top_category
stringclasses
1 value
sub_category
stringclasses
8 values
title
stringlengths
1
14
content
stringlengths
0
35.8k
天文学
太阳与太阳系
白光耀斑
白光耀斑( white-light flares ),一种罕见的和剧烈的太阳活动现象。太阳耀斑一般通过白光是不能观测到的,只有通过Hα线和电离钙的H、K线才能观测到。但有时在Hα线所看到的亮区中的一些更小的区域,通过白光也能看到它的突然增高现象,持续时间大约几分钟,这就是白光耀斑。自1859年卡林顿发现太阳耀斑以来,迄今只观测到30多次白光耀斑。白光耀斑通常与大耀斑对应,大多数也是发射高能粒子流、远紫外射线、硬 X射线(有时还有γ射线)以及强射电爆发的质子耀斑或宇宙线耀斑。白光耀斑的发亮区往往有两块(也有一块或多块的,每块亮区大小约为1013米2量级),其位置与典型的双带耀斑中的双带重合,而且分别位于黑子区磁场中性线(见磁合并)的两边,但靠得很近,形状很像是跨越中性线的磁流管的根部。白光耀斑发生时间与耀斑的闪光相一致,也就和硬X射线、远紫外射线以及微波射电爆发的时间一致。白光亮块消失后,有时在双带耀斑的边缘部位也出现白光增亮。同时,这种白光边缘会以每秒40公里左右的速度运动,这种现象称为白光耀斑波。 白光耀斑的发射机制尚未弄清。白光增亮与太阳脉冲式硬X射线爆发、太阳远紫外线爆发以及太阳射电爆发几乎同时发生,因此,一般认为白光发射可能是太阳的中层和高层大气(色球和日冕)的耀斑区中由粒子加速过程产生的高能粒子流造成的。很可能是能量在10~100 兆电子伏的粒子流贯穿到太阳低层大气(光球)并与光球的稠密气体碰撞而产生白光发射。
天文学
天体测量学
极移服务
极移服务(汉语拼音:jí yí fú wù),(polar motion service),用天文学的方法系统地测定、计算和提供地极坐标,直接为大地测量、地球物理、空间科学及其他国民经济、科学研究和国防建设部门服务的一项工作。早期的极移服务主要为通过天文观测确定纬度变化,并由纬度变化推算地极坐标。在原子时出现以后,1968年起国际时间局实施利用纬度和时间观测同时解算地极坐标。20世纪70年代起先后有人造卫星多普勒跟踪、月球激光测距、人造卫星激光测距、甚长基线干涉测量、全球定位系统等新技术用于极移测定,获得的地极坐标资料周期短、精度高。进行极移服务的国际机构先有国际纬度服务,后有国际时间局和国际极移服务。1988年起后两个机构改组为国际地球自转服务,同时开展时间和极移服务。
天文学
天体力学
天文动力学
天文动力学(汉语拼音:Tianwen Donglixue;英语:Astrodynamics),现代天体力学的分支。又称人造天体动力学。根据不同的研究对象,又分为人造地球卫星动力学、月球火箭动力学和行星际飞行器动力学。人造地球卫星动力学主要研究人造地球卫星在地球引力场和其他摄动因素下的运动和动力学问题。由于地球是一个密度不均匀、形状不规则的天体,因此不能看成质点,在讨论人造卫星运动时必须考虑地球形状摄动。同时,卫星运动过程中还受到大气阻力、太阳光压力以及日、月等其他天体的引力摄动,这就使得人造卫星的运动轨道十分复杂,通常都采用天体力学中的级数展开分析方法或天体力学数值方法来近似求解。月球火箭动力学主要是研究月球火箭的飞行动力学原理和运动特征,内容包括:击中月球的轨道,绕月飞行的轨道,绕地-月飞行的周期轨道,月球卫星轨道和利用月球引力等。研究月球火箭运动时,常以限制性三体问题或限制性四体问题作为简化的力学模型,主要采用天体力学数值方法直接计算月球火箭的飞行轨道。行星际飞行器是指在行星际之间飞行的人造天体,包括飞向和绕过行星的飞船,击中行星的火箭和行星的人造卫星等。行星际飞行器动力学主要是研究飞行器在太阳、地球和其他行星的引力以及大气阻力、天体形状等摄动力的作用下的运动规律和轨道变化,大都采用天体力学数值方法进行计算。
天文学
恒星与银河系
沃尔夫-拉叶星
沃尔夫-拉叶星( Wolf-Rayet stars ),温度与O和B型星(见恒星光谱分类)相近的一类特殊星,因法国学者R.沃尔夫和拉叶于1867年最先发现而得名,简称WR星或W星。这类星为数不多,截至1971年为止,在银河系中共发现127颗。在大麦哲伦云中有58颗,小麦哲伦云中有2颗,M33中有25颗。沃尔夫-拉叶星有强连续谱和强而宽的中性氦、电离氦及各次电离碳、氮、氧的发射线,氢发射线很弱,有些发射线的紫端有吸收线。从发射线的轮廓和宽度,可知有物质以每秒1,000~2,000公里的速度不断从星体流出,有时甚至高达每秒3,500公里,并在星体周围形成运动着的延伸包层(见恒星大气)。在可见光波段,大多数WR型光谱可分为氮序和碳序。氮序光谱中电离氮线占优势,记为WN;碳序光谱以电离碳和氧线为主,记为WC;但两序均有强的氦线。有些星兼有氮和碳线,记为WN-C。在大气外进行的紫外观测也发现,原来被划入WC序的船帆座γ2星,却具有WN序所特有的三次电离氮的强紫外发射线。这些都表明WN序和WC序的划分是不严格的。看来,这两序光谱的差别,不完全是由于C、N、O的含量不同,而和恒星大气中的物理条件有关。 很多WR星与O、B型星成协,这说明WR星是年轻的恒星。另外,由谱线强度的测量求得,WR星大气中氦-氢含量比超过正常星的几十倍,说明大部分氢已转变成氦,因此WR星看来已经历了氢燃烧阶段,进入了恒星演化的晚期。这一结论与WR星是年轻星的结论并不矛盾,因为从若干包含WR星的双星的研究得知,WR星的质量约为10个太阳质量。考虑到质量损失,这种星的初始质量应在20个太阳质量以上。这种大质量星演化很快,因此,它们虽然已度过大半生,但绝对年龄还是年轻的。
天文学
太阳与太阳系
环形山
环形山(craters),在月球表面、类地行星、地球本身和巨行星的许多卫星上看到的碗形凹地。极少数环形山可能产生于火山活动,但绝大多数是来自太空的固态天体(流星体)撞击行星和卫星而形成。 环形山的大小决定于撞击天体的大小。有些环形山宽阔只有1米左右,最大的环形山直径超过1 000公里。造成环形山的流星体实质上是太阳系形成过程遗留的碎片,它们因与行星和卫星碰撞而不断被清除,所以环形山的形成在碎片较多的太阳系年轻时期比较频繁,不过今天仍在继续。 在地球和金星上,大气活动(还有地质活动)造成严重侵蚀,所以只有不久前形成的环形山清晰可见(见巴林格陨星坑);在火星上,尽管大气很稀薄,最古老的环形山也已经被侵蚀干净了。但在无大气的天体上,如月球和水星。环形山形成的全部迹象都保存下来,它们的表面有很多过去40亿年间重复撞击造成的重叠环形山,其中大多数是30~40亿年前形成的。 在地球上,大气起着保护作用,它使质量小于100吨左右的流星体减速,相当多物质因与大气摩擦生热而烧掉。一个大气外质量为1 000吨的流星体在它撞击地面时将减少到300吨,典型撞击速率为5公里每秒。这样的撞击将造成一个直径150米的环形山。   更厉害的撞击也发生过,而且可能还会发生(见世界末日小行星)。一个像直径近1公里的伊卡鲁斯小行星那样大的天体撞击地球,将造成超过20公里宽、2公里深的环形山。在德国发现了一个大小与这差不多的受到侵蚀的古代环形山遗迹;在加拿大、南非和西伯利亚还发现了更大的“化石”环形山。
天文学
星系与宇宙学
马卡良星系
马卡良星系(汉语拼音:mǎ kǎ liáng xīng xì),(Markarian galaxy),一类特殊星系。苏联天文学家V.E.马卡良从20世纪60年代起用物端棱镜巡天发现了一大批颜色很蓝的星系,称为马卡良星系,马卡良星系的主要特点是具有反常强度的紫外连续谱。但它们并不构成物理性质单一的一类星系。多数马卡良星系有一个明亮的核,核就是紫外连续辐射源,这些星系大多数是塞佛特星系。少数马卡良星系的紫外连续辐射分散在整个星系内,这些星系中包括阿罗星系、金属含量低的不规则星系、大尺度的电离氢区 (HⅡ区)等。
天文学
天文学
天文动力学
天文动力学(汉语拼音:Tianwen Donglixue;英语:Astrodynamics),现代天体力学的分支。又称人造天体动力学。根据不同的研究对象,又分为人造地球卫星动力学、月球火箭动力学和行星际飞行器动力学。人造地球卫星动力学主要研究人造地球卫星在地球引力场和其他摄动因素下的运动和动力学问题。由于地球是一个密度不均匀、形状不规则的天体,因此不能看成质点,在讨论人造卫星运动时必须考虑地球形状摄动。同时,卫星运动过程中还受到大气阻力、太阳光压力以及日、月等其他天体的引力摄动,这就使得人造卫星的运动轨道十分复杂,通常都采用天体力学中的级数展开分析方法或天体力学数值方法来近似求解。月球火箭动力学主要是研究月球火箭的飞行动力学原理和运动特征,内容包括:击中月球的轨道,绕月飞行的轨道,绕地-月飞行的周期轨道,月球卫星轨道和利用月球引力等。研究月球火箭运动时,常以限制性三体问题或限制性四体问题作为简化的力学模型,主要采用天体力学数值方法直接计算月球火箭的飞行轨道。行星际飞行器是指在行星际之间飞行的人造天体,包括飞向和绕过行星的飞船,击中行星的火箭和行星的人造卫星等。行星际飞行器动力学主要是研究飞行器在太阳、地球和其他行星的引力以及大气阻力、天体形状等摄动力的作用下的运动规律和轨道变化,大都采用天体力学数值方法进行计算。
天文学
太阳与太阳系
冥外行星
冥外行星(trans-Pluto),设想中存在于冥王星轨道之外的大行星。坚信它存在的理由有:①冥王星太小,难以说明观测到的天王星、海王星轨道运动的一些反常变化。②九大行星【注】仅占太阳系很小区域,在外面应还有行星。③从彗星轨道研究中也可看出存在冥外行星的端倪。但也有许多人持否定观点:从起源演化观点看,海王星轨道外的原始星云物质已十分稀少,除了冥王星外,不可能再有大行星;天王星、海王星的不规则运动极小,可能是观测误差或其他原因造成;彗星运动可用诸如非引力效应等说明。人们寄希望于从不同方向飞出的2个先驱者探测器,它们可能将为冥外行星作出科学的判断。 【注】 1930年克莱德·汤博发现冥王星,并将其视为第九大行星。1992年后在柯伊伯带发现的一些质量与冥王星相若的冰制天体挑战冥王星的行星地位。2005年发现的阋神星质量甚至比冥王星质量多出27%,国际天文联合会(IAU)因此在翌年正式定义行星概念。新定义将冥王星排除行星范围,将其划为矮行星(类冥天体)。
天文学
恒星与银河系
银河系核球
银河系核球( bulge of Galaxy ),银河系中央的椭球状的核。核球的长轴约长3千秒差距,厚2千秒差距。由于银河系核球与太阳系之间的大量尘埃云的消光作用,难以获得它的准确图像。但根据COBE卫星的近红外观测资料,可清楚地看到扁平的中央核球(见图)。它约贡献了银河系总光度的20%。可能有一个棒,从中心延伸到2~3千秒差距。核球恒星年龄约几十亿年,平均金属丰度为太阳值的一半,有的可达太阳的3倍。核球恒星也绕银心转动,平均转动速度约100千米/秒,比盘星稍慢,且有较大的随机速度。核球面亮度的分布和椭圆星系相近,按与银心距离R的1/4次幂变化。其质光比M/L≈12,与仙女星系的核球的质光比差不多。 COBE卫星拍摄的银河系近红外图像
天文学
天体测量学
章动常数
章动常数( nutation constant ),天文常数之一。真天极绕平天极在18.6年内描绘出一个小椭圆,称为章动椭圆(见岁差和章动)。章动椭圆的中心在平天极,椭圆的长轴指向黄极方向,短轴指向春分点方向。章动椭圆的半长径称为章动常数,用N表示。章动常数可根据恒星位置或纬度的观测资料来确定。 十九世纪末,纽康总结了以前的观测资料,由27个测定值求加权平均得: 该值在1896年巴黎的国际基本恒星会议上被采纳,一直沿用至今。1976年在 国际天文学联合会第十六届大会上,通过了对于标准历元2000年的新值 N= 9 . ″2109。 目前,编制天文年历所依据的章动理论是伍拉德在1953年建立的,它是以刚体地球模型为基础的。二十世纪以来,根据观测资料得出的章动常数,都与采用值有一定差异,因为地球并不是一个刚体。1977年国际天文学联合会关于章动和地球自转的第78次讨论会,决定为修改章动常数成立一个专家工作组。这个工作组建议采用非刚体地球模型──莫洛坚斯基第Ⅱ模型代替刚体地球模型来计算章动。新建议的章动常数不再采用观测值,而是依据月地质量比、日月岁差和章动常数之间在理论上已知的关系,先求出刚体地球的章动常数,然后换算成非刚体地球的数值。对于标准历元2000年,N=9.″2044。1979年国际天文学联合会第十七届大会正式通过了这一建议,并决定于1984年正式采用。
天文学
恒星与银河系
分子云
分子云(汉语拼音:Fen zi yun;英语:molecular cloud),星际分子集结的区域。观测表明,虽然有些星际分子, 如 CO,几乎散布在所有的天区,但大多数星际分子集结成团,形成分子云。分子云通常是暗的,在光学波段看不见,温度典型值为20K,平均密度102~104个分子厘米3,中央的密度可达106个分子厘米3,质量一般为104 ~107太阳质量 ,云内有足够的尘埃屏蔽星光中的紫外线,使分子免遭破坏 。在猎户星云后面有一个巨大的分子云,它是离太阳最近的分子云之一,由小而密的核心以及延伸的低密度云两部分组成。前者的直径为0.15秒差距,密度为105个分子厘米3,质量为5个太阳质量;后者的直径至少为10秒差距,极大密度为103个分子厘米3,质量达104太阳质量。被认为是正在形成的恒星的BN天体就在猎户分子云中间,BN 天体附近还有另一个红外源,可能也包括年轻恒星或者正在形成中的恒星。
天文学
天文学
微波背景辐射
微波背景辐射(microwave background radiation),来自宇宙空间背景上的各向同性的微波辐射。又称宇宙背景辐射。1964年,美国科学家A.A.彭齐亚斯和R.W.威尔逊使用贝尔电话实验室研制的6米喇叭形接收天线测量围绕银河系的银晕气体的射电强度时,发现总有消除不了的背景噪声。这种噪声具有各向同性的特点,肯定来自宇宙空间。1965年,他们测得这些来自宇宙的波长为7.35厘米的微波噪声相当于3.5K。他们的论文发表后引起轰动,并为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。   微波背景辐射最重要的特点是具有黑体谱。测量各个波段的微波背景辐射,可以得到它的谱。由于地球大气的干扰,对于小于0.3厘米的辐射,需要利用火箭、卫星等手段才能测到。大量的观测资料表明,微波背景辐射具有温度为2.7K的黑体辐射谱,由此,它也习称为3K背景辐射。最近,宇宙背景探测器卫星的精确测量表明,背景辐射的温度为2.730K,几乎是严格的黑体谱。   微波背景辐射的另一个重要特点是它具有极高度的各向同性性质。无论是小尺度上,还是大尺度上,微波背景辐射几乎是完全各向同性的。   微波背景辐射肯定来自宇宙空间。现在普遍认为,它是宇宙早期残留下来的辐射。大爆炸宇宙学认为,宇宙经历了由热到冷的演化。宇宙早期,温度极高,辐射具有黑体谱性质。随着宇宙的膨胀,温度逐渐降低,到今天,温度应降至2.7K左右。微波背景辐射被认为是对大爆炸宇宙学的最强有力的支持之一。其他的宇宙模型,有的并未预言存在微波背景辐射,有的很难解释背景辐射。微波背景辐射的发现对现代宇宙学有着深远影响,其意义可与河外星系的红移的发现相比拟。
天文学
光学天文学
人造卫星光学观测
人造卫星光学观测( optical observation of satellite ),利用人造卫星表面反射的太阳光或卫星本身的闪光对人造卫星进行各种光学观测,包括对人造卫星进行定位观测、亮度观测和光谱观测。定位观测是通过测定卫星的位置和相应时刻,以确定卫星的轨道要素,从轨道分析中获取科学信息,或进行卫星三角测量等工作。亮度和光谱观测的目的是研究诸如卫星在空间的转动、卫星表面的变化和地球大气某些物理性质等。人造卫星多数比较暗弱,而且快速横贯天空,视轨迹和视角速度的变化都比较复杂,所以卫星光学观测仪器必须具备大视场、强光力等特性和便于跟踪的机架和控制系统,以及精度相当高的记时系统。 定位观测主要有目视和照相两种。目视用的仪器结构比较简单,操作方便,资料处理迅速,但定位精度较低;照相用的仪器定位精度较高,但结构复杂,造价昂贵,资料处理较复杂。目视定位观测分相对定位和绝对定位两种。相对定位以恒星为背景,测定卫星的赤道坐标。一般采用特制的广角望远镜(视场6°~12°),精度可达0°1~0°2,用于搜索和拦截明亮卫星。绝对定位是根据经纬仪原理测定卫星的地平坐标。采用特制的大视场跟踪经纬仪,精度可达3′~6′。有些国家还采用电影经纬仪观测卫星,它同跟踪经纬仪的区别是另有照相系统,能以视场分度线为背景拍摄卫星,最高精度可达20″。照相定位观测以恒星为背景测定卫星的赤道坐标,并精确记录相应的时刻。卫星照相机分非跟踪和跟踪两大类。非跟踪照相机有固定相机和恒动相机两种,可以达到光学观测中最高的定位精度,约1″。非跟踪照相机只能拍摄较明亮的卫星。跟踪照相机的特点是使卫星像能短暂地停留在感光底片上不动,增长曝光时间,使暗弱卫星成像。跟踪相对误差为1%时,其极限星等可比非跟踪式高5个星等。还有一种双速卫星照相机,它是利用设置在焦面前的一块平行平面玻璃板的旋转来补偿卫星像的拖曳,使卫星成点像,精度优于5″。 卫星亮度观测有目视、照相和光电观测三种。目视亮度观测包括直接用眼睛或通过目视光度计估计卫星的亮度。直接用眼睛观测是将卫星与卫星近旁已知亮度的恒星作比较,得出卫星亮度的变化规律。通过目视光度计观测时要不断改变视场中人工比较星的亮度,使与卫星的亮度始终一致,并把人工星亮度的改变情况记录在有时标的记录仪上,精度可达0.2~0.3星等。照相亮度观测是利用固定照相机,拍摄卫星和恒星拖迹,用测微光度计比较卫星和已知亮度恒星的拖痕密度,并考虑卫星像与恒星像的速差改正,得出卫星亮度的变化规律。光电亮度观测是将光电光度计放置在卫星跟踪望远镜焦点上,光电倍增管的输出信号录在有时标的照相示波器胶片上,可以得出卫星亮度的变化规律。 卫星光谱观测是利用分光元件将卫星光束色散成为光谱再进行观测的一种方法,一般采用附有物端棱镜的照相机,对卫星进行光谱的定性和粗定量观测。卫星运动的补偿可以通过照相机跟踪卫星或移动底片来实现。
天文学
天文学
天体演化学
天体演化学( Cosmogony ),天文学的一个分支,研究各种天体以及天体系统的起源和演化,也就是研究它们的产生、发展和衰亡的历史。天体的起源是指天体在什么时候,从什么形态的物质,以什么方式形成的;天体的演化是指天体形成以后所经历的演变过程。通常说的天体演化,往往也包括起源在内。 目录 1 诞生和发展 2 研究的内容 2.1 太阳系的起源和演化 2.2 恒星的起源和演化 2.3 星系的起源和演化 2.4 宇宙的起源和演化 诞生和发展 法国笛卡儿和布丰在1644年和1745年先后提出天体形成的看法。科学的天体演化学至今只有二百多年的历史。十八世纪中叶以前,欧洲在学术思想上占统治地位的仍是万物(包括天体)不变的僵化的自然观。德国哲学家康德于1755年和法国数学家拉普拉斯于1796年各自提出了太阳系起源的星云说,从而在僵化的自然观上打开了一个缺口,这对自然科学和哲学都产生了重大影响(见康德和拉普拉斯星云说)。 到二十世纪,随着科学技术的发展,不仅是太阳系,而且有关各类恒星、银河系以及河外星系的观测资料和新发现越来越多。随着理论物理学各分支的建立,现代天体物理学发展起来了。天体观测研究的新成果推动了天体演化学的发展。太阳系起源和演化的研究很活跃。在恒星的演化研究方面,取得重大突破。星系的起源和演化问题成为当前的科学前沿之一。 天体演化学是以天文学各分支学科为基础的,它依据天文学、物理学、化学、地球科学、数学等学科的理论,利用各天体层次(行星、恒星、星系)的观测资料,探讨各种天体和天体系统的演变规律,阐述它们各种特征的由来和发展。因此,不仅有天文学者,也有不少物理学、化学、地学、数学、哲学方面的学者从事天体演化的研究。 研究的内容 天体演化同物质结构和生命起源等基本理论问题有密切的关系,特别是同地球科学有更直接的关系,因此,天体演化的研究具有重要的理论与实践意义。天体演化学的研究内容包括以下几个方面。 太阳系的起源和演化 研究太阳系各类天体(主要是行星、卫星、小行星、彗星)的形成和演变,说明太阳系的现有特征,一般侧重于起源的研究。自康德提出太阳系起源的星云说以后的二百多年中虽然已有四十多种学说,但至今还没有一种完善的理论被普遍接受。困难在于我们能直接观测到的只是千千万万个行星系中的唯一的“样品”──太阳系。有关太阳系的起源和演化的学说分为灾变说和星云说两类:灾变说认为行星的物质是因为某种偶然的巨变(如另一颗恒星走近或碰到太阳,或太阳爆发)而从太阳中分出来的;星云说认为行星物质和太阳由同一原始星云形成(共同形成说)或由太阳俘获来的(俘获说)。灾变说在二十世纪上半叶盛行,现在基本上已被否定。近年来,一些星云说学者的观点逐渐接近。他们认为:太阳系是在约五十亿年前从星际云中分出的一个原始星云形成的。原始星云有自转,在自吸引作用下收缩;中心部分形成太阳,外部形成星云盘;盘中的尘粒和小冰粒沉降到赤道面形成尘层,集聚成固体块──星子;星子结合成行星和卫星等。 恒星的起源和演化 对恒星演化的认识比较一致。一般都主张弥漫说:星际云在自吸引收缩中碎裂为许多小云,各小云集聚成恒星。分子云、球状体、赫比格-阿罗天体、红外源、天体微波激射源可能是从星际云到恒星的过渡性天体。恒星完成了引力收缩阶段后,内部开始热核反应,成为主序星;再经过较长时间(太阳约为一百亿年)后变为红巨星;然后经过不稳定的变星阶段,通过爆发,由行星状星云变为白矮星,或通过猛烈的超新星爆发成为中子星;最后失去发光能力归宿到黑矮星(有人认为也可能归宿于黑洞)。恒星的质量愈大,演化就愈快。现在仍然有恒星在诞生。在恒星起源问题上,也有少数人坚持超密说,认为恒星是由超密物质转化而成的。 星系的起源和演化 也存在弥漫说和超密说。弥漫说认为,星系际弥漫物质逐渐集聚成很大的星系际云,然后分裂成较小的云,形成各种大小不同的星系集团。这种说法能够较满意地说明银河系的自转、各星族的空间分布和空间运动以及化学组成等方面的差别。超密说认为,银河系最初是超密物质,它抛出的物质形成各星族的恒星、银盘、银晕和旋臂,而余下的超密物质形成银核(见银心)。其他星系也都是超密物质形成的。超密说与大爆炸宇宙说相适应。有的学说认为星系类型序列代表演化序列(从椭圆星系向旋涡星系、不规则星系演化,或者反向演化);有的学说主张星系演化与初始条件(角动量或质量、密度等)有关。关于星系起源演化问题还没有定论,有待进一步探讨。 宇宙的起源和演化 常与宇宙模型一起在宇宙学中论述。有大爆炸宇宙学等学派。有些科学家从物质形态转化的角度看,将宇宙线起源、化学元素起源等问题也作为天体演化的课题。
天文学
太阳与太阳系
地磁场
地磁场(汉语拼音:Dicichang;英语:geomagnetic field),从地心至磁层顶的空间范围内的磁场,地磁学的主要研究对象。   人类对于地磁场存在的早期认识,来源于天然磁石和磁针的指极性。磁针的指极性是由于地球的北磁极(磁性为S极)吸引着磁针的N极,地球的南磁极(磁性为N极)吸引着磁针的S极。这个解释最初是英国W.吉伯于1600年提出的。吉伯所作出的地磁场来源于地球本体的假定是正确的。这已为1839年德国数学家C.F.高斯首次运用球谐函数分析法所证实。   地磁场是一个向量场。描述空间某一点地磁场的强度和方向,需要3个独立的地磁要素。常用的地磁要素有7个,即地磁场总强度F,水平强度H,垂直强度Z,X和Y分别为H的北向和东向分量,D和I分别为磁偏角和磁倾角。其中以磁偏角的观测历史为最早。在现代的地磁场观测中,地磁台一般只记录H,D,Z或X,Y,Z。   近地空间的地磁场,像一个均匀磁化球体的磁场,其强度在地面两极附近还不到1高斯,所以地磁场是非常弱的磁场。地磁场强度的单位过去通常采用伽马(γ),即10高斯。1960年决定采用特斯拉作为国际测磁单位,1高斯=10特斯拉(T),1伽马=10特斯拉=1纳特斯拉(nT),简称纳特。地磁场虽然很弱,但却延伸到很远的空间,保护着地球上的生物和人类,使之免受宇宙辐射的侵害。   地磁场包括基本磁场和变化磁场两个部分,它们在成因上完全不同。基本磁场是地磁场的主要部分,起源于地球内部,比较稳定,变化非常缓慢。变化磁场包括地磁场的各种短期变化,主要起源于地球外部,并且很微弱。   地球的基本磁场可分为偶极子磁场、非偶极子磁场和地磁异常几个组成部分。偶极子磁场是地磁场的基本成分,其强度约占地磁场总强度的90%,产生于地球液态外核内的电磁流体力学过程,即自激发电机效应。非偶极子磁场主要分布在亚洲东部、非洲西部、南大西洋和南印度洋等几个地域,平均强度约占地磁场的10%。地磁异常又分为区域异常和局部异常,与岩石和矿体的分布有关。   地球变化磁场可分为平静变化和干扰变化两大类型。平静变化主要是以一个太阳日为周期的太阳静日变化,其场源分布在电离层中。干扰变化包括磁暴、地磁亚暴、太阳扰日变化和地磁脉动等,场源是太阳粒子辐射同地磁场相互作用在磁层和电离层中产生的各种短暂的电流体系。磁暴是全球同时发生的强烈磁扰,持续时间约为1~3天,幅度可达10纳特。其他几种干扰变化主要分布在地球的极光区内。除外源场外,变化磁场还有内源场。内源场是由外源场在地球内部感应出来的电流所产生的。将高斯球谐分析用于变化磁场,可将这种内、外场区分开。根据变化磁场的内、外场相互关系,可以得出地球内部电导率的分布。这已成为地磁学的一个重要领域,叫做地球电磁感应。   地球变化磁场既和磁层、电离层的电磁过程相联系,又和地壳上地幔的电性结构有关,所以在空间物理学和固体地球物理学的研究中都具有重要意义。
天文学
天体测量学
秒差距
秒差距(parsec),天文学中使用的距离单位。主要用于量度太阳系外天体的距离。1秒差距定义为天体的周年视差为1″时的距离。秒差距是周年视差的倒数,当天体的周年视差为0″.1时,它的距离为10秒差距,当天体的周年视差为0″.01时,它的距离便为100秒差距,依次类推。1秒差距约等于3.2616光年,或206265天文单位,或30.8568万亿千米。在测量遥远星系时,秒差距单位太小,常用千秒差距(kpc)和百万秒差距为单位。   秒差距等于64,8000除以圆周率个天文单位。
天文学
星系与宇宙学
疏散星系团
疏散星系团( open cluster ),疏散星系团,又称不规则星系团,它们结构松散,没有一定的形状,也没有明显的中央星系集中区,相比球状星系团疏散星系团的形成时间较晚. 例如武仙星系团(The Hercules Cluster of Galaxies)。
天文学
天文学
天体的形状和自转理论
天体的形状和自转理论( theory of the figure and rotation of celestial body ),研究各种类型的天体在内外引力作用下自转时的平衡形状,以及自转轴在空间和天体内部变化规律的理论。1825年天体力学奠基完成时已建立。当时主要以大行星为背景,研究流体在自引力和自转离心力作用下的平衡形状问题。19世纪已得到很多重要结果,如在一定条件下旋转椭球体(又称为马克洛林体)、三轴椭球体(Jacobi体)、梨状体可成为平衡形状。这些结果在后来讨论行星、恒星和星系的形状问题中都要用到。20世纪50年代以后,由于观测技术、航天技术、地球科学和天文学的迅速发展,天体形状和自转的研究内容和深度都有巨大的进展。 地球的形状和自转 人造地球卫星上天后,可用几何方法和动力学方法测量地球地面的精确形状,还能精确测定地球的内部结构。由此建立了空间大地测量学,并得到广泛的应用。原子钟出现后,为研究地球自转提供了更客观的标准。现在已能精确了解地球自转速率的变化情况,有如随时间不断减慢的长期变化,以及周年变化、半年变化、季节变化等,而且常有突变。这些观测结果为建立更精确的地球模型奠定了基础。现已不再用刚体地球模型讨论地球自转,而是用弹性加上黏滞的所谓滞弹体。讨论地球自转轴方向变化情况有专门研究领域。地极移动研究地球自转轴在地球体内的变化;岁差和章动研究地球自转轴在空间中的变化。由于观测精度很高,现在正用有关地球自转的观测结果反推地壳的变动和地球的内部结构,以及大气层的活动,为地震和气象服务。 行星、月球、卫星的形状和自转 航天探测器已得到大量的观测资料,有条件对这些天体的自转、形状和内部结构进行深入研究,为此建立起新的研究领域——行星动力学:主要用动力学方法研究这些天体的形状、内部结构和自转。到现在已建立起月球、金星、火星的形状和内部结构的动力学模型;其他大行星和质量大的卫星形状已能较精确地测定。行星、月球和卫星的自转已开始用动力学方法进行研究,如水星、月球的自转周期和在轨道上的公转周期相等,可用共振理论来解释,这是轨道–自转间的共振问题。金星的情况更特殊,自转周期是224日,公转周期则为243.6日,这里也有微弱的共振,它对公转轨道或自转的影响如何,还有待深入研究。 在广义相对论框架下,已证明自转和公转之间有相互影响,这是自转理论中的新课题。
天文学
天体测量学
天体位置的相对测定
天体位置的相对测定( relative determination of position of celestial body ),将大量需要确定位置的恒星(被测星),跟少量已按绝对测定方法确定了位置的恒星一起,进行联合观测,求出二者的位置差。然后根据已知的恒星的位置,求出被测星的位置。这种观测方法称为相对测定,又称较差测定。这种方法可以用来测定大量恒星的位置,但精度不高,不能据以编制基本星表。
天文学
恒星与银河系
角宿一
角宿一(汉语拼音:jiǎo xiù yī),(Spica),室女座a,离地球275光年。是同B1IV和B3V组成双谱分光双星,轨道周期4.0145天,质量分别为10.3太阳质量和6.1太阳质量。双星轨道面和天球切面的交角为65o,光变主要由椭球效应产生。两子星中主星属仙王座b型变星,脉动周期0.1738天。
天文学
恒星与银河系
天狼
天狼( Sirius ),大犬座α。全天最亮的恒星。由甲、乙两星组成的目视双星。星表编号为:Hip32349,HR2491,HD48915。甲星是全天第一亮星,视星等为−1.44等,属于主星序的蓝矮星。乙星一般称天狼伴星,是白矮星,质量比太阳稍大,而半径比地球还小,它的物质主要处于简并态,平均密度约3.8×106克/厘米3。甲乙两星轨道周期为50.090±0.056年,轨道偏心率为0.592 3±0.001 9。天狼星距地球为8.60±0.03光年。1834~1844年F.W.贝塞尔注意到天狼星的运动。1862年美国人A.克拉克用当时世界上最好的望远镜测到天狼星的伴星,称为天狼星B。1920年W.S.亚当斯拍到了天狼星B的光谱,命名为白矮星。1930年S.钱德拉塞卡对白矮星作出理论解释。1999年10月28日钱德拉X射线卫星拍了天狼星B的像,B星比A星亮得多,B星表面温度为25 000K。天狼星是否是密近双星,与天狼双星的演化有关。天狼星A的质量为两个太阳质量,B星与太阳质量差不多。古代曾经记载天狼星是红色的,这为人们提供了研究线索。1975年发现了来自天狼星的X射线,有人认为这可能是乙星的几乎纯氢的大气深层的热辐射,有人则认为这可能是由甲星或乙星高温星冕产生的,至今仍在继续研究。 X–Ray 天狼星(亮星旁的是伴星)
天文学
恒星与银河系
反射星云
反射星云( reflection nebula ),银河星云中亮星云的一种,大都具有很不规则的形状(见星云)。1912年美国洛韦尔天文台的斯里弗发现位于昴星团周围的星云具有吸收光谱的特征,即许多吸收谱线重迭于一个连续光谱之上。对这些光谱的进一步研究,发现它们同那些位于星云内并照亮星云的恒星的光谱很相似。后来在其他一些星云的光谱中也发现有类似现象。了解到这种星云是因为散射和反射附近恒星的光而发亮的,所以称为反射星云。一个星云究竟是发射星云、反射星云还是暗星云,这同它本身的物质性质关系不大,而同它在银河系中的位置和照明星的温度直接有关。观测事实说明,这三种星云的物质组成没有明显的不同。有些星云(如北美洲星云 NGC7000)同时具有发射星云的明线光谱和反射星云的吸收光谱,成为混合型星云。反射星云的平均密度约为6×10-23克/厘米3,它们的平均银纬约为9°,离银道面比发射星云略远。反射星云的照明星的光谱型通常晚于B2型。著名的反射星云有昴星团星云(NGC1432)、仙王座星云(NGC7023)和茧状星云(IC5146)等。 金牛座昴星团(M45) 一个年轻的银河星团,恒星周围有星际尖埃,因反射星光而呈蓝色 美国海耳天文台
天文学
天文学
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
太阳与太阳系
流星
拍摄于安大略省南部一座后院天文台的这幅合成夜间影像中,狮子座流星群带着辉光划过夜空。   流星,运行在星际空间的流星体(通常包括宇宙尘粒和固体块等空间物质)在接近地球时由于受到地球引力的摄动而被地球吸引,从而进入地球大气层,并与大气摩擦燃烧所产生的明亮的光辉和余迹。一般出现于离地面80~120千米的高空,绝大多数流星相对地球的速度在11~72千米/秒,巨大的动能使它们远在到达低层大气之前就已被烧毁、气化,只有少数原来质量很大的流星才有可能有残骸落地而成为陨星。由射电观测得知,白天同样有万千流星下落,但总的说来,0~12时的流星多于12~24时,秋季多于春季。估计现在每年降落于地的流星物质有20万吨。中国古代有丰富的流星观测记录,最早的史料可追溯到鲁庄公七年(公元前687)。流星研究可提供地球高层大气的有关资料,还可利用余迹进行绝密的无线电通信。   流星有单个流星、火流星、流星雨几种。人们通常为流星赋予美好的意义,认为看到并对着流星许愿就能实现心愿。
天文学
天体物理学
原子的超精细结构
原子的超精细结构( atomic hyperfine structure ),在原子中,由核磁矩与电子磁矩之间的耦合引起的能级和谱线的微小分裂,称为原子的超精细结构。如果原子核的自旋量子数为I,电子总角动量量子数为J,则可以耦合成下列状态:F=I+J,I+J-1,…,|I-J|,F称为总角动量量子数。例如,对于23Na,I=3/2,钠原子基态S1/2的J=1/2,因此,可以形成两个超精细能级:F=1及2。对于钠的激发态,也会有超精细能级分裂,但裂距很小。23Na的超精细分裂使其两条精细结构谱线 D1及D2各自又分裂为两条很近的超精细结构谱线。图为23Na能级分裂的情况。又如中性氢21厘米谱线就是中性氢原子在它的超精细结构的子能级之间跃迁形成的。 由于核磁矩远小于电子的自旋磁矩和轨道磁矩,谱线的超精细裂距会远小于精细结构裂距(源于电子的自旋磁矩与轨道磁矩之间的耦合)。例如,对23Na、D1和D2之间的精细结构裂距为6埃,而D1(或D2)的超精细结构裂距则只有0.02埃左右。
天文学
恒星与银河系
银冕
银冕(汉语拼音:Yinmian;英语:Galactic crown),见银河系结构。
天文学
天体物理学
阿尔文波
阿尔文波( Alfvén wave ),瑞典学者阿尔文发现的一种磁流体力学波。在磁场冻结的条件下,导电流体中可以出现这种波动。处在磁场中的导电流体,在垂直于磁场方向受到一种局部扰动时,便会激发起阿尔文波。阿尔文波是振动方向与传播方向垂直的横波,有时也称为剪切阿尔文波。根据宇宙磁流体力学原理,磁雷诺数很大,在某种意义上可以看作磁力线冻结在物质上一起运动,流体好像粘附在磁力线上,可以把磁力线视作质量等于每一根磁力线上的流体质量的物质线。磁力线上存在着张力B2/4πμ,因此,可以把磁力线比作弹性弦,磁力线的波动传播可以看作与弦线的振动传播十分类似。对于普通的弦线,横向振动满足下面方程: 式中S为弦线中的张力;m为单位弦线长度上的质量。向z方向传播的波速为: 对于均匀介质和均匀磁场,类似地有如下波动方程: 式中 by为场的扰动成分: B为基态磁感应强度。 阿尔文波就是这种扰动场的传播,传播速度为: 称为 阿 尔 文速度。宇宙天体大部分均属带磁的高电导率等离子体。任何流体的扰动,都十分容易激起 阿 尔 文 波,所以它在天体等离子体现象中有重要的作用。
天文学
星系与宇宙学
隐匿质量
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
天体物理学
史瓦西度规
史瓦西度规( Schwarzschild metric ),天文学家K.史瓦西(见史瓦西父子)于1916年求得的爱因斯坦引力场方程(见引力理论)的第一个严格解。它表征球对称物体所产生的静态引力场的四维时空的度量性质。史瓦西度规的数学形式是: 式中 M为物体质量, G为引力常数, c为光速。 史瓦西度规张量gμv表示为: 在离开球体足够远( r→∞)时, 史瓦西度规即化为通常的闵可夫斯基度规(见度规)。
天文学
恒星与银河系
恒星质量
恒星质量(stellar mass),恒星最重要的物理参量之一。也是恒星结构和恒星演化的决定性因素。求恒星质量最基本的方法是利用物理双星的轨道运动。所求得的质量称为动力学质量。具体方法如下: ①目视双星有可靠的视差,可应用开普勒第三定律,由轨道半长轴的真长度和轨道周期算出两子星的质量和,再由两子星离公共质心距离的比值得知两子星的质量比,进而求出每一子星的质量。如用这种方法求得的天狼甲、天狼乙两星的质量分别为2.143和1.053太阳质量。 ②双谱分光双星已得分光解,而这对双星又是食双星,并已知其测光解中的轨道倾角,进而可求得两子星的质量。用此方法求得的食双星大陵五甲、大陵五乙两星的质量分别为3.7和0.81太阳质量。 ③双谱分光双星已得分光解,而这对双星又是干涉双星,并已知其轨道倾角,由此可求得两子星的质量。用此方法求得的角宿一甲、宿一乙两星的质量分别为10.9和6.8太阳质量。 ④双谱分光双星分光解加上由偏振观测所得轨道倾角进而也可得出两子星的质量。如Plaskett星(HD47129=HR2422,麒麟座中的一个6等星)的质量就是这样推算出来的。求恒星质量的其他方法还有:利用已知半径的白矮星的引力红移量求白矮星的质量;根据真半径和表面重力加速度推算恒星的质量(即分光质量或称大气质量);根据恒星的质量和光度的统计关系(质光关系),从光度估计质量;利用恒星在赫罗图上的理论演化轨迹估计恒星质量(称为“演化质量”);对已知真半径的脉动变星,可由脉动周期估算平均密度,从而得出质量(称为“脉动质量”)。但这些方法都不如动力学质量方法可靠。 许多恒星的质量数据至今还很不可靠或精度甚低,这包括大角、老人、织女一、河鼓二、参宿四、心宿二等亮星。要编出规模可观的精确的恒星质量表还需要做很多工作。恒星质量的范围大约是在百分之几个太阳质量(如某些红矮星,特别是物理双星的子星)到120个太阳质量之间,有时可能更大,但大多数恒星的质量在0.1~10个太阳质量之间。1978~1979年有人综合X射线双星的资料得出其中中子星平均质量为1.6±0.3太阳质量。恒星的质量范围比光度和直径范围小得多。一些恒星的质量随着时间而变化。除了热核反应把质量不断转变为辐射能以外,许多恒星还因大气膨胀或抛射物质而不断损失质量。新星、再发新星发亮时抛出质量,超新星爆发后质量可能大大减少。密近双星有时一颗子星的质量会逐渐转移到另一颗子星上去。
天文学
天体力学
二体问题
二体问题( two-body problem ),研究两个质点在万有引力作用下的运动规律。二体问题是天体力学中的一个基本问题。 J.开普勒仔细分析了丹麦天文学家第谷·布拉赫多年的观测资料,在研究火星绕太阳运动的基础上总结出描述行星运动的三大定律。I.牛顿随后提出的万有引力揭示了产生这些运动现象的原因。从万有引力和牛顿第二定律出发,用数学方法可以严格证明开普勒三大定律,于是二体问题得到彻底解决。二体问题的解是研究行星绕太阳,航天器绕中心天体运动的近似解,是进一步研究更复杂的天体运动的基础。航天器受到中心天体的吸引力,把这个引力看成质点引力时,航天器围绕中心的运动问题就是二体问题。由于航天器质量远比中心体质量小,人们将这种问题称为限制性二体问题。 航天器的运动情况也可近似地用开普勒定律来描述:①航天器运动始终在一个平面内,这个平面称为轨道平面,中心体的质心在这个平面内。根据航天器轨道速度大小和方向不同,航天器围绕中心体质心的轨道可以是圆、椭圆、抛物线或双曲线。中心体质心位于这些曲线的一个焦点上,这些轨道统称开普勒轨道。②航天器与中心体质心的连线在相同的时间里扫过的面积相同。它反映航天器在轨道上各点运动速度之间的比例关系,离中心体越远航天器速度就越小。③航天器在椭圆轨道上运行时,运行周期的平方与轨道半长轴的立方成正比。它给出运行一周的时间与轨道大小的关系。在二体问题中,只要知道两个天体在初始时刻的位置和速度,就可以计算出两天体在任意时刻的位置和速度。
天文学
太阳与太阳系
火星运河
火星运河,在19、20世纪之交,火星曾经是科学和科幻共同钟爱的大热门。首先是望远镜开启了人们对火星的科学热情和幻想热情,发端于19世纪末期的关于“火星运河”的观测和报道可以说是这两者的结合。“运河”的存在被认为是“火星文明”的产物。 法国业余天文学家弗拉马利翁在他的私人天文台做了大量火星观测,他宣称发现了60余条“火星运河”和20余条“双运河”。美国富翁洛韦尔在亚利桑那州建立了一座装备精良的私人天文台,用15年时间拍下了数以千计的火星照片,在他绘制的火星表面图上,竟有超过500条的“运河”!他先后出版了《火星》《火星和它的运河》《作为生命居所的火星》等书,坚信火星上有智慧生物。 随着望远镜越造越大,人们终于知道“火星运河”纯属子虚乌有,火星只是一个表面干燥、几乎没有大气(大气浓度仅为地球的0.8%)的荒凉星球,地球生物很难在这样的环境中生存,当然也就很难想象“火星文明”了。1898年威尔斯的小说《星际战争》开启的关于火星人的故事,逐渐趋于沉寂。
天文学
太阳与太阳系
无电流场
无电流场( current-free field ),若磁场的旋度为零,则这个磁场称为无电流场,又称势场。无电流场是无力因子α为零的无力场的一种特殊情况。其磁场能量处于最低能态,磁力线无扭曲。目前日冕磁场的实测数据很少,几乎完全依赖于理论计算。虽然大于2.5个太阳半径R⊙的日冕区,由于太阳风对磁场的扰动,不能认为是势场,但对于小于2.5R⊙的内冕区及其中的活动区精细结构而言,至少可近似地看作势场。特别对小尺度日冕磁场结构,如冕流和极羽、日珥甚至冲浪,计算结果和观测资料都比较符合。这也说明,一般的日冕扰动是缓慢演化的,能持续几天或更长的时间,在短时间的电流出现并消失以后,立即又恢复到势场形态。甚至在耀斑发生并把日冕低层和色球高层的扭曲磁场的能量急速释放之后,日冕磁场又立即恢复到无电流状态。所以,只要活动区不是处于急剧上升或急剧下降阶段,势场模型还是适用的。 计算结果表明,只有在相当大的日冕电流影响下,日冕磁场才会与势场有较明显的偏离。因此,日冕势场形态和日冕密度结构的一致,并不排除在小于2.5R⊙的日冕低层和色球区域内可以存在不大的电流。
天文学
天体测量学
协调世界时
协调世界时(汉语拼音:Xietiao Shijie Shi;英语:Coordinated Universal Time),以原子时秒长为基础,在时刻上尽量接近于世界时的一种时间计量系统。简称协调时。由于地球自转长期减慢,世界时的时刻比原子时的时刻逐渐滞后,两者之差逐年积累,造成实用的不便。国际上规定,为保持这两者时刻差在±0.9秒以内,必要时协调世界时跳动1秒,即增加或减少1秒(称闰秒)。规定跳秒可以发生在3月31日、6月30日、9月30日或12月31日23时59分60秒前后。何时进行跳秒由国际地球自转服务综合处理全世界测时资料后决定并通告。当前全世界民用时指示的时刻就是协调世界时;世界上授时台发播的时号大部分是协调世界时时号。
天文学
天体测量学
国际极移服务
国际极移服务( International Polar Motion Service ),研究极移和提供地极坐标的国际性机构,简称IPMS。为了改进国际纬度服务(ILS)的工作,1960年在赫尔辛基召开的国际大地测量和地球物理联合会(IUGG)第十二届大会和1961年在伯克利召开的国际天文学联合会(IAU)第十一届大会分别作出了决议:将原有的国际纬度服务改组并扩大为国际极移服务,其中央局从意大利迁到日本的水泽国际纬度站。它的具体任务是,除继续做好ILS的传统工作外,广泛利用世界各地的测纬测时资料来计算和发表地极坐标并研究极移。根据这项决议,1962年3月在日本水泽国际纬度站正式成立IPMS组织。开始有18个国家参加(有30台仪器),目前已发展到20多个国家(约有60台仪器)。从1962年开始,IPMS出版月报和年报。月报发表参加IPMS的各个台站的测纬资料和地极坐标初值,年报发表各台站的详细结果和地极坐标采用值,并介绍计算方法和有关情况。从1974年起,年报开始提供归算到国际习用原点(CIO)的三种坐标值:①仅用五个ILS站的观测资料计算的(x,yILS);②用参加IPMS的各台站的纬度观测值计算的(x,y)IPMS,L;③用参加IPMS各台站的测时和测纬结果联合解算的(x,y)IPMS,L+T。
天文学
太阳与太阳系
月质学
月质学(汉语拼音:Yuezhixue;英语:Selenotectonics),研究月球的物理特性、物质结构、化学组成、地质构造及其起源和演化的天文学分支学科。诞生于20世纪50年代末。1959年苏联月球2号在月面硬着陆,月球3号揭开月背的奥秘使这新兴学科有了研究的可能。在1966~1976年,苏联和美国分别有8个和5个探测器在月面软着陆,美国的阿波罗飞船6次将12人送上月面,这些都大大推动了月质学的飞速发展。宇航员在月球上开井挖沟、制造月震 、采集岩石与土壤,放置各种仪器,进行了几十项科学实验。基本上探明了月面各种地形的生长年代及演化历史,发现了60多种矿物,其中6种是地球上不存在的,还发现了只有正面才有的12个质量瘤(或称月瘤),也分析了月球内部的分层结构,对月球的起源也提供了可靠的科学依据。
天文学
光学天文学
太阳摄谱仪
多波太阳摄谱仪光路图 太阳摄谱仪( solar spectrograph ),拍摄太阳光谱的光学仪器。一般采用平面衍射光栅作为色散元件。准直镜和成像镜焦距在10米左右,光栅线色散一般为5~13毫米/埃,也有小到1毫米/埃的。由于太阳辐射非常强,入射狭缝可以开得很窄,光谱分辨率接近光栅分辨本领的理论值,因此,可用来研究太阳光谱的精细结构。太阳摄谱仪采用的光学系统主要有:①经典的埃伯特-法斯蒂系统:准直镜面和成像镜面严格地在同一球面上;光栅同镜面间的距离等于镜面焦距的0.84倍时,光谱焦面是平面。②利特罗系统:一种自准直系统,准直镜和成像镜是同一组双合消色差透镜,光栅的衍射角与入射角相差很小,结构简单,大多用于垂直式摄谱仪。③二次色散摄谱仪:在成像镜第一次成像的焦面处安置中间狭缝,只让一小段需要的光谱通过,利用适当光学装置,使它返回成像镜,并经光栅再色散一次,由准直镜成像,并进行照相和光电记录。采用这种装置的主要目的是消除大部分散射光,以获得高纯度光谱,同时,可将线色散增大一倍。④多波段摄谱仪:水平放置,光栅一般是不转动的,各个波段的成像镜和底片盒沿色散方向布置可同时拍摄若干个波段的太阳光谱。 为了观测太阳光谱的精细结构,必须尽量减小甚至消除摄谱仪内部气流对光谱成像的不良影响,为此,可将摄谱仪内部抽成真空。放置多波段摄谱仪的仪器室,在建筑结构上需采取隔热、空调措施,使室内温度均匀,而且日变化很小。此外,在准直镜与诸成像元件之间设置挡光板,以减小散射光。由太阳摄谱仪衍生的仪器有:①太阳分光仪:在光谱焦面上安置由出射狭缝和光电倍增管构成的光电头,沿色散方向扫描测量谱线轮廓;②太阳单色光照相仪和太阳照相磁像仪;③太阳光电磁像仪等等。
天文学
恒星与银河系
巴纳德星
巴纳德星(拼音:bā nà dé xīng),(英语:Barnard's star),E.E.巴纳德发现的自行(10″.31 )最大的恒星。 相关数据   星号为BD+4°3561。距离地球5.9光年,是除半人马座比邻星以外,是离地球最近的恒星。它是一个M5V型红矮星,目视星等9.54等,切向速度90千米/秒,视向速度- 108千米/秒。   巴纳德星的年龄介于70亿至120亿年之间,不仅比太阳古老,天文学家还认为它可能是银河系中最古老的恒星[9]。它已经失去了大量的转动能量,光度的周期变化显示巴纳德星自转一周需要130天(相较之下太阳只需要25天)。因为巴纳德星是一颗古老的恒星,所以长久以来都被假设是一颗休眠期中的恒星,但是天文学家在1998年观测到一个强烈的恒星耀斑,所以巴纳德星其实是一颗耀星。巴纳德星也是一颗变星,标示为蛇夫座 V2500。 自行运动   自行运动是天体在天球上对应的横向速度(相对太阳的“横向”移动),巴纳德星的自行速度是90公里/秒,相当于每年在天球上移动10.3弧杪,所以这颗恒星在人的一生中可以移动四分之一度,相当于满月视直径的一半。   巴纳德星的径向运动朝着太阳接近,所以天文学家可以观测到蓝移。目前有两份星表列出巴纳德星的径向运动数值:SIMBAD是每秒106.8公里;ARICNS是每秒110.8公里。天文学家将这些测量值与自行运动一起考虑后,认为它在太空中朝着太阳的相对速度是每秒139.7公里或142.7公里。天文学家根据巴纳德星朝向太阳移动的速度推算,它将在西元9,800年时最接近太阳,届时距离为3.75光年,但是当时最接近太阳的恒星是比邻星,因为它将会移动到比巴纳德星还要更接近太阳的位置。令人失望的是届时这颗星依然很黯淡,视星等只有8.5等,裸眼仍然看不见它,之后它又将稳定的远离太阳。   巴纳德星的质量大约是太阳质量的14%[4],半径是太阳的15-20%。虽然它的质量大约是木星质量的180倍,但是半径只比木星大1.5至2倍,所以这颗恒星与一颗棕矮星的大小相当。它的有效温度是3134(±102)K,视亮度是太阳亮度的4/10000,总亮度相当于34.6/10000。因为它是如此暗淡,如果把它放在太阳的位置,巴纳德星的亮度也只有满月的100倍,与站在距离太阳80天文单位的位置来观测太阳相当。 行星系争议   天文学家Peter van de Kamp在1963年发表对巴纳德星自行运动扰动现象的观测与分析,推测它可能有一颗大小约等于木星的行星以24年为周期绕其运行,当时曾获得多数天文学家的同意。但到80年代当收集的数据越来越多,发现许多矛盾后,这个结论开始有争议,目前普遍认为当年的推论是错的。   新的分析认为巴纳德星有两颗行星;其中一颗行星的轨道周期为11.7年,轨道半长轴约2.7天文单位,质量约为木星的0.8倍;另外一颗星则为20年、3.8天文单位和约0.4倍。如果这些资料是正确的,则这将是用天体照相测量法找到的第一个包含有类行星的行星系。这些观测需要极精确而长期的测量,所以对它们的推论还只是暂时的。 无论最终结果如何,从某种意义上说,我们确实已经发现了巴纳德星运行在同一轨道面上的行星系,只是更确切的证实还有待于今后的研究。
天文学
天体测量学
光年
光年(英文:light-year),天文学中使用的距离单位。记为ly或l.y.,主要用于量度太阳系外天体的距离。1光年定义为光在真空中经历一年所走的距离。真空中光速c=299792.458千米/秒,故1光年约等于9.4607万亿千米,或5.8786兆哩,或6.3241万天文单位,或0.3066秒差距。离太阳最近的恒星(半人马座比邻星)与太阳的距离为4.22光年。银河系的直径约10万光年。人类所观测的宇宙深度已达到150亿光年。   光年等于光速乘以儒略年的秒数,即2,9979,2458m/s×365.25d×24h/d×60m/h×60s/m=9460,7304,7258,0800m,它是精确值。与光年(ly)同一系列的距离单位还有光周(lw)、光日(ld)、光时(lh)、光分(lm)、光秒(ls)等。   1光年=9460,7304,7258,0800米≈9461兆米≈0.9461京米   1光季=2365,1826,1814,5200米≈2365兆米≈0.2365京米   1光月=788,3942,0604,8400米≈788兆米   1光周=181,3144,7859,8400米≈181兆米   1光日=25,9020,6837,1200米≈26兆米   1光时=1,0792,5284,8800米≈1兆米   1光分=179,8754,7480米≈180亿米   1光秒=2,9979,2458米≈3亿米
天文学
光学天文学
卡塞格林望远镜
卡塞格林望远镜(Cassegrain telescope),由两块反射镜组成的一种反射望远镜,1672年为卡塞格林所发明。反射镜中大的称为主镜,小的称为副镜。通常在主镜中央开孔,成像于主镜后面。它的焦点称为卡塞格林焦点。有时也按图中虚线那样多加入一块斜平面镜,成像于侧面,这种卡塞格林望远镜,又称为耐司姆斯望远镜。 卡塞格林望远镜中,副镜不仅将像由F1移至F2,而且将它放大,副镜的放大率通常为2.5~5倍,由于主镜的相对口径一般为1/2.5~1/5,变为卡塞格林望远镜后,相对口径常为1/7~1/15,但也可以超出这个范围。例如,有些校正场曲的卡塞格林望远镜,副镜与主镜的表面曲率半径相等,副镜的放大率仅约1.6倍;也有的卡塞格林望远镜副镜是平面镜。此外,反射望远镜中的折轴望远镜,从光学系统来说,也是一种卡塞格林望远镜,由于要将像成到很远处,副镜的放大率常达到10倍以上。 卡塞格林望远镜的主、副镜面,可以有种种不同的形式,光学性能也随之而不同。主要的形式有:①主镜是旋转抛物面的,常称为经典的卡塞格林望远镜。根据圆锥曲线的光学性质,副镜只要是以F1、F2为两焦点的旋转双曲面,则原来无球差地会聚到F1点的光线,经过这种副镜反射后,将无球差地会聚到F2点。但这种望远镜有彗差,也有一定的像散和场曲。一个主镜相对口径1/3、卡塞格林望远镜相对口径1/8、像成在主镜后面不远处的系统,在理想像平面(近轴光的像平面)上,若要求像的弥散不超过1″,可用视场直径约为9′。②平行于光轴的光满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜,近似地说,也就是消除了三级球差和彗差的卡塞格林望远镜,称为里奇-克列基昂望远镜,简称R-C望远镜。③主镜是球面的,为了消除球差,副镜近似于旋转扁球面。这种望远镜的优点是主镜加工比较容易,使用上的特点是可以去掉副镜,在主镜球心处加上改正透镜,转换成施密特望远镜。德意志民主共和国陶登堡史瓦西天文台反射镜口径2米的望远镜,就是这种类型的。这种望远镜的彗差很大,可用视场很小。主镜相对口径为1/3、卡塞格林望远镜相对口径为1/8、像成在主镜后面不远处的这种望远镜,若要求像在理想像平面上的弥散不超过1″,则可用视场直径约为1ḷ3。④副镜是球面的,为了消除球差,主镜近似于旋转椭球面。这种系统的优点是容易制造,副镜的调整简单。其像差大小介于抛物面主镜和球面主镜之间(较接近抛物面主镜)。各种卡塞格林望远镜需要较大的视场的工作时,常在焦点前加入像场改正透镜。 在卡塞格林望远镜焦点处可以安置较大的终端设备,并不挡光,且观测操作也较方便。对于一个兼具有主焦点系统、卡塞格林系统和折轴系统的望远镜,卡塞格林望远镜的相对口径是中等的,它适用于作中等光力、较大比例尺的照相和其他工作,一般在这里进行的主要工作有较大光谱仪的分光观测、直接照相和像增强器照相、光电测光和红外观测等。
天文学
天体测量学
天文地球动力学
天文地球动力学(汉语拼音:Tianwen Diqiu Donglixue;英语:Astrogeodynamics),天体测量学的分支学科。用天文手段研究地球的各种运动状态及其力学机制。天文学与地学之间的一门边缘科学。地球的运动状态受到地球各圈层的物质运动、地球的内部结构和物理性质、地球各圈层间的相互作用、地磁场和重力场的结构及其变化等因素的制约,其主要表现为自转轴方向既在空间变化(岁差和章动),也在地球内部移动(极移),以及自转速率变化。   主要研究课题有:①地球自转的变化规律和机制。包括实际测定极移和反映自转速率和日长变化的世界时,以及从理论上研究大气环流、地球物质的季节性迁移、海潮和固体潮等因素对自转速率的影响,研究地极运动的频谱结构、自由摆动的激励机制、外力和地球本身的各种因素对极移的影响等。②板块运动的测定及规律。通过甚长基线干涉测量测定测站间的相对位移,精度可达厘米级,已足以检测各大板块间的相对漂移,为板块运动规律及其机制的研究提供了实测依据。③固体潮和地球弹性参数的确定。弹性地球在日、月引力矩作用下产生潮汐现象,固体潮与地球的弹性性质有关。海潮和固体潮都对自转运动有影响。④地球内部结构对地球运动的影响。弹性地幔、液态外核和固态内核都对章动和极移有影响。⑤数据处理和数学模型。包括观测误差的研究、有效信息的提取、频谱分析、数学模型的确定等。20世纪60年代以来,空间、激光、射电技术的发展促使实测精度飞速提高,从而提出了新的课题,如章动和极移研究对更精细的地球结构模型的要求,观测处理模型中对广义相对论效应的考虑等等,推动理论工作更深入地向前发展。
天文学
天体力学
宇宙速度
宇宙速度(汉语拼音:Yuzhou Sudu;英语:Cosmic Velocity),从地球表面向宇宙空间发射人造地球卫星、行星际飞行器和恒星际飞船所必需具备的最低速度。宇宙速度通常分为3类: 第一宇宙速度 指从地球表面向宇宙空间发射人造地球卫星所必需的最低速度,其值为7.9千米/秒。当人造天体的运动速度到达第一宇宙速度时,它将绕地球作圆周运动,故这个速度又称 为绕地球运动的圆周速度或环绕速度。 第二宇宙速度 指从地球表面向地宇宙空间发射行星际飞行器所需要的最低速度,数值为11.2千米/秒。一旦人造天体达到这一速度后,它将脱离地球引力场沿抛物线轨道飞向其他行星。因此又称第二宇宙速度为脱离速度或逃逸速度。 第三宇宙速度 指从地球表面向宇宙空间发射恒星际飞船所必需的最低速度,其值为16.7千米/秒。当人造天体的速度达到这一值并且沿着与地球公转运动方向一致的运动轨道运行,这样就能充分利用地球的公转速度,从而克服太阳引力场的作用而脱离太阳系飞向其他恒星。
天文学
光学天文学
非物端光栅
非物端光栅( non-objective grating ),物端光栅是置于望远镜入射光瞳处的一种透射光栅,作用同物端棱镜相似,装在小口径望远镜物镜前端。非物端光栅是指大望远镜中被置于离焦面不远的会聚光束中的定向光栅,这种光栅产生正彗差,而棱镜则产生负彗差,所以将光栅刻制在棱镜面上,以便适当地互相抵消;同时把彗差为零的位置移到所需波段的中点,以便尽量减小彗差的影响。非物端光栅尺寸小,重量轻,使用直接照相的底片盒,操作简单,而且具有定标用的零级光谱,目前被广泛应用于大口径反射望远镜。
天文学
天文学
恒星内部结构理论
恒星内部结构理论( theory of stellar interior structure ),理论天体物理学的一个分支。它的主要内容是:①研究恒星内部的物态,如温度、密度和压力等由中心至表面的分布情况;②探讨恒星内部输送能量以及维持温度梯度的物理机制;③确定能源和维持恒星不断辐射的不可逆过程;④推测恒星内部的化学成分和元素分布情况;⑤根据获得的知识,研究恒星的演化和元素的合成。 恒星是相当稳定的炽热气体球结构,处于流体静力学平衡状态,寿命在几百万年到上百亿年之间。研究恒星内部结构要求解质量、动量和能量守恒的三个联立微分方程和一个产能的微分方程。一般取向径为自变量,压力、质量、光度为因变量。在恒星内部,能量的传输主要是由辐射或对流两种机制来完成的。当辐射温度梯度超过绝热温度梯度时,解能量传输问题采用对流传能的微分方程;情况相反时,则采用辐射传能的微分方程。此外,还用物态方程联系压力、温度和密度。由热核反应确定的产能率也同温度、密度和化学成分有关。由各元素的吸收系数合成的不透明度出现在辐射转移微分方程中,控制传能的快慢。不透明度是温度、密度和化学成分的函数。建立恒星内部结构模型,需采用数字积分方法。通常先假定恒星质量和化学组成为已知量。数字积分可分为核心积分和包层积分两部分。核心积分从恒星中心开始,向外积分到某一点;包层积分从恒星表面开始,向内积分到同一点,并使核心积分和包层积分在交界点处镶合。即在镶合点上保证各物理量的连续性,在镶合过程中可以对一系列参数(如中心温度、中心压力、光度半径等)的尝试值进行调节和确定。 太阳是离我们最近的一颗恒星,它的质量、光度、半径、表面温度和化学成分已有较精确的数据。应用质子-质子反应和碳氮循环作为产能的机制,求解太阳的内部结构,得到太阳的中心温度为1.5×107K,中心密度为160克/厘米3。所采取的原始的化学成分,按重量计,氢为0.71,氦为0.27,其他重元素为0.02。由于氢聚变为氦,从0.2半径的层次起氢含量从0.71向内逐层减小,中心值是0.36,在0.2半径的球内包含总质量的60%。质子-质子反应产生总能量的90%以上。由于问题复杂,根据不同模型的计算结果,相差可达10%。 恒星内部结构主要由它的质量、化学成分和演化阶段(即年龄)来决定。在主星序阶段(见赫罗图)的星族I恒星的内部结构主要由质量来决定。质量大于1.70M嫯(太阳质量)的星,外部对流层(见太阳对流层)的影响可以忽略不计,可看作完全是辐射层,而中心部分有对流核心。质量在0.8~1.7M嫯范围内的恒星,外部有相当大的对流层,而中心部分的对流核心随质量的减小而减小。太阳内部从对流层底层到中心完全是辐射层。这和产能方式有关。大质量恒星的中心温度高,产能机制主要是碳氮循环,产能率和温度的高次方成正比。温度梯度高,导致对流,质量大于2M嫯的恒星属于这种类型。质量小于0.8M嫯的恒星计算结果较少,一般认为外部的对流层向内深入。对于0.64M嫯的恒星,外部对流层厚度可达半径的1/3;对于0.08~0.27M嫯的星,对流层可以一直延伸到中心。恒星内部结构和它的中心温度、密度和化学成分决定恒星中以哪种热核反应起主导作用,而一旦新的热核反应发生,又转而影响、甚至决定恒星的结构和演化。此外,还可以就不同元素氢、氦、碳、氧等燃烧阶段来讨论恒星的内部结构。 恒星内部结构理论能说明赫罗图上恒星的分布和演化以及元素的合成和演化,还可以阐明各种星团赫罗图的意义,确定它们的年龄和距离,对于了解恒星的本质和演化,有很大作用。不过,恒星内部结构理论也有某些不足之处。由于问题的复杂性,在理论和计算上都不得不采取一些近似和简化方法,因而结果往往不够精确。
天文学
星系与宇宙学
微波背景辐射
微波背景辐射(microwave background radiation),来自宇宙空间背景上的各向同性的微波辐射。又称宇宙背景辐射。1964年,美国科学家A.A.彭齐亚斯和R.W.威尔逊使用贝尔电话实验室研制的6米喇叭形接收天线测量围绕银河系的银晕气体的射电强度时,发现总有消除不了的背景噪声。这种噪声具有各向同性的特点,肯定来自宇宙空间。1965年,他们测得这些来自宇宙的波长为7.35厘米的微波噪声相当于3.5K。他们的论文发表后引起轰动,并为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。   微波背景辐射最重要的特点是具有黑体谱。测量各个波段的微波背景辐射,可以得到它的谱。由于地球大气的干扰,对于小于0.3厘米的辐射,需要利用火箭、卫星等手段才能测到。大量的观测资料表明,微波背景辐射具有温度为2.7K的黑体辐射谱,由此,它也习称为3K背景辐射。最近,宇宙背景探测器卫星的精确测量表明,背景辐射的温度为2.730K,几乎是严格的黑体谱。   微波背景辐射的另一个重要特点是它具有极高度的各向同性性质。无论是小尺度上,还是大尺度上,微波背景辐射几乎是完全各向同性的。   微波背景辐射肯定来自宇宙空间。现在普遍认为,它是宇宙早期残留下来的辐射。大爆炸宇宙学认为,宇宙经历了由热到冷的演化。宇宙早期,温度极高,辐射具有黑体谱性质。随着宇宙的膨胀,温度逐渐降低,到今天,温度应降至2.7K左右。微波背景辐射被认为是对大爆炸宇宙学的最强有力的支持之一。其他的宇宙模型,有的并未预言存在微波背景辐射,有的很难解释背景辐射。微波背景辐射的发现对现代宇宙学有着深远影响,其意义可与河外星系的红移的发现相比拟。
天文学
天文学
银河系自转
银河系自转( Galactic Rotation ),银河系中的恒星和气体围绕银心在平行于银道面的近圆轨道上所作的整体旋转运动。这种旋转运动在旋涡星系和透镜星系中最为明显。在某些(但非全部)椭圆星系和不规则星系中也可看到,它维持着星系结构以对抗进一步引力坍缩。 银河系的较差自转曲线 研究银河系自转可利用恒星的光学观测资料,如视向速度、自行等。但这种方法只能适用离太阳不超过3~4千秒差距的范围;离太阳更远时需根据中性氢21厘米谱线的多普勒位移,求得氢云的视向速度,从而推出银河系的自转速度。自转速度随银心距的变化称为自转曲线。从银心附近为零开始,1千秒差距处增加到150千米/秒,到太阳附近达220千米/秒,以后保持恒定直到数十千秒差距的观测极限。线速度恒定要求角速度由内向外减小,这种情形称为较差自转。1927年,荷兰天文学家J.H.奥尔特引进了两个参数来描绘太阳附近银河系的较差自转。它们分别是:奥尔特常数 A=+14.8±0.8千米/(秒·千秒差距),B=−12.4±0.6千米/(秒·千秒差距),A–B给出在太阳处银河系的自转角速度,相应的自转周期约为2亿年。 由自转曲线可根据动力学求得星系的物质密度分布和总质量。观测表明,许多旋涡星系的自转曲线都像银河系一样,直到远超出光学可见区的距离仍保持平坦,提示这些星系周围存在着大质量的暗物质晕。
天文学
天体测量学
大距
大距( greatest elongation ),是从地球看出去,行星和太阳的最大夹角。通常用在形容水星或金星和太阳的夹角。 地内行星(水星和金星)以会合周期为周期,往来于太阳的东西两侧,它们在太阳以东或以西的距角,有一定的限度:其最大的距角称为“大距”。那是观测地内行星最有利的时机。分东大距和西大距。东大距时,地内行星以日没以后出现在西方天空:反之,西大距时,于日出前出现在东方天空。水星和金星的大距,分别为“28度”和“48度”。这个角度的大小决定于地内行星对于太阳的距离和日地距离。大距通常是观测内地行星最清楚的时刻,因为行星距太阳较远,不受太阳光的影响。
天文学
恒星与银河系
气壳星
气壳星( shell star ),具有气壳光谱的热主序星。其光谱型通常在B~F范围内(见恒星光谱分类)。气壳光谱的主要特征是存在锐而深的氢、中性氦以及一次电离硅、铁、钛等吸收线。同时还具有强的发射线。光谱的不规则变化表明气壳在活动,而且部分吸收线的轮廓并不对称。有的气壳星谱线的长波端陡峭上升,而短波端平缓上升;有的气壳星谱线情况相反。气壳的形成过程大概是这样的:星体快速自转,引起星体的不稳定,于是物质从星体抛射出去,在星体周围形成气壳。著名的气壳星有天秤座48、金牛座ζ、金牛座28等。
天文学
星系与宇宙学
星系的质光比
星系的质光比( mass-to-light ratio of galaxies ),星系质量和光度的比值,通常以太阳质量和太阳光度为单位。通过对双重星系(见星系成团)的观测,可求出各种不同类型的星系的质光比。计算质光比,必须知道星系的距离,而星系群的星系团距离的测定,往往与哈勃常数H密切相关。所以,要先明确H值的选取。当H=50公里/秒·百万秒差距,旋涡星系的质光比M/L≈2~15,椭圆星系的M/L≈50~100。这样,根据星系的光度资料,就能估计星系的质量。
天文学
光学天文学
太阳光电磁像仪
太阳光电磁像仪( photoelectric solar magnetograph ),用光电辐射探测器测量太阳磁场的一种基本仪器,也称向量磁像仪,是美国天文学家H.D.巴布科克于1953年发明的。 光电磁像仪一般是由太阳摄谱仪改制的。在图1中,入射狭缝前有一组偏振光分析器,由波片、电光晶体、偏振片组成。电光晶体通光的两个表面上镀有透明电极,加上交变的高压电信号,便成为调制波片,其光学滞后量通常是在±1/4波长范围内变化。这样,偏振光分析器便能对不同的偏振成分进行调制分析。在摄谱仪焦面处有三个紧靠在一起的出射狭缝,正中狭缝对准谱线轮廓中央,用于横向磁场测量。两旁狭缝处于谱线轮廓翼部对称位置,用于纵向磁场测量。出射光进入相应的光电倍增管,输出电流经过放大,再由电子装置和计算机处理成磁场信号。在单独进行纵向磁场测量时,偏振光分析器可以仅由电光晶体和偏振片构成。 太阳自转和日面局部区域的运动,会产生正比于视向速度的谱线位移,破坏谱线轮廓相对于出射狭缝的对称性。在出射狭缝前安置一块可旋转的平面平行玻璃板,便可使谱线回到对称位置。平板的转动是由谱线轮廓翼部两狭缝接收的平均信号强度的差值伺服控制的,平板转角可作为视向速度的量度。因此,光电磁像仪还可测量日面不同地方的视向速度。 利用日震重构的太阳背面磁场 光电磁像仪原则上可测量纵向磁场、横向磁场及其方位角,但测量横向磁场是很困难的,因为横向磁场的信号比纵向磁场的弱得多,而且不能在测量过程中自动消除仪器偏振。许多光电磁像仪的前置光学系统中均采用了定天镜那样的装置。这种装置引入的仪器偏振是变化的,难于补偿,而且在数值上往往会大于横向磁场导致的太阳辐射偏振。因此,许多光电磁像仪实际上只用于测量纵向磁场。但是,光电磁像仪测量精度高,在选择谱线上具有较大的灵活性,除了测量磁场外,还可测量日面亮度场和视向速度场。随着多通道探测器的应用,测量速度也不断提高。图2是用美国基特峰天文台光电磁像仪得到的太阳磁图。
天文学
恒星与银河系
共生星
共生星( symbiotic star ),在光谱中既出现冷星低温吸收线又出现热天体高温发射线的恒星。这表明同一个天体上同时存在可见光波段温度低于4 000K左右的物质和温度高于20 000K的物质。1941年P.W.梅里尔首先把这种光谱性质很不相同但又互为依存的星取名为共生星。共生星的光变具有准周期的类新星爆发特征,并有小振幅的快速非周期光变。1969年A.A.博亚尔丘克提出共生星的三个判据:①晚型星光谱的吸收线(如TiO带,CaI,CaⅡ等)。②HeⅢ、OⅢ或更高电离电位原子的发射线(发射线的宽度不超过每秒100千米)。③亮度的变化在几周内达到三个星等。现已发现的共生星约有50颗,研究最早的和典型星是仙女座Z,共生星有时又称作仙女座Z型星。有一颗共生星特具魅力,即宝瓶座R,它有一条长约1 500天文单位、以2 000千米/秒的速率从中央恒星向外运动的狭窄喷流。共生星的光度与光谱变化有一定的相关性:往往当光度增强时,晚型吸收谱和高激发发射线减弱或消失,B型气壳谱增强;当光度变弱时,晚型吸收谱和高激发发射线又重新出现或加强。共生星的空间分布与行星状星云相似,集中在银道面附近,属年龄较老的盘星族。 共生星中既有很多变星,也有一些再发新星。它是单星还是双星一直有争论。单星说认为共生星是小而热的蓝星,周围有一个变化的星周壳层。双星说认为共生星是由一颗晚型冷星和一颗低光度的热星组成的,它们有一个共同的气体包层;假定冷星是正常巨星,则热星在赫罗图上位于主星序的下方,与行星状星云的中心星、某些新星的热子星位置相近。用X射线、紫外、可见光、红外到射电波段对共生星进行了大量观测,积累了许多资料。共生星最可能的解释是,这样的“恒星”是密近双星系统(甚至可能是半接双星)其中冷子星的物质下落到白矮星(也可能是中子星或主序星)伴侣上形成一个热斑。热斑的辐射使下落的气体电离,从而辐射出热气体特有的发射线光谱。
天文学
光学天文学
多色测光
多色测光( multi-colour photometry ),分别测量天体的几种不同波带内的辐射流,为研究天体的物理特性而创立的一种测光方法。与天体分光光度测量相比,它所测量的波带较宽,接受的光能较多,从而能观测到更暗的天体。用照相和光电法都可进行多色测光。适当选择辐射探测器和滤光片,可以组成具有各种平均波长λ0和波带半宽Δλ的多色测光系统。目前已有几十种多色测光系统,它们的λ0和Δλ都是根据研究目的和对象从天体物理学研究的角度来设计的。例如,选择巴耳末跳变附近的波带,研究星际消光规律;对早型星选用宽带(Δλ>300埃)测光。宽带多色测光获取的能量较多,但测量结果较难分析和解释,可用来研究恒星连续光谱能量分布的大致情况,最著名的有UBV测光系统。窄带(Δλ<90埃)多色测光得到的信息较多,能测量极邻近(由Δλ限制)的二光谱区的强度比,常用于测量吸收线(如氢线)。因透射带窄,大气消光和星际红化同星的光谱型无关,容易改正。中带(90埃<Δλ<300埃)多色测光介于上述两种选择之间,常按照恒星光谱分类的判据选取同时有中带和窄带的测光系统。通过多色测光能得到恒星的色指数、色温度,甚至可求得绝对星等(见星等)和有效温度、恒星大气中金属元素含量和恒星表面重力加速度,还能为恒星光谱分类和星际消光研究提供重要资料。
天文学
光学天文学
中阶梯光栅
中阶梯光栅( echelle grating ),又称反射式阶梯光栅(reflection stepped grating)。利用中阶梯光栅制作的光谱仪器具有体积小、高色散、高分辨率等特点,代表了先进光谱技术的发展趋势。中阶梯光栅其性质介于小阶梯光栅和阶梯光栅之间。它与闪耀光栅不同,不以增加光栅刻线,而以增大闪耀角(高光谱级次和加大光栅刻划面积)来获得高分辨本领和高色散率。 Harrison于1949年提出了一种刻线密度比较小,利用其较少的线密度和较大的闪耀角工作在较高的闪耀级次,具有较高的分辨率和色散率。此光栅的特性介于Michelson的阶梯干涉(echelon)和Wood的闪耀小阶梯光栅(echelette)之间,被称作echelle,即中阶梯光栅。利用中阶梯光栅制作的光谱仪器具有体积小、高色散、高分辨率等特点,代表了先进光谱技术的发展趋势。
天文学
天体物理学
中子星
中子星( Neutron star ),大质量恒星演化到超新星爆发后的产物。主要由简并中子组成的性质奇特的致密天体。1932年发现中子后不久,L.D.朗道就提出可能存在由中子组成的致密星。1934年W.巴德和F.兹威基也分别提出了中子星的概念,指出中子星可能产生于超新星爆发。1939年J.R.奥本海默和G.M.沃尔科夫通过计算建立了第一个中子星的模型。1967年,英国天文学家A.休伊什和J.贝尔等发现了脉冲星。不久,就确认脉冲星是快速自转的、有强磁场的中子星。 目录 1 中子星物理 2 中子星质量上限 3 中子星内部 4 致密物质的特性 中子星物理 大质量恒星耗尽内部核燃料后,星核坍缩,在某一点几乎所有的自由电子将被迫与原子核中的质子结合形成中子。中子的自引力质量束缚体就是中子星。假定中子星内部是自由中子,则它由理想的费米气体组成。对于这个中子气体自引力球,用非相对论性描述,则中子星满足下面的质量半径关系: R=0.114( h2/ G m p 8/3) M −1/3 式中R和M是中子星的半径和质量,h为普朗克常数,G是万有引力常数,mp是电子质量。对于一个质量为M =1.4M⊙的中子星,由上式推算得到半径R =1.5×106厘米,即15千米。 中子星的引力把大部分自由电子压进原子核里,强迫它们与质子结合形成中子。中子星的密度极高,一匙勺中子星物质重10亿吨,它与质量为1.7×10−24克、“半径”为10−13厘米的单个中子的密度相似。这样的高密度条件下,不应该忽略中子之间的强相互作用。从某个角度来说,中子星“仅仅是”另外一种原子核。但它与一般的原子核有两点不同:①中子星把中子“粘”在一起是自引力为主,不是介子交换力。②一个中子星的“原子”量是1057左右。中子星极高的核密度以及非常强的引力场,意味着在正确描述中子星的结构时,应考虑核之间的相互作用力和牛顿引力理论的爱因斯坦修正。物理学家对中子星的结构了解甚少。因此,解决中子星理论的希望之一落在对它们的实际观测上。观测可能提供与核相互作用微观物理相关联的重要线索。 中子星内部结构图 中子星质量上限 中子星极限质量数值计算的精确性不如白矮星。理论证据表明,在异常高密度的中子星里,不管核排斥力有多强,若它的质量足够大,就不可能抵御引力。理由有两个:①狭义相对论给介质的“黏”度设置了一个限制。介质的密度增加,压力会随之升高,压力的升高会阻碍进一步的压缩。这种压力随密度增加而升高的速率可用来作为介质黏性的量度。但这种变化率与介质中的声速有关系。介质不可能黏滞到其中的声速超过光速。这对中子星内部最高压强设置了一个上限。②能量总是与排斥力场的作用联系在一起的。在广义相对论里,能量的行为非常类似于作为引力源的质量。试图抵抗它自身引力的物质越多,作用在物质上的引力就越大。倘若质量与半径之比足够大,引力将变成一个不可抗拒的力。罗兹和鲁菲尼利用一般的理论证明,中子星质量的上限为3个太阳质量左右。 中子星内部 中子星内,在几千米的距离上,引力能把物质固定在非常确定的结构中。主要表现之一是中子星表面上的所有不规则性都被消除,最高的山峰只有几厘米高。所有导致脉冲星电磁辐射的现象都发生在一个热到约100万度的薄薄外层。中子星内部结构的可能描述为:星体由一层1千米厚的固体包围,由原子核组成的固体晶格沉浸在简并电子海里,密度由每立方厘米1吨(正是白矮星的密度)向内增至每立方厘米几十万吨以上。往下的“幔层”越向内深入,铁核中包含的中子就越多,但中子在一定程度上要发生衰变。大约5千米的深处中子从“核”中逃离,在简并海中分解,产生的质子簇在这个海中漂浮,密度增大到每立方厘米1亿吨。在大约10千米的深处,中子物态成为星体的最重要成分。压力使晶体结构液化为主要由中子、质子和电子组成的液体。这种液体可能是一种完全没有黏滞的超流体。黏滞总是趋于消除液体中的任何不规则性,而超流体里的一个旋涡能保持数月之久。最后是半径约为1千米的核心,其组成还远不能确定。深层次的中子是费米子,它们通常不会表现出玻色–爱因斯坦凝聚现象。像为解释超导现象而发现电子对那样,某些中子可能形成“对”。就是说在中子星更深层次,物质形态不仅仅是超流,而有超导。人们进行了各种推测,多种模型已被提了出来,如固体中子晶格、介子凝聚体、夸克物质等。 致密物质的特性 中子星的温度、密度、压强和磁场等极端条件是实验室里不可能模拟出来的,因而为原子核物理、原子物理、等离子体物理、相对论和电动力学等学科拓宽了视野。为了描述中子星的内部,就必须将未能揭开高密度物质特性的实验物理予以扩展。迄今对致密物质的状态方程(即支配热力学量变化的定律的方程,如压强可表示为密度或其他量的函数)还几乎一无所知。但是,它应当是限制在两个极端情况之间:一个极端是自由气体,其中的粒子不受任何力;另一个极端是“硬”态,即物质具有最大刚性的状态,其中的声速等于光速(物质中的声速随其刚性而增大)。所有允许的状态和所有的物质形式都处在这两个极端状况之间。但当涉及中子星时,对这两个极端之间的许多种可能性的选择却只能依靠对基本粒子间强相互作用的有关认识。 上图是典型中子星的结构示意图。外层为固体外壳厚约1千米,由密度约106~1011克/厘米3各种原子核组成的点阵结构和简并的自由电子气所组成。外壳内是一层主要由中子组成的流体,密度约从4×1011~1014克/厘米3,这层中还有少量的质子、电子和μ子。对于中子星内部的密度高达4×1014克/厘米3的物态,现有三种不同的看法:①超子流体;②固态的中子核心;③中子流体中的π介子凝聚。在极高密度下,当重子核心彼此重叠得相当紧密时(这种情形有可能出现于大质量中子星的中心部分),物质的性质如何,是一个完全没有解决的问题。
天文学
天体测量学
光电等高仪
光电等高仪 光电等高仪( photoelectric astrolabe ),用光电方法自动记录恒星经过60°等高圈的时刻,从而归算出经度(世界时)和纬度的一种新型仪器。它与棱镜等高仪的主要区别是用光电自动记录代替目视观测,在光学、机械结构上也有所不同。光电等高仪的焦平面上有一个玻璃记录栅,它上面有相互交替的透明线条和镀银线条。当星像经过这些线条时,照射到光电倍增管上的光强便不断变化。将光电信号放大并作适当处理后,可以用计时仪记下星像经过各线条边缘(记录线)的时刻,同时自动算出直接星像和水银星像重合,即恒星过等高圈的时刻。焦平面上有十对记录线,图示其中的一对Ⅰ和Ⅱ。直接星像 A经过Ⅰ和Ⅱ的记录时刻为t1和t2,水银像B经过Ⅱ和Ⅰ的记录时刻为t3和t4。恒星过等高圈时刻T可用下式表示: 中国于1972年研制成Ⅰ型光电等高仪,并投入常规观测。1974年又研制成Ⅱ型光电等高仪(见彩图)。Ⅱ型仪器采用 R-C望远镜,其口径为20厘米,等值焦距2.4米。仪器的测角基准不再是传统的60°等边棱镜,而是由两块镀有铝膜的熔石英组成的角镜。左边的角镜反射水银面星像,右边的角镜反射直接星像。 上海天文台的中国制造Ⅱ型光电等高仪 Ⅱ型光电等高仪也是首次采用真空室的天体测量仪器。镜筒在真空室内的主要优点是:①可以自动消除大气折射和由于大气色散引起的天顶距测量中的光谱型差(光线入射窗需水平放置);②消除了由于仪器内部气温不均匀而引起的反常折射。仪器的方位轴能够在电动机驱动下自动跟踪恒星的水平运动,使星光能沿垂直的狭缝进入记录栅,这样可以减少进入记录栅的夜天光。仪器装在观测室里,观测者在它的楼下通过潜望式寻星镜找星,这样可以避免人和电器热源影响星光和仪器。Ⅱ型光电等高仪可观测到7等星,单星观测的天顶距均方误差约为±0.″13,观测天顶距的稳定性也较高。
天文学
天文学
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
天体物理学
恒星球的平衡和稳定
恒星球的平衡和稳定( equilibrium and stability of stellar sphere ),恒星是一个在自引力作用下的物质球。恒星内部结构理论的基本问题之一,是讨论这种自引力体系的平衡和稳定。影响恒星的平衡和稳定的主要因素有:自引力、内部物质的压力、产能过程、能量转移等。 对于一个无自转、无磁场的恒星球,研究它的内部结构、平衡和稳定性问题的基本方程组如下: ① 质量分布方程 , 式中Μ是在半径为 r 的球内 的物质质量, ρ为物质密度,Μ 和 ρ都是 r 的函数。 ② 流体静力学平衡方程 式中 P为压力, G为万有引力常数。 ③ 光度方程 式中 L为在单位时间内通过半径为 r 的球面流出 的能量, ε为产能率,它们也是 r 的函数。 ④ 温度梯度方程 在辐射传能情况下,方程是 式中 a=7.56× 10-15尔格/厘米3·度4,是辐射常数, c为光速, T为温度,κ为罗斯兰德平均不透明度。在对流传能情况下,方程是: 式中 r为物质 的绝热指数。 ⑤ 物态方程 求解这组方程的边界条件是:在恒星中心处(即r=0),M=0,L=0;在恒星表面处(即r=R),T=T0,ρ=ρ0,R、T0和ρ0分别是恒星的半径、表面温度和物质密度。根据这组方程,平衡的恒星球的内部结构完全由它的化学成分和总质量确定。这个结论称为罗素-福格特定理。 对于处于辐射传能情况的星体,如果产能率和不透明度分别有下列形式: 式中 α, n, m, s为某些参数, ε0 、κ0为某些常数(其值可能依赖于 恒星物质 的分子量 μ),则星体的平衡解构成下列的光度-质量-半径关系式: 式中 C为常数, μ为 恒星物质分子量, β为 Pg/( Pg+ P r), Pg为气体压强, P r为辐射压强。这个结果与观测符合。利用 恒星球 的 平衡解,可以解释 恒星在 赫罗图上 的分布,给出不同质量 恒星在赫罗图上 的演化途径。    在有自转的情况下,恒星球的平衡解依赖于转动特征。在刚性转动情况下,有下列结论:①在两极处要比赤道处亮;②产能率ε与角速度ω的关系为 其中 ε 0表示无自转情况下 的产能率。这两个结论称为蔡佩尔定理。在角速度较大时, 恒星球出现较差自转,这时 恒星内部将出现子午环流,即在每一子午面上将存在着从对流核心出发再回到核心 的缓慢流动。对于太阳,这种环流速度约为3× 10 -10厘米/秒。 对于致密星,应当使用广义相对论的流体静力学平衡方程,在球对称情况下,它是: 。 式中 。利用致密物态方程,它 的 平衡解有两大类:一类是简并矮星,一类是 中子星。    恒星球可能有三类不稳定性:    ① 动力学不稳定性 当出现小扰动时,扰动随时间增长。对于多层球,当多方指数γ>4/3时,是动力学稳定的;当γ<4/3时,是动力学不稳定的。一个动力学不稳定的恒星将迅速瓦解,时标为: 对于质量 和半径与太阳相同 的星体,若 γ<4/3,则 tD约小于1小时。    ② 脉动不稳定性 恒星球对于脉动(即径向的膨胀与收缩)扰动的响应有两种:一种是脉动振幅不变或衰减,则恒星是脉动稳定的;另一种是脉动振幅不断增大,则恒星是脉动不稳定的。对于每一类恒星,产能率随温度变化的指数n存在一个临界指数nc。当n<nc时,恒星是脉动稳定的;当n>nc时,出现脉动不稳定性。造父变星可能就是一种脉动不稳定的星体。    ③ 长期不稳定性 当处在平衡状态时,星体单位时间向外辐射的能量等于其内部产生的能量。如果在辐射平衡中出现小的偏离,则恒星将有微小的收缩或膨胀,其密度和温度将相应地增加或降低,从而使产能率发生变化。如果这种响应能补偿辐射中的扰动,恒星就是长期稳定的,反之,就是长期不稳定的。如果在产能率和不透明度中的系数满足下列不等式: 3α+n<3+s-3m, 就是长期不稳定的。对于通常的恒星m≈1,s≈0.5,α≈1,n≈4(质子-质子反应)或n≈20(碳氮循环),故它们是长期稳定的。
天文学
天文学
Γ射线天文学
EGRET测到的γ射线星空,271个点源,银道面的弥漫背景成分和高银纬处反映出来的各向同性的背景成分 Γ射线天文学( γ-ray astronomy ),观测和研究发生在宇宙空间和高能天体上的γ射线辐射过程的学科。覆盖硬X射线能量以上的整个高能电磁辐射能区(约105~1021电子伏)。天体过程中的核γ谱线的能量与元素的成分有关,是原子核能级跃迁或放射性衰变的产物,一般在数十千电子伏至十兆电子伏量级。能产生γ射线连续谱的都是非热物理过程。由于低能区的软γ射线可与X射线起源于相同的物理过程,如同步辐射、逆康普顿辐射等,因而与硬X射线没有明显边界。γ射线的产生和高能电子直接关联,能量高于100兆电子伏的高能γ光子则与高能质子、宇宙线的作用过程密切关联。γ射线有极强的穿透力,运动方向不受磁场的干扰,能直接给出高能宇宙线在起源处的信息,因此γ天文学也是研究宇宙中高能粒子的重要工具。能量在105~1021电子伏上下几个量级的γ射线会因为与星光、微波背景等背景光子的光致电子对产生作用而不能到达地球,宇宙对这一能段的光子是不透明的。 目录 1 发展简况 2 特点 3 观测技术 4 主要成果 发展简况 从1948年开始就有人陆续在高空气球或火箭上进行宇宙γ射线探测,但都未获成功。1961年4月27日美国发射第一个探测宇宙γ射线的卫星“探索者”11号,共测到22个来自天空各个方向的γ射线事例,被认为是γ射线天文的开端。1969年开始的维拉系列卫星上放置了低能γ射线探测器,1972年宣布发现了宇宙γ射线暴。1972年11月美国发射第一颗高能γ射线专用小天文卫星SAS2,发现了与银河结构相关的弥漫γ射线背景发射。1975年8月至1982年4月,欧洲空间局发射的γ射线天文卫星COS-B,用火花室测量50兆电子伏至5千兆电子伏的高能γ射线,用7年时间共获得全天20万个高能光子,作出了银河坐标的γ射线天图,发现了蟹状星云等20多个高能γ射线点源结构,其中的CG195是第一个高能γ射线点源。1991年4月至2000年6月美国康普顿γ射线观测站(CGRO)上放置的4个探测器,即γ射线暴探测器(BATSE)、指向闪烁探测器(OSSE)、成像康普顿望远镜(COMPTEL)、高能γ射线实验望远镜(EGRET),覆盖能区30千电子伏至30吉电子伏,取得了一系列重要成果。2002年10月,欧洲空间局又发射了国际γ射线天体物理实验室(INTEGRAL),重点对15千电子伏至10兆电子伏能区的能谱测量和天区成像,并包括X和光学波段的协同监测。至今40多年的观测,向人类展现了一个变化着的γ射线星空,其来源可从现在一直追溯到宇宙早期。 特点 γ射线天文观测的难度比其他波段要大得多:一是因为光子的能量越高,流量越低;二是因为光子的穿透率极强,探测效率受到影响;三是可用的探测技术限制了仪器的角分辨能力,定向困难;四是能量跨度大,不同能量的光子产生机理很不相同,采用的方法和观测的进展也就不同。 观测技术 至今卫星上的γ射线探测可到10吉电子伏。对兆电子伏左右的软γ射线的探测可采用与硬X天文类似的探测器和方法。如用闪烁探测器构造位置灵敏探测器,用编码孔成像方法实现成像;用半导体探测器测量能谱等。能量高些,在CGRO卫星上曾用双康普顿谱仪对0.8~30兆电子伏能区的γ射线粗略成像。正负电子对产生的作用截面随γ射线能量的增高而增大,电子对的张角随之减小。利用这一特点,对大于50兆电子伏的γ射线,可用火花室、漂移室测量电子对的张角,用量能器测电子对的能量,以此确定入射光子方向和能量。如CGRO上的EGRET,观测能区0.03~10吉电子伏在0.1吉电子伏和1吉电子伏时的角分辨分别为2.8°和0.6°。100吉电子伏以上的甚高能γ射线可用地面的切伦科夫探测器进行观测。高能光子在进入地球大气层后会产生电磁级联,其中的次级电子会产生切伦科夫辐射,通过测量可判知入射光子的方向和能量。 主要成果 太阳的γ射线发射主要来自一类被称作太阳质子事件的高能太阳耀斑,它们出现于光学耀斑的初始阶段,与脉冲射电爆发、硬X射线爆发紧密相联系。γ射线连续谱的通量下降很快。有的太阳质子事件还有核谱线发射,1972年8月4日和7日两次太阳强耀斑事件上发现了511千电子伏的正负电子湮没线,2.23兆电子伏中子–质子俘获线,以及4.4兆电子伏(碳原子)和6.1兆电子伏(氧原子)的核激发退激谱线。 对兆电子伏能区非太阳谱线的主要观测成果,除了银心方向的511千电子伏谱线以外,要数COMPTEL望远镜发现并测量到的1.8兆电子伏谱线及其银河坐标天图。该谱线是铝的放射性同位素26Al的衰变产物,分布表明26Al和银河系中的重质量恒星区域成协,应该是恒星核综合过程的产物。 在兆电子伏能区,一个最重要的成果是宇宙γ射线暴(GRB)的发现和观测研究,γ射线暴随机出现,流量上升快,持续短,暴源尺度小,BATSE作出了2 704个γ射线暴的天球分布,确认了它们在全天的各向同性和视向的不均匀分布。1997年意大利BeppoSax卫星首次发现了宇宙γ射线暴的软X射线余辉,以后全球的多波段联合观测获得了光学和射电余辉,并得到了40多个GRB宿主星系的红移,说明GRB是发生在河外星系中的恒星量级的爆发。所得的红移值都大于0.2,如果能得到更多的测量样本的确认,这将说明GRB产生于早期宇宙中而不是现在。见γ射线暴。 在50兆电子伏以上的高能γ射线能区,EGRET观测已可全面地描述一个γ射线星空(见图)。银面上一个很强的弥漫γ射线分布,主要来自于宇宙线和银河系星际物质的相互作用,以及银河系氢分子云的分布有相当的关联。从高银纬处可看到存在于全天区的一个很弱的各向同性弥漫背景发射,现认为是河外活动星系核的贡献。在γ射线点源的研究中,发现了CG195是银河系最亮的γ射线脉冲星,除X射线波段有脉冲光度外,光学和射电都没有发射;确认了蟹状星云是从射电直至高能γ辐射能谱分布最宽的脉冲星。令人意外的是,EGRET共发现了271个γ射线点源,在其中已经证认的101个源中,只有5个是射电脉冲星,比预想的数量少得多。然而有93个是未曾预想到的蝎虎座(BL Lac)活动星系核,又称Blazar,如2C279、3C273等。它们都是高能γ射线变源,强射电星系,具有高光度和光度的剧烈变化,核心有相对论喷注,有非热能谱。这说明γ射线星空在不断地变化。 100千兆电子伏以上的能区,通过地面设备观测,共发现分立γ射线点源18个,如超新星遗迹蟹状星云、维拉等,双星CenX–3,射电星系M87,Blazer Mrk421、Mrk501等。 γ射线天文学的发展期待着探测技术的变革,能量分辨和角分辨的提高以及观测面积的扩大。已经将上天的卫星有测量γ射线暴的SWIFT、高能γ射线卫星GLAST等。γ射线天文学领域仍有许多留待人类填补的空白和问题。
天文学
恒星与银河系
鬼星团
鬼星团(Praesepe),疏散星团之一。位于巨蟹座。因其位置在鬼宿而得名。又称蜂巢星团,中国古代称为积尸气。在梅西耶星表中编号为M44。鬼星团的大小不到10秒差距,成员星200多个,总质量200多太阳质量,其中心离太阳约160秒差距,比毕星团远得多。鬼星团是一个移动星团,正远离地球而去,其速度的大小和方向都同毕星团的差不多。
天文学
天文学
万有引力定律
万有引力定律(汉语拼音:wàn yǒu yǐn lì zhī dìng lǜ),(universal gravitation,law of),自然界中任何两个质点都相互吸引,这个力同两个质点的质量的乘积成正比,同它们之间的距离的二次方成反比。如用m1、m2表示两质点的质量,r表示两质点间的距离,F表示作用力的值,则F=Gm1m2/r2,式中的G是比例常量,称万有引力常量或牛顿引力常量,数值因不同单位制而异,在国际单位制中G为6.672×1011牛顿·米2/千克2。这个定律由牛顿于1687年在《原理》上首次发表,它和牛顿运动定律一起,构成了牛顿力学特别是天体力学的基础。   在牛顿公布该定律之前,胡克、惠更斯都曾根据开普勒定律推测行星和太阳间存在和距离二次方成反比的引力,但未能提出数学证明,为此胡克还和牛顿通过信,因此对定律的首创权有过争议。牛顿还曾对晚年的忘年交斯多克雷说过,1666年他在家乡避瘟疫时,曾因见苹果从树上落地而想到地球对苹果的引力是否可延伸到月球。此说传布很广,许多科学家深信不疑,并对牛顿为何推迟20年才发表有种种推测。但也有人根据牛顿晚年的精神状态,认为他对斯多克雷所说的并非真情。   一般物体之间的引力,在物体尺度远小于质心距离时,可视为质点;尺度和间距相近时,须视为质点系,用积分法求引力。但牛顿已算出一个密度均匀的圆球对附近质点的引力同把圆球的质量集中于球心时完全一致。对万有引力的起因,牛顿未作解释,把它视为超距力或以太的作用,系后人所为。爱因斯坦在广义相对论中将引力归之于时空曲率的变化。
天文学
天文学
宇宙学原理
宇宙学原理( cosmological principle ),认为宇宙中不存在任何优越位置的假设。它是N.哥白尼关于地球不是宇宙中心观念的推广,是大多数现代宇宙学模型的基础。宇宙学研究的对象是整个可观测时空范围的大尺度特征。现已探测到的距离尺度约140亿光年,包含约1千亿个星系。根据星系计数、射电源计数和宇宙微波背景辐射等实测资料得知,在大于一亿光年的范围内,物质的空间分布是均匀的和各向同性的。就是说,在宇宙学尺度上,任何时刻三维空间是均匀的和各向同性的。它的含义是:①在宇宙学尺度上,空间任一点和任一点的任一方向,在物理上是不可分辨的,即无论其密度、压强、曲率、红移都是相同的。但同一点的不同时刻,各种物理量却可不同,所以宇宙学原理容许存在宇宙演化。②宇宙中各处的观测者,观察到的物理量和物理规律是完全相同的,没有任何一个观测者是特殊的。地球上观察到的宇宙演化图景,在其他天体上也会看到,所以能建立宇宙时概念。既然任何随时间演变的天体和现象都可用来标度时间,宇宙图景也能作为时间标度。宇宙中处处有完全相同的宇宙图景,也有完全相同的宇宙时。完全宇宙学原理是宇宙学原理的进一步推广。它的大意是:不仅三维空间是均匀的和各向同性的,整个宇宙在不同时刻也是完全相同的。根据宇宙学原理可推导出演化宇宙的罗伯逊–沃尔克度规。运用完全宇宙学原理则能得到稳恒态宇宙度规,利用不同的度规可建立各种宇宙模型。由于大量证据表明宇宙是随时间演化的,因此完全宇宙学原理不能描述真实的宇宙。
天文学
光学天文学
光电分光光度计
光电分光光度计( photoelectric spectrophotometer ),用光电倍增管作辐射探测器测量和记录天体辐射分光强度的仪器。在摄谱仪照相机焦平面处,安置宽度可调的出射狭缝。光线通过狭缝,由光电倍增管接收。出射狭缝和光电倍增管(连同前置放大器、屏蔽壳、致冷装置)构成的光电头,同光谱之间可作相对的扫描运动。测量信号输给自记电子电位差计,由转动的纸卷记下依波长展开的天体辐射强度。为消除测量过程中大气变化的影响,通常附加一个(如记录零级光谱的)比较通道。近年来,普遍采用步进电机来转动光栅或其他光学元件,使用快速扫描和光子计数同步平均系统,并用计算机进行操作和处理数据。单通道分光光度计,不能对两个以上的波长单元同时进行测量,因此,对宽波段光谱的观测,需要较长的扫描时间,而在有限测量时间内所能达到的极限星等,就远不如使用照相记录的恒星摄谱仪。但单通道分光光度计测量范围大、精度高,适于描记窄波段的谱线轮廓及其精细结构。对于暗弱天体的宽波段分光测量可使用多通道分光光度计。近十年发展起来的硅二极管阵列是目前理想的多通道探测器。
天文学
天体力学
晨昏蒙影
晨昏蒙影,日出前和日没后的一段时间内,天空呈现出微弱的光亮的现象,又称曙暮光。这种现象是由大气散射引起的,与季节、当地经纬度和海拔高度以及气象条件等有关。日出前曙光初露的时刻称为晨光始;日没后暮色消失的时刻称为昏影终。 晨昏蒙影分三种:①太阳中心在地平下6°时称为民用晨光始或民用昏影终,从民用晨光始到日出或从日没到民用昏影终的一段时间称为民用晨昏蒙影,这时天空明亮,可以进行户外作业;②太阳中心在地平下12°时称航海晨光始或航海昏影终,从航海晨光始到民用晨光始或从民用昏影终到航海昏影终的一段时间称为航海晨昏蒙影,此时周围景色模糊,星象陆续消失或陆续出现;③太阳中心在地平下18°时称为天文晨光始或天文昏影终,这时天空背景上开始显示或不再显示日光影响,即将呈现白天或黑夜的景象。按照这样的定义,可以计算三种晨光始和昏影终的时刻,它们分别刊载在天文年历和航海天文年历上。在高纬度地方,每年有一段时期整夜出现晨昏蒙影现象,称为“白夜”。纬度越高,白夜持续的时期越长。 参见 物理学基本条目 天文学基本条目 理学(目录) 物理学 天文学
天文学
星系与宇宙学
宇宙时
宇宙时( cosmic time ),全宇宙都适用的统一时间,也称宇宙标准时或普适时。它用演化着的宇宙本身作为时计来计量。宇宙中存在一些宇宙标量场(例如微波背景辐射温度),处处都是单调递减的,利用这种宇宙标量场就能确定宇宙时。有了宇宙时,就可以研究宇宙空间的大尺度结构。宇宙学原理认为宇宙空间在大尺度上是均匀各向同性的,这一论断必须以宇宙时的存在为条件。 以宇宙学原理为前提,采用共动坐标系,把空-时的描述分解为空间的描述和时间的描述而得到罗伯逊-沃尔克度规: 式中 r, θ, φ为球面坐标, R( t)为 宇宙标度因子, k为空间曲率署符, t即为 宇宙 时,也就是相对于共动观测者静止的时钟所指示的时间。这样, 宇宙学原理还可以表述为:每一个共动观测者观测 宇宙所得到的结果都是相同的,不过他们计量的时间必都是 宇宙 时,可以彼此核对;而在广义相对论里,不同坐标系之间的这种核对往往是不可能的。引进 宇宙 时的概念,不仅使描述 宇宙大大简化(这种描述最后只归之为 宇宙标度因子 R( t)随 宇宙 时的变化),而且使描述 宇宙整体的演化成为可能。
天文学
恒星与银河系
银晕星族
银晕星族,银河系所有天体分为五个星族之一。晕星族分布如一个球状的晕,包住银河系;在银河系恒星聚集较密的盘状部分,当然也有晕星族的天体,但主要是盘星族和星族Ⅰ。晕星族由银河系中最老的天体所组成,其中包括球状星团、亚矮星和周期长于0.4天的天琴座RR型变星(周期更短的天琴座RR型变星属盘星族)。
天文学
太阳与太阳系
行星际物质
行星际物质(汉语拼音:Xingxingji Wuzhi;英语:Interplanetary Medium),充斥于太阳系空间中的微小物质。包括行星际尘埃和行星际气体,广义的还包括行星际磁场、宇宙线和各种电磁辐 射,行星际尘埃除了绕太阳运动的流星体外,还有许多大小在微米到厘米间的尘粒。它们的分布很不均匀,在黄道面附近和地月系统附近较密,密度为10-21~10-23克/厘米3,而在地月系统以外的区域,密度大致以距离的平方律减小。行星际气体主要成分是质子、电子以及氦、碳、氮、氧等元素的核,每立方厘米中约几个。宏观上呈电中性,其来源有太阳风、彗星的蒸发、行星大气的逃逸等。
天文学
恒星与银河系
移动星团
移动星团(汉语拼音:Yidong Xingtuan;英语:Moving Cluster),疏散星团的一类。疏散星团的成员星的自行应该大致相同。如果疏散星团离地球比较近,由于投影效应,其成员星在天球上的运动轨迹看起来像是从一点辐射出来,或者向一点会聚。这两点分别称为辐射点和会聚点。能够定出辐射点或者会聚点的疏散星团称为移动星团。目前已确知银河系共有7个移动星团,它们是昴星团、毕星团、鬼星团、大熊星团、英仙星团、天蝎-半人马星团和后发星团。
天文学
太阳与太阳系
地球辐射带
地球辐射带(汉语拼音:Diqiu Fushedai;英语:radiation belts of Earth),由地磁场捕获的大量带电粒子的区域,又称范爱伦辐射带。   20世纪初,挪威空间物理学家F.C.M.斯托默从理论上证明,在地球周围存在一个带电粒子捕获区(大部分区域处于后来发现的辐射带内)。1958年,美国J.A.范爱伦利用美国探险者1号卫星上的盖革计数器,第一次直接探测到地球周围存在通量很强的高能带电粒子 ,从而证实辐射带的存在。这是人造卫星的第一个重大发现。辐射带内的带电粒子,是太阳风、宇宙线与高层大气相互作用而产生的高能粒子,它们在地磁场的作用下,沿磁力线作螺旋运动。   地球辐射带位于地球磁层内,但只存在小于50°~60°的纬度地区上空。辐射带呈环状分布,环的横截面轮廓呈月牙形,大体与地磁场磁力线重合,外边缘距地心约10个地球半径。辐射带粒子主要是质子和电子,粒子能量分布于104~108 电子伏。   辐射带通常分内辐射带和外辐射带:   ①内辐射带。高度为赤道面上离地心为1.2~4.5个地球半径之间。主要由能量为兆电子伏级以上的质子组成,强度比较稳定。反照中子在地磁中衰变成质子,并被捕获在内辐射带中。   ②外辐射带。高度在赤道面上离地心4.5~6个地球半径之间的范围内。主要由电子组成,能量在2×105~106电子伏之间。电子来源,主要为太阳风粒子通过扩散进入磁层以及由磁层内的低能粒子加速而成。   高空核爆炸产生的高能电子注入磁层与天然电子一样 ,被地磁场捕获,形成一些局部高强度的电子带,称人工辐射带。人工辐射带全部分布在内辐射带内。稳定的人工辐射带通常能维持几年。
天文学
光学天文学
物端棱镜
物端棱镜( objective prism ),附在天体照相仪物镜前的棱镜。一般是小顶角的三棱镜,与望远镜共同组成一种常用的天文摄谱仪器(图1)。星光先由棱镜色散,再由望远镜聚焦成光谱。其优点是光量损失少,能同时将视场中出现的亮星光谱都拍摄下来,适于研究大量恒星的低色散光谱;缺点是不能拍摄比较光谱。图2是北京天文台拍摄的物端棱镜光谱照片。物端棱镜广泛用于恒星光谱分类,也用于对特定类型天体(如Hα发射线星、行星状星云、类星体、高光度星等)的普查。物端棱镜最初是夫琅和费设计的。法国天文学家费伦巴赫为测量恒星视向速度设计了一种直视物端棱镜,它由两块冕玻璃棱镜和一块火石玻璃棱镜组成。这种物端棱镜对特定波长不产生偏折,但有足够的剩余色散,能克服一般棱镜的畸变,用它测量恒星的视向速度,精度达3公里/秒。物端棱镜光谱色散度通常在100~1000埃/毫米之间;有时为了观测暗星可达10000埃/毫米。多数物端棱镜与施密特望远镜组合,可获得大视场的高质量光谱。 图2 物端棱镜光谱照片 毕星团恒星的物端棱镜光谱美国密执安大学
天文学
星系与宇宙学
红移-视星等关系
红移-视星等关系( redshift-apparent magnitude relation ),1929年,哈勃发现了河外星系的视向速度和距离有线性关系(见哈勃定律)。1931年,他进一步肯定了视向速度和视星等之间的线性关系: lgv=0.2m+B 式中v是视向速度,m是视星等,B是与绝对星等有关的常数(见星等)。 此后半个世纪内,天文学家们因为测定星系的距离十分困难,就不去测定速度-距离关系,而去推算速度-视星等(lgv-m)的关系。假定宇宙间同类天体的绝对星等M相同,而且绝对星等不是时间的函数(即没有演化效应),那么依据哈勃定律(v=HDL)和绝对星等M与光度距离DL之间的定义关系(m=5lgDL+M+25),就可以求得上述速度-视星等关系。关系式中m的系数0.2反映了哈勃线性律。这一点很重要,否则速度-视星等关系的线性就不能表示速度-距离关系的线性。1975年有人得到663个正常星系、230个射电星系和265个类星体的红移-视星等关系,把这三类天体的m值组合后可得系数为0.3088。 应该指出,直接来自观测、没有掺进任何假设的是红移-视星等关系。以红移z(或lgz,或lgcz)为纵坐标,视星等m为横坐标,可以绘制红移-视星等图,通常称为哈勃图。根据罗伯逊-沃尔克度规,可以算出红移z和视星等m之间的近似关系: m=5lgz+1.086(1-q0)z+常数 式中q0为减速因子。
天文学
天体力学
月球运动理论
月球运动理论( theory of the motion of Moon ),用牛顿力学或其他动力学(如广义相对论)研究月球运动而形成的理论。运动包括自转和空间运动。月球自转又称为月球天平动。研究月球的空间运动一般称为月球的运动理论。主要包含两个内容:①研究月球精确历表计算,为天文年历及航天工程服务。当前最精确的历表有两个:一是美国喷气推进实验室(JPL)得到的DE/LE405和406;另一个是法国得到的VSOP2000。两个历表都是在广义相对论的后牛顿精度下讨论的,只是JPL用数值方法计算,法国是用半分析方法计算。位置精度都已达到千分之一角秒。它们都是同大行星精确历表一起讨论、推导和计算的。②研究月球轨道的长期演化,又称为地月系的动力学演化。这是因为地球自转由于潮汐摩擦而不断减慢,而潮汐主要来源于月球的引力。作为地月系整个动力系统,地球自转减慢会导致月球绕地的公转轨道增大,相应的运动周期不断变长。若时间向前推移,则月球轨道越来越小,由此可讨论月球的起源问题。到现在为止,根据不同的动力学模型,得到的月球年龄相差很大,在20亿年到45亿年之间。但真正要解决月球起源问题,需要同物理因素结合一起研究,才可能得出准确的结果。
天文学
光学天文学
干涉滤光器
干涉滤光器( interference filter ),由前置干涉滤光片和若干个串接法布里-珀罗标准具组成的窄带滤光器。如果适当选择标准具间隔,便可构成透射带比双折射滤光器更窄的滤光器。例如,一种干涉滤光器在5000埃处,其透射带半宽仅0.03埃。每个标准具密封在加压气室中,改变气压便可改变透射带的波长。标准具是非常精密的光学器件,对于材料选择、光学工艺、镀膜技术和间隔控制都有很高的要求。目前,干涉滤光器的成像质量尚不及双折射滤光器,稳定性也有待提高。干涉滤光器的优点是材料不受天然条件的限制,透射带窄而且可调,透射率高,结构也比较紧凑。许多太阳望远镜采用混合滤光器。它的最后一级采用双折射单元,以保证成像的高质量和稳定性,其余各级都用干涉滤光器,以获得较高的透射率。目前,干涉滤光器和混合滤光器已应用于太阳色球和太阳磁场的观测。
天文学
星系与宇宙学
超星系团
超星系团( super-cluster),若干星系团松散束缚在一起构成的更高一级的天体系统。本星系群就同附近的50个左右星系群和室女星系团等构成本超星系团。不同的超星系团在天球上可能彼此重叠,只有通过红移巡天测定每个星系团的距离之后才能鉴别它们的成员。已经证认的超星系团数目在10个以上。如双鱼–英仙超团、长蛇–半人马超团、沙普利超团等。超星系团的质量可高达太阳的一亿亿倍,通常在一个超星系团内只含有2~15个富星系团。拥有几十个成员星系团的超星系团是不多的。超星系团往往具有扁长的外形,长径范围为60~100兆秒差距,长短径之比平均约为4∶1。这种扁形结构可能提示超星系团有自转。超星系团内的成员星系团的速度弥散度大约为每秒1 000~3 000千米,但各成员星系团之间的引力相互作用要比星系团内各成员星系之间的引力作用弱得多,因而超星系团可能是不稳定的系统,其尺度还在随宇宙的膨胀而增加。超星系团的存在,表明宇宙空间的物质分布至少在100兆秒差距的尺度上是不均匀的。较大的超星系团没有向中心集中的趋势或轴对称性,是形成星系大尺度结构分布图上围绕着空洞的纤维的一部分。
天文学
太阳与太阳系
磁暴
磁暴(汉语拼音:Cibao;英语:geomagnetic storm),全球性的强烈地磁场扰动。所谓强烈是相对其他地磁扰动而言。其实磁暴时地面地磁场变化幅度较其平时的稳定值是很微小的。在中低纬度地区,地面地磁场变化量很少有超过几百纳特的,而地磁场宁静值一般都超过3万纳特。一般的磁暴都需要在地磁台用专门仪器作系统观测才能发现。 形态   磁暴是常见现象,不发生磁暴的月份是很少的。当太阳活动增强时,可能1个月发生数次。磁暴期间,地磁场的磁偏角和垂直分量都有明显起伏,但最具特征的是地磁场水平分量的变化。大多数磁暴开始时,水平分量陡然上升,在中低纬度的地磁台站,其上升幅度约10~20纳特。这称为磁暴急始。磁暴开始急,发展快,恢复慢,一般须持续3天才逐渐恢复平静。有的磁暴没有急始,称为缓始型磁暴。 成因   磁暴的成因与太阳活动特别是太阳耀斑的出现有关。耀斑的喷出物在其前缘形成激波,以1000千米/秒的速度,约经1天,传到地球。当激波扫过地球时,磁层就突然被压缩,造成地球一侧的磁场增强。磁暴引起电离层暴从而干扰短波无线电通讯;磁暴有可能干扰电工、磁工设备的运行,还有可能干扰磁测量工作。
天文学
天体测量学
甚长基线干涉仪
甚长基线干涉仪( very long baseline interferometer ),射电干涉测量技术的新设备,英文缩写是VLBI,但由于测量方法的发展,VLBI目前更主要的是指甚长基线干涉测量法(very long baseline interferometry)。它的主要特点是:采用原子钟控制的高稳定度的独立本振系统和磁带记录装置;由两个或两个以上的天线分别在同一时刻接收同一射电源的信号,各自记录在磁带上;然后把磁带一起送到处理机中,进行相关运算,求出观测值。这种干涉测量方法的优点是基线长度原则上不受限制,可长达几千公里,因而极大地提高了分辨率。 测量值 甚长基线干涉的测量值包括:干涉条纹的相关幅度;射电源同一时刻辐射的电磁波到达基线两端的时间延迟差(简称时延),延迟差变化率(简称时延率)。相关幅度提供有关射电源亮度分布的信息,时延和时延率提供有关基线(长度和方向)和射电源位置(赤经和赤纬)的信息。所得的射电源的亮度分布,分辨率达到万分之几角秒,测量洲际间基线三维向量的精度达到几厘米,测量射电源的位置的精度达到千分之几角秒。在分辨率和测量精度上,与其他常规测量手段(例如用微波联结的干涉仪和用电缆联结的干涉仪)相比,成数量级的提高。目前,用于甚长基线干涉仪的天线,是各地原有的大、中型天线,平均口径在30米左右,使用的波长大部分在厘米波段。最长基线的长度可以跨越大洲。 工作原理 射电源辐射出的电磁波,通过地球大气到达地面,由基线两端的天线接收。由于地球自转,电磁波的波前到达两个天线的几何程差(除以光速就是时间延迟差)是不断改变的。两路信号相关的结果就得到干涉条纹。天线输出的信号,进行低噪声高频放大后,经变频相继转换为中频信号和视频信号。在要求较高的工作中,使用频率稳定度达10-14的氢原子钟,控制本振系统,并提供精密的时间信息。磁带记录机则分别把本地的视频信号和时间信息的数据储存起来。然后,由处理机对两个“数据流”作相关处理,用寻找最大相关幅度的方法,求出两路信号的相对时间延迟和干涉条纹率。如果进行多源多次观测,则从求出的延迟和延迟率可得到射电源位置和基线的距离,以及根据基线的变化推算出的极移和世界时等参数。参数的精度主要取决于延迟时间的测量精度。因为,理想的干涉条纹仅与两路信号几何程差产生的延迟有关,而实际测得的延迟还包含有传播介质(大气对流层、电离层等)、接收机、处理机以及钟的同步误差产生的随机延迟,这就要作大气延迟和仪器延迟等项改正,改正的精度则关系到延迟的测量精度。目前延迟测量精度约为0.1毫微秒。 用途 由于甚长基线干涉测量法具有很高的测量精度,所以用这种方法进行射电源的精确定位,测量数千公里范围内基线距离和方向的变化,对于建立以河外射电源为基准的惯性参考系,研究地球板块运动和地壳的形变,以及揭示极移和世界时的短周期变化规律等都具有重大意义。此外,在天体物理学方面,由于采用了独立本振和事后处理系统,基线加长不再受到限制,这就可以跨洲越洋,充分利用地球所提供的上万公里的基线距离,使干涉仪获得万分之几角秒的超高分辨率。而且,随着地球的自转,基线向量在波前平面上的投影,通常会扫描出一个椭圆来。这样,在一天内对某个射电源进行跟踪观测的干涉仪,就可以获得各个不同方向的超高分辨率测量数据。依据多副长基线干涉仪跟踪观测得到的相关幅度,应用模型拟合方法,便可得到关于射电源亮度分布的结构图。地球大气对天体射电信号产生的随机相位起伏,带来了干涉条纹相位的测量误差。这和其他一些的误差来源一道,限制了甚长基线干涉测量法的应用。然而,对于具有三个站的干涉仪阵,若在三条基线上对射电源进行跟踪观测,则由三个条纹相位之和所形成的闭合相位,基本上可以消去大气和时钟误差的随机效应。用这种闭合相位参与运算,可以达到较好的模型拟合,从而减小结构图的误差。随着投入观测的站数不断增多,闭合相位也在增多,而且各基线扫描的椭圆覆盖情况也会逐渐改善,从而可以得到更精确的结构图。用甚长基线干涉仪测到的射电结构图表明:许多射电源呈扁长形,中心致密区的角径往往只有毫角秒量级,但却对应着类星体或星系这样的光学母体;有些致密源本身还呈现小尺度的双源结构甚至更复杂的结构;从射电结构随时间变化的情况看来,有的小双源好象以几倍于光速的视速度相分离。这些新发现给天体物理学和天体演化学提出了重大的研究课题。
天文学
天文学
红移
红移( red shift ),电磁波谱中谱线向长波方向的移动。对于可见光就是向红端的移动。红移z的定义是: z=Δλ/ λ 式中 λ为源发射谱线的波长。Δ λ为观测到的波长改变量。Δ λ>0,表示波长增加,即红移;Δλ<0,表示波长减少,即蓝移。宇宙学问题中, z一般都大于0,因而往往把它作为红移的符号。 z是无量纲的标量,当它远小于1时,按照 多普勒效应,把它乘以光速 c即可得到光源同观测者相对的视向速度 v= cz(当 z较大时,应改为相对论表达式: 1914年,美国天文学家V.M.斯莱弗发现,他观测到的15个旋涡星云(现在知道它们都属于银河系所在的本星系群)中11个的光谱都呈现红移。实际上,在本星系群以外迄今尚未发现有蓝移的星系光谱。1929年,E.P.哈勃发现了星系的红移量和距离成正比的规律,即哈勃定律v=H0r。式中比例系数H0称为哈勃常数,观测值约为71千米/(秒·百万秒差距),仍有百分之几的误差。光速与哈勃常数的比值具有长度的量纲,称为哈勃半径,粗略地说等于光自宇宙大爆炸以来走过的距离,即可观察宇宙的半径,约140亿光年。利用哈勃定律,可由观测到的红移求出星系的距离,从而得到星系在三维空间的分布,了解宇宙的大尺度结构。更重要的是,若将红移解释为多普勒退行速度效应,则能得出可观测的宇宙作整体膨胀的结论。所以,星系的红移的发现成为20世纪以来影响最为深远的宇宙现象。 表达红移–距离关系的函数图像称为哈勃图。当红移较大时,在该图上红移–距离关系将偏离哈勃定律表示的直线。偏离的情况现在主要用来检验宇宙的几何性质。20世纪90年代以来,高红移超新星的哈勃图显示宇宙是平坦的。 多年来,还提出了许多解释红移的假说,如光子老化说、物理常数变化理论等。有人还试图用不均匀宇宙模型、多重爆炸宇宙学等来说明对哈勃定律的偏离,但都过于牵强。只有以广义相对论为基础的宇宙膨胀论不仅可解释哈勃定律,还能说明如宇宙微波背景辐射和奥伯斯佯谬等一系列观测到的现象,因而得到人们公认。
天文学
天文学
实用天文学
实用天文学(practical astronomy),天体测量学的分支学科。主要内容是通过对天体的观测确定时间、地面点在地球上的坐标和地面目标的方位角,即用天文方法解决地面点的定位。根据观测目标和目的的不同分为:①大地天文学。这是天体测量学与大地天文学的边缘学科,在测站(通常称为天文点)使用天体测量仪器观测天体以测定天文经度和纬度,也可测定测站至相邻固定目标的方位角从而确定测站的子午线。②天文导航。这是通过观测天体来测定航行中的船舰或飞机所在位置的学科,也因航行特点及要求的不同而分为航海天文学和航空天文学。   实用天文学的成果可以直接为社会生产和人们生活服务,为经济建设和有关学科如大地测量学、地球物理学、地质学、地理学和制图学提供资料。例如,高精度的天文定位可用以建立局部或全球的参考坐标系。随着技术的发展,出现了新的仪器和观测手段,如人造卫星多普勒跟踪、人造卫星激光测距、甚长基线干涉测量、全球定位系统等,导致观测精度和频度的大幅度提高,甚至带来某些概念上的飞跃,如导致建立了三维全球参考系。
天文学
光学天文学
阿贝比长仪
阿贝比长仪( Abbe comparator ),一种精密测量直线距离的仪器,简称比长仪。在天文工作中,用于测量底片上谱线间的距离。比长仪的量程200毫米,测量精度可达±1.5微米。仪器分三部分:①精密导轨。②置片台,是一块可沿导轨移动的钢板,它的一侧装着一条透明毫米尺,另一侧放待测底片。③两架固定联结的显微镜:一架用来对准光谱线(或物体),称为对准显微镜;另一架用来对准毫米尺上的刻线和读数,称为读数显微镜。移动置片台,当对准显微镜从对准一条谱线到另一条谱线时,读数显微镜对准的毫米尺上的二次读数之差,即为谱线间的距离。根据阿贝提出的原理,只要待测对象和毫米尺精确地位于同一高度,置片台的滑动误差就不会影响测量精度。为了消除对准误差,可将底片转180°再测量一遍。熟练的测量者用这种仪器测量不对称的谱线,精度往往比自动测量仪器还高。用比长仪测量底片上待测谱线和比较谱线的位置,根据经验公式就可以计算出待测谱线的波长。
天文学
太阳与太阳系
太阳质子事件
太阳质子事件( solar proton event ),太阳出现大耀斑时,常发出大量高能带电粒子(即太阳宇宙线),在地球周围可观测到,这叫作太阳质子事件。与高能粒子共生的耀斑称为质子耀斑。太阳宇宙线中绝大部分是质子,其次是α粒子,电荷数大于3的粒子很少。太阳宇宙线粒子的能量范围是107~1010电子伏。 太阳质子事件通常可分为两类,能量大于5×108电子伏的称为相对论性事件。小于5×108电子伏的称为非相对论性事件。太阳宇宙线到达地球附近,在地磁场作用下进入地球极盖区域,上述粒子能够穿透到地球大气的电离层D层并使其电离度增加,因而D层对电波的吸收本领增强,在地球高纬地区用电离层不透明度计即可测到宇宙噪声强度突然下降(即极盖吸收)。这就是太阳宇宙线到达地球的证据。测定宇宙噪声强度的减弱程度可以表示太阳质子事件的大小。通常人们将平时噪声强度与减弱时噪声强度之比的常用对数值的十分之一叫作分贝。太阳质子事件的大小便用分贝数表示。较大质子事件往往使宇宙噪声的吸收在几分钟内增加几分贝,而在一个多小时或更长一些时间逐渐恢复。根据1956~1970年间不完全的统计,在这15年中记录到的较大的质子事件有114次。长期以来,人们一直利用电离层不透明度计来间接测量质子事件的规模,到了1967年5月,才代之以专门监视太阳质子事件的卫星“探险者”34号和“探险者”41号。在已记录到的太阳质子事件中,规模的大小差别很大。又因每一次事件的能谱以及测量的方法都不尽相同,所以需要对质子事件进行统一的分类。1970年国际上正式采用了斯马特和谢伊的分类法,将三种不同仪器观测到的结果统一起来。质子事件S-S分类法见下表。 质子事件S-S分类法 在大的太阳质子事件中,质子瞬时最大强度可超过正常银河宇宙线三、四个数量级。当这种高能质子到达地球附近时,卫星上某些仪器设备,如太阳能电池,在高能粒子的长期轰击下,工作性能将严重衰退。对于在飞船外执行任务的宇航员,也是一种威胁。当剂量超过300~500特拉时(1特拉=100尔格/克),就有致命的危险;而一次较大的质子事件的辐射剂量,在1克/厘米2的防护层下可达103特拉以上。因此太阳质子事件对航天事业有很大的危害。
天文学
光学天文学
非跟踪人造卫星照相机
非跟踪人造卫星照相机( stationary satellite camera ),不追随人造卫星的运动而以恒星为背景拍摄明亮的人造卫星的专用仪器。它通常用于卫星三角测量和卫星定轨,其定向精度可达1″。非跟踪相机分固定相机和恒动相机两种。固定相机以美国布设的全球卫星三角网采用的BC-4型相机最为典型。用它观测“帕吉奥斯”(Pageos)1号卫星,对卫星位置观测均方误差只有±0.″25;对观测站相对坐标的测定,均方误差为±4.1米。这类固定相机采用的是强光力、大视场、地平式装置的照相机。观测时,锁紧两轴使照相机固定不动。当卫星像掠过底片视场时,用特制的多圆盘旋转快门,将底片上卫星拖痕,截出数十个甚至数百个测量标志──断口或点像,并记录下相应的精确时刻。BC-4型相机的观测过程可长达45分钟,其间进行九组(卫星通过前后各四组,通过时一组)恒星的曝光,每组五点。这种多点拍摄不但能有效地减少偶然误差,使固定式相机达到最高的定向观测精度,也便于进行平差内插,实现各站对卫星的同步观测。由于底片视场大达数十度,其计算过程就相当复杂,须用类似于航测或弹道照相底片的归算方法。 恒动相机采用赤道式装置。观测时,照相机跟踪恒星,同时拍摄卫星并记下相应的时刻。恒星像拍成易于测量的圆点,卫星像靠快门启闭形成数十个测量标志。由于视场较小,底片可采用简便的天文方法进行归算。中国紫金山天文台的卫星照相机采用口径43厘米、焦距80厘米的施密特光学系统,视场直径为7°6,可以拍到角速度为每秒1°的6等卫星,定位精度为1″,记时精度为1毫秒。由于卫星像在固定的底片上快速掠过,卫星像在底片上任何一点的有效曝光时间很短,所以,固定式卫星照相机只能拍摄明亮的卫星,这是它的最大缺点。拍摄暗卫星,必须用跟踪照相机。
天文学
太阳与太阳系
无力场
无力场( force-free field ),电流方向与磁场平行,因而电磁力为零的磁场,又称无作用力磁场。对携带强磁场的稀薄气体,要维持这种磁场,只有在其气体压力远小于磁压力,而电磁体积力又处处为零的情况下才有可能。磁场为无力场的充分必要条件是▽×B=α(r,t)B,其中B为磁场强度,α为无力因子,通常是空间位置r和时间t的函数。无力因子α为常数值的磁场是无力场的一种特殊情况,称为稳定无力场。一团受强磁场约束的稀薄导电气体,无论其系统的初始状态如何,只要α不是常数,这个系统就是不稳定的。但经过演化而趋于稳定时,这时系统的势能,也就是磁能趋于最小状态,即成为稳定无力场。在太阳色球层,由于气体稀薄,气体压力和重力远小于磁压力,色球气体处于稳定状态,其磁场属于无力场。在研究天体磁场时,只要所研究的区域不是处于激烈的活动状态,其瞬时的磁场形态均可以近似地用α为某一常数值的无力场来表示。
天文学
天文学
天体物理学
天体物理学(汉语拼音:Tianti Wulixue;英语:Astrophysics),应用物理学的技术、方法和理论,研究天体的形态、结构、运动、化学组成、物理状态、起源和演化规律等的科学。天文学和物理学的分支学科。   19世纪中叶以前,对天体的物理性质只有零星的研究。19世纪中叶,分光学、光度学和照相术被广泛用于研究天体的结构、化学组成和物理状态,天体物理学才逐渐形成了完整的科学体系,成为一门独立的分支学科。以后的近100年里,光学观测几乎是唯一的观测手段。20世纪40年代探测到了太阳的无线电辐射,射电天文开始蓬勃发展。从50年代起,火箭和探空技术为大气外层空间观测创造了条件。人们可以观测天体发出的从射电、红外、光学、紫外、X射线直至γ射线的全部电磁辐射,天体物理学进入了全波段观测时代。   天体物理学从研究方法来说,可分为实测天体物理学和理论天体物理学。前者研究天体物理学中基本观测技术、各种仪器设备的原理和结构,以及观测资料的分析处理,从而为理论研究提供资料或者检验理论模型。光学天文学是实测天体物理学的重要组成部分。后者则是对观测资料进行理论分析,建立理论模型,以解释各种天象。同时,还可预言尚未观测到的天体和天象。   天体物理学按照研究对象,可分为:①太阳物理学。研究太阳表面的各种现象、太阳内部结构、能量来源、化学组成等。太阳同地球有着密切的关系。研究太阳对地球的影响也是太阳物理学的一个重要方面。②太阳系物理学。研究太阳系内除太阳以外的各种天体,如行星、卫星、小行星、流星、陨星、彗星。行星际物质等的性质、结构、化学组成等。③恒星物理学。研究各种恒星的性质、结构、物理状况、化学组成、起源和演化等。银河系的恒星有一、二千亿颗,其物理状况千差万别。有些恒星上具有非常特殊的条件,如超高温、超高压、超高密、超强磁场等等,这些条件地球上并不具备。利用恒星上的特殊物理条件探索物理规律是恒星物理学的重要任务。④恒星天文学。研究银河系内的恒星、星团、星云、星际物质等的空间分布和运动特性,从而深入探讨银河系的结构和本质。⑤星系天文学,又称河外天文学。研究星系(包括银河系)、星系团、星系际空间等的形态、结构、运动、组成、物理性质等。⑥宇宙学。从整体的角度来研究宇宙的结构和演化。包括侧重于发现宇宙大尺度观测特征的观测宇宙学和侧重于研究宇宙的运动学和动力学以及建立宇宙模型的理论宇宙学。⑦天体演化学。研究天体的起源和演化。对太阳系的起源和演化的研究起步最早。虽然已取得许多重要成果,但还没有一个学说被认为是完善的而被普遍接受。恒星的样品丰富多彩,对恒星的起源和演化的研究取得了重大进展,恒星演化理论已被普遍接受。对星系的起源和演化的研究还处于摸索阶段。   天体物理学的各分支学科是互相关联、互相交叉的。随着新技术、新方法、新理论的出现和应用,天体物理学中涌现了一些新的分支学科,如射电天文学、红外天文学、紫外天文学、X射线天文学等。天体物理学同其他学科也是互相交叉、互相渗透的。近年来,也出现了一些交叉性的学科,如天体化学、天体生物学等。
天文学
天文学
巴纳德星
巴纳德星(拼音:bā nà dé xīng),(英语:Barnard's star),E.E.巴纳德发现的自行(10″.31 )最大的恒星。 相关数据   星号为BD+4°3561。距离地球5.9光年,是除半人马座比邻星以外,是离地球最近的恒星。它是一个M5V型红矮星,目视星等9.54等,切向速度90千米/秒,视向速度- 108千米/秒。   巴纳德星的年龄介于70亿至120亿年之间,不仅比太阳古老,天文学家还认为它可能是银河系中最古老的恒星[9]。它已经失去了大量的转动能量,光度的周期变化显示巴纳德星自转一周需要130天(相较之下太阳只需要25天)。因为巴纳德星是一颗古老的恒星,所以长久以来都被假设是一颗休眠期中的恒星,但是天文学家在1998年观测到一个强烈的恒星耀斑,所以巴纳德星其实是一颗耀星。巴纳德星也是一颗变星,标示为蛇夫座 V2500。 自行运动   自行运动是天体在天球上对应的横向速度(相对太阳的“横向”移动),巴纳德星的自行速度是90公里/秒,相当于每年在天球上移动10.3弧杪,所以这颗恒星在人的一生中可以移动四分之一度,相当于满月视直径的一半。   巴纳德星的径向运动朝着太阳接近,所以天文学家可以观测到蓝移。目前有两份星表列出巴纳德星的径向运动数值:SIMBAD是每秒106.8公里;ARICNS是每秒110.8公里。天文学家将这些测量值与自行运动一起考虑后,认为它在太空中朝着太阳的相对速度是每秒139.7公里或142.7公里。天文学家根据巴纳德星朝向太阳移动的速度推算,它将在西元9,800年时最接近太阳,届时距离为3.75光年,但是当时最接近太阳的恒星是比邻星,因为它将会移动到比巴纳德星还要更接近太阳的位置。令人失望的是届时这颗星依然很黯淡,视星等只有8.5等,裸眼仍然看不见它,之后它又将稳定的远离太阳。   巴纳德星的质量大约是太阳质量的14%[4],半径是太阳的15-20%。虽然它的质量大约是木星质量的180倍,但是半径只比木星大1.5至2倍,所以这颗恒星与一颗棕矮星的大小相当。它的有效温度是3134(±102)K,视亮度是太阳亮度的4/10000,总亮度相当于34.6/10000。因为它是如此暗淡,如果把它放在太阳的位置,巴纳德星的亮度也只有满月的100倍,与站在距离太阳80天文单位的位置来观测太阳相当。 行星系争议   天文学家Peter van de Kamp在1963年发表对巴纳德星自行运动扰动现象的观测与分析,推测它可能有一颗大小约等于木星的行星以24年为周期绕其运行,当时曾获得多数天文学家的同意。但到80年代当收集的数据越来越多,发现许多矛盾后,这个结论开始有争议,目前普遍认为当年的推论是错的。   新的分析认为巴纳德星有两颗行星;其中一颗行星的轨道周期为11.7年,轨道半长轴约2.7天文单位,质量约为木星的0.8倍;另外一颗星则为20年、3.8天文单位和约0.4倍。如果这些资料是正确的,则这将是用天体照相测量法找到的第一个包含有类行星的行星系。这些观测需要极精确而长期的测量,所以对它们的推论还只是暂时的。 无论最终结果如何,从某种意义上说,我们确实已经发现了巴纳德星运行在同一轨道面上的行星系,只是更确切的证实还有待于今后的研究。
天文学
天文学
太阳系物理学
太阳系物理学( solar system physics ),研究太阳系的行星、卫星、小行星、彗星、流星以及行星际物质的物理特性、化学组成和宇宙环境的学科。至于太阳本身,由于它具有丰富的物理内容和显而易见的重要性,已经形成一个独立的分支学科──太阳物理学。太阳系物理学一般包括以下一些分支:①行星物理学,是太阳系物理学的重要组成部分,是对九大行星及其卫星进行物理方面研究的学科(见行星物理学);②彗星物理学,利用天体物理方法,研究彗星的物理结构和化学组成,探索彗星本质;③行星际空间物理学,研究行星际物质的分布、密度、温度、磁场和化学组成,包括黄道光和对日照。其中流星天文学是用天体物理方法包括雷达和火箭观测研究流星,以了解地球大气的物理状况,特别是研究行星际空间流星体的大小、质量、分布和运动规律,而陨星学则是研究陨星的化学组成和物理特性,二者对宇宙航行和天体演化问题都有重要意义。 1609年,伽利略首先制成折射望远镜并用于天文观测,他看到月球上的山脉和平原、金星的盈亏、木星的四个卫星等天象。后来许多天文学家对太阳系天体作了大量的观测和研究,为太阳系物理学的建立创造了条件。 从十九世纪后半叶起,天文学中广泛应用了分光术、测光术和照相术,这些观测手段也被用来观测研究太阳系的天体,太阳系物理学便从此诞生了。二十世纪上半叶射电天文方法在行星研究的领域里开辟了一条崭新的途径,采用这种观测手段测量了月球表面的射电辐射,并发现了木星、金星和火星发出的射电波。 三百年来的地面观测取得了相当多的成就,但是太阳系物理学的突飞猛进则是二十世纪五十年代以来的事。由于空间天文技术的发展,这门学科变成了当代科学研究最活跃和最前沿的领域之一。新发现纷至沓来,旧观念迅速过时。这是因为,一方面空间探测能以地面观测无法比拟的精度研究太阳系天体,例如行星际探测器“水手”10号所摄的水星逼近照片的分辨本领为地面最佳望远镜所摄照片的5,000倍。月球样品的电子扫描显微照片使得分辨本领比地面望远镜所摄照片提高1011倍,等等。另一方面,由于空间科学的发展,对于太阳系一些天体来说,天文学不仅是一门观测的学科,而且也变成了一门实验的学科。诸多学科的专家密切合作探讨太阳系天体的物理性质,也是太阳系物理学的一个重要发展趋势。
天文学
天文学
星团
星团( Star Cluster ),由各成员星之间的引力束缚在一起的恒星群体。许多较亮的星团用肉眼或小望远镜看起来是一个模糊的亮点。1784年法国天文学家C.梅西耶在研究彗星时,把103个位置固定的模糊天体编成星表,以免与彗星混淆。1888年丹麦天文学家J.德雷耶尔编了包括有7 840个有星云、星团等延伸天体的星表《星云星团新总表》(简称NGC星表),后来又发表了包括5 386个天体的NGC星表的补编(简称IC星表)。这几个星表中都载有大量的星团。因此,一般就用这些星表的编号作为星团的名称。如《梅西耶星表》67号天体(M67)即NGC2682,是一个银河星团;M22即NGC6656,是一个球状星团。一些亮星团还有自己的专门名称,如昴星团、毕星团等。星团可分为球状星团和疏散星团两种。 球状星团 球状星团 球状星团由于它们的形状是球对称的或接近于球对称的而得名,直径数十至300光年,含有数万至数百万颗恒星。恒星平均密度要比太阳附近的恒星大50倍左右,而中心则要大约1 000倍。球状星团内恒星如此密集,又离我们十分遥远,通常只有边缘的一部分星在长时间曝光的照相底片或CCD照片上得以分辨,而要把球状星团中大部分成员星分解成单颗的恒星,必须使用具有高分辨率的哈勃空间望远镜或配自适应光学系统的地面大望远镜。银河系内已发现约150个球状星团,它们大部分分布在银晕中,年龄很老,金属含量很低,各自沿高偏心椭圆轨道绕银心运动。离银盘较近的球状星团年龄较轻,金属含量较高。还可能有许多球状星团隐藏在银盘中,只是由于那里有大量吸光物质而未被发现。 估计银河系约有500个球状星团,分布在一个中心与银心重合巨大的球形空间内,其数密度随银心距的增加以负3.5次方的幂率下降。在球状星团中有许多变星,其中大部分是天琴座RR型变星,其余大部分是星族Ⅱ造父变星,这两类天体都可用来测定距离。 1975年底以来,在一些球状星团中发现有X射线源、毫秒脉冲星等,这提示球状星团中可能存在密近双星、中子星或黑洞。很多大星系周围都发现了球状星团,如已知仙女星系的球状星团就在350个以上。巨椭圆星系的球状星团更为丰富,如M87甚至包含数千个。某些相互作用星系,特别是新近并合的星系往往有较年轻的富金属球状星团。 疏散星团 疏散星团形态不规则,在大至50光年的范围年含有数十至数千颗恒星。成员星彼此的角距离较大,一般都能用望远镜分解开,因而得名。疏散星团有半数位于银道面附近宽度为7°的狭带上,因此又名银河星团。银河系中已发现的疏散星团约1 200个,著名的如昴星团、毕星团和M67。疏散星团成员星的自行大致相同。如果星团离地球较远,看到的这些星的运动轨迹是大致平行的。但对于较近的疏散星团,由于投影的原因,它们的成员星的运动轨迹看起来并不平行,而是从一点辐射出来,或是会聚于一点,这两种点分别称为辐射点或会聚点。这种离地球比较近的、能得出辐射点或会聚点的疏散星团又称为移动星团,其距离可通过成员星自行的测量得到。 球状星团是很老的天体,一般年龄约为一百亿年,可用来作为宇宙年龄的下限。但疏散星团的年龄却差别很大,一些年轻星团的年龄只有几百万年,而M67的年龄为几十亿年,故可用来描绘银河系自盘形成以后的历史和演化。
天文学
太阳与太阳系
黑子相对数
黑子相对数( sunspot relative number ),表示太阳黑子活动程度的一种指数,是瑞士苏黎世天文台的R.沃尔夫在1849年提出的,因而又称沃尔夫黑子数。它的定义如下: R=K(10g+f) 式中g为日面上观测到的黑子群数目;f为观测到的单个黑子的总数;K为换算因子,R.沃尔夫对他自己的观测取K=1。K值随观测者的观测技术、观测方法、所用仪器和天气能见度等的不同而不同。任一观测者用他自己的观测值同苏黎世同期的观测值比较得出:K=Rz/(10g+f),其中Rz为苏黎世的黑子相对数。从瓦尔德迈尔编成的《1610~1960年太阳黑子活动》中,可以查到300多年来的黑子活动资料,包括最早的黑子相对数的系统资料。至于当前的每日黑子相对数,由国际天文学联合会委托苏黎世天文台汇总,发表在该台出版的《太阳活动季刊》上。中国测出的每日黑子相对数载于北京天文台出版的《太阳地球物理资料》中。 黑子相对数仅表示太阳可见半球的黑子数目。它同黑子群的日心距有关,这是投影缩减效应所造成的。 太阳全球黑子数是根据黑子群的发展曲线并利用能见度函数所估算的每天在整个太阳表面上的黑子数目。它虽然是估计值,但它的好处是不受日、地的几何因素的影响,也不显示27天周期。 能见度函数是一种经验性的黑子分布改正系数。它与黑子群中的黑子数目有关,是根据不同的黑子群分类中的黑子数目分别计算的。能见度函数图的横坐标是黑子离日面中心的日心距,纵坐标是观测到的黑子群的平均数目。黑子群的发展曲线是根据一个黑子群处在苏黎世分类法的某一类型的时间来确定的。对于较小的黑子群来说,因为只粗略地知道能见度函数,所以它的发展曲线经常是不准确的。而寿命短于7天的黑子群,其发展曲线则是在能见度函数的可靠部分。寿命长的黑子群,仅能间断地观测到。黑子群的发展曲线图的横坐标是时间(天),纵坐标是每群的黑子数目。 黑子面积的大小也同样表征着太阳的活动状况。有人认为黑子面积A(以太阳半球面积的百万分之一为单位)与黑子相对数R有如下关系:A=16.7R。但从多年的观测结果看来,A/R不是一个常数,而与黑子极大年和极小年有关。例如,在黑子极小年,A值迅速减小,而R值仍随着小黑子的数目变动,A/R相应地减小;在黑子极大年,A值迅速增大,但R的增加比A慢,因而A/R也相应增大。观测条件不同,A/R也不尽相同。
天文学
天体测量学
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
星系与宇宙学
宇宙模型
宇宙模型(汉语拼音:Yuzhou Moxing;英语:Cosmological Model),对宇宙的大尺度时空结构、运动形态和物质演化的理论描述。又称模型宇宙。按照宇宙大尺度结构,有两种不同的模型。①均匀模型,即认为大尺度上物质的分布基本上是均匀各向同性的,满足宇宙学原理,另一种是等级模型,认为天体的分布是逐级成团的,物质分布在任何尺度上都具有非均匀性。按照运动形态,也有两种模型。②把红移解释为系统性运动,各种膨胀宇宙模型都属于此类。另一种则把红移解释为另外的机制。按照演化来区分,则有演化模型和稳恒态模型。前者认为宇宙大尺度上的物质分布和物理性质随着时间有明显的变化,后者则认为宇宙的基本特征不随时间变化。在已有的各种宇宙模型中,大爆炸宇宙模型最有影响。它解释的观测事实最多。因而,已被普遍接受。   宇宙学家造不出物质的宇宙模型,但他们能够建立数学方程组来说明各种可能宇宙的行为。这些宇宙(英文词首字母是小写“u”)就是宇宙模型。它们有的能说明现实宇宙(英文词首字母是大写“U”)的某些事,有的却什么也说明不了。 有些方程式比较容易解,研究这些模型的行为只需要一支铅笔、几张纸,再加点儿智力就行了。阿尔伯特·爱因斯坦就是这样发现了广义相对论方程式预言的宇宙膨胀;亚历山大·弗里德曼和其他人也是这样发展了对相对论允许的各种宇宙的认识。 其他宇宙模型考虑了更多的细节和更复杂的相互作用,它们的方程式只能借助高速电子计算机求解。但我们宇宙有一个既奇妙又可能很重要的特点,就是它看来可以很好地用爱因斯坦方程式的最简单解来描述——爱因斯坦自己就说过,“关于宇宙的最不可理解的事就是宇宙是能够理解的”。 以不带宇宙学常数的爱因斯坦方程式为基础的三组最简单宇宙模型,是以它们描述的宇宙最终命运来划分的。开宇宙是始于大爆炸并永远膨胀下去的宇宙;闭宇宙是始于大爆炸、膨胀到一个确定大小然后坍缩为大崩塌的宇宙;平坦宇宙正好在前两者的分界线上,它永远膨胀但越来越慢,在终结状态下永久“徘徊”而不坍缩。闭宇宙模型的一个变种是,大崩塌由“反冲”取代,因而宇宙重复地膨胀和坍缩。虽然我们的宇宙可能是开的,也可能是闭的,但它却难以同平坦宇宙区分开。 增加一个宇宙学常数,就可以创造更复杂的模型。有一个模型起始于无穷大,收缩到有限大小,然后再次膨胀;另一个模型从大爆炸开始向外膨胀,然后膨胀减慢以至停止,在大小不变的情况下停留任意长的时间,然后再次膨胀。还提出过其他一些模型。但这些奇异的模型被认为同现实宇宙没有多少关系。另见减速因子、稳恒态假说。
天文学
天体物理学
恒星大气的吸收和散射
恒星大气的吸收和散射( absorption and scattering of stellar atmosphere ),恒星大气是由无数原子、离子、电子和分子组成的体系。这些粒子既可发出辐射,也可吸收辐射。我们观测到的恒星光谱是整个恒星大气层的发射和吸收累加的结果。恒星大气的吸收有两种:在较宽的、连续的频率范围内使辐射减弱的过程称为连续吸收;只在谱线的频率范围内减弱辐射的过程称为线吸收。在恒星大气的能量平衡中起决定作用的是前者,因而这里只讨论连续吸收。 二十世纪三十年代以前,人们对恒星大气吸收的知识十分贫乏,不得不假定恒星大气物质的吸收本领在所有波长上都是一样的,这就是“灰色大气”假设。“灰色大气”无法解释恒星光谱能量按波长的分布和跳变的特征。 量子力学为研究恒星大气吸收的问题奠定了理论基础。根据恒星的光谱特征和恒星大气的物理性质,已经明确连续吸收主要是由原子的束缚-自由跃迁、自由-自由跃迁、分子的吸收以及电子和原子的散射引起的。 原子的束缚-自由跃迁和自由-自由跃迁 原子的束缚-自由跃迁,专指由吸收辐射引起的束缚-自由跃迁,即光致电离过程。当原子吸收能量大于原子结合能的光量子时,它就离解为离子和电子,这就是光致电离。设原子处于某一能级i,xi为i能级的原子结合能;设vi=xi/h,h为普朗克常数,原子只有吸收频率v>vi的光量子才能电离。因此,从该能级发生的光致电离,会在v>vi的区域产生连续吸收带。这里,vi称为带头频率。由于各能级的结合能不同,带头频率也各异。以最简单的氢原子为例,基态原子(能级主量子数n=1)的光致电离将在赖曼系限外(λ<912埃)产生连续吸收;第一激发态(n=2)的原子将在巴耳末系限外(λ<3646埃)产生连续吸收;n=3状态的原子将在帕邢系限外(λ<8204埃)产生连续吸收等等(见图1)。由于原子可以处在各个不同的能级,相应地产生不同的连续吸收带。我们在考虑任一频率处连续辐射的减弱时,应该把带头频率在其红端的所有吸收带都迭加起来。当然,在迭加中还要考虑处在各个状态的原子数目。 自由-自由跃迁是指自由电子在原子核的电场里可以从一个自由状态跃迁到另一个自由状态。如果从能量较低的自由态跃迁到能量较高的自由态,就要吸收辐射场的能量,产生连续吸收。 束缚-自由跃迁和自由-自由跃迁可以发生于各种各样的原子,其中几种比较重要的原子是: ① 氢原子 氢原子在恒星大气里含量最丰富,它的吸收作用首先受到重视。1936年门泽尔和皮克利斯用量子力学算出了氢原子光致电离和自由-自由跃迁过程的吸收系数。吸收系数是用来表征物质吸收辐射的能力的物理量。图2绘出了中性氢原子的束缚-自由跃迁吸收系数,分别绘出主量子数 为n=1,2,3,4,5的氢原子的吸收系数。图中吸收系数的单位是10-17厘米2。 虽然恒星大气里的氢原子很多,但它在晚型星里的吸收作用是微不足道的,因为这时它们基本上处于基态,只能对赖曼系限外的紫外辐射起吸收作用。在晚型恒星的能量平衡中,紫外区域并不重要;而对于太阳型恒星,则需要考虑氢原子在紫外区的吸收。至于A型、B型星,一方面,中性氢的激发态原子数目增多,可以对光谱在可见光区里进行吸收;另一方面,在能量平衡中,中性氢的吸收也起重要作用。所以,对A型、B型星,中性氢原子成为主要的吸收体。 ② 负氢离子 由一个中性氢原子和一个跟它连在一起的电子所组成的体系称为负氢离子,符号是H-。氢原子的电子不能完全屏蔽原子核的电场,所以氢原子仍可吸引一个电子并与之结合而形成负氢离子。 1939年维尔特首先指出:负氢离子吸收对中型光谱(见恒星光谱分类)的重要性。1946年昌德拉塞卡第一次成功地计算了负氢离子的束缚-自由跃迁和自由-自由跃迁确定的吸收系数。六十年代又有几个人改进了计算,求出负氢离子基态的束缚能为0.754电子伏,对应的带头波长是16450埃;在波长小于16450埃时,由束缚-自由跃迁确定的吸收系数随波长的变化近于抛物线关系,在8500埃处吸收系数有一极大值。图3给出负氢离子束缚-自由跃迁吸收系数,单位是厘米2,它是对于一个离子和单位电子压力给出的。 负氢离子的形成要求恒星大气中有大量的中性氢原子和自由电子。在晚型恒星里,由于自由电子较少,负氢离子的作用是不重要的。至于光谱型为中型的恒星,负氢离子的数量较多,它的吸收就成为主要的了。当温度增高时,负氢离子就要离解为氢原子,负氢离子的吸收作用也就被氢原子的吸收所取代。 ③ 氦原子和负氦离子 氦原子的吸收系数已由黄授书、戈德堡和上野季夫等计算过。 氦的电离电势很高(24.58电子伏),对应于从基态电离的带头波长是504埃,只有在O型、B型恒星的远紫外区才需要考虑它的作用。 和负氢离子完全类似,氦原子可以和一个电子结合,形成负氦离子。负氦离子只有一个稳定的束缚态。它的束缚能为19电子伏。负氦离子的束缚-自由跃迁是不重要的,但自由-自由跃迁是重要的,特别是对较冷的恒星大气的长波区域。麦克道尔等在1966年和T.L.约翰在1968年都计算出负氦离子的吸收系数。 ④ 金属原子 金属原子的吸收系数过去是用类氢原子的方法来计算的,与实际情况偏离较大。六十年代以来,采用量子数亏损方法,重新计算了金属原子的吸收系数。 金属原子的吸收在晚型恒星光谱里能起一定的作用,在太阳光谱的紫区和紫外区也要加以考虑。至于在早型的恒星里,由于金属原子的电离,它的吸收作用很快减弱了。 分子的离解、电离和分子带的吸收 分子通常由两个或两个以上的原子组成。每个分子都具有一定的离解能D。如果分子吸收光量子的能量大于D,分子就会离解为原子,多余的能量成为原子的动能。所以,分子的离解可以在v>D/h为普朗克常数,v为光频率)。其次,如果分子吸收光量子时,它的电子从束缚态跃迁到自由态,这就是分子的电离。分子的电离和原子的电离类似,也会产生连续吸收。至于分子带的吸收,本质上是分子的分立能级之间的跃迁,只是因为分子的能级是由多个自由度(分子的振动、转动和电子的运动)的能量确定,有密集的能级,分子光谱才呈现为带光谱。它们会对连续辐射起减弱作用。 在晚型恒星大气里,由于温度比较低,存在大量的中性和带电的分子。比较重要的有:H2、H2+、H3-、N2、O2、CO2、CN-、C3-、H2O-等。对一些分子的吸收系数已有计算结果。 自由电子的汤姆孙散射和氢原子的瑞利散射 根据经典电动力学,当某个频率的外来电磁波投射到自由电子(或束缚电子)上时,电子在电磁波的作用下会以同样的频率作强迫振动(或在原来振动上迭加强迫振动),同时不断向各个方向发出该频率的次波,这种现象叫作汤姆孙散射。自由电子的散射和氢原子(具有束缚电子)的瑞利散射都是连续吸收的源泉。已经知道,自由电子能够散射任何频率的辐射,自由电子的汤姆孙散射截面Se,也就是以一个自由电子来计算的散射系数,它等于 与波长无关。而氢原子的瑞利散射系数 式中λ用埃表示。这表明波长愈短,氢原子 的 散射作用愈大。自由电子 散射作用依赖于自由电子 的数量。在O型、早B型 恒星 的 大气 和A型、B型巨星 的 大气里,有大量 的自由电子,自由电子 散射 的作用在这些 恒星 的 大气里是主要 的。而氢原子 的瑞利 散射,能较有效地 散射太阳型 恒星 的紫外辐射。 可以把上述几种连续吸收过程按照性质的不同分为两大类:真吸收和散射。原子的束缚-自由跃迁和自由-自由跃迁是真吸收过程。因为这些过程都先把辐射能变为热能(电离能或自由电子动能),然后又在别的频率上辐射出去。自由电子的汤姆孙散射和氢原子的瑞利散射都属于散射过程,因为这两个过程都不把辐射能变为热能,也基本上不改变辐射的频率,只是改变了辐射的方向。分子的吸收比较复杂,有真吸收成分,也有散射的成分。对于真吸收过程,在局部热动平衡下发射系数与吸收系数之比符合基尔霍夫定律。对于散射过程,发射系数和散射系数的关系可以由单色辐射的能量平衡关系给出。上述恒星大气的真吸收和散射都能使连续辐射减弱,是连续吸收的主要根源。 在恒星大气里,辐射的吸收往往不是取决于一种过程,而是取决于多种过程。因此,需要把全部过程引起的吸收都考虑在内,才好计算总吸收系数。最早计算总吸收系数的工作是薇坦斯于1951年进行的。1965年博德用了这些年来改进了的吸收系数,重新计算了总吸收系数。艾伦已把他的计算结果收入1973年版的《物理量和天体物理量》一书中,但没有计及近年来发现的铁丰度的增加。 总之,在最冷的M型、N型、R型恒星里,辐射的吸收由分子和负氢离子确定,金属原子和负氦离子的吸收也起一定的作用。在太阳型恒星里,在光谱的可见光区和红外区,吸收的主要源泉是负氢离子,在λ<4000埃的区域,除了负氢离子外,还有H2+的吸收、氢原子巴耳末系限外的吸收、氢原子的瑞利散射和金属原子的吸收。在A型和B型星里,辐射的吸收主要由氢原子确定,在巨星、超巨星的大气里,还应考虑自由电子的散射。在最热的O型和早B型的恒星大气里,氢原子、氦原子的吸收和自由电子散射是重要的。
天文学
光学天文学
恒星摄谱仪
恒星摄谱仪( stellar spectrograph ),将来自恒星的光线展开成光谱,并将光谱拍摄在天文底片上的光学仪器。它可用来研究天体的化学组成、物理性质和运动规律,是天体物理学的重要研究工具之一。图1为一种平面光栅摄谱仪的光学系统:狭缝置于望远镜焦面上。穿过狭缝的光,经准直镜变成平行光射到光栅上。不同波长的光被光栅衍射到不同方向,经照相镜会聚成光谱,再由焦面处的照相底片拍摄下来。选择狭缝宽度应使它在光谱面上的像宽相当于底片分辨率(约0.02毫米)。狭缝后面安置滤光片,用来隔离级次重迭的光谱。准直镜和照相镜大多采用反射或折、反射系统。在小型摄谱仪中,也有采用棱镜作为色散元件的。在观测角直径很小的天体(如恒星)时,光谱成沿色散方向的一条线,难于分辨和测量,须借助适当机构,使星像沿狭缝长度方向来回移动,从而将光谱展成带状。天体光线通常照亮狭缝中部,狭缝两端被比较光源照亮。在天体光谱两侧拍摄出比较光谱,借以精确测定天体谱线的波长。图2是牧夫座ξ的光谱照片。此外,为了测定光谱上各点的相对强度,常用发射连续光谱的光源,通过阶梯减光片和相应色散系统,在底片上拍摄出一系列强度定标光谱。 图2 牧夫座ξ的光谱(上下是铁的比较光谱) 恒星摄谱仪观测的对象都比较暗弱,所以需要大口径望远镜收集足够的光,并采取各种措施提高摄谱仪的聚光能力,例如尽可能减少光学元件数目,采用多层膜技术,以提高光学透射和反射率,设计强光力照相机,使用底片敏化技术等。此外,应采用大面积闪耀(定向)光栅。目前已能刻划出面积达400×600毫米2的大光栅。在色散度较高的光谱观测中,狭缝宽度比星像直径小得多,使用像切分器可将星像切成若干窄条送入摄谱仪,从而提高仪器的集光能力。 摄谱仪的色散度,视天体亮度和研究目的而定。亮星可用高色散(可达1埃/毫米)作详细研究。暗星或星系一般只能用低色散(如200埃/毫米)。高色散摄谱仪大而重,通常固定在折轴焦点位置,光学元件一般置于折轴焦点摄谱仪室内的水泥基墩上。中等或低色散摄谱仪小而轻,置于卡塞格林焦点或主焦点位置,随望远镜的运转不断改变其空间位置。它们的结构应异常牢固,将自身的重力变形减小到最低程度。二十世纪六十年代以来,有的卡塞格林焦点摄谱仪采用中阶梯光栅作为色散元件,获得相当于折轴焦点摄谱仪的线色散。为避免长时间曝光过程中环境温度变化的影响,摄谱仪应采取隔热保温措施(见折轴望远镜、卡塞格林望远镜、主焦点系统)。 现代摄谱仪还采用单级或多级像增强器或其他光电成像器件作为光谱探测器,这就成为像管摄谱仪。它能以比照片高得多的速度或色散度(每毫米几埃甚至零点几埃)记录暗弱天体光谱。除有缝摄谱仪外,还经常采用无缝摄谱仪、物端棱镜和非物端光栅来拍摄低色散恒星光谱。
天文学
天体物理学
Α过程
α过程,B2FH理论(元素合成理论)中的一种过程。1957年,伯比奇夫妇、福勒和霍伊尔提出元素在恒星中合成的假说时,曾经认为:通过α 过程,α 粒子与 20Ne(氖同位素)相继反应,可以生成24Mg、28Si、32S、36Ar、40Ca(镁、硅、硫、氩、 钙的同位素)等核子数为4的整数倍的原子核。现在α过程已经成为过时的术语,它已经被碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧等过程所取代。

天文学百科,包含 8 个子目录,约 1000 条词条、110,0000 个字符。

数据包含一级目录、二级目录、标题、内容。其中内容已经处理为单行,且文本普遍较长

一个样例如下:

{
    "top_category": "天文学",
    "sub_category": "天体力学",
    "title": "万有引力定律",
    "content": "万有引力定律(汉语拼音:wàn yǒu yǐn lì zhī dìng lǜ),(universal gravitation,law of),自然界中任何两个质点都相互吸引,这个力同两个质点的质量的乘积成正比,同它们之间的距离的二次方成反比。如用m1、m2表示两质点的质量,r表示两质点间的距离,F表示作用力的值,则F=Gm1m2/r2,式中的G是比例常量,称万有引力常量或牛顿引力常量,数值因不同单位制而异,在国际单位制中G为6.672×1011牛顿·米2/千克2。这个定律由牛顿于1687年在《原理》上首次发表,它和牛顿运动定律一起,构成了牛顿力学特别是天体力学的基础。\n  在牛顿公布该定律之前,胡克、惠更斯都曾根据开普勒定律推测行星和太阳间存在和距离二次方成反比的引力,但未能提出数学证明,为此胡克还和牛顿通过信,因此对定律的首创权有过争议。牛顿还曾对晚年的忘年交斯多克雷说过,1666年他在家乡避瘟疫时,曾因见苹果从树上落地而想到地球对苹果的引力是否可延伸到月球。此说传布很广,许多科学家深信不疑,并对牛顿为何推迟20年才发表有种种推测。但也有人根据牛顿晚年的精神状态,认为他对斯多克雷所说的并非真情。\n  一般物体之间的引力,在物体尺度远小于质心距离时,可视为质点;尺度和间距相近时,须视为质点系,用积分法求引力。但牛顿已算出一个密度均匀的圆球对附近质点的引力同把圆球的质量集中于球心时完全一致。对万有引力的起因,牛顿未作解释,把它视为超距力或以太的作用,系后人所为。爱因斯坦在广义相对论中将引力归之于时空曲率的变化。"
}
Downloads last month
0
Edit dataset card