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


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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”。


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。


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。


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。


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。


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。


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


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。


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：


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。


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。


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。


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


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。


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


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


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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）


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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）。


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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。


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）。


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。


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。


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。


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。


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


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。


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。


银核

银核（汉语拼音：Yinhe；英语：Galactic Center），见银河系结构。


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。


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。


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。


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）。


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。


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。


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。]


室女座W型变星

室女座W型变星（ W Virginis variables ），即星族Ⅱ的造父变星。与星族Ⅰ造父变星的主要不同点是：光变曲线在极大或下降段（在位相0.4处）有一较长的停顿；周期大致范围为2～45天，频数分布的极大值在10～20天之间，而在5～10天的则很少；周光关系的曲线类似星族Ⅰ造父变星，但零点暗1.5～2等；离银道面的距离和相对于太阳的速度比星族Ⅰ造父变星大；光强临近极大时光谱中出现亮氢线，而到极大时发射已减弱，这是星族Ⅰ造父变星所没有的；比周期相同的星族Ⅰ造父变星具有较早的光谱型。典型代表为室女座W。近年来又把它们细分为球状星团室女座 W型变星和银河星场室女座W型变星，据1978年的资料，前者周期很少在8～12天之间的。


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。


轨道改进

轨道改进（ improvement of orbit ），一种精密测定天体轨道的方法。这种方法以天体的某一初始轨道为依据，利用尽可能多的观测资料，逐次改进轨道要素，最后求出天体的精密轨道。

概述
牛顿在他的图解法轨道计算中，就注意到逐次改进轨道的问题。高斯在轨道计算中使用了“两个日心向径变分法”，来改进轨道计算的精度。现代的轨道改进，常用微分改进法，其基本思想是哈泽在1896年首先提出的，后经勒施奈改进，当时他们采用的是直角坐标改进法。1937年埃克特和布劳威尔开始使用轨道要素改进法，为现代的轨道改进方法奠定了基础。
早期，主要是对太阳系中的自然天体进行轨道改进，改进弧段一般较短，这些天体的摄动也较小，加上当时的计算条件较差，因此，在轨道改进中一般没有考虑严格的摄动，也不进行多次迭代(见摄动理论)。1951年，埃克特等人在计算五颗外行星直角坐标时，首先成功地运用电子计算机实现了轨道改进。电子计算机的使用，为轨道改进中进行精密的摄动计算和严格的迭代解算提供了现实可能，从而为轨道改进开辟了广阔的前景。另一方面，人造天体的发射又向轨道计算提出了更高的要求，不仅需要处理诸如测距、测速等新型的观测资料，而且由于人造天体的运动快、摄动大，还提出了高精度实时测轨的要求，这些要求不仅促使传统的轨道改进方法进一步完善，而且还导致了新型测轨方法──统计测轨法的出现。

原理
目前常用的轨道改进的原理是比较简单的。设某天体的初始轨道要素为σj(j=1，2，…，6)，该天体的N次观测资料为ti、Fi(i=1，2，…，N)，其中Fi是ti、σj、εk的函数，即：Fi=Fi(ti，σj，εk) 式中εk是测站坐标以及其他同观测和轨道理论有关的物理常数，例如，大气对流层系数、电离层折射系数、地球引力场模式参数等。一般说来，由上式算得的Fi（用Fi(c)表示）与观测所得的Fi（用Fi(0)表示）并不相等，这不仅是因为观测本身有误差，而且还因为σj、εk等与真值均有偏差。不过在轨道改进中，通常仅认为σj有偏差，而且还认为这种偏差较小，允许忽略其高阶项。于是由一阶泰勒展开式可得：

显然，利用这些条件方程，用最小二乘法就可求得 轨道参数的改正值Δσ j，再用σ j+Δσ j作为初始 轨道进行迭代，就可求出愈益精确的 轨道要素。
在轨道改进中，偏导数дFi/дσj一般可用两种方法求得：其一是用差商代替偏导数，这样的轨道改进，称为差分改进法；其二是将Fi简化，略去其复杂的和微小的摄动部分，只求其主项，即简单的二体问题部分。此外，σj不一定是六个轨道要素，它可以是某一历元的天体的坐标和速度，也可以是轨道要素的各种组合，例如，为了克服e=0、i=0的困难而引进的各种无奇点要素。Fi也不一定是直接观测量，可以是它们的组合或投影，例如在经典的轨道改进中，将方向观测所得到的赤道坐标(α，δ)投影到另外两个互相垂直的方向，可使轨道平面的要素倾角和升交点黄经(i，Ω)与其他四个要素分开解算，从而减少了计算工作量。巴特拉科夫等人指出，如果将方向观测投影到与天体视轨道平行和垂直的两个方向，其中一个方向上的观测将与时间误差无关，这对人造卫星的轨道计算是有好处的。

人造卫星的轨道改进
利用现代无线电、激光技术得到的高精度的卫星观测资料，已广泛应用于科学研究之中，例如，卫星大地测量、多普勒测定极移等。在这些课题中，在人造卫星的轨道改进方面出现了一些新的特点。①同时改进轨道要素、测站坐标、地球引力场模式和地极坐标等。②为了补救资料归算和运动理论中物理模式的缺陷以及仪器误差等不利影响，在轨道改进中常引进一些误差常数，与轨道要素一起改进。有时还采用统计数学的方法，分配一定的模型差，从而提高了轨道测量的精度。③不断使用新的数学方法，关于误差的理论也愈益严格。例如，在卫星大地测量中使用了最小二乘配置法，解大型方程组时使用了分区回归法，严格进行观测资料的加权，求出了参数的协差阵等。


等级式宇宙模型

等级式宇宙模型（ hierarchic model ），法国天文学家沃库勒等倡导的一种宇宙学说。这种学说认为宇宙在结构上是分层次的，如恒星、星系、星系团、超星系团以至更大的集团。随着尺度的变化，集团的性质也在变化。所谓宇宙的均匀性与各向同性，对不同层次有不同涵义。十八世纪中期，德国物理学家朗伯特曾提出过天体逐级成团分布的概念。他把太阳系叫作第一级，第二级是比太阳系大得多的所谓星团，第三级是银河系。1908年瑞典天文学家沙利叶提出了等级式宇宙模型，并且指出，根据这种模型可以克服奥伯斯佯谬的困难，即：当第n+1级与n级的半径比大于n+1级所包含的n级天体的个数的平方根时，天体到达地面的总光通量就是有限的，或者说远处天体对光通量的贡献可以是任意小的数值，因而不会发生“黑夜和白天一样亮”的所谓奥伯斯佯谬现象。
沃库勒坚持并发展了他们的观点。由现代观测知道天体的分布是成团的。星系计数现可达100兆秒差距范围。沃库勒认为即使在这样大的尺度，天体分布的起伏也不是随机性的，而是存在更高级的团聚现象。他不同意宇宙学原理认为宇宙在大尺度上是均匀的和各向同性的。他认为，既然在直到目前星系计数所及的尺度上，星系的分布都有明显的非随机成团现象，不能设想一旦大于这一计数的总尺度，成团性就会消失而表现为均匀分布。根据等级式宇宙模型推出，平均密度随观测距离加大而减小，这已为20多个量级的半径范围和45个量级的密度范围的观测资料所证实，不能设想一旦超过这个范围，这种关系就不复存在而代之以某一均匀密度。沃库勒认为宇宙学原理是“由于美学上的偏见和数学上的简化”而提出来的。如果天体分布是成团的，则宇宙膨胀要受这种成团影响而出现起伏，哈勃常数要因不同密度的起伏而改变，因而宇宙模型不能作统一处理。
等级式宇宙模型目前还没有精确的数学表述和确切的理论预言，兹威基和奥尔特等许多人也不同意沃库勒的结论。他们认为成团性终止于星系团一级，至多终止于超星系团一级。


恒星的形成和演化

恒星的形成和演化（ formation and evolution of stars ），恒星的形成和演化如下：

目录

1 恒星的形成

1.1 形成恒星的星云
1.2 星云的快收缩过程
1.3 星云的慢收缩过程──原恒星阶段

2 恒星的演化

2.1 星团赫罗图和星场赫罗图同演化理论的比较
2.2 恒星演化的末态

2.2.1 白矮星
2.2.2 中子星
2.2.3 黑洞

2.3 质量抛失在恒星演化中的作用

3 结束语

恒星的形成
形成恒星的星云
一般认为，恒星是由低密度的星际物质凝缩而成的。苏联天文学家阿姆巴楚米扬1955年提出相反的看法，认为恒星是由高密度的星前物质形成的，但他没有说明形成的过程，大多数天文学家不接受这种看法。
银河系星际物质的密度约为10-24～10-23克/厘米3量级。其化学成分还不能完全确定，一般认为和年轻恒星的成分相同，即氢、氦和其他元素的质量组成的比例约为0.71：0.27：0.02；其他元素按所占比例依次为：氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫、氩、铝、钙、钠等。星际物质往往凝聚成团块，称作星云。星云可分为两类：第一类，氢已完全电离，它的温度在104K左右，称作电离氢云；另一类，氢并未电离，温度约在100K以下，称作中性氢云。温度低有利于凝聚，所以凝聚成恒星的星云都是中性氢云。在这类星云中，尘埃所占比重约小于2％。星云质量可从几十个M嫯（太阳质量）到一万多个M嫯，密度比星际物质约高一个量级。
分析表明，若星云的温度在100K左右，密度为10-23～10-22克/厘米3，即每立方厘米内有10～102个氢原子，星云的质量至少需要达到103～104M嫯的量级才能收缩。由观测得知，恒星质量大多在0.1～10M嫯。范围内，平均密度大多在10-13～10克/厘米3范围内，如太阳的平均密度为1.41克/厘米3。所以星云形成恒星，除了凝聚之外，还要经历一个碎裂的过程。各种学说都企图论证这个过程，但迄今还没有一致的看法。不过，从观测得知，存在着质量在0.5～104M嫯之间、密度在10-23～10-10克/厘米3之间的各种星云，这些星云有不同程度的凝聚现象。因此可以假定，恒星形成的时候，大自然中原存在着质量为0.5～20M嫯的球状星云，这种星云具有一般中性氢云的温度10～100K，并且有足够高的密度（如不小于10-19克/厘米3）使星云收缩成为恒星。

星云的快收缩过程
从星云凝聚为恒星，半径缩小到约百万分之一，平均密度增加1016倍以上，这是一个快收缩过程，属于动态问题。直到现在，关于快收缩问题的研究成果不多，分歧较大。目前认为，在收缩过程中，由热运动形成的向外压力远远抵不住向内引力，物质急速内聚，中心密度增高更快。起初星云密度稀薄，物质是透明的，收缩所产生的热量无阻挡地向外散逸。当中心密度达到10-13克/厘米3时，中心部分逐渐变得不透明，热量就不易外逸，致使温度增加。当中心部分温度达到2，000K时，氢分子开始成为原子，吸收大量热量，使压力骤降，抵不住引力，因而中心崩陷为体积更小、密度更大的内核。外围形成一股强大的星风，速度达每秒几百公里。对大质量恒星来说，辐射压的向外作用力或许更为重要。这种作用力不仅足以阻止星云外围物质进一步落向中心，而且还会把它们驱散。散逸可能是不对称、不均匀的，因而来自中心的辐射就能穿过那些较稀薄的裂缝而形成一些亮条，这就是赫比格－阿罗天体即H-H天体的情况。全部的星周物质大约在104～105年内逐渐消失，恒星才渐渐露出面目，而为我们所见。其亮度自然是逐渐上升的。有人认为，这可能就是猎户座FU型变星的情况，这一类型的恒星会在数百天内逐渐变亮，亮度增加100倍以上。

星云的慢收缩过程──原恒星阶段
星云快收缩过程的终了，就是慢收缩过程的开始。在慢收缩过程中，星云内每小块物质所受到的向内的引力几乎和向外的压力相等，形成所谓准流体平衡状态。收缩增加内部热量，其中部分热量辐射到星云外部，部分热量使内部、尤其是中心部分的温度上升。等到中心温度升到700万度以上，氢聚变为氦的热核反应所产生的热量足以和向外辐射的热量相当时，星云便不再收缩，达到流体平衡状态，成为一颗正常的恒星，叫主序星。处于从星云过渡到主序星前慢收缩阶段的天体叫原恒星。金牛座T型变星、H-H发射线星可能正是处在这个阶段。
对原恒星的演化研究得较多，结果也较明确，而且易于用天文观测来验证。观测恒星可以测到它的亮度和颜色。如知道距离，还可以求得它的光度；经过转换，从颜色也可求得恒星的表面温度。根据这些资料可以确定恒星在赫罗图的位置。
图1表示赫罗图上星族I原恒星演化到主序星的演化程。图中曲线C1C2C3代表不同质量主序星所在的位置，称作主星序。A1B1C1、A2B2C2和A3B3C3分别代表质量为2M嫯、1M嫯和0.6M嫯的原恒星顺着箭头向主星序演变的途径，称作演化程。各演化程上的R1、R2和R3点表示原恒星内部结构开始变迁的位置。在A1R1、A2R2和A3R3演化程上，整个原恒星内部的物质处于对流状态；到达R1、R2和R3点后，原恒星中心部分的物质开始出现辐射平衡状态。到转弯处B1、B2和B3，仅中心部分那一半的质量处于辐射平衡状态。

二十世纪六十年代前，人们认为原恒星阶段处于辐射平衡，据此算得恒星的演化程大致由图1中的D1B1C1、D2B2C2和D3B3C3来代表。日本天文学家林忠四郎在研究红巨星模型的启发下，通过理论分析得出，原恒星的准平衡态在赫罗图上只能存在于一定范围内；这个范围取决于原恒星的质量，即对于质量为2M嫯、1M嫯和0.6M嫯的原恒星，准平衡态模型只能分别在A1B1、A2B2和A3B3的左方。这个理论为较多人所接受，并且把A1B1C1、A2B2C2和A3B3C3等曲线称为林忠四郎演化程。
年轻星团的赫罗图可以用来检验原恒星演化程的理论。星团中的许多恒星起源于同一个巨大星云，大致在同一时期形成，具有相近的年龄。图2中，画有林忠四郎演化程和全辐射演化程二者的等年龄线。把观测到的年轻星团 NGC2264的星画在图上，可以清楚地看到星团NGC2264的年龄很符合林忠四郎演化程的理论，即星团的年龄大致是4×105～4×106年。图2还说明不同质量的原恒星到达主星序的快慢。质量大的原恒星，光度大，演化快，到达主星序的时间较短；质量小的原恒星，光度小，演化慢，到达主星序需要较长的时间。因此，这年轻星团上段的星已到达主星序，而下段的星还未到达，尚位于主星序的上方。另外两个年轻星团NGC6530和猎户座星团的赫罗图也出现相同的情形。

图中，NGC2264星团有几颗星落在主星序的下方，按上面的理论是无法解释的。有的天文学家认为这几颗星实际上要亮得多，只是有厚的气体和尘埃层才使它们变暗。后来，用不受尘埃影响的氢吸收线轮廓来确定光度，果然亮得多，这就符合上述假说。
此外，恒星大气中锂的含量的观测结果也有利于原恒星全对流的理论。从光谱观测得到的金牛座T型星大气中锂相对于金属丰度的比值约为太阳大气中的100倍，与地球和陨石上的比值相当。这是因为金牛座T型星处在全对流阶段，中心温度低于106K，还不足以引起锂和质子的核反应；而在太阳内部，它的对流层下部温度高达3×106K，足以发生上述核反应而使锂的丰度下降。

恒星的演化
恒星演化的一般理论　图3中不同质量恒星的演化程是根据恒星内部结构理论推算出来的。这项理论主要是以流体静力平衡和热核反应供给能量为基础的。在流体静力平衡的条件下，一般恒星的中心温度和恒星质量成正比。如太阳的中心温度为1，500万度左右，在这样的高温下，能产生热核反应，保证能量来源。爱因斯坦在二十世纪初提出质量和能量之间的关系，直到三十年代末，贝特和魏茨泽克才根据核反应的实验数据和热核反应的机理，提出氢聚变为氦的碳氮循环的热核反应来说明恒星的巨大能量来源。四十年代M.史瓦西首先把碳氮循环应用到太阳内部结构的计算中，获得太阳内部温度、密度和压力的分布以及氢、氦成分并得出太阳的年龄，从此开始进行主星序上不同质量恒星的结构和演化的计算工作（按现有理论，太阳应以质子－质子反应为主）。

恒星停留在主星序阶段的时间是可以计算的。关于恒星内部结构的理论指出，在恒星中心部分氢聚变为氦的过程中，当氦的质量约占恒星总质量的12％时，恒星的结构就发生明显变化，开始离开主星序，如图3所示。另一方面，主星序上的恒星存在一项质光关系，即它的光度和质量的3.5次方成正比。因此，大质量恒星的氢的消耗快得多。在很短的时期内，中心部分氦的质量就达到恒星总质量的12％，因而停留在主星序的时间比小质量星远为短促。所以高光度、大质量的O、B型星（见恒星光谱分类）停留在主星序上只有几百万年、几千万年，而低光度、小质量的M、K型星停留在主星序上可以达几千亿年、几万亿年之久。太阳应停留在主星序阶段约100亿年，到目前已停留了50亿年左右。
在赫罗图上恒星脱离主星序向右演化，因质量不同而经历不同的演化程。图3中除标出光度和温度外，还有等半径线即虚斜线，一颗星在这图上自左向右演化，表示它的表面温度在降低，半径在增大。从图3可知，2.5、5.0和10M嫯的恒星的演化程，除了光度不同外，基本上是类似的。上述恒星中心的温度都在2，000万度以上，适宜进行碳氮循环的氢聚变为氦的热核反应。这项反应的速率和温度18次方(T18)成正比，产能高，因而温度梯度大，使中心部分形成对流核心，将物质搅混。由于热核反应，对流核心的氢含量逐渐减少，对流核外的氢含量保持不变。这种不均匀性的发展，促使恒星的结构逐渐发生变化，恒星的光度和半径逐渐增加，如图3中A1B1、A2B2和A3B3所表现的那样。
恒星中心对流核的氢含量消耗到只有1～2％时，由于热核反应的能量供应不足，恒星整体就开始收缩，如图3中B1C1、B2C2和B3C3所示。收缩使温度增高，终于使紧贴对流核心外面的薄层开始氢聚变为氦的热核反应，供给能量；这时外层温度增高，使星体膨胀起来，表现于图3中为自C1、C2和C3向右演化。质量大于10M嫯的恒星向右演化的过程中，中心温度超过1亿度，可以引起三个氦核聚变成碳核的热核反应。质量小于10M嫯的恒星要演变到红巨星顶端、光度最大、中心温度达1亿度时，才能发生这种反应。
质量小于1.5M嫯的恒星在赫罗图上的演化程表现出截然不同的情形，如图3中DEFG所描绘的那样。这是一个质量为1.2M嫯星族Ⅱ的恒星演化程。质量小的恒星，中心温度低，密度大，电子成为简并态，足以抵御外部压力，因而中心部分的收缩不象大质量恒星那样厉害。再者，由于中心温度只有一千几百万度，在氢聚变成氦的热核反应中，质子-质子反应取代碳氮循环，成为恒星能量的主要来源。质子-质子反应和温度的较低次方(T3.5)成正比，所形成的温度梯度较低，不足以产生对流核心。此外，小质量恒星的另一特征是：表面温度低，邻近表面区的不透明度大，温度梯度增大，使对流层厚度往往超过半径的一半。对流层传热快，使恒星光度逐渐增大。这一系列内部结构的变化，表现在恒星的光度和表面温度上，如图3中DEF所示。演化到达红巨星支的顶点F时，中心温度高过1亿度，三个氦核聚变为碳核的热核反应成为可能，氦突然燃烧，发生“氦闪耀”现象。此时，产生大量热量，温度更加升高，终于使中心部分的电子简并态回到非简并态，然后内部膨胀、吸热，产生“热逃逸”现象，光度骤减，使星点在赫罗图上很快从F向G下落，而中心氦核球开始稳定地燃烧。
在赫罗图上大质量恒星向右演变到红巨星之后的演化，和小质量恒星自F点下落到G后的演化的问题，是六十年代以来应用大型电子计算机进行研究的，现已得到一些很有意义的结果。大体说来，质量大的恒星，象5M嫯、7M嫯和9M嫯恒星的演化程是从右方(即红巨星)向左移，在离主星序不同距离处，又沿不同演化程回到右方，这样可以来回几次，但并不重复上次的演化程。它们来回移动时跨过赫罗图上主星序和红巨星支之间的一条不稳定区狭带，如图3所示。这条狭带就是造父变星的区域。有意义的是在计算恒星演化中，恒星进入这区域就表现出脉动不稳定性。这样就把恒星内部结构的变化同恒星表面的脉动不稳定性密切联系起来。至于小质量的恒星，象星族Ⅱ的1.2M嫯恒星的演化程，从G点下方向左行动，在到达主星序前，又折回向右，绕行一个很扁的水平圈。这水平圈的轨迹对应于由星族Ⅱ恒星所组成的球状星团赫罗图中有特征性的水平支。水平支上的不稳定区域是著名的天琴座RR型变星的位置，它的宽度△lgTθ约为0.06。细致的计算表明，不稳定区域蓝边的位置是和恒星的氢氦含量密切相关的，所以把水平支上最蓝变星的性质和不同氢氦含量的理论蓝边作比较，就可以估计出恒星大气中的氦含量。在好几个球状星团中，变星的光变周期P（单位：天）的对数lgP为-0.55～-0.60，它们的蓝边温度Tθ的对数约为3.87，由此导出的氦丰度为25％左右。这项从星族Ⅱ恒星演化理论所得的值同从变星的脉动理论、电离氢区的观测以及大爆炸宇宙学方法所得的值(22～24％)基本上一致。

星团赫罗图和星场赫罗图同演化理论的比较
同一个星团内的恒星离我们的距离可以认为都是相同的，因此它们的亮度差等于它们本身的光度差。此外，还可以认为同一个星团内的恒星差不多都是同时期形成的。小质量的恒星收缩时间长，到达主星序的时间迟；到达后，停留的时间长。所以年轻星团的星，亮星已演化到主星序上，而暗星还未到达主星序，落在主星序的上方，NGC2264即其一例。年老的星团，恰恰相反，暗星还停留在主星序上，而主星序上段已找不到亮星，即使找到，也是已弯向右方成为脱离主星序的星了。星团年龄愈老，弯向右方愈甚，刚刚弯离主星序那点的星的光度愈暗。把各种不同年龄星团的未偏离主星序的一段联接成一个完整主星序，其中最年轻的星团NGC2362在顶端，最年老的星团M67在最下段（图4）。有了这幅完整的主星序赫罗图作为标准，只要把任何依据新观测到的星团资料编成的赫罗图同它作比较，确定哪点弯离主星序，就可以定出它的年龄和恒星的本身光度。图4右面所标的年龄是相应光度的恒星停留在主星序的时间，例如绝对星等为-4等的星为6.5×106年，绝对星等为+4等的星为6.7×109年，这二者也就分别是英仙座h+x星团和M67星团的年龄，因为它们分别在绝对星等-4和+4处弯向右方。根据恒星本身的光度和视亮度就可以定出这个星团的距离。由此定出的距离误差不大，是测定星团距离的重要方法之一。

对于场星，即非星团星，用上述的恒星演化学说来说明观测到的现象也很成功。以照相星等亮于8.5星等的6，700颗恒星的赫罗图(图见第117页)为例，此图虽然受到选择作用的影响，有利于光度大的星，但在图上主要的特征(如主星序和红巨星支)还能清楚地显示出来。在图上绝大部分的星都落在主星序上，表示恒星在这阶段演变最慢。恒星脱离主星序后很快演变为红巨星，因而出现了主星序与红巨星支之间的赫氏空区。

恒星演化的末态
恒星演化到后期，星体结构愈来愈复杂，变化愈来愈剧烈。随着内部温度的升高，氦、碳、氧等核子先后参与热核反应，这些核子的热核反应属于强作用，不象氢聚变为氦（属于弱作用）那样缓慢进行，而是十分剧烈。这时，平衡态理论不再适用。在恒星演化的不同时期，演变的快慢是非常悬殊的。计算刚刚离开主星序两个相继星型的时间间隔，可以取近亿年，而在红巨星顶端F处，必须取时间间隔为2秒来进行计算。恒星的末态，即它们的归宿应该是在赫罗图上主星序的左面。从主星序极右方红巨星或红超巨星演变到它们的末态，一般要抛失质量，甚至要象新星、超新星那样大爆发，然后才演变为行星状星云的中心星、白矮星或中子星。由于星型结构复杂，所取参量和处理方法不同，这类动态的演变过程还缺乏统一的推算结果。对于恒星末态，目前并不是仔细地一步一步地从演化的过程来寻求，而是从高密物质的平衡态来探讨，即假定恒星内部各种核能已经完全耗尽，正在慢慢冷却，然后根据这种情况计算流体平衡条件下的物质分布情况。理论分析表明，在恒星演化末期将出现三类天体：白矮星、中子星和黑洞，具体是哪一类，则视质量而定。质量界限的具体值因所用的物态方程不同而异。

白矮星
恒星在核能耗尽后，如它的质量小于1.44M嫯就将成为白矮星。没有核能后，它靠引力收缩供能。等收缩到原来半径的几十分之一到百分之一时，中心密度已经很高，电子形成简并态。当电子气体的压力足以抵住引力收缩时，便达到新的平衡。这时恒星不再收缩，只靠它的剩余热量发光，这种星称为白矮星。随着它的余热逐渐消失，表面温度逐渐降低，慢慢成为红矮星、黑矮星，就无法观测到了。已观测到并确认为白矮星的恒星只有千余颗。它们的光度很小，不容易观测到，估计它们的数目应相当多，约占恒星总数十分之一左右。

中子星
恒星在核能耗尽之后，如果它的质量在1.44～2M嫯之间，就会成为中子星。按照平衡态的理论，在形成中子星前，恒星内部是由简并态电子气体和铁核构成的。铁核是经过轻核逐级聚变形成的。随着引力收缩，压力和密度增加，电子的费密能量愈来愈大，终于打进铁核，在其中组成更多中子。等到电子的费密能量超过25兆电子伏时，中子就脱离重核的束缚而放射出来，积累成为简并态中子气体。当密度接近核子密度4×1014克/厘米3时，几乎绝大部分是中子，电子和质子仅占总数的百分之一、二。这时简并态中子气体的运动顶住引力的压缩，使恒星不再收缩，就成为稳定态的中子星。
不少天文学家认为中子星的形成是超新星爆发的后果，外部的物质爆炸出去，形成星云状物质，内部坍缩，形成为中子星。模拟超新星爆发的理论计算，虽然得到一些结果，认为可以形成中子星，但也有一些结果表明，爆炸力量过于巨大，会使整个星体崩溃，不留内部残骸。这类计算，不确定的因数较多，目前没有肯定的看法。重要的是在1967年终于发现了中子星，到1978年已发现了300颗以上。

黑洞
恒星在核能耗尽后，如质量超过2M嫯，则平衡态不再存在，星体将无限制地收缩。虽然目前还没有密度大于1015克/厘米3的物质的实验数据，无法推测星体的具体结构，但根据理论可以推断，星体的半径将愈来愈小，密度将愈来愈大，终于达到临界点，这时它的引力之大足以使一切粒子，包括光子，都不能外逸，因而称为“黑洞”。质量为2M嫯的恒星，如形成黑洞，其半径不超过5.2公里。近年来，有人提出质量介于2～3.2M嫯间的恒星有可能成为反常中子星或层子星等。

质量抛失在恒星演化中的作用
恒星抛失质量在演化中起着不可忽视的作用。除了新星、超新星的大量抛失质量外，实际上，恒星在不同程度上也不断在抛失质量（见质量损失）。不过，一般而论，恒星在主星序阶段抛失的质量是微不足道的，对演化没有多大影响。但在红巨星阶段，它体积庞大，表面引力较小，对流大气中又有上升的气流，质量易于抛失。从观测获知存在不少质量小于1M嫯的白矮星，就可以证明这点。因为质量小于1M嫯的恒星要经历红巨星阶段而后演化成白矮星，所需时间要比银河系的年龄（约2×1010年）还长。这些白矮星大概是从质量较大的恒星演变成的，也就是说它们原来质量大，因而演化也快，经过质量抛失，终于形成白矮星。
在双星中，质量抛失对恒星演化所起的作用较为明显。天狼、南河三和波江座o2都是双星系统，它们都含有一颗白矮星。经长期研究表明，前两个双星中，光度亮的主星的质量比伴星（白矮星）大，且为主序星。因为俘获另一颗恒星的可能性微不足道，所以双星系统中的两颗星应当是同时形成的。质量大的那颗子星，应该演化快，但实际情况恰相反。可能的解释是伴星原来质量大，演化快，随后抛失了质量逐步演变成为白矮星。
密近双星的两颗星靠得近，它们的相互作用，更会大大影响两星的演化过程。计算表明，质量较大的星若是中心部分氢已枯竭，膨胀成红巨星，其质量会流向质量较小的恒星，演化成质量小于0.5M嫯的白矮星。自1954年发现武仙座DQ新星是双星后，接连发现了好些新星都是双星。假定双星中一个子星是白矮星，它的表面温度高，会吸积伴星流入的氢气，到达一定程度时，就有可能发生热核反应，产生足够的能量，产生爆发而抛掉所吸积的外层物质。然后，又重新吸积伴星的气体，经过同样的过程再次爆发。这是再发新星能够反复爆发的原因，例如蛇夫座RS新星在1898年、1933年和1958年三度爆发，北冕座T在1866年和1946年两度爆发。

结束语
现代天体物理学最大的成就之一就是基本上说明了恒星演化和元素演化两个重要问题。这两个问题关系十分密切。元素的核综合演化是在恒星内部完成的，可以说是恒星演化的动力。恒星的能源供应以引力收缩和热核反应两种方式交替进行。核能的供应是主要的，占90％以上。引力收缩主要是使恒星中心温度增高。随着温度的逐步升高，较重核子发生热核反应，逐级聚变形成更重的核子。恒星演化晚期，中心温度达109K时，带走绝大部分能量的是中微子而不是光子，中微子在超新星爆发中起的作用尤其重要（见中微子天文学）。所以宏观的恒星演化过程是和微观的原子核反应息息相关的，也可以说微观的核子反应过程控制着宏观的恒星演化过程。
现代恒星演化学说的成就是巨大的，但由于问题复杂、资料不够完备以及理论过于简单化，还有很多不足之处。对于星云物质的化学成分、尘埃和气体的比例以及尘埃的吸收等数据，了解得不够清楚，甚至缺乏数据。不论星云、原恒星和恒星，它们都有不同的磁场和自转运动，一般说来，磁场和自转都起着抵制收缩的作用。它们和引力效应比较起来，固然处于次要地位，但是却不能忽略不计。值得一提的是近年物理学界提出的太阳的中微子问题。太阳中心部分质子－质子反应所发射的中微子，其观测值低于理论预期值近一个量级，对此迄今还没有令人满意的解释。


不规则星系团

不规则星系团，又称疏散星系团，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，例如武仙星系团。
它们的数目比规则星系团更多。大的不规则星系团的成员星系数多达 2,500个以上；小的只包含几十个甚至更少的成员星系，本星系群就属这一类。范围比较大的不规则星系团可以有几个凝聚中心，在团内形成一种次一级的成群结构。整个团就是这些较小群的松散集合体，又可称为星云或超星系。不规则星系团总是各种类型星系的混合体，其中往往以暗星系占绝对优势，这也是与规则星系团的不同之处。另外，只有少数不规则星系团发射X射线。


不透明度

不透明度（ opacity ），表征物质对辐射的吸收能力强弱的一种量。某种物质不透明度大，就是指该物质对辐射的吸收能力强，通常也就说这种物质对辐射是不透明的。为了定量地描述物质的不透明度，习惯上采用的是吸收系数（见恒星大气的吸收和散射），一般还采用对频率作某种加权平均所得到的平均吸收系数（见辐射转移理论）作为不透明度的量度。物质的不透明度可以由多种元过程引起，在不同物理条件下起主要作用的元过程是不同的。在恒星内部，温度可高达百万度，原子大部分已高度电离，自由电子也比较丰富，那里的不透明度主要由金属离子的K层、L层、M层等内层电子的光致电离和自由-自由跃迁，以及自由电子散射来确定。此外，对于电磁波谱的不同波段，例如射电、红外线、可见光、X射线和γ射线等波段，不透明度应由对应波段所特有的吸收机制来确定。


星等

星等（ Magnitude ），表示天体相对亮度并以对数标度测量的数值。古希腊天文学家依巴谷（喜帕恰斯）编制星表（表上有1 022颗恒星）时，把全天人眼可见的星按感觉的亮度分为6等。亮的20颗星定为1等，人眼刚刚可见的最暗恒星为6等。亮度随星等数目的增加而降低。后来J.F.赫歇耳发现，1等星比6等星亮约100倍。到19世纪已意识到，人眼的感光不是线性的，而是遵守对数规则。1856年N.R.普森用公式：m2－m1=−2.5lgI2/I1联系两个天体的星等m1、m2和它们的亮度I1、I2。这个星等尺度的定义一直沿用至今。星等尺度的零点由规定某颗星的星等值来确定。

目视星等
天体光度测量直接得到的星等同天体的距离有关，称为视星等。它反映天体的视亮度。一颗很亮的星可由于距离远而显得很暗（星等数值大）；而一颗实际上很暗的星可能由于距离近而显得很亮（星等数值小）。对于点光源，则代表天体在地球上的照度。星等常用m表示。对单一波长测定的单色星等差与辐射探测器的特性无关。但在一定波段内测定的星等差，随探测器的选择性而不同。因此，对应不同探测器有各种星等系统。如：①目视星等mv是人眼测定的星等。美国哈佛大学天文台规定小熊座λ星的mv=+6.55，以此来确定目视星等的零点。太阳的目视星等为−26.74，天狼星的目视星等为−1.6，天津四为1.25；满月的视星等为−12.7。目视星等为1等的星，地面的照度约等于8.3×10−9勒克斯。由现代实验测定，零等星在大气外的照度是2.54×10−6勒克斯。简单地说，光度为1烛光的点光源在相距1米处所产生的照度就是1勒克斯。为了便于认别，星等图上常根据星等的大小，将星画成不同大小，点子愈大表示愈亮，点子愈小则愈暗。②照相星等mp是用蓝敏照相底片测定的星等。国际照相星等Ipg的零点是这样规定的：令目视星等介于5.5～6.5间的A0型星的平均Ipg为mv。③仿视星等mpv、国际仿视星等Ipv是用正色底片加黄色滤光片测定的。它的分光特性与人眼相近，实际上取代了目视星等。④光电星等是用光电倍增管测定的星等。最常用的光电星等系统是UBV测光系统。U为紫外星等，B为蓝星等，V为黄星等（和目视星等相似）。⑤热星等mbol是表征天体在整个电磁波段内辐射总量的星等。不能直接由观测来确定，只能由多色测光的星等结合理论计算求得。随着各波段测光技术特别是大气外观测的发展，确定热星等的精度越来越高。

绝对星等
为了比较天体的发光强度，采用绝对星等。绝对星等M的定义是，把天体假想置于距离10秒差距处所得到的视星等。若已知天体的视差π（以角秒计）和经星际消光改正的视星等m，可按下列公式计算绝对星等：M=m+5+5lgπ对应不同系统的视星等有不同的绝对星等。


参宿四

参宿四（Betelgeuse），猎户座肩膀上（从北半球看，在猎户座的左上方）的一颗明亮红色恒星。参宿四又叫做猎户座α，是一颗距离200秒差距的红超巨星，它的直径是太阳直径的800倍，是直接用干涉测量法得到的。


红外星

红外星（infrared star），辐射能量主要在红外区的恒星。根据普朗克定律，黑体的温度越低，辐射的主要部分就越向长波区（即红区）移动，因此相当多的红外星是有效温度很低的晚型星。还有一些红外星，它们辐射能量分布不符合黑体辐射定律，而有明显的红外超。其原 因是这些恒星周围存在的尘埃和气体分子云，被中心星的紫外线和可见光加热，再发出红外辐射。这些星周物质可能是形成恒星或行星的剩余物，也可能是恒星以连续或间断的方式抛射出来的。不管这些星的红外发射是否在全部辐射能中占主导地位，它们的研究对了解恒星演化过程是很有意义的。红外天文卫星探测到的24.6万个红外源中，大约65％是恒星。资料分析表明，大部分恒星的红外辐射与它们的光球温度所期望的一致，具有红外超的恒星约占10％。


球状体

球状体（globule），一种较密的、球状的气体-尘埃暗云。某些小球状体在电离氢的辐射背景上显示出暗的轮廓；另一些较大的球状体，由于尘埃的消光，使天空背景出现没有恒星的“洞”，但一氧化碳射电谱线观测表明洞里存在物质。球状体的角直径约3′～20′天文单位，线直径103～105天文单位，估计质量为0.1～750太阳质量，温度约7～15K，主要成分为H2、CO以及一些有机分子。在太阳附近500秒差距内，观测到200多个大的球状体，由此推测银河系中有2.5万个。它们可能是处在引力收缩阶段的原恒星。也有人认为从质量估计推断球状体密度很低，不足以产生引力坍缩。然而，大球状体的分子谱线观测表明，它们包含引力坍缩所需的足够质量。红外天文卫星探测到某些小球状体的红外辐射，提供了那里恒星正在形成的证据。例如在球状体巴纳德5中发现了几个质量约1太阳质量，年龄几十万年的恒星。


大数假设

大数假设（汉语拼音：Dɑshu Jiashe；英语：large number hypothesis），20 世纪30年代，英国物理学家 P.A.M. 狄拉克注意到，由电子电荷e、电子质量m、质子质量M和万有引力常数G组成的无量纲量e2／GmM的数值是1040，而以原子尺度为单位的宇宙半径也是 1040。他认为这一事实不是偶然的巧合，而是反映了宇宙的内在联系，并称之为大数假设。
　　此外，还可以用物理常数和宇宙学量组成其他一些无量纲的大数。这些大数之间有着简单的代数关系。如宇宙中的粒子数约1080，宇宙膨胀到极大时的半径与基本粒子的大小之比值约 1040，静电力与万有引力之比值约1040，基本粒子大小与普朗克长度之比值约 1020，宇宙中的光子数与重子数之比约 1010，等等。为什么存在这些简单关系？大数究竟变不变？都是宇宙学要探讨的问题。


棒旋星系

棒旋星系（barred spiral），旋涡星系的一类，其旋臂与一个由恒星组成并通过星系中心的直棒相连。


天鹅座P型星

天鹅座P型星（汉语拼音：Tianezuo P Xingxing；英语：PCygni Stars），以天鹅座P为原型的一类星。天鹅座P是B1型超巨星，光谱中有强发射线，有的谱线由一条发射线和一条吸收子线组成，发射线通常没有位移，而吸收子线向蓝端位移，这称为天鹅P型谱线轮廓。光谱中至少有两种不同元素的谱线显示出天鹅P型谱线轮廓的星才能算天鹅座P型星，如今已知有几十颗。这类星光谱型在O6和A4之间，绝对目视星等从－3～－8.5等，有不规则的小幅度小变，其中只有天鹅座P和船底座AG的变幅超过2等。天鹅P型谱线轮廓可用向外膨胀的气壳来解释。天鹅座P型星的质量损失率很大，为10-5～10-4太阳质量／年。


银河

银河（汉语拼音：Yinhe；英语：Milky Way），横跨星空的一条淡淡发光的带。中国古代又称天河、银汉、星河。银河在天鹰座与天赤道相交，在北半天球，它经过天鹅、蝎虎、仙王、仙后、英仙、御夫、金牛、双子和猎户等星座，跨入天赤道的麒麟座，再往南经过大犬、船尾、船帆、船底、南十字、半人马、圆规、矩尺、天蝎、人马和盾牌等星座，返回天鹰座。银河各部分的宽窄和明暗程度相差很大。银河在天球上勾画出一条宽窄不一的带，称为银道带。它的最宽处达30°，最窄处只有4°～5°，平均约20°。银河有些部分很明亮，如盾牌、人马那一段。有些部分则非常暗，如天鹰、天鹅座以南的大分叉和南十字座附近的“煤袋”。大分叉非常暗，银河在那里好像被分成了两条支流。已得知，银河实际上是银河系主体部分在天球上的投影。因此，当用望远镜观测时，可以看见银河由数量众多的恒星和星云组成。


天文摆钟

天文摆钟（汉语拼音：Tianwen Baizhong；英语：Astronomical Clock），利用摆的机械振荡产生稳定频率，以此作为频率标准制成的计时仪器。16世纪中叶C.惠更斯根据伽利略发现的摆的等时性原理，发明了摆钟。摆钟是天文观测中的计时工具，也是时间服务中的守时工具。早期摆钟的走时误差约每天0.1秒；经过不断改进，到20世纪20年代误差约每天几毫秒，当时的天文学家曾依据天文摆钟指示的相对均匀的时间发现了地球自转的不均匀性。当钟摆在一定的幅度内摆动时，其周期只与摆长有关，摆长随温度的变化给走时带来误差。克服这一缺陷的途径在于稳定摆杆的长度，采取的措施有：摆杆用温度系数小的材料（如铟钢、石英等）制造或用两种膨胀系数不同的金属（如黄铜和钢）熔合在一起以补偿温度变化，而且将钟安放在恒温室内，罩入真空罩中，实行钟体（母钟）与钟面（子钟）分离，由母钟控制子钟指示时刻。20世纪50年代初期，天文摆钟已完全由精度更高的石英钟取代。


四色测光系统

四色测光系统（ four-colour photometry system ），斯特龙根在五十年代提出的一种中波带测光系统，又称uυby系统。他用RCA1P21光电倍增管配合滤光片观测。滤光片的特性：

ｕ位于巴耳末跳变波长之外， υ的极大几乎和 Н δ线重合， ｂ位于Нγ和Н β之间， ｙ的平均波长和 UBV 测光系统的 V一致。有时补充观测Н β线的强度 β。在假设消光系数和恒星的光谱型、光度级以及 星际红化无关的前提下，对观测结果作消光改正，给出色指数 ｂ-ｙ和两个 色指数之差：

c1=(u－υ)－(υ－b)
m1=(υ－b)－(b－y)

现在，就观测的星数来说，四色系统仅次于UBV系统。四色测光能得到关于恒星的基本物理信息。就这一点来说，四色系统优于UBV系统。分析四色测光的结果，可以较准确地估计星际红化，可以进行恒星的二维或三维分类；对B型星有可能得到绝对星等和温度；对某些A～F型星（见恒星光谱分类）还可得到表面重力。


赫罗图

赫罗图（ HR diagram ），用恒星的表面温度（或光谱型或颜色）和光度（或绝对星等）作为坐标轴画出的图。赫罗图代表天文学和天体物理学中对观测的最大综合。它是天体物理学家最有用的关系图和非常有价值的诊断恒星的工具。一颗恒星在赫罗图中的位置决定于它的质量和年龄，赫罗图以绝妙的方式找到了恒星演化的规律，既提供了对恒星演化理论一个最严格的检验，又提供了研究银河系整体历史的一个最有力的工具。赫罗图的原始形式是绝对仿视星等与光谱型的关系曲线，现在更常用的是它的变体，用一个连续的坐标代替不连续的光谱型。观测上，最有用的形式是颜色–星等图（CM）图，它是一个颜色与星等的关系曲线。

创建
赫罗图是丹麦天文学家E.赫茨普龙和美国天文学家H.N.罗素创制的。赫茨普龙在1905年和1907年的论文中指出，一般蓝星是亮的，而红星却有亮、暗两种。他把亮星称为巨星，把暗星称为矮星。1911年他测定了几个银河星团（如昴星团、毕星团）中的恒星的光度和颜色，并将这二者作为纵坐标和横坐标。结果表明，这些星点大都落在一条连续带上，其余的星（巨星）则形成小群。罗素研究了恒星的光度和光谱，画出一系列表明恒星光度和光谱型之间的关系图，于1914年在《自然》上发表（图1）。经过对比，发现颜色等价于光谱型或表面温度。他们两人的图所表示的是同一回事。因此，后来将这类光度–表面温度（光谱型或颜色）图称为赫茨普龙–罗素图，简称赫罗图。赫罗图的根本特征是建立了恒星的颜色与亮度的关系。图中亮度由下向上（图的y轴）量度，温度在左右方向（图的x轴）量度，并规定较冷的星偏向右方。这样选择温度量度方向与光谱型O B A F G K M分类序列对应。赫罗图右下角的恒星是暗弱的红色冷星，左上角的恒星是明亮的蓝白色热星（温度高于25 000K）。大多数恒星落在左上角到右下角的带内，该带称主序，它对应像太阳那样通过将中心区的氢核合成为氦核释放能量的一切恒星。宽波段UBV测光系统测定暗星的颜色，比用光谱方法容易，所以后来逐渐用色指数代替光谱型作为赫罗图的横坐标。色指数可转换成表面温度。观测得到的视星等，经过距离改正后成为绝对星等(见星等)，可再转换为光度。有了星的表面温度和光度，理论工作者便可计算恒星的内部结构，也就是建立所谓恒星模型。随着时间的推移，恒星的内部结构逐渐演变，并在它的光度和表面温度（简称温度）上表现出来，这样恒星在赫罗图上的位置便沿一定路径移动，描出“演化程”。因此，赫罗图不仅能给各类型恒星以特定的位置，而且能显示出它们各自的演化程，成为研究恒星必不可少的重要手段之一。

图1　罗素绘制的绝对星等–光谱型图

星团和场星的赫罗图
赫罗图中的恒星不是平均分布，而是形成一定的序列的。因为光度和表面温度之间存在着内在的关系：如果压力、不透明度和产能率只是温度、密度和化学成分的函数，则恒星的结构由它的质量和化学成分决定；如果化学成分给定，则每一恒星质量便对应着一定的光度和温度值。因而只要在某一质量范围内存在着光度和温度的关系，赫罗图上就会出现相应的序列。同样质量范围内的恒星，在赫罗图上出现在不同的序列，必然是由化学成分不同引起的；而化学成分的不同可以是原始化学成分的不同，也可以是恒星处在不同的演化阶段。因此，赫罗图中的一些序列，可用来研究恒星的形成和演化。图2是太阳附近6 700颗恒星的赫罗图。图中有两个密集序列，一个从左上向右下，称为主星序，又称矮星序；另一个是相当密集的一群星，接近右上角，差不多呈水平走向，称为巨星序。此外，还有不少星分散在图的上部，称为超巨星序。主星序下面是亚矮星序。图的底部有一特殊分支，称为白矮星序。巨星序和矮星序并不相接，中间留有相当明显的空隙，称为赫氏空区，只有为数很少的恒星落在空区以内。赫罗图中的图形受到不少测量误差的影响。恒星的质量差别不大，大多数恒星的质量在太阳质量0.1～10倍范围内。恒星化学成分的差别也不大，按质量计大致氢占71％，氦占27％，其他重元素占2％。所以，取决于质量和化学成分的恒星结构在赫罗图中呈现出明显的规律性。恒星密集的区域代表它们演化缓慢的阶段，主星序是演化最慢的阶段，大致占恒星寿命的90％。为了免受恒星化学成分不同和年龄不同这两个因素的影响，可举星团的赫罗图来说明。图3是昴星团的赫罗图。这个星团内形成的恒星，可认为它们的化学成分和年龄是相同的。再者，一般星团各成员星离地球的距离基本相同，这样观测到的成员星的视星等差值也就是它们绝对星等的差值，不受距离误差的影响。星团距离的不确定性导致绝对星等的零点不确定，只能使整个图上下移动，而不会影响昴星团的赫罗图中星点的相对位置。图3中的星点代表昴星团的主星序，其中没有红巨星，表示昴星团年龄还轻，成员星还没有演化到脱离主星序的阶段。

图2　亮于8.5照相视星等的6 700颗恒星的赫罗图

图3　昴星团的赫罗图

把质量不同但年龄相同的许多恒星画在赫罗图上，图的形状便与年龄有关。这一点在球状星团的赫罗图上表现得很明显，因为一个球状星团中的全部恒星确实是在一个巨大气体云坍缩时一起形成的。主序左上端的最亮恒星最先消耗完燃料，因为它们每秒钟需要很多能量以求避免最终的引力坍缩，所以它们最先离开主序朝红巨星支移动。用同一星团在不同年龄画赫罗图，则随着星团年龄增大，主序将从上往下缩短，这些赫罗图的主序从右下角向上仅仅延伸一段后即折向右边。折向点的准确位置取决于星团的年龄，由此定出的年龄是银河系最年老恒星的最可靠的年龄测定之一。赫罗图也能用来测定星团的距离，因为恒星在主序上的位置和它们的绝对星等有关，星团离我们越远，它的恒星发来的光显得越弱，它的主序就越是靠近赫罗图的下部。利用这一点，天文学家得以找出恒星视星等的校准值，使之正好与标准主序相符，并从这个校准值导出星团的距离。

不同化学成分的星团在赫罗图上的分布
图4画出银河星团M67的成员星同两个球状星团M3和M92的成员星在赫罗图上的位置，以便进行比较。它们都是年老的星团，但M67属于星族Ⅰ，M3和M92属于星族Ⅱ。星族Ⅰ的星含重元素较多，占总质量的2％～3％，而星族Ⅱ的星所含的重元素的含量仅占0.1％～0.2％，或更少。图中左下方的黑粗斜线代表主星序，3个星团巨星支都从主星序相同的部位脱离，表明它们的年龄相近（为4×109～6×109年）。M3有明显的水平支，这是球状星团的一般特征。赫罗图可获得大量信息。除了上述的两个星序外，各种类型的变星也有特定区域。此外，还可利用星团在赫罗图上的“转向点”来估计星团的年龄和距离。不同质量的星族Ⅰ和星族Ⅱ的星，在赫罗图上都有它们特定的演化程序。

图4　银河星团M67同球状星团M3和M92在赫罗图中的比较


子午环

子午环
子午环（ meridian circle ），用来精密测定天体过子午圈的时刻和天顶距，借以求得天体赤径和赤纬的一种光学仪器。子午环曾被誉为最精密的天文仪器。二百年来，它一直是编制基本星表的主要仪器。它的主要部分是一架口径15～20厘米、焦距约2米的折射望远镜，其有效视场约为0°3。镜筒的中部是一个坚固而中空的立方体，侧面有水平轴，沿东西方向放置，使镜筒能在子午面内转动。水平轴的两外端为精密轴颈，置于V形轴承架上。在水平轴上套有直径较大的精密垂直度盘，用4～6台对称排列的读数显微镜读取望远镜的天顶距。读数也可由照相机记录。在新型子午环上已开始使用光学度盘或分辨率达0.″05的感应式传感器来代替金属度盘。望远镜和水平轴的绝大部分重量由专门的平衡机构承托，以减轻压在V形轴承上的重量。仪器的基墩须有深固的防震地基。在望远镜的焦平面上装有精密的测微器。测微器有垂直移动和水平移动的动丝。观测者转动测微轮带动水平动丝来对准星像，测出它偏离测微器中心水平丝的角距。将这个自动记录下来的角距加到垂直度盘的读数上，并作大气折射改正后，就得到这颗星中天时的天顶距。此外，控制驱动垂直丝的小电动机的速率，对准并跟踪水平移动的星像，配以恒星钟的秒脉冲，自动记录垂直动丝的位置，来推算出恒星经过子午圈的时刻，即这颗星的赤经。一颗星的观测时间一般不超过两分钟。
有的子午环已采用光电记录法，不再由人眼瞄准星像，而且观测数据也直接输入电子计算机。观测和归算正在逐渐转向全部自动化。子午环配有水银地平、准直管和方位标等附属装置，用它们分别定出天底点的位置、视准线的准直差以及水平轴的方位差。实际上，子午环观测还需校正多种误差。子午环一般可观测亮于9等的恒星。观测一颗星一次中天的均方误差为：赤经±0.″20～±0.″30，赤纬±0.″30～±0.″45。
子午环与中星仪的主要差别在于前者有测天顶距的精密度盘和不采用频繁的转轴观测法。为了定出绝对测定所需的赤经零点──春分点（见分至点），子午环还应观测太阳、行星和某些亮的小行星。


恒星大气理论

恒星大气理论（ theory of stellar atmospheres ），主要通过对恒星光谱的解释来研究恒星大气的结构、物理过程和化学组成的理论。天体物理中的重要组成部分。恒星上能被直接观测到的表面层称为恒星大气。太阳是一颗典型的恒星，而且是离地球最近从而可对其表面不同区域的光谱进行详细观测和分析的唯一恒星。因此常以太阳大气的研究作为恒星大气研究的范畴。对于非常遥远不能作区域分解观测的恒星，只能对可见半球积分辐射的光谱进行观测和研究。包括太阳在内的正常恒星辐射功率基本上集中在可见区和近红外波段。光谱的主要特征是在连续光谱的背景上叠置许多吸收谱线。对连续谱和吸收谱线的观测和理论分析可获得关于恒星大气的知识，不过各有不同的分析方法和适用范围。

连续光谱研究
太阳和恒星的连续光谱是由它们的低层大气——光球层产生的。为了从观测太阳连续谱获得光球的知识，必须先从理论上建立太阳连续谱辐射强度随波长的变化（又称为连续能谱分布），以及从日面中心至日面边缘的光谱变化与光球中各种物理参数随深度变化的关系。光球中能量是以辐射方式传输的。辐射从内部向外部传输过程中不断与光球物质相互作用，也就是经历了不断吸收与再输运，直至由光球表面自由地向外空辐射。研究这种物质对辐射的吸收和再发射过程，就可建立上述关系。为此通常假定：
①太阳和其他恒星为球对称，大气中各种物理参数仅为深度的函数。同时，它们的辐射是稳定的，不随时间变化。
②太阳和恒星光球处于局部热动平衡态。所谓局部热动平衡态就是光球内任一小体积元中可用单一温度来描述辐射场和物态。小体积之中粒子和光子的能态分布由该温度对应的麦克斯韦分布、萨哈方程和玻耳兹曼方程以及普朗克函数确定。但温度本身则是空间位置的函数，在球对称假定下仅是深度的函数。
上述假定下可推导出太阳和恒星大气中辐射通过既能吸收又能发射的物质时辐射强度变化所遵循的方程式，通常称为辐射转移方程，其形式为：

式中 θ为辐射方向对 恒星径向的偏离角， τ λ为波长 λ处的光学厚度，其微分定义为d τ λ＝− κ λ ρd r，其中 ρ为 大气密度，d r为径向上的路程微元， κ λ为波长 λ处单位质量 大气的吸收系数。 I λ( τ λ, θ)就是在波长为 λ、光学厚度为 τ λ和对径向偏角为 θ的方向上的辐射强度。而：

称为 源函数，其中 j λ为单位质量 大气的发射率。可见源函数就是物质发射与吸收的比值。吸收系数 κ λ依赖 恒星 大气的吸收机制，而源函数 S λ既与 大气的吸收机制有关也与 大气的发射机制有关。因此它们都包含着 恒星 大气结构和物理过程的信息。
恒星大气的发射机制主要包括离子与电子复合、电子在离子的库仑力场中减速以及原子或离子因吸收光子或其他粒子碰撞而跃迁到高能级后再向低能级跃迁产生的辐射。恒星大气的吸收可分为真吸收和散射两种形式。真吸收是指原子吸收光子后不再发射出去的吸收，如因光致电离导致原子能级的束缚、自由跃迁和导致电子动能增大的自由–自由跃迁。散射则只涉及光子的方向或波长变化。光子波长不变而只改变光子方向的散射称为相干散射，如原子从某方向吸收光子而跃迁到高能级后重新跃迁到原先的低能级，并向各方向发射同一波长的光子，以及电子对光子的汤姆逊散射，均为相干散射；而涉及改变光子波长的散射，则称为非相干散射，如原子吸收光子跃迁到很高的能级后再逐级向下跃迁的级联散射就是非相干散射。但两种散射都将导致在入射方向上和一定波长处的辐射减弱，因此表现为吸收。
求解辐射传能方程，可得到从太阳或恒星表面向外的辐射强度表示式为：

只有知道源函数：

的具体形式和某些假定之后，才能具体计算出太阳和 恒星表面的辐射强度 I λ( θ)。实际上太阳表面任一点与日轮中心点在太阳球心的张角就是 θ。因此对某一确定的波长 λ I λ( θ)表示在此波长处太阳表面辐射强度从日轮中心向日轮边缘的变化。实测结果和 理论计算均表明，太阳辐射主要功率所在的可见光和近红外波段， I λ( θ)从日轮中心( θ＝0)向日轮边缘( θ＝90°)过渡时， λ I λ( θ)逐渐变小。在日轮中心附近减小不太明显，但到边缘附近 λ I λ( θ)迅速下降。故在可见光和近红外波段拍摄的太阳照片上可看到太阳边缘明显变暗，这一现象称为太阳的 临边昏暗。 理论分析得知，日轮中心附近的辐射主要来自光球低层，那里温度较高，辐射较强，显得较亮；而日轮边缘附近的辐射来自光球上层，该处温度较低，辐射较弱，显得较暗。因此太阳临边昏暗现象是光球温度随高度增大而下降的直接反映。另一方面，对于日轮上任一固定测点（ θ确定）， λ I λ( θ)表示该测点处辐射强度随波长的变化，就是连续光谱的能量分布。而 λ I λ( θ)对 θ的积分就表示整个日轮上所有点辐射总合成的平均能谱分布，相当于不可分辨的遥远 恒星的情况。因此，通过实测得到的太阳表面辐射中连续能谱分布及其临边昏暗规律，与通过某些假定和源函数 S λ的具体形式后求解辐射转移方程得到的 理论 λ I λ( θ)进行比较，可探求太阳 大气中各种物理参数如温度、压力、密度和电离度等随深度的变化，亦即建立太阳或 恒星的 大气模型。

吸收谱线研究
正常恒星的光谱是连续光谱上叠加许多暗黑的谱线，称吸收线。吸收线中的辐射强度并非为零，但比附近连续光谱的辐射弱，显得暗黑。不同吸收线有不同的强度和宽度。吸收线的中心波长对应于各种原子和离子的能级跃迁。恒星光谱中存在离散的吸收谱线的事实表明，恒星大气除了能对辐射作连续波长变化的吸收（称为连续吸收）外，还存在与能级跃迁相对应的特定波长的非连续吸收（称为选择吸收）。虽然吸收线所涉及的辐射能量在恒星大气的能量平衡中作用不大，然而观测和研究吸收线往往可比分析连续谱获得更为详尽的恒星大气知识。首先是研究吸收线可获知恒星大气的化学组成。而且，吸收线中辐射强度随波长的变化（称为谱线轮廓）和整条谱线的总强度（称为谱线等值宽度）中同样包含着恒星大气结构和物理过程的丰富信息。研究太阳表面不同区域光谱和恒星光谱中吸收线的轮廓和等值宽度，可推测吸收线形成区中温度、密度、压力、物质运动速度甚至磁场分布等更为详细的知识。不过与连续谱研究相比，谱线的研究在观测上和理论上遇到的困难更多。观测方面必须得到具有足够高色散和分辨率的光谱资料，因此对观测设备有较高的要求；而在理论上，为了准确地解释观测到的谱线轮廓，在多数场合必须考虑太阳或恒星大气中的不均匀性和动力学特性，有时还会涉及处理非局部热动平衡态问题。
吸收谱线的研究可分为谱线轮廓和生长曲线两种。在谱线轮廓方面，主要是建立适用于谱线波长范围的谱线辐射转移方程。为此除了考虑连续吸收系数外，还需要引入表明谱线存在的选择吸收系数，并确定谱线特有的源函数。确定选择吸收系数时，必须讨论复杂的谱线加宽机制问题。源函数则涉及恒星大气模型的应用。然后在某些基本假定下，求解谱线的辐射转移方程，得到理论的吸收谱线轮廓，再与实际观测到的谱线轮廓相比较，获取关于恒星大气结构和物理过程的知识。
在生长曲线的研究中，则是先从理论上推导出表征吸收线总强度的谱线等值宽度与产生该谱线的低能级原子数目的关系，称为理论生长曲线。另一方面，利用观测到的多重谱线得到一系列观测谱线等值宽度数据，构成观测生长曲线。把观测生长曲线与理论生长曲线进行比较，就可推测出恒星大气的化学组成、原子的激发温度、热运动速度、湍流速度和阻尼常数等。生长曲线方法的优点就是无须利用高色散的光谱观测资料，这一点尤其适用于暗弱恒星光谱的分析。
少数恒星光谱中除了吸收线外，还存在发射谱线，有些恒星甚至以发射线为其光谱的主要特征。发射线一般是由离星体较远处的稀薄气体，即星周气体产生的，而星周气体往往是由星体抛射出去的。发射谱线的强度和轮廓与星周气体的大小、形状、密度和运动方式等密切相关。因此对恒星发射线的观测和研究可获得关于星周气体结构和物理过程的知识。恒星发射线的研究也是恒星大气理论研究中的一个重要课题，其研究方法与吸收谱线的研究有些类似。


缩焦器

缩焦器（ focal reducer ），在望远镜的焦点处配置的使焦距缩小的光学系统。望远镜的通光口径是一定的，焦距缩短，相对口径就增大，即光力增强。缩焦器常由折反射系统构成，但也有用折射系统的。它通常加在卡塞格林焦点和主焦点（或牛顿焦点）处。加在卡塞格林焦点的缩焦器，常使它产生相当于主焦点的、或更大的相对口径。加在主焦点（或牛顿焦点）上的缩焦器，则产生比主焦点系统更大的相对口径(大到等于1，甚至更大)。通过缩焦器可进行强光力的直接照相等工作。也常在缩焦器前加准直镜系统，使光先变成平行光，以加入需要在平行光中工作的光学元件，如法布里－珀罗干涉仪等，然后再让光进入缩焦器。


折反射望远镜

折反射望远镜（ catadioptric telescope ），物镜由反射和透射元件相组合的光学望远镜。鉴于单一的折射元件或反射元件都不能良好地成像，19世纪初曾有多人提出过在透镜组中间置入反射镜，以期达到比消色差透镜更好的成像效果的设想。1931年，德国光学家B.V.施密特发明了在球面反射镜前置一非球面薄透镜的望远镜光学系统，不仅光力强、视场大，而且像差小，成为世界上第一个也是最佳的一种折反射望远镜。后人称之为施密特望远镜（见天文仪器）。按此种光学系统制作的照相设备称为施密特照相机，广泛用于照相巡天，为天文学的进展作出重大贡献。20世纪30年代之后，还发明了马克苏托夫系统、贝克–纳恩系统、贝克–施密特系统、超施密特系统等类似的折反射望远镜。折反射望远镜的大小通常用通光口径和反射镜口径表示，如80/120厘米、60/90厘米。


巨星

巨星（汉语拼音：jù xīng），（giant），体积和光度比相同光谱型的主序星大，比超巨星小的恒星。在赫罗图上，巨星分布在主序星和超巨星之间，在MK二元光谱分类系统中（见恒星光谱分类），光度级为Ⅲ。肉眼可见的大角、五车二等都是巨星。从恒星演化的观点，巨星是继主序之后的一个演化阶段。一个太阳质量的恒星在主序阶段将待上100亿年，而只有1000万年的时间作为一个红巨星存在。这种巨星的结构明显不同于主序星，按模型计算，它具有每立方厘米105克的中央高密度，离中心1／10半径时，密度降到1克／厘米3以下，它的主要部分是比地球大气还要稀薄的气体。


空间天体测量学

空间天体测量学（ space astrometry ），利用现代空间技术将望远镜发送到地球外层空间进行天体测量的一门学科，是在人造卫星诞生后才兴起的天体测量学的新分支。长期以来，天体测量工作都是在地面上进行的。地面观测受到各种外界因素的干扰，主要是大气和重力的影响。和地面观测相比，空间天体测量有下列优点：①由于没有大气折射，可消除折射带来的观测误差；②由于不存在大气对某些波段的选择吸收，能用可见光和其他所有波段进行天体测量；③由于没有大气漫射，天空总是黑的，在仪器工作期间可连续进行观测；④由于没有大气闪烁，得到的星像质量较好，角距离很小的双星和暗星也可观测到(见天文宁静度)；⑤由于没有重力，望远镜镜筒不会弯曲。
空间天体测量可以通过载有望远镜的卫星进行巡天观测，借以获得有关卫星运动和恒星间相互位置的参数，其精度大大高于地面观测。这种观测不是相对于赤道和春分点进行的，所以只能得到天体之间的相对位置，还必须通过射电观测等方式，才能得到绝对位置。
利用空间天体测量的优点，可进行多方面的研究工作。例如，改进基本星表FK4的系统（见星表），并把它同将来由射电天体测量建立的惯性参考系联系起来，测定天体的视差和自行，进而精确地确定银河系的距离尺度，并确定光度大的恒星和某些特殊恒星的绝对星等；测定星等11～12等的恒星和星系核的角直径；对彼此距离很近、地面观测无法分开的分光双星进行观测，确定天体的质量，从而改进大质量恒星的质光关系。


闪光谱

闪光谱（ flash spectrum ），日全食的食既和生光的瞬间，在太阳边缘闪现的色球发射线光谱。日食时光球的光被月球掩盖，散射光很小，色球底的起点定得比非日食时准，所以这种资料非常珍贵。
可以用有缝的或无缝的摄谱仪拍摄闪光谱，但有缝摄谱仪的狭缝对太阳的位置不易定准，所以多用无缝摄谱仪来拍摄。食既和生光时由月球边缘遮蔽太阳边缘所构成的细眉形色球本身，就起了狭缝的作用，一条条光谱线实际上就是色球那部分的单色像(见太阳单色像)。闪光谱持续时间很短，约几秒钟，拍到的是日面上各个高度在视线方向的累积强度，要把两张相继拍得的底片谱线强度相减，才可得出相应的色球层次的发射光谱。因此，观测时要求快速拍片以取得高空间分辨率的资料。

太阳闪光光谱

分析闪光谱，首先应把不同的谱线在不同高度处的强度标出来，并算出其梯度值。不同的谱线强度随高度变化的情况各不相同。低激发谱线在1，500公里处强度就已经降得很低，而高激发谱线可延伸到6，000公里或更高处。这可能是因为温度从色球底层极小处开始回升，直至106K。闪光谱底片上不仅有许多发射线，而且还有弱的连续辐射。它们是由负氢离子发射和汤姆孙散射（见恒星大气的吸收和散射）造成的。在巴耳末系限的短波侧，还重迭有自由电子跳到氢第二能态而产生的巴耳末连续辐射。各个波区不同高度的连续辐射资料中蕴藏着很多信息，利用它们同电子密度、氢密度依赖关系的差别，可求出电子温度、电子密度随高度分布的情况，从而建立色球模型。闪光谱中氢线占很突出的地位。现在拍到的最高项巴耳末线已达H37，因为低项巴耳末线自吸收比较大，所以分析起来比较困难。研究氦线的困难要小一些，因为可见光区的氦线自吸收都较小。从这些谱线的研究中发现，色球并不处于热动平衡状态，而色球的静力学平衡也被破坏。把氦线与巴耳末连续带加以分析比较，就可得出太阳大气中氢与氦的含量比：在3，000公里以上高度大约为10：1，它并不随高度变化。经过分析，针状物（日芒）中的氢-氦含量比也是如此，不过在1，000～3，000公里高度空间，针状物中氢的含量较大。这一现象尚无确定的解释。闪光谱中数量最多的是金属线，它们的梯度值相差非常大，除了电离钙的共振线之外，金属线的强度下降得很快。即使如此，其标高（见太阳大气标高）也有250～300公里，比静力学平衡预计的100公里要大得多，原因尚不清楚，可能是湍流的作用。


行星

太阳系的行星和矮行星。图中唯大小依照比例，距离未依比例
 水星，太阳系八大行星之一
 金星，太阳系八大行星之一
 地球，太阳系八大行星之一
 火星，太阳系八大行星之一
 木星，太阳系八大行星之一
 土星，太阳系八大行星之一
 天王星，太阳系八大行星之一
 海王星，太阳系八大行星之一。旅行者二号星际探测器在1989年7月拍摄的照片。海王星大气层的甲烷优先吸收了红色光束，使得整个星球呈现蓝色
　　行星（汉语拼音：xíng xīng；英语：planet），通常指自身不发光，环绕着恒星的天体。其公转方向常与所绕恒星的自转方向相同(由西向东)。一般来说行星需具有一定质量，行星的质量要足够的大（相对于月球）且近似于圆球状，自身不能像恒星那样发生核聚变反应。2007年5月，麻省理工学院一组太空科学研究队发现了已知最热的行星（摄氏2040度）。远在古代人们就注意到，在天穹上除太阳和月球外，还有5颗明亮的星也不断地穿行于众多星辰之间，遂将彼此之间的相对位置几乎永不改变的星称为恒星，而将时时变化方位的金星、木星、水星、火星和土星这5颗星称为行星。
　　随着一些具有冥王星大小的天体被发现，“行星”一词的科学定义似乎更形逼切。历史上行星名字来自于它们的位置（与恒星的相对位置）在天空中不固定，就好像它们在星空中行走一般。太阳系内肉眼可见的5颗行星水星、金星、火星、木星和土星早在史前就已经被人类发现了。16世纪后日心说取代了地心说，人类了解到地球本身也是一颗行星。望远镜被发明和万有引力被发现后，人类又发现了天王星、海王星，冥王星（2006年后被排除出行星行列，2008年被重分类为类冥天体）还有为数不少的小行星。20世纪末人类在太阳系外的恒星系统中也发现了行星，截至2013年7月12日，人类已发现910颗太阳系外的行星。
　　2006年国际天文学联合会(IAU)第26届大会通过了一个《行星定义》，凡满足以下三个判据的天体定义为行星：①绕日运行；②近球形状；③轨道清空。满足①、②两个判据且不定卫星的天体定义为矮行星；仅满足①一个判据的天体定义为太阳系小天体。根据上述《行星定义》，太阳系共有八个行星，即水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。
　　人类对行星的认识和研究可以追溯到遥远的古代，例如在中国的甲骨文里就有关于木星的记载。战国时期有了“五星”的说法，即：辰星、太白、荧惑、岁星、镇星（或填星），它们是这五颗行星在古代更为通用的名称。以后又有“五行”、“游星”、“惑星”以及把日、月和五星合称为“七曜”。在古代西方，五大行星很早就以神话人物的名字来命名。

目录

1 行星的定义
2 行星的名称及来历
3 太阳系内的行星
4 其它恒星系的行星
5 研究历史

5.1 古典时代
5.2 日心说时代
5.3 新发现时代
5.4 太阳系外时代

6 行星概观

6.1 最古老的行星：“M4”的星团内行星
6.2 最年轻的行星：金牛座内行星
6.3 最受注目的行星：火星
6.4 最大的行星：“TrES-4”
6.5 最具居住条件的行星：“581c”
6.6 最靠近地球的行星：金星
6.7 距地球最远的行星：“OGLE-TR-56b”
6.8 最怪的行星：“HAT-P-2b”
6.9 卫星最多的太阳系行星：木星

7 搜寻太阳系外行星的方法

7.1 看看恒星是否在跳摇摆舞
7.2 观测恒星的光谱
7.3 观察恒星的光度变化
7.4 利用天然望远镜方法

行星的定义
　　行星定义直到2006年8月24日才有了一个比较明确且可以被接受的文字叙述。在这之前，仅管行星一词已经被使用了数千年，但令人惊讶的是，科学界始终没有给过行星明确的定义。进入21世纪后，行星的认定成为一个备受争议的主题，这才迫使天文学界不得不为行星做出定义。
　　数千年来，“行星”一词只被用在太阳系内。当时天文学家尚未在太阳系以外发现任何行星。但从1992年起，人类陆续发现了许多比海王星更遥远的小天体，而且其中也不乏与冥王星大小相当者，这使得有资格成为行星的天体由原有的9颗增加至数打之多。1995年，科学家发现了第一个太阳系外行星飞马座51。之后，陆续发现的太阳系外行星已经有数百颗之多。这些新发现不仅增加了潜在行星的数量，且由于这些行星具有迥异的性质──有些大小足以成为恒星，有些又比我们的月球还小──使得长久以来模糊不清的行星概念，越来越有明确定义的必要性。
　　2005年，一颗外海王星天体，阋神星（当时编号为2003 UB313）的发现，使得对行星做明确定义的必要性升至顶点，因为它的体积比冥王星（在当时是已被定义为行星的天体中最小者）还要大。国际天文学联合会（IAU），由各国的天文学家组成负责为天体命名与分类的组织，在2006年对此问题做出了回应，发布了行星的定义。依据这最新的定义，行星是环绕太阳（恒星）运行的天体，它们有足够大的质量使自身因为重力而成为圆球体，并且能清除邻近的小天体。未能清除轨道内小天体的则被纳入一个新创的分类，称做矮行星。除了以上两类，其他围绕太阳运行的天体则被称为“太阳系小天体”。
　　按照以上定义，太阳系有八个行星：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星，而冥王星被排除在外。至2007年7月为止，已获承认的矮行星则有冥王星、谷神星和阋神星，2008年7月才增加了第四颗鸟神星，又于同年9月增加了第五颗妊神星。但国际天文学联合会的这项决议并无法弭平所有争议，部分
第26届国际天文联会中国代表的译稿
　　2006年8月24日星期四晚在布拉格召开的国际天文学联合会已就行星和太阳系中的其它天体做出了最后的定义。以下是最终决议：
　　现代的观测正在改变着我们对行星系统的认识。天体的命名应当反映这些最新的知识，这一点特别适用于行星这个名词。名词“行星”源自描画“漫游者”，那时只知道它们是天空中移动的光点。最近的发现使我们能用新得到的科学信息创建新的定义。
　　IAU决议把行星和太阳系中的其它天体定义为如下不同的三类：
　　（1）行星（planet）（注1）是一个具有如下性质的天体：
　　（a）位于围绕太阳的轨道上，
　　（b）有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状（近于球形），以及
　　（c）已经清空了其轨道附近的区域。
　　（2）“矮行星”（dwarf planet）是一个具有如下性质的天体：
　　（a）位于围绕太阳的轨道上，
　　（b）有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状（近于球形）（注2），
　　（c）还没有清空了其轨道附近的区域，以及（d）不是一颗卫星。
　　（3）其他所有围绕太阳运动的天体（注3）被定义成“太阳系小天体”（small solar system bodies）。
　　注1：八颗行星是：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。
　　注2：IAU将建立一个程序对接近“矮行星”和其他分类边界的天体进行评估。
　　注3：目前这些天体包括绝大多数的太阳系小行星（asteroid）、绝大多数的海外天体（TNO）、彗星和其他小天体。
　　IAU进一步决议：
　　根据上述的定义冥王星（Pluto）是一颗“矮行星”，并且被认定成新一类海外天体的原型。(twg)

行星的名称及来历
　　在中国，根据西汉《史记、历书》记载“黄帝考定星历，建立五行，起消息(修正历法，订出正月起始)。”
　　《尚书·舜典》：“在璇玑玉衡以齐七政。”孔颖达疏：“七政，其政有七，于玑衡察之，必在天者，知七政谓日月与五星也。木曰岁星，火曰荧惑星，土曰镇星，金曰太白星，水曰辰星。
　　在西方，行星(planet)一词首见于古希腊语，指在固定的星空中游荡的天体（asteres planetai）。这不仅包含当时已知的五个目前被认为是行星的天体（水星、金星、火星、木星和土星），也包含太阳和月亮。但是，在当时已经使用五大和七大这样的修饰词来指明是否包含太阳和月亮，因为行星一词在当时就有歧义。
　　在日心说取代地心说成为被普遍接受的天文学理论时，太阳不再被列为行星，而地球替代了它的名额。在1610年伽利略发现木星的卫星（史称伽利略卫星）、1659年发现土星的卫星泰坦、1673年又发现土卫五(Rhea)和土卫八(Iapetus)之后，月亮也被从行星中除名。但是这些新发现的土星和木星的卫星最初也被称为行星，因为卫星一词(moon)当时只被用来称呼月球。
　　在1781年，天文学家威廉·赫协尔于搜寻双星时，在金牛座中发现一颗他认为是彗星的天体，当时他没有想到这个天体会是一颗行星。因为完美的宇宙中只有五颗行星的观念深植在当时的科学界中。但是，不同于彗星的是，这个天体以接近圆的轨道在黄道面上绕着太阳。最后，这个天体成为太阳系的第七颗行星，并被命名为天王星。
　　1846年海王星的发现，是由于造成天王星轨道不规则的变化，科学家认为这是由于天王星外尚有其他行星，其引力造成的天王星轨道的扰动。但海王星轨道的计算位置也与观测位置不能符合，这导致了1930年冥王星的发现。后来发现冥王星的质量太小，不足以造成海王星的轨道扰动，但航海家2号测量的结论是海王星的质量被高估了。
　　冥王星的一些特征不同于旧有的行星：轨道不能被视为圆形、质量不足以造成轨道摄动、而且不在黄道面上。天文学家因此开始思考如何给行星一个定义。

太阳系内的行星
　　由于1801年元旦被意大利天文学家皮亚齐发现谷神星时，曾依据“提丢斯─波得定则”来定义它为行星，但后来以望远镜观测看不到视圆面，以此定其直径比月球还小，在1802年起短短六年间，相继发现类似轨道之三颗小行星，在18年纪的首数十年间曾同时并列在行星之列（在1850年曾出现18颗行星的纪录），至1847年发现5号小行星“义神星”后，欧洲天文学家始为该组陆续发现之小天体另外归类为“小行星”，以“行星爆炸论”为由把该组小行星降格为与彗星、行星卫星的一类统称为“小行星”（minor planets）并沿用至今。
　　而1930年发现冥王星后，太阳系的行星被约定俗成为9颗（亦即九大行星），但经测定，其质量、直径、偏心率相对其它八颗相距甚远，根本不能称为“大行星”，而自1992年起陆续发现冥王星外与冥王星相若的天体；1999年初，有传媒报道部分天文学家曾提倡把体积与其他行星相比较悬殊的冥王星剔除太阳系之列，IAU曾为此于该年2月5日澄清并无此事，但社会与科学界亦开始讨论冥王星应否列入行星与一直只被约定俗成的行星定义。而此时亦开始陆续发现多颗在库伯带内绕太阳公转的天体。
　　自2005年7月公布发现冥外天体阋神星（当时暂称“齐娜”）以后，因其比冥王星直径还大，以往曾闹得沸沸扬扬的“十大行星”的话题亦甚嚣尘上，为此IAU在2006年初组织“行星定义委员会”，因为更动名字将会影响至所有相关科学书籍、百科全书、中小学教科书以至相关设备带来更动，因而社会十分重视。
　　2006年8月24日在捷克首都布拉格举行之第26届国际天文学联会上的定义，初时曾提出包括阋神星、冥卫一与谷神星的十二行星，但争议与反响颇大，亦引起天文爱好者与民间热烈讨论；至8月24日下午第26届国际天文学联会上的定义：太阳系有八颗行星（决议时曾出现“经典行星”一词，指的也是这八颗），分别为水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星与海王星。质量不够的将会被IAU会议决议归类为矮行星（如冥王星）或太阳系内小天体（如小行星、彗星等）。

以行星表面岩质划分

类地行星（又称“岩质行星”）──即水星、金星、地球和火星，表面是岩石固体。

类木行星（又称“气体行星”）──即木星、土星、天王星和海王星，主要成分是气体。

以行星视运动规律划分（此分类方法因以地球为界，故必会忽略地球）

内侧行星─太阳系中地球轨道内侧的行星，包括水星与金星。

外侧行星─太阳系中地球轨道外侧的行星，包括火星、木星、土星、天王星、海王星。

其它恒星系的行星
　　至2009年2月，人们在其他恒星身上一共发现了339颗系外行星，不少均拥有比木星高的质量。也有一些行星，其体积比较小，例如脉冲星PSR B1257+12、天琴座μ星、巨蟹座55及GJ 436均各自拥有与地球差不多质量的小型行星，而Gliese 876一颗达地球质量6至8倍的行星，可能拥有岩石结构。
　　人们对新发现的大型系外行星仍未完全了解，大多估计其物质构成与太阳系的大型行星类似，又或是从未见过的大型氨行星或碳行星。值得注意的是，一些大型行星在极接近恒星的地方公转，拥有近乎完美的圆形轨道，这些行星被称为“热木星”，它们比太阳系的大型行星接受更大量的太阳辐射，造成其表面温度极高。也有一种热木星，其大气会被恒星的热力逐步蒸发并流失，并以彗尾形态释出，它们被分为Chthonian型行星。
　　太阳系外行星 (Extrasolar planet) 是环绕其他恒星公转的行星，长久以来，人们认为其他恒星和太阳一样，均有行星环绕其恒星公转，但一直未能证实。直至1992年PSR B1257+12被证实以来，至今已有百多个太阳系外行星被发现。这些发现增加了对外星人存在与否的问题提出了支持的观点。
　　现时在其他恒星发现的行星大多是类似木星的气体行星，有的质量甚至比木星还要大。质量较小的行星有脉冲星PSR B1257+12的三颗与类地行星相若的天体，以及位于天坛座μ星的一颗有14个地球质量的行星。
　　也有一种行星，没有围绕特定的恒星公转，它们像是宇宙的流浪客，称为星际行星(Interstellar planet)。现时人们并没有发现任何此类行星，只能靠使用电脑模拟来推测。
　　现时人类的科技仅能侦测质量较大、公转周期较短的行星。但随着科技的进步，更强的望远镜得以建造，在未来可望能发现更多质量较小及公转周期较长的行星。

研究历史
　　从古典时代的神圣的游星演化到科学时代的实在的实体，人们对行星的认识是随着历史在不停地进化的。行星的概念已经不仅延伸到太阳系，而且还到达了其他太阳系外系统。对行星定义的内在的模糊性已经导致了不少科学争论。

古典时代
　　古人观察星空，发现天体分作两类：一类固定在天球上，组成各个星座，形成一幅永恒的天空背景，称之为恒星；另一类天体在黄道附近运行，不断穿过黄道上的十二个星座，称之为行星。这些行星包括七颗，分别是太阳和太阴（月球），以及金木水火土五个肉眼可见的经典行星。它们在天空中极为特殊：一方面，它们不断运行，不断进入不同的星座；另一方面，它们极为明亮，全天成千上万颗星体中，七颗行星亮度分别排行第1,2,3,4,5,6,9。他们对神学、宗教宇宙学和古代天文学都有重要的影响。在古代，天文学家记录了一些特定的光点是相对于其他星星如何移动跨越天空。古希腊人把这些光点叫做“πλάνητες ἀστέρες”（即planetes asteres，游星）或简单的称为“πλανήτοι”（planētoi，漫游者），今天的英文名称行星（planet）就是由此演化出来的。在古代希腊、中国、巴比伦和实际上所有前现代文明中，是人们几乎普遍的相信，地球是宇宙的中心，并且所有的“行星”都围绕着地球旋转。会有这种认识的原因是，人们每天都看到星星围绕着地球旋转，而且看起来好像是常识的认为，地球是坚实且稳定的，应该是静止的而不是会移动的。

日心说时代
　　日心说确立了太阳在天空中心的地位，太阳不动而地球在运行，因此地球就取代了太阳的地位成为行星，太阳则被归入恒星。
　　卫星的概念在稍后也随着伽利略卫星的发现逐渐被接受，有一个短暂时期，这些卫星都被认为是行星，很快行星被限定必须直接围绕太阳运行，因此月球也被排除在行星行列之外。
　　最终，日月金木水火土七大行星变为地金木水火土六大行星。

新发现时代
　　1781年，第七颗行星天王星被发现；
　　1801年，谷神星被发现，有长达49年之久的时间被称为第8颗行星；
　　1846年，第八颗行星海王星被发现；
　　1930年，冥王星被发现，有长达76年之久的时间被称为第9颗行星；
　　新时代发现新的大行星，同时也发现新的绕日运行的较小天体。1850年，谷神星因尺寸太小，且发现一系列更小的同类型星体，其行星地位被免除，同时行星的定义出现一个不成文的概念：并非所有直接绕太阳公转的天体都是行星，行星必须足够大且卓尔不群。20世纪发现的冥王星与谷神星的地位非常相似，它也因尺寸太小，且发现一系列更小的同类型星体（还包括一颗较大的同类型星体阋神星），而于2006年被降格为矮行星。冥王星的行星地位之争，把原有不成文的概念确立成准确定义：直接绕太阳公转、流体静力平衡（足够大）、清空其轨道（卓尔不群）。

太阳系外时代
　　虽然我们无法通过天文望远镜直接观测系外行星，但通过间接手段，包括观测恒星运动、掩星等等，天文学家已发现数百颗太阳系外的行星。

行星概观
最古老的行星：“M4”的星团内行星
 “M4”的星团内行星，位于球状星团M4的核心处，围绕着白矮星和脉冲星(左下方两个亮点)转动，这两颗天体曾经分别是恒星和中子星
　　2003年，天文学家发现了一颗寿命为127亿年的行星，这也是迄今为止人类所知的最古老行星。这颗气状行星大小与木星相当，质量相当于木星的2.5倍，处于代号为“M4”的球状星团核心区域附近。该星团包含的恒星数量在10万颗以上，位于距地球约5600光年的天蝎星座。
　　这颗行星的年龄是地球以及其他所知行星的两倍，几乎与宇宙“同岁”。它围绕由一颗脉冲星和一颗白矮星组成的双星系统运转。最初，科学家在定义它的身份时，存在诸多争议，后来还是在“哈勃”望远镜的帮助下，科学家们才精确地推算出它质量仅为木星的2.5倍，用恒星或褐矮星的标准来衡量都显得太小，只能是一颗行星。
　　值得一提的是，这颗行星几乎是气体的，上面没有生命存在，因为它围绕的是一颗垂死的恒星，无法向地球一样接收到生命所需的光和热。然而这颗行星的早年是在类似太阳的年轻恒星身边度过的，所以它很可能曾经是另一个地球，当我们的太阳甚至还没有亮起来的时候，它已经存在了孕育生命的机会。
　　正是基于它的发现，科学家们也不得不重新考虑行星形成的时间和方式，以及生命形成的时间。

最年轻的行星：金牛座内行星
　　美国航天航空局2004年对外宣布，他们发现了一颗形成不超过一百万年的“婴儿”行星。这颗行星很可能是目前已知的所有行星中最为“年轻”的。
　　这颗“婴儿”行星大约诞生在100万年前，属于距地球420光年的金牛座，并围绕着一颗年龄与之接近的恒星公转。目前研究人员已经发现了100多颗太阳系外的行星，但这些行星基本都在10亿岁以上。而我们生活的地球则有45亿岁，已经进入中年。
　　说起这颗行星的发现，过程颇为有趣。天文学家最初利用“斯皮策”红外线望远镜对金牛座5颗恒星进行观察。科学家在金牛座“CoKu4号”恒星周围的灰尘带发现了一个类似炸面圈的洞，尘埃盘上发现一个环状区域没有尘埃。专家们根据目前通行的行星形成理论推断，这可能意味着该处的尘埃物质已经聚集形成了一颗行星。这颗行星可能是通过把周围的灰尘凝聚在一起而产生的。

最受注目的行星：火星
　　提起火星，人们总会联想到科幻电影里的外星人。或许是因为火星在太多电影和小说中充当主角，人们在现实生活中也对火星的探测活动充满了期待。40多年来，前苏联、美国、日本和欧洲共计划了30多次火星探测，尽管其中2/3的活动以失败告终，但科学家期望在火星上寻找生命迹象的热情却从未因此而减退。
　　火星是太阳系九大行星之一。除金星以外，火星离地球最近。与地球相比，火星的质量比地球质量小1/9，半径仅为地球半径的1/2左右。但火星在许多方面与地球较为相像。
　　火星是唯一能用望远镜看得很清楚的类地行星。通过望远镜，火星看起来像个橙色的球，随着季节变化，南北两极会出现白色极冠，在火星表面上能看到一些明暗交替、时而改变形状的区域。空间探测显示，火星上至今仍保留着大洪水冲刷的痕迹。科学家推测，火星曾比现在更温暖潮湿，可能出现过生命。

最大的行星：“TrES-4”
 TrES-4，图注：红矮星Gliese 581的三颗行星模拟图，图中最显著的为“581c”，蓝色的为“581b”，而最远处红色的为“581d”
　　“TrES-4”是天文科学家日前最新发现的一颗行星，也是迄今为止人类发现的宇宙中最大的一颗行星。在距离地球约1435光年外的太空围绕一颗恒星转动。它的直径估计是太阳系最大行星——木星——的1.7倍，体积接近于木星的2倍，表面温度高达1327摄氏度，是一颗主要由氢气组成的巨大球体。
　　令科学家啧啧称奇的是，“TrES-4”的体积足足有地球的20倍，但密度却低得惊人。它的密度只有0.2克每立方厘米，如同一种轻质木材，与岩石构造、密度高达5.52克每立方厘米的地球相比相去甚远。正是因为其密度低，这颗行星对其外部大气的吸引力相对较弱，因此一些大气可能逃逸了出去，形成了彗星状的拖尾。
　　不仅如此，这颗星球上可能还是个松软的“棉花球”，无法提供一块坚硬的表面，一旦重物踏上去可能就有陷进去的危险。追究其原因，连科学家也解释不出所以然。

最具居住条件的行星：“581c”
　　地球是宇宙中人类唯一能栖居的星球吗？这个困惑推动着天文学家不断望向宇宙深处。科学家宣布首次在太阳系外发现了一颗可能适合人类居住的星球，它的温度、体积估计与地球相似，而且还可能有液态水。这一发现被认为是“搜寻宇宙生命的一个重要里程碑”。
　　这颗新发现的行星被命名为“581c”。它围绕着一颗叫Gliese581的红矮星运转。红矮星是一种低能量的、体积较小的恒星。红矮星发射暗弱的红光，比太阳持续存在的时间长。Gliese581的质量是太阳的1/3，亮度只有太阳的1/50。
　　“581c”上温度适宜，平均温度在0到40摄氏度之间。它是迄今发现的一颗最小行星，也是第一颗位于母星可居住地带的行星，因此增加了它表面存在液态水甚至生命的可能。

最靠近地球的行星：金星
　　天亮前后，东方地平线上有时会看到一颗特别明亮的“晨星”，人们叫它“启明星”；而在黄昏时分，西方余辉中有时会出现一颗非常明亮的“昏星”，人们叫它“长庚星”。这两颗星其实是一颗，即金星。金星是太阳系的八大行星之一，按离太阳由近及远的次序是第二颗。它是离地球最近的行星。
　　尽管是地球的“近邻”，人类对于金星的了解却并不比其他行星多。金星有可能是太阳系行星中最热的一颗，表面平均温度达到了470摄氏度。那里没有水，大气中95%都是二氧化碳，而且浓密的云雾和二氧化碳使金星上的温室效应让人窒息。
　　炎热、昏暗，一片荒漠且充满了暴风，气压比地球上高出100倍，金星的诸多特征使得科学家们的探测工作困难重重。然而围绕在金星上的诸多谜团，比如金星的自转是逆向的，即由东向西，周期约243天，比它绕太阳公转周期225天还长18.3天，这些因素令学者们始终无法放弃对它的探索。
　　这样的努力终于在2006年4月有了新发现。通过欧洲航天局发射的“金星快车”探测器发回的照片，科学家们惊讶地发现，金星被浓厚的云层完全笼罩，云层的厚度超过20公里。金星南极地区上空竟然有深色的旋涡状结构，周围还有大团苍白的云在旋转。

距地球最远的行星：“OGLE-TR-56b”
 HAT-P-2b
　　美国哈佛大学天文学家2003年曾对外宣布说，他们运用一种新的科技发现了一颗名为“OGLE-TR-56b”的行星，这是迄今为止人类发现的距离地球最远的行星。
　　这颗新发现的行星位于人马星座，与地球相距5000光年。它比以前发现的太阳系外最远的行星还要远30倍，体积比木星稍小，每29小时绕自己的恒星转一周。据观测，“OGLE-TR-56b”表面覆盖着大量铁水，气候环境十分恶劣。

最怪的行星：“HAT-P-2b”
　　以色列科学家对外宣布说，他们发现了太阳系外的一颗新行星“HAT-P-2b”。它与母星(距离地球大约400光年)非常靠近，它的一年等于地球上的5.6天，因此行星上的气候变化非常大。
　　令科学家感到怪异的是，“HAT-P-2b”的平均密度是水的6.6倍，比木星的密度大8倍。要知道人类迄今已经发现大约200颗太阳系外的行星，其中14颗沿着椭圆形轨道围绕母星运行。所有已经被发现的行星密度与木星或水的密度大致相同。
　　此外，这颗新发现的行星轨道也与众不同，与太阳系行星和太阳之间的距离相比，它与其母星之间的距离更短，仅为地球和太阳之间距离的7%。

卫星最多的太阳系行星：木星
　　木星堪称太阳系内第一大家族，至少有58颗卫星环绕在周围，而且它的这些卫星大多都是最近几年才发现的。木星四颗最大的卫星，最早由伽利略于17世纪发现，技术的发展，使得科学家们在太阳系行星周围观测到的卫星数量不断增多。土星曾经被认为是太阳系中卫星总数最多的行星，目前已知的土星卫星有30颗，但是它最终还是将这一名号拱手让给了木星。

搜寻太阳系外行星的方法
　　行星自身不发光，而只能反射恒星的光芒。如果把恒星比喻为一台功率强大的探照灯，那么行星就只是站在探照灯边缘的一只小小荧火虫。“探照灯”是如此耀眼，“荧火虫”当然就毫不起眼了。所以我们不能直接看到它们，这是寻找它们最大的难题。科学家意识到，我们必须使用一种间接的方法，现在，科学家已经摸索出四种间接的方法来寻找日外行星。

看看恒星是否在跳摇摆舞
　　恒星的质量比行星大，所以它的引力也更加强大，它会把行星束缚在自己身边，让行星围绕着自己运转，这已经是尽人皆知的事实，但行星也以自己的引力对恒星施加着影响。从遥远的地方看上去，行星会使恒星的轨道发生周期性的摆动。行星每转一圈。恒星就会“摇摆”一下；从稍稍偏向一边转而稍稍偏向另一边。
　　实施这种方法的时候，我们可以选定一片天空，透过望远镜拍摄其图像；测定其中各星球的相对位置；然后每过一段时间，对同一片天空重复同样的操作……最后，比较多次拍摄到的图像，观察各星球的运动是呈线形模式还是呈“摇摆”模式。
　　当然，“摇摆”的幅度是非常微小的，就连比地球大1000倍的木星对太阳产生的影响也十分难辨。只要测量恒星是否有周期性的摆动，就可以判定它是否有行星。第一颗日外星就是这样发现的。
　　1995年10月，瑞士日内瓦天文台以梅厄为首的天文学家郑重地宣布；距我们40光年远的飞马座51有一颗行星，称为飞马座51B，这颗与太阳光谱相同的恒星以每秒60米的幅度来回摇摆，而且在一年半多的时间里十分稳定，这样稳定的摇摆周期表明它有一个行星。到现在为止，绝大多数行星都是通过这种方法发现的。

观测恒星的光谱
　　在发现日外行星的道路上，除了使用引力定律之外，还有另一种依靠光学的方法，这就是观测恒星的光谱。遥远的星光带给我们许多信息，它们不仅可以告诉我们它所包含的化学成分，还可以告诉我们许多其他的信息，这就交给我们另一种寻找日外行星的方法。这种方法就是要观察恒星颜色的改变，因为颜色的变化也表明恒星在运动。
　　美国天文学家乔夫·马西每次观测恒星时，都会把恒星之光分解成光谱，而恒星大气层所吸收的波长则以线条的形式出现于其中，被称为“吸收线”。通过记录“吸收线”，马西就为星光录下了“指纹”，因为这一“指纹”与恒星所处的位置一一对应。假如恒星受到了不可见的行星的拉动，那么光谱中的“吸收线”也会移动。
　　当一颗恒星向着观测者靠近时，辐射的光波会变短，向蓝端移动，称为蓝移。反之，则会向红端移动，称为红移。只要恒星的光谱中出现了这种变化，那就表明它有行星，是行星对他的拉动才使它的光谱发生了变化。所以通过检测一个恒星的光谱变化，也可以知道它是否有行星。

观察恒星的光度变化
　　肉眼无法直接观察到光谱的变化，它需要使用到相关的仪器，但是还有另一种利用光学的方法，这种方法比较简单，也更加易于理解。
　　太阳系的金星在围绕着太阳运行的时候，会跑到太阳的前面，这个时候，它就超出了太阳的光芒，我们会看到，太阳上面出现了一个黑点，这个黑点就是金星。发生这种现象被称之为“金星凌日”，当“金星凌日”发生时，太阳的光芒会略微减弱。天文学家们认为，太阳系外行星在围绕各自的恒星运转时，也会发生类似的现象。通过大型望远镜，我们可以记录下来恒星光芒减弱的过程，这无疑是最可靠的方法。
　　但是，这种方法有一个弱点，这个恒星系必须要跟我们的视线位于同一个轨道平面上。这样才可以看到它从恒星的表面经过，也正是因为这个原因，它发生的机会很少。所以，迄今，人们在太阳系外总共找到了120多颗，其中只有3颗是根据恒星光芒受遮挡而发现的。
　　有人认为，在太空中，空间望远镜可以克服地球大气层的影响，可以明确地发现这样的行星，但是试验的结果证明，这样做跟地球上的同行相比，丝毫也没有什么优势。
　　此外，根据恒星光芒削弱的程度，可以测算出太阳系外行星的质量；根据恒星光谱的变化，可以推算出行星大气的成分。飞马座HD209458有一颗质量与木星相当的行星，与所有其它日外行星不同的是，它与我们的视线位于几乎同一平面，公转周期是3.5254天，当它从恒星表面经过的时候，恒星的光芒就会减弱一点，这个时候，我们就可以检验它的大气成分。检验结果表明，这颗行星含有大量的钠元素，与科学家预言的基本相符，这是首次辨别出日外行星的化学组成。

利用天然望远镜方法
　　还有一种更加巧妙的方法，这种方法就是利用一种天然的宇宙望远镜，它又被称之为引力透镜。
　　当一颗行星运行到一颗恒星的前面时间，它会使恒星的光芒减弱，这是因为行星距离恒星太近了。当这颗行星距离恒星足够远的时候，就会发生另一种情况，一种完全相反的变化，那就是它会使恒星的光芒增强，行星就像是一个放大镜，可以汇聚恒星的光芒。
　　这种情况大大出乎我们的传统理念，但是它又合情合理，符合有关的引力定理。它被称之为引力透镜，这种情况已经被证明确实存在。但是这种情况的发生需要有好几个先决条件，它对行星的质量和行星距离恒星的距离都有着严格的要求，而且它们还跟地球到这个系统之间的距离也有关系，所以这种情况发生的可能性极少，天文学家观测了很多年，一直没有什么结果。
　　但是，2004年4月，终于有一颗恒星出现了这种情况，于是，第一个用引力透镜方法找到的行星出现了。这颗行星的质量跟木星差不多，隐藏在银河系的中心，距离我们1.7万光年。它和它的母恒星一起组成了一个透镜，让一个更加遥远的恒星光芒变亮了好几天。所以这是一个复杂的引力透镜，这也是用引力透镜这种方法不好使用的一个根本原因。
　　目前天文学家发现日外行星，只有这四种方法可以使用，其中使用摇摆法是最为可靠的方法，因为不管在哪里，引力定律都适用，恒星和行星相互之间的引力必然要暴露出它们之间的轨道关系。但是这种方法也又一个缺陷，那就是我们只能发现一些大质量的行星，对于那些小质量的行星，它对恒星的引力太小了，它使恒星摇摆的幅度太小，很难发现它们。
　　在不久的未来，观测日外行星的技术还要获得大发展。技术的中心，将是发展光学技术，也就是要把恒星的光尽量减弱，同时，要把行星的光芒尽量增强。这样的技术将会使更多的行星暴露在天文学家的视野里。
　　由于用天文仪器搜寻太阳系外行星的难度极大，天文学家一般采用间接的方法：
　　天体测量法（Astrometry）　天体测量法是搜寻太阳系外行星最古老的方法。这个方法是精确地测量恒星在天空的位置及观察那个位置如何随着时间的改变而改变。如果恒星有一颗行星，则行星的重力将造成恒星在一条微小的圆形轨道上移动。这样一来，恒星和行星围绕着它们共同的质心旋转。由于恒星的质量比行星大得多，它的运行轨道比行星小得多。
　　视向速度法（Radial Velocity）　视向速度法利用了恒星在行星重力的作用下在一条微小的圆形轨道上移动这个事实，目标现在是测量恒星向着地球或离开地球的运动速度。根据多普勒效应，恒星的视向速度可以从恒星光谱线的移动推导出来。
　　凌日法（Transit Method）　当行星运行到恒星前方的时候，恒星的光芒会相应减弱。光芒减弱的程度取决于恒星和行星的体积。在恒星HD 209458的例子中，它的光芒减弱了1.7%。天文学家用凌日法发现了恒星HD 209458的行星HD 209458b。
　　脉冲星计时法（Pulsar Timing）　通过观察脉冲星的信号周期以推断行星是否存在。一般来说，脉冲星的自转周期，也就是它的信号周期是稳定的。如果脉冲星有一颗行星，脉冲星信号周期会发生变化。
　　重力微透镜法（Gravitational Microlensing）　用重力透镜效应来发现行星的方法。比如行星OGLE-2005-BLG-390Lb就是用这种方法发现的。


射电星系

射电星系（radio galaxy），探测到射电辐射的星系。一般的星系都有射电辐射。通常系指发出强烈的射电辐射（比一般的星系强102～106倍）的星系。射电星系的射电连续谱一般为幂律谱，且有偏振，谱指数平均为0.75。射电辐射具有非热性质，起源于相对论性电子在磁场中运动时产生的同步加速辐射。有些射电星系的射电辐射流量和偏振常有变化。射电星系的射电形态多种多样，可分为致密型、核晕型、双瓣型、头尾型和包含多个子源的复杂性。射电星系大多为椭圆星系、巨椭圆星系和超巨椭圆星系。射电星系的光谱很像塞佛特星系，多数类似于Ⅱ型塞佛特星系，少数类似于Ⅰ型塞佛特星系。不过，塞佛特星系却是旋涡星系。射电星系同其他也发出强烈射电辐射的星系，如类星体、N型星系 、塞佛特星系、蝎虎座BL型天 体等的关系，尚有待研究。有些射电星系还发出强烈的红外辐射和X射线。


斯塔克效应

斯塔克效应（Stark effect），原子或分子在外电场作用下能级和光谱发生分裂的现象。为1913年J.斯塔克发现。原子或分子存在固有电偶极矩，在外电场作用下引起附加能量，造成能级分裂，裂距与电场强度成正比，称为一级斯塔克效应；不存在固有电偶极矩的原子或分子受电场作用，产生感生电矩，在电场中引起能级分裂，与电场强度平方成正比，称为二级斯塔克效应，一般二级效应比一级效应小得多。斯塔克分裂的谱线是偏振的。对斯塔克效应的圆满解释是早期量子力学的重大胜利。斯塔克效应应用于原子分子结构的研究。斯塔克效应是谱线增宽的原因之一，当气体放电电流密度较大时，产生大量带电离子，它们对发光原子产生较强的内部电场，引起谱线斯塔克分裂；离子与发光原子的距离不同，谱线分裂的大小不同，叠加的结果导致谱线增宽。等离子谱线的斯塔克增宽可用于内部电场强度和带电粒子密度的测定。


星系际物质

星系际物质（ intergalactic matter ），存在于星系与星系之间的气体和尘埃。它们有的聚集于两个互相邻近的星系之间，构成星系之间的物质桥；有的位于星系团内，组成星系团的隐匿物质；有的位于星系团之间，形成星系团际物质。星系际物质的气体成分可能是中性气体，也可能是电离气体。星系际物质也和星际物质一样具有消光效应。在一些星系际物质较密集的地方也会形成星系际暗云。目前已发现几个可能是星系际暗云的区域。星系际物质的研究对宇宙学和星系的演化都有极密切的关系。在宇宙学中，宇宙临界密度与宇宙总密度的比值决定空间的几何特征，而星系际物质在宇宙的总密度中占有一定的份量。在星系演化中，一些激扰星系可以抛出物质，进入星系际空间，形成星系际物质。星系际物质也可以为正常星系吸积，或形成新的星系。星系际物质的密度约在5×10-30克/厘米3（在星系团中心附近）到2×10-34克/厘米3（在一般空间）之间。


五车二

五车二（Capella），御夫座a，距离地球43光年。由一对黄巨星组成的密近双星，轨道周期104.023天。由于五车二又近又亮，不仅有很强的光学辐射，也有射电、X射线和红外辐射，各种新的天体物理技术常常把它作为优先考虑的观测对象。爱丁顿研究质光关系时也曾用过五车二的基本参量。两子星的半径分别约为太阳半径的14倍和9倍，质量分别为2.67太阳质量和2.55太阳质量。两子星都有比较强的色球活动和星冕活动。


太阳巡视

太阳巡视（ solar patrol ），对太阳所作的多样化的连续观测。为了监视太阳的各种活动现象，特别是新活动区的出现、特大活动区的形成以及太阳耀斑和爆发日珥等对地球具有重要影响的活动现象，研究它们的发生和发展规律，进而对它们进行预报，许多天文台都对太阳进行从日出至日落的不间断观测。通常都用透过氢原子谱线Hα单色光的色球望远镜（滤光器的透过带半宽大多在0.025～0.05纳米之间）监视太阳活动最频繁的色球层。这些色球望远镜一般配备35毫米照相机或CCD摄像机和屏幕显示。除目视监测外，通常每5分钟左右拍摄一张照片或CCD摄像。当发现太阳耀斑或爆发日珥等剧变现象时，就每分钟甚至半分钟拍照一次。此外，还对各种波段的太阳射电辐射从日出至日落连续观测，记录太阳射电爆发情况。通常至少每天一次或多次用白光拍摄太阳光球，主要是发现新出现的黑子群并跟踪它们的发展情况。


心宿二

心宿二（汉语拼音：Xin Su Er；英语：Antares），天蝎座α，α Sco，Alpha Scorpii，又称大火，一个红超巨星。它是一个光变明显的半规则变星，并与一个蓝矮星组成一个目视双星系统。心宿二还是射电源。


物端光栅

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。
物端光栅分为两种：一种是间距较大的粗光栅，多用于天体相中的双星定位工作；另一种刻线较密，作用与物端棱镜类似，用来拍摄天体的低色散光谱。


周光关系

周光关系（汉语拼音：Zhou Guang Guanxi；英语：Period-luminosity relation），造父变星的光变周期和光度之间的关系。20世纪初，美国女天文学家H.S.勒维特对小麦哲伦云中的25颗造父变星的研究发现，这些星的视星等几乎线性地随周期的对数的增加而减小。由于它们都在小麦哲伦云中，到太阳的距离近似相等，这实际上反映了绝对星等和周期对数之间的线性关系，后来被称为造父变星的周期光度关系，简称周光关系。由视星等和周期的关系转化为绝对星等和周期的关系，实际上是周光关系的零点问题或定标问题。1915年，美国天文学家H.沙普利率先解决了这个问题。几十年来，周光关系的零点不断改进，还发现周光关系也跟造父变星的颜色有关。利用周光关系，可根据造父变星的光变周期求得其绝对星等，通过与它的视星等的比较，可求得该造父变星或它所在的恒星系统的距离。这是测量星团和星系距离的主要方法之一，故造父变星有量天尺之美称。


开普勒定律

开普勒定律（ Kepler’s laws ），关于行星运动的三大定律。德国天文学家J.开普勒仔细分析和归算了B.第谷对行星特别是火星的长时间的观测资料，总结出这三大定律。
①所有行星的运动轨道都是椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点。在以太阳S为极点、近日点方向SP为极轴的极坐标中，行星相对于太阳的运动轨迹为椭圆PP1P2P1′P′，PSP′=2a表示椭圆的长径。
②行星的向径（太阳中心到行星中心的连线）在相等的时间内所扫过的面积相等，即面积定律。由于扇形P1SP2和P1′SP′的面积相等，因此行星在近日点附近比远日点附近移动得更快。

面积定律示意图

这两条定律是在1609年出版的《新天文学》一书中提出的。
③行星围绕太阳运动的公转周期的平方与它们的轨道半长径的立方成正比。设T为行星公转周期，则a3/T 2＝常数。这条定律是在 1619年出版的开普勒另一著作《宇宙谐和论》中提出的。
这三条定律为万有引力定律的发现奠定了基础。从万有引力定律和牛顿运动定律也可以推出开普勒定律，只是需要对其中第三定律进行修正，即改成：

式中 C为常数， M和 m分别为太阳和行星的质量。


俘获说

俘获说（ capture hypothesis ），太阳系起源学说的一种。这种学说认为构成行星和卫星的物质是太阳形成后从太阳邻近区域或从银河系空间俘获来的。1944年，苏联天文学家О.Ю.施米特提出了“陨星说”。他认为，几十亿年前，太阳在绕银河系转动时，进入一个直径为10光年、与太阳相对速度为每秒5公里的星际云。太阳在云中运行了60万年，俘获了约为太阳质量3％的星际物质。这些物质慢慢形成一个扁平的、由尘粒组成的星云盘，行星和卫星就是在这个盘内形成的。由于原来云内的固体微粒的轨道是各种各样的，彼此碰撞使轨道要素“平均化”，因而所形成的行星轨道就有共面性、同向性、近圆性等特点。他还认为卫星的形成是行星形成的附带结果，而所有行星都是“冷起源”的。还有一些人提出了其他类型的俘获说，如爱尔兰的埃奇沃思、英国的彭德雷和威廉斯以及印度的米特拉等，他们虽然都主张太阳从恒星际空间俘获物质，但他们描述的图像和处理方法彼此间却有相当大的差别。提出俘获说的目的之一是为了说明太阳系角动量分布异常的问题，但计算表明，这种俘获的概率极其微小。同时，这类学说也无法解释太阳系的拉普拉斯不变平面与银道面的交角会大到近62°的问题。


哈勃距离

哈勃距离（汉语拼音：Ha bo ju li；英语：Hubble distance），指哈勃常数H的倒数H-1具有时间的量纲 。H-1 称为哈勃时间。光在哈勃时间内走过的距离称为哈勃距离。又称哈勃半径。如果取H＝50千米／（秒·百万秒差距），则哈勃距离为6000百万秒差距，或200亿光年。对于宇宙年龄小于或等于哈勃时间的那些宇宙模型，哈勃距离就是可以观测到的最大距离。对于其他宇宙模型，哈勃距离没有什么特殊意义。