类星体

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。

目录

1 发现
2 主要观测特点
3 红移
4 能源
5 发射线
6 吸收线
7 视超光速现象
8 光度函数及演化

发现
1963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于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。

图1　类星体3C273的照片

图2　类星体3C273的光谱

主要观测特点
①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。

红移
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。
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。

能源
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。

发射线
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。

吸收线
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。

视超光速现象
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。

光度函数及演化
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。


引力理论

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。
17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。
1859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。
1905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。
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等效的原理（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）。
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：

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）。
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：

式中d τ2=– gμνd xμd xν , τ为原时， Γμν λ 为联络。
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）。
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）。
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。


引力收缩

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。


等效原理

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。
　　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。
　　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。


空间曲率

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：

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。
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：

式中

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：

叫作黎曼空间在该点的黎曼曲率。


黎曼曲率

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：

式中

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：

叫作黎曼空间在该点的黎曼曲率。


弯曲空间

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。
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。


罗巴切夫斯基空间

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。


欧氏空间

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：
①(u,v)=(v,u)；
②(u1+u2,v)=(u1,v)+(u2,v)；
③(au,v)= a(u,v)；
④(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。
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，在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。
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：

式中 f( t)、 g( t)是 E中的函数。则 E作成一个欧氏空间。
向量的长和夹角
欧氏空间E的一个向量x的长,定义为非负实数

，并记作| x|，即| x|=

。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|。
标准正交基
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：

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：

是 E的任意向量，那么：

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。
欧氏空间的同构
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。
酉空间
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。
在一个酉空间里，也可以把向量u的长|u|定义为

，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。

参见

数学

数学基本条目

代数学

线性代数


度规

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：

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：

ds2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2

其度规张量为：

而用球坐标表示时为：

d s2=(d r)2+ r2(d θ)2+ r2sin2θ(d φ)2

其度规张量为：

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：

d s2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2－(d x 4)2

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：


闵可夫斯基度规

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：

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：

ds2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2

其度规张量为：

而用球坐标表示时为：

d s2=(d r)2+ r2(d θ)2+ r2sin2θ(d φ)2

其度规张量为：

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：

d s2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2－(d x 4)2

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：


史瓦西度规

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：

式中 M为物体质量， G为引力常数， c为光速。
史瓦西度规张量gμv表示为：

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）。


克尔度规

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：

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： 。

当 a=0时， 克尔度规即退化为 史瓦西度规。


罗伯逊-沃尔克度规

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：

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。


标度因子

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。
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。


广义相对论的天文学验证

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。
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：
①　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。
②　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

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。
③　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：

其他天体的近日点反常进动值（每百年的值）

④　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。
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。


水星近日点进动问题

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。
1915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：

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。
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。


光线偏转

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：

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。


引力红移

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。


后牛顿天体力学

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。


引力透镜

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。
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。

引力透镜效应的原理

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。
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。
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。


相对论天体物理学

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。


引力坍缩

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。
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。
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。


黑洞

黑洞（ black hole ），广义相对论所预言的一种特殊天体。

目录

1 基本特征
2 理论预言
3 类别
4 观测

基本特征
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。

理论预言
1798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）：

A=8π[ M2+ M（ M2− a2− Q2）1/2− Q2/2]

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。

类别
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。

观测
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。
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。


视界

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：

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：

式中 J是角动量。在 G= c=1的系统中，

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。


彭罗塞过程

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。


吸积

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。

吸积与喷流

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层落入致密天体。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。


吸积盘

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。
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。


黑洞的发射

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：

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。


奇点

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：

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：

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。


白洞

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。


引力波

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。

目录

1 性质
2 类别
3 探测
4 意义

性质
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。

类别
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。

探测
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。

意义
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。


致密星

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：
①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。
②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。
③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。
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。


超密态物质

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。
当物质密度ρ＞500克/厘米3时，电子已不再为个别原子核所束缚，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。
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。
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。


昌德拉塞卡极限

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。


奥本海默极限

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⊙。
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。


中子星

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。

目录

1 中子星物理
2 中子星质量上限
3 中子星内部
4 致密物质的特性

中子星物理
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：

R=0.114( h2/ G m p 8/3) M −1/3

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。
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。

中子星内部结构图

中子星质量上限
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。

中子星内部
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。

致密物质的特性
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。
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各种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。


天文学史

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。
　　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：

目录

1 哥白尼以前的天文学

1.1 美索不达米亚天文学
1.2 希腊天文学
1.3 阿拉伯天文学

2 近代天文学

2.1 日心地动说的确立
2.2 万有引力定律的发现
2.3 太阳系起源说的诞生
2.4 银河系结构的探索

3 19世纪中叶以来的天文学

3.1 天体物理学的兴起
3.2 走向全波天文学
3.3 河外星系的开拓
3.4 现代宇宙学的发展
3.5 地外文明的搜寻

哥白尼以前的天文学
　　分为美索不达米亚天文学、希腊天文学和阿拉伯天文学。

美索不达米亚天文学
　　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。
　　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：
　　1.创立60进位制，分圆周为360°，每度为60分(′)，每分为60秒(″)。
　　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。
　　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。
　　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。

希腊天文学
　　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。
　　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。
　　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。亚里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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

阿拉伯天文学
　　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：
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

近代天文学
　　从16世纪中叶到19世纪中叶的天文学。

日心地动说的确立
　　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。
　　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。
　　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。

万有引力定律的发现
　　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。
　　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。

太阳系起源说的诞生
　　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。
　　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。
　　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。

银河系结构的探索
　　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。
　　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。
　　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。

19世纪中叶以来的天文学
　　现代天文学起的时期。

天体物理学的兴起
　　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。
　　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。

走向全波天文学
　　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”。
　　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)。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

河外星系的开拓
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

现代宇宙学的发展
　　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。
　　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。
　　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。
　　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137亿年以前，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。

地外文明的搜寻
　　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。
　　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。
　　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”。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。后来许多天文爱好者也参加进来，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。


中国天文学史

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。
　　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。

目录

1 萌芽时期

1.1 体系的形成

2 繁荣发展时期
3 盛极而衰
4 中西天文学的融合
5 近现代天文学的发展(1840～2002)

萌芽时期
从远古到西周末（前770年以前）
　　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。
　　《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。
　　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”。
　　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。
　　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。
　　《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”。
　　《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。

体系的形成
从春秋到东汉（前770～220）
　　从前770年到前476年称为春秋时期。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。
　　《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。
　　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。
　　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。
　　《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。
　　《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。
　　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。
　　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。
　　公元123年发生了一场大辩论，刘愷等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。
　　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。
　　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。

繁荣发展时期
从三国到五代(220～960)
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

盛极而衰
　　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：
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。

中西天文学的融合
从明末到鸦片战争(1601～1840)
　　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。
　　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。
　　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月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。
　　《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。
　　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》。
　　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。

近现代天文学的发展(1840～2002)
　　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。
　　《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。
　　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。
　　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。
　　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年天文台建成，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。
　　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。
　　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。
　　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）。
　　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。


天体测量学

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。


球面天文学

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。


实用天文学

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。
　　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。


天体力学

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。


万有引力定律

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。
　　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。
　　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。


摄动理论

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。
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。

目录

1 坐标摄动法

1.1 直角坐标摄动
1.2 球坐标摄动
1.3 其他坐标摄动

2 瞬时椭圆法
3 正则变换

坐标摄动法
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。

直角坐标摄动
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。

球坐标摄动
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。

其他坐标摄动
1963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。
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。

瞬时椭圆法
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。
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。

正则变换
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。
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。
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。
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。


多体问题

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。


天体的形状和自转理论

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。

地球的形状和自转
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。

行星、月球、卫星的形状和自转
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。
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。


天体力学定性理论

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。

天体紧密接近时轨道的剧烈变化
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。

时间趋于无穷时的运动特性
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。

运动的全局性质
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。
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。
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。


天体力学数值方法

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。

目录

1 概述
2 建立天体历表常用的数值方法
3 研究轨道演化常用的数值方法
4 数值方法的主要特性

概述
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。

建立天体历表常用的数值方法
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。
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。
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。

研究轨道演化常用的数值方法
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。
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。

数值方法的主要特性
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。
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。
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。


历书天文学

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。
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。
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。


天文动力学

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。


天体物理学

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。
　　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。
　　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。
　　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。
　　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。


理论天体物理学

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。

内容
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。

方法
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。


恒星大气理论

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。

连续光谱研究
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：
①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。
②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。
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：

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：

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。
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。
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：

只有知道源函数：

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。

吸收谱线研究
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。
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。
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。
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。


热辐射和非热辐射

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。


恒星内部结构理论

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。
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。
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％。
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。
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。


宇宙气体动力学

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。


宇宙磁流体力学

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。
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。
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。
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。
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：

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。
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。
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。


等离子体天体物理学

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。
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。
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。
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。


高能天体物理学

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。

研究内容
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。

图1　各类电磁辐射可达到的距海平面的高度

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。
高能光子产生的基本过程　主要分为下述几类：
①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。
②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）。
③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。

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

④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。

观测研究
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，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。
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。
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。
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。
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。

发展方向
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。


相对论天体物理学

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。


光学天文学


射电天文学

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。


射电天体物理学

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）。
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。

实测基础
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。

辐射机制和辐射转移
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。
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迁产生的辐射。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。
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。

典型射电天体上的物理过程
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。
①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。
②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。
③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。
④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）。

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）

图2　蟹状星云脉冲星脉冲辐射照片和亮度变化

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。

图3　蟹状星云脉冲星发出的辐射脉冲的积分轮廓形状

⑤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)。射电脉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。
⑥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。

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）

⑦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进一步观测和研究。

图5　射电星系3C111的双核源–双展源结构


太阳射电

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。

目录

1 发展简史
2 研究内容

2.1 宁静太阳射电
2.2 太阳缓变射电
2.3 太阳射电爆发

3 展望

发展简史
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。
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。
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。
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。
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。

研究内容
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。

宁静太阳射电
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，太阳外冕的形状并非球对称，且具有非均匀的结构。

太阳缓变射电
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。

太阳射电爆发
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：
① 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。
② 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。
③ 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。
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”。
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。
图1为太阳射电，包括宁静射电、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。

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。

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。

展望
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。
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。
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。


宇宙射电

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。

银河系射电
1944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。

河外射电
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。


射电天文方法

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。

目录

1 射电观测工具
2 基本课题

2.1 发展大型天线系统
2.2 发展高灵敏度接收机系统
2.3 发展高效率的处理和记录系统

射电观测工具
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。
天体的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。
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）。

基本课题
射电天文方法的最根本的课题是：

发展大型天线系统
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。
①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。
②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。
③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电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。
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。

发展高灵敏度接收机系统
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。同时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。
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。

发展高效率的处理和记录系统
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。
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。


雷达天文方法

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）。
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。
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的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。

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。
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。


空间天文学

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。


空间天文观测航天器

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。
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。

目录

1 天文观测卫星系列

1.1 太阳观测卫星
1.2 非太阳探测天文卫星

2 月球、行星和行星际的探测器系列

2.1 月球探测器
2.2 行星和行星际的探测器

3 载人轨道空间站

天文观测卫星系列
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。

表1　天文观测卫星系列

太阳观测卫星
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。

非太阳探测天文卫星
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。

月球、行星和行星际的探测器系列
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。

表2　月球、行星和行星际的探测器系列

月球探测器
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。

行星和行星际的探测器
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”。
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。

载人轨道空间站
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。