜等高仪和光电等高仪的测时精度媲美。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "航海天文学", "content": "航海天文学，研究利用航海设备探测天体并应用于舰船导航的科学。早期为实用天文学分支学科,现为天文导航的分支学科。通过航海设备观测天体来对舰船进行导航是航海天文的研究对象。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "航空天文学", "content": "航空天文学，早期为实用天文学的分支，现代发展成为天文导航的分支。通过观测天体的高度（即仰角）和方位角确定飞行中飞机的所在位置。一般用*六分仪对太阳、月球、几颗行星和几十颗亮恒星等进行观测，应用等高线解算经纬度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "六分仪", "content": "六分仪\n\n\n拼音：liù fēn yí\n\n\n\n注音：ㄌㄧㄡˋ ㄈㄣ ㄧˊ\n\n\n\n解释：一种天文仪器。测定天体与地平线夹角的仪器，于航海中可借以测定观测者所在的纬度。\n\n\n\n例：\n\n\n【天文学】\n\n 六分仪\n六分仪（ sextant ），用来测量远方两个目标之间夹角的光学仪器。通常用它测量某一时刻太阳或其他天体与海平线或地平线的夹角，以便迅速得知海船或飞机所在位置的经纬度。六分仪的原理是牛顿首先提出的。六分仪具有扇状外形，其组成部分包括一架小望远镜，一个半透明半反射的固定平面镜即地平镜，一个与指标相联的活动反射镜即指标镜。六分仪的刻度弧为圆周的1/6。使用时，观测者手持六分仪，转动指标镜，使在视场里同时出现的天体与海平线重合。根据指标镜的转角可以读出天体的高度角，其误差约为±0ḷ2～±1′。在航空六分仪的视场里，有代替地平线的水准器。这种六分仪一般还有读数平均机构。六分仪的特点是轻便，可以在摆动着的物体如船舶上观测。缺点是阴雨天不能使用。二十世纪四十年代以后，虽然出现了各种无线电定位法，但六分仪仍在广泛应用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天文导航", "content": "天文导航（ Celestial Navigation ），根据天体来测定飞行器位置和航向的航行技术。天文导航是自主式系统，不需要地面设备，不受电磁场的干扰，不向外辐射电磁波，隐蔽性好，定向、定位精度高，定位误差与时间无关。航空天文导航跟踪的天体主要是亮度较强的恒星。航天中则要用到亮度较弱的恒星或其他天体。\n天文导航分为单星导航、双星导航和三星导航。双星导航定位精度高，在选择星对时，两颗星体的方位角差越接近90°，定位精度越高。三星导航常利用第三颗星的测量来检查前两次测量的可靠性，在航天中，则用来确定航天器在三维空间中的位置。\n天文导航经常与惯性导航、多普勒导航系统组成组合导航系统。适用于大型高空远程飞机和战略导弹的导航。低空飞行因受能见度的限制较少采用天文导航，但高空远程轰炸机、运输机和侦察机作跨越海洋、通过极地、沙漠上空的飞行，天文导航则很适用。特别适用于机动发射的导弹。星体跟踪器通过扫描对星体进行搜索，搜索到星体之后立即转入跟踪状态，同时测出星体的高度角和方位角，在航天器上得到更广泛的应用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "时间及其计量", "content": "时间及其计量（ time and its measurement ），时间是物质存在的基本形式之一。可以通过某种选定的物质运动���程来计量时间，把其他一切物质的运动过程与这个选定的过程进行比较，判别和排列事件发生的先后顺序和运动的快慢程度，从而对它们进行观察、分析和研究。通常所说的时间计量，实际上包含既有差别又有联系的两个内容：时间间隔和时刻的测定。时间间隔是指客观物质运动的两个不同状态之间所经过的时间历程。时刻是指客观物质在某一种运动状态的瞬间与时间坐标轴的原点之间的时间间隔。\n\n目录\n\n1 广义的时间计量\n2 时间计量工作\n3 时间计量单位\n4 近况\n\n\n广义的时间计量\n客观物质世界的运动和发展的过程是千差万别的。譬如某些天体的年龄可达100多亿年，而人类有文字记载的历史只有数千年，某些基本粒子的寿命则只有10-24秒。因此从广义来说，按目前人类对客观物质认识的水平，人们是在10-24～1018秒这个广大区间内来计量时间的。对于这样广大的区间，不可能用唯一的物质运动过程来计量时间，必须根据所研究的实际问题，选用不同的时间计量方法。不同的时间计量方法分属于不同的学科分支，有各自的特征。\n目前测量天体年龄的方法，是先测定天体的能量损耗速度和质量，再根据质能关系式估算它的寿命。用这种方法可以计量100多亿年之间的时间间隔。\n测定地球的年龄、岩石形成的时间和各个地质时期的绝对年龄，普遍采用放射性元素衰变法，这是地质纪年学的研究内容。用放射性元素衰变法可以测定数千年到数十亿年之间的时间间隔，用这种方法估算的地球的年龄大约是46亿年。\n研究古生物的生长节律，能推断古生物时代的时间记录，这就是古生物钟。每一块保存较好的化石都可以当作一座时钟，它能告诉我们化石的年龄和古生物生存的地质时代。古生物钟（例如古珊瑚表壁上的环脊）证实了地球自转速率长期减慢的理论，研究这种时间计量方法，属于古生物学的范畴。\n日、月、年、世纪的时间计量，属于天文学中的历法范畴。由于地球绕太阳的公转周期和地球自转周期没有公约因子，协调这两种天象（四季和昼夜），就成了历法的研究问题。\n在天文学中，通常所说的时间计量并不是指上述广义的时间计量，而是指日以下的时间间隔（105秒）的计量，对于专门的天文台或物理实验室，甚至是指秒以下的时间间隔的计量。同时，还需要确定一个初始历元，作为时间计量的起点。\n\n时间计量工作\n人们最早是利用地球自转运动来计量时间的，其基本单位是平太阳日，也就是通常所说的一天。这种以地球自转为基础的时间计量系统称为世界时。一个平太阳日的1/86，400为世界时的一秒。世界时可以通过天文观测来测定，这种工作称为天文测时。天文测时受睛夜的限制，为了随时获得世界时，要用精密的天文时计将天文测时结果记录下来，并根据天文时计的运行规律随时指示外推的世界时，这种工作称为守时。天文台用各种传递手段，如无线电讯号等将准确的世界时发播出去为各种用户服务，这种工作称为时间服务或授时。时间计量工作可以概括为测时、守时和授时三项内容。\n\n时间计量单位\n随着科学技术的发展，近二十年来对时间计量单位（秒）作了两次重大的改革。二十世纪以来发现基于地球自转的世界时是不均匀的。根据国际天文学联合会1958年的决议，从1960年起采用历书时来代替世界时。历书时是以地球公转的运动为基础的，历书时的秒规定为1900年1月0日12时正回归年长度的1/31，556，925.9747，历书时的起始历元定在1900年1月0日12时。历书时通常是由观测月球来测定的，观测精度较低，一般只能测到0.1秒的精度，无法满足各种科学技术工作的需要。1967年国际计量委员会决定，以原子时来代替历书时。原子时的秒规定为铯原子基态的两个超精能级之间在零磁场下跃迁辐射9，192，631，770周所持续的时间，起始历元定在1958年1月1日0时。\n对时间计量单位(秒)虽然作了上述重大的改革，但是以地球自转为基础的世界时仍然有广泛的用途。为了兼顾对世界时时刻和原子时秒长二者的需要，国际上规定以协调世界时作为标准时间和频率发播的基础。协调世界时的秒长与原子时的秒长一致，在时刻上则要求尽量与世界时接近（规定二者的差值保持在0.9秒以内）。为此，可能在每年的年中或年末，对协调世界时的时刻进行一整秒的调整。\n\n近况\n世界时不仅是一种时间计量系统，同时也是对地球自转的直接描述，它是研究地球自转理论的基本数据之一。天文测时的方法和设备在最近几十��中有迅速的发展，所用的仪器有光电中星仪、超人差棱镜等高仪、光电等高仪和照相天顶筒等。目前综合全世界的天文测时资料可以使测定的世界时精度达到0.001秒的水平。近几年出现的甚长基线干涉测量和激光测距等技术，将会使天文测时的精度有成数量级的提高。\n近三十年，天文时计也有重大的改革。第二次世界大战后，天文摆钟基本上已为石英钟所淘汰。五十年代以后出现的原子钟，使天文时计发生质变，原子钟不仅是目前最精确的时计（高质量的原子钟每天误差不超过10-9秒），而且是建立原子时的基础。\n由于空间科学、大容量数字通讯、远距离无线电导航等工作的发展，对时间同步的要求愈来愈高，促使授时工作不断发展：传递时间频率的无线电讯号所用的波段，从高频、甚低频发展到所有可用的无线电频谱；传递讯号的机构，从专门的授时台发展到远距离无线电导航台、电视台、直播电视卫星、导航卫星、通讯卫星以及微波中继通讯站；所用的讯号方式，从秒脉冲发展到多脉冲和时间编码等。目前，时间同步的精度已从一毫秒提高到几个毫微秒。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "历元", "content": "历元（ epoch ），在天文学研究工作中，常需标出数据所对应的时刻，即历元。按用途不同，历元主要分以下三种。\n①星表（星图）历元　由于岁差和章动以及自行的影响，各种天体的天球坐标都随时变化。因此，星表（星图）所列的各种天体的天球坐标，都只能是对应于某一特定时刻的，所以需要注明属于某一历元，如1950.0、1975.0等，这种历元称为星表（星图）历元。在使用星表（星图）时，可以利用岁差、章动和自行的资料，将各种天体对应于星表（星图）历元的天球坐标换算为使用时刻的天球坐标。\n②观测历元　为了比较不同时刻的观测结果，需要注明观测资料所对应的观测时刻，这种时刻称为观测历元。\n③时间计量的初始历元　在时间计量系统中，除了确定时间单位外，还要确定时间计量的起点，这种起点称为时间计量的初始历元。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "年", "content": "年，可以指：\n\n\n 年，时间单位。\n\n 在所表达的多少年当中，既可以表示所对应的年份，又可以表示事情所使用的期限。譬如“12年”，既可以表示2012年，又可以表示十二年（如12年义务教育）。\n\n\n\n 年，中国姓氏。\n\n 年，中国神话传说中的一只怪兽。\n\n\n\n\n\n\n年　(秊) 【繁体】　(秊 年) 【异体 古文】\n拼音：nián　\n部首：丿　\n总笔画：6　\n部外笔画：5　\n结构：独体字　\n五笔：RH　\n倉頡：OQ　\n常用字　\n\n\n基本释义：\n\n\nnián\n\n\n\n地球绕太阳一周的时间：一年。三年五载。 \n\n每年的：年会。年鉴。年利。年薪。 \n\n一年的开始：年节。新年。 \n\n有关年节的（用品）：年画。年礼。年货。 \n\n时期，时代：近年。年华。年号（ａ．帝王用的纪年名称；ｂ．公元纪年名称）。年限。年深日久。 \n\n收成：年成。年景。年谨。荒年。 \n\n岁数：年纪。年事（岁数）。年高。年轮。 \n\n人一生所经年岁的分期：幼年。童年。青年。壮年。中年。老年。 \n\n科举时代同年考中者的互称：年兄。年谊（同年登科的关系）。 \n\n姓。 \n\n\n\n\n便捷查询：\n\n\n同音查询： nian 音汉字　nián 音汉字　　同部首查询： 丿部汉字　　同笔画查询： 6画汉字\n\n\n\n\n “年”字书法作者：王羲之\n “年”字书法作者：颜真卿\n “年”字书法作者：苏轼\n “年”字书法作者：文徵明\n目录\n\n1 年(秊) nián\n2 《康熙字典》释义\n3 百科条目\n4 首字为“年”的词语\n\n\n年(秊) nián\n\n<本义> 年成，五谷成熟。\n\n指一年的收成：年成丨年登(谷物丰收)丨年荒(谷物歉收)丨年丰(年成丰收)丨年饥(年成荒歉)丨年景。\n\n时间单位。地球环绕太阳公转一次所需的约365又1/4太阳日的周期：今年丨去年丨年复一年(一年又一年)。【百科】 年（year），以地球绕太阳公转运动为基础的时间单位，其长度取为太阳在天球上沿黄道从某一定标点再回到同一定标点所经历的时间间隔。由于所选取的定标点不同，定义了4种不同的年：①回归年。太阳在天球上连续两次通过春分点所经历的时间间隔，长度为365.24220日。它是制定现行公历的基础。②恒星年。太阳在天球上连续两次通过某一恒 星所经历的时间间隔，长度为365.25636日。这是地球绕太阳的平均公转周期。③近点年。地球连续两次经过近日点所经历的时间间隔，长度为365.25964日，主要用于研究太阳运动。④交点年，又称食年。太阳在天球上连续两次经过月球轨道升交点所经历的时间间隔，长度为346.62003日。交点年在计算日食中有重要作用。在天文学上为适应天文计量的需要曾使用贝塞耳年，它的长度与回归年同，而岁首取在太阳平黄经等于280°的瞬间。由于地球公转周期有缓慢变化，以上这些年的长度均为变量，作为量度单位并不严格。1984年起采用儒略年作为长度固定的时间单位，规定为365.25日。\n\n年节：过年丨新年丨拜年。\n\n用以指有关年节用的（物品）：年画丨年礼丨年货丨年茶丨年帖(春帖)。\n\n每年的：年会丨年鉴丨年利丨年薪丨年租(每年的租税)丨年产量(指一年生产的数量)丨年年岁岁(每年)。\n\n岁月，泛指时间：年年防俭，夜夜防贼(随时要想到意外与不利)。\n\n时期；时代：年代丨近年丨明朝末年。\n\n岁数：年纪丨年龄丨年高丨年富力强。\n\n寿命，一生的岁数：年寿(人的寿命)丨年迫日索(老年逼近，余日不多)丨年衰岁暮(年纪衰老，寿命将尽)丨年在桑榆(比喻垂暮之年。\n\n一生中按年龄划分的阶段：童年丨幼年丨少年丨青年丨中年丨老年。\n\n科举时代同科考中者互称：年家(称同科考中者的家庭)丨年伯(对与父亲同榜登科而年长者的尊称)丨年谊(同年登科的关系)丨年侄(年兄之侄)丨年叔(对与父辈同榜登科而年岁较小者的尊称)。\n\n姓。\n\n\n《康熙字典》释义\n　　【午集下】【禾字部】\n　　〔古文〕𠫺【唐韻】【廣韻】奴顚切【集韻】【類篇】【韻會】寧顚切【正韻】寧田切，𠀤撚平聲。【說文】本作秊。穀熟也。从禾千聲。【春秋•桓三年】有年。【穀梁傳】五穀皆熟爲有年。【宣十六年】大有年。【穀梁傳】五穀大熟爲大有年。　又歲也。【爾雅•釋天】夏曰歲，商曰祀，周日年，唐虞曰載。【註】歲取星行一次，祀取四時一終，年取禾一熟，載取物終更始。【疏】年者，禾熟之名。每歲一熟，故以爲歲名。【周禮•春官】正歲年以序事。【註】中數曰歲，朔數曰年。【疏】一年之內，有二十四氣。節氣在前，中氣在後。節氣一名朔氣。中氣帀則爲歲，朔氣帀則爲年。【左傳•宣三年】卜年七百。　又齒也。【釋名】年，進也。進而前也。【禮•王制】凡三王養老，皆引年。【註】引年，挍年也。【左傳•定四年】武王之母弟八人，周公爲太宰，康叔爲司宼，𣆀季爲司空，五叔無官，豈尚年哉。【註】言以德爲輕重，而不以齒爲先後也。　又姓。【萬姓統譜】永樂中有年當，懷遠人，歷官戸部尚書。　又叶禰因切，音紉。【前漢•敘傳】封禪郊祀，登秩百神。協律改正，享兹永年。【崔駰•襪銘】長履景福，至於億年。皇靈旣佑，祉祿來臻。又【集韻】乃定切，音佞。人名。【公羊傳•襄三十年】年夫。【釋文】年音佞。二傳作佞夫。　【集韻】亦書作䄭。唐武后作𠡦。\n　　考證：〔又叶禰因切，音民。〕　謹按禰因切非民字之音。謹照音義民改紉。 \n\n百科条目\n\n年羹尧　年号　年画　年鉴学派　年金　年龄　年轮气候学\n\n\n首字为“年”的词语\n　　年成　　年代　　年饭　　年份　　年号　　年华　　年龄　　年轮　　年轻\n\n首字为“年”的成语\n\n　　年登花甲　　年方弱冠　　年丰时稔　　年复一年　　年富力强　　年该月值　　年高德韶　　年高德卲\n　　年高德邵　　年高德劭　　年高德勋　　年高望重　　年高有德　　年谷不登　　年华垂暮　　年华虚度\n　　年华欲催　　年尽岁除　　年近古稀　　年近岁逼　　年近岁除　　年经国纬　　年久日深　　年久失修\n　　年老力衰　　年老龙钟　　年老色衰　　年老体弱　　年老体衰　　年迈龙钟　　年迫日索　　年轻力壮\n　　年轻气盛　　年少气盛　　年少无知　　年深日久　　年深岁久　　年深月久　　年盛气强　　年事已高\n　　年衰岁暮　　年头月尾　　年淹日久　　年湮代远　　年湮世远　　年已蹉跎　　年已及艾　　年谊世好\n　　年幼无知　　年逾不惑　　年逾古稀　　年灾月厄　　年灾月晦　　年壮气锐　　年壮气盛\n\n\n\n▍汉语拼音音节索引　　▍部首检字表　　▍笔画检字表：1－8画，9－13画，14－16画，17－48画　　▍常用字表　　▍通用字表　　▍通用规范汉字表：一级字表，二级字表，三级字表"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "月", "content": "月（month），以月球绕地球公转运动为基础的时间单位。根据起讫点不同，定义��5种不同的月：①朔望月，是月相变化的周期，即月球连续两次与太阳相合(朔)或相冲(望)所经历的时间间隔，长度为29.53059日。阴历或阴阳历都采用朔望月为月的单位。②分至月(又称回归月)，是月球黄经连续两次为零所经历的时间间隔，长度为27.32158日。③恒星月，月球在天球上相对于恒星背景运行一周的时间间隔，长度为27.32166日。这是月球绕地球的平均公转周期。④近点月，是月球连续两次经过近地点所经历的时间间隔，长度为月经周期27.55455日。⑤交点月，是月球在天球上连续两次经过其轨道对黄道的升交点所经历的时间间隔，长度为27.21222日。\n\n\n\n月　(囝  肉 腎) 【异体 古文】\n拼音：yuè　\n部首：月　\n总笔画：4　\n部外笔画：0　\n结构：独体字　\n五笔：EEE　\n倉頡：B　\n常用字　\n\n\n基本释义：\n\n\nyuè\n\n\n\n地球最大的天然卫星（亦称“月亮”、“月球”）：～光（月球反射太阳的光）。～蚀。\n\n计时单位：一～。～份。岁～不居（时光不停地流逝）。\n\n按月出现的，每月的：～刊。～薪。\n\n形状像月亮的，圆的：～饼。～琴。\n\n妇女产后一个月以内的时间：～子。\n\n\n\n\n便捷查询：\n\n\n同音查询： yue音汉字　yuè音汉字　　　同部首查询： 月部汉字　　同笔画查询： 4画汉字\n\n\n\n\n “月”字书法作者：苏轼\n目录\n\n1 月 yuè\n2 《康熙字典》释义\n3 《说文解字》释义\n4 百科条目\n5 首字为“月”的词语\n\n\n月 yuè\n\n<本义> 月亮：月球丨月光丨月色丨月明千里(月光普照大地)。\n\n历名。农历依月相变化的一个周期为一月；月份：月小(指农历只有二十九天的月份)丨月大(指农历有三十天的月份)丨早春二月丨一年有十二个月。\n\n（颜色或形状）像月亮一样的：月洞窗(形圆如月的窗户)丨月光门(月亮门儿)丨月窗(山洞中较大的透亮孔，也指墙上小窗)。\n\n每月的：月饼丨月牙湾丨月琴丨月银丨月例丨月表(按月记事之表)丨月佣(按月受雇佣的人)丨月刊丨月薪。\n\n古人以月为群阴之本，故用以形容女子及女子有关的事物：月韵(形容女子风韵秀逸)丨月貌花容(形容女子容貌姣美)。\n\n妇女产后一个月以内的时间：月子。\n\n汉字部首之一。<注> 《汉字部首表》（中国教育部、国家语委2009年颁布，标准名GF 0011-2009）的201个主部首之一，序号为88，其附形部首有“⺝”。\n\n姓。\n\n\n《康熙字典》释义\n　　【辰集上】【月字部】\n　　【唐韻】【集韻】【韻會】【正韻】𠀤魚厥切，音軏。【說文】闕也。太隂之精。【釋名】月，缺也，滿則缺也。【易·繫辭】隂陽之義配日月。【禮·祭義】月生於西。【公羊傳·莊二十五年註】月者，土地之精。【史記·天官書註】月者，隂精之宗。【淮南子·天文訓】水氣之精者爲月。　又【書·堯典】以閏月定四時成歲。【傳】一歲十二月，月三十日，三歲則置閏焉。又【洪範】二曰月。【傳】所以紀一月。【疏】從朔至晦，大月三十日，小月二十九日。【禮·禮運】月以爲量。【註】天之運行，每三十日爲一月。　又姓。金月彥明首建孔子廟，明洪武中有月輝、月文憲。　又外國名。【前漢·霍去病傳】遂臻小月氏。　又【韻補】叶危睡切。【曹植·七啓】世有聖宰，翼帝霸世。同量乾坤，等曜日月。　又叶魚橘切。【黃庭經】洞房靈象斗日月，父曰泥丸母雌一，三光煥照入子室。　【類篇】唐武后作囝。\n【正字通】肉字偏旁之文本作肉。石經改作月，中二畫連左右，與日月之月異。今俗作月以別之。月中从冫，不从二作。 \n\n《说文解字》释义\n　　【卷七】【月部】 编号：4289\n　　月，[魚厥切 ]，闕也。大陰之精。象形。凡月之屬皆从月。\n\n百科条目\n\n月饼　月桂　月海　月季　月经　月经不调　月经失调　月老　月龄　月面学　月琴　月球　月球号探测器　月球探测　月食　月相　月牙泉　月鱼目　月月小说　月震　月质学\n\n\n首字为“月”的词语\n　　月光族　　月华　　月季　　月貌　　月球　　月食　　月台　　月相　　月牙　　月下老人\n\n首字为“月”的成语\n\n　　月白风清　　月光如水　　月黑风高　　月朗风清　　月落参横　　月落乌啼　　月落星沉　　月明星稀　　月盈则食\n\n\n▍汉语拼音音节索引　　▍部首检字表　　▍笔画检字表：1－8画，9－13画，14－16画，17－48画　　▍常用字表　　▍通用字表　　▍通用规范汉字表：一级字表，二级字表，三级字表"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "日", "content": "日（day），以��球自转运动为基础的时间单位。地球自转反映为各种天体在天球上的周日视运动。根据天球上不同参考点计量的地球自转运动，定义了3种不同的日：①真太阳日。真太阳在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔。由于真太阳还有周年视运动，真太阳日的长度不断变化。②平太阳日。平太阳在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔。日常生活中所用的即平太阳日。③恒星日。春分点（见分至点）在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔。如果考虑岁差和章动对春分点的综合影响，所得为真恒星日；如果仅考虑岁差对春分点的影响，所得为平恒星日。一平恒星日等于平太阳日的23小时56分4.0905秒。某一恒星在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔就是地球的自转周期，它等于太阳日的23小时56分4.0989秒。实际上，地球自转呈现复杂的不均匀性，上述各种日的长度都为变量，作为量度单位并不严格。1984年起定义日为86400原子时秒，作为长度固定的单位。\n\n\n\n日　(囩 囸) 【异体 古文】\n拼音：rì　\n部首：日　\n总笔画：4　\n部外笔画：0　\n结构：独体字　\n五笔：JJJJ　\n倉頡：A　\n常用字　\n\n\n基本释义：\n\n\nrì\n\n\n\n离地球最近的恒星（亦称“太阳”）：～月星辰。～晷（guǐ）（古代利用太阳投射的影子来测定时刻的装置）。～珥。～薄西山（太阳快要落山了，喻衰老的人或腐朽的事物接近死亡）。\n\n白天，与“夜”相对：～班。\n\n天，一昼夜：多～不见。今～。～程。\n\n某一天：纪念～。\n\n计算工作的时间单位，通常以八小时或六小时为一个工作日。\n\n时候：春～。往～。\n\n每天，一天一天地：～记。～益。\n\n特指“日本国”。\n\n\n\n\n便捷查询：\n\n\n同音查询： ri音汉字　rì音汉字　　同部首查询： 日部汉字　　同笔画查询： 4画汉字\n\n\n\n\n “日”字书法作者：王羲之\n “日”字书法作者：王献之\n “日”字书法作者：苏轼\n “日”字书法作者：祝允明\n “日”字书法作者：怀素\n目录\n\n1 日 rì\n2 《康熙字典》释义\n3 《说文解字》释义\n4 首字为“日”的词语\n\n\n日 rì\n\n<本义> 太阳：日出丨日落丨日冠(太阳上方的光体)丨日昃丨日晷丨日珥丨日斜丨日光丨日头搁山(太阳落山)丨日月星辰丨日居月诸(日落月出，一天又一天)丨日薄西山。\n\n白天，白昼：日班丨日托丨日暮丨日昼丨夜以继日丨日往月去(时间一天天过去)。反义词：夜。\n\n每天：每日丨日益丨日趋丨蒸蒸日上丨吾日三省吾身(《论语·学而》)。\n\n一天；一昼夜（24小时）：日记丨今日丨明日丨改日。\n\n时间，光阴：旷日经年丨日不我与(时日不等人)。\n\n泛指一段时间：昔日丨时日。\n\n时节，时候；特指某一天；为特殊目的而定的日子：春日丨冬日丨秋日丨夏日丨冬至日丨生日丨结婚纪念日。\n\n计算工作的时间单位，通常以八小时或六小时为一个工作日。\n\n指日本国：中日文化交流。\n\n汉字部首之一。<注> 《汉字部首表》（中国教育部、国家语委2009年颁布，标准名GF 0011-2009）的201个主部首之一，序号为75，其附形部首有“⺜，曰”。\n\n姓。\n\n\n《康熙字典》释义\n　　【辰集上】【日字部】　\n　　〔古文〕??【唐韻】【正韻】人質切【集韻】【韻會】入質切，??音??。【說文】實也。太陽之精不虧。【博雅】君象也。【釋名】日，實也，光明盛實也。【易·乾卦】與日月合其明。又【繫辭】縣象著明，莫大乎日月。又【說卦】離爲火爲日。【周禮·天官·九??註】日者天之明。【禮·祭義】日出於東。【史記·天官書註】日者，陽精之宗。【前漢·律歷志】日合於天統。【後漢·荀爽傳】在地爲火，在天爲日。【淮南子·天文訓】火氣之精者爲日。　又【書·舜典】協時月正日。【傳】合四時之氣節，月之大小，日之甲乙，使齊一也。又【洪範】五紀，三曰日。【傳】紀一日。【疏】從夜半以至明日夜半，周十二辰爲一日。又【禮·曲禮】外事以剛日，內事以柔日。【疏】十日有五奇五偶，甲丙戊庚壬五奇爲剛，乙丁己辛癸五偶爲柔也。又【郊特牲】郊之祭也，迎長日之至也。【註】迎長日者，建卯而晝夜分，分而日長也。　又【左傳·文七年】日衞不睦。【註】日，往日也。　又【左傳·桓十七年】天子有日官，諸侯有日御。【註】皆典歷數者。　又【史記·日者傳註】卜筮占??時日，通名日者。　又【集韻】而力切，音眲。義同。　又【韻補】叶而至切。【李嵩·述志賦】審機動之至微，思遺餐而��寐。表略韻於納素，託精誠於白日。　【類篇】唐武后作??。 \n\n《说文解字》释义\n　　【卷七】【日部】 编号：4168\n　　日，[人質切 ]，實也。太陽之精不虧。从囗一。象形。凡日之屬皆从日。\n　　古文。象形。\n\n首字为“日”的词语\n　　日班　　日报　　日常　　日程　　日光　　日晷　　日后　　日记　　日历　　日冕　　日暮　　日内　　日期\n　　日前　　日食　　日薪　　日益　　日晕　　日杂　　日照　　日志　　日中　　日子　　日月潭\n\n首字为“日”的成语\n\n　　日薄西山　　日不暇给　　日复一日　　日积月累　　日近长安远　　日久天长　　日理万机　　日落西山　　日月无光\n　　日暮途穷　　日上三竿　　日升月恒　　日新月异　　日行千里　　日月重光　　日月蹉跎　　日月经天，江河行地\n　　日月如梭　　日月入怀　　日月参辰\n\n\n▍汉语拼音音节索引　　▍部首检字表　　▍笔画检字表：1－8画，9－13画，14－16画，17－48画　　▍常用字表　　▍通用字表　　▍通用规范汉字表：一级字表，二级字表，三级字表"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "恒星时", "content": "恒星时（sidereal time），以地球自转周期为基准的一种时间计量系统。\n以天球上的春分点为时间基准，春分点连续两次过同一子午圈的时间间隔，称为恒星日。恒星日比平太阳日短3分56秒。按恒星日计量的时间，称为恒星时。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "真太阳时", "content": "真太阳时（ apparent solar time ），按太阳日计量的时间。\n根据地球自转，太阳连续两次过同一子午圈的时间间隔，称为太阳日。按太阳日计量的时间，称为真太阳时。\n在天球上以周年运动平均速度运行的平太阳连续两次过同一子午圈的时间间隔，称为平太阳日。按平太阳日计量的时间，称为平太阳时。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "平太阳时", "content": "平太阳时（mean solar time），主要以地球自转周期为基准的一种时间计量系统。简称平时。由于真太阳的运行速度和时角变化率不均匀，不适于作为计量均匀时间的基准，在天文学中引入平太阳。它在天赤道上作匀速运动，其速度与真太阳的平均速度相一致。一个地方的平太阳时以平太阳对于该地子午圈的时角来度量。平太阳在该地下中天的瞬间作为平太阳时零时。平太阳时与平恒星时之间有相互换算关系。真太阳时与平太阳时的时刻之差即为时差。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "时差", "content": "时差（time，equation of），真太阳时与平太阳时的时刻之差。由于地球公转轨道为椭圆，地球绕太阳运动速度并非匀速，反映为真太阳在天球上的视运动速度不均匀，导致真太阳时不均匀。同时，地球轨道面和地球赤道面之间存在倾角，真太阳在黄道上不同点的时角变化率各不相同，也引起真太阳时的不均匀。这是产生时差的原因 。时差的值在一年之中逐日变化，每年有4次为零，在4月16日、6月15日、9月1日和12月24日前后；4次为极值，在2月12日（负极大）、5月15日（正极小）、7月26日（负极小）和11月3日（正极大）前后。最大值达16分多。每天的时差数值载于《天文年历》中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "地方时", "content": "地方时（汉语拼音：Difangshi；英语：local time），相对于观测者的子午圈所度量的时间。\n　　各种时间计量系统都应该用天球上的一个参考点相对于某一子午圈的时角度量。地球上位于不同经度的观测者，其子午圈各不相同，同一瞬间同一参考点对于它们的时角亦不相同，称为地方时。两地地方时之差等于两地经度之差。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "本初子午线", "content": "本初子午线（汉语拼音：Benchuziwuxian；英语：prime meridian），地球上计量经度的起始经线。又称零子午线。从本初子午线起，分别向东和向西计量地理经度，从0°到180°。\n　　1884年在华盛顿举行的国际子午线会议决定，采用通过英国伦敦格林尼治皇家天文台（旧址）埃里中星仪的子午线作为时间和经度计量的标准参考子午线，称为本初子午线。1957年后格林尼治天文台迁移台址，国际时间局利用若干天文台在赤道上定义了平均天文台经度原点，它由这些天文台的经度采用值和测时资料归算而得。1968年起把通过国际习用原点和平均天文台经度原点的��午线作为本初子午线。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "区时", "content": "区时（汉语拼音：qū shí），（zone time），一种按全球统一的时区系统计量的时间。把整个地球表面按地理经圈划分成24个时区，每一时区跨地理经度15°。各时区统一采用其中央地理经圈的地方平时，称为该区的区时。相邻两时区的区时相差1小时。为便于应用，时区界线往往按各国的政区界线或自然界线确定而不严格按照地理经圈。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "日界线", "content": "日界线（汉语拼音：Rijiexian；英语：Date Line），地球表面180°经线附近的一条假想线。国际日界线的简称，又称国际日期变更线。地球上各处因东西位置不同，若以地方时零时或区时零时作为各地的一日之始，则将对应于不同的瞬间，而引起日期计量的紊乱。1884年国际子午线会议决定将经度180°的子午线作为日期变更的界线，地球上每个新日期就从这里开始。此线两侧的日期不同。由东向西过日界线，日期要增加一天；由西向东过日界线，日期要减少一天。为了避免日界线附近的国家或行政区内使用两个日期，日界线不严格在180°子午线上，而是一条折线。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "世界时", "content": "世界时（universal time），以本初子午线的平子夜起算的平太阳时。又称格林尼治平时。各地的地方平时与世界时之差等于该地的地理经度。1960年以前曾作为基本时间计量系统被广泛应用。由于地球自转速度变化的影响，它不是一种均匀的时间系统。后来世界时先后被历书时和原子时所取代，但在日常生活、天文导航、大地测量和宇宙飞行等方面仍属必需；同时，世界时反映地球自转速率的变化，是地球自转参数之一，仍为天文学和地球物理学的基本资料。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "格林威治平时", "content": "格林威治平时（ gelinweizhi pingshi ），由于地球轨道并非圆形，其运行速度又随着地球与太阳的距离改变而出现变化，因此视太阳时欠缺均匀性。视太阳日的长度同时亦受到地球自转轴相对轨道面的倾斜度所影响。为着要纠正上述的不均匀性，天文学家计算地球非圆形轨迹与极轴倾斜对视太阳时的效应。平太阳时就是指经修订后的视太阳时。在格林尼治子午线上的平太阳时称为世界时(UT0)，又叫格林尼治平时(GMT)。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "历书时", "content": "历书时（Ephemeris Time），描述天体运动的动力学方程中作为时间自变量所体现的时间，或天体历表中应用的时间。它是由天体力学的定律确定的均匀时间。历书时的初始历元取为1900年初附近，太阳几何平黄经为279°41′48″.04的瞬间，秒长定义为1900.0年回归年长度的1／31556925.9747。1958年国际天文学联合会决议决定：自1960年开始用历书时代替世界时作为基本的时间计量系统。规定天文年历中太阳系天体的位置都按历书时推算。历书时与世界时之差可由观测太阳系天体（主要是月球）定出。历书时的测定精度较低，1967年起已被原子时代替作为基本时间计量系统。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "原子时", "content": "原子时（汉语拼音：Yuanzishi；英语：Atomic Time），以物质的原子内部发射的电磁振荡频率为基准的时间计量系统。原子时的初始历元规定为 1958年1月1日世界时0时，秒长定义为铯  -133 原子基态的两个超精细能级间在零磁场下跃迁辐射9192631770周所持续的时间  。这是一种均匀的时间计量系统。1967年起，原子时已取代历书时作为基本时间计量系统。原子时的秒长规定为国际单位制的时间单位，作为三大物理量的基本单位之一。原子时由原子钟的读数给出。国际计量局收集各国各实验室原子钟的比对和时号发播资料，进行综合处理，建立国际原子时。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "协调世界时", "content": "协调世界时（汉语拼音：Xietiao Shijie Shi；英语：Coordinated Universal Time），以原子时秒长为基础，在时刻上尽量接近于世界时的一种时间计量系统。简称协调时。由于地球自转长期减慢，世界时的时刻比原子时的时刻逐渐滞后，两者之差逐年积累，造成实用的不便。国际上规定，为保持这两者时刻差在±0.9秒以内，必要时协调世界时跳动1秒，即增加或减少1秒（称闰秒）。规定跳秒可以发生在3月31日、6月30日、9月30日��12月31日23时59分60秒前后。何时进行跳秒由国际地球自转服务综合处理全世界测时资料后决定并通告。当前全世界民用时指示的时刻就是协调世界时；世界上授时台发播的时号大部分是协调世界时时号。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "古代计时", "content": "古代计时（ ancient chronometry ），在古代，为了适应生活和生产的需要，根据昼夜的交替，逐步形成各种计时的方法。\n\n目录\n\n1 古代计时制度\n\n1.1 中国的计时制度\n1.2 古埃及、巴比伦的计时制度\n\n\n2 古代守时工具\n\n2.1 流量计时\n2.2 机械钟\n2.3 摆钟\n\n\n3 古代测时工具\n\n3.1 杆影测时\n3.2 日晷\n\n\n4 古代授时\n\n\n古代计时制度\n中国的计时制度\n①不等时法：上古时代，人们“日出而作，日入而息”，共同遵守大自然的规律，以日出、日入为作息的标准时间，就相当于把一天分为两部分，这是天然的不等时法。在殷墟出土的甲骨文中可以看到，对白昼各个不同时刻定有专门名称，例如旦、大采、大食、中日、昃、小食、小采、莫（暮）、夕等。后来，在夜间有五更五点计时法，即把一夜分为五更，每更分为五点，并形成敲梆报时的习惯。②等时法：西周时代，为了计量时间，根据太阳的周日视运动，把一天分为十二个等长的时段，用子、丑、寅、卯、辰、巳、午、未、申、酉、戌、亥十二支来表示。另一种等时制是把一天均分为一百等分，即百刻制，这是中国古代特有的计时法，其产生年代尚无定论，但关于百刻计时的资料，既有文字记载，也有出土文物印证。东汉许慎在《说文解字》中就指出“昼夜百刻”，东汉马融注解《尧典》时说：“古制刻漏昼长六十刻，夜短四十刻；昼短四十刻，夜长六十刻；昼中五十刻，夜亦五十刻”。这里所讲古制，当指春秋战国时代或更早。汉以后历代都将十二辰和百刻配合使用。但一百和十二不可通约，因此，各个朝代的配合方案常有改变。\n\n古埃及、巴比伦的计时制度\n①不等时法：早在公元前3000年，古埃及人把昼夜各分为12时。他们以日出为昼始，正午为昼6时；日没为夜始，子夜为夜6时。因为一年四季昼夜长短不等，不同季节每小时的实际长度也是不相等的。这种计时法传至欧洲，一直使用到公元十四世纪（见埃及古代天文学）。②等时法：公元前八世纪，为了满足天文学的需要，古代巴比伦人制定了等时法。他们把一天分为24个等长的时段，即24时制。等时制后来由喜帕恰斯和托勒密继承下来，并规定以正午作为一天的开始。这种计时法常应用于天文学，也称“天文时”。由于它对日常生活不太方便，从1925年起改为以子夜为一天的开始。\n\n古代守时工具\n其发展大致经过三个阶段：\n\n流量计时\n最古老的守时工具无疑是泄水型漏壶。后来有以沙代水的沙漏，有以油灯耗油量多少来计时的灯钟，也有燃香的香篆钟（香火在金属盒内沿篆字式的沟槽蜿蜒前进）等等。中国现存最古的漏壶是西汉时代的。世界上现存最古的滴漏是公元前十四世纪的埃及水钟。 \n\n\n\n埃及水钟 \n\n\n机械钟\n中国汉代天文学家张衡作水运浑象（见漏水转浑天仪），能显示恒星出没、中天等天象，与室外天象完全相符。这是世界上最早的水力推动的机械钟。唐代天文仪器制造家梁令瓒所制的水运浑象，除能符合天象外，另立两个木人每刻自动击鼓，每辰自动击钟。这是张衡水运浑象的改良型机械钟。宋元祐年间，苏颂和韩公廉等共同创造水运仪象台。元代有郭守敬制的大明殿灯漏。明代詹希元造五轮沙漏。这些机械钟具有完整的齿轮系、凸轮和擒纵机构。欧洲的机械钟开始于十四世纪，此后盛行了约四百年。 \n\n\n\n西汉铜漏壶\n\n\n摆钟\n1582年，伽利略发现了摆的等时性。1656～1657年，荷兰惠更斯把摆引入机械钟，从而创立了摆钟。1673年，惠更斯采用摆轮-油丝系统，造出一种便于携带的钟表。1735年，英国哈里森首次制造出航海钟，解决了当时资本主义发展中急待解决的航海定位问题。1896年，法国吉尧姆研制低膨胀系数的合金钢，造出精度极高的天文摆钟。如果把钟装入真空的玻璃罩内，存放在地下室，保持恒温，即为天文摆钟，每天的误差不超过千分之几秒（见天文时计）。\n\n古代测时工具\n杆影测时\n古人很早就知道，直立的标杆影长不断地随太阳在天上的位置的不同而变化。看杆影比直接观测太阳要方便，但测时结果是不等时的。《史记·司马穰苴列传》中就有春秋时代“立表下漏”测时的记载。用杆影测时���测定中午的时刻精度很高，是中国古代用来校正漏壶计时的主要方法之一。\n\n日晷\n在西汉时，中国就已使用日晷测时，中国通用的是赤道式日晷。它是根据针影的方向来测量真太阳所转过的角度。晷盘的刻度分成子、丑、寅、卯……，或分为100刻。北京故宫交泰殿前陈列有赤道式日晷。 \n\n\n\n北京故宫赤道式日晷 \n\n\n古代授时\n中国古代许多城市建有钟楼和鼓楼，靠击钟敲鼓向居民报告时间。在夜晚广泛流行的是打梆报时，用间断的梆声告诉人们更点。西方的教堂也有敲钟报时的制度。后来，也有用放午炮报时的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "时间服务", "content": "时间服务（time service），时间服务部门提供标准时间和标准频率的工作。又称授时。直接为测绘、航海、航空、空间科学及其他国民经济、科学研究和国防建设部门服务的一项工作。包括：①世界时服务。天文台利用精密天文测时仪器观测天体，经过严格的数据处理得到精确的时刻，用以校准精密的天文钟。再根据钟面所指示的时间，在每天一定的时刻通过无线电广播，将精确的时刻以时号的形式发播出去，供有关部门使用。一段时间以后，通过细致的分析研究，再发表一套时号改正数供各有关部门最后修正结果所用。②原子时服务。时间服务部门将原子钟指示的协调世界时或原子时（两者差整秒数）用无线电时号发播出去。发播时号可以在超高频和甚高频波段通过通讯卫星、导航卫星、电视网等手段进行；也可以采用高频、低频和甚低频等波段，通过电离层反射，精度较低，但传递较远。进行时间服务的国际机构在1988年以前主要是国际时间局。之后世界时服务由国际地球自转服务承担，原子时服务由国际计量局承担。世界各主要国家也都有自己的时间服务。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "国际时间局", "content": "国际时间局（Bureau International de l'Heure），国际性的时间服务机构。1912年10月在巴黎由法国经度局组织的国际会议上提议成立，1922年开始活动，总部设于巴黎。其主要任务是：收集和处理世界上各天文台的测时测纬结果，提供精确的世界时和地极坐标值；主持天文台的国际经度联测，提出其经度采用值；收集和处理全世界原子钟的比对和时号发播资料，提供国际原子时和协调世界时的各种资料；建立并维持一个全球自洽和稳定的参考坐标系；开展关于世界时和极移测量和处理以及地球自转理论的研究等。它通过定期出版各种报告向全世界发播资料。1988年起改组，它的业务活动分别由国际地球自转服务和国际计量局承担。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天文时计", "content": "天文时计（ astronomical timekeeper ），天文观测和时间计量的主要工具，又称天文钟。十七世纪开始使用的天文时计主要是天文摆钟。二十世纪二十年代末出现了石英钟。五十年代又出现了原子钟。原子钟不仅是一种天文观测的工具，而且是原子时计量的标准。\n\n天文摆钟\n1656～1657年，惠更斯根据伽利略发现摆的等时性原理，发明了摆钟。摆钟不仅为天文观测提供了方便，而且成为守时工具。摆钟的最大优点是，在一定的摆幅内摆动周期只与摆长有关。天文摆钟都用秒摆，摆的长度为990毫米。摆长变化0.025毫米时，每天钟的速率变化为1秒。这相当于温度变化2.2℃时金属摆杆的长度变化。摆的摆动动力在早期用挂锤的重力，后来用电能。保持摆长恒定的方法是用补偿摆，即用温度系数小的摆杆（如铟钢、石英等），并将钟安放在恒温室内。\n最精确的天文摆钟为1924年出现的雪特摆钟，它由两个分离的摆钟（子钟和母钟）组成。子钟受母钟控制，并与母钟同步，指示时刻（时、分、秒）；母钟则置于低气压金属筒内以减少摆的阻力。每半分钟有一个脉冲能量加给母钟的摆，以维持摆动。摆杆和摆锤均用铟钢制造。通常把母钟放在恒温室内，每天的误差为千分之几秒。\n\n石英钟\n1929年，出现了石英钟，经过不断改进，精度大为提高，到五十年代初期已完全代替了天文摆钟。目前，高精度石英钟误差已达到几十年不大于一秒。石英钟的核心部件是一个利用石英的压电效应原理制成的晶体振荡源。晶体悬挂在保温的绝热盒内。晶体振荡的频率非常稳定，频率的变化主要取决于温度、气压和电路电压的变化。石英钟的振荡频率多为5.0兆赫和2.5兆赫。用分频电路将很高的振荡频率分为100千赫、1千赫及秒脉冲，最后用同步马达带动钟面或用数字电路推动数字钟面。\n\n原子钟\n利用能量状态经过选择的原子，在微波谐振腔中进行量子跃迁，从而获得相应能级间跃迁所发射或吸收的电磁波的固有频率，根据这种原理制成的钟称为原子钟。1949年，美国国家标准局利用氨的吸收谱线制成了氨分子钟，这是最早出现的一种原子钟。后来美国和苏联又分别利用氨的发射谱线制成了脉泽型氨分子钟。由于氨分子谱线中心杂乱，氨分子钟不能成为计量时间和频率的标准，逐渐被淘汰。1955年，英国的埃森等人首先制成基于铯的基态的超精细能级跃迁的铯原子钟。它的出现，使时间频率计量精度产生了一个飞跃。此后氢原子钟、铷原子钟等相继出现，发展非常迅速。1967年起，以铯原子钟的跃迁频率为基础，规定了原子时的秒长，成为目前时间计量的标准。 \n\n\n目前三种常用原子钟的性能比较 \n\n\n\n原子钟通常由原子频标、晶体振荡器伺服电路和石英钟构成。它是利用微观系统原子（或分子）固有的某些特性作为基础，因而具有迄今为止已知的任何时计都无可比拟的优点。它有极高的准确度和稳定度；有极好的复制性，即一个原子钟从一次开机到下一次开机，或一个原子钟与另一个原子钟所指示的时间或频率，几乎完全相同。\n原子钟大致分为有源和无源两大类。有源原子钟主要有氨分子钟、氢原子钟和铷气泡原子激射器钟等。无源原子钟主要有铯原子钟、铊原子钟、氧化钡分子钟和铷气泡标准钟等。在这些原子钟中，铯、铷、氢等三种原子钟较为成熟，而且用途广泛。\n原子钟是现代最准确、最稳定的时间和频率的标准，由原子钟提供的原子时，已成为三大物理量之一的时间的基准。目前，原子钟正向高度可靠性、小型化、多用化方向发展，已出现某些新品种，如可变形大储存泡氢原子钟、氢自由束原子钟、铷束原子钟、离子储存原子钟、激光照射碘分子束吸收原子钟以及激光照射甲烷的饱和吸收原子钟等。\n原子钟由于准确度和稳定度很高，而得到广泛的应用。对于人造卫星和导弹的制导、空间跟踪、数字通讯、甚长基线射电干涉技术、相对论效应的验证、地球自转的不均匀性的研究、基本物理量的定义和测量、无线电波的传递速度的测量以及电离层研究等方面，原子钟都是一种重要的仪器。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天文摆钟", "content": "天文摆钟（汉语拼音：Tianwen Baizhong；英语：Astronomical Clock），利用摆的机械振荡产生稳定频率，以此作为频率标准制成的计时仪器。16世纪中叶C.惠更斯根据伽利略发现的摆的等时性原理，发明了摆钟。摆钟是天文观测中的计时工具，也是时间服务中的守时工具。早期摆钟的走时误差约每天0.1秒；经过不断改进，到20世纪20年代误差约每天几毫秒，当时的天文学家曾依据天文摆钟指示的相对均匀的时间发现了地球自转的不均匀性。当钟摆在一定的幅度内摆动时，其周期只与摆长有关，摆长随温度的变化给走时带来误差。克服这一缺陷的途径在于稳定摆杆的长度，采取的措施有：摆杆用温度系数小的材料（如铟钢、石英等）制造或用两种膨胀系数不同的金属（如黄铜和钢）熔合在一起以补偿温度变化，而且将钟安放在恒温室内，罩入真空罩中，实行钟体（母钟）与钟面（子钟）分离，由母钟控制子钟指示时刻。20世纪50年代初期，天文摆钟已完全由精度更高的石英钟取代。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "石英钟", "content": "石英钟（ quartz chronometer ），石英钟是一种计时的器具。提起时钟大家都很熟悉，它是给我们指明时间的一种计时器具。在日常生活中，时钟准到1秒，就已经足够了。但在许多科学研究或工程技术的领域中对钟点的要求就要高得多。石英钟正是根据这种需要而产生的。它的主要部件是一个很稳定的石英振荡器。将石英振荡器所产生的振荡频率取出来。使它带动时钟指示时间这就是石英钟。最好的石英钟，每天的计时能准到十万分之一秒，也就是经过差不多270年才差1秒。但在科学发达的今天，这种石英钟已被比它还要精确得多的其他类型的时钟（比如电波表）所替代。\n1929年，出现了石英钟，经过不断改进，精度大为提高，到五十年代初期已完全代替了天文摆钟。目前，高精度石英钟误差已达到几十年不大于一秒。石英钟的核心部件是一个利用石英的压电效应原理制成的晶体振荡源。晶体悬挂在保温的绝热盒内。晶体振荡的频率非常稳定，频率的变化主要取决于温度、气压和电路电压的变化。石英钟的振荡频率多为5.0兆赫和2.5兆赫。用分频电路将很高的振荡频率分为100千赫、1千赫及秒脉冲，最后用同步马达带动钟面或用数字电路推动数字钟面。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "原子钟", "content": "原子钟（汉语拼音：Yuanzi Zhong；英语：Atomic Clock），由原子能级跃迁吸收或发射频率异常稳定的电磁波作为频率标准制成的计时仪器。原子钟通常由原子频标、晶体振荡器伺服电路和石英钟构成；由前两部分产生的高度稳定的频率控制石英钟指示精确时间。原子钟具有准确度和稳定度高、复制性强的优点，准确到每天的误差1／10万～2／10万秒，是现在最准确、最稳定的时间和频率标准。由原子钟提供的原子时，已作为现代均匀时间的计量基准。原子钟不仅是重要的天文计时仪器，在物理学、航天、通信、测绘、军事等部门也有广泛用途。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "极移服务", "content": "极移服务（汉语拼音：jí yí fú wù），（polar motion service），用天文学的方法系统地测定、计算和提供地极坐标，直接为大地测量、地球物理、空间科学及其他国民经济、科学研究和国防建设部门服务的一项工作。早期的极移服务主要为通过天文观测确定纬度变化，并由纬度变化推算地极坐标。在原子时出现以后，1968年起国际时间局实施利用纬度和时间观测同时解算地极坐标。20世纪70年代起先后有人造卫星多普勒跟踪、月球激光测距、人造卫星激光测距、甚长基线干涉测量、全球定位系统等新技术用于极移测定，获得的地极坐标资料周期短、精度高。进行极移服务的国际机构先有国际纬度服务，后有国际时间局和国际极移服务。1988年起后两个机构改组为国际地球自转服务，同时开展时间和极移服务。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "国际纬度服务", "content": "国际纬度服务（ International Latitude Service ），测定纬度变化、研究极移并提供地极坐标的国际组织，简称ILS。它包括国际纬度服务中央局和几个国际纬度站。\nILS成立于1895年，1899年开始工作，ILS中央局起初隶属于国际大地测量学协会(IAG)，1922年起隶属于国际天文学联合会(IAU)、国际大地测量和地球物理联合会(IUGG)。1962年，ILS改组为国际极移服务(IPMS)，原ILS的传统工作成为IPMS中央局的部分工作。ILS成立时，就要求各站使用相同的仪器、相同的观测方法，并在相同的条件下观测相同的恒星，以便尽可能减少各种系统误差的影响，获得高精度的地极坐标。因此，选择了气象、地震、地理和其他方面具有最好条件的北纬39°8′纬圈，在该纬圈上大致按经度均匀分布建立国际纬度站。开始时，有美、日、俄、意的六个纬度站参加。后来，参加的纬度站曾有变动。目前组成ILS系统的有五个纬度站，它们的名称、地理位置和所在国家分别为： \n\n\n组成ILS系统的有五个纬度站 \n\n\n\nILS各个纬度站使用物镜为110毫米的天顶仪，按统一的观测纲要连续地测定纬度。由中央局汇总资料，统一计算处理，求出地极坐标值，然后发表。因为观测相同的恒星，有关恒星位置的误差对各站的纬度的影响是相同的，所以对地极坐标的观测结果不会产生影响，这是ILS的一个主要优点。ILS的工作有连续八十年的历史，为大地测量、天文、地球物理等学科提供了宝贵的资料。1899年以来的详细的工作结果发表在《国际纬度服务成果》第1～11卷上。1962年以后的详细的工作结果发表在IPMS年报上。\n随着科学的发展，各方面对地极坐标的精度要求越来越高，ILS的工作不能适应形势发展的要求。例如，它的仪器已显得陈旧落后，台站太少，因而精度不够高，观测结果发表迟缓，处理方法前后不统一，观测纲要变动频繁等等。这就导致ILS于1962年改组为IPMS。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "国际极移服务", "content": "国际极移服务（ International Polar Motion Service ），研究极移和提供地极坐标的国际性机构，简称IPMS。为了改进国际纬度服务(ILS)的工作，1960年在赫尔辛基召开的国际大地测量和地球物理联合会(IUGG)第十二届大会和1961年在伯克利召开的国际天文学联合会(IAU)第十一届大会分别作出了决议：将原有的国际纬度服务改组并扩大为国际极移服务，其中央局从意大利迁到日本的水泽国际纬度站。它的具体任务是，除继续做好ILS的传统���作外，广泛利用世界各地的测纬测时资料来计算和发表地极坐标并研究极移。根据这项决议，1962年3月在日本水泽国际纬度站正式成立IPMS组织。开始有18个国家参加（有30台仪器），目前已发展到20多个国家（约有60台仪器）。从1962年开始，IPMS出版月报和年报。月报发表参加IPMS的各个台站的测纬资料和地极坐标初值，年报发表各台站的详细结果和地极坐标采用值，并介绍计算方法和有关情况。从1974年起，年报开始提供归算到国际习用原点(CIO)的三种坐标值:①仅用五个ILS站的观测资料计算的(x，yILS)；②用参加IPMS的各台站的纬度观测值计算的(x，y)IPMS，L；③用参加IPMS各台站的测时和测纬结果联合解算的(x，y)IPMS，L+T。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "国际习用原点", "content": "国际习用原点（Conventional International Origin），国际上统一采用的地极坐标原点。它是根据5个国际纬度站在1900～1905年期间的纬度观测，归算到均匀系统后求得的平均值确定的，也就是由这5个纬度站确定的1903.0历元的地球自转极的平均位置。它确定了地球参考坐标系的主轴方向和相应的赤道面。1967年国际天文学联合会及国际大地测量和地球物理联合会决定采用这个原点，仍沿用至今。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天文地球动力学", "content": "天文地球动力学（汉语拼音：Tianwen Diqiu Donglixue；英语：Astrogeodynamics），天体测量学的分支学科。用天文手段研究地球的各种运动状态及其力学机制。天文学与地学之间的一门边缘科学。地球的运动状态受到地球各圈层的物质运动、地球的内部结构和物理性质、地球各圈层间的相互作用、地磁场和重力场的结构及其变化等因素的制约，其主要表现为自转轴方向既在空间变化（岁差和章动），也在地球内部移动（极移），以及自转速率变化。\n　　主要研究课题有：①地球自转的变化规律和机制。包括实际测定极移和反映自转速率和日长变化的世界时，以及从理论上研究大气环流、地球物质的季节性迁移、海潮和固体潮等因素对自转速率的影响，研究地极运动的频谱结构、自由摆动的激励机制、外力和地球本身的各种因素对极移的影响等。②板块运动的测定及规律。通过甚长基线干涉测量测定测站间的相对位移，精度可达厘米级，已足以检测各大板块间的相对漂移，为板块运动规律及其机制的研究提供了实测依据。③固体潮和地球弹性参数的确定。弹性地球在日、月引力矩作用下产生潮汐现象，固体潮与地球的弹性性质有关。海潮和固体潮都对自转运动有影响。④地球内部结构对地球运动的影响。弹性地幔、液态外核和固态内核都对章动和极移有影响。⑤数据处理和数学模型。包括观测误差的研究、有效信息的提取、频谱分析、数学模型的确定等。20世纪60年代以来，空间、激光、射电技术的发展促使实测精度飞速提高，从而提出了新的课题，如章动和极移研究对更精细的地球结构模型的要求，观测处理模型中对广义相对论效应的考虑等等，推动理论工作更深入地向前发展。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "地球自转", "content": "地球自转（汉语拼音：Diqiu Zizhuan；英语：rotation of the Earth），地球绕自转轴自西向东的转动。\n　　地球自转是地球的一种重要运动形式，自转的平均角速度为 7.292×10-5弧度／秒，在地球赤道上的自转线速度为 465米／秒。一般而言，地球的自转是均匀的。但精密的天文观测表明，地球自转存在着3种不同的变化。\n\n自转速度的变化\n　　20世纪初以后，天文学的一项重要发现是，确认地球自转速度是不均匀的。人们已经发现的地球自转速度有以下3种变化：\n　　① 长期减慢。这种变化使日的长度在一个世纪内大约增长1～2毫秒，使以地球自转周期为基准所计量的时间，2000 年来累计慢了2个多小时。引起地球自转长期减慢的原因主要是潮汐摩擦。\n　　②周期性变化。20世纪50年代从天文测时的分析发现，地球自转速度有季节性的周期变化，春天变慢，秋天变快，此外还有半年周期的变化。周年变化的振幅约为20～25毫秒，主要是由风的季节性变化引起的。\n　　③不规则变化。地球自转还存在着时快时慢的不规则变化。其原因尚待进一步分析研究。\n\n地球自转轴对于地球本体的运动\n　　地球自转轴在地球本体上的位置是经常在变动的，这种变动称为地极移动，简称极移。1765年L.欧拉证明，如果没有外力的���用，刚体地球的自转轴将围绕形状轴作自由摆动  ， 周期为 305 恒星日 。1888年人们才从纬度变化的观测中证实了极移的存在。1891年美国的S.C.张德勒进一步指出，极移包括两种主要周期成分：一种是周期约14个月的自由摆动，又称张德勒摆动；另一种是周期为12个月的受迫摆动。\n　　实际观测到的张德勒摆动就是欧拉所预言的自由摆动 。但因地球不是一个绝对刚体，所以张德勒摆动的周期比欧拉所预言的周期约长40％。张德勒摆动的振幅大约在0.06″～0.25″之间缓慢变化 ，其周期的变化范围约为410～440天。极移的另一种主要成分是周年受迫摆动，其振幅约为0.09″，相对来说比较稳定，主要由于大气和两极冰雪的季节性变化所引起。\n　　将极移中的周期成分除去以后，可以得到长期极移。长期极移的平均速度约为0.003″／年，方向大致在西经70°左右。\n\n地球自转轴在空间的运动\n　　地球的极半径约比赤道半径短1／300，同时地球自转的赤道面、地球绕太阳公转的黄道面和月球绕地球公转的白道面 ， 这三者并不在 一个平面内。由于这些因素，在月球、太阳和行星的引力作用下，使地球自转轴在空间产生了复杂的运动。这种运动通常称为岁差和章动。岁差运动表现为地球自转轴围绕黄道轴旋转，在空间描绘出一个圆锥面，绕行一周约需 2.6万年。章动是叠加在岁差运动上的许多复杂的周期运动。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "极移", "content": "极移（汉语拼音：jí yí），（polar motion），由于地球瞬时自转轴在地球本体内部作周期性摆动而引起的地球自转极在地球表面上移动的现象。地极移动的简称。表现为极点的±0<.″4即相当于24米×24米范围内循与地球自转相同的方向描划出一条时伸时缩的螺旋形曲线。极移包括两个主要的周期成分：一个近于14个月周期，称为张德勒项，这是弹性地球的自由摆动；另一个是周年周期，称为周年项，这是由大气环流引起的受迫摆动。此外还存在长期极移以及周期为一个月、半个月和一天左右的各种短周期极移。地极的位置用在一个平面直角坐标系中的两个坐标分量表示，这个坐标系取在地球北极，原点称为国际习用原点，坐标系的X轴为本初子午线，Y轴为西90°子午线。地极坐标要由天文观测测定。极移使地面上各点的纬度、经度和方位角都发生变化。地极坐标为天文、大地测量、地球物理、空间科学等实用或研究部门所需要。极移机制的因素包括太阳、月球引力和大气、海洋等的作用，也涉及地球内部结构的各种理论模型，因此极移研究与地学学科有密切的联系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "长期极移", "content": "长期极移（ secular polar motion ），除了地球瞬时轴在地球本体内作周期约1.2年的自由摆动和周期为1年的受迫摆动外，地球形状极在地面上的位置也在不断变化，这种变化就是长期极移。为了研究长期极移，需要地球上确定一个参考原点。目前国际上采用国际习用原点(CIO)作为这一参考原点。国际极移服务和国际时间局都计算相对于CIO的地极坐标，国际纬度服务(ILS)的极移观测资料也归算到CIO系统，来为研究长期极移服务。\n有些人根据ILS积累八十年的极移资料，用适当的数学方法扣除极移的张德勒项和周年项以后，求得长期极移的统计结果：长期极移的平均速度约为每年0.″003，方向大致在西经70°左右。长期极移的量是微小的，目前主要根据 ILS的资料进行研究。但这一系统的台站较少，有连续八十年观测结果的台站只有三个，因此有许多人对上述长期极移数值表示怀疑。在观测到的长期纬度变化中，如何将极性部分和非极性部分区别开来，这个问题至今还未解决。近年来，古气候、古生物、古地磁等研究也发现，地球自转极和地磁极以及各个大陆在漫长的地质年代里有过大规模移动。这些研究虽然比较粗略，却表明在漫长的地质年代中长期极移是可能存在的。\n对长期极移的起因的研究还处于探索阶段。可能是地球内部或表面物质分布的变化和不平衡，引起整个地球相对地球自转轴有一个长期扭动，也就是使形状轴在地球本体内长期漂移。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "张德勒摆动", "content": "张德勒摆动（汉语拼音：Zhang Dele Baidong；英语：Chandler wobble），地球自转轴的自由摆动，极移的组成部分。其周期约430天（近似为1.2年或14个月），振幅约0.1～0.3。1891年由美国天文学家S.C.张德���首次从纬度观测结果的分析中发现，故得名。由于实际地球的地幔具有滞弹性质，表面存在海洋，内部具有液核，使得实际观测到的张德勒周期比刚体模型地球的自由摆动周期延长了约40％。张德勒摆动的参数有明显变化，这与地球内部构造、物理性质、地球表面的物质运动等有密切关系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "非极纬度变化", "content": "非极纬度变化（ non-polar variation of latitude ），纬度变化的原因，除极移外还有其他因素，这些由极移之外的因素引起的纬度变化总称为非极纬度变化。这些变化中的一部分是由板块运动、地球变形、垂线变化等引起的；另一部分则是由测站的外界条件、仪器误差、人差、周年光行差和章动常数不准确、赤纬和自行误差等引起的。非极纬度变化是提高地极坐标观测精度的一大障碍；但它又为改进天文常数系统、研究天文地球动力学提供重要的资料。\n1902年，日本木村荣在分析国际纬度服务的观测资料时，首先在计算极移的公式中引进了与测站经度无关的z项，称为木村项，即 \n\n\nΔφi=xcosλi+ysinλi+z。 \n\n\n各个国际纬度站的所在位置的经度基本上是均匀分布的，所以z项等价于各站非极纬度变化的算术平均值，它又称为公共z项。木村项只是时间的函数，与测站坐标无关，它具有明显的以一年为周期的特性。有关它的物理机制是一个牵涉面很广泛而复杂的问题。各观测台站非极纬度变化中扣除公共z项后的部分，称为地方非极项或地方z项，各台站的地方z项数值各不相同，并且同一台站的地方z项也随时间变动。\n对于各个地极坐标系统，都可用一定的数据处理方法求得本系统各台站的地方z项的统计估值。这种估值对了解地方非极纬度变化的某些特点，进行有关的研究工作有所帮助。\n地方非极项包含一些极其复杂的因素，仅就已知的因素而言，也还不能准确地定量预告其数值。因此，这是目前极移和纬度变化研究工作的一大难题。对此，单纯从处理方法去考虑已经不够，还应使用诸如大地测量、地球物理等方面的手段，才能弄清它的机制。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "人造卫星多普勒观测", "content": "人造卫星多普勒观测（ satellite Doppler measurement ），利用人造卫星发射的固有频率和地面站接收频率的“多普勒频移效应”来进行人造卫星定轨和地面点定位的一种方法。根据地面站接收到的人造卫星频率和人造卫星发射的固有频率的差值就能求出人造卫星的轨道要素。反之，如果已知人造卫星的轨道，则根据测得的人造卫星多普勒频移也可以求出地面站相对于地心的位置。人造卫星的多普勒观测同人造卫星的光学照相观测相比，具有全球性、全天候（不受气象、昼夜的影响）、速度快、精度高、投资少、仪器轻的优点。目前这种方法已在大地测量、导航和勘察等方面得到广泛应用。\n1957年，美国霍普金斯大学应用物理研究室首次对苏联第一颗人造卫星进行了多普勒观测，并根据已知的测站坐标和测得的多普勒频移值，成功地确定了这颗人造卫星的六个轨道要素。不久，这个研究室在已知人造卫星轨道的情况下，根据测得的多普勒频移值求出了测站相对于地心的坐标。这项工作为以后人造卫星多普勒观测的发展奠定了基础。\n人造卫星多普勒观测目前所主要采用的美国海军的“子午仪导航卫星系统”（又称海军导航卫星系统，简称NNSS）是由美国海军部委托霍普金斯大学应用物理研究室于1958年12月开始研制、1964年交付美国海军使用的。1967年7月解密，1968年开始商营，并提供国外使用。1967年以后发射和使用的子午仪卫星共6颗，高度约为1，100公里，受大气阻力的影响较小。轨道倾角约为90°，全球都能观测到。每颗子午仪卫星发射150和400兆周的一对高稳定的相干频率，以消除电离层的影响。子午仪卫星本身连续发播的预计的轨道要素，称为“广播星历表”，是根据美国境内的四个跟踪站的多普勒观测资料算出，供随时测定地面点坐标之用，目前定位精度为16米。根据全球二十几个跟踪站的观测数据，还对几颗子午仪卫星计算出“精密星历表”，这种历表尚未公开，目前定位精度约为1.7米。子午仪系统估计只可用到二十世纪末，美国计划于1985年启用“全球导航星”或“全球定位系统”来代替它。\n正式应用人造卫星多普勒观测和子午仪卫星系统以来，定位精度提高得很快，最初为几百米，目前已达1米左右。预计在5～10年内，定���精度还可以提高。人造卫星多普勒观测应用很广。在动力学应用方面，其测轨定轨的精度已达1米，是一种很有效的测定地球引力场模型的手段。在几何应用方面，利用它能够建立以地心为原点的绝对坐标系。用人造卫星多普勒观测方法确定地极坐标，比经典的时间纬度观测手段更精确更迅速。\n从1972年开始，在国际时间局的地极坐标推算工作中，增加了人造卫星多普勒观测资料，精度显著提高，近年来还用这些资料提供世界时。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "人造卫星多普勒接收机", "content": "人造卫星多普勒接收机（ satellite Doppler receiver ），观测携有频率高度稳定发射机的人造卫星用的地面无线电设备。当卫星经过观测站上空时，随着人造卫星与观测站间相对距离的不断变化，观测站接收到的人造卫星信号的频率也不断变化。接收频率同人造卫星发射频率之差称为多普勒频移。多普勒接收机就是用来测量这种频移的仪器，以获得有关人造卫星轨道和观测站位置的资料。\n多普勒接收机是一种高灵敏度的锁相接收机，采用振子式、螺旋式或其他类型的超高频天线。外差式接收机把来自天线的微弱信号进行低噪音放大，并由频率标准和倍频器给出的高稳定度(一般优于10-10)参考频率，将接收信号的频率差拍到较低的频率。锁相跟踪滤波器是一个把中心频率不断调整在差拍信号频率上的窄带滤波器（带宽数赫到数十赫）。由于带宽较窄和频率跟踪特性准确，信号通过滤波器以后，接收机噪音的绝大部分被滤除，而有用的多普勒信号则被完整地保留下来，从而使多普勒接收机的输出信噪比和灵敏度大为提高。滤波器输出的“纯净”多普勒信号，由计数器按一定重复频率进行周期计数，即测量信号电压在一定时间间隔内过零的次数。周期计数的时间间隔小于1秒的微分多普勒接收机（又称多普勒测速仪），其输出数据是对应于各计数间隔中央时刻的瞬时多普勒频移和人造卫星对观测站的视向速度的。周期计数时间间隔较长（数秒至两分）的积分多普勒接收机，其输出数据则对应于每次计数开始和结束时的人造卫星同测站的距离之差。计数器测得的周期数按编码输出，和观测站数字钟所提供的世界时一起由打印机、穿孔机或磁带机记录。为获得准确的时间，可用甚低频接收机接收甚低频时号来校准观测站的数字钟，并使其与其他观测站的时间同步，但积分多普勒接收机一般用人造卫星本身提供的时间信号来校准。\n多普勒接收机的测频精度可达10-10，但人造卫星信号穿过地球大气的电离层和对流层时所产生的附加频移，要比仪器误差大得多。一般可以通过同时接收人造卫星发出的两个相干信号来消除电离层影响的一阶项。为了消除对流层折射的影响，需将误差较大的低仰角数据剔除，并根据一定的对流层模型，利用观测站记录的气象数据进行修正。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "人造卫星激光测距", "content": "人造卫星激光测距（ satellite laser ranging ），利用激光测量人造地球卫星距离的技术。此技术出现于1964年，其原理是：从地面测站向人造地球卫星发射激光脉冲，经卫星上的激光反射镜反射后，由测站的接收望远镜接收，用计时器测定激光往返的时间间隔，即可算出测站至卫星的距离。对于光速在大气中变慢的影响，根据现有理论模型可修正到1厘米（地平高度10°以上），所以此技术可达很高的测量精度。所用的仪器称为卫星激光测距系统或卫星激光测距仪。迄今为止均采用固体激光器，早期用红宝石激光器，现用钇铝石榴石激光器。通常采用锁模技术，以获得20～100皮秒（10－12秒）的窄脉冲。计时器的测时精度一般为20～30皮秒，最新的计时器可达3皮秒。光电接收器件采用具有单光子灵敏度的微通道板光电倍增管或雪崩二极管。接收望远镜口径一般为 40～60厘米。单次测距内部精度为5～10毫米。现在进行观测的各类带激光反射镜的卫星约25颗，距离从几百千米至二万千米。为进一步提高测距精度，正在研制双波长测距系统，以减少大气的影响。全球有60多个测距系统，其中一半具有白天测距能力，个别系统已实现无人值守全自动测量。这项技术的缺点是阴雨和雾天不能工作。\n卫星激光测距技术可用于卫星精密定轨，监测地球引力场及地球质心的变化，监测观测站的位移，检验引力理论以及远距离时间比对等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "月球激光测距", "content": "月球激光测距（ lunar laser ranging ），利用激光直接测定月球距离的技术。它的基本原理是：通过望远镜从地面测站向月球发射一束脉冲激光，然后接收从月球表面反射回来的激光回波，通过测站上的计数器测定激光往返的时间间隔，便可推算出月球距离。月球激光测距的原理与经典的天体方位测量原理完全不同。大气对测距的影响很小，可以根据测站的气象资料加以修正。在地平高度10°以上，大气改正的误差小于1厘米，因此大气折射不再是观测精度的严重障碍。但由于回波很弱，观测要求有很好的透明度。\n月球激光测距是在1962～1963年激光技术问世后不久着手试验的。最初只能接收月球天然表面漫反射的激光回波，由于回波波形无法缩窄，加以地面仪器设备不够完善，测距精度很低。1969年7月，美国进行第一次载人登月飞行，宇航员在月面上安放了第一个后向反射器装置。它的大小为46厘米见方，上面装有100个熔石英材料的后向反射器，每个直径为3.8厘米。这种反射器实际上是一个光学的四面体棱镜。它有一个很有用的特性：当一束光线从第四面射入，经过三个直角面依次反射后，仍从第四面射出，其方向与入射方向保持平行。在激光测距中，这一特性能保证反射光讯号沿原发射方向返回地面测站，使回波强度大大增加。这样，利用面积很小的反射器组合就可以使地球上收到激光回波，而且波形不会因此变宽，因而可以达到很高的测距精度。后向反射器的应用，使月球激光测距的精度大大提高。目前，在月球上共安放了五个后向反射器装置，地面测距系统也日趋完善。近年来测距精度已达到8厘米左右。\n月球激光测距系统中采用的激光器大多是脉冲红宝石激光器，脉冲功率高达千兆瓦，脉冲宽度为2～4毫微秒。激光束经过望远镜准直后的发散角仅2～4角秒，一般几秒钟发射一次。发射和接收可使用同一个望远镜，其口径一般要大于1米。回波光讯号极其微弱，通常在接收器的阴极面上仅能产生一个光电子，所以相应地发展了一套单光电子接收技术。在最近研制的新型月球测距系统中，采用了脉宽小于1毫微秒的钇铝石榴石激光器。这样，就有可能在几年内使测距精度达到2～3厘米，相对精度为5×10-11。\n地面测站与月面反射器之间的距离及其变化包含了十分丰富的信息。几年来，应用精确的月球测距资料，已经大大改进了月球的轨道计算；研究了月球物理天平动和内部结构模型；精确测定了反射器的月面坐标，改进了地面测站的地心坐标以及地月系的质量数据；同时还检验了引力理论，证明了广义相对论的正确性。今后还会运用精确的月球测距资料来研究地球自转和极移、测量板块运动等十分重要的课题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "甚长基线干涉仪", "content": "甚长基线干涉仪（ very long baseline interferometer ），射电干涉测量技术的新设备，英文缩写是VLBI，但由于测量方法的发展，VLBI目前更主要的是指甚长基线干涉测量法(very long baseline interferometry)。它的主要特点是：采用原子钟控制的高稳定度的独立本振系统和磁带记录装置；由两个或两个以上的天线分别在同一时刻接收同一射电源的信号，各自记录在磁带上；然后把磁带一起送到处理机中，进行相关运算，求出观测值。这种干涉测量方法的优点是基线长度原则上不受限制，可长达几千公里，因而极大地提高了分辨率。\n\n测量值\n甚长基线干涉的测量值包括：干涉条纹的相关幅度；射电源同一时刻辐射的电磁波到达基线两端的时间延迟差（简称时延），延迟差变化率（简称时延率）。相关幅度提供有关射电源亮度分布的信息，时延和时延率提供有关基线(长度和方向)和射电源位置（赤经和赤纬）的信息。所得的射电源的亮度分布，分辨率达到万分之几角秒，测量洲际间基线三维向量的精度达到几厘米，测量射电源的位置的精度达到千分之几角秒。在分辨率和测量精度上，与其他常规测量手段（例如用微波联结的干涉仪和用电缆联结的干涉仪）相比，成数量级的提高。目前，用于甚长基线干涉仪的天线，是各地原有的大、中型天线，平均口径在30米左右，使用的波长大部分在厘米波段。最长基线的长度可以跨越大洲。\n\n工作原理\n射电源辐射出的电磁波，通过地球大气到达地面，由基线两端的天线接收。由于地球自转，电磁波的波前到达两个天线的几何程差（除以光速就是时间延迟差）是不断改��的。两路信号相关的结果就得到干涉条纹。天线输出的信号，进行低噪声高频放大后，经变频相继转换为中频信号和视频信号。在要求较高的工作中，使用频率稳定度达10-14的氢原子钟，控制本振系统，并提供精密的时间信息。磁带记录机则分别把本地的视频信号和时间信息的数据储存起来。然后，由处理机对两个“数据流”作相关处理，用寻找最大相关幅度的方法，求出两路信号的相对时间延迟和干涉条纹率。如果进行多源多次观测，则从求出的延迟和延迟率可得到射电源位置和基线的距离，以及根据基线的变化推算出的极移和世界时等参数。参数的精度主要取决于延迟时间的测量精度。因为，理想的干涉条纹仅与两路信号几何程差产生的延迟有关，而实际测得的延迟还包含有传播介质（大气对流层、电离层等）、接收机、处理机以及钟的同步误差产生的随机延迟，这就要作大气延迟和仪器延迟等项改正，改正的精度则关系到延迟的测量精度。目前延迟测量精度约为0.1毫微秒。\n\n\n\n\n\n用途\n由于甚长基线干涉测量法具有很高的测量精度，所以用这种方法进行射电源的精确定位，测量数千公里范围内基线距离和方向的变化，对于建立以河外射电源为基准的惯性参考系，研究地球板块运动和地壳的形变，以及揭示极移和世界时的短周期变化规律等都具有重大意义。此外，在天体物理学方面，由于采用了独立本振和事后处理系统，基线加长不再受到限制，这就可以跨洲越洋，充分利用地球所提供的上万公里的基线距离，使干涉仪获得万分之几角秒的超高分辨率。而且，随着地球的自转，基线向量在波前平面上的投影，通常会扫描出一个椭圆来。这样，在一天内对某个射电源进行跟踪观测的干涉仪，就可以获得各个不同方向的超高分辨率测量数据。依据多副长基线干涉仪跟踪观测得到的相关幅度，应用模型拟合方法，便可得到关于射电源亮度分布的结构图。地球大气对天体射电信号产生的随机相位起伏，带来了干涉条纹相位的测量误差。这和其他一些的误差来源一道，限制了甚长基线干涉测量法的应用。然而，对于具有三个站的干涉仪阵，若在三条基线上对射电源进行跟踪观测，则由三个条纹相位之和所形成的闭合相位，基本上可以消去大气和时钟误差的随机效应。用这种闭合相位参与运算，可以达到较好的模型拟合，从而减小结构图的误差。随着投入观测的站数不断增多，闭合相位也在增多，而且各基线扫描的椭圆覆盖情况也会逐渐改善，从而可以得到更精确的结构图。用甚长基线干涉仪测到的射电结构图表明：许多射电源呈扁长形，中心致密区的角径往往只有毫角秒量级，但却对应着类星体或星系这样的光学母体；有些致密源本身还呈现小尺度的双源结构甚至更复杂的结构；从射电结构随时间变化的情况看来，有的小双源好象以几倍于光速的视速度相分离。这些新发现给天体物理学和天体演化学提出了重大的研究课题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "方位天文学", "content": "方位天文学（汉语拼音：Fang wei tian wen xue；英语：positional astronomy），天体测量学的分支学科。主要内容是研究和测定各类天体的位置、自行和视差。其内容包括：①基本天体测量学，利用地面光学仪器，通过目视或电学接收器件测定天体的位置和运动，并综合观测结果编制基本星表。②照相天体测量学，利用照相方法，通过量度底片上的星象测定天体的位置和运动，并编制照相星表。③射电天体测量学，利用射电干涉技术测量射电源的位置。④空间天体测量学，利用空间技术通过卫星等空间飞行器在外层空间测量天体的位置和运动。由方位天文学的观测所建立的各种天球坐标系是天体测量学的基础，由方位天文学所获得的各种参数是研究恒星天文学的基本资料。方位天文学也为天体力学、宇宙学、大地测量学等相邻学科提供重要资料。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "基本天体测量学", "content": "基本天体测量学（ fundamental astrometry ），天体测量学的一个分支，它的任务是建立一个基本的天文参考坐标系。这个参考坐标系是以基本星表的坐标系统来体现的。基本天体测量学的主要内容包括精确测定恒星位置、自行和岁差常数，最后编制成基本星表。编制基本星表是一项极其浩繁的工作，编制过程中需要综合处理几十本乃至上百本初始星表。这些初始星表必须是绝对星表，即刊载的��星位置应当用绝对方法测定（见天体位置的绝对测定）。编制基本星表首先应将各初始星表归算到同一历元，这就需要岁差常数和自行的精确值。各初始星表所采用的光行差常数和章动常数不尽相同，必然使星表之间存在系统差，因此还必须将各初始星表归算到同一天文常数系统。\n把初始星表归算到同一历元和同一天文常数系统后，它们提供的某一恒星的坐标仍然互不相同，这是因为各种星表都无例外地存在系统误差和偶然误差。星表的系统误差表现为某一区域内所有恒星的坐标都有大致相同的偏差，并随不同的区域而变化。星表的赤经和赤纬的系统误差可分别表示为：\n\n\n\n\n\n式中Δ A是分点改正，对一本初始星表来说是常数；Δ α α、Δ α δ、Δ α m分别是因赤经、赤纬、 星等不同引起的赤经系统误差；Δ δ α、Δ δ δ分别是因赤经、赤纬不同引起的赤纬系统误差。初始星表的系统误差来源于不同的观测者、仪器以及其他观测条件。既然无法知道恒星的真实位置，实际上就不可能得到星表的绝对系统误差，所以只能将各个初始星表互相比较来求得它们的相对系统误差。利用这些相对系统误差，就可把全部初始星表都归算到同一坐标系统── 基本星表坐标系统。对于初始星表的偶然误差可用妥善的数据处理方法，并根据通用的加权平均的原则使之减小。权的大小根据仪器质量、观测和处理的方法、观测的数量等情况来评定。\n一本基本星表所提供的基本的天文参考坐标系，一般只能用二十年左右。由于恒星自行和岁差常数的误差随着基本星表的使用年限的延长而增大，因而星位的误差也相应地增大。因此，必须不断地利用更多的最新观测成果来更新基本星表的坐标系统。编制基本星表主要依靠绝对星表。为了改进已得到的恒星坐标和自行以及为了增加星数，还要利用相对星表。由测时和测纬资料求得的星位改正，对于编制基本星表也很有价值。 \n长期以来，基本天体测量是以地面光学观测为基础的。射电干涉和空间技术的发展，为提高基本天体测量的精度和建立更精确的基本的天文参考坐标系，展现了更宽广的前景。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "惯性参考系", "content": "惯性参考系（inertial reference frame），牛顿第一定律和牛顿第二定律都能成立的参考系。简称惯性系。并非在所有的参考系中这两定律都成立，例如在自由下落的参考系中，可看到地球加速上升；在绕轴转动的参考系中，可看到地球反向转动，这些现象显然违背了牛顿第一、第二定律。地球既有自转又有绕太阳的公转，严格地说，以地面上任一点为原点的参考系，都不是惯性参考系，但因这些点的加速度很小 （自转加速度在赤道上只有0.034米/秒2，其他地方更小；公转的向心加速度只有0.006米/秒2），一般仍可视为惯性系。在地面上生活的人们，也丝毫感觉不到地球在动，虽然地球的自转和公转的线速度都大得惊人。中国古代的学者早就发现这问题，约1800年前编成的《尚书纬·考灵曜》中，就写有“地常动移而人不知，譬如人在大舟中闭舱而坐，舟行不觉也。”西欧直到1632年伽利略的《关于托勒密和哥白尼两大世界体系的对话》中，才提到船以任何速度前进，只要运动是匀速的，也不忽左忽右地摆动，则在密闭的船舱中，小虫向各方面飞行，水滴从舱顶落向舱底，人并脚上跳，都将和静止时一样，不能从其中任何一个现象确定船在运动还是静止，从而伽利略总结出经典力学的重要规律，即不论进行怎样的力学实验，都不能判断一个惯性系处于静止状态还是在作匀速运动。这条原理称伽利略相对性原理。对任一惯性系作匀速运动的参考系都是惯性系；对惯性系作加速运动或转动的参考系，牛顿运动定律就不能成立，称为非惯性参考系，简称非惯性系。要使牛顿运动定律仍能在非惯性系中成立，就须给非惯性系中的物体附加一个惯性力。这个力从惯性系角度来看是虚拟的，既没有施力的物体，更不存在反作用，只是为了计算方便而添加的；但就非惯性系角度来看，尽管这个力没有反作用力，但它像真实的力那样起作用，惯性力包括离心力和科里奥利力。\n　　伽利略的相对性原理也可解释为一切惯性系都是等价的。尽管物体的动量、动能在不同惯性系中有完全不同的值，但动量定理、动能定理、动量守恒（见动量守恒定律）乃至一定条件下的机械能守恒（见机械能守恒定律）在一切惯性系中都成立。这个相对性原理��经典力学中的成功使物理学家相信，任何物理现象及其规律都应遵循这条原理。但在19世纪发现并非全是如此，A.爱因斯坦在1905年发表的《论动体的电动力学》中指出：大家知道，麦克斯韦电动力学——像通常为人们所理解那样——应用到运动的物体上时，就要引起一些不对称，而这种不对称似乎不是现象所固有的。比如设想一个磁体同一个导体之间的电动力的相互作用。在这里，可观察到的现象只同导体和磁体的相对运动有关，可是按照通常的看法，这两个物体中究竟是这个在运动还是那个在运动，却是截然不同的两回事。如果是磁体在运动，导体静止着，那末在磁体附近就会出现一个具有一定能量的电场，它在导体各部分所在的地方产生一股电流。但是如果磁体是静止的，而导体在运动，那末磁体附近就没有电场，可是在导体中却有一电动势，这种电动势本身虽然并不相当于能量，但是它——假定这里所考虑的两种情况中的相对运动是对等的——却会引起电流。这种电流的大小和途径都同前一情况中有电力所产生的一样。从这类例子和证明地球相对以太运动的实验的失败，使爱因斯坦放弃旧的时空观，而以新的时空观解决了上述“不对称”的问题。在伽利略相对性原理的基础上建立了爱因斯坦相对性原理，使惯性参考系展现出更为辉煌的光彩。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "星表", "content": "星表（汉语拼音：Xingbiao；英语：Star Catalogue），记载天体各种参数（位置、自行、视向速度、星等、光谱型、视差等）的表册。通过天文观测编制星表是天文学中最早开展的工作之一。公元前4世纪，中国战国时代天文学家石申所编的《石氏星经》，载有121颗恒星的位置。这是世界上最古老的星表。按照编制方法和用途区分，星表有下列几种：①绝对星表。由绝对测定编制的星表。星表内恒星的位置是独立测定的，与其他已知的位置值无关，观测中各种系统误差尽可能加以消除，这种测量方法称为恒星位置的绝对测定。②基本星表。为了尽可能消除和减少各星表间的系统误差和偶然误差的影响，将各个不同系统的绝对星表进行综合处理后得到的高精度的星表。基本星表主要用于作为天文参考坐标系和恒星位置的相对测定时的定标星系统。主要的基本星表有：奥韦尔斯基本星表，最初发表于1879年和1883年，包括NFK，FK3，FK4直到FK5的一个系列，共1535颗基本恒星和大量的补篇星；纽康星表，1872年发表，共1257颗恒星；博斯星表，最初于1910年出版的PGC星表，1937年编成总星表（GC星表）共33342颗恒星；N30星表，1952年发表，共5268颗恒星。③相对星表。利用通过定标量的位置作相对测定而得的恒星位置编成的星表。其中用照相方法作相对测定而得的称为照相星表。主要的相对星表有：德国天文学会星表，1910年发表AGK1星表，1951～1958年间发表AGK2星表( 共183000颗恒星)，1973年修订后为AGK3星表；耶鲁星表，用1914～1956年的观测编成，共15万颗恒星；好望角星表，1968年编成，共7万颗星 。④其他的位置星表。这是一些为特殊目的而编成的星表，包括：暗星星表；黄道星表；史密松星表，1966年美国史密松天文台为满足人造卫星照相定位所编制，共258997颗星；测地星表等。⑤有关天体物理量的星表，主要有：恒星光谱型表、恒星三角视差总表、变星星表、双星和特定类型恒星表，太阳系天体和人造天体星表、银河系其他天体星表、河外天体星表、射电源表、红外、紫外、远紫外、X射线和γ射线波段的辐射源表等。\n　　现代天文学的发展，使恒星位置、自行和距离的测定精度不断改善。依巴谷卫星升空后正在获取高质量的观测结果，其星表的质量将有以数量级计的提高。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天体位置的绝对测定", "content": "天体位置的绝对测定（ absolute determination of position of celestial body ），指的是在测定天体位置的，要求不参考其他已知的观测数据和基本星表中的恒星位置，或者只使用基本星表中的恒星位置作为处理资料的过渡，但不受基本星表系统的影响。除观测恒星外，还必须进行坐标原点的测定并独立确定仪器误差。符合这样要求的观测称为绝对测定。绝对测定的精度较高，但观测程序繁复，因此，只用于测定少量较亮的恒星，据以编制基本星表。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天体位置的相对测定", "content": "天体位置的相对测定（ relative determination of position of celestial body ），将大量需要确定位置的恒星（被测星），跟少量已按绝对测定方法确定了位置的恒星一起，进行联合观测，求出二者的位置差。然后根据已知的恒星的位置，求出被测星的位置。这种观测方法称为相对测定，又称较差测定。这种方法可以用来测定大量恒星的位置，但精度不高，不能据以编制基本星表。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "照相天体测量学", "content": "照相天体测量学（ photographic astrometry ），天体测量学的一个分支。主要任务是利用照相方法来测定并研究天体的相对位置和运动，其中包括：①天体（包括人造天体）的空间位置的测定；②恒星自行的测定；③双星和聚星系统的运动的测定；④视差的测定；⑤照相星表的编制；⑥日全食时相对论效应的验证等。一百多年来，随着照相技术的不断革新，照相天体测量学得到很大的发展。目前的趋势是：由于观测工作逐渐向暗星方面发展，越来越多的口径在一米以上的反射望远镜应用于天体测量工作，并运用全自动光电坐标量度仪来测量底片，以提高精度和效率。此外，正在试验利用光电技术直接在望远镜上测量恒星的位置，然后用快速电子计算机进行处理，以逐步实现仪器、设备的自动化。\n照相天体测量所用的是相对测量的方法。通常先在底片上任意选定一个坐标系，在这个坐标系中测量星像的相对位置，然后从星表中选择一些已知赤道坐标的星作为定标星，并利用这些定标星把量得的相对坐标归算为赤道坐标（见照相天体测量方法）。照相天体测量的精度，主要取决于底片的测量误差。增加定标星的数目，可以减少定标星测量的偶然误差和星表的偶然误差，但是待定天体的测量的偶然误差、星表的系统误差和测量的系统误差，仍会全部反映到最后得到的赤道坐标中去。照相天体测量的精度还取决于定标星的自行。一般来说，底片的测量精度约为1～2微米，对于焦距为2米左右的望远镜，照相定位精度平均为0.″15。现代照相天体测量学有下述几个最活跃的课题。\n\n目录\n\n1 建立参考坐标系\n2 暗星自行的测定\n3 暗星三角视差的测定\n4 研究双星和聚星系统的运动\n\n\n建立参考坐标系\n以恒星位置和自行为主建立参考系的工作，主要是把星表扩充到更暗的范围。其中有代表性的是德国天文学会第三星表AGK3，它刊载了亮于12等的恒星的位置和自行，是目前小行星、彗星及其他天体的照相定位工作中选取定标星最好的星表。1932年苏联天文学家提出了编制“暗星星表”的计划。其特点之一是以河外星系为背景来测定恒星自行。如河外星系的横向速度为每秒1，000公里，则最近的星系的位置变化仅为每年0.″0001，比自行的测量误差小得多，因此在100年内，可以认为是不变的，这就能作为不动的参考坐标系来测定恒星自行。美国也有类似的计划。最近，利用苏联和美国的相对于星系测定的自行资料进行分析研究，求得了岁差常数的改正值以及奥尔特常数A和B（见银河系自转）。岁差常数改正值与根据基本星表求出的值相差不大，奥尔特常数B值也符合得较好，但A值相差较大。这些结果说明，相对于星系求恒星自行的系统，在赤纬方面比较好，在赤经方面则有较大的系统差，其原因还有待研究。\n\n暗星自行的测定\n为了研究银河系的力学特征，需要测定直到21等的暗星的自行，其中包括测定疏散星团、行星状星云、新星的自行。根据自行资料，可以证认星团成员，研究星团的内部运动、扩散运动和绝对自行等。发现大自行的暗星并测定其自行，对于研究太阳附近银河系的力学特征是很有意义的。最近一、二十年来，有几个天文台从事这方面的工作，发表了数以万计的自行大于每年0.″2的恒星星表。大自行的暗星可能是近距矮星，还需要测定它们的视差。\n\n暗星三角视差的测定\n自1837～1839年贝塞耳等人第一次精确测定恒星的视差以来，已经有一百多年的历史，其重要意义逐渐为人们所认识。美国华盛顿海军天文台专门研制了一台口径为1.55米的天体测量望远镜，用于测定暗星视差。在已经测定过视差的几千颗星中，暗于目视星等14等的只有100多颗。\n\n研究双星和聚星系统的运动\n对双星特别是对距离在20秒差距以内的双星进行照相观测，可以精确地测定恒星的质量。为了确定双星轨道及其质量，需要几十年甚至上百年的观测资料，要拍几百甚至上千张底片。利用照相观测还可获得双星的各个子星相对于定标星的位置，这样就可计算相对于这一系统的质心的轨道。对轨道周期变化作详细的分析，还可以发现质量小的不可见伴星，以至找到可能存在的类行星伴星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "照相天体测量方法", "content": "照相天体测量方法（ method of photographic astrometry ），利用照相方法来测定天体位置。这种方法与目视观测相比，具有下列优点：①照相底片对星光有累积作用，因此适当延长曝光时间，可以观测到更暗的天体；②在一张底片上可以同时测定多颗恒星的位置；③底片可以长期保存，需要时可以随时进行测量、归算，因此具有文献性。照相天体测量有三个基本过程。\n\n拍摄底片\n为了拍摄暗弱的恒星，曝光时间往往需要几十分钟，所以要求望远镜能跟踪恒星的周日运动，为此，一般采用赤道式装置。如果在整个曝光过程中，望远镜不能准确地跟踪恒星的周日运动，在底片上就不能获得清晰的星像，因而也不能精确地测定位置。因此，要求星像与动丝交点在导星镜中保持重合。如稍有偏移，应立即对望远镜位置进行微调，通常是由观测者通过目视观测用微动螺旋调节。目前，这种目视导星方法已逐渐为光电导星技术所取代。除此以外，望远镜的光学系统还要求尽可能地消除场曲、像散和彗差等像差。观测前要根据温度来调节焦距，合理地选择曝光时间，才可能拍得高质量的底片。\n\n测量底片\n拍下底片后，首先用坐标量度仪量出底片上全部星像在某一直角坐标系内的量度坐标。量度时应调节底片架，使这一直角坐标系的X轴和Y轴尽可能分别同赤纬圈和赤经圈平行（见天球坐标系）。为了提高测量精度，需要把底片旋转180°，再测量一次。一般是采用旋转坐标量度仪目镜内的一块棱镜来达到这个目的。近年来已开始利用全自动光电坐标量度仪，以适应工作量大、精度高的要求。\n\n归算\n量度坐标只能给出这些天体相对位置的资料。量度坐标(x，y)与赤道坐标(α，δ)之间的关系，是以理想坐标(ξ，η)来作为过渡的。理想坐标也是一种直角坐标系统，它的原点在底片的光学中心，坐标轴分别与赤纬圈和赤经圈平行，它与赤道坐标之间的关系，可由下列严格的数学公式来表达：\n\n\n\n\n\n或简化为下列形式：\n\n\n\n\n\n式中 A、 D为底片光学中心的赤道坐标， m为计算用辅量。\n某一星像的理想坐标和量度坐标并不相同。这是因为:①量度坐标的原点与理想坐标的原点不重合；②X轴和Y轴不正好与ξ轴和η轴平行；③X轴和Y轴不严格正交；④坐标量度仪x和y刻度尺的比例不相同；⑤受到较差大气折射和较差光行差的影响。根据上述原因，理想坐标和量度坐标之间的关系式可以表示为：\n\n\n\n\n\n式中 a、 b、 c、 d、 e、 f称为底片常数。\n用照相天体测量的方法来测定天体的位置时，在一张底片上应有一定数量的称为定标星的恒星，其精确的赤道坐标是已知的。定标星的用途就是确定底片常数。首先把定标星的赤道坐标用电子计算机或现存的数表换算成理想坐标，再测量出这些定标星的量度坐标。理论上只要有三颗定标星就可解算底片常数，但为了提高精度，一般选取均匀分布的十颗左右的定标星，用最小二乘法解算底片常数。底片常数一经求得，就可以把其他需要定位的恒星的量度坐标化为理想坐标，再求出它们的赤道坐标。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天体照相仪", "content": "天体照相仪（ astrograph ），专门以照相底片作为天体辐射接收器直接记录星空图像，并通常具有较大视场的光学望远镜。从19世纪下半叶起直到光电器件广泛应用于天文观测之前，近百年期间，和眼睛目视相比，照相术曾成为一种更高效和更客观的天文方法和手段。20世纪上半叶，发明了由三合透镜甚至四合透镜组成的具有像差较小，视场可达几十平方度的天体照相仪。在变星巡天、小行星和彗星搜索、物端棱镜光谱分类等领域都曾作出过重要贡献。\n20世纪30年代发明，并从40年代起迅速推广和普及的施密特望远镜问世后，立即显现出经典天体照相仪无法与之比拟的优越性。首先，采用施密特天文光学原理的望远镜主镜是反光镜，经过特殊镀膜后，能够有效反射入射的天体光辐射的80％以上。然而，主镜由三块或四块透镜的组合体却会阻隔和散射掉入射光的70％～80％，极大地降低了效率。其次，虽然二者都是照相机，但施密特光学适用于可获取更多天体物理信息的国际多色测光系统，如UBV、UBVRI ��见天体测光）等；但经典天体照相仪受主镜的玻璃元件的限制，至多只能实现照相和仿视双色测光系统。结果曾经作为照相巡天和照相测光的天体照相仪逐渐全面地为施密特望远镜取代。\n20世纪80年代起，天文实测中开始了以数字化的电荷耦合器件（CCD）作为天体辐射接收器取代照相底片的进程。众所周知，照相乳胶的光量子效率只有2％～5％，而且感光反应的线性度很差，这是作为测光工具的大缺点。与之相反，具有线性反应的CCD器件的光量子效率却能高达80％以上。结果照相底片连同照相方法都淡出天文观测的历史舞台。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天文常数系统", "content": "天文常数系统（汉语拼音：Tianwen Changshu Xitong；英语：Astronomical Constants，System of），表示地球和太阳系其他天体的力学特性和运动规律的一组自洽的常数。它们包括：地球的大小、形状和重力场，地球的轨道要素，岁差常数，以及太阳、月球和行星的质量等数值。这些常数是使用天文、物理或大地测量学的测量方法直接或间接测定的。当把在地面直接测量的相对于观测站或地心的位置换算到相对于以日心或银河系中心为原点的某个天球坐标系的位置时必须利用上述常数。根据天体力学的理论，某些常数之间满足一定的数学关系式。\n　　先后建立了3个天文常数系统：①纽康天文常数系统。1896年在巴黎召开的国际基本恒星会议上，首次决定采用美国天文学家S.纽康所确定的岁差常数、章动常数、光行差常数和太阳视差等常数值。以后又逐步扩充了一批共同采用的天文常数。这个系统一直使用到1967年底。这一系统的主要缺点是精度较低，且主要常数之间存在矛盾。②1964年国际天文学联合会天文常数系统。1964年由国际天文学联合会通过，规定从1968年开始正式使用。系统中包括定义常数、基础常数、导出常数和行星质量系统四类。定义常数是用定义规定的常数，它们没有误差；基础常数是直接测定的最精确的常数；导出常数是根据它们与定义常数和基础常数的理论关系式计算的常数；行星质量系统是专门在行星运动理论中所采用的一组常数。③1976年国际天文学联合会天文常数系统。1976年由国际天文学联合会通过，规定从1984年开始正式使用。这个系统除改进原系统中各常数外还对天文学的时间、质量和长度单位作了规定。\n　　学科和技术发展中，提出一些对天文常数系统改进的建议，新的系统将要求把时空关系和天体运动理论纳入广义相对论框架。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "光行差常数", "content": "光行差常数（ aberration constant ），天文常数之一。光行差是指在同一瞬间运动中的观测者，所观测到的天体的视方向同静止的观测者所观测到的天体的真方向之差。观测者随地球自转造成的光行差称为周日光行差；观测者随地球绕日公转造成的光行差称为周年光行差。作为天文常数的光行差常数，是指周年光行差常数，它定义为地球公转的平均线速度v与光速c的比值，用角秒表示为：\n\n\nk ＝206 264″.806 v / c \n\n\n光行差常数可通过天文观测来确定，主要方法有：①观测和研究恒星视位置的变化；②观测和研究恒星的视向速度；③长期持续地观测和研究测站的纬度变化。首次发现 光行差现象的 J.布拉得雷于1725～1728年得出 k＝20′.5，后来的许多天文学家根据两个半世纪浩瀚的观测资料得出了近百个 光行差 常数的数值，绝大多数的数值都在20′.4～20″.6之间。1896年 S.纽康综合当时的各种测定值以后，得出 k＝20″.47，这个数值使用了近70年。 光行差 常数是很难精确测定的天文 常数之一，尽管很早就发现纽康的这个数值偏小，精度较低，但由于牵涉到其他 常数，并未予以改动。\n国际天文学联合会1964天文常数系统中，将光行差常数作为导出常数，它根据高斯引力常数k和天文单位距离的光行时τA由下式计算：\n\n\nk＝206 264″.806 F kτ A/86 400 \n\n\n式中 F＝ n a( k ′) −1(1－ e 2) －1/2称为 光行差常数因子， n为以弧度/秒表示的地球绕日的平均角速度， a为以 天文单位表示的日地平均距离， e为地球轨道的偏心率， k′＝ k/86 400。 F的数值对不同历元有微小变化。 k ′在数值上等于一质量忽略的假想行星在半径为一天文单位的圆轨道上以弧度/秒表示的绕日角速度。由此计算得出 k＝20″.495 8，这个数值从1969年开始一直用到1983年。国际天文学联合会1976天文 常数系统中，天文单位距离的光���时 τ A由导出 常数改为基础 常数，精度也有了提高，由此确定相对标准历元J2000年的值为20″.495 52，它从1984年开始采用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "太阳视差", "content": "太阳视差（ solar parallax ），天文常数之一。为导出常数。全称为太阳赤道地平视差。以π⊙表示，可定义为：\n\n\nπ⊙＝arc sin( αe/ A) \n\n\n式中 αe为地球赤道半径， A为地月系质心到 太阳的平均距离，即 天文单位。可通过观测 太阳系内的 行星测定 太阳 视差 π⊙。当行星（或小行星）最接近地球时，先测定行星的周日赤道地平 视差，从而确定行星对地球的距离，然后再根据 天体力学的理论所求得的行星对地球的距离与日地平均距离之比，推求出 太阳 视差值。现代最精确的测定方法是通过雷达天文技术，首先测定一个天文单位距离的光行时 τA，在光速（作为基础常数）已知的情况下，求出天文单位AU之值，再从AU导出 π⊙。IAU1976天文常数系统中所采用的 太阳 视差值为 π⊙＝8˝.794 148。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天文单位", "content": "天文单位（英语：astronomical unit），天文常数之一。为导出常数。天文学中测量距离，特别是太阳系内天体之间距离的基本单位，以AU（或A）表示。天文单位是指在没有大行星摄动作用下，从地月系质心到太阳的平均距离。天文单位也可如下定义：当公转周期为2π/k日时，一个假想的、质量为零的无摄动行星绕太阳运动的椭圆轨道半长径等于一个天文单位，其中高斯引力常数k＝0.01720209895。天文单位可根据光速c和天文单位距离的光行时τA来导出。IAU1976天文常数系统中使用的天文单位数值为1AU＝149,597,870千米=149,597,870,700米。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天文单位距离的光行时", "content": "天文单位距离的光行时（ light-time for astronomical unit distance ），天文常数之一，即电磁波通过一个天文单位的长度所经历的时间，以τA表示。它与天文单位A、光速c的关系为:cτA=A。二十世纪六十年代以前，无法直接测定τA，需要通过天文学方法确定A和通过物理学方法确定c以后，再推导出τA。1961年，美国成功地对金星进行了雷达定位观测。此后，美国、苏联、英国又相继对金星、火星和水星进行了雷达测距。根据天体力学理论，可以精确地推算出行星对地球的距离与日地平均距离之比，所以用行星雷达测距可以直接得到一个天文单位距离的光行时τA。\n1964年国际天文学联合会天文常数系统采用τA＝499.012秒，把它作为导出常数。它是根据1961～1963年用金星雷达测距的结果得到的。此数值从1968年开始采用，将用到1983年为止。1976年国际天文学联合会天文常数系统把τA作为一个基础常数，数值为499.004782秒。它是根据美国麻省理工学院和美国喷气推进实验室在1970～1974年间进行的四次行星雷达测距的结果，经过综合分析得到的。此数值将从1984年起统一采用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "岁差常数", "content": "岁差常数（ precession constant ），天文常数之一，是在一回归世纪内沿黄道的岁差值，包括黄经日月岁差和沿黄道的行星岁差两部分，又称黄经总岁差，用p表示(见岁差和章动)。黄经日月岁差，即沿黄道的日月岁差，用p1表示，它可根据大量恒星的观测资料来确定。行星岁差用λ表示，它可由天体力学理论计算出来。p、p1和λ之间的关系是：\n\n\np=p1－λcosε\n\n\n式中ε是黄赤交角。\n德国天文学家贝塞耳第一次精确地定出岁差常数。他根据3，000多颗恒星的观测资料来确定p1值，研究结果发表于1818年。对历元1755.0，他得出p1=5，034.″05，p=5，017.″61。十九世纪末美国天文学家纽康确定了黄经总岁差p，并在1896年巴黎的国际基本恒星会议上被确认为通用的天文常数之一。对历元1900.0，纽康得到p=5，025.″64，此值沿用了80年。1976年在国际天文学联合会第十六届大会上，通过了对于标准历元2000年的新值:p=5，029.″0966。如果按纽康的旧值，归算到历元2000年，应得5，027.″86，这比新值要小1.″24。这是因为在岁差常数中已加上了银河系自转的改正值，而且在计算行星岁差时采用了新的行星质量数据。\n三十年代提出了编制暗星星表的计划。暗星星表中的星位将与遥远的河外星系发生联系，从而可以定出恒星相对于河外星系的绝对自行。这样就有可能更准确地定出岁差常数。1976年国际天文学联合会的岁差常数将从1984年开始正式使用。��有星表中列出的恒星自行包含岁差常数误差的影响，所以在采用新的岁差常数以后，必须更改星表中所有恒星的自行值。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "章动常数", "content": "章动常数（ nutation constant ），天文常数之一。真天极绕平天极在18.6年内描绘出一个小椭圆，称为章动椭圆（见岁差和章动）。章动椭圆的中心在平天极，椭圆的长轴指向黄极方向，短轴指向春分点方向。章动椭圆的半长径称为章动常数，用N表示。章动常数可根据恒星位置或纬度的观测资料来确定。\n十九世纪末，纽康总结了以前的观测资料，由27个测定值求加权平均得：\n\n\n\n\n\n该值在1896年巴黎的国际基本恒星会议上被采纳，一直沿用至今。1976年在 国际天文学联合会第十六届大会上，通过了对于标准历元2000年的新值 N= 9 . ″2109。\n目前，编制天文年历所依据的章动理论是伍拉德在1953年建立的，它是以刚体地球模型为基础的。二十世纪以来，根据观测资料得出的章动常数，都与采用值有一定差异，因为地球并不是一个刚体。1977年国际天文学联合会关于章动和地球自转的第78次讨论会，决定为修改章动常数成立一个专家工作组。这个工作组建议采用非刚体地球模型──莫洛坚斯基第Ⅱ模型代替刚体地球模型来计算章动。新建议的章动常数不再采用观测值，而是依据月地质量比、日月岁差和章动常数之间在理论上已知的关系，先求出刚体地球的章动常数，然后换算成非刚体地球的数值。对于标准历元2000年，N=9.″2044。1979年国际天文学联合会第十七届大会正式通过了这一建议，并决定于1984年正式采用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "黄赤交角", "content": "黄赤交角，地球绕着太阳作近似圆周的运行。赤道面是一个经过地球赤道的平面，而地球绕太阳运行的平面称为黄道面。黄道面与地球赤道面之间的夹角称为黄赤交角。\n　　黄赤交角并非永恒不变。实际上，由于日月岁差、行星岁差和章动等影响，黄赤交角一直在变化，最近每百年大约变小47角秒。\n\n目录\n\n1 含义\n2 黄赤交角发生变化的影响\n\n2.1 黄赤交角变大\n2.2 黄赤交角变小\n2.3 黄赤交角为0°\n2.4 黄赤交角为45°\n2.5 黄赤交角为90°\n\n\n3 参考条目\n\n\n含义\n　　黄赤交角是地球公转轨道面（黄道面）与赤道面（天赤道面）的交角，也称为太阳赤纬角或黄赤大距。地球绕太阳公转的黄赤交角为约为23°26'。黄赤交角并不是一直不变的，它一直有着微小的变化，但由于变化太小了，所以人们一般对其忽略不计。\n　　黄赤交角的存在,具有重要的天文和地理意义。黄赤交角是地轴进动的成因之一。它还是视太阳日长度周年变化的主要原因。黄赤交角是地球上四季变化和五带区分的根本原因。\n　　黄赤交角的存在,使太阳直射点到达的最北界线是23°26′N,即北回归线；最南界线到23°26′S，即南回归线。也就是太阳直射点在23°26′S～23°26′N作周年往返移动。因此地表获得热量随时间和空间发生变化。这样的变化用昼夜长短和正午太阳高度的时间和空间变化来体现，在此基础上形成了四季和五带。四季和五带影响地球上气候、区域特征的形成以及季节的变化,从而对自然地理要素,如地貌、生物、土壤、水文等都产生影响。\n\n黄赤交角发生变化的影响\n　　黄赤交角的变化一方面是变大后的影响，还有一种是变小后的影响。黄赤交角变化后的影响，可以从以下几个方面进行考虑:太阳直射点范围的变化、极昼和极夜现象范围的变化、五带的范围变化、正午太阳高度角的年变化、昼夜长短的年变化、季节的变化、气压带和风带的变化。\n\n黄赤交角变大\n　　若黄赤交角变大，地轴与黄道平面(公转轨道面)的交角变小，太阳直射点北界北推或南界南推，回归线北进或南进。\n　　太阳直射范围的变化:黄赤交角的度数是南北回归线的度数,南北回归线间是地球上太阳直射的范围。假如黄赤交角变大,太阳直射的范围也将扩大。\n　　正午太阳高度角的年变化:由于正午太阳高度角的大小取决于距直射点的纬度差的大小,即假设为角a。角a越小,正午太阳高度角越大。由于黄赤交角变大,太阳直射点的移动幅度变大,各地正午太阳高度角的年变化幅度增大。\n　　极昼和极夜现象范围的变化:地球上极圈内有极昼和极夜现象。极圈的度数是回归线度数的余角。因此,黄赤交角扩大,极圈的度数减小,极圈到极点的范围扩大,有极夜和极昼现象的范围也扩大。\n　　五带的范围���化:热带是指地球上有太阳直射的地方,寒带是指地球上有极夜和极昼现象的地方,温带是指没有太阳直射及极夜和极昼现象的地方。即:回归线和极圈是五带的划分界线。因此黄赤交角扩大,热带和寒带的范围扩大,温带的范围缩小。\n　　昼夜长短的年变化:由于太阳光线与晨昏圈垂直,太阳直射点的纬度越高,晨昏圈与地轴的夹角越大,昼夜长短的差值越大。黄赤交角变大后,冬至和夏至时的太阳直射点的纬度变大,各地昼夜长短的年变化幅度增大,冬至日,北半球各地昼更短、夜更长,昼夜长短的差值也更大。因此,各地昼夜长短的年变化幅度增大。\n　　季节的变化:由于地球上各地的季节变化主要取决于正午太阳高度和昼夜长短的年际变化。黄赤交角变化,引起正午太阳高度和昼夜长短的年际变化。因此,当黄赤交角变大,地球上各地的季节变化会更明显。\n　　气压带和风带的变化:如果黄赤交角变大,太阳直射点北界北推或南界南推,赤道低气压带北移或南移幅度变大,副高及其他气压带风带同样。\n\n黄赤交角变小\n　　太阳直射范围的变化:黄赤交角变小,太阳直射的范围将变小。\n　　正午太阳高度角的年变化:黄赤交角变小,太阳直射点的移动幅度变小,各地正午太阳高度角的年变化幅度减小。\n　　极昼和极夜现象范围的变化:如果黄赤交角减小,极圈的度数增大,极圈到极点的范围减小,有极夜和极昼现象的范围也随之减小。\n　　五带的范围变化:黄赤交角减小,热带和寒带的范围也将减小,温带的范围扩大。\n　　昼夜长短的年变化:黄赤交角变小,冬至和夏至时的太阳直射点的纬度变小,各地昼夜长短的年变化幅度也随之变小。\n　　季节的变化:黄赤交角变化,引起正午太阳高度和昼夜长短的年际变化。因此,当黄赤交角变小,地球上各地的季节变化会不明显。\n　　气压带和风带的变化:如果黄交角变小,太阳直射点北界南推或南界北推,赤道低气压带北移或南移幅度变小,副高及其他气压带风带同样。\n\n黄赤交角为0°\n　　当黄赤交角为0°时，全年大阳直射赤道,全球各地全年的正午太阳高度角无变化,所以各地无季节冷热变化,全球全年昼夜平分,也无昼夜长短变化,气压带和风带的位置无变化。\n\n黄赤交角为45°\n　　如果黄赤交角为45°时,一年中太阳直射点在45°N45°S之间往返移动。45°纬线为回归线。45°N和45°S之间则为热带;当太阳直射点在最北位置45°N,45°S纬线的正午太阳高度为0°;当太阳直射点在最南位置45°S时,45°N纬线的正午太阳高度为0°。45°纬线为发生极昼极夜现象的最低纬度线,即为极圈。所以极昼极夜现象出现在北纬和南纬45°-90°之间的区域,这也是寒带区域。在此情况下,45°纬线既是回归线,也是极圈,这样,只有寒带和热带没有温带。\n\n黄赤交角为90°\n　　如果黄赤交角为90°,即地球的赤道面垂直于黄道面。这时地球的地轴指向将有以下几种情况:\n　　①假如北极(南极)始终指向某一恒星(太阳除外),则直射点可从北极到南极。\n　　②如果是地球极轴与黄道切线始终平衡(赤黄垂直情况之一),则直射赤道。\n　　③假设极轴始终指向太阳(赤黄垂直情况之二),则太阳只直射地球的一个极点。\n　　假如北极(南极)始终指向某一恒星(太阳除外),这时太阳直射点可从北极到南极,这时地球上五带将消失,全球任何地方都有机会出现极昼夜,可以理解为两个极圈扩大到赤道了,然而太阳又能直射任何纬度,可以理解为热带也扩大到两极,所以五带完全可以说消失了。昼夜交替幅度扩大,因为任何地方都有极昼夜(除赤道特殊,太阳直射两极的时候不知道算极昼还是极夜,可以说整天都是日出或者黄昏)。季节变化更明显,长时间的极昼夜影响了背光面和受光面温度差异非常大,估计大部分生物都会灭亡。\n　　环流这个不好说,五带消失了,原来的环流带肯定也消失,至于会成什么样的形态环流,有待想象。\n\n\n参考条目\n　　北回归线\n　　南回归线"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "射电天体测量学", "content": "射电天体测量学（ radio astrometry ），用射电天文的方法来解决天体测量问题的学科。主要采用的测量方法为甚长基线干涉测量(VLBI)，观测量为天体的射电辐射到两个观测台站之间的时间延迟和延迟率。利用延迟和延迟率观测值可解算得射电源赤经和赤纬，以及观测站之间的基线矢量。VLBI测量射电源位置的精度，在大角距时好于1毫角秒，在小角距时（几度）已达到10～100微角秒；基线矢量的测量精度达到10−9量级，即1 000千米时达到数毫米。射电天体测量的特点：①为精确测量河外致密射电源射电位置的唯一手段。②观测量为时间延迟和延迟率，与铅垂线无关，所以是一种纯几何方法。③由于观测在射电波段，所以在白天和阴雨天均可观测；鉴于射电天体测量的高测量精度及其上述特点，所以在现代天体测量中占有重要地位。射电天体测量的主要应用：①河外致密射电源的精确定位，建立好于毫角秒精度的准惯性参考系。②精确测量地球定向参数，如极移、地球自转速率变化，以及岁差和章动常数改正。③测量现代地壳运动。④用较差VLBI方法，测量射电星、脉冲星等相对于河外致密射电源的位置，精度可达数十微角秒。⑤测量脉泽源子源的自行，根据统计视差原理，直接测量宇宙距离尺度。⑥空间探测器的精确定位和定轨。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "空间天体测量学", "content": "空间天体测量学（ space astrometry ），利用现代空间技术将望远镜发送到地球外层空间进行天体测量的一门学科，是在人造卫星诞生后才兴起的天体测量学的新分支。长期以来，天体测量工作都是在地面上进行的。地面观测受到各种外界因素的干扰，主要是大气和重力的影响。和地面观测相比，空间天体测量有下列优点：①由于没有大气折射，可消除折射带来的观测误差；②由于不存在大气对某些波段的选择吸收，能用可见光和其他所有波段进行天体测量；③由于没有大气漫射，天空总是黑的，在仪器工作期间可连续进行观测；④由于没有大气闪烁，得到的星像质量较好，角距离很小的双星和暗星也可观测到(见天文宁静度)；⑤由于没有重力，望远镜镜筒不会弯曲。\n空间天体测量可以通过载有望远镜的卫星进行巡天观测，借以获得有关卫星运动和恒星间相互位置的参数，其精度大大高于地面观测。这种观测不是相对于赤道和春分点进行的，所以只能得到天体之间的相对位置，还必须通过射电观测等方式，才能得到绝对位置。\n利用空间天体测量的优点，可进行多方面的研究工作。例如，改进基本星表FK4的系统（见星表），并把它同将来由射电天体测量建立的惯性参考系联系起来，测定天体的视差和自行，进而精确地确定银河系的距离尺度，并确定光度大的恒星和某些特殊恒星的绝对星等；测定星等11～12等的恒星和星系核的角直径；对彼此距离很近、地面观测无法分开的分光双星进行观测，确定天体的质量，从而改进大质量恒星的质光关系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "实测天体物理学", "content": "实测天体物理学（ observational astrophysics ），利用实验物理学的技术和方法来观测和研究天体的物理本质的学科。 \n\n目录\n\n1 诞生\n2 理论和技术的配合\n3 全波天文学概述\n4 新技术的应用\n\n\n诞生\n十九世纪中叶，分光学、光度学和照相术广泛应用于天体的观测研究，产生了实测天体物理学。①分光学：1666年，牛顿用三棱镜得到太阳光谱，发现太阳光是复合光。1802年，沃拉斯顿在棱镜前加上一个狭缝后，发现太阳光谱中的吸收线。1814年，夫琅和费制成了分光镜。1859年，基尔霍夫说明了吸收线产生的原因。他们的工作为天体分光学打下了基础。②光度学：喜帕恰斯和托勒密先后在编制星表时，把肉眼能看到的星按亮度分为6等。但星等的准确定义，一直到十九世纪中叶才定下来。1856年，普森建议把相邻两个星等的亮度比值定为勄，即2.512，他的建议被普遍采纳。以后光劈光度计制造成功，使天体光度测量的结果更加准确。照相术应用于天体的观测以后，照相测光几乎代替了目视测光。光电技术应用于天体光度测量则是二十世纪的事。③照相术：1727年，舒尔策发现银盐见光变黑现象；到1839年，达盖尔才利用这个性质发明了照相术。1845年，费佐等人拍摄到第一张太阳照片，发现上面有几个黑子。1851年，布施在日全食时，拍摄到日冕的照片。1859年，W.C.邦德首先利用照相方法进行恒星的光度测量。以后，照相术广泛应用于天体的观测，并包括恒星光谱分类工作。直到今天，照相术仍然是天文学研究中的一种重要手段。\n\n理论和技术的配合\n从二十世纪开始，物理学的迅速发展，尤其是原子物理学、原子核物理学、量子力学和相对论的建立和发展，为天体物理学提供了分析观测资料的重要理论基础。理论物理学应用于天体研究，形成了一个新的分支学科──理论天体物理学。它与实测天体物理学相互配合，推动了天体物理学的发展。从此新天象和新理论不断出现：对太阳进行光谱观测，证认太阳大气里含有几十种元素；观测太阳表面的特征结构，并发现黑子磁场；五大行星表面温度的实测结果与理论推算相符合；通过实测初步证认了几个行星大气的组成并发现彗星的彗头光谱和彗尾光谱的差异和它们的化学组成。通过恒星的测光和分光研究，确定了大量恒星的各种物理量──光度、质量、大小、表面温度、表面压力、自转速度等，确定了河外星云都是庞大的恒星系统。此外，还从理论上研究了恒星的内部结构、能量来源以及天体上的不稳定过程的本质。\n天体物理学的发展，要求不断扩大天文望远镜的口径，配备更精密的附属设备，改进观测技术。本世纪初，已经有了几座口径1.5米以上的反射望远镜，1918年，美国威尔逊山天文台建成口径2.54米的反射望远镜。1948年，帕洛马山天文台建成口径5.08米的反射望远镜。各种新技术（自动化技术、光电像转换技术、电子计算机技术）的应用，不断给实测天体物理学增加新的武器。\n\n全波天文学概述\n天体的电磁辐射包括射电波(1毫米～30米)、红外线(7000埃～1毫米)、可见光（4000～7000埃）、紫外线（100～4000埃）、X射线（0.01～100埃）和γ射线(＜0.01埃)。①射电天文：紫外线、红外线容易被地球大气分子吸收，而波长1毫米～30米的无线电波，则不易被吸收。1931～1932年，央斯基在研究长途电讯干扰时，发现了来自银心方向的宇宙无线电波即宇宙射电。二十世纪四十年代，英国一部军用雷达接收到一种异常干扰，又发现了太阳发出的强烈的无线电辐射，即太阳射电。以后，人们愈来愈广泛地使用无线电方法研究天体和宇宙的射电辐射，射电天文学便诞生了。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，都是通过射电天文手段取得的。②空间天文：1946年，美国开始利用V-2型火箭在离地面30～100公里不同高度处拍摄紫外光谱，获得不少太阳光谱新知识。1949年，伯奈特利用V-2型火箭在90公里高度处用涂铍底片发现了太阳的X射线。1953年，利用光子计数器代替底片作为太阳辐射的探测器。观测表明，由色球发出的紫外线和由日冕发出的 X射线强度变化很大。只有持续观测，才能取得太阳爆发过程的系统资料，仅靠火箭观测显然是不够的。1957年，苏联发射人造地球卫星以后，美国、西欧、日本也相继发射了天文卫星和空间飞行器（如轨道天文台、轨道太阳观测台、高能天文台等等），在其中安装了各种类型的探测器（利用高能物理、核物理、原子物理的探测技术），探测天体的各种辐射，促使紫外天文学、X射线天文学、γ射线天文学迅速发展。十九世纪四十年代出现的红外天文学，在二十世纪六十年代获得了新的生命力。从此进入了全波天文学时代。\n\n新技术的应用\n随着工业技术的飞速发展，几乎所有的各种新技术都被应用于天文观测。①天文望远镜：电磁辐射的收集和定位是由望远镜来实现的。例如，1962年美国国立天文台在基特峰安装了定日镜口径为2.08米的太阳望远镜，配备有多通道太阳磁像仪和真空摄谱仪。1963年，美国阿雷西博天文台在波多黎各装备了最大的单天线的固定球面射电望远镜，球面口径305米。1970年前后，有十来个射电天文台采用干涉技术，如美国探空跟踪站的两个分站:戈德斯通站和拉贡站(澳大利亚)。1967年用距离10，589公里的甚长基线干涉仪观测射电源，工作波长13厘米，分辨率达0.″0008。②行星际探测：美国发射的“阿波罗号”宇宙飞船于1969年7月起，多次登月，宇航员收集和转递了大量月球资料，并在月面上安置各种测量仪器。美国、苏联等国发射一系列空间飞行器，探测月球、行星和行星际空间。天文学在传统上是靠“观测”获得资料，由于空间科学的发展，已开始用“实验”方法来研究天体。除了火箭技术外，还应用遥感技术、通讯技术、遥控技术和自动化技术。③地面观测：地面观测仍有非常重要的作用。大型光学望远镜和射电望远镜继续在工作。望远镜的终端设备日益精良（如光电像增强器、二极管阵等等），分析测量仪器不断改善（如快速自动显微光度计PDS），大大提高了工作效率。1975年，苏联在高加索安装了口径6米的地平式反射望远镜，用电子计算机控制来跟踪天体。地面的光学观测和射电观测仍然是天体物理数据资料的重要来源。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天体测量仪器", "content": "天体测���仪器（ astrometric instruments ），测量天体位置的仪器。\n经典的天体测量仪器有：子午环、天顶仪和天体照相仪等，观测结果用于光学星表的编制。中星仪、光电等高仪、照相天顶筒在测定时间和纬度的同时，也给出所采用参考星表中恒星位置的相对测定结果。20世纪80年代后广泛应用的各种新技术，如甚长基线干涉测量仪、光干涉仪等采用了干涉方法。\n天体测量仪器的工作方法是角度测量(仅甚长基线干涉测量采用测距方法)，采用干涉法后使测角的精度大大提高，未来的微角秒空间天体测量仪器都将采用此方法。以观测地点来区分有地面和空间天体测量仪器；以观测方法分则有大视场、小视场和全天天体测量。此外，还有绝对和相对观测之分。依巴谷天体测量卫星和哈勃空间望远镜的发射开拓了空间天体测量的新纪元，测定位置的精度比地面观测高一个数量级以上，空间天体测量仍然是21世纪初天体测量发展的优先领域。各国宇航局、空间研究中心和天文台正在实施各种空间甚长基线干涉和空间天体测量计划。空间和地面天体测量仪器各有特色，利用它们开展的研究工作也是相辅相成、相互补充的。\n天体测量仪器的发展也包括了仪器终端检测器的更新，从目视、照相到电荷耦合器件(CCD)等，使观测的星等更暗，波段范围更宽，响应更灵敏。许多新的技术如光子计数、数字滤波和计算机等的应用，观测仪器也日趋全自动化，可更方便地取得丰富的观测资料。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "子午环", "content": "子午环\n子午环（ meridian circle ），用来精密测定天体过子午圈的时刻和天顶距，借以求得天体赤径和赤纬的一种光学仪器。子午环曾被誉为最精密的天文仪器。二百年来，它一直是编制基本星表的主要仪器。它的主要部分是一架口径15～20厘米、焦距约2米的折射望远镜，其有效视场约为0°3。镜筒的中部是一个坚固而中空的立方体，侧面有水平轴，沿东西方向放置，使镜筒能在子午面内转动。水平轴的两外端为精密轴颈，置于V形轴承架上。在水平轴上套有直径较大的精密垂直度盘，用4～6台对称排列的读数显微镜读取望远镜的天顶距。读数也可由照相机记录。在新型子午环上已开始使用光学度盘或分辨率达0.″05的感应式传感器来代替金属度盘。望远镜和水平轴的绝大部分重量由专门的平衡机构承托，以减轻压在V形轴承上的重量。仪器的基墩须有深固的防震地基。在望远镜的焦平面上装有精密的测微器。测微器有垂直移动和水平移动的动丝。观测者转动测微轮带动水平动丝来对准星像，测出它偏离测微器中心水平丝的角距。将这个自动记录下来的角距加到垂直度盘的读数上，并作大气折射改正后，就得到这颗星中天时的天顶距。此外，控制驱动垂直丝的小电动机的速率，对准并跟踪水平移动的星像，配以恒星钟的秒脉冲，自动记录垂直动丝的位置，来推算出恒星经过子午圈的时刻，即这颗星的赤经。一颗星的观测时间一般不超过两分钟。\n有的子午环已采用光电记录法，不再由人眼瞄准星像，而且观测数据也直接输入电子计算机。观测和归算正在逐渐转向全部自动化。子午环配有水银地平、准直管和方位标等附属装置，用它们分别定出天底点的位置、视准线的准直差以及水平轴的方位差。实际上，子午环观测还需校正多种误差。子午环一般可观测亮于9等的恒星。观测一颗星一次中天的均方误差为：赤经±0.″20～±0.″30，赤纬±0.″30～±0.″45。\n子午环与中星仪的主要差别在于前者有测天顶距的精密度盘和不采用频繁的转轴观测法。为了定出绝对测定所需的赤经零点──春分点（见分至点），子午环还应观测太阳、行星和某些亮的小行星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "棱镜等高仪", "content": "棱镜等高仪原理图.\n棱镜等高仪（ prismatic astrolabe ），可以同时测定经度（或世界时）和纬度的仪器。记录一组（三颗以上）位置已知的恒星在不同方位相继通过一个固定天顶距──等高圈──的时刻，即可算出仪器所在点的经度和纬度。\n棱镜等高仪的原理和结构如图所示。一部分星光直接射入60°棱镜的一面，另一部分星光通过水银面反射后进入等边棱镜的另一面。恒星的地平纬度h由于周日运动而逐渐改变，当它恰好等于60°时，自棱镜射出的两束光a、b才互相平行，因而观测者通过目镜可以看到物镜焦平面上的两个星像在此瞬间重合。观测者按电键记录相应时��，就可完成一颗星的观测。棱镜等高仪的优点是棱镜的棱角比较稳定，而且不需要精密的轴系、度盘和水准器。缺点是：①调焦会引入等高圈记录时刻的误差；②目视单次记录的偶然误差和人差都比较大。简单的小型棱镜等高仪主要用于野外天文观测。\n20世纪50年代初，法国天文学家丹戎制造的口径10厘米、焦距100厘米的超人差棱镜等高仪，已克服上述缺点。在望远镜的焦平面附近增置由电动机驱动可以前后移动的双折射沃拉斯顿测微器。观测者用手轮调节测微器的位置。使视场内的两个星像在几十秒钟的观测时间内始终重合。测微器移动时自动给出一组记时信号，由此可以推算出恒星过等高圈的时刻。丹戎等高仪应用比较普遍，单星观测的天顶距均方误差约为±0.″17。丹戎等高仪的缺点是：只能观测亮于6等的恒星；棱镜的棱角随夜间温度的改变而略微改变；尚有不大的人差。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "光电等高仪", "content": "光电等高仪\n光电等高仪（ photoelectric astrolabe ），用光电方法自动记录恒星经过60°等高圈的时刻，从而归算出经度（世界时）和纬度的一种新型仪器。它与棱镜等高仪的主要区别是用光电自动记录代替目视观测，在光学、机械结构上也有所不同。光电等高仪的焦平面上有一个玻璃记录栅，它上面有相互交替的透明线条和镀银线条。当星像经过这些线条时，照射到光电倍增管上的光强便不断变化。将光电信号放大并作适当处理后，可以用计时仪记下星像经过各线条边缘(记录线)的时刻，同时自动算出直接星像和水银星像重合，即恒星过等高圈的时刻。焦平面上有十对记录线，图示其中的一对Ⅰ和Ⅱ。直接星像 A经过Ⅰ和Ⅱ的记录时刻为t1和t2，水银像B经过Ⅱ和Ⅰ的记录时刻为t3和t4。恒星过等高圈时刻T可用下式表示： \n\n\n\n\n\n中国于1972年研制成Ⅰ型光电等高仪，并投入常规观测。1974年又研制成Ⅱ型光电等高仪(见彩图)。Ⅱ型仪器采用 R－C望远镜，其口径为20厘米，等值焦距2.4米。仪器的测角基准不再是传统的60°等边棱镜，而是由两块镀有铝膜的熔石英组成的角镜。左边的角镜反射水银面星像，右边的角镜反射直接星像。\n\n 上海天文台的中国制造Ⅱ型光电等高仪\nⅡ型光电等高仪也是首次采用真空室的天体测量仪器。镜筒在真空室内的主要优点是：①可以自动消除大气折射和由于大气色散引起的天顶距测量中的光谱型差(光线入射窗需水平放置)；②消除了由于仪器内部气温不均匀而引起的反常折射。仪器的方位轴能够在电动机驱动下自动跟踪恒星的水平运动，使星光能沿垂直的狭缝进入记录栅，这样可以减少进入记录栅的夜天光。仪器装在观测室里，观测者在它的楼下通过潜望式寻星镜找星，这样可以避免人和电器热源影响星光和仪器。Ⅱ型光电等高仪可观测到7等星，单星观测的天顶距均方误差约为±0.″13，观测天顶距的稳定性也较高。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "照相天顶筒", "content": "照相天顶筒（ photographic zenith tube ），测量世界时和纬度的仪器。1911年，罗斯设计的照相天顶筒首先在美国用于测纬。后经威利斯改进，1934年起开始用照相天顶筒测时。由于所得观测结果精度较高，五十年代后不少国家都采用照相天顶筒。\n\n\n\n\n\n照相天顶筒的主体是一架对准天顶的照相望远镜，其口径一般为20～25厘米，焦距为口径的15倍左右。美国安装的一架最新照相望远镜口径为65厘米，焦距为13米。照相天顶筒一般可观测亮于9星等的恒星，其单星的测时和测纬均方误差在0.″1～0.″3范围内。星光经过物镜向下射到自然水平的水银面向上反射。物镜的第二主点位于物镜下方1～2厘米处，并在该处放置照相底片（全视场一般不到1°）。这样可以避免由物镜倾斜引入的误差。水银盘在电动机驱动下能用来升降调焦，其精确位置由专门的调焦杆决定。\n\n\n\n北京天文台天津纬度站的中国制造照相天顶筒\n\n\n假定一颗亮星在天顶附近上中天，将照相底片瞬时曝光四次，在中天前后各两次，记下曝光时刻t1、t2、t3和t4。每次曝光后，物镜连同底片由电动机驱动精确地旋转180°，然后再曝光。这样就能得到图中的星像。测出底片上1、4两点在南北方向的距离2y，就可以推算出纬度。测量1、4两点在东西方向之差x1－x4，就可以推算出该星过子午圈的时刻。若x1=x4，即曝光正好是对称于子午圈进行的，该星过子午圈时刻就等于t1和t4的中值。同样，从星点3和2也可以算出纬度和时刻。\n用上述瞬时曝光法不能拍到暗星，实用的曝光时间约20秒钟。为了不使星像在底片上拖长，底片就得精确地跟踪恒星。当底片每移动到某一固定的位置（例如动程的中点）时，用接触法或光电显微镜法记时。这样的拍摄效果，与底片不动并作瞬时曝光记时的效果相同。 \n照相天顶筒一夜约观测10～30颗恒星，对每颗星观测约2分钟。在此期间需完成四次跟踪拍摄和记时，各次拍摄之间并需精确旋转180°。仪器通常设有程序控制电路，能自动操作观测。为了减少镜筒内外气温不均匀所引起的反常折射，观测者和控制设备等热源应远离仪器，有些照相天顶筒还对镜筒进行抽风。中国于1976年研制成功一台照相天顶筒，它是在真空罩内工作的，以消除镜筒内的反常折射，进一步提高观测精度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "天顶仪", "content": "天顶仪（ zenith telescope ），精密测定纬度和纬度变化的仪器。一般安装在固定台站。它是国际纬度站的主要观测仪器。1669年，英国胡克首创天顶仪，并用它测量天龙座γ星的周年视差。现今的天顶仪是考克孙在1900年左右设计的。这种天顶仪有一架能绕水平轴而在子午面内旋转的望远镜，其口径主要有110、135和180毫米三种。在望远镜的焦面上有目镜测微器，视场约18′，也有超过1°的。望远镜指向某一天顶距后可以与水平轴锁紧，然后一起绕垂直轴旋转180°。这样，望远镜就指向天顶另一侧的同一天顶距处。利用镜筒上的精密水准器可以检测和改正在转轴前后镜筒在天顶距方向的微小变化。天顶仪用目镜测微器观测一颗在天顶以南（或北）过子午圈的恒星，然后转轴180°，几分钟后再观测天顶以北（或南）过子午圈的另一颗恒星。由于这两颗恒星有相近的天顶距，能在同一视场中用目镜测微器测量。这样测得的两星的天顶距差等于两星的赤纬之和减去纬度的二倍。由于两星的赤纬是已知的，就可以解算出纬度。\n天顶仪的优点是不需要测量难以测准的恒星天顶距(约在0°～30°的范围内)，因而避免了天顶距度盘的误差。此外，天顶距之差的大气折射改正也较易定准。用天顶仪观测一对星所得的纬度均方误差约为±0.″1～±0.″3。为了提高观测的精度，天顶仪在一夜间往往要观测许多对星。\n除目视天顶仪外，还有照相天顶仪，用以拍摄南北两星的轨迹，求出两星的天顶距之差。浮动天顶仪也是一种照相天顶仪，它是漂浮在水银槽里的望远镜，用水银面保持水平，目的是使转轴前后镜筒的天顶距不变。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "中星仪", "content": "中星仪（汉语拼音：Zhongxingyi；英语：Transit instrument），观测恒星过上中天（过观测站子午圈）的一种天体测量仪器。又称子午仪。主要用于精确测定恒星过上中天的时刻，以求得恒星钟的钟差，从而确定世界时、恒星赤经和基本天文点的经度。发明于17世纪，后经不断改进。中星仪由望远镜、目视接触测微器、寻星度盘、挂水准器、太尔各特水准器以及望远镜支座等部分构成。望远镜通常是折轴式的，其水平轴指向东西方向，镜筒可在子午面内旋转，星光经过位于水平轴中央的直角棱镜，反射到水平轴的一端用超人差接触测微器或光电接收器进行记录。中星仪水平轴上挂有一个高灵敏度的挂水准器，以改正水平轴的倾斜。在水平轴的两端各有一段精度极高的圆柱形枢轴，可保证水平轴倾斜误差和方位误差稳定不变。中星仪在一颗星的观测中间进行转轴，以抵消望远镜准直差等误差。利用太尔各特水准器，中星仪也可用于测量纬度或恒星赤纬。激光测卫等新技术已承担了测定世界时的任务，但用于检测铅垂线变化，中星仪的作用仍无可替代。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "光电中星仪", "content": "上海天文台的光电中星仪\n光电中星仪（ photoelectric transit instrument ），在中星仪上加一套记录恒星通过子午圈时刻的光电装置和一个导星镜，就成为光电中星仪。它是苏联H.H.巴甫洛夫在1946年发明的，是世界上主要测时仪器之一。单星观测均方误差可达 ±0.012时秒。光电装置由光电箱和放大器两部分组成。光电箱安装在望远镜水平轴的一端。在望远镜的焦平面附近装着一块镜栅，与焦平面成45°倾角。镜栅上交替排列着等宽度的透光和反光条纹。当星像通过透光条纹上时，星光透过镜栅射到一只光电倍增管的阴极上；当星像移到反光条纹上时，星光��反射到另外一只光电倍增管的阴极上。前一只光电倍增管的阳极和后一只光电倍增管的最后一个倍增极并联输出。于是，恒星通过镜栅，星光在两只光电倍增管上产生的光电流合成为绝对值相等、符号相反的正弦形光电流。微弱的光电流经过时延差约100毫秒的直流放大器，被放大成矩形讯号，经平均时刻记时器记录，最后打印出恒星中天的平均时刻。光电记录装置有直流、交流、光电跟踪和光电计数等形式。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "测微器", "content": "测微器（ micrometer ），安装在望远镜上的一种附件，用来测量微小的角距，以提高观测精度。1638年前后，英国天文学家加斯科因首先将测微器用在天文望远镜上。它的主要部分是一个称为测微盒的金属匣子，借金属筒插入望远镜筒内，和望远镜固连在一起。在测微盒的框架上装有一定数量的水平丝和垂直丝组成的丝网，称定丝。盒内还有一个可移动的框架，框架上装有几条动丝。用精密螺旋推动框架，框架一侧装有弹簧，以消除螺纹的空回。在测微盒外装接目镜。在螺旋外侧连有测微轮，轮上刻有分度线。由分度线对应的位置，可知道螺旋转动的周数和周的小数。测微轮上每一分度值相应于动丝在视场中某一固定位置。在测时工作中使用的测微器，常在测微轮上再加一个玛瑙圆环。环上每隔一定间距，都嵌有金属接触片。当转动测微轮时，这些接触片就会相继和一固定的金属弹片接触，通过电路和记录仪器接通。这种测微器又称接触测微器。它被广泛应用在天体的定位以及双星相对位置和行星直径的测量中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "双速月球照相仪", "content": "双速月球照相仪（ dual-rate lunar position camera ），附加在天文望远镜上，用来将月球和恒星同时拍摄在同一照相底片上，进行月球精密定位的一种仪器。它是美国马尔科维兹设计的，又称马尔科维兹照相仪。从二十世纪五十到六十年代，都用它测定历书时或测站的地心坐标。为了同时跟踪拍摄月球像和恒星像，要求仪器能补偿月球相对恒星的运动和减弱月球的强光。为此，在底片前安置了一块稍大于月球像直径的中性滤光片。观测前，根据事先算好的月球运动速度和方向，使滤光片绕置于某特定方向上的轴，以特定的速度旋转，在约20秒钟曝光时间内，月球像相对恒星不动。当滤光片与底片平行时，记录下观测时刻。滤光片外围是一块厚度和折射率与滤光片相同的平板透明玻璃，用来保证月球和恒星成像在同一焦平面上。为适应以0.″1的精度跟踪恒星的要求，采用两部电动机。一部用来驱动底片盒跟踪恒星；另一部用来转动滤光片，以补偿月球相对于恒星的运动。双速月球照相仪的名称即因此而来。由于望远镜跟踪精度的提高，后来又省掉了驱动底片盒的电动机。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "坐标量度仪", "content": "坐标量度仪（ coordinate measuring instrument ），测量在透射或反射光照射下的平面目标（主要是照相底片上星像）的直角坐标的专用光学仪器。坐标量度仪包括瞄准星像的光学系统、载片架和移动机构、测量目标坐标的玻璃刻尺及其读数测微器。测量时，移动装上底片的载片架，瞄准星像，就可以从测微器上读出目标的位置数据。利用转像棱镜将被瞄准的星像旋转180°，然后测量星像，可以消除瞄准误差。仪器X和Y方向的两根刻尺应严格垂直，刻尺的每根刻线的改正量和刻尺的温度系数都可事先精密测定。仪器本身精度优于1微米。新型的坐标量度仪有自动记录设备，但测量者仍需瞄准目标和刻尺。有的天文台配备了天文底片自动测量系统，能快速自动测量底片上各种目标的坐标，甚至能自动测量目标的大小和各种光度数据。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体测量学", "title": "六分仪", "content": "六分仪\n\n\n拼音：liù fēn yí\n\n\n\n注音：ㄌㄧㄡˋ ㄈㄣ ㄧˊ\n\n\n\n解释：一种天文仪器。测定天体与地平线夹角的仪器，于航海中可借以测定观测者所在的纬度。\n\n\n\n例：\n\n\n【天文学】\n\n 六分仪\n六分仪（ sextant ），用来测量远方两个目标之间夹角的光学仪器。通常用它测量某一时刻太阳或其他天体与海平线或地平线的夹角，以便迅速得知海船或飞机所在位置的经纬度。六分仪的原理是牛顿首先提出的。六分仪具有扇状外形，其组成部分包括一架小望远镜，一个半透明半反射的固定平面镜即地平镜，一��与指标相联的活动反射镜即指标镜。六分仪的刻度弧为圆周的1/6。使用时，观测者手持六分仪，转动指标镜，使在视场里同时出现的天体与海平线重合。根据指标镜的转角可以读出天体的高度角，其误差约为±0ḷ2～±1′。在航空六分仪的视场里，有代替地平线的水准器。这种六分仪一般还有读数平均机构。六分仪的特点是轻便，可以在摆动着的物体如船舶上观测。缺点是阴雨天不能使用。二十世纪四十年代以后，虽然出现了各种无线电定位法，但六分仪仍在广泛应用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "理论天体物理学", "content": "理论天体物理学（ theoretical astrophysics ），利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的学科。1859年，G.R.基尔霍夫根据热力学规律解释太阳光谱的夫琅禾费线，断言在太阳上存在着某些和地球上一样的化学元素，这表明可利用理论物理的普遍规律从天文实测结果中分析出天体的内在性质，是为理论天体物理学的开端。理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步。20世纪20年代初量子理论的建立，使深入分析恒星的光谱成为可能，并由此建立了恒星大气的系统理论。30年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，促进了恒星内部结构理论迅速发展。并且，依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。1917年A.爱因斯坦用广义相对论分析宇宙的结构，创立了相对论宇宙学。1929年E.P.哈勃发现了河外星系的谱线红移与距离间的关系。以后，利用广义相对论的引力理论来分析有关河外天体的观测资料，探索大尺度上的物质结构和运动，以星系整体退行、宇宙微波背景辐射和元素合成为三大基石形成了现代宇宙学。在理论天体物理这一领域，可看到理论物理与天体物理更广泛更深入的结合和渗透，其中以非热辐射、相对论天体物理学、等离子体天体物理学、高能天体物理学等几个方面最为活跃。\n\n内容\n从理论物理学的分支与天体物理学问题的联系，可看出理论天体物理的概貌：①辐射理论。研究类星体、射电源、星系核等天体的辐射，以及X射线源、γ射线源和星际分子发射机制。②原子核理论。研究恒星的结构和演化，元素的起源和核合成，以及宇宙线问题。③引力理论。探讨致密星的结构和稳定性、黑洞问题，以及宇宙学的运动学和动力学。④等离子体理论。分析射电源的结构、超新星遗迹、电离氢区、脉冲星、行星磁层、行星际物质、星际物质和星系际物质等。⑤基本粒子理论。研究超新星爆发、天体中的中微子过程（见中微子天文学）、超密态物质的成分和物态等。⑥凝聚态理论。研究星际尘埃、致密星中的相变及其他固态过程。\n\n方法\n理论天体物理的基本方法是把地球上实验室范围中发现的规律应用于研究宇宙天体。这种方法不仅对于说明和解释已知的天体现象是有力的，还可预言某些尚未观测到的天体现象或天体。如在1932年发现中子之后不久，L.D.朗道、J.R.奥本海默等就根据星体平衡和稳定的理论预言可能存在稳定的致密中子星。尽管这种预言中的天体与当时已知的所有天体差别极大（异乎寻常的高密度等），可是在30多年后的1967年发现了脉冲星，预言终于被证实。另一方面，许多物理学概念首先是由研究天体现象得到的，后来又是依靠天体现象加以检验的。如首先是天体物理学家注意到充满宇宙间的电离物质具有一系列特性，这对建立等离子体物理学这门学科起了极大的推动作用。又如热核聚变概念是在研究恒星能源时首次提出的。禁线也是受到天体光谱研究的刺激才得到深入探讨的。由于地面条件的限制，某些物理规律的验证只有通过宇宙天体这个实验室才能进行。有关广义相对论的一系列关键性的观测检验，都是靠研究天体现象来完成的。水星近日点进动问题、光线偏转以及雷达回波的延迟是几个早期的例子。1978年，通过对脉冲星双星PSR1913＋16的周期变短的分析，给引力波理论提供了第一个检验，这是理论物理学与天体现象二者结合的一个新的成功事例。因此，理论天体物理学既是理论物理学用于天体问题的一门应用学科，又是用天体现象探索基本物理规律的基础学科。无论从天文学角度来看，或是从物理学角度来看，理论天体物理学都是富有生命力的。1983年美国核物理学家W.A.福勒因研究宇宙化学元素形成机制取得重大成果和天体物理学家S.钱德拉塞卡因对恒星结构和演化理论作出的重大贡献而获得诺贝尔物理学奖；1993年R.A.赫尔斯和J.H.泰勒因发现射电脉冲双星共同获得诺贝尔物理学奖。他们经过近20年的努力，利用世界上最大的阿雷西沃射电望远镜进行上千次的观测，以无可争辩的观测事实，证实了引力波的存在。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "恒星大气理论", "content": "恒星大气理论（ theory of stellar atmospheres ），主要通过对恒星光谱的解释来研究恒星大气的结构、物理过程和化学组成的理论。天体物理中的重要组成部分。恒星上能被直接观测到的表面层称为恒星大气。太阳是一颗典型的恒星，而且是离地球最近从而可对其表面不同区域的光谱进行详细观测和分析的唯一恒星。因此常以太阳大气的研究作为恒星大气研究的范畴。对于非常遥远不能作区域分解观测的恒星，只能对可见半球积分辐射的光谱进行观测和研究。包括太阳在内的正常恒星辐射功率基本上集中在可见区和近红外波段。光谱的主要特征是在连续光谱的背景上叠置许多吸收谱线。对连续谱和吸收谱线的观测和理论分析可获得关于恒星大气的知识，不过各有不同的分析方法和适用范围。\n\n连续光谱研究\n太阳和恒星的连续光谱是由它们的低层大气——光球层产生的。为了从观测太阳连续谱获得光球的知识，必须先从理论上建立太阳连续谱辐射强度随波长的变化（又称为连续能谱分布），以及从日面中心至日面边缘的光谱变化与光球中各种物理参数随深度变化的关系。光球中能量是以辐射方式传输的。辐射从内部向外部传输过程中不断与光球物质相互作用，也就是经历了不断吸收与再输运，直至由光球表面自由地向外空辐射。研究这种物质对辐射的吸收和再发射过程，就可建立上述关系。为此通常假定：\n①太阳和其他恒星为球对称，大气中各种物理参数仅为深度的函数。同时，它们的辐射是稳定的，不随时间变化。\n②太阳和恒星光球处于局部热动平衡态。所谓局部热动平衡态就是光球内任一小体积元中可用单一温度来描述辐射场和物态。小体积之中粒子和光子的能态分布由该温度对应的麦克斯韦分布、萨哈方程和玻耳兹曼方程以及普朗克函数确定。但温度本身则是空间位置的函数，在球对称假定下仅是深度的函数。\n上述假定下可推导出太阳和恒星大气中辐射通过既能吸收又能发射的物质时辐射强度变化所遵循的方程式，通常称为辐射转移方程，其形式为：\n\n\n\n\n\n式中 θ为辐射方向对 恒星径向的偏离角， τ λ为波长 λ处的光学厚度，其微分定义为d τ λ＝− κ λ ρd r，其中 ρ为 大气密度，d r为径向上的路程微元， κ λ为波长 λ处单位质量 大气的吸收系数。 I λ( τ λ, θ)就是在波长为 λ、光学厚度为 τ λ和对径向偏角为 θ的方向上的辐射强度。而：\n\n\n\n\n\n称为 源函数，其中 j λ为单位质量 大气的发射率。可见源函数就是物质发射与吸收的比值。吸收系数 κ λ依赖 恒星 大气的吸收机制，而源函数 S λ既与 大气的吸收机制有关也与 大气的发射机制有关。因此它们都包含着 恒星 大气结构和物理过程的信息。\n恒星大气的发射机制主要包括离子与电子复合、电子在离子的库仑力场中减速以及原子或离子因吸收光子或其他粒子碰撞而跃迁到高能级后再向低能级跃迁产生的辐射。恒星大气的吸收可分为真吸收和散射两种形式。真吸收是指原子吸收光子后不再发射出去的吸收，如因光致电离导致原子能级的束缚、自由跃迁和导致电子动能增大的自由–自由跃迁。散射则只涉及光子的方向或波长变化。光子波长不变而只改变光子方向的散射称为相干散射，如原子从某方向吸收光子而跃迁到高能级后重新跃迁到原先的低能级，并向各方向发射同一波长的光子，以及电子对光子的汤姆逊散射，均为相干散射；而涉及改变光子波长的散射，则称为非相干散射，如原子吸收光子跃迁到很高的能级后再逐级向下跃迁的级联散射就是非相干散射。但两种散射都将导致在入射方向上和一定波长处的辐射减弱，因此表现为吸收。\n求解辐射传能方程，可得到从太阳或恒星表面向外的辐射强度表示式为：\n\n\n\n\n\n只有知道源函数：\n\n\n\n\n\n的具体形式和某些假定之后，才能具体计算出太阳和 恒星表面的辐射强度 I λ( θ)。实际上太阳表面任一点与日轮中心点在太阳球心的张角就是 θ。因此对某一确定的波长 λ I λ( θ)表示在此波长处太阳表面辐射强度从日轮中心向日轮边缘的变化。实测结果和 理论计算均表明，太阳辐射主要功率所在的��见光和近红外波段， I λ( θ)从日轮中心( θ＝0)向日轮边缘( θ＝90°)过渡时， λ I λ( θ)逐渐变小。在日轮中心附近减小不太明显，但到边缘附近 λ I λ( θ)迅速下降。故在可见光和近红外波段拍摄的太阳照片上可看到太阳边缘明显变暗，这一现象称为太阳的 临边昏暗。 理论分析得知，日轮中心附近的辐射主要来自光球低层，那里温度较高，辐射较强，显得较亮；而日轮边缘附近的辐射来自光球上层，该处温度较低，辐射较弱，显得较暗。因此太阳临边昏暗现象是光球温度随高度增大而下降的直接反映。另一方面，对于日轮上任一固定测点（ θ确定）， λ I λ( θ)表示该测点处辐射强度随波长的变化，就是连续光谱的能量分布。而 λ I λ( θ)对 θ的积分就表示整个日轮上所有点辐射总合成的平均能谱分布，相当于不可分辨的遥远 恒星的情况。因此，通过实测得到的太阳表面辐射中连续能谱分布及其临边昏暗规律，与通过某些假定和源函数 S λ的具体形式后求解辐射转移方程得到的 理论 λ I λ( θ)进行比较，可探求太阳 大气中各种物理参数如温度、压力、密度和电离度等随深度的变化，亦即建立太阳或 恒星的 大气模型。\n\n吸收谱线研究\n正常恒星的光谱是连续光谱上叠加许多暗黑的谱线，称吸收线。吸收线中的辐射强度并非为零，但比附近连续光谱的辐射弱，显得暗黑。不同吸收线有不同的强度和宽度。吸收线的中心波长对应于各种原子和离子的能级跃迁。恒星光谱中存在离散的吸收谱线的事实表明，恒星大气除了能对辐射作连续波长变化的吸收（称为连续吸收）外，还存在与能级跃迁相对应的特定波长的非连续吸收（称为选择吸收）。虽然吸收线所涉及的辐射能量在恒星大气的能量平衡中作用不大，然而观测和研究吸收线往往可比分析连续谱获得更为详尽的恒星大气知识。首先是研究吸收线可获知恒星大气的化学组成。而且，吸收线中辐射强度随波长的变化（称为谱线轮廓）和整条谱线的总强度（称为谱线等值宽度）中同样包含着恒星大气结构和物理过程的丰富信息。研究太阳表面不同区域光谱和恒星光谱中吸收线的轮廓和等值宽度，可推测吸收线形成区中温度、密度、压力、物质运动速度甚至磁场分布等更为详细的知识。不过与连续谱研究相比，谱线的研究在观测上和理论上遇到的困难更多。观测方面必须得到具有足够高色散和分辨率的光谱资料，因此对观测设备有较高的要求；而在理论上，为了准确地解释观测到的谱线轮廓，在多数场合必须考虑太阳或恒星大气中的不均匀性和动力学特性，有时还会涉及处理非局部热动平衡态问题。\n吸收谱线的研究可分为谱线轮廓和生长曲线两种。在谱线轮廓方面，主要是建立适用于谱线波长范围的谱线辐射转移方程。为此除了考虑连续吸收系数外，还需要引入表明谱线存在的选择吸收系数，并确定谱线特有的源函数。确定选择吸收系数时，必须讨论复杂的谱线加宽机制问题。源函数则涉及恒星大气模型的应用。然后在某些基本假定下，求解谱线的辐射转移方程，得到理论的吸收谱线轮廓，再与实际观测到的谱线轮廓相比较，获取关于恒星大气结构和物理过程的知识。\n在生长曲线的研究中，则是先从理论上推导出表征吸收线总强度的谱线等值宽度与产生该谱线的低能级原子数目的关系，称为理论生长曲线。另一方面，利用观测到的多重谱线得到一系列观测谱线等值宽度数据，构成观测生长曲线。把观测生长曲线与理论生长曲线进行比较，就可推测出恒星大气的化学组成、原子的激发温度、热运动速度、湍流速度和阻尼常数等。生长曲线方法的优点就是无须利用高色散的光谱观测资料，这一点尤其适用于暗弱恒星光谱的分析。\n少数恒星光谱中除了吸收线外，还存在发射谱线，有些恒星甚至以发射线为其光谱的主要特征。发射线一般是由离星体较远处的稀薄气体，即星周气体产生的，而星周气体往往是由星体抛射出去的。发射谱线的强度和轮廓与星周气体的大小、形状、密度和运动方式等密切相关。因此对恒星发射线的观测和研究可获得关于星周气体结构和物理过程的知识。恒星发射线的研究也是恒星大气理论研究中的一个重要课题，其研究方法与吸收谱线的研究有些类似。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "恒星大气模型", "content": "恒星大气模型（ model of stellar atmosphere ），描述恒星大气内各个物理量（如温度、密度、气体压力、电子压力���）随大气深度的分布规律的理论模型。建立恒星大气模型是恒星大气理论的主要课题之一。为了建立恒星大气模型，先要给定恒星的有效温度Te（见恒星温度）、表面重力加速度g和恒星大气的化学组成，还要假定恒星大气处于辐射平衡、局部热动平衡和流体静力学平衡状态。后者指作用于单位体积上的重力与压力（气体压和辐射压）梯度相平衡，即 \n\n\n\n\n\n式中 Pg和 P r分别为气体压力和辐射压力， h为线深度， ρ为物质密度， x为平均吸收系数，它是电子压力 Pe和温度 T的函数， τ为由 x确定的光学厚度，σ为斯忒藩－玻耳兹曼常数。\n流体静力学平衡条件确定了四个变量Te、Pe、Pg和τ之间的第一个关系。利用Pe和Pg的定义式和关于电子密度的公式(可由已知的化学组成和热动平衡关系得到)可以消去电子密度，得到Te、Pe、Pg三者之间的第二个关系。把这两个关系式连同由辐射平衡理论导出的温度分布规律(见辐射转移理论)共三个关系式联立起来，运用数值积分法，就能得到气体压力Pg和电子压力Pe随深度的分布。原有的温度分布是已知的。物质密度ρ的分布，也可由通常的物态方程及Pe和Te的分布以及已知化学组成导出。\n大气模型的计算通常采用逐次近似的方法。从温度的第一近似分布出发，采用上述基于流体静力学平衡的方法，计算其他物理量的第一近似分布。再由各物理量的第一近似分布，选用推求温度分布的逐次近似方法，导出温度的第二近似分布。重复上述步骤计算其他物理量的第二近似分布，依此类推。逐次近似的准则是保证最后得到的总辐射流不随深度变化，因为这是辐射平衡所要求的。\n目前已计算出大量的各类光谱型的恒星大气模型。对于一些著名的恒星如天琴座α、天鹅座α、大犬座α、小犬座α和鲸鱼座δ等，已建立了各自特有的大气模型。对于太阳，除了有理论的大气模型外，还有经验的大气模型。它的温度分布规律是直接由观测到的太阳临边昏暗规律导出的。此外，还研究了偏离辐射平衡和局部热动平衡的大气模型以及非均匀的、带有湍动、对流和振动的大气模型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "局部热动平衡", "content": "局部热动平衡（ local thermodynamic equilibrium ），恒星大气深层温度高，浅层温度低，整个大气显然不处于严格的热动平衡状态。因此，热动平衡规律不适用于恒星大气整体。为了描述恒星大气的热状态，K.史瓦西和米尔恩分别于1906年和1921年各自提出了局部热动平衡假设（缩写为LTE）。根据这一假设，恒星大气内任一局部小区域，都可以引入一个局部温度来表征它的热状态。在这小区域内，电子的速度分布、原子的激发和电离状态、物质和辐射的相互作用等，都可以用与局部温度等物理参数相对应的热动平衡关系──麦克斯韦速度分布律、玻耳兹曼公式、萨哈公式和基尔霍夫定律等来描述。对于偏离热动平衡不大的恒星大气，按照局部热动平衡假设所求得的理论结果与观测结果基本相符。这表示局部热动平衡可以近似地描述恒星大气的物理状态。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "萨哈公式", "content": "萨哈公式（ Saha formula ），描述在热动平衡状态下原子按电离级分布的一个物理规律。1920年，印度物理学家萨哈首先根据热力学的相平衡理论导出；1933年，美国天体物理学家门泽尔又用统计物理方法得到。萨哈公式的一般形式为：\n\n\n\n\n\n式中 Nr+1和 N r分别为单位体积内同一元素的 r+1次电离原子和 r次电离原子的数目， T为绝对温度， Pe为电子压力， me为电子质量， h为普朗克常数， k为玻耳兹曼常数， xr为 r次电离原子的电离电势(原子电离所需要的最小能量)， ur +1( T)和 ur( T)分别为 r+1次电离原子和 r次电离原子的配分函数。 萨哈公式表明：原子的电离程度和温度、电子压力有关，温度愈高或电子压力愈低时，原子的电离程度愈高。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "非局部热动平衡", "content": "非局部热动平衡（ non-local thermodynamic equilibrium ），恒星大气明显地不处于热动平衡状态。各类恒星大气偏离热动平衡的程度各不相同。对偏离热动平衡不大的恒星大气，可以引入局部热动平衡假设来近似地表述它的热状态。但在许多情况下，如太阳色球、日冕、有延伸大气的恒星、行星状星云、星云、星际物质等的物理状态，偏离热动平衡较大，甚至局部热动平衡假设也不能适用。这种物理状态称为非局部热动平��(NLTE)。\n在非局部热动平衡状态下，原子的激发、电离、辐射和物质的相互作用等，都不能简单地用一个局部温度来表述。如果所研究的天体是稳定的，表述它的物理量应不随时间变化或只随时间作缓慢的变化。这种情况下，可以应用稳定性条件。处于各种状态(电离级或激发态)的原子数目应不随时间变化，据此建立起原子的统计平衡（即粗糙平衡）方程。它表示在单位时间内到达某一状态的原子总数与离开这一状态的原子总数相等。由于原子的统计平衡又和辐射场密切相关，所以在处理非局部热动平衡问题时，必须把辐射转移方程（见辐射转移理论）和原子的统计平衡方程组联立起来求解。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "辐射平衡", "content": "辐射平衡（汉语拼音：Fu she ping heng；英语：radiation balance），地球表面、大气或某一地区辐射能量的收入与支出之间的差值。又称辐射差额或净辐射。\n　　地球或某一区域的地面辐射平衡是其辐射收入（即太阳短波辐射减去地面反射部分）与支出（地面散发的长波辐射减去大气向地面的长波辐射）之间的差值。地球-大气系统的辐射平衡是地面为下底，以大气顶为上顶的整个铅直柱内接收到的太阳短波辐射和大气顶界向太空放出的长波辐射之差值。将地球-大气系统的辐射平衡减去地面的辐射平衡，即得大气的辐射平衡。\n　　辐射平衡随季节、纬度、地面状况、云量和大气成分而变化。平均而言，高纬度地区为负值，低纬度地区为正值。由于地面与大气的热状况多年来无长期变化趋势，所以对整个地球表面与大气而言辐射平衡应为零值。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "流体静力学平衡", "content": "流体静力学平衡，流体静力平衡是恒星不会向内坍缩（内爆）或爆炸的原因。在天文物理，在恒星内部给定的任何一层，都是在热压力（向外）和在其外物质的质量产生的压力（向内）平衡的状态，这种平衡称为流体静力平衡。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "覆盖效应", "content": "覆盖效应（ blanketing effect ），正常恒星光谱由连续光谱和吸收线光谱组成。连续光谱由连续吸收形成，吸收线光谱由线吸收产生。在研究恒星大气的温度分布时，原则上应该同时考虑连续吸收和线吸收两种过程，但这是非常麻烦的。作为第一近似，在研究恒星大气的温度分布或恒星大气模型时，只考虑连续吸收，把线吸收的影响当作是一种附加的改正。这样，吸收线对恒星大气温度分布的作用和影响被称为覆盖效应。它是在1928年由米尔恩起名的。覆盖效应还泛指吸收线对连续光谱的影响。早型恒星的谱线比较稀疏，只有在谱线系限附近覆盖效应才比较明显。太阳型恒星的线辐射流约占连续辐射流的10％，覆盖效应不可忽略。晚型恒星的吸收线密集，覆盖效应更为重要。研究覆盖效应的一种方法是微扰方法：把不考虑线吸收所得到的恒星大气模型作为第一近似，利用这个模型来计算线吸收系数，然后把线吸收也考虑在内得到第二近似，如此进行多次，直至得到满意的恒星大气模型。不少人还采用吸收线分布的各种模型，用统计方法来考虑覆盖效应。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "辐射转移理论", "content": "辐射转移理论（汉语拼音：Fu she zhuang yi li lun；英语：theory of radiative transfer），研究辐射通过既有吸收又有发射的介质时的变化情况，即辐射转移规律的理论。辐射是天体上的能量传递的最重要方式。辐射同物质有相互作用。物质要吸收和发射辐射。因此，以辐射方式传递能量实际上是在辐射同物质相互作用的过程中实现的。辐射转移理论的首要任务是建立辐射转移方程。这个方程把表征辐射场的物理量（如辐射强度）同表征辐射和物质之间相互作用的物理量（如吸收和发射）联系起来。然后，在一定条件下求解。在讨论恒星大气里的辐射转移时，常用局部热动平衡假设。由于吸收和发射同频率有关，同时，必须知道空间各点的温度分布规律，因此，求解辐射转移方程是很困难的，常用逐次近似法。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "辐射强度", "content": "辐射强度（ Radiant Intensity ），点辐射源在某方向上单位立体角内传送的辐射通量，记作Ie，即Ie=dΦe/dΩ，式中dΦe是dΩ立体角元内的辐射通量。 辐射强度的SI单位为瓦/球面度。多数辐射源的辐射强度正比于该方向与表面法��之间夹角的余弦，这样的辐射源称为余弦辐射体或朗伯辐射体。\n单位时间内物体单位表面积辐射出某特定波长射线的能量，称为单色波长的辐射强度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "辐射流", "content": "辐射流，指单位时间内通过单位面积，在单位频率间隔内向外的辐射能与向内的辐射能之差。辐射流的大小通常与面元在空间的位置和方向都有关系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "恒星大气的吸收和散射", "content": "恒星大气的吸收和散射（ absorption and scattering of stellar atmosphere ），恒星大气是由无数原子、离子、电子和分子组成的体系。这些粒子既可发出辐射，也可吸收辐射。我们观测到的恒星光谱是整个恒星大气层的发射和吸收累加的结果。恒星大气的吸收有两种：在较宽的、连续的频率范围内使辐射减弱的过程称为连续吸收；只在谱线的频率范围内减弱辐射的过程称为线吸收。在恒星大气的能量平衡中起决定作用的是前者，因而这里只讨论连续吸收。\n二十世纪三十年代以前，人们对恒星大气吸收的知识十分贫乏，不得不假定恒星大气物质的吸收本领在所有波长上都是一样的，这就是“灰色大气”假设。“灰色大气”无法解释恒星光谱能量按波长的分布和跳变的特征。 \n量子力学为研究恒星大气吸收的问题奠定了理论基础。根据恒星的光谱特征和恒星大气的物理性质，已经明确连续吸收主要是由原子的束缚-自由跃迁、自由-自由跃迁、分子的吸收以及电子和原子的散射引起的。\n\n原子的束缚-自由跃迁和自由-自由跃迁\n原子的束缚-自由跃迁，专指由吸收辐射引起的束缚-自由跃迁，即光致电离过程。当原子吸收能量大于原子结合能的光量子时，它就离解为离子和电子，这就是光致电离。设原子处于某一能级i，xi为i能级的原子结合能；设vi=xi/h，h为普朗克常数，原子只有吸收频率v＞vi的光量子才能电离。因此，从该能级发生的光致电离，会在v＞vi的区域产生连续吸收带。这里，vi称为带头频率。由于各能级的结合能不同，带头频率也各异。以最简单的氢原子为例，基态原子（能级主量子数n=1）的光致电离将在赖曼系限外（λ＜912埃）产生连续吸收；第一激发态(n=2)的原子将在巴耳末系限外(λ＜3646埃)产生连续吸收；n=3状态的原子将在帕邢系限外（λ＜8204埃）产生连续吸收等等（见图1）。由于原子可以处在各个不同的能级，相应地产生不同的连续吸收带。我们在考虑任一频率处连续辐射的减弱时，应该把带头频率在其红端的所有吸收带都迭加起来。当然，在迭加中还要考虑处在各个状态的原子数目。\n\n\n\n\n\n自由－自由跃迁是指自由电子在原子核的电场里可以从一个自由状态跃迁到另一个自由状态。如果从能量较低的自由态跃迁到能量较高的自由态，就要吸收辐射场的能量，产生连续吸收。\n束缚-自由跃迁和自由-自由跃迁可以发生于各种各样的原子，其中几种比较重要的原子是：\n①　氢原子　氢原子在恒星大气里含量最丰富，它的吸收作用首先受到重视。1936年门泽尔和皮克利斯用量子力学算出了氢原子光致电离和自由－自由跃迁过程的吸收系数。吸收系数是用来表征物质吸收辐射的能力的物理量。图2绘出了中性氢原子的束缚-自由跃迁吸收系数，分别绘出主量子数 为n=1，2，3，4，5的氢原子的吸收系数。图中吸收系数的单位是10-17厘米2。\n\n\n\n\n\n虽然恒星大气里的氢原子很多，但它在晚型星里的吸收作用是微不足道的，因为这时它们基本上处于基态，只能对赖曼系限外的紫外辐射起吸收作用。在晚型恒星的能量平衡中，紫外区域并不重要；而对于太阳型恒星，则需要考虑氢原子在紫外区的吸收。至于A型、B型星，一方面，中性氢的激发态原子数目增多，可以对光谱在可见光区里进行吸收；另一方面，在能量平衡中，中性氢的吸收也起重要作用。所以，对A型、B型星，中性氢原子成为主要的吸收体。\n②　负氢离子　由一个中性氢原子和一个跟它连在一起的电子所组成的体系称为负氢离子，符号是H-。氢原子的电子不能完全屏蔽原子核的电场，所以氢原子仍可吸引一个电子并与之结合而形成负氢离子。\n1939年维尔特首先指出：负氢离子吸收对中型光谱（见恒星光谱分类）的重要性。1946年昌德拉塞卡第一次成功地计算了负氢离子的束缚-自由跃迁和自由-自由跃迁确定的吸收系数。六十年代又有几个人改进了计算，求出负氢离子基态的束缚能为0.754电子伏，对应的带头波长是16450埃；在波长小于16450埃时，由束缚－自由跃迁确定的吸收系数随波长的变化近于抛物线关系，在8500埃处吸收系数有一极大值。图3给出负氢离子束缚－自由跃迁吸收系数，单位是厘米2，它是对于一个离子和单位电子压力给出的。\n负氢离子的形成要求恒星大气中有大量的中性氢原子和自由电子。在晚型恒星里，由于自由电子较少，负氢离子的作用是不重要的。至于光谱型为中型的恒星，负氢离子的数量较多，它的吸收就成为主要的了。当温度增高时，负氢离子就要离解为氢原子，负氢离子的吸收作用也就被氢原子的吸收所取代。\n③　氦原子和负氦离子　氦原子的吸收系数已由黄授书、戈德堡和上野季夫等计算过。\n氦的电离电势很高（24.58电子伏），对应于从基态电离的带头波长是504埃，只有在O型、B型恒星的远紫外区才需要考虑它的作用。\n和负氢离子完全类似，氦原子可以和一个电子结合，形成负氦离子。负氦离子只有一个稳定的束缚态。它的束缚能为19电子伏。负氦离子的束缚－自由跃迁是不重要的，但自由－自由跃迁是重要的，特别是对较冷的恒星大气的长波区域。麦克道尔等在1966年和T.L.约翰在1968年都计算出负氦离子的吸收系数。\n\n\n\n\n\n④　金属原子　金属原子的吸收系数过去是用类氢原子的方法来计算的，与实际情况偏离较大。六十年代以来，采用量子数亏损方法，重新计算了金属原子的吸收系数。\n金属原子的吸收在晚型恒星光谱里能起一定的作用，在太阳光谱的紫区和紫外区也要加以考虑。至于在早型的恒星里，由于金属原子的电离，它的吸收作用很快减弱了。\n\n分子的离解、电离和分子带的吸收\n分子通常由两个或两个以上的原子组成。每个分子都具有一定的离解能D。如果分子吸收光量子的能量大于D，分子就会离解为原子，多余的能量成为原子的动能。所以，分子的离解可以在v>D/h为普朗克常数，v为光频率）。其次，如果分子吸收光量子时，它的电子从束缚态跃迁到自由态，这就是分子的电离。分子的电离和原子的电离类似，也会产生连续吸收。至于分子带的吸收，本质上是分子的分立能级之间的跃迁，只是因为分子的能级是由多个自由度（分子的振动、转动和电子的运动）的能量确定，有密集的能级，分子光谱才呈现为带光谱。它们会对连续辐射起减弱作用。\n在晚型恒星大气里，由于温度比较低，存在大量的中性和带电的分子。比较重要的有：H2、H2+、H3-、N2、O2、CO2、CN-、C3-、H2O-等。对一些分子的吸收系数已有计算结果。\n\n自由电子的汤姆孙散射和氢原子的瑞利散射\n根据经典电动力学，当某个频率的外来电磁波投射到自由电子（或束缚电子）上时，电子在电磁波的作用下会以同样的频率作强迫振动（或在原来振动上迭加强迫振动），同时不断向各个方向发出该频率的次波，这种现象叫作汤姆孙散射。自由电子的散射和氢原子(具有束缚电子)的瑞利散射都是连续吸收的源泉。已经知道，自由电子能够散射任何频率的辐射，自由电子的汤姆孙散射截面Se，也就是以一个自由电子来计算的散射系数，它等于 \n\n\n\n\n\n与波长无关。而氢原子的瑞利散射系数\n\n\n\n\n\n式中λ用埃表示。这表明波长愈短，氢原子 的 散射作用愈大。自由电子 散射作用依赖于自由电子 的数量。在O型、早B型 恒星 的 大气 和A型、B型巨星 的 大气里，有大量 的自由电子，自由电子 散射 的作用在这些 恒星 的 大气里是主要 的。而氢原子 的瑞利 散射，能较有效地 散射太阳型 恒星 的紫外辐射。\n可以把上述几种连续吸收过程按照性质的不同分为两大类：真吸收和散射。原子的束缚－自由跃迁和自由－自由跃迁是真吸收过程。因为这些过程都先把辐射能变为热能（电离能或自由电子动能），然后又在别的频率上辐射出去。自由电子的汤姆孙散射和氢原子的瑞利散射都属于散射过程，因为这两个过程都不把辐射能变为热能，也基本上不改变辐射的频率，只是改变了辐射的方向。分子的吸收比较复杂，有真吸收成分，也有散射的成分。对于真吸收过程，在局部热动平衡下发射系数与吸收系数之比符合基尔霍夫定律。对于散射过程，发射系数和散射系数的关系可以由单色辐射的能量平衡关系给出。上述恒星大气的真吸收和散射都能使连续辐射减弱，是连续吸收的主要根源。\n在恒星大气里，辐射的吸收往往不是取决于一种过程，而是取决于多种过程。因此，需要把全部过程引起的吸收都考虑在内，才好计算总吸收系数。最早计算总吸收系数的工作是薇坦斯于1951年进行的。1965年博德用了这些年来改进了的吸收系数，重新计算了总吸收系数。艾伦已把他的计算结果收入1973年版的《物理量和天体物理量》一书中，但没有计及近年来发现的铁丰度的增加。\n总之，在最冷的M型、N型、R型恒星里，辐射的吸收由分子和负氢离子确定，金属原子和负氦离子的吸收也起一定的作用。在太阳型恒星里，在光谱的可见光区和红外区，吸收的主要源泉是负氢离子，在λ＜4000埃的区域，除了负氢离子外，还有H2+的吸收、氢原子巴耳末系限外的吸收、氢原子的瑞利散射和金属原子的吸收。在A型和B型星里，辐射的吸收主要由氢原子确定，在巨星、超巨星的大气里，还应考虑自由电子的散射。在最热的O型和早B型的恒星大气里，氢原子、氦原子的吸收和自由电子散射是重要的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "汤姆孙散射", "content": "汤姆孙散射（ Thomson scattering ），是指电磁辐射和一个自由带电粒子产生的弹性散射。入射电磁波的电场使粒子加速，从而激发粒子产生和入射波频率相同的辐射（散射波）。汤姆孙散射是康普顿散射在低能量区的近似。汤姆孙散射是等离子物理学中的一个重要现象，它首先由英国物理学家约瑟夫·汤姆孙解释。只要粒子的运动是非相对论性的（即速度远小于光速），粒子加速的主要原因都来自入射波的电场分量，而磁场的作用可被忽略。粒子将会在电场振动的方向上开始运动，从而产生电磁偶极辐射。运动粒子在垂直于运动方向上的辐射最强，而辐射沿着粒子的运动方向产生偏振。从而，取决于观察者的位置，从一个小体元散射出的电磁波存在程度不同的偏振。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "瑞利散射", "content": "瑞利散射（ Rayleigh scattering ），入射光量子与远小于入射辐射波长的粒子(如分子)碰撞时发生的弹性散射，此时光量子的能量和频率均保持不变。\n\n\n\n\n\n瑞利散射的量子力学表示如图所示，它能给出很直观的 散射图象。图中虚线表示的能级称虚能级，虚能级并不对应于 散射系统的任何实际能态，仅给出光量子高于初态的能量。实际跃迁是通过某一虚能级的两个虚跃迁过程来完成的，它使一个能量为 h v的入射光子湮灭( h为普朗克常数， v为频率)，而同时产生一个能量与入射光子相同的 散射光子。因此发生 散射时，虽然系统的能量状态最终没有改变，但是系统仍直接参与了 散射作用。\n瑞利散射总是与喇曼散射（见喇曼光谱学）同时出现，前者的强度通常约为入射光强度的10-3。散射过程有相干性，光子的动量可近似看作是守恒的，对受激的瑞利散射，根据相干要求，入射光与散射光子态间有一定的相位关系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "不透明度", "content": "不透明度（ opacity ），表征物质对辐射的吸收能力强弱的一种量。某种物质不透明度大，就是指该物质对辐射的吸收能力强，通常也就说这种物质对辐射是不透明的。为了定量地描述物质的不透明度，习惯上采用的是吸收系数（见恒星大气的吸收和散射），一般还采用对频率作某种加权平均所得到的平均吸收系数（见辐射转移理论）作为不透明度的量度。物质的不透明度可以由多种元过程引起，在不同物理条件下起主要作用的元过程是不同的。在恒星内部，温度可高达百万度，原子大部分已高度电离，自由电子也比较丰富，那里的不透明度主要由金属离子的K层、L层、M层等内层电子的光致电离和自由-自由跃迁，以及自由电子散射来确定。此外，对于电磁波谱的不同波段，例如射电、红外线、可见光、X射线和γ射线等波段，不透明度应由对应波段所特有的吸收机制来确定。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "线吸收", "content": "线吸收（ line absorption ），天体光谱中吸收线的存在表明，在某些谱线频率上辐射会被吸收，这种局限在谱线频率范围内的吸收称为线吸收。线吸收是由原子在分立能级之间的跃迁产生的。原子从能量为Ei的低能级跃迁到能量为Ek(Ek＞Ei)的高能级时，就要吸收频率为 的光量子( h为普朗克常数)，该频率处的辐射减弱，形成 线 吸收。实际上， 线 吸收并不严格地位于频率 vik处，因为有一系列谱 线致宽机制（见 谱线的形成和致宽）使 线 吸收扩展到 vik附近的一定频率范围内。按照 吸收性质的不同，也可把 线 吸收分为真 吸收和散射（见 恒星大气的吸收和散射）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "共振吸收", "content": "共振吸收（ resonance absorption ），从经典电动力学的观点来看，吸收光和发射光的基本单元是谐振子。每种谐振子都有它的固有频率，当外来电磁波的频率和谐振子的固有频率相同时，谐振子会对外来的辐射产生很强的吸收，这种吸收称为共振吸收。从原子物理的观点来看，共振吸收是因原子由基态到低激发态的跃迁而产生的。量子力学的计算表明，这种跃迁的概率系数比其他跃迁的概率系数大得多。原子通常多处于基态，所以，由共振吸收产生的谱线是很强的。这种谱线称为共振线。比较著名的共振线有中性钠的D1和D2线，电离钙的H和K线等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "源函数", "content": "源函数（ source function ）， 发射系数和吸收系数的比值。若以jv、xv分别表示任一给定点处对应于频率v的、按单位质量计算的发射系数和吸收系数，则该点的源函数为Sv=jv/xv，根据Sv随光学厚度τv的分布和边界条件，即可以计算辐射强度（见辐射转移理论）。一般情况下，不能给出Sv的明显表达式。\n在局部热动平衡的情况下，发射系数和吸收系数间的关系符合基尔霍夫定律jv=xvBv(T)，这时源函数为普朗克函数： \n\n\n\n\n\n式中 h为普朗克常数， k为玻耳兹曼常数， c为光速， T为辐射物质的绝对温度。\n对于两个能级m和n之间的跃迁，谱线源函数\n\n\n\n\n\n式中 gm、 gn分别为 m、 n能级的统计权重， Nm、 Nn分别为单位体积内处于 m、 n能级的原子数。\n在非热动平衡的情况下，要引入参数bm，它表示m能级原子数对萨哈-玻耳兹曼公式的偏离，即Nm＝N*bm，N*和Nm分别表示热动平衡和非热动平衡情况下的原子数。在计算bm时，对有关能级要采用粗糙平衡（见非局部热动平衡），同时要采用一些简化假设和近似计算的方法。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "相干散射和非相干散射", "content": "相干散射和非相干散射（ coherent scatteringand non-coherent scattering ），再辐射的光量子频率和被吸收的光量子频率准确相等的散射过程称为相干散射。在相干散射的情况下，源函数准确地等于平均辐射强度。再辐射的光量子频率和被吸收的光量子频率不相等的散射过程称为非相干散射。在天体物理中，存在一系列因素使散射过程成为非相干散射。主要的因素是：原子的能级有一定的宽度、原子的热运动和湍动以及压力效应等。对于非相干散射，源函数是相当复杂的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "拉曼散射", "content": "拉曼散射（汉语拼音：lā màn sǎn shè），（Raman scattering），光通过介质时由于入射光与分子运动相互作用而引起的频率发生变化的散射。又称拉曼效应。1923年A.G.S.斯梅卡尔从理论上预言了频率发生改变的散射。1928年，印度物理学家C.V.拉曼在气体和液体中观察到散射光频率发生改变的现象。拉曼散射遵守如下规律：散射光中在每条原始入射谱线(频率为v0)两侧对称地伴有频率为v0±vi(i＝1，2，3，…）的谱线，长波一侧的谱线称红伴线或斯托克斯线，短波一侧的谱线称紫伴线或反斯托克斯线；频率差vi与入射光频率v0无关，由散射物质的性质决定，每种散射物质都有自己特定的频率差，其中有些与介质的红外吸收频率相一致。拉曼散射的强度比瑞利散射（见光的散射）要弱得多。\n　　以经典理论解释拉曼散射时，认为分子以固有频率vi振动，极化率（见电极化率）也以vi为频率作周期性变化，在频率为v0的入射光作用下，v0与vi两种频率的耦合产生了v0、v0+vi和v0-vi3种频率。频率为v0的光即瑞利散射光，后两种频率对应拉曼散射谱线。拉曼散射的完善解释需用量子力学理论，不仅可解释散射光的频率差，还可解决强度和偏振等一类问题。\n　　拉曼散射为研究晶体或分子的结构提供了重要手段，在光谱学中形成了拉曼光谱学的一分支。用拉曼散射的方法可迅速定出分子振动的固有频率，并可决定分子的对称性、分子内部的作用力等。自激光问世以后，关于激光的拉曼散射的研究得到了迅速发展，强激光引起的非线性效应导致了新的拉曼散射现象。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "谱线的形成和致宽", "content": "谱线的形成和致宽（ formation and broadening of spectral line ），在各种天体的辐射谱中，往往有许多谱线，有的是发射线，有的��吸收线。谱线是由某种体系的分立能级之间的跃迁形成的。如果E1和E2是某个体系的两个分立能级，且E2＞E1，则当体系从E2向E1跃迁时，发射频率为 的辐射；反之，当体系从 E 1向 E 2跃迁时，吸收频率为 v 的辐射。如果发射过程比吸收过程占优势，就会产生发射线；反之，则产生吸收线。\n在恒星光谱中，谱线是由原子、离子和分子的分立能级之间 的跃迁引起的。例如，太阳光谱中的 D 1、 D 2 线 和H、 K 线，分别是由钠原子 和钙离子在分立能级间 的跃迁造成 的。在射电波段，也有 谱 线。例如 中性氢21厘米谱线就是由氢原子 的超精细结构能级之间 的跃迁引起 的。超精细结构能级是由于原子核 的自旋量 和电子总角动量之间 的耦合产生 的（见 原子的超精细结构）。在星际云中发现不少毫米波段 的 谱 线，大多数 的射电 谱 线是由各种 星际分子 的各个转动能级跃迁 形成 的。在X射线 和 γ射线 的高能波段也开始发现谱线。例如，在武仙座X- 1 的X射线谱中发现了58千电子伏 的 谱 线，它可能是由在强磁场中运动 的电子朗道能级之间 的跃迁 形成 的。在 NGC2756中发现能量为476千电子伏 的 γ射线 的线状 谱，它可能是由电子对湮没过程， e -+ e +→ 2 γ产生 的。\n任何谱线都不是无限窄的，而总有一定的宽度。这种宽度一部分是由于观测仪器的分辨本领总是有限引起的，另一部分则是天体辐射本身所具有的。这种谱线致宽的原因很多，但大体可以分成两类：一类是由于形成谱线的微观体系的能级本身不是无限窄的，而是有一定的宽度。有一定宽度的能级产生的谱线也必然具有一定的宽度，这种宽度称为谱线的自然宽度。这种效应称为辐射阻尼。另一类是由迭加造成的，因为我们观测到的辐射是各个发射或吸收体系辐射的迭加。一般说来，各个发射或吸收体系所处的运动状态以及与周围物质的相互作用状态各不相同，它们所发射或吸收的频率也各不相同，这就引起谱线的致宽。热动多普勒效应，碰撞阻尼、统计加宽、自转、膨胀和湍动等都可以通过迭加效应使谱线变宽。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "复合线", "content": "复合线（ recombination line ），在气体星云和其他一些天体的光谱中出现的氢、氦等元素的容许谱线（见禁线）的发射线。以氢为例，在气体星云中，物质密度和辐射密度都很低，物态偏离热动平衡状态很大。在这种情形下，绝大部分中性氢原子处于基态，而处于激发态原子则很少。因此，星云对赖曼系和赖曼连续区的辐射不透明，而对辅线系（巴耳末系、帕邢系等等）的辐射完全透明。氢原子可以吸收一个属于赖曼连续区辐射的光子而电离，形成自由电子和质子。自由电子运动一段时间后又会被某个质子俘获。电子和质子复合形成中性氢原子的过程可能有两种方式：①电子直接复合到基态；②电子复合到某一激发态。在第一种情形下，释放出一个属于赖曼连续区的光子。处于基态的氢原子过了一段时间后再次电离，一切又从头开始。在第二种情形下，电子将向下级联跃迁，并最终落在基态，同时释放出属于辅线系的光子。星云对辅线系的辐射完全透明，能被观测到。因为氢的辅线系谱线是在自由电子复合且级联跃迁至基态的过程中产生的，所以称为复合线。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "巴耳末减幅", "content": "巴耳末减幅（ Balmer decrement ），气体星云、某些活动星系和某些恒星的光谱中常出现氢的巴耳末发射线。一般来说，巴耳末发射线中Hα最强，Hβ次之……越往后强度越小。以Hβ线强度为单位的各条巴耳末发射线的强度称为巴耳末减幅。巴耳末发射线的强度与天体的物理性质如密度、温度、宏观运动状况等有关。因此，巴耳末减幅为研究天体的物理性质提供了重要线索。下表列出气体星云的巴耳末减幅值。表的最后一栏是一个典型的气体星云的巴耳末减幅的观测值；第二、三、四栏是理论值。计算时假定星云对辅线系辐射完全透明，并忽略碰撞激发和碰撞电离。巴耳末减幅的理论值对电子温度很不敏感，理论值同观测值相当一致。 \n\n\n巴耳末减幅"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "禁线", "content": "禁线（ forbidden line ），原子在各能态间跃迁时须满足选择规则。满足选择规则的跃迁称为容许跃迁；不满足选择规则的跃迁则是禁戒的。但有些禁戒的跃迁还是可能发生的，只是跃迁概率要小得多，这种跃迁称为禁戒跃迁。禁���跃迁产生的谱线称为禁线。禁线的表示方法是在元素化学符号外面加一方括号，并列出该禁线的波长。如二次电离氧[OⅢ]λ5007埃，表示二次电离氧原子产生的波长为5007埃的禁线。\n容许跃迁的概率远大于禁戒跃迁的概率。如果从某一高能态向下的跃迁中既有容许跃迁又有禁戒跃迁，那么，从这个高能态发出的禁线就绝不可能达到较大的相对强度，通常也就观测不到。只有高能态是亚稳态(亚稳态即指在该能态的原子除了进行禁戒跃迁之外不能向低能态跃迁)时，禁线才有可能观测到。谱线的强度决定于处于高能态的原子数与跃迁概率的乘积。为了使禁线达到较大的强度，必须要求有足够多的原子停留在亚稳态。但是，处于亚稳态的原子还可以通过其他途径离开亚稳态。例如在辐射场作用下，原子可能被激发到更高的能态或被电离，原子也可能与其他粒子碰撞而离开亚稳态。在通常实验室的条件下，禁线不可能出现。只有在辐射密度和物质密度都足够小的条件下，禁线才可能有较大的相对强度。在气体星云里，这两个条件都能满足，因此禁线可以出现。在气体星云的光谱中，最强的禁线是二次电离氧[OⅢ]λλ4959、5007埃，电离氧[OⅡ]λλ3726、3729埃，电离氮[NⅡ]λ6583埃等。同样，在日冕的物理状态也极有利禁线的产生，因而在日冕光谱里出现日冕禁线。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "辐射阻尼", "content": "辐射阻尼（ radiation damping ），因辐射引起一个发射体系的运动的衰减，是谱线致宽的主要原因之一。经典电动力学理论把发射(或吸收)光的原子当作谐振子，辐射是由激发谱振子的振动产生的。由于辐射，谐振子受到阻尼力的作用，结果辐射出的电磁波的振幅不断衰减，这样就会得到具有一定宽度的谱线。角频率为ω0的谐振子的能量消耗规律为E(t)= ，式中 t为时间， E 0为初始能量，为 阻尼常数， e、 me、 c分别为电子电荷、电子质量和光速。 辐射强度 I( w)与角频率的关系为：\n\n\n\n\n\n因为在角频率间隔处 I( w)减小到一半，所以 称为谱线的半宽，γ 称为全半宽。以波长标度表示的谱线全半宽 γ＝1.17× 10 -4埃，是一个和波长无关的常数。这个宽度又称为谱线的自然宽度。由经典 辐射 阻尼理论得到的吸收系数，按频率的分布形式与上式类似。\n近代量子力学理论认为，谱线是由原子分立能级间的跃迁引起的。原子在各能级上只能停留一有限的时间Δ t。根据测不准关系 ，原子能级不应是无限窄的，而是有一定的宽度。这就使得两个能级的跃迁不可能是单一频率的 辐射，而存在一定的频率间隔。因此，由原子能级跃迁所形成的谱线便有一定宽度和形状。量子力学理论得出的谱线形状与经典电动力学理论得出的相同。不过， 阻尼常数 γ= γ i+γ k，。 τ i和 τ k分别为初态和末态的平均寿命。 γ i或 γ k决定于跃迁概率，它等于单位时间内原子离开该能级的所有可能跃迁总概率。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "碰撞阻尼", "content": "碰撞阻尼（ collision damping ），由辐射原子和扰动粒子的碰撞引起的谱线致宽机制，又称碰撞致宽。碰撞致宽理论最早是洛伦兹提出的。他认为，当辐射振子受到碰撞时，振动会突然中断。碰撞期间发射中断，此后再发射的辐射与碰撞前的辐射相位是无关的。因此由角频率为ω0的谐振子发出的是一段一段有限长度的波，其长度由两次碰撞的间隔时间决定。把辐射波按时间长度的分布概率考虑在内，可以得到由辐射阻尼确定的辐射强度I(ω)的分布，即 ， \n\n\n\n\n\n式中 γ c为碰撞阻尼常数。\n考虑到碰撞前后扰动质点接近辐射原子时辐射波的相位变化，可以得到更为一般的辐射强度分布形式：\n\n\n\n\n\n这表示除了谱线加宽外，还有谱线中心的位移量 β（极大值不在线心 ω= ω 0处）。由 碰撞 阻尼确定的吸收系数，按频率的分布与辐射强度的分布类似。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "多普勒致宽", "content": "多普勒致宽（ Doppler broadening ），由原子或原子集团运动的多普勒效应引起的谱线致宽。1842年奥地利物理学家多普勒发现，波源和观测者的相对运动会使观测到的波的频率发生变化，这种现象称为多普勒效应。发射（或吸收）光的原子具有不规则的热运动，其中某些原子向着观测者运动，而另一些原子背离观测者运动，速度大小也各不同。在这种情况下，原子发射（或吸收）的频率有些紫移，有些红移，移动量也各不相同。总���效果是使原子发射（或吸收）的谱线致宽。在视线方向速度为v的原子辐射频率的变化Δv称为多普勒位移， ，\n\n\n\n\n\n式中 v 0、 λ 0为谱线中心频率和波长， c为光速，Δv 和Δλ为以频率和波长标度表示的 多普勒位移。在热动平衡状态下辐射原子的速度分布服从麦克斯韦分布，而辐射按频率的分布由下式确定： \n\n\n\n\n\n式中\n\n\n\n\n\n为 多普勒宽度，ζ D为原子热运动的最或然速度。\n\n\n\n\n\n式中 μ为原子质量， R为气体常数， T为绝对温度。在这种情况下，由 多普勒 致 宽可以推算出发光物质的温度。通常，在谱线的中心部分主要由 多普勒效应致宽，在线翼部分主要由阻尼效应致宽（见 碰撞阻尼、 辐射阻尼）。由恒星大气湍动引起的谱线致宽也属多普勒致宽（见湍动致宽）。但在这种情况下，由 多普勒 致 宽也可以推算发光物质的温度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "湍动致宽", "content": "湍动致宽（ turbulence broadening ），由湍动运动引起的谱线致宽。这种机制是罗斯兰德于1928年提出的。湍动是比原子的尺度大得多而比恒星的半径小得多的气体团的运动。通常把比光子自由程大的湍动称为宏观湍动，比光子自由程小的湍动称为微观湍动。在许多恒星中，都存在因湍动而出现的谱线致宽，特别是在超巨星中更加明显。恒星大气内的原子同时参与两种完全杂乱的运动──热运动和湍动。若视向速度在(ζ，ζ+dζ)内的相对原子数为：\n\n\n\n\n\n式中ζ D 2=ζ 0 2＋ζ t 2+，ζ 0为原子热运动的最或然速度，ζ t为湍动的最或然速度（都指视向速度），则辐射按频率分布的形式为："}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "斯塔克效应", "content": "斯塔克效应（Stark effect），原子或分子在外电场作用下能级和光谱发生分裂的现象。为1913年J.斯塔克发现。原子或分子存在固有电偶极矩，在外电场作用下引起附加能量，造成能级分裂，裂距与电场强度成正比，称为一级斯塔克效应；不存在固有电偶极矩的原子或分子受电场作用，产生感生电矩，在电场中引起能级分裂，与电场强度平方成正比，称为二级斯塔克效应，一般二级效应比一级效应小得多。斯塔克分裂的谱线是偏振的。对斯塔克效应的圆满解释是早期量子力学的重大胜利。斯塔克效应应用于原子分子结构的研究。斯塔克效应是谱线增宽的原因之一，当气体放电电流密度较大时，产生大量带电离子，它们对发光原子产生较强的内部电场，引起谱线斯塔克分裂；离子与发光原子的距离不同，谱线分裂的大小不同，叠加的结果导致谱线增宽。等离子谱线的斯塔克增宽可用于内部电场强度和带电粒子密度的测定。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "塞曼效应", "content": "塞曼效应（汉语拼音：Saiman Xiaoying；英语：Zeeman Effect），原子在磁场中能级和光谱发生分裂的现象。1896年D.塞曼发现原子在足够强的磁场中光谱线发生分裂，在垂直磁场方向观察到分裂为3条，裂距与磁场大小成正比。中间的谱线与不存在磁场时的波长相同，但它是线偏振光，振动方向与磁场平行；两边的两条谱线是振动方向与磁场垂直的线偏振光。在平行磁场方向观察，只能看到两边的两条谱线，它们是圆偏振光(见光的偏振)。H.A.洛伦兹用经典电磁理论作了解释。后来进一步研究发现许多原子的光谱线在磁场中分裂更为复杂。人们把塞曼原来发现的现象称为正常塞曼效应，更为复杂的称为反常塞曼效应。全面解释塞曼效应须用量子理论，并须考虑电子自旋，电子自旋磁矩与轨道磁矩耦合为总磁矩，它们是空间量子化的，在外磁场作用下引起的附加能量不同，造成能级分裂，从而导致光谱线的分裂。正常塞曼效应是总自旋为零时原子能级和光谱在磁场中的分裂；反常塞曼效应是总自旋不为零的原子能级和光谱线在磁场中的分裂。\n　　塞曼效应是研究原子结构的重要途径之一。在天体物理中，塞曼效应被用来测量天体磁场及星际磁场。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "帕邢-巴克效应", "content": "帕邢-巴克效应（ Paschen-Back effect ），在磁场非常强的情况下，反常塞曼效应会重新表现为正常塞曼效应，也就是说，谱线的多重分裂会重新表现为三重分裂，这是帕邢和巴克分别于1912和1913年发现的，故名帕邢-巴克效应。当外磁场强度大于几千高斯时，外磁场的作用超过电子轨道(L)和自旋(S)之间的耦合作用。这时，L和S之间的相互作用可��忽略。在这种情况下，能级分裂的近似表达式可以写作：\n\n\n\n\n\n式中量子数 ML和 MS分别为 L和 S在外磁场 H方向的投影， e为电子电荷， h为普朗克常数， H为外磁场强度， me为电子质量， c为光速。根据选择定则，Δ ML=0、+1、－1和Δ MS=0。因此，相应的频率分裂为：\n\n\n\n\n\n由上式可以看出，在很强磁场的情况下，谱线的分裂状况又回到正常塞曼 效应的情况。 帕 邢- 巴克 效应目前还只是在实验室中才能观测到。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "谱线位移", "content": "谱线位移（ displacement of spectral line ），泛指谱线偏离正常频率位置的现象。引起谱线位移的原因很多。例如，当光源沿视线方向运动时，它发出的谱线频率会发生变化，这就是多普勒效应。多普勒效应所引起的谱线位移被广泛地应用于天文学研究中。例如测量天体的视向运动速度和自转速度，研究双星的运动等等。\n光源处于强引力场也会引起谱线向红端位移。例如白矮星表面的引力场很强，观测已经证实了白矮星谱线有引力红移。此外，像二次斯塔克效应、辐射原子和中性氢原子的碰撞过程等都可能产生谱线位移。在星系世界，已经发现绝大多数河外星系和全部类星体的光谱都向长波方向位移（红移）。目前观测到天体的最大谱线位移，是类星体的谱线红移。有的类星体的谱线位移量达到谱线原来波长的3.5倍。河外天体的这种红移大多认为是宇宙学红移。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "原子的超精细结构", "content": "原子的超精细结构（ atomic hyperfine structure ），在原子中，由核磁矩与电子磁矩之间的耦合引起的能级和谱线的微小分裂，称为原子的超精细结构。如果原子核的自旋量子数为I，电子总角动量量子数为J，则可以耦合成下列状态：F=I+J，I+J-1，…，｜I-J｜，F称为总角动量量子数。例如，对于23Na，I=3/2，钠原子基态S1/2的J=1/2，因此，可以形成两个超精细能级：F=1及2。对于钠的激发态，也会有超精细能级分裂，但裂距很小。23Na的超精细分裂使其两条精细结构谱线 D1及D2各自又分裂为两条很近的超精细结构谱线。图为23Na能级分裂的情况。又如中性氢21厘米谱线就是中性氢原子在它的超精细结构的子能级之间跃迁形成的。\n\n\n\n\n\n由于核磁矩远小于电子的自旋磁矩和轨道磁矩，谱线的超精细裂距会远小于精细结构裂距（源于电子的自旋磁矩与轨道磁矩之间的耦合）。例如，对23Na、D1和D2之间的精细结构裂距为6埃，而D1（或D2）的超精细结构裂距则只有0.02埃左右。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "振子强度", "content": "振子强度（ oscillator strength ），表征原子的吸收或发射的重要物理参数。经典电动力学把辐射或吸收的基本单元看作是谐振子。电磁波的发射或吸收是由谐振子作简谐运动引起的。由此可以计算出一个振子的吸收系数。在确定的谱线内通常把一个原子的吸收作用用等效的振子数表达，这个数就叫作振子强度，常用f来表示。fik表示从分立能级i跃迁到k的振子强度。已知振子强度，就可求出原子吸收系数。振子强度可以通过两条途径求出：理论计算和实验测定。根据振子强度和原子的跃迁几率之间的关系进行理论计算，可以得到 ，\n\n\n\n\n\n式中 Aki为爱因斯坦自发跃迁几率， gi、 gk分别为谱线低能级 i和高能级 k的统计权重， e和 me为电子电量和质量， c为光速， v为谱线频率。 Aki可以利用量子力学方法计算。一般说来，对较轻的原子，计算所得的结果是满意的。对比较重的原子， Aki的计算是比较困难的；因此，曾用多种方法进行实验测定；不过，目前可测的范围还是很有限的。此外，也可以利用太阳或有比较准确的物理参量的恒星的 生长曲线，去反求一些谱线的 振 子 强度值。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "生长曲线", "content": "生长曲线（ curve of growth ），定量分析恒星吸收线光谱时广泛使用的一种方法。它通过一族曲线表征吸收线的强弱程度和这些吸收线所对应的低能级原子数目之间的关系。恒星大气的吸收线理论指出，谱线的等值宽度Wλ随谱线低能级原子数ni的增加而增大，或更准确地说，Wλ随nifik（fik为分立跃迁i→k的振子强度）的增大而增大。表示lgWλ随lgnifik的增大而增大的曲线称为生长曲线。利用生长曲线，可以对恒星光谱作简便的定量分析研究。\n\n理论生长曲线\n生长曲线的导出要借助一定的大气模型。图1是最简单的反变层模型中的谱线轮廓随nifik的变化曲线。其中ni是在底为1平方厘米、高为反变层高度的柱体内，对应于该谱线的低能级原子数目。图2给出反变层模型的生长曲线。图1和图2都只讨论由阻尼致宽（见辐射阻尼、碰撞阻尼）和多普勒致宽的谱线，不考虑由线性斯塔克效应致宽的谱线。由图1可以看到，当nifik很小时，仅在谱线中心频率处的连续背景上出现小的强度减弱；当nifik增大时，谱线深度很快增加，谱线也逐渐变宽，谱线轮廓呈倒挂的钟铃形，等值宽度Wλ（图1）随nifik的增大是很快的，称为第一阶段；当线心的谱线深度达到1以后，Wλ随nifik的增大开始变得缓慢，这是第二阶段。上述两个阶段的谱线轮廓都由多普勒效应确定。当nifik继续增大时，开始出现线翼。这时Wλ随nifik的增大很慢，谱线轮廓由多普勒效应和阻尼联合作用确定。当nifik很大时，线翼非常显著，W随nifik的增大又变得快起来，这个阶段谱线轮廓基本上纯由阻尼确定。\n\n\n\n\n\n\n图2绘出以为纵坐标、以lg D0为横坐标的 生长曲线。这里 R c是所观测的最强吸收线的线心深度， D0由下式确定：\n\n\n\n\n\n式中Δ λD和Δ νD分别为以波长标度和频率标度表示的多普勒宽度， e和 m e分别为电子电荷和电子质量， c为光速。和图1表示的谱线轮廓随nifik变化的几个主要阶段相对应，等值宽度 Wλ随nifik的变化也可分为三个阶段：第一阶段适用于弱线，等值宽度Wλ随nifik成正比例地增大；第二阶段，对应于中等强度的谱线，等值宽度随nifik变化缓慢；最后阶段，对于很强的谱线， ，等值宽度随 nifik的增大速度比中等强度谱线的快，但比弱线的为慢。前面两个阶段的 曲线是惟一和单值的，而最后一段曲线要依赖参量，\n\n\n\n\n\nα愈大， 生长曲线的这一支就愈高。 生长曲线的这三段的数学表达式依次为： \n\n\n\n\n\n\n\n\n\n经验生长曲线\n利用谱线的观测资料可以描绘出观测生长曲线。观测生长曲线通常是利用多重线来描绘的，理由是：①多重线里谱线的振子强度容易从理论或实验得到；②一个多重线里所有谱线低能级的原子数目ni是相同的。这样，虽然ni是未知的，但每条谱线的gifik（gi为谱线低能级的统计权重）是已知的，它的对数和理论生长曲线的横坐标lgD0之差别，对一个多重线里的所有谱线来说，是一个常数因子。这就是由观测资料描绘观测生长曲线的依据。\n描绘观测生长曲线的方法是，在恒星光谱中选择一系列gifik为已知的多重线，测量多重线里每一谱线的Wλ/λ。在 lggifik-lg(Wλ/λ)图上，每条谱线给出一个点，每个多重线就可以给出一段观测曲线。一般说来，由于一个多重线里谱线的gifik分布范围比较狭窄，一个多重线只能给出一段曲线，几个多重线就给出几段曲线。把这几段曲线平行于横轴左右移动，对于不同的多重线，需要移动的量是不相同的。移动时应该尽量使点子对曲线的弥散最小，这样就可以组成完整的生长曲线──观测生长曲线。\n把观测生长曲线放在理论生长曲线上，然后上下左右移动，使它与其中一条理论生长曲线达到最佳的符合，以定出参量α。由两曲线纵坐标之差，可以定出ΔλD或原子视向速度的最或然值 ；由横坐标数值之差，可以定出ni，然后利用 萨哈公式、玻耳兹曼公式，由ni定出该种元素的原子总数。因此，只要我们选取足够多的、振子强度已知的多重线，再测定谱线的Wλ/λ值，就能够确定元素的相对含量、原子视向速度的最或然值和谱线的阻尼常数等。如果在恒星光谱里某元素某电离级原子的多重线足够多， 生长 曲线还可以用这一电离级的原子谱线来单独作出。这样，除了可以得到这种原子的相对含量、视向速度的最或然值和阻尼常数外，还可以得到激发温度。\n运用生长曲线方法通常不必准确地计算恒星大气模型，也不需要有谱线轮廓的详细资料，只要对于足够多的多重线有谱线的总吸收和振子强度的数据就可以了。因此，生长曲线是分析恒星光谱的比较简便的方法。但是这种方法假定构成同一生长曲线的所有谱线的某些参量（如ξD和阻尼常数与频率的比值λ/ν等）都具有同样的数值，并且假定谱线的形成机制等都是类似的，因此所得结果比较粗略。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "热辐射和非热辐射", "content": "热辐射和非热辐射（ thermal radiation and nonthermal radiation ），如果辐射源（等离子体、中性气体云等）处于热动平衡或局部热动平衡状态，即系统内质点（分子、原子、离子、电子等）的能量分布可以用一定温度下的玻耳兹曼分布律表示，则其辐射称为热辐射；反之，如果辐射源中质点远离热动平衡分布，则其辐射称为非热辐射。近年发现的许多新型天体，如类星体、中子星、星际分子射电源、X射线源、γ射线源等，它们的辐射谱形、偏振状态、光变特性等与热辐射有明显区别，因此，非热辐射机制的研究日益受到重视。例如，类星体和射电星系所以能发射有偏振特性的幂律型射电谱，普遍认为是由远离热动平衡分布的相对论性电子在外磁场中的同步加速辐射所造成的。又如强的分子射电谱线，一般认为是来自天体微波激射源放大作用。实现这种辐射机制的条件是“粒子数反转”，要求分子的能级分布远离平衡分布，即处于高能级上的分子数多于低能级上的分子数。对于太阳的Ⅱ型及Ⅲ型射电爆发(见太阳射电爆发)，可用相对论性电子在等离子体中穿行时的切连科夫辐射说明。由这一效应产生的等离子体波，将会部分转化为射电辐射。至于相对论性电子的逆康普顿散射，则是产生γ射线的一种重要的非热辐射机制。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "同步加速辐射", "content": "同步加速辐射（ synchrotron radiation ），相对论性电子（速度接近光速c的高能电子）在外磁场中沿圆轨道或螺旋轨道运动时所产生的一种辐射。这种辐射最早是在电子同步加速器中发现的，因而得名。这种辐射的特点是：①辐射功率强：假定电子速度是各向同性分布的，则能量为γmec2的电子在磁感应强度为B的磁场中运动时的平均辐射功率为P=1.1×10-15γ2B2β2（尔格/秒）。式中\n\n\n\n\n\n\n是以光速 c为单位的电子速度值。在给定磁场中 γ越大，则 辐射越强。\n②方向性强： 辐射主要限制在以电子运动方向为轴线的、半张角 的窄小角锥之内， γ越大，角锥越窄小。\n③ 辐射具有连续谱：极大频率 。故 γ越大，极大频率 越高。\n④显著的偏振特性：对于圆轨道电子， 辐射波为线偏振，电矢量既垂直于外磁场，又垂直于电子运动方向。一般在螺旋轨道运动时， 辐射是椭圆偏振的。 \n\n\n\n同步加速辐射示意图 \n\n\n在天体物理中，同步加速辐射是一种重要的辐射机制。目前普遍认为，很多具有幂律谱形式的、有偏振特性的非热宇宙射电辐射正是这种同步加速辐射，例如射电星系、一般星系和超新星遗迹的射电辐射等。在太阳的射电辐射中也观测到同步加速辐射。此外，在蟹状星云、某些射电星系和类星体中，还观测到可见光和 X射线的同步加速辐射。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "切连科夫辐射", "content": "切连科夫辐射（ Cerenkov radiation ），高速荷电粒子在介质中穿行时，如果粒子速度大于介质中的光速，就会产生一种特殊辐射，它具有明显的方向性和强偏振等特点。1934年，苏联物理学家切连科夫首先在液体介质中发现这种辐射，因而得名。这是一种电磁“冲击波”现象。作匀速直线运动的带电粒子，当其速度大于介质中的光速时，它所辐射的电磁波将集中在粒子后方一个圆锥形区域中。粒子正好位于圆锥的顶点。如图所示，箭头所指即为辐射传播的方向，它与粒子运动方向之间的夹角θc.称为切连科夫角。由图可知：\n\n\n\n\n\n式中 u为 辐射在介质中传播的速率， v为荷电粒子速率， c为真空中光速， n为介质折射率。若 v= βc，则cos θ c=1/ nβ。显然 β有个阈值，仅当 β>1/ n时，才有切连科夫辐射产生。 切连科夫效应在高能天体物理等领域中得到日益广泛的应用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "回旋加速辐射", "content": "回旋加速辐射（ cyclotron radiation ），非相对论性电子（速度远小于光速的电子）在外磁场中沿圆轨道或螺旋轨道运动时所产生的辐射。这种辐射的特点是：①辐射功率远小于同步加速辐射。②单色性很强，辐射具有线状谱，谱线频率等于电子绕磁场运动的回旋频率 （其中 B为磁场强度， e与 m 0分别为电子的电荷与静止质量， c为光速），其他谐频成分都极微弱。③ 辐射大体上各向同性。④具有偏振特性，以圆轨道电子为例，沿轨道平面的任一方向， 辐射是线偏振。垂直于轨道的方向上， 辐射是圆偏振；其他方向上， 辐射是椭圆偏振。这种 辐射机制可用来说明太阳 耀斑、 白矮星的光学 辐射以及 中子星的X射线的线状发射等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "曲率辐射", "content": "曲率辐射（ curvature radiation ），高能电子沿强磁场磁力线方向运动时，因磁力线本身的弯曲而产生的电磁辐射。这种过程在脉冲星附近可能有重要的意义。在磁场中运动的高能电子，当磁场不平行于电子速度时，会引起同步加速辐射。决定这种辐射特性的基本因素：一为电子运动轨道弯曲；二为电子能量远大于其静止能量。这里，电子运动轨道的弯曲，是受到洛伦兹力作用的结果。但当高能电子平行于磁场运动时，洛伦兹力不再存在，电子将沿着磁力线作等速直线运动。如果磁场足够强，且磁力线本身是弯曲的，则高能电子将继续沿着磁力线作曲线运动，因而也会产生辐射。这就是曲率辐射。这种辐射集中于电子运动方向的窄小角度(≈1/γ)范围内，γ为洛伦兹因子，即：\n\n\n\n\n\n它的频谱在低频段正比于频率 v的立方根(∝ v 1/3)，高频段按指数衰减。 辐射最大强度集中于频率 v m≈ 10—8  E3 3 ρ —1附近。式中 ρ为电子所在处的磁力线 曲率半径，以厘米为单位； E为电子能量( E= γmec 2)，以电子伏为单位； me为电子的静止质量。这些特点都十分类似于同步加速 辐射，差别只在于：同步加速 辐射决定于电子回旋运动半径，而 曲率 辐射则决定于磁力线本身的 曲率半径。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "轫致辐射", "content": "轫致辐射（ Bremsstrahlung ），高速电子骤然减速产生的辐射。X射线管中高速电子轰击金属靶而骤然减速时就会产生这类X射线。这是因为电子接近原子核时与原子核的库仑场相互作用，电子的运动方向发生偏折，并急剧减速，能量转化成辐射的形式。轫致辐射也泛指带电粒子碰撞过程中发出的辐射。带电粒子的速度远小于光速c时，轫致辐射与电离相比显得并不重要；带电粒子的速度接近光速c时，轫致辐射是其能量损失的主要机制。轫致辐射是产生高能光子束（X射线、γ射线）的基本方法，用这种光子束可研究基本粒子和原子核的电磁结构，以及辐射与物质相互作用过程。\nX射线管中高电压加速电子所产生轫致辐射具有连续谱的性质，短波极限λ0由加速电压V决定： \n\n\n\n\n\n式中 h为普朗克常数， c为真空中的光速， e为电子电荷， 辐射的强度在很宽的频谱范围内缓慢变化。除X射线管中产生的X射线连续谱属于 轫致辐射之外， 轫致辐射在 核聚变反应中也是重要的， β衰变过程中电荷的突然产生或电荷的突然消失（如电子俘获）也伴随有 轫致辐射。天文观测中 轫致辐射是常见的现象，有一些X射线源的 辐射就是由遵循 麦克斯韦速度分布律的电子所产生的 轫致辐射，由于麦克斯韦分布常在分子热运动中体现，故又称为热轫致辐射。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "逆康普顿散射", "content": "逆康普顿散射（ inverse Compton scattering ），高能电子与低能光子相碰撞而使低能光子获得能量的一种散射过程。康普顿在1922～1923年研究X射线被电子散射时发现X射线波长会增长，这种现象称为康普顿散射。这是高能光子（X射线、γ射线）与静止或近似静止电子相碰撞导致高能光子损失能量的一种散射现象。逆康普顿散射和康普顿散射一样，都是光子与自由电子之间的一种弹性散射过程，只是能量传递方向正好相反。前者能量从电子传递给光子，后者从光子传递给电子。\n在宇宙空间和天体中，普遍存在各种各样的低能光子，诸如射电光子、星光光子、微波背景光子；在高能天体附近和宇宙射线中，又经常存在高能电子。因此，逆康普顿散射在天体物理问题中具有重要意义。由于逆康普顿散射的作用，低能光子获得能量而变成高能光子，这是宇宙X射线的来源之一。在一般条件[Eε《(mec2)2]下，光子能量约可提高γ2倍，这里me为电子静止质量；c为真空中的光速；E和ε分别为散射前高能电子和低能光子的能量，而γ=E/mec2。逆康普顿散射作用的另一结果是，高能电子损耗能量而变成低能电子，丧失其作为高能电子的功能，因而逆康普顿散射可看作是一种与其他高能电子过程（尤其是同步加速辐射过程）的竞争机制。这种竞争可用同步加速辐射能耗率与逆康普顿散射能耗率之比\n\n\n\n\n\n来表达。低能光子场能密度愈大，逆康普顿散射就愈频繁，提供给同步加速辐射的能量也就愈少。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "恒星内部结构理论", "content": "恒星内部结构理论（ theory of stellar interior structure ），理论天体物理学的一个分支。它的主要内容是：①研究恒星内部的物态，如温度、密度和压力等由中心至表面的���布情况；②探讨恒星内部输送能量以及维持温度梯度的物理机制；③确定能源和维持恒星不断辐射的不可逆过程；④推测恒星内部的化学成分和元素分布情况；⑤根据获得的知识，研究恒星的演化和元素的合成。\n恒星是相当稳定的炽热气体球结构，处于流体静力学平衡状态，寿命在几百万年到上百亿年之间。研究恒星内部结构要求解质量、动量和能量守恒的三个联立微分方程和一个产能的微分方程。一般取向径为自变量，压力、质量、光度为因变量。在恒星内部，能量的传输主要是由辐射或对流两种机制来完成的。当辐射温度梯度超过绝热温度梯度时，解能量传输问题采用对流传能的微分方程；情况相反时，则采用辐射传能的微分方程。此外，还用物态方程联系压力、温度和密度。由热核反应确定的产能率也同温度、密度和化学成分有关。由各元素的吸收系数合成的不透明度出现在辐射转移微分方程中，控制传能的快慢。不透明度是温度、密度和化学成分的函数。建立恒星内部结构模型，需采用数字积分方法。通常先假定恒星质量和化学组成为已知量。数字积分可分为核心积分和包层积分两部分。核心积分从恒星中心开始，向外积分到某一点；包层积分从恒星表面开始，向内积分到同一点，并使核心积分和包层积分在交界点处镶合。即在镶合点上保证各物理量的连续性，在镶合过程中可以对一系列参数（如中心温度、中心压力、光度半径等）的尝试值进行调节和确定。\n太阳是离我们最近的一颗恒星，它的质量、光度、半径、表面温度和化学成分已有较精确的数据。应用质子－质子反应和碳氮循环作为产能的机制，求解太阳的内部结构，得到太阳的中心温度为1.5×107K，中心密度为160克/厘米3。所采取的原始的化学成分，按重量计，氢为0.71，氦为0.27，其他重元素为0.02。由于氢聚变为氦，从0.2半径的层次起氢含量从0.71向内逐层减小，中心值是0.36，在0.2半径的球内包含总质量的60％。质子-质子反应产生总能量的90％以上。由于问题复杂，根据不同模型的计算结果，相差可达10％。\n恒星内部结构主要由它的质量、化学成分和演化阶段(即年龄)来决定。在主星序阶段（见赫罗图）的星族I恒星的内部结构主要由质量来决定。质量大于1.70M嫯（太阳质量）的星，外部对流层（见太阳对流层）的影响可以忽略不计，可看作完全是辐射层，而中心部分有对流核心。质量在0.8～1.7M嫯范围内的恒星，外部有相当大的对流层，而中心部分的对流核心随质量的减小而减小。太阳内部从对流层底层到中心完全是辐射层。这和产能方式有关。大质量恒星的中心温度高，产能机制主要是碳氮循环，产能率和温度的高次方成正比。温度梯度高，导致对流，质量大于2M嫯的恒星属于这种类型。质量小于0.8M嫯的恒星计算结果较少，一般认为外部的对流层向内深入。对于0.64M嫯的恒星，外部对流层厚度可达半径的1/3；对于0.08～0.27M嫯的星，对流层可以一直延伸到中心。恒星内部结构和它的中心温度、密度和化学成分决定恒星中以哪种热核反应起主导作用，而一旦新的热核反应发生，又转而影响、甚至决定恒星的结构和演化。此外，还可以就不同元素氢、氦、碳、氧等燃烧阶段来讨论恒星的内部结构。\n恒星内部结构理论能说明赫罗图上恒星的分布和演化以及元素的合成和演化，还可以阐明各种星团赫罗图的意义，确定它们的年龄和距离，对于了解恒星的本质和演化，有很大作用。不过，恒星内部结构理论也有某些不足之处。由于问题的复杂性，在理论和计算上都不得不采取一些近似和简化方法，因而结果往往不够精确。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "恒星球的平衡和稳定", "content": "恒星球的平衡和稳定（ equilibrium and stability of stellar sphere ），恒星是一个在自引力作用下的物质球。恒星内部结构理论的基本问题之一，是讨论这种自引力体系的平衡和稳定。影响恒星的平衡和稳定的主要因素有：自引力、内部物质的压力、产能过程、能量转移等。\n对于一个无自转、无磁场的恒星球，研究它的内部结构、平衡和稳定性问题的基本方程组如下： \n①　质量分布方程 ， \n\n\n\n\n\n式中Μ是在半径为 r 的球内 的物质质量， ρ为物质密度，Μ 和 ρ都是 r 的函数。\n②　流体静力学平衡方程 \n\n\n\n\n\n式中 P为压力， G为万有引力常数。\n③　光度方程 \n\n\n\n\n\n式中 L为在单位时间内通过半径为 r 的球面流出 的能量， ε为产能率，它们也是 r 的函数。\n④　温度梯度方程　在辐射传能情况下，方程是\n\n\n\n\n\n式中 a=7.56× 10-15尔格/厘米3·度4，是辐射常数， c为光速， T为温度，κ为罗斯兰德平均不透明度。在对流传能情况下，方程是：\n\n\n\n\n\n式中 r为物质 的绝热指数。\n⑤　物态方程　求解这组方程的边界条件是：在恒星中心处（即r=0），M=0，L=0；在恒星表面处(即r=R)，T=T0，ρ=ρ0，R、T0和ρ0分别是恒星的半径、表面温度和物质密度。根据这组方程，平衡的恒星球的内部结构完全由它的化学成分和总质量确定。这个结论称为罗素－福格特定理。 \n对于处于辐射传能情况的星体，如果产能率和不透明度分别有下列形式： \n\n\n\n\n\n式中 α， n， m， s为某些参数， ε0 、κ0为某些常数（其值可能依赖于 恒星物质 的分子量 μ），则星体的平衡解构成下列的光度-质量-半径关系式： \n\n\n\n\n\n式中 C为常数， μ为 恒星物质分子量， β为 Pg/( Pg+ P r)， Pg为气体压强， P r为辐射压强。这个结果与观测符合。利用 恒星球 的 平衡解，可以解释 恒星在 赫罗图上 的分布，给出不同质量 恒星在赫罗图上 的演化途径。 　　\n在有自转的情况下，恒星球的平衡解依赖于转动特征。在刚性转动情况下，有下列结论：①在两极处要比赤道处亮；②产能率ε与角速度ω的关系为 \n\n\n\n\n\n其中 ε 0表示无自转情况下 的产能率。这两个结论称为蔡佩尔定理。在角速度较大时， 恒星球出现较差自转，这时 恒星内部将出现子午环流，即在每一子午面上将存在着从对流核心出发再回到核心 的缓慢流动。对于太阳，这种环流速度约为3× 10 -10厘米/秒。 \n对于致密星，应当使用广义相对论的流体静力学平衡方程，在球对称情况下，它是： 。 \n\n\n\n\n\n式中 。利用致密物态方程，它 的 平衡解有两大类：一类是简并矮星，一类是 中子星。 　　\n\n恒星球可能有三类不稳定性： 　　\n①　动力学不稳定性　当出现小扰动时，扰动随时间增长。对于多层球，当多方指数γ>4/3时，是动力学稳定的；当γ＜4/3时，是动力学不稳定的。一个动力学不稳定的恒星将迅速瓦解，时标为：\n\n\n\n\n\n对于质量 和半径与太阳相同 的星体，若 γ＜4/3，则 tD约小于1小时。 　　\n②　脉动不稳定性　恒星球对于脉动（即径向的膨胀与收缩）扰动的响应有两种：一种是脉动振幅不变或衰减，则恒星是脉动稳定的；另一种是脉动振幅不断增大，则恒星是脉动不稳定的。对于每一类恒星，产能率随温度变化的指数n存在一个临界指数nc。当n＜nc时，恒星是脉动稳定的；当n＞nc时，出现脉动不稳定性。造父变星可能就是一种脉动不稳定的星体。 　　\n③　长期不稳定性　当处在平衡状态时，星体单位时间向外辐射的能量等于其内部产生的能量。如果在辐射平衡中出现小的偏离，则恒星将有微小的收缩或膨胀，其密度和温度将相应地增加或降低，从而使产能率发生变化。如果这种响应能补偿辐射中的扰动，恒星就是长期稳定的，反之，就是长期不稳定的。如果在产能率和不透明度中的系数满足下列不等式：\n\n\n3α+n＜3+s-3m，\n\n\n就是长期不稳定的。对于通常的恒星m≈1，s≈0.5，α≈1，n≈4（质子－质子反应）或n≈20（碳氮循环），故它们是长期稳定的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "多层球", "content": "多层球（ polytrope ），恒星可认为是由其内部物质在压力与自引力达到平衡时所构成的体系。因此，恒星内部结构依赖于物质的物态方程。在许多情况下，物态方程具有形式：P=Kργ，称为多方物态方程。式中P和ρ分别为物质的压力和密度；K为常数；γ称为多方指数，或写成 \n\n\n\n\n\nn称为多方指标。以多方物态方程为基础而建立的星体模型，称为 多层 球，多方指标为n的多层球的基本方程是： \n\n\n\n\n\n式中 \n\n\n\n\n\n为中心密度， A= \nG为万有引力常数，这方程称为莱恩-埃姆登方程，已有详细的数值解。 \n\n\n几种多层球"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "维里定理", "content": "维里定理（ Virial theorem ），经典的多质点体系的一个动力学定理。对于一个稳定的自引力体系，存在下列关系：2T+Ω=0，式中T为体系总的内部动能，Ω为体系总引力势能。这就是维里定理。对于具有自转和磁场的稳定体系，维里定理为:2Tr＋2Tt＋Em＋Ω=0，式中Tr为转动总动能，Tt为无规则运动总动能，Em为总磁能。维里定理广泛用于讨论恒星、星团、星系和星系团的平衡和稳定的问题，也可用来估计双星系或星系���内每个星系的平均质量。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "亥姆霍兹-开尔芬收缩时间", "content": "亥姆霍兹-开尔芬收缩时间（ Helmholtz-Kelvin contraction time ），引力收缩的时标。亥姆霍兹于1854年提出引力收缩是恒星的能源。他假设太阳和其他恒星在自引力的作用下不断收缩而释放能量。对于质量和半径分别为M和R的星体，其引力势能Ω=－ηGM2/R，式中G为引力常数，η为与质量分布有关的因子，量级为1。根据维里定理，对于一个处于准稳定平衡状态的无转动星体，在引力收缩时，R变小，引力势能也相应变小，一部分引力势能将转变为星体内能U： \n\n\n\n\n\n式中 r为大于1的多方物态方程（见 多层球）的幂指数；另一部分将转变为辐射能：\n\n\n\n\n\n对于稳定星体 ，\n\n\n\n\n\n故Δ E>0。星体的光度为：\n\n\n\n\n\n如果原始星体物质处在无限弥漫状态，则它收缩到半径为R的球体的时间约为：\n\n\n\n\n\n这就是亥姆霍兹－开尔芬时间。对于太阳来说， r=5/3， t≈5×107年。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "变星的脉动理论", "content": "变星的脉动理论（ pulsation theory of variable stars ），用变星本身的脉动运动来解释变星光变特性的一种学说。1879年，里特研究均匀气体球的径向脉动，得到变星脉动周期和星的平均密度的关系。沙普利和莫尔顿两人应用液体球的非径向脉动理论研究造父变星，得到相似的周期－平均密度关系。变星的脉动理论是英国天文学家爱丁顿提出的。他指出造父变星光(速度)变有高度的空间对称性，很难同具有轴对称性的非径向脉动理论相合。同时他还指出恒星外层氢的临界电离区和中心的产能区是两个可能的脉动激发源。以后三十多年，研究了各种简单恒星模型的绝热脉动的或准绝热脉动的性质，但是，变星的脉动理论并无突破性的进展。\n1953年，日瓦金指出，恒星内部的氦的二次临界电离区是脉动的主要激发源。到五十年代后期，电子计算机的广泛应用，以及有了更精确的不透明度数据，这就有可能用更真实的恒星（包层）模型，来进行变星非绝热脉动的理论计算。线性非绝热脉动理论的计算，基本上证实了日瓦金的结论，并解释了赫罗图上脉动不稳定区蓝端边界位置，以及脉动变星的光变曲线同视向速度曲线的相移关系。\n1962年，克里斯蒂提出了变星的非线性脉动理论，这是变星脉动理论的另一次突破。他第一次从理论上推得可与观测相比较的光变(和视向速度)曲线的形状和变幅，也是第一次从理论上证实了RRab型变星是在基音频率脉动，而RRc型变星是在一阶谐音频率脉动，并确立了基音向一阶谐音脉动的过渡周期与变星的光度的关系。对于某些恒星模型，基音和一阶谐音同时表现出脉动不稳定性，这可以用来解释具有拍频现象的一类变星的行为。非线性脉动理论的另一个重要结果是，对于某些理论模型，在光变曲线下降段出现第二个驼峰，驼峰的位置与模型星体的质量有关。从驼峰的位置所定出的变星质量，仅为从恒星演化理论所推求出的星体质量的一半左右。对于这种质量矛盾，至今还没有满意的解释。\n对于处于赫罗图上脉动不稳定区红端的变星，即红不规则变星、半规则变星和长周期变星，它们的外层对流区已延伸到相当程度，因此必须考虑对流的作用。但因为目前仍缺乏一种精确的对流理论，对于这样一类低温变星还不能作出很好的理论说明。\n除去径向脉动模式外，还存在一类更广泛的非径向脉动模式，分别对应于恒星各种连续变形。对于非常简单的恒星模型，非径向脉动的本征振动可以很清楚地分成三组分立的群：①p模式，即压力模式或声模式，其特点是压力为主要的恢复力。②g模式，或称重力模式，其特点是恢复力主要为重力。根据动力稳定性质，g模式又可分为g+模式（动力学稳定的）和g-模式（动力学不稳定的）。③f模式，即基模式或开尔芬模式，其特点是其径向位移分量在恒星内部没有结点（除中心外）。非径向脉动要比纯径向脉动复杂得多，对复杂的恒星结构，已不可能简单地将非径向脉动模式分类。大犬座β型变星、矮新星和白矮星的快速光变是研究非径向脉动的最可能的对象。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "元素合成理论", "content": "元素合成理论（ theory of nucleosynthesis ），阐明宇宙中各种元素及其同位素丰度形成涉及的所有天体物理过程的科学。元素的丰度曲线是相当复杂而又有一定规律的。元素��其同位素的分布规律，一方面反映原子核结构的规律性，另一方面与元素的起源和演化史密切相关。关于元素的起源或合成的任何一种假说，都必须解释这一分布的规律性。\n\n合成假说\n早期提出的假说有平衡过程假说、中子俘获假说、聚中子裂变假说等。它们都试图用单一过程解释全部元素的成因，结果是顾此失彼、难以自圆其说。G.伽莫夫和他的同事R.阿尔弗于1948年提出的大爆炸之后宇宙中的核子逐步综合成较复杂原子核的理论，他发现阿尔弗和他本人的名字读音很像希腊语的第一个字母α和第三个字母γ。这样在发表这篇论文时，竟擅自添上了并未参与其事的著名物理学家H.A.贝特的名字，从而构成了希腊语头三个字母αβγ的谐音序列。后来把该假说称作α·β·γ理论。贝特则早已因为在原子核物理理论方面的成就以及参与研制原子弹而闻名于世。他曾于1938年提出，太阳的能量来自其内部氢聚变为氦的热核反应。为此，他荣获了1967年度的诺贝尔物理学奖。应该指出，许多天体上氦的丰富度相当大，按质量计算约为30％。恒星内部的核反应不可能产生这么多的氦。在这一点上，普遍采纳了大爆炸宇宙学的一项基本结论：宇宙曾经有一段从极高温到低温的演化史。宇宙早期的温度很高，因此生成氢和氦的效率也很高。今天遍及宇宙各处的氢和氦，早在宇宙的襁褓时代就已经形成。\n\nB2FH理论\n1957年，G.伯比奇夫妇、W.A.福勒、F.霍伊尔等人提出了元素在恒星中合成的假说，他们四人姓氏的第一个字母分别为B、B、F和H，因此称为B2FH理论。他们摒弃了全部元素都是通过单一过程一次形成的想法，提出了与恒星不同演化阶段相应的八个形成过程，认为所有的元素及其同位素都是由氢通过发生在恒星上的八个过程逐步合成的。元素合成后由恒星抛射到宇宙空间，形成所观测到的元素的丰度分布。\n八个过程是：①氢燃烧。发生于温度T≥7×106K的条件下，由四个氢核聚变为氦核的过程。②氦燃烧。发生于T≥108K的条件下，由氦核聚变为碳核(12C和氧核(16O))等的过程。③α过程。α粒子与20Ne相继反应生成24Mg、28Si、32S、36Ar等的过程。④e过程，即所谓的平衡过程。发生在温度和密度都很高的条件下，元素丰度曲线上的铁峰元素（V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni等）通过这个过程生成。⑤s过程，即慢中子俘获过程。⑥r过程，即快中子俘获过程。比铁峰元素更重的元素可能通过r或s过程生成。⑦p过程，即质子俘获过程。一些低丰度的富质子同位素可能通过这个过程生成。⑧x过程。生成D、Li、Be、B等低丰度轻元素的过程。\nB2FH理论发表后，不断得到原子核物理学、天体物理学和宇宙化学方面的新成就的补充和修正。元素合成实质是元素核燃烧，它分为两类：一是以恒星损失核能量为时标的流体静力学燃烧；二是激变事件的动力学爆发燃烧。\n核合成的计算又分为按恒星演化处理、恒星演化加爆发能、爆发机制的细节3种类型。主要进展有：①提出了一些新的过程，如碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧等。碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧分别发生在T≥6×108K、T≥109K和T＞3×109K或4×109K的条件下。研究发现，爆发性碳燃烧可说明Ne到Si的观测丰度，爆发性氧燃烧可说明Si到Ca的观测丰度，准平衡的硅燃烧可说明铁峰元素的观测丰度。②在许多天体上，氦丰度相当大，按质量计约为30％，用恒星内部的核反应理论不能说明这个事实。大爆炸宇宙学认为宇宙曾经有过一段从热到冷的演化史。宇宙早期温度很高，生成氦的效率也高，从而造成氦的高丰度。③6Li、Be、B等轻元素的观测丰度，可用宇宙线粒子与星际空间的12C、14N、16O、20Ne等原子核碰撞而使后者碎裂来说明。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "B2FH理论", "content": "B2FH理论，元素合成理论之一。1957年，G.伯比奇夫妇、W.A.福勒、F.霍伊尔等人提出了元素在恒星中合成的假说，他们四人姓氏的第一个字母分别为B、B、F和H，因此称为B2FH理论。他们摒弃了全部元素都是通过单一过程一次形成的想法，提出了与恒星不同演化阶段相应的八个形成过程，认为所有的元素及其同位素都是由氢通过发生在恒星上的八个过程逐步合成的。元素合成后由恒星抛射到宇宙空间，形成所观测到的元素的丰度分布。\n八个过程是：①氢燃烧。发生于温度T≥7×106K的条件下，由四个氢核聚变为氦核的过程。②氦燃烧。发生于T≥108K的条件下，由氦核聚变为碳核(12C和氧核(16O))等的过程。③α过程。α粒子与20Ne相继反应生成24Mg���28Si、32S、36Ar等的过程。④e过程，即所谓的平衡过程。发生在温度和密度都很高的条件下，元素丰度曲线上的铁峰元素（V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni等）通过这个过程生成。⑤s过程，即慢中子俘获过程。⑥r过程，即快中子俘获过程。比铁峰元素更重的元素可能通过r或s过程生成。⑦p过程，即质子俘获过程。一些低丰度的富质子同位素可能通过这个过程生成。⑧x过程。生成D、Li、Be、B等低丰度轻元素的过程。\nB2FH理论发表后，不断得到原子核物理学、天体物理学和宇宙化学方面的新成就的补充和修正。元素合成实质是元素核燃烧，它分为两类：一是以恒星损失核能量为时标的流体静力学燃烧；二是激变事件的动力学爆发燃烧。核合成的计算又分为按恒星演化处理、恒星演化加爆发能、爆发机制的细节3种类型。主要进展有：①提出了一些新的过程，如碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧等。碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧分别发生在T≥6×108K、T≥109K和T＞3×109K或4×109K的条件下。研究发现，爆发性碳燃烧可说明Ne到Si的观测丰度，爆发性氧燃烧可说明Si到Ca的观测丰度，准平衡的硅燃烧可说明铁峰元素的观测丰度。②在许多天体上，氦丰度相当大，按质量计约为30％，用恒星内部的核反应理论不能说明这个事实。大爆炸宇宙学认为宇宙曾经有过一段从热到冷的演化史。宇宙早期温度很高，生成氦的效率也高，从而造成氦的高丰度。③6Li、Be、B等轻元素的观测丰度，可用宇宙线粒子与星际空间的12C、14N、16O、20Ne等原子核碰撞而使后者碎裂来说明。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "质子－质子反应", "content": "质子－质子反应（ proton-proton reaction ），四个氢核聚变为一个氦核的途径之一，是魏茨泽克于1937年，贝特于1938年提出的。这个反应过程是小质量、低光度的主序星的主要能源，例如，太阳现阶段辐射出去的能量90％以上是质子-质子这类反应提供的。\n质子-质子反应可由表中三个分支反应过程分别完成。\n表中γ和ve分别代表光子和电子中微子。上面各个分支反应过程中，两个质子形成氘核2H的反应速率最慢，从而控制了整个链式反应。理论计算表明氘核的反应截面很小，实验室里也从未观测到。不过，核物理学和弱作用理论的成就表明，这项反应是可能存在的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "碳氮循环", "content": "碳氮循环（汉语拼音：Tan Dan Xunhuan；英语：Carbon Nitrogen Cycle），由碳、氮起触媒作用，使4个氢核聚变为1个氦核的链式反应。其过程如下：\n　　12C + 1H →13N +γ\n　　13N → 13C + e+ + ve\n　　13C + 1H→ 14N +γ\n　　14N + 1H→15O +γ\n　　15O→15N + e+ +ve\n　　15N + 1H→12C + 4He式中e+、ve和γ分别是正电子、电子中微子和γ光子。整个过程中，12C并未消耗，只起触媒作用，而N、O等是中间产物，最终结果是4个氢核聚变成1个氦核。这个链式反应释放的能量为25.01兆电子伏。碳氮循环实际上还有另一分支过程。当温度高于1.7×107K时，最后一个反应将由以下循环替代：\n　　15N + 1H→16O +γ\n　　16O + 1H→17 F +γ\n　　17 F→17O + e+ +ve\n　　17O + 1H→14N + 4He。最后结果仍是产生氦核。由于有两个循环，上述的反应也称为碳氮双循环。\n　　当温度很高时，碳氮循环的反应速率比质子-质子反应的高得多。对于大质量、高光度的主序星。碳氮循环是主要的能源。而像太阳这样的低光度主序星，质子-质子反应是主要的能源。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "Α过程", "content": "α过程，B2FH理论(元素合成理论)中的一种过程。1957年，伯比奇夫妇、福勒和霍伊尔提出元素在恒星中合成的假说时,曾经认为：通过α 过程,α 粒子与 20Ne(氖同位素)相继反应,可以生成24Mg、28Si、32S、36Ar、40Ca（镁、硅、硫、氩、 钙的同位素）等核子数为4的整数倍的原子核。现在α过程已经成为过时的术语,它已经被碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧等过程所取代。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "R过程", "content": "r过程（ r-process ），中子快俘获过程，是B2FH理论（见元素合成理论）中提出的一种过程。当有大量中子可供利用时（如超新星爆发）通过核合成制造重元素的过程，简称r过程，r是rapid（快）的缩写。r过程依次发生中子俘获的时标比β衰变要迅速。一般在超新星爆发时会出现很强的中子流。在这种情况下，某些原子核俘获中子的概率高于β衰变概率，生成的核还没有来得及β衰变就又俘获了新的中子，这就形成原子核对中子的快速连续俘获，直到没有更多的中子为原子核所俘时为止。这样生成的原子核往往是不稳定的，它们又可通过连续的β衰变而形成各种富中子同位素才变成稳定核。r过程的关键是，核在来得及通过放出一个电子或其他途径发生衰变之前就俘获了好几个中子。这要求恒星的中心物质密度达到3×1020/厘米3个中子，这就是为什么只有超新星才具有r过程的条件，然而超新星的条件是短暂的。比铋重的所有元素和比铁重的富中子同位素都可由r过程产生。r过程的时标约为10～100秒。描述r过程有三个参数：每个重子的熵、电子所占份额的演化和动力学时标。近10年来理论工作集中于核心坍缩超新星爆发，特别是中微子加热围绕新形成的中子星的大气作为r过程的处所。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "P过程", "content": "P过程（ p-process ），俘获质子合成富质子重原子核的 过程。是在B2FH理论（见 元素合成理论）中提出的。 p是proton（质子）的缩写。相当稀有的富质子原子核，如 92Mo、 112Sn、 114Sn、 114Sm（钼、锡、钐的同位素）等，不能由中子俘获的 s过程或 r过程形成。它们可在高温下克服巨大的库仑势垒，由质子俘获 过程产生，或者在 超新星爆发 过程由(γ,n)反应产生。通过俘获质子放出γ光子的反应( p,γ)，或者通过吸收γ光子放出中子的反应(γ,n)而生成。这两种 过程统称为 p 过程。 p 过程可能发生在温度 T≥ 10 9K、密度 ρ＜ 104克/厘米3的超新星的壳层中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "S过程", "content": "S过程（ s-process ），中子慢俘获过程。B2FH理论（见元素合成理论）中提出的一种过程。中子供应稳定但不太充足的条件下，通过核合成形成重元素的过程，简称为s过程，s是英文slow（慢）的缩写。s过程中一个核每次俘获一个中子，而且在俘获另一个中子之前可能要经受β衰变，即s过程的时标比β衰变慢的过程。这是比铁元素更重的元素形成途径之一。比铁峰元素（钒、铬、锰、铁、钴、镍等）更重的元素的丰度，不能用核统计平衡过程来说明，因为它们的丰度远大于核统计平衡所确定的数值。用带电粒子间的反应来解释重元素的生成也有困难，因为这种反应需要克服库仑势垒。而库仑势垒随着核电荷的增加而增高，在低温条件下重核之间进行反应的概率小到可忽略，而在高温条件下核反应又趋于统计平衡。但俘获中子的反应却不受限制，它无须克服库仑势垒，所以在温度不是很高的情形下即可发生。一般重元素是由铁峰元素通过逐步俘获自由中子而生成的。设想把原子核(Z,A)置于中子流里，原子核俘获一个中子后就成为该元素的同位素(Z,A+1)。若(Z,A+1)核是稳定的，它将在这一状态停留，直至捕捉到另一中子为止。但如果(Z,A+1)核是β放射性的，则是捕捉另一中子还是β衰变，这要由两个过程的相对快慢来决定。若中子流很弱，(Z,A+1)核的中子俘获概率低于β衰变概率，则(Z,A+1)核先行β衰变，此即s过程；反之，即r过程。s过程可能发生于红巨星阶段，通过它可能生成直至A=208的稳定核素。天体物理研究s过程更多的是渐近巨星支(AGB)，它可直接通过观测这类恒星加以研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "E过程", "content": "E过程（ e-process ），原子核的统计平衡过程。是B2FH理论（见元素合成理论）中提出的一种过程。e是英文equilibrium（平衡）的缩写。在温度T≥4×109～5×109K，密度ρ＞3×106克/厘米3的情况下，高能光子和原子核之间会发生大量的碰撞。一方面碰撞导致核的碎裂，另一方面碎片又很快同其他粒子相结合，最终在核的瓦解和形成之间建立起统计平衡。统计平衡在核合成理论中具有特殊的作用。\n当核物质处于统计平衡状态时，即在原子核与自由质子和中子之间达到平衡，各种核的丰度可用统计方法确定。具体计算表明，统计平衡过程可形成元素的丰度曲线上的铁峰（钒、铬、锰、铁、钴、镍等）。现已拓宽了B2FH理论的思想，可能统计平衡存在层次，不同自然系统的平衡能达到更精度的平衡。熵给统计平衡最好的理解，熵最大时达到统计平衡。这种条件仅在超新星爆发过程能达到。由超新星1987A的γ射线观测已证明了超新星爆发过程中铁峰元素产生的重要性。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "宇宙气体动力学", "content": "宇宙气体动力学（ cosmic gas dynamics ），应用气体动力学的理论和方法研究宇宙中���质形态和运动规律，特别关注磁场的影响的学科。流体力学和天体物理学相互交叉的学科。该学科名称是E.萨兹曼于1968年正式提出的。研究对象主要是星际空间、恒星以及地球大气层中的电离气体。研究内容包括恒星外层结构（湍流对流速度、波动及激波等），太阳及恒星活动（耀星、太阳耀斑、闪光相和宇宙线等），核反应和带电粒子加速机制，电磁活动对天体演化的作用，日冕和太阳风的流体动力学机制等。宇宙气体动力学的研究领域已从行星环境扩展到太阳内部，从气云到星系，以至局部宇宙的演化，并在太阳风、地球磁层、气云的坍缩与破裂、无碰撞激波、恒星大气的反常加热、宇宙中磁场的起源和演化、星系的密度波理论等方面进行研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "金斯不稳定性", "content": "金斯不稳定性（ Jeans instability ），由万有引力产生的一种不稳定性，因金斯在二十世纪初最先研究而得名。对于一个自引力体系，如果它的基态是均匀的或准均匀的，密度为ρ0，则存在一个临界波长λJ，亦称金斯波长： \n\n\n\n\n\n式中 G为万有引力常数； α 0为声速。 λ J的基本性质是:尺度小于λ J的密度扰动，只能在体系中传播而不能增长；尺度大于λ J的密度扰动将随时间而增长，即密度大的地方将变得更密，这就是 不稳定性。这个 不稳定性判据称为 金 斯判据。对于一个无转动的体系，临界波长λ J与整个体系的尺度为同一量级，因此，对于尺度为λ J的扰动来说，体系不能看做是均匀或准均匀的，上述结论就不适用。对于一个有转动的体系，λ J可能小于体系的尺度，可以应用上述结论。尽管 金 斯 不稳定性在定量的应用上有这些局限性，但 金 斯的论证方法是简单而富有启发性的，它体现了在自引力介质中两个主要的物理因素──引力和压力之间的对抗。因此，即使在基态不满足准均匀性条件时， 金 斯 不稳定性的 定性结果仍然是有价值的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "瑞利-泰勒不稳定性", "content": "瑞利-泰勒不稳定性（ Rayleigh-Taylor instability ），在重力场中，当密度较大的液体压在密度较小的液体上面时，它们边界上一定波长的小扰动会发展成为不稳定的流动。因为重者在上、轻者在下的系统势能较大，它们要互换地位才能趋于稳定。这是由重力推动的，所以又称重力不稳定性。由此引伸，在加速度场中，如果密度较大的流体占据力势较高的地位，密度较小的流体占据力势较低的地位，那么边界上的不稳定性总是驱使密度较大的流体去占据力势较低的地位，而把密度较小的流体挤到力势较高的地位，这样才能使整个系统的势能减低。在天体物理现象中这类不稳定性是常见的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "开尔芬-亥姆霍兹不稳定性", "content": "开尔芬-亥姆霍兹不稳定性（ Kelvin-Helmholtz instability ），流体中的一种不稳定性。上下两层流体若具有不同的密度和不同的切向流动（即沿着分界面）的速度，就会出现这种不稳定性。如果用ρ2和ρ1、v2和v1分别表示上下两层流体的密度和切向速度，则出现开尔芬-亥姆霍兹不稳定性的条件是波数k要满足下述关系： \n\n\n\n\n\n其中 g表示重力加速度，φ是波矢 k与速度 v= v1－ v2之间的夹角。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "宇宙磁流体力学", "content": "宇宙磁流体力学（ cosmic magnetohydrodynamics ），磁流体力学在天体物理学中的应用所形成的学科。\n电磁场中运动的导电流体，受到洛伦兹力的作用，同时还产生感应电动势。前者使流体运动受到电磁场的影响，后者则使电磁场又受到流体运动的影响，因此形成流场与电磁场之间的耦合。等离子体在一定条件下可看作连续介质，磁流体力学则是研究等离子体理论的宏观方法。实际上，磁流体力学的发展一直是与等离子体动力学的发展互相促进的。\n宇宙中绝大部分物质都处于气体和等离子体状态。恒星内部气体几乎是完全电离的。太阳光球的电离度虽不太高，但色球和日冕的电离度几乎达到百分之百。高温恒星周围的星际空间的气体，一般也是高度电离的。宇宙中磁场是普遍存在的。太阳上不仅普遍有磁场，而且在局部区域和一定时间内，磁场可以很强，如太阳黑子的磁场强度可达数千高斯。恒星上也存在磁场，已观测到的磁变星的磁场强度可达几万高斯。中子星的场强更大，可达1012～1014高斯。恒星际空间和星系��空间也存在磁场。因此，磁场中等离子体的运动就成为天体物理研究的重要对象，而磁流体力学则是一个重要的研究工具。\n磁流体力学以流体力学和电动力学为基础，把流场方程和电磁场方程联立起来，引进了许多新的特征过程，内容十分丰富。宇宙磁流体力学更有其特色。首先，它所研究的对象的特征长度一般来说是非常大的，因而电感的作用远远大于电阻的作用。其次，它有效时间非常久，由电磁原因引起的某些作用力虽然不大，但却能产生重大效应。磁流体力学大体上可以和流体力学平行地进行研究，但因磁场的存在也具有自己的特点：在磁流体静力学中的平衡方程，与流体静力学相比，增加了磁应力部分，这就是产生磁约束的根据。运动学在磁流体力学中有着不同的含义，它研究磁场的“运动”，即在介质流动下磁场的演变。与正压流体中的涡旋相似，磁场的变化也是由对流和扩散两种作用引起的。如果流体是理想导体，磁力线则冻结在流体上，即在同一磁力线上的质点恒在同一磁力线上。如果电导率是有限的，则磁场还要扩散。两种作用的强弱取决于磁雷诺数4πσUL/c2（c为光速，σ为电导率，U和L分别为问题的特征速度和特征长度）的大小。研究流动如何产生和维持天体中磁流发电机制，大多是以运动学为基础的。\n扰动的传播与一般流体力学有很大不同。首先，由于磁张力，冻结在流体中的磁力线像绷紧的弦一样，垂直磁力线的扰动可以沿着这种磁力线传播，形成阿尔文波，其速度为：\n\n\n\n\n\n式中 B为基态磁感应强度， μ为 流体的磁导率， ρ是 流体密度。 v称为 阿尔文速度。其次， 磁流体力学中声波受磁场影响将分解为快磁声波和慢磁声波两种，它们的相速度分别大于和小于阿尔文波的相速度。这三种波的传播一般是各向异性的，它们统称为 磁流体力学波。\n无论对于平衡的不稳定性，层流转换为湍流的不稳定性或热力不稳定性，磁场的影响都会起很重要的作用。一般，磁场对导电流体的运动起着像黏滞阻力一样的作用，并且使导电流体具有一定程度的刚性。这样就会减弱任何导致不稳定的趋向。同时，磁场的存在也将传播一些新的扰动模式。\n磁流体力学湍流往往是与宇宙中磁场的产生和维持相联系的。湍流的无规则运动一般会使磁力线伸长，而使磁场增强。另一方面，湍流也会增加磁场的耗散率。当然，磁场也将对湍流运动起反作用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "磁合并", "content": "磁合并（ magnetic annihilation ），磁场可以按照磁力线的拓扑结构分为不同的区域，磁场合并或磁合并是指磁力线随着导电介质的流动，从一个区域跨越分界面进入另一个区域时所发生的过程。在两个分界面的交线（中性线）上，磁场强度为零。在磁合并的过程中，由于电阻的作用，在中性线的邻域形成一个扩散区，流入扩散区的磁力线消失（磁力线湮没或磁湮没），从扩散区流出的磁力线将重联（原来不在同一磁力线上的流体质点联结成一条磁力线）。流动是从强磁场区到弱磁场区，减少的磁能将转换为介质的动能和热能，对于等离子体也就是转换为组成粒子的动能，包括规则的和不规则的动能。由于磁合并过程可以使磁场成为等离子体的能源，宇宙中许多过程，特别是一些爆发过程，都可能和它有关，如地球磁层亚暴、太阳耀斑等。能量转换的快慢取决于合并的快慢，一般以远处流向分界面的速度与阿尔文速度(见阿尔文波)之比，作为合并快慢的量度，叫作合并率。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "阿尔文波", "content": "阿尔文波（ Alfvén wave ），瑞典学者阿尔文发现的一种磁流体力学波。在磁场冻结的条件下，导电流体中可以出现这种波动。处在磁场中的导电流体，在垂直于磁场方向受到一种局部扰动时，便会激发起阿尔文波。阿尔文波是振动方向与传播方向垂直的横波，有时也称为剪切阿尔文波。根据宇宙磁流体力学原理，磁雷诺数很大，在某种意义上可以看作磁力线冻结在物质上一起运动，流体好像粘附在磁力线上，可以把磁力线视作质量等于每一根磁力线上的流体质量的物质线。磁力线上存在着张力B2/4πμ，因此，可以把磁力线比作弹性弦，磁力线的波动传播可以看作与弦线的振动传播十分类似。对于普通的弦线，横向振动满足下面方程：\n\n\n\n\n\n式中S为弦线中的张力；m为单位弦线长度上的质量。向z方向传播的波速为：\n\n\n\n\n\n对于均匀介���和均匀磁场，类似地有如下波动方程：\n\n\n\n\n\n式中 by为场的扰动成分： B为基态磁感应强度。 阿尔文波就是这种扰动场的传播，传播速度为： \n\n\n\n\n\n称为 阿 尔 文速度。宇宙天体大部分均属带磁的高电导率等离子体。任何流体的扰动，都十分容易激起 阿 尔 文 波，所以它在天体等离子体现象中有重要的作用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "磁声波", "content": "磁声波（ magnetosonic wave ），磁流体力学中声波与阿尔文波互相耦合形成的一种波。有快磁声波和慢磁声波之分，对于均匀理想介质，二者的相速度V+及V-为： \n\n\n\n\n\n式中 θ为 磁 声波的传播方向与磁场方向的夹角， VA为带 磁等离子体中的阿尔文速度， c S为介质中声速。当 θ＝0时， V+=± V A或± cS， 磁声波退化为压缩阿尔文波和纯声波。当时， \n\n\n\n\n\n就只有快磁声波而无慢磁声波。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "磁流体力学湍流", "content": "磁流体力学湍流（ magnetohydrodynamic turbulence ），带磁导电流体中的湍流。当与磁场垂直方向的流体运动不足以克服磁场的张力时，只在平行于磁场的流体中才有湍流发生。只有流体运动的平均动能密度与磁能密度量级相同时，各向同性的磁流体力学湍流才能发展。流体的动能和磁能在磁流体力学湍流的最后阶段，以粘滞和焦耳损耗方式转变为分子热能。这和无碰撞等离子体不同，后者在其发展和衰变阶段，可由粒子-波、波-波的交互作用（见等离子体天体物理学），经过被加速粒子的逃逸和电磁波的辐射把能量散出。湍流的存在，使带磁导电流体的平均运动增加了动态摩擦的因素。充分发展的磁流体力学湍流所产生的动态摩擦，远远大于分子热运动所引起的粘滞效应。天体物理观测证明，磁流体力学湍流是普遍存在的。例如，太阳对流层、致密星的吸积盘、星系中的气盘、超新星遗迹所代表的激波波阵面后的区域、太阳风等，都有磁流体力学湍流发生。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "电流片", "content": "电流片（ current sheet ），介于两个反向磁场之间的电流薄层，亦称中性片。从两侧流来的等离子体在这里进行磁合并，可使等离子体加热和加速。电流片中发生的不稳定过程，对加速和加热也有重要作用，主要原因是，离子声不稳定性产生离子声湍动，使电阻反常并增大几个数量级；撕裂模不稳定性使电流片溃散为一系列分离的电流丝，在电流丝之间磁场为零的地方，将产生很强的感应电场，使带电粒子加速。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "磁耦合机制和沙兹曼机制", "content": "磁耦合机制和沙兹曼机制（ magnetic coupling mechanism and Schatzman mechanism ），解释太阳系角动量特殊分布的两种理论。太阳质量占太阳系总质量的99.8％以上，但其角动量(动量矩)却只占太阳系总角动量的1％左右，而质量仅占0.2％的行星和卫星等天体，它们的角动量却占99％左右。太阳系角动量的这种特殊分布，是太阳系起源研究中的一个重要问题。1942年，阿尔文提出一种“磁耦合机制”。他认为，太阳通过它的磁场的作用，把角动量转移给周围的电离云，从而使由后者凝聚成的行星具有很大的角动量。他假定原始太阳有很强的偶极磁场，其磁力线延伸到电离云并随太阳转动。电离质点只能绕磁力线作螺旋运动，并且被磁力线带动着随太阳转动，因而从太阳获得角动量。太阳因把角动量转移给电离云，自转遂变慢了。\n1962年，沙兹曼提出另一种通过磁场作用转移角动量的机制，称为沙兹曼机制。他认为，太阳（恒星）演化早期经历一个金牛座T型变星的时期，由于内部对流很强和自转较快，出现局部强磁场和比现今太阳耀斑强得多的磁活动，大规模地抛出带电粒子。这些粒子也随太阳磁场一起转动，直到抵达科里奥利力开始超过磁张力的临界距离处，它们一直从太阳获得角动量。由于临界距离达到恒星距离的量级，虽然抛出的物质只占太阳质量的很小一部分，但足以有效地把太阳的角动量转移走。沙兹曼也用此机制解释晚于F5型的恒星比早型星自转慢的观测事实。晚于F5型的恒星，都有很厚的对流区和很强的磁活动，通过抛出带电粒子转移掉角动量，自转因而变慢。然而早于F5型的恒星，没有很厚的对流区，没有损失角动量，因而自转较快。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "等离子体天体物理学", "content": "等离子��天体物理学（ plasma astrophysics ），应用等离子体物理学的基本理论和实验结果来研究天体的物态及物理过程的学科。包括理论探讨和天文实测对理论的检验两个方面。\n宇宙物质绝大部分处于等离子态。如地球的电离层和地球磁层、行星际空间的太阳风、太阳大气、某些磁变星、星际物质以及星系际物质等。近年认识到天体等离子体远非处于热动平衡状态。宇宙间存在各种不稳定过程（如太阳耀斑和各种类型的太阳射电爆发，即使太阳在“宁静”期间，也存在巨大的不稳定性），因而在等离子体中经常不断地激起各种波动，形成复杂的湍动状态。行星际空间的太阳风在地球附近形成的地球弓形激波、磁层亚暴等，都说明天体等离子体往往处于湍动状态。又如超新星、类星体、星系核、星系核风以及脉冲星周围的等离子体，也都同热动平衡的状态相差很远。\n等离子体天体物理学着重研究天体等离子体中各种不稳定的物理过程。天体等离子体中两体碰撞不是粒子间相互作用的主要形式，更重要的是带电粒子（电子和离子）间的集体相互作用，它能激发各种振荡和波动。各种形式的等离子体波，可看作是准粒子，称为等离子体激元。由于存在不稳定性，等离子体处于湍动状态。湍动状态下，等离子体中各种形式的波动之间，往往发生强烈的非线性相互作用，并引起能量在频谱中的再分布。这种作用通常叫作波–波作用。此外，波和带电粒子之间可产生更有效的相互作用使粒子加速，使辐射谱的特征改变。这种作用通常叫作波–粒子作用。因此天体等离子体主要应由彼此相互作用着的三种成分组成，即电子、离子和等离子体激元（对某些天体，还应加上一种成分，即中性粒子）。现代等离子体天体物理学正是要探索和研究在各种可能的天体物理条件下，上述三种基本成分之间相互作用的物理规律。\n天体等离子体经常处于很复杂的物理状态。这表现为通常存在不均匀结构：电导率远小于按经典的两体碰撞理论所计算的值，甚至会突然变为零，致使磁流体力学中的“磁冻结”图像失效；由于不稳定性而导致等离子体位形不确定。等离子体天体物理学要研究两个问题：一是各种天体的等离子体湍动状态形成的可能性；二是假定天体等离子体处在湍动状态，从天文观测中将会得出些什么推论。对第一个问题还不能作出普遍的回答，但对地球磁层和太阳等离子体的研究表明，至少在地球附近的等离子体常常处于湍动状态。近年来实验室进行的大量实验证明：等离子体中的不稳定性是很容易产生的，等离子体状态对热动平衡有微小的、有时甚至是可能被忽略的偏离，也会导致向湍动状态转化。产生不稳定性所需要的对热动平衡偏离的最小值，称为不稳定性阈值。对诸如星际物质、太阳风、日冕、类星体外部区域和脉冲星辐射区域的研究表明，在这些天体上都可能达到不稳定性阈值，并形成等离子体湍动状态。至于第二个问题，天体等离子体处于湍动状态，必然会改变对天体物理观测所作的传统解释。如处于湍动状态中的天体等离子体中的快粒子将导致谱线致宽，改变天体等离子体的电离度，加热等离子体；湍动状态的等离子体又可将其湍动能转化为电磁辐射能等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "等离子体湍动加速", "content": "等离子体湍动加速（ plasma turbulence acceleration ），等离子体的一个最重要特性是不稳定性。微小的扰动就能在等离子体中激起各种等离子体波（或称为等离子体激元）。这种等离子体的激发态通常称为等离子体湍动（见等离子体天体物理学）。湍动元(等离子体波)和荷电粒子碰撞会引起它们之间的能量交换，从而导致粒子加速，这种现象称为等离子体湍动加速。这种加速效应带有统计性质，和经典的费密加速类似。业已证明，等离子体激元和荷电粒子间的碰撞总是导致粒子平均能量的增加。\n对费密加速的计算表明，粒子的加速率正比于L-1，L是两激元之间的平均距离，也就是两湍动元之间的平均尺度。这种关系是普遍的，并不取决于具体的加速机制。因而湍动元尺度越小，加速效率就越高。在等离子体中，存在各种高频等离子体波，它们的波长是短的，所以，加速效率就比费密加速效率大得多。计算表明，如果太阳缓变射电是由等离子体中的电子振荡波（朗缪尔波）转化来的，那么，这种电子波就能在一天之内把足够多的粒子加速到具有相当于一个耀斑爆发的能量。可见，��种湍动加速效率是非常高的。等离子体湍动加速通常包括两种情况：如果等离子体波的相速度大于粒子的热运动速度，那么，这种等离子体波只能加速少数快粒子，这叫作等离子体纯粹加速；如果波的相速度小于被加速粒子的热运动速度，那么，大多数粒子都能被这种等离子体波加速，这叫作等离子体湍动加热。\n对于活动星系核、类星体、脉冲星、蟹状星云等，不管它们的辐射机制如何，为了得到和观测资料一致的结果，总得假定它们的高能粒子数随能量的分布是采取幂指数形式的。正是考虑到等离子体湍动加速效应，才有可能自洽地获得粒子的这种幂律谱。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "等离子体中的反常输运", "content": "等离子体中的反常输运（ anomalous transport in plasmas ），等离子体中带电粒子与中性粒子之间、中性粒子与中性粒子之间的相互作用是短程的。但是，带电粒子与带电粒子之间的作用是长程的库仑力。由于德拜屏蔽效应，计算输运系数时常可用短程的屏蔽库仑势，按两体碰撞理论来处理。这便是所谓“经典输运”理论。反常输运，通常指那些不属于“经典输运”的输运过程，它们引起的耗散可以比“经典输运”大得多。反常输运一般是与带电粒子间的集体效应相联系的。当等离子体中出现不稳定性或形成湍动态时，这种效应变得特别重要。在一定意义下，反常输运可理解为由带电粒子与集体扰动场之间的某种等效碰撞引起的效应。由于不稳定性或湍动是等离子体中十分普遍的现象，等离子体中的很多物理过程，如高温等离子体的反常加热、无碰撞激波中的耗散、横越磁场的反常扩散和热导、磁场的重联等，都与反常输运有密切关系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "斯特龙根半径", "content": "斯特龙根半径（ Strömgren radius ），发射星云的一个特征量，为丹麦天文学家斯特龙根所提出，因而得名。当星云中存在高温星时，高温星所发出的紫外线会电离周围的气体，形成发射星云。有名的猎户座大星云和麒麟座的玫瑰星云都是这一类星云。\n从星云中心高温星发出的紫外线首先电离周围的氢原子。当辐射强度足够高时，氢原子几乎全被电离。在完全电离区中，紫外线可以毫无损耗地穿过。当紫外线到达中性氢区时，又使中性氢产生电离，这样就使电离层从中心向外扩大。实际上，星云内每一点都要求保持电离和复合之间的平衡。电离度在离中心星一定距离处会下降，电离度一减小，辐射强度就会按指数减小，紫外线很快就衰减到不可能再进行电离的程度。这时星云中就出现电离边界。三十年代，丹麦天文学家斯特龙根最早研究这个问题。他从理论上推导出电离区的边界，因而边界以内的区域被称为斯特龙根球，从边界到中心的距离即为斯特龙根半径。它的大小取决于气体密度和中心星温度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "拉金效应", "content": "拉金效应（ Razin effect ），电子在等离子体中进行同步加速辐射时的一种效应。电子辐射过程要受到等离子体介质的影响。在频率v小于vR的范围内，同步加速辐射的强度比没有等离子体时弱一些。vR由下式确定：\n\n\n\n\n\n式中 Ne为热电子数密度， e为电子电荷， c为光速， H为磁场强度， e为电子速度和磁场方向的交角。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "高能天体物理学", "content": "高能天体物理学（ high energy astrophysics ），研究发生在宇宙天体上的高能现象和高能过程的学科。20世纪60年代人造地球卫星被送上太空以后，对宇宙天体的辐射过程的研究从可见光、射电扩展到X射线、γ射线等高能电磁辐射波段。在高能辐射波段，电磁辐射的波长短到接近或小于一个原子的大小，此时的辐射可像粒子一样深入到物质深层而不再具有光波的反射、折射等波动特性，从而又被称为高能光子。公式E＝hν＝hc/λ描述了这种电磁辐射的波粒二象性，适用于整个电磁波谱上光子的能量E、波长λ和频率ν之间的关系。如一个波长为4 000埃（1埃＝0.1纳米）的蓝光光子的能量为3.1电子伏；一个波长为1埃的X射线光子能量则为12.4千电子伏；而一个波长小于原子核大小（十万分之一埃）的高能γ射线光子，能量可高于1.24千兆电子伏。因此，这里所说的“高能”，首先是指单个光子的能量高，其次是指辐射的总能量比一般恒星、星系的辐射要大的多，如活动星系核、宇宙γ射线暴等。\n\n研究内容\n高能天体物理学研究发生在天体上的这些高能光子的产生机理、辐射特征和物理规律。此外，由于这种辐射与其起源处的宇宙线高能带电粒子存在着密切关联，能够到达地球的宇宙线粒子的能量高，其能谱从10千兆电子伏开始直跨10个数量级，因此也把对高能宇宙线粒子的产生和加速机制的研究纳入高能天体物理学的研究范围。 \n\n\n\n图1　各类电磁辐射可达到的距海平面的高度 \n\n\n与高能天体物理的观测基础相对应的天文学分支又称高能天文学。由于高能辐射的粒子特性，通常必须采用核探测器进行观测；由于地球大气的屏障作用，高能天文观测只能在40千米以上的高空气球、火箭和人造地球卫星上进行（图1）。1962年美国的火箭载探测器首次发现了一个光学亮度很弱而X射线通量很强的天体，名叫天蝎座X–1。这一发现说明，宇宙空间中存在着一类以高能电磁辐射为主的天体或天体现象，而且辐射的总能量之大是太阳一类的恒星或普通星系所无法相比的。天蝎座X–1的发现标志着高能天文学的诞生、全波天文观测时代的开始。在以后的40年中，100余颗高能天文卫星被送上太空，现已观测到能量从1千电子伏直至1 000千兆电子伏以上天体的高能γ光子辐射，发现了上万个宇宙X射线源、数百个宇宙γ射线源（包括X射线脉冲星、类星体等一大批高能天体）、宇宙γ射线暴、X射线暴、双星致密星和黑洞的X射线辐射等一系列的高能辐射现象，带给人们一个全新的宇观世界，高能天文观测本身及其所带动的高能天体物理研究获得了前所没有的迅速发展。\n高能光子产生的基本过程　主要分为下述几类：\n①高温等离子体热运动产生的热辐射过程。辐射光子的能量可用E＝hν＝kT描述，T为等离子体的温度。在光学厚的情况下表现为黑体辐射，产生千电子伏的低能X射线需要有T接近107K的足够的高温；光学薄的高温等离子体会产生热轫致辐射，温度可更高一些，100千电子伏的X射线要求温度109K，已是极限。\n②高能电子与物质或场的相互作用产生X射线、γ射线，对于具有幂律能谱接近E−α（α为一常数）、能量为γm0c2的相对论电子(m0为电子的静止质量，γ为洛伦兹因子，c为光速)，产生的光子能谱也是幂律谱，主要的过程有三种：高能电子在穿过物质时因库仑场作用减速而产生非热轫致辐射，辐射的能量与高能电子的动能有相同的数量级；高能电子在磁场中加速产生同步辐射，辐射有很强的方向性，光子的能量正比于Bγ2（B为磁感应强度），天体环境中磁场强度的跨度很大，因而产生的光子可从射电一直到高能γ波段；高能电子与微波背景、星光等低能光子的逆康普顿散射，一次散射就可使低能光子的能量提高γ2倍。用产生1兆电子伏的γ光子为例，由这三种过程分别需要的电子能量为：轫致辐射γ为2；与2.7K微波背景辐射光子的逆康普顿散射γ为3.3×104；同步辐射γ为1.4×107（B约为1高斯时）。\n③高能质子与物质或场的相互作用产生高能γ射线。高能粒子与原子核的核反应过程，可使原子核散裂，或激发而后退激，或生成放射性同位素后再衰变，是核γ射线的主要来源。足够高能的质子与质子或α粒子碰撞，最终会产生π0，一个π0会衰变成2个68兆电子伏的高能γ光子；如果反物质在宇宙中有一分布，高能质子与反质子相遇会湮没产生高能γ光子。 \n\n\n\n图2　密近双星吸积过程示意图，X射线辐射发生在致密星附近 \n\n\n④正负电子对的单光子、双光子或三光子湮没，或束缚态湮没，会产生511千电子伏γ谱线或连续谱。由于正负电子对往往产生于高能光子和物质的相互作用过程，在物质致密区会因此而产生光子和正负电子的电磁级联过程，从而产生能量较低的非热X射线。\n\n观测研究\n观测和研究表明，银河系中最强的X射线辐射来自于包含有一颗致密星和一颗光学主序星的密近双星系统，其中的致密星体积很小、可以是质量为太阳质量三分之一的中子星，或大于三倍太阳质量的黑洞，其强大的引力吸引着光学主星的表面物质和周围气体，形成一个吸积盘。吸积盘物质被黏滞加热至高温等离子体态，在致密星附近产生和发射X射线（图2），所以双星X射线源大多是热辐射天体，光度量级1030焦/秒。而且，由于光学主星的轨道运动，视向的X射线辐射会有轨道周期的掩食效应。另一类X射线强源发生在磁中子星上，具有强磁场的中子星可是密近双星中的致密星，如武仙座X−1；也可是超新星遗迹中的射电脉冲星，如蟹状星云脉冲星。辐射来自���冠处高能电子在强磁场中的同步辐射，视向强度受到中子星的自转周期的调制，这类天体也被称作X射线脉冲星或γ射线脉冲星。蟹状星云脉冲星的33毫秒周期性脉冲辐射一直延续到10千兆电子伏以上，证明这颗中子星极冠处的磁场强度达到了1012高斯。\n类星体和活动星系核是银河系外星系尺度上的强X射线发射体，光度范围1036～1040焦/秒，如果用巨型黑洞的吸积模型解释类星体和活动星系核的强大的能量释放现象，由于有较强的穿透率，X射线的发射即可反映其核心深处的作用规律，接近10千电子伏的X射线发射区已在吸积流进入黑洞视界前的最后稳定区。\n宇宙γ射线暴是近30年来最有吸引力的一类高能辐射现象，它们的短时标、随机出现的辐射特征很难判定其距离。1997年以来，观测到40多例γ射线暴宿主星系的红移，从而可断定在地球附近观测到的持续时间较长的一类宇宙γ射线暴，起源于银河系外遥远星系内恒星尺度的爆发，对因此而无法解释的巨大能量的释放可用带喷注的火球模型解释。\n宇宙中高于100兆电子伏的高能γ射线辐射被认为与早期宇宙演化以及极高能宇宙线（E接近1021电子伏）的传播行为有密切联系。宇宙线与星际氢分子云的相互作用能够解释银河系盘面上很强的弥漫γ射线辐射。逆康普顿散射在许多天体条件下是解释高能γ射线产生的重要机制之一。\n能够到达地球附近的宇宙线称做初级宇宙线，宇宙线核子在其产生及传播过程中，不断受到各种磁场，包括星系际和星际磁场的偏转和加速作用，初级宇宙线失去了原来的方向，只有在1018电子伏以上的极高能区才有可能保留下原始的信息。现在比较共识的是“费米加速机制”和银河系的漏箱模型：宇宙线核子起源于恒星演化晚期的超新星爆发；能量低于1015电子伏的初级宇宙线以质子成分为主，主要来自于银河系内；能量高于1015电子伏的质子会从银河系中“漏”出，初级宇宙线中重核的比例增加；高于1018电子伏的极高能宇宙线应该起源于银河系外，能谱在1021电子伏以上应该有截断。\n\n发展方向\n高能天体物理和粒子物理、宇宙学有着十分密切的联系，它从研究微观粒子的物理规律出发，研究发生在浩瀚宇宙中的宏观尺度上的种种物理现象，是联系微观世界和宇观世界的最好接合部。21世纪的前30年，高能天体物理研究的重点是：极端条件下的物理，恒星黑洞天体的证认，短时标宇宙γ射线暴，极高能宇宙线的起源，高能γ射线源，高能中微子源，暗物质和暗能量等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "中微子天文学", "content": "中微子天文学（ Neutrino astronomy ），研究天体条件下产生的中微子及其反映出的物理规律的学科。主要内容有：探测来自地球大气、太阳、超新星爆发的中微子以及高能中微子源，研究恒星的结构和演化、宇宙中非常高能粒子的起源、宇宙的物质结构，以及由此引起的中微子物理的最基本问题——中微子质量和中微子振荡问题。\n中微子不带电，只参与弱相互作用，不受任何磁场和电场的影响，具有极强的穿透物质的能力，所以能反映发生在天体最核心部位的物理过程，也因此造成了探测的极大困难。中微子在核反应中会大量产生，从而充满了整个宇宙，有非常高的通量，每秒钟都会有几万亿个中微子穿过人体，为粒子物理学、宇宙学的研究提供了天然的中微子源。\n\n目录\n\n1 重要研究历史\n2 中微子及其产生\n\n2.1 β衰变和电子俘获\n2.2 中微子对产生，尤卡过程\n2.3 中微子对产生的其他过程\n2.4 μ子、τ子的衰变\n2.5 π、μ的中微子过程\n\n\n3 宇宙中的中微子源\n\n3.1 弥漫中微子背景\n3.2 太阳中微子\n3.3 引力塌缩型的超新星爆发与中微子暴\n3.4 高能中微子源\n\n\n4 中微子的相互作用及探测方法\n\n4.1 中微子俘获\n4.2 中微子散射（水切伦柯夫光方法）\n4.3 深度非弹性散射[中性流(N C)和电荷流(C C)反应]\n\n\n5 中微子天文学的成果与展望\n\n5.1 太阳中微子的探测（中微子的混合）\n5.2 超新星1987A\n5.3 高能中微子天文学\n\n\n\n\n重要研究历史\n中微子是核作用的产物，1930年W.泡利为解释β衰变能谱的连续性，从能量守恒定律的需要出发，假设在原子核中存在一种电中性的微小粒子与放出电子同时发出，并带走一部分能量。1933年E.费米首次把这种中性粒子命名为中微子，提出原子核中子衰变成质子的同时放出一个电子和一个中微子的β衰变理论。1956年F.莱因斯和C.L.科恩首次在反应堆旁观测到了（电子）反中微子。1962年L.M.莱德曼、M.施瓦茨、J.施泰因贝格尔用加速器产生中微子束的方法发现了μ中微子。这两项工作分别获1995年、1988年度诺贝尔物理学奖。1960年R.戴维斯开创了太阳中微子天文学，他的小组用氯实验测量太阳中微子，发现了太阳中微子缺失现象（见太阳）。1967年B.彭特考沃提出中微子振荡的设想。1987年以小柴昌俊为首的小组在日本神冈的水实验测到了来自超新星1987A的中微子暴，确认了热核反应作为太阳主要能源的理论及太阳中微子的存在。1998年超级神冈实验首次给出了中微子振荡的证据。2002年以后SNO重水实验确认了太阳标准模型和中微子味道改变现象以及中微子有质量的重要结论，建议粒子物理标准模型因此而需要改变。2002年戴维斯和小柴昌俊因在中微子天文方面的开创性成就获得诺贝尔物理学奖。\n\n中微子及其产生\n已知构成物质的最小单元包括12种基本粒子：6种夸克和6种轻子，每一种都有自己的反粒子。6种轻子可分成三代，分别是电子、电子中微子(e,νe)，μ子、μ中微子(μ,νμ)，τ子和τ中微子(τ,ντ)，加上它们各自的反粒子。每一代分别有两种夸克与其构成一族，如第一族由可组成中子和质子的(u,d)夸克，与电子、电子中微子构成。粒子物理中把三种中微子称作中微子的三种味道，研究其共性时统称中微子，其中νe和νu有相同的物理特性，许多反应式中这两代轻子的符号可以互换。粒子物理的标准模型中，中微子被认为是没有质量的。现知中微子有质量，至少电子中微子的质量小于1电子伏；中微子在传播过程中可改变味道，但不改变它们总的通量。天体条件下产生中微子的基本过程有以下几种。 \n\nβ衰变和电子俘获\n基于质子(p)和中子(n)弱相互作用理论的中微子产生：n咱 p＋e－＋νe (1)p咱 n＋e＋＋νe (2)轻子和它的中微子产物总是一正一反地同时出现。在放射性物质的β衰变中，产生电子的β－衰变，同时发射反电子中微子；产生正电子的β＋衰变，同时发射电子中微子：β－衰变：(Z,A↠ (Z＋1,A)＋e－＋νeβ＋衰变：(Z,A)↠ (Z－1,A)＋e＋＋νeZ、A为原子核的电荷数和质量数，发生哪一种过程取决于初态原子核的质量必须大于终态原子核的质量。原子核对β＋衰变不稳定时，β＋发射可由俘获一个外层电子代替。恒星内部的电子能量足够高时，也会产生电子俘获过程，(Z,A)＋e－↠ (Z－1,A)＋νe。恒星内部连续不断的电子俘获又被称作中子化过程，其间产生大量的电子中微子，最终会使原子核变成一个大中子，所以电子俘获是恒星演化、中子星形成理论中的一个基本过程。\n\n中微子对产生，尤卡过程\n原子核的质量数为奇数时，在一类退化气体中，原子核（中子）会俘获一个电子而形成一个不稳定原子核，该原子核又经（质子的）β－衰变放出一个电子，如此交替。结果是电子损失能量，被一对正反电子中微子带走，这两种反应混合和交替的过程称作尤卡过程。原子核如果处于一个统计平衡态，便会连续不断地消耗电子能量和产生中微子对。中微子对产生可影响恒星的演化率和反应的能损率。在有丰富的自由质子和中子的高温区域，电子、正电子的俘获过程和衰变过程变得十分活跃和重要。\n\n中微子对产生的其他过程\n恒星演化的晚期，中微子对发射急剧加速，迅速地带走恒星内核的能量。高温（108～109℃）和高密度区（103～109克/厘米3）主要的过程有：正负电子对湮没产生中微子对；光子和电子碰撞（光中微子过程）产生电子和中微子对；光子在等离子体气体中传播生成电子空穴对，而后衰变发射中微子对。这些反应中哪个更重要，主要由反应区的密度决定。此外，光子和光子碰撞、电子和离子的作用或它们的轫致辐射也可产生中微子对。\n\nμ子、τ子的衰变\nμ子的寿命为2×10−6秒，一个负电荷μ子可衰变为一个μ中微子、一个电子和反电子中微子对。τ子是质量最重的轻子，寿命仅为3×10−13秒，一个τ子可衰变为一个τ中微子、一个电子和反电子中微子对（或μ子、反μ中微子对）。τ子不能在天然核反应中产生，至今尚未发现能够直接产生τ中微子的天体物理过程。\n\nπ、μ的中微子过程\n恒星温度超过1 000亿度的区域，会创生正负π介子对和正负μ子对，随后会产生π、μ衰变而发射电子中微子对和μ中微子对。这对高度演化的重质量星可能是重要的冷却机制。高能宇宙线和核子的相互作用会产生带正、负电的和中性的π介子，带电的π很快会衰变成μ子和μ中微子，去掉产生π的中间过程便有相同于(1)式、(2)式的反应形式，再经过μ子衰变，一次核作用会产生一对正反μ中微子和一个电子（和中微子）轻子对。反应式为：　p—Ħ n＋π＋—Ħ μ＋μ＋＋νμ—Ħ n＋e＋＋νe＋νμ＋νμ　(3)　nß p＋π－—ß p＋μ－＋νμ—ß p＋e－＋νe＋νμ＋νμ　(4)高能宇宙线核子轰击地球大气，产生能量在千兆电子伏以上的大气中微子，并有νμ、νe数目比≥2。\n\n宇宙中的中微子源\n主要有以下几种。\n\n弥漫中微子背景\n大爆炸宇宙学认为，宇宙在大爆炸时会产生惊人数量的中微子，因为不易发生相互作用而残留至今。流量应当与微波背景一样丰富，预期每立方厘米有114个中微子，而且由于银河系的引力拽拉使其慢化，在地球附近会因浓缩而数目更多。中微子有质量，不会大于45电子伏，按现在的对中微子质量小于一个电子伏的认识，中微子背景的总质量粗略地等效于宇宙中所有可见恒星的质量总数。但由于能量很低，作用概率太小，至今无法探测。\n\n太阳中微子\n太阳中微子都是电子中微子，能量最高不超过20兆电子伏。对地球而言，太阳是最近的恒星，也是最强的中微子源，在地球上的总流量为每平方厘米650亿个。恒星演化理论提出太阳中心存在持续进行的热核聚变反应（见太阳）。按照具体的产生过程，对太阳中微子进行了分类命名，如pp中微子、铍–7中微子，硼–8中微子等。巴克尔等对太阳中微子进行了长期的研究，建立了标准太阳模型(SSM)，经过30多年的研究，对pp中微子强度的估计精度已可准确到1％，并从日震测量结果等其他方面找到旁证，说明计算是正确的。太阳中微子可使人们直接了解太阳内核的结构和演化过程。\n\n引力塌缩型的超新星爆发与中微子暴\n恒星演化晚期，恒星核心部分通过逐级热核反应，一直进行到合成铁，此时核燃料用尽，核反应变缓直至中止，强大的引力使原子核的中子化过程加剧，而放射出大量中微子。强大的中微子束会产生足够大的压力，将恒星外壳吹散而形成猛烈的超新星爆发，并在爆发的最初几秒钟内产生中微子暴，被吹散的外壳形成星云状的超新星遗迹，中子化的核心留下来形成中子星。这类中微子的能量基本上在几十兆电子伏量级。\n\n高能中微子源\n宇宙中的一些高能天体可产生高能中微子，如活动星系核、宇宙距离的γ射线暴发射体等。至今还不能清楚地解释能量高到银河系的尺度容不下的宇宙线是如何产生和加速的，而把宇宙线核子加速到很高能量，如在1亿亿电子伏以上的五个数量级内，必定会因π、μ的中微子过程而产生高能中微子。能量在几百亿电子伏以上的高能中微子的源将直接与非常高能的宇宙线的源相关联。\n\n中微子的相互作用及探测方法\n主要有三类。\n\n中微子俘获\n基于轻子相互作用原理，把(1)式和(2)式右侧的中微子取“反”，移至反应式左侧，即是中微子俘获过程，有时也称为中微子吸收。反应堆中微子实验，用的是质子反中微子俘获。研究太阳中微子的放射化学实验，即著名的氯实验和镓实验，基于后一个基本原理。同理，μ中微子的俘获反应产生μ子。中微子俘获的作用截面非常小，与中微子能量的平方成正比，如对1兆电子伏的中微子，量级为每核子10−44厘米2。能量更低的中微子，作用概率会小得更多；而对1 000兆电子伏的μ中微子，作用概率可增加100万倍，约10−38厘米2。当中微子能量达到1015以上时，地球的对中微子的吸收作用十分明显而变的不透明，产生的μ子与中微子的方向非常接近。\n\n中微子散射（水切伦柯夫光方法）\n中微子和电子的弹性散射（称为νe散射）在中微子探测中有十分重要的作用。散射有很强的方向关联，电子中微子与电子的散射比μ、τ中微子与电子的散射作用率高，占测到的中微子总强度的87%。中微子俘获反应在高能时也可看作类弹性散射过程，测量由此产生的高能电子或μ子的切伦柯夫光是研究大气中微子和探测高能中微子源的主要方法。\n\n深度非弹性散射[中性流(N C)和电荷流(C C)反应]\n高能中微子轰击原子核(N)会产生深度非弹性散射。中性流作用不改变反应前后的成分，三种中微子有相同的作用概率。利用测量中子俘获能（6.25兆电子伏）可测中微子的总强度；电荷流过程只和电子中微子有关，测量出射电子的切伦柯夫光和能谱，可知电子中微子的强度。\n\n中微子天文学的成果与展望\n有以下几个方面。\n\n太阳中微子的探测（中微子的混合）\n戴维斯是太阳中微子测量的先驱者，他的氯实验用的反应是：37Cl＋νe咱 37Ar＋e－,37Ar是��衰期为35天的放射性同位素，实验用了一个615吨乙氯乙烯液体的大容器，放在美国胡姆斯塔克1 500米深的矿井中进行，平均每2.17天才能产生一个37Ar原子，可测铍–7中微子和硼–8中微子。戴维斯从约1030个氯原子分离出1个氩原子并对其计数，1968年报道第一批数据时提出了太阳中微子缺失的问题，以后用30年的时间共探测到2 200个中微子，得到的太阳中微子流量是标准太阳模型(SSM)计算值的1/3。1990年开始的镓实验中，俄罗斯的科学家用了60吨镓，意大利的科学家用了30吨氯化镓，同时测量氩和锗可探测pp中微子、铍–7中微子和硼–8中微子。得到的太阳中微子通量是0.55 SSM。\n日本的神冈(KAM II)和超级神冈实验(SK)分别用了3千吨水和5万吨水，反应阈能在6～7兆电子伏左右，利用νe散射的水切伦柯夫辐射方法可测量硼–8太阳中微子、千兆电子伏的大气中微子和天体的高能中微子。SK的灵敏度提高到每1万亿个中微子可测到1个，每天可测16.5个中微子，并有测量能量和辨别中微子方向的能力。这两个实验直接测到了从太阳方向上来的中微子，证实了太阳中微子的存在和热核反应理论，测到的通量为0.465 SSM（图1、图2）。 \n\n\n\n图1　超级神冈中微子实验全景示意图 \n\n图2　超级神冈中微子实验装置内部检测照片（取自东京大学宇宙线所神冈观测站）\n\n\n实验的结果说明，太阳中微子的通量到达地球时确实偏少，而太阳标准模型是正确的，可能的解释是太阳中微子变了味。1999年开始的SNO实验，阈能5兆电子伏，利用1 200吨重水测量NC和CC反应，考察硼–8中微子的流量。结果表明，用电荷流(CC)测得的电子中微子通量比中性流(NC)测得的总中微子通量小，比SK测到的弹性散射中微子通量也小，而且NC总通量与SSM预言的结果吻合，由此推出了μ中微子、τ中微子通量的和，说明一部分太阳中微子在到达地球前改变了味道，这一现象被称作中微子混合，亦即中微子振荡。 \n太阳中微子天文学今后的研究方向是：精确测量pp中微子，铍–7中微子，以及用一个实验的结果代替用多个实验组合的结果获得结论。\n\n超新星1987A\n1987年2月23日格林尼治时间凌晨7时35分35.2秒开始，超级神冈和美国的IMB实验同时探测到来自超新星1987A的中微子暴，SK在12秒内共探测到12个中微子，包括第一秒内6个，第二秒内3个。两个半小时后，天文学家在南天观测到超新星的可见光爆发，来自距离17万光年的大麦哲伦星云，明亮到用肉眼可以看到。有11个中微子的能量在20兆电子伏以下，估计在爆发源处的最初几秒钟内有1058个中微子产生，总的能量释放3×1046焦，几千倍于太阳在它整个生命期总的能量释放，可见光部分只占中微子能量的1‰。超新星1987A是第一个也是至今唯一的一个观测到的太阳系外的中微子源，所以也有的天文学家把这一观测作为中微子天文学的开端。\n\n高能中微子天文学\n测量高能中微子源，虽已有多个实验，至今都因规模小而未得正结果。大多集中于1012～1015电子伏能区，方法是深水中建立1立方千米体积的探测器，用地球作过滤器以消除本底，用水切伦柯夫辐射法测量穿过地球的中微子的能量和方向。把许多大面积光电倍增管串接成几百米至1 000米长的探测器，在深海或冰层中放上许多串探测器覆盖一定的面积，便构成高能中微子望远镜。继南极μ子和中微子探测器阵列(AMANDA)实验，规模最大的是2004年开始建造的冰下中微子实验(Ice Cube)，要把4 800只光电倍增管放在透明的压力球内，做成80串1 000米长的探测器，用高压热水在冰层上打洞，把每一串探测器放入1.4～2.4千米深处，覆盖面积1平方千米，测量从北半球入射的中微子。对于1017～1020电子伏的极高能中微子，虽不能穿透地球，可测量由于电荷和中性流作用产生的次级μ子和τ子。高能中微子源和中微子暴源的寻找将是今后一段时间内中微子天文学的研究重点。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "电子对湮没中微子过程", "content": "电子对湮没中微子过程（ pair annihilation neutrino process ），电子e-和正电子e+相互碰撞发生湮没而产生中微子对(中微子ve和反中微子ῡe)的过程。其反应为e++e-→ve+ῡe。式中右端的ve+ῡe也可推广为vμμ＋ῡμ；vτ＋ῡτ等，用图表示如下：\n\n\n\n\n\n这是一个通过中介玻色子传递的弱作用过程。在通常的实验室条件下，效应极其微弱。但在星体环境中，当星体演化到内部温度达十亿度时，剧烈的粒子过程产生了丰富的电子对，正负电子都携带相当高的动��，它们相撞而湮没的概率大为增加。湮没产生的中微子对和物质只有弱相互作用，穿透力极强，可以毫无阻碍地穿过整个星体而把能量带走。因此，每一次碰撞湮没，星体将损失一百万电子伏以上的能量，而且温度愈高，正负电子的能量愈高，星体的能量损耗也愈迅速。理论计算表明，当星体温度高达十亿度以上时，电子对湮没产生中微子是星体能量的损耗的主要过程。星体能量的中微子损耗又对星体的演化起着重要作用。产生大量中微子而引起的不稳定，可能是超新星爆发的原因。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "光生中微子过程", "content": "光生中微子过程（ photoneutrino processes ），γ光子与电子e-碰撞产生一对正中微子ve、反中微子ῡe的过程。其反应为γ+e-→e-+ve+ῡe，式中右端的ve+ῡe也可推广为vμ+ῡμ，vτ+ῡτ等。用图表示如下：\n\n\n\n\n\n这是一种电子吸收光子的电磁作用和由中介玻色子传递的弱作用组合起来的过程。这一过程的总效果是，一个光子转变为一对正、反中微子。所产生的中微子对，同物质只有弱相互作用，穿透力极强，随着中微子对的逃逸，把体系的能量带走。在星体中，随着温度的增加，高能量的光子和电子所占的比重愈来愈大，因而光生中微子的概率以及由此而引起的能量损耗也愈来愈大。理论计算表明，这个能量损耗约正比于温度的八次方。当星体内部温度达到一亿度时，光生中微子过程造成的能量损耗便成为星体演化的不可忽略的因素。同辐射中微子的其他过程比较，光生中微子在密度小于105克/厘米3、温度低于4×108度的范围内是主要过程（见电子对湮没中微子过程）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "等离子体激元衰变中微子过程", "content": "等离子体激元衰变中微子过程（ plasmon decay neutrino process ），等离子体中各种形式的波的量子叫作等离子体激元Γ（可看作准粒子）。等离子体激元衰变为一对正、反中微子的过程，称为等离子体激元衰变中微子过程。其反应为Γ→ve＋ῡe。式中右端的ve＋ῡe也可推广为vμ+ῡμ，vτ+ῡτ等，在真空中传播的自由光子，由于能量、动量守恒定律的限制(光子能量等于其动量和光速的乘积)，不可能衰变为正、反中微子对。但是对于在等离子体中传播的光子，这种形式的等离子体激元相当于一个具有静止质量的光子，却可以衰变为正、反中微子对。这是由等离子体激元湮没为正、负电子对的电磁作用和由中介玻色子传递的弱作用二者组合起来的过程。这一过程使系统的能量被中微子带走。因为中微子与星体物质的相互作用微弱，所以它们有很强的穿透力，能够迅速逃逸。星体温度愈高，高能量的等离子体激元所占的百分比愈大，由衰变过程损耗的能量也愈大。由于等离子体激元的静止质量随着介质密度增加而增大，所以，在高密度区域内，和其他的星体辐射中微子机制比较，等离子体激元衰变中微子过程是星体中能量损耗的主要过程。中微子过程引起的星体能量损耗对星体的演化有重要作用（见中微子天文学）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "尤卡过程", "content": "尤卡过程（ URCA process ），产生中微子的一种过程。由两步组成：第一步是原子核的β衰变（Z，A）→（Z＋1，A）＋e-＋ῡe；第二步是反β过程e-+（Z＋1，A）→（Z，A）+ve。式中(Z，A)表示质子数为Z，核子数为A的原子核；e-为电子；ve为电子中微子；ῡe为反电子中微子。这两个过程的总效果是，使体系的能量（电子的动能）转化为一对正反中微子的能量而被带走。这个过程首先由伽莫夫－舍恩贝格研究并命名。在星体环境中，这个过程在高温度、低密度的区域内比较重要。但是，和其他几种中微子损耗（见电子对湮没中微子过程、光生中微子过程和等离子体激元衰变中微子过程）相比较，它的能量损耗率低得多。这是因为在尤卡过程中中微子带走的能量是来源于电子的热运动动能。在几十亿度以下的星体温度范围内，这个能量损耗机制不会有显著的作用。尤卡过程也可以在原子核的激发态间进行，这叫作光β过程。\n在中子星中还存在下列的辐射中微子的过程:n＋n→n＋p＋e-＋ῡe，e-＋n＋p→n＋n＋ve，或者π-＋n→n＋e-＋ῡe，e-＋n→n＋π-＋ve。式中n为中子；p为质子；π-为荷电π介子。这类过程和尤卡过程很相像，称为广义尤卡过程。广义尤卡过程对中子星的冷却有重要作用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天���物理学", "title": "宇宙线", "content": "宇宙线（汉语拼音：Yuzhou Xian；英语：Cosmic Ray），来自宇宙空间的各种高能微观粒子以及它们进入大气层过程中产生的其他微观粒子构成的射线流，提供宇宙信息以及高能粒子反应信息的重要渠道。\n发现\n　　宇宙线是在研究大气的电导率时偶然发现的。早在1900年 J.艾尔斯特、H.盖特尔和C.T.R.威尔逊等人在使用验电器时就注意到无论如何绝缘，验电器总有些漏电，猜测可能是由某种未知的辐射源导致空气电离，这种源具有比当时已知的放射性有更大的穿透本领。1911～1912年V.F.赫斯利用气球将高压电离室带到5千米高空，发现随着气球的上升，电离度持续增加，推断这种射线来源于宇宙空间。通过其他人多方面的研究，排除了大气层和地球内部产生射线来源的可能性，更加证实了赫斯的结论，故称之为宇宙线。\n组成\n　　人们发现来自宇宙空间的宇宙线与地球上大气层以下探测到的这种射线在组成上是不同的。在地球大气层外尚未与大气发生相互作用的宇宙线称为初级宇宙线。初级宇宙线主要利用气球、火箭、卫星或宇宙飞船运载小型探测设备进行观测，其主要成分是氢的原子核质子，占87％，其次是氦核a粒子占12％，其他是各种元素几乎占据元素周期表中直到锕的所有元素的裸核，合起来约占1％，此外还有一些电子、中微子、X射线、γ射线和反粒子。初级宇宙线粒子的能量分布很广，从1×103电子伏特（eV）到1×1020eV。能量在  1×1014eV以下的宇宙线是各向同性的；能量＞1×1014eV，显示有些各向异性；能量＞1×1019eV几乎所有的宇宙线都来自高银纬。\n　　初级宇宙线进入大气层逐渐被吸收，它们与大气中的原子核作用产生各种射线，称为次级宇宙线。其中大部分是核子，少部分是介子，有p,n和π0、η、π±、K±等介子，π0或η介子衰变为高能γ光子，γ光子又在大气中电磁级联簇射，构成次级宇宙线的电子、光子成分，它们容易被铅吸收，常称为宇宙线的软成分；π±、K±介子衰变产生次级宇宙线的μ子成分，μ子寿命较长，它在物质中运动损失能量较小，因而有很强的穿透力，故称为宇宙线的硬成分，此外还有上述作用中产生的中微子成分，主要是νμ。\n起源和传播\n　　宇宙线的起源和宇宙线在空间的运动（传播）彼此密切相关，相当一部分初级宇宙线的原子核产生于传播过程中。由于宇宙线带电粒子在运动过程中受到星际磁场的偏转和太阳风磁场的散射，而人们对于其中的过程的认识还不足，宇宙线的起源和传播的研究还有很多困难，尚属未解决的问题。宇宙线高能粒子应起源于各种高能天体或天体高能过程，太阳和其他恒星表面的高能活动、超新星爆发、脉冲星、类星体和活动星系等都可能是宇宙射线源。目前人们普遍认为大多数宇宙线粒子起源于银河系内；太阳耀斑爆发等高能过程伴随粒子发射，这种太阳活动只能产生宇宙线粒子中的一小部分，大部分宇宙线来自太阳系之外。银河系内普通恒星的粒子发射只能是宇宙线粒子的一个微不足道的部分，大部分宇宙线应产生于比普通恒星活动更剧烈的过程。超新星爆发是银河系内最猛烈的高能现象。这可能是宇宙线的一个重要来源。此外脉冲星也可能是高能宇宙线粒子的重要来源，而极高能宇宙线粒子可能起源于银河系外。\n宇宙线物理学\n　　研究主要集中在天体物理、高能物理和日地空间物理3方面：① 天体物理方面，研究包括宇宙线起源。加速机制、在星际间的传播，各种粒子成分的能谱，元素的化学成分、丰度，以及关于新的高能天体过程，它们提供了宇宙间的丰富而重要的信息。②高能物理方面，在高能粒子加速器问世以前，研究粒子的产生及其相互作用主要依赖于宇宙线的研究，从宇宙线中发现了π介子、K介子、  2,和Ξ-超子等；如今在高于已有加速器能量的能区，研究超高能宇宙线与物质的相互作用仍然是一个重要方面。③日地空间物理方面，研究宇宙线在太阳系中受到的调制、太阳宇宙线、宇宙线的地磁效应等等，使人们对于日地空间的了解更加深入（见日地关系）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "空气簇射", "content": "空气簇射（ air shower ），能量很高的初级宇宙线进入地球大气后，同空气中的原子核连续发生强作用和电磁作用，产生大量次级粒子的现象。能量高于1014电子伏的初级宇宙线可产生数万到上亿个粒子（绝大部分是电子和光子），它们分布在数百米距离内，几乎同时到���地面。这种大范围的空气簇射现象叫做广延空气簇射。粗略地说，落到地面上的空气簇射粒子总数，正比于初级宇宙线的能量。利用空气簇射现象，可以在地面上探测能量极高的初级宇宙线。能量愈高，宇宙线粒子流强愈弱。每平方米面积上，平均一个月才射入一个能量高于1016电子伏的初级宇宙线粒子。但是，利用散布在大范围内的多个探测器组成的阵列来记录空气簇射粒子，可以把观测超高能初级宇宙线粒子的有效面积扩大到一平方公里左右。有关极高能量初级宇宙线的知识（能谱、方向等），就是研究广延空气簇射得到的。对于能量高于1011电子伏的宇宙γ射线，可以在地面观测其空气簇射所产生的切连科夫辐射。目前全世界共有广延空气簇射阵列近三十个，面积最大的在澳大利亚悉尼。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "福布希下降", "content": "福布希下降（ Forbush decrease ），银河宇宙线强度受太阳活动影响的一种突发性的短期调制现象，又称宇宙线暴，缩写为FD。1938年，美国物理学家福布希利用电离室首先发现这一现象，因而得名。\n福布希下降的特点是：强度下降快，恢复慢，持续期从几小时到几天以上，大FD幅度可达背景强度的百分之十几。在第二十太阳活动周(1964～1975年)期间所进行的空间观测表明，FD是由耀斑和冕洞中的高速流在行星际空间所造成的强磁场区引起的，与行星际激波关系密切。\n1963年，美国天文学家帕克提出行星际激波引起FD的概念。地球上观测到的FD的主要特点：①大FD常在大耀斑后24～60小时发生，全球可见，幅度随纬度减小而减小；②各向异性明显；③下降期能谱的形式为I∝E-r，其中γ为0.2～0.8，E为能量。恢复期强度I随时间t的变化可用\" 描述；④ 下降幅度随耀斑日面位置的分布有明显的东、西不对称性，这多半是行星际激波的东、西不对称磁场结构所造成的；⑤存在有统计意义的暴前上升现象，这就有可能为研究行星际激波和磁暴预报提供信息。此外，在FD过程中常观测到短暂的小的上升和阶梯形 下降，这都与磁暴主相环电流引起的粒子刚度 下降和激波结构有关。FD前后伴有广泛日地物理现象发生，如耀斑、冕洞、Ⅳ型 太阳射电爆发、 磁暴、电离层通讯干扰、强能暴粒子事件(ESP)以及可能的天气现象出现等。因此，它是人们研究太阳活动、 行星际磁场的结构、电离层电讯条件变化等的有力手段之一。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "费密加速", "content": "费密加速（ Fermi acceleration ），解释宇宙线粒子加速的一种可能机制。1949年由费密提出因而得名。\n恒星际极稀薄的电离气体带动强度约10-6高斯的磁场运动，其速度V约为每秒30公里的量级，速度为v的荷电粒子就在这非均匀磁场间来回运动(往返线度约1光年)：粒子在磁镜上反射或沿弯曲磁力线返回（也可以说粒子同磁场发生“碰撞”）。如果磁场静止，那末粒子能量不变；如果磁场是运动的，就出现两种情况。①迎头碰撞:磁力线和粒子相迎运动，V·v₁＜0（v₁是v的平行于磁力线的分量）。②追赶碰撞：和①相反，V·v₁＞0。在①情况下粒子获得能量，在②情况下则丧失能量。由于│V│《│v│，所以迎头碰撞的次数多于追赶碰撞，平均而言，每次迎头碰撞粒子能量有净增量 。能量 ω= 109电子伏的粒子，碰撞一次后约增加δ ω＝10电子伏。粒子在多次碰撞后就变成高能的宇宙射线粒子。\n因此，费密加速是一种统计加速（随机 加速）。在每次相互作用中，粒子可获得能量，也可丧失能量。如果增益作用次数大于衰减作用次数，那么粒子平均能量将有系统增长。 费密加速在天体物理学、太阳物理学和地球磁层研究中有广泛的应用。通常把激波中和磁流体力学低频湍动中的粒子 加速机制都泛称为统计费密型加速。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "脉冲星", "content": "脉冲星（汉语拼音：mài chōng xīng），（pulsar），发射短周期脉冲信号的一类天体。1967年英国剑桥大学A.休伊什领导的一个小组，用他们专门设计的射电望远镜研究射电点源发出的射电波通过太阳风所发生的快速变化。休伊什的研究生S.J.贝尔注意到一种奇怪的信号每夜同样的恒星时出现，这表明信号源来自太阳系以外，和恒星一起移动；这种信号的另一特点是，它是一组均匀隔开的脉冲，周期为1.33733秒。已知天体中没有哪一个脉动如此快和如此规则。休伊什、贝尔等人排除了地外文明世界发出���信号的可能性以后，宣布发现了脉冲星。1968年美国T.戈尔德指出脉冲星实质上是快速自转的中子星。中子星有很强的磁场，其自转轴与磁轴不重合，产生灯塔效应，从而观测到规则的脉冲信号。\n　　已发现脉冲星约500个，脉冲周期从0.0015 秒到接近4秒。蟹状星云脉冲星周期为0.033秒，它不仅发射射电脉冲，也发射光学脉冲，而且其X射线和γ射线发射也是脉冲式的。观测表明，脉冲星的周期都在增长，这意味着中子星自转在减慢，转动能转变成辐射。\n\n2022年5月3日，澳大利亚联邦科学与工业研究组织发布公报说，该机构参与的一个国际研究团队，使用澳大利亚平方公里级射电望远镜阵列发现了一颗亮度极高的银河系外脉冲星。该团队认为，这是已知最亮的银河系外脉冲星。\n\n 澳大利亚科研机构说发现亮度极高的银河系外脉冲星。这张澳大利亚联邦科学与工业研究组织5月3日提供的照片显示了MeerKAT射电望远镜视野中的那颗新发现的脉冲星。新华社发（澳大利亚联邦科学与工业研究组织供图）\n 这张澳大利亚联邦科学与工业研究组织5月3日提供的照片显示了星空下的位于南非的MeerKAT射电望远镜。新华社发（澳大利亚联邦科学与工业研究组织供图）\n 这张澳大利亚联邦科学与工业研究组织5月3日提供的照片显示了在黎明时拍摄的澳平方公里级射电望远镜阵列。新华社发（澳大利亚联邦科学与工业研究组织供图）"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "脉冲星自转突快", "content": "脉冲星自转突快（ glitch of pulsar ），脉冲星通常有非常准确的脉冲周期。有时个别脉冲星周期在短时期内突然变短，或者说旋转磁中子星的转速突然变快，这种现象叫作脉冲星自转突快，也叫脉冲星频率突增。\n1968年以来，已经在两个转动得最快的脉冲星──蟹状星云脉冲星 PSR0531+21 和船帆座脉冲星PSR0833-45中，观测到了这种周期突然变短的现象。例如，周期为0.08920930095秒的船帆座脉冲星，在1969年2月24日至3月3日，周期突然缩短0.000000134秒。它在1971年8月21日至9月4日又一次突然缩短0.000000179秒。第三次缩短发生于1975年10月。蟹状星云脉冲星也有类似情况，先后发生在1969年9月和1975年2月。它们的转速相对变化量级ΔΩ/Ω，前者约为2×10-6，后者约为5×10-9（Ω为转动角速度）。\n解释脉冲星自转突快的理论大致有三种。第一种涉及中子星外部的现象，如中子星磁球等离子体向外抛射或者外部物质与中子星碰撞等。第二种涉及中子星内部角动量的重新分布。这种理论认为，在中子星内部存在超流中子，它们在靠近星核附近比外部转动得更快，因而有负的角动量梯度。在这种条件下，流体不稳定性可以引起不同部分之间的流体交换，使具有较大角动量的超流中子进入外部区域，从而引起角动量转移，产生自转突快。第三种属于中子星本身的突然变化，如星震的发生等。星震说认为，脉冲星的自转突快是中子星星壳的弹性应力的突然释放而引起的。在中子星旋转速度减慢过程中，这种弹性应力逐渐积聚在原子核晶格所组成的固态星壳内。应力突然释放导致星壳局部破裂，产生星震，并使星体转动惯量突然减小。为保持星体角动量守恒，中子星转速突然增加。关于脉冲星自转突快的理论，目前还没有一种确定的倾向性意见。相对来说，星震说稍占优势。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "类星体", "content": "类星体（ quasar ），20世纪60年代发现的一种新型天体，属活动星系核的一个亚型。因其在照相底片上具有类似恒星的像而得名，光谱的巨大红移和几乎全电磁波段的辐射显示它们很可能是遥远星系明亮的活动核心。\n\n目录\n\n1 发现\n2 主要观测特点\n3 红移\n4 能源\n5 发射线\n6 吸收线\n7 视超光速现象\n8 光度函数及演化\n\n\n发现\n1963年，T.A.马修斯和A.R.桑德奇找到了射电源3C48的光学对应体，在照相底片上类似恒星。分光观测表明，它的光谱中有许多宽而强的发射线，但当时未能证认出来。1963年，射电源3C273被证认为一个13星等的类似恒星的天体。M.施密特发现它的光谱与3C48的光谱很类似，并且成功地将其中最亮的一些发射线证认为氢的巴耳末线，但其红移很大，达0.158。3C48的谱线也得到了证认，红移更大，达0.367。随后，又陆续发现了一批性质类似3C48和3C273的射电源（图1，图2）。它们在照相底片上呈类似恒星的像，因此被称为类星射电源。光学观测表明，类星射电源的紫外辐射非常强。后来发现一些光学性质类似���3C48和3C273的天体，但它们并不发出射电辐射。这种天体称为蓝星体。类星射电源和蓝星体被统称为类星体。1977年由A.赫维特和G.伯比奇编辑的第一个类星体总表问世，共包含637个类星体。2001年由维隆夫妇编辑的《类星体和活动星系核表》第10版包含的类星体达到23 760个。发现类星体的方法是先从射电、X射线、无缝光谱或多色巡天挑选候选体，然后逐一用有缝光谱证实并测定其红移。斯隆多色巡天发现的类星体最大红移达6.42(SDSS J1148)，这意味着我们看到它的光是在宇宙不到现在年龄1/10的时候发出的。 \n\n\n\n图1　类星体3C273的照片 \n\n\n图2　类星体3C273的光谱 \n\n\n主要观测特点\n①类星体在照相底片上具有类似恒星的像，这意味着它们的角直径小于1角秒。较近的类星体周围可看到暗弱的云状包层，如3C48。有些类星体有喷流状结构，如3C273。②类星体光谱中有许多强而宽的发射线，包括容许谱线和禁线。最经常出现的是氢、氧、碳、镁等元素的谱线。有些类星体的光谱中有很锐的吸收线，说明产生吸收线的区域里湍流运动的速度很小。③连续谱几乎涵盖全电磁波段，能量分布多呈非热辐射的幂律谱形式，但也含有热成分。④类星射电源发出强烈的非热射电辐射。射电结构多数呈双源型，少数呈复杂结构，还有少数是致密的单源，角直径小于1毫角秒，至今都未能分辨开。⑤类星体一般都有光变，时标为几年。少数类星体光变很剧烈，时标为几个月或几天甚至短到几小时。类星射电源的射电辐射也经常变化。观测还发现有一些双源型类星射电源的两子源，以极高的速度向外分离。光学辐射和射电辐射的变化没有周期性。⑥类星体的发射线都有很大红移。对于有吸收线的类星体来说，吸收线红移一般小于发射线红移。有些类星体有好几组吸收线，分别对应于不同的红移，称为多重红移。⑦许多类星体还发出很强的X射线辐射。\n\n红移\n红移是河外天体共有的特征。因此绝大多数天文学家认为，类星体是河外天体。红移–视星等关系的统计的结果表明，哈勃定律对于河外星系是适用的。就是说，它们的红移是宇宙学红移，它们的距离是宇宙学距离，它们的红移–视星等是统计相关的。但对类星体来说，红移–视星等的统计相关性很差，这就产生了两个彼此相关的问题：类星体的红移是否就是宇宙学红移，类星体的距离是否就是宇宙学的距离。大多数天文学家认为，类星体的红移是宇宙学红移。因此，红移反映了类星体的退行，而且符合哈勃定律。按照这种看法，作为一种天体类型而言，类星体是人类迄今为止观测到的最遥远的天体。持这种观点的人认为，类星体红移–视星等的统计相关性很差的原因，在于类星体的绝对星等弥散太大。如果按照一定的标准将类星体分类，对某种类型的类星体进行红移–视星等统计，则相关性便会显著提高。支持宇宙学红移的观测事实还有：观测到了红移值与类星体相同的寄主星系；发现了一些和所在天区星系团红移差不多的类星体；类星体与某些活动星系（如赛弗特星系）的光谱特征很类似，表明类星体和星系之间没有本质的区别。 \n少数天文学家认为，类星体的红移不是宇宙学红移。这种观点所依据的观测事实有：某些类星体和亮星系（它们的红移相差很大）的抽样统计结果表明，它们之间存在一定的相关性；某些类星体（如马卡良205）似乎同亮星系之间有物质桥联系，而二者的红移相差极大。持这种观点的人对红移提出过一些解释，如认为类星体是银河系或其附近星系抛出来的，因此类星体红移是由于局部运动，而不是宇宙学膨胀。也有人认为，类星体红移是大质量天体的引力红移。还有一些理论认为类星体的红移可能是某种未知的物理规律造成的，这就向近代物理学提出了所谓的红移挑战。\n\n能源\n类星体的射电辐射是非热的同步辐射，光学辐射和红外辐射则表现为以热辐射为主的连续谱，但至少有一部分可能仍是同步加速辐射。如果类星体的红移是宇宙学红移，它们的光度（包括射电、红外线、可见光直至X射线）将超过太阳光度的一万亿倍，是迄今为止观测到的辐射功率最大的天体。但是，从光变时标估计出的类星体辐射区域的大小，只有几光时到几光年。这样高的产能效率是现今已知的各种能源，包括恒星内部的核聚变反应都无法达到的。最合理的模型是，类星体中央有一个约十亿倍太阳质量的超大质量黑洞，周围物质通过一个旋转的吸积盘落到黑洞中去，吸积盘被引力能的耗散所加热，产生类星体光谱中的热成分，这一过程中产生的高能电子在磁场中运动则是同步加速辐射的源泉。\n\n发射线\n黑洞和吸积盘周围的气体云因光致电离复合机制产生低电离发射线，如氢的巴耳末线系。谱线展宽显示气体云的速度超过10 000千米/秒。这种宽发射线来自内区，称为宽线区。发射线变化时标的研究表明，宽线区的典型半径为数光月。在离中央电离源10～1 000光年的外区，气体云的速度只有数百千米/秒，辐射电离金属的禁线，称为窄线区。\n\n吸收线\n产生类星体的吸收线的原因可能有三种：①吸收线产生于吸积盘附近的厚物质层，由于物质外流速度很高，故吸收线非常宽。这种类星体称为宽吸收线(BAL)类星体。②如碳、镁、硅等重元素的锐吸收线，产生于类星体和观测者之间的某些河外天体，如延伸的低密度的星系晕，由于视线可能穿过几个不同距离的星系，这类吸收线可能分为不同红移的几组。③处于莱曼α发射线短波侧的一系列锐吸收线，称为莱曼α森林，产生于类星体和观测者之间的原始星系或星系际介质。\n\n视超光速现象\n甚长基线干涉测量(VLBI)发现，3C345等类星射电源的两致密子源以很高的速度分离。如果类星体位于宇宙学距离，两子源向外膨胀的速度将超过光速，最大的可达光速的45倍(3C111)。有人认为，类星体并不位于宇宙学距离，这就根本不会出现超光速现象。但观测发现，有一个射电星系也存在类似的超光速现象，而射电星系无疑位于宇宙学距离。可见这种看法的证据并不充分。公认的看法认为，如果一个子源与视线成小夹角以近光速朝观测者运动，就可解释观测到的这种表现的超光速，即视超光速现象。\n\n光度函数及演化\n类星体的光度函数（其空间数密度按光度的分布）存在随时间（或红移）的演化效应。一种极端是光度不变，仅数目变化，称为纯密度演化；另一种极端是数目不变，仅光度变化，称为纯光度演化。实际情况可能介于两者之间，称为混合演化。模型参数通过与观测拟合而得。但真实的演化规律尚不清楚。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "引力理论", "content": "引力理论（ theory of gravitation ），研究物质间的一种相互作用──引力作用的理论。在今天人们所知道的物质的四种基本相互作用中，引力作用为最弱。四种相互作用按作用强度比例顺序是强相互作用(1)，电磁相互作用(10–2)，弱相互作用(10–10)，引力相互作用(10–40)。因此，在研究基本粒子的运动时，引力一般略去不计。但在天文学领域内，由于涉及的对象的质量极其巨大，引力就成为不仅支配着天体的运动，而且往往是天体的结构和演化的决定因素。\n17世纪以前，人们就猜测过天体之间存在着某种作用力，如中国宋朝著名科学家沈括在《梦溪笔谈》中就曾提出过海潮是由月亮激发起来的正确观点。历史上第一个科学的引力理论是I.牛顿提出来的。牛顿万有引力定律说：宇宙中任何两个质点间存在着相互吸引力，力的方向沿着二者的连线，力的大小和二者质量的乘积成正比而和它们之间距离的平方成反比。在这基础上发展起来的天体力学，不仅使人们可以精确地计算太阳系内天体的轨道，预言海王星的存在，实现航天飞行等，而且促进了人们对太阳系外的双星、星团的运动和星系动力学、恒星形成和恒星演化的研究。这一系列的成就说明，牛顿引力理论是一个经受了长期实践检验的相对真理。\n1859年，U.-J.-J.勒威耶发现在水星近日点进动问题中，存在着牛顿理论无法说明的部分，1882年，S.纽康测定这部分差值为每百年43″，这是不容忽视的。有人推测这可能是由于所谓水内行星的吸引造成的；也有人试图修改牛顿万有引力定律中的平方反比规律，但都没有成功。\n1905年，A.爱因斯坦提出狭义相对论，突破了绝对时间和绝对空间的观念，否定了瞬时超距作用，从根本上动摇了建立在这些旧观念基础上的牛顿引力理论。经过约十年的探索，爱因斯坦于1915年提出了迄今为止最成功的近代引力理论──广义相对论。\n广义相对论的基本出发点是引力场中，在较小范围内，所有自由下落的物体具有同样的加速度。换句话说，任何物体的引力质量等于其惯性质量。这个从伽利略时代起就为人们熟知的事实，在19世纪末由匈牙利物理学家厄缶验证到10–9的精度（20世纪60年代以来，这个实验的精度又提高到10–11和10–12）。爱因斯坦由此出发提出了均匀引力场和均匀加速参考系���效的原理（见等效原理），以及一切自然定律应在任意坐标变换下协变的原理（通常称为广义相对性原理）。\n广义相对论的基本内容是三维空间和一维时间构成四维时空连续统；物理事件由四维时空连续统中的点表示；四维时空连续统的几何性质由四维黎曼几何描述。空间的度规张量和曲率则可以通过引力场方程，由物质的能量–动量张量决定。引力场方程可写为： \n\n\n\n\n\n式中 R μν为里齐张量， R为标量曲率， g μν为度规张量， T μν为物质的能量–动量张量， G 是 引力常数（见 弯曲时空、 度规）。\n引力场中的自由粒子沿着四维时空连续统中的测地线运动。测地线的微分方程是： \n\n\n\n\n\n式中d τ2=– gμνd xμd xν , τ为原时， Γμν λ 为联络。\n广义相对论克服了牛顿万有引力定律所遇到的困难，完满地说明水星近日点的进动问题；预言光线在引力场中会发生偏转；强引力场中原子发出的光谱线和弱引力场中同种原子发出的同一光谱线相比，前者的光谱向红端移动。这些效应都在不同程度上得到观测和实验的证实（见广义相对论）。 \n从20世纪20年代起，人们借助于广义相对论把观测所及的宇宙作为一个整体来研究，预言它正在膨胀。这个预言也因河外星系谱线红移和宇宙微波背景辐射的发现而得到支持（见宇宙学）。60年代以来，随着类星体、脉冲星等一系列新天体的发现，广义相对论已日益成为现代天体物理学的重要理论基础（见相对论天体物理学）。\n广义相对论虽然取得了很大的成就，但也还存在一些问题，例如，已经证明，在某些相当一般的条件下，总会出现物理上难以接受的奇性以及量子化后不可重整的困难。因此，几十年来，不断有人提出其他的引力理论。这些理论大体可以分为两类：一类是平直空间中满足洛伦兹协变的引力理论，一类是弯曲空间中的度规型引力理论。经过多方面的检验，除了极个别的例外，所有这些理论都一个一个地被淘汰了。然而，以局部惯性系的存在为前提的引力规范理论却引起了广泛的注意。这种理论，就时空的几何性质而言，不仅考虑了曲率，而且考虑了挠率；就物质的特性而言，不仅考虑了能量、动量，也考虑了自旋。它不仅和广义相对论一样，能经受住目前实验和观测的检验，而且有可能克服奇性和重整化困难。在这个方向上，最近出现的超引力理论已经展示了将四种基本相互作用统一起来的诱人前景。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "引力收缩", "content": "引力收缩（ gravitational contraction ），按照一般的看法，太阳系、恒星、星系等都是由原始星云在自身引力作用下逐渐凝缩而成的。在原始气体弥漫物质中存在着密度的随机涨落。那些密度比周围高的区域，如果有足够大的尺度，在自身引力作用下的收缩趋势便会超过分子热运动（即压力）的弥散趋势而开始收缩，使密度进一步增大，终于形成一个密度远高于周围气体的区域。这种情况称为引力收缩。对于导致引力收缩所需要的尺度，可以作出定量的估算（见金斯不稳定性）。一般认为，在原始星云中，往往是先收缩成大云块，然后，由于大云块在收缩过程中密度增大，在内部触发第二次收缩，使大云块本身碎裂成为若干小云块。后者即为恒星的前身──星胚。星胚再逐渐演化成为恒星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "等效原理", "content": "等效原理（汉语拼音：Dengxiao Yuanli；英语：principle of equivalence），建立在引力质量与惯性质量相等实验事实（见厄缶实验）之上的基本原理，广义相对论的基础之一。\n　　引力质量与惯性质量严格相等的直接推论是任何物体的引力加速度是相等的，它表明引力场区别于如电场、磁场等其他类型的力场，引力场与惯性力场等效。A.爱因斯坦用升降机的假想实验来说明。在这个密闭的升降机内的观察者所做的物理实验都无法断定他所在的参考系究竟是有重力作用的惯性系，还是并无重力而只是相对于某个惯性系以加速度 g上升的非惯性系，在这两种情形，他测得物体释放后自由下落的加速度都是 g，这表明物体在重力场中的运动等效于物体在非惯性系中的运动，或者说引力场与惯性力场等效。由于引力与重力不同，空间各点的引力作用不等，引力场与惯性力场只是在局部的小区域内等效。\n　　爱因斯坦在等效原理和广义相对性原理的基础上建立了广义相对论。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "空间曲率", "content": "空间曲率（ curvature of space ），表征某种给定度规的空间对于欧氏空间的偏离程度的量。举例说，球面是一种二维的弯曲空间，球面上弧元的平方是：\n\n\n\n\n\n式中 U、 φ为球面上的点在过球心的平面上投影的坐标； R是球的半径；I/R 是这个 空间的 曲率。对于一般的二维曲面上的各个点，能借两个单参数曲线族（ μ=常数， v=常数）所定义的坐标 μ和 v来表示。在其上弧元的平方是： ds2=g11dμ2+2g12dμdv+g22dv2， 式中g11、g12、g22为坐标μ、v的函数。它反映着空间的度量性质。过这种曲面上的每一点作切面，在切面上存在两个互相垂直的方向。在这两个方向上曲率1/R，分别达到极大值和极小值1/R1和1/R2。量称为高斯曲率。\n黎曼研究了更一般的弯曲空间。在满足一定条件的集合中给定一个二阶协变张量场；对于局部坐标x1，…，xn，这个张量场可以写为gij(x1，…，xn)，它是对称的，并且是非退化的。这样的集合称为黎曼空间。gij称为黎曼空间的度规张量。在这种空间中的弧元平方定义为ds2=gij(x1，…，xn)dxidxj。上指标与下指标相同，代表这个指标分别取空间中各维来求和。这种空间的弯曲性质用黎曼曲率张量表示为：\n\n\n\n\n\n式中\n\n\n\n\n\n被称作联络。由 R λμvx经过一次升标和缩并运算，可以得到另外两个表征 空间弯曲的量，即里齐张量 Rμv 和标量 曲率 R。由某点上两个线性独立的方向 ξ媰，ξ媱决定的标量： \n\n\n\n\n\n叫作黎曼空间在该点的黎曼曲率。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "黎曼曲率", "content": "黎曼曲率，黎曼研究一般的弯曲空间，在满足一定条件的集合中给定一个二阶协变张量场；对于局部坐标x1，…，xn，这个张量场可以写为gij(x1，…，xn)，它是对称的，并且是非退化的。这样的集合称为黎曼空间。gij称为黎曼空间的度规张量。在这种空间中的弧元平方定义为ds2=gij(x1，…，xn)dxidxj。上指标与下指标相同，代表这个指标分别取空间中各维来求和。这种空间的弯曲性质用黎曼曲率张量表示为：\n\n\n\n\n\n式中\n\n\n\n\n\n被称作联络。由 R λμvx经过一次升标和缩并运算，可以得到另外两个表征 空间弯曲的量，即里齐张量 Rμv 和标量 曲率 R。由某点上两个线性独立的方向 ξ媰，ξ媱决定的标量： \n\n\n\n\n\n叫作黎曼空间在该点的黎曼曲率。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "弯曲空间", "content": "弯曲空间（ curved space ），曲率（见空间曲率）不处处为零的空间称为弯曲空间。初等平面几何所研究的对象是欧几里得空间（欧氏空间）。这种几何的最重要性质之一就是平行线公设：通过给定直线之外的任一点，可作一条直线与给定直线平行。这个公设在弯曲空间中并不适用。天体物理中常遇到的弯曲空间是黎曼空间。它的一种特例是常黎曼曲率空间。黎曼曲率K等于常数1、-1和0的空间分别叫作黎曼球空间、罗巴切夫斯基空间和欧氏空间。所以，欧氏空间可看作黎曼空间的特例。局部黎曼空间可以看作由局部欧氏空间弯曲而来，而大范围的黎曼空间常常不可能从欧氏空间弯曲得到。从物理学的角度看，时空的弯曲性质依赖于物质的分布和运动。\n爱因斯坦的广义相对论给出时空与物质之间的关系和它们的运动规律。通常情况下，时空弯曲的量级是很小的。例如，在距离质量为m的物体r处，弯曲的量级约为。只有在 黑洞或其他强引力场情况下，才有大的 弯曲。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "罗巴切夫斯基空间", "content": "罗巴切夫斯基空间，天体物理中常遇到的弯曲空间是黎曼空间。它的一种特例是常黎曼曲率空间。黎曼曲率K等于常数1、-1和0的空间分别叫作黎曼球空间、罗巴切夫斯基空间和欧氏空间。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "欧氏空间", "content": "欧几里得空间（英语：Euclidean space），带有“内积”的实数域上的一类向量空间。简称欧氏空间。“内积”是一个度量概念，有明显的代数性质，向量的长度和夹角都可以通过向量的内积来表示。所谓内积，是指与实数域R上向量空间E中任意一对向量u、v唯一对应的实数，这个实数记作(u,v),并满足以下条件：\n①(u,v)=(v,u)；\n②(u1+u2,v)=(u1,v)+(u2,v)；\n③(au,v)= a(u,v)；\n④(u,u)≥0,当且仅当u=0时(u,u)=0。式中u,u1,u2,v是E的任意向量，a是任意实数。\n一个定义了内积的实数域上的向量空间，称为欧几里得空间。例如，设V是解析几何里的三维空间,u、v是V的任意向量，���V中定义(u,v)=|u|·|v|cosθ，式中|u|、|v|分别表示u、v的长度，θ表示u和v的夹角。(u,v)满足内积的全部条件, 所以V是一个欧氏空间。\n设R是实数域，R上的n维向量空间Rn={(x1,x2,…,xn),|xi∈R,1≤i≤n},定义(x,y)=x1y1+x2y2+…+xnyn,式中x=(x1,x2,…,xn),y=(y1,y2,…,yn),则Rn成为一个欧氏空间。设E是定义在闭区间 [−1,1]上一切连续实函数所构成的向量空间，定义：\n\n\n式中 f( t)、 g( t)是 E中的函数。则 E作成一个欧氏空间。\n向量的长和夹角\n欧氏空间E的一个向量x的长,定义为非负实数\n\n\n，并记作| x|，即| x|=\n\n\n。欧氏空间E的任意两个非零向量 x和 y的夹角 θ由公式cos θ=( x, y)/(| x|| y|)来确定。这是解析几何里关于两个向量夹角的自然推广。著名的柯西–施瓦兹不等式或布雅科夫斯基不等式( x, y)≤( x, x)( y, y),当且仅当 x与 y成比例时等号才成立,保证了上述的夹角定义的合理性。欧氏空间 E的两个向量 x与 y的距离定义为| x－ y|。对于 E的任意三个向量 x、 y、 z,有通常关于距离的三角形不等式成立：| x－ z|≤| x－ y|+| y－ z|。\n标准正交基\n如果欧氏空间的两个向量x与y的内积为零，即(x,y)=0，那么x与y称为正交的。在一个欧氏空间里，与解析几何的直角坐标系相类似的概念是所谓标准正交基。n维欧氏空间E的基e1,e2,…,en,如果满足条件：\n\n\n那么 e1, e2,…, en称为 E的一个 标准正交基，即 E的一组长度为1且两两正交的基称为标准正交基。任何一个 n维欧氏空间都有标准正交基。如果 e1, e2,…, en是 n维欧氏空间 E的一个标准正交基：\n\n\n是 E的任意向量，那么：\n\n\n即在一个标准正交基下，两个向量的内积等于其对应坐标的乘积之和。\n欧氏空间的同构\n如果两个欧氏空间E和E'，作为实数域上的向量空间是同构的，而且当x↔x',y↔y'时有(x,y)=(x',y'),即E和E'的相对应的向量的内积是相等的,那么E与E'称为同构。任意一个n维欧氏空间都与Rn同构。\n酉空间\n欧氏空间在复数域上的自然推广。如果V是复数域上的一个向量空间,对于V的任意一对向量u、v，有一个确定的复数(u,v)与之对应,且满足以下条件：(u,v)=(v,u);(u1+u2,v)=(u1,v)+(u2,v); (au,v)=a(u,v);(u,u)≥0,当且仅当u=0时等号成立,那么V称为酉空间。这里u1,u2是V的向量，a是任意复数,(v,u)表示(v,u)的共轭复数。由于有(u,u)=(u,u)，所以(u,u)是实数，因而(u,u)≥0有意义。\n在一个酉空间里，也可以把向量u的长|u|定义为\n\n\n，但是不能像在欧氏空间里那样来定义两个向量的夹角，因为一般说来,( u, v)不一定是实数。尽管酉空间里有向量的长度概念而无夹角概念，然而仍可引入两个向量正交的概念。如果酉空间的两个向量 u、 v的内积为零，即( u, v)=0，那么 u与 v称为正交的。在一个 n维酉空间里,也可以定义标准正交基；而且任一 n维酉空间必定存在标准正交基。\n\n参见\n\n数学\n\n数学基本条目\n\n代数学\n\n线性代数"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "度规", "content": "度规（ metric ），给定时空中两个相邻事件间的时空线元。又称度量。有长度定义的空间叫度量空间，度量空间中坐标差为dxμ的两点间的距离（线元）ds用下式表示： \n\n\n\n\n\n式中 gμν叫 度 规（系数），它是一个张量，故又称 度规张量。给定度规张量，空间的度量性质就完全确定了。如三维欧氏空间用直角坐标表示时，两点间距离的平方为：\n\n\nds2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2\n\n\n其度规张量为： \n\n\n\n\n\n而用球坐标表示时为：\n\n\nd s2=(d r)2+ r2(d θ)2+ r2sin2θ(d φ)2\n\n\n其度规张量为： \n\n\n\n\n\n有时又把用度规张量具体表示的d s 2的表达式称为 度 规，如四维闵可夫斯基时空任两点间的线元平方值为：\n\n\nd s2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2－(d x 4)2\n\n\n式中d x4＝ cd t，d s2表示式称为闵可夫斯基度规。度规张量为："}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "闵可夫斯基度规", "content": "闵可夫斯基度规，给定时空中两个相邻事件间的时空线元。又称度量。有长度定义的空间叫度量空间，度量空间中坐标差为dxμ的两点间的距离（线元）ds用下式表示： \n\n\n\n\n\n式中 gμν叫 度 规（系数），它是一个张量，故又称 度规张量。给定度规张量，空间的度量性质就完全确定了。如三维欧氏空间用直角坐标表示时，两点间距离的平方为：\n\n\nds2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2\n\n\n其度规张量为： \n\n\n\n\n\n而用球坐标表示时为：\n\n\nd s2=(d r)2+ r2(d θ)2+ r2sin2θ(d φ)2\n\n\n其度规张量为： \n\n\n\n\n\n有时又把用度规张量具体表示的d s 2的表达式称为 度 规，如四维闵可夫斯基时空任两点间的线元平方值为：\n\n\nd s2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2－(d x 4)2\n\n\n式中d x4＝ cd t，d s2表示式称为闵可夫斯基度规。度规张量为："}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "史瓦西度规", "content": "史瓦西度规（ Schwarzschild metric ），天文学家K.史瓦西（见史瓦西父子）于1916年求得的爱因斯坦引力场方程（见引力理论）的第一个严格解。它表征球对称物体所产生的静态引力场的四维时空的度量性质。史瓦西度规的数学形式是：\n\n\n\n\n\n式中 M为物体质量， G为引力常数， c为光速。\n史瓦西度规张量gμv表示为：\n\n\n\n\n\n在离开球体足够远( r→∞)时， 史瓦西度规即化为通常的闵可夫斯基度规（见度规）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "克尔度规", "content": "克尔度规（ Kerr metric ），1963年克尔得到爱因斯坦引力场方程的一个轴对称解。它相应于不带电的轴对称旋转物体在其外部所产生的稳定引力场，它的数学形式为： \n\n\n\n\n\n式中采用 c=1； Σ= r 2+ a 2 cos 2 θ； Δ= r 2+ a 2－ 2 GMr； A=( r 2+ a 2) 2－ Δa 2 sin 2 θ； M为物体质量； a为单位质量的角动量。克尔度规张量 gμv为： 。 \n\n\n\n\n\n当 a=0时， 克尔度规即退化为 史瓦西度规。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "罗伯逊-沃尔克度规", "content": "罗伯逊-沃尔克度规（ Robertson-Walker metric ），按照宇宙学原理在宇宙学尺度上天体系统最重要的特征之一是均匀性和各向同性。H.P.罗伯逊和沃尔克分别于1935年和1936年证明，适应于上述均匀性和各向同性要求的四维时空只有三种，它们的时空度规具有下列形式：\n\n\n\n\n\n称为 罗伯逊- 沃尔克 度 规。式中 r， θ， φ为球极坐标， t为 宇宙时，空间曲率署符 k可取+1、0、-1三种值，时间函数 R( t)称为宇宙标度因子。在 k=1的情况，三维空间部分是球状空间，空间坐标的变化范围是0＜ r＜1、0＜ θ＜ π、0＜ φ＜ 2 π。这时空间的总体积是有限的，其值为 2 π 2 R 3( t)。在 k=-1的情况，三维空间是双曲空间。在 k=0的情况，三维空间是平直空间。在后两种情况下，空间坐标的变化范围是0＜ r＜∞、0＜ θ＜ π、0＜ φ＜ 2 π。它们的空间总体积都是无限的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "标度因子", "content": "标度因数（ scale factor ），亦称标度因子，简称标度，是输出的变化与要测量的输入变化的比值。\n标度因数通常用某一特定直线的斜率表示，该直线可以根据在整个输入范围内周期地改变输入量所得到的输入/输出数据，用最小二乘法拟合求得。惯性导航系统中，有关标度因数包括陀螺仪标度因数、加速度计标度因数、力矩器标度因数、传感器标度因数、指令速率标度因数以及温度标度因数等。标度因数的标定过程一般称为定标。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "广义相对论的天文学验证", "content": "广义相对论的天文学验证（ astronomical tests of general relativity ），用天文现象和天文观测方法验证广义相对论的正确性。广义相对论是关于引力相互作用的理论。在天文现象中，引力作用往往占主导地位。有关广义相对论的一系列的关键性检验，都是由天文观测来完成的。爱因斯坦建立广义相对论后，提出了可从三方面来观测检验广义相对论的结论：①弱引力场中的效应，②宇宙学效应，③引力波效应。\n利用太阳引力场观测弱引力场效应的工作，作得最为精细。主要有以下几个方面：\n①　引力红移　广义相对论预言，从太阳表面发出的谱线与地球上同样原子的谱线相比，波长较长(红移)，移动量等于速度为每秒0.6公里的多普勒效应移动量。二十世纪六十年代初的检验结果是，观测值为(1.05±0.05)×理论值。\n②　光线偏转　广义相对论预言，当光线经过太阳引力场后，它的方向要发生偏转，偏转角为 \n\n\n\n\n\n式中 r为光线距太阳中心 的最短距离（以太阳半径为单位）。利用日全食时观测比较星 的位置变化，或者利用太阳遮掩或掠过 黄道附近 的 射电源时观测射电源 的位置变化，可以进行这一检验。1975年 的观测结果是 α∝ r -1.02±0.03，其比例系数为(1.007±0.009)×1 . ″75。 \n③　行星轨道近日点反常进动　在广义相对论建立之前，就知道水星近日点具有牛顿理论所不能解释的反常进动，每百年43.″11。爱因斯坦利用广义相对论计算结果为每百年43.″03，二者几乎相等。其他天体的近日点反常进动值（每百年的值）见表： \n\n\n其他天体的近日点反常进动值（每百年的值）\n\n\n\n④　雷达回波的延迟　广义相对论预言，当从地球向地内行星发射雷达信号，并接收其回波时，如果雷达波在太阳附近通过，则回波的时间要比不在太阳附近通过有所延迟。在行星上合时（见行星视运动），作此实验。对水星、金星的观测结果是理论值的1.015倍；对行星探测器“水手”6、7号的观测结果，也与理论值相符。\n在宇宙学方面最主要的检验是关于宇宙膨胀的预言。1929年发现星系的谱线红移与距离成正比(见哈勃定律)，这是对宇宙膨胀学说的一个支持(见大爆炸宇宙学)。关于引力波理论的第一个观测检验是在1978年完成的。射电脉冲星PSR1913＋16是由两颗致密星构成的双星，对它进行了四年多的监视性观测后，发现它的公转周期系统性地变短，观测值与由引力辐射阻尼理论计算的结果相符合。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "水星近日点进动问题", "content": "水星近日点进动问题（ problem of advance of Mercury’s perihelion ），根据牛顿万有引力定律计算的水星近日点进动值与观测值的分歧。1859年，法国天文学家勒威耶发现水星近日点进动的观测值，比根据牛顿定律算得的理论值每世纪快38″，并猜测这可能是一个比水星更靠近太阳的水内行星吸引所致。可是经过多年的辛勤搜索，这颗猜测中的行星始终毫无踪影。纽康测定这个值为每世纪43″。他提出，这可能是那些发出黄道光的弥漫物质的阻尼所造成的。但是，这种假设又不能解释其他几颗行星的运动。于是纽康就怀疑万有引力定律中的平方反比规律有问题。为了能同时解释几颗内行星的实际运动，纽康求出了引力应与距离的2+1.574×10−7次方成反比。19世纪末，电磁理论发展的早期，韦伯、黎曼等人也都曾试图用电磁理论来解释水星近日点的进动问题，但均未能得出满意的结果。\n1915年，A.爱因斯坦发表了著名的广义相对论，成功地解释了这个问题。根据广义相对论，行星公转一圈后近日点进动为：\n\n\n\n\n\n式中 c为光速， T、 a、 e分别为轨道周期、半长径和偏心率。对于 水星，此值与牛顿万有引力定律所得的差值为每世纪43″.03。这与观测值十分接近，成为天文学对广义相对论的最有力的验证之一。\n但是，这里仍存在两个问题：首先，根据牛顿定律，水星近日点应有每世纪ΔωN＝5 557.62角秒的进动，其中的90％是由坐标系的岁差（见岁差和章动）引起，其余的部分是由其他行星，特别是金星、地球和木星的摄动引起的；而实际观测值为ΔωO=5 600.73角秒，二者相减得每世纪43.11角秒。因此，岁差常数的任何微小变动，如有万分之一的变动，都会直接影响到对广义相对论的验证，而这种变化是完全可能的。其次，影响水星近日点进动的因素很多，任何一个微小的因素，例如太阳的扁率，对它都有直接影响。因此，这个问题尚需继续研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "光线偏转", "content": "光线偏转（ deflection of light ），广义相对论认为，可见光或其他波段的电磁波穿过引力场时，会沿着弯曲空间中的测地线前进。因此，当一束光线经过大质量物体周围附近后，光线将偏向物体，这种现象称为光线偏转。其偏转角： \n\n\n\n\n\n式中 M为物体质量， R为 光线离开大质量物体中心的最近距离。计算表明，当遥远的恒星发出的 光线擦过太阳的边缘达到地球时，太阳引力场将使得恒星的 光线 偏转 1 . ″75。在日全食时，拍摄太阳周围天空中一组恒星的位置，再在日全食发生以后(或以前)半年，按照同样的高度和方位角拍摄同一组恒星。在两张底片上选取均匀分布的恒星为定位标准，比较擦过太阳边缘的同一颗星的位置变化，可验证爱因斯坦广义相对论的这一预言。还可以利用 甚长基线干涉仪测量 类星体发出的射电波被太阳引力场 偏转的数值，其精确度超过了光学观测。最近的测量结果表明，准确度已达到广义相对论预言值的1.007±0.009。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "引力红移", "content": "引力红移（ Gravitational redshift ），由广义相对论可推知，处在引力场中的辐射源发射出来的光，当从远离引力场的地方观测时，谱线会向长波方向（即向光谱红端）移动，移动量与源及观测者两处引力势差的大小成正比。光谱线的这种位移称为引力红移。这种效应最初是在天体中，特别是在白矮星中（因为白矮星表面的引力较强）得到证实的。二十世纪六十年代，庞德、雷布卡和斯奈德采用穆斯堡尔效应的实验方法，测量由地面上高度相差22.6米的两点之间引力势的微小差别所造成的谱线频率的移动，定量地验证了引力红移。结果表明实验值与理论值完全符合。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "后牛顿天体力学", "content": "后牛顿天体力学（ post-newtonian celestial mechanics ），由天体组成的多质点体系，在慢速运动和弱引力场情况下，天体速度v相对于光速c是小量，无量纲牛顿引力势φ/c2也是小量。可以用这些小量作为参数，将广义相对论的场方程展开，得到逐级近似的天体系统的运动方程。最低级的方程组就是牛顿引力理论中的天体力学基本方程。第一级的修正，就是后牛顿修正。考虑这种修正的天体力学称为后牛顿天体力学。在这种近似形式下，容易将广义相对论的结论与牛顿经典理论进行比较。许多重要的广义相对论效应，如近心点的进动（见水星近日点进动问题、自转与轨道运动的耦合，都可由后牛顿天体力学给予说明。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "引力透镜", "content": "引力透镜（ gravitational lens ），由于引力场能使光线偏折，从而使大质量物体像透镜那样会聚光线的现象。\n引力透镜的理论早在1919年就被提出。1937年F.兹威基认识到可将它应用于宇宙学。但直到1979年才首次将类星体QSO0957＋561A、B证认为一个前景星系的引力透镜效应产生的双像。由星系或星系团这类较平滑质量分布产生的透镜称为宏透镜，可表现为如下几种形式。最简单的形式是一个点状背景源（通常为类星体）被分裂成多重像，像的位置和数目取决于背景源和透镜天体的相对几何位形。透镜使光的原始路径变形和集中，从而使像变得更亮，即被增强（见图）。形成一个多重系统的不同像的光度增强可有不同的倍数。已经发现了双重、三重甚至四重像（如爱因斯坦十字）的例子。多数情况下没有观测到起透镜星系。引力透镜理论预言只能有奇数个像，故在双重和四重像的情况下应该有一个中央像，但因为太弱而没有被观测到。 \n\n\n\n引力透镜效应的原理 \n\n\n如果背景天体是一个遥远的延展星系，则透镜像将会散开成长几角秒的光弧。在富星系团中心常观测到这样的光弧，在与径向垂直的方向拉长，颜色比星系团的成员星系偏蓝。若干星系团中看到几十个较短的小弧，起源于背景星系的弱透镜效应。当一个延展背景源同对称的透镜星系严格准直时，透镜像取爱因斯坦环的形式。\n来自类星体引力透镜各个像的光程的不同，将会导致光行时间的不同。如果类星体辐射本身是变化的，则在每个像中看到的增亮发生的时间延迟可被测出。这个光行时间的差与哈勃常数H0的倒数相关，所以理论上有可能从这样的时延来估计H0。1995年，通过测量类星体QSO0 957＋561两个像中闪烁的时延测得H0≤70千米/（秒·兆秒差距）。实际上，在H0得到很好的约束之前，需要对透镜几何建立精确的模型。\n当银河系中一个暗天体正好在一较远的恒星（如麦哲伦云中的一颗恒星）前面经过时，也会由于引力透镜效应短暂增亮。这种由恒星或大行星级质量产生的引力透镜称为微透镜，已由好几个小组在1993年首次观测到，从而证实银河系中存在大质量的致密晕天体(MACHO)。引力透镜效应已逐渐成为探测宇宙中各种尺度天体（包括暗物质）分布的有效方法之一。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "相对论天体物理学", "content": "相对论天体物理学（汉语拼音：Xiangduilun Tianti Wulixue；英语：Relativistic Astrophysics），以广义相对论等引力理论为主要工具来研究天体现象的学科。天体物理学的分支学科。1915年，A.爱因斯坦创立了广义相对论，相对论天体物理学也宣告诞生。但是，一方面，通常的天体的引力场很弱，广义相对论效应不重要；另一方面，观测手段的限制又显示不出广义相对论的重要性。因此，相对论天体物理学长期得不到发展，仅在宇宙学里，广义相对论才有较广泛的应用。从20世纪60年代起，一大批具有很强引力场的天体的发现，以及宇宙学的空前活跃，相对论天体物理学得到了迅猛的发展。相对论天体物理学主要包括如下几个方面：①相对论宇宙学。研究宇宙的大尺度时空结构、几何特征和宇宙的演化。②致密天体物理学。研究简并矮星、中子星（脉冲星）、黑洞、星系核等致密天体。③引力波天文学。研究引力波的发射和探测。④后牛顿天体力学。研究广义相对论对以牛顿力学为基础的天体���学的各种修正。另外，用天体的运动性质来检验各种引力理论也是相对论天体物理学的重要方面。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "引力坍缩", "content": "引力坍缩（ Gravitational Collapse ），恒星演化到晚期的一种猛烈变化过程。引力坍缩过程中恒星中心部分形成致密星，并可能伴有大量的能量释放和物质的抛射。引力坍缩是Ⅱ型和Ⅰb 和Ⅰc型超新星爆发中的重要过程，文献中常把Ⅱ型超新星和Ⅰb 和Ⅰc型超新星称为核心坍缩超新星。\n恒星核心区经过氢燃烧的核反应阶段之后，如果质量大于钱德拉塞卡极限，并且由铁族核素构成时，它的等效多方指数γ接近临界值4/3。这时恒星中心温度约为6×109K,它将发生引力坍缩过程。这个阶段恒星中心温度很高，各类中微子产生过程（如光生中微子过程、等离子体激元衰变中微子过程、电子对湮没中微子过程、中微子轫致辐射等）都会引起中微子将中心部分的能量迅速带走，使恒星核心区很快冷却，以致辐射压力不足以抵御自身引力的作用，从而形成引力坍缩。\n当恒星中心密度足够大时，在引力坍缩中发生下列反应：e–+(Z,A)→νe+(Z−1,A)e–为电子；(Z,A)是质子数为Z，核子数为A的原子核；νe为电子中微子。这种过程引起物质的中子化。在一定条件下(如γ≈4/3），引力坍缩过程中将出现强的激波，引起恒星外层物质的抛射。但在有些条件下(如γ&4/3）,坍缩过程并不一定伴有质量抛射。不同质量的恒星，在引力坍缩后有可能形成各种不同类型的致密星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "黑洞", "content": "黑洞（ black hole ），广义相对论所预言的一种特殊天体。\n\n目录\n\n1 基本特征\n2 理论预言\n3 类别\n4 观测\n\n\n基本特征\n具有一个封闭的视界。视界就是黑洞的边界，外来的物质和辐射可进入视界内，并被撕碎和高度凝聚；而视界内的任何物质和辐射都无法跑到外面。黑洞的引力和潮汐力异常巨大。\n\n理论预言\n1798年，P.-S.拉普拉斯曾根据牛顿引力理论预言存在一种类似于黑洞的天体。他的计算结果是，一个直径比太阳大250倍而密度与地球相当的恒星，其引力场足以捕获它所发出的所有光线，而成为暗天体。1939年，J.R.奥本海默等根据广义相对论证明，一个无压的尘埃球体，在自引力作用下将能坍缩到它的引力半径的范围以内。引力半径rg=2GM/c2。式中G为万有引力常数，c为光速，M为球体的总质量。一个太阳质量的恒星其引力半径约为2.96千米。当物质球坍缩到半径为rg，这个球体所发射的光线或其他任何粒子，都不能逃到rg球以外，这就形成黑洞。对晚期致密恒星的研究证明，存在一临界质量Mc。一个大质量恒星在引力坍缩后，如果其留下的致密星体质量M＞Mc，它就不可能有任何稳定的平衡态，而只能形成黑洞。理论计算表明，Mc的大小约为3.2个太阳质量。形成黑洞以前的恒星物质可有各种不同的属性，但它一旦形成稳定的黑洞以后，其所有的属性几乎都不再能被观测到。黑洞的性质只要用三个参数就可完全表征。这三个参数是质量M、角动量J和电荷Q。这表明黑洞对外仅有引力和电磁力两种相互作用。黑洞的磁矩可用m= QJ/M来表征。当J= Q = 0时是球对称的史瓦西黑洞；当Q = 0时是轴对称的克尔黑洞。黑洞的一个重要物理参量是它的视界的面积A，其值为（在c= G = 1单位系）： \n\n\nA=8π[ M2+ M（ M2− a2− Q2）1/2− Q2/2] \n\n\n式中 a= J/ M。 A的基本性质是， 黑洞的演化过程（如通过与物质相互作用，或 黑洞之间的相互作用）中，它的面积总不减少，这称为 面积不减定理。它是物质只能进入 黑洞而不能跑出 黑洞这一特性的定量表述。面积不减定理类似于 热力学中的孤立系 熵不减原理。因此， 黑洞的面积相当于 黑洞的熵。在这个基础上建立了 黑洞热力学。 黑洞热力学的一个结论是， 黑洞具有一定的温度，其值与 黑洞的质量成反比。1974年， S.W.霍金证明，如果考虑到 黑洞周围空间中的量子涨落，则 黑洞的确具有与它的温度相对应的热辐射。计及量子效应后， 黑洞不再是完全“黑”的了，它也会发射，甚至出现剧烈的爆发。\n\n类别\n黑洞按其体积可分为大、中、小三类。很多证据表明，中型黑洞是大质量恒星在生命终结时，经历爆发、内陷和坍缩后留下的，它是恒星晚期演化的一种归宿。而大型黑洞则存在于很多星系的核心中，包括银河系。小黑洞是一种原初黑洞，可能形成于宇宙早期。寻找黑洞是相对论天体物理学的重要课题。完全孤立的黑洞难于观测，因为它们不发射光或任何形式的辐射，只能根据它与其周边物质相互作用时产生的各种效应来预测其存在。最初着重于在双星体系中搜寻和证认黑洞，并认为最有可能是黑洞的天体是天鹅座X−1。天鹅座X−1是密近双星中的一个星体。它所发射的X射线没有规则的脉冲结构，但却具有极短时标的脉动涨落，脉动时标达几毫秒范围。这种亮度极快的随机振荡与灼热气体从吸积盘进入黑洞时的辐射特征相符。而且，它的质量大于5.5太阳质量，超过了中子星的临界质量，因此它很可能是个黑洞。另外，观测还表明，在椭圆星系M87的核心，可能有质量为9×109太阳质量的大型黑洞。M87的特征是：在核心处有异常的亮度分布，颜色较蓝，并有一股气尘状物质流。这些都可用黑洞模型很好说明。 \n\n观测\n近年来在黑洞的观测搜寻上，哈勃空间望远镜和钱德拉X射线探测卫星起了重要作用，作出了系列贡献。到2003年底，认为最可能是黑洞的候选者约有33个，其中星系级黑洞约11个，它们的质量可由2×106～109太阳质量的量级。而恒星级黑洞几乎全部是双星系统中的X射线源。按照大爆炸宇宙学，在宇宙早期可能形成一些小质量黑洞，一个质量为1015克的黑洞空间尺度只有10−13厘米左右（相当于原子核的大小）。小黑洞的温度很高，有很强的发射。有一种模型认为，高能天体物理研究中所发现的一些高能爆发过程，也许就是由这些原初小黑洞的发射及其最终的爆发引起的。\n黑洞的研究现已得到人们越来越多的关注和参与。作为相对论天体物理学分支的黑洞物理学，也有长足的发展。天文学家已习惯于把当前物理学难于说明的一些高能天体现象都归之于黑洞引起，并建立了相对简洁、完美的模型，这就更加促使对黑洞的重视。但严格来说，黑洞还尚未被真正“观测到”，它的很多疑团还有待人们进一步揭示。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "视界", "content": "视界（ event horizon ），黑洞的边界，或称单向膜。对于经典黑洞而言，黑洞外的物质和辐射可以通过视界进入黑洞内部，而黑洞内的任何物质和辐射却不能穿出视界。球状黑洞（史瓦西黑洞）的视界是以引力半径rg为径向坐标值的球面：\n\n\n\n\n\n式中 M为黑洞的质量， G为万有引力常数， c为光速。 视界的表面积 A是一个重要的量，对于球状黑洞 A= 4 πr娷= 16 πG 2 M 2/ c4。由于 视界具有单向膜性质，黑洞的质量 M及其表面积 A，是只增不减的。如果两个黑洞发生碰撞而合并成为一个黑洞，那么，合并后的黑洞的表面积将大于原来两个黑洞的表面积之和。因此，黑洞 视界的表面积与热力学的熵的概念相近。通常就把黑洞的熵定义为黑洞 视界表面积与一常数的乘积。对于有旋转运动的黑洞（克尔黑洞）， 视界的径向坐标为：\n\n\n\n\n\n式中 J是角动量。在 G= c=1的系统中，\n\n\n\n\n\n式中 α= J/ M。当 α=0时， r= r g，克尔黑洞就退化为史瓦西黑洞。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "彭罗塞过程", "content": "彭罗塞过程（ Penrose process ），从克尔黑洞（见黑洞）提取转动能的过程。因彭罗塞于1969年首先提出而得名。克尔黑洞的视界与无限红移面二者之间的区域，称为能层。在能层中，当粒子的转动方向与克尔黑洞的转动方向相反时，这种粒子的能量对于无限远处的观察者来说，是负的。因此，若一个粒子A从无限远落入克尔黑洞能层，并在能层中分裂成两个粒子 B与C，其中B转动方向与克尔黑洞转动方向相同，C则相反。当B离开能层，飞向无限远时，出射的B的能量EB，将大于入射的A的能量EA。EB－EA这部分能量的来源，就是克尔黑洞的转动能。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "吸积", "content": "吸积（ Accretion ），大质量天体通过其引力场的吸引从周围获取物质的过程。陨石落向地球就是一种吸积。太阳这样的普通恒星也在不断从星际空间吸积物质，不过规模很小。具有强引力场的天体如中子星、黑洞等吸积要强烈得多。特大质量的活动星系核甚至每年可吸积一个太阳那么多的质量。 \n\n\n\n吸积与喷流 \n\n\n具有角动量的物质落向致密天体时在其周围形成一种盘形结构，称为吸积盘。在年轻恒星、相互作用双星和活动星系核中都观测到了吸积盘。如在双星系统中，伴星失去的物质在致密星周围形成一个气体盘。当物质击中盘的外缘时会在那里产生热斑，温度可达数千万度，发出X射线。吸积盘内缘的物质通过一边界��落入致密天体。当致密天体有很强的磁场时，物质会在两个磁极上形成吸积柱，而不是盘。释放出的引力能会产生很高的紫外或X射线辐射，并可将来自盘的物质喷流加速到很高的速度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "吸积盘", "content": "吸积盘（ accretion disk ），吸积物质在致密天体周围形成的盘状物。对于没有磁场的致密星，或者在远离强磁场的区域，吸积运动主要由致密星的引力场控制。这时，如果吸积物质没有足够的角动量，则入射流是径向的，形成球对称的吸积。\n如果吸积物质具有较大的角动量，它们就不会沿径向轨道直接落到致密星上，而是围绕致密星运动，形成一个绕致密星作较差转动的盘状物，称为吸积盘。吸积盘上的物质，受粘滞性的影响，是沿着螺旋轨道向星体表面旋进的。在星体表面附近，物质密度增加很快，并向外释放能量。吸积盘的具体性质取决于致密星的具体情况，以及吸积物质的原始物理特性。目前，有关X射线密近双星的能源机制等问题，多采用吸积盘模型来解释。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "黑洞的发射", "content": "黑洞的发射（ emission of black hole ），弯曲空间中的一种量子效应。考虑到黑洞周围的真空极化效应，在真空涨落中产生的粒子，若其中具有负能(相对于无限远观测者而言)的一个粒子进入黑洞，则另一具有正能的粒子就会远离黑洞，而形成黑洞的发射。若黑洞有净发射，必须引用黑洞是由引力坍缩而形成的这个条件，或者等价的条件，即引用宏观引力场的初态与终态不一样的条件。对于史瓦西黑洞，它的发射能谱与通常的热辐射能谱是一样的。温度值T为：\n\n\n\n\n\n式中 M为 黑洞质量， h为谱朗克常数， c为光速， G为万有引力常数， k为玻耳兹曼常数。由此可见，大质量 黑洞 的 发射温度很低， 发射过程中 黑洞质量缓慢减少，相当于一种蒸发过程；小质量 黑洞，温度很高， 发射强度很大，类似于一种爆发。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "奇点", "content": "奇点（ singularity ），时空度规张量gμν中的奇点。奇点可以分成两种，一种是坐标奇点，一种是本性奇点。前一种可以通过坐标变换加以消除，后一种则不能。例如，对于标准表示的史瓦西度规：\n\n\n\n\n\n式中 r、 θ、 φ为球极坐标。 r＝2 GM/ c 2即为坐标奇点，若用下列坐标变换就可消除：\n\n\n\n\n\n式中 T为一个任意常数。而 r＝0为本性 奇点，因为该点时空的曲率趋向无限。霍金证明过广义相对论中的一个 奇点定理。该定理说，只要物性不是太特别的，那么由广义相对论场方程得到的解 gμν必定含有 奇点。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "白洞", "content": "白洞（ white hole ），广义相对论所预言的一种与黑洞相反的特殊天体。和黑洞类似，它也有一个封闭的边界。聚集在白洞内部的物质，只可以经边界向外运动，而不能反向运动。因此，白洞可以向外部区域提供物质和能量，但不能吸收外部区域的任何物质和辐射。球状白洞的几何边界也是以史瓦西半径为半径的球面。其外部时空由史瓦西度规描述。白洞是一个强引力源，其外部引力性质与黑洞相同。白洞可以把它周围的物质吸积到边界上形成物质层。白洞学说主要用来解释一些高能天体现象。有人认为，类星体的核心就可能是一个白洞。当白洞内中心奇点附近所聚集的超密态物质向外喷射时，就会同它周围的物质发生猛烈碰撞，而释放出巨大的能量。因此，有些X射线、宇宙线、射电爆发、射电双源等现象，可能与白洞的这种效应有关。白洞目前还只是一种理论模型，尚未被观测所证实。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "引力波", "content": "引力波（ Gravitational wave ），一种能脱离引力场源在真空中传播的波动引力场。又称引力辐射。这两个词的侧重点有所不同，前者侧重于波动本身，而后者侧重于与场源的关系。广义相对论中，引力波与电磁波一样，以光速传播，并携带一定能量；引力辐射没有偶极辐射，只有四极或更高极辐射。引力辐射不会像电磁辐射那样被屏蔽掉。在其他相对论引力理论中，引力辐射的性质可能有所不同。\n\n目录\n\n1 性质\n2 类别\n3 探测\n4 意义\n\n\n性质\n牛顿引力理论中，引力是瞬时相互作用，因而不存在引力波。1916年A.爱因斯坦根据广义相对论首先预言了引力波的存在。最初关于引力波的讨论与坐标的选取有关，所以引力波到底是引力场的固有性质，还是一种虚假的坐标效应，以及引力波是否从发射系统中带出能量等问题在很长一段时间内没有澄清。直到20世纪50年代末，与坐标选取无关的引力辐射理论才开始形成，随后求出爱因斯坦真空场方程的一种严格平面波动解，并预言了检验粒子在引力波的作用下会产生运动，表明引力波携带着能量。\n\n类别\n自然界中存在的引力辐射源主要分为：①由诸如星体的轨道运动或星体的脉动等因素引起的周期性源；②由于超新星爆发、星体的坍缩、星体或黑洞的碰撞等因素引起的爆发源；③宇宙暴胀、相变等因素引起的随机源。未来人类也将能产生强度足以检测到的人工引力辐射源。引力辐射的频率可遍及所有波段，但在已知的天体物理过程中较强的引力辐射主要集中在10–7～105赫范围内。即便是这些较强的引力辐射源，其辐射功率也并不很大，再考虑到这些源与地球的距离，以及爆发源出现的偶然性和稀有性，引力波的直接探测就变成一件非常困难的事。\n\n探测\n为探测引力波，从20世纪50年代末开始相继设计出许多探测引力波的方法，并于60年代开始建造引力波探测天线。人造引力波天线分为：①调振型探测器，它依靠引力波与天线的本征频率共振达到在较小空间内获得较高灵敏度的目的。最早建造的引力波天线就属这一类。2001年底，这类探测器的灵敏度已达到10–20～10–22。调振型探测器的主要问题在于其工作频率只限于在本征频率附近的一个很窄的频率范围内。②用激光干涉仪作为引力波探测天线。它克服了调振型天线工作频带窄的问题。美、法、意、英、德、日以及澳大利亚等国相继投巨资兴建干涉仪臂长达数百米乃至数千米大型激光干涉引力波探测天线（见引力辐射探测）。至2001年底，日本的300米天线TAMA已经开始运行取数；美国两个4千米天线LIGO、法国和意大利合建的3千米VIRGO、英国和德国合建600米天线GEO都已接近完工。此外，美国还准备将多个卫星送上环地球的轨道用来构造臂长为500万千米的激光干涉仪引力波探测天线。这些天线的设计灵敏度也达到10–20～10–22。除上述两种引力波探测天线以外，还可通过监测宇宙飞船发回的光脉冲频率的变化以及监测脉冲星的脉冲周期来探测引力波。特别是监测脉冲星的脉冲周期的方法可探测到甚低频（10–9～10–6赫）的引力波。\n\n意义\n至今人们没有直接探测到引力波。但J.H.泰勒等人通过对脉冲星PSR1913+16轨道的研究间接并定量地证明了引力辐射的存在。由于引力辐射不会被屏蔽，故它有极强的穿透性，可带来巨型星体内部的丰富信息。另一方面，引力波与任何物质（包括那些尚未被看到的物质）都有相互作用，在引力波的传播过程中，它将会记录下宇宙中所有物质的信息。探测引力波将为探索宇宙打开一个极其重要的窗口，从中了解借助其他方法无法得到的大量信息。探测引力波还将在一个前所未有的精度范围内检验广义相对论的正确性。在理论上引力波将在认识引力场量子行为的过程中起到不可或缺的重要作用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "致密星", "content": "致密星（ Compact star ），恒星在核能耗尽后，经引力坍缩而形成的星体。致密星主要有三种类型：\n①依靠简并电子的压力与引力平衡形成的星体，称为简并矮星。其物质密度约为105～107克/厘米3。白矮星就是一种简并矮星。\n②依靠简并中子的压力与引力平衡形成的星体，称为中子星。其物质密度约为1013～1016克/厘米3。脉冲星就是一种中子星。\n③黑洞。天鹅座X-1可能是一个黑洞。星体在引力坍缩后形成哪一种致密星，主要取决于它的剩余质量。\n对于无转动的星体，简并矮星的最大质量约为1.44太阳质量(见昌德拉塞卡极限)，中子星的最大质量约为2个太阳质量(见奥本海默极限)。根据物态的一般性质可以证明，质量大于3.2太阳质量的无转动星体，将发生无限的引力坍缩，形成黑洞。对于质量为2～3.2太阳质量的天体，引力坍缩后的归宿与基本粒子的相互作用紧密相关。根据现今的粒子相互作用理论，在上述质量间隔中，有可能存在反常中子星和层子星（夸克星）等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "超密态物质", "content": "超密态物质（ matters at super-high densities ），处于极高压力下具有极高密度的物质。致密星中的物质即处于高密高压状态。\n当物质密度ρ＞500克/厘米3时，电子已不再为个别原子核所���缚，而成为在所有原子核的正电荷背景上自由运动的电子气。在低温时，电子气是简并的。对于理想的简并电子气，在零温时，电子所具有的最高动量(称为费密动量PF)为PF＝(3π2ħ3n)1/3，式中ħ为h/2π，h为普朗克常数，n为电子数密度。可见，即使在零温时，电子仍然具有相当高的动量，可以产生相当高的压力。\n白矮星就是由简并电子气的压力与自引力相平衡而形成的一种致密星。白矮星物质的典型密度约为105～107克/厘米3。在更高的压力下，电子的费密能量增高，可能出现下述过程：e-+(A，Z)→(A，Z－1)+ve，式中(A，Z)表示核子数为A、质子数为Z的原子核，e-表示电子，ve表示中微子。这一过程使原子核中的一个质子变成一个中子而放出一个中微子，结果使原子核中子化。\n当密度ρ≥1011克/厘米3时，中子化很强，物质将进入简并中子气状态。由于中子的质量远大于电子，简并中子气的压力要比简并电子气的压力高得多。由简并中子气的压力与自引力相平衡而形成的星体，就是中子星。中子星物质的密度约为1013～1016克/厘米3。中子星物质不是由纯中子组成的。它是处于下列两种过程所决定的准平衡状态：e-+p→n+ve；n→p+e-+ῡe，式中p表示质子，n表示中子，ῡe表示反中微子。准平衡表示中微子ve及ῡe不参与反应的平衡，因为中微子不断由星体逸出。在这种高密度的准平衡状态中，物质的极大部分为中子，而质子、电子只占极小部分。在更高的密度下(ρ≥1015克/厘米3），物质中将会发生下列类型的过程：e-+n→Σ-+ve等，式中Σ-为超子。这时物质处于一种超子混合态。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "昌德拉塞卡极限", "content": "昌德拉塞卡极限（ Chandrasekhar limit ），简并矮星的质量上限。白矮星是一种依靠简并电子压力来抗衡自引力而维持稳定平衡的简并矮星。二十世纪三十年代，昌德拉塞卡研究了这种星的平衡和稳定性质，利用牛顿引力理论中的无转动球对称星体结构方程（见恒星球的平衡和稳定），并用理想费密气体方程作为简并电子的物态方程，证明存在一个质量上限Mc≈1.44M⊙，式中M⊙为太阳质量。当星体的质量小于Mc时，存在稳定的平衡解；当大于Mc时，没有稳定的平衡解。也就是说，简并矮星的最大质量Mc就是昌德拉塞卡极限。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "奥本海默极限", "content": "奥本海默极限（ Oppenheimer limit ），稳定中子星的质量上限。1936年，奥本海默等首先讨论了由简并中子态物质构成的致密星体，即中子星的平衡和稳定性。这种星体的性质，主要由自引力和简并中子压力二者之间的平衡决定。利用广义相对论的无转动球对称星体结构方程，并用理想费密气体方程作为中子物质的物态方程，奥本海默等证明，存在一个临界质量Mc≈0.75M⊙，M⊙表示太阳质量。当星体的质量小于Mc时，存在稳定的平衡解；反之，没有稳定的平衡解。中子星的质量上限Mc就是奥本海默极限。如果采用更接近实际的中子物态方程。奥本海默极限的数值将不同于原来的数值。由于目前有关密度大于1015克/厘米3时的物态方程还不确定，中子星的质量上限也不确定，一般可取为2M⊙。\n一颗热核能源耗尽的星体，如果质量大于奥本海默极限，不可能成为稳定的中子星。它的一种可能归宿是经过无限坍缩形成黑洞，另一种归宿是形成介于中子星与黑洞之间的其他类型的致密星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天体物理学", "title": "中子星", "content": "中子星（ Neutron star ），大质量恒星演化到超新星爆发后的产物。主要由简并中子组成的性质奇特的致密天体。1932年发现中子后不久，L.D.朗道就提出可能存在由中子组成的致密星。1934年W.巴德和F.兹威基也分别提出了中子星的概念，指出中子星可能产生于超新星爆发。1939年J.R.奥本海默和G.M.沃尔科夫通过计算建立了第一个中子星的模型。1967年，英国天文学家A.休伊什和J.贝尔等发现了脉冲星。不久，就确认脉冲星是快速自转的、有强磁场的中子星。 \n\n目录\n\n1 中子星物理\n2 中子星质量上限\n3 中子星内部\n4 致密物质的特性\n\n\n中子星物理\n大质量恒星耗尽内部核燃料后，星核坍缩，在某一点几乎所有的自由电子将被迫与原子核中的质子结合形成中子。中子的自引力质量束缚体就是中子星。假定中子星内部是自由中子，则它由理想的费米气体组成。对于这个中子气体自引力球，用非相对论性描述，则中子星满足下面的质量半径关系： \n\n\nR=0.114( h2/ G m p 8/3) M −1/3\n\n\n式中R和M是中子星的半径和质量，h为普朗克常数，G是万有引力常数，mp是电子质量。对于一个质量为M =1.4M⊙的中子星，由上式推算得到半径R =1.5×106厘米，即15千米。\n中子星的引力把大部分自由电子压进原子核里，强迫它们与质子结合形成中子。中子星的密度极高，一匙勺中子星物质重10亿吨，它与质量为1.7×10−24克、“半径”为10−13厘米的单个中子的密度相似。这样的高密度条件下，不应该忽略中子之间的强相互作用。从某个角度来说，中子星“仅仅是”另外一种原子核。但它与一般的原子核有两点不同：①中子星把中子“粘”在一起是自引力为主，不是介子交换力。②一个中子星的“原子”量是1057左右。中子星极高的核密度以及非常强的引力场，意味着在正确描述中子星的结构时，应考虑核之间的相互作用力和牛顿引力理论的爱因斯坦修正。物理学家对中子星的结构了解甚少。因此，解决中子星理论的希望之一落在对它们的实际观测上。观测可能提供与核相互作用微观物理相关联的重要线索。 \n\n\n\n中子星内部结构图 \n\n\n中子星质量上限\n中子星极限质量数值计算的精确性不如白矮星。理论证据表明，在异常高密度的中子星里，不管核排斥力有多强，若它的质量足够大，就不可能抵御引力。理由有两个：①狭义相对论给介质的“黏”度设置了一个限制。介质的密度增加，压力会随之升高，压力的升高会阻碍进一步的压缩。这种压力随密度增加而升高的速率可用来作为介质黏性的量度。但这种变化率与介质中的声速有关系。介质不可能黏滞到其中的声速超过光速。这对中子星内部最高压强设置了一个上限。②能量总是与排斥力场的作用联系在一起的。在广义相对论里，能量的行为非常类似于作为引力源的质量。试图抵抗它自身引力的物质越多，作用在物质上的引力就越大。倘若质量与半径之比足够大，引力将变成一个不可抗拒的力。罗兹和鲁菲尼利用一般的理论证明，中子星质量的上限为3个太阳质量左右。\n\n中子星内部\n中子星内，在几千米的距离上，引力能把物质固定在非常确定的结构中。主要表现之一是中子星表面上的所有不规则性都被消除，最高的山峰只有几厘米高。所有导致脉冲星电磁辐射的现象都发生在一个热到约100万度的薄薄外层。中子星内部结构的可能描述为：星体由一层1千米厚的固体包围，由原子核组成的固体晶格沉浸在简并电子海里，密度由每立方厘米1吨（正是白矮星的密度）向内增至每立方厘米几十万吨以上。往下的“幔层”越向内深入，铁核中包含的中子就越多，但中子在一定程度上要发生衰变。大约5千米的深处中子从“核”中逃离，在简并海中分解，产生的质子簇在这个海中漂浮，密度增大到每立方厘米1亿吨。在大约10千米的深处，中子物态成为星体的最重要成分。压力使晶体结构液化为主要由中子、质子和电子组成的液体。这种液体可能是一种完全没有黏滞的超流体。黏滞总是趋于消除液体中的任何不规则性，而超流体里的一个旋涡能保持数月之久。最后是半径约为1千米的核心，其组成还远不能确定。深层次的中子是费米子，它们通常不会表现出玻色–爱因斯坦凝聚现象。像为解释超导现象而发现电子对那样，某些中子可能形成“对”。就是说在中子星更深层次，物质形态不仅仅是超流，而有超导。人们进行了各种推测，多种模型已被提了出来，如固体中子晶格、介子凝聚体、夸克物质等。\n\n致密物质的特性\n中子星的温度、密度、压强和磁场等极端条件是实验室里不可能模拟出来的，因而为原子核物理、原子物理、等离子体物理、相对论和电动力学等学科拓宽了视野。为了描述中子星的内部，就必须将未能揭开高密度物质特性的实验物理予以扩展。迄今对致密物质的状态方程（即支配热力学量变化的定律的方程，如压强可表示为密度或其他量的函数）还几乎一无所知。但是，它应当是限制在两个极端情况之间：一个极端是自由气体，其中的粒子不受任何力；另一个极端是“硬”态，即物质具有最大刚性的状态，其中的声速等于光速（物质中的声速随其刚性而增大）。所有允许的状态和所有的物质形式都处在这两个极端状况之间。但当涉及中子星时，对这两个极端之间的许多种可能性的选择却只能依靠对基本粒子间强相互作用的有关认识。\n上图是典型中子星的结构示意图。外层为固体外壳厚约1千米，由密度约106～1011克/厘米3各��原子核组成的点阵结构和简并的自由电子气所组成。外壳内是一层主要由中子组成的流体，密度约从4×1011～1014克/厘米3，这层中还有少量的质子、电子和μ子。对于中子星内部的密度高达4×1014克/厘米3的物态，现有三种不同的看法：①超子流体；②固态的中子核心；③中子流体中的π介子凝聚。在极高密度下，当重子核心彼此重叠得相当紧密时(这种情形有可能出现于大质量中子星的中心部分)，物质的性质如何，是一个完全没有解决的问题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天文学史", "content": "天文学史（汉语拼音：tiɑnwenxueshi；英语：astronomy, history of），研究人类认识宇宙的历史，探索天文学发生和发展的规律的学科。天文学的分支。也是自然科学史的一个组成部分。\n　　天文学的研究在中国有悠久的传统(见中国天文学史)。近代天文学兴起后，从18世纪到20世纪初的两个世纪中，西欧国家对天文学史作了广泛的研究。现在国际天文学联合会内设有一天文学史组，几乎每年都举行国际性学术会议。在全世界范围，把整个人类认识宇宙的历史作为一个整体研究的是世界天文学史。研究各地区、民族和国家的天文学发展的则是有关地区、民族和国家的天文学史。世界天文学史和各地区、民族或国家的天文学史又可按时代划分成更细的分支。现按时间发展次序分三个阶段进行叙述：\n\n目录\n\n1 哥白尼以前的天文学\n\n1.1 美索不达米亚天文学\n1.2 希腊天文学\n1.3 阿拉伯天文学\n\n\n2 近代天文学\n\n2.1 日心地动说的确立\n2.2 万有引力定律的发现\n2.3 太阳系起源说的诞生\n2.4 银河系结构的探索\n\n\n3 19世纪中叶以来的天文学\n\n3.1 天体物理学的兴起\n3.2 走向全波天文学\n3.3 河外星系的开拓\n3.4 现代宇宙学的发展\n3.5 地外文明的搜寻\n\n\n\n\n哥白尼以前的天文学\n　　分为美索不达米亚天文学、希腊天文学和阿拉伯天文学。\n\n美索不达米亚天文学\n　　天文学是最古老的一门科学，它与人类文明同步起源。约从公元前3000年开始，在两河（底格里斯河和幼发拉底河）流域（希腊人称此地区为“美索不达米亚”）、尼罗河流域（古埃及）、印度河流域（古印度）以及中国的黄河流域，先后出现了原始的农业定居区，开始有文字记载，天文学也发展起来，其中以美索不达米亚地区最为突出。\n　　美索不达米亚在今伊拉克境内，从公元前3000年左右苏美尔城市国家形成到公元前64年为罗马帝国所灭的3,000年中间，虽然占统治地位的民族多次更迭，但始终使用楔形文字，天文学也在持续地向前发展，主要贡献有：\n　　1.创立60进位制，分圆周为360°，每度为60分(′)，每分为60秒(″)。\n　　2.建立了“黄道”概念，分黄道天区为12宫（星座），另外还划分了其他一些星座，这些星座名称一直沿用到今天。\n　　3.以黄昏为一日的开始，以新月初见为一月的开始，以春分为一年的开始，用闰月来调整季节与月份的关系。\n　　4.对日、月、五星的运动有深入的观察和研究，在公元前4世纪所测朔望月和近点月的精度误差只有0.4秒和3.6秒，所作日、月、五星运行表极为细致，在月行表中栏目多达18项，其中包括月行速度变化、连续合朔日期、黄道对地平的交角、月球的纬度等，而处理这些数据的方法则是直折函数、斜率等，可说是利用多项式内插法来预报天象。\n\n希腊天文学\n　　从有关证据来看，天文学从实用技术型转变为学术探讨，从运作程式上升到推理和论证，大约是公元前6世纪在希腊开始的。希腊早期的两位自然哲学家泰勒斯和毕达哥拉斯都曾到埃及和美索不达米亚长期游历，并在神庙中向祭司问学（当时天文学知识就掌握在这些人手中）。他们与这两个古老文明都有密切的学术渊源，但他们的抽象思维和推理方法却是原始创新，毫无先例。\n　　毕达哥拉斯首先提出地为球形的概念，并且把它放在宇宙的中心，而围绕着它运动的天体，其大小、距离、速度等必须符合简单的数比。这种宇宙和谐思想对后代有深远的影响。他的学生菲洛劳斯提出地球每天绕“中央火”转动一周的理论，开日心地动说之先声。其后他的另外两位学生，又取消了“中央火”，把地球仍然放在宇宙的中心，但用地球的自转来解释天体的周日视运动。\n　　雅典学派的亚里士多德对地动思想进行了有力的反驳。他以没有发现恒星视差来反对地球绕中央火转动的学说，以垂直向上抛出的物体仍落回原来位置而不是偏西来反对地球自转的学说。亚��士多德的这两个论据，直到伽利略的力学兴起和F.W.贝塞尔等发现了恒星的视差（19世纪中叶）才得以解决。但是亚里士多德提出的水晶球理论，因为过于复杂，后来也没有得到进一步的发展。\n　　希腊天文学的高峰不是发生在希腊本土，而是在埃及的亚历山大。亚历山大学派持续了约五个世纪，涌现了一大批杰出的天文学家，诸如阿利斯塔克、阿波罗尼奥斯、依巴谷，以及集大成者托勒玫等。\n　　阿利斯塔克有一篇论文《论日月的大小和距离》一直流传到今天。在这篇文章中，他利用几何学方法得出日地距离为月地距离的18～20倍，而太阳直径为地球直径的61/3～71/6倍，这些结果虽然很不准确，但他毕竟发现了太阳比地球大得多。也许由于这个缘故，使他有勇气站出来，再一次提出完整的日心地动说：地球每天自西向东自转一周；每年沿着圆形轨道绕太阳转一周；五大行星和地球一样，也在绕太阳运动；看不到恒星的视差，是因为它们和地球的距离远大于日地距离。\n　　阿利斯塔克的日心地动说比亚里士多德的水晶球理论简单得多，而且能够克服它的一些困难；但人们无法接受把地球当作一个行星的看法。因此，还得以地球为中心，沿着圆运动的思路继续前进。约在阿利斯塔克的半个世纪后，阿波罗尼奥斯提出了本轮均轮说：行星做匀速圆周运动，而这个圆周（本轮）的中心又在另一个圆周（均轮）上做匀速运动，这样行星和地球的距离就会有变化。通过对本轮、均轮半径和运动速度的适当选择，就能说明行星的顺行、逆行和伏、留现象。同时，它们的亮度也会因与地球距离的改变而发生变化。\n　　依巴谷(又译喜帕恰斯)继承了阿波罗尼奥斯的本轮均轮说，但在他发现了太阳周年视运动的不均匀性以后，又提出了偏心圆理论来解释，即太阳绕地球做匀速圆周运动，但地球不在这个圆周的中心，而是稍偏一点（离中心1/24半径处）。他还据此编算了太阳运行表。\n　　除本轮均轮和偏心圆理论外，托勒玫又提出了“对点”概念，即地球也不在行星和月球的各个均轮的圆心上，而是偏离一段距离。在托勒玫体系中是：太阳在均轮上直接绕地球运动；水星和金星的均轮中心位于日地连线上，这一连线一年绕地球转动一周；火星、木星、土星到它们各自本轮中心的直线与日地连线平行，这三颗行星每年绕各自本轮中心转一周。此外，恒星天和这七个天体每天还要绕地自东向西转一周。在有了这些假设以后，再适当地选择各个均轮与本轮的半径比、行星在本轮和均轮上的运行速度、地球对各均轮中心偏离值、各本轮平面与均轮平面的交角等，就可计算日、月、五星的位置。\n　　托勒玫把这一套理论写成了一部13卷大书《天文学大成》，成为西方天文学的经典，一直到1543年哥白尼的《天体运行论》出版才逐渐被抛弃。\n\n阿拉伯天文学\n　　从托勒玫《天文学大成》（约140）到N.哥白尼《天体运行论》(1543)之间的1400年间，天文学在欧洲停滞不前。但从7世纪起阿拉伯民族征服了阿拉伯半岛和西南亚，包括外高加索的大部分、中亚的广大地区，埃及和整个北非、比利牛斯半岛和法国南部，建立了许多伊斯兰国家，形成了历史上的“阿拉伯文化”，但阿拉伯文化不仅是阿拉伯民族的贡献，而是这一时期（8～15世纪），这一地区内许多民族的贡献（如1447年的《乌鲁伯格天文表》就是蒙古族的贡献），不过都是用阿拉伯文写成的。阿拉伯天文学是从翻译印度和希腊的天文学著作开始的，在其后的发展中主要贡献是对观测精度的提高和计算技术的改进，重要的学派和天文学家有：\n　　属于巴格达学派（9～10世纪）的巴塔尼，通过长期观测修正了《天文学大成》中的不少数据，所确定的回归年长度非常准确，成了700年后格里高里改历的基本依据，发现了太阳远地点的进动。他的全集《萨比历数书》(又译为《论星的科学》)是一部实用性很强的巨著，对欧洲天文学的发展有深远的影响。\n　　属于开罗学派（10～12世纪）的伊本·尤努斯从977年到1003年做了长达26年的观测，在此基础上编撰了《哈基姆历数书》，不但有观测数据，而且有计算的理论和方法，用正射投影和极射投影的方法解决了许多三角学的问题。他的日、月食观测记录为近代天文学研究月球的长期加速度提供了宝贵资料。\n　　西阿拉伯学派（11～13世纪活跃在西班牙地区）早期的阿尔·扎卡里测出太阳的远地点相对于恒星的移动是每年12″.04（真实值为11″.8），黄赤交角在23°33′和23°53′之间来回变化，有《恒星运动论》、《星盘》等专著多种，最重要的是1080年主持完成的《托莱多历表》，在欧洲使用了170多年，才被1252年出版的《阿方索表》所代替。\n　　西班牙国王阿方索十世是一位阿拉伯天文学家的学生，但他本人信奉基督教，他对阿拉伯天文学传入欧洲和欧洲天文学的复兴起了很大的作用。他主编的《天文学全集》，共五大卷，收录了阿拉伯世界的全部天文仪器，图文并茂。由他授命主编的《阿方索表》在欧洲风行一时，直到15世纪才由两位德国天文学家C.普尔巴赫和雷格蒙塔努斯发现他预告的天象已误差很大（月食差1小时，火星差2°），需要进行新的探索。后者于1474年在纽伦堡出版了一本新的《航海历书(1475～1505)》，其中给出了行星每天的位置，为哥伦布1492年发现新大陆提供了条件。而阿方索于1252年在一次有阿拉伯天文学家和犹太天文学家参加的学术讨论会上的发言更是敲响了托勒玫学说的丧钟。\n\n近代天文学\n　　从16世纪中叶到19世纪中叶的天文学。\n\n日心地动说的确立\n　　1543年哥白尼《天体运行论》的出版，标志着近代天文学的诞生。他在书中倡导的日心地动说，虽远可追溯到希腊，近有阿方索十世、巴黎的奥里斯姆和古萨的尼古拉等为其开路，但成为系统的科学理论，从而引起人类思想上的一场革命，则还是由于他的艰苦努力。他用了很长的时间，经过观测、计算和反复思考，先将他的观点写成一篇《要释》，在朋友中间流传和征求意见，然后写成六大卷的《天体运行论》，到临终前才出版。这部书中人类所居住的地球不再有特殊的地位，它和别的行星一样绕着太阳公转，同时每天自转一周。行星离太阳由近而远的排列次序是水星、金星、地球、火星、木星和土星。只有月球还是围绕着地球转，同时又被地球带着围绕太阳转。恒星则位于遥远的位置上安然不动。\n　　哥白尼的日心体系是经过了长期而曲折的斗争才得到了公认。\n　　由于没有发现因地球绕日运动而造成的恒星视差现象，又认为哥白尼日心体系无法同《圣经》相调和，B.第谷提出了一个折中体系：所有行星绕着太阳转，太阳又携带着它们绕着地球转。但第谷是一位杰出的天文观测者，他认为三家学说的最后结局只能由更多、更好的观测来检验。他的继承者J.开普勒在分析他留下来的大量观测资料时发现，对火星来说，无论用哪一家学说都不能算出与观测相符合的结果，虽然这差异只有8′，但他坚信第谷的观测结果。这样他推测“行星做匀速圆周运动”这一传统观念可能是错的。他用各种不同的圆锥曲线来试，终于发现火星沿椭圆轨道绕太阳运行，太阳处于椭圆的一个焦点上，这一图景和观测结果符合。同时他又发现，火星运行的速度虽是不均匀的，但它和太阳的连线在相等的时间内扫过相同的面积。这就是他发现的关于行星运动的第一、第二定律，刊布于1609年出版的《新天文学》中。10年后，他又公布了行星运动的第三定律：行星绕日公转周期的二次方与它们的椭圆轨道半长轴的三次方成正比。\n\n万有引力定律的发现\n　　开普勒关于行星运动三定律的发现，正如他自己所说：“就凭这8′的差异，引起了天文学的全部革新。”它埋葬了托勒玫体系，否定了第谷体系，奠哥白尼体系于磐石之上，并带来了万有引力定律的发现。哥白尼曾经说过，地之所以为球形，是由于组成地球的各部分物质之间存在着相互吸引力，并且相信这种力也存在于其他天体之上。开普勒也曾想过，可能是来自太阳的一种力驱使行星在轨道上运动，但他没有提供任何说明。牛顿则用数学方法率先证明：若要开普勒第二定律成立，只需引力的方向沿着行星与太阳的连线即可；若要开普勒第一定律成立，则引力的强弱必须与太阳和行星的距离的二次方成反比。在此基础上，他又进一步证明，宇宙间任何两物体之间都有相互吸引力，这种力的大小和它们质量的乘积成正比，和它们距离的二次方成反比。\n　　1687年牛顿发表了他的《自然哲学的数学原理》，明确提出了力学三定律和万有引力定律，建立了经典力学体系，这导致了天体力学的诞生。1799～1825年，P.-S.拉普拉斯出版了5卷16册巨著《天体力学》，全面而系统地探讨了天体力学的各有关问题，提出了有关的理论和方法，因而成为天体力学的奠基之作。依据天体力学的原理，天体的运动完全是由天体本身的力学特性所决定的，无须借助任何超自然的力。天体力学的诞生，使天文学从单纯描述天体间几何关系进入到研究天体之间相互作用的阶段，说明了天体的运动和地上物体的运动服从同一规律，并进一步否定了亚里士多德的两界说。万有引力定律问世、天体力学诞生后，运用它取得了一个又一个胜利。其中最激动人心的是，1845～1846年英国的J.C.亚当斯和法国的U.勒威耶运用它推算出当时一颗未知行星的位置，德国的伽勒则依据勒威耶的推算位置找到了这颗行星，即海王星。\n\n太阳系起源说的诞生\n　　牛顿所建立的经典力学体系，实现了科学史上第一次大综合。但由于当时习惯于对自然界的事物分门别类地、孤立而静止地进行研究，并往往用机械运动来解释千差万别的自然现象，这导致了17～18世纪占统治地位的形而上学自然观的形成。牛顿本人也深受形而上学思维方法的束缚，他用太阳的引力和行星在轨道上因惯性产生的横向运动来说明行星绕太阳公转的必然性，但他又无法解释这种横向运动最初是怎样造成的，最后不得不求助于上帝，认为是上帝作了“第一次推动”，行星才能在近圆轨道上绕太阳转动起来，而且此后按照力学定律永远转动下去。牛顿的这一见解成了17～18世纪形而上学自然观的重要组成部分。\n　　1755年，德国哲学家J.康德提出了一个太阳系起源的星云假说，1796年拉普拉斯也提出了一个类似的星云说。这两个学说都认为太阳和行星是由同一个原始星云形成的，但对原始星云的性质、太阳的诞生和行星的聚合过程、行星绕太阳公转的形成等，则作了不同的解释。康德和拉普拉斯的星云说根本否定了牛顿对行星运动作的“第一次推动”的说法，说明了地球和整个太阳系是某种在时间过程中逐渐生成的东西，从而在当时形而上学自然观中打开了第一个缺口。康德和拉普拉斯的星云说以万有引力为理论根据，解释了当时所知的太阳系天体的许多观测事实，因而成了第一个科学的太阳系起源说，为天文学开创了一个新的研究领域——天体演化学。\n　　近两个世纪以来，星云说经历了一个螺旋式上升的过程。19世纪末至20世纪初，由于星云说无法解释太阳系角动量的特殊分布问题（占太阳系总质量99.8％的太阳，其角动量只占太阳系总角动量的0.6％），许多学者纷纷提出太阳系起源的灾变说，即认为太阳系的行星系统是由太阳和别的恒星相遇的一场灾变中被拉出的物质凝聚而成的。20世纪30年代以后，一则由于灾变说无法解释太阳系的许多重要特征，二则由于恒星由星际云引力收缩而诞生的演化理论取得了极大的成功，三则由于考虑电磁作用，太阳的角动量会向外转移，用它可解释太阳系角动量的特殊分布问题。这样新的星云说再次活跃起来，成为当今太阳系起源学说中的主流。\n\n银河系结构的探索\n　　在哥白尼的日心体系里，恒星只是遥远的“恒星天”上的光点，人们的视野还被束缚在太阳系的狭小范围内。1717年E.哈雷发现了恒星的自行，十多年后，J.布拉得雷在测量天体光行差的过程中得出，即使最近的恒星，其与太阳的距离也应远于6～8光年，若把太阳放在这样的距离上，它也就变成了一颗普通的恒星。这两大发现，使人们对太阳在宇宙间所处的地位发生了怀疑。在此基础上，F.W.赫歇耳迈出了勇敢的一步，他说：“我们无权假设太阳是静止的，正和不应否认地球的周日运动一样。”他认为恒星的视位移可能是恒星的自身运动和太阳运动的综合效应，如果恒星本身的运动方向是随机分布的，太阳运动必使其向点附近的恒星散开，而背点附近的恒星则相互靠拢。根据这一思路，仅用了当时仅知的七颗恒星的自行资料，于1783年得到太阳的向点位置，和今天的结果相差不到10°，相当成功。\n　　赫歇耳的更大贡献是，他采用取样统计的方法，用自制的口径为46厘米的反射望远镜，对自己事先选定的上千个天区，一一数出这些天区的星数以及亮星与暗星的比例，并假定：①宇宙空间是完全透明的。②恒星在空间均匀分布。③所有恒星的光度都一样。从而于1785年得出了一幅扁而平、轮廓参差、太阳位于中心的银河系结构图。现在知道，除银河系的直径大约是其厚度的五倍这一点基本正确外，其余见解都是错的。但在关于恒星距离的数据尚完全没有的情况下，赫歇耳能做出如此成绩，却令人无比钦佩，而他的取样统计方法则成了当今天文学中常用的方法，特别是在恒星天文学和宇宙学中。\n　　赫歇耳以后的130多年间，人们总把太阳系看成银河系的中心。1916～1917年H.沙普利利用球状星团中造父变星的周光关系来测量当时已知的近百个球状星团的距离并研究它们的空间分布。结果发现，这些球状星团有1/3位于占天空面积只有2％的人马座内，90％以上位于以人马座为中心的半个天球上。他认为，这种表面上的不均匀现象是由于太阳系不在银河系的中心而造成的，银河系的中心应该在人马座方向。1927年J.H.奥尔特通过研究银河系的较差自转，证实了H.沙普利的结论。经后人的反复测量，现已得悉银河系的半径约为6万光年，太阳离银心的距离为32,000光年，并以每秒250千米的速度绕银心运动，约2.5亿年公转一周。\n\n19世纪中叶以来的天文学\n　　现代天文学起的时期。\n\n天体物理学的兴起\n　　自古以来只能凭借肉眼观天。1609年伽利略首次将望远镜对准天空，一系列新发现纷至沓来，使人们大开眼界。但利用望远镜和它的一些附属设备，只能测定天体的位置和位置变化，考察天体的运动规律，粗略地估计天体的亮度以及观察某些天体的表象特征，无法研究其物理性质、化学成分和内部结构。19世纪中叶随着实验物理的发展，光谱学、光度学和照相术应用于天文观测和研究，迅速改变了这一面貌。1859年10月27日G.R.基尔霍夫向普鲁士科学院提交的对太阳光谱中暗线的解释，宣告了天体物理学的诞生，标志着现代天文学的发端。\n　　后来的发展是，从光谱分析不但能够知道太阳和恒星的化学成分，还能知道它们的温度、压力、视向速度、电磁过程和辐射转移过程等。更重要的是：1905～1907年，E.赫茨普龙发现了同一光谱型的恒星有着光度截然不同的两类（巨星和矮星）。两年之后，H.N.罗素提出了相同的、但更为广泛的、现被人们所熟知的赫罗图。1913年，罗素率先用演化观点来解释这个图形，认为恒星的一生是从红巨星开始，因引力收缩，温度不断上升，在赫罗图上向左演化进入主序，接着恒星缓慢地收缩，因收缩的能量不足以维持向外的辐射能，这样恒星的温度和光度逐渐下降，恒星沿主序下滑，最后成为红矮星。1924年，A.S.爱丁顿发现了恒星的质光关系。它表明，主序上不同位置的恒星具有截然不同的质量。若恒星真的沿主序下滑，恒星质量怎么会大幅度地变小，这是罗素理论难以解释的。按照罗素理论，恒星的能源来自于它的引力收缩，但计算表明，这解释不了恒星的漫长寿命。早在1920年，爱丁顿就预言：“如果一颗恒星的质量最初含有5%的氢原子，而这些氢原子又不断地合成为更复杂的元素，那么所释放的总热量将超过我们的需要，无须再去寻找其他的能源。”20世纪30年代末，C.F.von魏茨泽克和H.A.贝特各自独立地提出了太阳和恒星的能源来自于氢聚变为氦的两种原子核反应——质子–质子反应和碳氮循环。贝特因此荣获1967年诺贝尔物理学奖。根据这一能源理论发现，主序并不是恒星的演化径迹，而是不同质量恒星在赫罗图上的一系列平衡位置，在这些平衡位置上，恒星稳定地进行核反应，温度和光度基本上保持不变。现在还在探索恒星在赫罗图上的演化路线，但其复杂程度是罗素所梦想不到的。\n\n走向全波天文学\n　　突破大气障碍，观测全部电磁波是20世纪天文学的一大特色。天体发射的电磁波，由短到长，大致可分为γ射线、X射线、紫外线、可见光、红外线和无线电波，波长范围从10－12厘米到108厘米。但是长期以来，用肉眼和望远镜只能观测到从0.3微米（紫光）到0.7微米（红光）之间这样一段狭小的光波范围，俗称“光学窗口”。\n　　20世纪40年代，借助于新兴的无线电和雷达技术，收到了来自太空的无线电波，从此打开了瞭望宇宙的另一扇窗户——“射电窗口”，波长从1毫米到10米以上，形成了射电天文学。20世纪60年代天文学的四大发现（类星体、脉冲星、星际有机分子和宇宙微波背景辐射），都是射电天文学的杰作，除类星体以外，其余三项均已先后获得诺贝尔物理奖(1964、1974、1978)。\n　　20世纪60年代的射电天文学，除观测得到的四大发现以外，还有观测手段的两大发明，意义也非常深远，一是综合孔径望远镜，二是甚长基线干涉仪(VLBI)。综合孔径射电望远镜的运转成功，不仅使射电天文的分辨率和成像本领一跃可与光学望远镜相媲美，而且使巨型光学望远镜的设计和制造也发生了革命性的变革，因而它的发明人M.赖尔荣获1974年诺贝尔物理奖。综合孔径射电望远镜是由许多小的天线（单元望远镜）排列成阵，它们之间由非常精密的传输系统连接���整个系统的“等效望远镜”面积等于全部单元望远镜面积之总和，其分辨率则取决于最远两个单元的距离。1981年美国在新墨西哥州建成了一台特大综合孔径射电望远镜，由27面直径为25米的天线组成，呈Y形排列，每臂长21千米，其性能相当于一个直径27千米的抛物面天线，在厘米波段最高分辨率可达0.1角秒。VLBI也是一种综合孔径望远镜，不过各个单元均配有一套原子频率标准，用以代替普通综合孔径的传输系统，这就使得各单元之间没有实物连接，因而它们之间的距离可调节为“任意”长度。现在VLBI已发展到空间站与地面网联测。1997年2月日本发射了一颗带有一架8米天线的射电望远镜轨道卫星（远地点距地21,250千米），与加拿大出资在全球安装的8架地面射电望远镜共同组成VLBI网。由于基线大大延伸，其分辨率达到百万分之几角秒，相当于从加拿大蒙特利尔可看到东京的一颗米粒，计划用它来做高能天体物理的观测和研究。VLBI除用于天体测量和天体物理研究外，还可用于天文地球动力学研究，能以厘米级的精度测定地球的自转、极移以及板块的运动等。\n　　20世纪60年代天文设备的另一个重大突破是空间天文的早期试验获得成功。地球大气挡住了大部分电磁辐射，只留下两个窗口（光学窗口和射电窗口）让地球上的居民领略天体送来的信息。从天体发出的其他辐射，包括长无线电波、红外线、紫外线、X射线及γ射线，在茫茫太空中旅行了千年、万年乃至几十亿年、上百亿年到达地球的大门口时，却被大气挡了驾，不得其门而入。要迎接这些信使，就得“走”到大气以外，而1957年人造地球卫星的发射成功，则为此目的提供了可能。20世纪60年代以来，天文学家把各种观测仪器（包括望远镜、辐射接收器、粒子计数器等）送上探空火箭、平流层气球、航天飞机、人造地球卫星、宇宙飞船，“走”出大气，开创了空间天文学的新时代，是人类认识宇宙的又一次飞跃。\n　　空间天文是相对于地面观测来说的，若就研究波段来说，则产生了γ射线天文学、X射线天文学、紫外天文学和红外天文学。30多年来，这些学科都取得了丰硕成果，2002年的诺贝尔物理学奖颁发给了X射线天文学的创始人R.贾科尼。\n　　2002年诺贝尔物理学奖的另外两位获得者，美国的R.戴维斯和日本的小柴昌俊的工作也属于天体物理学，但不是空间天文，而是把615吨的四氯乙烯（约38万公升）放在一个大罐子里，埋在地下深达1.5千米的深矿里，用它来俘获天体发来的中微子，从而又打开了人类瞭望宇宙的另一扇窗户。\n　　中微子以外，天文学家还考虑用引力波来探测天体。1978年，美国射电天文学家J.H.泰勒和R.A.赫尔斯发现了首例脉冲双星PSR1913+16，经长期监测间接地验证了广义相对论关于引力波存在的预言，从而荣获1993年诺贝尔物理学奖。\n　　诺贝尔物理学奖本来是不发给天文学家的，但1964年以来已有14位天文学家荣获物理学奖，足以证明天文学已在整个物理科学中具有举足轻重的地位，成为基础科学研究的前沿阵地。至于“阿波罗”登月、哈勃空间望远镜上天，以及对太阳系许多天体的近距探测，更是令人眼花缭乱的成就。\n\n河外星系的开拓\n　　在银河系之外，还有没有与银河系类似的天体系统，这个问题的研究始终与星云的观测与证认分不开。大、小麦哲伦星云对南半球的人来说司空见惯，但迟至1519～1521年麦哲伦航海至美洲最南端的一个海峡时，才把它加以描绘，记录下来，为世人所知。1612年德国天文学家S.马里乌斯用望远镜发现了仙女座大星云。其后，随着望远镜的口径增大，发现了更多的这种云雾状斑点。18世纪中叶，德国哲学家I.康德和地理学家洪堡提出，银河和恒星构成一个巨大的系统，看上去呈雾状的星云也是这样巨大的系统，它们在宇宙间就像岛屿在海洋中分布着，他们这个宇宙岛的预见，由于望远镜分辨率的限制和测定距离的困难，在经历了170年的曲折历程以后，到20世纪20年代才得以证实。\n　　1920年4月，在美国国家科学院爆发了著名的沙普利–柯蒂斯大辩论。H.D.柯蒂斯利用仙女座大星云中发现的三颗新星，定出该星云远在银河系之外，是一个独立的星系，而沙普利则反对柯蒂斯的结论。这场辩论，当时胜负未分。1923年，E.P.哈勃在威尔逊山天文台用当时世界最大的2.5米反射望远镜，把仙女座大星云的旋涡结构分辨为恒星，并且在这个星云内发现了许多造父变星。利用这些造父变星的周光关系，定出其距离为90万光年（现知为230万光年），远在银河系之外，而且体积比银河系还大。1924年底他在美国天文学会宣布这一结果时，与会天文学家一致认为，宇宙岛学说已取得了胜利，人类关于宇宙的认识翻开了新的一页。\n　　接着，哈勃又发现了许多星系，并把它们按形态予以分类，使人一看就知道这些星系是同一家族中互有联系的成员。更重要的是，他利用前人获得的星系光谱资料和他本人测定的这些星系的距离资料，于1929年得出红移和距离的关系：河外星系和我们的距离越远，它的光谱线的红移量越大。这便是著名的哈勃定律。如果红移是由于多普勒效应引起的，则红移和距离的关系就意味着越远的星系以越快的速度退行，各星系之间的距离在增加，则宇宙是一个膨胀的宇宙。\n　　但是，红移不一定是由多普勒效应引起的，哈勃的同事F.兹威基当时就提出另一种解释，认为红移是由于光线和星际物质之间的作用而引起的。这种作用使远来的光量子能量减低，波长向红端位移；因而也是距离越远，红移量越大。为了判断红移究竟是由哪种机制引起的，哈勃联合M.L.哈马逊观测了更多的星系，测出它们的视星等，并统计它们的数目。他们假定全部星系有同样的大小和同样的发光本领。这样如果星系在空间上的分布是均匀的，在极限星等和计数之间就应该有一线性关系，否则这个关系就不能成立。如果红移是由多普勒效应引起的，远处的星系密度应该小于近处的；如果红移是由于光线和星系际物质作用的结果，星系的密度应该到处一样。由于哈勃当时所掌握的数据太少，他无法作出判断，但这种方法至今仍在应用，并且推广到星系团、射电源、类星体的计数上，是当代观测宇宙学的一项基本工作，而哈勃的《星系世界》（1936）成了这一领域的奠基著作。\n\n现代宇宙学的发展\n　　星系光谱线的红移，无论是由于星系退行，还是由于光能量衰减，都可得到相对论的承认。如果是前者，则是一个服从相对论引力定律的膨胀宇宙；如果是后者，则是一个静态宇宙，而后者还首先是由A.爱因斯坦本人提出来的。爱因斯坦在完成他的广义相对论以后，立即把它应用于宇宙学问题，于1917年发表《根据广义相对论对宇宙学所作的考察》一文，指出无限宇宙和牛顿力学之间存在着难以克服的矛盾，要么修改牛顿理论，要么修改空间观念，要么两者都加以修改。他放弃了传统的宇宙空间三维欧几里得几何无限性的概念，把空间和时间联系起来，并作了物质均匀分布和各向同性两条假设，从而建立了一个静态的、有限无边的动力学宇宙模型。\n　　与此同年(1917)，荷兰天文学家W.德西特也用广义相对论研究宇宙学问题，得出了一个物质平均密度趋近于零的静态宇宙模型。这两个模型被人们研究、讨论了十多年，当星系谱线的红移和距离的关系发现以后，就成了问题。德西特模型虽然可用别的方法来解释这一现象，但一个没有物质的宇宙总难令人相信。爱因斯坦于1930年公开宣称放弃他的宇宙常数项后，在英国皇家天文学会演讲时，爱丁顿在欢迎词中说“为什么爱因斯坦方程只有两个解，而没有第三个解以适应于哈勃的最新发现呢”，曾经做过爱丁顿学生的G.勒梅特从刊物上看到这段话后，立即写信给爱丁顿，说他已经找到了第三个解，文章发表在比利时的刊物上，这就是他的原始原子说。他找到爱因斯坦方程可有几个时间函数解，以适应膨胀的宇宙。1932年，他又提出现在观测到的宇宙是一个极端高热、极端压缩状态的原始原子爆炸的产物。\n　　其实在勒梅特以前，苏联的A.弗里德曼已于1922年发现了具有时间函数解的宇宙模型。他发现爱因斯坦在建立静态宇宙模型时有一个数学错误，指出爱因斯坦解和德西特解只是爱因斯坦方程更为普遍情况下的两个特殊解。他把爱因斯坦方程中的宇宙常数取消以后，得出宇宙既可是开放的，也可是封闭的。后人对弗里德曼的宇宙模型作了进一步的研究，发现宇宙是开放还是封闭，这要看物质的平均密度而定。\n　　1948～1956年，G.伽莫夫等人多次发表论文，发展了勒梅特的宇宙模型，更深入地探讨了宇宙从原始高密状态演化、膨胀的概貌，并把粒子的起源和化学元素的起源都结合进来一起考虑，从而形成了最有影响的大爆炸宇宙学。伽莫夫还明确预言，早期宇宙的大爆炸遗留至今还残存着温度很低的辐射。1965年宇宙微波背景辐射的发现证明了这一论断的正确性。如今对热大爆炸宇宙学的更大兴趣则集中在137亿��以前，大爆炸发生的10－43秒之后到3分钟之间的演化过程。10－43秒之前，相对论和现有一切物理规律都不能适用，有人想用时空量子化来解决这一问题，但尚未成功。从10－43秒到3分钟之间可用温度随时间降低的一个序列区别出几个阶段来。到3分钟时温度降到109K，第一个稳定的原子核出现。这一极早期的宇宙演化学和粒子物理学、大统一理论、超弦理论密切相关，理论、实验、观测互相影响，是当代物理学的一个前沿，仍在不断发展中。\n\n地外文明的搜寻\n　　首先是有没有“外星人”来到过地球。有人把许多不易解释的历史遗迹（如埃及的狮身人面像、中国的悬棺等）当成是外星人留下的遗迹，但这些假说都缺乏有说服力的证据。20世纪议论最多的是“不明飞行物”（UFO）。1948年美国空军执行了一项“蓝皮书计划”，经过22年研究，对12,600份目击者的报告作了处理，发现其中12,000起均为已知物体。1968年美国科罗拉多大学成立了一个专门小组，有几十位各方面的专家参加，写出长达1,500页的报告，结论是没有根据证实UFO是天外来客，对此问题无须再作研究。\n　　第二个问题是：在太阳系内其他天体上有无智慧生命（至少是会点火和用火）存在。19世纪末，洛韦尔关于火星人及其运河的宣传曾经轰动一时，但20世纪空间探测器对太阳系各种天体的近距考察可以断定，在太阳系内除地球以外，其他天体上均无智慧生命存在。\n　　剩下的一个问题是：在其他恒星附近有没有类似太阳系的行星系统。在这些行星系统上有没有生命、智慧生命，甚至高度文明的出现，1956年苏联科学院的两位院士奥巴林（生物化学家）和费森科夫（天文学家）合写了一本《宇宙间的生命》来讨论这个问题，最后一章的结论是：生命起源和演化的过程只可能在固态的行星或卫星的表面上发生，而且这些行星和卫星必须符合五项条件，缺一不可：①必须处在太阳这样稳定的而且较老的恒星周围。②为了要有适宜的温度和温度变化不能太大，行星与中央星的距离要适中，而且轨道必须近于圆形，轨道面和行星赤道面的交角不能太大；行星的自转周期也不能太长。③质量不能太大，也不能太小。太小了保不住大气圈（如月球）；太大了，完不成元素丰富度的转变（如木星）。④没有大气层不行，大气层太厚也不行。⑤要有液态的水和能够合成有机化合物的化学元素——碳、氢、氧、氮等。这五项条件，有四项都是要求适中，也就是“中庸之道”，所以有人就把它称作中庸原理或“平庸原理”。\n　　根据这一原理，利用统计学方法，把各种条件出现的概率都考虑进去可算出，在银河系内任选的一颗恒星周围出现“文明”的概率只有25万分之一，但是银河系内恒星总数约为2,500亿，因而地外文明单在银河系内就可能有100万之多，更不用说河外星系。\n　　有人对以上讨论持根本反对态度，认为就拿地球上的一个样本来无限推广，很难令人置信。自1963年范德坎普根据巴纳德星（离地球最近的恒星之一）的自行晃动，发现该星具有质量为木星0.4倍和0.8倍的两颗行星以来，至2001年底为止已发现地外行星系70个。20世纪80年代利用红外卫星(IRAS)发现在织女星周围有一尘埃带，尺度约为80天文单位，总质量约为地球的300倍，也许是一个新的行星系正在形成中。\n　　但这些发现离证实地外文明的存在还很遥远。20世纪70年代以来已有四艘宇宙飞船（“先驱者”10号和11号，“旅行者”1号和2号）带着人类为地外文明准备的礼物，飞出太阳系，奔向星际空间。“旅行者”1号和2号各携带一个专门的录声器，一个金刚石唱针，以及关于它们使用方法的编码说明，并录制了55种语言的问候以及各种各样的声音，如狗叫、婴儿哭等。这些仪器即使在太空旅行10亿年也能播出声像，一旦某个地外文明获得了这些声像，也许对我们有所回应，但至今尚无音信。\n　　此外，1974年美国还利用设在波多黎各的大型射电望远镜（直径305米）向离地球25,000光年远的球状星团M13发送电文，电文用双编码写成，能译成图像。图像上有DNA的双螺旋线和一个人像，希望能进行星际交流，至今也没有结果。\n　　除了发送信号外，美、俄、澳大利亚、加拿大等国也都在用大型射电望远镜监听地外文明的信息。美国于20世纪90年代开始的“搜索地外智慧生命”计划，可接收800万个频道，每1.7秒扫描一次，一半用于巡视整个天空，一半用于监测离地球80光年以内的约800颗太阳型恒星。后来许多天文爱��者也参加进来，成立SETI联盟，利用自己的计算机和自行购置的卫星天线，一起扫描天空来进行普查。1996年有两个英国天文爱好者检测出一个他们无法辨认的信号，但两个星期后获悉他们发现的“外星人”实际上是美国海军的秘密卫星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "中国天文学史", "content": "中国天文学史（汉语拼音：Zhonɡɡuo tiɑnwenxueshi；英语：history of astronomy in China），研究天文学在中国发生和发展的分支学科。中国是世界上天文学发展最早的国家之一，数千年来积累了丰富的观测资料，是古代自然知识体系的带头学科，为中国文明和世界文明作出了重要贡献。它萌芽于新石器时代，可追溯到4500年以前，至战国秦汉期间（前475～220）形成了以历法和天象观测为中心的完整而富有特色的体系。之所以形成这样的特色，又是和中国传统天文学由皇家主持分不开的，而后者又是在天人感应和天人合一思想支配下高度的中央集权制所必需的。\n　　以元代的授时历(1280)为标志，中国传统天文学发展到最高峰。进入明代以后有约200年的停滞。万历年间(1573～1620)随着“资本主义的萌芽”和实学思潮的兴起，以及历法的失修，社会对天文学产生了新的要求。此时正逢耶稣会士东来，随着西学东渐，中国传统天文学开始同西方天文学融合。1859年李善兰和伟烈亚力合译英国J.F.赫歇耳的《谈天》，中国人得以窥见近代天文学的全貌。1922年中国天文学会成立，1934年紫金山天文台建成，标志着现代意义上的天文学在中国诞生。然而真正的发展，还是在中华人民共和国建立之后，特别是改革开放以来，在许多领域取得了许多令人瞩目的成绩。\n\n目录\n\n1 萌芽时期\n\n1.1 体系的形成\n\n\n2 繁荣发展时期\n3 盛极而衰\n4 中西天文学的融合\n5 近现代天文学的发展(1840～2002)\n\n\n萌芽时期\n从远古到西周末（前770年以前）\n　　1960年在山东莒县陵阳河一带出土的距今约4,500年的四个陶尊上都有一个符号，它由日、月、山组成，有人释为“旦”字。据实地勘察，在陵阳河遗址的东方，有个寺崮山，此山由五峰南北相连，每逢春分前后的早晨，太阳由中峰方向升起，如遇到残月偕日出，就能看到陶文表示的景象，大约每隔四五年有一次。因此，它可能是古人借助自然标志确定春分的真实记录，并且能和《尚书·尧典》中的“分命羲仲，宅嵎夷，曰旸谷，寅宾出日，平秩东作”联系起来。\n　　《尧典》虽系后人所作，但它反映了远古时代的一些史实，当无疑问。除观测日出方向来定季节外，还观测黄昏时的南中星来定季节。《尧典》说，一年为366日，分为四季，用闰月来调整季节。更重要的是，《尧典》确定了天文观测是皇家关心的重要政事。比《尧典》晚的《夏小正》可能反映了夏朝的一些天文历法知识，除注意昏中星以外，还注意到黎明时旦中星的变化，以及北斗斗柄每月所指方向的变化。\n　　1899年以后，在河南安阳殷墟陆续出土的为数众多的甲骨文，把中国商代的历史奠基于磐石之上。在甲骨文中有五次月食记录，使夏商周断代工程可把商王武丁的在位年代确定在公元前1250年至前1192年之间。甲骨文中还有新星记录：“七月己巳夕，有新大星并火”。\n　　比甲骨文稍晚的是西周时期（前11世纪～前8世纪）铸在铜器（钟、鼎等）上的金文。金文中有大量关于月相的记载，但无朔字。最常出现的是初吉、既生霸、既望、既死霸。对这些术语有种种不同的解释，但除初吉之外，其他几个都与月相有关，则无异议。对于这些月相的解释不同，所排出的西周历谱也就有所差异。\n　　作为中国阴阳合历的关键词“朔”，到西周晚期的《诗·小雅·十月》篇中才出现：“十月之交，朔日辛卯，日有食之。”不但记录了一次日食，而且表明那时以日月相合（朔）作为一个月的开始。一些人认为，这次日食发生在周幽王六年，即前776年；也有人认为发生在周平王三十六年，即前735年。\n　　《诗经》时代天文知识已相当普及。明末顾炎武在《日知录》里说：“三代以上，人人皆知天文。”他列举的四件事中，有三件都出自《诗经》，那就是“七月流火”、“三星在户”和“月离于毕”。\n　　《诗经》中虽没有完整的二十八宿记载，但在反映西周王朝制度的《周礼》中已有明确的二十八宿和十二次的划分。可以说到西周末期，中国传统天文学已初具规模。\n\n体系的形成\n从春秋到东汉（前770～220）\n　　从前770年到前476年称为��秋时期。这一时期是中国传统天文学从观察到数量化的过渡阶段。《礼记·月令》虽是战国时期的作品，但据近人研究，所反映的是春秋中叶（前600年左右）的天文学水平。它以二十八宿为参照物，系统地给出了每月月初的昏旦中星和太阳所在的位置，并且载明君主每月应该进行哪些仪式和活动，使中国传统天文学的政治化倾向更加明显。\n　　《春秋》和《左传》是这一时期的主要历史文献，其中有大量的天文资料。《春秋》记载了37次日食，经过现代方法的核算，证明其中31次是可靠的。《左传》中有两次“日南至”（冬至）记载（一次在前654年，另一次在前521年），间距为133年，而天数为48,758日，合一年为365又33/133日。为简便起见取尾数为1/4。凡以这个数字为回归年长度的历法，都叫四分历。在汉武帝于前104年颁布太初历之前的古六历都是四分历，之所以有不同的名称，或因行用的地区不同，或因采用的岁首不同，名称并不代表时间的先后。因为四分历采用一回归年为365日，而太阳在恒星背景上每年移动一周（从冬至点到冬至点），所以也就规定圆周为365度，太阳每天移动一度。这个制度构成了中国传统天文学的一个特点，一直沿用到17世纪。这里也牵涉到中国传统天文学的另一特点，即确定回归年长度的“日南至”是用圭表测影的方法得到的。圭表在中国古代始终被当作主要的天文仪器之一，历代不断致力于技术上的改进，而在西方相对来说，圭表使用得较少。\n　　随着观测资料的积累，战国时期（前475～前221）开始有天文学的专门著作出现。魏国的石申著有《天文》8卷，齐国的甘德著有《天文星占》8卷。根据唐代人的辑录，在石申的著作中有121颗恒星的坐标位置，是世界最早的星表；在甘德的著作中有关于木星卫星的观察。\n　　在战国时期形成的中国古代哲学的三大范畴（气、阴阳、五行）影响到传统天文学的各个方面。《庄子·天运》和《楚辞·天问》提出了一系列具有深刻意义的问题，比较重要的有两个：一是宇宙结构如何，它的运行机制怎样；二是天地如何形成和演化。对这两个问题的深刻探讨到今天也没有结束。为了回答第一个问题，战国时期出现了盖天说，到汉代又有浑天说和宣夜说等的出现。对于第二个问题，汉代的《淮南子·天文训》一开头就用“气”的思想回答：宇宙最初是一团混沌状态，既分之后，轻清者上升为天，重浊者凝结为地，天为阳气，地为阴气，二气相互作用，产生万物。这个观点被后代许多学者继承和发展，是中国古代天体演化学说的主流。\n　　《淮南子·天文训》（成书于前160年左右）的重要性还在于，它赋予天文学以突出的地位，在一部著作中专章叙述。司马迁继之，在《史记》中专设两章：《天官书》讲天文，《历书》讲历法，历代修史无不援引此例，这对中国传统天文学能够持续发展并把观测记录保存下来，起了不可磨灭的作用。\n　　《淮南子·天文训》第一次列出了二十四节气的全部名称，其顺序和现今通行的完全一致。二十四节气分十二节和十二气，彼此相间，是中国历法的阳历成分，“朔”是阴历成分，用“闰”来调整阴阳二历，构成了传统历法的特色。汉武帝于元封七年（前104）颁布的太初历，以正月为岁首（建寅）以遇到没有中气的月份为闰月，使季节与月份配合得更合理，是历法的一大进步。\n　　太初历是有完整文字记载的第一部历法，经过刘歆修改，以三统历的形式保存在《汉书·律历志》中。它奠定了中国数理天文学的格局：①太阳系内七大天体（日、月、五星）的观测及其运行规律的研究；②恒星位置的观测；③日月交食的计算、预报和观测；④二十四节气的推算；⑤测时、守时、授时系统的规定和各种技术的改进。其中关于日食的计算特别重要，它是判定一部历法好坏的重要标准。《汉书·律历志》说：“历之本在于验天”，意即在此。历法虽是由皇帝颁布的，但他作选择时不能违背这条标准，这就保证了它只能向精密化的方向发展。\n　　太初历在使用了188年以后，由于所采用的回归年和朔望月的数值偏大，长期积累的误差已很显著，于是在东汉元和二年(85)又改用四分历，但这并不是复旧，仅只是又采用了365日为回归年的长度，在其他方面则大有改进。在实行四分历的过程中，发现月球的近地点运动很快，每月移动三度多，九年后又回到原来位置，于是提出九道术来处理这一问题。\n　　公元123年发生了一场大辩论，刘��等80余人主张恢复太初历，李泓等40余人主张继续使用四分历，双方的论据都是“谶纬”神学，张衡等少数人勇敢地站出来，认为这样的立论根本是错误的，历法的讨论不应以是否合乎谶纬为标准，而应以天文观测的结果为依据。他和周兴的观测结果以九道术最为精密。最后，尚书陈尚忠在作总结时，采取了折中态度，结果是继续使用四分历，但九道术未被采纳。九道术到刘洪的乾象历(206)中才得以采用。\n　　张衡是和托勒玫同时代的人物，在天文学和地学方面都有卓越的贡献。在地学方面，他以发明候风地动仪闻名于世。在天文学方面，他的《灵宪》和《浑天仪·图注》是两部经典著作。前者是早期天体物理学方面的著作，其认识水平在其后的1500年间未有实质性的超越。后者是为制造浑仪而写的说明，具有球面天文学性质，是中国古代宇宙论的标准模型——浑天说的代表作。\n　　除观测用的浑仪以外，张衡又在耿寿昌发明的演示仪器浑象的基础上制成漏水转浑天仪，开创了用水为原动力来驱动代表天象和时间的表演仪器的先河，后经唐代一行和梁令瓒、宋代苏颂和韩公廉的发展，成为世界上最早的天文钟。\n\n繁荣发展时期\n从三国到五代(220～960)\n　　与欧洲在公元5世纪进入持续千年之久的中世纪形成鲜明的对比，中国在汉朝以后虽然有一段分裂局面，但未影响到天文学的发展，而唐朝(618～907)则是当时世界上最强盛的帝国，在天文学方面也以一行《大衍历》的完成形成了一个高峰。\n　　东晋虞喜发现岁差，南朝祖冲之把它引进历法，将恒星年与回归年区别开来。祖冲之的儿子祖暅，发现过去人们当作北极星的纽星已离开实际上的北极一度有余，从而证明北天极常在移动，古今有不同的北极星。\n　　北齐张子信于公元565年前后在海岛上发现了太阳运动不均匀性、五星运动不均匀性和月球视差对日食的影响，并提出了相应的计算方法。这三大发现虽晚于希腊，但在中国天文学史上具有划时代的意义，并迅速被众多的历法承认和应用。\n　　一行进一步发现：行星的轨道与黄道有一定的交角，行星的近日点也在移动，并且提出了计算近日点的方法。他又以近日点为起算点，每经15°给出一个五星实际行度与平均行度之差的数值表格。在这表格中四次差等于零，也就是说，行星运动的快慢变化不是等加速或等减速的，应该用三次内插法来计算。他还进行了恒星位置的观测，发现有150多颗恒星（包括二十八宿的距星）的位置和前代有所不同，现在知道，这些变化主要是由岁差引起的，一行虽未给出任何解释，但这一发现其意义是很大的，宋元时期频繁的恒星位置观测便与之有关。一行不但测天，而且测地。他大相元太和南宫说等人分别出发到13个地方测量当地的北极高度和二分二至时中午日影的长度。13个地方分布面很广，最北到铁勒（今俄罗斯贝加尔湖附近），最南到林邑（今越南中南部）。最有意义的是：南宫说在河南平原上滑县、开封、扶沟、上蔡四个地方（这四个地方几乎在同一经度线上），不但测量了日影长度和北极高度，还用测绳丈量了这四个地方的水平距离。结果发现，从滑县到上蔡的距离是526.9唐里，但夏至时日影已差2.1寸，从而彻底否定了“日影千里差一寸”的传统假设。不但如此，一行又把南宫说和其他人在别的地方观测结果相比较，发现影差和南北距离之间的里差根本不存在线性关系。于是他改用北极高度（实际上即地理纬度）差来计算，从而得出，地上南北相去351.27唐里（约129.22千米），北极高度相差一度。这个数值虽然误差很大，但却是世界上第一次子午线实测。\n　　在有了纬度概念以后，一行又创九服影长、昼夜漏刻和食差计算法，打破了传统历法中这三项计算仅限于某一地点的局面，使历法具有使用于全国各地的普适性。在一系列创新的基础上，一行等人完成的《大衍历》于公元729年颁行全国。《大衍历》全书共计52卷，特别是其中的“历经”一卷，分七章，结构合理，逻辑严密，成为后世历家编次的经典模式。\n　　继《大衍历》之后，在晚唐和五代时期有两部历法比较重要。一是长庆二年(822)颁行的《宣明历》，一是建中年间(780～738)流行于民间的《符天历》。宣明历在日食计算方面提出了时差、刻差、气差三项改正，把因月亮地平视差而引起的改正项计算向前推进了一步。这部历法传到日本，从862年颁行，一直使用了823年，是世界上使用最长的历法。符天历有三项改革：一是废除上元积年；二是以10,000为共同分母，表示数据的奇零部分；三是以雨水为岁首。前二项均有进步意义，为元代的授时历所采用。\n\n盛极而衰\n　　从宋初到明末(960～1600)在以理学为旗帜的新儒学精神的影响下，北宋时期(960～1127)中国传统科学发展到了顶点，具有世界意义的三大发明（火药、印刷术和指南针）就是在这个时期完成的，天文学也取得了辉煌的成就：\n　　1.记录了1006年和1054年出现的超新星，尤其是后者，成为20世纪天文学研究的前沿阵地。在它出现的位置上遗留了一个蟹状星云，在蟹状星云的中心又有一个脉冲星。\n　　2.建造了六架大型观测仪器（浑仪），每架重量都在10吨左右。利用这些仪器进行过七次恒星位置观测。尤其是元丰年间(1078～1085)的观测，以两种星图的形式被保存下来；一是刻在石碑上，这就是现存的苏州石刻天文图；另一是绘在苏颂(1020～1101)的《新仪象法要》中。\n　　3.《新仪象法要》是为元祐七年(1092)制造的水运仪象台而写的说明书，它不但叙述了150多种机械零件，而且还绘有60多张图，这为研究古代仪器制造提供了很大的方便。水运仪象台有一套机械装置被认为是近代钟表中擒纵器的雏形，而把机械传动装置结合使之与天球作同步旋转又是近代望远镜转仪钟的始祖；这座仪器上部观测室的屋顶可以摘下，又是近代天文台活动屋顶的先声。苏颂和韩公廉在完成水运仪象台之后，又制了一架浑天象，其直径大于人的身高，可让人进入内部观看。在球面按各恒星的位置凿有一个个小孔，人在里面看到点点光亮，俨然天上的星辰一般，这又是现代天象仪的先驱。\n　　苏颂同时代的沈括以《梦溪笔谈》一书，被誉为中国的达·芬奇。他编制的“十二气历”是一种纯阳历，比现在世界通用的格雷果里历还完美，但由于传统习惯，一直未能实行。1074年他在制造浑仪时省去了白道环，这是中国浑仪在唐代达到复杂化的高峰以后，由繁入简的开始，元代郭守敬沿着这一方向继续前进，就有简仪的发明。\n　　简仪是对中国传统的赤道式浑仪进行革命性的改革而成的，它的设计和制造水平，在世界上领先300多年，直至1598年欧洲天文学家第谷发明的仪器才能与之相比。\n　　除简仪外，郭守敬等人还发明了仰仪、景符、正方案等10多种其他仪器，并且利用新的仪器进行了一次空前规模的观测工作：南起北纬15°、北至北纬65°范围内共设立了27个观测点（比唐代多一倍）测量其纬度，并在北纬15°～65°之间每隔10°设立一个观测站，观测其夏至日影长度和当天的昼夜长短。\n　　在大量观测和研究的基础上，郭守敬等人于1280年制成授时历并于次年起实行。授时历对一系列天文常数进行了精确的测定，在数学方面应用了三次内插法和类似球面三角学的弧矢割圆术。\n　　授时历在元朝灭亡之后，被继起的明朝继续使用，只是把名称改为大统历，一直用到1644年清军入关为止。\n\n中西天文学的融合\n从明末到鸦片战争(1601～1840)\n　　在中世纪，欧洲古典天文学曾两次获得传入中国的机会：第一次是唐朝，瞿昙悉达翻译《九执历》(712)，这次是以印度人为媒介；第二次是元朝的扎马鲁丁的《万年历》(1267)和明朝贝琳的《七政推步》(1477)，这次是以阿拉伯人为媒介。第一次几乎未引起什么反响，第二次境遇要好一些，但也影响不大。明末清初发生的第三次，则改变了中国传统天文学的面貌。\n　　从明初(1368)开始，中国传统天文学进入了一个低谷，很少创造发明。到了万历年间，伴随着经济史学家所称的资本主义萌芽和思想家所称的实学思潮的兴起，以及历法因年久失修，天象预报屡次出错等因素，人们对天文知识有了新的需求。就在这个时候，欧洲耶稣会士东来，他们了解到中国对于科学技术的追求远大于对宗教的兴趣，而天文学在中国政治文化中具有特殊地位，于是他们决定了“学术传教”的方针。利玛窦在经过八年与中国各界人士广泛接触以后，于1601年1月来到北京，获准朝见万历皇帝，在“贡献方物”的表文中即表示了参与天文历法工作的心愿。此后，来华耶稣会士与中国学者合作编译的天文著作有《浑盖通宪图说》(1607)、《乾坤体仪》(1608)、《简平仪说》(1611)、《表度说》(1614)、《天问略》(1615)、《远镜说》(1625)、《寰有诠》(1628)等。\n　　中国学者除参与翻译介绍欧洲天文仪器和宇宙论方面的知识以外，还向耶稣会士们学习欧洲天文学的计算方法，因而徐光启得以用西法预报1610年12���15日和1629年6月21日的两次日食，从而证明西法优于大统历，使明朝政府决心改历。1629年秋，由徐光启在北京宣武门内组成百人的历局，聘请具有天文学造诣的神职人员邓玉函、罗雅谷、汤若望参加编译工作。经过五年的努力，成书137卷，名曰《崇祯历书》。《崇祯历书》的实用公式、重要参数和大量天文表都以B.第谷的天文学体系为基础，并未超出J.开普勒发现行星运动三定律之前的水平，只有个别地方例外。\n　　《崇祯历书》于1634年编成以后，继续受到守旧势力的阻挠，争论不休，经过八次天象预报和实测的比较，至1643年西法终于以“精密”获胜。次年正月，崇祯皇帝下令将西法历书改名大统历，颁行天下。然而，不到两个月，李自成攻入北京，明朝垮台。\n　　1644年夏，清军入关后，汤若望把《崇祯历书》删改压编成103卷，更名《西洋新法历书》，进呈清政府。清政府任命汤若望为钦天监监正，用西洋新法编算下一年的民用历书，名曰《时宪历》。从此，除了在康熙三年到七年(1664～1668)因杨光先的控告，汤若望一度被软禁外，直至道光六年(1826)为止，清政府都聘用欧洲传教士主持钦天监。这期间钦天监的主要工作有：南怀仁于1669～1673年主持制造了六件大型第谷式天文仪器，并编写了一部详细的说明书《灵台仪象志》，这些仪器现存北京古观象台；编成《历象考成》(1722)和《历象考成后编》(1742)；编成《仪象考成》(1752)。在传教士离开以后，中国天文工作者又于1844年编成《仪象考成续编》。\n　　在清初还有一批民间天文学家，他们严谨治学，无论是西学还是中学，都细心钻研，有所批判，有所发展，在中西天文学的融合上，作出了应有的贡献。著名的有薛凤祚、王锡阐和梅文鼎。特别是王锡阐，他的《晓庵新法》(1663)和《五星行度解》(1673)成就颇高。前者在风格上像一部传统历法，但内容上有很多创新，比以前的中西天文学都有所前进。后者是在第谷体系的基础上，推导出一组新的计算行星位置的公式，计算结果准确度较前为高。有人认为，以王锡阐为代表，中国在这一时期发生了一场有限度的天文学革命。\n\n近现代天文学的发展(1840～2002)\n　　1543年N.哥白尼《天体运行论》出版，标志着近代天文学的诞生。这部书被早期来华的传教士带到中国，但是书中的主要内容却未向中国学者介绍，直到1760年法国耶稣会士蒋友仁向乾隆皇帝献《坤舆全图》时，在图四周的说明文字中，才肯定了哥白尼学说是唯一正确的，并介绍了开普勒定律和地球为椭球体的事实。但是，这幅《坤舆全图》连同此前不久传入的演示哥白尼学说的两个仪器，都被锁在深宫密室之中。中国人真正了解哥白尼学说的伟大意义和近代天文学的面貌还要再等99年，李善兰与伟烈亚力合译《谈天》(1859)以后。\n　　《谈天》原名《天文学纲要》，是英国天文学家J.F.赫歇耳的一本通俗名著，全书共18卷，系统地总结了19世纪中叶之前的近代天文学成果，不仅对太阳系的结构和运动有比较详细的叙述，而且也介绍了有关恒星系的一些内容。特别值得一提的是，李善兰为这个中译本写了一篇战斗性很强的序言，批判了反对哥白尼学说的奇谈怪论，声称“余与伟烈君所译《谈天》一书，皆主地动及椭圆立说，此二者之故不明，则此书不能读。”此书首版15年后，徐建寅又补充了欧洲天文学的最新成果，加以再版，为中国近代天文学的发展打下了思想基础。\n　　但是，近代天文学的发展与古代不同，它需要精密的仪器和昂贵的设备，这些基本物质条件，非一般学者个人所能拥有，而摇摇欲坠的清政府，连向列强赔款都来不及，根本无暇顾及此事。1900年八国联军抢劫以后的清政府钦天监已经名存实亡，只剩下一项颁布民用历书的工作。\n　　1911年辛亥革命后，北洋政府将钦天监更名为中央观象台，任命在比利时布鲁塞尔大学获博士学位的高鲁为台长。高鲁到职后，励精图治，锐意革新：①采用公历，在颁布的民用历书中，将过去“皇历”中所有迷信成分一律删除；②建立天文、历数、地磁、气象四科，向国内外延揽人才，准备现代化建设；③出版专业刊物《观象丛报》(1915)；④创办中国天文学会。\n　　中国天文学会成立以后，国人自办的天文机构陆续诞生。1926年中山大学数学天文系成立，1929年该系建成教学天文台，1947年天文独立成系。1928年中央研究院天文研究所成立，并筹建中国第一座有现代设备的天文台——紫金山天文台。1934年天文台���成，不久抗日战争爆发，机构内迁昆明，虽然在那里建立了凤凰山天文台，但研究工作进展不多。\n　　1949年中华人民共和国建立，中国科学院将原天文研究所改名为紫金山天文台，将凤凰山天文台改名为昆明天文工作站，连同青岛观象台（1898年德国人创办），以及从法国人手中刚接管的上海徐家汇观象台和佘山观象台，均交紫金山天文台领导。1952年，教育部又将中山大学天文系和齐鲁大学天算系（1880年德国人创办）合并为南京大学天文系。南京成了中国天文事业的中心，而紫金山天文台成了天文界的龙头。\n　　从1958年北京天文台和南京天文仪器厂筹建开始，形势有所改变，这两个机构直属中国科学院。此后，其他机构也相继脱离紫金山天文台，成为上海天文台(1962)、云南天文台(1972)，直属中国科学院。再加上1966年开始筹建的以时间工作为主的陕西天文台，到20世纪80年代初，形成五台、一厂、三系（南京大学天文系、北京师范大学天文系、北京大学地球物理系天体物理专业）、三室（中国科技大学天体物理研究室、中国科学院高能物理研究所高能天体物理研究室、中国科学院自然科学史研究所数学天文学史研究室）、四站（武昌时辰站、乌鲁木齐天文站、长春人造卫星观测站、广州人造卫星观测站）和一馆（北京天文馆）的格局。\n　　到2001年，随着中国科学院创新、改革的高潮，又将北京天文台、云南天文台、乌鲁木齐天文站、长春人造卫星观测站和南京天文仪器厂的研究部分合并为国家天文台，将陕西天文台改名为国家授时中心，又与几个高等学校联合成立了研究中心。到2002年为止，中国已有五大观测基地（北京怀柔，河北兴隆，上海佘山，青海德令哈，乌鲁木齐南山）和七大实验室（LAMOST工程、空间天文技术、毫米波和亚毫米波、天文光学技术、大型射电望远镜、VLBI、天文光学和红外探测器）。\n　　1955～2001年有15人被选为中国科学院院士，2人被选为中国工程院院士，1人被选为国际天文学联合会副主席。1982～2001年，共获得国家科技进步奖一等奖5项，二等奖11项；国家自然科学奖二等奖5项。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天体测量学", "content": "天体测量学（汉语拼音：Tianti Celiangxue；英语：Astrometry），天文学的分支学科。主要内容是测定和研究天体及地面点的位置和运动。天文学中最早发展起来的一个分支。古代人们通过对天空的观测指示方向、确定时间和季节，逐渐认识星空，编制星表，了解日月行星的运动，推算历法，导致早期天体测量学的形成，并促进天文学在此基础上的发展。天体测量学的研究课题包括：①球面天文学，研究各种天球坐标系及时间系统的建立和转换。②方位天文学，测定各类天体的位置和运动。③实用天文学，通过对天体的观测确定时间、地面点坐标和方位，包括授时、天文大地测量、天文导航等。④天文地球动力学，利用天文手段研究地球的各种运动状态及其力学机制。天体测量学的研究领域还包括观测方法、观测技术、观测结果处理的改进与创新，误差的来源和传播及其修正和消除等方面。天体测量工作一方面直接为实用部门服务，另一方面其测量结果如恒星位置、自行和视差等是研究天体物理学、天体演化学、宇宙学等学科的重要基础资料，也为天体力学提供观测事实的支持。现代天体测量学已发展到应用多手段（包括射电的、空间的）、多波段（还包括可见光之外的所有电磁波段）、多对象（包括暗星、星系、射电源等），并已由传统的测量角度发展到同时也测量距离。精度达到测角0″.001和测距1厘米量级。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "球面天文学", "content": "球面天文学（spherical astronomy），天体测量学的分支学科。研究各种天球坐标系及时间系统的建立和转换。在天文学、大地测量学和宇宙航行等领域，必须计量天体(包括人造天体在内)的位置和运动，这种计量要以建立在天球球面上的某种坐标系为参考。运用一定的数学方法研究投影在天球上的天体位置及其因各种天文、气象或物理因素引起的变化是球面天文学所要解决的问题。具体研究内容大致包括：①各种时间计量系统的建立。②各种天球坐标系的建立和相互关系。③大气和地球运动对天体观测位置的影响，即大气折射、视差和光行差。④天体位置的广义相对论改正。⑤各种归算方法及其精度的探讨等。是研究天体测量学、天体力学、恒星天���学、星系动力学和实测天体物理学等分支学科所必需的基础理论之一。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "实用天文学", "content": "实用天文学（practical astronomy），天体测量学的分支学科。主要内容是通过对天体的观测确定时间、地面点在地球上的坐标和地面目标的方位角，即用天文方法解决地面点的定位。根据观测目标和目的的不同分为：①大地天文学。这是天体测量学与大地天文学的边缘学科，在测站（通常称为天文点）使用天体测量仪器观测天体以测定天文经度和纬度，也可测定测站至相邻固定目标的方位角从而确定测站的子午线。②天文导航。这是通过观测天体来测定航行中的船舰或飞机所在位置的学科，也因航行特点及要求的不同而分为航海天文学和航空天文学。\n　　实用天文学的成果可以直接为社会生产和人们生活服务，为经济建设和有关学科如大地测量学、地球物理学、地质学、地理学和制图学提供资料。例如，高精度的天文定位可用以建立局部或全球的参考坐标系。随着技术的发展，出现了新的仪器和观测手段，如人造卫星多普勒跟踪、人造卫星激光测距、甚长基线干涉测量、全球定位系统等，导致观测精度和频度的大幅度提高，甚至带来某些概念上的飞跃，如导致建立了三维全球参考系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天体力学", "content": "天体力学（ Celestial Mechanics ），研究天体质心运动和绕质心运动以及天体形状的学科。它是天文学的一个分支，也是航天器轨道运动理论的基础和航天器姿态动力学的基础。在天体力学基础上发展起来的航天器运动理论与火箭动力学结合，形成了航天动力学。天体力学的研究对象是太阳系中的天体及一些成员不多的恒星系统。航天器作为人造天体，其运动中的许多问题也是天体力学的研究课题。天体力学仍以牛顿运动定律和万有引力定律为基础。研究方法分三类：①摄动理论：研究内容包括具体天体的摄动理论和纯理论问题。纯理论问题是从各类天体摄动理论中抽象、概括出来的关键性和共同性的问题。②数值方法：研究改进已有的数值计算方法和解决数值方法中出现的问题。③定性理论：研究长期轨道状况和运动方程奇点附近的轨道性质。这些研究方法都可以应用在航天器运动的研究中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "万有引力定律", "content": "万有引力定律（汉语拼音：wàn yǒu yǐn lì zhī dìng lǜ），（universal gravitation，law of），自然界中任何两个质点都相互吸引，这个力同两个质点的质量的乘积成正比，同它们之间的距离的二次方成反比。如用m1、m2表示两质点的质量，r表示两质点间的距离，F表示作用力的值，则F＝Gm1m2／r2，式中的G是比例常量，称万有引力常量或牛顿引力常量，数值因不同单位制而异，在国际单位制中G为6.672×1011牛顿·米2／千克2。这个定律由牛顿于1687年在《原理》上首次发表，它和牛顿运动定律一起，构成了牛顿力学特别是天体力学的基础。\n　　在牛顿公布该定律之前，胡克、惠更斯都曾根据开普勒定律推测行星和太阳间存在和距离二次方成反比的引力，但未能提出数学证明，为此胡克还和牛顿通过信，因此对定律的首创权有过争议。牛顿还曾对晚年的忘年交斯多克雷说过，1666年他在家乡避瘟疫时，曾因见苹果从树上落地而想到地球对苹果的引力是否可延伸到月球。此说传布很广，许多科学家深信不疑，并对牛顿为何推迟20年才发表有种种推测。但也有人根据牛顿晚年的精神状态，认为他对斯多克雷所说的并非真情。\n　　一般物体之间的引力，在物体尺度远小于质心距离时，可视为质点；尺度和间距相近时，须视为质点系，用积分法求引力。但牛顿已算出一个密度均匀的圆球对附近质点的引力同把圆球的质量集中于球心时完全一致。对万有引力的起因，牛顿未作解释，把它视为超距力或以太的作用，系后人所为。爱因斯坦在广义相对论中将引力归之于时空曲率的变化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "摄动理论", "content": "摄动理论（ perturbation theory ），研究确定摄动的大小和变化规律的理论和方法。一个天体绕另一个天体沿二体问题的轨道运行时，因受到其他天体的吸引或其他因素的影响，天体的运动会偏离原来的轨道。这种偏离的现象称为摄动。对于摄动，在数学上可以通过分析方法和数值方法两种不同途径来研究。这两种方法相��地在摄动理论中形成了普遍摄动和特殊摄动两个分支。摄动理论不仅是研究天体运动的主要手段，而且在理论物理与工程技术上也被广泛应用，即所谓微扰理论。\n摄动理论的发展，至今已有二百多年的历史。欧拉、拉格朗日、高斯、泊松和拉普拉斯等许多著名的学者都为它的发展作过不少贡献，先后提出过的摄动方法不下百种。归纳起来，大致可分三类：坐标摄动法、瞬时椭圆法和正则变换。有些方法不能明确地列入哪一类，例如著名的汉森方法就兼有一、二两类的特性。\n\n目录\n\n1 坐标摄动法\n\n1.1 直角坐标摄动\n1.2 球坐标摄动\n1.3 其他坐标摄动\n\n\n2 瞬时椭圆法\n3 正则变换\n\n\n坐标摄动法\n研究天体在真实轨道上的坐标和在中间轨道上的坐标之差，这个差值称为坐标摄动。在经典方法中，常把坐标摄动表示为某个小参量（例如摄动行星的质量）的幂级数，然后逐项进行计算。由于计算技术的发展，微分方程近似解法中皮卡迭代法正逐步代替原来的小参量幂级数展开方法。它的主要优点是有统一的迭代过程，使计算过程能高度自动化。按所取坐标系的不同，坐标摄动又分为下述几种方法。\n\n直角坐标摄动\n这是1858年恩克在研究彗星的运动时提出的，它讨论坐标摄动在直角坐标系中的表示式，经常用于计算短周期彗星和月球火箭的轨道。这种方法的优点是：摄动方程的推导简单，形式对称，可以直接得到坐标，便于计算天体的历表。它的缺点是：以直角坐标表示的摄动量难于显示出摄动的几何特性和力学含义；随着时间跨度的增长，直接坐标的三个摄动量往往同时变大，以致不能把它们所服从的方程作线性化处理，否则就要多次更换零点。\n\n球坐标摄动\n自然天体一般总是围绕着某个主天体运动，例如行星绕着太阳运动，卫星绕着行星运动。因此，球坐标或极坐标的摄动就有较明显的几何意义。克莱洛和拉普拉斯在研究彗星的运动和大行星运动理论时最早提出了球坐标摄动方法。后来，纽康对拉普拉斯方法作了改进，特别是在展开摄动函数时运用了算符运算，使展开过程不仅有简洁的数学表示式，而且有规则的处理过程，便于以后在电子计算机上进行计算。纽康成功地运用这个方法研究了水星、金星、地球、火星四颗内行星以及天王星、海王星的运动，据此编成的内行星的历表，一直是二十世纪以来编算天文年历的基础。希尔提出了一种以真近点角为引数的球坐标摄动法，它曾被成功地用于计算第一号小行星──谷神星的摄动。\n\n其他坐标摄动\n1963年穆森提出了另一种计算坐标摄动的方法，用于计算天体坐标在向径、速度和角动量三个方向上的摄动量。尽管这样的分解不正交，但由于它有不少优点，如有较明显的力学意义，推导方便，积分直接、运用算符运算、各阶摄动方程具有统一而紧凑的形式，并便于计算自动化，现正用于建立新的大行星运动理论。\n在各种坐标摄动的研究中，几乎都以椭圆作为中间轨道。希尔在研究月球运动理论时用了所谓二均轨道作为中间轨道，这是一种计及太阳摄动主要部分的周期轨道，它避开了月球在近地点时进动快所带来的困难。吉尔当曾提出用转动椭圆作为中间轨道，以便消除坐标摄动中的长期项，并将摄动表示为真近点角的三角级数。他的理论曾一度引起人们普遍关心，但后来的研究证明，这种方法是不收敛的。\n\n瞬时椭圆法\n这是以轨道要素作为基本变量的摄动方法。如果行星只受太阳的吸引，正如开普勒定律所描述的，它将沿着一个固定的椭圆运动，决定椭圆运动的六个轨道要素应是常数。若考虑到其他因素的影响，行星将偏离原来的椭圆，六个轨道要素就不再是常数，它们将遵循由常数变易法导出的规律而变化。在这种情况下，可得到一族椭圆，它们逐个地与真实轨道相切，在相切点，二者不仅有相同的坐标，而且有相同的速度；只是加速度彼此不同，一个是真实加速度，另一个是椭圆加速度，二者之差正是摄动力引起的摄动加速度。由于这种摄动加速度的作用，天体在下一时刻将离开这个椭圆，走上邻近的一个瞬时椭圆；相反，一旦摄动作用消失，天体将沿着消失点的瞬时椭圆一直运动下去。天体在太阳辐射压摄动下的运动正是这样：当辐射压起作用时，天体的瞬时椭圆不断变化；但当天体进入一个阳光照不到的阴影区时，辐射压消失，天体就沿着入影点的瞬时椭圆运动下去，直到跑出这个影子为止。\n天体的真实轨道就是瞬时椭圆族的包络线。与坐标摄动相比，椭圆轨道要素的变化一般要缓慢得多，因而便于处理。瞬时椭圆法最早是欧拉在十八世纪中叶研究木星与土星的相互摄动时提出的，后由拉格朗日加以改进。他根据常数变易法，利用拉格朗日括号，严格地导出了描述椭圆轨道要素变化的摄动方程──拉格朗日方程。这种方法的应用十分广泛，特别是被勒威耶成功地用来研究大行星的运动。\n\n正则变换\n这是一种以分析力学为基础的方法。其基本思想是：对变量进行一系列适当的正则变换，以求降低运动方程的阶次，使新的方程具有较简单的形式，例如得出一个描述等速直线运动或简谐振动的方程，从而使问题得解。十九世纪，德洛内从这个观点出发建立了著名的德洛内月球运动理论。他首先将月球的摄动函数展开成四百多个三角项，然后进行一系列的正则变换，使每次变换都能消去其中的一项。他花了差不多二十年的时间，总共进行了上千次变换，找到了三个合适的角速度，将月球的轨道要素都表示成时间的三角多项式，而不包含任何长期项。德洛内的工作为天体力学中的变换理论奠定了基础。这种方法是由一系列形式统一的循环过程组成的，因此非常便于用电子计算机进行计算。\n德洛内之所以要进行那样多的变换，是为了对摄动函数中的每一项都给以严格的数学处理。这在实用上是没有必要的，某些高阶项尽可以略去。以这种想法为指导，蔡佩尔在二十世纪初建立了蔡佩尔变换。他先把摄动函数中的角变量按它们变化快慢排队，然后在一定精度范围内寻找适当的变换，以便一次消去所有含快变量的项，得出一组平均化的方程，进而对新的方程重复类似的过程，直至消去全部角变量为止。与德洛内方法相比，这种方法的工作量小得多，因此，它一出现就被成功地用来研究小行星的运动。人造卫星上天后，它得到了更广泛的应用。但是，蔡佩尔变换也有一些缺点，其中最突出的是：决定新旧变量转换关系的母函数是混合型的，同时含有新旧两种变量，使用颇为不便。为了克服这一缺点，堀源一郎在二十世纪六十年代提出了一种以李变换为基础的理论──堀源-李变换。其优点是:不仅新旧变量之间的变换具有显函数的形式，同时其结果在正则变换之下保持不变，因此它与用哪一组正则变量进行计算无关，而具有通用性。\n电子计算机的创制和发展不仅大大提高数值计算的精度和速度，而且代替人们完成大量机械的重复的推导，今天已广泛用于摄动理论研究。近年来，德普里特、亨拉德、罗姆利用电子计算机编制了一个分析月球历表。单就计算太阳主要摄动项而言，摄动函数就有近3，000项，并通过李变换，得到了近50，000项月球坐标表示式。其规模之大，远非德洛内理论所能相比。\n影响天体运动的摄动因素多种多样：有万有引力引起的保守力，有介质阻尼引起的耗散力，有连续作用的力，也有诸如辐射压引起的间断力等。影响大行星运动的主要摄动因素是行星间的相互吸引；地球大气的阻尼使卫星陨落于地面；太阳辐射压决定着彗尾的形状；潮汐摩擦则是卫星轨道演化的主要动力。只有准确地掌握了各种摄动因素，才能准确无误地计算天体的运动，解释各种壮丽的天象。反之，通过精密的观测和准确掌握天体的运动规律，就可以根据摄动理论的分析，弄清天体周围的力学环境，如测定摄动天体的质量、主天体的力学扁率和弹性模量、大气密度和各种引力场参数等等，甚至还能预告一些未知天体的存在与行迹。因此，摄动理论不仅有丰富的理论内容，也有较高的实用价值。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "多体问题", "content": "多体问题（ many-body problem ），研究 N个质点相互之间在万有引力作用下的运动规律，又称N体问题。这个问题作为研究天体系统运动的一种力学模型，是天体力学和一般力学中的一个基本问题。N等于2时，称为二体问题。这时两个天体的轨道都是圆锥曲线（椭圆、抛物线、双曲线），这一问题已经完全解决。N大于或等于3时称多体问题，求多体问题严格的解析解至今仍是一个难题，尚未得到解决。在航天活动中，航天器在太阳系中运动，同时受到许多自然天体的吸引，严格地说也是一个多体问题。但是，这里关心的仅是航天器的运动，其他天体的运动可以认为已经解决。另外，航天器本身的质量很小，不会影响其他天体的原有运动。在这样条件下的运动问题，在天体力学中称为限制性多体问题。航天器在一个引力中心吸引下的运动问题是二体问题，也可称为限制性二体问题。它的解粗略地描述了人造地球卫星、月球卫星、人造行星的运动，成为研究航天器运动的基础。航天器在两个引力中心吸引下的运动称为限制性三体问题。在两个及两个以上引力中心吸引下，航天器的运动方程只能得到近似解析解。实际应用时常以数值计算为基础求出精确的数值，以满足工程上的需要。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天体的形状和自转理论", "content": "天体的形状和自转理论（ theory of the figure and rotation of celestial body ），研究各种类型的天体在内外引力作用下自转时的平衡形状，以及自转轴在空间和天体内部变化规律的理论。1825年天体力学奠基完成时已建立。当时主要以大行星为背景，研究流体在自引力和自转离心力作用下的平衡形状问题。19世纪已得到很多重要结果，如在一定条件下旋转椭球体（又称为马克洛林体）、三轴椭球体（Jacobi体）、梨状体可成为平衡形状。这些结果在后来讨论行星、恒星和星系的形状问题中都要用到。20世纪50年代以后，由于观测技术、航天技术、地球科学和天文学的迅速发展，天体形状和自转的研究内容和深度都有巨大的进展。\n\n地球的形状和自转\n人造地球卫星上天后，可用几何方法和动力学方法测量地球地面的精确形状，还能精确测定地球的内部结构。由此建立了空间大地测量学，并得到广泛的应用。原子钟出现后，为研究地球自转提供了更客观的标准。现在已能精确了解地球自转速率的变化情况，有如随时间不断减慢的长期变化，以及周年变化、半年变化、季节变化等，而且常有突变。这些观测结果为建立更精确的地球模型奠定了基础。现已不再用刚体地球模型讨论地球自转，而是用弹性加上黏滞的所谓滞弹体。讨论地球自转轴方向变化情况有专门研究领域。地极移动研究地球自转轴在地球体内的变化；岁差和章动研究地球自转轴在空间中的变化。由于观测精度很高，现在正用有关地球自转的观测结果反推地壳的变动和地球的内部结构，以及大气层的活动，为地震和气象服务。\n\n行星、月球、卫星的形状和自转\n航天探测器已得到大量的观测资料，有条件对这些天体的自转、形状和内部结构进行深入研究，为此建立起新的研究领域——行星动力学：主要用动力学方法研究这些天体的形状、内部结构和自转。到现在已建立起月球、金星、火星的形状和内部结构的动力学模型；其他大行星和质量大的卫星形状已能较精确地测定。行星、月球和卫星的自转已开始用动力学方法进行研究，如水星、月球的自转周期和在轨道上的公转周期相等，可用共振理论来解释，这是轨道–自转间的共振问题。金星的情况更特殊，自转周期是224日，公转周期则为243.6日，这里也有微弱的共振，它对公转轨道或自转的影响如何，还有待深入研究。\n在广义相对论框架下，已证明自转和公转之间有相互影响，这是自转理论中的新课题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天体力学定性理论", "content": "天体力学定性理论（ qualitative theory in celestial mechanics ），根据天体运动的方程来研究天体运动的长时间性态，不是寻求运动方程的解，从而得出天体运动的定性性态而非定量性质的理论。天体力学定性理论的名称也由此而来。N体问题(N≥3)是不可积的，即天体的运动不能表示为时间的函数形式。而在数值方法中的截断误差、累积误差和分析方法中级数的收敛性等问题，使得这两种方法不适宜研究时间趋向无穷时天体的运动性态，由此产生了天体力学定性方法，又称天体力学定性理论。这里所说的“长时间”，从理论上讲应该为时间趋向无穷，但在实际问题中，针对不同的具体天体系统，对“长时间”的理解也不一样。如对近地人造天体而言，几个月时间已经很长，但对于大行星，几千年也不能认为是“长时间”。因此，对一些具体天体系统，也可用数值方法来探索天体运动的定性性质。天体力学定性理论主要研究对象为N体或者三体问题，大致可归纳为下面几个方面的问题。\n\n天体紧密接近时轨道的剧烈变化\n可分为两类问题：一类是碰撞问题，研究碰撞前后轨道的变化。在天体发生碰撞时，天体间的距离趋于零，运动方程（分母中有距离的因子）出现奇点，称为碰撞奇点。如果能找到一种方法，使奇点在运动方程中消去，这种过程称为正规化。研究表明，二体碰撞可正���化，碰撞前后的运动状态类似于弹性碰撞，三体碰撞不能正规化。故在讨论三体问题时，要回避三体碰撞情况。与碰撞奇点相对应的是非碰撞奇点，即天体不发生碰撞，但天体的运动在有限时间内的速度趋向无穷，此时运动方程中也会出现奇点，称为非碰撞奇点。中国的夏志宏用一个五体模型证明了此类奇点的存在性，解决了100多年来一直没有解决的问题。另一类是俘获和交换问题。若三个天体中有一个天体的轨道原来是双曲线或抛物线轨道（相对于天体的质量中心），它与另两个天体紧密接近后变成为椭圆轨道，这种情形称为俘获；如果另一个天体与此同时从椭圆轨道变成双曲线或抛物线轨道，则称为交换。俘获和交换问题在天体演化研究和人造天体轨道设计中都有重要的作用。\n\n时间趋于无穷时的运动特性\n三体问题在时间趋于无穷时，有16种运动类型。如双曲线型（三体间的距离都与时间成正比地趋于无穷）、抛物线型（三体间的距离与时间的2/3次幂成正比地趋于无穷）、振动型（三体间的距离既没有界限，也不趋向无穷）、双曲–椭圆型（两个天体间的距离是有界的，另一天体同它们的距离则趋于无穷）等。\n\n运动的全局性质\n所谓全局是全部时间范围内，即从负无穷到正无穷。当时间趋于正无穷时，三体问题有16种运动类型；而时间趋于负无穷时，也同样有16种运动类型。因此，从全局来看，时间由负无穷到正无穷时，可组合成162=256种运动类型。\n在有界运动中，对一些特殊轨道的存在性和稳定性研究占有重要地位，其中讨论得最多的是周期轨道（轨道是闭曲线）和拟周期轨道（如环面上的运动）。周期解理论是由H.庞加莱等人建立的，为天体力学中的一个重要的研究领域。卡姆(KAM)定理证明了在一定条件下拟周期轨道的存在性，由此定理解决了限制性三体问题中三角秤动点的稳定性问题。\n在运动的全局性的研究中，解决了一般三体问题的流形M8的拓扑结构问题；三体运动的可允许区域和禁区问题以及三体相对运动中，一些三体轨道参数的变化范围问题也是重要的研究内容。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天体力学数值方法", "content": "天体力学数值方法（ numerical method of celestial mechanics ），应用常微分方程数值解理论求解天体运动方程的方法。它与分析方法、定性方法并列为天体力学的三个基本方法。随着计算机的飞速发展，数值方法得到越来越广泛的应用。\n\n目录\n\n1 概述\n2 建立天体历表常用的数值方法\n3 研究轨道演化常用的数值方法\n4 数值方法的主要特性\n\n\n概述\n天体力学研究大致分为两类：建立天体历表和研究轨道演化。前者要准确计算天体的位置，要求的精度比较高。后者研究天体轨道的长期演化，计算时间很长，需要保持系统的主要特征（如共振、混沌、守恒量等），但计算精度要求不高。传统的分析方法可用于建立天体的历表，但在精度要求高，轨道偏心率或倾角比较大，或者摄动因素比较复杂时会遇到困难，需要用数值方法求解。由于数学理论发展的限制，轨道演化课题常需要数值方法作为一种重要的辅助手段。数值方法的优点是适用范围广，计算公式简单，可达到很高的精度；缺点是计算速度慢，只能得到所计算的轨道，难于了解问题的全貌。太阳系行星、月球和人造天体的精密历表大都用数值方法建立。在讨论太阳系和恒星系统的起源和演化问题时，数值方法也是一个重要的工具。\n\n建立天体历表常用的数值方法\n计算天体历表时最常用和效率最高的方法是经典的科威尔方法，它直接积分以天体坐标为变量的二阶微分方程。当作用在天体上的力与速度有关时，科威尔方法应与亚当斯方法联用。科威尔方法不适用于偏心率比较大或受强摄动的轨道。\n龙格–库塔型的方法程序简单，适用范围广，得到大量的应用。费赫伯格于20世纪70年代建立的嵌套算法更为人所熟知。它能自动地在每步计算后估计下一步应采取的步长。直接积分二阶微分方程的龙格–库塔方法称为尼斯特罗姆型方法，在轨道数值积分时效率要高些。\n在计算太阳系小天体的历表时可能会遇到两个天体接近碰撞的情况，这时比较适用的方法是BS外推法，它能灵活地变阶和变步长。最好能同时对方程进行正规化变换以消除两体碰撞的奇点。专为大偏心率彗星轨道设计的埃弗哈特方法能达到很高的精度，但计算速度较慢。\n\n研究轨道演化常用的数值方法\n冯康和卢斯分别于20世纪80年代提��的辛方法，现在被广泛用于研究天体系统的演化。辛方法能保持哈密顿系统的主要特性辛结构，用大步长进行长时期计算时，能够保持系统的主要特征。自从威斯顿和荷尔曼提出在雅可比坐标系里把哈密顿函数分离成二体和摄动两个可积的部分后，辛方法成为研究太阳系动力学的主要数值方法，并得到了发展。\n小恒星系、星团和星系团与太阳系有所不同，各个成员的质量相差不多，没有一个具有太阳在太阳系的统治地位，并且星体之间可能频繁地发生紧密交会。阿塞斯采用低阶泰勒级数展开，把差分、引力势的软化、正规化等技术相结合，编制了一系列的程序，适用于研究从几十到几千个星体组成的系统的演化，得到广泛的采用。\n\n数值方法的主要特性\n必须根据课题的具体要求来选择数值方法，因此需要了解每一个数值方法的特性和适用范围。这些特性主要有误差、稳定性、计算速度和能否保持天体系统的动力学特征等。用数值方法进行计算时所产生的误差可分为两类：截断误差和舍入误差。截断误差来自数值方法算得的结果和原微分方程的解之间的差别。截断误差愈小，表明这种方法的精度愈高。舍入误差来自计算过程中因计算机字长的限制产生的数字舍入。两种误差在逐步计算过程中一般都会累积扩大。累积的规律既和数值方法有关，又取决于微分方程的性质。\n数值方法的稳定性决定在计算的某一步产生的误差，在以后的逐步计算过程中的传递规律，是始终保持微有增长还是急剧增长，以致淹没了结果的有效数字。稳定性通常与步长有关，步长愈大，稳定性愈差。亚当斯–科威尔之类的多步法要比龙格–库塔等单步法稳定性要差。\n显然，截断误差愈小，稳定性愈好的数值方法可采用比较大的时间步长，数值积分耗费的机时就比较少。在采用相同步长的情况下，计算速度主要取决于每积分一步所需计算微分方程右边函数的次数。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "历书天文学", "content": "历书天文学（ ephemerial astronomy ），天体力学的一个分支，研究如何利用摄动理论和天体力学数值方法编制各种天体的具体历表，预报各种天象，编算天文年历，同时还研究和建立天文常数系统。\n天体历表是根据天体的运动理论和由观测资料确定的轨道要素来计算的。如果对某些天体，例如对于新发现的天体（彗星或小行星等）的轨道事先一无所知，那就要及时地利用为数不多的观测资料定出其初步的轨道，这项工作就是轨道计算。在此基础上再利用尽可能多的可靠观测资料来不断修正原定的轨道。其一般原理是：根据天体的运动理论和近似的轨道要素计算出天体的理论位置，并与观测资料比较，得出差值，然后利用最小二乘法求出其轨道要素修正值，定出更精确的轨道要素以及同观测有关的其他天文常数，如地球的轨道要素、摄动行星的质量、太阳视差和章动常数等。这项工作就是轨道改进。一个比较著名的实例是：1917年F.E.罗斯利用1751～1912年的9，000多个观测资料改进了纽康的火星运动理论，对火星除半长径以外的其他五个轨道要素和金星质量的参数做了修正，使火星历表的精度大为提高。纽康原来的轨道要素加上F.E.罗斯的改正值，就成为1922年以后各国天文年历计算火星历表所采用的轨道要素。\n历书天文学还研究如何从观测资料确定一些最基本的天文常数和如何建立既精确又合理的天文常数系统的问题，例如确定天文单位和大行星质量。天文单位是太阳系的基本量度单位，它过去是利用小行星爱神星冲日、金星凌日或地内行星的观测资料得出的。六十年代以后，随着雷达天文方法和激光技术的发展，可以直接精确测定天文单位。大行星的质量直接关系到太阳、月球和行星历表的精度，通常由分析大行星对另一大行星、小行星、彗星或大行星的卫星的摄动影响来确定其质量。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天文动力学", "content": "天文动力学（汉语拼音：Tianwen Donglixue；英语：Astrodynamics），现代天体力学的分支。又称人造天体动力学。根据不同的研究对象，又分为人造地球卫星动力学、月球火箭动力学和行星际飞行器动力学。人造地球卫星动力学主要研究人造地球卫星在地球引力场和其他摄动因素下的运动和动力学问题。由于地球是一个密度不均匀、形状不规则的天体，因此不能看成质点，在讨论人造卫星运动时必须考虑地球形状摄动。同时，卫星运动过程中还受��大气阻力、太阳光压力以及日、月等其他天体的引力摄动，这就使得人造卫星的运动轨道十分复杂，通常都采用天体力学中的级数展开分析方法或天体力学数值方法来近似求解。月球火箭动力学主要是研究月球火箭的飞行动力学原理和运动特征，内容包括：击中月球的轨道，绕月飞行的轨道，绕地-月飞行的周期轨道，月球卫星轨道和利用月球引力等。研究月球火箭运动时，常以限制性三体问题或限制性四体问题作为简化的力学模型，主要采用天体力学数值方法直接计算月球火箭的飞行轨道。行星际飞行器是指在行星际之间飞行的人造天体，包括飞向和绕过行星的飞船，击中行星的火箭和行星的人造卫星等。行星际飞行器动力学主要是研究飞行器在太阳、地球和其他行星的引力以及大气阻力、天体形状等摄动力的作用下的运动规律和轨道变化，大都采用天体力学数值方法进行计算。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天体物理学", "content": "天体物理学（汉语拼音：Tianti Wulixue；英语：Astrophysics），应用物理学的技术、方法和理论，研究天体的形态、结构、运动、化学组成、物理状态、起源和演化规律等的科学。天文学和物理学的分支学科。\n　　19世纪中叶以前，对天体的物理性质只有零星的研究。19世纪中叶，分光学、光度学和照相术被广泛用于研究天体的结构、化学组成和物理状态，天体物理学才逐渐形成了完整的科学体系，成为一门独立的分支学科。以后的近100年里，光学观测几乎是唯一的观测手段。20世纪40年代探测到了太阳的无线电辐射，射电天文开始蓬勃发展。从50年代起，火箭和探空技术为大气外层空间观测创造了条件。人们可以观测天体发出的从射电、红外、光学、紫外、X射线直至γ射线的全部电磁辐射，天体物理学进入了全波段观测时代。\n　　天体物理学从研究方法来说，可分为实测天体物理学和理论天体物理学。前者研究天体物理学中基本观测技术、各种仪器设备的原理和结构，以及观测资料的分析处理，从而为理论研究提供资料或者检验理论模型。光学天文学是实测天体物理学的重要组成部分。后者则是对观测资料进行理论分析，建立理论模型，以解释各种天象。同时，还可预言尚未观测到的天体和天象。\n　　天体物理学按照研究对象，可分为：①太阳物理学。研究太阳表面的各种现象、太阳内部结构、能量来源、化学组成等。太阳同地球有着密切的关系。研究太阳对地球的影响也是太阳物理学的一个重要方面。②太阳系物理学。研究太阳系内除太阳以外的各种天体，如行星、卫星、小行星、流星、陨星、彗星。行星际物质等的性质、结构、化学组成等。③恒星物理学。研究各种恒星的性质、结构、物理状况、化学组成、起源和演化等。银河系的恒星有一、二千亿颗，其物理状况千差万别。有些恒星上具有非常特殊的条件，如超高温、超高压、超高密、超强磁场等等，这些条件地球上并不具备。利用恒星上的特殊物理条件探索物理规律是恒星物理学的重要任务。④恒星天文学。研究银河系内的恒星、星团、星云、星际物质等的空间分布和运动特性，从而深入探讨银河系的结构和本质。⑤星系天文学，又称河外天文学。研究星系（包括银河系）、星系团、星系际空间等的形态、结构、运动、组成、物理性质等。⑥宇宙学。从整体的角度来研究宇宙的结构和演化。包括侧重于发现宇宙大尺度观测特征的观测宇宙学和侧重于研究宇宙的运动学和动力学以及建立宇宙模型的理论宇宙学。⑦天体演化学。研究天体的起源和演化。对太阳系的起源和演化的研究起步最早。虽然已取得许多重要成果，但还没有一个学说被认为是完善的而被普遍接受。恒星的样品丰富多彩，对恒星的起源和演化的研究取得了重大进展，恒星演化理论已被普遍接受。对星系的起源和演化的研究还处于摸索阶段。\n　　天体物理学的各分支学科是互相关联、互相交叉的。随着新技术、新方法、新理论的出现和应用，天体物理学中涌现了一些新的分支学科，如射电天文学、红外天文学、紫外天文学、X射线天文学等。天体物理学同其他学科也是互相交叉、互相渗透的。近年来，也出现了一些交叉性的学科，如天体化学、天体生物学等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "理论天体物理学", "content": "理论天体物理学（ theoretical astrophysics ），利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程��学科。1859年，G.R.基尔霍夫根据热力学规律解释太阳光谱的夫琅禾费线，断言在太阳上存在着某些和地球上一样的化学元素，这表明可利用理论物理的普遍规律从天文实测结果中分析出天体的内在性质，是为理论天体物理学的开端。理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步。20世纪20年代初量子理论的建立，使深入分析恒星的光谱成为可能，并由此建立了恒星大气的系统理论。30年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，促进了恒星内部结构理论迅速发展。并且，依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。1917年A.爱因斯坦用广义相对论分析宇宙的结构，创立了相对论宇宙学。1929年E.P.哈勃发现了河外星系的谱线红移与距离间的关系。以后，利用广义相对论的引力理论来分析有关河外天体的观测资料，探索大尺度上的物质结构和运动，以星系整体退行、宇宙微波背景辐射和元素合成为三大基石形成了现代宇宙学。在理论天体物理这一领域，可看到理论物理与天体物理更广泛更深入的结合和渗透，其中以非热辐射、相对论天体物理学、等离子体天体物理学、高能天体物理学等几个方面最为活跃。\n\n内容\n从理论物理学的分支与天体物理学问题的联系，可看出理论天体物理的概貌：①辐射理论。研究类星体、射电源、星系核等天体的辐射，以及X射线源、γ射线源和星际分子发射机制。②原子核理论。研究恒星的结构和演化，元素的起源和核合成，以及宇宙线问题。③引力理论。探讨致密星的结构和稳定性、黑洞问题，以及宇宙学的运动学和动力学。④等离子体理论。分析射电源的结构、超新星遗迹、电离氢区、脉冲星、行星磁层、行星际物质、星际物质和星系际物质等。⑤基本粒子理论。研究超新星爆发、天体中的中微子过程（见中微子天文学）、超密态物质的成分和物态等。⑥凝聚态理论。研究星际尘埃、致密星中的相变及其他固态过程。\n\n方法\n理论天体物理的基本方法是把地球上实验室范围中发现的规律应用于研究宇宙天体。这种方法不仅对于说明和解释已知的天体现象是有力的，还可预言某些尚未观测到的天体现象或天体。如在1932年发现中子之后不久，L.D.朗道、J.R.奥本海默等就根据星体平衡和稳定的理论预言可能存在稳定的致密中子星。尽管这种预言中的天体与当时已知的所有天体差别极大（异乎寻常的高密度等），可是在30多年后的1967年发现了脉冲星，预言终于被证实。另一方面，许多物理学概念首先是由研究天体现象得到的，后来又是依靠天体现象加以检验的。如首先是天体物理学家注意到充满宇宙间的电离物质具有一系列特性，这对建立等离子体物理学这门学科起了极大的推动作用。又如热核聚变概念是在研究恒星能源时首次提出的。禁线也是受到天体光谱研究的刺激才得到深入探讨的。由于地面条件的限制，某些物理规律的验证只有通过宇宙天体这个实验室才能进行。有关广义相对论的一系列关键性的观测检验，都是靠研究天体现象来完成的。水星近日点进动问题、光线偏转以及雷达回波的延迟是几个早期的例子。1978年，通过对脉冲星双星PSR1913＋16的周期变短的分析，给引力波理论提供了第一个检验，这是理论物理学与天体现象二者结合的一个新的成功事例。因此，理论天体物理学既是理论物理学用于天体问题的一门应用学科，又是用天体现象探索基本物理规律的基础学科。无论从天文学角度来看，或是从物理学角度来看，理论天体物理学都是富有生命力的。1983年美国核物理学家W.A.福勒因研究宇宙化学元素形成机制取得重大成果和天体物理学家S.钱德拉塞卡因对恒星结构和演化理论作出的重大贡献而获得诺贝尔物理学奖；1993年R.A.赫尔斯和J.H.泰勒因发现射电脉冲双星共同获得诺贝尔物理学奖。他们经过近20年的努力，利用世界上最大的阿雷西沃射电望远镜进行上千次的观测，以无可争辩的观测事实，证实了引力波的存在。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "恒星大气理论", "content": "恒星大气理论（ theory of stellar atmospheres ），主要通过对恒星光谱的解释来研究恒星大气的结构、物理过程和化学组成的理论。天体物理中的重要组成部分。恒星上能被直接观测到的表面层称为恒星大气。太阳是一颗典型的恒星，而且是离地球最近从而可对其表面不同区域的光谱进行详细观测和分析的唯一恒星。因此常以太阳大气的研究作为恒星大气研究的范畴。对于非常遥远不能作区域分解观测的恒星，只能对可见半球积分辐射的光谱进行观测和研究。包括太阳在内的正常恒星辐射功率基本上集中在可见区和近红外波段。光谱的主要特征是在连续光谱的背景上叠置许多吸收谱线。对连续谱和吸收谱线的观测和理论分析可获得关于恒星大气的知识，不过各有不同的分析方法和适用范围。\n\n连续光谱研究\n太阳和恒星的连续光谱是由它们的低层大气——光球层产生的。为了从观测太阳连续谱获得光球的知识，必须先从理论上建立太阳连续谱辐射强度随波长的变化（又称为连续能谱分布），以及从日面中心至日面边缘的光谱变化与光球中各种物理参数随深度变化的关系。光球中能量是以辐射方式传输的。辐射从内部向外部传输过程中不断与光球物质相互作用，也就是经历了不断吸收与再输运，直至由光球表面自由地向外空辐射。研究这种物质对辐射的吸收和再发射过程，就可建立上述关系。为此通常假定：\n①太阳和其他恒星为球对称，大气中各种物理参数仅为深度的函数。同时，它们的辐射是稳定的，不随时间变化。\n②太阳和恒星光球处于局部热动平衡态。所谓局部热动平衡态就是光球内任一小体积元中可用单一温度来描述辐射场和物态。小体积之中粒子和光子的能态分布由该温度对应的麦克斯韦分布、萨哈方程和玻耳兹曼方程以及普朗克函数确定。但温度本身则是空间位置的函数，在球对称假定下仅是深度的函数。\n上述假定下可推导出太阳和恒星大气中辐射通过既能吸收又能发射的物质时辐射强度变化所遵循的方程式，通常称为辐射转移方程，其形式为：\n\n\n\n\n\n式中 θ为辐射方向对 恒星径向的偏离角， τ λ为波长 λ处的光学厚度，其微分定义为d τ λ＝− κ λ ρd r，其中 ρ为 大气密度，d r为径向上的路程微元， κ λ为波长 λ处单位质量 大气的吸收系数。 I λ( τ λ, θ)就是在波长为 λ、光学厚度为 τ λ和对径向偏角为 θ的方向上的辐射强度。而：\n\n\n\n\n\n称为 源函数，其中 j λ为单位质量 大气的发射率。可见源函数就是物质发射与吸收的比值。吸收系数 κ λ依赖 恒星 大气的吸收机制，而源函数 S λ既与 大气的吸收机制有关也与 大气的发射机制有关。因此它们都包含着 恒星 大气结构和物理过程的信息。\n恒星大气的发射机制主要包括离子与电子复合、电子在离子的库仑力场中减速以及原子或离子因吸收光子或其他粒子碰撞而跃迁到高能级后再向低能级跃迁产生的辐射。恒星大气的吸收可分为真吸收和散射两种形式。真吸收是指原子吸收光子后不再发射出去的吸收，如因光致电离导致原子能级的束缚、自由跃迁和导致电子动能增大的自由–自由跃迁。散射则只涉及光子的方向或波长变化。光子波长不变而只改变光子方向的散射称为相干散射，如原子从某方向吸收光子而跃迁到高能级后重新跃迁到原先的低能级，并向各方向发射同一波长的光子，以及电子对光子的汤姆逊散射，均为相干散射；而涉及改变光子波长的散射，则称为非相干散射，如原子吸收光子跃迁到很高的能级后再逐级向下跃迁的级联散射就是非相干散射。但两种散射都将导致在入射方向上和一定波长处的辐射减弱，因此表现为吸收。\n求解辐射传能方程，可得到从太阳或恒星表面向外的辐射强度表示式为：\n\n\n\n\n\n只有知道源函数：\n\n\n\n\n\n的具体形式和某些假定之后，才能具体计算出太阳和 恒星表面的辐射强度 I λ( θ)。实际上太阳表面任一点与日轮中心点在太阳球心的张角就是 θ。因此对某一确定的波长 λ I λ( θ)表示在此波长处太阳表面辐射强度从日轮中心向日轮边缘的变化。实测结果和 理论计算均表明，太阳辐射主要功率所在的可见光和近红外波段， I λ( θ)从日轮中心( θ＝0)向日轮边缘( θ＝90°)过渡时， λ I λ( θ)逐渐变小。在日轮中心附近减小不太明显，但到边缘附近 λ I λ( θ)迅速下降。故在可见光和近红外波段拍摄的太阳照片上可看到太阳边缘明显变暗，这一现象称为太阳的 临边昏暗。 理论分析得知，日轮中心附近的辐射主要来自光球低层，那里温度较高，辐射较强，显得较亮；而日轮边缘附近的辐射来自光球上层，该处温度较低，辐射较弱，显得较暗。因此太阳临边昏暗现象是光球温度随高度增大而下降的直接反映。另一方面，对于日轮上任一固定测点（ θ确定）， λ I λ( θ)表示该测点处辐射强度随波长的变化，就是连续光谱的能量分布。而 λ I λ( θ)对 θ的积��就表示整个日轮上所有点辐射总合成的平均能谱分布，相当于不可分辨的遥远 恒星的情况。因此，通过实测得到的太阳表面辐射中连续能谱分布及其临边昏暗规律，与通过某些假定和源函数 S λ的具体形式后求解辐射转移方程得到的 理论 λ I λ( θ)进行比较，可探求太阳 大气中各种物理参数如温度、压力、密度和电离度等随深度的变化，亦即建立太阳或 恒星的 大气模型。\n\n吸收谱线研究\n正常恒星的光谱是连续光谱上叠加许多暗黑的谱线，称吸收线。吸收线中的辐射强度并非为零，但比附近连续光谱的辐射弱，显得暗黑。不同吸收线有不同的强度和宽度。吸收线的中心波长对应于各种原子和离子的能级跃迁。恒星光谱中存在离散的吸收谱线的事实表明，恒星大气除了能对辐射作连续波长变化的吸收（称为连续吸收）外，还存在与能级跃迁相对应的特定波长的非连续吸收（称为选择吸收）。虽然吸收线所涉及的辐射能量在恒星大气的能量平衡中作用不大，然而观测和研究吸收线往往可比分析连续谱获得更为详尽的恒星大气知识。首先是研究吸收线可获知恒星大气的化学组成。而且，吸收线中辐射强度随波长的变化（称为谱线轮廓）和整条谱线的总强度（称为谱线等值宽度）中同样包含着恒星大气结构和物理过程的丰富信息。研究太阳表面不同区域光谱和恒星光谱中吸收线的轮廓和等值宽度，可推测吸收线形成区中温度、密度、压力、物质运动速度甚至磁场分布等更为详细的知识。不过与连续谱研究相比，谱线的研究在观测上和理论上遇到的困难更多。观测方面必须得到具有足够高色散和分辨率的光谱资料，因此对观测设备有较高的要求；而在理论上，为了准确地解释观测到的谱线轮廓，在多数场合必须考虑太阳或恒星大气中的不均匀性和动力学特性，有时还会涉及处理非局部热动平衡态问题。\n吸收谱线的研究可分为谱线轮廓和生长曲线两种。在谱线轮廓方面，主要是建立适用于谱线波长范围的谱线辐射转移方程。为此除了考虑连续吸收系数外，还需要引入表明谱线存在的选择吸收系数，并确定谱线特有的源函数。确定选择吸收系数时，必须讨论复杂的谱线加宽机制问题。源函数则涉及恒星大气模型的应用。然后在某些基本假定下，求解谱线的辐射转移方程，得到理论的吸收谱线轮廓，再与实际观测到的谱线轮廓相比较，获取关于恒星大气结构和物理过程的知识。\n在生长曲线的研究中，则是先从理论上推导出表征吸收线总强度的谱线等值宽度与产生该谱线的低能级原子数目的关系，称为理论生长曲线。另一方面，利用观测到的多重谱线得到一系列观测谱线等值宽度数据，构成观测生长曲线。把观测生长曲线与理论生长曲线进行比较，就可推测出恒星大气的化学组成、原子的激发温度、热运动速度、湍流速度和阻尼常数等。生长曲线方法的优点就是无须利用高色散的光谱观测资料，这一点尤其适用于暗弱恒星光谱的分析。\n少数恒星光谱中除了吸收线外，还存在发射谱线，有些恒星甚至以发射线为其光谱的主要特征。发射线一般是由离星体较远处的稀薄气体，即星周气体产生的，而星周气体往往是由星体抛射出去的。发射谱线的强度和轮廓与星周气体的大小、形状、密度和运动方式等密切相关。因此对恒星发射线的观测和研究可获得关于星周气体结构和物理过程的知识。恒星发射线的研究也是恒星大气理论研究中的一个重要课题，其研究方法与吸收谱线的研究有些类似。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "热辐射和非热辐射", "content": "热辐射和非热辐射（ thermal radiation and nonthermal radiation ），如果辐射源（等离子体、中性气体云等）处于热动平衡或局部热动平衡状态，即系统内质点（分子、原子、离子、电子等）的能量分布可以用一定温度下的玻耳兹曼分布律表示，则其辐射称为热辐射；反之，如果辐射源中质点远离热动平衡分布，则其辐射称为非热辐射。近年发现的许多新型天体，如类星体、中子星、星际分子射电源、X射线源、γ射线源等，它们的辐射谱形、偏振状态、光变特性等与热辐射有明显区别，因此，非热辐射机制的研究日益受到重视。例如，类星体和射电星系所以能发射有偏振特性的幂律型射电谱，普遍认为是由远离热动平衡分布的相对论性电子在外磁场中的同步加速辐射所造成的。又如强的分子射电谱线，一般认为是来自天体微波激射源放大作用。实现这种辐射机制��条件是“粒子数反转”，要求分子的能级分布远离平衡分布，即处于高能级上的分子数多于低能级上的分子数。对于太阳的Ⅱ型及Ⅲ型射电爆发(见太阳射电爆发)，可用相对论性电子在等离子体中穿行时的切连科夫辐射说明。由这一效应产生的等离子体波，将会部分转化为射电辐射。至于相对论性电子的逆康普顿散射，则是产生γ射线的一种重要的非热辐射机制。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "恒星内部结构理论", "content": "恒星内部结构理论（ theory of stellar interior structure ），理论天体物理学的一个分支。它的主要内容是：①研究恒星内部的物态，如温度、密度和压力等由中心至表面的分布情况；②探讨恒星内部输送能量以及维持温度梯度的物理机制；③确定能源和维持恒星不断辐射的不可逆过程；④推测恒星内部的化学成分和元素分布情况；⑤根据获得的知识，研究恒星的演化和元素的合成。\n恒星是相当稳定的炽热气体球结构，处于流体静力学平衡状态，寿命在几百万年到上百亿年之间。研究恒星内部结构要求解质量、动量和能量守恒的三个联立微分方程和一个产能的微分方程。一般取向径为自变量，压力、质量、光度为因变量。在恒星内部，能量的传输主要是由辐射或对流两种机制来完成的。当辐射温度梯度超过绝热温度梯度时，解能量传输问题采用对流传能的微分方程；情况相反时，则采用辐射传能的微分方程。此外，还用物态方程联系压力、温度和密度。由热核反应确定的产能率也同温度、密度和化学成分有关。由各元素的吸收系数合成的不透明度出现在辐射转移微分方程中，控制传能的快慢。不透明度是温度、密度和化学成分的函数。建立恒星内部结构模型，需采用数字积分方法。通常先假定恒星质量和化学组成为已知量。数字积分可分为核心积分和包层积分两部分。核心积分从恒星中心开始，向外积分到某一点；包层积分从恒星表面开始，向内积分到同一点，并使核心积分和包层积分在交界点处镶合。即在镶合点上保证各物理量的连续性，在镶合过程中可以对一系列参数（如中心温度、中心压力、光度半径等）的尝试值进行调节和确定。\n太阳是离我们最近的一颗恒星，它的质量、光度、半径、表面温度和化学成分已有较精确的数据。应用质子－质子反应和碳氮循环作为产能的机制，求解太阳的内部结构，得到太阳的中心温度为1.5×107K，中心密度为160克/厘米3。所采取的原始的化学成分，按重量计，氢为0.71，氦为0.27，其他重元素为0.02。由于氢聚变为氦，从0.2半径的层次起氢含量从0.71向内逐层减小，中心值是0.36，在0.2半径的球内包含总质量的60％。质子-质子反应产生总能量的90％以上。由于问题复杂，根据不同模型的计算结果，相差可达10％。\n恒星内部结构主要由它的质量、化学成分和演化阶段(即年龄)来决定。在主星序阶段（见赫罗图）的星族I恒星的内部结构主要由质量来决定。质量大于1.70M嫯（太阳质量）的星，外部对流层（见太阳对流层）的影响可以忽略不计，可看作完全是辐射层，而中心部分有对流核心。质量在0.8～1.7M嫯范围内的恒星，外部有相当大的对流层，而中心部分的对流核心随质量的减小而减小。太阳内部从对流层底层到中心完全是辐射层。这和产能方式有关。大质量恒星的中心温度高，产能机制主要是碳氮循环，产能率和温度的高次方成正比。温度梯度高，导致对流，质量大于2M嫯的恒星属于这种类型。质量小于0.8M嫯的恒星计算结果较少，一般认为外部的对流层向内深入。对于0.64M嫯的恒星，外部对流层厚度可达半径的1/3；对于0.08～0.27M嫯的星，对流层可以一直延伸到中心。恒星内部结构和它的中心温度、密度和化学成分决定恒星中以哪种热核反应起主导作用，而一旦新的热核反应发生，又转而影响、甚至决定恒星的结构和演化。此外，还可以就不同元素氢、氦、碳、氧等燃烧阶段来讨论恒星的内部结构。\n恒星内部结构理论能说明赫罗图上恒星的分布和演化以及元素的合成和演化，还可以阐明各种星团赫罗图的意义，确定它们的年龄和距离，对于了解恒星的本质和演化，有很大作用。不过，恒星内部结构理论也有某些不足之处。由于问题的复杂性，在理论和计算上都不得不采取一些近似和简化方法，因而结果往往不够精确。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "宇宙气体动力学", "content": "宇宙气体动力学（ cosmic gas dynamics ）��应用气体动力学的理论和方法研究宇宙中物质形态和运动规律，特别关注磁场的影响的学科。流体力学和天体物理学相互交叉的学科。该学科名称是E.萨兹曼于1968年正式提出的。研究对象主要是星际空间、恒星以及地球大气层中的电离气体。研究内容包括恒星外层结构（湍流对流速度、波动及激波等），太阳及恒星活动（耀星、太阳耀斑、闪光相和宇宙线等），核反应和带电粒子加速机制，电磁活动对天体演化的作用，日冕和太阳风的流体动力学机制等。宇宙气体动力学的研究领域已从行星环境扩展到太阳内部，从气云到星系，以至局部宇宙的演化，并在太阳风、地球磁层、气云的坍缩与破裂、无碰撞激波、恒星大气的反常加热、宇宙中磁场的起源和演化、星系的密度波理论等方面进行研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "宇宙磁流体力学", "content": "宇宙磁流体力学（ cosmic magnetohydrodynamics ），磁流体力学在天体物理学中的应用所形成的学科。\n电磁场中运动的导电流体，受到洛伦兹力的作用，同时还产生感应电动势。前者使流体运动受到电磁场的影响，后者则使电磁场又受到流体运动的影响，因此形成流场与电磁场之间的耦合。等离子体在一定条件下可看作连续介质，磁流体力学则是研究等离子体理论的宏观方法。实际上，磁流体力学的发展一直是与等离子体动力学的发展互相促进的。\n宇宙中绝大部分物质都处于气体和等离子体状态。恒星内部气体几乎是完全电离的。太阳光球的电离度虽不太高，但色球和日冕的电离度几乎达到百分之百。高温恒星周围的星际空间的气体，一般也是高度电离的。宇宙中磁场是普遍存在的。太阳上不仅普遍有磁场，而且在局部区域和一定时间内，磁场可以很强，如太阳黑子的磁场强度可达数千高斯。恒星上也存在磁场，已观测到的磁变星的磁场强度可达几万高斯。中子星的场强更大，可达1012～1014高斯。恒星际空间和星系际空间也存在磁场。因此，磁场中等离子体的运动就成为天体物理研究的重要对象，而磁流体力学则是一个重要的研究工具。\n磁流体力学以流体力学和电动力学为基础，把流场方程和电磁场方程联立起来，引进了许多新的特征过程，内容十分丰富。宇宙磁流体力学更有其特色。首先，它所研究的对象的特征长度一般来说是非常大的，因而电感的作用远远大于电阻的作用。其次，它有效时间非常久，由电磁原因引起的某些作用力虽然不大，但却能产生重大效应。磁流体力学大体上可以和流体力学平行地进行研究，但因磁场的存在也具有自己的特点：在磁流体静力学中的平衡方程，与流体静力学相比，增加了磁应力部分，这就是产生磁约束的根据。运动学在磁流体力学中有着不同的含义，它研究磁场的“运动”，即在介质流动下磁场的演变。与正压流体中的涡旋相似，磁场的变化也是由对流和扩散两种作用引起的。如果流体是理想导体，磁力线则冻结在流体上，即在同一磁力线上的质点恒在同一磁力线上。如果电导率是有限的，则磁场还要扩散。两种作用的强弱取决于磁雷诺数4πσUL/c2（c为光速，σ为电导率，U和L分别为问题的特征速度和特征长度）的大小。研究流动如何产生和维持天体中磁流发电机制，大多是以运动学为基础的。\n扰动的传播与一般流体力学有很大不同。首先，由于磁张力，冻结在流体中的磁力线像绷紧的弦一样，垂直磁力线的扰动可以沿着这种磁力线传播，形成阿尔文波，其速度为：\n\n\n\n\n\n式中 B为基态磁感应强度， μ为 流体的磁导率， ρ是 流体密度。 v称为 阿尔文速度。其次， 磁流体力学中声波受磁场影响将分解为快磁声波和慢磁声波两种，它们的相速度分别大于和小于阿尔文波的相速度。这三种波的传播一般是各向异性的，它们统称为 磁流体力学波。\n无论对于平衡的不稳定性，层流转换为湍流的不稳定性或热力不稳定性，磁场的影响都会起很重要的作用。一般，磁场对导电流体的运动起着像黏滞阻力一样的作用，并且使导电流体具有一定程度的刚性。这样就会减弱任何导致不稳定的趋向。同时，磁场的存在也将传播一些新的扰动模式。\n磁流体力学湍流往往是与宇宙中磁场的产生和维持相联系的。湍流的无规则运动一般会使磁力线伸长，而使磁场增强。另一方面，湍流也会增加磁场的耗散率。当然，磁场也将对湍流运动起反作用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "等离子体天体物���学", "content": "等离子体天体物理学（ plasma astrophysics ），应用等离子体物理学的基本理论和实验结果来研究天体的物态及物理过程的学科。包括理论探讨和天文实测对理论的检验两个方面。\n宇宙物质绝大部分处于等离子态。如地球的电离层和地球磁层、行星际空间的太阳风、太阳大气、某些磁变星、星际物质以及星系际物质等。近年认识到天体等离子体远非处于热动平衡状态。宇宙间存在各种不稳定过程（如太阳耀斑和各种类型的太阳射电爆发，即使太阳在“宁静”期间，也存在巨大的不稳定性），因而在等离子体中经常不断地激起各种波动，形成复杂的湍动状态。行星际空间的太阳风在地球附近形成的地球弓形激波、磁层亚暴等，都说明天体等离子体往往处于湍动状态。又如超新星、类星体、星系核、星系核风以及脉冲星周围的等离子体，也都同热动平衡的状态相差很远。\n等离子体天体物理学着重研究天体等离子体中各种不稳定的物理过程。天体等离子体中两体碰撞不是粒子间相互作用的主要形式，更重要的是带电粒子（电子和离子）间的集体相互作用，它能激发各种振荡和波动。各种形式的等离子体波，可看作是准粒子，称为等离子体激元。由于存在不稳定性，等离子体处于湍动状态。湍动状态下，等离子体中各种形式的波动之间，往往发生强烈的非线性相互作用，并引起能量在频谱中的再分布。这种作用通常叫作波–波作用。此外，波和带电粒子之间可产生更有效的相互作用使粒子加速，使辐射谱的特征改变。这种作用通常叫作波–粒子作用。因此天体等离子体主要应由彼此相互作用着的三种成分组成，即电子、离子和等离子体激元（对某些天体，还应加上一种成分，即中性粒子）。现代等离子体天体物理学正是要探索和研究在各种可能的天体物理条件下，上述三种基本成分之间相互作用的物理规律。\n天体等离子体经常处于很复杂的物理状态。这表现为通常存在不均匀结构：电导率远小于按经典的两体碰撞理论所计算的值，甚至会突然变为零，致使磁流体力学中的“磁冻结”图像失效；由于不稳定性而导致等离子体位形不确定。等离子体天体物理学要研究两个问题：一是各种天体的等离子体湍动状态形成的可能性；二是假定天体等离子体处在湍动状态，从天文观测中将会得出些什么推论。对第一个问题还不能作出普遍的回答，但对地球磁层和太阳等离子体的研究表明，至少在地球附近的等离子体常常处于湍动状态。近年来实验室进行的大量实验证明：等离子体中的不稳定性是很容易产生的，等离子体状态对热动平衡有微小的、有时甚至是可能被忽略的偏离，也会导致向湍动状态转化。产生不稳定性所需要的对热动平衡偏离的最小值，称为不稳定性阈值。对诸如星际物质、太阳风、日冕、类星体外部区域和脉冲星辐射区域的研究表明，在这些天体上都可能达到不稳定性阈值，并形成等离子体湍动状态。至于第二个问题，天体等离子体处于湍动状态，必然会改变对天体物理观测所作的传统解释。如处于湍动状态中的天体等离子体中的快粒子将导致谱线致宽，改变天体等离子体的电离度，加热等离子体；湍动状态的等离子体又可将其湍动能转化为电磁辐射能等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "高能天体物理学", "content": "高能天体物理学（ high energy astrophysics ），研究发生在宇宙天体上的高能现象和高能过程的学科。20世纪60年代人造地球卫星被送上太空以后，对宇宙天体的辐射过程的研究从可见光、射电扩展到X射线、γ射线等高能电磁辐射波段。在高能辐射波段，电磁辐射的波长短到接近或小于一个原子的大小，此时的辐射可像粒子一样深入到物质深层而不再具有光波的反射、折射等波动特性，从而又被称为高能光子。公式E＝hν＝hc/λ描述了这种电磁辐射的波粒二象性，适用于整个电磁波谱上光子的能量E、波长λ和频率ν之间的关系。如一个波长为4 000埃（1埃＝0.1纳米）的蓝光光子的能量为3.1电子伏；一个波长为1埃的X射线光子能量则为12.4千电子伏；而一个波长小于原子核大小（十万分之一埃）的高能γ射线光子，能量可高于1.24千兆电子伏。因此，这里所说的“高能”，首先是指单个光子的能量高，其次是指辐射的总能量比一般恒星、星系的辐射要大的多，如活动星系核、宇宙γ射线暴等。\n\n研究内容\n高能天体物理学研究发生在天体上的这些高能光子的产生机理、辐射��征和物理规律。此外，由于这种辐射与其起源处的宇宙线高能带电粒子存在着密切关联，能够到达地球的宇宙线粒子的能量高，其能谱从10千兆电子伏开始直跨10个数量级，因此也把对高能宇宙线粒子的产生和加速机制的研究纳入高能天体物理学的研究范围。 \n\n\n\n图1　各类电磁辐射可达到的距海平面的高度 \n\n\n与高能天体物理的观测基础相对应的天文学分支又称高能天文学。由于高能辐射的粒子特性，通常必须采用核探测器进行观测；由于地球大气的屏障作用，高能天文观测只能在40千米以上的高空气球、火箭和人造地球卫星上进行（图1）。1962年美国的火箭载探测器首次发现了一个光学亮度很弱而X射线通量很强的天体，名叫天蝎座X–1。这一发现说明，宇宙空间中存在着一类以高能电磁辐射为主的天体或天体现象，而且辐射的总能量之大是太阳一类的恒星或普通星系所无法相比的。天蝎座X–1的发现标志着高能天文学的诞生、全波天文观测时代的开始。在以后的40年中，100余颗高能天文卫星被送上太空，现已观测到能量从1千电子伏直至1 000千兆电子伏以上天体的高能γ光子辐射，发现了上万个宇宙X射线源、数百个宇宙γ射线源（包括X射线脉冲星、类星体等一大批高能天体）、宇宙γ射线暴、X射线暴、双星致密星和黑洞的X射线辐射等一系列的高能辐射现象，带给人们一个全新的宇观世界，高能天文观测本身及其所带动的高能天体物理研究获得了前所没有的迅速发展。\n高能光子产生的基本过程　主要分为下述几类：\n①高温等离子体热运动产生的热辐射过程。辐射光子的能量可用E＝hν＝kT描述，T为等离子体的温度。在光学厚的情况下表现为黑体辐射，产生千电子伏的低能X射线需要有T接近107K的足够的高温；光学薄的高温等离子体会产生热轫致辐射，温度可更高一些，100千电子伏的X射线要求温度109K，已是极限。\n②高能电子与物质或场的相互作用产生X射线、γ射线，对于具有幂律能谱接近E−α（α为一常数）、能量为γm0c2的相对论电子(m0为电子的静止质量，γ为洛伦兹因子，c为光速)，产生的光子能谱也是幂律谱，主要的过程有三种：高能电子在穿过物质时因库仑场作用减速而产生非热轫致辐射，辐射的能量与高能电子的动能有相同的数量级；高能电子在磁场中加速产生同步辐射，辐射有很强的方向性，光子的能量正比于Bγ2（B为磁感应强度），天体环境中磁场强度的跨度很大，因而产生的光子可从射电一直到高能γ波段；高能电子与微波背景、星光等低能光子的逆康普顿散射，一次散射就可使低能光子的能量提高γ2倍。用产生1兆电子伏的γ光子为例，由这三种过程分别需要的电子能量为：轫致辐射γ为2；与2.7K微波背景辐射光子的逆康普顿散射γ为3.3×104；同步辐射γ为1.4×107（B约为1高斯时）。\n③高能质子与物质或场的相互作用产生高能γ射线。高能粒子与原子核的核反应过程，可使原子核散裂，或激发而后退激，或生成放射性同位素后再衰变，是核γ射线的主要来源。足够高能的质子与质子或α粒子碰撞，最终会产生π0，一个π0会衰变成2个68兆电子伏的高能γ光子；如果反物质在宇宙中有一分布，高能质子与反质子相遇会湮没产生高能γ光子。 \n\n\n\n图2　密近双星吸积过程示意图，X射线辐射发生在致密星附近 \n\n\n④正负电子对的单光子、双光子或三光子湮没，或束缚态湮没，会产生511千电子伏γ谱线或连续谱。由于正负电子对往往产生于高能光子和物质的相互作用过程，在物质致密区会因此而产生光子和正负电子的电磁级联过程，从而产生能量较低的非热X射线。\n\n观测研究\n观测和研究表明，银河系中最强的X射线辐射来自于包含有一颗致密星和一颗光学主序星的密近双星系统，其中的致密星体积很小、可以是质量为太阳质量三分之一的中子星，或大于三倍太阳质量的黑洞，其强大的引力吸引着光学主星的表面物质和周围气体，形成一个吸积盘。吸积盘物质被黏滞加热至高温等离子体态，在致密星附近产生和发射X射线（图2），所以双星X射线源大多是热辐射天体，光度量级1030焦/秒。而且，由于光学主星的轨道运动，视向的X射线辐射会有轨道周期的掩食效应。另一类X射线强源发生在磁中子星上，具有强磁场的中子星可是密近双星中的致密星，如武仙座X−1；也可是超新星遗迹中的射电脉冲星，如蟹状星云脉冲星。辐射来自极冠处高能电子在强磁场中的同步辐射，视向强度受到中子星的自转周期的调制，���类天体也被称作X射线脉冲星或γ射线脉冲星。蟹状星云脉冲星的33毫秒周期性脉冲辐射一直延续到10千兆电子伏以上，证明这颗中子星极冠处的磁场强度达到了1012高斯。\n类星体和活动星系核是银河系外星系尺度上的强X射线发射体，光度范围1036～1040焦/秒，如果用巨型黑洞的吸积模型解释类星体和活动星系核的强大的能量释放现象，由于有较强的穿透率，X射线的发射即可反映其核心深处的作用规律，接近10千电子伏的X射线发射区已在吸积流进入黑洞视界前的最后稳定区。\n宇宙γ射线暴是近30年来最有吸引力的一类高能辐射现象，它们的短时标、随机出现的辐射特征很难判定其距离。1997年以来，观测到40多例γ射线暴宿主星系的红移，从而可断定在地球附近观测到的持续时间较长的一类宇宙γ射线暴，起源于银河系外遥远星系内恒星尺度的爆发，对因此而无法解释的巨大能量的释放可用带喷注的火球模型解释。\n宇宙中高于100兆电子伏的高能γ射线辐射被认为与早期宇宙演化以及极高能宇宙线（E接近1021电子伏）的传播行为有密切联系。宇宙线与星际氢分子云的相互作用能够解释银河系盘面上很强的弥漫γ射线辐射。逆康普顿散射在许多天体条件下是解释高能γ射线产生的重要机制之一。\n能够到达地球附近的宇宙线称做初级宇宙线，宇宙线核子在其产生及传播过程中，不断受到各种磁场，包括星系际和星际磁场的偏转和加速作用，初级宇宙线失去了原来的方向，只有在1018电子伏以上的极高能区才有可能保留下原始的信息。现在比较共识的是“费米加速机制”和银河系的漏箱模型：宇宙线核子起源于恒星演化晚期的超新星爆发；能量低于1015电子伏的初级宇宙线以质子成分为主，主要来自于银河系内；能量高于1015电子伏的质子会从银河系中“漏”出，初级宇宙线中重核的比例增加；高于1018电子伏的极高能宇宙线应该起源于银河系外，能谱在1021电子伏以上应该有截断。\n\n发展方向\n高能天体物理和粒子物理、宇宙学有着十分密切的联系，它从研究微观粒子的物理规律出发，研究发生在浩瀚宇宙中的宏观尺度上的种种物理现象，是联系微观世界和宇观世界的最好接合部。21世纪的前30年，高能天体物理研究的重点是：极端条件下的物理，恒星黑洞天体的证认，短时标宇宙γ射线暴，极高能宇宙线的起源，高能γ射线源，高能中微子源，暗物质和暗能量等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "相对论天体物理学", "content": "相对论天体物理学（汉语拼音：Xiangduilun Tianti Wulixue；英语：Relativistic Astrophysics），以广义相对论等引力理论为主要工具来研究天体现象的学科。天体物理学的分支学科。1915年，A.爱因斯坦创立了广义相对论，相对论天体物理学也宣告诞生。但是，一方面，通常的天体的引力场很弱，广义相对论效应不重要；另一方面，观测手段的限制又显示不出广义相对论的重要性。因此，相对论天体物理学长期得不到发展，仅在宇宙学里，广义相对论才有较广泛的应用。从20世纪60年代起，一大批具有很强引力场的天体的发现，以及宇宙学的空前活跃，相对论天体物理学得到了迅猛的发展。相对论天体物理学主要包括如下几个方面：①相对论宇宙学。研究宇宙的大尺度时空结构、几何特征和宇宙的演化。②致密天体物理学。研究简并矮星、中子星（脉冲星）、黑洞、星系核等致密天体。③引力波天文学。研究引力波的发射和探测。④后牛顿天体力学。研究广义相对论对以牛顿力学为基础的天体力学的各种修正。另外，用天体的运动性质来检验各种引力理论也是相对论天体物理学的重要方面。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "光学天文学", "content": ""}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "射电天文学", "content": "射电天文学（radio astronomy），通过观测天体的无线电辐射来研究天文现象的学科。由于地球大气的影响，地面射电天文的观测研究只能在波长1毫米到30米的波段间进行。研究内容几乎与光学天文学相同，包括探讨天体的物理状态、化学组成和演化过程以及研究和测定天体的位置和运动，建立基本参考系和确定地面坐标等。无线电波能通过光波透不过的星际尘埃，所以射电观测能深入到光学方法看不到的地方。银河系空间星际尘埃遮蔽的广阔世界，只是在射电天文诞生以后才第一次为人们所认识。此外，某些产生非热辐射的天体，虽然不发出可见光，但往往发出强烈的射电辐射，因此用射电探测方法能探测到某些光学波段完全无法发现的天文现象。可以说，射电天文不仅是光学天文的补充，而且开辟了天文学科中一个崭新的分支。射电天文学诞生于20世纪30年代，半个多世纪来，发展十分神速。20世纪60年代四大天文发现——类星体、脉冲星、星际分子和微波背景辐射，都是用射电天文手段获得的。当前，射电观测手段无论在灵敏度和空间分辨率方面，还是在成像技术方面，其水平都不亚于地面光学手段，在天文领域的各个层次中都作出了重要贡献，开辟了新的研究领域。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "射电天体物理学", "content": "射电天体物理学（ radio astrophysics ），用现代物理学理论解释天体的射电现象，探讨天体的物理状态、化学组成和演化过程的学科。虽然K.G.央斯基在1931～1932年就已探测到来自银河中心的射电，各国射电天文学家在50年代对太阳射电也作了相当多的观测和理论探讨，但只是在60年代的几项重大发现（类星体、脉冲星、宇宙微波背景辐射、星际分子）以及对射电星系进行细致观测以后，射电天体物理学才成为一门独立的学科。以综合孔径射电望远镜、甚长基线干涉仪和射电天文谱线技术为标志的现代射电天文手段，已经可用与光学天文图片同等清晰的程度描绘出遥远天体的射电图像，可测量一些天体中小到万分之几角秒的射电细节，可探测到宇宙中“复杂”分子的微波谱线。射电天体物理学的这种实测基础，仍在继续发展（见射电天文学）。\n为了解释射电星系、类星体和脉冲星中剧烈而复杂的射电现象，首先就要探索新的辐射机制和解决巨大能量的起源问题。从理论物理的角度看，主要涉及处在磁场内的相对论性粒子在等离子体中的高能现象，包括相对论性粒子的加速、辐射机制以及能量转移过程。因此，相对论、等离子体物理和电磁波在等离子体中的传播理论，构成这一领域的理论基础。另一方面，射电谱线的观测研究，涉及温度比较低的电离气体星云和分子云中的物理化学过程，所以原子物理学和分子化学也成为射电天体物理学的主要理论支柱。\n\n实测基础\n用各种类型射电望远镜获得的天体射电的信息，是研究射电源的物理状态、化学组成和辐射能源机制的实测依据。射电的实测内容一共有七项：①射电源的光学证认。测定射电源的位置，找出它的光学对应体。这是现代射电天体物理的最重要的任务。②角径和大小。直接测出射电源的角径，如果知道射电源的距离，即可定出它的直径。对于河外射电源，通常是根据对应光学体的光谱线红移值，利用哈勃定律计算距离。③强度分布和射电光度。高分辨率射电望远镜可测出射电源辐射强度的分布，得到源的结构。④频谱。通常在10兆赫至100太赫频段内的许多个频率上测量辐射强度，从而得到射电源的辐射频谱。⑤偏振。用射电偏振计测定辐射中的偏振成分。⑥射电谱线测量。搜索原子、分子发出的射电谱线，测定谱线的强度、轮廓、多普勒频移和偏振。⑦随时间的变化。许多射电源的辐射强度和辐射结构在几天、几个月或几年内发生明显变化，需要长时间的监测。\n\n辐射机制和辐射转移\n按空间分布有两大类射电源：银河系源，集中在银道面；河外源，呈现出空间近似均匀分布；还有一个2.7K的背景辐射，源于宇宙学。按射电辐射机制也分为两大类：以热机制辐射的源和非热过程辐射的源。观测发现河外源中非热辐射源是主要的。射电天体物理学的主要课题之一是研究等离子体中射电的产生机制，以及这种射电在传递过程中发生的变化，包括发射、吸收、放大、波的转换等。另一主要课题是解释天体射电的频谱分布和谱线特征。射电辐射按频谱的特点可分为连续辐射和谱线辐射。\n已知的主要辐射机制属于连续辐射的有：①轫致辐射。在电子和离子发生碰撞的过程中产生的辐射。②同步加速辐射。相对论性电子在磁场内回转时发出的辐射，大量宇宙射电源的辐射特性可用这种机制来解释（能量低一些的电子，在磁场内的辐射称为回旋加速辐射）。③等离子体辐射。高温磁等离子体内存在着各种不稳定性。当不稳定性出现时，等离子体粒子的“集合行为”产生各种类型的等离子体波，然后通过非线性效应转化成射电。属于谱线辐射的也有三类：①原子谱线。电子在原子能级之间跃迁时产生的辐射。②分子谱线。分子或分子离子的振动－旋转能级的精细结构之间跃���产生的辐射。③复合线。自由电子被离子重新俘获到激发能级，再向低能级跃迁时产生的辐射。\n每一种发射过程都有与之相应的逆过程——吸收，如热吸收（碰撞吸收）、同步自吸收等。但在射电天体物理学中，辐射的放大机制也在一定条件下出现，特别是通过微波激射机制产生的羟基、水分子等的谱线。\n\n典型射电天体上的物理过程\n射电天体物理学所研究的天体包括：太阳，太阳系天体（特别是木星）；银河系中的超新星遗迹，脉冲星，射电星，电离氢云(HⅡ云)，分子云；河外射电源，如类星体、射电星系、邻近星系中的电离氢区和星系核等。有些射电天体具有非常独特的辐射特性，涉及特殊的物理问题。现侧重于研究和解释各类射电天体的辐射特性。\n①太阳和行星。太阳的射电是从太阳大气中的色球和日冕中发出来的。除与宁静太阳射电和与黑子活动有关的太阳缓变射电外，有时伴随着光学耀斑出现强大的太阳射电爆发。有的爆发可持续几个小时，射电辐射总能量约1030焦。这些爆发一般可用0.1～10兆电子伏的高能电子在黑子区磁场内的回旋加速辐射或同步加速辐射来解释。大爆发常伴生太阳宇宙线，发射大量等离子体云，干扰行星际空间和地球环境。同时在太阳上确实观测到电子束和等离子体激波通过太阳大气时产生强大射电（米波Ⅱ型和Ⅲ型爆发）。因此，在高能粒子加速和等离子体不稳定性研究上，太阳是检验理论的一个理想的“实验室”。木星射电在行星物理研究中有特殊的意义。航天器的直接探测表明，木星也有磁层。而射电观测发现，分米波到十米波的射电（包括背景辐射和爆发）起源于磁层内相对论性电子的同步加速辐射；十米波以上的射电爆发又和木星的一颗卫星——木卫一的轨道位相有关。可能是木卫一在绕木星的轨道运动时，有时扰动了磁场，引起这种调制作用。对木星大气中氨和其他分子的射电谱线的观测和研究，则为行星大气起源和演化的研究提供了新的资料。\n②银河系的射电。集中于银道面附近，包括普遍辐射和叠加在其上的分立源（非热的超新星遗迹和电离氢区的热辐射源）辐射。星际物质的谱线发射也具有类似的分布。\n③射电星。要探测恒星的宁静射电是相当困难的，但已测到一些恒星的射电爆发（射电耀），如著名的1972年9月天鹅座X–3的大爆发。已知的射电星有鲸鱼座UV型红矮耀星、红超巨星、射电新星、早型发射线星、射电双星、射电X射线星和脉冲星等。这些射电爆发形态和太阳爆发有些类似，但规模和强度都要大得多，也许它们具有不同的物理机制。分析天鹅座X–3射电爆发频谱的时间变化得知，爆发源是一个膨胀的磁相对论性等离子体团，膨胀损耗和辐射损耗都起作用。射电爆发时光学和X射线也常出现跃变。在这些波长上进行的联测会为恒星演化的研究提供新的线索。\n④超新星遗迹。超新星爆发后形成一个星云状的残骸——超新星遗迹(SNRs)。银河系中有许多射电源是超新星遗迹(231颗SNR编入星表，2003)。研究得最充分的是著名的蟹状星云，它是1054年超新星爆发留下的遗迹。中央有一个较暗的光学体。这个光学体就是著名的射电脉冲星，也是一颗光学脉冲星（图1、图2）。 \n\n\n\n图1　蟹状星云射电辐射分布图（5 000兆赫，图中“+”为脉冲星位置） \n\n\n图2　蟹状星云脉冲星脉冲辐射照片和亮度变化\n\n\n超新星遗迹的演化可分为4个阶段，最引人注目的特例是蟹状星云：第一，自由膨胀。被膨胀壳层扫过的气体质量小于初始质量Ms，且半径R与时间t成正比R∝t。第二，绝热阶段或谢道夫阶段。R∝t2/5。第三，辐射或雪橇模型。R∝t1/4。第四，耗散阶段。激波速度下降低于声速，为t≈106年。蟹状星云发出连续的射电，同时也发射X射线、可见光和γ射线（图3）。它是正在膨胀的磁相对论性粒子云。它的射电、可见光和X射线都起源于同步加速辐射。而γ射线则起源于逆康普顿散射机制。脉冲星自转减慢所释放的转动能量提供了蟹状星云的粒子和磁场的能量。超新星、蟹状星云与脉冲星之间存在的物理联系，构成了一幅明确生动的演化图像。 \n\n\n\n图3　蟹状星云脉冲星发出的辐射脉冲的积分轮廓形状 \n\n\n⑤射电脉冲星。1967年发现射电脉冲星不仅为天文学开辟了一个新的领域，对现代物理学也产生了重大影响。英国天文学家A.休伊什和他的研究生J.贝尔一起发现了射电脉冲星。休伊什因此获得1974年诺贝尔物理学奖。现已有1 350颗列入射电脉冲星星表(2003)。射电���冲星周期地发射出一系列短促的射电脉冲。脉冲周期从几十毫秒到几秒，重复频率非常精确，几年内精度达到10−12量级。这一发现促进了在整个电磁波段上对脉冲现象观测技术的发展。现在认为，脉冲星是快速自转强磁场的中子星，是大质量恒星演化到晚期由核心坍缩产生Ⅱ型超新星爆发而成的。从理论和观测射电脉冲细节推知，中子星直径只有10千米左右，质量却有太阳质量那样大，密度接近达到1015克/厘米3。中子星表面有约1010～1014高斯的极强磁场，周围还有一个磁层。它的脉冲辐射可用“灯塔”模型来解释：由于自转和强磁场的作用，在中子星上形成了定向的相对论性电子束。它所发出的辐射也沿着这个束的方向。当辐射束掠过地球时，便观测到射电脉冲。因此，脉冲周期也就是中子星的自转周期。辐射等效温度高达1025～1030K，所以只能用相干辐射机制（相干粒子束或相干辐射束）加以解释。它的辐射机制理论现在还在深入探讨中。\n⑥射电谱线和恒星的形成。射电谱线对于恒星形成的研究更有直接意义。星际气体中冷而密的分子云是恒星演化程序中的第一步。对电离氢区（HⅡ区）和它附近的分子云的射电谱线观测，以及红外观测和光学观测均表明，那里存在着大量年轻的天体：早型O、B型星，致密红外源，OH和H2O天体微波激射源，河外致密射电源等。图4表示猎户座星云及其中心部分红外源和微波激射源的分布。这个区域有2个电离氢区、3个OH微波激射源、9个H2O微波激射源和1个红外源集团。甚长基线干涉仪观测表明，OH和H2O微波激射源一般尺度很小，只有0.15光年，常与红外致密源相重合，被认为是原恒星所在处。但OH微波激射源和H2O微波激射源常互相分离。在H2O源中氢分子密度约109厘米−3，温度约103K；而OH源中则低得多，氢分子密度约106厘米−3，温度约102K。看来OH和H2O微波激射源出现在原恒星或原恒星的壳层内，都是恒星形成的初期表现。但H2O源比OH源出现更早，也更靠近原恒星。通过射电谱线的研究，可了解到星际分子云中各类分子的形成、离解、激发、辐射等条件和过程以及云中的元素的丰度。 \n\n\n\n图4　猎户座大星云的OH和H2O微波激射源和红外源集团（+为OH源，×为H2O源）\n\n\n⑦类星体和射电星系。河外射电源绝大多数是射电星系和类星体。它们的射电现象涉及巨大能量的起源问题。正常星系的射电功率为1030～1034焦/秒，而类星体和最强的射电星系，则达到1040焦/秒。类星体红移很大(2003年已测到的最大红移是z＞6)，如果用哈勃定律来估计距离，则它们可能处在可观测到的宇宙的边缘。这意味着它们是可观测到的宇宙的演化早期的天体。因此，研究类星体射电对于宇宙演化和结构以及星系的演化的研究都有直接意义。类星体和射电星系的射电结构基本上相似，主要射电来自光学体以外体积很大的区域，称为河外射电展源。它们大体上对称地分布在光学体两侧，形成双源结构。双源之间的距离可达2 000万光年（如3C236），表明它们的年龄至少已有106～108年。同时，在类星体和射电星系核的位置上常出现一个致密射电源。甚长基线干涉仪观测表明，星系核中存在着精细结构，常常也是一对双源，其轴线和外双源轴线也大致符合。这一种双核源－双展源的结构（空间尺度和时间尺度差不多都是105∶1至106∶1），对于探讨类星体和射电星系的能量问题和演化问题有深刻的物理意义（图5）。现在普遍认为，射电星系和类星体外部展源的射电，是弱磁场内的同步加速辐射。由此计算出的相对论性粒子和磁场的能量，分别达到1053焦和1055焦的量级。如此巨大的能量又集中在远离光学体之外106～107光年的距离上，所以高能粒子和磁场的起源问题成为射电天体物理学中最重大课题之一。一种比较可取的观点是：星系核（类星体被看作是巨星系核）是能量供应者，它以相对论性粒子、磁场或其他形式的能量不断地供给外部展源。然而，星系核中的射电核非常之小，如银河系中心的射电核的线度只有3×1010千米，而且1/4辐射集中在109千米内，所以必须有一种极为有效的产能机制。黑洞的吸积过程被提出来作为一种可能的选择。但是关于产能机制和供能机制至今仍不清楚。另外，在一些河外致密射电源中，核中射电结构发生变化，主要现象是双核源以很大速度分离（射电星系3C120，类星体3C273，3C345等）。如果星系和类星体处在宇宙学距离，那么分离速度似乎达到光速的许多倍。这种“视超光速”现象的物理本质有待��一步观测和研究。 \n\n\n\n图5　射电星系3C111的双核源–双展源结构"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "太阳射电", "content": "太阳射电（ solar radio radiation ），来自太阳的无线电辐射。自发现太阳射电以来的三十多年中，不仅在太阳物理和射电天文方面取得了很多成就，而且对无线电物理、等离子体物理、空间物理等有关学科也作出了贡献。 \n\n目录\n\n1 发展简史\n2 研究内容\n\n2.1 宁静太阳射电\n2.2 太阳缓变射电\n2.3 太阳射电爆发\n\n\n3 展望\n\n\n发展简史\n第二次世界大战中的1942年，英国防空部队发现波长为4～6米的雷达有时突然受到强烈电波的干扰。以后经过海伊等人的研究，终于明白这种电波并非来自地球上的人为干扰，而是起因于太阳，并意外地发现这种太阳射电比太阳表面上约6，000K的黑体辐射强烈得多，而且它与日面上黑子、耀斑等的活动密切相关。几乎同时，索思沃思采用当时新制成的微波雷达接收机，又独立地发现了太阳在3～10厘米的波段还发出相当稳定的射电，其强度对应于18，000K的黑体辐射。1943年雷伯又在1.9米的波长上，接收到日冕发出的射电。1944年，雷伯首次发表了关于太阳射电的文章。1946年2月，当太阳上出现大黑子时，阿普尔顿等进一步证实强烈的太阳射电的确与太阳耀斑有密切关系。此后，有些天文台站便开始系统地观测研究太阳射电。当时用一些分辨率相当低的射电望远镜，就已知道：太阳出现弱扰动期间，射电在逐渐缓慢地变化着；而在太阳出现强扰动期间，则会有和耀斑密切联系的射电爆发。\n就在1946年，麦克里迪、赖尔等人首次测量了米波太阳射电爆发源的角径，发现这种射电起源于一个与黑子差不多大小的区域，还确定出这种辐射源的位置在黑子群附近，呈现强烈的圆偏振。同年日食期间，借助于日食所提供的高分辨率，科文顿通过在分米波段上的观测，发现太阳射电的缓变成分与黑子和谱斑有紧密的关系。\n到1950年，怀尔德等人用第一架频谱分析仪观测太阳射电，从而使太阳射电爆发的研究获得一次突破。通过这种太阳频谱仪观测到，在米波段中存在着多种不同类型的射电爆发，它们起源于太阳大气中的各种不同的物理过程。1953年，克里斯琴森等使用多天线射电干涉仪观测太阳射电，使观测的空间分辨率大为提高，从而促使宁静太阳射电和太阳缓变射电的观测研究取得了巨大的发展。使用这种仪器观测的结果，进一步证明太阳的厘米波缓变射电与黑子相关，而分米波缓变射电则与谱斑有关。\n此后，世界上许多国家广泛开展了太阳射电的研究工作，所采用的观测研究波段，从2毫米到40米。尤其是在国际地球物理年（1957～1958）和国际宁静太阳年（1964～1965)期间，太阳射电的研究工作得到了很大的进展。为了进一步提高观测的空间分辨率和时间分辨率，以后又逐步改进了观测技术和方法。例如，改变干涉仪的位置排列，从简单干涉仪发展成复合射电干涉仪，制成了扫频辐射计和扫频干涉仪；研制了偏振计；采用了获得射电源亮度分布的傅里叶综合技术方法。目前威力最大的设备，如澳大利亚的环状多天线射电日像仪；在米波段可以快速描出两个偏振的太阳射电图像，分辨率为角分的量级，成像速度为时秒的量级。这些成就使太阳射电研究获得许多新的发现，特别在太阳射电源的结构、偏振、位置、运动等特性方面得到了丰富的资料。\n关于太阳射电的辐射理论，早在射电天文学的发展初期就已出现。京茨堡和马丁曾在1946年分别发表过太阳射电的热辐射理论，什克洛夫斯基和马丁曾在1946年和1947年提出关于射电爆发的等离子体假说。\n\n研究内容\n太阳射电基本上有三种不同性质的成分：宁静太阳射电、太阳缓变射电和太阳射电爆发。这三种成分，分别起源于宁静太阳大气、其些局部亮区（局部源）以及象太阳耀斑之类的瞬变扰动。\n\n宁静太阳射电\n太阳未受扰动期间，日面上无局部源时仍然存在的一种太阳射电。这种射电成分的观测已遍及从短毫米波直到十米波的整个射电波谱，对应的亮温度约为104K。不同波长的太阳射电来自太阳大气不同高度的层次，因而在各种波长上进行观测，便可获得太阳大气各个层次的电子密度和温度的分布等物理特性。对宁静太阳射电的观测研究，证实了日冕的确具有相当高的运动温度（约106K），也证实了色球和日冕之间的过渡层具有非常陡的温度梯度。在蟹状星云等射电源被日冕掩食时，观测日冕的电波散射得知，太���外冕的形状并非球对称，且具有非均匀的结构。\n\n太阳缓变射电\n在太阳上出现弱扰动时产生的一种太阳射电。缓变射电往往呈圆偏振，其强度变化具有与太阳自转周期相同的27天周期。这种射电成分通常出现于厘米和分米波段，亮温度约为5×105～5×106K。由于太阳射电辐射是电子密度和温度的函数，所以在多种波长上，对缓变射电局部源同时作高分辨观测研究，就有希望改进现有的活动太阳的大气模型。此外，对毫米波的高分辨率偏振测量，有助于确定低色球层的磁场结构。这些观测，对于研究耀斑物理起源有重要意义，而且可为进一步探讨缓变射电的辐射机制提供重要资料。\n\n太阳射电爆发\n当太阳有强烈的扰动时（如日面上突然出现耀斑爆发）产生的一种强度剧增的太阳射电。太阳射电爆发的强度常常会比宁静太阳射电和太阳缓变射电高得多，射电爆发的亮温度一般约为107～1010K，最高可超过1012K。它们主要产生于轫致辐射、同步加速辐射和等离子体辐射这几种机制。这些射电爆发通常与太阳耀斑有关，它们起源于从低色球层到太阳外冕的整个太阳大气，从3毫米到40米波段都可以观测到。在不同的波长上，它们呈现出截然不同的物理特征，因而按波段可将它们分为微波爆发、分米波爆发和米波爆发三类：\n① 微波爆发　形态最简单的一种射电爆发，其持续时间一般为几分钟到1小时。这种爆发呈现部分圆偏振，大都随时间有平滑的连续变化形态。微波爆发强度较小，其亮温度约为105～109K。按照其强度随时间变化的形态，又可分为脉冲爆发、渐升渐降爆发和微波大爆发三种。\n② 分米波爆发　相对说来比较复杂，除平滑的连续谱外，还呈现出迭加在上面的多种多样的起伏。按照其频谱特性，分米波爆发基本上又可分为分米波连续辐射和分米波快漂移爆发两种。\n③ 米波（包括十米波）爆发　 一种强度最大的射电爆发，其亮温度为107～1012K，偶而最高可达1015K，形态极为复杂而且多变。按照它们的频谱随时间而变化的特性，又可分为噪暴(包括特强辐射和Ⅰ型)、Ⅱ型、Ⅲ型、Ⅳ型、Ⅴ型五种爆发。噪暴是由持续几小时到几天的缓变的宽频带连续辐射(增强射电)，以及迭加其上的一系列持续时间只有零点几秒到几秒钟的脉冲形窄频带快速爆发所组成。这种脉冲窄带成分就是Ⅰ型爆发。噪暴是唯一与耀斑无关，而只与黑子有关的一种米波爆发。Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发是一些分别持续几分钟和几秒钟的强烈爆发。它们的频谱特性是，其辐射频率分别以每秒1兆赫和每秒20兆赫的速率从高频漂移到低频，这是由于激起Ⅱ型爆发和 Ⅲ型爆发的扰动媒介分别以0.003c和0.2～0.5c（c为光速）的巨大速度在太阳大气中向外运动所引起的。而且Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发往往同时以一对谱波出现。这些频谱特性表明，它们产生于等离子体振荡。在Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发后面，有时分别伴随着Ⅳ型爆发和Ⅴ型爆发。Ⅳ型爆发是一种部分偏振的平滑连续辐射，它们出现于极宽的频率范围。在不同波长上出现的Ⅳ型爆发的特性是迥然不同的，表明它们起源于不同的辐射源。Ⅴ型爆发是类似Ⅳ型爆发的连续谱爆发，通常出现于米波。\n太阳射电（尤其是其中的爆发）与太阳 X射线、太阳宇宙射线以及磁暴等现象有密切的关系。在太阳宁静和受扰期间，厘米波长上的射电与太阳 X射线密切相关，这两个波段上的亮度分布非常相似。厘米波和分米波上的缓变射电与X射线辐射的局部区域有关，缓变射电源很可能就是缓变X射线源。某些类型的射电爆发，伴有色球物质的抛射，其中有些高能质子到达地球而使空气簇射增强。耀斑爆发期间也会产生大量的低能粒子，当这些粒子到达地球时会引起极盖吸收。耀斑爆发抛出的气体前沿会形成冲击波，当这种冲击波到达地球时，便会引起急始磁暴。由此可见，观测研究某些特殊类型的太阳射电与有关的太阳X射线、宇宙射线以及磁暴的关系，可以帮助我们进一步了解耀斑的物理过程、高能粒子的产生机制、由耀斑喷出的等离子体云的性质以及行星际磁场的特性。而观测Ⅳ型太阳射电爆发的同步加速辐射以及Ⅱ型、Ⅲ型太阳射电爆发的等离子体辐射，则可以帮助我们进一步研究高能粒子的加速、等离子体的不稳定性等重要课题。这就意味着，太阳是检验这些重大理论的一个理想的“实验室”。\n为了更清楚地了解太阳射电的各种成分，我们选取了下面几幅图形，作为太阳射电研究内容的一个总结。\n图1为太阳射电，包括���静射电、缓变射电和射电爆发（强爆发和连续爆发）的频谱。a图为流量密度频谱，宁静射电取自太阳活动极小年期间，缓变射电取自极大年期间，射电爆发取其峰值。b图为亮温度频谱，在计算亮温度时，假设宁静射电辐射源为光学圆面，缓变射电辐射源为黑子，而射电爆发的辐射源则依观测而估算出其平均面积。\n\n\n\n\n\n图2为在太阳受扰期间，太阳射电的理想的频谱特性示意图。\n\n\n\n\n\n图3为某些类型的太阳米波射电爆发的起源示意图。图中不同黑子间的曲线代表与耀斑有关的黑子磁场的磁力线，圆点代表等离子体中的电子，螺旋线代表电子运动的轨迹。当耀斑爆发时，荷电粒子流和激波这些扰动媒介以极高的速度从黑子耀斑区向外运动；其中速度较高（约0.2～0.5c）的扰动媒介引起 Ⅲ型和 Ⅴ型射电爆发，而速度较低（约0.003c）的扰动媒介则导致Ⅱ型和Ⅳ型射电爆发。\n\n\n\n\n\n展望\n对太阳射电的研究，能够揭示等离子体中出现的许多重要物理过程；而正确理解这些过程又可以对太阳系射电和宇宙射电有进一步认识。此外，对太阳射电的研究，不仅在射电天文学和太阳物理学方面具有重要的意义，而且在与之有关的其他学科（等离子体物理学、空间物理学等）方面也具有相当价值。太阳射电的观测研究，不仅有科学意义，也有实用价值。譬如，射电六分仪就直接利用太阳射电从事全天候导航。再以目前日益重要的太阳活动预报而言，对太阳缓变射电和太阳射电爆发的研究，可以获得一些重要线索和判据。也就是说，对太阳质子事件的出现、地球电离层突然骚扰的发生、磁暴的形成等现象作出警报和预报，能为目前航天飞行和长距离短波通信等业务服务。 \n太阳射电的流量密度要比其他宇宙射电源强得多，所以用小型的射电望远镜便可以进行观测研究。这种观测研究又具有上述重要意义，因此，太阳射电天文学自诞生以来，一直保持着旺盛的生命力。目前世界上每天约有六、七十架射电望远镜在从事太阳射电的常规观测。中国目前也有近十架厘米波射电望远镜和米波干涉仪从事太阳射电的研究工作。\n太阳射电研究的下一步工作是发展毫秒级的时间分辨率和角秒级的空间分辨率的设备和技术，以取得更精确的太阳射电细节和更快速变化的太阳射电图像，从而对太阳射电和太阳活动区高能物理过程作深入的研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "宇宙射电", "content": "宇宙射电（ cosmic radio radiation ），宇宙中各种天体发出的射电。严格地说，宇宙射电应包括太阳射电和太阳系射电在内的所有各种天体的射电，但通常把太阳系以外的射电称为宇宙射电。宇宙射电可分为银河系射电和河外射电两部分。银河系射电包括银河系中性氢区（ＨⅠ区）的射电、银河系电离氢区(ＨⅡ区)的射电（见电离氢区和中性氢区）、星际非热射电、超新星遗迹射电、射电星的射电、星际分子射电等。河外射电包括正常射电星系、特殊射电星系、河外中性氢区射电、河外星际分子射电、类星射电源的射电、微波背景辐射等。1931～1932年，美国无线电工程师央斯基在14.6米波长上发现人马座银心方向的射电，这是人类首次发现宇宙射电。\n\n银河系射电\n1944年，荷兰范德胡斯特预言，星际空间的中性氢原子会在21厘米波长上发出射电谱线。1951年终于接收到中性氢21厘米谱线射电。这是银河系的第一种射电。射电天文学家通过这条谱线的长期观测，得到银河系中性氢云或中性氢区(HⅠ区)的分布和银河系旋臂结构图。银河系内第二种射电是НⅡ区的射电，НⅡ区是所有氢原子几乎都被电离且作稠密分布的云。射电天文学中的“云”，是指具有清晰边界的天体，它与周围介质在某些性质（如密度、温度等）上有明显的突变。即使是同样的密度，一个冷区悬浮在热的介质中，射电天文也能观测这个在温度空间中的云。НⅡ区有由单个恒星激发形成的，也有由整个星团激发形成的。有的НⅡ区的质量达到几千个太阳质量。至今已知的银河系的НⅡ区有200个以上。有两种典型情况:一种是小质量高密度的 НⅡ区，被低密度的НⅠ区包围着，如猎户座大星云；另一种是大质量的НⅡ区，被密度较高的НⅡ区包围着，如玫瑰星云。最近还发现了一种很密的可能是很年轻的НⅡ区，也许它会提供有关恒星形成的重要信息。银河系第三种射电是星际磁场中的宇宙线电子（也叫相对论性电子）的同步加速辐射。银河系内既具有广泛散布的磁场，又存在高能量的宇宙线电子，这就具备了产生同步加速辐射的条件，因而存在很强的星际非热射电，在十米波段，主要就是这种银河系的非热射电（见热辐射和非热辐射）。上述银河系第二种射电（电离氢云射电）本身很弱，电离氢云吸收来自它们后面区域中的非热辐射，因而在非热射电的明亮背景上形成暗星云。这样，在银河系非热射电图上很容易证认出НⅡ区。银河系第四种射电是超新星遗迹的非热辐射。超新星又有两种基本类型，即Ⅰ型和Ⅱ型。著名的蟹状星云就是Ⅰ型超新星的遗迹。Ⅱ型超新星仅在旋涡星系或不规则星系的旋臂中出现。仙后座 A射电源（即3C461）就是Ⅱ型超新星的遗迹。银河系第五种射电是射电星的射电。现在已经发现的射电星主要有脉冲星、射电新星、耀星和射电双星等。银河系第六种射电是星际分子射电。1963年发现羟基分子18厘米谱线射电以来，到1979年底已发现50多种星际分子，观测到的分子谱线数有300多条。\n\n河外射电\n在河外射电方面，第一种是正常射电星系发出的射电。正常射电星系是像银河系这样的正常星系。在所有邻近的旋涡星系以及其中一些星系的星系盘和星系冕中都已观测到连续辐射谱射电。正常射电星系发出的射电功率为1037～1041尔格/秒（在银河系中，太阳射电功率为1019尔格/秒，超新星遗迹为1035～1036尔格/秒，比它小得多）。第二种是特殊射电星系发出的射电。有些特殊射电星系在光学照片上与正常星系相似，然而发出的射电则很强，比正常射电星系强102～106倍。它们的射电主要来自星系中心的小区域或星系两边的两个对称的子源。特殊射电星系的光谱显示出强而宽的发射线，表明星系核中有非常剧烈的活动。关于特殊射电星系的射电产生机制问题，从同步加速理论可知，电子流束的同步加速辐射的频谱是（其中 Sv为频率 v上的 射电流量密度， α为频谱指数），而观测到的 射电星系的频谱正是这种幂律谱。因此，普遍认为 射电星系的辐射机制就是同步加速辐射。至于特殊 射电星系的能量来源问题，已提出的有恒星或星系的碰撞或坍缩，星系内超新星爆发以及由此引起的链式反应，物质与反物质的湮没，层子的相互作用等等，至今尚无一致的意见。第三种是河外星系中的谱线 射电，其中包括中性氢原子 射电和分子 射电。在许多星系中已观测到中性氢21厘米谱线 射电，对大、小 麦哲伦云、M31和M33等星系已描绘出 射电亮度分布图。自从发现星际分子羟基(OH)的 射电后，又在河外星系观测到水和氨等分子的谱线 射电。很明显，河外星系普遍包含中性氢原子和各种分子，只是各星系中的具体含量和成分各不相同。由于距离遥远造成的 射电视强度减弱，限制了我们现在的观测范围。第四种是类星 射电源的 射电。类星 射电源的外形颇似恒星，光谱中的谱线有很大的 红移，有极强的 射电，不仅发射谱线而且还有变化。这种距离遥远、体积很小而能量特大的新型天体，很可能是遥远星系的活动星系核──正在爆发的星系核。第五种是微波背景辐射。1965年，在波长7.35厘米上发现在天空中各个方向上存在温度约3.5K的 射电，称为微波背景辐射。后来经精确观测确定，这种背景辐射的温度为绝对温度2.7K，目前认为这是我们观测到的 宇宙的早期阶段的残存辐射。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "射电天文方法", "content": "射电天文方法（ methods of radio astronomy ），利用无线电技术接收、测量和分析天体无线电波以研究天体的一种手段。\n\n目录\n\n1 射电观测工具\n2 基本课题\n\n2.1 发展大型天线系统\n2.2 发展高灵敏度接收机系统\n2.3 发展高效率的处理和记录系统\n\n\n\n\n射电观测工具\n射电天文的观测工具是射电望远镜。安装在地面上的射电望远镜工作波长大约从不及1毫米到30米左右。射电望远镜的结构可以分为天线、接收机和终端记录设备三个部分。天线对准所要观测的天体，汇集它投来的无线电波，接收机把无线电波的功率放大，成为可供记录的信号，然后由终端记录处理系统处理信息，并用图、表或其他方式显示出来。为了研究极其微弱而又复杂多变的天体射电，射电望远镜需要有非常庞大的天线系统、极其灵敏的接收机和精确的终端记录设备。天体的无线电频谱和偏振反映出天体的物理本质。通常用不同波段的各种天线配以各种频率的接收机来测量天体的频谱分布。此外，还用各种类型的偏振计和谱线接收机来测量天体无线电波的偏振和谱线。\n天体��精确位置是天文研究的基本资料。精确测定射电天体的位置，以编制射电天图和射电源表，是射电天文的一项基本工作。在这项工作中，一个重要的方面是：根据精确测定的射电源位置，证认出与之相应的光学天体，用以开展光学、无线电以及其他波段对同一目标的联合研究（见射电源的光学证认）。射电天体的精确定位，需要使用大型射电望远镜或基线较长的射电干涉仪。二十世纪五十年代初，这种定位的精度只有1′左右，到六十年代提高到几角秒。六十年代末创建的甚长基线干涉仪，对一些河外致密射电源的定位精度，可以达到千分之几角秒，而且还在继续提高。\n射电天文中的成像和光学天文中的天体照相一样，是研究天体结构的基本方法。原则上用射电望远镜对天空的一个区域逐点扫描，就可以得到天体的射电图像。六十年代以后发展起来的综合孔径射电望远镜系统，应用测量图像分布的空间频谱的原理来描绘天体图像，取得了很大成功。七十年代末，一些在厘米波段工作的综合孔径系统可以分辨出2角秒左右的细节。这个成果已不亚于地面上一般的光学望远镜（地面光学观测受到地球大气的影响，成像的清晰程度也只能达到1～2角秒）。\n\n基本课题\n射电天文方法的最根本的课题是：\n\n发展大型天线系统\n为了提高微弱天体信号的接收、定位和成像的能力，要求天线系统有很大的接收面积，很高的分辨本领和准确跟踪天体的能力。到七十年代末为止，大体上是沿着三个不同途径发展的。\n①经典形式的旋转抛物面天线放在可以沿两个轴转动的座架上(这实际上是最常见的雷达天线的翻版)。这种形式有集中的面积，并可适用于比较宽阔的波段，也比较容易进行机械跟踪和扫描。主要问题在于机械结构与精度要求上的矛盾。在应力变形和温度变形的条件下，必须将抛物面精度保持在波长的十几分之一（例如，工作在3厘米波长的抛物面，公差和变形就要保持在2毫米以内），所以工作波长愈短，精度要求就愈高；天线愈大，保持精度就愈困难。天线的直径如果增大一倍，造价就要增加八、九倍。这种情况就使得天线很难超过一定的尺寸。一个合理的尺寸，取决于当时的工艺水平。五十年代中，英国制成直径76米的天线，曾独步一时，但是由于抛物面的精度不足，工作波长只能达几十厘米。七十年代末，直径25米左右、工作波长到1厘米上下的天线已能成批生产，目前投入天文观测的不下五、六十面。一些大型抛物面天线，如果考虑到专业用途，在设计上采取适当的限制也可以取得较好较省的效果。六十年代初澳大利亚建立的64米直径的天线，在设计上考虑到牺牲一部分有效跟踪范围，并在选址上考虑到降低风力的影响，便是一个比较成功的例子。大型抛物面天线的一个重大革新，是六十年代提出的所谓保形设计的概念。它避开了习用的单纯靠增强机械结构来减少应力变形的办法，而采取了有控制地产生变形的方针，使得在应力条件改变时（例如仰角改变），抛物面各个支撑部分的结构组件按设计要求而变形，其总的结果是使原来的抛物面有规则地变成为焦距不同的另一个抛物面。从使用的角度来说，只需要把放在抛物面焦点上的器件（所谓照明器）挪动一个适当的位置，就可以保持有效的接收电波的能力。而这种挪动可以通过自动控制，做到准确而及时。很明显，这种设计将大大降低对构件刚度的要求，从而大大降低了造价。德意志联邦共和国在七十年代初投入使用的100米直径天线（工作到短厘米波）是保形设计的一次成功的尝试。\n②固定反射面天线，将主要担任收集电波的反射面制成一个附着地面固定不动的结构，从而减少了加工难度，排除了应力变形。这样的系统可以把面积做得很大，例如，在厘米波段上，美国的长110米、高20米的带形抛物面，法国的长300米、高35米的带形抛物面，以及美国的直径305米的球形反射面系统等，都是属于这个类型。但是，这类望远镜由于结构固定而存在跟踪观测能力差的弱点。大型的米波（以及长分米波）天线阵，也是固定结构的一种类型。用得最多的是米尔斯十字，由十字交叉的两个天线阵组成。澳大利亚、苏联、意大利、美国的这类系统，阵长达一、二公里。它们的接收面积都很大，但是波长范围较窄，跟踪范围也比较有限。\n③组合天线系统，这可以说是当前射电天文手段的主流。从一开始，射电望远镜最大的一个困难就是分辨本领不高。一个分辨本领差的射���望远镜尽管可以收到天体的电波，却不能精确地定出它的位置，更不能辨认出它的形状。一架望远镜的分辨本领取决于它的尺寸和所用的波长。尺寸愈大，波长愈短，分辨本领就愈高。由于无线电的波长比光波的长得多，一架工作在米波段的射电望远镜，如果要取得和最原始的光学望远镜相同的分辨本领，天线尺寸就必须大到100公里。制造这样大的天线是不现实的。提高分辨本领的一个成功的方法，是使用前面提到的在四十年代末期开始创制的射电干涉仪。最简单的干涉仪是由两面不一定都是很大的天线组成的。两面天线之间的距离可以很长，从而提供所需的大尺寸。把两个天线同时收到的天体信号连到一块处理，在一定条件下便可以测出射电源的位置和角径。前面说过，用这种方法已经取得了极其精确的定位结果，在这方面甚长基线干涉仪的成就更高。不过，简单的干涉仪不能解决辨别射电源的形状和细节的问题，而由许多干涉仪组合起来的综合孔径系统则做到了这一点。在综合孔径方法中，利用了对天体图像空间频谱测定的方法。天体图像，也和一般的其他图像一样，表现为二维的亮度分布图，或表示为二维亮度分布函数。这种函数可以展开为各个不同频率的正余弦分量之和。一副干涉仪的观测结果，恰好是给出了天体亮度分布函数的一个正余弦分量的幅度，即天体亮度分布的空间频谱的一个分量。如果有选择地进行大量的不同排列的干涉仪观测，通过处理，就可以得到天体的亮度分布图。\n这里所说的干涉仪“排列”，指的是构成一副干涉仪的两面天线之间的基线间距和取向。由于绝大部分的射电天体在至少是几天或几个月的时间内亮度分布不变，因此，各种排列的干涉仪观测，可以允许在不同时间内进行，而不影响结果。这样，如果我们有两面天线，把其中一面放在可以移动的座架上(一般是在铁轨上)，通过移动座架便可以得到间距不同的基线排列。如果按设计依次变动基线间距，进行干涉仪观测，然后把所有的观测结果综合起来处理，则我们只要用两面天线便可以代替许多副干涉仪，取得综合孔径方法所需要的所有资料。同时，由于干涉仪的基线随着地球的自转而转动，因此，从射电天体的方向看，基线的取向每半天将变动180°。这种取向的变动形成了大量的不同排列。这样，原则上只要有两面放在一直线上的天线，通过改变基线距离和利用地球自转，便可以得到大量的、不同排列的干涉仪的观测结果。当然，仅仅用两面天线将需要作许多次观测（每次完成一种基线间距的观测），总的观测时间会拖得很长。因此，通常需要多用一些天线以缩短观测周期。如荷兰的系统最初用了12面天线；英国的“5公里”系统用了8面天线；澳大利亚的系统可以用到六十几面天线；美国将于1981年完成的Y型系统用27面天线。这些综合孔径射电望远镜用半天到几天的时间便能取得一幅射电天图（相当于光学上一张天体照片）。对细节的分辨本领，相当于一面直径为最长基线间距的天线。例如，英国的“5公里”系统的最长基线为5公里。它的分辨本领就相当于一面长达5公里直径的天线。综合孔径系统的创立为射电天文方法打开了一个崭新的局面。象综合孔径这一类组合天线系统的发展，与逐步增大的单个天线是相辅相成的。一个合理的系统应当是在现实的条件下把天线做得足够大，同时应用组合的方法把多个天线联合起来使用（可以是同样大的天线的组合，也可以是少数巨大天线和多数较小天线的组合），以取得高分辨本领和大接收面积。\n\n发展高灵敏度接收机系统\n接收机的主要作用是把微弱的射电信号放大，以便于检测。接收机的灵敏度取决于它的第一级放大器本身的噪声。噪声的度量常常用绝对温度单位(理想的无噪声情况相当于绝对温度零度)。如果噪声太大，微弱的信号会淹没在噪声里，以致于无法辨认。随着放大器器件的发展与更新，射电天文接收机也获得了不断的发展与提高。六十年代里，低噪声放大器已经有了很高的水平。如厘米波(以至短分米波)段的量子放大器和参量放大器等器件，用液态氦冷却时，噪声温度可以分别降至绝对温度4K到20～30K。只是由于液态氦耗费太大，供应也有困难，而量子放大器的频带宽度又比较窄，所以，当时大部分射电望远镜采用了液态氮冷却方法，或是采用在常温下工作的参量放大器，噪声温度约为50～100K。七十年代中氦制冷机广泛推广，制冷操作方便，用氦节约。同��也制成宽频带的量子放大器。这些方法使短厘米波和较长一些的波段上的放大器都可达到小于30K的低噪声。接收机器件并不是唯一的噪声来源。在米波段和分米波段，天空背景的噪声占有颇大份量，超过接收机的噪声。而在厘米波段，由于已经有了噪声很低的接收机，解决和限制天线和传输器件所引进或产生的噪声就成为一个重要的课题。\n天文工作要求尽可能测到微弱的天体信号。五十年代就已经研制成功了探测出比噪声弱千万倍信号的射电天文接收机。\n\n发展高效率的处理和记录系统\n上述接收机系统把天体传来的射电信号放大后，经过变频，把信号频率降低到中频，一般为几十或几百兆赫，然后通过中频放大、检波，变成可供终端处理和记录设备使用的电压信号。尽管接收机的种类很多，有的象综合孔径用的和测量谱线用的系统还往往非常复杂，但是它们的基本原理和主要要求还是有许多共同之处。六十年代开始，几个重要门类的射电天文接收机，通过把中频信号数字化，极大地简化了工程结构，提高了可靠性，增加了灵活性。这种技术正随着微处理机的发展而日趋完善。接收机内部的许多操作，如综合孔径系统的大量“乘法”和“迟延”线路，都可以由可靠的数字技术来执行，而线路中的自动调整、控制和检测等功能也都能由电子计算机或专用硬件直接完成。七十年代以来，由于小型电子计算机的迅速普及，大型射电望远镜或大型组合天线系统的输出，一般都直接送入计算机进行初步处理，并把数据储存在磁带或磁盘中。进一步的处理则由大型计算机或专用的中、小型计算机担任，所得的结果以图或表的方式记录下来。随着计算机、微处理机的不断提高与普及，处理多路系统大量信息的能力正在不断提高。这意味着射电望远镜的设计将允许使用愈来愈多的天线单元，分布在愈来愈宽阔的地区范围，以获得愈来愈高的性能。由此而牵涉到的大量的误差改正（如天线安装误差等等的改正），以及各种干扰(如地球大气影响)的排除等等，也都可以由计算机处理。从六十年代以来的发展趋势看，建立这种规模更大、结构更复杂的组合射电望远镜系统，前景绝不是可望而不可即的。至于把计算机用在天线或天线组合的控制和用在观测程序的自动化上，在七十年代已经相当普遍，不久将会成为常规的应用方法。\n上面介绍了当前射电天文方法中的主要问题。有一些分支，特别是雷达天文方法和空间射电天文，由于手段的不同，方法的发展也因之而异。前者主要移植了雷达技术，但是在天文应用上，强调了大功率发射和长时延弱回波的处理。后者的发展，迄今主要集中在地面上接收不到的长波段的星载天线的设计（例如美国“射电天文探险者”卫星上的从几百千赫到十余兆赫的系统），以及利用月球进行掩食观测以提高分辨率等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "雷达天文方法", "content": "雷达天文方法（ method of radar astronomy ），射电天文学的一个分支，主动向天体(或人造天体)发出无线电波，并接收反射的回波，通过对回波的处理和研究以探讨天体的物理和几何结构，这种方法是天文学中观测和实验兼用的手段之一。由于雷达发射功率的限制，雷达天文主要研究太阳系内的现象，例如，流星的空间分布和物理状态，月球和行星（包括小行星）的自转、表面特征和大气结构，日冕、行星际物质和彗星的等离子体运动和结构。此外，还用于精确测定太阳系内天体的距离和位置等。近年来，出现了光波段的激光雷达，对于月球和人造天体的精确定位和测距具有重要的意义（见月球激光测距、人造卫星激光测距）。\n雷达天文学创始于二十世纪三十年代，当时研究的是高层大气、流星轨迹和极光。1946年在匈牙利和美国首次接收到月球的雷达回波。这是大气层外天体的第一个回波信号。1961年，在金星离地球最近时，接收到它的雷达回波。自1959年起，美国用这种方法研究日冕。1965年以后，即使金星和水星离地球最远时，也能作到有成效的雷达天文观测。 \n天文雷达的工作原理与一般雷达基本相同，但是探测目标的距离，前者比后者要远几千倍乃至几百万倍以上。因此，接收回波与发射信号之间有较大的时间延迟，从月球的几秒钟到外行星的几个小时。其次，雷达回波信号强度是和距离的四次方成反比的。用来观测天体的雷达，一般要求有大口径的天线和强功率的发射机。例如，美国阿雷西博天文台���射电望远镜在作为天文雷达使用时就装有口径305米的球面天线和平均峰值功率为150千瓦的发射机（工作波长70厘米）。此外，探测月球、行星和太阳时，在视线方向上，天体的尺寸也比一般地面雷达目标大得多。以月球为例，为了得到整个可见半球的回波能量，发射脉冲宽度的选择必须照顾到电波扫描月面直径所需的时间（11.6毫秒），否则，月球反射的有效面积便要减小。如果考虑到上述天体的自转运动（或天平动），雷达信号从该天体（如行星）的不同部分反射后，由于多普勒效应就会具有不同的无线电频率，从而产生回波的多普勒致宽。天文雷达直接和准确地测定回波延迟，能精确地确定所测天体的距离。它在测定太阳系的尺度上起着重要的作用，大大地提高了天文单位（即日地平均距离）的精确度；根据天文雷达对金星和火星的观测和相应的光学观测资料，得到了1天文单位距离等于149，597，870.5公里，其均方误差为±1.6公里。精确度这样高的天文单位数值，对于计算行星际火箭的精确轨道和有关的天文常数是极其重要的。利用雷达测距的高精确度，就可以发现行星或小行星在轨道上运动的微小变化。这就可以确定其他天体的摄动作用，进而检验广义相对论所预期的微小影响（见广义相对论的天文学验证）。利用雷达测距的高精确度，也可以确定月球和行星同几何球体的差异程度。\n\n\n\n\n\n测量雷达回波的多普勒致宽，可以计算行星或小行星等天体的自转周期，也可导出轨道面的倾角。如果倾角为零度，且自转轴正好朝向观测者，则多普勒致宽为零。由于公转运动，行星和小行星同地球的相对位置发生变化，因而多普勒致宽也相应地变化。这样，就可从累积的资料中分析出自转的倾角。\n雷达测定水星的自转周期是公转周期(88天)的2/3，即59(±3)天，从而否定了长期以来认为水星总是以同一半球面对太阳的看法。同光学望远镜相比较，虽然天文雷达的分辨率要小，但是利用回波延迟-多普勒频移的综合方法，可以分辨出来自月球（或行星）可见半球上各个不同部分的雷达回波信号，从而绘制出月球或行星的表面图。这项技术主要特点是，不管观测目标的距离如何，都可得到同样的精细程度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "空间天文学", "content": "空间天文学（space astronomy），通过在高层大气和大气外层空间进行天文探测，收集资料，进行天文研究的学科。天文学和空间科学的边缘学科。天体在不断发出r射线、X射线、紫外、可见光、红外、射电波等不同波长的电磁波，但只有可见光和它两侧的近红外光、近紫外光，1毫米至30米的射电波，以及红外波段中的几小段波长区间的辐射能到达地面，其余都被地球大气吸收或反射了。人造卫星上天后，人们得以完全克服地球大气的屏障，开始了对天体整个电磁波段的观测，导致了空间天文学的诞生。空间天文学采用高空飞机、平流层气球、探空火箭、人造地球卫星、行星际探测器、航天器等各种运载工具。20世纪60年代以后，对太阳系天体的空间探测成果丰硕：阿波罗飞船6次把宇航员送上月球，进行了实地考察；行星际探测器多次实现了对水星、金星、火星、木星、土星、天王星和海王星的考察，有许多重大发现，还获得了行星际空间有关太阳风、行星际介质、行星际磁场等的大量珍贵资料。按探测的波段区分，空间天文学可分为红外天文学、X射线天文学、紫外天文学和γ射线天文学等分支。它们都取得了成果：①红外天文学。除某几个小波段可在地面进行探测外，主要采用飞机、高空气球、探空火箭和红外天文卫星在高层大气或大气外进行探测，已发现20多万个红外源，获得了宇宙空间许多地方正在形成新恒星的大量证据。②X射线天文学。1962年用高空火箭发现了第一个太阳系外的X射线源；70年代初用卫星配合X射线探测器探测到数百个X射线源；70年代末使用装在卫星上的掠射X射线望远镜，实现了X射线波段的天体成像观测，并有许多重要发现。③紫外天文学。使用高空火箭和卫星，已获得了许多紫外星的光谱和星际分子的光谱，发现了星际尘埃中有大量氢分子、氢原子、重氢原子和石墨尘粒。④γ射线天文学。20世纪60年代用人造卫星探测到了银盘的γ射线辐射，并发现了γ射线背景辐射。70年代发现了γ射线脉冲星、γ射线爆发等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "空间天文观测航天器", "content": "空间天文观测航天器（ vehicles for space astronomical observation ），把观测仪器送到离地面几百公里高度以上的宇宙空间进行天文观测的航天工具。空间天文观测，又称为大气外观测。虽然人们在卫星上天以前，已开始利用飞机、气球、火箭进行探测。但是它们有很大的局限性。飞机飞行的高度约10～25公里，使红外观测得到改善，但要接收高能的短波辐射仍无能为力。气球的飞行高度虽比飞机高，但气球上面的大气对天文观测仍有影响。火箭又有观测时间短暂的弱点。利用航天器进行天文观测，兼有高度高和观测时间长的优点。航天器的高度一般都在几百公里以上，可以根据探测课题的需要选择不同的轨道，从而可以避开地球大气和地磁场的影响。航天器的工作寿命一般为几个月至几年。利用航天器进行空间天文观测，不但可以观测太阳系天体所有波长的电磁辐射，而且还可观测到不同能量的粒子辐射。对于恒星，其观测波长仅受星际气体吸收的限制；而对于月球、行星和行星际空间，则可作直接采样或逼近观测。\n一个完整的空间天文探测系统包括航天器、运载火箭和地面支援设备三大部分。航天器是装载科学仪器、执行探测任务的主要部分。进行空间天文观测的航天器必须具有控制自身姿态变化的能力，具有精确的定向精度，以完成证认天体、确定辐射空间分布和辐射源位置的任务。为了进行复杂的科学考察，航天器还必须具备大规模数据贮存和快速传输的能力。近年来世界各国相继发射了大量航天器。为了执行各种特定的使命，还发射了一系列考察卫星、行星和行星际的航天器，构成不同的观测系列。\n\n目录\n\n1 天文观测卫星系列\n\n1.1 太阳观测卫星\n1.2 非太阳探测天文卫星\n\n\n2 月球、行星和行星际的探测器系列\n\n2.1 月球探测器\n2.2 行星和行星际的探测器\n\n\n3 载人轨道空间站\n\n\n天文观测卫星系列\n目前，使用得最多的空间天文观测器是天文卫星。根据观测对象和任务的不同，天文卫星可分为太阳观测卫星和非太阳探测天文卫星。有些卫星兼有太阳观测和非太阳探测的性能。表1列出天文观测卫星系列。 \n\n\n表1　天文观测卫星系列 \n\n\n\n太阳观测卫星\n从空间观测太阳，主要是利用地球轨道太阳观测卫星、某些深空探测器和天空实验室上的阿波罗望远镜装置。此外，许多地球物理探测卫星，例如，轨道地球物理台(OGO)系列，也有太阳观测实验项目。二十世纪六十年代初期，美国相继开始发射两个持续整个太阳活动周的太阳观测卫星系列──太阳辐射监测卫星(SOLRaD)系列和轨道太阳观测台(OSO)系列。苏联的太阳观测卫星，除“宇宙号”系列中的某些卫星以及苏联和东欧国家合作的“国际宇宙”系列中的一些卫星外，主要包括在“预报号”系列中。“预报号”和行星际监测站(IMP)系列分别为苏联和美国用来作为研究日地关系，考察太阳风、行星际磁场、地球磁层以及行星际物质等特性的行星际监测站。此外，欧洲空间局先后发射了研究太阳和辐射的国际辐射研究(IRIS)卫星，以非太阳探测为主、太阳观测为辅的“特德”-1A(TD-1A)卫星，并与美国合作发射了“国际日地关系探险者”(ISEE)。西德与美国合作发射了“太阳神”(Helios)卫星。“太阳神号”到达离太阳约0.3天文单位处，进入日心轨道，是目前最接近太阳的深空太阳观测器。天空实验室是多用途的实验性载人轨道空间站，它携带的阿波罗望远镜以可见光、紫外和 X射线等波段对太阳进行高分辨率的电视和照相观测。\n\n非太阳探测天文卫星\n非太阳探测天文卫星，分别以某一波段或某几个波段巡视天空辐射源，测定其方向、强度和辐射谱特征，观测银河系和河外天体。美国的非太阳探测卫星主要有轨道天文台(OAO)、射电天文探险者(RAE)、小型天文卫星(SAS)和高能天文台(HEAO)。其他国家和组织也已发射一些非太阳的天文卫星，其中较主要的有，欧洲空间局的“特德”-1A(TD-1A)卫星、宇宙线观测卫星-B(COS-B)，荷兰和美国联合发射的荷兰天文卫星(ANS)，英国的“羚羊”5号(Ariel-5)卫星，法国的紫外天体分析卫星(AURA)，法苏合作的“信号”3号(Signe-3)卫星，苏联的“宇宙”215号卫星等。\n\n月球、行星和行星际的探测器系列\n航天器飞出地球后就可成为对月球、行星和太阳系其他天体以及行星际空间进行直接采样或逼近观测的探测器。表2列出月球、行星和行星际的探测器系列概况。 \n\n\n表2　月球、行星和行星际的探测器系列 \n\n\n\n月球探测器\n自1959年苏联发射飞向月球的第一枚月球火箭──“月球���1号以来，一些国家已发射了各种月球探测器以不同方式（逼近飞行或硬着陆、轨道环行、软着陆、取回样品、载人登月飞行等），通过拍照，自动测量、采样分析、实地考察，对月球及其附近空间进行了详细考察。美国先后发射了“徘徊者”、“月球轨道环行器”、“月球勘测者”和“阿波罗”等四种月球探测系列。“徘徊者”7～9号较为成功地完成了任务。五枚月球轨道环行器对月球表面的各个部分拍摄了高分辨率照片。“月球勘测者”1、3、5、6号分别在月球上实现软着陆。阿波罗月球探测是美国最庞大的月球探测计划。苏联的月球探测计划主要是“月球号”系列。“月球”1～3号为初级阶段，目的是飞向月球，实现硬着陆；“月球”4～14 号为中级阶段，试验在月球软着陆技术，绕月飞行考察月球空间，并研究月球土壤；“月球”15号以后为高级阶段，发展成月球自动科学站。“月球”16号实现不载人的自动挖取月球岩石样品并返回地球。“月球”17号和“月球”21号各携带一辆月行车，软着陆后，月行车由地面站操纵，在月面上自动行驶考察。\n\n行星和行星际的探测器\n已发射的行星和行星际的探测器系列有美国的“先驱者”、“水手”、“海盗”、“旅行者”和苏联的“金星号”、“火星号”和“探测器”。\n它们分别飞向金星、火星、水星、木星和土星，以逼近飞行或在行星表面软着陆方式，通过拍照和自动测量，研究行星表面、行星大气以及地球到这些行星之间的行星际物质。此外，行星际监测站和“预报号”系列测量了地球周围的行星际空间。向更遥远的外行星的飞行，由于飞行时间长和飞船离太阳越来越远，无法利用太阳能供电，必须设计特殊的航天器。\n\n\n载人轨道空间站\n随着空间技术的发展，现已发射实验性的载人轨道空间站──天空实验室。它可进行广泛的科学实验和应用研究，除生物医学、地球资源勘测和综合性实验外，也担负空间天文观测的任务。未来的轨道空间站，将利用航天飞机承担把人员和仪器设备运送到空间站去并在空间站进行维修的任务。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "空间天文技术", "content": "空间天文技术（ observational techniques in space astronomy ），在地面上观测天体，必须通过大气窗口，因而只能在几个电磁波段内进行，就是在这些波段观测，也要受到大气和尘埃的干扰。空间天文观测的特点，在于越过地球大气这个障碍，对天体作全电磁波段的探测。人造卫星、火箭和气球技术为空间天文学的发展提供了必要的手段。为了控制卫星、火箭的运行轨道和姿态，而采取遥感、遥测、遥控等技术，已建立起新的专门工程系统。天文工作者只需提出或选择适当的方案，就可把全力放在最新探测技术的运用上。\n空间天文首先感兴趣的当然是对关在地球大气窗口之外的各电磁波段的探测，即对γ射线、X射线、远紫外线、远红外线以及从短波到甚长波的射电波的探测。即使是在地面天文传统观测的波段，大气外观测也有其特殊的优越性，不仅仅是扩大探测波段，而且还能提高观测的极限星等和分辨率，所以传统的地面观测也有必要到空间去进行。例如，用同样口径的光学望远镜放在空间观测，其极限星等可暗1～5等；对于3米口径的望远镜来说，由于避开了大气扰动，分辨率可达0.″04，不少双星不必采用特殊技术即可直接分辨。空间望远镜在结构上、传动和跟踪等系统上都与地面上的望远镜有很大差别，重量轻得多。各种望远镜终端设备，基本上和地面的一样，不过它们将是最完善的自动化遥控、遥测装置。\n\n目录\n\n1 宇宙γ射线探测\n2 X射线探测\n3 紫外辐射的探测\n4 红外和远红外辐射的探测\n5 短波到甚长波的探测\n\n\n宇宙γ射线探测\n一般利用闪烁计数器探测低能γ射线。闪烁计数器中的闪烁体材料种类很多，空间天文中广泛使用的是铊激活的碘化钠NaI(T1)，铊激活的碘化铯CsI(T1)，钠激活的碘化铯CsI(Na)等碱金属卤化物组成的无机闪烁体。NaI(T1)的效率和能量分辨率最高，但容易潮解。CsI则不容易潮解，机械强度较大，但能量分辨率稍差。鉴于源的宇宙γ射线背景辐射较强，空间探测的闪烁计数器都需采取主动和被动式的屏蔽和准直措施，并借此取得γ射线源的方向信息。研究宇宙γ射线源的一个重要问题，也是探测γ射线的一个严重困难，就是精确测定辐射源的方位。目前，普遍使用的是闪烁体的反符合屏蔽。如高能天文台1号卫星的γ射线能谱仪即是由��群NaI(T1)-CsI(Na)所组成。CsI(Na)作反符合，其中中心的NaI(T1)探测器直径5英寸，厚3英寸，探测能量范围为0.3～10兆电子伏，其视场的半极大全宽约为40°。这种屏蔽方法使得整个仪器的重量大大增加，因此有人采用其他方法。例如，快门-遮盖器式的准直器已用于气球探测，遮盖器可移动，产生20°左右的半极大全宽。还有反准直能谱仪，它利用一组平行的柱体NaI(T1)能谱仪绕一个同它们平行的轴转动，当有一γ射线点源时，必有一能谱仪为前面的所遮掩，产生调制信号，从而确定辐射源的方向。另一种广泛使用的探测器是半导体探测器。它的最主要优点是能量分辨率高，可用于γ谱线测量。空间天文探测上较常使用的是锂漂移型硅、锗探测器。能量高于10兆电子伏的γ射线探测使用火花室。火花室配有塑料闪烁计数器和切连科夫计数器组成的触发选择系统，并在周围包以塑料闪烁计数器作荷电粒子反符合屏蔽。为了适应遥测需要，空间天文探测采用自动读数技术，即所谓数字化火花室γ射线望远镜进行磁芯读数、声波读数和磁致伸缩延迟读数等。超高能γ射线由于流量极低，很难直接测量。对于能量大于1011电子伏的宇宙γ射线，可利用观测γ射线在上层大气中的级联簇射所产生的切连科夫辐射来进行分析。这种辐射的光锥角小，约为2°，到达地面展开为5×104平方米的面积，闪光延续时间约为10-8秒，可用大望远镜对它进行光电观测。观测需要在无光、无云和无月的条件下进行。美国亚利桑那州海拔2，300米的霍普金斯山史密森天文台安装了一架有效直径为10米的综合口径光学望远镜，作了这种观测的尝试。当γ射线能量大于1014电子伏时，则可在地面直接探测γ射线在大气层中产生的广延空气簇射。γ射线产生的广延空气簇射与其他宇宙线所产生的相比，仅含少量μ介子，因而能给出超高能宇宙γ射线的信息。\n\nX射线探测\n对于大于10千电子伏的硬X射线，如同探测低能γ射线一样，可用闪烁探测器，不过闪烁体可薄些。对于2～20千电子伏能段，普遍使用各种充有不同惰性气体的铍窗正比计数器（下称正比管），探测能段有时延伸到60千电子伏。正比计数器有一定的能量分辨特性，可给出粗略的能谱信息。由于宇宙X射线源的流量弱，并有快速的时间变化特征，因此需采用大面积窗口的正比管，它是由许多正比管组合而成的。如“自由号”小型天文卫星所载正比计数器，有效面积达840平方厘米；高能天文台1号卫星内的正比管面积有达8，800平方厘米的。硬X射线探测和γ射线探测一样，还无法成像。而对天文研究说来，源的方位又是极为重要的信息。目前是用板条式准直器和调制准直器定方位。前者是用铝片做成的栅格筒状物，置于正比管窗口前，以限制探测器视场。这种限制对X射线来说比γ射线容易得多，可达1/2度，所定方位的准确度可达几十分之一平方度。调制准直器的分辨率可达5″左右。它在正比管前精密地、有规则地排列数层丝栅，通过对X射线源扫描所得到的流量变化的信息，而定出源的位置和大小。\nX射线源的探测是在相当复杂的背景上进行的。其中软X射线弥漫背景可通过限制视场来减少其影响，但宇宙线、高能带电粒子、大气γ射线等可从四面八方进入正比管，由此提出排除背景的技术问题。在X射线探测中，排除背景的方法之一是采用主动式的反符合屏蔽，如同γ射线探测中所采用的那样；另一种有效的方法是脉冲形状鉴别技术。它是使用正比计数器时广泛采用的一种方法。因为脉冲上升时间将随着 X射线和高能粒子在正比管中产生的离子对的路程长度不同而变动，高能粒子脉冲的上升时间慢得多，借此也可以鉴别。 \n目前，软 X射线的探测在0.1～2千电子伏之间进行。太阳的软X射线流量很强随时间变化不快，所以有时也可用电离室来探测。对于宇宙软X射线源的探测，普遍使用正比计数器。电离室或正比管的窗口材料均用有机薄膜，以提高低能部分的透过率。软X射线产生的电信号，不经放大，想进行脉冲计数是困难的，所以对于要求高时间分辨率的探测，非用正比计数器不可。正比管在软 X射线情况下能量分辨率虽然很低，但多少还可提供一定的能谱信息。有机薄膜窗的气体密封性较差，气体能渐渐渗透，因此一般采用流气式，并配以补气装置。软 X射线和硬X射线不同，它可利用掠射X射线望远镜进行集光和成像。这样，虽则有机膜窗正比管很难把窗口面积做得大，但可用望远镜的集光作用弥补正比管的窗口面积受���制的缺陷。不过制作X射线望远镜，尤其是要制作口径大、质量高的望远镜，在技术上还存在许多困难。掠射望远镜有效集光面积小、焦距长，在体积和重量上比光学望远镜大得多。近年来已经成功地用 X射线望远镜取得太阳X射线像。对于X射线视亮度很强的太阳，还用过X射线针孔成像方法和菲涅耳环板。不过这些方法和手段对于宇宙X射线源的探测，则不合适。正比计数器的能量分辨率对于软X射线能段说来是很低的，因此，要得到精确的能谱信息，特别是研究谱线时，应使用光谱仪。目前采用的两种仪器是布拉格分光仪和无缝分光仪。前者以晶体的布拉格散射为基础，晶格形成一个三维的衍射阵列。根据布拉格条件，它把一定波长的X射线集中反射在以掠射角为中心的很窄的角度范围内。可根据研究的能段选择不同的晶体。布拉格分光仪适用于谱线轮廓、谱线位移等高分辨率的研究，λ/Δλ约为103。无缝分光仪是在X射线望远镜前放一透射光栅，在望远镜焦平面形成衍射像。它的分辨率较差，λ/Δλ约为50～100，其优点是可以观测弱源，并同时研究较大范围内的能谱。\n\n紫外辐射的探测\n紫外探测器系统由望远镜及其终端设备组成。这种望远镜与传统的光学望远镜十分类似。不过某些材料是有差别的，如成像系统用的透射材料；此外，反射镜面常在新鲜的铝面上镀一层极薄的氟化镁作保护。终端设备同样也有照相乳胶、光电倍增管、像增强器等。不过光阴极材料是和可见区不同的；照相底片的差别，是在普通乳胶中加进荧光物质或使用舒曼乳胶。辐射接收器和可见光波段所用接受器的不同之处，只在于前者因探测波段靠近 X射线而有时也可采用电离室等核辐射探测器（见紫外天文学）。\n\n红外和远红外辐射的探测\n红外辐射的部分波段也为大气所阻。红外天文学的探测方式也同光学观测类似，望远镜结构形式与光学波段相同，但精度要求较低。红外探测器在1～4微米波段主要用液氮冷却的硫化铅等光导型元件，4微米以上主要使用液氦冷却的锗掺镓等测热计。在红外光谱研究方面，除传统的光谱扫描方式外，傅里叶变换分光仪得到迅速发展。远红外或亚毫米波介于红外和微波区之间（50微米～2毫米），其探测技术兼有二者的特点。在此波段的短波端采用红外技术，探测器用液氦冷却的锗测热计等，长波端用有晶体混频器的超外差式甚宽频带接收机。最有前途的可能是铟- 锑光导型探测器和锗测热计。与红外辐射探测一样，远红外辐射也广泛使用调制技术和傅里叶分光技术。远红外辐射完全为大气所阻，必须在大气外进行探测。红外与远红外探测是正在发展中的技术。鉴于天体在这些波段的辐射一般较弱，需要较大的望远镜，探测器也需要液氦冷却。因此，大气外红外探测虽然有其广阔的远景，但是目前进展仍很有限。\n\n短波到甚长波的探测\n大气窗口在射电波段的长波端，打开到约30米波长左右，对于更长的短波到甚长波电磁波段的探测，就要由空间天文来承担。这个波段的实验技术在地面上早已成熟。随着空间技术的发展，已通过不少远地轨道卫星和行星际探测器，利用这一波段对太阳、行星和行星际空间等作了探测，并取得一定成果。但是由于星际电离氢的自由-自由吸收(见恒星大气的吸收和散射)，要接收到比太阳系附近更远处的频率低于1兆赫的射电波信息仍有困难。要越过太阳系探索更远的宇宙，则需要使用高分辨率的甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "X射线天文学", "content": "钱德拉卫星观测的蟹状星云X射线图像（从中心脉冲星发出的X射线喷注和哑铃状的光环，直径1光年）\nX射线天文学（ X-ray astronomy ），寻找和观测以X射线辐射为主的高能天体或高能天体现象、研究其辐射规律的学科。X射线连续谱的主要观测能区低能端与远紫外波段相连，可低到数百电子伏；高能端与γ射线波段相连，可高到数十万电子伏；两端都没有明显边界。基本的产生过程可见高能天体物理学。一般情况下，与能量低于10千电子伏的软X射线相关联的物理过程大多是热辐射过程，而能量较高的硬X射线的产生大多与非热辐射过程相关，极端物理条件下的情况会有不同。天体过程的X射线谱线基本上是反映原子内壳层的能级跃迁产生的发射线或吸收线。由于地球大气的吸收，天体的X射线探测只能在火箭和卫星的高度上进行，能量高于20千电子伏的X射线可在40千米以上的高空��球上进行。\n\n诞生\n1962年X射线天文学的诞生也代表了高能天文学的诞生。2002年R.贾科尼因在X射线天文学的诞生和发展中作出的贡献而获诺贝尔物理学奖。对X射线辐射的首次天文观测可追溯到1949年，以H.弗里德曼为首的NRL小组用火箭载盖革计数管发现了来自太阳的X射线辐射。由于太阳X射线的辐射能量只占其总辐射能的百万分之一，由此类推到太阳系外，即使是最近的恒星也需要用灵敏度高100倍以上的探测器才可测到，所以最初把注意力主要放在太阳系内。1962年贾科尼等把三个盖革计数管放在火箭上，试图发现由太阳X射线照射引起的月面荧光X射线，同年6月18日意外地发现一个来自太阳系以外的新天体。它是一颗13等暗蓝色星，后来被命名为天蝎座X–1，辐射的X射线总能量是它的可见光的数千倍。随后很快NRL组发现了蟹状星云的X辐射，比太阳的X射线发射要强100亿倍。以后的4年中用火箭和气球实验发现了大约50个新天体，揭示了一种新的未预见过的天体类别的存在。1970年10月美国发射第一个X射线天文卫星“自由”号(UHURU)，X射线天文学从而进入卫星观测时代，至今已有几十颗专用X射线天文卫星升天，X射线天文学以惊人的发展速度获得了前所未有的巨大成就。\n\n探测技术和方法\n利用高能光子和物质的相互作用原理构造探测器，主要的作用过程有光电效应、康普顿效应和正负电子对产生效应。电子对产生的阈能已到高于1兆电子伏的γ射线，会湮没产生511千电子伏的一对正负电子。根据观测能区和观测对象，可选择的探测器有气体探测器、闪烁探测器和半导体探测器等类型，按需要构造成谱仪、定位或成像设备。X射线源的辐射能量虽强，因为单个光子的能量高，探测以粒子形态计数，到达地球的可测计数并不高。因此X射线天文观测的定位或成像观测比光学的难度大。\n采用准直型粒子探测器的向源背景观测，或用扫描的方法可实现对点源的空间定位，自由号卫星上装有两个840厘米2的铍(Be)窗正比计数器，观测能区2～10千电子伏，利用卫星自转的姿控方式对天区扫描，发现了339个X射线点源，编出了第一个宇宙X射线点源目录。以后，随着成像技术的发展，向源背景观测方法主要被用于对特定天体或天区特性的详细研究。对软X射线的成像可利用光学原理，贾科尼等从1960年开始提出和发展了掠射成像望远镜技术，在一个较小的视场内，射线以大角度先后入射到抛物面和双曲面结构的镜面上，然后以大角度反射并聚焦，在焦平面上放上位置灵敏探测器，如CCD照相机、微通道板探测器、正比计数器等，便可直接成像，角分辨好，但视场小（约1°～2°），适用于0.1～10千电子伏能区，用PN–CCD新技术可把探测能区提高到20千电子伏左右。第一个成像X射线望远镜爱因斯坦卫星发射于1978年，空间分辨2角秒。以后相继发射了欧洲X射线观测站卫星(EXOSAT)、伦琴卫星(ROSAT)和最近的钱德拉、牛顿X射线多镜(XMM)卫星（1999年），角分辨最好已到0.5角秒，最大面积4 000厘米2，至今已发现的X射线源有100多万个。实现硬X射线成像困难较大，只能采用调制成像技术，用探测器加旋转准直器，或编码孔径加位置灵敏探测器记录下经过调制的天区强度分布，通过对观测数据的后处理解调，实现在较宽视场下对天体的定位或天区成像，精度比掠射成像要差。1979年日本发射的自旋稳定的小卫星“天鹅”首次实现了旋转调制成像，定位精度几个角分。2002年发射的国际γ天体物理实验室“INTEGRAL”，用了多个编码孔成像设备，能量跨度15千电子伏至10兆电子伏，实现了X射线、γ射线和光学辐射在一颗卫星上的同时观测。\n\nX射线星空\nX射线天文的一系列重大发现展示了一个以X射线辐射为主的完全不同于光学观测的宇观世界。X射线由高能粒子产生，辐射区必定与宇宙中的热斑相伴，或有超高温度，或有高能粒子在超强磁场、超强引力场下被加速。X射线天文对中子星物理、黑洞附近的物理、热星系际气体物理提供了本质性的研究依据。X射线有较强的穿透力，可反映出发生在天体深处的物理过程。\n太阳一类的恒星在宁静期的X射线辐射流量很小，主要表现为与光学耀斑爆发同步的X射线耀斑，1～0.8纳米软X射线耀斑的强度分类已被用作空间天气预报的标准级别。一个特大的软X射线耀斑可导致地球上的短波通信中断。硬X射线耀斑有非热幂律谱，能谱陡，不仅与太阳黑子区的高能电子有关，还与高能质子的运动有关，从而又有太阳质子事件之称。\n银河系内存在���量双星X射线源，以高能过程为主要特征，时间尺度往往很短，说明其中存在非常致密的天体，有着极强的引力和磁场，可把粒子加速到相对论的能量：其中有一类是双星X射线脉冲星，主星是致密的磁中子星，如武仙座X–1；还有少数双星的致密主星的质量大于三倍太阳质量，如天鹅座X–1(CygX–1)等，其X辐射强，有不规则剧烈光变，被认为是黑洞附近的吸积物质的扰动形成的辐射，可提供最有希望的方式研究宇宙中的黑洞的存在、性质和效应。观测表明，超新星爆发的冲击波会把星际气体加热而辐射X射线，爆发的物质会发出X射线、γ射线和铁核谱线，最后留下的是急速旋转的高度磁化的中子星，直径只有20千米左右，是一个被X射线超新星遗迹所围绕的脉冲星。脉冲星极冠处的高能电子的同步加速辐射可产生从光学直至X射线、γ 射线波段的电磁辐射。钱德拉卫星拍摄的蟹状星云X射线照片，首次揭示了发生在深层的这种只有X射线图像能够反映的相互作用（见图）。X射线天文发现了温度可到几亿度的等离子体；从已发现的X射线天体中，可看到活动星冕，看到非常热的恒星伴有巨大的热气体区。 \n在星系和更大的尺度上，X射线天文也向人类展示了一个大尺度结构的X射线星空，星系和星系团中的活动星系核(AGN)，包括强射电星系（如室女座A等）、赛弗特星系（如NGC1275、NGC4151等）和类星体（如3C273、3C279等）均为著名的X射线源。所有活动星系的中心都可被看作是质量非常大的黑洞，可包含1亿个太阳质量，吞噬着大量的星系气体，形成恒星质量的黑洞，类星体(QSO)是其中的典型。发现了300个以上的X射线星系团，室女(Virgo)星系团的最强X射线源延伸达1°，星系M87位于其中，估计每个星系平均的X射线光度在1037焦/秒以上。已观测到星系际气体从星系团流出，提供了关于暗物质性质的证据。\n关于宇宙X射线弥漫背景的本质，伦琴卫星测出0.5千电子伏、0.75千电子伏的背景辐射天图，认为60％来自于类星体和活动星系核。钱德拉卫星在高一些能量上的观测获得重大突破，证实了X射线在整个宇宙普遍发光，其中80%来自分立天体。与光学观测联合分析，发现了两类新天体，对X射线背景辐射的贡献各占1/3。其中一类是有强X射线发射但弱光学亮度的“隐星系核”星系，在全天约有7 000万之多，可肯定是重质量黑洞；另一类是没有可见光发射或光学亮度极弱的超弱星系，红移值高到6以上，说明远在140亿光年以外，是宇宙最早期的最遥远的天体。\n40多年来X射线天文学所取得的成果是划时代的，现正处在巅峰时期，今后的方向将是在更高灵敏度、角分辨的观测和对特定类型天体辐射特征的研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "Γ射线天文学", "content": "EGRET测到的γ射线星空，271个点源，银道面的弥漫背景成分和高银纬处反映出来的各向同性的背景成分\nΓ射线天文学（ γ-ray astronomy ），观测和研究发生在宇宙空间和高能天体上的γ射线辐射过程的学科。覆盖硬X射线能量以上的整个高能电磁辐射能区（约105～1021电子伏）。天体过程中的核γ谱线的能量与元素的成分有关，是原子核能级跃迁或放射性衰变的产物，一般在数十千电子伏至十兆电子伏量级。能产生γ射线连续谱的都是非热物理过程。由于低能区的软γ射线可与X射线起源于相同的物理过程，如同步辐射、逆康普顿辐射等，因而与硬X射线没有明显边界。γ射线的产生和高能电子直接关联，能量高于100兆电子伏的高能γ光子则与高能质子、宇宙线的作用过程密切关联。γ射线有极强的穿透力，运动方向不受磁场的干扰，能直接给出高能宇宙线在起源处的信息，因此γ天文学也是研究宇宙中高能粒子的重要工具。能量在105～1021电子伏上下几个量级的γ射线会因为与星光、微波背景等背景光子的光致电子对产生作用而不能到达地球，宇宙对这一能段的光子是不透明的。\n\n目录\n\n1 发展简况\n2 特点\n3 观测技术\n4 主要成果\n\n\n发展简况\n从1948年开始就有人陆续在高空气球或火箭上进行宇宙γ射线探测，但都未获成功。1961年4月27日美国发射第一个探测宇宙γ射线的卫星“探索者”11号，共测到22个来自天空各个方向的γ射线事例，被认为是γ射线天文的开端。1969年开始的维拉系列卫星上放置了低能γ射线探测器，1972年宣布发现了宇宙γ射线暴。1972年11月美国发射第一颗高能γ射线专用小天文卫星SAS2，发现了与银河结构相关的弥漫γ射线背景发射。1975年8月至1982年4月，欧洲空间局发射的γ射线天文卫星COS-B，用火花室测量50兆电子伏至5千兆电子伏的高能γ射线，用7年时间共获得全天20万个高能光子，作出了银河坐标的γ射线天图，发现了蟹状星云等20多个高能γ射线点源结构，其中的CG195是第一个高能γ射线点源。1991年4月至2000年6月美国康普顿γ射线观测站(CGRO）上放置的4个探测器，即γ射线暴探测器(BATSE)、指向闪烁探测器(OSSE)、成像康普顿望远镜(COMPTEL)、高能γ射线实验望远镜(EGRET)，覆盖能区30千电子伏至30吉电子伏，取得了一系列重要成果。2002年10月，欧洲空间局又发射了国际γ射线天体物理实验室(INTEGRAL)，重点对15千电子伏至10兆电子伏能区的能谱测量和天区成像，并包括X和光学波段的协同监测。至今40多年的观测，向人类展现了一个变化着的γ射线星空，其来源可从现在一直追溯到宇宙早期。\n\n特点\nγ射线天文观测的难度比其他波段要大得多：一是因为光子的能量越高，流量越低；二是因为光子的穿透率极强，探测效率受到影响；三是可用的探测技术限制了仪器的角分辨能力，定向困难；四是能量跨度大，不同能量的光子产生机理很不相同，采用的方法和观测的进展也就不同。 \n\n观测技术\n至今卫星上的γ射线探测可到10吉电子伏。对兆电子伏左右的软γ射线的探测可采用与硬X天文类似的探测器和方法。如用闪烁探测器构造位置灵敏探测器，用编码孔成像方法实现成像；用半导体探测器测量能谱等。能量高些，在CGRO卫星上曾用双康普顿谱仪对0.8～30兆电子伏能区的γ射线粗略成像。正负电子对产生的作用截面随γ射线能量的增高而增大，电子对的张角随之减小。利用这一特点，对大于50兆电子伏的γ射线，可用火花室、漂移室测量电子对的张角，用量能器测电子对的能量，以此确定入射光子方向和能量。如CGRO上的EGRET，观测能区0.03～10吉电子伏在0.1吉电子伏和1吉电子伏时的角分辨分别为2.8°和0.6°。100吉电子伏以上的甚高能γ射线可用地面的切伦科夫探测器进行观测。高能光子在进入地球大气层后会产生电磁级联，其中的次级电子会产生切伦科夫辐射，通过测量可判知入射光子的方向和能量。\n\n主要成果\n太阳的γ射线发射主要来自一类被称作太阳质子事件的高能太阳耀斑，它们出现于光学耀斑的初始阶段，与脉冲射电爆发、硬X射线爆发紧密相联系。γ射线连续谱的通量下降很快。有的太阳质子事件还有核谱线发射，1972年8月4日和7日两次太阳强耀斑事件上发现了511千电子伏的正负电子湮没线，2.23兆电子伏中子–质子俘获线，以及4.4兆电子伏（碳原子）和6.1兆电子伏（氧原子）的核激发退激谱线。 \n对兆电子伏能区非太阳谱线的主要观测成果，除了银心方向的511千电子伏谱线以外，要数COMPTEL望远镜发现并测量到的1.8兆电子伏谱线及其银河坐标天图。该谱线是铝的放射性同位素26Al的衰变产物，分布表明26Al和银河系中的重质量恒星区域成协，应该是恒星核综合过程的产物。\n在兆电子伏能区，一个最重要的成果是宇宙γ射线暴(GRB)的发现和观测研究，γ射线暴随机出现，流量上升快，持续短，暴源尺度小，BATSE作出了2 704个γ射线暴的天球分布，确认了它们在全天的各向同性和视向的不均匀分布。1997年意大利BeppoSax卫星首次发现了宇宙γ射线暴的软X射线余辉，以后全球的多波段联合观测获得了光学和射电余辉，并得到了40多个GRB宿主星系的红移，说明GRB是发生在河外星系中的恒星量级的爆发。所得的红移值都大于0.2，如果能得到更多的测量样本的确认，这将说明GRB产生于早期宇宙中而不是现在。见γ射线暴。\n在50兆电子伏以上的高能γ射线能区，EGRET观测已可全面地描述一个γ射线星空（见图）。银面上一个很强的弥漫γ射线分布，主要来自于宇宙线和银河系星际物质的相互作用，以及银河系氢分子云的分布有相当的关联。从高银纬处可看到存在于全天区的一个很弱的各向同性弥漫背景发射，现认为是河外活动星系核的贡献。在γ射线点源的研究中，发现了CG195是银河系最亮的γ射线脉冲星，除X射线波段有脉冲光度外，光学和射电都没有发射；确认了蟹状星云是从射电直至高能γ辐射能谱分布最宽的脉冲星。令人意外的是，EGRET共发现了271个γ射线点源，在其中已经证认的101个源中，只有5个是射电脉冲星，比预想的数量少得多。然而有93个是未曾预想到的蝎虎座(BL Lac)活动星系核，又称Blazar，如2C279、3C273等。它们都是高能γ射线变源，强射电星系，具有高光度和光度的剧烈变化，核心有��对论喷注，有非热能谱。这说明γ射线星空在不断地变化。\n100千兆电子伏以上的能区，通过地面设备观测，共发现分立γ射线点源18个，如超新星遗迹蟹状星云、维拉等，双星CenX–3，射电星系M87,Blazer Mrk421、Mrk501等。\nγ射线天文学的发展期待着探测技术的变革，能量分辨和角分辨的提高以及观测面积的扩大。已经将上天的卫星有测量γ射线暴的SWIFT、高能γ射线卫星GLAST等。γ射线天文学领域仍有许多留待人类填补的空白和问题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "紫外天文学", "content": "紫外天文学（ ultraviolet astronomy ），通过电磁波的紫外线波段研究天体的一门学科。紫外(UV)线波段介于可见光和X射线之间，在10～300纳米范围内。通常紫外波段分为远紫外（91.2～121纳米）、经典紫外（又称真空紫外，波长短于200纳米）和近紫外（波长长于200纳米）3个波段。氢原子的莱曼系限外的连续吸收，即使对非常靠近的星体也是很严重的，所以紫外天文学的研究范围实际上只限于91.2～300纳米之间。因为通常元素的中性和电离态的共振线，在紫外区要比可见光区丰富得多，而共振线对研究天体的物理状态和化学组成是最为敏感的。紫外观测有3个明显优点：①早型星的辐射正位于300纳米的紫外区。②紫外是原子、离子和分子的共振跃迁波段，这是研究天体的物理和化学性质的极好的工具，特别是类太阳活动的独特观测工具。③当移向紫外区时，天空背景辐射明显地下降，约暗40倍，这非常有利于观测暗天体和展伸源如遥远星系。\n\n发展史\n地球大气对紫外线有吸收作用，对于波长为200～300纳米的紫外线，可用高度达50千米的气球进行观测，如要观测整个紫外波段就必须利用探测火箭和卫星。地球大气外虽可对太阳及其行星进行整个紫外线波段的研究，但对太阳系外天体的研究还受到星际气体吸收的限制。第二次世界大战发展了弹道火箭技术，为发展大气外紫外观测成为可能。1946年美国海军实验室用V2火箭观测太阳UV光谱；1955～1957年又用火箭观测恒星，在270纳米处UV带宽Δλ=35纳米。1965年可观测预先选择的恒星光谱，从而修订了恒星的温度定标并开始研究恒星的质量损失。1972年欧洲空间研究组织发射了TD−1卫星，在115～320纳米波区对全天作了巡天观测，获得30 000颗星的资料。1978年1月28日欧美联合发射的国际紫外天文探测器（IUE），载有一架口径43厘米的卡塞格林望远镜和两台摄谱仪（高色散和低色散），工作于115～400纳米。这架紫外望远镜在运行了18年之后，于1996年“退役”。这期间IUE共取得11万个天体的紫外光谱。首次发现恒星风；观测了超新星1987A的爆发，这是一个由蓝超巨星爆发的超新星，突破了只有红巨星才能爆发超新星的原有观念；发现了木星的极光、磁场和大气；发现了空间存在的大量插入气体云；发现了一大批活动星系核和活动天体等。在1990年6月1日发射的ROSAT卫星上还载有EUV（极端紫外）望远镜，探测能量在25～100电子伏间的源。结果共发现384个源，主要为白矮星和晚型活动星，其他为激变变星和河外天体。1992年6月7日发射了EUVE（极紫外探测者）卫星。上载3个掠射扫描望远镜和一个谱望远镜（5～74纳米）。发现的天体中55%为晚型星，30%为白矮星，其他为激变变星、早型星和河外天体。最亮的源为εCMa，是一个光谱型为B2Ⅱ的蓝巨星，1990年HST升天，它也装有紫外成像摄谱仪(SST)；正在工作的哈勃空间望远镜的紫外观测仪器，是这一领域中的最大者并获得成果最多。1997年10月，国际天文学界在西班牙召开了IUE后的紫外天文学国际会议，通过了两项重要议题：一是欧洲空间局将IUE所取得的全部资料，用新的软件包INES重新处理、定标后，赠送给已经建立了IUE数据库的29个国家和地区，其中包括中国；二是由W.沃姆斯台科发起、筹备和设计21世纪“世界空间天文台/紫外卫星(WSO/UV)”。\n\n紫外探测设备\n紫外天文学在研究对象和课题上都是同光学天文学密切配合的，实质上是波段范围向紫外的自然延伸。在方法和技术上与传统的天文光学也很相似。除了与空间天文学一样对火箭、卫星等技术有共同的要求外，还要求有较大的望远镜(除太阳的低分辨率光度测量外)和望远镜终端设备。成像系统和探测器所用的透射材料有氟化锂、氟化镁、蓝宝石和熔石英等。反射镜面和光栅涉及反射用的镀膜材料，最广泛采用的是铝。但在紫外区要得到好的反射性能必须防止铝形成氧化膜，为此要在光洁的铝面上镀一层���薄的氟化镁作为保护层。卫星上用的镜面材料必须轻而结实，铍较为合适，但其热膨胀不均匀性较严重。使用的低膨胀系数的材料有微晶玻璃、熔石英等。紫外观测所用的探测器有照相乳胶、光电倍增管和像增强器等光电成像器件；不过在紫外区还可使用与X射线测量中类似的气态电离室和正比计数器，但必须采用合适的气体和窗口材料。对于波长较短的探测必须采用无窗式的紫外光电倍增管。适用于可见光区的高灵敏光阴极材料也可用于紫外区。不过既要用于300纳米以下探测，必须对300纳米以上不敏感。对于波长范围200纳米以下的探测，可选用卤化碱作光阴极。近年来制成供空间探测用的多通道电子倍增器也可用于远紫外。由这种仪器发展而成的微通道板电子倍增器现已成为图像研究的重要工具。在图像探测方面还可利用电子照相机、像增强器、电视摄像管和像光子计数器等。\n紫外观测对于跟踪温度太低而不能发射X射线的星系际气体的演化是必须的，而高分辨率紫外光谱学对于研究星际气体的成分和动力学非常重要。衍射极限大视场成像能够巡视地面观测不能发现的暗源。要在这些HST不能够研究的问题上获得明显的进展，将需要一架光通量和多重性效率增加100倍的带分光仪的紫外光学空间望远镜。为此计划开发超导隧道结或跃迁边缘器件等更加灵敏、能量分辨率更高的紫外检测器以及更大的轻型精密反射镜的技术。21世纪，天文学已经走向全波段观测，紫外波段是极其重要的波段之一。这是由于天体在这一波段内有极强的吸收线或发射线，为探讨天体结构和演化不可缺少的一个波段。天体的紫外辐射经过大气层时，不可避免地会被其中的臭氧分子吸收掉，只有靠设在大气层外的空间装置才可能接收到。\n\n紫外天文学成就\n紫外观测已为现代天文绘制了一幅紫外波段的全天景象。由于星际气体的消光，在极端紫外看到的天空十分朦胧，只有近星系或最亮的源才能探测。而在常规紫外波段，热星和被星际尘埃散射的银河星光，呈现得清晰。\n①太阳和太阳系。太阳紫外光谱中有许多高电离硅、氧、铁等元素的谱线，为太阳色球与日冕间过渡层和耀斑活动的研究提供极有价值的信息。由于许多原子和分子的共振线属于紫外区，且在此波长上分子的散射比起固体粒子的散射更为重要，因此通过对太阳系内的行星、彗星等天体的紫外光谱、反照率和散射的观测，有助于确定它们大气组成，从而建立大气模型。\n②恒星和星团。紫外观测对于早型星包括O、B、A型星（见恒星光谱）、白矮星和行星状星云的中心星都是非常重要的，它们在紫外区有最强的辐射；这样还研究了大质量热星和它们的“后裔”，如W–R星，高光度蓝变星(LBV)；对于晚型星包括F、G、K和M等型的观测其重要性和太阳类似，因为这是研究恒星色球和星冕尤其是二者之间的过渡层必不可少的手段。\n紫外观测对于星际物质的研究有特殊意义。星际物质包括星际尘埃（小固体粒子）和星际气体两部分。星际尘埃对不同波长的星光有不同的消光作用，即产生所谓星际红化。消光曲线对恒星天文和星际尘埃的研究十分重要。紫外区消光曲线的特点是在1/λ=4.6微米−1(λ为波长）附近有一相当明显的隆起，在1/λ=5.5～7.5微米−1的范围内有相当宽的极小，并且是向远紫外很快上升的。这个观测表明，星际尘埃中含有直径10纳米左右的石墨粒子。关于星际气体，主要来自可见光区中性钠和电离钙的共振线的星际吸收测量和中性氢21厘米谱线射电观测。不少星际分子、原子和离子的共振线在紫外区，氢的莱曼系α谱线Lα就是一个例子。通过对早型星的Lα线星际吸收的测量，可确定星际氢原子分布，其精度比21厘米射电观测为高，还可作出氢与其他星际气体成分含量的精确比较。还有许多星际气体的谱线出现在紫外区，如CⅠ、CⅡ、NⅠ、NⅡ、OⅠ、SiⅡ等。分子氢的莱曼带处在波长短于110.8纳米的紫外区，它在密的尘埃云中已被观测到。一氧化碳也在紫外光谱中被找到，通过紫外观测确定了12C和13C的比值。通过紫外观测一定会大大扩充对星际气体的成分和物态的认识。\n③星系。不论正常星系或特殊星系，在紫外区都会有强的辐射。由于星系的辐射有较大红移，因此它们的紫外线可避开星际氢对Lα线的严重吸收，并突破短于91.2纳米的禁区而提供重要的信息。星系紫外研究不仅能增进对星系物态的认识，并可延伸其红移的测量。紫外观测表明，星系在紫外区有较大的紫外色��，可能是存在较多的热星的缘故。IUE集中观测了赛弗特−1星系（见赛弗特星系），如观测了NGC4 552的光变，确认活动星系核(AGN)有很强的紫外辐射。\n未来最大的开发是发射星系演化探测器(GALEX)，它计划在13～30纳米范围内获得一系列光谱和图像，可对本星系群的性质和红移介于0＜z＜2的星系的金属产生历史及星系演化加以研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "行星际空间探测", "content": "行星际空间探测（ interplanetary exploration ），太阳系内的广阔行星际空间，到处充满着物质、辐射和力场。它们具有极为复杂的时空分布特性。在行星周围空间，由于行星及其大气和磁场的影响，物质、辐射和力场的分布特性与远离行星的空间颇不相同。行星际空间的特点是存在着低密度的等离子体，充满着所有波长的天体电磁辐射和不同能量的粒子辐射，并渗透着行星际磁场。行星际空间探测的任务是弄清整个太阳系内等离子体、电磁辐射、磁场和微量中性粒子的通量、分布、变化以及同行星的相互作用。行星际空间探测也是研究太阳系起源和演化的手段。\n\n目录\n\n1 探测方法\n\n1.1 间接观测方法\n1.2 射电观测方法\n1.3 直接探测方法\n\n\n2 主要结果\n\n2.1 行星周围的磁场和辐射带\n2.2 行星际等离子体──太阳风\n2.3 行星际的固体物质\n2.4 行星际磁场\n\n\n\n\n探测方法\n按照历史发展，行星际空间探测方法大致可分为三类：\n\n间接观测方法\n直到二十世纪五十年代后期，间接观测仍是人类研究行星际空间的一种重要手段。例如，根据彗星尾迹方向、黄道光偏振、地磁活动、宇宙线调制的观测，推断太阳风的存在，确定太阳风速度、成分以及同地磁活动的关系；根据流星穿入地球大气时产生的发光现象和电离效应，确定质量大于10-4克的流星粒子的空间密度；根据黄道光和F日冕的研究，得出质量更小的行星际尘埃粒子的特性和密度。现在，这些间接观测方法大部分已被直接观测所代替。\n\n射电观测方法\n行星际空间的射电观测分为被动观测和主动观测。\n被动射电观测是通过观测天然射电在行星际空间的传播效应来推断行星际空间状态。例如，利用啸声传播获得地球磁层低能粒子的知识；通过观测太阳射电爆发确定太阳风密度有随着同太阳的距离而变化的关系；通过观测银河系内或银河系外那些类似超新星爆发及其遗迹的射电源辐射在行星际中非各向同性的散射，求出行星际磁场方向，进而得到太阳风方向的信息；通过观测直径较小的射电源在行星际中的闪烁，确定电子密度的不规则性、太阳风的方向和速度等。\n主动观测是通过观测雷达回波的行星际效应来推断行星际空间状况。例如，观测太阳、行星、月球雷达的回波的多普勒致宽和多普勒频移，确定回波延迟、截面变化，获得日冕等离子体向外运动以及太阳风和磁尾中平均等离子体密度的信息；利用空间飞行器对地面的双频传播，测量其相位差和路径差，从而精确确定行星和地球之间行星际等离子体的平均密度等。\n\n直接探测方法\n行星际的直接探测首先要把科学仪器送到行星际空间。人造地球卫星轨道高度一般较低，即使是一些轨道很扁的人造卫星也仅能穿透到地球磁层以外很短距离处，因此它们主要是探测磁层以内的空间状态。探测地球磁层以外主要靠行星探测器（见空间天文观测航天器）。它们在飞向行星或其附近的过程中，完成对行星际和行星周围空间的探测。为测量行星际空间的各种物理参量，已设计出几十种不同类型的仪器。空间探测仪器原理与地面同类仪器相似，但要求体积小、重量轻、耗能少、寿命长以能适应空间环境。对木星以远的外行星际空间探测的仪器来说，寿命长尤为重要。表列出探测行星际空间物理现象的部分仪器： \n\n\n探测行星际空间物理现象的部分仪器 \n\n\n\n六十年代的行星际直接探测主要是在地球－金星和地球-火星之间进行。七十年代，“水手”10号和“太阳神”探测器已飞向水星；“先驱者”10号穿过了小行星带飞向木星；“旅行者”对木星和土星进行对比研究，并研究土星-地球之间的行星际物质。\n\n主要结果\n行星际直接探测的成果，分述如下：\n\n行星周围的磁场和辐射带\n在行星际空间探测方面，最早的重大发现是地球辐射带。第二个重大发现是地球周围复杂的磁层。由于太阳风的作用，地球磁场被限制在一定区域内，这个区域称为地球磁层。向日面磁力线被太阳风压向地球，这个方向的磁层边界(称为磁层顶)离地面8～11个地球半径。背日面磁力线被太阳风吹散、拉长，像彗星尾巴那样散布在空间，延伸到几百个地球半径之外，称为磁尾。行星际监测站1号首先证实磁层顶之外有地球弓形激波存在，并发现磁尾存在中性片(即电流片)。在这相当薄（不大于1个地球半径）的中性片内，磁场方向陡然改变。对于太阳系其他行星的磁场和辐射带也进行过探测。最初的月球探测器和探测金星、火星的“水手号”，曾得出月球、金星、火星没有辐射带和磁场（或几乎没有磁场）的结论。后来，“阿波罗”11号和“阿波罗”12号以及苏联“月球号”都证实月球有一个极小的磁场。苏联“火星”2号和“火星”3号探测表明，火星赤道磁场强度约6×10-4高斯，约为地球磁场强度的千分之一。对金星的探测也表明，金星有弱磁场。据“水手”10号探测的初步分析，水星磁场比月球强得多，约为地球磁场的百分之一。根据“先驱者”10号探测，木星存在相当强大而复杂的磁场，木星辐射带延伸广度也大大超过地球辐射带。 \n\n行星际等离子体──太阳风\n五十年代，人们根据对彗星尾迹的研究，曾提出太阳不断发射出稳定的粒子流，在耀斑爆发期间还发射附加的带电粒子。1958年把这种稳定粒子流定名为太阳风。对太阳风的直接测量，在苏联是从1959年发射“月球”2号和“月球”3号开始的，美国则是从1961年发射“探险者”10号和“探险者”12号开始的。“探险者”10号证实了苏联的太阳风观测。“探险者”12号不但证实太阳风始终存在，而且还观测到太阳爆发后若干分钟到达地球的高能粒子和两天后相继到达的能量大于3兆电子伏的微粒。这些粒子迭加在太阳风上。1962～1969年期间，对太阳风的静态特性和时空变化进行了大量的测量。这些测量表明，太阳风同太阳活动有最密切的关系，几乎观测到的全部太阳风参量（通量、成分、电子与质子的密度、电子与质子的温度、磁场强度等）都有起伏。这是太阳活动造成的太阳风的空间不均匀性和随时间的变化。在太阳风中还观测到日地间激波和磁流间断等现象，这是行星际等离子体和流体相似的证据。观测表明，行星际空间可能有低密度中性氢原子气体存在，它们可能是流入太阳系的星际中性气体。\n\n行星际的固体物质\n包括微流星和质量更小的宇宙尘。利用空间飞行器很容易记录到质量甚至小于10-15克的粒子，并可从100公里以上高度处直接获得流星粒子样品，决定其物理化学性质。据“火星”1号得到的直到离地球4，500万公里的流星撞击记录，发现空间流星物质分布很不均匀。在没有已知流星雨影响时，质量大于10-7克的粒子平均每秒内每平方厘米撞击2×10-5次，而在空间一定区域的有限时间内，可低于10-6～10-7次，在流星雨中则增大到10-1～10-5次。据目前一些探测记录，月球附近和地球周围的宇宙尘密度似乎比行星际高。原来预计小行星带内宇宙尘密度会相当大，但“先驱者”10号穿过小行星带时，仪器并没有记录到尘埃密度的明显变化。\n\n行星际磁场\n空间飞行器观测获得的资料说明行星际磁场方向的特征是扇形结构。行星际监测站1号的观测首先揭示，行星际磁场先在连续几天之内有一个主要方向（朝向太阳或背离太阳），几天以后又改变为另一个主要方向，因而呈现出扇形结构。两个扇形之间的边界非常薄（不大于15万公里）。行星际监测站1号观测以及行星际监测站3号与“先驱者”6号的同时观测都得出如下结果：扇形结构随太阳旋转，呈现27天的周期性。当扇形边界扫过地球时，观测到辐射带、地磁活动等方面有相应的变化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "红外天文学", "content": "红外天文学（ infrared astronomy ），利用波长介于1毫米至1微米的红外波段来研究天文现象的天文分支学科。整个红外波段通常细分为4个区：亚毫米（1～0.3毫米）、远红外区（0.3毫米至50微米）、中红外区（50～10微米）和近红外区（10～1微米）。进行红外观测的重要原因是由于尘埃的消光在此波段最小；紫外和高红移星系及类星体都移向该波段，而这些天体的氢在短于91纳米的消光无法用光学观测。表面温度近于3 000K的物体的主要辐射能量集中在近红外波段，且温度越低，辐射的峰值波长就越长。因此，诸如红巨星、原恒星、恒星延伸大气中的尘埃包层、气体星云和星际介质等均宜于在红外波段进行观测研究。由于星际介质对红外光的吸收较小，因此对掩埋在气体和尘埃区域的天体只好用红���波段进行观测研究。红外探测是观测被宇宙尘埃掩蔽的天体的得力手段 ：红外波段有许多重要的分子谱线；许多河外天体在远红外区的辐射较强。随着半导体物理学的发展和军事侦察的需要，研制出了灵敏度很高而热噪声很低的单元（测辐射热计）和阵列红外检测器件（红外CCD），红外天文学在近年获得了巨大的发展。\n\n目录\n\n1 简史\n2 探测技术\n3 望远镜\n4 成果\n\n\n简史\n1800年，英国天文学家F.W.赫歇耳在观测太阳时，用普通温度计首次发现红外辐射。1869年，罗斯用电偶测量了月球的红外辐射。20世纪20年代美国天文学家W.柯布伦茨等人对行星和一些恒星进行红外测量。但在60年代以前的一个半世纪中，红外天文学进展缓慢。第二次世界大战后，各类高灵敏度的红外探测器相继问世，气球、火箭以及人造卫星技术也为红外天文观测摆脱地球大气的限制提供了方便。1965年，美国加利福尼亚理工学院的G.诺伊吉保尔等人用简易的红外望远镜发现了著名的红外星。1990年4月24日2.4米的哈勃空间望远镜升空，用红外新窗口观测宇宙，揭开了红外天文学新的篇章。\n\n探测技术\n在地面上进行红外天文观测，受地球大气的限制很大。大气中的水汽、二氧化碳、臭氧等分子，吸收了红外波段大部分的天体辐射，只有几个透明的大气窗口可供地面观测使用，这些窗口中被指定的红外测光系统为J（1.2微米）、H（1.6微米）、K（2.2微米）、L（3.6微米）、M（5.0微米）、N（10.6微米）和Q（21微米）。地球大气不但吸收天体的红外辐射，而且由于它具有一定的温度（约300K），其自身的热辐射对探测工作、特别是对波长大于5微米的观测，会造成极强的背景噪声。为此，必须到高空和大气以外去进行中、远红外探测。\n由于可能收集到的一般天体的红外辐射较弱，所以必须精选探测能力很高的红外探测器。用得较多的探测器是液氮致冷(77K)的硫化铅光电导器件，液氦致冷（从4K到小于1K）的锗掺镓探测器。典型的地面望远镜在10微米波长观测红外源时，探测器上接收到的源信号是10−14瓦的量级，而探测器上得到的背景辐射却高达10−7瓦。强的背景噪声淹没了微弱的源信号，所以红外天文探测的一个根本问题是抑制背景噪声。红外探测器采取致冷措施就是为了减少元件自身的噪声。致冷技术在红外天文探测工作中是必不可少的。在红外天文望远镜中，为了从观测的源信号加背景的总和中减去背景，设置了调制机构。这样就大大增加了仪器探测弱源的能力。一些新探测器如锑化铟、碲镉汞（1 024×1 024像素）得到广泛应用。 \n\n望远镜\n改造现有的地面望远镜使之适于红外观测，以及建造新的专用红外望远镜的工作一直在进行。美、英、法、加拿大等国1979年已启用装在夏威夷的口径3.6米的红外望远镜，美国加州理工学院建造了口径10米的红外望远镜。地面建造口径8米的红外专用望远镜(IRO)，对邻近的恒星形成区可作红外成像观测并拍摄光谱，同时观测银河系核心的恒星运动。气球上的1米红外望远镜和飞机载运的91厘米的仪器都已建成投入使用，并获得许多重要成果。最成功的红外探测计划是口径60厘米的红外天文卫星(IRAS)（1983年1月25日发射，观测到245 839个红外源）。其次有红外空间天文台(ISO)、大视场红外实验装置和深空近红外巡天装置等。宇宙背景探测器(COBE)也包含了红外波段，对2.74K背景辐射的探测起了巨大的作用。红外波段对于研究星系的起源和恒星及其行星系统的起源是十分重要和有用的。同温层红外天文台(SOFIA)，由一架波音747飞机改装，上装一架口径为2.5米的红外望远镜，可探测所有IRAS源，它可在接近空间条件下获取观测资料。美国国家航空航天局(NASA)的四大空间望远镜之一空间红外望远镜设备(SIRTF)，现定名为斯必泽空间望远镜（SST，图1），是一台装有0.9米液氦制冷的望远镜，在远轨道运行。它于2003年8月25日发射升空，工作波段是18～200微米，可进行成像和拍摄光谱。它将补充其他三台空间望远镜的空缺波段，观测目标是早期星系、褐矮星以及寻找类太阳恒星等。 \n\n\n\n图1　斯必泽空间望远镜在轨道上运行图 \n\n\n计划中的下一代空间望远镜(NGST)包括一架在进入空间后展开到满口径大约8米直径的被动冷却的拼接镜面望远镜。它将在大致离开地球150万千米的绕太阳轨道上运行。计划中的工作波长范围是0.6～27微米。比先前的空间望远镜的灵敏度增加，源于它的大口径，不仅从每一个光源收集到更多的光子，还由于它的较高的角分辨率优点而减少了背景光子。灵敏度和角分辨率的改进使得NGST大致比哈勃空间望远镜(HST)和SIRTF的能力高1 000倍。它的低温使得它比类似大小的地面望远镜能力高数百万倍。NGST的发现潜力是十分巨大的。NGST的灵敏度扩展到27微米将实质性地改进研究太阳系中的柯伊伯带天体、星系中恒星和行星的形成和红移达Z约等于3的星系中尘埃发射的能力。这个扩展不仅充分利用了冷却仪器的优点，而且还使得NGST在观测较长红外波长上比任何地面望远镜都强。为保证NGST达到它的全部潜力，发展技术以增加飞船通信的遥测速率和能够保证探测器工作在波长长于5微米的低温制冷器。\n巨型拼接镜面望远镜(GSMT)在技术能力和它的探测遥远星系和近距离恒星形成区的能力方面将补充NGST之不足。GSMT是30米级地面、实口径、拼接反射镜的光学红外望远镜，工作于波长范围0.3～25微米大气窗口。自适应光学将给出对波长短到1微米的衍射极限分辨率。GSMT可对较小的空间望远镜看到的源补以更高的空间和光谱分辨率观测。另外，NGST不可能借添加新仪器而提高能力，GSMT却能够借添加新仪器而发展它的能力并使能力变得越来越强。NGST和GSMT一起将追踪自第一批恒星形成的“黑暗年代”末到现在的星系形成和演化的全过程。NGST的红外能力将能够研究氢云坍缩形成第一批星系和恒星的宇宙早期，而GSMT将在研究今天的大多数恒星和化学元素形成的宇宙历史较晚期的星系和星系际气体特别有力。NGST将观测星系团形成和第一批星系的形成，以及星系中恒星形成的历史。GSMT以高空间分辨率和适宜的光谱分辨率研究较暗源的能力将在了解星系如何形成和演化方面对NGST提供一个实质性的补充。\n\n成果\n首次红外巡天普查是美国用波长2.2微米的地面红外望远镜进行的。对−33°～＋80°的巡天探测结果，发现亮于40央［1央＝10−26瓦/（米2·赫）］的红外源约5 600个。虽然其中大多数可证认为晚型巨星，然而约有50个红外源在0.8～2.2微米有约1 000K的色温度，并且大多数不与光学天体对应。这项工作已整理成红外星表。美国空军坎布里奇研究实验所1971年和1972年共7次用火箭在波长4微米、11微米和20微米进行巡天工作，探测范围约占79％的天空区域。在4微米测到2 507个红外源，在11微米测到1 441个红外源，在20微米测到873个红外源。有的红外源在不同波段都被测到，探测到的红外源共约3 200个。美国红外天文学家霍夫曼等人在1970～1971年用一个小气球上的望远镜，在波长100微米观测到了极限通量密度104央的近百个红外源，这些源基本上沿着银道面分布。已探测到的红外源包括太阳系天体、恒星、电离氢区、分子云、行星状星云、银核、星系、类星体等。近来更引人注意的红外源是：①银心。因为银面上的尘埃和气体对可见光的消光达30个星等，所以银心处的恒星光球辐射只能用近红外观测，高分辨率的红外成像和分光观测，可测量银心处恒星的自行和视向速度，推测银心存在质量为6×106M⊙的超大质量黑洞。②特亮红外星系。河外星系的红外背景辐射和远红外星系的观测告诉了早期宇宙的恒星形成历史，IRAS发现特亮红外星系(ULIRG)类似类星体，它代表星系演化的一个重要阶段。ISO也观测到特亮红外星系。③恒星形成区。红外观测特别适合活跃的恒星形成区，如银河系猎户座四边形天体，新形成的O型和B型星发出的紫外辐射与周围的密分子云相互作用（图2），一小部分紫外光子转为红外发射线，这些线的研究能够测定界面区的密度和温度结构、化学丰度以及化学过程。ISO已观测到固态CO2、CH4和HCOOH。 \n\n\n\n图2　斯必泽空间望远镜观测HH46/47的红外像"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "太阳", "content": "美国宇航局公布的一张太阳照片，它看上去就像一个熊熊燃烧的火球。照片显示太阳几乎是完美的球体，在漆黑的茫茫太空中发出强烈的橙红色光芒\n 太阳结构，来源：SOHO图片\n 304埃的氦-2 照片中显示的巨大喷发状日珥。图中加入一个地球的图像以便于对比尺寸。这个出现于1999 年7月24日的日珥特别巨大而且卷曲，从太阳向外伸展了35个地球的距离还多。日珥可以持续两到三个月，一直延伸到太阳表面以上5万公里或者更高的地方。到达了太阳表面之上的这个高度以后，它们可以做从几分钟到几小时不等的喷发，将大量物质以每秒1,000公里的速度穿过日冕向外抛射到太空中去。这种喷发被称为日冕物质抛射。SOHO合作组织供图\n　　太阳（汉语拼音：Taiyang���英语：Sun），太阳系的中心天体。太阳系的八大行星和其他天体都围绕它运动。天文学中常以符号⊙表示。它是银河系中一颗普通恒星，位于距银心约10千秒差距的旋臂内，银道面以北约8秒差距处。它一方面与旋臂中的恒星一起绕银心运动，另一方面又相对于它周围的恒星所规定的本地静止标准（银经56°，银纬＋23°）作每秒19.7千米的本动。\n　　太阳目前正在穿越银河系内部边缘猎户臂的本地泡区中的本星际云。在距离地球17光年的距离内有50颗最邻近的恒星系（最接近的一颗是红矮星，被称为比邻星，距太阳大约4.2光年），太阳的质量在这些恒星中排在第四。太阳在距离银河中心24,000至26,000光年的距离上绕着银河公转，从银河北极鸟瞰，太阳沿顺时针轨道运行，大约2.25亿至2.5亿年绕行一周。由于银河系在宇宙微波背景辐射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向长蛇座的方向运动，这两个速度合成之后，太阳相对于CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或狮子座的方向运动。\n　　地球围绕太阳公转的轨道是椭圆形的，每年1月离太阳最近（称为近日点），7月最远（称为远日点），平均距离是1.496亿公里（天文学上称这个距离为1天文单位）。以平均距离算，光从太阳到地球大约需要经过8分19秒。太阳光中的能量通过光合作用等方式支持着地球上所有生物的生长，也支配了地球的气候和天气。人类从史前时代就一直认为太阳对地球有巨大影响，有许多文化将太阳当成神来崇拜。 对太阳的正确科学认识进展得很慢，直到19世纪初期，杰出的科学家才对太阳的物质组成和能量来源有了一点认识。直至今日，人类对太阳的理解一直在不断进展中，还有大量有关太阳活动机制方面的未解之谜等待着人们来破解。\n\n 地球上所见日出（摄于冬季）\n目录\n\n1 基本资料\n2 总体构造\n\n2.1 核心\n2.2 辐射带\n2.3 对流带\n2.4 光球\n2.5 大气层\n\n2.5.1 温度极小区\n2.5.2 色球\n2.5.3 过渡区\n2.5.4 日冕\n2.5.5 太阳圈\n\n\n2.6 磁场\n\n\n3 化学构造\n\n3.1 个别电离的铁族元素\n3.2 太阳和行星的质量分化的关系\n\n\n4 活动现象\n\n4.1 各种辐射\n\n\n5 形成和演化\n6 在银河系中的位置和运动\n7 太阳周期\n\n7.1 太阳黑子和太阳黑子周期\n7.2 可能的长周期\n\n\n8 生命周期\n\n\n基本资料\n　　观测资料\n　　　　与地球平均距离　1.496×108 km　以约光速8分19秒\n　　　　视星等（V）　−26.74\n　　　　绝对星等　4.83\n　　　　光谱类型　G2V\n　　　　金属量　Z = 0.0122\n　　　　角直径　31.6′ – 32.7′\n　　轨道特性\n　　　　与银河系核心平均距离　～2.5×1017 km　26000光年\n　　　　银河的周期　(2.25–2.50)×108 a\n　　　　速度　～220 km/s （环绕银河系中心的轨道）\n　　　　　　　～20 km/s（相对于在星际间邻近恒星的平均速度）\n　　　　　　　～370 km/s（相对于宇宙微波背景）\n　　物理特性\n　　　　平均直径　1.392×106 km　　109 × 地球\n　　　　赤道半径　6.955×105 km　　109 × 地球\n　　　　赤道圆周　4.379×106 km　　109 × 地球\n　　　　扁率　　　9×10−6\n　　　　表面积　　6.0877×1012 km2　　11,990 × 地球\n　　　　体积　　　1.412×1018　　1,300,000 × 地球\n　　　　质量　　　1.9891×1030 kg　　333,000 × 地球\n　　　　平均密度　1.408×103 kg/m3\n　　　　密度\n　　　　　中心（模型）：1.622×105 kg/m3\n　　　　　光球底部：2×10−4 kg/m3\n　　　　　色球底部：5×10−6 kg/m3\n　　　　　日冕（平均）：1×10−12 kg/m3\n　　　　赤道表面重力　274.0 m/s2　　27.94 g　　28 × 地球\n　　　　逃逸速度（从表面）　617.7 km/s　　55 × 地球\n　　　　温度\n　　　　　中心（模型）：～1.57×107 K\n　　　　　光球（有效）：5,778 K\n　　　　　日冕: ～5×106 K\n　　　　光度（L太阳）　3.846×1026 W\n　　　　　　　　　　　～3.75×1028 lm\n　　　　　　　　　　　～98 lm/W 发光功效\n　　　　平均强度（I太阳）　2.009×107 W•m−2•sr−1\n　　自转特性\n　　　　倾角　7.25°（对黄道）　　67.23°（对银河平面）\n　　　　赤经（北极）　286.13°　　（19h 4min 30s）\n　　　　赤纬（北极）　+63.87°　　（63°52' North）\n　　　　恒星自转周期\n　　　　　在赤道　25.05天\n　　　　　在纬度16°　25.38天　　25d 9h 7min 12s\n　　　　　在极区　34.4天\n　　　　自转速度（在赤道）　7.189×103 km/h\n　　光球的组成（依质量）\n　　　　氢　73.46%　　氦　24.85%　　氧　0.77%　　碳　0.29%　　铁　0.16%　\n　　　　氖　0.12%　　 氮　0.09%　　 硅　0.07%　　镁　0.05%　　硫　0.04%\n\n总体构造\n　　由太阳光谱研究推算太阳表面温度约为6,000K，而结合理论推算的太阳中心温度高达16×106K，在这样的高温条件下，所有物质都已气化，因此太阳实质上是一团炽热的高温气体球。通过观测和理论推算表明，整个太阳球体大致可分为几个物理性质很不相同的层次。除了中心区氢因燃烧损耗较多外，其他各层次在化学组成上无明显差别。\n　　从太阳中心至大约0.25太阳半径的区域称为日核，是太阳的产能区。日核中日以继夜地进行着四个氢原子聚变成一个氦原子的热核反应，反应中损失的质量变成了能量，主要为γ射线光子和少量中微子。约从0.25至0.75太阳半径的区域称为太阳中层。来自日核的γ射线光子通过这一层时不断与物质相互作用，即物质吸收波长较短的光子后再发射出波长较长的光子。虽然光子的波长不断变长，但总的能量无损失地向外传播。区域的温度由底部的8×106K下降到顶部的5×105K；密度由10-2克/厘米3下降到4×10-7克/厘米3。从0.75太阳半径至太阳表面附近是太阳对流层，其中存在着热气团上升和冷气团下降的对流运动。产生对流的主要原因是温度随高度变化引起氢原子的电离和复合。\n　　对流层上方是一个很薄然而非常重要的气层，称光球层或光球。当用肉眼观察太阳时，看到的明亮日轮就是太阳光球。光球的厚度不过500千米，但却发射出远比其他气层强烈的可见光辐射。太阳在可见光波段的辐射几乎全部是由光球层发射出去的。因此当用肉眼观察太阳时，它就非常醒目地呈现在面前，这就是把它称为光球的原因。太阳半径和太阳表面都是按光球外边界来定义的。光球外面是较厚和外缘参差不齐的气层，称色球层或色球，其厚度在2,000～7,000千米之间。高度在1,500千米以下的色球比较均匀，1,500千米以上则由所谓针状体构成。色球的密度从底部向上迅速下降，但其温度却从底部的几千度随高度迅速增加了近3个量级。色球上面是一个更稀薄但温度更高而且延伸范围更大的气层，称为日冕。日冕的温度高达百万度。日冕的形状很不规则，而且无明显界限。实际上距日心几个太阳半径以外的日冕物质是向外膨胀的，形成所谓太阳风，可延伸到太阳系边缘。\n　　太阳光球、色球和日冕合称太阳大气，可通过观测它们的辐射特征，并结合理论分析来推测它们的物理构造。日核、中层和对流层则合称太阳内部或太阳本体，它们的辐射被太阳本身吸收，因而不能直接观测到它们，其物理构造主要依靠理论推测。\n\n核心\n　　太阳的核心是指距离太阳的中心不超过太阳半径的五分之一或四分之一的区域，核心内部的物质密度高达150 克/立方厘米，大约是水密度的150倍，温度接近1,360万K。相较之下，太阳表面的温度大约只有5,800K。根据太阳和太阳风层探测器任务最近的资料分析，太阳核心的自转速率比辐射带等其它区域要快。太阳形成后的大部分的时间里，核聚变的能量是经过一系列被称为质子-质子链反应的过程产生的；这个过程将氢变成氦，只有少于2%的氦是经由碳氮氧循环产生的。\n　　核心是太阳内唯一能经由核聚变产生大量热能的区域，99%的能量产生在太阳半径的24%以内，而在30%半径处，聚变反应几乎完全停止。太阳的外层只是被从核心传出的能量加热。在核心经由核聚变产生的能量首先需穿过由内到外接连的多层区域，才能到达光球层，然后化为光波或粒子的动能，散逸到外层的宇宙空间去。\n　　太阳核心每秒大约进行着9.2×1037次质子-质子链反应。这个反应是将4个自由的质子（氢原子核）融合成氦原子核（α粒子），每秒大约有3.7×1038个质子成为α粒子（太阳拥有的自由质子大约有8.9×1056个），相当于大约每秒6.2×1011千克。每次氢原子核聚合成氦时，大约会有0.7%的质量转化成能量。因此，太阳的质能转换速率为每秒钟426万吨（质量转变为辐射能的形式离开，参考质能等效性），释放出384.6 佑瓦特（3.846×1026W）的能量，这相当于每秒钟产生919.2×1010 万吨TNT炸药爆炸的能量。\n　　太阳核心的核聚变功率随着与太阳中心的距离增大而减小，理论模型估计，在太阳的中心，核聚变的功率密度大约是76.5 瓦/每立方米。是成年人平均单位体积消耗功率的1/10倍。太阳的巨大功率输出不是由于其能量输出密度高，而是因为它规模巨大。\n　　太阳核心的核聚变是在自我修正下达到平衡：速率只要略微提升，就会造成核心的温度上升，压强增大，更能抵抗外围物质��压力，因此核心会膨胀，从而降低核聚变速率，修正之前核聚变速率增加所造成的扰动；而如果反应速率稍微下降，就会导致温度略微下降，压强降低，从而核心会收缩，使核聚变的速率又再提高，回复到它之前的水平。\n　　核聚变产生的γ射线（高能量的光子流）从太阳核心释放出来后，只要经过几微米就会被太阳中的等离子体吸收，然后再以较低的能量随机地辐射向各个方向。因此，在不断反复的吸收和再辐射中，光子流要经过漫长的时间才能到达太阳表面。估计每个光子抵达太阳表面需要10,000年至170,000年的时间。\n　　在穿过对流带，进入透明的光球表面时，光子就以可见光的型态散逸。每一股γ射线在核心产生的在逃逸入太空之前，都已经转化成数百万个可见光频率的光子。核心的核聚变时也释放出中微子，但是与光子不同的是它很难与其它的物质相互作用，因此几乎是立刻就从太阳表面逃逸出去。多年来，测量到来自太阳的中微子数量都只有理论数值的三分之一，因而产生了太阳中微子问题。这个差异直到2001年发现中微子振荡才获得解决：太阳发出的中微子数量一如理论的预测，但是中微子探测器侦测到的少了2⁄3，这是因为在被侦测时中微子改变了它们的味。\n\n辐射带\n　　从大约0.25至0.7太阳半径处，太阳物质是热且稠密的，只以热辐射就将将核心的炙热充分的向外转移。在这个区域内没有热对流；同时随着与中心距离的增加，温度也从7,000,000K降至2,000,000K，这种温度梯度小于绝热下降率，因此不会造成对流。能量的传输依赖辐射——氢和氦的离子发射的光子，但每个光子被其它的离子再吸收之前，只能传递很短的距离。从辐射带的底部至顶端的密度下降达到百倍（从20公克/立方厘米降至只有0.2公克/立方厘米）。\n　　辐射带和对流带之间形成的一个过渡层叫差旋层（tachocline）。它是均匀旋转的辐射带和较差自转的对流带之间有着急遽转变工作状态的区域，结果造成巨大的切变——当接连的平面层滑过另一个时的条件。在上面的对流带发现的流体运动，从这一层的顶端至底部慢慢的消失，与辐射带顶段平静的特征相匹配。目前这还是一个假说，在这一层内的磁发电机产生太阳的磁场。\n\n对流带\n　　太阳的外层，从它的表面向下至大约200,000公里（或是70%的太阳半径），太阳的等离子体已经不够稠密或不够热，不再能经由传导作用有效的将内部的热向外传送；换言之，它已经不够透明了。结果是，当热柱携带热物质前往表面（光球），产生了热对流。一旦这些物质在表面变冷，它会向下切入对流带的底部，再从辐射带的顶部获得更多的热量。在可见的太阳表面，温度已经降至5,700K，而且密度也只有0.2公克/立方米（大约是海平面密度的六千分之一）。\n　　在对流带的热柱形成在太阳表面上非常重要的，像是米粒组织和超米粒组织。在对流带的湍流会在太阳内部的外围部分造成“小尺度”的发电机，这会在太阳表面的各处产生磁南极和磁北极。太阳的热柱是贝纳得穴流，因此往往像六角型的棱镜。\n\n光球\n　　太阳可见的表面，光球，在这一层下面的太阳对可见光是不透明，在光球之上可见光可以自由的传播到太空之中，而它的能量可以完全从太阳带走。透明度的变化是因为会吸收可见光的 H−离子数量减少。相反的，我们看见的可见光是电子与氢再作用产生H−离子时产生的。 光球的厚度只有数十至数百公里的厚度，只是略比球的空气不透明了些。因为光球上半部分的温度比下半部的低，因此太阳盘面的影像会呈现中央比周围的边缘或周边明亮的现像，这一种现象称为周边昏暗。阳光有着近似于黑体的光谱，穿插着数千条来自光球之上稀薄的原子吸收线，指示其温度大约是6,000K。光球的粒子密度大约是1023米−3（大约是地球大气层在海平面粒子密度的0.37%，但是光球中的粒子是电子和质子，所以空气的平均质量只是58倍）。\n　　在研究光球可见光谱的早期，发现有些吸收谱线不能符合地球上任何已知的化学元素。在1868年，诺曼·洛克假设这些吸收谱线是一种新元素造成的，他以希腊的太阳神为依据，将之命名为氦，而在25年之后才在地球上分离出氦元素。\n\n大气层\n　　太阳光球以上的部分统称为太阳大气层，跨过整个电磁频谱，从无线电、可见光到伽马射线，都可以观察它们，分为5个主要的部分：温度极小区、色球、过渡区、日冕、和太阳圈。太阳圈，可能是太阳大气层最稀薄的外缘��并且延伸到冥王星轨道之外与星际物质交界，交界处称为日鞘，并且在那儿形成剪切的激波前缘。色球、过渡区、和日冕的温度都比太阳表面高，原因还没有获得证实，但证据指向阿尔文波可能携带了足够的能量将日冕加热。\n\n温度极小区\n　　太阳上温度最低的地区称为温度极小区，大约在光球上方500 公里，温度大约是4,100 K。这一部分的温度低到可以维持简单的分子，像是一氧化碳和水，并且可以从检出它们的吸收谱线。\n\n色球\n　　在温度极小区之上是一层大约2,000公里厚，主导著谱线的吸收和发射。因为在日全食的开始和结束时可以看见彩色的闪光，因此称为色球，名字来自希腊的字根chroma，意思就是颜色。色球层的温度随着高度从底部逐步向上提升，接近顶端的温度大约在20,000K。在色球的上层部分，氦开始被部分的电离。\n\n过渡区\n　　在色球之上，是一层薄至大约只有200公里的过渡区，温度从色球顶端大约200,000K上升至接阶近1,000,000K的日冕温度。温度的上升使氦在过渡区很容易就被完全的电离，这可以大量减少等离子体的辐射冷却。过渡区没有明确的出现高度，它形成一种环绕着色球的光轮，外型很像针状体和暗条，并处于持续不断的浑沌运动。从地球表面很难看到过渡区，但在太空中使用对电磁频谱的超紫外线灵敏的仪气很容易观察到。\n\n日冕\n 日全食，于短暂的全食阶段可以用肉眼看见太阳的日冕\n 太阳爆发了日冕物质抛射和部分太阳灯丝。NASA/ SDO\n　　日冕是太阳向外扩展的大气层，它的体积比太阳本身大了许多。不断扩展的日冕在太空中形成太阳风，充满了整个的太阳系。日冕的低层非常靠近太阳的表面，粒子的密度环绕在 1015–1016米−3，日冕和太阳风的平均温度大约是1,000,000–2,000,000 K；而在最高温度的区域是8,000,000–20,000,000 K。日冕的温度虽然很高，但密度很低，因此所含的热量很少。虽然还没有完整的理论可以说明日冕的温度，但至少已经知道有一部分热是来自磁重联。\n\n太阳圈\n　　太阳圈，从大约20太阳半径（0.1天文单位）到太阳系的边缘，这一大片环绕着太阳的空间充满了伴随太阳风离开太阳的等离子体。他的内侧边界是太阳风成为超阿耳芬波的那层位置－流体的速度超过阿耳芬波。因为讯息只能以阿耳芬波的速度传递，所以在这个界限之外的湍流和动力学的力量不再能影响到内部的日冕形状。太阳风源源不断的进入太阳圈之中并向外吹拂，使得太阳的磁场形成螺旋的形状，直到在距离太阳超过50天文单位之外撞击到日鞘为止。在2004年12月，航海家1号已穿越过被认为是日鞘部分的激波前缘。两艘航海家太空船在穿越边界时都侦测与记录到能量超过一般微粒的高能粒子。\n\n磁场\n　　太阳是磁力活跃的恒星，它支撑一个强大、年复一年在变化的磁场，并且大约每11年环绕着太阳极大期反转它的方向。太阳磁场会导致很多影响，称为太阳活动，包括在太阳表面的太阳黑子、太阳耀斑、和携带着物质穿越太阳系且不断变化的太阳风。太阳活动对地球的影响包括在高纬度的极光，和扰乱无线电通讯和电力。太阳活动被认为在太阳系的形成和演化扮演了很重要的角色。\n　　太阳因为高温的缘故，所有的物质都是气体和等离子体，这使得太阳的转速可能在赤道（大约25天）较快，而不是高纬度（在两极约为35天）。太阳因纬度不同的较差自转造成它的磁场线随着时间而纠缠在一起，造成磁场圈，从太阳表面喷发出来，并触发太阳形成系距性的太阳黑子和日珥。随着太阳每11年反转它本身的磁场，这种纠缠创造了太阳发电机和11年的太阳磁场活动太阳周期。\n　　太阳磁场朝太阳本体外更远处延伸，磁化的太阳风等离子体携带着太阳的磁场进入太空，形成所谓的行星际磁场。由于等离子体只能沿着磁场线移动，离开太阳的行星际磁场起初是沿着径向伸展的。因位在太阳赤道上方和下方离开太阳的磁场具有不同的极性，因此在太阳的赤道平面存在着一层薄薄的电流层，称为太阳圈电流片。太阳的自转使得远距离的磁场和电流片旋转成像是阿基米德螺旋结构，称为派克螺旋。行星际磁场的强度远比太阳的偶极性磁场强大。太阳50-400μT的磁偶极 (在光球) 随着距离的三次方衰减，在地球的距离上只有0.1 nT。然而，依据太空船的观测，在地球附近的行星际磁场视这个数值的100倍，大约是5nT。\n\n化学构造\n　　组成太阳的化学元素主要是氢和氦，以质量计算它们在太阳光球中分别占74.9%和23.8%。��有的重元素，在天文学中称为 金属 ，只占不到总质量的2%，含量最丰富的是氧（大约占太阳质量的1%）、碳（0.3%）、氖 （0.2%）、和铁（0.2%）。\n　　太阳继承了形成它的星际物质中的化学成分：在太阳中的氢和氦来自太初核合成，金属是由前一代恒星经由恒星核合成产生的，并在太阳诞生之前完成恒星演化将产物返回星际介质中的。光球的化学成分通常被认为是与原始太阳系的组成相当。然而，自从太阳形成，氦和重元素已经迁移出光球，因此现在光球中只有微量的氦，并且重元素也只有原始太阳的84%，而原恒星的太阳71.1%是氢，27.4%是氦，1.5%是金属[68]。\n　　在太阳内部的部分，核聚变将氢转化成氦已经修改了组成，所以太阳的最内层大约有60% 是氦，金属的丰度则没有改变。因为内部是辐射带，没有对流，没有核聚变的产物从核心上升进入光球。\n　　前面所述的太阳重元素丰度通常都是使用分光术测量太阳表面的光球，和测量陨石中没有被加热温度熔化的丰度。这些陨石被认为保留了恒星太阳的组成，因此没有受到重元素的污染。这两种方法的结果是一致的。\n\n个别电离的铁族元素\n　　在1970年代，许多的研究聚焦在太阳铁族元素的丰度。虽然进行了一些重大的研究，但是直到1978年发现超精细结构之前，对铁族元素（例如：钴和锰）的丰度测定仍很困难。\n　　基本上，在1960年代就已经完成对铁族元素振子强度的第一次完整测量，并且在1976年改进了振子强度的计算。在1978年，得到了个别电离的铁族元素丰度。\n\n太阳和行星的质量分化的关系\n　　许多的作者都曾考虑过惰性气体和同位素在太阳和行星之间的组成存在的质量分化，例如行星的氖和氙与同位素在行星和太阳之间的相关性。然而，至少在1983年，仍然普遍的认为整个太阳的成分如同大气层的组成。\n　　在1983年，才宣称太阳本身的分化是造成行星和太阳风植入惰性气体之间的分化关系。\n\n活动现象\n 2013年NASA太阳动力学观测站观测到太阳耀斑爆发。NASA/SDO\n　　太阳基本上是一颗球对称的稳定恒星。然而大量观测表明，太阳在稳定和均匀地向四面八方发出辐射的同时，它的大气中的一些局部区域，有时还会发生一些存在时间比较较短暂的“事件”。如在太阳光球中，可观测到许多比周围背景明显暗黑的斑点状小区域（称为太阳黑子）和比背景明亮的浮云状小区域（称为光斑）；色球中也可经常观测到比周围明亮的大片区域（称为谱斑）和突出于太阳边缘之外的奇形怪状的太阳火焰（称为日珥）；日冕中也可观测到许多明显的不均匀结构。特别是在色球和日冕的大气层中，偶尔还会发生表明有巨大能量释放的太阳爆发现象（称为耀斑）。上述现象不仅存在的时间比较短暂和不断变化，而且往往集中在太阳黑子附近的太阳大气的局部区域（这些局部区域称为太阳活动区）。同时，这些现象发生的过程中，尤其是发生太阳耀斑期间，从这些区域发射出增强的电磁波辐射和高能粒子流，特别是在X射线、紫外线和射电波段出现非常强的附加辐射，以及能量范围在103～109电子伏的带电粒子流（主要为质子和电子）。通常把太阳上所有这些在时间和空间上的局部化现象，及其所表现出的各种辐射增强，统称为太阳活动。与此对应，把不包含这些现象的理想太阳，即时间上稳定、空间上球对称和均匀辐射的太阳，称为宁静太阳。\n　　宁静太阳的物理性质在空间上只随日心距变化，在同一半径的球层中物理性质是相同的；在时间上几乎是不变的，其变化时标为太阳演化时标，即大于107年。这样就可把真实的太阳看作是以宁静太阳为主体并附加有太阳活动现象的实体。换句话说，可把宁静太阳看作是真实太阳的基本框架，而把太阳活动看作是对宁静太阳的扰动。\n　　太阳活动现象中，一次耀斑过程的持续时间只有几分钟至几小时，一个活动区的寿命约为几天至几个月。同时，整个太阳大气中所发生的太阳活动现象的多寡，还表现出平均长度约为11年的周期（称为太阳活动周），也可能存在更长的周期。因此太阳活动的时标可认为从几分钟至几十年。太阳活动区本质上是太阳大气中的局部强磁场区，而各种活动现象则是磁场与太阳等离子体物质的相互作用结果。\n　　应当指出，太阳活动所涉及的能量大小与整个太阳的总辐射能相比，仍然是微不足道的，如一次大耀斑释放的能量估计为4×1025焦，若其持续时间为1小时，则其辐射功率为1022焦/秒，与太阳的���辐射功率3.845×1026焦/秒相比是可忽略的。因此存在太阳活动现象丝毫无损于把太阳视为一颗稳定的恒星。大功率的稳定的辐射加上小功率的周期性的太阳活动，这就是现阶段太阳的主要特征。\n\n各种辐射\n　　广义的太阳辐射包括向外发射的电磁波、太阳风、中微子、偶发性高能粒子流，以及声波、重力波和磁流波。其中电磁波辐射来自太阳大气。太阳风就是从日冕区连续外发射的等离子体，主要是质子和电子。太阳中微子是由日核中的核反应产生的，它们几乎不与太阳物质相互作用，而是直接从太阳内部向外逃逸。偶发性高能粒子流是当太阳大气中发生耀斑、爆发日珥和日冕物质抛射等剧烈太阳活动现象时产生的，这些粒子流不一定是等离子体，往往是质子或电子占优势。声波、重力波和磁流波主要是由太阳对流层中猛烈的气团运动激发并与磁场耦合产生的。太阳在上述各种形式的能流中，电磁波的能流远远超过其他形式的能流。如太阳风的发射功率约比电磁波小6个数量级，其他能流就小得更多。这样从能量的角度看来，电磁波以外的其他能流是可忽略的。因此若无特殊说明，通常都把太阳辐射理解为太阳电磁波辐射。\n　　太阳电磁波辐射的波长范围从γ射线、X射线、远紫外、紫外、可见光、红外，直到射电波段。但由于地球大气的吸收，能够到达地面的太阳辐射只有可见光区、红外区的一些透明窗口和射电波段。太阳的紫外、远紫外、X射线和γ射线只能进行高空探测。\n　　太阳电磁波辐射的主要功率集中在可见光区和红外区，分别占太阳总辐射能量的41％和52％。极大辐射强度对应的波长为495纳米，在黄绿光区。紫外线所占的能量比重仅为7％。而太阳无线电波段以及远紫外、X射线和γ射线所占的能量比重是可忽略的。粗略地说，太阳紫外线、可见光和红外波段的辐射是由光球发射的，而远紫外、X射线、γ射线和射电波段则来自太阳高层大气（色球和日冕）。\n\n形成和演化\n　　太阳的演化途径主要取决于它的能源变化。太阳是一颗典型的主序星，关于主序星的产生及其演化过程，天文学家已作了大量研究，并已得到比较一致的看法。根据这些研究结果，太阳的一生大体上可分为五个阶段。\n\n\n主序星前阶段　包括太阳在内的所有主序星都是由密度稀薄而体积庞大的原始星云演变来的。当星云的质量足够大时，在自身的引力作用下，星云中的气体物质将向星云的质量中心下落，其宏观表现就是星云收缩。这个过程的实质就是物质的位能变成动能。结果是星云中心区的密度和温度逐渐增大，并最终使其达到氢原子核聚变所需的密度和温度，这样便发生氢变成氦的核反应，它所释放的辐射压力与引力平衡，使星云不再收缩，形成为一颗恒星。这个阶段经历的时间大约只需3,000万年。\n\n主序星阶段　以氢燃烧为能源，标志着太阳进入主序星阶段。由于太阳的氢含量很大，能源非常稳定，从而太阳的状态也非常稳定。因此这个阶段相当于太阳的青壮年时期。太阳已经在这个阶段经历了46亿年，这就是太阳的年龄（主序星前的3,000万年可忽略）。根据理论推算，太阳还将在这个阶段稳定地“生活”34亿年，然后进入动荡的晚年时期。\n\n红巨星阶段　日核中的氢耗尽之后，包围日核的气体壳层里面的氢开始燃烧，壳层上面的气体温度上升，结果使太阳大规模膨胀。由于太阳光度的增大不如表面积增大快，单位表面积的发射功率下降，辐射波长移向红区，使太阳变成了一颗巨大的暗红恒星，即红巨星。太阳在红巨星阶段经历的时间大约是4亿年。\n\n氦燃烧阶段　当太阳中心氢耗尽并变成原子量较大的氦之后，中心部分又开始收缩，密度和温度继续增大。当温度达到108K时，氦核开始聚变燃烧。与此同时，外面氢烧燃层的半径继续增大，但燃烧层的厚度却不断减少。中心氦和壳层氢耗尽后，接着就是壳层氦燃烧。太阳的氦耗尽之后，还可能经历几个更重元素的燃烧期。不过由于其他元素含量很少，这些时期均非常短暂。整个氦燃烧阶段的时间也只有5,000万年，其他元素的燃烧时间则更短。\n\n白矮星阶段　当太阳的主要燃料氢和氦耗尽之后，体积进一步缩小，它的半径可缩小到只有目前太阳半径的1％，而密度大约是现在的100万倍。这时太阳的光度只有目前太阳的1％～1‰，成为一颗很小的高密度暗弱恒星，即白矮星。太阳在白矮星阶段大约经历50亿年之后，它的剩余热量也扩散干净，终于变成一颗不发光的恒星——��矮星。\n\n\n　　根据理论推测的太阳演化过程中不同阶段的基本特征，如红巨星和白矮星等，均能在众多的恒星世界中找到实例，因此通常认为这种推测是可信的。\n\n在银河系中的位置和运动\n　　太阳位于银河系内侧边缘的猎户臂，在本星际云或古尔德带，距离银河中心7,500-8,500秒差距（25,000-28,000光年）的假设距离，包含在太空中的一个稀薄高温气体，可能是由一颗超新星残骸杰敏卡γ射线源的本地泡。本地臂和外侧的下一个旋臂，英仙臂，的距离大约是6,500光年。太阳，和进而的太阳系，被发现是在科学家所谓的星系适居带。太阳奔赴点的方向，或是太阳向点，是太阳相对于邻近恒星，穿越银河系空间的运动方向。太阳在银河系中的运动方向大约是朝向天琴座的织女星，与银河中心在天空中分离的角度大约是60度。\n　　太阳绕银河的轨道大致上是如预期椭圆形，但还要加上受到银河系的旋臂和质量分布不均匀的扰动。此外，太阳相对于银河平面上下的摆动大约是每一周期2.7次；这非常像是一种没有受到阻尼的简谐振荡。有人提出太阳经过高密度螺旋臂的时间与地球上大灭绝的时刻屡屡不谋而合，或许是因为碰撞事件增加了。它大约花2亿2500万至2亿5000万年完整的绕行银河一周（一个银河年），所以在太阳过去的生命期中大概已经完整的绕行银河20至25次了。太阳相对于银河中心的轨道速度大约是250公里/秒。以这样的速度，太阳系大约1,190年可以旅行一光年的距离，或是7天移动1天文单位。\n　　太阳相对于太阳系质心的运动受到来自行星的摄动是复杂的。每隔数百年变换一次顺行和逆行。\n\n太阳周期\n太阳黑子和太阳黑子周期\n 每11年为一周的太阳活动周期。图中显示了极紫外成像望远镜（EIT）选择195埃（绿色）波长的照片和用迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）拍摄的磁力图（灰色）。在此周期中，太阳先是经历了一段活跃时期（太阳极大期），接着是一段平静时期（太阳极小期）。对比EIT和MDI图像可以很清楚地看出太阳活动水平的上升\n　　当使用适当的过滤观察太阳时，通常最能立刻看见的特征就是太阳黑子，因为那是温度较低而明确出现比周围黑暗的区域。太阳黑子是强磁场的区域，对流受到强量磁场的抑制，减少了从高热的内部传送到表面的能量。磁场造成大量的热进入日冕，形成的活动区是激烈的太阳耀斑和日冕物质抛射的来源。最大的太阳黑子有数万公里的直径。\n　　在太阳上可以看见的太阳黑子数量并不是固定的，它以11的周期变化，形成所知的太阳周期。当太阳黑子周期进展时，太阳黑子的数量会增加，并且初系的位置也逐渐接近太阳的赤道，史波勒定律就是描述这种现象。太阳黑子通常都以磁性相异的形式成对出现，每一个太阳周期的前导黑子磁性会交替的改变，所以当一个太阳周期是磁北极前导，下一个太阳周期就是磁南极前导。\n　　因为太阳的光度与磁场活动有直接的关系，太阳周期不仅对太空天气有很大的影响，对地球的气候也有重大的影响。太阳活动极小往往和低温连系再一起，而超过平均长度的周期则与高温相关联。在17世纪，太阳周期似乎完全停止了数十年，在这段期间只观测到少数几个太阳黑子。那个时代称为蒙德极小期或小冰期，欧洲经历了很冷的温度。分析树木的年轮发现更早的一些极小期，并且也显现出与全球的温度低于平均温度的期间相符合。\n\n可能的长周期\n　　最近有理论宣称在太阳核心的磁性不稳定导致周期为41,000年或100,000年的变异。这可以对冰河期和米兰科维奇循环提供更好的解释。\n\n生命周期\n 太阳的生命循环，未依照大小的比例绘制\n　　太阳是在大约45.7亿年前在一个坍缩的氢分子云内形成。太阳形成的时间以两种方法测量：太阳目前在主序带上的年龄，使用恒星演化和太初核合成的电脑模型确认，大约就是45.7亿年。这与放射性定年法得到的太阳最古老的物质是45.67亿年非常的吻合。 太阳在其主序的演化阶段已经到了中年期，在这个阶段的核聚变是在核心将氢聚变成氦。每秒中有超过400万吨的物质在太阳的核心转化成能量，产生中微子和太阳辐射。以这个速率，到目前为止，太阳大约转化了100个地球质量的物质成为能量，太阳在主序带上耗费的时间总共大约为100亿年。\n　　太阳没有足够的质量爆发成为超新星，替代的是，在约50亿年后它将进入红巨星的阶段，氦核心为抵抗引力而收缩，同时变热；紧挨核心的氢包层因温度上升而加速聚变，结���产生的热量持续增加，传导到外层，使其向外膨胀。当核心的温度达到1亿K时，氦聚变将开始进行并燃烧生成碳。由于此时的氦核心已经相当于一个小型“白矮星”（电子简并态），热失控的氦聚变将导致氦闪，释放的巨大能量使太阳核心大幅度膨胀，解除了电子简并态，然后核心剩余的氦进行稳定的聚变。从外部看，太阳将如新星般突然增亮5～10个星等（相比于此前的“红巨星”阶段），接着体积大幅度缩小，变得比原先的红巨星暗淡得多（但仍将比现在的太阳亮），直到核心的碳逐步累积，再次进入核心收缩、外层膨胀阶段。这就是渐近巨星分支阶段。\n　　地球的命运是不确定的，当太阳成为红巨星时，太阳的半径将膨胀超越地球现在的轨道——1 AU (1.5×1011 m)，是现在的250倍。然而，当太阳成为渐近巨星分支的恒星时，由于恒星风的作用，它大约已经流失30%的质量，所以地球的轨道会向外移动。如果只是这样，地球或许可以幸免，但新的研究认为地球可能会因为潮汐的相互作用而被太阳吞噬掉。但即使地球能逃推被太阳焚毁的命运，地球上的水仍然都会沸腾，大部分的气体都会逃逸入太空。即使太阳仍在主序带的现阶段，太阳的光度仍然在缓慢的增加（每10亿年约增加10%），表面的温度也缓缓的提升。太阳过去的光度比较暗淡，这可能是生命在10亿年前才出现在陆地上的原因。太阳的温度若依照这样的速率增加，在未来的10亿年，地球可能会变得太热，使水不再能以液态存在于地球表面，而使地球上所有的生物趋于灭绝。\n　　继红巨星阶段之后，激烈的热脉动将导致太阳外层的气体逃逸，形成行星状星云。在外层被剥离后，唯一留存下来的就是恒星炙热的核心——白矮星，并在数十亿年中逐渐冷却和黯淡。这是低质量与中质量恒星演化的典型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "太阳物理学", "content": "太阳物理学（汉语拼音：tɑiyɑnɡ wulixue；英语：solar physics），研究太阳的物理构造、太阳内部和表面发生的物理过程以及太阳整体演化的学科。天文学的重要分支。中国有全世界最早最系统的太阳黑子目视记录。从公元前43年至明朝末年，在中国史书上已可找到100多条黑子记录。17世纪初伽利略开始用望远镜观测太阳黑子。牛顿则于17世纪60年代用三棱镜分解了太阳光。不过通常认为，近代太阳物理的观测和研究发端于19世纪初J.von夫琅禾费用低色散光谱仪观测太阳光谱。\n\n太阳观测\n　　从17世纪初首次用望远镜观测太阳和19世纪初开始观测太阳光谱之后，地面太阳观测技术不断取得重要进展。包括上世纪初G.E.海尔用光谱仪改装的单色光照相仪首次进行太阳单色光照相和对太阳光谱线的塞曼分裂测量；20世纪30年代B.F.李奥和Y.欧曼分别发明了双折射滤光器，从而研制成太阳色球望远镜；几乎同时，李奥还发明了可在非日食期间观测日冕的日冕仪；50年代H.D.巴布科克发明了可测量太阳微弱磁场的光电磁象仪。从20世纪40年代开始逐步发展的太阳射电观测技术，则把对太阳电磁辐射的观测扩展到射电波段。第二次世界大战结束之后又开始了空间太阳探测。50年代之前，主要是用探空火箭观测不能到达地面的太阳紫外和X射线辐射，包括获得光谱和太阳单色像。60年代以后开始利用人造卫星进行更加多样化的观测，特别是监测太阳耀斑的短波辐射。与此同时，利用进入地球磁层之外的行星际探测器，实地探测太阳风和太阳活动产生的高能粒子流，并对源于太阳的行星磁场进行实地测量。美国于1973年发射的载人科学实验卫星“天空实验室”(Skylab)和1980年发射的“太阳极大年使者”(SMM)，1991年发射的日、美、英合作卫星“阳光”(Yohkoh)，1995年的欧美合作卫星“太阳和日球层天文台”(SOHO)，以及美国于1998年发射的“过渡区和日冕探测者”(TRACE)等太阳观测卫星，在太阳耀斑、大尺度日冕结构和日冕物质抛射，以及色球–日冕过渡区和日冕的小尺度精细结构的高分辨观测方面取得了重要成果。\n　　直到20世纪的前半叶，太阳物理的理论探讨基本上限于太阳内部和宁静太阳的大气构造，主要涉及太阳流体的静力平衡和对流理论，以及原子光谱和辐射传能等领域。到了20世纪后半叶，地面光学和射电观测以及空间太阳探测技术突飞猛进，关于太阳活动现象，尤其是太阳耀斑、射电爆发、日珥和日冕物质抛射等动力学现象的观测资料急剧膨胀和非常多样化。这些现象的理论解释涉及太阳磁场与等离子体物质的���互作用和能量释放过程，导致等离子体物理和磁流体力学在太阳物理的理论研究中发挥重要作用。\n\n研究方法\n　　太阳物理学以观测作为理论分析的主要依据。在太阳观测上的明显优势就是它有巨大的亮度和可对角直径为32′的日轮进行区域分解，因而可对太阳进行远比其他天体更为详尽的观测和研究，得到关于太阳构造和物理过程的知识也远比其他天体丰富。而且，也正是由于太阳的高亮度和可作区域分解这两大有利条件，导致太阳观测技术和仪器的非常多样化。现代太阳研究者已能够利用许多设计精巧的专门仪器，在地面和空间对太阳大气的不同层次和日面不同区域中的各种太阳活动现象，进行各种的物理参数和几何参数测量。也可在地球大气外空间直接对太阳风和高能粒子流取样探测。正是根据对太阳长期观测取得的大量数据，用物理学的方法进行综合分析和理论推断之后，获得了关于太阳构造、物理过程和演化方面的知识。\n\n研究意义\n　　太阳研究的理论和实际意义可概括为如下几点：\n　　①太阳是一颗典型的恒星，它是恒星世界中占绝大多数的主序星的一员，又是离我们最近从而可对其作仔细详尽研究的唯一恒星。从太阳的研究结果，可对大多数恒星的情况能有大致的了解。实际上关于恒星大气的辐射传输、内部构造和演化等问题的研究，都是以太阳作为范例进行探讨和检验的。\n　　②太阳有非常特殊的物理环境，包括高温、稀薄、高电离度、大尺度和强磁场，这些条件同时并存，这是地面实验室难以模拟的。研究在这些特殊条件下发生的物理过程，促进了物理学某些领域的发展。如复杂的太阳光谱研究曾推动了原子光谱学的进展；对太阳能源和太阳中微子问题的探讨也一定程度上促进了原子核物理学的发展；近代关于太阳磁场、太阳活动起源和太阳爆发机制的探索，已成为推进等离子体物理学和磁流体力学进展的重要因素。\n　　③地球高空大气结构和日地空间环境在很大程度上是由太阳的电磁波辐射和粒子辐射确定的。同时太阳活动产生的太阳X射线和紫外射线辐射增强，以及各种能量的带电粒子流将对地球高空大气结构和日地空间的正常状态造成扰动和破坏，引发一系列地球物理效应，如地球轨道附近高能粒子污染、电离层暴、地磁暴、平流层升温、大气环流混乱，甚至地球自转变化，从而影响到航天活动、无线电通信、电力系统、导航和航测以及气象和水文等国防和国民经济诸多领域。因此，对太阳电磁辐射和粒子流中的稳定成分，以及太阳活动引起的扰动成分进行研究，同时探讨太阳活动的规律性并对其进行预报，具有广泛和重要的应用价值。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "光球", "content": "光球（汉语拼音：ɡuɑnɡqiu；英语：photosphere），太阳大气的最低层。用肉眼看到的明亮太阳圆盘，实际上是一个非常薄的发光球层，厚度不过500千米左右，这就是太阳光球层，简称光球。光球下面由于密度较大，来自太阳深层的辐射光子与太阳物质频繁相互作用（原子吸收光子后再发射出不同的光子），故对辐射来说物质是极不透明的。与此相反，在光球上方，由于密度稀薄，辐射光子与太阳大气原子几乎不再发生作用，对辐射来说物质是透明的。光球就是太阳物质由对辐射完全不透明向完全透明过渡的过渡层，即光球下方的辐射被完全吸收，上方的辐射则畅通无阻向外传播。因此在地面接收到的太阳辐射几乎全部是由这个过渡层，也就是光球发射出来的。\n　　研究表明，对于可见光波段的太阳辐射，这个过渡层的厚度只有100～200千米，它对应于地面观测者的张角只有几分之一角秒。肉眼看到的太阳边缘显得非常锐利，就是由于太阳可见光辐射的有效发射层非常薄的缘故。对于包括紫外直到红外的太阳主要辐射波段，有效发射层的厚度也只有500～600千米，这就是光球的总厚度。光球上方的高层太阳大气（色球和日冕）的辐射功率与光球相比是微不足道的，但它们的微弱辐射却包含着太阳高层大气的重要信息。这样在没有特别指明的场合，提到太阳辐射、太阳光谱和太阳表面，通常都是指太阳的光球辐射、光球光谱和光球表面。一些太阳参数，如太阳半径和太阳表面重力加速度，也是以光球表面来定义的。采用未加滤光片的太阳照相仪拍摄的白光太阳照片就是光球的形象，其中可看到太阳黑子和光斑，以及临边昏暗现象。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天��学", "title": "色球", "content": "太阳：色球\n　　色球（汉语拼音：seqiu；英语：chromosphere），位于光球和日冕之间的太阳大气层。通常把太阳大气中的温度极低层作为光球与色球的分界，亦即色球底部，它大约位于从光球底部（定义为波长为500纳米的光学深度为1处）起算的高度h＝500千米处。至于色球的上边界，则难以明确。问题在于色球上层基本上是由从超米粒边界向上延伸的针状体构成。针状体大约从色球底之上约1,500千米处向外延伸，可达到约5,000千米的高度，但它们的覆盖面积只占全日面积的1%～2%。而针状体之间的区域实际上已具有日冕物质的特征，比较均匀的色球仅限于从色球底向上延伸约1,500千米的范围。因此，对于色球上界常有不同的说法，但大部分研究者认为色球厚度约为1,500千米。色球底部的密度约为8×10-8克/厘米3，随高度迅速下降至顶部的约10-4克/厘米3，但其温度却从底部的几千度向上迅速增加到顶部的近100万度。\n　　由于色球的亮度只有光球的万分之一，比白天的天空亮度还要暗，因此平时是看不到色球的，必须用专门的仪器（色球望远镜）或在日全食时才能看到太阳色球层。日全食时看到的是色球在太阳边缘的投影，而且时间非常短暂（通常只有几秒钟）。用色球望远镜则可看到日面上的色球结构，如谱斑、暗条（日珥在日面上的投影）和耀斑等活动现象。空间飞行器上拍摄的太阳照片上可清晰看到色球针状体。关于针状体的本质和色球温度随高度增加的原因，尚在探讨之中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "日冕", "content": "X射线波段的日冕结构\n　　日冕（汉语拼音：rimiɑn；英语：corona），太阳的最外层大气。日冕位于色球上面，亮度仅为光球亮度的百万分之一，比地面上的天空亮度暗得多，因此在地面平时看不见日冕，必须用专门的仪器日冕仪，或者在日全食时才能看见。\n　　安装在海拔2,000米以上高山（那里天空散射光很弱）的日冕仪也只能看到从太阳边缘至大约0.3太阳半径范围的日冕。日全食时看到的日冕呈银白色，也是太阳边缘以外的投影日冕。从最好的日全食照片上，能够看到它可延伸到5～6个太阳半径的距离，但实际上它可延伸到超过日地距离。距日心5～6个太阳半径以外的日冕物质是以很高的速度向外膨胀的，形成所谓的太阳风。太阳风就是动态日冕。\n　　日冕的温度高达100万～200万度，但密度却小于10－14克/厘米3，而且随日心距迅速下降。日冕的温度比下层大气，即色球和光球高得多，原因是有非辐射能源输入日冕，使其获得额外加热。关于非辐射能源的性质，现正在探讨之中。可在空间飞行器上用X射线观测整个太阳半球面上的日冕结构，能够看到活动区上空的日冕区中有许多亮环，非活动区的日冕则由更大尺度的弱亮环贯穿，还有一些几乎全暗黑的区域称冕洞。高温条件下的日冕物质处在高度电离状态，自由电子和各种高次电离原子倾向于沿磁力线延伸，因此日冕中的这些结构实际上反映了它的磁场分布。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "太阳对流层", "content": "太阳对流层（ convection zone of the Sun ），太阳光球下面处于对流状态的一个层次，一般认为厚约15万公里，有人认为更厚，也有人认为薄到约1万公里。层内的氢不断电离，增加气体比热，破坏流体静力学平衡，引起气体上升或下降。由于升降很快，流体元几乎处于绝热状态；又由于比热大，在重力场中上升时，流体元的温度就比周围高，密度小，因浮力而继续上升。流体元一旦下降，温度比周围低，密度大，就继续下降。这样就形成了对流。我们可以把对流层看成是一个巨大的热机，它把从太阳内部核反应所产生的外流能量的一小部分变为对流能量，成为产生诸如黑子、耀斑、日珥以及在日冕和太阳风中其他瞬变现象的动力。因此，太阳对流层的研究，具有非常重要的意义。层内对流的尺度和速度都远大于地球上常见的流动现象，它的雷诺数也就远大于通常引起湍流运动的临界雷诺数，所以一旦在对流层内产生了流动，很快就会从对流层底到光球底部建立起一个非均匀的湍流场。太阳内部的能量被转变为湍流场的湍流元的动能和它胀缩时的噪声能。这个湍流场是不均匀的和各向异性的。通过机械传输的方式，把绝大部分的能量，传到光球底层，再辐射出去。但这种小尺度的湍流并不是对流层内唯一的运动模式。因为太阳存在整体的较差自转，它必然会在对���层的湍流场上引起迭加其上的大尺度环流。这种大尺度环流使对流层底部和表层的物质搅混：把太阳表面物质带向温度为3×106～4×106K的太阳深处，造成日面所特有的锂-铍丰度的反常。即太阳表面的锂丰度比其他类型的恒星(指光谱型、质量和光度都不同于太阳的恒星）表面的小很多，而铍丰度却差不多。这是由于锂在3×106K度处就在核反应中烧掉，而铍却要到4×106K处才被烧掉；太阳表面物质只能流动到3×106K的层次，不能更深；又由于大尺度环流，把这个含锂较少层次的物质带到上面来了，含铍量却并不因此而变动。这个图像虽然比较清晰，但因湍流理论不够完善，对于太阳对流层的研究，始终未能得出完整的定量的结果，只好用旧的混合长理论定量研究太阳对流层的性质和组态。这种理论可概括为：上升的对流元经过路程ι（即混合长）后便完全瓦解，把自己的动能和热能全部转移给周围的物质，同周围的物质完全混合，而在瓦解之前，并未同周围环境交换热量。这种热量和动能的传输，类似分子热运动的输运过程，混合长类似分子的平均自由程。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "黑子", "content": "太阳黑子（汉语拼音：tɑiyɑnɡ heizi；英语：sunspot），太阳表面出现的暗黑斑块。最常见和最容易观测到的一种太阳活动现象。简称黑子。在普通望远镜的焦平面上放置照相底片拍摄太阳，或用附加强减光滤光片的望远镜对太阳目视观测，就能看到太阳表面经常出现的暗黑斑块，就是太阳黑子。当太阳在地平线附近，或遇到薄雾天气时，日面上若有特大的黑子，往往用肉眼就能看到。\n　　《汉书·五行志》中记载的汉元帝永光元年（前43）四月某日“日色青白，亡影（无影），正中时有景（影）亡（无）光”是世界上最早的太阳黑子观测记录。若认为这段描述尚不够明确，则该书中的另一段记载，成帝河平元年（前28）三月己未“日出黄，有黑气，大如钱，居日中央”则是确切无疑的黑子记录，也是世界上最早的记录。自公元前43～公元1638年，中国史书上已发现有112条太阳黑子目视记录。西方国家从1610年开始用望远镜断断续续地观测太阳黑子，1818年后才有较常规的每日黑子观测，从而才有比较完整的和连续不断的太阳黑子观测资料。\n\n目录\n\n1 黑子分布\n2 本影和半影\n3 物理形态\n4 其他活动现象\n\n\n黑子分布\n　　太阳黑子倾向于成群出现，因此日面上经常形成一些黑子群。每群中的黑子从一两个至几十个，单个黑子大小则从几百至几万千米。大部分黑子群由大致与太阳赤道平行的两部分组成。由于太阳自转原因，西边部分总在前面，称为前导部分；东边部分称为后随部分。前导部分的黑子大都比后随部分大，黑子的分布也较后随紧密，寿命也较长，而且比后随部分早出现和晚消失。前导黑子的纬度一般也较后随黑子稍低，因此黑子群相对于太阳赤道略为前倾，黑子群通常出现在太阳赤道两边±40°之间的区域。\n\n本影和半影\n　　较大的黑子结构复杂，其中心区常有一块或几块特别暗黑的核块，称为本影。围绕本影的淡黑区域称为半影。光谱观测表明，本影区的温度为4,000～4,500K之间，半影区温度约为5,500K，均比太阳表面无黑子区域的温度（约6,000K）要低。高质量的照片上可看到黑子半影呈亮暗相间的纤维状结构，称半影纤维。本影中有时也出现一些亮颗粒，称为本影点。观测显示，半影中的亮纤维和本影中的亮颗粒均有向上的运动速度，与因对流运动引起的太阳表面的米粒组织有些相似，可见在黑子中对流并未完全消失。\n　　单个黑子都有很强的磁场，强度为1,000～4,000高斯。黑子越大，磁场越强，黑子本质上是太阳表面的强磁场区。由于太阳等离子体难以横越磁力线运动，造成黑子区中对流不畅，太阳深层的热量难以充分输送到太阳表面，导致该局部区域温度下降，变得稍暗。因此，黑子的强磁场是造成黑子暗黑的原因。由两部分黑子组成的黑子群中，其前导和后随部分的极性往往相反，这种黑子群称为双极群。大多数双极群中前导和后随的磁通量近于相等，暗示这两部分是由共同的磁力线贯通的。黑子群中也有一部分为单一极性的单极群和具有复杂极性分布的多极群。\n\n物理形态\n　　黑子群的演化过程通常是由简单变复杂，再变为简单。最先是由米粒之间的暗点扩大为几个米粒大小的暗斑，称为气孔，就是无本影的最小黑子。许多气孔只存在几小时，或一天左右；另一些则发展���黑子和黑子群。气孔已有相当强的磁场，强度可达1,000高斯以上。黑子群的寿命短的只有几天，长的可达几个月，大多为10～20天。黑子群在发展过程中，具有各种形态。为研究黑子群的演化规律，常按这些形态特征对黑子群分型，不同型别的黑子群具有不同的形态特征。\n\n其他活动现象\n　　太阳黑子多时，其他活动也比较频繁。黑子附近的光球中总会出现光斑；黑子上空的色球中总会出现谱斑，其附近经常有日珥；黑子上空的日冕中则常出现凝块等不均匀结构。同时，最剧烈的活动现象——太阳耀斑，绝大多数也发生在黑子上空的大气中。所以太阳大气从低层至高层，以黑子为核心形成了一个活动中心，称为太阳活动区。黑子既是活动区的核心，也是活动区最明显的标志。这样就可用表示黑子群和黑子多寡的所谓“黑子相对数”来代表某日或某一时期的太阳活动平均水平。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "日珥", "content": "日珥（汉语拼音：Rier；英语：Solar Prominences），突出在日面边缘之外的炽热的发光物质，太阳活动的标志之一。投影在日面上的日珥称为暗条。日珥具有不同的形状和运动特性，可以分为活动日珥、爆发日珥、黑子日珥、龙卷日珥、宁静日珥和冕珥6种类型。1868年8月18日日全食时，法国P.让桑和英国J.N.洛基尔首次拍到日珥光谱，确定日珥的主要成分是氢。同时还发现了当时在地球上还没有认出来的氦的黄色发射线(波长5876埃)。通过光谱分析，得到日珥的物理参数如下：①平均来说，宁静日珥的电子温度约6500K，湍动速度约6千米／秒，电子密度约1016.8个／米3，而活动日珥的电子密度约1017～1018.8个／米3。②宁静日珥的物理参数随空间变化。从日珥的中心到边缘，电子温度从4300K到8500K，湍动速度从3～8千米／秒到10～20千米／秒，电子密度由1017～1017.3个／米3到1015.7个／米3。这些从中心到边缘的变化可能是由于边缘受到日冕高温的影响。日珥的形成、维持、运动和演化都与磁场密切相关。宁静日珥的磁场强度约0.001特（斯拉），活动日珥磁场强度可达0.02特斯拉。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "耀斑", "content": "耀斑（汉语拼音：Yaoban；英语：Solar flares），在太阳大气（很可能在色球-日冕过渡层） 中非常集中的能量突然释放以及而后物质运动和温度逐渐衰减的过程。倾向认为它是色球-日冕不稳定性的次级效应  。耀斑常出现在磁场梯度大、结构复杂及具有高应力和不稳定磁场位形的活动区中。存在这些条件的标志有：出现反常极性的双极场；老活动区中或其附近长出新的磁场；Ha谱斑大且亮；代表磁场中性线的暗条走向曲折及暗条突然膨胀或消失等等。有时在同一个活动区可能发生几次耀斑。一般把增亮面积超过3亿平方千米的称为耀斑  ，而面积小于3亿平方千米的则叫亚耀斑。与耀斑有关的光学现象有：耀斑前暗条激活、冲浪、喷焰、爆发日珥和环状日珥等。与耀斑共生或由耀斑引起的现象包括太阳紫外线、软X射线、硬X射线、γ射线和射电波段的爆发；各种高能粒子（质子、电子、中子）辐射的突然增强；磁暴、突然电离层扰动、极光、极冠吸收等地球物理效应。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "太阳自转", "content": "太阳自转（汉语拼音：Taiyang Zizhuan；英语：Solar Rotation），太阳的一种运动形式。 伽利略在1610年发现。太阳自转轴与黄道面的法线间夹角为7°15′，自转方向与地球相同。太阳自转周期随日面纬度增加而增长，赤道处为25.2天，纬度80°处长达34天。这种较差自转方式和太阳的高温表明太阳是一个气体球。从地球上看，在日面纬度17°处的太阳自转周期是27.275天，定义它为太阳自转会合周期。而相对恒星而言，该处的自转周期是25.38天，称为太阳自转恒星周期 。规定1853年11月9日日面本初子午圈转到日面中心的时刻为太阳第一个自转周的开始，以后顺序编号。每年各个自转周的序号和开始日期均可从《天文年历》查到。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "太阳磁场", "content": "太阳磁场（汉语拼音：Taiyang Cichang；英语：Solar Magnetic Field），分布于太阳和行星际空间的磁场。分大尺度结构和小尺度结构。前者主要指太阳普遍磁场和整体磁场，它们是单极性的，后者则主要集中在太阳活动区附近，且绝大多数是双极磁场。太阳普遍磁场指日面宁静区的微弱磁场，强度约1×10-4～3×10-4特斯拉，它在太阳南北两极���极性相反，近年的观测发现，通过光球的大多数磁通量管被集中在太阳表面称作磁元的区域，其半径为100～300千米，场强为0.1～0.2特斯拉，大多数磁元出现在米粒和超米粒边界及活动区内。如果把太阳当作一颗恒星，可测到它的整体磁场约3×10-5特斯拉，这个磁场是东西反向的。在太阳风作用下，太阳磁场还弥漫整个行星际空间，形成行星际磁场。它的极性与太阳整体磁场一致，随着离开太阳的距离增加而减弱。各种太阳活动现象都与磁场密切相关：耀斑产生前后，附近活动区磁场有剧烈变化（如磁场湮灭）；黑子的磁场最强，小黑子约0.1特斯拉，大黑子可达0.3～0.4特斯拉甚至更高。谱斑的磁场约0.02特斯拉。日珥的形成和演化也受磁场的支配。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "太阳活动预报", "content": "太阳活动预报（汉语拼音：Taiyang Huodong Yubao；英语：Solar Activity Prediction），在太阳活动预报工作中，最成功的是太阳活动短期预报，特别是未来24小时内的预报。主要是预报耀斑和由耀斑引起的电离层骚扰，以及高能粒子流（如粒子能量不小于10兆电子伏）的到来。另外，还有较长期的太阳活动预报，如预报太阳黑子周期的演变等。\n　　太阳活动预报需要完整的太阳和地球物理数据，因此需要国际间的合作。除中国外，世界上大约还有14个发布关于太阳活动或电离层参数的预报中心。其中最主要的4个预报中心是：美国空间环境服务中心，美国空军航空空间环境支持中心，法国巴黎默东天文台，乌克兰克里米亚天体物理台。它们大部分也是在国际无线电科学协会和世界日服务协会领导下的区域警报中心。参加国际系统的各个天文台向上述区域警报中心之一报告所得到的观测数据。这些数据包括黑子、谱斑、耀斑、太阳X射线、太阳射电、日冕发射线、太阳粒子发射、太阳风参数以及地球物理数据。美国博尔德市的空间环境服务中心既是西半球的预报中心，也是全世界的预报中心。这里每天一次向其他区域警报中心（总数为11个）发布地球物理警报，其内容包括磁暴开始、继续或结束的情报。\n　　总的说来，太阳活动预报还没有一种比较完善和有效的方法。每个预报中心的数据来源、预报技术和预报内容均有很大差别。预报水平一般不高，只有当太阳活动处于低年时预报安全期才有较高的准确度，报准率可达90％；对大活动区预报大耀斑的出现，报准率约达40％。中国北京天文台、紫金山天文台和云南天文台均进行常规的太阳活动预报，它们依据Ha太阳单色像、黑子的型别和面积、磁场强度和磁场分类、3厘米和10厘米射电流量等观测资料，采用统计方法，结合各自的经验，对未来1～3天或更长时间内日面上可能出现各种级别活动作出估计。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "国际太阳联合观测", "content": "国际太阳联合观测（ International Coordinated Solar Observations ），太阳观测受到观测地点的地理位置、天气条件和仪器设备等限制，一个观测台站不可能得到完整的太阳数据，需要国际合作进行观测。\n\n目录\n\n1 简史　\n2 现状\n3 世界日地资料中心\n4 刊布太阳数据的主要刊物\n\n4.1 综合报告性质的刊物\n4.2 快报性质的刊物\n\n\n5 中国的太阳联合观测\n\n\n简史　\n世界上最早的国际联合观测得到的太阳数据是苏黎世系统的黑子相对数，已有很久的历史，至今仍然是研究太阳活动与日地关系的宝贵资料。1922年举行的国际天文学联合会第一届大会，极大地推动了国际太阳联测工作。会上经过协商确定由斯通赫斯特、格林威治、苏黎世、威尔逊山、阿切特里、科代卡纳尔、剑桥、默东八个天文台为中心台负责整理、综合和出版各种太阳数据。其他天文台向中心台提供观测资料或照片以补齐每日的观测记录。在国际天文学联合会成立以后，苏黎世天文台汇总十二个天文台站钙谱斑、氢谱斑(见谱斑)和黑子资料，编辑成1917～1922年《太阳现象特征数》和1923～1928年《太阳现象特征数》。后者还增加了威尔逊山天文台的太阳紫外辐射强度的资料。通过1957～1958年的“国际地球物理年”、1959年的“国际地球物理合作”、1964～1965年的“国际宁静太阳年”和1966年的“欧洲质子耀斑计划”等活动，国际太阳联测的规模进一步扩大。国际地球物理年期间全球有50多个台站参加太阳Hα巡视。在此期间得到的太阳资料汇集成《国际地球物理年太阳图 D-1集》和《国际地球物理年太阳图D-2集》。\n\n现状\n国际太阳联测有四个主要中心──美国空间环境服务中心、美国空军航空空间环境支持中心、法国巴黎默东天文台、苏联克里米亚天体物理台。\n美国空间环境服务中心的博尔德中心通过人造卫星和地面观测站网对太阳进行每天24小时的连续监测。博尔德有一个庞大通讯网同观测站保持密切联系，因此能够及时探测到引起地球物理效应的太阳活动。\n美国空军航空空间环境支持中心有一套独立观测网对太阳进行联测，得到的太阳资料类别与博尔德观测网差不多。它通过天文地球物理长途通信网与博尔德中心进行资料交换。\n苏联克里米亚天体物理台、高山天文台、普尔科沃天文台、塔什干天文台等17个台站组成苏联太阳联合观测网，通常凭借弯月形太阳照相仪、АДУ-2光球色球望远镜。日冕仪、太阳分光镜等仪器对太阳进行常规观测。\n法国巴黎默东天文台和它的日中峰观测站、南锡观测站，分别配备有80厘米塔式望远镜（见太阳塔）、太阳磁像仪、60厘米水平式望远镜、日冕仪、射电望远镜等仪器对太阳进行监测。\n\n世界日地资料中心\n为了适应“国际地球物理年”的需要，国际科学联合会理事会设立了三个日地物理世界资料中心。中心A设在美国，中心B设在苏联，而中心C按学科分散在西欧和日本。\n中心 A位于美国科罗拉多州博尔德市，它从世界上200多个台站取得观测资料，编辑、出版定期刊物《太阳地球物理资料》、《电离层资料》和不定期的特种报告(UAG)。这个资料中心还根据用户的需要提供各种原始资料、数据、微缩胶卷、磁带记录等。\n\n刊布太阳数据的主要刊物\n登载太阳数据的刊物可分为两大类：刊登综合观测资料的，称为综合报告；发布最初观测资料的叫作快报。前者是把若干天文台的观测资料经过仔细整理和综合，供研究日地物理使用。后者是互通情报，为同太阳活动有关的各种业务（如电离层骚扰预报、频率预测等）服务的，这类刊物出版周期短，发行量大。\n\n综合报告性质的刊物\n这类刊物有：\n《太阳地球物理资料》　美国“国家地球物理和日地物理资料中心”出版的月刊。它刊登国际太阳联测的主要数据，包括八个方面：即太阳和行星际现象，电离层现象，耀斑有关事件，地磁变化，极光，宇宙线，大气辉光及其他。分两部分出版：一是《快报》，刊登一、两个月前的资料。二是综合报告，载有六、七个月前的资料，内容丰富，有关太阳的数据可分为12类。①警报：报道国际科学资料，快速传递“世界日服务”网和世界警报处向资料用户提供的关于已经发生的地球物理事件、当时太阳活动水平的报告和关于将要发生的太阳地球物理事件的预报。②每日太阳指数：包括每日太阳黑子相对数、太阳八个单频辐射流量表、黑子相对数月平均平滑值和预报值。③耀斑和耀斑指数：刊布30多个台站观测结果，其中有耀斑的发生时刻、持续时间、日面位置、面积、级别、观测质量、天气条件等。④太阳射电辐射观测资料：包括太阳射电干涉仪和射电频谱观测的结果以及单频观测的事件。⑤太阳X射线辐射:刊布轨道太阳观测台、太阳辐射监测卫星上探测器测量到的太阳X射线辐射资料。⑥冕洞：以综合图的形式刊载在地面上用氦D3线观测得到的冕洞的位置和形状。⑦太阳风测量：刊登空间探测器探测到的太阳风时刻、速度、密度、温度等。⑧太阳质子监测和太阳质子事件：载有空间探测器探测到的宇宙线粒子的计数率和美国空间环境服务中心所记录到的质子事件。⑨太阳平均磁场：刊登美国斯坦福天文台的观测数据；该台把太阳视为一颗星，每天多次用磁像仪观测，将所得的数据取加权平均，所得数值称为太阳平均磁场，误差约0.02高斯。⑩太阳综合图:刊布Hα综合图和太阳磁场综合图。⑪高能太阳粒子和等离子体：载有大于0.16兆电子伏的不同能量范围的高能粒子（电子、质子和α粒子）流量的小时平均值，还刊载太阳风等离子体物理参数的小时平均值。⑫每日太阳活动中心：刊登太阳活动区表和七种太阳图，即太阳X射线图、日冕绿线（见日冕禁线）强度图、太阳磁图、Hα单色像（见太阳单色像）、黑子与Hα日珥图、太阳射电单色图。 \n《太阳活动季刊》　国际天文学联合会委托苏黎世天文台出版的刊物。它的前身是《太阳现象特征数》，1928年改名为《太阳活动季刊》，出版至今。该刊的特点是报道每日和每月平均的沃尔夫黑子相对数，历史最长，内容最为可靠；汇总了全球30多个天文台观测到的太阳耀斑资料，按1957年统计，其时间覆盖为0.8～0.9昼夜；几乎汇总了全球的日冕线强度资料；收集了30多个射电观测台在各个不同波长处测得的太阳总辐射流量数据。《太阳活动季刊》还载有一些特殊现象的单频与频谱观测资料，刊布威尔逊山天文台太阳磁场综合图。资料可靠。 \n《格林威治太阳观测结果》　英国格林威治天文台出版，从1874年开始主要刊布太阳黑子和耀斑资料。刊物的特点是它所刊登的关于黑子和光斑的位置的资料在同类资料中最为精确，黑子群中心的日面坐标精确到0°1。资料取得的方法是：由三个相距较远的天文台对太阳光球进行摄影，将得到的所有照片集中在一地处理，并归为统一的系统。\n《光球图》　苏黎世天文台出版。刊登每个太阳自转周光球图和每日的黑子群表（按苏黎世分类法）。它虽然是一个天文台目视观测的结果，但人差较小。在刊物中可看到一些小而寿命短的黑子群。\n《太阳色球综合图与暗条活动中心表》　法国巴黎默东天文台出版。它根据该台的色球观测绘出每一个太阳自转周的色球图，将钙单色像上的谱斑、氢单色像上暗条、色球黑子等均绘在上面，并标出谱斑亮度。该刊还载有以钙谱斑为标志的活动中心以及它的平均日面坐标、寿命、产生耀斑数目和活动级别。 \n《太阳活动表》　苏联普尔科沃天文台出版。刊载的资料是由苏联、罗马尼亚、捷克斯洛伐克等国太阳观测台提供的。内容最完整的是太阳黑子群资料，它综合几个天文台观测结果，并归算到高山天文台系统。还载有每日和每月平均光斑总面积，且在太阳图上绘出光斑轮廓。\n\n快报性质的刊物\n这类刊物有：\n《太阳资料公报》　苏联天文委员会太阳研究委员会与苏联普尔科沃天文台出版，月刊。载有黑子群面积、钙谱斑面积、氢暗条、日珥、耀斑、日冕线的强度、太阳射电、黑子磁场等资料，数据是苏联、德意志民主共和国、捷克斯洛伐克、罗马尼亚等国的20多个天文台提供的。该刊刊布的每日太阳图比较完整。\n《苏联太阳黑子磁场》　苏联科学院出版。刊布每日黑子磁场图，图上标明各个黑子的磁场强度和极性。\n\n中国的太阳联合观测\n1954年开始建立全国性黑子联合发布系统。紫金山天文台、云南天文台、北京天文台、北京天文馆等天文台站都观测太阳黑子，最后由南京紫金山天文台汇总，统一发布太阳黑子观测结果。有关耀斑、光谱等观测资料在《天文学报》上刊布。在国际地球物理年期间，发表了几年的太阳图资料。为了开展太阳活动预报的工作，1967年初步建立了中国太阳活动观测和预报系统。各台站的观测和预报结果每半个月报北京天文台汇总。1971年，北京天文台正式出版《太阳地球物理资料》（月刊），刊布北京天文台、紫金山天文台、云南天文台、北京宇宙线台、北京地磁台、北京天文馆等单位获得的、经过综合整理的太阳地球物理资料。《太阳地球物理资料》月刊的主要内容为：太阳黑子联合发布结果（黑子相对数、黑子面积、黑子群的观测时刻及日面位置、苏黎世黑子型等），黑子磁场图，太阳Hα耀斑观测结果（耀斑发生时间、日面位置、面积和级别、对应黑子型号，并附有相应的巡视时间表），太阳射电观测（每日9375和3000兆赫等几个频率太阳射电流量、太阳射电爆发时间、频率、型别、流量增值和对应耀斑的数据，并附有相应的射电观测时间表），地磁和地磁暴简报（地磁活动每天的C指数，每天每3小时的K指数，每天每2小时的△H，磁暴的时间、类型和强度数据等）以及宇宙线中子堆每天第2小时的累积计数等项目。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "太阳常数", "content": "太阳常数（汉语拼音：Taiyang Changshu；英语：Solar Constant），在地球大气外离太阳一个天文单位处和太阳光线垂直的一平方厘米面积上每分钟所接受到的所有波长的太阳总辐射能量。符号为S，单位为焦耳／（厘米2·分钟）或瓦／米2。20世纪上半叶，美国史密森天文台的C.G.艾博特等人。对太阳常数做了大量的测量，近年来又有人结合地面和空间观测资料，确定采用值为8.23焦耳／（厘米2·分钟）。由于太阳活动的长周期变化，这一数值可能有约1％的变化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "日地关系", "content": "日地关系（汉语拼音：Ri Di Guanxi；英语：Solar-Terrestrial Relationship），主要研究太阳辐射特别是太阳活动时辐射和高能粒子增强对日地空间环境和地球的影响的学科。又称日地物理学。于20世纪50年代产生，是太阳物理学和地球物理学的边缘学科。具体包括：①太阳辐射和高能粒子对地球磁场的影响，特别是太阳活动引起的磁暴。②太阳活动对电离层的影响，包括短波衰减或中断、甚长波相位突然反常、长波增强和宇宙噪声突然吸收等。③太阳活动对气候变化的影响。④极光的产生和形成。⑤日地空间高能粒子流增强对宇宙航行的影响及研究太阳活动对植物生长、生命活动、交通安全、水文等方面的影响。日地关系的研究对国民经济尤其对无线电传播、通信、天气预报和宇宙航行等方面具有重要的实际意义，研究进展很快。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "太阳系", "content": "太阳系的主要成员：由左至右依序为（未依照比例）海王星、天王星、土星、木星、小行星带、太阳、水星、金星、地球和月球、火星，在左边可以看见一颗彗星\n 太阳系在银河中的位置\n　　太阳系（汉语拼音：tài yáng xì；英语：solar system），以太阳为中心的天体系统。在太阳的引力作用下，环绕太阳运行的天体构成的集合体及其所占有的空间区域。包括太阳、八大行星及其卫星（至少165颗）、5颗已经辨认出来的矮行星（冥王星、谷神星、阋神星、妊神星和鸟神星）和数以亿计的太阳系小天体构成。这些小天体包括小行星、柯伊伯带（Kuiper belt）的天体、彗星和星际尘埃。八大行星依照至太阳的距离，依序是水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。\n　　广义上，太阳系的领域包括太阳，4颗像地球的内行星，由许多小岩石组成的小行星带，4颗充满气体的巨大外行星，充满冰冻小岩石，被称为柯伊伯带的第二个小天体区。在柯伊伯带之外还有黄道离散盘面和太阳圈，和依然属于假设的奥尔特云。\n　　在英文天文术语中，因为地球的卫星被称为月球，这些卫星在英语中习惯上亦被称为“月球”（moon），在中文里面用卫星更为常见。在外侧的行星都有由尘埃和许多小颗粒构成的行星环环绕着，而除了地球之外，肉眼可见的行星以五行为名，在西方则全都以希腊和罗马神话故事中的神仙为名。\n\n目录\n\n1 概述\n\n1.1 概念建立\n1.2 结构\n1.3 运动\n1.4 在宇宙中的地位\n1.5 太阳与八大行星数据表\n\n\n2 分类\n3 内太阳系\n\n3.1 内行星\n\n3.1.1 水星\n3.1.2 金星\n3.1.3 地球\n3.1.4 火星\n\n\n3.2 小行星带\n\n3.2.1 谷神星\n3.2.2 小行星族\n\n\n\n\n4 中太阳系\n\n4.1 外行星\n\n4.1.1 木星\n4.1.2 土星\n4.1.3 天王星\n4.1.4 海王星\n\n\n4.2 彗星\n4.3 半人马群\n\n\n5 外太阳系\n\n5.1 柯伊伯带\n\n5.1.1 冥王星和卡戎\n\n\n5.2 离散盘\n\n5.2.1 阋神星\n\n\n\n\n6 最远的区域\n\n6.1 日球层顶\n6.2 奥尔特云\n\n6.2.1 塞德娜和内奥尔特云\n\n\n6.3 疆界\n\n\n7 星系的关联\n\n7.1 邻近的区域\n\n\n8 太阳系的起源及演化\n\n8.1 星云演化阶段\n8.2 星子演化阶段\n8.3 太阳—地球形成阶段\n8.4 火星—小行星形成阶段\n8.5 木星—土星形成阶段（太阳核聚变爆发阶段）\n8.6 天王星—海王星形成阶段\n8.7 太阳系各星体的地质演化和后期演化要点\n\n\n9 其他\n\n9.1 太阳系行星“裁员”　冥王星遭“降级”\n9.2 怎样飞越太阳系\n9.3 “旅行者”飞船正冲出太阳系\n9.4 太阳系的边界在哪里\n9.5 美专家称人类可能永远无法飞出太阳系\n9.6 天文学家观测到5个遥远星系\n9.7 欧洲科学家发现太阳系外“超级地球”\n\n\n\n\n概述\n　　太阳系的最大范围约可延伸到1光年以外。在太阳系中，太阳的质量占太阳系总质量的99.8%，其它天体的总和不到太阳的0.2%。太阳是中心天体，它的引力控制着整个太阳系，使其它天体绕太阳公转。太阳系中的八大行星（依照至太阳的距离，依序是水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星）都在接近同一平面的近圆轨道上，朝同一方向绕太阳公转。\n　　太阳系虽然庞大，但在银河系中，它犹如一粒沙。大约7千5百多万个太阳系排成一列才相当于银河系的直径。地球上看到夜空的银河并不均匀，那最亮处就是银河的中心。这说明太阳系不在银河系的中心位置，而是处于边缘处。太阳带着太阳系中的所有成员在银河系中绕着银心运动。\n　　太阳系内主要天体的轨道，都在地球绕太阳公转的轨道平面（黄道）的附近。行星都非常靠近黄道，而彗星和柯伊伯带天体，通常都有比较明显的倾斜角度。\n　　太阳系内天体的轨道（由左上方顺时针拉远观看）。由北方向下鸟瞰太阳系，所有的行星和绝大部分的其他天体，都以逆时针（右旋）方向绕着太阳公��。有些例外的，如哈雷彗星。\n　　环绕着太阳运动的天体都遵守开普勒行星运动定律，轨道都以太阳为椭圆的一个焦点，并且越靠近太阳时的速度越快。行星的轨道接近圆型，但许多彗星、小行星和柯伊伯带天体的轨道则是高度椭圆的。\n　　在这么辽阔的空间中，有许多方法可以表示出太阳系中每个轨道的距离。在实际上，距离太阳越远的行星或环带，与前一个的距离就会更远，而只有少数的例外。例如，金星在水星之外约0.33天文单位的距离上，而土星与木星的距离是4.3天文单位，海王星又在天王星之外10.5天文单位。曾有些关系式企图解释这些轨道距离变化间的交互作用，但这样的理论从未获得证实。\n\n概念建立\n　　从古代到中世纪，东西方认为地球不动地居于宇宙中心的观念始终占据认识宇宙的统治地位。公元2～3世纪，中国先哲先后提出盖天说、浑天说和宣夜说，全都认为地球是宇宙中心。140年前后，天文学家托勒玫在他的《天文学大成》一书中总结和发展了前人的认识，建立地心宇宙体系，主张地球居宇宙中心静止不动，日、月、行星和恒星均绕地球运行。1543年，波兰天文学家N.哥白尼根据前人对太阳、月球和行星的观测资料以及他本人30多年的观天实践，于1543年在他的《天体运行论》中提出“日心地动说”，首次科学地建立日心宇宙体系。16世纪下半叶，丹麦天文学家B.第谷建立一种介于地心说和日心说（见天文学史）之间的宇宙体系，认为地球静居中心，行星绕日运动，而太阳则率行星绕地球运行。17世纪初，意大利天文学家用望远镜发现并观察到木星的卫星及其绕木星运转，还观测到金星的盈亏现象，从而证实哥白尼日心说的正确性。德国天文学家J.开普勒于1609年发表的《新天文学》和1619年出版的《宇宙和谐论》，先后提出行星运动三定律（见开普勒定律）。17世纪80年代，英国科学家I.牛顿发现万有引力定律，从理论上阐明行星绕日运动规律，从而建立了科学的太阳系概念。1705年，英国天文学家运用牛顿力学成功地预言1682年的大彗星将在1759年再现。1781年，德裔英国天文学家F.W.赫歇耳发现天王星，扩大了太阳系领域。1801年，通过望远镜巡天搜索，发现位于火星轨道之外的一个小行星。随后判明，在火星和木星轨道之间有一个小行星带。1846年，法国天文学家U.-J.-J.勒威耶和英国天文学家J．C．亚当斯运用天体力学方法推算出天王星之外的海王星的存在，并由德国天文学家J.G.伽勒用望远镜观测证实，进一步扩展太阳系疆界。1930年，美国天文学家C.W.汤博发现冥王星，将太阳系行星总数增加到九个。直到2006年，根据国际天文学联合会通过的新《行星定义》，又将冥王星重新分类为矮行星。20世纪90年代，在海王星轨道之外发现了众多小天体，到21世纪初，已观测到的这些小天体总数超过1,000个，从而证实50年代预期的这些星之外的柯伊伯带的存在。几千年来，从“天圆地方”、“地球中心说”到今日的“太阳系天文观”正是人类认识宇宙的进步的写照，天文学历史进展的缩影。\n\n结构\n　　太阳在太阳系中占据中心和主导地位。太阳的质量占太阳系总质量的99.86%，其余天体共占0.14%。木星占了0.08%，其他行星的质量总和约占0.06%，而天然卫星、小行星、彗星、柯伊伯带天体等小天体和行星际物质的质量仅占太阳系总质量的微量份额。太阳的引力控制着整个太阳系，引力作用范围的半径可达1.5光年，再往外即为星际空间。太阳系的主要成员，除太阳外就是行星，因此太阳系是一个“行星系”。太阳系中，除太阳是以核聚变产能的恒星外，其他成员都是没有核能产生热辐射的“死”天体。\n　　行星按质量和表面物态，分类地行星和类木行星两类。前者质量小，岩石表面，卫星少（水星和金星没有卫星，地球有一个，火星有二个），典型代表是地球；后者质量大，气态表面，卫星多(到2005年初已发现的卫星数为木星63个、土星35个、天王星27个、海王星11个)，有环系，典型代表是木星。类地行星和类木行星的轨道之间为引力不稳定带，只能存在质量很小，但为数众多，可能成员以百万计的小行星带。类木行星轨道之外，有一可能是短周期彗星起源地的柯伊伯带。\n　　太阳系通常以小行星带为界，分为内和外两部分。小行星带以内称为内太阳系，小行星带以外叫作外太阳系。内太阳系有水星、金星、地球和火星共四个类地行星及其卫星；外太阳系计有木星、土星、天王星和海王星共四个类木行星及其卫星系，还有一个固态表面的小质量冥王星。\n　　行星沿与太阳自转轴垂直的平面，即黄道面附近，绕太阳运转，特征是共面性。除行星、小行星带和柯伊伯带外，无数的流星体也集中分布在黄道带附近。行星公转轨道的偏心率很小，近圆性也是结构特征之一。行星与太阳的距离大小也具有特征，其规律可用提丢斯–波得定则表示。\n\n运动\n　　太阳系的行星都有自转。大多数行星的自转方向和太阳的自转一致，即自西向东沿逆时针方向。行星都在接近同一平面的近圆轨道上，自西向东沿逆时针方向绕日公转。行星的大多数卫星也都自西向东，沿逆时针方向绕行星运转。小行星主带和柯伊伯带中的小天体也多自西向东，沿逆时针方向绕太阳运行。距离太阳越远的行星、小行星和柯伊伯带天体绕太阳运转的轨道速度越慢，距离行星越远的卫星绕行星运转的轨道速度也越慢，这一现象分别称为太阳系的较差自转和行星系的较差自转。\n　　质量占太阳系总质量的99.86%的太阳的角动量只占1%左右，而质量仅占0.14%的太阳系其他天体的角动量总和却占99%左右，这一特殊的角动量分布现象是太阳系的一个运动特征。\n　　太阳相对于邻近恒星的运动速度为19.6千米/秒，朝向武仙座一点，该点称为太阳向点，简称向点。此外，太阳和太阳系还以250千米/秒的速度在银河系中绕银心运行，约2亿年绕转一周。\n\n在宇宙中的地位\n　　太阳是银河系内的约2,000亿个成员恒星中的普通一员。按质量计，它是中等质量的矮星；按光度计，它是中等光度的矮星；按表面温度计，它是约5,000K的黄矮星；按年龄计，它是已诞生约50亿年，处在演化进程的中间阶段，为其一生中的中年恒星。根据太阳的金属丰度确认，它属星族Ⅰ，亦即不是银河系的第一代天体，而是第二代或第三代恒星。到2005年初，已发现并确认的拥有行星或行星系的恒星超过150个，所以太阳系也是恒星世界中普遍存在的行星系中的一个。\n　　太阳系位于距银河系中心约25,000光年的银盘（银河系的圆盘结构）中，和其他上千亿个恒星一道环绕银心运转，太阳的轨道速度为250千米/秒，约2亿年绕行一周。太阳和太阳系不处在特殊位置上，不是银河系的中心。银河系是一个巨型旋涡星系，是已观测到的约上千亿个多种类型的星系中的普通一员。银河系也不是大宇宙的中心。\n\n太阳与八大行星数据表\n\n太阳与八大行星数据表（顺序以距离太阳由近而远排列）卫星数截至2012年6月，距离与轨道半径以1天文单位（AU）为单位。\n\n\n天体\n赤道半径（km）\n偏率\n赤道重力地球=1\n体积地球=1\n质量地球=1\n比重\n轨道半径（AU）\n轨道倾角（度）\n赤道倾角（度）\n公转周期（地球年）\n自转周期（地球日）\n已发现卫星数\n\n\n太阳\n 696000\n0. \n28.01\n1304000\n 333400\n1.44\n  --  \n -- \n 7.25\n  约两亿两千六百万（绕银河系）   \n 25.38天（赤道）/37.01天（南北两极）\n --\n\n\n水星\n   2440\n0.    \n0.38\n0.056\n  0.055\n5.43\n 0.3871\n7.005\n~0   \n 87.97天\n59天\n0\n\n\n金星\n   6052\n0.    \n0.91\n0.857\n  0.815\n5.24\n 0.7233\n3.395\n177.4\n 225天\n243天\n0\n\n\n地球\n   6378\n0.0034\n1.00\n1.00 \n  1.000\n5.52\n 1.0000\n0.000\n23.44\n 365.24天\n23小时56分钟\n1\n\n\n火星\n   3397\n0.0052\n0.38\n0.151\n  0.107\n3.93\n 1.5237\n1.850\n25.19\n 687天\n24小时37分钟\n2\n\n\n木星\n  71492\n0.0648\n2.48\n1321 \n317.832\n1.33\n 5.2026\n1.303\n 3.08\n11.86年\n9小时50分钟\n66\n\n\n土星\n  60268\n0.1076\n0.94\n755  \n 95.16 \n0.69\n 9.5549\n2.489\n26.7 \n29.46年 \n10小时39分钟\n61\n\n\n天王星\n25559\n0.023 \n0.89\n63   \n 14.54 \n1.27\n19.2184\n0.773\n97.9 \n84.01年 \n17小时14分钟\n27\n\n\n海王星\n24764\n0.017 \n1.11\n58   \n 17.15 \n1.64\n30.1104\n1.770\n27.8 \n164.82年\n16小时06分钟\n13\n\n 太阳系的行星和矮行星。图中唯大小依照比例，距离未依比例\n分类\n　　按传统说法，太阳系被分为行星（绕太阳公转的大物体）和它们的卫星（如月球，绕行星公转的各种大小的星体），小行星（小型的密集的绕太阳公转的星体）和彗星（小个体的冰质的绕高度偏心轨道公转的星体）。 八大行星通常按以下几个方法分类：\n\n\n\n根据组成：\n\n固态行星主要由岩石与金属构成，高密度，自转速度慢，固态表面，没有光环，卫星较少，它们是：水星、金星、地球和火星。\n\n气态行星主要由氢和氦构成，密度低，自转速度快，大气层厚，有光环和很多卫星，它们是：木星，土星，天王星和海王星。\n\n\n\n\n\n\n\n\n根据大小:\n\n小行星（直径小于13000千米）：水星、金星、地球和火星。\n\n巨行���（直径大于48000千米）：木星、土星、天王星和海王星。巨行星有时被称为气态行星。\n\n水星有时被称作次行星(lesser planets)（不要与次级行星(minor planets)——小行星的官方命名——相混乱）。\n\n\n\n\n\n\n\n\n根据相对太阳的位置：\n\n内层行星：水星、金星、地球和火星。\n\n外层行星：木星、土星、天王星和海王星。\n\n在火星和木星之间的小行星带组成了区别内层行星和外层行星的标志。\n\n\n\n\n\n\n\n\n根据相对地球的位置：\n\n地内行星：水星和金星。它们离太阳与地球较近。 地内行星看起来的如同地球上看有时不完整的月亮。\n\n地球。\n\n地外行星：火星到海王星。它们离太阳与地球较远。地外行星看起来通常是完整的，或近乎完整的。\n\n\n\n\n\n\n\n\n根据历史：\n\n古典行星（史前即以得知、可用肉眼观测）：水星、金星、火星、木星和土星。\n\n现代行星（近现代所发现、用望远镜观测）：天王星、海王星。\n\n地球。\n\n\n\n\n\n\n内太阳系\n　　内太阳系在传统上是类地行星和小行星带区域的名称，主要是由硅酸盐和金属组成的。这个区域挤在靠近太阳的范围内，半径比木星与土星之间的距离还短。\n　　\n\n内行星\n　　四颗内行星或是类地行星的特点是高密度、由岩石构成、只有少量或没有卫星，也没有环系统。它们由高熔点的矿物，像是硅酸盐类的矿物组成表面固体的地壳和半流质的地函，以及由铁、镍构成的金属组成核心。四颗中的三颗（金星、地球、和火星）有实质的大气层，全部都有撞击坑和地质构造的表面特征（地堑和火山等）。内行星容易和比地球更接近太阳的内侧行星（水星和金星）混淆。\n\n水星\n　　水星（0.4 天文单位）是最靠近太阳，也是最小的行星（0.055地球质量）。它没有天然的卫星，仅知的地质特征除了撞击坑外，只有大概是在早期历史与收缩期间产生的皱折山脊。水星，包括被太阳风轰击出的气体原子，只有微不足道的大气。目前尚无法解释相对来说相当巨大的铁质核心和薄薄的地函。假说包括巨大的冲击剥离了它的外壳，还有年轻时期的太阳能抑制了外壳的增长。\n　　由于水星就在太阳的眼皮底下，在水星上观察到的太阳大小会超过地球上的两倍。水星白天的表面温度可达摄氏427度，而到了晚上又会骤降至摄氏零下173度。水星有着其特殊的轨道运动，它绕太阳公转一周仅需约88个地球日，而其自转周期却需约59个地球日。二者如此的比例关系使得水星的一昼夜长达176个地球日，水星表面的夜晚将长达几个星期。\n　　由于水星表面温度太高，水星不可能像它的两个近邻金星和地球那样保留一层厚厚的浓密大气，因此无论是白天还是夜晚，水星的天空通常都是一片漆黑。如果仰望天空，你会看到两颗明亮的星星：淡黄色的金星和蓝色的地球。水星大气主要是由从太阳风中俘获的气体组成，密度只有地球大气的12%，主要成份为氦 (42%)、汽化钠(42%)和氧(15%)。水星表面的岩石只反射它们所接收阳光的8%，这使得它成为太阳系中最黑暗的行星之一。\n　　水星只在黎明或白天出现在天空，因此在地球上观测水星较为困难。直到20世纪70年代中期“水手”号任务的实施这种情况才有所改变。无人探测器“水手10号”发回的照片揭示了水星过去的历史。水星表面有许多很深的陨石坑，其中一个和美国得克萨斯州一样大。这表明水星也曾接连不断地遭到陨石的轰击。但照片也显示水星表面有广阔的平原。科学家们推测水星曾经是液态的，后来逐渐冷却凝固成了岩石。较小的陨石只在水星表面留下一个个陨石坑，而较大的则击破了水星外壳，使涌出的熔岩流在平原上到处流淌。水星表面纵横交错地分布着长长的、高低起伏的悬崖。这些构造最高可达3048米。这些峭壁可能是由于水星冷却时直径缩小形成的。水星核的主要成份是铁和镍，水星的幔和壳主要由硅酸盐组成。在太阳系所有行星中，水星所含铁的比例是最高的。\n　　水星表面不存在液态水。但1991年科学家们在其北极发现了一个亮斑，这个亮斑可能是由于水星表面或贮存在地下的冰反射阳光造成的。虽然水星表面温度非常高，但在水星北极的一些陨石坑内，可能由于终年不见阳光而使温度长年底于-161摄氏度以下，这足以使来自水星内部或宇宙空间的水以冰的形态保存下来。\n\n金星\n　　金星 （0.7 天文单位）的体积尺寸与地球相似（0.86地球质量），也和地球一样有厚厚的硅酸盐地函包围着核心，还有浓厚的大气层和内部地质活动的证据���但是，它的大气密度比地球高90倍而且非常干燥，也没有天然的卫星。它是颗炙热的行星，表面的温度超过400°C，很可能是大气层中有大量的温室气体造成的。没有明确的证据显示金星的地质活动仍在进行中，但是没有磁场保护的大气应该会被耗尽，因此认为金星的大气是经由火山的爆发获得补充。\n　　由于金星分别在早晨和黄昏出现在天空，古代的占星家们一直认为存在着两颗这样的行星，于是分别将它们称为“晨星”和“昏星”。英语中，金星——“维纳斯”(Venus)是古罗马的爱情与美丽之神。它一直被卷曲的云层笼罩在神秘的面纱中。\n　　金星是距太阳的第二颗行星。由于金星和地球在大小、质量、密度和重量上非常相似，而且金星和地球几乎都由同一星云同时形成，占星家们将它们当作姐妹行星。然而不久前科学家们发现，事实上金星与地球非常不同。金星上没有海洋，它被厚厚的主要成份为二氧化碳的大气所包围，一点水也没有。它的云层是由硫酸微滴组成的。在地表，它的大气压相当于在地球海平面上的92倍。\n　　由于金星厚厚的二氧化碳大气层造成的“温室效应”，金星地表的温度高达482摄氏度左右。阳光透过大气将金星表面烤热。地表的热量在向外辐射的过程中受到大气的阻隔，无法散发到外层空间。这使得金星比水星还要热。\n　　金星上的一天相当于地球上的243天，比它225天的一年还要长。金星是自东向西自转的，这意味着在金星上，太阳是西升东落的。\n　　金星的浓厚的云层至今仍是妨碍科学家揭开金星表面奥秘的主要原因。射电望远镜和射电摄影系统的出现使我们能够看到厚厚的云层下面的金星表面。\n　　金星的表面比较年轻，当是300至500万年前才形成的。科学家们正在研究是何原因导致这一现象的。金星的地形主要是覆盖着熔岩的广阔平原和受地质活动破坏的山脉或高原。位于Ishtar区域的Maxwell山是金星上最高的山峰。Aphrodite区域的高原几乎占据了赤道地区的一半。Magellan计划中获得的金星2.5公里以上高原区图像显示存在明亮的潮湿土壤。然而，在金星表面，液态水是不可能存在的，无法解释明亮高原的原因。有一种假设认为这些明亮的区域可能是由于金属化合物。研究显示，这些金属可能是硫化铁。它无法在平原地区存在，但在高原地区是可能的。这些金属也可能是外来的，它导致的效果是一样的，但浓度要低一些。\n　　金星的表面随机布满了许多小型陨石坑。由于金星的浓厚大气，直径小于2公里的陨石坑几乎无法保留下来。而当大型陨石在小型陨坑形成前撞击金星表面，其产生的碎片在地表产生了例外的陨石坑群。火山及火山活动金星表面为数很多。至少85%的金星表面覆盖着火山岩。大量的熔岩流经几百公里，填满低地，形成了广阔的平原。除了几百个大型火山，100000多座小型火山口点缀在金星表面。从火山中喷出的熔岩流产生了了长长的沟渠，范围大至几百公里，其中一条的范围超过7000公里。\n\n地球\n　　地球（1 天文单位）是内行星中最大且密度最高的，也是唯一地质活动仍在持续进行中并被人类承认拥有生命的行星。它也拥有类地行星中独一无二的水圈和被观察到的板块结构。地球的大气也与其他的行星完全不同，被存活在这儿的生物改造成含有21%的自由氧气。它只有一颗卫星，即月球；月球也是类地行星中唯一的大卫星。\n　　首先提出地球是球形这一概念的是公元前五六世纪的希腊哲学家毕达哥拉斯。随后，亚里士多德根据月食时月面出现的地影给出了地球是球体的第一个科学证据，公元前三世纪，古希腊天文学家埃拉托斯特尼第一次算出了地球的周长。\n\n火星\n　　火星（1.5 天文单位）比地球和金星小（0.17地球质量），只有以二氧化碳为主的稀薄大气，它的表面，有密集与巨大的火山，例如奥林帕斯山，水手号峡谷有深邃的地堑，显示不久前仍有剧烈的地质活动。火星有两颗天然的小卫星，戴摩斯和福伯斯，可能是被捕获的小行星。\n　　火星是距太阳的第四个行星，它的体积在太阳系中居第七位。由于火星上的岩石、砂土和天空是红色或粉红色的，因此这颗行星又常被称作“红色的星球”。\n　　火星的南半球是类似月球的布满陨石坑的古老高原，而北半球大多由年轻的平原组成。火星上高24公里的奥林匹斯山可称为是太阳系中最高的山脉。在距火星大约几万公里的地方，有两颗非常小的星体，它们是火星的卫星。\n　　在汉语中，火星的名字让���联想到“火”和炎热，但事实上，这颗红色的星球却异常寒冷和干燥。尽管如此，火星仍然是太阳系中与地球最相似的一颗行星。它的体积比地球小，大气也比地球稀薄。\n　　火星的大气非常稀薄，大气压只有地球的千分之七。火星大气的主要成份是二氧化碳，其他成份还有氮、氩、氧等。水在火星大气中的比重只有百分之零点零三。因而火星表面异常干燥。\n　　火星的平均气温为零下五十五摄氏度，而温差较大：在夏季的昼间，气温最高为二十摄氏度，而在冬季，气温则可低达零下一百多摄氏度。火星上经常有强风，因而常导致大范围的尘暴。\n　　虽然火星大气中的水少得可怜，但科学家们发现，火星上的许多地区有被侵蚀的迹象，而且那纵横交错的河床似乎在告诉我们，火星上曾经有过液态的水，而且水还很多，它们聚集成大大小小的湖泊，甚至海洋。科学家们作出的解释是，在火星的形成初期，这个星球被厚厚的二氧化碳云层所包裹，导致了强大的“温室效应”，受太阳辐射后，火星表面的热量被云层阻隔，无法散发到外层空间，使得气温升高，使水能以液态存在。那时的火星温暖湿润，可能孕育过生命，因此人类一直对火星情有独钟，总有一天人类也会像登月一样登上火星表面。\n　　在火星的两极有大量的固态二氧化碳（干冰），科学家们猜测，在这些巨大的冰盖下面可能存在着固态的水。\n\n小行星带\n　　小行星是太阳系小天体中最主要的成员，主要由岩石与不易挥发的物质组成。\n　　主要的小行星带位于火星和木星轨道之间，距离太阳2.3至3.3天文单位，它们被认为是在太阳系形成的过程中，受到木星引力扰动而未能聚合的残余物质。\n　　小行星的尺度从大至数百公里、小至微米的都有。除了最大的谷神星之外，所有的小行星都被归类为太阳系小天体，但是有几颗小行星，像是灶神星、健神星，如果能被证实已经达到流体静力平衡的状态，可能会被重分类为矮行星。\n　　小行星带拥有数万颗，可能多达数百万颗，直径在一公里以上的小天体。尽管如此，小行星带的总质量仍然不可能达到地球质量的千分之一。小行星主带的成员依然是稀稀落落的，所以至今还没有太空船在穿越时发生意外。\n　　直径在10至10-4 米的小天体称为流星体。\n\n谷神星\n　　谷神星 （2.77天文单位）是主带中最大的天体，也是主带中唯一的矮行星。它的直径接近1000公里，因此自身的重力已足以使它成为球体。它在19世纪初被发现时，被认为是一颗行星，在1850年代因为有更多的小天体被发现才重新分类为小行星；在2006年，又再度重分类为矮行星。\n\n小行星族\n　　在主带中的小行星可以依据轨道元素划分成几个小行星群和小行星族。小行星卫星是围绕着较大的小行星运转的小天体，它们的认定不如绕着行星的卫星那样明确，因为有些卫星几乎和被绕的母体一样大。\n　　在主带中也有彗星，它们可能是地球上水的主要来源。\n　　特洛依小行星的位置在木星的 L4或L5点（在行星轨道前方和后方的不稳定引力平衡点），不过“特洛依”这个名称也被用在其他行星或卫星轨道上位于拉格朗日点上的小天体。 希耳达族是轨道周期与木星有着2:3共振的小行星族，当木星绕太阳公转二圈时，这群小行星会绕太阳公转三圈。\n　　内太阳系也包含许多“淘气”的小行星与尘粒，其中有许多都会穿越内行星的轨道。\n\n中太阳系\n　　太阳系的中部地区是气体巨星和它们有如行星大小尺度卫星的家，许多短周期彗星，包括半人马群也在这个区域内。此区没有传统的名称，偶尔也会被归入“外太阳系”，虽然外太阳系通常是指海王星以外的区域。在这一区域的固体，主要的成分是“冰”（水、氨和甲烷），不同于以岩石为主的内太阳系。\n\n外行星\n　　在外侧的四颗行星，也称为类木行星，囊括了环绕太阳99%的已知质量。木星和土星的大气层都拥有大量的氢和氦，天王星和海王星的大气层则有较多的“冰”，像是水、氨和甲烷。有些天文学家认为它们该另成一类，称为“天王星族”或是“冰巨星”。这四颗气体巨星都有行星环，但是只有土星的环可以轻松的从地球上观察。“外行星”这个名称容易与“外侧行星”混淆，后者实际是指在地球轨道外面的行星，除了外行星外还有火星。\n\n木星\n　　木星（5.2 天文单位），主要由氢和氦组成，质量是地球的318倍，也是其他行星质量总和的2.5倍。木星的丰沛内热在它的大气层造成一��近似永久性的特征，例如云带和大红斑。木星已经被发现的卫星有63颗，最大的四颗，甘尼米德、卡利斯多、埃欧和欧罗巴，显示出类似类地行星的特征，像是火山作用和内部的热量。甘尼米德比水星还要大，是太阳系内最大的卫星。\n　　木星是距太阳的第五颗行星，并且是太阳系九大行星中最大的一颗。按离太阳由近及远的次序为第五颗。木星是夜空中最亮的几颗星之一，仅次于金星，通常比火星亮(除火星冲日时以外)，也比最亮的天狼星亮。木星的成份也比其他行星更为复杂。它的重量为1.9 Ｅ27公斤，赤道直径为142,800公里，木星的赤道半径为71,400公里，为地球的11.2倍；体积是地球的1,316倍；质量是1.9Ｅ30千克，相当于地球质量的三百多倍，是所有其他行星总质量的两倍半。平均密度相当低，只有1.33克/立方厘米。重力加速度在赤道和两极不同，赤道上为2,707厘米/平方秒，两极为2,322厘米/平方秒。木星是太阳系中卫星数目较多的一颗行星，木星拥有16个卫星，其中的四个（木卫四、木卫二、木卫三和木卫一）早在1610年就被伽利略发现了。1979年，“旅行者”一号发现木星也有环，但它非常昏暗，在地球上几乎看不到。木星的大气非常厚，可能它本身就像太阳那样是个气体球。木星大气的主要成份是氢和氦，以及少量的甲烷、氨、碳、氧及少量的铁、硫、水汽和其他化合物。在木星的内部，由于巨大的压力，氢原子中的电子被释放出来，仅存赤裸的质子。使氢呈现金属特性。\n　　纬线上色彩分明的条纹、翻腾的云层和风暴象征着木星多变的天气系统。云层图案每小时每天都在变化。“大红斑”是一个复杂的按顺时针方向运动的风暴，它于1665年被法国天文学家卡西尼发现，至今已存在了300多年了。大红斑呈蛋形，宽1400千米，长30000千米，其外缘每四至六天旋转一圈，而在中心附近，运动很小，且方向不定。在条状云层上可以发现一系列小风暴和漩涡。木星大气层的平均温度为－121摄氏度。\n　　在木星的两极，发现了与地球上的十分相似的极光。这似乎与沿木卫一螺旋形的磁力线进入木星大气的物质有关。在木星的云层上端，也发现有与地球上类似的高空闪电。\n　　木星在中国古代用来定岁纪年，由此把它叫做“岁星”，而西方天文学家称木星为“朱庇特”，即罗马神话中的众神之王，相当于希腊神话众星之中俨然以王者居，不可战胜的天神宙斯。\n\n土星\n　　土星（9.5 天文单位），因为有明显的环系统而著名，它与木星非常相似，例如大气层的结构。土星不是很大，质量只有地球的95倍，它有60颗已知的卫星，泰坦和恩塞拉都斯拥有巨大的冰火山，显示出地质活动的标志。泰坦比水星大，而且是太阳系中唯一实际拥有大气层的卫星。\n　　土星，按离太阳由近及远的次序为第六颗。中国古代称填星或镇星。1871年发现天王星之前，土星一直被认为是离太阳最远的行星。\n　　人类在有史以前就已经对土星进行了观测。1610 年，伽利略第一次通过望远镜对它进行了观测，并记录下了它奇特的运行轨迹。早期观测土星非常困难，这是因为每过几年地球就要穿越土星光环所在的平面。直至 1659 年惠更斯推断出光环的几何形状后情况才有所改变。土星一直被认为是太阳系中唯一拥有光环的行星。但 1977 年人们发现天王星也有暗淡的光环，此后不久在木星和海王星周围也发现了光环。土星探测飞船卡西尼号已于 1997 年 10 月 15 日升空，将于 2004 年 7 月 1 日抵达土星。\n　　土星是距太阳的第 6 颗行星，赤道直径 119,300 千米，在太阳系中位居第二。1980-81 年旅行者号飞船的探测给人们带来了许多有关这颗行星的知识。土星的飞速自转使它的两极明显地扁平。土星自转一周 10 小时 39 分，公转一周为 29.5 个地球年。\n　　土星大气的主要成份是氢，另外还有少量的氢和甲烷。土星是太阳系中唯一密度比水小的行星，要是把它扔进一个足够大的海洋，它肯定会浮在水面。黄色的土星表面有明显的宽阔条纹，这和木星非常相似，但不如木星来得鲜明。土星大气内部风速极高。在赤道附近风速可以达每秒 500 米。在土星的南北极也有与地球相似的极光。\n　　巨大的光环使土星成为太阳系里一颗非常美丽的行星。土星的光环其实可分成几个不同的部分，最明亮、宽阔的是 A 环和B 环，较暗的是 C 环。光环的各部分之间有明显的裂缝，最大裂缝的是 A 环和 B 环间的的 Cassini 裂缝，它是由 Giovanni Cassini 在 1657 年发现的。A 环内的 Encke ��则是由 Johann Encke 1837 年发现的。通过飞船的探测，人们还发现较宽的光环其实是由许多狭窄的小环组成的。\n　　光环的形成原因还不十分清楚，据推测可能是由彗星、小行星与较大的土卫相撞后产生的碎片组成的。光环可能含有大量的水份，构成它们的是直径从几厘米到几米的冰块和雪球。某些光环，如 F 环的结构在邻近的卫星引力拉扯下结构发生了细微的变化。\n　　科学家在“旅行者”号飞船发回的一张图片中发现，土星宽阔的 B 环上带有放射状的阴影，但在“旅行者”号此后拍摄的其他图片中却没有。据推测，这一现象可能因为光环在某些时候带有静电，漂浮在宇宙中的尘埃被吸附而造成的。\n　　土星有18个经确认的卫星，是太阳系中拥有卫星数量最多的行星。人们还从“旅行者”飞船拍摄的图片中找到了四个可能存在的新卫星。1995 年，科学家通过哈博太空望远镜发现的四个天体也可能是新卫星。\n　　在土星的卫星中，只有土卫六 (Titan) 拥有明显的大气层。大多数卫星同步自转，但土卫七 (Hyperion) 与土卫九 (Phoebe) 是个例外，它们的轨道是无规则的。土星的卫星系统非常稳定，多数卫星的轨道都是近圆形的，并都处于土星的赤道平面上，而只有土卫八 (Iapetus) 和土卫九 (Phoebe)是例外。\n\n天王星\n　　天王星（19.6 天文单位），是最轻的外行星，质量是地球的14倍。它的自转轴对黄道倾斜达到90度，因此是横躺着绕着太阳公转，在行星中非常独特。在气体巨星中，它的核心温度最低，只辐射非常少的热量进入太空中。天王星已知的卫星有27颗，最大的几颗是泰坦尼亚、欧贝隆、乌姆柏里厄尔、艾瑞尔和米兰达。\n　　在古老的希腊神话中，天王星被看作是第一位统治整个宇宙的天神-乌刺诺斯。他与地母该亚结合，生下了后来的天神，是他费尽心机将混沌的宇宙规划得和谐有序。\n　　天王星是距太阳的第七颗行星，在太阳系中，它的体积位居第三。它是1781年由在英国定居的德国天文学家F.W.赫歇尔发现的。天王星赤道直径51800公里，公转周期为84.01个地球年。它与太阳的平均距离为2.87亿公里。天王星上的一天是17小时14分钟。它是太阳系中唯一个“躺”着围绕太阳运转的行星。天王星至少有15个卫星。最大的两个是1787年发现的。\n　　天王星的大气层中83%是氢，15%为氦，2%为甲烷以及少量的乙炔和碳氢化合物。上层大气层的甲烷吸收红光，使天王星呈现蓝绿色。大气在固定纬度集结成云层，类似于木星和土星在纬线上鲜艳的条状色带。天王星具有温度较高的同温层和一个较冷的对流层。由于天王星离太阳很远，它接受太阳能只有地球的千分之二，表面温度只有-211℃；仅靠太阳光是不能达到如此高温的，因而可能在天王星上存在其他能源。由于天王星的自转，星体中纬度有风。风速大约是每秒40-160米。经无线电科学测试，发现在赤道附近有大约每秒一百米的逆风。\n\n海王星\n　　海王星（30 天文单位）虽然看起来比天王星小，但密度较高使质量仍有地球的17倍。他虽然辐射出较多的热量，但远不及木星和土星多。海王星已知有13颗卫星，最大的崔顿仍有活跃的地质活动，有着喷发液态氮的间歇泉，它也是太阳系内唯一逆行的大卫星。在海王星的轨道上有一些1:1轨道共振的小行星，组成海王星特洛伊群。\n　　海王星是太阳系中最外缘的一颗巨行星，赤道直径49,500公里。如果海王星上有洞，它能容纳近60个地球。海王星每165年绕太阳一周。海王星上的一天为16小时6.7分钟。\n　　海王星的内部是熔岩、水、液氨和甲烷的混合物组成的。外面的一层是氢、氦、水和甲烷组成的气体的混合物。甲烷赋予了海王星云层蓝色的外观。\n　　由于海王星离太阳遥远，海王星云层的平均温度为零下193摄氏度至零下153摄氏度，但在红外波段，海王星的辐射能量超过它所吸收的太阳能量，这表明海王星也可能存在内部局部能源。海王星上有明显的狭长而明亮的云层，它与地球上的藤蔓状云十分相似。在北半球的低纬度，\"旅行者\"号曾拍到过条状云投在下层云体上的阴影。\n　　海王星是个多变的行星，从1989年8月“旅行者2号”考察海王星时发回的照片上发现，海王星上有一个大鹅卵形黑斑，二个暗斑和三个亮斑，让人想起木星风暴“大红斑”。最大的一个“大黑斑”有地球那么大，看上去像一只大眼睛，大黑斑附近风速可以达到每小时2000公里，大约每10天逆时针旋转一周。这个大黑斑实际上是一个气旋，它是海王星大气的高��区，在它上面约50公里处有一些像卷云般的云朵。分析表明，在海王星大气中含有高浓度的甲烷和氢硫化物。海王星上也有像其它行星一样的强风。相对于行星的自转方向，大多数风向都是向西吹的。\n　　海王星有8个卫星，其中的6个是由旅行者号发现的。\n　　海王星是否也有环带？这是天文学家们长期以来关注的问题。\n　　1977年上天的“旅行者2号”飞船，经过12年长途跋涉，于1989年8月25日飞临海王星进行考察时，探测到海王星共有5个光环，他们的结构与天王星稍有不同。在5个环中，4个是环，另一个是尘埃壳。这些环可能是由小型陨石撞击海王星卫星而形成的尘埃组成的。\n\n彗星\n　　彗星归属于太阳系小天体，通常直径只有几公里，主要由具挥发性的冰组成。 它们的轨道具有高离心率，近日点一般都在内行星轨道的内侧，而远日点在冥王星之外。当一颗彗星进入内太阳系后，与太阳的接近会导致她冰冷表面的物质升华和电离，产生彗发和拖曳出由气体和尘粒组成，肉眼就可以看见的彗尾。\n　　短周期彗星是轨道周期短于200年的彗星，长周期彗星的轨周期可以长达数千年。短周期彗星，如哈雷彗星，被认为是来自柯伊伯带；长周期彗星，如海尔·波普彗星，则被认为起源于奥尔特云。有许多群的彗星，如克鲁兹族彗星，可能源自一个崩溃的母体。有些彗星有着双曲线轨道，则可能来自太阳系外，但要精确的测量这些轨道是很困难的。挥发性物质被太阳的热驱散后的彗星经常会被归类为小行星。\n\n半人马群\n　　半人马群是散布在9至30 天文单位的范围内，也就是轨道在木星和海王星之间，类似彗星以冰为主的天体。半人马群已知的最大天体是 10199 Chariklo，直径在200至250 公里。第一个被发现的是小行星2060，因为在接近太阳时如同彗星般的产生彗发，目前已经被归类为彗星。有些天文学家将半人马族归类为柯伊伯带内部的离散天体，而视为是外部离散盘的延续。\n\n外太阳系\n　　在海王星之外的区域，通常称为外太阳系或是外海王星区，仍然是未被探测的广大空间。这片区域似乎是太阳系小天体的世界（最大的直径不到地球的五分之一，质量则远小于月球），主要由岩石和冰组成。\n\n柯伊伯带\n　　柯伊伯带，最初的形式被认为是由与小行星大小相似，但主要是由冰组成的碎片与残骸构成的环带，扩散在距离太阳30至50 天文单位之处。这个区域被认为是短周期彗星的来源。它主要由太阳系小天体组成，但是许多柯伊伯带中最大的天体，例如创神星、伐楼拿、2003 EL61、2005 FY9和厄耳枯斯等，可能都会被归类为矮行星。估计柯伊伯带内直径大于50公里的天体会超过100,000颗，但总质量可能只有地球质量的十分之一甚至只有百分之一。许多柯伊伯带的天体都有两颗以上的卫星，而且多数的轨道都不在黄道平面上。\n　　柯伊伯带大致上可以分成共振带和传统带两部分，共振带是由与海王星轨道有共振关系的天体组成的（当海王星公转太阳三圈就绕太阳二圈，或海王星公转两圈时只绕一圈），其实海王星本身也算是共振带中的一员。传统带的成员则是不与海王星共振，散布在39.4至47.7天文单位范围内的天体。传统的柯伊伯带天体以最初被发现的三颗之一的1992 QB1为名，被分类为类QB1天体。\n\n冥王星和卡戎\n　　冥王星（平均距离39天文单位）是一颗矮行星，也是柯伊伯带内已知的最大天体之一。当它在1930年被发现后被认为是第九颗行星，直到2006年才重分类为矮行星。冥王星的轨道对黄道面倾斜17度，与太阳的距离在近日点时是29.7天文单位（在海王星轨道的内侧），远日点时则达到49.5天文单位。\n　　目前还不能确定卡戎（冥王星的卫星）是否应被归类为目前认为的卫星还是属于矮行星，因为冥王星和卡戎互绕轨道的质心不在任何一者的表面之下，形成了冥王星—卡戎双行星系统。另外两颗很小的卫星，尼克斯（Nix）与许德拉（Hydra）则绕着冥王星和卡戎公转。 冥王星在共振带上，与海王星有着3:2的共振（冥王星绕太阳公转二圈时，海王星公转三圈）。柯伊伯带中有着这种轨道的天体统称为类冥天体。\n\n离散盘\n　　离散盘与柯伊伯带是重叠的，但是向外延伸至更远的空间。离散盘内的天体应该是在太阳系形成的早期过程中，因为海王星向外迁徙造成的引力扰动才被从柯伊伯带抛入反复不定的轨道中。多数黄道离散天体（scattered disk object）的近日点都在柯伊伯带内，但远日点可以远至150 天文单位；轨道对黄道��也有很大的倾斜角度，甚至有垂直于黄道面的。有些天文学家认为黄道离散天体应该是柯伊伯带的另一部分，并且应该称为“柯伊伯带离散天体”。\n\n阋神星\n　　阋神星（平均距离68天文单位）是已知最大的黄道离散天体，并且引发了什么是行星的辩论。他的直径至少比冥王星大15%，估计有2,400公里（1,500英里），是已知的矮行星中最大的。阋神星有一颗卫星，阋卫一（迪丝诺美亚），轨道也像冥王星一样有着很大的离心率，近日点的距离是38.2天文单位（大约是冥王星与太阳的平均距离），远日点达到97.6天文单位，对黄道面的倾斜角度也很大。\n\n最远的区域\n　　太阳系于何处结束，以及星际介质开始的位置没有明确定义的界线，因为这需要由太阳风和太阳引力两者来决定。太阳风能影响到星际介质的距离大约是冥王星距离的四倍，但是太阳的洛希球，也就是太阳引力所能及的范围，应该是这个距离的千倍以上。\n\n日球层顶\n　　太阳圈可以分为两个区域，太阳风传递的最大速度大约在95 天文单位，也就是冥王星轨道的三倍之处。此处是终端震波的边缘，也就是太阳风和星际介质相互碰撞与冲激之处。太阳风在此处减速、凝聚并且变得更加纷乱，形成一个巨大的卵形结构，也就是所谓的日鞘，外观和表现得像是彗尾，在朝向恒星风的方向向外继续延伸约40 天文单位，但是反方向的尾端则延伸数倍于此距离。太阳圈的外缘是日球层顶，此处是太阳风最后的终止之处，外面即是恒星际空间。\n　　太阳圈外缘的形状和形式很可能受到与星际物质相互作用的流体动力学的影响， 同时也受到在南端占优势的太阳磁场的影响；例如，它的形状在北半球比南半球多扩展了9个天文单位（大约15亿公里）。在日球层顶之外，在大约230天文单位处，存在着弓激波，它是当太阳在银河系中穿行时产生的。\n　　还没有太空船飞越到日球层顶之外，所以还不能确知星际空间的环境条件。而太阳圈如何保护在宇宙射线下的太阳系，目前所知甚少。为此，人们已经开始提出能够飞越太阳圈的任务。\n\n奥尔特云\n　　理论上的奥尔特云有数以兆计的冰冷天体和巨大的质量，在大约5,000 天文单位，最远可达10,000天文单位的距离上包围着太阳系，被认为是长周期彗星的来源。它们被认为是经由外行星的引力作用从内太阳系被抛至该处的彗星。奥尔特云的物体运动得非常缓慢，并且可以受到一些不常见的情况的影响，像是碰撞、或是经过天体的引力作用、或是星系潮汐。\n\n塞德娜和内奥尔特云\n　　塞德娜是颗巨大、红化的类冥天体，近日点在76 天文单位，远日点在928 天文单位，12,050年才能完成一周的巨大、高椭率的轨道。米高·布朗在2003年发现这个天体，因为它的近日点太遥远，以致不可能受到海王星迁徙的影响，所以认为它不是离散盘或柯伊伯带的成员。他和其他的天文学家认为它属于一个新的分类，同属于这新族群的还有近日点在45 天文单位，远日点在415 天文单位，轨道周期3,420年的2000 CR105，和近日点在21 天文单位，远日点在1,000 天文单位，轨道周期12,705年的(87269) 2000 OO67。布朗命名这个族群为“内奥尔特云”，虽然它远离太阳但仍较近，可能是经由相似的过程形成的。塞德娜的形状已经被确认，非常像一颗矮行星。\n\n疆界\n　　我们的太阳系仍然有许多未知数。考量邻近的恒星，估计太阳的引力可以控制2光年（125,000天文单位）的范围。奥尔特云向外延伸的程度，大概不会超过50,000天文单位。尽管发现的塞德娜，范围在柯伊伯带和奥尔特云之间，仍然有数万天文单位半径的区域是未曾被探测的。水星和太阳之间的区域也仍在持续的研究中。在太阳系的未知地区仍可能有所发现。\n\n星系的关联\n　　太阳系位于一个被称为银河系的星系内，直径100,000光年，拥有约二千亿颗恒星的棒旋星系。我们的太阳位居银河外围的一条旋涡臂上，称为猎户臂或本地臂。太阳距离银心25,000至28,000光年，在银河系内的速度大约是220公里/秒，因此环绕银河公转一圈需要2亿2千5百万至2亿5千万年，这个公转周期称为银河年。\n　　太阳系在银河中的位置是地球上能发展出生命的一个很重要的因素，它的轨道非常接近圆形，并且和旋臂保持大致相同的速度，这意味着它相对旋臂是几乎不动的。因为旋臂远离了有潜在危险的超新星密集区域，使得地球长期处在稳定的环境之中得以发展出生命。太阳系也远离了银河系恒星拥挤群聚的中心，接近中心之处，邻近恒星强大的引力对奥尔特云产生的扰动会将大量的彗星送入内太阳系，导致与地球的碰撞而危害到在发展中的生命。银河中心强烈的辐射线也会干扰到复杂的生命发展。即使在太阳系目前所在的位置，有些科学家也认为在35,000年前曾经穿越过超新星爆炸所抛射出来的碎屑，朝向太阳而来的有强烈的辐射线，以及小如尘埃大至类似彗星的各种天体，曾经危及到地球上的生命。\n　　太阳向点（apex）是太阳在星际空间中运动所对着的方向，靠近武仙座接近明亮的织女星的方向上。\n　　\n\n邻近的区域\n　　太阳系所在的位置是银河系中恒星疏疏落落，被称为本星际云的区域。这是一个形状像沙漏，气体密集而恒星稀少，直径大约300光年的星际介质，称为本星系泡的区域。这个气泡充满的高温等离子，被认为是由最近的一些超新星爆炸产生的。在距离太阳10光年（15亿公里）内只有少数几颗的恒星，最靠近的是距离4.3光年的三合星，半人马座α。半人马座α的A与B是靠得很近且与太阳相似的恒星，而C（也称为半人马座比邻星）是一颗小的红矮星，以0.2光年的距离环绕着这一对双星。接下来是距离6光年远的巴纳德星、7.8光年的沃夫359、8.3光年的拉兰德21185。在10光年的距离内最大的恒星是距离8.6光年的一颗蓝矮星，质量约为太阳2倍，有一颗白矮星（天狼B星）绕着公转的天狼星。在10光年范围内，还有距离8.7光年，由两颗红矮星组成的鲸鱼座UV，和距离9.7光年，孤零零的红矮星罗斯154。与太阳相似而我们最接近我们的单独恒星是距离11.9光年的鲸鱼座τ，质量约为太阳的80%，但光度只有60%。\n\n太阳系的起源及演化\n　　太阳系的起源是一个关于这个世界的本原问题，它从一开始就不是一个纯天文学问题。人们为了揭开这个迷，曾经历尽艰辛；许多人为此贡献出自己的毕生精力，有人甚至献出了生命。人类永远不会忘记那些曾经为理解我们这个世界而做出过重大贡献的人们。他们有：哥白尼（N.Copernicus）、布鲁诺（G.Bruno）、牛顿（I.Newton）、康德（I.Kant）、托勒密（C.Ptolemaeus）等。\n　　1543年哥白尼在《天体运行论》中提出日心学说后，他无畏的科学精神一直鼓励着人们对太阳系的认知和对自然界本原的探索。\n　　1644年笛卡尔（R.Descartes）在《哲学原理》中认为，太阳系是由物质微粒逐渐获得旋涡流式运动，而形成太阳、行星及卫星的。\n　　1745年布封（G.L.L.de.Buffon）在《一般和特殊的自然史》中首次提出灾变说，质量巨大的物体，如彗星，曾与地球碰撞，太阳物质飞散太空，后来形成地球与其它行星、卫星。\n　　1755年康德《自然通史与天体理论》提出系统学说，星云假说。太阳系是一团弥漫星际物质，在万有引力作用下聚集而成。中心形成太阳，由于斥力的增加，周边微粒在斥力的作用下，形成团块，小团块再形成行星、卫星。\n　　1796年拉普拉斯（P.S.deLaplace）《宇宙体系论》也提出星云说，太阳系所有天体是由同一块星云形成。原始星云是气态，温度很高，并且在缓慢自转着。而后，星云逐渐冷却、收缩；随之自转加快，使星云越来越扁，当离心力超过向心力，便分离出旋转气体环。再次重复，生成多个气体环。最后，星云中心形成太阳，各环形成行星。热的行星同理形成卫星。\n　　早期的星云说，科学界统称康德—拉普拉斯说，该学说在十九世纪占据太阳系起源的统治地位。由于该学说不能解释行星排列的质量分布问题和太阳系角动量特殊分布问题而遇到了困难。\n　　因此人们又转向灾变说。1900年张伯伦（T.C.Chamberlain）提出新的星子说，摩尔顿（F.R.Moulton）发展了这个学说。有一颗恒星曾经运动到距离太阳几百千米处，使太阳正、背面产生巨大潮汐，而抛射出大量物质，凝集成小团块质点，称为星子。星子是行星的胚胎，而后聚合成行星和卫星。后来还有金斯（J.H.Jeans1916）提出的“潮汐假说”与以上学说略同。\n　　关于太阳系起源的假说，可以说是种类繁多。二十世纪以来，人们的天文学知识越来越丰富。并且认识到，在广阔的宇宙中，发生恒星相遇情况的可能性极小。五十年代以后，又提出了许多新的学说，这些学说大部分都是以星云假说为基础的学说。归纳起来有以下六个学说的影响最大。\n\n\n卡米隆（A.G.W.Cameron）学说。六十年代以来，卡米隆从力学、化学等方面对地球起源进行了认真探讨，并用湍流粘滞理论计算了星云盘的演化。\n\n戴文赛学说。五十年代提出的一种角动量斥力圆盘理论。\n\n萨���隆诺夫（В.С.СаФронов）和林忠四郎(C.Hayashi)的学说。湍流形成圆盘、环的理论。\n\n普伦蒂斯（A.J.R.Prentice）—新拉普拉斯说。冷星云湍流说。\n\n乌尔夫逊（M.M.Wolfson）的浮获说。小质量恒星天体相遇灾变说。\n\n阿尔文（H.Alfvén）的电磁说。以太阳早期存在强磁场作用的行星形成理论。\n\n\n　　虽然以上理论各具特色，但是都没能得到公认。令人信服的太阳系起源说必需阐明下列主要问题：\n\n\n原始星云的由来和特性。\n\n原始星云或星子的形成过程。\n\n行星的形成过程。\n\n行星轨道的特性：共面性、同向性和近圆性。\n\n提丢斯—波得（Titius－Bode）定则。\n\n太阳系的角动量分布。\n\n三类行星：类地、巨行、远日行星的大小、质量、密度方面的差别。\n\n行星的自转特性。\n\n卫星及环系的形成。\n\n小行星的起源。\n\n彗星的起源。\n\n地-月系统的起源。\n\n\n星云演化阶段\n　　在46-50亿年之前，星际弥漫物质分布不均匀，物质的密集区成为星际云。在外界因素的触发下，星际云发生自吸引收缩。当密度足够大时，星云际云出现不稳定，瓦解成为多个小星云。其中猎户臂上的一块小星云，质量约为1.03M⊙，该星云就是以后演化成太阳系的星云。该星云中心温度100K，其余大部分的温度均在10K以下。初始角动量2×1052～5×1052克·厘米2·秒-1。\n　　对星云演化阶段的演化过程，大多数学者对其没有太大的分歧。最具争议的是外界触发因素，一般认为有以下几种星云收缩触发机制。\n\n\n星云间碰撞产生激波压缩。\n\n银河螺旋密度波通过星际云时产生的激波。\n\n邻近超新星爆发产生的激波。\n\n其它强星云收缩激发附近稠密的星云。\n\n\n　　许多人都认为是超新星爆发而激发太阳星云收缩的。但是，在有千亿颗恒星的银河系里，每年都会有不少颗恒星诞生。超新星激发而产生恒星的情况并不多见。而在银河系旋臂附近的星际物质，有相对银河系中心每秒几百千米的速度动量，少许有一点波动或激波，就足以产生使太阳星云收缩的自转角动量。\n　　太阳星云演化阶段的主要星云物质所在范围约为3～10万个天文单位（天文单位：现在地球至太阳间的距离）。星云演化阶段的时间约为108年。\n\n星子演化阶段\n　　当太阳星云极度收缩，大多星云物质范围在1～3万个天文单位，有98％以上的物质都已收缩到一个天文单位内时，太阳系星云进入星子演化阶段。\n　　在这个演化阶段，大多数太阳系起源理论,对星云中心由星云物质收缩成星子，再由星子聚集质点形成太阳的观点没有异议。而对太阳以外星子和星云物质所在星盘的形成，提出各种观点。\n　　许多理论都认为在盘上形成了环。1、卡米隆学说，湍流粘滞环。2、魏茨泽克（C.F.Weizsaker）的流体力学旋涡环。3、戴文赛的离心力环。4、普伦蒂斯的力学环。等等。\n　　还有理论认为全部星云物质都形成了太阳。如，张伯伦的恒星相遇说，金斯的潮汐说，乌尔夫逊的俘获说，阿尔文的电磁说等。\n　　依据我们对各类星云的观测经验，星云形成环的可能性极小，而且太阳星云初始运动也没有促使其形成环的因素。不过，星云盘收缩时形成旋臂是极常见的现象，旋臂使星云的密度产生了疏密差异。密度大的地方星云物质开始聚积成星子。\n　　有人会问，谁说星云不能生成环，土星不是有环吗？在太阳没有燃烧以前太阳完全可以有环。但是，土星的赤道环和太阳星云盘形成的环差异太大。依据洛希极限（Roche’sLimit）原理，土星类相对星体距离也较近，而且像土星这样的环不可能形成为一个星体。\n　　对于太阳系星云完全收缩为一个太阳的情况，无论从物理学的角度或是从天文学的角度看，都让人难理解。因为星云收缩为星云盘，星盘再完全收缩成一个星球体，在盘上不留一点剩余物质的情形也非常少见。\n　　太阳星云盘上也应该形成有旋臂。在星子演化阶段的后期，在大约0.5天文单位处旋臂中心的星子，其直径有大于1000千米的（这种星子也可以称为星胚）。太阳星云中心温度已经超过300K，但是距太阳1个天文单位处的温度不应该大于10K。这个演化阶段所用的时间在106～107年内。\n\n太阳—地球形成阶段\n　　在这个阶段的开始，99％以上的太阳星云物质聚集起来，形成了太阳的雏星。其密度约在1.35克/厘米3，它聚集了太阳系50％的角动量，由于物质的聚积，分子碰撞加剧，中心温度已达到6000K以上。\n　　在太阳的周围这时候先后生成了四个行星，它们是：\n\n\n水内星（Inmercury）：因为现在这颗星已经不存在。其名暂定为水内星（不是Vulcan）。它的质量大约是160个地球单位（现在的地球质量＝1个地球单位）。密度为1.34克/厘米3左右。它运行在距离太阳2900万千米的轨道上。\n\n水星：这颗水星并不像现在的水星。它的质量约110个地球单位，密度亦为1.34克/厘米3。这颗水星运行在离太阳7000万千米的轨道上。\n\n金星：它当时的质量是70个地球单位，密度1.34/厘米3，轨道距离太阳1.1亿千米。\n\n地球：当时的质量为50个地球单位，密度为1.33克/厘米3，轨道为1.5亿千米。\n\n\n　　它们的运行轨道基本是圆型。由于形成行星的旋臂外缘物质的角动量略大于内缘物质的角动量，内、外两个角动量的差变成行星自转角动量。所以以上形成的行星都具有绕太阳公转方向相同的自转。\n　　由于太阳星云在收缩时旋转略带一点扭矩，所以形成太阳后，太阳的自转赤道与黄道（星盘）面有7度多的夹角，所形成行星的自转轴，也不垂直于黄道面。\n　　当时，火星轨道处以外的物质量还不足以形成大行星，而只是在火星轨道处运行着几个较大的星子。其中最大的星子直径已超过3000千米。在火星与地球轨道之间有一个星云的小旋臂，该旋臂角动量比地球的单位角动量略大一些，其形成的星体，被地球俘获为月球，它的质量为0.7个地球单位。运行轨道与地球距离比现在要近得多。由于与地球角动量差转变为对地球的转动。而太阳星云内部不存在魏茨泽克学说所形容的内部旋涡。所以太阳系星云形成的规则卫星都是同步自转（同步自转：自转周期与行星公转周期时间相等）。\n　　关于水内星存在的理由，分析一下水星到火星的轨道特性就可以得到启示。关于形成的各行星的体量，有许多证据可以证明，当时可以有很大的质量。例如：水星现在的物质丰度和质量，如果将它们分散在水星轨道的范围以内，这些物质无论用什么办法也不能将其聚集成现在的水星。在地球上，各大洋底锰结核的存在和海水中丰富的铀含量都说明，如果地球的体量从形成时到现在就没有改变，那么对这些现象根本就无法解释。\n　　每个原始行星的其它参数，可以由以上数据推得。\n　　这个演化阶段的后期，各星体表面温度已超过200K，这个演化阶段的时间在104年之内。\n\n火星—小行星形成阶段\n　　在这个演化阶段开始，太阳表面温度已达到3000K左右。太阳内部已开始有小规模的核聚变。形成的各大行星由于收缩，自转开始加快，氢、氦元素已全部气化。太阳的热辐射驱动着散落在各大行星轨道间的剩余物质和逃逸出行星控制的氢、氦等物质，并将它们推向火星轨道和小行星轨道。\n　　由于星际物质到这个演化阶段后期，在水星、小行星轨道上逐渐增多。而后火星逐渐由星子聚集形成。其质量约30个地球单位，密度约为1.2克/厘米3，轨道参数基本与现在相同。在小行星轨道上也逐步形成了70－120个大星子，星子直径约在2000千米至3000千米。另外还有许多直径小于2000千米以下的星子。当时的大星子经现代技术分析可以逆向命名，如：脱罗夫（Trojan）星、沃耳夫（M.Wclf）星等。\n　　这个阶段约经历103年不到的时间。\n\n木星—土星形成阶段（太阳核聚变爆发阶段）\n　　这个阶段是太阳系形成过程中非常重要的一个阶段。现代的太阳系起源理论都认为，强大的太阳辐射和太阳风将星云轻物质推到外行星处。至于怎样推的和演化到什么时间将轻物质推出去的，所有太阳系起源说都未对其定位。这个推出去的过程是一个非常实际的过程，也是研究太阳系起源的值得重视的过程。这个过程必然与太阳核聚变爆发同时开始。\n　　在这个阶段里太阳由于收缩，内部的高温终于引发了整个太阳的氢核聚变活动。强大的核聚变辐射带着太阳风扫过了前面几个阶段所形成的所有的星体和星子。这个阶段大约用了105—106年的时间。\n　　我们如果能看到当时的景象，真是非常壮观：逐渐增强核聚变的太阳发着强烈的紫光，照耀着整个太阳系。小行星带的每个星子拖着像彗星一样的尾巴，围着太阳形成一个圈。地球带着月球和火星差不多，快速旋转着向四周散发着淡淡的氢气、氦气，后来又夹带着水汽。水内星、水星、金星开始剧烈地转动着向太阳系散发它们所带的气体、水汽，内太阳系空间扁平盘上，到处烟雾腾腾，给人一种祥和、温暖的感觉。\n　　在这个演化阶段的稍后期，有个重要过程需要说明。在前几个阶段已经形成的各大行星都在散发着水汽���这些太空中和星球边的水汽并没有多大压力，它们弥漫在内太阳系的空间里，其温度不会低于0摄氏度，但也不会高于70摄氏度。这是个原始生命物质最容易生成的环境。开始时原始氨基酸包裹体只是吸收热，逆换氧化物质的简单生命体。经过演化，在本阶段结束时，生态环境开始变得恶劣。该生命体就逐渐演化出能光合的基本生命体和其寄生的共生生命体这样两种类别的系列生命体。像这种长期温暖的环境现在很难人工模拟。\n　　由于太阳风的压力和太阳辐射的压力，将弥漫在内太阳系的氢、氦和水汽驱赶到现在的木星及土星轨道附近，木星、土星轨道上的星子逐渐增大，因为大部分物质在木星轨道处就被星子俘获了，而土星星子俘获的是重新凝结（温度低）的氢、氦气和水汽团，所以聚集在土星轨道上星子的密度变得越来越小。\n　　在行星形成的过程中，由于高密度物质向行星中心集结，低密度的物质浮向行星表面，由于角动量守恒，行星的转速急剧加快，太阳辐射使行星失去的表面物质将带走大量的行星自转角动量，致使行星逐渐失去自转角动量而使自转变得缓慢。特别是水内星，由于上述过程急剧演化，当该行星在失去三分之二质量后，其自转角动量已所剩无几。在这种情况下，该星对太阳来讲就像一个向心旋转的火箭，它拖着长长地急速喷射着水汽的尾巴，沿着距离太阳越来越近的轨道，渐渐地又突然快速地跌进了太阳。\n　　水星几乎也有着同样的命运，不过当它向太阳移近运行轨道1200万千米时，它的易挥发轻物质已经消耗殆尽，这时它就停留在现在的轨道上，绕着太阳转动着。水星1200万千米的轨道迁移，影响了水星的轨道参数，所以水星绕太阳转动的轨道有较大的偏心率。\n　　金星离太阳远得多，以上论述的物理过程中，几乎将金星自转角动量全部带走。但是，由于金星的轻物质挥发较慢，金星轨道的迁移量不多。\n　　这个物理过程，对地球和火星影响更要好得多。地球作为行星开始演化时，最快的自转速度，可能达到了几个小时，可是当地球被太阳挥发到2个地球质量时，其自转速度已减慢到要十五、六个小时左右转一圈了。\n　　到了这个演化阶段的后期，木星、土星已初步聚合而成。\n　　在这个演化阶段后期和下一个演化阶段的初期太阳将进入一个灾变时期。\n\n天王星—海王星形成阶段\n　　在这演化阶段的开始前，太阳进入了一个灾变性阶段，该灾变可以称为太阳角动量灾变期。\n　　当弥漫星云塌陷为一个恒星胚时，星云物质带有大量的转动角动量聚集到星体，聚集的初期角动量分布分散。恒星胚转动较慢，当恒星核聚变产生之后，大部分物质都被气化或电离时，较重物质急速向恒星中心聚集，轻物质浮向恒星表面，因角动量守恒，恒星转速越来越快。\n　　对于较大的星云团，形成恒星前的旋转速度较快，其聚集后星体含角动量极大，核聚变产生后，星核还没完全形成。为了克服巨大的角动量转速，恒星会分裂为双星，或者是聚星。银河系中就有许多这样的恒星结构。\n　　对于有较少量角动量的恒星，在恒星形成的年青阶段都有一个天文学称之为金牛T型阶段。在这个阶段，由于恒星聚集很大角动量，经过演化恒星开始快速地旋转，再加上恒星剧烈地核聚变，使恒星沿赤道表面会抛射出大量的物质。这些抛射出的物质带走大量的恒星自转角动量。金牛T型阶段结束后恒星进入了赫罗图（H—Rdiagram）的主序星阶段。又有，恒星的较差自转现象和太阳风（有质量的太阳抛射物）也要损耗大量的角动量，使其后的恒星自转速度越变越慢，恒星的自转角动量亦越来越少。\n　　这些金牛T型阶段的太阳抛射物，最先访问的是水星，而且也很频繁，聚集后不长时间，就完全气化，然后又脱离了水星。由于这些物质击中水星的方向较正，使水星的自转几乎等于同步自转。块状物对金星的撞击角度不同水星，这些大块抛射物的撞击，使金星的自转变为慢速地逆方向转动，这个撞击角和对水星的影响可以用作图法得出，也容易理解。这些抛射物能块状地访问地球、火星的可能性很小，所以就不会对这些星体造成什么重大影响。在黄道面内的这些抛射物，最后都被太阳的辐射和太阳风推到木星、土星轨道，也有的被该轨道上的星子所俘获。\n　　太阳赤道与黄道有7度多的夹角。太阳的金牛T型段的赤道抛射物有很大一部分被抛射出原太阳星云盘黄道面。这些抛射物，经由黄道盘的上、下飞越���星、金星……木星、土星。这些抛射物质在旋转盘上群星引力的作用下，落在天王星的轨道上，被那里的星子俘获，然后积聚为天王星。这些抛射物的运动轨迹可用万有引力定律推出。\n　　也许太阳向云盘上、下抛射的物质量并不相等，也许抛射的物质在云盘上、下运行的距离有差异。所以它们形成的星子都会有水平于黄道平面的自转。当变得更大的星子聚集起来形成天王星时，该星是一颗基本躺着转动的星，星内有大量的放射性物质，也说明该星大部分物质直接来自已经核聚变的太阳。\n　　有一些抛射物质因为没有被天王星子俘获，在星云盘处穿越天王星轨道，由于惯性，又运行一段距离，在星盘的引力的作用下，从另一面落入海王星轨道，被海王星轨道的星子俘获。因为它们的运动轨迹非常难以形容。所以这些星子最后形成的海王星，自转轴相对黄道面倾斜很大角度。海王星的物质大部分也来自太阳，它也含有大量的放射性物质。\n　　天王星、海王星演化阶段历时106年。\n　　海王星外的冥王星是二十世纪三十年发现的一颗行星，从质量上讲冥王星不能算是一颗大行星。对于冥王星外的太阳系空间，我们知道得不多，可以放在后面讨论。\n\n太阳系各星体的地质演化和后期演化要点\n　　太阳成为主序星后，有个现象非常重要：太阳的聚集高温点燃了核聚变，开始时燃烧的规模较小，然后逐渐加剧，最后达到燃烧的最大点，这时间在103年左右。剧烈地燃烧，必然产生燃烧阻隔，使燃烧逐渐减弱，这就形成了一个周期。现在我们把它称为太阳活动周期，这个周期现在大约是11.2年。太阳刚进入主序星时，活动周期的波动非常明显，当时波动周期的时间大约在70年左右。\n　　水星在聚积成行星后，经过一定时间，水星的地质演化非常充分，铁的核、岩的壳外面包裹着水和氢气、氦气。当太阳的热量吹走表面的气体、水和极易挥发物质后，火星迁移到现在运行的轨道。而后几亿年强烈的太阳风，又吹去了大部分岩壳（当时的水星岩是熔融态），以至它表面易挥发的金属也被吹走了。\n　　金星要好得多，它只失去了水分和部分易挥发物质，而且轨道也移动不多。\n　　地球是颗神奇的行星，它的初期演化就有生物参与。地球大气中的氧，如果没有生物作用是不可能存在的。在太阳早期活动周期的低谷，地球建立了地球磁场，再加上氧的作用，地球保住了剩余下来的水，为今后的生物进化提供了条件。\n　　月球是地球的卫星，在当初形成时它是太阳系中最大的卫星。因为是卫星仅有同步自转，所以它的地质演化并不充分，几乎没有铁核。它的质心偏向地球。当它失去月表的水分后，太阳风又吹去了月表所有的易挥发物质和易挥发金属。由于逐渐失去部分地球的引力和质量，月球轨道在远离地球。\n　　火星最大时，有30个地球质量那么大，但是其99％以上都是轻物质。它的地质演化应该非常充分。当火星演化到10亿年以前，火星表面还存在有大量的水，只因大气中没有存住氧，这些水分都慢慢地失去了。它的两颗卫星是火星演化时期俘获的。火卫一来自小行星轨道的可能性极大，因为在那里被划伤的概率要比作为卫星要高得多。\n　　小行星轨道上，直径大于2000千米的小行星都有相当充分的地质演化：铁的核、岩的壳、外包着水和气。太阳初期的剧烈燃烧，吹走了它表面的氢、氦气和水，使所有的小行星失去了成为大行星的机会。大小不等的类地小行星运行在轨道上，其速度、质量又各不相同，在以后形成的大质量和近距离的木星胁迫下，小行星经常发生碰撞，裂解成为各类小行星族。有些脱离原来的轨道进入地球、火星轨道。地球上见到的铁陨石和石陨石大都来自小行星轨道的物质。另外大部分脱离轨道的小行星或被木星俘获或进入木星轨道。因为有木星的巨大质量胁迫，所以在小行星轨道上运行的各族小行星的分布应该和木星轨道共振。没有进行地质演化条件的小行星（形成时的质量小），失去大部分水分后，以原始状态继续运行着。有些较远离太阳的小行星也许还保持有一定的水分。 　\n　　一亿年后，在塌缩的星云中心，压力和密度将大到足以使原始太阳的氢开始热融合，这会一直增加直到流体静力平衡，使热能足以抵抗重力的收缩能。这时太阳才成为一颗真正的恒星。\n　　相信经由吸积的作用，各种各样的行星将从云气（太阳星云）中剩余的气体和尘埃中诞生：\n\n\n\n当尘粒的颗粒还在环绕��心的原恒星时，行星就已经开始成长；\n\n然后经由直接的接触，聚集成1至10公里直径的丛集；\n\n接着经由碰撞形成更大的个体，成为直径大约5公里的星子；\n\n在未来的数百万年中，经由进一步的碰撞以每年15厘米的的速度继续成长。\n\n\n\n\n　　\n　　在太阳系的内侧，因为过度的温暖使水和甲烷这种易挥发的分子不能凝聚，因此形成的星子相对的就比较小（仅占有圆盘质量的0.6%），并且主要的成分是熔点较高的硅酸盐和金属等化合物。这些石质的天体最后就成为类地行星。再远一点的星子，受到木星引力的影响，不能凝聚在一起成为原行星，而成为现在所见到的小行星带。\n　　在更远的距离上，在冻结线之外，易挥发的物质也能冻结成固体，就形成了木星和土星这些巨大的气体巨星。天王星和海王星获得的材料较少，并且因为核心被认为主要是冰（氢化物），因此被称为冰巨星。\n　　一旦年轻的太阳开始产生能量，太阳风会将原行星盘中的物质吹入行星际空间，从而结束行星的成长。年轻的金牛座T星的恒星风就比处于稳定阶段的较老的恒星强得多。\n　　根据天文学家的推测，目前的太阳系会维持直到太阳离开主序。由于太阳是利用其内部的氢作为燃料，为了能够利用剩余的燃料，太阳会变得越来越热，于是燃烧的速度也越来越快。这就导致太阳不断变亮，变亮速度大约为每11亿年增亮10％。\n　　从现在起再过大约76亿年，太阳的内核将会热得足以使外层氢发生融合，这会导致太阳膨胀到现在半径的260倍，变为一颗红巨星。此时，由于体积与表面积的扩大，太阳的总光度增加，但表面温度下降，单位面积的光度变暗。\n　　随后，太阳的外层被逐渐抛离，最后裸露出核心成为一颗白矮星，一个极为致密的天体，只有地球的大小却有着原来太阳一半的质量。\n\n其他\n太阳系行星“裁员”　冥王星遭“降级”\n　　国际天文学联合会大会2006年8月24日通过决议，将地位备受争议的冥王星“开除”出太阳系行星行列，太阳系行星数目也因此降为8颗。从此，冥王星这个游走在太阳系边缘的天体将只能与其他一些差不多大的“兄弟姐妹”一道被称为“矮行星”。\n　　大会始终充满紧张气氛。直到表决前，一些天文学家还抓住最后机会表达质疑。他们站在观众席走道里竖立着的麦克风前，要求主席台上正襟危坐的国际天文学联合会主席罗恩·埃克斯再度修改决议草案。一位天文学家甚至要求修改其中的一个标点。投票时，两派的对立显而易见。天文学家们挥舞着手中的选票，极具煽动性地鼓励更多人加入他们当中，其中包括埃克斯，一位冥王星的强烈支持者。\n　　根据当天通过的新定义，“行星”指的是围绕太阳运转、自身引力足以克服其刚体力而使天体呈圆球状、能够清除其轨道附近其他物体的天体。而冥王星因为其轨道与海王星相交，因此不符合这一定义。大会通过的决议说：“（太阳系）行星包括水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。”\n　　决议称，冥王星是一颗“矮行星”。所谓“矮行星”是指同样具有足够质量、呈圆球状，但不能清除其轨道附近其他物体的天体。决议还确认了一类外海王星天体，并将冥王星作为该类天体的“典型”代表。\n　　“冥王星不该属于行星，每个天文学家都该知道，”英国伦敦大学学院天文学家伊恩·豪沃斯在决议通过后对新华社记者说。和大多数在场的天文学家一样，他对冥王星投了反对票。\n　　但对于国际天文学联合会主席埃克斯来说，投票结果是“一个遗憾”。他认为，应当将“矮行星”也归入行星之列。\n　　国际天文学联合会副主席、中国科学院院士方成在接受新华社记者采访时说：“冥王星的确是这次行星定义过程的焦点，许多科学家认为它不该成为行星。”\n　　尽管科学家们关于这一问题仍未达成共识，但无论如何，行星新定义的产生是一个“历史性”时刻。埃克斯表示，对于行星的研究和讨论，将来还会继续，但这一定义的产生是天文学研究的里程碑。\n\n怎样飞越太阳系\n　　2000年3月29日，人类在寻找太阳系外行星方面取得重大进展。美国加利福尼亚大学的科学家宣布，他们发现了两颗迄今为止围绕着其他恒星运行的最小行星。这两颗太阳系外的行星质量与土星相近。这标志着科学家在寻找地球大小的太阳系外的行星的过程中迈出了重要的一步，因为迄今为止观测行星的技术只能发现比木星大的太阳系外行星，而要寻找外星��命，只能到地球大小的行星上去找。想要飞向太阳系外的恒星，解决动力问题则是关键。\n　　恒星周围存在行星是一个普遍现象。在太阳系附近的恒星周围肯定存在着行星系统，了解那里的行星无疑是一件激动人心的事。可现有的天文手段在这方面显得过于苍白无力。它既不能告诉我们这些行星的大气组成，也无法揭示其地质构造，甚至天文学家连它们的几何尺寸也无从知晓。\n　　这一切都是地球与目标行星之间的距离所致——动辄几十万天文单位的旅程会令最狂热的宇航迷变得垂头丧气，用化学火箭推进的探测器要用成千上万年才能飞到那里。\n　　如何在一个科学家的有生之年完成太阳系外的探险呢？这时飞船应该达到每秒几百公里的速度，而目前最快的飞船只能达到这速度的十分之一。现行的飞船之所以行动迟缓，根本原因在于它们仅靠化学火箭在其飞行的头几分钟里加速，冲出大气层后的航程完全倚赖惯性滑行，充其量在路过大行星时靠其引力加速。因此要想飞向太阳系外的恒星，解决动力问题是关键。\n　　目前“旅行者”号和“先驱者”号探测器已经飞越了冥王星轨道，成为离地球最远的探测器。为了达到这一目标，科学家花费了十几年的时间，其间还不断利用大行星的引力加速（称为“引力跳板”技术）。而且从一开始，它们就是用最强大的化学火箭（“土星”号）发射的。\n　　下面的方法是科学家想到的飞越太阳系到达其他恒星的方法。其中有一些现在就可以实现，而另一些也许永远只能停留在设想阶段。\n　　核动力火箭　20世纪50年代，随着和平利用原子能的呼声日益高涨，原子火箭发动机应运而生。法国人设计了以水为工作物质的原子能火箭，它靠核反应堆产生的热量将水汽化，高速喷射出的水蒸汽能使星际飞船逐渐加速。火箭要喷出5000吨的水才能在50年内把飞船送往最近的恒星——比邻星（距地球4.22光年）。\n　　一般化学火箭的结构质量占总质量的6％—10％，有效载荷仅占1％；而原子能火箭的结构质量占总质量的12％—15％，但有效载荷可占总质量的5％—8％。以氘为燃料的核聚变火箭，排气速度可达15000公里／秒，足以在几十年内把宇宙飞船送到别的恒星。\n　　聚变比裂变放出更大的能量。在一个核聚变推进系统中理论上每千克燃料能够产生100万亿焦耳能量———比普通化学火箭的能量密度高一千万倍。核聚变反应将产生大量高能粒子。用电磁场约束这些粒子，使之向指定方向喷射，飞船就可以高速前进了。为安全起见，核飞船至少应在近地轨道组装。为利用月球上丰富的氦资源，月球也是理想的组装发射地。此外也可以在拉格朗日点（此点处的物体在绕地球运转的同时保持与月球相对距离不变）处完成组装，原材料从月球上用电磁推进系统发送。\n　　光帆　中国古代的纸鸢无法和现在的超音速飞机同日而语，今人设想的喷射式推进系统也不能和未来实际的星际飞船相提并论。相对于核动力火箭来说，以下几种进入太空的方法更有可能在未来的星际飞行中使用。\n　　15世纪地理大发现时期，西欧的水手们扬帆远航，驶向传说中的大陆。未来的星际航行恐怕还要借助“帆”这种古老的工具，只不过驱动“太空帆”的不是气流而是光。早在20世纪20年代，物理学家就已证明电磁波对实物具有压力效应。1984年，科学家提出，实现长期太空飞行的最佳方法是向一个大型薄帆发射大功率激光。这种帆被称为“光帆”。它采用圆盘状布局，直径达3.6千米，帆面材料为纯铝，无任何支撑结构，其最大飞行速度可达到光速的十分之一。在搭载１吨的有效载荷时，飞抵半人马座的α星仅需40年或更少的时间。以这个速度，太空船可以在两天内从太阳飞到冥王星，但要是飞越另一个太阳系并对其进行考察，这速度显然太低了。\n　　为了进行详细的考察，可以采用“加速——减速”的飞行方案。这时光帆直径取100千米，使用功率为7.2×1012瓦的激光器向它发射激光。在减速阶段，将有一个类似减速伞的小型光帆被释放出来。它把大部分激光向飞船的前进方向反射，以达到制动的目的。\n　　虽然要求较高，但较其他形式的星际飞船而言，光帆是在技术上和经济上最容易实现的方案。根据估算，在使用金属铍作为帆面材料时，飞到半人马座α星的总费用为66.3亿美元。这只相当于阿波罗计划投资的1／4。\n　　人工时空隧道　不少科幻影片（如《星球大战》）中都有这样的镜头：随着船长一声令下��结构复杂的引擎开始工作，接着宇宙飞船便消失于群星中，几乎就在同时，它完好地出现在遥远的目的地……现代物理学证明，这看似荒诞的场景是可以发生的。\n　　现代物理学（时空场共振理论）认为，时间是能量在时空中高频振荡的结果，宇宙间各时空点的性质取决于该点电磁场的结构特性。\n　　该理论认为宇宙中各时空点有其确定的能量流动特性，它可以用一组谐波来描述。若用人工方法产生一定的谐波结构，使它与远距离某时空点的谐波结构特性相同，则二者就会产生共振，形成一个时空隧道，飞行器可以循着这个时空隧道在瞬间到达宇宙的另一位置。\n　　实施这一方案的关键是飞船必须能产生适当的能量形态，以满足选定时空点的谐波结构特性。\n　　通过“虫洞”的星际航行　还有一种名为“虫洞”的奇异天体，它是连接空间两点的时空短程线。科学家认为，通过虫洞可以实现物质的瞬间转移。用这种方法进行的星际航行可以完全不考虑相对论效应。遗憾的是这种理论上应该存在的“空间桥梁”至今还没有发现。\n　　无疑，无论哪种方法离现实都有一定的距离，但它们在技术上并不是不可行的。无论困难多大，人类探索未知领域的天性不会改变。可以设想，人类最终迈出太阳系摇篮，飞向星际的日子不会太远了。（来源“南方报业集团）\n\n“旅行者”飞船正冲出太阳系\n　　美国宇航局下属的喷气推进实验室说，1977年发射的“旅行者”1号飞船经过漫长的旅行，已飞出了太阳系的激波边界，即将成为第一个进入太阳系外空间的人造航天器。\n　　进入“长跑最后一圈”　在近28年的飞行后，“旅行者”1号目前距太阳近140亿千米。它所在的区域里，太阳的影响已急剧减弱，带电荷的太阳风急剧减速后已变成了稀薄的恒星间气体，这里被称为太阳风鞘。“旅行者”1号将从它最薄的地方飞出去，当它穿越太阳风鞘的外缘边界———太阳风层顶之后，才算真正飞到了太阳系之外的银河系空间。科学家说，这可能还要几年时间。它的孪生飞船“旅行者”2号正沿另一条轨道飞出太阳系，目前距太阳也有100亿千米。美宇航局预计，这两艘飞船将至少运行到2020年。\n　　“旅行者”项目科学家爱德华·斯通形象地比喻说，这艘飞船如今已进入“长跑最后一圈”，它正在探测太阳系最外层的边界。在远离太阳的黑暗、寒冷空间，“旅行者”依靠它装备的放射性同位素热电机组驱动。\n　　有望再为地球服务20年　太阳系最终在哪里结束，并让位于相对平静的星际空间，科学家们还一直没有确定。理论上讲，这个界线在离太阳127.5亿到180亿千米之间的某个地方。天文学家将这个距离计算为85到120个天文单位——一个天文单位相当于地球到太阳的距离。\n　　太阳系的边缘虽然位于宇宙空间的深处，是太阳引力几乎为零的地方，但也不是静如死水之处。太阳风形成的冲击波，依然要和恒星间的气体发生碰撞。这个冲击波自然也会作用在“旅行者”1号身上。专家说，虽然“旅行者”1号现在于宇宙深处漫游，已经到了人们难以测量的地方，但从技术上说，它还能与地面控制中心保持联系达20年之久。\n\n太阳系的边界在哪里\n　　在2003年11月，喷气推进实验室的科学家曾发现“旅行者”1号观测到了一些前所未有的迹象，并判断它已进入激波边界。但因为没有人知道激波边界的确切标志，这一观点引起相当争议，部分科学家认为它只是接近了这一区域而已。\n　　激波边界是太阳风在恒星间气体压力下减速的地带。在这个地带，太阳风从每小时100万至240万千米的高速急剧下降，其粒子密度更大，温度也升高了。科学家认为，由于恒星间气体压力变化，这个区域经常收缩或膨胀，很难清晰确定边界。\n　　这次，科学家根据两个特征一致判断“旅行者”1号已飞出了激波边界。第一，去年12月飞船探测到周围磁场强度急剧增加，到现在磁场都维持在高强度上，这说明太阳风粒子的减速过程已经完成。第二，飞船探测到周围有等离子体波浪，这是激波边界内外太阳风速不同、使带电粒子来回振荡而导致的。（据新华社）\n\n美专家称人类可能永远无法飞出太阳系\n　　据美国《连线》杂志报道，美国宇航局和军方的科学家日前表示，他们最近通过分析得出结论，即便是采用当今理论上最为先进的火箭推进技术，人类在其生命周期内也不可能登陆太阳系外的任何星体。这也就是说，人类飞出太阳系的梦想几乎永远也无法变成现实。\n　　近日，在美国哈特福德市举行的联合推进技术大会上，来自美国宇航局和美国空军的导弹专家们对人类的星际旅行之梦泼了一盆冷水。大会收到了多个专门针对星际旅行的火箭推动技术的先进设计方案。科学家们对这些设计方案进行了专业、细致的分析与计算，得出了一个令人沮丧的结论。要想在人类的生命周期内登陆太阳系外最近的星球，即便采用当今理论上最为先进的火箭推进技术，这一梦想也几乎不可能实现。从本质上来说，人类何时飞出太阳系不是个时间问题，而是人类科学技术发展的速度和水平问题。也就是说，人类现在的科学技术还不能满足飞出太阳系的要求。\n　　美国麻省理工学院助理教授保罗·罗扎诺也是与会的航空航天专家之一。保罗认为，星际旅行是一个复杂的工程难题，人们根本无法想象出工程的难度。其中最大的难题就是火箭推进问题，包括动力持续时间问题以及燃料问题等。比如，采用当前人类最先进的火箭引擎，理论上仍然需要5万年时间才能到达半人马座阿尔法星。半人马座阿尔法星是距离太阳系最近的星球。据美国宇航局喷气推进实验室科学家罗伯特-弗里斯比介绍，如果采用理论上最有效的推进方式，即理想中的反物质动力引擎，也仍然需要数十年时间才能抵达半人马座阿尔法星。\n　　人类目前掌握的航天技术还远远不能适应飞出太阳系的需要。例如，鉴于宇宙尺度的宽广，即使飞船的速度可以达到光速，但到离太阳最近的恒星--比邻星飞一个来回，仍需要近10年的时间，在银河系转一圈需要几十万年，要飞出银河系，到达最近的仙女座星系，需要230多万年，而要在宇宙中周游，则需要几百亿年的时间。目前，人们寄希望于爱因斯坦相对论的速度效应，即宇宙飞船高速飞行时，时间会膨胀，距离会缩短，越接近光速，速度效应越显著，到无限接近光速时，时间几乎停滞，尺寸几近于零。另外，以当前人类的科学技术，同样无法解决火箭燃料的问题。\n　　美国伦斯勒理工学院助理教授布里斯·卡塞蒂分析，要想利用火箭向半人马座阿尔法星发送一颗探测器，至少要耗费地球上已产出的全部能量。这是一个非常惊人的巨大数字。更有甚者，这种想法如果真要付诸实施，那么实际的能量消耗可能会比预估的还要高出100倍。人类不可能真的会去榨取地球所有的资源去实现遥远的星际旅行。在今后几十年的时间内，人类主要还是开展一些相对可行的航空活动，如建立永久性载人空间站，发展廉价的天地往返运输系统和宇宙飞船的高能动力系统，建立永久性月球基地，开发月球资源等。\n　　目前在太空中飞得最远的人类文明“使者”——美国“旅行者1号”探测器，正在向太阳系边界逼近。甚至有科学家认为，它一度可能已突破了太阳系与外部星际空间的第一道交界线。但是严格说来，这些并不能说成是人类飞行的距离，因为它们都没有载人飞行。真正人类最远的飞行距离，也就是载人航天器飞行的最远距离，只有从地球到月球那么远，约为38.4万千米，这一纪录还是在上个世纪六七十年代创造的，至今未能突破。这一纪录的创造者是“阿波罗”号载人登月飞船及其乘员。\n\n天文学家观测到5个遥远星系\n　　天文学家在《天体物理杂志》网络版上发表研究报告称，他们在宇宙非常遥远的地方观测到5个普通星系。这些星系中有恒星正在快速形成，和它们的年龄相比，这些星系质量巨大，这将对现有的星系形成理论提出新挑战。\n　　一个国际研究小组利用哈勃空间望远镜、斯必泽太空望远镜及次毫米波阵列确定了这5个星系的位置，同时证明它们均为独立的而不是由小星系组成的星系团。观测表明，这些年轻的星系正以比银河系快1000倍的速度形成新的恒星，然而它们的光芒却被浓密的尘雾所遮蔽。\n　　现有的星系形成理论认为，星系的质量同距离成反比，小质量星系形成于宇宙早期，再通过合并形成大质量星系，大质量星系只能在宇宙1/3年龄以后形成。然而，新发现的星系却同银河系大小差不多，因此用现有理论无法解释。\n　　参与该项研究的哈佛—史密森天体物理中心的天文学家法齐奥表示：“为什么这些遥远的星系形成新恒星的速度如此之快而且质量巨大，我们对此一无所知。”研究小组已将相关数据交给理论学家，后者正尝试建立新的计算机模型解释这些新发现。法齐奥说：“宇宙\"年轻\"时候的故事，仍有待我们进一步探索。”\n　　普林斯顿大学的天体物理学家埃德·温特纳认为，穿透尘雾将帮助天文学家更准确地了解星系的形成过程。俄亥俄州凯斯西储大学的天文学家克里斯·米赫斯对此表示赞同，他指出，仅基于5个星系这么少的样本还不能得出任何实质性的结论，但这些新发现的星系无疑为认识宇宙早期状况贡献巨大。他说：“我们真正感兴趣的是，不同质量的普通星系怎样以不同的年龄存在宇宙中。这是一项非常困难的工作，但它对于了解星系形成的过程至关重要。”（资料来源：《科技日报》）\n\n欧洲科学家发现太阳系外“超级地球”\n　　据美国宇航局太空网26日报道，欧洲的天文学家在太阳系外发现了已知最小的行星之一，这颗行星的质量是地球的14倍，绕一颗与太阳非常相似的恒星旋转。这一发现让许多专家都大感吃惊。\n　　研究人员表示，这可能是一颗多岩石的行星，拥有很稀薄的大气，就如同一颗“超级地球”。但它又没有地球的任何典型特征，它绕“太阳”旋转一周的时间不超过10天，而地球绕太阳转动的周期则需要365天。另外，这颗行星白天表面温度非常高。\n　　领导此次研究的葡萄牙科学家努诺·桑托斯表示，尽管这颗行星表面状况尚不清楚，“但我们估计它相当热，温度与恒星差不多。”桑托斯告诉太空网，这颗行星的温度高达1160华氏度(900摄氏度)。这一发现仍旧是科学技术的一大进步，因为此前科学家从未在正常恒星附近发现过如此小的行星，同时也表明这是迄今为止天文学家发现的最类似我们的太阳系的“太阳系”。\n　　这颗恒星与太阳相似，距离地球只有50光年。光年是指光在一年里传播的距离，大约等于6万亿英里(合11万亿公里)。大多数已知太阳系外行星一般距离地球数百或者数千光年。夜幕降临时，我们可以从南半球看到这颗称作“mu Arae”的恒星。它一直隐藏于另外两颗行星中间。其中一颗行星的大小与木星相同，每年绕这颗恒星旋转一周的时间为650天。另一颗行星距离更远，通过最新的观测设备，科学家已确认了它的存在。这种三颗行星的组成形式非常少见。\n　　华盛顿肯内基研究所行星构成专家阿伦·鲍斯说：“它要比我们目前为止发现的行星距离太阳系更近。这真是个令人激动的发现。它们具有如此宝贵的数据，即使现在我仍旧非常激动。”阿伦·鲍斯没有参与此次研究工作。\n　　这颗恒星是由设在智利拉斯拉的欧洲南半球观测站的望远镜发现的。迄今为止，科学家在太阳系周围发现了120多颗行星，其中大多数行星都是气态的，体积与木星一般大，甚至比木星还大，而且多数旋转周期都比较短，这使得生命无法在上面生存。另外，科学家还发现了许多比土星小的行星，但它们仍旧没有现在宣布的这颗行星小。2002年，科学家发现了三颗绕中子星等恒星残骸轨道旋转的行星，它们的体积与地球差不多。然而，它们在绕不支持生命存在的暗星快速旋转时的运行轨迹非常不规则。一些天文学家并不认为这三颗行星有绕正常恒星旋转的行星那么重要。\n　　新发现的这颗行星质量是地球的14倍，重量与天王星差不多，绕一颗大小亮度与太阳相似的恒星旋转。专家称14倍于地球的质量大概是一颗多岩石行星的上限。但由于这颗行星距离它的主恒星过近，因此，它可能与天王星的形成历史截然不同。距离太阳系最近的四颗行星全部是多岩石的星体。\n　　行星形成的主要理论是，气态的星体由一个多岩石的核心构成，在形成过程中，核心随时间慢慢发展，然后在重力快速收集到大量的气体时就会到达一个倾斜点。桑托斯表示，这种理论表明新发现的行星永远都不会达到临界质量。桑托斯通过电子邮件解释说：“否则行星就不会变得越来越大。”发现这颗行星的欧洲研究小组在一份声明中说：“这个物体有可能是一颗具有多岩石核心的行星，只不过核心被少量的气体层包围，因此可以称得上是‘超级地球'。”"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "日心体系", "content": "日心体系（ heliocentric system ），认为太阳是宇宙中心，地球和其他行星都绕太阳转动的学说。又称“日心地动说”或“日心说”。\n公元前3世纪，古希腊学者阿利斯塔克就有过这种看法，但未得到进一步发展。在后来的1 000多年中，托勒玫的地心体系在欧洲占了统治地位。直到16世纪，波兰天文学家N.哥白尼经过近40年的辛勤研究，在分析过去的大量资料和自己长期观测的基础上，于1543年出版的《天体运行论》中，系统地提出了日心体系。在托勒��地心体系中，每个行星运动都含一年周期成分，但无法对此作出合理的解释。哥白尼认为，地球不是宇宙中心，而是一颗普通行星，太阳才是宇宙中心，行星运动的一年周期是地球每年绕太阳公转一周的反映。\n哥白尼体系另一些内容是：①水星、金星、火星、木星、土星五颗行星和地球一样，都在圆形轨道上匀速地绕太阳公转。②月球是地球的卫星，它在以地球为中心的圆轨道上，每月绕地球转一周，同时跟地球一起绕太阳公转。③地球每天自转一周，天穹实际上不转动，因地球自转才出现日月星辰每天东升西落的现象。④恒星和太阳间的距离十分遥远，比日地间的距离要大得多。哥白尼曾列举了许多主张地球自转和行星绕太阳公转的古代学者名字，他发扬了这些学者的思想，竭尽毕生精力，经过艰辛的观测和数学计算，以严格的科学论据建立了日心体系。后来的观测事实不断地证实并发展了这一学说。\n限于当时的科学发展水平，哥白尼学说也有缺点和错误，这就是：①把太阳视为宇宙的中心，实际上，太阳只是太阳系的中心天体，不是宇宙中心；②沿用了行星在圆轨道上匀速运动的旧观念，实际上行星轨道是椭圆的，运动也不是匀速的。在哥白尼之后，意大利思想家G.布鲁诺认为太阳并不是宇宙的中心，也并不存在“恒星天”这一层，他大胆地提出了宇宙无限而且不存在中心的正确见解。德国天文学家J.开普勒彻底地摒弃了托勒玫地心体系的本轮、均轮概念，明确指出行星运动的轨道是椭圆的，而太阳位于椭圆的一个焦点上，从而解决了行星运动速度不均匀的问题。布鲁诺和开普勒的这些见解是日心体系的重要发展。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "地心体系", "content": "托勒密地心体系图\n地心体系（ geocentric system ），认为地球静止地居于宇宙中心，太阳、月球、行星和恒星都绕地球转动的学说，又称“地球中心说”、“地心说”或“地静说”。这一学说最初为欧多克斯和亚里士多德等所倡导。后来，古希腊学者阿波隆尼提出本轮均轮偏心模型。约在公元140年，亚历山大城的天文学家托勒密在《天文学大成》中总结并发展了前人的学说，建立了宇宙地心体系。这一体系的要点是：①地球位于宇宙中心静止不动。②每个行星都在一个称为“本轮”的小圆形轨道上匀速转动，本轮中心在称为“均轮”的大圆轨道上绕地球匀速转动，但地球不是在均轮圆心，而是同圆心有一段距离。他用这两种运动的复合来解释行星视运动中的“顺行”、“逆行”、“合”、“留”等现象。③水星和金星的本轮中心位于地球与太阳的连线上，本轮中心在均轮上一年转一周；火星、木星、土星到它们各自的本轮中心的直线总是与地球－太阳连线平行，这三颗行星每年绕其本轮中心转一周。④恒星都位于被称为“恒星天”的固体壳层上。日、月、行星除上述运动外，还与“恒星天”一起，每天绕地球转一周，于是各种天体每天都要东升西落一次。\n托勒密适当地选择了各个均轮与本轮的半径的比率、行星在本轮和均轮上的运动速度以及本轮平面与均轮平面的交角，使得按照这一体系推算的行星位置与观测相合。在当时观测精度不高的情况下，地心体系大致能解释行星的视运动，并据此编出了行星的星历表。可是，随着观测精度的提高，按照这一体系推算出的行星位置与观测的偏差越来越大。他的后继者不得不进行修补，在本轮上再添加小本轮，以求与观测结果相合；尽管如此，还是经不起实践检验，因为这一体系没有反映行星运动的本质。在欧洲，教会利用托勒密的地心体系作为上帝创造世界的理论支柱，在教会的严密统治下，人们在一千多年中未能挣脱地心体系的桎梏。十六世纪中叶，哥白尼提出了日心体系，并为后来越来越多的观测事实所证实，地心体系才逐渐被摒弃。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "太阳系物理学", "content": "太阳系物理学（ solar system physics ），研究太阳系的行星、卫星、小行星、彗星、流星以及行星际物质的物理特性、化学组成和宇宙环境的学科。至于太阳本身，由于它具有丰富的物理内容和显而易见的重要性，已经形成一个独立的分支学科──太阳物理学。太阳系物理学一般包括以下一些分支：①行星物理学，是太阳系物理学的重要组成部分，是对九大行星及其卫星进行物理方面研究的学科（见行星物理学）；②彗星物理学，利用天体物理方法，研究彗星的物理结构和化学组成，探索彗星本质；③行星际空间物理学，研究行星际物质的分布、密度、温度、磁场和化学组成，包括黄道光和对日照。其中流星天文学是用天体物理方法包括雷达和火箭观测研究流星，以了解地球大气的物理状况，特别是研究行星际空间流星体的大小、质量、分布和运动规律，而陨星学则是研究陨星的化学组成和物理特性，二者对宇宙航行和天体演化问题都有重要意义。\n1609年，伽利略首先制成折射望远镜并用于天文观测，他看到月球上的山脉和平原、金星的盈亏、木星的四个卫星等天象。后来许多天文学家对太阳系天体作了大量的观测和研究，为太阳系物理学的建立创造了条件。\n从十九世纪后半叶起，天文学中广泛应用了分光术、测光术和照相术，这些观测手段也被用来观测研究太阳系的天体，太阳系物理学便从此诞生了。二十世纪上半叶射电天文方法在行星研究的领域里开辟了一条崭新的途径，采用这种观测手段测量了月球表面的射电辐射，并发现了木星、金星和火星发出的射电波。\n三百年来的地面观测取得了相当多的成就，但是太阳系物理学的突飞猛进则是二十世纪五十年代以来的事。由于空间天文技术的发展，这门学科变成了当代科学研究最活跃和最前沿的领域之一。新发现纷至沓来，旧观念迅速过时。这是因为，一方面空间探测能以地面观测无法比拟的精度研究太阳系天体，例如行星际探测器“水手”10号所摄的水星逼近照片的分辨本领为地面最佳望远镜所摄照片的5，000倍。月球样品的电子扫描显微照片使得分辨本领比地面望远镜所摄照片提高1011倍，等等。另一方面，由于空间科学的发展，对于太阳系一些天体来说，天文学不仅是一门观测的学科，而且也变成了一门实验的学科。诸多学科的专家密切合作探讨太阳系天体的物理性质，也是太阳系物理学的一个重要发展趋势。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "行星", "content": "太阳系的行星和矮行星。图中唯大小依照比例，距离未依比例\n 水星，太阳系八大行星之一\n 金星，太阳系八大行星之一\n 地球，太阳系八大行星之一\n 火星，太阳系八大行星之一\n 木星，太阳系八大行星之一\n 土星，太阳系八大行星之一\n 天王星，太阳系八大行星之一\n 海王星，太阳系八大行星之一。旅行者二号星际探测器在1989年7月拍摄的照片。海王星大气层的甲烷优先吸收了红色光束，使得整个星球呈现蓝色\n　　行星（汉语拼音：xíng xīng；英语：planet），通常指自身不发光，环绕着恒星的天体。其公转方向常与所绕恒星的自转方向相同(由西向东)。一般来说行星需具有一定质量，行星的质量要足够的大（相对于月球）且近似于圆球状，自身不能像恒星那样发生核聚变反应。2007年5月，麻省理工学院一组太空科学研究队发现了已知最热的行星（摄氏2040度）。远在古代人们就注意到，在天穹上除太阳和月球外，还有5颗明亮的星也不断地穿行于众多星辰之间，遂将彼此之间的相对位置几乎永不改变的星称为恒星，而将时时变化方位的金星、木星、水星、火星和土星这5颗星称为行星。\n　　随着一些具有冥王星大小的天体被发现，“行星”一词的科学定义似乎更形逼切。历史上行星名字来自于它们的位置（与恒星的相对位置）在天空中不固定，就好像它们在星空中行走一般。太阳系内肉眼可见的5颗行星水星、金星、火星、木星和土星早在史前就已经被人类发现了。16世纪后日心说取代了地心说，人类了解到地球本身也是一颗行星。望远镜被发明和万有引力被发现后，人类又发现了天王星、海王星，冥王星（2006年后被排除出行星行列，2008年被重分类为类冥天体）还有为数不少的小行星。20世纪末人类在太阳系外的恒星系统中也发现了行星，截至2013年7月12日，人类已发现910颗太阳系外的行星。\n　　2006年国际天文学联合会(IAU)第26届大会通过了一个《行星定义》，凡满足以下三个判据的天体定义为行星：①绕日运行；②近球形状；③轨道清空。满足①、②两个判据且不定卫星的天体定义为矮行星；仅满足①一个判据的天体定义为太阳系小天体。根据上述《行星定义》，太阳系共有八个行星，即水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。\n　　人类对行星的认识和研究可以追溯到遥远的古代，例如在中国的甲骨文里就有关于木星的记载。战国时期有了“五星”的说法，即：辰星、太白、荧惑、岁星、镇星（或填星），它们是这五颗行星在古代更为通用的名称。以后又有“五行”、“游星”、“惑星”以及把日、月和五星合称为“七曜”。在古代西方，五大行星很早就以神话人物的名字来命名。\n\n目录\n\n1 行星的定义\n2 行星的名称及来历\n3 太阳系内的行星\n4 其它恒星系的行星\n5 研究历史\n\n5.1 古典时代\n5.2 日心说时代\n5.3 新发现时代\n5.4 太阳系外时代\n\n\n6 行星概观\n\n6.1 最古老的行星：“M4”的星团内行星\n6.2 最年轻的行星：金牛座内行星\n6.3 最受注目的行星：火星\n6.4 最大的行星：“TrES-4”\n6.5 最具居住条件的行星：“581c”\n6.6 最靠近地球的行星：金星\n6.7 距地球最远的行星：“OGLE-TR-56b”\n6.8 最怪的行星：“HAT-P-2b”\n6.9 卫星最多的太阳系行星：木星\n\n\n7 搜寻太阳系外行星的方法\n\n7.1 看看恒星是否在跳摇摆舞\n7.2 观测恒星的光谱\n7.3 观察恒星的光度变化\n7.4 利用天然望远镜方法\n\n\n\n\n行星的定义\n　　行星定义直到2006年8月24日才有了一个比较明确且可以被接受的文字叙述。在这之前，仅管行星一词已经被使用了数千年，但令人惊讶的是，科学界始终没有给过行星明确的定义。进入21世纪后，行星的认定成为一个备受争议的主题，这才迫使天文学界不得不为行星做出定义。\n　　数千年来，“行星”一词只被用在太阳系内。当时天文学家尚未在太阳系以外发现任何行星。但从1992年起，人类陆续发现了许多比海王星更遥远的小天体，而且其中也不乏与冥王星大小相当者，这使得有资格成为行星的天体由原有的9颗增加至数打之多。1995年，科学家发现了第一个太阳系外行星飞马座51。之后，陆续发现的太阳系外行星已经有数百颗之多。这些新发现不仅增加了潜在行星的数量，且由于这些行星具有迥异的性质──有些大小足以成为恒星，有些又比我们的月球还小──使得长久以来模糊不清的行星概念，越来越有明确定义的必要性。\n　　2005年，一颗外海王星天体，阋神星（当时编号为2003 UB313）的发现，使得对行星做明确定义的必要性升至顶点，因为它的体积比冥王星（在当时是已被定义为行星的天体中最小者）还要大。国际天文学联合会（IAU），由各国的天文学家组成负责为天体命名与分类的组织，在2006年对此问题做出了回应，发布了行星的定义。依据这最新的定义，行星是环绕太阳（恒星）运行的天体，它们有足够大的质量使自身因为重力而成为圆球体，并且能清除邻近的小天体。未能清除轨道内小天体的则被纳入一个新创的分类，称做矮行星。除了以上两类，其他围绕太阳运行的天体则被称为“太阳系小天体”。\n　　按照以上定义，太阳系有八个行星：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星，而冥王星被排除在外。至2007年7月为止，已获承认的矮行星则有冥王星、谷神星和阋神星，2008年7月才增加了第四颗鸟神星，又于同年9月增加了第五颗妊神星。但国际天文学联合会的这项决议并无法弭平所有争议，部分\n第26届国际天文联会中国代表的译稿\n　　2006年8月24日星期四晚在布拉格召开的国际天文学联合会已就行星和太阳系中的其它天体做出了最后的定义。以下是最终决议：\n　　现代的观测正在改变着我们对行星系统的认识。天体的命名应当反映这些最新的知识，这一点特别适用于行星这个名词。名词“行星”源自描画“漫游者”，那时只知道它们是天空中移动的光点。最近的发现使我们能用新得到的科学信息创建新的定义。\n　　IAU决议把行星和太阳系中的其它天体定义为如下不同的三类：\n　　（1）行星（planet）（注1）是一个具有如下性质的天体：\n　　（a）位于围绕太阳的轨道上，\n　　（b）有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状（近于球形），以及\n　　（c）已经清空了其轨道附近的区域。\n　　（2）“矮行星”（dwarf planet）是一个具有如下性质的天体：\n　　（a）位于围绕太阳的轨道上，\n　　（b）有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状（近于球形）（注2），\n　　（c）还没有清空了其轨道附近的区域，以及（d）不是一颗卫星。\n　　（3）其他所有围绕太阳运动的天体（注3）被定义成“太阳系小天体”（small solar system bodies）。\n　　注1：八颗行星是：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。\n　　注2：IAU将建立一个程序对接近“矮行星”和其他分类边界的天体进行评估。\n　　注3：目前这些天体包括绝大多数的太阳��小行星（asteroid）、绝大多数的海外天体（TNO）、彗星和其他小天体。\n　　IAU进一步决议：\n　　根据上述的定义冥王星（Pluto）是一颗“矮行星”，并且被认定成新一类海外天体的原型。(twg)\n\n行星的名称及来历\n　　在中国，根据西汉《史记、历书》记载“黄帝考定星历，建立五行，起消息(修正历法，订出正月起始)。”\n　　《尚书·舜典》：“在璇玑玉衡以齐七政。”孔颖达疏：“七政，其政有七，于玑衡察之，必在天者，知七政谓日月与五星也。木曰岁星，火曰荧惑星，土曰镇星，金曰太白星，水曰辰星。\n　　在西方，行星(planet)一词首见于古希腊语，指在固定的星空中游荡的天体（asteres planetai）。这不仅包含当时已知的五个目前被认为是行星的天体（水星、金星、火星、木星和土星），也包含太阳和月亮。但是，在当时已经使用五大和七大这样的修饰词来指明是否包含太阳和月亮，因为行星一词在当时就有歧义。\n　　在日心说取代地心说成为被普遍接受的天文学理论时，太阳不再被列为行星，而地球替代了它的名额。在1610年伽利略发现木星的卫星（史称伽利略卫星）、1659年发现土星的卫星泰坦、1673年又发现土卫五(Rhea)和土卫八(Iapetus)之后，月亮也被从行星中除名。但是这些新发现的土星和木星的卫星最初也被称为行星，因为卫星一词(moon)当时只被用来称呼月球。\n　　在1781年，天文学家威廉·赫协尔于搜寻双星时，在金牛座中发现一颗他认为是彗星的天体，当时他没有想到这个天体会是一颗行星。因为完美的宇宙中只有五颗行星的观念深植在当时的科学界中。但是，不同于彗星的是，这个天体以接近圆的轨道在黄道面上绕着太阳。最后，这个天体成为太阳系的第七颗行星，并被命名为天王星。\n　　1846年海王星的发现，是由于造成天王星轨道不规则的变化，科学家认为这是由于天王星外尚有其他行星，其引力造成的天王星轨道的扰动。但海王星轨道的计算位置也与观测位置不能符合，这导致了1930年冥王星的发现。后来发现冥王星的质量太小，不足以造成海王星的轨道扰动，但航海家2号测量的结论是海王星的质量被高估了。\n　　冥王星的一些特征不同于旧有的行星：轨道不能被视为圆形、质量不足以造成轨道摄动、而且不在黄道面上。天文学家因此开始思考如何给行星一个定义。\n\n太阳系内的行星\n　　由于1801年元旦被意大利天文学家皮亚齐发现谷神星时，曾依据“提丢斯─波得定则”来定义它为行星，但后来以望远镜观测看不到视圆面，以此定其直径比月球还小，在1802年起短短六年间，相继发现类似轨道之三颗小行星，在18年纪的首数十年间曾同时并列在行星之列（在1850年曾出现18颗行星的纪录），至1847年发现5号小行星“义神星”后，欧洲天文学家始为该组陆续发现之小天体另外归类为“小行星”，以“行星爆炸论”为由把该组小行星降格为与彗星、行星卫星的一类统称为“小行星”（minor planets）并沿用至今。\n　　而1930年发现冥王星后，太阳系的行星被约定俗成为9颗（亦即九大行星），但经测定，其质量、直径、偏心率相对其它八颗相距甚远，根本不能称为“大行星”，而自1992年起陆续发现冥王星外与冥王星相若的天体；1999年初，有传媒报道部分天文学家曾提倡把体积与其他行星相比较悬殊的冥王星剔除太阳系之列，IAU曾为此于该年2月5日澄清并无此事，但社会与科学界亦开始讨论冥王星应否列入行星与一直只被约定俗成的行星定义。而此时亦开始陆续发现多颗在库伯带内绕太阳公转的天体。\n　　自2005年7月公布发现冥外天体阋神星（当时暂称“齐娜”）以后，因其比冥王星直径还大，以往曾闹得沸沸扬扬的“十大行星”的话题亦甚嚣尘上，为此IAU在2006年初组织“行星定义委员会”，因为更动名字将会影响至所有相关科学书籍、百科全书、中小学教科书以至相关设备带来更动，因而社会十分重视。\n　　2006年8月24日在捷克首都布拉格举行之第26届国际天文学联会上的定义，初时曾提出包括阋神星、冥卫一与谷神星的十二行星，但争议与反响颇大，亦引起天文爱好者与民间热烈讨论；至8月24日下午第26届国际天文学联会上的定义：太阳系有八颗行星（决议时曾出现“经典行星”一词，指的也是这八颗），分别为水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星与海王星。质量不够的将会被IAU会议决议归类为矮行星（如冥王星）或太阳系内小天体（如小行星、彗星等）。\n　　\n\n\n\n以行星表面岩质划分\n\n类地行星（又称“岩质行星”）──即水星、金星、地球和火星，表面是岩石固体。\n\n类木行星（又称“气体行星”）──即木星、土星、天王星和海王星，主要成分是气体。　　\n\n\n\n以行星视运动规律划分（此分类方法因以地球为界，故必会忽略地球）\n\n内侧行星─太阳系中地球轨道内侧的行星，包括水星与金星。\n\n外侧行星─太阳系中地球轨道外侧的行星，包括火星、木星、土星、天王星、海王星。\n\n\n\n\n\n\n其它恒星系的行星\n　　至2009年2月，人们在其他恒星身上一共发现了339颗系外行星，不少均拥有比木星高的质量。也有一些行星，其体积比较小，例如脉冲星PSR B1257+12、天琴座μ星、巨蟹座55及GJ 436均各自拥有与地球差不多质量的小型行星，而Gliese 876一颗达地球质量6至8倍的行星，可能拥有岩石结构。\n　　人们对新发现的大型系外行星仍未完全了解，大多估计其物质构成与太阳系的大型行星类似，又或是从未见过的大型氨行星或碳行星。值得注意的是，一些大型行星在极接近恒星的地方公转，拥有近乎完美的圆形轨道，这些行星被称为“热木星”，它们比太阳系的大型行星接受更大量的太阳辐射，造成其表面温度极高。也有一种热木星，其大气会被恒星的热力逐步蒸发并流失，并以彗尾形态释出，它们被分为Chthonian型行星。\n　　太阳系外行星 (Extrasolar planet) 是环绕其他恒星公转的行星，长久以来，人们认为其他恒星和太阳一样，均有行星环绕其恒星公转，但一直未能证实。直至1992年PSR B1257+12被证实以来，至今已有百多个太阳系外行星被发现。这些发现增加了对外星人存在与否的问题提出了支持的观点。\n　　现时在其他恒星发现的行星大多是类似木星的气体行星，有的质量甚至比木星还要大。质量较小的行星有脉冲星PSR B1257+12的三颗与类地行星相若的天体，以及位于天坛座μ星的一颗有14个地球质量的行星。\n　　也有一种行星，没有围绕特定的恒星公转，它们像是宇宙的流浪客，称为星际行星(Interstellar planet)。现时人们并没有发现任何此类行星，只能靠使用电脑模拟来推测。\n　　现时人类的科技仅能侦测质量较大、公转周期较短的行星。但随着科技的进步，更强的望远镜得以建造，在未来可望能发现更多质量较小及公转周期较长的行星。\n\n研究历史\n　　从古典时代的神圣的游星演化到科学时代的实在的实体，人们对行星的认识是随着历史在不停地进化的。行星的概念已经不仅延伸到太阳系，而且还到达了其他太阳系外系统。对行星定义的内在的模糊性已经导致了不少科学争论。\n\n古典时代\n　　古人观察星空，发现天体分作两类：一类固定在天球上，组成各个星座，形成一幅永恒的天空背景，称之为恒星；另一类天体在黄道附近运行，不断穿过黄道上的十二个星座，称之为行星。这些行星包括七颗，分别是太阳和太阴（月球），以及金木水火土五个肉眼可见的经典行星。它们在天空中极为特殊：一方面，它们不断运行，不断进入不同的星座；另一方面，它们极为明亮，全天成千上万颗星体中，七颗行星亮度分别排行第1,2,3,4,5,6,9。他们对神学、宗教宇宙学和古代天文学都有重要的影响。在古代，天文学家记录了一些特定的光点是相对于其他星星如何移动跨越天空。古希腊人把这些光点叫做“πλάνητες ἀστέρες”（即planetes asteres，游星）或简单的称为“πλανήτοι”（planētoi，漫游者），今天的英文名称行星（planet）就是由此演化出来的。在古代希腊、中国、巴比伦和实际上所有前现代文明中，是人们几乎普遍的相信，地球是宇宙的中心，并且所有的“行星”都围绕着地球旋转。会有这种认识的原因是，人们每天都看到星星围绕着地球旋转，而且看起来好像是常识的认为，地球是坚实且稳定的，应该是静止的而不是会移动的。\n\n日心说时代\n　　日心说确立了太阳在天空中心的地位，太阳不动而地球在运行，因此地球就取代了太阳的地位成为行星，太阳则被归入恒星。\n　　卫星的概念在稍后也随着伽利略卫星的发现逐渐被接受，有一个短暂时期，这些卫星都被认为是行星，很快行星被限定必须直接围绕太阳运行，因此月球也被排除在行星行列之外。\n　　最终，日月金木水火土七大行星变为地金木水火土六大行星。\n\n新发现时代\n　　1781年，第七颗行星天王星被发现；\n　　1801年，谷神星被发现，有长达49年之久的时间被称为第8颗行星；\n　　1846年，���八颗行星海王星被发现；\n　　1930年，冥王星被发现，有长达76年之久的时间被称为第9颗行星；\n　　新时代发现新的大行星，同时也发现新的绕日运行的较小天体。1850年，谷神星因尺寸太小，且发现一系列更小的同类型星体，其行星地位被免除，同时行星的定义出现一个不成文的概念：并非所有直接绕太阳公转的天体都是行星，行星必须足够大且卓尔不群。20世纪发现的冥王星与谷神星的地位非常相似，它也因尺寸太小，且发现一系列更小的同类型星体（还包括一颗较大的同类型星体阋神星），而于2006年被降格为矮行星。冥王星的行星地位之争，把原有不成文的概念确立成准确定义：直接绕太阳公转、流体静力平衡（足够大）、清空其轨道（卓尔不群）。\n\n太阳系外时代\n　　虽然我们无法通过天文望远镜直接观测系外行星，但通过间接手段，包括观测恒星运动、掩星等等，天文学家已发现数百颗太阳系外的行星。\n\n行星概观\n最古老的行星：“M4”的星团内行星\n “M4”的星团内行星，位于球状星团M4的核心处，围绕着白矮星和脉冲星(左下方两个亮点)转动，这两颗天体曾经分别是恒星和中子星\n　　2003年，天文学家发现了一颗寿命为127亿年的行星，这也是迄今为止人类所知的最古老行星。这颗气状行星大小与木星相当，质量相当于木星的2.5倍，处于代号为“M4”的球状星团核心区域附近。该星团包含的恒星数量在10万颗以上，位于距地球约5600光年的天蝎星座。\n　　这颗行星的年龄是地球以及其他所知行星的两倍，几乎与宇宙“同岁”。它围绕由一颗脉冲星和一颗白矮星组成的双星系统运转。最初，科学家在定义它的身份时，存在诸多争议，后来还是在“哈勃”望远镜的帮助下，科学家们才精确地推算出它质量仅为木星的2.5倍，用恒星或褐矮星的标准来衡量都显得太小，只能是一颗行星。\n　　值得一提的是，这颗行星几乎是气体的，上面没有生命存在，因为它围绕的是一颗垂死的恒星，无法向地球一样接收到生命所需的光和热。然而这颗行星的早年是在类似太阳的年轻恒星身边度过的，所以它很可能曾经是另一个地球，当我们的太阳甚至还没有亮起来的时候，它已经存在了孕育生命的机会。\n　　正是基于它的发现，科学家们也不得不重新考虑行星形成的时间和方式，以及生命形成的时间。\n\n最年轻的行星：金牛座内行星\n　　美国航天航空局2004年对外宣布，他们发现了一颗形成不超过一百万年的“婴儿”行星。这颗行星很可能是目前已知的所有行星中最为“年轻”的。\n　　这颗“婴儿”行星大约诞生在100万年前，属于距地球420光年的金牛座，并围绕着一颗年龄与之接近的恒星公转。目前研究人员已经发现了100多颗太阳系外的行星，但这些行星基本都在10亿岁以上。而我们生活的地球则有45亿岁，已经进入中年。\n　　说起这颗行星的发现，过程颇为有趣。天文学家最初利用“斯皮策”红外线望远镜对金牛座5颗恒星进行观察。科学家在金牛座“CoKu4号”恒星周围的灰尘带发现了一个类似炸面圈的洞，尘埃盘上发现一个环状区域没有尘埃。专家们根据目前通行的行星形成理论推断，这可能意味着该处的尘埃物质已经聚集形成了一颗行星。这颗行星可能是通过把周围的灰尘凝聚在一起而产生的。\n\n最受注目的行星：火星\n　　提起火星，人们总会联想到科幻电影里的外星人。或许是因为火星在太多电影和小说中充当主角，人们在现实生活中也对火星的探测活动充满了期待。40多年来，前苏联、美国、日本和欧洲共计划了30多次火星探测，尽管其中2/3的活动以失败告终，但科学家期望在火星上寻找生命迹象的热情却从未因此而减退。\n　　火星是太阳系九大行星之一。除金星以外，火星离地球最近。与地球相比，火星的质量比地球质量小1/9，半径仅为地球半径的1/2左右。但火星在许多方面与地球较为相像。\n　　火星是唯一能用望远镜看得很清楚的类地行星。通过望远镜，火星看起来像个橙色的球，随着季节变化，南北两极会出现白色极冠，在火星表面上能看到一些明暗交替、时而改变形状的区域。空间探测显示，火星上至今仍保留着大洪水冲刷的痕迹。科学家推测，火星曾比现在更温暖潮湿，可能出现过生命。\n\n最大的行星：“TrES-4”\n TrES-4，图注：红矮星Gliese 581的三颗行星模拟图，图中最显著的为“581c”，蓝色的为“581b”，而最远处红色的为“581d”\n　　“TrES-4”是天文科学家日前最新发现的一��行星，也是迄今为止人类发现的宇宙中最大的一颗行星。在距离地球约1435光年外的太空围绕一颗恒星转动。它的直径估计是太阳系最大行星——木星——的1.7倍，体积接近于木星的2倍，表面温度高达1327摄氏度，是一颗主要由氢气组成的巨大球体。\n　　令科学家啧啧称奇的是，“TrES-4”的体积足足有地球的20倍，但密度却低得惊人。它的密度只有0.2克每立方厘米，如同一种轻质木材，与岩石构造、密度高达5.52克每立方厘米的地球相比相去甚远。正是因为其密度低，这颗行星对其外部大气的吸引力相对较弱，因此一些大气可能逃逸了出去，形成了彗星状的拖尾。\n　　不仅如此，这颗星球上可能还是个松软的“棉花球”，无法提供一块坚硬的表面，一旦重物踏上去可能就有陷进去的危险。追究其原因，连科学家也解释不出所以然。\n\n最具居住条件的行星：“581c”\n　　地球是宇宙中人类唯一能栖居的星球吗？这个困惑推动着天文学家不断望向宇宙深处。科学家宣布首次在太阳系外发现了一颗可能适合人类居住的星球，它的温度、体积估计与地球相似，而且还可能有液态水。这一发现被认为是“搜寻宇宙生命的一个重要里程碑”。\n　　这颗新发现的行星被命名为“581c”。它围绕着一颗叫Gliese581的红矮星运转。红矮星是一种低能量的、体积较小的恒星。红矮星发射暗弱的红光，比太阳持续存在的时间长。Gliese581的质量是太阳的1/3，亮度只有太阳的1/50。\n　　“581c”上温度适宜，平均温度在0到40摄氏度之间。它是迄今发现的一颗最小行星，也是第一颗位于母星可居住地带的行星，因此增加了它表面存在液态水甚至生命的可能。\n\n最靠近地球的行星：金星\n　　天亮前后，东方地平线上有时会看到一颗特别明亮的“晨星”，人们叫它“启明星”；而在黄昏时分，西方余辉中有时会出现一颗非常明亮的“昏星”，人们叫它“长庚星”。这两颗星其实是一颗，即金星。金星是太阳系的八大行星之一，按离太阳由近及远的次序是第二颗。它是离地球最近的行星。\n　　尽管是地球的“近邻”，人类对于金星的了解却并不比其他行星多。金星有可能是太阳系行星中最热的一颗，表面平均温度达到了470摄氏度。那里没有水，大气中95%都是二氧化碳，而且浓密的云雾和二氧化碳使金星上的温室效应让人窒息。\n　　炎热、昏暗，一片荒漠且充满了暴风，气压比地球上高出100倍，金星的诸多特征使得科学家们的探测工作困难重重。然而围绕在金星上的诸多谜团，比如金星的自转是逆向的，即由东向西，周期约243天，比它绕太阳公转周期225天还长18.3天，这些因素令学者们始终无法放弃对它的探索。\n　　这样的努力终于在2006年4月有了新发现。通过欧洲航天局发射的“金星快车”探测器发回的照片，科学家们惊讶地发现，金星被浓厚的云层完全笼罩，云层的厚度超过20公里。金星南极地区上空竟然有深色的旋涡状结构，周围还有大团苍白的云在旋转。\n\n距地球最远的行星：“OGLE-TR-56b”\n HAT-P-2b\n　　美国哈佛大学天文学家2003年曾对外宣布说，他们运用一种新的科技发现了一颗名为“OGLE-TR-56b”的行星，这是迄今为止人类发现的距离地球最远的行星。\n　　这颗新发现的行星位于人马星座，与地球相距5000光年。它比以前发现的太阳系外最远的行星还要远30倍，体积比木星稍小，每29小时绕自己的恒星转一周。据观测，“OGLE-TR-56b”表面覆盖着大量铁水，气候环境十分恶劣。\n\n最怪的行星：“HAT-P-2b”\n　　以色列科学家对外宣布说，他们发现了太阳系外的一颗新行星“HAT-P-2b”。它与母星(距离地球大约400光年)非常靠近，它的一年等于地球上的5.6天，因此行星上的气候变化非常大。\n　　令科学家感到怪异的是，“HAT-P-2b”的平均密度是水的6.6倍，比木星的密度大8倍。要知道人类迄今已经发现大约200颗太阳系外的行星，其中14颗沿着椭圆形轨道围绕母星运行。所有已经被发现的行星密度与木星或水的密度大致相同。\n　　此外，这颗新发现的行星轨道也与众不同，与太阳系行星和太阳之间的距离相比，它与其母星之间的距离更短，仅为地球和太阳之间距离的7%。\n\n卫星最多的太阳系行星：木星\n　　木星堪称太阳系内第一大家族，至少有58颗卫星环绕在周围，而且它的这些卫星大多都是最近几年才发现的。木星四颗最大的卫星，最早由伽利略于17世纪发现，技术的发展，使得科学家们在太阳系行星周围观测到的卫星数量不断增多。土星���经被认为是太阳系中卫星总数最多的行星，目前已知的土星卫星有30颗，但是它最终还是将这一名号拱手让给了木星。\n\n搜寻太阳系外行星的方法\n　　行星自身不发光，而只能反射恒星的光芒。如果把恒星比喻为一台功率强大的探照灯，那么行星就只是站在探照灯边缘的一只小小荧火虫。“探照灯”是如此耀眼，“荧火虫”当然就毫不起眼了。所以我们不能直接看到它们，这是寻找它们最大的难题。科学家意识到，我们必须使用一种间接的方法，现在，科学家已经摸索出四种间接的方法来寻找日外行星。\n\n看看恒星是否在跳摇摆舞\n　　恒星的质量比行星大，所以它的引力也更加强大，它会把行星束缚在自己身边，让行星围绕着自己运转，这已经是尽人皆知的事实，但行星也以自己的引力对恒星施加着影响。从遥远的地方看上去，行星会使恒星的轨道发生周期性的摆动。行星每转一圈。恒星就会“摇摆”一下；从稍稍偏向一边转而稍稍偏向另一边。\n　　实施这种方法的时候，我们可以选定一片天空，透过望远镜拍摄其图像；测定其中各星球的相对位置；然后每过一段时间，对同一片天空重复同样的操作……最后，比较多次拍摄到的图像，观察各星球的运动是呈线形模式还是呈“摇摆”模式。\n　　当然，“摇摆”的幅度是非常微小的，就连比地球大1000倍的木星对太阳产生的影响也十分难辨。只要测量恒星是否有周期性的摆动，就可以判定它是否有行星。第一颗日外星就是这样发现的。\n　　1995年10月，瑞士日内瓦天文台以梅厄为首的天文学家郑重地宣布；距我们40光年远的飞马座51有一颗行星，称为飞马座51B，这颗与太阳光谱相同的恒星以每秒60米的幅度来回摇摆，而且在一年半多的时间里十分稳定，这样稳定的摇摆周期表明它有一个行星。到现在为止，绝大多数行星都是通过这种方法发现的。\n\n观测恒星的光谱\n　　在发现日外行星的道路上，除了使用引力定律之外，还有另一种依靠光学的方法，这就是观测恒星的光谱。遥远的星光带给我们许多信息，它们不仅可以告诉我们它所包含的化学成分，还可以告诉我们许多其他的信息，这就交给我们另一种寻找日外行星的方法。这种方法就是要观察恒星颜色的改变，因为颜色的变化也表明恒星在运动。\n　　美国天文学家乔夫·马西每次观测恒星时，都会把恒星之光分解成光谱，而恒星大气层所吸收的波长则以线条的形式出现于其中，被称为“吸收线”。通过记录“吸收线”，马西就为星光录下了“指纹”，因为这一“指纹”与恒星所处的位置一一对应。假如恒星受到了不可见的行星的拉动，那么光谱中的“吸收线”也会移动。\n　　当一颗恒星向着观测者靠近时，辐射的光波会变短，向蓝端移动，称为蓝移。反之，则会向红端移动，称为红移。只要恒星的光谱中出现了这种变化，那就表明它有行星，是行星对他的拉动才使它的光谱发生了变化。所以通过检测一个恒星的光谱变化，也可以知道它是否有行星。\n\n观察恒星的光度变化\n　　肉眼无法直接观察到光谱的变化，它需要使用到相关的仪器，但是还有另一种利用光学的方法，这种方法比较简单，也更加易于理解。\n　　太阳系的金星在围绕着太阳运行的时候，会跑到太阳的前面，这个时候，它就超出了太阳的光芒，我们会看到，太阳上面出现了一个黑点，这个黑点就是金星。发生这种现象被称之为“金星凌日”，当“金星凌日”发生时，太阳的光芒会略微减弱。天文学家们认为，太阳系外行星在围绕各自的恒星运转时，也会发生类似的现象。通过大型望远镜，我们可以记录下来恒星光芒减弱的过程，这无疑是最可靠的方法。\n　　但是，这种方法有一个弱点，这个恒星系必须要跟我们的视线位于同一个轨道平面上。这样才可以看到它从恒星的表面经过，也正是因为这个原因，它发生的机会很少。所以，迄今，人们在太阳系外总共找到了120多颗，其中只有3颗是根据恒星光芒受遮挡而发现的。\n　　有人认为，在太空中，空间望远镜可以克服地球大气层的影响，可以明确地发现这样的行星，但是试验的结果证明，这样做跟地球上的同行相比，丝毫也没有什么优势。\n　　此外，根据恒星光芒削弱的程度，可以测算出太阳系外行星的质量；根据恒星光谱的变化，可以推算出行星大气的成分。飞马座HD209458有一颗质量与木星相当的行星，与所有其它日外行星不同的是，它与我们的视线位于几乎同一平面，公转���期是3.5254天，当它从恒星表面经过的时候，恒星的光芒就会减弱一点，这个时候，我们就可以检验它的大气成分。检验结果表明，这颗行星含有大量的钠元素，与科学家预言的基本相符，这是首次辨别出日外行星的化学组成。\n\n利用天然望远镜方法\n　　还有一种更加巧妙的方法，这种方法就是利用一种天然的宇宙望远镜，它又被称之为引力透镜。\n　　当一颗行星运行到一颗恒星的前面时间，它会使恒星的光芒减弱，这是因为行星距离恒星太近了。当这颗行星距离恒星足够远的时候，就会发生另一种情况，一种完全相反的变化，那就是它会使恒星的光芒增强，行星就像是一个放大镜，可以汇聚恒星的光芒。\n　　这种情况大大出乎我们的传统理念，但是它又合情合理，符合有关的引力定理。它被称之为引力透镜，这种情况已经被证明确实存在。但是这种情况的发生需要有好几个先决条件，它对行星的质量和行星距离恒星的距离都有着严格的要求，而且它们还跟地球到这个系统之间的距离也有关系，所以这种情况发生的可能性极少，天文学家观测了很多年，一直没有什么结果。\n　　但是，2004年4月，终于有一颗恒星出现了这种情况，于是，第一个用引力透镜方法找到的行星出现了。这颗行星的质量跟木星差不多，隐藏在银河系的中心，距离我们1.7万光年。它和它的母恒星一起组成了一个透镜，让一个更加遥远的恒星光芒变亮了好几天。所以这是一个复杂的引力透镜，这也是用引力透镜这种方法不好使用的一个根本原因。\n　　目前天文学家发现日外行星，只有这四种方法可以使用，其中使用摇摆法是最为可靠的方法，因为不管在哪里，引力定律都适用，恒星和行星相互之间的引力必然要暴露出它们之间的轨道关系。但是这种方法也又一个缺陷，那就是我们只能发现一些大质量的行星，对于那些小质量的行星，它对恒星的引力太小了，它使恒星摇摆的幅度太小，很难发现它们。\n　　在不久的未来，观测日外行星的技术还要获得大发展。技术的中心，将是发展光学技术，也就是要把恒星的光尽量减弱，同时，要把行星的光芒尽量增强。这样的技术将会使更多的行星暴露在天文学家的视野里。\n　　由于用天文仪器搜寻太阳系外行星的难度极大，天文学家一般采用间接的方法：\n　　天体测量法（Astrometry）　天体测量法是搜寻太阳系外行星最古老的方法。这个方法是精确地测量恒星在天空的位置及观察那个位置如何随着时间的改变而改变。如果恒星有一颗行星，则行星的重力将造成恒星在一条微小的圆形轨道上移动。这样一来，恒星和行星围绕着它们共同的质心旋转。由于恒星的质量比行星大得多，它的运行轨道比行星小得多。\n　　视向速度法（Radial Velocity）　视向速度法利用了恒星在行星重力的作用下在一条微小的圆形轨道上移动这个事实，目标现在是测量恒星向着地球或离开地球的运动速度。根据多普勒效应，恒星的视向速度可以从恒星光谱线的移动推导出来。\n　　凌日法（Transit Method）　当行星运行到恒星前方的时候，恒星的光芒会相应减弱。光芒减弱的程度取决于恒星和行星的体积。在恒星HD 209458的例子中，它的光芒减弱了1.7%。天文学家用凌日法发现了恒星HD 209458的行星HD 209458b。\n　　脉冲星计时法（Pulsar Timing）　通过观察脉冲星的信号周期以推断行星是否存在。一般来说，脉冲星的自转周期，也就是它的信号周期是稳定的。如果脉冲星有一颗行星，脉冲星信号周期会发生变化。\n　　重力微透镜法（Gravitational Microlensing）　用重力透镜效应来发现行星的方法。比如行星OGLE-2005-BLG-390Lb就是用这种方法发现的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "彗星", "content": "彗星（comet），太阳系中小天体之一类。彗星是一团冰冻物质和尘埃（也许好几团物质一起运动），当它靠近太阳时成为可见。太阳的热使彗星物质蒸发，在冰核周围形成朦胧的彗发和一条稀薄物质流构成的彗尾。由于太阳风的压力，彗尾总是指向背离太阳的方向。这就是彗星之名的由来，因为希腊语的彗星意为“长发星”。\n　　“脏雪球”模型是1949年弗雷德·惠普尔（Fred Whipple）提出的，已经得到实地造访彗星的无人空间探测器所证实。\n　　彗星被认为起源于太阳系诸行星的轨道之外、大致在到最近恒星距离中点处（离太阳几万个天文单位）的一个球壳或晕之中。彗星可能从太阳系形成以来就已经贮存在这个奥尔特��中了；与之对立的理论则认为，当太阳系穿过巨分子云时，将逮住的“新”彗星补充到奥尔特云中去。奥尔特云可能含有数千亿颗彗星。不时路过的恒星通过引力干扰奥尔特云，将彗星推向太阳，而那里木星和其他巨行星的引力影响则可能将它们捕获到周期较短的轨道上。\n　　有一个由彗星和其他宇宙碎片构成的中间环带，叫做柯伊伯带的，位于冥王星和海王星轨道之外、离太阳约35到1 000天文单位。柯伊伯带大概含彗星1亿颗，其中一些可能是从奥尔特云来的。不管起源如何，带中的彗星终将能够进入太阳系的行星领地。半人马星也许就是不久前被从柯伊伯带中抓过来放到现在轨道上的，但长周期彗星则被认为是从奥尔特云直接掉进来的。\n　　典型彗星的固体核是很小的——如哈雷彗星核大约是15公里长，10公里宽，10公里高——但环绕它的彗发却可能宽阔达到几十万公里，而彗尾则可延伸上亿公里。彗发和彗尾的物质全来自核的蒸发，所以彗星每接近太阳一次，核就变小一些，最后将消失，剩下的只是一群沿轨道运动的尘埃微粒，它们在与地球相遇时引发流星雨。\n　　彗星被随意分为两类——长周期的和短周期的。短周期彗星沿轨道走一圈的时间短于200年，它们基本上都在海王星轨道以内；长周期彗星沿轨道走一圈的时间长于200年（有些需要几百万年），它们可以远远超出行星轨道之外。已知短周期彗星大约有150颗，每年还有新的发现。哈雷彗星是这些定期拜访太阳系内区的客人中最亮的一个，周期是76年；恩克彗星的周期最短，只有3.3年。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "陨石", "content": "陨石（汉语拼音：Yunshi；英语：Meteorite），穿越地球大气层后陨落到地面的流星体。又称陨星。陨石陨落过程是一种壮观的自然现象，陨石是来自天外之物，自古就引起人们的兴趣。关于这些从天外降落的石块和铁块，公元前2000年前在埃及的纸草书中已有记录。中国约有700多次陨石降落的文字记录，是全世界陨石研究古代陨石的珍贵资料。世界上一些历史悠久的国家中，在古墓葬中发现一些用铁陨石制作的器物，说明古代人已注意收集和利用陨石。但对陨石的真正科学研究，是从1860年左右偏光显微镜等测试技术的实际应用之后才开展起来的。最近20多年来，墨西哥的阿连德碳质球粒陨石雨、中国的吉林陨石雨和南极地区发现收集的5000多块陨石标本，对陨石研究起了很大的促进作用。除月球样品和宇宙尘外，陨石是可供直接研究的主要地球外物质。对陨石的研究分析，可获得大量的宇宙信息。\n陨落过程\n　　太阳系中有无 数的大小不等的流星体绕太阳以椭圆轨道运行。由于受其他天体的摄动或各天体间的碰撞会改变流星体的运行轨道，当流星体与地球相遇时，有可能陨落到地面，这就是陨石。\n　　当流星体高速度(约11～72千米／秒)闯入地球大气层时，其前端的空气受到强烈压缩，可使温度骤升至几千度甚至上万度，使其表面物质熔化和气化。由于与大气分子的激烈碰撞而发光形成耀眼的火球，这就是人们所看到的火流星。火球一般出现在135千米至10千米的高空。火球消失后，人们有可能听到隆隆的响声。有的流星体在高空发生爆裂，爆裂后的许多碎块散落地面，这种现象称陨石雨，如1976年发生于中国的吉林陨石雨。陨石体高速与地表冲击碰撞还可形成陨石坑。\n陨石的收集\n　　世界各国收集陨石的历史较早，1747年，奥地利维也纳自然历史博物馆收藏了一块陨石，是为科学研究而收藏的最早的陨石。据估计，每年陨落到地球上的陨石约有500次，其中大多数陨落在海洋、江河、湖泊、山岭和荒漠地带，陨落在陆地而被发现和收集的可能只有几次。因此，陨石是稀有的珍贵宇宙标本。陨石大小不等。世界上已发现的最大铁陨石是非洲纳米比亚的霍巴铁陨石，重约60吨，中国的新疆大陨铁重约30吨；最大的石陨石是中国的吉林1号陨石，重1770千克。陨石表面一般都有一层很薄的黑色或深褐色的熔壳。陨石具有各种各样的不规则形状。\n　　20世纪70年代以后，在南极地区发现大量各种类型的陨石，到1980年止，已收集到约5000块。这些陨石在非常清洁的极地条件下保存下来，具有极高的科学价值。世界上的多数陨石标本都收藏在各国的自然历史博物馆、国家博物馆、陨石博物馆、天文馆和地质矿产博物馆或陈列馆中。\n　　陨石通常以陨落地点或发现地点的名称命名。\n化学成分和矿物组成\n　　组成陨���的近100种化学元素与组成太阳、地球和月球等太阳系天体的化学元素是一样的。但不同类型陨石的化学成分存在着显著的差异。陨石与地球岩石一样，基本上都是由矿物组成。但由于陨石体长期处于高度真空的宇宙空间环境，未经历地球岩石所受的变质作用和风化作用。因此，陨石矿物种类和共生组合与地球矿物存在明显不同。陨石中矿物约117种，其中约34种在地球岩石中未发现，而地球岩石矿物约有2400种；陨石的主要矿物只有橄榄石、斜方辉石、单斜辉石、铁纹石、镍纹石、陨硫铁、斜长石和层状硅酸盐(类蛇纹石或类绿泥石)　，种类比地球岩石少得多，地球岩石的主要矿物如石英、角闪石、钾长石、黑云母和白云母等在陨石中很少见或未发现；陨石中很少见到氢氧化物和Fe+3的化合物。\n陨石分类\n　　1863年，N.S.马斯基林把铁镍金属和硅酸盐含量大致相等的陨石作为一个陨石大类，称石铁陨石，为陨石分类奠定了基础。现代通常按陨石的矿物组成、化学成分和结构构造，划分为石陨石、铁陨石和石铁陨石3大类。而以石陨石最为常见，约占92％。石陨石又可分为球粒陨石和无球粒陨石。球粒陨石约占全部收集到的陨石的84％。铁陨石主要依据镍、镓、锗和铱的含量及陨石构造特征分为13个化学群。石铁陨石可分为橄榄陨铁、中铁陨石、古铜鳞英铁陨石和橄榄古铜铁陨石。\n陨石中的有机质\n　　由于陨石在陨落过程中和降落到地面后，可能受到地球有机物的污染，这给证认陨石中有机质的来源带来很大困难。在20世纪70年代以后，用有机质谱法分析了新陨落的碳质球粒陨石后，才证实了陨石中有机质的地外成因。已发现陨石中的有机化合物有氨基酸、卟啉、烷烃、芳香烃、嘌呤和嘧啶等。研究分析认为，这些有机化合物主要是原始星云凝集的晚期形成的，不是地外生命遗迹，而是非生物成因的前生物物质。这表明，地球形成时，这些与生命起源有关的有机物就混杂在地球内。但它们在地球漫长复杂的地质过程中的演化历史还不清楚。因此，对陨石等地外有机物的研究，将有可能揭示自然界有机物的形成及演化发展过程，为探索生命起源提供重要依据和线索。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "流星", "content": "拍摄于安大略省南部一座后院天文台的这幅合成夜间影像中，狮子座流星群带着辉光划过夜空。\n　　流星，运行在星际空间的流星体（通常包括宇宙尘粒和固体块等空间物质）在接近地球时由于受到地球引力的摄动而被地球吸引，从而进入地球大气层，并与大气摩擦燃烧所产生的明亮的光辉和余迹。一般出现于离地面80～120千米的高空，绝大多数流星相对地球的速度在11～72千米／秒，巨大的动能使它们远在到达低层大气之前就已被烧毁、气化，只有少数原来质量很大的流星才有可能有残骸落地而成为陨星。由射电观测得知，白天同样有万千流星下落，但总的说来，0～12时的流星多于12～24时，秋季多于春季。估计现在每年降落于地的流星物质有20万吨。中国古代有丰富的流星观测记录，最早的史料可追溯到鲁庄公七年(公元前687)。流星研究可提供地球高层大气的有关资料，还可利用余迹进行绝密的无线电通信。\n　　流星有单个流星、火流星、流星雨几种。人们通常为流星赋予美好的意义，认为看到并对着流星许愿就能实现心愿。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "行星际物质", "content": "行星际物质（汉语拼音：Xingxingji Wuzhi；英语：Interplanetary  Medium），充斥于太阳系空间中的微小物质。包括行星际尘埃和行星际气体，广义的还包括行星际磁场、宇宙线和各种电磁辐 射，行星际尘埃除了绕太阳运动的流星体外，还有许多大小在微米到厘米间的尘粒。它们的分布很不均匀，在黄道面附近和地月系统附近较密，密度为10-21～10-23克／厘米3，而在地月系统以外的区域，密度大致以距离的平方律减小。行星际气体主要成分是质子、电子以及氦、碳、氮、氧等元素的核，每立方厘米中约几个。宏观上呈电中性，其来源有太阳风、彗星的蒸发、行星大气的逃逸等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "太阳系起源", "content": "太阳系起源（汉语拼音：Taiyangxi Qiyuan；英语：Solar System，Origin of），研究太阳系由何而来的天文学分支学科。力求说明太阳系是在什么时候、由什么形态的物质、以怎样的方式、经历了多少时间形成的。太阳系起源有两个主要问题：一是形成行星物质的来源，二是行星形成的方式和过程。前者大致有3类理论：①灾变，认为是恒星走近或掠碰太阳致使太阳或恒星抛出物质。②俘获，太阳在宇宙中运动时从星际空间得到。③共同形成，认为太阳与行星由原有的同一原始星云凝聚而成。后者则可归纳为五种观点：①先形成环体，由各环体独立凝聚成行星及其卫星。②先形成若干比现在行星更大的原行星，以后它们失去一部或大部物质而变为行星。③先形成许多质量约1025千克左右的气态球体，以后凝聚成与月球大小相仿的中介体，最后再集聚为行星。④先形成一系列大小不一的旋涡，通过旋涡形成行星、卫星。⑤通过尘埃、粒子、粒子团由小变大的过程而形成许多大小不一的星子，星子通过吸积而变成若干行星胎再发展为行星。\n　　综观其研究史，几十种学说实质上可划为星云说和灾变说两大类。星云说在18～19世纪风靡一时，灾变说在19世纪末至20世纪前期几乎取而代之，但20世纪中叶以后又涌现出三四十种现代星云说，中国天文学家戴文赛也在70年代提出了一个新星云说。虽然这些学说彼此有很大不同，有的强调电磁作用，有的突出超新星作用，有的着眼于太阳系角动量的异常分布，有的强调星子集聚等。但它们通常具有3个共同特点：①坚持了康德-拉普拉斯星云说的精髓，即主张太阳与行星共同形成，但具体细节也不排斥某些灾变说中的合理部分。②充分运用现代科学各种新理论、新成果，包括恒星起源与空间探测的新发现、新资料。③论证中尽量作定量计算，条件许可时还进行各种模拟试验。由于新星云说取得了较大的成果，一些原主张灾变说的人也改变了观点。新星云说还在继续发展之中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "恒星", "content": "数以百万计的恒星聚集在一起,图片由哈勃太空望远镜摄得\n Fomalhaut是南鱼座方向上一颗明亮、年轻的恒星，与我们的距离不过25光年。早期，红外线观测辨认出一个冷物质带环绕着这颗恒星，近来，其细节被哈勃太空望远镜记录了下来。哈勃摄像机的日冕观测仪有一个遮光板覆盖了来自这颗恒星的眩光。图中环绕着Fomalhaut的偏心环的整齐而清晰的内边缘是轨道上运行着巨大行星的强有力证据，因为只有存在一个巨大行星才能形成和保持细碎天体物质所形成的环状带内边缘的整齐状态。 这个环到Fomalhaut的距离是133个天文单位，被认为是我们太阳系Kuiper带的早期状态\n　　恒星（汉语拼音：hengxing；英语：Star），由自身引力维持，靠内部的核聚变而发光的炽热气体组成的球状或类球状天体。银河系拥有几千亿颗恒星，但在晴朗无月的夜晚，在远离城市的地球表面用肉眼大约可以看到3,000多颗恒星。借助于望远镜，可看到几十万乃至几百万颗以上的恒星。恒星并非不动，因为离地球实在太远，不借助特殊工具和特殊方法，很难发现它们在天球上的位置变化，因此古代人把它们称作恒星。\n　　恒星是大质量、明亮的等离子体球。太阳就是一颗典型的恒星，离地球最近。白天由于有太阳照耀，无法看到其他的恒星；只有在夜晚的时间，才能在天空中看见其他的恒星。恒星一生的大部分时间，都因为核心的核聚变而发光。核聚变所释放出的能量，从内部传输到表面，然后辐射至外太空。几乎所有比氢和氦更重的元素都是在恒星的核聚变过程中产生的。\n　　天文学家经由观测恒星的光谱、光度和在空间中的运动，可以测量恒星的质量、年龄、金属量和许多其他的性质。恒星的总质量是决定恒星演化和最后命运的主要因素。其他特征，包括直径、自转、运动和温度，都可以在演变的历史中进行测量。描述许多恒星的温度对光度关系的图，也就是赫罗图（HR图），可以测量恒星的年龄和演化的阶段。\n　　恒星诞生于以氢为主，并且有氦和微量其他重元素的云气坍缩。一旦核心有足够的密度，有些氢就可以经由核聚变的过程稳定的转换成氦。恒星内部多余的能量经过辐射和对流组合的携带作用传输出来；恒星内部的压力则阻止了恒星在自身引力下的崩溃。一旦在核心的氢燃料耗尽，质量不少于0.5太阳质量的恒星，将膨胀成为红巨星，在某些情况下更重的化学元素会在核心或包围着核心的几层燃烧。这样的恒星将发展进入简并状态，部分被回收进入星际空间环境的物质，将使下一代恒星诞生时正元素的比例增加。\n　　恒星并非平均分布在星系之中，多数恒星会彼此受引力影响而形成聚星，如双星、三���星、甚至形成星团等由数万至数百万计的恒星组成的恒星集团。当两颗双星的轨道非常接近时，其引力作用或会对它们的演化产生重大的影响，例如一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体成为新星。\n　　天文学家对宇宙中恒星的数量一直有不同的估算。最著名的一个说法是美国天文学家卡尔·萨根在他的著作《千亿的千亿》中提出的一个猜测，认为宇宙中有1000亿个星系，每个星系有1000亿个恒星。而据此天文学家又进一步推测各星系恒星数量约为1000亿的一万亿倍。美国天文学家彼得·范·多昆和天体物理学家查理·康罗伊对来自星系的光强度分析后认为大约有3×1023。\n\n目录\n\n1 基本物理参量\n\n1.1 星等\n1.2 恒星光谱\n1.3 直径\n1.4 质量\n1.5 压力\n1.6 磁场\n\n\n2 化学组成\n3 物理特性的变化\n4 恒星的分类\n5 结构和演化\n\n5.1 恒星的结构\n5.2 恒星的形成\n5.3 原恒星形成\n5.4 主序星\n5.5 红巨星\n\n5.5.1 大质量恒星\n5.5.2 坍缩\n\n\n\n\n6 观测简史\n7 恒星命名\n\n\n基本物理参量\n　　描述恒星物理特性的基本参量有距离、亮度（视星等）、光度（绝对星等）、质量、直径、温度、压力和磁场等。测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角（叫作周年视差），再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法。但对大多数恒星说来，这个张角太小，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。\n\n星等\n　　恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等数值越小。地球上测出的星等称视星等；归算到离地球10秒差距处的星等称绝对星等。使用对不同波段敏感的检测组件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。最通用的星等系统之一是U（紫外）、B（蓝）、V（黄）三色系统；B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V＝-26.74，绝对目视星等Mv＝＋4.83，色指数B－V＝0.63，U－B＝0.12。由色指数可确定色温度。恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。\n\n恒星光谱\n　　有关恒星的知识主要来自能揭示其物质成分、表面温度和运动状态的光谱研究。恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型（也可称作温度型）。温度相同的恒星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等越小。恒星的光度级可分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ，依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星（或矮星）、亚矮星、白矮星。太阳的光谱型为G2V，颜色偏黄，有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零，温度约10,000K。恒星大气的有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度，差别很大。\n\n直径\n　　恒星的真直径可根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可测出小到0″.001的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准，加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。有些恒星也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几千米，有的大到109千米以上。\n\n质量\n　　多数恒星存在于双星系统中。天文学家根据某些特殊的双星系统能测出恒星的质量；经过多年的观测，又确定了质光关系。一般恒星质量能根据质光关系进行估算。总的说来，各种不同类型恒星模型代表的质量，与能够通过现实恒星精确测量的对应质量是符合的，这可确信建立的模型的正确性。已测出的恒星质量大多介于太阳质量的百分之几到120倍之间，但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间。恒星的密度可根据直径和质量求出，密度的量级大约介于10-9g/cm3（红超巨星）到1013～1016g/cm3（中子星）之间。\n\n压力\n　　恒星表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定。中性元素与电离元素谱线的强度比，不仅同温度和元素的丰度有关，也同电子压力密切相关。电子压与气体压之间存在着固定的关系，二者都取决于恒星表面的重力加速度，因而同恒星的光度也有密切的关系。见恒星大气理论。\n\n磁场\n　　根据恒星光谱中谱线的塞曼分裂（见塞曼效应）或一定波段内连续谱的圆偏振情况，可测定恒星的磁场。太阳表面的普遍磁场很弱，���约1～2高斯，有些恒星的磁场则很强，能达数万高斯。白矮星和中子星具有更强的磁场。\n\n化学组成\n　　与在地面实验室进行光谱分析一样，对恒星的光谱也可进行分析，借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量。多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多。按质量计算，氢最多，氦次之，其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同，如沃尔夫–拉叶星，就有含碳丰富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序之分）。金属线星和A型特殊星中，若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强。理论分析表明，演化过程中恒星内部的化学组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变，重元素的含量会越来越多。见恒星化学组成。\n\n物理特性的变化\n　　观测发现，有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间发生周期的、半规则的或无规则的变化。这种恒星叫作变星。变星分为两大类：一类是由于几个天体间的几何位置发生变化而造成的几何变星；另一类是由于恒星自身内部的物理过程而造成的物理变星。几何变星中，最为熟悉的是两个恒星互相绕转，因而发生变光现象的食变星（即食双星）。它们分为大陵五型、天琴座β（渐台二）型和大熊座W型三种。几何变星中还包括椭球变星（因自身为椭球形，亮度的变化是由于自转时观测者所见发光面积的变化而造成的）。物理变星，按变光的物理机制，主要分为脉动变星和爆发变星两类。脉动变星的变光原因是恒星在经过漫长的主星序阶段以后（见赫罗图），自身的大气层发生周期性的或非周期性的膨胀和收缩，引起光度的脉动性变化。理论计算表明，脉动周期与恒星密度的平方根成反比，因此那些重复周期为几百乃至几千天的晚型不规则变星、半规则变星和长周期变星都是体积巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星。周期约在1～50天之间的经典造父变星和周期约在0.05～1.5天之间的天琴座RR型变星（又称星团变星）是两种最重要的脉动变星。观测表明，造父变星的绝对星等随周期增长而变小（这是与密度和周期的关系相适应的），因而可通过精确测定它们的变光周期来推求它们自身以及它们所在的恒星集团的距离，所以造父变星又有宇宙中的“灯塔”或“量天尺”之称。天琴座RR型变星也有量天尺的作用。\n　　还有一些周期短于0.3天的脉动变星（包括盾牌座δ型变星、船帆座AI型变星和仙王座β型变星等），它们的大气分成若干层，各层都以不同的周期和形式进行脉动，因而其光度变化规律是几种周期变化的叠合，光变曲线的形状变化很大，光变同视向速度曲线的关系也有差异。盾牌座δ型变星和船帆座AI型变星可能是质量较小、密度较大的恒星，仙王座β型变星属于高温巨星或亚巨星一类。\n　　爆发变星按爆发规模可分为超新星、新星、矮新星、类新星和耀星等几类。超新星的亮度会在很短期间内增大数亿倍，然后在数月到1～2年内变得非常暗弱。这是恒星演化到晚期的现象。超新星的外部壳层形成一个逐渐扩大而稀薄的星云（超新星遗迹）；内部则因极度压缩而形成密度非常大的中子星。最著名的银河超新星是1054年在金牛座发现的“天关客星”。现在可在该处看到著名的蟹状星云，其中心有一颗周期约33毫秒的脉冲星。\n　　新星在可见光波段的光度在几天内会突然增强大约9个星等或更多，然后在若干年内逐渐恢复原状。1975年8月在天鹅座发现的新星是迄今已知的光变幅度最大的一颗。光谱观测表明，新星的气壳以每秒500～2,000千米的速度向外膨胀。一般认为，新星爆发只是壳层的爆发，质量损失仅占总质量的千分之一左右，因此不足以使恒星发生质变。有些爆发变星会再次作相当规模的爆发，称为再发新星。\n　　矮新星和类新星变星的光度变化情况与新星类似，但变幅仅为2～6个星等，发亮周期也短得多，大多是双星中的子星之一。因而有人认为，这一类变星的爆发是由双星中某种物质的吸积过程引起的。\n　　耀星是一些光度在数秒到数分钟间突然增亮而又很快回复原状的一些很不规则的快变星。它们被认为是一些低温的主序前星。\n　　随着观测技术的发展和观测波段的扩大，还发现了射电波段有变化的射电变星和X射线辐射流量变化的X射线变星等。\n\n恒星的分类\n　　目前所用的恒星分类系统源起于20世纪初期，当时是以氢的谱线从A排列至Q，那时还不知道温度���影响谱线最主要的因素，而当依照温度重新排列时，就与现在使用的完全一致了。\n　　根据恒星光谱的差异，以不同的单一字母来表示类型，O型是温度最高的，到了M型，温度已经低至分子可能存在于恒星的大气层内。依据温度由高至低，主要的类型为：O、B、A、F、G、K和M，各种各样罕见的光谱类型还有特殊的分类。最常见的特殊类型是L和T，是温度最低的低质量恒星和棕矮星。每个字母还以数字从0至9，以温度递减再分为10个细分类。然而，这个系统在极端高温的一端仍不完整：迄今还没有被分类为O0和O1的恒星。\n　　另一方面，也发现恒星的谱线恒星可以根据光度作用再分类，这对应到它们在空间的大小和表面的重力。它们的范围从0（超巨星）经过III'（巨星）到V（主序带矮星）和VII（白矮星）。大部分的恒星都属于主序带，这是在绝对星等和光谱图（赫罗图）的对角线上窄而长的范围，包含在其中的都是进行氢燃烧的恒星。我们的太阳是主序带上分类为G2V的黄色矮星，是一般平常的大小和温度中等的恒星。太阳被作为恒星的典型样本，并非因为它很特别，只因它是离我们最近的恒星，且其它恒星的许多特征都能以太阳作为一个单位来加之比较。\n　　附加于光谱类型之后的小写字母可以显示出光谱的特殊性质。例如，“e”表示有发射谱线，“m”代表金属的强度异常，“var”意味着光谱的类型会改变。\n　　白矮星有自己专属的分类，均以字母D为首，再依据光谱中最明显的谱线特征细分为DA、DB、DC、DO、DZ、和DQ，还可以附随一个依据温度索引的数值。\n\n结构和演化\n　　根据实际观测和光谱分析，恒星大气的基本结构可分为日冕、色球层，再向内为光球层。光球大气吸收更内层高温气体的连续辐射而形成吸收线。历史上曾把高层光球大气叫作反变层，而把发射连续谱的高温层叫作光球。光球这一层相当厚，其中各个分层均有发射和吸收。光球与反变层不能截然分开。太阳型恒星的光球内，有一个平均约1/10半径或更厚的对流层。在上主星序恒星和下主星序恒星的内部，对流层的位置很不相同。能量传输在光球层内以辐射为主，在对流层内则以对流为主。\n　　对于光球和对流层，常利用根据实测的物理特性和化学组成建立模型进行研究。可从流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设出发，建立起若干关系式，用以求解星体不同区域的压力、温度、密度、不透明度、产能率和化学组成等。恒星的中心温度可高达数百万度乃至数亿度，在那里进行着不同的产能反应。一般认为恒星是由星云凝缩而成，主星序以前的恒星因温度不够高，不能发生热核反应，只能靠引力收缩来产能。进入主星序之后，中心温度高达700万度以上，开始发生氢聚变成氦的热核反应。这个过程很长，是恒星生命中最长的阶段。氢燃烧完毕后，恒星内部收缩，外部膨胀，演变成表面温度低而体积庞大的红巨星。那些内部温度上升到近亿度的恒星，开始发生其他核反应。这些演化过程中恒星的温度和光度按一定规律变化，从而在赫罗图上形成一定的径迹。最后，一部分恒星发生超新星爆炸，气壳飞走，核心压缩成中子星一类的致密星而趋于“死亡”。\n\n恒星的结构\n　　一颗稳定的恒星内部是在流体静力平衡的状态下：在任何一个小体积内的力量相互之间几乎确定都是完全平衡的。平衡的力是向内的万有引力和恒星内部由于压力梯度产生向外的压力。压力梯度是由等离子体的温差建立的，因为外的的部份温度会比内部核心的低。主序星或巨星的核心温度至少有107K，这样的温度在主序列恒星的核心要燃烧氢进行核聚变反应是绰绰有余的，并且能产生足够的能量防止恒星进一部的崩溃。\n　　在核心的原子核聚变时，产生的能量会以γ射线辐射出去。这些光子与包围在周围的等离子体相互作用，增加了核心的温度。在主序代的恒星将氢转换成氦，缓慢但是稳定的增加核心内氦的比率。最后，氦成为核心最主要的成分，并且核心不再产生能量。取代的是，质量大于0.4太阳质量的恒星，核聚变慢慢的在包围着氦核心的氢壳层扩展开来。\n　　除了流体静力平衡之外，在稳定的恒星内部也要维持着热平衡的能量平衡。在内部的辐射温度梯度造成热能向外流动。在任何一层向外流出的能量，与邻接其下方那一层向外传送的能量是完全相等的。\n　　辐射层是在恒星内部能以辐射充分且有效率传送能量的区域，在这个区域内等离子体没有任何的扰动，也不会任何质量的运动。如果不是这样，等离子体就会变得不稳定，并且开始产生对流运动成为对流层。这种情况很可能发生，例如，在某一个区域产生了非常高的能量流动，例如在核心区域或在外面非常不透明的包层附近。\n　　主序带上的恒星能否在外面的包层产生对流，主要取决于恒星的质量。质量是太阳数倍的恒星有着深入恒星内部的对流层而辐射层在外面。较小的恒星，像太阳这样的则正好相反，是对流层在外面。红矮星的质量低于0.4太阳质量，整个都是对流层，阻止了氦在核心堆积成氦核,多数恒星的对流层都会随着恒星老化而改变内部的结构和发生变化。\n　　恒星能够让观测者看见的部份是光球层，这是恒星的等离子体变得透明可以用光子传送能量的一层。在此处，从核心传递过来的能量变成可以自由进入太空中的光子，因此在光球层上的太阳黑子，或是温度低于平均值的区域，就会出现。\n　　在光球层之上是恒星大气层。向太阳这种在主序带上的恒星，最低层的大气是色球层，针状突起和闪焰会出现在这儿。包围在外面的是过渡区，温度在不到100公里的距离内很快的窜升，在上面就是日冕，由大量高热的等离子体组成，巨大的体积可以向外伸展出数百万公里。日冕的存在看来是依靠着恒星外面数层的对流区。尽管它的温度很高，日冕只发出微弱的光。太阳的日冕平常只有在日全食的时候才能看见。\n　　从日冕吹出的恒星风是来自恒星的等离子体质点，会继续向外扩张直至遭遇到星际物质。对太阳而言，受到太阳风扩张影响所及的气泡状范围称为太阳圈。\n\n恒星的形成\n 哈勃空间望远镜上新安装的大视场照相机3拍摄的星系M83核心附近猛烈的恒星形成。标准模型无法解释其中所出现的大质量蓝色恒星以及它们将能量返还给其母星云的方式。版权：NASA, ESA, R. O'Connell (Universityof Virginia), B. Whitmore (STScI), M. Dopita(Australian National University), and the WideField Camera 3 Science Oversight Committee\n　　恒星形成依然是当今天体物理学中最活跃的领域之一。它始于星际空间中漂浮着的巨大气体、尘埃云。如果这片星云——或者，通常把星云中某个高密度部分称为“云核”——的温度足够低、密度足够大，向内的引力就会超过向外的气体压强，于是它就会在自身的重量下坍缩。这片星云或者这个云核的密度和温度会变得越来越高，最终点燃核聚变。由聚变产生的热量会使得内部压强升高，进而停止坍缩。于是这颗新诞生的恒星就会进入可持续数百万乃至上万亿年的动态平衡状态。\n　　这一恒星形成理论是自洽的，并且和大量的观测相符。但它还远未完善。有四个问题特别困扰着天文学家。\n\n\n如果高密度的云核是孵出恒星的“蛋”，那么下蛋的“母鸡”在哪里？星云自身必定来自某个地方，而它们的形成过程还没有被很好地认识。\n\n是什么使得云核开始坍缩？无论最初的机制是什么，它决定了恒星的形成率以及恒星的最终质量。\n\n胚胎期的恒星如何彼此影响？标准理论描述的都是孤立的单颗恒星；它并没有告诉我们，当恒星密集形成的时候会发生什么，而这却是绝大多数情况。最近的发现预示，我们的太阳形成于一个已经瓦解的星团之中。在拥挤的托儿所里长大和当一个独子之间会有什么不同？\n\n大质量恒星到底是怎样形成的？标准理论只能用于质量小于20个太阳质量的恒星，对于更大的恒星则不适用，它们巨大的光度会在初生的恒星积聚到足够的物质前将星云吹散。此外，大质量恒星会通过紫外辐射、高速外流和超音速激波来作用于它们周围的环境。这一能量反馈会使得星云瓦解，但标准理论并没有考虑这一点。\n\n\n　　解决这些问题的呼声正在日益高涨。从星系形成到行星起源，恒星形成几乎是天文学中一切的基础。如果不了解它，天文学家就无法剖析遥远的星系或者是认识太阳系外的行星。虽然最终的回答还仍然扑朔迷离，但有一点已经取得共识：一个更精湛的恒星形成理论必须要考虑环境对其的影响。新生恒星的最终状态将不单单取决于云核中的初始条件，还和其周围的环境以及其他恒星随后对它的影响有关。这是一场宇宙尺度上的先天和后天之争。\n　　恒星在星际物质扩张的密度较高的地区内形成，但是那儿的密度仍然低于地球上人造的真空。这样的地区称为 分子云 ，其中的成分绝大部分是氢，大约23%－28%是氦，还有少许的重元素。猎户座大星云就是恒星形成区的一个例子。 当大质量的恒星在��子云内形成，它们将照亮那云气，也会使氢电离，创造出HII区。\n\n原恒星形成\n　　恒星的形成从分子云内部的引力不稳定开始，通常是因为超新星（大质量恒星爆炸）的冲激波触发或两个星系的碰撞（像是星爆星系）。一但某个区域的密度达到或满足金斯不稳定性的标准，它就会因为自身的引力开始坍缩。\n　　分子云一但开始坍缩，密集的尘土和气体就会形成一个个我们所知道的包克球，它们可以拥有50倍太阳质量的物质。当小球继续坍缩时，密度持续增加，引力位能被转换成热，并且使温度上升。当原恒星云趋近于流体静力平衡的状态时，原恒星就在核心形成了。这些主序前星经常都有原恒星盘著，引力收缩的期间至少要经历一千万至一千五百万年。\n　　早期恒星质量低于2倍太阳质量的属于金牛T星，较大的则属于赫比格Ae/Be星。这些新生的恒星由自转轴的两极喷出的喷流，会形成所谓的赫比格-哈罗天体。\n\n主序星\n　　恒星一生的90%都是在核心以高温和高压将氢聚变成氦。像这样的恒星在主序带上，称为矮星。从零龄主序星开始，氦在核心的比率稳定的增加。结果，为了维持在核心的核聚变，恒星会缓慢的增加温度和光度。以太阳为例，估计从46亿年进入主序带迄今，光度已经增加了40%。\n　　每一颗恒星都会吹出恒星风将微粒持续的送入太空中。对多数的恒星，经由这样流失的质量是可以忽略不计的，太阳每年流失的只有10−14太阳质量，或是它一生所消耗质量的0.01%。但是大质量恒星每年所流失的可能达到10−7至10−5太阳质量，对它们的演化会有重大的影响。开始时有50倍太阳质量的恒星可能会在主序带的阶段丧失一半的质量。\n　　恒星在主序带上所经历的时间取决于他的燃料和消耗燃料的速率，换言之就是开始的光度和质量，对太阳来说，估计他的生命有一百亿年。大质量的恒星燃烧燃料的速度快，生命期就短；小的恒星（像是红矮星）燃烧燃料的速度很慢，至少可以维持数兆年，而当生命结束时也只是单纯的越来越黯淡。但是因为这种恒星的生命期远大于现在的宇宙年龄（137亿岁），所以还没有这样的恒星死亡。\n　　除了质量，比氦重的元素在恒星演化中也扮演着重要的角色。在天文学中，比氦重的元素都被视为\"金属\"，而这些元素在化学上的浓度称为金属量。金属量可能影响恒星燃烧燃料的速率、控制磁场的形成，和改变恒星风的强度。由于形成恒星的分子云成份不同，年老的，第二星族星的金属量就比年轻的第一星族星低（当老的恒星死去并将大气层洒落至分子云中，重元素的量就会随着时间过去变得越来越丰富。）\n\n红巨星\n　　质量不低于0.5太阳质量以上的恒星在核心供应的氢耗尽之后，外层的气体开始膨胀并冷却形成红巨星。例如大约50亿年后的太阳，当太阳成为红巨星时，它的最大半经将是目前的250倍（1天文单位（150,000,000千米））。成为巨星时，太阳大约已失去目前质量的30%。\n　　对一个达到2.25太阳质量的红巨星，氢聚变会在包围着核心外的数层壳曾内进行。最后核心被压缩至可以进行氦聚变，同时恒星的半径逐渐收缩而且表面的温度增加。更大的恒星，核心的区域会直接进行氢聚变与氦聚变。\n　　在恒星核心的氦也耗尽之后，核聚变继续在包围着高热的碳和氧核心的气壳层内进行，然后循着与原来的红巨星阶段平行，但是表面温度较高的路径继续演化。\n\n大质量恒星\n　　在氦燃烧阶段，许多超过10倍太阳质量的大质量恒星膨胀成为红超巨星，一但核心的燃料耗尽，它们会继续燃烧比氦更重的元素。\n　　核心继续收缩直到温度和压力能够让碳融合。这个过程会继续，满足下依步骤燃烧氖、氧、和硅。接近恒星生命的终点，核聚变在恒星内部可能延着数层像洋葱壳一样的壳层中发生。每一层燃烧着不同的燃料，燃烧的最外层是氢，第二层是氦，依序向内。\n　　当铁被制造出来就到达了最后的阶段。因为铁核的束缚能比任何更重的元素都大，如果程序继续，铁核的燃烧不仅不会释放出能量，相反的还要消耗能量。同样的，它也比较轻的元素紧密，铁核的分裂也不会释放出能量。比较老、质量比较大的恒星，在恒星的核心就会累积比较多的铁。在这些恒星的重元素或可能会随着自身的运作方式到达恒星的表面，发展形成所知的沃尔夫-拉叶星，从大气层向外吹送出密度较高的恒星风。\n\n坍缩\n　　在发展中，平均大小的恒星会将外面数层的气层扩散成为行星状星云。���果在外层的大气层散发之后剩余的质量低于1.4倍太阳质量，它将缩小成一个小天体（大小如同地球），但没有足够的质量继续压缩，这就是所知的白矮星。虽然一般的恒星都是等离子体，但在白矮星内的电子简并物质已不是等离子体。在经历非常漫长的时间之后，白矮星最后会暗淡至成为黑矮星 。\n　　更大的恒星，核聚变会继续进行，直到铁核有了足够的大小（大于1.4倍太阳质量）而不再能支撑自身的质量。这时核心会突然的坍缩使电子进入质子之内，在反β衰变或电子捕获的爆发之后形成中子和中微子。由这种突然的坍缩产生的激震波造成恒星剩余的部分产生超新星的爆炸。当它们发生在银河系内，就是历史上曾经以肉眼看见和记载的，在以前不存在的“新恒星”。\n　　这颗恒星的大部分物质都在超新星爆炸中飞散出去（形成像蟹状星云这种的云气）而还剩下的就是中子星（有些被证明是波霎或是X-射线爆发），或是质量更大的就形成黑洞（剩余的质量必须大于4倍太阳质量）。 在中子星内的物质是中子简并物质，和一种可能存在核心且极不稳定的简并物质，QCD物质。在黑洞核心的这种物质所处在的状态是迄今仍不了解的。\n　　这颗死亡恒星外层被抛出的物质包括一些重元素，可能在新恒星形成的世代交替中成为原料，而这些重元素可以形成岩石的行星。超新星和大恒星恒星风的抛出物是构成星际物质的重要成分。\n\n观测简史\n　　人类对恒星的观测历史悠久。古埃及以天狼星在东方地平线的出现，预示尼罗河泛滥的日子。中国商朝就设立专门官员观测大火在东方的出现，确定岁首的时刻，与作物播种与收割并列在卜辞中。而中国明朝的航海家们则利用航海九星来判断方向。美国的阿波罗11号飞船设有光学定位仪，利用恒星来确定位置。\n　　在历史上，恒星在世界各地的文明中都曾占有重要的地位，它们被作为宗教上的实践并用于天文导航上指示方向。许多古代的天文学家都相信恒星被固定在永恒的天球上（球形的天空），并且永远不会变化。经由相约成俗，天文学家将一群一群的恒星集合组成星座，并且用它们来追踪行星在天空中的运动和臆测太阳的位置。太阳在星空背景（和地平线）被用来创造了历法，可以用来实践农业的调控。现在几乎全球都在使用的格里历就是依据最靠近地球的恒星，太阳为基础建立的。.\n　　最古老的，标有精确日期的星图出现在西元前1534年的古埃及。伊斯兰天文学家为许多恒星取的阿拉伯文名称一直到今天都还在使用，他们还发明了许多天文仪器可以测量和计算恒星的位置。在11世纪，阿布·拉伊汉·比鲁尼描述银河系像是由有恒星的云气组成的许多碎片，在1019年的月食也测量了一些恒星的纬度。\n　　中国至晚在春秋时期已了解恒星是由气体构成，并知道还是有新的恒星可能出现。早期的一些欧洲天文学家，像是第谷，就在夜空中辨认出一颗新的恒星(后来称为新星)，因此认为天空不是永恒不变的。在1584年，焦尔达诺·布鲁诺认为恒星像太阳一样，也可能有其他行星，甚至有像地球一样的，环绕着它们，古代的希腊哲学家德谟克利特和伊比鸠鲁也曾经提出和他一样的想法。在进入下个世纪前，天文学家已经取得了一致的看法，认为恒星是遥远的太阳。神学家李察·宾特利质疑这些恒星为何没有对太阳系施加万有引力，艾萨克·牛顿解释认为在每个方向分布的恒星将引力彼此互相抵销掉了。\n　　意大利天文学家Geminiano Montanari在1667年观测和记录了大陵五的光度变化，爱德蒙·哈雷出版一对邻近“恒星”自行的测量报告，显示出从古希腊天文学家托勒密和喜帕恰斯迄今，它们的位置已经改变了。白塞尔在1838年首度利用视差的技术测出一颗恒星（天鹅座61）的距离是11.4光年，显示了天空的广大和天体距离的遥远。\n　　威廉·赫歇尔是第一位尝试确定恒星在天空中分布状态的天文学家。在1780年代，他用量测器对600个方向进行了一系列的测量，计算沿着视线方向可以看见的恒星数目。透过这样的研究，他推论出恒星的数量平稳的向着天空的一侧增加，这个方向就是银河的中心。他的儿子约翰·赫歇尔在南半球的天空重复他的研究，也得到向着同一方向增加的相同结果。除了这些还有其他的成就，威廉·赫歇尔还注意到有些恒星不仅是在相同的方向上，彼此之间还是物理上的伙伴形成了联星系统。\n　　约瑟夫·夫琅禾费和安吉洛·西奇开创了科学的恒星分光学，经由比较天��星和太阳的光谱，他们发现有不同数量和强度的吸收谱线 —恒星光谱中黑暗的谱线是由大气层吸收特定频率的波长造成的。西奇从1865年开始分依据光谱类型对恒星做分类。不过，现代的恒星分类系统是安妮·坎农在1900年代建立的。\n　　在19世纪双星观测所获得的成就使重要性也增加了。在1834年，白塞尔观测到天狼星自行的变化，因而推测有一颗隐藏的伴星；爱德华·皮克林在1899年观测开阳周期性分裂的光谱线时发现第一颗光谱双星，周期是104天。天文学家斯特鲁维和S. W. Burnham仔细的观察和收集了许多联星的资料，使得可以从被确定的轨道要素推算出恒星的质量。第一个获得解答的是1827年由Felix Savary透过望远镜的观测得到的联星轨道。\n　　对恒星的科学研究在20世纪获得快速的进展，相片成为天文学上很有价值的工具。卡尔·史瓦西发现经由比较视星等和摄影星等的差别，可以得到恒星的颜色和它的温度。1921年，光电光度计的发展可以在不同的波长间隔上非常精密的测量星等。阿尔伯特·迈克耳孙在胡克望远镜第一次使用干涉仪测量出恒星的直径。\n　　在20世纪的第一个十年里，恒星物理概念性的重要工作开始进展。在1913年，赫罗图发展出来，推动了恒星在天文物理上的研究。解释恒星内部和恒星演化的模型被成功的发展出来；恒星光谱也因为量子物理学的进展而得以成功的解释；恒星大气中的化学成分也能够被确定。\n　　除了超新星之外，各别的恒星都在我们的银河系所在的本星系群中被观测到，特别是在可以看见的银河部分。但是有些距离地球一亿光年远，在室女座星系团M100星系内的恒星也被观测到。在本超星系团也有一些星团被观测到，并且现代的望远镜原则上可以观察到本星系群内单独的微弱恒星— 被解晰出来最遥远的恒星距离在一亿光年。然而在本超星系团之外的星系中，无论是单独的恒星或星团都未曾被观测过，唯一的例外是在十亿光年外的一个拥有数十万颗恒星的巨大星团曾留下微弱的影像—距离十倍于以前曾观测过最遥远的星团。\n\n恒星命名\n中国\n　　每一颗恒星都要给它取一个独特的名字，才能够便于研究和识别。中国在战国时代起已命名肉眼能辨别到的恒星或是以它所在星官（包括三垣以及二十八宿）命名，如天关星、北河二、心宿二等；或是根据传说命名，例如织女星（织女一）、牛郎星（河鼓二）、老人星等，构成一个不严谨的独立体系。\n西方\n　　星座的概念在巴比伦时期就已经存在，古代的观星人将哪些比较显著的恒星和自然或神话等特定的景物结合，想像成不同的形状。位于黄道带上的12个星座就成了占星学的依据，许多明显的单独恒星也被赋予专属的名字，特别是以阿拉伯文和拉丁文标示的名称。\n　　而且有些星座和太阳还有它们自己整体的神话，它们被认为是亡者或神的灵魂，例如大陵五就代表着蛇发女怪梅杜莎。\n　　到了古希腊，已经知道有些星星是行星（意思是“漫游者”），代表着各式各样重要的神祇，这些行星的名字是水星、金星、火星、木星、和土星[23]（天王星和海王星虽然也是希腊和罗马神话中的神祇，但是它们的光度暗淡，因此古代人并未发现，它们的名字是后来才由天文学家命名的。）。\n　　大约在1600年代，星座的名称、范围以及恒星的名字还是由各个地区自己命名的。1603年，德国天文学家约翰·拜耳创造了以希腊字母序列与星座结合的拜耳命名法，为星座内的每一颗恒星命名。然后英国天文学家约翰·佛兰斯蒂德发明出了数字系统的命名法，这就是佛兰斯蒂德命名法。从此以后许多其他的系统的星表都被创造出来。\n其他\n　　科学界唯一认可能够为恒星或天体命名的机构是国际天文联合会。很多的私人公司（例如：“International Star Registry”）以贩售恒星的名字为主，但是除了购买者以外，这些名字既不会被科学界认可，也没有人会使用这个名字[24]，并且有许多组织假称为天文机构进行诈欺，骗取无知的民众购买星星的名字。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "恒星物理学", "content": "恒星物理学（ stellar physics ），应用物理学知识，从实验和理论两方面研究各类恒星的形态、结构、物理状态和化学组成的学科。天体物理学的分支。在恒星上发现的某些奇特物理现象，也能够启发和推动现代物理学的发展。\n\n研究方法\n一般的恒星都是炽热的气体球。研究恒星所必需的一切资料几乎全部来自恒星自身的电磁辐射��近年来能检测它们的高能粒子和引力波效应。因此，早期主要使用光学、红外线、射电和X射线等各种天文望远镜以及所附的终端设备，测量各类恒星在不同波段上的辐射强度、能谱、谱线结构、偏振状态等物理量。随后发展主要是应用热辐射理论，推知恒星表面的有效温度；应用谱线位移和一定的几何方法，确定恒星自转特性、双星特性或脉动特性；再利用引力理论、辐射理论和脉动理论，可推出双星轨道半长径、子星半径、子星质量（或质量函数）及脉动变星的平均半径和平均密度等；应用谱线的形成和致宽理论，推出恒星大气的电子压力、气体压力、不透明度、元素的丰度以及恒星的光度；应用核物理理论，推知恒星的产能机制及其变迁，再结合辐射转移理论就建立恒星模型，用以研究恒星内部结构理论；应用塞曼效应，可推知恒星磁场；应用引力理论、粒子物理理论，探讨恒星晚期超密态的各种现象；应用等离子体理论，探讨星冕、星风、质量交流和质量损失等恒星大气现象。最后，综合应用各种物理理论，探讨恒星的形成和演化。\n\n主要研究内容\n主要是：①恒星大气的观测和理论研究。恒星大气是能直接观测到的恒星外层部分。应用分光技术，依照辐射平衡、局部热动平衡的辐射转移理论和恒星大气模型理论，可在一定程度上解释连续光谱、吸收光谱和发射光谱的形态（见恒星大气理论），探明它们的形成机制、演变过程和致宽因素，并弄清恒星大气中光球、色球层和星冕等不同层次的物理状况和相互关系，以及大气中的元素丰度等，还可研究恒星自转，并根据较差自转来探讨恒星大气内层的情况。②恒星内部结构的研究。研究恒星内部从中心到表面各层的物态和物理过程，探讨恒星内部输送能量和维持温度梯度的物理机制，然后根据研究结果解释观测到的恒星质量、光度、半径和表面温度等的时序变化和相互关系。③恒星的能源和核合成的研究。确定产能和维持恒星不断辐射的核物理过程，探讨元素合成理论，以解释现有的元素丰度。较流行的是1957年B2FH理论及相关的发展理论。④恒星脉动现象的观测和研究。许多恒星有脉动性的光变。理论研究表明，脉动现象是恒星演化到一定阶段（多为赫罗图上红巨星或红巨星后的水平支阶段）的必然现象。根据最重要的几种脉动变星的周光关系，可确定恒星和许多有关天体的距离。利用线性和非线性脉动理论，可较好地解释恒星的脉动现象。⑤恒星爆发现象的观测和研究。多种恒星有不同能量级的爆发现象。从年轻的耀星、金牛座T型变星到老年和临近“死亡”的新星、超新星，都有爆发现象。关于各类爆发的物理机制还不十分清楚，需要积累更多更完善的观测资料，并进行更深入的理论分析。对于新星的爆发和许多类似的其他星体的爆发，许多人试图采用双星模型进行解释。⑥双星系统的观测和研究。双星是恒星世界的普遍现象，估计银河系中太阳附近半数以上的恒星是双星或聚星的子星。根据长期的目视、照相、光度和分光观测，可定出恒星最基本的物理参量：质量和半径。密近双星系统中存在大量的质量交流。这种交流所引起的气流、气环、热斑、X射线爆发和新星爆发现象等，在光谱和光度变化中都有所反映，对研究引力相互作用、辐射相互作用、物质相互作用和恒星演化过程等都很重要。⑦致密星的观测与相对论。根据流行的演化学说，晚期恒星因引力坍缩而成为密度大到105克/厘米3以上的致密星，即白矮星、中子星或黑洞。已观测到的白矮星有上千颗，被认为是中子星的脉冲星也已发现千余颗，但黑洞则尚在探寻之中。所有这些天体的研究都与广义相对论密切相关，同时也是对广义相对论的检验。对天鹰座射电脉冲星双星PSR1913＋16所进行的观测研究，证实了广义相对论预言过的引力波。\n\n发展动向\n近年来，恒星物理学在实测方面的一个重要发展是全波段观测。射电、大气外的X射线、远紫外线和红外线观测，大大丰富了关于恒星辐射和恒星表层物理的知识，并发现了X射线新星和X射线双星等新天体。现在看来，密近双星系统的观测和理论研究，是解决许多恒星物理学问题的一把钥匙。\n由于对耀星研究的深入，加上光斑干涉等超高分辨率和高精度光电视向速度分光仪等观测技术的发展，已经能够把当作点源的恒星与作为面源的太阳进行真正的类比研究。另一方面，由于有了大望远镜和其他新技术，已经能够对若干最近的星系（如大小麦���伦云）内的各类恒星进行较详细的观测研究，从而把它们与银河系内的同类型恒星进行对比，这样就能更好地了解天体化学组成对演化进程的影响。\n原子核物理学和粒子物理学的发展，大型快速电子计算机的广泛应用，推动进一步研究恒星的内部结构、元素合成和恒星演化过程。中微子天文学的发展打开了认识宇宙的新窗口。多种脉冲星的发现和研究，促进了辐射理论的发展。广义相对论和各种引力理论更加新活跃，被广泛应用于晚期恒星的研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "巴纳德星", "content": "巴纳德星（拼音：bā nà dé xīng），（英语：Barnard's star），E.E.巴纳德发现的自行(10″.31 )最大的恒星。\n相关数据\n　　星号为BD＋4°3561。距离地球5.9光年，是除半人马座比邻星以外，是离地球最近的恒星。它是一个M5V型红矮星，目视星等9.54等，切向速度90千米／秒，视向速度－ 108千米／秒。\n　　巴纳德星的年龄介于70亿至120亿年之间，不仅比太阳古老，天文学家还认为它可能是银河系中最古老的恒星[9]。它已经失去了大量的转动能量，光度的周期变化显示巴纳德星自转一周需要130天（相较之下太阳只需要25天）。因为巴纳德星是一颗古老的恒星，所以长久以来都被假设是一颗休眠期中的恒星，但是天文学家在1998年观测到一个强烈的恒星耀斑，所以巴纳德星其实是一颗耀星。巴纳德星也是一颗变星，标示为蛇夫座 V2500。\n自行运动\n　　自行运动是天体在天球上对应的横向速度（相对太阳的“横向”移动），巴纳德星的自行速度是90公里/秒，相当于每年在天球上移动10.3弧杪，所以这颗恒星在人的一生中可以移动四分之一度，相当于满月视直径的一半。\n　　巴纳德星的径向运动朝着太阳接近，所以天文学家可以观测到蓝移。目前有两份星表列出巴纳德星的径向运动数值：SIMBAD是每秒106.8公里；ARICNS是每秒110.8公里。天文学家将这些测量值与自行运动一起考虑后，认为它在太空中朝着太阳的相对速度是每秒139.7公里或142.7公里。天文学家根据巴纳德星朝向太阳移动的速度推算，它将在西元9,800年时最接近太阳，届时距离为3.75光年，但是当时最接近太阳的恒星是比邻星，因为它将会移动到比巴纳德星还要更接近太阳的位置。令人失望的是届时这颗星依然很黯淡，视星等只有8.5等，裸眼仍然看不见它，之后它又将稳定的远离太阳。\n　　巴纳德星的质量大约是太阳质量的14%[4]，半径是太阳的15-20%。虽然它的质量大约是木星质量的180倍，但是半径只比木星大1.5至2倍，所以这颗恒星与一颗棕矮星的大小相当。它的有效温度是3134（±102）K，视亮度是太阳亮度的4/10000，总亮度相当于34.6/10000。因为它是如此暗淡，如果把它放在太阳的位置，巴纳德星的亮度也只有满月的100倍，与站在距离太阳80天文单位的位置来观测太阳相当。\n行星系争议\n　　天文学家Peter van de Kamp在1963年发表对巴纳德星自行运动扰动现象的观测与分析，推测它可能有一颗大小约等于木星的行星以24年为周期绕其运行，当时曾获得多数天文学家的同意。但到80年代当收集的数据越来越多，发现许多矛盾后，这个结论开始有争议，目前普遍认为当年的推论是错的。\n　　新的分析认为巴纳德星有两颗行星；其中一颗行星的轨道周期为11.7年，轨道半长轴约2.7天文单位，质量约为木星的0.8倍；另外一颗星则为20年、3.8天文单位和约0.4倍。如果这些资料是正确的，则这将是用天体照相测量法找到的第一个包含有类行星的行星系。这些观测需要极精确而长期的测量，所以对它们的推论还只是暂时的。\n无论最终结果如何，从某种意义上说，我们确实已经发现了巴纳德星运行在同一轨道面上的行星系，只是更确切的证实还有待于今后的研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "双星", "content": "双星（ binary stars ），在空间中视位置比较靠近的两颗星。由于彼此引力作用而沿着轨道互相环绕运动的，称为物理双星。远看彼此很靠近，实际上在空间相距很远，并不互相环绕运动的两颗星，称为光学双星。本条所讲仅指物理双星。组成双星的两颗星均称为双星的子星。天狼、南门二、五车二、南河三、角宿一、心宿二、北河二、北斗一和参宿三等著名亮星都是双星。\n\n双星的种类\n①目视双星：指通过望远镜，人眼可以直接分辨开子星的双星。②干涉双星：指用干涉测量法(例如用经典干涉仪、强度干涉仪、光斑干涉仪等)测知的双星。③���食双星：指由掩星（例如月掩星）观测分析而略知的双星。④天体测量双星：一般指通过天体测量方法发现其自行行迹为曲线并可用存在某伴星来解释其行迹而发现的双星。⑤分光双星：指由谱线位移的规律性而判知的双星。测得两颗子星谱线的称为双谱分光双星（或双线分光双星），只测到一颗子星谱线的称为单谱分光双星(或单线分光双星)。⑥光谱双星：指由连续光谱能量分布而判知的双星，这种双星往往是轨道面与视向接近垂直，而且两子星的光谱型相差悬殊。⑦食双星：指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。⑧椭球双星（或椭球变星）：指由两颗椭球状子星组成，其合成亮度随位相(轨道上的相对地位)按一定规律变化而被发现的双星，但并不是食双星，椭球双星与食双星可合称测光双星。很多人又把分光双星和测光双星合起来称为密近双星。另外还有按照观测波段或所包含的特殊对象而得名的双星，如射电双星、X射线双星(或简称 X线双星)、爆发双星(包含爆发变星)、脉冲星双星等等。 \n\n\n\n双星示例 \n\n\n双星是恒星世界的普遍现象，是规模最小的恒星集团。此外还有两颗以上恒星组成的聚星，如三颗星组成的三合星，四颗星组成的四合星，等等。太阳周围5.2秒差距（约17光年）内共有恒星60颗（包括太阳），其中32颗单星，11对双星(22颗)，2组三合星(6颗)，所以双星和聚星的子星颗数占总数46％强。实际上，有些双星是很难发现的，例如：周期甚长的目视双星，轨道倾角很小（轨道平面和视线交角接近直角）的分光双星，两子星质量悬殊的分光双星，轨道扁长因而不易观测到相对运动的目视双星，变光因素复杂而难以识别的食双星或椭球双星，变幅过小的食双星等等。因此，太阳附近空间的恒星是双星或聚星的子星的，并不限于上述百分数，估计约有半数或超过半数。在许多星协、星团、星云和一些河外星系中也发现有双星。 \n\n研究双星的意义\n要研究恒星的过去和未来，最重要的是先要弄清它们的现状，即了解它们当前的基本参量，其中特别重要的是质量。除太阳外，许多单星的质量是不容易求出的，即使求得，也很难准确，而双星却是测定恒星质量和其他基本参量的重要对象。不少单星的质量估值，要用双星质量去对比检验。双星和聚星还可以说是引力“实验室”。例如，天鹰座射电脉冲星PSR1913+16（轨道周期既短，偏心率又大，而且包含有致密星的双星）就为研究相对论和引力波提供了宝贵的资料。\n双星还给人们提供认识恒星之间各种相互作用的条件，如引力相互作用、辐射相互作用、物质相互作用等。双星对于研究某些恒星内部的密度分布、大气结构、爆发等问题也提供了非常有利的条件，还可以为研究许多恒星的演化和寻找黑洞提供宝贵的样品。此外，认真研究双星、聚星和行星系的区别与联系，必然会大大促进它们的起源和演化等问题的解决。因此，双星的研究受到天文界的重视。自从 X射线双星、射电双星、脉冲星双星发现以来，双星天文学内容更加丰富，研究更加活跃。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "聚星", "content": "聚星（ multiple star ），由三、五个互相有物理联系的恒星组成的多重恒星系统，有时也按成员星的数目称为三合星、四合星等。聚星可以分成两类，一类是普通聚星，另一类称为四边形聚星。普通聚星的成员星两两组成双星，双星与另外的成员之间的距离至少是双星的两子星间的距离的3倍，有时可达几十倍，因此普通聚星的成员星的运动类似于双星的周期运动，只是这种周期运动由于摄动变得更复杂一点而已。大熊座ζ（中名开阳）是普通聚星的一个例子，开阳和旁边一个中名称为“辅”的星组成双星，相距约19，000天文单位，开阳本身又是一个双星，主星大熊座ζ甲和伴星大熊座ζ乙相距约400天文单位。大熊座ζ甲又是一个分光双星，主星和伴星相距约0.29天文单位。大熊座ζ乙也是分光双星。四边形聚星的成员星之间的距离相差不多，这种系统在力学上是不稳定的。聚星的成员星的运动不再是周期性的。聚星系统随着时间的流逝而逐渐瓦解。四边形聚星主要存在于星协之中，和年轻星团等一起组成星协的核心，是一种很年轻的恒星系统。猎户座四边形聚星是四边形聚星的著名的例子。它位于猎户座星云的中央，构成猎户座星协的核心。它由4颗亮度和光谱型都相差不多的星构成一个边长接近相等的四边形。自行的观测表明猎��座四边形聚星正在瓦解之中"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "变星", "content": "变星（汉语拼音：Bianxing；英语：variable star），由于内在的物理原因或外界的几何原因而发生亮度变化的恒星。有些恒星虽然亮度没有变化，但其他物理性质有变化的或光学波段以外的电磁辐射有变化的也归入变星之列，如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等。\n\n目录\n\n1 发现史\n2 命名\n3 类型\n4 意义\n\n\n发现史\n　　有些恒星的亮度变化肉眼就能发现，但大多数变星必须用一定的仪器、一定的观测技术才能发现。照相测光和光电测光技术的应用，使变星数目迅猛增加，1985年开始陆续出版的第4版《变星总表》已收集了到1982年为止发现和命名的28450颗变星和变光体。分光技术提供了变星物理性质的重要信息，不仅为发现变星，也为研究变化的原因提供了条件。但在已知变星中，做过光谱观测的仅占25％左右。\n\n命名\n　　少数变星在发现亮度变化前已经定名，仍继续延用，此外，绝大多数变星都按国际通用的命名法命名 ，即用拉丁字母加上星座名作为变星的名字。对每一个星座，按变星发现的顺序，从字母R开始 ，一直到Z，然后用两个字母 ，从RR，RS起到ZZ，再用前面的字母AA，AB，……，一直到QZ，其中字母J完全不用，从第335个起，用V335，V336，……，加上星座名。\n\n类型\n　　变星按其光变原因，可以分成内因变星和外因变星。前者的光变是光度的真实变化，光谱和半径也在变，又称物理变星；而后者的光度、光谱和半径不变，它们是双星，光变的原因是由于轨道运动中子星的相互掩食（称食双星或食变星）或椭球效应，外因变星又称为几何变星或光学变星。内因变星占变星总数的80％，又可分为脉动和爆发性质迥异的两大类。脉动变星占内因变星的90％，光变是由星体脉动引起的；爆发变星的光变是由一次或多次周期性爆发引起的。脉动变星和爆发变星又可以分成若干次型。变星的分类法随着人们认识的不断深化而逐渐改变，近年来发现越来越多的双星不仅是几何变星，也是物理变星。\n\n意义\n　　变星种类繁多，涉及恒星演化的各个阶段，变星的研究必然促进恒星理论的发展；食变星为确定恒星的质量、大小等物理量提供了难得的机会；造父变星的周光关系为宇宙尺度提供了基本校准，新星、超新星的极大亮度可作为粗略的距离指针；变星分属于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盘星族、中介星族Ⅱ和晕星族（见星族）五种不同空间结构次系，对银河系结构和动力学的研究也有重要意义。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星云", "content": "星云（ Nebula ），太阳系以外天空中一切非恒星云雾状的天体（图1、图2、图3）。一些较近的星系，外观像星云，18世纪以来也称为星云。1924年底解决了宇宙岛之争以后，才把二者分开。位于银河系内的称为银河星云，银河系以外的星云称为河外星系或星系。按形状、大小和物理性质，银河星云可分为：广袤稀薄而无定形的弥漫星云，亮环中央具有高温核心星的行星状星云，以及尚在不断地向四周扩散的超新星剩余物质云（见超新星遗迹）。就发旋光性质，银河星云又可分为：被中心或附近的高温照明星（早于B1型的）激发发光的发射星云，因反射和散射低温照明星（晚于B1型）的辐射而发光的反射星云，以及部分地或全部地挡住背景恒星的暗星云。前两种统称为亮星云。反射星云同暗星云的区别，仅仅是在于照明星、星云和观测者三者相对位置的不同。 \n\n\n\n图1　鹰状星云 \n\n\n图2　柱状星云 \n\n\n图3　环状星云 \n\n\n目录\n\n1 光度和光谱\n2 气体星云中的电离球\n3 星云的演变\n4 成分\n\n\n光度和光谱\n用肉眼只能看到一个猎户座大星云，说明一般星云都是十分暗弱的。在《梅西耶星表》（M星表）的103个有一定视面积的天体中，只有11个是真正的星云。就是在1888～1910年陆续刊布的《星团星云新总表》（NGC星表）及其补编(IC)中的13 226个有一定视面积的天体中，也只有一小部分是真正的星云。只是在大口径望远镜，尤其是大视场强光力的施密特望远镜出现后，才开始对星云进行有效的观测研究。气体星云光谱中除氢、氮等复合线外，还有很强的氧、氮等的禁线，如[OⅢ]λλ4959、5007,[NⅡ]λλ6548、6583和[OⅡ]λλ3726、3729等，几乎在所有气体星云的光谱中都可看到。气体星云的光谱中同时存在一个较弱的连续背景，它一部分来自星云内尘埃物质对星光的散射，其���度随星云中尘埃含量而增减；另一部分来自电子的自由–自由跃迁和自由–束缚跃迁。此外，若干星云中还出现被照明星辐射加热到100℃左右的尘埃粒子所发射的红外连续光谱。 \n\n气体星云中的电离球\n热星对气体星云的激发电离有一个范围。1939年瑞典天文学家B.G.D.斯特龙根确定了电离氢云的半径S0同恒星温度T和星云中粒子数密度N之间的关系：\n\n\n\n\n\n式中 T0为离照明星 S0处的电子温度， θ=5 040/ T, R为恒星半径。通常把这个半径 S0叫作斯特龙根半径。从这个电离云到周围中性氢云的过渡是急促的，过渡区的厚度只有千分之一 秒差距，所以电离氢云都有一个很清晰的边界。由于 星云中气体和尘埃分布不均匀，加上位于 星云前面的吸收物质分布不规则，实际观测到的电离氢云的边界往往是参差不齐的。\n\n星云的演变\n一般认为行星状星云是由激发它的中心星抛射出来的，将会逐渐消失；新星和超新星爆发所抛出的云也在很快地膨胀而逐渐消失。它们都是恒星演化过程中的产物，也是恒星逐渐变为星际物质的过程。在照明星晚于B1型的一些弥漫星云中，一个暗星云可能是和运动着的恒星偶然相遇而被照亮，恒星离开之后重又变暗。已观测到这些星云与它们的照明星的视向速度是不相同的，因而二者之间没有演化上的联系。还有一些发射星云内部包含若干早于B1型的热星，它们常常组合成聚星、银河星团或星协（如O星协）。这些星云和年轻恒星一起分布在银河系旋臂中。因此，一般认为这些星云中的热星群可能是不久前才从这些星云中诞生的。\n\n成分\n银河星云中的物质都是由气体和尘埃微粒组成的。不同星云中的气体和尘埃的含量略有不同。发射星云中的尘埃少些，一般小于1％；暗星云中则多一些。星云中物质密度常常十分稀薄，一般为每立方厘米几十到几千个原子（或离子）。星云的体积一般比太阳系大许多倍，虽然密度很小，总质量却常常很大。星云物质的主要成分是氢，其次是氮，此外还含有一定比例的碳、氧、氟等非金属元素和镁、钾、钠、钙、铁等金属元素。近年来还发现有OH、CO和CH4等有机分子。星云中各种元素的含量与宇宙丰度是一致的。在其他星系中也有很多气体星云。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星际物质", "content": "星际物质（ Interstellar Matter ），银河系（和其他星系）内恒星之间的物质，包括星际气体、星际尘埃和各种各样的星际云，还可包括星际磁场和宇宙线。\n\n\n\n麒麟座玫瑰星云　（选自美国基特峰天文台KPNO）\n\n\n星际物质(ISM)约占银河系可见物质质量的10％，高度集中在银道面，尤其在旋臂中。不同区域的星际物质密度可相差很大。星际气体和尘埃当聚集成质点数密度超过10～103个/厘米3时，就成为星际云，云间密度则低到0.1个/厘米3质点。平均密度为10−24克/厘米3，相当于平均数密度为1个/厘米3氢原子。星际物质的温度相差也很大，从几K到千万K。不同温度和密度的星际物质大体可用三相模型来描述。其中，冷中性介质为密度30个/厘米3原子，温度70K的中性氢气体，占总体积的3%～4%；温中性介质为密度0.3个/厘米3原子，温度6 000K的中性氢气体，占总体积的20％；热电离介质为密度0.001个/厘米3原子，温度1百万K的电离氢气体，占总体积的70％。这三种成分近似处于压强平衡，相互间可来回转换。\n星际气体的化学组成可通过各种电磁波谱线的测量求出。结果表明，星际气体的元素的丰度与根据太阳、恒星、陨石得出的宇宙丰度相似，即氢约60％，氦约30％，其他元素很低。\n星际尘埃是尺度约0.01微米到0.1微米的固态质点，分散在星际气体中，总质量约占星际物质总质量的1％。星际尘埃可能是由下列物质组成的：①水、氨、甲烷等的冰状物；②二氧化硅、硅酸镁、三氧化二铁等矿物；③石墨晶粒；④上述3种物质的混合物。\n星际尘埃吸收和散射星光，使星光减弱，这种现象叫作星际消光。消光数值依赖于观测方向，朝银极方向较小，银心方向最大。星际消光随波长的减小而增长，蓝光比红光减弱得更多，使星光的颜色随之变红，这种现象叫作星际红化。射电和红外波段的星际消光同光学波段相比可忽略，因而是观测银心的最佳波段。星际尘埃还可引起星光的偏振，由这种星际偏振可测量星际磁场，其能量密度约为2×105电子伏/米3。\n星际尘埃对于星际分子的形成和存在具有重要的作用。一方面尘埃能阻挡星光紫外辐射不使星际分子离解，另一方面固体尘��作为催化剂能加速星际分子的形成。\n星际物质的观测可在不同的电磁波段进行，如1904年在分光双星猎户座δ的可见光谱中发现了位移不按双星轨道运动而变化的钙离子吸收线，首次证实星际离子的存在。1930年观测到远方星光颜色变红，色指数变大（即星际红化），首次证实星际尘埃的存在。1951年通过观测银河系内中性氢21厘米谱线，证实星际氢原子的大量存在。1975年利用人造卫星紫外光谱仪观测100多颗恒星的星际消光与波长的关系，得知220纳米附近的吸收峰。1977年，观测星际X射线波段，发现OⅦ2.16纳米（0.57千电子伏）的谱线，确认存在着温度达105～107K的高温气体。\n根据现代恒星演化理论，一般认为恒星早期是由星际物质聚集而成，而恒星又以各种爆发、抛射和流失的方式把物质送回星际空间。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "银河系", "content": "银河系(示意图)\n 银河系的螺旋结构（艺术图）。NASA/JPL-Caltech/R. Hurt\n 银河系中心周围的区域色彩斑斓。 NASA/JPL-Caltech\n 银河系主体示意图\n 银河系四个波段的图像，a.可见光图像　b.射电图像　c.红外图像　d.X射线图像\n　　银河系（汉语拼音：Yinhexi；英语：Galaxy），地球和太阳所在的巨大恒星系统。拥有约2,000亿颗恒星，因其投影在天球上的乳白亮带——银河而得名。银河系为本星系群中除仙女星系外最大的星系，它的总目视光度约为太阳的150亿倍。按形态分类，银河系是一个Sb或Sc型旋涡星系，中心区有一可能的棒状结构（半径约2,400秒差距，质量约为太阳的100亿倍），记为S(B)bc型。它的第一个主要成分为一旋转的薄盘，称为银盘，直径约为40千秒差距，厚约为300秒差距，质量约为太阳的600亿倍，由较年轻的恒星(星族Ⅰ)，银河星团、气体和尘埃组成。高光度星和银河星云组成旋涡结构(旋臂)叠加在银盘上。在盘内特别是巨分子云中不断进行着活跃的恒星形成过程。第二个主要成分是一较暗的直径约30千秒差距的球形晕称为银晕，质量约为银盘的15％～30％，由较年老的恒星(星族Ⅱ)组成，其中有百分之几处于球状星团中，还有少量热气体。银晕中央融入一显著的旋转椭球形成分(2.2千秒差距×2.9千秒差距)称为银河系核球，亦由星族Ⅱ的恒星组成。银河系的动力学中心称为银心，可能含有一个约300万倍太阳质量的黑洞。第三种主要成分是一由暗物质构成的晕称为暗晕，半径超过100千秒差距。银河系可见物质的质量为太阳质量的1,400亿倍，其中恒星约占90％，气体和尘埃组成的星际物质约占10％。而暗物质的质量至少为太阳质量的4,000亿倍。银河系整体作较差自转。太阳在银道面以北约8秒差距处，距银心约8.5千秒差距(IAU,1985)，以每秒220千米速度绕银心运转，2.4亿年转一周。\n　　1750年，英国天文学家赖特认为银河系是扁平的。1755年，德国哲学家康德提出了恒星和银河之间可能会组成一个巨大的天体系统；随后的德国数学家郎伯特也提出了类似的假设。到1785年，英国天文学家威廉·赫歇耳绘出了银河系的扁平形体，并认为太阳系位于银河的中心。\n　　1918年，美国天文学家沙普利经过4年的观测，提出太阳系应该位于银河系的边缘。1926年，瑞典天文学家贝蒂尔·林德布拉德分析出银河系也在自转。\n\n目录\n\n1 组成\n2 起源和演化\n3 银河系的邻居\n4 研究简史\n\n\n组成\n　　银河系可见物质约90％集中在恒星内。在赫罗图上，按照光谱型和光度两个参量，分为主序星、超巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星五个分支。1944年，巴德通过仙女星系的观测，判明恒星可划分为星族Ⅰ和星族Ⅱ两种不同的星族。星族Ⅰ是年轻而富金属的天体，分布在旋臂上，与星际物质成协。星族Ⅱ是年老而贫金属的天体，没有向银道面集聚的趋向。1957年，根据金属含量、年龄、空间分布和运动特征，进而将两个星族细分为极端星族Ⅰ(旋臂星族)、较老星族Ⅰ、盘星族、中介星族Ⅱ和极端星族Ⅱ（晕星族）。\n　　恒星成双、成群和成团是普遍现象。太阳附近25秒差距以内，以单星形式存在的恒星不到总数之半。迄今已观测到球状星团约160个，银河星团1,200多个，还有为数不少的星协。据统计推论，应当有300个球状星团和18,000个银河星团。\n　　20世纪初，E.E.巴纳德用照相观测，发现了大量的亮星云和暗星云。1904年，恒星光谱中电离钙谱线的发现，揭示出星际物质的存在。随后的分光和偏振研究，证认出星云中的气体和尘埃成分。近年来，通过红外波段的探测发现，在暗星云密集区有正在形成的恒星。射电天文学诞生后，利用中性氢21厘米谱线勾画出银河系旋涡结构。估计出中性氢的质量约为太阳的40亿倍。根据电离氢区（总质量为太阳的8,400万倍）描绘，发现太阳附近有3条旋臂：人马臂、猎户臂和英仙臂。太阳位于猎户臂的内侧。此外，在银心方向还发现了一条3千秒差距臂。旋臂间的距离约1.6千秒差距。1963年，用射电天文方法观测到星际分子OH，这是自从1937～1941年间，在光学波段证认出星际分子CH、CN和CH+以来的重大突破。到2000年底，发现和证认的星际分子已超过120种。这些分子（主要为H2和CO）包含在散布于银盘内的数千个巨分子云中(总质量为太阳的3亿倍)。图2为用不同手段得到的银河系图像。\n\n起源和演化\n　　银河系的起源这一重大课题现今还了解得很差。这不仅要研究一般星系的起源和演化，还必须研究宇宙学。按大爆炸宇宙学模型，观测到的全部星系都是140亿年前高温高密态原始物质因密度发生起伏，出现引力不稳定和不断膨胀冷却，逐步形成原星系，并演化为包括银河系在内的星系团的。\n　　1962年，O.J.艾根、D.林登贝尔和A.R. 桑德奇提出，银河系起源于一个巨大的球形气体云，称原银河星云。化学成分与大爆炸后的原始宇宙相同，即氢约占75％，氦约占25％。在时标约2亿年的迅速坍缩过程中，最早诞生的是晕族恒星，因为形成恒星的气体没有金属，所以这些晕星是贫金属的。又因为气体向中心坍缩，所以承袭其速度的晕星绕中心作偏心率较大的椭圆运动，而来不及形成恒星的大部分原始气体在坍缩过程中互相碰撞，轨道变圆并沉降到银盘上，由于混入了大质量晕星演化后抛出的重元素，使得随后形成盘族的恒星金属丰度较高。近年还从恒星的形成和反馈、银核的活动及周围矮星系物质的吸积等角度，更细致地探讨银河系的动力学和化学演化。20世纪60年代由林家翘和徐霞生等发展起来的密度波理论，很好地说明了银河系旋涡结构的整体结构及其长期的维持机制。\n\n银河系的邻居\n　　银河、仙女座星系和三角座星系是本星系群主要的星系，这个群总共约有50个星系，而本地群又是室女座超星系团的一份子。\n　　银河被一些本星系群中的矮星系环绕着，其中最大的是直径达21,000光年的大麦哲伦云，最小的是 船底座矮星系、天龙座矮星系和狮子II矮星系，直径都只有500光年。其他环绕着银河系的还有小麦哲伦云，最靠近的是大犬座矮星系，然后是人马座矮椭圆星系、小熊座矮星系、玉夫座矮星系、六分仪座矮星系、天炉座矮星系和狮子I矮星系。\n　　在2006年1月，研究人员的报告指出，过去发现银河的盘面有不明原因的倾斜，现在已经发现是环绕银河的大小麦哲伦云的扰动所造成的涟漪。是在她们穿过银河系的边缘时，导致某些频率的震动所造成的。这两个星系的质量大约是银河的2%，被认为不足以影响到银河。但是加入暗物质的考量，这两个星系的运动就足以对较大的银河造成影响。在加入暗物质之后的计算结果，对银河的影响增加20倍，这个计算的结果是根据马萨诸塞州大学阿默斯特分校马丁·温伯格的电脑模型完成的。在他的模型中，暗物质的分布从银河的盘面一直分布到已知的所有层面中，结果模型预测当麦哲伦星系通过银河时，重力的冲击会被放大。　\n\n研究简史\n　　18世纪中叶，人们已意识到除行星、月球等太阳系天体外，满天星斗都是远方的“太阳”。T.赖特、I.康德和J.H.朗伯最先认为，很可能是全部恒星集合成了一个空间上有限的巨大系统。第一个通过观测研究恒星系统本原的是F.W.赫歇耳。他用自己磨制的反射望远镜，计数了若干天区内的恒星。1785年，他根据恒星计数的统计研究，绘制了一幅扁而平、轮廓参差不齐、太阳居其中心的银河系结构图。F.W.赫歇耳死后，其子J.F.赫歇耳继承父业，将恒星计数工作范围扩展到南半天。1837年，W.斯特鲁维测定织女一的三角视差，开始测定恒星的距离，为银河系距离尺度的研究奠定了基础。1887年，O.斯特鲁维首次测定银河系自转，开始了银河系整体运动的研究。1906年，J.C.卡普坦为了重新研究恒星世界的结构，提出了“选择星区”计划，后人称为“卡普坦选区”。他于1922年得出与F.W.赫歇耳的类似的模型，也是一个扁平系统，太阳居中，中心的恒星密集，边缘稀疏。H.沙普利在完全不同的基础上，探讨银河系的大小和形状。他利用1908～1912年H.S.勒维特发现的麦哲伦云中造父变星的周光关系，测定了当时已发��有造父变星的球状星团的距离。假设没有明显星际消光的前提下，于1918年建立了银河系透镜形模型，太阳不在中心。1927年，J.H.奥尔特证实银河系的自转。1930年，R.J.特朗普勒证实存在星际物质。1944年，W.巴德提出星族概念，探讨银河系恒星在物理学和运动学上的总体性质，这对后来银河系形成和演化的研究有重要意义。20世纪50年代，由于射电天文观测手段的应用，证实了银河系旋臂的存在，发现了银河系中心区的复杂结构与爆发现象。60年代，首次探测到银心的红外辐射。80年代，高速晕族恒星的发现以及附近矮星系的运动提示银河系存在暗物质晕。90年代，射电天文学家和红外天文学家合作发现了银心存在大质量黑洞的证据。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "银河", "content": "银河（汉语拼音：Yinhe；英语：Milky Way），横跨星空的一条淡淡发光的带。中国古代又称天河、银汉、星河。银河在天鹰座与天赤道相交，在北半天球，它经过天鹅、蝎虎、仙王、仙后、英仙、御夫、金牛、双子和猎户等星座，跨入天赤道的麒麟座，再往南经过大犬、船尾、船帆、船底、南十字、半人马、圆规、矩尺、天蝎、人马和盾牌等星座，返回天鹰座。银河各部分的宽窄和明暗程度相差很大。银河在天球上勾画出一条宽窄不一的带，称为银道带。它的最宽处达30°，最窄处只有4°～5°，平均约20°。银河有些部分很明亮，如盾牌、人马那一段。有些部分则非常暗，如天鹰、天鹅座以南的大分叉和南十字座附近的“煤袋”。大分叉非常暗，银河在那里好像被分成了两条支流。已得知，银河实际上是银河系主体部分在天球上的投影。因此，当用望远镜观测时，可以看见银河由数量众多的恒星和星云组成。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星团", "content": "星团（ Star Cluster ），由各成员星之间的引力束缚在一起的恒星群体。许多较亮的星团用肉眼或小望远镜看起来是一个模糊的亮点。1784年法国天文学家C.梅西耶在研究彗星时，把103个位置固定的模糊天体编成星表，以免与彗星混淆。1888年丹麦天文学家J.德雷耶尔编了包括有7 840个有星云、星团等延伸天体的星表《星云星团新总表》（简称NGC星表），后来又发表了包括5 386个天体的NGC星表的补编（简称IC星表）。这几个星表中都载有大量的星团。因此，一般就用这些星表的编号作为星团的名称。如《梅西耶星表》67号天体(M67)即NGC2682，是一个银河星团；M22即NGC6656，是一个球状星团。一些亮星团还有自己的专门名称，如昴星团、毕星团等。星团可分为球状星团和疏散星团两种。\n\n\n\n球状星团\n\n\n球状星团\n球状星团由于它们的形状是球对称的或接近于球对称的而得名，直径数十至300光年，含有数万至数百万颗恒星。恒星平均密度要比太阳附近的恒星大50倍左右，而中心则要大约1 000倍。球状星团内恒星如此密集，又离我们十分遥远，通常只有边缘的一部分星在长时间曝光的照相底片或CCD照片上得以分辨，而要把球状星团中大部分成员星分解成单颗的恒星，必须使用具有高分辨率的哈勃空间望远镜或配自适应光学系统的地面大望远镜。银河系内已发现约150个球状星团，它们大部分分布在银晕中，年龄很老，金属含量很低，各自沿高偏心椭圆轨道绕银心运动。离银盘较近的球状星团年龄较轻，金属含量较高。还可能有许多球状星团隐藏在银盘中，只是由于那里有大量吸光物质而未被发现。\n估计银河系约有500个球状星团，分布在一个中心与银心重合巨大的球形空间内，其数密度随银心距的增加以负3.5次方的幂率下降。在球状星团中有许多变星，其中大部分是天琴座RR型变星，其余大部分是星族Ⅱ造父变星，这两类天体都可用来测定距离。\n1975年底以来，在一些球状星团中发现有X射线源、毫秒脉冲星等，这提示球状星团中可能存在密近双星、中子星或黑洞。很多大星系周围都发现了球状星团，如已知仙女星系的球状星团就在350个以上。巨椭圆星系的球状星团更为丰富，如M87甚至包含数千个。某些相互作用星系，特别是新近并合的星系往往有较年轻的富金属球状星团。  \n\n疏散星团\n疏散星团形态不规则，在大至50光年的范围年含有数十至数千颗恒星。成员星彼此的角距离较大，一般都能用望远镜分解开，因而得名。疏散星团有半数位于银道面附近宽度为7°的狭带上，因此又名银河星团。银河系中已发现的疏散星团约1 200个，著名的如昴星团、毕星团和M67。疏散星团成员星的自行大致相同。如果星团离地球较远，看到的这些星的运动轨迹是大致平行的。但对于较近的疏散星团，由于投影的原因，它们的成员星的运动轨迹看起来并不平行，而是从一点辐射出来，或是会聚于一点，这两种点分别称为辐射点或会聚点。这种离地球比较近的、能得出辐射点或会聚点的疏散星团又称为移动星团，其距离可通过成员星自行的测量得到。\n球状星团是很老的天体，一般年龄约为一百亿年，可用来作为宇宙年龄的下限。但疏散星团的年龄却差别很大，一些年轻星团的年龄只有几百万年，而M67的年龄为几十亿年，故可用来描绘银河系自盘形成以后的历史和演化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星协", "content": "星协（ Stellar Association ），由相似光谱型年轻恒星组成的非常松散的集合。OB星协是大质量高光度的O、B型恒星的集合。R星协是质量较小（3～10倍太阳质量），能照亮周围反射星云的年轻恒星的集合。T星协是质量与太阳相当的金牛座T型变星的集合。因为O、B型恒星和金牛座T型变星都是十分年轻的天体，所以星协也是一种年轻的天体，它的年龄只有百万年数量级。某些空间区域既有O星协又有T星协，猎户座星协就是这样的例子。星协和年轻的疏散星团、四边形聚星有密切的关系，后者往往构成星协的核心。此外，星协常与气体尘埃星云有物理上的关联。银河系内，星协总是位于银河系的旋臂上。星协的尺度从数秒差距到数百秒差距，含数十到数百颗恒星。在星协中，虽然某一特定类型的恒星的密度较高，但其总密度却低于周围星场。星协是不稳定的系统，已经发现一些星协在向外膨胀。根据现行的速度倒推回去可估计系统的年龄，如用这种方法估计英仙Ⅱ星协的膨胀年龄略大于一百万年。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星族", "content": "星族（ Stellar Population ），银河系（以及河外星系）内大量天体的某种集合。这些天体在年龄、化学组成、空间分布和运动特性等方面十分接近。银河系所有天体分为晕星族（极端星族Ⅱ）、中介星族Ⅱ、盘星族、中介星族Ⅰ（较老星族）、旋臂星族（极端星族Ⅰ）5个星族。晕星族分布如一个球状的晕，由银河系中最老的天体所组成，包括球状星团、亚矮星和周期长于0.4天的天琴座RR型变星。中介星族Ⅱ的主要代表是高速星以及长周期变星。盘星族包括核球内的恒星、行星状星云和新星，周期短于0.4天的天琴座RR型变星以及“弱线星”（光谱中出现较弱的金属线）。中介星族Ⅰ包括强金属线星和A型星。极端星族Ⅰ集中分布在银道面附近（银面聚度最大），主要为旋臂中的年轻恒星，如O型星、B型星、超巨星，经典造父变星一些银河星团和星际物质等。\n各星族的年龄相差很大。晕星族最老（其中球状星团年龄在100亿年以上）；从中介星族Ⅱ、盘星族和中介星族Ⅰ到最年轻的旋臂星族，年龄依次递减。后者的年龄大多为几亿年，甚至有3千万至5千万年或者更短的。\n各个星族在化学组成上也有差别。一般较老的星族所含的重元素（天文学中重于氦的元素统称金属）百分比，要比年轻星族的低，又称贫金属。这种差别可用恒星演化过程加以解释。恒星进入晚年期后向外抛射物质，使恒星内部核过程所形成的重元素渗入星际物质中去，以后由这种“加浓”物质形成的恒星，重元素含量就会相应增高。因此，越是年轻的恒星，包含的重元素就越多，即越富金属。\n星族Ⅰ和星族Ⅱ的概念是1944年W.巴德提出的，他认为银河系以及其他旋涡星系的恒星可分成两大类，称为“星族Ⅰ”和“星族Ⅱ”。两个星族的差别，明显反映在赫罗图的形状以及最亮恒星的颜色和光度上。对于星族Ⅰ，最亮的恒星是早型白色超巨星；对于星族Ⅱ，最亮的恒星是K型红橙色超巨星。此外，星族Ⅰ和星族Ⅱ在空间分布和运动特性方面也有不同：星族Ⅰ的恒星集中于星系外围旋臂区域内，银面聚度大；星族Ⅱ的恒星则主要集中在星系核心部分，银面聚度小。后来研究表明，把所有的恒星划分为两个星族过于简单。1957年，在梵蒂冈举行的星族讨论会上，将银河系里的恒星划分为5个星族。这种划分方法现已为各国天文学家普遍接受。此外，推测存在比星族Ⅱ更年老的星族Ⅲ，它们可能是大爆炸后不久形成的第一代恒星，几乎完全由氢和氦组成，质量特别巨大，在度过短暂的一生后通过超新星爆发将内部核反应生成的重元素散布到后来形成星系的物质中去。大量的研究表明，星族概念在研究银河系的起源和演化问题上起着重要的作用。它已成为星系天文学和天体演化学的重要内容。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "银河系结构", "content": "银河系结构（ Galactic Structure ），银河系结构的研究已有近二百年历史，这是近代和现代天文学的活跃领域之一。1785年，F.W.赫歇耳第一个研究了银河系结构，他用恒星计数方法得出银河系恒星分布为扁盘状，太阳位于盘面中心的结论。1918年，沙普利研究球状星团的空间分布，得出银河系内球状星团系统的直径为30千秒差距，发现太阳的位置并不在银河系的中心。巴纳德研究了赫歇耳资料指出银河系中存在不发光的星际尘埃云，主要分布于银道面。以后，中性氢21厘米谱线射电的探测，六十年代星际分子谱线的发现，红外技术的发展，都为银河系结构的研究提供了强有力的工具。 \n\n\n\n银河系主体侧视图 \n\n\n\n\n银河系总体结构大致如下：银河系的物质（主要是恒星）密集部分组成一个圆盘，形状有点像体育运动用的铁饼，叫作银盘。银盘的中心平面叫作银道面。银盘中心隆起的球形部分叫银河系核球。核球中心有一个很小的致密区，叫作银核。银盘外面是一个范围广大、近似球状分布的系统，叫作银晕。其中的物质密度比银盘中低得多。银晕外面还有银冕，也大致呈球形。\n银盘直径约25千秒差距。银盘中间厚，外边薄。中间部分的厚度大约2千秒差距。太阳附近银盘厚度约1千秒差距。银盘中有旋臂，这是盘内气体尘埃和年轻的恒星集中的地方。旋臂内主要是极端星族Ｉ天体，如大量的O、B型星、金牛座T型变星、经典造父变星、银河星团、超巨星、星协等。21厘米谱线的研究发现，中性氢高度集中于银道面，尤其集中于旋臂内。银河系内已发现有英仙臂、猎户臂、人马臂等，还有一条离银心4千秒差距的旋臂叫作三千秒差距臂，正以约53公里/秒速度向外膨胀。太阳在银河系内位于猎户臂附近，离银心10千秒差距，在银道面北8秒差距处。银盘内主要是星族Ｉ的天体，除与旋臂有关的天体外，有晚于A型的主序星、新星、红巨星、行星状星云及周期短于0.4天的天琴座RR型变星等等。\n核球是银河系中心恒星密集的区域，长轴长4～5千秒差距，厚4千秒差距，结构复杂。核球的质量、密度、范围都未确定。由于光学观测受到星际消光的影响，射电、红外观测已成这一区域资料的主要来源。核球中主要是星族Ⅱ的天体，如天琴座RR型变星；也有星族Ｉ的天体，如M、K型巨星，近年还发现有分子云。银核发出强的射电、红外和X射线辐射，它的物质状态还不大清楚。银河系中心方向的位置是：赤经17h42m29s，赤纬－28°59′18″（历元1950.0）。\n包围着银盘的银晕，直径约30千秒差距，密度比银盘小，主要由晕星族组成，有亚矮星、贫金属星、红巨星、长周期天琴座RR型变星和球状星团等等。在恒星分布区之外，还存在一个巨大的大致呈球形的射电辐射区，称为银冕。\n银河系有一、二千亿颗恒星，其相当大一部分是成群成团分布的，它们组成了双星、聚星、星协和星团。太阳附近，主要由B型星组成一个独特的恒星系统，叫作本星团或谷德带。它在天球上构成与银道面成16°的大圆，其本质还未完全确定。银河系内，除恒星外，还存在大量弥漫物质，即气体和尘埃。它们除聚成星际云，高度集中分布于银道面附近外，还广泛散布在星际空间，弥漫物质的密度为10-20～10-25克/厘米3。恒星与星际物质间进行物质交换。各类不稳定的星体通过爆发把物质抛射到星际空间。星际云在一定条件下可以凝聚成恒星，星际物质也能被恒星吸积。星际物质的化学成分与恒星大气相近，主要是氢。尘埃的质量平均为气体的1/10。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "银河系模型", "content": "银河系模型（ galactic model ），从总体上研究银河系质量分布和结构的一种简化模式。银河系是一个庞大的天体(包括恒星和星际物质等)系统，结构复杂，各个区域的特性参差不齐。为了从总体上研究银河系的物理性质、力学结构和演化，需要把银河系的结构加以简化，不考虑局部细节，以便建立统一的物理量分布的银河系模型。银河系模型不同于真实的银河系，它只是为研究方便而采取的模拟手段。银河系模型主要研究银河系的质量分布。一般只考虑引力，不考虑旋涡结构（因为旋臂的引力场只占银河系总引力场的百分之几），同时还��定引力场是平滑变化的，局部的不规则性是可以忽略的，而且自转是对称的。这样可以避免许多数学上的困难。一般说来，要建立银河系平滑变化的质量分布模型，必须以某种形式的速度分布或密度分布为根据，并且需要选定若干参数。根据观测资料，可以认为银河系质量大体上按椭球分布。对不同的天体群（例如不同星族）可以分别建立各自的质量分布模型。\n近年来，观测方法不断更新，观测资料有了质的飞跃，同时在理论上也取得了长足的进展，因此除了建立质量分布模型外，还可以探讨星系的空间结构和建立运动学模型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "银河系自转", "content": "银河系自转（ Galactic Rotation ），银河系中的恒星和气体围绕银心在平行于银道面的近圆轨道上所作的整体旋转运动。这种旋转运动在旋涡星系和透镜星系中最为明显。在某些（但非全部）椭圆星系和不规则星系中也可看到，它维持着星系结构以对抗进一步引力坍缩。\n\n\n\n银河系的较差自转曲线\n\n\n研究银河系自转可利用恒星的光学观测资料，如视向速度、自行等。但这种方法只能适用离太阳不超过3～4千秒差距的范围；离太阳更远时需根据中性氢21厘米谱线的多普勒位移，求得氢云的视向速度，从而推出银河系的自转速度。自转速度随银心距的变化称为自转曲线。从银心附近为零开始，1千秒差距处增加到150千米/秒，到太阳附近达220千米/秒，以后保持恒定直到数十千秒差距的观测极限。线速度恒定要求角速度由内向外减小，这种情形称为较差自转。1927年，荷兰天文学家J.H.奥尔特引进了两个参数来描绘太阳附近银河系的较差自转。它们分别是：奥尔特常数 A=+14.8±0.8千米/（秒·千秒差距），B=−12.4±0.6千米/（秒·千秒差距），A–B给出在太阳处银河系的自转角速度，相应的自转周期约为2亿年。 \n由自转曲线可根据动力学求得星系的物质密度分布和总质量。观测表明，许多旋涡星系的自转曲线都像银河系一样，直到远超出光学可见区的距离仍保持平坦，提示这些星系周围存在着大质量的暗物质晕。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "银河系磁场", "content": "银河系磁场（ galactic magnetic field ），银河系（和其他星系）广阔的星际空间存在的非常弱而复杂的磁场系统。\n\n\n\n\n\n由星光偏振、宇宙线、银河背景射电辐射等可粗略估计银河系磁场的大小和方向，但比较准确的测定方法，主要是通过来自脉冲星和其他河外射电源辐射偏振面的旋转，即法拉第旋转，以及中性氢21厘米谱线的塞曼分裂。法拉第旋转测量得到的是辐射源和观测者之间的磁化等离子体的磁场的平均值；中性氢21厘米谱线的塞曼分裂测量得到的是视线方向的中性氢区(HI区)的磁场。银河系磁场分为有序的大尺度成分和无序的小尺度成分。有序成分由法拉第旋转测得，强度在太阳附近约为0.2纳特，在银心距4.5千秒差距（kpc）处约为0.6纳特。在太阳半径以外，磁场指向银河系旋转方向，在太阳半径以内约500秒差距处，磁场指向逆转，在银心距约5.5千秒差距处又再次逆转。无序成分由银河系同步辐射估计，强度从银心向外逐渐降低，在0.5倍太阳半径处约1纳特，在太阳半径处约0.6纳特，在2倍太阳半径处约0.3纳特。有证据表明，分子云中的磁场强度高于密度较低的星际空间，如21厘米辐射的偏振研究显示，猎户座B星云内磁场强度高达6纳特。大样本旋涡星系统计表明，其磁场强度平均约为1纳特。 \n银河系中广泛分布的脉冲星是探测银河系气体盘中大尺度磁场的唯一示踪天体。观测的脉冲星法拉第旋率统计显示，银河系中大尺度磁场的方向是沿着已知的4个旋臂的。在不同旋臂之间，磁场方向会系统地反向。图中圆圈、圆点、方块、方框等标记为脉冲量旋转量"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "恒星天文学", "content": "恒星天文学（ stellar astronomy ），研究恒星、星际物质和各种恒星集团的分布和运动特性的学科。天文学的分支。由于恒星为数众多，恒星天文学不采用讨论单个恒星的办法，而对大样本恒星，借助于统计分析和数学方法进行研究。恒星天文学的研究综合了天体测量学、天体物理学和射电天文学获得的各种数据，包括恒星视差、位置、自行、视向速度、星等、色指数、光谱型和光度等。\n恒星天文学作为一门学科是由F.W.赫歇耳通过对恒星的大量观测和研究开始的。1783年他首次通过分析恒星的自行发现了太阳（在���间的）运动，并定出了运动的速度和向点。J.F.赫歇耳继承和发展了其父开创的事业，在恒星计数、双星观测和编制星团和星云表方面做了大量工作。1837年V.Y.斯特鲁维等测定了恒星的三角视差，从此开始了测定恒星距离的工作。1887年L.O.斯特鲁维从对恒星自行的分析中估计了银河系自转的角速度。19世纪中期天体物理学开始建立，恒星光谱分析为恒星天文学提供了重要资料。1907年K.史瓦西提出恒星本动速度椭球分布理论，开创了星系动力学。1912年，H.S.勒维特发现造父变星的周光关系，成为测定遥远星团的距离的重要手段。由此才对银河系的整体图像，以及太阳在银河系中的地位，有了比较正确的认识。1905～1913年，E.赫茨普龙和H.N.罗素创制了赫罗图，对了解恒星演化和推求其距离提供了有力的手段。1918年，H.沙普利分析了当时已知的100个球状星团的视分布，并用周光关系估算出它们的距离，得出了银河系是一个庞大的透镜形天体系统和太阳不居于中心的正确结论。1927年，荷兰的J.H.奥尔特根据观测到的运动数据证实了银河系自转。此外，银河系次系、星族、星协概念的建立和证实，对变星和星团、星云的研究和探讨恒星系统的结构作出了重要的贡献。\n射电天文学的发展为恒星天文学提供了一种有力工具。1951年，开始利用中性氢21厘米谱线研究银河系内中性氢云的分布。1952年证实银河系的旋臂结构。1958年发现银河系中心的复杂结构和银核中的爆发现象。60年代以来，相继发现100多种星际分子的射电辐射。这些观测结果，对研究银河系自转、旋臂结构、银核和银晕都是非常重要的。星系动力学从20年代以来有很大的发展。1942年，B.林德布拉德提出了形成旋臂的“密度波”概念，以期克服旋涡星系的形成和维持旋臂的理论困难。1964年以来，林家翘等人发展了密度波理论，并且探讨星系激波形成恒星的理论。\n恒星天文学所研究的主要内容有：星系中物质的分布同星系旋转的关系；恒星速度弥散度的规律；恒星系统的引力稳定性；球状星团和星系的动力学结构和演化；星团和星系团的暗物质；星系核中大质量黑洞的探寻和研究；以广义相对论为基础的强引力场星系动力学在发展中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星系", "content": "星系（ Galaxies ），由引力束缚在一起的几百万至几万亿颗恒星以及星际气体和尘埃、暗物质等构成，占据几千光年至几十万光年的空间的天体系统。银河系就是一个普通的星系。银河系以外的星系称为河外星系，一般称为星系。\n\n\n\n大熊座旋涡星系M81（国家天文台BATC组提供）\n\n\n室女团中心椭圆星系M87（NASA提供）　\n\n\n猎犬座旋涡星系M51（国家天文台BATC组提供）\n\n\n目录\n\n1 研究简史\n2 形态和分类\n3 分布\n4 运动和质量\n5 形成和演化\n\n\n研究简史\n17世纪望远镜发明以后陆续观测到一些云雾状的天体，称之为星云。18世纪，德国的I.康德和英国的T.赖特都曾猜想这些云状天体是像银河一样由星群构成的宇宙岛，只是因为距离太远而不能分辨出一颗一颗的星来。但它们到底有多远，直到20世纪初才找到线索。1917年美国天文学家G.W.里奇在威尔逊山天文台所摄的星云NGC6946的照片中发现了一颗新星，随后H.D.柯蒂斯也有类似的发现。因为这些新星极其暗弱，他们认为星云应该极其遥远，是银河系以外的天体。1924年，美国天文学家E.P.哈勃用威尔逊山天文台的2.5米大望远镜在仙女座星云、三角座星云和星云NGC6822中发现造父变星，并且根据造父变星的周光关系定出这几个星云的距离，终于肯定了它们是银河系以外的天体系统，称它们为河外星系。现代望远镜，包括哈勃空间望远镜能观测到的星系数目估计在500亿以上。\n\n形态和分类\n星系的外形和结构是多种多样的，但大多由椭球形的中央核球和（或）扁平的盘成分构成。1926年，哈勃按星系的形态进行分类，把星系分为椭圆星系、旋涡星系和不规则星系三大类。后来又细分为椭圆、透镜、旋涡、棒旋和不规则5个类型。\n椭圆星系没有盘成分，外形近似于椭圆，记为E型，后面标以阿拉伯数字表示椭圆的扁度，从0到7，数字越大，椭圆越扁。旋涡星系核球和盘两种成分都有，外形像旋涡，记为S型，大多数都有两条沿相反方向旋卷的螺线形旋臂，其中一些在核心部分有一棒状结构，称为棒旋星系，没有棒状结构的则称为正常旋涡星系。棒旋星系记为SB型。S和SB型号后面附以小写英文字母a、b、c表示核球和盘两种成分的相对重要性��及旋臂缠卷的松紧程度，a型核球最大，旋臂最紧，b型次之，c型核球最小，旋臂最松。与旋涡星系类似为盘状但无旋臂的星系归为透镜型，记为S0。不规则星系的形状没有规则，记为Irr型。\n此外，从尺度和光度上分，有一种超巨型椭圆星系，往往出现于星系团的中心或中心附近，据认为是几个星系碰撞并合的产物。这种稀有的星系称为cD星系。相反，为数众多，尺度和光度比正常星系小的星系称为矮星系，并可进一步细分为矮椭圆星系(dE)、矮不规则星系(dIrr)和矮椭球星系(dSph)。\n在1 000个最亮的星系中，旋涡星系占75％，椭圆星系占20％，不规则星系占5％。如果包括矮星系在内，则相对比例变为30∶60∶10。不同形态星系的比例也与星系所在的环境相关：在密度高的富星系团中，大多数亮星系是椭圆星系和透镜星系，旋涡星系只占5％～10％；而在星系团外的低密度环境中，亮星系中80％是旋涡星系。\n除上述普通的星系外，近年来又发现了许多特殊星系。有些旋涡星系，具有十分明亮的中心区，光谱中有强而宽的发射线，称为赛弗特星系。有些星系具有很亮的近于星状的核心，称为N型星系。有些星系有很强的射电辐射，称为射电星系。有的星系诸如M82，近期发生着大规模恒星形成，称为星暴星系。以上几种星系都是活动激烈的星系，统称为活动星系。有证据表明1963年发现的类星体实际上是具有活动核的星系，是活动星系核(AGN)中的一种。AGN的能源是位于中心的超大质量黑洞。\n\n分布\n1934年E.P.哈勃对44 000多个星系的视分布进行了研究，证实星系的数目有规律地从银极向银道递减。银道方向星系很少，形成一个隐带。这种视分布是由银河系星际物质吸光造成的。实际上从大尺度来看，星系分布在各个方向都是一样的。星系的空间密度也近于均匀。从较小的尺度来看，星系的分布有成团的倾向。有的是两个结成一对；多的可能几百以至几千个星系聚成一团。银河系同麦哲伦云、仙女星系以及其他40多个星系构成一个集团，称为本星系群。一般的星系集团称为星系团。星系团内星系之间的距离约为百万光年量级。本星系群和室女星系团等星系团又构成更高级的集团——本超星系团，其长径约1亿～2.5亿光年，其总质量约为太阳的千万亿倍。现在观测到的星系团已有一万个以上。\n\n运动和质量\n星系内部的恒星和气体都在运动，而星系作为一个整体也在运动。恒星在星系内部的运动有两种：一是围绕星系核心的旋转运动，一是弥散运动。盘状星系以旋转运动为主。椭圆星系以弥散运动为主。旋转的特点是较差自转，旋转速度作为到中心距离的函数称为旋转曲线。弥散运动是叠加在旋转运动上的随机运动，遵循类似麦克斯韦分布的椭球分布律。星系整体也有各种运动。成对出现的星系（即双重星系，又名星系对）彼此围绕公共质心转动。在星系团中，星系间有随机的相对运动。此外，1929年哈勃还发现星系的红移同距离成正比的关系（见哈勃定律）。按照红移的径向多普勒效应解释，这表明星系之间距离越远，相互退行越快，这就是宇宙膨胀运动。\n从星系的运动可得知星系的质量。根据牛顿定律，转动着的星系内任一点的离心力必须同该点轨道以内所有物质对它的引力相平衡，这样可由速度–距离关系的实测曲线（旋转曲线）得出星系的质量分布和总质量。多数星系的旋转曲线有向外变平的趋势，表明星系发光区域之外存在大质量暗晕。按照恒星在星系内的速度弥散度，由位力定理可求得星系的质量，称为位力质量。与此类似，按照星系在星系团内随机运动的速度弥散度，也可求出星系团的总质量。用这种动力学方法求出的总质量往往比由测光方法定出的光度质量大一个数量级，意味着星系团中含有大量不发光的暗物质。\n\n形成和演化\n从椭圆星系到旋涡星系再到不规则星系，似乎有质量递减、气体含量增加、老年恒星减少的趋势。其中，旋涡星系本身随着旋臂由紧到松，也有相应的序列变化。\n因此曾经提出这样的星系演化序列：由椭圆星系到旋涡星系，由紧旋涡逐渐旋开变为松旋涡以至成为不规则星系。也有人认为是沿着相反的途径演化的。因为不同类型星系的质量和角动量有量级的差异，难以解释在演化中总质量和角动量变化很大的现象，所以更多的人认为星系分类的序列也许并不是演化序列，而只是初始条件的反映：密度较大的原气体云，自转较慢，角动量密度较小，因而恒星形成快，年龄老，颜色红，��为星多气少的椭圆星系；密度低而角动量密度高的原气体云，恒星形成慢，未形成恒星的气体多，在快速自转中变为扁盘形，从中产生旋臂，并不断形成新的年轻恒星，成为颜色较蓝的旋涡星系。不过，数值模拟实验和观测证据表明，两个富气的旋涡星系相遇时，在动力学摩擦和潮汐力作用下可能发生并合，触发恒星形成，消耗或剥离气体，转变为一个椭圆星系。迄今为止，星系的演化还是正在积极研究的一个尚未解决的问题。 \n按照大爆炸理论，星系起源于早期宇宙中非常微小的物质不均匀性，随着宇宙的膨胀，这种密度起伏由于引力不稳定性的作用而放大，最终导致星系尺度天体的形成。数值模拟计算表明，暗物质，特别是冷暗物质的存在对星系形成过程有重要影响，但星系何时和怎样形成的细节也还很不确定。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "河外星系", "content": "河外星系（ anagalactic nebula ），是指在银河系以外，由大量恒星组成星系。因为距离遥远，在外表上都表现为模糊的光点，因而又被称为“河外星云”。河外星系与银河系一样也是由大量的恒星、星团、星云和星际物质组成。\n人们又观测到大约10亿个同银河系类似的星系。按照它们的形状和结构，可以分为：旋涡星系、棒旋星系、椭圆星系和不规则星系。人们估计河外星系的总数在千亿个以上。最通用的河外星系分类法是1926年哈勃提出的。\n河外星系的发现将人类的认识首次拓展到遥远的银河系以外，是人类探索宇宙过程中的重要里程碑。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星系天文学", "content": "星系天文学（ galactic astronomy ），以星系和星系际空间为研究对象的天文学分支学科。它的任务是探讨星系的结构、运动、起源和演化，星系对、星系群和星系团的结构、空间分布、相互作用和演化联系。星系天文学是现代宇宙学的基础之一。\n\n发展简史和内容\n1888年出版的《星云星团新总表》(NGC)及其《补编》(IC)刊载了13 226个非恒星天体和非单星天体，后来判明其中绝大多数是河外星系，这为星系天文学的诞生准备了基本资料。1919年E.P.哈勃用当时最大的望远镜发现了仙女座大星云NGC 224(M31)、三角星云NGC 598(M33)、人马座星云NGC 6822中的造父变星，并根据周光关系测定了距离，证明它们在银河系之外，并且指出当时统称为星云的天体，大多是和银河系同一等级的恒星系统，把它们命名为河外星系，简称星系。哈勃在前人发现的基础上，还揭示了星系世界普遍有谱线红移效应以及星系距离和红移大小成正比的规律，建立了星系天文学。20世纪50年代以前，星系天文学主要沿着两个方向发展。一是研究以恒星热辐射为主导的正常星系的形态、结构、运动和物理状况；建立形态分类系统，把大多数星系纳入旋涡、棒旋、透镜、椭圆和不规则五大形态框架；通过星系的自转以及星系群的运动，测定星系的质量；用测光方法和光谱方法探讨星系的恒星成分和气体成分，以及星族的划分和分布等。另一方向的进展是，建立并改进星系距离尺度，通过星系的空间分布、成团现象和红移效应，探索大尺度宇宙结构，描述今日所公认的百亿光年范围的可观测宇宙等。近50年来，逐步打开了射电、红外线、紫外线、X射线和γ射线“天窗”，探测到以非热辐射为主导的射电星系、赛弗特星系、类星体、蝎虎座BL型天体等具有活动星系核的天体，发现了可能以其中央大质量黑洞的吸积为能源的喷流、视超光速等高能现象；探测到由于大规模恒星形成而在远红外波段非常亮的星暴星系等。这些发现都向天文学和物理学提出了严重的挑战。今天星系和星系际空间的研究已成为天文学最活跃的领域之一。研究星系的起源和演化可推动天体物理学、宇宙学和物理学不断向前发展。\n\n研究方法和手段\n用中等口径的光学望远镜，可对本星系群的一些成员（如大、小麦哲伦云，仙女星系）的星系盘、旋臂、星系核、星系晕和星系冕进行分部观察，并对其成员天体（星团、电离氢区、行星状星云、超巨星、红巨星、新星、造父变星）作光度测量和光谱分析。然而，除少数近距星系外，绝大多数星系因距离遥远，呈现为暗弱的小面光源，其微小程度甚至接近于点源。要取得它们的光学观测资料，必须用大口径望远镜和高效能辐射接收装置，而对百亿光年的深空探索还得配备强光力广角设备。要掌握河外天体的射电天图必须有大型的射电天线，还要具备能与光学成像相称的射电分辨技术。河外星系世界的非热辐射和高能过程，正吸引着全球的大型射电仪器和空间探测装置。当代威力强大的各个波段的望远镜都把河外天体作为重要的观察对象，以期在这方面获得更大的进展和突破。星系天文学的主要研究手段是天体物理方法。此外，星系动力学（包括解析、半解析和数值模拟方法）也是重要的研究工具。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "河外天文学", "content": "河外天文学，又称河外星系天文学（Extragalactic astronomy），是天文学的一个分支，研究的对象是我们的银河系以外的星系——研究所有不属于银河系天文学（英语：Galactic astronomy）的天体。\n当工作的仪器获得改善，就可以更详细的研究现在只能审视的遥远天体，因此这个分支可以再细分为更有效的近银河系外天文学和远银河系外天文学。前者的成员与对象包括星系、本星系群，距离近得可以详细研究内部的超新星遗迹、星协。后者远得只是可以测量的对象和只有最明亮的部分可以描述或研究。随着仪器的改进，现在可以更详细地检查遥远的物体，因此河外星系天文学包括几乎可观测宇宙边缘的物体。\n一些相关的主题如下：\n\n\n星系集团\n\n类星体\n\n射电星系\n\n超新星\n\n星系际恒星\n\n星系际尘埃\n\n星系际尘云"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "本星系群", "content": "本星系群（ local group of galaxies ），距离银河系中心大约100万秒差距范围内由引力束缚在一起的星系的总称。1936年E.P.哈勃首先在《星云世界》一书中把银河系及其邻近的大麦哲伦云、小麦哲伦云、仙女星系、M32、NGC–205、M33、NGC–6822和IC–1613八个星系称为本星系群。到1997年为止，已发现(包括待证实)的本星系群成员达35个。按哈勃形态分类，银河系、M31和M33为旋涡星系，M32为椭圆星系，其余为矮椭圆星系、矮椭球星系和不规则星系。银河系和仙女星系是本星系群中两个最大的成员。各率一批星系形成两个次群结构。银河系次群含人马座星系、大麦哲伦云、小麦哲伦云、小熊星系、天龙星系、玉夫星系、六分仪星系、船底星系、天炉星系、狮子Ⅰ、狮子Ⅱ星系等。仙女星系次群含仙女三重星系M31、M32、NGC–205、仙后双矮星系NGC–147和NGC–185，以及新近发现的矮星系仙女Ⅰ、仙女Ⅲ、仙女Ⅴ、仙女Ⅵ等。本星系群的Ⅴ波段总光度为4.2×1010 L⊙。总质量为2.3×1012 M⊙ 。质光比为44倍太阳单位。这意味着本星系群中暗物质比可见物质重一个量级。本星系群的成员距离太阳较近，能被分解为恒星，易于进行细致研究，常被用于造父变星周光关系、超新星极大光度与下降速率关系、球状星团光度函数等河外距离测量方法的定标，对于测定哈勃常数等重要的宇宙学参量以及研究星系的形成和演化起着不可替代的作用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星系团", "content": "星系团（ Cluster of Galaxies ），十几个、几十个以至成百上千个星系集聚在一起组成的星系集团。宇宙中确知具有动力学束缚特征的最大结构。其中的每一个星系称为星系团的成员星系。成员数目较少（不超过100个）的星系团称为星系群。现已发现上万个星系团，距离远达70亿光年之外。至少有85％的星系是各种星系群或星系团的成员。小的星系团如本星系群由银河系以及包括仙女星系在内的40个左右大小不等的星系组成。大的星系团如后发座星系团有上千个比较明亮的成员星系，如果把一些暗星系也包括进去，总数可能上万。平均而言，每个星系团内的成员数约为130个。有时又称成员数较多的星系团为富星系团，但贫、富的划分标准也是相对的。尽管不同星系团内成员星系的数目相差悬殊，但星系团的线直径最多相差一个数量级，平均直径约为5兆秒差距。 \n\n\n\n武仙座星系团 \n\n\n星系团按形态大致可分为规则星系团和不规则星系团两类。规则星系团以后发座星系团为代表，大致具有球对称的外形，往往有一个星系高度密集的中心区，团内常常包含有几千个成员星系，几乎全部都是椭圆星系或透镜星系。这种星系团往往发射弥漫X射线，显示其内部存在温度高达一亿度的热气体。这些气体的金属丰度达太阳值的1/3，可能是由于星系内恒星演化增丰的气体被星系间相互作用剥离的结果。不规则星系团结构松散，没有一定的形状，也没有明显的中央星系集中区，如武仙座星系团。它们的数目比规则星系团更多。范围比较大的不规则星系团���有几个凝聚中心，在团内形成一种次一级的成群结构。不规则星系团包含各种类型星系，其中往往以暗星系占绝对优势。另外，不规则星系团内气体仅同个别星系相关联，缺少弥漫的星系际介质。这些特征显示不规则星系团没有像规则星系团那样充分位力化。\n星系团作为整体的视向速度同星系团的距离满足哈勃定律，即距离越远视向速度越大。如较近的室女星系团离太阳约19兆秒差距，视向速度为1 180千米/秒；而长蛇Ⅱ星系团离太阳约有1 000兆秒差距，视向速度则高达60 000千米/秒。一个星系团内不同成员星系间的相对运动情况可用速度弥散度来表示。一般随着星系团的范围的扩大和成员数的增加，速度弥散度也就越来越大。小星系团的速度弥散度约为250～500千米/秒；大星系团的速度弥散度高达2 000千米/秒。根据速度弥散度，利用位力定理可估算星系团的总质量；扣除由星系光度函数和平均质光比算出的星系质量，以及由X射线观测借助流体静平衡算出的热气体质量后，可以估计出暗物质所占的比例和分布。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "超星系团", "content": "超星系团（ super-cluster），若干星系团松散束缚在一起构成的更高一级的天体系统。本星系群就同附近的50个左右星系群和室女星系团等构成本超星系团。不同的超星系团在天球上可能彼此重叠，只有通过红移巡天测定每个星系团的距离之后才能鉴别它们的成员。已经证认的超星系团数目在10个以上。如双鱼–英仙超团、长蛇–半人马超团、沙普利超团等。超星系团的质量可高达太阳的一亿亿倍，通常在一个超星系团内只含有2～15个富星系团。拥有几十个成员星系团的超星系团是不多的。超星系团往往具有扁长的外形，长径范围为60～100兆秒差距，长短径之比平均约为4∶1。这种扁形结构可能提示超星系团有自转。超星系团内的成员星系团的速度弥散度大约为每秒1 000～3 000千米，但各成员星系团之间的引力相互作用要比星系团内各成员星系之间的引力作用弱得多，因而超星系团可能是不稳定的系统，其尺度还在随宇宙的膨胀而增加。超星系团的存在，表明宇宙空间的物质分布至少在100兆秒差距的尺度上是不均匀的。较大的超星系团没有向中心集中的趋势或轴对称性，是形成星系大尺度结构分布图上围绕着空洞的纤维的一部分。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "本超星系团", "content": "本超星系团（ local supercluster ），包括本星系群在内的超星系团。1937年，霍姆伯格在分析了双重星系和多重星系的分布后认为，存在着一个“总星系云”，尺度范围100百万秒差距。这是本超星系团最初的概念。二十世纪五十年代中，沃库勒重新提出关于本超星系团的概念，并为后来的研究所证实。沃库勒认为，本超星系团的长径为30～75百万秒差距，它是许多星系云和星系团的集合体，包括本星系群、室女星系团、大熊星系云以及50个左右较小的群和团。它们共同构成一个巨大的扁平状天体系统。其中亮于13.5等的明亮星系集中在天空中的一个大圆上，这个大圆称为超星系赤道，大圆的极的坐标在国际天文学联合会银道坐标系中是银经lⅡ=47.°37，银纬bⅡ=+6.°32。本超星系团的中心在室女星系团附近的方向(lⅡ=283°，bⅡ=+75°)。对沿超星系赤道的星系视向速度的分析表明，本超星系团可能正在自转和膨胀，目前银河系绕团中心的公转周期约为1，000亿年。本超星系团的存在已为人们所公认，关于它的结构，特别是动力学性质尚待进一步研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "总星系", "content": "总星系（ Metagalaxy ），通常把我们观测所及的宇宙部分称为总星系。也有人认为，总星系是一个比星系更高一级的天体层次，它的尺度可能小于、等于或大于观测所及的宇宙部分。总星系的典型尺度约100亿光年，年龄为100亿年量级。通过星系计数和微波背景辐射测量证明总星系的物质和运动的分布在统计上是均匀和各向同性的，不存在任何特殊的位置和方向。总星系物质含量最多的是氢，其次是氦。从1914年以来，发现星系谱线有系统的红移。如果把它解释为天体退行的结果，那就表示总星系在均匀地膨胀着。总星系的结构和演化，是宇宙学研究的重要对象。有一种观点认为，总星系是2×1010年以前在一次大爆炸中形成的。这种大爆炸宇宙学解释了不少观测事实（元素的丰度、微波背景辐射、红移等）。另一种观点则认为，��今的总星系是由更大的系统坍缩后形成的，但这种观点并不能解释微波背景辐射。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星系际物质", "content": "星系际物质（ intergalactic matter ），存在于星系与星系之间的气体和尘埃。它们有的聚集于两个互相邻近的星系之间，构成星系之间的物质桥；有的位于星系团内，组成星系团的隐匿物质；有的位于星系团之间，形成星系团际物质。星系际物质的气体成分可能是中性气体，也可能是电离气体。星系际物质也和星际物质一样具有消光效应。在一些星系际物质较密集的地方也会形成星系际暗云。目前已发现几个可能是星系际暗云的区域。星系际物质的研究对宇宙学和星系的演化都有极密切的关系。在宇宙学中，宇宙临界密度与宇宙总密度的比值决定空间的几何特征，而星系际物质在宇宙的总密度中占有一定的份量。在星系演化中，一些激扰星系可以抛出物质，进入星系际空间，形成星系际物质。星系际物质也可以为正常星系吸积，或形成新的星系。星系际物质的密度约在5×10-30克/厘米3（在星系团中心附近）到2×10-34克/厘米3（在一般空间）之间。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "微波背景辐射", "content": "微波背景辐射（microwave background radiation），来自宇宙空间背景上的各向同性的微波辐射。又称宇宙背景辐射。1964年，美国科学家A.A.彭齐亚斯和R.W.威尔逊使用贝尔电话实验室研制的6米喇叭形接收天线测量围绕银河系的银晕气体的射电强度时，发现总有消除不了的背景噪声。这种噪声具有各向同性的特点，肯定来自宇宙空间。1965年，他们测得这些来自宇宙的波长为7.35厘米的微波噪声相当于3.5K。他们的论文发表后引起轰动，并为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。\n　　微波背景辐射最重要的特点是具有黑体谱。测量各个波段的微波背景辐射，可以得到它的谱。由于地球大气的干扰，对于小于0.3厘米的辐射，需要利用火箭、卫星等手段才能测到。大量的观测资料表明，微波背景辐射具有温度为2.7K的黑体辐射谱，由此，它也习称为3K背景辐射。最近，宇宙背景探测器卫星的精确测量表明，背景辐射的温度为2.730K，几乎是严格的黑体谱。\n　　微波背景辐射的另一个重要特点是它具有极高度的各向同性性质。无论是小尺度上，还是大尺度上，微波背景辐射几乎是完全各向同性的。\n　　微波背景辐射肯定来自宇宙空间。现在普遍认为，它是宇宙早期残留下来的辐射。大爆炸宇宙学认为，宇宙经历了由热到冷的演化。宇宙早期，温度极高，辐射具有黑体谱性质。随着宇宙的膨胀，温度逐渐降低，到今天，温度应降至2.7K左右。微波背景辐射被认为是对大爆炸宇宙学的最强有力的支持之一。其他的宇宙模型，有的并未预言存在微波背景辐射，有的很难解释背景辐射。微波背景辐射的发现对现代宇宙学有着深远影响，其意义可与河外星系的红移的发现相比拟。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "3K背景辐射", "content": "宇宙微波背景辐射（ cosmic microwave background radiation ），来自宇宙空间背景上的高度各向同性的微波电磁辐射。又称宇宙微波背景。20世纪60年代初，美国科学家A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙为了改进卫星通信，建立了高灵敏度的号角式接收天线系统。1964年，他们用它测量银晕气体射电强度时，发现总有消除不掉的背景噪声，认为这些来自宇宙各个方向的微波噪声相当于温度3.5K的物体在波长7.35厘米的辐射，1965年又订正为3K，并将这一发现公之于世。由于后来进一步地观测证实，这种辐射正是20世纪40年代G.伽莫夫等预言的宇宙诞生时大爆炸火球留下的遗迹。他们的这一发现被认为是20世纪20年代E.P.哈勃发现宇宙膨胀以来宇宙学方面最重要的观测成就。他们为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。\n\n\n\nCOBE卫星观测到的微波背景辐射\n\n\n测量\n微波背景辐射的最重要特征是具有黑体辐射谱，在0.3～75厘米波段，可在地面上直接测到；在大于100厘米的射电波段，银河系本身的超高频辐射掩盖了来自河外空间的辐射，因而不能直接测到；在小于0.3厘米波段，由于地球大气辐射的干扰，要依靠气球、火箭或卫星等空间探测手段才能测到。1989年升空的宇宙背景探索者（COBE）卫星从0.05厘米直到数十厘米波段内的测量表明，背景辐射是温度2.725±0.002K的黑体辐射，强度峰值对应的波长约0.2厘米，与普朗克谱的偏离仅为百万分之五十，习惯称为3K背景辐射（见图）。能谱的性质表明，微波背景辐射是极大的时空范围内的事件。因为只有通过辐射与物质之间的相互作用，才能形成黑体谱。由于现今宇宙空间的物质密度极低，辐射与物质的相互作用极小，所以今天观测到的黑体谱必定起源于很久以前，即大爆炸后约30万年，温度降到约低于太阳表面的6 000K，物质尚处于等离子体状态，与辐射相互作用很强的宇宙早期。所以微波背景辐射应具有比最遥远星系所能提供的更为古老的信息。 \n微波背景辐射的另一特征是具有极高度的各向同性。沿天球各个不同方向辐射温度的涨落小于0.1％。这种涨落主要来源于太阳系相对于微波背景每秒约370千米运动引起的多普勒效应T(θ)＝T0(1+v/ccosθ)，式中T为温度，v为太阳系相对于微波背景的运动速度，c为光速，θ为天球上任一方向与该运动方向的夹角。在扣除这种具有偶极特征的各向异性成分之后，辐射温度的涨落小于0.004％。这种高度各向同性说明，在各个不同方向上，在各个相距非常遥远的天区之间，应当存在过相互联系。这也为宇宙在大尺度上均匀各向同性的宇宙学原理提供了有力的观测支持。\n\n意义\n扣除偶极各向异性成分之后，宇宙微波背景的本征起伏来源于大爆炸瞬间的量子涨落，它引起的普通物质密度涨落在电子与原子核复合以前像声波那样传播，在复合以后由于引力不稳定性继续增长，形成星系、星系团等不均匀的结构。与之相关的辐射涨落反映在复合时期温度分布的角功率谱上，表现为一系列波峰与波谷，这些峰谷的位置和振幅与十分重要的宇宙学参数（如哈勃常数H0，宇宙年龄t0，密度参数Ω，宇宙学常数Λ等）密切相关。2001年美国国家航空航天局发射的微波各向异性探测卫星（WMAP），由于其角分辨率比COBE有量级的提高（从7°左右提高到0.2°左右），经过一年的运行，获得了角功率谱上百个点的准确数据，从而把估计宇宙学参数的精度提高到优于10％。此外，还首次测到微波背景辐射的偏振，把第一批恒星和星系形成的时代推到大爆炸后约2亿年。欧洲空间局将于2007年发射的普朗克卫星灵敏度更高（百万分之二），角分辨率更高（优于0.1°），除可望把测定宇宙学参数的精度提高到优于1％以外，还可对一些流行的宇宙学模型提供严格的检验。普朗克卫星以后的下一代微波背景卫星甚至有可能探测到宇宙大爆炸时产生的原初引力波的影响，从而阐明早期宇宙中远超出地球上加速器所能达到的能量下发生的物理过程。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "宇宙背景辐射", "content": "微波背景辐射（microwave background radiation），来自宇宙空间背景上的各向同性的微波辐射。又称宇宙背景辐射。1964年，美国科学家A.A.彭齐亚斯和R.W.威尔逊使用贝尔电话实验室研制的6米喇叭形接收天线测量围绕银河系的银晕气体的射电强度时，发现总有消除不了的背景噪声。这种噪声具有各向同性的特点，肯定来自宇宙空间。1965年，他们测得这些来自宇宙的波长为7.35厘米的微波噪声相当于3.5K。他们的论文发表后引起轰动，并为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。\n　　微波背景辐射最重要的特点是具有黑体谱。测量各个波段的微波背景辐射，可以得到它的谱。由于地球大气的干扰，对于小于0.3厘米的辐射，需要利用火箭、卫星等手段才能测到。大量的观测资料表明，微波背景辐射具有温度为2.7K的黑体辐射谱，由此，它也习称为3K背景辐射。最近，宇宙背景探测器卫星的精确测量表明，背景辐射的温度为2.730K，几乎是严格的黑体谱。\n　　微波背景辐射的另一个重要特点是它具有极高度的各向同性性质。无论是小尺度上，还是大尺度上，微波背景辐射几乎是完全各向同性的。\n　　微波背景辐射肯定来自宇宙空间。现在普遍认为，它是宇宙早期残留下来的辐射。大爆炸宇宙学认为，宇宙经历了由热到冷的演化。宇宙早期，温度极高，辐射具有黑体谱性质。随着宇宙的膨胀，温度逐渐降低，到今天，温度应降至2.7K左右。微波背景辐射被认为是对大爆炸宇宙学的最强有力的支持之一。其他的宇宙模型，有的并未预言存在微波背景辐射，有的很难解释背景辐射。微波背景辐射的发现对现代宇宙学有着深远影响，其意义可与河外星系的红移的发现相比拟。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "宇宙学", "content": "宇宙学（ Cosmology ），天文学中把宇宙作为整体的结构，研究其成分、演化和起源的分支学科。观测上，它需��收集最遥远、最古老的天体的数据。理论上，它要求将基本物理规律作最大可能的外推。尽管有这些严格约束，宇宙学自20世纪以来终于成长为能够作出预言并进行检验的重要科学分支。\n\n目录\n\n1 发展简史\n2 大爆炸模型\n\n2.1 分立源的观测\n2.2 早期宇宙的遗迹\n2.3 宇宙中结构的演化\n2.4 其他宇宙学理论\n\n\n\n\n发展简史\n关于近代宇宙学的发端，应当追溯到I.牛顿。17世纪末他同R.本特尼的通信中，曾试图建立一个均匀各向同性的静态宇宙模型，而且认识到这种模型是不稳定的。19世纪末，C.纽曼和H.von西利格继续了在牛顿框架内建立宇宙模型的尝试。1915年，A.爱因斯坦提出用广义相对论来解决牛顿引力理论和动力学与他的狭义相对论之间的冲突。广义相对论将引力同时空的几何性质联系起来，为现代宇宙学奠定了理论基础。广义相对论提出两年后，爱因斯坦就大胆尝试应用它来建立整个宇宙的模型。为了使宇宙保持静态，他在场方程中引入了一个相当于斥力的常数项，这个常数记作Λ，因为它只在宇宙学涉及的大尺度上才有明显影响，故称为宇宙学常数。爱因斯坦认为，这个静态宇宙模型展示了宇宙的物质内容同时空几何性质之间唯一的自洽关系。然而，就在同年W.德西特证明这个模型并不是唯一的。他发现一个空虚而膨胀的宇宙同样满足引力场方程。德西特宇宙模型尽管在当时被认为神秘难懂，但它在宇宙学后来的发展中，仍然起着重要作用。后来，A.弗里德曼和G.勒梅特分别在1922～1924年和1927年各自独立地建立了含物质但不带宇宙学常数的膨胀宇宙模型，这个模型称为弗里德曼宇宙模型和勒梅特宇宙模型，成为宇宙学标准模型的基础。差不多在同一时期，在观测前沿上对宇宙的了解迅速增长。1924年，E.P.哈勃通过造父变星的周期–光度关系测定了到仙女座大星云的距离，确认了它处于银河系之外，从而解决了旋涡星云本质的争论，宣告了河外天文学（又称星系天文学）的诞生。1929年，哈勃又发现大多数星系谱线的红移（若用多普勒效应解释即星系退行速度）同距离大致成正比，现称哈勃定律。它意味着宇宙在膨胀，从而动摇了宇宙整体静止的传统观念。哈勃定律被接受以后不久，爱因斯坦看到静态宇宙模型不符合现实，于是放弃了他引入引力场方程中的Λ项，并认为那是自己一生中“最大的错误”。耐人寻味的是，这个被宣判已经死亡的Λ项，在爱因斯坦去世半个世纪以后，竟然又作为主宰宇宙加速膨胀的暗能量的一种可能性恢复了生命。见宇宙学常数。\n\n大爆炸模型\n由于观测上星系分布的启示，也由于理论上简化的要求，假设宇宙在空间上应当是均匀各相同性的。这个假设称为宇宙学原理。H.P.罗伯逊和A.G.沃尔克分别于1935年和1936年证明，满足这个原理的时空度规(现称为罗伯逊–沃尔克度规)必定具有如下形式：\n\n\nds2=c2dt2－R2(t)[dr2/(1－kr2)＋r2(dθ2+sin2θdφ2)]\n\n\n式中函数R(t)称为标度因子，它随时间增加表示宇宙膨胀。常数k称为空间曲率，可取0、＋1和−1三个值。k＝0为平直空间，其中三角形三内角之和等于二直角；k＝1为球形空间，其中三角形三内角之和大于二直角；k＝−1为鞍形空间，其中三角形三内角之和小于二直角。球形空间是有限的，其他两种空间是无限的。\n将罗伯逊–沃尔克度规代入爱因斯坦引力场方程，与宇宙物质的物态方程联立，可得到标度因子满足的宇宙动力学方程（弗里德曼方程），解之即得R(t)随时间的演化。如对于无压物质（可近似描述当今宇宙的物态），在k＝0的情况下有R(t)∝t2/3。\n宇宙的几何性质同物质密度有关，可定义下列参数：\n\n\nH( t)=(d R( t)/d t)/ R( t) ρ c=3 H2/8π G \n\n\n分别为哈勃常数和临界密度，其当前时刻的值附以下角标0。密度参数定义为： Ω＝ ρ/ ρ c  式中Ω0＝1，相对于k＝0；Ω0＜1，相对于k＝−1；Ω0＞1，相对于k＝1。在所有三种情形中，标度因子在过去某个时刻均为零，通常称为大爆炸时刻。此时，宇宙的空时曲率和物质密度都为无限大，又称奇点。至于宇宙未来的命运，则依赖于宇宙今天的密度是小于、等于还是大于临界密度。前两种情况下，宇宙将永远膨胀下去。对最后一种情形，宇宙将在某个时刻到达极大，然后收缩返回奇点。由能量守恒定律可以证明，物质密度与标度因子的三次方成反比，而辐射密度与标度因子的四次方成反比。因此，尽管今天宇宙中物质密度远大于辐射，但在过去标度因子足够小的早期，宇宙应当以辐射为主。此外，由于辐射密���与温度的四次方成正比，所以宇宙的温度应与标度因子成反比，即随宇宙膨胀而降低。另一方面，不难证明，辐射的波长λ随标度因子R成正比的变化，所以在膨胀宇宙中，对一个红移为z＝（λ0－λ）/λ=R0/R－1的天体，1＋z应与R成反比。\n由于上面的弗里德曼模型给出了膨胀宇宙的合理描述，后来宇宙学中许多进展都是以它为基础的。这些进展包括：\n\n分立源的观测\n相对论宇宙模型使用弯曲时空，它预言的非欧几何效应原则上是可观测的。正是这些预言促进了20世纪50～60年代的光学家和射电天文学家把他们的观测能力推向极致。宇宙学家通过观测各类分立源（星系、类星体、射电源、X射线源等）的分布，希望发现各种可能的理论模型中究竟哪一种最符合实际。观测检验包括：①哈勃常数的测量；②哈勃定律向大红移星系的外推；③越来越大距离的星系和射电源计数；④角直径–红移关系；⑤星系的面亮度与其红移的关系。不过，这些研究的目标已逐渐从决定宇宙的几何性质移向分立源如何随时间演化。\n\n早期宇宙的遗迹\n20世纪40年代末，G.伽莫夫注意到早期宇宙应当以辐射为主，即主要由光子和其他高度相对论性的粒子组成。他期望在那个时期的高温中，质子和中子会聚合成较重的核，从而决定宇宙的化学组成。伽莫夫的理论计算出如氘、氦、铍等轻元素的宇宙丰度，经过现代的改进已能与广泛的天文观测事实一致。伽莫夫和他的同事还预言，早期炽热的宇宙会在今天留下一个温度约5K的辐射背景。这种背景辐射在1965年被A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙的发现证实。20世纪90年代宇宙背景探测者(COBE)的高精度观测表明，这种宇宙背景是温度为2.735K的黑体辐射，扣除约千分之一的运动学效应后，温度的方向起伏不足十万分之一。21世纪伊始，威氏微波背景各向异性探测器（WMAP）对背景辐射的观测不仅改善了空间分辨率，还首次观测到偏振，大幅度提高了各种宇宙学参数的测量精度，宣告了精确宇宙学时代的来临。\n\n宇宙中结构的演化\n宇宙学的主要目标一直是说明，核子和轻子是怎样从更原初的粒子演化出来，并最终形成宇宙中观测到的大尺度的结构。这方面工作中特别有意义的是A.古斯等人于1980年前后首先讨论的宇宙暴胀模型。该模型认为，在大爆炸后极短的时期中，随着温度的下降，宇宙经历了一个相变过程，真空相变的后果是产生了一种类似宇宙学常数项的斥力，驱动宇宙像德西特模型那样指数膨胀（称暴胀）。大多数结构形成理论都依赖于暴胀时期初始密度涨落的性质及随后在引力作用下的增长过程。综合分析天文观测数据，特别是WMAP对宇宙微波背景辐射的观测数据，高红移超新星的观测数据，以及大规模（数十万计）星系红移巡天数据，结果表明能与观测拟合最佳的参数组合是，哈勃常数为70千米/秒/兆秒差距；宇宙年龄约137亿年；物质和能量的总密度取使宇宙平坦的临界值（Ω0～1）。其中，中微子约占0.3%，恒星约占0.5%，普通物质(主要是星系团中的热气体)占4%～5%，冷暗物质占25%，暗能量占70%。了解冷暗物质和暗能量的本质，仍然是宇宙学和物理学当前面临的重大挑战。\n\n其他宇宙学理论\n除大爆炸宇宙学外，几十年来还不断提出一些其他宇宙模型，尽管没有得到大多数宇宙学家的认可。其中，H.邦迪、T.戈尔德和F.霍伊尔于1948年提出的稳恒态宇宙理论，以提供了清楚的可以检验的预言而著称，这种宇宙模型的时空几何由德西特模型描述，但物理意义不同。1965年微波背景辐射发现以后，这个理论沉寂了很长时间，但1993年又以修改后的形式（称为准稳恒态宇宙学）重新出现。此外，还有1961年C.布朗斯和R.H.迪克源于马赫原理提出的布朗斯–迪克宇宙论，以及P.A.M.狄拉克为解释宇宙学和微观物理学中出现的非常大的无量纲数而提出的理论等。\n宇宙学理论的命运取决于它如何应对观测的挑战。如果说在20世纪开始的时候还没有多少观测事实来约束宇宙学理论的话，那么21世纪开始的时候，新的越来越精确的观测数据正在源源不断地涌来，只有与这些观测数据拟合最佳者才能立于不败之地。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "宇宙", "content": "宇宙，是由空间、时间、物质和能量所构成的统一体\n　　宇宙（汉语拼音：Yuzhou；英语：Universe），一般当作天地万物的总称。是由空间、时间、物质和能量所构成的统一体。是一切空间和时间的综合。是广漠空间和其中存在的各种天体以及弥漫物质的总称。一般理解的宇宙，指我们所存在的一个时空连续系统，包括其间的所有物质、能量和事件。对于这一体系的整体解释构成了宇宙论。世界上最早把空间和时间统一为宇宙的是中国春秋战国时代的文子和尸子，他们都提出了宇是空间，宙是时间，合为宇宙。\n　　《文子·自然》：“往古来今谓之宙，四方上下谓之宇。”\n　　《尸子》：“上下四方曰宇，往古来今曰宙。”\n　　二字连用，始见于《庄子·齐物论》曰：“旁日月，挟宇宙，为其吻合。”\n　　可见在中国古代先人创造宇宙这一词汇的时候已经把时间和空间统一看待，并为宇宙。\n　　人类很早就开始思考宇宙，但一直以来人们都把地球当成是宇宙的中心。事实上，地球在宇宙中的地位要比人们想象的还要低下得多：它只不过是一颗行星，只是围绕着一颗普通恒星太阳运行的八大行星之中的一颗。连同其它已被认识的行星系统，太阳带着它的行星家族与其它两千多亿颗恒星一同位于一个被称为星系或恒星系的恒星集团中，我们称这个星系为银河系。银河系又连带附近的约三十个星系一起构成一个星系团，称为“本星系（群）”。本星系附近还有几十个类似的星系集团，这些星系团的中心又有一个由两千五百多个星系聚集在一起组成的巨大星系集团——室女星系团。上述所有这些星系团又进一步组成了一个更为巨大的星系系统——本超星系团。而在可观测的宇宙中，有数百个这样的超星系团。\n　　二十世纪以来，西方根据现代物理学和天文学，建立了关于宇宙的现代科学理论，称为宇宙学。\n　　宇宙是物质世界，处于不断的运动和发展中，在空间上无边无界，在时间上无始无终。宇宙是多样而又统一的。它的多样性在于物质的表现形态；它的统一性在于其物质性。《淮南子·原道训》注：“四方上下曰宇，古往今来曰宙，以喻天地。”人类对宇宙的认识，从太阳系到银河系，再扩展到河外星系、星系团乃至总星系。人们的视野已达到一百多亿光年的宇宙深处。有人把总星系称为“观测到的宇宙”、“我们的宇宙”；也有人把总星系称为宇宙。宇宙天体呈现出多种多样的形态：有密集的星体状态，有松散的星云状态，还有辐射场的连续状态。各种星体千差万别，它们的大小、质量、密度、光度、温度、颜色、年龄、寿命也不相同。天体不是同时形成的。球状体是在形成中的星体，O型星、B型星是年轻恒星，主序星（包括太阳）是中年恒星，白矮星和中子星是老年恒星。每个天体都有它的发生、发展、衰亡的历史，但作为总体的宇宙则不生不死，无始无终。\n　　根据相对论，信息的传播速度有限，因此在某些情况下，例如在发生宇宙膨胀的情况下，距离我们非常遥远的区域中我们将只能收到一小部分区域的信息，其他部分的信息将永远无法传播到我们的区域。可以被我们观测到的时空部分称为“可观测宇宙”、“可见宇宙”或“我们的宇宙”。应该强调的是，这是由于时空本身的结构造成的，与我们所用的观测设备没有关系。\n　　宇宙大约是由4%的普通物质，23%的暗物质和73%的暗能量构成。\n\n目录\n\n1 宇宙的历史\n2 宇宙年龄\n3 宇宙的大小\n4 宇宙的形状\n5 宇宙的命运\n6 宇宙观\n\n6.1 神话和宗教的宇宙观\n6.2 佛教宇宙观\n6.3 哲学分析宇宙概念\n6.4 宇宙观念的发展\n\n\n7 宇宙图景\n\n7.1 层次结构\n7.2 宇宙是否有限\n7.3 宇宙有中心吗\n7.4 宇宙中是否有第二个太阳系\n\n\n8 宇宙大爆炸理论\n\n8.1 宇宙大爆炸理论的缺陷\n8.2 电磁宇宙设想：新兴的宇宙理论\n8.3 反大爆炸论者的声音\n\n\n\n\n宇宙的历史\n　　现代物理宇宙学一般认为宇宙起源于大爆炸，即约137.3亿（±1%）年前由一个密度极大，温度极高的状态膨胀而来。对于大爆炸以前的宇宙，目前只有一些猜测性的理论。而最新的研究则认为宇宙年龄为156亿年，但是这个说法还未得到公认。对于大爆炸以后的宇宙，则可以用较成熟的理论加以描述。一种典型的理论是：\n　　10-43秒：宇宙从量子背景出现。\n　　10-35秒：宇宙由夸克-胶子等离子体构成，强相互作用、引力与电磁相互作用/弱相互作用分开。\n　　10-5秒：电子形成，宇宙主要包括光子、电子和中微子，温度约1000亿度。\n　　10秒：质子和中子结合成氘、氦等原子核，温度30亿度。\n　　35分钟：形成原子核的过程（核融合，nucleosynthesis）停止，温度3亿度。\n　　30万年：电子和原子核结合成为原子。物质和辐射脱耦，大爆炸辐射的残余成为今天���3K微波背景辐射。\n　　4亿年：第一批恒星形成。\n　　20亿年：星系形成。\n　　50亿年：太阳系形成。\n　　目前宇宙还在继续膨胀之中，这在观测上为哈勃定律所概括。\n\n宇宙年龄\n 宇宙年龄超乎想像 可能经历过多次大爆炸\n　　宇宙年龄定义：宇宙年龄（age of universe）宇宙从某个特定时刻到现在的时间间隔。对于某些宇宙模型，如牛顿宇宙模型、等级模型、稳恒态模型等，宇宙年龄没有意义。在通常的演化的宇宙模型里，宇宙年龄指宇宙标度因子为零起到现在时刻的时间间隔。通常，哈勃年龄是宇宙年龄的上限，可以作为宇宙年龄的某种度量。\n　　\n　　科学家利用望远镜观察最老的星球上的铀光谱，从而估计宇宙的年龄是一百二十五亿年。科学家对宇宙(Universe)的年龄有不同的估计，根据不同的宇宙学模型(cosmologicalmodels)，科学家估计宇宙的年龄是介乎一百亿至一百六十亿之间；2001年科学家利用南欧洲天文台(EuropeanSouthernObservatory)的望远镜，观察一颗称CS31082-001的星球，量度星球上放射性(radioactive)同位素(isotope)铀-238(Uranium-238)的光谱(spectrum)，从而计算出这星球的年龄是一百二十五亿年，这个估计的误差大约三十亿年，是亦即是说，宇宙的年龄至少有一百二十五亿年，这是科学家第一次量度太阳系(SolarSystem)以外铀含量的研究。\n　　科学家解释说，这个方法和在考古学(archaeology)上使用碳-14(Carbon-14)同位素量度物质的年龄一样，铀-238同位素的半衰期(half-life)是四十四亿五千万年；半衰期是放射性元素(element)自动蜕变成为其他元素，至它本身剩下一半时所需要的时间。\n　　科学家指出，在宇宙开始时，大爆炸(BigBang)会产生氢(hydrogen)、氦(helium)和锂(lithium)等元素，而比较重的元素是在星球内部产生，当大质量星球死亡时，含有重元素的物质会散布到周围的空间，然后和下一代个的星球结合；其实，地球上黄金(gold)也是从爆炸了的星球而来的。\n　　因此，愈老的星球上的重元素，也会愈少，科学家认为，一些比较老的星球的重元素含量，只有太阳(Sun)的二百分之一。科学家曾经尝试利用钍-232(Thorium-232)同位素来估计宇宙的年龄，钍是一种放射性金属元素，与中子(neutron)接触时会引起核分裂，产生原子能源(atomicenergy)，不过，钍的半衰期是一百四十亿五百万年，半衰期比较铀-238长，因此，估计的误差也比较大。\n\n宇宙的大小\n　　公元100年左右的东汉时代，当时伟大的科学家张衡最早提出了“过此而往者，未知或知也。未知或知者，宇宙之谓也”和“宇之表无极，宙之端无穷”的观点。非常明确地提出了由空间和时间构成的宇宙大小是无限的观念。而目前关于宇宙是否无限的问题还有争议。如果整个宇宙的空间部分是有限的，那么可以用一个距离来表示。对于均匀各向同性的宇宙来说，这就是三维空间的曲率半径。但是，即使宇宙整体是无限的，宇宙的可观测部分仍是有限的：由于相对论限定了光速为宇宙中信息传播的最高速度，如果一个光子从大爆炸开始传播，到今天传播的固有距离为93亿光年，由于宇宙在膨胀，相应的共动距离约为其3倍，具体数值与宇宙学参数有关，这一距离称为今天宇宙的粒子视界。\n　　另一个在物理学数量级估计中常用来表示宇宙大小的距离称为哈勃距离，是哈柏常数的倒数乘以光速，其数值约为1.29×1028厘米，也恰为93亿光年。科普和科技书籍中所说的宇宙的大小常指这个数值。哈柏距离可以理解为四维时空的曲率半径。\n\n宇宙的形状\n　　宇宙的形状是宇宙学中一个未解决的问题。用数学的语言说就是：“哪一个三维形状才能最好地代表宇宙的空间结构？”\n　　首先，宇宙到底是不是“平坦空间”，即大范围内遵守欧氏几何的空间还未清楚。目前，大部分宇宙学家认为已知宇宙除了大质量天体造成的局部时空褶皱，是基本平坦的－就像湖面是基本平坦但局部有水波一样。最近威尔金森微波各向异性探测器观测宇宙微波背景辐射的结果也肯定了这一认识。\n　　其次，尚未清楚宇宙是否是多重连接。根据大爆炸理论，宇宙是没有空间边界的，然而其空间大小可能是有限的。我们可以通过二维的概念类推：一个球面没有边界，但是它的面积是有限的（4πR2）。它是一个在三维空间有固定曲率的二维表面。数学家黎曼发现了四维空间中一个与此类似的三维球形“表面”，其总体积为有限（2π2R3）但三个方向都朝第四个维度弯曲。他还发现了一个“椭圆空间”和“圆柱形空间”，后者的圆柱形两头互相连接但没有弯曲圆柱本身－这一现象在普通的三维空间是不可想象的。类似的数学例子还有很多。\n　　如果宇宙真是有限但无边界的话，人沿着宇宙中一条任意方向的“直线”走下去，最终会回到出发点，其路线长度可认为是宇宙的“直径”（这个直径是现在人类对宇宙的认识所无法想象的，因为它一定要比我们所见的宇宙部分大得多）。\n　　宇宙有可能具有多重连接的拓扑学结构。如果这些结构足够小的话，人类，就如同在挂了多面镜子的房间里，可能在不同方向看到同一天体的多个影像。而实际的天体数量就会比观测所见少。从这个角度讲，星体和星系应该称作“所观的影像”才合适。这个可能，至今没有被彻底否定，但最近的宇宙微波背景辐射研究结果认为是很不可能的。\n\n宇宙的命运\n　　根据天文观测和宇宙学理论，可以对可观测宇宙未来的演化作出预言。均匀各向同性的宇宙的膨胀满足弗里德曼方程。多年来，人们认为，根据这一方程，物质的引力会导致宇宙的膨胀减速。宇宙的最终命运决定于物质的多少：如果物质密度（1）超过临界密度，宇宙的膨胀最后会停止，并逆转为收缩，最终形成与大爆炸相对的一个“大坍缩”（big crunch）；如果物质密度（2）等于或（3）低于临界密度，则宇宙会一直膨胀下去。另外，宇宙的几何形状也与密度有关： 如果（1）密度大于临界密度，宇宙的几何应该是封闭的；如果（2）密度等于临界密度，宇宙的几何是平直的；如果（3）宇宙的密度小于临界密度，宇宙的几何是开放的。并且，宇宙的膨胀总是减速的。\n　　然而，根据近年来对超新星和宇宙微波背景辐射等天文观测，虽然物质的密度小于临界密度，宇宙的几何却是平直的，也即宇宙总密度应该等于临界密度。并且，膨胀正在加速。这些现象说明宇宙中存在着暗能量。不同于普通所说的“物质”，暗能量产生的重力不是引力而是斥力。在存在暗能量的情况下，宇宙的命运取决于暗能量的密度和性质，宇宙的最终命运可能是无限膨胀，渐缓膨胀趋于稳定，或者是与大爆炸相对的一个“大坍缩”，或者也可能膨胀不断加速，成为“大撕裂”。目前，由于对暗能量的性质缺乏了解，还难以对宇宙的命运做出肯定的预言。\n\n宇宙观\n神话和宗教的宇宙观\n 19世纪法国科普作家C.Flammarion书中的木刻插图：旅行家以天球中探出头来，探索宇宙运行的机制\n　　从“宇宙”的构成，来解释“宇宙”这种存在，宇宙是由空间、时间、物质和能量，所构成的统一体。\n　　起初古人不愿意承认有其他世界的可能性，甚至认为“山后面没有人”，更不用说到宇宙了。但在地球上探险和征服的活动频繁下，又见到新奇的世界甚至星座的变化，从而想像宇宙整体，虽然这些宇宙观主要是纯思辨的产物，但客观上对于后来探险和观测活动是起了指导的作用。\n\n佛教宇宙观\n　　佛经中，大的空间叫佛刹、虚空，小的叫微尘，统称为“三千大千世界”。“佛教宇宙观”主张宇宙系有无数个世界。集一千个一小世界称为“小千世界”，集一千个小千世界称为“中千世界”，集一千个中千世界称为“大千世界”；合小千、中千、大千总称为三千大千世界。\n　　《起世经》中记载：“佛言。比丘。如一日月所行之处。照四天下。如是等类。四天世界。有千日月所 照之处。此则名为一千世界。诸比丘。千世界中。千月千日千须弥山王。四千小洲。 四千大洲。四千小海。四千大海。……(略)……一切世间。各随业力。现起成立。诸比丘。 此千世界。犹如周罗。名小千世界。诸比丘。尔所周罗一千世界。是名第二中千世界。 诸比丘。如此第二中千世界。以为一数。复满千界。是名三千大千世界。诸比丘。此三千大千世界。同 时成立。同时成已而复散坏。同时坏已而复还立。同时立已而得安住。如是世界。周 遍烧已。名为散坏。周遍起已。名为成立。周遍住已。名为安住。是为无畏一佛刹土 众生所居。”\n\n哲学分析宇宙概念\n　　有些宇宙学家认为，我们的宇宙是唯一的宇宙；大爆炸不是在宇宙空间的哪一点爆炸，而是整个宇宙自身的爆炸。但是，新提出的暴涨模型表明，我们的宇宙仅是整个暴涨区域的非常小的一部分，暴涨后的区域尺度要大于1026 厘米，而那时我们的宇宙只有10厘米。还有可能这个暴涨区域是一个更大的始于无规则混沌状态的物质体系的一部分。这种情况恰如科学史上人类的认识从太阳系宇宙扩展到星系宇宙，再扩展到大尺度宇宙那样，今天的科学又正在努力把人类的认识进一步向某种探索中的“暴涨宇宙”、“无规则的混沌宇宙”推移。我们的宇宙不是唯一的宇宙，而是某种更大的物质体系的一部分，大爆炸不是整个宇宙自身的爆炸，而是那个更大物质体系的一部分的爆炸。因此，有必要区分哲学和自然科学两个不同层次的宇宙概念。哲学宇宙概念所反映的是无限多样、永恒发展的物质世界；自然科学宇宙概念所涉及的则是人类在一定时代观测所及的最大天体系统。两种宇宙概念之间的关系是一般和个别的关系。随着自然科学宇宙概念的发展，人们将逐步深化和接近对无限宇宙的认识。弄清两种宇宙概念的区别和联系，对于坚持宇宙无限论，反对宇宙有限论、神创论、机械论、不可知论、哲学代替论和取消论，都有积极意义。\n\n宇宙观念的发展\n 宇宙超圆定理：到底是有限的还是无界的？\n　　远古时代，人们对宇宙结构的认识处于十分幼稚的状态，他们通常按照自己的生活环境对宇宙的构造作了幼稚的推测。在中国西周时期，生活在华夏大地上的人们提出的早期盖天说认为，天穹像一口锅，倒扣在平坦的大地上；后来又发展为后期盖天说，认为大地的形状也是拱形的。公元前7世纪 ，巴比伦人认为，天和地都是拱形的，大地被海洋所环绕，而其中央则是高山。古埃及人把宇宙想象成以天为盒盖、大地为盒底的大盒子，大地的中央则是尼罗河。古印度人想象圆盘形的大地负在几只大象上，而象则站在巨大的龟背上，公元前7世纪末，古希腊的泰勒斯认为，大地是浮在水面上的巨大圆盘，上面笼罩着拱形的天穹。 也有一些人认为，地球只是一只龟上的一片甲板，而龟则是站在一个托着一个又一个的龟塔……\n　　最早认识到大地是球形的是古希腊人。公元前6世纪，毕达哥拉斯从美学观念出发，认为一切立体图形中最美的是球形，主张天体和我们所居住的大地都是球形的。这一观念为后来许多古希腊学者所继承，但直到1519～1522年，葡萄牙的F.麦哲伦率领探险队完成了第一次环球航行后 ，地球是球形的观念才最终被证实。\n　　公元2世纪，C.托勒密提出了一个完整的地心说。这一学说认为地球在宇宙的中央安然不动，月亮、太阳和诸行星以及最外层的恒星天都在以不同速度绕着地球旋转。为了说明行星运动的不均匀性，他还认为行星在本轮上绕其中心转动，而本轮中心则沿均轮绕地球转动。地心说曾在欧洲流传了1000多年。1543年，N.哥白尼提出科学的日心说，认为太阳位于宇宙中心，而地球则是一颗沿圆轨道绕太阳公转的普通行星。到16世纪哥白尼建立日心说后才普遍认识到：地球是绕太阳公转的行星之一，而包括地球在内的八大行星则构成了一个围绕太阳旋转的行星系── 太阳系的主要成员。1609年，J.开普勒揭示了地球和诸行星都在椭圆轨道上绕太阳公转，发展了哥白尼的日心说，同年，伽利略·伽利雷则率先用望远镜观测天空，用大量观测事实证实了日心说的正确性。1687年，I.牛顿提出了万有引力定律，深刻揭示了行星绕太阳运动的力学原因，使日心说有了牢固的力学基础。在这以后，人们逐渐建立起了科学的太阳系概念。\n　　在哥白尼的宇宙图像中，恒星只是位于最外层恒星天上的光点。1584年，乔尔丹诺·布鲁诺大胆取消了这层恒星天，认为恒星都是遥远的太阳。18世纪上半叶，由于E.哈雷对恒星自行的发展和J.布拉得雷对恒星遥远距离的科学估计，布鲁诺的推测得到了越来越多人的赞同。18世纪中叶，T.赖特、I.康德和J.H.朗伯推测说，布满全天的恒星和银河构成了一个巨大的天体系统。弗里德里希·威廉·赫歇尔首创用取样统计的方法，用望远镜数出了天空中大量选定区域的星数以及亮星与暗星的比例，1785年首先获得了一幅扁而平、轮廓参差、太阳居中的银河系结构图，从而奠定了银河系概念的基础。在此后一个半世纪中，H.沙普利发现了太阳不在银河系中心、J.H.奥尔特发现了银河系的自转和旋臂，以及许多人对银河系直径、厚度的测定，科学的银河系概念才最终确立。\n　　18世纪中叶，康德等人还提出，在整个宇宙中，存在着无数像我们的天体系统(指银河系)那样的天体系统。而当时看去呈云雾状的“星云”很可能正是这样的天体系统。此后经历了长达170年的曲折的探索历程，直到1924年，才由E.P.哈勃用造父视差法测仙女座大星云等的距离确认了河外星系的存在。\n　　近半个世纪，人们通过对河外星系的研究，不仅已发现了星系团、超星系团等更高层次的天体系统，而且已使我们的视野扩展到远达200亿光年的宇宙深处。\n　　宇宙演化观念的发展在中国，早在西汉时期，《淮南子·俶真训》指出：“有始者，有未始有有始者，有未始有夫未始有有始者”，认为世界有它的开辟之时，有它的开辟以前的时期，也有它的开辟以前的以前的时期。《淮南子·天文训》中还具体勾画了世界从无形的物质状态到浑沌状态再到天地万物生成演变的过程。在古希腊，也存在着类似的见解。例如留基伯就提出，由于原子在空虚的空间中作旋涡运动，结果轻的物质逃逸到外部的虚空，而其余的物质则构成了球形的天体，从而形成了我们的世界。\n　　太阳系概念确立以后，人们开始从科学的角度来探讨太阳系的起源。1644年，R.笛卡尔提出了太阳系起源的旋涡说；1745年，G.L.L.布丰提出了一个因大彗星与太阳掠碰导致形成行星系统的太阳系起源说；1755年和1796年，康德和拉普拉斯则各自提出了太阳系起源的星云说。现代探讨太阳系起源z的新星云说正是在康德-拉普拉斯星云说的基础上发展起来。\n　　1911年，E.赫茨普龙建立了第一幅银河星团的颜色星等图；1913年，伯特兰?阿瑟?威廉?罗素则绘出了恒星的光谱-光度图，即赫罗图。罗素在获得此图后便提出了一个恒星从红巨星开始，先收缩进入主序，后沿主序下滑，最终成为红矮星的恒星演化学说。1924年，亚瑟·斯坦利·爱丁顿提出了恒星的质光关系。\n　　1937～1939年，C.F.魏茨泽克和贝特揭示了恒星的能源来自于氢聚变为氦的原子核反应。这两个发现导致了罗素理论被否定，并导致了科学的恒星演化理论的诞生。对于星系起源的研究，起步较迟，目前普遍认为，它是我们的宇宙开始形成的后期由原星系演化而来的。\n　　1917年，A.阿尔伯特·爱因斯坦运用他刚创立的广义相对论建立了一个“静态、有限、无界”的宇宙模型，奠定了现代宇宙学的基础。1922年，G.D.弗里德曼发现，根据阿尔伯特·爱因斯坦的场方程，宇宙不一定是静态的，它可以是膨胀的，也可以是振荡的。前者对应于开放的宇宙，后者对应于闭合的宇宙。1927年，G.勒梅特也提出了一个膨胀宇宙模型.1929年 哈勃发现了星系红移与它的距离成正比，建立了著名的哈勃定律。这一发现是对膨胀宇宙模型的有力支持。20世纪中叶，G.伽莫夫等人提出了热大爆炸宇宙模型，他们还预言，根据这一模型，应能观测到宇宙空间目前残存着温度很低的背景辐射。1965年微波背景辐射的发现证实了伽莫夫等人的预言。从此，许多人把大爆炸宇宙模型看成标准宇宙模型。1980年，美国的古斯在热大爆炸宇宙模型的 基础上又进一步提出了暴涨宇宙模型。这一模型可以解释目前已知的大多数重要观测事实。\n\n宇宙图景\n　　当代天文学的研究成果表明，宇宙是有层次结构的、像布一样的、不断膨胀、物质形态多样的、不断运动发展的天体系统。\n\n层次结构\n　　行星是最基本的天体系统。太阳系中共有八颗行星：水星金星地球火星木星土星天王星海王星。 （冥王星目前已被从行星里开除，降为矮行星）。除水星和金星外，其他行星都有卫星绕其运转，地球有一个卫星月球，土星的卫星最多，已确认的有26颗。行星 小行星 彗星和流星体都围绕中心天体太阳运转，构成太阳系。太阳占太阳系总质量的99.86％，其直径约140万千米，最大的行星木星的直径约14万千米。太阳系的大小约120亿千米（以冥王星作边界）。有证据表明，太阳系外也存在其他行星系统。2500亿颗类似太阳的恒星和星际物质构成更巨大的天体系统——银河系。银河系中大部分恒星和星际物质集中在一个扁球状的空间内，从侧面看很像一个“铁饼”，正面看去则呈旋涡状。银河系的直径约10万光年，太阳位于银河系的一个旋臂中，距银心约3万光年。银河系外还有许多类似的天体系统，称为河外星系，常简称星系。现已观测到大约有10亿个。星系也聚集成大大小小的集团，叫星系团。平均而言，每个星系团约有百余个星系，直径达上千万光年。现已发现上万个星系团。包括银河系在内约40个星系构成的一个小星系团叫本星系群。若干星系团集聚在一起构成更大、更高一层次的天体系统叫超星系团。超星系团往往具有扁长的外形，其长径可达数亿光年。通常超星系团内只含有几个星系团，只有少数超星系团拥有几十个星系团。本星系群和其附近的约50个星系团构成的超星系团叫���本超星系团。目前天文观测范围已经扩展到200亿光年的广阔空间，它称为总星系。\n宇宙超圆定理：到底是有限的还是无界的？\n\n宇宙是否有限\n 宇宙中每一圆盘都是一个又一个的“星系”\n　　前人曾认为宇宙是范围并不很大的球状天体，其中包含着地球以及其他一些形体较小的发光体。直至公元1700 年以前，这种理论在天文学界一直占据主导地位。即使在哥白尼发现地球并非宇宙的中心之后，人们仍持同样的观点，只是把“宇宙主宰”这一光环又赠给了太阳而已，而宇宙的基本定义仍未得到根本上的改变。天空仍旧是天上的“球”，里面有许多星星，不过，它包括的主体是太阳，相比之下，地球要逊色得多。\n　　开普勒的椭圆型轨道的思想废除了星体是“透明的球体”这一谬论，但是却仍然保留了星体是“最外层天体球”这一说法。感谢卡西尼的研究成果，他揭开了太阳系的真实面目，从而证明了太阳系比人们想象的要大得多，而这也只是将人们脑海中宇宙的边界扩大了而已。\n　　直至哈雷于1718 年发现了恒星也是运动着的球体这一事实后，天文学家们才开始重新认真地认识宇宙。当然，即使所有星体都在移动，宇宙仍有可能是有限的，而所有的星体也都有可能在进行着极其缓慢的移动。但是为什么有的星体的运动速度之快足以被人们观察到，而正是这些星体才能发出比较明亮的光线呢？\n　　关于这一问题，存在这样一种可能，即某个星体由于具有较大的形体，从而能放射出比较明亮的光线，同时由于其体积较大，造成宇宙对它的束缚产生了困难，从而导致了它的移动。当然，这只是一种特定的假设，但这种全新的设想对于解开有关谜团是具有创造性意义的——即使其很难在实验室条件下得到验证，或根本无法解决任何问题。\n　　另一方面，有些星球与地球间的距离有可能相对来说比较近，因此看上去就可能显得比较亮一些。再者，如果所有星球移动的速度是相同的，那么距地球越近，往往就显得运动得更快一些。这一点与实验室条件下的实验结果是相符的。这一现象是以解释运动越快的星体其亮度越高的原因。那相对比较昏暗的星球其实也处于运动状态，但由于它与地球间距离实在太遥远了，因此即使经过几个世纪的观测也无法察觉到它的位置的变化，但这一变化却有可能在数千年的过程中被观测到，这的确需要人们一代一代不懈的努力。\n　　如果各个星体与太阳系间的距离各不相同，那么宇宙就应该是无限的，而众多的星球则会像蜂群一样遍布于宇宙的各个角落。直至1718 年，人们才意识到这一点而摒弃了宇宙有限论，从此，一幅广阔无垠而壮丽非常的宇宙画卷终于展现在人们的眼前。\n\n宇宙有中心吗\n　　太阳是太阳系的中心，太阳系中所有的行星都绕着太阳旋转。银河也有中心，它周围所有的恒星也都绕着银河系的中心旋转。那么宇宙有中心吗？一个让所有的星系包围在中间的中心点？\n　　看起来应该存在这样的中心，但是实际上它并不存在。因为宇宙的膨胀一般不发生在三维空间内，而是发生在四维空间内的，它不仅包括普通三维空间（长度、宽度和高度），还包括第四维空间——时间。描述四维空间的膨胀是非常困难的，但是我们也许可以通过推断气球的膨胀来解释它。\n　　我们可以假设宇宙是一个正在膨胀的气球，而星系是气球表面上的点，我们就住在这些点上。我们还可以假设星系不会离开气球的表面，只能沿着表面移动而不能进入气球内部或向外运动，在某种意义上可以说我们把自己描述为一个二维空间的人。\n　　如果宇宙不断膨胀，也就是说气球的表面不断地向外膨胀，则表面上的每个点彼此离得越来越远。其中，某一点上的某个人将会看到其他所有的点都在退行，而且离得越远的点退行速度越快。\n　　现在，假设我们要寻找气球表面上的点开始退行的地方，那么我们就会发现它已经不在气球表面上的二维空间内了。气球的膨胀实际上是从内部的中心开始的，是在三维空间内的，而我们是在二维空间上，所以我们不可能探测到三维空间内的事物。同样的，宇宙的膨胀不是在三维空间内开始的，而我们只能在宇宙的三维空间内运动。宇宙开始膨胀的地方是在过去的某个时间，即亿万年以前，虽然我们可以看到，可以获得有关的信息，而我们却无法回到那个时候。\n\n宇宙中是否有第二个太阳系\n　　除了太阳系以外，宇宙中还有第二个、第三个太阳系吗？茫茫无际���宇宙，深藏着无数奥秘。有人曾设想，除我们的太阳系以外，还应有第二个、第三个太阳系。可是另外的“太阳系”具体在哪里?这个长期以来争论不休的问题，随着织女星周围发现行星系，有人认为已经找到了宇宙中的第二个“太阳系”，为寻找宇宙中其他许多“太阳系”提供了例证。\n　　宇宙中的第二个“太阳系”是怎样发现的呢?1983年1月，美国、荷兰、英国三个国家成功地发射了红外天文卫星。后来，天文学家们利用这颗卫星意外地发现天琴座主星——织女星的周围存在类似行星的固体环。这次发现在世界上还是头一回。这一发现可以说是不同凡响的划时代的发现。\n　　美国、荷兰、英国合作发射的卫星是世界第一颗红外天文卫星，主要用于探测全天的红外源，也就是对红外源进行登记造册。一般红外天文望远镜不能探出宇宙中的低温物体。因为大气中的水分和二氧化碳气体大量吸收了来自宇宙的红外线及地球的热，又会释放互相干扰的红外线。红外天文卫星将装置仪器用极低温的液态氦进行冷却，所以才有了这次的发现。\n　　织女星距离地球26光年，是全天第四亮星。直径是太阳的2.5倍，质量约是太阳的3倍，表面温度约为 10000℃，比太阳的表面温度（约 6000℃）高。织女星诞生于10亿年前，太阳诞生于45亿年前，相比之下织女星要年轻得多。地球大致是与太阳同时诞生的，若认为织女星的行星也跟织女星同时诞生，那么就可以视它的行星处在演化的初期阶段。\n　　东京天文台和红外天文卫星的发现，看来可以说是行星形成过程中的不同阶段。深入分析和研究这两个不同阶段，以及更正确地描写织女星的行星像，无疑是当前世界天文学界所面临的一大课题。\n\n宇宙大爆炸理论\n 威尔金森各向异性微波探测器观测到的宇宙第一束光线——宇宙大爆炸的余辉\n　　宇宙大爆炸(Big Bang)仅仅是一种学说，是根据天文观测研究后得到的一种设想。大约在150亿年前，宇宙所有的物质都高度密集在一点，有着极高的温度，因而发生了巨大的爆炸。大爆炸以后，物质开始向外大膨胀，就形成了今天我们看到的宇宙。大爆炸的整个过程是复杂的，现在只能从理论研究的基础上描绘过去远古的宇宙发展史。在这150亿年中先后诞生了星系团、星系、我们的银河系、恒星、太阳系、行星、卫星等。现在我们看见的和看不见的一切天体和宇宙物质，形成了当今的宇宙形态，人类就是在这一宇宙演变中诞生的。\n\n宇宙大爆炸理论的缺陷\n　　根据大爆炸理论，星系连同其它所有的恒星和行星都产生于一个所谓有的奇异点。这个奇异点中集中了所有宇宙最原始的物质。而科学家们对这一奇异点物理参数的评估则是：温度为1031K，潜藏的能量密度为1098 尔格/立方厘米(作为比较，恒星内部最高温度为108 K，而中子星的物质密度为1015 克/立方厘米)。\n　　我们很难想像，处于奇异点时期的宇宙到底是什么样。今天流行的宇宙超级结构理论认为，大爆炸后形成的微型黑洞遍及整个宇宙。这些黑洞的体积还没有一个原子核大，但其质量却相当于一个小行星。不久前还有信息称，美国宇航局计划于2007年发射一个高功率X射线望远镜GLAST。按照天文物理学家们的计算，该望远镜的敏感度足以发现微型黑洞的波动。宇宙超级结构理论将最终得到实验证实。\n　　“大爆炸”理论最大的缺陷就是无法回答大爆炸之前这一奇异的点来源于何方？大爆炸理论存在了100多年了，但令人惊讶的是，这一理论的发展将把人们对宇宙诞生和灭亡的认识不可避免地引向神创说。并不奇怪，教皇约安-帕维尔二世早就在其书信中称当代的宇宙论与《圣经》中的论述不谋而合。\n\n电磁宇宙设想：新兴的宇宙理论\n “斯隆3计划”绘制宇宙3D图　据英国新科学家杂志，目前宇宙制图师正在绘制迄今世界上最大的宇宙3D图，它将揭示由宇宙大爆炸后所形成的起伏宇宙景像，同时为我们提供理解太空外形和暗能量自然属性的重要线索\n　　近年来，我们关于电磁宇宙的设想则回答了诸多疑问。而电磁宇宙说的基本观点则体现在以下三个主要方面：第一，宇宙将永远存在；第二，宇宙间的所有物质在各种频率范围内都发生着能量交换--从超低频至超高频；第三，宇宙间的一切活动都是循环发生的(行星产生于黑洞，之后又浓缩成黑洞)并遵循着守恒定律(能量、电荷、物质)。\n　　电磁宇宙理论的基本观点是：宇宙是一个超环面系统，其中的众多星系都由宇宙磁场连接在一起，螺旋���的超环面宇宙磁场控制着所有的星系流。各个星系群由黑洞带隔开，而黑洞带则是孕育和产生星系之处，部分科学家称之为星系“产房”。\n　　根据电磁宇宙理论，黑洞造就了两种星系类型，一种由由负电子和质子构成物质世界，另一种则是由正电子和反质子构成所谓反物质世界。正是这两个世界之间存在的巨大的物质和电荷差异形成了给予宇宙生命与发展的能量。\n　　星系就是在宇宙磁场存在条件下诞生的，恒星系统和星系际物质的运动则形成了宇宙的强大的电流。正如地球大气中雷雨天的放电现象，黑洞中的放电现象便成就了众多星系的诞生和死亡。如果说地球上的放电现象是瞬间完成的，那么黑洞的放电现象则要持续数十亿年并最终决定在我们的周围会形成什么样的世界。\n　　电磁宇宙理论认为，宇宙中的大爆炸其实就是星系的诞生过程。由于宇宙间存在着数不清的星系，所以可以推测，宇宙间的大爆炸每时每刻都在发生，也就是说，宇宙间的星系诞生和灭亡每秒都在发生着。原子弹的爆炸就是这样一个实例。\n　　冷战时期，每次原子弹试爆时美国人安装在卫星上的传感仪器都会对爆炸进行观测。原子弹爆炸总伴随着中子辐射。令科学家们惊讶的是，每次爆炸后仪器都会记录下不间断的中子辐射。后来天文学家们的研究显示，宇宙间每个区域内时时刻刻都在发生着爆炸。\n　　电磁宇宙理论的问世将使大爆炸理论随着时间的推移而被人们淡忘。因为物质和能量永远处于相互转换中，时间只不过是记录从一个事件到另一个事件的工具，事实上时间也是永恒的，生命的循环既没有始，也没有终。\n\n反大爆炸论者的声音\n　　一封《致科学界的公开信》得到了34位科学家和工程师的签名，于2004年5月22日发表于英国的《新科学家》（NeW Scientist）杂志。我们将它翻译过来，目的是让读者对大爆炸理论的人的论据有所了解。这封公开信被贴到网上后，又得到了185位科学家的网络签名（现在已四百多人了）：\n　　如今，大爆炸理论越来越多地以一些假设，一些从未被实证观察的东西作为自己的论据：暴胀、暗物质和暗能量等就是其中最令人震惊的一些例子。没有这些东西，我们就会发现，在实际的天文学观测和大爆炸理论的预言之间存在着直接的矛盾。这种不断求助于新的假设来填补理论与实现之间鸿沟的做法，在物理学的任何其他领域中都是不可能被接受的。这至少反映出这一来历不明的理论在有效性方面是存在着严重问题的。\n　　然而，没能这些牵强的因素，大爆炸理论就无法生存。离开了暴胀之类的假设，大爆炸理论就无法解释实际观测中发现的同质的、各向同怀的宇宙背景辐射。因为那样的话，它就无法解释宇宙中相距遥远的各部分何以会有着相同的湿度并发出同量的微波辐射。离开了那种与我们20多年来辛苦努力在地球上观察到所有物质都格格不入的所谓暗物质，大爆炸理论的预言与宇宙中实际的物质密度就完全是矛盾的。暴胀所需的密度是核聚变所需的20倍，这也许可以作为大爆炸理论中较轻元素来源的一个理论解释吧。而离开了暗能量，根据大爆炸理论计算出来的宇宙年龄就只有80亿年，这甚至比我们所在的这个星系中许多恒星的年龄还要小几十亿岁。\n　　更重要的是，大爆炸理论从来没有任何量化的预言得到过实际观测的验证。该理论捍卫者们所宣称的成功，统统归功于它擅长在事后迎合实际观测的结果，它不断地在增补可调整的参数，就像托勒玫（Ptolme）的地心说总是需要借助本轮和均轮来自圆其说一样，其实，大爆炸论并不是理解宇宙历史的唯一方式。‘等离子宇宙论‘和’稳恒态宇宙模型论’都是对这样一个持续演化着的宇宙的假设，它们认为宇宙既无始也无终。这些模型，以及其他一些观点，也都能解释宇宙的基本现象，如较轻元素在宇宙中所占的比重、宇宙背景辐射以及遥远星系谱线红移量随着距离增加等问题，它们的一些预言还甚至得到过实际观测的验证，而这是大爆炸理论从未做到过的。大爆炸论的支持者们强辩说这些理论不能解释观测到的所有天文现象。但这并没有什么奇怪的，因为它们的发展严重缺乏经费的支持。实际上，直到今天，这样一些疑问和替代理论都还不能被拿出来进行自由的辩论和检验。绝大多数的研讨会都在随波逐流，并不允许研究者们进行完全公开的观点交流。理查德·费曼（Richard Feynman）说过，‘科学就是怀疑的文化’，而在今天的宇宙学��域，怀疑和异见得不到容忍，年轻学者们即使对大爆炸这一标准模型有任何否定的想法也不敢表达。怀疑大爆炸论的学者如果把自己的疑问说出来就会失去经费资助。连实际的观测结果也要被筛选，要依据其能否支持大爆炸理论的标准来筛选。这样一来，所有不合标准的数据，比如谱线红移、锂元素和氦元素在宇宙中所占的比例、星系的分布等，都被忽视甚至歪曲。这反映出了一种日益膨胀的教条主义，完全不合乎自由的科学研究精神。如今在宇宙学研究领域，几乎所有的经费和实验资源都被分配给以大爆炸理论为课题的项目。科研经费来源有限，而所有主管经费分配的评审委员会都被大爆炸论的支持者们把持着。结果就造成了大爆炸理论掌握该领域的全面主导地位，这一局面与该理论在科学上的有效性毫无关系。只资助从属于大爆炸论的课题，这种做法抹杀了科学方法的一个基本原则：就是必须持续不断地用实际观察来对理论加以检验的原则。这样一种束缚使任何探讨都无法进行，也使任何研究都无法进行，为了治疗这一顽症，我们呼吁资助宇宙学研究的机构将相当部分的经费留给那些替代性理论的研究课题，留给那些与大爆炸理论存在矛盾的实证观测。为避免经费分配不公的问题，掌管经费分配的评审委员会可以由非宇宙学领域的天文学家和物理学家组成。将经费公平地分配给针对大爆炸理论有效性进行的研究项目，以及其替代性理论的研究项目，这将能使我们以科学的方式找到关于宇宙历史演变的最可信的模型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "红移", "content": "红移（ red shift ），电磁波谱中谱线向长波方向的移动。对于可见光就是向红端的移动。红移z的定义是： z＝Δλ/ λ 式中 λ为源发射谱线的波长。Δ λ为观测到的波长改变量。Δ λ＞0，表示波长增加，即红移；Δλ＜0，表示波长减少，即蓝移。宇宙学问题中， z一般都大于0，因而往往把它作为红移的符号。 z是无量纲的标量，当它远小于1时，按照 多普勒效应，把它乘以光速 c即可得到光源同观测者相对的视向速度 v＝ cz（当 z较大时，应改为相对论表达式：\n\n\n\n\n\n1914年，美国天文学家V.M.斯莱弗发现，他观测到的15个旋涡星云（现在知道它们都属于银河系所在的本星系群）中11个的光谱都呈现红移。实际上，在本星系群以外迄今尚未发现有蓝移的星系光谱。1929年，E.P.哈勃发现了星系的红移量和距离成正比的规律，即哈勃定律v＝H0r。式中比例系数H0称为哈勃常数，观测值约为71千米/（秒·百万秒差距），仍有百分之几的误差。光速与哈勃常数的比值具有长度的量纲，称为哈勃半径，粗略地说等于光自宇宙大爆炸以来走过的距离，即可观察宇宙的半径，约140亿光年。利用哈勃定律，可由观测到的红移求出星系的距离，从而得到星系在三维空间的分布，了解宇宙的大尺度结构。更重要的是，若将红移解释为多普勒退行速度效应，则能得出可观测的宇宙作整体膨胀的结论。所以，星系的红移的发现成为20世纪以来影响最为深远的宇宙现象。\n表达红移–距离关系的函数图像称为哈勃图。当红移较大时，在该图上红移–距离关系将偏离哈勃定律表示的直线。偏离的情况现在主要用来检验宇宙的几何性质。20世纪90年代以来，高红移超新星的哈勃图显示宇宙是平坦的。\n多年来，还提出了许多解释红移的假说，如光子老化说、物理常数变化理论等。有人还试图用不均匀宇宙模型、多重爆炸宇宙学等来说明对哈勃定律的偏离，但都过于牵强。只有以广义相对论为基础的宇宙膨胀论不仅可解释哈勃定律，还能说明如宇宙微波背景辐射和奥伯斯佯谬等一系列观测到的现象，因而得到人们公认。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "运动学宇宙学", "content": "运动学宇宙学（ kinematical cosmology ），根据时间、空间和引力理论阐明宇宙在大尺度上的时空结构和整体运动规律的学科。它着重讨论宇宙时空性质和运动学特征，而不过多地涉及宇宙演化的物理机制等问题。现代宇宙学中最早出现的一些宇宙理论，如相对论宇宙学、稳恒态宇宙模型、等级式宇宙模型等都属于这一范畴。除等级式宇宙模型一类的理论以外，大多数关于宇宙运动特性的讨论，都在一定程度上承认宇宙物质在大尺度上是均匀、各向同性分布的观点。不过，近年来，对于不满足均匀，各向同性条件和非理想流体的宇宙运动学问题也进行了讨论，有人还研究了物质自旋与空间挠率等对宇宙运动学特性的影响。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "相对论宇宙学", "content": "相对论宇宙学（ relativistic cosmology ），在爱因斯坦的引力理论和相对论力学的基础上建立起来的宇宙理论。它的一些基本结论都是根据所谓宇宙学原理(即宇宙物质在大尺度上具有均匀各向同性)的假定而推得的。在这种宇宙理论中，空间各点的曲率处处相同，但弯曲程度可以随时间变化（不改变其正负号）。其中正曲率（空间曲率署符k=+1）对应于一个没有边界、但体积有限的闭合宇宙；零曲率(k=0)对应于一个平直的开放宇宙；负曲率(k=-1)则对应于一个双曲型的开放宇宙。宇宙的膨胀或收缩运动在所有方向上是一样的，它可以由度规公式中的宇宙标度因子R=R(t)来描述。R随宇宙时t的相对变化率就是哈勃常数，即H=凟/R。知道了R随时间的变化，也就知道了宇宙的历史和发展趋向。假定星系可以设想为均匀而静止地分布在整个空间中，那么就可用理想流体的能量－动量张量来描述它们。这时，根据引力场方程，就能推出均匀各向同性宇宙学模型的动力学方程： \n\n\n\n\n\n\n式中 G为引力常数。给定物态方程的压力 p= p( ρ)，可求得函数 R( t)，详细分析 R( t)的性质，就得到各种典型的 相对论 宇宙模型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "大爆炸宇宙学", "content": "大爆炸宇宙学（汉语拼音：dɑbɑozhɑ Yuzhouxue；英语：big-bang cosmology），现代宇宙学中最有影响的一种学说。\n\n基本观点\n　　基本观点是，宇宙曾经历了一段从热到冷的演化。在这个过程中，宇宙不断地膨胀，物质密度不断变稀。宇宙的整个演化过程就像是一次巨大的爆炸。根据大爆炸宇宙学的模型，大爆炸的整个过程是：在宇宙的极早期，物质密度极高，温度也极高，在 100亿度以上，宇宙间只有一些基本粒子形态的物质。而后，宇宙迅速膨胀，温度很快下降，当温度降至约10亿度时，化学元素开始形成。温度进一步降至100万度时，形成化学元素的过程结束，宇宙间的物质主要是质子、电子、光子和一些比较轻的原子核。温度再降至几千度时，辐射同物质分离，宇宙间主要是气态物质。在引力的作用下，气体凝聚成气云，并进一步形成恒星、星系，成为人们今天观测到的宇宙。\n　　大爆炸宇宙模型同其他宇宙模型相比能够解释较多的观测事实，因此，已被绝大多数天文学家所接受。\n\n研究历程\n　　早在1929年，埃德温·哈勃作出了一个具有里程碑意义的发现，即不管你往哪个方向看，远处的星系正急速地远离我们而去。换言之，宇宙正在不断膨胀。这意味着，在早先星体相互之间更加靠近。事实上，似乎在大约100亿至200亿年之前的某一时刻，它们刚好在同一地方，所以哈勃的发现暗示存在一个叫做大爆炸的时刻，当时宇宙无限紧密。\n　　1950年前后，伽莫夫第一个建立了热大爆炸的观念。这个创生宇宙的大爆炸不是习见于地球上发生在一个确定的点，然后向四周的空气传播开去的那种爆炸，而是一种在各处同时发生，从一开始就充满整个空间的那种爆炸，爆炸中每一个粒子都离开其它每一个粒子飞奔。事实上应该理解为空间的急剧膨胀。\"整个空间\"可以指的是整个无限的宇宙，或者指的是一个就象球面一样能弯曲地回到原来位置的有限宇宙。\n　　根据大爆炸宇宙论，早期的宇宙是一大片由微观粒子构成的均匀气体，温度极高，密度极大，且以很大的速率膨胀着。这些气体在热平衡下有均匀的温度。这统一的温度是当时宇宙状态的重要标志，因而称宇宙温度。气体的绝热膨胀将使温度降低，使得原子核、原子乃至恒星系统得以相继出现。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "宇宙学原理", "content": "宇宙学原理（ cosmological principle ），认为宇宙中不存在任何优越位置的假设。它是N.哥白尼关于地球不是宇宙中心观念的推广，是大多数现代宇宙学模型的基础。宇宙学研究的对象是整个可观测时空范围的大尺度特征。现已探测到的距离尺度约140亿光年，包含约1千亿个星系。根据星系计数、射电源计数和宇宙微波背景辐射等实测资料得知，在大于一亿光年的范围内，物质的空间分布是均匀的和各向同性的。就是说，在宇宙学尺度上，任何时刻三维空间是均匀的和各向同性的。它的含义是：①在宇宙学尺度上，空间任一点和任一点的任一方向，在物理上是不可分辨的，即无论其密度、压强、曲率、红移都是相同的���但同一点的不同时刻，各种物理量却可不同，所以宇宙学原理容许存在宇宙演化。②宇宙中各处的观测者，观察到的物理量和物理规律是完全相同的，没有任何一个观测者是特殊的。地球上观察到的宇宙演化图景，在其他天体上也会看到，所以能建立宇宙时概念。既然任何随时间演变的天体和现象都可用来标度时间，宇宙图景也能作为时间标度。宇宙中处处有完全相同的宇宙图景，也有完全相同的宇宙时。完全宇宙学原理是宇宙学原理的进一步推广。它的大意是：不仅三维空间是均匀的和各向同性的，整个宇宙在不同时刻也是完全相同的。根据宇宙学原理可推导出演化宇宙的罗伯逊–沃尔克度规。运用完全宇宙学原理则能得到稳恒态宇宙度规，利用不同的度规可建立各种宇宙模型。由于大量证据表明宇宙是随时间演化的，因此完全宇宙学原理不能描述真实的宇宙。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "宇宙模型", "content": "宇宙模型（汉语拼音：Yuzhou Moxing；英语：Cosmological Model），对宇宙的大尺度时空结构、运动形态和物质演化的理论描述。又称模型宇宙。按照宇宙大尺度结构，有两种不同的模型。①均匀模型，即认为大尺度上物质的分布基本上是均匀各向同性的，满足宇宙学原理，另一种是等级模型，认为天体的分布是逐级成团的，物质分布在任何尺度上都具有非均匀性。按照运动形态，也有两种模型。②把红移解释为系统性运动，各种膨胀宇宙模型都属于此类。另一种则把红移解释为另外的机制。按照演化来区分，则有演化模型和稳恒态模型。前者认为宇宙大尺度上的物质分布和物理性质随着时间有明显的变化，后者则认为宇宙的基本特征不随时间变化。在已有的各种宇宙模型中，大爆炸宇宙模型最有影响。它解释的观测事实最多。因而，已被普遍接受。 \n　　宇宙学家造不出物质的宇宙模型，但他们能够建立数学方程组来说明各种可能宇宙的行为。这些宇宙（英文词首字母是小写“u”）就是宇宙模型。它们有的能说明现实宇宙（英文词首字母是大写“U”）的某些事，有的却什么也说明不了。 有些方程式比较容易解，研究这些模型的行为只需要一支铅笔、几张纸，再加点儿智力就行了。阿尔伯特·爱因斯坦就是这样发现了广义相对论方程式预言的宇宙膨胀；亚历山大·弗里德曼和其他人也是这样发展了对相对论允许的各种宇宙的认识。 其他宇宙模型考虑了更多的细节和更复杂的相互作用，它们的方程式只能借助高速电子计算机求解。但我们宇宙有一个既奇妙又可能很重要的特点，就是它看来可以很好地用爱因斯坦方程式的最简单解来描述——爱因斯坦自己就说过，“关于宇宙的最不可理解的事就是宇宙是能够理解的”。 以不带宇宙学常数的爱因斯坦方程式为基础的三组最简单宇宙模型，是以它们描述的宇宙最终命运来划分的。开宇宙是始于大爆炸并永远膨胀下去的宇宙；闭宇宙是始于大爆炸、膨胀到一个确定大小然后坍缩为大崩塌的宇宙；平坦宇宙正好在前两者的分界线上，它永远膨胀但越来越慢，在终结状态下永久“徘徊”而不坍缩。闭宇宙模型的一个变种是，大崩塌由“反冲”取代，因而宇宙重复地膨胀和坍缩。虽然我们的宇宙可能是开的，也可能是闭的，但它却难以同平坦宇宙区分开。 增加一个宇宙学常数，就可以创造更复杂的模型。有一个模型起始于无穷大，收缩到有限大小，然后再次膨胀；另一个模型从大爆炸开始向外膨胀，然后膨胀减慢以至停止，在大小不变的情况下停留任意长的时间，然后再次膨胀。还提出过其他一些模型。但这些奇异的模型被认为同现实宇宙没有多少关系。另见减速因子、稳恒态假说。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天体演化学", "content": "天体演化学（ Cosmogony ），天文学的一个分支，研究各种天体以及天体系统的起源和演化，也就是研究它们的产生、发展和衰亡的历史。天体的起源是指天体在什么时候，从什么形态的物质，以什么方式形成的；天体的演化是指天体形成以后所经历的演变过程。通常说的天体演化，往往也包括起源在内。\n\n目录\n\n1 诞生和发展\n2 研究的内容\n\n2.1 太阳系的起源和演化\n2.2 恒星的起源和演化\n2.3 星系的起源和演化\n2.4 宇宙的起源和演化\n\n\n\n\n诞生和发展\n法国笛卡儿和布丰在1644年和1745年先后提出天体形成的看法。科学的天体演化学至今只有二百多年的历史。十八世纪中叶以前，欧洲在学术思想上占统治地位的仍是万物（包括天体）不变的僵化的自然观。德国哲学家康德于1755年和法国数学家拉普拉斯于1796年各自提出了太阳系起源的星云说，从而在僵化的自然观上打开了一个缺口，这对自然科学和哲学都产生了重大影响（见康德和拉普拉斯星云说）。\n到二十世纪，随着科学技术的发展，不仅是太阳系，而且有关各类恒星、银河系以及河外星系的观测资料和新发现越来越多。随着理论物理学各分支的建立，现代天体物理学发展起来了。天体观测研究的新成果推动了天体演化学的发展。太阳系起源和演化的研究很活跃。在恒星的演化研究方面，取得重大突破。星系的起源和演化问题成为当前的科学前沿之一。\n天体演化学是以天文学各分支学科为基础的，它依据天文学、物理学、化学、地球科学、数学等学科的理论，利用各天体层次（行星、恒星、星系）的观测资料，探讨各种天体和天体系统的演变规律，阐述它们各种特征的由来和发展。因此，不仅有天文学者，也有不少物理学、化学、地学、数学、哲学方面的学者从事天体演化的研究。\n\n研究的内容\n天体演化同物质结构和生命起源等基本理论问题有密切的关系，特别是同地球科学有更直接的关系，因此，天体演化的研究具有重要的理论与实践意义。天体演化学的研究内容包括以下几个方面。\n\n太阳系的起源和演化\n研究太阳系各类天体（主要是行星、卫星、小行星、彗星）的形成和演变，说明太阳系的现有特征，一般侧重于起源的研究。自康德提出太阳系起源的星云说以后的二百多年中虽然已有四十多种学说，但至今还没有一种完善的理论被普遍接受。困难在于我们能直接观测到的只是千千万万个行星系中的唯一的“样品”──太阳系。有关太阳系的起源和演化的学说分为灾变说和星云说两类：灾变说认为行星的物质是因为某种偶然的巨变（如另一颗恒星走近或碰到太阳，或太阳爆发）而从太阳中分出来的；星云说认为行星物质和太阳由同一原始星云形成（共同形成说）或由太阳俘获来的（俘获说）。灾变说在二十世纪上半叶盛行，现在基本上已被否定。近年来，一些星云说学者的观点逐渐接近。他们认为：太阳系是在约五十亿年前从星际云中分出的一个原始星云形成的。原始星云有自转，在自吸引作用下收缩；中心部分形成太阳，外部形成星云盘；盘中的尘粒和小冰粒沉降到赤道面形成尘层，集聚成固体块──星子；星子结合成行星和卫星等。\n\n恒星的起源和演化\n对恒星演化的认识比较一致。一般都主张弥漫说：星际云在自吸引收缩中碎裂为许多小云，各小云集聚成恒星。分子云、球状体、赫比格－阿罗天体、红外源、天体微波激射源可能是从星际云到恒星的过渡性天体。恒星完成了引力收缩阶段后，内部开始热核反应，成为主序星；再经过较长时间（太阳约为一百亿年）后变为红巨星；然后经过不稳定的变星阶段，通过爆发，由行星状星云变为白矮星，或通过猛烈的超新星爆发成为中子星；最后失去发光能力归宿到黑矮星（有人认为也可能归宿于黑洞）。恒星的质量愈大，演化就愈快。现在仍然有恒星在诞生。在恒星起源问题上，也有少数人坚持超密说，认为恒星是由超密物质转化而成的。\n\n星系的起源和演化\n也存在弥漫说和超密说。弥漫说认为，星系际弥漫物质逐渐集聚成很大的星系际云，然后分裂成较小的云，形成各种大小不同的星系集团。这种说法能够较满意地说明银河系的自转、各星族的空间分布和空间运动以及化学组成等方面的差别。超密说认为，银河系最初是超密物质，它抛出的物质形成各星族的恒星、银盘、银晕和旋臂，而余下的超密物质形成银核（见银心）。其他星系也都是超密物质形成的。超密说与大爆炸宇宙说相适应。有的学说认为星系类型序列代表演化序列（从椭圆星系向旋涡星系、不规则星系演化，或者反向演化）；有的学说主张星系演化与初始条件（角动量或质量、密度等）有关。关于星系起源演化问题还没有定论，有待进一步探讨。\n\n宇宙的起源和演化\n常与宇宙模型一起在宇宙学中论述。有大爆炸宇宙学等学派。有些科学家从物质形态转化的角度看，将宇宙线起源、化学元素起源等问题也作为天体演化的课题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "宇宙化学", "content": "宇宙化学（ Cosmic Chemistry ），研究宇宙中的化学反应及其产物的交叉学科。形成大多数化学元素的原子���在恒星内部合成的，其中一部分通过星风或超新星爆发返回星际空间。与此不同的情形主要是氢和氦–4，以及少量的氘、氦–3和锂–7产生于大爆炸后若干秒。氢和氦大约构成星际介质中全部物质质量的98％，而其余主要是碳、氮、氧、氖、镁、硅、硫、氩、铁。许多其他元素都已探测到，并可望在地球上发现。但现在能在太空观测到的分子主要是氢、碳、氮和（或）氧的化合物。一个显著的理由是只有气体形式的分子才能由其射电谱得以可靠证认。固体物质如星际尘粒的成分只能得到粗略表征。\n星际空间的原子一旦形成就能参与化学反应，但由于条件与地球上的实验室大不相同，以至于这些反应及其产物按“正常”化学标准往往很不寻常。某些分子诸如TiO、CN和C2足够坚实，可存在于冷星的外层大气中。而自由飘浮于星际空间的多数分子将被星光中的紫外辐射裂解。所以，大量星际分子被发现的地方是巨分子云内部，因为那里的尘埃挡住了恒星的紫外辐射。即使巨分子云比一般星际物质稠密得多，按地球实验室标准还是太稀薄。相互作用通常只在两个孤立的原子间进行，很难发生稳定的化学反应。如若有两个中性氢原子相遇结合成一个分子，这个分子由于原子具有的动能将处于不稳定的高激发态。在地球条件下，它将把多余的动能交给第三个粒子而形成稳定的氢分子。而在巨分子云内部附近不大可能有第三个粒子，所以分子将迅速裂解回到原来的两个氢原子。一条可能的出路是激发的氢分子辐射掉多余的动能。但氢分子的大多数低能跃迁都是禁戒的，故这种情形不大可能发生。\n当一个粒子由于同宇宙线粒子碰撞而被电离时，有可能发生稳定的化学反应。如水就可以由电离氢分子经下列反应同氧化合而成：\n\n\nH2 ＋＋H2\n\n\nH3 ＋＋H \nH3 ＋＋O \n\n\nOH＋＋H2\nOH＋＋H2\n\n\nH2O＋＋H \nH2O ＋＋H2\n\n\nH3O＋＋H \nH3O＋＋e － \n\n\nH2O＋H \n\n\n一般认为，许多分子只在巨分子云内尘粒的表面形成。尘粒上吸收的个别原子靠得很近，使相当正常的反应能够发生。反应中释放的能量可将形成的分子抛回太空，或者穿过尘粒的宇宙线粒子可将尘粒加热到足以使在它表面积累的所有分子蒸发。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天体生物学", "content": "核酸或许并不是宇宙中唯一能够对生命过程进行编码的生物分子。\n天体生物学（英语：astrobiology），又名地外生物学，旧称外空生物学（xenobiology），是一门研究在宇宙中生命起源、生物演化、分布和未来发展的交叉学科，并不只限于地外生物，或包括对地球生物的研究。在天体物理学上，指研究天体上存在生物的条件及探测天体上是否有生物存在，研究太阳系除地球外其他行星及其卫星上和其他恒星的行星系上可能存在生命现象的理论，以及探讨探测方法和手段的。\n\n概述\n天体生物学这门新兴的交叉学科除天文学外，覆盖了生物学的许多分支，如微生物学、生物化学和生态学等。研究其他天体上是否存在生物的问题，首先要考虑那里是否具备存在类似地球上生命的必要条件。\n①必要的组成物质。即能够合成有机物的碳、氢、氧、氮等元素。现在已知这些元素在宇宙中是相当普遍存在的。\n②适宜的温度。生命需要光和热，但又必须适中。在高温下碳原子的化学键会被破坏，而过低的温度又会使生命所必需的生物过程停顿。\n③液态的水。这是生物体必要的组成成分，也是生物体内进行各种生物化学反应的必要介质。\n④大气。许多作为生命起源的天然有机物，必须在大气中通过紫外线照射和电火花才能合成。大气还起保护作用，使生命免受陨石和宇宙线的伤害，使水不致大量汽化而逸失。\n⑤必要的时间。上述条件必须存在很长时间，然后才会有生命的产生和发展。\n恒星温度太高，任何生命形态都不可能存在；小行星、彗星等体积太小，不能保持厚层大气，无法维持生命的发生和发展。只有一部分行星和某些卫星才有可能具备上述条件。太阳系内，水星表面温度约为400℃，日夜温差很大；金星表面温度约480℃，木星约−140℃，土星约−180℃，天王星、海王星和冥王星的表面温度更低，都不适于生命存在。火星同地球条件最相似，两极有永久的冰冠，表面虽无液态水，但有干涸的河床，温度在0℃和−125℃之间，所以一直是人们寻找地外生命的重点目标。为了弄清生命存在的极端环境条件，科学家到地球上最寒冷、最炎热以及最不适宜生活的地方去寻找活的生���体。结果发现了在美国黄石公园60℃的温泉中的微生物，附着在太平洋海床火山口的多毛虫，地壳30米深度以下的细菌等在极端环境下存活的生命，称为X生命体。尽管火星宇宙飞船着陆探测结果表明，在火星着陆点附近土壤中尚未发现任何生命形态，但不排除在下一轮火星探测中在表面以下深处找到液态水和生物的可能。月球上白昼温度高达127℃，夜晚温度又低至−183℃，而且月球上既无大气，又无液态水，不具备生命存在的条件。登月探测并未发现月球上有生命存在。有些科学家认为，土星的一颗卫星——土卫六，可能存在生命，但尚待证实。即使太阳系内其他行星、卫星都不存在生命，也不能说宇宙间只有地球上才有生命。银河系估计有几百亿颗行星，其中约有100万颗可能具有类似地球这样能够孕育生命的行星。在星际空间中已经发现50种以上的星际分子。在落到澳大利亚默奇森和美国肯塔基地区的陨石中，已发现氨基酸这种有机物。这都表明宇宙中其他天体可能存在生命。地球上产生生命的基础是碳和水。但在其他天体上产生生命的基础不一定是碳分子，可能是其他分子，例如硅。其他天体上生命存在的条件和进化的道路有可能与地球上的生物很不相同。\n天体生物学综合物理学、化学、生物学、分子生物学、生态学、行星科学、地理学与地质学多个方面，焦点研究在探讨生命的起源、散布和演进，探讨在其他世界是否可能有生命存在，帮助辨识与地球生物圈环境不同的其他生物圈。英文中的“astrobiology”来自希腊语的αστρον（astron= 星体），βιος（bios= 生命），以及 λογος（logos= 词/科学）。一些天体生物学的研究课题包括：\n\n\n 什么是生命？\n\n 生命怎样在地球诞生？\n\n 生命能忍受怎样的环境？\n\n 我们怎样才能决定生命有否在其他星球上存在？能找到复杂生命体的机会有多大？\n\n 在其他星球上，构成生命的基本物质会是什么？（是否基于脱氧核糖核酸/碳？生理学？）\n\n\n在科幻小说中，也可以发现外空生物学和宇宙生物学的术语，虽然这些术语通常是指推测性的外星生命的生物学。\n\n发现\n 水熊虫（Hypsibius dujardini）是迄今唯一发现的能在外太空生存的地球生物。\n现时缓步动物门物种是天体生物学家的重点研究对象，因为牠们是迄今唯一发现的能在外太空生存的地球生物，甚至有科学家怀疑牠们本身就是从外太空（例如：火星，参看泛种论）来到地球的地外生物。\n\n参见\n\n 太空生物学\n\n 行星适居性\n\n 天体物理学\n\n 德雷克方程序\n\n 外星生命\n\n 费米悖论\n\n 生命起源\n\n 曙光任务\n\n 地球殊异假说\n\n 太空移民\n\n 地球化\n\n 超级适居行星\n\n\n\n第一次接触（人类学）\n\n搜寻地外文明计划\n\n人类中心主义\n\n恒星光谱\n\n\n\n萨根标准\n\n阴谋论\n\n新纪元运动\n\n阿斯塔\n\n不明飞行物\n\n耶洛因\n\n外星生命\n\n生命之花\n\n乔治·亚当斯基\n\n第三类接触\n\n51区\n\n罗斯维尔飞碟坠毁事件\n\n美国总统令第12958号\n\n不明潜水物\n\n外星人绑架\n\n麦田圈\n\n雷尔运动\n\n德雷克公式\n\n百慕达三角\n\n搜寻地外文明计划\n\nwow讯号\n\nSHGb02+14a无线电信号\n\n外星生物创造论\n\n华盛顿不明飞行物事件\n\n朗拿度\n\n菲尼克斯之光事件\n\n海底人\n\n地底人\n\n宇宙怪兽"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "地外文明", "content": "地外文明（汉语拼音：Diwai Wenming；英语：extraterrestrial civilization），地球之外的其他天体上可能存在着高能智慧生命的文明。\n　　生命未必是地球上特有的现象，在宇宙间别的恒星的行星系统中，只要有合适的条件，就可能诞生原始形态的生命，并通过进化出现智慧生命及其文明。地球上人类利用核能、进行无线电通讯、发展射电天文学以及发射空间探测器等，都是20世纪才开始的，因此人类文明实际上还处在刚刚能被别的星球探测到的较低级的阶段，宇宙间完全有可能存在着比地球更先进的文明。\n　　有人考虑了各种因素后，估计仅是在地球所处的银河系中，就可能有近百万个文明世界。但是由于银河系十分巨大，这些异星文明彼此之间相距十分遥远。20世纪60年代以后，人类正在努力探测地外文明的信息，也向外星球发送了无线电信号，以图与地外文明进行无线电通讯联系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "中国天文学会", "content": "中国天文学会（ Chinese Astronomical Society; CAS ），中国天文学家的群众性学术团体。成立于1922年。中国科学技术协会下属的���业学会。任务是组织学术活动，编辑天文书刊，开展国际学术交流，普及天文科学知识。1923～1949年间举办过23届年会，1949～2002年已召开10届会员代表大会。到2006年4月共有个人会员2 000余名，团体会员23个。出版的期刊有《天文学报》、Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics、《天文学进展》、《天文爱好者》、《天文年历》、《天文普及年历》等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "国际天文学联合会", "content": "国际天文学联合会（International Astronomical Union），各国天文学术团体联合组成的国际学术组织。英文简称IAU。宗旨是组织国际学术交流，推动国际协作，促进天文学的发展。1919年7月在比利时布鲁塞尔成立。每年召开若干次专题学术讨论会和座谈会，每三年召开一次大会，进行学术交流并改选领导成员。下设40多个按分支学科或研究的天体对象等划分的专业委员会。各专业委员会可分别组织各种学术活动。国际天文学联合会还同其他国际学术组织联合举行各种学术会议。它的出版物有《大会会刊》、《天文学进展特辑》、《学术讨论会会议录》和《国际天文学联合会通讯》等。中国天文学会于1935年加入国际天文学联合会。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天文年历", "content": "天文年历（ astronomical ephemeris ），按年度出版，反映本年内主要天体的运动规律和出现的天象，并载有天文观测和大地测量所需的多种基本天文数据的专门历书。此外，还有航海天文年历、航空天文年历、小行星冲日历表等专用天文历书以及指导天文爱好者观测的天文普及年历。\n天文年历通常刊载：太阳、月球、大行星和亮基本恒星在当年内不同时刻的精确位置；日食、月食、行星凌日、月掩星、月相、行星动态、周期彗星、流星雨、日月出没、晨昏蒙影等天象的预报；用于不同天球坐标间换算的必要数据，如岁差、章动、光行差等。有的还附加某些天体物理观测历表、天然卫星历表等。\n国际上最早的天文年历是1679年法国编制的《时间和天体运动的知识》。随后逐年出版的有1767年的《英国天文年历》、1776年的《德国天文年历》以及1855年的《美国天文年历》。中国编纂历书已有悠久历史，现存世的有清代的《七政缠度经纬历》。中华人民共和国建立后，从1950年至今，每年编制和出版《中国天文年历》。自1977年起还逐年出版《天文普及年历》。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星座", "content": "星座（汉语拼音：Xingzuo；英语：Constellation），为了便于研究而将星空划分成的许多区域。世界上不同地区对星座的划分是不同的。中国古代采用的是三垣二十八宿。而今使用的星座系统起源于巴比伦。早在几千年前，巴比伦就选出显著的星群，从神话中给它们配上想象的形状和图形。公元2世纪，古希腊天文学家托勒密编制出列有48个星座的星表。后来欧洲的一些天文学家陆续加以补充、发展。1841年J.F.W.赫歇尔提出星座界线，以赤经线和赤纬线划分。1928年，国际天文学联合会公布88个星座（其中北天28个，黄道12个，南天48个）方案，并规定以1875年的春分点（见分至点）和赤道为基准的赤经线和赤纬线，作为星座界线。星座大小不一，每一星座可由其中亮星的特殊分布而辨认出来。一些星座形象地反映出它们的名称，而有一些则需要凭借丰富的想象力才能想象出它们的相似性。88个星座的名称、略号、位置和21时过中天的日期见下表。\n\n\n　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座\n\n\n　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座\n\n\n　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座\n\n　　起初，星座是相当任意的恒星分组，边界含糊，在天上的排列形状可想像成神话英雄或怪兽。今天我们用的天空划分系统是基于希腊天文学，但根源则已古老失传。其他古代文明（如中国人）各有其自己的系统。这些图案没有任何天体物理含义，一个星座中的恒星在视线方向离我们的距离可能相差极大——例如，半人马座中两颗指向南十字座的“指示星”看起来在天上并肩而立，但半人马座α到我们的距离刚刚超过1秒差距，而半人马座β却远在100秒差距以外。 托勒密（Ptolemy）列出48个星座（它们当然全都是在北半球看到的），16、17和18世纪，特别是探险家开始进入南半球后又增加了很多。1933年国际天文学联��会（IAU）将这个系统规范化，把整个天空分成88个区域，赋予它们历史上沿用的拉丁星座名。天空中任何一个天体必定出现在IAU定义的88个星座的某一个的范围内（有些延伸天体跨越星座的边界线），而任何恒星、星系或其他天体的大致位置，也可以用它“所在”的星座来表示。　　这样规范化之后，星座的大小仍然相差悬殊，从小马座（托勒密最初48个星座之一）的72平方度到长蛇座（也是托勒密的48个星座之一）的1 303平方度。这个系统远非完美，但天文学家习惯了，并不感到什么不方便。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天文符号", "content": "天文符号（ astronomical symbols ），在天文书刊、星图和星表中对某些天体和天象，以及黄道十二宫常用专门天文符号表示。这些天文符号中的大多数历史悠久，由中世纪的星占学流传至今。\n一、天体\n\n\n\n\n\n二、天象\n\n\n\n\n\n三、黄道十二宫"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星图", "content": "星图（ Star Atlas ），将天体在天球上的视位置投影在平面上而绘制的图，或用天体照相仪将拍摄的星空图像编辑而成的图。有全天星图和特定天区星图之分。星图是天文观测、教学和科研的基本工具之一。天球坐标及其历元以及天体的极限星等或辐射源的极限亮度是星图的两大基本要素。大多数星图采用赤道坐标，但也有用黄道坐标或银道坐标的。 \n\n\n\n图1　《敦煌星图》（局部） \n\n\n图2　苏州石刻天文图 \n\n\n中国于705～710年问世的唐代《敦煌星图》（图1）载有恒星1 350颗，它是世界上遗存的最古老的绢制星图。1247年刻制的宋代《苏州天文图》（图2）载有恒星1 400颗，它是现存最古老的石刻星图。天文望远镜发明后，波兰天文学家J.赫维留编著的《天文图志》共载54幅星图，它是欧洲版本最早的星图。1863年和1887年德国出版的《波恩巡天星图》（简称BD星图）极限星等为9.5～10.0，共载赤纬−23°以北的恒星近46万颗，一直沿用至今。1966年，为人造卫星定位的需要，美国编制了载有近26万颗恒星的《史密森星图》（简称SAO星图）。20世纪末，根据依巴谷天体测量卫星的观测资料汇编成载有百万颗恒星的《千禧年星图》。\n20世纪上半叶，在星图领域增添了用照相方法制作的星团、星云、星系等非星天图。60年代以来又出现了不同波段的星图，如射电、红外、紫外、X射线和γ射线的辐射源巡天图。此外，还有根据星系红移汇编的宇宙大尺度结构天图、按照宇宙微波背景辐射及其起伏再现的早期宇宙结构天图等。图3为中西对照星图（星图a～f，共6幅）。 \n\n\n\n星图a \n\n\n星图b \n\n\n星图c \n\n\n星图d \n\n\n星图e \n\n\n星图f \n\n\n中西对照星图共6幅，包括到5.25视星等的全天恒星；还有约80个星团、星云、星系等天体，用2000.0历元。图中中国星名主要依据《仪象考成》星表。图中二十八宿的距星即为某宿中的一号星；在不同历史时期，个别距星曾有变动，引用时要注意。在传统星名中，星和象是不可分的。对此，《仪象考成》星表中存在一些问题。考虑到《仪象考成》星表已成为传统星名的主要依据，除对有明显错误的几颗星略加调整外，没有大的改动。对某些找不到对照星的中国星名，用浅色星标明计算位置，以供参考。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "星表", "content": "星表（汉语拼音：Xingbiao；英语：Star Catalogue），记载天体各种参数（位置、自行、视向速度、星等、光谱型、视差等）的表册。通过天文观测编制星表是天文学中最早开展的工作之一。公元前4世纪，中国战国时代天文学家石申所编的《石氏星经》，载有121颗恒星的位置。这是世界上最古老的星表。按照编制方法和用途区分，星表有下列几种：①绝对星表。由绝对测定编制的星表。星表内恒星的位置是独立测定的，与其他已知的位置值无关，观测中各种系统误差尽可能加以消除，这种测量方法称为恒星位置的绝对测定。②基本星表。为了尽可能消除和减少各星表间的系统误差和偶然误差的影响，将各个不同系统的绝对星表进行综合处理后得到的高精度的星表。基本星表主要用于作为天文参考坐标系和恒星位置的相对测定时的定标星系统。主要的基本星表有：奥韦尔斯基本星表，最初发表于1879年和1883年，包括NFK，FK3，FK4直到FK5的一个系列，共1535颗基本恒星和大量的补篇星；纽康星表，1872年发表，共1257颗恒星；博斯星表，最初于1910年出版的PGC星表，1937年编成总星表（GC星表）共33342颗恒星；N30星表，1952年发表，共5268颗恒星。③相对星表。利用通过定标量的位置作相对测定而得的恒星位置编成的星表。其中用照相方法作相对测定而得的称为照相星表。主要的相对星表有：德国天文学会星表，1910年发表AGK1星表，1951～1958年间发表AGK2星表( 共183000颗恒星)，1973年修订后为AGK3星表；耶鲁星表，用1914～1956年的观测编成，共15万颗恒星；好望角星表，1968年编成，共7万颗星 。④其他的位置星表。这是一些为特殊目的而编成的星表，包括：暗星星表；黄道星表；史密松星表，1966年美国史密松天文台为满足人造卫星照相定位所编制，共258997颗星；测地星表等。⑤有关天体物理量的星表，主要有：恒星光谱型表、恒星三角视差总表、变星星表、双星和特定类型恒星表，太阳系天体和人造天体星表、银河系其他天体星表、河外天体星表、射电源表、红外、紫外、远紫外、X射线和γ射线波段的辐射源表等。\n　　现代天文学的发展，使恒星位置、自行和距离的测定精度不断改善。依巴谷卫星升空后正在获取高质量的观测结果，其星表的质量将有以数量级计的提高。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天体", "content": "双星系统“CH Cyg”  距离地球800光年之外，大图片显示了该双星系统的光学影像，是通过“数字巡天”系统观测到的。小插图是综合钱德拉X射线观测台、哈勃太空望远镜和甚大阵射电望远镜的观测数据得来的，其中X光数据呈现红色，光学数据呈现绿色，而射电数据呈现为蓝色。“CH Cyg”是一个双星系统，包含有一颗白矮星和一颗红巨星\n 大螺旋星系(NGC 123) 最迷人的地方在于其拥有数以万计的蓝色的恒星，散布其间。大片星际气体好似将这片蓝色舞动成漩涡状，而那些不被我们所了解的暗物质，在这种漩涡的外延逃逸\n “Arp 274”星系群  由三个相互作用的星系组成，距离地球4亿光年，位于室女星座，图像是哈勃太空望远镜拍摄\n　　天体（汉语拼音：Tianti；英语：Astronomical object），又称星体，指太空中的物体，更广泛的解释就是宇宙中的所有的个体。天体的集聚，从而形成了各种天文状态的研究对象。\n　　天体是对宇宙空间物质的真实存在而言的，也是各种星体和星际物质的通称。如在太阳系中的太阳、行星、卫星、小行星、彗星、流星、行星际物质，银河系中的恒星、星团、星云、星际物质，以及河外星系、星系团、超星系团、星系际物质等。通过射电探测手段和空间探测手段所发现的红外源、紫外源、射电源、X射线源和γ射线源，也都是天体。人类发射并在太空中运行的人造卫星、宇宙飞船、空间实验室、月球探测器、行星探测器、行星际探测器等则被称为人造天体。\n　　由于天体不是质点，具有一定的大小和形状，天体内部质点之间的相互吸引和自转离心力使得天体的形状和内部物质密度分布产生变化，同时也对天体的自转运动产生影响。\n\n目录\n\n1 天体的位置\n2 天体的距离\n3 天体的形状和自转\n4 天体列表\n\n\n天体的位置\n　　天体在某一天球坐标系中的坐标，通常指它在赤道坐标系中的坐标（赤经和赤纬）。由于赤道坐标系的基本平面（赤道面）和主点（春分点）因岁差、章动而随时间改变，天体的赤经和赤纬也随之改变。此外，地球上的观测者观测到的天体的坐标也因天体的自行和观测者所在的地球相对于天体的空间运动和位置的不同而不同。\n　　天体的位置有如下几种定义：\n\n\n平位置。只考虑岁差运动的赤道面和春分点称为平赤道和平春分点，由它们定义的坐标系称为平赤道坐标系，参考于这一坐标系计量的赤经和赤纬称为平位置。\n\n真位置。进一步考虑相对于平赤道和平春分点作章动的赤道面和春分点称为真赤道和真春分点，由它们定义的坐标系称为真赤道坐标系，参考于这一坐标系计量的赤经和赤纬称为真位置。平位置和真位置均随时间而变化，而与地球的空间运动速度和方向以及与天体的相对位置无关。\n\n视位置。考虑到观测瞬时地球相对于天体的上述空间因素，对天体的真位置改正光行差和视差影响所得的位置称为视位置。视位置相当于观测者在假想无大气的地球上直接测量得到的观测瞬时的赤道坐标。星表中列出的天体位置通常是相对于某一个选定瞬时（称为星表历元）的平位置。要得到观测瞬时的视位置需要加上：\n\n由星表历元到观测瞬时岁差和自行改正。\n\n观测瞬时的章动改正。\n\n观测瞬时的光行差和视差改正。\n\n\n\n\n天体的距离\n　　地球上的观测者至天体的空间距离。不同类型的天体距离远近相差十分悬殊，测量的方法也各不相同。\n\n\n太阳系内的天体是最近的一类天体，可用三角测量法测定月球和行星的周日地平视差；并根据天体力学理论进而求得太阳视差。也可用向月球或大行星发射无线电脉冲或向月球发射激光，然后接收从它们表面反射的回波，记录电波往返时刻而直接推算天体距离。\n\n对于太阳系外的较近天体，三角视差法只对离太阳100秒差距范围以内的恒星适用。更远的恒星三角视差太小，无法测定，要用其他方法间接测定其距离。主要有：分析恒星光谱的某些谱线以估计恒星的绝对星等，然后通过恒星的绝对星等与视星等的比较求其距离；分析恒星光谱中星际吸收线强弱来估算恒星的距离；利用目视双星的绕转周期和轨道张角的观测值来推算其距离；通过测定移动星团的辐射点位置以及成员星的自行和视向速度来推算该星团的距离；对于具有某种共同特征的一群恒星根据其自行平均值估计这群星的平均距离；利用银河系较差自转与恒星视向速度有关的原理从视向速度测定值求星群平均距离。\n\n对于太阳系外的远天体测量距离的方法主要有：利用天琴座RR型变星观测到的视星等值；利用造父变星的周光关系；利用球状星团或星系的角直径测定值；利用待测星团的主序星与已知恒星的主序星的比较；利用观测到的新星或超新星的最大视星等；利用观测到的河外星系里亮星的平均视星等；利用观测到的球状星团的累积视星等；利用星系的谱线红移量和哈勃定律等。\n\n\n天体的形状和自转\n　　由于天体不是质点，具有一定的大小和形状，天体内部质点之间的相互吸引和自转离心力使得天体的形状和内部物质密度分布产生变化，同时也对天体的自转运动产生影响。天体的形状和自转理论主要是研究在万有引力作用下天体的形状和自转运动的规律。\n　　在天体的形状理论中，通常把天体看作不可压缩的流体，讨论天体在均匀或不均匀密度分布情况下自转时的平衡形态及其稳定性问题。目前研究得最深入的是地球的形状理论，建立了平衡形状的旋转椭球体，三轴椭球体等等地球模型。近年来利用专用于地球测量的人造卫星所得的资料，正在与地面大地测量的结果相配合，以建立更精确的地球模型。天体的自转理论，主要是讨论天体的自转轴在空间和本体内部的移动以及自转速率的变化。其中，地球的自转理论现已讨论得十分详细。地球的自转轴在本体内部的运动形成地极移动；同时，地球自转轴在空间的取向也是变化的。地球自转的速率也在变化，它既有长期变慢，使恒星日的长度每100年约增加1／1000秒左右，又有一些短周期变化和不规则变化。 \n\n天体列表\n\n\n 太阳系\n\n 太阳系外天体\n\n\n 简单天体\n\n 复合天体\n\n 大范围天体\n\n\n\n\n 太阳\n\n 原行星\n\n 行星\n\n 类地行星\n\n 水星\n\n 金星\n\n 地球\n\n 火星\n\n\n\n 类木行星\n\n 木星\n\n 土星\n\n 天王星\n\n 海王星\n\n\n\n 卫星\n\n 地球的卫星\n\n 火星的卫星\n\n 木星的卫星\n\n 土星的卫星\n\n 天王星的卫星\n\n 海王星的卫星\n\n 冥王星的卫星\n\n 阋神星的卫星\n\n 妊神星的卫星\n\n 小行星的卫星\n\n\n\n 矮行星\n\n 谷神星\n\n 类冥矮行星\n\n 冥王星\n\n 阋神星\n\n 鸟神星\n\n 妊神星\n\n\n\n\n\n 海王星内天体\n\n 太阳系小天体\n\n 近地天体\n\n 微行星\n\n 小行星\n\n 双小行星\n\n 三重小行星\n\n 三元小行星\n\n 近地小行星\n\n 地内小行星\n\n 阿莫尔群\n\n 阿波罗群\n\n 阿登群\n\n 阿波希利型小行星\n\n\n\n\n\n 水星轨道穿越小行星\n\n 金星轨道穿越小行星\n\n 地球轨道穿越小行星\n\n 火星轨道穿越小行星\n\n 木星轨道穿越小行星\n\n 土星轨道穿越小行星\n\n 天王星轨道穿越小行星\n\n 海王星轨道穿越小行星\n\n 密接小行星\n\n\n\n 小行星带\n\n 小行星群\n\n 小行星族\n\n\n\n 特洛伊小行星\n\n 地球特洛伊\n\n 火星特洛伊\n\n 木星特洛伊\n\n 土星特洛伊\n\n 海王星特洛伊\n\n\n\n 达摩克小行星\n\n 半人马小行星\n\n\n\n\n\n 海王星外天体\n\n 独立天体\n\n 冰矮星\n\n 冥族小天体\n\n 古柏带\n\n QB1天体\n\n 共振外海王星天体\n\n 1:2共振天体\n\n 2:3共振天体\n\n 2:5共振天体\n\n 3:4共振天体\n\n 3:5共振天体\n\n 3:7共振天体\n\n 4:5共振天体\n\n 4:7共振天体\n\n\n\n 黄道离散天体\n\n\n\n\n\n 欧特云\n\n 彗星\n\n 掠日彗星\n\n 恩克型彗星\n\n 木星族彗星\n\n 哈雷型彗星\n\n 喀戎型彗星\n\n 抛物彗星\n\n 双曲彗星\n\n 周期彗星\n\n 主带彗星\n\n 大彗星\n\n 短周期彗星\n\n 长周期彗星\n\n 无周期彗星\n\n\n\n 一次性彗星\n\n 克鲁兹族彗星\n\n\n\n 流星体\n\n 散乱流星\n\n 火流星\n\n\n\n 流星\n\n 流星雨\n\n 陨石\n\n 玻璃陨石\n\n\n\n 假设存在的太阳系天体\n\n 祝融星\n\n 水内小行星\n\n 忒亚\n\n 反地球\n\n 第五行星\n\n 法厄同星\n\n 行星V\n\n\n\n 第十行星\n\n 假设的海王星外天体\n\n 水星的卫星\n\n 金星的卫星\n\n 地球的其他卫星\n\n 堤喀\n\n 太阳伴星\n\n\n\n\n\n\n\n 行星质量体\n\n 银河系外行星\n\n 系外行星\n\n 热木星\n\n 冷木星\n\n 离心木星\n\n 凌日行星\n\n 星际行星\n\n 流浪行星\n\n 脉冲行星\n\n 冥府行星\n\n 沙漠行星\n\n 海洋行星\n\n 热海王星\n\n 迷你海王星\n\n 超级地球\n\n 无核行星\n\n 氨行星\n\n 碳行星\n\n 铁行星\n\n 太阳系外巨行星\n\n 环联星运转行星\n\n\n\n 系外卫星\n\n 亚恒星\n\n 恒星\n\n 超富金属恒星\n\n 特殊恒星\n\n 钡星\n\n S-型星\n\n 金属线星\n\n Ap和Bp星\n\n CH星\n\n 牧夫座λ型星\n\n 铅星\n\n 汞-锰星\n\n 壳层星\n\n 锝星\n\n\n\n 普通星\n\n 初期恒星体\n\n 原恒星\n\n 前主序星\n\n Be星\n\n 赫比格Ae/Be星\n\n 致密行星状星云Be星\n\n 共生Be星\n\n\n\n 棕矮星\n\n 锂矮星\n\n 甲烷矮星\n\n 次棕矮星\n\n\n\n 按光谱类型画分\n\n 蓝星\n\n 蓝白星\n\n 白星\n\n 黄白星\n\n 黄星\n\n 橙星\n\n 红星\n\n Be星\n\n OB星\n\n 碳星\n\n 沃尔夫-拉叶星\n\n\n\n 按光强度画分\n\n 次矮星\n\n B型次矮星\n\n\n\n 矮星（主序星）\n\n 蓝矮星 (红矮星阶段)\n\n 黄矮星\n\n 橙矮星\n\n 红矮星\n\n\n\n 次巨星\n\n 巨星\n\n 红巨星\n\n 蓝巨星\n\n 黄巨星\n\n\n\n 亮巨星\n\n 超巨星\n\n 红超巨星\n\n 蓝超巨星\n\n 黄超巨星\n\n\n\n 特超巨星\n\n 蓝偏离星\n\n 黄偏离星\n\n 红偏离星\n\n\n\n\n\n 变星\n\n 脉动变星\n\n 米拉变星\n\n 造父变星\n\n 矮造父变星\n\n\n\n 半规则变星\n\n 不规则变星\n\n 室女座W型变星\n\n 天琴座RR型变星\n\n 凤凰座SX型变星\n\n\n\n 爆发变星\n\n 耀星\n\n 高光度蓝变星\n\n 北冕座R型变星\n\n 猎犬座RS型变星\n\n\n\n 激变变星\n\n 发光红新星\n\n 矮新星\n\n 新星\n\n 超新星\n\n Ia超新星\n\n Ib和Ic超新星\n\n II型超新星\n\n 极超新星\n\n 假超新星\n\n 不稳定对超新星\n\n 伽玛射线暴\n\n\n\n\n\n 自转变星\n\n 天龙座BY型变星\n\n 猎犬座α2型变星\n\n 大陵五变星\n\n 天琴座β型变星\n\n 大熊座W型变星\n\n\n\n 猎户型变星\n\n 金牛T星\n\n 猎户FU型变星\n\n\n\n 仙王座β型变星\n\n 金牛座RV型变星\n\n 天鹅座α型变星\n\n\n\n 致密星\n\n 蓝矮星\n\n 白矮星\n\n 黑矮星\n\n 中子星\n\n 磁星\n\n 软伽玛射线复发源\n\n 不规则X射线脉冲星\n\n\n\n 脉冲星\n\n X射线脉冲星\n\n 无线电脉冲星\n\n 毫秒脉冲星\n\n 次毫秒脉冲星\n\n\n\n\n\n\n\n 奇特星\n\n 夸克星\n\n 先子星\n\n Q星\n\n 玻色子星\n\n 电弱星\n\n 孤子星\n\n\n\n 暗能量星\n\n 黑洞\n\n 微型黑洞\n\n 中介质量黑洞\n\n 超大质量黑洞\n\n 恒星黑洞\n\n 太初黑洞\n\n 异常明亮的X射线源\n\n 施瓦西黑洞\n\n R-N黑洞\n\n 克尔黑洞\n\n 转动的黑洞\n\n\n\n 白洞\n\n 虫洞\n\n\n\n 红外星\n\n\n\n\n\n 行星系\n\n 多行星系外行星系统\n\n 双行星\n\n 次恒星行星系统\n\n\n\n 恒星系统\n\n 聚星\n\n 联星\n\n 光学双星\n\n 目视双星\n\n 天测双星\n\n 分光双星\n\n 食双星\n\n 不接双星\n\n 半接双星\n\n 相接双星\n\n 速逃星\n\n 密近双星\n\n X射线联星\n\n Be X射线联星\n\n X射线源\n\n X射线暴\n\n\n\n 密接联星\n\n\n\n 双星\n\n 联星系统\n\n 三星\n\n 三合星\n\n\n\n 恒星群\n\n 星协\n\n OB星协\n\n T星协\n\n R星协\n\n\n\n 星团\n\n 疏散星团\n\n 球状星团\n\n 超星团\n\n\n\n 星座\n\n 黄道星座\n\n 星座家族\n\n\n\n 中国星座\n\n 三垣\n\n 紫微垣\n\n 太微垣\n\n 天市垣\n\n\n\n 四象\n\n 七政\n\n 二十八宿\n\n\n\n\n\n\n\n 星群\n\n 移动星群\n\n 小星群\n\n\n\n 星族\n\n 星盘星族\n\n 第一星族\n\n 第二星族\n\n 第三星族\n\n 金属量\n\n\n\n 星系\n\n 以形状区分\n\n 旋涡星系\n\n 棒旋星系\n\n 中间螺旋星系\n\n 无棒螺旋星系\n\n 透镜状星系\n\n 无棒透镜星系\n\n 棒透镜星系\n\n 椭圆星系\n\n 环状星系\n\n 螺旋星系\n\n 宏观螺旋星系\n\n 絮结螺旋星系\n\n 不规则星系\n\n D型星系\n\n cD型星系\n\n\n\n 以大小区分\n\n 矮星系\n\n 矮椭圆星系\n\n 矮椭球星系\n\n 矮螺旋星系\n\n 矮不规则星系\n\n\n\n 巨椭圆星系\n\n 超致密星系\n\n\n\n 活跃星系\n\n 活动星系核\n\n 低电离核发射线区\n\n 赛弗特星系\n\n 电波星系\n\n 类星体\n\n 微类星体\n\n\n\n 窄线X射线星系\n\n 星爆星系\n\n 重力透镜星系\n\n 暗弱蓝星系\n\n 亮红外星系\n\n 超亮红外星系\n\n 沃夫－瑞叶星星系\n\n 蓝致密矮星系\n\n\n\n 射电噪类星体\n\n 耀变体\n\n 光学剧变类星��\n\n 蝎虎座BL型天体\n\n\n\n 电波星系\n\n N星系\n\n 兹威基星系\n\n 高偏振类星体\n\n 低光度活跃星系核\n\n 热星体\n\n\n\n 卫星星系\n\n 特殊星系\n\n 环星系\n\n 交互作用星系\n\n 西佛星系\n\n 系外星系\n\n 核球\n\n 双星系系统\n\n\n\n 星系群\n\n 星系云\n\n 星系团\n\n 球状星系团\n\n 疏散星系团\n\n\n\n 超星系团\n\n 星流\n\n 天球坐标系统\n\n 地平坐标系统\n\n 赤道坐标系统\n\n 黄道坐标系统\n\n 银河坐标系统\n\n 超星系坐标系统\n\n\n\n 大尺度结构\n\n 大尺度纤维状结构\n\n 长城 (天文学)\n\n 空洞 (天文学)\n\n\n\n\n\n 宇宙\n\n 可观测宇宙\n\n 平行宇宙\n\n 拱星物质（星周物质）\n\n 尘埃盘\n\n 行星际物质\n\n 终端震波\n\n 日鞘\n\n 日球层顶\n\n 弓形震波\n\n 希尔球\n\n 星周盘\n\n 主星周盘\n\n 联星周盘\n\n 原行星盘\n\n 吸积盘\n\n 岩屑盘\n\n 残骸盘\n\n 原恒星盘\n\n\n\n\n\n 深空天体\n\n 梅西耶天体\n\n IC天体\n\n NGC天体\n\n\n\n 原行星云\n\n 恒星云\n\n 星际物质\n\n 电浆体\n\n 宇宙尘\n\n 星际尘埃\n\n 恒星气流\n\n\n\n 星风\n\n 星风泡\n\n\n\n 星流\n\n 星云\n\n 恒星云\n\n 行星状星云\n\n 新星残骸\n\n 超新星残骸\n\n 弥漫星云（发光星云）\n\n 发射星云\n\n 反射星云\n\n 电离氢区\n\n\n\n\n\n 星际云\n\n 暗星云\n\n 分子云\n\n 巨分子云\n\n 包克球\n\n 红外线卷云\n\n\n\n\n\n\n\n 星系晕\n\n 星系椭球体\n\n 星系冕\n\n 古尔德带\n\n 本星系泡\n\n 本星际云\n\n 星系际介质\n\n 宇宙微波背景辐射\n\n 宇宙红外线背景辐射\n\n ΛCDM模型\n\n 暗能量\n\n 暗物质\n\n 大质量致密晕天体\n\n 大质量弱相互作用粒子\n\n\n\n 重力奇异点\n\n 裸奇异点"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天体史", "content": "天体史（ history of celestial body ），指各类天体的起源和演化的历史。天体的起源是指某个天体在什么时候、从什么形态的物质、以什么方式形成的。天体的演化是指天体形成以后的发展过程。康德于1755年提出的太阳系起源和演化的假说，是第一个科学的天体演化学说。研究表明，地球的年龄不少于46亿年，其他行星和太阳的年龄也都是几十亿年。有些恒星的年龄超过100亿年，也有些恒星的年龄不到100万年。新的天体还在不断地产生，老的天体（白矮星、中子星等）在走向衰亡。天体的起源同地球的起源、生命的起源和人类的起源合称为“四大起源”。天体演化、物质结构和生命起源又是自然科学三大基本理论问题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "天文学", "title": "天象", "content": "天象（汉语拼音：Tianxiang；英语：Astronomical Phenomena），泛指各种天文现象。如太阳出没、行星运动、月相变化、彗星、流星、流星雨、陨星、日食、月食、极光、新星、超 新星、月掩星、太阳黑子等。中国早在距今三四千年前就注意观测和记录天象，此后历代的天文官和民间的天文学家也都始终注重观测天象。中国古代的天象记录内容丰富、记录详实，在世界上是独一无二的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳物理学", "content": "太阳物理学（汉语拼音：tɑiyɑnɡ wulixue；英语：solar physics），研究太阳的物理构造、太阳内部和表面发生的物理过程以及太阳整体演化的学科。天文学的重要分支。中国有全世界最早最系统的太阳黑子目视记录。从公元前43年至明朝末年，在中国史书上已可找到100多条黑子记录。17世纪初伽利略开始用望远镜观测太阳黑子。牛顿则于17世纪60年代用三棱镜分解了太阳光。不过通常认为，近代太阳物理的观测和研究发端于19世纪初J.von夫琅禾费用低色散光谱仪观测太阳光谱。\n\n太阳观测\n　　从17世纪初首次用望远镜观测太阳和19世纪初开始观测太阳光谱之后，地面太阳观测技术不断取得重要进展。包括上世纪初G.E.海尔用光谱仪改装的单色光照相仪首次进行太阳单色光照相和对太阳光谱线的塞曼分裂测量；20世纪30年代B.F.李奥和Y.欧曼分别发明了双折射滤光器，从而研制成太阳色球望远镜；几乎同时，李奥还发明了可在非日食期间观测日冕的日冕仪；50年代H.D.巴布科克发明了可测量太阳微弱磁场的光电磁象仪。从20世纪40年代开始逐步发展的太阳射电观测技术，则把对太阳电磁辐射的观测扩展到射电波段。第二次世界大战结束之后又开始了空间太阳探测。50年代之前，主要是用探空火箭观测不能到达地面的太阳紫外和X射线辐射，包括获得光谱和太阳单色像。60年代以后开始利用人造卫星进行更加多样化的观测，特别是监测太阳耀斑的短波辐射。与此同时，利用进入地球磁层之外的行星际探测器，实地探测太阳风和太阳活动产生的高能粒子流，并对源于太阳的行星磁场进行实地测量。美国于1973年发射的载人科学实验卫星“天空实验室”(Skylab)和1980年发射的“太阳极大年使者”(SMM)，1991年发射的日、美、英合作卫星“阳光”(Yohkoh)，1995年的欧美合作卫星“太阳和日球层天文台”(SOHO)，以及美国于1998年发射的“过渡区和日冕探测者”(TRACE)等太阳观测卫星，在太阳耀斑、大尺度日冕结构和日冕物质抛射，以及色球–日冕过渡区和日冕的小尺度精细结构的高分辨观测方面取得了重要成果。\n　　直到20世纪的前半叶，太阳物理的理论探讨基本上限于太阳内部和宁静太阳的大气构造，主要涉及太阳流体的静力平衡和对流理论，以及原子光谱和辐射传能等领域。到了20世纪后半叶，地面光学和射电观测以及空间太阳探测技术突飞猛进，关于太阳活动现象，尤其是太阳耀斑、射电爆发、日珥和日冕物质抛射等动力学现象的观测资料急剧膨胀和非常多样化。这些现象的理论解释涉及太阳磁场与等离子体物质的相互作用和能量释放过程，导致等离子体物理和磁流体力学在太阳物理的理论研究中发挥重要作用。\n\n研究方法\n　　太阳物理学以观测作为理论分析的主要依据。在太阳观测上的明显优势就是它有巨大的亮度和可对角直径为32′的日轮进行区域分解，因而可对太阳进行远比其他天体更为详尽的观测和研究，得到关于太阳构造和物理过程的知识也远比其他天体丰富。而且，也正是由于太阳的高亮度和可作区域分解这两大有利条件，导致太阳观测技术和仪器的非常多样化。现代太阳研究者已能够利用许多设计精巧的专门仪器，在地面和空间对太阳大气的不同层次和日面不同区域中的各种太阳活动现象，进行各种的物理参数和几何参数测量。也可在地球大气外空间直接对太阳风和高能粒子流取样探测。正是根据对太阳长期观测取得的大量数据，用物理学的方法进行综合分析和理论推断之后，获得了关于太阳构造、物理过程和演化方面的知识。\n\n研究意义\n　　太阳研究的理论和实际意义可概括为如下几点：\n　　①太阳是一颗典型的恒星，它是恒星世界中占绝大多数的主序星的一员，又是离我们最近从而可对其作仔细详尽研究的唯一恒星。从太阳的研究结果，可对大多数恒星的情况能有大致的了解。实际上关于恒星大气的辐射传输、内部构造和演化等问题的研究，都是以太阳作为范例进行探讨和检验的。\n　　②太阳有非常特殊的物理环境，包括高温、稀薄、高电离度、大尺度和强磁场，这些条件同时并存，这是地面实验室难以模拟的。研究在这些特殊条件下发生的物理过程，促进了物理学某些领域的发展。如复杂的太阳光谱研究曾推动了原子光谱学的进展；对太阳能源和太阳中微子问题的探讨也一定程度上促进了原子核物理学的发展；近代关于太阳磁场、太阳活动起源和太阳爆发机制的探索，已成为推进等离子体物理学和磁流体力学进展的重要因素。\n　　③地球高空大气结构和日地空间环境在很大程度上是由太阳的电磁波辐射和粒子辐射确定的。同时太阳活动产生的太阳X射线和紫外射线辐射增强，以及各种能量的带电粒子流将对地球高空大气结构和日地空间的正常状态造成扰动和破坏，引发一系列地球物理效应，如地球轨道附近高能粒子污染、电离层暴、地磁暴、平流层升温、大气环流混乱，甚至地球自转变化，从而影响到航天活动、无线电通信、电力系统、导航和航测以及气象和水文等国防和国民经济诸多领域。因此，对太阳电磁辐射和粒子流中的稳定成分，以及太阳活动引起的扰动成分进行研究，同时探讨太阳活动的规律性并对其进行预报，具有广泛和重要的应用价值。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳", "content": "美国宇航局公布的一张太阳照片，它看上去就像一个熊熊燃烧的火球。照片显示太阳几乎是完美的球体，在漆黑的茫茫太空中发出强烈的橙红色光芒\n 太阳结构，来源：SOHO图片\n 304埃的氦-2 照片中显示的巨大喷发状日珥。图中加入一个地球的图像以便于对比尺寸。这个出现于1999 年7月24日的日珥特别巨大而且卷曲，从太阳向外伸展了35个地球的距离还多。日珥可以持续两到三个月，一直延伸到太阳表面以上5万公里或者更高的地方。到达了太阳表面之上的这个高度以后，它们可以做从几分钟到几小时不等的喷发，将大量物质以每秒1,000公里的速度穿过日冕向外抛射到太空中去。这种喷发被称为日冕物质抛射。SOHO合作组织供图\n　　太阳（汉语拼音：Taiyang；英语：Sun），太阳系的中心天体。太阳系的八大行星和其他天体都围绕它运动。天文学中常以符号⊙表示。它是银河系中一颗普通恒星，位于距银心约10千秒差距的旋臂内，银道面以北约8秒差距处。它一方面与旋臂中的恒星一起绕银心运动，另一方面又相对于它周围的恒星所规定的本地静止标准（银经56°，银纬＋23°）作每秒19.7千米的本动。\n　　太阳目前正在穿越银河系内部边缘猎户臂的本地泡区中的本星际云。在距离地球17光年的距离内有50颗最邻近的恒星系（最接近的一颗是红矮星，被称为比邻星，距太阳大约4.2光年），太阳的质量在这些恒星中排在第四。太阳在距离银河中心24,000至26,000光年的距离上绕着银河公转，从银河北极鸟瞰，太阳沿顺时针轨道运行，大约2.25亿至2.5亿年绕行一周。由于银河系在宇宙微波背景辐射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向长蛇座的方向运动，这两个速度合成之后，太阳相对于CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或狮子座的方向运动。\n　　地球围绕太阳公转的轨道是椭圆形的，每年1月离太阳最近（称为近日点），7月最远（称为远日点），平均距离是1.496亿公里（天文学上称这个距离为1天文单位）。以平均距离算，光从太阳到地球大约需要经过8分19秒。太阳光中的能量通过光合作用等方式支持着地球上所有生物的生长，也支配了地球的气候和天气。人类从史前时代就一直认为太阳对地球有巨大影响，有许多文化将太阳当成神来崇拜。 对太阳的正确科学认识进展得很慢，直到19世纪初期，杰出的科学家才对太阳的物质组成和能量来源有了一点认识。直至今日，人类对太阳的理解一直在不断进展中，还有大量有关太阳活动机制方面的未解之谜等待着人们来破解。\n\n 地球上所见日出（摄于冬季）\n目录\n\n1 基本资料\n2 总体构造\n\n2.1 核心\n2.2 辐射带\n2.3 对流带\n2.4 光球\n2.5 大气层\n\n2.5.1 温度极小区\n2.5.2 色球\n2.5.3 过渡区\n2.5.4 日冕\n2.5.5 太阳圈\n\n\n2.6 磁场\n\n\n3 化学构造\n\n3.1 个别电离的铁族元素\n3.2 太阳和行星的质量分化的关系\n\n\n4 活动现象\n\n4.1 各种辐射\n\n\n5 形成和演化\n6 在银河系中的位置和运动\n7 太阳周期\n\n7.1 太阳黑子和太阳黑子周期\n7.2 可能的长周期\n\n\n8 生命周期\n\n\n基本资料\n　　观测资料\n　　　　与地球平均距离　1.496×108 km　以约光速8分19秒\n　　　　视星等（V）　−26.74\n　　　　绝对星等　4.83\n　　　　光谱类型　G2V\n　　　　金属量　Z = 0.0122\n　　　　角直径　31.6′ – 32.7′\n　　轨道特性\n　　　　与银河系核心平均距离　～2.5×1017 km　26000光年\n　　　　银河的周期　(2.25–2.50)×108 a\n　　　　速度　～220 km/s （环绕银河系中心的轨道）\n　　　　　　　～20 km/s（相对于在星际间邻近恒星的平均速度）\n　　　　　　　～370 km/s（相对于宇宙微波背景）\n　　物理特性\n　　　　平均直径　1.392×106 km　　109 × 地球\n　　　　赤道半径　6.955×105 km　　109 × 地球\n　　　　赤道圆周　4.379×106 km　　109 × 地球\n　　　　扁率　　　9×10−6\n　　　　表面积　　6.0877×1012 km2　　11,990 × 地球\n　　　　体积　　　1.412×1018　　1,300,000 × 地球\n　　　　质量　　　1.9891×1030 kg　　333,000 × 地球\n　　　　平均密度　1.408×103 kg/m3\n　　　　密度\n　　　　　中心（模型）：1.622×105 kg/m3\n　　　　　光球底部：2×10−4 kg/m3\n　　　　　色球底部：5×10−6 kg/m3\n　　　　　日冕（平均）：1×10−12 kg/m3\n　　　　赤道表面重力　274.0 m/s2　　27.94 g　　28 × 地球\n　　　　逃逸速度（从表面）　617.7 km/s　　55 × 地球\n　　　　温度\n　　　　　中心（模型）：～1.57×107 K\n　　　　　光球（有效）：5,778 K\n　　　　　日冕: ～5×106 K\n　　　　光度（L太阳）　3.846×1026 W\n　　　　　　　　　　　～3.75×1028 lm\n　　　　　　　　　　　～98 lm/W 发光功效\n　　　　平均强度（I太阳）　2.009×107 W•m−2•sr−1\n　　自转特性\n　　　　倾角　7.25°（对黄道）　　67.23°（对银河平面）\n　　　　赤经（北极）　286.13°　　（19h 4min 30s）\n　　　　赤纬（北极）　+63.87°　　（63°52' North）\n　　　　恒星自转周期\n　　　　　在赤道　25.05天\n　　　　　在纬度16°　25.38天　　25d 9h 7min 12s\n　　　　　在极区　34.4天\n　　　　自转速度（在赤道）　7.189×103 km/h\n　　光球的组成���依质量）\n　　　　氢　73.46%　　氦　24.85%　　氧　0.77%　　碳　0.29%　　铁　0.16%　\n　　　　氖　0.12%　　 氮　0.09%　　 硅　0.07%　　镁　0.05%　　硫　0.04%\n\n总体构造\n　　由太阳光谱研究推算太阳表面温度约为6,000K，而结合理论推算的太阳中心温度高达16×106K，在这样的高温条件下，所有物质都已气化，因此太阳实质上是一团炽热的高温气体球。通过观测和理论推算表明，整个太阳球体大致可分为几个物理性质很不相同的层次。除了中心区氢因燃烧损耗较多外，其他各层次在化学组成上无明显差别。\n　　从太阳中心至大约0.25太阳半径的区域称为日核，是太阳的产能区。日核中日以继夜地进行着四个氢原子聚变成一个氦原子的热核反应，反应中损失的质量变成了能量，主要为γ射线光子和少量中微子。约从0.25至0.75太阳半径的区域称为太阳中层。来自日核的γ射线光子通过这一层时不断与物质相互作用，即物质吸收波长较短的光子后再发射出波长较长的光子。虽然光子的波长不断变长，但总的能量无损失地向外传播。区域的温度由底部的8×106K下降到顶部的5×105K；密度由10-2克/厘米3下降到4×10-7克/厘米3。从0.75太阳半径至太阳表面附近是太阳对流层，其中存在着热气团上升和冷气团下降的对流运动。产生对流的主要原因是温度随高度变化引起氢原子的电离和复合。\n　　对流层上方是一个很薄然而非常重要的气层，称光球层或光球。当用肉眼观察太阳时，看到的明亮日轮就是太阳光球。光球的厚度不过500千米，但却发射出远比其他气层强烈的可见光辐射。太阳在可见光波段的辐射几乎全部是由光球层发射出去的。因此当用肉眼观察太阳时，它就非常醒目地呈现在面前，这就是把它称为光球的原因。太阳半径和太阳表面都是按光球外边界来定义的。光球外面是较厚和外缘参差不齐的气层，称色球层或色球，其厚度在2,000～7,000千米之间。高度在1,500千米以下的色球比较均匀，1,500千米以上则由所谓针状体构成。色球的密度从底部向上迅速下降，但其温度却从底部的几千度随高度迅速增加了近3个量级。色球上面是一个更稀薄但温度更高而且延伸范围更大的气层，称为日冕。日冕的温度高达百万度。日冕的形状很不规则，而且无明显界限。实际上距日心几个太阳半径以外的日冕物质是向外膨胀的，形成所谓太阳风，可延伸到太阳系边缘。\n　　太阳光球、色球和日冕合称太阳大气，可通过观测它们的辐射特征，并结合理论分析来推测它们的物理构造。日核、中层和对流层则合称太阳内部或太阳本体，它们的辐射被太阳本身吸收，因而不能直接观测到它们，其物理构造主要依靠理论推测。\n\n核心\n　　太阳的核心是指距离太阳的中心不超过太阳半径的五分之一或四分之一的区域，核心内部的物质密度高达150 克/立方厘米，大约是水密度的150倍，温度接近1,360万K。相较之下，太阳表面的温度大约只有5,800K。根据太阳和太阳风层探测器任务最近的资料分析，太阳核心的自转速率比辐射带等其它区域要快。太阳形成后的大部分的时间里，核聚变的能量是经过一系列被称为质子-质子链反应的过程产生的；这个过程将氢变成氦，只有少于2%的氦是经由碳氮氧循环产生的。\n　　核心是太阳内唯一能经由核聚变产生大量热能的区域，99%的能量产生在太阳半径的24%以内，而在30%半径处，聚变反应几乎完全停止。太阳的外层只是被从核心传出的能量加热。在核心经由核聚变产生的能量首先需穿过由内到外接连的多层区域，才能到达光球层，然后化为光波或粒子的动能，散逸到外层的宇宙空间去。\n　　太阳核心每秒大约进行着9.2×1037次质子-质子链反应。这个反应是将4个自由的质子（氢原子核）融合成氦原子核（α粒子），每秒大约有3.7×1038个质子成为α粒子（太阳拥有的自由质子大约有8.9×1056个），相当于大约每秒6.2×1011千克。每次氢原子核聚合成氦时，大约会有0.7%的质量转化成能量。因此，太阳的质能转换速率为每秒钟426万吨（质量转变为辐射能的形式离开，参考质能等效性），释放出384.6 佑瓦特（3.846×1026W）的能量，这相当于每秒钟产生919.2×1010 万吨TNT炸药爆炸的能量。\n　　太阳核心的核聚变功率随着与太阳中心的距离增大而减小，理论模型估计，在太阳的中心，核聚变的功率密度大约是76.5 瓦/每立方米。是成年人平均单位体积消耗功率的1/10倍。太阳的巨大功率输出不是由于其能量输出密度高，而是因为它规模巨大。\n　　��阳核心的核聚变是在自我修正下达到平衡：速率只要略微提升，就会造成核心的温度上升，压强增大，更能抵抗外围物质的压力，因此核心会膨胀，从而降低核聚变速率，修正之前核聚变速率增加所造成的扰动；而如果反应速率稍微下降，就会导致温度略微下降，压强降低，从而核心会收缩，使核聚变的速率又再提高，回复到它之前的水平。\n　　核聚变产生的γ射线（高能量的光子流）从太阳核心释放出来后，只要经过几微米就会被太阳中的等离子体吸收，然后再以较低的能量随机地辐射向各个方向。因此，在不断反复的吸收和再辐射中，光子流要经过漫长的时间才能到达太阳表面。估计每个光子抵达太阳表面需要10,000年至170,000年的时间。\n　　在穿过对流带，进入透明的光球表面时，光子就以可见光的型态散逸。每一股γ射线在核心产生的在逃逸入太空之前，都已经转化成数百万个可见光频率的光子。核心的核聚变时也释放出中微子，但是与光子不同的是它很难与其它的物质相互作用，因此几乎是立刻就从太阳表面逃逸出去。多年来，测量到来自太阳的中微子数量都只有理论数值的三分之一，因而产生了太阳中微子问题。这个差异直到2001年发现中微子振荡才获得解决：太阳发出的中微子数量一如理论的预测，但是中微子探测器侦测到的少了2⁄3，这是因为在被侦测时中微子改变了它们的味。\n\n辐射带\n　　从大约0.25至0.7太阳半径处，太阳物质是热且稠密的，只以热辐射就将将核心的炙热充分的向外转移。在这个区域内没有热对流；同时随着与中心距离的增加，温度也从7,000,000K降至2,000,000K，这种温度梯度小于绝热下降率，因此不会造成对流。能量的传输依赖辐射——氢和氦的离子发射的光子，但每个光子被其它的离子再吸收之前，只能传递很短的距离。从辐射带的底部至顶端的密度下降达到百倍（从20公克/立方厘米降至只有0.2公克/立方厘米）。\n　　辐射带和对流带之间形成的一个过渡层叫差旋层（tachocline）。它是均匀旋转的辐射带和较差自转的对流带之间有着急遽转变工作状态的区域，结果造成巨大的切变——当接连的平面层滑过另一个时的条件。在上面的对流带发现的流体运动，从这一层的顶端至底部慢慢的消失，与辐射带顶段平静的特征相匹配。目前这还是一个假说，在这一层内的磁发电机产生太阳的磁场。\n\n对流带\n　　太阳的外层，从它的表面向下至大约200,000公里（或是70%的太阳半径），太阳的等离子体已经不够稠密或不够热，不再能经由传导作用有效的将内部的热向外传送；换言之，它已经不够透明了。结果是，当热柱携带热物质前往表面（光球），产生了热对流。一旦这些物质在表面变冷，它会向下切入对流带的底部，再从辐射带的顶部获得更多的热量。在可见的太阳表面，温度已经降至5,700K，而且密度也只有0.2公克/立方米（大约是海平面密度的六千分之一）。\n　　在对流带的热柱形成在太阳表面上非常重要的，像是米粒组织和超米粒组织。在对流带的湍流会在太阳内部的外围部分造成“小尺度”的发电机，这会在太阳表面的各处产生磁南极和磁北极。太阳的热柱是贝纳得穴流，因此往往像六角型的棱镜。\n\n光球\n　　太阳可见的表面，光球，在这一层下面的太阳对可见光是不透明，在光球之上可见光可以自由的传播到太空之中，而它的能量可以完全从太阳带走。透明度的变化是因为会吸收可见光的 H−离子数量减少。相反的，我们看见的可见光是电子与氢再作用产生H−离子时产生的。 光球的厚度只有数十至数百公里的厚度，只是略比球的空气不透明了些。因为光球上半部分的温度比下半部的低，因此太阳盘面的影像会呈现中央比周围的边缘或周边明亮的现像，这一种现象称为周边昏暗。阳光有着近似于黑体的光谱，穿插着数千条来自光球之上稀薄的原子吸收线，指示其温度大约是6,000K。光球的粒子密度大约是1023米−3（大约是地球大气层在海平面粒子密度的0.37%，但是光球中的粒子是电子和质子，所以空气的平均质量只是58倍）。\n　　在研究光球可见光谱的早期，发现有些吸收谱线不能符合地球上任何已知的化学元素。在1868年，诺曼·洛克假设这些吸收谱线是一种新元素造成的，他以希腊的太阳神为依据，将之命名为氦，而在25年之后才在地球上分离出氦元素。\n\n大气层\n　　太阳光球以上的部分统称为太阳大气层，跨过整个电磁频谱，从无线电、可见光到伽马射线，都可以观察它们，分为5个主要的部分：温度极小区、色球、过渡区、日冕、和太阳圈。太阳圈，可能是太阳大气层最稀薄的外缘，并且延伸到冥王星轨道之外与星际物质交界，交界处称为日鞘，并且在那儿形成剪切的激波前缘。色球、过渡区、和日冕的温度都比太阳表面高，原因还没有获得证实，但证据指向阿尔文波可能携带了足够的能量将日冕加热。\n\n温度极小区\n　　太阳上温度最低的地区称为温度极小区，大约在光球上方500 公里，温度大约是4,100 K。这一部分的温度低到可以维持简单的分子，像是一氧化碳和水，并且可以从检出它们的吸收谱线。\n\n色球\n　　在温度极小区之上是一层大约2,000公里厚，主导著谱线的吸收和发射。因为在日全食的开始和结束时可以看见彩色的闪光，因此称为色球，名字来自希腊的字根chroma，意思就是颜色。色球层的温度随着高度从底部逐步向上提升，接近顶端的温度大约在20,000K。在色球的上层部分，氦开始被部分的电离。\n\n过渡区\n　　在色球之上，是一层薄至大约只有200公里的过渡区，温度从色球顶端大约200,000K上升至接阶近1,000,000K的日冕温度。温度的上升使氦在过渡区很容易就被完全的电离，这可以大量减少等离子体的辐射冷却。过渡区没有明确的出现高度，它形成一种环绕着色球的光轮，外型很像针状体和暗条，并处于持续不断的浑沌运动。从地球表面很难看到过渡区，但在太空中使用对电磁频谱的超紫外线灵敏的仪气很容易观察到。\n\n日冕\n 日全食，于短暂的全食阶段可以用肉眼看见太阳的日冕\n 太阳爆发了日冕物质抛射和部分太阳灯丝。NASA/ SDO\n　　日冕是太阳向外扩展的大气层，它的体积比太阳本身大了许多。不断扩展的日冕在太空中形成太阳风，充满了整个的太阳系。日冕的低层非常靠近太阳的表面，粒子的密度环绕在 1015–1016米−3，日冕和太阳风的平均温度大约是1,000,000–2,000,000 K；而在最高温度的区域是8,000,000–20,000,000 K。日冕的温度虽然很高，但密度很低，因此所含的热量很少。虽然还没有完整的理论可以说明日冕的温度，但至少已经知道有一部分热是来自磁重联。\n\n太阳圈\n　　太阳圈，从大约20太阳半径（0.1天文单位）到太阳系的边缘，这一大片环绕着太阳的空间充满了伴随太阳风离开太阳的等离子体。他的内侧边界是太阳风成为超阿耳芬波的那层位置－流体的速度超过阿耳芬波。因为讯息只能以阿耳芬波的速度传递，所以在这个界限之外的湍流和动力学的力量不再能影响到内部的日冕形状。太阳风源源不断的进入太阳圈之中并向外吹拂，使得太阳的磁场形成螺旋的形状，直到在距离太阳超过50天文单位之外撞击到日鞘为止。在2004年12月，航海家1号已穿越过被认为是日鞘部分的激波前缘。两艘航海家太空船在穿越边界时都侦测与记录到能量超过一般微粒的高能粒子。\n\n磁场\n　　太阳是磁力活跃的恒星，它支撑一个强大、年复一年在变化的磁场，并且大约每11年环绕着太阳极大期反转它的方向。太阳磁场会导致很多影响，称为太阳活动，包括在太阳表面的太阳黑子、太阳耀斑、和携带着物质穿越太阳系且不断变化的太阳风。太阳活动对地球的影响包括在高纬度的极光，和扰乱无线电通讯和电力。太阳活动被认为在太阳系的形成和演化扮演了很重要的角色。\n　　太阳因为高温的缘故，所有的物质都是气体和等离子体，这使得太阳的转速可能在赤道（大约25天）较快，而不是高纬度（在两极约为35天）。太阳因纬度不同的较差自转造成它的磁场线随着时间而纠缠在一起，造成磁场圈，从太阳表面喷发出来，并触发太阳形成系距性的太阳黑子和日珥。随着太阳每11年反转它本身的磁场，这种纠缠创造了太阳发电机和11年的太阳磁场活动太阳周期。\n　　太阳磁场朝太阳本体外更远处延伸，磁化的太阳风等离子体携带着太阳的磁场进入太空，形成所谓的行星际磁场。由于等离子体只能沿着磁场线移动，离开太阳的行星际磁场起初是沿着径向伸展的。因位在太阳赤道上方和下方离开太阳的磁场具有不同的极性，因此在太阳的赤道平面存在着一层薄薄的电流层，称为太阳圈电流片。太阳的自转使得远距离的磁场和电流片旋转成像是阿基米德螺旋结构，称为派克螺旋。行星际磁场的强度远比太阳的偶极性磁场强大。太阳50-400μT的磁偶极 (在光球) 随着距离的三次方衰减，在地球的距离上只有0.1 nT。然而，依据太空船的观测，在地球附近的行星际磁场视这个数值的100倍，大约是5nT。\n\n化学构造\n　　组成太阳的化学元素主要是氢和氦，以质量计算它们在太阳光球中分别占74.9%和23.8%。所有的重元素，在天文学中称为 金属 ，只占不到总质量的2%，含量最丰富的是氧（大约占太阳质量的1%）、碳（0.3%）、氖 （0.2%）、和铁（0.2%）。\n　　太阳继承了形成它的星际物质中的化学成分：在太阳中的氢和氦来自太初核合成，金属是由前一代恒星经由恒星核合成产生的，并在太阳诞生之前完成恒星演化将产物返回星际介质中的。光球的化学成分通常被认为是与原始太阳系的组成相当。然而，自从太阳形成，氦和重元素已经迁移出光球，因此现在光球中只有微量的氦，并且重元素也只有原始太阳的84%，而原恒星的太阳71.1%是氢，27.4%是氦，1.5%是金属[68]。\n　　在太阳内部的部分，核聚变将氢转化成氦已经修改了组成，所以太阳的最内层大约有60% 是氦，金属的丰度则没有改变。因为内部是辐射带，没有对流，没有核聚变的产物从核心上升进入光球。\n　　前面所述的太阳重元素丰度通常都是使用分光术测量太阳表面的光球，和测量陨石中没有被加热温度熔化的丰度。这些陨石被认为保留了恒星太阳的组成，因此没有受到重元素的污染。这两种方法的结果是一致的。\n\n个别电离的铁族元素\n　　在1970年代，许多的研究聚焦在太阳铁族元素的丰度。虽然进行了一些重大的研究，但是直到1978年发现超精细结构之前，对铁族元素（例如：钴和锰）的丰度测定仍很困难。\n　　基本上，在1960年代就已经完成对铁族元素振子强度的第一次完整测量，并且在1976年改进了振子强度的计算。在1978年，得到了个别电离的铁族元素丰度。\n\n太阳和行星的质量分化的关系\n　　许多的作者都曾考虑过惰性气体和同位素在太阳和行星之间的组成存在的质量分化，例如行星的氖和氙与同位素在行星和太阳之间的相关性。然而，至少在1983年，仍然普遍的认为整个太阳的成分如同大气层的组成。\n　　在1983年，才宣称太阳本身的分化是造成行星和太阳风植入惰性气体之间的分化关系。\n\n活动现象\n 2013年NASA太阳动力学观测站观测到太阳耀斑爆发。NASA/SDO\n　　太阳基本上是一颗球对称的稳定恒星。然而大量观测表明，太阳在稳定和均匀地向四面八方发出辐射的同时，它的大气中的一些局部区域，有时还会发生一些存在时间比较较短暂的“事件”。如在太阳光球中，可观测到许多比周围背景明显暗黑的斑点状小区域（称为太阳黑子）和比背景明亮的浮云状小区域（称为光斑）；色球中也可经常观测到比周围明亮的大片区域（称为谱斑）和突出于太阳边缘之外的奇形怪状的太阳火焰（称为日珥）；日冕中也可观测到许多明显的不均匀结构。特别是在色球和日冕的大气层中，偶尔还会发生表明有巨大能量释放的太阳爆发现象（称为耀斑）。上述现象不仅存在的时间比较短暂和不断变化，而且往往集中在太阳黑子附近的太阳大气的局部区域（这些局部区域称为太阳活动区）。同时，这些现象发生的过程中，尤其是发生太阳耀斑期间，从这些区域发射出增强的电磁波辐射和高能粒子流，特别是在X射线、紫外线和射电波段出现非常强的附加辐射，以及能量范围在103～109电子伏的带电粒子流（主要为质子和电子）。通常把太阳上所有这些在时间和空间上的局部化现象，及其所表现出的各种辐射增强，统称为太阳活动。与此对应，把不包含这些现象的理想太阳，即时间上稳定、空间上球对称和均匀辐射的太阳，称为宁静太阳。\n　　宁静太阳的物理性质在空间上只随日心距变化，在同一半径的球层中物理性质是相同的；在时间上几乎是不变的，其变化时标为太阳演化时标，即大于107年。这样就可把真实的太阳看作是以宁静太阳为主体并附加有太阳活动现象的实体。换句话说，可把宁静太阳看作是真实太阳的基本框架，而把太阳活动看作是对宁静太阳的扰动。\n　　太阳活动现象中，一次耀斑过程的持续时间只有几分钟至几小时，一个活动区的寿命约为几天至几个月。同时，整个太阳大气中所发生的太阳活动现象的多寡，还表现出平均长度约为11年的周期（称为太阳活动周），也可能存在更长的周期。因此太阳活动的时标可认为从几分钟至几十年。太阳活动区本质上是太阳大气中的局部强磁场区，而各种活动现象则是磁场与太阳等离子体物质的相互作用结果。\n　　应当指出，太阳活动所涉及的能量大小与整个太阳的总辐射能相比��仍然是微不足道的，如一次大耀斑释放的能量估计为4×1025焦，若其持续时间为1小时，则其辐射功率为1022焦/秒，与太阳的总辐射功率3.845×1026焦/秒相比是可忽略的。因此存在太阳活动现象丝毫无损于把太阳视为一颗稳定的恒星。大功率的稳定的辐射加上小功率的周期性的太阳活动，这就是现阶段太阳的主要特征。\n\n各种辐射\n　　广义的太阳辐射包括向外发射的电磁波、太阳风、中微子、偶发性高能粒子流，以及声波、重力波和磁流波。其中电磁波辐射来自太阳大气。太阳风就是从日冕区连续外发射的等离子体，主要是质子和电子。太阳中微子是由日核中的核反应产生的，它们几乎不与太阳物质相互作用，而是直接从太阳内部向外逃逸。偶发性高能粒子流是当太阳大气中发生耀斑、爆发日珥和日冕物质抛射等剧烈太阳活动现象时产生的，这些粒子流不一定是等离子体，往往是质子或电子占优势。声波、重力波和磁流波主要是由太阳对流层中猛烈的气团运动激发并与磁场耦合产生的。太阳在上述各种形式的能流中，电磁波的能流远远超过其他形式的能流。如太阳风的发射功率约比电磁波小6个数量级，其他能流就小得更多。这样从能量的角度看来，电磁波以外的其他能流是可忽略的。因此若无特殊说明，通常都把太阳辐射理解为太阳电磁波辐射。\n　　太阳电磁波辐射的波长范围从γ射线、X射线、远紫外、紫外、可见光、红外，直到射电波段。但由于地球大气的吸收，能够到达地面的太阳辐射只有可见光区、红外区的一些透明窗口和射电波段。太阳的紫外、远紫外、X射线和γ射线只能进行高空探测。\n　　太阳电磁波辐射的主要功率集中在可见光区和红外区，分别占太阳总辐射能量的41％和52％。极大辐射强度对应的波长为495纳米，在黄绿光区。紫外线所占的能量比重仅为7％。而太阳无线电波段以及远紫外、X射线和γ射线所占的能量比重是可忽略的。粗略地说，太阳紫外线、可见光和红外波段的辐射是由光球发射的，而远紫外、X射线、γ射线和射电波段则来自太阳高层大气（色球和日冕）。\n\n形成和演化\n　　太阳的演化途径主要取决于它的能源变化。太阳是一颗典型的主序星，关于主序星的产生及其演化过程，天文学家已作了大量研究，并已得到比较一致的看法。根据这些研究结果，太阳的一生大体上可分为五个阶段。\n\n\n主序星前阶段　包括太阳在内的所有主序星都是由密度稀薄而体积庞大的原始星云演变来的。当星云的质量足够大时，在自身的引力作用下，星云中的气体物质将向星云的质量中心下落，其宏观表现就是星云收缩。这个过程的实质就是物质的位能变成动能。结果是星云中心区的密度和温度逐渐增大，并最终使其达到氢原子核聚变所需的密度和温度，这样便发生氢变成氦的核反应，它所释放的辐射压力与引力平衡，使星云不再收缩，形成为一颗恒星。这个阶段经历的时间大约只需3,000万年。\n\n主序星阶段　以氢燃烧为能源，标志着太阳进入主序星阶段。由于太阳的氢含量很大，能源非常稳定，从而太阳的状态也非常稳定。因此这个阶段相当于太阳的青壮年时期。太阳已经在这个阶段经历了46亿年，这就是太阳的年龄（主序星前的3,000万年可忽略）。根据理论推算，太阳还将在这个阶段稳定地“生活”34亿年，然后进入动荡的晚年时期。\n\n红巨星阶段　日核中的氢耗尽之后，包围日核的气体壳层里面的氢开始燃烧，壳层上面的气体温度上升，结果使太阳大规模膨胀。由于太阳光度的增大不如表面积增大快，单位表面积的发射功率下降，辐射波长移向红区，使太阳变成了一颗巨大的暗红恒星，即红巨星。太阳在红巨星阶段经历的时间大约是4亿年。\n\n氦燃烧阶段　当太阳中心氢耗尽并变成原子量较大的氦之后，中心部分又开始收缩，密度和温度继续增大。当温度达到108K时，氦核开始聚变燃烧。与此同时，外面氢烧燃层的半径继续增大，但燃烧层的厚度却不断减少。中心氦和壳层氢耗尽后，接着就是壳层氦燃烧。太阳的氦耗尽之后，还可能经历几个更重元素的燃烧期。不过由于其他元素含量很少，这些时期均非常短暂。整个氦燃烧阶段的时间也只有5,000万年，其他元素的燃烧时间则更短。\n\n白矮星阶段　当太阳的主要燃料氢和氦耗尽之后，体积进一步缩小，它的半径可缩小到只有目前太阳半径的1％，而密度大约是现在的100万倍。这时太阳的光度只有目前太阳的1％～1‰，成为一颗很小的高密度���弱恒星，即白矮星。太阳在白矮星阶段大约经历50亿年之后，它的剩余热量也扩散干净，终于变成一颗不发光的恒星——黑矮星。\n\n\n　　根据理论推测的太阳演化过程中不同阶段的基本特征，如红巨星和白矮星等，均能在众多的恒星世界中找到实例，因此通常认为这种推测是可信的。\n\n在银河系中的位置和运动\n　　太阳位于银河系内侧边缘的猎户臂，在本星际云或古尔德带，距离银河中心7,500-8,500秒差距（25,000-28,000光年）的假设距离，包含在太空中的一个稀薄高温气体，可能是由一颗超新星残骸杰敏卡γ射线源的本地泡。本地臂和外侧的下一个旋臂，英仙臂，的距离大约是6,500光年。太阳，和进而的太阳系，被发现是在科学家所谓的星系适居带。太阳奔赴点的方向，或是太阳向点，是太阳相对于邻近恒星，穿越银河系空间的运动方向。太阳在银河系中的运动方向大约是朝向天琴座的织女星，与银河中心在天空中分离的角度大约是60度。\n　　太阳绕银河的轨道大致上是如预期椭圆形，但还要加上受到银河系的旋臂和质量分布不均匀的扰动。此外，太阳相对于银河平面上下的摆动大约是每一周期2.7次；这非常像是一种没有受到阻尼的简谐振荡。有人提出太阳经过高密度螺旋臂的时间与地球上大灭绝的时刻屡屡不谋而合，或许是因为碰撞事件增加了。它大约花2亿2500万至2亿5000万年完整的绕行银河一周（一个银河年），所以在太阳过去的生命期中大概已经完整的绕行银河20至25次了。太阳相对于银河中心的轨道速度大约是250公里/秒。以这样的速度，太阳系大约1,190年可以旅行一光年的距离，或是7天移动1天文单位。\n　　太阳相对于太阳系质心的运动受到来自行星的摄动是复杂的。每隔数百年变换一次顺行和逆行。\n\n太阳周期\n太阳黑子和太阳黑子周期\n 每11年为一周的太阳活动周期。图中显示了极紫外成像望远镜（EIT）选择195埃（绿色）波长的照片和用迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）拍摄的磁力图（灰色）。在此周期中，太阳先是经历了一段活跃时期（太阳极大期），接着是一段平静时期（太阳极小期）。对比EIT和MDI图像可以很清楚地看出太阳活动水平的上升\n　　当使用适当的过滤观察太阳时，通常最能立刻看见的特征就是太阳黑子，因为那是温度较低而明确出现比周围黑暗的区域。太阳黑子是强磁场的区域，对流受到强量磁场的抑制，减少了从高热的内部传送到表面的能量。磁场造成大量的热进入日冕，形成的活动区是激烈的太阳耀斑和日冕物质抛射的来源。最大的太阳黑子有数万公里的直径。\n　　在太阳上可以看见的太阳黑子数量并不是固定的，它以11的周期变化，形成所知的太阳周期。当太阳黑子周期进展时，太阳黑子的数量会增加，并且初系的位置也逐渐接近太阳的赤道，史波勒定律就是描述这种现象。太阳黑子通常都以磁性相异的形式成对出现，每一个太阳周期的前导黑子磁性会交替的改变，所以当一个太阳周期是磁北极前导，下一个太阳周期就是磁南极前导。\n　　因为太阳的光度与磁场活动有直接的关系，太阳周期不仅对太空天气有很大的影响，对地球的气候也有重大的影响。太阳活动极小往往和低温连系再一起，而超过平均长度的周期则与高温相关联。在17世纪，太阳周期似乎完全停止了数十年，在这段期间只观测到少数几个太阳黑子。那个时代称为蒙德极小期或小冰期，欧洲经历了很冷的温度。分析树木的年轮发现更早的一些极小期，并且也显现出与全球的温度低于平均温度的期间相符合。\n\n可能的长周期\n　　最近有理论宣称在太阳核心的磁性不稳定导致周期为41,000年或100,000年的变异。这可以对冰河期和米兰科维奇循环提供更好的解释。\n\n生命周期\n 太阳的生命循环，未依照大小的比例绘制\n　　太阳是在大约45.7亿年前在一个坍缩的氢分子云内形成。太阳形成的时间以两种方法测量：太阳目前在主序带上的年龄，使用恒星演化和太初核合成的电脑模型确认，大约就是45.7亿年。这与放射性定年法得到的太阳最古老的物质是45.67亿年非常的吻合。 太阳在其主序的演化阶段已经到了中年期，在这个阶段的核聚变是在核心将氢聚变成氦。每秒中有超过400万吨的物质在太阳的核心转化成能量，产生中微子和太阳辐射。以这个速率，到目前为止，太阳大约转化了100个地球质量的物质成为能量，太阳在主序带上耗费的时间总共大约为100亿年。\n　　太阳没有足够的质量爆发成为超新星，替代的是，在约50亿年后它将进入红巨星的阶段，氦核心为抵抗引力而收缩，同时变热；紧挨核心的氢包层因温度上升而加速聚变，结果产生的热量持续增加，传导到外层，使其向外膨胀。当核心的温度达到1亿K时，氦聚变将开始进行并燃烧生成碳。由于此时的氦核心已经相当于一个小型“白矮星”（电子简并态），热失控的氦聚变将导致氦闪，释放的巨大能量使太阳核心大幅度膨胀，解除了电子简并态，然后核心剩余的氦进行稳定的聚变。从外部看，太阳将如新星般突然增亮5～10个星等（相比于此前的“红巨星”阶段），接着体积大幅度缩小，变得比原先的红巨星暗淡得多（但仍将比现在的太阳亮），直到核心的碳逐步累积，再次进入核心收缩、外层膨胀阶段。这就是渐近巨星分支阶段。\n　　地球的命运是不确定的，当太阳成为红巨星时，太阳的半径将膨胀超越地球现在的轨道——1 AU (1.5×1011 m)，是现在的250倍。然而，当太阳成为渐近巨星分支的恒星时，由于恒星风的作用，它大约已经流失30%的质量，所以地球的轨道会向外移动。如果只是这样，地球或许可以幸免，但新的研究认为地球可能会因为潮汐的相互作用而被太阳吞噬掉。但即使地球能逃推被太阳焚毁的命运，地球上的水仍然都会沸腾，大部分的气体都会逃逸入太空。即使太阳仍在主序带的现阶段，太阳的光度仍然在缓慢的增加（每10亿年约增加10%），表面的温度也缓缓的提升。太阳过去的光度比较暗淡，这可能是生命在10亿年前才出现在陆地上的原因。太阳的温度若依照这样的速率增加，在未来的10亿年，地球可能会变得太热，使水不再能以液态存在于地球表面，而使地球上所有的生物趋于灭绝。\n　　继红巨星阶段之后，激烈的热脉动将导致太阳外层的气体逃逸，形成行星状星云。在外层被剥离后，唯一留存下来的就是恒星炙热的核心——白矮星，并在数十亿年中逐渐冷却和黯淡。这是低质量与中质量恒星演化的典型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "光球", "content": "光球（汉语拼音：ɡuɑnɡqiu；英语：photosphere），太阳大气的最低层。用肉眼看到的明亮太阳圆盘，实际上是一个非常薄的发光球层，厚度不过500千米左右，这就是太阳光球层，简称光球。光球下面由于密度较大，来自太阳深层的辐射光子与太阳物质频繁相互作用（原子吸收光子后再发射出不同的光子），故对辐射来说物质是极不透明的。与此相反，在光球上方，由于密度稀薄，辐射光子与太阳大气原子几乎不再发生作用，对辐射来说物质是透明的。光球就是太阳物质由对辐射完全不透明向完全透明过渡的过渡层，即光球下方的辐射被完全吸收，上方的辐射则畅通无阻向外传播。因此在地面接收到的太阳辐射几乎全部是由这个过渡层，也就是光球发射出来的。\n　　研究表明，对于可见光波段的太阳辐射，这个过渡层的厚度只有100～200千米，它对应于地面观测者的张角只有几分之一角秒。肉眼看到的太阳边缘显得非常锐利，就是由于太阳可见光辐射的有效发射层非常薄的缘故。对于包括紫外直到红外的太阳主要辐射波段，有效发射层的厚度也只有500～600千米，这就是光球的总厚度。光球上方的高层太阳大气（色球和日冕）的辐射功率与光球相比是微不足道的，但它们的微弱辐射却包含着太阳高层大气的重要信息。这样在没有特别指明的场合，提到太阳辐射、太阳光谱和太阳表面，通常都是指太阳的光球辐射、光球光谱和光球表面。一些太阳参数，如太阳半径和太阳表面重力加速度，也是以光球表面来定义的。采用未加滤光片的太阳照相仪拍摄的白光太阳照片就是光球的形象，其中可看到太阳黑子和光斑，以及临边昏暗现象。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "米粒组织", "content": "米粒组织（汉语拼音：mǐ lì zǔ zhī），（granulation），太阳光球上明亮的颗粒状结构，是光球亮度分布不均匀性的表征。光球实际上是沸腾的对流层顶层，巨大的对流气体元向上流动到太阳表面，并把多余的热量辐射掉，然后分散为较冷的气流从气体元的周围边界向下流回对流层。因为上升的气体元中心较热，下降的边缘较冷(中心与边缘的温差至少达100度)，故在光球表面形成了中间亮四周暗的米粒状组织。它的形成深度约400千米。米粒呈椭圆形，其角径约1～3角秒，相当于日面上700～2000千米。将米粒隔开的暗区宽度约290千米。米粒越大越亮，其亮度比周围背景��亮10％～20％，相应的温度差约300K。整个光球表面的米粒数约4×106个。米粒的平均寿命约8分钟，个别米粒可达16分钟。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "超米粒组织", "content": "超米粒组织（ supergranulation ），太阳光球大尺度水平运动所导致的流场结构。在显示光球大尺度运动的高分辨率的照片上可以清晰地看到有上千个比米粒组织大得多的超米粒元组成规则的蜂窝状结构，因而得名。超米粒元通常简称为超米粒。光球米粒组织是光球亮度场不均匀性的表征，超米粒组织则是光球速度场不均匀性的表征。\n超米粒组织是哈特在1954年发现的。她在测定太阳自转速度时，发现光球上层存在一种大尺度水平方向的运动。1960年，莱顿以独特的单色分光照相技术开始“拍摄”宁静太阳光球的速度场，他和他的合作者对超米粒元的平均大小、寿命、水平速度等取得一系列重要研究结果，使得太阳光球上层水平运动的存在和意义真正为人们所了解。1970年，弗雷泽用多通道的太阳磁像仪对超米粒元进行了较全面的研究，特别在垂直速度以及超米粒组织、光球大尺度磁场、光球网络、色球网络之间的相关性等方面取得出色的成果。1973年天空实验室发射成功，对超米粒的空间观测也随之开始。\n\n\n\n\n\n单个超米粒的实际直径约为20，000～60，000公里。整个可见的宁静太阳半球总是保持大约2，500个超米粒，由此可以推算出超米粒的平均实际直径约为35，000公里，实测结果约为30，000公里，这与从自相关分析得到的K线网络元的平均大小（约33，000公里）基本相符。超米粒的寿命短的是几小时，一般为20～40小时，平均约24小时或更长，同K线网络元的平均寿命大致相当。\n根据多普勒频移测量任何一个超米粒的气体流动所获得的样式都是相同的。极区的和赤道区的超米粒之间也没有显著差异。在超米粒中心区域，气体以每秒约0.04公里的平均速度缓慢地上浮，随后便以每秒0.3～0.5公里的平均速度从中心区域向四周边缘流去，到了边缘才以每秒约0.09公里的平均速度下沉，这比中心区域上浮的平均速度大一倍。在超米粒中心区域和边缘存在垂直速度证实超米粒是由对流引起的。对超米粒进行的磁场观测表明：超米粒表面的纵向磁场强度约为2高斯，而在几个超米粒边缘的会合区域，纵向磁场的平均强度达50高斯左右，超米粒两侧边缘各处的磁场极性可以不同，但总有一种极性占优势。\n一度把超米粒组织看作是单纯的光球现象。但是观测表明；超米粒组织与光球大尺度磁场、光球网络、色球网络的关系都很密切。这不仅表现在超米粒中心区域的气体上升运动和边缘处的气体下降运动都至少渗透到色球下层（当然，相应的速度是下降了），而且，根据多通道太阳磁像仪的观测，下降气流与磁斑、网络亮点之间存在着很好的对应关系。超米粒边缘处的下降运动呈现为一束束孤立的、直径约为7，000～10，000公里的下降气流，而超米粒边缘的磁场也分别聚集为一个个磁块──磁斑（其强度可高达100高斯），二者在位置、大小、形态上有很好的对应关系，在数值上，即磁斑的磁场强度和下降气流的速度也是线性相关的。不仅如此，磁斑和下降气流同色球网络、光球网络的亮点（即温度增高较大的区域）在位置、大小、形态上也有很好的对应关系。而且，磁斑的强度和下降气流速度同亮点的亮度在数值上也是线性相关的。根据实测证明，在超米粒组织、光球大尺度磁场、光球网络、色球网络之间也同样存在上述的密切对应关系。图为多通道太阳磁像仪对一小块宁静太阳区域以2.″4×2.″4的扫描孔径和0.25秒的累积时间进行扫描而取得的图像，图上的曲线是对20个超米粒取平均的结果，给出单个超米粒截面上的速度分布、光球纵向磁场分布以及同它对应的光球网络元、K线色球网络元的亮度分布。\n上述的观测事实曾经被解释为：流体压力大于磁压力时，等离子体运动决定了磁场结构，于是，超米粒中心区域向四周边缘的水平运动将磁力线集中到边缘处，而几个超米粒边缘相会合的区域便是等离子体向下流动汇聚得最为急剧的地方，在此形成下降气流，同时，这里也是磁力线最为集中的地方，因而形成磁斑。密集的磁力线向上贯穿、伸延，所经过的光球、色球区域因磁场产生的过量加热使局部温度升高而成为网络亮点，于是出现光球网络和色球网络。磁力线进入色球后，由于气体密度的急速下降，磁压力已经超过流体压力，于是磁力���发散，而磁场结构又确定了等离子体的运动，因此随着高度的逐渐增高，网络的粗糙程度也逐渐增大。这样的理解描述出了一幅简明的动力学图像。然而，近来用磁像仪对超米粒边缘进行观测，所得结果对上述解释的关键之处不利：在边缘会合处，常见的是磁斑分裂并且其中的一部分以小于每秒1公里的速度向外移动，移动距离还不到5，000公里时便逐渐消失；也观测到新的磁流点浮现并以每秒1～2公里的速度快速移动。因此，会合处的磁斑究竟如何形成，有待进一步研究。\n根据超米粒的线度和寿命，一般认为超米粒是由比形成米粒粗大得多的长寿命的对流元产生的。据估计，超米粒的底部位于光球下太阳对流层中7，000～10，000公里的深处。有人将超米粒的起源归因于光球深处的对流不稳定性，这种不稳定性与一次电离氦和二次电离氦有关。也有人认为超米粒组织的流场结构本身就是在对流层深处发生的磁场-对流运动相互作用的反映。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "负氢离子吸收", "content": "负氢离子吸收（ H-absorption ），恒星大气中负氢离子对辐射的连续吸收。负氢离子是由一个中性氢原子H和一个电子所组成的松弛体系，以符号H-表示。负氢离子产生的原因是：中性氢原子的核外围只有一个电子，这个电子不能完全屏蔽氢原子的电场，任何一个自由电子距离氢原子足够近的时候，就可能落入核电荷的引力场中，因而它有可能与氢原子结合成为氢离子。此时，这个电子的轨道可能是封闭的，即处于束缚；也可能是非封闭的，即处于自由态。如同氦离子HeⅡ是类氢离子一样，负氢离子H-是类氦离子。恒星大气中负氢离子的数密度在局部热动平衡状态下由萨哈公式确定，在非局部热动平衡状态下则由具有偏离系数的萨哈公式求得。负氢离子吸收在光谱型晚于A0型的恒星中起重要作用，而且光谱型（见恒星光谱分类）越晚，负氢离子吸收所起的作用越大。太阳是一颗G2V型恒星，因而，负氢离子吸收起着主要作用。\n负氢离子吸收系数是由它的束缚-自由跃迁和自由-自由跃迁所确定的吸收系数相加而得(见恒星大气的吸收和散射)。负氢离子基态的束缚能是0.75电子伏，对应于这一能量的辐射波长是16450埃，这就是负氢离子束缚-自由跃迁所产生的连续吸收带的起始波长。负氢离子束缚－自由跃迁的吸收系数从16450埃起，随着波长的减小而逐渐增大，到8500埃附近达到极大，然后向短波方向再逐渐减小。负氢离子的自由－自由跃迁的吸收系数随波长的增长而单调上升。在可见光区和紫外区，负氢离子的束缚-自由吸收大于自由-自由吸收。自由-自由吸收是造成恒星大气在几微米到几百微米波长范围内连续不透明度的主要原因。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "光斑", "content": "光斑（ faculae ），太阳光球中比周围背景明亮的区域。光斑通常出现在黑子附近，呈云彩状斑块。它们在日面中部区域很难看到。但在日面边缘附近，它们与周围宁静光球背景的亮度反差增大，变得明显。光斑一般比附近的黑子早出现，寿命也比这些黑子长得多。光斑上空的色球中也存在比周围宁静色球背景明亮的发射区，称为谱斑，它们是光斑在色球层的延伸。在低分辨率的观测中光班呈片状，高分辨率的观测中可看到它们实际上是由大量亮元组成的。单个亮元的直径小于1″，并且位于米粒之间的暗径中。每个亮元对应于一个与太阳表面大致垂直的磁流管，亮元即磁流管的顶端。在活动区附近亮元非常密集，形成了光斑亮区。在同一几何高度处，光斑磁流管内的温度实际上比周围光斑温度低。但由于辐射从横向进入光斑磁流管，在磁流管壁上形成很薄的热墙。当光斑在日面中心附近时，对地球上的观测者而言，热墙的投影面积太小，光斑难以看见。而当光斑在日面边缘附近时，观测到的热墙面积增大，光斑就显得比周围光球明亮。 \n\n\n日面边缘的光斑和黑子"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "临边昏暗", "content": "太阳临边昏暗成因示意图\n　　临边昏暗（汉语拼音：linbiɑn hun'ɑn；英语：limb darkening），太阳圆面边缘区域的亮度比中心区域稍暗的现象。观测表明，波长为0.17～200微米广阔波段范围内，用太阳辐射这个连续谱区中任一波长处的单色光或这个波段的整体辐射（白光）观测太阳时，均表现为辐射强度随日面中心距离增大而减弱的现象，称为太阳的临边昏暗。造成太阳临边昏暗的原因可定性说明(见图)。\n　　当观测太阳圆面中心时，辐射通过的大气层较薄（图中路径AB），来自光球深层的辐射到达观测者时受到的吸收不大，观测到的辐射中来自光球深层的辐射占优势，光球深层的温度较高，辐射较强，显得较亮。而当观测太阳边缘时，深层辐射通过的大气较厚（图中路径CD），受到较多吸收，结果到达观测者的辐射中主要是光球高层的辐射，因高层温度较低，辐射较弱，显得较暗。因此太阳临边昏暗现象是太阳光球温度由里向外减小的直接反映。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "日面坐标", "content": "日面坐标（ heliographic coordinates ），用来测定日面上某一特征（例如黑子）的位置的坐标系统。通常采用随太阳自转的坐标系统。日面上的位置常用日面经度L和日面纬度Ф来表示。太阳绕着自转轴由东向西（从地球上看）自转。自转轴和太阳表面相交于两点，分别称为太阳北极和太阳南极。通过北极和南极的大圆，叫作日面子午圈。规定1854年1月1日格林威治平午（儒略日2398220.0）通过太阳赤道对于黄道的升交点的子午圈为本初子午圈。日面经度由本初子午圈量起，向西计量，由0°～360°。这样定义的经度又称卡林顿经度。通过太阳中心作垂直于自转轴的大圆，称为太阳赤道，它将太阳分为北半球和南半球。日面某点的铅垂线和赤道面间的夹角Ф即为该点的日面纬度，由赤道起沿着某点的子午圈向两极计量，由0°～90°。向北计量的叫北纬，用“N”或“+”号表示，向南计量的叫南纬，用“S”或“-”号表示。太阳自转的会合周期的平均值为27.2753天。规定1853年11月9日本初子午圈转到日面中心的时刻为太阳的第一个自转周的开始。自转周都给以连续的号数。每年中各个自转周的号数和开始日期都可从天文年历中查到。要确定日面上任一点的位置，需要三个数据：①自日面北点量起的太阳自转轴北极的方位角P，向东为正，向西为负。②日面中心的日面纬度Ф0。③日面中心的日面经度L0。在天文年历中列出了一年中每天世界时零时的P，L0和Ф0值，应用内插法就可求出观测时刻的卡林顿经度L和纬度Ф值。\n由于日面特征的坐标不需要知道得十分准确，准确到半度或一度就够了。因此，在实际工作中不用球面公式来求L和Ф，而用特制的网格和表来量算。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "投影缩减效应", "content": "投影缩减效应（ foreshortening effect ），太阳视圆面上某一特征（例如黑子）的视面积随离开日面中心的距离增大而缩小的现象。这是因为该特征实际上是位于一个球面上，而我们所看到的只是该特证的球面积（真实面积）在视线方向的投影（投影面积或称视面积）。某一特征位于日面上不同的位置，有不同的投影效果，所以我们要得到它的真实形状和大小，就必须对它进行投影缩减改正。因此，如要测量日面上某一特征的真实面积，可采用如下的公式：\n\n\n\n\n\n式中 R为太阳圆面图的半径； r为图中该特征到太阳圆面中心的距离； sec ρ是为了消除 投影 效应而引进的改正因子； S′为所测量到的视面积， S是该特征的球面积，均以太阳半球面积的百万分之一为单位。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "夫琅和费线", "content": "夫琅和费线，是一系列以德国物理学家约瑟夫·夫朗和斐（1787年─1826年）为名的光谱线，这些是最初被当成太阳光谱中的暗特征谱线。太阳光谱中的夫琅和费线非常多，在2935埃到13495埃范围内共有26，000多条。它们是各种元素的原子的吸收或散射引起的。吸收线含有太阳大气（主要是光球）的温度、密度、压力、化学成分、磁场、速度场等等信息。吸收线都是原子在吸收光球辐射后由下能态i向上能态j跃迁产生的。谱线频率为 \n\n\n\n\n\nEj和 E i分别为上、下能态的激发电位。原子向上跃迁后，立即就跳下来，并释放出能量。再发射的机制有两种，即真吸收和散射。真吸收意味着原子在吸收光量子后，按普朗克函数再发射。吸收的辐射属于一定频率，而再发射的则包括广阔的波段，因此原频率的辐射减弱了。至于散射，虽然频率基本不变，但辐射从一个方向分散到四面八方，因此原方向的辐射减弱了。在这两种情况下都形成吸收线。\n谱线本应是无限窄的，但某些物理因素会使它们具有一定的宽度和轮廓。常见的致宽机制为自然阻尼（能态不是无限窄，而有一定宽度）、碰撞阻尼（碰撞使原子在能态上停留的时间缩短了）、多普勒效应（微观运动引起谱线位移）、湍流（宏观运动引起谱线位移）和斯塔克效应（电场对能态的作用）。各种致宽机制给出不同的谱线轮廓（见谱线的形成和致宽）。\n在光球模型、辐射的再发射机制和谱线致宽机制都已知的情况下，可计算出理论的谱线轮廓。反过来，利用观测到的谱线轮廓，可以推导光球模型或有关谱线的某些数据。实际上，我们现有的关于光球的知识，很大一部分是从吸收线的研究得出的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "色球", "content": "太阳：色球\n　　色球（汉语拼音：seqiu；英语：chromosphere），位于光球和日冕之间的太阳大气层。通常把太阳大气中的温度极低层作为光球与色球的分界，亦即色球底部，它大约位于从光球底部（定义为波长为500纳米的光学深度为1处）起算的高度h＝500千米处。至于色球的上边界，则难以明确。问题在于色球上层基本上是由从超米粒边界向上延伸的针状体构成。针状体大约从色球底之上约1,500千米处向外延伸，可达到约5,000千米的高度，但它们的覆盖面积只占全日面积的1%～2%。而针状体之间的区域实际上已具有日冕物质的特征，比较均匀的色球仅限于从色球底向上延伸约1,500千米的范围。因此，对于色球上界常有不同的说法，但大部分研究者认为色球厚度约为1,500千米。色球底部的密度约为8×10-8克/厘米3，随高度迅速下降至顶部的约10-4克/厘米3，但其温度却从底部的几千度向上迅速增加到顶部的近100万度。\n　　由于色球的亮度只有光球的万分之一，比白天的天空亮度还要暗，因此平时是看不到色球的，必须用专门的仪器（色球望远镜）或在日全食时才能看到太阳色球层。日全食时看到的是色球在太阳边缘的投影，而且时间非常短暂（通常只有几秒钟）。用色球望远镜则可看到日面上的色球结构，如谱斑、暗条（日珥在日面上的投影）和耀斑等活动现象。空间飞行器上拍摄的太阳照片上可清晰看到色球针状体。关于针状体的本质和色球温度随高度增加的原因，尚在探讨之中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "谱斑", "content": "谱斑（plages），用氢的Ha线或电离钙的H和K线单色光观测到的色球上的大块增亮区，有时也观测到一些暗黑区。前者称为亮谱斑，后者称为暗谱斑。用Ha线看到的叫氢谱斑，用电离钙的H和K线看到的称钙谱斑。钙谱斑与背景的反衬较大，它由许多亮结组成网络结构。氢谱斑与背景的反衬较小，呈现纤维状结构，在黑子周围常见到旋涡结构。在不同的光谱间隔里看到的谱斑有不同的形状。谱斑的大小从几千千米到几十万千米。位于光球之上，称为色球光斑。大多数谱斑与黑子密切相关，黑子周围必有谱斑，它们是由磁场增强产生的。通常谱斑比黑子先出现而后消失。谱斑的面积和亮度都随黑子的11年周期而变化，谱斑的磁场强度可达0.02特斯拉，钙谱斑的外形与0.002～0.004特斯拉的等强度轮廓对应。氢谱斑中的暗纤维和钙谱斑中的亮纤维，取向都与磁力线方向一致。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "色球网络", "content": "色球网络（ chromospheric network ），太阳宁静色球中由亮斑或暗斑组成的一种多角形网络链状结构。被网络链所围的部分称为元。不同色球谱线的单色像(见太阳单色像)和同一条谱线不同波长部分的单色像中的色球网络形态互不相同。电离钙的H、K线，钠的D1线，镁的b2线，氢的 Lα线等的单色像中看到的是暗元背景反衬下的亮网络，而Hβ、Hγ和氦的λ10830等谱线的单色像中则呈现亮元背景反衬下的暗网络。Hα线心单色像是亮网络，线翼单色像是暗网络。高分辨率的单色像显示出网络有复杂的精细结构。在日面上，斑状物象花瓣似的以放射的形状向外延伸。在太阳边缘，斑状物看来象草丛一般。通常，氢网络组织变化复杂，不如钙网络组织稳定。从Hα单色像和K单色像的测量推测，色球网络单元的平均大小约为30，000～35，000公里，平均寿命为19～21小时。通过对高色球紫外线单色像的观测得知，色球网络可延伸到约9，000公里高度。可以把色球网络简单地看成是光球网络的向上延伸，反过来也可把光球网络看成是色球网络的向下延伸。然而，就单个颗粒而言，色球网络比光球网络大一些。\n色球网络、光球超米粒组织和光球磁场分布密切相关。色球网络的亮边界和超米粒组织的边界几乎一致。曾经流行过这样的看法���与超米粒对流有关的水平运动把光球磁场推向超米粒边界。在此边界处，磁场具有复杂的精细结构，包括短距离内的极性变化。磁场强度达10～50高斯，有的甚至达100高斯。光球磁场向上延伸到色球，宁静区大部分磁场都集中在网络中。磁场的存在是给色球网络加热的重要条件。极性相反的磁力线被相邻的超米粒流动压缩，加速磁场沿中性线（见磁合并）方向的湮没，磁场湮没产生的能量是色球亮网络的能源。也有人认为，来自光球的扰动向上传播，由于超米粒磁场的作用，降低了激波加热的有效高度，增加了低层次的损耗，从而使网络更热。色球亮网络结构事实上反映了光球纵向磁场分布状态。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "日芒", "content": "日芒（ mottle ），太阳色球单色像上观测到的针状物在日面上的投影,呈细小簇状。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "日浪", "content": "日浪（汉语拼音：Ri Lang；英语：Surges），由耀斑所在地发生的高速喷发等离子体的现象。又称冲浪。日浪发生前常有先兆，即耀斑区快速膨胀、发亮，然后衰减且变得透明。日浪便从这里冒出来。物质沿磁力线上升，初始速度约每秒50千米，10分钟左右便加速到每秒100～200千米，然后沿原路或环路返回太阳表面。在回落到太阳表面前，这些物质可能瓦解或消失。日浪有很强的重复出现的倾向，一个大日浪可以在同一位置以同一位相出现好几次。日浪抛射的最大高度为1～2万千米。抛射物质总质量为1011～1012千克。日浪内部磁场强度为0.015特斯拉。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "喷焰", "content": "喷焰（ sprays ），耀斑区物质在耀斑扩张阶段中的高速抛射现象，又称耀斑喷焰。在日面边缘，有时可看到从一些耸立的明亮的小丘顶，以超过色球逃逸速度每秒610公里的高速，向外喷射物质。喷射轨道不一定是沿径向的。由于速度很高，喷射剧烈，以致不象冲浪那样具有轮廓分明的界线，而是呈碎片状喷射。此外，冲浪因受磁场限制，发射锥较小；而喷焰的发射锥较大，并且具有与耀斑本体相同的亮度，很像耀斑本体的发射。耀斑喷焰的速度超过色球的逃逸速度，因而不能象冲浪那样沿着发射出去的轨道返回太阳表面，而是射进日地空间。产生在日面上的喷焰，以急剧的运动越过耀斑区向外抛射出去，形状并不规则，在开始时亮度往往超过周围的发射，逐渐变成暗于周围的吸收。日面上喷焰的速度往往比边缘喷焰的速度小，这表明大部分喷焰的真运动轨道是垂直于太阳表面的。 \n\n\n日面边缘的喷焰"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "细链", "content": "细链（ filigree ），一种同色球网络和光球米粒相连的精细结构物──细链。在离 Hα线心+2埃的单色光照片中，细链结构最明显（图4）。它是由大小约1/4角秒的亮点形成的亮链，在色球网络元集中的活动中心附近的下层最容易发现，可以把它看作是色球亮网络向下层的延伸。细链单个亮元的横向速度是每秒1.5公里。细链的寿命和演化特征还不清楚。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "闪光谱", "content": "闪光谱（ flash spectrum ），日全食的食既和生光的瞬间，在太阳边缘闪现的色球发射线光谱。日食时光球的光被月球掩盖，散射光很小，色球底的起点定得比非日食时准，所以这种资料非常珍贵。\n可以用有缝的或无缝的摄谱仪拍摄闪光谱，但有缝摄谱仪的狭缝对太阳的位置不易定准，所以多用无缝摄谱仪来拍摄。食既和生光时由月球边缘遮蔽太阳边缘所构成的细眉形色球本身，就起了狭缝的作用，一条条光谱线实际上就是色球那部分的单色像(见太阳单色像)。闪光谱持续时间很短，约几秒钟，拍到的是日面上各个高度在视线方向的累积强度，要把两张相继拍得的底片谱线强度相减，才可得出相应的色球层次的发射光谱。因此，观测时要求快速拍片以取得高空间分辨率的资料。 \n\n\n太阳闪光光谱 \n\n\n\n分析闪光谱，首先应把不同的谱线在不同高度处的强度标出来，并算出其梯度值。不同的谱线强度随高度变化的情况各不相同。低激发谱线在1，500公里处强度就已经降得很低，而高激发谱线可延伸到6，000公里或更高处。这可能是因为温度从色球底层极小处开始回升，直至106K。闪光谱底片上不仅有许多发射线，而且还有弱的连续辐射。它们是由负氢离子发射和汤姆孙散射（见恒��大气的吸收和散射）造成的。在巴耳末系限的短波侧，还重迭有自由电子跳到氢第二能态而产生的巴耳末连续辐射。各个波区不同高度的连续辐射资料中蕴藏着很多信息，利用它们同电子密度、氢密度依赖关系的差别，可求出电子温度、电子密度随高度分布的情况，从而建立色球模型。闪光谱中氢线占很突出的地位。现在拍到的最高项巴耳末线已达H37，因为低项巴耳末线自吸收比较大，所以分析起来比较困难。研究氦线的困难要小一些，因为可见光区的氦线自吸收都较小。从这些谱线的研究中发现，色球并不处于热动平衡状态，而色球的静力学平衡也被破坏。把氦线与巴耳末连续带加以分析比较，就可得出太阳大气中氢与氦的含量比：在3，000公里以上高度大约为10：1，它并不随高度变化。经过分析，针状物（日芒）中的氢-氦含量比也是如此，不过在1，000～3，000公里高度空间，针状物中氢的含量较大。这一现象尚无确定的解释。闪光谱中数量最多的是金属线，它们的梯度值相差非常大，除了电离钙的共振线之外，金属线的强度下降得很快。即使如此，其标高（见太阳大气标高）也有250～300公里，比静力学平衡预计的100公里要大得多，原因尚不清楚，可能是湍流的作用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "日冕", "content": "X射线波段的日冕结构\n　　日冕（汉语拼音：rimiɑn；英语：corona），太阳的最外层大气。日冕位于色球上面，亮度仅为光球亮度的百万分之一，比地面上的天空亮度暗得多，因此在地面平时看不见日冕，必须用专门的仪器日冕仪，或者在日全食时才能看见。\n　　安装在海拔2,000米以上高山（那里天空散射光很弱）的日冕仪也只能看到从太阳边缘至大约0.3太阳半径范围的日冕。日全食时看到的日冕呈银白色，也是太阳边缘以外的投影日冕。从最好的日全食照片上，能够看到它可延伸到5～6个太阳半径的距离，但实际上它可延伸到超过日地距离。距日心5～6个太阳半径以外的日冕物质是以很高的速度向外膨胀的，形成所谓的太阳风。太阳风就是动态日冕。\n　　日冕的温度高达100万～200万度，但密度却小于10－14克/厘米3，而且随日心距迅速下降。日冕的温度比下层大气，即色球和光球高得多，原因是有非辐射能源输入日冕，使其获得额外加热。关于非辐射能源的性质，现正在探讨之中。可在空间飞行器上用X射线观测整个太阳半球面上的日冕结构，能够看到活动区上空的日冕区中有许多亮环，非活动区的日冕则由更大尺度的弱亮环贯穿，还有一些几乎全暗黑的区域称冕洞。高温条件下的日冕物质处在高度电离状态，自由电子和各种高次电离原子倾向于沿磁力线延伸，因此日冕中的这些结构实际上反映了它的磁场分布。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "F日冕", "content": "F日冕（ F corona ），日地空间的行星际尘埃云所散射的光球的光辐射，简称F冕。尘埃云的形状属扁球体类，它的边缘延伸到地球轨道以外。尘埃粒子的线度约10微米，不导电。在离日面1.3R⊙（R⊙为太阳半径）以外的外冕区，以F冕为主。靠近太阳的大部分 F冕来自尘埃粒子对光球辐射的衍射；而当距离R＞>R⊙时，大部分F冕来自尘埃粒子对光球辐射的直接反射。对日照的微弱光流则可能是由地球轨道外尘埃粒子对太阳光的反射造成的。F冕在晚上也可看到，但只能在地球的低纬区的天空背景上才能观测到。它以从地平向上延伸的光锥形式，在日落之后或日出之前不久出现。外F冕也称为黄道光。F冕在几个R⊙以外就大大亮于K日冕，这主要是电子密度比尘埃粒子密度减小得更快引起的。F日冕同K日冕相似，其亮度随着离太阳距离的增加而减小，但由于太阳活动对尘埃粒子的分布影响不大，因而F冕的性状与太阳活动周期关系不大。F冕的光是偏振的，但在离太阳5R⊙以内，偏振度很小。F冕的光谱中出现夫琅和费吸收线，这是因为比较重的和运动缓慢的尘埃粒子在散射光球的光时，不会明显改变吸收线形状的缘故。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "K日冕", "content": "K日冕（ K corona ），太阳光球发射的连续辐射被日冕自由电子朝观测者方向散射的光，简称K冕。大部分K冕是在离日面1.3个太阳半径之内被观测到的。在 K冕光谱中完全看不到夫琅和费吸收线，这是因为日冕的温度高达100万度，电子的运动速度很大，夫琅和费线由于多普勒致宽而被大大加宽变浅，失去了吸��线的特征。例如，在100万度高温下，氢Ha线被电子加宽到120埃，比原来的宽度大百倍以上，因而无法证认。K冕的连续光谱的能量分布与光球相类似。K冕的光是偏振的。被日冕电子散射的光强度不超过光球的10-5，被散射的光极少有再次散射的机会。每个日冕电子散射的光与被光球照射的亮度成比例，所以K冕给出沿视向被观测到的总电子数，由此可求出电子密度的分布。由于日冕电子密度受太阳活动的影响，因而K冕的形状与太阳活动有关。在太阳活动极大时，电子密度增加，K冕近似球对称；而在太阳活动极小时，K冕较扁。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "日冕光学偏振", "content": "日冕光学偏振（ coronal optical polarization ），早在1871年就已发现K日冕具有较高的偏振特性。1905年K.史瓦西认为这种偏振是由日冕中自由电子的汤姆孙散射引起的。根据F日冕与K日冕的强度比值随距离的增加而增大的趋势，利用汤姆孙散射机制可解释目前观测到的如下事实：日冕偏振度从日面边缘的25％增加到离边缘半个太阳半径处的50％左右，达到极大值，然后又随着距离的增加而减小；对磁矢量而言，有严格的径向偏振。\n日冕发射线的偏振是由日冕离子的各向异性激发所引起，其中主要包括来自太阳的偏振入射辐射流所引起的共振偏振(或称共振散射)，也包括离子速度的各向异性所引起的碰撞偏振(或称碰撞激发)。此外，日冕磁场对上述偏振有很大的影响，即磁场的消偏振效应。温度也对偏振产生一定的影响。日冕发射线偏振度较低，对仪器偏振度的补偿要求很高，因为任何观测误差以及日冕大气中的非均匀性，都影响到观测结果的可靠性。目前，对日冕绿线（5303埃）和红线（6374埃）的观测最多，但所得结果差异较大。例如，绿线的偏振度可从百分之几到百分之四十三。不少人在共振偏振理论的基础上，利用磁场和碰撞的消偏振效应来解释这种差异。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "冕流和极羽", "content": "冕流和极羽（ coronal streamer and polar plume ），日冕中比背景亮的两种延伸结构。冕流的长度与太阳活动有关，在太阳活动极大时延伸到约1R嫯（R嫯为太阳半径），而在太阳活动极小时则可达2R嫯，宽度大于0.1R嫯。\n冕流按形状可分为两类：①盔状冕流，形状如钢盔，其下部罩住宁静日珥，在日珥上面是暗区，称为冕穴。在冕穴上常有亮冕弧和暗冕弧，形状为半椭圆或尖铲状，向上延伸到几个R嫯以外，向外膨胀的速度约为每秒1公里。②活动区冕流，在日面活动区向外延伸，延伸部分的截面较平整或略散开，向外膨胀的速度约为每秒2～10公里。冕流是日冕磁场不均匀分布的结果，有人用在太阳大尺度磁场中有物质沿冕流的轴向流动来解释其形状。由于磁场冻结在物质中，物质沿磁力线流动就会使初始场变形，不过初始场强越大，变形就越难。因此，冕流从色球边缘到以直线形式延伸区域的起点的距离，是随场强的增加而增大的。\n极羽出现在日面的两极区域，其宽度小于0.05R嫯，呈羽毛状（如图），在太阳活动极小期特别明显。聚集在太阳极区的日冕等离子气体，由起着侧壁作用的磁场维持其流体静力学平衡，就形成极羽。极羽与磁力线的相似性说明太阳有极性磁场，并可据此画出太阳的偶极磁场来。\n\n\n\n极羽"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "日冕周期变化", "content": "日冕周期变化（ periodic variation of corona ），日冕的形状同太阳活动周期有关，在相对黑子数极大时，日冕近于圆形；而在黑子数极小时则较扁，赤道区延伸较远，两极区延伸较近，且有羽状物。因此，日冕的形状也与黑子数一样，有11年的变化周期。通过日冕形状与球对称的偏离程度的测量，可粗略得到日冕的周期变化的定量结果。利用任何一个日冕等亮度圈（根据白光、偏振光或单色光拍到的日冕照片，通过光度测量求出离太阳不同距离和不同方位角处的亮度，把亮度相同的各点连接起来的曲线），可定义日冕的扁度ε为\n\n\n\n\n\n式中 D e为在日面纬度±22.5°和0°的三个 日冕等亮度圈赤道直径的平均值， D p为连接两极以及与之成22.5°的三个 日冕等亮度圈两极直径的平均值。\n观测表明，在小于4R嫯（R嫯为太阳半径）的范围内，ε随着同太阳距离R的增加而增大，到大约1.5～2R嫯处达到极大，然后开始减小，到大约4R嫯处就减小到极小，R更大时，F日冕的形状遂变为椭圆的。在离太阳1～2R嫯���围内，ε值的变化可表示为\n\n\n\n\n\n式中 a和 b为参数。由 ε随 R 变化图得出， a+ b为 K日冕扁度的量度， K 日冕在太阳活动极大时呈圆形，而在极小时则呈椭圆形。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "冕洞", "content": "冕洞（汉语拼音：miɑndonɡ；英语：coronal hole），日冕中的低密度和低温区。从空间用远紫外波段的谱线拍摄或软X射线波段拍摄的日冕照片中，可看到日冕中存在一些几乎是暗黑的区域，称为冕洞。\n　　观测表明，冕洞区的密度和温度均比周围低，其大尺度磁场的磁力线如喇叭状向外开放。在太阳的两极地区几乎总是存在冕洞，而且可从其中一极区延伸到中低纬度区。冕洞的演化缓慢，寿命往往可持续几个太阳自转周。冕洞的形状随太阳自转变化不大，它们几乎不存在较差自转。通过冕洞在日面上出现的时间与行星际空间的太阳风速度测量以及地磁场观测记录的比较，可判定冕洞是高速太阳风源。冕洞的大尺度开放形磁场在宏观上虽是单极性，从冕洞区光球磁场的小尺度分布看，洞区中仅仅是某种极性的磁流占绝对优势，一般可占90％左右，但另一种极性（称异极性）的磁流也并非为零，约占10％左右。冕洞区的平均磁流密度约为7高斯，略低于周围宁静日冕区的磁流密度（约为8高斯）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "日冕禁线", "content": "日冕禁线（ coronal forbidden lines ），在日冕内层中高次电离离子的禁戒跃迁所产生的发射线。\n由量子力学得知，满足和不满足选择定则的跃迁分别称为容许跃迁和禁戒跃迁，相应的谱线称为容许谱线和禁戒谱线，后者简称为禁线。一般情况下，禁戒跃迁并不是绝对被“禁止”，只是其跃迁几率甚微，仅为容许跃迁的10-5～10-8。但是，原子或离子处于某激发态的平均寿命等于其相应跃迁几率的倒数，在那些不能发生容许跃迁的激发态──亚稳态上，原子或离子的平均寿命比在一般激发态上的要长105～108倍，从亚稳态向下的跃迁只能是禁戒跃迁。所以，产生禁线的首要条件是激发态必须是亚稳态，而产生明亮的禁线就要求一定的物理条件了。\n自1869年发现最强的日冕发射线波长为5303埃的绿线以后，多次日全食观测和日冕仪观测相继发现许多发射线。然而，这些发射线的波长，同实验室中和太阳其它部分的谱线都不一样。只能将它们归属于一种假想的只存在于日冕中的元素—佪发出的谱线。随着量子力学的建立和发展，以及光谱实验手段的进步，终于出现了重大突破。1939年，格罗特里安指出波长为6374和7892埃分别同离高次电离子 FeX和FeⅪ的两条禁线波长相近。随后，埃德伦证认出已发现的大多数谱线分别属于铁、镍、钙等的高次电离离子的禁线。这些元素的原子由于日冕中高速电子的不时撞击而丧失外围的9～14个电子，成为9～14次电离的离子。\n日冕的物理状态极有利于禁线的产生。日冕的电子温度高达100万度以上，电子的平均动能为几百电子伏。高次电离离子与快电子碰撞而被激发，但由于日冕辐射场的能量密度太小，不足以使处于亚稳态的离子发生向高能级跃迁；又由于日冕气体密度很低，高次电离离子与慢电子连续两次碰撞而使离子离开亚稳态的时间间隔大于离子处于亚稳态的寿命，因此，亚稳态上集聚着大量的激发离子。而禁线的强度正比于亚稳态上的离子数与禁戒跃迁几率的乘积，并且日冕对禁线辐射几乎是完全透明的，于是，明亮的日冕禁线便得以产生并被我们观测到。\n附表给出了波长约3000～11000埃范围内较为重要的日冕禁线的类别、谱线的强度、等值宽度的实测结果和证认结果。表中所列Ⅰ，Ⅱ，Ⅲ类是以谱线所属离子的电离电位为依据划分的，电离电位（亦即电离温度）增高，类别数字随之变大。由此，不难理解下述由长期观测获得的不同类别谱线的强度同太阳活动周期和日面边缘局部区域活动程度有关：第Ⅰ类谱线在太阳活动极小期间以及宁静区上空最为显著；第Ⅱ类谱线在太阳活动极大期以及活动区（如黑子、谱斑）上空显著；第Ⅲ类谱线仅在高激发区(如大黑子、耀斑)的上空或周围（如环状日珥）才显著。 \n\n\n波长约3000～11000埃范围内较为重要的日冕禁线 \n\n\n\n空间探测获得了大量的高分辨率的紫外线、远紫外线和X射线波长区域的日冕发射线光谱，这就有力地促进了日冕发射线的证认和研究工作。用于证认的实验装置能够达到约一亿度的高温和获得能量约百万电子伏的光子。已经证认出了相当数目的禁线，如：[FeⅫ]λ2170、[SiⅨ]λ2150、[OⅣ]λ1400、[FeⅫ]λ1242等等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "日冕凝聚区", "content": "日冕凝聚区（ coronal condensation ），日冕内层电子密度比周围大的区域。它是太阳表面局部活动区在日冕中的延伸，1939年为瓦尔德迈尔所发现。用发射线及白光可以观测到它。用日冕绿线5303埃及红线6374埃可以观测到在发展中的黑子群和光斑的上面有这种凝聚区，而用黄线5694埃可以观测到在结构复杂的黑子群的上面也有这种凝聚区。这种用光学方法观测到的凝聚区称为光学凝聚区。光学凝聚区的大小在经度方向(见日面坐标)的伸展约为15～35度，高度为25，000～170，000公里，寿命约几个月，电子密度比周围日冕区大2～10倍，温度约4×106K。光学凝聚区有精细结构，成环状或亮节，高度约5～10万公里，厚度约5，000公里。凝聚区的射电辐射也很强，用厘米和米波都可以观测得到，这种用射电方法观测到的凝聚区叫作射电凝聚区。射电凝聚区的大小随所用的观测波段的不同而不同。例如，在毫米波段小于1ḷ7；在3～10厘米波段为1′.3～3′.0；在21厘米波段为3′～5′；而在88厘米和178厘米波段平均为6′～8′。射电凝聚区的寿命随波长而增加，在毫米波段和3厘米波段，一般不超过黑子群寿命，在9厘米波段可长于黑子群寿命，在21厘米波段平均为3个月。射电凝聚区的温度不超过6×105～3.8×106K，其精细结构与光学凝聚区的类似。\n把光学凝聚区和射电凝聚区的空间位置进行比较得知，二者是一个整体，其中某些局部差别是由于存在精细结构造成的。日冕凝聚区也发射X射线，用软X射线所观测到的日冕X射线凝聚区，经过证认，就是上述光学凝聚区和射电凝聚区，当然它们的大小范围是有差别的。日冕凝聚区的 X射线强度比其周围的X射线强度约大70倍。这是日冕凝聚区的电子密度比周围高的又一证明。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳对流层", "content": "太阳对流层（ convection zone of the Sun ），太阳光球下面处于对流状态的一个层次，一般认为厚约15万公里，有人认为更厚，也有人认为薄到约1万公里。层内的氢不断电离，增加气体比热，破坏流体静力学平衡，引起气体上升或下降。由于升降很快，流体元几乎处于绝热状态；又由于比热大，在重力场中上升时，流体元的温度就比周围高，密度小，因浮力而继续上升。流体元一旦下降，温度比周围低，密度大，就继续下降。这样就形成了对流。我们可以把对流层看成是一个巨大的热机，它把从太阳内部核反应所产生的外流能量的一小部分变为对流能量，成为产生诸如黑子、耀斑、日珥以及在日冕和太阳风中其他瞬变现象的动力。因此，太阳对流层的研究，具有非常重要的意义。层内对流的尺度和速度都远大于地球上常见的流动现象，它的雷诺数也就远大于通常引起湍流运动的临界雷诺数，所以一旦在对流层内产生了流动，很快就会从对流层底到光球底部建立起一个非均匀的湍流场。太阳内部的能量被转变为湍流场的湍流元的动能和它胀缩时的噪声能。这个湍流场是不均匀的和各向异性的。通过机械传输的方式，把绝大部分的能量，传到光球底层，再辐射出去。但这种小尺度的湍流并不是对流层内唯一的运动模式。因为太阳存在整体的较差自转，它必然会在对流层的湍流场上引起迭加其上的大尺度环流。这种大尺度环流使对流层底部和表层的物质搅混：把太阳表面物质带向温度为3×106～4×106K的太阳深处，造成日面所特有的锂-铍丰度的反常。即太阳表面的锂丰度比其他类型的恒星(指光谱型、质量和光度都不同于太阳的恒星）表面的小很多，而铍丰度却差不多。这是由于锂在3×106K度处就在核反应中烧掉，而铍却要到4×106K处才被烧掉；太阳表面物质只能流动到3×106K的层次，不能更深；又由于大尺度环流，把这个含锂较少层次的物质带到上面来了，含铍量却并不因此而变动。这个图像虽然比较清晰，但因湍流理论不够完善，对于太阳对流层的研究，始终未能得出完整的定量的结果，只好用旧的混合长理论定量研究太阳对流层的性质和组态。这种理论可概括为：上升的对流元经过路程ι（即混合长）后便完全瓦解，把自己的动能和热能全部转移给周围的物质，同周围的物质完全混合，而在瓦解之前，并未同周围环境交换热量。这种热量和动能的传输，类似分子热运动的输运过程，混合长类似分��的平均自由程。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳平均磁流发电机机制", "content": "太阳平均磁流发电机机制（ mechanism of solar mean hydromagnetic dynamo ），解释太阳磁场的一种理论模型。观测表明，太阳上存在着随太阳活动周期变化的磁场和较差自转运动，而且它们还具有明显的不规则性和随机性。因此，太阳上的磁场和自转速度，可认为是由平均磁场和平均较差自转速度分别地同它们对应的湍流部分迭加而成的。磁流发电机理论认为，太阳磁场纯粹是由太阳对流层内磁流体的较差自转与湍流运动在磁场中所产生的感应电动势来维持的，即太阳内的流体运动形态构成了一个磁流自激发电机。\n由于太阳自转的相对稳定状态，在考虑磁场与流场相互作用过程中，可以近似地认为太阳的平均较差自转是已知的，即不考虑洛伦兹力对运动的影响。平均磁场的变化规律，可由一组平均场的麦克斯韦方程和平均场的欧姆定律来表示。\n对太阳观测资料的分析表明，还可以近似地假定太阳平均磁场和平均较差自转具有对自转轴的轴对称性质。柯林定理证明，在轴对称磁场和速度场的条件下，不可能形成一个自激层流发电机，这是因为：若把磁场分解成环型分量BT和极型分量BP，从它们分量的感应方程可以看到，环型分量将由较差自转与极型分量相互作用产生的感应电动势而得到增长和维持，即BP→BT；但是，在极型分量的感应方程中却没有相应的感应电动势的来源，即不存在由较差自转与环型分量相互作用而产生感应电动势来增长与维持极型分量的过程，亦即BP峌BT；因此，最初存在的极型分量终将衰减消失，而环型分量随极型分量的消失也终将消失。\n在存在湍流的条件下情况就不同了。虽然麦克斯韦方程因其线性关系在平均后的形式没有改变，但对欧姆定律的平均中，除存在平均磁场与平均速度的矢积项外，还存在湍流磁场与湍流速度矢积的平均项，这一附加项称为湍流电动势。太阳对流层内的湍流在太阳自转的科里奥利力作用下会呈现复杂的特性。在最简单的情况下，假定湍流具有均匀各向同性，则湍流电动势ε便可近似地表示为与平均磁场B和平均电流J成正比的形式，即 \n\n\n\n\n\n式中 c为光速，比例系数 α、 β由湍流特性来决定。第一项表明，在 平均磁场方向上产生了一个与它成正比的电流，叫作 α效应。第二项使得原来的粘滞系数增大了 β倍， β称为 磁粘滞系数。\n在湍流情况下，从平均场的感应方程中可知，平均磁场的环型分量容易从较差自转与平均磁场的极型分量相互作用所产生的感应电动势得以维持，BP→BT；另一方面，更重要的是，由于α效应的作用，感应产生的环型平均磁场造成环型电流，而环型电流必将产生一个极型平均磁场，BT→BP。这样便完成了平均磁场从环型分量到极型分量，再由极型分量到环型分量的“发电机循环”步骤，BT⇌BP，即实现了轴对称条件下的平均场自激发电过程。\n湍流运动的平均磁流发电机机制，不仅能够解释太阳磁场的存在与维持，而且能够解释磁场呈现黑子蝴蝶图（见黑子的日面分布）等现象。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "黑子", "content": "太阳黑子（汉语拼音：tɑiyɑnɡ heizi；英语：sunspot），太阳表面出现的暗黑斑块。最常见和最容易观测到的一种太阳活动现象。简称黑子。在普通望远镜的焦平面上放置照相底片拍摄太阳，或用附加强减光滤光片的望远镜对太阳目视观测，就能看到太阳表面经常出现的暗黑斑块，就是太阳黑子。当太阳在地平线附近，或遇到薄雾天气时，日面上若有特大的黑子，往往用肉眼就能看到。\n　　《汉书·五行志》中记载的汉元帝永光元年（前43）四月某日“日色青白，亡影（无影），正中时有景（影）亡（无）光”是世界上最早的太阳黑子观测记录。若认为这段描述尚不够明确，则该书中的另一段记载，成帝河平元年（前28）三月己未“日出黄，有黑气，大如钱，居日中央”则是确切无疑的黑子记录，也是世界上最早的记录。自公元前43～公元1638年，中国史书上已发现有112条太阳黑子目视记录。西方国家从1610年开始用望远镜断断续续地观测太阳黑子，1818年后才有较常规的每日黑子观测，从而才有比较完整的和连续不断的太阳黑子观测资料。\n\n目录\n\n1 黑子分布\n2 本影和半影\n3 物理形态\n4 其他活动现象\n\n\n黑子分布\n　　太阳黑子倾向于成群出现，因此日面上经常形成一些黑子群。每���中的黑子从一两个至几十个，单个黑子大小则从几百至几万千米。大部分黑子群由大致与太阳赤道平行的两部分组成。由于太阳自转原因，西边部分总在前面，称为前导部分；东边部分称为后随部分。前导部分的黑子大都比后随部分大，黑子的分布也较后随紧密，寿命也较长，而且比后随部分早出现和晚消失。前导黑子的纬度一般也较后随黑子稍低，因此黑子群相对于太阳赤道略为前倾，黑子群通常出现在太阳赤道两边±40°之间的区域。\n\n本影和半影\n　　较大的黑子结构复杂，其中心区常有一块或几块特别暗黑的核块，称为本影。围绕本影的淡黑区域称为半影。光谱观测表明，本影区的温度为4,000～4,500K之间，半影区温度约为5,500K，均比太阳表面无黑子区域的温度（约6,000K）要低。高质量的照片上可看到黑子半影呈亮暗相间的纤维状结构，称半影纤维。本影中有时也出现一些亮颗粒，称为本影点。观测显示，半影中的亮纤维和本影中的亮颗粒均有向上的运动速度，与因对流运动引起的太阳表面的米粒组织有些相似，可见在黑子中对流并未完全消失。\n　　单个黑子都有很强的磁场，强度为1,000～4,000高斯。黑子越大，磁场越强，黑子本质上是太阳表面的强磁场区。由于太阳等离子体难以横越磁力线运动，造成黑子区中对流不畅，太阳深层的热量难以充分输送到太阳表面，导致该局部区域温度下降，变得稍暗。因此，黑子的强磁场是造成黑子暗黑的原因。由两部分黑子组成的黑子群中，其前导和后随部分的极性往往相反，这种黑子群称为双极群。大多数双极群中前导和后随的磁通量近于相等，暗示这两部分是由共同的磁力线贯通的。黑子群中也有一部分为单一极性的单极群和具有复杂极性分布的多极群。\n\n物理形态\n　　黑子群的演化过程通常是由简单变复杂，再变为简单。最先是由米粒之间的暗点扩大为几个米粒大小的暗斑，称为气孔，就是无本影的最小黑子。许多气孔只存在几小时，或一天左右；另一些则发展成黑子和黑子群。气孔已有相当强的磁场，强度可达1,000高斯以上。黑子群的寿命短的只有几天，长的可达几个月，大多为10～20天。黑子群在发展过程中，具有各种形态。为研究黑子群的演化规律，常按这些形态特征对黑子群分型，不同型别的黑子群具有不同的形态特征。\n\n其他活动现象\n　　太阳黑子多时，其他活动也比较频繁。黑子附近的光球中总会出现光斑；黑子上空的色球中总会出现谱斑，其附近经常有日珥；黑子上空的日冕中则常出现凝块等不均匀结构。同时，最剧烈的活动现象——太阳耀斑，绝大多数也发生在黑子上空的大气中。所以太阳大气从低层至高层，以黑子为核心形成了一个活动中心，称为太阳活动区。黑子既是活动区的核心，也是活动区最明显的标志。这样就可用表示黑子群和黑子多寡的所谓“黑子相对数”来代表某日或某一时期的太阳活动平均水平。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "黑子群", "content": "黑子群（ sunspot group ），太阳黑子大多成群出现。每个黑子群由几个到几十个黑子组成，最多可达一百多个。黑子群一般有两个主要黑子。按太阳自转方向，在黑子群西部的黑子称为前导黑子，而在东部的黑子称为后随黑子。前导黑子大都出现较早，消失较迟，面积较大，同太阳赤道的距离较小。黑子群按它的磁场极性分单极群、双极群和复杂极性群，其中以双极群为常见。双极群中前导黑子的极性一般与后随黑子相反。同一太阳活动周中，北半球的前导黑子极性几乎相同，并与南半球的前导黑子的极性相反。在先后的两个太阳活动周中，前周黑子群的前导黑子和后随黑子的极性分布与后周的又完全相反。黑子群中异极性黑子的连线称为磁轴，在大多数情况下，磁轴对太阳赤道的倾角小于30°。\n黑子群很少显著偏离上述一般情况，但一旦发生，太阳活动就会激烈起来。因此可以从中寻求太阳活动预报的有效判据。黑子群出现之前，在光球上往往先见光斑；在色球上往往先见谱斑发展或增亮；谱斑区先出现局部磁场；用高分辨率望远镜观测，往往先见到一些微黑子。另外，暗条（日珥）、日冕凝聚区、耀斑以及一系列太阳活动现象大都发生在黑子群上空。所以，黑子群是太阳活动中的重要组成部分，是太阳活动的基本迹象。\n对黑子群分类，现用的有三种黑子型分类法：苏黎世黑子分类法；麦金托什黑子分类法，又称修订了的黑子分类法；磁分���法。这三种黑子分类法如下：\n\n苏黎世黑子分类法\n是瑞士苏黎世天文台瓦尔德迈尔在1938年提出的。他按黑子群发展过程将其分为九个类型，用大写拉丁字母表示：\n\n\n黑子群发展过程的九个类型\n\n\n\nA──无半影的黑子或单极小黑子群。\nB──无半影的双极黑子群。\nC──类似B的双极群，但其中有一个主要黑子有半影。\nD──双极群，两个主要黑子都有半影，其中有一个黑子是简单结构。东西方向延伸小于10°。\nE──大的双极群，结构复杂，两个主要黑子都有半影，且其间有些小黑子。东西方向延伸不小于10°。\nF──很大的双极群或很复杂的黑子群。东西方向延伸不小于15°。\nG──大的双极群，只有几个较大的黑子，而没有小黑子，东西延伸不小于10°。\nH──有半影的单极黑子或黑子群，有时也具有复杂结构，直径大于2°5。\nJ──有半影的单极黑子或黑子群，直径小于2°5。\n\n麦金托什黑子分类法\n是美国麦金托什提出的。美国《太阳地球物理资料》月刊近十年来关于黑子群的记载一直采用这种分类法。它用并列三个字母分别表示黑子群三种特征：第一个大写字母表示黑子群的类型，采用苏黎世黑子分类法的分类，但作了一些修改，把原先的九类改分为七类，即A、B、C、D、E、F、H。第二个大写字母表示黑子群内最大黑子的半影情况，分为六类，即X、R、S、A、H、K。第三个字母表示黑子群紧密度或相对的黑子分布，分为四类：x、o、i、c。 \n\n磁分类法\n现在普遍使用的美国海耳天文台的分类法，是海耳等人于1919年根据几千个黑子群每个测点的极性测量提出的。这种分类法把黑子群分为α（单极）、β（双极）、γ（复杂极性）三类，或用字母A、B、r表示。再按黑子极性是对应于本太阳活动周所在半球的前导黑子还是对应于后随黑子，用字母p、f表示，或用字母P、F表示。\nAP或αр──单极群，极性为本活动周所在半球的前导黑子的极性。\nAF或αf ──单极群，极性为本活动周所在半球的后随黑子的极性。\nBP或βр──双极群，前导黑子的极性占优势。\nB或β──双极群，前导和后随黑子的极性几乎相等。\nBF或βｆ──双极群，后随黑子的极性占优势。\nBr或βγ──具有一般B型特征的双极群，但其中有一个或几个小黑子极性颠倒。\nr或γ──极性混杂的复杂群。\nD或δ──在同一半影内有彼此相距2°以内的异极性的黑子群。此型是在六十年代初提出的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "黑子的本影和半影", "content": "黑子的本影和半影（ umbra and penumbra of sunspot ），发展完全的黑子中的暗核部分称为本影，围绕着本影的较亮的边框称为半影。本影的半径约为半影的2/5。本影和半影的亮度（总辐射强度）分别约为光球的1/4和3/4，温度则分别在4，200K和5，680K左右，前者比光球低1，000多度，因此显得比光球暗些。\n本影有很强的磁场，强度为1，000～4，000高斯，这同黑子大小有关，面积越大，磁场越强。磁场的方向大致是径向的。由于磁压是总压强（磁压与气压之和）的重要部分，在本影里气体就比附近光球里的气体稀薄和透明，因此在观测太阳边缘的黑子时，我们可以看到黑子的较深层。本影有精细结构，如本影点、本影闪耀等，这说明本影中的物质分布是不均匀的。\n有些黑子在分裂之前，出现跨越本影的亮桥。本影的结构由于亮桥的存在而变得复杂。亮桥的形态、大小和亮度有很大不同。亮桥由亮节组成，从本影的一边延伸到另一边，并占了本影面积相当大的部分。有些亮桥具有细流的形状，宽度约1″，寿命从几小时到几天。有些亮桥与光球一样亮，有些则不太亮，只有经过长时间曝光才能拍摄下来。亮桥在黑子演变的最后阶段起着重要的作用，它的出现可能就是黑子接近分裂或最后瓦解的标志。\n在发生质子耀斑的复杂黑子群里，经常在被半影包围的本影里，出现极性相反的区域，这就是所谓δ结构，它对于研究黑子同耀斑的关系是很重要的。\n半影是本影和光球间的过渡区，由许多较亮（但亮度比光球低）的径向纤维组成，它们的宽度约300公里，寿命约1小时。结构复杂的黑子的半影有呈旋涡结构的。半影可能是由于本影磁场向周围光球渗透引起的，这种渗透首先使米粒组织间的物质变暗，并且因黑子沿径向向外的细亮纤维的作用而使米粒移位。半影的磁场强度从内边界（本影－半影边界）向外边界（半影－光球边界）迅速地下降。例如，在离黑子中心0.4黑子半径处的磁场强度��为中心的85％，而在0.8处，则只有44％。黑子越规则，半影纤维越是沿径向从本影向光球延伸。但甚至在规则的黑子中，纤维也常常是脉络分明地连接起来。纤维的曲率与它们附近的磁场位形有关。在多数半影里还有不同形状的亮客体，其亮度有时超过附近光球。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "埃费希德效应", "content": "埃费希德效应（ Evershed effect ），黑子半影里的夫琅和费线由于多普勒频移所造成的谱线轮廓不对称的现象。1909年由英国太阳物理学家埃费希德发现，因而得名。根据观测到的谱线位移量，可求出相应于这些位移的径向速度为1～3公里/秒。由CaⅡ的 H线心和弱金属Fe线得出谱线的极大位移是在半影的外缘。径向速度的数值和方向随所研究谱线的强度和激发电位而不同。例如根据弱金属线得出外流速度约2公里/秒，而根据强线CaⅡ的H、K和氢的Hα等线，则得到流入速度约3公里/秒。据此认为，在黑子内部（主要是半影）有物质从本影沿磁力线向外流动，而在上层则有物质流入（见黑子的本影和半影）。用高分辨率分光仪还发现埃费希德效应与半影的精细结构有关，在半影里发生强线轮廓的不对称性和畸变，还出现双线（一条主线和卫线或所谓“线旗”）。最近也有人提出，半影谱线的不对称性可能是由声波或磁声波在半影里的传播引起的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "微黑子", "content": "微黑子（ microspot ），用白光观测到的日面上亮度比光球暗而没有半影的斑点。最小的微黑子的一般直径约为1″～5″（相当于700～3，500公里）。微黑子的视亮度不到光球的视亮度的65％，温度低于5，600K，其单位面积辐射功率为3×107瓦/米2。微黑子的磁场非常密集，磁场强度大于1，400高斯，并且较为均匀，但在边缘小于0.″5处突然下降。微黑子的寿命约几小时。它们出现在米粒组织之间，常常是黑子的初始阶段。如半径超过1，750公里，一般就产生半影而形成黑子（见黑子的本影和半影）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "黑子相对数", "content": "黑子相对数（ sunspot relative number ），表示太阳黑子活动程度的一种指数，是瑞士苏黎世天文台的R.沃尔夫在1849年提出的，因而又称沃尔夫黑子数。它的定义如下： \n\n\nR=K(10g+f)\n\n\n式中g为日面上观测到的黑子群数目；f为观测到的单个黑子的总数；K为换算因子，R.沃尔夫对他自己的观测取K=1。K值随观测者的观测技术、观测方法、所用仪器和天气能见度等的不同而不同。任一观测者用他自己的观测值同苏黎世同期的观测值比较得出:K=Rz/(10g+f)，其中Rz为苏黎世的黑子相对数。从瓦尔德迈尔编成的《1610～1960年太阳黑子活动》中，可以查到300多年来的黑子活动资料，包括最早的黑子相对数的系统资料。至于当前的每日黑子相对数，由国际天文学联合会委托苏黎世天文台汇总，发表在该台出版的《太阳活动季刊》上。中国测出的每日黑子相对数载于北京天文台出版的《太阳地球物理资料》中。\n黑子相对数仅表示太阳可见半球的黑子数目。它同黑子群的日心距有关，这是投影缩减效应所造成的。\n太阳全球黑子数是根据黑子群的发展曲线并利用能见度函数所估算的每天在整个太阳表面上的黑子数目。它虽然是估计值，但它的好处是不受日、地的几何因素的影响，也不显示27天周期。\n能见度函数是一种经验性的黑子分布改正系数。它与黑子群中的黑子数目有关，是根据不同的黑子群分类中的黑子数目分别计算的。能见度函数图的横坐标是黑子离日面中心的日心距，纵坐标是观测到的黑子群的平均数目。黑子群的发展曲线是根据一个黑子群处在苏黎世分类法的某一类型的时间来确定的。对于较小的黑子群来说，因为只粗略地知道能见度函数，所以它的发展曲线经常是不准确的。而寿命短于7天的黑子群，其发展曲线则是在能见度函数的可靠部分。寿命长的黑子群，仅能间断地观测到。黑子群的发展曲线图的横坐标是时间（天），纵坐标是每群的黑子数目。\n黑子面积的大小也同样表征着太阳的活动状况。有人认为黑子面积A（以太阳半球面积的百万分之一为单位）与黑子相对数R有如下关系：A=16.7R。但从多年的观测结果看来，A/R不是一个常数，而与黑子极大年和极小年有关。例如，在黑子极小年，A值迅速减小，而R值仍随着小黑子的数目变动，A/R相应地减小；在黑子极大年，A值迅速增大，但R的增加比A慢，因而A/R也相应增大。观测条件不同，A/R也不尽相同。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳黑子周期", "content": "太阳黑子周期（ sunspot cycle ），对长期积累的关于太阳黑子的观测资料进行统计分析，发现太阳黑子活动具有一系列周期性的变化规律，称为太阳黑子周期。\n1843年，施瓦贝发现黑子的消长有一个平均为10年的周期。1848年，R.沃尔夫提出太阳黑子相对数（用R表示）的概念，并利用历史上积累下来的望远镜观测的黑子资料，推算出上溯到1700年的黑子相对数的年平均值，从而进一步证明了太阳黑子活动确实存在着明显的周期性，周期平均长度为11.1年，这就是众所周知的太阳黑子11年周期。随着对太阳活动研究的深入，又相继发现了太阳黑子的22年周期和80年周期。目前，在继续研究上述这些周期性质的同时，也在探索时间尺度上更短或更长的周期。必须指出，这里所谓的周期并不是数学上的严格周期，而只是一种平均周期或称为准周期。图1表示从1700～1977年平均黑子相对数R的值，它清楚表明太阳黑子的11年周期。曲线的高峰处称为极大值或峰值，低谷处称为极小值或谷值。相对应的年份称极大年或峰年，极小年或谷年。按规定，以1755年开始的11年周期作为第一号，依次排列以后各个11年周期的号数。如图所示，最短的周期为9年，而最长的周期为13.6年；最低的极大值为48.7，而最高的极大值为200.8。这反映出太阳黑子相对数的振动，既不同于严格的周期振动，也不同于随机振动。一般认为，这种振动是一种隐周期振动，或称带扰动的周期振动。黑子相对数变化曲线有明显的不对称性，即上升期比下降期短。峰值越高，不对称性越明显。瓦尔德迈尔用两个统计关系式来表示这种特性，即lgRM=2.58－0.14T，Ⓗ=0.030RM＋3.0，式中RM为峰值，T为上升期，Ⓗ是从极大年到相对数月平滑值为7.5时的间隔时间。这种特性也可用另一公式表达：\n\n\n\n\n\n\n式中Μ和 ｍ分别为极大年和极小年的年份，Δ R= RM－ Rm为极大值和极小值的差。当然，最理想的是用简单的公式表达整个相对数曲线。最常用的一个公式是 R= Ft α e -bt，式中 F、 α、 b均为常数，随每个11年 周期而变； t为从极小年起算的时间变量。另外一种常用的公式是把相对数看作是一系列正弦波的迭加： R=∑ Ansin(2πt/ Tn＋ Hn。 n=1，2，…， N； An， Tn和 Hn分别为各次谐波的振幅、 周期和初始位相角。 太阳黑子 周期同一系列地球物理、气象、水文等现象有密切的联系(见 日地关系)。目前，一致认为 太阳的活动水平制约着这些现象的发生和演变。因此， 黑子相对数的预报具有重要的实际意义。\n太阳黑子11年周期的另一显著表现，是黑子群在日面纬度上的分布状况具有规律性，这就是有名的斯玻勒定律（见黑子的日面分布）。太阳黑子22年周期是海耳在研究黑子群磁场极性分布时发现的，因此也称为“磁周”或“海耳定律”，如图2所示。随着11年周期的交替，黑子群的极性也发生变换。同时，南北半球黑子群的极性也互相交替。这个规律直接反映着太阳磁场变动的奇特性质，有极其鲜明的物理意义。二十世纪中叶，格莱斯堡等又发现了太阳黑子80年周期。这个周期在75～100年之间变动，有人把它叫作世纪周期。对这样长的周期而言，黑子相对数的资料积累时间就嫌短了。为了探讨80年周期的某些性质，一般多借助于邵夫利用古代黑子和极光的资料编制的长达2，000多年的太阳活动序列。至于更长的周期或更短的周期，各种统计多不胜举。有小于1年的，也有长达2，000年的周期。除上述的黑子11、22、80年周期外，天文学家还发现了太阳活动的蒙德极小期，但是它究竟是否存在，目前还没有定论。\n\n\n\n\n\n太阳黑子周期的研究目标，是要搞清存在于太阳上的这种周期性的物理起因。为了解释太阳黑子周期的某些特性，许多人提出各种模型和构想。归纳起来，有两种互相对立的观点。一种认为，太阳活动周期性的起因不在太阳内部，而在于太阳系内大行星对太阳的起潮力引起或者“触发”了太阳活动。这种理论能够说明太阳活动的平均周期等特性，对预报有一定价值。另一种则认为太阳活动周期性起因于太阳本身，是太阳对流层内的磁场和物质运动相互作用所决定的。这种设想意味着，针对太阳对流层内的具体物理状况来同时求解流体力学方程和电磁学方程。遗憾的是，适合太阳对流层条件的方程解是否存在，目前还没有定论。因此，这类理论，目前只能��某些简化条件下作个别近似的描述（见太阳平均磁流发电机机制）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "蒙德极小期", "content": "蒙德极小期（ Maunder minimum ），公元1645～1715年太阳活动非常衰微的时期。自1610年使用望远镜观测太阳黑子以后，到十九世纪中叶已经积累了大量观测资料。黑子的11年周期已为天文界所公认（见太阳黑子周期）。1843年，德国天文学家斯玻勒在研究黑子纬度分布时发现：1645～1715年的七十年间，几乎没有黑子记录。1894年，英国天文学家蒙德在总结斯玻勒的发现时，把1645～1715年这一时期称为太阳黑子“延长极小期”(The prolonged minimum period)。1922年他又撰文以极光记录的显著减小来论述存在黑子延长极小期的可能性。\n随着对太阳活动现象研究的扩大和深入，各方面的资料都证实了黑子11年周期的普适性。因而，关于黑子“延长极小期”问题似乎已被人们否定并逐渐淡忘。1976年，埃迪旧案重提，他综合欧洲极光的记录、东方肉眼所见黑子的记录、树木年轮中放射性14C含量的测定结果以及早期日冕观测记载，论述了在1645～1715年间太阳活动的情况，认为这七十年间太阳活动异常衰微，实际上可以说是停止了。埃迪把它称之为蒙德极小期。埃迪认为，从上千年的太阳活动史来看，近二百多年人们所看到的11年周期，如果不是一种暂时的现象，至少也是颇为反常的。\n埃迪对蒙德极小期的理解同目前所熟知的太阳活动周期性观念有矛盾，因而也涉及对太阳活动规律和物理机制以及日地关系物理本质的认识。目前，对蒙德极小期究竟是否存在，争论颇大。无疑，十七世纪和十八世纪初期中国观察太阳黑子的记录，对解决这个问题是很有价值的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "黑子的日面分布", "content": "黑子的日面分布（ heliographic distribution of sunspots ），太阳黑子在日面上的分布有一定的规律性，表现为东西分布的不对称性和纬度分布的不均匀性。\n\n东西分布不对称性\n黑子在日面东半边和西半边的分布是不一样的。1907年，英国天文学家蒙德首先发现这一现象，其表现如下：任何时候看到的日面东半边黑子比西半边的多；在东边形成的黑子比西边的多，而且从日面东边缘转出来的黑子比在西边缘消失的多。这种不对称性可能是由于太阳自转引起的，即东半边的黑子因太阳自转愈来愈看得清楚，所以东半边的黑子比西半边的容易发现；其次是由于黑子轴和太阳半径可能有一个向西的倾角，一个黑子在东半边能看到，在西半边就不一定能看到；再次就是黑子群本身的不对称性，“前导黑子”通常比“后随黑子”更密集，而且容易看见。\n虽然每天的黑子面积与黑子数之间没有明显的对应关系，但是一年的黑子面积的平均值A和年平均黑子相对数R的对应关系为A=16.7R。因此，黑子群的面积分布具有东西不对称性。\n1972年，巴奇根据统计资料指出，按照不同发展阶段分类（即按苏黎世分类法分类）的黑子群也有东西不对称性，即A、B、C、E、F和G型的黑子群的数目，在西边比东边多，而D、H和J型则相反。\n\n纬度分布\n1858年卡林顿对太阳黑子的观测资料进行统计，发现黑子的平均日面纬度分布随黑子周期位相有规律性的变化。1894年斯玻勒对大量的黑子观测资料作了统计，进一步证实黑子在日面纬度上的分布有如下规律：几乎所有的黑子都分布在日面纬度±45°的范围内，不过在赤道两旁±8°的范围内则很少出现；绝大多数黑子都出现在赤道两旁且平行于赤道的幅宽为15°～20°的区域。在每个黑子周期开始时，黑子一般都出现在纬度±30°附近；在黑子周期中黑子数极大的年份，黑子则出现在纬度约±15°处；而在黑子周期结束时，在赤道附近的黑子又都消失；在前一个周期的黑子尚未完全消失时，后一个周期的黑子便又开始在纬度±30°附近出现。因此，黑子在日面纬度的分布规律常称为斯玻勒定律。\n以黑子群的平均日面纬度为纵坐标，以时间(年份)为横坐标，绘出的黑子群在日面纬度上的分布图，形状象一群蝴蝶，故又称蝴蝶图。从蝴蝶图可看出太阳黑子活动有一个平均约11年的周期变化规律。另外还可看出，在日面南半边和北半边出现的黑子群数目并不相同，南半边往往比北半边多。\n\n\n\n\n\n1973年科佩基对格林威治天文台1874～1953年的太阳黑子照相资料进行了统计，绘成图表，发现平均面积大于500(以可见太阳半球面积的百万分之一为单位)的大黑子群日面纬��分布也呈现为蝴蝶图。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳黑子的古代观测", "content": "太阳黑子的古代观测（ ancient.sunspot observation ），指在望远镜发明以前直接用肉眼观察日面上的黑子现象。在一般情况下，由于太阳光十分刺眼，看到这种现象的机会不多。但在日出或日落时，或在大雾笼罩或风沙弥漫的天气，日光减弱，就有可能看到日面上的大黑子。\n在古代欧洲，亚里士多德认为天体是永恒不变的和完美无缺的。这种观念后来为基督教神学所利用，成为中世纪禁锢科学思想的精神枷锁。在这种观念的支配下，人们用肉眼看到太阳黑子，竟不敢相信这是事实。因此，欧洲在望远镜发明以前的漫长历史中，关于太阳黑子的观测记录寥寥无几，而且记载十分简单。据一些研究者考证，欧洲古代太阳黑子观测记录总共只有八条。\n中国古代对太阳黑子的观测有悠久的历史。中国哲学著作《周易》中有“日中见斗”，“日中见沬”的记载，说的可能就是太阳黑子。1972年长沙马王堆一号汉墓中出土的帛画上方，画着一轮红日，中间蹲着一只乌鸦。据考证，这就是中国古代神话所说的“日中乌”。这应该认为是对太阳黑子现象的艺术描述。在中国的史书中，观测到太阳黑子通常都记为“日中有黑子”、“日中有黑气”等等。例如，《汉书·五行志》记载：成帝河平元年“三月乙未，日出黄，有黑气大如钱，居日中央”(据考证，“乙未”应为“己未”)。这是公元前28年5月10日的太阳黑子记录，是中国史书中的第一条黑子记录。史书中的太阳黑子记录，在宋代郑樵编纂的《通志》和清代编辑的《古今图书集成》中都有系统的整理和归纳。在近代，国内外一些研究者对太阳黑子的记载也进行了系统的统计和考证，其中以中国的朱文鑫和日本的神田茂所整理的黑子表为最完善。在中国的地方志、笔记、杂著和其他书籍中，也有相当数量的太阳黑子记录。目前正由有关研究单位组织普查和整理。\n\n\n\n\n\n古代关于太阳黑子的记录具有重要的科学价值。它是历史上关于太阳活动状况的仅有的直接观测资料。利用这些资料来探讨历史上太阳活动的特性和规律，将有助于人们对太阳活动本质的认识和理解。利用古代黑子记录还可以从事日地关系的研究。中国著名科学家竺可桢，曾利用大量的历史资料研究中国历史上气候变化和太阳活动的关系。他发现，凡是中国古代黑子记录多的世纪，也就是中国境内奇寒冬天次数多的世纪。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "日珥", "content": "日珥（汉语拼音：Rier；英语：Solar Prominences），突出在日面边缘之外的炽热的发光物质，太阳活动的标志之一。投影在日面上的日珥称为暗条。日珥具有不同的形状和运动特性，可以分为活动日珥、爆发日珥、黑子日珥、龙卷日珥、宁静日珥和冕珥6种类型。1868年8月18日日全食时，法国P.让桑和英国J.N.洛基尔首次拍到日珥光谱，确定日珥的主要成分是氢。同时还发现了当时在地球上还没有认出来的氦的黄色发射线(波长5876埃)。通过光谱分析，得到日珥的物理参数如下：①平均来说，宁静日珥的电子温度约6500K，湍动速度约6千米／秒，电子密度约1016.8个／米3，而活动日珥的电子密度约1017～1018.8个／米3。②宁静日珥的物理参数随空间变化。从日珥的中心到边缘，电子温度从4300K到8500K，湍动速度从3～8千米／秒到10～20千米／秒，电子密度由1017～1017.3个／米3到1015.7个／米3。这些从中心到边缘的变化可能是由于边缘受到日冕高温的影响。日珥的形成、维持、运动和演化都与磁场密切相关。宁静日珥的磁场强度约0.001特（斯拉），活动日珥磁场强度可达0.02特斯拉。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "暗条", "content": "暗条（ filaments ），日珥在太阳表面上的投影。因为日珥的亮度比日面的亮度小得多（相差约两个数量级），所以它在日面上的投影是暗黑的。在太阳单色像上，暗条好像是一条条蜿蜒曲折的长蛇（见图）。有些暗条是极性相反的局部磁场的分界线。因此，这些暗条的曲折迂回的程度，在一定意义上反映出局部磁场结构的复杂程度。暗条的产生、发展和消失有一定的规律。一般说来，暗条出现在黑子区域，逐渐向日面高纬度区移动，长度不断增加，并由于太阳的较差自转而变形，在最后阶段靠近赤道的一端首先消失。暗条往往持续几天甚至几个星期都处于宁静状态。但有时会���短短几分钟内突然活跃起来，运动速度急剧增加，形状很快改变。可是过一段时间，暗条又恢复宁静状态。\n\n\n\n\n\n另一个值得注意的现象是暗条突然消失，本来长期存在的暗条一下子就无影无踪。实际上，这并不是组成暗条的物质消失了，而是由于暗条从宁静状态突然变成活动状态，它在视线方向上的速度急剧增加或减少，这时多普勒效应引起波长变化，超过了单色观测仪器的出射狭缝（或单色滤光器的透过波带）的范围，于是太阳单色像上的暗条就突然看不见了。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "爆发日珥", "content": "爆发日珥（ eruptive prominences ），激烈活动的日珥。分为同耀斑有关的和无关的两类。同耀斑有关的一类又分为突然消失型和质量抛射型。质量抛射型爆发日珥是从耀斑中抛射出来的高速等离子体云，这种激烈的抛射现象常伴随有爆震波，因此也同耀斑的射电Ⅱ型爆发和Ⅳ型爆发（见太阳射电爆发）有关。突然消失型爆发日珥又称暗条突逝。在太阳 Hα单色像中，宁静暗条常沿着磁场中性线（见磁合并）排列。当它们受到耀斑波(即莫尔顿波)等的扰动时，几分钟内就突然消失，然后经过半小时至几小时逐渐恢复原状。理论上的解释是：宁静日珥位于磁力线弧顶部的凹陷处，受到扰动后磁力线变直，凹陷处磁力线上升，于是日珥物质便被弹射出去，形成爆发日珥；这时由于多普勒效应引起谱线位移，超出了单色滤光器的透过频带，在Hα线心便看不到日珥在日面的投影──暗条，这就是暗条突逝的原因。同耀斑无关的爆发日珥通常是在无黑子的冷活动区中，宁静日珥受上浮磁流的扰动而被抛出，遂形成爆发日珥。\n\n\n\n太阳紫外照片从天空实验室拍摄，左上方是一个高达40万公里的巨大日珥。 美国宇航局 \n\n\n太阳光谱上面布满光谱线，从中可以了解太阳的化学组成和物理状况。美国萨克拉门托峰天文台 \n\n\n1917年7月9日拍摄的大日珥 高225，000公里，白圆面表示地球大小。 美国海耳天文台"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "耀斑", "content": "耀斑（汉语拼音：Yaoban；英语：Solar flares），在太阳大气（很可能在色球-日冕过渡层） 中非常集中的能量突然释放以及而后物质运动和温度逐渐衰减的过程。倾向认为它是色球-日冕不稳定性的次级效应  。耀斑常出现在磁场梯度大、结构复杂及具有高应力和不稳定磁场位形的活动区中。存在这些条件的标志有：出现反常极性的双极场；老活动区中或其附近长出新的磁场；Ha谱斑大且亮；代表磁场中性线的暗条走向曲折及暗条突然膨胀或消失等等。有时在同一个活动区可能发生几次耀斑。一般把增亮面积超过3亿平方千米的称为耀斑  ，而面积小于3亿平方千米的则叫亚耀斑。与耀斑有关的光学现象有：耀斑前暗条激活、冲浪、喷焰、爆发日珥和环状日珥等。与耀斑共生或由耀斑引起的现象包括太阳紫外线、软X射线、硬X射线、γ射线和射电波段的爆发；各种高能粒子（质子、电子、中子）辐射的突然增强；磁暴、突然电离层扰动、极光、极冠吸收等地球物理效应。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "白光耀斑", "content": "白光耀斑（ white-light flares ），一种罕见的和剧烈的太阳活动现象。太阳耀斑一般通过白光是不能观测到的，只有通过Hα线和电离钙的H、K线才能观测到。但有时在Hα线所看到的亮区中的一些更小的区域，通过白光也能看到它的突然增高现象，持续时间大约几分钟，这就是白光耀斑。自1859年卡林顿发现太阳耀斑以来，迄今只观测到30多次白光耀斑。白光耀斑通常与大耀斑对应，大多数也是发射高能粒子流、远紫外射线、硬 X射线（有时还有γ射线）以及强射电爆发的质子耀斑或宇宙线耀斑。白光耀斑的发亮区往往有两块（也有一块或多块的，每块亮区大小约为1013米2量级），其位置与典型的双带耀斑中的双带重合，而且分别位于黑子区磁场中性线（见磁合并）的两边，但靠得很近，形状很像是跨越中性线的磁流管的根部。白光耀斑发生时间与耀斑的闪光相一致，也就和硬X射线、远紫外射线以及微波射电爆发的时间一致。白光亮块消失后，有时在双带耀斑的边缘部位也出现白光增亮。同时，这种白光边缘会以每秒40公里左右的速度运动，这种现象称为白光耀斑波。\n白光耀斑的发射机制尚未弄清。白光增亮与太阳脉冲式硬X射线爆发、太阳远紫外线爆发以及太阳射电爆发几乎同时���生，因此，一般认为白光发射可能是太阳的中层和高层大气（色球和日冕）的耀斑区中由粒子加速过程产生的高能粒子流造成的。很可能是能量在10～100 兆电子伏的粒子流贯穿到太阳低层大气（光球）并与光球的稠密气体碰撞而产生白光发射。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "再现耀斑", "content": "再现耀斑（ recurrent flares ），在太阳活动区中同一位置上反复出现，在结构形态和发展趋势上极其相似的耀斑，又称相似耀斑。1938年，瓦尔德迈尔首先发现耀斑会在同一位置重现。后来，多德森等对三个活动黑子群中的83个耀斑位置进行研究，再次证实这一点。1960年，埃利森等人利用第19太阳活动周的资料又对这类耀斑作了研究，并提出“再现耀斑”这一名称。有些边缘耀斑与原有耀斑结构相似，可见也存在边缘再现耀斑。\n除了在光学波段以外，1961年，福克等人在几个不同的射电波段发现有相似事件。他们指出，在同一太阳活动区中与耀斑相对应的多次射电爆发，有时在强度曲线上表现得十分相似，波段完全相同，持续时间与极大强度之间也存在一定的相应关系。据此，福克拟定了一个相似射电事件的选取标准(H值)，即只有当射电爆发在米、分米、厘米波段同时都出现时才选取。然而福克等人并未了解光学相似耀斑与射电相似爆发之间的相应关系。1970年，怀特等人报告了一个光学和射电都是“再现”的耀斑，再现的时间间隔为54小时。它们在结构形态、相对于黑子群的位置和Hα线宽度的变化这些光学表现方面相同，而且在10.7厘米波段射电爆发强度曲线细节上也相似，特别是Hα线宽度曲线和10.7厘米波段上的射电爆发强度曲线彼此有很好的对应关系。同年，盖帕拉·劳指出：光学上相似的耀斑，对应的射电爆发也是相似的，反之亦然。\n再现耀斑在黑子群的同一个位置上出现，意味着在活动区上空耀斑产生的地方，磁场状况在相当长的时间内（2～3天）保持不变。磁场测量表明，有的磁场在耀斑爆发之后很快恢复到爆发前的状况，有的在爆发前后没有实质性的变化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳质子事件", "content": "太阳质子事件（ solar proton event ），太阳出现大耀斑时，常发出大量高能带电粒子（即太阳宇宙线），在地球周围可观测到，这叫作太阳质子事件。与高能粒子共生的耀斑称为质子耀斑。太阳宇宙线中绝大部分是质子，其次是α粒子，电荷数大于3的粒子很少。太阳宇宙线粒子的能量范围是107～1010电子伏。\n太阳质子事件通常可分为两类，能量大于5×108电子伏的称为相对论性事件。小于5×108电子伏的称为非相对论性事件。太阳宇宙线到达地球附近，在地磁场作用下进入地球极盖区域，上述粒子能够穿透到地球大气的电离层D层并使其电离度增加，因而D层对电波的吸收本领增强，在地球高纬地区用电离层不透明度计即可测到宇宙噪声强度突然下降(即极盖吸收)。这就是太阳宇宙线到达地球的证据。测定宇宙噪声强度的减弱程度可以表示太阳质子事件的大小。通常人们将平时噪声强度与减弱时噪声强度之比的常用对数值的十分之一叫作分贝。太阳质子事件的大小便用分贝数表示。较大质子事件往往使宇宙噪声的吸收在几分钟内增加几分贝，而在一个多小时或更长一些时间逐渐恢复。根据1956～1970年间不完全的统计，在这15年中记录到的较大的质子事件有114次。长期以来，人们一直利用电离层不透明度计来间接测量质子事件的规模，到了1967年5月，才代之以专门监视太阳质子事件的卫星“探险者”34号和“探险者”41号。在已记录到的太阳质子事件中，规模的大小差别很大。又因每一次事件的能谱以及测量的方法都不尽相同，所以需要对质子事件进行统一的分类。1970年国际上正式采用了斯马特和谢伊的分类法，将三种不同仪器观测到的结果统一起来。质子事件S-S分类法见下表。 \n\n\n质子事件S-S分类法 \n\n\n\n在大的太阳质子事件中，质子瞬时最大强度可超过正常银河宇宙线三、四个数量级。当这种高能质子到达地球附近时，卫星上某些仪器设备，如太阳能电池，在高能粒子的长期轰击下，工作性能将严重衰退。对于在飞船外执行任务的宇航员，也是一种威胁。当剂量超过300～500特拉时（1特拉=100尔格/克），就有致命的危险；而一次较大的质子事件的辐射剂量，在1克/厘米2的防护层下可达103特拉以上。因此太阳质子事件对航天事业有很大的危害。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳电子事件", "content": "太阳电子事件（ solar electron event ），太阳出现耀斑时发射高能电子的现象。太阳电子事件是1964年由行星际探测器“水手”4号第一次探测到的。自那时以来，在地球附近记录到的太阳电子事件已达数百次之多，能量一般都在40千电子伏以上。90％以上的电子事件都同耀斑明显对应。太阳质子事件都伴生非相对论性电子，很少例外。另一方面，在空间探测中，却常有观测到电子流而观测不到质子成分的情况，这称为纯电子事件。观测表明，纯电子事件与通常的电子事件一样，电子的能谱与幂律谱型相吻合，这种吻合一直保持到电子能量在5千电子伏以下，有时甚至到2千电子伏左右。但是纯电子事件与通常的电子事件，在性质上有明显区别。在纯电子事件中，电子流量在每平方厘米、每球面度、每秒10～100个电子之间，决不超过103个电子；而在通常电子事件中，电子流量在102～103个电子之间，有时甚至高达104个电子。电子能谱的幂指数在两种不同电子事件中也不一样。在纯电子事件中，幂指数在2.5～4.6之间，在100千电子伏以上能谱更为陡峭。相反，在通常的电子事件中，典型的电子谱较为平坦地似幂律谱的形式伸展到高能区，直到10兆电子伏，幂指数几乎常常小于3.5。此外，在纯电子事件中，能量高于20千电子伏的电子总数估计在1033左右；而在通常的粒子事件中，电子数目则可高达1036。所有这些差异反映出两类电子事件的加速过程的强烈程度有所不同。这对了解太阳耀斑粒子的加速过程是很有用的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "胡须", "content": "胡须\n\n\n拼音：hú xū \n\n\n\n注音：ㄏㄨˊ ㄒㄨ\n\n\n\n解释：胡子。人，通常是成年男人颏(下颌)、两唇及邻接部分上的毛。\n\n\n\n例：\n\n\n\n《新五代史·杂传五·氏叔琮》：“叔琮 选壮士二人深目而胡鬚者，牧马 襄陵 道旁， 晋 人以为 晋 兵。”\n\n《水浒传》第四九回：“﹝ 孙立 ﹞淡黄面皮，落腮鬍鬚，八尺以上身材。”\n\n《说岳全传》第二九回：“﹝ 汤怀 ﹞与大哥差不多本事，只少几根鬍鬚。”\n\n曹禺 《北京人》第一幕：“因为一向是 曾 家的婴儿们仿佛生下来就该长满了胡须，迈着四方步的。”\n\n\n\n【天文学】\n胡须（ moustache ），用分光仪观测太阳时，发现在Hα等线的两翼往往有时间很短的连续发射带，其宽度不到1″，而在色散方向，可延伸到5～15埃，但线心仍是暗黑的，这种现象称为“胡须”，或称“埃勒曼炸弹”。胡须表明在色球或光球的活动区中，在很小的局部区域内有短暂的强列爆发。胡须的存在时间和线翼形状都与耀斑相似，但耀斑的线心部分有强烈的发射，而胡须则没有。胡须的出现表明，日面上在几百公里的局部区域内有突发性的气流。气流各部分的运动速度不同，从零到每秒几百公里。胡须的宽阔线翼由气流的视向速度分量的多普勒频移形成，两翼同时出现，表明在向上和向下两个方向上都有气流。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "莫尔顿波", "content": "莫尔顿波（ Moreton wave ），在耀斑的闪光相阶段从爆发区发出的一种波，是莫尔顿在1960年最先发现的，因而得名。又称耀斑波。它以每秒1，000公里左右的速度，在一个角度约为90°的扇形内传播，可达60万公里的远处而速度不减。莫尔顿波的存在有许多证据。最直接的证据是用单色光观测色球可以看到快速运动的波前。在Hα线心波前是明亮的。在Hα红翼（Hα+0.5埃）先行波前是暗的，宽约3万公里，后随的波前是一个较宽的亮扰动。在Hα紫翼（Hα-0.5埃）先行波前是薄而亮的，后随的波前是宽而暗的。两翼的先行波前在时间和位置上完全一致。这种现象可以用先行波前处的色球的针状物（日芒）受迫向下运动，然后慢慢回到原先的位置来解释。莫尔顿波存在的另一个重要证据是在波经过的地方，原先离耀斑很远的稳定的暗条在波到达时突然从Hα线心中消失，而在Hα线的红翼出现，接着又在紫翼出现，来回振荡3～4次。此外，在波经过的地方出现逐渐变亮的短寿命的小亮点，以及一个活动区的耀斑激发远离它的另一个活动区的耀斑爆发等，也是莫尔顿波存在的光学证据。\n莫尔顿波与耀斑物质的快速喷发有关，与耀斑的米波Ⅱ型太阳射电爆发也有密切关系。对莫尔顿波的产生和传播的研究表明，它是一种强的激波。莫尔顿波在色球层中传播有很大的耗散，其速度离��源越远而越小。莫尔顿波可能是日冕中传播的一种磁流体力学波在色球层所激起的波扰动效应。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳自转", "content": "太阳自转（汉语拼音：Taiyang Zizhuan；英语：Solar Rotation），太阳的一种运动形式。 伽利略在1610年发现。太阳自转轴与黄道面的法线间夹角为7°15′，自转方向与地球相同。太阳自转周期随日面纬度增加而增长，赤道处为25.2天，纬度80°处长达34天。这种较差自转方式和太阳的高温表明太阳是一个气体球。从地球上看，在日面纬度17°处的太阳自转周期是27.275天，定义它为太阳自转会合周期。而相对恒星而言，该处的自转周期是25.38天，称为太阳自转恒星周期 。规定1853年11月9日日面本初子午圈转到日面中心的时刻为太阳第一个自转周的开始，以后顺序编号。每年各个自转周的序号和开始日期均可从《天文年历》查到。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳磁场", "content": "太阳磁场（汉语拼音：Taiyang Cichang；英语：Solar Magnetic Field），分布于太阳和行星际空间的磁场。分大尺度结构和小尺度结构。前者主要指太阳普遍磁场和整体磁场，它们是单极性的，后者则主要集中在太阳活动区附近，且绝大多数是双极磁场。太阳普遍磁场指日面宁静区的微弱磁场，强度约1×10-4～3×10-4特斯拉，它在太阳南北两极区极性相反，近年的观测发现，通过光球的大多数磁通量管被集中在太阳表面称作磁元的区域，其半径为100～300千米，场强为0.1～0.2特斯拉，大多数磁元出现在米粒和超米粒边界及活动区内。如果把太阳当作一颗恒星，可测到它的整体磁场约3×10-5特斯拉，这个磁场是东西反向的。在太阳风作用下，太阳磁场还弥漫整个行星际空间，形成行星际磁场。它的极性与太阳整体磁场一致，随着离开太阳的距离增加而减弱。各种太阳活动现象都与磁场密切相关：耀斑产生前后，附近活动区磁场有剧烈变化（如磁场湮灭）；黑子的磁场最强，小黑子约0.1特斯拉，大黑子可达0.3～0.4特斯拉甚至更高。谱斑的磁场约0.02特斯拉。日珥的形成和演化也受磁场的支配。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "无力场", "content": "无力场（ force-free field ），电流方向与磁场平行，因而电磁力为零的磁场，又称无作用力磁场。对携带强磁场的稀薄气体，要维持这种磁场，只有在其气体压力远小于磁压力，而电磁体积力又处处为零的情况下才有可能。磁场为无力场的充分必要条件是▽×B=α(r，t)B，其中B为磁场强度，α为无力因子，通常是空间位置r和时间t的函数。无力因子α为常数值的磁场是无力场的一种特殊情况，称为稳定无力场。一团受强磁场约束的稀薄导电气体，无论其系统的初始状态如何，只要α不是常数，这个系统就是不稳定的。但经过演化而趋于稳定时，这时系统的势能，也就是磁能趋于最小状态，即成为稳定无力场。在太阳色球层，由于气体稀薄，气体压力和重力远小于磁压力，色球气体处于稳定状态，其磁场属于无力场。在研究天体磁场时，只要所研究的区域不是处于激烈的活动状态，其瞬时的磁场形态均可以近似地用α为某一常数值的无力场来表示。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "无电流场", "content": "无电流场（ current-free field ），若磁场的旋度为零，则这个磁场称为无电流场，又称势场。无电流场是无力因子α为零的无力场的一种特殊情况。其磁场能量处于最低能态，磁力线无扭曲。目前日冕磁场的实测数据很少，几乎完全依赖于理论计算。虽然大于2.5个太阳半径R⊙的日冕区，由于太阳风对磁场的扰动，不能认为是势场，但对于小于2.5R⊙的内冕区及其中的活动区精细结构而言，至少可近似地看作势场。特别对小尺度日冕磁场结构，如冕流和极羽、日珥甚至冲浪，计算结果和观测资料都比较符合。这也说明，一般的日冕扰动是缓慢演化的，能持续几天或更长的时间，在短时间的电流出现并消失以后，立即又恢复到势场形态。甚至在耀斑发生并把日冕低层和色球高层的扭曲磁场的能量急速释放之后，日冕磁场又立即恢复到无电流状态。所以，只要活动区不是处于急剧上升或急剧下降阶段，势场模型还是适用的。\n计算结果表明，只有在相当大的日冕电流影响下，日冕磁场才会与势场有较明显的偏离。因此，日冕势场形态和日冕密度结构的一致，并不排除在小于2.5R⊙的日冕低层和��球区域内可以存在不大的电流。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳活动预报", "content": "太阳活动预报（汉语拼音：Taiyang Huodong Yubao；英语：Solar Activity Prediction），在太阳活动预报工作中，最成功的是太阳活动短期预报，特别是未来24小时内的预报。主要是预报耀斑和由耀斑引起的电离层骚扰，以及高能粒子流（如粒子能量不小于10兆电子伏）的到来。另外，还有较长期的太阳活动预报，如预报太阳黑子周期的演变等。\n　　太阳活动预报需要完整的太阳和地球物理数据，因此需要国际间的合作。除中国外，世界上大约还有14个发布关于太阳活动或电离层参数的预报中心。其中最主要的4个预报中心是：美国空间环境服务中心，美国空军航空空间环境支持中心，法国巴黎默东天文台，乌克兰克里米亚天体物理台。它们大部分也是在国际无线电科学协会和世界日服务协会领导下的区域警报中心。参加国际系统的各个天文台向上述区域警报中心之一报告所得到的观测数据。这些数据包括黑子、谱斑、耀斑、太阳X射线、太阳射电、日冕发射线、太阳粒子发射、太阳风参数以及地球物理数据。美国博尔德市的空间环境服务中心既是西半球的预报中心，也是全世界的预报中心。这里每天一次向其他区域警报中心（总数为11个）发布地球物理警报，其内容包括磁暴开始、继续或结束的情报。\n　　总的说来，太阳活动预报还没有一种比较完善和有效的方法。每个预报中心的数据来源、预报技术和预报内容均有很大差别。预报水平一般不高，只有当太阳活动处于低年时预报安全期才有较高的准确度，报准率可达90％；对大活动区预报大耀斑的出现，报准率约达40％。中国北京天文台、紫金山天文台和云南天文台均进行常规的太阳活动预报，它们依据Ha太阳单色像、黑子的型别和面积、磁场强度和磁场分类、3厘米和10厘米射电流量等观测资料，采用统计方法，结合各自的经验，对未来1～3天或更长时间内日面上可能出现各种级别活动作出估计。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "国际太阳联合观测", "content": "国际太阳联合观测（ International Coordinated Solar Observations ），太阳观测受到观测地点的地理位置、天气条件和仪器设备等限制，一个观测台站不可能得到完整的太阳数据，需要国际合作进行观测。\n\n目录\n\n1 简史　\n2 现状\n3 世界日地资料中心\n4 刊布太阳数据的主要刊物\n\n4.1 综合报告性质的刊物\n4.2 快报性质的刊物\n\n\n5 中国的太阳联合观测\n\n\n简史　\n世界上最早的国际联合观测得到的太阳数据是苏黎世系统的黑子相对数，已有很久的历史，至今仍然是研究太阳活动与日地关系的宝贵资料。1922年举行的国际天文学联合会第一届大会，极大地推动了国际太阳联测工作。会上经过协商确定由斯通赫斯特、格林威治、苏黎世、威尔逊山、阿切特里、科代卡纳尔、剑桥、默东八个天文台为中心台负责整理、综合和出版各种太阳数据。其他天文台向中心台提供观测资料或照片以补齐每日的观测记录。在国际天文学联合会成立以后，苏黎世天文台汇总十二个天文台站钙谱斑、氢谱斑(见谱斑)和黑子资料，编辑成1917～1922年《太阳现象特征数》和1923～1928年《太阳现象特征数》。后者还增加了威尔逊山天文台的太阳紫外辐射强度的资料。通过1957～1958年的“国际地球物理年”、1959年的“国际地球物理合作”、1964～1965年的“国际宁静太阳年”和1966年的“欧洲质子耀斑计划”等活动，国际太阳联测的规模进一步扩大。国际地球物理年期间全球有50多个台站参加太阳Hα巡视。在此期间得到的太阳资料汇集成《国际地球物理年太阳图 D-1集》和《国际地球物理年太阳图D-2集》。\n\n现状\n国际太阳联测有四个主要中心──美国空间环境服务中心、美国空军航空空间环境支持中心、法国巴黎默东天文台、苏联克里米亚天体物理台。\n美国空间环境服务中心的博尔德中心通过人造卫星和地面观测站网对太阳进行每天24小时的连续监测。博尔德有一个庞大通讯网同观测站保持密切联系，因此能够及时探测到引起地球物理效应的太阳活动。\n美国空军航空空间环境支持中心有一套独立观测网对太阳进行联测，得到的太阳资料类别与博尔德观测网差不多。它通过天文地球物理长途通信网与博尔德中心进行资料交换。\n苏联克里米亚天体物理台、高山天文台、普尔科沃天文台、塔什干天文台等17个台站组成苏��太阳联合观测网，通常凭借弯月形太阳照相仪、АДУ-2光球色球望远镜。日冕仪、太阳分光镜等仪器对太阳进行常规观测。\n法国巴黎默东天文台和它的日中峰观测站、南锡观测站，分别配备有80厘米塔式望远镜（见太阳塔）、太阳磁像仪、60厘米水平式望远镜、日冕仪、射电望远镜等仪器对太阳进行监测。\n\n世界日地资料中心\n为了适应“国际地球物理年”的需要，国际科学联合会理事会设立了三个日地物理世界资料中心。中心A设在美国，中心B设在苏联，而中心C按学科分散在西欧和日本。\n中心 A位于美国科罗拉多州博尔德市，它从世界上200多个台站取得观测资料，编辑、出版定期刊物《太阳地球物理资料》、《电离层资料》和不定期的特种报告(UAG)。这个资料中心还根据用户的需要提供各种原始资料、数据、微缩胶卷、磁带记录等。\n\n刊布太阳数据的主要刊物\n登载太阳数据的刊物可分为两大类：刊登综合观测资料的，称为综合报告；发布最初观测资料的叫作快报。前者是把若干天文台的观测资料经过仔细整理和综合，供研究日地物理使用。后者是互通情报，为同太阳活动有关的各种业务（如电离层骚扰预报、频率预测等）服务的，这类刊物出版周期短，发行量大。\n\n综合报告性质的刊物\n这类刊物有：\n《太阳地球物理资料》　美国“国家地球物理和日地物理资料中心”出版的月刊。它刊登国际太阳联测的主要数据，包括八个方面：即太阳和行星际现象，电离层现象，耀斑有关事件，地磁变化，极光，宇宙线，大气辉光及其他。分两部分出版：一是《快报》，刊登一、两个月前的资料。二是综合报告，载有六、七个月前的资料，内容丰富，有关太阳的数据可分为12类。①警报：报道国际科学资料，快速传递“世界日服务”网和世界警报处向资料用户提供的关于已经发生的地球物理事件、当时太阳活动水平的报告和关于将要发生的太阳地球物理事件的预报。②每日太阳指数：包括每日太阳黑子相对数、太阳八个单频辐射流量表、黑子相对数月平均平滑值和预报值。③耀斑和耀斑指数：刊布30多个台站观测结果，其中有耀斑的发生时刻、持续时间、日面位置、面积、级别、观测质量、天气条件等。④太阳射电辐射观测资料：包括太阳射电干涉仪和射电频谱观测的结果以及单频观测的事件。⑤太阳X射线辐射:刊布轨道太阳观测台、太阳辐射监测卫星上探测器测量到的太阳X射线辐射资料。⑥冕洞：以综合图的形式刊载在地面上用氦D3线观测得到的冕洞的位置和形状。⑦太阳风测量：刊登空间探测器探测到的太阳风时刻、速度、密度、温度等。⑧太阳质子监测和太阳质子事件：载有空间探测器探测到的宇宙线粒子的计数率和美国空间环境服务中心所记录到的质子事件。⑨太阳平均磁场：刊登美国斯坦福天文台的观测数据；该台把太阳视为一颗星，每天多次用磁像仪观测，将所得的数据取加权平均，所得数值称为太阳平均磁场，误差约0.02高斯。⑩太阳综合图:刊布Hα综合图和太阳磁场综合图。⑪高能太阳粒子和等离子体：载有大于0.16兆电子伏的不同能量范围的高能粒子（电子、质子和α粒子）流量的小时平均值，还刊载太阳风等离子体物理参数的小时平均值。⑫每日太阳活动中心：刊登太阳活动区表和七种太阳图，即太阳X射线图、日冕绿线（见日冕禁线）强度图、太阳磁图、Hα单色像（见太阳单色像）、黑子与Hα日珥图、太阳射电单色图。 \n《太阳活动季刊》　国际天文学联合会委托苏黎世天文台出版的刊物。它的前身是《太阳现象特征数》，1928年改名为《太阳活动季刊》，出版至今。该刊的特点是报道每日和每月平均的沃尔夫黑子相对数，历史最长，内容最为可靠；汇总了全球30多个天文台观测到的太阳耀斑资料，按1957年统计，其时间覆盖为0.8～0.9昼夜；几乎汇总了全球的日冕线强度资料；收集了30多个射电观测台在各个不同波长处测得的太阳总辐射流量数据。《太阳活动季刊》还载有一些特殊现象的单频与频谱观测资料，刊布威尔逊山天文台太阳磁场综合图。资料可靠。 \n《格林威治太阳观测结果》　英国格林威治天文台出版，从1874年开始主要刊布太阳黑子和耀斑资料。刊物的特点是它所刊登的关于黑子和光斑的位置的资料在同类资料中最为精确，黑子群中心的日面坐标精确到0°1。资料取得的方法是：由三个相距较远的天文台对太阳光球进行摄影，将得到的所有照片集中在一地处理，并归为统一的系统。\n《光球图》　苏黎世天文台出版。刊登每个太阳自转周光球图和每日的黑子群表（按苏黎世分类法）。它虽然是一个天文台目视观测的结果，但人差较小。在刊物中可看到一些小而寿命短的黑子群。\n《太阳色球综合图与暗条活动中心表》　法国巴黎默东天文台出版。它根据该台的色球观测绘出每一个太阳自转周的色球图，将钙单色像上的谱斑、氢单色像上暗条、色球黑子等均绘在上面，并标出谱斑亮度。该刊还载有以钙谱斑为标志的活动中心以及它的平均日面坐标、寿命、产生耀斑数目和活动级别。 \n《太阳活动表》　苏联普尔科沃天文台出版。刊载的资料是由苏联、罗马尼亚、捷克斯洛伐克等国太阳观测台提供的。内容最完整的是太阳黑子群资料，它综合几个天文台观测结果，并归算到高山天文台系统。还载有每日和每月平均光斑总面积，且在太阳图上绘出光斑轮廓。\n\n快报性质的刊物\n这类刊物有：\n《太阳资料公报》　苏联天文委员会太阳研究委员会与苏联普尔科沃天文台出版，月刊。载有黑子群面积、钙谱斑面积、氢暗条、日珥、耀斑、日冕线的强度、太阳射电、黑子磁场等资料，数据是苏联、德意志民主共和国、捷克斯洛伐克、罗马尼亚等国的20多个天文台提供的。该刊刊布的每日太阳图比较完整。\n《苏联太阳黑子磁场》　苏联科学院出版。刊布每日黑子磁场图，图上标明各个黑子的磁场强度和极性。\n\n中国的太阳联合观测\n1954年开始建立全国性黑子联合发布系统。紫金山天文台、云南天文台、北京天文台、北京天文馆等天文台站都观测太阳黑子，最后由南京紫金山天文台汇总，统一发布太阳黑子观测结果。有关耀斑、光谱等观测资料在《天文学报》上刊布。在国际地球物理年期间，发表了几年的太阳图资料。为了开展太阳活动预报的工作，1967年初步建立了中国太阳活动观测和预报系统。各台站的观测和预报结果每半个月报北京天文台汇总。1971年，北京天文台正式出版《太阳地球物理资料》（月刊），刊布北京天文台、紫金山天文台、云南天文台、北京宇宙线台、北京地磁台、北京天文馆等单位获得的、经过综合整理的太阳地球物理资料。《太阳地球物理资料》月刊的主要内容为：太阳黑子联合发布结果（黑子相对数、黑子面积、黑子群的观测时刻及日面位置、苏黎世黑子型等），黑子磁场图，太阳Hα耀斑观测结果（耀斑发生时间、日面位置、面积和级别、对应黑子型号，并附有相应的巡视时间表），太阳射电观测（每日9375和3000兆赫等几个频率太阳射电流量、太阳射电爆发时间、频率、型别、流量增值和对应耀斑的数据，并附有相应的射电观测时间表），地磁和地磁暴简报（地磁活动每天的C指数，每天每3小时的K指数，每天每2小时的△H，磁暴的时间、类型和强度数据等）以及宇宙线中子堆每天第2小时的累积计数等项目。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳巡视", "content": "太阳巡视（ solar patrol ），对太阳所作的多样化的连续观测。为了监视太阳的各种活动现象，特别是新活动区的出现、特大活动区的形成以及太阳耀斑和爆发日珥等对地球具有重要影响的活动现象，研究它们的发生和发展规律，进而对它们进行预报，许多天文台都对太阳进行从日出至日落的不间断观测。通常都用透过氢原子谱线Hα单色光的色球望远镜（滤光器的透过带半宽大多在0.025～0.05纳米之间）监视太阳活动最频繁的色球层。这些色球望远镜一般配备35毫米照相机或CCD摄像机和屏幕显示。除目视监测外，通常每5分钟左右拍摄一张照片或CCD摄像。当发现太阳耀斑或爆发日珥等剧变现象时，就每分钟甚至半分钟拍照一次。此外，还对各种波段的太阳射电辐射从日出至日落连续观测，记录太阳射电爆发情况。通常至少每天一次或多次用白光拍摄太阳光球，主要是发现新出现的黑子群并跟踪它们的发展情况。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳单色像", "content": "太阳单色像（ monochromatic image of the Sun ），由选定的某一波长 λ处的狭窄波段Δλ内的单色辐射所成的太阳像，它能反映出太阳大气中形成该单色辐射的那一层气体的状态。以前，一般是利用太阳摄谱仪，使太阳像与底片同步移动进行全日面扫描来获得太阳单色像。自二十世纪三十年代法国天文学家李奥发明双折射滤光器后，基本上便以装有双折射滤光器的望远镜──色球望远镜来取得太阳单色像。这样就��同时得到整个日面的单色像，而不必作长时间的扫描。\n目前常见的太阳单色像有：\n① 氢单色像　用氢Hα线（波长6563埃）的线心，可得到Hα单色像。用它来观测色球显得特别清晰。可以看到谱斑（氢谱斑）、日珥和暗条（图1），在黑子附近，有时还可看到耀斑。根据谱线位移，在Hα的红翼和蓝翼进行离带观测时，可以观测到色球上物质的上升或下降运动。 \n\n\n\n图1　Ha全日面单色像 \n\n\n② 钙单色像　电离钙 CaⅡ的H和K线（波长分别为3968埃和3934埃）都是共振双线，因而单色像是一样的，但由于K线较强，一般都用K线进行观测。在K吸收线轮廓中的发射部分──K2线，和中心凹陷部分──K3线，都可得到单色像。K2线产生于色球中层。钙单色像上的谱斑(钙谱斑)有明显的色球网络结构──钙网络，以K2线和K3线得到的网络最为清晰（图2）。观测表明，钙网络与超米粒组织、钙网络元与超米粒元都有很好的对应关系。\n\n\n\n\n\n③ 氰单色像　氰分子(CN)谱带的带头波长3883埃谱线产生于光球的上层，该谱线对温度特别灵敏。在观测中发现小的CN元在黑子附近以每秒一公里的速度外流，直接的磁场观测发现在黑子外缘有微小磁元外流也证实了这一点。这种单色像在空间位置上与纵向磁图基本一致。\n④3835埃单色像　据观测，发现在大耀斑开始时，磁场中性线（见磁合并）的两侧有一系列的3835埃闪烁点出现。每个闪烁点的平均寿命是5～10秒，直径小于1″。对1972年8月7日特大耀斑观测表明：闪烁点与45千电子伏的X射线爆发基本对应。据认为，它们是磁流环的基点，由磁流环中被加速的高能电子轰击色球低层所引起。\n⑤日冕的5303埃和6374埃单色像　内冕光谱只有发射线，其中以绿线（Fe揓λ5303埃）最强。由于离太阳边缘1′处的日冕亮度只有日面平均亮度的百万分之一、二，而在地面上观测，地球大气造成的散射光在该处竟达日面平均亮度的千分之一，所以，日冕仪只有放置在高山上才能对日冕进行观测。通常日冕的5303埃单色像是用双折射滤光器取得的(图3)。 \n\n\n\n图3　用日冕仪拍摄的Fe揓5303埃单色像 \n\n\n⑥ 中性氦(HeI)10830埃和电离氦(HeⅡ)304埃单色像　由天空实验室取得的大量太阳的远紫外线照片发现，日冕中存在着冕洞的结构。由真空太阳望远镜在地面上获得的红外HeI10830埃太阳单色像也曾观测到冕洞。将它和发射线HeⅡ304埃单色像对比，发现304埃单色像中的亮特征即是10830埃单色像上的暗特征，反之亦然。但是在与冕洞的对应上，由于10830埃单色像临边昏暗较为显著，所以就稍差一些。\n⑦ 铁的23次电离离子(FeXXIV)255埃单色像　单色像对耀斑的研究有较大的帮助，可以在各波段上取得有关耀斑亮度、位置及其变动的信息。天空实验室取得的1973年6月15日2b级耀斑的255埃单色像表明，它是一个典型的双带耀斑，两条耀斑亮带由磁力线连接起来。在耀斑极大时刻，255埃单色像在磁场中性线上空的环状日珥顶部最亮，表明在出现耀斑闪光的阶段时，这一区域的温度极高。\n\n\n\n图4　天空实验室拍摄的太阳远紫外射线照片\n\n太阳光谱 上面布满光谱线，从中可以了解太阳的化学组成和物理状况。 美国萨克拉门托峰天文台"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳综合图", "content": "太阳综合图（ synoptic map of the Sun ）， 以每天的单色光观测为基础综合而成的，反映一个太阳自转周期内太阳主要活动特征的矩形图（图1）。将每天观测到的日面上各种活动特征（黑子、光斑、谱斑、日珥和暗条、冲浪、日冕等）记录绘制到一张圆形日面图上，就得到每日太阳图（图2）。每日太阳图是研究太阳活动的基本资料，它提供每天日面上各种特征的概貌，把每日太阳图积累起来，就可以了解这些特征的发展史。为了绘制完整的每日太阳图，应收集较多的天文台、站的资料，加以综合整理。 \n\n\n\n\n\n\n中国紫金山天文台从1959～1965年，每月发布一次每日太阳图，它包括黑子（实心圆，其大小与该黑子群面积成正比）、暗条和日珥(实心闭合线围的区域)、Ha谱斑（带阴影线围的区域，最暗的与最亮的谱斑一致）、耀斑(实心黑方形)。图2是1959年5月8日的太阳图。太阳图上的方位：自转轴自上而下，东边在左，西边在右，北极在上。世界上许多国家的天文机构均发布每日太阳图，例如，法国巴黎默东天文台，德国夫琅和费研究所，苏联普尔科沃天文台，美国博尔德天文台等，这些太阳图一般还包括日面边缘的日冕强度。\n五十年代，��国际地球物理年”（1957年7月1日到1958年12月31日）后曾出版了套色的太阳图 D-1集和太阳图D-2集。D-1集收集了包括黑子、光斑、钙谱斑、冲浪、活动日珥、耀斑等太阳活动的资料，反映国际地球物理年期间的太阳活动史。D-2集载有每日太阳的黑子群、边缘日珥、日面上的暗条和它的突然消失、太阳边缘的绿冕线（波长为5303埃的日冕禁线强度图、太阳21厘米谱线射电的等辐射线。\n\n\n\n\n\n\n用不同观测手段获得的资料汇总的太阳图有Hα综合图（图3）、HeⅠ10830埃综合图（图4）、HeⅡ304埃综合图、太阳磁场综合图等。这些图反映出相应波段的活动特征在日面的分布。连续序号的综合图给出相继的自转周中太阳活动的缓慢变化的大尺度特征，它是研究大尺度太阳活动的基本资料。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳常数", "content": "太阳常数（汉语拼音：Taiyang Changshu；英语：Solar Constant），在地球大气外离太阳一个天文单位处和太阳光线垂直的一平方厘米面积上每分钟所接受到的所有波长的太阳总辐射能量。符号为S，单位为焦耳／（厘米2·分钟）或瓦／米2。20世纪上半叶，美国史密森天文台的C.G.艾博特等人。对太阳常数做了大量的测量，近年来又有人结合地面和空间观测资料，确定采用值为8.23焦耳／（厘米2·分钟）。由于太阳活动的长周期变化，这一数值可能有约1％的变化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "日地关系", "content": "日地关系（汉语拼音：Ri Di Guanxi；英语：Solar-Terrestrial Relationship），主要研究太阳辐射特别是太阳活动时辐射和高能粒子增强对日地空间环境和地球的影响的学科。又称日地物理学。于20世纪50年代产生，是太阳物理学和地球物理学的边缘学科。具体包括：①太阳辐射和高能粒子对地球磁场的影响，特别是太阳活动引起的磁暴。②太阳活动对电离层的影响，包括短波衰减或中断、甚长波相位突然反常、长波增强和宇宙噪声突然吸收等。③太阳活动对气候变化的影响。④极光的产生和形成。⑤日地空间高能粒子流增强对宇宙航行的影响及研究太阳活动对植物生长、生命活动、交通安全、水文等方面的影响。日地关系的研究对国民经济尤其对无线电传播、通信、天气预报和宇宙航行等方面具有重要的实际意义，研究进展很快。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "电波吸收", "content": "电波吸收（ radio wave absorption ），当太阳的电磁辐射、高能和低能粒子抛射加强时，由于光致电离或碰撞，电离层的电子密度增加，这就引起对在电离层中传播的无线电波的吸收。\n耀斑爆发时发射的电磁波（主要在1～10埃）进入电离层 D层（见地球大气）引起的扰动称为突然电离层骚扰。此时在电离层传播的高频无线电波会出现突然衰减，有时还会完全消失，这种现象称为短波突然中断。短波突然中断是最先被发现的电离层耀斑效应，并且较容易被观测到。 \n耀斑所造成的电波衰减大多数是在高频波段，并且和观测地点的太阳高度有关。通常当发生耀斑时，对于发射站和接收站连线通过日下点(太阳位于该点的天顶)的那些短波通讯，会出现较强的吸收或中断。\n耀斑发射的粒子流也能使电离层（主要是 D层）电离度提高，而引起电波吸收。但问题比较复杂，吸收通常在耀斑出现后几小时乃至几十小时才发生，还和地磁纬度有关，一般发生在高纬度地区（60°以上）。这类电波吸收可分为两种类型：一为极盖吸收，一为极光带吸收。前者在大的太阳射电Ⅳ型爆发后几小时出现，吸收主要限于地磁纬度约大于60°的范围内，估计是由能量约为10～100兆电子伏的粒子引起的。后者伴随有磁暴和极光，可能是由1兆电子伏或更小能量的极光粒子引起的。极光带吸收的范围比极盖吸收的要大。极盖吸收每年发生的总数同平滑后的黑子相对数的变化曲线相符，即这种吸收的发生同太阳活动的平均水平有密切关系。极光带吸收同黑子数的变化并不一致，这种吸收在太阳活动下降年出现得最频繁。可见极盖吸收和极光带吸收是跟不同的太阳现象相联系的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "极盖吸收", "content": "极盖吸收（ polar cap absorption; PCA ），发生在极盖区电离层D层高度（50～80千米）的一种强烈无线电波吸收。又称 极 盖 吸收事件 。由剧烈太阳粒子事件（太阳质子事件、太阳宇宙射线暴等）引起。探测极盖吸收的主要仪器是宇宙���声接收机。 \n决定极盖吸收强度的主要因素是电离层电子密度及其与其他粒子的碰撞频率。与其他的电离层吸收一样，极盖吸收也是由于电磁波通过波粒相互作用将部分能量传给了电离层中的电子。如果电子没有与其他粒子发生碰撞，还会辐射出相同频率的电磁波；但当电子与其他粒子发生非弹性碰撞时，会损失部分能量，并丧失辐射相同频率电磁波的能力，从而造成该波段电磁波的衰减。当太阳粒子事件发生时，由太阳发出的大量高能带电粒子沿着地球磁力线沉降到极盖区和极光带附近的电离层，在电离层D层引起强烈的电离增强，同时电子与中性粒子的碰撞频率又很高，造成了电离层对高频和甚高频波段电磁波的强烈吸收。通常在太阳大耀斑爆发后一个小时内会出现极盖吸收，引起极区高频无线电通信数天甚至1～2周的中断。\n极盖吸收强度存在着昼夜变化，相同的太阳粒子沉降通常在白天产生的极盖吸收强度比夜晚高4～8倍，这是由于低层大气复合过程的日夜差异造成的。夜晚，大量的电子与中心分子复合为负离子，使电子密度明显减小；白天，太阳的紫外线辐射使负离子分离出电子恢复了电子密度。\n在日出和日落时极盖吸收强度的变化是不对称的，其发生原因有待研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳系", "content": "太阳系的主要成员：由左至右依序为（未依照比例）海王星、天王星、土星、木星、小行星带、太阳、水星、金星、地球和月球、火星，在左边可以看见一颗彗星\n 太阳系在银河中的位置\n　　太阳系（汉语拼音：tài yáng xì；英语：solar system），以太阳为中心的天体系统。在太阳的引力作用下，环绕太阳运行的天体构成的集合体及其所占有的空间区域。包括太阳、八大行星及其卫星（至少165颗）、5颗已经辨认出来的矮行星（冥王星、谷神星、阋神星、妊神星和鸟神星）和数以亿计的太阳系小天体构成。这些小天体包括小行星、柯伊伯带（Kuiper belt）的天体、彗星和星际尘埃。八大行星依照至太阳的距离，依序是水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。\n　　广义上，太阳系的领域包括太阳，4颗像地球的内行星，由许多小岩石组成的小行星带，4颗充满气体的巨大外行星，充满冰冻小岩石，被称为柯伊伯带的第二个小天体区。在柯伊伯带之外还有黄道离散盘面和太阳圈，和依然属于假设的奥尔特云。\n　　在英文天文术语中，因为地球的卫星被称为月球，这些卫星在英语中习惯上亦被称为“月球”（moon），在中文里面用卫星更为常见。在外侧的行星都有由尘埃和许多小颗粒构成的行星环环绕着，而除了地球之外，肉眼可见的行星以五行为名，在西方则全都以希腊和罗马神话故事中的神仙为名。\n\n目录\n\n1 概述\n\n1.1 概念建立\n1.2 结构\n1.3 运动\n1.4 在宇宙中的地位\n1.5 太阳与八大行星数据表\n\n\n2 分类\n3 内太阳系\n\n3.1 内行星\n\n3.1.1 水星\n3.1.2 金星\n3.1.3 地球\n3.1.4 火星\n\n\n3.2 小行星带\n\n3.2.1 谷神星\n3.2.2 小行星族\n\n\n\n\n4 中太阳系\n\n4.1 外行星\n\n4.1.1 木星\n4.1.2 土星\n4.1.3 天王星\n4.1.4 海王星\n\n\n4.2 彗星\n4.3 半人马群\n\n\n5 外太阳系\n\n5.1 柯伊伯带\n\n5.1.1 冥王星和卡戎\n\n\n5.2 离散盘\n\n5.2.1 阋神星\n\n\n\n\n6 最远的区域\n\n6.1 日球层顶\n6.2 奥尔特云\n\n6.2.1 塞德娜和内奥尔特云\n\n\n6.3 疆界\n\n\n7 星系的关联\n\n7.1 邻近的区域\n\n\n8 太阳系的起源及演化\n\n8.1 星云演化阶段\n8.2 星子演化阶段\n8.3 太阳—地球形成阶段\n8.4 火星—小行星形成阶段\n8.5 木星—土星形成阶段（太阳核聚变爆发阶段）\n8.6 天王星—海王星形成阶段\n8.7 太阳系各星体的地质演化和后期演化要点\n\n\n9 其他\n\n9.1 太阳系行星“裁员”　冥王星遭“降级”\n9.2 怎样飞越太阳系\n9.3 “旅行者”飞船正冲出太阳系\n9.4 太阳系的边界在哪里\n9.5 美专家称人类可能永远无法飞出太阳系\n9.6 天文学家观测到5个遥远星系\n9.7 欧洲科学家发现太阳系外“超级地球”\n\n\n\n\n概述\n　　太阳系的最大范围约可延伸到1光年以外。在太阳系中，太阳的质量占太阳系总质量的99.8%，其它天体的总和不到太阳的0.2%。太阳是中心天体，它的引力控制着整个太阳系，使其它天体绕太阳公转。太阳系中的八大行星（依照至太阳的距离，依序是水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星）都在接近同一平面的近圆轨道上，朝同一方向绕太阳公转。\n　　太阳系虽然庞大，但在银河系中，它犹如一粒沙。大���7千5百多万个太阳系排成一列才相当于银河系的直径。地球上看到夜空的银河并不均匀，那最亮处就是银河的中心。这说明太阳系不在银河系的中心位置，而是处于边缘处。太阳带着太阳系中的所有成员在银河系中绕着银心运动。\n　　太阳系内主要天体的轨道，都在地球绕太阳公转的轨道平面（黄道）的附近。行星都非常靠近黄道，而彗星和柯伊伯带天体，通常都有比较明显的倾斜角度。\n　　太阳系内天体的轨道（由左上方顺时针拉远观看）。由北方向下鸟瞰太阳系，所有的行星和绝大部分的其他天体，都以逆时针（右旋）方向绕着太阳公转。有些例外的，如哈雷彗星。\n　　环绕着太阳运动的天体都遵守开普勒行星运动定律，轨道都以太阳为椭圆的一个焦点，并且越靠近太阳时的速度越快。行星的轨道接近圆型，但许多彗星、小行星和柯伊伯带天体的轨道则是高度椭圆的。\n　　在这么辽阔的空间中，有许多方法可以表示出太阳系中每个轨道的距离。在实际上，距离太阳越远的行星或环带，与前一个的距离就会更远，而只有少数的例外。例如，金星在水星之外约0.33天文单位的距离上，而土星与木星的距离是4.3天文单位，海王星又在天王星之外10.5天文单位。曾有些关系式企图解释这些轨道距离变化间的交互作用，但这样的理论从未获得证实。\n\n概念建立\n　　从古代到中世纪，东西方认为地球不动地居于宇宙中心的观念始终占据认识宇宙的统治地位。公元2～3世纪，中国先哲先后提出盖天说、浑天说和宣夜说，全都认为地球是宇宙中心。140年前后，天文学家托勒玫在他的《天文学大成》一书中总结和发展了前人的认识，建立地心宇宙体系，主张地球居宇宙中心静止不动，日、月、行星和恒星均绕地球运行。1543年，波兰天文学家N.哥白尼根据前人对太阳、月球和行星的观测资料以及他本人30多年的观天实践，于1543年在他的《天体运行论》中提出“日心地动说”，首次科学地建立日心宇宙体系。16世纪下半叶，丹麦天文学家B.第谷建立一种介于地心说和日心说（见天文学史）之间的宇宙体系，认为地球静居中心，行星绕日运动，而太阳则率行星绕地球运行。17世纪初，意大利天文学家用望远镜发现并观察到木星的卫星及其绕木星运转，还观测到金星的盈亏现象，从而证实哥白尼日心说的正确性。德国天文学家J.开普勒于1609年发表的《新天文学》和1619年出版的《宇宙和谐论》，先后提出行星运动三定律（见开普勒定律）。17世纪80年代，英国科学家I.牛顿发现万有引力定律，从理论上阐明行星绕日运动规律，从而建立了科学的太阳系概念。1705年，英国天文学家运用牛顿力学成功地预言1682年的大彗星将在1759年再现。1781年，德裔英国天文学家F.W.赫歇耳发现天王星，扩大了太阳系领域。1801年，通过望远镜巡天搜索，发现位于火星轨道之外的一个小行星。随后判明，在火星和木星轨道之间有一个小行星带。1846年，法国天文学家U.-J.-J.勒威耶和英国天文学家J．C．亚当斯运用天体力学方法推算出天王星之外的海王星的存在，并由德国天文学家J.G.伽勒用望远镜观测证实，进一步扩展太阳系疆界。1930年，美国天文学家C.W.汤博发现冥王星，将太阳系行星总数增加到九个。直到2006年，根据国际天文学联合会通过的新《行星定义》，又将冥王星重新分类为矮行星。20世纪90年代，在海王星轨道之外发现了众多小天体，到21世纪初，已观测到的这些小天体总数超过1,000个，从而证实50年代预期的这些星之外的柯伊伯带的存在。几千年来，从“天圆地方”、“地球中心说”到今日的“太阳系天文观”正是人类认识宇宙的进步的写照，天文学历史进展的缩影。\n\n结构\n　　太阳在太阳系中占据中心和主导地位。太阳的质量占太阳系总质量的99.86%，其余天体共占0.14%。木星占了0.08%，其他行星的质量总和约占0.06%，而天然卫星、小行星、彗星、柯伊伯带天体等小天体和行星际物质的质量仅占太阳系总质量的微量份额。太阳的引力控制着整个太阳系，引力作用范围的半径可达1.5光年，再往外即为星际空间。太阳系的主要成员，除太阳外就是行星，因此太阳系是一个“行星系”。太阳系中，除太阳是以核聚变产能的恒星外，其他成员都是没有核能产生热辐射的“死”天体。\n　　行星按质量和表面物态，分类地行星和类木行星两类。前者质量小，岩石表面，卫星少（水星和金星没有卫星，地球有一个，火星有二个），典型代表是地球；后者质量大，气态表面，卫星多(到2005年初已发现的卫星数为木星63个、土星35个、天王星27个、海王星11个)，有环系，典型代表是木星。类地行星和类木行星的轨道之间为引力不稳定带，只能存在质量很小，但为数众多，可能成员以百万计的小行星带。类木行星轨道之外，有一可能是短周期彗星起源地的柯伊伯带。\n　　太阳系通常以小行星带为界，分为内和外两部分。小行星带以内称为内太阳系，小行星带以外叫作外太阳系。内太阳系有水星、金星、地球和火星共四个类地行星及其卫星；外太阳系计有木星、土星、天王星和海王星共四个类木行星及其卫星系，还有一个固态表面的小质量冥王星。\n　　行星沿与太阳自转轴垂直的平面，即黄道面附近，绕太阳运转，特征是共面性。除行星、小行星带和柯伊伯带外，无数的流星体也集中分布在黄道带附近。行星公转轨道的偏心率很小，近圆性也是结构特征之一。行星与太阳的距离大小也具有特征，其规律可用提丢斯–波得定则表示。\n\n运动\n　　太阳系的行星都有自转。大多数行星的自转方向和太阳的自转一致，即自西向东沿逆时针方向。行星都在接近同一平面的近圆轨道上，自西向东沿逆时针方向绕日公转。行星的大多数卫星也都自西向东，沿逆时针方向绕行星运转。小行星主带和柯伊伯带中的小天体也多自西向东，沿逆时针方向绕太阳运行。距离太阳越远的行星、小行星和柯伊伯带天体绕太阳运转的轨道速度越慢，距离行星越远的卫星绕行星运转的轨道速度也越慢，这一现象分别称为太阳系的较差自转和行星系的较差自转。\n　　质量占太阳系总质量的99.86%的太阳的角动量只占1%左右，而质量仅占0.14%的太阳系其他天体的角动量总和却占99%左右，这一特殊的角动量分布现象是太阳系的一个运动特征。\n　　太阳相对于邻近恒星的运动速度为19.6千米/秒，朝向武仙座一点，该点称为太阳向点，简称向点。此外，太阳和太阳系还以250千米/秒的速度在银河系中绕银心运行，约2亿年绕转一周。\n\n在宇宙中的地位\n　　太阳是银河系内的约2,000亿个成员恒星中的普通一员。按质量计，它是中等质量的矮星；按光度计，它是中等光度的矮星；按表面温度计，它是约5,000K的黄矮星；按年龄计，它是已诞生约50亿年，处在演化进程的中间阶段，为其一生中的中年恒星。根据太阳的金属丰度确认，它属星族Ⅰ，亦即不是银河系的第一代天体，而是第二代或第三代恒星。到2005年初，已发现并确认的拥有行星或行星系的恒星超过150个，所以太阳系也是恒星世界中普遍存在的行星系中的一个。\n　　太阳系位于距银河系中心约25,000光年的银盘（银河系的圆盘结构）中，和其他上千亿个恒星一道环绕银心运转，太阳的轨道速度为250千米/秒，约2亿年绕行一周。太阳和太阳系不处在特殊位置上，不是银河系的中心。银河系是一个巨型旋涡星系，是已观测到的约上千亿个多种类型的星系中的普通一员。银河系也不是大宇宙的中心。\n\n太阳与八大行星数据表\n\n太阳与八大行星数据表（顺序以距离太阳由近而远排列）卫星数截至2012年6月，距离与轨道半径以1天文单位（AU）为单位。\n\n\n天体\n赤道半径（km）\n偏率\n赤道重力地球=1\n体积地球=1\n质量地球=1\n比重\n轨道半径（AU）\n轨道倾角（度）\n赤道倾角（度）\n公转周期（地球年）\n自转周期（地球日）\n已发现卫星数\n\n\n太阳\n 696000\n0. \n28.01\n1304000\n 333400\n1.44\n  --  \n -- \n 7.25\n  约两亿两千六百万（绕银河系）   \n 25.38天（赤道）/37.01天（南北两极）\n --\n\n\n水星\n   2440\n0.    \n0.38\n0.056\n  0.055\n5.43\n 0.3871\n7.005\n~0   \n 87.97天\n59天\n0\n\n\n金星\n   6052\n0.    \n0.91\n0.857\n  0.815\n5.24\n 0.7233\n3.395\n177.4\n 225天\n243天\n0\n\n\n地球\n   6378\n0.0034\n1.00\n1.00 \n  1.000\n5.52\n 1.0000\n0.000\n23.44\n 365.24天\n23小时56分钟\n1\n\n\n火星\n   3397\n0.0052\n0.38\n0.151\n  0.107\n3.93\n 1.5237\n1.850\n25.19\n 687天\n24小时37分钟\n2\n\n\n木星\n  71492\n0.0648\n2.48\n1321 \n317.832\n1.33\n 5.2026\n1.303\n 3.08\n11.86年\n9小时50分钟\n66\n\n\n土星\n  60268\n0.1076\n0.94\n755  \n 95.16 \n0.69\n 9.5549\n2.489\n26.7 \n29.46年 \n10小时39分钟\n61\n\n\n天王星\n25559\n0.023 \n0.89\n63   \n 14.54 \n1.27\n19.2184\n0.773\n97.9 \n84.01年 \n17小时14分钟\n27\n\n\n海王星\n24764\n0.017 \n1.11\n58   \n 17.15 \n1.64\n30.1104\n1.770\n27.8 \n164.82年\n16小时06分钟\n13\n\n 太阳系的行星和矮行星。图中唯大小依照比例，距离未依比例\n分类\n　　按传统说法，太阳系被分为行星（绕太阳公转的大物体）和它们的卫星���如月球，绕行星公转的各种大小的星体），小行星（小型的密集的绕太阳公转的星体）和彗星（小个体的冰质的绕高度偏心轨道公转的星体）。 八大行星通常按以下几个方法分类：\n\n\n\n根据组成：\n\n固态行星主要由岩石与金属构成，高密度，自转速度慢，固态表面，没有光环，卫星较少，它们是：水星、金星、地球和火星。\n\n气态行星主要由氢和氦构成，密度低，自转速度快，大气层厚，有光环和很多卫星，它们是：木星，土星，天王星和海王星。\n\n\n\n\n\n\n\n\n根据大小:\n\n小行星（直径小于13000千米）：水星、金星、地球和火星。\n\n巨行星（直径大于48000千米）：木星、土星、天王星和海王星。巨行星有时被称为气态行星。\n\n水星有时被称作次行星(lesser planets)（不要与次级行星(minor planets)——小行星的官方命名——相混乱）。\n\n\n\n\n\n\n\n\n根据相对太阳的位置：\n\n内层行星：水星、金星、地球和火星。\n\n外层行星：木星、土星、天王星和海王星。\n\n在火星和木星之间的小行星带组成了区别内层行星和外层行星的标志。\n\n\n\n\n\n\n\n\n根据相对地球的位置：\n\n地内行星：水星和金星。它们离太阳与地球较近。 地内行星看起来的如同地球上看有时不完整的月亮。\n\n地球。\n\n地外行星：火星到海王星。它们离太阳与地球较远。地外行星看起来通常是完整的，或近乎完整的。\n\n\n\n\n\n\n\n\n根据历史：\n\n古典行星（史前即以得知、可用肉眼观测）：水星、金星、火星、木星和土星。\n\n现代行星（近现代所发现、用望远镜观测）：天王星、海王星。\n\n地球。\n\n\n\n\n\n\n内太阳系\n　　内太阳系在传统上是类地行星和小行星带区域的名称，主要是由硅酸盐和金属组成的。这个区域挤在靠近太阳的范围内，半径比木星与土星之间的距离还短。\n　　\n\n内行星\n　　四颗内行星或是类地行星的特点是高密度、由岩石构成、只有少量或没有卫星，也没有环系统。它们由高熔点的矿物，像是硅酸盐类的矿物组成表面固体的地壳和半流质的地函，以及由铁、镍构成的金属组成核心。四颗中的三颗（金星、地球、和火星）有实质的大气层，全部都有撞击坑和地质构造的表面特征（地堑和火山等）。内行星容易和比地球更接近太阳的内侧行星（水星和金星）混淆。\n\n水星\n　　水星（0.4 天文单位）是最靠近太阳，也是最小的行星（0.055地球质量）。它没有天然的卫星，仅知的地质特征除了撞击坑外，只有大概是在早期历史与收缩期间产生的皱折山脊。水星，包括被太阳风轰击出的气体原子，只有微不足道的大气。目前尚无法解释相对来说相当巨大的铁质核心和薄薄的地函。假说包括巨大的冲击剥离了它的外壳，还有年轻时期的太阳能抑制了外壳的增长。\n　　由于水星就在太阳的眼皮底下，在水星上观察到的太阳大小会超过地球上的两倍。水星白天的表面温度可达摄氏427度，而到了晚上又会骤降至摄氏零下173度。水星有着其特殊的轨道运动，它绕太阳公转一周仅需约88个地球日，而其自转周期却需约59个地球日。二者如此的比例关系使得水星的一昼夜长达176个地球日，水星表面的夜晚将长达几个星期。\n　　由于水星表面温度太高，水星不可能像它的两个近邻金星和地球那样保留一层厚厚的浓密大气，因此无论是白天还是夜晚，水星的天空通常都是一片漆黑。如果仰望天空，你会看到两颗明亮的星星：淡黄色的金星和蓝色的地球。水星大气主要是由从太阳风中俘获的气体组成，密度只有地球大气的12%，主要成份为氦 (42%)、汽化钠(42%)和氧(15%)。水星表面的岩石只反射它们所接收阳光的8%，这使得它成为太阳系中最黑暗的行星之一。\n　　水星只在黎明或白天出现在天空，因此在地球上观测水星较为困难。直到20世纪70年代中期“水手”号任务的实施这种情况才有所改变。无人探测器“水手10号”发回的照片揭示了水星过去的历史。水星表面有许多很深的陨石坑，其中一个和美国得克萨斯州一样大。这表明水星也曾接连不断地遭到陨石的轰击。但照片也显示水星表面有广阔的平原。科学家们推测水星曾经是液态的，后来逐渐冷却凝固成了岩石。较小的陨石只在水星表面留下一个个陨石坑，而较大的则击破了水星外壳，使涌出的熔岩流在平原上到处流淌。水星表面纵横交错地分布着长长的、高低起伏的悬崖。这些构造最高可达3048米。这些峭壁可能是由于水星冷却时直径缩小形成的。水星核的主要成份是铁和镍，水星的幔和壳主要由���酸盐组成。在太阳系所有行星中，水星所含铁的比例是最高的。\n　　水星表面不存在液态水。但1991年科学家们在其北极发现了一个亮斑，这个亮斑可能是由于水星表面或贮存在地下的冰反射阳光造成的。虽然水星表面温度非常高，但在水星北极的一些陨石坑内，可能由于终年不见阳光而使温度长年底于-161摄氏度以下，这足以使来自水星内部或宇宙空间的水以冰的形态保存下来。\n\n金星\n　　金星 （0.7 天文单位）的体积尺寸与地球相似（0.86地球质量），也和地球一样有厚厚的硅酸盐地函包围着核心，还有浓厚的大气层和内部地质活动的证据。但是，它的大气密度比地球高90倍而且非常干燥，也没有天然的卫星。它是颗炙热的行星，表面的温度超过400°C，很可能是大气层中有大量的温室气体造成的。没有明确的证据显示金星的地质活动仍在进行中，但是没有磁场保护的大气应该会被耗尽，因此认为金星的大气是经由火山的爆发获得补充。\n　　由于金星分别在早晨和黄昏出现在天空，古代的占星家们一直认为存在着两颗这样的行星，于是分别将它们称为“晨星”和“昏星”。英语中，金星——“维纳斯”(Venus)是古罗马的爱情与美丽之神。它一直被卷曲的云层笼罩在神秘的面纱中。\n　　金星是距太阳的第二颗行星。由于金星和地球在大小、质量、密度和重量上非常相似，而且金星和地球几乎都由同一星云同时形成，占星家们将它们当作姐妹行星。然而不久前科学家们发现，事实上金星与地球非常不同。金星上没有海洋，它被厚厚的主要成份为二氧化碳的大气所包围，一点水也没有。它的云层是由硫酸微滴组成的。在地表，它的大气压相当于在地球海平面上的92倍。\n　　由于金星厚厚的二氧化碳大气层造成的“温室效应”，金星地表的温度高达482摄氏度左右。阳光透过大气将金星表面烤热。地表的热量在向外辐射的过程中受到大气的阻隔，无法散发到外层空间。这使得金星比水星还要热。\n　　金星上的一天相当于地球上的243天，比它225天的一年还要长。金星是自东向西自转的，这意味着在金星上，太阳是西升东落的。\n　　金星的浓厚的云层至今仍是妨碍科学家揭开金星表面奥秘的主要原因。射电望远镜和射电摄影系统的出现使我们能够看到厚厚的云层下面的金星表面。\n　　金星的表面比较年轻，当是300至500万年前才形成的。科学家们正在研究是何原因导致这一现象的。金星的地形主要是覆盖着熔岩的广阔平原和受地质活动破坏的山脉或高原。位于Ishtar区域的Maxwell山是金星上最高的山峰。Aphrodite区域的高原几乎占据了赤道地区的一半。Magellan计划中获得的金星2.5公里以上高原区图像显示存在明亮的潮湿土壤。然而，在金星表面，液态水是不可能存在的，无法解释明亮高原的原因。有一种假设认为这些明亮的区域可能是由于金属化合物。研究显示，这些金属可能是硫化铁。它无法在平原地区存在，但在高原地区是可能的。这些金属也可能是外来的，它导致的效果是一样的，但浓度要低一些。\n　　金星的表面随机布满了许多小型陨石坑。由于金星的浓厚大气，直径小于2公里的陨石坑几乎无法保留下来。而当大型陨石在小型陨坑形成前撞击金星表面，其产生的碎片在地表产生了例外的陨石坑群。火山及火山活动金星表面为数很多。至少85%的金星表面覆盖着火山岩。大量的熔岩流经几百公里，填满低地，形成了广阔的平原。除了几百个大型火山，100000多座小型火山口点缀在金星表面。从火山中喷出的熔岩流产生了了长长的沟渠，范围大至几百公里，其中一条的范围超过7000公里。\n\n地球\n　　地球（1 天文单位）是内行星中最大且密度最高的，也是唯一地质活动仍在持续进行中并被人类承认拥有生命的行星。它也拥有类地行星中独一无二的水圈和被观察到的板块结构。地球的大气也与其他的行星完全不同，被存活在这儿的生物改造成含有21%的自由氧气。它只有一颗卫星，即月球；月球也是类地行星中唯一的大卫星。\n　　首先提出地球是球形这一概念的是公元前五六世纪的希腊哲学家毕达哥拉斯。随后，亚里士多德根据月食时月面出现的地影给出了地球是球体的第一个科学证据，公元前三世纪，古希腊天文学家埃拉托斯特尼第一次算出了地球的周长。\n\n火星\n　　火星（1.5 天文单位）比地球和金星小（0.17地球质量），只有以二氧化碳为主的稀薄大气，它的表面，有密集与巨大的火山，例如奥林帕斯山，水��号峡谷有深邃的地堑，显示不久前仍有剧烈的地质活动。火星有两颗天然的小卫星，戴摩斯和福伯斯，可能是被捕获的小行星。\n　　火星是距太阳的第四个行星，它的体积在太阳系中居第七位。由于火星上的岩石、砂土和天空是红色或粉红色的，因此这颗行星又常被称作“红色的星球”。\n　　火星的南半球是类似月球的布满陨石坑的古老高原，而北半球大多由年轻的平原组成。火星上高24公里的奥林匹斯山可称为是太阳系中最高的山脉。在距火星大约几万公里的地方，有两颗非常小的星体，它们是火星的卫星。\n　　在汉语中，火星的名字让人联想到“火”和炎热，但事实上，这颗红色的星球却异常寒冷和干燥。尽管如此，火星仍然是太阳系中与地球最相似的一颗行星。它的体积比地球小，大气也比地球稀薄。\n　　火星的大气非常稀薄，大气压只有地球的千分之七。火星大气的主要成份是二氧化碳，其他成份还有氮、氩、氧等。水在火星大气中的比重只有百分之零点零三。因而火星表面异常干燥。\n　　火星的平均气温为零下五十五摄氏度，而温差较大：在夏季的昼间，气温最高为二十摄氏度，而在冬季，气温则可低达零下一百多摄氏度。火星上经常有强风，因而常导致大范围的尘暴。\n　　虽然火星大气中的水少得可怜，但科学家们发现，火星上的许多地区有被侵蚀的迹象，而且那纵横交错的河床似乎在告诉我们，火星上曾经有过液态的水，而且水还很多，它们聚集成大大小小的湖泊，甚至海洋。科学家们作出的解释是，在火星的形成初期，这个星球被厚厚的二氧化碳云层所包裹，导致了强大的“温室效应”，受太阳辐射后，火星表面的热量被云层阻隔，无法散发到外层空间，使得气温升高，使水能以液态存在。那时的火星温暖湿润，可能孕育过生命，因此人类一直对火星情有独钟，总有一天人类也会像登月一样登上火星表面。\n　　在火星的两极有大量的固态二氧化碳（干冰），科学家们猜测，在这些巨大的冰盖下面可能存在着固态的水。\n\n小行星带\n　　小行星是太阳系小天体中最主要的成员，主要由岩石与不易挥发的物质组成。\n　　主要的小行星带位于火星和木星轨道之间，距离太阳2.3至3.3天文单位，它们被认为是在太阳系形成的过程中，受到木星引力扰动而未能聚合的残余物质。\n　　小行星的尺度从大至数百公里、小至微米的都有。除了最大的谷神星之外，所有的小行星都被归类为太阳系小天体，但是有几颗小行星，像是灶神星、健神星，如果能被证实已经达到流体静力平衡的状态，可能会被重分类为矮行星。\n　　小行星带拥有数万颗，可能多达数百万颗，直径在一公里以上的小天体。尽管如此，小行星带的总质量仍然不可能达到地球质量的千分之一。小行星主带的成员依然是稀稀落落的，所以至今还没有太空船在穿越时发生意外。\n　　直径在10至10-4 米的小天体称为流星体。\n\n谷神星\n　　谷神星 （2.77天文单位）是主带中最大的天体，也是主带中唯一的矮行星。它的直径接近1000公里，因此自身的重力已足以使它成为球体。它在19世纪初被发现时，被认为是一颗行星，在1850年代因为有更多的小天体被发现才重新分类为小行星；在2006年，又再度重分类为矮行星。\n\n小行星族\n　　在主带中的小行星可以依据轨道元素划分成几个小行星群和小行星族。小行星卫星是围绕着较大的小行星运转的小天体，它们的认定不如绕着行星的卫星那样明确，因为有些卫星几乎和被绕的母体一样大。\n　　在主带中也有彗星，它们可能是地球上水的主要来源。\n　　特洛依小行星的位置在木星的 L4或L5点（在行星轨道前方和后方的不稳定引力平衡点），不过“特洛依”这个名称也被用在其他行星或卫星轨道上位于拉格朗日点上的小天体。 希耳达族是轨道周期与木星有着2:3共振的小行星族，当木星绕太阳公转二圈时，这群小行星会绕太阳公转三圈。\n　　内太阳系也包含许多“淘气”的小行星与尘粒，其中有许多都会穿越内行星的轨道。\n\n中太阳系\n　　太阳系的中部地区是气体巨星和它们有如行星大小尺度卫星的家，许多短周期彗星，包括半人马群也在这个区域内。此区没有传统的名称，偶尔也会被归入“外太阳系”，虽然外太阳系通常是指海王星以外的区域。在这一区域的固体，主要的成分是“冰”（水、氨和甲烷），不同于以岩石为主的内太阳系。\n\n外行星\n　　在外侧的四颗行星，也称为类木行��，囊括了环绕太阳99%的已知质量。木星和土星的大气层都拥有大量的氢和氦，天王星和海王星的大气层则有较多的“冰”，像是水、氨和甲烷。有些天文学家认为它们该另成一类，称为“天王星族”或是“冰巨星”。这四颗气体巨星都有行星环，但是只有土星的环可以轻松的从地球上观察。“外行星”这个名称容易与“外侧行星”混淆，后者实际是指在地球轨道外面的行星，除了外行星外还有火星。\n\n木星\n　　木星（5.2 天文单位），主要由氢和氦组成，质量是地球的318倍，也是其他行星质量总和的2.5倍。木星的丰沛内热在它的大气层造成一些近似永久性的特征，例如云带和大红斑。木星已经被发现的卫星有63颗，最大的四颗，甘尼米德、卡利斯多、埃欧和欧罗巴，显示出类似类地行星的特征，像是火山作用和内部的热量。甘尼米德比水星还要大，是太阳系内最大的卫星。\n　　木星是距太阳的第五颗行星，并且是太阳系九大行星中最大的一颗。按离太阳由近及远的次序为第五颗。木星是夜空中最亮的几颗星之一，仅次于金星，通常比火星亮(除火星冲日时以外)，也比最亮的天狼星亮。木星的成份也比其他行星更为复杂。它的重量为1.9 Ｅ27公斤，赤道直径为142,800公里，木星的赤道半径为71,400公里，为地球的11.2倍；体积是地球的1,316倍；质量是1.9Ｅ30千克，相当于地球质量的三百多倍，是所有其他行星总质量的两倍半。平均密度相当低，只有1.33克/立方厘米。重力加速度在赤道和两极不同，赤道上为2,707厘米/平方秒，两极为2,322厘米/平方秒。木星是太阳系中卫星数目较多的一颗行星，木星拥有16个卫星，其中的四个（木卫四、木卫二、木卫三和木卫一）早在1610年就被伽利略发现了。1979年，“旅行者”一号发现木星也有环，但它非常昏暗，在地球上几乎看不到。木星的大气非常厚，可能它本身就像太阳那样是个气体球。木星大气的主要成份是氢和氦，以及少量的甲烷、氨、碳、氧及少量的铁、硫、水汽和其他化合物。在木星的内部，由于巨大的压力，氢原子中的电子被释放出来，仅存赤裸的质子。使氢呈现金属特性。\n　　纬线上色彩分明的条纹、翻腾的云层和风暴象征着木星多变的天气系统。云层图案每小时每天都在变化。“大红斑”是一个复杂的按顺时针方向运动的风暴，它于1665年被法国天文学家卡西尼发现，至今已存在了300多年了。大红斑呈蛋形，宽1400千米，长30000千米，其外缘每四至六天旋转一圈，而在中心附近，运动很小，且方向不定。在条状云层上可以发现一系列小风暴和漩涡。木星大气层的平均温度为－121摄氏度。\n　　在木星的两极，发现了与地球上的十分相似的极光。这似乎与沿木卫一螺旋形的磁力线进入木星大气的物质有关。在木星的云层上端，也发现有与地球上类似的高空闪电。\n　　木星在中国古代用来定岁纪年，由此把它叫做“岁星”，而西方天文学家称木星为“朱庇特”，即罗马神话中的众神之王，相当于希腊神话众星之中俨然以王者居，不可战胜的天神宙斯。\n\n土星\n　　土星（9.5 天文单位），因为有明显的环系统而著名，它与木星非常相似，例如大气层的结构。土星不是很大，质量只有地球的95倍，它有60颗已知的卫星，泰坦和恩塞拉都斯拥有巨大的冰火山，显示出地质活动的标志。泰坦比水星大，而且是太阳系中唯一实际拥有大气层的卫星。\n　　土星，按离太阳由近及远的次序为第六颗。中国古代称填星或镇星。1871年发现天王星之前，土星一直被认为是离太阳最远的行星。\n　　人类在有史以前就已经对土星进行了观测。1610 年，伽利略第一次通过望远镜对它进行了观测，并记录下了它奇特的运行轨迹。早期观测土星非常困难，这是因为每过几年地球就要穿越土星光环所在的平面。直至 1659 年惠更斯推断出光环的几何形状后情况才有所改变。土星一直被认为是太阳系中唯一拥有光环的行星。但 1977 年人们发现天王星也有暗淡的光环，此后不久在木星和海王星周围也发现了光环。土星探测飞船卡西尼号已于 1997 年 10 月 15 日升空，将于 2004 年 7 月 1 日抵达土星。\n　　土星是距太阳的第 6 颗行星，赤道直径 119,300 千米，在太阳系中位居第二。1980-81 年旅行者号飞船的探测给人们带来了许多有关这颗行星的知识。土星的飞速自转使它的两极明显地扁平。土星自转一周 10 小时 39 分，公转一周为 29.5 个地球年。\n　　土星大气的主要成份是氢，另外还有少量的氢和甲烷。土星是���阳系中唯一密度比水小的行星，要是把它扔进一个足够大的海洋，它肯定会浮在水面。黄色的土星表面有明显的宽阔条纹，这和木星非常相似，但不如木星来得鲜明。土星大气内部风速极高。在赤道附近风速可以达每秒 500 米。在土星的南北极也有与地球相似的极光。\n　　巨大的光环使土星成为太阳系里一颗非常美丽的行星。土星的光环其实可分成几个不同的部分，最明亮、宽阔的是 A 环和B 环，较暗的是 C 环。光环的各部分之间有明显的裂缝，最大裂缝的是 A 环和 B 环间的的 Cassini 裂缝，它是由 Giovanni Cassini 在 1657 年发现的。A 环内的 Encke 缝则是由 Johann Encke 1837 年发现的。通过飞船的探测，人们还发现较宽的光环其实是由许多狭窄的小环组成的。\n　　光环的形成原因还不十分清楚，据推测可能是由彗星、小行星与较大的土卫相撞后产生的碎片组成的。光环可能含有大量的水份，构成它们的是直径从几厘米到几米的冰块和雪球。某些光环，如 F 环的结构在邻近的卫星引力拉扯下结构发生了细微的变化。\n　　科学家在“旅行者”号飞船发回的一张图片中发现，土星宽阔的 B 环上带有放射状的阴影，但在“旅行者”号此后拍摄的其他图片中却没有。据推测，这一现象可能因为光环在某些时候带有静电，漂浮在宇宙中的尘埃被吸附而造成的。\n　　土星有18个经确认的卫星，是太阳系中拥有卫星数量最多的行星。人们还从“旅行者”飞船拍摄的图片中找到了四个可能存在的新卫星。1995 年，科学家通过哈博太空望远镜发现的四个天体也可能是新卫星。\n　　在土星的卫星中，只有土卫六 (Titan) 拥有明显的大气层。大多数卫星同步自转，但土卫七 (Hyperion) 与土卫九 (Phoebe) 是个例外，它们的轨道是无规则的。土星的卫星系统非常稳定，多数卫星的轨道都是近圆形的，并都处于土星的赤道平面上，而只有土卫八 (Iapetus) 和土卫九 (Phoebe)是例外。\n\n天王星\n　　天王星（19.6 天文单位），是最轻的外行星，质量是地球的14倍。它的自转轴对黄道倾斜达到90度，因此是横躺着绕着太阳公转，在行星中非常独特。在气体巨星中，它的核心温度最低，只辐射非常少的热量进入太空中。天王星已知的卫星有27颗，最大的几颗是泰坦尼亚、欧贝隆、乌姆柏里厄尔、艾瑞尔和米兰达。\n　　在古老的希腊神话中，天王星被看作是第一位统治整个宇宙的天神-乌刺诺斯。他与地母该亚结合，生下了后来的天神，是他费尽心机将混沌的宇宙规划得和谐有序。\n　　天王星是距太阳的第七颗行星，在太阳系中，它的体积位居第三。它是1781年由在英国定居的德国天文学家F.W.赫歇尔发现的。天王星赤道直径51800公里，公转周期为84.01个地球年。它与太阳的平均距离为2.87亿公里。天王星上的一天是17小时14分钟。它是太阳系中唯一个“躺”着围绕太阳运转的行星。天王星至少有15个卫星。最大的两个是1787年发现的。\n　　天王星的大气层中83%是氢，15%为氦，2%为甲烷以及少量的乙炔和碳氢化合物。上层大气层的甲烷吸收红光，使天王星呈现蓝绿色。大气在固定纬度集结成云层，类似于木星和土星在纬线上鲜艳的条状色带。天王星具有温度较高的同温层和一个较冷的对流层。由于天王星离太阳很远，它接受太阳能只有地球的千分之二，表面温度只有-211℃；仅靠太阳光是不能达到如此高温的，因而可能在天王星上存在其他能源。由于天王星的自转，星体中纬度有风。风速大约是每秒40-160米。经无线电科学测试，发现在赤道附近有大约每秒一百米的逆风。\n\n海王星\n　　海王星（30 天文单位）虽然看起来比天王星小，但密度较高使质量仍有地球的17倍。他虽然辐射出较多的热量，但远不及木星和土星多。海王星已知有13颗卫星，最大的崔顿仍有活跃的地质活动，有着喷发液态氮的间歇泉，它也是太阳系内唯一逆行的大卫星。在海王星的轨道上有一些1:1轨道共振的小行星，组成海王星特洛伊群。\n　　海王星是太阳系中最外缘的一颗巨行星，赤道直径49,500公里。如果海王星上有洞，它能容纳近60个地球。海王星每165年绕太阳一周。海王星上的一天为16小时6.7分钟。\n　　海王星的内部是熔岩、水、液氨和甲烷的混合物组成的。外面的一层是氢、氦、水和甲烷组成的气体的混合物。甲烷赋予了海王星云层蓝色的外观。\n　　由于海王星离太阳遥远，海王星云层的平均温度为零下193摄氏度至零下153摄氏度，但在红外波段，海王星的辐射能量超过它所吸收的太阳能量���这表明海王星也可能存在内部局部能源。海王星上有明显的狭长而明亮的云层，它与地球上的藤蔓状云十分相似。在北半球的低纬度，\"旅行者\"号曾拍到过条状云投在下层云体上的阴影。\n　　海王星是个多变的行星，从1989年8月“旅行者2号”考察海王星时发回的照片上发现，海王星上有一个大鹅卵形黑斑，二个暗斑和三个亮斑，让人想起木星风暴“大红斑”。最大的一个“大黑斑”有地球那么大，看上去像一只大眼睛，大黑斑附近风速可以达到每小时2000公里，大约每10天逆时针旋转一周。这个大黑斑实际上是一个气旋，它是海王星大气的高压区，在它上面约50公里处有一些像卷云般的云朵。分析表明，在海王星大气中含有高浓度的甲烷和氢硫化物。海王星上也有像其它行星一样的强风。相对于行星的自转方向，大多数风向都是向西吹的。\n　　海王星有8个卫星，其中的6个是由旅行者号发现的。\n　　海王星是否也有环带？这是天文学家们长期以来关注的问题。\n　　1977年上天的“旅行者2号”飞船，经过12年长途跋涉，于1989年8月25日飞临海王星进行考察时，探测到海王星共有5个光环，他们的结构与天王星稍有不同。在5个环中，4个是环，另一个是尘埃壳。这些环可能是由小型陨石撞击海王星卫星而形成的尘埃组成的。\n\n彗星\n　　彗星归属于太阳系小天体，通常直径只有几公里，主要由具挥发性的冰组成。 它们的轨道具有高离心率，近日点一般都在内行星轨道的内侧，而远日点在冥王星之外。当一颗彗星进入内太阳系后，与太阳的接近会导致她冰冷表面的物质升华和电离，产生彗发和拖曳出由气体和尘粒组成，肉眼就可以看见的彗尾。\n　　短周期彗星是轨道周期短于200年的彗星，长周期彗星的轨周期可以长达数千年。短周期彗星，如哈雷彗星，被认为是来自柯伊伯带；长周期彗星，如海尔·波普彗星，则被认为起源于奥尔特云。有许多群的彗星，如克鲁兹族彗星，可能源自一个崩溃的母体。有些彗星有着双曲线轨道，则可能来自太阳系外，但要精确的测量这些轨道是很困难的。挥发性物质被太阳的热驱散后的彗星经常会被归类为小行星。\n\n半人马群\n　　半人马群是散布在9至30 天文单位的范围内，也就是轨道在木星和海王星之间，类似彗星以冰为主的天体。半人马群已知的最大天体是 10199 Chariklo，直径在200至250 公里。第一个被发现的是小行星2060，因为在接近太阳时如同彗星般的产生彗发，目前已经被归类为彗星。有些天文学家将半人马族归类为柯伊伯带内部的离散天体，而视为是外部离散盘的延续。\n\n外太阳系\n　　在海王星之外的区域，通常称为外太阳系或是外海王星区，仍然是未被探测的广大空间。这片区域似乎是太阳系小天体的世界（最大的直径不到地球的五分之一，质量则远小于月球），主要由岩石和冰组成。\n\n柯伊伯带\n　　柯伊伯带，最初的形式被认为是由与小行星大小相似，但主要是由冰组成的碎片与残骸构成的环带，扩散在距离太阳30至50 天文单位之处。这个区域被认为是短周期彗星的来源。它主要由太阳系小天体组成，但是许多柯伊伯带中最大的天体，例如创神星、伐楼拿、2003 EL61、2005 FY9和厄耳枯斯等，可能都会被归类为矮行星。估计柯伊伯带内直径大于50公里的天体会超过100,000颗，但总质量可能只有地球质量的十分之一甚至只有百分之一。许多柯伊伯带的天体都有两颗以上的卫星，而且多数的轨道都不在黄道平面上。\n　　柯伊伯带大致上可以分成共振带和传统带两部分，共振带是由与海王星轨道有共振关系的天体组成的（当海王星公转太阳三圈就绕太阳二圈，或海王星公转两圈时只绕一圈），其实海王星本身也算是共振带中的一员。传统带的成员则是不与海王星共振，散布在39.4至47.7天文单位范围内的天体。传统的柯伊伯带天体以最初被发现的三颗之一的1992 QB1为名，被分类为类QB1天体。\n\n冥王星和卡戎\n　　冥王星（平均距离39天文单位）是一颗矮行星，也是柯伊伯带内已知的最大天体之一。当它在1930年被发现后被认为是第九颗行星，直到2006年才重分类为矮行星。冥王星的轨道对黄道面倾斜17度，与太阳的距离在近日点时是29.7天文单位（在海王星轨道的内侧），远日点时则达到49.5天文单位。\n　　目前还不能确定卡戎（冥王星的卫星）是否应被归类为目前认为的卫星还是属于矮行星，因为冥王星和卡戎互绕轨道的质心不在任何一者的表面之下，形成了冥王星—卡戎双��星系统。另外两颗很小的卫星，尼克斯（Nix）与许德拉（Hydra）则绕着冥王星和卡戎公转。 冥王星在共振带上，与海王星有着3:2的共振（冥王星绕太阳公转二圈时，海王星公转三圈）。柯伊伯带中有着这种轨道的天体统称为类冥天体。\n\n离散盘\n　　离散盘与柯伊伯带是重叠的，但是向外延伸至更远的空间。离散盘内的天体应该是在太阳系形成的早期过程中，因为海王星向外迁徙造成的引力扰动才被从柯伊伯带抛入反复不定的轨道中。多数黄道离散天体（scattered disk object）的近日点都在柯伊伯带内，但远日点可以远至150 天文单位；轨道对黄道面也有很大的倾斜角度，甚至有垂直于黄道面的。有些天文学家认为黄道离散天体应该是柯伊伯带的另一部分，并且应该称为“柯伊伯带离散天体”。\n\n阋神星\n　　阋神星（平均距离68天文单位）是已知最大的黄道离散天体，并且引发了什么是行星的辩论。他的直径至少比冥王星大15%，估计有2,400公里（1,500英里），是已知的矮行星中最大的。阋神星有一颗卫星，阋卫一（迪丝诺美亚），轨道也像冥王星一样有着很大的离心率，近日点的距离是38.2天文单位（大约是冥王星与太阳的平均距离），远日点达到97.6天文单位，对黄道面的倾斜角度也很大。\n\n最远的区域\n　　太阳系于何处结束，以及星际介质开始的位置没有明确定义的界线，因为这需要由太阳风和太阳引力两者来决定。太阳风能影响到星际介质的距离大约是冥王星距离的四倍，但是太阳的洛希球，也就是太阳引力所能及的范围，应该是这个距离的千倍以上。\n\n日球层顶\n　　太阳圈可以分为两个区域，太阳风传递的最大速度大约在95 天文单位，也就是冥王星轨道的三倍之处。此处是终端震波的边缘，也就是太阳风和星际介质相互碰撞与冲激之处。太阳风在此处减速、凝聚并且变得更加纷乱，形成一个巨大的卵形结构，也就是所谓的日鞘，外观和表现得像是彗尾，在朝向恒星风的方向向外继续延伸约40 天文单位，但是反方向的尾端则延伸数倍于此距离。太阳圈的外缘是日球层顶，此处是太阳风最后的终止之处，外面即是恒星际空间。\n　　太阳圈外缘的形状和形式很可能受到与星际物质相互作用的流体动力学的影响， 同时也受到在南端占优势的太阳磁场的影响；例如，它的形状在北半球比南半球多扩展了9个天文单位（大约15亿公里）。在日球层顶之外，在大约230天文单位处，存在着弓激波，它是当太阳在银河系中穿行时产生的。\n　　还没有太空船飞越到日球层顶之外，所以还不能确知星际空间的环境条件。而太阳圈如何保护在宇宙射线下的太阳系，目前所知甚少。为此，人们已经开始提出能够飞越太阳圈的任务。\n\n奥尔特云\n　　理论上的奥尔特云有数以兆计的冰冷天体和巨大的质量，在大约5,000 天文单位，最远可达10,000天文单位的距离上包围着太阳系，被认为是长周期彗星的来源。它们被认为是经由外行星的引力作用从内太阳系被抛至该处的彗星。奥尔特云的物体运动得非常缓慢，并且可以受到一些不常见的情况的影响，像是碰撞、或是经过天体的引力作用、或是星系潮汐。\n\n塞德娜和内奥尔特云\n　　塞德娜是颗巨大、红化的类冥天体，近日点在76 天文单位，远日点在928 天文单位，12,050年才能完成一周的巨大、高椭率的轨道。米高·布朗在2003年发现这个天体，因为它的近日点太遥远，以致不可能受到海王星迁徙的影响，所以认为它不是离散盘或柯伊伯带的成员。他和其他的天文学家认为它属于一个新的分类，同属于这新族群的还有近日点在45 天文单位，远日点在415 天文单位，轨道周期3,420年的2000 CR105，和近日点在21 天文单位，远日点在1,000 天文单位，轨道周期12,705年的(87269) 2000 OO67。布朗命名这个族群为“内奥尔特云”，虽然它远离太阳但仍较近，可能是经由相似的过程形成的。塞德娜的形状已经被确认，非常像一颗矮行星。\n\n疆界\n　　我们的太阳系仍然有许多未知数。考量邻近的恒星，估计太阳的引力可以控制2光年（125,000天文单位）的范围。奥尔特云向外延伸的程度，大概不会超过50,000天文单位。尽管发现的塞德娜，范围在柯伊伯带和奥尔特云之间，仍然有数万天文单位半径的区域是未曾被探测的。水星和太阳之间的区域也仍在持续的研究中。在太阳系的未知地区仍可能有所发现。\n\n星系的关联\n　　太阳系位于一个被称为银河系的星系内，直径100,000光年，拥有约二千亿颗恒星的棒旋星系。���们的太阳位居银河外围的一条旋涡臂上，称为猎户臂或本地臂。太阳距离银心25,000至28,000光年，在银河系内的速度大约是220公里/秒，因此环绕银河公转一圈需要2亿2千5百万至2亿5千万年，这个公转周期称为银河年。\n　　太阳系在银河中的位置是地球上能发展出生命的一个很重要的因素，它的轨道非常接近圆形，并且和旋臂保持大致相同的速度，这意味着它相对旋臂是几乎不动的。因为旋臂远离了有潜在危险的超新星密集区域，使得地球长期处在稳定的环境之中得以发展出生命。太阳系也远离了银河系恒星拥挤群聚的中心，接近中心之处，邻近恒星强大的引力对奥尔特云产生的扰动会将大量的彗星送入内太阳系，导致与地球的碰撞而危害到在发展中的生命。银河中心强烈的辐射线也会干扰到复杂的生命发展。即使在太阳系目前所在的位置，有些科学家也认为在35,000年前曾经穿越过超新星爆炸所抛射出来的碎屑，朝向太阳而来的有强烈的辐射线，以及小如尘埃大至类似彗星的各种天体，曾经危及到地球上的生命。\n　　太阳向点（apex）是太阳在星际空间中运动所对着的方向，靠近武仙座接近明亮的织女星的方向上。\n　　\n\n邻近的区域\n　　太阳系所在的位置是银河系中恒星疏疏落落，被称为本星际云的区域。这是一个形状像沙漏，气体密集而恒星稀少，直径大约300光年的星际介质，称为本星系泡的区域。这个气泡充满的高温等离子，被认为是由最近的一些超新星爆炸产生的。在距离太阳10光年（15亿公里）内只有少数几颗的恒星，最靠近的是距离4.3光年的三合星，半人马座α。半人马座α的A与B是靠得很近且与太阳相似的恒星，而C（也称为半人马座比邻星）是一颗小的红矮星，以0.2光年的距离环绕着这一对双星。接下来是距离6光年远的巴纳德星、7.8光年的沃夫359、8.3光年的拉兰德21185。在10光年的距离内最大的恒星是距离8.6光年的一颗蓝矮星，质量约为太阳2倍，有一颗白矮星（天狼B星）绕着公转的天狼星。在10光年范围内，还有距离8.7光年，由两颗红矮星组成的鲸鱼座UV，和距离9.7光年，孤零零的红矮星罗斯154。与太阳相似而我们最接近我们的单独恒星是距离11.9光年的鲸鱼座τ，质量约为太阳的80%，但光度只有60%。\n\n太阳系的起源及演化\n　　太阳系的起源是一个关于这个世界的本原问题，它从一开始就不是一个纯天文学问题。人们为了揭开这个迷，曾经历尽艰辛；许多人为此贡献出自己的毕生精力，有人甚至献出了生命。人类永远不会忘记那些曾经为理解我们这个世界而做出过重大贡献的人们。他们有：哥白尼（N.Copernicus）、布鲁诺（G.Bruno）、牛顿（I.Newton）、康德（I.Kant）、托勒密（C.Ptolemaeus）等。\n　　1543年哥白尼在《天体运行论》中提出日心学说后，他无畏的科学精神一直鼓励着人们对太阳系的认知和对自然界本原的探索。\n　　1644年笛卡尔（R.Descartes）在《哲学原理》中认为，太阳系是由物质微粒逐渐获得旋涡流式运动，而形成太阳、行星及卫星的。\n　　1745年布封（G.L.L.de.Buffon）在《一般和特殊的自然史》中首次提出灾变说，质量巨大的物体，如彗星，曾与地球碰撞，太阳物质飞散太空，后来形成地球与其它行星、卫星。\n　　1755年康德《自然通史与天体理论》提出系统学说，星云假说。太阳系是一团弥漫星际物质，在万有引力作用下聚集而成。中心形成太阳，由于斥力的增加，周边微粒在斥力的作用下，形成团块，小团块再形成行星、卫星。\n　　1796年拉普拉斯（P.S.deLaplace）《宇宙体系论》也提出星云说，太阳系所有天体是由同一块星云形成。原始星云是气态，温度很高，并且在缓慢自转着。而后，星云逐渐冷却、收缩；随之自转加快，使星云越来越扁，当离心力超过向心力，便分离出旋转气体环。再次重复，生成多个气体环。最后，星云中心形成太阳，各环形成行星。热的行星同理形成卫星。\n　　早期的星云说，科学界统称康德—拉普拉斯说，该学说在十九世纪占据太阳系起源的统治地位。由于该学说不能解释行星排列的质量分布问题和太阳系角动量特殊分布问题而遇到了困难。\n　　因此人们又转向灾变说。1900年张伯伦（T.C.Chamberlain）提出新的星子说，摩尔顿（F.R.Moulton）发展了这个学说。有一颗恒星曾经运动到距离太阳几百千米处，使太阳正、背面产生巨大潮汐，而抛射出大量物质，凝集成小团块质点，称为星子。星子是行星的胚胎，而后聚合成行星和卫星。后来还有金斯（J.H.Jeans1916）提出的“潮汐假说”与以上学说略同。\n　　关于太阳系起源的假说，可以说是种类繁多。二十世纪以来，人们的天文学知识越来越丰富。并且认识到，在广阔的宇宙中，发生恒星相遇情况的可能性极小。五十年代以后，又提出了许多新的学说，这些学说大部分都是以星云假说为基础的学说。归纳起来有以下六个学说的影响最大。\n\n\n卡米隆（A.G.W.Cameron）学说。六十年代以来，卡米隆从力学、化学等方面对地球起源进行了认真探讨，并用湍流粘滞理论计算了星云盘的演化。\n\n戴文赛学说。五十年代提出的一种角动量斥力圆盘理论。\n\n萨夫隆诺夫（В.С.СаФронов）和林忠四郎(C.Hayashi)的学说。湍流形成圆盘、环的理论。\n\n普伦蒂斯（A.J.R.Prentice）—新拉普拉斯说。冷星云湍流说。\n\n乌尔夫逊（M.M.Wolfson）的浮获说。小质量恒星天体相遇灾变说。\n\n阿尔文（H.Alfvén）的电磁说。以太阳早期存在强磁场作用的行星形成理论。\n\n\n　　虽然以上理论各具特色，但是都没能得到公认。令人信服的太阳系起源说必需阐明下列主要问题：\n\n\n原始星云的由来和特性。\n\n原始星云或星子的形成过程。\n\n行星的形成过程。\n\n行星轨道的特性：共面性、同向性和近圆性。\n\n提丢斯—波得（Titius－Bode）定则。\n\n太阳系的角动量分布。\n\n三类行星：类地、巨行、远日行星的大小、质量、密度方面的差别。\n\n行星的自转特性。\n\n卫星及环系的形成。\n\n小行星的起源。\n\n彗星的起源。\n\n地-月系统的起源。\n\n\n星云演化阶段\n　　在46-50亿年之前，星际弥漫物质分布不均匀，物质的密集区成为星际云。在外界因素的触发下，星际云发生自吸引收缩。当密度足够大时，星云际云出现不稳定，瓦解成为多个小星云。其中猎户臂上的一块小星云，质量约为1.03M⊙，该星云就是以后演化成太阳系的星云。该星云中心温度100K，其余大部分的温度均在10K以下。初始角动量2×1052～5×1052克·厘米2·秒-1。\n　　对星云演化阶段的演化过程，大多数学者对其没有太大的分歧。最具争议的是外界触发因素，一般认为有以下几种星云收缩触发机制。\n\n\n星云间碰撞产生激波压缩。\n\n银河螺旋密度波通过星际云时产生的激波。\n\n邻近超新星爆发产生的激波。\n\n其它强星云收缩激发附近稠密的星云。\n\n\n　　许多人都认为是超新星爆发而激发太阳星云收缩的。但是，在有千亿颗恒星的银河系里，每年都会有不少颗恒星诞生。超新星激发而产生恒星的情况并不多见。而在银河系旋臂附近的星际物质，有相对银河系中心每秒几百千米的速度动量，少许有一点波动或激波，就足以产生使太阳星云收缩的自转角动量。\n　　太阳星云演化阶段的主要星云物质所在范围约为3～10万个天文单位（天文单位：现在地球至太阳间的距离）。星云演化阶段的时间约为108年。\n\n星子演化阶段\n　　当太阳星云极度收缩，大多星云物质范围在1～3万个天文单位，有98％以上的物质都已收缩到一个天文单位内时，太阳系星云进入星子演化阶段。\n　　在这个演化阶段，大多数太阳系起源理论,对星云中心由星云物质收缩成星子，再由星子聚集质点形成太阳的观点没有异议。而对太阳以外星子和星云物质所在星盘的形成，提出各种观点。\n　　许多理论都认为在盘上形成了环。1、卡米隆学说，湍流粘滞环。2、魏茨泽克（C.F.Weizsaker）的流体力学旋涡环。3、戴文赛的离心力环。4、普伦蒂斯的力学环。等等。\n　　还有理论认为全部星云物质都形成了太阳。如，张伯伦的恒星相遇说，金斯的潮汐说，乌尔夫逊的俘获说，阿尔文的电磁说等。\n　　依据我们对各类星云的观测经验，星云形成环的可能性极小，而且太阳星云初始运动也没有促使其形成环的因素。不过，星云盘收缩时形成旋臂是极常见的现象，旋臂使星云的密度产生了疏密差异。密度大的地方星云物质开始聚积成星子。\n　　有人会问，谁说星云不能生成环，土星不是有环吗？在太阳没有燃烧以前太阳完全可以有环。但是，土星的赤道环和太阳星云盘形成的环差异太大。依据洛希极限（Roche’sLimit）原理，土星类相对星体距离也较近，而且像土星这样的环不可能形成为一个星体。\n　　对于太阳系星云完全收缩为一个太阳的情况，无论从物理学的角度或是从天文学的角度看，都让人难理解。因为星云收缩为星云盘，星盘再完全收缩成一个星球体，在盘上不留一点剩余物质的情形也非常少见。\n　　太阳星云盘上也应该形��有旋臂。在星子演化阶段的后期，在大约0.5天文单位处旋臂中心的星子，其直径有大于1000千米的（这种星子也可以称为星胚）。太阳星云中心温度已经超过300K，但是距太阳1个天文单位处的温度不应该大于10K。这个演化阶段所用的时间在106～107年内。\n\n太阳—地球形成阶段\n　　在这个阶段的开始，99％以上的太阳星云物质聚集起来，形成了太阳的雏星。其密度约在1.35克/厘米3，它聚集了太阳系50％的角动量，由于物质的聚积，分子碰撞加剧，中心温度已达到6000K以上。\n　　在太阳的周围这时候先后生成了四个行星，它们是：\n\n\n水内星（Inmercury）：因为现在这颗星已经不存在。其名暂定为水内星（不是Vulcan）。它的质量大约是160个地球单位（现在的地球质量＝1个地球单位）。密度为1.34克/厘米3左右。它运行在距离太阳2900万千米的轨道上。\n\n水星：这颗水星并不像现在的水星。它的质量约110个地球单位，密度亦为1.34克/厘米3。这颗水星运行在离太阳7000万千米的轨道上。\n\n金星：它当时的质量是70个地球单位，密度1.34/厘米3，轨道距离太阳1.1亿千米。\n\n地球：当时的质量为50个地球单位，密度为1.33克/厘米3，轨道为1.5亿千米。\n\n\n　　它们的运行轨道基本是圆型。由于形成行星的旋臂外缘物质的角动量略大于内缘物质的角动量，内、外两个角动量的差变成行星自转角动量。所以以上形成的行星都具有绕太阳公转方向相同的自转。\n　　由于太阳星云在收缩时旋转略带一点扭矩，所以形成太阳后，太阳的自转赤道与黄道（星盘）面有7度多的夹角，所形成行星的自转轴，也不垂直于黄道面。\n　　当时，火星轨道处以外的物质量还不足以形成大行星，而只是在火星轨道处运行着几个较大的星子。其中最大的星子直径已超过3000千米。在火星与地球轨道之间有一个星云的小旋臂，该旋臂角动量比地球的单位角动量略大一些，其形成的星体，被地球俘获为月球，它的质量为0.7个地球单位。运行轨道与地球距离比现在要近得多。由于与地球角动量差转变为对地球的转动。而太阳星云内部不存在魏茨泽克学说所形容的内部旋涡。所以太阳系星云形成的规则卫星都是同步自转（同步自转：自转周期与行星公转周期时间相等）。\n　　关于水内星存在的理由，分析一下水星到火星的轨道特性就可以得到启示。关于形成的各行星的体量，有许多证据可以证明，当时可以有很大的质量。例如：水星现在的物质丰度和质量，如果将它们分散在水星轨道的范围以内，这些物质无论用什么办法也不能将其聚集成现在的水星。在地球上，各大洋底锰结核的存在和海水中丰富的铀含量都说明，如果地球的体量从形成时到现在就没有改变，那么对这些现象根本就无法解释。\n　　每个原始行星的其它参数，可以由以上数据推得。\n　　这个演化阶段的后期，各星体表面温度已超过200K，这个演化阶段的时间在104年之内。\n\n火星—小行星形成阶段\n　　在这个演化阶段开始，太阳表面温度已达到3000K左右。太阳内部已开始有小规模的核聚变。形成的各大行星由于收缩，自转开始加快，氢、氦元素已全部气化。太阳的热辐射驱动着散落在各大行星轨道间的剩余物质和逃逸出行星控制的氢、氦等物质，并将它们推向火星轨道和小行星轨道。\n　　由于星际物质到这个演化阶段后期，在水星、小行星轨道上逐渐增多。而后火星逐渐由星子聚集形成。其质量约30个地球单位，密度约为1.2克/厘米3，轨道参数基本与现在相同。在小行星轨道上也逐步形成了70－120个大星子，星子直径约在2000千米至3000千米。另外还有许多直径小于2000千米以下的星子。当时的大星子经现代技术分析可以逆向命名，如：脱罗夫（Trojan）星、沃耳夫（M.Wclf）星等。\n　　这个阶段约经历103年不到的时间。\n\n木星—土星形成阶段（太阳核聚变爆发阶段）\n　　这个阶段是太阳系形成过程中非常重要的一个阶段。现代的太阳系起源理论都认为，强大的太阳辐射和太阳风将星云轻物质推到外行星处。至于怎样推的和演化到什么时间将轻物质推出去的，所有太阳系起源说都未对其定位。这个推出去的过程是一个非常实际的过程，也是研究太阳系起源的值得重视的过程。这个过程必然与太阳核聚变爆发同时开始。\n　　在这个阶段里太阳由于收缩，内部的高温终于引发了整个太阳的氢核聚变活动。强大的核聚变辐射带着太阳风扫过了前面几个阶段所形成的所有的星体和星子。这个阶段大约用了105—106年的时间。\n　　我们如果能看到当时的景象，真是非常壮观：逐渐增强核聚变的太阳发着强烈的紫光，照耀着整个太阳系。小行星带的每个星子拖着像彗星一样的尾巴，围着太阳形成一个圈。地球带着月球和火星差不多，快速旋转着向四周散发着淡淡的氢气、氦气，后来又夹带着水汽。水内星、水星、金星开始剧烈地转动着向太阳系散发它们所带的气体、水汽，内太阳系空间扁平盘上，到处烟雾腾腾，给人一种祥和、温暖的感觉。\n　　在这个演化阶段的稍后期，有个重要过程需要说明。在前几个阶段已经形成的各大行星都在散发着水汽，这些太空中和星球边的水汽并没有多大压力，它们弥漫在内太阳系的空间里，其温度不会低于0摄氏度，但也不会高于70摄氏度。这是个原始生命物质最容易生成的环境。开始时原始氨基酸包裹体只是吸收热，逆换氧化物质的简单生命体。经过演化，在本阶段结束时，生态环境开始变得恶劣。该生命体就逐渐演化出能光合的基本生命体和其寄生的共生生命体这样两种类别的系列生命体。像这种长期温暖的环境现在很难人工模拟。\n　　由于太阳风的压力和太阳辐射的压力，将弥漫在内太阳系的氢、氦和水汽驱赶到现在的木星及土星轨道附近，木星、土星轨道上的星子逐渐增大，因为大部分物质在木星轨道处就被星子俘获了，而土星星子俘获的是重新凝结（温度低）的氢、氦气和水汽团，所以聚集在土星轨道上星子的密度变得越来越小。\n　　在行星形成的过程中，由于高密度物质向行星中心集结，低密度的物质浮向行星表面，由于角动量守恒，行星的转速急剧加快，太阳辐射使行星失去的表面物质将带走大量的行星自转角动量，致使行星逐渐失去自转角动量而使自转变得缓慢。特别是水内星，由于上述过程急剧演化，当该行星在失去三分之二质量后，其自转角动量已所剩无几。在这种情况下，该星对太阳来讲就像一个向心旋转的火箭，它拖着长长地急速喷射着水汽的尾巴，沿着距离太阳越来越近的轨道，渐渐地又突然快速地跌进了太阳。\n　　水星几乎也有着同样的命运，不过当它向太阳移近运行轨道1200万千米时，它的易挥发轻物质已经消耗殆尽，这时它就停留在现在的轨道上，绕着太阳转动着。水星1200万千米的轨道迁移，影响了水星的轨道参数，所以水星绕太阳转动的轨道有较大的偏心率。\n　　金星离太阳远得多，以上论述的物理过程中，几乎将金星自转角动量全部带走。但是，由于金星的轻物质挥发较慢，金星轨道的迁移量不多。\n　　这个物理过程，对地球和火星影响更要好得多。地球作为行星开始演化时，最快的自转速度，可能达到了几个小时，可是当地球被太阳挥发到2个地球质量时，其自转速度已减慢到要十五、六个小时左右转一圈了。\n　　到了这个演化阶段的后期，木星、土星已初步聚合而成。\n　　在这个演化阶段后期和下一个演化阶段的初期太阳将进入一个灾变时期。\n\n天王星—海王星形成阶段\n　　在这演化阶段的开始前，太阳进入了一个灾变性阶段，该灾变可以称为太阳角动量灾变期。\n　　当弥漫星云塌陷为一个恒星胚时，星云物质带有大量的转动角动量聚集到星体，聚集的初期角动量分布分散。恒星胚转动较慢，当恒星核聚变产生之后，大部分物质都被气化或电离时，较重物质急速向恒星中心聚集，轻物质浮向恒星表面，因角动量守恒，恒星转速越来越快。\n　　对于较大的星云团，形成恒星前的旋转速度较快，其聚集后星体含角动量极大，核聚变产生后，星核还没完全形成。为了克服巨大的角动量转速，恒星会分裂为双星，或者是聚星。银河系中就有许多这样的恒星结构。\n　　对于有较少量角动量的恒星，在恒星形成的年青阶段都有一个天文学称之为金牛T型阶段。在这个阶段，由于恒星聚集很大角动量，经过演化恒星开始快速地旋转，再加上恒星剧烈地核聚变，使恒星沿赤道表面会抛射出大量的物质。这些抛射出的物质带走大量的恒星自转角动量。金牛T型阶段结束后恒星进入了赫罗图（H—Rdiagram）的主序星阶段。又有，恒星的较差自转现象和太阳风（有质量的太阳抛射物）也要损耗大量的角动量，使其后的恒星自转速度越变越慢，恒星的自转角动量亦越来越少。\n　　这些金牛T型阶段的太阳抛射物，最先访问的是水星，而且也很频繁，聚集后不长时间，就完全气化，然后又脱离了水星。由于这些物质击中水星的方向较正，使水星���自转几乎等于同步自转。块状物对金星的撞击角度不同水星，这些大块抛射物的撞击，使金星的自转变为慢速地逆方向转动，这个撞击角和对水星的影响可以用作图法得出，也容易理解。这些抛射物能块状地访问地球、火星的可能性很小，所以就不会对这些星体造成什么重大影响。在黄道面内的这些抛射物，最后都被太阳的辐射和太阳风推到木星、土星轨道，也有的被该轨道上的星子所俘获。\n　　太阳赤道与黄道有7度多的夹角。太阳的金牛T型段的赤道抛射物有很大一部分被抛射出原太阳星云盘黄道面。这些抛射物，经由黄道盘的上、下飞越水星、金星……木星、土星。这些抛射物质在旋转盘上群星引力的作用下，落在天王星的轨道上，被那里的星子俘获，然后积聚为天王星。这些抛射物的运动轨迹可用万有引力定律推出。\n　　也许太阳向云盘上、下抛射的物质量并不相等，也许抛射的物质在云盘上、下运行的距离有差异。所以它们形成的星子都会有水平于黄道平面的自转。当变得更大的星子聚集起来形成天王星时，该星是一颗基本躺着转动的星，星内有大量的放射性物质，也说明该星大部分物质直接来自已经核聚变的太阳。\n　　有一些抛射物质因为没有被天王星子俘获，在星云盘处穿越天王星轨道，由于惯性，又运行一段距离，在星盘的引力的作用下，从另一面落入海王星轨道，被海王星轨道的星子俘获。因为它们的运动轨迹非常难以形容。所以这些星子最后形成的海王星，自转轴相对黄道面倾斜很大角度。海王星的物质大部分也来自太阳，它也含有大量的放射性物质。\n　　天王星、海王星演化阶段历时106年。\n　　海王星外的冥王星是二十世纪三十年发现的一颗行星，从质量上讲冥王星不能算是一颗大行星。对于冥王星外的太阳系空间，我们知道得不多，可以放在后面讨论。\n\n太阳系各星体的地质演化和后期演化要点\n　　太阳成为主序星后，有个现象非常重要：太阳的聚集高温点燃了核聚变，开始时燃烧的规模较小，然后逐渐加剧，最后达到燃烧的最大点，这时间在103年左右。剧烈地燃烧，必然产生燃烧阻隔，使燃烧逐渐减弱，这就形成了一个周期。现在我们把它称为太阳活动周期，这个周期现在大约是11.2年。太阳刚进入主序星时，活动周期的波动非常明显，当时波动周期的时间大约在70年左右。\n　　水星在聚积成行星后，经过一定时间，水星的地质演化非常充分，铁的核、岩的壳外面包裹着水和氢气、氦气。当太阳的热量吹走表面的气体、水和极易挥发物质后，火星迁移到现在运行的轨道。而后几亿年强烈的太阳风，又吹去了大部分岩壳（当时的水星岩是熔融态），以至它表面易挥发的金属也被吹走了。\n　　金星要好得多，它只失去了水分和部分易挥发物质，而且轨道也移动不多。\n　　地球是颗神奇的行星，它的初期演化就有生物参与。地球大气中的氧，如果没有生物作用是不可能存在的。在太阳早期活动周期的低谷，地球建立了地球磁场，再加上氧的作用，地球保住了剩余下来的水，为今后的生物进化提供了条件。\n　　月球是地球的卫星，在当初形成时它是太阳系中最大的卫星。因为是卫星仅有同步自转，所以它的地质演化并不充分，几乎没有铁核。它的质心偏向地球。当它失去月表的水分后，太阳风又吹去了月表所有的易挥发物质和易挥发金属。由于逐渐失去部分地球的引力和质量，月球轨道在远离地球。\n　　火星最大时，有30个地球质量那么大，但是其99％以上都是轻物质。它的地质演化应该非常充分。当火星演化到10亿年以前，火星表面还存在有大量的水，只因大气中没有存住氧，这些水分都慢慢地失去了。它的两颗卫星是火星演化时期俘获的。火卫一来自小行星轨道的可能性极大，因为在那里被划伤的概率要比作为卫星要高得多。\n　　小行星轨道上，直径大于2000千米的小行星都有相当充分的地质演化：铁的核、岩的壳、外包着水和气。太阳初期的剧烈燃烧，吹走了它表面的氢、氦气和水，使所有的小行星失去了成为大行星的机会。大小不等的类地小行星运行在轨道上，其速度、质量又各不相同，在以后形成的大质量和近距离的木星胁迫下，小行星经常发生碰撞，裂解成为各类小行星族。有些脱离原来的轨道进入地球、火星轨道。地球上见到的铁陨石和石陨石大都来自小行星轨道的物质。另外大部分脱离轨道的小行星或被木星俘获或进入木星轨道。因为有木星的巨大��量胁迫，所以在小行星轨道上运行的各族小行星的分布应该和木星轨道共振。没有进行地质演化条件的小行星（形成时的质量小），失去大部分水分后，以原始状态继续运行着。有些较远离太阳的小行星也许还保持有一定的水分。 　\n　　一亿年后，在塌缩的星云中心，压力和密度将大到足以使原始太阳的氢开始热融合，这会一直增加直到流体静力平衡，使热能足以抵抗重力的收缩能。这时太阳才成为一颗真正的恒星。\n　　相信经由吸积的作用，各种各样的行星将从云气（太阳星云）中剩余的气体和尘埃中诞生：\n\n\n\n当尘粒的颗粒还在环绕中心的原恒星时，行星就已经开始成长；\n\n然后经由直接的接触，聚集成1至10公里直径的丛集；\n\n接着经由碰撞形成更大的个体，成为直径大约5公里的星子；\n\n在未来的数百万年中，经由进一步的碰撞以每年15厘米的的速度继续成长。\n\n\n\n\n　　\n　　在太阳系的内侧，因为过度的温暖使水和甲烷这种易挥发的分子不能凝聚，因此形成的星子相对的就比较小（仅占有圆盘质量的0.6%），并且主要的成分是熔点较高的硅酸盐和金属等化合物。这些石质的天体最后就成为类地行星。再远一点的星子，受到木星引力的影响，不能凝聚在一起成为原行星，而成为现在所见到的小行星带。\n　　在更远的距离上，在冻结线之外，易挥发的物质也能冻结成固体，就形成了木星和土星这些巨大的气体巨星。天王星和海王星获得的材料较少，并且因为核心被认为主要是冰（氢化物），因此被称为冰巨星。\n　　一旦年轻的太阳开始产生能量，太阳风会将原行星盘中的物质吹入行星际空间，从而结束行星的成长。年轻的金牛座T星的恒星风就比处于稳定阶段的较老的恒星强得多。\n　　根据天文学家的推测，目前的太阳系会维持直到太阳离开主序。由于太阳是利用其内部的氢作为燃料，为了能够利用剩余的燃料，太阳会变得越来越热，于是燃烧的速度也越来越快。这就导致太阳不断变亮，变亮速度大约为每11亿年增亮10％。\n　　从现在起再过大约76亿年，太阳的内核将会热得足以使外层氢发生融合，这会导致太阳膨胀到现在半径的260倍，变为一颗红巨星。此时，由于体积与表面积的扩大，太阳的总光度增加，但表面温度下降，单位面积的光度变暗。\n　　随后，太阳的外层被逐渐抛离，最后裸露出核心成为一颗白矮星，一个极为致密的天体，只有地球的大小却有着原来太阳一半的质量。\n\n其他\n太阳系行星“裁员”　冥王星遭“降级”\n　　国际天文学联合会大会2006年8月24日通过决议，将地位备受争议的冥王星“开除”出太阳系行星行列，太阳系行星数目也因此降为8颗。从此，冥王星这个游走在太阳系边缘的天体将只能与其他一些差不多大的“兄弟姐妹”一道被称为“矮行星”。\n　　大会始终充满紧张气氛。直到表决前，一些天文学家还抓住最后机会表达质疑。他们站在观众席走道里竖立着的麦克风前，要求主席台上正襟危坐的国际天文学联合会主席罗恩·埃克斯再度修改决议草案。一位天文学家甚至要求修改其中的一个标点。投票时，两派的对立显而易见。天文学家们挥舞着手中的选票，极具煽动性地鼓励更多人加入他们当中，其中包括埃克斯，一位冥王星的强烈支持者。\n　　根据当天通过的新定义，“行星”指的是围绕太阳运转、自身引力足以克服其刚体力而使天体呈圆球状、能够清除其轨道附近其他物体的天体。而冥王星因为其轨道与海王星相交，因此不符合这一定义。大会通过的决议说：“（太阳系）行星包括水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。”\n　　决议称，冥王星是一颗“矮行星”。所谓“矮行星”是指同样具有足够质量、呈圆球状，但不能清除其轨道附近其他物体的天体。决议还确认了一类外海王星天体，并将冥王星作为该类天体的“典型”代表。\n　　“冥王星不该属于行星，每个天文学家都该知道，”英国伦敦大学学院天文学家伊恩·豪沃斯在决议通过后对新华社记者说。和大多数在场的天文学家一样，他对冥王星投了反对票。\n　　但对于国际天文学联合会主席埃克斯来说，投票结果是“一个遗憾”。他认为，应当将“矮行星”也归入行星之列。\n　　国际天文学联合会副主席、中国科学院院士方成在接受新华社记者采访时说：“冥王星的确是这次行星定义过程的焦点，许多科学家认为它不该成为行星。”\n　　尽管科学家们关于这一问题��未达成共识，但无论如何，行星新定义的产生是一个“历史性”时刻。埃克斯表示，对于行星的研究和讨论，将来还会继续，但这一定义的产生是天文学研究的里程碑。\n\n怎样飞越太阳系\n　　2000年3月29日，人类在寻找太阳系外行星方面取得重大进展。美国加利福尼亚大学的科学家宣布，他们发现了两颗迄今为止围绕着其他恒星运行的最小行星。这两颗太阳系外的行星质量与土星相近。这标志着科学家在寻找地球大小的太阳系外的行星的过程中迈出了重要的一步，因为迄今为止观测行星的技术只能发现比木星大的太阳系外行星，而要寻找外星生命，只能到地球大小的行星上去找。想要飞向太阳系外的恒星，解决动力问题则是关键。\n　　恒星周围存在行星是一个普遍现象。在太阳系附近的恒星周围肯定存在着行星系统，了解那里的行星无疑是一件激动人心的事。可现有的天文手段在这方面显得过于苍白无力。它既不能告诉我们这些行星的大气组成，也无法揭示其地质构造，甚至天文学家连它们的几何尺寸也无从知晓。\n　　这一切都是地球与目标行星之间的距离所致——动辄几十万天文单位的旅程会令最狂热的宇航迷变得垂头丧气，用化学火箭推进的探测器要用成千上万年才能飞到那里。\n　　如何在一个科学家的有生之年完成太阳系外的探险呢？这时飞船应该达到每秒几百公里的速度，而目前最快的飞船只能达到这速度的十分之一。现行的飞船之所以行动迟缓，根本原因在于它们仅靠化学火箭在其飞行的头几分钟里加速，冲出大气层后的航程完全倚赖惯性滑行，充其量在路过大行星时靠其引力加速。因此要想飞向太阳系外的恒星，解决动力问题是关键。\n　　目前“旅行者”号和“先驱者”号探测器已经飞越了冥王星轨道，成为离地球最远的探测器。为了达到这一目标，科学家花费了十几年的时间，其间还不断利用大行星的引力加速（称为“引力跳板”技术）。而且从一开始，它们就是用最强大的化学火箭（“土星”号）发射的。\n　　下面的方法是科学家想到的飞越太阳系到达其他恒星的方法。其中有一些现在就可以实现，而另一些也许永远只能停留在设想阶段。\n　　核动力火箭　20世纪50年代，随着和平利用原子能的呼声日益高涨，原子火箭发动机应运而生。法国人设计了以水为工作物质的原子能火箭，它靠核反应堆产生的热量将水汽化，高速喷射出的水蒸汽能使星际飞船逐渐加速。火箭要喷出5000吨的水才能在50年内把飞船送往最近的恒星——比邻星（距地球4.22光年）。\n　　一般化学火箭的结构质量占总质量的6％—10％，有效载荷仅占1％；而原子能火箭的结构质量占总质量的12％—15％，但有效载荷可占总质量的5％—8％。以氘为燃料的核聚变火箭，排气速度可达15000公里／秒，足以在几十年内把宇宙飞船送到别的恒星。\n　　聚变比裂变放出更大的能量。在一个核聚变推进系统中理论上每千克燃料能够产生100万亿焦耳能量———比普通化学火箭的能量密度高一千万倍。核聚变反应将产生大量高能粒子。用电磁场约束这些粒子，使之向指定方向喷射，飞船就可以高速前进了。为安全起见，核飞船至少应在近地轨道组装。为利用月球上丰富的氦资源，月球也是理想的组装发射地。此外也可以在拉格朗日点（此点处的物体在绕地球运转的同时保持与月球相对距离不变）处完成组装，原材料从月球上用电磁推进系统发送。\n　　光帆　中国古代的纸鸢无法和现在的超音速飞机同日而语，今人设想的喷射式推进系统也不能和未来实际的星际飞船相提并论。相对于核动力火箭来说，以下几种进入太空的方法更有可能在未来的星际飞行中使用。\n　　15世纪地理大发现时期，西欧的水手们扬帆远航，驶向传说中的大陆。未来的星际航行恐怕还要借助“帆”这种古老的工具，只不过驱动“太空帆”的不是气流而是光。早在20世纪20年代，物理学家就已证明电磁波对实物具有压力效应。1984年，科学家提出，实现长期太空飞行的最佳方法是向一个大型薄帆发射大功率激光。这种帆被称为“光帆”。它采用圆盘状布局，直径达3.6千米，帆面材料为纯铝，无任何支撑结构，其最大飞行速度可达到光速的十分之一。在搭载１吨的有效载荷时，飞抵半人马座的α星仅需40年或更少的时间。以这个速度，太空船可以在两天内从太阳飞到冥王星，但要是飞越另一个太阳系并对其进行考察，这速度显然太低了。\n　　为了进行详细的考���，可以采用“加速——减速”的飞行方案。这时光帆直径取100千米，使用功率为7.2×1012瓦的激光器向它发射激光。在减速阶段，将有一个类似减速伞的小型光帆被释放出来。它把大部分激光向飞船的前进方向反射，以达到制动的目的。\n　　虽然要求较高，但较其他形式的星际飞船而言，光帆是在技术上和经济上最容易实现的方案。根据估算，在使用金属铍作为帆面材料时，飞到半人马座α星的总费用为66.3亿美元。这只相当于阿波罗计划投资的1／4。\n　　人工时空隧道　不少科幻影片（如《星球大战》）中都有这样的镜头：随着船长一声令下，结构复杂的引擎开始工作，接着宇宙飞船便消失于群星中，几乎就在同时，它完好地出现在遥远的目的地……现代物理学证明，这看似荒诞的场景是可以发生的。\n　　现代物理学（时空场共振理论）认为，时间是能量在时空中高频振荡的结果，宇宙间各时空点的性质取决于该点电磁场的结构特性。\n　　该理论认为宇宙中各时空点有其确定的能量流动特性，它可以用一组谐波来描述。若用人工方法产生一定的谐波结构，使它与远距离某时空点的谐波结构特性相同，则二者就会产生共振，形成一个时空隧道，飞行器可以循着这个时空隧道在瞬间到达宇宙的另一位置。\n　　实施这一方案的关键是飞船必须能产生适当的能量形态，以满足选定时空点的谐波结构特性。\n　　通过“虫洞”的星际航行　还有一种名为“虫洞”的奇异天体，它是连接空间两点的时空短程线。科学家认为，通过虫洞可以实现物质的瞬间转移。用这种方法进行的星际航行可以完全不考虑相对论效应。遗憾的是这种理论上应该存在的“空间桥梁”至今还没有发现。\n　　无疑，无论哪种方法离现实都有一定的距离，但它们在技术上并不是不可行的。无论困难多大，人类探索未知领域的天性不会改变。可以设想，人类最终迈出太阳系摇篮，飞向星际的日子不会太远了。（来源“南方报业集团）\n\n“旅行者”飞船正冲出太阳系\n　　美国宇航局下属的喷气推进实验室说，1977年发射的“旅行者”1号飞船经过漫长的旅行，已飞出了太阳系的激波边界，即将成为第一个进入太阳系外空间的人造航天器。\n　　进入“长跑最后一圈”　在近28年的飞行后，“旅行者”1号目前距太阳近140亿千米。它所在的区域里，太阳的影响已急剧减弱，带电荷的太阳风急剧减速后已变成了稀薄的恒星间气体，这里被称为太阳风鞘。“旅行者”1号将从它最薄的地方飞出去，当它穿越太阳风鞘的外缘边界———太阳风层顶之后，才算真正飞到了太阳系之外的银河系空间。科学家说，这可能还要几年时间。它的孪生飞船“旅行者”2号正沿另一条轨道飞出太阳系，目前距太阳也有100亿千米。美宇航局预计，这两艘飞船将至少运行到2020年。\n　　“旅行者”项目科学家爱德华·斯通形象地比喻说，这艘飞船如今已进入“长跑最后一圈”，它正在探测太阳系最外层的边界。在远离太阳的黑暗、寒冷空间，“旅行者”依靠它装备的放射性同位素热电机组驱动。\n　　有望再为地球服务20年　太阳系最终在哪里结束，并让位于相对平静的星际空间，科学家们还一直没有确定。理论上讲，这个界线在离太阳127.5亿到180亿千米之间的某个地方。天文学家将这个距离计算为85到120个天文单位——一个天文单位相当于地球到太阳的距离。\n　　太阳系的边缘虽然位于宇宙空间的深处，是太阳引力几乎为零的地方，但也不是静如死水之处。太阳风形成的冲击波，依然要和恒星间的气体发生碰撞。这个冲击波自然也会作用在“旅行者”1号身上。专家说，虽然“旅行者”1号现在于宇宙深处漫游，已经到了人们难以测量的地方，但从技术上说，它还能与地面控制中心保持联系达20年之久。\n\n太阳系的边界在哪里\n　　在2003年11月，喷气推进实验室的科学家曾发现“旅行者”1号观测到了一些前所未有的迹象，并判断它已进入激波边界。但因为没有人知道激波边界的确切标志，这一观点引起相当争议，部分科学家认为它只是接近了这一区域而已。\n　　激波边界是太阳风在恒星间气体压力下减速的地带。在这个地带，太阳风从每小时100万至240万千米的高速急剧下降，其粒子密度更大，温度也升高了。科学家认为，由于恒星间气体压力变化，这个区域经常收缩或膨胀，很难清晰确定边界。\n　　这次，科学家根据两个特征一致判断“旅行者”1号已飞出了激波边界。第一���去年12月飞船探测到周围磁场强度急剧增加，到现在磁场都维持在高强度上，这说明太阳风粒子的减速过程已经完成。第二，飞船探测到周围有等离子体波浪，这是激波边界内外太阳风速不同、使带电粒子来回振荡而导致的。（据新华社）\n\n美专家称人类可能永远无法飞出太阳系\n　　据美国《连线》杂志报道，美国宇航局和军方的科学家日前表示，他们最近通过分析得出结论，即便是采用当今理论上最为先进的火箭推进技术，人类在其生命周期内也不可能登陆太阳系外的任何星体。这也就是说，人类飞出太阳系的梦想几乎永远也无法变成现实。\n　　近日，在美国哈特福德市举行的联合推进技术大会上，来自美国宇航局和美国空军的导弹专家们对人类的星际旅行之梦泼了一盆冷水。大会收到了多个专门针对星际旅行的火箭推动技术的先进设计方案。科学家们对这些设计方案进行了专业、细致的分析与计算，得出了一个令人沮丧的结论。要想在人类的生命周期内登陆太阳系外最近的星球，即便采用当今理论上最为先进的火箭推进技术，这一梦想也几乎不可能实现。从本质上来说，人类何时飞出太阳系不是个时间问题，而是人类科学技术发展的速度和水平问题。也就是说，人类现在的科学技术还不能满足飞出太阳系的要求。\n　　美国麻省理工学院助理教授保罗·罗扎诺也是与会的航空航天专家之一。保罗认为，星际旅行是一个复杂的工程难题，人们根本无法想象出工程的难度。其中最大的难题就是火箭推进问题，包括动力持续时间问题以及燃料问题等。比如，采用当前人类最先进的火箭引擎，理论上仍然需要5万年时间才能到达半人马座阿尔法星。半人马座阿尔法星是距离太阳系最近的星球。据美国宇航局喷气推进实验室科学家罗伯特-弗里斯比介绍，如果采用理论上最有效的推进方式，即理想中的反物质动力引擎，也仍然需要数十年时间才能抵达半人马座阿尔法星。\n　　人类目前掌握的航天技术还远远不能适应飞出太阳系的需要。例如，鉴于宇宙尺度的宽广，即使飞船的速度可以达到光速，但到离太阳最近的恒星--比邻星飞一个来回，仍需要近10年的时间，在银河系转一圈需要几十万年，要飞出银河系，到达最近的仙女座星系，需要230多万年，而要在宇宙中周游，则需要几百亿年的时间。目前，人们寄希望于爱因斯坦相对论的速度效应，即宇宙飞船高速飞行时，时间会膨胀，距离会缩短，越接近光速，速度效应越显著，到无限接近光速时，时间几乎停滞，尺寸几近于零。另外，以当前人类的科学技术，同样无法解决火箭燃料的问题。\n　　美国伦斯勒理工学院助理教授布里斯·卡塞蒂分析，要想利用火箭向半人马座阿尔法星发送一颗探测器，至少要耗费地球上已产出的全部能量。这是一个非常惊人的巨大数字。更有甚者，这种想法如果真要付诸实施，那么实际的能量消耗可能会比预估的还要高出100倍。人类不可能真的会去榨取地球所有的资源去实现遥远的星际旅行。在今后几十年的时间内，人类主要还是开展一些相对可行的航空活动，如建立永久性载人空间站，发展廉价的天地往返运输系统和宇宙飞船的高能动力系统，建立永久性月球基地，开发月球资源等。\n　　目前在太空中飞得最远的人类文明“使者”——美国“旅行者1号”探测器，正在向太阳系边界逼近。甚至有科学家认为，它一度可能已突破了太阳系与外部星际空间的第一道交界线。但是严格说来，这些并不能说成是人类飞行的距离，因为它们都没有载人飞行。真正人类最远的飞行距离，也就是载人航天器飞行的最远距离，只有从地球到月球那么远，约为38.4万千米，这一纪录还是在上个世纪六七十年代创造的，至今未能突破。这一纪录的创造者是“阿波罗”号载人登月飞船及其乘员。\n\n天文学家观测到5个遥远星系\n　　天文学家在《天体物理杂志》网络版上发表研究报告称，他们在宇宙非常遥远的地方观测到5个普通星系。这些星系中有恒星正在快速形成，和它们的年龄相比，这些星系质量巨大，这将对现有的星系形成理论提出新挑战。\n　　一个国际研究小组利用哈勃空间望远镜、斯必泽太空望远镜及次毫米波阵列确定了这5个星系的位置，同时证明它们均为独立的而不是由小星系组成的星系团。观测表明，这些年轻的星系正以比银河系快1000倍的速度形成新的恒星，然而它们的光芒却被浓密的尘雾所遮蔽。\n　　现有的星系形成理论认为，星���的质量同距离成反比，小质量星系形成于宇宙早期，再通过合并形成大质量星系，大质量星系只能在宇宙1/3年龄以后形成。然而，新发现的星系却同银河系大小差不多，因此用现有理论无法解释。\n　　参与该项研究的哈佛—史密森天体物理中心的天文学家法齐奥表示：“为什么这些遥远的星系形成新恒星的速度如此之快而且质量巨大，我们对此一无所知。”研究小组已将相关数据交给理论学家，后者正尝试建立新的计算机模型解释这些新发现。法齐奥说：“宇宙\"年轻\"时候的故事，仍有待我们进一步探索。”\n　　普林斯顿大学的天体物理学家埃德·温特纳认为，穿透尘雾将帮助天文学家更准确地了解星系的形成过程。俄亥俄州凯斯西储大学的天文学家克里斯·米赫斯对此表示赞同，他指出，仅基于5个星系这么少的样本还不能得出任何实质性的结论，但这些新发现的星系无疑为认识宇宙早期状况贡献巨大。他说：“我们真正感兴趣的是，不同质量的普通星系怎样以不同的年龄存在宇宙中。这是一项非常困难的工作，但它对于了解星系形成的过程至关重要。”（资料来源：《科技日报》）\n\n欧洲科学家发现太阳系外“超级地球”\n　　据美国宇航局太空网26日报道，欧洲的天文学家在太阳系外发现了已知最小的行星之一，这颗行星的质量是地球的14倍，绕一颗与太阳非常相似的恒星旋转。这一发现让许多专家都大感吃惊。\n　　研究人员表示，这可能是一颗多岩石的行星，拥有很稀薄的大气，就如同一颗“超级地球”。但它又没有地球的任何典型特征，它绕“太阳”旋转一周的时间不超过10天，而地球绕太阳转动的周期则需要365天。另外，这颗行星白天表面温度非常高。\n　　领导此次研究的葡萄牙科学家努诺·桑托斯表示，尽管这颗行星表面状况尚不清楚，“但我们估计它相当热，温度与恒星差不多。”桑托斯告诉太空网，这颗行星的温度高达1160华氏度(900摄氏度)。这一发现仍旧是科学技术的一大进步，因为此前科学家从未在正常恒星附近发现过如此小的行星，同时也表明这是迄今为止天文学家发现的最类似我们的太阳系的“太阳系”。\n　　这颗恒星与太阳相似，距离地球只有50光年。光年是指光在一年里传播的距离，大约等于6万亿英里(合11万亿公里)。大多数已知太阳系外行星一般距离地球数百或者数千光年。夜幕降临时，我们可以从南半球看到这颗称作“mu Arae”的恒星。它一直隐藏于另外两颗行星中间。其中一颗行星的大小与木星相同，每年绕这颗恒星旋转一周的时间为650天。另一颗行星距离更远，通过最新的观测设备，科学家已确认了它的存在。这种三颗行星的组成形式非常少见。\n　　华盛顿肯内基研究所行星构成专家阿伦·鲍斯说：“它要比我们目前为止发现的行星距离太阳系更近。这真是个令人激动的发现。它们具有如此宝贵的数据，即使现在我仍旧非常激动。”阿伦·鲍斯没有参与此次研究工作。\n　　这颗恒星是由设在智利拉斯拉的欧洲南半球观测站的望远镜发现的。迄今为止，科学家在太阳系周围发现了120多颗行星，其中大多数行星都是气态的，体积与木星一般大，甚至比木星还大，而且多数旋转周期都比较短，这使得生命无法在上面生存。另外，科学家还发现了许多比土星小的行星，但它们仍旧没有现在宣布的这颗行星小。2002年，科学家发现了三颗绕中子星等恒星残骸轨道旋转的行星，它们的体积与地球差不多。然而，它们在绕不支持生命存在的暗星快速旋转时的运行轨迹非常不规则。一些天文学家并不认为这三颗行星有绕正常恒星旋转的行星那么重要。\n　　新发现的这颗行星质量是地球的14倍，重量与天王星差不多，绕一颗大小亮度与太阳相似的恒星旋转。专家称14倍于地球的质量大概是一颗多岩石行星的上限。但由于这颗行星距离它的主恒星过近，因此，它可能与天王星的形成历史截然不同。距离太阳系最近的四颗行星全部是多岩石的星体。\n　　行星形成的主要理论是，气态的星体由一个多岩石的核心构成，在形成过程中，核心随时间慢慢发展，然后在重力快速收集到大量的气体时就会到达一个倾斜点。桑托斯表示，这种理论表明新发现的行星永远都不会达到临界质量。桑托斯通过电子邮件解释说：“否则行星就不会变得越来越大。”发现这颗行星的欧洲研究小组在一份声明中说：“这个物体有可能是一颗具有多岩石核心的行星，只不过核心被少量的气体层包围，因此可以��得上是‘超级地球'。”"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "日心体系", "content": "日心体系（ heliocentric system ），认为太阳是宇宙中心，地球和其他行星都绕太阳转动的学说。又称“日心地动说”或“日心说”。\n公元前3世纪，古希腊学者阿利斯塔克就有过这种看法，但未得到进一步发展。在后来的1 000多年中，托勒玫的地心体系在欧洲占了统治地位。直到16世纪，波兰天文学家N.哥白尼经过近40年的辛勤研究，在分析过去的大量资料和自己长期观测的基础上，于1543年出版的《天体运行论》中，系统地提出了日心体系。在托勒玫地心体系中，每个行星运动都含一年周期成分，但无法对此作出合理的解释。哥白尼认为，地球不是宇宙中心，而是一颗普通行星，太阳才是宇宙中心，行星运动的一年周期是地球每年绕太阳公转一周的反映。\n哥白尼体系另一些内容是：①水星、金星、火星、木星、土星五颗行星和地球一样，都在圆形轨道上匀速地绕太阳公转。②月球是地球的卫星，它在以地球为中心的圆轨道上，每月绕地球转一周，同时跟地球一起绕太阳公转。③地球每天自转一周，天穹实际上不转动，因地球自转才出现日月星辰每天东升西落的现象。④恒星和太阳间的距离十分遥远，比日地间的距离要大得多。哥白尼曾列举了许多主张地球自转和行星绕太阳公转的古代学者名字，他发扬了这些学者的思想，竭尽毕生精力，经过艰辛的观测和数学计算，以严格的科学论据建立了日心体系。后来的观测事实不断地证实并发展了这一学说。\n限于当时的科学发展水平，哥白尼学说也有缺点和错误，这就是：①把太阳视为宇宙的中心，实际上，太阳只是太阳系的中心天体，不是宇宙中心；②沿用了行星在圆轨道上匀速运动的旧观念，实际上行星轨道是椭圆的，运动也不是匀速的。在哥白尼之后，意大利思想家G.布鲁诺认为太阳并不是宇宙的中心，也并不存在“恒星天”这一层，他大胆地提出了宇宙无限而且不存在中心的正确见解。德国天文学家J.开普勒彻底地摒弃了托勒玫地心体系的本轮、均轮概念，明确指出行星运动的轨道是椭圆的，而太阳位于椭圆的一个焦点上，从而解决了行星运动速度不均匀的问题。布鲁诺和开普勒的这些见解是日心体系的重要发展。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "地心体系", "content": "托勒密地心体系图\n地心体系（ geocentric system ），认为地球静止地居于宇宙中心，太阳、月球、行星和恒星都绕地球转动的学说，又称“地球中心说”、“地心说”或“地静说”。这一学说最初为欧多克斯和亚里士多德等所倡导。后来，古希腊学者阿波隆尼提出本轮均轮偏心模型。约在公元140年，亚历山大城的天文学家托勒密在《天文学大成》中总结并发展了前人的学说，建立了宇宙地心体系。这一体系的要点是：①地球位于宇宙中心静止不动。②每个行星都在一个称为“本轮”的小圆形轨道上匀速转动，本轮中心在称为“均轮”的大圆轨道上绕地球匀速转动，但地球不是在均轮圆心，而是同圆心有一段距离。他用这两种运动的复合来解释行星视运动中的“顺行”、“逆行”、“合”、“留”等现象。③水星和金星的本轮中心位于地球与太阳的连线上，本轮中心在均轮上一年转一周；火星、木星、土星到它们各自的本轮中心的直线总是与地球－太阳连线平行，这三颗行星每年绕其本轮中心转一周。④恒星都位于被称为“恒星天”的固体壳层上。日、月、行星除上述运动外，还与“恒星天”一起，每天绕地球转一周，于是各种天体每天都要东升西落一次。\n托勒密适当地选择了各个均轮与本轮的半径的比率、行星在本轮和均轮上的运动速度以及本轮平面与均轮平面的交角，使得按照这一体系推算的行星位置与观测相合。在当时观测精度不高的情况下，地心体系大致能解释行星的视运动，并据此编出了行星的星历表。可是，随着观测精度的提高，按照这一体系推算出的行星位置与观测的偏差越来越大。他的后继者不得不进行修补，在本轮上再添加小本轮，以求与观测结果相合；尽管如此，还是经不起实践检验，因为这一体系没有反映行星运动的本质。在欧洲，教会利用托勒密的地心体系作为上帝创造世界的理论支柱，在教会的严密统治下，人们在一千多年中未能挣脱地心体系的桎梏。十六世纪中叶，哥白尼提出了日心体系，并为后来越来越多的观测事实所证实，���心体系才逐渐被摒弃。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳系物理学", "content": "太阳系物理学（ solar system physics ），研究太阳系的行星、卫星、小行星、彗星、流星以及行星际物质的物理特性、化学组成和宇宙环境的学科。至于太阳本身，由于它具有丰富的物理内容和显而易见的重要性，已经形成一个独立的分支学科──太阳物理学。太阳系物理学一般包括以下一些分支：①行星物理学，是太阳系物理学的重要组成部分，是对九大行星及其卫星进行物理方面研究的学科（见行星物理学）；②彗星物理学，利用天体物理方法，研究彗星的物理结构和化学组成，探索彗星本质；③行星际空间物理学，研究行星际物质的分布、密度、温度、磁场和化学组成，包括黄道光和对日照。其中流星天文学是用天体物理方法包括雷达和火箭观测研究流星，以了解地球大气的物理状况，特别是研究行星际空间流星体的大小、质量、分布和运动规律，而陨星学则是研究陨星的化学组成和物理特性，二者对宇宙航行和天体演化问题都有重要意义。\n1609年，伽利略首先制成折射望远镜并用于天文观测，他看到月球上的山脉和平原、金星的盈亏、木星的四个卫星等天象。后来许多天文学家对太阳系天体作了大量的观测和研究，为太阳系物理学的建立创造了条件。\n从十九世纪后半叶起，天文学中广泛应用了分光术、测光术和照相术，这些观测手段也被用来观测研究太阳系的天体，太阳系物理学便从此诞生了。二十世纪上半叶射电天文方法在行星研究的领域里开辟了一条崭新的途径，采用这种观测手段测量了月球表面的射电辐射，并发现了木星、金星和火星发出的射电波。\n三百年来的地面观测取得了相当多的成就，但是太阳系物理学的突飞猛进则是二十世纪五十年代以来的事。由于空间天文技术的发展，这门学科变成了当代科学研究最活跃和最前沿的领域之一。新发现纷至沓来，旧观念迅速过时。这是因为，一方面空间探测能以地面观测无法比拟的精度研究太阳系天体，例如行星际探测器“水手”10号所摄的水星逼近照片的分辨本领为地面最佳望远镜所摄照片的5，000倍。月球样品的电子扫描显微照片使得分辨本领比地面望远镜所摄照片提高1011倍，等等。另一方面，由于空间科学的发展，对于太阳系一些天体来说，天文学不仅是一门观测的学科，而且也变成了一门实验的学科。诸多学科的专家密切合作探讨太阳系天体的物理性质，也是太阳系物理学的一个重要发展趋势。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "行星", "content": "太阳系的行星和矮行星。图中唯大小依照比例，距离未依比例\n 水星，太阳系八大行星之一\n 金星，太阳系八大行星之一\n 地球，太阳系八大行星之一\n 火星，太阳系八大行星之一\n 木星，太阳系八大行星之一\n 土星，太阳系八大行星之一\n 天王星，太阳系八大行星之一\n 海王星，太阳系八大行星之一。旅行者二号星际探测器在1989年7月拍摄的照片。海王星大气层的甲烷优先吸收了红色光束，使得整个星球呈现蓝色\n　　行星（汉语拼音：xíng xīng；英语：planet），通常指自身不发光，环绕着恒星的天体。其公转方向常与所绕恒星的自转方向相同(由西向东)。一般来说行星需具有一定质量，行星的质量要足够的大（相对于月球）且近似于圆球状，自身不能像恒星那样发生核聚变反应。2007年5月，麻省理工学院一组太空科学研究队发现了已知最热的行星（摄氏2040度）。远在古代人们就注意到，在天穹上除太阳和月球外，还有5颗明亮的星也不断地穿行于众多星辰之间，遂将彼此之间的相对位置几乎永不改变的星称为恒星，而将时时变化方位的金星、木星、水星、火星和土星这5颗星称为行星。\n　　随着一些具有冥王星大小的天体被发现，“行星”一词的科学定义似乎更形逼切。历史上行星名字来自于它们的位置（与恒星的相对位置）在天空中不固定，就好像它们在星空中行走一般。太阳系内肉眼可见的5颗行星水星、金星、火星、木星和土星早在史前就已经被人类发现了。16世纪后日心说取代了地心说，人类了解到地球本身也是一颗行星。望远镜被发明和万有引力被发现后，人类又发现了天王星、海王星，冥王星（2006年后被排除出行星行列，2008年被重分类为类冥天体）还有为数不少的小行星。20世纪末人类在太阳系外的恒星系统中也发现了行星，截至2013年7月12日，��类已发现910颗太阳系外的行星。\n　　2006年国际天文学联合会(IAU)第26届大会通过了一个《行星定义》，凡满足以下三个判据的天体定义为行星：①绕日运行；②近球形状；③轨道清空。满足①、②两个判据且不定卫星的天体定义为矮行星；仅满足①一个判据的天体定义为太阳系小天体。根据上述《行星定义》，太阳系共有八个行星，即水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。\n　　人类对行星的认识和研究可以追溯到遥远的古代，例如在中国的甲骨文里就有关于木星的记载。战国时期有了“五星”的说法，即：辰星、太白、荧惑、岁星、镇星（或填星），它们是这五颗行星在古代更为通用的名称。以后又有“五行”、“游星”、“惑星”以及把日、月和五星合称为“七曜”。在古代西方，五大行星很早就以神话人物的名字来命名。\n\n目录\n\n1 行星的定义\n2 行星的名称及来历\n3 太阳系内的行星\n4 其它恒星系的行星\n5 研究历史\n\n5.1 古典时代\n5.2 日心说时代\n5.3 新发现时代\n5.4 太阳系外时代\n\n\n6 行星概观\n\n6.1 最古老的行星：“M4”的星团内行星\n6.2 最年轻的行星：金牛座内行星\n6.3 最受注目的行星：火星\n6.4 最大的行星：“TrES-4”\n6.5 最具居住条件的行星：“581c”\n6.6 最靠近地球的行星：金星\n6.7 距地球最远的行星：“OGLE-TR-56b”\n6.8 最怪的行星：“HAT-P-2b”\n6.9 卫星最多的太阳系行星：木星\n\n\n7 搜寻太阳系外行星的方法\n\n7.1 看看恒星是否在跳摇摆舞\n7.2 观测恒星的光谱\n7.3 观察恒星的光度变化\n7.4 利用天然望远镜方法\n\n\n\n\n行星的定义\n　　行星定义直到2006年8月24日才有了一个比较明确且可以被接受的文字叙述。在这之前，仅管行星一词已经被使用了数千年，但令人惊讶的是，科学界始终没有给过行星明确的定义。进入21世纪后，行星的认定成为一个备受争议的主题，这才迫使天文学界不得不为行星做出定义。\n　　数千年来，“行星”一词只被用在太阳系内。当时天文学家尚未在太阳系以外发现任何行星。但从1992年起，人类陆续发现了许多比海王星更遥远的小天体，而且其中也不乏与冥王星大小相当者，这使得有资格成为行星的天体由原有的9颗增加至数打之多。1995年，科学家发现了第一个太阳系外行星飞马座51。之后，陆续发现的太阳系外行星已经有数百颗之多。这些新发现不仅增加了潜在行星的数量，且由于这些行星具有迥异的性质──有些大小足以成为恒星，有些又比我们的月球还小──使得长久以来模糊不清的行星概念，越来越有明确定义的必要性。\n　　2005年，一颗外海王星天体，阋神星（当时编号为2003 UB313）的发现，使得对行星做明确定义的必要性升至顶点，因为它的体积比冥王星（在当时是已被定义为行星的天体中最小者）还要大。国际天文学联合会（IAU），由各国的天文学家组成负责为天体命名与分类的组织，在2006年对此问题做出了回应，发布了行星的定义。依据这最新的定义，行星是环绕太阳（恒星）运行的天体，它们有足够大的质量使自身因为重力而成为圆球体，并且能清除邻近的小天体。未能清除轨道内小天体的则被纳入一个新创的分类，称做矮行星。除了以上两类，其他围绕太阳运行的天体则被称为“太阳系小天体”。\n　　按照以上定义，太阳系有八个行星：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星，而冥王星被排除在外。至2007年7月为止，已获承认的矮行星则有冥王星、谷神星和阋神星，2008年7月才增加了第四颗鸟神星，又于同年9月增加了第五颗妊神星。但国际天文学联合会的这项决议并无法弭平所有争议，部分\n第26届国际天文联会中国代表的译稿\n　　2006年8月24日星期四晚在布拉格召开的国际天文学联合会已就行星和太阳系中的其它天体做出了最后的定义。以下是最终决议：\n　　现代的观测正在改变着我们对行星系统的认识。天体的命名应当反映这些最新的知识，这一点特别适用于行星这个名词。名词“行星”源自描画“漫游者”，那时只知道它们是天空中移动的光点。最近的发现使我们能用新得到的科学信息创建新的定义。\n　　IAU决议把行星和太阳系中的其它天体定义为如下不同的三类：\n　　（1）行星（planet）（注1）是一个具有如下性质的天体：\n　　（a）位于围绕太阳的轨道上，\n　　（b）有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状（近于球形），以及\n　　（c）已经清空了其轨道附近的区域。\n　　（2）“矮行星”（dwarf planet）是一个具有如下性质的天体：\n　　（a）位于围绕太阳的轨道上，\n　　（b）有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状（近于球形）（注2），\n　　（c）还没有清空了其轨道附近的区域，以及（d）不是一颗卫星。\n　　（3）其他所有围绕太阳运动的天体（注3）被定义成“太阳系小天体”（small solar system bodies）。\n　　注1：八颗行星是：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。\n　　注2：IAU将建立一个程序对接近“矮行星”和其他分类边界的天体进行评估。\n　　注3：目前这些天体包括绝大多数的太阳系小行星（asteroid）、绝大多数的海外天体（TNO）、彗星和其他小天体。\n　　IAU进一步决议：\n　　根据上述的定义冥王星（Pluto）是一颗“矮行星”，并且被认定成新一类海外天体的原型。(twg)\n\n行星的名称及来历\n　　在中国，根据西汉《史记、历书》记载“黄帝考定星历，建立五行，起消息(修正历法，订出正月起始)。”\n　　《尚书·舜典》：“在璇玑玉衡以齐七政。”孔颖达疏：“七政，其政有七，于玑衡察之，必在天者，知七政谓日月与五星也。木曰岁星，火曰荧惑星，土曰镇星，金曰太白星，水曰辰星。\n　　在西方，行星(planet)一词首见于古希腊语，指在固定的星空中游荡的天体（asteres planetai）。这不仅包含当时已知的五个目前被认为是行星的天体（水星、金星、火星、木星和土星），也包含太阳和月亮。但是，在当时已经使用五大和七大这样的修饰词来指明是否包含太阳和月亮，因为行星一词在当时就有歧义。\n　　在日心说取代地心说成为被普遍接受的天文学理论时，太阳不再被列为行星，而地球替代了它的名额。在1610年伽利略发现木星的卫星（史称伽利略卫星）、1659年发现土星的卫星泰坦、1673年又发现土卫五(Rhea)和土卫八(Iapetus)之后，月亮也被从行星中除名。但是这些新发现的土星和木星的卫星最初也被称为行星，因为卫星一词(moon)当时只被用来称呼月球。\n　　在1781年，天文学家威廉·赫协尔于搜寻双星时，在金牛座中发现一颗他认为是彗星的天体，当时他没有想到这个天体会是一颗行星。因为完美的宇宙中只有五颗行星的观念深植在当时的科学界中。但是，不同于彗星的是，这个天体以接近圆的轨道在黄道面上绕着太阳。最后，这个天体成为太阳系的第七颗行星，并被命名为天王星。\n　　1846年海王星的发现，是由于造成天王星轨道不规则的变化，科学家认为这是由于天王星外尚有其他行星，其引力造成的天王星轨道的扰动。但海王星轨道的计算位置也与观测位置不能符合，这导致了1930年冥王星的发现。后来发现冥王星的质量太小，不足以造成海王星的轨道扰动，但航海家2号测量的结论是海王星的质量被高估了。\n　　冥王星的一些特征不同于旧有的行星：轨道不能被视为圆形、质量不足以造成轨道摄动、而且不在黄道面上。天文学家因此开始思考如何给行星一个定义。\n\n太阳系内的行星\n　　由于1801年元旦被意大利天文学家皮亚齐发现谷神星时，曾依据“提丢斯─波得定则”来定义它为行星，但后来以望远镜观测看不到视圆面，以此定其直径比月球还小，在1802年起短短六年间，相继发现类似轨道之三颗小行星，在18年纪的首数十年间曾同时并列在行星之列（在1850年曾出现18颗行星的纪录），至1847年发现5号小行星“义神星”后，欧洲天文学家始为该组陆续发现之小天体另外归类为“小行星”，以“行星爆炸论”为由把该组小行星降格为与彗星、行星卫星的一类统称为“小行星”（minor planets）并沿用至今。\n　　而1930年发现冥王星后，太阳系的行星被约定俗成为9颗（亦即九大行星），但经测定，其质量、直径、偏心率相对其它八颗相距甚远，根本不能称为“大行星”，而自1992年起陆续发现冥王星外与冥王星相若的天体；1999年初，有传媒报道部分天文学家曾提倡把体积与其他行星相比较悬殊的冥王星剔除太阳系之列，IAU曾为此于该年2月5日澄清并无此事，但社会与科学界亦开始讨论冥王星应否列入行星与一直只被约定俗成的行星定义。而此时亦开始陆续发现多颗在库伯带内绕太阳公转的天体。\n　　自2005年7月公布发现冥外天体阋神星（当时暂称“齐娜”）以后，因其比冥王星直径还大，以往曾闹得沸沸扬扬的“十大行星”的话题亦甚嚣尘上，为此IAU在2006年初组织“行星定义委员会”，因为更动名字将会影响��所有相关科学书籍、百科全书、中小学教科书以至相关设备带来更动，因而社会十分重视。\n　　2006年8月24日在捷克首都布拉格举行之第26届国际天文学联会上的定义，初时曾提出包括阋神星、冥卫一与谷神星的十二行星，但争议与反响颇大，亦引起天文爱好者与民间热烈讨论；至8月24日下午第26届国际天文学联会上的定义：太阳系有八颗行星（决议时曾出现“经典行星”一词，指的也是这八颗），分别为水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星与海王星。质量不够的将会被IAU会议决议归类为矮行星（如冥王星）或太阳系内小天体（如小行星、彗星等）。\n　　\n\n\n\n以行星表面岩质划分\n\n类地行星（又称“岩质行星”）──即水星、金星、地球和火星，表面是岩石固体。\n\n类木行星（又称“气体行星”）──即木星、土星、天王星和海王星，主要成分是气体。　　\n\n\n\n以行星视运动规律划分（此分类方法因以地球为界，故必会忽略地球）\n\n内侧行星─太阳系中地球轨道内侧的行星，包括水星与金星。\n\n外侧行星─太阳系中地球轨道外侧的行星，包括火星、木星、土星、天王星、海王星。\n\n\n\n\n\n\n其它恒星系的行星\n　　至2009年2月，人们在其他恒星身上一共发现了339颗系外行星，不少均拥有比木星高的质量。也有一些行星，其体积比较小，例如脉冲星PSR B1257+12、天琴座μ星、巨蟹座55及GJ 436均各自拥有与地球差不多质量的小型行星，而Gliese 876一颗达地球质量6至8倍的行星，可能拥有岩石结构。\n　　人们对新发现的大型系外行星仍未完全了解，大多估计其物质构成与太阳系的大型行星类似，又或是从未见过的大型氨行星或碳行星。值得注意的是，一些大型行星在极接近恒星的地方公转，拥有近乎完美的圆形轨道，这些行星被称为“热木星”，它们比太阳系的大型行星接受更大量的太阳辐射，造成其表面温度极高。也有一种热木星，其大气会被恒星的热力逐步蒸发并流失，并以彗尾形态释出，它们被分为Chthonian型行星。\n　　太阳系外行星 (Extrasolar planet) 是环绕其他恒星公转的行星，长久以来，人们认为其他恒星和太阳一样，均有行星环绕其恒星公转，但一直未能证实。直至1992年PSR B1257+12被证实以来，至今已有百多个太阳系外行星被发现。这些发现增加了对外星人存在与否的问题提出了支持的观点。\n　　现时在其他恒星发现的行星大多是类似木星的气体行星，有的质量甚至比木星还要大。质量较小的行星有脉冲星PSR B1257+12的三颗与类地行星相若的天体，以及位于天坛座μ星的一颗有14个地球质量的行星。\n　　也有一种行星，没有围绕特定的恒星公转，它们像是宇宙的流浪客，称为星际行星(Interstellar planet)。现时人们并没有发现任何此类行星，只能靠使用电脑模拟来推测。\n　　现时人类的科技仅能侦测质量较大、公转周期较短的行星。但随着科技的进步，更强的望远镜得以建造，在未来可望能发现更多质量较小及公转周期较长的行星。\n\n研究历史\n　　从古典时代的神圣的游星演化到科学时代的实在的实体，人们对行星的认识是随着历史在不停地进化的。行星的概念已经不仅延伸到太阳系，而且还到达了其他太阳系外系统。对行星定义的内在的模糊性已经导致了不少科学争论。\n\n古典时代\n　　古人观察星空，发现天体分作两类：一类固定在天球上，组成各个星座，形成一幅永恒的天空背景，称之为恒星；另一类天体在黄道附近运行，不断穿过黄道上的十二个星座，称之为行星。这些行星包括七颗，分别是太阳和太阴（月球），以及金木水火土五个肉眼可见的经典行星。它们在天空中极为特殊：一方面，它们不断运行，不断进入不同的星座；另一方面，它们极为明亮，全天成千上万颗星体中，七颗行星亮度分别排行第1,2,3,4,5,6,9。他们对神学、宗教宇宙学和古代天文学都有重要的影响。在古代，天文学家记录了一些特定的光点是相对于其他星星如何移动跨越天空。古希腊人把这些光点叫做“πλάνητες ἀστέρες”（即planetes asteres，游星）或简单的称为“πλανήτοι”（planētoi，漫游者），今天的英文名称行星（planet）就是由此演化出来的。在古代希腊、中国、巴比伦和实际上所有前现代文明中，是人们几乎普遍的相信，地球是宇宙的中心，并且所有的“行星”都围绕着地球旋转。会有这种认识的原因是，人们每天都看到星星围绕着地球旋转，而且看起来好像是常识的认为，地球是坚实且��定的，应该是静止的而不是会移动的。\n\n日心说时代\n　　日心说确立了太阳在天空中心的地位，太阳不动而地球在运行，因此地球就取代了太阳的地位成为行星，太阳则被归入恒星。\n　　卫星的概念在稍后也随着伽利略卫星的发现逐渐被接受，有一个短暂时期，这些卫星都被认为是行星，很快行星被限定必须直接围绕太阳运行，因此月球也被排除在行星行列之外。\n　　最终，日月金木水火土七大行星变为地金木水火土六大行星。\n\n新发现时代\n　　1781年，第七颗行星天王星被发现；\n　　1801年，谷神星被发现，有长达49年之久的时间被称为第8颗行星；\n　　1846年，第八颗行星海王星被发现；\n　　1930年，冥王星被发现，有长达76年之久的时间被称为第9颗行星；\n　　新时代发现新的大行星，同时也发现新的绕日运行的较小天体。1850年，谷神星因尺寸太小，且发现一系列更小的同类型星体，其行星地位被免除，同时行星的定义出现一个不成文的概念：并非所有直接绕太阳公转的天体都是行星，行星必须足够大且卓尔不群。20世纪发现的冥王星与谷神星的地位非常相似，它也因尺寸太小，且发现一系列更小的同类型星体（还包括一颗较大的同类型星体阋神星），而于2006年被降格为矮行星。冥王星的行星地位之争，把原有不成文的概念确立成准确定义：直接绕太阳公转、流体静力平衡（足够大）、清空其轨道（卓尔不群）。\n\n太阳系外时代\n　　虽然我们无法通过天文望远镜直接观测系外行星，但通过间接手段，包括观测恒星运动、掩星等等，天文学家已发现数百颗太阳系外的行星。\n\n行星概观\n最古老的行星：“M4”的星团内行星\n “M4”的星团内行星，位于球状星团M4的核心处，围绕着白矮星和脉冲星(左下方两个亮点)转动，这两颗天体曾经分别是恒星和中子星\n　　2003年，天文学家发现了一颗寿命为127亿年的行星，这也是迄今为止人类所知的最古老行星。这颗气状行星大小与木星相当，质量相当于木星的2.5倍，处于代号为“M4”的球状星团核心区域附近。该星团包含的恒星数量在10万颗以上，位于距地球约5600光年的天蝎星座。\n　　这颗行星的年龄是地球以及其他所知行星的两倍，几乎与宇宙“同岁”。它围绕由一颗脉冲星和一颗白矮星组成的双星系统运转。最初，科学家在定义它的身份时，存在诸多争议，后来还是在“哈勃”望远镜的帮助下，科学家们才精确地推算出它质量仅为木星的2.5倍，用恒星或褐矮星的标准来衡量都显得太小，只能是一颗行星。\n　　值得一提的是，这颗行星几乎是气体的，上面没有生命存在，因为它围绕的是一颗垂死的恒星，无法向地球一样接收到生命所需的光和热。然而这颗行星的早年是在类似太阳的年轻恒星身边度过的，所以它很可能曾经是另一个地球，当我们的太阳甚至还没有亮起来的时候，它已经存在了孕育生命的机会。\n　　正是基于它的发现，科学家们也不得不重新考虑行星形成的时间和方式，以及生命形成的时间。\n\n最年轻的行星：金牛座内行星\n　　美国航天航空局2004年对外宣布，他们发现了一颗形成不超过一百万年的“婴儿”行星。这颗行星很可能是目前已知的所有行星中最为“年轻”的。\n　　这颗“婴儿”行星大约诞生在100万年前，属于距地球420光年的金牛座，并围绕着一颗年龄与之接近的恒星公转。目前研究人员已经发现了100多颗太阳系外的行星，但这些行星基本都在10亿岁以上。而我们生活的地球则有45亿岁，已经进入中年。\n　　说起这颗行星的发现，过程颇为有趣。天文学家最初利用“斯皮策”红外线望远镜对金牛座5颗恒星进行观察。科学家在金牛座“CoKu4号”恒星周围的灰尘带发现了一个类似炸面圈的洞，尘埃盘上发现一个环状区域没有尘埃。专家们根据目前通行的行星形成理论推断，这可能意味着该处的尘埃物质已经聚集形成了一颗行星。这颗行星可能是通过把周围的灰尘凝聚在一起而产生的。\n\n最受注目的行星：火星\n　　提起火星，人们总会联想到科幻电影里的外星人。或许是因为火星在太多电影和小说中充当主角，人们在现实生活中也对火星的探测活动充满了期待。40多年来，前苏联、美国、日本和欧洲共计划了30多次火星探测，尽管其中2/3的活动以失败告终，但科学家期望在火星上寻找生命迹象的热情却从未因此而减退。\n　　火星是太阳系九大行星之一。除金星以外，火星离地球最近。与地球相比，火星的质量比地球质量小1/9，半径仅为地球半径的1/2左右。但火星在许多方面与地球较为相像。\n　　火星是唯一能用望远镜看得很清楚的类地行星。通过望远镜，火星看起来像个橙色的球，随着季节变化，南北两极会出现白色极冠，在火星表面上能看到一些明暗交替、时而改变形状的区域。空间探测显示，火星上至今仍保留着大洪水冲刷的痕迹。科学家推测，火星曾比现在更温暖潮湿，可能出现过生命。\n\n最大的行星：“TrES-4”\n TrES-4，图注：红矮星Gliese 581的三颗行星模拟图，图中最显著的为“581c”，蓝色的为“581b”，而最远处红色的为“581d”\n　　“TrES-4”是天文科学家日前最新发现的一颗行星，也是迄今为止人类发现的宇宙中最大的一颗行星。在距离地球约1435光年外的太空围绕一颗恒星转动。它的直径估计是太阳系最大行星——木星——的1.7倍，体积接近于木星的2倍，表面温度高达1327摄氏度，是一颗主要由氢气组成的巨大球体。\n　　令科学家啧啧称奇的是，“TrES-4”的体积足足有地球的20倍，但密度却低得惊人。它的密度只有0.2克每立方厘米，如同一种轻质木材，与岩石构造、密度高达5.52克每立方厘米的地球相比相去甚远。正是因为其密度低，这颗行星对其外部大气的吸引力相对较弱，因此一些大气可能逃逸了出去，形成了彗星状的拖尾。\n　　不仅如此，这颗星球上可能还是个松软的“棉花球”，无法提供一块坚硬的表面，一旦重物踏上去可能就有陷进去的危险。追究其原因，连科学家也解释不出所以然。\n\n最具居住条件的行星：“581c”\n　　地球是宇宙中人类唯一能栖居的星球吗？这个困惑推动着天文学家不断望向宇宙深处。科学家宣布首次在太阳系外发现了一颗可能适合人类居住的星球，它的温度、体积估计与地球相似，而且还可能有液态水。这一发现被认为是“搜寻宇宙生命的一个重要里程碑”。\n　　这颗新发现的行星被命名为“581c”。它围绕着一颗叫Gliese581的红矮星运转。红矮星是一种低能量的、体积较小的恒星。红矮星发射暗弱的红光，比太阳持续存在的时间长。Gliese581的质量是太阳的1/3，亮度只有太阳的1/50。\n　　“581c”上温度适宜，平均温度在0到40摄氏度之间。它是迄今发现的一颗最小行星，也是第一颗位于母星可居住地带的行星，因此增加了它表面存在液态水甚至生命的可能。\n\n最靠近地球的行星：金星\n　　天亮前后，东方地平线上有时会看到一颗特别明亮的“晨星”，人们叫它“启明星”；而在黄昏时分，西方余辉中有时会出现一颗非常明亮的“昏星”，人们叫它“长庚星”。这两颗星其实是一颗，即金星。金星是太阳系的八大行星之一，按离太阳由近及远的次序是第二颗。它是离地球最近的行星。\n　　尽管是地球的“近邻”，人类对于金星的了解却并不比其他行星多。金星有可能是太阳系行星中最热的一颗，表面平均温度达到了470摄氏度。那里没有水，大气中95%都是二氧化碳，而且浓密的云雾和二氧化碳使金星上的温室效应让人窒息。\n　　炎热、昏暗，一片荒漠且充满了暴风，气压比地球上高出100倍，金星的诸多特征使得科学家们的探测工作困难重重。然而围绕在金星上的诸多谜团，比如金星的自转是逆向的，即由东向西，周期约243天，比它绕太阳公转周期225天还长18.3天，这些因素令学者们始终无法放弃对它的探索。\n　　这样的努力终于在2006年4月有了新发现。通过欧洲航天局发射的“金星快车”探测器发回的照片，科学家们惊讶地发现，金星被浓厚的云层完全笼罩，云层的厚度超过20公里。金星南极地区上空竟然有深色的旋涡状结构，周围还有大团苍白的云在旋转。\n\n距地球最远的行星：“OGLE-TR-56b”\n HAT-P-2b\n　　美国哈佛大学天文学家2003年曾对外宣布说，他们运用一种新的科技发现了一颗名为“OGLE-TR-56b”的行星，这是迄今为止人类发现的距离地球最远的行星。\n　　这颗新发现的行星位于人马星座，与地球相距5000光年。它比以前发现的太阳系外最远的行星还要远30倍，体积比木星稍小，每29小时绕自己的恒星转一周。据观测，“OGLE-TR-56b”表面覆盖着大量铁水，气候环境十分恶劣。\n\n最怪的行星：“HAT-P-2b”\n　　以色列科学家对外宣布说，他们发现了太阳系外的一颗新行星“HAT-P-2b”。它与母星(距离地球大约400光年)非常靠近，它的一年等于地球上的5.6天，因此行星上的气候变化非常大。\n　　令科学家感到怪异的是，“HAT-P-2b”的平均密度是水的6.6倍，比木星的密度大8倍���要知道人类迄今已经发现大约200颗太阳系外的行星，其中14颗沿着椭圆形轨道围绕母星运行。所有已经被发现的行星密度与木星或水的密度大致相同。\n　　此外，这颗新发现的行星轨道也与众不同，与太阳系行星和太阳之间的距离相比，它与其母星之间的距离更短，仅为地球和太阳之间距离的7%。\n\n卫星最多的太阳系行星：木星\n　　木星堪称太阳系内第一大家族，至少有58颗卫星环绕在周围，而且它的这些卫星大多都是最近几年才发现的。木星四颗最大的卫星，最早由伽利略于17世纪发现，技术的发展，使得科学家们在太阳系行星周围观测到的卫星数量不断增多。土星曾经被认为是太阳系中卫星总数最多的行星，目前已知的土星卫星有30颗，但是它最终还是将这一名号拱手让给了木星。\n\n搜寻太阳系外行星的方法\n　　行星自身不发光，而只能反射恒星的光芒。如果把恒星比喻为一台功率强大的探照灯，那么行星就只是站在探照灯边缘的一只小小荧火虫。“探照灯”是如此耀眼，“荧火虫”当然就毫不起眼了。所以我们不能直接看到它们，这是寻找它们最大的难题。科学家意识到，我们必须使用一种间接的方法，现在，科学家已经摸索出四种间接的方法来寻找日外行星。\n\n看看恒星是否在跳摇摆舞\n　　恒星的质量比行星大，所以它的引力也更加强大，它会把行星束缚在自己身边，让行星围绕着自己运转，这已经是尽人皆知的事实，但行星也以自己的引力对恒星施加着影响。从遥远的地方看上去，行星会使恒星的轨道发生周期性的摆动。行星每转一圈。恒星就会“摇摆”一下；从稍稍偏向一边转而稍稍偏向另一边。\n　　实施这种方法的时候，我们可以选定一片天空，透过望远镜拍摄其图像；测定其中各星球的相对位置；然后每过一段时间，对同一片天空重复同样的操作……最后，比较多次拍摄到的图像，观察各星球的运动是呈线形模式还是呈“摇摆”模式。\n　　当然，“摇摆”的幅度是非常微小的，就连比地球大1000倍的木星对太阳产生的影响也十分难辨。只要测量恒星是否有周期性的摆动，就可以判定它是否有行星。第一颗日外星就是这样发现的。\n　　1995年10月，瑞士日内瓦天文台以梅厄为首的天文学家郑重地宣布；距我们40光年远的飞马座51有一颗行星，称为飞马座51B，这颗与太阳光谱相同的恒星以每秒60米的幅度来回摇摆，而且在一年半多的时间里十分稳定，这样稳定的摇摆周期表明它有一个行星。到现在为止，绝大多数行星都是通过这种方法发现的。\n\n观测恒星的光谱\n　　在发现日外行星的道路上，除了使用引力定律之外，还有另一种依靠光学的方法，这就是观测恒星的光谱。遥远的星光带给我们许多信息，它们不仅可以告诉我们它所包含的化学成分，还可以告诉我们许多其他的信息，这就交给我们另一种寻找日外行星的方法。这种方法就是要观察恒星颜色的改变，因为颜色的变化也表明恒星在运动。\n　　美国天文学家乔夫·马西每次观测恒星时，都会把恒星之光分解成光谱，而恒星大气层所吸收的波长则以线条的形式出现于其中，被称为“吸收线”。通过记录“吸收线”，马西就为星光录下了“指纹”，因为这一“指纹”与恒星所处的位置一一对应。假如恒星受到了不可见的行星的拉动，那么光谱中的“吸收线”也会移动。\n　　当一颗恒星向着观测者靠近时，辐射的光波会变短，向蓝端移动，称为蓝移。反之，则会向红端移动，称为红移。只要恒星的光谱中出现了这种变化，那就表明它有行星，是行星对他的拉动才使它的光谱发生了变化。所以通过检测一个恒星的光谱变化，也可以知道它是否有行星。\n\n观察恒星的光度变化\n　　肉眼无法直接观察到光谱的变化，它需要使用到相关的仪器，但是还有另一种利用光学的方法，这种方法比较简单，也更加易于理解。\n　　太阳系的金星在围绕着太阳运行的时候，会跑到太阳的前面，这个时候，它就超出了太阳的光芒，我们会看到，太阳上面出现了一个黑点，这个黑点就是金星。发生这种现象被称之为“金星凌日”，当“金星凌日”发生时，太阳的光芒会略微减弱。天文学家们认为，太阳系外行星在围绕各自的恒星运转时，也会发生类似的现象。通过大型望远镜，我们可以记录下来恒星光芒减弱的过程，这无疑是最可靠的方法。\n　　但是，这种方法有一个弱点，这个恒星系必须要跟我们的视线位于同一个轨道平面上。这样才可以看到它���恒星的表面经过，也正是因为这个原因，它发生的机会很少。所以，迄今，人们在太阳系外总共找到了120多颗，其中只有3颗是根据恒星光芒受遮挡而发现的。\n　　有人认为，在太空中，空间望远镜可以克服地球大气层的影响，可以明确地发现这样的行星，但是试验的结果证明，这样做跟地球上的同行相比，丝毫也没有什么优势。\n　　此外，根据恒星光芒削弱的程度，可以测算出太阳系外行星的质量；根据恒星光谱的变化，可以推算出行星大气的成分。飞马座HD209458有一颗质量与木星相当的行星，与所有其它日外行星不同的是，它与我们的视线位于几乎同一平面，公转周期是3.5254天，当它从恒星表面经过的时候，恒星的光芒就会减弱一点，这个时候，我们就可以检验它的大气成分。检验结果表明，这颗行星含有大量的钠元素，与科学家预言的基本相符，这是首次辨别出日外行星的化学组成。\n\n利用天然望远镜方法\n　　还有一种更加巧妙的方法，这种方法就是利用一种天然的宇宙望远镜，它又被称之为引力透镜。\n　　当一颗行星运行到一颗恒星的前面时间，它会使恒星的光芒减弱，这是因为行星距离恒星太近了。当这颗行星距离恒星足够远的时候，就会发生另一种情况，一种完全相反的变化，那就是它会使恒星的光芒增强，行星就像是一个放大镜，可以汇聚恒星的光芒。\n　　这种情况大大出乎我们的传统理念，但是它又合情合理，符合有关的引力定理。它被称之为引力透镜，这种情况已经被证明确实存在。但是这种情况的发生需要有好几个先决条件，它对行星的质量和行星距离恒星的距离都有着严格的要求，而且它们还跟地球到这个系统之间的距离也有关系，所以这种情况发生的可能性极少，天文学家观测了很多年，一直没有什么结果。\n　　但是，2004年4月，终于有一颗恒星出现了这种情况，于是，第一个用引力透镜方法找到的行星出现了。这颗行星的质量跟木星差不多，隐藏在银河系的中心，距离我们1.7万光年。它和它的母恒星一起组成了一个透镜，让一个更加遥远的恒星光芒变亮了好几天。所以这是一个复杂的引力透镜，这也是用引力透镜这种方法不好使用的一个根本原因。\n　　目前天文学家发现日外行星，只有这四种方法可以使用，其中使用摇摆法是最为可靠的方法，因为不管在哪里，引力定律都适用，恒星和行星相互之间的引力必然要暴露出它们之间的轨道关系。但是这种方法也又一个缺陷，那就是我们只能发现一些大质量的行星，对于那些小质量的行星，它对恒星的引力太小了，它使恒星摇摆的幅度太小，很难发现它们。\n　　在不久的未来，观测日外行星的技术还要获得大发展。技术的中心，将是发展光学技术，也就是要把恒星的光尽量减弱，同时，要把行星的光芒尽量增强。这样的技术将会使更多的行星暴露在天文学家的视野里。\n　　由于用天文仪器搜寻太阳系外行星的难度极大，天文学家一般采用间接的方法：\n　　天体测量法（Astrometry）　天体测量法是搜寻太阳系外行星最古老的方法。这个方法是精确地测量恒星在天空的位置及观察那个位置如何随着时间的改变而改变。如果恒星有一颗行星，则行星的重力将造成恒星在一条微小的圆形轨道上移动。这样一来，恒星和行星围绕着它们共同的质心旋转。由于恒星的质量比行星大得多，它的运行轨道比行星小得多。\n　　视向速度法（Radial Velocity）　视向速度法利用了恒星在行星重力的作用下在一条微小的圆形轨道上移动这个事实，目标现在是测量恒星向着地球或离开地球的运动速度。根据多普勒效应，恒星的视向速度可以从恒星光谱线的移动推导出来。\n　　凌日法（Transit Method）　当行星运行到恒星前方的时候，恒星的光芒会相应减弱。光芒减弱的程度取决于恒星和行星的体积。在恒星HD 209458的例子中，它的光芒减弱了1.7%。天文学家用凌日法发现了恒星HD 209458的行星HD 209458b。\n　　脉冲星计时法（Pulsar Timing）　通过观察脉冲星的信号周期以推断行星是否存在。一般来说，脉冲星的自转周期，也就是它的信号周期是稳定的。如果脉冲星有一颗行星，脉冲星信号周期会发生变化。\n　　重力微透镜法（Gravitational Microlensing）　用重力透镜效应来发现行星的方法。比如行星OGLE-2005-BLG-390Lb就是用这种方法发现的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "行星视运动", "content": "行星视运动（汉语拼音：Xingxing Shiyundong；英语：Planet， Apparent motion of），行星在天球上的位置的移动。虽然它们都在黄道附近，但有时自西向东（顺行）、有时自东向西（逆行），速度时快时慢，甚至短期内不动（留）。\n　　①内行星。从图1可知，水星、金星有上合、下合（两者与太阳黄经相同）以及东大距、西大距（两者与太阳黄经分别相差行星环90°和270°）。当它们在太阳以东时即表现为出现在西方天空的昏星，反之为晨星在黎明前的东方。水星的大距在18°～28°之间，所以不易见到；明亮的金星大距则有45°～48°，因而特别引人注目。\n　　②外行星。在地球轨道外的6颗行星与太阳角距没有限制，合时与太阳黄经相同，冲时差180°，东方照差90°，西方照差270°（图2）。合时与太阳同升落而无法观测；冲时行星离地球最近，且几乎整夜可见，同样，在东方照附近应出现在上半夜；西方照则出现在下半夜。\n　　行星在天球上的运动实际上是行星与地球两者轨道运动的合成，以外行星为例（图3），当地球从E1，E2，E3并依次到E7时，外行星相应从P1到P2到P3依次到P7，反映在天球上相当于外行星从P'¢1运动到P¢'2……到P'¢7。显然Pⅱ1到P'¢3是顺行段，直到P'¢3表现为留；从P'¢3到P'¢5是逆行段，到P'¢5又为留，P'¢5 到P'¢7则又是顺行。因而造成了外行星在天球上时而顺行、时而逆行的运动。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "行星轨道要素", "content": "行星轨道要素，行星运动的开普勒第一定律指出：行星在绕太阳的平面上作椭圆运动；太阳位于椭圆的一个焦点上。因此为了决定行星在任何时刻的位置就需要六个相互独立的量，其中五个决定轨道椭圆的空间位置，一个决定行星在某一特定时刻在轨道上的位置。这六个量称为行星的轨道要素或轨道根数。\n\n\n\n\n\n习惯上这六个量是按如下方法选取的：\n①轨道倾角i它是行星轨道平面与黄道平面的交角。i可以由0°变到180°，它的取法决定于行星运动的方向。如果行星是顺行的（它运动的方向和地球在轨道上运动的方向相同），i便在第一象限内；如果行星是逆行的，i的值便处于90°与180°之间。\n②升交点黄经Ω升交点是行星轨道与黄道的交点之一。在这一点上行星由南到北穿过黄道（经过这一点时行星的日心黄道纬度由负变正）。升交点黄经就是从太阳看来春分点Υ方向到升交点方向的角度。\n以上两个量决定行星轨道平面在空间的位置。这个平面的位置也可以用别的量来表示，例如轨道极点的黄道（或赤道）坐标。这个极点按右手定则选定，也就是说，它同行星绕日运行的角动量矢量的方向一致。\n③近日点角距ω轨道椭圆长轴靠近太阳的端点叫近日点（另一个端点叫远日点）。近日点角距是从升交点到近日点两个向径的夹角（或轨道长径同轨道平面和黄道面的交线所成的角度），它决定椭圆长轴的方向。有时它可由Π=ω+Ω来代替，Π不很确切地被称为近日点黄经。\n④轨道的半长径a有时也称为行星与太阳的平均距离。这个量决定行星轨道的大小。它常以地球轨道的半长径作为单位，称为天文单位。\n⑤偏心率e是焦点到椭圆中心的距离与椭圆半长径之比，它决定椭圆的形状。如果e=0，轨道就是圆。 \n\n\n行星轨道要素 \n\n\n\n偏心率e还常常用偏心角φ代替，该角按下式计算：\n\n\nsinφ=e。\n\n\n⑥行星经过近日点的时刻ττ可以取为行星任何一次经过近日点.的时刻。它有时还以任一时刻t的平近点角M=n(t-τ)代替。n是行星的平均运动，n=2π/T，T是行星运动的周期，它不是轨道要素，而根据开普勒第三定律由半长径a惟一确定。当长度单位取为天文单位，时间单位取为年的时候，T≈a3/2。更精确些的表示是：\n\n\n\n\n\n其中 m ⊙为太阳质量， m ⊕为地球质量， m为行星质量。\n由于摄动（其他行星引力的影响），各行星的轨道要素在缓慢地发生变化（见摄动理论）。上表列出历元为1980年12月27.0日的行星轨道要素。其中水星、金星、地球和火星列出的是平均轨道要素，其他五个行星列出的是吻切轨道要素。吻切轨道是一种瞬时轨道，它相当于行星在该时刻开始只在太阳引力的影响下运动（而不再受其他行星的摄动）所能具有的轨道。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "提丢斯-波得定则", "content": "提丢斯-波得定则（Titius-Bode law）是关于太阳系中行星轨道半径的一个简单的几何学规则。\n它是在1766年时，由德国的一位大学教授约翰∙达尼拉∙提丢斯所提出，后来被柏林天文台���台长约翰·波得（Johann Elert Bode）归纳成了一个经验公式来表示。\n这个公式可以表述为：\n\n\na＝（n＋4）÷10\n\n\n其中\n\n\nn＝0, 3, 6, 12, 24, 48...（n≥3时，后一个数字为前一个数字的2倍）\n\n\n现代的公式把a作为行星到太阳的平均距离（天文单位）：\n\n\na＝（2n×3＋4）÷10\n\n\n（n＝-∞, 0, 1, 2...）\n\n\n\nn\n天体\n英文\n定律解\n实际距离（ＡＵ）\n\n\n－∞\n水星\nMercury\n0.4\n0.4\n\n\n0\n金星\nVenus\n0.7\n0.7\n\n\n1\n地球\nEarth\n1\n1.0\n\n\n2\n火星\nMars\n1.6\n1.5\n\n\n3\n谷神星\nCeres\n2.8\n2.8\n\n\n4\n木星\nJupiter\n5.2\n5.2\n\n\n5\n土星\nSaturn\n10\n9.6\n\n\n6\n天王星\nUranus\n19.6\n19.2\n\n\n7\n海王星\nNeptune\n38.8\n30.1\n\n\n冥王星\nPluto\n39.5\n\n\n8\n阋神星\nEris\n77.2\n67.8\n\n\n9\n2000 CR105\n2000 CR105\n154.0\n230.1\n\n\n10\n2010 GB174\n2010 GB174\n307.6\n~351.0\n\n\n11\n海神星\nSedna\n614.8\n506.2\n\n\n12\n?\n?\n1229.2\n?\n\n\nn带入3时，得解为2.8，但并无对应的行星，所以当时推测火星与木星中有所谓的「消失的第五行星」，之后发现谷神星，因为符合2.8AU的距离，所以一时间谷神星被列为第五行星，之后陆续发现小行星，证明并无此第五行星，于是此解便改为适用于小行星带的平均距离2.77AU。\n\n\n\nn带入7时，得解38.8，较符合柯伊伯带的距离，柯伊伯带的矮行星冥王星（29.658～49.305AU，平均39.482AU）、鸟神星（38.509～53.074AU，平均45.791AU）、妊神星（35.164～51.526AU，平均43.335AU）大致在这个距离（上述距离为平均距离）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "等周律", "content": "等周律（ law of isochronous rotation ），有关行星、小行星自转周期具有相似性的定律。阿尔文等人注意到，行星（尤其是体积较大的木星、土星、天王星、海王星）和已经测定自转周期的50多颗小行星，尽管质量相差悬殊（如从1019克的小行星到1030克的木星相差可达1011倍），但自转周期的数量级却是相同的。阿尔文把这种自转周期的相似性称作“自转的等时性”或“等周律”。他认为，行星在形成初期自转周期基本相同，目前某些行星自转较慢，则是后来长期演化的结果。如：水星和金星因受太阳的潮汐阻尼作用，自转周期变得很长；地球由于日、月潮汐作用以及把部分原始角动量转移给了月球，自转已减慢到目前的状态，估计在它“俘获”月球以前，自转周期至多不超过5～6小时；与此相似，海王星的原始自转周期也可能比目前短；对其他几个较大的行星来说，它们的卫星和太阳的潮汐作用对它们自转的影响甚小，它们目前的自转比较接近原始状态。小行星的自转也没有受到多少潮汐制动。至于等周律的原因，阿尔文等人用吸积理论来解释。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "行星物理学", "content": "行星物理学（ planetary physics ），研究行星及其卫星的物理状况和化学性质的学科，太阳系物理学的一个主要分支。它的任务是：①测定行星及其卫星的各种物理参数，如大小、质量、扁率、平均密度、表面重力加速度、逃逸速度、反照率等；②研究行星及其卫星表面的构造、表面覆盖物的特性、表面温度及其周期变化；③对有大气的行星和卫星，研究它们的大气的构造、物理状态和化学组成；④研究行星的内部结构；⑤研究行星的磁场、磁层以及太阳风与行星的相互作用。地理学和地球物理学一般不包括在行星物理学中，但地球是一个行星，从研究行星的角度对地球所作的研究则属于行星物理学。\n\n目录\n\n1 研究方法\n2 主要成果\n3 行星大气\n4 行星表面\n5 行星内部结构\n6 行星磁场\n7 行星磁层\n\n\n研究方法\n十七世纪初，望远镜的诞生为行星及其卫星的物理研究提供了条件。虽然行星的视圆面很小，而且观测受到地球大气抖动等因素的影响，但用望远镜通过目视观测还是发现了行星表面的许多特征。十九世纪中叶以后，照相术、测光术、分光术被广泛地应用到行星及其卫星的观测和研究中来。例如：用照相方法拍摄行星的照片；用测光方法测定行星和卫星的累积星等、明度星等（见天体光度测量）、色指数、光度与位相的关系、反照率及表面的有效温度；用分光方法拍摄行星的光谱，并进而确定行星大气的成分，根据谱线位移量测定行星的自转周期等。随后，偏振测量也被广泛地应用到行星物理研究方面，对行星表面不同部分所反射的光的偏振测量，对于了解行星表面结构和特性有十分重要的价值。二十世纪上半叶，射电天文学诞生后，开始对行星进行射电观测，扩大了对行星及��卫星观测的波段。这种观测通常分为两类，一类是直接接收行星和卫星表面发出的射电辐射，例如对行星而言，已经接收到的有水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星的射电辐射（见行星射电），其中木星、天王星、海王星还有射电爆发；另一类是雷达观测，用雷达方法可以测定和研究行星表面的特征，甚至可以测绘表面图。五十年代末以来，相继向月球、金星、火星、水星、木星和土星发射了各种探测器(见空间天文观测航天器)，以逼近飞行、绕转飞行、硬着陆、软着陆、载人飞行等方式，通过照相、自动测量、采样分析以及宇航员的实地考察和取回样品，对月球和行星作了深入的研究。新的发现接踵而至。随着宇宙航行时代的到来，行星物理学已成为当代科学研究的活跃领域之一。\n\n主要成果\n通过研究，已经对行星的大气、表面、内部结构、磁场和磁层等方面有了一定程度的了解。此外，对于地球的天然卫星──月球，也获得了更加丰富的资料（见月质学）。\n\n行星大气\n行星上大气的存在和保持取决于其组成成分的逃逸率。根据金斯经验规则，如逃逸速度vp高于热运动均方根速度vt的5倍，则给定分子(分子质量为μ)的逃逸可以忽略，行星表面上这种分子的大气成分实际上将永远地存在下去。这个条件可用方程表示为vp≥5vt，式中vt=(3kT/μ)1/2，T为绝对温度，玻耳兹曼常数k=1.38×10-16尔格/度。\n由于水星引力小而表面温度高，根据上述金斯规则，水星上很难长期保有大气层。行星际探测器“水手”10号果然确证水星上只有极微量的大气，其主要成分是中性氦。至于冥王星有无大气，因资料很少，至今还不能断定。其他行星都存在着大气。此外，木卫一、木卫三、土卫六、海卫一等卫星也有大气。\n用分光方法证认出来的大气组成是：\n金　星：CO2，N2，Ar，CO，H2O，HCl，HF，H，He，O \n火　星：CO2，CO，N2，H2O，Kr，Xe，O2（微量）\n木　星：CH4，NH3，H2，He，C2H2（微量），C2H6，PH3 \n土　星：CH4，NH3，H2，C2H6（微量）\n天王星：CH4，H2 \n海王星：CH4，H2 \n土卫六：CH4，H2 \n木卫一：Na，He必须指出，这里证认出的原子和分子只是行星大气组成的一部分。可能还有一些重要成分没有检测到。例如，木星大气中含量占第二位的元素氦，以前用分光方法并未证认出来，直到1973年才被行星际探测器“先驱者”10号发现。火星上的氮是行星际探测器“海盗”1号首先发现的。\n\n行星表面\n月球、水星和火星的表面可以通过光学波段直接观测，对颜色、反照率和相效应的测量表明，月面和水星表面情况相似。水星表面可能覆盖着粗糙不平类似月壤的物质。“水手”10号摄得的水星照片证实了水星表面和月球表面的相似性。“水手”9号进入绕火星的轨道以后，已经对火星作了非常精确的地貌调查。\n无线电波可以穿透金星浓密的云层直达表面。通过雷达观测已绘制了金星表面地形图。行星际探测器已在金星表面软着陆，获得了高分辨率的资料。通过对金星局部地区作精细的研究，发现金星赤道区有像火山口一样大而浅的圆形圈和南北向穿过赤道绵延1，200公里的大裂谷、山系等。\n已知木星是个流体行星，没有固体表面。\n\n行星内部结构\n研究行星内部结构的主要目的是揭示行星的总体组成和行星内部存在的物理化学性质均不相同的分层。目前还不能直接用观测手段来探测行星内部，而只能根据下述有关观测资料来推断行星的结构模型：①行星质量：对内部结构来说，是个重要的量。根据行星、卫星、小行星的运动和摄动已经计算出各大行星的质量，而且大多较为精确。②半径和密度：从计算得到的质量以及测量到的半径可以求得平均密度。有的行星半径本来是较难定准的，通过行星际探测，情况大为好转。③扁率和动力学椭率：这两个量同行星内部的物质分布有密切关系。一个质量较集中在中心的转动着的行星，要比一个密度均匀分布的相似行星扁些。扁率（或称椭率）定义为ε=(a-b)/a，式中a和b为行星的长轴和短轴。对于有一定的扁率而且有近距卫星的行星，可以根据该行星的赤道隆起对卫星的摄动求得动力学椭率ε′=(C-A)/C。式中C为对于自转轴的惯量矩，而A为对垂直于自转轴的任一轴的惯量矩。④自转：迄今为止，所有行星都已有自转数据。如果将扁率和自转速率合在一起，可以导出量I/MR2。其中I和R为行星的惯量矩和半径，M为行星质量。量I/MR2表示物质向中心集中的程度，是对行星模型正确程度的一种量度。⑤地震学���究：地震学研究使人们得知地球内部具有分层结构，并且存在着几个间断面。地球内部大致由不同性质的同心层──地壳、地幔、外地核和内地核所构成（见地球内部结构）。这一分层结构模型目前已被用来研究某些行星的内部结构。\n行星内部的高压使得行星内部的凝聚物质的状态方程极为复杂，因而行星内部结构理论的进展，远不如恒星内部结构理论迅速。幸而关于冷的固态氢和固态氦的状态方程已经相当精确地计算出来了。氢在2×106～2.5×106大气压时产生了重大的状态变化，从分子形式过渡到金属形式，密度增加大约40％。其他某些元素和化合物也有类似的状态变化。\n雷姆塞提出了一个假设，他用橄榄石（硅酸盐幔中所含的一种重要矿物）在高压下过渡到金属相来解释地表下2，900公里处（地幔与地核交界面）密度突然增加的现象。这一假设被推广到所有类地行星上，即试图寻求关于所有类地行星化学上匀质的模型，将幔与核之间的差别仅仅归之于同一物质的高压相变。但是关于水星的较新资料得出其平均密度与地球相近这一点，证明类地行星不会是完全匀质的。在行星中间，水星的质量最小，但它的密度却和地球相近。因此显然不能用高压硅相来解释，而必须假定重元素占有相当高的份量。这就再次回到水星具有铁-镍核的概念。关于类地行星的结构问题，目前还有较大的争论。\n类木行星的情况要好得多。木星和土星的平均密度较低（分别为1.33和0.70克/厘米3），表明这些行星主要由氢、氦组成，核的内部有少量的重元素。\n马库斯根据太阳型组成及分子氢与金属氢之间的相转变，提出了木星和土星的结构模型。木星和土星间的密度差可以直接用它们的质量不同来解释：与木星相比，压力造成的向金属相的过渡发生在土星的更深处，从而使金属相物质在土星的总质量中只占有较小的份额。虽然在模型计算中还在作这样或那样的修正，但上述图像目前仍然是讨论这两个行星结构的基本前提。\n至于天王星和海王星，它们的密度（分别为1.24和1.66克/厘米3）比土星要高得多，意味着含有更高浓度的氦和重元素。但对它们的内部结构，目前研究得还很少。\n\n行星磁场\n关于行星磁场，除地磁场外，只有零星的初步知识。由于空间探测技术的发展，情况正在迅速改变。到目前为止，已对水星、金星、火星、木星和土星的磁场作了空间探测。\n“水手”10号发现水星具有远比火星、金星强大得多的磁场。探测结果还表明，与磁强计所得曲线十分符合的水星磁矩为5.2×1022电磁单位，即不到地球磁矩的1/1500。水星磁极的极性与地球相同，偶极矩指向南；磁轴和自转轴交角约12°；赤道表面的场强为4×10-3高斯。业已肯定水星磁场是这个行星本身所固有的，但对其起源的解释还有争议。\n迄今为止，行星际探测还没有发现金星拥有固有磁场的充足证据，只是发现金星附近的太阳风激波。这种激波的位形可以用太阳风直接同金星大气的顶部碰撞来解释。激波后的湍流和小尺度磁场是由太阳风同金星相互作用引起的。但1976年C.T.罗素则认为一个磁矩为1.4×1023电磁单位的偶极场更能说明所获得的空间观测资料。这个问题还有待进一步的研究。行星际探测器“火星”2号、3号和5号对火星的探测获得了火星拥有磁场的证据。磁矩是2.5×1022电磁单位，是地球磁矩的1/3000；赤道表面磁场强度为0.6×10-3高斯；磁极的极性与地球相反，即偶极矩指向北；磁轴与自转轴交角为15°。但是，C.T.罗素于1978年重新分析了空间探测资料以后，认为观测到的磁场只是围绕火星的被压缩了的行星际磁场。因此，火星是否有固有磁场，尚无定论。\n在类木行星中已获得木星磁场和土星磁场的证据。\n\n行星磁层\n在太阳风作用下，行星磁场被限制在一定的区域，这个区域称为行星磁层。磁层内充满等离子体，其物理性质和过程受所在行星的磁场的支配。一般说来，磁层的外边界只在向日方向是清晰的，而在背日方向则模糊不清。在向日方向，可以回到行星表面的磁力线与不能回到行星表面的磁力线之间存在着截然的界线，太阳风流动的动压与行星磁场的磁压相等处就是界面。在背日方向行星磁力线与太阳风场连在一起，没有明确界面。\n已发现水星、地球和木星有磁层，水星的磁层很像地球的磁层，不过规模较小。木星有更强的、结构更复杂的磁层，同地球磁层差别较大。\n磁层物理过程的主要能源是等离子体流。它是不稳定的，随时间而变化的。图中定性地��示行星磁层的拓扑位形。图的平面是由行星磁轴和太阳风速度矢量决定的。按磁力线的拓扑性质可分为四个区域。区域Ⅰ中的磁力线从太阳表面出发并回到太阳表面上的另一点。区域Ⅱ中的磁力线将太阳与行星联结起来。区域Ⅲ中的磁力线与行星表面交于两点。区域Ⅳ中的磁力线完全被包围在等离子体中，既不同太阳也不同行星接触。 　　按等离子体拓扑来分，可分为A、B、C三区。A区包含的是未受干扰的超声速太阳风等离子体，下边界位于日冕底部。B区是磁鞘，以弓形激波波阵面和磁层顶作为界面，所包含的是被压缩的亚声速（有时是湍流的）等离子体，当它沿磁层边界流动时便变成超声速等离子体。C区是磁层（见地球弓形激波和地球磁层）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "行星磁层", "content": "行星磁层（汉语拼音：Xingxing Ci Ceng；英语：Planet，Magnetosphere of），太阳风与行星磁场互相作用而形成的特殊区域，其中充满着等离子体物质。其形状与彗星相似：磁层顶受太阳风压缩形成弓形激波阵面；磁层尾却可沿着背太阳面延伸得很长。磁层内有个特殊的界面，面两侧的磁力线方向相反，该面称中性面。九大行星中，金星、火星没有磁层，冥王星情况不明，其他行星都有磁层。水星的磁场很弱，又最近太阳，所以磁层顶被压缩得很厉害  ；木星磁层比地球磁层大100倍，并可分3部分：内区（离木星14万千米以内）大致是偶极场；中介区（离木星14～42万千米）较稀松，磁力线弯弯曲曲，带电粒子被约束在很薄的片形场内；外区（离木星42～63万千米）则是合成场，而其磁尾甚至可扫及土星区域。土星的磁层更为复杂，在等离子体外还有一个庞大的氢环，整个磁层形如一条大鲸：头部磁顶圆钝，磁尾粗壮；在外太阳和行星的大小比较行星区域，太阳风已很弱，所以天王星、海王星的磁层顶都可高达几十万千米，而且磁层内除常见的氢离子外，还有较多的氦和氮离子。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "反照率", "content": "反照率（汉语拼音：Fan zhao lv；英语：albedo），表示物体反射光的能力的物理量。常用符号A表示，可定义为反射光与入射光的强度之比，显然A＜1。研究行星的反照率可以提供有关它们表面的化学组成和物理状况等信息，对于小行星、卫星，还可据此来推算它们的大小、形状等。在实际运用中，尚有多种略有差别的反照率，如几何反照率、平面反照率、邦德反照率等。而且，同一物体的A值与测定它的波长有关。九大行星中，水星的A最小（0.06），金星最大（0.76），地球居中（0.39）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "卫星", "content": "卫星（英语：satellite），是环绕一颗行星按闭合轨道做周期性运行的天体。如地球的卫星是月球。不过，如果两个天体的质量相当，它们所形成的系统一般称为双行星系统，而不是一颗行星和一颗天然卫星。通常，两个天体的质心都处于行星之内。因此，有天文学家认为冥王星与冥卫一应该归类为单行星，但2005年发现两颗新的冥王星卫星，使问题复杂起来了。\n大部分已知的太阳系卫星，其中多数为不规则卫星。水星和金星不具有卫星，而木星和土星则有超过70颗卫星。\n\n 太阳系具有代表性的卫星和地球的大小比较\n最大的卫星是木卫三，半径2631千米，质量1.49×1023千克，比冥王星大得多；最小的卫星如火卫二仅几千米大。大的卫星通常为球形，小的有不规则形状。多数卫星的轨道是顺行的，但木卫八、木卫九、木卫十一、木卫十二、土卫九、海卫一却是逆行卫星。许多木卫、土卫、天卫的轨道也具有共面、同向、近圆、距行星满足提丢斯-波得定则，常称它们为规则卫星。土卫中还有几颗卫星在同一轨道上并构成正三角形。几乎所有卫星都是同步自转，即自转周期与公转周期相同。空间探测已对许多卫星作了近距考察，发现了木卫一上频繁剧烈的火山活动，木卫二、天卫一、天卫五、海卫一存在会喷发冰块的冰火山；绘制了不少卫星的地形地貌图。绝大多数卫星表面都有众多的环形山或陨星坑。现在确知存在大气的卫星有4颗：土卫六、木卫一、木卫三、海卫一。旅行者2号还发现海卫一有磁场，突破了卫星不可能有磁场的界限。冥卫一则是太阳系中唯一的天然同步卫星，它的自转、公转与冥王星的自转周期都相同——6.3867天。\n\n太阳系卫星\n太阳系内的大卫星（直径超过3000公里）包括地��的卫星月球、木星的伽利略卫星木卫一（埃欧）、木卫二（欧罗巴）、木卫三（盖尼米德）、木卫四（卡利斯多）、土星的卫星土卫六（泰坦）、海王星的卫星海卫一（特里同）。更小的卫星参见各个相关行星条目。这里是以直径划分的一个太阳系卫星分类表，其中一列（其他天体）也包括了部分显着的小行星、行星、柯伊伯带天体。\n\n外太阳系卫星的布局\n外太阳系各个巨行星各自拥有庞大的卫星家族，其卫星分布有着相似的规律：\n\n\n内轨规则小卫星：这个区域分布着大量小卫星和行星环，某些组成行星环的大块个体（冰块或石块）有可能升格为卫星。\n\n中间轨道的大中型卫星：所有球形卫星（即较大卫星）都在这一区域。\n\n外轨不规则小卫星：这个区域非常宽阔，各个卫星的轨道不规则，多数逆行轨道，轨道离心率大、轨道倾角大。\n\n\n多数行星的三个区域井然分开，例外的是土星系，规则小卫星、行星环和球形卫星分布区域相重叠。\n\n参见\n\n 木星的卫星\n\n 土星的卫星\n\n 天王星的卫星\n\n 海王星的卫星\n\n 天然卫星时间列表\n\n 天然卫星的命名\n\n 准卫星"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "行星环", "content": "行星环（汉语拼音：Xingxinghuan；英语：Planet， Ring of），绕行在大行星赤道上空的固态物质构成的环带，比较明亮的如土星环称光环。已知木星、土星、天王星和海王星4颗行星有环带。土星环从云顶一直延伸32万千米，主要由大小冰块组成，所以特别明亮。土星环密密麻麻，数以千计，而且结构十分复杂，有的大环中套有小环，有的几条扭缠在一起，有的凹凸不平，有的呈锯齿形、辐射状，而且还在不断变化，环的总质量约1020千克，环的温度约65～75K，环内的带电物质还发出射电辐射。天王星环是1977年一次天王星掩恒星时发现的，它共有20条，很暗弱，主环ε不过100千米宽，构成的物质大如巨石，小似砂粒，反照率很小，所以无法用望远镜直接观测到。木星环由旅行者1号探测器于1979年发现。它是极暗弱的尘埃环，地球上根本看不到。木星环由微米大小的尘埃组成，现在已确定共有两条，主环在内，其宽度不足9000千米，厚几千米，内边缘离木星表面5万千米左右，并以比木星自转还快的速度在飞速转动，周期约7小时。外面的暗环的亮度仅及主环的5％，有人称为薄纱环，几乎透明，它一直延伸到离木星21万千米远处。主环周围还有一个扁球状的晕，晕向内延伸到木星表面，但其中的物质更稀。海王星环是旅行者2号于1989年发现的。现已确证5条，里面3条比较模糊，外面2条比较明亮，但只有其中一条是较完整的环，另一条只有几个环段弧比较明亮。\n　　关于行星环的起源主要有3种观点：①潮汐理论。卫星与行星太近时被行星巨大的潮汐力瓦解成碎块，逐渐弥散开形成环。②凝聚理论。因为形成行星、卫星的原始物质位于行星的洛希极限范围内，它们只能凝聚成环体而无法集聚为卫星。③碰撞理论。巨陨星轰击行星表面，撞击的物质在空中形成环，或是陨星、流星体把原有卫星撞碎而形成环。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "水星", "content": "水星（英文：Mercury），太阳系八大行星中距离太阳排名第一的行星。古时，人类就注意到水星的存在，常常在大清早或者是傍晚太阳刚下山时出现在接近地平线的附近。所以在中国古代，水星又称为晨星(出现在早晨的时候)或者昏星(出现在黄昏过後)。\n　　水星的半径约为2440公里，在八大行星中是最小的。水星距离太阳约0.39个天文单位，是个布满坑洞的小行星。其公转周期大约相当于地球上的1个季。从地球上看水星的最大亮度为–2.45个视星等，从地球上看水星的最低亮度为5.73个视星等。与太阳的角距最大仅28°，故平时不易见到。作为内行星，它也有位相变化，当它在太阳视圆面上经过时即发生凌日，水星凌日平均每世纪13次。水星轨道近日点有进动现象，这后来成为爱因斯坦广义相对论的三大天文验证之一。\n\n 信使号宇宙飞船获得的图像绘制的水星表面的全球地图。NASA/JHUAPL/CIW\n　　1965年根据雷达测定，水星的自转周期为58.6天，恰为公转周期的2／3，因此水星上一昼夜长达176天。白天表面温度最高处达427℃，而深夜最冷时仅－173℃。1974～1975年美国水手10号3次飞近水星，最近时高度仅320千米近距探测表明，水星表面酷似月球：没有大气，没有水，布满了大小不一的环形山（其中有15座以李白、鲁迅等���国文学家、艺术家的名字命名），同样还有类似月海的低洼平地及美丽的辐射纹。水星内部结构可分为壳、幔、核3层，但其铁镍核很大，质量占水星的60％以上，半径约为水星的3／4。水星具有一个偶极磁场，磁轴与自转轴的交角7°～12°，赤道表面的磁场强度为4×10-7特。1992年美国一些天文学家从射电探测的资料分析认为，水星的极地可能存在着直径为几百千米的含水的冰帽。\n\n目录\n\n1 表面环境\n2 星体结构\n3 水星的大气\n4 星体运动\n5 水星文化\n6 最新发现\n\n\n表面环境\n　　水星昼夜温差极大，白天摄氏 430 度，晚上约可达零下 170 度，是个非常不适合人类直接居住的环境，也是太阳系八大行星中温差最大的一个行星。但是在最近的观测中发现，在南极与北极的一些永远不受日照的地方可能有冰的存在，使得水星可能成为一个拥有冰的星球。\n　　在对水星的雷达观测发现，水星的极区有强烈的雷达反射。这种反射的特性有点类似火星的冰帽。因此怀疑水星的极区有冰层的存在，而其规模直径大约为100公里左右。\n　　另外水星也是在太阳系中几个人类可能移民的地点之一，在水星的两极有部分环型山的结构，因为整年都不会受到日照的影响，人类有机会利用那边的冰以及人工的保温装置，制造人造的移民环境。\t\n　　为什么水星的温差会这么大呢?  原因是这样的，因为水星太过接近太阳，因此在明亮的地区接受到的太阳辐射太强，使得地表的温度大为提高，在不受日照的部分则因为水星几乎没有大气层，热量不易传导，使得这部分的水星表面温度十分的低，才会形成这样强烈的对比。\n\n星体结构\n　　水星平均密度在行星之中只次于地球，高达5.43g/cc，十分不寻常。地球的平均密度大，是因为地球本身的重力挤压所造成的，但水星重力很小，这意味着构成水星的成分物质很重。因此天文学家依据对於水星的测量数据推测，水星可能拥有一个很大的铁核，而且直径可达水星的2/3至3/4，水星，就像个铁球一样，而表面的矽酸盐成分只是薄薄的一层外壳。\n　　造成水星密度如此高的原因，天文学家们提出了三个说法，撞击分别说，蒸发说，以及巨大撞击说等. 目前最有力的说法为巨大撞击说，内容是说水星早期曾经受到大撞击，中心的金属核较快凝固，而外部的岩质物质被吹散了，因此产生这样的结果。 \n\n水星的大气\n　　水星表面几乎没有大气层，因此表面容易受到星际物质的撞击，水星的大气层跟地球和金星等行星的大气很不一样，因为受到太阳风的影响，更换的频率非常的高，实际上，水星表面的气体分子与水星碰撞的频率还要高过互相碰撞的频率，所以水星的大气又称为外气层。最近的探测中发现水星外气层有钠云的存在。\n　　另外水星也具有磁场，但强度很小，磁场强度约为地球磁场的1％左右。\n\n星体运动\n　　水星离太阳的平均距离为5790万公里，绕太阳公转轨道的偏心率为0.206，故其轨道很扁。太阳系天体中，除冥王星外，要算水星的轨道最扁了。水星在轨道上的平均运动速度为48公里/秒，是太阳系中运动速度最快的行星，它绕太阳运行一周只需要88天，除公转之外，水星本身也有自转。过去认为水星的自转周期应当与公转周期相等，都是88天。1965年，美国天文学家戈登、佩蒂吉尔和罗·戴斯用安装在波多黎各阿雷西博天文台的、当今世界上最大的射电望远镜测定了水星的自转周期，结果并不是88天，而是58.646天，正好是水星公转周期的2/3。水星轨道有每世纪快43″的反常进动。\n　　由于水星在近日点时总以同一经度朝着太阳，在远日点时以相差90°的经度朝着太阳，所以水星随着经度不同而出现季节变化。\n公转\n　　水星的运行轨道是偏心的，半径从4600万-7000万公里变化。围绕太阳的缓慢岁差不能完全地被牛顿经典力学所解释，以致于在一段时间内很多人用设想的另外一个更靠近太阳的行星（有时被称为火神星）来解释这个混乱。这称为“水星近日点进动”。无论如何，爱因斯坦的广义相对论后来提供了一种可以消除这个小误差的解释。\n自转\n　　1889年意大利天文学家夏帕里利经过多年观测认为水星自转时间和公转时间都是88天。直到1965年，美国天文学家才测量出了水星自转的精确周期58.646个地球日。\n　　在一些时候，在水星的表面上的一些地方，在同一个水星日里，当一个观测者（在太阳升起时）时观测，可以看见太阳先上升，然后倒退最后落下，然后再一次的上升。这是因为大约四天的近日点周期，水星轨道速度完全地等于它的自转速度，以致于太阳的视运动停止，在近日点时，水星的轨道速度超过自转速度；因此，太阳看起来会逆行性运动，在近日点后的四天，太阳恢复正常的视运动。\n　　1965年使用雷达观测后，观察数据否决了水星对太阳是潮汐固定的的想法：自转使得所有时间里水星保持相同的一面对着太阳。水星轨速振谐为3:2，这就是说自转三次的时间是围绕太阳公转两次的时间；水星的轨道离心使这个谐振持稳。最初天文学家认为它有被固定的潮汐是因为水星处于最好的观测位置，它总是在3:2谐振中的相同时刻，展现出相同的一面，就如同它完全地被固定住一样。水星的自转比地球缓慢59倍。\n　　因为水星的3:2的轨速比率，一个恒星日（自转的周期）大约是58.646个地球日，一个太阳日（太阳穿越两次子午线之间的时间）大约是176个地球日。\n轨道变动\n　　水星拥有太阳系8大行星中偏心率最大的轨道，通俗的说，就是它的轨道的椭圆是最“扁”的。而最新的计算机模拟显示，在未来数十亿年间，水星的这一轨道还将变得更扁，使其有1%的机会和太阳或者金星发生撞击。更让人担忧的是，和外侧的巨行星引力场一起，水星这样混乱的轨道运动将有可能打乱内太阳系其他行星的运行轨道，甚至导致水星，金星或火星的轨道发生变动，并最终和地球发生相撞。\n凌日现象\n　　当水星走到太阳和地球之间时，我们在太阳圆面上会看到一个小黑点穿过，这种现象称为水星凌日。其道理和日食类似，不同的是水星比月亮离地球远，视直径仅为太阳的190万分之一。水星挡住太阳的面积太小了，不足以使太阳亮度减弱，所以，用肉眼是看不到水星凌日的，只能通过望远镜进行投影观测。水星凌日每100年平均发生13次。在20世纪末有一次凌日是在1999年11月16日5时42分。\n　　在人类历史上，第一次预告水星凌日是“行星运动三大定律”的发现者，德国天文学家开普勒（1571至1630年）。他在1629年预言：1631年11月7日将发生稀奇天象——水星凌日。当日，法国天文学家加桑迪在巴黎亲眼目睹到有个小黑点（水星）在日面上由东向西徐徐移动。从1631年至2003年，共出现50次水星凌日。其中，发生在11月的有35次，发生在5月的仅有15次。每100年，平均发生水星凌日13.4次。\n　　水星凌日的发生原理与日食极为相似，水星轨道与黄道面之间是存在倾角的，这个倾角大约为7度。这就造成了水星轨道与地球黄道面会有两个交点。即为升交点和降交点。水星过升交点即为从地球黄道面下方向黄道面上方运动，降交点反之。只有水星和地球两者的轨道处于同一个平面上，而日水地三者又恰好排成一条直线时，才会发生水星凌日。如果水星在过升降交点附近的两天恰好也发生了水星下合相位时，就有可能发生水星凌日天象。\n　　在目前及以后的十几个世纪内，水星凌日只可能发生在五月或十一月。发生在五月的为降交点水星凌日，发生在十一月的为升交点水星凌日。而发生在五月的水星凌日更为稀罕，水星距离地球也更近。水星凌日发生的周期同样遵循如日月食那样的沙罗周期。在同一组沙罗周期内的水星凌日的发生周期为46年零1天又6.5小时左右。但是这个46年的周期中如果有12个闰年。周期即为46年零6.5小时左右。这里所说的时间差值是同一沙罗周期相邻两次水星凌日中凌甚的时间差值。因为同一沙罗周期相邻两次水星凌日发生的时长是不同的。\n\n水星文化\n 水星\n　　1976年，国际天文学联合会开始为水星上的环形山命名。\n　　水星的表面很像月球，满布着环形山、大平原、盆地、辐射纹和断崖。于是，水星上的环形山和月球上的环形山一样，也进行了命名。水星表面上环形山的名字都是以文学艺术家的名字来命名的，没有科学家，这是因为月面环形山大都用科学家的名字命名了。水星表面被命名的环形山直径都在20公里以上，而且都位于水星的西半球这些名人的大名将永远与日月争辉，纪念他们为人类作出的卓越贡献。\n　　在国际天文学联合会已命名的310多个环形山的名称中，其中有15个环形山是以我们中华民族的人物的名字命名的。有伯牙：传说是春秋时代的音乐家；蔡琰：东汉末女诗人；李白：唐代诗人；白居易：唐代诗人：董源：五代十国南唐画家；李清照：南宋女词人；姜夔：南宋音乐家；梁楷：南宋画家；关汉卿：元代戏曲家；马致远：元代戏曲家；赵孟頫：元代书画家；王蒙：元末画家；朱耷：清初画家；曹沾（即曹雪芹）：清代文学家；鲁迅：中国近代文学家。\n\n最新发现\n水星曾是颗“大火球”：遍布巨型岩浆海洋\n　　麻省理工学院的科学家通过对水星岩石化学成分分析的过程中发现这颗星球过去可能拥有一片巨大的岩浆海洋时间点处于45亿年前，这项新的研究任务由“信使”号探测器完成，旨在分析水星表面、空间环境以及行星化学物质组成等。自2011年3月起，NASA的探测器开始收集相关数据，一组科学家负责对X射线荧光光谱数据进行分析该任务收集到了有关水星表面岩石的组分情况，科学家希望揭开水星到底发生了何种地质过程，导致其表面出现两种不同组成的岩石。\n　　对此，科学家在实验室中创建了两类岩石，模拟高温高压环境下的地质演化过程，通过实验科学家设想水星上曾经出现巨大的岩浆海洋，在这种环境下可演化出两种截然不同的岩石，通过结晶、凝固最后重新由熔岩喷发机制存在于水星表面。根据麻省理工学院地质学教授蒂莫西·格罗夫介绍：“水星上发生的事件其实是非常惊人的，地壳的年龄很可能超过了40亿岁因此这些岩浆海洋应该存在于非常古老的过去。”\n　　信使号探测器进入水星轨道时正处于强烈的太阳耀斑活跃期，作为太阳系内侧轨道上距离太阳最近的行星水星受到太阳光和辐射的“烘烤”，其表面的岩石反射出强烈的光谱信号，科学家通过X射线光谱仪就可以确定水星表面物质的化学成分。\n　　针对水星上岩石出现的不同化学组分，格罗夫认为可在实验室中模拟二氧化硅、氧化镁以及三氧化二铝的比例再将其熔化结晶，探索该过程中可能出现的情况。实验结果显示，两种成分可能来自同一地区，指向了一个巨大的岩浆海洋此外，本项研究还暗示了水星存在一个极为混乱的早期演化过程，其中包括大块天体的撞击，科学家认为这将填补水星早期历史的很多空白，加深我们对水星形成过程的理解。\n　　科学家对“信使号”探测器2009年第三次飞越水星的观测数据进行了分析，最新结果发现水星表面最年轻的火山活动迹象，以及磁场亚暴的最新信息，并且在水星超稀薄外大气层中首次发现电离钙元素。\n最年轻火山活动迹象\n　　信使号探测器首席调查员肖恩·所罗门（Sean Solomon）说：“信使号每次飞越水星都会获得新的发现！我们发现水星是一颗颇具活力的行星，其活动性贯穿于整个历史阶段。”在前两次勘测中，信使号探测器发现水星早期历史时期曾遍布着火山活动，在最新的第三次飞越水星勘测中，该探测器发现290公里直径的环状碰撞坑，这是迄今观测发现最年轻的水星表面坑状结构，科学家将它命名为“Rachmaninoff”，其底部具有非常平滑的平原。\n　　美国约翰霍普金斯大学应用物理实验室的路易丝·普罗克特（Louise Prockter）说：“我们认为Rachmaninoff环状坑底部平原是迄今在水星发现的最年轻火山迹象。此外，我们在Rachmaninoff环状坑东北部发现漫射环状明亮物质环绕在不规则洼地周围，标志着这些不规则洼地是火山喷口，并且其直径比之前所勘测的火山喷口都大。这项观测暗示着水星表面的火山活动性要比之前所认为的更持续，或许持续至太阳生命历史下半时期。\n磁场亚暴\n　　磁场亚暴是一种太空气象，曾间歇地出现在地球上，通常每天会出现几次，持续1-3小时。地球上的磁场亚暴常伴随着一系列特殊现象发生，比如：北极和南极上空出现的壮丽极光现象。磁场亚暴也伴随出现危险的能量粒子这将导致地球观测卫星和地面通讯系统灾难性事故，尤其是地球同步轨道区域。地球磁场亚暴的能量来源于地球磁场尾部的磁性能量。\n　　在信使号探测器第三次飞越水星时，该探测器装载的磁力计首次发现水星磁场尾部磁性能量中像亚暴一样“载荷”，这种水星磁场亚暴能量大约是地球磁场亚暴的10倍，其运行速度是地球磁场亚暴的50倍。\n　　美国宇航局戈达德太空飞行中心的太空物理学家詹姆斯·斯莱文（James A. Slavin）称，最新观测显示水星的磁场亚暴相对强度比地球磁场亚暴大，同时，我们还发现水星磁场尾部增强与唐吉周期（Dungey cycle）的一致性唐吉周期是描述磁气圈内等离子循环的一个指标。\n　　斯莱文说：“信使号探测器最新观测首次显示地球之外的另一颗行星上唐吉等离子循环时间可以确定亚暴持续的时间，这暗示着这种地球磁气圈特征是宇宙的一种普遍现象。”\n水星外大气层构成\n　　水星的外大气层非常稀薄，是由水星表面和太���风中的原子和离子构成，信使号探测器对水星外大气层的观测将提供一个研究水星表面和其太空环境之间交互影响的机会，并能够探测水星表面的构成，该行星遗失至星系空间的物质有助科学家理解水星当前和历史时期的构成状况。\n　　信使号探测器对水星外大气层的观测结果显示外大气层中中性和电离元素独特的空间分布特性，第三次飞越勘测首次探测到水星南极和北极外大气层的构成。美国约翰霍普金斯大学应用物理实验室的罗·弗瓦西克（Ron Vervack）说：“勘测显示水星外大气层中包含着钠（Na）、钙（Ca）、镁（Mg）元素，在这次飞越水星勘测中，信使号首次发现外大气层含有电离钙。”\n水星极地发现大量水冰\n　　据美国宇航局网站报道，该局正在水星轨道运行的信使号探测器获取的最新数据显示这颗行星上拥有大量水冰。大卫·劳伦斯（David Lawrence）是来自约翰·霍普金斯大学应用物理实验室（APL）的信使号首席科学家，也是一篇发表在在线版《科学通报》杂志上论文的第一作者。劳伦斯表示：“最新数据显示在水星极区存在水冰，如果将这些水冰平均铺满整个华盛顿，其厚度将超过两英里（约合3.2公里）。”\n　　考虑到水星距离太阳如此之近，这颗行星上似乎是不可能存在水的。但是由于水星的自转轴倾角非常小，接近于零（更准确地说是不到1度），因此在水星的极区存在很多永久阴影区。科学家们在数十年前便开始猜测在这些永久阴影区内可能存在水冰。\n　　1991年，这一想法得到了一项重要证据，当时世界上最强大的射电望远镜——设在波多黎各岛上的阿雷西博射电天线向水星发射的雷达波，在其反射信号上发现这颗行星的极区存在一些反射率高的异乎寻常的“亮区”。这些亮区的雷达波反射率非常高，其特性和水冰非常相似。除此之外，很多这种明亮反射区的位置和20世纪70年代美国水手10号探测器拍摄的水星地表大型陨击坑的位置相对应。不过科学家们一直无法确定这些亮区的位置和极区的那些永久阴影区位置是否同样相互吻合。\n　　但是，随着信使号抵达水星，这一切疑惑都烟消云散了。信使号探测器搭载的水星双成像系统在2011年和2012年年初拍摄的图像证明，那些强烈反射雷达波的亮区的确都位于水星南北两极的永久阴影区内。\n　　而来自信使号的最新数据确认了水星北极永久阴影区内沉积物质的主要成分确是水冰。在其中一些最寒冷的区域，水冰直接暴露于地表。而在一些稍稍温暖一些的区域，似乎有一些稍显暗色的物质覆盖着水冰表面。\n　　信使号使用中子能谱设备测量雷达反射亮区的氢原子丰度。通过这些测量数据就可以推算出冰的富集量。劳伦斯表示：“这些中子数据显示在水星极区的高雷达反射区域存在一层平均厚度约为数十厘米的富氢物质层，其上方还覆盖有一层10~20厘米厚的表层，这层表层中的氢含量则相对较低。”他指出：“这层覆盖在下方的富氢层的氢含量比例和纯净的水体相当。”\n　　根据美国宇航局戈达德空间飞行中心的格里高利·纽曼（Gregory Neumann）的说法，信使号搭载的水星激光高度计（MLA）获得的数据已经在水星地表获取了超过1000万个高程数据，用以制作高精度地形图。这些高程数据同样支持了水冰存在的看法。在另外一份论文中，纽曼和同事们报告了首次对水星处于永久阴影区的北极地区进行的高程测量，结果显示这些区域存在一些不规则的明亮和暗色的沉积物。\n　　纽曼表示：“在此之前还从未有人在水星上看到过这些阴暗区域，因此它们一直充满神秘感。”纽曼认为这些明亮和暗色的物质都是由彗星或小行星携带到水星上来的。这种说法得到了加州大学洛杉矶分校大卫·佩吉（David Paige）教授一篇文章的支持。佩吉指出：“这些暗色物质可能是一些复杂有机化合物的混杂体，它们由彗星和富含有机物的小行星在撞击水星时携带而来。可能也正是通过同样的机制，水也被带到了这颗太阳系最内侧的行星上。”\n　　西恩·所罗门（Sean Solomon）来自哥伦比亚大学拉蒙特-多赫提地球观测台，也是信使号项目首席科学家。他说，覆盖在水冰成分表面的一层黑色物质则让事情变得更加复杂了。他说：“在超过20年的时间里，科学家们一直在争论这颗最靠近太阳的行星上的永久阴影区是否存在大量的水冰。现在信使号为这个问题给出了一个明确的肯定答案。”\n　　不过所罗门也指出：“新的观测结果也引出了新的问题。这些位于极区的黑色物��大部分都是有机质吗?这些物质究竟经历了何种化学反应过程?水星地表或地下是否有一些区域同时存在液态水和有机质?只有对水星开展持续的研究，我们才能最终回答这些问题。”\n真正发现水星有冰\n　　2014年，美国航天局派往水星的探测器信使号，早前传来的照片中，却发现北极地区一个陨石坑附近有冰的存在，是首次真正发现水星有冰。\n　　学者早于两年前已透过间接的分析指水星上存在着冰，但这次则是首次直接看到。专家估计冰块有数以十米厚，但亦可能延伸至坑洞内。虽然水星围绕太阳转一圈需时58个地球日，几乎整个大地都被阳光照射，但水星的极地则永远无法被太阳照到，温度低得有机会让冰形成。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "金星", "content": "金星（英语：Venus），太阳系八大行星之一，按离太阳由近及远顺序为第二颗。全天最亮的星，视星等可达－4.4 等。晨见者称之启明星，夕见者称之长庚星，中国民间称太白星或太白金星。古希腊神话中称为阿佛洛狄忒。古罗马人称作维纳斯。\n　　金星距离太阳约0.725天文单位，轨道在水星与地球之间。金星的一天相当于地球的230天，磁场强度只有地球的10万分之一左右。此外金星的自转方向与地球以及其他行星的自转方向相反。其直径、质量、平均密度等与地球十分相近。下合时总以同一面朝向地球。大气十分浓密，表面气压达88大气压，主要成分是二氧化碳（96％以上）和氮，在高空有一终年不散的厚云区，其中充满着浓度很高的硫酸、氢氟酸等雾滴。金星大气中36Ar∶40Ar和氘∶氢的值分别比地球大200～300和100倍，这表明金星与地球经过了不同的演化途径。\n\n NASA麦哲伦任务的雷达数据，它绘制了金星北半球的地形。NASA/JPL\n　　金星上平均每分钟有20次闪电，曾记录到一次持续15分钟的特大闪电，大气造成的温室效应使整个表面始终处于480℃的高温状态中。大气的底层清澈宁静，但高层的运动速度高达100米／秒。金星以243.09天的周期作自东向西的逆向自转，多数人认为这是其他天体撞击的结果。1975年在金星表面软着陆的探测器金星9号和金星10号获得了第一批金星表面照片。1990年美国的麦哲伦探测器进入绕金星的轨道，通过探测发现，金星表面65％是起伏不大的丘陵，低洼地占27％，山地仅8％，常见的环形山不很多，没有任何超过10亿年的地貌特征，表面的平均寿命仅4亿年，这表明可能存在活火山。尚未能测出金星的磁场，因而它上空也不存在磁层和辐射带。\n\n目录\n\n1 地表环境\n2 星体结构\n3 金星的大气\n4 公转与自转\n5 金星凌日\n6 金星文化\n\n\n地表环境\n　　金星表面上有70%平原，20%高地，10%低地。\n　　在金星表面的大平原上有两个主要的大陆状高地。北边的高地叫伊师塔地（Ishtar Terra），拥有金星最高的麦克斯韦山脉（大约比喜马拉雅山高出两千米），它是根据詹姆斯·克拉克·麦克斯韦命名的。麦克斯韦山脉（Maxwell Montes）包围了拉克西米高原（Lakshmi Planum）。伊师塔地大约有澳大利亚那么大。南半球有更大的阿芙罗狄蒂地（Aphrodite Terra），面积与南美洲相当。这些高地之间有许多广阔的低地，包括有爱塔兰塔平原低地（Atalanta Planitia）、格纳维尔平原低地（Guinevere Planitia）以及拉卫尼亚平原低地（Lavinia Planitia）。除麦克斯韦山脉外，所有的金星地貌均以现实中或神话中女性命名。由于金星浓厚的大气让流星等天体在到达金星表面之前减速，所以金星上的陨石坑都不超过3.2千米。\n\n 根据麦哲伦任务数据的萨帕斯蒙斯在金星表面的三维透视图。NASA/JPL\n　　大约90%的金星表面是由不久之前才固化的玄武岩熔岩形成，当然也有极少量的陨石坑，金星的内部可能与地球是相似的：半径约3000千米的地核和由熔岩构成的地幔组成了金星的绝大部分。来自麦哲伦（Magellan）号的最近的数据表明金星的地壳比起原来所认为的更厚也更坚固。可以据此推测金星没有像地球那样的可移动的板块构造，但是却有大量的有规律的火山喷发遍布金星表面。金星上最古老的特征仅有8亿年历史，大多数地区都很年轻（但也有数亿年的时间）。那时广泛存在的山火擦洗了早期的表面，包括几个金星早期形成的大的环形山口金星的火山在隔离的地质热点依旧活跃。\n　　金星本身的磁场与太阳系的其它行星相比是非常弱的。这可能是因为金星的自转不够快，其地核的液态铁因切割磁感线而产生的磁场较弱造成的。这样一来，太阳风就可以毫无缓冲地撞击金星上层大气。最早的时候，人们认为金星和地球的水在量上相当，然而，太阳风攻击已经让金星上层大气水蒸气分解为氢和氧。氢原子因为质量小逃逸到了太空。金星上氘（氢的一种同位素，质量较大，逃逸得较慢）的比例似乎支持这种理论。而氧元素则与地壳中物质化合，因而在大气中没有氧气。金星表面十分干旱，所以金星上岩石要比地球上的更坚硬，从而形成了更陡峭的山脉、悬崖峭壁和其它地貌。一条从南向北穿过赤道的长达1200千米的大峡谷，是八大行星中最大的峡谷。\n　　另外，根据探测器探测，发现金星岩浆里含有水。金星可能与地球一样有过大量的水，但都被蒸发，消散殆尽，使如今变得非常干燥。地球如果再离太阳近一些的话也会有相同的运气。我们会知道为什么基础条件如此相似但却有如此不同现象的原因。\n　　来自麦哲伦飞行器映像雷达的数据表明大部分金星表面由熔岩流覆盖有几座大屏蔽火山，如Sif Mons，类似于夏威夷和火星的Olympus Mons（奥林匹斯山脉）。不过集中在几个热点。大部分地区已形成地形，比过去的数亿年要安静得多了。\n　　金星上没有小的环形山，看起来小行星在进入金星的稠密大气层时没被烧光了。金星上的环形山都是一串串的看来是由于大的小行星在到达金星表面前，通常会在大气中碎裂开来。\n　　玛亚特山，金星上最大的火山之一，比周围地区高出9000米，宽200千米，火山及火山活动金星表面为数很多。至少85%的金星表面覆盖着火山岩除了几百个大型火山外，在金星表面还零星分布着100000多座小型火山从火山中喷出的熔岩流产生了了长长的沟渠，范围大至几百公里，其中最长的一条超过7000公里。\n\n星体结构\n　　关于金星的内部结构，还没有直接的资料，从理论推算得出，金星的内部结构和地球相似，有一个半径约3100公里的铁-镍核，中间一层是主要由硅、氧、铁、镁等的化合物组成的“幔”，而外面一层是主要由硅化合物组成的很薄的“壳”。\n　　科学家推测金星的内部构造可能和地球相似，依地球的构造推测，金星地函主要成分以橄榄石及辉石为主的矽酸盐，以及一层矽酸盐为主的地壳，中心则是由铁镍合金所组成的核心。金星的平均密度为5.24g/cm3，次于地球与水星，为八大行星（冥王星已于2006年划归为矮行星，故称八大行星）中第三位的。\n　　一个直径3000千米的铁质内核，熔化的石头为地幔填充大部分的星球。厚得多。就像地球，在地幔中的对流使得对表面产生了压力，但它由相对较小的许多区域减轻负荷，使得它不会像在地球，地壳在板块分界处被破坏。\n\n金星的大气\n　　金星的天空是橙黄色的。金星上也有雷电，曾经记录到的最大一次闪电持续了15分钟。\n　　金星的大气主要由二氧化碳组成，并含有少量的氮气。金星的大气压强非常大，为地球的92倍，相当于地球海洋中1千米深度时的压强。大量二氧化碳的存在使得温室效应在金星上大规模地进行着。如果没有这样的温室效应温度会下降400℃。在近赤道的低地，金星的表面极限温度可高达500℃。这使得金星的表面温度甚至高于水星虽然它离太阳的距离要比水星大的两倍，并且得到的阳光只有水星的四分之一（高空的光照强度为2613.9W/m2，表面为1071.1W/m2）。尽管金星的自转很慢（金星的“一天”比金星的“一年”还要长，赤道地带的旋转速度只有每小时6.5千米），但是由于热惯性和浓密大气的对流，昼夜温差并不大。大气上层的风只要4天就能绕金星一周来均匀的传递热量。\n　　金星浓厚的云层把大部分阳光都反射回了太空，所以金星表面接受到的太阳光比较少，大部分阳光都不能直接到达金星表面。金星热辐射反射率大约是60%，可见光反射率就更大。虽然金星比地球离太阳的距离要近，它表面所得光照却比地球少。如果没有温室效应作用，金星表面温度就会和地球很接近。人们常常会想当然的认为金星的浓密云层能够吸收更多的热量，事实证明这是非常荒谬的。与此正相反，如果没有这些云层，温度会更高。大气中二氧化碳的大量存在所造成的温室效应才是吸收更多热量的真正原因。\n　　2004年金星凌日在云层顶端金星有着每小时350千米的大风，而在表面却是风平浪静，每小时不会超过数千米然而，考虑到大气的浓密程度，就算是非常缓慢的风也会具有巨大的力量来克服前进的阻力。金星的云层主要是由二氧化硫和硫酸组成，完全覆盖整个金星表面。这让地球上的��测者难以透过这层屏障来观测金星表面。这些云层顶端的温度大约为-45℃。美国航空及太空总署给出的数据表明，金星表面的温度是464℃。云层顶端的温度是金星上最低的，而表面温度却从不低于400℃。\n　　金星表面的温度很高，是因为金星上强烈的温室效应，温室效应是指透射阳光的密闭空间由于与外界缺乏热交换而形成的保温效应。金星上的温室效应强得令人瞠目结舌，原因在于金星的大气密度是地球大气的100倍，且大气97%以上是“保温气体”——二氧化碳；同时，金星大气中还有一层厚达20～30千米的由浓硫酸组成的浓云。二氧化碳和浓云只许太阳光通过，却不让热量透过云层散发到宇宙空间。被封闭起来的太阳辐射使金星表面变得越来越热。温室效应使金星表面温度高达465至485℃，且基本上没有地区、季节、昼夜的差别。它还造成金星上的气压很高，约为地球的90倍。浓厚的金星云层使金星上的白昼朦胧不清，这里没有我们熟悉的蓝天、白云，天空是橙黄色的。云层顶端有强风，大约每小时350千米，但表面风速却很慢，每小时几千米不到。十分有趣的是，金星上空会像地球上空一样，出现闪电和雷暴。\n　　金星的大气压力为90个标准大气压（相当于地球海洋深1千米处的压力），大气大多由二氧化碳组成，也有几层由硫酸组成的厚数千米的云层。这些云层挡住了我们对金星表面的观察，使得它看来非常模糊。这稠密的大气也产生了温室效应，使金星表面温度高达400度，超过了740开（足以使铅条熔化）。金星表面自然比水星表面热虽然金星比水星离太阳要远两倍。\n　　金星大气层主要为二氧化碳，占约96%，以及氮3%。在高度50至70公里的上空，悬浮着浓密的厚云，把大气分割为上下两层。云为浓硫酸液滴组成，其中还掺杂着硫粒子，所以呈现黄色。在气候良好的地球上，应该很难想像在太阳系中竟然有这样疯狂的世界。\n　　金星接近地表大气时速较为缓慢，只有每小时数公里，但上层时速却可达数百公里，金星自转速度如此的缓慢243个地球日才转一圈，但却有如此快速转动的上层大气，至今仍是个令人不解的谜团。\n　　当地球或金星云层形成时，太阳贮存在空气中的能量可以在非常强大的放电中被释放出来。随着云粒子发生碰撞，电荷从大粒子转移到小粒子，大粒子下降，小粒子上升。电荷的分离导致了雷击。这对行星大气层是个很重要的过程，因为它使大气层一小部分的温度和压力提升到一个很高的值，使分子可以形成，而在标准大气的温度和压力下，这本来是不会出现的。因此，有些科学家据之推测，闪电可能有助于地球上生命的出现。\n　　为了分析金星闪电，研究团队过去3.5个（地球）年以来，每天使用“金星快车号”收集低空数据近10分钟，借由比较两个行星电磁波生成的异同而发现，金星上的磁信号比较强，但是将磁信号转换为能量流通量后，闪电强度很类似日间的闪电似乎比夜间普遍，而在太阳光穿透入金星大气层中最强的较低纬度地区，闪电发生频率则更高。\n\n公转与自转\n　　金星绕轴自转的方向与太阳系内大多数的行星是相反的。\n　　金星以224.65天绕太阳公转一周，平均距离为一亿八百万千米。虽然所有的行星轨道都是椭圆的，但金星轨道的离心率小于0.01当金星的位置介于地球和太阳之间时，称为下合（内合），会比任何一颗行星更接近地球这时的平均距离是4100万千米，平均每584天发生一次下合。由于地球轨道和金星轨道的离心率都在减少，因此这两颗行星最接近的距离会逐渐增加。而在离心率较大的期间，金星与地球的距离可以接近至3820万千米。\n　　金星的自转周期是243天，是主要行星中自转最慢的。金星的恒星日比金星的一年还要长（243金星日相对于224.7地球日），但是金星的太阳日比恒星日为短，在金星表面的观测者每隔116.75天就会看见太阳出没一次，这意味着金星的一天比水星的一天（176地球日）短。太阳会从西边升起，然后在东边落下。金星在赤道的转速只有6.5千米/小时，而地球在赤道的转速大约是1600千米/小时。\n　　如果从太阳的北极上空鸟瞰太阳系，所有的行星都是以反时针方向自转，但是金星是顺时针自转，金星的顺时针转是逆行的转动。当行星的自转被测量出来时，如何解释金星自转的缓慢和逆行，是科学家的一个难题。当他从太阳星云中形成时，金星的速度一定比原来更快，并且是与其他行星做同方向的自转，但计算显示在数十亿年的岁月中，作用在它浓厚的大气层上的潮汐效应会减缓它原来的转动速度，演变成今天的状况。\n　　令人好奇的是金星与地球平均584天的会合周期，几乎正好是5个金星的太阳日，这是偶然出现的关系，还是与地球潮汐锁定的结果，还无从得知。\n　　虽然小行星2002 VE68维持着与它相似的轨道，但金星还没有天然的卫星。依据加州理工学院的Alex Alemi和David Stevenson两人对早期太阳系研究所建立的模型显示，在数十亿年前经由巨大的撞击事件，金星曾至少有过一颗卫星。依据Alemi和Stevenson的说法，大约过了一千万年后，另一次的撞击改变了这颗行星的转向使得金星的卫星逐渐受到螺旋向内，直到与金星碰撞并合而为一。如果后续的碰撞创造出卫星，它们也会被相同的方法吸收掉。Alemi和Stevenson的研究，科学界是否会接纳，也依然是情况未明。\n\n金星凌日\n　　由于水星、金星是位于地球绕日公转轨道以内的“地内行星”。因此，当金星运行到太阳和地球之间时，我们可以看到在太阳表面有一个小黑点慢慢穿过，这种天象称之为“金星凌日”。天文学中，往往把相隔时间最短的两次“金星凌日”现象分为一组。这种现象的出现规律通常是8年、121.5年，8年、105.5年，以此循环。据天文学家测算，这一组金星凌日的时间为2004年6月8日和2012年6月6日。这主要是由于金星围绕太阳运转13圈后，正好与围绕太阳运转8圈的地球再次互相靠近，并处于地球与太阳之间，这段时间相当于地球上的8年。\n　　公元17世纪，著名的英国天文学家哈雷曾经提出，金星凌日时，在地球上两个不同地点同时测定金星穿越太阳表面所需的时间，由此算出太阳的视差，可以得出准确的日地距离。可惜，哈雷本人活了86岁，从未遇上过“金星凌日”。在哈雷提出他的观测方法后，曾出现过4次金星凌日，每一次都受到科学家的极大重视。\n　　1761年5月26日金星凌日时，俄罗斯天文学家罗蒙诺索夫发现了金星大气。19世纪，天文学家通过金星凌日搜集到大量数据，成功地测量出日地距离1.496亿千米（称为一个天文单位）。当今的天文学家们，要比哈雷幸运得多，可以用很多先进的科学手段，去进一步研究地球的近邻金星了！\n　　人们用10倍以上倍率的望远镜即可清楚地看到金星的圆形轮廓，40～100倍率左右的望远镜观测效果最佳。虽然观测这次“金星凌日”难度不算很大，但天文专家提醒，在观看时，千万不能直接用肉眼、普通的望远镜或是照相机观测，而要戴上合适的滤光镜，同时观测时间也不能过长，以免被强烈的阳光灼伤眼睛。\n\n金星文化\n历法\n　　金星历法是一种以金星的周期活动为标准的历法规则。然而，金星历法并不是什么科幻小说的作品，而是切切实实曾在古代玛雅文明出现过的历法系统。基于一种我们不知道的原因，玛雅人同时采用两套历法系统，而其中一套历法系统就是基于金星的周期运转而制成。\n神仙\n　　金星在中国古代称为太白，早上出现在东方时又叫启明、晓星、明星，傍晚出现在西方时也叫长庚、黄昏星。由于它非常明亮，最能引起富于想象力的中国古人的幻想，因此我国有关它的传说也特别多。\n　　在道教中，太白金星可谓是核心成员之一，论地位仅在三清（玉清元始天尊、上清灵宝天尊、太清道德天尊）之下。最初道教的太白金星神是位穿着黄色裙子，戴着鸡冠，演奏琵琶的女神，明朝以后形象变化为一位童颜鹤发的老神仙，经常奉玉皇大帝之命监察人间善恶，被称为西方巡使。在我国古典小说中，多次出现太白金星的传奇故事，可见他的人气之旺。在脍炙人口的《西游记》中，太白金星就是个多次和孙悟空打交道的好老头。\n　　在与金星相关的众多传说中，最具有传奇色彩的应该算是关于唐代大诗人李白的故事了。传说李白的出生不同寻常，乃是他的母亲梦见太白金星落入怀中而生，因此取名李白，字太白。长大后的李白也确有几分“仙气”，他漫游天下，学道学剑，好酒任侠，笑傲王侯。他的诗，想象力“欲上青天揽明月”，气势如“黄河之水天上来”，无人能及。李白在当朝就享有“诗仙”的美名，后来更被人们尊为“诗中之仙”。\n维纳斯\n　　Venus是爱神、美神，同时又是执掌生育与航海的女神，这是她在罗马神话中的名字；在希腊神话里，她的名字是阿弗洛狄德。Venus是从海里升起来的。据说世界之初，统管大地的该亚女神与统管天堂的乌拉诺斯结合生下了一批巨人。后来夫妻反目，该亚盛怒之下命小儿子���洛诺斯用镰刀割伤其父。乌拉诺斯身上的肉落入大海，激起泡沫，Venus就这样诞生了。希腊语中“阿佛洛狄忒”的意思就是泡沫。\n　　在希腊与罗马神话中，金星是爱与美的化身——维纳斯女神。维纳斯（Venus）是罗马人对她的美称，意思是“绝美的画”，在希腊神话中她叫阿佛洛狄忒（Aphrodite），意思是为“上升的泡沫”，因为传说她是在海面上起的泡沫之中诞生的。维纳斯拥有罗马神话中最完美的身段和容貌，一直被认为是女性体格美的最高象征。她的美貌，使得众女神羡慕不已，也让无数天神为之着迷，甚至连她的父亲宙斯也曾追求过她。但宙斯的求爱遭到拒绝后，十分气恼，便把她嫁给了瘸腿的匠神伏尔甘（希腊神话称为赫菲斯塔司）。不过维纳斯后来却爱上了战神马尔斯，并为他生下了几个儿女，其中包括小爱神丘比特。\n　　维纳斯的一生都在追求爱情，然而爱情的热力却总是短暂的，她对于爱情并不专一。在她无数的罗曼史中，最为凄美感人的当数她和阿多尼斯（Adonis）之间的故事了。阿多尼斯是一个俊美勇敢的年轻猎人，某日，维纳斯邂逅了正在打猎的阿多尼斯，并很快坠入爱河。她担心狩猎太危险，便劝阿多尼斯不要捕猎凶猛的大型野兽，然而阿多尼斯却对此不以为然，维纳斯一赌气就离他而去，飞向神邸。不久，不幸的事发生了，阿多尼斯打猎时被一只凶性大发的野猪撞死。维纳斯在半空中听到爱人的呻吟，赶紧飞回地面，却只见到他浑身浴血的尸体。维纳斯伤痛欲绝，她把神酒洒到阿多尼斯的身体上，血和酒相互交融，冒出阵阵气泡，然后像雨点一样落在地面上。不久地上长出一种颜色如血的鲜花，凄美迷人，但是它的生命却十分短暂，据说风把它吹开后，立即又把它的花瓣吹落。这就是秋牡丹，也叫“风之花”，成为这段动人爱情故事的美丽花祭。\n福星和祸星\n　　金星虽然观测耀目，但并非总是代表着吉祥。它时而在东方高悬，时而在西方闪耀，让人捉摸不透，恐惧也就因此而生。对玛雅人和阿兹特克人来说，它既隐喻死亡，又象征复活。它是阿兹特克人的神魁扎尔科亚特尔，能使灭绝的人借着从死人王国中偷来的骨架复活，并用这位神灵赐予的血再生。古代腓尼基人。犹太人都认为它是恶魔的化身，是一颗恶星，古代墨西哥人也害怕金星，在黎明时总要关闭门窗，挡住它的光芒。他们认为，金星的光芒会带来疾病。\n　　当然这些传说都是因为古人不了解天体运动规律而臆想出来的唯心主义观念，其实金星就是金星，无关人间祸福。总之，福星也好，祸星也罢，金星永远是夜空中最亮的明星。\n占星术\n　　金星在星盘中也属于“个人行星”，它是最靠近地球的星球，在黄道上运转较地球快速金星从未远离太阳46度以外金星是颗女性的、阴性的星，代表我们的爱情的行情和价值，是爱情和官能而非性爱。它的本质是阴性的、温暖的、潮湿的。其性质是两性的，既干燥又潮湿的。表示社交驱力和价值观。在人物方面则代表女性的、阴性的。\n　　金星的图腾符号是维纳斯女神化妆台的镜子与荣华，和维纳斯连接在一起。紧紧围着太阳的金星，它护着天秤座和金牛座。在双鱼座是旺势，在天蝎座和白羊座是失势，在处女座则使落陷。属于金星的字诀是“情爱”。\n　　它的影响如：影响个人的成功、名声、健康、金钱、社交；以及宇宙的运行、次序、盛衰、天体的周期性、引力和排斥作用。它同时也是堕落、性能力、裁判意识的象征。和谐的金星，支配着艺术、文化、美学、财产、伙伴、美、魅力、良好品位、感伤、糖果与糖、色彩、和谐、诗歌、绘画、珠宝、歌唱、戏剧与音乐。金星在星盘中的宫位，表是星盘主在该领域中何种方式表的得最好。\n　　金星对身体也有相对感应的部位，如喉咙、下巴、两鬓、味觉、肾脏、内生殖器、静脉血液循环、皮肤的感觉。所代表的疾病如扁桃腺炎及所有喉咙的感染、白喉、甲状腺肿瘤、淋巴腺疾病、性病、肾脏的毛病、肌肉组织的损怀。\n　　金星的正面特征有：威严的、民主主义的、多才多艺的、充满活力的、雄心的、建设性的、教育的爱好者。而负面特征如：招摇的、贪得无厌的、缺乏雄心的、傲慢的、专横的、诉诸情绪的固执、保守的、唯物论的、武断的、顽固的、占有欲的、色情的、贪婪的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "地球", "content": "“阿波罗”17号在宇宙空间拍摄的地球照片（据美国国家��空航天局）\n 地球自转示意动画\n 美国国家航空航天局(NASA)最新公布的地球东半球照片\n 美国国家航空航天局(NASA)最新公布的地球西半球照片\n 被地球大气层局部笼罩的月球\n 从月球上看到的地球\n　　地球（汉语拼音：Diqiu；英语：Earth），太阳系八个行星之一，按离太阳由近及远的次序为第三颗。是人类所在的行星。它有一个天然卫星——月球，二者组成一个天体系统——地月系统。地球大约有46亿年的历史。不管是地球的整体，还是它的大气、海洋、地壳或内部，从形成以来就始终处于不断变化和运动之中。在一系列的演化阶段，它保持着一种动力学平衡状态。\n　　地球是太阳系中直径、质量和密度最大的类地行星。住在地球上的人类又常称呼地球为世界。形状像球，略扁，表面是陆地和海洋。赤道半径约6378.2千米，极半径约6356.8千米。自转一周的时间是一昼夜，绕太阳转一周的时间是一年。它是太阳系类地行星中最大的一颗，也是现代科学目前确证唯一存在生命的行星。\n　　不像其他类地行星，地球的地壳由几个实体板块构成，各自在热地幔上漂浮。理论上称它为板块说。它被描绘为具有两个过程：扩大和缩小。扩大发生在两个板块互相远离，下面涌上来的岩浆形成新地壳时。缩小发生在两个板块相互碰撞，其中一个的边缘部份伸入了另一个的下面，在炽热的地幔中受热而被破坏。在板块分界处有许多断层（比如加利福尼亚的SanAndreas断层），大洲板块间也有碰撞（如印度洋板块与亚欧板块）。目前有八大板块：\n　　\n\n\n北美洲板块——北美洲，西北大西洋及格陵兰岛\n\n南美洲板块——南美洲及西南大西洋\n\n南极洲板块——南极洲及沿海\n\n亚欧板块——东北大西洋，欧洲及除印度外的亚洲\n\n非洲板块——非洲，东南大西洋及西印度洋\n\n印度与澳洲板块——印度，澳大利亚，新西兰及大部分印度洋\n\nNazca板块——东太平洋及毗连南美部分地区\n\n太平洋板块——大部分太平洋（及加利福尼亚南岸）\n\n\n　　\n　　还有超过20个小板块，如阿拉伯，菲律宾板块。地震经常在这些板块交界处发生。\n　　地球只有一个自然卫星——月球。但是数千人造卫星被安置在了地球轨道上。\n\n目录\n\n1 基本资料\n2 概述\n\n2.1 地球的形状\n2.2 地球的表面\n2.3 海陆分布与演变\n\n\n3 结构和组成\n\n3.1 地球内部结构\n3.2 地球内部物质组成\n3.3 地球总体成分\n\n\n4 地球圈层结构\n5 地球辐射带与磁层\n\n5.1 地球重力场\n5.2 地球磁场和磁层\n\n\n6 地球内部温度和能源\n7 地球的运动\n\n7.1 地球自转\n7.2 地球公转\n7.3 地球所在的天体系统\n7.4 地球的自转与公转及四季\n7.5 时间与历法\n\n\n8 地球的历史\n\n8.1 地球年龄\n\n\n9 地球上生命起源和发展\n10 地球的未来\n11 其他\n\n11.1 空间探测地球\n11.2 世界地球日\n\n\n\n\n基本资料\n\n轨道资料\n\n远日点　152,097,701 km　（1.016 710 333 5 AU）\n\n近日点　147,098,074 km　（0.983 289 891 2 AU）\n\n半长轴　149,597,887.5 km　（1.000 000 112 4 AU）\n\n离心率　0.016 710 219\n\n平均轨道速度　29.783 km/s　（107,218 km/h）\n\n轨道倾角　0　（7.25°至太阳赤道）\n\n升交点黄经　348.739 36°\n\n近心点幅角　114.207 83°\n\n卫星　1个（月球）\n\n\n\n\n\n物理特征\n\n平均半径　6,372.797 km\n\n赤道半径　6,378.137 km\n\n两极半径　6,356.752 km\n\n表面积　510,065,600 km²\n\n体积　1.083 207 3×1012 km³\n\n质量　5.9742×1024 kg\n\n平均密度　5,515.3 kg/m³\n\n赤道表面重力　9.780 1 m/s²　（0.997 32 g）\n\n宇宙速度　11.186 km/s　（39,600 km/h）\n\n恒星自转周期　0.997 258 d（23.934 h）\n\n赤道自转速率　465.11 m/s\n\n转轴倾角　23.439 281°\n\n北极赤经　未定义\n\n北极赤纬　+90°\n\n反照率　0.367\n\n表面温度\n\n热力学温标　184 K（最小）　　　287 K（平均）　　331 K（最大）\n\n摄氏温标　　-89.2 ℃（最小）　 14 ℃（平均）　　57.7 ℃（最大）\n\n\n\n\n\n\n\n大气\n\n表面压力　101.3 kPa（海平面）\n\n大气组成　78.084% 氮　　20.946% 氧　　0.934% 氩　　0.0381% 二氧化碳　　水蒸气（依气温而有所不同）\n\n\n\n\n概述\n地球的形状\n　　地球是球形这一概念最先是公元前五、六世纪的古希腊哲学家毕达哥拉斯（Pythagoras）提出的。但是他的这种信念仅是因为他认为圆球在所有几何形体中最完美，而不是根据任何客观事实得出的。以后，亚里士多德根据月食时月面出现的地影是圆形的，给出了地球是球形的第一个科学证据。公元前3世纪，古希腊地理学家埃拉托色尼(约前276～约前194)成功地用三角测量法测定了阿斯旺和亚历山大城之间的子午线长度。中国唐代南宫说于724年在今河南省选定同一条子午线上的13个地点进行大地测量，经天文学家一行(683～727)归算，求出子午线1°的长度。1622年葡萄牙航海家麦哲仑（Ferdinand Magellan）领导的环球航行证明了地球确实是球形的。17世纪末，牛顿研究了地球自转对地球形态的影响，认为地球应是一个赤道略为隆起，两极略为扁平的椭球体。1733年巴黎天文台派出两个考察队，分别前往南纬2°的秘鲁和北纬66°的拉普林进行大地测量，结果证明了牛顿的推测。\n　　现在，根据大地测量、重力测量、地球动力测量和空间测量的综合研究，在国际天文学联合会公布的天文常数系统中，地球赤道半径为6,378千米，扁率为1/298。地球不是正球体而是三轴椭球体，赤道半径比极半径约长21千米。地球内部物质分布的不均匀性，致使地球表面形状也不均匀。地球质量（包括大气圈等）为5.976×1024千克，地球体积为1.083×1021立方米，平均密度为5.52克/厘米3。\n　　20世纪60年代后人造卫星上天，为大地测量添加了新的手段。现已精确地测出地球的平均赤道半径为6378.14千米，极半径为6356.76千米，赤道周长和子午线周长分别为40075千米和39941千米，北极地区约高出18.9米，南极地区低下去24～3米。有人说地球像一只倒放着的大鸭梨。其实，地球的这些不规则部分对地球来说是微不足道的。从人造地球卫星拍摄的地球照片来看，它更像是一个标准的圆球。\n\n地球的表面\n 从月球上看到的地球\n　　在地球上海洋占了地球表面积的70％以上，在剩下的不到30％的陆地上也分布着纵横交错的江河湖泊，地表以下的土壤和岩层间还有连续不断的地下水。\n　　海水、地表水和地下水构成了一个完整的水圈。在太阳的控制下，大气水和地表水永不停息地循环，创造了人类生存的环境。地球上最大的海洋是太平洋，几乎占地球整个水面面积的一半。\n　　地球表面（包括地表以上一定高度和地表以下一定深度的范围），生活着150多万种动物、30多万种植物。所有生物相互影响，生物与环境相互作用，建立了一个称为“生物圈”的大系统。人类在生物圈内繁衍生息，发展了灿烂的文明，但也给这个系统内的平衡带来了威胁。\n　　地球的表面十分年轻。在50亿年的短周期中（天文学标准），不断重复着侵蚀与构造的过程，地球的大部分表面被一次又一次地形成和破坏，这样一来，除去了大部分原始的地理痕迹（比如星体撞击产生的火山口）。这样一来，地球上早期历史都被清除了。地球至今已存在了45到46亿年，但已知的最古老的石头只有40亿年，连超过30亿年的石头都屈指可数。最早的生物化石则小于39亿年。没有任何确定的记录表明生命真正开始的时刻。\n　　地球是行星中唯一一颗能在表面存在有液态水（虽然在土卫六的表面存在有液态乙烷与甲烷，木卫二的地下有液态水）。液态水是生命存在的重要条件。海洋的热容量也是保持地球气温相对稳定的重要条件。液态水也造成了地表侵蚀及大洲气候的多样化，目前这是在太阳系中独一无二的过程（很早以前，火星上也许也有这种情况）。\n　　地球的大气由77%的氮，21%氧，微量的氩、二氧化碳和水组成。地球初步形成时，大气中可能存在大量的二氧化碳，但是几乎都被组合成了碳酸盐岩石，少部分溶入了海洋或给活着的植物消耗了。现在板块构造与生物活动维持了大气中二氧化碳到其他场所再返回的不停流动。大气中稳定存在的少量二氧化碳通过温室效应对维持地表气温有极其深远的重要性。温室效应使平均表面气温提高了35摄氏度（从冻人的-21℃升到了适人的14℃）；没有它海洋将会结冰，而生命将不可能存在。\n　　丰富的氧气的存在从化学观点看是很值得注意的。氧气是很活泼的气体，一般环境下易和其他物质快速结合。地球大气中的氧的产生和维持由生物活动完成。没有生命就没有充足的氧气。\n\n海陆分布与演变\n　　地球表面的形态是复杂的，有绵亘的高山，有广袤的海盆以及各种尺度的构造。大陆上的最高处是珠穆朗玛峰，海拔达8,844.43米，最低点为死海，湖面比海平面低416米；海底最深处马里亚纳海沟，深度达到11,034米。地球的总表面积为5.100×108平方千米，其中大陆面积约为1.48×108平方千米，约占地表总面积的29%。地球是太阳系中唯一在表面和深部存在液态水的星体。海洋面积约为3.62×108平方千米，约占71％。海面之下，大陆有一个陡峭的边缘。以平均海平面为���准，地球表面上的高度统计有两组数值分布最为广泛：一组在海拔0～1,000米之间，占地球总面积的21％以上；另一组则在海平面以下4,000～5,000米之间，占22％以上。在地球表面水的总量约为1.4×109立方千米，其中淡水为3.5×107立方千米，只占总水量的2.5％。\n　　洋底岩石年龄小于2亿年，比陆地年轻得多，陆地上到处可以找到沉积岩，说明在地质时期这些地方可能是海洋。1912年A.L.魏格纳提出大陆漂移说，认为海洋和大陆的相对位置在地质时期是变化的。20世纪60年代初H.H.赫斯和R.S.迪茨提出海底扩张说，认为全球洋盆演化是洋底扩张的结果。此后板块构造说进一步解释了地球的运动。板块分裂造成大洋的形成，整个洋底在2亿年左右更新一次；板块挤压运动形成巨大的山系，如阿尔卑斯山、喜马拉雅山等。\n\n结构和组成\n　　地球是有生命的行星，它由不同物质和不同物质状态组成的圈层构成，即由固体地球、表面水圈、大气圈和生物圈所组成。随着科学的发展，它们分别成为固体地球物理学、地质学、海洋科学、大气科学和生物学主要研究的对象。\n\n地球内部结构\n　　根据地震波速度观测的结果，发现地球内部存在全球范围的速度间断面（如莫霍界面、古登堡界面和莱曼界面等）。用这些间断面可将地球分成不同的圈层。20世纪80年代，地震层析成像的研究发现地球内部结构有很大的横向非均匀性，但总体上是径向分层的。主要分成地壳、地幔和地核三个圈层。\n\n\n\n地壳　固体地球的最上层部分，其底部界面是莫霍面。大陆地壳和海洋地壳有明显的不同，而不同地区大陆地壳厚度相差也很大，从20多千米到70多千米；海洋地壳仅几千米。地壳还可进一步分成不同的层，横向变化也很大。\n\n地幔　地壳下由莫霍面到古登堡面之间的部分。地幔可以进一步分为许多层。目前已确定的全球性间断面有410千米间断面，是由橄榄石到β尖晶石的相变形成；660千米间断面，是由尖晶石到钙钛矿和镁方铁矿相变形成，660千米间断面是上、下地幔的分界面。\n\n地核　地心到古登堡界面之间的部分，又可分为外核和内核两部分，它们之间的分界面为莱曼界面，深度在5,149.5千米。地核主要由铁、镍及少量的硅、硫组成。外核为液态，内核为固态。\n\n\n\n\n地球内部物质组成\n　　地震波的速度和物质密度分布提供了研究地球内部物质组成的约束条件。地核有约90％是由铁镍合金组成，但还含有约10％～20％的较轻物质，可能是硫或氧(但也有人认为地核含有21％的硅，11％的硫，7％的氧)。上地幔的主要矿物是橄榄石、辉石和石榴子石。在410千米的深处，橄榄石相变为尖晶石的结构，而辉石则相变为石榴子石。在520千米的深度，β尖晶石变为γ尖晶石，辉石分解为尖晶石和超石英。在660千米深度下，这些矿物都分解为钙钛矿和氧化物结构。在下地幔，矿物组成没有明显的变化，但在地幔最下的200千米中，物质密度有显著增加。这个区域是否有铁元素的富集还是一个有争议的问题。地壳中的岩石矿物是由地幔物质分异而成的。\n\n地球总体成分\n　　地球质量的90％是由Fe、O、Si和Mg四种元素组成。含量超过1％的其他元素为Ni、Ca、Al和S。另外7种元素Na、K、Cr、Co、P、Mn和Ti的含量介于0.1％～1％之间。由此可知地球物质组成的某些特点。首先，由于元素与氧的不同亲和力（根据氧化物的生成自由能），MgO、SiO2、Al2O3、Na2O和CaO先于FeO而形成，在氧不足的条件下，绝大部分的铁和镍将呈金属状态存在。各种氧化物将结合成为硅酸盐，例如MgO和SiO2结合成MgSiO3（辉石），或者形成Mg2SiO4（橄榄石）。当达到一定的重力平衡状态，绝大部分致密物质向地心集中，并发生分层作用，形成致密的金属核和密度较小的硅酸盐地幔。丰度低的元素受到各种地球化学作用制约而在地球各圈层之间进行分配，如铂、金等倾向于同金属铁结合集中到地核，而亲氧元素铀等则同较轻的硅酸盐组合而集中在地球上部。其次，可以合理地设想，地球曾经被加热达到全部或部分熔融的状态，低熔点的挥发性组分(H2O、CO2、N2、Ar等)逸出，形成大气圈。地幔中富含SiO2、Al2O3、Na2O和K2O的易熔和较轻的物质上升到表层如地壳。因此，早期的地球分离为地核、地幔、地壳、海洋和大气等层圈构造。已有的证据表明，约在40亿年以前，地球就已经接近于现在的层状结构状况。\n\n地球圈层结构\n 地球内部圈层结构\n　　人们对于地球的结构直到最近才有了比较清楚的认识。整个地球不是一个均质体，而是具有明显的圈层结构。地球每个圈层的成分、密度、温度等各不相同。在天文学中，研究地球内部结构对于了解地球的运动、起源和演化，探讨其它行星的结构，以至于整个太阳系起源和演化问题，都具有十分重要的意义。\n　　地球圈层分为地球外圈和地球内圈两大部分。地球外圈可进一步划分为四个基本圈层，即大气圈、水圈、生物圈和岩石圈；地球内圈可进一步划分为三个基本圈层，即地幔圈、外核液体圈和固体内核圈。此外在地球外圈和地球内圈之间还存在一个软流圈，它是地球外圈与地球内圈之间的一个过渡圈层，位于地面以下平均深度约150千米处。这样，整个地球总共包括八个圈层，其中岩石圈、软流圈和地球内圈一起构成了所谓的固体地球。对于地球外圈中的大气圈、水圈和生物圈，以及岩石圈的表面，一般用直接观测和测量的方法进行研究。而地球内圈，目前主要用地球物理的方法，例如地震学、重力学和高精度现代空间测地技术观测的反演等进行研究。地球各圈层在分布上有一个显著的特点，即固体地球内部与表面之上的高空基本上是上下平行分布的，而在地球表面附近，各圈层则是相互渗透甚至相互重叠的，其中生物圈表现最为显著，其次是水圈。\n\n\n\n地球外圈\n\n大气圈\n\n水圈\n\n生物圈\n\n岩石圈\n\n\n\n\n\n\n\n\n地球内圈\n\n地幔圈\n\n外核液体圈\n\n固体内核圈\n\n\n\n\n\n\n地球辐射带与磁层\n　　20世纪初有人提出太阳在不停地发出带电粒子，这些粒子被地球磁场俘获，在地球上空形成一个带电粒子带。50年代末60年代初，美国科学家范·艾伦（James Alfred Van Allen）根据宇宙探测器探险者1号、3号和4号的观测，证明了带电粒子带的存在。\n　　地球辐射带分为两层，形状有点像是砸开成两半的核桃壳。离地球较近的辐射带称为内辐射带，较远的称为外辐射带，也分别称为内、外范·艾伦带。辐射带从四面把地球包围了起来，而在两极处留下了空隙，也就是说，地球的南极和北极上空不存在辐射带。最近两年有消息说，美国和俄罗斯的天文学家在内外辐射带之间又发现了第三条辐射带。\n　　过去人们一直认为地球磁场和一根大磁棒的磁场一样，磁力线对称分布，逐渐消失在星际空间。人造卫星的探测结果纠正了人们的错误认识，绘出了全新的地球磁场图象：当太阳风到达地球附近空间时，地球磁层太阳风与地球的偶极磁场发生作用，把地球磁场压缩在一个固定的区域里，这个区域就叫磁层。磁层像一个头朝太阳的蛋形物，它的外壳叫做磁层顶。地球的磁力线被压在“壳”内。在背着太阳的一面，壳拉长，尾端呈开放状，磁力线像小姑娘的长发，“飘散”到二百万千米以外。磁层好像一道防护林，保护着地球上的生物免受太阳风的袭击。地球的磁层是个非常复杂的问题，其中许多物理机制需要进一步的研究和探讨。最近十年，科学家已经把磁层的概念扩展到其它的一些行星，甚至发现宇宙中的中子星、活动星系核电具有磁层结构的特征。\n\n地球重力场\n　　地球重力作用的空间。作用在地球表面上的重力是地球质量产生的引力和地球自转产生的惯性离心力共同作用的结果。离心力对重力的影响随纬度的不同而呈有规则的变化，在赤道上最强。同时，由于地球不同部位的密度分布不均，也会引起重力的变化和异常。因此，重力异常可以提供地球不同部分密度变化的信息。\n\n地球磁场和磁层\n　　地球具有磁性，它周围的磁场犹如一个位于地心的磁棒（磁偶极子）所产生的磁场。这个从地心至磁层边界的空间范围内的磁场称为地磁场。地磁场是非常弱的磁场，其强度在地面两极附近最强，还不到10-4特[斯拉]；赤道附近最弱。通常将地磁场看成是一偶极磁场，连接南北两极的轴线称为磁轴，目前磁轴与地轴的交角大约11°。磁轴与地面的交点称为地磁极，磁极的位置具有长期变化，目前北磁极的坐标在北纬78.5°、西经69.0°附近。\n　　实际上地磁场的形态是很复杂的，它有显著的时间变化。变化可以分为长期的和短期的。地磁场长期变化来源于地球内部的物质运动；短期变化来源于电离层的潮汐运动和太阳活动的变化。电离层中的电流体系可引起地磁场的日变化，极区高层大气受带电粒子的冲击而产生极光和磁暴。太阳和地球中间有称为太阳风的等离子体。地球磁场在向太阳的一面受太阳风的作用而压缩，在背太阳的一面则被拉伸，从而使地球磁场在地球周围被局限在一个狭长的称��磁层的区域内。由此可见，磁层是在地球周围被太阳风包围，并受地磁场控制的区域。磁层的外边界则称为磁层顶边界层。磁场的强度和方向不仅因地而异，也因时间不同而有变化。在地质历史时期磁极曾多次倒转。地磁场主要起源于地球内部，来自空间的成分不足总量的1％。地球磁场的起源和它在地史期间的变化，与地核的结构和物质的相对运动所产生的电流有关。\n　　地球磁场的存在使地球免受太阳风的直接影响，磁层的存在对大气的成分和地面气候起重大的作用，并因此而影响到地球上生命的发展。\n\n地球内部温度和能源\n　　地面从太阳接收的辐射能量每年约有1025焦[耳]，但绝大部分又向空间辐射回去，只有极小一部分影响地下很浅的地方。浅层的地下温度梯度约为深度每增加30米，温度升高1℃，但各地的差别很大。由温度梯度和岩石的热导率可以计算热流。由地面流出的总热量为4.20×1013瓦[特]。\n　　地球内部的一部分能源来自岩石所含的铀、钍、钾等元素的放射性同位素。估计地球现在由长寿命的放射性元素所释放的热量约为3.14×1013瓦，少于地面热流的损失。放射性生热少于地球的热损失可能有使地球逐渐变冷的趋势。\n　　另一种能源是地球形成时的引力势能。假定地球是由太阳系中的弥漫物质积聚而成的，这部分能量估计有2.5×1032焦，但在积聚过程中有一大部分能量消失在地球以外的空间，有约1×1032焦的一小部分能量，由于地球的绝热压缩而积蓄为地球物质的弹性能。假设地球形成时最初是相当均匀的，以后才演变成为现在的层状结构，这样就会释放出一部分引力势能，估计约为2×1030焦，这将导致地球的加温。地球是越转越慢的，地球自形成以来，旋转能的消失估计大约有1.5×1031焦，还有火山喷发和地震释放的能量，但其数量级都要小得多。\n　　地面附近的温度梯度不能外推到几十千米深度以下。地球内部自有热源，所以地下越深则越热。地下深处的传热机制是极其复杂的。在岩石层，传热的主要机制是热传导；而在地幔及外核，主要的传热机制是热对流，当然，这其中还包含其他的传热机制。根据其他地球物理现象的考虑，地球内部某些特定深度的温度是可以估计的：在100千米的深度，温度接近该处岩石的熔点，约为1,100～1,200℃；在410千米和660千米的深度，岩石发生相变，温度各约在1,400℃和1,700℃；在核幔边界，温度在铁的熔点之上，但在地幔物质的熔点之下，约为3,400℃；在外核与内核边界，温度约为4,600℃，地球中心的温度约为4,800℃。\n　　有了这些特定深度的温度估计，就可以根据主要的传热机制推论球对称地球模型下的温度分布。地球内部温度的分布对研究地球的演化和运动是极其重要的，是迫切需要解决的问题。\n\n地球的运动\n　　1543年，N.哥白尼在《天体运行论》一书中首先完整地提出了地球自转和公转的概念。此后，大量的观测和实验都证明了地球自西向东自转，同时围绕太阳公转。1851年，法国物理学家傅科在巴黎成功地进行了一次著名的实验（傅科摆试验），证明地球的自转。地球自转周期约为23时56分4秒平太阳时（1恒星日）。地球公转的轨道是椭圆的，公转轨道的长半径为149,597,870千米（1天文单位），轨道偏心率为0.016,7，公转周期为1恒星年(365.25个平太阳日)，公转平均速度为每秒29.79千米，黄道与赤道交角（黄赤交角）为23°27′。地球自转和公转运动的结合产生了地球上的昼夜交替、四季变化和五带（热带、南北温带和南北寒带）的区分。地球自转的速度是不均匀的，有长期变化、季节性变化和不规则变化。同时，由于日、月、行星的引力作用以及大气、海洋和地球内部物质的各种作用，使地球自转轴在空间和地球本体内的方向都产生变化，即岁差和章动、极移和黄赤交角变化。\n\n地球自转\n　　地球沿着贯穿北极至南极的一条轴自西向东旋转一周（1个恒星日）平均需要花时23小时56分4.09894秒。这就是为什么在地球上主要天体（大气中的流星和低轨道卫星除外）一日内向西的视运动是15°/小时（即15'/分钟）－即2分钟一个太阳或月亮的视直径的大小。\n　　在惯性参考坐标系中，地轴运动还包括一个缓慢的岁差运动。这个运动的大周期大约是25800年一个循环，每一次小的章动周期是18.6年。对处于参考坐标系中的地球、太阳与月亮对地球的微小吸引在这些运动的影响下造成地球赤道隆起，并形成类椭圆形的扁球。\n　　地球的自转也是有轻微的扰动的。这称为极运动。极运动是准周期性的，所谓的准周期包括一个一年的晃动周期和一个被称为钱德勒摆动的14个月周期。自转速度也会相应改变。这个现象被称为日长改变。\n\n地球公转\n　　公转周期为365.2564个平太阳日（即1个恒星年）。地球的公转使得太阳相对其他恒星的视运动大约是1°/日－这就相当于每12小时一个太阳或月亮直径的大小。公转造成的视运动效果与自转造成的正好相反。\n　　地球公转轨道速度是30 km/s，即每7分钟经过一个地球直径，每4小时经过一个地月距离。\n\n地球所在的天体系统\n　　地球唯一的天然卫星是月球。其围绕地球旋转一周需要用时一恒星月（27又1/3日）。因此从地球上看来月球的视运动相对太阳大约是12°/日－即每小时一个月球直径，方向同样与自转效果相反。\n　　如果在地球北极进行观测，则地球的公转、月球运行以及地球自转都将是逆时针的。\n　　特洛伊小行星：在2010年10月美国国家航空航天局的广角红外巡天探测器（WISE）发现。加拿大亚伯达省阿萨巴斯卡大学天文学家康纳的团队分析数据并利用设于夏威夷的“加拿大/法国/夏威夷光学天文望远镜”（CFHT）观测2010 TKT ，发现其公转路径稳定，证实就是地球的特洛伊小行星。\n　　地球的轨道和轴位面并非是一致的：地轴倾斜与地日平面交角是23.5度，这产生了四季变化；地月平面与地日平面交角大约为5度，如果没有这个交角，则每月都会发生日蚀。\n　　地球的Hill大气层（大气影响范围）的半径大约为1.5 G米，这个范围足以覆盖月球的轨道了。\n　　在惯性参考坐标系中，地轴运动还包括一个缓慢的岁差运动。这个运动的大周期大约是25800年一个循环，每一次小的章动周期是18.6年。对处于参考坐标系中的地球、太阳与月亮对地球的微小吸引在这些运动的影响下造成地球赤道隆起，并形成类椭圆形的扁球。\n　　地球的自转也是有轻微的扰动的。这称为极运动。极运动是准周期性的，所谓的准周期包括一个一年的晃动周期和一个被称为钱德勒摆动的14个月周期。自转速度也会相应改变。这个现象被称为日长改变。\n\n地球的自转与公转及四季\n 地球的倾斜产生了季节（这幅图片的说明文字适用于北半球）\n　　地球好比作一只陀螺，它绕着自转轴不停地旋转，每转一周就是一天。自转产生了昼夜交替的现象，昼夜示意图朝着太阳的一面是白天，背着太阳的一面是夜晚。当我们中国这里是白天的时候，处在地球另一侧的美国正好是夜晚；地球自转的方向是自西向东的，所以我们看到日月星辰从东方升起逐渐向西方降落。\n　　地球不但自转，同时也围绕太阳公转。地球公转的轨道是椭圆的，公转轨道的半长径为149，597，870千米，轨道的偏心率为约0.0167，公转一周为一年，公转平均速度为每秒29．79千米，公转轨道面与赤道面的交角约为23°27’，且存在周期性变化。\n　　地球自转和公转运动的结合产生了地球上的昼夜交替、四季变化和五带（热带、南北温带和南北寒带）的区分。\n　　由于地球自转轴与公转轨道平面斜交成约66°33′的倾角，因此，在地球绕太阳公转的一年中，有时地球北半球倾向太阳，有时南半球倾向太阳。总之太阳的直射点总是在南北回归线之间移动，于是产生了昼夜长短的变化和四季的交替。\n　　在天文学中，四季分别以春分、夏至、秋分、冬至开始，但这样划分的季节，不能完全反映出各个地方每个季节的物候征。因此，我们祖先把一年分为24节气，每一节气又分成3候。气候还常用候（5天为一候）平均气温来划分四季：候平均气温＜10℃为冬季；＞22℃时为夏季；平均气温在10～22℃时为春、秋季。\n\n时间与历法\n　　以地球自转为基础的时间计量系统称为世界时系统。日、月、年、世纪的时间计量属天文学中的历法范畴。以地球自转运动为基础的时间单位称为日，以月球绕地球公转运动为基础的时间单位称为月，以地球绕太阳公转运动为基础的时间单位称为年。\n　　天文学以恒星为标准量度地球自转的周期，叫做地球自转的恒星周期，也就是一个恒星日。1恒星日=平太阳日的23小时56分4秒，是地球真正的自转周期。以太阳为标准量度地球的自转周期叫做真太阳日。由于地球公转的原因，真太阳日并不等于地球自转一周所需的时间（恒星日），而是比恒星日约长3分56秒。又由于地球公转轨道是椭圆形的，在近日点的运动快于在远日点的运动，因此一年之内不同季节其运动并不是匀速，所以每个真太阳日���长短也不相等。我们生活中使用的是平太阳日（所谓平太阳是天球上一个假想的点，它按真太阳一年中运动的平均速度均匀运动）。\n　　地球公转的平均周期是恒星年，1恒星年=365日6时9分9.5秒。而我们通常所说的回归年是指地球从这一次春分日到下次春分日的平均时间间隔。1回归年=365日5时48分45.6秒，比1恒星年略短一些。因为气候的变化以回归年为周期，所以天文学家把历年的平均长度安排得尽可能接近回归年的长度。阳历把1年定为365日，所余的时间约每四年积累成一天，加在能被4除尽的公历年份的2月份里，如1992，1996年。但不能被400除尽的百年数则不加。加天的年叫闰年。农历把一年定为354日或355日，所余的时间约每三年积累成一个月，加在某一年里。\n\n地球的历史\n　　科学家已经能够重建地球过去有关的资料。太阳系的物质起源于45.672亿±60万年前，而大约在45.4亿年前（误差约1%） 地球和太阳系内的其他行星开始在太阳星云－太阳形成后残留下来的气体与尘埃形成的圆盘状－内形成。通过吸积的过程，地球经过1至2千万年的时间，大致上已经完全成形。从最初熔融的状态，地球的外层先冷却凝固成固体的地壳，水也开始在大气层中累积。月亮形成的较晚，大约是45.3亿年前，一颗火星大小，质量约为地球十分之一的天体（通常称为忒伊亚）与地球发生致命性的碰撞。这个天体的部分质量与地球结合，还有一部分飞溅入太空中，并且有足够的物质进入轨道形成了月球。\n　　释放出的气体和火山的活动产生原始的大气层，小行星、较大的原行星、彗星和海王星外天体等携带来的水，使地球的水份增加，冷凝的水产生海洋。 新形成的太阳光度只有目前太阳的70%，但是有证据显示早期的海洋依然是液态的，这称为微弱年轻太阳谬论矛盾。温室效应和较高太阳活动的组合，提高了地球表面的温度，阻止了海洋的凝结。\n　　有两个主要的理论提出大陆的成长：稳定的成长到现代和在早期的历史中快速的成长。 目前的研究显示第二种学说比较可能，早期的地壳是快速成长的，随后跟着长期稳定的大陆地区。在时间尺度上的最后数亿年间，表面不断的重塑自己，大陆持续的形成和分裂。在表面迁徙的大陆，偶尔会结成成超大陆。大约在7亿5千万年前，已知最早的一个超大陆罗迪尼亚开始分裂，稍后又在6亿至5亿4千万年时合并成潘诺西亚大陆，最后是1亿8千万年前开始分裂的盘古大陆。\n\n地球年龄\n　　根据用多种同位素年代学方法测定陨石、月球和地球古老岩石的结果发现，太阳系各天体形成的年龄比较接近，形成先后的时间间隔约为1亿年，因此各种宇宙年代学测定的天体物质的年龄结果可以互相对比，并提高其可靠性。目前测得太阳系元素的合成年龄为62亿～77亿年，太阳星云凝聚成各行星，包括地球的年龄为45.4亿～46亿年。应用同位素地球化学定年方法还给出了地球演化历史中各地质时期的精确的时间坐标。\n最初的大气成分\n　　最初的大气成分主要是水蒸汽，还有一些二氧化碳、甲烷、氨、硫化氢和氯化氢等\n\n\n\n直到距今38亿年前，地球上的大气仍是缺氧和呈酸性的\n\n随着时间的流逝，地球上的温度逐渐降低（低于100°C），大气中的水蒸汽陆续凝结出来，形成了广阔的海洋，海水中也缺少氧，而且也含有许多酸性物质\n\n\n\n\n太古宙（38－25亿年前）\n\n\n\n38亿年前，海洋中开始有了生命的活动。从出现最原始的原核细胞生物--蓝绿藻\n\n32-29亿年前能起光合作用的藻类开始繁殖，后者能消耗二氧化碳，产生出氧气\n\n大约到27亿年前，游离氧在海洋中出现。绿色植物的大量繁殖，更加快了大气和海洋环境的变化，使其有利于高等喜氧生物的发展\n\n\n\n\n元古宙（距今18亿年前到6亿年前）\n\n\n\n大陆不断扩大\n\n大气变成以二氧化碳为最多\n\n海洋里的生物最多的是菌藻植物，它们的活动促成二氧化碳和海水中的钙镁等元素相结合，碳酸钙镁等物质沉淀在海底，使大气中的二氧化碳减少，氧和氮的含量逐步增加\n\n\n\n\n显生宙——古生代，中生代，新生代 最近6亿年来\n\n\n\n大气圈的成分渐渐接近目前的状况\n\n大气和海洋中，原为酸性的水在与岩石相互作用时，将硅酸盐物质中的钠，钾，钙，镁，铝，铁等金属元素夺取出来，形成多种盐类（以氯化物为主），海水的成分也慢慢变成与今天相近的了\n\n在这种环境中，生命加速发展，海洋中的生物迅速繁荣起来（化石证据较多）。\n\n\n\n\n地球上生命起源和发展\n　��地球是太阳系中唯一存在生命和人类活动的行星。地球上原始生物蓝藻、绿藻遗迹在年龄为35亿年的岩石中即有所发现。虽然地球上生命起源的问题并没有解决，但是大概可以追溯到40亿年前。地球早期的大气成分主要由水、二氧化碳、一氧化碳和氮气，以及由火山喷发出其他气体组成，在此情况下，生命必须由无氧的环境中开始，而氧进入大气则被认为是由于生物活动的结果。最初，氧在大气中的含量只能徐缓地增加，估计在距今20亿年时含量约为现在的1％。当大气中的氧增加到能够出现具有保护性臭氧层以后，生物才能在比较浅的水中生活。具有光合作用的生物的繁殖，又促进可以呼吸氧的动物的发展。多细胞生物的最初痕迹见于年龄约为10亿年的岩石中。在距今约7亿年时，复杂的动物，如水母、蠕虫以及原始的介壳类动物已经出现。到距今约5.7亿年，即前寒武纪和寒武纪之交，具有硬壳的动物大量出现，而使大量化石得以在岩石中保存。在此时期，海洋生物有突然的发展。鱼类出现在奥陶纪；志留纪晚期，陆地上已有植被覆盖。石炭纪海中出现两栖类。爬虫类和最初的哺乳类出现在三叠纪，但到新生代开始哺乳类才大量繁殖和扩散。生物的发展虽然表现有平稳的演化进程，但化石的纪录也显示了在整个显生宙时期有周期性的大量植物和动物种属大致在同一时期消失的现象。这种灾变的原因久经探讨，有些学者认为可能是由于陨石或小行星的撞击引起的（见撞击地球事件）。但是，也有学者指出并不是所有的生物都在同一时期受到影响。这个问题尚待进一步的研究。\n\n地球的未来\n　　地球的未来与太阳有密切的关联，由于氦的灰烬在太阳的核心稳定的累积，太阳光度将缓慢的增加，在未来的11亿年中，太阳的光度将增加10%，之后的35亿年又将增加40%。气候模型显示抵达地球的辐射增加，可能会有可怕的后果，包括地球的海洋可能消失。\n　　地球表面温度的增加会加速无机的二氧化碳循环，使它的浓度在9亿年间还原至植物致死的水平（对C4光合作用是10 ppm）。缺乏植物会导致大气层中氧气的流失，那么动物也将在数百万年内绝种。而即使太阳是永恒和稳定的，地球内部持续的冷却，也会造成海洋和大气层的损失（由于火山活动降低）。在之后的十亿年，表面的水将完全消失，并且全球的平均温度将可能达到60°C。\n　　太阳，作为它的演化的一部分，在大约50亿年后将成为红巨星。模型预测届时的太阳直径将膨胀至现在的250倍，大约1天文单位（149,597,871千米）。地球的命运并不很清楚，当太阳成为红巨星时，大约已经流失了30%的质量，所以若不考虑潮汐的影响，当太阳达到最大半径时，地球会在距离太阳大约1.7天文单位（254,316,380千米）的轨道上，因此，地球会逃逸在太阳松散的大气层封包之外。然而，绝大部分（如果不是全部）现在的生物会因为与太阳过度的接近而被摧毁。可是，最近的模拟显示由于潮汐作用和拖曳将使地球的轨道衰减，也有可能将地球推出太阳系。\n\n其他\n空间探测地球\n　　1947年一个小型V–2火箭在160千米的高空取得第一幅自空间俯视地球的照片，成为地球空间探测的开端。1957年人造地球卫星上天后，从空间观测地球逐步成为地球科学的常规手段。地球约从46亿年前诞生以来，气候和环境一直在持续地变化，太阳演变、火山活动、地壳运动、天体陨击、大气和海洋形成和变化、生命出现等致使地球成为一个活跃的和动态的行星，空间探测有助于认识、了解和预测地球演化的走向和前景。\n\n世界地球日\n　　世界地球日即每年的4月22日，是一项世界性的环境保护运动。最早的地球日活动是1970年代于美国校园兴起的环保运动，1990年代这项活动从美国走向世界，成为全世界环保主义者的节日和环境保护宣传日，在这天不同国籍的人们以各自不同的方式宣传和实践环境保护的观念。\n　　1969年美国民主党参议员盖洛德·尼尔森在美国各大学举行演讲会，筹划在次年的4月22日组织以反对越战为主题的校园运动，但是在1969年西雅图召开的筹备会议上，活动的组织者之一，哈佛大学法学院学生丹尼斯·海斯提出将运动定位在于全美国的，以环境保护为主题的草根运动。1970年4月22日在美国各地总共有超过2000万人参与了环境保护运动，这次运动的成功使得在每年4月22日组织环保活动成为一种惯例，在美国地球日这个名号也随之从春分日移动到了4月22日，地球日的主题也转而更加趋向于环境保��。\n　　现在人们普遍认为1970年4月22日在美国发生的第一届地球日活动是世界上最早的大规模群众性环境保护运动，这次运动催化了人类现代环境保护运动的发展，促进了发达国家环境保护立法的进程，并且直接催生了1972年联合国第一次人类环境会议。而1970年活动的组织者丹尼斯·海斯也被人们称为地球日之父。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "地球内部结构", "content": "地球内部结构（ Earth's interior ），地球是一个非均质体，内部具有分层结构，各层物质的成分、密度、温度各不相同。在天文学中，研究地球内部结构对于了解地球的运动、起源和演化，探讨其他行星的结构，解决行星以至整个太阳系起源和演化问题，都具有十分重要的意义。\n到目前为止，关于地球内部的知识，主要来自对地震波的研究。地震波在地球内部传播时，分为纵波和横波。地震波的传播速度与地球内部物质的密度和性质密切相关。在不同性质和状态的介质中，地震波传播速度有显著变化。依据地球内部不同部分的地震波传播速度的资料，可以分析地球内部的结构。地球内部存在两个主要的间断面：第一个间断面位于地表下平均约三十多公里处，称莫霍洛维奇间断面（简称莫霍面或M界面）；第二个间断面位于地表下约2，900公里处，称谷登堡-维舍特间断面。这两个间断面把地球内部分成三个主要的同心层：地壳、地幔和地核。莫霍面以上是地壳，莫霍面和谷登堡-维舍特间断面之间是地幔，从谷登堡-维舍特间断面到地心是地核。\n澳大利亚的布伦根据地震资料于1967年提出了地球内部结构的A模型，1970年又提出了HB2模型。这些模型对地球的分层结构作了更仔细的研究，目前广泛使用的是A模型。\n地壳又称 A层，它的厚度是不均匀的，大陆地壳平均厚度约30多公里（中国青藏高原的地壳厚度可达65公里多），而海洋地壳仅5～8公里。密度为地球平均密度的1／2。大陆地壳上层的成分约在花岗闪长岩和闪长岩之间，下层岩石可能是麻粒岩和闪岩。海洋地壳是橄榄岩。据目前所知，地壳岩石的年龄绝大多数小于20多亿年。这意味着现在地球壳层的岩石不是地球的原始壳层，是以后由地球内部的物质通过火山活动与造山运动而形成的。\n地幔的物质密度由近地壳处的3.3克/厘米3增至近地核处的5.6/厘米3，地震波传播的速度也随之增大。地幔分为三层。从莫霍面到地表下410公里深处，称为B层，地震波波速几乎随深度直线增大。往下到1，000公里深处是一个过渡带，称为C层，地震波波速不均匀地增大，说明内部物质分布不均匀。B、C两层称为上地幔。再往下到2，900公里处称为D层，即下地幔，波速增大较均匀，而且没有发生过地震。地幔物质的主要成分可能是同橄榄岩相似的超基性岩。 \n\n\n地球内部的分层（根据布伦的A模型） \n\n\n\n地核也分为三层。E层是外地核，可能是液体，地震波横波在这里消失。F层是外地核和内地核之间的过渡层。G层是内地核，可能是固体的，这里又出现地震波横波。地核虽只占地球体积的16.2％，但由于它的密度相当高（地核中心物质密度达到13克/厘米3，压力可能超过370万大气压），根据有些学者计算，它的质量超过地球总质量的31％。地核主要由铁和镍等金属物质构成。 \n\n\n地球内部结构\n\n\n\n\n地球内部的温度随深度而上升。根据地震波传播情况得知：地幔是固体状态的，100 公里深处的温度已达1，300℃，300公里深处的温度是2，000℃。据最近估计，地核边缘的温度约4，000℃，地心的温度为5，500～6，000℃。由于地球表层是热的不良导体，来自太阳的巨大热量只有极少一部分能穿透到地下极浅处。因此，地球内部的热能可能主要来源于地球本身，即产生于天然放射性元素的衰变。\n地球的重力加速度也随深度而变化。在地球内部，地球自转引起的惯性离心力随深度的增加而减少，这样，地球内部的重力可以简单地看成是地球的引力。一般认为，从地表到地下2，900公里深处，重力大致随深度而增加，在2，900公里处重力达到最高值，约1，000伽。从地表下2，900公里到地心，重力急剧减小，到地心为0。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "地球大气", "content": "地球大气（ atmosphere of the Earth ），地球引力作用下大量气体聚集在地球周围所形成的包层。大气随着地球运动；日、月的引力也对它起着潮汐作用。大气层对地面的物理状况和生态环境有决定性的影响。地球大气的质量��为5.3×1021克，约占地球总质量的百万分之一。大气密度随高度的增加而按指数函数下降，大气总质量的90％集中在离地表15公里高度以内，99.9％在50公里高度以内。在2，000公里高度以上，大气极其稀薄，逐渐向行星际空间过渡，而无明显的上界。\n\n分层\n地球大气的密度、温度、压力、化学组成等都随高度变化。可以按照大气的温度分布、组成状况、电离程度这些不同参数，对地球大气进行分层。\n按大气温度随高度的分布可以分为：\n①对流层　靠地表的底层大气，对流运动显著。其厚度因纬度、季节以及其他条件而异，在赤道区约16～18公里，中纬度区约10～12公里，两极区约7～8公里。一般来说，夏季厚而冬季薄。对流层与地表联系最密切，受地表状况影响最大，大气中的水汽大部集中于此层，形成云和降水等现象。对流层的上部称为“对流层顶”，厚约几百米到1～2公里。对流层的温度几乎随高度直线下降，到对流层顶时约为-50℃。\n②平流层（又称同温层）　由对流层顶到离地表50公里高度的一层，大气主要是平流运动。层内温度随高度增加而略微上升，到约50公里高度处，达到极大值（约-10～+20℃）。\n③中间层（又称散逸层）　高度在离地表50～85公里的一层，温度随高度增加而下降，到离地表高度85公里的中间层顶，温度接近最小值，约为-80℃。\n④热层　中间层以上的一层，温度随高度增加而上升，在离地表500公里处，即热层顶，达到1，100℃左右。这一层的温度因为大气大量吸收太阳紫外辐射而升高。热层顶以上为外大气层。这里的大气已极稀薄，密度在每立方厘米107个原子以下（而海平面处为每立方厘米1019个）。\n按大气的组成状况可以分为两层：离地表约100公里以下是均质层（大气由各种气体混合组成，平均分子量为常数）；以上是非均质层。在均质层中离地表10～50公里处，太阳紫外辐射的光化作用产生臭氧，形成臭氧层，这一层的高度大抵与上述平流层相当。在离地表20～30公里处，臭氧浓度最大，不过这部分大气中的臭氧含量仍然不到这一层大气的十万分之一，各种气体依然视为均匀混合的。臭氧层吸收掉危害生命的太阳紫外辐射，使之不能到达地表。\n\n\n\n\n\n按大气的电离程度可以分为两层：从地表到离地表80公里这一层，大气中的分子和原子都处于中性状态，称为中性层。离地表80～1，000公里这一层，大气中的原子在太阳辐射（主要是紫外辐射）作用下电离，成为大量正离子和电子，构成电离层。其中电子密度极大处为D、E、F1、F2四层（如图）。这四层的高度分别在80～100公里、100～120公里、150～250公里和250～500公里处，而且这四层的高度和电离情况都随一天中的不同时刻、一年中的不同季节和太阳活动程度而发生变化。许多有趣的天文现象，如极光、流星等都发生在电离层中。电离层还能反射无线电短波，从而使地面上可以实现短波无线电通讯。\n\n近地表大气的化学组成\n干洁空气的成分及其体积百分比如下：\n\n\n干洁空气的成分及其体积百分比 \n\n\n\n上表所列并未考虑水汽在内。实际上地球大气含有一定比例的水汽。而且水汽是大气中最不稳定的组成部分。在夏季湿热处，水汽在大气中的含量可以达到4％；而在冬季干寒处，它的含量可下降到0.01％。除水汽外，离地表3公里内还有尘埃、花粉、火山灰及流星尘等微粒。\n\n起源\n地球的大气的演化已经历了三代：原始大气、还原大气和氧化大气（现代大气）。\n地球形成初期的原始大气已不存在，它已全部或大部散逸到空间。后来，由于放射性元素的衰变和所谓“引力致热”，地球处于一种熔化阶段，从而加速了气体从地球内部逸出的过程。地球的引力使这些逸出的大气渐渐积蓄在地球的周围。这种第二代地球大气缺少氧，主要由二氧化碳、一氧化碳、甲烷和氨组成，称为还原大气。主要是绿色植物的光合作用，其次是来自太阳的辐射使水分解为游离氧，从而使还原大气变为以氮和氧为主的氧化大气。有的科学家通过分析赤铁矿中的沉积物，推断出氧存在的时间至少在25亿年以上。从那时起，大气中便含有丰富的游离氧了。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "极光", "content": "极光（汉语拼音：jí guāng），（aurora），出现于高磁纬地区上空绚丽多彩的发光现象 。由来自地球磁层或太阳的高能带电粒子流使高层大气分子或原子激发(或电离)而产生。由于地磁场的作用，这些高能粒子转向极区，故极光常见于��磁纬地区。在北半球观察到的极光称北极光，南半球观察到的极光称南极光。极光发生于70～1000千米的高度范围，在背阳侧极光主要发生在 100～150千米的高空 ；在向阳侧主要发生在 200～450 千 米的高空。极光景色壮观，绚丽多姿，形态多样，如均匀光弧、射线式光柱 、射线式光弧光带、帘幕状极光、极光冕等。极光按观测的电磁波波段分为光学极光和无线电极光；按激发粒子类型可分为电子极光和质子极光；按发生区域可分为极光带极光、极盖极光和中纬极光红弧。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "气辉", "content": "气辉（airglow），地球高层大气吸收了太阳电磁辐射产生的微弱光辐射。气辉出现在地球上空50～500千米之间，亮度比极光低得多，分布也比较均匀，故不易为人们察觉，只有用敏感的仪器才能发现。20世纪初，天文学家由研究夜晚天空的亮度和总的星光，确认天空的亮度除来源于星光外，还有来源于地球大气的部分，当时称作地球光。这种光中总有一条在极光光谱中出现的绿色光谱，故又称永极光或非极区极光。直至1950年才被称作气辉。\n　　气辉分为3类：①夜气辉发生在夜间，与星光、黄道光、银河光一起统称为夜天光。②昼气辉发生于白天，这时太阳辐射来自气辉所在处之上，由于白天散射光很强，在地面只有用光谱分辨率很高的仪器才能观测到。③曙暮气辉发生在日出前和日落后，太阳天顶角约在90°～110°之间。此时，低层大气已处于地球阴影之中，高层大气仍能接受到来自下方的阳光照射。昼气辉的发射强度最大，曙暮气辉次之，夜气辉最小。\n　　气辉是地球高层大气中的重要发光现象。金星、火星和木星大气在太阳辐射作用下也发生气辉现象，称行星气辉。由火箭或飞船带到高空释放的化学物质，与大气的原子分子发生化学反应或散射太阳辐射而形成的发光现象，称人工气辉。对气辉的观测和研究，有助于对高层大气结构以及高层大气物理、化学过程的了解。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "地冕", "content": "地冕（汉语拼音：Dimian；英语：geocorana），以氢原子和氦原子为主要成分的地球高层大气，由于氢原子和氦原子发出微弱的辐射而得名。\n　　1955年，在80千米的高空，观测到氢原子的赖曼a（La）辐射，从而发现氢原子在高层大气中的存在，导致地冕的发现。在月球上所拍摄到的地球的远紫外辐射照片显示了地冕赖曼a辐射强度的全球分布。\n　　氢原子密度在80千米高度最大，在此之上随高度增大而缓慢下降，在1000千米高度约为 1×105厘米-3，到10万千米高空，每立方厘米内有几个氢原子。由于太阳辐射压力的作用，在大约8个地球半径之外，在背阳面氢原子密度要比向阳面的大，形成所谓地尾。地冕中氢原子和氦原子的密度有11年周期变化。氢原子密度在太阳活动高年较小，在低年则较大，而氦原子密度的变化则相反。地冕发射中最强的谱线为氢原子的La辐射，其次是氢原子的赖曼β（Lβ）、巴耳末a、氦原子的共振线和波长为 10830埃的谱线。其中氢巴耳末a和氦10830埃的谱线可以在地面观测到。\n　　与地球高层大气相似，一些行星的高层大气也发现由氢原子和氦原子组成，形成行星冕。对行星大气的探测中已观测到金星、火星、水星和木星大气的氢原子和氦原子的辐射。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "地磁场", "content": "地磁场（汉语拼音：Dicichang；英语：geomagnetic field），从地心至磁层顶的空间范围内的磁场，地磁学的主要研究对象。\n　　人类对于地磁场存在的早期认识，来源于天然磁石和磁针的指极性。磁针的指极性是由于地球的北磁极（磁性为S极）吸引着磁针的N极，地球的南磁极（磁性为N极）吸引着磁针的S极。这个解释最初是英国W.吉伯于1600年提出的。吉伯所作出的地磁场来源于地球本体的假定是正确的。这已为1839年德国数学家C.F.高斯首次运用球谐函数分析法所证实。\n　　地磁场是一个向量场。描述空间某一点地磁场的强度和方向，需要3个独立的地磁要素。常用的地磁要素有7个，即地磁场总强度F，水平强度H，垂直强度Z，X和Y分别为H的北向和东向分量，D和I分别为磁偏角和磁倾角。其中以磁偏角的观测历史为最早。在现代的地磁场观测中，地磁台一般只记录H，D，Z或X，Y，Z。\n　　近地空间的地磁场，像一个均匀磁化球体的磁场，其强度在地面两极附近还不到1高斯，所以地磁场是��常弱的磁场。地磁场强度的单位过去通常采用伽马（γ），即10高斯。1960年决定采用特斯拉作为国际测磁单位，1高斯＝10特斯拉（T），1伽马＝10特斯拉＝1纳特斯拉（nT），简称纳特。地磁场虽然很弱，但却延伸到很远的空间，保护着地球上的生物和人类，使之免受宇宙辐射的侵害。\n　　地磁场包括基本磁场和变化磁场两个部分，它们在成因上完全不同。基本磁场是地磁场的主要部分，起源于地球内部，比较稳定，变化非常缓慢。变化磁场包括地磁场的各种短期变化，主要起源于地球外部，并且很微弱。\n　　地球的基本磁场可分为偶极子磁场、非偶极子磁场和地磁异常几个组成部分。偶极子磁场是地磁场的基本成分，其强度约占地磁场总强度的90％，产生于地球液态外核内的电磁流体力学过程，即自激发电机效应。非偶极子磁场主要分布在亚洲东部、非洲西部、南大西洋和南印度洋等几个地域，平均强度约占地磁场的10％。地磁异常又分为区域异常和局部异常，与岩石和矿体的分布有关。\n　　地球变化磁场可分为平静变化和干扰变化两大类型。平静变化主要是以一个太阳日为周期的太阳静日变化，其场源分布在电离层中。干扰变化包括磁暴、地磁亚暴、太阳扰日变化和地磁脉动等，场源是太阳粒子辐射同地磁场相互作用在磁层和电离层中产生的各种短暂的电流体系。磁暴是全球同时发生的强烈磁扰，持续时间约为1～3天，幅度可达10纳特。其他几种干扰变化主要分布在地球的极光区内。除外源场外，变化磁场还有内源场。内源场是由外源场在地球内部感应出来的电流所产生的。将高斯球谐分析用于变化磁场，可将这种内、外场区分开。根据变化磁场的内、外场相互关系，可以得出地球内部电导率的分布。这已成为地磁学的一个重要领域，叫做地球电磁感应。\n　　地球变化磁场既和磁层、电离层的电磁过程相联系，又和地壳上地幔的电性结构有关，所以在空间物理学和固体地球物理学的研究中都具有重要意义。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "磁暴", "content": "磁暴（汉语拼音：Cibao；英语：geomagnetic storm），全球性的强烈地磁场扰动。所谓强烈是相对其他地磁扰动而言。其实磁暴时地面地磁场变化幅度较其平时的稳定值是很微小的。在中低纬度地区，地面地磁场变化量很少有超过几百纳特的，而地磁场宁静值一般都超过3万纳特。一般的磁暴都需要在地磁台用专门仪器作系统观测才能发现。\n\n形态\n　　磁暴是常见现象，不发生磁暴的月份是很少的。当太阳活动增强时，可能1个月发生数次。磁暴期间，地磁场的磁偏角和垂直分量都有明显起伏，但最具特征的是地磁场水平分量的变化。大多数磁暴开始时，水平分量陡然上升，在中低纬度的地磁台站，其上升幅度约10～20纳特。这称为磁暴急始。磁暴开始急，发展快，恢复慢，一般须持续3天才逐渐恢复平静。有的磁暴没有急始，称为缓始型磁暴。\n\n成因\n　　磁暴的成因与太阳活动特别是太阳耀斑的出现有关。耀斑的喷出物在其前缘形成激波，以1000千米／秒的速度，约经1天，传到地球。当激波扫过地球时，磁层就突然被压缩，造成地球一侧的磁场增强。磁暴引起电离层暴从而干扰短波无线电通讯；磁暴有可能干扰电工、磁工设备的运行，还有可能干扰磁测量工作。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "地球磁层", "content": "地球磁层（汉语拼音：Diqiu Ciceng；英语：Earth's magnetosphere），位于地球周围、被太阳风包围并受地磁场控制的等离子体区域。磁层的概念是英国的S.查普曼于20世纪30年代首先提出来的。50～60年代，人造地球卫星对地球高带电粒子区域的探测，证实了地球磁层的存在。\n　　磁层由磁层顶、等离子体幔、磁尾、中性片、等离子体层 、等离子体片等组成 。在磁层顶外还存在磁鞘和弓激波。地球磁层始于距地面约法三章1000千米处，向外延伸至磁层顶。磁层顶为磁层的外边界，向阳侧呈一椭球面，地球位于它的一个焦点上；背阳侧是略扁向外略张开的圆筒形，该圆筒所围成的空腔称磁尾。在平静的太阳风中，磁层顶在向阳侧距地心约为10个地球半径，在两极约为13～14个地球半径，在背阳侧最远处可达1000个地球半径。太阳激烈扰动时，导致太阳风密度和速度大为增大，磁层也随之大大被压缩，这时向阳侧的磁层顶可能离地心只有6～7个地球半每项。即使在太阳宁静时，地球轨道附近的太阳风平均速度也高达300～400千米/秒，当受到磁层阻挡时，在磁层的上游方向约几个地球半径处，形成一个相对磁层顶静止的弓激波与磁层顶之间的空间，形成磁鞘，其厚度为3～4个地球半径。在磁尾中存在着一个特殊的界面，在界面丙边，磁力线突然改变方向，此界面称中性片（电流片）。在向阳侧正子午面上，有两个点叫中性点，南北半球各一个，位于纬度约60°处。在中性点附近，由于磁场比较弱，磁鞘内的带电粒子可一直深入到地球附近，形成漏斗状的极尖区或称极隙区。地球磁层内充满着等离子体，比较密集的区域有中性片两侧的等离子体片、磁层顶内侧的等离子体幔、等离子体层以及由高能带电粒子组成的国辐射带。太阳有时喷发密度和速度都比太阳宁静时大得多的等离子体流，它引起地球磁层剧烈的扰动，即磁层星期暴。这时磁层被压缩 ，地磁场也随之发生剧烈的变化，即发生磁暴或磁层亚暴。磁扰时导致电离层电子密度异常，称电离层暴，此时短波无波无线电通讯受到严重干扰。与地球磁层类似，在行星周围也会形成磁层，称行星磁层，如木星磁层、土星磁层、金星磁层、水星磁层、火星磁层等。行星磁层的形成和结构形态，主要取决于行星磁场的强弱、分布及其与太阳风的相互作用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "地球辐射带", "content": "地球辐射带（汉语拼音：Diqiu Fushedai；英语：radiation belts of Earth），由地磁场捕获的大量带电粒子的区域，又称范爱伦辐射带。\n　　20世纪初，挪威空间物理学家F.C.M.斯托默从理论上证明，在地球周围存在一个带电粒子捕获区（大部分区域处于后来发现的辐射带内）。1958年，美国J.A.范爱伦利用美国探险者1号卫星上的盖革计数器，第一次直接探测到地球周围存在通量很强的高能带电粒子 ，从而证实辐射带的存在。这是人造卫星的第一个重大发现。辐射带内的带电粒子，是太阳风、宇宙线与高层大气相互作用而产生的高能粒子，它们在地磁场的作用下，沿磁力线作螺旋运动。\n　　地球辐射带位于地球磁层内，但只存在小于50°～60°的纬度地区上空。辐射带呈环状分布，环的横截面轮廓呈月牙形，大体与地磁场磁力线重合，外边缘距地心约10个地球半径。辐射带粒子主要是质子和电子，粒子能量分布于104～108 电子伏。\n　　辐射带通常分内辐射带和外辐射带：\n　　①内辐射带。高度为赤道面上离地心为1.2～4.5个地球半径之间。主要由能量为兆电子伏级以上的质子组成，强度比较稳定。反照中子在地磁中衰变成质子，并被捕获在内辐射带中。\n　　②外辐射带。高度在赤道面上离地心4.5～6个地球半径之间的范围内。主要由电子组成，能量在2×105～106电子伏之间。电子来源，主要为太阳风粒子通过扩散进入磁层以及由磁层内的低能粒子加速而成。\n　　高空核爆炸产生的高能电子注入磁层与天然电子一样 ，被地磁场捕获，形成一些局部高强度的电子带，称人工辐射带。人工辐射带全部分布在内辐射带内。稳定的人工辐射带通常能维持几年。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "潮汐", "content": "潮汐（ tide ），因月球和太阳对地球各处引力不同所引起的水位、地壳、大气的周期性升降现象。海洋水面发生周期性的涨落现象称为海洋潮汐，地壳相应的现象称为陆潮（又称固体潮），在大气则称为大气潮汐。上述三种潮汐中海洋潮汐最为明显。中国古代对海潮早就作过细致的观测。汉代哲学家王充在他的《论衡》一书中提出“涛之起也，随月盛衰”，指明潮汐与月相变化有关。17世纪，I.牛顿用引力定律科学地说明海潮是月球和太阳对海水的吸引所引起的。固体潮和大气潮汐，都是相当小的，一般必须用精密仪器才能测出。\n在天文学中，潮汐这一概念已被延伸到对其他天体的研究中，成为研究某些天体的形状、距离、运动和演化等不可缺少的因素。\n\n大潮和小潮\n由月球的引力所引起的潮汐称太阴潮。一个太阴日（月球连续两次上中天的时间间隔）长约24小时50分，在这期间地球表面上同一点发生两次涨潮，两次落潮，因此连续两次涨潮的间隔时间约为12小时25分。太阳和月球一样，也会引起潮汐，称为太阳潮。被吸引天体某部分受到的引力与该天体中心同样质量的部分受到的引力之差称为引潮力（又称起潮力）。太阳或月球对地球上同一点所产生的引潮力，与太阳或月球的质量成正比，而与它们同地球之间的距离的立方成��比。因此，太阳的质量虽然是月球的质量的2 700万倍，但月球同地球的距离只有太阳同地球距离的1/390，所以月球的引潮力为太阳的引潮力的2.25倍。太阳潮通常难于单独观测到，它只是增强或减弱太阴潮，从而造成大潮和小潮。在朔日和望日发生大潮，因为那时月球、太阳和地球几乎在同一直线上，太阴潮和太阳潮彼此相加，以致涨潮特别高，落潮特别低。上下弦的时候发生小潮，因为那时月球和太阳的黄经相距90°，太阴潮被太阳潮抵消了一部分。\n\n\n大潮（上）和小潮（下）示意图 \n\n\n\n潮汐与地球自转变慢\n潮汐对地球自转有一种制动作用，能使地球自转逐渐变慢。对古代日食记录的分析研究表明，地球的自转周期每个世纪变长1～2毫秒。这个变化虽然很小，可是经过长期积累，便颇为可观。从对古珊瑚化石生长线的研究得知，在37 000万年前，每年有400天左右。\n\n潮汐对天体的作用\n一个小天体（伴星）围绕一个大天体（主星）运行，若伴星的轨道逐渐缩小到临界半径以内，伴星就会被主星的引潮力分裂为碎片。这个临界半径值是法国天文学家E.A.洛希于1848年求出的，所以称为洛希极限。位于洛希极限内的土星光环，系由许多小块物质组成，这一光环很可能是土星的一颗卫星进入洛希极限后分裂形成的。\n许多双星都有潮汐干扰的迹象。双星成员的形状一般是椭球，而不是正球。通常用扁率定量地表示这种椭球体的形状。一般说来，一颗星绕另一颗星运动的周期愈短，扁率愈大。这种现象至少一部分是由双星之间的引潮力造成的。密近双星，彼此间由于潮汐作用，常常还会发生质量交流。\n对于星团而言，银河系的较差自转(见银河系自转)和银河系对星团的引潮力，是导致星团逐渐瓦解的重要因素。\n有些河外星系是双重星系或多重星系。在距离很接近的双重星系之间往往存在着物质“桥”，天文学家认为这可能是彼此之间的起潮力引起的。通过中性氢21厘米谱线的射电观测，已经发现有伴星系的旋涡星系形状不对称，一个显著的例子便是旋涡星系M101(NGC5457)；反之，对无伴星系的旋涡星系来说，则未发现形状上的畸变。前者很可能是由于潮汐造成的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "月球", "content": "月球（英语：Moon），地球的天然卫星。俗称月亮。中国古称太阴。除了流星外，它是离地球最近的天体，与人类关系十分密切。月球轨道面称白道面，黄白交角平均5°09′，轨道半长径38.44万千米，偏心率变化于1／15～1／23间，平均为0.0549。月球的半径1738千米，质量7.35×1022千克，平均密度3.34克／厘米3，表面重力加速度1.62米／秒2，分别相当于地球的3／11、1／81.3、3／5 、及1／6。它有明显的位相变化，称月相，周期即朔望月，长29.53059日。由于长期的潮汐作用，它的自转与公转的周期都是1恒星月即27.32185日，这样月球始终以同一面朝着地球。直到1959年苏联月球3号绕月成功，才使人类第一次见到了月球的背面。月球表面最显著的特征是犬牙交错、大小不一的环形山，而那些称为海的暗黑地区实质上是广阔的平原，月海大多集中于正面。此外，还有许多和地球一样的月陆、山脉、峭壁和峡谷。\n　　月球没有大气，因而月面上的天空永远是一片黝黑，地面上寂静无声、黑白反差极大，看来十分荒凉。其表面几乎被一层热导率极低的尘埃岩屑所覆盖。月面上没有水，一昼夜长达29.5天，所以温差很大，阳光直射下可达127℃，而夜间则骤降至－183℃。月球的内部结构大致可分为月壳、月幔、月核3层，但月壳平均厚v65千米，比地壳还厚得多，而中心核很小，半径仅700千米。\n\n 1992年12月，在探索木星系统的途中，伽利略号拍摄了这张月球的照片。NASA\n　　关于月球的起源目前有4种假设：①从地球中分裂出去的分裂说。②被地球俘获。③与地球共同形成。④大冲撞假设：先被大天体撞击，飞溅出的物质中一部分形成月球。其中尤以第四种学说得到了越来越广泛的支持。月球还是人类唯一登临的天体。\n　　月球是第一个人类曾经登陆过的地外天体。1958年美国和苏联发射的月球探测器都宣告失败。1959年苏联和美国分别成功发射了“月球号”和“先驱者号”月球探测器。1969年美国的阿波罗-11号实现了人类首次载人登月，相继阿波罗-12、14、15、16和17号实现载人登月，一共有12名美国宇航员登上月球开展科学考察、采集月球样品和埋设长期探测月球的科学仪器，共带回地球381.7千克月球样品，大��增长了人类对月球起源、演化的认识。迄今为止人类只有这12名美国宇航员登上了地球以外的天体。\n\n 阿波罗17号宇航员站在月球表面。NASA\n　　2018年4月，NASA公布了一段由月球轨道探测器收集的数据制作而成的视频。这段视频中的数据由月球勘测轨道飞行器（LRO）历时九年收集而成。该探测器自2009年6月以来，一直在距月表上方50公里处对月球展开观察，捕捉月球表面前所未见的细节。\n　　2019年1月3日10点26分，由于“嫦娥四号”探测器在月球背面东经177.6度、南纬45.5度附近的预选着陆区成功着陆，世界第一张近距离拍摄的月背影像图通过“鹊桥”中继星传回地球，这揭开了古老月背的神秘面纱。\n　　2019年1月3日，嫦娥四号月球车被命名为“玉兔二号”。\n\n目录\n\n1 地表环境\n2 月球的轨道运动\n3 地月关系\n4 月食现象\n\n\n地表环境\n　　月球表面有阴暗的部分和明亮的区域，亮区是高地，暗区是平原或盆地等低陷地带，分别被称为月陆和月海。早期的天文学家在观察月球时，以为发暗的地区都有海水覆盖，因此把它们称为“海”。著名的有云海、湿海、静海等。而明亮的部分是山脉，那里层峦叠嶂，山脉纵横，到处都是星罗棋布的环形山，即撞击坑，这是一种环形隆起的低洼形。月球上直径大于1000米的撞击坑多达33000多个。位于南极附近的贝利撞击坑直径295公里，可以把整个海南岛装进去。最深的山是牛顿撞击坑，深达8788米。除了撞击坑，月面上也有普通的山脉。高山和深谷叠现，别有一番风光。\n　　月球背面的结构和正面差异较大。月海所占面积较少，而撞击坑则较多。地形凹凸不平，起伏悬殊最长和最短的月球半径都位于背面，有的地方比月球平均半径长4公里，有的地方则短5公里（如范德格拉夫洼地）。背面未发现“质量瘤”。背面的月壳比正面厚，最厚处达150公里，而正面月壳厚度只有60公里左右。\n　　2019年5月16日，中国科学院国家天文台宣布，由该台研究员李春来领导的研究团队利用嫦娥四号探测数据，证明了月球背面南极-艾特肯盆地存在以橄榄石和低钙辉石为主的深部物质。国际学术期刊《自然》（Nature）在线发布了这一重大发现。该发现为解答长期困扰国内外学者的有关月幔物质组成的问题提供了直接证据，将为完善月球形成与演化模型提供支撑。来自中科院国家天文台的消息称，嫦娥四号探测器实现了人类历史上首次对月球背面的软着陆就位探测，而此次基于探测数据的研究结果，则成功揭示了月球背面的物质组成，证实了月幔富含橄榄石的推论的正确性，加深了人类对月球形成与演化的认识。\n\n 詹姆斯·欧文在Hadley-Apennine着陆点首次执行阿波罗15号月球表面出舱活动。NASA\n Apollo 11登月舱外活动期间，驶员小巴兹·奥尔德林在登月舱支架附近的月球行走。NASA\n撞击坑\n　　撞击坑这个名字是伽利略起的。是月面的显著特征，几乎布满了整个月面。最大的撞击坑是南极附近的贝利环形山，直径295千米，比海南岛还大一点。小的环形山甚至可能是一个几十厘米的坑洞。直径不小于1000米的大约有33000个。占月面表面积的7%～10%。\n　　日本一学者1969年提出一个撞击坑分类法，分为克拉维型（古老的撞击坑，一般都面目全非，有的撞击坑有中央峰）哥白尼型撞击坑（年轻的撞击坑，常有撞击作用引起大量月球表面的岩石向四周溅射，溅射出来的大量岩石碎块高速在月面抛射和滚动，改变了月面原有的地形地貌和表面土壤的结构与颜色，形成明显的“辐射纹”，内壁一般带有同心圆状的段丘，中央一般有中央峰。阿基米德型（环壁较低，可能从哥白尼型演变而来）碗型或酒窝型（小型撞击坑，有的直径不到3米）。\n　　撞击坑的形成现有两种说法：“撞击说”与“火山说”。\n　　“撞击说”是指月球因被其他小行星撞击而有现今人类所看到的撞击坑。\n　　“火山说”是指月球上本有许多火山，最后火山爆发而形成了火山喷发口。\n月海\n　　在地球上的人类用肉眼所见月面上的阴暗部分实际上是月面上的广阔平原。由于历史上的原因，这个名不副实的名称保留下来。\n　　已确定的月海有22个，此外还有些地形称为“月海”或“类月海”的。公认的22个绝大多数分布在月球正面。背面有3个，4个在边缘地区。在正面的月海面积略大于50%，其中最大的“风暴洋”面积约五百万平方千米，差不多九个法国的面积总和。大多数月海大致呈圆形，椭圆形，且四周多为一些山脉封闭住，但也有一些海是连成一片的。除了“海”以外，还有五个地形与之类似的“湖”——梦湖、死湖、夏湖、秋湖、春湖，但有的湖比海还大，比如梦湖面积7万平方千米，比汽海等还大得多。月海伸向陆地的部分称为“湾”和“沼”，都分布在正面。湾有五个：露湾、暑湾、中央湾、虹湾、眉月湾；沼有三个：腐沼、疫沼、梦沼，其实沼和湾没什么区别。\n　　月海的地势一般较低，类似地球上的盆地，月海比月球平均水准面低1～2千米，个别最低的海如雨海的东南部甚至比周围低6000米。月面的反照率（一种量度反射太阳光本领的物理量）也比较低，因而看起来显得较黑。\n月陆和山脉\n　　月面上高于月海的地区称为月陆，一般比月海水准面高2～3千米，由于它返照率高，因而看来比较明亮。在月球正面，月陆的面积大致与月海相等但在月球背面，月陆的面积要比月海大得多。从同位素测定知道月陆比月海古老得多，是月球上最古老的地形特征。\n　　在月球上，除了犬牙交差的众多撞击坑外，也存在着一些与地球上相似的山脉。月球上的山脉常借用地球上的山脉名，如阿尔卑斯山脉，高加索山脉等等，其中最长的山脉为亚平宁山脉，绵延1000千米，但高度不过比月海水准面高三四千米。山脉上也有些峻岭山峰，过去对它们的高度估计偏高。如今认为大多数山峰高度与地球山峰高度相仿。1994年，美国的克莱门汀月球探测器曾得出月球最高点为8000米的结论，根据“嫦娥一号”获得的数据测算，月球上最高峰高达9840米。月面上6000米以上的山峰有6个，5000～6000米20个，3000～6000米则有80个，1000米以 上的有200个。月球上的山脉有一普遍特征：两边的坡度很不对称，向海的一边坡度甚大，有时为断崖状，另一侧则相当平缓。这是由于小天体高速撞击月面，强大的撞击能量使月球表面的岩石气化、熔融、破碎并溅射，挖掘出一个巨大的撞击坑或撞击盆地，撞击体的巨大撞击能量在撞击坑底部产出一系列断层和裂缝，诱发月球内部的玄武岩浆的喷发和溢出，形成暗色的月海盆地。被抛射出撞击坑的各种溅射物质，降落在月海外围的不同距离内，形成了月海外侧平缓的坡度。\n　　除了山脉和山群外，月面上还有四座长达数百千米的峭壁悬崖。其中三座突出在月海中，这种峭壁也称“月堑”。\n月面辐射纹\n　　月面上还有一个主要特征是一些较“年轻”的环形山常带有美丽的“辐射纹”，这是一种以环形山为辐射点的向四面八方延伸的亮带，它几乎以笔直的方向穿过山系、月海和环形山。辐射纹长度和亮度不一，最引人注目的是第谷环形山的辐射纹，最长的一条长1800千米，满月时尤为壮观。其次，哥白尼和开普勒两个环形山也有相当美丽的辐射纹。据统计，具有辐射纹的环形山有50个。\n　　形成辐射纹的原因还没有定论。实质上，它与环形山的形成理论密切联系。许多人都倾向于小天体撞击说，认为在没有大气和引力很小的月球上，小天体撞击可能使高温碎块飞得很远。而另外一些科学家认为不能排除火山的作用，火山爆发时的喷射也有可能形成四处飞散的辐射形状。\n月谷\n　　地球上有着许多著名的裂谷，如东非大裂谷。月面上也有这种构造——那些看来弯弯曲曲的黑色大裂缝即是月谷，它们有的绵延几百到上千千米，宽度从几千米到几十千米不等。那些较宽的月谷大多在月陆上较平坦的地区，而那些较窄、较小的月谷（有时又称为月溪）则到处都有。最著名的月谷是在柏拉图环形山的东南连结雨海和冷海的阿尔卑斯大月谷，它把月球上的阿尔卑斯山拦腰截断，很是壮观。从太空拍得的照片估计，它长达130千米，宽10～12千米。\n　　2014年10月5日，科学家在月球上发现一个隐藏于地下的巨形的方形结构。这一结构宽2500公里，科学家们认为这是一条古老的裂谷系统，后来其中充填了岩浆。\n火山分布\n　　月球的表面被巨大的玄武岩（火山熔岩）层所覆盖。早期的天文学家认为，月球表面的阴暗区是广阔的海洋，因此，他们称之为“mare”，这一词在拉丁语中的意思就是“大海”，当然这是错误的，这些阴暗区其实是由玄武岩构成的平原地带。除了玄武岩构造，月球的阴暗区，还存在其他火山特征。最突出的，例如蜿蜒的月面沟纹、黑色的沉积物、火山园顶和火山锥。不过，这些特征都不显著，只是月球表面火山痕迹的一小部分。\n　　与地球火山相比，月球火山可谓老态龙钟。大部分月球火山的年龄在30亿～40亿年之间；典型的阴暗区���原，年龄为35亿年；最年轻的月球火山也有1亿年的历史。而在地质年代中，地球火山属于青年时期，一般年龄皆小于10万年。地球上最古老的岩层只有39亿年的历史，年龄最大的海底玄武岩仅有200万年。年轻的地球火山仍然十分活跃，而月球却没有任何新近的火山和地质活动迹象，因此，天文学家称月球是“熄灭了”的星球。\n　　地球火山多呈链状分布。例如安底斯山脉，火山链勾勒出一个岩石圈板块的边缘。夏威夷岛上的山脉链，则显示板块活动的热区。月球上没有板块构造的迹象。典型的月球火山多在巨大古老的撞击坑底部。因此，大部分月球阴暗区都呈圆形外观。撞击盆地的边缘往往环绕着山脉，包围着阴暗区。\n　　月球阴暗区主要在月球正面的一侧。几乎覆盖了这一侧的1/3面积。而在月球背面，阴暗区的面积仅占2%。然而，月球背面的地势相对更高，月壳也较厚。由此可见，控制月球火山作用的主要因素是地形高度和月壳厚度。\n大气环境\n　　由于月球上没有大气，再加上月面物质的热容量和导热率又很低，因而月球表面昼夜的温差很大。白天，月球表面在阳光垂直照射的地方温度高达127℃；夜晚，其表面温度可降低到-183℃。用射电观测可以测定月面土壤中的温度，这种测量表明，月面土壤中较深处的温度很少变化，这正是由于月面物质导热率低造成的。\n\n月球的轨道运动\n月球公转\n　　月球以椭圆轨道绕地球运转。这个轨道平面在天球上截得的大圆称“白道”。白道平面不重合于天赤道，也不平行于黄道面，而且空间位置不断变化。周期27.32日。月球轨道（白道）对地球轨道（黄道）的平均倾角为5°09′。但是已知月球平均每年以3.8cm的速度逐渐与地球离去。\n月球自转\n　　月球在绕地球公转的同时进行自转，周期27.32166日，正好是一个恒星月，所以我们看不见月球背面。这种现象我们称“同步自转”，或“潮汐锁定”，几乎是太阳系卫星世界的普遍规律。一般认为是卫星对行星长期潮汐作用的结果。天平动是一个很奇妙的现象，它使得我们得以看到59%的月面。主要有以下原因：\n　　（1）在椭圆轨道的不同部分，自转速度与公转角速度不匹配。\n　　（2）白道与赤道的交角。\n　　月球每小时相对背景星空移动半度，即与月面的视直径相若。与其他卫星不同，月球的轨道平面较接近黄道面，而不是在地球的赤道面附近。相对于背景星空，月球围绕地球运行（月球公转）一周所需时间称为一个恒星月；而新月与下一个新月（或两个相同月相之间）所需的时间称为一个朔望月。朔望月较恒星月长是因为地球在月球运行期间，本身也在绕日的轨道上前进了一段距离。\n月球章动\n　　月球的轨道平面（白道面）与黄道面（地球的公转轨道平面）保持着5.145396°的夹角，而月球自转轴则与黄道面的法线成1.5424°的夹角。因为地球并非完全球形，而是在赤道较为隆起，因此白道面在不断进动（即与黄道的交点在顺时针转动），每6793.5天（18.5966年）完成一周。期间，白道面相对于地球赤道面（地球赤道面以23.45°倾斜于黄道面）的夹角会由28.60°（即23.45°+5.15°）至18.30°（即23.45°-5.15°）之间变化。同样地，月球自转轴与白道面的夹角亦会介乎6.69°（即5.15°+1.54°）及3.60°（即5.15°-1.54°）。月球轨道这些变化又会反过来影响地球自转轴的倾角，使它出现±0.00256°的摆动，称为章动。\n天秤动\n　　因为月球的自转周期和它的公转周期是完全一样的，所以地球上只能看见月球永远用同一面向着地球。自月球形成早期，地球便一直受到一个力矩的影响导致自转速度减慢，这个过程称为潮汐锁定。亦因此，部分地球自转的角动量转变为月球绕地公转的角动量，其结果是月球以每年约38毫米的速度远离地球。同时地球的自转越来越慢，一天的长度每年变长15微秒。\n　　从地球上看月亮，看到的月球表面并不是正好它的一半，这是因为月球像天平那样摆动。地球上的观测者会觉得：在月球绕地球运行一周的时间里，月球在南北方向来回摆动，即在维度的方向像天平般的摆动，这被称为“纬天平动”，摆动的角度范围约6°57′；月球在东西方向上，即经度方向上来回摆动的现象，被称为“经天平动”，摆动角度达到7°54′。除去这两种主要的天平动，月球还有周日天平动和物理天平动，前三种天平动都并非月球在摆动，是因为观测者本身与月球之间得相对位置发生变化而产生的现象。只有物理天平动是月球自身在摆动，��且摆动得很小。\n　　由于月球轨道为椭圆形，当月球处于近地点时，它的自转速度便追不上公转速度，因此我们可见月面东部达东经98度的地区，相反，当月处于远地点时，自转速度比公转速度快，因此我们可见月面西部达西经98度的地区。这种现象称为天秤动。又由于月球轨道倾斜于地球赤道，因此月球在星空中移动时，极区会作约7度的晃动，这种现象称为天秤动。再者，由于月球距离地球只有60地球半径之遥，若观测者从月出观测至月落，观测点便有了一个地球直径的位移，可多见月面经度1度的地区。\n　　月球对地球所施的引力是潮汐现象的起因之一。月球围绕地球的轨道为同步轨道，所谓的同步自转并非严格。\n　　严格来说，地球与月球围绕共同质心运转，共同质心距地心4700千米（即地球半径的3/4处）。由于共同质心在地球表面以下，地球围绕共同质心的运动好像是在“晃动”一般。从地球南极上空观看，地球和月球均以顺时针方向自转；而且月球也是以顺时针绕地运行；甚至地球也是以顺时针绕日公转的，形成这种现象的原因是地球、月球相对于太阳来说拥有相同的角动量，即“从一开始就是以这个方向转动”。\n\n地月关系\n　　地球与月球互相绕着对方转，两个天体绕着地表以下1600千米处的共同引力中心旋转。月球的诞生，为地球增加了很多的新事物。\n　　月球绕着地球公转的同时，其特殊引力吸引着地球上的水，同其共同运动，形成了潮汐。潮汐为地球早期水生生物走向陆地，帮了很大的忙。\n　　地球很久很久以前，昼夜温差较大，温度在水的沸点与凝点之间，不宜人类居住。然而月球其特殊影响，对地球海水的引力减慢了地球自转，使地球自转和公转周期趋向合理，带给了我们宝贵的四季，减小了温度差，从而适宜人类居住。\n　　地球上之所以看到月球的半面，这是因为月球的自转周期和公转周期严格相等，这到底是巧合还是有着内在的联系呢？让我们来看看太阳系其它行星的卫星的状况，我们可以发现绝大多数的卫星的自转周期和公转周期严格相等，看来这似乎是存在什么内在联系的。\n　　月球在地球引力长期的作用下，它的质心已经不在其几何中心，而是在靠近地球的一边，因此月球相对于地球的引力势能就变得最小，在月球绕地球公转的过程中，月球的质心永远朝向地球的一边，就好像地球用一根绳子将月球绑住了一样。太阳系的其他卫星也存在这样的情况，所以卫星的自转周期和公转周期相等不是什么巧合，而是有着内在的因素。\n　　地震和月球到底有没有关系？这是近百年来始终困扰科学家的问题。如今，日本防灾科学研究所和美国加州大学洛杉矶分校的研究人员组成的联合研究小组终于证实：月球引力影响海水的潮汐，在地壳发生异常变化积蓄大量能量之际，月球引力很可能是地球板块间发生地震的导火索。10月22日，著名的美国《科学》杂志发表了他们的研究成果。\n　　海水的自然涨落现象就是人们常说的潮汐。当月亮到达离地球近处（称为近地点）时，朔望大潮就比平时还要更大，这时的大潮被称为近地点朔望大潮。\n　　科学家已经就潮汐对地震的影响猜测了很长的时间，但还没有人论证过它对全球范围的影响效果，以前只在海底或火山附近发生，地震与潮汐才呈现出比较清楚的联系。研究者发现，地震的发生与断层面潮汐压力处于高度密切相关，猛烈的潮汐在浅断层面施加了足够的压力从而会引发地震。当潮很大，达到大约2～3米时，3/4的地震都会发生，而潮汐越小，发生的地震的几率也越少。\n　　哥奇兰等人首次将潮的相位和潮的大小合并计算，并对地震和潮汐压力数据进行了统计学分析，采用的计算方法来自于日本地球科学与防灾研究所的地震学家田中。田中从1977年至2000年间全球发生的里氏5.5级以上的板块间地震中，调查了2207次被称为“逆断层型”地震发生的地点、时间等记录，以及与发生地震时月球引力的关系，结果发现：地震发生的时间，与潮汐对断层面的压力有很高的关联性，月球引力作用促使断层错位时，发生地震次数较多。\n\n月食现象\n　　月食是一种特殊的天文现象。指当月球行至地球的阴影后时，太阳光被地球遮住。也就是说，此时的太阳、地球、月球恰好（或几乎）在同一条直线，因此从太阳照射到月球的光线，会被地球所掩盖。\n　　以地球而言，当月食发生的时候，太阳和月球的方向会相差180°。要注意的是，由于太阳���月球在天空的轨道（称为黄道和白道）并不在同一个平面上，而是有约5°的交角，所以只有太阳和月球分别位于黄道和白道的两个交点附近，才有机会连成一条直线，产生月食。\n　　月食可分为月偏食、月全食两种（没有月环食，因为地球比月球大）。当月球只有部分进入地球的本影时，就会出现月偏食；而当整个月球进入地球的本影之时，就会出现月全食。至于半影月食，是指月球只是掠过地球的半影区，造成月面亮度极轻微的减弱，很难用肉眼看出差别，因此不为人们所注意。\n　　月球直径约为3476千米，大约是地球的1/4。在月球轨道处，地球的本影的直径仍相当于月球的2.5倍。所以当地球和月亮的中心大致在同一条直线上，月亮就会完全进入地球的本影，而产生月全食。而如果月球始终只有部分为地球本影遮住时，即只有部分月亮进入地球的本影，就发生月偏食。月球上并不会出现月环食，因为月球的体积比地球小的多。\n　　太阳的直径比地球的直径大得多，地球的影子可以分为本影和半影。如果月球进入半影区域，太阳的光也可以被遮掩掉一些，这种现象在天文上称为半影月食。由于在半影区阳光仍十分强烈，月面的光度只是极轻微减弱，多数情况下半影月食不容易用肉眼分辨。一般情况下，由于较不易为人发现，故不称为月食，所以月食只有月全食和月偏食两种。\n　　另外由于地球的本影比月球大得多，这也意味着在发生月全食时，月球会完全进入地球的本影区内，所以不会出现月环食这种现象。\n　　每年发生月食数一般为2次，最多发生3次，有时一次也不发生。因为在一般情况下，月亮不是从地球本影的上方通过，就是在下方离去，很少穿过或部分通过地球本影，所以一般情况下就不会发生月食。\n　　据观测资料统计，每世纪中半影月食，月偏食、月全食所发生的百分比约为36.60%，34.46%和28.94%。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "月面学", "content": "月面学（汉语拼音：Yuemianxue；英语：Selenography），研究月球表面形态特征、地理环境、构造规律以及各种特征物的形态、位置、命名的天文学分支学科。又称月面志。最早研究月面的是意大利科学家伽利略，环形山、海等也由他命名，他还描出了第一批望远镜观测的月面图，测定了月球上的山高。此后各种月面图相继问世，先后发表的有150多种，其中最大的图直径达7.5米，有的图已标出了3万多个环形山。以往的研究成果曾为空间探测及人类登月提供了基本资料，而人类发射的60多个月球探测器及阿波罗登月等成就则使月面学从观测研究进入到实验研究的新阶段。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "环形山", "content": "环形山（craters），在月球表面、类地行星、地球本身和巨行星的许多卫星上看到的碗形凹地。极少数环形山可能产生于火山活动，但绝大多数是来自太空的固态天体（流星体）撞击行星和卫星而形成。 环形山的大小决定于撞击天体的大小。有些环形山宽阔只有1米左右，最大的环形山直径超过1 000公里。造成环形山的流星体实质上是太阳系形成过程遗留的碎片，它们因与行星和卫星碰撞而不断被清除，所以环形山的形成在碎片较多的太阳系年轻时期比较频繁，不过今天仍在继续。 在地球和金星上，大气活动（还有地质活动）造成严重侵蚀，所以只有不久前形成的环形山清晰可见（见巴林格陨星坑）；在火星上，尽管大气很稀薄，最古老的环形山也已经被侵蚀干净了。但在无大气的天体上，如月球和水星。环形山形成的全部迹象都保存下来，它们的表面有很多过去40亿年间重复撞击造成的重叠环形山，其中大多数是30～40亿年前形成的。 在地球上，大气起着保护作用，它使质量小于100吨左右的流星体减速，相当多物质因与大气摩擦生热而烧掉。一个大气外质量为1 000吨的流星体在它撞击地面时将减少到300吨，典型撞击速率为5公里每秒。这样的撞击将造成一个直径150米的环形山。\n　　更厉害的撞击也发生过，而且可能还会发生（见世界末日小行星）。一个像直径近1公里的伊卡鲁斯小行星那样大的天体撞击地球，将造成超过20公里宽、2公里深的环形山。在德国发现了一个大小与这差不多的受到侵蚀的古代环形山遗迹；在加拿大、南非和西伯利亚还发现了更大的“化石”环形山。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "月海", "content": "月海（汉语拼音：Yuehai；英���：Mare），肉眼所见月面上的暗黑区域（见月面学）。实际上是广阔平原。共有22个，除3个位于月背，4个地跨正、背两面外，15个均在正面。正面上月海面积约占月球正面面积的50％左右，最大的风暴洋的面积约500万平方千米 。月海大多呈圆或椭圆形，四周为一些山脉封围，但也有月球背面的东海月盆，三层同心圆环的构造清晰可见几个海联成一片。与海类似但面积较小的称湖，计有梦湖、死湖、夏湖、秋湖与春湖。月海伸向月陆的部分称为湾或沼，但两者并无实质区别。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "月面图", "content": "月面图（ selenograph ），在研究月球表面各种特征物的球面视位置的基础上测绘、编制成的平面图。月面图早期是通过望远镜摹绘的，后来都用摄影方法测绘。最早研究月面结构的是伽利略，1610年，他用自制的能放大30余倍的望远镜发现月面上布满山谷，他最先绘制了月面图。十七世纪中叶，赫维留经过十年辛勤观测绘出详细的月面图。他测定的月面山峰高度比伽利略更准确。里希奥利在月面图上标出的各种特征物的名称，一直沿用至今。十八和十九世纪，迈耶尔、施罗特尔、贝尔、梅德勒、J.施密特、洛尔曼等人相继进行了大量观测，使这一工作又获得很大发展。\n二十世纪以来，威尔金斯、穆尔等人用照相方法精密测定了月面上约5，000个点的位置。法国日中峰天文台使用口径60厘米折射望远镜编制了比例尺1:1，000，000的月面图。自伽利略开创月面图工作以来的三百五十年中，先后发表的各种月面图达150幅之多。其中最大的直径达7.5米。由于月球总是以同一面对着地球，月球背面一直是个不解之谜，1959年，苏联的“月球”1号探测器拍得第一幅月球背面照片，填补了这一空白。接着有一系列月球探测器和宇宙飞船，如“月球号”、“徘徊者号”、“月球勘测者号”、“月球轨道环行器”以及载人的“阿波罗号”等，都获得了大量月面照片。月球背面的环形山，有四座以中国古代天文学家的名字命名：石申环形山、张衡环形山、祖冲之环形山、郭守敬环形山。此外，还有一座以中国古代官职“万户”命名的环形山。根据1973年国际天文学联合会第十五届大会第17组“月球”专业委员会的讨论，由美国国家航空和航天局出版《月球航空图》和《月面地形正射投影图》。前者按经线和纬线将月球正面分为144个区域，以1:1，000，000比例尺刊印。后者再把144个区域的每个区域细分为16个单元，以1:250，000比例尺出版，共有2，304张。月面图的测绘对于月球航行具有实际意义，对月球的起源和演化的研究也很重要。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "月相", "content": "2005年5-6月的月相。\n月相（英语：Phases of Moon），是由地球上所观看之月光形态。月球本身不发光，月球直接被太阳照射之部份反射太阳光，才可见发亮，其阴影部分是月球自己之阴暗面。根据天文学，月球环绕地球公转时，地球、月球、太阳之相对位置不断规律地变化，使观测者从不同角度看到月球被太阳照明之部分，造成月相盈亏圆缺之变化。\n月相盈亏周期平均是29.53日，历法中之朔望月源于此。\n\n概述\n当地球位于月球和太阳之间时，我们可以看到整个被太阳直射的月球部分，这就是满月。当月球位于地球和太阳之间时，我们只能看到月球不被太阳照射的部分，这就是朔；而当首度再见到月球明亮的部分时，称为“新月”。当地月联线和日月联线正好成直角时，我们正好可以看到月球被太阳直射的部分的一半，这就是弦月（半月，因为月球亮部的圆弧如同弓柄，近似直线的黑影边缘如弓箭的弦，故得名）。\n月相的更替周期是29.53日，称为一个朔望月，它是历法中历月和星期的来源。这个时间比月球公转的时间（恒星月）要长，因为当月球绕地球公转时，地球也在绕太阳公转，一个朔望月月球大约要绕（360+360*29.53/365.24）=389.11度（公转只绕360度）。所以一恒星月大约为29.53 * 360 / 389.11 = 27.32天。\n月相不包括由于地球遮住太阳所造成之月食。月球绕地球公转的轨道面（白道面）与地球绕太阳公转的轨道面（黄道面）之间有5度夹角，因此新月或满月时月地日之间往往并非完全是一条直线。当月地日之间完全是一条直线时就可以观察到日食（新月时）或月食（满月时）。正是由于这5度的倾斜，每月都有朔和满月然而并非每月都有月蚀和日食。\n对地球中低纬度区的观察者来说，月球永远是���升西落，北半球月球中天方位偏南，而南半球则偏北；而月升至月落大约都是半日的时间，但若月亮在天空的期间是白昼，则通常很难被注意到。这是因为地球由西向东自转，大多数相对静止的天体从地球观之皆为东升西落，且每日地球上任一点（极地除外）向着和背着该天体的时间都约为地球自转周期（一日）的一半，因此其从东升到西落的时间即为半日。地球自转比月球公转快27倍以上，故姑且可视月球为相对地球静止的星体来考虑。\n\n 在北半球看见的月相，在南半球看见的每一个都会是左右倒置的。\n月相的名称\n月球在各个阶段的相位，依照下列的顺序皆有特定的名称：(因为月球轨道较接近黄道而非赤道，故下表南北半球的分界严格来说以黄道为分割)\n(1)新月（朔月）\n在北半球，肉眼完全不可见，因为月球完全在太阳的阴影内（只由地照发光，需要专门观测方可识别 ) 0%\n在南半球，肉眼完全不可见，因为月球完全在太阳的阴影内（只由地照发光，需要专门观测方可识别 ) 0%\n(2)眉月（娥眉月或蛾眉月）\n在北半球，右侧的1–49%可见，早上较后时间到黄昏后\n在南半球，左侧的1–49%可见，早上较后时间到黄昏后\n(3)上弦月\n在北半球，右侧的50%可见，下午和傍晚\n在南半球，左侧的50%可见，下午和傍晚\n(4) 盈凸月\n在北半球，右侧的51–99%可见，下午较后时间和晚上大部分时间\n在南半球，左侧的51–99%可见，下午较后时间和晚上大部分时间\n(5) 满月（望月）\n在北半球，肉眼完全可见 100%，日落到日出（整晚）\n在南半球，肉眼完全可见 100%，日落到日出（整晚）\n(6) 亏凸月\n在北半球，左侧的99–51%可见，晚上大部分时间和清晨\n在南半球，右侧的99–51%可见，晚上大部分时间和清晨\n(7)下弦月\n在北半球，左侧的50%可见，晚上较后时间和早上\n在南半球，右侧的50%可见，晚上较后时间和早上\n(8)残月\n在北半球，左侧的49–1%可见，黎明前到下午早段\n在南半球，右侧的49–1%可见，黎明前到下午早段\n\n\n\n\n\n眉月\n\n\n\n\n\n\n上弦月\n\n\n\n\n\n\n盈凸月\n\n\n\n\n\n\n满月\n\n\n\n\n\n\n亏凸月\n\n\n\n\n\n\n下弦月\n\n\n\n\n\n\n残月\n\n\n\n\n当太阳和月球对齐在地球的同一侧，月球是朔，而月球朝向地球的是未被阳光照亮的一侧。当月球的亮面渐增（从地球看见的明亮表面逐渐增加），月相的变化依序是朔、新月、眉月、上弦月、盈凸月、和望（满月）的相位，然后成为亏凸月、下弦月、残月和晦。虽然眉月较为普通与常见，但眉月和残月的位置是互换的，上弦月和下弦月有时也被称为半月。\n值得注意的是，从中文的语源上来说，上弦月是指农历每月“上旬”的弦月，而不是因月相为月亮开口朝上（即假想的弓弦在上）；下弦月是指农历每月“下旬”的弦月，也不是因月亮开口朝下（即弦在下）。实际上，上、下弦月的月相也不一定如此。不过，若在上半夜看到弦月，即可肯定其为上弦月；若在下半夜看到弦月，即可肯定其为下弦月，但这并非其名称典故。\n当一个被照亮一半的球体被从不同的角度观看时，可见到的被照明区域是一个被圆和椭圆（椭圆的长轴和圆的直径是一致的）的交集所定义的二度空间（平面）。如果半椭圆相对于半圆是凸出的，则这种形状是凸月（凸起朝外）；如果半椭圆相对于半圆是凹下的，则这种形状是眉月或残月（凹下朝内）。\n在北半球，如果月球的左边是黑暗的，则明亮的部份会逐渐增加，同时月球会逐渐凸起（朝向满月接近）。如果月球的右侧是黑暗的，则明亮的部份会逐渐缩减，同时月球会逐渐凹陷（朝向残月接近）。假设观测者是在北半球（面向南方），则月球逐渐增亮的部分永远都是右边的部分。\n另外月相除了偏左右之亮面以外，亦有偏上下亮面之变化。上下之变化以越接近赤道(严格来说是黄道)，越为明显。反之越接近南北极，越不会有偏上下之变化。以冬至夏至附近于赤道观测上弦月为例，12:00至18:00月球会亮上半面，18:00至00:00月球会亮下半面，18:00月亮位于观察者头顶正上方，上下左右无法定义。以冬至夏至附近于赤道观测下弦月为例，00:00至06:00月球会亮下半面，06:00至12:00月球会亮上半面，06:00月亮位于观察者头顶正上方，上下左右无法定义。\n\n月历\n历月的平均长度是一年的1/12，大约是30.4天左右，而月球相位（朔望月）的循环周期平均是29.53天。因此，月球相位的每个阶段在每个月平均都会持续的提前一天。如果你在一个月的每一天都拍摄月球的相位，从日落后的黄昏开���，然后每天延后约25分钟拍摄，然后在日出之前的凌晨结束，你可以创建出如同图示的2005年5月8日至2005年6月6日的完整月相复合图。但要注意在5月20日没有图像，因为在5月19日晚间的子夜之前拍了一张，而下一张在5月20日晚间的子夜之后，已经是5月21日才拍摄。同样的，如果你观察月历上月球出没的时间，有时候也有某一天会被跳过去（即当天没有月出或月没）。当月亮在升起的时间接近某一天的子夜之前，则下一次再升起时就会在第二天子夜之后而跳过了一天（月没和中天有是相同的状况）。这种跳过一天的现象是人为的历法造成的，并不是月球的行为古怪。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "朔", "content": "朔\n拼音：shuò　\n部首：月　\n总笔画：10　\n部外笔画：6　\n结构：左右　\n五笔：UBTE　\n倉頡：TUB　\n通用字　\n\n\n基本释义：\n\n\nshuò　\n\n\n\n农历每月初一：朔日。朔望（“朔日”和“望日”）。 \n\n始：“皆从其朔”。 \n\n北方：朔方。朔漠（北方沙漠地带）。朔气。朔土。\n\n\n\n\n便捷查询：\n\n\n同音查询： shuo 音汉字　shuò 音汉字　　同部首查询： 月部汉字　　同笔画查询： 10画汉字\n\n\n\n\n “朔”字书法作者：颜真卿\n “朔”字书法作者：王羲之\n “朔”字书法作者：王导\n目录\n\n1 朔 shuò\n2 《康熙字典》释义\n3 《说文解字》释义\n4 首字为“朔”的词语\n\n\n朔 shuò\n\n农历每月初一，地球上看不到月光，这种月相称作朔：朔日丨朔月丨朔望。\n\n北（方）：朔方丨朔风丨朔气。\n\n\n《康熙字典》释义\n　　【辰集上】【月字部】　\n　　〔古文〕??【唐韻】所角切【集韻】【韻會】【正韻】色角切，??音槊。【說文】月一日始蘇也。【白虎通】朔之言蘇也。明消更生，故言朔。【書·舜典】正月上日。【傳】上日，朔日也。【疏】月之始日謂之朔日。【周禮·春官·大史】頒告朔于邦國。【註】天子頒朔於諸侯，諸侯藏之祖廟。·至朔朝於廟，告而受行之也。【禮·玉藻】聽朔於南門之外。　又【儀禮·大射禮】朔鼙。【註】朔，始也。　又【禮·禮運】皆從其朔。【註】朔，亦初也。　又【玉篇】北方也。【書·堯典】宅朔方曰幽都。【傳】北稱朔。【疏】朔，北方也。舍人曰：朔，盡也。北方萬物盡，故言朔也。 \n\n《说文解字》释义\n　　【卷七】【月部】 编号：4290\n　　朔，[所角切 ]，月一日始蘇也。从月屰聲。\n\n首字为“朔”的词语\n　　朔方　　朔风　　朔漠　　朔气　　朔日　　朔望　　朔野　　朔月　　朔北　　朔鄙　　朔边　　朔飙\n　　朔部　　朔参官　　朔策　　朔吹　　朔垂　　朔旦　　朔党　　朔奠　　朔法　　朔鼓　　朔管　　朔光\n　　朔河　　朔晦　　朔客　　朔门　　朔蓬　　朔鼙　　朔禽　　朔塞　　朔食　　朔数　　朔庭　　朔途\n　　朔涂　　朔土　　朔望月　　朔雪　　朔雁　　朔易　　朔裔　　朔牖　　朔云　　朔政　　朔州市\n\n\n\n▍汉语拼音音节索引　　▍部首检字表　　▍笔画检字表：1－8画，9－13画，14－16画，17－48画　　▍常用字表　　▍通用字表　　▍通用规范汉字表：一级字表，二级字表，三级字表"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "望", "content": "望　(琞 朢 望) 【异体 古文】\n拼音：wànɡ　\n部首：王　\n总笔画：11　\n部外笔画：7　\n结构：上下　\n五笔：YNEG　\n倉頡：YBHG　\n常用字　\n\n\n基本释义：\n\n\nwànɡ\n\n\n\n看，往远处看：～见。眺～。张～。～尘莫及（喻远远落后）。～风捕影。\n\n拜访：看～。拜～。探～。\n\n希图，盼：期～。欲～。喜出～外。\n\n人所敬仰的，有名的：～族。名～。声～。威～。\n\n向，朝着：～东走。\n\n月圆，农历每月十五日前后：～日。\n\n埋怨，责备：怨～。\n\n姓。\n\n\n\n\n便捷查询：\n\n\n同音查询： wang音汉字　wànɡ音汉字　　　同部首查询： 王部汉字　　同笔画查询： 11画汉字\n\n\n\n\n “望”字书法作者：苏轼\n “望”字书法作者：王献之\n “望”字书法作者：王羲之\n目录\n\n1 望(朢) wànɡ\n2 《康熙字典》释义\n3 《说文解字》释义\n4 百科条目\n5 首字为“望”的词语\n\n\n望(朢) wànɡ\n\n<本义> 远望：遥望丨举头望明月丨登高远望丨一望无际。\n\n\n\n遥祭，指古代帝王祭祀山川、日月、星辰：望祀(古代遥祭山川地袛之礼)丨望拜(遥望拜祭)丨望表(古代祭祀山川时所立的木制标志)。\n\n希望，期望：望岁(盼望丰收)丨望祈(盼望)丨盼望丨大失所望。\n\n向高���看：望月(仰望天上的月亮)丨望云(仰望白云)丨望视(仰视，远视)丨望慕(仰慕)。\n\n察看：望色(看人的气色)。\n\n看望：探望丨拜望。\n\n接近：望七(将至七十岁)丨望秋(临近秋天)。\n\n名望，好名声：望尊丨望轻(声望低微)丨望重(名望大)丨望臣(有威望的大臣)丨望雅(声望清高)丨声望丨德高望重。\n\n怨：怨望。\n\n望日。夏历每月十五，天文学上指月亮圆的那一天：望夜(农历十五日之夜)。\n\n酒店的招帘，即酒望：望子丨望竿(悬挂酒招的旗竿)。\n\n<介词><口语> 向，对着：望前走丨他望我点点头丨望他笑了笑。\n\n姓。\n\n\n《康熙字典》释义\n　　【辰集上】【月字部】　\n　　〔古文〕??【唐韻】【正韻】巫放切【集韻】【韻會】無放切，??音??。【說文】出亡在外，望其還也。从亡，朢省聲。【釋名】望，惘也，視遠惘惘也。【詩·邶風】瞻望弗及。　又【詩·大雅】令聞令望。【疏】爲人所觀望。　又【孟子】望望然去之。【趙岐註】慚愧之貌也。【朱傳】去而不顧之貌。　又【博雅】覗也。【韻會】爲人所仰曰望。又責望。又怨望。　又祭名。【書·舜典】望于山川。【傳】皆一時望祭之。【公羊傳·僖三十一年】望者何，望祭也。　又【廣韻】【集韻】【韻會】武方切【正韻】無方切，??音亡。義同。【詩·小雅】萬夫所望。【釋文】協韻音亡。　又【釋名】月滿之名也。月大十六日，小十五日。日在東，月在西，遙在望也。【易·小畜】月幾望。【左傳·桓三年疏】月體無光，待日照而光生，半照卽爲弦，全照乃成望。　【韻會】从壬，譌从王。【說文】日月之望作朢，瞻望之望作望。今通作望，而古文制字之義遂亡。 \n\n《说文解字》释义\n　　【卷十二】【亡部】 编号：8370\n　　望，[巫放切 ]，出亡在外，望其還也。从亡，朢省聲。\n\n百科条目\n\n望果节　望都汉墓壁画　望夫云　望加锡人　望门居　望厦条约　望诊\n\n\n首字为“望”的词语\n　　望风　　望远镜　　望巴巴　　望拜　　望板　　望版　　望表　　望参　　望参官　　望察　　望潮　　望尘\n\n首字为“望”的成语\n\n　　望尘而拜　　望尘莫及　　望穿秋水　　望而却步　　望而生畏　　望风而靡　　望风而逃　　望风披靡　　望梅止渴\n　　望文生义　　望眼欲穿　　望洋兴叹　　望子成龙　　望子成名　　望表知里　　望尘拜伏　　望尘奔北　　望尘奔溃\n　　望尘不及　　望尘靡及　　望尘僄声　　望尘追迹　　望啜废枕　　望帝啼鹃　　望风捕影　　望风承旨　　望风而遁\n　　望风而降　　望风而溃　　望风而走　　望风瓦解　　望风希旨　　望风希指　　望风响应　　望峰息心　　望衡对宇\n　　望空捉影　　望梅阁老　　望梅消渴　　望门投止　　望其肩背　　望其肩项　　望其项背　　望秋先零　　望文生训\n　　望屋而食　　望屋以食　　望杏瞻蒲　　望杏瞻榆　　望岫息心　　望眼将穿　　望洋而叹　　望洋惊叹　　望云之情\n\n\n\n▍汉语拼音音节索引　　▍部首检字表　　▍笔画检字表：1－8画，9－13画，14－16画，17－48画　　▍常用字表　　▍通用字表　　▍通用规范汉字表：一级字表，二级字表，三级字表"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "上弦", "content": "上弦（汉语拼音：shàng xián），发生于新月以后的月相。月球在太阳之东90°时，在地球上看到的月球西边的一半(右半圆)。发生在夏历每月初七或初八。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "下弦", "content": "下弦（汉语拼音：xià xián），农历每月二十二日或二十三日，太阳跟地球的联线和地球跟月亮的联线成直角时，在地球上看到月亮呈\"D\"字形，这种月相称下弦。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "月龄", "content": "月龄（汉语拼音：Yueling；英语：Moon's age），从新月起算各种月相所经历的天数，并以朔望月的近似值29.5日为计算周期。这与中国农历中的月长相同，因此两者大体相吻，如新月、上弦、满月、下弦的月龄分别约为0、7.4、14.8及22.1日，在农历中基本上是初一、初七、十五(或十六)、廿二(或廿三)前后。当然由于朔望的实际变化周期长为29.53059日，月球和太阳的视运动时快时慢、白道与黄道有交角且在变化，因此月相的准确月龄需要查阅专门的资料。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "月质学", "content": "月质学（汉语拼音：Yuezhixue；英语：Selenotectonics��，研究月球的物理特性、物质结构、化学组成、地质构造及其起源和演化的天文学分支学科。诞生于20世纪50年代末。1959年苏联月球2号在月面硬着陆，月球3号揭开月背的奥秘使这新兴学科有了研究的可能。在1966～1976年，苏联和美国分别有8个和5个探测器在月面软着陆，美国的阿波罗飞船6次将12人送上月面，这些都大大推动了月质学的飞速发展。宇航员在月球上开井挖沟、制造月震 、采集岩石与土壤，放置各种仪器，进行了几十项科学实验。基本上探明了月面各种地形的生长年代及演化历史，发现了60多种矿物，其中6种是地球上不存在的，还发现了只有正面才有的12个质量瘤(或称月瘤)，也分析了月球内部的分层结构，对月球的起源也提供了可靠的科学依据。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "火星", "content": "火星的真实色彩影像，2007年2月由罗塞塔号拍摄.jpg\n 海盗号轨道飞行器拍摄的水手号峡谷和火星图像的拼接图。NASA/JPL-Caltech\n火星（拉丁语：Mars；天文符号：♂），太阳系八大行星中距离太阳排名第四的行星.从地球上看，颜色最红的行星。距离太阳大约1.6个天文单位，公转周期大约相当于地球上的2个年。从地球上看火星的最大亮度为–2.91个视星等，从地球上看火星的最低亮度为1.84个视星等。中国古代称“荧惑”，西汉之后始称火星。 \n西方称火星为玛尔斯，是罗马神话中的战神，所以在英语中，火星是罗马战神的意思，通常被称为“红色星球”；古汉语中则因为它荧荧如火，位置、亮度时常变动让人无法捉摸而称之为荧惑。火星是太阳系的八大行星中第二小的行星，其质量、体积仅比水星略大。火星的直径约为地球的一半，自转轴倾角、自转周期则与地球相当，但绕太阳公转周期是地球的两倍。在地球上，火星肉眼可见，亮度可达-2.91，只比金星、月球和太阳暗，但在大部分时间里比木星暗。火星距离地球最近在5400万公里（最远达4亿公里，探测器需飞行约7个月抵达火星）。\n火星大气以二氧化碳为主，既稀薄又寒冷，其表面特征让人联想起月球上的撞击坑，以及地球上的山谷、沙漠和极地冰盖。英语中，通常被称为红色星球。是因为火星在视觉上呈现为橘红色是因为地表广泛普遍的分布着氧化铁的造成的，它使火星呈现出一种红色的外观，在肉眼可见的天体中独具一格。火星地表沙丘、砾石遍布且没有稳定的液态水，火星南半球是古老、充满陨石坑的高地，北半球则是较年轻的平原。\n火星已被无人飞船探索。1964年11月28日，由NASA发射的水手4号是第一个访问火星的航天器，于1965年7月15日最接近该行星。苏联火星3号飞船于1971年12月实现了软着陆，但着陆后秒数内失去了联系。欧洲空间局第一批访问火星的火星快车号于2003年12月25日到达轨道。2014年9月24日，印度空间研究组织成为第四个访问火星的太空机构，当时它的星际飞行任务火星轨道探测器抵达轨道。\n火星有两个天然卫星：火卫一和火卫二，形状不规则，可能是捕获的小行星。火星目前有七艘的探测船在轨道中运行，分别是美国的火星奥德赛号、火星快车号、火星侦察轨道器、MAVEN轨道器、印度的火星轨道探测器、阿联酋的希望号与及中国的天问一号，地表还有许多火星车和着陆器，包括两台火星车：好奇号及毅力号，固定式登陆探测器洞察号，和已经结束任务的旅居者号、精神号、凤凰号和机会号、还有首架火星无人飞机机智号。根据探测的证据，火星两极有冰冠覆盖，亦观察到季节性的水气，与及类似地下水涌出的现象，而过往的火星亦可能覆盖大面积的海洋、湖泊及河流。火星快车号和火星侦察轨道器的雷达资料显示两极和中纬度地表下存在大量的水冰。\n2008年7月31日，凤凰号直接于表土之下证实水冰的存在。\n2013年9月26日，火星探测车好奇号发现火星土壤含有丰富水分，大约为1.5至3重量百分比，显示火星有足够的水资源供给未来移民使用。2015年9月证实火星有间歇流动的液态水（液态盐水）。\n2018年7月25日，意大利航天局宣布，在火星冰盖之下发现一个直径20公里的冰下湖。这是太空科学家在火星上探测到的首个大型液态水体。\n由于火星位于太阳系的宜居带，同时有更多证据证明火星曾拥有类似地球的环境，与及丰富的资源，故此火星成为各国研究的重点，其中美国及中国已有载人登陆火星的计划，长远在火星建立基地。\n\n 美国宇航局好奇号火星探测器在盖尔陨石坑的自拍像。NASA/JPL-Caltech/MSSS\n “好��号”火星车的桅杆照相机拍摄了火星探测器穿过沙丘时留下的车辙。JPL-Caltech/MS\n目录\n\n1 名称\n2 公转和自转\n3 表面特征\n4 内部结构\n5 物理特征\n\n5.1 地质\n5.2 地理与命名\n5.3 大气\n5.4 水文\n\n\n6 运动规律\n7 卫星\n8 观测探测\n\n8.1 古代\n8.2 近代\n\n\n9 火星生命\n10 相关文化及网络用语\n11 参见\n\n\n名称\n\n古中国：取其“荧荧如火、亮度与位置变化甚大使人迷惑”之意，命名“荧惑”。《尚书·舜典》记载：“在璿玑玉衡以齐七政。”孔颖达疏：“七政，其政有七，于玑衡察之，必在天者，知七政谓日月与五星也。木曰岁星，火曰荧惑星，土曰镇星，金曰太白星，水曰辰星。”今日则取名“火星”。\n\n古希腊：因火红之色而取名“Ares”（音：阿瑞斯），源自希腊神话的战神，天神宙斯的儿子阿瑞斯（希腊语：Ἀρης）。\n\n古罗马：因火红之色而取名“Mars”（音：马尔斯），源自罗马神话的战神玛尔斯（拉丁语：Mars）。\n\n\n公转和自转\n火星与太阳之间平均距离为1.523 7天文单位(AU)。火星公转轨道的偏心率较大，e为0.09。与太阳距离的变化幅度是：近日距1.38AU，远日距1.67AU。与地球距离的变化幅度更大：近地距0.38AU，远地距2.67AU。所以，火星的亮度能从最近时的−2.9视星等变到最暗时的+1.8视星等，二者相差约75倍。火星的反照率很小，为0.16，低于金星(0.72)和地球(0.39)，仅略高于水星(0.06)。公转轨道面与黄道面的倾角为1.85°，所以火星总是在地球的夜空沿着天球上黄道运行。公转的平均轨道速度24.13千米/秒。公转周期686.9个地球日，略小于两个地球年。火星的赤道与公转轨道的倾角25.19°，和地球的黄赤交角23.45°近似，所以火星也有类似的四季现象，只是每季的长度要比地球的长出约一倍。每当地球运行到太阳和火星轨道之间，太阳和火星的黄经相差180°之际，称为火星冲日。此刻的火星方位称为冲。地球每隔764～806日，平均780日，一遇火星冲日，此时火星距地球较近，可从日落到日出整夜呈现在星空，是观测最佳时候，亮度约是天狼星的3.5倍。若冲日时火星位于近日点，称为大冲，约隔15～17年一遇。最近的一次大冲在2003年8月29日。若大冲时又逢地球位于远日点，此时地球和火星的距离最近，称为最近距大冲，为难得一遇的罕见天象。\n\n表面特征\n17世纪下半叶，在天文望远镜的光学质量逐步改善的条件下，目视测绘火星表面结构成为天文学家如C.惠更斯、G.D.卡西尼、F.马拉蒂、F.W.赫歇耳的一项观测课题。他们根据表面的固定标识测定自转周期，研究极冠的季节消长，记录偶现的大气现象等。近代观测始于1877年，那年正逢难得一见的最近距大冲。意大利天文学家G.V.斯基亚帕雷利在他目测手绘的星面图上，除了标有前人记录下的类似月面结构的“大陆”、“低地”、“高原”、“洋”、“海”、“山”、“岛屿”、“港湾”等称谓外，还有他观测到的分布在火星表面的“线条”。由于观测报告的意大利文本中的英文译文的差错，意文的“线条”误成英文的“运河”。从此，引发了火星有智能社会并居有火星人的遐想，并在随后的几十年内出现了诸如火星生物学、火星植物学的研讨。直到20世纪上半叶的地基照相观测和下半叶的空间就近摄像，才最终地确认曾目视得见的“线条”或“运河”完全是视觉效应，根本不存在。空间勘测指出，和地球相比，火星具有更为险峻的地貌，地表的高低差一般为5～10千米。遍布环形山，但数目要比月球少得多。南半球密集古老的高低环形山，而北半球较多的则是年轻的火山熔岩平原，南北的平均高差约3千米。火星最大的五个环形山都是火山起源而非陨击坑。奥林波斯火山是太阳系天体上第一大的环形山，高27千米，直径550千米，火山喷口跨径90千米，中深3千米，周壁高6千米。火星有太阳系天体上最长、最深的大峡谷，长达3 000千米，深8千米。赤道附近有一巨型隆起地带，长8 000千米，高10千米。赤道地区还遍布既长又深的干涸河床。 \n\n内部结构\n作为一个类地行星，也和地球同样有壳、幔和核三个层分。对它们的认知和推论，主要取自环火星飞行器的勘测、火星的陨星成分分析，以及“海盗”号安放的两台测震仪的实测。表壳平均厚度40～150千米，含硅、铝和镁。地幔厚度1 500～2 100千米，比地球厚。内核半径1 300～2 000千米，为火星半径的38％～59％，主要成分可能是硫化铁。\n\n物理特征\n 火星直径约为地球的一半\n以直径、质量、表面重力来说，火星约介于地球和月球中间：火星直径约为地球的一半、月球的两倍，质量约为地球的九分之一、月球的九倍，表面重力约为地球的38%、月球的2.4倍。火星体积约为地球的15%，质量约为11%，表面积略小于地球陆地面积，密度则比其他三颗类地行星还要小很多。2012年8月，加利福尼亚大学洛杉矶分校的教授尹安在分析了100张来自火星勘测轨道飞行器的卫星图片后发现，火星有类似地球主要板块划分的构造特点。\n长期观测火星发现，南半球地势比北半球高，北极盆地显示有过大撞击，推论约45亿年前遭冥王星大小天体撞击之后，不但形成火卫一和火卫二，亦逼使内核热能散溢出上地幔、内部搅拌逐渐停止，无法以发电机原理持续对流生成磁场。由于火星比地球小，相对表面积与体积成反比而较大，因此火星核心也冷却得比地球的快，地质活动趋缓，磁场和板块运动消逝，太阳风带走大气变薄导致气压偏低，而造成液态水在低温就会沸腾、无法稳定存在。\n\n地质\n 古瑟夫撞击坑充满沙石的地表\n Endurance撞击坑中的沙丘\n火星基本上是沙漠行星，地表沙丘、砾石遍布，没有稳定的液态水体。二氧化碳为主的大气既稀薄又寒冷，沙尘悬浮其中，每年常有尘暴发生。与地球相比，地质活动不活跃。\n火星地表地貌大部份于远古较活跃的时期形成，充满撞击坑，有密布的陨石坑、火山与峡谷，包括太阳系最高的山：奥林帕斯山和最大的峡谷：水手号峡谷。另一个独特的特征是南北半球的明显差别：南方是古老、充满陨石坑的高地，北方则是较年轻的平原，两极皆有主要以水冰组成的极冠，而上覆的乾冰会随季节消长。\n基于撞击坑密度的撞击坑计数法可判别出地表年龄：撞击坑大而密集处较老，反之则年轻，进而将地质年代分为四个阶段：前诺亚纪、诺亚纪、赫斯珀利亚纪和亚马逊纪。前诺亚纪没有留下实质地表，此时地形南北差异形成，有全球性磁层；诺亚纪有大量陨石撞击，火山活动旺盛，可能有温暖潮湿的大气、河川和海洋，侵蚀旺盛，但到末期这些活动已减弱很多；赫斯珀利亚纪，火山活动仍然继续；亚马逊纪则是大气稀薄乾燥，以冰为主要活动，如极冠、冰冻层、冰河，并有周期性变迁，沟壑也是这时期形成，火山活动趋缓并集中在塔尔西斯与埃律西昂。\n现今火星风成地形遍布，如吹蚀、磨蚀等风蚀作用，和沙尘遇地形阻碍而填积、侵积等风积作用。前者形成如广泛分布于梅杜莎槽沟层的风蚀脊，后者则如大瑟提斯高原上撞击坑下风处的沙尘堆积，和撞击坑中常见的沙丘。\n\n地理与命名\n 火星地形图，中央为东经180度。低到高顺序为蓝、绿、黄、红到最高的白。\n火星和地球一样拥有多样的地形，有高山、平原和峡谷。\n由于重力较小等因素，地形尺寸与地球相比亦有不同的地方。\n南北半球的地形有着强烈的对比：北方是被熔岩填平的低原，南方则是充满撞击坑的古老高地，而两者之间以明显的斜坡分隔；火山地形穿插其中，众多峡谷分布各地，南北极有以水冰与干冰组成的极冠，而风成沙丘广布整个星球。随着卫星拍摄的越来越多，更发现很多耐人寻味的地形景观。\n20世纪早期地面以无线电波测量火星地形。1976年海盗号进行的地形测量，发现了峡谷和南北半球的巨大差异，而衍生出北方平原本是海洋的假说。火星全球勘测者自1999年起以激光进行更精确的地形测量，得出目前使用的全球地形图，以火星大地水平面（Areoid）为基准，最高点在奥林帕斯山，高21,229公尺；最低点在希腊平原，低于基准8,200公尺。\n现在很多探测器如火星勘察卫星、火星快车号和火星探测漫游者运用航照图的地形判别方法，以视差法来测量区域地形，并制成高解析度立体照片。\n火星的经度坐标采用东经0至360度，不是地球的东西经各180度。\n来自火星奥德赛号上热辐射成像系统（THEMIS）的影像显示阿尔西亚山北坡有七个可能的深洞，照片中光线无法抵达底部，推测底部可能更深、更宽，可能免受微陨星、紫外线、太阳闪焰和其他高能粒子的侵害，可能是未来寻找液态水或生命痕迹的可行地点。但后来火星勘察卫星的更高解析度HiRISE影像部分推翻了之前猜测，认为只是光线角度造成深不见底的样子。\n\n大气\n 由太空所见的火星稀薄且充满尘埃的红色大气层。左下方是阿尔及尔平原。\n火星大气层相对较薄，平均地表气压只有6百帕，约为地球表面气压的0.6%，相当于地球表面算起35公里高的气压，如此低的气压使声音传播的距离只有在地球上的1.5%。��着季节的变化，火星气压变化可达20%。火星大气层按高度可分为低层大气、中层大气、上层大气和外气层。其中低层大气由于气悬微尘与地表的热，这部份相对温暖；中层大气存在有高速气流；上层大气（或热气层）温度很高，大气分子也不再像下层那样分布均匀；外气层高度在200公里以上，大气渐渐过度到太空，无明显外层边界。\n火星大气成分为95%的二氧化碳，3%的氮气，1.6%氩气，很少的氧气、水气等，亦充满着很多悬浮尘埃，吸收蓝光使天空成黄褐色。\n2003年火星大冲时地面望远镜在大气中发现了甲烷；2004年3月，火星奥德赛号确认了这一发现。由于甲烷易被紫外线分解，存在甲烷表示现在或者最近几百年内在火星上存在制造甲烷的来源，火山作用、地质作用、彗星或小行星撞击甚至生物来源如甲烷古菌等都有可能。\n2013年9月19日，根据从好奇号得到的进一步测量数据，NASA科学家报告，并没有侦测到大气甲烷（atmospheric methan）存在迹象，测量值为0.18±0.67 ppbv，对应于1.3 ppbv上限（95%置信限），因此总结甲烷微生物活性概率很低，可能火星不存在生命。但是，很多微生物不会排出任何甲烷，仍旧可能在火星发现这些不会排出任何甲烷的微生物。\n由于火星比地球离太阳远，日射量较少，表面温度应较低，计算值约210K，但实际观测地表平均约240K，则是因为大量的二氧化碳所造成的温室效应。由于大气层很薄，无法保留很多热，使地表日夜温差很大，某些地区地表温度白天可达28℃，夜晚可低至-132℃，平均-52℃。火星大气环流主要为单胞环流，由赤道相对热空气上升，漂至极区下沉，再沿地面回到赤道。另外，在火星的北半球，极冠的二氧化碳升华进入大气，使气压升高；而南半球由于二氧化碳凝华，气压下降，由于进出大气的二氧化碳量高达25%，造成南北压力差，空气便倾向由高压的夏半球流向低压的冬半球，形成另一依季节而变向的环流。因此火星的天气系统趋向成为全球性的，例如尘暴。\n火星天气重复次数较高，比地球容易预测。如果一个气象事件在一年的特定时间中发生，可提供的资料（相当稀疏）指出，很可能在下一年几乎同一个位置再发生一次，误差最多一个星期。2008年9月29日，凤凰号拍下了降雪事件，是在接近凤凰号登陆地点附近海姆达尔撞击坑之上，高 4.5 公里的云降雪。这次降水在到达火星表面时就已蒸发，这现象称为幡状云。火星上的风速要超过地球100倍。\n\n水文\n 北极初夏的冰盖（1999年）\n 南极仲夏的冰盖（2000年）\n火星地表遍布着流水的遗迹，有些是洪水刻画而成，有些则是降雨或地下水流动而形成，但多半年代久远。冲蚀沟（gullies）则是另一类规模较小的地形，但形成年代十分年轻，常分布于撞击坑壁，型态多样。关于成因有两派说法，一派认为是由流动的水造成，另一方则认为是凹处累积的乾冰促使了松软物质滑动。\n火星南北极有明显的极冠，曾被认为是由乾冰组成，但实际上绝大部分为水冰，只有表面一层为乾冰。这层乾冰在北极约1公尺厚，在南极则约8公尺厚，是冬季时凝华而成，到夏季则再度升华进入大气，不过南极的乾冰并不会完全升华。夏季仍存在的部分称为永久极冠，而整体构造称做极地层状沉积（Polar Layered Deposits），和地球南极洲与格陵兰冰层一样为一层层的沉积构造。北极冠宽达1,100公里，厚达2公里，体积82.1万立方公里；南极冠宽达1,400公里，最厚达3.7公里，体积约1.6百万立方公里。两极冰冠皆有独特的螺旋状凹谷，推论主要是由光照与夏季接近升华点的温度使沟槽两侧水冰发生差异融解和凝结而逐渐形成的。\n2011年由火星勘察卫星的浅地层雷达发现南极冠有部分原本认为是水冰的地层其实是乾冰，所含二氧化碳量相当于大气含量的80%，这比以往认为的要多很多。根据此的模拟结果，十万年一周期的气候变迁中借由乾冰升华、凝结，大气总质量的变化幅度会达数倍。由这些乾冰沉积上方地表的下陷与裂隙判断，乾冰正在慢慢升华。\n\n 一处疑似冰河的地形\n自海盗号即发现，火星北半球中纬度有几处峡谷底含有条纹流动状的地表特征，但不确定是富含冰的山崩、含冰土的流动或是尘砾覆盖的冰河。但根据更新任务的资料与比对地球的相关地形，支持这些是冰河，且推测是自转轴倾角较大时的气候状态下所累积的。\n由火星奥德赛号X射线光谱仪的中子侦测器得知，自极区延伸至纬度约60°的地方表层一公尺的土壤含冰量超过60%，推论有更大量的水冻��厚厚的地下冰层（cryosphere）。\n另外一个关于火星上曾存在液态水的证据，就是发现特定矿物，如赤铁矿和针铁矿，而这两者都需在有水环境才能形成。\n对于于火星上有冰存在的直接证据在2008年6月20日被凤凰号发现，凤凰号在火星上挖掘发现了八粒白色的物体，当时研究人员揣测这些物体不是盐（在火星有发现盐矿）就是冰，而四天后这些白粒就凭空消失，因此这些白粒一定升华了，盐不会有这种现象。2008年7月31日，美国航空航天局科学家宣布，凤凰号火星探测器在火星上加热土壤样本时鉴别出有水蒸气产生，从而最终确认火星上有水存在。\n2013年9月26日，美国航空航天局科学家报告，火星探测车好奇号发现火星土壤含有丰富水分，大约为1.5至 3重量百分比，显示火星有足够的水资源供给未来移民使用。\n2015年9月28日，美国航空航天局宣布，在火星上发现液态的盐水。根据火星勘测轨道飞行器配备的光谱仪获得的数据，研究人员在火星的神秘斜坡上发现了水合矿物。这些暗色条纹表明火星地表随时间变化有流水存在。在较温暖的季节，这些线条的颜色变得更深，表明水流在斜坡上出现，在较冷的季节，这些地表特征变浅。在火星的部分地区，最高温度可以达到摄氏零下23度，此时深色线条最明显。\n2018年7月25日，据意大利媒体报道，该国科学家在火星上首度发现一个地下液态水湖。该研究称，“火星地下及电离层高级探测雷达”在火星南极冰层下1.5千米处发现一个大型液态水湖，里面含有盐。湖的直径约为20千米，温度至少为零下10度。\n\n运动规律\n 火星与地球的轨道与季节长度比较。\n火星与太阳平均距离为1.52AU，公转周期为1.88地球年，687地球日，或668.6火星日。火星公转轨道和地球的一样，受太阳系其他天体影响而不断变动。轨道离心率有两个变化周期，分别是9.6万年和210万年，于0.002至0.12间变化；而地球的是10万年和41.3万年，于0.005至0.058间变化（见米兰科维奇循环）。\n火星日平均为24小时39分35.244秒，或1.027地球日。火星目前自转轴倾角为25.19度，和地球的相近，但可在13度至40度间变化，周期为一千多万年，不像地球的稳定处于22.1和24.5度间，是因为火星没有如月球般的巨大卫星来维持自转轴。由于没有大卫星的潮汐作用，火星自转周期变化小，不像地球的会被慢慢拉长。\n火星自转轴有明显倾斜，日照的年变化形成明显的四季变化，而一季的长度约为地球的两倍。由于火星轨道离心率大，为0.093（地球只有0.017），使各季节长度不一致，又因远日点接近北半球夏至，北半球春夏比秋冬各长约40天。2009年10月26日为北半球春分，2010年5月13日为夏至，目前北半球处春季。虽然火星没有地球般受海洋影响的复杂气候，但仍有以下特殊之处：火星轨道离心率比地球大，造成日射量在一年当中变化更大，位于近日点时，南半球处夏季，比北半球远日点夏季所造成的升温更强；随季节交替，二氧化碳和水气会升华和凝结而在两极冠间迁移，驱动大气环流；地表反照率特征，因颜色深浅和沙、岩性质差异而造成的容积热容不同，可影响大气环流；易发生的尘暴会将沙尘粒子卷入高空，沙尘粒子吸收日光与再辐射会使高层大气增温，但遮蔽天空的沙尘会使地表降温；自转轴倾角和轨道离心率的长期变化则造成了气候的长期变迁。火星表面的平均温度比地球低30度以上。\n目前火星与地球最短距离正慢慢减小。当地球与火星之间的距离最小时，称为火星冲日。火星相邻两次冲日的时间间隔约为779天，最近一次出现在2018年7月27日，下一次火星冲日将出现在2020年10月13日。当地球与太阳和火星连成一线时，在火星上便可看到地球凌日，在太阳的位置可看到地球的黑点通过，同理还有水星凌日 (火星)，在地球上则不会看到火星凌日。\n\n卫星\n 火卫一（左）和火卫二（右）大小比较（合成图）。\n火星有两个天然卫星——火卫一（Phobos）与火卫二（Deimos），最长直径各为27公里和16公里，形状不规则并充满撞击坑，以近圆形的轨道于接近火星赤道面处公转。它们虽然很小，但由于接近火星，使火卫一从火星上看约有满月直径的二分之一至三分之一大，而视星等火卫一可达-7，火卫二可达-5，白天可能可见。和月球一样，这两颗卫星都被火星潮汐锁定，因此他们总是以一面对着火星。火卫一的公转周期比火星自转更快，所以在火星上来看是西升东落的，且只花了约4个小时；而火卫二的公转周期只比火星自转慢一些，东升西落要��约2.4个火星日。因为火卫一离火星很近，火星的潮汐力会慢慢但稳定地减小它的轨道半径，预计再过约760万年，火卫一将因轨道低于3620公里，也就是火星的洛希极限而被瓦解。另一方面火卫二因为离火星足够远，所以它的轨道反而正在慢慢地被推进。\n两卫星可能是捕获的小行星，但新研究认为可能是撞击事件、或原本的卫星被火星潮汐力拉碎后，由散布轨道上的岩屑再度吸积而形成。\n两颗卫星是在1877年被阿萨夫·霍尔发现的，以希腊神话中的福波斯和得摩斯命名，两者皆为战神阿瑞斯的儿子。\n\n观测探测\n古代\n火星的火红色，自古就吸引着人们，希腊人称为战神。此时火星观测和其他天体般，大部分是为了占星，而后渐渐涉及科学方面，如克卜勒探索行星运动定律时是依据第谷积累的大量而精密的火星运行观测资料。\n望远镜出现后，人们对火星可以进行更进一步的观测。使用望远镜观测星空的伽利略所见的火星只是一个橘红小点，然而随着望远镜的发展，观测者开始辨别到一些明暗特征。惠更斯依此测出火星自转周期约为24.6小时，而他亦为首次纪录火星南极冠的人。一开始由于各人各自观测，意见不一致，地名也未统一（例如用绘制者名字命名）。后来意大利的乔范尼·斯基亚帕雷利统合了各家说法而绘制了地图，地名取自地中海、中东等的地名和圣经等作为来源，而其余则依照旧有的观念：暗区被认为是湖（lacus）海（mare）等水体，如太阳湖、塞壬海、明显的暗大三角——大瑟提斯；而亮区则是陆地，如亚马逊。这个命名系统一直延续下来。\n当时，斯基亚帕雷利和同期观测者一样，观察到了火星表面似乎有一些从暗区延伸出的细线，因为对于暗区是水体的传统，这些细线命名为水道（canali）。而后来观察到暗区会在冬季时缩小、夏季时扩张，有人提出暗区是植物覆盖、而暗区的扩大缩小则是消长所引起的，改变以往认为暗区是水的说法。帕西瓦尔·罗威尔观察到并宣称那些“水道”其实是人工挖掘的“运河”，用来灌溉植物，因为水道应太细不可见，而看到的细线应是灌溉出的大片植物。风靡大众的火星科幻和火星人即源于此。不过这些细线大多已证明是不存在的，部分则是峡谷或陨石坑后延伸出的深色沙子。而火星表面颜色的改变则是因为沙被风吹移，或发生火星尘暴。\n到了太空时代，水手4号传回的充满陨石坑的火星照片粉碎了人们对火星文明的幻想，认为火星只是一处如月球般布满陨石坑的死寂星球。但随着往后水手9号等的巨大峡谷、火山和疑似流水遗迹的发现，火星的独特性、液态水和生命的可能又重新引起人们的兴趣。（见#近代探测）\n\n近代\n 海盗2号接近火星时所照，可见艾斯克雷尔斯山、水手号峡谷和覆霜的阿尔及尔平原。\n 海盗1号登陆器所摄地景\n苏联、美国、欧洲、日本、印度、中国 和阿拉伯联合大公国共已发射数十艘太空船研究火星表面、地质和气候，包括轨道卫星、登陆器和漫游车，但大约有三分之二的任务在完成前或刚要开始时就因种种原因而失败。目前将一公斤物体由地球地表送往火星平均要花费约30,900美元。\n1965年水手4号飞掠火星。1971年水手9号进入火星轨道，成为第一个环绕火星的探测船。1971年苏联火星计划火星2号的登陆器坠毁后数日，相同的火星3号的登陆器成功登陆火星，是第一个成功登陆火星的探测器，但登陆十几秒后随即失去联系。1975年NASA发射海盗号，包括两组轨道卫星和登陆器。海盗1号和2号轨道卫星各运作了六年和三年。两个登陆器皆于1976年成功登陆，并传送了第一张火星地景的彩色照片，而轨道卫星也绘制了很好的火星地图，甚至到今天都还在使用。\n1988年苏联发射弗伯斯1号、2号以探测火星和两个卫星。弗伯斯1号于抵达前失去联系，而弗伯斯2号虽然成功拍摄了火星和火卫一，但在放出两艘登陆器到火卫一前也失去联系。\n在1992年火星观察者失败后，NASA于1996年11月发射了火星全球勘测者。火星全球勘测者出色地完成任务，它在2001年完成了地图绘制的任务，并三次延长任务，直到2006年11月2日失去联系而结束，总计共花了10年在太空中工作。在火星全球勘测者发射一个月后，NASA发射了火星探路者，包括了一个登陆器和漫游车——旅居者号（Sojourner），于1997年7月登陆在阿瑞斯峡谷。这任务也很成功，而且也广为人知，其中的原因是因为传回了大量照片。\nNASA的火星勘测98计划于1998、99年发射了火星气候卫星与火星极地登陆者，前者预计研究气候、水与二氧化碳等，后者则预计于南极登陆，船上的搭载深空2号则计划于火星极地登陆者进入大气时与它分离，直接降落并穿入地表进行研究。但整个计划在2000年到达火星时失败。\nNASA于2007年8月发射凤凰号，于2008年5月登陆在火星北纬68度的极区。凤凰号登陆器有一支可伸及2.5公尺的机械手臂，并可挖掘土壤1公尺深。它还搭载一座显微镜，解析度达人类头发宽度的千分之一。2008年6月20日确认在2008年6月15日发现的地表白色物质为水冰。2008年11月10日进入冬季而无法继续联系凤凰号，任务结束。\n2001年NASA发射了2001火星奥德赛号，任务成功进行并延续到2010年9月。船上的伽玛射线光谱仪于地表下一公尺内侦测到大量的氢，也就是大量的水分子。\n2003年欧洲太空总署发射了火星快车号，包括轨道卫星和登陆器——小猎犬2号，而小猎犬2号于2004年2月降落时失败。2004年船上的行星傅立叶光谱仪于大气中侦测到甲烷。2006年6月ESA宣布火星快车号发现极光。\n2003年NASA发射了两台相同的火星探测漫游者——精神号（MER-A）和机会号（MER-B）。两台皆于2004年1月成功登陆并工作超过预定时间。传回的资料中最有价值的大概是两地过去有水的确实证据。尘卷风和风暴偶尔清除了太阳能板上的沙尘，使它们能以超过预定任务时间继续工作。\n2005年8月NASA发射了火星勘察卫星，于2006年3月进入火星轨道展开为期2年的工作。它搭载更进步的通讯系统，带宽比之前任务总和还宽，且传回的资料远多于过去任务的总和。拥有解析度高达0.3公尺的相机——HiRISE，拍摄地表和天气以寻找未来任务的适合登陆地点。2008年2月19日拍摄到北极冠边缘的一系列雪崩影像。\n2007年2月25日，探测彗星的罗塞塔号近距离飞掠火星并拍照，有拍到很高的云。\n2009年2月17日，黎明号飞掠火星以重力助推前往目的地灶神星和谷神星，并在接近火星时拍了照。\n中俄合作的火卫一-土壤号于2011年升空，将会送回火卫一土壤样本。而该探测器还将搭载一颗重110公斤的火星探测器，也就中国第一艘无人驾驶火星探测船萤火一号（YH-1），预计乘坐俄罗斯的联盟号运载火箭升空，航程大约10个月。萤火一号主要研究火星的电离层及周围空间环境，火星磁场等。该探测器发射到近地轨道后，因为与地面失去联系变轨失败，探测器的碎片于莫斯科时间2012年1月15日坠落在太平洋海域。\n继凤凰号之后，NASA于2011年的发射的火星科学实验室（好奇号），在2012年8月6日05:31UTC成功登陆火星的盖尔撞击坑。它和火星探测漫游者一样是火星车，但比火星探测漫游者更大、速度更快，而且设备更完善。它搭载激光化学检测仪，可在13公尺外分析岩石组成。比起之前其它火星任务，它携带了更多先进科学仪器。本次任务的总成本达到了25亿美元，是历来最贵的火星探测任务。\n2008年9月15日NASA发表了MAVEN任务，预计2013年以各种机器研究火星大气。\n芬兰、俄罗斯的合作计划MetNet包括数十个登陆器组成观测网，以研究火星的大气结构、物理和天气。这任务的前导任务将会于2011年先发射一至数个登陆器，有可能是和火卫一-土壤号并在一起发射。往后的发射会持续到2019年。\n2016年ESA计划发射第一台火星车——ExoMars，它可挖掘两公尺深以寻找有机物甚至火星生命。\n2004年美国总统布什宣布载人火星任务为太空探索展望中的长期目标。NASA和洛克希德·马丁已开始研究猎户座太空船，计划于2020年以前送人类到月球，作为人类登陆火星的准备。2007年9月28日，NASA执行长麦可·D·格里芬声明NASA预计于2037年以前送人类到火星。\nESA希望于2030至2035年间送人类上火星。但在这之前还有其他探测任务，包括ExoMars和火星样本取回任务。\n直达火星是罗伯·祖宾——火星学会的创始人和主席——提出的极低成本载人火星任务，使用重载的农神五号级火箭，如战神五号或太空探索技术公司（SpaceX）的猎鹰九号，省略轨道组装、低地轨道会合和月球燃料补给站而直接用小的太空船前往火星。修改后的计划，叫做Mars to Stay ，改成先不送回第一批登陆者，狄恩·尤尼克说明送回一开始的四到六人所花费用比送他们到火星还高，反而可再送二十人。\n2007 WD5：2007年11月20日NASA JPL近地天体观测计划发现，一颗直径约50公尺的小行星2007 WD5可能会在2008年1月30日撞击火星，但随着观测资料越多，终把撞击机率降至0.01%，小行星则于1月30日掠过火星。\n\n火星生命\n2000年，美国科学家在南极洲发现了一块火星陨石。这是一块碳酸盐陨石，后被���号为ALH84001。美国国家航空航天局声称在这块陨石上发现了一些类似微体化石的结构，有人认为这可能是火星生命存在的证据，但也有人认为这只是自然生成的矿物晶体。直到2004年，争论的双方仍然没有任何一方占据上风。\n有证据显示火星曾比现在更适合生命存在，但生命在火星上到底是否真正存在过还没有确切的结论。某些研究者认为源自火星的ALH84001陨石有过去生命活动的证据，但这个看法至今尚未得到公认。另有反对的观点认为，自几十亿年前产生以来，该陨石从未长期处于液态水存在的温度下，因而不会曾有生命活动。\n海盗号曾做实验检测火星土壤中可能存在的微生物。实验只分析了海盗号着陆点处的土壤并给出了阳性的结果，但随后即被许多科学家所否定，而这一结果也仍就处在争议之中。现存生物活动也是火星大气中存在微量甲烷的解释之一，但亦有其它与生命无关的解释。\n人类若对外星殖民，由于火星的适宜条件（同其他行星相比，火星最像地球，而且距离相对较近），它将是人类的首选地点。\n2018年6月6日，美国太空总署宣布，好奇号探测车在火星的古老湖床的岩石里，发现有机物质。这可能对寻找生命给出重要线索。\n\n相关文化及网络用语\n中国古人认为火星在位置及亮度上都常变不定，故称为“荧惑”，在星占学上象征残、疾、丧、饥、兵等恶象。“荧惑守心”是火星留守在心宿（天蝎座）的天文现象，心宿主要有三颗星，中间这颗最亮，代表皇帝，旁边的两颗代表太子、庶子。荧惑守心是很罕见的天象，被认为最不祥，可能出现两种结果一是皇帝驾崩，或是宰相下台。西汉成帝绥和二年（前7年），天文台观测到了荧惑守心，宰相翟方进被汉成帝赐了毒酒自杀。翟方进死没几天，汉成帝突然暴毙（《汉书》记载：“绥和二年春，荧惑守心。二月乙丑，丞相翟方进欲塞灾异自杀，三月丙戌，宫车晏驾。”），王莽后来称帝，翟方进之子翟义起兵反王莽。\n台湾国立清华大学黄一农教授在他的专书《名家专题精讲系列—社会天文学史十讲》内的其中一篇文章《中国星占学上最凶的天象──“荧惑守心”》提到，现在以电脑推算发现当年并未发生此天象，中国史籍中记载荧惑守心共二十三次，但有十七次是伪造的。中国历史上实际发生过的荧惑守心则共有三十八次，且在中国史籍多无记录<ref>黄一农：《中国星占学上最凶的天象：“荧惑守心”》。\n关于火星的神话传说有：\n\n\n 阿瑞斯，希腊战神\n\n 玛尔斯，罗马战神\n\n 内尔伽勒，巴比伦神祇\n\n 提尔，北欧神话中的战神\n\n 火星 (妖怪)，中国神话中的妖怪，记载于《搜神记》\n\n\n火星人又是一个网络名词，一则指个性讲究中不断泛滥，衍生出的社会现象，另指在中国论坛中，火星被用来形容陈旧的信息，火星人指把大家都已经知道的消息拿来当新闻说的人。\n\n参见\n\n 太阳系探索时间线\n\n 大流士火星历\n\n 蓝莓石\n\n 火星科幻\n\n 火星三部曲\n\n 外星人\n\n 火星人\n\n\n\n 火星殖民\n\n 火星生命\n\n 载人火星任务\n\n 火星侦察兵计划\n\n 火星勘测轨道飞行器\n\n\n\n 太阳系探测器列表\n\n 太阳系探索时间线\n\n 火星人造物体列表\n\n 火星探测任务列表\n\n\n\n 太空生物学\n\n 行星适居性\n\n 天体物理学\n\n 德雷克方程序\n\n 外星生命\n\n 费米悖论\n\n 生命起源\n\n 曙光任务\n\n 地球殊异假说\n\n 太空移民\n\n 地球化\n\n 超级适居行星\n\n\n\n第一次接触（人类学）\n\n搜寻地外文明计划\n\n人类中心主义\n\n外星生物创造论"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "火星极冠", "content": "火星极冠（ cap of Mars ），火星两极地区的白色覆盖物，早在十七世纪就已为荷兰学者惠更斯所发现。用望远镜观测，极冠是火星面上最显著的标志，并随火星的季节变化：南北极冠各自在所属半球的冬天扩大，夏天缩小。1898年，英国物理学家斯托尼设想极冠的成分是固体二氧化碳(干冰)。在二十世纪四十年代末、五十年代初，柯伊伯通过分光观测认为极冠是由水冰而不是由干冰组成。“水手号”和“海盗号”探测器对火星两极地区进行多次考察，确认极冠中既有水冰又有干冰。极冠的温度在－70℃到－139℃之间。火星大气中有相当数量的二氧化碳在冬季半球的极地凝结，因而使该半球的极冠面积扩大（最大的时候达到纬度60°处）。当该半球进入春天时，二氧化碳汽化；此后又在另一半球的极地凝结。水汽由于凝固点较高，便在两极的高纬度地区形成范围较小的永久性极冠。据估计，极冠中大约保存有大气中20％的二氧化碳，而保存的水则比大气中的多得多。极冠中的水冰，如果全部融化并均匀分布在火星表面，就会形成一个10米厚的水层。极地的照片表明，极冠不是整块的，而有分层的结构。在冰的覆盖层的边缘形成一系列的台阶。各层的厚度为10～50米。对这种结构的解释是：可能是极地受过严重的侵蚀，也可能是火星气候的冷暖交替引起极冠的融化和冻结所致。 \n\n\n\n火星极冠 1941年9月19日 \n\n火星极冠 1941年10月19日"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "火星上的生命", "content": "火星上的生命（ life on Mars ），火星上是否存在生命，甚至是否存在象人一样有智彗的生物，是一百多年来人们十分感兴趣的问题。太阳系中火星比任何其他行星都更象地球。它比地球稍小，有被大气包围着的固体表面；有四季的交替和气候的变化；它的南北两个极冠各在夏天缩小，冬天扩大，象是冰雪的消融和冻结；火星上比较暗黑的区域(称“海洋”)颜色随季节发生深浅的变化，象是植物的生长和凋零。\n1877年，斯基帕雷利报道他观测到火星的“运河”，以后又有人画出详细的火星图，并设想这些“运河”是“火星人”为了利用两极的冰雪灌溉干旱的低纬度地区而开凿的。这种说法曾轰动一时，但当时的许多天文学家对这种看法持怀疑态度。有人证明，“运河”是在人眼接近视力极限的情况下出现的错觉。二十世纪四十年代，苏联学者季霍夫认为火星上存在着植物；并认为火星上“海洋”的颜色随季节而变化是由于这些植物随季节而枯荣造成的。与此同时，也有人研究火星上存在动物的可能性。\n近年来，通过行星际探测器的直接考察，为火星上是否存在生命的问题提供了很多资料。“水手号”探测器（特别是“水手”9号）拍摄的照片已证明“运河”是不存在的，“海洋”颜色随季节的变化完全是火星上的气象所造成。照片还表明，火星是一个极其荒凉的世界，那里没有液态水，大气极其稀薄，又非常寒冷。火星表面没有可以觉察到的植物或动物存在，目前它的外部条件也不适于较高级形式生命的存在。“海盗”1号、2号探测器1976年在火星上软着陆，主要目的是进行生物探测实验。两个探测器的着陆点，都是选择在估计水分较多、生命存在可能性较大的地方。两个探测器上装备的仪器从火星表面上取了土样，用14C作示踪原子、并用气相分析分光仪来寻找有机化合物的痕迹。实验结果表明：土样在实验期间发生了某种变化，但还无法完全肯定这种变化是由于土壤中微生物的新陈代射造成，抑或是土壤中某种化学过程的结果。不过，从两个探测器得到的结果来看，火星上存在生命的可能性是非常微小的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "火星运河", "content": "火星运河，在19、20世纪之交，火星曾经是科学和科幻共同钟爱的大热门。首先是望远镜开启了人们对火星的科学热情和幻想热情，发端于19世纪末期的关于“火星运河”的观测和报道可以说是这两者的结合。“运河”的存在被认为是“火星文明”的产物。\n法国业余天文学家弗拉马利翁在他的私人天文台做了大量火星观测，他宣称发现了60余条“火星运河”和20余条“双运河”。美国富翁洛韦尔在亚利桑那州建立了一座装备精良的私人天文台，用15年时间拍下了数以千计的火星照片，在他绘制的火星表面图上，竟有超过500条的“运河”！他先后出版了《火星》《火星和它的运河》《作为生命居所的火星》等书，坚信火星上有智慧生物。\n随着望远镜越造越大，人们终于知道“火星运河”纯属子虚乌有，火星只是一个表面干燥、几乎没有大气（大气浓度仅为地球的0.8%）的荒凉星球，地球生物很难在这样的环境中生存，当然也就很难想象“火星文明”了。1898年威尔斯的小说《星际战争》开启的关于火星人的故事，逐渐趋于沉寂。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "火星卫星", "content": "火星卫星（ satellites of Mars ），火星有两个卫星：火卫一和火卫二，是A.霍尔在1877年火星大冲时发现的。\n火卫一和火卫二的轨道半长径分别约为9，370公里和23，520公里，相当于火星半径的2.8和6.9倍。这表明，它们的轨道很接近火星。特别是火卫一，它的轨道几乎处于洛希极限上，到了这个极限，卫星将因行星起潮力的作用而粉碎。火星对火卫一和火卫二的潮汐摩擦使火卫一不断接近火星，而使火卫二不断远离火星。火卫一和火卫二的公转轨道面与火星赤道面的交角以及它们的轨道偏心率都不大。这两个卫星绕火星转动的周期分别为7小时39分和30小时18分。同月球一样，它们的自转周期和它们的公转周期相等。火卫一绕火星的公转周期比火星本身的自转周期还要短，因此造成一种奇特的现象：从火星表面看来，火卫一同其他天体相反，它每天西升东落两次。火卫一和火卫二被认为是太阳系中的不规则卫星（见卫星）。火卫一和火卫二都很小，而且形状不规则。火卫一的大小近似27×21.6×18.8（公里），火卫二只有15×12.2×11（公里）。在火星赤道附近看到的火卫一，还没有地球上看到的月球一半大，而火卫二只有勉强看得清的视圆面。两个卫星上都有许多撞击陨石坑，其中最大的是火卫一上的斯蒂尼陨石坑，直径达8公里。行星际探测器“海盗”1号在考察火卫一时还发现这个卫星地形上的新特征──沟纹和小环形山链。沟纹有些地方宽达500米。环形山链差不多与火卫一的轨道面平行，某些环形山位于链的突出处，可能是次生的环形山。根据“海盗”1号、2号的测定，火卫一的质量是1.1×1019克，因而它的密度约为2.1克/厘米3，同谷神星的密度一样。火卫一和火卫二的反照率都在0.05左右，类似于碳质球粒陨石和碳质小行星，因此有人推测，它们可能起源于小行星带。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "木星", "content": "哈伯太空望远镜的WFC3相机于2014年所拍摄到木星的真实色彩影像，可清楚看见木星南半球的大红斑\n木星（英文：Jupiter），太阳系八大行星中距离太阳排名第五（第五近）的行星，也是太阳系中体积最大的行星，目前已知有79颗卫星。古代的天文学家就已经知道这颗行星，罗马人以他们的神称这颗行星为朱庇特。古代中国则称木星为岁星，取其绕行天球一周约为12年，与地支相同之故，且产生了岁星纪年法。到西汉时期，《史记·天官书》作者司马迁从实际观测发现岁星呈青色，与“五行”学说联系在一起，正式把它命名为木星。\n木星是颗巨行星，质量是太阳的千分之一，但却是太阳系其他行星质量总和的2.5倍。太阳系的行星中，木星和土星是气体巨星（天王星和海王星是冰巨星）。\n从地球看木星，它的视星等可以达到 -2.94等，已经可以照出阴影，并使它成为继月球和金星之后，是夜空平均第三亮的天体（火星在其轨道的特定点上时能短暂与木星的亮度相比）。\n木星的主要成分是氢，氦占十分之一，氦占了总质量的四分之一；它可能有岩石的核心和重元素，木星是巨行星，没有可以明确界定的固体表面。由于快速地自转，木星的外观呈现扁球体（赤道附近有轻微但明显可见的凸起）。外面的大气层依纬度成不同的区与带，在彼此的交界处有湍流和风暴作用着。大红斑第一次观测时间是17世纪使用望远镜观测到，持续旋转至今。\n环绕着木星的还有微弱的行星环和强大的磁层，包括4颗1610年发现的伽利略卫星，至2019年12月已经发现79颗卫星。木卫三是其中最大的一颗，其直径大于行星中的水星。\n迄今已有数艘无人太空船前往木星探勘，最值得注意的是早期飞掠任务的先锋号和旅行者计划，和后期的伽利略号。先前拜访木星的是锁定冥王星的新视野号太空船，在2007年2月28日最接近木星，并借助木星的加速前往冥王星。目前朱诺号是木星轨道上唯一运作中的探测器，自2016年7月4日进入环绕木星的轨道后便持续进行观测作业至今。未来仍将有不少探测木星系统的太空任务，如探测木星卫星欧罗巴的木卫二飞越任务。\n\n\n 木星的真彩色拼接图由卡西尼上的窄角照相机在2000年12月拍摄的。NASA/JPL\n 木星南极彩色照片由公民科学家 Gabriel Fiset 用“朱诺号”上的JunoCam仪器数据拼接的\n\n\n 木星北极区域南部边缘的一场动态风暴被朱诺号拍到。NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS\n木星的条纹和漩涡实际上是由氨和水组成的寒冷多风的云，漂浮在氢和氦的大气中。木星标志性的大红斑是一场比地球还大的风暴，已经肆虐了数百年。\n\n目录\n\n1 形成和迁徙\n2 结构\n\n2.1 成分\n2.2 质量和大小\n2.3 内部结构\n\n\n3 大气层\n\n3.1 云层\n3.2 大红斑和其它涡旋\n\n\n4 行星环\n5 磁层\n6 轨道和自转\n7 观测\n8 研究和探测\n\n8.1 望远镜发明之前的研究\n8.2 地基望远镜的研究\n8.3 电波望远镜的研究\n8.4 太空探索与探测\n\n\n9 卫星\n\n9.1 伽利略卫星\n9.2 卫星的分类\n\n\n10 与太阳系的交互作用\n\n10.1 撞击\n\n\n11 生命的可能\n12 神话\n13 参见\n\n\n形成和迁徙\n一组新的超级地球可能起初聚集在内太阳系。\n地球和它邻近的行星可能是在木星碰撞与摧毁这些在太阳附近的超级地球之后，从碎片中形成的。当木星迁徙至内太阳系，在理论家所谓的大迁徙假说，突然的引力推与拉，导致这些超级地球的轨道开始重叠，引发彼此间一系列的碰撞。天文学家已经发现500多个多行星系统，这些系统通常包括几颗质量数倍于地球（超级地球）的行星，进到比水星更靠近太阳的距离，并且类似木星的气体巨星也会很靠近它们的母恒星。看来，木星在太阳系的外侧轨道上，是因为当它迁徙时， 土星拉着它往外移动。木星从内太阳系往外移动，可能给了内太阳系的行星，包括地球，可以形成的契机。\n2017年，来自美国劳伦斯利弗莫尔国家实验室和德国明斯特大学的研究人员在分析来自小行星的陨铁中钨和钼的同位素时发现，木星岩石内核可能在太阳系形成后的100万年后就已经处在形成阶段中，木星形成可能已有距今46亿至50亿年。\n\n结构\n木星主要由气体和液体物质构成，它是太阳系中4颗巨行星中最大的，也是太阳系最大的行星。它的赤道直径142,984 km（88,846 mi），密度1.326g/cm3，是巨行星中第二高的，但远低于其它4颗类地行星。\n\n成分\n木星大气层上层的成分以气体分子的体积百分比大约88-92%是氢，8-12%是氦。因为氦的原子量是氢的4倍，当以质量描述组成时，不同原子量的元素就会有不同的比例。木星的大气层大约75%的质量是氢，24%的质量是氦，剩余的1%是其它的元素。内部包含密度较高的元素，大致是71%的氢，24%的氦，和5%其它的元素。大气中含有微量的甲烷、水蒸气、氨和矽基化合物。也有微量的碳、乙烷、硫化氢、氖、氧、磷化氢和硫，最外层的大气含有结晶的氨。经由红外线和紫外线的测量，也发现有微量的苯和其它的烃类。\n大气中氢和氦的比例接近理论上的原始太阳星云组成。氖在大气层上层仅占百万分之二十，大约是太阳中丰度的十分之一。氦也几乎耗尽，大约只有太阳组成的80%左右。这种减少是这些元素沉降到行星内部的结果。较重的惰性气体在木星大气层中的丰度是太阳的2-3倍。\n依据光谱，土星的组成被认为类似于木星，但其它的巨行星，天王星和海王星有着相对较少的氢与氦。由于缺乏直接深入大气层的探测器，除了外层的大气层外，缺乏内部更重元素丰度的精确数值。\n\n质量和大小\n木星的质量是太阳系其他行星质量总和的2.5倍，由于它的质量是如此巨大，因此太阳系的质心落在太阳的太阳表面之外，距离太阳中心1.068太阳半径。虽然木星的直径是地球的11倍，体积是地球的1,321倍，但是它的密度很低，质量只是地球的318倍。木星的半径是太阳半径的十分之一，质量是太阳质量的千分之一，所以两者的密度是相近的。\"木星质量\"（MJ或MJup）通常被做为描述其它天体，特别是系外行星和棕矮星的质量单位。例如系外行星HD 209458 b的质量是0.69MJup，而仙女座κb的质量是12.8MJup。\n理论模型显示如果木星的质量比现在更大，而不是仅有目前的质量，它将会继续收缩。质量上的些许改变，不会让木星的半径有明显的变化，大约要在500地球质量（1.6MJup）才会有明显的改变。尽管随着质量的增加，内部会因为压力的增加而缩小体积。结果是，木星被认为已经几乎达到了行星结构和演化史所能决定的最大半径。随着质量的增加，收缩的过程会继续下去，直到达到可察觉的恒星形成质量，大约是50MJup的高质量棕矮星。\n然而，需要75倍的木星质量才能使氢稳定的融合成为一颗恒星。最小的红矮星，半径大约只是木星的30% 。尽管如此，木星仍然散发出大量能量。它接受来自太阳的能量，而内部产生的能量也几乎和接受自太阳的总能量相等。这些额外的热量是由开尔文-亥姆霍兹机制通过收缩产生的。这个过程造成木星每年缩小约2公分。当木星形成的时候，它比现在热，直径大约是现在的2倍。\n\n内部结构\n木星被认为有个由元素混合的致密核心，被一层含有少量氦，主要是氢元素的液态金属氢包覆着。除了这个基本的轮廓，不确定的成分还是相当多。核心经常被描述为岩石，但是其详细的成分是未知的，而且在这种深度下的温度、压力、和材料的性质也都不清楚。1997年，有人建议用重力法测量是否存在着核心，显示核心大约有12至45地球质量，约占木星总质量的4%至14%。\n行星模型认为在行星形成的历史上，木星至少有一段时间有个够大的岩���或冰的核心，才可以从原始太阳星云收集到足够大量的氢和氦。假设它确实存在，它可能因为现存的热液态金属氢与地函混合的对流而萎缩，并且熔融在行星内部的较上层。核心现在可能完全消失，但由于重力测量仍不够精确，还不能完全排除这种可能性。\n模型的不确定性受限于测量参数的误差：用来描述行星引力动量的一个自转系数（J6）、木星的赤道半径、在1帕压力处的温度。预期在2011年8月发射的朱诺号探测器将能获得这些参数更好的数值，从而在核心的问题上取得进展。\n核心区域被密集的金属氢包围着，向外延伸到大约行星半径78%之处，通过这一层的氦和氖，像雨水滴般向下沉降，消耗掉这些元素在上层大气的丰度。\n在金属氢上层是内层透明氢的大气层。在这个深度，温度是在临界温度之上，对氢而言只有33K。在此状态下，没有层次分明的液体和气体位相 －氢可能是临界的超流体状态。在这层之上的，从云层向下延伸至深度大约1,000公里的氢，顺理成章的应该是气体，而在更深的一层是流动的液体。在物理上，那里没有明确的边界 －气体很顺利的变得更热和更密集的下降。\n由于开尔文-亥姆霍兹机制可知，木星内部的温度和压力在朝向核心地方向逐渐增加。在压力为10帕的“表面”，温度大约是340 K（67 °C；152 °F）。在氢相变的区域 －温度达到临界点－ 氢成为金属，相信温度是10,000 K（9,700 °C；17,500 °F），压力的200GPa。在核心边界的温度估计为36,000 K（35,700 °C；64,300 °F），同时内部的压力大约是3,000至4,500GPa。\n\n 这幅模型剖面图显示木星内部的构造，液态金属氢覆盖着内部深处的岩石核心\n大气层\n木星有着太阳系内最大的行星大气层，跨越的高度超过5,000 km（3,107 mi）。由于木星没有固体的表面，它的大气层基础通常被认为是大气压力等于1 MPa（10 bar），或十倍于地球表面压力之处。\n\n云层\n 航海家1号太空船于1979年2月25日距离木星920万公里（570万英里）飞掠过木星时拍摄的影像。大红斑下方白色的椭圆正是直径大约与地球相同的风暴\n木星永远被氨晶体和可能是氢硫化氨的乌云笼罩着。对流层顶的云，在不同纬度形成不同的区带，最著名的是热带区。这些区带分为亮色调的区（zones）和深色调的带（belts）。这些模式互不相容环流间的交互作用导致风暴和湍流，风速达到100m/s（360Km/h）的纬向急流是很常见的。每一年，各区都有着不同的宽度、颜色和强度，但对天文学家而言，依然可以稳定的给予识别和指定。\n云层大约只有50 km（31 mi）深，并且至少包含两层覆盖的云：厚厚的下层和薄且清晰的区域。在氨云层下面也有薄薄一层的水云，有证据显示木星的大气层中也有闪烁的闪电。这是由水分子的极性造成的，它使得创造闪电所需要的电荷能够分离。这些放电的强度达到地球上的一千倍。水云可以形成雷暴，驱使热量从内部不断上升。\n木星云层的橙色和棕色是内部涌升的化合物暴露在紫外线下，引起颜色的改变造成的。确切的构成仍然不清楚，但被认为是含有磷、硫或可能是烃类。这些丰富多彩的混合物，称为发色团，与下层较温暖的云层混合。 区是由上升的氨结晶对流胞形成的，在观测上通常是较低层云的掩蔽物。\n木星的低转轴倾角意味着两极能接收到的太阳辐射远远的少于行星的赤道地区。行星内部的对流输送大量的能量到极区，使云层的温度能够平衡。\n\n大红斑和其它涡旋\n 木星大红斑的大小在缩减中（2014年5月15日）\n木星最著名的特征是大红斑，这是比地球大的一个持久性反气旋风暴，位置在赤道南方22°，至少在1831年以来，就已经知道它的存在，并且可能更提早至1665年。来自哈伯太空望远镜的影像显示多达两个红斑毗邻着大红斑。这个风暴大得可以使用地基的小口径12 cm或更大的望远镜看见。一些数学模型表明这个风暴是稳定的，可能是这颗行星上一个永久性的特征。\n鹅蛋形物体的自转是逆时针方向，周期大约是六天。大红斑的维度是24,000至40,000公里 × 12,000至14,000公里。它的直径大到可以容得下2至3颗地球。这个风暴最大的高度比周围的云层高出约8 km（5 mi）。\n风暴通常都发生在巨行星大气层的湍流内，木星也有白色和棕色的鹅蛋形风暴，但较小的那些风暴通常都不会被命名。白色的鹅蛋形风暴倾向于包含大气层上层，相对较低温的云。棕色鹅蛋形风暴是较温暖和位于普通云层。这种风暴持续的时间可以只有几个小时，也可以长达数个世纪。\n在航海家证实大红斑的特���是一场风暴之前，因为它相对于周围其余的气团有时快，有时慢的差异旋转，已经是强有力的证据，表明大红斑与行星表面或深处的地形特征没有关联性。\n在2000年，在南半球有一个外观与大红斑类似，但较小的大气特征出现。这是由几个较小的白色鹅蛋形风暴合并成的一个特征 －三个在1938年首度被观测到的较小的鹅蛋形风暴。合并后的特征被命名为鹅蛋形BA，并且因为它的强度增加，颜色由白转红，被暱称为幼红斑。\n\n行星环\n 木星的环\n木星有个黯淡的行星环系统，约有6,500公里宽，但厚度不到10公里。由大量尘埃和黑色碎石组成，以大约7小时的周期围绕木星旋转。环由三个主要的部份组成：内侧像花托，是由颗粒组成的晕环，中间是相对明亮的主环，还有外圈的薄纱环。这些环，看起来是由尘埃组成，而不像土星环是由冰组成。主环可能是从卫星阿德剌斯忒亚和梅蒂斯喷发的物质组成。正常应该落回卫星的物质由于受到木星强大引力的影响，被木星吸引住。这些材料转变轨道的方向朝向木星，新的材料又因为碰撞影响而继续被加入。以相同的方式，特贝和阿马尔塞可能组成薄纱环尘土飞扬的两个部分。也有证据显示沿着阿马尔塞的轨道可能有一连串与这颗卫星碰撞构成的岩石碎片。\n\n磁层\n 木星上的极光。三个亮点是由连接到木星卫星埃欧（在左边）、佳里美德（在底部）和欧罗巴（在最底部）的磁流量管创造的。此外，可以看见非常明亮，几乎是圆型的区域，称为主要的鹅蛋形，可以看见和弱极区极光。\n木星的磁场强度是地球的14倍，范围从赤道的4.2高斯（0.42mT）到极区的10至14高斯（1.0-1.4mT），是太阳系除太阳黑子以外最强的磁场源。这个场被认为是由涡流产生的，即木星内部涡旋运动的液态金属氢。埃欧卫星上的火山释放出大量的二氧化硫，形成沿着卫星轨道的气体环。这些气体在磁层内被电离，生成硫和氧的离子。它们与源自木星大气层的氢离子，在木星的赤道平面形成电浆片。这些片状的电浆与行星一起转动，造成进入磁场平面的变形偶极磁场。在电浆片内的电流产生强大的无线电讯号，造成范围在0.6至30MHz的爆发。\n在距离木星大约75木星半径之处，磁层与太阳风的交互作用生成弓形震波。环绕着木星磁层的是磁层顶，位于磁层鞘的内缘 －磁层顶和弓形震波之间的区域。太阳风与这些去的交互作用拉长了木星背风面的磁层，并且向外延伸至几乎到达土星轨道的位置，而面向太阳方向也有数百万公里厚。木星的四颗大卫星的轨道全都位于磁层内，受到保护而得以免受太阳风的侵袭，因此木星的卫星全都位于它的磁层之中。 伽利略号的大气探测器在木星环与高层大气之间新发现一个强辐射带，类似地球的范艾伦辐射带，但比范爱伦辐射带强10倍左右，其中有高能的氦离子。\n木星的磁层是其两极地区激烈发送的电波辐射的源头。木卫埃欧剧烈的火山活动，喷发出的气体进入木星的磁层，产生一个托环状环绕着木星的微粒。当埃欧穿过这个托环时，相互作用生成的阿尔文波使游离的物质进入木星的极区。一个结果是，无线电波通过回旋加速器的迈射机制，和能量沿着圆锥形的表面传输出去。当地球与这个锥面交会时，地球上探测到的木星发射的无线电波会强于太阳输出的无线电波。\n\n轨道和自转\n木星是行星中唯一与太阳的质心位于太阳本体之外的，但也只在太阳半径之外7%。木星至太阳的平均距离是7亿7800万公里（大约是地球至太阳距离的5.2倍，或5.2天文单位），公转太阳一周要11.8地球年。这是土星公转周期的五分之二，也就是说太阳系最大的两颗行星之间形成5：2的共振轨道周期。木星的椭圆轨道相对于地球轨道倾斜1.31°，因为离心率0.048，因此近日点和远日点的距离相差7,500万公里。木星的轨道倾角相较于地球和火星非常小，只有3.13°，因此没有明显的季节变化。\n木星的自转是太阳系所有行星中最快的，对其轴完成一次旋转的时间少于10小时；这造成的赤道隆起，在地球以业余的小望远镜就可以很容易看出来。这颗行星是颗扁球体，意思是他的赤道直径比两极之间的直径长。木星的赤道直径比通过两极的直径长9,275 km（5,763 mi）。\n因为木星不是固体，他的上层大气有着较差自转。木星极区大气层的自转周期比赤道的长约5分钟，有三个系统做为参考框架，特别是在描绘大气运动的特征。系统I适用于纬度10°N至10°S的范围，是最短的9h50m30.0s。系统II适用于从南至北所有的纬度，它的周期是9h55m40.6s。系统III最早是电波天文学定义的，对应于行星磁层的自转，它的周期是木星的官方周期。\n\n观测\n 木星合月\n 外行星的逆行运动是其对地球的相对位置造成的\n木星通常是天空中第四亮的天体（在太阳、月球和金星之后），但有时候火星会比木星亮。依据木星相对于地球的位置，可以表现出不同的视星等，在冲时最亮是-2.9等，在与太阳同向的合时，会降至-1.6等。木星的角直径也会随之改变，从50.1到29,8弧秒。木星在轨道上经过近日点附近时的冲最适宜观赏，木星上次是在2011年3月经过近日点，所以在2010年和2011年9月的冲是最有利的。\n地球每398.9日会在轨道上超越木星一次，这个时间称为会合周期。每当会合之前，木星都会相对于背景的恒星出现明显的逆行运动。这是木星似乎在夜空中向后（向西）移动一段，执行回圈的运动。\n木星接近12年的轨道周期对应于黄道的星宫。也就是，木星每一年约向东移动大约30°，约是一个星宫的宽度。\n因为木星的轨在地球轨道之外，所以从木星看地球的相位角永远不会超过11.5°。也就是，从地球用望远镜观看木星时，它几乎都是呈现满月的姿态。只有当太空船飞近木星时，才会看见新月形的木星。通常，一架小望远镜就能看见木星的四颗伽利略卫星和跨越木星大气层明显的云带。当大红斑面向地球时，小口径的望远镜也有机会看得见。\n\n研究和探测\n望远镜发明之前的研究\n 在天文学大成中木星（☉）相对于地球（⊕）在经度方向运动的模型\n对木星的观测可以回溯至公元前7或8世纪的巴比伦天文学家。中国的历史天文学家席泽宗宣称中国天文学家甘德在公元前362年就以裸眼发现木星的卫星之一。如果此一说法正确的话，会比伽利略的发现早了近2000年。在公元2世纪的天文学大成，古希腊天文学家，地心说行星模型的先驱，托勒密以本轮和均轮来解释行星相对于地球的运动，他给木星轨道环绕地球的周期是4332.38天，或11.86年。在公元499年，一位古典时代的印度数学家和天文学家，阿耶波多，也用地心说的模型估计出木星的周期是4332.2722天，或11.86年。\n\n地基望远镜的研究\n1610年，伽利略发现 木星的4颗大卫星 －埃欧、欧罗巴、佳利美德、和卡利斯多（现在称为伽利略卫星－ 首度用望远镜发现不属于地球的卫星。伽利略也是首度发现显然不以地球为中心运动的天体。这是对哥白尼日心说最主要的支撑，伽利略直言不讳的支持哥白尼学说，使他被置于文字狱的威胁下。\n1660年代。卡西尼使用一架新的望远镜发现木星的斑点和彩色的区带，并且观察到这颗行星出现扁平形；就是在两极扁平。他也估计出这颗行星的自转周期。在1690年，卡西尼发现大气经历较差自转。\n\n 来自旅行者1号详细的假色木星大气层影像，显示巨大的红斑和经过的白色鹅蛋形气旋\n大红斑是在木星南半球的一个显著鹅蛋形特征，可能早在1664年就被罗伯特·虎克和乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼在1665年观测过；虽然这仍有争议。已知最早的绘图来自药剂师海因利希·史瓦贝，他在1831年显示大红斑详细的信息。\n据传说，大红斑在1878年变得很显眼前，在1665年至1708年曾经有多次从视线中消失的场合。它在1883年和20世纪初，再度被记录到衰退。\nGiovanni Alfonso Borelli和卡西尼两人都小心地做出木星卫星的运动表，可以预测这些卫星经过木星前方或背后的时间。在1670年代，人们观测到当木星与地球在相对于太阳的两侧时，这些事件的发 会比预测的慢达17分钟。奥勒·罗默推论视线看到的不是即时发生的事情（卡西尼在此之前曾经拒绝这样的结论），而这个时间上的差异可以用来估计光速。\n1892年，爱德华·爱默生·巴纳德在加利福尼亚州使用利克天文台的折射望远镜观察到木星的第5颗卫星。发现了这颗相对较小的卫星，证明了他敏锐的视力，使他很快的成名。这颗卫星后来被命名为阿马尔塞。这是最后一颗以视觉发现的行星卫星。在1979年，航海家1号飞过木星之前，发现了额外的8颗卫星。\n\n 欧洲南天天文台甚大望远镜的木星红外线图像\n1932年，鲁珀特·沃尔特根据木星的吸收光谱确定木星大气中含有甲烷和氨。\n1938年，观察到3个长寿的白色鹅蛋形反气旋特征。几十年来，它们是独立存在木星大气层的特征，有时会互相靠近，但永远不会合并。最后，两个在1998年合并，并在2000年吸收了第三个，被称为长圆形BA。\n\n电波望远镜的研究\n在1955年，巴纳德柏克和肯尼斯·佛兰克林侦测到来自木星的22.2MHz的无线电信���爆发。这些爆发与木星的自转周期匹配，也能够用这些信息来改进自转速率。发现来自木星的无线电爆发有两种形式：长达数秒的长爆发（L爆发），和持续时间短于百分之一秒的短爆发（S爆发）。\n科学家发现来自木星的无线电讯号有三种传输的形式： \n\n\n 随着木星旋转的十米无线电爆发（波长10米的无线电波），并且受到埃欧与木星磁场交互作用的影响。\n\n\n\n 公分无线电辐射（波长为公分的无线电波）于1959年首度由弗兰克·德雷克和Hein Hvatum观测到。这个信号起源于木星赤道附近的圆环带状，是由木星磁场中被加速电子引起的回旋辐射。\n\n\n\n 辐射热是由大气中的热产生的。\n\n\n太空探索与探测\n自1973年以来，有数艘自动化的太空船拜访过木星，最引人注目的是先锋10号太空船。它是第一艘足够接近木星，并发送回有关这颗太阳系最大行星的属性和现象的太空船。飞往太阳系内其他行星的太空船完全依赖能量的价值，太空船速度的净变化或ΔV。从地球的低地球轨道进入到木星的霍曼转移轨道只需要6.3Km/s的ΔV，这媲美于要进入低地球轨道的9.7Km/s的ΔV。幸运的是，重力助推可以用来减少抵达木星所需要的能量，然而，这也很明显的需要较长的飞行时间。\n飞越任务\n从1973年开始，数艘太空船在执行探测其他行星的任务时，有计划的从可以观测木星的范围内飞越。先锋计划最先观测到木星大气层和几颗卫星的特写影像。它们发现这颗行星的辐射场远远超出预期，但这两艘太空船在这种环境下都依然存活。这些太空船的运动轨迹被用来更精确地估计木星系统质量。行星的无线电掩星结果得到更好的木星质和和两极扁平的数值。\n六年后，航海家计划任务极大地提高了对伽利略卫星的认识，并且发现了木星环。它们还证实大红斑是反气旋，比较影像显示大红斑已经改变了形状和颜色，从先锋任务的橙色转变成暗褐色。此外，这一计划还发现电离的原子沿着埃欧的轨道构成环形，和发现这颗卫星表面的火山，其中有一些还在喷发的过程中。当太空船从木星的背后飞过时，还观察到夜晚大气中的闪电。\n随后探测木星的是尤利西斯太阳探测器，以执行绕行太阳的极轨道任务。在接近木星的阶段中，进行对木星磁层的研究。由于尤利西斯没有照相机，所以没有获取影像，第二次是在六年后以更远的距离飞越。\n在2000年，卡西尼探测器在前往土星的途中飞越木星，并提供了一些有史以来最高解析度的木星影像。在2000年12月9日，太空船拍摄到卫星希玛利亚的影像，但是解析力太低，无法显示表面的细节。\n新视野号探测器在途中，于2007年2月28日达到最接近木星的位置，借由飞越木星时的重力助推前往冥王星。这艘探测器的照相机测量从埃欧的火山喷发出的电浆，并且以细的研究全部4颗的伽利略卫星，以及远距离的观测外围的希玛利亚和伊拉拉。从2006年9月4日就开始拍摄木星系统的影像。\n伽利略任务\n\n 卡西尼号拍摄的木星\n伽利略号是第一艘在轨道上环绕木星的太空船。它于1995年12月7日进入轨道，环绕这颗行星7年之久，并飞越过所有的伽利略卫星和阿马尔塞。这艘太空船在接近木星的途中，对1994年舒梅克－李维九号彗星撞木星的事件进行了观测，见证了此一撞击事件的影响。虽然伽利略号广泛的收集了大量木星系统的信息，但因为高增益无线电发射天线的布署失败，使原设计的能力大为减损。\n一个340公斤的钛金属制的大气探针，于1995年12月7日从伽利略号释放进入木星大气层。它以大约2,575公里（1,600英里）的时速，在大气层中下降了约150 km（93 mi），在它被压力和高温（23倍地球大气压，153℃）摧毁之前，蒐集了57.6分钟的资料，而这个探针可能被熔解和蒸发了。伽利略轨道器本身也遭遇了同样的命运，经过刻意操作在2003年9月21日以超过50Km/s的速度撞进木星的大气层，以避免它撞上欧罗巴而可能造成的污染——这颗卫星已被假设可能是生命的避风港。\n来自此一任务的资料揭露氢在木星大气层占90%。在探针汽化前，温度资料纪录超过了300℃（>570℉），风速测量超过644km/h（>400mph）。\n朱诺任务\n美国国家航空暨太空总署的太空船朱诺号在2016年7月4日抵达木星，预计未来的20个月将在轨道上绕行木星37圈。这次任务将以绕极轨道仔细的研究这颗行星。在2016年8月27日，朱诺号完成其第一次的低空飞越木星，并且送回木星北极的第一张图像。\n未来的探测\n欧洲太空总署的木星冰月探测器（JUICE）预计在2022年发射。接下来是NASA在2025年的欧罗巴帆船任务。\n取消的任务\n由于木星的卫星欧罗巴、佳利美德、和卡利斯多的地表下可能有液体的海洋，因此对详细研究冰卫星非常感兴趣。但资金的困难拖延了进度，NASA的木星冰月轨道器（JIMO，Jupiter Icy Moons Orbiter）于2005年被取消。随后提案由NASA和ESA共同执行的任务，EJSM/Laplace临时决定预计在2020年研制而成。EJSM/Laplace将有NASA主导的木星欧罗巴轨道器和ESA主导的木星佳利美德轨道器。然而，在2011年4月，ESA因为预算的原因结束与NASA的任务伙伴关系。取而代之的是ESA计划以只有欧洲参与的L1宇宙愿景任务来在竞争和超越。\n\n卫星\n 木星与伽利略卫星\n木星有79颗卫星。木星是人类迄今为止发现的天然卫星第二多的行星 (仅次于土星，土星具有相当复杂的卫星系统，目前已确认拥有轨道的自然卫星有82颗，此外还有不计其数的微型卫星以及形成于土星环的卫星等) ，俨然一个小型的太阳系：木星系。1610年1月，意大利天文学家伽利略最早以望远镜发现木星最亮的四颗卫星，并被后人称为伽利略卫星。它们环绕在离木星40～190万千米的轨道带上，由内而外依次为木卫一、木卫二、木卫三、木卫四，然而近年中国有天文史学家提出在公元前364年，甘德以肉眼发现木卫三，但直至现时还未被公认。在1892年巴纳德以望远镜肉眼观测发现木卫五后，木星的其他卫星皆通过照相观测或行星际探测器的相片发现。\n在以后的几个世纪中（至1950年代），人们又接连发现了12颗较大的卫星，使木星卫星的总数达到了16颗。直至1979年美国旅行者一号及1995年伽利略号等飞临木星系的时候，又发现了许多更细小的、离木星更远的天然卫星，使人类所知的木星系卫星总数达到67个。2017年，卡内基科学研究所在追踪第九行星时意外发现了新的12颗卫星，并在2018年7月正式确认，因此至今已确认的木星卫星总数达到79个，这一数字还有可能继续增加。\n\n伽利略卫星\n 伽利略卫星，由左至右，与木星的距离由近至远排列：埃欧、欧罗巴、佳利美德、卡利斯多\n埃欧、欧罗巴和佳利美德，这些在太阳系中最大的卫星，轨道的形成拉普拉斯共振的模式；埃欧每绕木星运转4圈，欧罗巴也很精确的绕着木星转2圈，佳利美德则很精确的绕木星转一圈。因为每颗卫星都在轨道上相同的点受到相邻卫星额外的拖曳，这种共振造成的引力效应使它们的轨道被扭曲成椭圆的形状。另一方面，来自木星的潮汐力致力于将它们的轨道弄成圆形。\n它们的轨道离心率造成当木星的引力拉扯它们接近时，这三颗卫星的形状规律的扭曲；而当他们远离时，又会回复到比较接近球体的形状。这种潮汐的扭曲使卫星的内部摩擦生热，最显而易见的是最内侧的埃欧（受到最强的潮汐力）异于平常的火山活动；和程度较轻的欧罗巴表面年轻的地质（暗示卫星的外观最近重新铺过）。\n木卫一\n木星的岩石卫星木卫一是太阳系中火山活动最活跃的星球，有数百座火山，一些喷发的熔岩喷泉有几十公里高。\n木卫一的惊人活动是木星强大的引力和距离木星较远的两颗相邻卫星(木卫二和木卫三)之间较小但精确定时的引力拉锯战的结果。\n在神话中，Io是一位凡人女子，在希腊神宙斯(罗马神话中的Jupite)和他的妻子赫拉(罗马神话中的Juno )之间发生争执时变成了一头牛。\n\n 伽利略号飞船在1999年7月拍摄了这张木卫一的照片，这是人类第一次目睹它的真面目。\n木卫二\n在木星卫星木卫二冰冷的表面之下，或许是寻找适合生命生存的现代环境最有希望的地方。\nEuropa略小于地球的月球，木卫二的水冰表面被长而线性的裂缝纵横交错。和我们的星球一样，欧罗巴被认为有一个铁核，一个岩石地幔和一个咸水海洋。然而，与地球不同的是，木卫二的海洋位于一层厚约10至15英里(15至25公里)的冰层之下，深度估计为40至100英里(60至150公里)。\nEuropa的名字来源于希腊神话中被宙斯绑架的女人。\n\n 伽利略号在20世纪90年代末拍摄冰质卫星木卫二的伪彩色照片。NASA/JPL-Caltech\n卫星的分类\n在航海家任务之前，基于它们整齐排列共通的轨道要素，木星的4颗卫星被分成4个群组。之后，大量新的小卫星使这个画面变得复杂起来。现在被认为有六个主要的群组，还有一些特立独行，与其它的卫星显然有所不同。\n基本的子群是8颗在内侧的周期性卫星，它们有着在木星赤道平面附近，接近圆形的轨道，并且被认为是与木星同时形成的。其它的卫星，包括数目不详的不规则小卫星，有着椭圆与倾斜的轨道，被��为是被捕获的小行星或是被捕或小行星的碎片。属于同一群的不规则卫星共用相似的轨道要素，因而可能有着共同的起源，或许是一颗大卫星或是碎裂的一个天体。\n\n与太阳系的交互作用\n伴随着太阳，木星的引力影响与帮助塑造了太阳系。（除了水星以外，太阳系行星的轨道平面都比较接近木星的轨道平面，而不是太阳的赤道平面（水星是唯一轨道平面比较接近太阳赤道的。）在主小行星带的柯克伍德空隙主要是由木星造成的，而且这颗行星可能也要对内太阳系历史上的后期重轰炸期负责。\n\n 此图显示与木星共轨道的特洛伊小行星，以及主小行星带\n和它的卫星，木星的引力场控制了无数被安顿在拉格朗日点的小行星。这些小行星在木星之前或跟随在木星之后一起绕着太阳公转。它们被称为特洛伊小行星，并且分为希腊营和特洛伊营，以纪念伊利亚特。第一颗是马克斯·沃夫在1906年发现的(588) 阿基里斯，自此之后，迄今已经发现了数千颗，其中最大的是(624) 赫克特。 \n大多数短周期彗星属于木星族 －定义为轨道半长轴比木星小的彗星。木星族彗星被认为起源于海王星轨道之外的古柏带。在接近木星时，轨道受到摄动进入较短的周期，然后在木星和太阳的引力交互作用下，规律地环绕着太阳。\n\n撞击\n 1994年7月22日8:06 12～19 UT在木星轨道的伽利略号所摄W核撞击照片（图片由左至右），只发生数秒间之闪光（亮点）\n 哈伯太空望远镜的影像显示2009的木星撞击留下大约8,000公里（5,000英里）长的痕迹。\n由于其巨大的重力井和邻近内太阳系，木星被称为太阳系的真空吸尘器。它是太阳系内最频繁接受到彗星撞击的行星。它被认为是保护内太阳系的行星得以免受彗星的轰击。最近的电脑模拟显示，木星重力的摄动虽然可以改变进入内太阳系彗星的轨道，将它们吸积或弹出，但并未减少进入内太阳系的彗星数量。这仍然是天文学家争议的主题，有些人相信它会将柯伊伯带的彗星拉近地球，而另一些人认为木星保护地球免于受到被宣称来自奥尔特云的彗星撞击。木星被小行星和彗星撞击的经验是地球的200倍。\n在1997年，对历史上的天文图绘的调查认为乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼可能在1690年纪录了一次木星被撞击的疤痕。调查也确认其它8个候选的观测可能性太低或不是撞击事件。在1979年3月，航海家1号在与木星相遇时拍到一颗火球。在1994年7月16日至7月22日这段期间，超过20颗舒梅克－李维九号彗星（SL-9，正式的名称是D/1993 F2）的碎片撞击在木星的南半球，首次提供了直接观测太阳系内两个天体的碰撞。这种撞击对木星大气的成分提供了有用的资料。\n在2009年7月19日，在系统2的经度216度之处发现被撞击的位置。这个撞击在木星的大气层留下一个与长圆形BA的大小相似的黑点。红外线的观测显示在撞击点上有一个亮点，意味着撞击造成南极地区低层区域大气层的温度升高。\n在2010年6月3日，澳洲的业余天文学家Anthony Wesley观测到一颗火球的撞击，造成小于以前观测到的事件。稍后，另一位菲律宾的业余天文学家也录影捕捉到这次事件。2010年8月20日又有人见到一颗火球。\n2012年9月19日，又检测到另一颗火球。\n\n生命的可能\n在1953年，米勒-尤里实验证明了闪电和存在于原始地球大气中的化合物组合可以形成有机物（包括胺基酸），可以做为生命的基石。这模拟的大气成分为水、甲烷、氨和氢分子；所有的这些物质都在现今的木星大气层中被发现。木星的大气层有强大的垂直空气流动，运载这些化合物进入较低的地区。 但在木星的内部有更高的温度，会分解这些化学物，会妨碍类似地球生命的形成。\n在木星，因为大气层中只有少量的水，还有任何的固体表面都在深处压力极大的地区，因此被认为不可能存在任何类似地球的生命。在1976年，在航海家任务之前，曾经假设基于氨与水的生命可能在木星大气层的上层进化。这一假设是基于地球的海洋态环境，顶层有简单的光合作用浮游生物，低层的鱼可以喂食这些生物，而肉食的海洋生物可以猎食这些鱼。\n在木星的一些卫星，地表之下可能有海洋存在，导致这些卫星更可能有生物存在的猜测。\n\n神话\n 木星，出自1550年古德·波那提编辑的木刻集Liber Astronomiae。\n木星，因为在夜晚以肉眼很容易就看见它，当太阳的位置很低时，偶尔也能在白天看见，因此自古以来就为人所知。在巴比伦，这个天体代表他们的神马尔杜克（Marduk）。他们用木星轨道大约12年绕行黄道一周来定义它���生肖的星宫。\n罗马人依据神话将它命名为朱庇特（拉丁语：Iuppiter, Iūpiter，也称为Jova），是罗马神话中主要的神，它的名字来自原始印欧语系的呼格合成*Dyēu-pəter（主格：*Dyēus-pətēr，意思是, \"O 天神之父\"或\"O 日神之父\"）。相对而言，木星对应于希腊神话是  宙斯（Ζεύς），也被称为Dias (Δίας)，其中的行星名称仍然保留在现代的希腊语中。\nJovian是从Jupiter转成的形容词，古老的形容词是jovial，是中世纪的占星家使用的词汇，原来的意思是\"幸福\"或\"圣诞快乐\"，是占星学中木星对情绪的影响。\n在中、日、韩语系中，基于中国的五行，这颗行星被称为木星。中国的道教它拟人化成为福星，希腊人称之为Φαέθων,；法厄同（Phaethon）、\"创新（blazing）\"。在吠陀占星，木星被称为祭主仙人（Brihaspati），是启发灵性的宗教导师，通常称为上师（Guru），字面的意思是\"重人\"。\n在英语，周四（Thursday）是源自\"雷神日\"（Thor's day），是出在日耳曼神话。相较于罗马神话就是朱庇特。罗马星期的Jovis也重新命名为Thursday。\n在突厥神话，木星称为\"Erendiz/Erentüz\"，这意味着\"eren(?)+ yultuz(star)\"，而关于\"eren\"有许多有意义的理论。同样的，它们也算出木星的轨道周期是11年又300天。他们认为一些社会和自然的事件连结到在天上运行的。\n\n参见\n\n 热木星\n\n 朱诺号\n\n 虚构作品中的木星\n\n 新视野号\n\n 太空探索\n\n 太阳系探测器列表\n\n 太阳系探索时间线\n\n 先驱者10号\n\n 航海家号：1号、2号\n\n 伽利略号\n\n 卡西尼号"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "大红斑", "content": "大红斑，虽然木星表面的大多数特征变化不定，但有些特征仍具有持久性和半持久性，甚至持续几十年到几百年，只是能见度时高时低。其中最显著最持久的特征要算大红斑了。它是位于赤道南侧长达2万多公里、宽约1.1万公里的一个红色蛋形区域。从十七世纪以来就对它进行时断时续的观测。1878年，大红斑以鲜明的颜色引人注意，从此就有了连续的观测记录。人们发现，有些年代红斑色彩浓艳，有些年代显得暗淡，有时甚至只能隐约看见它的轮廓。大红斑在经度方向有漂移运动，因而它肯定不是一种固态的表面特征。现在认为它很可能是一个巨大的风暴。从木星的外面看去，它是一个强大的旋涡，或是一团激烈上升的气流。旋涡或气流中含有红磷化合物，红斑的颜色可能就是由此产生的。从“旅行者”1号发回的照片看来，红斑呈深橙色，象一团巨大的旋风，逆时针方向转动。木星大气既密且厚，所以大红斑寿命很长。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "木星环", "content": "木星环（汉语拼音：mù xīng huán），木星环，是指围绕在木星周围的行星环系统。它是太阳系第三个被发现的行星环系统，第一个和第二个分别是土星环及天王星环。木星环首次被观测到是在1979年，由航海家一号发现及在1990年代受到伽利略号进行详细调查。木星环在25年来亦可以由哈勃太空望远镜及地球观察。在地上需要现存最大的望远镜才能够进行木星环的观察。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "木星卫星", "content": "木星卫星（汉语拼音：mù xīng wèi xīng），（Jupiter，satellites of），已探测到18颗。其中的16颗已有较可靠的数据。最大的4颗即木卫一、木卫二、木卫三、木卫四，又称伽利略卫星。最外面的是4颗很小的逆行卫星，有人认为它们原是小行星，后来才被木星俘获。从木卫十五到木卫四的7颗卫星满足广义的提丢斯-波得定则。轨道具有共面、同向、近圆等特性，故属规则卫星。木卫系统还会造成许多特有的天文现象：木卫食(木卫进入木星影锥)、木卫掩（被木星遮掩）、木卫凌木(通过木星视面)、木卫影凌木（木卫影锥在木星视面经过）及木卫互掩(一个木卫被另一木卫遮掩)。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "伽利略卫星", "content": "伽利略卫星（Galilean satellites），G.伽利略1610年发现的4颗木星卫星，也是除月球外最早发现的卫星。但1981年中国学者席泽宗认为，中国古代天文学家甘德早在公元前400～前360年便已发现了木卫三。木卫一上有剧烈的火山活动，表面没有常见的环形山，地貌的年龄几乎不超过1000万年；木卫二表面覆盖着厚约100千米的冰层，显得十分明亮；木卫三是卫星之冠，半径超过水星、冥王星，表面地形复杂，大多地区相当平滑，但也有一些直径100千米���下的环形山和明显的山脊、峡谷，并具有类似地球的断层结构和内部地质活动；木卫四的地壳十分古老，有许多奇特的同心圆环形结构，却见不到任何活动迹象。木卫一、木卫三上还有一定的大气。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "土星", "content": "土星（英语：Saturn），太阳系中仅次于木星的第二大行星。又称镇星、填星。质量和半径明显大于其他7颗行星，天文符号h。最亮时为－0.4等，它也是肉眼所见到的最远的行星。土星由令人眼花缭乱的冰环组成，是所有行星中独一无二的。它不是唯一一颗有光环的行星，但没有一颗像土星的光环那样壮观或复杂。\n　　在望远镜中，橘黄色的视圆面扁度达0.11，明亮的光环令人终身难忘。土星也有浓厚的大气，除氢、氦外，甲烷与氨的含量明显多于木星，其带纹比木星更有规则，它还有一个白斑，这是与木星大红斑类似的气旋结构，只是规模较小而已。土星赤道区域的自转周期为10小时14分，而纬度60°处则是10小时40分。其平均密度比水还小，是太阳系中密度最小的行星。空间探测表明，它也是一颗液体行星，大气下的表面是由液态氢、氦组成的海洋，但从其密度推断，在中间的金属氢  、氦层之下可能还有一个很厚的冰层。1979年先驱者探测器证实了土星有磁场，后来旅行者探测器测出其场强是木星磁场的1／35  ，磁轴与自转轴的交角为179°，而磁层结构比木星更复杂。土星也有额外的红外辐射，实测的大气温度在150K左右，比理论计算值高30K。土星卫星已确证有17颗，成为卫星最多的行星之一，新发现的12颗卫星都很小，直径一般只有几十千米。土星光环最早于1656年为荷兰人C.惠更斯所证认，1856年英国物理学家J.C.麦克斯韦则从理论上证明，光环应是由无数小块物质构成的。较亮的主环有A，B，C3条，但探测器的资料表明，实际环有数千条之多（见行星环）。\n\n\n 在卡西尼号坠入土星大气层的两天前，抓拍到了土星及其光环的最后一张照片。NASA/JPL"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "土星环", "content": "土星环（ Rings of Saturn ），土星环是太阳系行星的行星环中最突出与明显的一个，环中有不计其数的小颗粒，其大小从微米到米都有，轨道成丛集的绕着土星运转。环中的颗粒主要成分都是水冰，还有一些尘埃和其它的化学物质。\n虽然环的反射能够增加土星的视星等（亮度），但从地球仅凭肉眼还是看不见环。在1610年，当望远镜第一次指向天空之际，伽利略虽然未能清楚的看出环的本质，但他还是成为观察土星环的第一个人。在1655年，惠更斯成为第一个描述环是环绕土星的盘状物的人。\n虽然许多人都认为土星环是由许多微细的小环累积而成的（这个观念可以回溯至拉普拉斯），并有少数真实的空隙。更正确的想法是这些环是有着同心但是在密度和亮度上有着极值的圆环盘。在丛集的尺度上，圆环之间有许多空洞的空间。\n在环的中间有一些空隙：有两条已经知道是与被埋藏在环中的卫星产生轨道共振引起的波动造成的，其它的空隙还不知道成因。稳定的共振，另一方面，也维系了一些环长期的存在，像是泰坦环。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "土星卫星", "content": "土星卫星（汉语拼音：Tuxing Weixing；英语：Saturn，Satellites Of），太阳系中最庞大的卫星系统。较确定的已有22颗，其中18颗资料较可靠（见表），此外还有37颗候选天体有待证认最外的土卫九是逆行卫星；从土卫十到土卫七有8颗属规则卫星。最大的土卫六仅次于木卫三，是最早发现有大气的卫星，其大气密度为地球大气的5倍，主要成分是氮和甲烷，其表面是粘稠状的碳氢化合物，一度是人们寻找地外生命的希望，但空间探测已予以否定。土卫系统中还有几颗卫星同轨的奇特现象，如土卫十三、十四就分别在土卫三前后各60度处，构成了两个正三角形；而土卫十、十一有时会靠得很近，还有几颗卫星位于环内，这也是造成土星光环结构复杂多变的原因之一。\n\n　　　　　　　　　　　　　表：土星卫星（按与土星距离排列）"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "天王星", "content": "天王星（英语：Uranus），太阳系八大行星之一，按离太阳由近及远次序排列为第七颗大行星（18.37—20.08天文单位）。质量、大小属中等。其体积在太阳系中排名第三（比海王星大），质量排名第四（小于海王星），几乎横躺着围绕��阳公转。天王星的英文名称Uranus来自古希腊神话中的天空之神乌拉诺斯（Οὐρανός），是克洛诺斯的父亲，宙斯的祖父。\n　　1781年为英国F.W.赫歇尔偶然发现，最亮时可达5.7等，视圆面略呈蓝绿色。天王星的大气厚度达几千千米，其中80％为氢，氦占10％～15％，其余是甲烷、氨等，与彗星大气的成分相仿。由于大气高速气流的搅拌作用，大气内各处温度较均匀，约在97开左右。它没有巨行星表面的那种带纹，最独特之处是它的侧向自转，一般认为这是大星子撞击的结果。\n\n 1986年，旅行者2号拍摄的天王星照片。NASA/JPL\n 这张天王星及其光环的红外合成图像来自凯克望远镜\n　　1986年旅行者2号的探测使人们对它有了深刻的了解。在其大气之下是一个深8000千米的由水组成的大海，海水温度高达3000多K，但因处于高压下而保持气液态的平衡。天王星的磁场只有地球磁场的1／10，但磁轴与自转轴的交角达55°，从磁场测出的周期为17小时15分，与从大气测得的值不同。天王星也有磁层和辐射带。近年来，有人甚至认为整个天王星是由许多彗星集聚而成的。旅行者2号还发现了天王星的卫星有15颗，色彩不一，强弱不同的环带多达20条。\n　　旅行者2号在1986年1月24日最接近天王星，并随即发现了10个之前未知的天然卫星。另外太空船亦探测了天王星由其自转轴倾斜97.77°缘故而独特的大气层，并观察了他的行星环系统。\n　　天王星是太阳系里第三大的行星，它于距离太阳约28亿公里（17亿英里）的距离围绕太阳公转。其公转周期是84年，自转周期则是17小时14分钟。天王星的自转独特在于它实际上是倾倒在其轨道滚动，一般认为这个不寻常的位置是由于在太阳系的形成早期曾与一颗行星大小的星体碰撞过的原故。由于它的奇怪定位，使它的两极会分别接受长达42年的白昼或晚上，所以科学家们都不知道会在天王星上发现到些什么。\n　　旅行者2号发现了其中一样因天王星的倾斜位置而对其倾斜了60度的磁场的影响，就是其磁尾因天王星的转动而被扭曲成为了一个螺旋形，出现在天王星的后方。不过其实在旅行者到访之前，人们对天王星拥有磁场并不知情。\n　　天王星的辐射带被发现如土星的一样密集。辐射带里辐射的密集程度，会令光线把任何困在卫星或环里冰面上的甲烷迅速地（在100000年以内）变暗。这样解释了为什么天王星的卫星及环大部份都以灰色为主。\n　　在日光直射的一极检测到一些高层次的雾，发现这些雾帮助散播大量的紫外光，这个现象称之为“日辉”。其平均温度是60K（-350°F）。令人惊讶的是，即使是被照射的一极和黑暗的一极，在整颗行星上的云顶气温几乎一致。\n　　在五颗最大的天然卫星中运行轨迹最靠近天王星的天卫五，展示出它是太阳系中最奇怪的星体之一。当旅行者2号飞过时，从拍摄回来的详细照片中看到其表面上有一些深达20公里（12英里）的峡谷、隆起的断层和新旧年龄混合的地表。有理论指天卫五可能是把早期一些猛烈撞击后破裂的物质重新组合而成。\n　　太空船同时亦观测了九个已知的环，显示出天王星的环与木星和土星的环截然不同。整个星环系统相对地较新，并非与天王星形成时一起形成。星环里的组成粒子有可能是一颗因高速撞击或被潮汐力撕碎的卫星碎片而形成。\n\n目录\n\n1 发现\n2 命名\n3 行星环\n4 卫星\n\n\n发现\n　　天王星在被发现是行星之前，已经被观测了很多次，但都把它当作恒星看待。最早的纪录可以追溯至1690年约翰·佛兰斯蒂德在星表中将他编为金牛座34，并且至少观测了6次。法国天文学家Pierre Lemonnier在1750至1769年也至少观测了12次，包括一次连续四夜的观测。\n　　威廉·赫歇尔在1781年3月13日于他位于索美塞特巴恩镇新国王街19号自宅的庭院中观察到这颗行星（赫歇尔天文博物馆），但在1781年4月26日最早的报告中他称之为彗星。赫歇尔用他自己设计的望远镜“对这颗恒星做了一系列视差的观察”。他在他的学报上的记录着：“在与金牛座ζ成90°的位置……有一个星云样的星或者是一颗彗星。”在3月17日，他注记着：“我找到一颗彗星或星云状的星，并且由他的位置变化发现是一颗彗星。”当他将发现提交给皇家学会时，虽然含蓄的认为比较像行星，但仍然声称是发现了彗星：\n　　\"The power I had on when I first saw the comet was 227. From experience I know that the diameters of the fixed stars are not proportionally magnified with higher powers,as planets are; therefore I now put the powers at 460 and 932, and found that the diameter of the comet increased in proportion to the power, as it ought to be, on the supposition of its not being a fixed star, while the diameters of the stars to which I compared it were not increased in the same ratio. Moreover, the comet being magnified much beyond what its light would admit of, appeared hazy and ill-defined with these great powers, while the stars preserved that lustre and distinctness which from many thousand observations I knew they would retain. The sequel has shown that my surmises were well-founded, this proving to be the Comet we have lately observed.\"\n　　（“我第一次看到这颗彗星时的能量是227。从经验中我知道，固定恒星的直径并没有像行星那样按比例放大。所以我现在把权力在460年和932年，发现彗星的直径成比例增加的力量，应该是，假设的不是一个固定的恒星，而恒星的直径相比，我不是在相同的比例增加。此外，由于彗星被放大得比它的光线所能接受的大得多，它在这些巨大的力量作用下，显得模糊不清，模糊不清，而星星却保留着我从成千上万次观察中所知道的那种光泽和清晰。续集表明我的猜测是有根据的，这证明是我们最近观测到的彗星。”）\n　　赫歇尔因为他的发现被通知成为皇家天文学家，并且语无伦次地回复说：“我不知该如何称呼它，它在接近圆形的轨道上移动很像一颗行星，而彗星是在很扁的椭圆轨道上移动。我也没有看见彗发或彗尾。”\n　　当赫歇尔继续谨慎的以彗星描述他的新对象，其他的天文学家已经开始做不同的怀疑。俄国天文学家Anders Johan Lexell估计它至太阳的距离是地球至太阳的18倍，而没有彗星曾在近日点四倍于地球至太阳距离之外被观测到。柏林天文学家约翰·波得描述赫歇尔的发现像是“在土星轨道之外的圆形轨道上移动的恒星，可以被视为迄今仍未知的像行星的天体”。波得断定这个以圆轨道运行的天体比彗星更像是一颗行星。\n　　这个天体很快便被接受是一颗行星。在1783年，法国科学家拉普拉斯证实赫歇尔发现的是一颗行星。赫歇尔本人也向皇家天文学会的主席约翰·班克斯承认这个事实：“经由欧洲最杰出的天文学家观察，显示这颗新的星星我很荣誉的在1781年3月指认出的，是太阳系内主要的行星之一。”\n\n命名\n　　马斯基林曾这样的问赫歇尔：“作为天文学世界的恩宠（原文如此），为您的行星取个名字，这也完全是为了您所爱的，并且也是我们迫切期望您为您的发现所做的。”回应马基斯林的请求，赫歇尔决定命名为“乔治之星（Georgium Sidus）”或“乔治三世”以纪念他的新赞助人——乔治三世。他在给约瑟夫·贝克的信件中解释道：\n　　\"In the fabulous ages of ancient times the appellations of Mercury, Venus, Mars, Jupiter and Saturn were given to the Planets, as being the names of their principal heroes and divinities. In the present more philosophical era it would hardly be allowable to have recourse to the same method and call it Juno, Pallas, Apollo or Minerva, for a name to our new heavenly body. The first consideration of any particular event, or remarkable incident, seems to be its chronology: if in any future age it should be asked, when this last-found Planet was discovered? It would be a very satisfactory answer to say, 'In the reign of King George the Third.\"\n　　天文学家Jerôme Lalande建议将这颗行星称为赫歇尔以尊崇它的发现者。但是，波得赞成用希腊神话的乌拉诺斯，译成拉丁文的意思是天空之神，中文则称为天王星。波得的论点是农神（土星）是宙斯（木星）的父亲，新的行星则应该取名为农神的父亲。天王星的名称最早是在赫歇尔过世一年之后的1823年才出现于官方文件中。乔治三世或“乔治之星”的名称在之后仍经常被使用（只在英国使用），直到1850年，HM航海历才换用天王星的名称。\n　　天王星的名称是行星中唯一取自希腊神话而非罗马神话的，天王星的形容词（Uranian）被铀的发现者Martin Klaproth用来命名在1789年新发现的元素。Uranus的重音在第一个音节，因为倒数第二个音a是短音（ūrănŭs）并且是开放的音节。这样的音节在拉丁文中从未被强调过，因此在传统上名字的正确发音是来自英语的[ˈjʊ.rə.nəs]。传统上不正确的发音，重音落在第二音节并且将a发成长音是很普通的。\n　　天王星的天文学符号是Astronomical symbol for Uranus，它是火星和太阳符号的综合，因为天王星是希腊神话的天空之神，被认为是由太阳和火星联合的力量所控制的。他在占星学上的符号，是Lalande在1784年建议的。在给赫歇尔的一封信中，Lalande描述他是“您的名字首次战胜地球的符号”（\"a globe surmounted by the first letter of your name\"）。在东亚，也都翻译成天王星（sky king star）。\n\n行星环\n　　天王星有一个暗淡的行星环系统，由直径约十米的黑暗粒状物组成。它是继土星环之后，在太阳系内发现的第二个环系统。已知天王星环有13个圆环，其中最明亮的是ε环（Epsilon），其他的环都非常黯淡。天王星的光环像木星的光环一样暗，但又像土星的光环那样有相当大的直径。天王星环被认为是相当年轻的，在圆环周围的空隙和不透明部分的区别，暗示她们不是与天王星同时形成的，环中的物质可能来自被高速撞击或潮汐力粉碎的卫星。而最外面的第5个环的成分大部分是直径为几米到几十米的冰块。除此之外，天王星可能还存在着大量的窄环，宽度仅有50米，单环的环反射率非常低。\n　　环的发现日期是1977年3月10日，在James L. Elliot、Edward W. Dunham、和Douglas J. Mink使用柯伊伯机载天文台观测时。这个发现是很意外的，他们原本的计划是观测天王星掩蔽SAO 158687以研究天王星的大气层。然而，当他们分析观测的资料时，他们发现于行星掩蔽的前后，这颗恒星都曾经短暂的消失了五次。他们认为，必须有个环系统围绕着行星才能解释。后来他们又侦测到四个额外的环。旅行者2号在1986年飞掠过天王星时，直接看见了这些环。旅行者2号也发现了两圈新的光环，使环的数量增加到11圈。\n　　在2005年12月，哈勃太空望远镜侦测到一对早先未曾发现的蓝色圆环。最外围的一圈与天王星的距离比早先知道的环远了两倍，因此新发现的环被称为环系统的外环，使天王星环的数量增加到13圈。哈柏同时也发现了两颗新的小卫星，其中的天卫二十六还与最外面的环共享轨道。在2006年4月，凯克天文台公布的新环影像中，外环的一圈是蓝色的，另一圈则是红色的。\n　　关于外环颜色是蓝色的一个假说是，它由来自天卫二十六的细小冰微粒组成，因此能散射足够多的蓝光。天王星的内环看起来是呈灰色的。\n\n卫星\n　　已知天王星有27颗天然的卫星，这些卫星的名称都出自莎士比亚和蒲伯的歌剧中。五颗主要卫星的名称是米兰达（Miranda）、艾瑞尔（Ariel）、乌姆柏里厄尔（Umbriel）、泰坦尼亚（Tatania）和欧贝隆（Obeon）。第一颗和第二颗（泰坦尼亚和欧贝隆）是威廉·赫歇耳在1787年3月13日发现的，另外两颗艾瑞尔和乌姆柏里厄尔是在1851年被威廉·拉索尔发现的。在1852年，威廉·赫歇耳的儿子约翰·赫歇耳才为这四颗卫星命名。到了1948年杰勒德P. 库普尔发现第五颗卫星米兰达。\n　　天王星卫星系统的质量是气体巨星中最少的，的确，五颗主要卫星的总质量还不到崔顿的一半。最大的卫星，泰坦尼亚，半径788.9公里，还不到月球的一半，但是比土星第二大的卫星Rhea稍大些。这些卫星的反照率相对也较低，乌姆柏里厄尔约为0.2，艾瑞尔约为0.35（在绿光）。这些卫星由冰和岩石组成，大约是50%的冰和50%的岩石，冰也许包含氨和二氧化碳。\n　　在这些卫星中，艾瑞尔有着最年轻的表面，上面只有少许的陨石坑；乌姆柏里厄尔看起来是最老的。米兰达拥有深达20公里的断层峡谷，梯田状的层次和混乱的变化，形成令人混淆的表面年龄和特征。有种假说认为米兰达在过去可能遭遇过巨型的撞击而被完全的分解，然后又偶然的重组起来。\n　　1986年1月，旅行者2号太空船飞越过天王星，在稍后研究照片时，发现了Perdita和10颗小卫星。后来使用地面的望远镜也证实了这些卫星的存在。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "天王星环", "content": "天王星环（ Rings of Uranus ），是直径小于10米的黑暗颗粒物质组成的暗淡环系统，是继土星环之后，在太阳系内被发现的第二个环系统。已知的13个清晰的环中，最亮的是ε环。\n天王星是英国天文学家威廉斯·赫歇耳在1781年3月13日发现的，他利用自制的口径为16厘米的望远镜看到了这颗行星。最初他曾以为这是一颗彗星，但是进一步观测之后表明，这是一颗比土星更远的新行星。天王星围绕太阳的转动周期（公转周期）是84年，自转周期为16.2小时。它沿一个椭圆形轨道转动，轨道平均半径约为28亿公里（19.18天文单位）。天王星与其它太阳系行星不同，它仿佛是侧身躺着围绕自己的轴在转动。\n从发现天王星至今已经一共找到10个天王星环和15颗卫星，天王星环不像土星环，它们非常细，是名副其实的线状环，因此只有利用特殊的观察方法才能看到天王星环。\n认为威廉·赫歇尔在18世纪就��察到天王星环的理由，首先来自于他的观测记录，详述在1789年2月22日对天王星的观测，包括以下的段落：“觉得有一个环”。\n赫歇尔在一张小图上画出了圆环，并且注明“有一点倾向于红色”，夏威夷的凯克望远镜则证实了这样的描述是真实的。赫歇尔的笔记在1797年被皇家学会印制出版，但是在1797至1977年将近二个世纪的时间，天王星环很少，甚至根本未曾被提及。这不得不很严肃的怀疑赫歇尔究竟看见了什么，而之后其他的数百位天文学家却什么都没有看见？平心而论，即使赫歇尔给了天王星环与天王星大小的正确关系，天王星在太阳附近的移动也可能改变了环和他的颜色。\n在2005年12月，哈勃太空望远镜侦测到一对早先未曾发现的圆环，如今称为外环系统，使天王星环已知的数量增加到13圈。最外面的环称为μ环，是较明亮的η环距离的两倍远。哈柏同时也发现了两颗新的小卫星，其中的天卫二十六还与最外面的μ环共享轨道，并且被炸出来的表面物质可能是环的原料来源。\n在2006年4月，凯克天文台公布的新环影像中，最外环的一圈是蓝色的，另一圈则是红色的。关于外环颜色是蓝色的一个假说是，它由来自天卫二十六的细小冰微粒组成，因此能散射足够多的蓝光。天王星的内环看起来是呈灰色的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "天王星卫星", "content": "天王星卫星（汉语拼音：Tianwangxing Weixing；英语：Uranus，Satellites of），简称天卫。1948年前发现的5颗天卫星均属规则卫星。1986年旅行者2号在天卫五轨道内又发现了10颗黝黑、直径也小得多的天卫（见表）。天卫的平均密度介于1.26到1.65克／厘米3之间，它们的环形山下常覆盖有一层富碳的有机物，很可能是由岩石与固态的甲烷、氨冰的混合物所构成的。\n　　　　　　　　　　\n　　　　　　　　　　表：天王星卫星表（按与天王星距离排列）"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "海王星", "content": "海王星（英文：Neptune），太阳系八大行星中距离太阳排名第八的行星，距离太阳大约30个天文单位，公转周期大约相当于地球上的165个年，大约相当于天王星的两倍。从地球上观测海王星的最大亮度为7.78个视星等，从地球上观测海王星的最低亮度为8.02个视星等。\n\n 海王星照片，1989年旅行者2号拍摄\n　　1845～1846年，英国J.C.亚当斯和法国U.勒威耶分别独立算出它的轨道和在天空的位置，1846年德国J.G.伽勒根据勒威耶的报告发现了它。1989年旅行者2号改变了海王星资料贫乏的状况，海王星大气相当透明，成分与天王星大气相近，但甲烷、氨的含量更高，而且大气活动剧烈得多，到处狂风呼啸，甲烷组成的白云在湍急的气流中翻滚不止，形成和消散都很迅速。耐人寻味的是，南半球上也有一个与木星大红斑类似的大黑斑和2个小黑斑，大黑斑约12000千米×8000千米，亦在顺时针方向急剧旋转，在它后面有时又会滋生出许多尾随它的小黑斑。大黑斑上空则有两个亮斑。海王星南极区则有宽3000多千米的黑带，估计是一片风暴区。海王星的磁场强度是地磁的2～3倍，磁轴与自转轴有50度的交角。所以它也具有磁层，会产生极光。科学家们推测，海王星的表面是一种由甲烷、氢和水冰组成的半流体，它的下面则是一个坚硬无比的钻石核心。旅行者2号还证实了海王星有8颗卫星（见海王星卫星）和5条环带，但有的环并不完整。\n\n卫星\n 海王星卫星S/2004N1，直径约为19千米，距地球约48亿千米。\n　　海王星有14颗已知的天然卫星。其中最大的、也是唯一拥有足够质量成为球体的海卫一在海王星被发现17天以后就被威廉·拉塞尔发现了。与其他大型卫星不同，海卫一运行于逆行轨道，说明它是被海王星俘获的，大概曾经是一个柯伊伯带天体。它与海王星的距离足够近使它被锁定在同步轨道上，它将缓慢地经螺旋轨道接近海王星，当它到达洛希极限时最终将被海王星的引力撕开。海卫一是太阳系中被测量的最冷的天体，温度为-235℃（38K）。\n　　海王星第二个已知卫星（依距离排列）是形状不规则的海卫二，它的轨道是太阳系中离心率最大的卫星轨道之一。从1989年7月到9月，“旅行者2号”发现了六个新的海王星卫星。其中形状不规则的海卫八以拥有在其密度下不会被它自身的引力变成球体的最大体积而出名。尽管它是质量第二大的海王星卫星，它只是海卫一质量的1/400。最靠近海王星的四个卫星，海卫三、海卫四、海卫五和海卫六，轨���在海王星的环之内。第二靠外的海卫七在1981年它掩星的时候被观察到。起初掩星的原因被归结为行星环上的弧，但据1989年“旅行者2号”的观察，才发现是由卫星造成的。2004年宣布了在2002年和2003之间发现的五个新的形状不规则卫星。由于海王星得名于罗马神话的海神，它的卫星都以低等的海神命名。\n　　SETI协会研究员马克·肖华特（Mark Showalter）2013年发现了围绕海王星的一颗新卫星，编号为海王星卫星S/2004N1，直径约为19千米，距地球约48亿千米。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "海王星卫星", "content": "海王星卫星（Neptune，satellites of），简称海卫。已知8颗。旅行者2号所发现的6颗还未统一命名，临时编号分别为1989N1，1989N2，……1989N6，其大小分别为400、210×190、140、160、90、50千米；1846年发现的海卫一和1949年发现的海卫二直径分别为1360千米和340千米。海卫一是非常特殊的卫星，其大小与月球相仿，是太阳系中4个有大气的卫星之一，它离海王星较近，但却是逆行的。1989年旅行者2号发现它几乎具有行星的一切特征：不仅有行星所有的天气现象，具有类似行星的地貌和内部结构，它的极冠比火星极冠还大，上面的火山也在活动（但喷出的是冰雪团和冰氮颗粒），更令人惊奇的是它还具有只有行星才有的磁场。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "冥王星", "content": "冥王星（小行星序号：134340 Pluto；天文代号：♇），是太阳系柯伊伯带中的矮行星，是第一颗被发现的柯伊伯带天体。在直接围绕太阳运行的天体中，冥王星体积排名第9，质量排名第10。冥王星是以罗马冥神的名字命名的。\n　　冥王星是体积最大的海外天体，其质量仅次于位于离散盘中的阋神星。与其他柯伊伯带天体一样，冥王星主要由岩石和冰组成。冥王星仅有月球质量的1/6、月球体积的1/3。冥王星的轨道离心率及倾角皆较高，近日点为30天文单位（44亿公里），远日点为49天文单位（74亿公里）。冥王星因此周期性进入海王星轨道内侧。海王星与冥王星因相互的轨道共振而不会碰撞。在冥王星距太阳的平均距离上太阳光需要5.5小时到达冥王星。\n　　1930年C.W.汤博发现冥王星，并将其视为第九大行星。1992年后在柯伊伯带发现的一些质量与冥王星相若的冰制天体挑战冥王星的行星地位。2005年发现的阋神星质量甚至比冥王星质量多出27%，国际天文联合会（IAU）因此在翌年正式定义行星概念。新定义将冥王星排除行星范围，将其划为矮行星（类冥天体）。\n　　2015年7月14日，美国宇航局发射的新视野号探测器飞掠冥王星，成为人类首颗造访冥王星的探测器。\n　　2016年3月4日，美国航天局“新视野”号探测器项目团队最新发现冥王星的顶部也覆盖着皑皑“白雪”。\n\n 2015年7月，新视野号任务拍摄到冥王星的彩色照片\n 2015年7月，美国宇航局的新视野号任务拍摄了冥王星的山脉和平原"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "冥王星卫星", "content": "冥王星卫星（Pluto，satellites of），仅知1颗，为美国克里斯蒂于1978年发现，当时临时编号1978P1，现命名为喀戎，中译名冥卫一。它的发现使人们第一次得到冥王星质量的准确值，确立了冥王星的大行星地位，导致了新的行星分类方法，因而有很大的意义。经过多次测算，冥卫一的半径值为580±50千米，超过冥王星的一半，是太阳系中与行星比例最大的卫星。由此可估算出其质量为1.3×1021千克。冥卫一恰位于冥王星的同步卫星轨道上，两者中心距19000千米，所以它是太阳系中唯一的天然同步卫星，不仅它始终以同一面朝向冥王星，冥王星也始终以同一面朝着冥卫一。冥王星的自转周期、绕冥王星的公转周期及冥王星的自转周期均为6.3867天。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "水内行星", "content": "水内行星（intra-Mercurial planet），设想中的轨道在水星轨道以内的大行星。19世纪中叶人们发现在扣除了其他行星的影响后，水星的近日点每世纪会向东前进43″，因受发现海王星启发，多数人认为这是因存在水内行星所致。法国天文学家U.勒威耶甚至几次作了预报，为它准备了“火神星”的名字。即使到今天，搜寻水内行星仍常是日全食观测的一个重要课题，1973年两个比利时天文学家声称发现了它。实际上，这种进动早在20世纪初A.爱因斯坦已用广义相对论作了圆满的解释，理论与观测十分吻合，因此现代天文学家基本上否认了��存在的可能。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "冥外行星", "content": "冥外行星（trans-Pluto），设想中存在于冥王星轨道之外的大行星。坚信它存在的理由有：①冥王星太小，难以说明观测到的天王星、海王星轨道运动的一些反常变化。②九大行星【注】仅占太阳系很小区域，在外面应还有行星。③从彗星轨道研究中也可看出存在冥外行星的端倪。但也有许多人持否定观点：从起源演化观点看，海王星轨道外的原始星云物质已十分稀少，除了冥王星外，不可能再有大行星；天王星、海王星的不规则运动极小，可能是观测误差或其他原因造成；彗星运动可用诸如非引力效应等说明。人们寄希望于从不同方向飞出的2个先驱者探测器，它们可能将为冥外行星作出科学的判断。\n【注】 1930年克莱德·汤博发现冥王星，并将其视为第九大行星。1992年后在柯伊伯带发现的一些质量与冥王星相若的冰制天体挑战冥王星的行星地位。2005年发现的阋神星质量甚至比冥王星质量多出27%，国际天文联合会（IAU）因此在翌年正式定义行星概念。新定义将冥王星排除行星范围，将其划为矮行星（类冥天体）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "小行星", "content": "编号为2020 XL5 的小行星（构想图），直径约1.2公里，在大约500年至1000年前开始陪伴地球，会随地球公转至少4000年，不会对地球构成威胁。西班牙和美国研究人员2022年2月1日在英国杂志《自然·通讯》发表论文宣布上述发现。新华社/路透\n小行星（希腊语：Αστεροειδής，英语：Asteroid），微型行星的一种。以太阳系而言，小行星属于太阳系小天体（SSSB），和行星一样环绕太阳运动，但体积和质量比行星小得多，轨道大多在离太阳2.17～3.64天文单位之间。广义的小行星大小介于流星体和矮行星之间，直径可从数公尺至1,000公里不等，包括在这个尺寸下太阳系里非彗星的所有小天体。但大部分的小行星都分布于内太阳系，加上外太阳系小天体（如半人马群和海王星外天体）的物理特性和内太阳系小天体有所差异，因此“小行星”一词更常被用于专指内太阳系非彗星的小天体。\n小行星一般被认为是由太阳系形成时期的微行星演变而来，是至今发现数量最多的太阳系天体，至2021年9月4日止，太阳系内已有约112.1万颗小行星被确认（包含外太阳系小天体），其中约52%已有正式编号，但这很可能仍仅是所有小行星中的一小部分。受到2000年代以后观测技术进步以及观测任务渐多的影响，已发现的小行星数量每天都在持续增长，如今每个月都能有多达数千颗新的小行星被发现。\n尽管至今已发现了数量相当庞大的小行星，当中只有极少数的直径大于100公里。到1990年代为止最大的小行星是谷神星，但近年在古柏带内发现的一些小行星的直径比谷神星要大，比如2000年发现的伐楼拿（Varuna）的直径为900公里，2002年发现的夸欧尔（Quaoar）直径为1,280公里，2004年发现的厄耳枯斯的直径甚至可能达到1,800公里。2003年发现的塞德娜（小行星90377）位于古柏带以外，其直径约为1,500公里。不过也有天文学家认为以上这些天体可能都属于矮行星。\n根据估计，小行星的数目应该有数百万，详见小行星列表，而最大型的小行星现在开始重新分类，被定义为矮行星。\n\n 灶神星（Vesta），太阳系的小行星。2012年黎明号拍摄了这张原始行星灶神星的照片。NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA\n目录\n\n1 小行星研究的历史\n2 小行星的命名\n3 小行星的来源\n4 小行星的构成\n5 小行星的轨道与近地小行星\n\n5.1 主小行星带的小行星\n5.2 火星轨道内的小行星\n5.3 在其他行星的轨道上运行的小行星\n5.4 土星和天王星之间的小行星\n5.5 古柏带的小行星\n5.6 水星轨道内的小行星\n\n\n6 小行星的探测\n\n\n小行星研究的历史\n1760年有人猜测太阳系内的行星离太阳的距离构成一个简单的数码系列。按这个系列在火星和木星之间有一个空隙，这两颗行星之间也应该有一颗行星。18世纪末有许多人开始寻找这颗未被发现的行星。著名的提丢斯-波得定则就是其中一例。当时欧洲的天文学家们组织了世界上第一次国际性的科研专案，在哥达天文台的领导下全天被分为24个区，欧洲的天文学家们有系统地在这24个区内搜索这颗被称为“幽灵”的行星。但这个专案没有任何成果。\n1801年1月1日晚上，朱塞普·皮亚齐在西西里岛上巴勒莫的天文台内在金牛座里发现了一颗在星图上找不到的星。皮亚齐本人并没有参加寻找“幽灵”的项目，但他听说了这个项目，他怀疑他找到了“幽灵”，因此他在此后数日内继续观察这颗星。他将他的发现报告给哥达天文台，但一开始他称他找到了一颗彗星。此后皮亚齐生病了，无法继续他的观察。而他的发现报告用了很长时间才到达哥达，此时那颗星已经向太阳方向运动，无法再被找到了。\n高斯此时发明了一种计算行星和彗星轨道的方法，用这种方法只需要几个位置点就可以计算出一颗天体的轨道。高斯读了皮亚齐的发现后就将这颗天体的位置计算出来送往哥达。奥伯斯于1801年12月31日晚重新发现了这颗星。后来它获得了谷神星这个名字。1802年奥伯斯又发现了另一颗天体，他将它命名为智神星。1803年婚神星，1807年灶神星被发现。一直到1845年第五颗小行星义神星才被发现，但此后许多小行星被很快地发现了。到1890年为止已有约300颗已知的小行星了。\n1890年摄影术进入天文学，为天文学的发展给予了巨大的推动。此前要发现一颗小行星天文学家必须长时间记录每颗可疑的星的位置，比较它们与周围星位置之间的变化。但在摄影底片上一颗相对于恒星运动的小行星在底片上拉出一条线，很容易就可以被确定。而且随着底片的感光度的增强它们很快就比人眼要灵敏，即使比较暗的小行星也可以被发现。摄影术的引入使得被发现的小行星的数量增长巨大。1990年CCD摄影的技术被引入，加上电脑分析电子摄影的技术的完善使得更多的小行星在很短的时间里被发现。今天已知的小行星的数量约达70万。\n一颗小行星的轨道被确定后，天文学家可以根据对它的亮度和反照率的分析来估计它的大小。为了分析一颗小行星的反照率一般天文学家既使用可见光也使用红外线的测量。但这个方法还是比较不可靠的，因为每颗小行星的表面结构和成分都可能不同，因此对反照率的分析的错误往往比较大。\n比较精确的资料可以使用雷达观测来取得。天文学家使用射电望远镜作为高功率的发生器向小行星投射强无线电波。通过测量反射波到达的速度可以计算出小行星的距离。对其他资料（衍射资料）的分析可以推导出小行星的形状和大小。此外，观测小行星掩星也可以比较精确地推算小行星的大小。\n现在也已经有一系列无人太空船在一些小行星的附近对它们进行过研究，这些探测任务的成就包括：\n\n\n 1991年：伽利略号在它前往木星的路程上飞掠小行星951，是首架探测小行星的探测器。\n\n 1993年：伽利略号以2,390公里的距离飞掠艾女星（小行星243）。\n\n 1997年：会合-舒梅克号以1,212公里的距离飞掠小行星253。\n\n 1999年：深空1号以26公里的距离飞掠小行星9969\n\n 2001年：会合-舒梅克号于爱神星（小行星433）登陆，是首架成功登陆小行星的探测器。\n\n 2002年：星尘号以3,300公里的距离飞掠小行星5535。\n\n 2005年：隼鸟号于小行星25143登陆，并在五年后将采集的样本送回地球，是首架成功带回小行星样本的探测器。\n\n 2008年：罗塞塔号以800公里的距离飞掠小行星2867。\n\n 2010年：罗塞塔号以3,162公里的距离飞掠司琴星。\n\n 2011年：曙光号进入环绕灶神星的轨道，并绕行超过一年，是迄今探测过最大型小行星的探测器。\n\n 2012年：嫦娥二号以3.2公里的距离飞掠小行星4179，是距离飞掠目标最近的探测器。\n\n 2018年：OSIRIS-REx和隼鸟2号分别抵达小行星101955和小行星162173。\n\n 2019年：新视野号以3,500公里的距离飞掠小行星486958，是迄今探测过最遥远天体的探测器。\n\n\n小行星的命名\n C-型小行星梅西尔德星\n小行星的名字由两个部分组成：前面是一个永久编号，后面是一个名字。每颗被证实的小行星先会获得一个永久编号，发现者可以为这颗小行星建议一个名字。这个名字要由国际天文联会批准才被正式采纳，原因是因为小行星的命名有一定的常规。因此有些小行星没有名字，尤其是在永久编号在上万的小行星。假如小行星的轨道可以足够精确地被确定后，那么它的发现就算是被证实了。在此之前，它会有一个临时编号，是由它的发现年份和两个字母组成，比如2004 DW。\n皮亚齐于1801年在西西里岛发现第一颗小行星，他将这颗星起名为谷神·费迪南星。前一部分是以西西里岛的保护神谷神命名的，后一部分是以那波利国王费迪南四世命名的。但各国学者们对此不满意，因此将第二部分去掉了，所以第一颗小行星的正式名称是小行星1号谷神星。\n此后发现的小行星都是按这个传统以罗马或希腊的神来命名的，如智神星、灶神星、义神星等。并且约定命名权归发现者，而且必须使用女性神的名字。\n但随着越来越多的小行星被发现，最后古典神话的名字都用光了。因此后来的小行星以发现者夫人的名字、历史人物或其他重要人物、城市、地点、童话人物名字或其他神话里的神来命名。直到21世纪初，才废除采用女性化名称的命名方式。比如216 艳后星是依据埃及女王克娄巴特拉七世命名的，2001爱因斯坦是以阿尔伯特·爱因斯坦命名的，17744福斯特是依据女演员茱蒂·福斯特命名的，小行星1773是按格林童话中的一个侏儒命名的，145523鹿林是以中央大学在台湾鹿林山的发现地点鹿林天文台为名等。截至2015年10月27日，具有轨道数据的小行星共1,266,470颗，获永久编号的小行星共450,133颗，已命名的小行星共19,513颗。\n对于一些编号是1000的倍数的小行星，习惯上以特别重要的人、物来命名（但常有例外）。\n由于永久编号已超过100,000，一些原来应付5位编号的程序便无法支援，因此出现了一些在万位元采用英文字母的编号表示方法，即A=10、B=11……Z=35；a=36……z=61，在此安排下，619,999号以下的小行星仍然可以用5位表示。\n\n小行星的来源\n 伽利略号于1993年拍摄到的艾女星与其卫星\n一开始天文学家以为小行星是一颗在火星和木星之间的行星（法厄同星）破裂而成的，但小行星带内的所有小行星的全部质量比月球的质量还要小。今天天文学家认为小行星是太阳系形成过程中没有形成行星的残留物质。木星在太阳系形成时的质量增长最快，它防止在今天小行星带地区另一颗行星的形成。小行星带地区的小行星的轨道受到木星的干扰，它们不断碰撞和破碎。其他的物质被逐出它们的轨道与其他行星相撞。大的小行星在形成后由于铝的放射性同位素26Al（和可能铁的放射性同位素60Fe）的衰变而变热。重的元素如镍和铁在这种情况下向小行星的内部下沉，轻的元素如矽则上浮。这样一来就造成了小行星内部物质的分离。在此后的碰撞和破裂后所产生的新的小行星的构成因此也不同。有些这些碎片后来落到地球上成为陨石。\n\n小行星的构成\n通过光谱分析所得到的资料可以证明小行星的表面组成很不一样。按其光谱的特性小行星被分几类：\n\n\n C-型小行星：这种小行星占所有小行星的75%，因此是数量最多的小行星。C-型小行星的表面含碳，反照率非常低，只有0.05左右。一般认为C-型小行星的构成与碳质球粒陨石（一种石陨石）的构成一样。一般C-型小行星多分布于小行星带的外层。\n\n S-型小行星：这种小行星占所有小行星的17%，是数量第二多的小行星。S-型小行星一般分布于小行星带的内层。S-型小行星的反照率比较高，在0.15到0.25之间。它们的构成与普通球粒陨石类似。这类陨石一般由矽化物组成。\n\n M-型小行星：剩下的小行星中大多数属于这一类。这些小行星可能是过去比较大的小行星的金属核。它们的反照率与S-型小行星的类似。它们的构成可能与镍-铁陨石类似。\n\n E-型小行星：这类小行星的表面主要由顽火辉石构成，它们的反照率比较高，一般在0.4以上。它们的构成可能与顽火辉石球粒陨石（另一类石陨石）相似。\n\n V-型小行星：这类非常稀有的小行星的组成与S-型小行星差不多，唯一的不同是它们含有比较多的辉石。天文学家怀疑这类小行星是从灶神星的上层矽化物中分离出来的。灶神星的表面有一个非常大的环形山，可能在它形成的过程中V-型小行星诞生了。地球上偶尔会找到一种十分罕见的石陨石，HED-非球粒陨石，它们的组成可能与V-型小行星相似，它们可能也来自灶神星。\n\n G-型小行星：它们可以被看做是C-型小行星的一种。它们的光谱非常类似，但在紫外线部分G-型小行星有不同的吸收线。\n\n B-型小行星：它们与C-型小行星和G-型小行星相似，但紫外线的光谱不同。\n\n F-型小行星：也是C-型小行星的一种。它们在紫外线部分的光谱不同，而且缺乏水的吸收线。\n\n P-型小行星：这类小行星的反照率非常低，而且其光谱主要在红色部分。它们可能是由含碳的矽化物组成的。它们一般分布在小行星带的极外层。\n\n D-型小行星：这类小行星与P-型小行星类似，反照率非常低，光谱偏红。\n\n R-型小行星：这类小行星与V-型小行星类似，它们的光谱说明它们含较多的辉石和橄榄石。\n\n A-型小行星：这类小行星含很多橄榄石，它们主要分布在小行星带的内层。\n\n T-型小行星：这类小行星也分布在小行星带的内层。它们的光谱比较红暗，但与P-型小行星和R-型小行星不同。\n\n\n过去人们以为小行星是一整块完整单一的石头，但小行星的密度比石头低，而且它们表面上巨大的环形山说明比较大的小行星的组织比较松散。它们更象由重力组合在一起的巨大的碎石堆。这样松散的物体在大的撞击下不会碎裂，而可以将撞击的能量吸收过来。完整单一的物体在大的撞击下会被冲击波击碎。此外大的小行星的自转速度很慢。假如它们的自转速度高的话，它们可能会被离心力解体。今天天文学家一般认为大于200米的小行星主要是由这样的碎石堆组成的。而部分较小的碎片更成为一些小行星的卫星，例如：小行星87便拥有两颗卫星。\n\n小行星的轨道与近地小行星\n主小行星带的小行星\n约90%已知的小行星位于主小行星带中；主小行星带是界于火星与木星之间，一个相当宽广的地带。谷神星、智神星等首先被发现的小行星都是主小行星带内的小行星。\n\n火星轨道内的小行星\n火星轨道内的小行星总的来说分三群：\n\n\n 阿莫尔型小行星群：这一类小行星穿越火星轨道并来到地球轨道附近。其代表性的小行星是1898年发现的爱神星，这颗小行星可以到达离地球0.15天文单位的距离。1900年和1931年爱神星来到地球附近时天文学家用这个机会来确定太阳系的大小。1911年发现的小行星719后来又失踪了，一直到2000年它才重新被发现。这个小行星组以小行星1221阿莫尔命名，其轨道离太阳1.08到2.76天文单位，这是这个群相当典型的一个轨道。\n\n 阿波罗型小行星群：这个小行星群的小行星的轨道位于火星和地球之间。这个组中一些小行星的轨道离心率非常高，它们的近日点一直到达金星轨道内。这个群典型的小行星轨道有1932年发现的小行星1862阿波罗，它的轨道在0.65到2.29天文单位之间。小行星69230曾在仅仅1.5月球距离处飞略地球。\n\n 阿登型小行星群：这个群的小行星轨道一般在地球轨道以内。该群以1976年发现的小行星2062阿登命名。这类小行星的离心率比较高，它们有时从地球轨道内与地球轨道向交。\n\n\n这些小行星都统称为近地小行星。近年人们对这些小行星的研究加深了，因为它们理论上是有可能与地球相撞的。比较有成绩的计划包括林肯近地小行星研究小组（LINEAR）、近地小行星追踪（NEAT）和罗威尔天文台近地天体搜索计划（LONEOS）等。\n\n在其他行星的轨道上运行的小行星\n在其他行星轨道的拉格朗日点上运行的小行星被称为特洛伊小行星。最早被发现的特洛伊小行星是在木星轨道上的小行星，它们中有些在木星前，有些在木星后运行。有代表性的木星特洛伊小行星有小行星588和小行星1172。1990年第一颗火星特洛伊小行星小行星5261被发现，此后还有其他四颗火星特洛伊小行星被发现。\n\n土星和天王星之间的小行星\n土星和天王星之间的小行星有一群被称为半人马小行星群的小行星，它们的偏心率都相当大。最早被发现的半人马小行星群的小行星是小行星2060。估计这些小行星是从柯伊伯带中受到其他大行星的引力干扰而落入一个不稳定的轨道中的。\n\n古柏带的小行星\n海王星以外的小行星属于古柏带。\n\n水星轨道内的小行星\n虽然一直有人猜测水星轨道内也有一个小行星群，但至今为止这个猜测未能被证实。\n\n小行星的探测\n在进入太空旅行的年代之前，小行星即使在最大的望远镜下也只是一个针尖大小的光点，因此它们的形状和地形仍然是未知的奥秘。\n第一次获得小行星的特写镜头是1971年水手9号拍摄到的傅博斯和戴摩斯照片，这两个小天体虽然都是火星的卫星，但可能都是被火星捕获的小行星。这些图像显示出多数的小行星不规则、像马铃薯的形状。之后的航海家计划计划从气体巨星获得了更多小卫星的影像。\n\n 盖斯普拉是第一个被拍摄到特写镜头的小行星。\n前往木星的太空船伽利略号在1991年飞掠过951盖斯普拉（Gaspra），拍摄下第一张真正小行星特写镜头，然后是1993年的243艾女星和卫星载克太（Dactyl）。\n会合-舒梅克号是第一个专门探测小行星的太空计划，他在前往433爱神星的途中，于1997年拍摄了253玛秀德（Mathilde），在完成了轨道环绕探测之后，在2001年成功的降落在爱神星上。\n曾经被太空船在其他目的地航程中简略拜访过的小行星还有布雷尔（Braille，深空1号于1999年）和安妮法兰克（Annefrank，星尘号于2002年）。\n日本的太空船隼鸟号在2005年9月抵达25143系川做了详细的探测，并成功取得样品返回地球。隼鸟号的任务曾遭遇到一些困难，包括三个动量轮坏了两个，使他很难��持对向太阳的方向来收集太阳能。这是人类第一次对地球有威胁性的小行星进行物质蒐集的研究。\n接下来的小行星探测计划是欧洲太空总署的罗塞塔号（已于2004年发射升空），并在2008年和2010年分别探测史坦斯和鲁特西亚。\n美国国家航空暨太空总署在2007年发射黎明号太空船，它在2011至2015年间环绕谷神星和灶神星，还可能延长任务去探测智神星。 \n中国国家航天局的嫦娥二号在探测完月球和日地拉格朗日L2点后，于2012年12月成功飞掠探测4179图塔蒂斯，最近飞越距离仅有3.2km，飞越时速高达10.73公里/秒，成功获得了高达5m分辨率的拍摄图像，这些都创造了飞掠型小行星探测任务的新纪录。\n2018年9月22日，日本宇宙航空研究开发机构宣布隼鸟2号放出的两台探测机器人21日下午在小行星龙宫表面成功着陆，探测机器人开始在小行星表面移动展开探测并传回影像，为人造机器人首次在小行星上成功移动。\n小行星已经被建议作为未来的地球资源来使用，作为罕见原料的采矿场，或是太空休憩站的修建材料。从地球发射是很笨重和昂贵的材料，未来或许能直接从设在小行星上的太空工厂直接制造和开采。但是根据在德雷克方程序基础上发展出的一个Elvis方程序的估算结果，太阳系内可能只有10颗小行星拥有开采价值的铂族金属。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "彗星", "content": "彗星（comet），太阳系中小天体之一类。彗星是一团冰冻物质和尘埃（也许好几团物质一起运动），当它靠近太阳时成为可见。太阳的热使彗星物质蒸发，在冰核周围形成朦胧的彗发和一条稀薄物质流构成的彗尾。由于太阳风的压力，彗尾总是指向背离太阳的方向。这就是彗星之名的由来，因为希腊语的彗星意为“长发星”。\n　　“脏雪球”模型是1949年弗雷德·惠普尔（Fred Whipple）提出的，已经得到实地造访彗星的无人空间探测器所证实。\n　　彗星被认为起源于太阳系诸行星的轨道之外、大致在到最近恒星距离中点处（离太阳几万个天文单位）的一个球壳或晕之中。彗星可能从太阳系形成以来就已经贮存在这个奥尔特云中了；与之对立的理论则认为，当太阳系穿过巨分子云时，将逮住的“新”彗星补充到奥尔特云中去。奥尔特云可能含有数千亿颗彗星。不时路过的恒星通过引力干扰奥尔特云，将彗星推向太阳，而那里木星和其他巨行星的引力影响则可能将它们捕获到周期较短的轨道上。\n　　有一个由彗星和其他宇宙碎片构成的中间环带，叫做柯伊伯带的，位于冥王星和海王星轨道之外、离太阳约35到1 000天文单位。柯伊伯带大概含彗星1亿颗，其中一些可能是从奥尔特云来的。不管起源如何，带中的彗星终将能够进入太阳系的行星领地。半人马星也许就是不久前被从柯伊伯带中抓过来放到现在轨道上的，但长周期彗星则被认为是从奥尔特云直接掉进来的。\n　　典型彗星的固体核是很小的——如哈雷彗星核大约是15公里长，10公里宽，10公里高——但环绕它的彗发却可能宽阔达到几十万公里，而彗尾则可延伸上亿公里。彗发和彗尾的物质全来自核的蒸发，所以彗星每接近太阳一次，核就变小一些，最后将消失，剩下的只是一群沿轨道运动的尘埃微粒，它们在与地球相遇时引发流星雨。\n　　彗星被随意分为两类——长周期的和短周期的。短周期彗星沿轨道走一圈的时间短于200年，它们基本上都在海王星轨道以内；长周期彗星沿轨道走一圈的时间长于200年（有些需要几百万年），它们可以远远超出行星轨道之外。已知短周期彗星大约有150颗，每年还有新的发现。哈雷彗星是这些定期拜访太阳系内区的客人中最亮的一个，周期是76年；恩克彗星的周期最短，只有3.3年。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "哈雷彗星", "content": "1986年出现的哈雷慧星\n　　哈雷彗星（汉语拼音：Ha lei hui xin；英语：Halley's comet），第一颗按照预言回归的彗星，因1705年英国天文学家E.哈雷正确地预言了它的回归而得名。该彗星平均每76年回归一次。公元前613～1910年间中国有它31次回归记录  。该彗星轨道偏心率达0.967，近日距8800万千米，远日距达53亿千米，上次过近日点的时间是1986年2月9 日，轨道倾角约162°（逆行）。其质量约1016千克  。在上次回归期间，被称为国际哈雷彗星监测的机构协调世界各国的观测研究，并有5个探测器作了近距探测，因而对其本质已有了深刻的了解。资料表明，其彗核确是一个混杂着砾石、沙粒、尘埃的脏雪球，大小为15千米×5千米，平均密度0.4克／厘米3，边缘极不规则，初看上去似一个烧焦了的土豆，表面比煤炭还黑，上面还有山脊，山谷和环形山之类的地形结构。探测器还观测到上面有几个奇特的亮斑活动区，大量的气体、尘埃物质正从这些活动区喷出。经推算，它回归期间损失物质达2×1012千克  。经过38万年即5000次回归后它将丧失殆尽。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "陨石", "content": "陨石（汉语拼音：Yunshi；英语：Meteorite），穿越地球大气层后陨落到地面的流星体。又称陨星。陨石陨落过程是一种壮观的自然现象，陨石是来自天外之物，自古就引起人们的兴趣。关于这些从天外降落的石块和铁块，公元前2000年前在埃及的纸草书中已有记录。中国约有700多次陨石降落的文字记录，是全世界陨石研究古代陨石的珍贵资料。世界上一些历史悠久的国家中，在古墓葬中发现一些用铁陨石制作的器物，说明古代人已注意收集和利用陨石。但对陨石的真正科学研究，是从1860年左右偏光显微镜等测试技术的实际应用之后才开展起来的。最近20多年来，墨西哥的阿连德碳质球粒陨石雨、中国的吉林陨石雨和南极地区发现收集的5000多块陨石标本，对陨石研究起了很大的促进作用。除月球样品和宇宙尘外，陨石是可供直接研究的主要地球外物质。对陨石的研究分析，可获得大量的宇宙信息。\n陨落过程\n　　太阳系中有无 数的大小不等的流星体绕太阳以椭圆轨道运行。由于受其他天体的摄动或各天体间的碰撞会改变流星体的运行轨道，当流星体与地球相遇时，有可能陨落到地面，这就是陨石。\n　　当流星体高速度(约11～72千米／秒)闯入地球大气层时，其前端的空气受到强烈压缩，可使温度骤升至几千度甚至上万度，使其表面物质熔化和气化。由于与大气分子的激烈碰撞而发光形成耀眼的火球，这就是人们所看到的火流星。火球一般出现在135千米至10千米的高空。火球消失后，人们有可能听到隆隆的响声。有的流星体在高空发生爆裂，爆裂后的许多碎块散落地面，这种现象称陨石雨，如1976年发生于中国的吉林陨石雨。陨石体高速与地表冲击碰撞还可形成陨石坑。\n陨石的收集\n　　世界各国收集陨石的历史较早，1747年，奥地利维也纳自然历史博物馆收藏了一块陨石，是为科学研究而收藏的最早的陨石。据估计，每年陨落到地球上的陨石约有500次，其中大多数陨落在海洋、江河、湖泊、山岭和荒漠地带，陨落在陆地而被发现和收集的可能只有几次。因此，陨石是稀有的珍贵宇宙标本。陨石大小不等。世界上已发现的最大铁陨石是非洲纳米比亚的霍巴铁陨石，重约60吨，中国的新疆大陨铁重约30吨；最大的石陨石是中国的吉林1号陨石，重1770千克。陨石表面一般都有一层很薄的黑色或深褐色的熔壳。陨石具有各种各样的不规则形状。\n　　20世纪70年代以后，在南极地区发现大量各种类型的陨石，到1980年止，已收集到约5000块。这些陨石在非常清洁的极地条件下保存下来，具有极高的科学价值。世界上的多数陨石标本都收藏在各国的自然历史博物馆、国家博物馆、陨石博物馆、天文馆和地质矿产博物馆或陈列馆中。\n　　陨石通常以陨落地点或发现地点的名称命名。\n化学成分和矿物组成\n　　组成陨石的近100种化学元素与组成太阳、地球和月球等太阳系天体的化学元素是一样的。但不同类型陨石的化学成分存在着显著的差异。陨石与地球岩石一样，基本上都是由矿物组成。但由于陨石体长期处于高度真空的宇宙空间环境，未经历地球岩石所受的变质作用和风化作用。因此，陨石矿物种类和共生组合与地球矿物存在明显不同。陨石中矿物约117种，其中约34种在地球岩石中未发现，而地球岩石矿物约有2400种；陨石的主要矿物只有橄榄石、斜方辉石、单斜辉石、铁纹石、镍纹石、陨硫铁、斜长石和层状硅酸盐(类蛇纹石或类绿泥石)　，种类比地球岩石少得多，地球岩石的主要矿物如石英、角闪石、钾长石、黑云母和白云母等在陨石中很少见或未发现；陨石中很少见到氢氧化物和Fe+3的化合物。\n陨石分类\n　　1863年，N.S.马斯基林把铁镍金属和硅酸盐含量大致相等的陨石作为一个陨石大类，称石铁陨石，为陨石分类奠定了基础。现代通常按陨石的矿物组成、化学成分和结构构造，划分为石陨石、铁陨石和石铁陨石3大类。而以石陨石最为常见，约占92％。石陨石又可分为球粒陨石和无球粒陨石。球粒陨石约占全部收集到的陨石的84％。铁陨石主要依据镍、镓、锗和铱的含量及陨石构造特征分为13个化学群。石铁陨石可分为橄榄陨铁、中铁陨石、古铜鳞英铁陨石和橄榄古铜铁陨石。\n陨石中的有机质\n　　由于陨石在陨落过程中和降落到地面后，可能受到地球有机物的污染，这给证认陨石中有机质的来源带来很大困难。在20世纪70年代以后，用有机质谱法分析了新陨落的碳质球粒陨石后，才证实了陨石中有机质的地外成因。已发现陨石中的有机化合物有氨基酸、卟啉、烷烃、芳香烃、嘌呤和嘧啶等。研究分析认为，这些有机化合物主要是原始星云凝集的晚期形成的，不是地外生命遗迹，而是非生物成因的前生物物质。这表明，地球形成时，这些与生命起源有关的有机物就混杂在地球内。但它们在地球漫长复杂的地质过程中的演化历史还不清楚。因此，对陨石等地外有机物的研究，将有可能揭示自然界有机物的形成及演化发展过程，为探索生命起源提供重要依据和线索。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "陨星", "content": "陨星（汉语拼音：Yunxing；英语：Meteorite），自空间降落于地球表面的大流星体。除肉眼难见的微陨星外，92％以上都以石质为主，通常也可称陨石。按其成分大致可分陨石、陨铁、陨铁石3大类。陨石的平均密度在3～3.5间，主要成分是硅酸盐；陨铁密度为 7.5～8.0，主要由铁、镍组成；陨铁石成分介于两者之间，密度在5.5～6.0间。陨星的形状各异，最大的陨石是重1770千克的吉林1 号陨石，最大的陨铁是纳米比亚的戈巴陨铁 ，重约60吨；陨铁石之冠是山东莒南县的“大铁牛”，约重4吨  。近年来又发现了第四类陨星——陨冰，外表与普通冰区别甚小，落地后很快融化，故直至1958年才被确证。此外，在某些地区还有玻璃陨石，常呈黑色或深绿色，半透明，一般认为是陨星事件造成的，大陨星冲撞使地表及陨星的碎裂物很快融熔、迅速冷却结晶而成。人造卫星和运载火箭等人造天体则变成人造陨星。中国史料中有700多次陨星记录，最早可追溯到公元前2133年。同时中国还是最早利用陨铁制造武器和农具的国家。在陨石中现在已找到100多种矿物，其中24种是地球上没有的，20世纪70年代还在其中发现了60多种有机化合物。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "陨铁", "content": "陨铁，主要由金属铁、镍组成，它的一个重要特征是镍的含量高，地球上自然铁中镍的含量不超过3％，一般在1％以下，而铁陨石中的镍含量都超过5％。铁陨石有两种重要的铁镍合金矿物。一种是铁纹石，镍的含量占4～7％；另一种是镍纹石，镍的含量占20％以上。将铁陨石表面抛光并用稀的硝酸溶液蚀刻，大多数铁陨石上会出现一种特殊的花纹（图6），由交叉条带组成，呈网状，而条带又被一些发亮的狭窄细带围绕，条带是铁纹石，细带是镍纹石，这种花纹称作维斯台登图案，具有这种花纹的铁陨石称作八面体铁陨石。铁陨石中常见的矿物是铁纹石、镍纹石、陨硫铁等。地球上的自然铁中是没有这种花纹的。根据科学工作者的研究，发现熔化的镍铁在异常缓慢冷却的条件下，才会结晶出这种花纹。 \n\n\n铁陨石分类表 \n\n\n\n到1978年底为止，在中国已收集到54次陨石，其中27次为石陨石（其中1次为世界极稀少的顽火辉石球粒陨石，其他26次为H群、L群和LL群的普通球粒陨石）；27次为铁陨石，都属于八面体铁陨石。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "吉林陨石雨", "content": "吉林陨石雨（ Jilin Meteorite Shower ），1976年3月8日降落在中国吉林省吉林市北部地区，迄今人类历史上最大的、世界罕见的一场陨石雨。 \n\n\n\n吉林陨石雨分布图 \n\n\n陨石在地球大气层中高速降落时，因受高温高压气流冲击而发生爆裂。爆裂的碎块像雨一样散落到地面，这种现象称为陨石雨。吉林陨石雨下落时，当地上空先出现一个大火球，很快分裂成一个较大的火球和两个小火球，向西飞行。整个降落时间历时2分钟。这个地区100多万人听见火球高速飞行时由冲击波发出的霹雳般的巨响。陨石雨分布的地区，东西长约72千米，南北宽约8.5千米，面积近500平方千米。这是世界上已知的分布面积最广的石陨石雨，共收集到大小陨石样品4 000多块，总重为2 700多千克，其中最大的1号陨石重1 770千克，是人类迄今见到的最大的石陨石。\n\n陨落过程和现象\n20世纪70年代后期，中国学者对吉林陨石开展��多学科综合研究，研究查明，形成吉林陨石雨的母体是一颗在太阳系空间运行的重约5吨的流星体，运行轨道呈椭圆形，轨道的远日距约4.2亿千米，近日距约为1.5亿千米。1976年3月8日15时1分50秒至55秒，以每秒15～18千米的速度顺地球公转的方向追上地球，在黑龙江省镜泊湖地区上空以16°的入射角度进入大气层。由于冲击波的加热和强烈的摩擦，使周围的气体分子电离，其表面物质受热熔融、气化（估计表面层被烧去10厘米左右，大约丢失2.5～3.5吨物质），形成一个火流星（即目击者所见的火球）。这时它的表面温度为2 500～3 000 K，周围空气的温度为10 000℃左右。在距地面30千米以上的高空为直线弹道，在23～17千米高处发生多次小爆裂。大约在15时2分2～3秒，位于约19千米高空时发生一次主爆裂。于是，数吨陨石物质碎块以不同的速度和轨道撒落在500平方千米的地区。\n根据地震台的记录，1号陨石落地时间是15时2分36秒，其他陨石跟随其后不过两分钟的时间相继落地。\n\n陨石特征及形成演化\n现场收集的陨石表面有一层厚约1毫米的熔壳，熔壳上有各种形态的气印和花纹。\n吉林陨石的87Sr/86Sr的初始比值为0.701 1±0.001 6，Sr–Ru模式年龄为47亿年。这说明在47亿年前，组成吉林陨石的物质开始从太阳原始星云中分离出来，逐渐冷却。当温度冷却到大约2 000K时，高温难熔元素逐渐凝聚，相继形成碳硅石、石墨、锆英石、铬铁矿等难熔矿物。冷却到1 600～1 200K时，原始物质中大量的铁、镍金属凝聚成铁纹石和镍纹石；钙、镁的硅酸盐凝聚成辉石和橄榄石。冷却到1 100～1 000K时，则形成斜长石、白磷钙矿等副矿物。冷却到1 000～570K时，形成陨硫铁等硫化物。\n对吉林陨石中球粒的研究表明，星云物质在凝聚中可能形成一些液滴，液滴旋转、冷却、结晶甚至相互碰撞，遂在陨石中形成内旋、重叠与撞裂的球粒。随后，星云中的各种凝聚物聚集成小的团块，并形成各种含水硅酸盐。残留的CO2、CO、H2O和H2等在各种催化物作用下，合成碳氢化合物。在吉林陨石中发现了11种氨基酸、嘌啉、色素、正构烷烃和异戊二烯烃等20多种有机化合物。 \n星云中的各种气体、尘埃和小团块，逐渐吸积成小的星子或陨石母体。根据吉林陨石测得的铀–铅年龄为45亿～46亿年，说明吉林陨石母体的固化年龄与地球、月球近似。吉林陨石的钾–氩年龄为36亿～38亿年，根据氩在陨石母体内的扩散丢失规律，计算出吉林陨石的母体位于一个半径约220千米的小行星表面以下20千米的深处。这颗小行星内部由于放射性元素衰变和其他能量的积累，温度增高，在20千米深处增温到1 000～1 100K，使某些矿物重结晶，矿物内的某些元素产生扩散平衡，玻璃质脱玻化并形成雏晶和微晶。\n对吉林陨石矿物和化学成分的综合研究说明，吉林陨石属于橄榄石–古铜辉石球粒陨石或高铁群5型普通球粒陨石。剩余磁性、磁化率和居里点温度测定的结果表明，吉林陨石大约在42亿年前已冷却到850K，并获得了磁化。吉林陨石中橄榄石的钚–铀裂变径迹年龄为40±1.3亿年，辉石的年龄为39±0.4亿年，说明吉林陨石在距今39亿～40亿年前已冷却到400～500K，足以保存矿物中的裂变径迹。吉林陨石内氩的保留年龄为36亿～38亿年，证明在36亿～38亿年以来，陨石已经冷却到200K以下。通过对吉林陨石中镍纹石的镍含量和晶体大小的研究，计算出吉林陨石的母体大约每100万年下降1度。 \n\n\n\n中国科学工作者在考察吉林1号陨石 \n\n\n吉林陨石的矿物和球粒有遭到冲击破裂的残迹，说明其母体在太阳系空间运行过程中，曾经受到其他小天体的碰撞，母体可能经历过多次破碎。根据吉林陨石中宇宙成因38Ar的测定和计算，它受碰撞而脱离母体的时间距今大约有100万年。自此以后，它便单独在太阳系空间运行，直到1976年3月8日进入地球大气而化为一场陨石雨。\n\n研究成果\n吉林陨石雨的研究取得了如下重大成果：①确定其空间轨道与阿波罗型小行星相近及有关的飞行速度、爆炸高度、陨落角度等参数；②探讨了陨石形成的过程和物理化学条件，并将太阳星云的凝聚过程划分为6个阶段，为检验和完善太阳星云的演化模式提供了重要的实验依据；③确定其形成时间为47亿年，太阳星云与陨石固结（行星形成）年龄约为46亿年，探讨了陨石母体早期热历史和冷却速率，并划分为5个阶段9个过程；④建立了两阶段暴露历史的陨石宇宙成因核素分布标准模式，开辟了小天体的宇宙线照射历史研究新领域；⑤���现了数种复杂的有机物，提供了前生命期有机质化学演化和生命起源的新信息。此外，还锻炼出一支具良好业务素质的研究队伍。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "流星", "content": "拍摄于安大略省南部一座后院天文台的这幅合成夜间影像中，狮子座流星群带着辉光划过夜空。\n　　流星，运行在星际空间的流星体（通常包括宇宙尘粒和固体块等空间物质）在接近地球时由于受到地球引力的摄动而被地球吸引，从而进入地球大气层，并与大气摩擦燃烧所产生的明亮的光辉和余迹。一般出现于离地面80～120千米的高空，绝大多数流星相对地球的速度在11～72千米／秒，巨大的动能使它们远在到达低层大气之前就已被烧毁、气化，只有少数原来质量很大的流星才有可能有残骸落地而成为陨星。由射电观测得知，白天同样有万千流星下落，但总的说来，0～12时的流星多于12～24时，秋季多于春季。估计现在每年降落于地的流星物质有20万吨。中国古代有丰富的流星观测记录，最早的史料可追溯到鲁庄公七年(公元前687)。流星研究可提供地球高层大气的有关资料，还可利用余迹进行绝密的无线电通信。\n　　流星有单个流星、火流星、流星雨几种。人们通常为流星赋予美好的意义，认为看到并对着流星许愿就能实现心愿。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "流星雨", "content": "流星雨（汉语拼音：liúxīngyǔ），地球与流星群相遇时,短时间内出现许多流星,像下雨一样。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "行星际物质", "content": "行星际物质（汉语拼音：Xingxingji Wuzhi；英语：Interplanetary  Medium），充斥于太阳系空间中的微小物质。包括行星际尘埃和行星际气体，广义的还包括行星际磁场、宇宙线和各种电磁辐 射，行星际尘埃除了绕太阳运动的流星体外，还有许多大小在微米到厘米间的尘粒。它们的分布很不均匀，在黄道面附近和地月系统附近较密，密度为10-21～10-23克／厘米3，而在地月系统以外的区域，密度大致以距离的平方律减小。行星际气体主要成分是质子、电子以及氦、碳、氮、氧等元素的核，每立方厘米中约几个。宏观上呈电中性，其来源有太阳风、彗星的蒸发、行星大气的逃逸等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "黄道光", "content": "黄道光（zodiacallight），因行星际尘埃对太阳光的散射而在黄道面上形成的银白色光锥，一般呈三角形，大致与黄道面对称并朝太阳方向增强。总的讲来黄道光很微弱，除在春季黄昏后或秋季黎明前在观测条件较理想情况下才勉强可见外，一般不易见到。黄道光是存在行星际物质的证明，由此推算出形成黄道光的尘埃总质量约在1015千克量级。观测表明，其亮度有较复杂的变化。中国汉代就有记录，西方的观测研究始于1683年法国的G.D.卡西尼。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "对日照", "content": "对日照（汉语拼音：Dui ri zhao；英语：counterglow），背太阳黄道面上空微弱的椭圆形亮斑，范围小时为5°×8°，大时可达10°×20°。它比黄道光更暗弱。虽比周围环境明显地亮些，但任何人为的光亮都足以影响对它的观测，因此直至1856年才被发现。最佳观测期是每年3月和9月，地点应选择低纬度远离城市的高山区域。对日照的成因有多种解释：黄道光的延伸；地球高层大气激发；太阳风作用生成的地球尘尾的反射；多数人倾向于第一种观点。[[Category:太阳]"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳系起源", "content": "太阳系起源（汉语拼音：Taiyangxi Qiyuan；英语：Solar System，Origin of），研究太阳系由何而来的天文学分支学科。力求说明太阳系是在什么时候、由什么形态的物质、以怎样的方式、经历了多少时间形成的。太阳系起源有两个主要问题：一是形成行星物质的来源，二是行星形成的方式和过程。前者大致有3类理论：①灾变，认为是恒星走近或掠碰太阳致使太阳或恒星抛出物质。②俘获，太阳在宇宙中运动时从星际空间得到。③共同形成，认为太阳与行星由原有的同一原始星云凝聚而成。后者则可归纳为五种观点：①先形成环体，由各环体独立凝聚成行星及其卫星。②先形成若干比现在行星更大的原行星，以后它们失去一部或大部物质而变为行星。③先形成许多质量约1025千克左右的气态球体，以后凝聚成与月球大小相仿的中介体，最后再集聚为行星。④先形成一系列大小不一的旋涡，通过旋涡形成行星、卫星。⑤通过尘埃、粒子、粒子团由小变大的过程而形成许多大小不一的星子，星子通过吸积而变成若干行星胎再发展为行星。\n　　综观其研究史，几十种学说实质上可划为星云说和灾变说两大类。星云说在18～19世纪风靡一时，灾变说在19世纪末至20世纪前期几乎取而代之，但20世纪中叶以后又涌现出三四十种现代星云说，中国天文学家戴文赛也在70年代提出了一个新星云说。虽然这些学说彼此有很大不同，有的强调电磁作用，有的突出超新星作用，有的着眼于太阳系角动量的异常分布，有的强调星子集聚等。但它们通常具有3个共同特点：①坚持了康德-拉普拉斯星云说的精髓，即主张太阳与行星共同形成，但具体细节也不排斥某些灾变说中的合理部分。②充分运用现代科学各种新理论、新成果，包括恒星起源与空间探测的新发现、新资料。③论证中尽量作定量计算，条件许可时还进行各种模拟试验。由于新星云说取得了较大的成果，一些原主张灾变说的人也改变了观点。新星云说还在继续发展之中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "康德和拉普拉斯星云说", "content": "康德和拉普拉斯星云说（ Kant and Laplace nebular hypothesis ），康德于1755年和拉普拉斯于1796年各自提出关于太阳系起源的星云学说。它是最早的科学的天体演化学说。这两种星云说的基本论点相近，认为太阳系内一切天体都有形成的历史，都是由同一个原始星云按照客观规律──万有引力定律逐步演变而成的。\n康德认为，这团原始星云是由大小不等的固体微粒组成的，“天体在吸引最强的地方开始形成”，万有引力使得微粒相互接近，大微粒把小微粒吸引过去凝成较大的团块，而且团块越来越大，引力最强的中心部分吸引的物质最多，先形成太阳。外面的微粒在太阳吸引下向中心体下落时与其他微粒碰撞而改变方向，变成绕太阳的圆周运动，这些绕太阳运动的微粒又逐渐形成几个引力中心，这些引力中心最后凝聚成朝同一方向转动的行星。卫星形成的过程与行星类似。彗星则是在原始星云的外围形成，太阳对它们的引力较弱，所以彗星轨道的倾角多种多样。行星的自转是由于落在行星上的质点的撞击而产生的。康德还用行星区范围的大小来解释行星的质量分布（当时人们仅知水星、金星、地球、火星、木星、土星六颗大行星、十颗卫星和三十来颗彗星）。\n\n\n\n\n\n拉普拉斯认为，形成太阳系的云是一团巨大的、灼热的、转动着的气体，大致呈球状。由于冷却，星云逐渐收缩。因为角动量守恒，收缩使转动速度加快，在中心引力和离心力的共同作用下，星云逐渐变为扁平的盘状。在星云收缩中，每当离心力与引力相等时，就有部分物质留下来，演化为一个绕中心转动的环，以后又陆续形成好几个环。这样，星云的中心部分凝聚成太阳，各个环则凝聚成各个行星。较大的行星在凝聚过程中同样能分出一些气体物质环来形成卫星系统。\n康德星云说否定了牛顿的神秘的“第一推动力”，第一次提出了自然界是不断发展的辩证观点，因而在形而上学的僵化的自然观上打开了第一个缺口，这是从哥白尼以来天文学取得的最大进步。康德的学说侧重于哲理，而拉普拉斯则从数学和力学上进行论述。拉普拉斯的科学论述加上他在学术界的威望，使星云说在十九世纪被人们普遍接受。由于科学发展水平的限制，这两种星云学说也有不少缺点和错误，曾一度被人们摒弃。但是，目前不少天文学家认为，星云说的基本思想还是正确的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "阿尔文学说", "content": "阿尔文学说（ Alfvén's theory ），强调电磁作用的一种太阳系起源学说。1942年以来，瑞典学者阿尔文发表了一系列有关太阳系起源的论文。1976年，他把主要的研究成果总结在与阿亨尼斯合著的《太阳系的演化》一书中。阿尔文认为，太阳系内的天体都是由一个高度电离的气体云形成的。太阳一形成就有很强的磁场，其周围的高温电离气体云（离太阳0.1光年处）因冷却而还原成中性态，并因太阳的吸引而下落。当下落的动能超过电离能时，由于碰撞而再度电离，并在离太阳一定距离处停止下落。根据各元素的电离电位，阿尔文算出在离太阳不同距离处先后形成大小不等四个物质云。太阳系中的行星、卫星都分别由这四个云中的物质凝聚而成。阿尔文认为，规则卫星的形��过程同行星的相似，即在行星的周围也形成几个云，最后凝聚成规则卫星。\n阿尔文于1942年最先提出磁耦合机制并用来解释太阳系角动量特殊分布问题。他还推出行星自转周期存在等周律。1969年又提出了一个“喷流”的新概念。所谓喷流，是指一群运动轨道几乎相同的天体。他指出：来到中心天体周围的等离子体总是先凝聚成尘粒或星子，然后形成喷流，而喷流能俘获与它相遇的所有固体微粒和星子，在喷流中集聚成较大的天体，直至最后形成绕中心体转动的天体（行星、卫星、彗星）而离开喷流为止。阿尔文在小行星中找到了三个喷流。以后，有些人又发现了更多的喷流。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "坡印廷－罗伯逊效应", "content": "坡印廷－罗伯逊效应（ Poynting-Robertson effect ），光压使尘粒沿螺旋轨道缓慢落入太阳的一种效应。它起因于质点对辐射的吸收和发射。1903年坡印廷在讨论物体在辐射场中的运动时最先指出这种效应的存在，1937年罗伯逊用相对论导出并改进此效应的理论，因而得名。相对于太阳静止的小球体（半径b，截面σ=πb2），受到光压力为f=σE/c（E为辐射流密度，c为光速）。当小球体绕太阳公转（速度的径向分量Vr、切向分量Vθ）时，受到光压的相应分力为：\n\n\n\n\n\n光压径向分力 fr与引力反向，为斥力；而切向分力 f θ与运动方向相反，使物体减速。光压作用的一个结果是把微小尘粒（质量 m＜ 10  -14克）排斥出太阳系；另一结果是使比较大的颗粒( 10 -14≤ m≤ 106克)沿螺旋轨道逐渐落向太阳。离太阳 r 天文单位处的尘粒，在时间 t=7.0× 10 6 bρr2年后便会落到太阳上(式中 ρ为尘粒的密度)。例如，小行星区1毫米大小的尘粒在6，000万年后都落到太阳上。 太阳风等离子流对尘粒也有类似 效应。 坡 印 廷- 罗伯逊 效应在研究太阳系演化中有重要作用，也被用于解释彗星现象和恒星的有关问题，但在大尺度星际云或星系演化中，这种 效应的影响可忽略不计。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "灾变说", "content": "灾变说（汉语拼音：Zaibianshuo；英语：Catastrophic hyqothesis），太阳系起源中的学派，认为行星是某种偶发事件引起的剧变而形成的。第一个灾变说是法国人G.L.L.布丰1745年提出的彗星说：认为一颗大彗星掠碰太阳使它自转起来，而碰出的太阳物质在绕转过程中形成了行星和卫星。它否定上帝创世，一度有相当影响。从19世纪70年代～20世纪50年代，出现了20多种灾变说。其共同的特点是仰仗2颗或 3颗恒星（其中有一颗是太阳  ）  的彼此接近或碰撞来解释行星的起源。但是后来发现，它们至少有三大难题：①恒星间的接近或碰撞概率极小，难以说明有众多日外行星系存在。②从恒星或太阳拉出的物质扩散的速度远大于凝聚速度，不会形成行星。③计算表明，这种模式同样回避不了角动量的困难。因而20世纪50年代后逐渐走向衰落，有些学者还放弃了原有观点支持新星云说。当然也有些灾变说也含有一些可取之处，如美国T.C.张伯伦和F.R.摩尔顿的灾变说中有关行星由星子碰撞吸积方式形成的思想现已为多数新星云说所承袭和发展。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "俘获说", "content": "俘获说（ capture hypothesis ），太阳系起源学说的一种。这种学说认为构成行星和卫星的物质是太阳形成后从太阳邻近区域或从银河系空间俘获来的。1944年，苏联天文学家О.Ю.施米特提出了“陨星说”。他认为，几十亿年前，太阳在绕银河系转动时，进入一个直径为10光年、与太阳相对速度为每秒5公里的星际云。太阳在云中运行了60万年，俘获了约为太阳质量3％的星际物质。这些物质慢慢形成一个扁平的、由尘粒组成的星云盘，行星和卫星就是在这个盘内形成的。由于原来云内的固体微粒的轨道是各种各样的，彼此碰撞使轨道要素“平均化”，因而所形成的行星轨道就有共面性、同向性、近圆性等特点。他还认为卫星的形成是行星形成的附带结果，而所有行星都是“冷起源”的。还有一些人提出了其他类型的俘获说，如爱尔兰的埃奇沃思、英国的彭德雷和威廉斯以及印度的米特拉等，他们虽然都主张太阳从恒星际空间俘获物质，但他们描述的图像和处理方法彼此间却有相当大的差别。提出俘获说的目的之一是为了说明太阳系角动量分布异常的问题，但计算表明，这种俘获的概率极其微小。同时，这类学说也无法解释太阳系的拉普拉斯不变平面与银道面的交角会大到近62°的问题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "太阳与太阳系", "title": "太阳系化学", "content": "太阳系化学（ chemistry of solar system ），研究太阳系天体（太阳、行星、卫星、小行星和彗星等）的化学组成、物理化学性质、化学演化和年龄的学科。是天体化学的一个重要分支。\n19世纪中叶以后发展起来的光谱分析用于测定太阳和行星大气的化学组成，使这一研究得以蓬勃发展。1931～1933年R.维尔特测得木星大气含有氨和甲烷，认为类木行星（木星、土星、天王星、海王星）由大量氢组成。20世纪50年代初，H.布朗按密度和化学组成把太阳系天体分为三类：岩石物质（类地行星及其卫星、小行星和流星体）、岩石–冰物质（彗星和类木行星的卫星）与气物质（太阳和类木行星）。美国天文学家G.P.柯伊伯和H.C.尤里注重研究太阳系起源的化学问题，特别注重陨石的化学分析结果。1956年H.E.修斯与尤里提出了一个更详细、更准确的太阳系元素丰度表，奠定了研究太阳系物质来源与化学演化过程的基础。人类进入航天时代后，太阳系化学的研究进入了更加活跃的时期。\n\n目录\n\n1 太阳系的化学组成\n2 同位素组成及其异常\n3 太阳系化学演化\n4 太阳系的年龄\n5 化学凝聚模型\n\n\n太阳系的化学组成\n从太阳光谱和太阳风可以得知太阳外层的化学组成。陨石研究表明，太阳系的难挥发元素的丰度与CI型碳质球粒陨石相近，而H、He、C、N、O与Ne等挥发性元素丰度则与太阳光球相当。太阳系各天体由不同比例的气体(H2、He与Ne)、冰(H2O、NH3与CH4)及岩石[Fe、FeS、(Fe,Mg)2SiO4与(Fe,Mg)SiO3]等物质组成。类地行星（水星、金星、地球与火星）及其卫星主要由岩石组成。木星、土星与太阳的成分相似，主要由氢与氦组成，但它们的核则可能是“石质”或“冰质”的，它们的卫星有的是“冰质”的，有的则是“石–冰质”的。木星和太阳的平均密度很接近，且木星上也有十分丰富的氢和氦。根据这些事实，一般认为形成太阳系的原始星云的化学组成与今太阳外部的化学组成是相同的，各个行星、卫星及其他天体在化学组成上的差异是星云化学分馏的结果。天王星、海王星与冥王星主要由H与He组成，但比木星富含H2O、NH3与CH4。\n太阳系各天体的化学组成有如下一些特点：类地行星具有氧化型大气(CO2、O和H2O)，而类木行星和木卫六具还原型(H2、CH4与NH3)大气；类地行星与小行星的表面为硅酸盐质的，类木行星表面则是由气体组成；木星的卫星表面有两种：近木星者（4个规则卫星）具含冰的硅酸盐表面，而远离者为冰质表面。 \n\n同位素组成及其异常\n传统观点认为，太阳系是由一个同位素组成均匀的太阳星云演化而成。由于一般化学过程不会对同位素组成产生明显的分馏效应，除H、He、Ne、Xe与40Ar外，通常都以地球物质的平均同位素组成代表太阳系的平均组成。由于太阳系的同位素分馏、放射性同位素衰变、宇宙线与太阳系物质产生的核反应、太阳风的注入和一些天体局部区域的链式核反应等过程引起的某些同位素组成异常，一般称为惯常同位素异常。此外，太阳系还存在一类化学、物理与核反应过程不能解释的原始同位素异常或非惯常同位素异常。如C型球粒陨石中已发现O、Mg、Si、Ca、Ti、Sr、Sm、Nd、Ne和Xe等多种原始同位素异常。从阿连德陨石包裹体中发现了由已灭绝的26Al衰变产生的26Mg异常，某些铁陨石中也发现过已灭绝的107Pd衰变而成的107Ag异常。表明原始同位素异常可能是在太阳系形成前的数百万年邻近超新星爆炸产物注入太阳星云所致。\n关于太阳系化学组成与同位素组成的不均一性的原因，学者们有不同的看法：①太阳星云是银河系历次超新星爆炸和早期恒星核素合成的产物。尘埃混合的不均匀是“原始”不均一性的直接原因。②太阳星云是由单个恒星（相当于10～20个太阳的质量）不同演化阶段产物混合的结果，恒星外层凝聚粒子与爆炸期间形成的超新星各层凝聚粒子混合不均匀。③太阳系形成时各星云区域的物质宇宙线辐射作用不同，辐射产物的混合不均匀导致化学成分与同位素的不均一。④太阳系由一个等离子体气体尘埃凝聚而成，电离气体元素与太阳的距离由元素的电离电位所决定，结果在离太阳的不同距离形成了化学组成不同的星云。\n\n太阳系化学演化\n主要从以下三个方面了解太阳系的化学演化。\n①太阳星云的形成。星际气体尘埃云进入银河旋臂区时发生减速和被压缩，邻近超新星的爆炸触发了星际气���尘埃云的坍缩、碎裂，形成了太阳星云。超新星气体与尘埃的注入“污染”了太阳星云。这一阶段确定了太阳星云的初始化学状态和同位素丰度分布的总体特征。\n②太阳星云自身的化学演化。太阳星云在形成太阳的同时，加热了各星云区域，发生了对流混合，造成了同位素的均匀化和元素的分馏凝聚。由于星云收缩升温和太阳辐射对各星云区域物质的改造，以及太阳引力的差异，星云盘中气体与尘埃的组成与比例也发生着变化，产生了太阳系成员间化学成分和同位素组成的不均一性：靠近太阳者难熔元素相对增加，同位素几乎完全均一化；稍远者气体与前太阳尘粒共存，挥发性元素增高；远离太阳的区域为低温区，保持了原星云的组成与性质，H与He逃逸，而C、N、O及其化合物含量增高。随着星云的冷却，气态物质依次形成相应的无机或有机凝聚物：高温区形成富含难熔元素的较大尘粒，中温与低温区则生成富含挥发物质的较小尘粒。这些尘粒经过混合、凝聚与瓦解，遂在不同区域塌陷形成各种“石质”与“冰质”的星子。内行星区域的一些大星子通过碰撞与吸积，生成了不同比例Fe、Mg、Si、O与S等的水星、金星、地球、月球和火星等类地天体。在太阳星云的外部，由于潮汐力的扰动而分离成环，环通过引力作用转变为原行星，逐渐演变由不同比例H、He与冰物质组成的木星、土星、天王星等类木天体。在类地行星与类木行星之间的小行星带，随着与太阳距离的不同形成了化学组成不同的各类小行星。\n③天体的化学演化。类地行星在放射能、引力收缩能与潮汐能的共同作用下发生化学分异，形成核、幔、壳和大气层。初期星子的撞击对化学分异（特别是表面的分异）作用有重要影响；由于各行星与太阳的距离（或卫星与行星的距离）不同，化学组成、大小和质量的差异，壳、幔、核的厚度与成分和大气层的成分与性质，以及所处的地质活动阶段也各有不同。\n\n太阳系的年龄\n地球和其他行星显然已经历过一个变质过程，难以得到形成与演化早期的化学资料；月球和卫星的变质程度较小，保留了一些早期的特征；小天体（小行星、陨星、彗星）没有多大的变质，保留了太阳系早期的信息。同位素年代测定得知，地球上最古老物质的年龄为45.6亿年，月球的古老岩石的年龄为46.5±0.5亿年，而陨星年龄达47亿年。一般认为太阳系年龄大于46亿年，由同位素含量测定的太阳系年龄上限为54±4亿年。从挥发性痕量元素及氧同位素含量比率测定的普通球粒陨石的吸积温度一般为450±50K，月球的吸积温度为450～500K（也有人认为是620K），推断出地球的吸积温度约为540K，这表明它们形成时的温度比现在高些。\n\n化学凝聚模型\n研究太阳星云形成太阳系各天体的化学演化过程的理论模式之一。J.S.刘易斯等人指出，在假定的太阳星云的密度、压力和化学组成条件下，主要由温度决定星云各部分的化学分馏过程，从而导致行星及卫星性质的差异。有两种截然不同的模型：平衡凝聚模型假定凝聚物相与气体相间以及凝聚物间在热力学平衡条件下发生反应，产生的化学成分是热力学的“态函数”；非平衡凝聚模型则认为气体相与凝聚物相间以及凝聚物间不发生反应。两种模型的生成物是不同的，实际的凝聚过程可能介于这两种模型之间。计算表明，平衡凝聚模型可以较满意地说明类地行星的性质，如由这一模型计算得到的类地行星的密度与观测值一致，而按非平衡凝聚模型计算的结果则与观测值不一样。星云内部离太阳越远处，温度就越低，因而各行星区凝聚物的成分与含量各不相同。水星主要由难熔金属矿物、铁–镍合金和少量顽辉石组成；金星除含上述成分外，还含钾（或钠）铝硅酸盐，但不含水；地球还含有透闪石、含水硅酸盐和三种形式的铁（金属铁、FeO、FeS），其中的金属铁和FeS形成了低熔点混合物，在放射加热下熔化、分异，形成早期地核；火星含有更多的含水硅酸盐，金属铁已完全氧化为FeO或FeS，以致没有金属铁的核；小行星含有各种岩石矿物，但小行星区的冰物质（水冰、氨冰、甲烷冰）尚未凝聚；小行星区以外，各种冰物质依次凝聚，因而木星及其以外的行星有岩石与冰物质混合物的固态核；木星与土星固态核质量大，引力强，能够吸积气体（主要是氢、氦），形成它们的金属氢中间层和液态分子氢的外层，因而它们的平均密度小。它们吸积气体和大气形成过程可用非平衡凝聚模型来描述，但对这两颗行星的形��过程还不能肯定究竟哪种模型适用。\n凝聚模型都是与原始太阳星云的高温条件相联系的。近年来发现陨石中含有模型所不能解释的化学组成和元素同位素异常，有人强调恒星际物质中化学分馏（前凝聚物质）是太阳系初始化学态的关键，提出太阳星云的冷凝聚模型来解释这种异常，认为恒星际物质中有三类尘埃：超新星爆发形成的热凝聚物、其他恒星损失掉的热凝聚物及星云的非热化合物。太阳系不经过热凝聚序，而是由冷的恒星际物质直接形成。此外，H.阿尔文和G.O.S.阿亨尼斯研究了星云物质的等离子体和磁流体过程。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星", "content": "数以百万计的恒星聚集在一起,图片由哈勃太空望远镜摄得\n Fomalhaut是南鱼座方向上一颗明亮、年轻的恒星，与我们的距离不过25光年。早期，红外线观测辨认出一个冷物质带环绕着这颗恒星，近来，其细节被哈勃太空望远镜记录了下来。哈勃摄像机的日冕观测仪有一个遮光板覆盖了来自这颗恒星的眩光。图中环绕着Fomalhaut的偏心环的整齐而清晰的内边缘是轨道上运行着巨大行星的强有力证据，因为只有存在一个巨大行星才能形成和保持细碎天体物质所形成的环状带内边缘的整齐状态。 这个环到Fomalhaut的距离是133个天文单位，被认为是我们太阳系Kuiper带的早期状态\n　　恒星（汉语拼音：hengxing；英语：Star），由自身引力维持，靠内部的核聚变而发光的炽热气体组成的球状或类球状天体。银河系拥有几千亿颗恒星，但在晴朗无月的夜晚，在远离城市的地球表面用肉眼大约可以看到3,000多颗恒星。借助于望远镜，可看到几十万乃至几百万颗以上的恒星。恒星并非不动，因为离地球实在太远，不借助特殊工具和特殊方法，很难发现它们在天球上的位置变化，因此古代人把它们称作恒星。\n　　恒星是大质量、明亮的等离子体球。太阳就是一颗典型的恒星，离地球最近。白天由于有太阳照耀，无法看到其他的恒星；只有在夜晚的时间，才能在天空中看见其他的恒星。恒星一生的大部分时间，都因为核心的核聚变而发光。核聚变所释放出的能量，从内部传输到表面，然后辐射至外太空。几乎所有比氢和氦更重的元素都是在恒星的核聚变过程中产生的。\n　　天文学家经由观测恒星的光谱、光度和在空间中的运动，可以测量恒星的质量、年龄、金属量和许多其他的性质。恒星的总质量是决定恒星演化和最后命运的主要因素。其他特征，包括直径、自转、运动和温度，都可以在演变的历史中进行测量。描述许多恒星的温度对光度关系的图，也就是赫罗图（HR图），可以测量恒星的年龄和演化的阶段。\n　　恒星诞生于以氢为主，并且有氦和微量其他重元素的云气坍缩。一旦核心有足够的密度，有些氢就可以经由核聚变的过程稳定的转换成氦。恒星内部多余的能量经过辐射和对流组合的携带作用传输出来；恒星内部的压力则阻止了恒星在自身引力下的崩溃。一旦在核心的氢燃料耗尽，质量不少于0.5太阳质量的恒星，将膨胀成为红巨星，在某些情况下更重的化学元素会在核心或包围着核心的几层燃烧。这样的恒星将发展进入简并状态，部分被回收进入星际空间环境的物质，将使下一代恒星诞生时正元素的比例增加。\n　　恒星并非平均分布在星系之中，多数恒星会彼此受引力影响而形成聚星，如双星、三合星、甚至形成星团等由数万至数百万计的恒星组成的恒星集团。当两颗双星的轨道非常接近时，其引力作用或会对它们的演化产生重大的影响，例如一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体成为新星。\n　　天文学家对宇宙中恒星的数量一直有不同的估算。最著名的一个说法是美国天文学家卡尔·萨根在他的著作《千亿的千亿》中提出的一个猜测，认为宇宙中有1000亿个星系，每个星系有1000亿个恒星。而据此天文学家又进一步推测各星系恒星数量约为1000亿的一万亿倍。美国天文学家彼得·范·多昆和天体物理学家查理·康罗伊对来自星系的光强度分析后认为大约有3×1023。\n\n目录\n\n1 基本物理参量\n\n1.1 星等\n1.2 恒星光谱\n1.3 直径\n1.4 质量\n1.5 压力\n1.6 磁场\n\n\n2 化学组成\n3 物理特性的变化\n4 恒星的分类\n5 结构和演化\n\n5.1 恒星的结构\n5.2 恒星的形成\n5.3 原恒星形成\n5.4 主序星\n5.5 红巨星\n\n5.5.1 大质量恒星\n5.5.2 坍缩\n\n\n\n\n6 观测简史\n7 恒星命名\n\n\n基本物理参量\n　　描述恒星物理特性的基本参量有距离、亮度（视星等）、光度（绝��星等）、质量、直径、温度、压力和磁场等。测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角（叫作周年视差），再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法。但对大多数恒星说来，这个张角太小，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。\n\n星等\n　　恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等数值越小。地球上测出的星等称视星等；归算到离地球10秒差距处的星等称绝对星等。使用对不同波段敏感的检测组件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。最通用的星等系统之一是U（紫外）、B（蓝）、V（黄）三色系统；B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V＝-26.74，绝对目视星等Mv＝＋4.83，色指数B－V＝0.63，U－B＝0.12。由色指数可确定色温度。恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。\n\n恒星光谱\n　　有关恒星的知识主要来自能揭示其物质成分、表面温度和运动状态的光谱研究。恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型（也可称作温度型）。温度相同的恒星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等越小。恒星的光度级可分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ，依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星（或矮星）、亚矮星、白矮星。太阳的光谱型为G2V，颜色偏黄，有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零，温度约10,000K。恒星大气的有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度，差别很大。\n\n直径\n　　恒星的真直径可根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可测出小到0″.001的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准，加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。有些恒星也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几千米，有的大到109千米以上。\n\n质量\n　　多数恒星存在于双星系统中。天文学家根据某些特殊的双星系统能测出恒星的质量；经过多年的观测，又确定了质光关系。一般恒星质量能根据质光关系进行估算。总的说来，各种不同类型恒星模型代表的质量，与能够通过现实恒星精确测量的对应质量是符合的，这可确信建立的模型的正确性。已测出的恒星质量大多介于太阳质量的百分之几到120倍之间，但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间。恒星的密度可根据直径和质量求出，密度的量级大约介于10-9g/cm3（红超巨星）到1013～1016g/cm3（中子星）之间。\n\n压力\n　　恒星表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定。中性元素与电离元素谱线的强度比，不仅同温度和元素的丰度有关，也同电子压力密切相关。电子压与气体压之间存在着固定的关系，二者都取决于恒星表面的重力加速度，因而同恒星的光度也有密切的关系。见恒星大气理论。\n\n磁场\n　　根据恒星光谱中谱线的塞曼分裂（见塞曼效应）或一定波段内连续谱的圆偏振情况，可测定恒星的磁场。太阳表面的普遍磁场很弱，仅约1～2高斯，有些恒星的磁场则很强，能达数万高斯。白矮星和中子星具有更强的磁场。\n\n化学组成\n　　与在地面实验室进行光谱分析一样，对恒星的光谱也可进行分析，借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量。多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多。按质量计算，氢最多，氦次之，其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同，如沃尔夫–拉叶星，就有含碳丰富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序之分）。金属线星和A型特殊星中，若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强。理论分析表明，演化过程中恒星内部的化学组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变，重元素的含量会越来越多。见恒星化学组成。\n\n物理特性的变化\n　　观测发现，有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间发生周期的、半规则的或无规则的变化。这种恒星叫作变星。变星分为两大类：一类是由于几个天体间的几何位置发生变化而造成的几何��星；另一类是由于恒星自身内部的物理过程而造成的物理变星。几何变星中，最为熟悉的是两个恒星互相绕转，因而发生变光现象的食变星（即食双星）。它们分为大陵五型、天琴座β（渐台二）型和大熊座W型三种。几何变星中还包括椭球变星（因自身为椭球形，亮度的变化是由于自转时观测者所见发光面积的变化而造成的）。物理变星，按变光的物理机制，主要分为脉动变星和爆发变星两类。脉动变星的变光原因是恒星在经过漫长的主星序阶段以后（见赫罗图），自身的大气层发生周期性的或非周期性的膨胀和收缩，引起光度的脉动性变化。理论计算表明，脉动周期与恒星密度的平方根成反比，因此那些重复周期为几百乃至几千天的晚型不规则变星、半规则变星和长周期变星都是体积巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星。周期约在1～50天之间的经典造父变星和周期约在0.05～1.5天之间的天琴座RR型变星（又称星团变星）是两种最重要的脉动变星。观测表明，造父变星的绝对星等随周期增长而变小（这是与密度和周期的关系相适应的），因而可通过精确测定它们的变光周期来推求它们自身以及它们所在的恒星集团的距离，所以造父变星又有宇宙中的“灯塔”或“量天尺”之称。天琴座RR型变星也有量天尺的作用。\n　　还有一些周期短于0.3天的脉动变星（包括盾牌座δ型变星、船帆座AI型变星和仙王座β型变星等），它们的大气分成若干层，各层都以不同的周期和形式进行脉动，因而其光度变化规律是几种周期变化的叠合，光变曲线的形状变化很大，光变同视向速度曲线的关系也有差异。盾牌座δ型变星和船帆座AI型变星可能是质量较小、密度较大的恒星，仙王座β型变星属于高温巨星或亚巨星一类。\n　　爆发变星按爆发规模可分为超新星、新星、矮新星、类新星和耀星等几类。超新星的亮度会在很短期间内增大数亿倍，然后在数月到1～2年内变得非常暗弱。这是恒星演化到晚期的现象。超新星的外部壳层形成一个逐渐扩大而稀薄的星云（超新星遗迹）；内部则因极度压缩而形成密度非常大的中子星。最著名的银河超新星是1054年在金牛座发现的“天关客星”。现在可在该处看到著名的蟹状星云，其中心有一颗周期约33毫秒的脉冲星。\n　　新星在可见光波段的光度在几天内会突然增强大约9个星等或更多，然后在若干年内逐渐恢复原状。1975年8月在天鹅座发现的新星是迄今已知的光变幅度最大的一颗。光谱观测表明，新星的气壳以每秒500～2,000千米的速度向外膨胀。一般认为，新星爆发只是壳层的爆发，质量损失仅占总质量的千分之一左右，因此不足以使恒星发生质变。有些爆发变星会再次作相当规模的爆发，称为再发新星。\n　　矮新星和类新星变星的光度变化情况与新星类似，但变幅仅为2～6个星等，发亮周期也短得多，大多是双星中的子星之一。因而有人认为，这一类变星的爆发是由双星中某种物质的吸积过程引起的。\n　　耀星是一些光度在数秒到数分钟间突然增亮而又很快回复原状的一些很不规则的快变星。它们被认为是一些低温的主序前星。\n　　随着观测技术的发展和观测波段的扩大，还发现了射电波段有变化的射电变星和X射线辐射流量变化的X射线变星等。\n\n恒星的分类\n　　目前所用的恒星分类系统源起于20世纪初期，当时是以氢的谱线从A排列至Q，那时还不知道温度是影响谱线最主要的因素，而当依照温度重新排列时，就与现在使用的完全一致了。\n　　根据恒星光谱的差异，以不同的单一字母来表示类型，O型是温度最高的，到了M型，温度已经低至分子可能存在于恒星的大气层内。依据温度由高至低，主要的类型为：O、B、A、F、G、K和M，各种各样罕见的光谱类型还有特殊的分类。最常见的特殊类型是L和T，是温度最低的低质量恒星和棕矮星。每个字母还以数字从0至9，以温度递减再分为10个细分类。然而，这个系统在极端高温的一端仍不完整：迄今还没有被分类为O0和O1的恒星。\n　　另一方面，也发现恒星的谱线恒星可以根据光度作用再分类，这对应到它们在空间的大小和表面的重力。它们的范围从0（超巨星）经过III'（巨星）到V（主序带矮星）和VII（白矮星）。大部分的恒星都属于主序带，这是在绝对星等和光谱图（赫罗图）的对角线上窄而长的范围，包含在其中的都是进行氢燃烧的恒星。我们的太阳是主序带上分类为G2V的黄色矮星，是一般平常的大小和温度中等的恒星。太阳被作为恒星的典型样本，并非因为它很特别，只因它是离我们最近的恒星，且其它恒星的许多特征都能以太阳作为一个单位来加之比较。\n　　附加于光谱类型之后的小写字母可以显示出光谱的特殊性质。例如，“e”表示有发射谱线，“m”代表金属的强度异常，“var”意味着光谱的类型会改变。\n　　白矮星有自己专属的分类，均以字母D为首，再依据光谱中最明显的谱线特征细分为DA、DB、DC、DO、DZ、和DQ，还可以附随一个依据温度索引的数值。\n\n结构和演化\n　　根据实际观测和光谱分析，恒星大气的基本结构可分为日冕、色球层，再向内为光球层。光球大气吸收更内层高温气体的连续辐射而形成吸收线。历史上曾把高层光球大气叫作反变层，而把发射连续谱的高温层叫作光球。光球这一层相当厚，其中各个分层均有发射和吸收。光球与反变层不能截然分开。太阳型恒星的光球内，有一个平均约1/10半径或更厚的对流层。在上主星序恒星和下主星序恒星的内部，对流层的位置很不相同。能量传输在光球层内以辐射为主，在对流层内则以对流为主。\n　　对于光球和对流层，常利用根据实测的物理特性和化学组成建立模型进行研究。可从流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设出发，建立起若干关系式，用以求解星体不同区域的压力、温度、密度、不透明度、产能率和化学组成等。恒星的中心温度可高达数百万度乃至数亿度，在那里进行着不同的产能反应。一般认为恒星是由星云凝缩而成，主星序以前的恒星因温度不够高，不能发生热核反应，只能靠引力收缩来产能。进入主星序之后，中心温度高达700万度以上，开始发生氢聚变成氦的热核反应。这个过程很长，是恒星生命中最长的阶段。氢燃烧完毕后，恒星内部收缩，外部膨胀，演变成表面温度低而体积庞大的红巨星。那些内部温度上升到近亿度的恒星，开始发生其他核反应。这些演化过程中恒星的温度和光度按一定规律变化，从而在赫罗图上形成一定的径迹。最后，一部分恒星发生超新星爆炸，气壳飞走，核心压缩成中子星一类的致密星而趋于“死亡”。\n\n恒星的结构\n　　一颗稳定的恒星内部是在流体静力平衡的状态下：在任何一个小体积内的力量相互之间几乎确定都是完全平衡的。平衡的力是向内的万有引力和恒星内部由于压力梯度产生向外的压力。压力梯度是由等离子体的温差建立的，因为外的的部份温度会比内部核心的低。主序星或巨星的核心温度至少有107K，这样的温度在主序列恒星的核心要燃烧氢进行核聚变反应是绰绰有余的，并且能产生足够的能量防止恒星进一部的崩溃。\n　　在核心的原子核聚变时，产生的能量会以γ射线辐射出去。这些光子与包围在周围的等离子体相互作用，增加了核心的温度。在主序代的恒星将氢转换成氦，缓慢但是稳定的增加核心内氦的比率。最后，氦成为核心最主要的成分，并且核心不再产生能量。取代的是，质量大于0.4太阳质量的恒星，核聚变慢慢的在包围着氦核心的氢壳层扩展开来。\n　　除了流体静力平衡之外，在稳定的恒星内部也要维持着热平衡的能量平衡。在内部的辐射温度梯度造成热能向外流动。在任何一层向外流出的能量，与邻接其下方那一层向外传送的能量是完全相等的。\n　　辐射层是在恒星内部能以辐射充分且有效率传送能量的区域，在这个区域内等离子体没有任何的扰动，也不会任何质量的运动。如果不是这样，等离子体就会变得不稳定，并且开始产生对流运动成为对流层。这种情况很可能发生，例如，在某一个区域产生了非常高的能量流动，例如在核心区域或在外面非常不透明的包层附近。\n　　主序带上的恒星能否在外面的包层产生对流，主要取决于恒星的质量。质量是太阳数倍的恒星有着深入恒星内部的对流层而辐射层在外面。较小的恒星，像太阳这样的则正好相反，是对流层在外面。红矮星的质量低于0.4太阳质量，整个都是对流层，阻止了氦在核心堆积成氦核,多数恒星的对流层都会随着恒星老化而改变内部的结构和发生变化。\n　　恒星能够让观测者看见的部份是光球层，这是恒星的等离子体变得透明可以用光子传送能量的一层。在此处，从核心传递过来的能量变成可以自由进入太空中的光子，因此在光球层上的太阳黑子，或是温度低于平均值的区域，就会出现。\n　　在光球层之上是恒星大气层。向太阳这种在主序带上的恒星，最低层的大气是色球层，针状突起和闪焰会出现在这儿。包围在外面的是过渡区，温度在不到100公里的距离内很快的窜升，在上面就是日冕，由大量高热的等离子体组成，巨大的体积可以向外伸展出数百万公里。日冕的存在看来是依靠着恒星外面数层的对流区。尽管它的温度很高，日冕只发出微弱的光。太阳的日冕平常只有在日全食的时候才能看见。\n　　从日冕吹出的恒星风是来自恒星的等离子体质点，会继续向外扩张直至遭遇到星际物质。对太阳而言，受到太阳风扩张影响所及的气泡状范围称为太阳圈。\n\n恒星的形成\n 哈勃空间望远镜上新安装的大视场照相机3拍摄的星系M83核心附近猛烈的恒星形成。标准模型无法解释其中所出现的大质量蓝色恒星以及它们将能量返还给其母星云的方式。版权：NASA, ESA, R. O'Connell (Universityof Virginia), B. Whitmore (STScI), M. Dopita(Australian National University), and the WideField Camera 3 Science Oversight Committee\n　　恒星形成依然是当今天体物理学中最活跃的领域之一。它始于星际空间中漂浮着的巨大气体、尘埃云。如果这片星云——或者，通常把星云中某个高密度部分称为“云核”——的温度足够低、密度足够大，向内的引力就会超过向外的气体压强，于是它就会在自身的重量下坍缩。这片星云或者这个云核的密度和温度会变得越来越高，最终点燃核聚变。由聚变产生的热量会使得内部压强升高，进而停止坍缩。于是这颗新诞生的恒星就会进入可持续数百万乃至上万亿年的动态平衡状态。\n　　这一恒星形成理论是自洽的，并且和大量的观测相符。但它还远未完善。有四个问题特别困扰着天文学家。\n\n\n如果高密度的云核是孵出恒星的“蛋”，那么下蛋的“母鸡”在哪里？星云自身必定来自某个地方，而它们的形成过程还没有被很好地认识。\n\n是什么使得云核开始坍缩？无论最初的机制是什么，它决定了恒星的形成率以及恒星的最终质量。\n\n胚胎期的恒星如何彼此影响？标准理论描述的都是孤立的单颗恒星；它并没有告诉我们，当恒星密集形成的时候会发生什么，而这却是绝大多数情况。最近的发现预示，我们的太阳形成于一个已经瓦解的星团之中。在拥挤的托儿所里长大和当一个独子之间会有什么不同？\n\n大质量恒星到底是怎样形成的？标准理论只能用于质量小于20个太阳质量的恒星，对于更大的恒星则不适用，它们巨大的光度会在初生的恒星积聚到足够的物质前将星云吹散。此外，大质量恒星会通过紫外辐射、高速外流和超音速激波来作用于它们周围的环境。这一能量反馈会使得星云瓦解，但标准理论并没有考虑这一点。\n\n\n　　解决这些问题的呼声正在日益高涨。从星系形成到行星起源，恒星形成几乎是天文学中一切的基础。如果不了解它，天文学家就无法剖析遥远的星系或者是认识太阳系外的行星。虽然最终的回答还仍然扑朔迷离，但有一点已经取得共识：一个更精湛的恒星形成理论必须要考虑环境对其的影响。新生恒星的最终状态将不单单取决于云核中的初始条件，还和其周围的环境以及其他恒星随后对它的影响有关。这是一场宇宙尺度上的先天和后天之争。\n　　恒星在星际物质扩张的密度较高的地区内形成，但是那儿的密度仍然低于地球上人造的真空。这样的地区称为 分子云 ，其中的成分绝大部分是氢，大约23%－28%是氦，还有少许的重元素。猎户座大星云就是恒星形成区的一个例子。 当大质量的恒星在分子云内形成，它们将照亮那云气，也会使氢电离，创造出HII区。\n\n原恒星形成\n　　恒星的形成从分子云内部的引力不稳定开始，通常是因为超新星（大质量恒星爆炸）的冲激波触发或两个星系的碰撞（像是星爆星系）。一但某个区域的密度达到或满足金斯不稳定性的标准，它就会因为自身的引力开始坍缩。\n　　分子云一但开始坍缩，密集的尘土和气体就会形成一个个我们所知道的包克球，它们可以拥有50倍太阳质量的物质。当小球继续坍缩时，密度持续增加，引力位能被转换成热，并且使温度上升。当原恒星云趋近于流体静力平衡的状态时，原恒星就在核心形成了。这些主序前星经常都有原恒星盘著，引力收缩的期间至少要经历一千万至一千五百万年。\n　　早期恒星质量低于2倍太阳质量的属于金牛T星，较大的则属于赫比格Ae/Be星。这些新生的恒星由自转轴的两极喷出的喷流，会形成所谓的赫比格-哈罗天体。\n\n主序星\n　　恒星一生的90%都是在核心以高温和高压将氢聚变成氦。像这样的恒星在主序带上，称为矮星。从零龄主序���开始，氦在核心的比率稳定的增加。结果，为了维持在核心的核聚变，恒星会缓慢的增加温度和光度。以太阳为例，估计从46亿年进入主序带迄今，光度已经增加了40%。\n　　每一颗恒星都会吹出恒星风将微粒持续的送入太空中。对多数的恒星，经由这样流失的质量是可以忽略不计的，太阳每年流失的只有10−14太阳质量，或是它一生所消耗质量的0.01%。但是大质量恒星每年所流失的可能达到10−7至10−5太阳质量，对它们的演化会有重大的影响。开始时有50倍太阳质量的恒星可能会在主序带的阶段丧失一半的质量。\n　　恒星在主序带上所经历的时间取决于他的燃料和消耗燃料的速率，换言之就是开始的光度和质量，对太阳来说，估计他的生命有一百亿年。大质量的恒星燃烧燃料的速度快，生命期就短；小的恒星（像是红矮星）燃烧燃料的速度很慢，至少可以维持数兆年，而当生命结束时也只是单纯的越来越黯淡。但是因为这种恒星的生命期远大于现在的宇宙年龄（137亿岁），所以还没有这样的恒星死亡。\n　　除了质量，比氦重的元素在恒星演化中也扮演着重要的角色。在天文学中，比氦重的元素都被视为\"金属\"，而这些元素在化学上的浓度称为金属量。金属量可能影响恒星燃烧燃料的速率、控制磁场的形成，和改变恒星风的强度。由于形成恒星的分子云成份不同，年老的，第二星族星的金属量就比年轻的第一星族星低（当老的恒星死去并将大气层洒落至分子云中，重元素的量就会随着时间过去变得越来越丰富。）\n\n红巨星\n　　质量不低于0.5太阳质量以上的恒星在核心供应的氢耗尽之后，外层的气体开始膨胀并冷却形成红巨星。例如大约50亿年后的太阳，当太阳成为红巨星时，它的最大半经将是目前的250倍（1天文单位（150,000,000千米））。成为巨星时，太阳大约已失去目前质量的30%。\n　　对一个达到2.25太阳质量的红巨星，氢聚变会在包围着核心外的数层壳曾内进行。最后核心被压缩至可以进行氦聚变，同时恒星的半径逐渐收缩而且表面的温度增加。更大的恒星，核心的区域会直接进行氢聚变与氦聚变。\n　　在恒星核心的氦也耗尽之后，核聚变继续在包围着高热的碳和氧核心的气壳层内进行，然后循着与原来的红巨星阶段平行，但是表面温度较高的路径继续演化。\n\n大质量恒星\n　　在氦燃烧阶段，许多超过10倍太阳质量的大质量恒星膨胀成为红超巨星，一但核心的燃料耗尽，它们会继续燃烧比氦更重的元素。\n　　核心继续收缩直到温度和压力能够让碳融合。这个过程会继续，满足下依步骤燃烧氖、氧、和硅。接近恒星生命的终点，核聚变在恒星内部可能延着数层像洋葱壳一样的壳层中发生。每一层燃烧着不同的燃料，燃烧的最外层是氢，第二层是氦，依序向内。\n　　当铁被制造出来就到达了最后的阶段。因为铁核的束缚能比任何更重的元素都大，如果程序继续，铁核的燃烧不仅不会释放出能量，相反的还要消耗能量。同样的，它也比较轻的元素紧密，铁核的分裂也不会释放出能量。比较老、质量比较大的恒星，在恒星的核心就会累积比较多的铁。在这些恒星的重元素或可能会随着自身的运作方式到达恒星的表面，发展形成所知的沃尔夫-拉叶星，从大气层向外吹送出密度较高的恒星风。\n\n坍缩\n　　在发展中，平均大小的恒星会将外面数层的气层扩散成为行星状星云。如果在外层的大气层散发之后剩余的质量低于1.4倍太阳质量，它将缩小成一个小天体（大小如同地球），但没有足够的质量继续压缩，这就是所知的白矮星。虽然一般的恒星都是等离子体，但在白矮星内的电子简并物质已不是等离子体。在经历非常漫长的时间之后，白矮星最后会暗淡至成为黑矮星 。\n　　更大的恒星，核聚变会继续进行，直到铁核有了足够的大小（大于1.4倍太阳质量）而不再能支撑自身的质量。这时核心会突然的坍缩使电子进入质子之内，在反β衰变或电子捕获的爆发之后形成中子和中微子。由这种突然的坍缩产生的激震波造成恒星剩余的部分产生超新星的爆炸。当它们发生在银河系内，就是历史上曾经以肉眼看见和记载的，在以前不存在的“新恒星”。\n　　这颗恒星的大部分物质都在超新星爆炸中飞散出去（形成像蟹状星云这种的云气）而还剩下的就是中子星（有些被证明是波霎或是X-射线爆发），或是质量更大的就形成黑洞（剩余的质量必须大于4倍太阳质量）。 在中子星内的物质是中子简并物质，和一种可能存在核心且极不稳定的简并物质，QCD物质。在黑洞核心的这种物质所处在的状态是迄今仍不了解的。\n　　这颗死亡恒星外层被抛出的物质包括一些重元素，可能在新恒星形成的世代交替中成为原料，而这些重元素可以形成岩石的行星。超新星和大恒星恒星风的抛出物是构成星际物质的重要成分。\n\n观测简史\n　　人类对恒星的观测历史悠久。古埃及以天狼星在东方地平线的出现，预示尼罗河泛滥的日子。中国商朝就设立专门官员观测大火在东方的出现，确定岁首的时刻，与作物播种与收割并列在卜辞中。而中国明朝的航海家们则利用航海九星来判断方向。美国的阿波罗11号飞船设有光学定位仪，利用恒星来确定位置。\n　　在历史上，恒星在世界各地的文明中都曾占有重要的地位，它们被作为宗教上的实践并用于天文导航上指示方向。许多古代的天文学家都相信恒星被固定在永恒的天球上（球形的天空），并且永远不会变化。经由相约成俗，天文学家将一群一群的恒星集合组成星座，并且用它们来追踪行星在天空中的运动和臆测太阳的位置。太阳在星空背景（和地平线）被用来创造了历法，可以用来实践农业的调控。现在几乎全球都在使用的格里历就是依据最靠近地球的恒星，太阳为基础建立的。.\n　　最古老的，标有精确日期的星图出现在西元前1534年的古埃及。伊斯兰天文学家为许多恒星取的阿拉伯文名称一直到今天都还在使用，他们还发明了许多天文仪器可以测量和计算恒星的位置。在11世纪，阿布·拉伊汉·比鲁尼描述银河系像是由有恒星的云气组成的许多碎片，在1019年的月食也测量了一些恒星的纬度。\n　　中国至晚在春秋时期已了解恒星是由气体构成，并知道还是有新的恒星可能出现。早期的一些欧洲天文学家，像是第谷，就在夜空中辨认出一颗新的恒星(后来称为新星)，因此认为天空不是永恒不变的。在1584年，焦尔达诺·布鲁诺认为恒星像太阳一样，也可能有其他行星，甚至有像地球一样的，环绕着它们，古代的希腊哲学家德谟克利特和伊比鸠鲁也曾经提出和他一样的想法。在进入下个世纪前，天文学家已经取得了一致的看法，认为恒星是遥远的太阳。神学家李察·宾特利质疑这些恒星为何没有对太阳系施加万有引力，艾萨克·牛顿解释认为在每个方向分布的恒星将引力彼此互相抵销掉了。\n　　意大利天文学家Geminiano Montanari在1667年观测和记录了大陵五的光度变化，爱德蒙·哈雷出版一对邻近“恒星”自行的测量报告，显示出从古希腊天文学家托勒密和喜帕恰斯迄今，它们的位置已经改变了。白塞尔在1838年首度利用视差的技术测出一颗恒星（天鹅座61）的距离是11.4光年，显示了天空的广大和天体距离的遥远。\n　　威廉·赫歇尔是第一位尝试确定恒星在天空中分布状态的天文学家。在1780年代，他用量测器对600个方向进行了一系列的测量，计算沿着视线方向可以看见的恒星数目。透过这样的研究，他推论出恒星的数量平稳的向着天空的一侧增加，这个方向就是银河的中心。他的儿子约翰·赫歇尔在南半球的天空重复他的研究，也得到向着同一方向增加的相同结果。除了这些还有其他的成就，威廉·赫歇尔还注意到有些恒星不仅是在相同的方向上，彼此之间还是物理上的伙伴形成了联星系统。\n　　约瑟夫·夫琅禾费和安吉洛·西奇开创了科学的恒星分光学，经由比较天狼星和太阳的光谱，他们发现有不同数量和强度的吸收谱线 —恒星光谱中黑暗的谱线是由大气层吸收特定频率的波长造成的。西奇从1865年开始分依据光谱类型对恒星做分类。不过，现代的恒星分类系统是安妮·坎农在1900年代建立的。\n　　在19世纪双星观测所获得的成就使重要性也增加了。在1834年，白塞尔观测到天狼星自行的变化，因而推测有一颗隐藏的伴星；爱德华·皮克林在1899年观测开阳周期性分裂的光谱线时发现第一颗光谱双星，周期是104天。天文学家斯特鲁维和S. W. Burnham仔细的观察和收集了许多联星的资料，使得可以从被确定的轨道要素推算出恒星的质量。第一个获得解答的是1827年由Felix Savary透过望远镜的观测得到的联星轨道。\n　　对恒星的科学研究在20世纪获得快速的进展，相片成为天文学上很有价值的工具。卡尔·史瓦西发现经由比较视星等和摄影星等的差别，可以得到恒星的颜色和它的温度。1921年，光电光度计的发展可以在不同的波长间隔上非常精密的测量星等。阿尔伯特·迈克耳孙在胡克望远镜第一次使用干涉仪测量出恒星的直径。\n　　在20世纪的第一个十年里，恒星物理概念性的重要工作开始进展。在1913年，赫罗图发展出来，推动了恒星在天文物理上的研究。解释恒星内部和恒星演化的模型被成功的发展出来；恒星光谱也因为量子物理学的进展而得以成功的解释；恒星大气中的化学成分也能够被确定。\n　　除了超新星之外，各别的恒星都在我们的银河系所在的本星系群中被观测到，特别是在可以看见的银河部分。但是有些距离地球一亿光年远，在室女座星系团M100星系内的恒星也被观测到。在本超星系团也有一些星团被观测到，并且现代的望远镜原则上可以观察到本星系群内单独的微弱恒星— 被解晰出来最遥远的恒星距离在一亿光年。然而在本超星系团之外的星系中，无论是单独的恒星或星团都未曾被观测过，唯一的例外是在十亿光年外的一个拥有数十万颗恒星的巨大星团曾留下微弱的影像—距离十倍于以前曾观测过最遥远的星团。\n\n恒星命名\n中国\n　　每一颗恒星都要给它取一个独特的名字，才能够便于研究和识别。中国在战国时代起已命名肉眼能辨别到的恒星或是以它所在星官（包括三垣以及二十八宿）命名，如天关星、北河二、心宿二等；或是根据传说命名，例如织女星（织女一）、牛郎星（河鼓二）、老人星等，构成一个不严谨的独立体系。\n西方\n　　星座的概念在巴比伦时期就已经存在，古代的观星人将哪些比较显著的恒星和自然或神话等特定的景物结合，想像成不同的形状。位于黄道带上的12个星座就成了占星学的依据，许多明显的单独恒星也被赋予专属的名字，特别是以阿拉伯文和拉丁文标示的名称。\n　　而且有些星座和太阳还有它们自己整体的神话，它们被认为是亡者或神的灵魂，例如大陵五就代表着蛇发女怪梅杜莎。\n　　到了古希腊，已经知道有些星星是行星（意思是“漫游者”），代表着各式各样重要的神祇，这些行星的名字是水星、金星、火星、木星、和土星[23]（天王星和海王星虽然也是希腊和罗马神话中的神祇，但是它们的光度暗淡，因此古代人并未发现，它们的名字是后来才由天文学家命名的。）。\n　　大约在1600年代，星座的名称、范围以及恒星的名字还是由各个地区自己命名的。1603年，德国天文学家约翰·拜耳创造了以希腊字母序列与星座结合的拜耳命名法，为星座内的每一颗恒星命名。然后英国天文学家约翰·佛兰斯蒂德发明出了数字系统的命名法，这就是佛兰斯蒂德命名法。从此以后许多其他的系统的星表都被创造出来。\n其他\n　　科学界唯一认可能够为恒星或天体命名的机构是国际天文联合会。很多的私人公司（例如：“International Star Registry”）以贩售恒星的名字为主，但是除了购买者以外，这些名字既不会被科学界认可，也没有人会使用这个名字[24]，并且有许多组织假称为天文机构进行诈欺，骗取无知的民众购买星星的名字。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星物理学", "content": "恒星物理学（ stellar physics ），应用物理学知识，从实验和理论两方面研究各类恒星的形态、结构、物理状态和化学组成的学科。天体物理学的分支。在恒星上发现的某些奇特物理现象，也能够启发和推动现代物理学的发展。\n\n研究方法\n一般的恒星都是炽热的气体球。研究恒星所必需的一切资料几乎全部来自恒星自身的电磁辐射，近年来能检测它们的高能粒子和引力波效应。因此，早期主要使用光学、红外线、射电和X射线等各种天文望远镜以及所附的终端设备，测量各类恒星在不同波段上的辐射强度、能谱、谱线结构、偏振状态等物理量。随后发展主要是应用热辐射理论，推知恒星表面的有效温度；应用谱线位移和一定的几何方法，确定恒星自转特性、双星特性或脉动特性；再利用引力理论、辐射理论和脉动理论，可推出双星轨道半长径、子星半径、子星质量（或质量函数）及脉动变星的平均半径和平均密度等；应用谱线的形成和致宽理论，推出恒星大气的电子压力、气体压力、不透明度、元素的丰度以及恒星的光度；应用核物理理论，推知恒星的产能机制及其变迁，再结合辐射转移理论就建立恒星模型，用以研究恒星内部结构理论；应用塞曼效应，可推知恒星磁场；应用引力理论、粒子物理理论，探讨恒星晚期超密态的各种现象；应用等离子体理论，探讨星冕、星风、质量交流和质量损失等恒星大气现象。最后，综合应用各种物理理论，探讨恒��的形成和演化。\n\n主要研究内容\n主要是：①恒星大气的观测和理论研究。恒星大气是能直接观测到的恒星外层部分。应用分光技术，依照辐射平衡、局部热动平衡的辐射转移理论和恒星大气模型理论，可在一定程度上解释连续光谱、吸收光谱和发射光谱的形态（见恒星大气理论），探明它们的形成机制、演变过程和致宽因素，并弄清恒星大气中光球、色球层和星冕等不同层次的物理状况和相互关系，以及大气中的元素丰度等，还可研究恒星自转，并根据较差自转来探讨恒星大气内层的情况。②恒星内部结构的研究。研究恒星内部从中心到表面各层的物态和物理过程，探讨恒星内部输送能量和维持温度梯度的物理机制，然后根据研究结果解释观测到的恒星质量、光度、半径和表面温度等的时序变化和相互关系。③恒星的能源和核合成的研究。确定产能和维持恒星不断辐射的核物理过程，探讨元素合成理论，以解释现有的元素丰度。较流行的是1957年B2FH理论及相关的发展理论。④恒星脉动现象的观测和研究。许多恒星有脉动性的光变。理论研究表明，脉动现象是恒星演化到一定阶段（多为赫罗图上红巨星或红巨星后的水平支阶段）的必然现象。根据最重要的几种脉动变星的周光关系，可确定恒星和许多有关天体的距离。利用线性和非线性脉动理论，可较好地解释恒星的脉动现象。⑤恒星爆发现象的观测和研究。多种恒星有不同能量级的爆发现象。从年轻的耀星、金牛座T型变星到老年和临近“死亡”的新星、超新星，都有爆发现象。关于各类爆发的物理机制还不十分清楚，需要积累更多更完善的观测资料，并进行更深入的理论分析。对于新星的爆发和许多类似的其他星体的爆发，许多人试图采用双星模型进行解释。⑥双星系统的观测和研究。双星是恒星世界的普遍现象，估计银河系中太阳附近半数以上的恒星是双星或聚星的子星。根据长期的目视、照相、光度和分光观测，可定出恒星最基本的物理参量：质量和半径。密近双星系统中存在大量的质量交流。这种交流所引起的气流、气环、热斑、X射线爆发和新星爆发现象等，在光谱和光度变化中都有所反映，对研究引力相互作用、辐射相互作用、物质相互作用和恒星演化过程等都很重要。⑦致密星的观测与相对论。根据流行的演化学说，晚期恒星因引力坍缩而成为密度大到105克/厘米3以上的致密星，即白矮星、中子星或黑洞。已观测到的白矮星有上千颗，被认为是中子星的脉冲星也已发现千余颗，但黑洞则尚在探寻之中。所有这些天体的研究都与广义相对论密切相关，同时也是对广义相对论的检验。对天鹰座射电脉冲星双星PSR1913＋16所进行的观测研究，证实了广义相对论预言过的引力波。\n\n发展动向\n近年来，恒星物理学在实测方面的一个重要发展是全波段观测。射电、大气外的X射线、远紫外线和红外线观测，大大丰富了关于恒星辐射和恒星表层物理的知识，并发现了X射线新星和X射线双星等新天体。现在看来，密近双星系统的观测和理论研究，是解决许多恒星物理学问题的一把钥匙。\n由于对耀星研究的深入，加上光斑干涉等超高分辨率和高精度光电视向速度分光仪等观测技术的发展，已经能够把当作点源的恒星与作为面源的太阳进行真正的类比研究。另一方面，由于有了大望远镜和其他新技术，已经能够对若干最近的星系（如大小麦哲伦云）内的各类恒星进行较详细的观测研究，从而把它们与银河系内的同类型恒星进行对比，这样就能更好地了解天体化学组成对演化进程的影响。\n原子核物理学和粒子物理学的发展，大型快速电子计算机的广泛应用，推动进一步研究恒星的内部结构、元素合成和恒星演化过程。中微子天文学的发展打开了认识宇宙的新窗口。多种脉冲星的发现和研究，促进了辐射理论的发展。广义相对论和各种引力理论更加新活跃，被广泛应用于晚期恒星的研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星质量", "content": "恒星质量（stellar mass），恒星最重要的物理参量之一。也是恒星结构和恒星演化的决定性因素。求恒星质量最基本的方法是利用物理双星的轨道运动。所求得的质量称为动力学质量。具体方法如下：\n①目视双星有可靠的视差，可应用开普勒第三定律，由轨道半长轴的真长度和轨道周期算出两子星的质量和，再由两子星离公共质心距离的比值得知两子星的质量比，进而求出每一子星的质量。如用这种方法求得的天狼甲、天狼乙两星的质量分别为2.143和1.053太阳质量。\n②双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是食双星，并已知其测光解中的轨道倾角，进而可求得两子星的质量。用此方法求得的食双星大陵五甲、大陵五乙两星的质量分别为3.7和0.81太阳质量。\n③双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是干涉双星，并已知其轨道倾角，由此可求得两子星的质量。用此方法求得的角宿一甲、宿一乙两星的质量分别为10.9和6.8太阳质量。\n④双谱分光双星分光解加上由偏振观测所得轨道倾角进而也可得出两子星的质量。如Plaskett星(HD47129＝HR2422，麒麟座中的一个6等星）的质量就是这样推算出来的。求恒星质量的其他方法还有：利用已知半径的白矮星的引力红移量求白矮星的质量；根据真半径和表面重力加速度推算恒星的质量（即分光质量或称大气质量）；根据恒星的质量和光度的统计关系（质光关系），从光度估计质量；利用恒星在赫罗图上的理论演化轨迹估计恒星质量（称为“演化质量”）；对已知真半径的脉动变星，可由脉动周期估算平均密度，从而得出质量（称为“脉动质量”）。但这些方法都不如动力学质量方法可靠。\n许多恒星的质量数据至今还很不可靠或精度甚低，这包括大角、老人、织女一、河鼓二、参宿四、心宿二等亮星。要编出规模可观的精确的恒星质量表还需要做很多工作。恒星质量的范围大约是在百分之几个太阳质量（如某些红矮星，特别是物理双星的子星）到120个太阳质量之间，有时可能更大，但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间。1978～1979年有人综合X射线双星的资料得出其中中子星平均质量为1.6±0.3太阳质量。恒星的质量范围比光度和直径范围小得多。一些恒星的质量随着时间而变化。除了热核反应把质量不断转变为辐射能以外，许多恒星还因大气膨胀或抛射物质而不断损失质量。新星、再发新星发亮时抛出质量，超新星爆发后质量可能大大减少。密近双星有时一颗子星的质量会逐渐转移到另一颗子星上去。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "质光关系", "content": "质光关系（ mass-luminosity relation ），对赫罗图中主序上的恒星成立的恒星质量和绝对光度之间的一个重要近似关系。最早为E.P.哈姆所提出，并在1919年由E.赫茨普龙通过观测资料证实。1924年A.S.爱丁顿从理论上导出绝对光度为L的恒星与其质量M有L=kMα的简单关系，式中k为常数，α约为3。粗略地说，恒星的质量越大，它的内部必定越热，才能产生足够的内部压力来支持自身抗衡引力坍缩。质光关系只是一个近似关系，因为还有其他因素，诸如化学组成也影响恒星的亮度。由观测资料可得出分别用于主序不同部位恒星的质光关系：\n\n\nL/ L 0≈( m/ m 0) 4对于 L＞ L 0的主序星 \nL/ L 0≈( m/ m 0) 2.8 对于 L＜ L 0的主序星 \n\n\n质光关系不仅提供了一个估计恒星质量的重要方法，也为研究恒星内部结构和建立各种恒星理论模型提出了一个判据。除物理性质特殊的巨星、白矮星和某些致密天体外，占恒星总数90％的主序星都符合质光关系。现代恒星结构理论借助各种质量恒星的内部结构和各种温度的恒星大气的不透明度来解释并计算出这一关系的各种表，专业天体物理研究可利用这些质光关系表。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "质量损失", "content": "质量损失（ mass loss ），观测和理论表明，一切恒星在其演化过程中都不断损失质量。其途径有：①星风扩散，②气壳膨胀（如行星状星云），③爆发。研究恒星的质量损失对于了解各类恒星的物理状态和演化，具有重大意义。\n行星状星云具有每秒20公里的膨胀速度，比逃逸速度（0.4公里/秒）至少大一个数量级。除了行星状星云外，有的星周围还有膨胀的气壳，例如B型发射星、沃尔夫－拉叶星和天鹅座P型星。沃尔夫-拉叶星的气壳膨胀速度有的高达每秒2，500公里(HD193793)，多数在每秒1，000～2，000公里之间。天鹅座P型星气壳的膨胀速度一般也在每秒30～250公里之间。气壳不断膨胀，质量也就不断损失。 \n前两种方式的恒星质量损失被称为准稳态质量损失，因为在这些过程中，恒星本身的基本特征（如温度和半径）并不发生重大变化。然而，有的星在短时间内温度和亮度变化很大，星体爆发并抛射出大量物质。这些星包括超新星、新星、双子座U型变星（见矮新星）、鲸鱼座UV型变星（见耀星）、金牛座T型变星以及共生星等。超新星爆发时���抛射物质的总量可达一个太阳质量的数量级。新星爆发一次，所抛射的质量约为10-5～10-3个太阳质量。而新星爆发以后，在相当长的一段时间内仍会继续损失质量。例如，双星武仙座DQ是1934年爆发的新星，其轨道周期在逐渐增加。最近，根据周期变化率得到的质量损失率为每年1.1×10-7太阳质量，说明这颗新星爆发以后持续地损失质量至少已有几十年之久。双子座U型变星、鲸鱼座UV型变星、金牛座T型变星的质量损失是从双星周期的变化、发射线的宽度以及谱线轮廓推算出来的，误差较大。它们的质量损失率为每年10-11～10-7太阳质量。\n在双星中，除了两子星之间存在质量交流之外，每一个子星也会通过星风或爆发过程使物质离开整个双星系统的作用范围，扩散到星际空间中去。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星风", "content": "星风（汉语拼音：Xing Feng；英语：Stellar Wind），恒星连续向外发出的物质流。这个概念来自太阳风的启示。光谱分析指出：一些恒星有以每秒上千千米的速度向外扩张的星周物质；一些恒星正在抛出气壳。这些都是星风的间接证据。半人马座X-3的X射线观测提供了一个直接证据：这是一个交食X射线双星系统，如果没有星风，当食开始时应观测到X射线光度突然下降；如果有星风存在，当中子星渐渐向其伴星后面绕去的时候，发射的X射线要通过越来越厚的，从伴星发出的星风物质，观测的X射线光度应该渐渐减小。实际情况正是这样，下降过程持续约1个小时。可能所有的恒星都有星风，但由此造成的质量损失速率可能相差8个量级，甚至更多。太阳每年损失4×10-14太阳质量，不足以影响它的结构和演化。然而，简单计算表明：一个质量为1太阳质量的恒星以10-10太阳质量／年的速率损失质量，其主序寿命将减少一半。在密近双星中，物质从一个子星到另一个子星的转移，可能通过洛希瓣溢出和星风两种方式，尤其在大质量X射线双星中，星风的吸积是很有效的，可以产生观测到的X射线光度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星直径", "content": "恒星直径（ stellar diameter ），恒星的基本参量之一。求恒星直径的方法大体有：①分析月掩星时被掩星亮度的变化求出被掩星的角直径，如再知道该星的距离，便可求得该星的真直径；②用各种干涉法（如强度干涉、光斑干涉等）测得恒星角直径，再由距离求真直径；③由绝对热星等（或恒星全波辐射光度）和表面有效温度（反映单位表面积的发光量）求出表面积，从而得出真直径；④双谱分光双星有了分光轨道解，如果它兼是食双星并能由光变曲线得出测光解，则可得每一子星的真直径；⑤部分脉动变星有了合适的视向速度曲线、光变曲线和反映表面有效温度的色指数曲线，可以求出相应于一定位相时的真直径，这叫作威舍林克法。此外，还有其他方法。 \n\n\n一些恒星的真半径 \n\n\n\n不同恒星的真直径差别非常巨大。白矮星的半径约为太阳的百分之一量级，即地球半径的量级。中子星的半径理论值通常取为约10公里。红超巨星参宿四的半径约为太阳的900倍左右，比火星绕日轨道半径大得多。食双星仙王座VV中的红超巨星半径约为太阳半径的1，600倍，比木星绕日轨道半径还大。某些红外星的半径大概比红超巨星还要大。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星的空间运动", "content": "恒星的空间运动（ space motion of stars ），恒星在太空中相对于太阳的运动。恒星并非恒定不动，只是距离太远，位置变化很慢，短期内难于察觉。古代人以为恒星固定不动，因此把它们称作“恒”星。1718年，E.哈雷把他测定的大角星和天狼星的位置同托勒玫的观测结果进行对比，发现它们的位置经过1 500年有了明显的位移，从而确定恒星在运动。恒星的空间运动的方向是多种多样的，为了研究的方便，常把恒星的空间速度v分为互相垂直的两个分量——切向速度vτ和视向速度vr，它们都以千米/秒为单位。如果恒星在离开太阳，vr取正值；如果恒星在接近太阳，vr取负值。空间速度、切向速度和视向速度在数值上的关系为：v2＝vτ2＋vr2。太阳附近恒星的空间运动速度约为50千米/秒。实际上，太阳也在空间运动着。太阳对邻近恒星的空间运动速度约为19.7千米/秒，运动方向指向武仙座中的一点——向点(apex，银经l＝56°，银纬b＝23°)。恒星运动速度减去太阳运动速度后的速度差，称作恒星的本动速度。\n\n��星的自行和切向速度\n单位时间内恒星在天球切面上走过的距离对观测者所张的角度称自行，单位是角秒/年。自行由扣除岁差和章动后的赤经年变（赤经自行）和赤纬年变（赤纬自行）组成。已测出20多万颗恒星的自行，其中最大者为蛇夫座的巴纳德星，自行达每年10.31角秒。如果已知恒星的距离，就可由自行求得恒星垂直于视线方向的线速度——恒星的切向速度。恒星的自行虽然容易求得，但距离却很难测定，因此恒星的切向速度很难求准，只有少数近距恒星的数据比较准确。\n\n恒星的视向速度\n恒星在单位时间内沿视线方向移动的距离称视向速度，单位是千米/秒。可由恒星光谱线的多普勒位移来确定，谱线向红端移动（即红移）时为正，这时恒星远离我们而去。实测的数值必须改正地球自转和公转的影响，归算成相对于太阳中心的数值。地面天文台已测过约3万颗恒星的视向速度，其值大多介于±20千米/秒之间。晚型星的视向速度一般大于早型星，矮星的大于巨星的，光谱中有发射线的大于同光谱型无发射线的。速度超出±100千米/秒范围的恒星称高速星，已测得视向速度最大的恒星是CD–29°2 277（543千米/秒）和武仙座VX星（−405千米/秒）。测量视向速度往往采用结构复杂和价格昂贵的大望远镜折轴摄谱仪或物端棱镜，进展很慢。但由于这种测量与恒星的距离没有直接关系，因而通常比切向速度精确。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星的视向速度", "content": "恒星的视向速度，恒星在单位时间内沿视线方向移动的距离称视向速度，单位是千米/秒。可由恒星光谱线的多普勒位移来确定，谱线向红端移动（即红移）时为正，这时恒星远离我们而去。实测的数值必须改正地球自转和公转的影响，归算成相对于太阳中心的数值。地面天文台已测过约3万颗恒星的视向速度，其值大多介于±20千米/秒之间。晚型星的视向速度一般大于早型星，矮星的大于巨星的，光谱中有发射线的大于同光谱型无发射线的。速度超出±100千米/秒范围的恒星称高速星，已测得视向速度最大的恒星是CD–29°2 277（543千米/秒）和武仙座VX星（−405千米/秒）。测量视向速度往往采用结构复杂和价格昂贵的大望远镜折轴摄谱仪或物端棱镜，进展很慢。但由于这种测量与恒星的距离没有直接关系，因而通常比切向速度精确。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星自转", "content": "恒星自转（ stellar rotation ），恒星绕自身的轴转动称为恒星的自转。二十世纪初有人在研究食双星天秤座δ和金牛座λ视向速度曲线的畸变现象时，首次发现了恒星自转。\n恒星自转会使光谱吸收线加宽，因此可以根据谱线的宽度测定自转速度。实际上，测量的结果只是恒星自转线速度矢量在视线方向的投影。测定恒星自转的经典方法是，在简化的条件下，计算出一套对应于不同自转速度值的理论谱线轮廓，再和观测轮廓相比较。自转还会影响恒星表面亮度分布、脉动和磁场，也会影响恒星光谱分类和致密星的理论质量上限等等。\n\n\n\n\n\n不同类型的天体具有不同的自转速度。图中清楚表明，Be星属于快速自转星，晚于A和F型巨星的自转比对应光谱型的主序星快得多。星族Ⅱ的星自转最小。目前已测定数以千计恒星的自转速度投影值。下表列出不同光谱型恒星的平均赤道自转速度v，以及每一类中所获得的最大赤道自转速度v极大，以及当星体外层符合洛希界面(见临界等位面)时所限定的临界值v临界。从表中可见主序星和巨星之间存在着显著差异。高速自转只发生在早型星特别是早型发射线星中，不会出现在晚型星、超巨星、造父变星和长周期变星中。 \n\n\n光谱型恒星"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星磁场", "content": "恒星磁场（ stellar magnetic field ），恒星本身和附近空间内存在的磁场。1946年美国人H.W.巴布科克用大望远镜折轴摄谱仪测出，室女座78星的磁场强度约为1 500高斯。这是除太阳外第一次测得的恒星的磁场。现已发现了100多颗磁场强度高达几千乃至几万高斯的恒星（太阳表面普遍磁场的强度仅约1～2高斯，而地球磁场更弱，约为0.5高斯）。\n所有恒星按理均应存在磁场，但大多数恒星视亮度太暗，表面场强又太小，很难精确测定。把具有强磁场的恒星称作磁星，并将磁场有变化的叫作磁变星。磁星几乎都是磁变星，且绝大多数是A型特殊星（即Ap型星），不仅磁场常有变化，光谱��视向速度和光度也都有相应的变化。另外，磁星的化学成分也具有某些与一般恒星不同的特征。为了解释这一系列的性质已提出几种磁星模型。比较成熟的斜转子模型认为，磁星的磁场本身是稳定的，但它的磁轴与自转轴的方向不一致，而且表面化学元素的分布也不均匀，因而磁场和光谱就都有周期性的变化。至于强磁场的来源，一般认为是在恒星形成过程中星际物质中的磁场被冻结并保留了下来。对于冻结在等离子体中的磁场，磁场强度与物质密度的2/3次方成正比。白矮星的密度很大(105～107克/厘米3)，它的表面磁场高达105～108高斯。这时不仅其谱线会因塞曼效应而分裂成左旋与右旋两种圆偏振子线，甚至连续光谱也会被分解出左旋与右旋两种圆偏振成分，因而可用来测定磁场的强度。中子星的密度比白矮星高得多，磁场也应该强得多（约达1012高斯），20世纪70年代测得武仙座X–1的硬X射线谱线是走向验证这一理论的重要一步。普通恒星的绝大部分物质都处于高温等离子体状态，它们的物态、运动、结构和演化均与磁场有密切关系。在一般恒星（如太阳）内部，估计磁场高达105～107高斯，强磁场的存在会使恒星产生各种非热辐射，甚至是爆发性的辐射（如宇宙X射线爆发、宇宙γ射线爆发等）。强磁场还会产生不可忽视的磁压力。因此，磁场对恒星的辐射、内部结构及其形成和演化都有巨大影响。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星大气", "content": "恒星大气（ stellar atmosphere ），一般是指恒星上能被直接观测到的表面层。按物理性质的不同，恒星大气可以分成若干层次。\n\n目录\n\n1 恒星大气层次\n\n1.1 光球\n1.2 色球\n1.3 星冕\n1.4 恒星包层\n\n\n2 化学成分\n\n\n恒星大气层次\n光球\n大气底层密度最大的部分，叫作光球。它的厚度同星球半径相比一般是很小的（例如太阳半径为69.6万公里，它的光球仅厚几百公里），但恒星的全部光学辐射几乎都是从此发出的。通常观测到的恒星吸收谱（连续谱加吸收线），基本上就是光球光谱，而恒星的亮度也基本上决定于光球的亮度。我们见到的太阳圆面，就是光球。过去认为，光球是产生连续谱的区域，而吸收线（见线吸收）则是由光球之外的所谓反变层对光球辐射进行选择吸收所形成的。这种把产生连续谱和产生吸收线的区域截然分开的看法，很快就被放弃了。实际情况是，光球的各个部分都产生连续谱，但其温度较低的外层却同时对内层的辐射产生吸收作用，从而形成了吸收线。产生不同化学元素的吸收线的大气深度是不同的，因此，产生吸收线的层在光球中并无确切的边界。我们虽然不能象看太阳那样直接看到恒星的光球圆面，但根据恒星吸收谱的形态可以断定，光球是每个恒星的大气中必然存在的层次。\n\n色球\n光球的外面是色球。太阳的色球可在日食时或在某些单色光中进行观测，它的厚度约2，000公里，基本透明，对光球辐射的吸收很弱（只有最强的一些吸收线的线心部分可能是在色球中产生的）。太阳色球发出的可见光很少，它主要发出一些发射线。其他恒星的色球，一般无法单独观测到，因为我们观测到的恒星辐射是整个大气的混合辐射，其中占压倒优势的光球辐射往往掩盖了其他部分的辐射。只有在晚型星光谱中，电离钙的H和K吸收线中有时出现发射成分，可以比较肯定地认为它们来自这些恒星的色球。不过，人们还是发现了几个很特别的恒星，从而获得较详细地研究晚型超巨星色球的可能性：这就是由一个晚型超巨星和一个半径小得多的早型星组成的食双星系统，其中最著名的有御夫座ζ、天鹅座31、天鹅座32和仙王座VV等星。在这些食双星中，早型子星半径一般只有晚型超巨星半径的百分之几。早型子星在被食之前和被食之后，将两次从晚型超巨星大气后面经过，这时观测者看到的早型子星的光，将依次通过晚型超巨星色球不同高度的各层，而受到色球物质的吸收。对不同高度的色球层所产生的吸收线进行研究，就能获得有关晚型超巨星色球物质的物理状态的宝贵信息。近来对元素的高次电离发射线和HeI10830埃线等现象的研究，确认存在色球的恒星在赫罗图上分布甚广。其中有的如大角、五车二等还是活动色球星，它们的色球活动比太阳强得多。已单个建立理论色球模型的恒星也正在日益增多。\n\n星冕\n观测太阳时，在色球之外还能看到日冕。日冕延伸范围可达数百万公里甚至更远，但在光学辐射中的作用却很小。一般��况下，日冕完全淹没在光球辐射之中，只有在日全食时或通过特殊的日冕仪才能观测到它。其他恒星的星冕，主要根据紫外线和X射线的观测研究来确定。高能天文台2号卫星已测到100个以上恒星的X射线，通过分析认为主要来自它们的星冕。这些恒星在赫罗图上分布甚广，除M型巨星，G、K、M型超巨星外，还有其他类型恒星（包括白矮星），典型的例子有五车二、参宿二等。\n\n恒星包层\n典型的恒星光谱，是带有吸收线的连续谱。具有这种光谱的恒星大气，其厚度比星体半径小得多。但有少数恒星的大气厚度与星体半径差不多或甚至更大。这种大气称为恒星包层或延伸大气。延伸大气的光谱中除吸收线外，往往还有发射线，这是大气较外层的稀薄气体发出的。如果发射很强，发射线甚至可能把吸收线淹没。沿观测者视线方向直接投影到星面上的那一部分大气很象一个吸收管，当延伸大气中的物质足够多时，吸收管中的物质能在恒星光谱中造成附加的吸收线，这些吸收线的激发度低于大气内层吸收线的激发度。一些早型星如O、B型发射星（见恒星光谱分类、沃尔夫－拉叶星），以及其他一些恒星，都有这种延伸大气。 \n\n化学成分\n通过恒星光谱中谱线的研究，可以测定恒星大气的化学成分。研究得最多的是太阳及其附近的星。结果表明，星族I恒星大气中元素的丰度与太阳的基本相同，这称为正常丰度，其数值列于下表（按几个元素族列出，并取氢的值为100）。 \n\n\n正常丰度的数值 \n\n\n\n表说明，氢占绝对优势，而金属含量甚微。但是，亚矮星、高速星以及球状星团等星族Ⅱ成员，其金属含量更低，大约比正常丰度还要小两个数量级。不同星族之间化学成分的差异，对于研究恒星的演化具有十分重要的意义。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星温度", "content": "恒星温度（ stellar temperature ），描述恒星的重要参数之一。测量恒星温度是天体物理学最重要的课题之一。实测只能获得恒星大气层的温度，内部温度则必须通过理论分析来估算。恒星的温度有许多不同的定义，用得最多的是有效温度Te，即与恒星具有同样总辐射流F和同样半径的绝对黑体的温度。一般可认为它代表恒星光球层的温度，实际上这种温度应看作是各个层次的某种平均温度。它可根据斯忒藩公式： F＝ σT e 4 推求出来，式中 σ＝5.67× 10-8 焦/（秒·米2 ·度4 ），是 斯忒藩–玻耳兹曼常数。由于地球大气和仪器均存在严重的吸收，还有其他原因， 恒星总辐射流 F很难求得，所以 T e也难求出。有时可用有关公式加以计算。 \n由于Te不易测定，所以还要定义下列几种温度：①色温度Tc是一定波段内的连续谱形状与恒星相同的绝对黑体的温度，它表征天体在某一波段的连续谱能量分布的物理量，又称分光光度温度。它与天体的颜色有关，故称色温度。②辐射温度Tr是在一定波段和单位时间、单位面积内的辐射流量与恒星相同的绝对黑体的温度。由于恒星并非黑体，所以不同波段的辐射温度是不同的。显然利用全波段求得的热辐射温度就是有效温度。③亮温度Tb，又称黑体温度，是在任何波长λ单位面积、单位时间内辐射流量与恒星相同的绝对黑体的温度。④激发温度或电离温度是根据恒星大气中同一元素的不同激发态的谱线（或同一元素的不同电离级的谱线）的强度比与恒星大气的温度相关性来确定的温度。由于恒星光谱正是根据光谱中吸收线的种类和谱线强度比来分类的，所以可直接由光谱型来确定这种温度（不过谱线的强度比还与恒星的大气压力有关）。⑤动力学温度Tk是根据恒星大气中质量为m的质点的平均动能来定义的温度。上述各种温度中，Tc最容易求得。如果知道了恒星大气中的连续吸收系数，就可求出各种温度之间的互换关系。由于恒星的温度与其光谱型有直接的联系，因此光谱分类中的光谱型又常称作温度型（见恒星光谱）。知道恒星的光谱型便可大致地估计出它的温度。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星等", "content": "星等（ Magnitude ），表示天体相对亮度并以对数标度测量的数值。古希腊天文学家依巴谷（喜帕恰斯）编制星表（表上有1 022颗恒星）时，把全天人眼可见的星按感觉的亮度分为6等。亮的20颗星定为1等，人眼刚刚可见的最暗恒星为6等。亮度随星等数目的增加而降低。后来J.F.赫歇耳发现，1等星比6等星亮约100倍。到19世纪已意识到，人眼的感光不是线性的，而是遵守对数规则。1856年N.R.普森用公式：m2－m1=−2.5lgI2/I1联系两个天体的星等m1、m2和它们的亮度I1、I2。这个星等尺度的定义一直沿用至今。星等尺度的零点由规定某颗星的星等值来确定。\n\n目视星等\n天体光度测量直接得到的星等同天体的距离有关，称为视星等。它反映天体的视亮度。一颗很亮的星可由于距离远而显得很暗（星等数值大）；而一颗实际上很暗的星可能由于距离近而显得很亮（星等数值小）。对于点光源，则代表天体在地球上的照度。星等常用m表示。对单一波长测定的单色星等差与辐射探测器的特性无关。但在一定波段内测定的星等差，随探测器的选择性而不同。因此，对应不同探测器有各种星等系统。如：①目视星等mv是人眼测定的星等。美国哈佛大学天文台规定小熊座λ星的mv=+6.55，以此来确定目视星等的零点。太阳的目视星等为−26.74，天狼星的目视星等为−1.6，天津四为1.25；满月的视星等为−12.7。目视星等为1等的星，地面的照度约等于8.3×10−9勒克斯。由现代实验测定，零等星在大气外的照度是2.54×10−6勒克斯。简单地说，光度为1烛光的点光源在相距1米处所产生的照度就是1勒克斯。为了便于认别，星等图上常根据星等的大小，将星画成不同大小，点子愈大表示愈亮，点子愈小则愈暗。②照相星等mp是用蓝敏照相底片测定的星等。国际照相星等Ipg的零点是这样规定的：令目视星等介于5.5～6.5间的A0型星的平均Ipg为mv。③仿视星等mpv、国际仿视星等Ipv是用正色底片加黄色滤光片测定的。它的分光特性与人眼相近，实际上取代了目视星等。④光电星等是用光电倍增管测定的星等。最常用的光电星等系统是UBV测光系统。U为紫外星等，B为蓝星等，V为黄星等（和目视星等相似）。⑤热星等mbol是表征天体在整个电磁波段内辐射总量的星等。不能直接由观测来确定，只能由多色测光的星等结合理论计算求得。随着各波段测光技术特别是大气外观测的发展，确定热星等的精度越来越高。\n\n绝对星等\n为了比较天体的发光强度，采用绝对星等。绝对星等M的定义是，把天体假想置于距离10秒差距处所得到的视星等。若已知天体的视差π（以角秒计）和经星际消光改正的视星等m，可按下列公式计算绝对星等：M=m+5+5lgπ对应不同系统的视星等有不同的绝对星等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星光谱", "content": "恒星光谱（ stellar spectra ），恒星辐射分光后的光谱。光谱的形态决定于恒星的物理性质、化学成分和运动状态。光谱中包含着关于恒星各种特性的最丰富的信息。关于恒星本质的知识，几乎都是从光谱研究中得到的。从观测角度来看，主要有3种途径：第一种是证认谱线和确定元素的丰度。第二种是测量多普勒效应引起的谱线位移和变宽，由此来研究天体的运动状态和谱线生成区。第三种是测量恒星光谱中能量随波长的变化，包括连续谱能量分布、谱线轮廓和等值宽度等。这些特性同恒星大气中的温度、压力、运动、电磁过程以及辐射转移过程有关，是恒星大气理论的主要观测依据。\n\n目录\n\n1 研究成果\n\n1.1 谱线证认\n1.2 元素丰度\n1.3 视向速度\n1.4 磁星\n1.5 星际物质\n\n\n2 恒星光谱分类\n\n2.1 哈佛系统\n2.2 摩根–基南系统（MK系统）\n2.3 关于第三元的问题\n\n\n\n\n研究成果\n有如下几方面：\n\n谱线证认\n一般可根据基尔霍夫定律（分光学的基本定律）将恒星光谱同实验室光谱直接比较后确定产生谱线的化学成分。在恒星光谱中已证认出元素周期表中90％左右的天然元素。\n\n元素丰度\n即元素的相对含量，是在证认的基础上根据谱线相对强度或轮廓推算出来的。结果表明，绝大多数恒星的元素丰度基本相同：氢最丰富，按质量计约占71％；氦次之，约占27％；其余元素约合占2％。这称为正常丰度。有少数恒星的元素丰度与正常丰度不同，这与恒星的星族和年龄有关。\n\n视向速度\n恒星的许多知识是从视向速度在光谱上产生的多普勒效应的研究中得到的。如密近双星的两子星不能从照片上加以区分，但它们的轨道运动引起谱线位置的周期性摆动，这提供了测定恒星质量的重要方法。视向速度的测量对认识脉动变星的本质起决定性的作用，证明这类星的光变是由于星体的脉动而不是由于掩食引起的。多普勒效应的另一重要表现是对谱线轮廓的影响。恒星快速自转且自转轴同视线相交成颇大角度时，谱线会变宽、变浅，由此发现许多早型星（特别是Be星）有快速自转现象。许多不稳定星���物质抛射和气体包层的运动，也在谱线轮廓中显示出来。从谱线轮廓形状和宽度的测量得知，新星爆发时物质抛射的速度达到每秒数千千米。\n\n磁星\n恒星若具有足够强的磁场时，谱线将分裂为两条或更多条支线，它们具有不同的偏振特性，称为塞曼效应。通过这种效应发现了100多颗恒星的磁场，强度的数量级为千高斯，个别的达万高斯。这些星称为磁星，它们大部分是A型特殊星。\n\n星际物质\n恒星发来的光通过漫长距离的星际空间，所以恒星光谱中还包含有星际气体和尘粒的信息。许多亮星的高色散光谱中，发现有星际物质中的中性钠、钾、铁、钙和电离钛、电离钙以及其他分子的谱线。许多星际谱线是多重的，说明星光经过了好几个具有不同速度的气体云。星际尘粒对星光的影响主要是散射，这种效应对蓝光较强，对红光较弱，因而较远的星显得较红，称为星际红化。通过对红化的测量，可估计尘粒的直径。将红化效应同恒星光谱型进行对比，可粗略地估计恒星的距离。\n\n恒星光谱分类\n大多数恒星光谱是连续谱上有吸收线，少数恒星兼有发射线，或只有发射线。恒星连续谱的能量分布、谱线的数目和强度以及特征谱线所属的化学元素，均有极大的差异。恒星的光谱就是根据这些差异来分类的。研究恒星大气的物理特性得知，绝大多数恒星光谱的差异主要不是由化学成分的不同形成的，而是在不同温度和压力下由恒星大气物质的激发和电离状态的变化形成的。建立一个光谱分类系统，通常包括3个步骤：①选择判据，即用来区分不同光谱所依据的光谱特征，如谱线的相对强度；②按照这些判据将足够多的光谱排队，获得标准光谱型序列；③利用恒星的物理特征为光谱型定标，即建立光谱型和物理参量（如温度、光度等）之间的对应关系。因此，光谱分类又可定义为通过恒星光谱特征的比较，对恒星物理特性进行直接估计。常用的分类系统如下：\n\n哈佛系统\n美国哈佛大学天文台于19世纪末提出的。这个系统的判据是光谱中的某些特征谱线和谱带，以及这些谱线和谱带的相对强度，同时也考虑连续谱的能量分布。本系统的光谱型用拉丁字母表示，组成如下的序列：\n\n\n\n\n\n各型之间是逐渐过渡的，每型又分为十个次型，用阿拉伯数字表示：O0,…,O9；B0,…,B9；…这一序列由左到右，对应于温度的下降。最热的O型星温度约40 000K，最冷的M型星约3 000K。序列右端的S、R和N等分支则可能反映化学组成的差别。由于历史的原因，常把O、B、A型称作早型，K、M型称作晚型，F、G型称作中型。各型星的颜色和在普通蓝紫波段的主要 光谱特征如下：\nO型：蓝白色。紫外连续谱强。有电离氦、中性氦和氢线；二次电离碳、氮、氧线较弱。如猎户座ι（中名伐三）。\nB型：蓝白色。氢线强，中性氦线明显，无电离氦线，但有电离碳、氮、氧和二次电离硅线。如大熊座η（中名摇光）。\nA型：白色。氢线极强，氦线消失，出现电离镁和电离钙线。如天琴座α（中名织女一）。\nF型：黄白色。氢线强，但比A型弱。电离钙线大大增强变宽，出现许多金属线。如仙后座β（中名王良一）。\nG型：黄色。氢线变弱，金属线增强，电离钙线很强很宽。如太阳、天龙座β（中名天棓三）。\nK型：橙色。氢线弱，金属线比G型中强得多。如金牛座α（中名毕宿五）。\nM型：红色。氧化钛分子带最突出，金属线仍强，氢线很弱。如猎户座α（中名参宿四）。\nR和N型：橙到红色。光谱同K和M型相似，但增加了很强的碳和氰的分子带。后来把它们合称为碳星，记为C。如双鱼座19号星。\nS型：红色。光谱同M型相似，但增加了强的氧化锆分子带，常有氢发射线。如双子座R。 \n\n\n\n恒星的光谱分类 \n\n\n哈佛大学天文台于1918～1924年发表的《亨利·德雷伯星表》（HD星表）载有20余万颗星的光谱型，其中99％的星属于B～M型，O、R、N、S型很少。还有少数光谱不能归入上述序列，分别记为：P行星状星云，W沃尔夫–拉叶星。新星光谱曾记为Q，但现在已不使用。到20世纪70年代初，全世界按哈佛系统作过分类的恒星总数达90万左右，大部分是按物端棱镜光谱进行分类的。哈佛系统是以温度为主要参量的一元分类。其他物理因素引起的光谱特殊性，一般用附加的“P”来表示。一些具体的光谱特殊性的常用符号为：e有发射线，n谱线很模糊，s谱线很锐，c谱线特别窄而深，k有明显的星际钙线。附图恒星的光谱分类是主要类型的光谱照片。\n\n摩根–基南系统（MK系统）\n���国天文学家W.W.摩根和P.C.基南等人于20世纪40年代提出并经多次改进的二元分类系统。所依据的物理参量也是温度和光度。温度型沿用哈佛系统符号。光度级比威尔逊山系统精确，共分七级，用罗马数字表示：Ⅰ超巨星，Ⅱ亮巨星，Ⅲ正常巨星，Ⅳ亚巨星，Ⅴ主序星（矮星），Ⅵ亚矮星，Ⅶ白矮星。如能进一步细分，则在罗马数字后面附加小写拉丁字母来区别，如Ia最亮的超巨星，Iab亮超巨星，Ib亮度较低的超巨星。MK系统中太阳的光谱型是G2V。到70年代初，已按MK系统分类的星仅2万余颗，这主要由于拍摄有缝光谱很费时间。从1967年开始，美国天文学家利用物端棱镜对HD星表中全部恒星按MK系统进行分类。这一工作完成后，按二元分类的星数将达到20余万颗。\n\n关于第三元的问题\nMK系统中化学组成接近太阳的恒星的分类达到了最高精度。这些星通常称为“正常星”。分类中发现有些星具有各种特殊性，必须用化学组成异常来解释。为了在光谱分类中表示这种差异，需要引入第三个参量。如在星族Ⅰ的G和K型巨星中，金属含量比星族Ⅱ的星要高。这种差异的较好判据是氰分子的吸收强度，因而用附加符号GN和一个由3（表示CN带比正常星强得多）到−3（表示CN带弱到几乎不可见）的数字表示。如果CN强度与正常星一样，则省去这种符号。如天龙座ε星的光谱记为G7ⅢbcN–1，这表示CN带比正常星稍弱。这种以光谱型（指温度型）、光度级和化学元素丰度为参量的“三元分类”，从20世纪60年代开始研究，至今还没有形成完整的系统。\n由于氢和其他原子的连续吸收，恒星连续辐射能量随波长的分布曲线的形状与黑体辐射仍有明显的差别。氢是最丰富的元素，对于具备有利氢原子吸收条件的恒星，氢原子的束缚–自由跃迁产生的连续吸收对连续辐射的能量分布起重要作用。在巴耳末系（364.6纳米）处辐射能量向短波方向突然下降，这种现象称为巴耳末跳跃。巴耳末跳跃的幅度与光谱型有关，可用作光谱分类的一个判据。另外，恒星的某些色指数与有效温度或光谱型有关，可用简便的多色测光法测出恒星的色指数，从而确定恒星的光谱型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "沃尔夫－拉叶星", "content": "沃尔夫－拉叶星（ Wolf-Rayet stars ），温度与O和B型星（见恒星光谱分类）相近的一类特殊星，因法国学者R.沃尔夫和拉叶于1867年最先发现而得名，简称WR星或W星。这类星为数不多，截至1971年为止，在银河系中共发现127颗。在大麦哲伦云中有58颗，小麦哲伦云中有2颗，M33中有25颗。沃尔夫-拉叶星有强连续谱和强而宽的中性氦、电离氦及各次电离碳、氮、氧的发射线，氢发射线很弱，有些发射线的紫端有吸收线。从发射线的轮廓和宽度，可知有物质以每秒1，000～2，000公里的速度不断从星体流出，有时甚至高达每秒3，500公里，并在星体周围形成运动着的延伸包层（见恒星大气）。在可见光波段，大多数WR型光谱可分为氮序和碳序。氮序光谱中电离氮线占优势，记为WN；碳序光谱以电离碳和氧线为主，记为WC；但两序均有强的氦线。有些星兼有氮和碳线，记为WN-C。在大气外进行的紫外观测也发现，原来被划入WC序的船帆座γ2星，却具有WN序所特有的三次电离氮的强紫外发射线。这些都表明WN序和WC序的划分是不严格的。看来，这两序光谱的差别，不完全是由于C、N、O的含量不同，而和恒星大气中的物理条件有关。\n很多WR星与O、B型星成协，这说明WR星是年轻的恒星。另外，由谱线强度的测量求得，WR星大气中氦－氢含量比超过正常星的几十倍，说明大部分氢已转变成氦，因此WR星看来已经历了氢燃烧阶段，进入了恒星演化的晚期。这一结论与WR星是年轻星的结论并不矛盾，因为从若干包含WR星的双星的研究得知，WR星的质量约为10个太阳质量。考虑到质量损失，这种星的初始质量应在20个太阳质量以上。这种大质量星演化很快，因此，它们虽然已度过大半生，但绝对年龄还是年轻的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "天鹅座P型星", "content": "天鹅座P型星（汉语拼音：Tianezuo P Xingxing；英语：PCygni Stars），以天鹅座P为原型的一类星。天鹅座P是B1型超巨星，光谱中有强发射线，有的谱线由一条发射线和一条吸收子线组成，发射线通常没有位移，而吸收子线向蓝端位移，这称为天鹅P型谱线轮廓。光谱中至少有两种不同元素的谱线显示出天鹅P型谱线轮廓的星才能算天鹅座P型星，如今已知有几十颗。这类星光谱型在O6和A4之间，绝对目视星等从－3～－8.5等，有不规则的小幅度小变，其中只有天鹅座P和船底座AG的变幅超过2等。天鹅P型谱线轮廓可用向外膨胀的气壳来解释。天鹅座P型星的质量损失率很大，为10-5～10-4太阳质量／年。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "B型发射星", "content": "B型发射星（ Be stars ），光谱中除普通吸收线外还有发射线的B型主序星。1866年A.塞奇注意到仙后γ光谱中Hβ是发射线，从此开始了B型发射星的研究。1922年国际天文学联合会第一届大会上正式命名为B型发射星，符号为Be（见恒星光谱）。Be星的光谱属于早B型，最常见的发射线是氢线，尤其是Hα和Hβ线。有时也有氦和一次电离铁、镁等的发射线，一般不出现禁线。个别Be星的光谱在数天之内就会发生变化。Be星的光谱中有的出现多条发射线，这类Be型星占10%～20%，其中以B3次型所占比率最大。\nBe星的光谱特征如下：①发射线比吸收线窄，常重叠在吸收线上，且呈单峰或双峰状，有的具有复杂形状。紫外光谱常呈天鹅P型轮廓。②双峰发射线中波长较长的峰称为红峰（以R表示），波长较短的峰称为紫峰（以V表示），比率V/R表示双峰之比。V/R的变化是无规则的。③发射线强度对近旁连续谱强度之比E/C，常按V/R的变化方式而变化。大约70%的Be星有0.1m（视星等）的光变。Be星的绝对星等Mv从B2e的−3m到B9e的0m，在赫罗图上它们位于主序之上大约一个星等，在演化上可能处在脱离主序之后的阶段。\n已知最亮的Be星是水委一，即波江座α(α Eri)，目视星等为0.48等。距离为39秒差距。大多数Be星的发射线强度和形状具有缓慢而不规则的变化。这些变化均无明显的周期现象。此外，还发现某些Be星发射线轮廓中有时标短到一分钟左右至几十分钟的快变化。快速自转是Be星的一个重要物理特征。自转速度平均比相应光谱次型的B型主序星大100千米/秒。\n多数Be星有十分之几个星等的光度变化。光变的周期长而不规则，很难得到完整的光变曲线。据统计，Be星的光度比主序星约高1～1.5星等，并有紫外色余。有人解释这是重力昏暗效应引起的，它使Be星的谱型变晚并比相应谱型更亮。\nBe星的空间分布与B型星相似。有些Be星是分光双星或食双星。对Be星射电观测发现，若干特殊的Be星与射电源有密切关系。现已公认Be星有星周包层。Be星的经典模型是：一个快速自转的中心星，外面包着一个跟着自转的延伸气盘。有很多人认为Be星是有质量交流的双星。这一说法似乎能更好地解释Be星的现象。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "气壳星", "content": "气壳星（ shell star ），具有气壳光谱的热主序星。其光谱型通常在B～F范围内（见恒星光谱分类）。气壳光谱的主要特征是存在锐而深的氢、中性氦以及一次电离硅、铁、钛等吸收线。同时还具有强的发射线。光谱的不规则变化表明气壳在活动，而且部分吸收线的轮廓并不对称。有的气壳星谱线的长波端陡峭上升，而短波端平缓上升；有的气壳星谱线情况相反。气壳的形成过程大概是这样的：星体快速自转，引起星体的不稳定，于是物质从星体抛射出去，在星体周围形成气壳。著名的气壳星有天秤座48、金牛座ζ、金牛座28等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "A型特殊星", "content": "A型特殊星（ Ap stars ），早在十九世纪末进行恒星光谱分类时就发现，一部分A型星的光谱比较特殊，与光谱次型相同的正常A型主序星相比，其中电离硅、电离锰、电离铬、电离锶、电离铕以及其他一种或几种稀土族元素产生的电离谱线特别强，因而这种A型星称为A型特殊星，符号为Ap。通常，还可以按照产生特强谱线的元素名称，把A型特殊星进一步分为硅星、锰星……等等。A型特殊星的光谱中，电离钙的K线和中性氧线一般较弱。A型特殊星的光谱型为B8～F0，大多数为早A型（见恒星光谱分类）。A型特殊星都具有很强的磁场。例如HD215441的磁场高达34，400高斯。A型特殊星的磁场（包括强度和极性）似乎经常发生变化。\n一部分A型特殊星的光谱和光度有周期性变化；同时，其磁场也有周期性变化，周期为1～25天，光变幅常小于0.1个星等。A型特殊星的典型星是猎犬座α2星，因此也称为猎犬座α2型变星。最亮的A型特殊星是大熊座ε，中名为玉衡（北斗五）。\n除了光谱和磁场外，A型特殊星与正常A型主序星没有显著的不同。A型特殊星的理论解释中最有名的是“斜转子模型”。按��这个模型，A型特殊星的磁轴和自转轴成一较大的角度，同时，星面上不同区域的元素的丰度也很不一样。因此，当恒星自转时，就可观测到磁场和谱线强度的变化。A型特殊星属于星族I。已经测到来自A型特殊星武仙座φ的X射线。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "金属线星", "content": "金属线星（汉语拼音：jīn shǔ xiàn xīng），（metallic-line star），一类特殊恒星。就其金属线而言，类似于F型星；就其氢线而言，又很像A型星。就这个意义上说，它是一类金属（尤其是铁和稀有元素）谱线既多且强的A型星，故用Am表示。金属线星一般是周期短于300天的单谱分光双星。大气湍动剧烈，光谱常有变化，比正常A型星自转慢。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "共生星", "content": "共生星（ symbiotic star ），在光谱中既出现冷星低温吸收线又出现热天体高温发射线的恒星。这表明同一个天体上同时存在可见光波段温度低于4 000K左右的物质和温度高于20 000K的物质。1941年P.W.梅里尔首先把这种光谱性质很不相同但又互为依存的星取名为共生星。共生星的光变具有准周期的类新星爆发特征，并有小振幅的快速非周期光变。1969年A.A.博亚尔丘克提出共生星的三个判据：①晚型星光谱的吸收线（如TiO带，CaI，CaⅡ等）。②HeⅢ、OⅢ或更高电离电位原子的发射线（发射线的宽度不超过每秒100千米）。③亮度的变化在几周内达到三个星等。现已发现的共生星约有50颗，研究最早的和典型星是仙女座Z，共生星有时又称作仙女座Z型星。有一颗共生星特具魅力，即宝瓶座R，它有一条长约1 500天文单位、以2 000千米/秒的速率从中央恒星向外运动的狭窄喷流。共生星的光度与光谱变化有一定的相关性：往往当光度增强时，晚型吸收谱和高激发发射线减弱或消失，B型气壳谱增强；当光度变弱时，晚型吸收谱和高激发发射线又重新出现或加强。共生星的空间分布与行星状星云相似，集中在银道面附近，属年龄较老的盘星族。\n共生星中既有很多变星，也有一些再发新星。它是单星还是双星一直有争论。单星说认为共生星是小而热的蓝星，周围有一个变化的星周壳层。双星说认为共生星是由一颗晚型冷星和一颗低光度的热星组成的，它们有一个共同的气体包层；假定冷星是正常巨星，则热星在赫罗图上位于主星序的下方，与行星状星云的中心星、某些新星的热子星位置相近。用X射线、紫外、可见光、红外到射电波段对共生星进行了大量观测，积累了许多资料。共生星最可能的解释是，这样的“恒星”是密近双星系统（甚至可能是半接双星）其中冷子星的物质下落到白矮星（也可能是中子星或主序星）伴侣上形成一个热斑。热斑的辐射使下落的气体电离，从而辐射出热气体特有的发射线光谱。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "SS_433", "content": "SS 433，一个光谱线既有红移又有蓝移的特殊天体。在斯特芬森和桑杜利克于六十年代编制的Hα发射线星星表中，它列为第433号天体，因而得名。当时把它归属于“特殊星”。SS433的距离约为一万光年，位于天鹰座，赤经19h9m21ṣ3，赤纬+4°53′54″（1950年历元），目视星等为13.5等。后经证认，它是一个X射线源A1909+04的光学对应体，并和一个致密射电源相对应，而且与超新星遗迹W50在天球上的位置相合。1977年发现它的射电辐射流量密度有很大的变化。\nSS433最奇异之处，是它的发射谱线具有大红移和大蓝移。这是意大利阿齐亚戈天体物理台和美国利克天文台在1978～1979年首先发现的。它的主要特征是Hα和 HeI等发射线具有三重结构。一条是没有频移的，另外两条分别具有红移和蓝移。红移值和蓝移值随时间漂移，并有周期性，周期约为164±4天，最大的红移和蓝移相应的多普勒速度分别为每秒50，000公里和30，000公里。另外，发射特征还有短时间变化；红移和蓝移均有两个带，即分为两叉。红移和蓝移之间存在有镜像关联（不仅表现在速度方面，还表现在发射线轮廓方面）。红移和蓝移在强度上大致相同。在发射轮廓移动大的方向上比较陡，没有圆偏振。目前，SS433的理论模型大致有两类：一是认为存在高速的喷流，一是认为发射线来自靠近黑洞的吸积物质。双星模型和非双星模型之争也正在进行中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星的形成和演化", "content": "恒星的形成和演化（ formation and evolution of stars ），恒星的形成和演化如下：\n\n目录\n\n1 恒星的形成\n\n1.1 形成恒星的星云\n1.2 星云的快收缩过程\n1.3 星云的慢收缩过程──原恒星阶段\n\n\n2 恒星的演化\n\n2.1 星团赫罗图和星场赫罗图同演化理论的比较\n2.2 恒星演化的末态\n\n2.2.1 白矮星\n2.2.2 中子星\n2.2.3 黑洞\n\n\n2.3 质量抛失在恒星演化中的作用\n\n\n3 结束语\n\n\n恒星的形成\n形成恒星的星云\n一般认为，恒星是由低密度的星际物质凝缩而成的。苏联天文学家阿姆巴楚米扬1955年提出相反的看法，认为恒星是由高密度的星前物质形成的，但他没有说明形成的过程，大多数天文学家不接受这种看法。\n银河系星际物质的密度约为10-24～10-23克/厘米3量级。其化学成分还不能完全确定，一般认为和年轻恒星的成分相同，即氢、氦和其他元素的质量组成的比例约为0.71：0.27：0.02；其他元素按所占比例依次为：氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫、氩、铝、钙、钠等。星际物质往往凝聚成团块，称作星云。星云可分为两类：第一类，氢已完全电离，它的温度在104K左右，称作电离氢云；另一类，氢并未电离，温度约在100K以下，称作中性氢云。温度低有利于凝聚，所以凝聚成恒星的星云都是中性氢云。在这类星云中，尘埃所占比重约小于2％。星云质量可从几十个M嫯（太阳质量）到一万多个M嫯，密度比星际物质约高一个量级。\n分析表明，若星云的温度在100K左右，密度为10-23～10-22克/厘米3，即每立方厘米内有10～102个氢原子，星云的质量至少需要达到103～104M嫯的量级才能收缩。由观测得知，恒星质量大多在0.1～10M嫯。范围内，平均密度大多在10-13～10克/厘米3范围内，如太阳的平均密度为1.41克/厘米3。所以星云形成恒星，除了凝聚之外，还要经历一个碎裂的过程。各种学说都企图论证这个过程，但迄今还没有一致的看法。不过，从观测得知，存在着质量在0.5～104M嫯之间、密度在10-23～10-10克/厘米3之间的各种星云，这些星云有不同程度的凝聚现象。因此可以假定，恒星形成的时候，大自然中原存在着质量为0.5～20M嫯的球状星云，这种星云具有一般中性氢云的温度10～100K，并且有足够高的密度（如不小于10-19克/厘米3）使星云收缩成为恒星。\n\n星云的快收缩过程\n从星云凝聚为恒星，半径缩小到约百万分之一，平均密度增加1016倍以上，这是一个快收缩过程，属于动态问题。直到现在，关于快收缩问题的研究成果不多，分歧较大。目前认为，在收缩过程中，由热运动形成的向外压力远远抵不住向内引力，物质急速内聚，中心密度增高更快。起初星云密度稀薄，物质是透明的，收缩所产生的热量无阻挡地向外散逸。当中心密度达到10-13克/厘米3时，中心部分逐渐变得不透明，热量就不易外逸，致使温度增加。当中心部分温度达到2，000K时，氢分子开始成为原子，吸收大量热量，使压力骤降，抵不住引力，因而中心崩陷为体积更小、密度更大的内核。外围形成一股强大的星风，速度达每秒几百公里。对大质量恒星来说，辐射压的向外作用力或许更为重要。这种作用力不仅足以阻止星云外围物质进一步落向中心，而且还会把它们驱散。散逸可能是不对称、不均匀的，因而来自中心的辐射就能穿过那些较稀薄的裂缝而形成一些亮条，这就是赫比格－阿罗天体即H-H天体的情况。全部的星周物质大约在104～105年内逐渐消失，恒星才渐渐露出面目，而为我们所见。其亮度自然是逐渐上升的。有人认为，这可能就是猎户座FU型变星的情况，这一类型的恒星会在数百天内逐渐变亮，亮度增加100倍以上。\n\n星云的慢收缩过程──原恒星阶段\n星云快收缩过程的终了，就是慢收缩过程的开始。在慢收缩过程中，星云内每小块物质所受到的向内的引力几乎和向外的压力相等，形成所谓准流体平衡状态。收缩增加内部热量，其中部分热量辐射到星云外部，部分热量使内部、尤其是中心部分的温度上升。等到中心温度升到700万度以上，氢聚变为氦的热核反应所产生的热量足以和向外辐射的热量相当时，星云便不再收缩，达到流体平衡状态，成为一颗正常的恒星，叫主序星。处于从星云过渡到主序星前慢收缩阶段的天体叫原恒星。金牛座T型变星、H-H发射线星可能正是处在这个阶段。\n对原恒星的演化研究得较多，结果也较明确，而且易于用天文观测来验证。观测恒星可以测到它的亮度和颜色。如知道距离，还可以求得它的光度；经过转换，从颜色也可求得恒星的表面温度。根据这些资料可以确定恒星在赫罗图的位置。\n���1表示赫罗图上星族I原恒星演化到主序星的演化程。图中曲线C1C2C3代表不同质量主序星所在的位置，称作主星序。A1B1C1、A2B2C2和A3B3C3分别代表质量为2M嫯、1M嫯和0.6M嫯的原恒星顺着箭头向主星序演变的途径，称作演化程。各演化程上的R1、R2和R3点表示原恒星内部结构开始变迁的位置。在A1R1、A2R2和A3R3演化程上，整个原恒星内部的物质处于对流状态；到达R1、R2和R3点后，原恒星中心部分的物质开始出现辐射平衡状态。到转弯处B1、B2和B3，仅中心部分那一半的质量处于辐射平衡状态。\n\n\n\n\n\n二十世纪六十年代前，人们认为原恒星阶段处于辐射平衡，据此算得恒星的演化程大致由图1中的D1B1C1、D2B2C2和D3B3C3来代表。日本天文学家林忠四郎在研究红巨星模型的启发下，通过理论分析得出，原恒星的准平衡态在赫罗图上只能存在于一定范围内；这个范围取决于原恒星的质量，即对于质量为2M嫯、1M嫯和0.6M嫯的原恒星，准平衡态模型只能分别在A1B1、A2B2和A3B3的左方。这个理论为较多人所接受，并且把A1B1C1、A2B2C2和A3B3C3等曲线称为林忠四郎演化程。\n年轻星团的赫罗图可以用来检验原恒星演化程的理论。星团中的许多恒星起源于同一个巨大星云，大致在同一时期形成，具有相近的年龄。图2中，画有林忠四郎演化程和全辐射演化程二者的等年龄线。把观测到的年轻星团 NGC2264的星画在图上，可以清楚地看到星团NGC2264的年龄很符合林忠四郎演化程的理论，即星团的年龄大致是4×105～4×106年。图2还说明不同质量的原恒星到达主星序的快慢。质量大的原恒星，光度大，演化快，到达主星序的时间较短；质量小的原恒星，光度小，演化慢，到达主星序需要较长的时间。因此，这年轻星团上段的星已到达主星序，而下段的星还未到达，尚位于主星序的上方。另外两个年轻星团NGC6530和猎户座星团的赫罗图也出现相同的情形。\n\n\n\n\n\n图中，NGC2264星团有几颗星落在主星序的下方，按上面的理论是无法解释的。有的天文学家认为这几颗星实际上要亮得多，只是有厚的气体和尘埃层才使它们变暗。后来，用不受尘埃影响的氢吸收线轮廓来确定光度，果然亮得多，这就符合上述假说。\n此外，恒星大气中锂的含量的观测结果也有利于原恒星全对流的理论。从光谱观测得到的金牛座T型星大气中锂相对于金属丰度的比值约为太阳大气中的100倍，与地球和陨石上的比值相当。这是因为金牛座T型星处在全对流阶段，中心温度低于106K，还不足以引起锂和质子的核反应；而在太阳内部，它的对流层下部温度高达3×106K，足以发生上述核反应而使锂的丰度下降。 \n\n恒星的演化\n恒星演化的一般理论　图3中不同质量恒星的演化程是根据恒星内部结构理论推算出来的。这项理论主要是以流体静力平衡和热核反应供给能量为基础的。在流体静力平衡的条件下，一般恒星的中心温度和恒星质量成正比。如太阳的中心温度为1，500万度左右，在这样的高温下，能产生热核反应，保证能量来源。爱因斯坦在二十世纪初提出质量和能量之间的关系，直到三十年代末，贝特和魏茨泽克才根据核反应的实验数据和热核反应的机理，提出氢聚变为氦的碳氮循环的热核反应来说明恒星的巨大能量来源。四十年代M.史瓦西首先把碳氮循环应用到太阳内部结构的计算中，获得太阳内部温度、密度和压力的分布以及氢、氦成分并得出太阳的年龄，从此开始进行主星序上不同质量恒星的结构和演化的计算工作（按现有理论，太阳应以质子－质子反应为主）。\n\n\n\n\n\n恒星停留在主星序阶段的时间是可以计算的。关于恒星内部结构的理论指出，在恒星中心部分氢聚变为氦的过程中，当氦的质量约占恒星总质量的12％时，恒星的结构就发生明显变化，开始离开主星序，如图3所示。另一方面，主星序上的恒星存在一项质光关系，即它的光度和质量的3.5次方成正比。因此，大质量恒星的氢的消耗快得多。在很短的时期内，中心部分氦的质量就达到恒星总质量的12％，因而停留在主星序的时间比小质量星远为短促。所以高光度、大质量的O、B型星（见恒星光谱分类）停留在主星序上只有几百万年、几千万年，而低光度、小质量的M、K型星停留在主星序上可以达几千亿年、几万亿年之久。太阳应停留在主星序阶段约100亿年，到目前已停留了50亿年左右。\n在赫罗图上恒星脱离主星序向右演化，因质量不同而经历不同的演化程。图3中除标出光度和温度外，还有等半径线即虚斜线，一颗星在这图上自左向右���化，表示它的表面温度在降低，半径在增大。从图3可知，2.5、5.0和10M嫯的恒星的演化程，除了光度不同外，基本上是类似的。上述恒星中心的温度都在2，000万度以上，适宜进行碳氮循环的氢聚变为氦的热核反应。这项反应的速率和温度18次方(T18)成正比，产能高，因而温度梯度大，使中心部分形成对流核心，将物质搅混。由于热核反应，对流核心的氢含量逐渐减少，对流核外的氢含量保持不变。这种不均匀性的发展，促使恒星的结构逐渐发生变化，恒星的光度和半径逐渐增加，如图3中A1B1、A2B2和A3B3所表现的那样。\n恒星中心对流核的氢含量消耗到只有1～2％时，由于热核反应的能量供应不足，恒星整体就开始收缩，如图3中B1C1、B2C2和B3C3所示。收缩使温度增高，终于使紧贴对流核心外面的薄层开始氢聚变为氦的热核反应，供给能量；这时外层温度增高，使星体膨胀起来，表现于图3中为自C1、C2和C3向右演化。质量大于10M嫯的恒星向右演化的过程中，中心温度超过1亿度，可以引起三个氦核聚变成碳核的热核反应。质量小于10M嫯的恒星要演变到红巨星顶端、光度最大、中心温度达1亿度时，才能发生这种反应。\n质量小于1.5M嫯的恒星在赫罗图上的演化程表现出截然不同的情形，如图3中DEFG所描绘的那样。这是一个质量为1.2M嫯星族Ⅱ的恒星演化程。质量小的恒星，中心温度低，密度大，电子成为简并态，足以抵御外部压力，因而中心部分的收缩不象大质量恒星那样厉害。再者，由于中心温度只有一千几百万度，在氢聚变成氦的热核反应中，质子-质子反应取代碳氮循环，成为恒星能量的主要来源。质子-质子反应和温度的较低次方(T3.5)成正比，所形成的温度梯度较低，不足以产生对流核心。此外，小质量恒星的另一特征是：表面温度低，邻近表面区的不透明度大，温度梯度增大，使对流层厚度往往超过半径的一半。对流层传热快，使恒星光度逐渐增大。这一系列内部结构的变化，表现在恒星的光度和表面温度上，如图3中DEF所示。演化到达红巨星支的顶点F时，中心温度高过1亿度，三个氦核聚变为碳核的热核反应成为可能，氦突然燃烧，发生“氦闪耀”现象。此时，产生大量热量，温度更加升高，终于使中心部分的电子简并态回到非简并态，然后内部膨胀、吸热，产生“热逃逸”现象，光度骤减，使星点在赫罗图上很快从F向G下落，而中心氦核球开始稳定地燃烧。\n在赫罗图上大质量恒星向右演变到红巨星之后的演化，和小质量恒星自F点下落到G后的演化的问题，是六十年代以来应用大型电子计算机进行研究的，现已得到一些很有意义的结果。大体说来，质量大的恒星，象5M嫯、7M嫯和9M嫯恒星的演化程是从右方(即红巨星)向左移，在离主星序不同距离处，又沿不同演化程回到右方，这样可以来回几次，但并不重复上次的演化程。它们来回移动时跨过赫罗图上主星序和红巨星支之间的一条不稳定区狭带，如图3所示。这条狭带就是造父变星的区域。有意义的是在计算恒星演化中，恒星进入这区域就表现出脉动不稳定性。这样就把恒星内部结构的变化同恒星表面的脉动不稳定性密切联系起来。至于小质量的恒星，象星族Ⅱ的1.2M嫯恒星的演化程，从G点下方向左行动，在到达主星序前，又折回向右，绕行一个很扁的水平圈。这水平圈的轨迹对应于由星族Ⅱ恒星所组成的球状星团赫罗图中有特征性的水平支。水平支上的不稳定区域是著名的天琴座RR型变星的位置，它的宽度△lgTθ约为0.06。细致的计算表明，不稳定区域蓝边的位置是和恒星的氢氦含量密切相关的，所以把水平支上最蓝变星的性质和不同氢氦含量的理论蓝边作比较，就可以估计出恒星大气中的氦含量。在好几个球状星团中，变星的光变周期P（单位：天）的对数lgP为-0.55～-0.60，它们的蓝边温度Tθ的对数约为3.87，由此导出的氦丰度为25％左右。这项从星族Ⅱ恒星演化理论所得的值同从变星的脉动理论、电离氢区的观测以及大爆炸宇宙学方法所得的值(22～24％)基本上一致。\n\n星团赫罗图和星场赫罗图同演化理论的比较\n同一个星团内的恒星离我们的距离可以认为都是相同的，因此它们的亮度差等于它们本身的光度差。此外，还可以认为同一个星团内的恒星差不多都是同时期形成的。小质量的恒星收缩时间长，到达主星序的时间迟；到达后，停留的时间长。所以年轻星团的星，亮星已演化到主星序上，而暗星还未到达主星序，落在主星序的上方，NGC2264即其一例。年老的星团，恰恰相反，暗星还停留在主星序上，而主星序上段已找不到亮星，即使找到，也是已弯向右方成为脱离主星序的星了。星团年龄愈老，弯向右方愈甚，刚刚弯离主星序那点的星的光度愈暗。把各种不同年龄星团的未偏离主星序的一段联接成一个完整主星序，其中最年轻的星团NGC2362在顶端，最年老的星团M67在最下段（图4）。有了这幅完整的主星序赫罗图作为标准，只要把任何依据新观测到的星团资料编成的赫罗图同它作比较，确定哪点弯离主星序，就可以定出它的年龄和恒星的本身光度。图4右面所标的年龄是相应光度的恒星停留在主星序的时间，例如绝对星等为-4等的星为6.5×106年，绝对星等为+4等的星为6.7×109年，这二者也就分别是英仙座h+x星团和M67星团的年龄，因为它们分别在绝对星等-4和+4处弯向右方。根据恒星本身的光度和视亮度就可以定出这个星团的距离。由此定出的距离误差不大，是测定星团距离的重要方法之一。\n\n\n\n\n\n对于场星，即非星团星，用上述的恒星演化学说来说明观测到的现象也很成功。以照相星等亮于8.5星等的6，700颗恒星的赫罗图(图见第117页)为例，此图虽然受到选择作用的影响，有利于光度大的星，但在图上主要的特征(如主星序和红巨星支)还能清楚地显示出来。在图上绝大部分的星都落在主星序上，表示恒星在这阶段演变最慢。恒星脱离主星序后很快演变为红巨星，因而出现了主星序与红巨星支之间的赫氏空区。\n\n恒星演化的末态\n恒星演化到后期，星体结构愈来愈复杂，变化愈来愈剧烈。随着内部温度的升高，氦、碳、氧等核子先后参与热核反应，这些核子的热核反应属于强作用，不象氢聚变为氦（属于弱作用）那样缓慢进行，而是十分剧烈。这时，平衡态理论不再适用。在恒星演化的不同时期，演变的快慢是非常悬殊的。计算刚刚离开主星序两个相继星型的时间间隔，可以取近亿年，而在红巨星顶端F处，必须取时间间隔为2秒来进行计算。恒星的末态，即它们的归宿应该是在赫罗图上主星序的左面。从主星序极右方红巨星或红超巨星演变到它们的末态，一般要抛失质量，甚至要象新星、超新星那样大爆发，然后才演变为行星状星云的中心星、白矮星或中子星。由于星型结构复杂，所取参量和处理方法不同，这类动态的演变过程还缺乏统一的推算结果。对于恒星末态，目前并不是仔细地一步一步地从演化的过程来寻求，而是从高密物质的平衡态来探讨，即假定恒星内部各种核能已经完全耗尽，正在慢慢冷却，然后根据这种情况计算流体平衡条件下的物质分布情况。理论分析表明，在恒星演化末期将出现三类天体：白矮星、中子星和黑洞，具体是哪一类，则视质量而定。质量界限的具体值因所用的物态方程不同而异。\n\n白矮星\n恒星在核能耗尽后，如它的质量小于1.44M嫯就将成为白矮星。没有核能后，它靠引力收缩供能。等收缩到原来半径的几十分之一到百分之一时，中心密度已经很高，电子形成简并态。当电子气体的压力足以抵住引力收缩时，便达到新的平衡。这时恒星不再收缩，只靠它的剩余热量发光，这种星称为白矮星。随着它的余热逐渐消失，表面温度逐渐降低，慢慢成为红矮星、黑矮星，就无法观测到了。已观测到并确认为白矮星的恒星只有千余颗。它们的光度很小，不容易观测到，估计它们的数目应相当多，约占恒星总数十分之一左右。\n\n中子星\n恒星在核能耗尽之后，如果它的质量在1.44～2M嫯之间，就会成为中子星。按照平衡态的理论，在形成中子星前，恒星内部是由简并态电子气体和铁核构成的。铁核是经过轻核逐级聚变形成的。随着引力收缩，压力和密度增加，电子的费密能量愈来愈大，终于打进铁核，在其中组成更多中子。等到电子的费密能量超过25兆电子伏时，中子就脱离重核的束缚而放射出来，积累成为简并态中子气体。当密度接近核子密度4×1014克/厘米3时，几乎绝大部分是中子，电子和质子仅占总数的百分之一、二。这时简并态中子气体的运动顶住引力的压缩，使恒星不再收缩，就成为稳定态的中子星。\n不少天文学家认为中子星的形成是超新星爆发的后果，外部的物质爆炸出去，形成星云状物质，内部坍缩，形成为中子星。模拟超新星爆发的理论计算，虽然得到一些结果，认为可以形成中子星，但也有一些结果表明，爆炸力量过于巨大，会使整个星体崩溃，不留内部残骸。这类计算，不确定的因数较多，目前没有肯定的看法。重要的是在1967年终于发现了中子星，到1978年已发现了300颗以上。\n\n黑洞\n恒星在核能耗尽后，如质量超过2M嫯，则平衡态不再存在，星体将无限制地收缩。虽然目前还没有密度大于1015克/厘米3的物质的实验数据，无法推测星体的具体结构，但根据理论可以推断，星体的半径将愈来愈小，密度将愈来愈大，终于达到临界点，这时它的引力之大足以使一切粒子，包括光子，都不能外逸，因而称为“黑洞”。质量为2M嫯的恒星，如形成黑洞，其半径不超过5.2公里。近年来，有人提出质量介于2～3.2M嫯间的恒星有可能成为反常中子星或层子星等。\n\n质量抛失在恒星演化中的作用\n恒星抛失质量在演化中起着不可忽视的作用。除了新星、超新星的大量抛失质量外，实际上，恒星在不同程度上也不断在抛失质量（见质量损失）。不过，一般而论，恒星在主星序阶段抛失的质量是微不足道的，对演化没有多大影响。但在红巨星阶段，它体积庞大，表面引力较小，对流大气中又有上升的气流，质量易于抛失。从观测获知存在不少质量小于1M嫯的白矮星，就可以证明这点。因为质量小于1M嫯的恒星要经历红巨星阶段而后演化成白矮星，所需时间要比银河系的年龄（约2×1010年）还长。这些白矮星大概是从质量较大的恒星演变成的，也就是说它们原来质量大，因而演化也快，经过质量抛失，终于形成白矮星。\n在双星中，质量抛失对恒星演化所起的作用较为明显。天狼、南河三和波江座o2都是双星系统，它们都含有一颗白矮星。经长期研究表明，前两个双星中，光度亮的主星的质量比伴星（白矮星）大，且为主序星。因为俘获另一颗恒星的可能性微不足道，所以双星系统中的两颗星应当是同时形成的。质量大的那颗子星，应该演化快，但实际情况恰相反。可能的解释是伴星原来质量大，演化快，随后抛失了质量逐步演变成为白矮星。\n密近双星的两颗星靠得近，它们的相互作用，更会大大影响两星的演化过程。计算表明，质量较大的星若是中心部分氢已枯竭，膨胀成红巨星，其质量会流向质量较小的恒星，演化成质量小于0.5M嫯的白矮星。自1954年发现武仙座DQ新星是双星后，接连发现了好些新星都是双星。假定双星中一个子星是白矮星，它的表面温度高，会吸积伴星流入的氢气，到达一定程度时，就有可能发生热核反应，产生足够的能量，产生爆发而抛掉所吸积的外层物质。然后，又重新吸积伴星的气体，经过同样的过程再次爆发。这是再发新星能够反复爆发的原因，例如蛇夫座RS新星在1898年、1933年和1958年三度爆发，北冕座T在1866年和1946年两度爆发。 \n\n结束语\n现代天体物理学最大的成就之一就是基本上说明了恒星演化和元素演化两个重要问题。这两个问题关系十分密切。元素的核综合演化是在恒星内部完成的，可以说是恒星演化的动力。恒星的能源供应以引力收缩和热核反应两种方式交替进行。核能的供应是主要的，占90％以上。引力收缩主要是使恒星中心温度增高。随着温度的逐步升高，较重核子发生热核反应，逐级聚变形成更重的核子。恒星演化晚期，中心温度达109K时，带走绝大部分能量的是中微子而不是光子，中微子在超新星爆发中起的作用尤其重要（见中微子天文学）。所以宏观的恒星演化过程是和微观的原子核反应息息相关的，也可以说微观的核子反应过程控制着宏观的恒星演化过程。\n现代恒星演化学说的成就是巨大的，但由于问题复杂、资料不够完备以及理论过于简单化，还有很多不足之处。对于星云物质的化学成分、尘埃和气体的比例以及尘埃的吸收等数据，了解得不够清楚，甚至缺乏数据。不论星云、原恒星和恒星，它们都有不同的磁场和自转运动，一般说来，磁场和自转都起着抵制收缩的作用。它们和引力效应比较起来，固然处于次要地位，但是却不能忽略不计。值得一提的是近年物理学界提出的太阳的中微子问题。太阳中心部分质子－质子反应所发射的中微子，其观测值低于理论预期值近一个量级，对此迄今还没有令人满意的解释。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "赫罗图", "content": "赫罗图（ HR diagram ），用恒星的表面温度（或光谱型或颜色）和光度（或绝对星等）作为坐标轴画出的图。赫罗图代表天文学和天体物理学中对观测的最大综合。它是天体物理学家最有用的关系图和非常有价值的诊断恒星的工具。一颗恒星在赫罗图中的位置决定于它的质量和年龄，赫罗图以绝妙的方式找到了���星演化的规律，既提供了对恒星演化理论一个最严格的检验，又提供了研究银河系整体历史的一个最有力的工具。赫罗图的原始形式是绝对仿视星等与光谱型的关系曲线，现在更常用的是它的变体，用一个连续的坐标代替不连续的光谱型。观测上，最有用的形式是颜色–星等图（CM）图，它是一个颜色与星等的关系曲线。\n\n创建\n赫罗图是丹麦天文学家E.赫茨普龙和美国天文学家H.N.罗素创制的。赫茨普龙在1905年和1907年的论文中指出，一般蓝星是亮的，而红星却有亮、暗两种。他把亮星称为巨星，把暗星称为矮星。1911年他测定了几个银河星团（如昴星团、毕星团）中的恒星的光度和颜色，并将这二者作为纵坐标和横坐标。结果表明，这些星点大都落在一条连续带上，其余的星（巨星）则形成小群。罗素研究了恒星的光度和光谱，画出一系列表明恒星光度和光谱型之间的关系图，于1914年在《自然》上发表（图1）。经过对比，发现颜色等价于光谱型或表面温度。他们两人的图所表示的是同一回事。因此，后来将这类光度–表面温度（光谱型或颜色）图称为赫茨普龙–罗素图，简称赫罗图。赫罗图的根本特征是建立了恒星的颜色与亮度的关系。图中亮度由下向上（图的y轴）量度，温度在左右方向（图的x轴）量度，并规定较冷的星偏向右方。这样选择温度量度方向与光谱型O B A F G K M分类序列对应。赫罗图右下角的恒星是暗弱的红色冷星，左上角的恒星是明亮的蓝白色热星（温度高于25 000K）。大多数恒星落在左上角到右下角的带内，该带称主序，它对应像太阳那样通过将中心区的氢核合成为氦核释放能量的一切恒星。宽波段UBV测光系统测定暗星的颜色，比用光谱方法容易，所以后来逐渐用色指数代替光谱型作为赫罗图的横坐标。色指数可转换成表面温度。观测得到的视星等，经过距离改正后成为绝对星等(见星等)，可再转换为光度。有了星的表面温度和光度，理论工作者便可计算恒星的内部结构，也就是建立所谓恒星模型。随着时间的推移，恒星的内部结构逐渐演变，并在它的光度和表面温度（简称温度）上表现出来，这样恒星在赫罗图上的位置便沿一定路径移动，描出“演化程”。因此，赫罗图不仅能给各类型恒星以特定的位置，而且能显示出它们各自的演化程，成为研究恒星必不可少的重要手段之一。 \n\n\n\n图1　罗素绘制的绝对星等–光谱型图 \n\n\n星团和场星的赫罗图\n赫罗图中的恒星不是平均分布，而是形成一定的序列的。因为光度和表面温度之间存在着内在的关系：如果压力、不透明度和产能率只是温度、密度和化学成分的函数，则恒星的结构由它的质量和化学成分决定；如果化学成分给定，则每一恒星质量便对应着一定的光度和温度值。因而只要在某一质量范围内存在着光度和温度的关系，赫罗图上就会出现相应的序列。同样质量范围内的恒星，在赫罗图上出现在不同的序列，必然是由化学成分不同引起的；而化学成分的不同可以是原始化学成分的不同，也可以是恒星处在不同的演化阶段。因此，赫罗图中的一些序列，可用来研究恒星的形成和演化。图2是太阳附近6 700颗恒星的赫罗图。图中有两个密集序列，一个从左上向右下，称为主星序，又称矮星序；另一个是相当密集的一群星，接近右上角，差不多呈水平走向，称为巨星序。此外，还有不少星分散在图的上部，称为超巨星序。主星序下面是亚矮星序。图的底部有一特殊分支，称为白矮星序。巨星序和矮星序并不相接，中间留有相当明显的空隙，称为赫氏空区，只有为数很少的恒星落在空区以内。赫罗图中的图形受到不少测量误差的影响。恒星的质量差别不大，大多数恒星的质量在太阳质量0.1～10倍范围内。恒星化学成分的差别也不大，按质量计大致氢占71％，氦占27％，其他重元素占2％。所以，取决于质量和化学成分的恒星结构在赫罗图中呈现出明显的规律性。恒星密集的区域代表它们演化缓慢的阶段，主星序是演化最慢的阶段，大致占恒星寿命的90％。为了免受恒星化学成分不同和年龄不同这两个因素的影响，可举星团的赫罗图来说明。图3是昴星团的赫罗图。这个星团内形成的恒星，可认为它们的化学成分和年龄是相同的。再者，一般星团各成员星离地球的距离基本相同，这样观测到的成员星的视星等差值也就是它们绝对星等的差值，不受距离误差的影响。星团距离的不确定性导致绝对星等的零点不确定，只能使整个图上下移动，而��会影响昴星团的赫罗图中星点的相对位置。图3中的星点代表昴星团的主星序，其中没有红巨星，表示昴星团年龄还轻，成员星还没有演化到脱离主星序的阶段。 \n\n\n\n图2　亮于8.5照相视星等的6 700颗恒星的赫罗图 \n\n图3　昴星团的赫罗图 \n\n\n把质量不同但年龄相同的许多恒星画在赫罗图上，图的形状便与年龄有关。这一点在球状星团的赫罗图上表现得很明显，因为一个球状星团中的全部恒星确实是在一个巨大气体云坍缩时一起形成的。主序左上端的最亮恒星最先消耗完燃料，因为它们每秒钟需要很多能量以求避免最终的引力坍缩，所以它们最先离开主序朝红巨星支移动。用同一星团在不同年龄画赫罗图，则随着星团年龄增大，主序将从上往下缩短，这些赫罗图的主序从右下角向上仅仅延伸一段后即折向右边。折向点的准确位置取决于星团的年龄，由此定出的年龄是银河系最年老恒星的最可靠的年龄测定之一。赫罗图也能用来测定星团的距离，因为恒星在主序上的位置和它们的绝对星等有关，星团离我们越远，它的恒星发来的光显得越弱，它的主序就越是靠近赫罗图的下部。利用这一点，天文学家得以找出恒星视星等的校准值，使之正好与标准主序相符，并从这个校准值导出星团的距离。\n\n不同化学成分的星团在赫罗图上的分布\n图4画出银河星团M67的成员星同两个球状星团M3和M92的成员星在赫罗图上的位置，以便进行比较。它们都是年老的星团，但M67属于星族Ⅰ，M3和M92属于星族Ⅱ。星族Ⅰ的星含重元素较多，占总质量的2％～3％，而星族Ⅱ的星所含的重元素的含量仅占0.1％～0.2％，或更少。图中左下方的黑粗斜线代表主星序，3个星团巨星支都从主星序相同的部位脱离，表明它们的年龄相近（为4×109～6×109年）。M3有明显的水平支，这是球状星团的一般特征。赫罗图可获得大量信息。除了上述的两个星序外，各种类型的变星也有特定区域。此外，还可利用星团在赫罗图上的“转向点”来估计星团的年龄和距离。不同质量的星族Ⅰ和星族Ⅱ的星，在赫罗图上都有它们特定的演化程序。 \n\n\n\n图4　银河星团M67同球状星团M3和M92在赫罗图中的比较"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "主序星", "content": "主序星（汉语拼音：Zhu Xu Xing；英语：Main sequence star），位于主星序的恒星。在赫罗图上，恒星的分布不是随机的，而是集中在几个区域内。最显眼的是自左上角到右下角沿对角线的一条窄带，叫做主星序。光度比相同光谱型的巨星和超巨星小，故又叫矮星。在MK二元光谱分类系统（见恒 星光谱分类）中用罗马数字V表示它的光度级。现观测到的恒星，90％都是主序星。主序星的能源主要是核内氢聚变为氦的热核反应。恒星演化过程中，在这个阶段停留的时间最长。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "超巨星", "content": "超巨星（汉语拼音：Chaojuxing；英语：supergiant），大直径、低密度、光度极大的恒星，因其光度比相同光谱型的主序星和巨星都高而得名。\n　　在MK二元光谱分类系统（见恒星光谱分类）中用罗马数字I表示其光度级。同样光谱型的恒星具有相同的表面温度，超巨星光度大是由于表面积大。例如食双星仙王座VV中的超巨星，直径为太阳的1600倍，目视波段的光度为太阳的3000倍。有些超巨星是双星的成员，可以通过大气食研究延伸大气的结构和活动。已发现一些超巨星具有射电和X射线辐射，并有星冕和星风。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "巨星", "content": "巨星（汉语拼音：jù xīng），（giant），体积和光度比相同光谱型的主序星大，比超巨星小的恒星。在赫罗图上，巨星分布在主序星和超巨星之间，在MK二元光谱分类系统中（见恒星光谱分类），光度级为Ⅲ。肉眼可见的大角、五车二等都是巨星。从恒星演化的观点，巨星是继主序之后的一个演化阶段。一个太阳质量的恒星在主序阶段将待上100亿年，而只有1000万年的时间作为一个红巨星存在。这种巨星的结构明显不同于主序星，按模型计算，它具有每立方厘米105克的中央高密度，离中心1／10半径时，密度降到1克／厘米3以下，它的主要部分是比地球大气还要稀薄的气体。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "亚巨星", "content": "亚巨星（ subgiant ），位于赫罗图上主星序的右上方、介于巨星序和主星序之间的一类恒星。在MK二元分类中，亚巨星的光度级为Ⅳ级(见恒星光谱分类)。现代恒星演化理论认为，亚巨星是由主序星演化而来的。主序星在中心氢核燃烧的末期，中心核收缩，恒星半径和光度缓慢增加，恒星离开主星序而向巨星演化。亚巨星就处于这种演化的最初阶段。有些密近双星的子星是亚巨星，如著名的半相接双星大陵五，就包含一个主序星和一个半径充满临界等位面的亚巨星。因此对亚巨星的研究在密近双星的研究领域中占有重要的地位。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "红巨星", "content": "红巨星（ red giant ），恒星光谱分类中光度级为Ⅲ的恒星称为巨星，巨星中光谱型为K或更晚的一般称为红巨星(也有人把光谱型为F和更晚型的巨星称为红巨星)。肉眼所见的红巨星中最亮的是大角（光谱分类为K2Ⅲp），离我们最近的是北河三(K0Ⅲb或K0Ⅲ)和大角。现代恒星演化理论认为，主星序中的很大一段恒星在其中心氢聚变为氦的核反应完毕后，都要向赫罗图上的红巨星区演化。它们的演化途程范围在图上形成一个漏斗状区域，称为漏斗效应。恒星从主星序向红巨星的演化同质量损失和角动量损失可能有很大关系。按一般理论，红巨星应有很厚的对流包层。一般认为，不少恒星在红巨星阶段大概要失去外层物质(这种物质可能形成行星状星云)，然后成为白矮星。看来红巨星是大多数恒星要经过的重要演化阶段，但要搞清楚红巨星前后的演化过程，还需要解决许多实测问题和理论问题。 \n太阳已经耗掉了中心区原有氢含量的三分之一左右，将来它结束中心区氢聚变为氦的阶段后，也会演化为红巨星。虽然毕宿五（光谱分类为K5Ⅲ）和大角都是红巨星，但前者的大气化学组成类似太阳，属于星族I，后者按大气化学组成和某些其他特征则属于星族Ⅱ，这两颗星的演化史看来有重大的差异。红巨星鲸鱼座o（光谱分类为M5eⅢ～M9eⅢ）是有名的变星，是长周期变星的典型星。它同一颗蓝色低光度变星鲸鱼座VZ组成目视物理双星。以鲸鱼座o为代表的长周期变星中有不少已测得来自分子微波激射源的射电谱线辐射。密近双星中也有红巨星，例如食双星巨蟹座RZ包含光谱分类为K2Ⅲ和K4Ⅲ的一对红巨星，轨道周期约21.64天；又如再发新星北冕座T是轨道周期为227.5天的分光双星，包含一颗M型红巨星和一颗蓝星。很多银河星团和球状星团都包含有红巨星。年轻的银河星团如昴星团中没有红巨星。年老的银河星团中有的可以找到红巨星。球状星团中普遍有红巨星，许多球状星团中最亮的星就是红巨星。在有的河外星系中也已经发现红巨星。研究星团和星系中红巨星的化学组成、物理参量和运动特征等对于认识所在星团和星系以及不同星族恒星的特性和演化非常重要。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "矮星", "content": "矮星（dwarf star），赫罗图中任何属于主序的恒星的过时名称。该名称起源于早期将恒星分类为矮星和巨星；按照这种分类，太阳是一颗典型的矮星。但现在多用“主序星”一词，以避免同白矮星及其他远小于太阳的恒星相混。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "亚矮星", "content": "亚矮星（ subdwarf ），比主序星稍暗的一类恒星。二十世纪三十年代，W.S.亚当斯进行恒星光谱分析时，发现了几颗金属线很弱的恒星。他根据金属线的强度，证认为A型星，但因其绝对星等比通常的A型星暗几个星等，因此称为亚矮星。与同类光谱型的主序星相比，亚矮星的半径小一些，因此光度也暗一些。亚矮星在赫罗图中构成一个单独的序列，叫作亚矮星序。亚矮星序恰好位于主星序（也称作矮星序）的下面，光度级为Ⅵ。亚矮星的化学成分与主序星颇为不同，一般说来金属含量很低，只相当于普通恒星的1％左右，因此可以称为贫金属星。W.S.亚当斯发现的几颗A型亚矮星，有效温度实际上与G型星近似，只是由于金属含量低才被证认为A型星。目前认为，处于主序星和白矮星之间的O型和B型亚矮星，属于恒星的演化晚期，正在向白矮星过渡。亚矮星主要是属于中介星族Ⅱ。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "白矮星", "content": "白矮星（拼音：bái ǎi xīng），（英语：white dwarf），一类低光度、高温度、高密度的恒星，在太阳附近的区域内已知的恒星中大约有6%是白矮星。这种异常微弱的白矮星大约在1910年就被亨利·诺利斯·罗素、爱德华·皮克林和威廉·佛莱明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·鲁伊登在1922年取的。\n形成\n　　白矮星是核反应停止以后恒星的一种稳定结构。在白矮星内部，高温使原子失去电子，裸原子核挤在一起造成了高密度。主要靠电子简并压的梯度跟引力相平衡， 质量越大，半径越小。当质量超过一个极限值时，电子简并压不再能跟引力相抗衡。S.钱德拉塞卡推算出白矮星的质量上限为1.44太阳质量，这叫钱德拉塞卡极限。质量超过1.44太阳质量的恒星只有在演化中损失了多余的质量才能形成白矮星。白矮星表面有很强的引力场，谱线红移较显着，广义相对论的三大天文验证之一的引力红移正是首先对白矮星测得的。\n形态\n　　白矮星光度低，不易发现，已观测到的有1000多个，估计白矮星占恒星总数的5％。白矮星的绝对目视星等在8～16等范围内；有效温度大都介于5500～40000K之间，大多数呈白色，少数呈黄色甚至红色；质量跟太阳差不多，而其大小跟地球相仿；平均密度 105～108克／厘米3。白矮星可按光谱分为DA（富氢）、DB（富氦）、DC（富碳）、DF（富钙）、DP（磁白矮星）等次型。\n发现过程\n　　1844年，德国的F.W.贝塞尔根据天狼星移动轨迹的波浪形，推测存在一个看不见的伴星。后来的观测证实，天狼星确是一个双星系统，伴星天狼B比主星暗一万倍，呈白色 ，质量1.05太阳质量，半径0.0073太阳半径，密度3.8×106克／厘米3，这是最早发现的白矮星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "球状体", "content": "球状体（globule），一种较密的、球状的气体-尘埃暗云。某些小球状体在电离氢的辐射背景上显示出暗的轮廓；另一些较大的球状体，由于尘埃的消光，使天空背景出现没有恒星的“洞”，但一氧化碳射电谱线观测表明洞里存在物质。球状体的角直径约3′～20′天文单位，线直径103～105天文单位，估计质量为0.1～750太阳质量，温度约7～15K，主要成分为H2、CO以及一些有机分子。在太阳附近500秒差距内，观测到200多个大的球状体，由此推测银河系中有2.5万个。它们可能是处在引力收缩阶段的原恒星。也有人认为从质量估计推断球状体密度很低，不足以产生引力坍缩。然而，大球状体的分子谱线观测表明，它们包含引力坍缩所需的足够质量。红外天文卫星探测到某些小球状体的红外辐射，提供了那里恒星正在形成的证据。例如在球状体巴纳德5中发现了几个质量约1太阳质量，年龄几十万年的恒星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "赫比格-阿罗天体", "content": "赫比格-阿罗天体（Herbig-Haro object），1948～1951年，美国天文学家G.H.赫比格和墨西哥天文学家G.阿罗各自独立地发现的一种半星半云状天体。简称HH天体。最初天文学家把它们看成正在形成中的恒星，但后来的观测表明它们是从非常年轻的金牛T型星喷出的气体与周围物质相互作用的产物。支持这种看法的观测事实至少有以下几点：在一些HH天体附近发现了红外源，它们被证认为类似于十分年轻的金牛T型星的天体，但受到暗星云严重消光和红化；大多数HH天体的视向速度为负值，少数为正，因为嵌在暗云的年轻恒星向暗云前面抛射而形成的天体容易观测到，向远离观测者方向抛射的由于位于暗云深处或后面而不易被发现；一些HH天体有大的自行，方向背离红外源；几个HH天体在红外源两旁排成一行，可能是中间年轻恒星双极喷出的气流形成的一系列节。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "红外星", "content": "红外星（infrared star），辐射能量主要在红外区的恒星。根据普朗克定律，黑体的温度越低，辐射的主要部分就越向长波区（即红区）移动，因此相当多的红外星是有效温度很低的晚型星。还有一些红外星，它们辐射能量分布不符合黑体辐射定律，而有明显的红外超。其原 因是这些恒星周围存在的尘埃和气体分子云，被中心星的紫外线和可见光加热，再发出红外辐射。这些星周物质可能是形成恒星或行星的剩余物，也可能是恒星以连续或间断的方式抛射出来的。不管这些星的红外发射是否在全部辐射能中占主导地位，它们的研究对了解恒星演化过程是很有意义的。红外天文卫星探测到的24.6万个红外源中，大约65％是恒星。资料分析表明，大部分恒星的红外辐射与它们的光球温度所期望的一致，具有红外超的恒星约占10％。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "原恒星", "content": "原恒星（汉语拼音：Yuan Hengxing；英语：Protostar），恒星演化早��处在引力收缩阶段的浓密星际物质云。也有人更严格地把原恒星定义为这样一种天体：它的主要能源既不像主序星来自氢燃烧，也不像主序前恒星靠准流体静力学收缩，释放引力能，而是来自下落物质的吸积。恒星孕育和诞生于气体-尘埃云中，光学望远镜难以探测，寻找原恒星成为红外天文学的重要任务。红外天文卫星发现的红外源中，有些可能是仍然在吸积星云物质的真正原恒星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "最亮星表", "content": "最亮星表（ list of brightest stars ），表中列出按光电目视星等V来说为最亮的21个星的基本数据。其中标有*号的表示此星列有专条。UBV数据主要取自1978年出版的列有5万多个恒星的光电测光星表。凡有甲乙星的，第一行的UBV值为合成数据，如南门二甲乙合成的V＝−0.27，余类推。全波辐射光度、半径和质量都是以太阳的相应值为单位。全波辐射光度由绝对热星等Mbol算得。表中放在[　]中的数值表示演化质量，放在(　)中的数值则表示分光质量（见恒星质量）。老人星质量是据1973年版《物理量天体物理量》MK分类与质量的统计关系推算的（1975年发表）。毕宿五质量据1979年资料。值得注意的是，表中绝大多数星已确知为物理双星或变星。此表的各种数据特别是质量、半径、光度距离，可靠程度差别颇大。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "天狼", "content": "天狼（ Sirius ），大犬座α。全天最亮的恒星。由甲、乙两星组成的目视双星。星表编号为：Hip32349,HR2491,HD48915。甲星是全天第一亮星，视星等为−1.44等，属于主星序的蓝矮星。乙星一般称天狼伴星，是白矮星，质量比太阳稍大，而半径比地球还小，它的物质主要处于简并态，平均密度约3.8×106克/厘米3。甲乙两星轨道周期为50.090±0.056年，轨道偏心率为0.592 3±0.001 9。天狼星距地球为8.60±0.03光年。1834～1844年F.W.贝塞尔注意到天狼星的运动。1862年美国人A.克拉克用当时世界上最好的望远镜测到天狼星的伴星，称为天狼星B。1920年W.S.亚当斯拍到了天狼星B的光谱，命名为白矮星。1930年S.钱德拉塞卡对白矮星作出理论解释。1999年10月28日钱德拉X射线卫星拍了天狼星B的像，B星比A星亮得多，B星表面温度为25 000K。天狼星是否是密近双星，与天狼双星的演化有关。天狼星A的质量为两个太阳质量，B星与太阳质量差不多。古代曾经记载天狼星是红色的，这为人们提供了研究线索。1975年发现了来自天狼星的X射线，有人认为这可能是乙星的几乎纯氢的大气深层的热辐射，有人则认为这可能是由甲星或乙星高温星冕产生的，至今仍在继续研究。 \n\n\n\nX–Ray 天狼星（亮星旁的是伴星）"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "南门二", "content": "南门二（Rigil Kent），全天第三亮星。即半人马座a，实际由3颗星组成：G2型矮星和K1型矮星（见恒星光谱分类）组成一个轨道周期80年的目视双星系统。离开处还有一颗11等的红矮星，它是半人马座的比邻星，离太阳系最近的恒星，距离仅4.22光年，它是一颗鲸鱼座UV型耀星，光谱型为dM5e。已观测到来自前两颗星的X射线发射，这跟它们的星冕活动有关。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "大角", "content": "大角（汉语拼音：Dɑjiao；英语：Arcturus），牧夫座α，全天第四亮星，北半天球最亮的三颗星之一。大角、织女和五车二亮度相差不大，因为颜色不同，肉眼难以判断哪个更亮。\n　　大角是一颗K2Ⅲ型红巨星（见恒星光谱分类），距离太阳35光年。它正在向外抛射物质，有很强的色球活动，在光谱的紫外区、可见光区和红外区都能观测到发射线，是一个光谱变星。\n\n特征\n　　大角星是属于K1.5 IIIpe型的红巨星，“pe”代表的是“特殊的发射线”，显示大角星发出的光谱是不寻常且充满谱线的。这对红巨星而言并非太过罕见，但是大角星是特别明显的一个范例。大角星的亮度至少是太阳的110倍，不过这低估了它实际发出的强度，例如大角星在红外线波段所发射的“光”，所以大角星全部发射出的能量大约达到太阳的180倍。因为大角星的表面温度较太阳来的低，拥有较低的光视效能（luminous efficacy），所以在可见光波段发射出的能量也较低。\n　　大角星以高速的自行运动而着名，除了南门二以外，它的自行速度比太阳附近的任何1等星都要快速。大角星目前几乎处于最靠近太阳的位置上，并正以高速移动中，它与太阳系的相对速度为122km/s。大角星被认为是一颗古老的星系盘恒星，并与其他52颗这种类型的恒星组成大角星流，共同移动中。大角星的质量难以确定，不过可能与太阳大约相等，而且不会超过太阳的1.5。大角星被认为很可能比太阳还要古老，太阳将会经历的红巨星阶段非常可能就是这颗恒星目前的情况。\n　　根据依巴谷卫星的测量，大角星距离地球36.7光年（11.3秒差距），是一个相对较近的天体。依巴谷卫星的观测也显示大角星可能是一个双星系统，伴星约比主星黯淡20倍左右，它的轨道可能位于现在观测技术可以达到的极限，所以目前无法发现该天体。然而目前这个观点已经过时，最新的研究显示大角星是一颗单星。\n\n名称由来\n　　Arcturus这个字是从希腊文的Αρκτοῦρος所演变而来的，意为“熊的看守者”。这是因为大角星是牧夫座最明亮的恒星，而牧夫座位于大熊座与小熊座附近的缘故。也有一个希腊的非政府环境保护组织称为Αρκτοῦρος，专门保护野生动植物。\n　　大角星在阿拉伯语中称为السماك الرامح，意为“手持长矛者的腿”或“巨大的手持长矛者”。这个名称在过去是演变成各种罗马化的字体，例如已经被淘汰的Aramec与Azimech。另一个阿拉伯字是لحارس السماء，意为“天堂的守护者”[6][7][8]。\n　　中国天文学称牧夫座α星为大角是因为它是中国二十八宿的角宿中最亮的一颗星，不过后来大角星成为亢宿的一部分。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "织女一", "content": "织女星（Vega）在天琴座的位置\n织女一，又称为织女星（英语：Vega）或天琴座α（α Lyr，α Lyrae），是天琴座中最明亮的恒星，在夜空中排名第五，是北半球第二明亮的恒星，仅次于大角星。它与大角星及天狼星一样，是非常靠近地球的恒星，距离地球只有25.3光年；它也是太阳附近最明亮的恒星之一。在中国古代的“牛郎织女”神话中，织女为天帝孙女，故亦称天孙。\n天文学家对织女星进行过大量的研究，因此它“无疑是天空中第二重要的恒星，仅次于太阳”。织女星大约在公元前12,000年曾是北半球的极星，但因岁差现象，它在13,727年会再度成为北极星，届时它的赤纬会达到+86°14'。织女星是太阳之外第一颗被人类拍摄下来的恒星，也是第一颗有光谱记录的恒星。它也是第一批经由视差测量估计出距离的恒星之一。织女星也曾是测量光度亮度标尺的校准基线，是UBV测光系统用来定义平均值的恒星之一。在北半球的夏天，观测者多半可在天顶附近的位置见到织女星，因为身为天文学上星等的标准，其视星等被定义为0等，因此天文学家会以织女星作为光度测定的标准。\n织女星的年龄只有太阳的十分之一，但是因为它的质量是太阳的2.1倍，因此它的预期寿命也只有太阳的十分之一；这两颗恒星目前都在接近寿命的中点上。织女星的光谱分类为A0V，其温度比天狼星的A1V高一点。它仍处于主序星阶段，通过把核心内的氢聚变成氦来发光发热。织女星比氦重（原子序数较大）的元素丰度异常的低，织女星光度有轻微的周期性变化，因此天文学家怀疑它是一颗变星。它的自转相当快速，赤道自转速度是每秒274公里。离心力的影响导致恒星的赤道向外突起，温度的变化通过光球表面在极点达到最大值。地球上的观测者视线正朝着织女星的极点。天文学家经过测定后，得知织女星每12.5小时自转一周，整颗恒星呈扁平状，赤道直径比两极大了23%。\n天文学家观测到织女星红外线辐射超量，显示织女星似乎有尘埃组成的拱星盘。这些尘粒可能类似于太阳系的柯伊伯带，是岩屑盘中的天体碰撞产生的结果。这些由于尘埃盘造成红外线辐射超量的恒星被归类为类织女恒星>。织女星盘的分布并不规则，显示至少有一颗大小类似木星的行星环绕着织女星公转。\n\n目录\n\n1 观测历史\n2 可见性\n3 物理特性\n\n3.1 自转\n3.2 元素丰度\n3.3 运动学\n\n\n4 行星系统\n\n4.1 红外超量\n4.2 岩屑盘\n4.3 可能存在的行星\n\n\n5 语源和文化象征\n\n\n观测历史\n针对天体摄影的天体摄影术诞生于1840年，当时约翰·威廉·德雷伯使用银版照相法对月球进行摄影。哈佛大学天文台科学家乔治·菲利普斯·邦德（George Phillips Bond）和约翰·亚当斯·惠普尔（John Adams Whipple）在1840年7月17日对织女星进行摄影，它成为人类第一颗（除了太阳以外）摄影的恒星，也是使用银版照相法。亨利·德雷伯在1872年8月对织女星摄影的时候，得到了第一张恒星光谱的照片。这也使得他成为第一个展现恒星吸收谱线的人。\n天文学家已经在太阳的光谱里辨识出类似的光谱线。威廉·哈金斯在1879年利用织女星和类似恒星的光谱照片来辨认一系列在该类恒星里普遍存在的12条“非常强烈的谱线”。后来天文学家辨认出这是氢原子的巴耳麦系谱线.从1943年开始，天文学家将织女星的光谱当成分类其他恒星的标准之一。\n天文学家可以借由地球环绕太阳公转时，织女星相对于背景恒星的视差测量出它与地球之间的距离。历史上首先发表恒星视差的人是瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维，他宣称的织女星视差值是0.125弧秒（0.125″），但是弗里德里希·威廉·贝塞尔怀疑斯特鲁维发表的数据。当贝塞尔公布恒星系统天鹅座61的视差为0.314″时，斯特鲁维把织女星的视差修正为先前的两倍左右。这次修正使斯特鲁维公布的数据更有疑问，因此当时大部分天文学家（包括斯特鲁维在内）都认可贝塞尔的数据才是历史上首次的视差观测。然而令人吃惊的是，斯特鲁维原本公布的数据与当前天文学家接受的数值0.129″其实非常接近。\n地球上看到的恒星亮度是使用标准化的对数刻度－视星等来表示，它随着恒星亮度的增加而减小。肉眼能见的最暗恒星为6等星，而最亮的恒星天狼星星等为-1.47等。为了标准化这个对数刻度，天文学家选择织女星来作为所有波长的0星等。因此许多年以来，织女星被当作是绝对光度测定的亮度刻度。然而这种规定没有延续至今，现在视星等的零点普遍使用特定数值的光流量来表示。这种方法对于天文学家来说更加简便，因为织女星并不能永远作为度量的标准。\nUBV测光系统测量通过紫外、蓝和黄色滤光片的恒星星等，并分别使用U、B、V来表示。天文学家在1950年采用六颗恒星来设置UBV测光系统的初始平均值，织女星是其中之一。这六颗恒星的平均星等被定义为： U - B = B - V = 0。实际上，这些恒星在黄、蓝和紫外部分的电磁光谱的星等都是一样的。因此织女星在可视的范围内有相对接近的电磁波谱（波长范围为350-850纳米，人眼大部分都能够看见），因此光流量密度大致相等，为2000-4000Jy。然而织女星的光流量密度在红外波段大幅降低，每5 平方毫米大约为100Jy。\n天文学家在1930年代对织女星的光度测定显示这颗恒星有近±0.03星等的微小光度变化，这个波动范围接近当时观测能力的极限，所以天文学家对于织女星光度是否发生变化存有争议。大卫·邓拉普天文台（David Dunlap Observatory）在1981年重新测量了织女星的星等并显示出它有轻微的光度变化，因此天文学家建议将织女星归类为盾牌座δ变星。这类恒星以类似的方式振荡，使得恒星的光度存在周期性的脉动。虽然织女星符合这类变星的物理特性，但其他观测者却没有发现这种变化，因此织女星的光度变化可能是测量的系统误差造成的。\n天文学家在1979年使用美国白沙导弹靶场发射的X射线望远镜观测到织女星发出X射线，也是人类首次在太阳以外的单主序星观测到这种现象。织女星在1983年成为天文学家发现第一颗拥有尘埃盘的恒星。红外线天文卫星（IRAS）发现织女星发出红外超辐射，这种现象可能是恒星加热尘埃盘而辐射出来的。\n\n可见性\n在夏夜的北半球中纬度地区，织女星经常出现在天顶附近。而对于冬天的南半球中纬度地区，织女星一般低垂在北方的地平线上。由于织女星的赤纬是+38.78°，因此观测者只能在51° S以北的地区看见它。在南极洲以及南美的大部分地区，织女星不会升到地平线上。在+51° N以北的地区，织女星一直位于地平线上，成为一颗拱极星。织女星会在7月1日午夜左右通过天球子午线，当时的位置最接近天顶。\n\n 夏季大三角\n织女星位于一个称作夏季大三角的大范围星群中，夏季大三角包括天琴座的织女星、天鹰座的牛郎星以及天鹅座的天津四。这个三角形近似一个直角三角形，织女星位于其直角顶点上。由于附近鲜有亮星，所以夏季大三角在北部天空非常突出。\n四月天琴座流星雨是一个大型的流星雨，每年在4月21~22日左右达到极大期。当小型流星以很高的速度进入地球大气时，它的物质将会蒸发并产生一道光。众多流星在流星雨期间从同一个方向出现，以观测者的角度来看，它们发光的尾迹似乎是从天空中的同一点辐射出去。天琴座流星雨的辐射点就在织女星附近，因此也常称为天琴座α流星雨。天琴座α流星雨实际上是由佘契尔彗星所引起的，与织女星没有任何关系。\n\n物理特性\n织女星的光谱型为A0V，是一颗主序星，颜色为白中透蓝，其核心正在发生氢变成氦的核聚变。由于大质量的恒星比小质量的恒星核聚变更快，所以织女星停留在主序星的时间只有约10亿年，只有太阳的十分之一。已经快要超过它在主序星阶段寿命的一半。织女星脱离主序星阶段后，将变成一颗M型的红巨星并失去大部分质量，最终成为一颗白矮星。织女星目前的质量超过太阳的2倍，实际光度为太阳的37倍。织女星可能是一颗盾牌座δ变星，光变周期约为0.107天。\n织女星核心产生的能量来自于碳氮氧循环（CNO循环），这是一种以碳、氮、氧原子核为中介，把质子聚合为氦的核聚变过程。进行该核聚变过程需要大约1500万度的高温，高于太阳核心温度，也比太阳的质子-质子链反应效率还高。CNO循环对温度高度敏感，紧邻的对流层将核心区聚变反应产生的“灰”均匀散布，对流层外围是辐射层，最外层则是大气层。这与太阳形成鲜明的对照：太阳的中心是辐射层，其外覆盖的是对流层。\n天文学家已经对照“标准光源”对织女星的能量通量进行精确地测量。这颗恒星在波长为5480 Å的波段光通量为3,650Jy，误差范围2%。氢的吸收光谱线在织女星的可见光谱中占据主导地位，特别是在电子主量子数n=2的巴耳末系。其他元素的谱线相对来说比较微弱，其中比较强烈的谱线是电离的镁、铁、钙线。织女星的X射线辐射很微弱，这表明织女星的日冕肯定很微弱甚至不存在。因为织女星的极点朝向地球，所以极区日冕洞可能存在。天文学家可能难以証实日冕确实存在，因为许多X射线并不会随着可见光一起被恒星发射出去。\n南日比戈尔峰天文台（Observatoire du Pic du Midi de Bigorre）的一个天文学家小组使用磁分光偏振法侦测到织女星的表面存在磁场，这是天文学家首次在A型光谱型恒星、而不是Ap和Bp星这类化学丰度特殊的特殊星上侦测到磁场。其磁场视线方向的平均磁通量为−0.6±0.3高斯。\n与太阳表面的平均磁场强度相当。织女星的磁场约为30高斯，而太阳约为1高斯。\n\n 织女星（左）与太阳（右）的大小比较\n自转\n天文学家曾使用过干涉仪来精准测量织女星半径，结果显示它的半径为太阳半径的2.73±0.01倍。这个数值比天狼星的半径还大60%，但是恒星模型显示它应该只比天狼星大约12%，天文学家认为这是因为我们观测到高速旋转的织女星极区。高分辨率天文中心（CHARA）干涉仪在2005年至2006年之间的观测证实了这项推论。\n织女星的自转轴与地球观测者的视线夹角不会超过5°。这颗恒星赤道附近的恒星自转速率约为274公里/秒（相当于自转周期为12.5小时），已达到因离心力效应而解体的速率上限93%。快速自转导致织女星形状明显变扁，赤道半径比极半径大23%。（织女星的极半径为2.26±0.02倍太阳半径，赤道半径为 2.78±0.02倍太阳半径。）地球上观测者的视线几乎正对着它的极区，因此织女星看起来比较大。\n织女星的两极地区重力加速度大于赤道地区，所以天文学家根据冯·塞佩尔定理推断两极地区的光度也比赤道地区高。这种情况可以从恒星表面有效温度的变化上观测到：极区温度高达1万K，而赤道区域约为7,600K，所以赤道面的亮度仅为极区的一半。这种情况导致强烈的重力昏暗效应：相对于普通的基本球对称恒星而言，如果从极区方向观测织女星，它会比预期的还要黑暗。温度梯度还意味着赤道周围可能存在对流区，而其余的大气层基本都处于辐射平衡。\n假如织女星是一颗普通球对称且缓慢自转的恒星，那么按当前测定的距离来说，它的绝对光度将是太阳的57倍，远大于同等质量普通主序星的绝对光度。实际上织女星的绝对光度约为太阳的37倍，而天文学家发现高速旋转现象解决了这个矛盾。\n因为织女星长久以来都是望远镜标定的标准星（视星等≈0），高速旋转的发现可能将挑战那些将织女星视为普通球对称恒星的推论。随着其自转速度、自转轴倾角的确定，天文学家可望改进仪器的校准精度。\n\n元素丰度\n天文学家把原子量比氦更大的元素称为“金属”。织女星光球层的金属丰度只有太阳大气层金属丰度的32%。（跟织女星一样，天狼星的金属丰度也只有太阳的三分之一。） 太阳的金属丰度（即比氦更重的元素丰度）约为ZSol = 0.0172 ± 0.002。从丰度上来说，织女星只有0.54%的组成元素比氦更重。\n因为金属含量异常地低，所以织女星是一颗牧夫座λ型星。然而光谱型A0-F0恒星为何出现如此罕见的化学组成仍旧是个未知数，可能这些化学成份已经扩散出去���恒星质量下降所造成的，虽然恒星模型显示这种情况通常只发生在恒星的氢燃烧阶段末期。这颗恒星诞生于金属含量异常低的气体尘埃等星际物质中则是另一种可能的原因。\n天文学家观测到织女星的He/H比例为0.030 ± 0.005，这比太阳低约40%，可能是由于其表面附近的氦对流层消失所引起的。能量传递被辐射层所取代可能导致这种与扩散作用大不相同的异常情况。\n\n运动学\n恒星的径向速度是该恒星沿着地球视线方向的运动分量。当织女星远离远离地球时，从织女星发出的光线频率会降低（偏向红色）；当它逐渐接近地球时，频率则会升高（偏向蓝色），因此天文学家可以借由测量恒星光谱的红移或蓝移量来计算恒星运动速度。天文学家对织女星的精确测量表明其红移值为−13.9 ± 0.9 千米/秒，负号表示其相对运动朝向地球。\n恒星的自行会使得恒星相对于更遥远的背景恒星位置产生变化。天文学家对织女星的精确测量显示它的自行为：赤经方向202.03±0.63毫弧秒/年，赤纬方向287.47±0.54弧秒/年。织女星的总自行为327.78 弧秒/年，所以它的位置在11,000 年之内会移动一度之多。\n织女星在银河座标系统中的空间速率分量为（U, V, W） = （−16.1 ± 0.3, −6.3 ± 0.8, −7.7 ± 0.3），总空间速率为19 公里/秒。面向太阳方向的径向速率分量为−13.9 公里/秒，而切向速率为9.9 公里/秒。虽然织女星目前只是夜空中第五明亮的恒星，但是因为其逐渐接近太阳而缓慢地变亮。织女星大约在210,000年后将成为地球夜空中最明亮的恒星；然后在290,000年后达到最高峰（视星等为-0.81），它将是夜空中最明亮的恒星长达270,000年。\n织女星的运动数据显示它属于北河二移动星群的成员，但是织女星的年龄比其他成员都老，所以是否真有这样的集团仍有争议。北河二移动星群大约有16颗恒星，包含天钩五、氐宿增七、氐宿一、北河二及北落师门。这些恒星在宇宙中以共同的速度朝向同大致的方向运动，并有共同的起源，都诞生自同一个疏散星团。北河二移动星群年龄估计介于1至3亿年间，平均空间速度为16.5公里/秒。\n\n行星系统\n红外超量\n 织女星周围岩屑盘的中红外线（分别为 24 μm 与 70 μm）影像。\n红外线天文卫星发现织女星有红外过量现象，超过了单一恒星应有的红外线通量，这也是天文学家早期对于织女星的研究结果之一。这些过多的红外线在25、60、100μm波长的测量中都来自以恒星为中心的10弧秒（10″）角半径范围内。根据天文学家测量到的织女星距离，这相当于80天文单位（地球环绕太阳公转的平均轨道半径）的距离。有人认为这些辐射来自环绕恒星尺寸只有毫米大小的颗粒，因为比这更小的颗粒最终都会因为坡印廷-罗伯逊拖曳的辐射压力而被从恒星系统中被移除。辐射压力会使轨道中以螺旋向内运动的尘埃粒子被推挤出去，这种效果对越靠近恒星的微小颗粒越为显著。 \n天文学家后来持续以193μm波长对织女星进行观测，发现这些颗粒的通量低于预期，表示这些颗粒的大小必须只有100μm甚至更小。如果要在环绕织女星的轨道上维持一定数量的尘埃，就必须不断的补充需求，一个可能维持尘埃数量的机制是盘面中合并天体坍缩并形成行星的程序正在不断进行。根据实际模型显示如果从极轴的方向观察，尘埃分布在半径120天文单位的圆盘面上，而且圆盘中心有一个半径不小于80天文单位的洞。\n在发现织女星周围的红外超之后，天文学家也发现其它恒星因为尘埃的排放所产生的也出现类似的异常现象。迄2002年，天文学家大约已经发现400颗这类恒星，他们归类为\"类织女星\"或\"织女星超\"恒星，并相信这些发现可能会提供太阳系起源的线索。\n\n岩屑盘\n 艺术家想像矮行星大小的天体在近期的碰撞，可能造成环绕着织女星这颗恒星周围的尘埃环。\n史匹哲太空望远镜在2005年获得织女星尘埃的高解析影像，显示尘埃盘在波长24μm延展至43″（330天文单位），在波长70μm 是70″（543天文单位），而在波长160μm是105″（815天文单位）。这些分布更广泛的尘埃盘是由大小在1–50μm的球形和不规则尘埃粒子所构成，估计这些尘粒的总质量是3 ×10-3倍地球质量。这些尘粒须要类似太阳系古柏带的小行星互相碰撞才能产生。因此这些尘埃比较像环绕织女星的岩屑盘，而不是早先所认为的原行星盘。\n天文学家估计岩屑盘的内径是11″±2″（70至102天文单位），该尘埃盘是较大型的岩屑碰撞后产生的碎片被辐射压推向外围所产生的。天文学家根据织女星的寿命，认为须要巨大的起始质量（估计为数百倍木星质量）来维持其尘埃盘。因此原先产生中等大小（或更大）的彗星或小行星可能性更高，后来这些天体与小型的天体或其它物体碰撞，结果产生更小的碎片。相较于恒星的年龄，这个尘埃盘是比较年轻的，除非有其它的碰撞事件继续产生更多的尘粒，它最终将会消失。\n帕洛玛测试干涉仪在2001年的观测结果与稍后威尔逊山天文台高分辨率天文中心在2006年的观测结果都显示织女星拥有内尘埃带。这个外星黄道尘位在距离恒星8天文单位的范围内，可能是恒星系内动力扰动的证据。它可能是彗星或小行星猛烈的轰击造成的，并且可能是行星系统存在的证据。\n\n可能存在的行星\n 艺术家所描绘的织女星假想行星\n詹姆斯·克拉克·麦斯威尔望远镜在1997年的观测显示在织女星的中心区有朝向东北延展9″（70天文单位）的明亮区域。这个可能存在的尘埃盘若不是受到行星的摄动，就是有被尘埃包覆的天体在轨道上运转。然而凯克望远镜的影像排除了有亮度在16等以上，超过12倍木星质量的天体存在，夏威夷联合天文中心和加州大学的天文学家认为这个影像可能是行星系仍然在形成的证据。\n天文学家要确定行星的性质相当困难，一篇发表于2002年论文认为这个团块是偏心轨道上的一颗相当于木星质量的天体。轨道上聚集的尘埃与行星产生平均运动共振（它们的轨道周期与行星形成简单的整数分数比）导致团块形成。\n天文学家在2003年曾提出一种假设，认为一颗约当海王星质量的天体经历超过5,600万年的时间，从40天文单位迁徙至65天文单位的位置，这个公转轨道比较遥远，可以让岩石行星在比较接近织女星位置形成。这种行星迁徙可能需要与另一颗行星的重力产生交互作用，该行星质量更大，但是公转轨道较小。\n天文学家在2005年使用昴星团望远镜日冕仪进一步确认这颗环绕织女星的行星质量介于木星的5至10倍之间。天文学家在2007年使用更新且更敏锐布尔高原（Plateau de Bure）干涉仪来观侧该团块，观测结果显示尘埃盘平滑且对称，并未发现先前观测到的团块，假设的气体巨行星是否存在也有疑虑。\n虽然人类还不能直接看见这颗环绕着织女星的行星，但也不能排除行星系统的存在。因此可能有更接近恒星，轨道比较小的类地行星存在。行星环绕织女星的轨道倾角可能对准这颗恒星的赤道平面。如果人类站在环绕织女星的假设行星上观看星空，太阳只是位于天鸽座的一颗4.3等暗星。\n\n语源和文化象征\n阿拉伯人称织女星为wāqi‘（意思为“掉落”或“着陆”），而an-nasr al-wāqi‘则是指“掉落的老鹰”。埃及天文学家Al Achsasi Al Mouakket制定的星表则称这颗恒星为Al Nesr al Waki，后来被翻成拉丁语Vulture Cadens。古埃及将这个星座视为一只秃鹰，而古印度则将这个星座视为一只老鹰或秃鹰。阿方索十世下令编制的《阿方索星表》（Alfonsine Tables）中已经记录下织女星的阿拉伯语名称。\n由于地球的自转，恒星的位置每晚都会发生变化。然而如果一颗恒星位于地球自转轴指向的位置时，它任何时候都会保持在固定的位置，这种恒星称为指极星。地球自转轴的位置随着一个称为进动过程而逐渐发生变化。每个完整的进动周期需要25,770 年，这期间地球的旋转轴在天球上画出一个圆形的轨迹，这个轨迹会接近几颗著名的恒星。当前这颗星是北极一，但是大约公元前12,000 年，地轴离织女星大概只有5°。随着进动持续，地轴会在约公元14,000年的时候重新接近织女星。它将是历史上最明亮的北极星。\n对北波利尼西亚人来说，织女星是众所周知的年星（whetu o te tau）。它在历史上曾象征着新年的开始，应该准备播种。但最终这个功能被昴星团所替代。\n亚述人把织女星称为“天堂判官”（Dayan-same），而阿卡德语中则称它为“天堂之魂”（Tir-anna）。\n在巴比伦天文学中，织女星可能曾经是称为Dilgan（意为“光之信使”）的恒星之一。对古希腊人来说，天琴座是俄耳甫斯（Orpheus）的竖琴，而织女星就是竖琴的柄。\n在罗马帝国，秋天的起点就是基于织女星在特定的时刻从地平线升起的时候开始的。\n在中国神话里有一个七夕的故事，讲述牛郎（牛郎星）和他的两个孩子（河鼓一和河鼓三）与他们的母亲织女（织女星）遭到银河所分隔。然而喜鹊会在每年中国农历的七月初七于银河上搭起一座桥，让牛郎和织女短暂地相会。\n日本的七夕节（Tanabata）把织女星称作“织姫”也是根据这个传说。\n织女星在拜火���中有时候会与一个叫做Vanant（意思是“征服者”）的小神联系在一起。\n织女星在印度神话中被称作Abhijit。摩诃婆罗多的作者广博仙人（毗耶娑，Maharshi Vyas）在摩诃婆罗多的森林篇（Vana Parva ，Chap.230, Verses 8-11）这章提到：“昴星团与织女互相竞争，所以它在夏季至点现身，于是织女从夜空中消失”。P·V·Vartak 在著作《The Scholarly Dating of Mahabharat》中认为这是因为织女星从公元前12000年开始逐渐接近天球极点所致。\n中古时代的占星术学者将织女星视为吉普赛人之星其中之一，认为它与橄榄石及香薄荷有关。德国卡巴拉学者海因里希·科尼利厄斯·阿格里帕（Heinrich Cornelius Agrippa）使用卡巴拉符号来表示织女星（当时称为Vultur cadens）。Waghi、Vagieh及Veka在中古时代星表中都代表织女星。\n雪佛兰于1971年推出Chevrolet Vega，织女星成为第一颗被当作汽车名称的恒星。\n欧洲太空总署研发的织女星运载火箭及洛克希德公司生产的Lockheed Vega也都是以织女星来命名。\n英国企鹅咖啡馆乐团也将织女星当作歌曲名称，收录于《Concert Program》专辑中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "五车二", "content": "五车二（Capella），御夫座a，距离地球43光年。由一对黄巨星组成的密近双星，轨道周期104.023天。由于五车二又近又亮，不仅有很强的光学辐射，也有射电、X射线和红外辐射，各种新的天体物理技术常常把它作为优先考虑的观测对象。爱丁顿研究质光关系时也曾用过五车二的基本参量。两子星的半径分别约为太阳半径的14倍和9倍，质量分别为2.67太阳质量和2.55太阳质量。两子星都有比较强的色球活动和星冕活动。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "参宿四", "content": "参宿四（Betelgeuse），猎户座肩膀上（从北半球看，在猎户座的左上方）的一颗明亮红色恒星。参宿四又叫做猎户座α，是一颗距离200秒差距的红超巨星，它的直径是太阳直径的800倍，是直接用干涉测量法得到的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "参宿七", "content": "参宿七（Rigel），猎户座β，全天最亮的蓝超巨星。在猎户座的右下角，目视星等在0.08～0.20之间变化，光谱型B8Ⅰa光学和紫外观测表明，参宿七不仅连续地吹出很强的星风，还以间断的方式抛出物质，形成一个膨胀的气壳。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "河鼓二", "content": "河鼓二（Altair，牛郎星）在天鹰座的位置\n河鼓二，即著名的“牛郎星”，“天鹰座α”（α Aql/Altair），又叫“牵牛星”或“大将军”，在日文中称作“彦星”。\n排名全天第十二的明亮恒星，白色。在星空观测中，是夏季大三角中的一角。它和天鹰座β星（河鼓一）、天鹰座γ星（河鼓三）的连线正指向织女星。西方称呼此星为Altair，是阿拉伯语的“飞翔的大鹫（Al nasr-l'tair:النسر الطائر）”的缩写。\n位置：赤经19时48.3分，赤纬8度44分。\n\n目录\n\n1 概述\n2 伴星\n3 行星系\n4 传说\n\n4.1 东方\n4.2 西方\n\n\n\n\n概述\n河鼓二距离太阳系16.7光年，是恒星光谱A型中的主序星。它的质量是太阳的1.7倍，直径为太阳的1.8倍，亮度是太阳的10.6倍。表面温度约7000摄氏度。\n在2005年发表的一篇论文中，曾有人主张该星事实上是一颗周期为1.5小时的盾牌座δ变星。\n该星与著名的天狼星存在很多相似之处：都是非常年轻的恒星（形成时间可能仅有数亿年），其内核都是由氢的核聚变反应产生的氦构成。这样的恒星，在其寿命达到35亿年左右时，由于氢原料的耗尽而向内收缩，形成红巨星，最终演化成白矮星。河鼓二星的自转速度非常高（每秒286公里，自转一周需8.9小时），因此在外形上呈现椭球形。其赤道直径是两极直径的1.14倍。\n1983年、日本科学家森本雅树和平林久一起，从斯坦福大学的研究室里向河鼓二发射了无线电信号。这也是日本首次参加METI项目（Messaging to Extra-Terrestrial Intelligence），即Active SETI（主动搜寻地外文明计划）。\n\n伴星\n1978年之后，科学家观测到河鼓二是有3颗伴星的四重联星。其三颗伴星分别被命名为WDS 19508+0852B，WDS 19508+0852C，WDS 19508+0852D。但是后来发现此三者很可能是在河鼓二附近出现的不相关恒星，因此尚且有争议。该三个恒星可能是红矮星，也可能是褐矮星。2007年，NASA再次宣布：该三个恒星只是河鼓二（牛郎星）的光学伴星。目前河鼓二已经被认定为单星，不存在伴星系统。另外此三个假的河鼓二伴星视星等全部为9等��下，可以推测它们和太阳距离比较遥远。\n\n行星系\n根据哈勃空间望远镜的观测结果，目前还没有发现可观测到的类木行星。\n根据科学家的推测，如果在距离河鼓二主星3.4天文单位的位置上存在类地行星的话，在该行星上很可能有液态水。但是考虑到该星系尚还年轻，该类地行星也会像最初10亿年的地球一样，处在陨石和流星不断撞击中。即便存在生命的话，只有原始的单细胞生物和细菌能够存活。\n\n传说\n东方\n与天琴座的织女一，构成七夕神话中的牛郎织女。而牛郎星的两颗伴星——河鼓一（天鹰座β星）和河鼓三（天鹰座γ星）则是牛郎与织女所生的两个孩子。受古代中国文化的强大影响，该神话在东亚、东南亚及其他华人地区流传甚广，在日本民俗文化中有很高的地位。\n\n西方\n在西方的占星学中，该星象征会发生与爬行动物有关的灾害。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "心宿二", "content": "心宿二（汉语拼音：Xin Su Er；英语：Antares），天蝎座α，α Sco，Alpha Scorpii，又称大火，一个红超巨星。它是一个光变明显的半规则变星，并与一个蓝矮星组成一个目视双星系统。心宿二还是射电源。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "角宿一", "content": "角宿一（汉语拼音：jiǎo xiù yī），（Spica），室女座a，离地球275光年。是同B1IV和B3V组成双谱分光双星，轨道周期4.0145天，质量分别为10.3太阳质量和6.1太阳质量。双星轨道面和天球切面的交角为65o，光变主要由椭球效应产生。两子星中主星属仙王座b型变星，脉动周期0.1738天。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "北斗", "content": "→ 这里是关于20世纪30年代中国文学期刊《北斗》的条目。另有北斗七星条目，见“北斗七星”\n　　北斗（拼音：běi dǒu），中国文学期刊。中国左翼作家联盟主办的刊物之一，丁玲主编，1931年9月20日创刊于上海，湖风书局发行。1932年7月被查禁停刊。共出2卷8期。该刊内容创作与理论并重，此外也刊载译文。鲁迅、瞿秋白、冰心、陈衡哲、徐志摩、戴望舒、凌叔华、沈从文等人都在《北斗》发表过作品。其中丁玲的中篇小说《水》，张天翼的短篇小说《面包线》，葛琴的《总退却》，文君（杨之华）的《豆腐阿姐》，适夷的剧本《S.O.S》，白薇的剧本《北宁路某站》等在文坛都引起较大反响。《北斗》积极开展文艺批评与理论研究，还组织“创作不振之原因及其出路”、“文学大众化问题”两次征文活动。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "北极星", "content": "北极星（pole star），小熊座a。中国名又称勾陈一或北辰 。距离地球约400光年。是离北天极最近的亮星，看不出它的周日运动，好像总在北天极处，因此称为北极星。北极星是一颗三合星：一颗1.95～2.04等的F8I型造父变星和一颗看不见的伴星组成一个周期约30年的单谱双星系统， 还有一颗8.6等的星离造父变星18″。由于岁差，天极以约2.6万年的周期绕黄极运动，这期间一些离北天极较近的恒星依次取得北极星的美称。公元前2750年前后，天龙座a曾是北极星；小熊座 a 成为北极星才1000年左右，1940年以后，它与北天极的距离才小于1°，到2100年前后，这个角距将变得最小（28′），然后再远离北天极；到14000年织女星将成为北极星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "老人", "content": "老人（汉语拼音：lǎo rén），①上年纪的或较老的人。②上了年纪的父母或祖父母。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "南河三", "content": "南河三（ Procyon ），小犬座α星(αCMi)。中文名南河三，史记中已有记载。英文名为 Procyon，意思是“在狗前方(before the dog)”，此名的由来可能与大犬座的β星军市一相同：因升起时间在天狼星之前，预告了天狼星即将出现(在西方天狼星曾被称为Dog star)。星表编号为：Hip37279,HR2943，HD61421。南河三亮度为0.40等，呈黄白色，从地球到它的距离是11.4光年，为靠近太阳的恒星之一。它是全天第八颗亮星，光谱型为F5。它类似参宿七（猎户座β）靠近赤道，赤纬+5°，除南极外地球上各地都能看见它。它的表面温度7 000K，比太阳亮7倍，直径和质量是太阳的两倍。南河三和天狼星一样是一颗双星，且其伴星和天狼星的一样是白矮星，亮度 10.3等，每41年公转一周。这颗伴星密度极大，约为水的 12万倍。由于它与南河三十分接近，用大型天文���远镜才看得见。南河三与猎户座的参宿四及大犬座的天狼星构成“冬季大三角”，是冬天星空中重要的标记。此外，南河三亦是“冬季大椭圆”的星星之一，其他成员有大犬座的天狼星、猎户座的参宿七、金牛座的毕宿五、御夫座的五车二以及双子座的北河三。\n\n\n\n南河三"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "毕宿五", "content": "毕宿五（ Aldebaran ），金牛座α(αTau)。中国古代名为毕宿五，位于星座金牛头部眼睛的位置，俗称金牛眼。古代阿拉伯称为“追随者”，它随着昴星团升起，总是跟随着昴星团。全天第十四颗亮星，视星等为0.87v(v表示变星)，绝对星等Mv=−0.63，距离太阳为65.1光年。光谱型为K5III，是晚型巨星，呈橘红色，有效温度为3 800K。冬夜亮星中最红、最早出现在东方地平的恒星。它有近10种名称，主要星表编号为：Hip 21421，HR 1457，HD 29139和FK 5168。毕宿五因位于月球白道附近，常有被月球掩盖的掩星现象，称为月掩毕宿五。毕宿五已燃烧完它内部的氢，并将氦合成为碳，已离开主星序，已膨胀到半径为50个太阳半径。它是慢的不规则脉动变星，星等变化仅有0.2。它有一颗红矮伴星(光谱型为M2V)， 质量为0.15太阳质量，轨道半径607个天文单位。1997年发现它有一颗巨行星伴星，距离为1.65天文单位，周期为654天，质量约11MJ(MJ为木星质量)。\n\n\n\n毕宿五"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "巴纳德星", "content": "巴纳德星（拼音：bā nà dé xīng），（英语：Barnard's star），E.E.巴纳德发现的自行(10″.31 )最大的恒星。\n相关数据\n　　星号为BD＋4°3561。距离地球5.9光年，是除半人马座比邻星以外，是离地球最近的恒星。它是一个M5V型红矮星，目视星等9.54等，切向速度90千米／秒，视向速度－ 108千米／秒。\n　　巴纳德星的年龄介于70亿至120亿年之间，不仅比太阳古老，天文学家还认为它可能是银河系中最古老的恒星[9]。它已经失去了大量的转动能量，光度的周期变化显示巴纳德星自转一周需要130天（相较之下太阳只需要25天）。因为巴纳德星是一颗古老的恒星，所以长久以来都被假设是一颗休眠期中的恒星，但是天文学家在1998年观测到一个强烈的恒星耀斑，所以巴纳德星其实是一颗耀星。巴纳德星也是一颗变星，标示为蛇夫座 V2500。\n自行运动\n　　自行运动是天体在天球上对应的横向速度（相对太阳的“横向”移动），巴纳德星的自行速度是90公里/秒，相当于每年在天球上移动10.3弧杪，所以这颗恒星在人的一生中可以移动四分之一度，相当于满月视直径的一半。\n　　巴纳德星的径向运动朝着太阳接近，所以天文学家可以观测到蓝移。目前有两份星表列出巴纳德星的径向运动数值：SIMBAD是每秒106.8公里；ARICNS是每秒110.8公里。天文学家将这些测量值与自行运动一起考虑后，认为它在太空中朝着太阳的相对速度是每秒139.7公里或142.7公里。天文学家根据巴纳德星朝向太阳移动的速度推算，它将在西元9,800年时最接近太阳，届时距离为3.75光年，但是当时最接近太阳的恒星是比邻星，因为它将会移动到比巴纳德星还要更接近太阳的位置。令人失望的是届时这颗星依然很黯淡，视星等只有8.5等，裸眼仍然看不见它，之后它又将稳定的远离太阳。\n　　巴纳德星的质量大约是太阳质量的14%[4]，半径是太阳的15-20%。虽然它的质量大约是木星质量的180倍，但是半径只比木星大1.5至2倍，所以这颗恒星与一颗棕矮星的大小相当。它的有效温度是3134（±102）K，视亮度是太阳亮度的4/10000，总亮度相当于34.6/10000。因为它是如此暗淡，如果把它放在太阳的位置，巴纳德星的亮度也只有满月的100倍，与站在距离太阳80天文单位的位置来观测太阳相当。\n行星系争议\n　　天文学家Peter van de Kamp在1963年发表对巴纳德星自行运动扰动现象的观测与分析，推测它可能有一颗大小约等于木星的行星以24年为周期绕其运行，当时曾获得多数天文学家的同意。但到80年代当收集的数据越来越多，发现许多矛盾后，这个结论开始有争议，目前普遍认为当年的推论是错的。\n　　新的分析认为巴纳德星有两颗行星；其中一颗行星的轨道周期为11.7年，轨道半长轴约2.7天文单位，质量约为木星的0.8倍；另外一颗星则为20年、3.8天文单位和约0.4倍。如果这些资料是正确的，则这将是用天体照相测量法找到的第一个包含有类行星的行星系。这些观测需要极精确而长期的测量，所以对它们的推论还只是暂时的。\n无论最终���果如何，从某种意义上说，我们确实已经发现了巴纳德星运行在同一轨道面上的行星系，只是更确切的证实还有待于今后的研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "双星", "content": "双星（ binary stars ），在空间中视位置比较靠近的两颗星。由于彼此引力作用而沿着轨道互相环绕运动的，称为物理双星。远看彼此很靠近，实际上在空间相距很远，并不互相环绕运动的两颗星，称为光学双星。本条所讲仅指物理双星。组成双星的两颗星均称为双星的子星。天狼、南门二、五车二、南河三、角宿一、心宿二、北河二、北斗一和参宿三等著名亮星都是双星。\n\n双星的种类\n①目视双星：指通过望远镜，人眼可以直接分辨开子星的双星。②干涉双星：指用干涉测量法(例如用经典干涉仪、强度干涉仪、光斑干涉仪等)测知的双星。③掩食双星：指由掩星（例如月掩星）观测分析而略知的双星。④天体测量双星：一般指通过天体测量方法发现其自行行迹为曲线并可用存在某伴星来解释其行迹而发现的双星。⑤分光双星：指由谱线位移的规律性而判知的双星。测得两颗子星谱线的称为双谱分光双星（或双线分光双星），只测到一颗子星谱线的称为单谱分光双星(或单线分光双星)。⑥光谱双星：指由连续光谱能量分布而判知的双星，这种双星往往是轨道面与视向接近垂直，而且两子星的光谱型相差悬殊。⑦食双星：指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。⑧椭球双星（或椭球变星）：指由两颗椭球状子星组成，其合成亮度随位相(轨道上的相对地位)按一定规律变化而被发现的双星，但并不是食双星，椭球双星与食双星可合称测光双星。很多人又把分光双星和测光双星合起来称为密近双星。另外还有按照观测波段或所包含的特殊对象而得名的双星，如射电双星、X射线双星(或简称 X线双星)、爆发双星(包含爆发变星)、脉冲星双星等等。 \n\n\n\n双星示例 \n\n\n双星是恒星世界的普遍现象，是规模最小的恒星集团。此外还有两颗以上恒星组成的聚星，如三颗星组成的三合星，四颗星组成的四合星，等等。太阳周围5.2秒差距（约17光年）内共有恒星60颗（包括太阳），其中32颗单星，11对双星(22颗)，2组三合星(6颗)，所以双星和聚星的子星颗数占总数46％强。实际上，有些双星是很难发现的，例如：周期甚长的目视双星，轨道倾角很小（轨道平面和视线交角接近直角）的分光双星，两子星质量悬殊的分光双星，轨道扁长因而不易观测到相对运动的目视双星，变光因素复杂而难以识别的食双星或椭球双星，变幅过小的食双星等等。因此，太阳附近空间的恒星是双星或聚星的子星的，并不限于上述百分数，估计约有半数或超过半数。在许多星协、星团、星云和一些河外星系中也发现有双星。 \n\n研究双星的意义\n要研究恒星的过去和未来，最重要的是先要弄清它们的现状，即了解它们当前的基本参量，其中特别重要的是质量。除太阳外，许多单星的质量是不容易求出的，即使求得，也很难准确，而双星却是测定恒星质量和其他基本参量的重要对象。不少单星的质量估值，要用双星质量去对比检验。双星和聚星还可以说是引力“实验室”。例如，天鹰座射电脉冲星PSR1913+16（轨道周期既短，偏心率又大，而且包含有致密星的双星）就为研究相对论和引力波提供了宝贵的资料。\n双星还给人们提供认识恒星之间各种相互作用的条件，如引力相互作用、辐射相互作用、物质相互作用等。双星对于研究某些恒星内部的密度分布、大气结构、爆发等问题也提供了非常有利的条件，还可以为研究许多恒星的演化和寻找黑洞提供宝贵的样品。此外，认真研究双星、聚星和行星系的区别与联系，必然会大大促进它们的起源和演化等问题的解决。因此，双星的研究受到天文界的重视。自从 X射线双星、射电双星、脉冲星双星发现以来，双星天文学内容更加丰富，研究更加活跃。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "物理双星", "content": "物理双星，一般指双星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "目视双星", "content": "目视双星，指通过望远镜，人眼可以直接分辨开子星的双星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "食双星", "content": "食双星（ eclipsing binary star ），指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。两星在相互引力作用下围绕公共质��中心运动，其轨道面差不多同我们的视线方向平行时，就能看到一星被另一星所遮掩（就象日食、月食那样）而发生星光变暗现象，这种星称为食双星或食变星。最早发现的食分析食双星的光变曲线.jpg双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为2.13等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。\n食双星的光变曲线（见图）可分为三种类型：①大陵五型，食外变化较小；②渐台二（天琴座β）型，食外也显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多；③大熊座W型，食外显著变光，主极小食甚比次极小食甚稍暗。\n\n\n\n\n\n分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径（都以轨道半长轴为单位）、轨道面倾角（轨道面法线和视线交角）、大星或小星光度（以总光度为单位）、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星（见密近双星），并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来，可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径（以太阳质量和太阳半径为单位）。所以，某些食双星能为人们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。\n苏联1969年出版的《变星总表》已收有食双星4，000多对，但美国1970年出版的《食双星测光轨道解总表》只选列221对双星的数据，其中不少数据有待改进。因此很需要不断改进实测技术和分析理论，以测出更多双星的更精确的基本参量。瑞典每半年出版一期《密近双星文献和工作志》以及国际天文学联合会每三年出版一次的大会会议录中有关密近双星的记述，是食双星研究的基本资料。波兰每年出版《食变星历》，1979年出版的《1980年食变星历》列出856对双星的食甚时刻预报表，对于天文工作者和天文爱好者都十分有用。\n研究食双星取得的成就是多方面的：①已得到100对密近双星的质量、半径等物理参量。②对柱二（御夫座ζ）型食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测，得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料。③根据椭圆轨道食双星的近星点运动，推出有关恒星的内部密度分布特点。④根据兼为食双星的新星（如1934年武仙座新星）的观测资料，通过对X射线食双星（例如武仙座X-1）的多方研究，以及通过对包含脉动变星的食双星（例如白羊座RW）和包含耀星的食双星（例如北河二的丙星）等的探索，了解到有关新星、X射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性。⑤研究了有关的 X射线星是否为中子星的问题。⑥测得了相接食双星如仙王座VW、天鹅座 V729的X射线；1979年发现了有射电食的食双星如蝎虎座AR，这两项发现为食双星研究开拓出新的领域。⑦对星协与星团中的食双星的研究，并且同食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来，为这些恒星群的研究提供有效线索。⑧在各类双星中，食双星是当前能够测得的最远的一类双星，在其他星系中发现的食双星为星系的研究开辟了独特的途径。\n但是食双星研究中还存在很多问题。研究了三百多年的大陵五，虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解，显著提高了它的物理参量的可靠度，但是它的射电爆发和 X射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的食双星渐台二，其中的较暗星究竟是什么样的天体，虽经多年的高色散光谱分析以及人造卫星观测，至今仍然是个谜。许多短周期（1天以下）的“相接双星”的质量交流与能量交流的动力学和物理问题还不清楚。球状星团成员星中有没有物理双星也是一个在演化上尚待解决的重要问题。为此，德意志联邦共和国等国的天文学家已在寻找球状星团中的食双星。射电波段的食双星研究还刚刚开始，γ射线波段的食双星尚待发现。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "食变星", "content": "食双星（ eclipsing binary star ），指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。两星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，其轨道面差不多同我们的视线方向平行时，就能看到一星被另一星所遮掩（就象日食、月食那样）而发生星光变暗现象，这种星称为食双星或食变星。最早发现的食分析食双星的光变曲线.jpg双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为2.13等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。\n食双星的光变曲线（见图）可分为三种类型：①大陵五型，食外变化较小；②渐台二（天琴座β）型，食外也显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多；③大熊座W型，食外显著变光，主极小食甚比次极小食甚稍暗。\n\n\n\n\n\n分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径（都以轨道半长轴为单位）、轨道面倾角（轨道面法线和视线交角）、大星或小星光度（以总光度为单位）、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星（见密近双星），并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来，可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径（以太阳质量和太阳半径为单位）。所以，某些食双星能为人们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。\n苏联1969年出版的《变星总表》已收有食双星4，000多对，但美国1970年出版的《食双星测光轨道解总表》只选列221对双星的数据，其中不少数据有待改进。因此很需要不断改进实测技术和分析理论，以测出更多双星的更精确的基本参量。瑞典每半年出版一期《密近双星文献和工作志》以及国际天文学联合会每三年出版一次的大会会议录中有关密近双星的记述，是食双星研究的基本资料。波兰每年出版《食变星历》，1979年出版的《1980年食变星历》列出856对双星的食甚时刻预报表，对于天文工作者和天文爱好者都十分有用。\n研究食双星取得的成就是多方面的：①已得到100对密近双星的质量、半径等物理参量。②对柱二（御夫座ζ）型食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测，得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料。③根据椭圆轨道食双星的近星点运动，推出有关恒星的内部密度分布特点。④根据兼为食双星的新星（如1934年武仙座新星）的观测资料，通过对X射线食双星（例如武仙座X-1）的多方研究，以及通过对包含脉动变星的食双星（例如白羊座RW）和包含耀星的食双星（例如北河二的丙星）等的探索，了解到有关新星、X射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性。⑤研究了有关的 X射线星是否为中子星的问题。⑥测得了相接食双星如仙王座VW、天鹅座 V729的X射线；1979年发现了有射电食的食双星如蝎虎座AR，这两项发现为食双星研究开拓出新的领域。⑦对星协与星团中的食双星的研究，并且同食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来，为这些恒星群的研究提供有效线索。⑧在各类双星中，食双星是当前能够测得的最远的一类双星，在其他星系中发现的食双星为星系的研究开辟了独特的途径。\n但是食双星研究中还存在很多问题。研究了三百多年的大陵五，虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解，显著提高了它的物理参量的可靠度，但是它的射电爆发和 X射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的食双星渐台二，其中的较暗星究竟是什么样的天体，虽经多年的高色散光谱分析以及人造卫星观测，至今仍然是个谜。许多短周期（1天以下）的“相接双星”的质量交流与能量交流的动力学和物理问题还不清楚。球状星团成员星中有没有物理双星也是一个在演化上尚待解决的重要问题。为此，德意志联邦共和国等国的天文学家已在寻找球状星团中的食双星。射电波段的食双星研究还刚刚开始，γ射线波段的食双星尚待发现。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "大陵五食双星", "content": "大陵五食双星，最早发现的食双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为2.13等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是 2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "渐台二型食双星", "content": "渐台二型食双星，渐台二（β Lyr / 天琴座β）是在天琴座的一个双星系统，距离地球大约882光年。在阿拉伯的传统名称是الشلياق Sheliak，意思是\"乌龟\"或\"竖琴\"。\n天琴座β中，A、B星是由蓝白色（B7II）主星和深埋在气体中的蓝色（B0.5V）伴星组成的一对半分离双星系统。天琴座β是这一类食变星的原型，系统内的成员很接近，因而相互间的万有引力足以将对方光球层的物质拉出来，因此恒星已经变形成为椭球的形状，并发生质量转移。A星初始质量很大，因此很快膨胀到了巨星阶段，它的物质源源不断流向B星，使得原本较轻的B星变成双星中较重的一颗，并且减慢了B星的演化，使得B尚在主序星阶段。现今A星已经损失了初始质量的75%以上，质量略小于太阳的3倍，B星深埋在A抛出的大量气体尘埃之中，显得非常昏暗。但是B的质量已经达到了太阳的13-15倍之大。天琴座β的视星等以12.9075天的周期在+3.4等至+4.6等之间变化，A、B星因为太接近而无法光学望远镜解析出来，它们是光谱联星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "大熊座W型食双星", "content": "大熊座W型食双星，大熊座是北斗七星所在的星座。中国把大熊星座中的七颗亮星看作勺子的形状（见图），η、ζ、ε三颗星是勺把儿，α、β、γ、δ四颗星组成了勺体。从勺柄数起第二颗也就是ζ星，古代称为开阳星，旁边还有一颗暗星，叫大熊座80号星。它好像是开阳星的卫士，起名叫作辅。开阳星和辅构成了一对双星，每一颗星又是分光双星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "分光双星", "content": "分光双星（汉语拼音：Fen guang shuang xin；英语：spectroscopic binary star），用分光方法，由视向速度周期性变化而确定的双星。光谱中能看到两个子星的谱线的叫双谱分光双星，只看到一个子星的谱线的叫单谱分光双星。视向速度随轨道运动位相的变化而变化，由此得到视向速度曲线。由视向速度曲线的分析，可以得到一些轨道要素，尤其是双谱分光双星，能得到恒星的质量、半径等基本参量。已发现的分光双星约有5000个，轨道周期范围很宽，短的不到82分钟，长的约88年。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "密近双星", "content": "密近双星（ close binary star ），凡一子星影响另一子星演化的物理双星都可称为密近双星。实际上，人们常把分光双星和测光双星（后者包括食双星）统称为密近双星。肉眼可见的五车二、角宿一、大陵五、渐台二都是密近双星。密近双星是恒星世界中普遍存在的一种天体，有的可以提供可靠的物理参量；有的可以提供重要的恒星演化线索；有的可以通过两子星相互作用的各种表现，为研究恒星高低层大气结构、恒星内部密度分布、星周物质的特性、星风、吸积过程、质量交流等提供良好的机会。密近双星中出现的脉动变星、爆发变星、X射线源、射电源、白矮星、中子星(脉冲星)、B型发射星、A型特殊星、巨星、超巨星等，可为研究这类天体提供有利条件；聚星、星协、星团、行星状星云和河外星系中出现的密近双星，可以和这些天体系统的研究联系起来。\n\n分类\n食双星早在几十年前已按光变曲线形状分为三大类，即大陵五型，渐台二型和大熊座W型。分光双星中只测到一子星谱线的称为单谱分光双星，测得两子星谱线的叫双谱分光双星。随着仪器技术的进展，对一些单谱分光双星，也逐渐测到了双谱。如猎户座“四边形”中的食双星BM测定为双谱，解决了恒星早期演化黑洞问题；又如测定大陵五为双谱，大大提高了基本参量精度。根据理论分析，科帕尔在二十世纪五十年代提出把密近双星分成不相接双星（两子星都未充满其临界等位面，简称临等面）、半相接双星（只一子星充满其临等面）和相接双星（两子星都充满临等面）三种，现在这种分类法已被广泛采用，成为研究密近双星的重要基础。 \n密近双星中一子星充满其临等面时，它的物质应大规模地流向另一子星（如后者未充满其临等面），发生质量转移（更广义地说，叫质量交流），这对于密近双星的演化发生巨大���响。德意志联邦共和国的基彭哈恩与魏格特，波兰的帕琴斯基，捷克斯洛伐克的普拉维茨等在六十年代后期对密近双星的质量交流演化作了开创性的理论研究。如果两颗主序星组成的不相接双星中的一颗子星质量较大，则当这一子星演化到充满其临等面时（即开始作质量转移时），就会至少出现下列三种情况:它的中心氢仍在起核反应；或者其中心氢已“燃烧”完而中心氦尚未开始“燃烧”；或中心氦已“燃烧”完而碳尚未开始“燃烧”。这三种情况分别称为密近双星质量交流演化的甲种情况、乙种情况和丙种情况。从这些基本概念出发，天文学家在七十年代对多种形式的密近双星作了大量的理论计算。例如，在解释大陵五型食双星的“演化怪象”（即质量较小的子星看来演化得反而更快），解释“谜星”渐台二的基本参量，解释某些B型发射星双星，模拟某些X射线双星和射电脉冲星双星的演化史等工作中，都取得了令人鼓舞的成绩。不过，为了更好地说明实测现象，需要打破早先理论工作中的一系列简化假设的限制，例如计及子星的非球状、轨道的偏心率、总质量和总角动量的不守恒，计及星风和辐射压、自转和磁场、子星发生超新星爆发时的不对称性等等。密近双星演化的研究显然是一项艰巨而富有意义的工作。\n\n理论方面\n理论方面的重要任务是用密近双星的质量交流和质量流失的概念来解释某些食双星的变光周期的变化，解释某些食双星的气环的形成和变化以及许多包含矮新星、再发新星、新星的密近双星的爆发和射电双星现象等等。不少人已经不用质点力学而用流体力学的方法来处理密近双星中的物质交流问题。吸积盘的物理问题受到很多人的重视，应用来研究爆发双星和X射线双星进展很大。因引力波而改变密近双星轨道周期的问题也已开始研究。1978年，J.H.泰勒报告射电脉冲星双星PSR1913+16轨道周期缩短的观测值同引力波使轨道周期缩短的理论值非常符合，许多人认为这是第一次找到了引力波存在的实测证据。近年来对以大熊座 W为代表的相接双星的力学和物理问题的研讨也很热烈。某些密近双星（如天鹅座X-1）中可能存在“黑洞”的问题，密近双星和太阳活动、恒星活动的关系，两子星星风的相互作用等，早已或正在引起天文学家的重视和研究。\n\n实测方面\n二十世纪七十年代在密近双星实测研究方面进展很快。例如发现了X射线双星、X射线脉冲星双星（包括河外的）、射电双星、射电脉冲星双星、光学脉冲星双星和看来并不包含致密天体(如白矮星、中子星、黑洞)的X射线双星（如五车二、大陵五、猎犬座RS等）；确认在一定波段上视流量最强的稳定X射线源天蝎座X-1是分光双星；否定食双星V78是球状星团半人马座ω的成员（使极端星族Ⅱ中有否双星的问题被重新提出）；发现一批猎犬座RS型射电兼X射线双星；发现与大熊座W型迥然不同的早型大质量、高光度新型相接双星（如包含一对蓝超巨星的天鹅座V729）；测出经典的单谱分光双星中另一子星的谱线，确定这些双星是双谱双星；用偏振法求密近双星的轨道倾角；等等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "相接双星", "content": "相接双星（ contact binary ），是一对彼此绕行，绕行一周仅需很短时间，且相距很近的恒星。属于密近双星的一种，根据科帕尔20世纪50年代的分类方法，密近双星被分为不相接双星（两子星都未充满其临界等位面）、半相接双星（只一子星充满其临界等位面）、相接双星（两子星都充满其临界等位面）三种。相接双星又称密接双星。大熊座W型双星绝大多数是密接双星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "不相接双星", "content": "不相接双星，密近双星被分为不相接双星（两子星都未充满其临界等位面）、半相接双星（只一子星充满其临界等位面）、相接双星（两子星都充满其临界等位面）三种。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "半相接双星", "content": "半相接双星，属于密近双星的一种，根据科帕尔20世纪50年代的分类方法，密近双星被分为不相接双星（两子星都未充满其临界等位面）、半相接双星（只一子星充满其临界等位面）、相接双星（两子星都充满其临界等位面）三种。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "临界等位面", "content": "临界等位面（ critical equipotential surface ），研究密近双星的一个重要物理概念。假定两��星的密度分布的中心聚度很高，在相互引力作用下作圆轨道运动，子星的自转与公转同步，而且自转轴垂直于轨道平面，那么在与轨道角速度相同的旋转坐标系内，两子星的引力位和离心力位的合力位等于常值的点，就组成一个具有确定形状的曲面族，称为洛希等位面族。这是法国数学家洛希在十九世纪中叶首先提出的概念，它与平面圆型限制性三体问题中的雅可比零速度面族的概念是同一回事，前者是后者的一个分支。所谓临界等位面即指上述洛希等位面族中最小的和最大的、能同时包络两个子星的闭合曲面，又叫做最内接触面和最外接触面，或内洛希界面和外洛希界面。内临界等位面的存在，决定了子星表面的最大的形状和界限。当子星在演化膨胀过程中，体积充满临界等位面时，其表面物质的零速度曲面与之重合。这时，表面物质最容易从该子星逃逸。两子星物质交流的通道是两子星之间的内拉格朗日点L1。至于外临界面的存在，则决定了围绕两子星公共包层的最大形状和界限，其上也有类似内拉格朗日点的外拉格朗日点L2，它是双星物质流出双星系统的“溢口”。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "洛希界面", "content": "洛希界面，是研究密近双星的一个重要物理概念。指洛希等位面族中最小的和最大的、能同时包络两个子星的闭合曲面，又叫做最内接触面和最外接触面，或称临界等位面。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "质量交流", "content": "质量交流（ mass exchange ），密近双星中一子星的表面物质向另一子星转移的现象。质量交流通常是在子星表面出现星风或表层爆发活动的时候，或子星体积膨胀达到内临界等位面的时候发生的。由于质量交流，双星的轨道周期会发生变化，视向速度曲线和食双星的光变曲线也会发生畸变，轨道运动的特定位相上会出现某些气体发射线。这些现象都已被观测证实。质量交流的相对规模有大有小，如渐台二（天琴座β），其质量转移的速率估计每年可达到10-4～10-5太阳质量。密近双星质量交流时，由甲子星抛向乙子星的物质流，可能直接落在乙子星的表面，也可能形成绕乙子星转动的气环或气盘等星周物质。质量交流在密近双星中是普遍的现象。因为存在质量交流，双星中的子星的演化过程就与单星不同。这些子星，除受核反应过程的控制以外，还要受质量交流的双星动力学演化过程的影响。例如一个质量小于3个太阳质量的子星，由于质量交流，就可以不经过红巨星阶段，直接演化成一个低光度的白矮星。\n质量交流也被用于解释双星世界中的一些特殊现象。如密近双星中的致密星（白矮星或中子星等）成为一个X射线源，就是因为在质量交流中吸积伴星的物质流的缘故；另如新星、A型特殊星、A型金属线星、B型发射星和沃尔夫－拉叶星等特殊天体的物理状态和演化也可能与双星的质量交流有联系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星周物质", "content": "星周物质（ circumstellar matter ），恒星周围与恒星有演化联系，并显著受恒星引力约束的气体、尘埃和等离子体组成的物质。星周物质同星际物质的区别在于，后者存在于星际空间，物理和动力学状况受星场多数恒星的影响。双星的两子星间的气流也叫作星周物质。Be星有两个星周物质区：一是极弥漫星风区，一是中央星的赤道盘面密的巴耳末发射线区。有人从此引申，把行星状星云也称作星周物质。\n星周物质包围着中心星，形成气体云、星周包层或气壳。分布基本上呈球形，也有盘形或环形的结构。星周物质的存在已有大量的观测证据。许多类型的恒星光谱中，已观测到气壳的谱线特征。膨胀着的星周气体，造成某些原子谱线的多普勒紫移；星周尘埃粒子受到中心星的辐射加热，吸收可见区辐射，再以红外辐射发出，形成10～20微米波段的所谓“红外辐射过剩”；星周物质中的OH、H2O和SiO分子通过受激发射，形成射电波段的微波辐射；有些星周气云中还有CN微波辐射。\n星周物质或来源于原始的星际云，或起源于恒星演化过程中的物质抛射。在恒星形成早期阶段，不会是所有的星际云都收缩成恒星，由于动力学的不稳定性，会有大量的残余物质遗留在恒星周围。在一些年轻的恒星周围，已观测到大量的星周物质。如金牛座T型变星、猎户座T型变星等被认为是主星序前收缩阶段的年轻星（见赫罗图），其周围的气壳物质，可能就是这种残留��。另一方面，恒星在演化过程中，会不断有质量抛射出来。如太阳就是以太阳风的方式，不断抛出质量。而恒星离开主星序后，以星风方式造成的质量损失则更为可观。如M型红巨星、超巨星中质量损失率每年约为10−7～10−8太阳质量；又如O、B型超巨星，质量损失率每年可达10−6～10−5太阳质量。此外，有许多长周期变星如刍藁型变星，都是OH分子受激辐射源，它们的质量损失率约为每年10−6太阳质量。还有像爆发变星、新星和超新星的爆发活动，以及双星中的质量交流，都是星周物质的来源。因此，根据对星周物质的规模、物理状况的观测研究，可更有效地探讨恒星的星前物质的损失机理以及恒星的演化等重要问题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "气盘", "content": "气盘（ gaseous disk ），恒星周围物质（见星周物质）的一种存在形式。它与气壳的区别是，气壳是球对称的，而气盘呈扁平状的。盘面大都趋近于恒星自转赤道面或双星中的子星的轨道面。星周物质的另一种存在形式是气环，但其物质密度和厚度都小于气盘。气盘同气环一样，都比较难于观测。近年来，观测到大犬座VY和天鹅座NML天体的SiO分子受激辐射谱线轮廓中的结构，有人认为这就是气盘存在的一个证明。气盘的形成有两种方式。一种可能和太阳系的形成方式类似，是恒星早期演化阶段的产物。有人根据对星际红化很强的发射线天体MWC349与LKHα101观测的结果，认为它们周围可能有气盘，尚未形成行星系。另一种是恒星演化到较后期的赤道物质抛射的结果，如上述大犬座VY和天鹅座NML等天体。此外，B型发射星和沃尔夫－拉叶星的红外辐射过强和较大的光学偏振现象，可能同它们气壳中的盘状结构有关。在双星中，由于气盘在光学上的不透明性，当它掩食伴星时，会造成掩食的时间变长，使两个相邻食的食区不相等。渐台二星的许多观测现象，也正是通过气盘模型才得到合理的解释的。根据观测发现某些双星的气盘的形成和单星的不同，多数研究者认为双星的气盘是伴星的气流被吸积而形成的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "气环", "content": "气环（ gaseous ring ），绕恒星旋转的稀薄气体环。气环同气盘并无严格的区别，只是前者在可见光波段上比较透明而已。二十世纪六十年代以来，在双星研究方面比较注意对气环的观测和研究。双星中存在气环的主要观测事实是：光谱中出现某些元素的发射线，在接近食前和食后不久的时间内，相继发生红移和紫移的现象（见谱线位移）。早在1942年，乔伊即根据金牛座RW光谱中发射线在食的过程中的变化，首次发现了双星有气环存在。迄今发现有气环的双星，多为大陵五型半相接双星(见密近双星)。双星气环的成因，一般认为是：当一子星充满临界等位面并向另一子星抛射物质流时，若气流角动量密度高于吸积物质的子星的角动量密度，就可能形成围绕子星旋转的气环。因此，中心星应是质量较大的子星，且中心星与自身的临界等位面之间要有可以容纳气环存在的足够宽阔的空间。但在一系列包含致密星的X射线双星中，吸积盘却是围绕小质量致密子星旋转的。它的形成，可能是气流内粒子碰撞的结果。至于B型发射星中的气环或气盘，则可能是由中心星赤道物质抛射而形成的。气环在双星动力学演化中，起着角动量贮存库的作用，它的不稳定性，往往引起双星轨道运动和子星自转运动的波动现象。这在双星观测和理论研究中占有重要的地位。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "热斑", "content": "热斑（ hot spot ），双星子星表面上的、或绕子星旋转的气盘上的局部高温发光区。双星中热斑的形成，一般认为是来自伴星的气流撞击恒星大气层或气盘的结果。具有热斑的恒星的光变曲线会周期性地出现驼峰；而且在驼峰出现时，光变曲线上迭加有不规则的、时间尺度约几十秒钟的起伏，通常叫作闪变(flickering)。由于气盘不透明，只有当热斑朝向观测者时才能看到，所以驼峰出现的周期和双星轨道周期相同。观测表明，凡光变曲线上有驼峰出现的食双星，其周期均有变化；热斑是由其子星间的气流活动引起的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "天体测量双星", "content": "天体测量双星，一般指通过天体测量方法发现其自行行迹为曲线并可用存在某伴星来解释其行迹而发现的双星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "椭球双星", "content": "椭球双星，指由两颗椭球状子星组成，其合成亮度随位相(轨道上的相对地位)按一定规律变化而被发现的双星，但并不是食双星，椭球双星与食双星可合称测光双星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "聚星", "content": "聚星（ multiple star ），由三、五个互相有物理联系的恒星组成的多重恒星系统，有时也按成员星的数目称为三合星、四合星等。聚星可以分成两类，一类是普通聚星，另一类称为四边形聚星。普通聚星的成员星两两组成双星，双星与另外的成员之间的距离至少是双星的两子星间的距离的3倍，有时可达几十倍，因此普通聚星的成员星的运动类似于双星的周期运动，只是这种周期运动由于摄动变得更复杂一点而已。大熊座ζ（中名开阳）是普通聚星的一个例子，开阳和旁边一个中名称为“辅”的星组成双星，相距约19，000天文单位，开阳本身又是一个双星，主星大熊座ζ甲和伴星大熊座ζ乙相距约400天文单位。大熊座ζ甲又是一个分光双星，主星和伴星相距约0.29天文单位。大熊座ζ乙也是分光双星。四边形聚星的成员星之间的距离相差不多，这种系统在力学上是不稳定的。聚星的成员星的运动不再是周期性的。聚星系统随着时间的流逝而逐渐瓦解。四边形聚星主要存在于星协之中，和年轻星团等一起组成星协的核心，是一种很年轻的恒星系统。猎户座四边形聚星是四边形聚星的著名的例子。它位于猎户座星云的中央，构成猎户座星协的核心。它由4颗亮度和光谱型都相差不多的星构成一个边长接近相等的四边形。自行的观测表明猎户座四边形聚星正在瓦解之中"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "变星", "content": "变星（汉语拼音：Bianxing；英语：variable star），由于内在的物理原因或外界的几何原因而发生亮度变化的恒星。有些恒星虽然亮度没有变化，但其他物理性质有变化的或光学波段以外的电磁辐射有变化的也归入变星之列，如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等。\n\n目录\n\n1 发现史\n2 命名\n3 类型\n4 意义\n\n\n发现史\n　　有些恒星的亮度变化肉眼就能发现，但大多数变星必须用一定的仪器、一定的观测技术才能发现。照相测光和光电测光技术的应用，使变星数目迅猛增加，1985年开始陆续出版的第4版《变星总表》已收集了到1982年为止发现和命名的28450颗变星和变光体。分光技术提供了变星物理性质的重要信息，不仅为发现变星，也为研究变化的原因提供了条件。但在已知变星中，做过光谱观测的仅占25％左右。\n\n命名\n　　少数变星在发现亮度变化前已经定名，仍继续延用，此外，绝大多数变星都按国际通用的命名法命名 ，即用拉丁字母加上星座名作为变星的名字。对每一个星座，按变星发现的顺序，从字母R开始 ，一直到Z，然后用两个字母 ，从RR，RS起到ZZ，再用前面的字母AA，AB，……，一直到QZ，其中字母J完全不用，从第335个起，用V335，V336，……，加上星座名。\n\n类型\n　　变星按其光变原因，可以分成内因变星和外因变星。前者的光变是光度的真实变化，光谱和半径也在变，又称物理变星；而后者的光度、光谱和半径不变，它们是双星，光变的原因是由于轨道运动中子星的相互掩食（称食双星或食变星）或椭球效应，外因变星又称为几何变星或光学变星。内因变星占变星总数的80％，又可分为脉动和爆发性质迥异的两大类。脉动变星占内因变星的90％，光变是由星体脉动引起的；爆发变星的光变是由一次或多次周期性爆发引起的。脉动变星和爆发变星又可以分成若干次型。变星的分类法随着人们认识的不断深化而逐渐改变，近年来发现越来越多的双星不仅是几何变星，也是物理变星。\n\n意义\n　　变星种类繁多，涉及恒星演化的各个阶段，变星的研究必然促进恒星理论的发展；食变星为确定恒星的质量、大小等物理量提供了难得的机会；造父变星的周光关系为宇宙尺度提供了基本校准，新星、超新星的极大亮度可作为粗略的距离指针；变星分属于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盘星族、中介星族Ⅱ和晕星族（见星族）五种不同空间结构次系，对银河系结构和动力学的研究也有重要意义。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "造父变星", "content": "造父变星（汉语拼音：Zaofubianxing；英语：Cepheid variable star），一类高光度周期性脉动变星。 因典型星仙王δ（中文名造��一）而得名。在可见光波段，光变幅度0.1～2等。光变周期大多在1～50天范围内，也有长达一二百天的。造父变星的光变周期和光度之间有着密切关系，称为周光关系，它被用来建立天体的距离尺度。光谱由极大时的F型变到极小时的G～K型（见恒星光谱分类），谱线有周期性位移，视向速度曲线的形状大致是光变曲线的镜像反映，这意味着亮度极大出现在星体膨胀通过平衡半径的时刻（膨胀速度最大）而不是按通常想象那样发生在星体收缩到最小，因而有效温度最高的时刻，位相差0.1～0.2个周期。这种极大亮度落后于最小半径的位相滞后矛盾，被解释为星面下薄薄的电离氢区在脉动过程中跟辐射进行的相互作用而引起的现象。造父变星实际上包括两种性质不同的类型：星族Ⅰ造父变星（或称经典造父变星）和星族Ⅱ造父变星（或称室女W型变星），它们有各自的周光关系和零点，对相同的周期，前者的光度比后者小1.4等左右。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "室女座W型变星", "content": "室女座W型变星（ W Virginis variables ），即星族Ⅱ的造父变星。与星族Ⅰ造父变星的主要不同点是：光变曲线在极大或下降段（在位相0.4处）有一较长的停顿；周期大致范围为2～45天，频数分布的极大值在10～20天之间，而在5～10天的则很少；周光关系的曲线类似星族Ⅰ造父变星，但零点暗1.5～2等；离银道面的距离和相对于太阳的速度比星族Ⅰ造父变星大；光强临近极大时光谱中出现亮氢线，而到极大时发射已减弱，这是星族Ⅰ造父变星所没有的；比周期相同的星族Ⅰ造父变星具有较早的光谱型。典型代表为室女座W。近年来又把它们细分为球状星团室女座 W型变星和银河星场室女座W型变星，据1978年的资料，前者周期很少在8～12天之间的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "周光关系", "content": "周光关系（汉语拼音：Zhou Guang Guanxi；英语：Period-luminosity relation），造父变星的光变周期和光度之间的关系。20世纪初，美国女天文学家H.S.勒维特对小麦哲伦云中的25颗造父变星的研究发现，这些星的视星等几乎线性地随周期的对数的增加而减小。由于它们都在小麦哲伦云中，到太阳的距离近似相等，这实际上反映了绝对星等和周期对数之间的线性关系，后来被称为造父变星的周期光度关系，简称周光关系。由视星等和周期的关系转化为绝对星等和周期的关系，实际上是周光关系的零点问题或定标问题。1915年，美国天文学家H.沙普利率先解决了这个问题。几十年来，周光关系的零点不断改进，还发现周光关系也跟造父变星的颜色有关。利用周光关系，可根据造父变星的光变周期求得其绝对星等，通过与它的视星等的比较，可求得该造父变星或它所在的恒星系统的距离。这是测量星团和星系距离的主要方法之一，故造父变星有量天尺之美称。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "天琴座RR型变星", "content": "天琴座RR型变星（ RR Lyrae variable stars ），脉动变星的“大序变星”中的一种，又称短周期造父变星，变光周期大致从0.05～1.5天。这类变星原被分为RRa、RRb和RRc三个次型，现已合并为RRab和RRc两个次型。它们的光谱型除少数为F型外，一般均为A型。RRab型的光变曲线有较陡的上升段和较缓的下降段；光变幅一般不超过1～2个星等。RRc型的光变曲线则近似于正弦曲线，较为对称；光变幅也较小，约在半个星等上下。两型的周期、变幅和光变曲线形状都具有周期性变化，称为布拉日哥效应。它们大多属于银河系的球状子系（星族Ⅱ）。又因它们大多出现于球状星团中，故又称作星团变星。RRab型的典型星是天琴座RR星；RRc型的典型星是大熊座SX星。同一球状星团中的天琴座RR型变星，其中介星等（最亮和最暗时的星等平均值）十分相近，这表示各个天琴座RR型星的绝对星等也相差不大。近年来的观测和研究表明，光度的相差不超过一个星等，而且同周期的关系颇小，因而可以通过对它们的观测和研究来推测它们所在恒星系统的距离。这样，这类变星就起“量天尺”的作用。按金属丰度（见元素的丰度）划分，天琴座RR型星可分为三类，这三类的绝对星等也不相同，亮度约差半个星等。这些都是通常的脉动理论所难以解释的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星团变星", "content": "星团变星，天琴RR型星（RR Lyr star），又称星团变星，脉动变星的一类，系A—F���巨星，光变周期0.2—1.2天，光变幅0.2—2目视星等，属于星族Ⅱ，在赫罗图上位于水平支中部的一个固定的区域内，这类星中有很多出现在球状星团里。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "盾牌座δ型变星", "content": "盾牌座δ型变星（δ Scuti variable stars ），也称为矮造父变星、船帆座AI。是一种光度会因为表面在径向上的胀缩和非径向胀缩两种原因造成光度变化的变星。光谱型为A～F型，在赫罗图上位于造父变星不稳定带内的一种超短周期、小变幅的脉动变星。光变曲线形状变化很大，同船帆座AI型变星相近，但变幅小于0.3个星等。典型星为盾牌座δ。最初，人们把一切周期短于0.21天的A、F型脉动变星都称作盾牌座δ型变星(又叫作矮造父变星），后来只把光变幅小于0.3个星等的短周期脉动变星称作盾牌δ型变星。这种星不仅存在于银河星场中，还出现在疏散星团中，被认为是质量约1.5～2.5个太阳质量的主序星或刚过主星序的恒星，属于星族Ⅰ，绝对目视星等约+2等。1970年埃根指出，变幅小于和大于0.3个星等的两群星均有年轻和年老的盘星族的成员，怀疑这种按光变幅分群的做法的合理性。有人根据实际测得的表面重力和周期间的关系，认为它们都是质量约为2个太阳质量的主序星后的氢壳层燃烧星，唯一差别可能只是脉动的模式不同。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "矮造父变星", "content": "盾牌座δ型变星（δ Scuti variable stars ），也称为矮造父变星、船帆座AI。是一种光度会因为表面在径向上的胀缩和非径向胀缩两种原因造成光度变化的变星。光谱型为A～F型，在赫罗图上位于造父变星不稳定带内的一种超短周期、小变幅的脉动变星。光变曲线形状变化很大，同船帆座AI型变星相近，但变幅小于0.3个星等。典型星为盾牌座δ。最初，人们把一切周期短于0.21天的A、F型脉动变星都称作盾牌座δ型变星(又叫作矮造父变星），后来只把光变幅小于0.3个星等的短周期脉动变星称作盾牌δ型变星。这种星不仅存在于银河星场中，还出现在疏散星团中，被认为是质量约1.5～2.5个太阳质量的主序星或刚过主星序的恒星，属于星族Ⅰ，绝对目视星等约+2等。1970年埃根指出，变幅小于和大于0.3个星等的两群星均有年轻和年老的盘星族的成员，怀疑这种按光变幅分群的做法的合理性。有人根据实际测得的表面重力和周期间的关系，认为它们都是质量约为2个太阳质量的主序星后的氢壳层燃烧星，唯一差别可能只是脉动的模式不同。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "船帆座AI型变星", "content": "船帆座AI型变星（ AI Velorum type variable star ），光谱型为A～F型、在赫罗图上位于造父变星不稳定带内的超短周期脉动变星。光变曲线形状与天琴座RR型变星相似，存在拍频周期。光变时色指数和光谱型均有变化，在双色图上构成一条封闭曲线。典型星为船帆座AI，光变幅大于0.3个星等，周期大致短于0.3天，过去认为绝对目视星等约+4等，大大暗于造父变星和天琴座RR型变星，故又称矮造父变星。有人认为从恒星演化的角度看，它们正处于白矮星前阶段；在经过红巨星阶段时，曾经损失大量物质，因此目前的质量很小，可能与盾牌座δ型变星一起，构成一个连续过渡的星群。但另有人指出这两种类型变星的质量大约都在2个太阳质量左右，区别仅在于脉动模式不同。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "仙王座β型变星", "content": "仙王座β型变星（ β Cephei variable stars ），短周期脉动变星，周期范围大致为2～6小时，又称大犬座β型变星。许多仙王座β型变星具有两个略微不同的周期。光变曲线常近于正弦形，位相比视向速度曲线落后90°，这表明光度的极大和极小分别与半径的极小和极大相对应。光谱型大致介于B0到B2之间，颜色随光度有微小的变化，光度极大时比光度极小时略蓝。大多数的光度级为Ⅲ～Ⅳ。在变星的赫罗图上位于主星序上方。许多仙王座β型变星是密近双星或聚星的子星，如角宿一，心宿一等。仙王座β本身就至少有3颗伴星。因此它们的脉动会受到伴星起潮力的影响。有不少这类变星的光变曲线和视向速度曲线表现出不稳定性，这可能是由伴星、自转或磁场等造成的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "大犬座β型变星", "content": "仙王座β型变星（ β Cephei variable stars ），短周期脉动变星，周期范围大致为2～6小时，��称大犬座β型变星。许多仙王座β型变星具有两个略微不同的周期。光变曲线常近于正弦形，位相比视向速度曲线落后90°，这表明光度的极大和极小分别与半径的极小和极大相对应。光谱型大致介于B0到B2之间，颜色随光度有微小的变化，光度极大时比光度极小时略蓝。大多数的光度级为Ⅲ～Ⅳ。在变星的赫罗图上位于主星序上方。许多仙王座β型变星是密近双星或聚星的子星，如角宿一，心宿一等。仙王座β本身就至少有3颗伴星。因此它们的脉动会受到伴星起潮力的影响。有不少这类变星的光变曲线和视向速度曲线表现出不稳定性，这可能是由伴星、自转或磁场等造成的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "金牛座RV型变星", "content": "金牛座RV型变星（ RV Tauri variable stars ），脉动变星的一种，光变周期约20～150天，光谱型为F～M型（大多数为G型和K型）的超巨星（见恒星光谱分类）。光变幅多在2～3个星等，光变曲线呈双波状，周期相当固定，但主极小和副极小的深度不固定，并且常发生主极小和副极小的相互转变。大多数金牛座RV型变星的光谱中常出现氢的发射线和碳、甲川、氰基、氧化钛的吸收带。谱型随光变而有明显的变化（极大时谱型早，极小时谱型晚），颜色一般偏蓝。这类变星可能属于星族Ⅱ。根据平均星等有无变化分为两个次型。具有正常的平均亮度的金牛座RV型变星称为RVa，典型代表是武仙座AC。平均星等作周期性变化的称为RVb，典型代表是金牛座RV和天箭座R。 \n\n\n金牛座RV型变星"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "长周期变星", "content": "长周期变星（ long period variable star ），周期为几百天至一千天以上的晚型脉动变星，光变幅为5～8个星等。可根据变幅大小、周期长短、空间分布和光谱特征分为长周期变星和蒭藁增二型变星两类。前者变幅不超过2.5个星等；后者变幅大于2.5个星等，多系红巨星或红超巨星。当前天文学界一般把长周期变星理解为蒭藁增二型变星。蒭藁增二型变星的变幅大多大于5个星等，因而易于发现。一个星座中首先被观察到的变星往往就是蒭藁增二型变星。典型代表是蒭藁增二（鲸鱼座o），其目视波段极大亮度和极小亮度之差可达2，000倍左右。它的光变现象发现于1596年。除超新星和新星外，它是最早得到确认的变星。\n\n光变特征\n蒭（chú）藁（gǎo）增二型变星光变周期约80～1，000天，目视星等变幅2.5～10个星等，甚至更大。在光变过程中，周期和变幅均有不规则变化，偏离平均值达15％它们同造父变星、天琴座RR型变星和仙王座β型变星等脉动变星相似，也有双重周期性和双重极大值的情况。它们的光变曲线的形状有三种：第一种增光陡，减光缓，极大时刻短，极小时刻宽；第二种上升阶段和下降阶段基本上对称；第三种增光阶段有驼峰、暂留或双极大值。第一种多系周期较短者，第二种周期较长。一般周期越长，光变幅越大。目视星等变幅很大，这主要是因为光谱能量分布随温度发生的变化对可见光区影响很大。热星等变幅大约只有1～3个星等。\n\n\n\n\n\n光谱特征\n蒭藁增二型变星的连续光谱受分子吸收谱带的影响，偏离黑体的能量分布。除氢发射线外，在极大亮度时刻附近，有电离硅、电离铁和电离钙的谱线，这是它们与光度不变的正常红巨星的主要区别之一。蒭藁增二型变星和正常的红巨星都是冷星，能量主要分布在近红外区。长周期变星有大量金属吸收线和分子吸收带，在这方面它们与正常红巨星的情况一样。红外观测和射电观测表明，长周期变星外部似乎有星周物质；它们是这些恒星向外膨胀的大气的延伸部分。\n根据空间运动资料，银河系中长周期变星大多数属于中介子系(见银河系子系)。有少数光变周期较短、运动速度较大的长周期变星属于球状子系(星族Ⅱ)，另有少数光变周期较长、运动速度较小的长周期变星则属于扁平子系（星族Ⅰ）。 \n\n\n\n一些蒭藁增二型变星的资料"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "蒭藁增二型变星", "content": "蒭藁增二型变星，蒭藁（chú gǎo）增二型变星光变周期约80～1，000天，目视星等变幅2.5～10个星等，甚至更大。在光变过程中，周期和变幅均有不规则变化，偏离平均值达15％它们同造父变星、天琴座RR型变星和仙王座β型变星等脉动变星相似，也有双重周期性和双重极大值的情况。它们的光变曲线的形状有三种：第一种增光陡，减光缓，极大时刻短，极小时刻宽；第二种上升阶段和下降阶段基本上对称；第三种增光阶段有驼峰、暂留或双极大值。第一种多系周期较短者，第二种周期较长。一般周期越长，光变幅越大。目视星等变幅很大，这主要是因为光谱能量分布随温度发生的变化对可见光区影响很大。热星等变幅大约只有1～3个星等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "半规则变星", "content": "半规则变星（ semi-regular variable star ），脉动变星的一类，分为红半规则变星、黄半规则变星和金牛座RV型变星三个次型。它们的光变曲线外形和光变周期均呈现很大的不规则性，平均亮度恒定或有长周期变化。半规则变星的周期大约从几十天乃至若干年。总光变幅可达3～4个星等，通常多为1～2个星等。半规则变星是晚型的巨星或超巨星，光谱型从F型到S型均有。金牛座RV型变星、黄半规则变星和红半规则变星三者的光谱型依次更晚（见恒星光谱分类），平均光度也依次减弱。光谱型随光度变化而变化：在亮度极小时刻，有的出现氧化钛吸收带；在增亮阶段出现氢或硅发射线。金牛座RV型变星属星类Ⅱ，分布在银心和银晕中，在球状星团中也有一些。黄半规则变星和红半规则变星主要属星族Ⅰ，是银河系旋臂上的成员。在赫罗图上，半规则变星分布在巨星分支附近。金牛座RV型变星紧靠星族Ⅱ造父变星-室女座W型变星的右上方，绝对星等大致在-5～-7等之\n间。红半规则变星在金牛座RV型变星的右下方，绝对星等大致在-2～-5等之间。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "不规则变星", "content": "不规则变星（ irregular variable star ），亮度变化不规则、周期性极不明显的变星。按苏联出版的《变星总表》第三版的变星分类，不规则变星专指光变不规则的脉动变星。不规则变星的光变曲线的周期性不十分明显，但仍可检视出有几百天到一千天以上的不规则周期。过去划分的不规则变星中有些大概是其他类型的变星，不过研究得不充分而已。不规则变星中有从早型（A、F）到晚型(K、M)的巨星和超巨星（例如，仙王座BO是热超巨星、天鹅座CO是红巨星）。不过大多数是M型和N型，其特征是有较强的TiO吸收带，在亮度极大时刻前后或增光阶段，常出现H或Si发射线。光谱型为N型和R型的不规则光变碳星，具有盘星族的空间分布特征，没有向银心集聚的趋势，看来是星族I的成员。光谱型为M型的不规则变星多沿旋臂分布，是银河系中光度最大的天体之一。根据晚型不规则变星从星周包层中溢出物质的观测资料，许多人认为它们是行星状星云的前身。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "爆发变星", "content": "爆发变星（ eruptive variable star ），一种亮度突然激烈增强的变星，光变起因于星体本身的爆发。星体在爆发之前是处于相对稳定或缓慢变化状态的。虽然一部分爆发变星有人称为灾变变星，其实，这种激烈变化对星体本身来说并不一定是“灾难性”的，有时只不过是处在由渐变到激变的转折阶段而已。\n狭义的爆发变星通常包括：①新星；②再发新星；③矮新星；④类新星。有人称这几种变星为激变变星。新星爆发非常猛烈，亮度会激增9个星等以上，1975年天鹅座新星(V1500　Cyg)的光变幅竟超过19个星等。新星爆发时亮度增加非常快，通常以日计，但减光过程却慢得多，要以月计或年计。一般新星在其历史中只能被观测到一次爆发。观测到一次以上爆发的新星通常称为再发新星，其爆发规模比新星小，光变幅也比新星小，而且两次爆发的时间间隔越短，光变幅就越小。\n\n\n爆发变星的一些参数 \n\n\n\n爆发变星在宁静期的亮度有复杂的变化，变幅有的达几个星等。有一部分星有周期性光变──食象和时间尺度为分级或秒级的闪变。它们宁静期的分光特征大多是蓝连续谱上迭加着发射线，通常有氢线、氦线、钙线等。现在已能在很宽的波段（从射电到 X射线）上对爆发变星进行观测。例如1975年从麒麟座新星(V616Mon)和矮新星天鹅座SS、双子座U等观测到X射线；从新星巨蛇座FH、海豚座HR、天鹅座V1500等观测到射电辐射。\n二十世纪五十年代发现1934年武仙座新星有食象，又发现再发新星北冕座 T、矮新星天鹅座SS、类新星宝瓶座AE的规则性视向速度发生变化，由此证明它们是双星。到目前为止，已发现30个左右这样的爆发变星。目前流行的观点是用密近双星的原理来解释爆发变星的现象，认为两子星间的质量交流是复杂的光度变化���光谱变化的起因。但是这种理论还存在很多的矛盾和困难。有人评论说，即使是最成功的理论，也不能粗略地模拟新星的光变曲线的外形，更不能用统一的模型去解释它们之间的差别。双星模型和非双星模型之争已持续多年。\n爆发变星除了上述四种以外，还有超新星和耀星。爆发规模超过新星的叫超新星。它爆发时亮度增强17个星等以上（即光强增加千万倍至上亿倍），以后慢慢地下降。最著名的超新星是中国历史上记录的宋朝至和元年(1054年)的超新星。耀星（其中的一大类也叫鲸鱼座UV型变星）的亮度在几十秒或几十分钟内突然上升，亮度下降则稍慢一些，变幅从1个星等到10个星等。耀星大部分时间处于宁静期，是光谱为K型或M型的矮星。也有人把耀星及有关天体(如金牛座T型变星、赫比格－阿罗天体等)叫星云变星，因为它们常与星云成协。 　　广义的爆发变星还可以包括任何非几何原因的光度突然增强的变星，例如某些金牛座T型变星，某些共生星等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "超新星", "content": "超新星（ supernova ），某些恒星演化到终期时灾变性的爆发。爆发时光度为接近1010太阳光度(相当于整个星系的光度)，释放能量可达1046焦，光变幅超过17个星等，即增亮千万倍至上亿倍。这是恒星世界中已知的最激烈的爆发现象之一（图1）。\n\n\n\n图1　超新星NGC 4526 SN1994D \n\n\n超新星抛射的质量范围为1～10太阳质量，抛射物质的速度为几千千米/秒至几万千米/秒；爆发时典型的动能为1044焦。爆发结果或是将恒星物质完全抛散，成为超新星遗迹；或是抛射掉大部分质量，核心遗留下的物质坍缩为中子星或黑洞。超新星爆发后形成强的射电源、X射线源和宇宙线源。超新星爆发标示了一颗恒星壮烈的“死亡”，但也触发了新一代的恒星诞生。超新星处于许多不同天文学研究分支的交会处。超新星爆发瞬间及爆发后所观测到的现象中，涉及各种物理机制，如中微子和引力波发射、燃烧传播及爆炸核合成、放射性衰变及激波同星周物质的作用等；而爆发的遗迹（如中子星或黑洞、膨胀气体云）起到加热星际介质的作用。超新星在产生宇宙中的重元素方面扮演着重要角色。宇宙大爆炸只产生了氢、氦以及少量的锂。红巨星阶段的核聚变产生了各种中等质量元素（重于碳但轻于铁）。而重于铁的元素几乎都是在超新星爆发时合成的，它们以很高的速度被抛向星际空间。此外，超新星还是星系化学演化的主要“代言人”。早期星系演化中超新星起了重要的反馈作用。星系物质丢失以及恒星形成可能与超新星密切相关。由于超新星非常亮，它可被用来确定距离。将距离同超新星母星系的膨胀速度结合起来就可确定哈勃常数以及宇宙的年龄。Ⅰa型超新星已被证明是强有力的距离指示器。最初是通过标准烛光的假定，后来是利用光变曲线形状等参数来标定峰值光度。作为室女团以外最好的距离指示器，其校准后的峰值光度弥散仅为8%，并且能延伸到5×108秒差距的遥远距离处。Ⅰa超新星的哈勃图（星等–红移关系）已成为研究宇宙膨胀历史最强有力的工具(见哈勃定律)。高红移Ⅰa型超新星的光变曲线还可用于检验宇宙膨胀理论。理论预计，由于宇宙膨胀而引起的时间膨胀效应将会表现在高红移超新星光变曲线上。某些Ⅱ型超新星也可用于确定距离。Ⅱ–P型超新星在平台阶段抛射物的膨胀速度与它们的热光度存在相关，这也用来进行距离测定。经相关改正后，原来Ⅱ–P型超新星V波段的接近1星等的弥散可降到约0.3星等的水平，这提供了另一种独立于SNⅠa的测定距离的手段。 \n\n目录\n\n1 历史\n2 巡天成就和命名\n3 类型和特征\n4 超新星爆发机制\n\n\n历史\n中国悠久的历史中存有丰富的天象记录。宋元时期官方设置的天文机构为司天监，明清时期改称钦天监，负责观测并记录包括彗星、流星雨等天象。其中有一类天体称作“客星”，意思是该位置上原来没有可见的星，后来突然出现一颗，故称为客星。《宋会要》中就有一颗“客星”的记载：“至和元年(1054)五月晨出东方，守天关，昼见如太白，芒角四出，凡二十三日。”《续资治通鉴长编》中亦载：“至和元年五月己丑客星出天关之东南可数寸，岁余消没。”意思是说在金牛座的区域有一客星突然出现，白天都能见到如金星那样的光芒。世界上现代天体物理教科书都将1054年超新星与中国联系在一起。2 000多年以来银河系有7颗历史超新星（见表）。唯���中国对所有这7颗历史超新星都有详细的记录，它已成为世界的宝贵财富。       \n\n\n银河系中的7颗历史记载超新星\n\n\n\n超新星名\n所在星座\n超新星遗迹\n\n\n AD185 \n半人马座\n RCW86\n\n\n AD393 \n天蝎座\n CTB37\n\n\n AD1006 \n豺狼座\n PKS1459–41\n\n\n  AD1054 \n金牛座\n Crab Nebula\n\n\n  AD1181 \n仙后座\n 3C58\n\n\n AD1572 \n仙后座\n Tycon\n\n\n AD1604 \n蛇父座\n Kepler\n\n\n巡天成就和命名\n1934年F.兹威基和W.巴德分析了近距星系的观测资料，发现M31(1885A)、NGC5253(1895B)、NGC2535(1901A)、NGC4321（1901B和1914A）等13个星系中有星体爆发，亮度比正常的新星现象大几千倍，遂定名为超新星。超新星是罕见的天象。历史文献表明，银河系中最近期的一个超新星是出现于1604年的开普勒超新星。1936～1941年美国帕洛马山天文台用45/65厘米施密特望远镜系统地巡视星系选区，发现了19个河外星系超新星，积累了较完整的光度变化和光谱特征的实测资料。从1958年起，又开始用世界最大的120/180厘米施密特望远镜搜寻超新星。这项长期研究项目一直进行到1975年底为止。1961年成立了“超新星服务”国际巡天组织，先后参加的有美、匈、意、瑞士、苏联等国的14个天文台。1885～1988年底共发现河外星系超新星661颗。随着发现超新星数目的剧增，国际天文学联合会有一个统一的规定，用发现时的年份随后用大写英文字母表明发现的顺序，若多于26颗则用小写双英文字母，如SN2003aa，它表示2003年发现的第27颗超新星；第27、28、…、52颗则用aa、ab、…、az表示，余此类推。如SN2003lp则是2003年发现的第328颗。20世纪80～90年代世界范围组织了大规模的各种巡天，中国北京天文台于1996年参加了超新星自动巡天。到2006年底全世界已发现4 013颗光学超新星和20多颗X射线超新星，其中高红移超新星几百颗。1998年天体物理学家利用高红移超新星的研究提出现在宇宙在加速膨胀，原因是宇宙中存在暗能量。\n\n类型和特征\n20世纪70年代，通过光谱研究，认为将超新星分成Ⅰ型和Ⅱ型两类较为适当。Ⅰ型超新星光变曲线的特点是亮度陡增和初降较陡，随后缓慢地减光，平均每年下降6个星等；平均绝对星等M可达−19.5等。Ⅱ型超新星有类似Ⅰ型的增光达到极大亮度之后约50天，光变曲线上出现驼峰，随后再继续减光。Ⅰ型超新星的光谱中没有宇宙中最丰富的氢的谱线，而Ⅱ型则主要是氢的谱线。后来发现Ⅰ型超新星又可细分，其中一部分光谱以电离硅的615.0纳米的吸收线为主要特征，这类被称为Ⅰa型；而对于没有这一条硅吸收线特征而有氦线特征的则称为Ⅰb型（图2）。没有氦谱线特征的则称为Ⅰc型。Ⅰa型超新星爆发的总能量约为10-2焦，而Ⅱ型则在4×1044～10×1044焦之间，主要是以中微子的形式释放。1604年以来，由于银河系内没有记录过超新星爆发，1987年在离地球最近的星系大麦哲伦星云中出现的超新星SN1987A，便成为用现代天文仪器研究超新星的极好机会（图3）。日本神冈和美国的IBM的中微子探测器当时都记录下中微子爆，共得到27个中微子记录。这是首次记录来自太阳以外的中微子，开创了中微子记录的观测历史，验证了超新星爆发的理论。由于高能辐射与爆炸抛射出来的恒星大气相互作用，使得超新星也可能有X射线等辐射。如SN1987A在爆炸后100多天才被高能天文卫星探测到它辐射的X射线。而光学波段的突然增亮，首先是由膨胀大气引起的，后来则由镍−56等同位素的衰变提供能量，使得光度下降较为缓慢。超新星爆发的高速抛射物与周围介质相互作用形成的激波引发出电磁辐射，而对星周尘埃的加热则可产生红外辐射。但这些只有周围有稠密的星际物质的Ⅱ型或Ⅰb、Ⅰc型超新星才能观测到（图4）。 \n\n\n\n图2　超新星的光变曲线 \n\n图3　超新星SN1987A 爆发的照片 \n\n图4　超新星的光谱 \n\n\n超新星爆发机制\n在不到一秒钟时间内释放出1044～1046焦的能量（相当于90个太阳在其一生所释放能量之总和）的天体，这就需探讨它的前身星是什么及产生如此巨大能量的机制是什么的问题。\n首先讨论Ⅰa型超新星。它的光谱中缺少氢线，而且根据统计它在不同类型的星系中都有可能出现。据此天文学家提出了Ⅰa型超新星是密近双星演化到晚期的终极结果的想法。设想有一密近双星系统，其两个成员星的质量均小于8M⊙，其中质量大的一个演化得较快，其核心燃烧完氢后接着燃烧氦，变成中心为碳和氧的白矮星。这时初始质量较小的那颗成员星的物质就被它吸积。假如物质转移速度小于每年10-8M⊙时，在���矮星周围形成氢壳，当达到核融合点火的温度时，其表面就产生核聚合点火爆发，这就是新星爆发现象，规模比超新星要小得多。当转移速率在每年10-6～10-8M⊙之间时，表面同样会产生核合成形成氦，氦形成碳，逐步使碳核心质量增加，直到钱德拉塞卡极限的1.4M⊙，中心密度可达到3×109克/厘米3，而且中心达到碳点火的温度。碳被点燃，并且合成过程从中心往外迅速传播，在一秒钟之内传到白矮星的最外层。爆炸将产生1046焦的能量，可将这颗白矮星完全炸碎。白矮星中的氢已经燃烧殆尽，所以它的光谱中没有氢线，变成一颗老年的恒星，因此会出现在不同的星系中。Ⅱ型超新星则不同，它的光谱中以氢线为主，而且大多出现在旋涡星系的旋臂上。一个被广泛接受的Ⅱ型超新星爆炸的模型是：一颗大质量恒星（质量＞10 M⊙），在它最初的3 000万年甚至更短的时间内，其核心首先是氢合成为氦，然后氦变为碳和氧，碳变为氖和镁，氧和镁变为硅和硫，直到最终硅和硫合成为铁族元素。上述每种合成过程都释放出大量的能量，维持着恒星的生命，而且其核心变得愈来愈密，温度则愈来愈高，以致能够抵抗恒星引力的收缩。但到了核心变为铁芯后，由于铁族元素的核束缚能最小，合成反而要吸收能量。引力收缩就开始，中心的密度和温度继续增大，到1010K和1010克/厘米3时，电子就被压到原子核内而形成富含中子的同位素，而高能辐射又将原子核撕成α 粒子。这两个过程都要吸收能量，使得引力坍缩变得更快。当中心密度超过2.7×1014克/厘米3时，坍缩不再继续，产生反弹而引发超新星爆发。它将外层核合成的剩余物，包括最外层的氢向外抛射，而留下一个铁核核心，也就是中子星。所以，它的光谱中有强的氢线。同时因为大质量恒星是和恒星形成区相关的，所以它们往往出现在旋涡星系的旋臂上。至于Ⅰb型和Ⅰc型超新星，认为它们也是一种称为“沃尔夫–拉叶星”(W–R星)的大质量恒星演化到晚期的结果。由于W–R星有大规模的恒星风，质量流失很大，因此表层已失去了氢甚至氦，所以其光谱中没有氢线(或甚至于氦线)。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "新星", "content": "新星（ Nova ），激变变星(CV)的一种。按光变的原因属爆发变星。激变一词源自希腊文，意谓泛滥、灾难。激变变星与激变双星是同义词，因为这类变星都是双星。这类变星主要包括新星、再发新星、类新星、矮新星、磁激变变星。激变变星新星表列出1 323颗的数据(2003)。\n新星是可见光波段第一次观测到的亮度在几天内突然剧增，增亮幅度多数在9～15星等之间，然后在几个月到若干年期间内有起有伏地下降到爆发前状态的天体。新星光谱随光变发生阶段性的变化，并以每秒100～5 000千米的速度抛射物质。新星的全称是经典新星。一般，新星平均增亮11个星等，就相当于增亮几万倍。新星是已演化到老年阶段的星。这种星爆发前通常甚暗，只在爆发后一段时期内才相当明亮，有的甚至亮到影响星座的形状，所以曾被误认为是新生的星而取名“新星”沿用至今。亮度突然增大是主星白矮星吸积物质由热核燃烧产生的一种爆发过程，能量释放平均达1038～1039焦/秒，抛射的物质约为10-5～10-3太阳质量，抛射速度约500～2 000千米/秒。新星按光度下降速度分为快新星、慢新星和非常慢新星三类。\n\n\n\n图1 新星的典型光变曲线 \n\n\n目录\n\n1 新星命名法\n2 新星的光变和谱变\n3 新星爆发原因\n4 再发新星\n5 矮新星\n\n\n新星命名法\n通常是在新星的星座名称前面加N，在后面加爆发年份。如NHer1934表示1934年武仙座新星。随后新星又纳入变星的命名系统，如1934年武仙座新星即武仙座DQ。最早作光谱研究的新星是北冕座T(1866)，但后来知道它是再发新星。用照相方法研究的第一个新星是御夫座T(1891)。有最完整光学观测资料的新星是武仙座DQ(1934)。20世纪以来，银河系内出现的新星最亮的是1918年天鹰座新星（天鹰V603），亮度极大时目视星等达−1.1，一度成为仅次于天狼星的亮星。1975年天鹅座新星是一颗很特殊的新星，亮度极大时目视星等为1.8，接近天鹅座α的亮度。美国帕洛马山天文台的巡天照片上在该新星位置处没有亮于21的星，表明该新星增亮幅度超过19个星等。“银河新星参考图表”(1987)中收集了从1670年至1986年发现的277颗银河新星和有关恒星的资料；在1997年发表的激变变星表中列出新星276颗。由于银河系中新星太多，自古代起人类就有��于新星爆发的历史记载，中国古代有极丰富的新星观测记录。\n在其他星系中也搜寻到新星。仙女星系(M31)中至今已发现有200多个新星。M81、M33、大麦哲伦星系(LMC)、小麦哲伦星系(SMC)等不少星系中也找到了新星。不同的星系中新星出现的频数大不相同。据估计，银河系每年50个，M31每年29个，有些星系每两年一个。一般说来以Sb星系的频数为最高。 \n\n\n\n图2 1975年天鹅座新星光谱上图为1975年9月5日拍摄，下图为1975年9月22日拍摄 \n\n\n银河系新星的极大光度绝对目视星等估计平均为−7.3。新星属于老年盘星族。在赫罗图上新星的热子星与行星状星云的中心星、共生星等占有同样的位置。它们都位于主星序的左下方，表明这些天体多半有共同的不稳定特性。\n\n新星的光变和谱变\n一般的新星都有典型的光变和谱变。典型光变曲线如图1所示。图1中各阶段分别为：①爆发前——光度固定或有1～2星等不规则的变化；②初升——约为2～3天，光度迅速上升；③极大前的停滞——几小时到几天，甚至光度有些下降；④终升——1天到几周；⑤亮度极大；⑥初降——快新星是平滑的，慢新星会有1～2星等的起伏；⑦过渡期——不同新星表现不同，有些是平滑下降，有些有起伏，有些亮度有一明显的极小然后又回升；⑧终降——比较平滑下降；⑨爆发后——与爆发前一样。不同新星的光变曲线形状不尽相同。 \n所有新星都依次经历以下几个光谱阶段：爆发前谱、极大前谱、主谱、漫强谱、猎户谱、4640漫发射、星云谱、爆发后谱。新星光谱中的发射谱线都很宽，吸收线紫移很大（图2）。爆发前谱呈高温的连续谱，不出现强的吸收线或发射线，极大前谱出现模糊的吸收线和一些弱发射线，谱线极宽。主谱在极大后立即出现，有显著的发射线。漫强谱中有H、CaⅡ等吸收线，视向速度比主谱更大。猎户谱显示出有更高的激发度，出现高电离电位的HeⅠ、NⅡ、OⅡ线，膨胀速度更大。当NⅢ4640达到最强时，称4640漫发射阶段。新星在出现[OⅠ]、[NⅡ]、[OⅢ]等禁线时，便进入星云谱阶段，这时连续谱已完全消失。星云谱阶段很长，消失后就进入爆发后谱阶段。爆发后有些新星出现类似白矮星的宽吸收线，有些新星只有连续谱，许多新星有比较窄的H、HeⅡ、CⅢ等发射线。近年来开展了射电、红外、紫外、X射线波段和偏振等观测，为新星的研究提供了重要的信息。有些新星在短于200纳米紫外区也已探测到辐射。通过对巨蛇座FH(1970)的红外观测，得到随着可见光光度下降，某些红外波段光度反而上升，能谱的峰值逐渐向红外方向移动的结果。在爆发后的104天，红外星等达到−4.0，成为全天最亮的红外星。近年来在厘米与毫米波段都接收到一些新星的射电辐射。在已找到有光学对应体的十多个X射线双星中，有两个被认为是老新星。直接照相显示出某些新星爆发后确有膨胀着的壳层存在，并且有赤道带和极冠的结构。近20年来，已给出一系列兼为密近双星的新星求出了轨道周期。\n\n新星爆发原因\n20世纪50年代以前多主张单星模型。1954年发现新星武仙座DQ有交食周期，而周期很短（4小时39分），推测新星大多甚至全部是密近双星。现在认为新星的一个子星是冷的红星，而另一个子星是热的、体积小得多的简并矮星。演化过程中，当冷星充满了临界等势面便发生质量交流，气流通过内拉格朗日点流向热星。这样便围绕热星形成一个吸积盘，其中小的热星可认为是白矮星，它是新星的爆发源。比较大的冷星抛射出的富氢物质，部分为白矮星所吸积。随着吸积过程的发展，在白矮星的表面形成一层富氢的气壳层，气壳层的底部将受到越来越大的压力，并被加热，一直达到氢燃烧反应所需要的点火温度，这时可能发生热核反应，导致星体爆发。另外，单个白矮星吸积星际物质而后发生新星现象的可能性，在理论上也是成立的。\n\n再发新星\n爆发变星的一种。一般认为，再发新星和新星没有严格的区别，只是有的新星在第一次爆发之后，经过数年或数十年又发生多次的爆发，所以就称这种新星为再发新星。按一般分类法划分的再发新星已发现12颗。再发新星在银河系中的分布与新星相似，有向银心方向会聚的趋向，同属于盘星族。爆发时的可见光波段变幅约在7～9个星等，一般都比新星的变幅（大于9个星等）小，但爆发之前的光度通常比新星强，其绝对目视星等约2～3左右，而新星大致为4～5等。再发新星每次爆发抛向星际空间的物质约为10−6太阳质量，比新��的质量损失小。再发新星的爆发活动也和新星一样，发生在一个热简并矮星的深层大气内，通过吸积过程在其周围形成一个富氢气壳，由吸积能和收缩能的累积使气壳中的温度逐渐升高，最后达到点燃热核反应所需的温度，在很短的时间内发生剧烈的核聚变，以热核逃逸的方式释放出1036～1038焦的能量，因而光度剧增。然后，外层气壳被抛向星际空间，内层大气收缩，光度逐渐降低，使整个新星重又处于相对稳定的状态。通过监视观测可知，老新星和再发新星当光度降到极小时，也并不宁静，像北冕座T、蛇夫座RS等，都有较小规模的爆发活动。\n对一批再发新星的测光、光谱和轨道数据的分析表明，它们都可能各包含一颗巨星。光度极小时，再发新星的目视光度主要由其中的巨星决定，而新星的目视光度主要由其中的吸积盘决定，矮新星则由其中的热斑决定。光度极小时，再发新星的绝对目视星等为最亮，新星次之，矮新星最暗。据初步研究，质量转移率也可能以再发新星为最大，新星次之，矮新星最小。这些情况似乎能反映出再发新星和新星之间存在的较大区别。\n\n矮新星\n爆发规模较小、频次较高的爆发变星。许多方面同新星和再发新星类似。矮新星准周期地爆发，光度陡然增亮，又慢慢变暗。不过光度变幅一般不超过6个星等。爆发平均周期约10～200天不等。有两类矮新星：一类称双子座U型星或天鹅座SS型星，现已发现250个以上；另一类称为鹿豹座Z型星，已发现30个以上，它们的变幅比双子座U型星小，平均2～3个星等，周期更短（10～20天左右）。许多矮新星也是双星，是由一颗黄矮星或红矮星和一颗白矮星或蓝亚矮星组成的密近双星系统，轨道周期约几小时。冷星充满临界等位面，通过内拉格朗日点将物质抛向热矮星，形成吸积盘和热斑。对双子座U的观测表明，爆发时随着亮度的增加，由食引起的变光深度越来越浅，食的开始时间越来越早，持续时间越来越长。光度极小时（正常阶段），矮新星光谱是连续谱加上强而宽的H、He和CaⅡ的发射带，并有氢的连续发射。光度极大时，强发射带消失，基本上是早型（B、A型）的纯连续谱，色温度比光度极小时明显增高。根据综合光谱和光度资料，可认为矮新星爆发的主要原因是冷星的变热，而冷星体积的变大和热星吸积盘的变亮则是次要原因。至于冷星表面温度突然增高，很可能是因为它的物质抛射率突然增加，外层大气很快脱离冷星而露出了温度较高的内层所造成的。特短周期矮新星的引力波问题是一个较新的研究课题。\n再发新星、类新星和矮新星的光度、光谱变化与新星有某些类似。值得注意的是，从1975年起发现一类称为X射线新星的天体，它们的X射线光变曲线与经典新星光学波段的光变曲线类似。这类天体有时又称作暂现X射线源，但它们的光学对应体并不是新星。此外，又发现某些老新星是X射线双星的光学对应体。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "再发新星", "content": "再发新星（汉语拼音：Zaifaxinxing；英语：Recurrent nova），爆发变星的一种。大体上每隔10～100年爆发一次，已观测到10余颗。再发新星和经典新星的光变曲线很相似，只有当出现第二次或更多次爆发时才能确定为再发新星。可见光波段的亮度变幅为7～9等，每次爆发释放1036～1037焦耳能量，约抛射出10-6太阳质量的物质 ，都比经典新星小 。有证据表明所有经典新星都是再发新星。如果新星只爆发一次，以银河系每年出现25颗新星计算，银河系诞生以来大约应有2×1011颗恒星经历了新星爆发，这跟银河系恒星总数相当。但大多数恒星质量较小， 演化缓慢，还不可能演变成新星，只有在每颗新星重复爆发很多次的情况下，才能与平均每年出现的新星数目相符。经典新星可能是爆发周期很长的再发新星，因此只观测到一次爆发。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "矮新星", "content": "矮新星（ dwarf novae ），爆发规模较小、频次较高的爆发变星。许多方面同新星和再发新星类似。矮新星准周期地爆发，光度陡然增亮，又慢慢变暗。不过光度变幅一般不超过6个星等。爆发平均周期约10～200天不等。\n有两类矮新星：一类称双子座U型星或天鹅座SS型星，现已发现250个以上；另一类称为鹿豹座Z型星，已发现30个以上，它们的变幅比双子座U型星小，平均2～3个星等，周期更短（10～20天左右）。许多矮新星也是双星，是由一颗黄矮星或红矮星和一颗白矮星或蓝亚矮星组成的密近双星系统，轨道周期约几小时。冷星充满临界等位面，通过内拉格朗日点将物质抛向热矮星，形成吸积盘和热斑。对双子座U的观测表明，爆发时随着亮度的增加，由食引起的变光深度越来越浅，食的开始时间越来越早，持续时间越来越长。光度极小时（正常阶段），矮新星光谱是连续谱加上强而宽的H、He和CaⅡ的发射带，并有氢的连续发射。光度极大时，强发射带消失，基本上是早型（B、A型）的纯连续谱，色温度比光度极小时明显增高。根据综合光谱和光度资料，可认为矮新星爆发的主要原因是冷星的变热，而冷星体积的变大和热星吸积盘的变亮则是次要原因。至于冷星表面温度突然增高，很可能是因为它的物质抛射率突然增加，外层大气很快脱离冷星而露出了温度较高的内层所造成的。特短周期矮新星的引力波问题是一个较新的研究课题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "双子座U型星", "content": "双子座U型星，一类爆发规模较小、频次较高的爆发变星。见矮新星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "类新星", "content": "类新星（ nova-like variable ），类似新星的爆发变星。爆发的次数比较频繁，数年爆发一次。光变幅比新星和再发新星小，周期性不强。最突出的特点是光谱特殊。\n一部分类新星变星是爆发后的老新星，它们不时地爆发，抛射物质，形成气壳。例如，天鹅座P是1600年爆发的新星，近四百年来，星周形成二、三层气壳，是处在短暂的、极不稳定的演化阶段的超巨星。人马座BS是1917年爆发的新星，爆发后激变活动不止，光谱特殊。另一部分类新星变星具有共生光谱，也称为共生星，既有冷星的吸收特征，又有热星的连续发射，还有气壳的高激发发射线。已知的类新星变星虽然只有几十个，但彼此差异很大。尽管类新星具有类似新星的激变这种共性，但它们的本原可能大不相同。二十世纪七十年代以来，有人划分出五个类新星次群：①仙女座Z型星:由沉陷在激发态星云中的晚型巨星和热蓝星组成的双星系统。光谱特征是低温吸收线和高温发射线同时并存。前者如TiO、CaⅠ、CaⅡ，后者如HeⅡ，OⅢ以及元素的更高次电离谱线。这种星具有半周期性的爆发，变幅可达3个星等。绝对星等约为-3～-4。集聚在银道面附近，没有向银心聚集的趋势，可能属老年盘星族。已经发现20多对。②剑鱼座S型星:光变极不规则的高光度星。光谱型为Bpeq～Fpeq，是银河系中最亮的星中的一部分。已经发现约10颗。③仙后座γ型星：光变不规则的气壳星。光谱型为BeⅢ～BeV。通常是快速自转星，光变往往与赤道带的气壳抛射过程有关。已经发现40多颗。④鲸鱼座ZZ型星：短周期光变的白矮星，可能是老新星，有以分钟计的快速变光，通常有几个光变周期迭加在光变曲线上。仅发现数颗。⑤武仙座AM型星：强磁性白矮星和红矮星组成的密近双星系统，有气盘和强X射线辐射。光谱特征是H、He发射线迭加在蓝连续区上。已发现约10对。此外，不同学者对类新星还有不同的定义和划分方法。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "金牛座T型变星", "content": "金牛座T型变星（汉语拼音：jīn niú zuò T xíng biàn xīng），（T Tauri variable stars），一种不规则变星。光变幅度一般为1～3个星等，质量估计为0.3～3.0太阳质量，半径和光度分别在1～5太阳半径和0.6～86太阳光度范围内。晚型恒星光谱加上发射线，从吸收线定出的光谱型为F、G和K型。在赫罗图上金牛T型星分布在靠近主星序，但在主星序之上的一个较宽的区域内。光谱紫区有连续发射，发射线有HⅠ和CaⅡ的允许谱线和氧、硫、铁和钛等的弱禁线。金牛T型星总是跟星云在一起，多数位于星云的边缘，少数埋藏在星云的中央。这类星有很强的红外超。许多金牛T型星光谱中的谱线有蓝移，表明正在向外抛射物质；少数（猎户YY次型）谱线红移，表明在吸积物质，它们十分年轻，仍处于星云物质向里下落阶段。大多数金牛T型星吸积已停止，而转变为抛射物质。金牛T型星总是和星云状物质在一起，拥有过丰富的锂，并且是T星协的主要成员，这些表明它们是非常年轻的恒星，处在通过引力收缩向主序演化的阶段，是主序前变星，在恒星起源和演化的研究中占有重要地位。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "耀星", "content": "耀星（ Flare star ），一类特殊的变星。它们的亮度在平时基本上���变，有时则无规则地在几分钟甚至几秒钟内突然增大，光度的变幅从零点几到几个星等，个别的可达到10个星等以上，经过几十分钟后又慢慢复原。这种现象称为“耀亮”或“耀变”。早在1924年就已发现船底座DH星有耀亮，但当时并未引起足够的注意。1948年发现鲸鱼座UV星的光度在3分钟内增强11倍，以后又发现一些光谱型从dKe到dMe的鲸鱼座UV型变星。 　　\n\n\n\n\n\n观测最多的是太阳附近的耀星，经过多年的国际联合观测，在可见光、射电和X射线波段都积累了不少资料。耀星主要特点是：①耀亮时在宽广的波段内，从1～7千电子伏的X射线到约196兆赫的射电波都能测到辐射，既有连续辐射也有发射线。在光学波段，一般紫外变幅最大，蓝光次之，黄光最小。在不同波段辐射的变幅之间并没有相关性，即几个波段不一定同时出现耀亮。在不同类型的辐射(连续谱或发射线)之间也没有相关性。②耀亮随时间的分布与泊松分布相近（对昴星团耀星的观测结果也如此）。③光变曲线由“快”和“慢”两部分组成。“快”的对应连续辐射，“慢”的对应发射线。发射线主要有氢、电离钙、氦等。④耀亮时的色指数U-B和B-V的变化范围可能很大，射电辐射的谱指数也如此。⑤耀亮时发出的平均能量与星的光度相关。光变曲线类型也与光度相关。⑥对食双星双子座YY（两颗子星都是耀星）的光电光谱观测表明，星体表面存在着局部活动区。耀亮就在活动区里发生，并且同一活动区可以发生多次耀亮。⑦对某些耀星的长达十年以上的光谱观测表明，其发射线的年平均强度具有缓慢变化，变化周期与太阳的活动周期相似。⑧太阳附近耀星的耀亮同太阳的耀斑活动性质相似，但规模比太阳耀斑活动大得多。目前在太阳附近已发现近100颗耀星，其中包括半人马座比邻星。经过多年的观测，在一些星团或星协中也发现了耀星。例如，在昴星团区已发现460多颗，在猎户座大星云区已发现300多颗，在北美洲星云区已发现50多颗，在鬼星团区发现的已超过30颗，这些耀星主要可用来研究在不同年龄的星团中它们与其他类型天体在演化上有什么联系。\n近年来又发现了一些所谓非经典耀星，即在食双星大熊座W星、密近双星大熊座UX星、双子座U型星和早型星上都发现了耀亮现象。由于没有进行系统的搜寻，资料很少，它们的性质还不太清楚。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "鲸鱼座UV型变星", "content": "鲸鱼座UV型变星，一类特殊的变星。1948年发现鲸鱼座UV星的光度在3分钟内增强11倍，以后又发现一些光谱型从dKe到dMe的鲸鱼座UV型变星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星云变星", "content": "星云变星（ nebular variable ），出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近，并同星云有物理联系的变星。可分为五类：御夫座RW型变星，猎户座T型变星，金牛座T型变星，某些耀星，特殊星云变星。这种分类主要根据光变曲线性状，但也参考光谱特征。\n星云变星有成集团出现的倾向，不仅本身成群，而且往往几类星云变星聚集在一起。星云变星的光变是不规则的，光谱型和光度级范围较宽。猎户座T型变星的光谱型范围最宽，从早B型到晚K型都有，但以早型较多。御夫座RW型变星大部分是G型到K型，但也有少量具有较早的光谱型。金牛座T型变星全部都是从G型到K型、M型，而耀星则更晚，绝大多数都是K型、M型（见恒星光谱分类）。猎户座 T型变星大部分是温度较高的巨星。御夫座RW型变星除少数是巨星外，多数是矮星。金牛座 T型变星和耀星都是矮星。它们的光谱，有的星带发射线的早型恒星光谱，有的是金牛座T型和类金牛座T型光谱，有的没有发射线。金牛座 T型变星和弥漫星云及年轻星团有密切的物理联系，都有较高的锂丰度。在赫罗图上，它们都位于同样光谱型的主星序上方。它们可能都是年轻的主星序前天体，或多或少还保留有残存的原恒星气壳，正处在引力收缩阶段。\n当前多数天文学家认为恒星起源于星际物质云。所以，对于星云变星进行系统的观测和分析研究，对探讨恒星的形成和演化有重要意义。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "猎户座FU型变星", "content": "猎户座FU型变星（ FU Orionis variable ），增光缓慢、减光更慢的一种与暗星云成协、处于主序星前阶段的变星。典型星是猎户座FU。此外，还有天鹅座V1057和天鹅座V1515。猎户座FU在1936～1937年的一年多时间里增亮了6个多星等（B星等），光度极大的时间持续了两年左右，从1939年以后的十五、六年时间里才减光0.2个星等。天鹅座V1057在1969～1970年的390天时间里增亮了5个多星等（B星等），光度极大的时间持续了一年多，从1971年开始减光1个多星等。这类变星可能是接近“林忠四郎演化程”顶部的主序前星（见恒星的形成和演化、赫罗图），是光谱型为F或G的超巨星，爆发之前可能属于金牛座T型变星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "御夫座RW型变星", "content": "御夫座RW型变星，出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近，并同星云有物理联系的变星。可分为五类：御夫座RW型变星，猎户座T型变星，金牛座T型变星，某些耀星，特殊星云变星。这种分类主要根据光变曲线性状，但也参考光谱特征。\n御夫座RW型变星大部分是G型到K型，但也有少量具有较早的光谱型。御夫座RW型变星除少数是巨星外，多数是矮星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "猎户座T型变星", "content": "猎户座T型变星，出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近，并同星云有物理联系的变星。可分为五类：御夫座RW型变星，猎户座T型变星，金牛座T型变星，某些耀星，特殊星云变星。这种分类主要根据光变曲线性状，但也参考光谱特征。\n猎户座T型变星的光谱型范围最宽，从早B型到晚K型都有，但以早型较多。猎户座 T型变星大部分是温度较高的巨星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "北冕座R型变星", "content": "北冕座R型变星（ R Coronae Borealis variable ），亮度有时突然减弱约1～9个星等的不规则变星。典型星是北冕座R，已确定的和可能的对象约40颗。它们的光变持续时间由几十天到几百天不等，上升缓慢而且间有不规则的或锯齿波式的起伏。两次减光的间隔有的很短，有的则长达十年以上。在这期间还存在为期数十天、变幅半个星等左右的半规则光变。一般认为变光是由恒星自身抛出的含碳特多的气壳冷凝成烟尘使透明度急剧下降造成的。近年来观测到它们有很大的红外色余，更支持了这种看法。因此有人认为，过去因为变光急剧而把它们归属于爆发变星是不恰当的。但也有人认为，如果这种变星是由于爆发性地喷射物质造成挡光而变暗，则仍可归入爆发变星，不过它们与急剧变亮的爆发变星是很不相同的。\n北冕座R型变星大多数的光谱型为F～K和R，但也有少量的是O型或B型（见恒星光谱分类）；极大亮度时的绝对星等还很难确定，但似乎是-4～-5等的巨星或超巨星；空间分布属星族I；正常时期的光谱为具有H、K、D及氦3，889等发射线的宽发射线光谱；没有巴耳末发射线和CH的吸收带或发射带，得知其大气中明显缺氢；变暗时也出现各种轻金属和氰化合物的发射线，说明其大气中含有丰富的碳、氦和轻金属。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "磁变星", "content": "磁变星（ magnetic variable ），磁场有变化的磁星，一般指磁场很强（可达3万多高斯）且有变化的恒星。1946年美国威尔逊山天文台的天文学家发现了第一颗磁变星，即室女座78。此后共发现一百多颗的磁变星。磁变星大多为A型特殊星，某些金属元素的吸收线特别强。有时还根据这类星的最强金属线命名为锰星、锶星等。它们所含的稀土族元素或更重的化学元素要比一般恒星多。光度和光谱有周期性的或完全不规则的变化。这同磁场的周期性变化或非周期性变化有关。例如猎犬座α2（中名常陈一）的磁场周期性地从-1，420高斯变到+1，620高斯，光度和光谱都有相应的周期性变化。又例如，鹿豹座53的磁场在7.8天的周期内从-4，000高斯变到+4，000高斯，光度和光谱也都有变化。磁变星的自转要比正常A型星慢。磁变星不仅包括A型特殊星，还包括天琴座RR、飞马座AG等其他类型的星。著名的老人星也是一颗磁变星。关于仙王座VV的磁场问题还有争议。目前一般认为，磁星的磁场本身是稳定的，但磁轴和自转轴的方向不一致，所以就观测者看来，磁场就会有周期性的变化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "光谱变星", "content": "光谱变星（ spectrum variable ），许多A型特殊星(AP)和金属线星(Am)在可见光波段的光度变化不大，但谱线强度有明显的周期性的变化，称为光谱变星。最早发现的光谱变星是猎犬座α2星，因此，光谱变星亦称作猎犬座α2型变星。它们的光谱中有异常强的金属线和稀土族元素谱线���谱线强度随着光度的变化而变化，光变周期范围1～25天，变幅通常不超过0.1个星等（如猎犬座α2的光电目视星等最亮时为2.85，最暗时为2.92）。另有周期更短（0.5～2小时）和变幅更小的二级变化迭加在主周期上。此外，光度与光谱也存在长期性的缓慢变化。这些光度和颜色方面的较小变化看来同磁场强度有关。观测表明，它们具有数量级达103～104高斯的强表面磁场，磁场强度的变化周期往往与光度变化的周期相同而位相相反。跟同一谱型的正常星相比，它们的自转速度较低。一般采用斜转子模型、磁振子模型或双星模型来解释光谱变星的各种现象。B型星中也存在光谱变星，氦星HD125823即是一例。应该指出，各类变星普遍存在光谱变化；而光度变化微小，光谱变化明显的也不限于上述的恒星，如英仙座S3是B型谱线轮廓变星，武仙座l和ｏ型星蝎虎座10也都是光度变化微小或难以测出而谱线轮廓有周期变化的恒星，又如大角也是光谱变星，等等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星云", "content": "星云（ Nebula ），太阳系以外天空中一切非恒星云雾状的天体（图1、图2、图3）。一些较近的星系，外观像星云，18世纪以来也称为星云。1924年底解决了宇宙岛之争以后，才把二者分开。位于银河系内的称为银河星云，银河系以外的星云称为河外星系或星系。按形状、大小和物理性质，银河星云可分为：广袤稀薄而无定形的弥漫星云，亮环中央具有高温核心星的行星状星云，以及尚在不断地向四周扩散的超新星剩余物质云（见超新星遗迹）。就发旋光性质，银河星云又可分为：被中心或附近的高温照明星（早于B1型的）激发发光的发射星云，因反射和散射低温照明星（晚于B1型）的辐射而发光的反射星云，以及部分地或全部地挡住背景恒星的暗星云。前两种统称为亮星云。反射星云同暗星云的区别，仅仅是在于照明星、星云和观测者三者相对位置的不同。 \n\n\n\n图1　鹰状星云 \n\n\n图2　柱状星云 \n\n\n图3　环状星云 \n\n\n目录\n\n1 光度和光谱\n2 气体星云中的电离球\n3 星云的演变\n4 成分\n\n\n光度和光谱\n用肉眼只能看到一个猎户座大星云，说明一般星云都是十分暗弱的。在《梅西耶星表》（M星表）的103个有一定视面积的天体中，只有11个是真正的星云。就是在1888～1910年陆续刊布的《星团星云新总表》（NGC星表）及其补编(IC)中的13 226个有一定视面积的天体中，也只有一小部分是真正的星云。只是在大口径望远镜，尤其是大视场强光力的施密特望远镜出现后，才开始对星云进行有效的观测研究。气体星云光谱中除氢、氮等复合线外，还有很强的氧、氮等的禁线，如[OⅢ]λλ4959、5007,[NⅡ]λλ6548、6583和[OⅡ]λλ3726、3729等，几乎在所有气体星云的光谱中都可看到。气体星云的光谱中同时存在一个较弱的连续背景，它一部分来自星云内尘埃物质对星光的散射，其强度随星云中尘埃含量而增减；另一部分来自电子的自由–自由跃迁和自由–束缚跃迁。此外，若干星云中还出现被照明星辐射加热到100℃左右的尘埃粒子所发射的红外连续光谱。 \n\n气体星云中的电离球\n热星对气体星云的激发电离有一个范围。1939年瑞典天文学家B.G.D.斯特龙根确定了电离氢云的半径S0同恒星温度T和星云中粒子数密度N之间的关系：\n\n\n\n\n\n式中 T0为离照明星 S0处的电子温度， θ=5 040/ T, R为恒星半径。通常把这个半径 S0叫作斯特龙根半径。从这个电离云到周围中性氢云的过渡是急促的，过渡区的厚度只有千分之一 秒差距，所以电离氢云都有一个很清晰的边界。由于 星云中气体和尘埃分布不均匀，加上位于 星云前面的吸收物质分布不规则，实际观测到的电离氢云的边界往往是参差不齐的。\n\n星云的演变\n一般认为行星状星云是由激发它的中心星抛射出来的，将会逐渐消失；新星和超新星爆发所抛出的云也在很快地膨胀而逐渐消失。它们都是恒星演化过程中的产物，也是恒星逐渐变为星际物质的过程。在照明星晚于B1型的一些弥漫星云中，一个暗星云可能是和运动着的恒星偶然相遇而被照亮，恒星离开之后重又变暗。已观测到这些星云与它们的照明星的视向速度是不相同的，因而二者之间没有演化上的联系。还有一些发射星云内部包含若干早于B1型的热星，它们常常组合成聚星、银河星团或星协（如O星协）。这些星云和年轻恒星一起分布在银河系旋臂中。因此，一般认为这些星云中的热星群可能是不久前才从这些星云中诞生的。\n\n���分\n银河星云中的物质都是由气体和尘埃微粒组成的。不同星云中的气体和尘埃的含量略有不同。发射星云中的尘埃少些，一般小于1％；暗星云中则多一些。星云中物质密度常常十分稀薄，一般为每立方厘米几十到几千个原子（或离子）。星云的体积一般比太阳系大许多倍，虽然密度很小，总质量却常常很大。星云物质的主要成分是氢，其次是氮，此外还含有一定比例的碳、氧、氟等非金属元素和镁、钾、钠、钙、铁等金属元素。近年来还发现有OH、CO和CH4等有机分子。星云中各种元素的含量与宇宙丰度是一致的。在其他星系中也有很多气体星云。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "气体星云", "content": "气体星云（ gaseous nebula ），银河星云中主要由气体组成的亮星云，包括行星状星云和发射星云等。在二十世纪六十年代，对行星状星云进行红外观测，发现在这些一向被认为是完全由气体组成的星云中，也存在着相当数量的尘埃物质。经过进一步的研究表明，这些尘埃物质和气体一样，都是在星云形成的初期就已经存在的。在气体星云中，有不可忽视的尘埃微粒，只是比其他星云稀少一些。银河系中的弥漫气体星云，大部分集中在银道面附近，平均银纬约2°，属于扁平子系（见银河系子系）。它们的质量，从太阳质量的几分之一到几千倍，但大部分为太阳质量的十倍左右。气体星云都具有发射光谱。弥漫气体星云照明星的温度一般低于行星状星云中心星的温度，所以弥漫气体星云的激发度也低于行星状星云。光谱中最强的谱线是氢的巴耳末(Hα)线和一次电离氧(OⅡ)的禁线。由于红光的穿透力较强，所以弥漫气体星云光谱中氢原子的Hα线很强。因此对暗弱星云的照像观测，一般都采用只透过强发射线（如Hα）的窄带滤光片和红敏底片进行长时间露光。很多暗弱的电离氢区都是采用这种方法发现的。最亮的气体星云是猎户座大星云(M42)；最大的气体星云是南天的古姆(Gum)星云，它的角直径为30°；最美丽的气体星云是天鹅座的网状星云(NGC6960)。在许多河外星系中，特别是在旋涡星系的旋臂中，也观测到有大量的气体星云。\n\n\n\n猎户座大星云（M42） \n\n\n气体星云（M16）"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "发射星云", "content": "NGC2359是一个发射星云，位于大犬座，距离地球约15000光年\n　　发射星云（汉语拼音：Fa she xin yun；英语：emission nebula），光谱中在很弱的连续背景上有许多发射线的亮星云。发射线主要由氢、氦、氧、硫、氖和铁的原子和离子产生，其中有些是禁线。在发射星云内或近旁总有一颗或一群高温恒星，光谱型属O、B0或B1，在这些星的紫外辐射作用下，星云中的气体被激发而发光。发射星云由气体和尘埃组成，前者估计占星云总质量的99％，后者只有1％。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "猎户座大星云", "content": "猎户座大星云（M42）\n　　猎户座大星云（Orion nebula），位于猎户座的一个亮星云。在猎户座“宝剑”的中间，有一个亮度为4等的斑点，就是猎户星云，又名M42或NGC1976。它是典型的发射星云，距离460秒差距，直径约5秒差距。该星云的最亮部分十分靠近四边形聚星猎户θ1周围一小群O型和B型星(见恒星光谱分类)，星云中的氢原子被这些高温恒星的紫外辐射电离，然后在复合荧光过程中发出红色光辉。猎户星云的质量估计为102太阳质量量级，最亮部分的原子数密度达104厘米3，温度约8000K。用射电方法探测到该星云及其周围区域的射电辐射，表明它仅是一个巨大的星云中被高温恒星照亮的一小部分。这个大星云伸展到猎户座中很大的天区，估计直径为102秒差距量级，质量为5×104～1×105太阳质量。明亮的猎户星云(有时称为猎户星云)还是一个X射线源(3U0527-05)，在它后面还发现了分子云和红外源。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "蟹状星云", "content": "金牛座蟹状星云\n　　蟹状星云（汉语拼音：Xiezhuang Xing Yun；英语：Crab Nebula），金牛座的一团膨胀气体云。中国史书中记载的1054年（北宋至和元年）超新星爆发的产物，研究最广泛、对现代天文学影响最深远的超新星遗迹。蟹状星云离太阳2000秒差距，光学区域的角大小为7′×4.8′。里面部分呈弥漫的星云状，发蓝色的光辉；外面部分由红色纤维构成。蓝色区域的光谱是连续谱，纤维的光谱中有强发射线。从发射线的多普勒效应得到纤维在膨胀，最大速度达1500千米／秒。除了光学波段以外，蟹状星云还在射电、红外、紫外、X射线和γ射线等波段有强辐射，估计总辐射功率为1031瓦。蟹状星云的辐射谱为幂律谱，是电子在磁场中被加速而产生的同步加速辐射。1968年在蟹状星云中发现了射电脉冲星PSR0531＋21，脉冲周期为0.0331秒，光学对应体的目视星等约17等，并被确认为光学脉冲星，接着又发现它在X射线γ射线和红外波段都有脉冲辐射。\n　　有人曾经挖苦天体物理学家的职业可以分成相等的两部分——研究蟹状星云及其内容物和研究宇宙中其他一切事物。近年来，因宇宙已能在整个电磁波谱进行观测和发现了极具天体物理重要性的新型天体，这种挖苦有所平息；不过蟹状星云确实具备一些几乎所有天体物理学家都感兴趣的性质。 蟹状星云本身是金牛座中一个发光的气体尘埃云，离我们大约两千秒差距。它又被称为金牛座A、 M1和NGC 1952。它有这么多名称是因为它能在几乎所有波段观测到——蟹状星云是最早证认为已知天体的三个射电源之一，是第二个被发现的X射线源，它也是从地球看第二个最亮的γ射线源。 蟹状星云是1054年中国人观察到的一次超新星爆发的遗迹，该超新星一度比金星还亮，白天能见长达23天。爆发产生的碎片云一直在膨胀，云中物质仍在以大约1 500公里每秒的速率向外运动。所以，从英国天文爱好者约翰·贝维斯（John Bevis，1693-1771）第一次用望远镜观察蟹状星云以来，它的外貌已经显著改变。 蟹状星云含有细长的纤维状物，1844年最先看到这些纤维的罗斯勋爵（Lord Rosse）把它们画成图，结果有点儿像螃蟹的螯，这就是蟹状星云名称的由来。 纤维向外运动的速率（20世纪用多普勒效应和直接测量相隔多年拍摄的照片两种方法定出的）与根据中国人的观测估计的蟹状星云年龄符合得极好——以这一速率匀速膨胀约900年正好应该形成这样大小的云。但这提出了一个难题，因为如果蟹状星云单纯是从很久以前的爆发地点向外运动的碎片，它们在稀薄星际介质中开路前进时应该逐渐减慢下来。 这个难题也与蟹状星云的其他特征有关系。纤维物质的主要成分是氢，它应该足够热，主要发射红光；但蟹状星云的总体颜色却是独特的不常见的淡黄，在天文照片上的整体外貌像一个镶着红棉花边的黄色棉球。\n　　黄色光是由所谓的同步加速辐射过程，即脱离了原子的自由电子在强磁场中回旋运动时产生的。这种过程经常产生射电辐射，但蟹状星云中的能量极多，致使电子也能辐射可见光。1950年代对蟹状星云的研究提供了宇宙中能够自然产生同步加速辐射的第一个证明。与大多数星云不同的是，蟹状星云的中心部位最亮，这说明蟹状星云中心必定有一个仍在起作用的能源，是它维持了蟹状星云的热度并将气体向外驱赶。 蟹状星云以同步加速辐射形式输出的总能量是3×10^38尔格每秒，等于太阳总能量输出4×10^33尔格每秒的75 000倍。而且这还是一颗900年前“死亡”的星发出来的!好几位天文学家早已有了这些能量从何而来的想法。早在1930年代，弗里茨·兹威基曾提出，超新星爆发可能留下一个中子星形态的恒星遗迹。虽然很少人认真看待这个思想，瓦尔特·巴德却指出蟹状星云应该是寻找中子星的最佳地点，他甚至认为那里确有一颗可作为候选者的恒星，有时称之为巴德星。而在发现脉冲星一年前的1966年，约翰·惠勒和意大利理论家佛朗哥·帕西尼（Franco Pacini）已经推测蟹状星云发射的能量之源可能是一颗自转的中子星。 但他们关于蟹状星云能源的思想直到1968年才有人认真考虑（说良心话，人人都几乎没有时间来了解这些思想），那时，在发现第一批脉冲星一年之后，射电天文学家发现有一颗脉冲星几乎就在蟹状星云的中心位置。这是当时已知最快的脉冲星，它每秒钟自转30次；正是这颗脉冲星发射的电子产生了同步加速辐射，并将能量从脉冲星转移到星云。 由于损失能量，蟹[状星]云脉冲星（也叫做NP 0532，NP是NRAO pulsar（国家射电天文台脉冲星）的简称）迅速变慢，其自转速率只要1 200年就降低一半。这一变慢速率虽然不大，但蟹状星云中心的自转中子星贮存的能量极多，尽管损失的能量使脉冲周期每天仅仅增加3×10^-8秒，也足以维持星云的全部能量输出。 蟹状星云被证认为射电源后，又发现它在可见光和X射线波段发出同样频率的闪耀。巴德星真的是一颗中子星。如果有人在1960年代初就认真考虑一颗恒星每33毫秒闪光一次这一荒唐可笑的见解，并且设计一个搜寻巴德星这种闪光的实验，他也许已经用光学天文方法先于射电天文学家发现了脉冲星。不过，老实说，正是由于巴德星已经被承认（即使只有巴德一个）是中子星候选者，而且正好在一个超新星遗迹的中心位置，它的被证认为脉冲星才使天文学家在1968年承认所有脉冲星都是超新星爆发产生的中子星。 与这颗星有关的全部活动表明，该脉冲星精力极为旺盛，而这与它的年轻有关——这是最年轻的已知脉冲星。 蟹状星云中的纤维本身也很有趣，光谱学研究显示，纤维物质所含的氦，与氢相比，数量达到通常在恒星表层看到的七倍左右。这是由于母恒星爆发前其内部通过核聚变过程生成了氦（见核合成），而爆发时内部的富氦物质与表层混合的缘故。\n　　单是纤维中发光气体的质量大约等于太阳的质量，但爆发时应该抛出多得多的物质，不过我们看不见，因为它是不发光的。尽管脉冲星残骸（即中子星）大概只有太阳一半的质量，原始恒星的质量则应该是太阳的很多倍。我们在蟹状星云中看到的浓缩恒星物质的抛射，就是将重元素扩散到空间、形成供制造后代恒星和行星的原料的过程。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "行星状星云", "content": "行星状星云（汉语拼音：Xingxingzhuang Xingyun；英语：Planetary Nebula），呈圆形或扁圆形，跟大行星很相像的星云。由18世纪90年代F.W.赫歇尔观测。这个名称不甚妥当，因为已发现的1500个行星状星云中，只有很少数形如大行星，而有一宝瓶座行星状星云（NGC7293）半以上形如恒星，只有通过光谱特征才证认为行星状星云。\n　　在许多行星状星云的中央有一颗高温恒星，称为行星状星云的中央星或核星。中央星的光谱主要有4种类型：WR型、Of型、O型（见恒星光谱分类）和既无吸收线也无发射线的连续谱。行星状星云的角直径，有几个达到半度以上，一般不超过几十角秒。线直径一般不超过10-1秒差距量级。表面亮度很低。质量大致为0.2～0.6太阳质量，电子数密度一般为108～1010米-3。它们向银道面和银河系中心集聚，估计银河系内其总数达104～105个。\n　　行星状星云的光谱为连续谱加发射线。发射线大多是氢、氦、氮、氧的原子和离子的谱线，最强的是二次电离氧产生的两条禁线（500.7和495.9纳米），它们曾被误认为由未知元素“”产生 。紫外光谱中还有一次电离氧的两条禁线（372.6和372.9纳米）。由谱线得到星云膨胀速度，典型值为20千米／秒。如果取行星状星云的线直径为0.5秒差距，则构成星云的物质应在1.2万年以前从中央星抛出。在银河系中，通过行星状星云进入星际空间的物质估计为每年5太阳质量。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "反射星云", "content": "反射星云（ reflection nebula ），银河星云中亮星云的一种，大都具有很不规则的形状(见星云)。1912年美国洛韦尔天文台的斯里弗发现位于昴星团周围的星云具有吸收光谱的特征，即许多吸收谱线重迭于一个连续光谱之上。对这些光谱的进一步研究，发现它们同那些位于星云内并照亮星云的恒星的光谱很相似。后来在其他一些星云的光谱中也发现有类似现象。了解到这种星云是因为散射和反射附近恒星的光而发亮的，所以称为反射星云。一个星云究竟是发射星云、反射星云还是暗星云，这同它本身的物质性质关系不大，而同它在银河系中的位置和照明星的温度直接有关。观测事实说明，这三种星云的物质组成没有明显的不同。有些星云（如北美洲星云 NGC7000）同时具有发射星云的明线光谱和反射星云的吸收光谱，成为混合型星云。反射星云的平均密度约为6×10-23克/厘米3，它们的平均银纬约为9°，离银道面比发射星云略远。反射星云的照明星的光谱型通常晚于B2型。著名的反射星云有昴星团星云(NGC1432)、仙王座星云(NGC7023)和茧状星云(IC5146)等。\n\n\n\n金牛座昴星团（M45） 一个年轻的银河星团，恒星周围有星际尖埃，因反射星光而呈蓝色  美国海耳天文台"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "暗星云", "content": "暗星云（ dark nebula ），银河系中不发光的弥漫物质所形成的云雾状天体。如果气体尘埃星云附近没有恒星，则星云将是暗的，即为暗星云。它们的形状和大小是多种多样的。小的只有太阳质量的百分之几到千分之几，是出现在一些亮星云背景上的球状体；大的有几十到几百个太阳的质量，有的甚至更大。它们内部的物质密度也相差悬殊。赫歇��父子于1784年首次注意到明亮的银河中有一些黑斑和暗条。后来的照相研究表明，这种现象是由于一些位于恒星前面的不发光的弥漫物质造成的。这种暗区在银河系中很多，最明显的是天鹅座的暗区，银河被分割成为向南延伸的两个分支。有些暗星云和亮星云在一起，如位于猎户ζ南面的有名的马头星云（图1），它是一个很大的暗星云的一部分，“马头”四周的光芒是从亮星云发出的。蛇夫座S状暗星云和烟斗星云（图2）也是不透明的暗星云。但在云层较薄时，仍可看到一些光度被大大减弱了的恒星，所以在这个天区所看到的星体，就比没有暗星云的天区稀疏得多。 \n\n\n\n图1　马头星云 \n\n\n图2　烟斗星云\n\n\n在不少亮弥漫星云背景上发现了一些圆形的暗斑。这些暗斑是物质密度较高的天体，它们是很小的暗星云，由于呈球形，称为球状体。1947年荷兰天文学家B.J.博克最先讨论了这些“小暗星云”。他在太阳系外大约1 600光年范围内发现了200个左右这样的暗天体，最好的样本在金牛座和蛇夫座。这样的暗天体在光学上显得极厚，消光能力可达30星等。这些小暗星云标志着新生恒星的诞生地。后来天文学界接受了这些天体代表恒星演化过程中一个特殊阶段的观点。球状体的直径小于1秒差距（1秒差距等于3.261 6光年），质量估计为10-1～102m⊙。许多球状体的中央包含红外源，很可能是正在收缩并将形成恒星的天体。\n暗星云本身不发光，利用光学方法进行研究就受到很大限制。射电天文方法为暗星云的研究提供了有力的工具，这主要是由于暗星云有各种射电辐射。尤其是它们发射的中性氢21厘米谱线，使人们能够更深入地研究大量处于低温状态的暗星云的大小、结构和组成，从而为研究银河系结构和运动提供重要的资料。紫外线和X射线由于不能穿入，暗星云中央得不到加热，典型暗星云中的温度很低，为5～10K。此外，暗星云所在天区发现许多有机分子，因此有些暗星云又称星际分子云。通过毫米波观测，发现在一氧化碳暗星云中存在一些温度较高(15～50K)的“热点”，这些热点还有较强的红外辐射。通过红外观测还发现一些包围在暗星云中的能量集中在2～20微米波段的红外源，其中一些较亮的红外源还和暗星云中的微波源有关。观测还发现，一些年轻的天体如赫比格发射星(年龄105～106年)、赫比格–阿罗天体等直接与暗星云有密切的关系。这些暗星云的直径约为10秒差距，平均原子数密度约为每立方厘米5×103个，平均温度约为10K。演化过程中由于某种辐射（如毫米波）损失使内能减少，导致内压力小于本身重力而发生坍缩。坍缩过程中某些团块在重力作用下形成一系列密集点，这些可能就是形成恒星或星群的原始胚胎。根据恒星诞生率和银河系中暗星云的总质量对比来看，只有很少一部分物质（1‰到1%）形成恒星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星际物质", "content": "星际物质（ Interstellar Matter ），银河系（和其他星系）内恒星之间的物质，包括星际气体、星际尘埃和各种各样的星际云，还可包括星际磁场和宇宙线。\n\n\n\n麒麟座玫瑰星云　（选自美国基特峰天文台KPNO）\n\n\n星际物质(ISM)约占银河系可见物质质量的10％，高度集中在银道面，尤其在旋臂中。不同区域的星际物质密度可相差很大。星际气体和尘埃当聚集成质点数密度超过10～103个/厘米3时，就成为星际云，云间密度则低到0.1个/厘米3质点。平均密度为10−24克/厘米3，相当于平均数密度为1个/厘米3氢原子。星际物质的温度相差也很大，从几K到千万K。不同温度和密度的星际物质大体可用三相模型来描述。其中，冷中性介质为密度30个/厘米3原子，温度70K的中性氢气体，占总体积的3%～4%；温中性介质为密度0.3个/厘米3原子，温度6 000K的中性氢气体，占总体积的20％；热电离介质为密度0.001个/厘米3原子，温度1百万K的电离氢气体，占总体积的70％。这三种成分近似处于压强平衡，相互间可来回转换。\n星际气体的化学组成可通过各种电磁波谱线的测量求出。结果表明，星际气体的元素的丰度与根据太阳、恒星、陨石得出的宇宙丰度相似，即氢约60％，氦约30％，其他元素很低。\n星际尘埃是尺度约0.01微米到0.1微米的固态质点，分散在星际气体中，总质量约占星际物质总质量的1％。星际尘埃可能是由下列物质组成的：①水、氨、甲烷等的冰状物；②二氧化硅、硅酸镁、三氧化二铁等矿物；③石墨晶粒；④上述3种物质的混合物。\n星��尘埃吸收和散射星光，使星光减弱，这种现象叫作星际消光。消光数值依赖于观测方向，朝银极方向较小，银心方向最大。星际消光随波长的减小而增长，蓝光比红光减弱得更多，使星光的颜色随之变红，这种现象叫作星际红化。射电和红外波段的星际消光同光学波段相比可忽略，因而是观测银心的最佳波段。星际尘埃还可引起星光的偏振，由这种星际偏振可测量星际磁场，其能量密度约为2×105电子伏/米3。\n星际尘埃对于星际分子的形成和存在具有重要的作用。一方面尘埃能阻挡星光紫外辐射不使星际分子离解，另一方面固体尘埃作为催化剂能加速星际分子的形成。\n星际物质的观测可在不同的电磁波段进行，如1904年在分光双星猎户座δ的可见光谱中发现了位移不按双星轨道运动而变化的钙离子吸收线，首次证实星际离子的存在。1930年观测到远方星光颜色变红，色指数变大（即星际红化），首次证实星际尘埃的存在。1951年通过观测银河系内中性氢21厘米谱线，证实星际氢原子的大量存在。1975年利用人造卫星紫外光谱仪观测100多颗恒星的星际消光与波长的关系，得知220纳米附近的吸收峰。1977年，观测星际X射线波段，发现OⅦ2.16纳米（0.57千电子伏）的谱线，确认存在着温度达105～107K的高温气体。\n根据现代恒星演化理论，一般认为恒星早期是由星际物质聚集而成，而恒星又以各种爆发、抛射和流失的方式把物质送回星际空间。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星际分子", "content": "星际分子（汉语拼音：Xingji Fenzi；英语：Interstellar Molecules），存在星际空间的无机分子和有机分子。与原子一样，分子的能态也是量子化的，它们吸收和发射特定频率的辐射，产生分子谱线。分子能态之间的跃迁分成三种类型：电子跃迁、振动跃迁和转动跃迁，产生的谱线依次位于紫外和可见光区、红外区、毫米和厘米波区。在紫外和可见光区，天文学家探测到H2、CH、CH+ 和CN。但在星际分子赖以存在的低温条件下，分子基本上处于最低的电子能态，分子通过跟其他分子或原子偶然碰撞，大多仅改变其转动能态，然后从较高的转动能态跃迁到较低的能态，产生在毫米和厘米波段的发射线。用射电天文方法探测星际分子谱线始于20世纪60年代，1963年首先发现了OH分子；1968～1969年期间发现了NH3、H2O和H2CO；1970年发现了CO……。到1985年，总共已发现66种星际分子，其中无机分子有十几种，其余都是含有碳原子的有机分子，最复杂的分子是HC11N，由13个原子构成。氢分子是最丰富的星际分子，其次是CO、OH和NH3。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "分子云", "content": "分子云（汉语拼音：Fen zi yun；英语：molecular cloud），星际分子集结的区域。观测表明，虽然有些星际分子， 如 CO，几乎散布在所有的天区，但大多数星际分子集结成团，形成分子云。分子云通常是暗的，在光学波段看不见，温度典型值为20K，平均密度102～104个分子厘米3，中央的密度可达106个分子厘米3，质量一般为104 ～107太阳质量 ，云内有足够的尘埃屏蔽星光中的紫外线，使分子免遭破坏 。在猎户星云后面有一个巨大的分子云，它是离太阳最近的分子云之一，由小而密的核心以及延伸的低密度云两部分组成。前者的直径为0.15秒差距，密度为105个分子厘米3，质量为5个太阳质量；后者的直径至少为10秒差距，极大密度为103个分子厘米3，质量达104太阳质量。被认为是正在形成的恒星的BN天体就在猎户分子云中间，BN 天体附近还有另一个红外源，可能也包括年轻恒星或者正在形成中的恒星。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "电离氢区和中性氢区", "content": "电离氢区和中性氢区（ HⅡand H I regions ），以氢为主要成分的星际气体云。若星云附近有早型的炽热恒星，则中性氢会被恒星的紫外辐射电离，形成电离氢区。中性氢原子从最低能态变为电离状态须经波长短于912埃的紫外线照射。因此，电离氢区附近的恒星必须是能发出大量紫外辐射的O型或B型星。这些星的表面温度高达几万度，被称为激发星。电离氢区的温度也可以达到104K。此外，当星际云之间的密度非常低时，中性氢原子在宇宙线的作用下也会电离。电子和质子一旦分开，就不容易再复合，从而也会形成电离氢区。\n在距激发星10～100秒差距（视星云中氢原子的密度而定）以外，使氢电离的高能光子会迅速减少，电离氢区就过渡到中性氢区。事实上，大部分气体云都处于中性氢状态，中性氢区的温度一般在100K以下。观测表明，银河系旋臂的中性氢原子数密度约为每立方厘米1～10个，旋臂之间约为每立方厘米0.1个。估计中性氢的质量占银河系总质量的1.4～7％。由电离氢区过渡到中性氢区，氢的电离度下降得很快，过渡区的厚度取决于星云气体的密度，而同激发星的性质和电离氢区的半径无关。至于电离氢区的大小则取决于激发星的温度和星云气体的密度。\n观测中性氢区和观测电离氢区所用的方法不同。对中性氢区，目前只能用射电方法观测氢原子发出的中性氢21厘米谱线，而对电离氢区，除观测射电辐射外，还可以用光学手段观测其各种发射线和禁线。\n以下是两个典型的HⅡ区和HⅠ区的各种基本物理参数： \n\n\n电离氢区和中性氢区"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "HⅡ区和HⅠ区", "content": "电离氢区和中性氢区（ HⅡand H I regions ），以氢为主要成分的星际气体云。若星云附近有早型的炽热恒星，则中性氢会被恒星的紫外辐射电离，形成电离氢区。中性氢原子从最低能态变为电离状态须经波长短于912埃的紫外线照射。因此，电离氢区附近的恒星必须是能发出大量紫外辐射的O型或B型星。这些星的表面温度高达几万度，被称为激发星。电离氢区的温度也可以达到104K。此外，当星际云之间的密度非常低时，中性氢原子在宇宙线的作用下也会电离。电子和质子一旦分开，就不容易再复合，从而也会形成电离氢区。\n在距激发星10～100秒差距（视星云中氢原子的密度而定）以外，使氢电离的高能光子会迅速减少，电离氢区就过渡到中性氢区。事实上，大部分气体云都处于中性氢状态，中性氢区的温度一般在100K以下。观测表明，银河系旋臂的中性氢原子数密度约为每立方厘米1～10个，旋臂之间约为每立方厘米0.1个。估计中性氢的质量占银河系总质量的1.4～7％。由电离氢区过渡到中性氢区，氢的电离度下降得很快，过渡区的厚度取决于星云气体的密度，而同激发星的性质和电离氢区的半径无关。至于电离氢区的大小则取决于激发星的温度和星云气体的密度。\n观测中性氢区和观测电离氢区所用的方法不同。对中性氢区，目前只能用射电方法观测氢原子发出的中性氢21厘米谱线，而对电离氢区，除观测射电辐射外，还可以用光学手段观测其各种发射线和禁线。\n以下是两个典型的HⅡ区和HⅠ区的各种基本物理参数： \n\n\n电离氢区和中性氢区"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星际红化", "content": "星际红化（汉语拼音：Xingji Honghua；英语：Interstellar Reddening），星光通过星际空间而变红的现象。在星际物质中，星际气体虽然对恒星发射的可见光有吸收作用，但只是在某些波长上，而星际尘埃能在更宽阔的波段上吸收和散射星光，对星际消光起着主要作用。星际消光的大小不仅随距离和视线方向变化，而且对波长有选择性：蓝光减弱得比红光厉害。到达观测者的星光，相对说来显得更红了，故叫做星际红化。引起消光的尘埃颗粒的直径应为10-1微米量级，波长较长的红光容易穿过尘埃云，而蓝光遭到更多的散射，所以天文学家常在红光和红外波段对星际物质密布的天区进行观测。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "色余", "content": "色余（ colour excess ），天体的实测色指数与光谱型相同的天体的正常色指数之差；前者大于后者，即天体颜色显红时，色余为正。正色余大多是星际红化引起的；星际尘埃对短波的消光作用大于对长波的消光作用。这时色余与光线穿过的距离成正比，因而可根据色余值来估计天体的距离。必须注意的是当星周存在尘埃包层以及红移过大时，也会出现正色余（见红外星）。一些非热辐射的天体，以及反射星云等，出于各自的原因会使色余变成负值，天体显得过蓝，这种现象叫作紫外色余。利用这种现象，常可鉴别和发现一些特殊天体。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银河系", "content": "银河系(示意图)\n 银河系的螺旋结构（艺术图）。NASA/JPL-Caltech/R. Hurt\n 银河系中心周围的区域色彩斑斓。 NASA/JPL-Caltech\n 银河系主体示意图\n 银河系四个波段的图像，a.可见光图像　b.射电图像　c.红外图像　d.X射线图像\n　　银河系（汉语拼音：Yinhexi；英语：Galaxy），地球和太阳所在的巨大恒星系统。拥有约2,000亿颗恒星，因其投影在天球上的乳白亮带——银河而得名��银河系为本星系群中除仙女星系外最大的星系，它的总目视光度约为太阳的150亿倍。按形态分类，银河系是一个Sb或Sc型旋涡星系，中心区有一可能的棒状结构（半径约2,400秒差距，质量约为太阳的100亿倍），记为S(B)bc型。它的第一个主要成分为一旋转的薄盘，称为银盘，直径约为40千秒差距，厚约为300秒差距，质量约为太阳的600亿倍，由较年轻的恒星(星族Ⅰ)，银河星团、气体和尘埃组成。高光度星和银河星云组成旋涡结构(旋臂)叠加在银盘上。在盘内特别是巨分子云中不断进行着活跃的恒星形成过程。第二个主要成分是一较暗的直径约30千秒差距的球形晕称为银晕，质量约为银盘的15％～30％，由较年老的恒星(星族Ⅱ)组成，其中有百分之几处于球状星团中，还有少量热气体。银晕中央融入一显著的旋转椭球形成分(2.2千秒差距×2.9千秒差距)称为银河系核球，亦由星族Ⅱ的恒星组成。银河系的动力学中心称为银心，可能含有一个约300万倍太阳质量的黑洞。第三种主要成分是一由暗物质构成的晕称为暗晕，半径超过100千秒差距。银河系可见物质的质量为太阳质量的1,400亿倍，其中恒星约占90％，气体和尘埃组成的星际物质约占10％。而暗物质的质量至少为太阳质量的4,000亿倍。银河系整体作较差自转。太阳在银道面以北约8秒差距处，距银心约8.5千秒差距(IAU,1985)，以每秒220千米速度绕银心运转，2.4亿年转一周。\n　　1750年，英国天文学家赖特认为银河系是扁平的。1755年，德国哲学家康德提出了恒星和银河之间可能会组成一个巨大的天体系统；随后的德国数学家郎伯特也提出了类似的假设。到1785年，英国天文学家威廉·赫歇耳绘出了银河系的扁平形体，并认为太阳系位于银河的中心。\n　　1918年，美国天文学家沙普利经过4年的观测，提出太阳系应该位于银河系的边缘。1926年，瑞典天文学家贝蒂尔·林德布拉德分析出银河系也在自转。\n\n目录\n\n1 组成\n2 起源和演化\n3 银河系的邻居\n4 研究简史\n\n\n组成\n　　银河系可见物质约90％集中在恒星内。在赫罗图上，按照光谱型和光度两个参量，分为主序星、超巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星五个分支。1944年，巴德通过仙女星系的观测，判明恒星可划分为星族Ⅰ和星族Ⅱ两种不同的星族。星族Ⅰ是年轻而富金属的天体，分布在旋臂上，与星际物质成协。星族Ⅱ是年老而贫金属的天体，没有向银道面集聚的趋向。1957年，根据金属含量、年龄、空间分布和运动特征，进而将两个星族细分为极端星族Ⅰ(旋臂星族)、较老星族Ⅰ、盘星族、中介星族Ⅱ和极端星族Ⅱ（晕星族）。\n　　恒星成双、成群和成团是普遍现象。太阳附近25秒差距以内，以单星形式存在的恒星不到总数之半。迄今已观测到球状星团约160个，银河星团1,200多个，还有为数不少的星协。据统计推论，应当有300个球状星团和18,000个银河星团。\n　　20世纪初，E.E.巴纳德用照相观测，发现了大量的亮星云和暗星云。1904年，恒星光谱中电离钙谱线的发现，揭示出星际物质的存在。随后的分光和偏振研究，证认出星云中的气体和尘埃成分。近年来，通过红外波段的探测发现，在暗星云密集区有正在形成的恒星。射电天文学诞生后，利用中性氢21厘米谱线勾画出银河系旋涡结构。估计出中性氢的质量约为太阳的40亿倍。根据电离氢区（总质量为太阳的8,400万倍）描绘，发现太阳附近有3条旋臂：人马臂、猎户臂和英仙臂。太阳位于猎户臂的内侧。此外，在银心方向还发现了一条3千秒差距臂。旋臂间的距离约1.6千秒差距。1963年，用射电天文方法观测到星际分子OH，这是自从1937～1941年间，在光学波段证认出星际分子CH、CN和CH+以来的重大突破。到2000年底，发现和证认的星际分子已超过120种。这些分子（主要为H2和CO）包含在散布于银盘内的数千个巨分子云中(总质量为太阳的3亿倍)。图2为用不同手段得到的银河系图像。\n\n起源和演化\n　　银河系的起源这一重大课题现今还了解得很差。这不仅要研究一般星系的起源和演化，还必须研究宇宙学。按大爆炸宇宙学模型，观测到的全部星系都是140亿年前高温高密态原始物质因密度发生起伏，出现引力不稳定和不断膨胀冷却，逐步形成原星系，并演化为包括银河系在内的星系团的。\n　　1962年，O.J.艾根、D.林登贝尔和A.R. 桑德奇提出，银河系起源于一个巨大的球形气体云，称原银河星云。化学成分与大爆炸后的原始宇宙相同，即氢约占75％，氦约占25％。在时标约2亿年的迅速坍缩过程���，最早诞生的是晕族恒星，因为形成恒星的气体没有金属，所以这些晕星是贫金属的。又因为气体向中心坍缩，所以承袭其速度的晕星绕中心作偏心率较大的椭圆运动，而来不及形成恒星的大部分原始气体在坍缩过程中互相碰撞，轨道变圆并沉降到银盘上，由于混入了大质量晕星演化后抛出的重元素，使得随后形成盘族的恒星金属丰度较高。近年还从恒星的形成和反馈、银核的活动及周围矮星系物质的吸积等角度，更细致地探讨银河系的动力学和化学演化。20世纪60年代由林家翘和徐霞生等发展起来的密度波理论，很好地说明了银河系旋涡结构的整体结构及其长期的维持机制。\n\n银河系的邻居\n　　银河、仙女座星系和三角座星系是本星系群主要的星系，这个群总共约有50个星系，而本地群又是室女座超星系团的一份子。\n　　银河被一些本星系群中的矮星系环绕着，其中最大的是直径达21,000光年的大麦哲伦云，最小的是 船底座矮星系、天龙座矮星系和狮子II矮星系，直径都只有500光年。其他环绕着银河系的还有小麦哲伦云，最靠近的是大犬座矮星系，然后是人马座矮椭圆星系、小熊座矮星系、玉夫座矮星系、六分仪座矮星系、天炉座矮星系和狮子I矮星系。\n　　在2006年1月，研究人员的报告指出，过去发现银河的盘面有不明原因的倾斜，现在已经发现是环绕银河的大小麦哲伦云的扰动所造成的涟漪。是在她们穿过银河系的边缘时，导致某些频率的震动所造成的。这两个星系的质量大约是银河的2%，被认为不足以影响到银河。但是加入暗物质的考量，这两个星系的运动就足以对较大的银河造成影响。在加入暗物质之后的计算结果，对银河的影响增加20倍，这个计算的结果是根据马萨诸塞州大学阿默斯特分校马丁·温伯格的电脑模型完成的。在他的模型中，暗物质的分布从银河的盘面一直分布到已知的所有层面中，结果模型预测当麦哲伦星系通过银河时，重力的冲击会被放大。　\n\n研究简史\n　　18世纪中叶，人们已意识到除行星、月球等太阳系天体外，满天星斗都是远方的“太阳”。T.赖特、I.康德和J.H.朗伯最先认为，很可能是全部恒星集合成了一个空间上有限的巨大系统。第一个通过观测研究恒星系统本原的是F.W.赫歇耳。他用自己磨制的反射望远镜，计数了若干天区内的恒星。1785年，他根据恒星计数的统计研究，绘制了一幅扁而平、轮廓参差不齐、太阳居其中心的银河系结构图。F.W.赫歇耳死后，其子J.F.赫歇耳继承父业，将恒星计数工作范围扩展到南半天。1837年，W.斯特鲁维测定织女一的三角视差，开始测定恒星的距离，为银河系距离尺度的研究奠定了基础。1887年，O.斯特鲁维首次测定银河系自转，开始了银河系整体运动的研究。1906年，J.C.卡普坦为了重新研究恒星世界的结构，提出了“选择星区”计划，后人称为“卡普坦选区”。他于1922年得出与F.W.赫歇耳的类似的模型，也是一个扁平系统，太阳居中，中心的恒星密集，边缘稀疏。H.沙普利在完全不同的基础上，探讨银河系的大小和形状。他利用1908～1912年H.S.勒维特发现的麦哲伦云中造父变星的周光关系，测定了当时已发现有造父变星的球状星团的距离。假设没有明显星际消光的前提下，于1918年建立了银河系透镜形模型，太阳不在中心。1927年，J.H.奥尔特证实银河系的自转。1930年，R.J.特朗普勒证实存在星际物质。1944年，W.巴德提出星族概念，探讨银河系恒星在物理学和运动学上的总体性质，这对后来银河系形成和演化的研究有重要意义。20世纪50年代，由于射电天文观测手段的应用，证实了银河系旋臂的存在，发现了银河系中心区的复杂结构与爆发现象。60年代，首次探测到银心的红外辐射。80年代，高速晕族恒星的发现以及附近矮星系的运动提示银河系存在暗物质晕。90年代，射电天文学家和红外天文学家合作发现了银心存在大质量黑洞的证据。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银河", "content": "银河（汉语拼音：Yinhe；英语：Milky Way），横跨星空的一条淡淡发光的带。中国古代又称天河、银汉、星河。银河在天鹰座与天赤道相交，在北半天球，它经过天鹅、蝎虎、仙王、仙后、英仙、御夫、金牛、双子和猎户等星座，跨入天赤道的麒麟座，再往南经过大犬、船尾、船帆、船底、南十字、半人马、圆规、矩尺、天蝎、人马和盾牌等星座，返回天鹰座。银河各部分的宽窄和明暗程度相差很大。银河在天球上勾画出一条宽窄不一的带，称为银道带。它的最宽处达30°，最窄处只有4°～5°，平均约20°。银河有些部分很明亮，如盾牌、人马那一段。有些部分则非常暗，如天鹰、天鹅座以南的大分叉和南十字座附近的“煤袋”。大分叉非常暗，银河在那里好像被分成了两条支流。已得知，银河实际上是银河系主体部分在天球上的投影。因此，当用望远镜观测时，可以看见银河由数量众多的恒星和星云组成。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银心", "content": "银心（ galactic center ），银河系的中心，即银河系的自转轴与银道面的交点。银心在人马座方向，2000年历元坐标为：赤经17h45.6m，赤纬−28°56′.3。银心除作为一个几何点外，它的另一含义是指银河系的中心区域。太阳距银心约8.5千秒差距，位于银道面以北约8秒差距。银心与太阳系之间充斥着大量的星际尘埃，所以在北半球用光学望远镜难以在可见光波段看到银心。射电、红外和X射线观测技术兴起以后才探测到银心的丰富信息。中性氢21厘米谱线的观测揭示，距银心4千秒差距处有氢流膨胀臂，即所谓“三千秒差距臂”（最初将距离误定为3千秒差距，后虽订正为4千秒差距，但仍沿用旧名）。大约有1 000万倍太阳质量的中性氢，以每秒53千米的速度涌向太阳系方向。在银心另一侧，有大体同等质量的中性氢膨胀臂，以每秒135千米的速度离银心而去。半径约200秒差距的中心区有很强的射电、红外连续辐射，特别是CO分子谱线，显示这个中心分子区占银河系总分子质量的10％，恒星形成率达每年0.5太阳质量。银心处还有一强射电源，即人马座A*，它发出强烈的同步辐射。甚长基线干涉探测表明，银心射电源的中心区很小，甚至小于一个天文单位，即不大于地球绕太阳的轨道。12.8微米的红外观测资料指出，直径为1秒差距的银核所拥有的质量，相当于几百万个太阳质量，其中约有100万个太阳质量是以恒星形式出现的。有人认为，银心区有一个大质量致密核，或许是一个黑洞。流入致密核心吸积盘的相对论性电子在强磁场中被加速，这样便产生同步辐射。 \n\n\n\n银心区的射电源和红外源 a　人马座A*红外波段的图像　b、c局部射电图像"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银道面", "content": "银道面（汉语拼音：Yindaomian；英语：Galactic Plane），银道所在的平面。天球上沿着银河画出的一个大圆称为银道，与银河的中线非常接近。银河是银河系主体部分在天球上的投影。银道面也是银河系的主平面。以银道面作为基本平面的坐标系称为银道坐标系。银道面与天赤道相交，交角为62°36′，升交点的赤经为18h49m（历元1950.0）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银道带", "content": "银道带（汉语拼音：Yindaodai；英语：Galactic Belt），见银河。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "谷德带", "content": "谷德带（ Goult belt ），在太阳系南面不远的一条亮星集中的带状区域，因美国天文学家谷德首先发现，并作过仔细研究而得名。带内有许多南天最明亮的恒星。谷德带从猎户臂的下端伸出，指向银心。带中约有20万颗星。带长700秒差距，宽70秒差距。带面与银道面的交角平均约16°。谷德带的视绝对星等为－13。若假设谷德带是从一个点源扩展开来的，则根据带内恒星的运动状况可推断其年龄约为4×107年，这与带中B型星的演化年龄相吻合。太阳的位置约在离带中心100秒差距、带的北侧12秒差距处。谷德带内除有许多O-B型星外，还有弥漫星云、广袤暗云和中性氢云（见星云）。太阳周围很可能存在过一个 O星协。这个星协的扩展运动就形成谷德带现象。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星团", "content": "星团（ Star Cluster ），由各成员星之间的引力束缚在一起的恒星群体。许多较亮的星团用肉眼或小望远镜看起来是一个模糊的亮点。1784年法国天文学家C.梅西耶在研究彗星时，把103个位置固定的模糊天体编成星表，以免与彗星混淆。1888年丹麦天文学家J.德雷耶尔编了包括有7 840个有星云、星团等延伸天体的星表《星云星团新总表》（简称NGC星表），后来又发表了包括5 386个天体的NGC星表的补编（简称IC星表）。这几个星表中都载有大量的星团。因此，一般就用这些星表的编号作为星团的名称。如《梅西耶星表》67号天体(M67)即NGC2682，是一个银河星团；M22即NGC6656，是一个球状星团。一些亮星团还有自己的专��名称，如昴星团、毕星团等。星团可分为球状星团和疏散星团两种。\n\n\n\n球状星团\n\n\n球状星团\n球状星团由于它们的形状是球对称的或接近于球对称的而得名，直径数十至300光年，含有数万至数百万颗恒星。恒星平均密度要比太阳附近的恒星大50倍左右，而中心则要大约1 000倍。球状星团内恒星如此密集，又离我们十分遥远，通常只有边缘的一部分星在长时间曝光的照相底片或CCD照片上得以分辨，而要把球状星团中大部分成员星分解成单颗的恒星，必须使用具有高分辨率的哈勃空间望远镜或配自适应光学系统的地面大望远镜。银河系内已发现约150个球状星团，它们大部分分布在银晕中，年龄很老，金属含量很低，各自沿高偏心椭圆轨道绕银心运动。离银盘较近的球状星团年龄较轻，金属含量较高。还可能有许多球状星团隐藏在银盘中，只是由于那里有大量吸光物质而未被发现。\n估计银河系约有500个球状星团，分布在一个中心与银心重合巨大的球形空间内，其数密度随银心距的增加以负3.5次方的幂率下降。在球状星团中有许多变星，其中大部分是天琴座RR型变星，其余大部分是星族Ⅱ造父变星，这两类天体都可用来测定距离。\n1975年底以来，在一些球状星团中发现有X射线源、毫秒脉冲星等，这提示球状星团中可能存在密近双星、中子星或黑洞。很多大星系周围都发现了球状星团，如已知仙女星系的球状星团就在350个以上。巨椭圆星系的球状星团更为丰富，如M87甚至包含数千个。某些相互作用星系，特别是新近并合的星系往往有较年轻的富金属球状星团。  \n\n疏散星团\n疏散星团形态不规则，在大至50光年的范围年含有数十至数千颗恒星。成员星彼此的角距离较大，一般都能用望远镜分解开，因而得名。疏散星团有半数位于银道面附近宽度为7°的狭带上，因此又名银河星团。银河系中已发现的疏散星团约1 200个，著名的如昴星团、毕星团和M67。疏散星团成员星的自行大致相同。如果星团离地球较远，看到的这些星的运动轨迹是大致平行的。但对于较近的疏散星团，由于投影的原因，它们的成员星的运动轨迹看起来并不平行，而是从一点辐射出来，或是会聚于一点，这两种点分别称为辐射点或会聚点。这种离地球比较近的、能得出辐射点或会聚点的疏散星团又称为移动星团，其距离可通过成员星自行的测量得到。\n球状星团是很老的天体，一般年龄约为一百亿年，可用来作为宇宙年龄的下限。但疏散星团的年龄却差别很大，一些年轻星团的年龄只有几百万年，而M67的年龄为几十亿年，故可用来描绘银河系自盘形成以后的历史和演化。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "球状星团", "content": "球状星团（globular cluster），星团的一类。因其外形呈球状而得名。星团里恒星高度密集，其中心区域的恒星空间密度比太阳附近恒星分布的密度大1000倍左右。星团的半径为几十秒差距，质量为几万到几十万太阳质量。属晕星族。在银河系里呈球状分布，但却沿着偏心率很大的椭圆轨道绕银心旋转。球状星团的成员星是银河系里最老的一批恒星，年龄达一百亿年。星团里发现了大量的天琴座RR型变星和星族Ⅱ造父变星，利用这些变星可以准确地定出球状星团的距离。目前已发现了130多个球状星团。据估计，银河系可能包含500个球状星团。全天最亮的球状星团是半人马座ω，即NGC5139。近年来在一些球状星团里发现了X射线源和脉冲星，对于研究球状星团的性质和恒星演化具有重要意义。另外，在一些较近的星系里也发现了球状星团。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银河星团", "content": "疏散星团（open cluster），星团的一类。又称银河星团。疏散星团的外形不规则，成员星数比球状星团少得多，只有几十个到上千个。疏散星团的大小为几秒差距，质量为几十到千倍太阳质量。疏散星团属星族Ⅰ天体，它们分布在银道面附近。根据疏散星团的赫罗图和现代恒星演化理论，可以确定疏散星团的年龄。结果表明，疏散星团的年龄相差很大，有的年轻，有的年老。已发现1000多个疏散星团，其中最著名的如昴星团、毕星团、鬼星团等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "疏散星团", "content": "疏散星团（open cluster），星团的一类。又称银河星团。疏散星团的外形不规则，成员星数比球状星团少得多，只有几十个到上千个。疏散星团的大小为几秒差距，质量为几十到千倍太阳质量。疏散星团属星族Ⅰ天体，它们分布在银道面附近。根据疏散星团的赫罗图和现代恒星演化理论，可以确定疏散星团的年龄。结果表明，疏散星团的年龄相差很大，有的年轻，有的年老。已发现1000多个疏散星团，其中最著名的如昴星团、毕星团、鬼星团等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "移动星团", "content": "移动星团（汉语拼音：Yidong Xingtuan；英语：Moving Cluster），疏散星团的一类。疏散星团的成员星的自行应该大致相同。如果疏散星团离地球比较近，由于投影效应，其成员星在天球上的运动轨迹看起来像是从一点辐射出来，或者向一点会聚。这两点分别称为辐射点和会聚点。能够定出辐射点或者会聚点的疏散星团称为移动星团。目前已确知银河系共有7个移动星团，它们是昴星团、毕星团、鬼星团、大熊星团、英仙星团、天蝎-半人马星团和后发星团。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "昴星团", "content": "昴星团（Pleiades），疏散星团之一。位于金牛座。它的几个亮星位于昴宿，由此而得名。肉眼可以看到其中最亮的六、七个星，故又名七姊妹星团。在梅西耶星表中编号为M45。昴星团的视直径约2°，成员星数在200个以上。昴星团是一个很年轻的星团，其年龄约5000万年。昴星团也是一个移动星团。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "毕星团", "content": "毕星团（汉语拼音：Bixing Tuan；英语：Starling），疏散星团之一。移动星团。位于金牛座。它的几个亮星位于毕宿，由此而得名。\n　　毕星团的成员星数在300个以上，总质量约300太阳质量。毕星团几乎为球形，视直径约15°，线直径约10秒差距。其中心离太阳约44秒差距。毕星团正以43千米／秒的速度离开地球。由毕星团的赫罗图推断，它的年龄约4亿年，比昴星团年老一些。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "鬼星团", "content": "鬼星团（Praesepe），疏散星团之一。位于巨蟹座。因其位置在鬼宿而得名。又称蜂巢星团，中国古代称为积尸气。在梅西耶星表中编号为M44。鬼星团的大小不到10秒差距，成员星200多个，总质量200多太阳质量，其中心离太阳约160秒差距，比毕星团远得多。鬼星团是一个移动星团，正远离地球而去，其速度的大小和方向都同毕星团的差不多。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星协", "content": "星协（ Stellar Association ），由相似光谱型年轻恒星组成的非常松散的集合。OB星协是大质量高光度的O、B型恒星的集合。R星协是质量较小（3～10倍太阳质量），能照亮周围反射星云的年轻恒星的集合。T星协是质量与太阳相当的金牛座T型变星的集合。因为O、B型恒星和金牛座T型变星都是十分年轻的天体，所以星协也是一种年轻的天体，它的年龄只有百万年数量级。某些空间区域既有O星协又有T星协，猎户座星协就是这样的例子。星协和年轻的疏散星团、四边形聚星有密切的关系，后者往往构成星协的核心。此外，星协常与气体尘埃星云有物理上的关联。银河系内，星协总是位于银河系的旋臂上。星协的尺度从数秒差距到数百秒差距，含数十到数百颗恒星。在星协中，虽然某一特定类型的恒星的密度较高，但其总密度却低于周围星场。星协是不稳定的系统，已经发现一些星协在向外膨胀。根据现行的速度倒推回去可估计系统的年龄，如用这种方法估计英仙Ⅱ星协的膨胀年龄略大于一百万年。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星族", "content": "星族（ Stellar Population ），银河系（以及河外星系）内大量天体的某种集合。这些天体在年龄、化学组成、空间分布和运动特性等方面十分接近。银河系所有天体分为晕星族（极端星族Ⅱ）、中介星族Ⅱ、盘星族、中介星族Ⅰ（较老星族）、旋臂星族（极端星族Ⅰ）5个星族。晕星族分布如一个球状的晕，由银河系中最老的天体所组成，包括球状星团、亚矮星和周期长于0.4天的天琴座RR型变星。中介星族Ⅱ的主要代表是高速星以及长周期变星。盘星族包括核球内的恒星、行星状星云和新星，周期短于0.4天的天琴座RR型变星以及“弱线星”（光谱中出现较弱的金属线）。中介星族Ⅰ包括强金属线星和A型星。极端星族Ⅰ集中分布在银道面附近（银面聚度最大），主要为旋臂中的年轻恒星，如O型星、B型星、超巨星，经典造父变星一些银河星团和星际物质等。\n各星族的年龄相差很大。晕星族最老（其中球状星团年龄在100亿年以上）；从中介星族Ⅱ、盘星族和中介星族Ⅰ到最年轻的旋臂星族，年龄依次递减。后者的年龄大多为几亿年，甚至有3千万至5千万年或者更短的。\n各个星族在化学组成上也有差别。一般较老的星族所含的重元素（天文学中重于氦的元素统称金属）百分比，要比年轻星族的低，又称贫金属。这种差别可用恒星演化过程加以解释。恒星进入晚年期后向外抛射物质，使恒星内部核过程所形成的重元素渗入星际物质中去，以后由这种“加浓”物质形成的恒星，重元素含量就会相应增高。因此，越是年轻的恒星，包含的重元素就越多，即越富金属。\n星族Ⅰ和星族Ⅱ的概念是1944年W.巴德提出的，他认为银河系以及其他旋涡星系的恒星可分成两大类，称为“星族Ⅰ”和“星族Ⅱ”。两个星族的差别，明显反映在赫罗图的形状以及最亮恒星的颜色和光度上。对于星族Ⅰ，最亮的恒星是早型白色超巨星；对于星族Ⅱ，最亮的恒星是K型红橙色超巨星。此外，星族Ⅰ和星族Ⅱ在空间分布和运动特性方面也有不同：星族Ⅰ的恒星集中于星系外围旋臂区域内，银面聚度大；星族Ⅱ的恒星则主要集中在星系核心部分，银面聚度小。后来研究表明，把所有的恒星划分为两个星族过于简单。1957年，在梵蒂冈举行的星族讨论会上，将银河系里的恒星划分为5个星族。这种划分方法现已为各国天文学家普遍接受。此外，推测存在比星族Ⅱ更年老的星族Ⅲ，它们可能是大爆炸后不久形成的第一代恒星，几乎完全由氢和氦组成，质量特别巨大，在度过短暂的一生后通过超新星爆发将内部核反应生成的重元素散布到后来形成星系的物质中去。大量的研究表明，星族概念在研究银河系的起源和演化问题上起着重要的作用。它已成为星系天文学和天体演化学的重要内容。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银盘星族", "content": "银盘星族，银盘主要由星族Ⅰ天体组成,如G~K型主序星、巨星、新星、行星状星云、天琴RR变星、长周期变星、半规则变星等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银晕星族", "content": "银晕星族，银河系所有天体分为五个星族之一。晕星族分布如一个球状的晕，包住银河系；在银河系恒星聚集较密的盘状部分，当然也有晕星族的天体，但主要是盘星族和星族Ⅰ。晕星族由银河系中最老的天体所组成，其中包括球状星团、亚矮星和周期长于0.4天的天琴座RR型变星（周期更短的天琴座RR型变星属盘星族）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银河系结构", "content": "银河系结构（ Galactic Structure ），银河系结构的研究已有近二百年历史，这是近代和现代天文学的活跃领域之一。1785年，F.W.赫歇耳第一个研究了银河系结构，他用恒星计数方法得出银河系恒星分布为扁盘状，太阳位于盘面中心的结论。1918年，沙普利研究球状星团的空间分布，得出银河系内球状星团系统的直径为30千秒差距，发现太阳的位置并不在银河系的中心。巴纳德研究了赫歇耳资料指出银河系中存在不发光的星际尘埃云，主要分布于银道面。以后，中性氢21厘米谱线射电的探测，六十年代星际分子谱线的发现，红外技术的发展，都为银河系结构的研究提供了强有力的工具。 \n\n\n\n银河系主体侧视图 \n\n\n\n\n银河系总体结构大致如下：银河系的物质（主要是恒星）密集部分组成一个圆盘，形状有点像体育运动用的铁饼，叫作银盘。银盘的中心平面叫作银道面。银盘中心隆起的球形部分叫银河系核球。核球中心有一个很小的致密区，叫作银核。银盘外面是一个范围广大、近似球状分布的系统，叫作银晕。其中的物质密度比银盘中低得多。银晕外面还有银冕，也大致呈球形。\n银盘直径约25千秒差距。银盘中间厚，外边薄。中间部分的厚度大约2千秒差距。太阳附近银盘厚度约1千秒差距。银盘中有旋臂，这是盘内气体尘埃和年轻的恒星集中的地方。旋臂内主要是极端星族Ｉ天体，如大量的O、B型星、金牛座T型变星、经典造父变星、银河星团、超巨星、星协等。21厘米谱线的研究发现，中性氢高度集中于银道面，尤其集中于旋臂内。银河系内已发现有英仙臂、猎户臂、人马臂等，还有一条离银心4千秒差距的旋臂叫作三千秒差距臂，正以约53公里/秒速度向外膨胀。太阳在银河系内位于猎户臂附近，离银心10千秒差距，在银道面北8秒差距处。银盘内��要是星族Ｉ的天体，除与旋臂有关的天体外，有晚于A型的主序星、新星、红巨星、行星状星云及周期短于0.4天的天琴座RR型变星等等。\n核球是银河系中心恒星密集的区域，长轴长4～5千秒差距，厚4千秒差距，结构复杂。核球的质量、密度、范围都未确定。由于光学观测受到星际消光的影响，射电、红外观测已成这一区域资料的主要来源。核球中主要是星族Ⅱ的天体，如天琴座RR型变星；也有星族Ｉ的天体，如M、K型巨星，近年还发现有分子云。银核发出强的射电、红外和X射线辐射，它的物质状态还不大清楚。银河系中心方向的位置是：赤经17h42m29s，赤纬－28°59′18″（历元1950.0）。\n包围着银盘的银晕，直径约30千秒差距，密度比银盘小，主要由晕星族组成，有亚矮星、贫金属星、红巨星、长周期天琴座RR型变星和球状星团等等。在恒星分布区之外，还存在一个巨大的大致呈球形的射电辐射区，称为银冕。\n银河系有一、二千亿颗恒星，其相当大一部分是成群成团分布的，它们组成了双星、聚星、星协和星团。太阳附近，主要由B型星组成一个独特的恒星系统，叫作本星团或谷德带。它在天球上构成与银道面成16°的大圆，其本质还未完全确定。银河系内，除恒星外，还存在大量弥漫物质，即气体和尘埃。它们除聚成星际云，高度集中分布于银道面附近外，还广泛散布在星际空间，弥漫物质的密度为10-20～10-25克/厘米3。恒星与星际物质间进行物质交换。各类不稳定的星体通过爆发把物质抛射到星际空间。星际云在一定条件下可以凝聚成恒星，星际物质也能被恒星吸积。星际物质的化学成分与恒星大气相近，主要是氢。尘埃的质量平均为气体的1/10。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银河系核球", "content": "银河系核球（ bulge of Galaxy ），银河系中央的椭球状的核。核球的长轴约长3千秒差距，厚2千秒差距。由于银河系核球与太阳系之间的大量尘埃云的消光作用，难以获得它的准确图像。但根据COBE卫星的近红外观测资料，可清楚地看到扁平的中央核球（见图）。它约贡献了银河系总光度的20％。可能有一个棒，从中心延伸到2～3千秒差距。核球恒星年龄约几十亿年，平均金属丰度为太阳值的一半，有的可达太阳的3倍。核球恒星也绕银心转动，平均转动速度约100千米/秒，比盘星稍慢，且有较大的随机速度。核球面亮度的分布和椭圆星系相近，按与银心距离R的1/4次幂变化。其质光比M/L≈12，与仙女星系的核球的质光比差不多。 \n\n\n\nCOBE卫星拍摄的银河系近红外图像"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银盘", "content": "银盘（ Galactic disc ），银河系中由恒星和气体组成的扁平盘状成分。太阳处在银盘中央平面（银道面）附近，故银盘内的恒星在天球上的投影就显现为横贯天穹的狭窄银河。银盘内的恒星按照空间分布、化学组成、年龄和运动学性质的不同又进一步分为薄盘与厚盘两族。薄盘恒星紧靠银道面，密度随到银道面的距离陡峭地指数下降，典型成员（包括天狼、织女、参宿四、参宿七等亮星）离银道面1 000光年以内。薄盘恒星年龄差异很大，从新出生到100亿年都有，越年轻的恒星一般离银道面越近。化学组成方面，薄盘恒星都是富金属星，金属丰度在0.25～1倍太阳值之间。运动学方面，它们绕银心作近圆快速转动，而弥散速度较小(约20～30千米/秒)。厚盘族恒星密度也随到银道面的距离指数下降，但比薄盘平缓，典型成员离银道面约5 000光年以内。厚盘不含年轻恒星，年龄都大于80亿年，金属丰度较低，约为太阳值的1/4到1/10。厚盘族恒星轨道的偏心率较大，弥散速度较高，约40～50千米/秒。中性氢气体的分布比薄盘恒星更紧靠银道面，厚度只有约400光年，但径向延伸超过盘星，在外围有卷曲现象。中性氢气体同盘星一样绕银心作圆轨道运动，但弥散速度更小，只有7千米/秒。分子气体的厚度只有中性氢气体的一半，中心聚度较大，多以巨分子云形式沿旋臂分布。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银晕", "content": "银晕（ Galactic halo ），银河系外围约成球状的物质分布。范围超过银河系的盘状可见区。一般河外星系都有晕，称为星系晕。\n银晕由星晕和暗晕组成。星晕半径约25千秒差距，密度随银心距按指数负3.5的幂律下降，主要成员是球状星团、贫金属亚矮星、周期长于0.4天的天琴座RR型变星和极高速星，总称为晕星族，或星族Ⅱ。这些��的年龄都比较老，约为100多亿年，接近于银河系的年龄。它们绕银心旋转，轨道一般呈长椭圆形。极高速星相对于太阳的速度达300千米/秒。暗晕半径达100千秒差距，密度随银心距按指数负2的幂律下降，由本性尚未确知的暗物质组成。质量可能占整个银河系的90％以上。\n暗晕由原初宇宙中暗物质密度起伏经引力不稳定性增长逐级并合而来。星晕一部分由早期陷入暗晕引力势阱的原星系气体快速坍缩而成，另一部分则来自后来通过吸积作用并入银河系的小伴星系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银核", "content": "银核（汉语拼音：Yinhe；英语：Galactic Center），见银河系结构。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银冕", "content": "银冕（汉语拼音：Yinmian；英语：Galactic crown），见银河系结构。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "旋臂", "content": "旋臂（ spiral arm ），旋涡星系内年轻亮星、亮星云和其他天体形成的螺线形带状结构。这种螺线形带称为旋臂，是旋涡星系外形的主要特征。旋臂按其形态的规整程度分为12类。有两条长而对称旋臂的星系被归为第12类，然后规整程度逐次下降，直到零碎而不对称的第1类。旋臂主要由星族Ⅰ的明亮的早型恒星构成。旋臂中除恒星外，还含有星际气体和尘埃，旋臂的前部（按旋转中的前进方向）往往还存在一暗黑的尘埃窄条。旋臂中还可观测到许多电离氢区。银河系有两条或者更多的旋臂，用光学方法可观测到两条旋臂的一部分，用射电方法则可观测到更多的部分（英仙臂、猎户臂、人马臂和三千秒差距臂等）。旋臂结构的实质可用密度波理论来解释。这种理论认为，星系中央棒形结构的存在或近邻星系的潮汐力易于使星系盘物质产生螺线形密度波动。这种密度波的图案与物质旋转速度不一致。当星际物质进入高密区的引力势阱时，突然的压缩会触发恒星形成，这些明亮的新生恒星就作为示踪物勾勒出螺线形的旋臂。另一种观点认为，前一代恒星演化晚期超新星爆发产生的激波，会触发周围星际物质中的恒星形成，这些新一代恒星演化晚期超新星爆发产生的激波，又会触发周围星际物质中下一代的恒星形成。这种以自传播方式形成的新生恒星也能在自转的星系中产生旋臂。 \n\n\n\n旋涡星系NGC4622的照片显示出两条规整的旋臂"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "猎户臂", "content": "猎户臂，银河系内的一条小螺旋臂，地球所在的太阳系即处于猎户臂内。它也被称为本地臂、本地分支（Local Spur）或猎户分支。\n猎户臂因为靠近猎户座而得名，它位于人马臂和英仙臂之间 － 银河系4条主要螺旋臂中的2条。在猎户臂内的太阳系和地球在本星系泡内，距离银河中心大约8,000秒差距（26,000光年）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "英仙臂", "content": "英仙臂，是银河系的主要螺旋臂之一，是银河系中离银心最远的一段旋臂，位于英仙座。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "人马臂", "content": "人马臂， （也称为人马-船底臂，标示为\"-I\"）是银河系的螺旋臂之一。人马臂最内的末端就连接在中心短棒的一个尾端，形成一个星系中两条主要的螺旋臂之一，另一条主要的大螺旋臂是天鹅臂。\n人马臂被分成两个部分，由银河中心向外弯曲的部分是人马臂（人马棒），在向外延伸的部分是船底臂。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "三千秒差距臂", "content": "三千秒差距臂，银河系四大旋臂之一，离银心1.3万光年。该旋臂正以约53千米/秒的速度向外膨胀。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银河系模型", "content": "银河系模型（ galactic model ），从总体上研究银河系质量分布和结构的一种简化模式。银河系是一个庞大的天体(包括恒星和星际物质等)系统，结构复杂，各个区域的特性参差不齐。为了从总体上研究银河系的物理性质、力学结构和演化，需要把银河系的结构加以简化，不考虑局部细节，以便建立统一的物理量分布的银河系模型。银河系模型不同于真实的银河系，它只是为研究方便而采取的模拟手段。银河系模型主要研究银河系的质量分布。一般只考虑引力，不考虑旋涡结构（因为旋臂的引力场只占银河系总引力场的百分之几），同时还假定引力场是平滑变化的，局部的不规则性是可以忽略��，而且自转是对称的。这样可以避免许多数学上的困难。一般说来，要建立银河系平滑变化的质量分布模型，必须以某种形式的速度分布或密度分布为根据，并且需要选定若干参数。根据观测资料，可以认为银河系质量大体上按椭球分布。对不同的天体群（例如不同星族）可以分别建立各自的质量分布模型。\n近年来，观测方法不断更新，观测资料有了质的飞跃，同时在理论上也取得了长足的进展，因此除了建立质量分布模型外，还可以探讨星系的空间结构和建立运动学模型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "施米特模型", "content": "施米特模型（ Schmidt model ），一种关于银河系质量分布的模型。银河系模型有很多种，其中比较简单而常用的是施米特模型，它是旅美荷兰天文学家M.施米特在1956年提出的。附表列出这个模型的主要结果。表中R为银河系某一点同银心的距离，V(R)为该点的自转线速度，σ(R)为该点附近的面密度，M(R)为距银心R处的球体质量。实际上，施米特模型由四套球体组成，分别代表星际气体、普通恒星、高速星和其他物质。在研究星系旋涡结构的密度波理论中，施米特模型被用作星系的基态（未受摄动的状态）。 \n\n\n\n银河系质量分布的施米特模型"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银河系次系", "content": "银河系次系（ galactic subsystem ），银河系由许多次系组成，各个次系在空间分布、空间运动和物理特性方面互有区别。银河系次系可分为三类:第一类是扁平次系，例如O型星次系、B型星次系、经典造父变星次系和银河星团次系等，它们高度集聚于银道面两旁，形成扁平状的系统。第二类是球状次系，例如天琴座RR型变星次系、亚矮星次系和球状星团次系等，它们以银河系中心为集聚点，形成球状的系统。第三类是中介次系，介于扁平次系与球状次系之间，如蒭藁型长周期变星次系、新星次系和白矮星次系等。次系的概念，是二十世纪二十年代由瑞典天文学家林德布拉德首先提出来的；四十年代以后苏联天文学家库卡尔金和帕连纳戈发展了这一概念，并进行了深入的定量研究。次系的概念和星族的概念实质上是一致的。不过，前者着重考虑空间分布和空间运动的特征，后者着重考虑物理特性和在赫罗图上演化位置。银河系同类次系的总和称银河系子系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银河系子系", "content": "银河系子系（ galactic component system ），银河系的同类次系的总和（见银河系次系）。各个扁平次系构成一个扁平子系，各个中介次系构成一个中介子系，各个球状次系构成一个球状子系。这样，银河系就是由三个子系套迭而成的。子系以及次系，都是同星族相平行的概念。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银河系自转", "content": "银河系自转（ Galactic Rotation ），银河系中的恒星和气体围绕银心在平行于银道面的近圆轨道上所作的整体旋转运动。这种旋转运动在旋涡星系和透镜星系中最为明显。在某些（但非全部）椭圆星系和不规则星系中也可看到，它维持着星系结构以对抗进一步引力坍缩。\n\n\n\n银河系的较差自转曲线\n\n\n研究银河系自转可利用恒星的光学观测资料，如视向速度、自行等。但这种方法只能适用离太阳不超过3～4千秒差距的范围；离太阳更远时需根据中性氢21厘米谱线的多普勒位移，求得氢云的视向速度，从而推出银河系的自转速度。自转速度随银心距的变化称为自转曲线。从银心附近为零开始，1千秒差距处增加到150千米/秒，到太阳附近达220千米/秒，以后保持恒定直到数十千秒差距的观测极限。线速度恒定要求角速度由内向外减小，这种情形称为较差自转。1927年，荷兰天文学家J.H.奥尔特引进了两个参数来描绘太阳附近银河系的较差自转。它们分别是：奥尔特常数 A=+14.8±0.8千米/（秒·千秒差距），B=−12.4±0.6千米/（秒·千秒差距），A–B给出在太阳处银河系的自转角速度，相应的自转周期约为2亿年。 \n由自转曲线可根据动力学求得星系的物质密度分布和总质量。观测表明，许多旋涡星系的自转曲线都像银河系一样，直到远超出光学可见区的距离仍保持平坦，提示这些星系周围存在着大质量的暗物质晕。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "银河系磁场", "content": "银河系磁场（ galactic magnetic field ），银河系（和其他星系）广阔的星际空间存在的���常弱而复杂的磁场系统。\n\n\n\n\n\n由星光偏振、宇宙线、银河背景射电辐射等可粗略估计银河系磁场的大小和方向，但比较准确的测定方法，主要是通过来自脉冲星和其他河外射电源辐射偏振面的旋转，即法拉第旋转，以及中性氢21厘米谱线的塞曼分裂。法拉第旋转测量得到的是辐射源和观测者之间的磁化等离子体的磁场的平均值；中性氢21厘米谱线的塞曼分裂测量得到的是视线方向的中性氢区(HI区)的磁场。银河系磁场分为有序的大尺度成分和无序的小尺度成分。有序成分由法拉第旋转测得，强度在太阳附近约为0.2纳特，在银心距4.5千秒差距（kpc）处约为0.6纳特。在太阳半径以外，磁场指向银河系旋转方向，在太阳半径以内约500秒差距处，磁场指向逆转，在银心距约5.5千秒差距处又再次逆转。无序成分由银河系同步辐射估计，强度从银心向外逐渐降低，在0.5倍太阳半径处约1纳特，在太阳半径处约0.6纳特，在2倍太阳半径处约0.3纳特。有证据表明，分子云中的磁场强度高于密度较低的星际空间，如21厘米辐射的偏振研究显示，猎户座B星云内磁场强度高达6纳特。大样本旋涡星系统计表明，其磁场强度平均约为1纳特。 \n银河系中广泛分布的脉冲星是探测银河系气体盘中大尺度磁场的唯一示踪天体。观测的脉冲星法拉第旋率统计显示，银河系中大尺度磁场的方向是沿着已知的4个旋臂的。在不同旋臂之间，磁场方向会系统地反向。图中圆圈、圆点、方块、方框等标记为脉冲量旋转量"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "恒星天文学", "content": "恒星天文学（ stellar astronomy ），研究恒星、星际物质和各种恒星集团的分布和运动特性的学科。天文学的分支。由于恒星为数众多，恒星天文学不采用讨论单个恒星的办法，而对大样本恒星，借助于统计分析和数学方法进行研究。恒星天文学的研究综合了天体测量学、天体物理学和射电天文学获得的各种数据，包括恒星视差、位置、自行、视向速度、星等、色指数、光谱型和光度等。\n恒星天文学作为一门学科是由F.W.赫歇耳通过对恒星的大量观测和研究开始的。1783年他首次通过分析恒星的自行发现了太阳（在空间的）运动，并定出了运动的速度和向点。J.F.赫歇耳继承和发展了其父开创的事业，在恒星计数、双星观测和编制星团和星云表方面做了大量工作。1837年V.Y.斯特鲁维等测定了恒星的三角视差，从此开始了测定恒星距离的工作。1887年L.O.斯特鲁维从对恒星自行的分析中估计了银河系自转的角速度。19世纪中期天体物理学开始建立，恒星光谱分析为恒星天文学提供了重要资料。1907年K.史瓦西提出恒星本动速度椭球分布理论，开创了星系动力学。1912年，H.S.勒维特发现造父变星的周光关系，成为测定遥远星团的距离的重要手段。由此才对银河系的整体图像，以及太阳在银河系中的地位，有了比较正确的认识。1905～1913年，E.赫茨普龙和H.N.罗素创制了赫罗图，对了解恒星演化和推求其距离提供了有力的手段。1918年，H.沙普利分析了当时已知的100个球状星团的视分布，并用周光关系估算出它们的距离，得出了银河系是一个庞大的透镜形天体系统和太阳不居于中心的正确结论。1927年，荷兰的J.H.奥尔特根据观测到的运动数据证实了银河系自转。此外，银河系次系、星族、星协概念的建立和证实，对变星和星团、星云的研究和探讨恒星系统的结构作出了重要的贡献。\n射电天文学的发展为恒星天文学提供了一种有力工具。1951年，开始利用中性氢21厘米谱线研究银河系内中性氢云的分布。1952年证实银河系的旋臂结构。1958年发现银河系中心的复杂结构和银核中的爆发现象。60年代以来，相继发现100多种星际分子的射电辐射。这些观测结果，对研究银河系自转、旋臂结构、银核和银晕都是非常重要的。星系动力学从20年代以来有很大的发展。1942年，B.林德布拉德提出了形成旋臂的“密度波”概念，以期克服旋涡星系的形成和维持旋臂的理论困难。1964年以来，林家翘等人发展了密度波理论，并且探讨星系激波形成恒星的理论。\n恒星天文学所研究的主要内容有：星系中物质的分布同星系旋转的关系；恒星速度弥散度的规律；恒星系统的引力稳定性；球状星团和星系的动力学结构和演化；星团和星系团的暗物质；星系核中大质量黑洞的探寻和研究；以广义相对论为基础的强引力场星系动力学在发展中。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "太阳运动", "content": "太阳运动（ solar motion ），太阳相对于本地静止标准的运动。又称太阳本动。1783年，F.W.赫歇耳分析天狼、北河二、北河三、南河三、轩辕十四、大角和河鼓二这7颗恒星的自行，认为它们的运动趋向是太阳空间运动的反映，并指出太阳朝向武仙座运动。1837年，阿格兰德尔根据390个恒星的自行资料，证实了赫歇耳的结论。\n本地静止标准可以从两方面确定，它们都是以太阳为瞬时中心的参考标架。一方面是动力学静止标准，它的定义是太阳绕银心作圆轨道运动。所以，太阳附近的、具有同样公转的所有恒星，在此参考标架中都是相对静止的。另一方面是运动学本地静止标准，它使太阳附近所有恒星的空间速度平均为零，实际上是以银心为中心的本地恒星平均运动的标架。\n根据观测，太阳对邻近恒星的运动速度是每秒19.7千米，朝向武仙座一点，该点1 950.0历元的天球坐标是赤经a=18h4m±7m，赤纬δ＝+30°±1°。对应的银道坐标是LⅡ=56°，bⅡ=23°。该点称作太阳向点，简称向点。在天球上与之相对的一点，称作太阳背点，简称背点。向点附近的恒星趋近太阳，视向速度在向点达极大值。背点附近的恒星渐离太阳，视向速度在背点达极大值。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "本地静止标准", "content": "本地静止标准（ local standard of rest ），在研究象星系这样巨大的恒星系统的运动状态时，首先要建立一个基本参考系，或者叫作基本静止标准。为此，必须固定时间t，并固定基本静止标准中的一点(x、y、z)。然后，取一个相对于整个恒星系统而言足够小的空间区域σ，使其包含上述的定点（x、y、z）；同时还要求σ中含有足够多的恒星，以便能够进行统计的讨论。设V0(σ)表示σ中恒星的平均速度（相对于基本静止标准），即σ中恒星的形心速度，当σ的体积趋于零时(对于该恒星系统而言已是无限小，但仍含有足够多的恒星)，V0(σ)趋于一个极限V0，那么它就称为在时刻t，点(x、y、z)的形心速度。以形心速度V0（x、y、z、t）相对于基本静止标准运动的参考系就叫作本地静止标准。在(x、y、z) 附近恒星相对于本地静止标准的速度叫作剩余速度，也称本动速度。形心速度V0(x、y、z、t)确定了一个较差运动场。恒星系统的运动状态可以用较差运动场和剩余速度的分布来描述。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "速度弥散度", "content": "速度弥散度（ velocity dispersion ），弥散度是指随机变量方差的平方根，即均方差或标准差。在天文学中，速度弥散度通常是指恒星系统中剩余速度的弥散度。如果恒星的运动速度遵循速度椭球分布律，那么三个主轴方向的速度弥散度就会与椭球三条主轴的长度成比例。速度弥散度描述了恒星速度与形心速度偏离的程度。根据统计，偏离越大，弥散度也就越大。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "速度椭球分布", "content": "速度椭球分布（ ellipsoidal distribution of velocities ），恒星剩余速度的分布规律。恒星的本动速度不是完全没有规则的。1904年卡普坦在确定太阳运动的向点时，发现除太阳运动引起的视差动外，还存在着彼此相背而行的两大星流，它们的运动方向与太阳的运动方向之间有一固定夹角。1907年K.史瓦西提出，星流只是一种表面现象，实际上沿给定坐标系三条轴线运动的恒星数目、平均速度、速度弥散度均不相同，因而以速度为坐标变量画出的星数相等的曲面是一些三轴椭球，其轴长之比等于沿各该轴恒星运动的速度弥散度之比，比值约为8:5:4。椭球长轴的主方向──向点的坐标约为赤经18h5m)，赤纬-17°5(1950.0)。速度椭球分布的本质是:恒星的剩余速度遵从各向异性的正态分布。\n不同类型恒星的运动差别颇大。主序星、中晚型巨星和经典造父变星属于星族Ⅰ，其速度弥散度较小，由此定出的太阳运动也较正常。由星族Ⅱ的恒星求得的太阳运动速度很大，向点由武仙座移到仙王座，恒星运动的速度弥散度也很大。星族Ⅰ的恒星位于银道面内，绕银心公转，轨道近于正圆；星族Ⅱ的恒星也绕银心公转，而轨道则为偏心率很大的椭圆，各处速度差异很大；所以前者弥散度小而后者弥散度大。另外，由于星族Ⅰ的恒星绕银河系的转动速度比星族Ⅱ的恒星大得多，而太阳属于星族Ⅰ，所以由星族Ⅱ求得的太阳运动与由星族Ⅰ求得的很不一致。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "K效应", "content": "K效应（ K-effect ），太阳周围 B型星的“反常”运动。一般恒星群的平均视向速度在向点附近约为-20公里/秒；在背点附近约为+20公里/秒（见太阳运动）。1903年，富洛斯特和W.S.亚当斯发现，随后并为卡普坦证实，B型星的运动却有所不同。向点附近32个B型星的平均速度为-18.4±2.1公里/秒，而背点附近29个B型星的平均速度为+28.4±2.1公里/秒。所以，太阳相对于B型星的速度\n\n\n\n\n\nB型星远离太阳的平均速度\n\n\n\n\n\n后者用 K项表示，所以称为 K 效应。关于 K 效应的本原尚无完满的解释。有人认为可能是太阳周围的 B型星不断四向膨胀的反映，也可能是 B型星固有的广义相对论红移 效应。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "星系动力学", "content": "星系动力学（ galactic dynamics ），研究恒星系统中物质分布和运动状态的动力学理论。又称恒星动力学。这里所说的恒星系统包括星团、星系和星系团，是由引力束缚在一起的恒星、星际气体和尘埃（以及暗物质）所组成的整体。星团含有100～100万颗恒星，星系含有1 000万～1万亿颗恒星。除某些系统中心黑洞附近需要考虑相对论效应外，这些系统的行为一般由牛顿运动定律和牛顿引力定律支配。星系动力学至少同物理学的其他三个分支直接相关。星系动力学同天体力学的关系最为密切，因为两者都涉及引力势中轨道的研究；不过天体力学的许多数学方法不能用于星系动力学，因为天体力学基于质量、偏心率、倾角等参数的摄动展开，在用于后者时不收敛。星系动力学与经典统计物理学有深刻联系，因为两者都涉及大量粒子组成的系统，必须进行统计处理。星系动力学同等离子体物理学也彼此借鉴研究方法，因为它们研究的都是通过长程力作用的大量粒子集合。不同的是有正负电荷而无负质量。\n星系动力学中最基本的两个物理量是分布函数和引力势函数。前者是位置、速度和时间的函数，后者是位置和时间的函数。它们满足无碰撞玻耳兹曼方程和泊松方程。泊松方程来自牛顿引力定律，而无碰撞玻耳兹曼方程（见统计输运理论）则是相空间密度不变的刘维尔定理（见统计物理学）的推论。将无碰撞玻耳兹曼方程对速度空间积分得到连续性方程；乘以速度再对速度空间积分得到流体力学中欧拉方程的类比，因1919年由J.H.金斯首先应用于星系动力学，故称为金斯方程。星系动力学就是要在一定的近似假设（如球对称或轴对称条件）下求解上述方程，并研究这样的解是否能够保持稳定。1927年，B.林德布拉德求得了速度椭球与奥尔特常数之间的关系。1928年，J.H.奥尔特在分布函数服从速度椭球分布律的假设下，解出轴对称星系的分布函数，成功地解释了银河系的较差自转现象。1940年后，林德布拉德提出密度波的概念来解释旋涡星系旋臂的存在，1964年，林家翘和徐霞生等完成了准稳旋涡的密度波理论，导出了密度波的色散关系，成功地解释了大量观测事实。\n星系之间的相互作用会引起潮汐摩擦、剥离、并合等丰富的动力学效应，已得到大量观测资料的证实。由于这类情形往往缺乏对称性，难于用解析方法处理，所以自1970年以来发展了计算机数值模拟，大大推动了星系动力学演化研究的进展。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "恒星与银河系", "title": "密度波理论", "content": "密度波理论（ density wave theory ），以引力作用下物质流进流出低引力势的旋臂区解释星系旋涡结构的理论。1964年由美籍华裔天体物理学家林家翘和徐霞生在荷兰天文学家B.林德布拉德工作的基础上提出。密度波理论认为，旋涡结构并不是永远由同一批物质组成。它实质上是物质集中处低引力势区的波动状图案。换句话说，旋臂由密度波波峰的迹线构成。波形图案并不与物质相联，而是以不同的角速度运动。相对运动速度平均约30 千米/秒。正是这种运动维持了旋涡星系的规整外貌，也解决了固定物质旋臂因较差自转带来的缠绕困难。 \n\n\n用密度波解释星系的旋涡结构\n\n\n\n恒星进入旋臂引力势阱后，在那里停留一段时间再随轨道运动出来。星际气体在进入旋臂时受到突然压缩，可能触发恒星形成，从而成功地解释了明亮年轻恒星集中分布在旋臂上的现象。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系", "content": "星系（ Galaxies ），由引力束缚在一起的几百万至几万亿颗恒星以及星际气体和尘埃、暗物质等构成，占据几千光年至几十万光年的空间的天体系统。银河系就是一个普��的星系。银河系以外的星系称为河外星系，一般称为星系。\n\n\n\n大熊座旋涡星系M81（国家天文台BATC组提供）\n\n\n室女团中心椭圆星系M87（NASA提供）　\n\n\n猎犬座旋涡星系M51（国家天文台BATC组提供）\n\n\n目录\n\n1 研究简史\n2 形态和分类\n3 分布\n4 运动和质量\n5 形成和演化\n\n\n研究简史\n17世纪望远镜发明以后陆续观测到一些云雾状的天体，称之为星云。18世纪，德国的I.康德和英国的T.赖特都曾猜想这些云状天体是像银河一样由星群构成的宇宙岛，只是因为距离太远而不能分辨出一颗一颗的星来。但它们到底有多远，直到20世纪初才找到线索。1917年美国天文学家G.W.里奇在威尔逊山天文台所摄的星云NGC6946的照片中发现了一颗新星，随后H.D.柯蒂斯也有类似的发现。因为这些新星极其暗弱，他们认为星云应该极其遥远，是银河系以外的天体。1924年，美国天文学家E.P.哈勃用威尔逊山天文台的2.5米大望远镜在仙女座星云、三角座星云和星云NGC6822中发现造父变星，并且根据造父变星的周光关系定出这几个星云的距离，终于肯定了它们是银河系以外的天体系统，称它们为河外星系。现代望远镜，包括哈勃空间望远镜能观测到的星系数目估计在500亿以上。\n\n形态和分类\n星系的外形和结构是多种多样的，但大多由椭球形的中央核球和（或）扁平的盘成分构成。1926年，哈勃按星系的形态进行分类，把星系分为椭圆星系、旋涡星系和不规则星系三大类。后来又细分为椭圆、透镜、旋涡、棒旋和不规则5个类型。\n椭圆星系没有盘成分，外形近似于椭圆，记为E型，后面标以阿拉伯数字表示椭圆的扁度，从0到7，数字越大，椭圆越扁。旋涡星系核球和盘两种成分都有，外形像旋涡，记为S型，大多数都有两条沿相反方向旋卷的螺线形旋臂，其中一些在核心部分有一棒状结构，称为棒旋星系，没有棒状结构的则称为正常旋涡星系。棒旋星系记为SB型。S和SB型号后面附以小写英文字母a、b、c表示核球和盘两种成分的相对重要性以及旋臂缠卷的松紧程度，a型核球最大，旋臂最紧，b型次之，c型核球最小，旋臂最松。与旋涡星系类似为盘状但无旋臂的星系归为透镜型，记为S0。不规则星系的形状没有规则，记为Irr型。\n此外，从尺度和光度上分，有一种超巨型椭圆星系，往往出现于星系团的中心或中心附近，据认为是几个星系碰撞并合的产物。这种稀有的星系称为cD星系。相反，为数众多，尺度和光度比正常星系小的星系称为矮星系，并可进一步细分为矮椭圆星系(dE)、矮不规则星系(dIrr)和矮椭球星系(dSph)。\n在1 000个最亮的星系中，旋涡星系占75％，椭圆星系占20％，不规则星系占5％。如果包括矮星系在内，则相对比例变为30∶60∶10。不同形态星系的比例也与星系所在的环境相关：在密度高的富星系团中，大多数亮星系是椭圆星系和透镜星系，旋涡星系只占5％～10％；而在星系团外的低密度环境中，亮星系中80％是旋涡星系。\n除上述普通的星系外，近年来又发现了许多特殊星系。有些旋涡星系，具有十分明亮的中心区，光谱中有强而宽的发射线，称为赛弗特星系。有些星系具有很亮的近于星状的核心，称为N型星系。有些星系有很强的射电辐射，称为射电星系。有的星系诸如M82，近期发生着大规模恒星形成，称为星暴星系。以上几种星系都是活动激烈的星系，统称为活动星系。有证据表明1963年发现的类星体实际上是具有活动核的星系，是活动星系核(AGN)中的一种。AGN的能源是位于中心的超大质量黑洞。\n\n分布\n1934年E.P.哈勃对44 000多个星系的视分布进行了研究，证实星系的数目有规律地从银极向银道递减。银道方向星系很少，形成一个隐带。这种视分布是由银河系星际物质吸光造成的。实际上从大尺度来看，星系分布在各个方向都是一样的。星系的空间密度也近于均匀。从较小的尺度来看，星系的分布有成团的倾向。有的是两个结成一对；多的可能几百以至几千个星系聚成一团。银河系同麦哲伦云、仙女星系以及其他40多个星系构成一个集团，称为本星系群。一般的星系集团称为星系团。星系团内星系之间的距离约为百万光年量级。本星系群和室女星系团等星系团又构成更高级的集团——本超星系团，其长径约1亿～2.5亿光年，其总质量约为太阳的千万亿倍。现在观测到的星系团已有一万个以上。\n\n运动和质量\n星系内部的恒星和气体都在运动，而星系作为一个整体也在运动。恒星在星系内部的运动有两种：一是围绕星系核心的旋转运动��一是弥散运动。盘状星系以旋转运动为主。椭圆星系以弥散运动为主。旋转的特点是较差自转，旋转速度作为到中心距离的函数称为旋转曲线。弥散运动是叠加在旋转运动上的随机运动，遵循类似麦克斯韦分布的椭球分布律。星系整体也有各种运动。成对出现的星系（即双重星系，又名星系对）彼此围绕公共质心转动。在星系团中，星系间有随机的相对运动。此外，1929年哈勃还发现星系的红移同距离成正比的关系（见哈勃定律）。按照红移的径向多普勒效应解释，这表明星系之间距离越远，相互退行越快，这就是宇宙膨胀运动。\n从星系的运动可得知星系的质量。根据牛顿定律，转动着的星系内任一点的离心力必须同该点轨道以内所有物质对它的引力相平衡，这样可由速度–距离关系的实测曲线（旋转曲线）得出星系的质量分布和总质量。多数星系的旋转曲线有向外变平的趋势，表明星系发光区域之外存在大质量暗晕。按照恒星在星系内的速度弥散度，由位力定理可求得星系的质量，称为位力质量。与此类似，按照星系在星系团内随机运动的速度弥散度，也可求出星系团的总质量。用这种动力学方法求出的总质量往往比由测光方法定出的光度质量大一个数量级，意味着星系团中含有大量不发光的暗物质。\n\n形成和演化\n从椭圆星系到旋涡星系再到不规则星系，似乎有质量递减、气体含量增加、老年恒星减少的趋势。其中，旋涡星系本身随着旋臂由紧到松，也有相应的序列变化。\n因此曾经提出这样的星系演化序列：由椭圆星系到旋涡星系，由紧旋涡逐渐旋开变为松旋涡以至成为不规则星系。也有人认为是沿着相反的途径演化的。因为不同类型星系的质量和角动量有量级的差异，难以解释在演化中总质量和角动量变化很大的现象，所以更多的人认为星系分类的序列也许并不是演化序列，而只是初始条件的反映：密度较大的原气体云，自转较慢，角动量密度较小，因而恒星形成快，年龄老，颜色红，成为星多气少的椭圆星系；密度低而角动量密度高的原气体云，恒星形成慢，未形成恒星的气体多，在快速自转中变为扁盘形，从中产生旋臂，并不断形成新的年轻恒星，成为颜色较蓝的旋涡星系。不过，数值模拟实验和观测证据表明，两个富气的旋涡星系相遇时，在动力学摩擦和潮汐力作用下可能发生并合，触发恒星形成，消耗或剥离气体，转变为一个椭圆星系。迄今为止，星系的演化还是正在积极研究的一个尚未解决的问题。 \n按照大爆炸理论，星系起源于早期宇宙中非常微小的物质不均匀性，随着宇宙的膨胀，这种密度起伏由于引力不稳定性的作用而放大，最终导致星系尺度天体的形成。数值模拟计算表明，暗物质，特别是冷暗物质的存在对星系形成过程有重要影响，但星系何时和怎样形成的细节也还很不确定。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "河外星系", "content": "河外星系（ anagalactic nebula ），是指在银河系以外，由大量恒星组成星系。因为距离遥远，在外表上都表现为模糊的光点，因而又被称为“河外星云”。河外星系与银河系一样也是由大量的恒星、星团、星云和星际物质组成。\n人们又观测到大约10亿个同银河系类似的星系。按照它们的形状和结构，可以分为：旋涡星系、棒旋星系、椭圆星系和不规则星系。人们估计河外星系的总数在千亿个以上。最通用的河外星系分类法是1926年哈勃提出的。\n河外星系的发现将人类的认识首次拓展到遥远的银河系以外，是人类探索宇宙过程中的重要里程碑。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "宇宙岛", "content": "宇宙岛（ world island ），历史上对星系的一种称呼。在这里，把宇宙比作海洋，星系比作岛屿。古代人对宇宙的结构只有笼统的观念。16世纪末，意大利思想家G.布鲁诺推测恒星都是遥远的太阳，并提出了关于恒星世界结构的猜想。到了18世纪中叶，测定恒星视差的初步尝试表明，恒星确实是远方的太阳。这时，就有人开始研究恒星的空间分布和恒星系统的性质。1750年英国T.赖特为了解释银河的形态，即恒星在银河方向的密集现象，就假设天上所有的天体共同组成一个扁平的系统，形状如磨盘，太阳是其中的一员。这就是最早提出的银河系概念。1755年德国哲学家I.康德在《自然通史和天体论》一书中，发展了赖特的思想，明确提出“广大无边的宇宙”之中有“数量无限的世界和星系”，这就是宇宙岛假说的���源。在赖特和康德前后，还有E.斯维登堡和J.H.朗伯特等人，都发表了同样的见解。可是，当时人们把河内星云（即银河星云）和河外星云（即星系）都当作星系，而且对银河系本身的大小和形状也没有正确的认识。因此，宇宙岛这个假说在170年间有时被承认，有时被否定；直到1924年前后，测定了仙女星系等的距离，确凿无疑地证明在银河系之外还有其他的与银河系相当的恒星系统，宇宙岛假说才得到证实。\n宇宙岛这一名称，据E.P.哈勃考证，最初出现在德国A.von 洪堡的著作（《宇宙》第三卷，1850）中，因为它形象地表达了星系在宇宙中的分布，后来就被广泛采用。另外还有“恒星宇宙”和“恒星岛”等名称，都是“宇宙岛”的同义语。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系天文学", "content": "星系天文学（ galactic astronomy ），以星系和星系际空间为研究对象的天文学分支学科。它的任务是探讨星系的结构、运动、起源和演化，星系对、星系群和星系团的结构、空间分布、相互作用和演化联系。星系天文学是现代宇宙学的基础之一。\n\n发展简史和内容\n1888年出版的《星云星团新总表》(NGC)及其《补编》(IC)刊载了13 226个非恒星天体和非单星天体，后来判明其中绝大多数是河外星系，这为星系天文学的诞生准备了基本资料。1919年E.P.哈勃用当时最大的望远镜发现了仙女座大星云NGC 224(M31)、三角星云NGC 598(M33)、人马座星云NGC 6822中的造父变星，并根据周光关系测定了距离，证明它们在银河系之外，并且指出当时统称为星云的天体，大多是和银河系同一等级的恒星系统，把它们命名为河外星系，简称星系。哈勃在前人发现的基础上，还揭示了星系世界普遍有谱线红移效应以及星系距离和红移大小成正比的规律，建立了星系天文学。20世纪50年代以前，星系天文学主要沿着两个方向发展。一是研究以恒星热辐射为主导的正常星系的形态、结构、运动和物理状况；建立形态分类系统，把大多数星系纳入旋涡、棒旋、透镜、椭圆和不规则五大形态框架；通过星系的自转以及星系群的运动，测定星系的质量；用测光方法和光谱方法探讨星系的恒星成分和气体成分，以及星族的划分和分布等。另一方向的进展是，建立并改进星系距离尺度，通过星系的空间分布、成团现象和红移效应，探索大尺度宇宙结构，描述今日所公认的百亿光年范围的可观测宇宙等。近50年来，逐步打开了射电、红外线、紫外线、X射线和γ射线“天窗”，探测到以非热辐射为主导的射电星系、赛弗特星系、类星体、蝎虎座BL型天体等具有活动星系核的天体，发现了可能以其中央大质量黑洞的吸积为能源的喷流、视超光速等高能现象；探测到由于大规模恒星形成而在远红外波段非常亮的星暴星系等。这些发现都向天文学和物理学提出了严重的挑战。今天星系和星系际空间的研究已成为天文学最活跃的领域之一。研究星系的起源和演化可推动天体物理学、宇宙学和物理学不断向前发展。\n\n研究方法和手段\n用中等口径的光学望远镜，可对本星系群的一些成员（如大、小麦哲伦云，仙女星系）的星系盘、旋臂、星系核、星系晕和星系冕进行分部观察，并对其成员天体（星团、电离氢区、行星状星云、超巨星、红巨星、新星、造父变星）作光度测量和光谱分析。然而，除少数近距星系外，绝大多数星系因距离遥远，呈现为暗弱的小面光源，其微小程度甚至接近于点源。要取得它们的光学观测资料，必须用大口径望远镜和高效能辐射接收装置，而对百亿光年的深空探索还得配备强光力广角设备。要掌握河外天体的射电天图必须有大型的射电天线，还要具备能与光学成像相称的射电分辨技术。河外星系世界的非热辐射和高能过程，正吸引着全球的大型射电仪器和空间探测装置。当代威力强大的各个波段的望远镜都把河外天体作为重要的观察对象，以期在这方面获得更大的进展和突破。星系天文学的主要研究手段是天体物理方法。此外，星系动力学（包括解析、半解析和数值模拟方法）也是重要的研究工具。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "河外天文学", "content": "河外天文学，又称河外星系天文学（Extragalactic astronomy），是天文学的一个分支，研究的对象是我们的银河系以外的星系——研究所有不属于银河系天文学（英语：Galactic astronomy）的天体。\n当工作的仪器获得改善，就可以更详细的研究现在只能审视的遥��天体，因此这个分支可以再细分为更有效的近银河系外天文学和远银河系外天文学。前者的成员与对象包括星系、本星系群，距离近得可以详细研究内部的超新星遗迹、星协。后者远得只是可以测量的对象和只有最明亮的部分可以描述或研究。随着仪器的改进，现在可以更详细地检查遥远的物体，因此河外星系天文学包括几乎可观测宇宙边缘的物体。\n一些相关的主题如下：\n\n\n星系集团\n\n类星体\n\n射电星系\n\n超新星\n\n星系际恒星\n\n星系际尘埃\n\n星系际尘云"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系的分类", "content": "星系的分类（ classification of galaxies ），将星系按一定特征划分为若干类别的系统。星系的分类是研究星系的物理特性和演化规律的依据。1926年E.P.哈勃在观测并证认大量星系的基础上，建立了星系按形态分类的系统。1940年以后，随着照相巡天观测的开展，各种星系的观测资料在数量上和质量上都有了大幅度的提高：一方面，对哈勃分类提出了一些修订方案；另一方面，又在研究特殊星系以及正常星系若干细节尤其是星系核的基础上，提出了一些新的分类系统，如沃库勒系统、范登堡系统、摩根系统等。 \n\n\n\n星系的哈勃分类 \n\n\n目录\n\n1 哈勃系统\n2 沃库勒系统\n3 范登堡系统\n4 摩根系统\n\n\n哈勃系统\n哈勃于1926年提出将星系分为椭圆星系（以E表示）、旋涡星系（以S表示）和不规则星系（以Irr表示）3大类。其中，旋涡星系根据有无棒形结构分为正常旋涡星系（以S或SA表示）和棒旋星系（以SB表示）两族。每族按核球相对于盘的大小和旋臂由紧到松的程度分为a、b、c三个次型。椭圆星系按椭率分为8个次型，E0表示正圆星系，E7具有最大的椭率。后来又分出中介类型S0（无臂盘星系）和SB0（无臂有棒盘星系），以及各种过渡形态。不规则星系分为两类：IrrⅠ和IrrⅡ。IrrⅠ类非对称，有亮的O、В星和电离氢区等星族Ⅰ天体。IrrⅡ类分解不出恒星，有不规则吸收的尘埃条和尘埃片。有一部分IrrⅡ星系可能是正被伴星系的引力所扭曲或正在并合的星系（见星系）。\n哈勃系统是一种形态分类。它是直接以观测为依据的，切实可行而又稳定不变，因此至今仍被广泛采用。哈勃分类第一判据可能同星系前身的角动量分布有关，也同最早期恒星的形成时标有关；第二、第三判据则可能同星系的恒星生成率有关。若干难于纳入哈勃分类系统的星系称为特殊星系（如M82,NGC 3077,NGC520,NGC 2685,NGC 3718）。这些星系的数量只占百分之几。\n\n沃库勒系统\n1959年以来，G.de 沃库勒多次对哈勃系统提出修订方案。方案的要点是划分四大类、两族、两种和五级。①四大类：椭圆星系(E)，透镜型星系(L)，旋涡星系(S)，不规则星系(Irr)。其中，透镜型星系等同于哈勃系统中的S0类。②两族：L类和S类又各分为A、B两族。A族表示无棒；B族表示有棒；AB表示过渡（混合）形态。③两种：r和s。r种代表旋臂绕成弧状，环成圆形SA(r)或椭圆形SB(r)；s种表示旋臂从星系核心或棒端出发，形成“s”状。过渡形态记为rs或sr。④五级：a,b,c,d,m（麦哲伦云类型）。过渡形态记为ab,bc,cd,dm。星系的一些物理参量如色指数、气体含量和旋转速度等，往往和上述顺序级有关联。\n\n范登堡系统\n亦称DDO系统，DDO是S.范登堡所在的研究单位加拿大戴维·邓洛普天文台(David Dunlap Observatory)的缩写。该分类系统是二维的，它沿用了哈勃分类参量a、b、c，增加光度型作为第二个参量。范登堡根据《帕洛马天图》发现，旋臂的形态与星系的光度密切相关：光度越高，旋臂就越长、越舒展；反之，光度越暗，旋臂越不舒展。据此，范登堡将Sb型分为五个光度型(Ⅰ,Ⅰ–Ⅱ,Ⅱ,Ⅱ–Ⅲ,Ⅲ)，Sc、Irr型分为八个半光度型（Ⅰ至V，包括各种过渡型）。如M51划为ScⅠ，M31划为SbⅠ–Ⅱ，M33划为ScⅡ–Ⅲ，大麦哲伦云划为IrrⅢ–Ⅳ,IC1 613划为IrrV。\n\n摩根系统\n又称叶凯士系统（因W.摩根在美国叶凯士天文台工作而得名），用E,S,B(≡SB)，I表示形态；另加L、N和D 3个字母（L表示表面亮度小，N表示在微弱背景上有小而亮的核，D表示没有尘埃）。再用前标a–f,af,f,fg,g,gk和k表示中聚度，用后标表示倾角指数1——圆……7——纺锤形，a/b≈10，另以p表示特殊，如：\nNGC 5273——摩根系统gkD2，哈勃系统S0/Sa \nNGC 488——摩根系统kS2，哈勃系统Sb \nNGC 628——摩根系统fgS1，哈勃系统Sc \nNGC 5204——摩根系统fI–fS4，哈勃系统Sc/Ir，沃库勒系统SAm \nNGC 4449——摩根系统aI，哈勃系统Ir，沃库勒���统Ibm \n星系形态分类受观测波段、曝光时间等多种因素包括研究者主观判断的影响，不同文献对同一星系的分类可能不一致。进入21世纪以后，随着斯隆数字巡天计划的完成，天文学家将获得空前均匀的大样本星系成像数据，加上计算机人工智能的帮助，星系形态分类将变得更为准确客观。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "旋涡星系", "content": "旋涡星系（ spiral galaxy ），具有旋涡结构的盘状星系。星系的哈勃分类中用S代表（见星系分类）。旋涡星系的旋涡形状，最早是W.P.罗斯于1845年观测猎犬座星系M51时发现的。旋涡星系的中心通常有大质量黑洞，稍外是由星族Ⅱ老星组成的椭球状核球，周围围绕着由星族Ⅰ恒星、疏散星团、气体和尘埃组成的扁平圆盘，同核球恒星相比，盘星旋转速度较大而弥散速度较小。盘的面亮度从内向外呈指数律降低，I(R)＝I(0)exp(−R/hR)，式中hR为面亮度降到1/e时的半径，称为标长，取值在1至10千秒差距之间。从隆起的核球两端延伸出两条或更多点缀着明亮年轻恒星的螺线状旋臂，叠加在星系盘上。球形的星系晕延伸到盘以外，其中主要是星族Ⅱ天体，典型代表是球状星团。一个中等质量的旋涡星系往往有100～300个球状星团。再往外还有由暗物质组成、主导着星系质量的暗晕。它的存在是大量星系的旋转曲线在远离中心仍像观测到的那样保持平坦的必要前提。旋涡星系的质量M为100亿至1万亿倍太阳质量，光度对应的绝对星等是−15～−21等。质光比（以太阳质量和太阳光度为单位）M/L≈2～20。直径范围是5～50千秒差距。1977年发现，旋涡星系的光度约与峰值旋转速度（由中性氢21厘米谱线宽度测定）的4次方成正比，按其发现者的名字称为塔利–费希尔关系，是估计星系相对距离的重要方法之一。 \n\n\n\n大熊座旋涡星系M101（国家天文台BATC组提供）"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "棒旋星系", "content": "棒旋星系（barred spiral），旋涡星系的一类，其旋臂与一个由恒星组成并通过星系中心的直棒相连。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "椭圆星系", "content": "椭圆星系（elliptical galaxy），看起来像天空中一个椭圆或圆形光斑、周围没有恒星盘迹象的星系。以前以为它们的外形像美国橄榄球，但对这些星系中恒星轨道速率的研究（利用光谱学和多普勒效应）证明，椭球（三维椭球）的全部三个轴一般都有不同的长度。 椭圆星系主要由年老的红色恒星组成；虽然这些恒星之间确实有不少尘埃和气体，但在这些星系中今天已很少看到活跃的恒星形成迹象。由于这，椭圆星系曾被认为是最年老的星系，而且从宇宙生命早期以来就基本上没有变化；但是较新的研究表明，许多椭圆星系（也许所有大椭圆星系）是旋涡星系相互碰撞、合并而成的（见星系形成和演化）。星暴星系大概正处在这一过程之中。\n　　椭圆星系的质量范围从矮椭圆星系的大约100万太阳质量（与我们银河系的球状星团相似）到巨椭圆星系（已知最大的星系）的多达10^12太阳质量。考虑到很多矮椭圆星系因距离远而无法看见，椭圆星系占全部星系的大约60％。椭圆星系是星系团的最普通成员，而且富星系团的中心位置通常是一个占引力支配地位的大质量椭圆星系。最强的射电源都与大椭圆星系相联系，这表明在它们的核心部位可能隐藏了黑洞。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "不规则星系", "content": "不规则星系（ irregular galaxy ），既没有明显的核、旋臂和盘，又没有椭球状对称结构的星系。哈勃分类系统中用字母Irr表示。分为IrrⅠ型和IrrⅡ型。IrrⅠ型是典型的不规则星系，除具有上述的一般特征外，有的还有隐约可见、不甚规则的棒状结构。它们是规模不如旋涡星系和椭圆星系的矮星系，质量为1亿～10亿倍太阳质量，有的可达100亿倍太阳质量，体积小，长径的幅度为2～9千秒差距。和Sc型旋涡星系相似，不规则星系有年轻的星族Ⅰ天体及电离氢区、气体和尘埃。星系结构可分解为星团、电离氢区等特征的程度高者记为Irr＋，分解程度低者记为Irr－。IrrⅠ型不规则星系气体含量高意味着它们自形成以来尚未充分演化。IrrⅠ型不规则星系有一个次型，其性质与本星系群中银河系附近的麦哲伦云类似，称为麦哲伦型不规则星系，记为Im。难以归为IrrⅠ型的其他不规则星系称为IrrⅡ型，它们具有无定形的外貌，分辨不出恒星和星团等组���成分，而且往往有明显的尘埃带。有的IrrⅡ型不规则星系可能是存在引力相互作用，正处于并合过程的系统。 \n\n\n\n不规则星系(NGC4449)"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "塞佛特星系", "content": "塞佛特星系（汉语拼音：Saifote Xingxi；英语：Seyfert Galaxy），一类较特殊的星系。因美国天文学家C.K.塞佛特于1943年首先发现而得名。其特点是，星系的中心有一个小而亮的核，核的颜色很蓝，并有许多很宽的发射线，包括高激发、高电离的容许线和OⅡ、OⅢ、NeⅡ等禁线。塞佛特星系的光谱特征表明，它的中心是一个产生非热连续谱的区域，中心源外面是一个很大的产生发射线的区域。发射线区有大量的气体，气体以气团的形式出现。气团高速运动，在中心源连续辐射的激发下产生很宽的发射线。塞佛特星系还发出很强的X射线、红外辐射和射电辐射。粗略地说，塞佛特星系还可分为Ⅰ型和Ⅱ型两类。Ⅰ型塞佛特星系的光谱与类星体的相似，但其光度却远小于类星体。Ⅱ型塞佛特星系里常有喷流和爆发现象。塞佛特星系是旋涡星系，但其旋臂不甚明显。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "马卡良星系", "content": "马卡良星系（汉语拼音：mǎ kǎ liáng xīng xì），（Markarian galaxy），一类特殊星系。苏联天文学家V.E.马卡良从20世纪60年代起用物端棱镜巡天发现了一大批颜色很蓝的星系，称为马卡良星系，马卡良星系的主要特点是具有反常强度的紫外连续谱。但它们并不构成物理性质单一的一类星系。多数马卡良星系有一个明亮的核，核就是紫外连续辐射源，这些星系大多数是塞佛特星系。少数马卡良星系的紫外连续辐射分散在整个星系内，这些星系中包括阿罗星系、金属含量低的不规则星系、大尺度的电离氢区 (HⅡ区)等。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "致密星系", "content": "致密星系（汉语拼音：Zhimixingxi；英语：Compact galaxy），光度几乎全部集中于核心区域的星系。这类星系的表面亮度很高，在照相底片上成像很小，刚好能与恒星的像相区别。因瑞士天文学家F.茨威基在20世纪60年代编制星系和星系团表的过程中所发现，故又称茨威基星系。按致密程度还可分为一般致密、中等致密、甚致密和极端致密4类。致密星系并不构成物理性质单一的一类。它包含许多类型的星系。有的致密星系是正常星系，但表面亮度较高。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "蝎虎座BL型天体", "content": "蝎虎座BL型天体（汉语拼音：Xiehuzuo BL Xing Tianti；英语：BL Lacertae Objects），特殊星系的一类。简称蝎虎天体。因蝎虎座BL而得名。20世纪60年代以前，蝎虎座BL被认为是一颗光变不规则的特殊变星。1968年，证认出蝎虎座BL是射电源VRO42.22.01的光学对应体。性质与蝎虎座BL类似的天体称为蝎虎座BL型天体。其主要特点是：发出强烈的射电、红外和X射线；有猛烈的光度，时标为几小时到几月；连续谱高涨，光谱中没有谱线，或谱线很弱；各波段的辐射都是非热辐射，偏振度很大且有快速变化。对一些有谱线的蝎虎座BL型天体的观测表明，它们都有较大的红移。蝎虎座BL型天体的这些特性说明，它们是银河系以外的天体，是遥远的河外星系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "射电星系", "content": "射电星系（radio galaxy），探测到射电辐射的星系。一般的星系都有射电辐射。通常系指发出强烈的射电辐射（比一般的星系强102～106倍）的星系。射电星系的射电连续谱一般为幂律谱，且有偏振，谱指数平均为0.75。射电辐射具有非热性质，起源于相对论性电子在磁场中运动时产生的同步加速辐射。有些射电星系的射电辐射流量和偏振常有变化。射电星系的射电形态多种多样，可分为致密型、核晕型、双瓣型、头尾型和包含多个子源的复杂性。射电星系大多为椭圆星系、巨椭圆星系和超巨椭圆星系。射电星系的光谱很像塞佛特星系，多数类似于Ⅱ型塞佛特星系，少数类似于Ⅰ型塞佛特星系。不过，塞佛特星系却是旋涡星系。射电星系同其他也发出强烈射电辐射的星系，如类星体、N型星系 、塞佛特星系、蝎虎座BL型天 体等的关系，尚有待研究。有些射电星系还发出强烈的红外辐射和X射线。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "互扰星系", "content": "互扰星系（ interacting galaxy ），二十世纪五十年代《帕洛马天图》问世后，兹��基等人根据星系的形态特征，认为有些星系处在引力不稳定状态，其中有的星系对、星系串或星系链彼此并非隔绝，而是在引力作用下互相干扰，破坏了星系的正常形态，甚至出现针状的、纤维状的或扫帚状的星系际桥状结构。他把这种星系对和多重星系称为互扰星系。沃龙佐夫-韦利亚米诺夫编有互扰星系图和表，载有1，800个互扰星系。 \n\n\n\n互扰星系 NGC4038和NGC4039"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "激扰星系", "content": "激扰星系（ active galaxy ），具有明显的激烈活动，而存在期大大短于正常星系演化尺度（1010年）的星系，又称活动星系，其总数约占正常星系的百分之一。星系激扰活动有两个判据。一是非热辐射。如果星系的射电、红外、紫外或X射线光度相当于、甚至大于光学光度，那么这个星系的辐射肯定不是黑体辐射，而是非热辐射(见热辐射和非热辐射)。二是引力不平衡。如果星系的成员天体具有每秒几千公里的非圆周运动速度，其演化时间短于引力稳定状态下的星系的自转时标（108年），那就表示星系处于引力不平衡状态。激扰星系有以下的标志和特征:①极亮的核:核心通常极小而光度极高，有的还是强射电源。②喷流结构：从星系延伸或抛射出来的发光结构，存在期短于动力学演化时标，往往是非热辐射源。③快速光变：光学波段的亮度变化以月计甚至以日计。④光谱中有宽发射线：发射线宽度相当于每秒几千公里的速度；禁线通常窄于容许谱线。⑤非热连续光谱：具有同步加速辐射特征，有的有一定的偏振。\n激扰星系包括塞佛特星系、致密星系和马卡良星系，以及阿罗星系（阿罗用物端棱镜方法观测到的、外形弥漫、有强紫外连续发射或兼有发射线的星系）和N型星系（在微弱背景上有小而亮的核）。这些星系的物理和演化关系还不十分清楚。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "活动星系", "content": "活动星系（active galaxy），从称为核的中心区域发射大量能量的星系。这赋予这类天体另一个名称——活动星系核，通常简称为AGN。这个名词包括了在不同时期发现的、已有不同名称的许多种类高能星系，其中有赛弗特星系、N星系、蝎虎座BL型天体和类星体。现在认为，所有这些天体的能量都是由某种基本相同的、涉及活动星系中心一个特大质量黑洞对物质吸积的过程所提供。 星系的物质落进黑洞时，与它的质量对应的引力能被释放并转变成电磁辐射，包括光、X射线和射电波。这个过程的效率极高，致使流入物质的10％或更多的质量按照爱因斯坦的著名公式E=mc^2转变为能量（见狭义相对论）。中央黑洞的质量可以多达太阳质量的1亿（10^8）倍，正好是环绕它的星系中全部明亮恒星质量的0.1％。它只需要每年“吞食”相当于1～2个太阳这种恒星的质量，就能够提供在最强大活动星系中观测到的能量。 中心能源产生的能量往往朝星系的两边射出，大概是通过黑洞的“极”出来的。这一能量不能从其他方向逃逸，是因为被吸积盘阻挡。射出的辐射与星系中及其附近的物质相互作用的地方，可以产生细的喷流或称为瓣的发出射电波的延伸区（见射电星系、喷流）。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系核", "content": "星系核（ nucleus of galaxy ），大多数星系都有很密集的中心部分。以辐射压和引力相平衡等为依据，可以推知星系核的质量M约为108个太阳质量M⊙。星系核中包含恒星以及电离气体、磁场和高能粒子。正常星系的核，通常是“宁静”的。从宁静核中已经观测到各种谱型的恒星，也可能存在中子星等各种致密星。从一些星系核的谱线得知，核中有大质量的等离子体（占核质量的千分之一），温度约几千度，每立方厘米电子数为ne≈103～106。宁静核常常产生射电辐射，射电谱强度分布呈幂律形式，即Iv∝v-α；对绝大多数核，α=0.7。在频率v≈109赫处它的射电辐射谱强度Iv≈10-8尔格/厘米2。观测表明，星系核90％的光度是在很窄的红外区域产生的。红外辐射极大频率v极大=2.5×1013赫（即λ极大=70微米）；在极大频率两侧，强度迅速下降（当v＜v极大，Iv∝v3.5；当v＞v极大，Iv∝v-3.5）。对大多数星系核而言，尽管它们的性质有很大差异，但它们的红外辐射的极大频率都是相同的。\n核有明显活动的星系约占星系总数的1～5％。核活动最强的星系是类星体，其次是N型星系（见特殊星系）和塞佛特星系。星系核的活动期估计为105～107年���\n\n活动形式\n①剧烈的气体运动：从测量塞佛特星系的发射线可以估计，气流速度可达每秒几千公里。这种气流有时能一直延伸到核外几千秒差距处。②巨大的非热辐射：和宁静核相类似，强非热辐射也是在红外区达到极大，红外极大频率也是v极大≈2.5×1013赫，但是强度比宁静时要大几个量级，辐射功率可达1046～1047尔格/秒；总能量甚至可达1062尔格。③很强的光变:光学和射电的辐射强度随时间有很大变化。例如3C273，有时在两个月内光度的变化就差一倍。同时，对不同的波长，谱强度的时变幅度也不同：波长越短，时变越强。对多数活动星系核来说，光变时标近一年，从而可推知它的大小约为1018厘米量级（相当于1秒差距）。④规模巨大的爆发现象：有些星系核抛出大块物质和相对论性粒子流，形成所谓物质喷射。M87就是一例。喷射物位于M87核的西北方向，其中有三个亮凝聚物和三个暗弱的凝聚物。凝聚物和核之间有发光“纤维”相连；此外，在这些喷射物相反方向也发现了一个小的喷射结构，其中有两个凝聚物。有些星系核爆发时，物质向四面八方抛射出来，著名的例子是M82和NGC1275；许多射电星系和类星体有双源结构，这也可能是某种爆发的结果。\n\n理论模型\n①紧密星团假说：认为在星系核中心，恒星密度非常高，以致发生非弹性碰撞，释放出巨大能量。但是，要使碰撞成为星系核的能源，那就要求星系中心处星团的密度高达每立方秒差距1011颗恒星，这与观测相矛盾。②黑洞假说：认为是引力坍缩的结果。虽然引力坍缩所释放的能量可达2×1054M/M⊙尔格的数量级，M/M⊙是星系核对太阳的质量比，但转化机制还不清楚；更重要的是，引力坍缩在10-5M/M⊙秒的时间内就完成了，这与观测到的活动核的准稳态相冲突。固然，吸积可暂时缓和这个困难。但是，物质抛射将大大抑制吸积，因此困难仍未解决。③大质量旋转磁多层球模型，即磁转子模型:定性地说，旋转引起磁场扭曲而产生中性线（见磁合并），在中性线附近发生磁场的动力学耗散，使聚积的磁能转化为粒子的动能，粒子就以相对论性速度沿着相反两个方向抛出，这就是磁转子的爆发机制。抛出的电子沿核外哑铃状磁力线回旋，发出同步加速辐射，为我们所接收。磁转子模型在解释活动星系核的主要观测事实上虽然取得一定的成果，但是，理论要求星系核的光度应有准周期性，这与观测资料并不相符。此外，在解释活动星系核的极大红外辐射和规模巨大的爆发现象方面，磁转子模型还没有成功。④引力弹弓和气泡模型：引力弹弓模型认为，星系核内由于恒星碰撞，形成若干大块物质。计算表明，如果形成三块以上的大块物质，则会出现引力不稳定性，将物质抛射出来。但是，这种模型不能解释星系核的对称抛射。而气泡模型是一种流体力学抛射，它假设相对论性粒子在核里形成一个“气泡”，以后分裂成两个热气体泡，它们被星系际风吹到星系外，或被周围冷气体顶出来，形成大块物质（气泡）的抛射。这种模型要求有足够的浮力，看来只有处在星系团内的活动星系核才可能实现这种抛射。⑤等离子体湍动反应堆模型：这种模型可以阐明以下三个主要问题：反应堆中，强等离子体波可使粒子加速到极端相对论性速度；在反应堆中，可以形成相对论性粒子的幂律谱；给出了辐射谱的特征，特别是解释了星系核的极大红外辐射，并且说明了各种不同星系核具有几乎相同的红外极大频率的原因。然而，这种模型对星系核的抛射物质，还不能作出有说服力的解释。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系冕", "content": "星系冕（ corona of galaxy ），环绕在星系可见部分以外的一个广延的大质量包层，是苏联塔尔图天文台于1974年初在分析105个星系-伴星系系统的速度弥散度时发现的，随后又为美国天文学家所证实。星系冕的尺度非常巨大，平均约几十万秒差距，有的甚至达到百万秒差距。星系的质量和光度越大，它的冕的质量也越大。我们银河系的冕，质量约1012太阳质量，而巨椭圆星系的冕质量，比这还要大10～30倍。星系冕的发现对星系动力学有着重大的影响。有了星系冕，星系内恒星的逃逸速度就比原先估计的要高。因而，星系就可能较为稳定。同时，星系冕的发现使估算的宇宙物质的平均密度比原来有所增加，这对宇宙学是很重要的。星系冕的发现使我们对宇宙物质形态有了新的认识，即宇宙物质的大部分可能是处于不可见的���漫态，形成为星系或恒星的，只是它的小部分。因此，星系冕在星系的起源和演化的研究中占有比较重要的地位。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系盘", "content": "星系盘（ disk of galaxy ），规则星系中具有盘状结构的组成部分。规则星系的最常见的形态是一个盘加一个中心核球。这种类型的星系（旋涡星系和棒旋星系）的典型星系盘，直径为104～105光年，厚度则为103光年，质量约为109～1011太阳质量。星系盘有旋涡或棒状结构，或既有旋涡又有棒状结构。星系盘的旋涡形式大部分是双旋臂的。丹佛于1942年指出，旋臂可以很好地用对数螺旋线方程式表示。根据林家翘等人提出的密度波理论，这种旋臂不是固定的物质臂，而只是一种密度的波动花样。通常，星系盘绕着垂直于它的中心轴线作较差自转，即旋转角速度和离中心的距离有关。这种关系可以用布兰特公式表示:ω(r)=A/(1+B3r3)1/2，其中ω是角速度，r是到星系中心的距离，A、B是参数。研究表明，星系盘的较差自转，对形成和维持盘的准稳结构起着很大的作用。星系盘中的恒星主要是星族Ⅰ恒星，多半是属于主星序的年轻恒星(见赫罗图)。盘中还有大量的气体、暗星云和尘埃，亮度随离中心距离增加而减小。大尺度的扁星系盘，具有巨大的角动量，它的典型值为1074克·厘米2/秒。星系盘的形成以及它的角动量的来源是一个重要的研究课题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系的质光比", "content": "星系的质光比（ mass-to-light ratio of galaxies ），星系质量和光度的比值，通常以太阳质量和太阳光度为单位。通过对双重星系(见星系成团)的观测，可求出各种不同类型的星系的质光比。计算质光比，必须知道星系的距离，而星系群的星系团距离的测定，往往与哈勃常数H密切相关。所以，要先明确H值的选取。当H=50公里/秒·百万秒差距，旋涡星系的质光比M/L≈2～15，椭圆星系的M/L≈50～100。这样，根据星系的光度资料，就能估计星系的质量。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "短缺质量", "content": "短缺质量(汉语拼音：Duan que zhi liang；英语：missing mass），星系的维里质量与光度质量之差。又称隐匿质量。根据维里定理算出的星系的质量称为维里质量；根据质光比算出的质量称为光度质量。观测发现，星系的维里质量总是大于星系的光度质量。也就是说，根据质光比的计算，质量有所短缺，因此称为短缺质量。又称为质量不相符。1933年，F.兹威基首先发现了这种质量不相符现象。以后的大量观测证实的确存在这种现象。一般认为，质量不相符因子约为10，即维里质量与光度质量之比约为10。\n　　短缺质量是星系天文学和宇宙学中的一个重大课题，人们从多方面对它进行过探索。一部分人认为，星系团不稳定，维里定理不能用，维里质量就没有意义，或者，红移中有非速度因素，造成维里质量偏高。另一部分人认为，星系和星系团中隐匿了一些暗黑的物质，它们参与引力相互作用，但对星系光度的供献却微乎其微，造成了光度质量偏低。\n　　短缺质量是一个肯定的观测事实。出现短缺质量的原因是由于星系、星系团里具有暗物质 。至于暗物质究竟是些什么样的物质，尚无定论。虽然星系际气体尘埃、矮星、行星、黑洞等可能是暗物质的存在形式，但粒子物理学和宇宙学的迅猛发展使人们认为，暗物质的主流是非重子物质。可能的候选者有：电子中微子，是否有静止质量尚不肯定；超弱相互作用粒子，如τ中微子、引力微子、光微子等。\n\n\n参见条目\n\n天文学"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "隐匿质量", "content": "短缺质量(汉语拼音：Duan que zhi liang；英语：missing mass），星系的维里质量与光度质量之差。又称隐匿质量。根据维里定理算出的星系的质量称为维里质量；根据质光比算出的质量称为光度质量。观测发现，星系的维里质量总是大于星系的光度质量。也就是说，根据质光比的计算，质量有所短缺，因此称为短缺质量。又称为质量不相符。1933年，F.兹威基首先发现了这种质量不相符现象。以后的大量观测证实的确存在这种现象。一般认为，质量不相符因子约为10，即维里质量与光度质量之比约为10。\n　　短缺质量是星系天文学和宇宙学中的一个重大课题，人们从多方面对它进行过探索。一部分人认为，星系团不稳定，维里定理不能用，维里质量就没有意义，或者，红移中有非速度因素，造成维里质量偏高。另一部分人认为，星系和星系团中隐匿了一些暗黑的物质，它们参与引力相互作用，但对星系光度的供献却微乎其微，造成了光度质量偏低。\n　　短缺质量是一个肯定的观测事实。出现短缺质量的原因是由于星系、星系团里具有暗物质 。至于暗物质究竟是些什么样的物质，尚无定论。虽然星系际气体尘埃、矮星、行星、黑洞等可能是暗物质的存在形式，但粒子物理学和宇宙学的迅猛发展使人们认为，暗物质的主流是非重子物质。可能的候选者有：电子中微子，是否有静止质量尚不肯定；超弱相互作用粒子，如τ中微子、引力微子、光微子等。\n\n\n参见条目\n\n天文学"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "维里质量", "content": "短缺质量(汉语拼音：Duan que zhi liang；英语：missing mass），星系的维里质量与光度质量之差。又称隐匿质量。根据维里定理算出的星系的质量称为维里质量；根据质光比算出的质量称为光度质量。观测发现，星系的维里质量总是大于星系的光度质量。也就是说，根据质光比的计算，质量有所短缺，因此称为短缺质量。又称为质量不相符。1933年，F.兹威基首先发现了这种质量不相符现象。以后的大量观测证实的确存在这种现象。一般认为，质量不相符因子约为10，即维里质量与光度质量之比约为10。\n　　短缺质量是星系天文学和宇宙学中的一个重大课题，人们从多方面对它进行过探索。一部分人认为，星系团不稳定，维里定理不能用，维里质量就没有意义，或者，红移中有非速度因素，造成维里质量偏高。另一部分人认为，星系和星系团中隐匿了一些暗黑的物质，它们参与引力相互作用，但对星系光度的供献却微乎其微，造成了光度质量偏低。\n　　短缺质量是一个肯定的观测事实。出现短缺质量的原因是由于星系、星系团里具有暗物质 。至于暗物质究竟是些什么样的物质，尚无定论。虽然星系际气体尘埃、矮星、行星、黑洞等可能是暗物质的存在形式，但粒子物理学和宇宙学的迅猛发展使人们认为，暗物质的主流是非重子物质。可能的候选者有：电子中微子，是否有静止质量尚不肯定；超弱相互作用粒子，如τ中微子、引力微子、光微子等。\n\n\n参见条目\n\n天文学"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "巨星系", "content": "巨星系（ giant galaxy ），光度和质量最大的一类星系。它们的绝对星等可达-20～-22等，质量可达1011太阳质量。我们把绝对星等为-23～-24等，质量为1012～1013太阳质量的星系叫超巨星系。银河系和仙女星系都是巨型旋涡星系。在星系团的核心区域，往往有一个或两个巨星系，通常是巨型椭圆星系，它们的光度和质量都大大超过其他成员星系，例如，室女星系团中的椭圆星系NGC4486(M87)，后发星系团中的椭圆星系NGC4889和SO型星系NGC4874等。在巨型椭圆星系的光谱中，星族Ⅱ黄巨星和红巨星所特有的分子谱带和电离钙线占优势。巨星系通常有极其巨大的星系冕，而且往往还是强射电源，有剧烈的激扰活动。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "矮星系", "content": "矮星系（dwarf galaxy），类似麦哲伦云——银河系的伴星系——的小星系。矮星系和正常星系之间的分界线从来没有明确定义，但矮星系可能只含有几百万颗恒星，而银河系的恒星则有数千亿颗。不要与致密星系相混。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "隐带", "content": "隐带（ zone of avoidance ），二十世纪初，星云视分布的研究，特别是哈勃于1934年完成的星系计数清楚地表明，沿着银河±20°范围内有一个轮廓不规则的带，除一、二处极小天区外，其他天区几乎完全观测不到星系，这条带就叫做隐带。在隐带邻近天区，星系的密度也较南北银极为小。这一现象说明，银道面附近集聚了星际物质，它们吸收了星系的光波辐射。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系计数", "content": "星系计数（ galaxy count ），计数不同天区星系的数目，以便用统计方法研究星系的分布、星系成团和观测宇宙学。可分为星系在天球面上分布情况的计数，以及不同距离星系在深度上的计数。对星系面分布的计数工作，早在二十世纪初期便已开始。当时只是对星系的总体分布，以及所观测到的全天星系总数，给出一个轮廓。定量的分析是从1934年哈勃的工作开始的。目前已知全天亮于20等的���系约有2，000万个，每平方度平均有500个，或者说在满月月面那么大的天区内分布100个左右。如果观测到23等，则星系总数可达10亿以上。统计分析的结果表明，亮于13.5星等的亮星系在天球上的二维面分布是很不均匀的，或者说是各向异性的。绝大部分星系以各种各样的星系群或星系团的形式出现，星系团又可能组成超星系团以至更大的星系集团。由于不同计数工作的假设前提不尽一致，加上观测资料的限制，所以对于大尺度上的星系分布的实际情况迄今还没有一致见解。\n星系在深度上的计数，主要是统计全天或部分天区内亮于某一极限视星等m的星系总数N。极限星等越大，亮于这一星等的星系数就越多。从统计学的角度来说，可以认为全部星系具有同样的大小和同样的发光本领，因而就有同样的绝对星等。这样，星系离地球越远，视星等就越大，而亮于这个星等的星系数也就越多。如果星系在整个宇宙空间深度上的分布是均匀的，那么在极限星等和星系数之间应该有以下的统计关系:1gN∝0.6m。\n在(m，1gN)的坐标图上，系数0.6就是斜率。如果星系在深度上的分布不均匀，斜率就不等于0.6。对《帕洛马天图》上星系的计数分析表明，在视星等mv＜13.5等时，斜率小于0.6，这说明亮星系多于平均值。当mv≥14.5等时，斜率大致为0.6，这就表明在本超星系团以远的空间中，星系在深度上的总体分布是均匀的。星系和更大尺度上的星系团、射电源以至类星体的计数，对于宇宙学是一种极为重要的资料。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系成团", "content": "星系成团（ clustering of galaxies ），星系聚团的现象。从小范围讲，星系常常以双重星系、三重星系以至多重星系的结构出现。统计表明，大约有半数的明亮星系构成双重或多重星系。这些多重结构又可以进一步构成小的星系群。例如，大、小麦哲伦云是双重星系，它们和银河系构成三重星系，并进而与玉夫星系等近距星系形成多重星系；这个系统又与以仙女星系为中心的另一个多重星系构成本星系群的两个星系集中区。最近发现的马菲Ⅰ以及IC10星系又同以仙女星系为中心的多重星系构成了一种长条形的星系链。比星系群更大的成团结构就是星系团，有时也把只有十几个成员的小群和包含上千个以至更多星系的巨大系统通称为星系团。不同的星系团不仅成员数差别很大，而且形状也各不相同，有的结构致密，有的外形松散。一般来说，星系的典型尺度为10千秒差距，多重星系的尺度为100千秒差距，而星系团的直径的量级为百万秒差距。\n星系团构成高一级的成团结构──超星系团，或称二级星系团，它们往往具有扁长的结构，长径约60～100百万秒差距，长短径之比约为4:1。本超星系团是这一类天体系统的代表。星系团构成超星系团的现象，叫作星系的超级成团。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系的起源", "content": "星系的起源（ origin of galaxies ），与宇宙早期的结构和演化密切相关的科学研究课题。这一课题的研究历史尚短，流派较多，远未成熟。较流行的看法是，在宇宙热大爆炸后的膨胀过程中，分布不均匀的星系前物质收缩形成原星系，再演化为星系。关于星系前物质，有人认为是弥漫物质，也有人主张是超密物质。关于原星系的诞生，有两派见解。一派是引力不稳定假说，另一派是宇宙湍流假说。两派观点如下：\n\n引力不稳定性假说\n宇宙在早期由原子核、电子、光子和中微子等组成，在温度降到4，000K以前，处于辐射占优势的辐射时期，此时在各种相互作用中，引力不居主要地位。当温度降到4，000K左右，复合时期开始，宇宙等离子体中性化，宇宙从辐射占优势时期开始转入实体占优势时期。在复合时期前后的30亿年期间，星系团规模（甚至更小尺度）的引力不均匀性开始出现并逐渐增长。这时，宇宙物质就因引力不稳定而聚成原星系。计算表明，如果天体形成于复合前或复合初期，则先形成星系团或超星系团，再碎裂成星系或恒星；如果天体形成于复合晚期，则先形成105太阳质量的结构，一部分保留至今成为球状星团，大部分则聚合成星系、星系团。\n\n宇宙湍流假说\n在宇宙等离子体物质复合以前，强辐射压可引起湍动涡流。物质中性化后，辐射不再影响物质运动。涡流的碰撞、混合、相互作用产生巨大的冲击波，并形成团块群，再演变为星系。这一学说较自然地说明了星系和星系团的自转起因。计算��明，实体占优势时期形成的结构物为105太阳质量；复合时期形成的结构物则是1012太阳质量。\n两种假说在星系形成的时期上观点比较一致，认为它们大约在100亿年形成的。\n除上述两种假说外还存在其他一些假说：①正反物质湮没说：认为有限的总星系由等量的正反物质组成。正反物质湮没而产生压力，使原始云膨胀。原始云有正物质区、反物质区和正反物质混合区之分。同类区团聚，混合区把正物质区和反物质区隔开。我们的总星系是正物质系统，先收缩后膨胀。另外的总星系可能是反物质系统。②超密说：认为星系是超密的星系核的抛出物，星系团由超密物质碎裂而成。③延迟核假说：设想一部分原始超密物质比宇宙整体膨胀延迟了若干时间，“延迟核”一开始膨胀就成为白洞。类星体的核心和激扰星系核可能就是“白洞”。一部分延迟核转化为星系。④连续创造说：稳恒态宇宙模型认为物质产生于最高密区，即星系核之中。星系是在宇宙膨胀过程中连续产生的。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "原星系", "content": "原星系（ protogalaxy ），在宇宙热大爆炸后的膨胀过程中，分布不均匀的星系前物质收缩形成原星系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系的演化", "content": "星系的演化（ evolution of galaxies ），星系按其形态，分为椭圆星系（E型）、透镜型星系（SO型）、旋涡星系（S型）、棒旋星系（SB型）和不规则星系（I型）。对星系的演化有几种不同的见解。早在二十世纪三十年代，人们就把形态的序列看成是演化的序列，认为星系从球形开始，因自转而变扁，扁平部分形成旋臂，旋臂逐渐松卷以至消失。换句话说，星系是从椭圆星系，经过旋涡星系，最后演化成不规则星系的。另一种看法也认为形态序列是演化序列，但方向相反：从不规则星系，经过旋涡星系到椭圆星系；即从不规则开始，因自转而获得轴对称，最后演化成球状星系。现在知道，椭圆星系和旋涡星系中都有老年星，而且年龄相差不多。此外，质量、扁度等这些量上的差别也表明，星系的形态序列不是演化序列，各种类型星系彼此不能相互转化。第三种见解认为，演化取决于星系的质量和角动量。第四种观点认为，星系的形态结构的不同，决定于形成时的初始条件（密度、速度弥散度、角动量分布、温度、湍流、磁场等）的差别。\n目前认为星系演化过程的大致轮廓如下：原始星系云在收缩过程中，出现第一代恒星。在原星系的中心区，收缩快，密度高，恒星形成率也高。由于中心区的激烈弛豫，形成旋涡星系的星系核或形成椭圆星系整体。星系的自转离心力阻止赤道面上的进一步收缩，并造成不同的扁度。气体的随机运动和恒星辐射加热等因素，使得部分气体未聚合为星胚，并因碰撞作用而沉向赤道面，形成旋涡星系和不规则星系。激烈弛豫的结果，使星系从形成之初就已基本定形并保持下来，不再显著变化。在几亿年期间，由原星系形成为年轻星系。在此之后的百亿年中，一般而言，星系的演变十分缓慢。除因邻近的伴星系的潮汐作用等因素造成了物质“桥”、“尾”或“剥去”星系外围物质外，星系结构一般无大变化。\n对于椭圆星系而言，可能由于初始密度和初始速度弥散度都较大，恒星形成率一开始就非常高，气体几乎全部用来形成恒星。星系中的恒星是无碰撞的，所以椭圆星系形成后形态基本不变。旋涡星系的第一代恒星诞生率较低，所以有部分气体保留下来。计算表明，不同的初始密度和初始速度弥散度，可以形成核球和星系盘之间大小比例不同的星系，这就可以用来大致解释旋涡星系的Sa、Sb和Sc三种次型。不规则星系的恒星诞生率更低，至今尚有较多气体遗留下来。在规则星系团中，物质密度和速度弥散度都大，成员中椭圆星系多。在不规则星系团中，密度较小，椭圆星系较少。在富星系团中，旋涡星系少，而在富星系团的中心区域，则完全观测不到旋涡星系。旋涡星系主要是场星系或是疏散星系群的成员，正好反映出那里的密度和速度弥散度都低。一般认为透镜型星系是失去了气体的旋涡星系，对这一类星系的演化还没有令人满意的理论。\n旋涡星系普遍具有旋涡结构。六十年代发展起来的密度波理论较好地说明了许多旋涡结构的观测事实。也有人认为，旋臂是星系核抛射物质的产物，而较差自转是旋涡结构的成因。旋臂的演化趋向是旋紧还是旋松的问题，��今尚无定论。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "本星系群", "content": "本星系群（ local group of galaxies ），距离银河系中心大约100万秒差距范围内由引力束缚在一起的星系的总称。1936年E.P.哈勃首先在《星云世界》一书中把银河系及其邻近的大麦哲伦云、小麦哲伦云、仙女星系、M32、NGC–205、M33、NGC–6822和IC–1613八个星系称为本星系群。到1997年为止，已发现(包括待证实)的本星系群成员达35个。按哈勃形态分类，银河系、M31和M33为旋涡星系，M32为椭圆星系，其余为矮椭圆星系、矮椭球星系和不规则星系。银河系和仙女星系是本星系群中两个最大的成员。各率一批星系形成两个次群结构。银河系次群含人马座星系、大麦哲伦云、小麦哲伦云、小熊星系、天龙星系、玉夫星系、六分仪星系、船底星系、天炉星系、狮子Ⅰ、狮子Ⅱ星系等。仙女星系次群含仙女三重星系M31、M32、NGC–205、仙后双矮星系NGC–147和NGC–185，以及新近发现的矮星系仙女Ⅰ、仙女Ⅲ、仙女Ⅴ、仙女Ⅵ等。本星系群的Ⅴ波段总光度为4.2×1010 L⊙。总质量为2.3×1012 M⊙ 。质光比为44倍太阳单位。这意味着本星系群中暗物质比可见物质重一个量级。本星系群的成员距离太阳较近，能被分解为恒星，易于进行细致研究，常被用于造父变星周光关系、超新星极大光度与下降速率关系、球状星团光度函数等河外距离测量方法的定标，对于测定哈勃常数等重要的宇宙学参量以及研究星系的形成和演化起着不可替代的作用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "仙女星系", "content": "仙女星系（汉语拼音：Xiannü Xingxi；英语：Andromeda Galaxy），位于仙女座的一个肉眼可见的巨型旋涡星系。在梅西耶星表中编号为31，在《新总表》中编号为224，因此，记为M31或NGC224。又称仙女座大星云，现称仙女星系。1924年，美国天文学家E.P.哈勃首次在仙女星系中发现了一些造父变 星，根据造父变星的周光关系算出它的距离，确认它是银河系以外的恒星系统。仙女星系的距离为690千秒差距，或225万光年。同银河系一样，为Sb型。仙女星系的直径约50千秒差距，质量约3.1×1011太阳质量，都为银河系的2倍，是该星系群中最大的一个。仙女星系周围还有几个很小的星系，它们构成该星系群中的一个次群，即仙女星系次群。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "仙女大星云", "content": "仙女星系（汉语拼音：Xiannü Xingxi；英语：Andromeda Galaxy），位于仙女座的一个肉眼可见的巨型旋涡星系。在梅西耶星表中编号为31，在《新总表》中编号为224，因此，记为M31或NGC224。又称仙女座大星云，现称仙女星系。1924年，美国天文学家E.P.哈勃首次在仙女星系中发现了一些造父变 星，根据造父变星的周光关系算出它的距离，确认它是银河系以外的恒星系统。仙女星系的距离为690千秒差距，或225万光年。同银河系一样，为Sb型。仙女星系的直径约50千秒差距，质量约3.1×1011太阳质量，都为银河系的2倍，是该星系群中最大的一个。仙女星系周围还有几个很小的星系，它们构成该星系群中的一个次群，即仙女星系次群。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "麦哲伦云", "content": "麦哲伦云（汉语拼音：mài zhé lún yún），（Magellanic clouds），南部天空肉眼可见的两个星系。包括大麦哲伦云和小麦哲伦云，合称麦哲伦云。1521年，葡萄牙人F.麦哲伦作环球航行时首次对它们做了精确描述，由此得名。由于位置靠近南天极(大麦哲伦云的赤纬为－69°.8，小麦哲伦云的赤纬为－73°.1)，北纬20°以北的地区看不到它们。大麦哲伦云在剑鱼座和山案座，距离地球约16万光年，赤径约为银河系的1／4，质量约为银河系的7％。小麦哲伦云在杜鹃座，距离19万光年，直径为银河系的1／10，质量只有银河系的1／100。麦哲伦云的类型不很确定，可能是不规则星系，也可能是棒旋星系。在麦哲伦云里发现了大量的变星、星团和星云，也观测到不少新星、超新星遗迹、X射线双星等。特别是，1987年麦哲伦云里爆发了一颗超新星，即超新星1987A。麦哲伦云是离银河系最近的两个星系，它们同银河系有物理联系，三者构成一个三重星系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系团", "content": "星系团（ Cluster of Galaxies ），十几个、几十个以至成百上千个星系集聚在一起组成的星系集团。宇宙中确知具有动力学束缚特征的最大结构。其中��每一个星系称为星系团的成员星系。成员数目较少（不超过100个）的星系团称为星系群。现已发现上万个星系团，距离远达70亿光年之外。至少有85％的星系是各种星系群或星系团的成员。小的星系团如本星系群由银河系以及包括仙女星系在内的40个左右大小不等的星系组成。大的星系团如后发座星系团有上千个比较明亮的成员星系，如果把一些暗星系也包括进去，总数可能上万。平均而言，每个星系团内的成员数约为130个。有时又称成员数较多的星系团为富星系团，但贫、富的划分标准也是相对的。尽管不同星系团内成员星系的数目相差悬殊，但星系团的线直径最多相差一个数量级，平均直径约为5兆秒差距。 \n\n\n\n武仙座星系团 \n\n\n星系团按形态大致可分为规则星系团和不规则星系团两类。规则星系团以后发座星系团为代表，大致具有球对称的外形，往往有一个星系高度密集的中心区，团内常常包含有几千个成员星系，几乎全部都是椭圆星系或透镜星系。这种星系团往往发射弥漫X射线，显示其内部存在温度高达一亿度的热气体。这些气体的金属丰度达太阳值的1/3，可能是由于星系内恒星演化增丰的气体被星系间相互作用剥离的结果。不规则星系团结构松散，没有一定的形状，也没有明显的中央星系集中区，如武仙座星系团。它们的数目比规则星系团更多。范围比较大的不规则星系团可有几个凝聚中心，在团内形成一种次一级的成群结构。不规则星系团包含各种类型星系，其中往往以暗星系占绝对优势。另外，不规则星系团内气体仅同个别星系相关联，缺少弥漫的星系际介质。这些特征显示不规则星系团没有像规则星系团那样充分位力化。\n星系团作为整体的视向速度同星系团的距离满足哈勃定律，即距离越远视向速度越大。如较近的室女星系团离太阳约19兆秒差距，视向速度为1 180千米/秒；而长蛇Ⅱ星系团离太阳约有1 000兆秒差距，视向速度则高达60 000千米/秒。一个星系团内不同成员星系间的相对运动情况可用速度弥散度来表示。一般随着星系团的范围的扩大和成员数的增加，速度弥散度也就越来越大。小星系团的速度弥散度约为250～500千米/秒；大星系团的速度弥散度高达2 000千米/秒。根据速度弥散度，利用位力定理可估算星系团的总质量；扣除由星系光度函数和平均质光比算出的星系质量，以及由X射线观测借助流体静平衡算出的热气体质量后，可以估计出暗物质所占的比例和分布。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "室女星系团", "content": "室女星系团（Virgo cluster of galaxies），位于室女座的一个星系团，包含2500多个星系。平均红移为1180千米／秒，距离19百万秒差距（6000万光年），是离地球最近的一个不规则星系团。室女星系团占据的天空面积很长，角直径约12°；线直径约1300万光年。它的中心有一个超巨椭圆星系M87（NGC4486），是全天最强的射电源之一，也是一个强的X射线源，绝对目视星等约－22等，质量约4×1012太阳质量。室女星系团属于本超星系团，可能是后者的中心密集部分。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "后发星系团", "content": "后发星系团（Coma cluster of galaxies），位于后发座的一个规则星系团。角直径约6°。它的中央星系密集区包含1000个以上的星系，成员星系的总数可能超过1万个。平均红移约6700千米／秒，距离113百万秒差距（3.5亿光年）。在它的中心有两个超巨型星系，一个是椭圆星系（NGC4889），另一个是透镜形星系（NGC4874）。后发星系团是一个X射线源。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "不规则星系团", "content": "不规则星系团，又称疏散星系团，它们结构松散，没有一定的形状，也没有明显的中央星系集中区，例如武仙星系团。\n它们的数目比规则星系团更多。大的不规则星系团的成员星系数多达 2,500个以上；小的只包含几十个甚至更少的成员星系，本星系群就属这一类。范围比较大的不规则星系团可以有几个凝聚中心，在团内形成一种次一级的成群结构。整个团就是这些较小群的松散集合体，又可称为星云或超星系。不规则星系团总是各种类型星系的混合体，其中往往以暗星系占绝对优势，这也是与规则星系团的不同之处。另外，只有少数不规则星系团发射X射线。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "球状星系团", "content": "球状星系团，规则星系团以后发星系团为代表，大致具有球对称的外形，有点像恒星世界中的球状星团，所以又可以叫球状星系团。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "疏散星系团", "content": "疏散星系团（ open cluster ），疏散星系团，又称不规则星系团，它们结构松散，没有一定的形状，也没有明显的中央星系集中区，相比球状星系团疏散星系团的形成时间较晚. 例如武仙星系团(The Hercules Cluster of Galaxies)。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "超星系团", "content": "超星系团（ super-cluster），若干星系团松散束缚在一起构成的更高一级的天体系统。本星系群就同附近的50个左右星系群和室女星系团等构成本超星系团。不同的超星系团在天球上可能彼此重叠，只有通过红移巡天测定每个星系团的距离之后才能鉴别它们的成员。已经证认的超星系团数目在10个以上。如双鱼–英仙超团、长蛇–半人马超团、沙普利超团等。超星系团的质量可高达太阳的一亿亿倍，通常在一个超星系团内只含有2～15个富星系团。拥有几十个成员星系团的超星系团是不多的。超星系团往往具有扁长的外形，长径范围为60～100兆秒差距，长短径之比平均约为4∶1。这种扁形结构可能提示超星系团有自转。超星系团内的成员星系团的速度弥散度大约为每秒1 000～3 000千米，但各成员星系团之间的引力相互作用要比星系团内各成员星系之间的引力作用弱得多，因而超星系团可能是不稳定的系统，其尺度还在随宇宙的膨胀而增加。超星系团的存在，表明宇宙空间的物质分布至少在100兆秒差距的尺度上是不均匀的。较大的超星系团没有向中心集中的趋势或轴对称性，是形成星系大尺度结构分布图上围绕着空洞的纤维的一部分。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "本超星系团", "content": "本超星系团（ local supercluster ），包括本星系群在内的超星系团。1937年，霍姆伯格在分析了双重星系和多重星系的分布后认为，存在着一个“总星系云”，尺度范围100百万秒差距。这是本超星系团最初的概念。二十世纪五十年代中，沃库勒重新提出关于本超星系团的概念，并为后来的研究所证实。沃库勒认为，本超星系团的长径为30～75百万秒差距，它是许多星系云和星系团的集合体，包括本星系群、室女星系团、大熊星系云以及50个左右较小的群和团。它们共同构成一个巨大的扁平状天体系统。其中亮于13.5等的明亮星系集中在天空中的一个大圆上，这个大圆称为超星系赤道，大圆的极的坐标在国际天文学联合会银道坐标系中是银经lⅡ=47.°37，银纬bⅡ=+6.°32。本超星系团的中心在室女星系团附近的方向(lⅡ=283°，bⅡ=+75°)。对沿超星系赤道的星系视向速度的分析表明，本超星系团可能正在自转和膨胀，目前银河系绕团中心的公转周期约为1，000亿年。本超星系团的存在已为人们所公认，关于它的结构，特别是动力学性质尚待进一步研究。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "超星系坐标", "content": "超星系坐标（ supergalactic coordinates ），1953年，沃库勒仔细分析了沙普利和艾姆斯星系表上亮于13.5星等的星系，发现这些星系集中分布在天球上一个大圆两侧的宽18°的带内，最高度集中的一条长带，平均宽12°，亮于12等的星系有2/3位于带内。这条带定出了一个和银道面几乎垂直的大圆，与银道在旧银道坐标系银经105°和285°处相交，大圆的一个极点位于旧银经l=15°，旧银纬bI=+5°（在国际天文学联合会银道坐标系中，则为lⅡ=47°37，bⅡ=+6°32）处。室女星系团离北银极不远，在lI=255°，bI=+75°处。沃库勒认为上述事实表明，绝大部分较亮的星系属于一个很大而扁平的星系集团，称为本超星系团，室女星系团是它的一部分，可能就是它的核心密集部分，银河系位于本超星系团的比较靠近边缘的部分，离边缘一百多万秒差距。后来的射电观测证实了这一推测。以上述极点和大圆面为基础的坐标系统，沃库勒称之为超星系坐标，它常用于研究星系的分布。沃库勒后来又把超星系坐标经度的起点定为lⅡ=137°29，bⅡ=0°代替原来的lI=105°lI=0°，使其与新的银道面相一致。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "总星系", "content": "总星系（ Metagalaxy ），通常把我们观测所及的宇宙部分称为总星系。也有人认为，总星系是一个比星系更高一级的天体层次，它的尺度可能小于、等于或大于观测所及的宇宙部分。总星系的典型尺度约100亿光年，年龄为100亿年量级。通过星系计数和微波背景辐射测量证明总星系的物质和运动的分布在统计上是均匀和各向同性的，不存在任何特殊的位置和方向。总星系物质含量最多的是氢，其次是氦。从1914年以来，发现星系谱线有系统的红移。如果把它解释为天体退行的结果，那就表示总星系在均匀地膨胀着。总星系的结构和演化，是宇宙学研究的重要对象。有一种观点认为，总星系是2×1010年以前在一次大爆炸中形成的。这种大爆炸宇宙学解释了不少观测事实（元素的丰度、微波背景辐射、红移等）。另一种观点则认为，现今的总星系是由更大的系统坍缩后形成的，但这种观点并不能解释微波背景辐射。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "星系际物质", "content": "星系际物质（ intergalactic matter ），存在于星系与星系之间的气体和尘埃。它们有的聚集于两个互相邻近的星系之间，构成星系之间的物质桥；有的位于星系团内，组成星系团的隐匿物质；有的位于星系团之间，形成星系团际物质。星系际物质的气体成分可能是中性气体，也可能是电离气体。星系际物质也和星际物质一样具有消光效应。在一些星系际物质较密集的地方也会形成星系际暗云。目前已发现几个可能是星系际暗云的区域。星系际物质的研究对宇宙学和星系的演化都有极密切的关系。在宇宙学中，宇宙临界密度与宇宙总密度的比值决定空间的几何特征，而星系际物质在宇宙的总密度中占有一定的份量。在星系演化中，一些激扰星系可以抛出物质，进入星系际空间，形成星系际物质。星系际物质也可以为正常星系吸积，或形成新的星系。星系际物质的密度约在5×10-30克/厘米3（在星系团中心附近）到2×10-34克/厘米3（在一般空间）之间。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "微波背景辐射", "content": "微波背景辐射（microwave background radiation），来自宇宙空间背景上的各向同性的微波辐射。又称宇宙背景辐射。1964年，美国科学家A.A.彭齐亚斯和R.W.威尔逊使用贝尔电话实验室研制的6米喇叭形接收天线测量围绕银河系的银晕气体的射电强度时，发现总有消除不了的背景噪声。这种噪声具有各向同性的特点，肯定来自宇宙空间。1965年，他们测得这些来自宇宙的波长为7.35厘米的微波噪声相当于3.5K。他们的论文发表后引起轰动，并为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。\n　　微波背景辐射最重要的特点是具有黑体谱。测量各个波段的微波背景辐射，可以得到它的谱。由于地球大气的干扰，对于小于0.3厘米的辐射，需要利用火箭、卫星等手段才能测到。大量的观测资料表明，微波背景辐射具有温度为2.7K的黑体辐射谱，由此，它也习称为3K背景辐射。最近，宇宙背景探测器卫星的精确测量表明，背景辐射的温度为2.730K，几乎是严格的黑体谱。\n　　微波背景辐射的另一个重要特点是它具有极高度的各向同性性质。无论是小尺度上，还是大尺度上，微波背景辐射几乎是完全各向同性的。\n　　微波背景辐射肯定来自宇宙空间。现在普遍认为，它是宇宙早期残留下来的辐射。大爆炸宇宙学认为，宇宙经历了由热到冷的演化。宇宙早期，温度极高，辐射具有黑体谱性质。随着宇宙的膨胀，温度逐渐降低，到今天，温度应降至2.7K左右。微波背景辐射被认为是对大爆炸宇宙学的最强有力的支持之一。其他的宇宙模型，有的并未预言存在微波背景辐射，有的很难解释背景辐射。微波背景辐射的发现对现代宇宙学有着深远影响，其意义可与河外星系的红移的发现相比拟。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "3K背景辐射", "content": "宇宙微波背景辐射（ cosmic microwave background radiation ），来自宇宙空间背景上的高度各向同性的微波电磁辐射。又称宇宙微波背景。20世纪60年代初，美国科学家A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙为了改进卫星通信，建立了高灵敏度的号角式接收天线系统。1964年，他们用它测量银晕气体射电强度时，发现总有消除不掉的背景噪声，认为这些来自宇宙各个方向的微波噪声相当于温度3.5K的物体在波长7.35厘米的辐射，1965年又订正为3K，并将这一发现公之于世。由于后来进一步地观测证实，这种辐射正是20世纪40年代G.伽莫夫等预言的宇宙诞生时大爆炸火球留下的遗迹。他们的这一发现被认为是20世纪20年代E.P.哈勃发现宇宙膨胀以来宇宙学方面最重要的观测成就。他们为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。\n\n\n\nCOBE卫星观测到的微波背景辐射\n\n\n测量\n微波背景辐射的最重要特征是具有黑体辐射谱，在0.3～75厘米波段，可在地面上直接测到；在大于100厘米的射电波段，银河系本身的超高频辐射掩盖了来自河外空间的辐射，因而不能直接测到；在小于0.3厘米波段，由于地球大气辐射的干扰，要依靠气球、火箭或卫星等空间探测手段才能测到。1989年升空的宇宙背景探索者（COBE）卫星从0.05厘米直到数十厘米波段内的测量表明，背景辐射是温度2.725±0.002K的黑体辐射，强度峰值对应的波长约0.2厘米，与普朗克谱的偏离仅为百万分之五十，习惯称为3K背景辐射（见图）。能谱的性质表明，微波背景辐射是极大的时空范围内的事件。因为只有通过辐射与物质之间的相互作用，才能形成黑体谱。由于现今宇宙空间的物质密度极低，辐射与物质的相互作用极小，所以今天观测到的黑体谱必定起源于很久以前，即大爆炸后约30万年，温度降到约低于太阳表面的6 000K，物质尚处于等离子体状态，与辐射相互作用很强的宇宙早期。所以微波背景辐射应具有比最遥远星系所能提供的更为古老的信息。 \n微波背景辐射的另一特征是具有极高度的各向同性。沿天球各个不同方向辐射温度的涨落小于0.1％。这种涨落主要来源于太阳系相对于微波背景每秒约370千米运动引起的多普勒效应T(θ)＝T0(1+v/ccosθ)，式中T为温度，v为太阳系相对于微波背景的运动速度，c为光速，θ为天球上任一方向与该运动方向的夹角。在扣除这种具有偶极特征的各向异性成分之后，辐射温度的涨落小于0.004％。这种高度各向同性说明，在各个不同方向上，在各个相距非常遥远的天区之间，应当存在过相互联系。这也为宇宙在大尺度上均匀各向同性的宇宙学原理提供了有力的观测支持。\n\n意义\n扣除偶极各向异性成分之后，宇宙微波背景的本征起伏来源于大爆炸瞬间的量子涨落，它引起的普通物质密度涨落在电子与原子核复合以前像声波那样传播，在复合以后由于引力不稳定性继续增长，形成星系、星系团等不均匀的结构。与之相关的辐射涨落反映在复合时期温度分布的角功率谱上，表现为一系列波峰与波谷，这些峰谷的位置和振幅与十分重要的宇宙学参数（如哈勃常数H0，宇宙年龄t0，密度参数Ω，宇宙学常数Λ等）密切相关。2001年美国国家航空航天局发射的微波各向异性探测卫星（WMAP），由于其角分辨率比COBE有量级的提高（从7°左右提高到0.2°左右），经过一年的运行，获得了角功率谱上百个点的准确数据，从而把估计宇宙学参数的精度提高到优于10％。此外，还首次测到微波背景辐射的偏振，把第一批恒星和星系形成的时代推到大爆炸后约2亿年。欧洲空间局将于2007年发射的普朗克卫星灵敏度更高（百万分之二），角分辨率更高（优于0.1°），除可望把测定宇宙学参数的精度提高到优于1％以外，还可对一些流行的宇宙学模型提供严格的检验。普朗克卫星以后的下一代微波背景卫星甚至有可能探测到宇宙大爆炸时产生的原初引力波的影响，从而阐明早期宇宙中远超出地球上加速器所能达到的能量下发生的物理过程。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "宇宙背景辐射", "content": "微波背景辐射（microwave background radiation），来自宇宙空间背景上的各向同性的微波辐射。又称宇宙背景辐射。1964年，美国科学家A.A.彭齐亚斯和R.W.威尔逊使用贝尔电话实验室研制的6米喇叭形接收天线测量围绕银河系的银晕气体的射电强度时，发现总有消除不了的背景噪声。这种噪声具有各向同性的特点，肯定来自宇宙空间。1965年，他们测得这些来自宇宙的波长为7.35厘米的微波噪声相当于3.5K。他们的论文发表后引起轰动，并为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。\n　　微波背景辐射最重要的特点是具有黑体谱。测量各个波段的微波背景辐射，可以得到它的谱。由于地球大气的干扰，对于小于0.3厘米的辐射，需要利用火箭、卫星等手段才能测到。大量的观测资料表明，微波背景辐射具有温度为2.7K的黑体辐射谱，由此，它也习称为3K背景辐射。最近，宇宙背景探测器卫星的精确测量表明，背景辐射的温度为2.730K，几乎是严格的黑体谱。\n　　微波背景辐射的另一个重要特点是它具有极高度的各向同性性质。无论是小尺度上，还是大尺度上，微波背景辐射几乎是完全各向同性的。\n　　微波背景辐射肯定来自宇宙空间。现在普遍认为，它是宇宙早期残留下来的辐射。大爆炸宇宙学认为���宇宙经历了由热到冷的演化。宇宙早期，温度极高，辐射具有黑体谱性质。随着宇宙的膨胀，温度逐渐降低，到今天，温度应降至2.7K左右。微波背景辐射被认为是对大爆炸宇宙学的最强有力的支持之一。其他的宇宙模型，有的并未预言存在微波背景辐射，有的很难解释背景辐射。微波背景辐射的发现对现代宇宙学有着深远影响，其意义可与河外星系的红移的发现相比拟。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "宇宙学", "content": "宇宙学（ Cosmology ），天文学中把宇宙作为整体的结构，研究其成分、演化和起源的分支学科。观测上，它需要收集最遥远、最古老的天体的数据。理论上，它要求将基本物理规律作最大可能的外推。尽管有这些严格约束，宇宙学自20世纪以来终于成长为能够作出预言并进行检验的重要科学分支。\n\n目录\n\n1 发展简史\n2 大爆炸模型\n\n2.1 分立源的观测\n2.2 早期宇宙的遗迹\n2.3 宇宙中结构的演化\n2.4 其他宇宙学理论\n\n\n\n\n发展简史\n关于近代宇宙学的发端，应当追溯到I.牛顿。17世纪末他同R.本特尼的通信中，曾试图建立一个均匀各向同性的静态宇宙模型，而且认识到这种模型是不稳定的。19世纪末，C.纽曼和H.von西利格继续了在牛顿框架内建立宇宙模型的尝试。1915年，A.爱因斯坦提出用广义相对论来解决牛顿引力理论和动力学与他的狭义相对论之间的冲突。广义相对论将引力同时空的几何性质联系起来，为现代宇宙学奠定了理论基础。广义相对论提出两年后，爱因斯坦就大胆尝试应用它来建立整个宇宙的模型。为了使宇宙保持静态，他在场方程中引入了一个相当于斥力的常数项，这个常数记作Λ，因为它只在宇宙学涉及的大尺度上才有明显影响，故称为宇宙学常数。爱因斯坦认为，这个静态宇宙模型展示了宇宙的物质内容同时空几何性质之间唯一的自洽关系。然而，就在同年W.德西特证明这个模型并不是唯一的。他发现一个空虚而膨胀的宇宙同样满足引力场方程。德西特宇宙模型尽管在当时被认为神秘难懂，但它在宇宙学后来的发展中，仍然起着重要作用。后来，A.弗里德曼和G.勒梅特分别在1922～1924年和1927年各自独立地建立了含物质但不带宇宙学常数的膨胀宇宙模型，这个模型称为弗里德曼宇宙模型和勒梅特宇宙模型，成为宇宙学标准模型的基础。差不多在同一时期，在观测前沿上对宇宙的了解迅速增长。1924年，E.P.哈勃通过造父变星的周期–光度关系测定了到仙女座大星云的距离，确认了它处于银河系之外，从而解决了旋涡星云本质的争论，宣告了河外天文学（又称星系天文学）的诞生。1929年，哈勃又发现大多数星系谱线的红移（若用多普勒效应解释即星系退行速度）同距离大致成正比，现称哈勃定律。它意味着宇宙在膨胀，从而动摇了宇宙整体静止的传统观念。哈勃定律被接受以后不久，爱因斯坦看到静态宇宙模型不符合现实，于是放弃了他引入引力场方程中的Λ项，并认为那是自己一生中“最大的错误”。耐人寻味的是，这个被宣判已经死亡的Λ项，在爱因斯坦去世半个世纪以后，竟然又作为主宰宇宙加速膨胀的暗能量的一种可能性恢复了生命。见宇宙学常数。\n\n大爆炸模型\n由于观测上星系分布的启示，也由于理论上简化的要求，假设宇宙在空间上应当是均匀各相同性的。这个假设称为宇宙学原理。H.P.罗伯逊和A.G.沃尔克分别于1935年和1936年证明，满足这个原理的时空度规(现称为罗伯逊–沃尔克度规)必定具有如下形式：\n\n\nds2=c2dt2－R2(t)[dr2/(1－kr2)＋r2(dθ2+sin2θdφ2)]\n\n\n式中函数R(t)称为标度因子，它随时间增加表示宇宙膨胀。常数k称为空间曲率，可取0、＋1和−1三个值。k＝0为平直空间，其中三角形三内角之和等于二直角；k＝1为球形空间，其中三角形三内角之和大于二直角；k＝−1为鞍形空间，其中三角形三内角之和小于二直角。球形空间是有限的，其他两种空间是无限的。\n将罗伯逊–沃尔克度规代入爱因斯坦引力场方程，与宇宙物质的物态方程联立，可得到标度因子满足的宇宙动力学方程（弗里德曼方程），解之即得R(t)随时间的演化。如对于无压物质（可近似描述当今宇宙的物态），在k＝0的情况下有R(t)∝t2/3。\n宇宙的几何性质同物质密度有关，可定义下列参数：\n\n\nH( t)=(d R( t)/d t)/ R( t) ρ c=3 H2/8π G \n\n\n分别为哈勃常数和临界密度，其当前时刻的值附以下角标0。密度参数定义为： Ω＝ ρ/ ρ c  式中Ω0＝1，相对于k＝0；Ω0＜1，相对于k＝−1；Ω0＞1，���对于k＝1。在所有三种情形中，标度因子在过去某个时刻均为零，通常称为大爆炸时刻。此时，宇宙的空时曲率和物质密度都为无限大，又称奇点。至于宇宙未来的命运，则依赖于宇宙今天的密度是小于、等于还是大于临界密度。前两种情况下，宇宙将永远膨胀下去。对最后一种情形，宇宙将在某个时刻到达极大，然后收缩返回奇点。由能量守恒定律可以证明，物质密度与标度因子的三次方成反比，而辐射密度与标度因子的四次方成反比。因此，尽管今天宇宙中物质密度远大于辐射，但在过去标度因子足够小的早期，宇宙应当以辐射为主。此外，由于辐射密度与温度的四次方成正比，所以宇宙的温度应与标度因子成反比，即随宇宙膨胀而降低。另一方面，不难证明，辐射的波长λ随标度因子R成正比的变化，所以在膨胀宇宙中，对一个红移为z＝（λ0－λ）/λ=R0/R－1的天体，1＋z应与R成反比。\n由于上面的弗里德曼模型给出了膨胀宇宙的合理描述，后来宇宙学中许多进展都是以它为基础的。这些进展包括：\n\n分立源的观测\n相对论宇宙模型使用弯曲时空，它预言的非欧几何效应原则上是可观测的。正是这些预言促进了20世纪50～60年代的光学家和射电天文学家把他们的观测能力推向极致。宇宙学家通过观测各类分立源（星系、类星体、射电源、X射线源等）的分布，希望发现各种可能的理论模型中究竟哪一种最符合实际。观测检验包括：①哈勃常数的测量；②哈勃定律向大红移星系的外推；③越来越大距离的星系和射电源计数；④角直径–红移关系；⑤星系的面亮度与其红移的关系。不过，这些研究的目标已逐渐从决定宇宙的几何性质移向分立源如何随时间演化。\n\n早期宇宙的遗迹\n20世纪40年代末，G.伽莫夫注意到早期宇宙应当以辐射为主，即主要由光子和其他高度相对论性的粒子组成。他期望在那个时期的高温中，质子和中子会聚合成较重的核，从而决定宇宙的化学组成。伽莫夫的理论计算出如氘、氦、铍等轻元素的宇宙丰度，经过现代的改进已能与广泛的天文观测事实一致。伽莫夫和他的同事还预言，早期炽热的宇宙会在今天留下一个温度约5K的辐射背景。这种背景辐射在1965年被A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙的发现证实。20世纪90年代宇宙背景探测者(COBE)的高精度观测表明，这种宇宙背景是温度为2.735K的黑体辐射，扣除约千分之一的运动学效应后，温度的方向起伏不足十万分之一。21世纪伊始，威氏微波背景各向异性探测器（WMAP）对背景辐射的观测不仅改善了空间分辨率，还首次观测到偏振，大幅度提高了各种宇宙学参数的测量精度，宣告了精确宇宙学时代的来临。\n\n宇宙中结构的演化\n宇宙学的主要目标一直是说明，核子和轻子是怎样从更原初的粒子演化出来，并最终形成宇宙中观测到的大尺度的结构。这方面工作中特别有意义的是A.古斯等人于1980年前后首先讨论的宇宙暴胀模型。该模型认为，在大爆炸后极短的时期中，随着温度的下降，宇宙经历了一个相变过程，真空相变的后果是产生了一种类似宇宙学常数项的斥力，驱动宇宙像德西特模型那样指数膨胀（称暴胀）。大多数结构形成理论都依赖于暴胀时期初始密度涨落的性质及随后在引力作用下的增长过程。综合分析天文观测数据，特别是WMAP对宇宙微波背景辐射的观测数据，高红移超新星的观测数据，以及大规模（数十万计）星系红移巡天数据，结果表明能与观测拟合最佳的参数组合是，哈勃常数为70千米/秒/兆秒差距；宇宙年龄约137亿年；物质和能量的总密度取使宇宙平坦的临界值（Ω0～1）。其中，中微子约占0.3%，恒星约占0.5%，普通物质(主要是星系团中的热气体)占4%～5%，冷暗物质占25%，暗能量占70%。了解冷暗物质和暗能量的本质，仍然是宇宙学和物理学当前面临的重大挑战。\n\n其他宇宙学理论\n除大爆炸宇宙学外，几十年来还不断提出一些其他宇宙模型，尽管没有得到大多数宇宙学家的认可。其中，H.邦迪、T.戈尔德和F.霍伊尔于1948年提出的稳恒态宇宙理论，以提供了清楚的可以检验的预言而著称，这种宇宙模型的时空几何由德西特模型描述，但物理意义不同。1965年微波背景辐射发现以后，这个理论沉寂了很长时间，但1993年又以修改后的形式（称为准稳恒态宇宙学）重新出现。此外，还有1961年C.布朗斯和R.H.迪克源于马赫原理提出的布朗斯–迪克宇宙论，以及P.A.M.狄拉克为解释宇宙学和微观物理学中出现的非常大的无量纲数而提出的理论等。\n宇宙学���论的命运取决于它如何应对观测的挑战。如果说在20世纪开始的时候还没有多少观测事实来约束宇宙学理论的话，那么21世纪开始的时候，新的越来越精确的观测数据正在源源不断地涌来，只有与这些观测数据拟合最佳者才能立于不败之地。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "宇宙", "content": "宇宙，是由空间、时间、物质和能量所构成的统一体\n　　宇宙（汉语拼音：Yuzhou；英语：Universe），一般当作天地万物的总称。是由空间、时间、物质和能量所构成的统一体。是一切空间和时间的综合。是广漠空间和其中存在的各种天体以及弥漫物质的总称。一般理解的宇宙，指我们所存在的一个时空连续系统，包括其间的所有物质、能量和事件。对于这一体系的整体解释构成了宇宙论。世界上最早把空间和时间统一为宇宙的是中国春秋战国时代的文子和尸子，他们都提出了宇是空间，宙是时间，合为宇宙。\n　　《文子·自然》：“往古来今谓之宙，四方上下谓之宇。”\n　　《尸子》：“上下四方曰宇，往古来今曰宙。”\n　　二字连用，始见于《庄子·齐物论》曰：“旁日月，挟宇宙，为其吻合。”\n　　可见在中国古代先人创造宇宙这一词汇的时候已经把时间和空间统一看待，并为宇宙。\n　　人类很早就开始思考宇宙，但一直以来人们都把地球当成是宇宙的中心。事实上，地球在宇宙中的地位要比人们想象的还要低下得多：它只不过是一颗行星，只是围绕着一颗普通恒星太阳运行的八大行星之中的一颗。连同其它已被认识的行星系统，太阳带着它的行星家族与其它两千多亿颗恒星一同位于一个被称为星系或恒星系的恒星集团中，我们称这个星系为银河系。银河系又连带附近的约三十个星系一起构成一个星系团，称为“本星系（群）”。本星系附近还有几十个类似的星系集团，这些星系团的中心又有一个由两千五百多个星系聚集在一起组成的巨大星系集团——室女星系团。上述所有这些星系团又进一步组成了一个更为巨大的星系系统——本超星系团。而在可观测的宇宙中，有数百个这样的超星系团。\n　　二十世纪以来，西方根据现代物理学和天文学，建立了关于宇宙的现代科学理论，称为宇宙学。\n　　宇宙是物质世界，处于不断的运动和发展中，在空间上无边无界，在时间上无始无终。宇宙是多样而又统一的。它的多样性在于物质的表现形态；它的统一性在于其物质性。《淮南子·原道训》注：“四方上下曰宇，古往今来曰宙，以喻天地。”人类对宇宙的认识，从太阳系到银河系，再扩展到河外星系、星系团乃至总星系。人们的视野已达到一百多亿光年的宇宙深处。有人把总星系称为“观测到的宇宙”、“我们的宇宙”；也有人把总星系称为宇宙。宇宙天体呈现出多种多样的形态：有密集的星体状态，有松散的星云状态，还有辐射场的连续状态。各种星体千差万别，它们的大小、质量、密度、光度、温度、颜色、年龄、寿命也不相同。天体不是同时形成的。球状体是在形成中的星体，O型星、B型星是年轻恒星，主序星（包括太阳）是中年恒星，白矮星和中子星是老年恒星。每个天体都有它的发生、发展、衰亡的历史，但作为总体的宇宙则不生不死，无始无终。\n　　根据相对论，信息的传播速度有限，因此在某些情况下，例如在发生宇宙膨胀的情况下，距离我们非常遥远的区域中我们将只能收到一小部分区域的信息，其他部分的信息将永远无法传播到我们的区域。可以被我们观测到的时空部分称为“可观测宇宙”、“可见宇宙”或“我们的宇宙”。应该强调的是，这是由于时空本身的结构造成的，与我们所用的观测设备没有关系。\n　　宇宙大约是由4%的普通物质，23%的暗物质和73%的暗能量构成。\n\n目录\n\n1 宇宙的历史\n2 宇宙年龄\n3 宇宙的大小\n4 宇宙的形状\n5 宇宙的命运\n6 宇宙观\n\n6.1 神话和宗教的宇宙观\n6.2 佛教宇宙观\n6.3 哲学分析宇宙概念\n6.4 宇宙观念的发展\n\n\n7 宇宙图景\n\n7.1 层次结构\n7.2 宇宙是否有限\n7.3 宇宙有中心吗\n7.4 宇宙中是否有第二个太阳系\n\n\n8 宇宙大爆炸理论\n\n8.1 宇宙大爆炸理论的缺陷\n8.2 电磁宇宙设想：新兴的宇宙理论\n8.3 反大爆炸论者的声音\n\n\n\n\n宇宙的历史\n　　现代物理宇宙学一般认为宇宙起源于大爆炸，即约137.3亿（±1%）年前由一个密度极大，温度极高的状态膨胀而来。对于大爆炸以前的宇宙，目前只有一些猜测性的理论。而最新的研究则认为���宙年龄为156亿年，但是这个说法还未得到公认。对于大爆炸以后的宇宙，则可以用较成熟的理论加以描述。一种典型的理论是：\n　　10-43秒：宇宙从量子背景出现。\n　　10-35秒：宇宙由夸克-胶子等离子体构成，强相互作用、引力与电磁相互作用/弱相互作用分开。\n　　10-5秒：电子形成，宇宙主要包括光子、电子和中微子，温度约1000亿度。\n　　10秒：质子和中子结合成氘、氦等原子核，温度30亿度。\n　　35分钟：形成原子核的过程（核融合，nucleosynthesis）停止，温度3亿度。\n　　30万年：电子和原子核结合成为原子。物质和辐射脱耦，大爆炸辐射的残余成为今天的3K微波背景辐射。\n　　4亿年：第一批恒星形成。\n　　20亿年：星系形成。\n　　50亿年：太阳系形成。\n　　目前宇宙还在继续膨胀之中，这在观测上为哈勃定律所概括。\n\n宇宙年龄\n 宇宙年龄超乎想像 可能经历过多次大爆炸\n　　宇宙年龄定义：宇宙年龄（age of universe）宇宙从某个特定时刻到现在的时间间隔。对于某些宇宙模型，如牛顿宇宙模型、等级模型、稳恒态模型等，宇宙年龄没有意义。在通常的演化的宇宙模型里，宇宙年龄指宇宙标度因子为零起到现在时刻的时间间隔。通常，哈勃年龄是宇宙年龄的上限，可以作为宇宙年龄的某种度量。\n　　\n　　科学家利用望远镜观察最老的星球上的铀光谱，从而估计宇宙的年龄是一百二十五亿年。科学家对宇宙(Universe)的年龄有不同的估计，根据不同的宇宙学模型(cosmologicalmodels)，科学家估计宇宙的年龄是介乎一百亿至一百六十亿之间；2001年科学家利用南欧洲天文台(EuropeanSouthernObservatory)的望远镜，观察一颗称CS31082-001的星球，量度星球上放射性(radioactive)同位素(isotope)铀-238(Uranium-238)的光谱(spectrum)，从而计算出这星球的年龄是一百二十五亿年，这个估计的误差大约三十亿年，是亦即是说，宇宙的年龄至少有一百二十五亿年，这是科学家第一次量度太阳系(SolarSystem)以外铀含量的研究。\n　　科学家解释说，这个方法和在考古学(archaeology)上使用碳-14(Carbon-14)同位素量度物质的年龄一样，铀-238同位素的半衰期(half-life)是四十四亿五千万年；半衰期是放射性元素(element)自动蜕变成为其他元素，至它本身剩下一半时所需要的时间。\n　　科学家指出，在宇宙开始时，大爆炸(BigBang)会产生氢(hydrogen)、氦(helium)和锂(lithium)等元素，而比较重的元素是在星球内部产生，当大质量星球死亡时，含有重元素的物质会散布到周围的空间，然后和下一代个的星球结合；其实，地球上黄金(gold)也是从爆炸了的星球而来的。\n　　因此，愈老的星球上的重元素，也会愈少，科学家认为，一些比较老的星球的重元素含量，只有太阳(Sun)的二百分之一。科学家曾经尝试利用钍-232(Thorium-232)同位素来估计宇宙的年龄，钍是一种放射性金属元素，与中子(neutron)接触时会引起核分裂，产生原子能源(atomicenergy)，不过，钍的半衰期是一百四十亿五百万年，半衰期比较铀-238长，因此，估计的误差也比较大。\n\n宇宙的大小\n　　公元100年左右的东汉时代，当时伟大的科学家张衡最早提出了“过此而往者，未知或知也。未知或知者，宇宙之谓也”和“宇之表无极，宙之端无穷”的观点。非常明确地提出了由空间和时间构成的宇宙大小是无限的观念。而目前关于宇宙是否无限的问题还有争议。如果整个宇宙的空间部分是有限的，那么可以用一个距离来表示。对于均匀各向同性的宇宙来说，这就是三维空间的曲率半径。但是，即使宇宙整体是无限的，宇宙的可观测部分仍是有限的：由于相对论限定了光速为宇宙中信息传播的最高速度，如果一个光子从大爆炸开始传播，到今天传播的固有距离为93亿光年，由于宇宙在膨胀，相应的共动距离约为其3倍，具体数值与宇宙学参数有关，这一距离称为今天宇宙的粒子视界。\n　　另一个在物理学数量级估计中常用来表示宇宙大小的距离称为哈勃距离，是哈柏常数的倒数乘以光速，其数值约为1.29×1028厘米，也恰为93亿光年。科普和科技书籍中所说的宇宙的大小常指这个数值。哈柏距离可以理解为四维时空的曲率半径。\n\n宇宙的形状\n　　宇宙的形状是宇宙学中一个未解决的问题。用数学的语言说就是：“哪一个三维形状才能最好地代表宇宙的空间结构？”\n　　首先，宇宙到底是不是“平坦空间”，即大范围内遵守欧氏几何的空间还未清楚。目前，大部分宇宙学家认为已知宇宙除了大质量天体造成的局部时空褶��，是基本平坦的－就像湖面是基本平坦但局部有水波一样。最近威尔金森微波各向异性探测器观测宇宙微波背景辐射的结果也肯定了这一认识。\n　　其次，尚未清楚宇宙是否是多重连接。根据大爆炸理论，宇宙是没有空间边界的，然而其空间大小可能是有限的。我们可以通过二维的概念类推：一个球面没有边界，但是它的面积是有限的（4πR2）。它是一个在三维空间有固定曲率的二维表面。数学家黎曼发现了四维空间中一个与此类似的三维球形“表面”，其总体积为有限（2π2R3）但三个方向都朝第四个维度弯曲。他还发现了一个“椭圆空间”和“圆柱形空间”，后者的圆柱形两头互相连接但没有弯曲圆柱本身－这一现象在普通的三维空间是不可想象的。类似的数学例子还有很多。\n　　如果宇宙真是有限但无边界的话，人沿着宇宙中一条任意方向的“直线”走下去，最终会回到出发点，其路线长度可认为是宇宙的“直径”（这个直径是现在人类对宇宙的认识所无法想象的，因为它一定要比我们所见的宇宙部分大得多）。\n　　宇宙有可能具有多重连接的拓扑学结构。如果这些结构足够小的话，人类，就如同在挂了多面镜子的房间里，可能在不同方向看到同一天体的多个影像。而实际的天体数量就会比观测所见少。从这个角度讲，星体和星系应该称作“所观的影像”才合适。这个可能，至今没有被彻底否定，但最近的宇宙微波背景辐射研究结果认为是很不可能的。\n\n宇宙的命运\n　　根据天文观测和宇宙学理论，可以对可观测宇宙未来的演化作出预言。均匀各向同性的宇宙的膨胀满足弗里德曼方程。多年来，人们认为，根据这一方程，物质的引力会导致宇宙的膨胀减速。宇宙的最终命运决定于物质的多少：如果物质密度（1）超过临界密度，宇宙的膨胀最后会停止，并逆转为收缩，最终形成与大爆炸相对的一个“大坍缩”（big crunch）；如果物质密度（2）等于或（3）低于临界密度，则宇宙会一直膨胀下去。另外，宇宙的几何形状也与密度有关： 如果（1）密度大于临界密度，宇宙的几何应该是封闭的；如果（2）密度等于临界密度，宇宙的几何是平直的；如果（3）宇宙的密度小于临界密度，宇宙的几何是开放的。并且，宇宙的膨胀总是减速的。\n　　然而，根据近年来对超新星和宇宙微波背景辐射等天文观测，虽然物质的密度小于临界密度，宇宙的几何却是平直的，也即宇宙总密度应该等于临界密度。并且，膨胀正在加速。这些现象说明宇宙中存在着暗能量。不同于普通所说的“物质”，暗能量产生的重力不是引力而是斥力。在存在暗能量的情况下，宇宙的命运取决于暗能量的密度和性质，宇宙的最终命运可能是无限膨胀，渐缓膨胀趋于稳定，或者是与大爆炸相对的一个“大坍缩”，或者也可能膨胀不断加速，成为“大撕裂”。目前，由于对暗能量的性质缺乏了解，还难以对宇宙的命运做出肯定的预言。\n\n宇宙观\n神话和宗教的宇宙观\n 19世纪法国科普作家C.Flammarion书中的木刻插图：旅行家以天球中探出头来，探索宇宙运行的机制\n　　从“宇宙”的构成，来解释“宇宙”这种存在，宇宙是由空间、时间、物质和能量，所构成的统一体。\n　　起初古人不愿意承认有其他世界的可能性，甚至认为“山后面没有人”，更不用说到宇宙了。但在地球上探险和征服的活动频繁下，又见到新奇的世界甚至星座的变化，从而想像宇宙整体，虽然这些宇宙观主要是纯思辨的产物，但客观上对于后来探险和观测活动是起了指导的作用。\n\n佛教宇宙观\n　　佛经中，大的空间叫佛刹、虚空，小的叫微尘，统称为“三千大千世界”。“佛教宇宙观”主张宇宙系有无数个世界。集一千个一小世界称为“小千世界”，集一千个小千世界称为“中千世界”，集一千个中千世界称为“大千世界”；合小千、中千、大千总称为三千大千世界。\n　　《起世经》中记载：“佛言。比丘。如一日月所行之处。照四天下。如是等类。四天世界。有千日月所 照之处。此则名为一千世界。诸比丘。千世界中。千月千日千须弥山王。四千小洲。 四千大洲。四千小海。四千大海。……(略)……一切世间。各随业力。现起成立。诸比丘。 此千世界。犹如周罗。名小千世界。诸比丘。尔所周罗一千世界。是名第二中千世界。 诸比丘。如此第二中千世界。以为一数。复满千界。是名三千大千世界。诸比丘。此三千大千世界。同 时成立。同时成已而复散坏。同���坏已而复还立。同时立已而得安住。如是世界。周 遍烧已。名为散坏。周遍起已。名为成立。周遍住已。名为安住。是为无畏一佛刹土 众生所居。”\n\n哲学分析宇宙概念\n　　有些宇宙学家认为，我们的宇宙是唯一的宇宙；大爆炸不是在宇宙空间的哪一点爆炸，而是整个宇宙自身的爆炸。但是，新提出的暴涨模型表明，我们的宇宙仅是整个暴涨区域的非常小的一部分，暴涨后的区域尺度要大于1026 厘米，而那时我们的宇宙只有10厘米。还有可能这个暴涨区域是一个更大的始于无规则混沌状态的物质体系的一部分。这种情况恰如科学史上人类的认识从太阳系宇宙扩展到星系宇宙，再扩展到大尺度宇宙那样，今天的科学又正在努力把人类的认识进一步向某种探索中的“暴涨宇宙”、“无规则的混沌宇宙”推移。我们的宇宙不是唯一的宇宙，而是某种更大的物质体系的一部分，大爆炸不是整个宇宙自身的爆炸，而是那个更大物质体系的一部分的爆炸。因此，有必要区分哲学和自然科学两个不同层次的宇宙概念。哲学宇宙概念所反映的是无限多样、永恒发展的物质世界；自然科学宇宙概念所涉及的则是人类在一定时代观测所及的最大天体系统。两种宇宙概念之间的关系是一般和个别的关系。随着自然科学宇宙概念的发展，人们将逐步深化和接近对无限宇宙的认识。弄清两种宇宙概念的区别和联系，对于坚持宇宙无限论，反对宇宙有限论、神创论、机械论、不可知论、哲学代替论和取消论，都有积极意义。\n\n宇宙观念的发展\n 宇宙超圆定理：到底是有限的还是无界的？\n　　远古时代，人们对宇宙结构的认识处于十分幼稚的状态，他们通常按照自己的生活环境对宇宙的构造作了幼稚的推测。在中国西周时期，生活在华夏大地上的人们提出的早期盖天说认为，天穹像一口锅，倒扣在平坦的大地上；后来又发展为后期盖天说，认为大地的形状也是拱形的。公元前7世纪 ，巴比伦人认为，天和地都是拱形的，大地被海洋所环绕，而其中央则是高山。古埃及人把宇宙想象成以天为盒盖、大地为盒底的大盒子，大地的中央则是尼罗河。古印度人想象圆盘形的大地负在几只大象上，而象则站在巨大的龟背上，公元前7世纪末，古希腊的泰勒斯认为，大地是浮在水面上的巨大圆盘，上面笼罩着拱形的天穹。 也有一些人认为，地球只是一只龟上的一片甲板，而龟则是站在一个托着一个又一个的龟塔……\n　　最早认识到大地是球形的是古希腊人。公元前6世纪，毕达哥拉斯从美学观念出发，认为一切立体图形中最美的是球形，主张天体和我们所居住的大地都是球形的。这一观念为后来许多古希腊学者所继承，但直到1519～1522年，葡萄牙的F.麦哲伦率领探险队完成了第一次环球航行后 ，地球是球形的观念才最终被证实。\n　　公元2世纪，C.托勒密提出了一个完整的地心说。这一学说认为地球在宇宙的中央安然不动，月亮、太阳和诸行星以及最外层的恒星天都在以不同速度绕着地球旋转。为了说明行星运动的不均匀性，他还认为行星在本轮上绕其中心转动，而本轮中心则沿均轮绕地球转动。地心说曾在欧洲流传了1000多年。1543年，N.哥白尼提出科学的日心说，认为太阳位于宇宙中心，而地球则是一颗沿圆轨道绕太阳公转的普通行星。到16世纪哥白尼建立日心说后才普遍认识到：地球是绕太阳公转的行星之一，而包括地球在内的八大行星则构成了一个围绕太阳旋转的行星系── 太阳系的主要成员。1609年，J.开普勒揭示了地球和诸行星都在椭圆轨道上绕太阳公转，发展了哥白尼的日心说，同年，伽利略·伽利雷则率先用望远镜观测天空，用大量观测事实证实了日心说的正确性。1687年，I.牛顿提出了万有引力定律，深刻揭示了行星绕太阳运动的力学原因，使日心说有了牢固的力学基础。在这以后，人们逐渐建立起了科学的太阳系概念。\n　　在哥白尼的宇宙图像中，恒星只是位于最外层恒星天上的光点。1584年，乔尔丹诺·布鲁诺大胆取消了这层恒星天，认为恒星都是遥远的太阳。18世纪上半叶，由于E.哈雷对恒星自行的发展和J.布拉得雷对恒星遥远距离的科学估计，布鲁诺的推测得到了越来越多人的赞同。18世纪中叶，T.赖特、I.康德和J.H.朗伯推测说，布满全天的恒星和银河构成了一个巨大的天体系统。弗里德里希·威廉·赫歇尔首创用取样统计的方法，用望远镜数出了天空中大量选定区域的星数以及亮星与暗星的比例，1785年首先获得了一幅扁而平��轮廓参差、太阳居中的银河系结构图，从而奠定了银河系概念的基础。在此后一个半世纪中，H.沙普利发现了太阳不在银河系中心、J.H.奥尔特发现了银河系的自转和旋臂，以及许多人对银河系直径、厚度的测定，科学的银河系概念才最终确立。\n　　18世纪中叶，康德等人还提出，在整个宇宙中，存在着无数像我们的天体系统(指银河系)那样的天体系统。而当时看去呈云雾状的“星云”很可能正是这样的天体系统。此后经历了长达170年的曲折的探索历程，直到1924年，才由E.P.哈勃用造父视差法测仙女座大星云等的距离确认了河外星系的存在。\n　　近半个世纪，人们通过对河外星系的研究，不仅已发现了星系团、超星系团等更高层次的天体系统，而且已使我们的视野扩展到远达200亿光年的宇宙深处。\n　　宇宙演化观念的发展在中国，早在西汉时期，《淮南子·俶真训》指出：“有始者，有未始有有始者，有未始有夫未始有有始者”，认为世界有它的开辟之时，有它的开辟以前的时期，也有它的开辟以前的以前的时期。《淮南子·天文训》中还具体勾画了世界从无形的物质状态到浑沌状态再到天地万物生成演变的过程。在古希腊，也存在着类似的见解。例如留基伯就提出，由于原子在空虚的空间中作旋涡运动，结果轻的物质逃逸到外部的虚空，而其余的物质则构成了球形的天体，从而形成了我们的世界。\n　　太阳系概念确立以后，人们开始从科学的角度来探讨太阳系的起源。1644年，R.笛卡尔提出了太阳系起源的旋涡说；1745年，G.L.L.布丰提出了一个因大彗星与太阳掠碰导致形成行星系统的太阳系起源说；1755年和1796年，康德和拉普拉斯则各自提出了太阳系起源的星云说。现代探讨太阳系起源z的新星云说正是在康德-拉普拉斯星云说的基础上发展起来。\n　　1911年，E.赫茨普龙建立了第一幅银河星团的颜色星等图；1913年，伯特兰?阿瑟?威廉?罗素则绘出了恒星的光谱-光度图，即赫罗图。罗素在获得此图后便提出了一个恒星从红巨星开始，先收缩进入主序，后沿主序下滑，最终成为红矮星的恒星演化学说。1924年，亚瑟·斯坦利·爱丁顿提出了恒星的质光关系。\n　　1937～1939年，C.F.魏茨泽克和贝特揭示了恒星的能源来自于氢聚变为氦的原子核反应。这两个发现导致了罗素理论被否定，并导致了科学的恒星演化理论的诞生。对于星系起源的研究，起步较迟，目前普遍认为，它是我们的宇宙开始形成的后期由原星系演化而来的。\n　　1917年，A.阿尔伯特·爱因斯坦运用他刚创立的广义相对论建立了一个“静态、有限、无界”的宇宙模型，奠定了现代宇宙学的基础。1922年，G.D.弗里德曼发现，根据阿尔伯特·爱因斯坦的场方程，宇宙不一定是静态的，它可以是膨胀的，也可以是振荡的。前者对应于开放的宇宙，后者对应于闭合的宇宙。1927年，G.勒梅特也提出了一个膨胀宇宙模型.1929年 哈勃发现了星系红移与它的距离成正比，建立了著名的哈勃定律。这一发现是对膨胀宇宙模型的有力支持。20世纪中叶，G.伽莫夫等人提出了热大爆炸宇宙模型，他们还预言，根据这一模型，应能观测到宇宙空间目前残存着温度很低的背景辐射。1965年微波背景辐射的发现证实了伽莫夫等人的预言。从此，许多人把大爆炸宇宙模型看成标准宇宙模型。1980年，美国的古斯在热大爆炸宇宙模型的 基础上又进一步提出了暴涨宇宙模型。这一模型可以解释目前已知的大多数重要观测事实。\n\n宇宙图景\n　　当代天文学的研究成果表明，宇宙是有层次结构的、像布一样的、不断膨胀、物质形态多样的、不断运动发展的天体系统。\n\n层次结构\n　　行星是最基本的天体系统。太阳系中共有八颗行星：水星金星地球火星木星土星天王星海王星。 （冥王星目前已被从行星里开除，降为矮行星）。除水星和金星外，其他行星都有卫星绕其运转，地球有一个卫星月球，土星的卫星最多，已确认的有26颗。行星 小行星 彗星和流星体都围绕中心天体太阳运转，构成太阳系。太阳占太阳系总质量的99.86％，其直径约140万千米，最大的行星木星的直径约14万千米。太阳系的大小约120亿千米（以冥王星作边界）。有证据表明，太阳系外也存在其他行星系统。2500亿颗类似太阳的恒星和星际物质构成更巨大的天体系统——银河系。银河系中大部分恒星和星际物质集中在一个扁球状的空间内，从侧面看很像一个“铁饼”，正面看去则呈旋涡状。银河系的直径约10万光年，太阳位于银河系的一个旋臂中，距银心约3万光年。银河系外还有许多类似的天体系统，称为河外星系，常简称星系。现已观测到大约有10亿个。星系也聚集成大大小小的集团，叫星系团。平均而言，每个星系团约有百余个星系，直径达上千万光年。现已发现上万个星系团。包括银河系在内约40个星系构成的一个小星系团叫本星系群。若干星系团集聚在一起构成更大、更高一层次的天体系统叫超星系团。超星系团往往具有扁长的外形，其长径可达数亿光年。通常超星系团内只含有几个星系团，只有少数超星系团拥有几十个星系团。本星系群和其附近的约50个星系团构成的超星系团叫做本超星系团。目前天文观测范围已经扩展到200亿光年的广阔空间，它称为总星系。\n宇宙超圆定理：到底是有限的还是无界的？\n\n宇宙是否有限\n 宇宙中每一圆盘都是一个又一个的“星系”\n　　前人曾认为宇宙是范围并不很大的球状天体，其中包含着地球以及其他一些形体较小的发光体。直至公元1700 年以前，这种理论在天文学界一直占据主导地位。即使在哥白尼发现地球并非宇宙的中心之后，人们仍持同样的观点，只是把“宇宙主宰”这一光环又赠给了太阳而已，而宇宙的基本定义仍未得到根本上的改变。天空仍旧是天上的“球”，里面有许多星星，不过，它包括的主体是太阳，相比之下，地球要逊色得多。\n　　开普勒的椭圆型轨道的思想废除了星体是“透明的球体”这一谬论，但是却仍然保留了星体是“最外层天体球”这一说法。感谢卡西尼的研究成果，他揭开了太阳系的真实面目，从而证明了太阳系比人们想象的要大得多，而这也只是将人们脑海中宇宙的边界扩大了而已。\n　　直至哈雷于1718 年发现了恒星也是运动着的球体这一事实后，天文学家们才开始重新认真地认识宇宙。当然，即使所有星体都在移动，宇宙仍有可能是有限的，而所有的星体也都有可能在进行着极其缓慢的移动。但是为什么有的星体的运动速度之快足以被人们观察到，而正是这些星体才能发出比较明亮的光线呢？\n　　关于这一问题，存在这样一种可能，即某个星体由于具有较大的形体，从而能放射出比较明亮的光线，同时由于其体积较大，造成宇宙对它的束缚产生了困难，从而导致了它的移动。当然，这只是一种特定的假设，但这种全新的设想对于解开有关谜团是具有创造性意义的——即使其很难在实验室条件下得到验证，或根本无法解决任何问题。\n　　另一方面，有些星球与地球间的距离有可能相对来说比较近，因此看上去就可能显得比较亮一些。再者，如果所有星球移动的速度是相同的，那么距地球越近，往往就显得运动得更快一些。这一点与实验室条件下的实验结果是相符的。这一现象是以解释运动越快的星体其亮度越高的原因。那相对比较昏暗的星球其实也处于运动状态，但由于它与地球间距离实在太遥远了，因此即使经过几个世纪的观测也无法察觉到它的位置的变化，但这一变化却有可能在数千年的过程中被观测到，这的确需要人们一代一代不懈的努力。\n　　如果各个星体与太阳系间的距离各不相同，那么宇宙就应该是无限的，而众多的星球则会像蜂群一样遍布于宇宙的各个角落。直至1718 年，人们才意识到这一点而摒弃了宇宙有限论，从此，一幅广阔无垠而壮丽非常的宇宙画卷终于展现在人们的眼前。\n\n宇宙有中心吗\n　　太阳是太阳系的中心，太阳系中所有的行星都绕着太阳旋转。银河也有中心，它周围所有的恒星也都绕着银河系的中心旋转。那么宇宙有中心吗？一个让所有的星系包围在中间的中心点？\n　　看起来应该存在这样的中心，但是实际上它并不存在。因为宇宙的膨胀一般不发生在三维空间内，而是发生在四维空间内的，它不仅包括普通三维空间（长度、宽度和高度），还包括第四维空间——时间。描述四维空间的膨胀是非常困难的，但是我们也许可以通过推断气球的膨胀来解释它。\n　　我们可以假设宇宙是一个正在膨胀的气球，而星系是气球表面上的点，我们就住在这些点上。我们还可以假设星系不会离开气球的表面，只能沿着表面移动而不能进入气球内部或向外运动，在某种意义上可以说我们把自己描述为一个二维空间的人。\n　　如果宇宙不断膨胀，也就是说气球的表面不断地向外膨胀，则表面上的每个点彼此离得越来越远。其中，某一点上的某个人将会看到其他所有的点都在退行，而且离得越远的点退行速度越快。\n��　现在，假设我们要寻找气球表面上的点开始退行的地方，那么我们就会发现它已经不在气球表面上的二维空间内了。气球的膨胀实际上是从内部的中心开始的，是在三维空间内的，而我们是在二维空间上，所以我们不可能探测到三维空间内的事物。同样的，宇宙的膨胀不是在三维空间内开始的，而我们只能在宇宙的三维空间内运动。宇宙开始膨胀的地方是在过去的某个时间，即亿万年以前，虽然我们可以看到，可以获得有关的信息，而我们却无法回到那个时候。\n\n宇宙中是否有第二个太阳系\n　　除了太阳系以外，宇宙中还有第二个、第三个太阳系吗？茫茫无际的宇宙，深藏着无数奥秘。有人曾设想，除我们的太阳系以外，还应有第二个、第三个太阳系。可是另外的“太阳系”具体在哪里?这个长期以来争论不休的问题，随着织女星周围发现行星系，有人认为已经找到了宇宙中的第二个“太阳系”，为寻找宇宙中其他许多“太阳系”提供了例证。\n　　宇宙中的第二个“太阳系”是怎样发现的呢?1983年1月，美国、荷兰、英国三个国家成功地发射了红外天文卫星。后来，天文学家们利用这颗卫星意外地发现天琴座主星——织女星的周围存在类似行星的固体环。这次发现在世界上还是头一回。这一发现可以说是不同凡响的划时代的发现。\n　　美国、荷兰、英国合作发射的卫星是世界第一颗红外天文卫星，主要用于探测全天的红外源，也就是对红外源进行登记造册。一般红外天文望远镜不能探出宇宙中的低温物体。因为大气中的水分和二氧化碳气体大量吸收了来自宇宙的红外线及地球的热，又会释放互相干扰的红外线。红外天文卫星将装置仪器用极低温的液态氦进行冷却，所以才有了这次的发现。\n　　织女星距离地球26光年，是全天第四亮星。直径是太阳的2.5倍，质量约是太阳的3倍，表面温度约为 10000℃，比太阳的表面温度（约 6000℃）高。织女星诞生于10亿年前，太阳诞生于45亿年前，相比之下织女星要年轻得多。地球大致是与太阳同时诞生的，若认为织女星的行星也跟织女星同时诞生，那么就可以视它的行星处在演化的初期阶段。\n　　东京天文台和红外天文卫星的发现，看来可以说是行星形成过程中的不同阶段。深入分析和研究这两个不同阶段，以及更正确地描写织女星的行星像，无疑是当前世界天文学界所面临的一大课题。\n\n宇宙大爆炸理论\n 威尔金森各向异性微波探测器观测到的宇宙第一束光线——宇宙大爆炸的余辉\n　　宇宙大爆炸(Big Bang)仅仅是一种学说，是根据天文观测研究后得到的一种设想。大约在150亿年前，宇宙所有的物质都高度密集在一点，有着极高的温度，因而发生了巨大的爆炸。大爆炸以后，物质开始向外大膨胀，就形成了今天我们看到的宇宙。大爆炸的整个过程是复杂的，现在只能从理论研究的基础上描绘过去远古的宇宙发展史。在这150亿年中先后诞生了星系团、星系、我们的银河系、恒星、太阳系、行星、卫星等。现在我们看见的和看不见的一切天体和宇宙物质，形成了当今的宇宙形态，人类就是在这一宇宙演变中诞生的。\n\n宇宙大爆炸理论的缺陷\n　　根据大爆炸理论，星系连同其它所有的恒星和行星都产生于一个所谓有的奇异点。这个奇异点中集中了所有宇宙最原始的物质。而科学家们对这一奇异点物理参数的评估则是：温度为1031K，潜藏的能量密度为1098 尔格/立方厘米(作为比较，恒星内部最高温度为108 K，而中子星的物质密度为1015 克/立方厘米)。\n　　我们很难想像，处于奇异点时期的宇宙到底是什么样。今天流行的宇宙超级结构理论认为，大爆炸后形成的微型黑洞遍及整个宇宙。这些黑洞的体积还没有一个原子核大，但其质量却相当于一个小行星。不久前还有信息称，美国宇航局计划于2007年发射一个高功率X射线望远镜GLAST。按照天文物理学家们的计算，该望远镜的敏感度足以发现微型黑洞的波动。宇宙超级结构理论将最终得到实验证实。\n　　“大爆炸”理论最大的缺陷就是无法回答大爆炸之前这一奇异的点来源于何方？大爆炸理论存在了100多年了，但令人惊讶的是，这一理论的发展将把人们对宇宙诞生和灭亡的认识不可避免地引向神创说。并不奇怪，教皇约安-帕维尔二世早就在其书信中称当代的宇宙论与《圣经》中的论述不谋而合。\n\n电磁宇宙设想：新兴的宇宙理论\n “斯隆3计划”绘制宇宙3D图　据英国新科学家杂志，目前宇宙制图师正在绘制迄今世界上最大��宇宙3D图，它将揭示由宇宙大爆炸后所形成的起伏宇宙景像，同时为我们提供理解太空外形和暗能量自然属性的重要线索\n　　近年来，我们关于电磁宇宙的设想则回答了诸多疑问。而电磁宇宙说的基本观点则体现在以下三个主要方面：第一，宇宙将永远存在；第二，宇宙间的所有物质在各种频率范围内都发生着能量交换--从超低频至超高频；第三，宇宙间的一切活动都是循环发生的(行星产生于黑洞，之后又浓缩成黑洞)并遵循着守恒定律(能量、电荷、物质)。\n　　电磁宇宙理论的基本观点是：宇宙是一个超环面系统，其中的众多星系都由宇宙磁场连接在一起，螺旋形的超环面宇宙磁场控制着所有的星系流。各个星系群由黑洞带隔开，而黑洞带则是孕育和产生星系之处，部分科学家称之为星系“产房”。\n　　根据电磁宇宙理论，黑洞造就了两种星系类型，一种由由负电子和质子构成物质世界，另一种则是由正电子和反质子构成所谓反物质世界。正是这两个世界之间存在的巨大的物质和电荷差异形成了给予宇宙生命与发展的能量。\n　　星系就是在宇宙磁场存在条件下诞生的，恒星系统和星系际物质的运动则形成了宇宙的强大的电流。正如地球大气中雷雨天的放电现象，黑洞中的放电现象便成就了众多星系的诞生和死亡。如果说地球上的放电现象是瞬间完成的，那么黑洞的放电现象则要持续数十亿年并最终决定在我们的周围会形成什么样的世界。\n　　电磁宇宙理论认为，宇宙中的大爆炸其实就是星系的诞生过程。由于宇宙间存在着数不清的星系，所以可以推测，宇宙间的大爆炸每时每刻都在发生，也就是说，宇宙间的星系诞生和灭亡每秒都在发生着。原子弹的爆炸就是这样一个实例。\n　　冷战时期，每次原子弹试爆时美国人安装在卫星上的传感仪器都会对爆炸进行观测。原子弹爆炸总伴随着中子辐射。令科学家们惊讶的是，每次爆炸后仪器都会记录下不间断的中子辐射。后来天文学家们的研究显示，宇宙间每个区域内时时刻刻都在发生着爆炸。\n　　电磁宇宙理论的问世将使大爆炸理论随着时间的推移而被人们淡忘。因为物质和能量永远处于相互转换中，时间只不过是记录从一个事件到另一个事件的工具，事实上时间也是永恒的，生命的循环既没有始，也没有终。\n\n反大爆炸论者的声音\n　　一封《致科学界的公开信》得到了34位科学家和工程师的签名，于2004年5月22日发表于英国的《新科学家》（NeW Scientist）杂志。我们将它翻译过来，目的是让读者对大爆炸理论的人的论据有所了解。这封公开信被贴到网上后，又得到了185位科学家的网络签名（现在已四百多人了）：\n　　如今，大爆炸理论越来越多地以一些假设，一些从未被实证观察的东西作为自己的论据：暴胀、暗物质和暗能量等就是其中最令人震惊的一些例子。没有这些东西，我们就会发现，在实际的天文学观测和大爆炸理论的预言之间存在着直接的矛盾。这种不断求助于新的假设来填补理论与实现之间鸿沟的做法，在物理学的任何其他领域中都是不可能被接受的。这至少反映出这一来历不明的理论在有效性方面是存在着严重问题的。\n　　然而，没能这些牵强的因素，大爆炸理论就无法生存。离开了暴胀之类的假设，大爆炸理论就无法解释实际观测中发现的同质的、各向同怀的宇宙背景辐射。因为那样的话，它就无法解释宇宙中相距遥远的各部分何以会有着相同的湿度并发出同量的微波辐射。离开了那种与我们20多年来辛苦努力在地球上观察到所有物质都格格不入的所谓暗物质，大爆炸理论的预言与宇宙中实际的物质密度就完全是矛盾的。暴胀所需的密度是核聚变所需的20倍，这也许可以作为大爆炸理论中较轻元素来源的一个理论解释吧。而离开了暗能量，根据大爆炸理论计算出来的宇宙年龄就只有80亿年，这甚至比我们所在的这个星系中许多恒星的年龄还要小几十亿岁。\n　　更重要的是，大爆炸理论从来没有任何量化的预言得到过实际观测的验证。该理论捍卫者们所宣称的成功，统统归功于它擅长在事后迎合实际观测的结果，它不断地在增补可调整的参数，就像托勒玫（Ptolme）的地心说总是需要借助本轮和均轮来自圆其说一样，其实，大爆炸论并不是理解宇宙历史的唯一方式。‘等离子宇宙论‘和’稳恒态宇宙模型论’都是对这样一个持续演化着的宇宙的假设，它们认为宇宙既无始也无终。这些模型，以及其他一些观点，也都能解释宇宙的��本现象，如较轻元素在宇宙中所占的比重、宇宙背景辐射以及遥远星系谱线红移量随着距离增加等问题，它们的一些预言还甚至得到过实际观测的验证，而这是大爆炸理论从未做到过的。大爆炸论的支持者们强辩说这些理论不能解释观测到的所有天文现象。但这并没有什么奇怪的，因为它们的发展严重缺乏经费的支持。实际上，直到今天，这样一些疑问和替代理论都还不能被拿出来进行自由的辩论和检验。绝大多数的研讨会都在随波逐流，并不允许研究者们进行完全公开的观点交流。理查德·费曼（Richard Feynman）说过，‘科学就是怀疑的文化’，而在今天的宇宙学领域，怀疑和异见得不到容忍，年轻学者们即使对大爆炸这一标准模型有任何否定的想法也不敢表达。怀疑大爆炸论的学者如果把自己的疑问说出来就会失去经费资助。连实际的观测结果也要被筛选，要依据其能否支持大爆炸理论的标准来筛选。这样一来，所有不合标准的数据，比如谱线红移、锂元素和氦元素在宇宙中所占的比例、星系的分布等，都被忽视甚至歪曲。这反映出了一种日益膨胀的教条主义，完全不合乎自由的科学研究精神。如今在宇宙学研究领域，几乎所有的经费和实验资源都被分配给以大爆炸理论为课题的项目。科研经费来源有限，而所有主管经费分配的评审委员会都被大爆炸论的支持者们把持着。结果就造成了大爆炸理论掌握该领域的全面主导地位，这一局面与该理论在科学上的有效性毫无关系。只资助从属于大爆炸论的课题，这种做法抹杀了科学方法的一个基本原则：就是必须持续不断地用实际观察来对理论加以检验的原则。这样一种束缚使任何探讨都无法进行，也使任何研究都无法进行，为了治疗这一顽症，我们呼吁资助宇宙学研究的机构将相当部分的经费留给那些替代性理论的研究课题，留给那些与大爆炸理论存在矛盾的实证观测。为避免经费分配不公的问题，掌管经费分配的评审委员会可以由非宇宙学领域的天文学家和物理学家组成。将经费公平地分配给针对大爆炸理论有效性进行的研究项目，以及其替代性理论的研究项目，这将能使我们以科学的方式找到关于宇宙历史演变的最可信的模型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "宇宙年龄", "content": "宇宙年龄（汉语拼音：Yuzhou Nianling；英语：Universe，Age of），宇宙从某个特定时刻到现在的时间间隔。对于某些宇宙模型，如牛顿宇宙模型、等级模型、稳恒态模型等，宇宙年龄没有意义。在通常的演化的宇宙模型里，宇宙年龄指宇宙标度因子为零起到现在时刻的时间间隔。通常，哈勃年龄是宇宙年龄的上限，可以作为宇宙年龄的某种度量。根据大爆炸宇宙模型推算，宇宙年龄大约200亿年。 \n　　宇宙在膨胀，随着时间的流逝和空间的拉伸，使得星系互相远离。如果设想将这一过程在时间上反推，看来就必定在很久以前存在过全部星系拥挤一处的起始状态。宇宙起源于大爆炸（或奇点）的这一思想得到爱因斯坦广义相对论的证实。宇宙的当前膨胀速率由叫做哈勃常数的数字H_0给出。H_0的数值可通过观测来决定。如果宇宙从大爆炸以来一直以相同速率膨胀，那么它的年龄就应该等于哈勃常数的倒数1／H_0，这个年龄叫做哈勃年龄。 实际上，随着宇宙年龄的增加，星系之间的万有引力趋向于减缓它的膨胀。哈勃“常数”对宇宙一生中同一阶段的所有星系是相同的，但却随时间的逝去而减小。这意味着，从哈勃常数当前值计算的年龄总是大于宇宙的真年龄，因为宇宙在过去膨胀得比较快。 H_0的准确值是很难测量的，天文学家广为接受的一个值是55公里每秒每百万秒差距。利用这个数字得到的宇宙年龄上限是180亿岁。再利用基于爱因斯坦方程式的标准宇宙模型，可以换算出真年龄为120～150亿岁。\n　　估计宇宙年龄的一个间接方法是利用恒星的年龄，其前提假设是宇宙必须比最年老的恒星更年老。对球状星团的研究表明，我们银河系中有些恒星可能已经年高140～180亿岁了，这正好与H_0=55公里每秒每百万秒差距时的宇宙年龄相符。但有些宇宙学家争辩说，哈勃常数要大得多，也许大到了100公里每秒每百万秒差距。那样一来，“宇宙年龄”就将缩短到小于100亿岁。在这种情况下，它就不可能含有140亿岁的恒星。不过，新近的一些研究表明，哈勃常数有可能小于40公里每秒每百万秒差距，这将使宇宙称心如意地比它包含的恒星更年老了。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "宇宙半径", "content": "宇宙半径（ radius of the universe ），在均匀各向同性的宇宙模型中，有罗伯逊－沃尔克度规：\n\n\n\n\n\n式中 k为空间曲率署符，对于椭圆空间、欧氏空间和双曲空间，分别为+1、0和-1。 R( t)称为 宇宙距离标度因子。当 k=+1时， R( t)称为 宇宙 半径；因为这时我们可以把罗伯逊－沃尔克度规的空间部分当作四维欧氏空间中 半径为 R( t)的超球面。而当 k=0和 k=-1时，空间是无限的或开放的，就更谈不上什么 半径。然而我们生活在其中的是三维空间或四维空时，四维欧氏空间实际上是不存在的。因此， 宇宙 半径一词只是对 R( t)的几何意义的一种象征性解释。在绝大部分书刊中当提到这一词时，都冠以引号，称作“ 宇宙 半径”。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "减速因子", "content": "减速因子（deceleration parameter），宇宙膨胀减慢的速率，通常用符号q_0表示。如果减速因子小于0.5，宇宙将永远膨胀；如果它大于0.5，宇宙终将在某天坍缩成大崩塌（见宇宙的命运）。减速因子的真实数值是如此接近0.5，测量它又是如此困难，致使观测者还不知道等待我们的命运是什么。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "奥伯斯佯谬", "content": "奥伯斯佯谬（Olbers paradox），1826年，德国天文学家H.W.M.奥伯斯指出，一个静止、均匀、无限的宇宙模型会导致如下结论：黑夜与白天一样亮。但实际上夜空却是黑的。理论同观测的这种矛盾称为奥伯斯佯谬。采用天体之间有吸光物质、天体寿命有限或天体有演化、引力常数随距离而变化等都难以解决奥伯斯佯谬。在现代的膨胀宇宙模型里，奥伯斯佯谬不存在。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "哈勃距离", "content": "哈勃距离（汉语拼音：Ha bo ju li；英语：Hubble distance），指哈勃常数H的倒数H-1具有时间的量纲 。H-1 称为哈勃时间。光在哈勃时间内走过的距离称为哈勃距离。又称哈勃半径。如果取H＝50千米／（秒·百万秒差距），则哈勃距离为6000百万秒差距，或200亿光年。对于宇宙年龄小于或等于哈勃时间的那些宇宙模型，哈勃距离就是可以观测到的最大距离。对于其他宇宙模型，哈勃距离没有什么特殊意义。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "氦丰度", "content": "氦丰度（ Heabundance ），H abundance 同位素在自然界中的丰度指的是该同位素在这种元素的所有天然同位素中所占的比例。星际物质中氢和氦的质量丰度比约为75/25，除去氢、氦之外的其它物质（包括放射性物质）大约占到1-3%。这类物质天文学界把它们称之为铁类物质，它们是在恒星内的核聚变过程中所产生的。\n氦元素丰度一般定义为(nHe/nH)× 100。光球氦丰度约为8.5,而高速太阳风氦丰度一般不超过5。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "零压宇宙解", "content": "零压宇宙解，建立宇宙模型时，要计算宇宙物质产生的引力场，首先就要解引力场方程。按大尺度空间观点，可以把宇宙物质看作是由松散介质或尘埃组成的体系。但质点间的压力和辐射压都比其静能密度小得多，可忽略不计（即令介质的压力为零）。由此得出的引力场方程的宇宙解，叫作零压宇宙解，并把相应的模型称为尘埃宇宙模型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "宇宙常数", "content": "宇宙常数（ cosmological constant ），1917年，爱因斯坦利用他的引力场方程，对宇宙整体进行了考察。为了解释物质密度不为零的静态宇宙的存在，他在场方程中引进一个与度规张量成比例的项，用符号Λ表示。该比例常数很小，在银河系尺度范围可忽略不计。只在宇宙尺度下，Λ才可能有意义，所以叫作宇宙常数。1929年，哈勃发现星系红移的哈勃定律，确定静态宇宙模型与实际不符。因此爱因斯坦多次提出应该取消宇宙常数；但有些学者，如爱丁顿、德西特、泽尔多维奇则认为宇宙常数可能有新的物理意义，不宜轻易抛弃。目前，学者们对宇宙常数的看法并不一致，有的认为是正值；有的认为是负值；有的认为是常数；有的则认为它随时间而变化。但多数倾向于取正值，其物理意义可能代表宇宙真空场的能量－动量张量与可能存在于物质之间的斥力。估计宇宙常数的上限为10-57厘米-2。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "大数假设", "content": "大数假设（汉语拼音：Dɑshu Jiashe；英语：large number hypothesis），20 世纪30年代，英国物理学家 P.A.M. 狄拉克注意到，由电子电荷e、电子质量m、质子质量M和万有引力常数G组成的无量纲量e2／GmM的数值是1040，而以原子尺度为单位的宇宙半径也是 1040。他认为这一事实不是偶然的巧合，而是反映了宇宙的内在联系，并称之为大数假设。\n　　此外，还可以用物理常数和宇宙学量组成其他一些无量纲的大数。这些大数之间有着简单的代数关系。如宇宙中的粒子数约1080，宇宙膨胀到极大时的半径与基本粒子的大小之比值约 1040，静电力与万有引力之比值约1040，基本粒子大小与普朗克长度之比值约 1020，宇宙中的光子数与重子数之比约 1010，等等。为什么存在这些简单关系？大数究竟变不变？都是宇宙学要探讨的问题。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "红移", "content": "红移（ red shift ），电磁波谱中谱线向长波方向的移动。对于可见光就是向红端的移动。红移z的定义是： z＝Δλ/ λ 式中 λ为源发射谱线的波长。Δ λ为观测到的波长改变量。Δ λ＞0，表示波长增加，即红移；Δλ＜0，表示波长减少，即蓝移。宇宙学问题中， z一般都大于0，因而往往把它作为红移的符号。 z是无量纲的标量，当它远小于1时，按照 多普勒效应，把它乘以光速 c即可得到光源同观测者相对的视向速度 v＝ cz（当 z较大时，应改为相对论表达式：\n\n\n\n\n\n1914年，美国天文学家V.M.斯莱弗发现，他观测到的15个旋涡星云（现在知道它们都属于银河系所在的本星系群）中11个的光谱都呈现红移。实际上，在本星系群以外迄今尚未发现有蓝移的星系光谱。1929年，E.P.哈勃发现了星系的红移量和距离成正比的规律，即哈勃定律v＝H0r。式中比例系数H0称为哈勃常数，观测值约为71千米/（秒·百万秒差距），仍有百分之几的误差。光速与哈勃常数的比值具有长度的量纲，称为哈勃半径，粗略地说等于光自宇宙大爆炸以来走过的距离，即可观察宇宙的半径，约140亿光年。利用哈勃定律，可由观测到的红移求出星系的距离，从而得到星系在三维空间的分布，了解宇宙的大尺度结构。更重要的是，若将红移解释为多普勒退行速度效应，则能得出可观测的宇宙作整体膨胀的结论。所以，星系的红移的发现成为20世纪以来影响最为深远的宇宙现象。\n表达红移–距离关系的函数图像称为哈勃图。当红移较大时，在该图上红移–距离关系将偏离哈勃定律表示的直线。偏离的情况现在主要用来检验宇宙的几何性质。20世纪90年代以来，高红移超新星的哈勃图显示宇宙是平坦的。\n多年来，还提出了许多解释红移的假说，如光子老化说、物理常数变化理论等。有人还试图用不均匀宇宙模型、多重爆炸宇宙学等来说明对哈勃定律的偏离，但都过于牵强。只有以广义相对论为基础的宇宙膨胀论不仅可解释哈勃定律，还能说明如宇宙微波背景辐射和奥伯斯佯谬等一系列观测到的现象，因而得到人们公认。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "哈勃定律", "content": "哈勃定律（汉语拼音：Ha bo ding lv；英语：Hubble'slaw），1929年，E.P.哈勃发现河外星系视向退行速度v与距离d成正比，即\n　　　　　　v＝Hd\n　　这个关系称为哈勃定律，又称哈勃效应。式中 H 称为哈勃常 数。哈勃定律中，v以千米／秒为单位，d以百万秒差距为单位，H的单位是千米／（秒·百万秒差距）。哈勃定律有着广泛的应用，它是测量遥远星系距离的唯一有效方法。只要测出星系谱线的红移，再换算出退行速度，便可由哈勃定律算出该星系的距离。哈勃定律中的速度和距离不是直接可以观测的量。直接观测量是红移和视星等。因此，真正来自观测、没有掺进任何假设的是红移-视星等关系。在此基础上再加上一些假设，才可得到距离-速度关系。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "哈勃常数", "content": "哈勃常数（汉语拼音：Ha bo chang shu；英语：Hubble constant），哈勃定律中星系退行速度同距离的比值。它是一个常数，常用H表示，单位是千米／（ 秒·百万秒差距）。准确地定出哈勃常数值是星系天文学的一项重要工作。最初，E.P.哈勃本人把哈勃常数值定为500。1931年，他和M.L.哈马逊把值修订为526。1952年，W.巴德指出，仙女星系中造父变星的星等零点应改动1.5等  ，由此哈勃常数值被修订为260。1958年A.R.桑德奇的研究又将值降低到75。20世纪70年代，桑德奇等人再次修订哈勃常数值，得到H ＝55，只及当年哈勃测定值的1／10。用这个值推算的星系距离比当年哈勃所得的结果大10倍。70年代后，许多天文学家用多种方法测定H 值，结果互不相同。测定哈勃常数值是一项非常困难的工作，现一般认为，H值应在50～100之间。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "红移－视星等关系", "content": "红移－视星等关系（ redshift-apparent magnitude relation ），1929年，哈勃发现了河外星系的视向速度和距离有线性关系（见哈勃定律）。1931年，他进一步肯定了视向速度和视星等之间的线性关系：\n\n\nlgv＝0.2m＋B\n\n\n式中v是视向速度，m是视星等，B是与绝对星等有关的常数（见星等）。\n此后半个世纪内，天文学家们因为测定星系的距离十分困难，就不去测定速度－距离关系，而去推算速度-视星等(lgv-m)的关系。假定宇宙间同类天体的绝对星等M相同，而且绝对星等不是时间的函数（即没有演化效应），那么依据哈勃定律(v=HDL)和绝对星等M与光度距离DL之间的定义关系(m=5lgDL+M+25)，就可以求得上述速度－视星等关系。关系式中m的系数0.2反映了哈勃线性律。这一点很重要，否则速度－视星等关系的线性就不能表示速度-距离关系的线性。1975年有人得到663个正常星系、230个射电星系和265个类星体的红移－视星等关系，把这三类天体的m值组合后可得系数为0.3088。\n应该指出，直接来自观测、没有掺进任何假设的是红移－视星等关系。以红移z（或lgz，或lgcz）为纵坐标，视星等m为横坐标，可以绘制红移-视星等图，通常称为哈勃图。根据罗伯逊－沃尔克度规，可以算出红移z和视星等m之间的近似关系：\n\n\nm=5lgz+1.086(1－q0)z+常数\n\n\n式中q0为减速因子。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "速度－距离关系", "content": "速度－距离关系（ velocity-distance relation ），1929年哈勃发现星系的退行速度与距离成正比，这是速度与距离之间最简单的（线性的）关系。在天文学上，星系的速度和距离是不能直接测定的，可以直接测定的是星系的红移和视星等（见星等）。哈勃把观测到的红移归因于多普勒效应，从而得到退行速度，并根据星系中造父变星的周光关系定出了星系的距离。假设红移z与距离D之间的关系为：\n\n\nz=bDα\n\n\n式中 a、 b为常数；并假设所有星系的绝对星等相同，则根据绝对星等与 距离之间的定义 关系可得：\n\n\n\n\n\n式中C1为常数，即lgz与视星等m有线性关系。根据大量星系的(lgz，m)观测资料，以lgz和m为坐标轴，可定出直线(2)的斜率。只有当这个斜率为0.2时才对应于红移与距离之间的线性关系。如z较小，则和光速c的乘积cz即为退行速度，因而速度与距离也是线性关系。如z较大(例如大于0.2)，就要以相对论公式来代替经典的多普勒效应公式，这时速度与距离的关系就显得复杂了。1962年霍金斯根据474个星系的红移-视星等图的斜率，得出红移与距离的1.66次方程成正比；如果仅就这474个星系中430个亮于+14等的星系而言，红移则与距离的2.22次方成正比。1975年莱恩等人根据663个正常星系得出斜率为0.199，根据230个射电星系得出斜率0.194，根据265个类星体得出斜率0.135，这都表明红移与距离之间的关系同线性关系有一定程度的偏离。从罗伯逊－沃尔克度规，作为一级近似，可以得到速度-距离间的线性关系。霍金斯、斯特芬森、维尔茨和陆启铿等许多学者，分别根据不同的宇宙模型得出红移与距离的平方成正比。在西格尔的时间几何宇宙理论中，z=tg2(r/R)（R为宇宙半径），当r很小时，红移也与距离的平方成正比。\n\n\n\n\n\n沃库勒通过对红移－距离关系是否线性和各向同性的分析，研究了本超星系团的结构。雅哥拉等人则由红移-距离关系的非各向同性论证了非速度红移的存在。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "红移－距离关系", "content": "红移－距离关系，表达红移–距离关系的函数图像称为哈勃图。当红移较大时，在该图上红移–距离关系将偏离哈勃定律表示的直线。偏离的情况现在主要用来检验宇宙的几何性质。20世纪90年代以来，高红移超新星的哈勃图显示宇宙是平坦的。 \n霍金斯、斯特芬森、维尔茨和陆启铿等许多学者，分别根据不同的宇宙模型得出红移与距离的平方成正比。在西格尔的时间几何宇宙理论中，z=tg2(r/R)（R为宇宙半径），当r很小时，红移也与距离的平方成正比。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "K改正", "content": "K改正（ K-correction ），对��河外天体光谱因红移造成的歪曲在进行光度测量时须加的改正。红移使得从天体发出的波长为λ1的光谱线在观测处移至(1+z)λ1，亦即从红移为z的天体到达观测者的波长为λ的光，发出时的波长为 或者可表示为λ=(1+ z)λ 1。原来发出时处在波长间隔λ k1－λ l1内的辐射，观测时便处在(1+ z)(λk1－λ l1)间隔内。通过观测天体的辐射流确定 星等时，总是观测其某一特定波段范围内的辐射，以确定某一特定的星等。这样，在没有红移的情况下比较不同天体的这一特定视星等时，所比较的才是同一波段范围内的辐射。而当比较具有不同z的两个天体的同一特定视星等时，所比较的实际上是这两个天体的处在不同波段范围内的辐射。\n对于银河系天体，红移一般很小，它的影响可忽略不计。对于河外天体，红移一般较大，就要考虑红移对星等测量的影响。因为不同红移z的天体的光谱受到不同的歪曲，所以在讨论热距离模数mbol－Mbol时，除要考虑星际消光改正项A外，还要再加上一改正项K，即K改正：\n\n\nmbol－Mbol=m－M－K－A\n\n\n式中 m- M是使用响应曲线为 S(λ)的辐射接收系统所得到的距离模数观测值； K 改正的单位为星等，数值为\n\n\n\n\n\n其中第一项是由于红移后波段展宽而加上的 改正；第二项是由于红移后波段频移而加上的 改正。 I(λ)是波长λ处的入射能流，是在相对于天体静止的坐标系内，并作了望远镜接收系统 改正和大气消光 改正的。\n由于不同类型天体的I(λ)函数形式不同，它们的K改正也不同。1936年，哈勃在假设I(λ)为黑体辐射的前提下，第一次计算了K改正。M.L.哈马逊等人引用斯特宾斯等的观测，在1956年首次给出了K改正的观测值。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "引力红移", "content": "引力红移（ Gravitational redshift ），由广义相对论可推知，处在引力场中的辐射源发射出来的光，当从远离引力场的地方观测时，谱线会向长波方向（即向光谱红端）移动，移动量与源及观测者两处引力势差的大小成正比。光谱线的这种位移称为引力红移。这种效应最初是在天体中，特别是在白矮星中（因为白矮星表面的引力较强）得到证实的。二十世纪六十年代，庞德、雷布卡和斯奈德采用穆斯堡尔效应的实验方法，测量由地面上高度相差22.6米的两点之间引力势的微小差别所造成的谱线频率的移动，定量地验证了引力红移。结果表明实验值与理论值完全符合。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "运动学宇宙学", "content": "运动学宇宙学（ kinematical cosmology ），根据时间、空间和引力理论阐明宇宙在大尺度上的时空结构和整体运动规律的学科。它着重讨论宇宙时空性质和运动学特征，而不过多地涉及宇宙演化的物理机制等问题。现代宇宙学中最早出现的一些宇宙理论，如相对论宇宙学、稳恒态宇宙模型、等级式宇宙模型等都属于这一范畴。除等级式宇宙模型一类的理论以外，大多数关于宇宙运动特性的讨论，都在一定程度上承认宇宙物质在大尺度上是均匀、各向同性分布的观点。不过，近年来，对于不满足均匀，各向同性条件和非理想流体的宇宙运动学问题也进行了讨论，有人还研究了物质自旋与空间挠率等对宇宙运动学特性的影响。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "相对论宇宙学", "content": "相对论宇宙学（ relativistic cosmology ），在爱因斯坦的引力理论和相对论力学的基础上建立起来的宇宙理论。它的一些基本结论都是根据所谓宇宙学原理(即宇宙物质在大尺度上具有均匀各向同性)的假定而推得的。在这种宇宙理论中，空间各点的曲率处处相同，但弯曲程度可以随时间变化（不改变其正负号）。其中正曲率（空间曲率署符k=+1）对应于一个没有边界、但体积有限的闭合宇宙；零曲率(k=0)对应于一个平直的开放宇宙；负曲率(k=-1)则对应于一个双曲型的开放宇宙。宇宙的膨胀或收缩运动在所有方向上是一样的，它可以由度规公式中的宇宙标度因子R=R(t)来描述。R随宇宙时t的相对变化率就是哈勃常数，即H=凟/R。知道了R随时间的变化，也就知道了宇宙的历史和发展趋向。假定星系可以设想为均匀而静止地分布在整个空间中，那么就可用理想流体的能量－动量张量来描述它们。这时，根据引力场方程，就能推出均匀各向同性宇宙学模型的动力学方程： \n\n\n\n\n\n\n式中 G为引力常数。给定物态方程的压力 p= p( ρ)，可求得函数 R( t)，详细分析 R( t)的性质，就得到各种典型�� 相对论 宇宙模型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "大爆炸宇宙学", "content": "大爆炸宇宙学（汉语拼音：dɑbɑozhɑ Yuzhouxue；英语：big-bang cosmology），现代宇宙学中最有影响的一种学说。\n\n基本观点\n　　基本观点是，宇宙曾经历了一段从热到冷的演化。在这个过程中，宇宙不断地膨胀，物质密度不断变稀。宇宙的整个演化过程就像是一次巨大的爆炸。根据大爆炸宇宙学的模型，大爆炸的整个过程是：在宇宙的极早期，物质密度极高，温度也极高，在 100亿度以上，宇宙间只有一些基本粒子形态的物质。而后，宇宙迅速膨胀，温度很快下降，当温度降至约10亿度时，化学元素开始形成。温度进一步降至100万度时，形成化学元素的过程结束，宇宙间的物质主要是质子、电子、光子和一些比较轻的原子核。温度再降至几千度时，辐射同物质分离，宇宙间主要是气态物质。在引力的作用下，气体凝聚成气云，并进一步形成恒星、星系，成为人们今天观测到的宇宙。\n　　大爆炸宇宙模型同其他宇宙模型相比能够解释较多的观测事实，因此，已被绝大多数天文学家所接受。\n\n研究历程\n　　早在1929年，埃德温·哈勃作出了一个具有里程碑意义的发现，即不管你往哪个方向看，远处的星系正急速地远离我们而去。换言之，宇宙正在不断膨胀。这意味着，在早先星体相互之间更加靠近。事实上，似乎在大约100亿至200亿年之前的某一时刻，它们刚好在同一地方，所以哈勃的发现暗示存在一个叫做大爆炸的时刻，当时宇宙无限紧密。\n　　1950年前后，伽莫夫第一个建立了热大爆炸的观念。这个创生宇宙的大爆炸不是习见于地球上发生在一个确定的点，然后向四周的空气传播开去的那种爆炸，而是一种在各处同时发生，从一开始就充满整个空间的那种爆炸，爆炸中每一个粒子都离开其它每一个粒子飞奔。事实上应该理解为空间的急剧膨胀。\"整个空间\"可以指的是整个无限的宇宙，或者指的是一个就象球面一样能弯曲地回到原来位置的有限宇宙。\n　　根据大爆炸宇宙论，早期的宇宙是一大片由微观粒子构成的均匀气体，温度极高，密度极大，且以很大的速率膨胀着。这些气体在热平衡下有均匀的温度。这统一的温度是当时宇宙状态的重要标志，因而称宇宙温度。气体的绝热膨胀将使温度降低，使得原子核、原子乃至恒星系统得以相继出现。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "宇宙学原理", "content": "宇宙学原理（ cosmological principle ），认为宇宙中不存在任何优越位置的假设。它是N.哥白尼关于地球不是宇宙中心观念的推广，是大多数现代宇宙学模型的基础。宇宙学研究的对象是整个可观测时空范围的大尺度特征。现已探测到的距离尺度约140亿光年，包含约1千亿个星系。根据星系计数、射电源计数和宇宙微波背景辐射等实测资料得知，在大于一亿光年的范围内，物质的空间分布是均匀的和各向同性的。就是说，在宇宙学尺度上，任何时刻三维空间是均匀的和各向同性的。它的含义是：①在宇宙学尺度上，空间任一点和任一点的任一方向，在物理上是不可分辨的，即无论其密度、压强、曲率、红移都是相同的。但同一点的不同时刻，各种物理量却可不同，所以宇宙学原理容许存在宇宙演化。②宇宙中各处的观测者，观察到的物理量和物理规律是完全相同的，没有任何一个观测者是特殊的。地球上观察到的宇宙演化图景，在其他天体上也会看到，所以能建立宇宙时概念。既然任何随时间演变的天体和现象都可用来标度时间，宇宙图景也能作为时间标度。宇宙中处处有完全相同的宇宙图景，也有完全相同的宇宙时。完全宇宙学原理是宇宙学原理的进一步推广。它的大意是：不仅三维空间是均匀的和各向同性的，整个宇宙在不同时刻也是完全相同的。根据宇宙学原理可推导出演化宇宙的罗伯逊–沃尔克度规。运用完全宇宙学原理则能得到稳恒态宇宙度规，利用不同的度规可建立各种宇宙模型。由于大量证据表明宇宙是随时间演化的，因此完全宇宙学原理不能描述真实的宇宙。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "宇宙时", "content": "宇宙时（ cosmic time ），全宇宙都适用的统一时间，也称宇宙标准时或普适时。它用演化着的宇宙本身作为时计来计量。宇宙中存在一些宇宙标量场(例如微波背景辐射温度)，处处都是单调递减的，利用这种宇宙标量场就能确定宇宙时。有了宇宙时，就可以研究宇宙空间的大尺度结构。宇宙学原理认为宇宙空间在大尺度上是均匀各向同性的，这一论断必须以宇宙时的存在为条件。\n以宇宙学原理为前提，采用共动坐标系，把空-时的描述分解为空间的描述和时间的描述而得到罗伯逊－沃尔克度规：\n\n\n\n\n\n式中 ｒ， θ， φ为球面坐标， R( t)为 宇宙标度因子， k为空间曲率署符， t即为 宇宙 时，也就是相对于共动观测者静止的时钟所指示的时间。这样， 宇宙学原理还可以表述为：每一个共动观测者观测 宇宙所得到的结果都是相同的，不过他们计量的时间必都是 宇宙 时，可以彼此核对；而在广义相对论里，不同坐标系之间的这种核对往往是不可能的。引进 宇宙 时的概念，不仅使描述 宇宙大大简化（这种描述最后只归之为 宇宙标度因子 R( t)随 宇宙 时的变化），而且使描述 宇宙整体的演化成为可能。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "宇宙模型", "content": "宇宙模型（汉语拼音：Yuzhou Moxing；英语：Cosmological Model），对宇宙的大尺度时空结构、运动形态和物质演化的理论描述。又称模型宇宙。按照宇宙大尺度结构，有两种不同的模型。①均匀模型，即认为大尺度上物质的分布基本上是均匀各向同性的，满足宇宙学原理，另一种是等级模型，认为天体的分布是逐级成团的，物质分布在任何尺度上都具有非均匀性。按照运动形态，也有两种模型。②把红移解释为系统性运动，各种膨胀宇宙模型都属于此类。另一种则把红移解释为另外的机制。按照演化来区分，则有演化模型和稳恒态模型。前者认为宇宙大尺度上的物质分布和物理性质随着时间有明显的变化，后者则认为宇宙的基本特征不随时间变化。在已有的各种宇宙模型中，大爆炸宇宙模型最有影响。它解释的观测事实最多。因而，已被普遍接受。 \n　　宇宙学家造不出物质的宇宙模型，但他们能够建立数学方程组来说明各种可能宇宙的行为。这些宇宙（英文词首字母是小写“u”）就是宇宙模型。它们有的能说明现实宇宙（英文词首字母是大写“U”）的某些事，有的却什么也说明不了。 有些方程式比较容易解，研究这些模型的行为只需要一支铅笔、几张纸，再加点儿智力就行了。阿尔伯特·爱因斯坦就是这样发现了广义相对论方程式预言的宇宙膨胀；亚历山大·弗里德曼和其他人也是这样发展了对相对论允许的各种宇宙的认识。 其他宇宙模型考虑了更多的细节和更复杂的相互作用，它们的方程式只能借助高速电子计算机求解。但我们宇宙有一个既奇妙又可能很重要的特点，就是它看来可以很好地用爱因斯坦方程式的最简单解来描述——爱因斯坦自己就说过，“关于宇宙的最不可理解的事就是宇宙是能够理解的”。 以不带宇宙学常数的爱因斯坦方程式为基础的三组最简单宇宙模型，是以它们描述的宇宙最终命运来划分的。开宇宙是始于大爆炸并永远膨胀下去的宇宙；闭宇宙是始于大爆炸、膨胀到一个确定大小然后坍缩为大崩塌的宇宙；平坦宇宙正好在前两者的分界线上，它永远膨胀但越来越慢，在终结状态下永久“徘徊”而不坍缩。闭宇宙模型的一个变种是，大崩塌由“反冲”取代，因而宇宙重复地膨胀和坍缩。虽然我们的宇宙可能是开的，也可能是闭的，但它却难以同平坦宇宙区分开。 增加一个宇宙学常数，就可以创造更复杂的模型。有一个模型起始于无穷大，收缩到有限大小，然后再次膨胀；另一个模型从大爆炸开始向外膨胀，然后膨胀减慢以至停止，在大小不变的情况下停留任意长的时间，然后再次膨胀。还提出过其他一些模型。但这些奇异的模型被认为同现实宇宙没有多少关系。另见减速因子、稳恒态假说。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "稳恒态宇宙模型", "content": "稳恒态宇宙模型（ steady-state model ），1948年，英国天文学家H.邦迪、F.霍伊尔和T.戈尔德共同提出的一种宇宙模型。它以完全宇宙学原理为前提，认为宇宙的性质在大尺度时空范围内稳恒不变。不仅在空间上是均匀的、各向同性的，而且在时间上也处于稳定状态，尽管宇宙并非静止。稳恒态宇宙模型可避免大爆炸理论的奇点困难，但要求在宇宙膨胀过程中物质密度不变，物质就必须连续不断地从虚空中创生。诞生率是平均每100亿年在一立方米体积内产生一个氢原子。这样就违背了一些普遍适用的守恒律，如重子数守恒、轻子数守恒、质能守恒等定律。从观测角度来看，稳恒态模型的预言与星系分布和射电源计数显示的宇宙演化不符。特别是根据这种模型也难以解释宇宙微波背景辐射，因而1965年以后在与大爆炸模型的竞争中失利。尽管如此，稳恒态模型由于刺激了关于元素起源的核合成理论的诞生，在历史上仍然功不可没。但它与大爆炸理论最新成就的一种暴胀宇宙模型有异曲同工之处。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "等级式宇宙模型", "content": "等级式宇宙模型（ hierarchic model ），法国天文学家沃库勒等倡导的一种宇宙学说。这种学说认为宇宙在结构上是分层次的，如恒星、星系、星系团、超星系团以至更大的集团。随着尺度的变化，集团的性质也在变化。所谓宇宙的均匀性与各向同性，对不同层次有不同涵义。十八世纪中期，德国物理学家朗伯特曾提出过天体逐级成团分布的概念。他把太阳系叫作第一级，第二级是比太阳系大得多的所谓星团，第三级是银河系。1908年瑞典天文学家沙利叶提出了等级式宇宙模型，并且指出，根据这种模型可以克服奥伯斯佯谬的困难，即：当第n+1级与n级的半径比大于n+1级所包含的n级天体的个数的平方根时，天体到达地面的总光通量就是有限的，或者说远处天体对光通量的贡献可以是任意小的数值，因而不会发生“黑夜和白天一样亮”的所谓奥伯斯佯谬现象。\n沃库勒坚持并发展了他们的观点。由现代观测知道天体的分布是成团的。星系计数现可达100兆秒差距范围。沃库勒认为即使在这样大的尺度，天体分布的起伏也不是随机性的，而是存在更高级的团聚现象。他不同意宇宙学原理认为宇宙在大尺度上是均匀的和各向同性的。他认为，既然在直到目前星系计数所及的尺度上，星系的分布都有明显的非随机成团现象，不能设想一旦大于这一计数的总尺度，成团性就会消失而表现为均匀分布。根据等级式宇宙模型推出，平均密度随观测距离加大而减小，这已为20多个量级的半径范围和45个量级的密度范围的观测资料所证实，不能设想一旦超过这个范围，这种关系就不复存在而代之以某一均匀密度。沃库勒认为宇宙学原理是“由于美学上的偏见和数学上的简化”而提出来的。如果天体分布是成团的，则宇宙膨胀要受这种成团影响而出现起伏，哈勃常数要因不同密度的起伏而改变，因而宇宙模型不能作统一处理。\n等级式宇宙模型目前还没有精确的数学表述和确切的理论预言，兹威基和奥尔特等许多人也不同意沃库勒的结论。他们认为成团性终止于星系团一级，至多终止于超星系团一级。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "阶梯式宇宙模型", "content": "等级式宇宙模型（ hierarchic model ），法国天文学家沃库勒等倡导的一种宇宙学说。这种学说认为宇宙在结构上是分层次的，如恒星、星系、星系团、超星系团以至更大的集团。随着尺度的变化，集团的性质也在变化。所谓宇宙的均匀性与各向同性，对不同层次有不同涵义。十八世纪中期，德国物理学家朗伯特曾提出过天体逐级成团分布的概念。他把太阳系叫作第一级，第二级是比太阳系大得多的所谓星团，第三级是银河系。1908年瑞典天文学家沙利叶提出了等级式宇宙模型，并且指出，根据这种模型可以克服奥伯斯佯谬的困难，即：当第n+1级与n级的半径比大于n+1级所包含的n级天体的个数的平方根时，天体到达地面的总光通量就是有限的，或者说远处天体对光通量的贡献可以是任意小的数值，因而不会发生“黑夜和白天一样亮”的所谓奥伯斯佯谬现象。\n沃库勒坚持并发展了他们的观点。由现代观测知道天体的分布是成团的。星系计数现可达100兆秒差距范围。沃库勒认为即使在这样大的尺度，天体分布的起伏也不是随机性的，而是存在更高级的团聚现象。他不同意宇宙学原理认为宇宙在大尺度上是均匀的和各向同性的。他认为，既然在直到目前星系计数所及的尺度上，星系的分布都有明显的非随机成团现象，不能设想一旦大于这一计数的总尺度，成团性就会消失而表现为均匀分布。根据等级式宇宙模型推出，平均密度随观测距离加大而减小，这已为20多个量级的半径范围和45个量级的密度范围的观测资料所证实，不能设想一旦超过这个范围，这种关系就不复存在而代之以某一均匀密度。沃库勒认为宇宙学原理是“由于美学上的偏见和数学上的简化”而提出来的。如果天体分布是成团的，则宇宙膨胀要受这种成团影响而出现起伏，哈勃常数要因不同密度的起伏而改变，因而宇宙模型不能作统一处理。\n等级式宇宙模型目前还没有精确的数学表述和确切的理论预言，兹威基和奥尔特等许多人也不同意沃库勒的结论。他们认为成团性终止于星系团一级，至多终止于超星系团一级。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "爱因斯坦静态宇宙模型", "content": "爱因斯坦静态宇宙模型（ Einstein static model ），爱因斯坦于1915年提出广义相对论后，1917年用它来考察宇宙，建立了现代宇宙学中的第一个宇宙模型。由于当时尚未发现河外星系的普遍退行现象，他的模型是一个有物质无运动的静态宇宙。若假定宇宙中物质的分布松散，解引力场方程可得出爱因斯坦静态宇宙度规如下： \n\n\n\n\n\n式中r，θ，φ为球极坐标，t为宇宙时。由此建立的模型是一个有限无边的封闭宇宙，宇宙半径R和宇宙常数Λ的关系是Λ=1/R2。宇宙空间体积是2π2R3。若用ρ表示宇宙物质平均密度，宇宙总质量就等于2π2R3ρ。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "德西特静态宇宙模型", "content": "德西特静态宇宙模型（ de Sitter static model ），膨胀宇宙的一种模型。其中没有物质和辐射，膨胀由宇宙学常数驱动。1917年由荷兰天文学家W.德西特通过解爱因斯坦场方程提出。尽管这个模型在物理上不合理，但它首次引入了真实宇宙可能膨胀的观念。一个非常类似于德西特模型中的膨胀阶段在现代的暴胀宇宙理论中也起着重要作用。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "弗里德曼宇宙模型", "content": "弗里德曼宇宙模型（ Friedmann cosmological model ），一种描述含物质和辐射但没有宇宙学常数的膨胀宇宙模型。由苏联数学家A.弗里德曼于1922年在均匀各向同性条件下解爱因斯坦引力场方程得出。1929年，E.P.哈勃发现星系退行速度与距离成正比的关系（见哈勃定律），从此以后，弗里德曼宇宙模型受到广泛的重视。凡宇宙常数Λ=0的均匀的、各向同性的宇宙模型，通称为弗里德曼宇宙，成为标准大爆炸模型的基础。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "勒梅特宇宙模型", "content": "勒梅特宇宙模型（ Lemaître model ），膨胀宇宙的一种模型。1927年，比利时天文学家G.勒梅特把弗里德曼度规作为一个宇宙模型进行研究，得出了宇宙膨胀的概念。通常把宇宙学常数为零的均匀各向同性宇宙模型叫作弗里德曼宇宙，而将宇宙学常数不为零的宇宙称为勒梅特宇宙。勒梅特宇宙中空间可能具有正曲率但会永远膨胀。这个模型的特点是存在一个宇宙尺度因子几乎不随时间变化的所谓滑行时期。这一时期之前，物质产生的吸引超过宇宙学常数产生的排斥，宇宙呈减速膨胀。这一时期中宇宙呈准静态。这一时期之后，后者反超前者，宇宙膨胀变为加速。20世纪90年代以后，有证据表明空间平坦但宇宙学常数不为零的宇宙模型更与天文观测相符。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "尘埃宇宙模型", "content": "尘埃宇宙模型（ dust universe model ），建立宇宙模型时，要计算宇宙物质产生的引力场，首先就要解引力场方程。按大尺度空间观点，可以把宇宙物质看作是由松散介质或尘埃组成的体系。但质点间的压力和辐射压都比其静能密度小得多，可忽略不计（即令介质的压力为零）。由此得出的引力场方程的宇宙解，叫作零压宇宙解，并把相应的模型称为尘埃宇宙模型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "膨胀宇宙模型", "content": "膨胀宇宙模型（ expanding universe model ），以宇宙膨胀为前提的宇宙模型。1927年，勒梅特提出大尺度空间随时间膨胀的概念。1929年，哈勃发现河外星系退行速度与距离成正比的哈勃定律。爱丁顿随即把二者联系起来，提出了膨胀宇宙的假说。现代宇宙学中，除1917年最早建立的爱因斯坦静态宇宙模型和德西特静态宇宙模型属于静态型而外，其他如弗里德曼宇宙模型、稳恒态宇宙模型、大爆炸宇宙学等都属于膨胀宇宙模型。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "开放宇宙模型", "content": "开放宇宙模型（ open universe model ），弗里德曼宇宙模型的一个解。在宇宙学原理这一前提下，解爱因斯坦引力场方程，得宇宙的动态时空度规：\n\n\n\n\n\n式中 r， θ， φ为球极坐标， t为 宇宙时， k为空间曲率署符， R( t)为 宇宙距离标度因子，它随时间变化的规律可以用来描述 宇宙的过去历史和��来演化趋势。令凟和惗分别表示 R对 宇宙时间的一次变率和二次变率。定义哈勃常数 H 0=凟/ R，减速因子 q 0=－ R惗/凟 2。若取 H 0=50公里/(秒·百万秒差距)， 宇宙常数 Λ=0，当减速因子 q 0=1/2、空间曲率为零时， 宇宙物质有一临界密度 ρ c=4.7× 10 -30克/厘米  3。倘若目前的 宇宙物质平均密度 ρ 0≤ ρ c，即0≤ q 0≤1/ 2 宇宙将永远膨胀下去。由此算出 k=-1或0，即对应于三维双曲空间或平直空间。在此种 宇宙中，光线永远回归不到“原处”，这就是开放宇宙模型。假如 ρ 0＞ ρ c，则 q 0＞1/2， 宇宙的膨胀将逐渐减慢，终于停止。由此算出 k=+1，即对应于三维球面空间。在这种 宇宙中，光线有可能返回到“原处”，因此称闭合宇宙模型，也称胀缩宇宙模型。根据目前的观测资料，从不同的途径求出的减速因子各不相同。按 宇宙物质平均密度的观测值，得 ρ 0＜ ρ c，即 q 0＜1/2， 宇宙是 开放的；按星系的哈勃图， q 0＞1/2， 宇宙是闭合的或胀缩的。这个矛盾目前尚未解决。"}
-{"top_category": "天文学", "sub_category": "星系与宇宙学", "title": "天体演化学", "content": "天体演化学（ Cosmogony ），天文学的一个分支，研究各种天体以及天体系统的起源和演化，也就是研究它们的产生、发展和衰亡的历史。天体的起源是指天体在什么时候，从什么形态的物质，以什么方式形成的；天体的演化是指天体形成以后所经历的演变过程。通常说的天体演化，往往也包括起源在内。\n\n目录\n\n1 诞生和发展\n2 研究的内容\n\n2.1 太阳系的起源和演化\n2.2 恒星的起源和演化\n2.3 星系的起源和演化\n2.4 宇宙的起源和演化\n\n\n\n\n诞生和发展\n法国笛卡儿和布丰在1644年和1745年先后提出天体形成的看法。科学的天体演化学至今只有二百多年的历史。十八世纪中叶以前，欧洲在学术思想上占统治地位的仍是万物（包括天体）不变的僵化的自然观。德国哲学家康德于1755年和法国数学家拉普拉斯于1796年各自提出了太阳系起源的星云说，从而在僵化的自然观上打开了一个缺口，这对自然科学和哲学都产生了重大影响（见康德和拉普拉斯星云说）。\n到二十世纪，随着科学技术的发展，不仅是太阳系，而且有关各类恒星、银河系以及河外星系的观测资料和新发现越来越多。随着理论物理学各分支的建立，现代天体物理学发展起来了。天体观测研究的新成果推动了天体演化学的发展。太阳系起源和演化的研究很活跃。在恒星的演化研究方面，取得重大突破。星系的起源和演化问题成为当前的科学前沿之一。\n天体演化学是以天文学各分支学科为基础的，它依据天文学、物理学、化学、地球科学、数学等学科的理论，利用各天体层次（行星、恒星、星系）的观测资料，探讨各种天体和天体系统的演变规律，阐述它们各种特征的由来和发展。因此，不仅有天文学者，也有不少物理学、化学、地学、数学、哲学方面的学者从事天体演化的研究。\n\n研究的内容\n天体演化同物质结构和生命起源等基本理论问题有密切的关系，特别是同地球科学有更直接的关系，因此，天体演化的研究具有重要的理论与实践意义。天体演化学的研究内容包括以下几个方面。\n\n太阳系的起源和演化\n研究太阳系各类天体（主要是行星、卫星、小行星、彗星）的形成和演变，说明太阳系的现有特征，一般侧重于起源的研究。自康德提出太阳系起源的星云说以后的二百多年中虽然已有四十多种学说，但至今还没有一种完善的理论被普遍接受。困难在于我们能直接观测到的只是千千万万个行星系中的唯一的“样品”──太阳系。有关太阳系的起源和演化的学说分为灾变说和星云说两类：灾变说认为行星的物质是因为某种偶然的巨变（如另一颗恒星走近或碰到太阳，或太阳爆发）而从太阳中分出来的；星云说认为行星物质和太阳由同一原始星云形成（共同形成说）或由太阳俘获来的（俘获说）。灾变说在二十世纪上半叶盛行，现在基本上已被否定。近年来，一些星云说学者的观点逐渐接近。他们认为：太阳系是在约五十亿年前从星际云中分出的一个原始星云形成的。原始星云有自转，在自吸引作用下收缩；中心部分形成太阳，外部形成星云盘；盘中的尘粒和小冰粒沉降到赤道面形成尘层，集聚成固体块──星子；星子结合成行星和卫星等。\n\n恒星的起源和演化\n对恒星演化的认识比较一致。一般都主张弥漫说：星际云在自吸引收缩中碎裂为许多小云，各小云集聚成恒星。分子云、球状体、赫比格－阿罗天���、红外源、天体微波激射源可能是从星际云到恒星的过渡性天体。恒星完成了引力收缩阶段后，内部开始热核反应，成为主序星；再经过较长时间（太阳约为一百亿年）后变为红巨星；然后经过不稳定的变星阶段，通过爆发，由行星状星云变为白矮星，或通过猛烈的超新星爆发成为中子星；最后失去发光能力归宿到黑矮星（有人认为也可能归宿于黑洞）。恒星的质量愈大，演化就愈快。现在仍然有恒星在诞生。在恒星起源问题上，也有少数人坚持超密说，认为恒星是由超密物质转化而成的。\n\n星系的起源和演化\n也存在弥漫说和超密说。弥漫说认为，星系际弥漫物质逐渐集聚成很大的星系际云，然后分裂成较小的云，形成各种大小不同的星系集团。这种说法能够较满意地说明银河系的自转、各星族的空间分布和空间运动以及化学组成等方面的差别。超密说认为，银河系最初是超密物质，它抛出的物质形成各星族的恒星、银盘、银晕和旋臂，而余下的超密物质形成银核（见银心）。其他星系也都是超密物质形成的。超密说与大爆炸宇宙说相适应。有的学说认为星系类型序列代表演化序列（从椭圆星系向旋涡星系、不规则星系演化，或者反向演化）；有的学说主张星系演化与初始条件（角动量或质量、密度等）有关。关于星系起源演化问题还没有定论，有待进一步探讨。\n\n宇宙的起源和演化\n常与宇宙模型一起在宇宙学中论述。有大爆炸宇宙学等学派。有些科学家从物质形态转化的角度看，将宇宙线起源、化学元素起源等问题也作为天体演化的课题。"}
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