空间天文技术

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。
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。

目录

1 宇宙γ射线探测
2 X射线探测
3 紫外辐射的探测
4 红外和远红外辐射的探测
5 短波到甚长波的探测

宇宙γ射线探测
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射线能谱仪即是由一群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。

X射线探测
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。
X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。
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限制的缺陷。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。

紫外辐射的探测
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）。

红外和远红外辐射的探测
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。

短波到甚长波的探测
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。


X射线天文学

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）
X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40千米以上的高空气球上进行。

诞生
1962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。

探测技术和方法
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。
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。

X射线星空
X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。
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。
银河系内存在大量双星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。
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。
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。
40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。


Γ射线天文学

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
Γ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。

目录

1 发展简况
2 特点
3 观测技术
4 主要成果

发展简况
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。

特点
γ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。

观测技术
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。

主要成果
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。
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。
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。
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，核心有相对论喷注，有非热能谱。这说明γ射线星空在不断地变化。
100千兆电子伏以上的能区，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。
γ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。


紫外天文学

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。

发展史
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)”。

紫外探测设备
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极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。
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。

紫外天文学成就
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。
①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。
②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。
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。
③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余，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。
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。


行星际空间探测

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。

目录

1 探测方法

1.1 间接观测方法
1.2 射电观测方法
1.3 直接探测方法

2 主要结果

2.1 行星周围的磁场和辐射带
2.2 行星际等离子体──太阳风
2.3 行星际的固体物质
2.4 行星际磁场

探测方法
按照历史发展，行星际空间探测方法大致可分为三类：

间接观测方法
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。

射电观测方法
行星际空间的射电观测分为被动观测和主动观测。
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。
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。

直接探测方法
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：

探测行星际空间物理现象的部分仪器

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。

主要结果
行星际直接探测的成果，分述如下：

行星周围的磁场和辐射带
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。

行星际等离子体──太阳风
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。

行星际的固体物质
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。

行星际磁场
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。


红外天文学

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外波段进行观测研究。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。

目录

1 简史
2 探测技术
3 望远镜
4 成果

简史
1800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。

探测技术
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。
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。

望远镜
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。

图1　斯必泽空间望远镜在轨道上运行图

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。
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。

成果
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。

图2　斯必泽空间望远镜观测HH46/47的红外像


太阳

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
 太阳结构，来源：SOHO图片
 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
　　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。
　　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。
　　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。

 地球上所见日出（摄于冬季）
目录

1 基本资料
2 总体构造

2.1 核心
2.2 辐射带
2.3 对流带
2.4 光球
2.5 大气层

2.5.1 温度极小区
2.5.2 色球
2.5.3 过渡区
2.5.4 日冕
2.5.5 太阳圈

2.6 磁场

3 化学构造

3.1 个别电离的铁族元素
3.2 太阳和行星的质量分化的关系

4 活动现象

4.1 各种辐射

5 形成和演化
6 在银河系中的位置和运动
7 太阳周期

7.1 太阳黑子和太阳黑子周期
7.2 可能的长周期

8 生命周期

基本资料
　　观测资料
　　　　与地球平均距离　1.496×108 km　以约光速8分19秒
　　　　视星等（V）　−26.74
　　　　绝对星等　4.83
　　　　光谱类型　G2V
　　　　金属量　Z = 0.0122
　　　　角直径　31.6′ – 32.7′
　　轨道特性
　　　　与银河系核心平均距离　～2.5×1017 km　26000光年
　　　　银河的周期　(2.25–2.50)×108 a
　　　　速度　～220 km/s （环绕银河系中心的轨道）
　　　　　　　～20 km/s（相对于在星际间邻近恒星的平均速度）
　　　　　　　～370 km/s（相对于宇宙微波背景）
　　物理特性
　　　　平均直径　1.392×106 km　　109 × 地球
　　　　赤道半径　6.955×105 km　　109 × 地球
　　　　赤道圆周　4.379×106 km　　109 × 地球
　　　　扁率　　　9×10−6
　　　　表面积　　6.0877×1012 km2　　11,990 × 地球
　　　　体积　　　1.412×1018　　1,300,000 × 地球
　　　　质量　　　1.9891×1030 kg　　333,000 × 地球
　　　　平均密度　1.408×103 kg/m3
　　　　密度
　　　　　中心（模型）：1.622×105 kg/m3
　　　　　光球底部：2×10−4 kg/m3
　　　　　色球底部：5×10−6 kg/m3
　　　　　日冕（平均）：1×10−12 kg/m3
　　　　赤道表面重力　274.0 m/s2　　27.94 g　　28 × 地球
　　　　逃逸速度（从表面）　617.7 km/s　　55 × 地球
　　　　温度
　　　　　中心（模型）：～1.57×107 K
　　　　　光球（有效）：5,778 K
　　　　　日冕: ～5×106 K
　　　　光度（L太阳）　3.846×1026 W
　　　　　　　　　　　～3.75×1028 lm
　　　　　　　　　　　～98 lm/W 发光功效
　　　　平均强度（I太阳）　2.009×107 W•m−2•sr−1
　　自转特性
　　　　倾角　7.25°（对黄道）　　67.23°（对银河平面）
　　　　赤经（北极）　286.13°　　（19h 4min 30s）
　　　　赤纬（北极）　+63.87°　　（63°52' North）
　　　　恒星自转周期
　　　　　在赤道　25.05天
　　　　　在纬度16°　25.38天　　25d 9h 7min 12s
　　　　　在极区　34.4天
　　　　自转速度（在赤道）　7.189×103 km/h
　　光球的组成（依质量）
　　　　氢　73.46%　　氦　24.85%　　氧　0.77%　　碳　0.29%　　铁　0.16%
　　　　氖　0.12%　　 氮　0.09%　　 硅　0.07%　　镁　0.05%　　硫　0.04%

总体构造
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

核心
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

辐射带
　　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）。
　　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。

对流带
　　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）。
　　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。

光球
　　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）。
　　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。

大气层
　　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。

温度极小区
　　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。

色球
　　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。

过渡区
　　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。

日冕
 日全食，于短暂的全食阶段可以用肉眼看见太阳的日冕
 太阳爆发了日冕物质抛射和部分太阳灯丝。NASA/ SDO
　　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。

太阳圈
　　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。

磁场
　　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。
　　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。
　　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。

化学构造
　　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%）。
　　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]。
　　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。
　　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。

个别电离的铁族元素
　　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。
　　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。

太阳和行星的质量分化的关系
　　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。
　　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。

活动现象
 2013年NASA太阳动力学观测站观测到太阳耀斑爆发。NASA/SDO
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

各种辐射
　　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。
　　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。
　　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）。

形成和演化
　　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。

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。

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。

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。

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。

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——黑矮星。

　　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。

在银河系中的位置和运动
　　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。
　　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。
　　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。

太阳周期
太阳黑子和太阳黑子周期
 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
　　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。
　　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。
　　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。

可能的长周期
　　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。

生命周期
 太阳的生命循环，未依照大小的比例绘制
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。


太阳物理学

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。

太阳观测
　　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。
　　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。

研究方法
　　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。

研究意义
　　太阳研究的理论和实际意义可概括为如下几点：
　　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。
　　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。
　　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。


光球

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。
　　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。


色球

太阳：色球
　　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。
　　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。


日冕

X射线波段的日冕结构
　　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。
　　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。
　　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。


太阳对流层

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，混合长类似分子的平均自由程。


黑子

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。
　　《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。

目录

1 黑子分布
2 本影和半影
3 物理形态
4 其他活动现象

黑子分布
　　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。

本影和半影
　　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。
　　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。

物理形态
　　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。

其他活动现象
　　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。


日珥

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。


耀斑

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。


太阳自转

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。


太阳磁场

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。


太阳活动预报

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。
　　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。
　　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。


国际太阳联合观测

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。

目录

1 简史
2 现状
3 世界日地资料中心
4 刊布太阳数据的主要刊物

4.1 综合报告性质的刊物
4.2 快报性质的刊物

5 中国的太阳联合观测

简史
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》。

现状
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。
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。
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。
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。
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。

世界日地资料中心
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。
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。

刊布太阳数据的主要刊物
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。

综合报告性质的刊物
这类刊物有：
《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。
《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。
《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。
《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。
《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。
《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。

快报性质的刊物
这类刊物有：
《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。
《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。

中国的太阳联合观测
1954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。


太阳常数

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。


日地关系

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。


太阳系

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
 太阳系在银河中的位置
　　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。
　　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。
　　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。

目录

1 概述

1.1 概念建立
1.2 结构
1.3 运动
1.4 在宇宙中的地位
1.5 太阳与八大行星数据表

2 分类
3 内太阳系

3.1 内行星

3.1.1 水星
3.1.2 金星
3.1.3 地球
3.1.4 火星

3.2 小行星带

3.2.1 谷神星
3.2.2 小行星族

4 中太阳系

4.1 外行星

4.1.1 木星
4.1.2 土星
4.1.3 天王星
4.1.4 海王星

4.2 彗星
4.3 半人马群

5 外太阳系

5.1 柯伊伯带

5.1.1 冥王星和卡戎

5.2 离散盘

5.2.1 阋神星

6 最远的区域

6.1 日球层顶
6.2 奥尔特云

6.2.1 塞德娜和内奥尔特云

6.3 疆界

7 星系的关联

7.1 邻近的区域

8 太阳系的起源及演化

8.1 星云演化阶段
8.2 星子演化阶段
8.3 太阳—地球形成阶段
8.4 火星—小行星形成阶段
8.5 木星—土星形成阶段（太阳核聚变爆发阶段）
8.6 天王星—海王星形成阶段
8.7 太阳系各星体的地质演化和后期演化要点

9 其他

9.1 太阳系行星“裁员”　冥王星遭“降级”
9.2 怎样飞越太阳系
9.3 “旅行者”飞船正冲出太阳系
9.4 太阳系的边界在哪里
9.5 美专家称人类可能永远无法飞出太阳系
9.6 天文学家观测到5个遥远星系
9.7 欧洲科学家发现太阳系外“超级地球”

概述
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

概念建立
　　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。

结构
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

运动
　　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。
　　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。
　　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。

在宇宙中的地位
　　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。
　　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。

太阳与八大行星数据表

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。

天体
赤道半径（km）
偏率
赤道重力地球=1
体积地球=1
质量地球=1
比重
轨道半径（AU）
轨道倾角（度）
赤道倾角（度）
公转周期（地球年）
自转周期（地球日）
已发现卫星数

太阳
 696000
0.
28.01
1304000
 333400
1.44
  --
 --
 7.25
  约两亿两千六百万（绕银河系）
 25.38天（赤道）/37.01天（南北两极）
 --

水星
   2440
0.
0.38
0.056
  0.055
5.43
 0.3871
7.005
~0
 87.97天
59天
0

金星
   6052
0.
0.91
0.857
  0.815
5.24
 0.7233
3.395
177.4
 225天
243天
0

地球
   6378
0.0034
1.00
1.00
  1.000
5.52
 1.0000
0.000
23.44
 365.24天
23小时56分钟
1

火星
   3397
0.0052
0.38
0.151
  0.107
3.93
 1.5237
1.850
25.19
 687天
24小时37分钟
2

木星
  71492
0.0648
2.48
1321
317.832
1.33
 5.2026
1.303
 3.08
11.86年
9小时50分钟
66

土星
  60268
0.1076
0.94
755
 95.16
0.69
 9.5549
2.489
26.7
29.46年
10小时39分钟
61

天王星
25559
0.023
0.89
63
 14.54
1.27
19.2184
0.773
97.9
84.01年
17小时14分钟
27

海王星
24764
0.017
1.11
58
 17.15
1.64
30.1104
1.770
27.8
164.82年
16小时06分钟
13

 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
分类
　　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：

根据组成：

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。

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。

根据大小:

小行星（直径小于13000千米）：水星、金星、地球和火星。

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。

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）。

根据相对太阳的位置：

内层行星：水星、金星、地球和火星。

外层行星：木星、土星、天王星和海王星。

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。

根据相对地球的位置：

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。

地球。

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。

根据历史：

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。

现代行星（近现代所发现、用望远镜观测）：天王星、海王星。

地球。

内太阳系
　　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。

内行星
　　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。

水星
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

金星
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

地球
　　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。
　　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。

火星
　　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。
　　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”。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

小行星带
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　直径在10至10-4 米的小天体称为流星体。

谷神星
　　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。

小行星族
　　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。
　　在主带中也有彗星，它们可能是地球上水的主要来源。
　　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。
　　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。

中太阳系
　　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。

外行星
　　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。

木星
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

土星
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

天王星
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

海王星
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　海王星有8个卫星，其中的6个是由旅行者号发现的。
　　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。
　　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。

彗星
　　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。
　　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。

半人马群
　　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。

外太阳系
　　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。

柯伊伯带
　　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。
　　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。

冥王星和卡戎
　　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。
　　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。

离散盘
　　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”。

阋神星
　　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。

最远的区域
　　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。

日球层顶
　　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。
　　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。
　　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。

奥尔特云
　　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。

塞德娜和内奥尔特云
　　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。

疆界
　　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。

星系的关联
　　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。
　　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。
　　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。

邻近的区域
　　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%。

太阳系的起源及演化
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

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。

戴文赛学说。五十年代提出的一种角动量斥力圆盘理论。

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。

普伦蒂斯（A.J.R.Prentice）—新拉普拉斯说。冷星云湍流说。

乌尔夫逊（M.M.Wolfson）的浮获说。小质量恒星天体相遇灾变说。

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。

　　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：

原始星云的由来和特性。

原始星云或星子的形成过程。

行星的形成过程。

行星轨道的特性：共面性、同向性和近圆性。

提丢斯—波得（Titius－Bode）定则。

太阳系的角动量分布。

三类行星：类地、巨行、远日行星的大小、质量、密度方面的差别。

行星的自转特性。

卫星及环系的形成。

小行星的起源。

彗星的起源。

地-月系统的起源。

星云演化阶段
　　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。
　　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。

星云间碰撞产生激波压缩。

银河螺旋密度波通过星际云时产生的激波。

邻近超新星爆发产生的激波。

其它强星云收缩激发附近稠密的星云。

　　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。
　　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。

星子演化阶段
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

太阳—地球形成阶段
　　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。
　　在太阳的周围这时候先后生成了四个行星，它们是：

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。

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。

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。

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。

　　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。
　　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。
　　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）。
　　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。
　　每个原始行星的其它参数，可以由以上数据推得。
　　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。

火星—小行星形成阶段
　　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。
　　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。
　　这个阶段约经历103年不到的时间。

木星—土星形成阶段（太阳核聚变爆发阶段）
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　到了这个演化阶段的后期，木星、土星已初步聚合而成。
　　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。

天王星—海王星形成阶段
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　天王星、海王星演化阶段历时106年。
　　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。

太阳系各星体的地质演化和后期演化要点
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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：

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；

然后经由直接的接触，聚集成1至10公里直径的丛集；

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；

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。

　　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。
　　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。
　　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。
　　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％。
　　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。
　　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。

其他
太阳系行星“裁员”　冥王星遭“降级”
　　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”。
　　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。
　　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。”
　　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。
　　“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。
　　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。
　　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。”
　　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。

怎样飞越太阳系
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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）。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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）

“旅行者”飞船正冲出太阳系
　　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。
　　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。
　　“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。
　　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。
　　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。

太阳系的边界在哪里
　　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。
　　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。
　　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）

美专家称人类可能永远无法飞出太阳系
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

天文学家观测到5个遥远星系
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。”
　　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》）

欧洲科学家发现太阳系外“超级地球”
　　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。
　　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。
　　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”。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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'。”


日心体系

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”。
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。
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。
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。


地心体系

托勒密地心体系图
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。
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。


太阳系物理学

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。
1609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。
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。
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。