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天文学 | 恒星与银河系 | 北斗 | → 这里是关于20世纪30年代中国文学期刊《北斗》的条目。另有北斗七星条目，见“北斗七星”
北斗（拼音：běi dǒu），中国文学期刊。中国左翼作家联盟主办的刊物之一，丁玲主编，1931年9月20日创刊于上海，湖风书局发行。1932年7月被查禁停刊。共出2卷8期。该刊内容创作与理论并重，此外也刊载译文。鲁迅、瞿秋白、冰心、陈衡哲、徐志摩、戴望舒、凌叔华、沈从文等人都在《北斗》发表过作品。其中丁玲的中篇小说《水》，张天翼的短篇小说《面包线》，葛琴的《总退却》，文君（杨之华）的《豆腐阿姐》，适夷的剧本《S.O.S》，白薇的剧本《北宁路某站》等在文坛都引起较大反响。《北斗》积极开展文艺批评与理论研究，还组织“创作不振之原因及其出路”、“文学大众化问题”两次征文活动。 |
天文学 | 天体测量学 | 太阳视差 | 太阳视差（ solar parallax ），天文常数之一。为导出常数。全称为太阳赤道地平视差。以π⊙表示，可定义为：
π⊙＝arc sin( αe/ A)
式中 αe为地球赤道半径， A为地月系质心到 太阳的平均距离，即 天文单位。可通过观测 太阳系内的 行星测定 太阳 视差 π⊙。当行星（或小行星）最接近地球时，先测定行星的周日赤道地平 视差，从而确定行星对地球的距离，然后再根据 天体力学的理论所求得的行星对地球的距离与日地平均距离之比，推求出 太阳 视差值。现代最精确的测定方法是通过雷达天文技术，首先测定一个天文单位距离的光行时 τA，在光速（作为基础常数）已知的情况下，求出天文单位AU之值，再从AU导出 π⊙。IAU1976天文常数系统中所采用的 太阳 视差值为 π⊙＝8˝.794 148。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 日浪 | 日浪（汉语拼音：Ri Lang；英语：Surges），由耀斑所在地发生的高速喷发等离子体的现象。又称冲浪。日浪发生前常有先兆，即耀斑区快速膨胀、发亮，然后衰减且变得透明。日浪便从这里冒出来。物质沿磁力线上升，初始速度约每秒50千米，10分钟左右便加速到每秒100～200千米，然后沿原路或环路返回太阳表面。在回落到太阳表面前，这些物质可能瓦解或消失。日浪有很强的重复出现的倾向，一个大日浪可以在同一位置以同一位相出现好几次。日浪抛射的最大高度为1～2万千米。抛射物质总质量为1011～1012千克。日浪内部磁场强度为0.015特斯拉。 |
天文学 | 光学天文学 | 真空太阳望远镜 | 美国萨克拉门托峰真空太阳塔外形
真空太阳望远镜（ vacuum solar telescope ），全部成像光学元件均置于真空筒(气压为1毫米汞柱以内)中的太阳望远镜。使用真空筒是为了消除仪器内部气流对成像的有害影响。另外，外部结构（如圆顶）引起的热空气湍动，也会影响成像质量，所以在观测时须将圆顶(或其他形式的活动屋顶)移开，或不用圆顶，采用露天的望远镜结构。美国萨克拉门托峰天文台的真空太阳望远镜，其外形是41米高的露天锥塔，顶部是真空密封转台，太阳光射入直径75厘米的玻璃密封窗后，被构成地平系统的两块直径110厘米的平面镜反射到直径0.6米、焦距46米的成像镜上，反回的光线经斜平面镜，穿过密封出射窗进入附属仪器。成像镜置于地下55米的真空筒的底部。这个重250吨的真空筒是可以转动的，以补偿视场旋转。由于采用地平式装置，须用计算机控制两块平面镜的运动去跟踪太阳。这台仪器安装在天文宁静度很好的高山上，有时能够分辨出太阳表面0.″3的细节，发现许多新的现象。它代表目前地面太阳仪器的最高水平。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 食变星 | 食双星（ eclipsing binary star ），指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。两星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，其轨道面差不多同我们的视线方向平行时，就能看到一星被另一星所遮掩（就象日食、月食那样）而发生星光变暗现象，这种星称为食双星或食变星。最早发现的食分析食双星的光变曲线.jpg双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为2.13等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。
食双星的光变曲线（见图）可分为三种类型：①大陵五型，食外变化较小；②渐台二（天琴座β）型，食外也显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多；③大熊座W型，食外显著变光，主极小食甚比次极小食甚稍暗。
分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径（都以轨道半长轴为单位）、轨道面倾角（轨道面法线和视线交角）、大星或小星光度（以总光度为单位）、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星（见密近双星），并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来，可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径（以太阳质量和太阳半径为单位）。所以，某些食双星能为人们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。
苏联1969年出版的《变星总表》已收有食双星4，000多对，但美国1970年出版的《食双星测光轨道解总表》只选列221对双星的数据，其中不少数据有待改进。因此很需要不断改进实测技术和分析理论，以测出更多双星的更精确的基本参量。瑞典每半年出版一期《密近双星文献和工作志》以及国际天文学联合会每三年出版一次的大会会议录中有关密近双星的记述，是食双星研究的基本资料。波兰每年出版《食变星历》，1979年出版的《1980年食变星历》列出856对双星的食甚时刻预报表，对于天文工作者和天文爱好者都十分有用。
研究食双星取得的成就是多方面的：①已得到100对密近双星的质量、半径等物理参量。②对柱二（御夫座ζ）型食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测，得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料。③根据椭圆轨道食双星的近星点运动，推出有关恒星的内部密度分布特点。④根据兼为食双星的新星（如1934年武仙座新星）的观测资料，通过对X射线食双星（例如武仙座X-1）的多方研究，以及通过对包含脉动变星的食双星（例如白羊座RW）和包含耀星的食双星（例如北河二的丙星）等的探索，了解到有关新星、X射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性。⑤研究了有关的 X射线星是否为中子星的问题。⑥测得了相接食双星如仙王座VW、天鹅座 V729的X射线；1979年发现了有射电食的食双星如蝎虎座AR，这两项发现为食双星研究开拓出新的领域。⑦对星协与星团中的食双星的研究，并且同食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来，为这些恒星群的研究提供有效线索。⑧在各类双星中，食双星是当前能够测得的最远的一类双星，在其他星系中发现的食双星为星系的研究开辟了独特的途径。
但是食双星研究中还存在很多问题。研究了三百多年的大陵五，虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解，显著提高了它的物理参量的可靠度，但是它的射电爆发和 X射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的食双星渐台二，其中的较暗星究竟是什么样的天体，虽经多年的高色散光谱分析以及人造卫星观测，至今仍然是个谜。许多短周期（1天以下）的“相接双星”的质量交流与能量交流的动力学和物理问题还不清楚。球状星团成员星中有没有物理双星也是一个在演化上尚待解决的重要问题。为此，德意志联邦共和国等国的天文学家已在寻找球状星团中的食双星。射电波段的食双星研究还刚刚开始，γ射线波段的食双星尚待发现。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 奥伯斯佯谬 | 奥伯斯佯谬（Olbers paradox），1826年，德国天文学家H.W.M.奥伯斯指出，一个静止、均匀、无限的宇宙模型会导致如下结论：黑夜与白天一样亮。但实际上夜空却是黑的。理论同观测的这种矛盾称为奥伯斯佯谬。采用天体之间有吸光物质、天体寿命有限或天体有演化、引力常数随距离而变化等都难以解决奥伯斯佯谬。在现代的膨胀宇宙模型里，奥伯斯佯谬不存在。 |
天文学 | 天体测量学 | 世界时 | 世界时（universal time），以本初子午线的平子夜起算的平太阳时。又称格林尼治平时。各地的地方平时与世界时之差等于该地的地理经度。1960年以前曾作为基本时间计量系统被广泛应用。由于地球自转速度变化的影响，它不是一种均匀的时间系统。后来世界时先后被历书时和原子时所取代，但在日常生活、天文导航、大地测量和宇宙飞行等方面仍属必需；同时，世界时反映地球自转速率的变化，是地球自转参数之一，仍为天文学和地球物理学的基本资料。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 恒星 | 数以百万计的恒星聚集在一起,图片由哈勃太空望远镜摄得
Fomalhaut是南鱼座方向上一颗明亮、年轻的恒星，与我们的距离不过25光年。早期，红外线观测辨认出一个冷物质带环绕着这颗恒星，近来，其细节被哈勃太空望远镜记录了下来。哈勃摄像机的日冕观测仪有一个遮光板覆盖了来自这颗恒星的眩光。图中环绕着Fomalhaut的偏心环的整齐而清晰的内边缘是轨道上运行着巨大行星的强有力证据，因为只有存在一个巨大行星才能形成和保持细碎天体物质所形成的环状带内边缘的整齐状态。 这个环到Fomalhaut的距离是133个天文单位，被认为是我们太阳系Kuiper带的早期状态
恒星（汉语拼音：hengxing；英语：Star），由自身引力维持，靠内部的核聚变而发光的炽热气体组成的球状或类球状天体。银河系拥有几千亿颗恒星，但在晴朗无月的夜晚，在远离城市的地球表面用肉眼大约可以看到3,000多颗恒星。借助于望远镜，可看到几十万乃至几百万颗以上的恒星。恒星并非不动，因为离地球实在太远，不借助特殊工具和特殊方法，很难发现它们在天球上的位置变化，因此古代人把它们称作恒星。
恒星是大质量、明亮的等离子体球。太阳就是一颗典型的恒星，离地球最近。白天由于有太阳照耀，无法看到其他的恒星；只有在夜晚的时间，才能在天空中看见其他的恒星。恒星一生的大部分时间，都因为核心的核聚变而发光。核聚变所释放出的能量，从内部传输到表面，然后辐射至外太空。几乎所有比氢和氦更重的元素都是在恒星的核聚变过程中产生的。
天文学家经由观测恒星的光谱、光度和在空间中的运动，可以测量恒星的质量、年龄、金属量和许多其他的性质。恒星的总质量是决定恒星演化和最后命运的主要因素。其他特征，包括直径、自转、运动和温度，都可以在演变的历史中进行测量。描述许多恒星的温度对光度关系的图，也就是赫罗图（HR图），可以测量恒星的年龄和演化的阶段。
恒星诞生于以氢为主，并且有氦和微量其他重元素的云气坍缩。一旦核心有足够的密度，有些氢就可以经由核聚变的过程稳定的转换成氦。恒星内部多余的能量经过辐射和对流组合的携带作用传输出来；恒星内部的压力则阻止了恒星在自身引力下的崩溃。一旦在核心的氢燃料耗尽，质量不少于0.5太阳质量的恒星，将膨胀成为红巨星，在某些情况下更重的化学元素会在核心或包围着核心的几层燃烧。这样的恒星将发展进入简并状态，部分被回收进入星际空间环境的物质，将使下一代恒星诞生时正元素的比例增加。
恒星并非平均分布在星系之中，多数恒星会彼此受引力影响而形成聚星，如双星、三合星、甚至形成星团等由数万至数百万计的恒星组成的恒星集团。当两颗双星的轨道非常接近时，其引力作用或会对它们的演化产生重大的影响，例如一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体成为新星。
天文学家对宇宙中恒星的数量一直有不同的估算。最著名的一个说法是美国天文学家卡尔·萨根在他的著作《千亿的千亿》中提出的一个猜测，认为宇宙中有1000亿个星系，每个星系有1000亿个恒星。而据此天文学家又进一步推测各星系恒星数量约为1000亿的一万亿倍。美国天文学家彼得·范·多昆和天体物理学家查理·康罗伊对来自星系的光强度分析后认为大约有3×1023。
目录
1 基本物理参量
1.1 星等
1.2 恒星光谱
1.3 直径
1.4 质量
1.5 压力
1.6 磁场
2 化学组成
3 物理特性的变化
4 恒星的分类
5 结构和演化
5.1 恒星的结构
5.2 恒星的形成
5.3 原恒星形成
5.4 主序星
5.5 红巨星
5.5.1 大质量恒星
5.5.2 坍缩
6 观测简史
7 恒星命名
基本物理参量
描述恒星物理特性的基本参量有距离、亮度（视星等）、光度（绝对星等）、质量、直径、温度、压力和磁场等。测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角（叫作周年视差），再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法。但对大多数恒星说来，这个张角太小，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。
星等
恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等数值越小。地球上测出的星等称视星等；归算到离地球10秒差距处的星等称绝对星等。使用对不同波段敏感的检测组件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。最通用的星等系统之一是U（紫外）、B（蓝）、V（黄）三色系统；B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V＝-26.74，绝对目视星等Mv＝＋4.83，色指数B－V＝0.63，U－B＝0.12。由色指数可确定色温度。恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。
恒星光谱
有关恒星的知识主要来自能揭示其物质成分、表面温度和运动状态的光谱研究。恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型（也可称作温度型）。温度相同的恒星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等越小。恒星的光度级可分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ，依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星（或矮星）、亚矮星、白矮星。太阳的光谱型为G2V，颜色偏黄，有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零，温度约10,000K。恒星大气的有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度，差别很大。
直径
恒星的真直径可根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可测出小到0″.001的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准，加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。有些恒星也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几千米，有的大到109千米以上。
质量
多数恒星存在于双星系统中。天文学家根据某些特殊的双星系统能测出恒星的质量；经过多年的观测，又确定了质光关系。一般恒星质量能根据质光关系进行估算。总的说来，各种不同类型恒星模型代表的质量，与能够通过现实恒星精确测量的对应质量是符合的，这可确信建立的模型的正确性。已测出的恒星质量大多介于太阳质量的百分之几到120倍之间，但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间。恒星的密度可根据直径和质量求出，密度的量级大约介于10-9g/cm3（红超巨星）到1013～1016g/cm3（中子星）之间。
压力
恒星表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定。中性元素与电离元素谱线的强度比，不仅同温度和元素的丰度有关，也同电子压力密切相关。电子压与气体压之间存在着固定的关系，二者都取决于恒星表面的重力加速度，因而同恒星的光度也有密切的关系。见恒星大气理论。
磁场
根据恒星光谱中谱线的塞曼分裂（见塞曼效应）或一定波段内连续谱的圆偏振情况，可测定恒星的磁场。太阳表面的普遍磁场很弱，仅约1～2高斯，有些恒星的磁场则很强，能达数万高斯。白矮星和中子星具有更强的磁场。
化学组成
与在地面实验室进行光谱分析一样，对恒星的光谱也可进行分析，借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量。多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多。按质量计算，氢最多，氦次之，其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同，如沃尔夫–拉叶星，就有含碳丰富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序之分）。金属线星和A型特殊星中，若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强。理论分析表明，演化过程中恒星内部的化学组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变，重元素的含量会越来越多。见恒星化学组成。
物理特性的变化
观测发现，有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间发生周期的、半规则的或无规则的变化。这种恒星叫作变星。变星分为两大类：一类是由于几个天体间的几何位置发生变化而造成的几何变星；另一类是由于恒星自身内部的物理过程而造成的物理变星。几何变星中，最为熟悉的是两个恒星互相绕转，因而发生变光现象的食变星（即食双星）。它们分为大陵五型、天琴座β（渐台二）型和大熊座W型三种。几何变星中还包括椭球变星（因自身为椭球形，亮度的变化是由于自转时观测者所见发光面积的变化而造成的）。物理变星，按变光的物理机制，主要分为脉动变星和爆发变星两类。脉动变星的变光原因是恒星在经过漫长的主星序阶段以后（见赫罗图），自身的大气层发生周期性的或非周期性的膨胀和收缩，引起光度的脉动性变化。理论计算表明，脉动周期与恒星密度的平方根成反比，因此那些重复周期为几百乃至几千天的晚型不规则变星、半规则变星和长周期变星都是体积巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星。周期约在1～50天之间的经典造父变星和周期约在0.05～1.5天之间的天琴座RR型变星（又称星团变星）是两种最重要的脉动变星。观测表明，造父变星的绝对星等随周期增长而变小（这是与密度和周期的关系相适应的），因而可通过精确测定它们的变光周期来推求它们自身以及它们所在的恒星集团的距离，所以造父变星又有宇宙中的“灯塔”或“量天尺”之称。天琴座RR型变星也有量天尺的作用。
还有一些周期短于0.3天的脉动变星（包括盾牌座δ型变星、船帆座AI型变星和仙王座β型变星等），它们的大气分成若干层，各层都以不同的周期和形式进行脉动，因而其光度变化规律是几种周期变化的叠合，光变曲线的形状变化很大，光变同视向速度曲线的关系也有差异。盾牌座δ型变星和船帆座AI型变星可能是质量较小、密度较大的恒星，仙王座β型变星属于高温巨星或亚巨星一类。
爆发变星按爆发规模可分为超新星、新星、矮新星、类新星和耀星等几类。超新星的亮度会在很短期间内增大数亿倍，然后在数月到1～2年内变得非常暗弱。这是恒星演化到晚期的现象。超新星的外部壳层形成一个逐渐扩大而稀薄的星云（超新星遗迹）；内部则因极度压缩而形成密度非常大的中子星。最著名的银河超新星是1054年在金牛座发现的“天关客星”。现在可在该处看到著名的蟹状星云，其中心有一颗周期约33毫秒的脉冲星。
新星在可见光波段的光度在几天内会突然增强大约9个星等或更多，然后在若干年内逐渐恢复原状。1975年8月在天鹅座发现的新星是迄今已知的光变幅度最大的一颗。光谱观测表明，新星的气壳以每秒500～2,000千米的速度向外膨胀。一般认为，新星爆发只是壳层的爆发，质量损失仅占总质量的千分之一左右，因此不足以使恒星发生质变。有些爆发变星会再次作相当规模的爆发，称为再发新星。
矮新星和类新星变星的光度变化情况与新星类似，但变幅仅为2～6个星等，发亮周期也短得多，大多是双星中的子星之一。因而有人认为，这一类变星的爆发是由双星中某种物质的吸积过程引起的。
耀星是一些光度在数秒到数分钟间突然增亮而又很快回复原状的一些很不规则的快变星。它们被认为是一些低温的主序前星。
随着观测技术的发展和观测波段的扩大，还发现了射电波段有变化的射电变星和X射线辐射流量变化的X射线变星等。
恒星的分类
目前所用的恒星分类系统源起于20世纪初期，当时是以氢的谱线从A排列至Q，那时还不知道温度是影响谱线最主要的因素，而当依照温度重新排列时，就与现在使用的完全一致了。
根据恒星光谱的差异，以不同的单一字母来表示类型，O型是温度最高的，到了M型，温度已经低至分子可能存在于恒星的大气层内。依据温度由高至低，主要的类型为：O、B、A、F、G、K和M，各种各样罕见的光谱类型还有特殊的分类。最常见的特殊类型是L和T，是温度最低的低质量恒星和棕矮星。每个字母还以数字从0至9，以温度递减再分为10个细分类。然而，这个系统在极端高温的一端仍不完整：迄今还没有被分类为O0和O1的恒星。
另一方面，也发现恒星的谱线恒星可以根据光度作用再分类，这对应到它们在空间的大小和表面的重力。它们的范围从0（超巨星）经过III'（巨星）到V（主序带矮星）和VII（白矮星）。大部分的恒星都属于主序带，这是在绝对星等和光谱图（赫罗图）的对角线上窄而长的范围，包含在其中的都是进行氢燃烧的恒星。我们的太阳是主序带上分类为G2V的黄色矮星，是一般平常的大小和温度中等的恒星。太阳被作为恒星的典型样本，并非因为它很特别，只因它是离我们最近的恒星，且其它恒星的许多特征都能以太阳作为一个单位来加之比较。
附加于光谱类型之后的小写字母可以显示出光谱的特殊性质。例如，“e”表示有发射谱线，“m”代表金属的强度异常，“var”意味着光谱的类型会改变。
白矮星有自己专属的分类，均以字母D为首，再依据光谱中最明显的谱线特征细分为DA、DB、DC、DO、DZ、和DQ，还可以附随一个依据温度索引的数值。
结构和演化
根据实际观测和光谱分析，恒星大气的基本结构可分为日冕、色球层，再向内为光球层。光球大气吸收更内层高温气体的连续辐射而形成吸收线。历史上曾把高层光球大气叫作反变层，而把发射连续谱的高温层叫作光球。光球这一层相当厚，其中各个分层均有发射和吸收。光球与反变层不能截然分开。太阳型恒星的光球内，有一个平均约1/10半径或更厚的对流层。在上主星序恒星和下主星序恒星的内部，对流层的位置很不相同。能量传输在光球层内以辐射为主，在对流层内则以对流为主。
对于光球和对流层，常利用根据实测的物理特性和化学组成建立模型进行研究。可从流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设出发，建立起若干关系式，用以求解星体不同区域的压力、温度、密度、不透明度、产能率和化学组成等。恒星的中心温度可高达数百万度乃至数亿度，在那里进行着不同的产能反应。一般认为恒星是由星云凝缩而成，主星序以前的恒星因温度不够高，不能发生热核反应，只能靠引力收缩来产能。进入主星序之后，中心温度高达700万度以上，开始发生氢聚变成氦的热核反应。这个过程很长，是恒星生命中最长的阶段。氢燃烧完毕后，恒星内部收缩，外部膨胀，演变成表面温度低而体积庞大的红巨星。那些内部温度上升到近亿度的恒星，开始发生其他核反应。这些演化过程中恒星的温度和光度按一定规律变化，从而在赫罗图上形成一定的径迹。最后，一部分恒星发生超新星爆炸，气壳飞走，核心压缩成中子星一类的致密星而趋于“死亡”。
恒星的结构
一颗稳定的恒星内部是在流体静力平衡的状态下：在任何一个小体积内的力量相互之间几乎确定都是完全平衡的。平衡的力是向内的万有引力和恒星内部由于压力梯度产生向外的压力。压力梯度是由等离子体的温差建立的，因为外的的部份温度会比内部核心的低。主序星或巨星的核心温度至少有107K，这样的温度在主序列恒星的核心要燃烧氢进行核聚变反应是绰绰有余的，并且能产生足够的能量防止恒星进一部的崩溃。
在核心的原子核聚变时，产生的能量会以γ射线辐射出去。这些光子与包围在周围的等离子体相互作用，增加了核心的温度。在主序代的恒星将氢转换成氦，缓慢但是稳定的增加核心内氦的比率。最后，氦成为核心最主要的成分，并且核心不再产生能量。取代的是，质量大于0.4太阳质量的恒星，核聚变慢慢的在包围着氦核心的氢壳层扩展开来。
除了流体静力平衡之外，在稳定的恒星内部也要维持着热平衡的能量平衡。在内部的辐射温度梯度造成热能向外流动。在任何一层向外流出的能量，与邻接其下方那一层向外传送的能量是完全相等的。
辐射层是在恒星内部能以辐射充分且有效率传送能量的区域，在这个区域内等离子体没有任何的扰动，也不会任何质量的运动。如果不是这样，等离子体就会变得不稳定，并且开始产生对流运动成为对流层。这种情况很可能发生，例如，在某一个区域产生了非常高的能量流动，例如在核心区域或在外面非常不透明的包层附近。
主序带上的恒星能否在外面的包层产生对流，主要取决于恒星的质量。质量是太阳数倍的恒星有着深入恒星内部的对流层而辐射层在外面。较小的恒星，像太阳这样的则正好相反，是对流层在外面。红矮星的质量低于0.4太阳质量，整个都是对流层，阻止了氦在核心堆积成氦核,多数恒星的对流层都会随着恒星老化而改变内部的结构和发生变化。
恒星能够让观测者看见的部份是光球层，这是恒星的等离子体变得透明可以用光子传送能量的一层。在此处，从核心传递过来的能量变成可以自由进入太空中的光子，因此在光球层上的太阳黑子，或是温度低于平均值的区域，就会出现。
在光球层之上是恒星大气层。向太阳这种在主序带上的恒星，最低层的大气是色球层，针状突起和闪焰会出现在这儿。包围在外面的是过渡区，温度在不到100公里的距离内很快的窜升，在上面就是日冕，由大量高热的等离子体组成，巨大的体积可以向外伸展出数百万公里。日冕的存在看来是依靠着恒星外面数层的对流区。尽管它的温度很高，日冕只发出微弱的光。太阳的日冕平常只有在日全食的时候才能看见。
从日冕吹出的恒星风是来自恒星的等离子体质点，会继续向外扩张直至遭遇到星际物质。对太阳而言，受到太阳风扩张影响所及的气泡状范围称为太阳圈。
恒星的形成
哈勃空间望远镜上新安装的大视场照相机3拍摄的星系M83核心附近猛烈的恒星形成。标准模型无法解释其中所出现的大质量蓝色恒星以及它们将能量返还给其母星云的方式。版权：NASA, ESA, R. O'Connell (Universityof Virginia), B. Whitmore (STScI), M. Dopita(Australian National University), and the WideField Camera 3 Science Oversight Committee
恒星形成依然是当今天体物理学中最活跃的领域之一。它始于星际空间中漂浮着的巨大气体、尘埃云。如果这片星云——或者，通常把星云中某个高密度部分称为“云核”——的温度足够低、密度足够大，向内的引力就会超过向外的气体压强，于是它就会在自身的重量下坍缩。这片星云或者这个云核的密度和温度会变得越来越高，最终点燃核聚变。由聚变产生的热量会使得内部压强升高，进而停止坍缩。于是这颗新诞生的恒星就会进入可持续数百万乃至上万亿年的动态平衡状态。
这一恒星形成理论是自洽的，并且和大量的观测相符。但它还远未完善。有四个问题特别困扰着天文学家。
如果高密度的云核是孵出恒星的“蛋”，那么下蛋的“母鸡”在哪里？星云自身必定来自某个地方，而它们的形成过程还没有被很好地认识。
是什么使得云核开始坍缩？无论最初的机制是什么，它决定了恒星的形成率以及恒星的最终质量。
胚胎期的恒星如何彼此影响？标准理论描述的都是孤立的单颗恒星；它并没有告诉我们，当恒星密集形成的时候会发生什么，而这却是绝大多数情况。最近的发现预示，我们的太阳形成于一个已经瓦解的星团之中。在拥挤的托儿所里长大和当一个独子之间会有什么不同？
大质量恒星到底是怎样形成的？标准理论只能用于质量小于20个太阳质量的恒星，对于更大的恒星则不适用，它们巨大的光度会在初生的恒星积聚到足够的物质前将星云吹散。此外，大质量恒星会通过紫外辐射、高速外流和超音速激波来作用于它们周围的环境。这一能量反馈会使得星云瓦解，但标准理论并没有考虑这一点。
解决这些问题的呼声正在日益高涨。从星系形成到行星起源，恒星形成几乎是天文学中一切的基础。如果不了解它，天文学家就无法剖析遥远的星系或者是认识太阳系外的行星。虽然最终的回答还仍然扑朔迷离，但有一点已经取得共识：一个更精湛的恒星形成理论必须要考虑环境对其的影响。新生恒星的最终状态将不单单取决于云核中的初始条件，还和其周围的环境以及其他恒星随后对它的影响有关。这是一场宇宙尺度上的先天和后天之争。
恒星在星际物质扩张的密度较高的地区内形成，但是那儿的密度仍然低于地球上人造的真空。这样的地区称为 分子云 ，其中的成分绝大部分是氢，大约23%－28%是氦，还有少许的重元素。猎户座大星云就是恒星形成区的一个例子。 当大质量的恒星在分子云内形成，它们将照亮那云气，也会使氢电离，创造出HII区。
原恒星形成
恒星的形成从分子云内部的引力不稳定开始，通常是因为超新星（大质量恒星爆炸）的冲激波触发或两个星系的碰撞（像是星爆星系）。一但某个区域的密度达到或满足金斯不稳定性的标准，它就会因为自身的引力开始坍缩。
分子云一但开始坍缩，密集的尘土和气体就会形成一个个我们所知道的包克球，它们可以拥有50倍太阳质量的物质。当小球继续坍缩时，密度持续增加，引力位能被转换成热，并且使温度上升。当原恒星云趋近于流体静力平衡的状态时，原恒星就在核心形成了。这些主序前星经常都有原恒星盘著，引力收缩的期间至少要经历一千万至一千五百万年。
早期恒星质量低于2倍太阳质量的属于金牛T星，较大的则属于赫比格Ae/Be星。这些新生的恒星由自转轴的两极喷出的喷流，会形成所谓的赫比格-哈罗天体。
主序星
恒星一生的90%都是在核心以高温和高压将氢聚变成氦。像这样的恒星在主序带上，称为矮星。从零龄主序星开始，氦在核心的比率稳定的增加。结果，为了维持在核心的核聚变，恒星会缓慢的增加温度和光度。以太阳为例，估计从46亿年进入主序带迄今，光度已经增加了40%。
每一颗恒星都会吹出恒星风将微粒持续的送入太空中。对多数的恒星，经由这样流失的质量是可以忽略不计的，太阳每年流失的只有10−14太阳质量，或是它一生所消耗质量的0.01%。但是大质量恒星每年所流失的可能达到10−7至10−5太阳质量，对它们的演化会有重大的影响。开始时有50倍太阳质量的恒星可能会在主序带的阶段丧失一半的质量。
恒星在主序带上所经历的时间取决于他的燃料和消耗燃料的速率，换言之就是开始的光度和质量，对太阳来说，估计他的生命有一百亿年。大质量的恒星燃烧燃料的速度快，生命期就短；小的恒星（像是红矮星）燃烧燃料的速度很慢，至少可以维持数兆年，而当生命结束时也只是单纯的越来越黯淡。但是因为这种恒星的生命期远大于现在的宇宙年龄（137亿岁），所以还没有这样的恒星死亡。
除了质量，比氦重的元素在恒星演化中也扮演着重要的角色。在天文学中，比氦重的元素都被视为"金属"，而这些元素在化学上的浓度称为金属量。金属量可能影响恒星燃烧燃料的速率、控制磁场的形成，和改变恒星风的强度。由于形成恒星的分子云成份不同，年老的，第二星族星的金属量就比年轻的第一星族星低（当老的恒星死去并将大气层洒落至分子云中，重元素的量就会随着时间过去变得越来越丰富。）
红巨星
质量不低于0.5太阳质量以上的恒星在核心供应的氢耗尽之后，外层的气体开始膨胀并冷却形成红巨星。例如大约50亿年后的太阳，当太阳成为红巨星时，它的最大半经将是目前的250倍（1天文单位（150,000,000千米））。成为巨星时，太阳大约已失去目前质量的30%。
对一个达到2.25太阳质量的红巨星，氢聚变会在包围着核心外的数层壳曾内进行。最后核心被压缩至可以进行氦聚变，同时恒星的半径逐渐收缩而且表面的温度增加。更大的恒星，核心的区域会直接进行氢聚变与氦聚变。
在恒星核心的氦也耗尽之后，核聚变继续在包围着高热的碳和氧核心的气壳层内进行，然后循着与原来的红巨星阶段平行，但是表面温度较高的路径继续演化。
大质量恒星
在氦燃烧阶段，许多超过10倍太阳质量的大质量恒星膨胀成为红超巨星，一但核心的燃料耗尽，它们会继续燃烧比氦更重的元素。
核心继续收缩直到温度和压力能够让碳融合。这个过程会继续，满足下依步骤燃烧氖、氧、和硅。接近恒星生命的终点，核聚变在恒星内部可能延着数层像洋葱壳一样的壳层中发生。每一层燃烧着不同的燃料，燃烧的最外层是氢，第二层是氦，依序向内。
当铁被制造出来就到达了最后的阶段。因为铁核的束缚能比任何更重的元素都大，如果程序继续，铁核的燃烧不仅不会释放出能量，相反的还要消耗能量。同样的，它也比较轻的元素紧密，铁核的分裂也不会释放出能量。比较老、质量比较大的恒星，在恒星的核心就会累积比较多的铁。在这些恒星的重元素或可能会随着自身的运作方式到达恒星的表面，发展形成所知的沃尔夫-拉叶星，从大气层向外吹送出密度较高的恒星风。
坍缩
在发展中，平均大小的恒星会将外面数层的气层扩散成为行星状星云。如果在外层的大气层散发之后剩余的质量低于1.4倍太阳质量，它将缩小成一个小天体（大小如同地球），但没有足够的质量继续压缩，这就是所知的白矮星。虽然一般的恒星都是等离子体，但在白矮星内的电子简并物质已不是等离子体。在经历非常漫长的时间之后，白矮星最后会暗淡至成为黑矮星 。
更大的恒星，核聚变会继续进行，直到铁核有了足够的大小（大于1.4倍太阳质量）而不再能支撑自身的质量。这时核心会突然的坍缩使电子进入质子之内，在反β衰变或电子捕获的爆发之后形成中子和中微子。由这种突然的坍缩产生的激震波造成恒星剩余的部分产生超新星的爆炸。当它们发生在银河系内，就是历史上曾经以肉眼看见和记载的，在以前不存在的“新恒星”。
这颗恒星的大部分物质都在超新星爆炸中飞散出去（形成像蟹状星云这种的云气）而还剩下的就是中子星（有些被证明是波霎或是X-射线爆发），或是质量更大的就形成黑洞（剩余的质量必须大于4倍太阳质量）。 在中子星内的物质是中子简并物质，和一种可能存在核心且极不稳定的简并物质，QCD物质。在黑洞核心的这种物质所处在的状态是迄今仍不了解的。
这颗死亡恒星外层被抛出的物质包括一些重元素，可能在新恒星形成的世代交替中成为原料，而这些重元素可以形成岩石的行星。超新星和大恒星恒星风的抛出物是构成星际物质的重要成分。
观测简史
人类对恒星的观测历史悠久。古埃及以天狼星在东方地平线的出现，预示尼罗河泛滥的日子。中国商朝就设立专门官员观测大火在东方的出现，确定岁首的时刻，与作物播种与收割并列在卜辞中。而中国明朝的航海家们则利用航海九星来判断方向。美国的阿波罗11号飞船设有光学定位仪，利用恒星来确定位置。
在历史上，恒星在世界各地的文明中都曾占有重要的地位，它们被作为宗教上的实践并用于天文导航上指示方向。许多古代的天文学家都相信恒星被固定在永恒的天球上（球形的天空），并且永远不会变化。经由相约成俗，天文学家将一群一群的恒星集合组成星座，并且用它们来追踪行星在天空中的运动和臆测太阳的位置。太阳在星空背景（和地平线）被用来创造了历法，可以用来实践农业的调控。现在几乎全球都在使用的格里历就是依据最靠近地球的恒星，太阳为基础建立的。.
最古老的，标有精确日期的星图出现在西元前1534年的古埃及。伊斯兰天文学家为许多恒星取的阿拉伯文名称一直到今天都还在使用，他们还发明了许多天文仪器可以测量和计算恒星的位置。在11世纪，阿布·拉伊汉·比鲁尼描述银河系像是由有恒星的云气组成的许多碎片，在1019年的月食也测量了一些恒星的纬度。
中国至晚在春秋时期已了解恒星是由气体构成，并知道还是有新的恒星可能出现。早期的一些欧洲天文学家，像是第谷，就在夜空中辨认出一颗新的恒星(后来称为新星)，因此认为天空不是永恒不变的。在1584年，焦尔达诺·布鲁诺认为恒星像太阳一样，也可能有其他行星，甚至有像地球一样的，环绕着它们，古代的希腊哲学家德谟克利特和伊比鸠鲁也曾经提出和他一样的想法。在进入下个世纪前，天文学家已经取得了一致的看法，认为恒星是遥远的太阳。神学家李察·宾特利质疑这些恒星为何没有对太阳系施加万有引力，艾萨克·牛顿解释认为在每个方向分布的恒星将引力彼此互相抵销掉了。
意大利天文学家Geminiano Montanari在1667年观测和记录了大陵五的光度变化，爱德蒙·哈雷出版一对邻近“恒星”自行的测量报告，显示出从古希腊天文学家托勒密和喜帕恰斯迄今，它们的位置已经改变了。白塞尔在1838年首度利用视差的技术测出一颗恒星（天鹅座61）的距离是11.4光年，显示了天空的广大和天体距离的遥远。
威廉·赫歇尔是第一位尝试确定恒星在天空中分布状态的天文学家。在1780年代，他用量测器对600个方向进行了一系列的测量，计算沿着视线方向可以看见的恒星数目。透过这样的研究，他推论出恒星的数量平稳的向着天空的一侧增加，这个方向就是银河的中心。他的儿子约翰·赫歇尔在南半球的天空重复他的研究，也得到向着同一方向增加的相同结果。除了这些还有其他的成就，威廉·赫歇尔还注意到有些恒星不仅是在相同的方向上，彼此之间还是物理上的伙伴形成了联星系统。
约瑟夫·夫琅禾费和安吉洛·西奇开创了科学的恒星分光学，经由比较天狼星和太阳的光谱，他们发现有不同数量和强度的吸收谱线 —恒星光谱中黑暗的谱线是由大气层吸收特定频率的波长造成的。西奇从1865年开始分依据光谱类型对恒星做分类。不过，现代的恒星分类系统是安妮·坎农在1900年代建立的。
在19世纪双星观测所获得的成就使重要性也增加了。在1834年，白塞尔观测到天狼星自行的变化，因而推测有一颗隐藏的伴星；爱德华·皮克林在1899年观测开阳周期性分裂的光谱线时发现第一颗光谱双星，周期是104天。天文学家斯特鲁维和S. W. Burnham仔细的观察和收集了许多联星的资料，使得可以从被确定的轨道要素推算出恒星的质量。第一个获得解答的是1827年由Felix Savary透过望远镜的观测得到的联星轨道。
对恒星的科学研究在20世纪获得快速的进展，相片成为天文学上很有价值的工具。卡尔·史瓦西发现经由比较视星等和摄影星等的差别，可以得到恒星的颜色和它的温度。1921年，光电光度计的发展可以在不同的波长间隔上非常精密的测量星等。阿尔伯特·迈克耳孙在胡克望远镜第一次使用干涉仪测量出恒星的直径。
在20世纪的第一个十年里，恒星物理概念性的重要工作开始进展。在1913年，赫罗图发展出来，推动了恒星在天文物理上的研究。解释恒星内部和恒星演化的模型被成功的发展出来；恒星光谱也因为量子物理学的进展而得以成功的解释；恒星大气中的化学成分也能够被确定。
除了超新星之外，各别的恒星都在我们的银河系所在的本星系群中被观测到，特别是在可以看见的银河部分。但是有些距离地球一亿光年远，在室女座星系团M100星系内的恒星也被观测到。在本超星系团也有一些星团被观测到，并且现代的望远镜原则上可以观察到本星系群内单独的微弱恒星— 被解晰出来最遥远的恒星距离在一亿光年。然而在本超星系团之外的星系中，无论是单独的恒星或星团都未曾被观测过，唯一的例外是在十亿光年外的一个拥有数十万颗恒星的巨大星团曾留下微弱的影像—距离十倍于以前曾观测过最遥远的星团。
恒星命名
中国
每一颗恒星都要给它取一个独特的名字，才能够便于研究和识别。中国在战国时代起已命名肉眼能辨别到的恒星或是以它所在星官（包括三垣以及二十八宿）命名，如天关星、北河二、心宿二等；或是根据传说命名，例如织女星（织女一）、牛郎星（河鼓二）、老人星等，构成一个不严谨的独立体系。
西方
星座的概念在巴比伦时期就已经存在，古代的观星人将哪些比较显著的恒星和自然或神话等特定的景物结合，想像成不同的形状。位于黄道带上的12个星座就成了占星学的依据，许多明显的单独恒星也被赋予专属的名字，特别是以阿拉伯文和拉丁文标示的名称。
而且有些星座和太阳还有它们自己整体的神话，它们被认为是亡者或神的灵魂，例如大陵五就代表着蛇发女怪梅杜莎。
到了古希腊，已经知道有些星星是行星（意思是“漫游者”），代表着各式各样重要的神祇，这些行星的名字是水星、金星、火星、木星、和土星[23]（天王星和海王星虽然也是希腊和罗马神话中的神祇，但是它们的光度暗淡，因此古代人并未发现，它们的名字是后来才由天文学家命名的。）。
大约在1600年代，星座的名称、范围以及恒星的名字还是由各个地区自己命名的。1603年，德国天文学家约翰·拜耳创造了以希腊字母序列与星座结合的拜耳命名法，为星座内的每一颗恒星命名。然后英国天文学家约翰·佛兰斯蒂德发明出了数字系统的命名法，这就是佛兰斯蒂德命名法。从此以后许多其他的系统的星表都被创造出来。
其他
科学界唯一认可能够为恒星或天体命名的机构是国际天文联合会。很多的私人公司（例如：“International Star Registry”）以贩售恒星的名字为主，但是除了购买者以外，这些名字既不会被科学界认可，也没有人会使用这个名字[24]，并且有许多组织假称为天文机构进行诈欺，骗取无知的民众购买星星的名字。 |
天文学 | 天体物理学 | 等离子体湍动加速 | 等离子体湍动加速（ plasma turbulence acceleration ），等离子体的一个最重要特性是不稳定性。微小的扰动就能在等离子体中激起各种等离子体波（或称为等离子体激元）。这种等离子体的激发态通常称为等离子体湍动（见等离子体天体物理学）。湍动元(等离子体波)和荷电粒子碰撞会引起它们之间的能量交换，从而导致粒子加速，这种现象称为等离子体湍动加速。这种加速效应带有统计性质，和经典的费密加速类似。业已证明，等离子体激元和荷电粒子间的碰撞总是导致粒子平均能量的增加。
对费密加速的计算表明，粒子的加速率正比于L-1，L是两激元之间的平均距离，也就是两湍动元之间的平均尺度。这种关系是普遍的，并不取决于具体的加速机制。因而湍动元尺度越小，加速效率就越高。在等离子体中，存在各种高频等离子体波，它们的波长是短的，所以，加速效率就比费密加速效率大得多。计算表明，如果太阳缓变射电是由等离子体中的电子振荡波（朗缪尔波）转化来的，那么，这种电子波就能在一天之内把足够多的粒子加速到具有相当于一个耀斑爆发的能量。可见，这种湍动加速效率是非常高的。等离子体湍动加速通常包括两种情况：如果等离子体波的相速度大于粒子的热运动速度，那么，这种等离子体波只能加速少数快粒子，这叫作等离子体纯粹加速；如果波的相速度小于被加速粒子的热运动速度，那么，大多数粒子都能被这种等离子体波加速，这叫作等离子体湍动加热。
对于活动星系核、类星体、脉冲星、蟹状星云等，不管它们的辐射机制如何，为了得到和观测资料一致的结果，总得假定它们的高能粒子数随能量的分布是采取幂指数形式的。正是考虑到等离子体湍动加速效应，才有可能自洽地获得粒子的这种幂律谱。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳对流层 | 太阳对流层（ convection zone of the Sun ），太阳光球下面处于对流状态的一个层次，一般认为厚约15万公里，有人认为更厚，也有人认为薄到约1万公里。层内的氢不断电离，增加气体比热，破坏流体静力学平衡，引起气体上升或下降。由于升降很快，流体元几乎处于绝热状态；又由于比热大，在重力场中上升时，流体元的温度就比周围高，密度小，因浮力而继续上升。流体元一旦下降，温度比周围低，密度大，就继续下降。这样就形成了对流。我们可以把对流层看成是一个巨大的热机，它把从太阳内部核反应所产生的外流能量的一小部分变为对流能量，成为产生诸如黑子、耀斑、日珥以及在日冕和太阳风中其他瞬变现象的动力。因此，太阳对流层的研究，具有非常重要的意义。层内对流的尺度和速度都远大于地球上常见的流动现象，它的雷诺数也就远大于通常引起湍流运动的临界雷诺数，所以一旦在对流层内产生了流动，很快就会从对流层底到光球底部建立起一个非均匀的湍流场。太阳内部的能量被转变为湍流场的湍流元的动能和它胀缩时的噪声能。这个湍流场是不均匀的和各向异性的。通过机械传输的方式，把绝大部分的能量，传到光球底层，再辐射出去。但这种小尺度的湍流并不是对流层内唯一的运动模式。因为太阳存在整体的较差自转，它必然会在对流层的湍流场上引起迭加其上的大尺度环流。这种大尺度环流使对流层底部和表层的物质搅混：把太阳表面物质带向温度为3×106～4×106K的太阳深处，造成日面所特有的锂-铍丰度的反常。即太阳表面的锂丰度比其他类型的恒星(指光谱型、质量和光度都不同于太阳的恒星）表面的小很多，而铍丰度却差不多。这是由于锂在3×106K度处就在核反应中烧掉，而铍却要到4×106K处才被烧掉；太阳表面物质只能流动到3×106K的层次，不能更深；又由于大尺度环流，把这个含锂较少层次的物质带到上面来了，含铍量却并不因此而变动。这个图像虽然比较清晰，但因湍流理论不够完善，对于太阳对流层的研究，始终未能得出完整的定量的结果，只好用旧的混合长理论定量研究太阳对流层的性质和组态。这种理论可概括为：上升的对流元经过路程ι（即混合长）后便完全瓦解，把自己的动能和热能全部转移给周围的物质，同周围的物质完全混合，而在瓦解之前，并未同周围环境交换热量。这种热量和动能的传输，类似分子热运动的输运过程，混合长类似分子的平均自由程。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 仙女星系 | 仙女星系（汉语拼音：Xiannü Xingxi；英语：Andromeda Galaxy），位于仙女座的一个肉眼可见的巨型旋涡星系。在梅西耶星表中编号为31，在《新总表》中编号为224，因此，记为M31或NGC224。又称仙女座大星云，现称仙女星系。1924年，美国天文学家E.P.哈勃首次在仙女星系中发现了一些造父变 星，根据造父变星的周光关系算出它的距离，确认它是银河系以外的恒星系统。仙女星系的距离为690千秒差距，或225万光年。同银河系一样，为Sb型。仙女星系的直径约50千秒差距，质量约3.1×1011太阳质量，都为银河系的2倍，是该星系群中最大的一个。仙女星系周围还有几个很小的星系，它们构成该星系群中的一个次群，即仙女星系次群。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 负氢离子吸收 | 负氢离子吸收（ H-absorption ），恒星大气中负氢离子对辐射的连续吸收。负氢离子是由一个中性氢原子H和一个电子所组成的松弛体系，以符号H-表示。负氢离子产生的原因是：中性氢原子的核外围只有一个电子，这个电子不能完全屏蔽氢原子的电场，任何一个自由电子距离氢原子足够近的时候，就可能落入核电荷的引力场中，因而它有可能与氢原子结合成为氢离子。此时，这个电子的轨道可能是封闭的，即处于束缚；也可能是非封闭的，即处于自由态。如同氦离子HeⅡ是类氢离子一样，负氢离子H-是类氦离子。恒星大气中负氢离子的数密度在局部热动平衡状态下由萨哈公式确定，在非局部热动平衡状态下则由具有偏离系数的萨哈公式求得。负氢离子吸收在光谱型晚于A0型的恒星中起重要作用，而且光谱型（见恒星光谱分类）越晚，负氢离子吸收所起的作用越大。太阳是一颗G2V型恒星，因而，负氢离子吸收起着主要作用。
负氢离子吸收系数是由它的束缚-自由跃迁和自由-自由跃迁所确定的吸收系数相加而得(见恒星大气的吸收和散射)。负氢离子基态的束缚能是0.75电子伏，对应于这一能量的辐射波长是16450埃，这就是负氢离子束缚-自由跃迁所产生的连续吸收带的起始波长。负氢离子束缚－自由跃迁的吸收系数从16450埃起，随着波长的减小而逐渐增大，到8500埃附近达到极大，然后向短波方向再逐渐减小。负氢离子的自由－自由跃迁的吸收系数随波长的增长而单调上升。在可见光区和紫外区，负氢离子的束缚-自由吸收大于自由-自由吸收。自由-自由吸收是造成恒星大气在几微米到几百微米波长范围内连续不透明度的主要原因。 |
天文学 | 天体测量学 | 月 | 月（month），以月球绕地球公转运动为基础的时间单位。根据起讫点不同，定义为5种不同的月：①朔望月，是月相变化的周期，即月球连续两次与太阳相合(朔)或相冲(望)所经历的时间间隔，长度为29.53059日。阴历或阴阳历都采用朔望月为月的单位。②分至月(又称回归月)，是月球黄经连续两次为零所经历的时间间隔，长度为27.32158日。③恒星月，月球在天球上相对于恒星背景运行一周的时间间隔，长度为27.32166日。这是月球绕地球的平均公转周期。④近点月，是月球连续两次经过近地点所经历的时间间隔，长度为月经周期27.55455日。⑤交点月，是月球在天球上连续两次经过其轨道对黄道的升交点所经历的时间间隔，长度为27.21222日。
月 (囝 肉 腎) 【异体 古文】
拼音：yuè
部首：月
总笔画：4
部外笔画：0
结构：独体字
五笔：EEE
倉頡：B
常用字
基本释义：
yuè
地球最大的天然卫星（亦称“月亮”、“月球”）：～光（月球反射太阳的光）。～蚀。
计时单位：一～。～份。岁～不居（时光不停地流逝）。
按月出现的，每月的：～刊。～薪。
形状像月亮的，圆的：～饼。～琴。
妇女产后一个月以内的时间：～子。
便捷查询：
同音查询： yue音汉字 yuè音汉字 同部首查询： 月部汉字 同笔画查询： 4画汉字
“月”字书法作者：苏轼
目录
1 月 yuè
2 《康熙字典》释义
3 《说文解字》释义
4 百科条目
5 首字为“月”的词语
月 yuè
<本义> 月亮：月球丨月光丨月色丨月明千里(月光普照大地)。
历名。农历依月相变化的一个周期为一月；月份：月小(指农历只有二十九天的月份)丨月大(指农历有三十天的月份)丨早春二月丨一年有十二个月。
（颜色或形状）像月亮一样的：月洞窗(形圆如月的窗户)丨月光门(月亮门儿)丨月窗(山洞中较大的透亮孔，也指墙上小窗)。
每月的：月饼丨月牙湾丨月琴丨月银丨月例丨月表(按月记事之表)丨月佣(按月受雇佣的人)丨月刊丨月薪。
古人以月为群阴之本，故用以形容女子及女子有关的事物：月韵(形容女子风韵秀逸)丨月貌花容(形容女子容貌姣美)。
妇女产后一个月以内的时间：月子。
汉字部首之一。<注> 《汉字部首表》（中国教育部、国家语委2009年颁布，标准名GF 0011-2009）的201个主部首之一，序号为88，其附形部首有“⺝”。
姓。
《康熙字典》释义
【辰集上】【月字部】
【唐韻】【集韻】【韻會】【正韻】𠀤魚厥切，音軏。【說文】闕也。太隂之精。【釋名】月，缺也，滿則缺也。【易·繫辭】隂陽之義配日月。【禮·祭義】月生於西。【公羊傳·莊二十五年註】月者，土地之精。【史記·天官書註】月者，隂精之宗。【淮南子·天文訓】水氣之精者爲月。 又【書·堯典】以閏月定四時成歲。【傳】一歲十二月，月三十日，三歲則置閏焉。又【洪範】二曰月。【傳】所以紀一月。【疏】從朔至晦，大月三十日，小月二十九日。【禮·禮運】月以爲量。【註】天之運行，每三十日爲一月。 又姓。金月彥明首建孔子廟，明洪武中有月輝、月文憲。 又外國名。【前漢·霍去病傳】遂臻小月氏。 又【韻補】叶危睡切。【曹植·七啓】世有聖宰，翼帝霸世。同量乾坤，等曜日月。 又叶魚橘切。【黃庭經】洞房靈象斗日月，父曰泥丸母雌一，三光煥照入子室。 【類篇】唐武后作囝。
【正字通】肉字偏旁之文本作肉。石經改作月，中二畫連左右，與日月之月異。今俗作月以別之。月中从冫，不从二作。
《说文解字》释义
【卷七】【月部】 编号：4289
月，[魚厥切 ]，闕也。大陰之精。象形。凡月之屬皆从月。
百科条目
月饼 月桂 月海 月季 月经 月经不调 月经失调 月老 月龄 月面学 月琴 月球 月球号探测器 月球探测 月食 月相 月牙泉 月鱼目 月月小说 月震 月质学
首字为“月”的词语
月光族 月华 月季 月貌 月球 月食 月台 月相 月牙 月下老人
首字为“月”的成语
月白风清 月光如水 月黑风高 月朗风清 月落参横 月落乌啼 月落星沉 月明星稀 月盈则食
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天文学 | 光学天文学 | 恒星干涉仪 | 恒星干涉仪（ stellar interferometer ），利用相位相关干涉或强度干涉方法测量恒星角直径和双星角距离的一种装置。它具有极高的分辨本领。1920年，迈克耳孙最先设计了一架恒星干涉仪，能测量到0.″02的角度。如图所示，恒星的光被平面镜B、B、A、A反射到望远镜里；若恒星是点光源，在望远镜焦平面P上，星像是B镜圆孔衍射和双光束干涉迭加的图样。对于双星则应有两组图样。调节距离D，当两组干涉条纹互相抵消时，双星的角距就等于λ/2D，λ是星光的有效波长。对于角直径为β的恒星圆面，当条纹消失时，β=1，22λ/D。这种干涉仪叫作相位相关干涉仪。后来制成另一种恒星干涉仪，叫作强度干涉仪。它用两架距离200米的大口径组合光学望远镜代替上述两块 B镜，用光电倍增管接受星光。光电倍增管接受到的信号强度是相关的。改变两架望远镜间的距离，可把观测的结果归算为恒星的角大小。这种仪器的分辨角小到0.″0004。由于需要大量的光子才能获得有意义的相关性，所以，即使采用口径大到6米的望远镜，也仅能观测亮于2等的恒星。 |
天文学 | 光学天文学 | 天文镜面的磨制和检验 | 天文镜面的磨制和检验（ making and testing of astronomical mirrors ），对玻璃镜坯打磨、抛光，经过内应力和面形检验，制成所设计的镜面形状和达到所要求的精度。大型反射望远镜主镜和副镜的表面形状大多数是轴对称的非球面。偏离球面的量与非球面参数有关，并与镜面直径成正比，与相对口径的三次方成正比。用波面误差来评价，优良的天文镜面与设计的理论形状间的局部偏差应小于 λ/20。对于玻璃镜坯，应先把两个端面磨平抛光，用偏振法检查其双折射，以确定内应力的大小。内应力过大，会使镜面在使用过程中逐渐变形而降低成像质量，严重时在抛光阶段就无法控制其表面形状。把球面修改成非球面的过程，一般是在抛光阶段，用比镜面小的抛光盘或用与镜面同样大小但沥青胶分布不均匀的抛光盘进行的。大型天文镜面相当重，在磨制时必须考虑其自身重量引起的变形问题，并注意支承的方式。
天文镜面磨制阶段，常用刀口法检验。在较严格的条件下能察觉λ/50的误差。所谓刀口检验，是在镜面所成的点光源（人造星）的像位置前后，用刀口切割光束，检验者眼睛紧靠在刀口后面，观看在切割过程中镜面照亮的情景。在理想成像情况下，可看到镜面突然变暗，或随着刀口移动逐渐变暗（见图）。反之，则可以看到镜面上出现明暗相间的图像，从而判断镜面形状的偏差。
为了使刀口检验达到最高的灵敏度，必须作零位检查，即检查光束是否同心。这种检查有时可利用镜面的几何特性，如凹椭球面的两个共轭焦点。大多数情况则需要加一个辅助镜，例如对凹抛物面镜要加一个标准平面反射镜。而对双曲面镜，不管是凸还是凹，都要加一个凹标准球面镜。此外，还可用像差补偿法，即把被测面的法线看作光线，经过一个反射面或一个光学系统之后，会聚成同心光束交于一点，或者更一般地设计一个包含被检验面的光学系统，使最后得到同心光束，会聚成一点，在这一点上进行自准式的零位刀口检验。这种补偿实际上一般只能做到两条光线严格地重合，而其余光线是没有完全补偿的，所以需要计算剩余像差大小，看是否在允许范围之内。
另一个有效的办法是用激光干涉仪。参考面可以用平面，也可以用球面。被测部分的光路安排和刀口检验基本相同。这里的补偿镜或补偿系统，还可以用计算的干涉图（或全息图）代替，或者联合使用。干涉检验的精度一般可到λ/20，严格一些可到λ/50。
完整的望远镜系统在出厂前和安装到天文台后，还要进行检验，以便发现安装和调整上的缺陷以及得到光能集中度的数据。优良望远镜的光学系统要求加工到将95％以上入射光能集中在小于0.″5直径范围内。这一数据可以根据开孔分布均匀的哈特曼光阑照相方法得到，或从干涉图计算得到。有时大型望远镜安装到天文台后，还通过整个光学系统的对星检验，再对其主镜或其他镜面进行最后的抛光修改。 |
天文学 | 天体力学 | 农历 | 农历，现今中华文化圈民间传统广泛使用的阴阳合历。古代相传为黄帝时代或者夏朝创制，又称黄历、夏历。中华民国成立后，孙中山宣布以格里历纪年，称为国历，而华夏传统历法则返称为旧历、传统历。中华人民共和国成立后仍以格里历纪年，夏历改称“农历”。
格里历中文亦称阳历，因此农历常习惯上称为阴历，然而农历其实为阴阳合历。农历是阴阳历：“阳”是地球环绕太阳公转，以冬至回归年为基准确定岁实，配合季节阳光分一岁为二十四节气；“阴”根据月球运行定朔望月。中华现存历书最早是西汉版本之《夏小正》，汉武帝时期制定之《太初历》已经有相当完善之历法规则，自此大都采用“夏正”。之后定朔定气规则又多次修改。现行农历版本是依据既定基本规则，运用现代天文学成果修订，完全依照日月运行等天文数据计算得来，为一天文历法。
农历和格里历、伊斯兰历一样，是现在应用广泛的历法之一。在华人地区、许多少数民族地区、朝鲜半岛、越南及全世界海外华人社区，农历广泛应用于生日标记、各种民俗活动节日等，比如“年节”、“元宵节”、“端午节”、“中秋节”、“重阳节”等节庆活动，被视为中华文化象征。2022年是壬寅年。
目录
1 阴阳合历
2 定月
3 置闰
4 定年
5 天干地支
6 日
7 月朔
8 节气
9 置闰规则改革
10 习俗节日
11 各地使用
12 参见
阴阳合历
历法是纪录时间之座标系统，多数古代民族根据天象来确定历法，都有年和月之概念：年，就是四季周期，即地球围绕太阳公转；月，就是月相盈亏周期，即月球围绕地球公转。准确测量回归年和朔望月之长度，会发现一年比十二个月多大约10.875日，即单个阴历或阳历无法同时满足年和月的准确周期。
阴历之历月是准确按月相盈亏圆缺周期来制定，1个朔望月长约29.53日，故制订历月为大月就是30日，小月就是29日，若以12个月为1年，1年之长度就落在354日或355日之间，故年只是大体上符合一个四季循环，但其长度和四季周期有一些差异，这就导致新年并非固定于某个季节，而是缓慢推移，从冬季逐年移动到夏季。例如伊斯兰历、古希腊历都是如此。
阳历之历年是准确按太阳视运动周期(回归年)为制定标准，没有月之概念，或者月只是大体符合月亮阴晴圆缺变化的周期长度。例如西历月长与真正的朔望月只相差0.5至1.5日，西方语言之月份与月亮同源（例如英语中的month与moon），但月亮圆缺与每月日期变化没有固定关系（即新月的日期逐月缓慢推移）。季节明显之地区，所原创之历法多为阳历，比如尼罗河定期泛滥，造就了古埃及太阳历。
调和阴阳
华夏历法同时考虑到太阳及月球运动，兼顾了年和月之准确周期，是为阴阳合历。因华夏以农立国，农民常依此历进行农事，故又称为农民历。夏历依据观测月相变化，严格按照朔望月周期确定月份（定朔），为农历之阴历部份，12个月平均约在354日左右。通过观测太阳视运动与黄道的关系，观察出回归年之周期约在365.25日左右，由太阳之高度角变化周期，影响地表气候环境之不同，定出二十四节气（定气），为农历之阳历部份。在结合时衡量到阴历十二个月与阳历回归年每年约有11日落差（3年便累积约33日，因此每3年置一闰月，但仍然比阳历回归年少3日左右），为了使彼此长度能够更加接近，自春秋时代起即有“十九年七闰月法”；又排定了闰月规则，力求平衡调和中气在相应固定月份。如此既达到年合四季、月合圆缺，即新月固定于初一，新年固定于冬春之交，达成阴阳和谐。
因十九年七闰之规律，每个人在其19岁倍数之生日，有机会西历生日与夏历重合于同一日。
定月
现行历法，以朔分月，每个朔望月之始末通过太阳和月球之相对位置确定，以每个月太阳直射月球背面之时刻，定出朔日，朔日定为初一，为每月之始日。每月太阳直射月球正面之日期定出望日，一般为十五或十六日，为每月之中点日期。一个月之上旬按顺序习惯上称为初日，如一月十日称为正月初十。下旬称为廿日，亦有些通胜将之说成念日；如一月二十二日称为正月廿二或正月念二。
冬至所在月定义为十一月，之后月份为十二月、正月、二月……复至十一月。其中农历每年第一个月按照习惯称为正月，十一月及十二月分别又称为冬月及腊月。表示气候寒冷的成语“十冬腊月”就是从此得来，字面意思即为十月、十一月和十二月为一年中最寒冷的月份。若两冬月间，不计冬月剩余11个月，则不需置闰。
置闰
现行历法采无中置闰法。若两冬月间，不计冬月剩余12个月，则置闰于两冬月间第一个无中气之月（有时一岁可能会有两个无中气之月，只取第一个），月序与前一个月相同（闰月在几月后面，就称闰几月）。采用现行之定朔法，有可能会出现无中气月但无须置闰之状况。
由于当前近日点在冬季，冬季节气之间较短，十冬腊月较容易分配到中气；若采无中置闰法，闰月较常发生在夏季。未来因近日点进动，可能改变。
定年
定完月后，即可决定一年之起始。民用历法中，以正月朔日为一年之开始，称为元旦（元春旦）或正旦（正月旦），正月初一子夜至下一个正月初一子夜前之时间段称为“一年”。有时一年内出现两个立春，即年初一后立春，翌年年初一前再立春，称为“双春年”，一般视作吉兆。按照现行历法计算，双春年必定有闰月，有闰月之年必定有双春，故又称“双春兼闰月”。相反，如果年初一至翌年年初一前夕没有立春，称为“盲年”。在十九年周期内，双春兼闰年及盲年各出现七次，而单春年只有五次。
在古代，官方通常会指定年号，并确定开始时间（奉正朔），随后依顺序纪年。夏历同时会使用干支标注年份顺序（包含岁星纪年及太岁纪年），十二地支又对应十二生肖，比如壬辰龙年。民间通常会在民间信仰于节庆表示神明诞辰或传统戏剧作品使用，如辛卯年四月十二日、甲午年腊月初七等。中华民国成立时，废除农历之官方地位，改以格里历计算年份，同时称正月朔日为春节，废除了年号制度。
天干地支
天干地支60种配搭，循环往复，每60年干支纪年一个周期、每60月干支纪月一个周期、每60日干支纪日一个周期、每60时辰干支纪时一个周期，干支纪年月日时合共有八字。天干地支对应到月份，通常采用干支纪月，这种纪月以冬至所在月为子月，每一年为一个周期，如遇到闰月，闰月干支与前月相同。其中特别是地支中之子午，在夏历有着重要地位。
十天干：甲、乙、丙、丁、戊、己、庚、辛、壬、癸。
十二地支：子、丑、寅、卯、辰、巳、午、未、申、酉、戌、亥。
地支
地支与月份、时辰有固定关系：
年、月表征地球公转，每圈为一岁，均分为12节，每节为一个月份，各对应十二地支，
日、时表征地球自转，每圈为一日，均分为12格，每格为一个时辰，各对应十二地支；
由于这种对应关系，每5年（日），干支纪月份（时辰）正好完成一次周期。（干支纪月不计闰月）
子午
十二地支中，子午依据太阳位置来确定，子为阴极盛，午为阳极盛，子午为岁、日周期定出始末与中点：
以每年太阳直射北回归线之日期定出夏至，午月为每岁之中点月份（干支五月），
以每年太阳直射南回归线之日期定出冬至，子月为每岁之始末月份（干支十一月）；
以每日太阳位于正南方向之时刻定出正午，午时为每日之中点时辰（11~13点），
以每日太阳位于正北方向之时刻定出子夜，子时为每日之始末时辰（23~01点）。
注：此处每日太阳位于正北方向是指夜晚，太阳在地平线下方之正北。
岁与年平均等长，起始点平均相差八分之一年，即半个季度。因为岁末岁初各有半个冬季，而年的安排使到一整个冬季放在年末。
日
中国古代以子夜为日之分界，以子正初刻（00:00）为一日之开始，以夜子初四刻（24:00）为一日之终结。但习惯中，人们倾向于认为一日开始于寅时（平旦）5点。中国传统将一日分割为12个时辰，依次是子时、丑时、寅时、卯时、辰时、巳时、午时、未时、申时、酉时、戌时、亥时。1个时辰等于2个小时，子时是下午11时至上午1时，丑时是上午1时至上午3时，以此类推。
夏历用干支来标记流水日，就像如星期般，无天文意义。60干支为一循环，甲子、乙丑、丙寅、……、癸亥、甲子。比如，2013年新年岁首（西历2月10日）是丁未日，2014年岁首（1月31日）是壬寅日。
月朔
朔望月之长度大约在29.27至29.83日之间变动，长期平均长度是29.530588日（29日12时44分2.8秒）。因此，农历一个月是29日或30日，又称小月及大月。每一个月起始于朔日子夜，结束于下一个朔日子夜之前。现行历法采取定朔法。
平朔
早期，采用平朔方法确定朔日。经过长期观察，确定朔望月之平均长度，然后，选一个日月合朔的日期作为历元，每经过一个月增加29（499/940）日，取整数部分即得朔日。
平朔规则下，通常是大小月相间，然后每经过15或17个月有一对连大月。
定朔
元授时历起，天文台运用天体运行规律和采用实际观测天象数据，确定每朔（太阳和月球之黄经一致）之具体时间，取当日为朔日，即每月初一。
定朔规则下，各月大小排列并不固定，有时会碰到连续四个大月或是连续三个小月。
节气
因地球椭圆地围绕太阳公转，速度不平均，故节气有二法。按平均时间为平气，按公转角度为定气。平气法之春分秋分，未必为昼夜等长。自崇祯历至今，历法使用定气。
平气
在古代，通常以冬至到冬至之间（约365（1/4日）)，分割为24段（每段约15（7/32日）)，每段起始于一个节气，依次为：冬至、小寒、大寒、立春、雨水、惊蛰、春分、清明、谷雨、立夏、小满、芒种、夏至、小暑、大暑、立秋、处暑、白露、秋分、寒露、霜降、立冬、小雪、大雪。
立春到立夏前为春季，立夏到立秋前为夏季，立秋到立冬前为秋季，立冬到立春前为冬季。
二十四节气中，冬至、大寒、雨水、春分、谷雨、小满、夏至、大暑、处暑、秋分、霜降、小雪为中气，通常用来确定月份。冬至所在月份为冬月、大寒所在月份为腊月、雨水所在月份为正月、春分所在月份为二月、…、小雪所在月份为十月，无中气的月份为前一个月的闰月。
属阳历的干支月或中气月来源于观测太阳的回归年并按地支均分，属阴历的朔望月来源于观测月亮盈亏。中气之间的时间约为30日5（1/4）时，因此中气日之间的间隔（含前不含后）为30或31日。而一个朔望月的时间为29日或30日，一个月内要么一个中气，要么没有中气。因此，中气可以直接来确定月份及闰否。
每个中气干支月比朔望月平均多21.75小时，两者差异积累到一定程度后，朔望月就闰一个月，以此达到两者平衡对应（具体变化过程是：相对干支月，较短的朔望月逐月提前；当提前的日数达到半个月时，闰一个朔望月，即一个干支月对应两个朔望月，于是朔望月变成推后半个月；然后朔望月继续逐月提前，如此循环往复）。最终结果是，每32.6个朔望月中有一个闰月。实际观测中，由于定朔和定气的方法与绝对平均值存在差异，每两个闰月并非精确地相差32-33个朔望月，而是28-36个朔望月，总体19年7闰（12×19÷7）仍然符合32.6的平均值。
定气
定气按太阳运行位置为准，二十四节气分别相应于太阳在黄道上每运动15°所到达之位置。
二十四节气中，原本惊蛰在雨水之前，谷雨在清明之前。后西汉末年刘歆将雨水、惊蛰对调，清明、谷雨对调。
由于克卜勒运动第二定律，地球靠近近日点时公转速度会比较快，当前近日点在小寒附近，因此冬至到大寒两个中气之间相隔较短，约29.45日；而地球靠近远日点时公转速度较慢，当前远日点在小暑附近，因此夏至到大暑两个中气之间相隔较长，约31.45日（以北半球为准）。
当中气间隔可以比朔望月（≈29.53日）长时，一个月可能完全在两个中气日之间，此时这个月就没有中气。反之，当中气间隔比朔望月短时，两个中气可能完全在两个朔日之间，此时一个月内就有两个中气。
以冬至日子夜到冬至日子夜前为“一岁”。一岁一般为365日，有时为366日。冬至所在月定为冬月（或子月，以天干地支记月）。不计冬至月，一岁将包含11至12个整月，包含12个整月时，第一个无中气之月份为闰月，此乃无中置闰法。若冬至在子月朔日，则前一岁必闰月；若冬至在晦日，则冬至后之一岁必闰月。
1年通常有12个月或13个月。包含13个月的年份为闰年。1810年立春至2409年除夕（立春前日）600年间的7421个月中，有双中气月19个，无中气月240个，221闰。
下一次闰冬月出现于2033年。（2033年问题）前一次闰正月出现于1651年，下一次闰正月会出现于2262年；首次闰腊月将出现于3358年。
置闰规则改革
对冬至之理解有“冬至日”与“冬至时刻”两种。冬至日是日影最长之正午，即是正午最接近冬至时刻之日。“冬至时刻”是太阳直射点运动到最南点（南回归线）之时刻，或是太阳黄经达到270°之时刻，可通过科学推算和观测精确到几时几分几秒。目前在中国大陆使用的农历国家标准中，冬至定义为太阳地心视黄经达到270°的时刻。
由于定朔平朔及定气平气间之差异，也引发了冬至是归于上一月还是下一月之争议，如1984年、2014年、2033年问题。置闰法有遵循亘古传统之平气置闰，现行是定气日算置闰，还有定气时刻置闰，即按照朔、冬至之具体时分先后划分。
隋唐历法已经逐渐开始定朔、定冬至到时分。明朝李天经曾建议，用中气时刻是否介乎两朔时刻之间，来决定该月是否有此中气，例如崇祯十五年小雪虽在十一月初一日，但小雪时刻在十一月朔点之前，按此法属十月，如此法则可减少双中气月之次数，并使置闰法独立于时区。
习俗节日
日月同数之节日
农历新年（中国大陆称为春节），即农历正月初一日，古代称为“元旦”、“正旦”等，越南称为Tết Nguyên Đán（節元旦），韩国称为설날。农历新年是一年中最隆重之节日。中国大陆、香港、澳门、台湾、越南、韩国、菲律宾、马来西亚、新加坡、印度尼西亚、美国纽约州唐人街等国家和地区法定假日。
上巳节，即农历三月初三日，韩国称为{삼짇날。
端午节，即农历五月初五日，越南称为Tết Đoan Ngọ（節端午），韩国称为단오（端午）或수릿날（戌衣日/水瀨日，同音，两种汉字写法在韩国皆可用）。
七夕，即农历七月初七日晚上，越南称为Thất tịch（七夕），韩国称为칠석（七夕）。
重阳节，即农历九月初九日，越南称为越南称为Tết Trùng Cửu（節重九）。
十五（月圆）元节
元宵节、上元节，均为农历正月十五日，越南称为Tết Thượng Nguyên（節上元），韩国称为대보름（大보름）。
中元节，即农历七月十五日，越南称为Tết Trung Nguyên（節中元）或Lễ Vu Lan（禮盂蘭），韩国称为백중（百中/百種）或망혼일（亡魂日）或 중원（中元）。
中秋节，即农历八月十五日，越南称为Tết Trung Thu（節中秋），韩国称为추석（秋夕）。
下元节，即农历十月十五日，越南称为Tết Hạ Nguyên（節下元）。
腊月节日
腊八节，即农历腊月(十二月)初八日。
祭灶节，亦称小年，即农历腊月廿三日（北方）或廿四日（南方），越南称为Tết Táo Quân（節竈君）。
除夕，正月初一前夕，即农历一年之最后一晚。
这三个节日通常被认为是最大节日农历新年的准备和酝酿。
节气节日
以节气定义的节日，通常都有很浓重的季节特征，大多在春分、秋分、夏至、冬至这种季节最为明显的节气附近，清明是紧接春分后第一个节气。
春季：春社，立春后的第五个戊日，大约在春分前后。
春季：寒食节，冬至后的第一百零五日，大约在清明附近，韩国称为한식（寒食）。
春季：清明节，清明当日，越南称为Tết Thanh Minh（節清明）。
夏季：夏至节，又称“夏节”、“仲夏”，是中国的传统节日，在中国北方尤其受到重视。清代以前特别是宋代的法定假日，辽代谓之‘朝节’。
秋季：秋社，立秋后的第五个戊日，大约在秋分前后。
冬季：冬至节，冬至当日，也称“小年”，越南称为Lễ hội Đông Chí（禮會冬至），韩国称为동지（冬至）。
各地使用
其他东亚地区之阴阳合历大多源自华夏历法或受其影响，比如藏历、和历以及朝鲜半岛和越南历法等。目前，由于时区差别，大中华地区（UTC+8）、韩国（UTC+9）与越南（UTC+7）使用的农历的版本并不一致，因此各国农历日期也不完全一致。最常见的情况是由于时差，朔的时刻在不同地区分属两日，导致农历相差一天。例如在1968年，南北越因时差问题分别在不同日期庆祝了越南新年。在极端情况下时差还会影响到置闰，导致不同地区农历在几个月内会相差一个月。由于农历规定冬至日必须在冬月（十一月），由于时差原因，有时在一地朔的时刻和冬至时刻落在同一天，但在另一地朔的时刻和冬至时刻分属两天，这导致两地冬月相差一个月，并影响到置闰以及冬月附近的诸多月份。例如1984年冬至在协调世界时12月21日16:09:12（北京时间在12月22日但越南时间在12月21日），而新月在协调世界时12月22日11:35:39（中国和越南时间均在12月22日），这导致两地冬月相差一个月。受此影响，中国农历在1984年置闰十月，但越南历则在1985年置闰二月。另外，由于农历规定若两冬月间不计冬月剩余12个月，则置闰于两冬月间第一个无中气之月。朔的时刻和其他中气时刻的关系也可能在一地为同一日，在另一地分为两日。这会导致两地对无中气之月的判定出现差异，同样可能影响置闰，并导致农历在几个月内相差一个月。例如2012年中国闰四月而韩国闰三月。部分软件未能因应各国时间基准而调整会造成错误。
中华人民共和国紫金山天文台作为全世界主要的农历测算颁行单位，主导制定了名为GB/T 33661-2017 《农历的编算和颁行》的中华人民共和国国家标准（这是农历第一次成为一国的国家标准），规定了很多历法基础概念的定义及算法规则，并且以现代科学和天文学技术为基础对农历的计算和制定做了规定，比如规定冬至为节气之首（而非立春）、规定有冬至之月份为子月（十一月）、规定寅月建正、规定采用国际通用天体模型且精度应达到1秒，并且要求公开发行的日历产品必须包含西历和农历的日期对照以及二十四节气，符合标准规定的编排规则、计算模型和精度及表示方法，以有效遏制内容错误的农历日历产品随意发行的无序状态。
日本农历（和历）原使用中国历法计算，从明朝亡后之1685年开始自行编制历法（贞享历），直到1873年起废除农历（天保历）改用西历（格里历），并于1910年起停止在官历内并记旧历。但目前日本国立天文台每年2月都会发报的“暦要項”官报中仍有节气和朔弦望等资料可供自行计算农历。现时日本国内仅有如中秋节等少量节日按农历庆祝，其余绝大多数原以农历日期庆祝之节日均提前约一个月，改成了按照西历之相同日期庆祝（如日本的端午节就在西历5月5日）。
绝大部分海外华人会使用和大中华地区一致的农历，但有些居于南半球的澳纽华侨会出版按当地时间所制作之历书，此等历书也会应当地季节而将节气错开半年。
参见
中国传统历法
历法、历法列表
黄历
西历
干支、生肖
五行
七曜、六曜 |
天文学 | 光学天文学 | 太阳辐射测量仪器 | 太阳辐射测量仪器（ solar radiation measuring instrument ），测量太阳总辐射和分光辐射的仪器。它的基本原理是将接收到的太阳辐射能以最小的损失转变成其他形式能量，如热能、电能，以便进行测量。用于总辐射强度测量的有太阳热量计和日射强度计两类。太阳热量计测量垂直入射的太阳辐射能。使用最广泛的是埃斯特罗姆电补偿热量计。它用两块吸收率98％的锰铜窄片作接收器。一片被太阳曝晒，另一片屏蔽，并通电加热。每片上都安置热电偶，当二者温差为零时，屏蔽片加热电流的功率便是单位时间接收的太阳辐射量。日射强度计测量半个天球内，包括直射和散射的太阳辐射能。它的接收器大多是水平放置的黑白相间或黑色圆盘形的热电堆，并用半球形玻璃壳保护，防止外界干扰。用于分光辐射测量的有滤光片辐射计和光谱辐射计。前者是在辐射接收器前安置滤光片，用于宽波段测量；后者是一具单色仪，测量宽约50埃的波段。1965年起，已在火箭和气球上装置上述仪器，以测量大气外的太阳辐射。 |
天文学 | 天体物理学 | 昌德拉塞卡极限 | 昌德拉塞卡极限（ Chandrasekhar limit ），简并矮星的质量上限。白矮星是一种依靠简并电子压力来抗衡自引力而维持稳定平衡的简并矮星。二十世纪三十年代，昌德拉塞卡研究了这种星的平衡和稳定性质，利用牛顿引力理论中的无转动球对称星体结构方程（见恒星球的平衡和稳定），并用理想费密气体方程作为简并电子的物态方程，证明存在一个质量上限Mc≈1.44M⊙，式中M⊙为太阳质量。当星体的质量小于Mc时，存在稳定的平衡解；当大于Mc时，没有稳定的平衡解。也就是说，简并矮星的最大质量Mc就是昌德拉塞卡极限。 |
天文学 | 光学天文学 | 天体光度测量 | 天体光度测量（ astrophotometry ），指测量来自天体的有限波段范围内的辐射流，简称测光，常以星等表示。历史上，测光是为了给出天体的亮度，帮助在复杂的星图、星表中证认恒星。随着测光方法日益完善和研究的逐步深入，光度测量成为研究各类天体物理性质的重要方法。对难于观测光谱的暗弱天体，通过测光可以得到一些如同光谱研究所得的物理量。测光结果可以定出恒星的光谱型（见恒星光谱分类）和求出恒星（或星系）的距离。测光对研究宇宙结构、星际物质空间分布和恒星演化都十分有用。
测光依据的基本原理是：在相同条件下，等同的辐射流能使探测器产生同样的响应。根据这一原理，将待测星和已知星等的星作比较，从探测器对它们的响应便可推算出待测星的星等或星等变化。比较星是事先已经确定星等的定标星，或参照定标星精确测定了星等的标准星。有时，将待测星的光谱和实验室中的绝对黑体比较，测出以物理学的绝对单位表示的天体亮度。
探测器的响应同天体的光谱能量分布（受星际消光的影响）有关，也同仪器系统（包括望远镜、滤光片和辐射探测器）的分光响应以及同地球大气消光有关。其中地球大气消光的影响可以用专门的观测方法改正。仪器系统的分光响应则决定测量的辐射波段。即使测量同一波段，不同测量者的仪器不可能完全相同，得到的星等也不一样，有时彼此间的关系是非线性的。测光的波带用平均波长λ0和通带半宽Δλ表示。λ0是仪器系统相对分光响应曲线下面积的重心所对应的波长，Δλ是该曲线上响应度等于1／2的两点对应的波长差。依半宽的大小，天体测光可分为宽带（Δλ>300埃）、中带（300埃>Δλ>90埃）和窄带（Δλ＜90埃）测光。按所用探测器的类型又可分为目视测光、照相测光、光电测光等。按观测对象又分为面源测光和点源测光。
目录
1 目视测光
2 照相测光
3 光电测光
4 面源测光
目视测光
以人眼为探测器，测得结果为目视星等，其平均波长大致为5500埃。目视测光在天体测光史上起过重要作用，星等标度是在目视测光基础上建立的。以目视测光方法测量了大量恒星的星等，编制了著名的《波恩星表》(BD)等。但因目测精度低，标度不稳定，现今只在某些近距目视双星和一些变星的测光中采用。
照相测光
用天文底片作探测器。对点光源，考滤到底片响应的非线性，必须在同一底片上拍摄待测星和一系列（从亮到暗的）星等已知的比较星。然后，用光瞳光度计或全自动底片处理机测量这些星像。由测量仪器的读数和已知星的星等作校准曲线，从该曲线内插和归算出待测星的星等。若待测星周围没有光电比较星序列，对要求不高的测光工作，现在仍间或用照相方法自定比较星序列，例如可以拍一些用物理方法按已知比例减弱的恒星。用蓝敏底片进行照相测光，得到照相星等，平均波长约4300埃。用对其他波长敏感的底片，并加适当的滤光片，可得到与目视星等类似的仿视星等、红星等和红外星等。
照相测光有许多误差来源（如乳胶不均匀、场差、显影时的缺点等），所以精度不如光电测光。一般均方误差约0.05星等。此外，照相测光的动态范围比光电测光小。照相测光的优点是能同时拍摄大面积天区的许多恒星，适宜作巡天和统计工作。如果采用线性响应的核乳胶和电子照相机，那么，原则上只要知道一颗定标星的星等，就可得出其他一切星的星等。观测的极限星等又可大大提高。
光电测光
主要仪器是光电光度计。因光电倍增管的线性响应和采用高精度的电子测试仪器，光电测光是准确度和灵敏度最高的测光方法，一般精度达到0.01～0.005个星等之间，较差测量时，可达0.001个星等。光电测光时，选择适当的光阑，让星像位于光阑中，记取仪器读数，此数减去光阑对准夜天背景(见夜天光)时的读数，即为星光产生的仪器响应。这个响应同星光成正比，可由此响应按星等定义直接求观测系统的星等。通常将此星等归算为大气外的星等并转化为标准系统。光电测光所得到的星等称为光电星等。近年制成能同时测量几个波带或同时测量变星和比较星的多通道光电光度计，同电子计算机直接联系起来，能迅速得到结果。光电测光适宜于测定星等标准，测量恒星亮度的快速变化，进行多色测光。这是目前应用最广泛的测光方法。
面源测光
对具有延伸像面的天体，如星云、星系、日、月、行星进行测光，称为面源测光。面源测光有两种：①研究天体视面上亮度的分布，求其明度星等（每平方角秒的星等数）；②测量天体整个视面的累积星等。照相方法测量面源亮度分布时，为建立底片特性曲线，用实验室的管光度计拍摄校准记号；或者用特殊照相技术拍摄一些比较星的具有一定均匀密度面积的像，以避免因星像结构和大小不同而引入误差。有的照相密度计和光电光度计的光阑(或狭缝)可沿天体延伸面像扫描，得出天体视面等光度曲线。这种测量能研究天体表面细节的物理特征或河外星系结构。当光电测量累积星等时，光电光度计的光阑应包括整个天体视面，或用积分法求累积星等。累积星等代表天体的总辐射，也是对遥远星系距离的一种度量。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 参宿七 | 参宿七（Rigel），猎户座β，全天最亮的蓝超巨星。在猎户座的右下角，目视星等在0.08～0.20之间变化，光谱型B8Ⅰa光学和紫外观测表明，参宿七不仅连续地吹出很强的星风，还以间断的方式抛出物质，形成一个膨胀的气壳。 |
天文学 | 光学天文学 | 下一代望远镜 | 下一代望远镜（ next generation telescope ），指处于研制中的巨型光学望远镜。二十世纪六十年代就有人提出过这种设想。到七十年代，量子效率接近1的二维探测器、各种附属仪器和电子计算机已愈来愈多地应用到天文观测上，望远镜口径便成为地面光学观测的主要限制。同时，红外、射电、空间天文学取得了许多崭新的观测结果，迫切需要可见光波段观测的有效配合，而现有大望远镜已不能适应这种要求。1974年，美国基特峰天文台成立专门研究小组提出研制下一代望远镜的规划。这种望远镜应具有高分辨本领和强集光力，用以研究诸如恒星周围的行星、河外星系中的单颗恒星、脉冲星，从事类星射电源的光学证认和光谱分析以及探测遥远星系的红移等。考虑到近期内工程技术的可能性，它的口径应当为25米量级。它可用于可见光、红外、毫米波观测。从亚毫米波段直到可见光区，都能进行斑点干涉测量（见天文像的复原）。
到1977年，从许多种设想中归纳出四种方案：①转动“靴”：因其结构外形似靴而得名。它的主镜是宽25米的一段球面镜，曲率半径50米，纵向弧长75米，由许多六角形镜块拼合而成。位于主焦点附近的副镜，可绕过镜面曲率中心的水平轴转动，对主镜面扫描。光束经过多次反射引入水平轴，再到达位于主镜两侧的折轴室。所有上述的结构都置于大底盘上，它可绕垂直轴转动。②可操纵的镜盘：结构类似地平式射电望远镜，但结构精度高得多。主镜是25米的抛物面镜盘，由排列在16个同心圆环带上的1，032块偏轴抛物面镜块拼成，相对口径为1/0.75。③大型多镜面望远镜：根据霍普金斯山多镜面望远镜按比例放大。由六个口径10.2米的独立镜筒安装在同一个地平式装置上。10.2米主镜中央是一个直径6米的镜面，周围是许多小镜块，分布在一个或几个同心圆环带上。④望远镜阵：将许多独立的望远镜排成阵列，各台望远镜接收到的光线经多次反射集中到同一个焦点。已设想出三种阵列形式：108台2.4米望远镜，16台6.25米望远镜或6台10.2米望远镜。
转动“靴”在运转过程中镜面上各镜块的重力影响是不变的，但结构过于庞大。可操纵的镜盘结构最紧凑，体积最小，而且保持了主焦点系统、卡塞格林系统和折轴系统的结构，性能较全面，但重力影响导致较复杂的工程技术问题。以上两种都用单一口径，较易保证斑点干涉测量所要求的成像光束的光程相等。但在接收器匹配和分光仪狭缝失光上是很不利的。大型多镜面望远镜和望远镜阵两种方案都是多口径组合，尤其是望远镜阵，在保证组合光束相位一致性方面，必须解决相当困难的技术问题，但其他方面的技术问题较少，各个望远镜在使用上有较大的灵活性。除望远镜阵外，各种方案都是应用于小视场(1′以内)，以观测位置已精确测定的暗弱天体为主。因此，要求望远镜具有较高的定位精度(1″)和跟踪精度(0.″1)。 |
天文学 | 天体物理学 | 等离子体中的反常输运 | 等离子体中的反常输运（ anomalous transport in plasmas ），等离子体中带电粒子与中性粒子之间、中性粒子与中性粒子之间的相互作用是短程的。但是，带电粒子与带电粒子之间的作用是长程的库仑力。由于德拜屏蔽效应，计算输运系数时常可用短程的屏蔽库仑势，按两体碰撞理论来处理。这便是所谓“经典输运”理论。反常输运，通常指那些不属于“经典输运”的输运过程，它们引起的耗散可以比“经典输运”大得多。反常输运一般是与带电粒子间的集体效应相联系的。当等离子体中出现不稳定性或形成湍动态时，这种效应变得特别重要。在一定意义下，反常输运可理解为由带电粒子与集体扰动场之间的某种等效碰撞引起的效应。由于不稳定性或湍动是等离子体中十分普遍的现象，等离子体中的很多物理过程，如高温等离子体的反常加热、无碰撞激波中的耗散、横越磁场的反常扩散和热导、磁场的重联等，都与反常输运有密切关系。 |
天文学 | 天体力学 | 天体力学定性理论 | 天体力学定性理论（ qualitative theory in celestial mechanics ），根据天体运动的方程来研究天体运动的长时间性态，不是寻求运动方程的解，从而得出天体运动的定性性态而非定量性质的理论。天体力学定性理论的名称也由此而来。N体问题(N≥3)是不可积的，即天体的运动不能表示为时间的函数形式。而在数值方法中的截断误差、累积误差和分析方法中级数的收敛性等问题，使得这两种方法不适宜研究时间趋向无穷时天体的运动性态，由此产生了天体力学定性方法，又称天体力学定性理论。这里所说的“长时间”，从理论上讲应该为时间趋向无穷，但在实际问题中，针对不同的具体天体系统，对“长时间”的理解也不一样。如对近地人造天体而言，几个月时间已经很长，但对于大行星，几千年也不能认为是“长时间”。因此，对一些具体天体系统，也可用数值方法来探索天体运动的定性性质。天体力学定性理论主要研究对象为N体或者三体问题，大致可归纳为下面几个方面的问题。
天体紧密接近时轨道的剧烈变化
可分为两类问题：一类是碰撞问题，研究碰撞前后轨道的变化。在天体发生碰撞时，天体间的距离趋于零，运动方程（分母中有距离的因子）出现奇点，称为碰撞奇点。如果能找到一种方法，使奇点在运动方程中消去，这种过程称为正规化。研究表明，二体碰撞可正规化，碰撞前后的运动状态类似于弹性碰撞，三体碰撞不能正规化。故在讨论三体问题时，要回避三体碰撞情况。与碰撞奇点相对应的是非碰撞奇点，即天体不发生碰撞，但天体的运动在有限时间内的速度趋向无穷，此时运动方程中也会出现奇点，称为非碰撞奇点。中国的夏志宏用一个五体模型证明了此类奇点的存在性，解决了100多年来一直没有解决的问题。另一类是俘获和交换问题。若三个天体中有一个天体的轨道原来是双曲线或抛物线轨道（相对于天体的质量中心），它与另两个天体紧密接近后变成为椭圆轨道，这种情形称为俘获；如果另一个天体与此同时从椭圆轨道变成双曲线或抛物线轨道，则称为交换。俘获和交换问题在天体演化研究和人造天体轨道设计中都有重要的作用。
时间趋于无穷时的运动特性
三体问题在时间趋于无穷时，有16种运动类型。如双曲线型（三体间的距离都与时间成正比地趋于无穷）、抛物线型（三体间的距离与时间的2/3次幂成正比地趋于无穷）、振动型（三体间的距离既没有界限，也不趋向无穷）、双曲–椭圆型（两个天体间的距离是有界的，另一天体同它们的距离则趋于无穷）等。
运动的全局性质
所谓全局是全部时间范围内，即从负无穷到正无穷。当时间趋于正无穷时，三体问题有16种运动类型；而时间趋于负无穷时，也同样有16种运动类型。因此，从全局来看，时间由负无穷到正无穷时，可组合成162=256种运动类型。
在有界运动中，对一些特殊轨道的存在性和稳定性研究占有重要地位，其中讨论得最多的是周期轨道（轨道是闭曲线）和拟周期轨道（如环面上的运动）。周期解理论是由H.庞加莱等人建立的，为天体力学中的一个重要的研究领域。卡姆(KAM)定理证明了在一定条件下拟周期轨道的存在性，由此定理解决了限制性三体问题中三角秤动点的稳定性问题。
在运动的全局性的研究中，解决了一般三体问题的流形M8的拓扑结构问题；三体运动的可允许区域和禁区问题以及三体相对运动中，一些三体轨道参数的变化范围问题也是重要的研究内容。 |
天文学 | 光学天文学 | 星云摄谱仪 | 星云摄谱仪（ nebular spectrograph ），一种光力强的天体摄谱仪，用于研究亮度和夜天光相近的星云的分光特性，也可用来研究彗星、黄道光等。它由矩形光阑、棱镜和强光力施密特照相机组成，相当于不用望远镜又没有准直系统的有缝摄谱仪。因为有视面天体在成像焦面上的照度只和望远镜的相对口径的平方成正比，故可直接用棱镜和强光力的、也就是相对口径大的施密特照相机拍摄光谱。考虑到夜天光也会照在棱镜上，并得到同样程度的加强，在棱镜前几十米的地方设一矩形光阑（宽几厘米到几十厘米），使棱镜在光阑处的张角小于星云的张角。这样，棱镜能被星云的光照满，但星云周围的夜天光被光阑挡住，从而提高光谱的反衬。光阑愈远拍摄的天区愈小。1938年，美国麦克唐纳天文台建造了一架星云摄谱仪，利用自然地形安装反光镜，使光阑到棱镜的距离延长至46米，观测的天区为6′×6′。此后，相继出现了一些类似的星云摄谱仪。因为这类仪器比较笨重，目前多改用干涉滤光器拍摄星云的单色像来研究星云的分光特性。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 造父变星 | 造父变星（汉语拼音：Zaofubianxing；英语：Cepheid variable star），一类高光度周期性脉动变星。 因典型星仙王δ（中文名造父一）而得名。在可见光波段，光变幅度0.1～2等。光变周期大多在1～50天范围内，也有长达一二百天的。造父变星的光变周期和光度之间有着密切关系，称为周光关系，它被用来建立天体的距离尺度。光谱由极大时的F型变到极小时的G～K型（见恒星光谱分类），谱线有周期性位移，视向速度曲线的形状大致是光变曲线的镜像反映，这意味着亮度极大出现在星体膨胀通过平衡半径的时刻（膨胀速度最大）而不是按通常想象那样发生在星体收缩到最小，因而有效温度最高的时刻，位相差0.1～0.2个周期。这种极大亮度落后于最小半径的位相滞后矛盾，被解释为星面下薄薄的电离氢区在脉动过程中跟辐射进行的相互作用而引起的现象。造父变星实际上包括两种性质不同的类型：星族Ⅰ造父变星（或称经典造父变星）和星族Ⅱ造父变星（或称室女W型变星），它们有各自的周光关系和零点，对相同的周期，前者的光度比后者小1.4等左右。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 北极星 | 北极星（pole star），小熊座a。中国名又称勾陈一或北辰 。距离地球约400光年。是离北天极最近的亮星，看不出它的周日运动，好像总在北天极处，因此称为北极星。北极星是一颗三合星：一颗1.95～2.04等的F8I型造父变星和一颗看不见的伴星组成一个周期约30年的单谱双星系统， 还有一颗8.6等的星离造父变星18″。由于岁差，天极以约2.6万年的周期绕黄极运动，这期间一些离北天极较近的恒星依次取得北极星的美称。公元前2750年前后，天龙座a曾是北极星；小熊座 a 成为北极星才1000年左右，1940年以后，它与北天极的距离才小于1°，到2100年前后，这个角距将变得最小（28′），然后再远离北天极；到14000年织女星将成为北极星。 |
天文学 | 恒星与银河系 | HⅡ区和HⅠ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 |
天文学 | 光学天文学 | 底片敏化 | 底片敏化（ hypersensitizing of photographic plate ），为提高底片的探测量子效率和灵敏度，在曝光前后或曝光时对底片所作的特殊处理。
从二十世纪四十年代开始，已经有人采用烘烤等敏化技术。十多年来，发展了气体敏化技术，这种技术为天文台普遍采用。现有的敏化方法达数十种之多。对不同种类和不同批号的底片，由于敏化条件不同，效果也各不相同。使用者需要每次单独实验测定其最佳敏化方法。目前，最有效的敏化方法如下：
①抽真空处理 可以除去有害的氧和水蒸气，大大增加乳胶层对低强度光的灵敏度。基本上不增加灰雾。通常先抽真空然后再进行气体烘烤或浸泡。
②氮气浸泡或烘烤 可以除去氧和水蒸气，加速敏化剂与卤化银的化学反应。研究表明，在氮气里加2％或8％氢的混合气体中烘烤，所得的增益较高。
③氢气浸泡 可增加潜像的灵敏度和稳定度，同时又能使光电子更有效地形成潜像中心。
以上三种方法可以适当结合使用。
④硝酸银溶液浸泡 除去乳胶中卤化物，增加银离子浓度，此法适用于对红外敏感的乳胶。
除红外底片外，已敏化的底片在曝光时必须处于干燥的环境中，否则会丧失敏化效果。为此，必须改装望远镜的底片盒，并在曝光过程中使乳胶隔绝空气。已敏化而未使用的底片，必须在氮气中低温保存，才能在几十天内保持敏化效果。 |
天文学 | 天体力学 | 马克劳林椭球体 | 马克劳林椭球体（ Maclaurin ellipsoid ），均匀流体球自转时的一种平衡形状。1742年马克劳林第一次严格证明：旋转椭球体可以是均匀流体自转时的平衡形状。后来很多数学家改进了这项工作，成为天体形状理论中第一个经典结论。若σ为流体密度、ω为它的自转速率、G为万有引力常数，则当参数为
时，平衡形状可以是旋转 椭球体。此旋转 椭球体称为马克劳林椭球体。若 a为 椭球体的赤道半径， c为极半径（在自转轴上），则必须是 a＞ c。这说明 马克劳 林 椭球体一定是扁 球体，不可能是长 球体。当 Ω＜ Ω 0时，每一 Ω值都对应一个 马克劳 林 椭球体。 Ω值越大，相应的 椭球体越扁。在极限情况 Ω= Ω 0时，相应的 a=2. 7 c。李亚普诺夫证明，当 Ω＜ Ω 1=0.18711…时，相应的 马克劳 林 椭球体是稳定的；而当 Ω 1＜ Ω＜ Ω 0时，相应的 马克劳 林 椭球体是不稳定的。 |
天文学 | 天体物理学 | 理论天体物理学 | 理论天体物理学（ theoretical astrophysics ），利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的学科。1859年，G.R.基尔霍夫根据热力学规律解释太阳光谱的夫琅禾费线，断言在太阳上存在着某些和地球上一样的化学元素，这表明可利用理论物理的普遍规律从天文实测结果中分析出天体的内在性质，是为理论天体物理学的开端。理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步。20世纪20年代初量子理论的建立，使深入分析恒星的光谱成为可能，并由此建立了恒星大气的系统理论。30年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，促进了恒星内部结构理论迅速发展。并且，依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。1917年A.爱因斯坦用广义相对论分析宇宙的结构，创立了相对论宇宙学。1929年E.P.哈勃发现了河外星系的谱线红移与距离间的关系。以后，利用广义相对论的引力理论来分析有关河外天体的观测资料，探索大尺度上的物质结构和运动，以星系整体退行、宇宙微波背景辐射和元素合成为三大基石形成了现代宇宙学。在理论天体物理这一领域，可看到理论物理与天体物理更广泛更深入的结合和渗透，其中以非热辐射、相对论天体物理学、等离子体天体物理学、高能天体物理学等几个方面最为活跃。
内容
从理论物理学的分支与天体物理学问题的联系，可看出理论天体物理的概貌：①辐射理论。研究类星体、射电源、星系核等天体的辐射，以及X射线源、γ射线源和星际分子发射机制。②原子核理论。研究恒星的结构和演化，元素的起源和核合成，以及宇宙线问题。③引力理论。探讨致密星的结构和稳定性、黑洞问题，以及宇宙学的运动学和动力学。④等离子体理论。分析射电源的结构、超新星遗迹、电离氢区、脉冲星、行星磁层、行星际物质、星际物质和星系际物质等。⑤基本粒子理论。研究超新星爆发、天体中的中微子过程（见中微子天文学）、超密态物质的成分和物态等。⑥凝聚态理论。研究星际尘埃、致密星中的相变及其他固态过程。
方法
理论天体物理的基本方法是把地球上实验室范围中发现的规律应用于研究宇宙天体。这种方法不仅对于说明和解释已知的天体现象是有力的，还可预言某些尚未观测到的天体现象或天体。如在1932年发现中子之后不久，L.D.朗道、J.R.奥本海默等就根据星体平衡和稳定的理论预言可能存在稳定的致密中子星。尽管这种预言中的天体与当时已知的所有天体差别极大（异乎寻常的高密度等），可是在30多年后的1967年发现了脉冲星，预言终于被证实。另一方面，许多物理学概念首先是由研究天体现象得到的，后来又是依靠天体现象加以检验的。如首先是天体物理学家注意到充满宇宙间的电离物质具有一系列特性，这对建立等离子体物理学这门学科起了极大的推动作用。又如热核聚变概念是在研究恒星能源时首次提出的。禁线也是受到天体光谱研究的刺激才得到深入探讨的。由于地面条件的限制，某些物理规律的验证只有通过宇宙天体这个实验室才能进行。有关广义相对论的一系列关键性的观测检验，都是靠研究天体现象来完成的。水星近日点进动问题、光线偏转以及雷达回波的延迟是几个早期的例子。1978年，通过对脉冲星双星PSR1913＋16的周期变短的分析，给引力波理论提供了第一个检验，这是理论物理学与天体现象二者结合的一个新的成功事例。因此，理论天体物理学既是理论物理学用于天体问题的一门应用学科，又是用天体现象探索基本物理规律的基础学科。无论从天文学角度来看，或是从物理学角度来看，理论天体物理学都是富有生命力的。1983年美国核物理学家W.A.福勒因研究宇宙化学元素形成机制取得重大成果和天体物理学家S.钱德拉塞卡因对恒星结构和演化理论作出的重大贡献而获得诺贝尔物理学奖；1993年R.A.赫尔斯和J.H.泰勒因发现射电脉冲双星共同获得诺贝尔物理学奖。他们经过近20年的努力，利用世界上最大的阿雷西沃射电望远镜进行上千次的观测，以无可争辩的观测事实，证实了引力波的存在。 |
天文学 | 天体测量学 | 航空天文学 | 航空天文学，早期为实用天文学的分支，现代发展成为天文导航的分支。通过观测天体的高度（即仰角）和方位角确定飞行中飞机的所在位置。一般用*六分仪对太阳、月球、几颗行星和几十颗亮恒星等进行观测，应用等高线解算经纬度。 |
天文学 | 天体力学 | 自然卫星的运动 | 自然卫星的运动（ motion of natural satellite ），自1610年意大利天文学家伽利略发现木星的4颗卫星以来，三百多年中一共发现了大行星的卫星34颗，它们分别环绕着除水星、金星以外的7颗大行星运动。近年来，人们还发现了若干小行星的卫星。卫星是太阳系天体中的一个重要层次。人造卫星发射以来，人们也把这种天然的卫星称为自然卫星。
目录
1 运动概述
2 实用意义
3 各种摄动力
3.1 太阳引力
3.2 卫星间的相互吸引
3.3 潮汐作用
3.4 其他摄动力
运动概述
十七世纪以来，卫星的运动一直是天体力学中一个受人重视的研究课题。卫星的轨道多种多样：有顺行的，有逆行的；其公转周期有的比行星自转周期长，有的则比行星的自转周期短；有的轨道偏心率很小，有的则很大；有的轨道与椭圆相差无几，有的则不能用椭圆来作为近似。这就使卫星的运动成为检验天体力学中各种理论的广阔领域。许多摄动理论也都以能否应用于卫星运动，作为检验其是否正确的一种标志。有的卫星系统，例如木卫系统，已确定的成员就有13个之多，再加上木星环，可以看成是太阳系的缩影。这13颗卫星按它们的运动特性又大致可以分为三类:最内侧的5颗属一类，它们的轨道倾角和偏心率都特别小；其次是中间的4颗，公转周期大致相近，轨道倾角都是20多度，偏心率则略大于前者；第三类是外侧的4颗，它们的轨道都是逆行的，公转周期在600～700天左右，轨道比前两类大。对卫星系统运动的分析有助于太阳系动力演化的研究。
实用意义
从伽利略卫星被发现时起，卫星就以其突出的实用意义受到人们的注意。伽利略一开始就意识到：不同地区（东西方向）观测者共同观测木星对其卫星的掩食可以测定观测者的经度。根据伽利略的思想，G.D.卡西尼（见卡西尼家族）精心设计了一个利用伽利略卫星的掩食观测绘制世界地图的方案。1668年，在他的指导下组织了一次全球性的木卫掩食观测，据此绘出了第一幅较准确的世界地图。长期以来，行星和卫星的质量以及行星的扁率主要是依靠对卫星运动的分析来测定的。卫星的星像比行星小，而且也更清楚，因此卫星是行星际航行的优良的导航目标。行星际探测器在飞越木星时就是用伽利略卫星导航的。
各种摄动力
自然卫星除了受母行星的万有引力作用以外，还受各种摄动力的影响。
太阳引力
太阳对卫星运动的影响情况比较复杂，大致可以分为两类：一类是太阳的摄动力还不及主行星引力的百分之一，这时卫星的运动特性基本上与椭圆运动相近。月球的运动就是这类典型，木星的伽利略卫星、木卫六、木卫七、木卫十、木卫十三以及土卫五、土卫六、土卫八的运动也都属于这一类。用通常的摄动理论就能处理这些卫星的运动。太阳对它们摄动的主要后果是，使它们的轨道绕行星的主轴转动；再加上行星扁率的摄动使卫星轨道绕位于黄道面和行星赤道面之间的所谓拉普拉斯不变平面进行极进动。
另一类是远离主行星的木卫八、木卫九、木卫十一、木卫十二和处在本卫星系统最外侧的土卫九和海卫二的运动，太阳对它们的摄动非常强。它们的轨道与椭圆相差较远，已无法应用通常的摄动理论。特别是木卫八、木卫九、木卫十一和木卫十二4颗卫星，它们的平运动与太阳平运动之间还有1:6和1:7的通约存在，这更增加了问题的复杂性。从二十世纪初起，F.E.罗斯等许多天文学家就试图用德洛内方法来研究这类卫星的运动，结果都失败了。科瓦列夫斯基对木卫八建立了一个半数值理论，其精度只有1′～2′。对研究这类卫星的运动来说，至今最有效的方法还是数值积分，其精度可达几角秒。
卫星间的相互吸引
4颗伽利略卫星中除木卫二外，其他3颗的质量都超过月球，因此卫星之间的相互摄动起着十分重要的作用。卫星平均运动之间的通约状态引起许多天体力学家的兴趣。除了几个质量大的伽利略卫星之外，卫星之间相互吸引所产生的短周期摄动，在目前的技术条件下还难于观测到；只有通约状态引起的长周期项才对卫星的运动有显著的影响。其中最著名的是木卫一、木卫二、木卫三这3颗伽利略卫星之间的双重共振，这是太阳系中最复杂的运动状态之一。在这3颗伽利略卫星的平运动之间有n1－3n2＋2n3≈0的关系；不但如此，在它们的平经度之间还有l1－3l2＋2l3≈π的关系，这就是著名的拉普拉斯关系。根据这个关系可以得出一个很有意义的结论:这3颗伽利略卫星不可能同时被木星掩食。
在土星的卫星系统中，卫星之间的共振状态也有几个例子。土卫六和土卫七的平运动之比为4:3；土卫二和土卫四之比为2:1；土卫一和土卫三赤存在有2:1共振。十九世纪末，纽康曾认为土卫七是当时天体力学中最有意义的研究对象之一。纽康曾证明：当两颗卫星的平运动之比为(n+1)/n时，它们的黄经之间将有约束关系。土卫七的邻居土卫六是土星卫星中最重的一颗。在土卫六的强烈摄动下，土卫七只有在“远土点”时才能与土卫六会合。同样，土卫一和土卫三总是在它们两个轨道升交点的中点附近会合。土卫二只有在近土点附近才能与土卫四会合。
共振状态不仅约束了两颗卫星之间的相对位置，同时也给测定卫星质量的工作提供了方便。至今卫星质量绝大多数是借助于对卫星相互摄动的分析测得的。
潮汐作用
卫星对母行星的潮汐作用是影响近距卫星轨道演化的一个主要因素。行星不是一个完全弹性体，因此潮汐使一部分机械能转化成热能。另一方面，潮汐使行星变形，从而改变行星的引力场，也就影响到卫星的运动，以及卫星的形状。当卫星的公转周期大于行星的自转周期时，潮汐使卫星运动的能量及角动量不断增加，卫星轨道变大；反之，如卫星公转周期小于行星自转周期，潮汐则使卫星的运动能量及角动量减小，最后卫星陨落于行星大气之中。对于后一类卫星，潮汐的作用使其轨道愈来愈圆，这说明了为什么近距卫星的偏心率一般都比较小。伯恩斯认为:正是由于潮汐的作用，水星、金星的卫星──如果它们曾经有过的话──一个个都陨落了，所以如今水星、金星都没有卫星；同样，也是由于潮汐的作用，木星和土星的卫星一对对地都演化到了共振状态。
其他摄动力
除了上述几种摄动力以外，还有行星际物质阻尼、太阳辐射压和坡印廷－罗伯逊效应。行星际物质阻尼使卫星能量不断下降，但作用很小；太阳辐射压只使卫星轨道产生周期性振荡；坡印廷-罗伯逊效应则使卫星轨道不断收缩，但以横向速度与光速之比为因子，故此量甚小。
卫星既暗，又与行星靠得紧，所以较难进行光学观测，这就使天体力学的研究缺少必要的观测资料。目前射电观测技术，特别是空间观测技术的发展正在大力推动卫星运动理论的进展。“先驱者”10号发回的观测资料大大促进了伽利略卫星的研究工作。 |
天文学 | 天体物理学 | 相对论天体物理学 | 相对论天体物理学（汉语拼音：Xiangduilun Tianti Wulixue；英语：Relativistic Astrophysics），以广义相对论等引力理论为主要工具来研究天体现象的学科。天体物理学的分支学科。1915年，A.爱因斯坦创立了广义相对论，相对论天体物理学也宣告诞生。但是，一方面，通常的天体的引力场很弱，广义相对论效应不重要；另一方面，观测手段的限制又显示不出广义相对论的重要性。因此，相对论天体物理学长期得不到发展，仅在宇宙学里，广义相对论才有较广泛的应用。从20世纪60年代起，一大批具有很强引力场的天体的发现，以及宇宙学的空前活跃，相对论天体物理学得到了迅猛的发展。相对论天体物理学主要包括如下几个方面：①相对论宇宙学。研究宇宙的大尺度时空结构、几何特征和宇宙的演化。②致密天体物理学。研究简并矮星、中子星（脉冲星）、黑洞、星系核等致密天体。③引力波天文学。研究引力波的发射和探测。④后牛顿天体力学。研究广义相对论对以牛顿力学为基础的天体力学的各种修正。另外，用天体的运动性质来检验各种引力理论也是相对论天体物理学的重要方面。 |
天文学 | 天体测量学 | 历元 | 历元（ epoch ），在天文学研究工作中，常需标出数据所对应的时刻，即历元。按用途不同，历元主要分以下三种。
①星表（星图）历元 由于岁差和章动以及自行的影响，各种天体的天球坐标都随时变化。因此，星表（星图）所列的各种天体的天球坐标，都只能是对应于某一特定时刻的，所以需要注明属于某一历元，如1950.0、1975.0等，这种历元称为星表（星图）历元。在使用星表（星图）时，可以利用岁差、章动和自行的资料，将各种天体对应于星表（星图）历元的天球坐标换算为使用时刻的天球坐标。
②观测历元 为了比较不同时刻的观测结果，需要注明观测资料所对应的观测时刻，这种时刻称为观测历元。
③时间计量的初始历元 在时间计量系统中，除了确定时间单位外，还要确定时间计量的起点，这种起点称为时间计量的初始历元。 |
天文学 | 天体测量学 | 天体的距离 | 天体的距离（ distance of celestial bodies ），早在古代，人们通过粗略的观测已建立起天体的相对距离的初步概念。公元前三世纪，古希腊阿利斯塔克推算出日、月到地球的距离的近似比值。公元前二世纪，喜帕恰斯求得月球的距离为地球直径的30⅙ 倍。1751～1753年，法国拉卡伊和拉朗德第一次用三角测量法精确测定了月球 的 距离。1672年，G.D.卡西尼精确测定了太阳 的 距离。1837～1839年，В.Я.斯特鲁维、贝塞耳和T.亨德森几乎同时分别利用三角视差法相当精确地测定了织女星（即天琴座 α）、天鹅座61和南门二(即半人马座 α)三颗近距星 的 距离（见 视差）。
测量天体距离的最经典的方法是三角视差法，此外还有许多方法。每种方法都有一定的适用范围。下面按照天体的从近到远的距离分为三类，分别叙述各种测量方法。
目录
1 太阳系内的天体
1.1 三角测量法
1.2 雷达测距法
1.3 激光测距法
2 太阳系外较近的天体
2.1 分光视差法
2.2 威尔逊-巴普法
2.3 星际视差法
2.4 力学视差法
2.5 星群视差法
2.6 统计视差法
2.7 自转视差法
3 太阳系外的远天体
3.1 利用造父变星
3.2 利用角直径
3.3 主星序重迭法
3.4 利用新星和超新星
3.5 利用亮星
3.6 利用累积星等
3.7 利用谱线红移
太阳系内的天体
三角测量法
用于测定月球、行星的周日地平视差，由此可以求得它们的距离。根据天体力学的理论，利用行星的周日地平视差，可以求得太阳的周日地平视差（即太阳视差），由此可以求得地球和太阳之间的平均距离。这是二十世纪六十年代以前测定太阳距离的常用方法。
雷达测距法
通过向月球和大行星（如金星、火星、水星等）发射无线电脉冲，然后接收从它们表面反射的回波，并将电波往返的时间精确地记录下来，便能推算出天体的距离。雷达测距法目前已成为测量太阳系内某些天体的基本方法之一。1946年首次用这一方法成功地测定了月球的距离，1957年月距的测定精度已优于一公里。自1961年起，对金星、火星和水星等多次进行雷达测距。对大行星的雷达测距还为测定地球和太阳间平均距离提供了最优的方法。根据对金星的雷达测距求得的日地间平均距离的数值是迄今最精确的（见雷达天文方法）。
激光测距法
它比雷达测距法更精确。但目前只适用于很近的天体，如人造卫星和月球。它的工作原理与雷达测距法相似。
太阳系外较近的天体
三角视差法 对离太阳100秒差距范围以内的近距星，都可利用三角视差法测定它们的距离。但对距离超过50秒差距的天体，此法所测得的距离已不够准确。三角视差法迄今仍是测定太阳系外天体距离的最基本方法。用其他方法测得的距离都要用三角视差法来校准。
分光视差法
分析恒星谱线以测定恒星距离的一种方法。以秒差距为单位的恒星距离r与它的视星等m（见星等）和绝对星等M之间存在下列关系：
5lgr=m-M+5。
根据恒星谱线的强度或宽度差异，估计恒星的绝对星等，再从观测得到恒星的视星等，由上式求得恒星的距离。由于星际消光对M和m有影响，用分光视差法测定恒星的距离必须计及星际消光这个很复杂的因素。
威尔逊-巴普法
1957年，O.C.威尔逊和巴普两人发现，晚型（G、K和M型）恒星光谱（见恒星光谱分类）中电离钙的反转发射线宽度的对数与恒星的绝对星等之间存在着线性关系。对这条谱线进行光谱分析，便可得到晚型恒星的距离。
星际视差法
在恒星的光谱中出现有星际物质所产生的吸收线。这些星际吸收线的强度与恒星的距离有关：星越远，星和观测者之间存在的星际物质越多，星际吸收线就越强。利用这个关系可测定恒星的距离。常用的星际吸收线是最强的电离钙的K线和中性钠的D双线。不过这个方法只适用于O型和早B型星，因为其他恒星本身也会产生K线和D线，这种谱线同星际物质所产生的同样谱线混合在一起无法区分。由于星际物质分布不均匀，一般说来，用此法测得的距离，精度是不高的。
力学视差法
目视双星的相对轨道运动遵循开普勒第三定律，即伴星绕主星运转的轨道椭圆的半长径的立方与绕转周期的平方成正比。设主星和伴星的质量分别为m1和m2，以太阳质量为单位表示，绕转周期P以恒星年（见年）为单位表示，轨道的半长径的线长度A以天文单位表示，这种双星在观测者处所张的角度α以角秒表示，则其周年视差π为：
式中 α和 P可从观测得到。因此，如果知道双星 的质量，便可按上述公式求得该双星 的周年视差。如果不知道双星 的质量，则用迭代法解上式，仍可求得较可靠 的周年视差。周年视差 的倒数就是该双星以秒差距为单位 的 距离。
星群视差法
移动星团的成员星都具有相同的空间速度。由于透视作用，它们的自行会聚于天球上的一点或者从某点向外发散，这个点称为“辐射点”。知道了移动星团的辐射点位置，并从观测得到n个成员星的自行μk和视向速度V噰(k=1，2，…，n)，则该星团的平均周年视差为：
式中 θ k为第 k个成员星和辐射点 的角距， V为 n个成员星 的空间速度 的平均值。这样求得 的周年视差 的精度很高。但目前此法只适用于 毕星团。其他移动星团因 距离太远，不能由观测得到可靠 的自行值。
统计视差法
根据对大量恒星的统计分析资料，知道恒星的视差与自行之间有相当密切的关系：自行越大，视差也越大。因此对具有某种共同特征并包含有相当数量恒星的星群，可以根据它们的自行的平均值估计它们的平均周年视差。这样得到的结果是比较可靠的。
自转视差法
银河系的较差自转（即在离银河系核心的距离不同处，有不同的自转速率）对恒星的视向速度有影响。这种影响的大小与星群离太阳的距离远近有关，因此可从视向速度的观测中求出星群的平均距离。这个方法只能应用于离太阳不太远，距离大约在1，200秒差距以内的恒星。
太阳系外的远天体
利用天琴座RR型变星 这类变星的特点是：尽管光变周期长短不同，而它们的光度是相同的，绝对星等差不多都在+0.5等左右。因此，先通过观测得到它们的视星等，再把视星等同上述绝对星等数值作比较，便可求得含有这类变星的球状星团的距离。这类变星由于光度大，光变周期为0.05～1.5天，显得特别引人注目，所以可作为相当理想的“距离指示器”。
利用造父变星
这类变星的光变周期长，而且它们的光度和光变周期之间有一种确定的周光关系，即光度越大，光变周期越长。应用这种关系，便可根据观测得到的光变周期计算它们的绝对星等，再将算出的绝对星等同视星等作比较，就可求得这类变星及其所在星团或较近的河外星系的距离。
利用角直径
假如各个球状星团或星系的线直径D（以天文单位表示）大致是相等的，则通过观测得到它们的角直径d（以角秒为单位），就可求得星团或星系的距离r（以秒差距为单位）：
但实际上，无论是球状星团，还是各类星系，它们 的线直径相差不小，而且要确定它们 的角直径也很困难，所以用这个方法求得 的 距离是很粗略 的。
主星序重迭法
这个方法的出发点是：认为所有主序星都具有相同的性质，同一光谱型的所有主序星都具有相同的绝对星等。可以把待测星团的赫罗图（以色指数为横坐标，视星等为纵坐标）同太阳附近恒星的赫罗图（以色指数为横坐标，以绝对星等为纵坐标）相比较，使这两个图的主星序重迭。根据纵坐标读数之差即星团的主序星的视星等和绝对星等之差，可算出该星团的距离。也可以把待测星团的主星序同已知距离的比较星团的主星序相重迭，则纵坐标读数之差就是两星团的主序星的视星等之差，由此可以求得这两个星团的相对距离。根据比较星团的已知距离，便得到所测星团的距离。这是测定银河星团和球状星团的距离的一种有效方法。
利用新星和超新星
新星和超新星的光度变化都具有这样一个特征:在不长的时间内光度便达到极大值，而且所有新星或属同一类型的超新星的最大绝对星等变化范围不大。因此，可先取它们的平均值作为一切新星或属同一类型的超新星的最大绝对星等，再把它同观测到的最大视星等相比较，便可定出该新星或超新星所在星系的距离。
利用亮星
对于河外星系，可以认为它们所包含的亮星的平均绝对星等与银河系里属于同一类型星的平均绝对星等是相同的。因此，可以先通过观测得到这些亮星的视星等，然后把它们同上述平均绝对星等作比较，以求得河外星系的距离。
利用累积星等
球状星团的累积星等变化范围不大，可先取其平均值作为所有球状星团的累积绝对星等，再从观测得到所测星团的累积视星等，便可算出该球状星团的距离。此法也可用于河外星系，但必须考虑到星系的形态类型，不同类型星系的累积平均绝对星等应取不同的数值。
利用谱线红移
观测表明，在目前光学望远镜和射电望远镜所及的空间范围内，河外星系的谱线都有红移现象，而且红移量同星系的距离成正比。以r表示星系的距离，c表示光速，λ表示波长，Δλ表示波长的变化量，则：
式中Δλ/λ为红移量， 哈勃常数 H=50公里/（秒·百万秒差距）。因此，只要测量出星系 的谱线红移量，便可推算出星系 的 距离。
测定天体的距离是天体测量最重要的研究课题之一，尽管方法很多，但要得到可靠的结果是不容易的。因此，对于某一天体，应尽可能采用几种方法分别测定它的距离，然后相互校核，才能得到可靠的结果。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 陨星 | 陨星（汉语拼音：Yunxing；英语：Meteorite），自空间降落于地球表面的大流星体。除肉眼难见的微陨星外，92％以上都以石质为主，通常也可称陨石。按其成分大致可分陨石、陨铁、陨铁石3大类。陨石的平均密度在3～3.5间，主要成分是硅酸盐；陨铁密度为 7.5～8.0，主要由铁、镍组成；陨铁石成分介于两者之间，密度在5.5～6.0间。陨星的形状各异，最大的陨石是重1770千克的吉林1 号陨石，最大的陨铁是纳米比亚的戈巴陨铁 ，重约60吨；陨铁石之冠是山东莒南县的“大铁牛”，约重4吨 。近年来又发现了第四类陨星——陨冰，外表与普通冰区别甚小，落地后很快融化，故直至1958年才被确证。此外，在某些地区还有玻璃陨石，常呈黑色或深绿色，半透明，一般认为是陨星事件造成的，大陨星冲撞使地表及陨星的碎裂物很快融熔、迅速冷却结晶而成。人造卫星和运载火箭等人造天体则变成人造陨星。中国史料中有700多次陨星记录，最早可追溯到公元前2133年。同时中国还是最早利用陨铁制造武器和农具的国家。在陨石中现在已找到100多种矿物，其中24种是地球上没有的，20世纪70年代还在其中发现了60多种有机化合物。 |
天文学 | 天体物理学 | 电子对湮没中微子过程 | 电子对湮没中微子过程（ pair annihilation neutrino process ），电子e-和正电子e+相互碰撞发生湮没而产生中微子对(中微子ve和反中微子ῡe)的过程。其反应为e++e-→ve+ῡe。式中右端的ve+ῡe也可推广为vμμ＋ῡμ；vτ＋ῡτ等，用图表示如下：
这是一个通过中介玻色子传递的弱作用过程。在通常的实验室条件下，效应极其微弱。但在星体环境中，当星体演化到内部温度达十亿度时，剧烈的粒子过程产生了丰富的电子对，正负电子都携带相当高的动能，它们相撞而湮没的概率大为增加。湮没产生的中微子对和物质只有弱相互作用，穿透力极强，可以毫无阻碍地穿过整个星体而把能量带走。因此，每一次碰撞湮没，星体将损失一百万电子伏以上的能量，而且温度愈高，正负电子的能量愈高，星体的能量损耗也愈迅速。理论计算表明，当星体温度高达十亿度以上时，电子对湮没产生中微子是星体能量的损耗的主要过程。星体能量的中微子损耗又对星体的演化起着重要作用。产生大量中微子而引起的不稳定，可能是超新星爆发的原因。 |
天文学 | 光学天文学 | 马克苏托夫望远镜 | 马克苏托夫光学系统原理图
马克苏托夫望远镜（ Maksutov telescope ），一种折反射望远镜。该光学系统由苏联光学家D.D.马克苏托夫发明，并于1940年制成望远镜，因而得名。马克苏托夫光学系统由一个凹球面反射镜和一个置于其前的凹球面改正透镜组成（见图）。改正透镜厚度较大，它的两个球面的曲率半径相差很小，但曲率很大，透镜呈弯月形，故也称弯月透镜系统。弯月透镜可产生足以补偿凹球面反射镜的球差，并能够同时消除色差。若调节改正透镜和反射镜之间的距离，还能校正彗差。但该光学系统的场曲较大，必须采用与焦面一致的曲面底片。如果将弯月透镜的第二表面的中央部位磨制成曲率半径更长的球面，并镀能反光的铝，则可将焦点穿过反射镜中孔引到反射镜背面之外一点，从而构成马克苏托夫–卡塞格林光学系统。
马克苏托夫望远镜以及马克苏托夫–卡塞格林望远镜的优点：一是和经典反射望远镜相比有较大的视场，虽然比相同口径的施密特望远镜的小些；二是光学元件的表面均为球面，易于磨制和加工；三是镜筒很短，甚至比相同口径的施密特望远镜的还要短。缺点是：弯月透镜较厚，对光学玻璃有较高的要求，且消光也较大；需用曲面底片。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 矮新星 | 矮新星（ dwarf novae ），爆发规模较小、频次较高的爆发变星。许多方面同新星和再发新星类似。矮新星准周期地爆发，光度陡然增亮，又慢慢变暗。不过光度变幅一般不超过6个星等。爆发平均周期约10～200天不等。
有两类矮新星：一类称双子座U型星或天鹅座SS型星，现已发现250个以上；另一类称为鹿豹座Z型星，已发现30个以上，它们的变幅比双子座U型星小，平均2～3个星等，周期更短（10～20天左右）。许多矮新星也是双星，是由一颗黄矮星或红矮星和一颗白矮星或蓝亚矮星组成的密近双星系统，轨道周期约几小时。冷星充满临界等位面，通过内拉格朗日点将物质抛向热矮星，形成吸积盘和热斑。对双子座U的观测表明，爆发时随着亮度的增加，由食引起的变光深度越来越浅，食的开始时间越来越早，持续时间越来越长。光度极小时（正常阶段），矮新星光谱是连续谱加上强而宽的H、He和CaⅡ的发射带，并有氢的连续发射。光度极大时，强发射带消失，基本上是早型（B、A型）的纯连续谱，色温度比光度极小时明显增高。根据综合光谱和光度资料，可认为矮新星爆发的主要原因是冷星的变热，而冷星体积的变大和热星吸积盘的变亮则是次要原因。至于冷星表面温度突然增高，很可能是因为它的物质抛射率突然增加，外层大气很快脱离冷星而露出了温度较高的内层所造成的。特短周期矮新星的引力波问题是一个较新的研究课题。 |
天文学 | 天体测量学 | 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。 |
天文学 | 天体力学 | 卡姆〔KAM〕理论 | 卡姆〔KAM〕理论（ KAM theory ），关于可积哈密顿系统受摄动后其解的长期性态的一个定理。1954年由苏联学者A.N.科尔莫戈罗夫提出，1963年为他的学生V.I.阿诺尔德所证明，并在略为不同的提法下1962年为美国学者J.K.莫塞所证明。KAM即以上三人姓氏的缩写。
由正则方程描述的n个自由度哈密顿系统，如果能找到n个彼此独立的运动积分，则成为可积系统，并可通过正则变换用作用–角变量(I,θ)描述，且哈密顿函数只与作用变量有关，H0＝H0(I)，可积系统的解在2n维相空间中分布在一个n维环面上。如果系统受到微小摄动，H(I,θ)＝H0(I)＋εH1(I,θ)，则称为近可积系统，其中ε是一小参数。KAM定理的数学表述比较复杂，大意是：在满足一定条件下（如摄动微小、可积系统的H0远离共振、H1光滑等）近可积系统绝大多数解是规则的，其相轨迹被限制在一个n维环面上，该环面与可积系统的环面相比有微小的变形，但拓扑结构不变，称为KAM环面；也有一些“随机”解（随机二字打上引号表示并非真正的随机，而是因为系统的性态随初值的敏感而呈现混乱，这仍然是混沌现象的决定性的表现），但被限制在KAM环面之间，成为“随机”层。因此，近可积系统与可积系统的解相差不多，这时确定性与“随机性”共存。随着摄动的加大，上述条件受到破坏，KAM定理不再适用。分隔相邻“随机”层的KAM环面将逐个破裂，“随机”层也相应变大，这时系统的所有可能解中大部分都是混沌解。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 超星系坐标 | 超星系坐标（ supergalactic coordinates ），1953年，沃库勒仔细分析了沙普利和艾姆斯星系表上亮于13.5星等的星系，发现这些星系集中分布在天球上一个大圆两侧的宽18°的带内，最高度集中的一条长带，平均宽12°，亮于12等的星系有2/3位于带内。这条带定出了一个和银道面几乎垂直的大圆，与银道在旧银道坐标系银经105°和285°处相交，大圆的一个极点位于旧银经l=15°，旧银纬bI=+5°（在国际天文学联合会银道坐标系中，则为lⅡ=47°37，bⅡ=+6°32）处。室女星系团离北银极不远，在lI=255°，bI=+75°处。沃库勒认为上述事实表明，绝大部分较亮的星系属于一个很大而扁平的星系集团，称为本超星系团，室女星系团是它的一部分，可能就是它的核心密集部分，银河系位于本超星系团的比较靠近边缘的部分，离边缘一百多万秒差距。后来的射电观测证实了这一推测。以上述极点和大圆面为基础的坐标系统，沃库勒称之为超星系坐标，它常用于研究星系的分布。沃库勒后来又把超星系坐标经度的起点定为lⅡ=137°29，bⅡ=0°代替原来的lI=105°lI=0°，使其与新的银道面相一致。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 宇宙半径 | 宇宙半径（ radius of the universe ），在均匀各向同性的宇宙模型中，有罗伯逊－沃尔克度规：
式中 k为空间曲率署符，对于椭圆空间、欧氏空间和双曲空间，分别为+1、0和-1。 R( t)称为 宇宙距离标度因子。当 k=+1时， R( t)称为 宇宙 半径；因为这时我们可以把罗伯逊－沃尔克度规的空间部分当作四维欧氏空间中 半径为 R( t)的超球面。而当 k=0和 k=-1时，空间是无限的或开放的，就更谈不上什么 半径。然而我们生活在其中的是三维空间或四维空时，四维欧氏空间实际上是不存在的。因此， 宇宙 半径一词只是对 R( t)的几何意义的一种象征性解释。在绝大部分书刊中当提到这一词时，都冠以引号，称作“ 宇宙 半径”。 |
天文学 | 天体物理学 | 罗巴切夫斯基空间 | 罗巴切夫斯基空间，天体物理中常遇到的弯曲空间是黎曼空间。它的一种特例是常黎曼曲率空间。黎曼曲率K等于常数1、-1和0的空间分别叫作黎曼球空间、罗巴切夫斯基空间和欧氏空间。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 细链 | 细链（ filigree ），一种同色球网络和光球米粒相连的精细结构物──细链。在离 Hα线心+2埃的单色光照片中，细链结构最明显（图4）。它是由大小约1/4角秒的亮点形成的亮链，在色球网络元集中的活动中心附近的下层最容易发现，可以把它看作是色球亮网络向下层的延伸。细链单个亮元的横向速度是每秒1.5公里。细链的寿命和演化特征还不清楚。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 变星 | 变星（汉语拼音：Bianxing；英语：variable star），由于内在的物理原因或外界的几何原因而发生亮度变化的恒星。有些恒星虽然亮度没有变化，但其他物理性质有变化的或光学波段以外的电磁辐射有变化的也归入变星之列，如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等。
目录
1 发现史
2 命名
3 类型
4 意义
发现史
有些恒星的亮度变化肉眼就能发现，但大多数变星必须用一定的仪器、一定的观测技术才能发现。照相测光和光电测光技术的应用，使变星数目迅猛增加，1985年开始陆续出版的第4版《变星总表》已收集了到1982年为止发现和命名的28450颗变星和变光体。分光技术提供了变星物理性质的重要信息，不仅为发现变星，也为研究变化的原因提供了条件。但在已知变星中，做过光谱观测的仅占25％左右。
命名
少数变星在发现亮度变化前已经定名，仍继续延用，此外，绝大多数变星都按国际通用的命名法命名 ，即用拉丁字母加上星座名作为变星的名字。对每一个星座，按变星发现的顺序，从字母R开始 ，一直到Z，然后用两个字母 ，从RR，RS起到ZZ，再用前面的字母AA，AB，……，一直到QZ，其中字母J完全不用，从第335个起，用V335，V336，……，加上星座名。
类型
变星按其光变原因，可以分成内因变星和外因变星。前者的光变是光度的真实变化，光谱和半径也在变，又称物理变星；而后者的光度、光谱和半径不变，它们是双星，光变的原因是由于轨道运动中子星的相互掩食（称食双星或食变星）或椭球效应，外因变星又称为几何变星或光学变星。内因变星占变星总数的80％，又可分为脉动和爆发性质迥异的两大类。脉动变星占内因变星的90％，光变是由星体脉动引起的；爆发变星的光变是由一次或多次周期性爆发引起的。脉动变星和爆发变星又可以分成若干次型。变星的分类法随着人们认识的不断深化而逐渐改变，近年来发现越来越多的双星不仅是几何变星，也是物理变星。
意义
变星种类繁多，涉及恒星演化的各个阶段，变星的研究必然促进恒星理论的发展；食变星为确定恒星的质量、大小等物理量提供了难得的机会；造父变星的周光关系为宇宙尺度提供了基本校准，新星、超新星的极大亮度可作为粗略的距离指针；变星分属于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盘星族、中介星族Ⅱ和晕星族（见星族）五种不同空间结构次系，对银河系结构和动力学的研究也有重要意义。 |
天文学 | 天体力学 | 小恒星系的运动 | 小恒星系的运动（ motion of small stellar systems ），恒星的运动原属星系动力学的范畴。随着电子计算机技术的发展，天体力学的研究对象也扩大到恒星，但其方法同星系动力学仍有原则区别。星系动力学用统计力学方法研究星系的运动；天体力学则研究单个恒星在一定引力场内的运动。因此，天体力学所研究的恒星系统，其中包含的恒星数量不能太多，故称为小恒星系。按照现在的条件，小恒星系的成员可取为几个到几百个，亦即聚星、银河星团和星协。也有人研究单个恒星在星系核引力场内的运动。
如果只考虑恒星之间的万有引力，而且把恒星当作质点，则星系内的恒星运动问题，就是N体问题，只是N可以大到几百。因此，可把天体力学中有关N体问题的结果应用到小恒星系的运动。由于恒星观测所得的位置和速度分量值不够准确，很难建立分析方法，因此现在多数是用数值方法直接计算。在天体物理学中，星协被当作是一种“年轻”的不稳定恒星集团，正在逐渐散开，而且年龄只有百万年数量级。典型的例子是包括猎户座四边形在内的猎户座ο星协。近年来，不少人详细计算了猎户座四边形的成员在前后一百万年内的运动情况，结果表明它们不是在扩散，而是彼此忽近忽远地振动。因为初值不准，计算结果只能作为参考，但足以说明星协的特性需要重新考虑。
恒星的质量大，运动速度快，值得研究的是，它们之间的引力作用是否也符合万有引力定律。近年来开始研究所谓广义N体问题，并将所得结果用于研究小恒星系的运动，其中引力的大小不限定与距离的平方成反比，而是距离的其他函数。 |
天文学 | 天体测量学 | 国际习用原点 | 国际习用原点（Conventional International Origin），国际上统一采用的地极坐标原点。它是根据5个国际纬度站在1900～1905年期间的纬度观测，归算到均匀系统后求得的平均值确定的，也就是由这5个纬度站确定的1903.0历元的地球自转极的平均位置。它确定了地球参考坐标系的主轴方向和相应的赤道面。1967年国际天文学联合会及国际大地测量和地球物理联合会决定采用这个原点，仍沿用至今。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 维里质量 | 短缺质量(汉语拼音：Duan que zhi liang；英语：missing mass），星系的维里质量与光度质量之差。又称隐匿质量。根据维里定理算出的星系的质量称为维里质量；根据质光比算出的质量称为光度质量。观测发现，星系的维里质量总是大于星系的光度质量。也就是说，根据质光比的计算，质量有所短缺，因此称为短缺质量。又称为质量不相符。1933年，F.兹威基首先发现了这种质量不相符现象。以后的大量观测证实的确存在这种现象。一般认为，质量不相符因子约为10，即维里质量与光度质量之比约为10。
短缺质量是星系天文学和宇宙学中的一个重大课题，人们从多方面对它进行过探索。一部分人认为，星系团不稳定，维里定理不能用，维里质量就没有意义，或者，红移中有非速度因素，造成维里质量偏高。另一部分人认为，星系和星系团中隐匿了一些暗黑的物质，它们参与引力相互作用，但对星系光度的供献却微乎其微，造成了光度质量偏低。
短缺质量是一个肯定的观测事实。出现短缺质量的原因是由于星系、星系团里具有暗物质 。至于暗物质究竟是些什么样的物质，尚无定论。虽然星系际气体尘埃、矮星、行星、黑洞等可能是暗物质的存在形式，但粒子物理学和宇宙学的迅猛发展使人们认为，暗物质的主流是非重子物质。可能的候选者有：电子中微子，是否有静止质量尚不肯定；超弱相互作用粒子，如τ中微子、引力微子、光微子等。
参见条目
天文学 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳物理学 | 太阳物理学（汉语拼音：tɑiyɑnɡ wulixue；英语：solar physics），研究太阳的物理构造、太阳内部和表面发生的物理过程以及太阳整体演化的学科。天文学的重要分支。中国有全世界最早最系统的太阳黑子目视记录。从公元前43年至明朝末年，在中国史书上已可找到100多条黑子记录。17世纪初伽利略开始用望远镜观测太阳黑子。牛顿则于17世纪60年代用三棱镜分解了太阳光。不过通常认为，近代太阳物理的观测和研究发端于19世纪初J.von夫琅禾费用低色散光谱仪观测太阳光谱。
太阳观测
从17世纪初首次用望远镜观测太阳和19世纪初开始观测太阳光谱之后，地面太阳观测技术不断取得重要进展。包括上世纪初G.E.海尔用光谱仪改装的单色光照相仪首次进行太阳单色光照相和对太阳光谱线的塞曼分裂测量；20世纪30年代B.F.李奥和Y.欧曼分别发明了双折射滤光器，从而研制成太阳色球望远镜；几乎同时，李奥还发明了可在非日食期间观测日冕的日冕仪；50年代H.D.巴布科克发明了可测量太阳微弱磁场的光电磁象仪。从20世纪40年代开始逐步发展的太阳射电观测技术，则把对太阳电磁辐射的观测扩展到射电波段。第二次世界大战结束之后又开始了空间太阳探测。50年代之前，主要是用探空火箭观测不能到达地面的太阳紫外和X射线辐射，包括获得光谱和太阳单色像。60年代以后开始利用人造卫星进行更加多样化的观测，特别是监测太阳耀斑的短波辐射。与此同时，利用进入地球磁层之外的行星际探测器，实地探测太阳风和太阳活动产生的高能粒子流，并对源于太阳的行星磁场进行实地测量。美国于1973年发射的载人科学实验卫星“天空实验室”(Skylab)和1980年发射的“太阳极大年使者”(SMM)，1991年发射的日、美、英合作卫星“阳光”(Yohkoh)，1995年的欧美合作卫星“太阳和日球层天文台”(SOHO)，以及美国于1998年发射的“过渡区和日冕探测者”(TRACE)等太阳观测卫星，在太阳耀斑、大尺度日冕结构和日冕物质抛射，以及色球–日冕过渡区和日冕的小尺度精细结构的高分辨观测方面取得了重要成果。
直到20世纪的前半叶，太阳物理的理论探讨基本上限于太阳内部和宁静太阳的大气构造，主要涉及太阳流体的静力平衡和对流理论，以及原子光谱和辐射传能等领域。到了20世纪后半叶，地面光学和射电观测以及空间太阳探测技术突飞猛进，关于太阳活动现象，尤其是太阳耀斑、射电爆发、日珥和日冕物质抛射等动力学现象的观测资料急剧膨胀和非常多样化。这些现象的理论解释涉及太阳磁场与等离子体物质的相互作用和能量释放过程，导致等离子体物理和磁流体力学在太阳物理的理论研究中发挥重要作用。
研究方法
太阳物理学以观测作为理论分析的主要依据。在太阳观测上的明显优势就是它有巨大的亮度和可对角直径为32′的日轮进行区域分解，因而可对太阳进行远比其他天体更为详尽的观测和研究，得到关于太阳构造和物理过程的知识也远比其他天体丰富。而且，也正是由于太阳的高亮度和可作区域分解这两大有利条件，导致太阳观测技术和仪器的非常多样化。现代太阳研究者已能够利用许多设计精巧的专门仪器，在地面和空间对太阳大气的不同层次和日面不同区域中的各种太阳活动现象，进行各种的物理参数和几何参数测量。也可在地球大气外空间直接对太阳风和高能粒子流取样探测。正是根据对太阳长期观测取得的大量数据，用物理学的方法进行综合分析和理论推断之后，获得了关于太阳构造、物理过程和演化方面的知识。
研究意义
太阳研究的理论和实际意义可概括为如下几点：
①太阳是一颗典型的恒星，它是恒星世界中占绝大多数的主序星的一员，又是离我们最近从而可对其作仔细详尽研究的唯一恒星。从太阳的研究结果，可对大多数恒星的情况能有大致的了解。实际上关于恒星大气的辐射传输、内部构造和演化等问题的研究，都是以太阳作为范例进行探讨和检验的。
②太阳有非常特殊的物理环境，包括高温、稀薄、高电离度、大尺度和强磁场，这些条件同时并存，这是地面实验室难以模拟的。研究在这些特殊条件下发生的物理过程，促进了物理学某些领域的发展。如复杂的太阳光谱研究曾推动了原子光谱学的进展；对太阳能源和太阳中微子问题的探讨也一定程度上促进了原子核物理学的发展；近代关于太阳磁场、太阳活动起源和太阳爆发机制的探索，已成为推进等离子体物理学和磁流体力学进展的重要因素。
③地球高空大气结构和日地空间环境在很大程度上是由太阳的电磁波辐射和粒子辐射确定的。同时太阳活动产生的太阳X射线和紫外射线辐射增强，以及各种能量的带电粒子流将对地球高空大气结构和日地空间的正常状态造成扰动和破坏，引发一系列地球物理效应，如地球轨道附近高能粒子污染、电离层暴、地磁暴、平流层升温、大气环流混乱，甚至地球自转变化，从而影响到航天活动、无线电通信、电力系统、导航和航测以及气象和水文等国防和国民经济诸多领域。因此，对太阳电磁辐射和粒子流中的稳定成分，以及太阳活动引起的扰动成分进行研究，同时探讨太阳活动的规律性并对其进行预报，具有广泛和重要的应用价值。 |
天文学 | 天体物理学 | 度规 | 度规（ metric ），给定时空中两个相邻事件间的时空线元。又称度量。有长度定义的空间叫度量空间，度量空间中坐标差为dxμ的两点间的距离（线元）ds用下式表示：
式中 gμν叫 度 规（系数），它是一个张量，故又称 度规张量。给定度规张量，空间的度量性质就完全确定了。如三维欧氏空间用直角坐标表示时，两点间距离的平方为：
ds2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2
其度规张量为：
而用球坐标表示时为：
d s2=(d r)2+ r2(d θ)2+ r2sin2θ(d φ)2
其度规张量为：
有时又把用度规张量具体表示的d s 2的表达式称为 度 规，如四维闵可夫斯基时空任两点间的线元平方值为：
d s2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2－(d x 4)2
式中d x4＝ cd t，d s2表示式称为闵可夫斯基度规。度规张量为： |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳系化学 | 太阳系化学（ chemistry of solar system ），研究太阳系天体（太阳、行星、卫星、小行星和彗星等）的化学组成、物理化学性质、化学演化和年龄的学科。是天体化学的一个重要分支。
19世纪中叶以后发展起来的光谱分析用于测定太阳和行星大气的化学组成，使这一研究得以蓬勃发展。1931～1933年R.维尔特测得木星大气含有氨和甲烷，认为类木行星（木星、土星、天王星、海王星）由大量氢组成。20世纪50年代初，H.布朗按密度和化学组成把太阳系天体分为三类：岩石物质（类地行星及其卫星、小行星和流星体）、岩石–冰物质（彗星和类木行星的卫星）与气物质（太阳和类木行星）。美国天文学家G.P.柯伊伯和H.C.尤里注重研究太阳系起源的化学问题，特别注重陨石的化学分析结果。1956年H.E.修斯与尤里提出了一个更详细、更准确的太阳系元素丰度表，奠定了研究太阳系物质来源与化学演化过程的基础。人类进入航天时代后，太阳系化学的研究进入了更加活跃的时期。
目录
1 太阳系的化学组成
2 同位素组成及其异常
3 太阳系化学演化
4 太阳系的年龄
5 化学凝聚模型
太阳系的化学组成
从太阳光谱和太阳风可以得知太阳外层的化学组成。陨石研究表明，太阳系的难挥发元素的丰度与CI型碳质球粒陨石相近，而H、He、C、N、O与Ne等挥发性元素丰度则与太阳光球相当。太阳系各天体由不同比例的气体(H2、He与Ne)、冰(H2O、NH3与CH4)及岩石[Fe、FeS、(Fe,Mg)2SiO4与(Fe,Mg)SiO3]等物质组成。类地行星（水星、金星、地球与火星）及其卫星主要由岩石组成。木星、土星与太阳的成分相似，主要由氢与氦组成，但它们的核则可能是“石质”或“冰质”的，它们的卫星有的是“冰质”的，有的则是“石–冰质”的。木星和太阳的平均密度很接近，且木星上也有十分丰富的氢和氦。根据这些事实，一般认为形成太阳系的原始星云的化学组成与今太阳外部的化学组成是相同的，各个行星、卫星及其他天体在化学组成上的差异是星云化学分馏的结果。天王星、海王星与冥王星主要由H与He组成，但比木星富含H2O、NH3与CH4。
太阳系各天体的化学组成有如下一些特点：类地行星具有氧化型大气(CO2、O和H2O)，而类木行星和木卫六具还原型(H2、CH4与NH3)大气；类地行星与小行星的表面为硅酸盐质的，类木行星表面则是由气体组成；木星的卫星表面有两种：近木星者（4个规则卫星）具含冰的硅酸盐表面，而远离者为冰质表面。
同位素组成及其异常
传统观点认为，太阳系是由一个同位素组成均匀的太阳星云演化而成。由于一般化学过程不会对同位素组成产生明显的分馏效应，除H、He、Ne、Xe与40Ar外，通常都以地球物质的平均同位素组成代表太阳系的平均组成。由于太阳系的同位素分馏、放射性同位素衰变、宇宙线与太阳系物质产生的核反应、太阳风的注入和一些天体局部区域的链式核反应等过程引起的某些同位素组成异常，一般称为惯常同位素异常。此外，太阳系还存在一类化学、物理与核反应过程不能解释的原始同位素异常或非惯常同位素异常。如C型球粒陨石中已发现O、Mg、Si、Ca、Ti、Sr、Sm、Nd、Ne和Xe等多种原始同位素异常。从阿连德陨石包裹体中发现了由已灭绝的26Al衰变产生的26Mg异常，某些铁陨石中也发现过已灭绝的107Pd衰变而成的107Ag异常。表明原始同位素异常可能是在太阳系形成前的数百万年邻近超新星爆炸产物注入太阳星云所致。
关于太阳系化学组成与同位素组成的不均一性的原因，学者们有不同的看法：①太阳星云是银河系历次超新星爆炸和早期恒星核素合成的产物。尘埃混合的不均匀是“原始”不均一性的直接原因。②太阳星云是由单个恒星（相当于10～20个太阳的质量）不同演化阶段产物混合的结果，恒星外层凝聚粒子与爆炸期间形成的超新星各层凝聚粒子混合不均匀。③太阳系形成时各星云区域的物质宇宙线辐射作用不同，辐射产物的混合不均匀导致化学成分与同位素的不均一。④太阳系由一个等离子体气体尘埃凝聚而成，电离气体元素与太阳的距离由元素的电离电位所决定，结果在离太阳的不同距离形成了化学组成不同的星云。
太阳系化学演化
主要从以下三个方面了解太阳系的化学演化。
①太阳星云的形成。星际气体尘埃云进入银河旋臂区时发生减速和被压缩，邻近超新星的爆炸触发了星际气体尘埃云的坍缩、碎裂，形成了太阳星云。超新星气体与尘埃的注入“污染”了太阳星云。这一阶段确定了太阳星云的初始化学状态和同位素丰度分布的总体特征。
②太阳星云自身的化学演化。太阳星云在形成太阳的同时，加热了各星云区域，发生了对流混合，造成了同位素的均匀化和元素的分馏凝聚。由于星云收缩升温和太阳辐射对各星云区域物质的改造，以及太阳引力的差异，星云盘中气体与尘埃的组成与比例也发生着变化，产生了太阳系成员间化学成分和同位素组成的不均一性：靠近太阳者难熔元素相对增加，同位素几乎完全均一化；稍远者气体与前太阳尘粒共存，挥发性元素增高；远离太阳的区域为低温区，保持了原星云的组成与性质，H与He逃逸，而C、N、O及其化合物含量增高。随着星云的冷却，气态物质依次形成相应的无机或有机凝聚物：高温区形成富含难熔元素的较大尘粒，中温与低温区则生成富含挥发物质的较小尘粒。这些尘粒经过混合、凝聚与瓦解，遂在不同区域塌陷形成各种“石质”与“冰质”的星子。内行星区域的一些大星子通过碰撞与吸积，生成了不同比例Fe、Mg、Si、O与S等的水星、金星、地球、月球和火星等类地天体。在太阳星云的外部，由于潮汐力的扰动而分离成环，环通过引力作用转变为原行星，逐渐演变由不同比例H、He与冰物质组成的木星、土星、天王星等类木天体。在类地行星与类木行星之间的小行星带，随着与太阳距离的不同形成了化学组成不同的各类小行星。
③天体的化学演化。类地行星在放射能、引力收缩能与潮汐能的共同作用下发生化学分异，形成核、幔、壳和大气层。初期星子的撞击对化学分异（特别是表面的分异）作用有重要影响；由于各行星与太阳的距离（或卫星与行星的距离）不同，化学组成、大小和质量的差异，壳、幔、核的厚度与成分和大气层的成分与性质，以及所处的地质活动阶段也各有不同。
太阳系的年龄
地球和其他行星显然已经历过一个变质过程，难以得到形成与演化早期的化学资料；月球和卫星的变质程度较小，保留了一些早期的特征；小天体（小行星、陨星、彗星）没有多大的变质，保留了太阳系早期的信息。同位素年代测定得知，地球上最古老物质的年龄为45.6亿年，月球的古老岩石的年龄为46.5±0.5亿年，而陨星年龄达47亿年。一般认为太阳系年龄大于46亿年，由同位素含量测定的太阳系年龄上限为54±4亿年。从挥发性痕量元素及氧同位素含量比率测定的普通球粒陨石的吸积温度一般为450±50K，月球的吸积温度为450～500K（也有人认为是620K），推断出地球的吸积温度约为540K，这表明它们形成时的温度比现在高些。
化学凝聚模型
研究太阳星云形成太阳系各天体的化学演化过程的理论模式之一。J.S.刘易斯等人指出，在假定的太阳星云的密度、压力和化学组成条件下，主要由温度决定星云各部分的化学分馏过程，从而导致行星及卫星性质的差异。有两种截然不同的模型：平衡凝聚模型假定凝聚物相与气体相间以及凝聚物间在热力学平衡条件下发生反应，产生的化学成分是热力学的“态函数”；非平衡凝聚模型则认为气体相与凝聚物相间以及凝聚物间不发生反应。两种模型的生成物是不同的，实际的凝聚过程可能介于这两种模型之间。计算表明，平衡凝聚模型可以较满意地说明类地行星的性质，如由这一模型计算得到的类地行星的密度与观测值一致，而按非平衡凝聚模型计算的结果则与观测值不一样。星云内部离太阳越远处，温度就越低，因而各行星区凝聚物的成分与含量各不相同。水星主要由难熔金属矿物、铁–镍合金和少量顽辉石组成；金星除含上述成分外，还含钾（或钠）铝硅酸盐，但不含水；地球还含有透闪石、含水硅酸盐和三种形式的铁（金属铁、FeO、FeS），其中的金属铁和FeS形成了低熔点混合物，在放射加热下熔化、分异，形成早期地核；火星含有更多的含水硅酸盐，金属铁已完全氧化为FeO或FeS，以致没有金属铁的核；小行星含有各种岩石矿物，但小行星区的冰物质（水冰、氨冰、甲烷冰）尚未凝聚；小行星区以外，各种冰物质依次凝聚，因而木星及其以外的行星有岩石与冰物质混合物的固态核；木星与土星固态核质量大，引力强，能够吸积气体（主要是氢、氦），形成它们的金属氢中间层和液态分子氢的外层，因而它们的平均密度小。它们吸积气体和大气形成过程可用非平衡凝聚模型来描述，但对这两颗行星的形成过程还不能肯定究竟哪种模型适用。
凝聚模型都是与原始太阳星云的高温条件相联系的。近年来发现陨石中含有模型所不能解释的化学组成和元素同位素异常，有人强调恒星际物质中化学分馏（前凝聚物质）是太阳系初始化学态的关键，提出太阳星云的冷凝聚模型来解释这种异常，认为恒星际物质中有三类尘埃：超新星爆发形成的热凝聚物、其他恒星损失掉的热凝聚物及星云的非热化合物。太阳系不经过热凝聚序，而是由冷的恒星际物质直接形成。此外，H.阿尔文和G.O.S.阿亨尼斯研究了星云物质的等离子体和磁流体过程。 |
天文学 | 光学天文学 | 滤光片 | 滤光片（ filter ），用来选取所需辐射波段的光学器件。分为两类：
①颜色滤光片，这是各种颜色的平板玻璃或明胶片，其透射带宽数百埃，多用在宽带测光或装在恒星摄谱仪中，以隔离重迭光谱级次。其主要特点是尺寸可做得相当大。
②薄膜滤光片，又分为薄膜吸收滤光片和薄膜干涉滤光片两种。
前者是在特定材料片基上，用化学浸蚀或真空蒸镀方法形成单层薄膜，使本征吸收线正好位于需要的波长处。一般透过的波长较长，多用做红外滤光片。后者是在一定片基上，用真空镀膜法交替形成具有一定厚度的高折射率或低折射率的金属-介质-金属膜，或全介质膜，构成一种低级次的、多级串联实心法布里-珀罗干涉仪。膜层的材料、厚度和串联方式的选择，由所需要的中心波长λ0和透射带宽Δλ确定。目前能够制造λ0从紫外到红外任意波长、Δλ为1～500埃的各种干涉滤光片。金属－介质膜滤光片的峰值透射率不如全介质膜高，但后者的次峰和旁带问题较严重。薄膜干涉滤光片中还有一种圆形或长条形可变干涉滤光片，其λ0随不同位置而连续变化。这种单色滤光片的特点是小而轻，适宜于空间天文测量。此外，还有一种双色滤光片，它与入射光束成45°角放置，能以高而均匀的反射和透射率将光束分解为方向互相垂直的两种不同颜色的光，适合于多通道多色测光。干涉滤光片一般要求垂直入射，当入射角增大时，λ0向短波方向移动。这个特点在一定范围内可用来调准中心波长。由于λ0、Δλ和峰值透过率均随温度和时间而显著变化，使用窄带滤光片时必须十分小心。由于大尺寸的均匀膜层难于获得，干涉滤光片的直径一般都小于50毫米。有人曾用拼合方法获得大到38厘米见方的干涉滤光片，装在英国口径1.2米施密特望远镜上，用于拍摄大面积星云的单色像。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 星系计数 | 星系计数（ galaxy count ），计数不同天区星系的数目，以便用统计方法研究星系的分布、星系成团和观测宇宙学。可分为星系在天球面上分布情况的计数，以及不同距离星系在深度上的计数。对星系面分布的计数工作，早在二十世纪初期便已开始。当时只是对星系的总体分布，以及所观测到的全天星系总数，给出一个轮廓。定量的分析是从1934年哈勃的工作开始的。目前已知全天亮于20等的星系约有2，000万个，每平方度平均有500个，或者说在满月月面那么大的天区内分布100个左右。如果观测到23等，则星系总数可达10亿以上。统计分析的结果表明，亮于13.5星等的亮星系在天球上的二维面分布是很不均匀的，或者说是各向异性的。绝大部分星系以各种各样的星系群或星系团的形式出现，星系团又可能组成超星系团以至更大的星系集团。由于不同计数工作的假设前提不尽一致，加上观测资料的限制，所以对于大尺度上的星系分布的实际情况迄今还没有一致见解。
星系在深度上的计数，主要是统计全天或部分天区内亮于某一极限视星等m的星系总数N。极限星等越大，亮于这一星等的星系数就越多。从统计学的角度来说，可以认为全部星系具有同样的大小和同样的发光本领，因而就有同样的绝对星等。这样，星系离地球越远，视星等就越大，而亮于这个星等的星系数也就越多。如果星系在整个宇宙空间深度上的分布是均匀的，那么在极限星等和星系数之间应该有以下的统计关系:1gN∝0.6m。
在(m，1gN)的坐标图上，系数0.6就是斜率。如果星系在深度上的分布不均匀，斜率就不等于0.6。对《帕洛马天图》上星系的计数分析表明，在视星等mv＜13.5等时，斜率小于0.6，这说明亮星系多于平均值。当mv≥14.5等时，斜率大致为0.6，这就表明在本超星系团以远的空间中，星系在深度上的总体分布是均匀的。星系和更大尺度上的星系团、射电源以至类星体的计数，对于宇宙学是一种极为重要的资料。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 冥王星 | 冥王星（小行星序号：134340 Pluto；天文代号：♇），是太阳系柯伊伯带中的矮行星，是第一颗被发现的柯伊伯带天体。在直接围绕太阳运行的天体中，冥王星体积排名第9，质量排名第10。冥王星是以罗马冥神的名字命名的。
冥王星是体积最大的海外天体，其质量仅次于位于离散盘中的阋神星。与其他柯伊伯带天体一样，冥王星主要由岩石和冰组成。冥王星仅有月球质量的1/6、月球体积的1/3。冥王星的轨道离心率及倾角皆较高，近日点为30天文单位（44亿公里），远日点为49天文单位（74亿公里）。冥王星因此周期性进入海王星轨道内侧。海王星与冥王星因相互的轨道共振而不会碰撞。在冥王星距太阳的平均距离上太阳光需要5.5小时到达冥王星。
1930年C.W.汤博发现冥王星，并将其视为第九大行星。1992年后在柯伊伯带发现的一些质量与冥王星相若的冰制天体挑战冥王星的行星地位。2005年发现的阋神星质量甚至比冥王星质量多出27%，国际天文联合会（IAU）因此在翌年正式定义行星概念。新定义将冥王星排除行星范围，将其划为矮行星（类冥天体）。
2015年7月14日，美国宇航局发射的新视野号探测器飞掠冥王星，成为人类首颗造访冥王星的探测器。
2016年3月4日，美国航天局“新视野”号探测器项目团队最新发现冥王星的顶部也覆盖着皑皑“白雪”。
2015年7月，新视野号任务拍摄到冥王星的彩色照片
2015年7月，美国宇航局的新视野号任务拍摄了冥王星的山脉和平原 |
天文学 | 恒星与银河系 | 长周期变星 | 长周期变星（ long period variable star ），周期为几百天至一千天以上的晚型脉动变星，光变幅为5～8个星等。可根据变幅大小、周期长短、空间分布和光谱特征分为长周期变星和蒭藁增二型变星两类。前者变幅不超过2.5个星等；后者变幅大于2.5个星等，多系红巨星或红超巨星。当前天文学界一般把长周期变星理解为蒭藁增二型变星。蒭藁增二型变星的变幅大多大于5个星等，因而易于发现。一个星座中首先被观察到的变星往往就是蒭藁增二型变星。典型代表是蒭藁增二（鲸鱼座o），其目视波段极大亮度和极小亮度之差可达2，000倍左右。它的光变现象发现于1596年。除超新星和新星外，它是最早得到确认的变星。
光变特征
蒭（chú）藁（gǎo）增二型变星光变周期约80～1，000天，目视星等变幅2.5～10个星等，甚至更大。在光变过程中，周期和变幅均有不规则变化，偏离平均值达15％它们同造父变星、天琴座RR型变星和仙王座β型变星等脉动变星相似，也有双重周期性和双重极大值的情况。它们的光变曲线的形状有三种：第一种增光陡，减光缓，极大时刻短，极小时刻宽；第二种上升阶段和下降阶段基本上对称；第三种增光阶段有驼峰、暂留或双极大值。第一种多系周期较短者，第二种周期较长。一般周期越长，光变幅越大。目视星等变幅很大，这主要是因为光谱能量分布随温度发生的变化对可见光区影响很大。热星等变幅大约只有1～3个星等。
光谱特征
蒭藁增二型变星的连续光谱受分子吸收谱带的影响，偏离黑体的能量分布。除氢发射线外，在极大亮度时刻附近，有电离硅、电离铁和电离钙的谱线，这是它们与光度不变的正常红巨星的主要区别之一。蒭藁增二型变星和正常的红巨星都是冷星，能量主要分布在近红外区。长周期变星有大量金属吸收线和分子吸收带，在这方面它们与正常红巨星的情况一样。红外观测和射电观测表明，长周期变星外部似乎有星周物质；它们是这些恒星向外膨胀的大气的延伸部分。
根据空间运动资料，银河系中长周期变星大多数属于中介子系(见银河系子系)。有少数光变周期较短、运动速度较大的长周期变星属于球状子系(星族Ⅱ)，另有少数光变周期较长、运动速度较小的长周期变星则属于扁平子系（星族Ⅰ）。
一些蒭藁增二型变星的资料 |
天文学 | 光学天文学 | 天体测量仪器 | 天体测量仪器（ astrometric instruments ），测量天体位置的仪器。
经典的天体测量仪器有：子午环、天顶仪和天体照相仪等，观测结果用于光学星表的编制。中星仪、光电等高仪、照相天顶筒在测定时间和纬度的同时，也给出所采用参考星表中恒星位置的相对测定结果。20世纪80年代后广泛应用的各种新技术，如甚长基线干涉测量仪、光干涉仪等采用了干涉方法。
天体测量仪器的工作方法是角度测量(仅甚长基线干涉测量采用测距方法)，采用干涉法后使测角的精度大大提高，未来的微角秒空间天体测量仪器都将采用此方法。以观测地点来区分有地面和空间天体测量仪器；以观测方法分则有大视场、小视场和全天天体测量。此外，还有绝对和相对观测之分。依巴谷天体测量卫星和哈勃空间望远镜的发射开拓了空间天体测量的新纪元，测定位置的精度比地面观测高一个数量级以上，空间天体测量仍然是21世纪初天体测量发展的优先领域。各国宇航局、空间研究中心和天文台正在实施各种空间甚长基线干涉和空间天体测量计划。空间和地面天体测量仪器各有特色，利用它们开展的研究工作也是相辅相成、相互补充的。
天体测量仪器的发展也包括了仪器终端检测器的更新，从目视、照相到电荷耦合器件(CCD)等，使观测的星等更暗，波段范围更宽，响应更灵敏。许多新的技术如光子计数、数字滤波和计算机等的应用，观测仪器也日趋全自动化，可更方便地取得丰富的观测资料。 |
天文学 | 天文学 | 聚星 | 聚星（ multiple star ），由三、五个互相有物理联系的恒星组成的多重恒星系统，有时也按成员星的数目称为三合星、四合星等。聚星可以分成两类，一类是普通聚星，另一类称为四边形聚星。普通聚星的成员星两两组成双星，双星与另外的成员之间的距离至少是双星的两子星间的距离的3倍，有时可达几十倍，因此普通聚星的成员星的运动类似于双星的周期运动，只是这种周期运动由于摄动变得更复杂一点而已。大熊座ζ（中名开阳）是普通聚星的一个例子，开阳和旁边一个中名称为“辅”的星组成双星，相距约19，000天文单位，开阳本身又是一个双星，主星大熊座ζ甲和伴星大熊座ζ乙相距约400天文单位。大熊座ζ甲又是一个分光双星，主星和伴星相距约0.29天文单位。大熊座ζ乙也是分光双星。四边形聚星的成员星之间的距离相差不多，这种系统在力学上是不稳定的。聚星的成员星的运动不再是周期性的。聚星系统随着时间的流逝而逐渐瓦解。四边形聚星主要存在于星协之中，和年轻星团等一起组成星协的核心，是一种很年轻的恒星系统。猎户座四边形聚星是四边形聚星的著名的例子。它位于猎户座星云的中央，构成猎户座星协的核心。它由4颗亮度和光谱型都相差不多的星构成一个边长接近相等的四边形。自行的观测表明猎户座四边形聚星正在瓦解之中 |
天文学 | 恒星与银河系 | 金牛座RV型变星 | 金牛座RV型变星（ RV Tauri variable stars ），脉动变星的一种，光变周期约20～150天，光谱型为F～M型（大多数为G型和K型）的超巨星（见恒星光谱分类）。光变幅多在2～3个星等，光变曲线呈双波状，周期相当固定，但主极小和副极小的深度不固定，并且常发生主极小和副极小的相互转变。大多数金牛座RV型变星的光谱中常出现氢的发射线和碳、甲川、氰基、氧化钛的吸收带。谱型随光变而有明显的变化（极大时谱型早，极小时谱型晚），颜色一般偏蓝。这类变星可能属于星族Ⅱ。根据平均星等有无变化分为两个次型。具有正常的平均亮度的金牛座RV型变星称为RVa，典型代表是武仙座AC。平均星等作周期性变化的称为RVb，典型代表是金牛座RV和天箭座R。
金牛座RV型变星 |
天文学 | 天体物理学 | 致密星 | 致密星（ Compact star ），恒星在核能耗尽后，经引力坍缩而形成的星体。致密星主要有三种类型：
①依靠简并电子的压力与引力平衡形成的星体，称为简并矮星。其物质密度约为105～107克/厘米3。白矮星就是一种简并矮星。
②依靠简并中子的压力与引力平衡形成的星体，称为中子星。其物质密度约为1013～1016克/厘米3。脉冲星就是一种中子星。
③黑洞。天鹅座X-1可能是一个黑洞。星体在引力坍缩后形成哪一种致密星，主要取决于它的剩余质量。
对于无转动的星体，简并矮星的最大质量约为1.44太阳质量(见昌德拉塞卡极限)，中子星的最大质量约为2个太阳质量(见奥本海默极限)。根据物态的一般性质可以证明，质量大于3.2太阳质量的无转动星体，将发生无限的引力坍缩，形成黑洞。对于质量为2～3.2太阳质量的天体，引力坍缩后的归宿与基本粒子的相互作用紧密相关。根据现今的粒子相互作用理论，在上述质量间隔中，有可能存在反常中子星和层子星（夸克星）等。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 日冕禁线 | 日冕禁线（ coronal forbidden lines ），在日冕内层中高次电离离子的禁戒跃迁所产生的发射线。
由量子力学得知，满足和不满足选择定则的跃迁分别称为容许跃迁和禁戒跃迁，相应的谱线称为容许谱线和禁戒谱线，后者简称为禁线。一般情况下，禁戒跃迁并不是绝对被“禁止”，只是其跃迁几率甚微，仅为容许跃迁的10-5～10-8。但是，原子或离子处于某激发态的平均寿命等于其相应跃迁几率的倒数，在那些不能发生容许跃迁的激发态──亚稳态上，原子或离子的平均寿命比在一般激发态上的要长105～108倍，从亚稳态向下的跃迁只能是禁戒跃迁。所以，产生禁线的首要条件是激发态必须是亚稳态，而产生明亮的禁线就要求一定的物理条件了。
自1869年发现最强的日冕发射线波长为5303埃的绿线以后，多次日全食观测和日冕仪观测相继发现许多发射线。然而，这些发射线的波长，同实验室中和太阳其它部分的谱线都不一样。只能将它们归属于一种假想的只存在于日冕中的元素—佪发出的谱线。随着量子力学的建立和发展，以及光谱实验手段的进步，终于出现了重大突破。1939年，格罗特里安指出波长为6374和7892埃分别同离高次电离子 FeX和FeⅪ的两条禁线波长相近。随后，埃德伦证认出已发现的大多数谱线分别属于铁、镍、钙等的高次电离离子的禁线。这些元素的原子由于日冕中高速电子的不时撞击而丧失外围的9～14个电子，成为9～14次电离的离子。
日冕的物理状态极有利于禁线的产生。日冕的电子温度高达100万度以上，电子的平均动能为几百电子伏。高次电离离子与快电子碰撞而被激发，但由于日冕辐射场的能量密度太小，不足以使处于亚稳态的离子发生向高能级跃迁；又由于日冕气体密度很低，高次电离离子与慢电子连续两次碰撞而使离子离开亚稳态的时间间隔大于离子处于亚稳态的寿命，因此，亚稳态上集聚着大量的激发离子。而禁线的强度正比于亚稳态上的离子数与禁戒跃迁几率的乘积，并且日冕对禁线辐射几乎是完全透明的，于是，明亮的日冕禁线便得以产生并被我们观测到。
附表给出了波长约3000～11000埃范围内较为重要的日冕禁线的类别、谱线的强度、等值宽度的实测结果和证认结果。表中所列Ⅰ，Ⅱ，Ⅲ类是以谱线所属离子的电离电位为依据划分的，电离电位（亦即电离温度）增高，类别数字随之变大。由此，不难理解下述由长期观测获得的不同类别谱线的强度同太阳活动周期和日面边缘局部区域活动程度有关：第Ⅰ类谱线在太阳活动极小期间以及宁静区上空最为显著；第Ⅱ类谱线在太阳活动极大期以及活动区（如黑子、谱斑）上空显著；第Ⅲ类谱线仅在高激发区(如大黑子、耀斑)的上空或周围（如环状日珥）才显著。
波长约3000～11000埃范围内较为重要的日冕禁线
空间探测获得了大量的高分辨率的紫外线、远紫外线和X射线波长区域的日冕发射线光谱，这就有力地促进了日冕发射线的证认和研究工作。用于证认的实验装置能够达到约一亿度的高温和获得能量约百万电子伏的光子。已经证认出了相当数目的禁线，如：[FeⅫ]λ2170、[SiⅨ]λ2150、[OⅣ]λ1400、[FeⅫ]λ1242等等。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 毕星团 | 毕星团（汉语拼音：Bixing Tuan；英语：Starling），疏散星团之一。移动星团。位于金牛座。它的几个亮星位于毕宿，由此而得名。
毕星团的成员星数在300个以上，总质量约300太阳质量。毕星团几乎为球形，视直径约15°，线直径约10秒差距。其中心离太阳约44秒差距。毕星团正以43千米／秒的速度离开地球。由毕星团的赫罗图推断，它的年龄约4亿年，比昴星团年老一些。 |
天文学 | 天文学 | 光球 | 光球（汉语拼音：ɡuɑnɡqiu；英语：photosphere），太阳大气的最低层。用肉眼看到的明亮太阳圆盘，实际上是一个非常薄的发光球层，厚度不过500千米左右，这就是太阳光球层，简称光球。光球下面由于密度较大，来自太阳深层的辐射光子与太阳物质频繁相互作用（原子吸收光子后再发射出不同的光子），故对辐射来说物质是极不透明的。与此相反，在光球上方，由于密度稀薄，辐射光子与太阳大气原子几乎不再发生作用，对辐射来说物质是透明的。光球就是太阳物质由对辐射完全不透明向完全透明过渡的过渡层，即光球下方的辐射被完全吸收，上方的辐射则畅通无阻向外传播。因此在地面接收到的太阳辐射几乎全部是由这个过渡层，也就是光球发射出来的。
研究表明，对于可见光波段的太阳辐射，这个过渡层的厚度只有100～200千米，它对应于地面观测者的张角只有几分之一角秒。肉眼看到的太阳边缘显得非常锐利，就是由于太阳可见光辐射的有效发射层非常薄的缘故。对于包括紫外直到红外的太阳主要辐射波段，有效发射层的厚度也只有500～600千米，这就是光球的总厚度。光球上方的高层太阳大气（色球和日冕）的辐射功率与光球相比是微不足道的，但它们的微弱辐射却包含着太阳高层大气的重要信息。这样在没有特别指明的场合，提到太阳辐射、太阳光谱和太阳表面，通常都是指太阳的光球辐射、光球光谱和光球表面。一些太阳参数，如太阳半径和太阳表面重力加速度，也是以光球表面来定义的。采用未加滤光片的太阳照相仪拍摄的白光太阳照片就是光球的形象，其中可看到太阳黑子和光斑，以及临边昏暗现象。 |
天文学 | 天体测量学 | 航海天文学 | 航海天文学，研究利用航海设备探测天体并应用于舰船导航的科学。早期为实用天文学分支学科,现为天文导航的分支学科。通过航海设备观测天体来对舰船进行导航是航海天文的研究对象。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 蟹状星云 | 金牛座蟹状星云
蟹状星云（汉语拼音：Xiezhuang Xing Yun；英语：Crab Nebula），金牛座的一团膨胀气体云。中国史书中记载的1054年（北宋至和元年）超新星爆发的产物，研究最广泛、对现代天文学影响最深远的超新星遗迹。蟹状星云离太阳2000秒差距，光学区域的角大小为7′×4.8′。里面部分呈弥漫的星云状，发蓝色的光辉；外面部分由红色纤维构成。蓝色区域的光谱是连续谱，纤维的光谱中有强发射线。从发射线的多普勒效应得到纤维在膨胀，最大速度达1500千米／秒。除了光学波段以外，蟹状星云还在射电、红外、紫外、X射线和γ射线等波段有强辐射，估计总辐射功率为1031瓦。蟹状星云的辐射谱为幂律谱，是电子在磁场中被加速而产生的同步加速辐射。1968年在蟹状星云中发现了射电脉冲星PSR0531＋21，脉冲周期为0.0331秒，光学对应体的目视星等约17等，并被确认为光学脉冲星，接着又发现它在X射线γ射线和红外波段都有脉冲辐射。
有人曾经挖苦天体物理学家的职业可以分成相等的两部分——研究蟹状星云及其内容物和研究宇宙中其他一切事物。近年来，因宇宙已能在整个电磁波谱进行观测和发现了极具天体物理重要性的新型天体，这种挖苦有所平息；不过蟹状星云确实具备一些几乎所有天体物理学家都感兴趣的性质。 蟹状星云本身是金牛座中一个发光的气体尘埃云，离我们大约两千秒差距。它又被称为金牛座A、 M1和NGC 1952。它有这么多名称是因为它能在几乎所有波段观测到——蟹状星云是最早证认为已知天体的三个射电源之一，是第二个被发现的X射线源，它也是从地球看第二个最亮的γ射线源。 蟹状星云是1054年中国人观察到的一次超新星爆发的遗迹，该超新星一度比金星还亮，白天能见长达23天。爆发产生的碎片云一直在膨胀，云中物质仍在以大约1 500公里每秒的速率向外运动。所以，从英国天文爱好者约翰·贝维斯（John Bevis，1693-1771）第一次用望远镜观察蟹状星云以来，它的外貌已经显著改变。 蟹状星云含有细长的纤维状物，1844年最先看到这些纤维的罗斯勋爵（Lord Rosse）把它们画成图，结果有点儿像螃蟹的螯，这就是蟹状星云名称的由来。 纤维向外运动的速率（20世纪用多普勒效应和直接测量相隔多年拍摄的照片两种方法定出的）与根据中国人的观测估计的蟹状星云年龄符合得极好——以这一速率匀速膨胀约900年正好应该形成这样大小的云。但这提出了一个难题，因为如果蟹状星云单纯是从很久以前的爆发地点向外运动的碎片，它们在稀薄星际介质中开路前进时应该逐渐减慢下来。 这个难题也与蟹状星云的其他特征有关系。纤维物质的主要成分是氢，它应该足够热，主要发射红光；但蟹状星云的总体颜色却是独特的不常见的淡黄，在天文照片上的整体外貌像一个镶着红棉花边的黄色棉球。
黄色光是由所谓的同步加速辐射过程，即脱离了原子的自由电子在强磁场中回旋运动时产生的。这种过程经常产生射电辐射，但蟹状星云中的能量极多，致使电子也能辐射可见光。1950年代对蟹状星云的研究提供了宇宙中能够自然产生同步加速辐射的第一个证明。与大多数星云不同的是，蟹状星云的中心部位最亮，这说明蟹状星云中心必定有一个仍在起作用的能源，是它维持了蟹状星云的热度并将气体向外驱赶。 蟹状星云以同步加速辐射形式输出的总能量是3×10^38尔格每秒，等于太阳总能量输出4×10^33尔格每秒的75 000倍。而且这还是一颗900年前“死亡”的星发出来的!好几位天文学家早已有了这些能量从何而来的想法。早在1930年代，弗里茨·兹威基曾提出，超新星爆发可能留下一个中子星形态的恒星遗迹。虽然很少人认真看待这个思想，瓦尔特·巴德却指出蟹状星云应该是寻找中子星的最佳地点，他甚至认为那里确有一颗可作为候选者的恒星，有时称之为巴德星。而在发现脉冲星一年前的1966年，约翰·惠勒和意大利理论家佛朗哥·帕西尼（Franco Pacini）已经推测蟹状星云发射的能量之源可能是一颗自转的中子星。 但他们关于蟹状星云能源的思想直到1968年才有人认真考虑（说良心话，人人都几乎没有时间来了解这些思想），那时，在发现第一批脉冲星一年之后，射电天文学家发现有一颗脉冲星几乎就在蟹状星云的中心位置。这是当时已知最快的脉冲星，它每秒钟自转30次；正是这颗脉冲星发射的电子产生了同步加速辐射，并将能量从脉冲星转移到星云。 由于损失能量，蟹[状星]云脉冲星（也叫做NP 0532，NP是NRAO pulsar（国家射电天文台脉冲星）的简称）迅速变慢，其自转速率只要1 200年就降低一半。这一变慢速率虽然不大，但蟹状星云中心的自转中子星贮存的能量极多，尽管损失的能量使脉冲周期每天仅仅增加3×10^-8秒，也足以维持星云的全部能量输出。 蟹状星云被证认为射电源后，又发现它在可见光和X射线波段发出同样频率的闪耀。巴德星真的是一颗中子星。如果有人在1960年代初就认真考虑一颗恒星每33毫秒闪光一次这一荒唐可笑的见解，并且设计一个搜寻巴德星这种闪光的实验，他也许已经用光学天文方法先于射电天文学家发现了脉冲星。不过，老实说，正是由于巴德星已经被承认（即使只有巴德一个）是中子星候选者，而且正好在一个超新星遗迹的中心位置，它的被证认为脉冲星才使天文学家在1968年承认所有脉冲星都是超新星爆发产生的中子星。 与这颗星有关的全部活动表明，该脉冲星精力极为旺盛，而这与它的年轻有关——这是最年轻的已知脉冲星。 蟹状星云中的纤维本身也很有趣，光谱学研究显示，纤维物质所含的氦，与氢相比，数量达到通常在恒星表层看到的七倍左右。这是由于母恒星爆发前其内部通过核聚变过程生成了氦（见核合成），而爆发时内部的富氦物质与表层混合的缘故。
单是纤维中发光气体的质量大约等于太阳的质量，但爆发时应该抛出多得多的物质，不过我们看不见，因为它是不发光的。尽管脉冲星残骸（即中子星）大概只有太阳一半的质量，原始恒星的质量则应该是太阳的很多倍。我们在蟹状星云中看到的浓缩恒星物质的抛射，就是将重元素扩散到空间、形成供制造后代恒星和行星的原料的过程。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 日珥 | 日珥（汉语拼音：Rier；英语：Solar Prominences），突出在日面边缘之外的炽热的发光物质，太阳活动的标志之一。投影在日面上的日珥称为暗条。日珥具有不同的形状和运动特性，可以分为活动日珥、爆发日珥、黑子日珥、龙卷日珥、宁静日珥和冕珥6种类型。1868年8月18日日全食时，法国P.让桑和英国J.N.洛基尔首次拍到日珥光谱，确定日珥的主要成分是氢。同时还发现了当时在地球上还没有认出来的氦的黄色发射线(波长5876埃)。通过光谱分析，得到日珥的物理参数如下：①平均来说，宁静日珥的电子温度约6500K，湍动速度约6千米／秒，电子密度约1016.8个／米3，而活动日珥的电子密度约1017～1018.8个／米3。②宁静日珥的物理参数随空间变化。从日珥的中心到边缘，电子温度从4300K到8500K，湍动速度从3～8千米／秒到10～20千米／秒，电子密度由1017～1017.3个／米3到1015.7个／米3。这些从中心到边缘的变化可能是由于边缘受到日冕高温的影响。日珥的形成、维持、运动和演化都与磁场密切相关。宁静日珥的磁场强度约0.001特（斯拉），活动日珥磁场强度可达0.02特斯拉。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 投影缩减效应 | 投影缩减效应（ foreshortening effect ），太阳视圆面上某一特征（例如黑子）的视面积随离开日面中心的距离增大而缩小的现象。这是因为该特征实际上是位于一个球面上，而我们所看到的只是该特证的球面积（真实面积）在视线方向的投影（投影面积或称视面积）。某一特征位于日面上不同的位置，有不同的投影效果，所以我们要得到它的真实形状和大小，就必须对它进行投影缩减改正。因此，如要测量日面上某一特征的真实面积，可采用如下的公式：
式中 R为太阳圆面图的半径； r为图中该特征到太阳圆面中心的距离； sec ρ是为了消除 投影 效应而引进的改正因子； S′为所测量到的视面积， S是该特征的球面积，均以太阳半球面积的百万分之一为单位。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 天王星卫星 | 天王星卫星（汉语拼音：Tianwangxing Weixing；英语：Uranus，Satellites of），简称天卫。1948年前发现的5颗天卫星均属规则卫星。1986年旅行者2号在天卫五轨道内又发现了10颗黝黑、直径也小得多的天卫（见表）。天卫的平均密度介于1.26到1.65克／厘米3之间，它们的环形山下常覆盖有一层富碳的有机物，很可能是由岩石与固态的甲烷、氨冰的混合物所构成的。
表：天王星卫星表（按与天王星距离排列） |
天文学 | 太阳与太阳系 | 色球网络 | 色球网络（ chromospheric network ），太阳宁静色球中由亮斑或暗斑组成的一种多角形网络链状结构。被网络链所围的部分称为元。不同色球谱线的单色像(见太阳单色像)和同一条谱线不同波长部分的单色像中的色球网络形态互不相同。电离钙的H、K线，钠的D1线，镁的b2线，氢的 Lα线等的单色像中看到的是暗元背景反衬下的亮网络，而Hβ、Hγ和氦的λ10830等谱线的单色像中则呈现亮元背景反衬下的暗网络。Hα线心单色像是亮网络，线翼单色像是暗网络。高分辨率的单色像显示出网络有复杂的精细结构。在日面上，斑状物象花瓣似的以放射的形状向外延伸。在太阳边缘，斑状物看来象草丛一般。通常，氢网络组织变化复杂，不如钙网络组织稳定。从Hα单色像和K单色像的测量推测，色球网络单元的平均大小约为30，000～35，000公里，平均寿命为19～21小时。通过对高色球紫外线单色像的观测得知，色球网络可延伸到约9，000公里高度。可以把色球网络简单地看成是光球网络的向上延伸，反过来也可把光球网络看成是色球网络的向下延伸。然而，就单个颗粒而言，色球网络比光球网络大一些。
色球网络、光球超米粒组织和光球磁场分布密切相关。色球网络的亮边界和超米粒组织的边界几乎一致。曾经流行过这样的看法：与超米粒对流有关的水平运动把光球磁场推向超米粒边界。在此边界处，磁场具有复杂的精细结构，包括短距离内的极性变化。磁场强度达10～50高斯，有的甚至达100高斯。光球磁场向上延伸到色球，宁静区大部分磁场都集中在网络中。磁场的存在是给色球网络加热的重要条件。极性相反的磁力线被相邻的超米粒流动压缩，加速磁场沿中性线（见磁合并）方向的湮没，磁场湮没产生的能量是色球亮网络的能源。也有人认为，来自光球的扰动向上传播，由于超米粒磁场的作用，降低了激波加热的有效高度，增加了低层次的损耗，从而使网络更热。色球亮网络结构事实上反映了光球纵向磁场分布状态。 |
天文学 | 天体力学 | 公历 | 公历又称西历，可以指:
儒略历，公元前45年罗马共和国执政官尤利乌斯·凯撒推行的纠正罗马历的历法，是公元前45年至公元1582年欧洲普遍使用的公历。
格里历，公元1582年教宗额我略十三世推行的改进儒略历的历法，是公元1582年以来从欧洲天主教国家逐步推广至全球的公历。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 猎户座T型变星 | 猎户座T型变星，出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近，并同星云有物理联系的变星。可分为五类：御夫座RW型变星，猎户座T型变星，金牛座T型变星，某些耀星，特殊星云变星。这种分类主要根据光变曲线性状，但也参考光谱特征。
猎户座T型变星的光谱型范围最宽，从早B型到晚K型都有，但以早型较多。猎户座 T型变星大部分是温度较高的巨星。 |
天文学 | 光学天文学 | 太阳磁像仪 | 太阳磁像仪（ solar magnetograph ），测量太阳活动区的磁场和普遍磁场并显示磁图的一种仪器。它是根据逆塞曼效应原理设计的。所谓逆塞曼效应，是指在磁场作用下，光谱中某些对磁场敏感的吸收线发生分裂的现象。图1表示简单的三分裂，即正常逆塞曼效应。磁场平行于视线方向（纵向磁场）时，谱线分裂成左旋和右旋圆偏振的两条支线。磁场垂直于视线方向（横向磁场）时，谱线分裂成三条支线，当中的π线是线偏振，旁边两条σ支线是部分线偏振。支线间的距离称为裂距(ΔλH)，它同磁场强度成正比。对于黑子强磁场（约数千高斯），在太阳摄谱仪入射狭缝前加上适当的分析偏振光的器件，便可在摄有磁场敏感谱线的光谱底片上直接测出裂距，从而获得黑子内的磁场强度。
低于几百高斯磁场的谱线裂距太小，难于直接测量。必须借助于间接的方法，即在磁场敏感谱线轮廓某些固定位置上，测量出具有不同偏振状态的分裂支线间的强度变化，进而计算出磁场强度。太阳磁像仪就是用这种间接方法来测定磁场的。图2所示为纵向磁场的测量原理，实线和虚线分别表示两条相反圆偏振支线的轮廓，探测器对准轮廓翼部某个位置，测定两支线强度差，便可得到与它成正比的纵向磁场。至于横向磁场的测量就比较复杂，需要提高探测器的灵敏度和精密度，并使探测器对准谱线轮廓中央，才能测定。
磁像仪测量的是太阳辐射的偏振状态。由于光线被倾斜镜面反射和仪器的其他缺陷，会出现附加的仪器偏振。在测量纵向磁场时，通过相减手续可自动消去仪器偏振。但在横向磁场测量中没有相减过程，仪器偏振同横向磁场引起的偏振混淆在一起，这便增加了测量的复杂性。根据所用探测器类型的不同，太阳磁像仪可以分为三种：太阳光电磁像仪、太阳照相磁像仪、太阳视频磁像仪。它们各具特点，都可用于测量太阳的表面磁场。 |
天文学 | 天体力学 | 贝塞耳岁首 | 贝塞耳岁首（ beginning of Besselian year ），天文上所用的贝塞耳年的年首。贝塞耳年又称贝塞耳假年，它是德国天文学家贝塞耳首先提出来的。他规定平太阳赤经增加360°所经历的时间为一贝塞耳年，当平太阳赤经（已加光行差改正）恰好等于280°的瞬间为贝塞耳岁首(或贝塞耳假年岁首)。它总是在公历年岁首附近，用年份后加符号“.0”表示。例如，1980年贝塞耳岁首在历书时1月1.1892日(即1月1日4时32.4分)，记作1980.0。贝塞耳年比回归年(太阳平黄经增加360°为一回归年)短0.s148T，其中T是从1900年起算的世纪数。这一差别一般可以忽略，而把贝塞耳年看作与回归年一样长。 |
天文学 | 恒星与银河系 | A型特殊星 | A型特殊星（ Ap stars ），早在十九世纪末进行恒星光谱分类时就发现，一部分A型星的光谱比较特殊，与光谱次型相同的正常A型主序星相比，其中电离硅、电离锰、电离铬、电离锶、电离铕以及其他一种或几种稀土族元素产生的电离谱线特别强，因而这种A型星称为A型特殊星，符号为Ap。通常，还可以按照产生特强谱线的元素名称，把A型特殊星进一步分为硅星、锰星……等等。A型特殊星的光谱中，电离钙的K线和中性氧线一般较弱。A型特殊星的光谱型为B8～F0，大多数为早A型（见恒星光谱分类）。A型特殊星都具有很强的磁场。例如HD215441的磁场高达34，400高斯。A型特殊星的磁场（包括强度和极性）似乎经常发生变化。
一部分A型特殊星的光谱和光度有周期性变化；同时，其磁场也有周期性变化，周期为1～25天，光变幅常小于0.1个星等。A型特殊星的典型星是猎犬座α2星，因此也称为猎犬座α2型变星。最亮的A型特殊星是大熊座ε，中名为玉衡（北斗五）。
除了光谱和磁场外，A型特殊星与正常A型主序星没有显著的不同。A型特殊星的理论解释中最有名的是“斜转子模型”。按照这个模型，A型特殊星的磁轴和自转轴成一较大的角度，同时，星面上不同区域的元素的丰度也很不一样。因此，当恒星自转时，就可观测到磁场和谱线强度的变化。A型特殊星属于星族I。已经测到来自A型特殊星武仙座φ的X射线。 |
天文学 | 天体力学 | 希腊群小行星 | 希腊群小行星，在木星之前的脱罗央群小行星，位于平动点L4上，它们又称为希腊群小行星，有：阿基琉斯（第 588号，Achilles）、赫克托尔（第624号,Hektor）、涅斯托尔（第659号，Nestor）、阿伽门农(第911号,Agamemnon)、奥德修斯（第1143号，Odysseus）、埃阿斯（第1404号，Ajax）、狄奥墨得斯(第1437号，Diomedes)、安提罗科斯(第1583号，Antilochus)、墨涅拉奥斯（第1647号，Mene-laus）、忒拉蒙（第1749号，Telamon）。 |
天文学 | 天体物理学 | 拉金效应 | 拉金效应（ Razin effect ），电子在等离子体中进行同步加速辐射时的一种效应。电子辐射过程要受到等离子体介质的影响。在频率v小于vR的范围内，同步加速辐射的强度比没有等离子体时弱一些。vR由下式确定：
式中 Ne为热电子数密度， e为电子电荷， c为光速， H为磁场强度， e为电子速度和磁场方向的交角。 |
天文学 | 光学天文学 | 日冕仪 | 日冕仪（ coronagraph ），能在非日食时观测日冕和日珥的形态和光谱的仪器。日冕的亮度仅为日面平均亮度的百万分之一，远低于地面白天天空亮度，只有在日全食时，天空变黑之后，才能在地面上用肉眼看到银白色的日冕和红色的日珥。日冕仪的主要特征是在望远镜主镜的焦平面上设置一个挡光屏，可遮挡主镜形成的太阳光球像，留下的日冕像则由另一个透镜聚焦到终端的焦平面上。望远镜光学和机械设计要求最大限度地消除镜筒内和仪器本身的散射光。此外，仪器应该安置在高海拔的台址诸如2 000米以上的高山上，以期达到因大气稀薄和洁净致使天空亮度能够下降到相当于或略低于日冕亮度的外部环境。
日冕仪通常用于白光或单色光观测。在口径较大和光力较强的日冕仪焦平面上设置低色散光谱仪可进行日冕和日珥的分光研究。地面日冕仪只能看到日面边缘附近的内冕区域（约 0.3 个太阳半径），而在最佳条件下的日全食期间，则可观测到延伸的外冕（4～5个太阳半径以远），因此不能完全取代日全食之时的日冕观测。
20世纪70年代以来，一些太阳空间探测器安载了日冕仪。由于日地空间内没有地球大气产生的散射光干扰和视宁度问题，空间日冕仪在任何时间都能观测到内冕和外冕。 |
天文学 | 天体测量学 | 天文导航 | 天文导航（ Celestial Navigation ），根据天体来测定飞行器位置和航向的航行技术。天文导航是自主式系统，不需要地面设备，不受电磁场的干扰，不向外辐射电磁波，隐蔽性好，定向、定位精度高，定位误差与时间无关。航空天文导航跟踪的天体主要是亮度较强的恒星。航天中则要用到亮度较弱的恒星或其他天体。
天文导航分为单星导航、双星导航和三星导航。双星导航定位精度高，在选择星对时，两颗星体的方位角差越接近90°，定位精度越高。三星导航常利用第三颗星的测量来检查前两次测量的可靠性，在航天中，则用来确定航天器在三维空间中的位置。
天文导航经常与惯性导航、多普勒导航系统组成组合导航系统。适用于大型高空远程飞机和战略导弹的导航。低空飞行因受能见度的限制较少采用天文导航，但高空远程轰炸机、运输机和侦察机作跨越海洋、通过极地、沙漠上空的飞行，天文导航则很适用。特别适用于机动发射的导弹。星体跟踪器通过扫描对星体进行搜索，搜索到星体之后立即转入跟踪状态，同时测出星体的高度角和方位角，在航天器上得到更广泛的应用。 |
天文学 | 天体物理学 | 碰撞阻尼 | 碰撞阻尼（ collision damping ），由辐射原子和扰动粒子的碰撞引起的谱线致宽机制，又称碰撞致宽。碰撞致宽理论最早是洛伦兹提出的。他认为，当辐射振子受到碰撞时，振动会突然中断。碰撞期间发射中断，此后再发射的辐射与碰撞前的辐射相位是无关的。因此由角频率为ω0的谐振子发出的是一段一段有限长度的波，其长度由两次碰撞的间隔时间决定。把辐射波按时间长度的分布概率考虑在内，可以得到由辐射阻尼确定的辐射强度I(ω)的分布，即 ，
式中 γ c为碰撞阻尼常数。
考虑到碰撞前后扰动质点接近辐射原子时辐射波的相位变化，可以得到更为一般的辐射强度分布形式：
这表示除了谱线加宽外，还有谱线中心的位移量 β（极大值不在线心 ω= ω 0处）。由 碰撞 阻尼确定的吸收系数，按频率的分布与辐射强度的分布类似。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 隐带 | 隐带（ zone of avoidance ），二十世纪初，星云视分布的研究，特别是哈勃于1934年完成的星系计数清楚地表明，沿着银河±20°范围内有一个轮廓不规则的带，除一、二处极小天区外，其他天区几乎完全观测不到星系，这条带就叫做隐带。在隐带邻近天区，星系的密度也较南北银极为小。这一现象说明，银道面附近集聚了星际物质，它们吸收了星系的光波辐射。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 吉林陨石雨 | 吉林陨石雨（ Jilin Meteorite Shower ），1976年3月8日降落在中国吉林省吉林市北部地区，迄今人类历史上最大的、世界罕见的一场陨石雨。
吉林陨石雨分布图
陨石在地球大气层中高速降落时，因受高温高压气流冲击而发生爆裂。爆裂的碎块像雨一样散落到地面，这种现象称为陨石雨。吉林陨石雨下落时，当地上空先出现一个大火球，很快分裂成一个较大的火球和两个小火球，向西飞行。整个降落时间历时2分钟。这个地区100多万人听见火球高速飞行时由冲击波发出的霹雳般的巨响。陨石雨分布的地区，东西长约72千米，南北宽约8.5千米，面积近500平方千米。这是世界上已知的分布面积最广的石陨石雨，共收集到大小陨石样品4 000多块，总重为2 700多千克，其中最大的1号陨石重1 770千克，是人类迄今见到的最大的石陨石。
陨落过程和现象
20世纪70年代后期，中国学者对吉林陨石开展了多学科综合研究，研究查明，形成吉林陨石雨的母体是一颗在太阳系空间运行的重约5吨的流星体，运行轨道呈椭圆形，轨道的远日距约4.2亿千米，近日距约为1.5亿千米。1976年3月8日15时1分50秒至55秒，以每秒15～18千米的速度顺地球公转的方向追上地球，在黑龙江省镜泊湖地区上空以16°的入射角度进入大气层。由于冲击波的加热和强烈的摩擦，使周围的气体分子电离，其表面物质受热熔融、气化（估计表面层被烧去10厘米左右，大约丢失2.5～3.5吨物质），形成一个火流星（即目击者所见的火球）。这时它的表面温度为2 500～3 000 K，周围空气的温度为10 000℃左右。在距地面30千米以上的高空为直线弹道，在23～17千米高处发生多次小爆裂。大约在15时2分2～3秒，位于约19千米高空时发生一次主爆裂。于是，数吨陨石物质碎块以不同的速度和轨道撒落在500平方千米的地区。
根据地震台的记录，1号陨石落地时间是15时2分36秒，其他陨石跟随其后不过两分钟的时间相继落地。
陨石特征及形成演化
现场收集的陨石表面有一层厚约1毫米的熔壳，熔壳上有各种形态的气印和花纹。
吉林陨石的87Sr/86Sr的初始比值为0.701 1±0.001 6，Sr–Ru模式年龄为47亿年。这说明在47亿年前，组成吉林陨石的物质开始从太阳原始星云中分离出来，逐渐冷却。当温度冷却到大约2 000K时，高温难熔元素逐渐凝聚，相继形成碳硅石、石墨、锆英石、铬铁矿等难熔矿物。冷却到1 600～1 200K时，原始物质中大量的铁、镍金属凝聚成铁纹石和镍纹石；钙、镁的硅酸盐凝聚成辉石和橄榄石。冷却到1 100～1 000K时，则形成斜长石、白磷钙矿等副矿物。冷却到1 000～570K时，形成陨硫铁等硫化物。
对吉林陨石中球粒的研究表明，星云物质在凝聚中可能形成一些液滴，液滴旋转、冷却、结晶甚至相互碰撞，遂在陨石中形成内旋、重叠与撞裂的球粒。随后，星云中的各种凝聚物聚集成小的团块，并形成各种含水硅酸盐。残留的CO2、CO、H2O和H2等在各种催化物作用下，合成碳氢化合物。在吉林陨石中发现了11种氨基酸、嘌啉、色素、正构烷烃和异戊二烯烃等20多种有机化合物。
星云中的各种气体、尘埃和小团块，逐渐吸积成小的星子或陨石母体。根据吉林陨石测得的铀–铅年龄为45亿～46亿年，说明吉林陨石母体的固化年龄与地球、月球近似。吉林陨石的钾–氩年龄为36亿～38亿年，根据氩在陨石母体内的扩散丢失规律，计算出吉林陨石的母体位于一个半径约220千米的小行星表面以下20千米的深处。这颗小行星内部由于放射性元素衰变和其他能量的积累，温度增高，在20千米深处增温到1 000～1 100K，使某些矿物重结晶，矿物内的某些元素产生扩散平衡，玻璃质脱玻化并形成雏晶和微晶。
对吉林陨石矿物和化学成分的综合研究说明，吉林陨石属于橄榄石–古铜辉石球粒陨石或高铁群5型普通球粒陨石。剩余磁性、磁化率和居里点温度测定的结果表明，吉林陨石大约在42亿年前已冷却到850K，并获得了磁化。吉林陨石中橄榄石的钚–铀裂变径迹年龄为40±1.3亿年，辉石的年龄为39±0.4亿年，说明吉林陨石在距今39亿～40亿年前已冷却到400～500K，足以保存矿物中的裂变径迹。吉林陨石内氩的保留年龄为36亿～38亿年，证明在36亿～38亿年以来，陨石已经冷却到200K以下。通过对吉林陨石中镍纹石的镍含量和晶体大小的研究，计算出吉林陨石的母体大约每100万年下降1度。
中国科学工作者在考察吉林1号陨石
吉林陨石的矿物和球粒有遭到冲击破裂的残迹，说明其母体在太阳系空间运行过程中，曾经受到其他小天体的碰撞，母体可能经历过多次破碎。根据吉林陨石中宇宙成因38Ar的测定和计算，它受碰撞而脱离母体的时间距今大约有100万年。自此以后，它便单独在太阳系空间运行，直到1976年3月8日进入地球大气而化为一场陨石雨。
研究成果
吉林陨石雨的研究取得了如下重大成果：①确定其空间轨道与阿波罗型小行星相近及有关的飞行速度、爆炸高度、陨落角度等参数；②探讨了陨石形成的过程和物理化学条件，并将太阳星云的凝聚过程划分为6个阶段，为检验和完善太阳星云的演化模式提供了重要的实验依据；③确定其形成时间为47亿年，太阳星云与陨石固结（行星形成）年龄约为46亿年，探讨了陨石母体早期热历史和冷却速率，并划分为5个阶段9个过程；④建立了两阶段暴露历史的陨石宇宙成因核素分布标准模式，开辟了小天体的宇宙线照射历史研究新领域；⑤发现了数种复杂的有机物，提供了前生命期有机质化学演化和生命起源的新信息。此外，还锻炼出一支具良好业务素质的研究队伍。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 热斑 | 热斑（ hot spot ），双星子星表面上的、或绕子星旋转的气盘上的局部高温发光区。双星中热斑的形成，一般认为是来自伴星的气流撞击恒星大气层或气盘的结果。具有热斑的恒星的光变曲线会周期性地出现驼峰；而且在驼峰出现时，光变曲线上迭加有不规则的、时间尺度约几十秒钟的起伏，通常叫作闪变(flickering)。由于气盘不透明，只有当热斑朝向观测者时才能看到，所以驼峰出现的周期和双星轨道周期相同。观测表明，凡光变曲线上有驼峰出现的食双星，其周期均有变化；热斑是由其子星间的气流活动引起的。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 超巨星 | 超巨星（汉语拼音：Chaojuxing；英语：supergiant），大直径、低密度、光度极大的恒星，因其光度比相同光谱型的主序星和巨星都高而得名。
在MK二元光谱分类系统（见恒星光谱分类）中用罗马数字I表示其光度级。同样光谱型的恒星具有相同的表面温度，超巨星光度大是由于表面积大。例如食双星仙王座VV中的超巨星，直径为太阳的1600倍，目视波段的光度为太阳的3000倍。有些超巨星是双星的成员，可以通过大气食研究延伸大气的结构和活动。已发现一些超巨星具有射电和X射线辐射，并有星冕和星风。 |
天文学 | 天体物理学 | 瑞利-泰勒不稳定性 | 瑞利-泰勒不稳定性（ Rayleigh-Taylor instability ），在重力场中，当密度较大的液体压在密度较小的液体上面时，它们边界上一定波长的小扰动会发展成为不稳定的流动。因为重者在上、轻者在下的系统势能较大，它们要互换地位才能趋于稳定。这是由重力推动的，所以又称重力不稳定性。由此引伸，在加速度场中，如果密度较大的流体占据力势较高的地位，密度较小的流体占据力势较低的地位，那么边界上的不稳定性总是驱使密度较大的流体去占据力势较低的地位，而把密度较小的流体挤到力势较高的地位，这样才能使整个系统的势能减低。在天体物理现象中这类不稳定性是常见的。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 提丢斯-波得定则 | 提丢斯-波得定则（Titius-Bode law）是关于太阳系中行星轨道半径的一个简单的几何学规则。
它是在1766年时，由德国的一位大学教授约翰∙达尼拉∙提丢斯所提出，后来被柏林天文台的台长约翰·波得（Johann Elert Bode）归纳成了一个经验公式来表示。
这个公式可以表述为：
a＝（n＋4）÷10
其中
n＝0, 3, 6, 12, 24, 48...（n≥3时，后一个数字为前一个数字的2倍）
现代的公式把a作为行星到太阳的平均距离（天文单位）：
a＝（2n×3＋4）÷10
（n＝-∞, 0, 1, 2...）
n
天体
英文
定律解
实际距离（ＡＵ）
－∞
水星
Mercury
0.4
0.4
0
金星
Venus
0.7
0.7
1
地球
Earth
1
1.0
2
火星
Mars
1.6
1.5
3
谷神星
Ceres
2.8
2.8
4
木星
Jupiter
5.2
5.2
5
土星
Saturn
10
9.6
6
天王星
Uranus
19.6
19.2
7
海王星
Neptune
38.8
30.1
冥王星
Pluto
39.5
8
阋神星
Eris
77.2
67.8
9
2000 CR105
2000 CR105
154.0
230.1
10
2010 GB174
2010 GB174
307.6
~351.0
11
海神星
Sedna
614.8
506.2
12
?
?
1229.2
?
n带入3时，得解为2.8，但并无对应的行星，所以当时推测火星与木星中有所谓的「消失的第五行星」，之后发现谷神星，因为符合2.8AU的距离，所以一时间谷神星被列为第五行星，之后陆续发现小行星，证明并无此第五行星，于是此解便改为适用于小行星带的平均距离2.77AU。
n带入7时，得解38.8，较符合柯伊伯带的距离，柯伊伯带的矮行星冥王星（29.658～49.305AU，平均39.482AU）、鸟神星（38.509～53.074AU，平均45.791AU）、妊神星（35.164～51.526AU，平均43.335AU）大致在这个距离（上述距离为平均距离）。 |
天文学 | 天体物理学 | 禁线 | 禁线（ forbidden line ），原子在各能态间跃迁时须满足选择规则。满足选择规则的跃迁称为容许跃迁；不满足选择规则的跃迁则是禁戒的。但有些禁戒的跃迁还是可能发生的，只是跃迁概率要小得多，这种跃迁称为禁戒跃迁。禁戒跃迁产生的谱线称为禁线。禁线的表示方法是在元素化学符号外面加一方括号，并列出该禁线的波长。如二次电离氧[OⅢ]λ5007埃，表示二次电离氧原子产生的波长为5007埃的禁线。
容许跃迁的概率远大于禁戒跃迁的概率。如果从某一高能态向下的跃迁中既有容许跃迁又有禁戒跃迁，那么，从这个高能态发出的禁线就绝不可能达到较大的相对强度，通常也就观测不到。只有高能态是亚稳态(亚稳态即指在该能态的原子除了进行禁戒跃迁之外不能向低能态跃迁)时，禁线才有可能观测到。谱线的强度决定于处于高能态的原子数与跃迁概率的乘积。为了使禁线达到较大的强度，必须要求有足够多的原子停留在亚稳态。但是，处于亚稳态的原子还可以通过其他途径离开亚稳态。例如在辐射场作用下，原子可能被激发到更高的能态或被电离，原子也可能与其他粒子碰撞而离开亚稳态。在通常实验室的条件下，禁线不可能出现。只有在辐射密度和物质密度都足够小的条件下，禁线才可能有较大的相对强度。在气体星云里，这两个条件都能满足，因此禁线可以出现。在气体星云的光谱中，最强的禁线是二次电离氧[OⅢ]λλ4959、5007埃，电离氧[OⅡ]λλ3726、3729埃，电离氮[NⅡ]λ6583埃等。同样，在日冕的物理状态也极有利禁线的产生，因而在日冕光谱里出现日冕禁线。 |
天文学 | 天体测量学 | 蒙气差 | 蒙气差，专业用语，改变星光行进的路径，天文观测上叫做“蒙气差”。光由真空进入空气中时，传播方向只有微小的变化．虽然如此，有时仍然不能不考虑空气的折射效应。来自一个遥远天体的光穿过地球大气层时被折射的情景．覆盖着地球表面的大气，越接近地表越稠密，折射率也越大。
蒙气差就是因为光从星际空间进入大气而产生的折射。观测目标离地平线越近，其位置因蒙气差而产生的移动越严重。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 河鼓二 | 河鼓二（Altair，牛郎星）在天鹰座的位置
河鼓二，即著名的“牛郎星”，“天鹰座α”（α Aql/Altair），又叫“牵牛星”或“大将军”，在日文中称作“彦星”。
排名全天第十二的明亮恒星，白色。在星空观测中，是夏季大三角中的一角。它和天鹰座β星（河鼓一）、天鹰座γ星（河鼓三）的连线正指向织女星。西方称呼此星为Altair，是阿拉伯语的“飞翔的大鹫（Al nasr-l'tair:النسر الطائر）”的缩写。
位置：赤经19时48.3分，赤纬8度44分。
目录
1 概述
2 伴星
3 行星系
4 传说
4.1 东方
4.2 西方
概述
河鼓二距离太阳系16.7光年，是恒星光谱A型中的主序星。它的质量是太阳的1.7倍，直径为太阳的1.8倍，亮度是太阳的10.6倍。表面温度约7000摄氏度。
在2005年发表的一篇论文中，曾有人主张该星事实上是一颗周期为1.5小时的盾牌座δ变星。
该星与著名的天狼星存在很多相似之处：都是非常年轻的恒星（形成时间可能仅有数亿年），其内核都是由氢的核聚变反应产生的氦构成。这样的恒星，在其寿命达到35亿年左右时，由于氢原料的耗尽而向内收缩，形成红巨星，最终演化成白矮星。河鼓二星的自转速度非常高（每秒286公里，自转一周需8.9小时），因此在外形上呈现椭球形。其赤道直径是两极直径的1.14倍。
1983年、日本科学家森本雅树和平林久一起，从斯坦福大学的研究室里向河鼓二发射了无线电信号。这也是日本首次参加METI项目（Messaging to Extra-Terrestrial Intelligence），即Active SETI（主动搜寻地外文明计划）。
伴星
1978年之后，科学家观测到河鼓二是有3颗伴星的四重联星。其三颗伴星分别被命名为WDS 19508+0852B，WDS 19508+0852C，WDS 19508+0852D。但是后来发现此三者很可能是在河鼓二附近出现的不相关恒星，因此尚且有争议。该三个恒星可能是红矮星，也可能是褐矮星。2007年，NASA再次宣布：该三个恒星只是河鼓二（牛郎星）的光学伴星。目前河鼓二已经被认定为单星，不存在伴星系统。另外此三个假的河鼓二伴星视星等全部为9等以下，可以推测它们和太阳距离比较遥远。
行星系
根据哈勃空间望远镜的观测结果，目前还没有发现可观测到的类木行星。
根据科学家的推测，如果在距离河鼓二主星3.4天文单位的位置上存在类地行星的话，在该行星上很可能有液态水。但是考虑到该星系尚还年轻，该类地行星也会像最初10亿年的地球一样，处在陨石和流星不断撞击中。即便存在生命的话，只有原始的单细胞生物和细菌能够存活。
传说
东方
与天琴座的织女一，构成七夕神话中的牛郎织女。而牛郎星的两颗伴星——河鼓一（天鹰座β星）和河鼓三（天鹰座γ星）则是牛郎与织女所生的两个孩子。受古代中国文化的强大影响，该神话在东亚、东南亚及其他华人地区流传甚广，在日本民俗文化中有很高的地位。
西方
在西方的占星学中，该星象征会发生与爬行动物有关的灾害。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 流星雨 | 流星雨（汉语拼音：liúxīngyǔ），地球与流星群相遇时,短时间内出现许多流星,像下雨一样。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 喷焰 | 喷焰（ sprays ），耀斑区物质在耀斑扩张阶段中的高速抛射现象，又称耀斑喷焰。在日面边缘，有时可看到从一些耸立的明亮的小丘顶，以超过色球逃逸速度每秒610公里的高速，向外喷射物质。喷射轨道不一定是沿径向的。由于速度很高，喷射剧烈，以致不象冲浪那样具有轮廓分明的界线，而是呈碎片状喷射。此外，冲浪因受磁场限制，发射锥较小；而喷焰的发射锥较大，并且具有与耀斑本体相同的亮度，很像耀斑本体的发射。耀斑喷焰的速度超过色球的逃逸速度，因而不能象冲浪那样沿着发射出去的轨道返回太阳表面，而是射进日地空间。产生在日面上的喷焰，以急剧的运动越过耀斑区向外抛射出去，形状并不规则，在开始时亮度往往超过周围的发射，逐渐变成暗于周围的吸收。日面上喷焰的速度往往比边缘喷焰的速度小，这表明大部分喷焰的真运动轨道是垂直于太阳表面的。
日面边缘的喷焰 |
天文学 | 天体物理学 | 磁合并 | 磁合并（ magnetic annihilation ），磁场可以按照磁力线的拓扑结构分为不同的区域，磁场合并或磁合并是指磁力线随着导电介质的流动，从一个区域跨越分界面进入另一个区域时所发生的过程。在两个分界面的交线（中性线）上，磁场强度为零。在磁合并的过程中，由于电阻的作用，在中性线的邻域形成一个扩散区，流入扩散区的磁力线消失（磁力线湮没或磁湮没），从扩散区流出的磁力线将重联（原来不在同一磁力线上的流体质点联结成一条磁力线）。流动是从强磁场区到弱磁场区，减少的磁能将转换为介质的动能和热能，对于等离子体也就是转换为组成粒子的动能，包括规则的和不规则的动能。由于磁合并过程可以使磁场成为等离子体的能源，宇宙中许多过程，特别是一些爆发过程，都可能和它有关，如地球磁层亚暴、太阳耀斑等。能量转换的快慢取决于合并的快慢，一般以远处流向分界面的速度与阿尔文速度(见阿尔文波)之比，作为合并快慢的量度，叫作合并率。 |
天文学 | 天体物理学 | 克尔度规 | 克尔度规（ Kerr metric ），1963年克尔得到爱因斯坦引力场方程的一个轴对称解。它相应于不带电的轴对称旋转物体在其外部所产生的稳定引力场，它的数学形式为：
式中采用 c=1； Σ= r 2+ a 2 cos 2 θ； Δ= r 2+ a 2－ 2 GMr； A=( r 2+ a 2) 2－ Δa 2 sin 2 θ； M为物体质量； a为单位质量的角动量。克尔度规张量 gμv为： 。
当 a=0时， 克尔度规即退化为 史瓦西度规。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 银核 | 银核（汉语拼音：Yinhe；英语：Galactic Center），见银河系结构。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 弗里德曼宇宙模型 | 弗里德曼宇宙模型（ Friedmann cosmological model ），一种描述含物质和辐射但没有宇宙学常数的膨胀宇宙模型。由苏联数学家A.弗里德曼于1922年在均匀各向同性条件下解爱因斯坦引力场方程得出。1929年，E.P.哈勃发现星系退行速度与距离成正比的关系（见哈勃定律），从此以后，弗里德曼宇宙模型受到广泛的重视。凡宇宙常数Λ=0的均匀的、各向同性的宇宙模型，通称为弗里德曼宇宙，成为标准大爆炸模型的基础。 |
天文学 | 天体测量学 | 方位天文学 | 方位天文学（汉语拼音：Fang wei tian wen xue；英语：positional astronomy），天体测量学的分支学科。主要内容是研究和测定各类天体的位置、自行和视差。其内容包括：①基本天体测量学，利用地面光学仪器，通过目视或电学接收器件测定天体的位置和运动，并综合观测结果编制基本星表。②照相天体测量学，利用照相方法，通过量度底片上的星象测定天体的位置和运动，并编制照相星表。③射电天体测量学，利用射电干涉技术测量射电源的位置。④空间天体测量学，利用空间技术通过卫星等空间飞行器在外层空间测量天体的位置和运动。由方位天文学的观测所建立的各种天球坐标系是天体测量学的基础，由方位天文学所获得的各种参数是研究恒星天文学的基本资料。方位天文学也为天体力学、宇宙学、大地测量学等相邻学科提供重要资料。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 太阳运动 | 太阳运动（ solar motion ），太阳相对于本地静止标准的运动。又称太阳本动。1783年，F.W.赫歇耳分析天狼、北河二、北河三、南河三、轩辕十四、大角和河鼓二这7颗恒星的自行，认为它们的运动趋向是太阳空间运动的反映，并指出太阳朝向武仙座运动。1837年，阿格兰德尔根据390个恒星的自行资料，证实了赫歇耳的结论。
本地静止标准可以从两方面确定，它们都是以太阳为瞬时中心的参考标架。一方面是动力学静止标准，它的定义是太阳绕银心作圆轨道运动。所以，太阳附近的、具有同样公转的所有恒星，在此参考标架中都是相对静止的。另一方面是运动学本地静止标准，它使太阳附近所有恒星的空间速度平均为零，实际上是以银心为中心的本地恒星平均运动的标架。
根据观测，太阳对邻近恒星的运动速度是每秒19.7千米，朝向武仙座一点，该点1 950.0历元的天球坐标是赤经a=18h4m±7m，赤纬δ＝+30°±1°。对应的银道坐标是LⅡ=56°，bⅡ=23°。该点称作太阳向点，简称向点。在天球上与之相对的一点，称作太阳背点，简称背点。向点附近的恒星趋近太阳，视向速度在向点达极大值。背点附近的恒星渐离太阳，视向速度在背点达极大值。 |
天文学 | 天体物理学 | 光生中微子过程 | 光生中微子过程（ photoneutrino processes ），γ光子与电子e-碰撞产生一对正中微子ve、反中微子ῡe的过程。其反应为γ+e-→e-+ve+ῡe，式中右端的ve+ῡe也可推广为vμ+ῡμ，vτ+ῡτ等。用图表示如下：
这是一种电子吸收光子的电磁作用和由中介玻色子传递的弱作用组合起来的过程。这一过程的总效果是，一个光子转变为一对正、反中微子。所产生的中微子对，同物质只有弱相互作用，穿透力极强，随着中微子对的逃逸，把体系的能量带走。在星体中，随着温度的增加，高能量的光子和电子所占的比重愈来愈大，因而光生中微子的概率以及由此而引起的能量损耗也愈来愈大。理论计算表明，这个能量损耗约正比于温度的八次方。当星体内部温度达到一亿度时，光生中微子过程造成的能量损耗便成为星体演化的不可忽略的因素。同辐射中微子的其他过程比较，光生中微子在密度小于105克/厘米3、温度低于4×108度的范围内是主要过程（见电子对湮没中微子过程）。 |
天文学 | 天文学 | 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 | 太阳与太阳系 | 日冕 | X射线波段的日冕结构
日冕（汉语拼音：rimiɑn；英语：corona），太阳的最外层大气。日冕位于色球上面，亮度仅为光球亮度的百万分之一，比地面上的天空亮度暗得多，因此在地面平时看不见日冕，必须用专门的仪器日冕仪，或者在日全食时才能看见。
安装在海拔2,000米以上高山（那里天空散射光很弱）的日冕仪也只能看到从太阳边缘至大约0.3太阳半径范围的日冕。日全食时看到的日冕呈银白色，也是太阳边缘以外的投影日冕。从最好的日全食照片上，能够看到它可延伸到5～6个太阳半径的距离，但实际上它可延伸到超过日地距离。距日心5～6个太阳半径以外的日冕物质是以很高的速度向外膨胀的，形成所谓的太阳风。太阳风就是动态日冕。
日冕的温度高达100万～200万度，但密度却小于10－14克/厘米3，而且随日心距迅速下降。日冕的温度比下层大气，即色球和光球高得多，原因是有非辐射能源输入日冕，使其获得额外加热。关于非辐射能源的性质，现正在探讨之中。可在空间飞行器上用X射线观测整个太阳半球面上的日冕结构，能够看到活动区上空的日冕区中有许多亮环，非活动区的日冕则由更大尺度的弱亮环贯穿，还有一些几乎全暗黑的区域称冕洞。高温条件下的日冕物质处在高度电离状态，自由电子和各种高次电离原子倾向于沿磁力线延伸，因此日冕中的这些结构实际上反映了它的磁场分布。 |
天文学 | 天体力学 | 长期摄动 | 长期摄动（汉语拼音：Changqi Shedong；英语：secular perturbation），天体在运动过程中，除了受中心主天体的引力作用外，还受到周围其他天体、介质等等诸多因素的作用，这些作用与中心体的引力相比是很小的，因此称为摄动。
天体在摄动作用下，其坐标、速度或轨道要素都产生变化，这种变化成分称为摄动项。长期摄动是指天体的坐标、速度或轨道要素的摄动量中随着时间而单调增加或减少的部分，又称长期摄动项。长期摄动反映了天体运动轨道随时间演化的粗略规律，对于研究天体的演化过程和整个力学系统的宏观图像和稳定性有很重要的意义。18世纪以后，许多天体力学家都在研究大行星的运动轨道是否有长期摄动，并且证明，在精确到一阶、二阶小量的情况下大行星轨道大小不会有长期变化。人造天体运动理论中，长期摄动的存在与否是直接影响人造天体寿命的重要因素，例如由于地球大气阻力的长期摄动存在，可能导致人造地球卫星的轨道逐渐变小，最终落入大气层而坠毁。] |