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天文学

光学天文学

贝克－努恩人造卫星跟踪照相机

贝克－努恩人造卫星跟踪照相机 贝克－努恩人造卫星跟踪照相机（ Baker-Nunn satellite-tracking Camera ），二十世纪五十年代由贝克和努恩设计的大型高精度人造卫星跟踪照相机，首批12台设置在环绕地球的±35°纬度带内。这种照相机采用焦距50厘米、口径也是50厘米的特殊设计的施密特光学系统(见施密特望远镜)，改正镜由三片透镜组成，视场5°×30°。焦面是半径50厘米的近似球面。采用宽约56毫米的长感光胶卷，借6～7公斤拉力变形后伏贴在胶片支承板上。机架为三轴式装置，以大圆弧逼近卫星视轨迹最高点近傍±30°弧段，进行跟踪，角速度可在每秒0″～7，000″之间连续调节。对于角速度为每秒1°的卫星，当跟踪误差为±1％时，可拍摄到星等为11等的暗卫星。照相机以固定方式工作时，可拍摄到6等的卫星。它有一扇圆筒状断口快门，围绕着焦面高精度地旋转，在恒星或卫星的星像拖痕上截出用作测量标志的断口，每转一周截出两个断口。另一扇“蛤壳”状总快门同心地紧围在断口快门之外。蛤壳每启闭一次，完成一次曝光，在此期间，星像拖痕被断口快门截出5个断口。曝光时间有0.2、0.4、0.8、1.6、3.2秒五种。在形成第三个断口的中央时刻，子钟度盘(分、秒、0.01秒盘)和100周圆扫描阴极射线管的记时亮点被投射到底片端部。记时精度达1毫秒，位置精度达2″。当照相机以固定式拍摄低速卫星时，由于曝光时间较长，恒星像明显地拖长，降低了测量精度。贝克-努恩照相机改进型的设计，是将原来的垂直轴斜置成极轴，照相机绕极轴恒速运转，使恒星成为点像。

天文学

天体物理学

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。

天文学

光学天文学

像场改正透镜

像场改正透镜（ field corrector ），加在望远镜焦面前以改进成像质量并扩大可用视场的透镜（包括非球面板）。主要用在反射望远镜的主焦点和卡塞格林焦点处。像场改正透镜要便于装卸，在需要较大视场时，将它们加上；在只需较小视场时，如单颗星的分光和测光工作中，就将它们卸下，或换上片数尽量少的改正透镜。相对口径为1/8的一般R-C望远镜，若要求像斑弥散小于0.″5，在3600～10000埃的波段范围内，用一套材料相同的两片型球面像场改正透镜，可获得角直径略大于1°的平面视场。相对口径为1/3.5的抛物面镜主焦点系统，若要求像斑弥散小于0.″5，在3600～10000埃波段范围内，分别用三套材料相同的四片型球面像场改正透镜，可获得角直径约1°的平面视场。

天文学

太阳与太阳系

暗条

暗条（ filaments ），日珥在太阳表面上的投影。因为日珥的亮度比日面的亮度小得多（相差约两个数量级），所以它在日面上的投影是暗黑的。在太阳单色像上，暗条好像是一条条蜿蜒曲折的长蛇（见图）。有些暗条是极性相反的局部磁场的分界线。因此，这些暗条的曲折迂回的程度，在一定意义上反映出局部磁场结构的复杂程度。暗条的产生、发展和消失有一定的规律。一般说来，暗条出现在黑子区域，逐渐向日面高纬度区移动，长度不断增加，并由于太阳的较差自转而变形，在最后阶段靠近赤道的一端首先消失。暗条往往持续几天甚至几个星期都处于宁静状态。但有时会在短短几分钟内突然活跃起来，运动速度急剧增加，形状很快改变。可是过一段时间，暗条又恢复宁静状态。 另一个值得注意的现象是暗条突然消失，本来长期存在的暗条一下子就无影无踪。实际上，这并不是组成暗条的物质消失了，而是由于暗条从宁静状态突然变成活动状态，它在视线方向上的速度急剧增加或减少，这时多普勒效应引起波长变化，超过了单色观测仪器的出射狭缝（或单色滤光器的透过波带）的范围，于是太阳单色像上的暗条就突然看不见了。

天文学

天体测量学

天文三角形

天文三角形（汉语拼音：Tianwen Sanjiaoxing；英语：Astronomical Triangle），天球上以天顶、天极和天体为顶点构成的球面三角形。又称定位三角形。它的3条边分别为天体的天顶距、天体赤纬的余角和观测站纬度的余角。它在天极处的顶角为天体的时角；天顶处的顶角与方位角有关，又称星位角。天文三角形建立了地平坐标系和赤道坐标系之间的联系，也把天体在天球上的位置与观测者的地理位置联系起来。应用球面三角公式可以根据天文三角形的任意3个元素求出另外3个元素。天文三角形在天体测量学中有广泛的用途。

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天体物理学

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。

天文学

天体测量学

天体位置的绝对测定

天体位置的绝对测定（ absolute determination of position of celestial body ），指的是在测定天体位置的，要求不参考其他已知的观测数据和基本星表中的恒星位置，或者只使用基本星表中的恒星位置作为处理资料的过渡，但不受基本星表系统的影响。除观测恒星外，还必须进行坐标原点的测定并独立确定仪器误差。符合这样要求的观测称为绝对测定。绝对测定的精度较高，但观测程序繁复，因此，只用于测定少量较亮的恒星，据以编制基本星表。

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光学天文学

广角望远镜

广角望远镜（ wide-angle telescope ），也就是一台照相机，其特点是操作简单，设备要求不高，很多初学爱好者都可以使用它实现天文摄影的入门。产品简介广角望远镜:广角望远镜也就是一台照相机，一般家用的胶片单反相机数码单反相机都可以。这台望远镜是一个普通镜头加一个512*512 Apogee AP6 CCD相机组成的，由于镜头可更换，可以组合出12度和30度的广角视场，对大面积天区进行曝光，我们可以利用它来拍摄流星雨、星座、星野、人造卫星过境等。由于操作简单，设备要求不高，很多初学爱好者都可以使用它实现天文摄影的入门。

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天体力学

限制性三体问题

限制性三体问题（汉语拼音：Xian zhi xing san ti wen ti；英语：restricted threebody problem），三体问题的一种特殊情况。若三天体中，一天体的质量与另外两天体相比可视为无穷小，它对另两个天体的引力作用可以忽略，则该天体可称为无限小质量天体，另外两个天体则为有限质量体。研究无限小质量天体在两个有限质量体的引力作用下的动力学问题称为限制性三体问题。它是一般三体问题的一个特例。在实际的天文问题中有不少天体系统是可以近似看作限制性三体问题的，例如月球、地球和太阳组成的三体系统中，月球的质量远远小于地球和太阳的质量，在讨论月球运动时可采用限制性三体问题作为近似的力学模型。此外，在小行星运动理论，月球火箭运动理论和行星际飞行器运动理论中都采用限制性三体问题作为近似模型。在限制性三体问题中，由于两个有限质量体只受它们之间的万有引力作用，它们组成一个二体问题，每一个有限体都在以它们的质量中心为焦点的圆锥曲线轨道上运动，因此，按照不同类型的圆锥曲线轨道，可分为圆型、椭圆型、抛物线型和双曲线型4类不同的限制性三体问题。如果无限小天体一直保持在两个有限体运动的轨道平面内运动，此时这3个天体构成平面限制性三体问题。

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恒星与银河系

耀星

耀星（ Flare star ），一类特殊的变星。它们的亮度在平时基本上不变，有时则无规则地在几分钟甚至几秒钟内突然增大，光度的变幅从零点几到几个星等，个别的可达到10个星等以上，经过几十分钟后又慢慢复原。这种现象称为“耀亮”或“耀变”。早在1924年就已发现船底座DH星有耀亮，但当时并未引起足够的注意。1948年发现鲸鱼座UV星的光度在3分钟内增强11倍，以后又发现一些光谱型从dKe到dMe的鲸鱼座UV型变星。 　　 观测最多的是太阳附近的耀星，经过多年的国际联合观测，在可见光、射电和X射线波段都积累了不少资料。耀星主要特点是：①耀亮时在宽广的波段内，从1～7千电子伏的X射线到约196兆赫的射电波都能测到辐射，既有连续辐射也有发射线。在光学波段，一般紫外变幅最大，蓝光次之，黄光最小。在不同波段辐射的变幅之间并没有相关性，即几个波段不一定同时出现耀亮。在不同类型的辐射(连续谱或发射线)之间也没有相关性。②耀亮随时间的分布与泊松分布相近（对昴星团耀星的观测结果也如此）。③光变曲线由“快”和“慢”两部分组成。“快”的对应连续辐射，“慢”的对应发射线。发射线主要有氢、电离钙、氦等。④耀亮时的色指数U-B和B-V的变化范围可能很大，射电辐射的谱指数也如此。⑤耀亮时发出的平均能量与星的光度相关。光变曲线类型也与光度相关。⑥对食双星双子座YY（两颗子星都是耀星）的光电光谱观测表明，星体表面存在着局部活动区。耀亮就在活动区里发生，并且同一活动区可以发生多次耀亮。⑦对某些耀星的长达十年以上的光谱观测表明，其发射线的年平均强度具有缓慢变化，变化周期与太阳的活动周期相似。⑧太阳附近耀星的耀亮同太阳的耀斑活动性质相似，但规模比太阳耀斑活动大得多。目前在太阳附近已发现近100颗耀星，其中包括半人马座比邻星。经过多年的观测，在一些星团或星协中也发现了耀星。例如，在昴星团区已发现460多颗，在猎户座大星云区已发现300多颗，在北美洲星云区已发现50多颗，在鬼星团区发现的已超过30颗，这些耀星主要可用来研究在不同年龄的星团中它们与其他类型天体在演化上有什么联系。 近年来又发现了一些所谓非经典耀星，即在食双星大熊座W星、密近双星大熊座UX星、双子座U型星和早型星上都发现了耀亮现象。由于没有进行系统的搜寻，资料很少，它们的性质还不太清楚。

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星系与宇宙学

宇宙

宇宙，是由空间、时间、物质和能量所构成的统一体 　　宇宙（汉语拼音：Yuzhou；英语：Universe），一般当作天地万物的总称。是由空间、时间、物质和能量所构成的统一体。是一切空间和时间的综合。是广漠空间和其中存在的各种天体以及弥漫物质的总称。一般理解的宇宙，指我们所存在的一个时空连续系统，包括其间的所有物质、能量和事件。对于这一体系的整体解释构成了宇宙论。世界上最早把空间和时间统一为宇宙的是中国春秋战国时代的文子和尸子，他们都提出了宇是空间，宙是时间，合为宇宙。 　　《文子·自然》：“往古来今谓之宙，四方上下谓之宇。” 　　《尸子》：“上下四方曰宇，往古来今曰宙。” 　　二字连用，始见于《庄子·齐物论》曰：“旁日月，挟宇宙，为其吻合。” 　　可见在中国古代先人创造宇宙这一词汇的时候已经把时间和空间统一看待，并为宇宙。 　　人类很早就开始思考宇宙，但一直以来人们都把地球当成是宇宙的中心。事实上，地球在宇宙中的地位要比人们想象的还要低下得多：它只不过是一颗行星，只是围绕着一颗普通恒星太阳运行的八大行星之中的一颗。连同其它已被认识的行星系统，太阳带着它的行星家族与其它两千多亿颗恒星一同位于一个被称为星系或恒星系的恒星集团中，我们称这个星系为银河系。银河系又连带附近的约三十个星系一起构成一个星系团，称为“本星系（群）”。本星系附近还有几十个类似的星系集团，这些星系团的中心又有一个由两千五百多个星系聚集在一起组成的巨大星系集团——室女星系团。上述所有这些星系团又进一步组成了一个更为巨大的星系系统——本超星系团。而在可观测的宇宙中，有数百个这样的超星系团。 　　二十世纪以来，西方根据现代物理学和天文学，建立了关于宇宙的现代科学理论，称为宇宙学。 　　宇宙是物质世界，处于不断的运动和发展中，在空间上无边无界，在时间上无始无终。宇宙是多样而又统一的。它的多样性在于物质的表现形态；它的统一性在于其物质性。《淮南子·原道训》注：“四方上下曰宇，古往今来曰宙，以喻天地。”人类对宇宙的认识，从太阳系到银河系，再扩展到河外星系、星系团乃至总星系。人们的视野已达到一百多亿光年的宇宙深处。有人把总星系称为“观测到的宇宙”、“我们的宇宙”；也有人把总星系称为宇宙。宇宙天体呈现出多种多样的形态：有密集的星体状态，有松散的星云状态，还有辐射场的连续状态。各种星体千差万别，它们的大小、质量、密度、光度、温度、颜色、年龄、寿命也不相同。天体不是同时形成的。球状体是在形成中的星体，O型星、B型星是年轻恒星，主序星（包括太阳）是中年恒星，白矮星和中子星是老年恒星。每个天体都有它的发生、发展、衰亡的历史，但作为总体的宇宙则不生不死，无始无终。 　　根据相对论，信息的传播速度有限，因此在某些情况下，例如在发生宇宙膨胀的情况下，距离我们非常遥远的区域中我们将只能收到一小部分区域的信息，其他部分的信息将永远无法传播到我们的区域。可以被我们观测到的时空部分称为“可观测宇宙”、“可见宇宙”或“我们的宇宙”。应该强调的是，这是由于时空本身的结构造成的，与我们所用的观测设备没有关系。 　　宇宙大约是由4%的普通物质，23%的暗物质和73%的暗能量构成。 目录 1 宇宙的历史 2 宇宙年龄 3 宇宙的大小 4 宇宙的形状 5 宇宙的命运 6 宇宙观 6.1 神话和宗教的宇宙观 6.2 佛教宇宙观 6.3 哲学分析宇宙概念 6.4 宇宙观念的发展 7 宇宙图景 7.1 层次结构 7.2 宇宙是否有限 7.3 宇宙有中心吗 7.4 宇宙中是否有第二个太阳系 8 宇宙大爆炸理论 8.1 宇宙大爆炸理论的缺陷 8.2 电磁宇宙设想：新兴的宇宙理论 8.3 反大爆炸论者的声音 宇宙的历史 　　现代物理宇宙学一般认为宇宙起源于大爆炸，即约137.3亿（±1%）年前由一个密度极大，温度极高的状态膨胀而来。对于大爆炸以前的宇宙，目前只有一些猜测性的理论。而最新的研究则认为宇宙年龄为156亿年，但是这个说法还未得到公认。对于大爆炸以后的宇宙，则可以用较成熟的理论加以描述。一种典型的理论是： 　　10-43秒：宇宙从量子背景出现。 　　10-35秒：宇宙由夸克-胶子等离子体构成，强相互作用、引力与电磁相互作用/弱相互作用分开。 　　10-5秒：电子形成，宇宙主要包括光子、电子和中微子，温度约1000亿度。 　　10秒：质子和中子结合成氘、氦等原子核，温度30亿度。 　　35分钟：形成原子核的过程（核融合，nucleosynthesis）停止，温度3亿度。 　　30万年：电子和原子核结合成为原子。物质和辐射脱耦，大爆炸辐射的残余成为今天的3K微波背景辐射。 　　4亿年：第一批恒星形成。 　　20亿年：星系形成。 　　50亿年：太阳系形成。 　　目前宇宙还在继续膨胀之中，这在观测上为哈勃定律所概括。 宇宙年龄 宇宙年龄超乎想像 可能经历过多次大爆炸 　　宇宙年龄定义：宇宙年龄（age of universe）宇宙从某个特定时刻到现在的时间间隔。对于某些宇宙模型，如牛顿宇宙模型、等级模型、稳恒态模型等，宇宙年龄没有意义。在通常的演化的宇宙模型里，宇宙年龄指宇宙标度因子为零起到现在时刻的时间间隔。通常，哈勃年龄是宇宙年龄的上限，可以作为宇宙年龄的某种度量。 　　 　　科学家利用望远镜观察最老的星球上的铀光谱，从而估计宇宙的年龄是一百二十五亿年。科学家对宇宙(Universe)的年龄有不同的估计，根据不同的宇宙学模型(cosmologicalmodels)，科学家估计宇宙的年龄是介乎一百亿至一百六十亿之间；2001年科学家利用南欧洲天文台(EuropeanSouthernObservatory)的望远镜，观察一颗称CS31082-001的星球，量度星球上放射性(radioactive)同位素(isotope)铀-238(Uranium-238)的光谱(spectrum)，从而计算出这星球的年龄是一百二十五亿年，这个估计的误差大约三十亿年，是亦即是说，宇宙的年龄至少有一百二十五亿年，这是科学家第一次量度太阳系(SolarSystem)以外铀含量的研究。 　　科学家解释说，这个方法和在考古学(archaeology)上使用碳-14(Carbon-14)同位素量度物质的年龄一样，铀-238同位素的半衰期(half-life)是四十四亿五千万年；半衰期是放射性元素(element)自动蜕变成为其他元素，至它本身剩下一半时所需要的时间。 　　科学家指出，在宇宙开始时，大爆炸(BigBang)会产生氢(hydrogen)、氦(helium)和锂(lithium)等元素，而比较重的元素是在星球内部产生，当大质量星球死亡时，含有重元素的物质会散布到周围的空间，然后和下一代个的星球结合；其实，地球上黄金(gold)也是从爆炸了的星球而来的。 　　因此，愈老的星球上的重元素，也会愈少，科学家认为，一些比较老的星球的重元素含量，只有太阳(Sun)的二百分之一。科学家曾经尝试利用钍-232(Thorium-232)同位素来估计宇宙的年龄，钍是一种放射性金属元素，与中子(neutron)接触时会引起核分裂，产生原子能源(atomicenergy)，不过，钍的半衰期是一百四十亿五百万年，半衰期比较铀-238长，因此，估计的误差也比较大。 宇宙的大小 　　公元100年左右的东汉时代，当时伟大的科学家张衡最早提出了“过此而往者，未知或知也。未知或知者，宇宙之谓也”和“宇之表无极，宙之端无穷”的观点。非常明确地提出了由空间和时间构成的宇宙大小是无限的观念。而目前关于宇宙是否无限的问题还有争议。如果整个宇宙的空间部分是有限的，那么可以用一个距离来表示。对于均匀各向同性的宇宙来说，这就是三维空间的曲率半径。但是，即使宇宙整体是无限的，宇宙的可观测部分仍是有限的：由于相对论限定了光速为宇宙中信息传播的最高速度，如果一个光子从大爆炸开始传播，到今天传播的固有距离为93亿光年，由于宇宙在膨胀，相应的共动距离约为其3倍，具体数值与宇宙学参数有关，这一距离称为今天宇宙的粒子视界。 　　另一个在物理学数量级估计中常用来表示宇宙大小的距离称为哈勃距离，是哈柏常数的倒数乘以光速，其数值约为1.29×1028厘米，也恰为93亿光年。科普和科技书籍中所说的宇宙的大小常指这个数值。哈柏距离可以理解为四维时空的曲率半径。 宇宙的形状 　　宇宙的形状是宇宙学中一个未解决的问题。用数学的语言说就是：“哪一个三维形状才能最好地代表宇宙的空间结构？” 　　首先，宇宙到底是不是“平坦空间”，即大范围内遵守欧氏几何的空间还未清楚。目前，大部分宇宙学家认为已知宇宙除了大质量天体造成的局部时空褶皱，是基本平坦的－就像湖面是基本平坦但局部有水波一样。最近威尔金森微波各向异性探测器观测宇宙微波背景辐射的结果也肯定了这一认识。 　　其次，尚未清楚宇宙是否是多重连接。根据大爆炸理论，宇宙是没有空间边界的，然而其空间大小可能是有限的。我们可以通过二维的概念类推：一个球面没有边界，但是它的面积是有限的（4πR2）。它是一个在三维空间有固定曲率的二维表面。数学家黎曼发现了四维空间中一个与此类似的三维球形“表面”，其总体积为有限（2π2R3）但三个方向都朝第四个维度弯曲。他还发现了一个“椭圆空间”和“圆柱形空间”，后者的圆柱形两头互相连接但没有弯曲圆柱本身－这一现象在普通的三维空间是不可想象的。类似的数学例子还有很多。 　　如果宇宙真是有限但无边界的话，人沿着宇宙中一条任意方向的“直线”走下去，最终会回到出发点，其路线长度可认为是宇宙的“直径”（这个直径是现在人类对宇宙的认识所无法想象的，因为它一定要比我们所见的宇宙部分大得多）。 　　宇宙有可能具有多重连接的拓扑学结构。如果这些结构足够小的话，人类，就如同在挂了多面镜子的房间里，可能在不同方向看到同一天体的多个影像。而实际的天体数量就会比观测所见少。从这个角度讲，星体和星系应该称作“所观的影像”才合适。这个可能，至今没有被彻底否定，但最近的宇宙微波背景辐射研究结果认为是很不可能的。 宇宙的命运 　　根据天文观测和宇宙学理论，可以对可观测宇宙未来的演化作出预言。均匀各向同性的宇宙的膨胀满足弗里德曼方程。多年来，人们认为，根据这一方程，物质的引力会导致宇宙的膨胀减速。宇宙的最终命运决定于物质的多少：如果物质密度（1）超过临界密度，宇宙的膨胀最后会停止，并逆转为收缩，最终形成与大爆炸相对的一个“大坍缩”（big crunch）；如果物质密度（2）等于或（3）低于临界密度，则宇宙会一直膨胀下去。另外，宇宙的几何形状也与密度有关： 如果（1）密度大于临界密度，宇宙的几何应该是封闭的；如果（2）密度等于临界密度，宇宙的几何是平直的；如果（3）宇宙的密度小于临界密度，宇宙的几何是开放的。并且，宇宙的膨胀总是减速的。 　　然而，根据近年来对超新星和宇宙微波背景辐射等天文观测，虽然物质的密度小于临界密度，宇宙的几何却是平直的，也即宇宙总密度应该等于临界密度。并且，膨胀正在加速。这些现象说明宇宙中存在着暗能量。不同于普通所说的“物质”，暗能量产生的重力不是引力而是斥力。在存在暗能量的情况下，宇宙的命运取决于暗能量的密度和性质，宇宙的最终命运可能是无限膨胀，渐缓膨胀趋于稳定，或者是与大爆炸相对的一个“大坍缩”，或者也可能膨胀不断加速，成为“大撕裂”。目前，由于对暗能量的性质缺乏了解，还难以对宇宙的命运做出肯定的预言。 宇宙观 神话和宗教的宇宙观 19世纪法国科普作家C.Flammarion书中的木刻插图：旅行家以天球中探出头来，探索宇宙运行的机制 　　从“宇宙”的构成，来解释“宇宙”这种存在，宇宙是由空间、时间、物质和能量，所构成的统一体。 　　起初古人不愿意承认有其他世界的可能性，甚至认为“山后面没有人”，更不用说到宇宙了。但在地球上探险和征服的活动频繁下，又见到新奇的世界甚至星座的变化，从而想像宇宙整体，虽然这些宇宙观主要是纯思辨的产物，但客观上对于后来探险和观测活动是起了指导的作用。 佛教宇宙观 　　佛经中，大的空间叫佛刹、虚空，小的叫微尘，统称为“三千大千世界”。“佛教宇宙观”主张宇宙系有无数个世界。集一千个一小世界称为“小千世界”，集一千个小千世界称为“中千世界”，集一千个中千世界称为“大千世界”；合小千、中千、大千总称为三千大千世界。 　　《起世经》中记载：“佛言。比丘。如一日月所行之处。照四天下。如是等类。四天世界。有千日月所 照之处。此则名为一千世界。诸比丘。千世界中。千月千日千须弥山王。四千小洲。 四千大洲。四千小海。四千大海。……(略)……一切世间。各随业力。现起成立。诸比丘。 此千世界。犹如周罗。名小千世界。诸比丘。尔所周罗一千世界。是名第二中千世界。 诸比丘。如此第二中千世界。以为一数。复满千界。是名三千大千世界。诸比丘。此三千大千世界。同 时成立。同时成已而复散坏。同时坏已而复还立。同时立已而得安住。如是世界。周 遍烧已。名为散坏。周遍起已。名为成立。周遍住已。名为安住。是为无畏一佛刹土 众生所居。” 哲学分析宇宙概念 　　有些宇宙学家认为，我们的宇宙是唯一的宇宙；大爆炸不是在宇宙空间的哪一点爆炸，而是整个宇宙自身的爆炸。但是，新提出的暴涨模型表明，我们的宇宙仅是整个暴涨区域的非常小的一部分，暴涨后的区域尺度要大于1026 厘米，而那时我们的宇宙只有10厘米。还有可能这个暴涨区域是一个更大的始于无规则混沌状态的物质体系的一部分。这种情况恰如科学史上人类的认识从太阳系宇宙扩展到星系宇宙，再扩展到大尺度宇宙那样，今天的科学又正在努力把人类的认识进一步向某种探索中的“暴涨宇宙”、“无规则的混沌宇宙”推移。我们的宇宙不是唯一的宇宙，而是某种更大的物质体系的一部分，大爆炸不是整个宇宙自身的爆炸，而是那个更大物质体系的一部分的爆炸。因此，有必要区分哲学和自然科学两个不同层次的宇宙概念。哲学宇宙概念所反映的是无限多样、永恒发展的物质世界；自然科学宇宙概念所涉及的则是人类在一定时代观测所及的最大天体系统。两种宇宙概念之间的关系是一般和个别的关系。随着自然科学宇宙概念的发展，人们将逐步深化和接近对无限宇宙的认识。弄清两种宇宙概念的区别和联系，对于坚持宇宙无限论，反对宇宙有限论、神创论、机械论、不可知论、哲学代替论和取消论，都有积极意义。 宇宙观念的发展 宇宙超圆定理：到底是有限的还是无界的？ 　　远古时代，人们对宇宙结构的认识处于十分幼稚的状态，他们通常按照自己的生活环境对宇宙的构造作了幼稚的推测。在中国西周时期，生活在华夏大地上的人们提出的早期盖天说认为，天穹像一口锅，倒扣在平坦的大地上；后来又发展为后期盖天说，认为大地的形状也是拱形的。公元前7世纪 ，巴比伦人认为，天和地都是拱形的，大地被海洋所环绕，而其中央则是高山。古埃及人把宇宙想象成以天为盒盖、大地为盒底的大盒子，大地的中央则是尼罗河。古印度人想象圆盘形的大地负在几只大象上，而象则站在巨大的龟背上，公元前7世纪末，古希腊的泰勒斯认为，大地是浮在水面上的巨大圆盘，上面笼罩着拱形的天穹。 也有一些人认为，地球只是一只龟上的一片甲板，而龟则是站在一个托着一个又一个的龟塔…… 　　最早认识到大地是球形的是古希腊人。公元前6世纪，毕达哥拉斯从美学观念出发，认为一切立体图形中最美的是球形，主张天体和我们所居住的大地都是球形的。这一观念为后来许多古希腊学者所继承，但直到1519～1522年，葡萄牙的F.麦哲伦率领探险队完成了第一次环球航行后 ，地球是球形的观念才最终被证实。 　　公元2世纪，C.托勒密提出了一个完整的地心说。这一学说认为地球在宇宙的中央安然不动，月亮、太阳和诸行星以及最外层的恒星天都在以不同速度绕着地球旋转。为了说明行星运动的不均匀性，他还认为行星在本轮上绕其中心转动，而本轮中心则沿均轮绕地球转动。地心说曾在欧洲流传了1000多年。1543年，N.哥白尼提出科学的日心说，认为太阳位于宇宙中心，而地球则是一颗沿圆轨道绕太阳公转的普通行星。到16世纪哥白尼建立日心说后才普遍认识到：地球是绕太阳公转的行星之一，而包括地球在内的八大行星则构成了一个围绕太阳旋转的行星系── 太阳系的主要成员。1609年，J.开普勒揭示了地球和诸行星都在椭圆轨道上绕太阳公转，发展了哥白尼的日心说，同年，伽利略·伽利雷则率先用望远镜观测天空，用大量观测事实证实了日心说的正确性。1687年，I.牛顿提出了万有引力定律，深刻揭示了行星绕太阳运动的力学原因，使日心说有了牢固的力学基础。在这以后，人们逐渐建立起了科学的太阳系概念。 　　在哥白尼的宇宙图像中，恒星只是位于最外层恒星天上的光点。1584年，乔尔丹诺·布鲁诺大胆取消了这层恒星天，认为恒星都是遥远的太阳。18世纪上半叶，由于E.哈雷对恒星自行的发展和J.布拉得雷对恒星遥远距离的科学估计，布鲁诺的推测得到了越来越多人的赞同。18世纪中叶，T.赖特、I.康德和J.H.朗伯推测说，布满全天的恒星和银河构成了一个巨大的天体系统。弗里德里希·威廉·赫歇尔首创用取样统计的方法，用望远镜数出了天空中大量选定区域的星数以及亮星与暗星的比例，1785年首先获得了一幅扁而平、轮廓参差、太阳居中的银河系结构图，从而奠定了银河系概念的基础。在此后一个半世纪中，H.沙普利发现了太阳不在银河系中心、J.H.奥尔特发现了银河系的自转和旋臂，以及许多人对银河系直径、厚度的测定，科学的银河系概念才最终确立。 　　18世纪中叶，康德等人还提出，在整个宇宙中，存在着无数像我们的天体系统(指银河系)那样的天体系统。而当时看去呈云雾状的“星云”很可能正是这样的天体系统。此后经历了长达170年的曲折的探索历程，直到1924年，才由E.P.哈勃用造父视差法测仙女座大星云等的距离确认了河外星系的存在。 　　近半个世纪，人们通过对河外星系的研究，不仅已发现了星系团、超星系团等更高层次的天体系统，而且已使我们的视野扩展到远达200亿光年的宇宙深处。 　　宇宙演化观念的发展在中国，早在西汉时期，《淮南子·俶真训》指出：“有始者，有未始有有始者，有未始有夫未始有有始者”，认为世界有它的开辟之时，有它的开辟以前的时期，也有它的开辟以前的以前的时期。《淮南子·天文训》中还具体勾画了世界从无形的物质状态到浑沌状态再到天地万物生成演变的过程。在古希腊，也存在着类似的见解。例如留基伯就提出，由于原子在空虚的空间中作旋涡运动，结果轻的物质逃逸到外部的虚空，而其余的物质则构成了球形的天体，从而形成了我们的世界。 　　太阳系概念确立以后，人们开始从科学的角度来探讨太阳系的起源。1644年，R.笛卡尔提出了太阳系起源的旋涡说；1745年，G.L.L.布丰提出了一个因大彗星与太阳掠碰导致形成行星系统的太阳系起源说；1755年和1796年，康德和拉普拉斯则各自提出了太阳系起源的星云说。现代探讨太阳系起源z的新星云说正是在康德-拉普拉斯星云说的基础上发展起来。 　　1911年，E.赫茨普龙建立了第一幅银河星团的颜色星等图；1913年，伯特兰?阿瑟?威廉?罗素则绘出了恒星的光谱-光度图，即赫罗图。罗素在获得此图后便提出了一个恒星从红巨星开始，先收缩进入主序，后沿主序下滑，最终成为红矮星的恒星演化学说。1924年，亚瑟·斯坦利·爱丁顿提出了恒星的质光关系。 　　1937～1939年，C.F.魏茨泽克和贝特揭示了恒星的能源来自于氢聚变为氦的原子核反应。这两个发现导致了罗素理论被否定，并导致了科学的恒星演化理论的诞生。对于星系起源的研究，起步较迟，目前普遍认为，它是我们的宇宙开始形成的后期由原星系演化而来的。 　　1917年，A.阿尔伯特·爱因斯坦运用他刚创立的广义相对论建立了一个“静态、有限、无界”的宇宙模型，奠定了现代宇宙学的基础。1922年，G.D.弗里德曼发现，根据阿尔伯特·爱因斯坦的场方程，宇宙不一定是静态的，它可以是膨胀的，也可以是振荡的。前者对应于开放的宇宙，后者对应于闭合的宇宙。1927年，G.勒梅特也提出了一个膨胀宇宙模型.1929年 哈勃发现了星系红移与它的距离成正比，建立了著名的哈勃定律。这一发现是对膨胀宇宙模型的有力支持。20世纪中叶，G.伽莫夫等人提出了热大爆炸宇宙模型，他们还预言，根据这一模型，应能观测到宇宙空间目前残存着温度很低的背景辐射。1965年微波背景辐射的发现证实了伽莫夫等人的预言。从此，许多人把大爆炸宇宙模型看成标准宇宙模型。1980年，美国的古斯在热大爆炸宇宙模型的 基础上又进一步提出了暴涨宇宙模型。这一模型可以解释目前已知的大多数重要观测事实。 宇宙图景 　　当代天文学的研究成果表明，宇宙是有层次结构的、像布一样的、不断膨胀、物质形态多样的、不断运动发展的天体系统。 层次结构 　　行星是最基本的天体系统。太阳系中共有八颗行星：水星金星地球火星木星土星天王星海王星。 （冥王星目前已被从行星里开除，降为矮行星）。除水星和金星外，其他行星都有卫星绕其运转，地球有一个卫星月球，土星的卫星最多，已确认的有26颗。行星 小行星 彗星和流星体都围绕中心天体太阳运转，构成太阳系。太阳占太阳系总质量的99.86％，其直径约140万千米，最大的行星木星的直径约14万千米。太阳系的大小约120亿千米（以冥王星作边界）。有证据表明，太阳系外也存在其他行星系统。2500亿颗类似太阳的恒星和星际物质构成更巨大的天体系统——银河系。银河系中大部分恒星和星际物质集中在一个扁球状的空间内，从侧面看很像一个“铁饼”，正面看去则呈旋涡状。银河系的直径约10万光年，太阳位于银河系的一个旋臂中，距银心约3万光年。银河系外还有许多类似的天体系统，称为河外星系，常简称星系。现已观测到大约有10亿个。星系也聚集成大大小小的集团，叫星系团。平均而言，每个星系团约有百余个星系，直径达上千万光年。现已发现上万个星系团。包括银河系在内约40个星系构成的一个小星系团叫本星系群。若干星系团集聚在一起构成更大、更高一层次的天体系统叫超星系团。超星系团往往具有扁长的外形，其长径可达数亿光年。通常超星系团内只含有几个星系团，只有少数超星系团拥有几十个星系团。本星系群和其附近的约50个星系团构成的超星系团叫做本超星系团。目前天文观测范围已经扩展到200亿光年的广阔空间，它称为总星系。 宇宙超圆定理：到底是有限的还是无界的？ 宇宙是否有限 宇宙中每一圆盘都是一个又一个的“星系” 　　前人曾认为宇宙是范围并不很大的球状天体，其中包含着地球以及其他一些形体较小的发光体。直至公元1700 年以前，这种理论在天文学界一直占据主导地位。即使在哥白尼发现地球并非宇宙的中心之后，人们仍持同样的观点，只是把“宇宙主宰”这一光环又赠给了太阳而已，而宇宙的基本定义仍未得到根本上的改变。天空仍旧是天上的“球”，里面有许多星星，不过，它包括的主体是太阳，相比之下，地球要逊色得多。 　　开普勒的椭圆型轨道的思想废除了星体是“透明的球体”这一谬论，但是却仍然保留了星体是“最外层天体球”这一说法。感谢卡西尼的研究成果，他揭开了太阳系的真实面目，从而证明了太阳系比人们想象的要大得多，而这也只是将人们脑海中宇宙的边界扩大了而已。 　　直至哈雷于1718 年发现了恒星也是运动着的球体这一事实后，天文学家们才开始重新认真地认识宇宙。当然，即使所有星体都在移动，宇宙仍有可能是有限的，而所有的星体也都有可能在进行着极其缓慢的移动。但是为什么有的星体的运动速度之快足以被人们观察到，而正是这些星体才能发出比较明亮的光线呢？ 　　关于这一问题，存在这样一种可能，即某个星体由于具有较大的形体，从而能放射出比较明亮的光线，同时由于其体积较大，造成宇宙对它的束缚产生了困难，从而导致了它的移动。当然，这只是一种特定的假设，但这种全新的设想对于解开有关谜团是具有创造性意义的——即使其很难在实验室条件下得到验证，或根本无法解决任何问题。 　　另一方面，有些星球与地球间的距离有可能相对来说比较近，因此看上去就可能显得比较亮一些。再者，如果所有星球移动的速度是相同的，那么距地球越近，往往就显得运动得更快一些。这一点与实验室条件下的实验结果是相符的。这一现象是以解释运动越快的星体其亮度越高的原因。那相对比较昏暗的星球其实也处于运动状态，但由于它与地球间距离实在太遥远了，因此即使经过几个世纪的观测也无法察觉到它的位置的变化，但这一变化却有可能在数千年的过程中被观测到，这的确需要人们一代一代不懈的努力。 　　如果各个星体与太阳系间的距离各不相同，那么宇宙就应该是无限的，而众多的星球则会像蜂群一样遍布于宇宙的各个角落。直至1718 年，人们才意识到这一点而摒弃了宇宙有限论，从此，一幅广阔无垠而壮丽非常的宇宙画卷终于展现在人们的眼前。 宇宙有中心吗 　　太阳是太阳系的中心，太阳系中所有的行星都绕着太阳旋转。银河也有中心，它周围所有的恒星也都绕着银河系的中心旋转。那么宇宙有中心吗？一个让所有的星系包围在中间的中心点？ 　　看起来应该存在这样的中心，但是实际上它并不存在。因为宇宙的膨胀一般不发生在三维空间内，而是发生在四维空间内的，它不仅包括普通三维空间（长度、宽度和高度），还包括第四维空间——时间。描述四维空间的膨胀是非常困难的，但是我们也许可以通过推断气球的膨胀来解释它。 　　我们可以假设宇宙是一个正在膨胀的气球，而星系是气球表面上的点，我们就住在这些点上。我们还可以假设星系不会离开气球的表面，只能沿着表面移动而不能进入气球内部或向外运动，在某种意义上可以说我们把自己描述为一个二维空间的人。 　　如果宇宙不断膨胀，也就是说气球的表面不断地向外膨胀，则表面上的每个点彼此离得越来越远。其中，某一点上的某个人将会看到其他所有的点都在退行，而且离得越远的点退行速度越快。 　　现在，假设我们要寻找气球表面上的点开始退行的地方，那么我们就会发现它已经不在气球表面上的二维空间内了。气球的膨胀实际上是从内部的中心开始的，是在三维空间内的，而我们是在二维空间上，所以我们不可能探测到三维空间内的事物。同样的，宇宙的膨胀不是在三维空间内开始的，而我们只能在宇宙的三维空间内运动。宇宙开始膨胀的地方是在过去的某个时间，即亿万年以前，虽然我们可以看到，可以获得有关的信息，而我们却无法回到那个时候。 宇宙中是否有第二个太阳系 　　除了太阳系以外，宇宙中还有第二个、第三个太阳系吗？茫茫无际的宇宙，深藏着无数奥秘。有人曾设想，除我们的太阳系以外，还应有第二个、第三个太阳系。可是另外的“太阳系”具体在哪里?这个长期以来争论不休的问题，随着织女星周围发现行星系，有人认为已经找到了宇宙中的第二个“太阳系”，为寻找宇宙中其他许多“太阳系”提供了例证。 　　宇宙中的第二个“太阳系”是怎样发现的呢?1983年1月，美国、荷兰、英国三个国家成功地发射了红外天文卫星。后来，天文学家们利用这颗卫星意外地发现天琴座主星——织女星的周围存在类似行星的固体环。这次发现在世界上还是头一回。这一发现可以说是不同凡响的划时代的发现。 　　美国、荷兰、英国合作发射的卫星是世界第一颗红外天文卫星，主要用于探测全天的红外源，也就是对红外源进行登记造册。一般红外天文望远镜不能探出宇宙中的低温物体。因为大气中的水分和二氧化碳气体大量吸收了来自宇宙的红外线及地球的热，又会释放互相干扰的红外线。红外天文卫星将装置仪器用极低温的液态氦进行冷却，所以才有了这次的发现。 　　织女星距离地球26光年，是全天第四亮星。直径是太阳的2.5倍，质量约是太阳的3倍，表面温度约为 10000℃，比太阳的表面温度（约 6000℃）高。织女星诞生于10亿年前，太阳诞生于45亿年前，相比之下织女星要年轻得多。地球大致是与太阳同时诞生的，若认为织女星的行星也跟织女星同时诞生，那么就可以视它的行星处在演化的初期阶段。 　　东京天文台和红外天文卫星的发现，看来可以说是行星形成过程中的不同阶段。深入分析和研究这两个不同阶段，以及更正确地描写织女星的行星像，无疑是当前世界天文学界所面临的一大课题。 宇宙大爆炸理论 威尔金森各向异性微波探测器观测到的宇宙第一束光线——宇宙大爆炸的余辉 　　宇宙大爆炸(Big Bang)仅仅是一种学说，是根据天文观测研究后得到的一种设想。大约在150亿年前，宇宙所有的物质都高度密集在一点，有着极高的温度，因而发生了巨大的爆炸。大爆炸以后，物质开始向外大膨胀，就形成了今天我们看到的宇宙。大爆炸的整个过程是复杂的，现在只能从理论研究的基础上描绘过去远古的宇宙发展史。在这150亿年中先后诞生了星系团、星系、我们的银河系、恒星、太阳系、行星、卫星等。现在我们看见的和看不见的一切天体和宇宙物质，形成了当今的宇宙形态，人类就是在这一宇宙演变中诞生的。 宇宙大爆炸理论的缺陷 　　根据大爆炸理论，星系连同其它所有的恒星和行星都产生于一个所谓有的奇异点。这个奇异点中集中了所有宇宙最原始的物质。而科学家们对这一奇异点物理参数的评估则是：温度为1031K，潜藏的能量密度为1098 尔格/立方厘米(作为比较，恒星内部最高温度为108 K，而中子星的物质密度为1015 克/立方厘米)。 　　我们很难想像，处于奇异点时期的宇宙到底是什么样。今天流行的宇宙超级结构理论认为，大爆炸后形成的微型黑洞遍及整个宇宙。这些黑洞的体积还没有一个原子核大，但其质量却相当于一个小行星。不久前还有信息称，美国宇航局计划于2007年发射一个高功率X射线望远镜GLAST。按照天文物理学家们的计算，该望远镜的敏感度足以发现微型黑洞的波动。宇宙超级结构理论将最终得到实验证实。 　　“大爆炸”理论最大的缺陷就是无法回答大爆炸之前这一奇异的点来源于何方？大爆炸理论存在了100多年了，但令人惊讶的是，这一理论的发展将把人们对宇宙诞生和灭亡的认识不可避免地引向神创说。并不奇怪，教皇约安-帕维尔二世早就在其书信中称当代的宇宙论与《圣经》中的论述不谋而合。 电磁宇宙设想：新兴的宇宙理论 “斯隆3计划”绘制宇宙3D图　据英国新科学家杂志，目前宇宙制图师正在绘制迄今世界上最大的宇宙3D图，它将揭示由宇宙大爆炸后所形成的起伏宇宙景像，同时为我们提供理解太空外形和暗能量自然属性的重要线索 　　近年来，我们关于电磁宇宙的设想则回答了诸多疑问。而电磁宇宙说的基本观点则体现在以下三个主要方面：第一，宇宙将永远存在；第二，宇宙间的所有物质在各种频率范围内都发生着能量交换--从超低频至超高频；第三，宇宙间的一切活动都是循环发生的(行星产生于黑洞，之后又浓缩成黑洞)并遵循着守恒定律(能量、电荷、物质)。 　　电磁宇宙理论的基本观点是：宇宙是一个超环面系统，其中的众多星系都由宇宙磁场连接在一起，螺旋形的超环面宇宙磁场控制着所有的星系流。各个星系群由黑洞带隔开，而黑洞带则是孕育和产生星系之处，部分科学家称之为星系“产房”。 　　根据电磁宇宙理论，黑洞造就了两种星系类型，一种由由负电子和质子构成物质世界，另一种则是由正电子和反质子构成所谓反物质世界。正是这两个世界之间存在的巨大的物质和电荷差异形成了给予宇宙生命与发展的能量。 　　星系就是在宇宙磁场存在条件下诞生的，恒星系统和星系际物质的运动则形成了宇宙的强大的电流。正如地球大气中雷雨天的放电现象，黑洞中的放电现象便成就了众多星系的诞生和死亡。如果说地球上的放电现象是瞬间完成的，那么黑洞的放电现象则要持续数十亿年并最终决定在我们的周围会形成什么样的世界。 　　电磁宇宙理论认为，宇宙中的大爆炸其实就是星系的诞生过程。由于宇宙间存在着数不清的星系，所以可以推测，宇宙间的大爆炸每时每刻都在发生，也就是说，宇宙间的星系诞生和灭亡每秒都在发生着。原子弹的爆炸就是这样一个实例。 　　冷战时期，每次原子弹试爆时美国人安装在卫星上的传感仪器都会对爆炸进行观测。原子弹爆炸总伴随着中子辐射。令科学家们惊讶的是，每次爆炸后仪器都会记录下不间断的中子辐射。后来天文学家们的研究显示，宇宙间每个区域内时时刻刻都在发生着爆炸。 　　电磁宇宙理论的问世将使大爆炸理论随着时间的推移而被人们淡忘。因为物质和能量永远处于相互转换中，时间只不过是记录从一个事件到另一个事件的工具，事实上时间也是永恒的，生命的循环既没有始，也没有终。 反大爆炸论者的声音 　　一封《致科学界的公开信》得到了34位科学家和工程师的签名，于2004年5月22日发表于英国的《新科学家》（NeW Scientist）杂志。我们将它翻译过来，目的是让读者对大爆炸理论的人的论据有所了解。这封公开信被贴到网上后，又得到了185位科学家的网络签名（现在已四百多人了）： 　　如今，大爆炸理论越来越多地以一些假设，一些从未被实证观察的东西作为自己的论据：暴胀、暗物质和暗能量等就是其中最令人震惊的一些例子。没有这些东西，我们就会发现，在实际的天文学观测和大爆炸理论的预言之间存在着直接的矛盾。这种不断求助于新的假设来填补理论与实现之间鸿沟的做法，在物理学的任何其他领域中都是不可能被接受的。这至少反映出这一来历不明的理论在有效性方面是存在着严重问题的。 　　然而，没能这些牵强的因素，大爆炸理论就无法生存。离开了暴胀之类的假设，大爆炸理论就无法解释实际观测中发现的同质的、各向同怀的宇宙背景辐射。因为那样的话，它就无法解释宇宙中相距遥远的各部分何以会有着相同的湿度并发出同量的微波辐射。离开了那种与我们20多年来辛苦努力在地球上观察到所有物质都格格不入的所谓暗物质，大爆炸理论的预言与宇宙中实际的物质密度就完全是矛盾的。暴胀所需的密度是核聚变所需的20倍，这也许可以作为大爆炸理论中较轻元素来源的一个理论解释吧。而离开了暗能量，根据大爆炸理论计算出来的宇宙年龄就只有80亿年，这甚至比我们所在的这个星系中许多恒星的年龄还要小几十亿岁。 　　更重要的是，大爆炸理论从来没有任何量化的预言得到过实际观测的验证。该理论捍卫者们所宣称的成功，统统归功于它擅长在事后迎合实际观测的结果，它不断地在增补可调整的参数，就像托勒玫（Ptolme）的地心说总是需要借助本轮和均轮来自圆其说一样，其实，大爆炸论并不是理解宇宙历史的唯一方式。‘等离子宇宙论‘和’稳恒态宇宙模型论’都是对这样一个持续演化着的宇宙的假设，它们认为宇宙既无始也无终。这些模型，以及其他一些观点，也都能解释宇宙的基本现象，如较轻元素在宇宙中所占的比重、宇宙背景辐射以及遥远星系谱线红移量随着距离增加等问题，它们的一些预言还甚至得到过实际观测的验证，而这是大爆炸理论从未做到过的。大爆炸论的支持者们强辩说这些理论不能解释观测到的所有天文现象。但这并没有什么奇怪的，因为它们的发展严重缺乏经费的支持。实际上，直到今天，这样一些疑问和替代理论都还不能被拿出来进行自由的辩论和检验。绝大多数的研讨会都在随波逐流，并不允许研究者们进行完全公开的观点交流。理查德·费曼（Richard Feynman）说过，‘科学就是怀疑的文化’，而在今天的宇宙学领域，怀疑和异见得不到容忍，年轻学者们即使对大爆炸这一标准模型有任何否定的想法也不敢表达。怀疑大爆炸论的学者如果把自己的疑问说出来就会失去经费资助。连实际的观测结果也要被筛选，要依据其能否支持大爆炸理论的标准来筛选。这样一来，所有不合标准的数据，比如谱线红移、锂元素和氦元素在宇宙中所占的比例、星系的分布等，都被忽视甚至歪曲。这反映出了一种日益膨胀的教条主义，完全不合乎自由的科学研究精神。如今在宇宙学研究领域，几乎所有的经费和实验资源都被分配给以大爆炸理论为课题的项目。科研经费来源有限，而所有主管经费分配的评审委员会都被大爆炸论的支持者们把持着。结果就造成了大爆炸理论掌握该领域的全面主导地位，这一局面与该理论在科学上的有效性毫无关系。只资助从属于大爆炸论的课题，这种做法抹杀了科学方法的一个基本原则：就是必须持续不断地用实际观察来对理论加以检验的原则。这样一种束缚使任何探讨都无法进行，也使任何研究都无法进行，为了治疗这一顽症，我们呼吁资助宇宙学研究的机构将相当部分的经费留给那些替代性理论的研究课题，留给那些与大爆炸理论存在矛盾的实证观测。为避免经费分配不公的问题，掌管经费分配的评审委员会可以由非宇宙学领域的天文学家和物理学家组成。将经费公平地分配给针对大爆炸理论有效性进行的研究项目，以及其替代性理论的研究项目，这将能使我们以科学的方式找到关于宇宙历史演变的最可信的模型。

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太阳与太阳系

气辉

气辉（airglow），地球高层大气吸收了太阳电磁辐射产生的微弱光辐射。气辉出现在地球上空50～500千米之间，亮度比极光低得多，分布也比较均匀，故不易为人们察觉，只有用敏感的仪器才能发现。20世纪初，天文学家由研究夜晚天空的亮度和总的星光，确认天空的亮度除来源于星光外，还有来源于地球大气的部分，当时称作地球光。这种光中总有一条在极光光谱中出现的绿色光谱，故又称永极光或非极区极光。直至1950年才被称作气辉。 　　气辉分为3类：①夜气辉发生在夜间，与星光、黄道光、银河光一起统称为夜天光。②昼气辉发生于白天，这时太阳辐射来自气辉所在处之上，由于白天散射光很强，在地面只有用光谱分辨率很高的仪器才能观测到。③曙暮气辉发生在日出前和日落后，太阳天顶角约在90°～110°之间。此时，低层大气已处于地球阴影之中，高层大气仍能接受到来自下方的阳光照射。昼气辉的发射强度最大，曙暮气辉次之，夜气辉最小。 　　气辉是地球高层大气中的重要发光现象。金星、火星和木星大气在太阳辐射作用下也发生气辉现象，称行星气辉。由火箭或飞船带到高空释放的化学物质，与大气的原子分子发生化学反应或散射太阳辐射而形成的发光现象，称人工气辉。对气辉的观测和研究，有助于对高层大气结构以及高层大气物理、化学过程的了解。

天文学

星系与宇宙学

星系冕

星系冕（ corona of galaxy ），环绕在星系可见部分以外的一个广延的大质量包层，是苏联塔尔图天文台于1974年初在分析105个星系-伴星系系统的速度弥散度时发现的，随后又为美国天文学家所证实。星系冕的尺度非常巨大，平均约几十万秒差距，有的甚至达到百万秒差距。星系的质量和光度越大，它的冕的质量也越大。我们银河系的冕，质量约1012太阳质量，而巨椭圆星系的冕质量，比这还要大10～30倍。星系冕的发现对星系动力学有着重大的影响。有了星系冕，星系内恒星的逃逸速度就比原先估计的要高。因而，星系就可能较为稳定。同时，星系冕的发现使估算的宇宙物质的平均密度比原来有所增加，这对宇宙学是很重要的。星系冕的发现使我们对宇宙物质形态有了新的认识，即宇宙物质的大部分可能是处于不可见的弥漫态，形成为星系或恒星的，只是它的小部分。因此，星系冕在星系的起源和演化的研究中占有比较重要的地位。

天文学

太阳与太阳系

埃费希德效应

埃费希德效应（ Evershed effect ），黑子半影里的夫琅和费线由于多普勒频移所造成的谱线轮廓不对称的现象。1909年由英国太阳物理学家埃费希德发现，因而得名。根据观测到的谱线位移量，可求出相应于这些位移的径向速度为1～3公里/秒。由CaⅡ的 H线心和弱金属Fe线得出谱线的极大位移是在半影的外缘。径向速度的数值和方向随所研究谱线的强度和激发电位而不同。例如根据弱金属线得出外流速度约2公里/秒，而根据强线CaⅡ的H、K和氢的Hα等线，则得到流入速度约3公里/秒。据此认为，在黑子内部（主要是半影）有物质从本影沿磁力线向外流动，而在上层则有物质流入（见黑子的本影和半影）。用高分辨率分光仪还发现埃费希德效应与半影的精细结构有关，在半影里发生强线轮廓的不对称性和畸变，还出现双线（一条主线和卫线或所谓“线旗”）。最近也有人提出，半影谱线的不对称性可能是由声波或磁声波在半影里的传播引起的。

天文学

恒星与银河系

双星

双星（ binary stars ），在空间中视位置比较靠近的两颗星。由于彼此引力作用而沿着轨道互相环绕运动的，称为物理双星。远看彼此很靠近，实际上在空间相距很远，并不互相环绕运动的两颗星，称为光学双星。本条所讲仅指物理双星。组成双星的两颗星均称为双星的子星。天狼、南门二、五车二、南河三、角宿一、心宿二、北河二、北斗一和参宿三等著名亮星都是双星。 双星的种类 ①目视双星：指通过望远镜，人眼可以直接分辨开子星的双星。②干涉双星：指用干涉测量法(例如用经典干涉仪、强度干涉仪、光斑干涉仪等)测知的双星。③掩食双星：指由掩星（例如月掩星）观测分析而略知的双星。④天体测量双星：一般指通过天体测量方法发现其自行行迹为曲线并可用存在某伴星来解释其行迹而发现的双星。⑤分光双星：指由谱线位移的规律性而判知的双星。测得两颗子星谱线的称为双谱分光双星（或双线分光双星），只测到一颗子星谱线的称为单谱分光双星(或单线分光双星)。⑥光谱双星：指由连续光谱能量分布而判知的双星，这种双星往往是轨道面与视向接近垂直，而且两子星的光谱型相差悬殊。⑦食双星：指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。⑧椭球双星（或椭球变星）：指由两颗椭球状子星组成，其合成亮度随位相(轨道上的相对地位)按一定规律变化而被发现的双星，但并不是食双星，椭球双星与食双星可合称测光双星。很多人又把分光双星和测光双星合起来称为密近双星。另外还有按照观测波段或所包含的特殊对象而得名的双星，如射电双星、X射线双星(或简称 X线双星)、爆发双星(包含爆发变星)、脉冲星双星等等。 双星示例 双星是恒星世界的普遍现象，是规模最小的恒星集团。此外还有两颗以上恒星组成的聚星，如三颗星组成的三合星，四颗星组成的四合星，等等。太阳周围5.2秒差距（约17光年）内共有恒星60颗（包括太阳），其中32颗单星，11对双星(22颗)，2组三合星(6颗)，所以双星和聚星的子星颗数占总数46％强。实际上，有些双星是很难发现的，例如：周期甚长的目视双星，轨道倾角很小（轨道平面和视线交角接近直角）的分光双星，两子星质量悬殊的分光双星，轨道扁长因而不易观测到相对运动的目视双星，变光因素复杂而难以识别的食双星或椭球双星，变幅过小的食双星等等。因此，太阳附近空间的恒星是双星或聚星的子星的，并不限于上述百分数，估计约有半数或超过半数。在许多星协、星团、星云和一些河外星系中也发现有双星。 研究双星的意义 要研究恒星的过去和未来，最重要的是先要弄清它们的现状，即了解它们当前的基本参量，其中特别重要的是质量。除太阳外，许多单星的质量是不容易求出的，即使求得，也很难准确，而双星却是测定恒星质量和其他基本参量的重要对象。不少单星的质量估值，要用双星质量去对比检验。双星和聚星还可以说是引力“实验室”。例如，天鹰座射电脉冲星PSR1913+16（轨道周期既短，偏心率又大，而且包含有致密星的双星）就为研究相对论和引力波提供了宝贵的资料。 双星还给人们提供认识恒星之间各种相互作用的条件，如引力相互作用、辐射相互作用、物质相互作用等。双星对于研究某些恒星内部的密度分布、大气结构、爆发等问题也提供了非常有利的条件，还可以为研究许多恒星的演化和寻找黑洞提供宝贵的样品。此外，认真研究双星、聚星和行星系的区别与联系，必然会大大促进它们的起源和演化等问题的解决。因此，双星的研究受到天文界的重视。自从 X射线双星、射电双星、脉冲星双星发现以来，双星天文学内容更加丰富，研究更加活跃。

天文学

天体测量学

子午圈

子午圈（汉语拼音：Ziwuquan；英语：Meridian），地平坐标系或赤道坐标系中的大圆，即在地平坐标系中经过北天极的地平经圈，或在赤道坐标系中经过天顶的赤经圈。它是地平坐标系和第一赤道坐标系中的主圈。子午圈是天球上经过北天极、天顶、南点、南天极、天底和北点的大圆。天体运动经过子午圈称为中天。

天文学

天体力学

日食

日食（拼音：rì shí；英语：solar eclipse），太阳被月球（俗称月亮）或其黑影全部或部分遮掩时产生的天象。月球在绕地球运动的过程中，有时会走到地球和太阳的中间，在地球上投上影子，位于月影中的地面观测者就会看到太阳被月球遮挡，天空中的亮度变暗，甚至白天也可见到点点繁星，这就是日食。日食主要有日全食、日偏食和日环食3类。由于太阳的直径比月球直径大400倍，因此月球的影子实际上是一个影锥，通常称为本影，本影中的观测者都见不到太阳，可见到日全食。在本影周围有庞大的半影区，区内的观测者只能见到不同程度的日偏食，离本影越近，见到的偏食程度越大。同时，因为月球的轨道是椭圆形，而且偏心率较大，有时月球影锥的顶点不能达到地面，这时地面上某些地区可以看到日环食。 　　中国古代日食记录，最早的一次是《尚书·胤征》记载的“乃季秋月朔，辰弗集于房……”《诗经·小雅》记载“十月之交，朔日辛卯，日有食之……”这是周幽王六年十月朔，即公元前776年9月6日的日食。《春秋》一书记载有日食37次，除极少数几次还待考证外，已证明绝大多数都是正确可靠的。如不计甲骨文中的记载，从古代到清朝，史书中共有一千多次日食记录。 目录 1 发生原因 2 日食种类 3 日食过程 4 频繁度 发生原因 　　太阳发光，月球不发光。月球是依靠反射太阳光而呈银白色的。月球绕地球公转，而地球又带着绕它公转的月球一起绕太阳公转（下图）。 地球和月球的运动 图示 　　太阳的直径约为1 400 000千米，大致是月球直径3 500千米的400倍。但月球离地球的平均距离仅约380 000千米，又大致是日地平均距离约150 000 000千米的四百分之一。因此太阳的视角径（日轮）与月球视角径（月轮）几乎是一样大小，都是约32角分(32′)。由于月球公转轨道和地球公转轨道都是椭圆（地球和太阳分别位于月轨椭圆和地轨椭圆的焦点上），日地距离和月地距离会略有变化，使得月轮有时会略大于日轮，有时会略小于日轮。当月球运动到日地之间，即从地球上看月球和太阳在同一方向时（三者不一定在一直线上），地球上看到的是月球未被太阳照亮的半球，也就是看不见的黑月亮，称为新月，也称为朔，对应于农历初一。当月球运动到太阳的相反方向，即地球处在日月之间时（三者也不一定在一直线上），看到的是月球被太阳照亮的半球，就是满月，也称为望，对应于农历十五或十六。如果地球绕太阳的轨道和月球绕地球的轨道在同一平面上，则每逢农历初一月球走到日地之间时三者处在同一直线上，就会发生地球上看到月球遮挡太阳的日食现象。但实际上地轨和月轨并非在同一平面上，而是相互倾斜成5°9′的交角。因此一般情况下，在朔日，日月地三者并不在一直线上，不会发生月球遮挡太阳的日食现象。只有当月球在自己的轨道上运行到地球轨道平面附近时，才会出现日月地三者正好或近于在一直线上，发生月轮遮蔽日轮的日食现象。这就是为什么日食总是发生在农历初一，但并非每逢农历初一都有日食的道理。 日食种类 　　日食可分为日偏食、日全食和日环食3种。发生3种不同类型的日食，与月球的影子结构和日食时地球在月影中的位置有关。下图中月球的影子有三种区域：由月球直接伸展出去的锥形暗区是月亮的本影区；由本影延长线构成的锥形暗区称为伪本影区；本影和伪本影周围的斜线区就是半影区。 日食的类型 图示 2017年8月，在哥伦比亚波哥特观测到的日偏食。 2010年7月11日，属波利尼西亚的土阿莫土群岛上拍摄到的日全食。 2020年6月21日，在厦门演武大桥观景平台，巴德膜滤镜下拍摄的日环食。新华社发（王毅 摄） 　　若某次日食时，仅是月球的半影区落在地面上，该地区只能看到日轮的一部分缺失，就是日偏食。 　　若某次日食时月亮的本影落到地面上（相当于月地距离较近和月轮略大于日轮的情况），则处在本影区将看到整个日轮被遮，就是发生了日全食。 　　若某次日食时只有月亮的伪本影到达地球（相当于月地距离较远和月轮略小于日轮的情况），则处在伪本影区将会看到只有日轮的中央部分暗黑，这就是日环食。 日全食和日环食合称为中心食。 日食过程 　　随着月亮的公转运动和地球自转，月亮的影子将会在地面上扫过一大片区域。其中本影或伪本影扫出的地带非常狭窄，宽度只有几十至几百千米，长度则可达几千至上万千米，它们分别称为全食带或环食带。处在全食带或环食带地区就将会先后看到日全食或日环食。而在全食带或环食带两边地区显然就是月球半影扫过的地区，这些地区就只能看到日偏食。月球自西向东运动，地面上的月影也是自西向东移动，因此总是西部地区比东部先看到日食。月球自西向东运动的另一结果就是，日轮总是从西边缘开始被月轮遮蔽，然后向东扩大，在东边缘结束日食。 日食的全过程及各阶段 图示 　　日全食，可分为5个阶段。其中食既至生光为日全食时间，一般为2～3分钟，最长7分多钟，最短只有几秒钟。 　　日环食，也分为5个阶段，其中环食始至环食终为日环食时间。日偏食只有初亏、食甚和复圆3个阶段。 　　对于日全食和日环食，月轮直径与日轮直径之比称为食分。日全食的食分大于1，日环食的食分小于1。 　　对于日偏食，食分则指食甚时日轮直径被遮部分占日轮直径的分数，它总是小于1。 　　当月轮即将完全遮挡日轮，亦即食既之前的瞬间，日轮的东边缘仅剩一丝亮弧时，会在亮弧上出现几颗如珍珠般闪亮的光点，这是太阳光通过月球边缘的一些环形山凹地涌出的结果。英国天文学家贝利首先解释了这一现象，因而也称贝利珠。较大的光点光芒四射，更像钻石镶嵌在亮弧上，常称为钻石环。随即食既开始，“星夜”降临，天空中闪现出星星，而黑色的月轮周围显现出太阳的高层大气——红色的色球和银白色的日冕，十分绚丽多彩。而在生光之后，亦即日轮重新露出的瞬间，还会在日轮西边缘看到贝利珠和钻石环，随即消失并露出较多的日轮，天空变亮，日全食结束。日环食时天空变暗不明显，但天空中高悬着一圈金色的圆环也是很奇特的罕见天象。 2019年智利日全食的贝丽珠奇观。 频繁度 　　天文学家的计算表明，平均每个世纪可出现67.2次日全食、82.2次日环食和82.5次日偏食。由于日全食带和环食带非常狭窄，每次日食时只占据地球表面积的极少部分，有时还位于海洋或人口稀少或难以到达的地区，因此看到日全食和日环食的机会很少。对于某一具体地区来说，平均每300多年才能看到一次日全食或日环食。与此相反，日食时月亮半影扫过的地区面积（就是偏食带）很大，日全食和日环食时，全食带和环食带两边的地区也在月亮半影中可看到日偏食。因此看到日偏食的机会相当多，对于一个地区而言，平均每3年可看到一次日偏食。 　　日食现象不仅有观赏价值，还具有科研价值，主要是提供了研究太阳高层大气的有利时机。

天文学

天体物理学

等离子体激元衰变中微子过程

等离子体激元衰变中微子过程（ plasmon decay neutrino process ），等离子体中各种形式的波的量子叫作等离子体激元Γ（可看作准粒子）。等离子体激元衰变为一对正、反中微子的过程，称为等离子体激元衰变中微子过程。其反应为Γ→ve＋ῡe。式中右端的ve＋ῡe也可推广为vμ+ῡμ，vτ+ῡτ等，在真空中传播的自由光子，由于能量、动量守恒定律的限制(光子能量等于其动量和光速的乘积)，不可能衰变为正、反中微子对。但是对于在等离子体中传播的光子，这种形式的等离子体激元相当于一个具有静止质量的光子，却可以衰变为正、反中微子对。这是由等离子体激元湮没为正、负电子对的电磁作用和由中介玻色子传递的弱作用二者组合起来的过程。这一过程使系统的能量被中微子带走。因为中微子与星体物质的相互作用微弱，所以它们有很强的穿透力，能够迅速逃逸。星体温度愈高，高能量的等离子体激元所占的百分比愈大，由衰变过程损耗的能量也愈大。由于等离子体激元的静止质量随着介质密度增加而增大，所以，在高密度区域内，和其他的星体辐射中微子机制比较，等离子体激元衰变中微子过程是星体中能量损耗的主要过程。中微子过程引起的星体能量损耗对星体的演化有重要作用（见中微子天文学）。

天文学

光学天文学

闪视比较仪

闪视比较仪（ blink comparator ），用来搜索光度有变化(如新变星)或位置有变动（如小行星、大自行恒星）的天体的仪器。将在不同日期、在相同条件下拍摄的两张同一天区的底片平排分放在仪器底片架上，用适当的光学装置和机械装置使两底片的星像在目镜视场中重合。仪器可采用三种工作方法：①闪视法。使两底片上的星像在目镜视场中交替出现。这时，变星由于星像大小不同就会显现出脉动。运动的天体则显现位置闪动。②比色法。通过不同颜色滤光片同时观看两张底片的星像，变星看起来呈彩色边缘，而运动天体看起来便是不同颜色的分立像点。③立体法。用立体镜同时观看两张底片，变星或运动天体就会产生与正常星不同的立体感。自1956年起，有人将电视应用于闪视比较仪。两束扫描光分别透过两张底片后，进入两个光电倍增管，由光电倍增管输出的信号在混频器上相减，其差值经放大后在电视屏上显示。正常星的两路信号相抵消，变星显示或亮或暗的环或斑点。这里还可接上自动记录仪，记录天体的光度或位置的变化。 北京天文台的闪视比较仪

天文学

天体测量学

六分仪

六分仪 拼音：liù fēn yí 注音：ㄌㄧㄡˋ ㄈㄣ ㄧˊ 解释：一种天文仪器。测定天体与地平线夹角的仪器，于航海中可借以测定观测者所在的纬度。 例： 【天文学】 六分仪 六分仪（ sextant ），用来测量远方两个目标之间夹角的光学仪器。通常用它测量某一时刻太阳或其他天体与海平线或地平线的夹角，以便迅速得知海船或飞机所在位置的经纬度。六分仪的原理是牛顿首先提出的。六分仪具有扇状外形，其组成部分包括一架小望远镜，一个半透明半反射的固定平面镜即地平镜，一个与指标相联的活动反射镜即指标镜。六分仪的刻度弧为圆周的1/6。使用时，观测者手持六分仪，转动指标镜，使在视场里同时出现的天体与海平线重合。根据指标镜的转角可以读出天体的高度角，其误差约为±0ḷ2～±1′。在航空六分仪的视场里，有代替地平线的水准器。这种六分仪一般还有读数平均机构。六分仪的特点是轻便，可以在摆动着的物体如船舶上观测。缺点是阴雨天不能使用。二十世纪四十年代以后，虽然出现了各种无线电定位法，但六分仪仍在广泛应用。

天文学

天体力学

儒略日

儒略日（ Julian day ），一种不用年、月的长期纪日法，记为JD。如果计算相隔若干年两个日期之间的天数，利用儒略日就比较方便。它以倒推到公元前4713年儒略历1月1日格林威治平午为起算日期，每天顺数而下，延续不断。例如1979年10月1日零时儒略日数为2，444，147.5。天文年历附表载有各年每月零日世界时12时的儒略日数。此外，在天文计算中还常采用约化儒略日MJD，其定义为MJD=JD-2，400，000.5。

天文学

光学天文学

太阳视频磁像仪

太阳视频磁像仪（ vedio solar magnetograph ），用电视摄像管作为探测器的一种太阳磁像仪。光学系统是采用窄带滤光器的望远镜。测量横向磁场时滤光器透过带调节到磁场敏感谱线的线翼或线心。滤光器前安置偏振光分析器。摄像管接收到的调制信号输入计算机进行处理。测量结果可在荧光屏上实时显示为磁图，也可记录在磁带上。澳大利亚库尔古拉天文台的视频磁像仪采用干涉滤光器，能以0.3秒的曝光时间，拍到一张磁图，其空间分辨率约为2″。视频磁像仪能以较高速度记录和显示磁场，特别适宜于研究日面快速变化的磁场现象，但受摄像管性能限制，测量精度较低。现有的视频磁像仪大都限于测量纵向磁场。

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天体物理学

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。

天文学

天体测量学

月球激光测距

月球激光测距（ lunar laser ranging ），利用激光直接测定月球距离的技术。它的基本原理是：通过望远镜从地面测站向月球发射一束脉冲激光，然后接收从月球表面反射回来的激光回波，通过测站上的计数器测定激光往返的时间间隔，便可推算出月球距离。月球激光测距的原理与经典的天体方位测量原理完全不同。大气对测距的影响很小，可以根据测站的气象资料加以修正。在地平高度10°以上，大气改正的误差小于1厘米，因此大气折射不再是观测精度的严重障碍。但由于回波很弱，观测要求有很好的透明度。 月球激光测距是在1962～1963年激光技术问世后不久着手试验的。最初只能接收月球天然表面漫反射的激光回波，由于回波波形无法缩窄，加以地面仪器设备不够完善，测距精度很低。1969年7月，美国进行第一次载人登月飞行，宇航员在月面上安放了第一个后向反射器装置。它的大小为46厘米见方，上面装有100个熔石英材料的后向反射器，每个直径为3.8厘米。这种反射器实际上是一个光学的四面体棱镜。它有一个很有用的特性：当一束光线从第四面射入，经过三个直角面依次反射后，仍从第四面射出，其方向与入射方向保持平行。在激光测距中，这一特性能保证反射光讯号沿原发射方向返回地面测站，使回波强度大大增加。这样，利用面积很小的反射器组合就可以使地球上收到激光回波，而且波形不会因此变宽，因而可以达到很高的测距精度。后向反射器的应用，使月球激光测距的精度大大提高。目前，在月球上共安放了五个后向反射器装置，地面测距系统也日趋完善。近年来测距精度已达到8厘米左右。 月球激光测距系统中采用的激光器大多是脉冲红宝石激光器，脉冲功率高达千兆瓦，脉冲宽度为2～4毫微秒。激光束经过望远镜准直后的发散角仅2～4角秒，一般几秒钟发射一次。发射和接收可使用同一个望远镜，其口径一般要大于1米。回波光讯号极其微弱，通常在接收器的阴极面上仅能产生一个光电子，所以相应地发展了一套单光电子接收技术。在最近研制的新型月球测距系统中，采用了脉宽小于1毫微秒的钇铝石榴石激光器。这样，就有可能在几年内使测距精度达到2～3厘米，相对精度为5×10-11。 地面测站与月面反射器之间的距离及其变化包含了十分丰富的信息。几年来，应用精确的月球测距资料，已经大大改进了月球的轨道计算；研究了月球物理天平动和内部结构模型；精确测定了反射器的月面坐标，改进了地面测站的地心坐标以及地月系的质量数据；同时还检验了引力理论，证明了广义相对论的正确性。今后还会运用精确的月球测距资料来研究地球自转和极移、测量板块运动等十分重要的课题。

天文学

天体力学

行星际飞行器运动理论

行星际飞行器运动理论（ theory of the motion of interplanetary vehicle ），在行星际空间飞行的人造天体称为行星际飞行器，包括飞向和绕过行星的飞船、击中行星（硬着陆和软着陆）的火箭和行星的人造卫星等。行星际飞行器的运动基本上可以认为是在地球、太阳和其他行星的引力作用下的限制性多体问题。利用作用范围可以把它简化为几个受摄二体问题。 行星际飞行器的运动大致可分为三个阶段：①从地球表面发射到脱离地球作用范围。主要研究飞行器相对于地心的运动，它除了受地球的引力（包括地球形状摄动）作用以外，还受地球大气的阻力和月球、太阳引力的作用。它相对于地球的运动轨道接近于双曲线。这一阶段的飞行时间很短。②从离开地球作用范围之后到进入目标行星的作用范围之前──过渡阶段。主要研究飞行器的日心运动，飞行器在太阳（有时还考虑某些行星）的引力作用下，相对于太阳的运动轨道基本上是一个椭圆。这一阶段飞行时间最长，是飞行器运动的主要阶段。③进入目标行星的作用范围之后。这时飞行器在目标行星和太阳的引力作用下运动，它相对于目标行星的运动轨道接近于一条双曲线。如果要使飞行器成为行星的人造卫星或者在行星表面上软着陆，则需要利用制动火箭使飞行器减速。这个阶段持续时间也很短。 有些飞行器是同时飞往几个行星的，例如“先驱者”11号、“水手”10号和“航行者”2号等。这些飞行器的运动除了上述三个阶段外，当进入“过路”行星的作用范围时必须考虑这些行星的引力作用，直到完全脱离它们的作用范围为止。对于需要回收的行星际飞行器，它的返回轨道也经历上述几个阶段，只是过程相反，即把目标行星当作出发行星，把地球当作目标行星。 行星际飞行器的运动主要是在轨道过渡阶段，这个阶段的轨道设计十分重要。最节省能量的过渡轨道是日心椭圆轨道，它在近日点和远日点上分别与相应的两个行星的运动轨道相切，故又称双切轨道。这种过渡轨道是霍曼在1925年首先提出的，也称霍曼轨道。沿着双切轨道运动的飞行器从地球到目标行星的飞行时间，是这个椭圆运动周期的一半。根据各个行星的平均轨道半径，求出从地球沿双切轨道向行星发射飞行器的速度Vp和飞行时间△t1，见下表。 各个行星从地球沿双切轨道向行星发射飞行器的速度和飞行时间 可以看出，采用双切轨道固然可以最节省燃料，但是 飞行时间却很长，对于像天王星等较远 行星，采用这样轨道显然是不现实的。另外，双切轨道对于发射时的精度要求较高。若过渡轨道取为抛物线轨道，相应的发射速度将大于双切轨道所要求的发射速度，相应的发射速度 V q ′和 飞行时间△ t 2，见下表。 各个行星从地球沿抛物线轨道向行星发射飞行器的发射速度和飞行时间 可以看到，对于较远的外 行星，只要增加一些发射速度就能大大地缩短 飞行时间。因此，采用抛物线轨道甚至双曲线轨道作为过渡轨道是比较合适的。事实上，目前发射 行星际飞行器的轨道绝大多数是属于双曲线类型的。 为了便于修正轨道和节省燃料，在空间飞行中还设计一种驻留轨道，它们是围绕着地球和目标行星飞行的卫星轨道（见图）。飞行器先发射到驻留轨道上，测定它的位置，用小火箭修正轨道后再进入过渡轨道。在到达目标行星时也先在驻留轨道上运动，选择合适时机在行星表面的预定地区着陆。如果飞行器需要回收，可以把暂时不用的燃料储存在驻留轨道上，以便返回时使用，这样能够节省燃料达90％之多。为了能使飞行器和储存的燃料实现对接，在技术上要求是很高的。 行星的运动轨道不是圆形，而基本上是一个椭圆，它们的轨道也并不在同一平面上，因此，行星际飞行器的运动实际上将更为复杂些。目前都用天体力学数值方法计算它们的轨道。

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X射线天文学

钱德拉卫星观测的蟹状星云X射线图像（从中心脉冲星发出的X射线喷注和哑铃状的光环，直径1光年） X射线天文学（ X-ray astronomy ），寻找和观测以X射线辐射为主的高能天体或高能天体现象、研究其辐射规律的学科。X射线连续谱的主要观测能区低能端与远紫外波段相连，可低到数百电子伏；高能端与γ射线波段相连，可高到数十万电子伏；两端都没有明显边界。基本的产生过程可见高能天体物理学。一般情况下，与能量低于10千电子伏的软X射线相关联的物理过程大多是热辐射过程，而能量较高的硬X射线的产生大多与非热辐射过程相关，极端物理条件下的情况会有不同。天体过程的X射线谱线基本上是反映原子内壳层的能级跃迁产生的发射线或吸收线。由于地球大气的吸收，天体的X射线探测只能在火箭和卫星的高度上进行，能量高于20千电子伏的X射线可在40千米以上的高空气球上进行。 诞生 1962年X射线天文学的诞生也代表了高能天文学的诞生。2002年R.贾科尼因在X射线天文学的诞生和发展中作出的贡献而获诺贝尔物理学奖。对X射线辐射的首次天文观测可追溯到1949年，以H.弗里德曼为首的NRL小组用火箭载盖革计数管发现了来自太阳的X射线辐射。由于太阳X射线的辐射能量只占其总辐射能的百万分之一，由此类推到太阳系外，即使是最近的恒星也需要用灵敏度高100倍以上的探测器才可测到，所以最初把注意力主要放在太阳系内。1962年贾科尼等把三个盖革计数管放在火箭上，试图发现由太阳X射线照射引起的月面荧光X射线，同年6月18日意外地发现一个来自太阳系以外的新天体。它是一颗13等暗蓝色星，后来被命名为天蝎座X–1，辐射的X射线总能量是它的可见光的数千倍。随后很快NRL组发现了蟹状星云的X辐射，比太阳的X射线发射要强100亿倍。以后的4年中用火箭和气球实验发现了大约50个新天体，揭示了一种新的未预见过的天体类别的存在。1970年10月美国发射第一个X射线天文卫星“自由”号(UHURU)，X射线天文学从而进入卫星观测时代，至今已有几十颗专用X射线天文卫星升天，X射线天文学以惊人的发展速度获得了前所未有的巨大成就。 探测技术和方法 利用高能光子和物质的相互作用原理构造探测器，主要的作用过程有光电效应、康普顿效应和正负电子对产生效应。电子对产生的阈能已到高于1兆电子伏的γ射线，会湮没产生511千电子伏的一对正负电子。根据观测能区和观测对象，可选择的探测器有气体探测器、闪烁探测器和半导体探测器等类型，按需要构造成谱仪、定位或成像设备。X射线源的辐射能量虽强，因为单个光子的能量高，探测以粒子形态计数，到达地球的可测计数并不高。因此X射线天文观测的定位或成像观测比光学的难度大。 采用准直型粒子探测器的向源背景观测，或用扫描的方法可实现对点源的空间定位，自由号卫星上装有两个840厘米2的铍(Be)窗正比计数器，观测能区2～10千电子伏，利用卫星自转的姿控方式对天区扫描，发现了339个X射线点源，编出了第一个宇宙X射线点源目录。以后，随着成像技术的发展，向源背景观测方法主要被用于对特定天体或天区特性的详细研究。对软X射线的成像可利用光学原理，贾科尼等从1960年开始提出和发展了掠射成像望远镜技术，在一个较小的视场内，射线以大角度先后入射到抛物面和双曲面结构的镜面上，然后以大角度反射并聚焦，在焦平面上放上位置灵敏探测器，如CCD照相机、微通道板探测器、正比计数器等，便可直接成像，角分辨好，但视场小（约1°～2°），适用于0.1～10千电子伏能区，用PN–CCD新技术可把探测能区提高到20千电子伏左右。第一个成像X射线望远镜爱因斯坦卫星发射于1978年，空间分辨2角秒。以后相继发射了欧洲X射线观测站卫星(EXOSAT)、伦琴卫星(ROSAT)和最近的钱德拉、牛顿X射线多镜(XMM)卫星（1999年），角分辨最好已到0.5角秒，最大面积4 000厘米2，至今已发现的X射线源有100多万个。实现硬X射线成像困难较大，只能采用调制成像技术，用探测器加旋转准直器，或编码孔径加位置灵敏探测器记录下经过调制的天区强度分布，通过对观测数据的后处理解调，实现在较宽视场下对天体的定位或天区成像，精度比掠射成像要差。1979年日本发射的自旋稳定的小卫星“天鹅”首次实现了旋转调制成像，定位精度几个角分。2002年发射的国际γ天体物理实验室“INTEGRAL”，用了多个编码孔成像设备，能量跨度15千电子伏至10兆电子伏，实现了X射线、γ射线和光学辐射在一颗卫星上的同时观测。 X射线星空 X射线天文的一系列重大发现展示了一个以X射线辐射为主的完全不同于光学观测的宇观世界。X射线由高能粒子产生，辐射区必定与宇宙中的热斑相伴，或有超高温度，或有高能粒子在超强磁场、超强引力场下被加速。X射线天文对中子星物理、黑洞附近的物理、热星系际气体物理提供了本质性的研究依据。X射线有较强的穿透力，可反映出发生在天体深处的物理过程。 太阳一类的恒星在宁静期的X射线辐射流量很小，主要表现为与光学耀斑爆发同步的X射线耀斑，1～0.8纳米软X射线耀斑的强度分类已被用作空间天气预报的标准级别。一个特大的软X射线耀斑可导致地球上的短波通信中断。硬X射线耀斑有非热幂律谱，能谱陡，不仅与太阳黑子区的高能电子有关，还与高能质子的运动有关，从而又有太阳质子事件之称。 银河系内存在大量双星X射线源，以高能过程为主要特征，时间尺度往往很短，说明其中存在非常致密的天体，有着极强的引力和磁场，可把粒子加速到相对论的能量：其中有一类是双星X射线脉冲星，主星是致密的磁中子星，如武仙座X–1；还有少数双星的致密主星的质量大于三倍太阳质量，如天鹅座X–1(CygX–1)等，其X辐射强，有不规则剧烈光变，被认为是黑洞附近的吸积物质的扰动形成的辐射，可提供最有希望的方式研究宇宙中的黑洞的存在、性质和效应。观测表明，超新星爆发的冲击波会把星际气体加热而辐射X射线，爆发的物质会发出X射线、γ射线和铁核谱线，最后留下的是急速旋转的高度磁化的中子星，直径只有20千米左右，是一个被X射线超新星遗迹所围绕的脉冲星。脉冲星极冠处的高能电子的同步加速辐射可产生从光学直至X射线、γ 射线波段的电磁辐射。钱德拉卫星拍摄的蟹状星云X射线照片，首次揭示了发生在深层的这种只有X射线图像能够反映的相互作用（见图）。X射线天文发现了温度可到几亿度的等离子体；从已发现的X射线天体中，可看到活动星冕，看到非常热的恒星伴有巨大的热气体区。 在星系和更大的尺度上，X射线天文也向人类展示了一个大尺度结构的X射线星空，星系和星系团中的活动星系核(AGN)，包括强射电星系（如室女座A等）、赛弗特星系（如NGC1275、NGC4151等）和类星体（如3C273、3C279等）均为著名的X射线源。所有活动星系的中心都可被看作是质量非常大的黑洞，可包含1亿个太阳质量，吞噬着大量的星系气体，形成恒星质量的黑洞，类星体(QSO)是其中的典型。发现了300个以上的X射线星系团，室女(Virgo)星系团的最强X射线源延伸达1°，星系M87位于其中，估计每个星系平均的X射线光度在1037焦/秒以上。已观测到星系际气体从星系团流出，提供了关于暗物质性质的证据。 关于宇宙X射线弥漫背景的本质，伦琴卫星测出0.5千电子伏、0.75千电子伏的背景辐射天图，认为60％来自于类星体和活动星系核。钱德拉卫星在高一些能量上的观测获得重大突破，证实了X射线在整个宇宙普遍发光，其中80%来自分立天体。与光学观测联合分析，发现了两类新天体，对X射线背景辐射的贡献各占1/3。其中一类是有强X射线发射但弱光学亮度的“隐星系核”星系，在全天约有7 000万之多，可肯定是重质量黑洞；另一类是没有可见光发射或光学亮度极弱的超弱星系，红移值高到6以上，说明远在140亿光年以外，是宇宙最早期的最遥远的天体。 40多年来X射线天文学所取得的成果是划时代的，现正处在巅峰时期，今后的方向将是在更高灵敏度、角分辨的观测和对特定类型天体辐射特征的研究。

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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。

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天体物理学

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。

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光学天文学

天顶仪

天顶仪（ zenith telescope ），精密测定纬度和纬度变化的仪器。一般安装在固定台站。它是国际纬度站的主要观测仪器。1669年，英国胡克首创天顶仪，并用它测量天龙座γ星的周年视差。现今的天顶仪是考克孙在1900年左右设计的。这种天顶仪有一架能绕水平轴而在子午面内旋转的望远镜，其口径主要有110、135和180毫米三种。在望远镜的焦面上有目镜测微器，视场约18′，也有超过1°的。望远镜指向某一天顶距后可以与水平轴锁紧，然后一起绕垂直轴旋转180°。这样，望远镜就指向天顶另一侧的同一天顶距处。利用镜筒上的精密水准器可以检测和改正在转轴前后镜筒在天顶距方向的微小变化。天顶仪用目镜测微器观测一颗在天顶以南（或北）过子午圈的恒星，然后转轴180°，几分钟后再观测天顶以北（或南）过子午圈的另一颗恒星。由于这两颗恒星有相近的天顶距，能在同一视场中用目镜测微器测量。这样测得的两星的天顶距差等于两星的赤纬之和减去纬度的二倍。由于两星的赤纬是已知的，就可以解算出纬度。 天顶仪的优点是不需要测量难以测准的恒星天顶距(约在0°～30°的范围内)，因而避免了天顶距度盘的误差。此外，天顶距之差的大气折射改正也较易定准。用天顶仪观测一对星所得的纬度均方误差约为±0.″1～±0.″3。为了提高观测的精度，天顶仪在一夜间往往要观测许多对星。 除目视天顶仪外，还有照相天顶仪，用以拍摄南北两星的轨迹，求出两星的天顶距之差。浮动天顶仪也是一种照相天顶仪，它是漂浮在水银槽里的望远镜，用水银面保持水平，目的是使转轴前后镜筒的天顶距不变。

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恒星与银河系

类新星

类新星（ nova-like variable ），类似新星的爆发变星。爆发的次数比较频繁，数年爆发一次。光变幅比新星和再发新星小，周期性不强。最突出的特点是光谱特殊。 一部分类新星变星是爆发后的老新星，它们不时地爆发，抛射物质，形成气壳。例如，天鹅座P是1600年爆发的新星，近四百年来，星周形成二、三层气壳，是处在短暂的、极不稳定的演化阶段的超巨星。人马座BS是1917年爆发的新星，爆发后激变活动不止，光谱特殊。另一部分类新星变星具有共生光谱，也称为共生星，既有冷星的吸收特征，又有热星的连续发射，还有气壳的高激发发射线。已知的类新星变星虽然只有几十个，但彼此差异很大。尽管类新星具有类似新星的激变这种共性，但它们的本原可能大不相同。二十世纪七十年代以来，有人划分出五个类新星次群：①仙女座Z型星:由沉陷在激发态星云中的晚型巨星和热蓝星组成的双星系统。光谱特征是低温吸收线和高温发射线同时并存。前者如TiO、CaⅠ、CaⅡ，后者如HeⅡ，OⅢ以及元素的更高次电离谱线。这种星具有半周期性的爆发，变幅可达3个星等。绝对星等约为-3～-4。集聚在银道面附近，没有向银心聚集的趋势，可能属老年盘星族。已经发现20多对。②剑鱼座S型星:光变极不规则的高光度星。光谱型为Bpeq～Fpeq，是银河系中最亮的星中的一部分。已经发现约10颗。③仙后座γ型星：光变不规则的气壳星。光谱型为BeⅢ～BeV。通常是快速自转星，光变往往与赤道带的气壳抛射过程有关。已经发现40多颗。④鲸鱼座ZZ型星：短周期光变的白矮星，可能是老新星，有以分钟计的快速变光，通常有几个光变周期迭加在光变曲线上。仅发现数颗。⑤武仙座AM型星：强磁性白矮星和红矮星组成的密近双星系统，有气盘和强X射线辐射。光谱特征是H、He发射线迭加在蓝连续区上。已发现约10对。此外，不同学者对类新星还有不同的定义和划分方法。

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太阳与太阳系

谱斑

谱斑（plages），用氢的Ha线或电离钙的H和K线单色光观测到的色球上的大块增亮区，有时也观测到一些暗黑区。前者称为亮谱斑，后者称为暗谱斑。用Ha线看到的叫氢谱斑，用电离钙的H和K线看到的称钙谱斑。钙谱斑与背景的反衬较大，它由许多亮结组成网络结构。氢谱斑与背景的反衬较小，呈现纤维状结构，在黑子周围常见到旋涡结构。在不同的光谱间隔里看到的谱斑有不同的形状。谱斑的大小从几千千米到几十万千米。位于光球之上，称为色球光斑。大多数谱斑与黑子密切相关，黑子周围必有谱斑，它们是由磁场增强产生的。通常谱斑比黑子先出现而后消失。谱斑的面积和亮度都随黑子的11年周期而变化，谱斑的磁场强度可达0.02特斯拉，钙谱斑的外形与0.002～0.004特斯拉的等强度轮廓对应。氢谱斑中的暗纤维和钙谱斑中的亮纤维，取向都与磁力线方向一致。

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天体测量学

星表

星表（汉语拼音：Xingbiao；英语：Star Catalogue），记载天体各种参数（位置、自行、视向速度、星等、光谱型、视差等）的表册。通过天文观测编制星表是天文学中最早开展的工作之一。公元前4世纪，中国战国时代天文学家石申所编的《石氏星经》，载有121颗恒星的位置。这是世界上最古老的星表。按照编制方法和用途区分，星表有下列几种：①绝对星表。由绝对测定编制的星表。星表内恒星的位置是独立测定的，与其他已知的位置值无关，观测中各种系统误差尽可能加以消除，这种测量方法称为恒星位置的绝对测定。②基本星表。为了尽可能消除和减少各星表间的系统误差和偶然误差的影响，将各个不同系统的绝对星表进行综合处理后得到的高精度的星表。基本星表主要用于作为天文参考坐标系和恒星位置的相对测定时的定标星系统。主要的基本星表有：奥韦尔斯基本星表，最初发表于1879年和1883年，包括NFK，FK3，FK4直到FK5的一个系列，共1535颗基本恒星和大量的补篇星；纽康星表，1872年发表，共1257颗恒星；博斯星表，最初于1910年出版的PGC星表，1937年编成总星表（GC星表）共33342颗恒星；N30星表，1952年发表，共5268颗恒星。③相对星表。利用通过定标量的位置作相对测定而得的恒星位置编成的星表。其中用照相方法作相对测定而得的称为照相星表。主要的相对星表有：德国天文学会星表，1910年发表AGK1星表，1951～1958年间发表AGK2星表( 共183000颗恒星)，1973年修订后为AGK3星表；耶鲁星表，用1914～1956年的观测编成，共15万颗恒星；好望角星表，1968年编成，共7万颗星 。④其他的位置星表。这是一些为特殊目的而编成的星表，包括：暗星星表；黄道星表；史密松星表，1966年美国史密松天文台为满足人造卫星照相定位所编制，共258997颗星；测地星表等。⑤有关天体物理量的星表，主要有：恒星光谱型表、恒星三角视差总表、变星星表、双星和特定类型恒星表，太阳系天体和人造天体星表、银河系其他天体星表、河外天体星表、射电源表、红外、紫外、远紫外、X射线和γ射线波段的辐射源表等。 　　现代天文学的发展，使恒星位置、自行和距离的测定精度不断改善。依巴谷卫星升空后正在获取高质量的观测结果，其星表的质量将有以数量级计的提高。

天文学

太阳与太阳系

等周律

等周律（ law of isochronous rotation ），有关行星、小行星自转周期具有相似性的定律。阿尔文等人注意到，行星（尤其是体积较大的木星、土星、天王星、海王星）和已经测定自转周期的50多颗小行星，尽管质量相差悬殊（如从1019克的小行星到1030克的木星相差可达1011倍），但自转周期的数量级却是相同的。阿尔文把这种自转周期的相似性称作“自转的等时性”或“等周律”。他认为，行星在形成初期自转周期基本相同，目前某些行星自转较慢，则是后来长期演化的结果。如：水星和金星因受太阳的潮汐阻尼作用，自转周期变得很长；地球由于日、月潮汐作用以及把部分原始角动量转移给了月球，自转已减慢到目前的状态，估计在它“俘获”月球以前，自转周期至多不超过5～6小时；与此相似，海王星的原始自转周期也可能比目前短；对其他几个较大的行星来说，它们的卫星和太阳的潮汐作用对它们自转的影响甚小，它们目前的自转比较接近原始状态。小行星的自转也没有受到多少潮汐制动。至于等周律的原因，阿尔文等人用吸积理论来解释。

天文学

太阳与太阳系

行星磁层

行星磁层（汉语拼音：Xingxing Ci Ceng；英语：Planet，Magnetosphere of），太阳风与行星磁场互相作用而形成的特殊区域，其中充满着等离子体物质。其形状与彗星相似：磁层顶受太阳风压缩形成弓形激波阵面；磁层尾却可沿着背太阳面延伸得很长。磁层内有个特殊的界面，面两侧的磁力线方向相反，该面称中性面。九大行星中，金星、火星没有磁层，冥王星情况不明，其他行星都有磁层。水星的磁场很弱，又最近太阳，所以磁层顶被压缩得很厉害 ；木星磁层比地球磁层大100倍，并可分3部分：内区（离木星14万千米以内）大致是偶极场；中介区（离木星14～42万千米）较稀松，磁力线弯弯曲曲，带电粒子被约束在很薄的片形场内；外区（离木星42～63万千米）则是合成场，而其磁尾甚至可扫及土星区域。土星的磁层更为复杂，在等离子体外还有一个庞大的氢环，整个磁层形如一条大鲸：头部磁顶圆钝，磁尾粗壮；在外太阳和行星的大小比较行星区域，太阳风已很弱，所以天王星、海王星的磁层顶都可高达几十万千米，而且磁层内除常见的氢离子外，还有较多的氦和氮离子。

天文学

恒星与银河系

磁变星

磁变星（ magnetic variable ），磁场有变化的磁星，一般指磁场很强（可达3万多高斯）且有变化的恒星。1946年美国威尔逊山天文台的天文学家发现了第一颗磁变星，即室女座78。此后共发现一百多颗的磁变星。磁变星大多为A型特殊星，某些金属元素的吸收线特别强。有时还根据这类星的最强金属线命名为锰星、锶星等。它们所含的稀土族元素或更重的化学元素要比一般恒星多。光度和光谱有周期性的或完全不规则的变化。这同磁场的周期性变化或非周期性变化有关。例如猎犬座α2（中名常陈一）的磁场周期性地从-1，420高斯变到+1，620高斯，光度和光谱都有相应的周期性变化。又例如，鹿豹座53的磁场在7.8天的周期内从-4，000高斯变到+4，000高斯，光度和光谱也都有变化。磁变星的自转要比正常A型星慢。磁变星不仅包括A型特殊星，还包括天琴座RR、飞马座AG等其他类型的星。著名的老人星也是一颗磁变星。关于仙王座VV的磁场问题还有争议。目前一般认为，磁星的磁场本身是稳定的，但磁轴和自转轴的方向不一致，所以就观测者看来，磁场就会有周期性的变化。

天文学

天体物理学

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。

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天文学

超星系团

超星系团（ super-cluster），若干星系团松散束缚在一起构成的更高一级的天体系统。本星系群就同附近的50个左右星系群和室女星系团等构成本超星系团。不同的超星系团在天球上可能彼此重叠，只有通过红移巡天测定每个星系团的距离之后才能鉴别它们的成员。已经证认的超星系团数目在10个以上。如双鱼–英仙超团、长蛇–半人马超团、沙普利超团等。超星系团的质量可高达太阳的一亿亿倍，通常在一个超星系团内只含有2～15个富星系团。拥有几十个成员星系团的超星系团是不多的。超星系团往往具有扁长的外形，长径范围为60～100兆秒差距，长短径之比平均约为4∶1。这种扁形结构可能提示超星系团有自转。超星系团内的成员星系团的速度弥散度大约为每秒1 000～3 000千米，但各成员星系团之间的引力相互作用要比星系团内各成员星系之间的引力作用弱得多，因而超星系团可能是不稳定的系统，其尺度还在随宇宙的膨胀而增加。超星系团的存在，表明宇宙空间的物质分布至少在100兆秒差距的尺度上是不均匀的。较大的超星系团没有向中心集中的趋势或轴对称性，是形成星系大尺度结构分布图上围绕着空洞的纤维的一部分。

天文学

天文学

星图

星图（ Star Atlas ），将天体在天球上的视位置投影在平面上而绘制的图，或用天体照相仪将拍摄的星空图像编辑而成的图。有全天星图和特定天区星图之分。星图是天文观测、教学和科研的基本工具之一。天球坐标及其历元以及天体的极限星等或辐射源的极限亮度是星图的两大基本要素。大多数星图采用赤道坐标，但也有用黄道坐标或银道坐标的。 图1　《敦煌星图》（局部） 图2　苏州石刻天文图 中国于705～710年问世的唐代《敦煌星图》（图1）载有恒星1 350颗，它是世界上遗存的最古老的绢制星图。1247年刻制的宋代《苏州天文图》（图2）载有恒星1 400颗，它是现存最古老的石刻星图。天文望远镜发明后，波兰天文学家J.赫维留编著的《天文图志》共载54幅星图，它是欧洲版本最早的星图。1863年和1887年德国出版的《波恩巡天星图》（简称BD星图）极限星等为9.5～10.0，共载赤纬−23°以北的恒星近46万颗，一直沿用至今。1966年，为人造卫星定位的需要，美国编制了载有近26万颗恒星的《史密森星图》（简称SAO星图）。20世纪末，根据依巴谷天体测量卫星的观测资料汇编成载有百万颗恒星的《千禧年星图》。 20世纪上半叶，在星图领域增添了用照相方法制作的星团、星云、星系等非星天图。60年代以来又出现了不同波段的星图，如射电、红外、紫外、X射线和γ射线的辐射源巡天图。此外，还有根据星系红移汇编的宇宙大尺度结构天图、按照宇宙微波背景辐射及其起伏再现的早期宇宙结构天图等。图3为中西对照星图（星图a～f，共6幅）。 星图a 星图b 星图c 星图d 星图e 星图f 中西对照星图共6幅，包括到5.25视星等的全天恒星；还有约80个星团、星云、星系等天体，用2000.0历元。图中中国星名主要依据《仪象考成》星表。图中二十八宿的距星即为某宿中的一号星；在不同历史时期，个别距星曾有变动，引用时要注意。在传统星名中，星和象是不可分的。对此，《仪象考成》星表中存在一些问题。考虑到《仪象考成》星表已成为传统星名的主要依据，除对有明显错误的几颗星略加调整外，没有大的改动。对某些找不到对照星的中国星名，用浅色星标明计算位置，以供参考。

天文学

天体测量学

夏至点

夏至点（汉语拼音：Xiazhi Dian；英语：Summer Solstice），见分至点。

天文学

光学天文学

打印经纬仪

打印经纬仪，记录人造卫星瞬时位置的光学仪器。打印形式的光学跟踪经纬仪，配套设备简单，独立性强，但它在数据处理和归算上要耗费许多时间和人力。码盘输出形式的跟踪经纬仪，配套设备复杂，但可立即获得目标的轨道数据，故在人造卫星观测站，尤其是在火箭发射场得到广泛应用。

天文学

天体力学

儒略历

儒略历，是格里历的前身，16世纪以前西方采用的一种历法。由罗马共和国独裁官儒略·凯撒采纳埃及托勒密王朝亚历山大港的希腊数学家兼天文学家索西琴尼（Sosigenes of Alexandria）计算的历法，在公元前45年1月1日起执行，取代旧罗马历历法的历法。一年设12个月，大小月交替，四年一闰，平年365日，闰年于二月底增加一闰日，年平均长度为365.25日。因为1月1日是罗马执政官上任的日期，故其被订为一年的开始日。由于累积误差随着时间越来越大，之后被教宗额我略十三世于1582年颁行，由意大利医生兼哲学家阿洛伊修斯·里利乌斯改革儒略历所制定的历法，变为格里历。但大英帝国、北美十三州等直到1752年才从儒略历改用格里历。如今包括俄罗斯正教会在内的东欧各东方基督教社群在计算宗教节日时均仍依据传统的儒略历，除此之外现今只有苏格兰昔德兰群岛之富拉岛、阿索斯神权共和国和北非的柏柏尔人使用。 月名由来 一月（“Januarius”）：名字来自古罗马神话的神雅努斯。 二月（“Februarius”）：名字来自古罗马的节日Februa。 三月（“Martius”）：名字来自古罗马神话的战神玛尔斯。 四月（“Aprilis”）：名字来自古罗马的词aperire，意思为“开始”，意味着春天开始。 五月（“Maius”）：名字来自古罗马神话的土地女神迈亚，或来自拉丁语词maiores（意为“较年长者”）。 六月（“Junius”）：名字来自古罗马神话的女神朱诺，或来自拉丁语词“iuniores”（意为“较年轻者”）。 七月原名“Quintilis”，后改“Julius”。古罗马历只有10个月，这是第五月，原名是“第五”的意思，因为凯撒是这月出生的，经元老院一致通过，将此月改为凯撒的名字“儒略”。 八月原名“Sextilis”，后改“Augustus”。原名是“第六”的意思，因为后来罗马皇帝屋大维是死于此月，元老院将此月改为他的称号“奥古斯都”。 九月（“September”）：拉丁语“第七”的意思。 十月（“October”）：拉丁语“第八”的意思。 十一月（“Novembris”）：拉丁语“第九”的意思。 十二月（“December”）：拉丁语“第十”的意思。 公元前738年古罗马沿用古希腊历法，1星期=8日，1个月=33或35日（6×33+4×35），1年=10个月=338日，加Intercalaris（27日）=365日。 公元前713年古罗马历法，Intercalaris及Mercedinus合并，每两年1个Intercalaris（22日），再两年1个Mercedinus（23日），每年=365.25日。 此处所谓的失闰，是调整公元前713年至公元前46年的历差至365.2455=3日。 及至格里历在公元1582年颁行，明明岁差22日，儒略历计365.25，是多计12日，但只是删除10日。 其原因是要再公元前713年至公元前46年到365.2425=2日。 但始终未能以1月1日成为冬至日，原因是公元前46年颁行儒略历是在Mercedinus后的第一日。 罗马失闰 因当时僧侣错误理解“隔三年设置一闰年”，以致每三年设置了一个闰年。奥古斯都为了纠正了以上闰年过多的错误，故取消12年之间三次的闰年，拟补累积误差的天数。此后按儒略历原来的设计，每四年有一次闰年。 然而，此间究竟何年是平年或者闰年，不同学者之间仍然有异说，尚无定论。 格里历日期与儒略历日期的差距 1582年： 格里历10月15日，合儒略历10月5日，或之后的日期：格里历日期减10日等于儒略历日期。 1583年－1699年：格里历日期减10日等于儒略历日期。 1700年（格里历没有闰日，但儒略历有）： 格里历2月28日，合儒略历2月18日，或之前的日期：格里历日期减10日等于儒略历日期。 格里历3月1日，合儒略历2月19日，或之后的日期：格里历日期减11日等于儒略历日期。 1701年－1799年：格里历日期减11日等于儒略历日期。 1800年（格里历没有闰日，但儒略历有）： 格里历2月28日，合儒略历2月17日，或之前的日期：格里历日期减11日等于儒略历日期。 格里历3月1日，合儒略历2月18日，或之后的日期：格里历日期减12日等于儒略历日期。 1801年－1899年：格里历日期减12日等于儒略历日期。 1900年（格里历没有闰日，但儒略历有）： 格里历2月28日，合儒略历2月16日，或之前的日期：格里历日期减12日等于儒略历日期。 格里历3月1日，合儒略历2月17日，或之后的日期：格里历日期减13日等于儒略历日期。 1901年－2099年：格里历日期减13日等于儒略历日期。 2100年（格里历没有闰日，但儒略历有）： 格里历2月28日，合儒略历2月15日，或之前的日期：格里历日期减13日等于儒略历日期。 格里历3月1日，合儒略历2月16日，或之后的日期：格里历日期减14日等于儒略历日期。

天文学

光学天文学

四轴式人造卫星跟踪照相机

四轴式人造卫星跟踪照相机（ satellite camera with quadraxial tracking frame ），按天球上的小圆弧逼近卫星视轨迹实现跟踪照相的仪器。有四根转轴：Ⅰ轴是垂直轴；Ⅱ轴是水平轴；Ⅲ轴指向逼近视轨迹的小圆弧的极点，称为轨道极轴；Ⅳ轴按小圆弧的“纬度”调置，常称轨道纬轴。照相机绕Ⅲ轴旋转，对卫星跟踪。观测地平高度10°以上的视弧段，位置偏离小于0°2，与跟踪方向垂直的分速度小于每秒0ḷ5，在跟踪性能上比用大圆弧逼近的三轴装置为好。缺点是结构复杂。 四轴式卫星跟踪照相机有多种类型。无论按机架型式或跟踪方式都有很大区别。①中国HC型(地平框架式)和WGS型（地平叉式）是以照相机本体来跟踪卫星，使卫星成点像。利用快门在恒星像拖痕上截出断口，用作测量标志。在形成断口的中央时刻，快门产生光电脉冲信号，输给记时仪记时。②苏联АФУ型（地平框架四轴装置，放置在一个特制的赤道架上，形成五轴装置，但其跟踪性能与四轴式相同）以移动底片补偿卫星像拖曳，照相机本体不跟踪卫星。由于赤道架的周日运动和底片断续地以导星镜的跟踪速度移动，使恒星和卫星交替呈现一串串浓密节点状星像。利用底片移动期间触发的两次闪光，将计时器字盘和位置标记分两次摄在底片角上，相对于底片移动前后的两个位置标记，测量和计算出卫星点像曝光的中间时刻。③德意志民主共和国 SBG型（地平叉式）照相机把本体跟踪与底片移动结合起来。在照相机本体跟踪卫星的过程中，底片断续地以本体跟踪速度反向移动，补偿恒星像拖曳，也使卫星和恒星交替呈现在底片上。把底片移动和停止的指令脉冲输给记时仪记时。移动底片形成的一串串浓密节点状星像，比旋转快门形成的断口具有较高的测量瞄准精度，但由于底片移动装置的机械时滞不易稳定等因素，记时精度一般不如旋转快门的高。

天文学

天体力学

天文年历

天文年历（ astronomical ephemeris ），按年度出版，反映本年内主要天体的运动规律和出现的天象，并载有天文观测和大地测量所需的多种基本天文数据的专门历书。此外，还有航海天文年历、航空天文年历、小行星冲日历表等专用天文历书以及指导天文爱好者观测的天文普及年历。 天文年历通常刊载：太阳、月球、大行星和亮基本恒星在当年内不同时刻的精确位置；日食、月食、行星凌日、月掩星、月相、行星动态、周期彗星、流星雨、日月出没、晨昏蒙影等天象的预报；用于不同天球坐标间换算的必要数据，如岁差、章动、光行差等。有的还附加某些天体物理观测历表、天然卫星历表等。 国际上最早的天文年历是1679年法国编制的《时间和天体运动的知识》。随后逐年出版的有1767年的《英国天文年历》、1776年的《德国天文年历》以及1855年的《美国天文年历》。中国编纂历书已有悠久历史，现存世的有清代的《七政缠度经纬历》。中华人民共和国建立后，从1950年至今，每年编制和出版《中国天文年历》。自1977年起还逐年出版《天文普及年历》。

天文学

星系与宇宙学

原星系

原星系（ protogalaxy ），在宇宙热大爆炸后的膨胀过程中，分布不均匀的星系前物质收缩形成原星系。

天文学

光学天文学

天文像的复原

天文像的复原（ astronomical image reconstruction ），为消除大气引起的望远镜中天体图像畸变而发展起来的一种新技术。在一般天文观测中，由于快速变化的大气湍动的平均效应，所得到的星像是一个角径0.″5～2″甚至更大的模糊圆，大望远镜的分辨率因而受到严重限制（见天文宁静度）。天文像复原的目的，是使观测结果的分辨率接近或达到望远镜的衍射极限，从而再现消除了大气影响的星像。 1970年，法国拉贝里提出，如果曝光时间短（小于0.02秒），那么在曝光瞬间大气是相对稳定的，拍到的星像不会是模糊一团，而是由许多斑点细节所构成的复杂图像。所谓“斑点”就是入射波前上同位相区域的光线干涉的结果，其尺寸接近望远镜的衍射极限。在斑点干涉图的瞬时天体像中包含了接近衍射极限的高分辨信息。对斑点干涉图进行数学上称为“傅里叶变换”的处理，便可将这些信息提取出来，在某些情况下可以再现天体的像。这个过程被称为斑点干涉测量。这种技术之所以能够实现，主要是由于多级像增强器技术的发展。应用这种技术才能在瞬间将暗弱的星像拍摄下来。图为美国基特峰天文台4米望远镜的斑点照相机：显微物镜3将星像放大，在照相机8的底片上显示出斑点细节。干涉滤光片5带宽约200埃，限制入射光的波宽范围，以保证成像光束的瞬时相干性。棱镜4用来补偿大气色散。照相机8的快门是联动的，能在短时间内拍摄大量（几十到几百张）斑点干涉图，以便进行统计平均，并提高测量结果的信噪比。对斑点干涉图可用模拟方法处理：用平行的激光光束穿过斑点干涉图，投射到照相底片上，底片上记录的衍射花样便是傅里叶变换的干涉图。在观测双星时，衍射花样是平行的条纹，其间隔反比于双星角距。条纹方向决定双星连线的方位角。这套装置已用于双星的常规观测，可测出0.″035的双星角距，方位角误差0°2。比模拟方法更精确的是数字方法，即用快速显微密度计对每张干涉图扫描，数字化的测量结果输给电子计算机，再进行傅里叶变换。斑点干涉测量是一种被动方法，其应用颇受原理上的限制。此外，快速拍摄暗弱星像，尽管采用了多级像增强器，也只能应用到亮于15等星（见星等）的天体。 另一种称为主动光学系统的像复原技术正处于试验阶段。这种技术是在光线进入探测器之前，主动改正入射光束的波前畸变。为此，需在光路中引入一种装置，能够快速检测出波前畸变。主镜的表面形状是可以快速变化的，例如主镜采用挠性结构，或由许多可控制的小镜块拼成。在上述检测装置控制下，镜面不同部分可独立运动。在光路中引进相反的波前畸变，则在最后焦平面上可获得消除湍流大气和光学像差影响的天体像。利用这种技术可以研究亮星邻近区域的细节。 不论是主动或被动的天文像复原技术，一般都要求在被测天体的等晕区内有一颗足够亮的星（其角直径必须小于望远镜的衍射极限）作为基准，用来确定瞬时间大气导致的波前畸变。所谓等晕区就是诸点源的波前畸变相同的区域，其大小约在10″之内。像复原技术一般也限于这个区域。目前，像复原技术还在发展之中，这种技术突破了大气限制，是地面天文光学的一项重大发展，对解决许多天文学前沿课题具有很大的推动力。

天文学

恒星与银河系

亚巨星

亚巨星（ subgiant ），位于赫罗图上主星序的右上方、介于巨星序和主星序之间的一类恒星。在MK二元分类中，亚巨星的光度级为Ⅳ级(见恒星光谱分类)。现代恒星演化理论认为，亚巨星是由主序星演化而来的。主序星在中心氢核燃烧的末期，中心核收缩，恒星半径和光度缓慢增加，恒星离开主星序而向巨星演化。亚巨星就处于这种演化的最初阶段。有些密近双星的子星是亚巨星，如著名的半相接双星大陵五，就包含一个主序星和一个半径充满临界等位面的亚巨星。因此对亚巨星的研究在密近双星的研究领域中占有重要的地位。

天文学

天文学

星际物质

星际物质（ Interstellar Matter ），银河系（和其他星系）内恒星之间的物质，包括星际气体、星际尘埃和各种各样的星际云，还可包括星际磁场和宇宙线。 麒麟座玫瑰星云　（选自美国基特峰天文台KPNO） 星际物质(ISM)约占银河系可见物质质量的10％，高度集中在银道面，尤其在旋臂中。不同区域的星际物质密度可相差很大。星际气体和尘埃当聚集成质点数密度超过10～103个/厘米3时，就成为星际云，云间密度则低到0.1个/厘米3质点。平均密度为10−24克/厘米3，相当于平均数密度为1个/厘米3氢原子。星际物质的温度相差也很大，从几K到千万K。不同温度和密度的星际物质大体可用三相模型来描述。其中，冷中性介质为密度30个/厘米3原子，温度70K的中性氢气体，占总体积的3%～4%；温中性介质为密度0.3个/厘米3原子，温度6 000K的中性氢气体，占总体积的20％；热电离介质为密度0.001个/厘米3原子，温度1百万K的电离氢气体，占总体积的70％。这三种成分近似处于压强平衡，相互间可来回转换。 星际气体的化学组成可通过各种电磁波谱线的测量求出。结果表明，星际气体的元素的丰度与根据太阳、恒星、陨石得出的宇宙丰度相似，即氢约60％，氦约30％，其他元素很低。 星际尘埃是尺度约0.01微米到0.1微米的固态质点，分散在星际气体中，总质量约占星际物质总质量的1％。星际尘埃可能是由下列物质组成的：①水、氨、甲烷等的冰状物；②二氧化硅、硅酸镁、三氧化二铁等矿物；③石墨晶粒；④上述3种物质的混合物。 星际尘埃吸收和散射星光，使星光减弱，这种现象叫作星际消光。消光数值依赖于观测方向，朝银极方向较小，银心方向最大。星际消光随波长的减小而增长，蓝光比红光减弱得更多，使星光的颜色随之变红，这种现象叫作星际红化。射电和红外波段的星际消光同光学波段相比可忽略，因而是观测银心的最佳波段。星际尘埃还可引起星光的偏振，由这种星际偏振可测量星际磁场，其能量密度约为2×105电子伏/米3。 星际尘埃对于星际分子的形成和存在具有重要的作用。一方面尘埃能阻挡星光紫外辐射不使星际分子离解，另一方面固体尘埃作为催化剂能加速星际分子的形成。 星际物质的观测可在不同的电磁波段进行，如1904年在分光双星猎户座δ的可见光谱中发现了位移不按双星轨道运动而变化的钙离子吸收线，首次证实星际离子的存在。1930年观测到远方星光颜色变红，色指数变大（即星际红化），首次证实星际尘埃的存在。1951年通过观测银河系内中性氢21厘米谱线，证实星际氢原子的大量存在。1975年利用人造卫星紫外光谱仪观测100多颗恒星的星际消光与波长的关系，得知220纳米附近的吸收峰。1977年，观测星际X射线波段，发现OⅦ2.16纳米（0.57千电子伏）的谱线，确认存在着温度达105～107K的高温气体。 根据现代恒星演化理论，一般认为恒星早期是由星际物质聚集而成，而恒星又以各种爆发、抛射和流失的方式把物质送回星际空间。

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流星

拍摄于安大略省南部一座后院天文台的这幅合成夜间影像中，狮子座流星群带着辉光划过夜空。 　　流星，运行在星际空间的流星体（通常包括宇宙尘粒和固体块等空间物质）在接近地球时由于受到地球引力的摄动而被地球吸引，从而进入地球大气层，并与大气摩擦燃烧所产生的明亮的光辉和余迹。一般出现于离地面80～120千米的高空，绝大多数流星相对地球的速度在11～72千米／秒，巨大的动能使它们远在到达低层大气之前就已被烧毁、气化，只有少数原来质量很大的流星才有可能有残骸落地而成为陨星。由射电观测得知，白天同样有万千流星下落，但总的说来，0～12时的流星多于12～24时，秋季多于春季。估计现在每年降落于地的流星物质有20万吨。中国古代有丰富的流星观测记录，最早的史料可追溯到鲁庄公七年(公元前687)。流星研究可提供地球高层大气的有关资料，还可利用余迹进行绝密的无线电通信。 　　流星有单个流星、火流星、流星雨几种。人们通常为流星赋予美好的意义，认为看到并对着流星许愿就能实现心愿。

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天体物理学

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。

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光学天文学

寻星镜

寻星镜（ finder ），专供目视寻星用的折射望远镜，附加在主望远镜镜筒上，用来搜寻待观测天体。它的作用是将待观测天体引导到主望远镜视场中央。寻星镜一般采用双分离或双胶合物镜，口径5～10厘米，焦平面处置有供瞄准用的分划板。视场一般为3°左右，常用大视场角的目镜，其放大率约10～20倍。

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天体物理学

源函数

源函数（ source function ）， 发射系数和吸收系数的比值。若以jv、xv分别表示任一给定点处对应于频率v的、按单位质量计算的发射系数和吸收系数，则该点的源函数为Sv=jv/xv，根据Sv随光学厚度τv的分布和边界条件，即可以计算辐射强度（见辐射转移理论）。一般情况下，不能给出Sv的明显表达式。 在局部热动平衡的情况下，发射系数和吸收系数间的关系符合基尔霍夫定律jv=xvBv(T)，这时源函数为普朗克函数： 式中 h为普朗克常数， k为玻耳兹曼常数， c为光速， T为辐射物质的绝对温度。 对于两个能级m和n之间的跃迁，谱线源函数 式中 gm、 gn分别为 m、 n能级的统计权重， Nm、 Nn分别为单位体积内处于 m、 n能级的原子数。 在非热动平衡的情况下，要引入参数bm，它表示m能级原子数对萨哈-玻耳兹曼公式的偏离，即Nm＝N*bm，N*和Nm分别表示热动平衡和非热动平衡情况下的原子数。在计算bm时，对有关能级要采用粗糙平衡（见非局部热动平衡），同时要采用一些简化假设和近似计算的方法。

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恒星与银河系

星云变星

星云变星（ nebular variable ），出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近，并同星云有物理联系的变星。可分为五类：御夫座RW型变星，猎户座T型变星，金牛座T型变星，某些耀星，特殊星云变星。这种分类主要根据光变曲线性状，但也参考光谱特征。 星云变星有成集团出现的倾向，不仅本身成群，而且往往几类星云变星聚集在一起。星云变星的光变是不规则的，光谱型和光度级范围较宽。猎户座T型变星的光谱型范围最宽，从早B型到晚K型都有，但以早型较多。御夫座RW型变星大部分是G型到K型，但也有少量具有较早的光谱型。金牛座T型变星全部都是从G型到K型、M型，而耀星则更晚，绝大多数都是K型、M型（见恒星光谱分类）。猎户座 T型变星大部分是温度较高的巨星。御夫座RW型变星除少数是巨星外，多数是矮星。金牛座 T型变星和耀星都是矮星。它们的光谱，有的星带发射线的早型恒星光谱，有的是金牛座T型和类金牛座T型光谱，有的没有发射线。金牛座 T型变星和弥漫星云及年轻星团有密切的物理联系，都有较高的锂丰度。在赫罗图上，它们都位于同样光谱型的主星序上方。它们可能都是年轻的主星序前天体，或多或少还保留有残存的原恒星气壳，正处在引力收缩阶段。 当前多数天文学家认为恒星起源于星际物质云。所以，对于星云变星进行系统的观测和分析研究，对探讨恒星的形成和演化有重要意义。

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天体力学

月食

月食（英语：Lunar Eclips），月球被地影全部或部分遮掩的现象。月食一般都发生在望日，即夏历每月的十五或十六日，这时地球运动至太阳和月球之间，但并不是每个望日都可能发生月食，因为黄道和白道之间有交角存在，所以只有在望月夜，月球又走月食的连续照片，可见到地球影到黄道和白道交点附近时，地球上的观测者才能观看到月食。每年发生月食数一般为2次。太阳的直径比地球的直径大得多，地球的影子可以分为本影和半影。地球的直径大约是月球的4倍，在月球轨道处，地球的本影的直径仍相当于月球的2.5倍。当月球始终只有部分为地球本影遮住时，就发生月偏食。而当月球全部进入地球本影时就可以看到月全食。如果月球进入半影区域，太阳的光也可以被遮掩掉一些，这种现象在天文上称为半影月食，但由于在半影区阳光仍十分强烈，多数情况下半影月食不容易用肉眼分辨，然而事实上半影月食是经常发生的，据观测资料统计，每世纪中半影月食，月偏食、月全食所发生的百分比约为36.60％，34.46％和28.94％。 2022年5月15日拍摄的智利圣地亚哥上空的月食景象。新华社/欧新 2022年5月15日拍摄的智利圣地亚哥上空的月食景象。新华社/欧新 2022年5月15日拍摄的智利圣地亚哥上空的月食景象。新华社/欧新 2022年5月16日凌晨在匈牙利绍尔戈陶尔扬拍摄的月食景象。新华社/欧新 2022年5月16日凌晨在匈牙利绍尔戈陶尔扬拍摄的月食景象。新华社/欧新 2022年5月16日凌晨在匈牙利绍尔戈陶尔扬拍摄的月食景象。新华社/欧新

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天体物理学

多层球

多层球（ polytrope ），恒星可认为是由其内部物质在压力与自引力达到平衡时所构成的体系。因此，恒星内部结构依赖于物质的物态方程。在许多情况下，物态方程具有形式：P=Kργ，称为多方物态方程。式中P和ρ分别为物质的压力和密度；K为常数；γ称为多方指数，或写成 n称为多方指标。以多方物态方程为基础而建立的星体模型，称为 多层 球，多方指标为n的多层球的基本方程是： 式中 为中心密度， A= G为万有引力常数，这方程称为莱恩-埃姆登方程，已有详细的数值解。 几种多层球

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恒星与银河系

银河系结构

银河系结构（ Galactic Structure ），银河系结构的研究已有近二百年历史，这是近代和现代天文学的活跃领域之一。1785年，F.W.赫歇耳第一个研究了银河系结构，他用恒星计数方法得出银河系恒星分布为扁盘状，太阳位于盘面中心的结论。1918年，沙普利研究球状星团的空间分布，得出银河系内球状星团系统的直径为30千秒差距，发现太阳的位置并不在银河系的中心。巴纳德研究了赫歇耳资料指出银河系中存在不发光的星际尘埃云，主要分布于银道面。以后，中性氢21厘米谱线射电的探测，六十年代星际分子谱线的发现，红外技术的发展，都为银河系结构的研究提供了强有力的工具。 银河系主体侧视图 银河系总体结构大致如下：银河系的物质（主要是恒星）密集部分组成一个圆盘，形状有点像体育运动用的铁饼，叫作银盘。银盘的中心平面叫作银道面。银盘中心隆起的球形部分叫银河系核球。核球中心有一个很小的致密区，叫作银核。银盘外面是一个范围广大、近似球状分布的系统，叫作银晕。其中的物质密度比银盘中低得多。银晕外面还有银冕，也大致呈球形。 银盘直径约25千秒差距。银盘中间厚，外边薄。中间部分的厚度大约2千秒差距。太阳附近银盘厚度约1千秒差距。银盘中有旋臂，这是盘内气体尘埃和年轻的恒星集中的地方。旋臂内主要是极端星族Ｉ天体，如大量的O、B型星、金牛座T型变星、经典造父变星、银河星团、超巨星、星协等。21厘米谱线的研究发现，中性氢高度集中于银道面，尤其集中于旋臂内。银河系内已发现有英仙臂、猎户臂、人马臂等，还有一条离银心4千秒差距的旋臂叫作三千秒差距臂，正以约53公里/秒速度向外膨胀。太阳在银河系内位于猎户臂附近，离银心10千秒差距，在银道面北8秒差距处。银盘内主要是星族Ｉ的天体，除与旋臂有关的天体外，有晚于A型的主序星、新星、红巨星、行星状星云及周期短于0.4天的天琴座RR型变星等等。 核球是银河系中心恒星密集的区域，长轴长4～5千秒差距，厚4千秒差距，结构复杂。核球的质量、密度、范围都未确定。由于光学观测受到星际消光的影响，射电、红外观测已成这一区域资料的主要来源。核球中主要是星族Ⅱ的天体，如天琴座RR型变星；也有星族Ｉ的天体，如M、K型巨星，近年还发现有分子云。银核发出强的射电、红外和X射线辐射，它的物质状态还不大清楚。银河系中心方向的位置是：赤经17h42m29s，赤纬－28°59′18″（历元1950.0）。 包围着银盘的银晕，直径约30千秒差距，密度比银盘小，主要由晕星族组成，有亚矮星、贫金属星、红巨星、长周期天琴座RR型变星和球状星团等等。在恒星分布区之外，还存在一个巨大的大致呈球形的射电辐射区，称为银冕。 银河系有一、二千亿颗恒星，其相当大一部分是成群成团分布的，它们组成了双星、聚星、星协和星团。太阳附近，主要由B型星组成一个独特的恒星系统，叫作本星团或谷德带。它在天球上构成与银道面成16°的大圆，其本质还未完全确定。银河系内，除恒星外，还存在大量弥漫物质，即气体和尘埃。它们除聚成星际云，高度集中分布于银道面附近外，还广泛散布在星际空间，弥漫物质的密度为10-20～10-25克/厘米3。恒星与星际物质间进行物质交换。各类不稳定的星体通过爆发把物质抛射到星际空间。星际云在一定条件下可以凝聚成恒星，星际物质也能被恒星吸积。星际物质的化学成分与恒星大气相近，主要是氢。尘埃的质量平均为气体的1/10。

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恒星与银河系

银河系

银河系(示意图) 银河系的螺旋结构（艺术图）。NASA/JPL-Caltech/R. Hurt 银河系中心周围的区域色彩斑斓。 NASA/JPL-Caltech 银河系主体示意图 银河系四个波段的图像，a.可见光图像　b.射电图像　c.红外图像　d.X射线图像 　　银河系（汉语拼音：Yinhexi；英语：Galaxy），地球和太阳所在的巨大恒星系统。拥有约2,000亿颗恒星，因其投影在天球上的乳白亮带——银河而得名。银河系为本星系群中除仙女星系外最大的星系，它的总目视光度约为太阳的150亿倍。按形态分类，银河系是一个Sb或Sc型旋涡星系，中心区有一可能的棒状结构（半径约2,400秒差距，质量约为太阳的100亿倍），记为S(B)bc型。它的第一个主要成分为一旋转的薄盘，称为银盘，直径约为40千秒差距，厚约为300秒差距，质量约为太阳的600亿倍，由较年轻的恒星(星族Ⅰ)，银河星团、气体和尘埃组成。高光度星和银河星云组成旋涡结构(旋臂)叠加在银盘上。在盘内特别是巨分子云中不断进行着活跃的恒星形成过程。第二个主要成分是一较暗的直径约30千秒差距的球形晕称为银晕，质量约为银盘的15％～30％，由较年老的恒星(星族Ⅱ)组成，其中有百分之几处于球状星团中，还有少量热气体。银晕中央融入一显著的旋转椭球形成分(2.2千秒差距×2.9千秒差距)称为银河系核球，亦由星族Ⅱ的恒星组成。银河系的动力学中心称为银心，可能含有一个约300万倍太阳质量的黑洞。第三种主要成分是一由暗物质构成的晕称为暗晕，半径超过100千秒差距。银河系可见物质的质量为太阳质量的1,400亿倍，其中恒星约占90％，气体和尘埃组成的星际物质约占10％。而暗物质的质量至少为太阳质量的4,000亿倍。银河系整体作较差自转。太阳在银道面以北约8秒差距处，距银心约8.5千秒差距(IAU,1985)，以每秒220千米速度绕银心运转，2.4亿年转一周。 　　1750年，英国天文学家赖特认为银河系是扁平的。1755年，德国哲学家康德提出了恒星和银河之间可能会组成一个巨大的天体系统；随后的德国数学家郎伯特也提出了类似的假设。到1785年，英国天文学家威廉·赫歇耳绘出了银河系的扁平形体，并认为太阳系位于银河的中心。 　　1918年，美国天文学家沙普利经过4年的观测，提出太阳系应该位于银河系的边缘。1926年，瑞典天文学家贝蒂尔·林德布拉德分析出银河系也在自转。 目录 1 组成 2 起源和演化 3 银河系的邻居 4 研究简史 组成 　　银河系可见物质约90％集中在恒星内。在赫罗图上，按照光谱型和光度两个参量，分为主序星、超巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星五个分支。1944年，巴德通过仙女星系的观测，判明恒星可划分为星族Ⅰ和星族Ⅱ两种不同的星族。星族Ⅰ是年轻而富金属的天体，分布在旋臂上，与星际物质成协。星族Ⅱ是年老而贫金属的天体，没有向银道面集聚的趋向。1957年，根据金属含量、年龄、空间分布和运动特征，进而将两个星族细分为极端星族Ⅰ(旋臂星族)、较老星族Ⅰ、盘星族、中介星族Ⅱ和极端星族Ⅱ（晕星族）。 　　恒星成双、成群和成团是普遍现象。太阳附近25秒差距以内，以单星形式存在的恒星不到总数之半。迄今已观测到球状星团约160个，银河星团1,200多个，还有为数不少的星协。据统计推论，应当有300个球状星团和18,000个银河星团。 　　20世纪初，E.E.巴纳德用照相观测，发现了大量的亮星云和暗星云。1904年，恒星光谱中电离钙谱线的发现，揭示出星际物质的存在。随后的分光和偏振研究，证认出星云中的气体和尘埃成分。近年来，通过红外波段的探测发现，在暗星云密集区有正在形成的恒星。射电天文学诞生后，利用中性氢21厘米谱线勾画出银河系旋涡结构。估计出中性氢的质量约为太阳的40亿倍。根据电离氢区（总质量为太阳的8,400万倍）描绘，发现太阳附近有3条旋臂：人马臂、猎户臂和英仙臂。太阳位于猎户臂的内侧。此外，在银心方向还发现了一条3千秒差距臂。旋臂间的距离约1.6千秒差距。1963年，用射电天文方法观测到星际分子OH，这是自从1937～1941年间，在光学波段证认出星际分子CH、CN和CH+以来的重大突破。到2000年底，发现和证认的星际分子已超过120种。这些分子（主要为H2和CO）包含在散布于银盘内的数千个巨分子云中(总质量为太阳的3亿倍)。图2为用不同手段得到的银河系图像。 起源和演化 　　银河系的起源这一重大课题现今还了解得很差。这不仅要研究一般星系的起源和演化，还必须研究宇宙学。按大爆炸宇宙学模型，观测到的全部星系都是140亿年前高温高密态原始物质因密度发生起伏，出现引力不稳定和不断膨胀冷却，逐步形成原星系，并演化为包括银河系在内的星系团的。 　　1962年，O.J.艾根、D.林登贝尔和A.R. 桑德奇提出，银河系起源于一个巨大的球形气体云，称原银河星云。化学成分与大爆炸后的原始宇宙相同，即氢约占75％，氦约占25％。在时标约2亿年的迅速坍缩过程中，最早诞生的是晕族恒星，因为形成恒星的气体没有金属，所以这些晕星是贫金属的。又因为气体向中心坍缩，所以承袭其速度的晕星绕中心作偏心率较大的椭圆运动，而来不及形成恒星的大部分原始气体在坍缩过程中互相碰撞，轨道变圆并沉降到银盘上，由于混入了大质量晕星演化后抛出的重元素，使得随后形成盘族的恒星金属丰度较高。近年还从恒星的形成和反馈、银核的活动及周围矮星系物质的吸积等角度，更细致地探讨银河系的动力学和化学演化。20世纪60年代由林家翘和徐霞生等发展起来的密度波理论，很好地说明了银河系旋涡结构的整体结构及其长期的维持机制。 银河系的邻居 　　银河、仙女座星系和三角座星系是本星系群主要的星系，这个群总共约有50个星系，而本地群又是室女座超星系团的一份子。 　　银河被一些本星系群中的矮星系环绕着，其中最大的是直径达21,000光年的大麦哲伦云，最小的是 船底座矮星系、天龙座矮星系和狮子II矮星系，直径都只有500光年。其他环绕着银河系的还有小麦哲伦云，最靠近的是大犬座矮星系，然后是人马座矮椭圆星系、小熊座矮星系、玉夫座矮星系、六分仪座矮星系、天炉座矮星系和狮子I矮星系。 　　在2006年1月，研究人员的报告指出，过去发现银河的盘面有不明原因的倾斜，现在已经发现是环绕银河的大小麦哲伦云的扰动所造成的涟漪。是在她们穿过银河系的边缘时，导致某些频率的震动所造成的。这两个星系的质量大约是银河的2%，被认为不足以影响到银河。但是加入暗物质的考量，这两个星系的运动就足以对较大的银河造成影响。在加入暗物质之后的计算结果，对银河的影响增加20倍，这个计算的结果是根据马萨诸塞州大学阿默斯特分校马丁·温伯格的电脑模型完成的。在他的模型中，暗物质的分布从银河的盘面一直分布到已知的所有层面中，结果模型预测当麦哲伦星系通过银河时，重力的冲击会被放大。　 研究简史 　　18世纪中叶，人们已意识到除行星、月球等太阳系天体外，满天星斗都是远方的“太阳”。T.赖特、I.康德和J.H.朗伯最先认为，很可能是全部恒星集合成了一个空间上有限的巨大系统。第一个通过观测研究恒星系统本原的是F.W.赫歇耳。他用自己磨制的反射望远镜，计数了若干天区内的恒星。1785年，他根据恒星计数的统计研究，绘制了一幅扁而平、轮廓参差不齐、太阳居其中心的银河系结构图。F.W.赫歇耳死后，其子J.F.赫歇耳继承父业，将恒星计数工作范围扩展到南半天。1837年，W.斯特鲁维测定织女一的三角视差，开始测定恒星的距离，为银河系距离尺度的研究奠定了基础。1887年，O.斯特鲁维首次测定银河系自转，开始了银河系整体运动的研究。1906年，J.C.卡普坦为了重新研究恒星世界的结构，提出了“选择星区”计划，后人称为“卡普坦选区”。他于1922年得出与F.W.赫歇耳的类似的模型，也是一个扁平系统，太阳居中，中心的恒星密集，边缘稀疏。H.沙普利在完全不同的基础上，探讨银河系的大小和形状。他利用1908～1912年H.S.勒维特发现的麦哲伦云中造父变星的周光关系，测定了当时已发现有造父变星的球状星团的距离。假设没有明显星际消光的前提下，于1918年建立了银河系透镜形模型，太阳不在中心。1927年，J.H.奥尔特证实银河系的自转。1930年，R.J.特朗普勒证实存在星际物质。1944年，W.巴德提出星族概念，探讨银河系恒星在物理学和运动学上的总体性质，这对后来银河系形成和演化的研究有重要意义。20世纪50年代，由于射电天文观测手段的应用，证实了银河系旋臂的存在，发现了银河系中心区的复杂结构与爆发现象。60年代，首次探测到银心的红外辐射。80年代，高速晕族恒星的发现以及附近矮星系的运动提示银河系存在暗物质晕。90年代，射电天文学家和红外天文学家合作发现了银心存在大质量黑洞的证据。

天文学

光学天文学

无缝摄谱仪

无缝摄谱仪（ slitless spectrograph ），恒星摄谱仪的一种。为了发挥大望远镜的能力，使能同时拍摄若干恒星的光谱，又因为100厘米以上的大口径物端棱镜很难制造，二十世纪四十年代设计出无缝摄谱仪。它和有缝摄谱仪的差别在于，望远镜会聚的星光不受狭缝限制，而直接经准直镜变为平行光，再被棱镜(或光栅)色散。通常用一块负透镜放在望远镜物镜的主焦点前作准直镜，用另一块焦距和材料都跟负透镜相同的正透镜作照相机物镜。这样，两块透镜的球差和色差的大部分可互相补偿，只要光束以最小偏向角通过棱镜，像散也几乎可以消除。图中所示，是一种较好的无缝摄谱仪的光路图。准直镜c是抛物面镜，它的焦点和望远镜物镜（也是抛物面镜）在棱镜侧面重合。这里有一小块镀铝反射面a，它把星光反射到 c，a也起着视场光阑的作用。被色散后的光束由施密特照相机在 b处形成光谱。准直镜可以设计成同物镜的彗差完全抵消，施密特照相机也几乎没有像差，因而得到的光谱像质较好。无缝摄谱仪的视场接近望远镜的工作视场，但光谱分辨率受到天文宁静度的限制。它适用于大量暗弱恒星、行星状星云和彗星的光谱研究工作。

天文学

天体测量学

测微器

测微器（ micrometer ），安装在望远镜上的一种附件，用来测量微小的角距，以提高观测精度。1638年前后，英国天文学家加斯科因首先将测微器用在天文望远镜上。它的主要部分是一个称为测微盒的金属匣子，借金属筒插入望远镜筒内，和望远镜固连在一起。在测微盒的框架上装有一定数量的水平丝和垂直丝组成的丝网，称定丝。盒内还有一个可移动的框架，框架上装有几条动丝。用精密螺旋推动框架，框架一侧装有弹簧，以消除螺纹的空回。在测微盒外装接目镜。在螺旋外侧连有测微轮，轮上刻有分度线。由分度线对应的位置，可知道螺旋转动的周数和周的小数。测微轮上每一分度值相应于动丝在视场中某一固定位置。在测时工作中使用的测微器，常在测微轮上再加一个玛瑙圆环。环上每隔一定间距，都嵌有金属接触片。当转动测微轮时，这些接触片就会相继和一固定的金属弹片接触，通过电路和记录仪器接通。这种测微器又称接触测微器。它被广泛应用在天体的定位以及双星相对位置和行星直径的测量中。

天文学

太阳与太阳系

太阳常数

太阳常数（汉语拼音：Taiyang Changshu；英语：Solar Constant），在地球大气外离太阳一个天文单位处和太阳光线垂直的一平方厘米面积上每分钟所接受到的所有波长的太阳总辐射能量。符号为S，单位为焦耳／（厘米2·分钟）或瓦／米2。20世纪上半叶，美国史密森天文台的C.G.艾博特等人。对太阳常数做了大量的测量，近年来又有人结合地面和空间观测资料，确定采用值为8.23焦耳／（厘米2·分钟）。由于太阳活动的长周期变化，这一数值可能有约1％的变化。

天文学

光学天文学

天文宁静度

天文宁静度（汉语拼音：Tianwen Ningjingdu；英语：Astronomical Seeing），地球大气抖动对光学成像的影响程度。又称天文视宁度。星像越清晰（星像直径越小）越稳定就是宁静度好；反之，如大气抖动厉害，星像模糊，则宁静度差。使宁静度变坏的原因是，低层大气在复杂的地区性气象因素综合影响下，出现不规则湍动，表现为气温（影响大气密度）的随机起伏，因而导致折射率的变化。大气折射率的这种不均匀变化会引起星像成为具有一定直径的模糊圆面，从而降低望远镜的分辨本领和极限星等，也会引起星光闪烁和颜色的快速变化。天文台必须选择建立在局部气象条件优越的地区，以获得良好的天文宁静度。

天文学

天文学

星座

星座（汉语拼音：Xingzuo；英语：Constellation），为了便于研究而将星空划分成的许多区域。世界上不同地区对星座的划分是不同的。中国古代采用的是三垣二十八宿。而今使用的星座系统起源于巴比伦。早在几千年前，巴比伦就选出显著的星群，从神话中给它们配上想象的形状和图形。公元2世纪，古希腊天文学家托勒密编制出列有48个星座的星表。后来欧洲的一些天文学家陆续加以补充、发展。1841年J.F.W.赫歇尔提出星座界线，以赤经线和赤纬线划分。1928年，国际天文学联合会公布88个星座（其中北天28个，黄道12个，南天48个）方案，并规定以1875年的春分点（见分至点）和赤道为基准的赤经线和赤纬线，作为星座界线。星座大小不一，每一星座可由其中亮星的特殊分布而辨认出来。一些星座形象地反映出它们的名称，而有一些则需要凭借丰富的想象力才能想象出它们的相似性。88个星座的名称、略号、位置和21时过中天的日期见下表。 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座 　　起初，星座是相当任意的恒星分组，边界含糊，在天上的排列形状可想像成神话英雄或怪兽。今天我们用的天空划分系统是基于希腊天文学，但根源则已古老失传。其他古代文明（如中国人）各有其自己的系统。这些图案没有任何天体物理含义，一个星座中的恒星在视线方向离我们的距离可能相差极大——例如，半人马座中两颗指向南十字座的“指示星”看起来在天上并肩而立，但半人马座α到我们的距离刚刚超过1秒差距，而半人马座β却远在100秒差距以外。 托勒密（Ptolemy）列出48个星座（它们当然全都是在北半球看到的），16、17和18世纪，特别是探险家开始进入南半球后又增加了很多。1933年国际天文学联合会（IAU）将这个系统规范化，把整个天空分成88个区域，赋予它们历史上沿用的拉丁星座名。天空中任何一个天体必定出现在IAU定义的88个星座的某一个的范围内（有些延伸天体跨越星座的边界线），而任何恒星、星系或其他天体的大致位置，也可以用它“所在”的星座来表示。　　这样规范化之后，星座的大小仍然相差悬殊，从小马座（托勒密最初48个星座之一）的72平方度到长蛇座（也是托勒密的48个星座之一）的1 303平方度。这个系统远非完美，但天文学家习惯了，并不感到什么不方便。

天文学

天体力学

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。

天文学

太阳与太阳系

超米粒组织

超米粒组织（ supergranulation ），太阳光球大尺度水平运动所导致的流场结构。在显示光球大尺度运动的高分辨率的照片上可以清晰地看到有上千个比米粒组织大得多的超米粒元组成规则的蜂窝状结构，因而得名。超米粒元通常简称为超米粒。光球米粒组织是光球亮度场不均匀性的表征，超米粒组织则是光球速度场不均匀性的表征。 超米粒组织是哈特在1954年发现的。她在测定太阳自转速度时，发现光球上层存在一种大尺度水平方向的运动。1960年，莱顿以独特的单色分光照相技术开始“拍摄”宁静太阳光球的速度场，他和他的合作者对超米粒元的平均大小、寿命、水平速度等取得一系列重要研究结果，使得太阳光球上层水平运动的存在和意义真正为人们所了解。1970年，弗雷泽用多通道的太阳磁像仪对超米粒元进行了较全面的研究，特别在垂直速度以及超米粒组织、光球大尺度磁场、光球网络、色球网络之间的相关性等方面取得出色的成果。1973年天空实验室发射成功，对超米粒的空间观测也随之开始。 单个超米粒的实际直径约为20，000～60，000公里。整个可见的宁静太阳半球总是保持大约2，500个超米粒，由此可以推算出超米粒的平均实际直径约为35，000公里，实测结果约为30，000公里，这与从自相关分析得到的K线网络元的平均大小（约33，000公里）基本相符。超米粒的寿命短的是几小时，一般为20～40小时，平均约24小时或更长，同K线网络元的平均寿命大致相当。 根据多普勒频移测量任何一个超米粒的气体流动所获得的样式都是相同的。极区的和赤道区的超米粒之间也没有显著差异。在超米粒中心区域，气体以每秒约0.04公里的平均速度缓慢地上浮，随后便以每秒0.3～0.5公里的平均速度从中心区域向四周边缘流去，到了边缘才以每秒约0.09公里的平均速度下沉，这比中心区域上浮的平均速度大一倍。在超米粒中心区域和边缘存在垂直速度证实超米粒是由对流引起的。对超米粒进行的磁场观测表明：超米粒表面的纵向磁场强度约为2高斯，而在几个超米粒边缘的会合区域，纵向磁场的平均强度达50高斯左右，超米粒两侧边缘各处的磁场极性可以不同，但总有一种极性占优势。 一度把超米粒组织看作是单纯的光球现象。但是观测表明；超米粒组织与光球大尺度磁场、光球网络、色球网络的关系都很密切。这不仅表现在超米粒中心区域的气体上升运动和边缘处的气体下降运动都至少渗透到色球下层（当然，相应的速度是下降了），而且，根据多通道太阳磁像仪的观测，下降气流与磁斑、网络亮点之间存在着很好的对应关系。超米粒边缘处的下降运动呈现为一束束孤立的、直径约为7，000～10，000公里的下降气流，而超米粒边缘的磁场也分别聚集为一个个磁块──磁斑（其强度可高达100高斯），二者在位置、大小、形态上有很好的对应关系，在数值上，即磁斑的磁场强度和下降气流的速度也是线性相关的。不仅如此，磁斑和下降气流同色球网络、光球网络的亮点（即温度增高较大的区域）在位置、大小、形态上也有很好的对应关系。而且，磁斑的强度和下降气流速度同亮点的亮度在数值上也是线性相关的。根据实测证明，在超米粒组织、光球大尺度磁场、光球网络、色球网络之间也同样存在上述的密切对应关系。图为多通道太阳磁像仪对一小块宁静太阳区域以2.″4×2.″4的扫描孔径和0.25秒的累积时间进行扫描而取得的图像，图上的曲线是对20个超米粒取平均的结果，给出单个超米粒截面上的速度分布、光球纵向磁场分布以及同它对应的光球网络元、K线色球网络元的亮度分布。 上述的观测事实曾经被解释为：流体压力大于磁压力时，等离子体运动决定了磁场结构，于是，超米粒中心区域向四周边缘的水平运动将磁力线集中到边缘处，而几个超米粒边缘相会合的区域便是等离子体向下流动汇聚得最为急剧的地方，在此形成下降气流，同时，这里也是磁力线最为集中的地方，因而形成磁斑。密集的磁力线向上贯穿、伸延，所经过的光球、色球区域因磁场产生的过量加热使局部温度升高而成为网络亮点，于是出现光球网络和色球网络。磁力线进入色球后，由于气体密度的急速下降，磁压力已经超过流体压力，于是磁力线发散，而磁场结构又确定了等离子体的运动，因此随着高度的逐渐增高，网络的粗糙程度也逐渐增大。这样的理解描述出了一幅简明的动力学图像。然而，近来用磁像仪对超米粒边缘进行观测，所得结果对上述解释的关键之处不利：在边缘会合处，常见的是磁斑分裂并且其中的一部分以小于每秒1公里的速度向外移动，移动距离还不到5，000公里时便逐渐消失；也观测到新的磁流点浮现并以每秒1～2公里的速度快速移动。因此，会合处的磁斑究竟如何形成，有待进一步研究。 根据超米粒的线度和寿命，一般认为超米粒是由比形成米粒粗大得多的长寿命的对流元产生的。据估计，超米粒的底部位于光球下太阳对流层中7，000～10，000公里的深处。有人将超米粒的起源归因于光球深处的对流不稳定性，这种不稳定性与一次电离氦和二次电离氦有关。也有人认为超米粒组织的流场结构本身就是在对流层深处发生的磁场-对流运动相互作用的反映。

天文学

太阳与太阳系

耀斑

耀斑（汉语拼音：Yaoban；英语：Solar flares），在太阳大气（很可能在色球-日冕过渡层） 中非常集中的能量突然释放以及而后物质运动和温度逐渐衰减的过程。倾向认为它是色球-日冕不稳定性的次级效应 。耀斑常出现在磁场梯度大、结构复杂及具有高应力和不稳定磁场位形的活动区中。存在这些条件的标志有：出现反常极性的双极场；老活动区中或其附近长出新的磁场；Ha谱斑大且亮；代表磁场中性线的暗条走向曲折及暗条突然膨胀或消失等等。有时在同一个活动区可能发生几次耀斑。一般把增亮面积超过3亿平方千米的称为耀斑 ，而面积小于3亿平方千米的则叫亚耀斑。与耀斑有关的光学现象有：耀斑前暗条激活、冲浪、喷焰、爆发日珥和环状日珥等。与耀斑共生或由耀斑引起的现象包括太阳紫外线、软X射线、硬X射线、γ射线和射电波段的爆发；各种高能粒子（质子、电子、中子）辐射的突然增强；磁暴、突然电离层扰动、极光、极冠吸收等地球物理效应。

天文学

恒星与银河系

K效应

K效应（ K-effect ），太阳周围 B型星的“反常”运动。一般恒星群的平均视向速度在向点附近约为-20公里/秒；在背点附近约为+20公里/秒（见太阳运动）。1903年，富洛斯特和W.S.亚当斯发现，随后并为卡普坦证实，B型星的运动却有所不同。向点附近32个B型星的平均速度为-18.4±2.1公里/秒，而背点附近29个B型星的平均速度为+28.4±2.1公里/秒。所以，太阳相对于B型星的速度 B型星远离太阳的平均速度 后者用 K项表示，所以称为 K 效应。关于 K 效应的本原尚无完满的解释。有人认为可能是太阳周围的 B型星不断四向膨胀的反映，也可能是 B型星固有的广义相对论红移 效应。

天文学

恒星与银河系

银盘

银盘（ Galactic disc ），银河系中由恒星和气体组成的扁平盘状成分。太阳处在银盘中央平面（银道面）附近，故银盘内的恒星在天球上的投影就显现为横贯天穹的狭窄银河。银盘内的恒星按照空间分布、化学组成、年龄和运动学性质的不同又进一步分为薄盘与厚盘两族。薄盘恒星紧靠银道面，密度随到银道面的距离陡峭地指数下降，典型成员（包括天狼、织女、参宿四、参宿七等亮星）离银道面1 000光年以内。薄盘恒星年龄差异很大，从新出生到100亿年都有，越年轻的恒星一般离银道面越近。化学组成方面，薄盘恒星都是富金属星，金属丰度在0.25～1倍太阳值之间。运动学方面，它们绕银心作近圆快速转动，而弥散速度较小(约20～30千米/秒)。厚盘族恒星密度也随到银道面的距离指数下降，但比薄盘平缓，典型成员离银道面约5 000光年以内。厚盘不含年轻恒星，年龄都大于80亿年，金属丰度较低，约为太阳值的1/4到1/10。厚盘族恒星轨道的偏心率较大，弥散速度较高，约40～50千米/秒。中性氢气体的分布比薄盘恒星更紧靠银道面，厚度只有约400光年，但径向延伸超过盘星，在外围有卷曲现象。中性氢气体同盘星一样绕银心作圆轨道运动，但弥散速度更小，只有7千米/秒。分子气体的厚度只有中性氢气体的一半，中心聚度较大，多以巨分子云形式沿旋臂分布。

天文学

天体物理学

S过程

S过程（ s-process ），中子慢俘获过程。B2FH理论（见元素合成理论）中提出的一种过程。中子供应稳定但不太充足的条件下，通过核合成形成重元素的过程，简称为s过程，s是英文slow（慢）的缩写。s过程中一个核每次俘获一个中子，而且在俘获另一个中子之前可能要经受β衰变，即s过程的时标比β衰变慢的过程。这是比铁元素更重的元素形成途径之一。比铁峰元素（钒、铬、锰、铁、钴、镍等）更重的元素的丰度，不能用核统计平衡过程来说明，因为它们的丰度远大于核统计平衡所确定的数值。用带电粒子间的反应来解释重元素的生成也有困难，因为这种反应需要克服库仑势垒。而库仑势垒随着核电荷的增加而增高，在低温条件下重核之间进行反应的概率小到可忽略，而在高温条件下核反应又趋于统计平衡。但俘获中子的反应却不受限制，它无须克服库仑势垒，所以在温度不是很高的情形下即可发生。一般重元素是由铁峰元素通过逐步俘获自由中子而生成的。设想把原子核(Z,A)置于中子流里，原子核俘获一个中子后就成为该元素的同位素(Z,A+1)。若(Z,A+1)核是稳定的，它将在这一状态停留，直至捕捉到另一中子为止。但如果(Z,A+1)核是β放射性的，则是捕捉另一中子还是β衰变，这要由两个过程的相对快慢来决定。若中子流很弱，(Z,A+1)核的中子俘获概率低于β衰变概率，则(Z,A+1)核先行β衰变，此即s过程；反之，即r过程。s过程可能发生于红巨星阶段，通过它可能生成直至A=208的稳定核素。天体物理研究s过程更多的是渐近巨星支(AGB)，它可直接通过观测这类恒星加以研究。

天文学

天体力学

庞加莱周期解

庞加莱周期解，关于天体运动周期轨道的存在性和稳定性的理论。最初是庞加莱提出的。他首先研究含有小参数μ的运动方程。当μ=0时，方程有周期解。然后根据周期性条件找出μ≠0时的周期解。这样的周期解可用μ的幂级数表示，并用逐次积分求出其系数。对于三体问题，他提出了三类周期解，这成为周期解的理论基础。这些解称为庞加莱周期解。

天文学

天体力学

阴历

阴历（英语：lunar calendar），又称太阴历，在天文学中与阳历对应，指主要按月亮的月相周期来安排的历法，不据地球围绕太阳公转轨道位置。它的一年有12个朔望月，约354或355日。主要根据月亮绕地球运行一周时间为一个月，称为朔望月，大约29.530588日，分为大月30日、小月29日。 阴历以朔望月为基本单位，编制时只考虑月球运动的历法。又称太阴历。朔望月的平均长度是29.53日，通常取大月为30日，小月为29日，使历月的平均值大致等于朔望月，并取朔日为历月的初一。年的长短只是历月的整倍数，通常取1年为12月，这样阴历的一年比回归年约短11天。因而月份与四季寒暑的关系也就不能固定。此外，实际上12个朔望月约有354.3671日 ，为使月初和新年都在蛾眉月出现的那天开始，还采用置闰的办法予以调节。月相变化是最显著的天象，因此各国的历法大都先有阴历后有阳历。但阴历完全不适合农牧业生产的需要，因而被逐渐淘汰，希腊历和回历都是阴历。中国的阴历又称夏历或农历，实际上是一种阴阳历。 纯粹的阴历有伊斯兰历，这种历法与季节无关。而大部分通常说的阴历实际上根据现代学者来说都是阴阳历，例如大中华地区和全世界所有华人及朝鲜半岛、越南及明治维新前的日本均有使用的农历。 在农业气象学中，阴历略微不同于农历、殷历、古历、旧历，是指中国传统上使用的农历。而在天文学中认为农历实际上是一种阴阳历。 在古代农业经济中，春天播种、秋天收耕，本来阳历应更能反映农业周期，但不少古代历法都是由月亮算起，一个推测是黑夜中的月亮特别容易观察，月亮盈亏一目了然，直至天文技术成熟后，他们才能观察到太阳在历法中的作用。

天文学

太阳与太阳系

潮汐

潮汐（ tide ），因月球和太阳对地球各处引力不同所引起的水位、地壳、大气的周期性升降现象。海洋水面发生周期性的涨落现象称为海洋潮汐，地壳相应的现象称为陆潮（又称固体潮），在大气则称为大气潮汐。上述三种潮汐中海洋潮汐最为明显。中国古代对海潮早就作过细致的观测。汉代哲学家王充在他的《论衡》一书中提出“涛之起也，随月盛衰”，指明潮汐与月相变化有关。17世纪，I.牛顿用引力定律科学地说明海潮是月球和太阳对海水的吸引所引起的。固体潮和大气潮汐，都是相当小的，一般必须用精密仪器才能测出。 在天文学中，潮汐这一概念已被延伸到对其他天体的研究中，成为研究某些天体的形状、距离、运动和演化等不可缺少的因素。 大潮和小潮 由月球的引力所引起的潮汐称太阴潮。一个太阴日（月球连续两次上中天的时间间隔）长约24小时50分，在这期间地球表面上同一点发生两次涨潮，两次落潮，因此连续两次涨潮的间隔时间约为12小时25分。太阳和月球一样，也会引起潮汐，称为太阳潮。被吸引天体某部分受到的引力与该天体中心同样质量的部分受到的引力之差称为引潮力（又称起潮力）。太阳或月球对地球上同一点所产生的引潮力，与太阳或月球的质量成正比，而与它们同地球之间的距离的立方成反比。因此，太阳的质量虽然是月球的质量的2 700万倍，但月球同地球的距离只有太阳同地球距离的1/390，所以月球的引潮力为太阳的引潮力的2.25倍。太阳潮通常难于单独观测到，它只是增强或减弱太阴潮，从而造成大潮和小潮。在朔日和望日发生大潮，因为那时月球、太阳和地球几乎在同一直线上，太阴潮和太阳潮彼此相加，以致涨潮特别高，落潮特别低。上下弦的时候发生小潮，因为那时月球和太阳的黄经相距90°，太阴潮被太阳潮抵消了一部分。 大潮（上）和小潮（下）示意图 潮汐与地球自转变慢 潮汐对地球自转有一种制动作用，能使地球自转逐渐变慢。对古代日食记录的分析研究表明，地球的自转周期每个世纪变长1～2毫秒。这个变化虽然很小，可是经过长期积累，便颇为可观。从对古珊瑚化石生长线的研究得知，在37 000万年前，每年有400天左右。 潮汐对天体的作用 一个小天体（伴星）围绕一个大天体（主星）运行，若伴星的轨道逐渐缩小到临界半径以内，伴星就会被主星的引潮力分裂为碎片。这个临界半径值是法国天文学家E.A.洛希于1848年求出的，所以称为洛希极限。位于洛希极限内的土星光环，系由许多小块物质组成，这一光环很可能是土星的一颗卫星进入洛希极限后分裂形成的。 许多双星都有潮汐干扰的迹象。双星成员的形状一般是椭球，而不是正球。通常用扁率定量地表示这种椭球体的形状。一般说来，一颗星绕另一颗星运动的周期愈短，扁率愈大。这种现象至少一部分是由双星之间的引潮力造成的。密近双星，彼此间由于潮汐作用，常常还会发生质量交流。 对于星团而言，银河系的较差自转(见银河系自转)和银河系对星团的引潮力，是导致星团逐渐瓦解的重要因素。 有些河外星系是双重星系或多重星系。在距离很接近的双重星系之间往往存在着物质“桥”，天文学家认为这可能是彼此之间的起潮力引起的。通过中性氢21厘米谱线的射电观测，已经发现有伴星系的旋涡星系形状不对称，一个显著的例子便是旋涡星系M101(NGC5457)；反之，对无伴星系的旋涡星系来说，则未发现形状上的畸变。前者很可能是由于潮汐造成的。

天文学

天文学

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。

天文学

恒星与银河系

渐台二型食双星

渐台二型食双星，渐台二（β Lyr / 天琴座β）是在天琴座的一个双星系统，距离地球大约882光年。在阿拉伯的传统名称是الشلياق Sheliak，意思是"乌龟"或"竖琴"。 天琴座β中，A、B星是由蓝白色（B7II）主星和深埋在气体中的蓝色（B0.5V）伴星组成的一对半分离双星系统。天琴座β是这一类食变星的原型，系统内的成员很接近，因而相互间的万有引力足以将对方光球层的物质拉出来，因此恒星已经变形成为椭球的形状，并发生质量转移。A星初始质量很大，因此很快膨胀到了巨星阶段，它的物质源源不断流向B星，使得原本较轻的B星变成双星中较重的一颗，并且减慢了B星的演化，使得B尚在主序星阶段。现今A星已经损失了初始质量的75%以上，质量略小于太阳的3倍，B星深埋在A抛出的大量气体尘埃之中，显得非常昏暗。但是B的质量已经达到了太阳的13-15倍之大。天琴座β的视星等以12.9075天的周期在+3.4等至+4.6等之间变化，A、B星因为太接近而无法光学望远镜解析出来，它们是光谱联星。

天文学

太阳与太阳系

太阳

美国宇航局公布的一张太阳照片，它看上去就像一个熊熊燃烧的火球。照片显示太阳几乎是完美的球体，在漆黑的茫茫太空中发出强烈的橙红色光芒 太阳结构，来源：SOHO图片 304埃的氦-2 照片中显示的巨大喷发状日珥。图中加入一个地球的图像以便于对比尺寸。这个出现于1999 年7月24日的日珥特别巨大而且卷曲，从太阳向外伸展了35个地球的距离还多。日珥可以持续两到三个月，一直延伸到太阳表面以上5万公里或者更高的地方。到达了太阳表面之上的这个高度以后，它们可以做从几分钟到几小时不等的喷发，将大量物质以每秒1,000公里的速度穿过日冕向外抛射到太空中去。这种喷发被称为日冕物质抛射。SOHO合作组织供图 　　太阳（汉语拼音：Taiyang；英语：Sun），太阳系的中心天体。太阳系的八大行星和其他天体都围绕它运动。天文学中常以符号⊙表示。它是银河系中一颗普通恒星，位于距银心约10千秒差距的旋臂内，银道面以北约8秒差距处。它一方面与旋臂中的恒星一起绕银心运动，另一方面又相对于它周围的恒星所规定的本地静止标准（银经56°，银纬＋23°）作每秒19.7千米的本动。 　　太阳目前正在穿越银河系内部边缘猎户臂的本地泡区中的本星际云。在距离地球17光年的距离内有50颗最邻近的恒星系（最接近的一颗是红矮星，被称为比邻星，距太阳大约4.2光年），太阳的质量在这些恒星中排在第四。太阳在距离银河中心24,000至26,000光年的距离上绕着银河公转，从银河北极鸟瞰，太阳沿顺时针轨道运行，大约2.25亿至2.5亿年绕行一周。由于银河系在宇宙微波背景辐射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向长蛇座的方向运动，这两个速度合成之后，太阳相对于CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或狮子座的方向运动。 　　地球围绕太阳公转的轨道是椭圆形的，每年1月离太阳最近（称为近日点），7月最远（称为远日点），平均距离是1.496亿公里（天文学上称这个距离为1天文单位）。以平均距离算，光从太阳到地球大约需要经过8分19秒。太阳光中的能量通过光合作用等方式支持着地球上所有生物的生长，也支配了地球的气候和天气。人类从史前时代就一直认为太阳对地球有巨大影响，有许多文化将太阳当成神来崇拜。 对太阳的正确科学认识进展得很慢，直到19世纪初期，杰出的科学家才对太阳的物质组成和能量来源有了一点认识。直至今日，人类对太阳的理解一直在不断进展中，还有大量有关太阳活动机制方面的未解之谜等待着人们来破解。 地球上所见日出（摄于冬季） 目录 1 基本资料 2 总体构造 2.1 核心 2.2 辐射带 2.3 对流带 2.4 光球 2.5 大气层 2.5.1 温度极小区 2.5.2 色球 2.5.3 过渡区 2.5.4 日冕 2.5.5 太阳圈 2.6 磁场 3 化学构造 3.1 个别电离的铁族元素 3.2 太阳和行星的质量分化的关系 4 活动现象 4.1 各种辐射 5 形成和演化 6 在银河系中的位置和运动 7 太阳周期 7.1 太阳黑子和太阳黑子周期 7.2 可能的长周期 8 生命周期 基本资料 　　观测资料 　　　　与地球平均距离　1.496×108 km　以约光速8分19秒 　　　　视星等（V）　−26.74 　　　　绝对星等　4.83 　　　　光谱类型　G2V 　　　　金属量　Z = 0.0122 　　　　角直径　31.6′ – 32.7′ 　　轨道特性 　　　　与银河系核心平均距离　～2.5×1017 km　26000光年 　　　　银河的周期　(2.25–2.50)×108 a 　　　　速度　～220 km/s （环绕银河系中心的轨道） 　　　　　　　～20 km/s（相对于在星际间邻近恒星的平均速度） 　　　　　　　～370 km/s（相对于宇宙微波背景） 　　物理特性 　　　　平均直径　1.392×106 km　　109 × 地球 　　　　赤道半径　6.955×105 km　　109 × 地球 　　　　赤道圆周　4.379×106 km　　109 × 地球 　　　　扁率　　　9×10−6 　　　　表面积　　6.0877×1012 km2　　11,990 × 地球 　　　　体积　　　1.412×1018　　1,300,000 × 地球 　　　　质量　　　1.9891×1030 kg　　333,000 × 地球 　　　　平均密度　1.408×103 kg/m3 　　　　密度 　　　　　中心（模型）：1.622×105 kg/m3 　　　　　光球底部：2×10−4 kg/m3 　　　　　色球底部：5×10−6 kg/m3 　　　　　日冕（平均）：1×10−12 kg/m3 　　　　赤道表面重力　274.0 m/s2　　27.94 g　　28 × 地球 　　　　逃逸速度（从表面）　617.7 km/s　　55 × 地球 　　　　温度 　　　　　中心（模型）：～1.57×107 K 　　　　　光球（有效）：5,778 K 　　　　　日冕: ～5×106 K 　　　　光度（L太阳）　3.846×1026 W 　　　　　　　　　　　～3.75×1028 lm 　　　　　　　　　　　～98 lm/W 发光功效 　　　　平均强度（I太阳）　2.009×107 W•m−2•sr−1 　　自转特性 　　　　倾角　7.25°（对黄道）　　67.23°（对银河平面） 　　　　赤经（北极）　286.13°　　（19h 4min 30s） 　　　　赤纬（北极）　+63.87°　　（63°52' North） 　　　　恒星自转周期 　　　　　在赤道　25.05天 　　　　　在纬度16°　25.38天　　25d 9h 7min 12s 　　　　　在极区　34.4天 　　　　自转速度（在赤道）　7.189×103 km/h 　　光球的组成（依质量） 　　　　氢　73.46%　　氦　24.85%　　氧　0.77%　　碳　0.29%　　铁　0.16%　 　　　　氖　0.12%　　 氮　0.09%　　 硅　0.07%　　镁　0.05%　　硫　0.04% 总体构造 　　由太阳光谱研究推算太阳表面温度约为6,000K，而结合理论推算的太阳中心温度高达16×106K，在这样的高温条件下，所有物质都已气化，因此太阳实质上是一团炽热的高温气体球。通过观测和理论推算表明，整个太阳球体大致可分为几个物理性质很不相同的层次。除了中心区氢因燃烧损耗较多外，其他各层次在化学组成上无明显差别。 　　从太阳中心至大约0.25太阳半径的区域称为日核，是太阳的产能区。日核中日以继夜地进行着四个氢原子聚变成一个氦原子的热核反应，反应中损失的质量变成了能量，主要为γ射线光子和少量中微子。约从0.25至0.75太阳半径的区域称为太阳中层。来自日核的γ射线光子通过这一层时不断与物质相互作用，即物质吸收波长较短的光子后再发射出波长较长的光子。虽然光子的波长不断变长，但总的能量无损失地向外传播。区域的温度由底部的8×106K下降到顶部的5×105K；密度由10-2克/厘米3下降到4×10-7克/厘米3。从0.75太阳半径至太阳表面附近是太阳对流层，其中存在着热气团上升和冷气团下降的对流运动。产生对流的主要原因是温度随高度变化引起氢原子的电离和复合。 　　对流层上方是一个很薄然而非常重要的气层，称光球层或光球。当用肉眼观察太阳时，看到的明亮日轮就是太阳光球。光球的厚度不过500千米，但却发射出远比其他气层强烈的可见光辐射。太阳在可见光波段的辐射几乎全部是由光球层发射出去的。因此当用肉眼观察太阳时，它就非常醒目地呈现在面前，这就是把它称为光球的原因。太阳半径和太阳表面都是按光球外边界来定义的。光球外面是较厚和外缘参差不齐的气层，称色球层或色球，其厚度在2,000～7,000千米之间。高度在1,500千米以下的色球比较均匀，1,500千米以上则由所谓针状体构成。色球的密度从底部向上迅速下降，但其温度却从底部的几千度随高度迅速增加了近3个量级。色球上面是一个更稀薄但温度更高而且延伸范围更大的气层，称为日冕。日冕的温度高达百万度。日冕的形状很不规则，而且无明显界限。实际上距日心几个太阳半径以外的日冕物质是向外膨胀的，形成所谓太阳风，可延伸到太阳系边缘。 　　太阳光球、色球和日冕合称太阳大气，可通过观测它们的辐射特征，并结合理论分析来推测它们的物理构造。日核、中层和对流层则合称太阳内部或太阳本体，它们的辐射被太阳本身吸收，因而不能直接观测到它们，其物理构造主要依靠理论推测。 核心 　　太阳的核心是指距离太阳的中心不超过太阳半径的五分之一或四分之一的区域，核心内部的物质密度高达150 克/立方厘米，大约是水密度的150倍，温度接近1,360万K。相较之下，太阳表面的温度大约只有5,800K。根据太阳和太阳风层探测器任务最近的资料分析，太阳核心的自转速率比辐射带等其它区域要快。太阳形成后的大部分的时间里，核聚变的能量是经过一系列被称为质子-质子链反应的过程产生的；这个过程将氢变成氦，只有少于2%的氦是经由碳氮氧循环产生的。 　　核心是太阳内唯一能经由核聚变产生大量热能的区域，99%的能量产生在太阳半径的24%以内，而在30%半径处，聚变反应几乎完全停止。太阳的外层只是被从核心传出的能量加热。在核心经由核聚变产生的能量首先需穿过由内到外接连的多层区域，才能到达光球层，然后化为光波或粒子的动能，散逸到外层的宇宙空间去。 　　太阳核心每秒大约进行着9.2×1037次质子-质子链反应。这个反应是将4个自由的质子（氢原子核）融合成氦原子核（α粒子），每秒大约有3.7×1038个质子成为α粒子（太阳拥有的自由质子大约有8.9×1056个），相当于大约每秒6.2×1011千克。每次氢原子核聚合成氦时，大约会有0.7%的质量转化成能量。因此，太阳的质能转换速率为每秒钟426万吨（质量转变为辐射能的形式离开，参考质能等效性），释放出384.6 佑瓦特（3.846×1026W）的能量，这相当于每秒钟产生919.2×1010 万吨TNT炸药爆炸的能量。 　　太阳核心的核聚变功率随着与太阳中心的距离增大而减小，理论模型估计，在太阳的中心，核聚变的功率密度大约是76.5 瓦/每立方米。是成年人平均单位体积消耗功率的1/10倍。太阳的巨大功率输出不是由于其能量输出密度高，而是因为它规模巨大。 　　太阳核心的核聚变是在自我修正下达到平衡：速率只要略微提升，就会造成核心的温度上升，压强增大，更能抵抗外围物质的压力，因此核心会膨胀，从而降低核聚变速率，修正之前核聚变速率增加所造成的扰动；而如果反应速率稍微下降，就会导致温度略微下降，压强降低，从而核心会收缩，使核聚变的速率又再提高，回复到它之前的水平。 　　核聚变产生的γ射线（高能量的光子流）从太阳核心释放出来后，只要经过几微米就会被太阳中的等离子体吸收，然后再以较低的能量随机地辐射向各个方向。因此，在不断反复的吸收和再辐射中，光子流要经过漫长的时间才能到达太阳表面。估计每个光子抵达太阳表面需要10,000年至170,000年的时间。 　　在穿过对流带，进入透明的光球表面时，光子就以可见光的型态散逸。每一股γ射线在核心产生的在逃逸入太空之前，都已经转化成数百万个可见光频率的光子。核心的核聚变时也释放出中微子，但是与光子不同的是它很难与其它的物质相互作用，因此几乎是立刻就从太阳表面逃逸出去。多年来，测量到来自太阳的中微子数量都只有理论数值的三分之一，因而产生了太阳中微子问题。这个差异直到2001年发现中微子振荡才获得解决：太阳发出的中微子数量一如理论的预测，但是中微子探测器侦测到的少了2⁄3，这是因为在被侦测时中微子改变了它们的味。 辐射带 　　从大约0.25至0.7太阳半径处，太阳物质是热且稠密的，只以热辐射就将将核心的炙热充分的向外转移。在这个区域内没有热对流；同时随着与中心距离的增加，温度也从7,000,000K降至2,000,000K，这种温度梯度小于绝热下降率，因此不会造成对流。能量的传输依赖辐射——氢和氦的离子发射的光子，但每个光子被其它的离子再吸收之前，只能传递很短的距离。从辐射带的底部至顶端的密度下降达到百倍（从20公克/立方厘米降至只有0.2公克/立方厘米）。 　　辐射带和对流带之间形成的一个过渡层叫差旋层（tachocline）。它是均匀旋转的辐射带和较差自转的对流带之间有着急遽转变工作状态的区域，结果造成巨大的切变——当接连的平面层滑过另一个时的条件。在上面的对流带发现的流体运动，从这一层的顶端至底部慢慢的消失，与辐射带顶段平静的特征相匹配。目前这还是一个假说，在这一层内的磁发电机产生太阳的磁场。 对流带 　　太阳的外层，从它的表面向下至大约200,000公里（或是70%的太阳半径），太阳的等离子体已经不够稠密或不够热，不再能经由传导作用有效的将内部的热向外传送；换言之，它已经不够透明了。结果是，当热柱携带热物质前往表面（光球），产生了热对流。一旦这些物质在表面变冷，它会向下切入对流带的底部，再从辐射带的顶部获得更多的热量。在可见的太阳表面，温度已经降至5,700K，而且密度也只有0.2公克/立方米（大约是海平面密度的六千分之一）。 　　在对流带的热柱形成在太阳表面上非常重要的，像是米粒组织和超米粒组织。在对流带的湍流会在太阳内部的外围部分造成“小尺度”的发电机，这会在太阳表面的各处产生磁南极和磁北极。太阳的热柱是贝纳得穴流，因此往往像六角型的棱镜。 光球 　　太阳可见的表面，光球，在这一层下面的太阳对可见光是不透明，在光球之上可见光可以自由的传播到太空之中，而它的能量可以完全从太阳带走。透明度的变化是因为会吸收可见光的 H−离子数量减少。相反的，我们看见的可见光是电子与氢再作用产生H−离子时产生的。 光球的厚度只有数十至数百公里的厚度，只是略比球的空气不透明了些。因为光球上半部分的温度比下半部的低，因此太阳盘面的影像会呈现中央比周围的边缘或周边明亮的现像，这一种现象称为周边昏暗。阳光有着近似于黑体的光谱，穿插着数千条来自光球之上稀薄的原子吸收线，指示其温度大约是6,000K。光球的粒子密度大约是1023米−3（大约是地球大气层在海平面粒子密度的0.37%，但是光球中的粒子是电子和质子，所以空气的平均质量只是58倍）。 　　在研究光球可见光谱的早期，发现有些吸收谱线不能符合地球上任何已知的化学元素。在1868年，诺曼·洛克假设这些吸收谱线是一种新元素造成的，他以希腊的太阳神为依据，将之命名为氦，而在25年之后才在地球上分离出氦元素。 大气层 　　太阳光球以上的部分统称为太阳大气层，跨过整个电磁频谱，从无线电、可见光到伽马射线，都可以观察它们，分为5个主要的部分：温度极小区、色球、过渡区、日冕、和太阳圈。太阳圈，可能是太阳大气层最稀薄的外缘，并且延伸到冥王星轨道之外与星际物质交界，交界处称为日鞘，并且在那儿形成剪切的激波前缘。色球、过渡区、和日冕的温度都比太阳表面高，原因还没有获得证实，但证据指向阿尔文波可能携带了足够的能量将日冕加热。 温度极小区 　　太阳上温度最低的地区称为温度极小区，大约在光球上方500 公里，温度大约是4,100 K。这一部分的温度低到可以维持简单的分子，像是一氧化碳和水，并且可以从检出它们的吸收谱线。 色球 　　在温度极小区之上是一层大约2,000公里厚，主导著谱线的吸收和发射。因为在日全食的开始和结束时可以看见彩色的闪光，因此称为色球，名字来自希腊的字根chroma，意思就是颜色。色球层的温度随着高度从底部逐步向上提升，接近顶端的温度大约在20,000K。在色球的上层部分，氦开始被部分的电离。 过渡区 　　在色球之上，是一层薄至大约只有200公里的过渡区，温度从色球顶端大约200,000K上升至接阶近1,000,000K的日冕温度。温度的上升使氦在过渡区很容易就被完全的电离，这可以大量减少等离子体的辐射冷却。过渡区没有明确的出现高度，它形成一种环绕着色球的光轮，外型很像针状体和暗条，并处于持续不断的浑沌运动。从地球表面很难看到过渡区，但在太空中使用对电磁频谱的超紫外线灵敏的仪气很容易观察到。 日冕 日全食，于短暂的全食阶段可以用肉眼看见太阳的日冕 太阳爆发了日冕物质抛射和部分太阳灯丝。NASA/ SDO 　　日冕是太阳向外扩展的大气层，它的体积比太阳本身大了许多。不断扩展的日冕在太空中形成太阳风，充满了整个的太阳系。日冕的低层非常靠近太阳的表面，粒子的密度环绕在 1015–1016米−3，日冕和太阳风的平均温度大约是1,000,000–2,000,000 K；而在最高温度的区域是8,000,000–20,000,000 K。日冕的温度虽然很高，但密度很低，因此所含的热量很少。虽然还没有完整的理论可以说明日冕的温度，但至少已经知道有一部分热是来自磁重联。 太阳圈 　　太阳圈，从大约20太阳半径（0.1天文单位）到太阳系的边缘，这一大片环绕着太阳的空间充满了伴随太阳风离开太阳的等离子体。他的内侧边界是太阳风成为超阿耳芬波的那层位置－流体的速度超过阿耳芬波。因为讯息只能以阿耳芬波的速度传递，所以在这个界限之外的湍流和动力学的力量不再能影响到内部的日冕形状。太阳风源源不断的进入太阳圈之中并向外吹拂，使得太阳的磁场形成螺旋的形状，直到在距离太阳超过50天文单位之外撞击到日鞘为止。在2004年12月，航海家1号已穿越过被认为是日鞘部分的激波前缘。两艘航海家太空船在穿越边界时都侦测与记录到能量超过一般微粒的高能粒子。 磁场 　　太阳是磁力活跃的恒星，它支撑一个强大、年复一年在变化的磁场，并且大约每11年环绕着太阳极大期反转它的方向。太阳磁场会导致很多影响，称为太阳活动，包括在太阳表面的太阳黑子、太阳耀斑、和携带着物质穿越太阳系且不断变化的太阳风。太阳活动对地球的影响包括在高纬度的极光，和扰乱无线电通讯和电力。太阳活动被认为在太阳系的形成和演化扮演了很重要的角色。 　　太阳因为高温的缘故，所有的物质都是气体和等离子体，这使得太阳的转速可能在赤道（大约25天）较快，而不是高纬度（在两极约为35天）。太阳因纬度不同的较差自转造成它的磁场线随着时间而纠缠在一起，造成磁场圈，从太阳表面喷发出来，并触发太阳形成系距性的太阳黑子和日珥。随着太阳每11年反转它本身的磁场，这种纠缠创造了太阳发电机和11年的太阳磁场活动太阳周期。 　　太阳磁场朝太阳本体外更远处延伸，磁化的太阳风等离子体携带着太阳的磁场进入太空，形成所谓的行星际磁场。由于等离子体只能沿着磁场线移动，离开太阳的行星际磁场起初是沿着径向伸展的。因位在太阳赤道上方和下方离开太阳的磁场具有不同的极性，因此在太阳的赤道平面存在着一层薄薄的电流层，称为太阳圈电流片。太阳的自转使得远距离的磁场和电流片旋转成像是阿基米德螺旋结构，称为派克螺旋。行星际磁场的强度远比太阳的偶极性磁场强大。太阳50-400μT的磁偶极 (在光球) 随着距离的三次方衰减，在地球的距离上只有0.1 nT。然而，依据太空船的观测，在地球附近的行星际磁场视这个数值的100倍，大约是5nT。 化学构造 　　组成太阳的化学元素主要是氢和氦，以质量计算它们在太阳光球中分别占74.9%和23.8%。所有的重元素，在天文学中称为 金属 ，只占不到总质量的2%，含量最丰富的是氧（大约占太阳质量的1%）、碳（0.3%）、氖 （0.2%）、和铁（0.2%）。 　　太阳继承了形成它的星际物质中的化学成分：在太阳中的氢和氦来自太初核合成，金属是由前一代恒星经由恒星核合成产生的，并在太阳诞生之前完成恒星演化将产物返回星际介质中的。光球的化学成分通常被认为是与原始太阳系的组成相当。然而，自从太阳形成，氦和重元素已经迁移出光球，因此现在光球中只有微量的氦，并且重元素也只有原始太阳的84%，而原恒星的太阳71.1%是氢，27.4%是氦，1.5%是金属[68]。 　　在太阳内部的部分，核聚变将氢转化成氦已经修改了组成，所以太阳的最内层大约有60% 是氦，金属的丰度则没有改变。因为内部是辐射带，没有对流，没有核聚变的产物从核心上升进入光球。 　　前面所述的太阳重元素丰度通常都是使用分光术测量太阳表面的光球，和测量陨石中没有被加热温度熔化的丰度。这些陨石被认为保留了恒星太阳的组成，因此没有受到重元素的污染。这两种方法的结果是一致的。 个别电离的铁族元素 　　在1970年代，许多的研究聚焦在太阳铁族元素的丰度。虽然进行了一些重大的研究，但是直到1978年发现超精细结构之前，对铁族元素（例如：钴和锰）的丰度测定仍很困难。 　　基本上，在1960年代就已经完成对铁族元素振子强度的第一次完整测量，并且在1976年改进了振子强度的计算。在1978年，得到了个别电离的铁族元素丰度。 太阳和行星的质量分化的关系 　　许多的作者都曾考虑过惰性气体和同位素在太阳和行星之间的组成存在的质量分化，例如行星的氖和氙与同位素在行星和太阳之间的相关性。然而，至少在1983年，仍然普遍的认为整个太阳的成分如同大气层的组成。 　　在1983年，才宣称太阳本身的分化是造成行星和太阳风植入惰性气体之间的分化关系。 活动现象 2013年NASA太阳动力学观测站观测到太阳耀斑爆发。NASA/SDO 　　太阳基本上是一颗球对称的稳定恒星。然而大量观测表明，太阳在稳定和均匀地向四面八方发出辐射的同时，它的大气中的一些局部区域，有时还会发生一些存在时间比较较短暂的“事件”。如在太阳光球中，可观测到许多比周围背景明显暗黑的斑点状小区域（称为太阳黑子）和比背景明亮的浮云状小区域（称为光斑）；色球中也可经常观测到比周围明亮的大片区域（称为谱斑）和突出于太阳边缘之外的奇形怪状的太阳火焰（称为日珥）；日冕中也可观测到许多明显的不均匀结构。特别是在色球和日冕的大气层中，偶尔还会发生表明有巨大能量释放的太阳爆发现象（称为耀斑）。上述现象不仅存在的时间比较短暂和不断变化，而且往往集中在太阳黑子附近的太阳大气的局部区域（这些局部区域称为太阳活动区）。同时，这些现象发生的过程中，尤其是发生太阳耀斑期间，从这些区域发射出增强的电磁波辐射和高能粒子流，特别是在X射线、紫外线和射电波段出现非常强的附加辐射，以及能量范围在103～109电子伏的带电粒子流（主要为质子和电子）。通常把太阳上所有这些在时间和空间上的局部化现象，及其所表现出的各种辐射增强，统称为太阳活动。与此对应，把不包含这些现象的理想太阳，即时间上稳定、空间上球对称和均匀辐射的太阳，称为宁静太阳。 　　宁静太阳的物理性质在空间上只随日心距变化，在同一半径的球层中物理性质是相同的；在时间上几乎是不变的，其变化时标为太阳演化时标，即大于107年。这样就可把真实的太阳看作是以宁静太阳为主体并附加有太阳活动现象的实体。换句话说，可把宁静太阳看作是真实太阳的基本框架，而把太阳活动看作是对宁静太阳的扰动。 　　太阳活动现象中，一次耀斑过程的持续时间只有几分钟至几小时，一个活动区的寿命约为几天至几个月。同时，整个太阳大气中所发生的太阳活动现象的多寡，还表现出平均长度约为11年的周期（称为太阳活动周），也可能存在更长的周期。因此太阳活动的时标可认为从几分钟至几十年。太阳活动区本质上是太阳大气中的局部强磁场区，而各种活动现象则是磁场与太阳等离子体物质的相互作用结果。 　　应当指出，太阳活动所涉及的能量大小与整个太阳的总辐射能相比，仍然是微不足道的，如一次大耀斑释放的能量估计为4×1025焦，若其持续时间为1小时，则其辐射功率为1022焦/秒，与太阳的总辐射功率3.845×1026焦/秒相比是可忽略的。因此存在太阳活动现象丝毫无损于把太阳视为一颗稳定的恒星。大功率的稳定的辐射加上小功率的周期性的太阳活动，这就是现阶段太阳的主要特征。 各种辐射 　　广义的太阳辐射包括向外发射的电磁波、太阳风、中微子、偶发性高能粒子流，以及声波、重力波和磁流波。其中电磁波辐射来自太阳大气。太阳风就是从日冕区连续外发射的等离子体，主要是质子和电子。太阳中微子是由日核中的核反应产生的，它们几乎不与太阳物质相互作用，而是直接从太阳内部向外逃逸。偶发性高能粒子流是当太阳大气中发生耀斑、爆发日珥和日冕物质抛射等剧烈太阳活动现象时产生的，这些粒子流不一定是等离子体，往往是质子或电子占优势。声波、重力波和磁流波主要是由太阳对流层中猛烈的气团运动激发并与磁场耦合产生的。太阳在上述各种形式的能流中，电磁波的能流远远超过其他形式的能流。如太阳风的发射功率约比电磁波小6个数量级，其他能流就小得更多。这样从能量的角度看来，电磁波以外的其他能流是可忽略的。因此若无特殊说明，通常都把太阳辐射理解为太阳电磁波辐射。 　　太阳电磁波辐射的波长范围从γ射线、X射线、远紫外、紫外、可见光、红外，直到射电波段。但由于地球大气的吸收，能够到达地面的太阳辐射只有可见光区、红外区的一些透明窗口和射电波段。太阳的紫外、远紫外、X射线和γ射线只能进行高空探测。 　　太阳电磁波辐射的主要功率集中在可见光区和红外区，分别占太阳总辐射能量的41％和52％。极大辐射强度对应的波长为495纳米，在黄绿光区。紫外线所占的能量比重仅为7％。而太阳无线电波段以及远紫外、X射线和γ射线所占的能量比重是可忽略的。粗略地说，太阳紫外线、可见光和红外波段的辐射是由光球发射的，而远紫外、X射线、γ射线和射电波段则来自太阳高层大气（色球和日冕）。 形成和演化 　　太阳的演化途径主要取决于它的能源变化。太阳是一颗典型的主序星，关于主序星的产生及其演化过程，天文学家已作了大量研究，并已得到比较一致的看法。根据这些研究结果，太阳的一生大体上可分为五个阶段。 主序星前阶段　包括太阳在内的所有主序星都是由密度稀薄而体积庞大的原始星云演变来的。当星云的质量足够大时，在自身的引力作用下，星云中的气体物质将向星云的质量中心下落，其宏观表现就是星云收缩。这个过程的实质就是物质的位能变成动能。结果是星云中心区的密度和温度逐渐增大，并最终使其达到氢原子核聚变所需的密度和温度，这样便发生氢变成氦的核反应，它所释放的辐射压力与引力平衡，使星云不再收缩，形成为一颗恒星。这个阶段经历的时间大约只需3,000万年。 主序星阶段　以氢燃烧为能源，标志着太阳进入主序星阶段。由于太阳的氢含量很大，能源非常稳定，从而太阳的状态也非常稳定。因此这个阶段相当于太阳的青壮年时期。太阳已经在这个阶段经历了46亿年，这就是太阳的年龄（主序星前的3,000万年可忽略）。根据理论推算，太阳还将在这个阶段稳定地“生活”34亿年，然后进入动荡的晚年时期。 红巨星阶段　日核中的氢耗尽之后，包围日核的气体壳层里面的氢开始燃烧，壳层上面的气体温度上升，结果使太阳大规模膨胀。由于太阳光度的增大不如表面积增大快，单位表面积的发射功率下降，辐射波长移向红区，使太阳变成了一颗巨大的暗红恒星，即红巨星。太阳在红巨星阶段经历的时间大约是4亿年。 氦燃烧阶段　当太阳中心氢耗尽并变成原子量较大的氦之后，中心部分又开始收缩，密度和温度继续增大。当温度达到108K时，氦核开始聚变燃烧。与此同时，外面氢烧燃层的半径继续增大，但燃烧层的厚度却不断减少。中心氦和壳层氢耗尽后，接着就是壳层氦燃烧。太阳的氦耗尽之后，还可能经历几个更重元素的燃烧期。不过由于其他元素含量很少，这些时期均非常短暂。整个氦燃烧阶段的时间也只有5,000万年，其他元素的燃烧时间则更短。 白矮星阶段　当太阳的主要燃料氢和氦耗尽之后，体积进一步缩小，它的半径可缩小到只有目前太阳半径的1％，而密度大约是现在的100万倍。这时太阳的光度只有目前太阳的1％～1‰，成为一颗很小的高密度暗弱恒星，即白矮星。太阳在白矮星阶段大约经历50亿年之后，它的剩余热量也扩散干净，终于变成一颗不发光的恒星——黑矮星。 　　根据理论推测的太阳演化过程中不同阶段的基本特征，如红巨星和白矮星等，均能在众多的恒星世界中找到实例，因此通常认为这种推测是可信的。 在银河系中的位置和运动 　　太阳位于银河系内侧边缘的猎户臂，在本星际云或古尔德带，距离银河中心7,500-8,500秒差距（25,000-28,000光年）的假设距离，包含在太空中的一个稀薄高温气体，可能是由一颗超新星残骸杰敏卡γ射线源的本地泡。本地臂和外侧的下一个旋臂，英仙臂，的距离大约是6,500光年。太阳，和进而的太阳系，被发现是在科学家所谓的星系适居带。太阳奔赴点的方向，或是太阳向点，是太阳相对于邻近恒星，穿越银河系空间的运动方向。太阳在银河系中的运动方向大约是朝向天琴座的织女星，与银河中心在天空中分离的角度大约是60度。 　　太阳绕银河的轨道大致上是如预期椭圆形，但还要加上受到银河系的旋臂和质量分布不均匀的扰动。此外，太阳相对于银河平面上下的摆动大约是每一周期2.7次；这非常像是一种没有受到阻尼的简谐振荡。有人提出太阳经过高密度螺旋臂的时间与地球上大灭绝的时刻屡屡不谋而合，或许是因为碰撞事件增加了。它大约花2亿2500万至2亿5000万年完整的绕行银河一周（一个银河年），所以在太阳过去的生命期中大概已经完整的绕行银河20至25次了。太阳相对于银河中心的轨道速度大约是250公里/秒。以这样的速度，太阳系大约1,190年可以旅行一光年的距离，或是7天移动1天文单位。 　　太阳相对于太阳系质心的运动受到来自行星的摄动是复杂的。每隔数百年变换一次顺行和逆行。 太阳周期 太阳黑子和太阳黑子周期 每11年为一周的太阳活动周期。图中显示了极紫外成像望远镜（EIT）选择195埃（绿色）波长的照片和用迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）拍摄的磁力图（灰色）。在此周期中，太阳先是经历了一段活跃时期（太阳极大期），接着是一段平静时期（太阳极小期）。对比EIT和MDI图像可以很清楚地看出太阳活动水平的上升 　　当使用适当的过滤观察太阳时，通常最能立刻看见的特征就是太阳黑子，因为那是温度较低而明确出现比周围黑暗的区域。太阳黑子是强磁场的区域，对流受到强量磁场的抑制，减少了从高热的内部传送到表面的能量。磁场造成大量的热进入日冕，形成的活动区是激烈的太阳耀斑和日冕物质抛射的来源。最大的太阳黑子有数万公里的直径。 　　在太阳上可以看见的太阳黑子数量并不是固定的，它以11的周期变化，形成所知的太阳周期。当太阳黑子周期进展时，太阳黑子的数量会增加，并且初系的位置也逐渐接近太阳的赤道，史波勒定律就是描述这种现象。太阳黑子通常都以磁性相异的形式成对出现，每一个太阳周期的前导黑子磁性会交替的改变，所以当一个太阳周期是磁北极前导，下一个太阳周期就是磁南极前导。 　　因为太阳的光度与磁场活动有直接的关系，太阳周期不仅对太空天气有很大的影响，对地球的气候也有重大的影响。太阳活动极小往往和低温连系再一起，而超过平均长度的周期则与高温相关联。在17世纪，太阳周期似乎完全停止了数十年，在这段期间只观测到少数几个太阳黑子。那个时代称为蒙德极小期或小冰期，欧洲经历了很冷的温度。分析树木的年轮发现更早的一些极小期，并且也显现出与全球的温度低于平均温度的期间相符合。 可能的长周期 　　最近有理论宣称在太阳核心的磁性不稳定导致周期为41,000年或100,000年的变异。这可以对冰河期和米兰科维奇循环提供更好的解释。 生命周期 太阳的生命循环，未依照大小的比例绘制 　　太阳是在大约45.7亿年前在一个坍缩的氢分子云内形成。太阳形成的时间以两种方法测量：太阳目前在主序带上的年龄，使用恒星演化和太初核合成的电脑模型确认，大约就是45.7亿年。这与放射性定年法得到的太阳最古老的物质是45.67亿年非常的吻合。 太阳在其主序的演化阶段已经到了中年期，在这个阶段的核聚变是在核心将氢聚变成氦。每秒中有超过400万吨的物质在太阳的核心转化成能量，产生中微子和太阳辐射。以这个速率，到目前为止，太阳大约转化了100个地球质量的物质成为能量，太阳在主序带上耗费的时间总共大约为100亿年。 　　太阳没有足够的质量爆发成为超新星，替代的是，在约50亿年后它将进入红巨星的阶段，氦核心为抵抗引力而收缩，同时变热；紧挨核心的氢包层因温度上升而加速聚变，结果产生的热量持续增加，传导到外层，使其向外膨胀。当核心的温度达到1亿K时，氦聚变将开始进行并燃烧生成碳。由于此时的氦核心已经相当于一个小型“白矮星”（电子简并态），热失控的氦聚变将导致氦闪，释放的巨大能量使太阳核心大幅度膨胀，解除了电子简并态，然后核心剩余的氦进行稳定的聚变。从外部看，太阳将如新星般突然增亮5～10个星等（相比于此前的“红巨星”阶段），接着体积大幅度缩小，变得比原先的红巨星暗淡得多（但仍将比现在的太阳亮），直到核心的碳逐步累积，再次进入核心收缩、外层膨胀阶段。这就是渐近巨星分支阶段。 　　地球的命运是不确定的，当太阳成为红巨星时，太阳的半径将膨胀超越地球现在的轨道——1 AU (1.5×1011 m)，是现在的250倍。然而，当太阳成为渐近巨星分支的恒星时，由于恒星风的作用，它大约已经流失30%的质量，所以地球的轨道会向外移动。如果只是这样，地球或许可以幸免，但新的研究认为地球可能会因为潮汐的相互作用而被太阳吞噬掉。但即使地球能逃推被太阳焚毁的命运，地球上的水仍然都会沸腾，大部分的气体都会逃逸入太空。即使太阳仍在主序带的现阶段，太阳的光度仍然在缓慢的增加（每10亿年约增加10%），表面的温度也缓缓的提升。太阳过去的光度比较暗淡，这可能是生命在10亿年前才出现在陆地上的原因。太阳的温度若依照这样的速率增加，在未来的10亿年，地球可能会变得太热，使水不再能以液态存在于地球表面，而使地球上所有的生物趋于灭绝。 　　继红巨星阶段之后，激烈的热脉动将导致太阳外层的气体逃逸，形成行星状星云。在外层被剥离后，唯一留存下来的就是恒星炙热的核心——白矮星，并在数十亿年中逐渐冷却和黯淡。这是低质量与中质量恒星演化的典型。

天文学

光学天文学

大气消光

大气消光（汉语拼音：Dɑqi Xiaoguang；英语：Atmospheric Extinction），天体辐射穿过大气到达地面后强度减弱和颜色变化的现象。 产生原因 　　产生大气消光主要有两个原因：一是大气中各种分子和原子吸收辐射，使辐射能转变为其他形式的能量；二是大气中的气体分子、尘埃和水滴等质点将来自某方向的辐射散射到四面八方，从而减弱了天体辐射的强度。 影响因素 　　大气消光与大气的成分、辐射的波长和辐射穿过大气的厚度有关。通常蓝光所受的消光作用比红光严重，辐射穿过大气层的厚度增加，消光作用也加剧。因此，天体的天顶距越大，大气消光影响越大。 　　地面天文测光的结果要作大气消光改正，从而得到天体辐射的真实情况。

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太阳与太阳系

地球大气

地球大气（ atmosphere of the Earth ），地球引力作用下大量气体聚集在地球周围所形成的包层。大气随着地球运动；日、月的引力也对它起着潮汐作用。大气层对地面的物理状况和生态环境有决定性的影响。地球大气的质量约为5.3×1021克，约占地球总质量的百万分之一。大气密度随高度的增加而按指数函数下降，大气总质量的90％集中在离地表15公里高度以内，99.9％在50公里高度以内。在2，000公里高度以上，大气极其稀薄，逐渐向行星际空间过渡，而无明显的上界。 分层 地球大气的密度、温度、压力、化学组成等都随高度变化。可以按照大气的温度分布、组成状况、电离程度这些不同参数，对地球大气进行分层。 按大气温度随高度的分布可以分为： ①对流层　靠地表的底层大气，对流运动显著。其厚度因纬度、季节以及其他条件而异，在赤道区约16～18公里，中纬度区约10～12公里，两极区约7～8公里。一般来说，夏季厚而冬季薄。对流层与地表联系最密切，受地表状况影响最大，大气中的水汽大部集中于此层，形成云和降水等现象。对流层的上部称为“对流层顶”，厚约几百米到1～2公里。对流层的温度几乎随高度直线下降，到对流层顶时约为-50℃。 ②平流层（又称同温层）　由对流层顶到离地表50公里高度的一层，大气主要是平流运动。层内温度随高度增加而略微上升，到约50公里高度处，达到极大值（约-10～+20℃）。 ③中间层（又称散逸层）　高度在离地表50～85公里的一层，温度随高度增加而下降，到离地表高度85公里的中间层顶，温度接近最小值，约为-80℃。 ④热层　中间层以上的一层，温度随高度增加而上升，在离地表500公里处，即热层顶，达到1，100℃左右。这一层的温度因为大气大量吸收太阳紫外辐射而升高。热层顶以上为外大气层。这里的大气已极稀薄，密度在每立方厘米107个原子以下（而海平面处为每立方厘米1019个）。 按大气的组成状况可以分为两层：离地表约100公里以下是均质层（大气由各种气体混合组成，平均分子量为常数）；以上是非均质层。在均质层中离地表10～50公里处，太阳紫外辐射的光化作用产生臭氧，形成臭氧层，这一层的高度大抵与上述平流层相当。在离地表20～30公里处，臭氧浓度最大，不过这部分大气中的臭氧含量仍然不到这一层大气的十万分之一，各种气体依然视为均匀混合的。臭氧层吸收掉危害生命的太阳紫外辐射，使之不能到达地表。 按大气的电离程度可以分为两层：从地表到离地表80公里这一层，大气中的分子和原子都处于中性状态，称为中性层。离地表80～1，000公里这一层，大气中的原子在太阳辐射（主要是紫外辐射）作用下电离，成为大量正离子和电子，构成电离层。其中电子密度极大处为D、E、F1、F2四层（如图）。这四层的高度分别在80～100公里、100～120公里、150～250公里和250～500公里处，而且这四层的高度和电离情况都随一天中的不同时刻、一年中的不同季节和太阳活动程度而发生变化。许多有趣的天文现象，如极光、流星等都发生在电离层中。电离层还能反射无线电短波，从而使地面上可以实现短波无线电通讯。 近地表大气的化学组成 干洁空气的成分及其体积百分比如下： 干洁空气的成分及其体积百分比 上表所列并未考虑水汽在内。实际上地球大气含有一定比例的水汽。而且水汽是大气中最不稳定的组成部分。在夏季湿热处，水汽在大气中的含量可以达到4％；而在冬季干寒处，它的含量可下降到0.01％。除水汽外，离地表3公里内还有尘埃、花粉、火山灰及流星尘等微粒。 起源 地球的大气的演化已经历了三代：原始大气、还原大气和氧化大气（现代大气）。 地球形成初期的原始大气已不存在，它已全部或大部散逸到空间。后来，由于放射性元素的衰变和所谓“引力致热”，地球处于一种熔化阶段，从而加速了气体从地球内部逸出的过程。地球的引力使这些逸出的大气渐渐积蓄在地球的周围。这种第二代地球大气缺少氧，主要由二氧化碳、一氧化碳、甲烷和氨组成，称为还原大气。主要是绿色植物的光合作用，其次是来自太阳的辐射使水分解为游离氧，从而使还原大气变为以氮和氧为主的氧化大气。有的科学家通过分析赤铁矿中的沉积物，推断出氧存在的时间至少在25亿年以上。从那时起，大气中便含有丰富的游离氧了。

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恒星与银河系

矮星

矮星（dwarf star），赫罗图中任何属于主序的恒星的过时名称。该名称起源于早期将恒星分类为矮星和巨星；按照这种分类，太阳是一颗典型的矮星。但现在多用“主序星”一词，以避免同白矮星及其他远小于太阳的恒星相混。

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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。

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天体物理学

共振吸收

共振吸收（ resonance absorption ），从经典电动力学的观点来看，吸收光和发射光的基本单元是谐振子。每种谐振子都有它的固有频率，当外来电磁波的频率和谐振子的固有频率相同时，谐振子会对外来的辐射产生很强的吸收，这种吸收称为共振吸收。从原子物理的观点来看，共振吸收是因原子由基态到低激发态的跃迁而产生的。量子力学的计算表明，这种跃迁的概率系数比其他跃迁的概率系数大得多。原子通常多处于基态，所以，由共振吸收产生的谱线是很强的。这种谱线称为共振线。比较著名的共振线有中性钠的D1和D2线，电离钙的H和K线等。

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恒星与银河系

电离氢区和中性氢区

电离氢区和中性氢区（ HⅡand H I regions ），以氢为主要成分的星际气体云。若星云附近有早型的炽热恒星，则中性氢会被恒星的紫外辐射电离，形成电离氢区。中性氢原子从最低能态变为电离状态须经波长短于912埃的紫外线照射。因此，电离氢区附近的恒星必须是能发出大量紫外辐射的O型或B型星。这些星的表面温度高达几万度，被称为激发星。电离氢区的温度也可以达到104K。此外，当星际云之间的密度非常低时，中性氢原子在宇宙线的作用下也会电离。电子和质子一旦分开，就不容易再复合，从而也会形成电离氢区。 在距激发星10～100秒差距（视星云中氢原子的密度而定）以外，使氢电离的高能光子会迅速减少，电离氢区就过渡到中性氢区。事实上，大部分气体云都处于中性氢状态，中性氢区的温度一般在100K以下。观测表明，银河系旋臂的中性氢原子数密度约为每立方厘米1～10个，旋臂之间约为每立方厘米0.1个。估计中性氢的质量占银河系总质量的1.4～7％。由电离氢区过渡到中性氢区，氢的电离度下降得很快，过渡区的厚度取决于星云气体的密度，而同激发星的性质和电离氢区的半径无关。至于电离氢区的大小则取决于激发星的温度和星云气体的密度。 观测中性氢区和观测电离氢区所用的方法不同。对中性氢区，目前只能用射电方法观测氢原子发出的中性氢21厘米谱线，而对电离氢区，除观测射电辐射外，还可以用光学手段观测其各种发射线和禁线。 以下是两个典型的HⅡ区和HⅠ区的各种基本物理参数： 电离氢区和中性氢区

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天体物理学

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。

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恒星与银河系

气盘

气盘（ gaseous disk ），恒星周围物质（见星周物质）的一种存在形式。它与气壳的区别是，气壳是球对称的，而气盘呈扁平状的。盘面大都趋近于恒星自转赤道面或双星中的子星的轨道面。星周物质的另一种存在形式是气环，但其物质密度和厚度都小于气盘。气盘同气环一样，都比较难于观测。近年来，观测到大犬座VY和天鹅座NML天体的SiO分子受激辐射谱线轮廓中的结构，有人认为这就是气盘存在的一个证明。气盘的形成有两种方式。一种可能和太阳系的形成方式类似，是恒星早期演化阶段的产物。有人根据对星际红化很强的发射线天体MWC349与LKHα101观测的结果，认为它们周围可能有气盘，尚未形成行星系。另一种是恒星演化到较后期的赤道物质抛射的结果，如上述大犬座VY和天鹅座NML等天体。此外，B型发射星和沃尔夫－拉叶星的红外辐射过强和较大的光学偏振现象，可能同它们气壳中的盘状结构有关。在双星中，由于气盘在光学上的不透明性，当它掩食伴星时，会造成掩食的时间变长，使两个相邻食的食区不相等。渐台二星的许多观测现象，也正是通过气盘模型才得到合理的解释的。根据观测发现某些双星的气盘的形成和单星的不同，多数研究者认为双星的气盘是伴星的气流被吸积而形成的。

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天体测量学

秋分点

秋分点（ autumnal equinox ），太阳沿黄道从天赤道由南向北通过天赤道的那一点称春分点；与春分点相对的另一点称秋分点。见分至点。

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光学天文学

太阳观测仪器

太阳观测仪器（ instruments for solar observation ），专供观测太阳用的仪器，包括光学、射电和空间的专用设备。太阳观测仪器的历史可以追溯到1609年伽利略首次用望远镜观测太阳黑子。从那时起，尤其是二十世纪以来，在可见光波段对太阳进行了多方面的观测，出现了各种用于观测光球、色球、日冕等的光学仪器。六十年代以来，射电天文和空间天文技术迅速发展，实现了从γ射线直到米波的太阳观测，但是，历史悠久的光学观测仍占有重要地位。六十年代以前，太阳光学仪器从两方面发展，一是建造各种形式的太阳望远镜，二是研制具有各种用途的附属仪器，最主要的是高色散、高分辨率的光栅的太阳摄谱仪及其衍生仪器，如太阳单色光照相仪、太阳光电磁像仪和太阳照相磁像仪等。拥有这种摄谱仪的太阳塔，成为太阳物理观测的基本手段。双折射滤光器的出现，使对太阳进行单色巡视观测成为可能。但是，关于仪器内外的热空气湍流对成像质量的影响，并没有引起足够重视，以致在1962年以前，全世界拍摄的太阳照片中，角分辨率达到1″～2″的照片仅四十多张。 六十年代以来，太阳仪器的发展的一个重要方面是克服热空气湍流造成太阳成像模糊的缺点，从而将角分辨率提高到1.″0以至0.″5以内，因而可以进行所谓精细结构的观测。为解决这个问题，首先选择白昼天文宁静度特别好的地方安置太阳观测仪器，同时克服仪器自身引起的热空气湍流。从这个角度出发，无圆顶的露天塔式真空太阳望远镜，无疑是目前最佳的选择。为了提高光学成像质量，太阳望远镜愈来愈多地转向采用低膨胀材料镜面的反射系统。美国萨克拉门托峰天文台首次建造的全真空无圆顶的太阳塔，可观测到0.″3的日面细节。随着电子技术的进步，太阳观测仪器采用先进的接收器和电子计算机，使太阳观测水平发生质的飞跃。例如，采用固体阵列探测器(如二极管阵)，实现太阳光电磁像仪的多通道观测；采用光导摄像管的太阳视频磁像仪，实现太阳磁场的实时观测；用计算机控制的万能滤光器，可在宽波段范围内调节，并对太阳不同层次大气进行扫描观测；用电子计算机能及时处理并快速输出大量的观测数据，及时控制采用地平式装置的真空太阳望远镜。

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星系与宇宙学

麦哲伦云

麦哲伦云（汉语拼音：mài zhé lún yún），（Magellanic clouds），南部天空肉眼可见的两个星系。包括大麦哲伦云和小麦哲伦云，合称麦哲伦云。1521年，葡萄牙人F.麦哲伦作环球航行时首次对它们做了精确描述，由此得名。由于位置靠近南天极(大麦哲伦云的赤纬为－69°.8，小麦哲伦云的赤纬为－73°.1)，北纬20°以北的地区看不到它们。大麦哲伦云在剑鱼座和山案座，距离地球约16万光年，赤径约为银河系的1／4，质量约为银河系的7％。小麦哲伦云在杜鹃座，距离19万光年，直径为银河系的1／10，质量只有银河系的1／100。麦哲伦云的类型不很确定，可能是不规则星系，也可能是棒旋星系。在麦哲伦云里发现了大量的变星、星团和星云，也观测到不少新星、超新星遗迹、X射线双星等。特别是，1987年麦哲伦云里爆发了一颗超新星，即超新星1987A。麦哲伦云是离银河系最近的两个星系，它们同银河系有物理联系，三者构成一个三重星系。

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光学天文学

施密特望远镜

施密特望远镜（ Schmidt telescope ），一种折反射望远镜。1931年为德国光学家B.V.施密特所发明，因此得名。 这种望远镜由一块接近平行平板的非球面改正透镜和一个凹球面反射镜组成。虽然凹球面反射镜具有球差(见像差)，但它有一个重要特性──镜面对于球心是对称的。如果在球心处设置一个限制光束的光阑，那么对于不同倾角入射的光束，除了光阑在斜光束方向的投影与正方向不同外，成像条件都完全相同，不存在光轴上和光轴外的差异。因而，在球面镜的焦面上各处的像点都是对称的，具有相同球差造成的小圆斑。在这种情况下，除了球差和场曲外，不存在其他像差。为改正球差，B.V.施密特不是象过去人们所做的那样，破坏这一对称成像条件，把镜面形状改成抛物面，而是在光阑处放置一块与平行平板差别不大的、非球面的改正透镜（常称施密特改正透镜）。它对于法向和倾斜入射光束在球差的改正作用上所引起的变化不大，同时折射引起的色差也很小。所以在口径和焦比相同的情况下，施密特望远镜比其他望远镜有更大的清晰视场。此外，施密特望远镜的优点是：光能损失较少，改正透镜厚度比折射望远镜薄，制作材料容易解决，口径可以做得较大。缺点是：①改正镜的非球面形状比较特殊，加工比较困难；②焦面是弯曲的，底片也必须弯成和焦面相符合，对使用玻璃底片不方便；③焦面位于光路中间，增大视场就必然会使光的损失增加，而且底片装卸也不方便；④镜筒长度比主镜焦距相同的反射望远镜长，约为焦距的两倍。现在最大的施密特望远镜在德国陶登堡史瓦西天文台，是1960年制造的，改正透镜口径为1.34米，球面镜直径为2米，焦距为4米，视场为3°4×3°4。 美国帕洛马山天文台1.2米施密特望远镜 美国海耳天文台 对某些工作，施密特望远镜可作不同的改变，如增加平场透镜把焦面改成平面；增加一个凸面副镜把焦点引到主镜的背面或附近，形成卡塞格林系统（见卡塞格林望远镜）。美国光学家贝克首先对这种系统进行了研究，经他改进的这种望远镜，称为贝克-施密特望远镜，也可以把改正透镜分成两片，以校正色差等。

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天体测量学

格林威治平时

格林威治平时（ gelinweizhi pingshi ），由于地球轨道并非圆形，其运行速度又随着地球与太阳的距离改变而出现变化，因此视太阳时欠缺均匀性。视太阳日的长度同时亦受到地球自转轴相对轨道面的倾斜度所影响。为着要纠正上述的不均匀性，天文学家计算地球非圆形轨迹与极轴倾斜对视太阳时的效应。平太阳时就是指经修订后的视太阳时。在格林尼治子午线上的平太阳时称为世界时(UT0)，又叫格林尼治平时(GMT)。

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太阳与太阳系

色球

太阳：色球 　　色球（汉语拼音：seqiu；英语：chromosphere），位于光球和日冕之间的太阳大气层。通常把太阳大气中的温度极低层作为光球与色球的分界，亦即色球底部，它大约位于从光球底部（定义为波长为500纳米的光学深度为1处）起算的高度h＝500千米处。至于色球的上边界，则难以明确。问题在于色球上层基本上是由从超米粒边界向上延伸的针状体构成。针状体大约从色球底之上约1,500千米处向外延伸，可达到约5,000千米的高度，但它们的覆盖面积只占全日面积的1%～2%。而针状体之间的区域实际上已具有日冕物质的特征，比较均匀的色球仅限于从色球底向上延伸约1,500千米的范围。因此，对于色球上界常有不同的说法，但大部分研究者认为色球厚度约为1,500千米。色球底部的密度约为8×10-8克/厘米3，随高度迅速下降至顶部的约10-4克/厘米3，但其温度却从底部的几千度向上迅速增加到顶部的近100万度。 　　由于色球的亮度只有光球的万分之一，比白天的天空亮度还要暗，因此平时是看不到色球的，必须用专门的仪器（色球望远镜）或在日全食时才能看到太阳色球层。日全食时看到的是色球在太阳边缘的投影，而且时间非常短暂（通常只有几秒钟）。用色球望远镜则可看到日面上的色球结构，如谱斑、暗条（日珥在日面上的投影）和耀斑等活动现象。空间飞行器上拍摄的太阳照片上可清晰看到色球针状体。关于针状体的本质和色球温度随高度增加的原因，尚在探讨之中。

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恒星与银河系

毕宿五

毕宿五（ Aldebaran ），金牛座α(αTau)。中国古代名为毕宿五，位于星座金牛头部眼睛的位置，俗称金牛眼。古代阿拉伯称为“追随者”，它随着昴星团升起，总是跟随着昴星团。全天第十四颗亮星，视星等为0.87v(v表示变星)，绝对星等Mv=−0.63，距离太阳为65.1光年。光谱型为K5III，是晚型巨星，呈橘红色，有效温度为3 800K。冬夜亮星中最红、最早出现在东方地平的恒星。它有近10种名称，主要星表编号为：Hip 21421，HR 1457，HD 29139和FK 5168。毕宿五因位于月球白道附近，常有被月球掩盖的掩星现象，称为月掩毕宿五。毕宿五已燃烧完它内部的氢，并将氦合成为碳，已离开主星序，已膨胀到半径为50个太阳半径。它是慢的不规则脉动变星，星等变化仅有0.2。它有一颗红矮伴星(光谱型为M2V)， 质量为0.15太阳质量，轨道半径607个天文单位。1997年发现它有一颗巨行星伴星，距离为1.65天文单位，周期为654天，质量约11MJ(MJ为木星质量)。 毕宿五

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星系与宇宙学

K改正

K改正（ K-correction ），对于河外天体光谱因红移造成的歪曲在进行光度测量时须加的改正。红移使得从天体发出的波长为λ1的光谱线在观测处移至(1+z)λ1，亦即从红移为z的天体到达观测者的波长为λ的光，发出时的波长为 或者可表示为λ=(1+ z)λ 1。原来发出时处在波长间隔λ k1－λ l1内的辐射，观测时便处在(1+ z)(λk1－λ l1)间隔内。通过观测天体的辐射流确定 星等时，总是观测其某一特定波段范围内的辐射，以确定某一特定的星等。这样，在没有红移的情况下比较不同天体的这一特定视星等时，所比较的才是同一波段范围内的辐射。而当比较具有不同z的两个天体的同一特定视星等时，所比较的实际上是这两个天体的处在不同波段范围内的辐射。 对于银河系天体，红移一般很小，它的影响可忽略不计。对于河外天体，红移一般较大，就要考虑红移对星等测量的影响。因为不同红移z的天体的光谱受到不同的歪曲，所以在讨论热距离模数mbol－Mbol时，除要考虑星际消光改正项A外，还要再加上一改正项K，即K改正： mbol－Mbol=m－M－K－A 式中 m- M是使用响应曲线为 S(λ)的辐射接收系统所得到的距离模数观测值； K 改正的单位为星等，数值为 其中第一项是由于红移后波段展宽而加上的 改正；第二项是由于红移后波段频移而加上的 改正。 I(λ)是波长λ处的入射能流，是在相对于天体静止的坐标系内，并作了望远镜接收系统 改正和大气消光 改正的。 由于不同类型天体的I(λ)函数形式不同，它们的K改正也不同。1936年，哈勃在假设I(λ)为黑体辐射的前提下，第一次计算了K改正。M.L.哈马逊等人引用斯特宾斯等的观测，在1956年首次给出了K改正的观测值。

天文学

光学天文学

光电导星装置

光电导星装置（ photoelectric guider ），精确控制望远镜跟踪导星的光电装置。恒速跟踪天体的赤道式装置的望远镜，由于传动系统误差、光学机械部件变形、大气折射和某些天体(如小行星、彗星等)自身相对恒星的运动，视场中的星像会产生移动。 光电导星装置是采用光电器件作为敏感元件的一种装置。它不断检测星像对视场中固定点(叉丝)的偏移，发出检测信号，输给传动系统，将望远镜调校到正确位置。光电导星装置可装在导星镜上，但大望远镜多用“偏置导星”，把光电导星装置对准大望远镜视场边缘的导星。检测信号可以用来控制望远镜或接收器(如底片盒)的运动。为了在局部视场中找到导星，一般要求光电装置的灵敏度可检测8～10等或更暗的导星。 早期曾采用多种机械式的检测元件，最常用的是旋转半圆片，经它调制的导星由光电倍增管转变成电信号，当偏移量小于半个星像时，输出交变信号的振幅和相位分别反映偏离的大小和方向，导星精度一般为0.″3以下。近年广泛采用象限光电倍增管、析像管和摄像管等光电器件作为检测元件进行光电导星，不用机械装置，从而提高导星精度。例如，用析像管作自动偏置导星，在美国基特峰天文台口径为90厘米的反射望远镜上试验结果表明：可导星等为9.5等，精度0.″1。用摄像管、析像管进行光电导星时，还可实现电视监视和在监视器上寻找导星。

天文学

太阳与太阳系

朔

朔 拼音：shuò　 部首：月　 总笔画：10　 部外笔画：6　 结构：左右　 五笔：UBTE　 倉頡：TUB　 通用字　 基本释义： shuò　 农历每月初一：朔日。朔望（“朔日”和“望日”）。 始：“皆从其朔”。 北方：朔方。朔漠（北方沙漠地带）。朔气。朔土。 便捷查询： 同音查询： shuo 音汉字　shuò 音汉字　　同部首查询： 月部汉字　　同笔画查询： 10画汉字 “朔”字书法作者：颜真卿 “朔”字书法作者：王羲之 “朔”字书法作者：王导 目录 1 朔 shuò 2 《康熙字典》释义 3 《说文解字》释义 4 首字为“朔”的词语 朔 shuò 农历每月初一，地球上看不到月光，这种月相称作朔：朔日丨朔月丨朔望。 北（方）：朔方丨朔风丨朔气。 《康熙字典》释义 　　【辰集上】【月字部】　 　　〔古文〕??【唐韻】所角切【集韻】【韻會】【正韻】色角切，??音槊。【說文】月一日始蘇也。【白虎通】朔之言蘇也。明消更生，故言朔。【書·舜典】正月上日。【傳】上日，朔日也。【疏】月之始日謂之朔日。【周禮·春官·大史】頒告朔于邦國。【註】天子頒朔於諸侯，諸侯藏之祖廟。·至朔朝於廟，告而受行之也。【禮·玉藻】聽朔於南門之外。　又【儀禮·大射禮】朔鼙。【註】朔，始也。　又【禮·禮運】皆從其朔。【註】朔，亦初也。　又【玉篇】北方也。【書·堯典】宅朔方曰幽都。【傳】北稱朔。【疏】朔，北方也。舍人曰：朔，盡也。北方萬物盡，故言朔也。 《说文解字》释义 　　【卷七】【月部】 编号：4290 　　朔，[所角切 ]，月一日始蘇也。从月屰聲。 首字为“朔”的词语 　　朔方　　朔风　　朔漠　　朔气　　朔日　　朔望　　朔野　　朔月　　朔北　　朔鄙　　朔边　　朔飙 　　朔部　　朔参官　　朔策　　朔吹　　朔垂　　朔旦　　朔党　　朔奠　　朔法　　朔鼓　　朔管　　朔光 　　朔河　　朔晦　　朔客　　朔门　　朔蓬　　朔鼙　　朔禽　　朔塞　　朔食　　朔数　　朔庭　　朔途 　　朔涂　　朔土　　朔望月　　朔雪　　朔雁　　朔易　　朔裔　　朔牖　　朔云　　朔政　　朔州市 ▍汉语拼音音节索引　　▍部首检字表　　▍笔画检字表：1－8画，9－13画，14－16画，17－48画　　▍常用字表　　▍通用字表　　▍通用规范汉字表：一级字表，二级字表，三级字表

天文学

天体物理学

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。

天文学

太阳与太阳系

火星极冠

火星极冠（ cap of Mars ），火星两极地区的白色覆盖物，早在十七世纪就已为荷兰学者惠更斯所发现。用望远镜观测，极冠是火星面上最显著的标志，并随火星的季节变化：南北极冠各自在所属半球的冬天扩大，夏天缩小。1898年，英国物理学家斯托尼设想极冠的成分是固体二氧化碳(干冰)。在二十世纪四十年代末、五十年代初，柯伊伯通过分光观测认为极冠是由水冰而不是由干冰组成。“水手号”和“海盗号”探测器对火星两极地区进行多次考察，确认极冠中既有水冰又有干冰。极冠的温度在－70℃到－139℃之间。火星大气中有相当数量的二氧化碳在冬季半球的极地凝结，因而使该半球的极冠面积扩大（最大的时候达到纬度60°处）。当该半球进入春天时，二氧化碳汽化；此后又在另一半球的极地凝结。水汽由于凝固点较高，便在两极的高纬度地区形成范围较小的永久性极冠。据估计，极冠中大约保存有大气中20％的二氧化碳，而保存的水则比大气中的多得多。极冠中的水冰，如果全部融化并均匀分布在火星表面，就会形成一个10米厚的水层。极地的照片表明，极冠不是整块的，而有分层的结构。在冰的覆盖层的边缘形成一系列的台阶。各层的厚度为10～50米。对这种结构的解释是：可能是极地受过严重的侵蚀，也可能是火星气候的冷暖交替引起极冠的融化和冻结所致。 火星极冠 1941年9月19日 火星极冠 1941年10月19日

天文学

光学天文学

大望远镜

大望远镜（ large telescope ），指大口径的天文望远镜。天文观测的对象大多数是遥远的暗弱天体。只有采用口径尽量大的望远镜，收集更多的天体辐射，才能发现新的天体或对暗弱天体有效地进行照相，以及进行光度、分光等方面的测量和研究。近年来，由于天文像复原技术的发展，地面光学观测已在某些应用中突破大气限制，达到衍射限制的分辨本领。增大口径是提高望远镜分辨本领的一个重要途径。目前，望远镜的口径几乎增大到工程技术所能容许的限度。各种可能采用的新技术不断应用到望远镜上，大望远镜已成为综合精密光学机械和先进电子技术的巨型仪器。 早在1897年，美国叶凯士天文台安装了一台口径为1.02米的折射望远镜。由于大直径透射光学材料制备困难，透镜加厚吸光量就会增加（在紫外、红外区尤为严重）；由于透镜由边缘支承，自重变形较大，加上镜筒过长，都给机械结构带来麻烦；此外大口径的透镜也会有残余色差，这些困难都限制了大口径折射望远镜的进一步发展。折反射望远镜同样也在一定程度上受到改正镜的透射材料的限制，最大的折反射望远镜是1960年在德意志民主共和国陶登堡史瓦西天文台安装的施密特望远镜。它的改正镜口径为1.34米，主镜口径为2米。其次是美国帕洛马山天文台的施密特望远镜，口径1.2米。 美国叶凯士天文台1.02米折射望远镜 美国利克天文台3米反射望远镜 反射镜的材料相对来说比较容易解决，没有色差，反射的波段又宽，而且可从背面均匀地支承，因此，更大的望远镜都是反射系统的。目前世界上口径2.5米以上的反射望远镜已有14台，还有4台在建造中。1948年，美国帕洛马山天文台建造了一台口径5米的反射望远镜，主镜采用硼硅酸玻璃，焦距16.5米，采用十分结实的马蹄形赤道式装置，总重500吨的转动部分用摩擦系数很低的油垫轴承支承。1975年，苏联建成一台口径6米的反射望远镜，主镜焦距24米，有两个等值焦距180米的耐司姆斯焦点。为解决基架重力变形问题，采用地平式装置，造价比赤道式装置便宜一半。转动部分总重800吨。整块镜面的反射望远镜，其造价大约按口径的2～3次方而增大。进一步增大口径，镜面材料的制备将会遇到更多的困难。为探索更大口径望远镜的制造途径，1979年制成了多镜面望远镜，它是用6台口径1.8米望远镜组合成的一台等值口径4.5米的望远镜，采用地平式装置，仪器和观测室的尺寸比一般结构的望远镜显著缩小。此外，由于电子计算技术的发展，大望远镜有采用地平式装置的趋向。这些因素减轻了大望远镜结构上的困难，降低了造价。目前正在研制的下一代望远镜，将充分利用工程技术上的新成就，为天文学发展提供更有力的武器。 苏联专门天体物理台6米反射望远镜 智利托洛山美国美洲际天文台4米反射望远镜美国国土天文台 美国帕洛马山天文台5米反射望远镜美国海耳天文台 美国帕洛马山天文台5米反射望远镜的圆顶室美国海耳天文台

天文学

星系与宇宙学

宇宙年龄

宇宙年龄（汉语拼音：Yuzhou Nianling；英语：Universe，Age of），宇宙从某个特定时刻到现在的时间间隔。对于某些宇宙模型，如牛顿宇宙模型、等级模型、稳恒态模型等，宇宙年龄没有意义。在通常的演化的宇宙模型里，宇宙年龄指宇宙标度因子为零起到现在时刻的时间间隔。通常，哈勃年龄是宇宙年龄的上限，可以作为宇宙年龄的某种度量。根据大爆炸宇宙模型推算，宇宙年龄大约200亿年。 　　宇宙在膨胀，随着时间的流逝和空间的拉伸，使得星系互相远离。如果设想将这一过程在时间上反推，看来就必定在很久以前存在过全部星系拥挤一处的起始状态。宇宙起源于大爆炸（或奇点）的这一思想得到爱因斯坦广义相对论的证实。宇宙的当前膨胀速率由叫做哈勃常数的数字H_0给出。H_0的数值可通过观测来决定。如果宇宙从大爆炸以来一直以相同速率膨胀，那么它的年龄就应该等于哈勃常数的倒数1／H_0，这个年龄叫做哈勃年龄。 实际上，随着宇宙年龄的增加，星系之间的万有引力趋向于减缓它的膨胀。哈勃“常数”对宇宙一生中同一阶段的所有星系是相同的，但却随时间的逝去而减小。这意味着，从哈勃常数当前值计算的年龄总是大于宇宙的真年龄，因为宇宙在过去膨胀得比较快。 H_0的准确值是很难测量的，天文学家广为接受的一个值是55公里每秒每百万秒差距。利用这个数字得到的宇宙年龄上限是180亿岁。再利用基于爱因斯坦方程式的标准宇宙模型，可以换算出真年龄为120～150亿岁。 　　估计宇宙年龄的一个间接方法是利用恒星的年龄，其前提假设是宇宙必须比最年老的恒星更年老。对球状星团的研究表明，我们银河系中有些恒星可能已经年高140～180亿岁了，这正好与H_0=55公里每秒每百万秒差距时的宇宙年龄相符。但有些宇宙学家争辩说，哈勃常数要大得多，也许大到了100公里每秒每百万秒差距。那样一来，“宇宙年龄”就将缩短到小于100亿岁。在这种情况下，它就不可能含有140亿岁的恒星。不过，新近的一些研究表明，哈勃常数有可能小于40公里每秒每百万秒差距，这将使宇宙称心如意地比它包含的恒星更年老了。

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色球

太阳：色球 　　色球（汉语拼音：seqiu；英语：chromosphere），位于光球和日冕之间的太阳大气层。通常把太阳大气中的温度极低层作为光球与色球的分界，亦即色球底部，它大约位于从光球底部（定义为波长为500纳米的光学深度为1处）起算的高度h＝500千米处。至于色球的上边界，则难以明确。问题在于色球上层基本上是由从超米粒边界向上延伸的针状体构成。针状体大约从色球底之上约1,500千米处向外延伸，可达到约5,000千米的高度，但它们的覆盖面积只占全日面积的1%～2%。而针状体之间的区域实际上已具有日冕物质的特征，比较均匀的色球仅限于从色球底向上延伸约1,500千米的范围。因此，对于色球上界常有不同的说法，但大部分研究者认为色球厚度约为1,500千米。色球底部的密度约为8×10-8克/厘米3，随高度迅速下降至顶部的约10-4克/厘米3，但其温度却从底部的几千度向上迅速增加到顶部的近100万度。 　　由于色球的亮度只有光球的万分之一，比白天的天空亮度还要暗，因此平时是看不到色球的，必须用专门的仪器（色球望远镜）或在日全食时才能看到太阳色球层。日全食时看到的是色球在太阳边缘的投影，而且时间非常短暂（通常只有几秒钟）。用色球望远镜则可看到日面上的色球结构，如谱斑、暗条（日珥在日面上的投影）和耀斑等活动现象。空间飞行器上拍摄的太阳照片上可清晰看到色球针状体。关于针状体的本质和色球温度随高度增加的原因，尚在探讨之中。

天文学

天体物理学

萨哈公式

萨哈公式（ Saha formula ），描述在热动平衡状态下原子按电离级分布的一个物理规律。1920年，印度物理学家萨哈首先根据热力学的相平衡理论导出；1933年，美国天体物理学家门泽尔又用统计物理方法得到。萨哈公式的一般形式为： 式中 Nr+1和 N r分别为单位体积内同一元素的 r+1次电离原子和 r次电离原子的数目， T为绝对温度， Pe为电子压力， me为电子质量， h为普朗克常数， k为玻耳兹曼常数， xr为 r次电离原子的电离电势(原子电离所需要的最小能量)， ur +1( T)和 ur( T)分别为 r+1次电离原子和 r次电离原子的配分函数。 萨哈公式表明：原子的电离程度和温度、电子压力有关，温度愈高或电子压力愈低时，原子的电离程度愈高。

天文学

天文学

3K背景辐射

宇宙微波背景辐射（ cosmic microwave background radiation ），来自宇宙空间背景上的高度各向同性的微波电磁辐射。又称宇宙微波背景。20世纪60年代初，美国科学家A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙为了改进卫星通信，建立了高灵敏度的号角式接收天线系统。1964年，他们用它测量银晕气体射电强度时，发现总有消除不掉的背景噪声，认为这些来自宇宙各个方向的微波噪声相当于温度3.5K的物体在波长7.35厘米的辐射，1965年又订正为3K，并将这一发现公之于世。由于后来进一步地观测证实，这种辐射正是20世纪40年代G.伽莫夫等预言的宇宙诞生时大爆炸火球留下的遗迹。他们的这一发现被认为是20世纪20年代E.P.哈勃发现宇宙膨胀以来宇宙学方面最重要的观测成就。他们为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。 COBE卫星观测到的微波背景辐射 测量 微波背景辐射的最重要特征是具有黑体辐射谱，在0.3～75厘米波段，可在地面上直接测到；在大于100厘米的射电波段，银河系本身的超高频辐射掩盖了来自河外空间的辐射，因而不能直接测到；在小于0.3厘米波段，由于地球大气辐射的干扰，要依靠气球、火箭或卫星等空间探测手段才能测到。1989年升空的宇宙背景探索者（COBE）卫星从0.05厘米直到数十厘米波段内的测量表明，背景辐射是温度2.725±0.002K的黑体辐射，强度峰值对应的波长约0.2厘米，与普朗克谱的偏离仅为百万分之五十，习惯称为3K背景辐射（见图）。能谱的性质表明，微波背景辐射是极大的时空范围内的事件。因为只有通过辐射与物质之间的相互作用，才能形成黑体谱。由于现今宇宙空间的物质密度极低，辐射与物质的相互作用极小，所以今天观测到的黑体谱必定起源于很久以前，即大爆炸后约30万年，温度降到约低于太阳表面的6 000K，物质尚处于等离子体状态，与辐射相互作用很强的宇宙早期。所以微波背景辐射应具有比最遥远星系所能提供的更为古老的信息。 微波背景辐射的另一特征是具有极高度的各向同性。沿天球各个不同方向辐射温度的涨落小于0.1％。这种涨落主要来源于太阳系相对于微波背景每秒约370千米运动引起的多普勒效应T(θ)＝T0(1+v/ccosθ)，式中T为温度，v为太阳系相对于微波背景的运动速度，c为光速，θ为天球上任一方向与该运动方向的夹角。在扣除这种具有偶极特征的各向异性成分之后，辐射温度的涨落小于0.004％。这种高度各向同性说明，在各个不同方向上，在各个相距非常遥远的天区之间，应当存在过相互联系。这也为宇宙在大尺度上均匀各向同性的宇宙学原理提供了有力的观测支持。 意义 扣除偶极各向异性成分之后，宇宙微波背景的本征起伏来源于大爆炸瞬间的量子涨落，它引起的普通物质密度涨落在电子与原子核复合以前像声波那样传播，在复合以后由于引力不稳定性继续增长，形成星系、星系团等不均匀的结构。与之相关的辐射涨落反映在复合时期温度分布的角功率谱上，表现为一系列波峰与波谷，这些峰谷的位置和振幅与十分重要的宇宙学参数（如哈勃常数H0，宇宙年龄t0，密度参数Ω，宇宙学常数Λ等）密切相关。2001年美国国家航空航天局发射的微波各向异性探测卫星（WMAP），由于其角分辨率比COBE有量级的提高（从7°左右提高到0.2°左右），经过一年的运行，获得了角功率谱上百个点的准确数据，从而把估计宇宙学参数的精度提高到优于10％。此外，还首次测到微波背景辐射的偏振，把第一批恒星和星系形成的时代推到大爆炸后约2亿年。欧洲空间局将于2007年发射的普朗克卫星灵敏度更高（百万分之二），角分辨率更高（优于0.1°），除可望把测定宇宙学参数的精度提高到优于1％以外，还可对一些流行的宇宙学模型提供严格的检验。普朗克卫星以后的下一代微波背景卫星甚至有可能探测到宇宙大爆炸时产生的原初引力波的影响，从而阐明早期宇宙中远超出地球上加速器所能达到的能量下发生的物理过程。

天文学

恒星与银河系

洛希界面

洛希界面，是研究密近双星的一个重要物理概念。指洛希等位面族中最小的和最大的、能同时包络两个子星的闭合曲面，又叫做最内接触面和最外接触面，或称临界等位面。

天文学

光学天文学

反射望远镜

反射望远镜，是使用曲面和平面的面镜组合来反射光线，并形成影像的光学望远镜，而不是使用透镜折射或弯曲光线形成图像的曲光镜。 反射望远镜所用物镜为凹面镜，有球面和非球面之分；比较常见的反射望远镜的光学系统有牛顿望远镜与卡塞格林望远镜。 反射望远镜的性能很大程度上取决于所使用的物镜。通常使用的球面物镜具有容易加工的特点，但是如果所设计的望远镜焦比比较小，则会出现比较严重的光学球面像差；这时，由于平行光线不能精确的聚焦于一点，所以物像将会变得模糊。因而大口径，强光力的反射望远镜的物镜通常采用非球面设计，最常见的非球面物镜是抛物面物镜。由于抛物面的几何特性，平行于物镜光轴的光线将被精确的汇聚在焦点上，因而能大大改善像质。但即使是抛物面物镜的望远镜仍然会存在轴外像差。 在佛兰克林学院使用的24英吋可转换牛顿/卡塞格林望远镜 目录 1 历史 2 技术的考量 3 反射望远镜的设计 3.1 牛顿式 3.2 卡塞格林式 3.3 格里望远镜 3.4 离轴设计 3.5 液体镜面望远镜 4 焦平面 4.1 主焦点 4.2 内史密斯和库德焦点 5 相关条目 历史 在1616年，意大利的僧侣Niccolo Zucchi是第一位创造出反射镜的人，但是他未能准确的塑造出面镜的形状和用于拦阻影像的镜子，也就是缺乏观看影像的方法，导致他对此想法不抱希望。在1663年，詹姆斯·葛利格里出版了光学的进程（Optica Promota），其中首度提出使用两个凹面镜制造反射镜的实用设计，但在十年之后才由罗伯特·虎克制造出一个样品。而大约在1670年，艾萨克·牛顿就已经依照自己的构想制造出第一架实用的反射望远镜。他设计的望远镜使用一个凹面的物镜和一个小的斜镜，解决了色差的问题。在完美无缺的消色差透镜发明以前，色差是所有的折射望远镜都要面对的严重问题。 技术的考量 一个弯曲的主镜是反射望远镜基本的光学元件，并且在焦平面上造成影像。从面镜到焦平面的距离称为焦长（焦距），底片或数码感应器可以在此处记录影像，或是安置目镜以便眼睛能观看。反射镜虽然能够消除色差，但是仍然有其他的像差： 当使用非抛物面镜时会有球面像差（成像不在平面上）。 彗形像差 畸变（视野） 在反射器的设计和修正上会使用折反射器来消除其中的一些像差。 几乎所有用于研究的大型天文望远镜都是反射镜，有下列的原因： 在采用透镜之下，必须整块镜片材料皆为没有缺点和均匀而没有多相性，而反射镜只需要将一个表面完美的磨光，磨制相对简易。 不同颜色的光在穿透介质时会有不同的播速度。对未做修正的透镜，这会造成折射镜特有的色差。制作大的消色差透镜所费不赀，面镜则完全没有这个问题。 反射镜可以在更广阔的范围内研究光谱，但有些波长在穿过折射镜或折反射镜的透镜时会被吸收掉。 大口径透镜在制造和操作上都有技术上的困难。其一是所有的材料都会因为重力而下垂，观测举得最高而且也是相对较重的透镜只能在镜片周围加以支撑，另一方面，面镜除了反射面以外，可以在反射面的背面和其他的侧边进行支撑。 当业余天文学还在使用牛顿焦点的设计时，专业天文学已经倾向于使用主焦点、卡塞焦点和库德焦点的设计。在2001年，至少已经有49架口径2公尺或更大的反射望远镜采用主焦点的设计。 反射望远镜的设计 牛顿式 牛顿望远镜 牛顿望远镜通常使用球面镜作为主镜，但是小口径（12公分以下）而且是长焦比（f/8或更大）的，使用球面镜作主镜也可以获致足够高的目视解析力。第二面平面镜在镜筒的前端，将光线反射至侧边镜的焦平面。对任何尺寸的望远镜，这都是最简单和最便宜的设计，因此被自制望远镜的人士广泛在家中自制。 卡塞格林式 卡塞格林式的光路图 卡塞格林望远镜以抛物面镜作主镜，第二反射镜是双曲面镜，将光线反射回后方，并穿过主镜中心的洞孔，这种折叠光学的设计缩短了镜筒的长度。在小型的望远镜上，第二反射镜会安置在光学的平面镜上。这是在前端用来封闭镜筒的光学玻璃，可以有效的消除使用支撑架产生绕射星芒的现象。封闭的镜桶可以保持乾净，主镜也得到了保护，代价是损失了一些集光力。 里奇-克莱琴式 里奇-克莱琴望远镜是一种特殊的卡塞格林望远镜，它的两个镜片都是双曲面镜（取代了抛物面的主镜），有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差，使他有较广的视野可以用于摄影的观测。几乎所有研究级的反射镜都是里奇-克莱琴式的设计。他是由乔治·威利斯·里奇和亨利·克莱琴在1910年代发明的。 达尔-奇克汉式 达尔-奇克汉望远镜是霍勒斯达尔在1928年设计出来的卡塞格林望远镜，并在1930年由当时的科学美国人编辑、也是业余天文学家的艾伦奇克汉和艾伯特G.英格尔写成论文发表在该杂志上。这种设计使用凹的椭圆面镜做主镜，凸的球面镜做第二反射镜。这样的系统比卡塞格林或里奇-克莱琴的系统都容易磨制，但是没有修正离轴的彗形像差和视场畸变，所以离开轴心的影像品质便会很快的变差。但是对长焦比的影响较小，所以焦比在f/15以上的反射镜仍会采用此种形式的设计。 格里望远镜 格里望远镜的光路图 格里望远镜是詹姆斯·葛利格里发明的，第二反射镜也使用凹面镜，不是凸面镜，因此产生的是正立的影像，很适合用于地面上的观测。此种设计已经失宠而少被采用，只有少数的运动型望远镜还在使用这种设计。 离轴设计 有几种通过消除次镜或移动任何的辅助元件避开主镜光轴，以尽量避免阻碍入射光的设计，通常称为离轴光学系统。 赫歇尔式 赫歇尔望远镜 赫歇尔望远镜是以威廉·赫歇尔命名的的，他使用这种设计建造出非常大的望远镜，包括1789年建造，口径49.5英吋（126公分）的望远镜。赫歇尔望远镜的主镜是倾斜的，使观测者的头不会阻挡入射的光线。虽然这会带来几何畸变，但可以避免当时使用金属反射镜的牛顿第二反射镜很快就会丧失光泽，而只有60%的反射率。 Schiefspiegler Schiefspiegler（"离轴"或"斜反射"）望远镜是一种非常奇特的卡塞格林望远镜，他将主反射镜倾斜以避免第二反射镜在主镜上造成阴影。虽然消除了绕射的图形，却又导致了其他不同的像差必须要修正。这些缺点在长焦比的望远镜上很容易处理－多数Schiefspiegler的焦比是f/15或更大，往往限制了只适用于月球和行星的观测。 使用不同数量的镜面就是不同的类型，导致经常有大量不同的变化。库特尔式（Kutter style）使用单凹的主镜和凸面的次镜；一种multi-schiefspiegler使用凹面的主镜，凸面的次镜和抛物面的第三反射镜。一些有趣的schiefspiegler，镜面可以在光路中参与两次－ 每一次反射的光路都使光线沿着不同的子午路径。 Yolo Schiefspiegler和Yolo光学系统的光路图 Yolo是1960年代中期由亚瑟S伦纳得开发的，与Schiefspiegler一样，它是无遮挡、倾斜的反射望远镜。Yolo的主镜和次镜都是凹面镜，并且有相同的曲率和与相同的轴倾斜。多数的Yolo使用环形面镜。Yolo的设计消除了彗形象差，但是留下了大量的散像性，不是某种形式的线性翘曲变形，就是在次镜产生抛光的环形图。 液体镜面望远镜 一种使用托盘盛载液体金属，以均匀度转动构成镜面的望远镜设计。由于转动以形成抛物面的托盘基本上没有大小的限制，因此可以制成很大的望远镜（超过6米），但不幸的是它们只能永远垂直的指向天顶，而不能加以控制。 焦平面 主焦点 主焦点的设计使用在天文台的大望远镜上，观测者置身于镜筒内反射光线汇聚的焦点上。在过去都是由天文学家自己置身其中，如今都由CCD取代了。 无线电望远镜也经常使用主焦点的设计。主镜由金属的表面取代，反射的是无线电波，观测者则是天线。 内史密斯和库德焦点 内史密斯/库德的光路图 内史密斯式 内氏望远镜的设计与卡塞格林望远镜相似，只是主镜上无需穿洞，取代的是用第三反射镜将光线反射到侧面 库德式 在内史密斯式望远镜上再增加光学元件，将光线导出（通常利用赤纬轴）至固定的焦点，称为库德焦点，当望远镜转动时观测者不必随着移动观测位置。这种设计经常使用在大型的望远镜上，特别是需要使用较重的观测设备的，像是分光摄谱仪，可以很方便的运用。 在20世纪建造的大望远镜，特别是有大型准直面镜的（理想的是与望远镜主镜有相同的孔径），在光学设计和制造上广泛的使用库德焦点的光学设计，以获得高解析的光谱和很长的焦长。这些仪器无法承受移动，在光路上增加面镜将光线引导至仪器室或观测所的地板下固定的点，像是（通常与天文台的建筑完整的结合）是唯一的选择。1.5m海尔望远镜、虎克望远镜、200吋海尔望远镜、夏恩望远镜和哈兰·史密斯望远镜都是建有库德焦点仪器的望远镜。中阶梯光栅摄谱仪的发展允许高解析的光谱仪有更加紧密的组合，其中有些已经成功的安装在盖塞格林焦点上。而且，在1980年代发展出装上电脑的经纬仪架台，能够便宜又充分稳定的控制，内史密斯式焦点的设计已经取代大型望远镜上的库德焦点。 相关条目 液体镜面望远镜 折反射望远镜 光学望远镜 折射望远镜