光电倍增管

光电倍增管（ photomultiplier tube ），将微弱光信号转换成电信号的真空电子器件。主要用于在弱光条件下的光谱分析和光学测量。光电倍增管具有极高的灵敏度和最快的时间响应，还用于单个光子的脉冲计数。与闪烁晶体耦合可扩展它的波长响应范围，用于X射线、γ射线等高能射线的探测。

结构和原理
光电倍增管由真空管壳内的光电阴极、阳极以及位于其间的聚焦极和若干级倍增极构成（见图）。简称PMT。工作时各电极加上规定电压。当光入射到光电阴极上时，阴极发射光电子，在电场作用下沿规定的路径逐级轰击下一个电子倍增电极，在末级倍增电极上形成数量为光电子105～108倍的次级电子，最后为阳极收集，在电路中得到输出电流。
1934年L.A.库别茨基在光电管的基础上提出光电倍增管的雏形。1939年V. K.兹沃雷金制成实用的光电倍增管。后来由于锑–铯光电阴极，双碱、多碱光电阴极，碘化铯、碲化铯和负电子亲和势光电阴极相继出现，以及输入窗材料的改进，拓宽了光谱呼应范围（见光电管），从此就有了宽光谱高灵敏度光电倍增管。还出现了快速光电倍增管、电子快门光电倍增管、磁屏蔽光电倍增管、半球形壳和特殊壳光电倍增管。70代末微通道板（MCP）问世，出现了带微通道板的光电倍增管，还有位敏光电倍增管。光电倍增管的电子倍增极可分为分离式和连续式两种。分离式倍增极有圆笼式、盒栅式、直线聚焦式、百叶窗式、网式等。连续式有单通道和微通道板与金属通道式两种。

特征和参数
各种光电阴极的光谱响应曲线、不同波长的辐射灵敏度和量子效率及流明灵敏度的定义，以及脉冲时间特性同光电管。光电倍增管的增益为阳极电流与光电子电流之比。阳极灵敏度为光电阴极的辐射或流明灵敏度与增益之积。增益与所加的工作电压有关。在一定光强度范围内，入射光强与光电流成正比。但若在超过额定光强度下工作，光电阴极受损会引起灵敏度下降。损害不严重时，经黑暗条件下存放可恢复或部分恢复。若严重时会发生永久性烧伤。阴极暗电流和阳极灵敏度都随工作电压升高而升高，但上升的斜率不同。暗电流引起散粒噪声，倍增器产生倍增噪声，都影响光电倍增管的探测极限。因而，存在最佳工作电压，使信噪比也最佳。实际使用中只要阳极电流幅值能满足要求，总是选择较低的工作电压。一般选在比额定值低20％～30％的电压下工作。

光电倍增管结构图

在多道分析应用中，脉冲上升时间、下降时间、渡越时间分散、暗电流大小以及闪烁晶体余辉都直接影响光电倍增管的计数率和能量分辨率，这些在辐射粒子测量中都是很重要的参数。能量分辨率定义为脉冲半高宽与其中心能量之比。

发展方向
提高光电阴极灵敏度、扩展光谱响应、降低暗电流，一直是光电器件的重要课题。Ⅲ–Ⅴ族负电子亲和势光电阴极砷化镓的光谱响应从紫外线扩展到930纳米，砷化镓铟阴极的长波限延伸到1 000纳米，银–氧–铯阴极到1 600纳米。在短波段，多碱光电阴极、碲化铯、碘化铯本身就具有很好的紫外响应，但受到窗口材料限制。若窗口材料使用紫外玻璃光谱响应可延伸到185纳米，合成硅可到160纳米，氟化镁可到115纳米。负电子亲和势光电阴极由于成本太高，还没有用在光电倍增管中。高温双碱阴极（Na2KSb）因其暗电流极低，用于光子计数最为理想。它还能在175℃下工作，而用于勘探测井等高温环境。为适用于γ相机和正电子CT而发展了10×10平方毫米的异形管。为适应液体闪烁计数而开发了直径达508毫米的半球形光电倍增管。带微通道板的光电倍增管除具有极高的增益、抗磁场干扰等性能外，其上升时间已降到0.15纳秒、渡越时间0.55纳秒、渡越时间分散15皮秒，使时间响应达到一个新水平。还因其低畸变、高空间分辨率并采用多阳极技术而开创了新一代位敏光电倍增管，现已达到28×28位。弯曲型小孔径低噪声微通道板已开发成功，使位敏探测器性能更加优异。同时还开展了以高二次发射系数单晶硅为基材的超高增益微通道板的研制。
为降低暗电流、改善信噪比以提高探测灵敏度，行之有效的办法是低温致冷，降低光电倍增管的工作环境温度。


时间服务

时间服务（time service），时间服务部门提供标准时间和标准频率的工作。又称授时。直接为测绘、航海、航空、空间科学及其他国民经济、科学研究和国防建设部门服务的一项工作。包括：①世界时服务。天文台利用精密天文测时仪器观测天体，经过严格的数据处理得到精确的时刻，用以校准精密的天文钟。再根据钟面所指示的时间，在每天一定的时刻通过无线电广播，将精确的时刻以时号的形式发播出去，供有关部门使用。一段时间以后，通过细致的分析研究，再发表一套时号改正数供各有关部门最后修正结果所用。②原子时服务。时间服务部门将原子钟指示的协调世界时或原子时（两者差整秒数）用无线电时号发播出去。发播时号可以在超高频和甚高频波段通过通讯卫星、导航卫星、电视网等手段进行；也可以采用高频、低频和甚低频等波段，通过电离层反射，精度较低，但传递较远。进行时间服务的国际机构在1988年以前主要是国际时间局。之后世界时服务由国际地球自转服务承担，原子时服务由国际计量局承担。世界各主要国家也都有自己的时间服务。


广义相对论的天文学验证

广义相对论的天文学验证（ astronomical tests of general relativity ），用天文现象和天文观测方法验证广义相对论的正确性。广义相对论是关于引力相互作用的理论。在天文现象中，引力作用往往占主导地位。有关广义相对论的一系列的关键性检验，都是由天文观测来完成的。爱因斯坦建立广义相对论后，提出了可从三方面来观测检验广义相对论的结论：①弱引力场中的效应，②宇宙学效应，③引力波效应。
利用太阳引力场观测弱引力场效应的工作，作得最为精细。主要有以下几个方面：
①　引力红移　广义相对论预言，从太阳表面发出的谱线与地球上同样原子的谱线相比，波长较长(红移)，移动量等于速度为每秒0.6公里的多普勒效应移动量。二十世纪六十年代初的检验结果是，观测值为(1.05±0.05)×理论值。
②　光线偏转　广义相对论预言，当光线经过太阳引力场后，它的方向要发生偏转，偏转角为

式中 r为光线距太阳中心 的最短距离（以太阳半径为单位）。利用日全食时观测比较星 的位置变化，或者利用太阳遮掩或掠过 黄道附近 的 射电源时观测射电源 的位置变化，可以进行这一检验。1975年 的观测结果是 α∝ r -1.02±0.03，其比例系数为(1.007±0.009)×1 . ″75。
③　行星轨道近日点反常进动　在广义相对论建立之前，就知道水星近日点具有牛顿理论所不能解释的反常进动，每百年43.″11。爱因斯坦利用广义相对论计算结果为每百年43.″03，二者几乎相等。其他天体的近日点反常进动值（每百年的值）见表：

其他天体的近日点反常进动值（每百年的值）

④　雷达回波的延迟　广义相对论预言，当从地球向地内行星发射雷达信号，并接收其回波时，如果雷达波在太阳附近通过，则回波的时间要比不在太阳附近通过有所延迟。在行星上合时（见行星视运动），作此实验。对水星、金星的观测结果是理论值的1.015倍；对行星探测器“水手”6、7号的观测结果，也与理论值相符。
在宇宙学方面最主要的检验是关于宇宙膨胀的预言。1929年发现星系的谱线红移与距离成正比(见哈勃定律)，这是对宇宙膨胀学说的一个支持(见大爆炸宇宙学)。关于引力波理论的第一个观测检验是在1978年完成的。射电脉冲星PSR1913＋16是由两颗致密星构成的双星，对它进行了四年多的监视性观测后，发现它的公转周期系统性地变短，观测值与由引力辐射阻尼理论计算的结果相符合。


光电光度计

光电光度计（ photoelectric photometer ），用光电倍增管作辐射探测器测量天体辐射流的仪器。它的用途是确定天体的视星等和色指数。如图所示光电头中，光阑转盘位于望远镜焦点处，被测天体光线通过按需要选择的光阑孔和滤光片，并通过场镜，照射在光电倍增管的光阴极上，再由前置放大器将光电流放大，经屏蔽电缆输往记录装置。为配合多色测光，需要有若干块颜色不同的滤光片，以供调换。为防止地磁场和外界电场干扰，光电倍增管用接地的铁磁材料壳体屏蔽，并装在隔热室中。室内可加入致冷材料，如干冰、液氮、液氦，或用半导体致冷器进行降温，并保持温度恒定，以减小光电倍增管的暗流，并使测光系统性能稳定。输出信号一般用直流放大器或积分电路测量，或用光子计数电路直接记录入射光子数。采用数字化输出，有利于计算机处理和提高暗弱信号测量的信噪比。为消除大气变化影响和提高效率，可采用多通道光电光度计，同时测量夜天背景(见夜天光)和几个天体，或同时测量几种颜色。近年来脉冲星的发现，引起了人们注意，对于这种光度快速变化天体，专门设计了快速多通道光电光度计，可以分辨毫秒级的光变细节。


太阳系内的引力定律

太阳系内的引力定律（ law of gravitation in solar system ），太阳系内各天体之间引力相互作用所遵循的规律。17世纪60年代，I.牛顿首先研究月球的运动，发现它基本上符合平方反比规律。但是，牛顿不知道如何计算有限体的引力，这就使他的研究拖延下来。就在牛顿进行这些研究的同时，E.哈雷、R.胡克等好几位学者也都认识到：如果行星轨道是正圆，那么开普勒第三定律就包含了平方反比定律。但他们不知道当行星沿椭圆轨道运动时，向心加速度该怎样计算，于是便向牛顿求教。牛顿证明：在和距离平方成反比的引力作用下，行星的运动将符合经验的开普勒定律。接着牛顿又完成了他对月球运动的计算。这样，经过20多年的研究，牛顿提出了一个描述宇宙中物体之间相互作用的定量的物理定律。对于当时的观测技术来说，牛顿万有引力定律以惊人的精度解释了太阳系天体的运动。19世纪中叶，英国J.C.亚当斯和法国勒威耶根据对天王星运动的研究，彼此独立地以1°的精度预报了海王星的位置。这是牛顿万有引力定律的一个辉煌成果。但是随着观测技术的发展，以牛顿万有引力定律为基础的大行星运动理论逐步暴露出一些不足之处，在实际观测值与理论计算值之间出现了系统的偏差，其中最突出的是水星近日点进动问题。这就不免引起人们对牛顿万有引力定律的怀疑，由此导致一系列的研究。
人们对平方反比定律提出了疑问：引力定律Gmm′/rn中的n是否正好等于2，勃特兰首先认为n应大于2。A.霍尔支持这种思想， 他根据对水星的研究具体地定出 n=2+1.6×10–7。S.纽康根据对四颗内行星的研究，得出n=2+1.574×10–7。纽康的这一结论尽管未给出任何物理解释，但至今仍在许多天文年历中使用。可是，当人们用这一结论来研究月球的运动时，又出现了矛盾。E.W.布朗根据多年的研究指出：牛顿万有引力定律完全符合月球的运动情况；如果n大于2，那最多也不会超过4×10–8。
19世纪电磁理论的进展推动了整个物理学的发展，同时这种理论也被应用于研究天体运动。W.E.韦伯首先提出，质量为m物体的引力势应表示为：

接着B.黎曼提出，万有引力应改为：

此外， P.-S.拉普拉斯在早些年代里也探求过 引力传播速度和宇宙间介质对 引力 的吸收问题。尽管这些理论都未能被天文观测证实，都未能全面充分地解释天体 的运动，但它们对 引力 的物理本质却进行了许多有意义 的探索，并将场与辐射等概念引入 引力研究 的范畴。
1915年A.爱因斯坦提出著名的广义相对论，把引力解释为空间的属性。广义相对论更好地解释了各大行星近日点的进动，但它对太阳系天体运动理论的影响远远不止于此。当前，在大行星星历表的计算中除了考虑万有引力外，还考虑了广义相对论的引力非线性迭置效应和行星引起的空间弯曲。
在牛顿万有引力定律中还有一个令人注意的问题：引力常数G到底是不是常数，如果G在减小，那就意味着引力在减弱。1937年P.A.M.狄拉克提出：引力常数将与宇宙年龄成反比。此外，还有几种以马赫原理为基础的引力理论，在这些理论中，科学家们都预言G随着宇宙年龄的增长而减小。但这些都只是哲学性的探讨。根据近几年来对月掩星的研究，发现月球有一个难以解释的加速度。在排除了太阳风、辐射压、电磁效应、行星际物质阻尼以及太阳的质量损失等各种因素对月球运动的影响后提出：这是由G的减小而引起的。同时他还解释了原来地月系潮汐理论中遗留下来的一些疑难。当前对这个问题看法还很不一致，有待进一步的检验。


作用范围

作用范围（ sphere of action ），质量较小的天体m周围的一个受m引力作用的区域。它的边界一般取以m为中心、半径长度为σ的球面，因此又称为作用球。设质量较大的天体M和质量较小的天体m之间的距离为A。另一质点P在m的作用范围内时，主要考虑m对它的引力，M对它的引力则作为摄动力；P在m的作用范围外面时，主要考虑M对它的引力，而以m对它的引力作为摄动力。在近似讨论时，往往先忽略摄动力，将P在m和M的引力作用下运动的三体问题简化为两个二体问题。
根据不同的需要，作用范围的半径ρ有三种不同的取法：
①以m、M对P点直接引力作为标准，m的作用范围半径取为：

这种作用范围又称引力范围。
②以对P点的引力和摄动力大小之比作为标准，m的作用范围半径取为：

这就是通常所说的 作用范围。
③以平面圆型限制性三体问题的拉格朗日特解L1到天体m的距离为作用范围半径，近似地取为：

这种 作用 范围称作希尔范围，主要应用于天体演化学。
地球在日地系和月球在地月系中三种作用范围的半径分别为：这三种数值相差很大，因此作用范围仅是一个粗略的概念。

作用范围


照相天体测量学

照相天体测量学（ photographic astrometry ），天体测量学的一个分支。主要任务是利用照相方法来测定并研究天体的相对位置和运动，其中包括：①天体（包括人造天体）的空间位置的测定；②恒星自行的测定；③双星和聚星系统的运动的测定；④视差的测定；⑤照相星表的编制；⑥日全食时相对论效应的验证等。一百多年来，随着照相技术的不断革新，照相天体测量学得到很大的发展。目前的趋势是：由于观测工作逐渐向暗星方面发展，越来越多的口径在一米以上的反射望远镜应用于天体测量工作，并运用全自动光电坐标量度仪来测量底片，以提高精度和效率。此外，正在试验利用光电技术直接在望远镜上测量恒星的位置，然后用快速电子计算机进行处理，以逐步实现仪器、设备的自动化。
照相天体测量所用的是相对测量的方法。通常先在底片上任意选定一个坐标系，在这个坐标系中测量星像的相对位置，然后从星表中选择一些已知赤道坐标的星作为定标星，并利用这些定标星把量得的相对坐标归算为赤道坐标（见照相天体测量方法）。照相天体测量的精度，主要取决于底片的测量误差。增加定标星的数目，可以减少定标星测量的偶然误差和星表的偶然误差，但是待定天体的测量的偶然误差、星表的系统误差和测量的系统误差，仍会全部反映到最后得到的赤道坐标中去。照相天体测量的精度还取决于定标星的自行。一般来说，底片的测量精度约为1～2微米，对于焦距为2米左右的望远镜，照相定位精度平均为0.″15。现代照相天体测量学有下述几个最活跃的课题。

目录

1 建立参考坐标系
2 暗星自行的测定
3 暗星三角视差的测定
4 研究双星和聚星系统的运动

建立参考坐标系
以恒星位置和自行为主建立参考系的工作，主要是把星表扩充到更暗的范围。其中有代表性的是德国天文学会第三星表AGK3，它刊载了亮于12等的恒星的位置和自行，是目前小行星、彗星及其他天体的照相定位工作中选取定标星最好的星表。1932年苏联天文学家提出了编制“暗星星表”的计划。其特点之一是以河外星系为背景来测定恒星自行。如河外星系的横向速度为每秒1，000公里，则最近的星系的位置变化仅为每年0.″0001，比自行的测量误差小得多，因此在100年内，可以认为是不变的，这就能作为不动的参考坐标系来测定恒星自行。美国也有类似的计划。最近，利用苏联和美国的相对于星系测定的自行资料进行分析研究，求得了岁差常数的改正值以及奥尔特常数A和B（见银河系自转）。岁差常数改正值与根据基本星表求出的值相差不大，奥尔特常数B值也符合得较好，但A值相差较大。这些结果说明，相对于星系求恒星自行的系统，在赤纬方面比较好，在赤经方面则有较大的系统差，其原因还有待研究。

暗星自行的测定
为了研究银河系的力学特征，需要测定直到21等的暗星的自行，其中包括测定疏散星团、行星状星云、新星的自行。根据自行资料，可以证认星团成员，研究星团的内部运动、扩散运动和绝对自行等。发现大自行的暗星并测定其自行，对于研究太阳附近银河系的力学特征是很有意义的。最近一、二十年来，有几个天文台从事这方面的工作，发表了数以万计的自行大于每年0.″2的恒星星表。大自行的暗星可能是近距矮星，还需要测定它们的视差。

暗星三角视差的测定
自1837～1839年贝塞耳等人第一次精确测定恒星的视差以来，已经有一百多年的历史，其重要意义逐渐为人们所认识。美国华盛顿海军天文台专门研制了一台口径为1.55米的天体测量望远镜，用于测定暗星视差。在已经测定过视差的几千颗星中，暗于目视星等14等的只有100多颗。

研究双星和聚星系统的运动
对双星特别是对距离在20秒差距以内的双星进行照相观测，可以精确地测定恒星的质量。为了确定双星轨道及其质量，需要几十年甚至上百年的观测资料，要拍几百甚至上千张底片。利用照相观测还可获得双星的各个子星相对于定标星的位置，这样就可计算相对于这一系统的质心的轨道。对轨道周期变化作详细的分析，还可以发现质量小的不可见伴星，以至找到可能存在的类行星伴星。


海王星卫星

海王星卫星（Neptune，satellites of），简称海卫。已知8颗。旅行者2号所发现的6颗还未统一命名，临时编号分别为1989N1，1989N2，……1989N6，其大小分别为400、210×190、140、160、90、50千米；1846年发现的海卫一和1949年发现的海卫二直径分别为1360千米和340千米。海卫一是非常特殊的卫星，其大小与月球相仿，是太阳系中4个有大气的卫星之一，它离海王星较近，但却是逆行的。1989年旅行者2号发现它几乎具有行星的一切特征：不仅有行星所有的天气现象，具有类似行星的地貌和内部结构，它的极冠比火星极冠还大，上面的火山也在活动（但喷出的是冰雪团和冰氮颗粒），更令人惊奇的是它还具有只有行星才有的磁场。


天文时计

天文时计（ astronomical timekeeper ），天文观测和时间计量的主要工具，又称天文钟。十七世纪开始使用的天文时计主要是天文摆钟。二十世纪二十年代末出现了石英钟。五十年代又出现了原子钟。原子钟不仅是一种天文观测的工具，而且是原子时计量的标准。

天文摆钟
1656～1657年，惠更斯根据伽利略发现摆的等时性原理，发明了摆钟。摆钟不仅为天文观测提供了方便，而且成为守时工具。摆钟的最大优点是，在一定的摆幅内摆动周期只与摆长有关。天文摆钟都用秒摆，摆的长度为990毫米。摆长变化0.025毫米时，每天钟的速率变化为1秒。这相当于温度变化2.2℃时金属摆杆的长度变化。摆的摆动动力在早期用挂锤的重力，后来用电能。保持摆长恒定的方法是用补偿摆，即用温度系数小的摆杆（如铟钢、石英等），并将钟安放在恒温室内。
最精确的天文摆钟为1924年出现的雪特摆钟，它由两个分离的摆钟（子钟和母钟）组成。子钟受母钟控制，并与母钟同步，指示时刻（时、分、秒）；母钟则置于低气压金属筒内以减少摆的阻力。每半分钟有一个脉冲能量加给母钟的摆，以维持摆动。摆杆和摆锤均用铟钢制造。通常把母钟放在恒温室内，每天的误差为千分之几秒。

石英钟
1929年，出现了石英钟，经过不断改进，精度大为提高，到五十年代初期已完全代替了天文摆钟。目前，高精度石英钟误差已达到几十年不大于一秒。石英钟的核心部件是一个利用石英的压电效应原理制成的晶体振荡源。晶体悬挂在保温的绝热盒内。晶体振荡的频率非常稳定，频率的变化主要取决于温度、气压和电路电压的变化。石英钟的振荡频率多为5.0兆赫和2.5兆赫。用分频电路将很高的振荡频率分为100千赫、1千赫及秒脉冲，最后用同步马达带动钟面或用数字电路推动数字钟面。

原子钟
利用能量状态经过选择的原子，在微波谐振腔中进行量子跃迁，从而获得相应能级间跃迁所发射或吸收的电磁波的固有频率，根据这种原理制成的钟称为原子钟。1949年，美国国家标准局利用氨的吸收谱线制成了氨分子钟，这是最早出现的一种原子钟。后来美国和苏联又分别利用氨的发射谱线制成了脉泽型氨分子钟。由于氨分子谱线中心杂乱，氨分子钟不能成为计量时间和频率的标准，逐渐被淘汰。1955年，英国的埃森等人首先制成基于铯的基态的超精细能级跃迁的铯原子钟。它的出现，使时间频率计量精度产生了一个飞跃。此后氢原子钟、铷原子钟等相继出现，发展非常迅速。1967年起，以铯原子钟的跃迁频率为基础，规定了原子时的秒长，成为目前时间计量的标准。

目前三种常用原子钟的性能比较

原子钟通常由原子频标、晶体振荡器伺服电路和石英钟构成。它是利用微观系统原子（或分子）固有的某些特性作为基础，因而具有迄今为止已知的任何时计都无可比拟的优点。它有极高的准确度和稳定度；有极好的复制性，即一个原子钟从一次开机到下一次开机，或一个原子钟与另一个原子钟所指示的时间或频率，几乎完全相同。
原子钟大致分为有源和无源两大类。有源原子钟主要有氨分子钟、氢原子钟和铷气泡原子激射器钟等。无源原子钟主要有铯原子钟、铊原子钟、氧化钡分子钟和铷气泡标准钟等。在这些原子钟中，铯、铷、氢等三种原子钟较为成熟，而且用途广泛。
原子钟是现代最准确、最稳定的时间和频率的标准，由原子钟提供的原子时，已成为三大物理量之一的时间的基准。目前，原子钟正向高度可靠性、小型化、多用化方向发展，已出现某些新品种，如可变形大储存泡氢原子钟、氢自由束原子钟、铷束原子钟、离子储存原子钟、激光照射碘分子束吸收原子钟以及激光照射甲烷的饱和吸收原子钟等。
原子钟由于准确度和稳定度很高，而得到广泛的应用。对于人造卫星和导弹的制导、空间跟踪、数字通讯、甚长基线射电干涉技术、相对论效应的验证、地球自转的不均匀性的研究、基本物理量的定义和测量、无线电波的传递速度的测量以及电离层研究等方面，原子钟都是一种重要的仪器。


凌日

凌日（transit），“凌”是中国古代固有的天文术语。太阳系的内行星的圆面投影在太阳表面的现象称为“凌”，如金星凌日、水星凌日。大行星的卫星的圆面投影在母行星表面的现象也称为“凌”，如木卫三凌木星、土卫二凌土星、天卫一凌天王星。
水星和金星绕日公转过程中，有时会位于地球和太阳之间，此时地球上的观测者可看到小黑点状的水星或金星在日面上自东向西缓缓移动，这一天象即是凌日。天球上水星的视圆面很小，观测水星凌日必须借助望远镜。金星的视圆面较大，不用望远镜也能观察金星凌日。
由于水星和金星的公转轨道和黄道之间的倾角分别为7.0°和3.4°，所以每逢“下合”，即水星或金星与太阳在天球上的黄经相同时，并不必然会发生凌日现象。只有当水星或金星的下合发生在黄道面附近，即它们和地球都处在接近轨道的交点位置才能有凌日。地球每年11月10日前后经过水星升交点，5月8日前后经过水星降交点，所以水星凌日只能出现在这两个日期。同样金星凌日只能发生在12月9日附近和6月7日前后。水星凌日平均每百年发生13次。最近的两次分别是2003年5月7日和2006年11月9日。金星凌日则每两次为一组，两次之间相隔8年，而两组之间分别相隔105年和122年（见表）。
望远镜发明后600年内的金星凌日日期：
1631-12-7 ；1639-12-4/5；1761-6-6 ；1769-6-4；1874-12-9；1882-12-6/7；2004-6-8 ；2012-6-6； 2117-12 -11； 2125-12-8/9； 2247-6-11； 2255-6-9
根据文献记载，第一次观测到水星凌日的是1631年的法国天文学家P.伽森狄。在910年，阿拉伯科学家法拉比首次借助滤光片发现金星凌日现象。第一位根据行星运动规律阐明并预报金星凌日的是德国天文学家J.开普勒。


行星视运动

行星视运动（汉语拼音：Xingxing Shiyundong；英语：Planet， Apparent motion of），行星在天球上的位置的移动。虽然它们都在黄道附近，但有时自西向东（顺行）、有时自东向西（逆行），速度时快时慢，甚至短期内不动（留）。
　　①内行星。从图1可知，水星、金星有上合、下合（两者与太阳黄经相同）以及东大距、西大距（两者与太阳黄经分别相差行星环90°和270°）。当它们在太阳以东时即表现为出现在西方天空的昏星，反之为晨星在黎明前的东方。水星的大距在18°～28°之间，所以不易见到；明亮的金星大距则有45°～48°，因而特别引人注目。
　　②外行星。在地球轨道外的6颗行星与太阳角距没有限制，合时与太阳黄经相同，冲时差180°，东方照差90°，西方照差270°（图2）。合时与太阳同升落而无法观测；冲时行星离地球最近，且几乎整夜可见，同样，在东方照附近应出现在上半夜；西方照则出现在下半夜。
　　行星在天球上的运动实际上是行星与地球两者轨道运动的合成，以外行星为例（图3），当地球从E1，E2，E3并依次到E7时，外行星相应从P1到P2到P3依次到P7，反映在天球上相当于外行星从P'¢1运动到P¢'2……到P'¢7。显然Pⅱ1到P'¢3是顺行段，直到P'¢3表现为留；从P'¢3到P'¢5是逆行段，到P'¢5又为留，P'¢5 到P'¢7则又是顺行。因而造成了外行星在天球上时而顺行、时而逆行的运动。


天体照相仪

天体照相仪（ astrograph ），专门以照相底片作为天体辐射接收器直接记录星空图像，并通常具有较大视场的光学望远镜。从19世纪下半叶起直到光电器件广泛应用于天文观测之前，近百年期间，和眼睛目视相比，照相术曾成为一种更高效和更客观的天文方法和手段。20世纪上半叶，发明了由三合透镜甚至四合透镜组成的具有像差较小，视场可达几十平方度的天体照相仪。在变星巡天、小行星和彗星搜索、物端棱镜光谱分类等领域都曾作出过重要贡献。
20世纪30年代发明，并从40年代起迅速推广和普及的施密特望远镜问世后，立即显现出经典天体照相仪无法与之比拟的优越性。首先，采用施密特天文光学原理的望远镜主镜是反光镜，经过特殊镀膜后，能够有效反射入射的天体光辐射的80％以上。然而，主镜由三块或四块透镜的组合体却会阻隔和散射掉入射光的70％～80％，极大地降低了效率。其次，虽然二者都是照相机，但施密特光学适用于可获取更多天体物理信息的国际多色测光系统，如UBV、UBVRI （见天体测光）等；但经典天体照相仪受主镜的玻璃元件的限制，至多只能实现照相和仿视双色测光系统。结果曾经作为照相巡天和照相测光的天体照相仪逐渐全面地为施密特望远镜取代。
20世纪80年代起，天文实测中开始了以数字化的电荷耦合器件（CCD）作为天体辐射接收器取代照相底片的进程。众所周知，照相乳胶的光量子效率只有2％～5％，而且感光反应的线性度很差，这是作为测光工具的大缺点。与之相反，具有线性反应的CCD器件的光量子效率却能高达80％以上。结果照相底片连同照相方法都淡出天文观测的历史舞台。


仙女大星云

仙女星系（汉语拼音：Xiannü Xingxi；英语：Andromeda Galaxy），位于仙女座的一个肉眼可见的巨型旋涡星系。在梅西耶星表中编号为31，在《新总表》中编号为224，因此，记为M31或NGC224。又称仙女座大星云，现称仙女星系。1924年，美国天文学家E.P.哈勃首次在仙女星系中发现了一些造父变 星，根据造父变星的周光关系算出它的距离，确认它是银河系以外的恒星系统。仙女星系的距离为690千秒差距，或225万光年。同银河系一样，为Sb型。仙女星系的直径约50千秒差距，质量约3.1×1011太阳质量，都为银河系的2倍，是该星系群中最大的一个。仙女星系周围还有几个很小的星系，它们构成该星系群中的一个次群，即仙女星系次群。


福布希下降

福布希下降（ Forbush decrease ），银河宇宙线强度受太阳活动影响的一种突发性的短期调制现象，又称宇宙线暴，缩写为FD。1938年，美国物理学家福布希利用电离室首先发现这一现象，因而得名。
福布希下降的特点是：强度下降快，恢复慢，持续期从几小时到几天以上，大FD幅度可达背景强度的百分之十几。在第二十太阳活动周(1964～1975年)期间所进行的空间观测表明，FD是由耀斑和冕洞中的高速流在行星际空间所造成的强磁场区引起的，与行星际激波关系密切。
1963年，美国天文学家帕克提出行星际激波引起FD的概念。地球上观测到的FD的主要特点：①大FD常在大耀斑后24～60小时发生，全球可见，幅度随纬度减小而减小；②各向异性明显；③下降期能谱的形式为I∝E-r，其中γ为0.2～0.8，E为能量。恢复期强度I随时间t的变化可用" 描述；④ 下降幅度随耀斑日面位置的分布有明显的东、西不对称性，这多半是行星际激波的东、西不对称磁场结构所造成的；⑤存在有统计意义的暴前上升现象，这就有可能为研究行星际激波和磁暴预报提供信息。此外，在FD过程中常观测到短暂的小的上升和阶梯形 下降，这都与磁暴主相环电流引起的粒子刚度 下降和激波结构有关。FD前后伴有广泛日地物理现象发生，如耀斑、冕洞、Ⅳ型 太阳射电爆发、 磁暴、电离层通讯干扰、强能暴粒子事件(ESP)以及可能的天气现象出现等。因此，它是人们研究太阳活动、 行星际磁场的结构、电离层电讯条件变化等的有力手段之一。


谱线位移

谱线位移（ displacement of spectral line ），泛指谱线偏离正常频率位置的现象。引起谱线位移的原因很多。例如，当光源沿视线方向运动时，它发出的谱线频率会发生变化，这就是多普勒效应。多普勒效应所引起的谱线位移被广泛地应用于天文学研究中。例如测量天体的视向运动速度和自转速度，研究双星的运动等等。
光源处于强引力场也会引起谱线向红端位移。例如白矮星表面的引力场很强，观测已经证实了白矮星谱线有引力红移。此外，像二次斯塔克效应、辐射原子和中性氢原子的碰撞过程等都可能产生谱线位移。在星系世界，已经发现绝大多数河外星系和全部类星体的光谱都向长波方向位移（红移）。目前观测到天体的最大谱线位移，是类星体的谱线红移。有的类星体的谱线位移量达到谱线原来波长的3.5倍。河外天体的这种红移大多认为是宇宙学红移。


宇宙学

宇宙学（ Cosmology ），天文学中把宇宙作为整体的结构，研究其成分、演化和起源的分支学科。观测上，它需要收集最遥远、最古老的天体的数据。理论上，它要求将基本物理规律作最大可能的外推。尽管有这些严格约束，宇宙学自20世纪以来终于成长为能够作出预言并进行检验的重要科学分支。

目录

1 发展简史
2 大爆炸模型

2.1 分立源的观测
2.2 早期宇宙的遗迹
2.3 宇宙中结构的演化
2.4 其他宇宙学理论

发展简史
关于近代宇宙学的发端，应当追溯到I.牛顿。17世纪末他同R.本特尼的通信中，曾试图建立一个均匀各向同性的静态宇宙模型，而且认识到这种模型是不稳定的。19世纪末，C.纽曼和H.von西利格继续了在牛顿框架内建立宇宙模型的尝试。1915年，A.爱因斯坦提出用广义相对论来解决牛顿引力理论和动力学与他的狭义相对论之间的冲突。广义相对论将引力同时空的几何性质联系起来，为现代宇宙学奠定了理论基础。广义相对论提出两年后，爱因斯坦就大胆尝试应用它来建立整个宇宙的模型。为了使宇宙保持静态，他在场方程中引入了一个相当于斥力的常数项，这个常数记作Λ，因为它只在宇宙学涉及的大尺度上才有明显影响，故称为宇宙学常数。爱因斯坦认为，这个静态宇宙模型展示了宇宙的物质内容同时空几何性质之间唯一的自洽关系。然而，就在同年W.德西特证明这个模型并不是唯一的。他发现一个空虚而膨胀的宇宙同样满足引力场方程。德西特宇宙模型尽管在当时被认为神秘难懂，但它在宇宙学后来的发展中，仍然起着重要作用。后来，A.弗里德曼和G.勒梅特分别在1922～1924年和1927年各自独立地建立了含物质但不带宇宙学常数的膨胀宇宙模型，这个模型称为弗里德曼宇宙模型和勒梅特宇宙模型，成为宇宙学标准模型的基础。差不多在同一时期，在观测前沿上对宇宙的了解迅速增长。1924年，E.P.哈勃通过造父变星的周期–光度关系测定了到仙女座大星云的距离，确认了它处于银河系之外，从而解决了旋涡星云本质的争论，宣告了河外天文学（又称星系天文学）的诞生。1929年，哈勃又发现大多数星系谱线的红移（若用多普勒效应解释即星系退行速度）同距离大致成正比，现称哈勃定律。它意味着宇宙在膨胀，从而动摇了宇宙整体静止的传统观念。哈勃定律被接受以后不久，爱因斯坦看到静态宇宙模型不符合现实，于是放弃了他引入引力场方程中的Λ项，并认为那是自己一生中“最大的错误”。耐人寻味的是，这个被宣判已经死亡的Λ项，在爱因斯坦去世半个世纪以后，竟然又作为主宰宇宙加速膨胀的暗能量的一种可能性恢复了生命。见宇宙学常数。

大爆炸模型
由于观测上星系分布的启示，也由于理论上简化的要求，假设宇宙在空间上应当是均匀各相同性的。这个假设称为宇宙学原理。H.P.罗伯逊和A.G.沃尔克分别于1935年和1936年证明，满足这个原理的时空度规(现称为罗伯逊–沃尔克度规)必定具有如下形式：

ds2=c2dt2－R2(t)[dr2/(1－kr2)＋r2(dθ2+sin2θdφ2)]

式中函数R(t)称为标度因子，它随时间增加表示宇宙膨胀。常数k称为空间曲率，可取0、＋1和−1三个值。k＝0为平直空间，其中三角形三内角之和等于二直角；k＝1为球形空间，其中三角形三内角之和大于二直角；k＝−1为鞍形空间，其中三角形三内角之和小于二直角。球形空间是有限的，其他两种空间是无限的。
将罗伯逊–沃尔克度规代入爱因斯坦引力场方程，与宇宙物质的物态方程联立，可得到标度因子满足的宇宙动力学方程（弗里德曼方程），解之即得R(t)随时间的演化。如对于无压物质（可近似描述当今宇宙的物态），在k＝0的情况下有R(t)∝t2/3。
宇宙的几何性质同物质密度有关，可定义下列参数：

H( t)=(d R( t)/d t)/ R( t) ρ c=3 H2/8π G

分别为哈勃常数和临界密度，其当前时刻的值附以下角标0。密度参数定义为： Ω＝ ρ/ ρ c  式中Ω0＝1，相对于k＝0；Ω0＜1，相对于k＝−1；Ω0＞1，相对于k＝1。在所有三种情形中，标度因子在过去某个时刻均为零，通常称为大爆炸时刻。此时，宇宙的空时曲率和物质密度都为无限大，又称奇点。至于宇宙未来的命运，则依赖于宇宙今天的密度是小于、等于还是大于临界密度。前两种情况下，宇宙将永远膨胀下去。对最后一种情形，宇宙将在某个时刻到达极大，然后收缩返回奇点。由能量守恒定律可以证明，物质密度与标度因子的三次方成反比，而辐射密度与标度因子的四次方成反比。因此，尽管今天宇宙中物质密度远大于辐射，但在过去标度因子足够小的早期，宇宙应当以辐射为主。此外，由于辐射密度与温度的四次方成正比，所以宇宙的温度应与标度因子成反比，即随宇宙膨胀而降低。另一方面，不难证明，辐射的波长λ随标度因子R成正比的变化，所以在膨胀宇宙中，对一个红移为z＝（λ0－λ）/λ=R0/R－1的天体，1＋z应与R成反比。
由于上面的弗里德曼模型给出了膨胀宇宙的合理描述，后来宇宙学中许多进展都是以它为基础的。这些进展包括：

分立源的观测
相对论宇宙模型使用弯曲时空，它预言的非欧几何效应原则上是可观测的。正是这些预言促进了20世纪50～60年代的光学家和射电天文学家把他们的观测能力推向极致。宇宙学家通过观测各类分立源（星系、类星体、射电源、X射线源等）的分布，希望发现各种可能的理论模型中究竟哪一种最符合实际。观测检验包括：①哈勃常数的测量；②哈勃定律向大红移星系的外推；③越来越大距离的星系和射电源计数；④角直径–红移关系；⑤星系的面亮度与其红移的关系。不过，这些研究的目标已逐渐从决定宇宙的几何性质移向分立源如何随时间演化。

早期宇宙的遗迹
20世纪40年代末，G.伽莫夫注意到早期宇宙应当以辐射为主，即主要由光子和其他高度相对论性的粒子组成。他期望在那个时期的高温中，质子和中子会聚合成较重的核，从而决定宇宙的化学组成。伽莫夫的理论计算出如氘、氦、铍等轻元素的宇宙丰度，经过现代的改进已能与广泛的天文观测事实一致。伽莫夫和他的同事还预言，早期炽热的宇宙会在今天留下一个温度约5K的辐射背景。这种背景辐射在1965年被A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙的发现证实。20世纪90年代宇宙背景探测者(COBE)的高精度观测表明，这种宇宙背景是温度为2.735K的黑体辐射，扣除约千分之一的运动学效应后，温度的方向起伏不足十万分之一。21世纪伊始，威氏微波背景各向异性探测器（WMAP）对背景辐射的观测不仅改善了空间分辨率，还首次观测到偏振，大幅度提高了各种宇宙学参数的测量精度，宣告了精确宇宙学时代的来临。

宇宙中结构的演化
宇宙学的主要目标一直是说明，核子和轻子是怎样从更原初的粒子演化出来，并最终形成宇宙中观测到的大尺度的结构。这方面工作中特别有意义的是A.古斯等人于1980年前后首先讨论的宇宙暴胀模型。该模型认为，在大爆炸后极短的时期中，随着温度的下降，宇宙经历了一个相变过程，真空相变的后果是产生了一种类似宇宙学常数项的斥力，驱动宇宙像德西特模型那样指数膨胀（称暴胀）。大多数结构形成理论都依赖于暴胀时期初始密度涨落的性质及随后在引力作用下的增长过程。综合分析天文观测数据，特别是WMAP对宇宙微波背景辐射的观测数据，高红移超新星的观测数据，以及大规模（数十万计）星系红移巡天数据，结果表明能与观测拟合最佳的参数组合是，哈勃常数为70千米/秒/兆秒差距；宇宙年龄约137亿年；物质和能量的总密度取使宇宙平坦的临界值（Ω0～1）。其中，中微子约占0.3%，恒星约占0.5%，普通物质(主要是星系团中的热气体)占4%～5%，冷暗物质占25%，暗能量占70%。了解冷暗物质和暗能量的本质，仍然是宇宙学和物理学当前面临的重大挑战。

其他宇宙学理论
除大爆炸宇宙学外，几十年来还不断提出一些其他宇宙模型，尽管没有得到大多数宇宙学家的认可。其中，H.邦迪、T.戈尔德和F.霍伊尔于1948年提出的稳恒态宇宙理论，以提供了清楚的可以检验的预言而著称，这种宇宙模型的时空几何由德西特模型描述，但物理意义不同。1965年微波背景辐射发现以后，这个理论沉寂了很长时间，但1993年又以修改后的形式（称为准稳恒态宇宙学）重新出现。此外，还有1961年C.布朗斯和R.H.迪克源于马赫原理提出的布朗斯–迪克宇宙论，以及P.A.M.狄拉克为解释宇宙学和微观物理学中出现的非常大的无量纲数而提出的理论等。
宇宙学理论的命运取决于它如何应对观测的挑战。如果说在20世纪开始的时候还没有多少观测事实来约束宇宙学理论的话，那么21世纪开始的时候，新的越来越精确的观测数据正在源源不断地涌来，只有与这些观测数据拟合最佳者才能立于不败之地。


天赤道

天赤道（celestial equator），由地球自转带动赤道上的人的头顶方向在天空移过的一个假想的圆。天赤道与黄道平面的交角约23°26′。


太阳自转

太阳自转（汉语拼音：Taiyang Zizhuan；英语：Solar Rotation），太阳的一种运动形式。 伽利略在1610年发现。太阳自转轴与黄道面的法线间夹角为7°15′，自转方向与地球相同。太阳自转周期随日面纬度增加而增长，赤道处为25.2天，纬度80°处长达34天。这种较差自转方式和太阳的高温表明太阳是一个气体球。从地球上看，在日面纬度17°处的太阳自转周期是27.275天，定义它为太阳自转会合周期。而相对恒星而言，该处的自转周期是25.38天，称为太阳自转恒星周期 。规定1853年11月9日日面本初子午圈转到日面中心的时刻为太阳第一个自转周的开始，以后顺序编号。每年各个自转周的序号和开始日期均可从《天文年历》查到。


光电等高仪

光电等高仪
光电等高仪（ photoelectric astrolabe ），用光电方法自动记录恒星经过60°等高圈的时刻，从而归算出经度（世界时）和纬度的一种新型仪器。它与棱镜等高仪的主要区别是用光电自动记录代替目视观测，在光学、机械结构上也有所不同。光电等高仪的焦平面上有一个玻璃记录栅，它上面有相互交替的透明线条和镀银线条。当星像经过这些线条时，照射到光电倍增管上的光强便不断变化。将光电信号放大并作适当处理后，可以用计时仪记下星像经过各线条边缘(记录线)的时刻，同时自动算出直接星像和水银星像重合，即恒星过等高圈的时刻。焦平面上有十对记录线，图示其中的一对Ⅰ和Ⅱ。直接星像 A经过Ⅰ和Ⅱ的记录时刻为t1和t2，水银像B经过Ⅱ和Ⅰ的记录时刻为t3和t4。恒星过等高圈时刻T可用下式表示：

中国于1972年研制成Ⅰ型光电等高仪，并投入常规观测。1974年又研制成Ⅱ型光电等高仪(见彩图)。Ⅱ型仪器采用 R－C望远镜，其口径为20厘米，等值焦距2.4米。仪器的测角基准不再是传统的60°等边棱镜，而是由两块镀有铝膜的熔石英组成的角镜。左边的角镜反射水银面星像，右边的角镜反射直接星像。

 上海天文台的中国制造Ⅱ型光电等高仪
Ⅱ型光电等高仪也是首次采用真空室的天体测量仪器。镜筒在真空室内的主要优点是：①可以自动消除大气折射和由于大气色散引起的天顶距测量中的光谱型差(光线入射窗需水平放置)；②消除了由于仪器内部气温不均匀而引起的反常折射。仪器的方位轴能够在电动机驱动下自动跟踪恒星的水平运动，使星光能沿垂直的狭缝进入记录栅，这样可以减少进入记录栅的夜天光。仪器装在观测室里，观测者在它的楼下通过潜望式寻星镜找星，这样可以避免人和电器热源影响星光和仪器。Ⅱ型光电等高仪可观测到7等星，单星观测的天顶距均方误差约为±0.″13，观测天顶距的稳定性也较高。


庞加莱体

庞加莱体（ figure of Poincaré ），均匀流体球自转时的一种平衡形状。1885年，庞加莱证明，除马克劳林椭球体和雅可比椭球体外，均匀流体自转时还存在另一类平衡形状。这类平衡形状与椭球体相差很小，故在一些文献中称为庞加莱椭球体。又因为李亚普诺夫已先在1884年提出存在这类平衡形状，所以在有的文献中又称为李亚普诺夫－庞加莱体。它主要有三种形状：①梨状体或卵状体。和雅可比椭球体相比，一头稍大，另一头稍小；②带状体。垂直于自转轴的截面都是椭圆或圆，而子午截面不是椭圆，但与椭圆相差很小。与椭圆比较时，有的弧段上要凸出些，有的则凹下些；③扇状体。它的子午截面都是椭圆或圆，而垂直于自转轴的截面不是椭圆，但同椭圆相差很少。与椭圆比较时，有的弧段凸出，有的凹下。此外，还有一些更复杂的形状。


胡须

胡须

拼音：hú xū

注音：ㄏㄨˊ ㄒㄨ

解释：胡子。人，通常是成年男人颏(下颌)、两唇及邻接部分上的毛。

例：

《新五代史·杂传五·氏叔琮》：“叔琮 选壮士二人深目而胡鬚者，牧马 襄陵 道旁， 晋 人以为 晋 兵。”

《水浒传》第四九回：“﹝ 孙立 ﹞淡黄面皮，落腮鬍鬚，八尺以上身材。”

《说岳全传》第二九回：“﹝ 汤怀 ﹞与大哥差不多本事，只少几根鬍鬚。”

曹禺 《北京人》第一幕：“因为一向是 曾 家的婴儿们仿佛生下来就该长满了胡须，迈着四方步的。”

【天文学】
胡须（ moustache ），用分光仪观测太阳时，发现在Hα等线的两翼往往有时间很短的连续发射带，其宽度不到1″，而在色散方向，可延伸到5～15埃，但线心仍是暗黑的，这种现象称为“胡须”，或称“埃勒曼炸弹”。胡须表明在色球或光球的活动区中，在很小的局部区域内有短暂的强列爆发。胡须的存在时间和线翼形状都与耀斑相似，但耀斑的线心部分有强烈的发射，而胡须则没有。胡须的出现表明，日面上在几百公里的局部区域内有突发性的气流。气流各部分的运动速度不同，从零到每秒几百公里。胡须的宽阔线翼由气流的视向速度分量的多普勒频移形成，两翼同时出现，表明在向上和向下两个方向上都有气流。


星际分子

星际分子（汉语拼音：Xingji Fenzi；英语：Interstellar Molecules），存在星际空间的无机分子和有机分子。与原子一样，分子的能态也是量子化的，它们吸收和发射特定频率的辐射，产生分子谱线。分子能态之间的跃迁分成三种类型：电子跃迁、振动跃迁和转动跃迁，产生的谱线依次位于紫外和可见光区、红外区、毫米和厘米波区。在紫外和可见光区，天文学家探测到H2、CH、CH+ 和CN。但在星际分子赖以存在的低温条件下，分子基本上处于最低的电子能态，分子通过跟其他分子或原子偶然碰撞，大多仅改变其转动能态，然后从较高的转动能态跃迁到较低的能态，产生在毫米和厘米波段的发射线。用射电天文方法探测星际分子谱线始于20世纪60年代，1963年首先发现了OH分子；1968～1969年期间发现了NH3、H2O和H2CO；1970年发现了CO……。到1985年，总共已发现66种星际分子，其中无机分子有十几种，其余都是含有碳原子的有机分子，最复杂的分子是HC11N，由13个原子构成。氢分子是最丰富的星际分子，其次是CO、OH和NH3。


运动学宇宙学

运动学宇宙学（ kinematical cosmology ），根据时间、空间和引力理论阐明宇宙在大尺度上的时空结构和整体运动规律的学科。它着重讨论宇宙时空性质和运动学特征，而不过多地涉及宇宙演化的物理机制等问题。现代宇宙学中最早出现的一些宇宙理论，如相对论宇宙学、稳恒态宇宙模型、等级式宇宙模型等都属于这一范畴。除等级式宇宙模型一类的理论以外，大多数关于宇宙运动特性的讨论，都在一定程度上承认宇宙物质在大尺度上是均匀、各向同性分布的观点。不过，近年来，对于不满足均匀，各向同性条件和非理想流体的宇宙运动学问题也进行了讨论，有人还研究了物质自旋与空间挠率等对宇宙运动学特性的影响。


分至点

分至点（汉语拼音：Fen zhi dian；英语：equinoxes and solstices），在天球上黄道与天赤道相交于两点，称为二分点。太阳沿黄道从赤道以南运动到赤道以北通过的那个交点称为春分点；与此相对的另一交点称为秋分点。黄道上与二分点相距90°的两点，称为二至点。其中与春分点沿太阳视运动方向相距90°的点称为夏至点，另一点称为冬至点。二分点和二至点又合称为分至点。按太阳视运动方向依次为春分点，夏至点，秋分点和冬至点。太阳在每年的春分(3月21日左右)、夏至（6月22日左右）、秋分（9月23日左右）和冬至（12月22日左右）依次通过以上各点。天球上通过天极和二分点的大圆称为二分圈，通过天极和二至点的大圆称为二至圈。春分点在建立天球坐标系中有重要作用，它是赤道坐标系和黄 道坐标系的主点。地球在日月引力影响下引起岁差，导致春分点沿黄道与太阳视运动的相反方向向西退行，每年移动50.″3，约 25800 年完成一周。


太阳系稳定性问题

太阳系稳定性问题（ problem of stability of solar system ），天体力学定性理论和天体演化学的一个基本问题。主要研究由大行星和太阳组成的这个力学系统，在长时间内(至少几十亿年)是否仍然保持稳定。也就是说，每个大行星的轨道是否永远大致保持为椭圆，而且其大小形状变化不大，不致发生某些大行星逃逸、堕入太阳或互相碰撞等现象。尽管人们都很关心这个问题，但它至今尚未得到彻底解决。
早在18世纪，P.-S.拉普拉斯和J.-L.拉格朗日就开始研究这个问题。他们从行星轨道要素的受摄运动方程出发，讨论行星轨道的半长径a和偏心率e是否有长期摄动，结果证明在以行星质量为标准的一阶摄动中，a没有长期摄动。1809年，和S.-D.泊松等先后又证明，在二阶摄动中，a也没有长期摄动。20世纪以来，已证明a有三阶长期摄动，而e是肯定有长期摄动的。但a或e有长期摄动并不意味着a或e就会无限增大或无限缩小，导致太阳系的不稳定。因为按各阶摄动不断研究下去，a、e将表示为时间t的幂级数，而幂级数也可能表示周期函数。因此，沿这条途径无法最终解决太阳系的稳定性问题。
20世纪60年代，卡姆（KAM）理论的创始人沿着另外一条途径进行探讨。他们用多体问题的卡姆理论证明，只要各大行星的无摄轨道的平均角速度不在共振带范围内，则在行星相互引力摄动下，它们的轨道可用时间的所谓拟周期函数来表示。因为拟周期函数可以表示为一致收敛的三角级数，因而能说明太阳系是稳定的。但这并不是绝对肯定，而只是在概率论的意义下的肯定，即不稳定的概率等于零，或者说太阳系“差不多”是稳定的。即使这种稳定说能够成立，太阳系的稳定性问题仍未彻底解决。因为行星轨道是否符合平均角速度不在共振带内的条件，还很难严格说明。另外，行星运动除受到牛顿万有引力作用外，还可能受其他摄动力的影响（如介质阻尼等）。尽管有些摄动力看起来可以忽略，但在长时期（几十亿年）内可能还是有很大作用的。
近年来有人用快速电子计算机直接计算大行星的轨道，在不考虑短周期摄动项条件下，已算出在4 500万年的时间内的变化情况。结果表明，大行星轨道变化不大。但这样的时间范围还不足以说明太阳系是稳定的，还应该寻求更有效的研究方法。


莫尔顿波

莫尔顿波（ Moreton wave ），在耀斑的闪光相阶段从爆发区发出的一种波，是莫尔顿在1960年最先发现的，因而得名。又称耀斑波。它以每秒1，000公里左右的速度，在一个角度约为90°的扇形内传播，可达60万公里的远处而速度不减。莫尔顿波的存在有许多证据。最直接的证据是用单色光观测色球可以看到快速运动的波前。在Hα线心波前是明亮的。在Hα红翼（Hα+0.5埃）先行波前是暗的，宽约3万公里，后随的波前是一个较宽的亮扰动。在Hα紫翼（Hα-0.5埃）先行波前是薄而亮的，后随的波前是宽而暗的。两翼的先行波前在时间和位置上完全一致。这种现象可以用先行波前处的色球的针状物（日芒）受迫向下运动，然后慢慢回到原先的位置来解释。莫尔顿波存在的另一个重要证据是在波经过的地方，原先离耀斑很远的稳定的暗条在波到达时突然从Hα线心中消失，而在Hα线的红翼出现，接着又在紫翼出现，来回振荡3～4次。此外，在波经过的地方出现逐渐变亮的短寿命的小亮点，以及一个活动区的耀斑激发远离它的另一个活动区的耀斑爆发等，也是莫尔顿波存在的光学证据。
莫尔顿波与耀斑物质的快速喷发有关，与耀斑的米波Ⅱ型太阳射电爆发也有密切关系。对莫尔顿波的产生和传播的研究表明，它是一种强的激波。莫尔顿波在色球层中传播有很大的耗散，其速度离波源越远而越小。莫尔顿波可能是日冕中传播的一种磁流体力学波在色球层所激起的波扰动效应。


大陵五食双星

大陵五食双星，最早发现的食双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为2.13等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是 2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。


活动星系

活动星系（active galaxy），从称为核的中心区域发射大量能量的星系。这赋予这类天体另一个名称——活动星系核，通常简称为AGN。这个名词包括了在不同时期发现的、已有不同名称的许多种类高能星系，其中有赛弗特星系、N星系、蝎虎座BL型天体和类星体。现在认为，所有这些天体的能量都是由某种基本相同的、涉及活动星系中心一个特大质量黑洞对物质吸积的过程所提供。 星系的物质落进黑洞时，与它的质量对应的引力能被释放并转变成电磁辐射，包括光、X射线和射电波。这个过程的效率极高，致使流入物质的10％或更多的质量按照爱因斯坦的著名公式E=mc^2转变为能量（见狭义相对论）。中央黑洞的质量可以多达太阳质量的1亿（10^8）倍，正好是环绕它的星系中全部明亮恒星质量的0.1％。它只需要每年“吞食”相当于1～2个太阳这种恒星的质量，就能够提供在最强大活动星系中观测到的能量。 中心能源产生的能量往往朝星系的两边射出，大概是通过黑洞的“极”出来的。这一能量不能从其他方向逃逸，是因为被吸积盘阻挡。射出的辐射与星系中及其附近的物质相互作用的地方，可以产生细的喷流或称为瓣的发出射电波的延伸区（见射电星系、喷流）。


等值宽度

等值宽度（ equivalentwidth ），谱线轮廓表示恒星光谱里吸收线的强弱，面积越大，吸收线就越强。也可以用一个面积相等的、高度为1的矩形表示总吸收。这时矩形的宽度在数值上等于总吸收，故总吸收又有等值宽度之称。


星系的分类

星系的分类（ classification of galaxies ），将星系按一定特征划分为若干类别的系统。星系的分类是研究星系的物理特性和演化规律的依据。1926年E.P.哈勃在观测并证认大量星系的基础上，建立了星系按形态分类的系统。1940年以后，随着照相巡天观测的开展，各种星系的观测资料在数量上和质量上都有了大幅度的提高：一方面，对哈勃分类提出了一些修订方案；另一方面，又在研究特殊星系以及正常星系若干细节尤其是星系核的基础上，提出了一些新的分类系统，如沃库勒系统、范登堡系统、摩根系统等。

星系的哈勃分类

目录

1 哈勃系统
2 沃库勒系统
3 范登堡系统
4 摩根系统

哈勃系统
哈勃于1926年提出将星系分为椭圆星系（以E表示）、旋涡星系（以S表示）和不规则星系（以Irr表示）3大类。其中，旋涡星系根据有无棒形结构分为正常旋涡星系（以S或SA表示）和棒旋星系（以SB表示）两族。每族按核球相对于盘的大小和旋臂由紧到松的程度分为a、b、c三个次型。椭圆星系按椭率分为8个次型，E0表示正圆星系，E7具有最大的椭率。后来又分出中介类型S0（无臂盘星系）和SB0（无臂有棒盘星系），以及各种过渡形态。不规则星系分为两类：IrrⅠ和IrrⅡ。IrrⅠ类非对称，有亮的O、В星和电离氢区等星族Ⅰ天体。IrrⅡ类分解不出恒星，有不规则吸收的尘埃条和尘埃片。有一部分IrrⅡ星系可能是正被伴星系的引力所扭曲或正在并合的星系（见星系）。
哈勃系统是一种形态分类。它是直接以观测为依据的，切实可行而又稳定不变，因此至今仍被广泛采用。哈勃分类第一判据可能同星系前身的角动量分布有关，也同最早期恒星的形成时标有关；第二、第三判据则可能同星系的恒星生成率有关。若干难于纳入哈勃分类系统的星系称为特殊星系（如M82,NGC 3077,NGC520,NGC 2685,NGC 3718）。这些星系的数量只占百分之几。

沃库勒系统
1959年以来，G.de 沃库勒多次对哈勃系统提出修订方案。方案的要点是划分四大类、两族、两种和五级。①四大类：椭圆星系(E)，透镜型星系(L)，旋涡星系(S)，不规则星系(Irr)。其中，透镜型星系等同于哈勃系统中的S0类。②两族：L类和S类又各分为A、B两族。A族表示无棒；B族表示有棒；AB表示过渡（混合）形态。③两种：r和s。r种代表旋臂绕成弧状，环成圆形SA(r)或椭圆形SB(r)；s种表示旋臂从星系核心或棒端出发，形成“s”状。过渡形态记为rs或sr。④五级：a,b,c,d,m（麦哲伦云类型）。过渡形态记为ab,bc,cd,dm。星系的一些物理参量如色指数、气体含量和旋转速度等，往往和上述顺序级有关联。

范登堡系统
亦称DDO系统，DDO是S.范登堡所在的研究单位加拿大戴维·邓洛普天文台(David Dunlap Observatory)的缩写。该分类系统是二维的，它沿用了哈勃分类参量a、b、c，增加光度型作为第二个参量。范登堡根据《帕洛马天图》发现，旋臂的形态与星系的光度密切相关：光度越高，旋臂就越长、越舒展；反之，光度越暗，旋臂越不舒展。据此，范登堡将Sb型分为五个光度型(Ⅰ,Ⅰ–Ⅱ,Ⅱ,Ⅱ–Ⅲ,Ⅲ)，Sc、Irr型分为八个半光度型（Ⅰ至V，包括各种过渡型）。如M51划为ScⅠ，M31划为SbⅠ–Ⅱ，M33划为ScⅡ–Ⅲ，大麦哲伦云划为IrrⅢ–Ⅳ,IC1 613划为IrrV。

摩根系统
又称叶凯士系统（因W.摩根在美国叶凯士天文台工作而得名），用E,S,B(≡SB)，I表示形态；另加L、N和D 3个字母（L表示表面亮度小，N表示在微弱背景上有小而亮的核，D表示没有尘埃）。再用前标a–f,af,f,fg,g,gk和k表示中聚度，用后标表示倾角指数1——圆……7——纺锤形，a/b≈10，另以p表示特殊，如：
NGC 5273——摩根系统gkD2，哈勃系统S0/Sa
NGC 488——摩根系统kS2，哈勃系统Sb
NGC 628——摩根系统fgS1，哈勃系统Sc
NGC 5204——摩根系统fI–fS4，哈勃系统Sc/Ir，沃库勒系统SAm
NGC 4449——摩根系统aI，哈勃系统Ir，沃库勒系统Ibm
星系形态分类受观测波段、曝光时间等多种因素包括研究者主观判断的影响，不同文献对同一星系的分类可能不一致。进入21世纪以后，随着斯隆数字巡天计划的完成，天文学家将获得空前均匀的大样本星系成像数据，加上计算机人工智能的帮助，星系形态分类将变得更为准确客观。


P过程

P过程（ p-process ），俘获质子合成富质子重原子核的 过程。是在B2FH理论（见 元素合成理论）中提出的。 p是proton（质子）的缩写。相当稀有的富质子原子核，如 92Mo、 112Sn、 114Sn、 114Sm（钼、锡、钐的同位素）等，不能由中子俘获的 s过程或 r过程形成。它们可在高温下克服巨大的库仑势垒，由质子俘获 过程产生，或者在 超新星爆发 过程由(γ,n)反应产生。通过俘获质子放出γ光子的反应( p,γ)，或者通过吸收γ光子放出中子的反应(γ,n)而生成。这两种 过程统称为 p 过程。 p 过程可能发生在温度 T≥ 10 9K、密度 ρ＜ 104克/厘米3的超新星的壳层中。


河外星系

河外星系（ anagalactic nebula ），是指在银河系以外，由大量恒星组成星系。因为距离遥远，在外表上都表现为模糊的光点，因而又被称为“河外星云”。河外星系与银河系一样也是由大量的恒星、星团、星云和星际物质组成。
人们又观测到大约10亿个同银河系类似的星系。按照它们的形状和结构，可以分为：旋涡星系、棒旋星系、椭圆星系和不规则星系。人们估计河外星系的总数在千亿个以上。最通用的河外星系分类法是1926年哈勃提出的。
河外星系的发现将人类的认识首次拓展到遥远的银河系以外，是人类探索宇宙过程中的重要里程碑。


猎户臂

猎户臂，银河系内的一条小螺旋臂，地球所在的太阳系即处于猎户臂内。它也被称为本地臂、本地分支（Local Spur）或猎户分支。
猎户臂因为靠近猎户座而得名，它位于人马臂和英仙臂之间 － 银河系4条主要螺旋臂中的2条。在猎户臂内的太阳系和地球在本星系泡内，距离银河中心大约8,000秒差距（26,000光年）。


中国天文学会

中国天文学会（ Chinese Astronomical Society; CAS ），中国天文学家的群众性学术团体。成立于1922年。中国科学技术协会下属的专业学会。任务是组织学术活动，编辑天文书刊，开展国际学术交流，普及天文科学知识。1923～1949年间举办过23届年会，1949～2002年已召开10届会员代表大会。到2006年4月共有个人会员2 000余名，团体会员23个。出版的期刊有《天文学报》、Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics、《天文学进展》、《天文爱好者》、《天文年历》、《天文普及年历》等。


B型发射星

B型发射星（ Be stars ），光谱中除普通吸收线外还有发射线的B型主序星。1866年A.塞奇注意到仙后γ光谱中Hβ是发射线，从此开始了B型发射星的研究。1922年国际天文学联合会第一届大会上正式命名为B型发射星，符号为Be（见恒星光谱）。Be星的光谱属于早B型，最常见的发射线是氢线，尤其是Hα和Hβ线。有时也有氦和一次电离铁、镁等的发射线，一般不出现禁线。个别Be星的光谱在数天之内就会发生变化。Be星的光谱中有的出现多条发射线，这类Be型星占10%～20%，其中以B3次型所占比率最大。
Be星的光谱特征如下：①发射线比吸收线窄，常重叠在吸收线上，且呈单峰或双峰状，有的具有复杂形状。紫外光谱常呈天鹅P型轮廓。②双峰发射线中波长较长的峰称为红峰（以R表示），波长较短的峰称为紫峰（以V表示），比率V/R表示双峰之比。V/R的变化是无规则的。③发射线强度对近旁连续谱强度之比E/C，常按V/R的变化方式而变化。大约70%的Be星有0.1m（视星等）的光变。Be星的绝对星等Mv从B2e的−3m到B9e的0m，在赫罗图上它们位于主序之上大约一个星等，在演化上可能处在脱离主序之后的阶段。
已知最亮的Be星是水委一，即波江座α(α Eri)，目视星等为0.48等。距离为39秒差距。大多数Be星的发射线强度和形状具有缓慢而不规则的变化。这些变化均无明显的周期现象。此外，还发现某些Be星发射线轮廓中有时标短到一分钟左右至几十分钟的快变化。快速自转是Be星的一个重要物理特征。自转速度平均比相应光谱次型的B型主序星大100千米/秒。
多数Be星有十分之几个星等的光度变化。光变的周期长而不规则，很难得到完整的光变曲线。据统计，Be星的光度比主序星约高1～1.5星等，并有紫外色余。有人解释这是重力昏暗效应引起的，它使Be星的谱型变晚并比相应谱型更亮。
Be星的空间分布与B型星相似。有些Be星是分光双星或食双星。对Be星射电观测发现，若干特殊的Be星与射电源有密切关系。现已公认Be星有星周包层。Be星的经典模型是：一个快速自转的中心星，外面包着一个跟着自转的延伸气盘。有很多人认为Be星是有质量交流的双星。这一说法似乎能更好地解释Be星的现象。


地平坐标系

地平坐标系（汉语拼音：Diping Zuobiaoxi；英语：horizontal coordinate system），一种天球坐标系。以观测者为天球中心，过天球中心并与过观测者的铅垂线相垂直的平面称为地平面，它与天球相交而成的大圆称为地平圈。
　　地平面是地平坐标系的基本平面。过观测者的铅垂线向上延伸与天球的交点称为天顶，向下的交点称为天底，天顶是地平圈的极，也是地平坐标系的极。经过天顶的任何大圆称为地平经圈或垂直圈；与地平圈平行的小圆称为地平纬圈或等高圈。过北天极的地平经圈称为子午圈，它与地平圈相交于北点和南点；与子午圈相垂直的地平经圈称为卯酉圈，它与地平圈相交于东点和西点。通常取北点或南点作为主点。从北点起沿地平圈顺时针向量到过天球上一点的地平经圈与地平圈的交点，这一弧长为地平坐标系的经向坐标，称为地平经度或方位角，从0°到360°；方位角也有从南点起向东向西从0°到180°计量。从地平圈，沿过该点的地平经圈量度至该点的大圆弧长为纬向坐标，称为地平纬度或高度，从0°到±90°，向天顶为正，向天底为负；高度的余角，即从天顶量度至该点的大圆弧长称为天顶距。
　　由于因日视运动，天体对于同一地点的地平坐标不断变化，另一方面，对于不同的观测者，由于铅垂线的方向不同，有不同的地平坐标系，在同一瞬间同一天体的地平坐标也就不同。因此，记录天体位置的各种星表不能采用地平坐标系。


太阳黑子周期

太阳黑子周期（ sunspot cycle ），对长期积累的关于太阳黑子的观测资料进行统计分析，发现太阳黑子活动具有一系列周期性的变化规律，称为太阳黑子周期。
1843年，施瓦贝发现黑子的消长有一个平均为10年的周期。1848年，R.沃尔夫提出太阳黑子相对数（用R表示）的概念，并利用历史上积累下来的望远镜观测的黑子资料，推算出上溯到1700年的黑子相对数的年平均值，从而进一步证明了太阳黑子活动确实存在着明显的周期性，周期平均长度为11.1年，这就是众所周知的太阳黑子11年周期。随着对太阳活动研究的深入，又相继发现了太阳黑子的22年周期和80年周期。目前，在继续研究上述这些周期性质的同时，也在探索时间尺度上更短或更长的周期。必须指出，这里所谓的周期并不是数学上的严格周期，而只是一种平均周期或称为准周期。图1表示从1700～1977年平均黑子相对数R的值，它清楚表明太阳黑子的11年周期。曲线的高峰处称为极大值或峰值，低谷处称为极小值或谷值。相对应的年份称极大年或峰年，极小年或谷年。按规定，以1755年开始的11年周期作为第一号，依次排列以后各个11年周期的号数。如图所示，最短的周期为9年，而最长的周期为13.6年；最低的极大值为48.7，而最高的极大值为200.8。这反映出太阳黑子相对数的振动，既不同于严格的周期振动，也不同于随机振动。一般认为，这种振动是一种隐周期振动，或称带扰动的周期振动。黑子相对数变化曲线有明显的不对称性，即上升期比下降期短。峰值越高，不对称性越明显。瓦尔德迈尔用两个统计关系式来表示这种特性，即lgRM=2.58－0.14T，Ⓗ=0.030RM＋3.0，式中RM为峰值，T为上升期，Ⓗ是从极大年到相对数月平滑值为7.5时的间隔时间。这种特性也可用另一公式表达：

式中Μ和 ｍ分别为极大年和极小年的年份，Δ R= RM－ Rm为极大值和极小值的差。当然，最理想的是用简单的公式表达整个相对数曲线。最常用的一个公式是 R= Ft α e -bt，式中 F、 α、 b均为常数，随每个11年 周期而变； t为从极小年起算的时间变量。另外一种常用的公式是把相对数看作是一系列正弦波的迭加： R=∑ Ansin(2πt/ Tn＋ Hn。 n=1，2，…， N； An， Tn和 Hn分别为各次谐波的振幅、 周期和初始位相角。 太阳黑子 周期同一系列地球物理、气象、水文等现象有密切的联系(见 日地关系)。目前，一致认为 太阳的活动水平制约着这些现象的发生和演变。因此， 黑子相对数的预报具有重要的实际意义。
太阳黑子11年周期的另一显著表现，是黑子群在日面纬度上的分布状况具有规律性，这就是有名的斯玻勒定律（见黑子的日面分布）。太阳黑子22年周期是海耳在研究黑子群磁场极性分布时发现的，因此也称为“磁周”或“海耳定律”，如图2所示。随着11年周期的交替，黑子群的极性也发生变换。同时，南北半球黑子群的极性也互相交替。这个规律直接反映着太阳磁场变动的奇特性质，有极其鲜明的物理意义。二十世纪中叶，格莱斯堡等又发现了太阳黑子80年周期。这个周期在75～100年之间变动，有人把它叫作世纪周期。对这样长的周期而言，黑子相对数的资料积累时间就嫌短了。为了探讨80年周期的某些性质，一般多借助于邵夫利用古代黑子和极光的资料编制的长达2，000多年的太阳活动序列。至于更长的周期或更短的周期，各种统计多不胜举。有小于1年的，也有长达2，000年的周期。除上述的黑子11、22、80年周期外，天文学家还发现了太阳活动的蒙德极小期，但是它究竟是否存在，目前还没有定论。

太阳黑子周期的研究目标，是要搞清存在于太阳上的这种周期性的物理起因。为了解释太阳黑子周期的某些特性，许多人提出各种模型和构想。归纳起来，有两种互相对立的观点。一种认为，太阳活动周期性的起因不在太阳内部，而在于太阳系内大行星对太阳的起潮力引起或者“触发”了太阳活动。这种理论能够说明太阳活动的平均周期等特性，对预报有一定价值。另一种则认为太阳活动周期性起因于太阳本身，是太阳对流层内的磁场和物质运动相互作用所决定的。这种设想意味着，针对太阳对流层内的具体物理状况来同时求解流体力学方程和电磁学方程。遗憾的是，适合太阳对流层条件的方程解是否存在，目前还没有定论。因此，这类理论，目前只能在某些简化条件下作个别近似的描述（见太阳平均磁流发电机机制）。


折轴望远镜

折轴望远镜（ Coudé telescope ），光线通过光学元件沿轴射出的望远镜。这种望远镜的焦点称为折轴焦点。各种装置型式（赤道式、地平式等）的折射望远镜、反射望远镜、折反射望远镜都可以配置成折轴望远镜。以英国式装置的反射望远镜为例，它的折轴系统通常如图所示。折轴望远镜的主要特点是，当望远镜跟踪天体运动时，轴线上的星像并不随之而动，这样就可以在折轴焦点后面，安置与望远镜本体脱离的、不随望远镜运动的庞大的终端设备。在折轴望远镜的后面配置各种仪器，恰如设置了一个实验室，望远镜只是将收集到的天体的光，送入这个实验室。在大型反射望远镜的折轴焦点后面，安置的主要仪器是大型分光仪。在折轴望远镜中，星像一般是旋转的。对于赤道式装置和光束由极轴射出的折轴望远镜（例如图中所示的系统），星像将绕视场中心作与周日运动相同速度的转动。


光瞳光度计

光瞳光度计（ iris photometer ），一种测量底片上天体光度的仪器，用来确定恒星的星等。现代快速天文底片颗粒较粗，使星像、边界模糊，从而造成星像直径与星等的关系不明确，不能用来精确测定星等。为了可靠地确定恒星星等，设计了光瞳光度计，附图示出其中一种结构：

均匀照亮的可变光阑（ 光 瞳）成像在底片上，移动底片，使 光 瞳像对准待测星像，透过的光束射往 光电倍增管。从照明光源分出一束 光作为基准，利用开有圆弧槽的旋转调制盘，使基准光和测量光轮流进入光电倍增管。改变光阑孔径，直到输出光电流中的交变成分消失，两束 光便达到平衡，记下光阑孔径的读数，利用已精确测定星等的标准星所制定的定标曲线，便可将读数转换成星等。


六分仪

六分仪

拼音：liù fēn yí

注音：ㄌㄧㄡˋ ㄈㄣ ㄧˊ

解释：一种天文仪器。测定天体与地平线夹角的仪器，于航海中可借以测定观测者所在的纬度。

例：

【天文学】

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


多体问题

多体问题（ many-body problem ），研究 N个质点相互之间在万有引力作用下的运动规律，又称N体问题。这个问题作为研究天体系统运动的一种力学模型，是天体力学和一般力学中的一个基本问题。N等于2时，称为二体问题。这时两个天体的轨道都是圆锥曲线（椭圆、抛物线、双曲线），这一问题已经完全解决。N大于或等于3时称多体问题，求多体问题严格的解析解至今仍是一个难题，尚未得到解决。在航天活动中，航天器在太阳系中运动，同时受到许多自然天体的吸引，严格地说也是一个多体问题。但是，这里关心的仅是航天器的运动，其他天体的运动可以认为已经解决。另外，航天器本身的质量很小，不会影响其他天体的原有运动。在这样条件下的运动问题，在天体力学中称为限制性多体问题。航天器在一个引力中心吸引下的运动问题是二体问题，也可称为限制性二体问题。它的解粗略地描述了人造地球卫星、月球卫星、人造行星的运动，成为研究航天器运动的基础。航天器在两个引力中心吸引下的运动称为限制性三体问题。在两个及两个以上引力中心吸引下，航天器的运动方程只能得到近似解析解。实际应用时常以数值计算为基础求出精确的数值，以满足工程上的需要。


彗星的运动

彗星的运动（ motion of comet ），中国对彗星的观测和研究已有四千多年的历史，拥有世界上最早、最完整的彗星记录。特别是十七世纪望远镜发明以前，中国的资料具有极高的权威。古希腊哲学家亚里士多德曾将彗星误认为是大气中的一种燃烧现象。这种看法在欧洲流传了十几个世纪，直到十六世纪第谷测定彗星离地球要比月球远很多之后，才被彻底推翻。但是，远在第谷之前，中国对彗星早已有比较正确的认识。《晋书·天文志》记载：“彗体无光，傅日而为光，故夕见则东指，晨见则西指。在日南北，皆随日光而指。顿挫其芒，或长或短……”对哈雷彗星的记录也以中国为最早、最完整。《淮南子·兵略训》：“武王伐纣，东面而迎岁，至汜而水，至共头而坠，彗星出，而授殷人其柄。”这可能是对公元前1057年哈雷彗星回归的记述。

彗星运动的特点
与大行星的运动相比，彗星的运动有显著的特点。大行星都在黄道面附近沿着较圆的轨道自西向东绕太阳运行。彗星则不然，既有自西向东顺行的，也有南北向垂直走的，还有象哈雷彗星那样逆行的，运动方向各不相同。除了运行于木星和土星之间的施瓦斯曼－瓦赫曼彗星和运行于火星和木星之间的奥特玛彗星等少量彗星外，其余都沿着很扁的椭圆和接近于抛物线的双曲线绕太阳运行。椭圆运动的周期差别很大，短的象恩克彗星只有三年多，长的则可达几千年甚至上万年。它们的近日距也差别悬殊，从千分之几个天文单位起，到五、六个乃至近百个天文单位。长周期彗星的近日距一般都比较小，如彗星1887Ⅰ的近日点离太阳表面不到1/5个太阳半径，只要三个小时它就从太阳的一侧走到另一侧，黄经改变180°。又如彗星1843I，它过近日点时，以每秒550公里的高速在日面上空13万公里处掠过，一天之内绕太阳转292°，然后用513年的时间来度过余下的68°。
除了那些经过仔细研究的短周期彗星外，多数彗星是不速之客。它们常常出人意料地出现，多则一年可以看到10颗（如1948年），少则一年内1颗也没有。而且只有它们走到近日点附近时，才被太阳照射和激发得足够明亮，因此可观测的时间往往很短。例如1901年出现的格里格彗星只有12天的可观测时间。一般来说，仅依据对彗星一次过近日点的观测所确定的轨道是很不可靠的。几个轨道要素中，半长轴a 尤其难定。有时轨道到底是椭圆型还是双曲型也难于判断。1680年出现过一颗周期彗星，开始欧拉算出它的周期是170年，后来哈雷又算得周期为575年，最后恩克利用较多的观测数据定出它的周期应是8，814年。

彗星运动的理论
通常用来研究行星运动的摄动理论总是假定轨道的偏心率和倾角很小，因此，它们只能用来研究少数短周期彗星的运动。1856年，汉森把接近于抛物线的扁椭圆分为内外两部分，每一部分引进一个部分近点角，从而将用于行星摄动的汉森方法改造成适合于计算周期彗星摄动的分析方法。这个方法曾被成功地用于研究恩克彗星的运动。
由于用分析方法研究彗星运动遇到各种困难，人们开始采用数值方法。二十世纪初，科威耳和克洛梅林为了预报哈雷彗星的归来，用数值方法直接积分直角坐标的运动方程，得出一系列时刻的彗星坐标值，从而完全摆脱了轨道这个概念的约束。与此相似，恩克也曾提出过一种方法：先以中间轨道作为参考，然后在直角坐标系内计算彗星对于中间轨道的偏离。这种方法用来研究短周期彗星非常方便，特别适用于研究彗星在近日点前后的运动。这两种方法基本上奠定了天体力学数值方法的基础。
除太阳引力外，影响彗星运动的因素还有来自各大行星的引力。对于那些周期为几年到几十年的短周期彗星来说，木星的影响尤为显著。例如，1889年布鲁克斯彗星接近木星，在木星上空1.28个木星半径处掠过，两天内竟绕木星转了313°，结果使它绕日公转的周期由原来的29年变为7年。另一个有趣的例子是沃尔夫彗星，它的近日距是2.5天文单位，1875年它接近木星，在木星的强烈摄动下近日距缩短到原来的3/5；经过47年后再次接近木星时，同木星的相对位置恰与1875年相反，结果在木星的吸引下它又回到了1875年以前的运动状态，出现了天文史上罕见的巧事。木星的影响如此之大，常使一些彗星在它的邻近通过后轨道完全改变，以致往往使人怀疑，这究竟是不是同一颗彗星。为了研究这个问题，拉普拉斯提出了作用球（见作用范围）的概念。彗星位于球外时，研究它相对于太阳的运动；彗星位于球内时，则研究它相对于木星的运动。而且常把这两个运动作为限制性三体问题来处理，并用雅可比积分作为判据，来判断是否同一彗星，这就是著名的拉普拉斯判据。彗星奇特的运动状态不禁使人认为:它们原非太阳系的成员，而是被太阳系天体所俘获的宇宙过客。庞加莱、K.史瓦西等人的研究否定了这种看法。他们指出：任何沿双曲线或抛物线轨道闯入太阳系的天体，尽管由于木星等天体的摄动，可能一时取得椭圆型轨道而留在太阳系，但这必定是暂时的，它们终将重新恢复双曲线型或抛物线型轨道，远离太阳而去。
十九世纪初，恩克在研究那颗后来以他的名字命名的彗星的过程中，发现这颗彗星的周期不断缩短，差不多平均每世纪缩短2.5天，而且这种变化是不均匀的。以后又在别的彗星的运动中发现了类似的现象。这些现象暗示：彗星除了受到太阳和行星的吸引外，还受到某种非引力作用的影响。观测表明：这种非引力作用主要是彗核在太阳光激发下不断抛出物质。例如，恩克彗星每转一圈，质量要损失1/500，半径要缩短4公里。而且，随着抛射速度的大小和方向的不同，轨道所受到的影响也不同：向后方抛射使轨道周期变长，轨道变扁；向前方抛射效果正好相反。恩克彗星属于后一类型。被抛射的物质在太阳辐射压的作用下形成各种美丽的彗尾。
彗星不仅不断抛射物质，而且彗核分裂成几块甚至完全瓦解的情况也屡见不鲜，特别是那种近日距小的彗星。比拉彗星就是一例：早在1772年就有了关于这颗彗星的记录。1845年11月人们发现彗核上有一个突出部，两个多月后这颗彗星就分裂成了两颗，并逐渐远离。以后，尽管天文学家进行了精心的计算和细致的观测，可再也没能找到它的踪影。使人惊奇的是，在它原来的轨道上留下了灿烂的流星雨──仙女座流星雨。其实在比拉彗星解体前，它抛射出的物质已在逐渐形成流星群。以后的观测表明：比拉彗星的流星物质在逐渐地、均匀地散布在它的全部轨道上。这类彗星的运动把天体力学的研究内容从质点、刚体的运动延伸到物质的抛射、分裂、解体以及弥漫物质的运动、环带的形成、动力结构与动力演化等等。因此，彗星的研究成为天体演化研究中不可缺少的一个方面。


磁声波

磁声波（ magnetosonic wave ），磁流体力学中声波与阿尔文波互相耦合形成的一种波。有快磁声波和慢磁声波之分，对于均匀理想介质，二者的相速度V+及V-为：

式中 θ为 磁 声波的传播方向与磁场方向的夹角， VA为带 磁等离子体中的阿尔文速度， c S为介质中声速。当 θ＝0时， V+=± V A或± cS， 磁声波退化为压缩阿尔文波和纯声波。当时，

就只有快磁声波而无慢磁声波。


引力红移

引力红移（ Gravitational redshift ），由广义相对论可推知，处在引力场中的辐射源发射出来的光，当从远离引力场的地方观测时，谱线会向长波方向（即向光谱红端）移动，移动量与源及观测者两处引力势差的大小成正比。光谱线的这种位移称为引力红移。这种效应最初是在天体中，特别是在白矮星中（因为白矮星表面的引力较强）得到证实的。二十世纪六十年代，庞德、雷布卡和斯奈德采用穆斯堡尔效应的实验方法，测量由地面上高度相差22.6米的两点之间引力势的微小差别所造成的谱线频率的移动，定量地验证了引力红移。结果表明实验值与理论值完全符合。


地方时

地方时（汉语拼音：Difangshi；英语：local time），相对于观测者的子午圈所度量的时间。
　　各种时间计量系统都应该用天球上的一个参考点相对于某一子午圈的时角度量。地球上位于不同经度的观测者，其子午圈各不相同，同一瞬间同一参考点对于它们的时角亦不相同，称为地方时。两地地方时之差等于两地经度之差。


双不动中心问题

双不动中心问题（two fixed-center problem），一种特殊的限制性三体问题。在3个天体组成的系统中，若其中之一为质量无限小的天体，另外两个为有限质量的天体，若后两者在空间是固定不动的，这时，考虑无限小质量天体在另外两天体的引力作用下的运动问题就称为双不动中心问题。由于两个有限体不运动，因此这样的问题要比一般限制性问题简单，但因为无限小天体要在两个中心引力体作用下运动，问题又比二体问题复杂。双不动中心问题是限制性三体问题中极少数可以完全求解的情况之一。严格来说，在实际天体系统中，双不动中心问题是不存在的。但在某些小天体运动理论，特别是人造地球卫星运动理论中，由于大部分人造卫星绕地球运动的速度要比地球自转速度快得多，一昼夜内可以绕地运行好几圈，在近似情况下可以忽略地球的自转运动并把地球分为两个对称的不动体来讨论人造卫星在这个双不动中心引力作用下的运动规律，这样得出的人造卫星运动轨道比较接近于真实轨道，可以作为中间轨道。又如，在讨论行星际飞行器运动时也可以将太阳和行星作为两个不动中心，从而构成双不动中心问题。


空间天文观测航天器

空间天文观测航天器（ vehicles for space astronomical observation ），把观测仪器送到离地面几百公里高度以上的宇宙空间进行天文观测的航天工具。空间天文观测，又称为大气外观测。虽然人们在卫星上天以前，已开始利用飞机、气球、火箭进行探测。但是它们有很大的局限性。飞机飞行的高度约10～25公里，使红外观测得到改善，但要接收高能的短波辐射仍无能为力。气球的飞行高度虽比飞机高，但气球上面的大气对天文观测仍有影响。火箭又有观测时间短暂的弱点。利用航天器进行天文观测，兼有高度高和观测时间长的优点。航天器的高度一般都在几百公里以上，可以根据探测课题的需要选择不同的轨道，从而可以避开地球大气和地磁场的影响。航天器的工作寿命一般为几个月至几年。利用航天器进行空间天文观测，不但可以观测太阳系天体所有波长的电磁辐射，而且还可观测到不同能量的粒子辐射。对于恒星，其观测波长仅受星际气体吸收的限制；而对于月球、行星和行星际空间，则可作直接采样或逼近观测。
一个完整的空间天文探测系统包括航天器、运载火箭和地面支援设备三大部分。航天器是装载科学仪器、执行探测任务的主要部分。进行空间天文观测的航天器必须具有控制自身姿态变化的能力，具有精确的定向精度，以完成证认天体、确定辐射空间分布和辐射源位置的任务。为了进行复杂的科学考察，航天器还必须具备大规模数据贮存和快速传输的能力。近年来世界各国相继发射了大量航天器。为了执行各种特定的使命，还发射了一系列考察卫星、行星和行星际的航天器，构成不同的观测系列。

目录

1 天文观测卫星系列

1.1 太阳观测卫星
1.2 非太阳探测天文卫星

2 月球、行星和行星际的探测器系列

2.1 月球探测器
2.2 行星和行星际的探测器

3 载人轨道空间站

天文观测卫星系列
目前，使用得最多的空间天文观测器是天文卫星。根据观测对象和任务的不同，天文卫星可分为太阳观测卫星和非太阳探测天文卫星。有些卫星兼有太阳观测和非太阳探测的性能。表1列出天文观测卫星系列。

表1　天文观测卫星系列

太阳观测卫星
从空间观测太阳，主要是利用地球轨道太阳观测卫星、某些深空探测器和天空实验室上的阿波罗望远镜装置。此外，许多地球物理探测卫星，例如，轨道地球物理台(OGO)系列，也有太阳观测实验项目。二十世纪六十年代初期，美国相继开始发射两个持续整个太阳活动周的太阳观测卫星系列──太阳辐射监测卫星(SOLRaD)系列和轨道太阳观测台(OSO)系列。苏联的太阳观测卫星，除“宇宙号”系列中的某些卫星以及苏联和东欧国家合作的“国际宇宙”系列中的一些卫星外，主要包括在“预报号”系列中。“预报号”和行星际监测站(IMP)系列分别为苏联和美国用来作为研究日地关系，考察太阳风、行星际磁场、地球磁层以及行星际物质等特性的行星际监测站。此外，欧洲空间局先后发射了研究太阳和辐射的国际辐射研究(IRIS)卫星，以非太阳探测为主、太阳观测为辅的“特德”-1A(TD-1A)卫星，并与美国合作发射了“国际日地关系探险者”(ISEE)。西德与美国合作发射了“太阳神”(Helios)卫星。“太阳神号”到达离太阳约0.3天文单位处，进入日心轨道，是目前最接近太阳的深空太阳观测器。天空实验室是多用途的实验性载人轨道空间站，它携带的阿波罗望远镜以可见光、紫外和 X射线等波段对太阳进行高分辨率的电视和照相观测。

非太阳探测天文卫星
非太阳探测天文卫星，分别以某一波段或某几个波段巡视天空辐射源，测定其方向、强度和辐射谱特征，观测银河系和河外天体。美国的非太阳探测卫星主要有轨道天文台(OAO)、射电天文探险者(RAE)、小型天文卫星(SAS)和高能天文台(HEAO)。其他国家和组织也已发射一些非太阳的天文卫星，其中较主要的有，欧洲空间局的“特德”-1A(TD-1A)卫星、宇宙线观测卫星-B(COS-B)，荷兰和美国联合发射的荷兰天文卫星(ANS)，英国的“羚羊”5号(Ariel-5)卫星，法国的紫外天体分析卫星(AURA)，法苏合作的“信号”3号(Signe-3)卫星，苏联的“宇宙”215号卫星等。

月球、行星和行星际的探测器系列
航天器飞出地球后就可成为对月球、行星和太阳系其他天体以及行星际空间进行直接采样或逼近观测的探测器。表2列出月球、行星和行星际的探测器系列概况。

表2　月球、行星和行星际的探测器系列

月球探测器
自1959年苏联发射飞向月球的第一枚月球火箭──“月球”1号以来，一些国家已发射了各种月球探测器以不同方式（逼近飞行或硬着陆、轨道环行、软着陆、取回样品、载人登月飞行等），通过拍照，自动测量、采样分析、实地考察，对月球及其附近空间进行了详细考察。美国先后发射了“徘徊者”、“月球轨道环行器”、“月球勘测者”和“阿波罗”等四种月球探测系列。“徘徊者”7～9号较为成功地完成了任务。五枚月球轨道环行器对月球表面的各个部分拍摄了高分辨率照片。“月球勘测者”1、3、5、6号分别在月球上实现软着陆。阿波罗月球探测是美国最庞大的月球探测计划。苏联的月球探测计划主要是“月球号”系列。“月球”1～3号为初级阶段，目的是飞向月球，实现硬着陆；“月球”4～14 号为中级阶段，试验在月球软着陆技术，绕月飞行考察月球空间，并研究月球土壤；“月球”15号以后为高级阶段，发展成月球自动科学站。“月球”16号实现不载人的自动挖取月球岩石样品并返回地球。“月球”17号和“月球”21号各携带一辆月行车，软着陆后，月行车由地面站操纵，在月面上自动行驶考察。

行星和行星际的探测器
已发射的行星和行星际的探测器系列有美国的“先驱者”、“水手”、“海盗”、“旅行者”和苏联的“金星号”、“火星号”和“探测器”。
它们分别飞向金星、火星、水星、木星和土星，以逼近飞行或在行星表面软着陆方式，通过拍照和自动测量，研究行星表面、行星大气以及地球到这些行星之间的行星际物质。此外，行星际监测站和“预报号”系列测量了地球周围的行星际空间。向更遥远的外行星的飞行，由于飞行时间长和飞船离太阳越来越远，无法利用太阳能供电，必须设计特殊的航天器。

载人轨道空间站
随着空间技术的发展，现已发射实验性的载人轨道空间站──天空实验室。它可进行广泛的科学实验和应用研究，除生物医学、地球资源勘测和综合性实验外，也担负空间天文观测的任务。未来的轨道空间站，将利用航天飞机承担把人员和仪器设备运送到空间站去并在空间站进行维修的任务。


大爆炸宇宙学

大爆炸宇宙学（汉语拼音：dɑbɑozhɑ Yuzhouxue；英语：big-bang cosmology），现代宇宙学中最有影响的一种学说。

基本观点
　　基本观点是，宇宙曾经历了一段从热到冷的演化。在这个过程中，宇宙不断地膨胀，物质密度不断变稀。宇宙的整个演化过程就像是一次巨大的爆炸。根据大爆炸宇宙学的模型，大爆炸的整个过程是：在宇宙的极早期，物质密度极高，温度也极高，在 100亿度以上，宇宙间只有一些基本粒子形态的物质。而后，宇宙迅速膨胀，温度很快下降，当温度降至约10亿度时，化学元素开始形成。温度进一步降至100万度时，形成化学元素的过程结束，宇宙间的物质主要是质子、电子、光子和一些比较轻的原子核。温度再降至几千度时，辐射同物质分离，宇宙间主要是气态物质。在引力的作用下，气体凝聚成气云，并进一步形成恒星、星系，成为人们今天观测到的宇宙。
　　大爆炸宇宙模型同其他宇宙模型相比能够解释较多的观测事实，因此，已被绝大多数天文学家所接受。

研究历程
　　早在1929年，埃德温·哈勃作出了一个具有里程碑意义的发现，即不管你往哪个方向看，远处的星系正急速地远离我们而去。换言之，宇宙正在不断膨胀。这意味着，在早先星体相互之间更加靠近。事实上，似乎在大约100亿至200亿年之前的某一时刻，它们刚好在同一地方，所以哈勃的发现暗示存在一个叫做大爆炸的时刻，当时宇宙无限紧密。
　　1950年前后，伽莫夫第一个建立了热大爆炸的观念。这个创生宇宙的大爆炸不是习见于地球上发生在一个确定的点，然后向四周的空气传播开去的那种爆炸，而是一种在各处同时发生，从一开始就充满整个空间的那种爆炸，爆炸中每一个粒子都离开其它每一个粒子飞奔。事实上应该理解为空间的急剧膨胀。"整个空间"可以指的是整个无限的宇宙，或者指的是一个就象球面一样能弯曲地回到原来位置的有限宇宙。
　　根据大爆炸宇宙论，早期的宇宙是一大片由微观粒子构成的均匀气体，温度极高，密度极大，且以很大的速率膨胀着。这些气体在热平衡下有均匀的温度。这统一的温度是当时宇宙状态的重要标志，因而称宇宙温度。气体的绝热膨胀将使温度降低，使得原子核、原子乃至恒星系统得以相继出现。


年

年，可以指：

 年，时间单位。

 在所表达的多少年当中，既可以表示所对应的年份，又可以表示事情所使用的期限。譬如“12年”，既可以表示2012年，又可以表示十二年（如12年义务教育）。

 年，中国姓氏。

 年，中国神话传说中的一只怪兽。

年　(秊) 【繁体】　(秊 年) 【异体 古文】
拼音：nián
部首：丿
总笔画：6
部外笔画：5
结构：独体字
五笔：RH
倉頡：OQ
常用字

基本释义：

nián

地球绕太阳一周的时间：一年。三年五载。

每年的：年会。年鉴。年利。年薪。

一年的开始：年节。新年。

有关年节的（用品）：年画。年礼。年货。

时期，时代：近年。年华。年号（ａ．帝王用的纪年名称；ｂ．公元纪年名称）。年限。年深日久。

收成：年成。年景。年谨。荒年。

岁数：年纪。年事（岁数）。年高。年轮。

人一生所经年岁的分期：幼年。童年。青年。壮年。中年。老年。

科举时代同年考中者的互称：年兄。年谊（同年登科的关系）。

姓。

便捷查询：

同音查询： nian 音汉字　nián 音汉字　　同部首查询： 丿部汉字　　同笔画查询： 6画汉字

 “年”字书法作者：王羲之
 “年”字书法作者：颜真卿
 “年”字书法作者：苏轼
 “年”字书法作者：文徵明
目录

1 年(秊) nián
2 《康熙字典》释义
3 百科条目
4 首字为“年”的词语

年(秊) nián

<本义> 年成，五谷成熟。

指一年的收成：年成丨年登(谷物丰收)丨年荒(谷物歉收)丨年丰(年成丰收)丨年饥(年成荒歉)丨年景。

时间单位。地球环绕太阳公转一次所需的约365又1/4太阳日的周期：今年丨去年丨年复一年(一年又一年)。【百科】 年（year），以地球绕太阳公转运动为基础的时间单位，其长度取为太阳在天球上沿黄道从某一定标点再回到同一定标点所经历的时间间隔。由于所选取的定标点不同，定义了4种不同的年：①回归年。太阳在天球上连续两次通过春分点所经历的时间间隔，长度为365.24220日。它是制定现行公历的基础。②恒星年。太阳在天球上连续两次通过某一恒 星所经历的时间间隔，长度为365.25636日。这是地球绕太阳的平均公转周期。③近点年。地球连续两次经过近日点所经历的时间间隔，长度为365.25964日，主要用于研究太阳运动。④交点年，又称食年。太阳在天球上连续两次经过月球轨道升交点所经历的时间间隔，长度为346.62003日。交点年在计算日食中有重要作用。在天文学上为适应天文计量的需要曾使用贝塞耳年，它的长度与回归年同，而岁首取在太阳平黄经等于280°的瞬间。由于地球公转周期有缓慢变化，以上这些年的长度均为变量，作为量度单位并不严格。1984年起采用儒略年作为长度固定的时间单位，规定为365.25日。

年节：过年丨新年丨拜年。

用以指有关年节用的（物品）：年画丨年礼丨年货丨年茶丨年帖(春帖)。

每年的：年会丨年鉴丨年利丨年薪丨年租(每年的租税)丨年产量(指一年生产的数量)丨年年岁岁(每年)。

岁月，泛指时间：年年防俭，夜夜防贼(随时要想到意外与不利)。

时期；时代：年代丨近年丨明朝末年。

岁数：年纪丨年龄丨年高丨年富力强。

寿命，一生的岁数：年寿(人的寿命)丨年迫日索(老年逼近，余日不多)丨年衰岁暮(年纪衰老，寿命将尽)丨年在桑榆(比喻垂暮之年。

一生中按年龄划分的阶段：童年丨幼年丨少年丨青年丨中年丨老年。

科举时代同科考中者互称：年家(称同科考中者的家庭)丨年伯(对与父亲同榜登科而年长者的尊称)丨年谊(同年登科的关系)丨年侄(年兄之侄)丨年叔(对与父辈同榜登科而年岁较小者的尊称)。

姓。

《康熙字典》释义
　　【午集下】【禾字部】
　　〔古文〕𠫺【唐韻】【廣韻】奴顚切【集韻】【類篇】【韻會】寧顚切【正韻】寧田切，𠀤撚平聲。【說文】本作秊。穀熟也。从禾千聲。【春秋•桓三年】有年。【穀梁傳】五穀皆熟爲有年。【宣十六年】大有年。【穀梁傳】五穀大熟爲大有年。　又歲也。【爾雅•釋天】夏曰歲，商曰祀，周日年，唐虞曰載。【註】歲取星行一次，祀取四時一終，年取禾一熟，載取物終更始。【疏】年者，禾熟之名。每歲一熟，故以爲歲名。【周禮•春官】正歲年以序事。【註】中數曰歲，朔數曰年。【疏】一年之內，有二十四氣。節氣在前，中氣在後。節氣一名朔氣。中氣帀則爲歲，朔氣帀則爲年。【左傳•宣三年】卜年七百。　又齒也。【釋名】年，進也。進而前也。【禮•王制】凡三王養老，皆引年。【註】引年，挍年也。【左傳•定四年】武王之母弟八人，周公爲太宰，康叔爲司宼，𣆀季爲司空，五叔無官，豈尚年哉。【註】言以德爲輕重，而不以齒爲先後也。　又姓。【萬姓統譜】永樂中有年當，懷遠人，歷官戸部尚書。　又叶禰因切，音紉。【前漢•敘傳】封禪郊祀，登秩百神。協律改正，享兹永年。【崔駰•襪銘】長履景福，至於億年。皇靈旣佑，祉祿來臻。又【集韻】乃定切，音佞。人名。【公羊傳•襄三十年】年夫。【釋文】年音佞。二傳作佞夫。　【集韻】亦書作䄭。唐武后作𠡦。
　　考證：〔又叶禰因切，音民。〕　謹按禰因切非民字之音。謹照音義民改紉。

百科条目

年羹尧　年号　年画　年鉴学派　年金　年龄　年轮气候学

首字为“年”的词语
　　年成　　年代　　年饭　　年份　　年号　　年华　　年龄　　年轮　　年轻

首字为“年”的成语

　　年登花甲　　年方弱冠　　年丰时稔　　年复一年　　年富力强　　年该月值　　年高德韶　　年高德卲
　　年高德邵　　年高德劭　　年高德勋　　年高望重　　年高有德　　年谷不登　　年华垂暮　　年华虚度
　　年华欲催　　年尽岁除　　年近古稀　　年近岁逼　　年近岁除　　年经国纬　　年久日深　　年久失修
　　年老力衰　　年老龙钟　　年老色衰　　年老体弱　　年老体衰　　年迈龙钟　　年迫日索　　年轻力壮
　　年轻气盛　　年少气盛　　年少无知　　年深日久　　年深岁久　　年深月久　　年盛气强　　年事已高
　　年衰岁暮　　年头月尾　　年淹日久　　年湮代远　　年湮世远　　年已蹉跎　　年已及艾　　年谊世好
　　年幼无知　　年逾不惑　　年逾古稀　　年灾月厄　　年灾月晦　　年壮气锐　　年壮气盛

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夜天光

夜天光（汉语拼音：Yetianguang；英语：Night Sky Light），在远离城市灯光的地方  ，太阳落入地平下18°以后的无月晴夜天空所呈现的暗弱弥漫光辉。又称夜天辐射或夜天背景。主要来源于高层大气中光化学过程产生的辉光、黄道光、恒星、星云和星云介质的光，银道面附近星际物质对星光的反射和散射，地球大气对流层对上述光源的散射光。每平方角秒夜天光亮度约相当于目视星等21.6等。夜天光限制了观测的极限星等，对天体光谱的测量产生干扰。


宇宙背景辐射

微波背景辐射（microwave background radiation），来自宇宙空间背景上的各向同性的微波辐射。又称宇宙背景辐射。1964年，美国科学家A.A.彭齐亚斯和R.W.威尔逊使用贝尔电话实验室研制的6米喇叭形接收天线测量围绕银河系的银晕气体的射电强度时，发现总有消除不了的背景噪声。这种噪声具有各向同性的特点，肯定来自宇宙空间。1965年，他们测得这些来自宇宙的波长为7.35厘米的微波噪声相当于3.5K。他们的论文发表后引起轰动，并为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。
　　微波背景辐射最重要的特点是具有黑体谱。测量各个波段的微波背景辐射，可以得到它的谱。由于地球大气的干扰，对于小于0.3厘米的辐射，需要利用火箭、卫星等手段才能测到。大量的观测资料表明，微波背景辐射具有温度为2.7K的黑体辐射谱，由此，它也习称为3K背景辐射。最近，宇宙背景探测器卫星的精确测量表明，背景辐射的温度为2.730K，几乎是严格的黑体谱。
　　微波背景辐射的另一个重要特点是它具有极高度的各向同性性质。无论是小尺度上，还是大尺度上，微波背景辐射几乎是完全各向同性的。
　　微波背景辐射肯定来自宇宙空间。现在普遍认为，它是宇宙早期残留下来的辐射。大爆炸宇宙学认为，宇宙经历了由热到冷的演化。宇宙早期，温度极高，辐射具有黑体谱性质。随着宇宙的膨胀，温度逐渐降低，到今天，温度应降至2.7K左右。微波背景辐射被认为是对大爆炸宇宙学的最强有力的支持之一。其他的宇宙模型，有的并未预言存在微波背景辐射，有的很难解释背景辐射。微波背景辐射的发现对现代宇宙学有着深远影响，其意义可与河外星系的红移的发现相比拟。


星团变星

星团变星，天琴RR型星（RR Lyr star），又称星团变星，脉动变星的一类，系A—F型巨星，光变周期0.2—1.2天，光变幅0.2—2目视星等，属于星族Ⅱ，在赫罗图上位于水平支中部的一个固定的区域内，这类星中有很多出现在球状星团里。


行星环

行星环（汉语拼音：Xingxinghuan；英语：Planet， Ring of），绕行在大行星赤道上空的固态物质构成的环带，比较明亮的如土星环称光环。已知木星、土星、天王星和海王星4颗行星有环带。土星环从云顶一直延伸32万千米，主要由大小冰块组成，所以特别明亮。土星环密密麻麻，数以千计，而且结构十分复杂，有的大环中套有小环，有的几条扭缠在一起，有的凹凸不平，有的呈锯齿形、辐射状，而且还在不断变化，环的总质量约1020千克，环的温度约65～75K，环内的带电物质还发出射电辐射。天王星环是1977年一次天王星掩恒星时发现的，它共有20条，很暗弱，主环ε不过100千米宽，构成的物质大如巨石，小似砂粒，反照率很小，所以无法用望远镜直接观测到。木星环由旅行者1号探测器于1979年发现。它是极暗弱的尘埃环，地球上根本看不到。木星环由微米大小的尘埃组成，现在已确定共有两条，主环在内，其宽度不足9000千米，厚几千米，内边缘离木星表面5万千米左右，并以比木星自转还快的速度在飞速转动，周期约7小时。外面的暗环的亮度仅及主环的5％，有人称为薄纱环，几乎透明，它一直延伸到离木星21万千米远处。主环周围还有一个扁球状的晕，晕向内延伸到木星表面，但其中的物质更稀。海王星环是旅行者2号于1989年发现的。现已确证5条，里面3条比较模糊，外面2条比较明亮，但只有其中一条是较完整的环，另一条只有几个环段弧比较明亮。
　　关于行星环的起源主要有3种观点：①潮汐理论。卫星与行星太近时被行星巨大的潮汐力瓦解成碎块，逐渐弥散开形成环。②凝聚理论。因为形成行星、卫星的原始物质位于行星的洛希极限范围内，它们只能凝聚成环体而无法集聚为卫星。③碰撞理论。巨陨星轰击行星表面，撞击的物质在空中形成环，或是陨星、流星体把原有卫星撞碎而形成环。


红外天文学

红外天文学（ infrared astronomy ），利用波长介于1毫米至1微米的红外波段来研究天文现象的天文分支学科。整个红外波段通常细分为4个区：亚毫米（1～0.3毫米）、远红外区（0.3毫米至50微米）、中红外区（50～10微米）和近红外区（10～1微米）。进行红外观测的重要原因是由于尘埃的消光在此波段最小；紫外和高红移星系及类星体都移向该波段，而这些天体的氢在短于91纳米的消光无法用光学观测。表面温度近于3 000K的物体的主要辐射能量集中在近红外波段，且温度越低，辐射的峰值波长就越长。因此，诸如红巨星、原恒星、恒星延伸大气中的尘埃包层、气体星云和星际介质等均宜于在红外波段进行观测研究。由于星际介质对红外光的吸收较小，因此对掩埋在气体和尘埃区域的天体只好用红外波段进行观测研究。红外探测是观测被宇宙尘埃掩蔽的天体的得力手段 ：红外波段有许多重要的分子谱线；许多河外天体在远红外区的辐射较强。随着半导体物理学的发展和军事侦察的需要，研制出了灵敏度很高而热噪声很低的单元（测辐射热计）和阵列红外检测器件（红外CCD），红外天文学在近年获得了巨大的发展。

目录

1 简史
2 探测技术
3 望远镜
4 成果

简史
1800年，英国天文学家F.W.赫歇耳在观测太阳时，用普通温度计首次发现红外辐射。1869年，罗斯用电偶测量了月球的红外辐射。20世纪20年代美国天文学家W.柯布伦茨等人对行星和一些恒星进行红外测量。但在60年代以前的一个半世纪中，红外天文学进展缓慢。第二次世界大战后，各类高灵敏度的红外探测器相继问世，气球、火箭以及人造卫星技术也为红外天文观测摆脱地球大气的限制提供了方便。1965年，美国加利福尼亚理工学院的G.诺伊吉保尔等人用简易的红外望远镜发现了著名的红外星。1990年4月24日2.4米的哈勃空间望远镜升空，用红外新窗口观测宇宙，揭开了红外天文学新的篇章。

探测技术
在地面上进行红外天文观测，受地球大气的限制很大。大气中的水汽、二氧化碳、臭氧等分子，吸收了红外波段大部分的天体辐射，只有几个透明的大气窗口可供地面观测使用，这些窗口中被指定的红外测光系统为J（1.2微米）、H（1.6微米）、K（2.2微米）、L（3.6微米）、M（5.0微米）、N（10.6微米）和Q（21微米）。地球大气不但吸收天体的红外辐射，而且由于它具有一定的温度（约300K），其自身的热辐射对探测工作、特别是对波长大于5微米的观测，会造成极强的背景噪声。为此，必须到高空和大气以外去进行中、远红外探测。
由于可能收集到的一般天体的红外辐射较弱，所以必须精选探测能力很高的红外探测器。用得较多的探测器是液氮致冷(77K)的硫化铅光电导器件，液氦致冷（从4K到小于1K）的锗掺镓探测器。典型的地面望远镜在10微米波长观测红外源时，探测器上接收到的源信号是10−14瓦的量级，而探测器上得到的背景辐射却高达10−7瓦。强的背景噪声淹没了微弱的源信号，所以红外天文探测的一个根本问题是抑制背景噪声。红外探测器采取致冷措施就是为了减少元件自身的噪声。致冷技术在红外天文探测工作中是必不可少的。在红外天文望远镜中，为了从观测的源信号加背景的总和中减去背景，设置了调制机构。这样就大大增加了仪器探测弱源的能力。一些新探测器如锑化铟、碲镉汞（1 024×1 024像素）得到广泛应用。

望远镜
改造现有的地面望远镜使之适于红外观测，以及建造新的专用红外望远镜的工作一直在进行。美、英、法、加拿大等国1979年已启用装在夏威夷的口径3.6米的红外望远镜，美国加州理工学院建造了口径10米的红外望远镜。地面建造口径8米的红外专用望远镜(IRO)，对邻近的恒星形成区可作红外成像观测并拍摄光谱，同时观测银河系核心的恒星运动。气球上的1米红外望远镜和飞机载运的91厘米的仪器都已建成投入使用，并获得许多重要成果。最成功的红外探测计划是口径60厘米的红外天文卫星(IRAS)（1983年1月25日发射，观测到245 839个红外源）。其次有红外空间天文台(ISO)、大视场红外实验装置和深空近红外巡天装置等。宇宙背景探测器(COBE)也包含了红外波段，对2.74K背景辐射的探测起了巨大的作用。红外波段对于研究星系的起源和恒星及其行星系统的起源是十分重要和有用的。同温层红外天文台(SOFIA)，由一架波音747飞机改装，上装一架口径为2.5米的红外望远镜，可探测所有IRAS源，它可在接近空间条件下获取观测资料。美国国家航空航天局(NASA)的四大空间望远镜之一空间红外望远镜设备(SIRTF)，现定名为斯必泽空间望远镜（SST，图1），是一台装有0.9米液氦制冷的望远镜，在远轨道运行。它于2003年8月25日发射升空，工作波段是18～200微米，可进行成像和拍摄光谱。它将补充其他三台空间望远镜的空缺波段，观测目标是早期星系、褐矮星以及寻找类太阳恒星等。

图1　斯必泽空间望远镜在轨道上运行图

计划中的下一代空间望远镜(NGST)包括一架在进入空间后展开到满口径大约8米直径的被动冷却的拼接镜面望远镜。它将在大致离开地球150万千米的绕太阳轨道上运行。计划中的工作波长范围是0.6～27微米。比先前的空间望远镜的灵敏度增加，源于它的大口径，不仅从每一个光源收集到更多的光子，还由于它的较高的角分辨率优点而减少了背景光子。灵敏度和角分辨率的改进使得NGST大致比哈勃空间望远镜(HST)和SIRTF的能力高1 000倍。它的低温使得它比类似大小的地面望远镜能力高数百万倍。NGST的发现潜力是十分巨大的。NGST的灵敏度扩展到27微米将实质性地改进研究太阳系中的柯伊伯带天体、星系中恒星和行星的形成和红移达Z约等于3的星系中尘埃发射的能力。这个扩展不仅充分利用了冷却仪器的优点，而且还使得NGST在观测较长红外波长上比任何地面望远镜都强。为保证NGST达到它的全部潜力，发展技术以增加飞船通信的遥测速率和能够保证探测器工作在波长长于5微米的低温制冷器。
巨型拼接镜面望远镜(GSMT)在技术能力和它的探测遥远星系和近距离恒星形成区的能力方面将补充NGST之不足。GSMT是30米级地面、实口径、拼接反射镜的光学红外望远镜，工作于波长范围0.3～25微米大气窗口。自适应光学将给出对波长短到1微米的衍射极限分辨率。GSMT可对较小的空间望远镜看到的源补以更高的空间和光谱分辨率观测。另外，NGST不可能借添加新仪器而提高能力，GSMT却能够借添加新仪器而发展它的能力并使能力变得越来越强。NGST和GSMT一起将追踪自第一批恒星形成的“黑暗年代”末到现在的星系形成和演化的全过程。NGST的红外能力将能够研究氢云坍缩形成第一批星系和恒星的宇宙早期，而GSMT将在研究今天的大多数恒星和化学元素形成的宇宙历史较晚期的星系和星系际气体特别有力。NGST将观测星系团形成和第一批星系的形成，以及星系中恒星形成的历史。GSMT以高空间分辨率和适宜的光谱分辨率研究较暗源的能力将在了解星系如何形成和演化方面对NGST提供一个实质性的补充。

成果
首次红外巡天普查是美国用波长2.2微米的地面红外望远镜进行的。对−33°～＋80°的巡天探测结果，发现亮于40央［1央＝10−26瓦/（米2·赫）］的红外源约5 600个。虽然其中大多数可证认为晚型巨星，然而约有50个红外源在0.8～2.2微米有约1 000K的色温度，并且大多数不与光学天体对应。这项工作已整理成红外星表。美国空军坎布里奇研究实验所1971年和1972年共7次用火箭在波长4微米、11微米和20微米进行巡天工作，探测范围约占79％的天空区域。在4微米测到2 507个红外源，在11微米测到1 441个红外源，在20微米测到873个红外源。有的红外源在不同波段都被测到，探测到的红外源共约3 200个。美国红外天文学家霍夫曼等人在1970～1971年用一个小气球上的望远镜，在波长100微米观测到了极限通量密度104央的近百个红外源，这些源基本上沿着银道面分布。已探测到的红外源包括太阳系天体、恒星、电离氢区、分子云、行星状星云、银核、星系、类星体等。近来更引人注意的红外源是：①银心。因为银面上的尘埃和气体对可见光的消光达30个星等，所以银心处的恒星光球辐射只能用近红外观测，高分辨率的红外成像和分光观测，可测量银心处恒星的自行和视向速度，推测银心存在质量为6×106M⊙的超大质量黑洞。②特亮红外星系。河外星系的红外背景辐射和远红外星系的观测告诉了早期宇宙的恒星形成历史，IRAS发现特亮红外星系(ULIRG)类似类星体，它代表星系演化的一个重要阶段。ISO也观测到特亮红外星系。③恒星形成区。红外观测特别适合活跃的恒星形成区，如银河系猎户座四边形天体，新形成的O型和B型星发出的紫外辐射与周围的密分子云相互作用（图2），一小部分紫外光子转为红外发射线，这些线的研究能够测定界面区的密度和温度结构、化学丰度以及化学过程。ISO已观测到固态CO2、CH4和HCOOH。

图2　斯必泽空间望远镜观测HH46/47的红外像


高能天体物理学

高能天体物理学（ high energy astrophysics ），研究发生在宇宙天体上的高能现象和高能过程的学科。20世纪60年代人造地球卫星被送上太空以后，对宇宙天体的辐射过程的研究从可见光、射电扩展到X射线、γ射线等高能电磁辐射波段。在高能辐射波段，电磁辐射的波长短到接近或小于一个原子的大小，此时的辐射可像粒子一样深入到物质深层而不再具有光波的反射、折射等波动特性，从而又被称为高能光子。公式E＝hν＝hc/λ描述了这种电磁辐射的波粒二象性，适用于整个电磁波谱上光子的能量E、波长λ和频率ν之间的关系。如一个波长为4 000埃（1埃＝0.1纳米）的蓝光光子的能量为3.1电子伏；一个波长为1埃的X射线光子能量则为12.4千电子伏；而一个波长小于原子核大小（十万分之一埃）的高能γ射线光子，能量可高于1.24千兆电子伏。因此，这里所说的“高能”，首先是指单个光子的能量高，其次是指辐射的总能量比一般恒星、星系的辐射要大的多，如活动星系核、宇宙γ射线暴等。

研究内容
高能天体物理学研究发生在天体上的这些高能光子的产生机理、辐射特征和物理规律。此外，由于这种辐射与其起源处的宇宙线高能带电粒子存在着密切关联，能够到达地球的宇宙线粒子的能量高，其能谱从10千兆电子伏开始直跨10个数量级，因此也把对高能宇宙线粒子的产生和加速机制的研究纳入高能天体物理学的研究范围。

图1　各类电磁辐射可达到的距海平面的高度

与高能天体物理的观测基础相对应的天文学分支又称高能天文学。由于高能辐射的粒子特性，通常必须采用核探测器进行观测；由于地球大气的屏障作用，高能天文观测只能在40千米以上的高空气球、火箭和人造地球卫星上进行（图1）。1962年美国的火箭载探测器首次发现了一个光学亮度很弱而X射线通量很强的天体，名叫天蝎座X–1。这一发现说明，宇宙空间中存在着一类以高能电磁辐射为主的天体或天体现象，而且辐射的总能量之大是太阳一类的恒星或普通星系所无法相比的。天蝎座X–1的发现标志着高能天文学的诞生、全波天文观测时代的开始。在以后的40年中，100余颗高能天文卫星被送上太空，现已观测到能量从1千电子伏直至1 000千兆电子伏以上天体的高能γ光子辐射，发现了上万个宇宙X射线源、数百个宇宙γ射线源（包括X射线脉冲星、类星体等一大批高能天体）、宇宙γ射线暴、X射线暴、双星致密星和黑洞的X射线辐射等一系列的高能辐射现象，带给人们一个全新的宇观世界，高能天文观测本身及其所带动的高能天体物理研究获得了前所没有的迅速发展。
高能光子产生的基本过程　主要分为下述几类：
①高温等离子体热运动产生的热辐射过程。辐射光子的能量可用E＝hν＝kT描述，T为等离子体的温度。在光学厚的情况下表现为黑体辐射，产生千电子伏的低能X射线需要有T接近107K的足够的高温；光学薄的高温等离子体会产生热轫致辐射，温度可更高一些，100千电子伏的X射线要求温度109K，已是极限。
②高能电子与物质或场的相互作用产生X射线、γ射线，对于具有幂律能谱接近E−α（α为一常数）、能量为γm0c2的相对论电子(m0为电子的静止质量，γ为洛伦兹因子，c为光速)，产生的光子能谱也是幂律谱，主要的过程有三种：高能电子在穿过物质时因库仑场作用减速而产生非热轫致辐射，辐射的能量与高能电子的动能有相同的数量级；高能电子在磁场中加速产生同步辐射，辐射有很强的方向性，光子的能量正比于Bγ2（B为磁感应强度），天体环境中磁场强度的跨度很大，因而产生的光子可从射电一直到高能γ波段；高能电子与微波背景、星光等低能光子的逆康普顿散射，一次散射就可使低能光子的能量提高γ2倍。用产生1兆电子伏的γ光子为例，由这三种过程分别需要的电子能量为：轫致辐射γ为2；与2.7K微波背景辐射光子的逆康普顿散射γ为3.3×104；同步辐射γ为1.4×107（B约为1高斯时）。
③高能质子与物质或场的相互作用产生高能γ射线。高能粒子与原子核的核反应过程，可使原子核散裂，或激发而后退激，或生成放射性同位素后再衰变，是核γ射线的主要来源。足够高能的质子与质子或α粒子碰撞，最终会产生π0，一个π0会衰变成2个68兆电子伏的高能γ光子；如果反物质在宇宙中有一分布，高能质子与反质子相遇会湮没产生高能γ光子。

图2　密近双星吸积过程示意图，X射线辐射发生在致密星附近

④正负电子对的单光子、双光子或三光子湮没，或束缚态湮没，会产生511千电子伏γ谱线或连续谱。由于正负电子对往往产生于高能光子和物质的相互作用过程，在物质致密区会因此而产生光子和正负电子的电磁级联过程，从而产生能量较低的非热X射线。

观测研究
观测和研究表明，银河系中最强的X射线辐射来自于包含有一颗致密星和一颗光学主序星的密近双星系统，其中的致密星体积很小、可以是质量为太阳质量三分之一的中子星，或大于三倍太阳质量的黑洞，其强大的引力吸引着光学主星的表面物质和周围气体，形成一个吸积盘。吸积盘物质被黏滞加热至高温等离子体态，在致密星附近产生和发射X射线（图2），所以双星X射线源大多是热辐射天体，光度量级1030焦/秒。而且，由于光学主星的轨道运动，视向的X射线辐射会有轨道周期的掩食效应。另一类X射线强源发生在磁中子星上，具有强磁场的中子星可是密近双星中的致密星，如武仙座X−1；也可是超新星遗迹中的射电脉冲星，如蟹状星云脉冲星。辐射来自极冠处高能电子在强磁场中的同步辐射，视向强度受到中子星的自转周期的调制，这类天体也被称作X射线脉冲星或γ射线脉冲星。蟹状星云脉冲星的33毫秒周期性脉冲辐射一直延续到10千兆电子伏以上，证明这颗中子星极冠处的磁场强度达到了1012高斯。
类星体和活动星系核是银河系外星系尺度上的强X射线发射体，光度范围1036～1040焦/秒，如果用巨型黑洞的吸积模型解释类星体和活动星系核的强大的能量释放现象，由于有较强的穿透率，X射线的发射即可反映其核心深处的作用规律，接近10千电子伏的X射线发射区已在吸积流进入黑洞视界前的最后稳定区。
宇宙γ射线暴是近30年来最有吸引力的一类高能辐射现象，它们的短时标、随机出现的辐射特征很难判定其距离。1997年以来，观测到40多例γ射线暴宿主星系的红移，从而可断定在地球附近观测到的持续时间较长的一类宇宙γ射线暴，起源于银河系外遥远星系内恒星尺度的爆发，对因此而无法解释的巨大能量的释放可用带喷注的火球模型解释。
宇宙中高于100兆电子伏的高能γ射线辐射被认为与早期宇宙演化以及极高能宇宙线（E接近1021电子伏）的传播行为有密切联系。宇宙线与星际氢分子云的相互作用能够解释银河系盘面上很强的弥漫γ射线辐射。逆康普顿散射在许多天体条件下是解释高能γ射线产生的重要机制之一。
能够到达地球附近的宇宙线称做初级宇宙线，宇宙线核子在其产生及传播过程中，不断受到各种磁场，包括星系际和星际磁场的偏转和加速作用，初级宇宙线失去了原来的方向，只有在1018电子伏以上的极高能区才有可能保留下原始的信息。现在比较共识的是“费米加速机制”和银河系的漏箱模型：宇宙线核子起源于恒星演化晚期的超新星爆发；能量低于1015电子伏的初级宇宙线以质子成分为主，主要来自于银河系内；能量高于1015电子伏的质子会从银河系中“漏”出，初级宇宙线中重核的比例增加；高于1018电子伏的极高能宇宙线应该起源于银河系外，能谱在1021电子伏以上应该有截断。

发展方向
高能天体物理和粒子物理、宇宙学有着十分密切的联系，它从研究微观粒子的物理规律出发，研究发生在浩瀚宇宙中的宏观尺度上的种种物理现象，是联系微观世界和宇观世界的最好接合部。21世纪的前30年，高能天体物理研究的重点是：极端条件下的物理，恒星黑洞天体的证认，短时标宇宙γ射线暴，极高能宇宙线的起源，高能γ射线源，高能中微子源，暗物质和暗能量等。


引力收缩

引力收缩（ gravitational contraction ），按照一般的看法，太阳系、恒星、星系等都是由原始星云在自身引力作用下逐渐凝缩而成的。在原始气体弥漫物质中存在着密度的随机涨落。那些密度比周围高的区域，如果有足够大的尺度，在自身引力作用下的收缩趋势便会超过分子热运动（即压力）的弥散趋势而开始收缩，使密度进一步增大，终于形成一个密度远高于周围气体的区域。这种情况称为引力收缩。对于导致引力收缩所需要的尺度，可以作出定量的估算（见金斯不稳定性）。一般认为，在原始星云中，往往是先收缩成大云块，然后，由于大云块在收缩过程中密度增大，在内部触发第二次收缩，使大云块本身碎裂成为若干小云块。后者即为恒星的前身──星胚。星胚再逐渐演化成为恒星。


昴星团

昴星团（Pleiades），疏散星团之一。位于金牛座。它的几个亮星位于昴宿，由此而得名。肉眼可以看到其中最亮的六、七个星，故又名七姊妹星团。在梅西耶星表中编号为M45。昴星团的视直径约2°，成员星数在200个以上。昴星团是一个很年轻的星团，其年龄约5000万年。昴星团也是一个移动星团。


船帆座AI型变星

船帆座AI型变星（ AI Velorum type variable star ），光谱型为A～F型、在赫罗图上位于造父变星不稳定带内的超短周期脉动变星。光变曲线形状与天琴座RR型变星相似，存在拍频周期。光变时色指数和光谱型均有变化，在双色图上构成一条封闭曲线。典型星为船帆座AI，光变幅大于0.3个星等，周期大致短于0.3天，过去认为绝对目视星等约+4等，大大暗于造父变星和天琴座RR型变星，故又称矮造父变星。有人认为从恒星演化的角度看，它们正处于白矮星前阶段；在经过红巨星阶段时，曾经损失大量物质，因此目前的质量很小，可能与盾牌座δ型变星一起，构成一个连续过渡的星群。但另有人指出这两种类型变星的质量大约都在2个太阳质量左右，区别仅在于脉动模式不同。


彭罗塞过程

彭罗塞过程（ Penrose process ），从克尔黑洞（见黑洞）提取转动能的过程。因彭罗塞于1969年首先提出而得名。克尔黑洞的视界与无限红移面二者之间的区域，称为能层。在能层中，当粒子的转动方向与克尔黑洞的转动方向相反时，这种粒子的能量对于无限远处的观察者来说，是负的。因此，若一个粒子A从无限远落入克尔黑洞能层，并在能层中分裂成两个粒子 B与C，其中B转动方向与克尔黑洞转动方向相同，C则相反。当B离开能层，飞向无限远时，出射的B的能量EB，将大于入射的A的能量EA。EB－EA这部分能量的来源，就是克尔黑洞的转动能。


非局部热动平衡

非局部热动平衡（ non-local thermodynamic equilibrium ），恒星大气明显地不处于热动平衡状态。各类恒星大气偏离热动平衡的程度各不相同。对偏离热动平衡不大的恒星大气，可以引入局部热动平衡假设来近似地表述它的热状态。但在许多情况下，如太阳色球、日冕、有延伸大气的恒星、行星状星云、星云、星际物质等的物理状态，偏离热动平衡较大，甚至局部热动平衡假设也不能适用。这种物理状态称为非局部热动平衡(NLTE)。
在非局部热动平衡状态下，原子的激发、电离、辐射和物质的相互作用等，都不能简单地用一个局部温度来表述。如果所研究的天体是稳定的，表述它的物理量应不随时间变化或只随时间作缓慢的变化。这种情况下，可以应用稳定性条件。处于各种状态(电离级或激发态)的原子数目应不随时间变化，据此建立起原子的统计平衡（即粗糙平衡）方程。它表示在单位时间内到达某一状态的原子总数与离开这一状态的原子总数相等。由于原子的统计平衡又和辐射场密切相关，所以在处理非局部热动平衡问题时，必须把辐射转移方程（见辐射转移理论）和原子的统计平衡方程组联立起来求解。


膨胀宇宙模型

膨胀宇宙模型（ expanding universe model ），以宇宙膨胀为前提的宇宙模型。1927年，勒梅特提出大尺度空间随时间膨胀的概念。1929年，哈勃发现河外星系退行速度与距离成正比的哈勃定律。爱丁顿随即把二者联系起来，提出了膨胀宇宙的假说。现代宇宙学中，除1917年最早建立的爱因斯坦静态宇宙模型和德西特静态宇宙模型属于静态型而外，其他如弗里德曼宇宙模型、稳恒态宇宙模型、大爆炸宇宙学等都属于膨胀宇宙模型。


大爆炸宇宙学


引力透镜

引力透镜（ gravitational lens ），由于引力场能使光线偏折，从而使大质量物体像透镜那样会聚光线的现象。
引力透镜的理论早在1919年就被提出。1937年F.兹威基认识到可将它应用于宇宙学。但直到1979年才首次将类星体QSO0957＋561A、B证认为一个前景星系的引力透镜效应产生的双像。由星系或星系团这类较平滑质量分布产生的透镜称为宏透镜，可表现为如下几种形式。最简单的形式是一个点状背景源（通常为类星体）被分裂成多重像，像的位置和数目取决于背景源和透镜天体的相对几何位形。透镜使光的原始路径变形和集中，从而使像变得更亮，即被增强（见图）。形成一个多重系统的不同像的光度增强可有不同的倍数。已经发现了双重、三重甚至四重像（如爱因斯坦十字）的例子。多数情况下没有观测到起透镜星系。引力透镜理论预言只能有奇数个像，故在双重和四重像的情况下应该有一个中央像，但因为太弱而没有被观测到。

引力透镜效应的原理

如果背景天体是一个遥远的延展星系，则透镜像将会散开成长几角秒的光弧。在富星系团中心常观测到这样的光弧，在与径向垂直的方向拉长，颜色比星系团的成员星系偏蓝。若干星系团中看到几十个较短的小弧，起源于背景星系的弱透镜效应。当一个延展背景源同对称的透镜星系严格准直时，透镜像取爱因斯坦环的形式。
来自类星体引力透镜各个像的光程的不同，将会导致光行时间的不同。如果类星体辐射本身是变化的，则在每个像中看到的增亮发生的时间延迟可被测出。这个光行时间的差与哈勃常数H0的倒数相关，所以理论上有可能从这样的时延来估计H0。1995年，通过测量类星体QSO0 957＋561两个像中闪烁的时延测得H0≤70千米/（秒·兆秒差距）。实际上，在H0得到很好的约束之前，需要对透镜几何建立精确的模型。
当银河系中一个暗天体正好在一较远的恒星（如麦哲伦云中的一颗恒星）前面经过时，也会由于引力透镜效应短暂增亮。这种由恒星或大行星级质量产生的引力透镜称为微透镜，已由好几个小组在1993年首次观测到，从而证实银河系中存在大质量的致密晕天体(MACHO)。引力透镜效应已逐渐成为探测宇宙中各种尺度天体（包括暗物质）分布的有效方法之一。


天文单位

天文单位（英语：astronomical unit），天文常数之一。为导出常数。天文学中测量距离，特别是太阳系内天体之间距离的基本单位，以AU（或A）表示。天文单位是指在没有大行星摄动作用下，从地月系质心到太阳的平均距离。天文单位也可如下定义：当公转周期为2π/k日时，一个假想的、质量为零的无摄动行星绕太阳运动的椭圆轨道半长径等于一个天文单位，其中高斯引力常数k＝0.01720209895。天文单位可根据光速c和天文单位距离的光行时τA来导出。IAU1976天文常数系统中使用的天文单位数值为1AU＝149,597,870千米=149,597,870,700米。


人造卫星激光测距

人造卫星激光测距（ satellite laser ranging ），利用激光测量人造地球卫星距离的技术。此技术出现于1964年，其原理是：从地面测站向人造地球卫星发射激光脉冲，经卫星上的激光反射镜反射后，由测站的接收望远镜接收，用计时器测定激光往返的时间间隔，即可算出测站至卫星的距离。对于光速在大气中变慢的影响，根据现有理论模型可修正到1厘米（地平高度10°以上），所以此技术可达很高的测量精度。所用的仪器称为卫星激光测距系统或卫星激光测距仪。迄今为止均采用固体激光器，早期用红宝石激光器，现用钇铝石榴石激光器。通常采用锁模技术，以获得20～100皮秒（10－12秒）的窄脉冲。计时器的测时精度一般为20～30皮秒，最新的计时器可达3皮秒。光电接收器件采用具有单光子灵敏度的微通道板光电倍增管或雪崩二极管。接收望远镜口径一般为 40～60厘米。单次测距内部精度为5～10毫米。现在进行观测的各类带激光反射镜的卫星约25颗，距离从几百千米至二万千米。为进一步提高测距精度，正在研制双波长测距系统，以减少大气的影响。全球有60多个测距系统，其中一半具有白天测距能力，个别系统已实现无人值守全自动测量。这项技术的缺点是阴雨和雾天不能工作。
卫星激光测距技术可用于卫星精密定轨，监测地球引力场及地球质心的变化，监测观测站的位移，检验引力理论以及远距离时间比对等。


天体测量学

天体测量学（汉语拼音：Tianti Celiangxue；英语：Astrometry），天文学的分支学科。主要内容是测定和研究天体及地面点的位置和运动。天文学中最早发展起来的一个分支。古代人们通过对天空的观测指示方向、确定时间和季节，逐渐认识星空，编制星表，了解日月行星的运动，推算历法，导致早期天体测量学的形成，并促进天文学在此基础上的发展。天体测量学的研究课题包括：①球面天文学，研究各种天球坐标系及时间系统的建立和转换。②方位天文学，测定各类天体的位置和运动。③实用天文学，通过对天体的观测确定时间、地面点坐标和方位，包括授时、天文大地测量、天文导航等。④天文地球动力学，利用天文手段研究地球的各种运动状态及其力学机制。天体测量学的研究领域还包括观测方法、观测技术、观测结果处理的改进与创新，误差的来源和传播及其修正和消除等方面。天体测量工作一方面直接为实用部门服务，另一方面其测量结果如恒星位置、自行和视差等是研究天体物理学、天体演化学、宇宙学等学科的重要基础资料，也为天体力学提供观测事实的支持。现代天体测量学已发展到应用多手段（包括射电的、空间的）、多波段（还包括可见光之外的所有电磁波段）、多对象（包括暗星、星系、射电源等），并已由传统的测量角度发展到同时也测量距离。精度达到测角0″.001和测距1厘米量级。


宇宙学

宇宙学（ Cosmology ），天文学中把宇宙作为整体的结构，研究其成分、演化和起源的分支学科。观测上，它需要收集最遥远、最古老的天体的数据。理论上，它要求将基本物理规律作最大可能的外推。尽管有这些严格约束，宇宙学自20世纪以来终于成长为能够作出预言并进行检验的重要科学分支。

目录

1 发展简史
2 大爆炸模型

2.1 分立源的观测
2.2 早期宇宙的遗迹
2.3 宇宙中结构的演化
2.4 其他宇宙学理论

发展简史
关于近代宇宙学的发端，应当追溯到I.牛顿。17世纪末他同R.本特尼的通信中，曾试图建立一个均匀各向同性的静态宇宙模型，而且认识到这种模型是不稳定的。19世纪末，C.纽曼和H.von西利格继续了在牛顿框架内建立宇宙模型的尝试。1915年，A.爱因斯坦提出用广义相对论来解决牛顿引力理论和动力学与他的狭义相对论之间的冲突。广义相对论将引力同时空的几何性质联系起来，为现代宇宙学奠定了理论基础。广义相对论提出两年后，爱因斯坦就大胆尝试应用它来建立整个宇宙的模型。为了使宇宙保持静态，他在场方程中引入了一个相当于斥力的常数项，这个常数记作Λ，因为它只在宇宙学涉及的大尺度上才有明显影响，故称为宇宙学常数。爱因斯坦认为，这个静态宇宙模型展示了宇宙的物质内容同时空几何性质之间唯一的自洽关系。然而，就在同年W.德西特证明这个模型并不是唯一的。他发现一个空虚而膨胀的宇宙同样满足引力场方程。德西特宇宙模型尽管在当时被认为神秘难懂，但它在宇宙学后来的发展中，仍然起着重要作用。后来，A.弗里德曼和G.勒梅特分别在1922～1924年和1927年各自独立地建立了含物质但不带宇宙学常数的膨胀宇宙模型，这个模型称为弗里德曼宇宙模型和勒梅特宇宙模型，成为宇宙学标准模型的基础。差不多在同一时期，在观测前沿上对宇宙的了解迅速增长。1924年，E.P.哈勃通过造父变星的周期–光度关系测定了到仙女座大星云的距离，确认了它处于银河系之外，从而解决了旋涡星云本质的争论，宣告了河外天文学（又称星系天文学）的诞生。1929年，哈勃又发现大多数星系谱线的红移（若用多普勒效应解释即星系退行速度）同距离大致成正比，现称哈勃定律。它意味着宇宙在膨胀，从而动摇了宇宙整体静止的传统观念。哈勃定律被接受以后不久，爱因斯坦看到静态宇宙模型不符合现实，于是放弃了他引入引力场方程中的Λ项，并认为那是自己一生中“最大的错误”。耐人寻味的是，这个被宣判已经死亡的Λ项，在爱因斯坦去世半个世纪以后，竟然又作为主宰宇宙加速膨胀的暗能量的一种可能性恢复了生命。见宇宙学常数。

大爆炸模型
由于观测上星系分布的启示，也由于理论上简化的要求，假设宇宙在空间上应当是均匀各相同性的。这个假设称为宇宙学原理。H.P.罗伯逊和A.G.沃尔克分别于1935年和1936年证明，满足这个原理的时空度规(现称为罗伯逊–沃尔克度规)必定具有如下形式：

ds2=c2dt2－R2(t)[dr2/(1－kr2)＋r2(dθ2+sin2θdφ2)]

式中函数R(t)称为标度因子，它随时间增加表示宇宙膨胀。常数k称为空间曲率，可取0、＋1和−1三个值。k＝0为平直空间，其中三角形三内角之和等于二直角；k＝1为球形空间，其中三角形三内角之和大于二直角；k＝−1为鞍形空间，其中三角形三内角之和小于二直角。球形空间是有限的，其他两种空间是无限的。
将罗伯逊–沃尔克度规代入爱因斯坦引力场方程，与宇宙物质的物态方程联立，可得到标度因子满足的宇宙动力学方程（弗里德曼方程），解之即得R(t)随时间的演化。如对于无压物质（可近似描述当今宇宙的物态），在k＝0的情况下有R(t)∝t2/3。
宇宙的几何性质同物质密度有关，可定义下列参数：

H( t)=(d R( t)/d t)/ R( t) ρ c=3 H2/8π G

分别为哈勃常数和临界密度，其当前时刻的值附以下角标0。密度参数定义为： Ω＝ ρ/ ρ c  式中Ω0＝1，相对于k＝0；Ω0＜1，相对于k＝−1；Ω0＞1，相对于k＝1。在所有三种情形中，标度因子在过去某个时刻均为零，通常称为大爆炸时刻。此时，宇宙的空时曲率和物质密度都为无限大，又称奇点。至于宇宙未来的命运，则依赖于宇宙今天的密度是小于、等于还是大于临界密度。前两种情况下，宇宙将永远膨胀下去。对最后一种情形，宇宙将在某个时刻到达极大，然后收缩返回奇点。由能量守恒定律可以证明，物质密度与标度因子的三次方成反比，而辐射密度与标度因子的四次方成反比。因此，尽管今天宇宙中物质密度远大于辐射，但在过去标度因子足够小的早期，宇宙应当以辐射为主。此外，由于辐射密度与温度的四次方成正比，所以宇宙的温度应与标度因子成反比，即随宇宙膨胀而降低。另一方面，不难证明，辐射的波长λ随标度因子R成正比的变化，所以在膨胀宇宙中，对一个红移为z＝（λ0－λ）/λ=R0/R－1的天体，1＋z应与R成反比。
由于上面的弗里德曼模型给出了膨胀宇宙的合理描述，后来宇宙学中许多进展都是以它为基础的。这些进展包括：

分立源的观测
相对论宇宙模型使用弯曲时空，它预言的非欧几何效应原则上是可观测的。正是这些预言促进了20世纪50～60年代的光学家和射电天文学家把他们的观测能力推向极致。宇宙学家通过观测各类分立源（星系、类星体、射电源、X射线源等）的分布，希望发现各种可能的理论模型中究竟哪一种最符合实际。观测检验包括：①哈勃常数的测量；②哈勃定律向大红移星系的外推；③越来越大距离的星系和射电源计数；④角直径–红移关系；⑤星系的面亮度与其红移的关系。不过，这些研究的目标已逐渐从决定宇宙的几何性质移向分立源如何随时间演化。

早期宇宙的遗迹
20世纪40年代末，G.伽莫夫注意到早期宇宙应当以辐射为主，即主要由光子和其他高度相对论性的粒子组成。他期望在那个时期的高温中，质子和中子会聚合成较重的核，从而决定宇宙的化学组成。伽莫夫的理论计算出如氘、氦、铍等轻元素的宇宙丰度，经过现代的改进已能与广泛的天文观测事实一致。伽莫夫和他的同事还预言，早期炽热的宇宙会在今天留下一个温度约5K的辐射背景。这种背景辐射在1965年被A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙的发现证实。20世纪90年代宇宙背景探测者(COBE)的高精度观测表明，这种宇宙背景是温度为2.735K的黑体辐射，扣除约千分之一的运动学效应后，温度的方向起伏不足十万分之一。21世纪伊始，威氏微波背景各向异性探测器（WMAP）对背景辐射的观测不仅改善了空间分辨率，还首次观测到偏振，大幅度提高了各种宇宙学参数的测量精度，宣告了精确宇宙学时代的来临。

宇宙中结构的演化
宇宙学的主要目标一直是说明，核子和轻子是怎样从更原初的粒子演化出来，并最终形成宇宙中观测到的大尺度的结构。这方面工作中特别有意义的是A.古斯等人于1980年前后首先讨论的宇宙暴胀模型。该模型认为，在大爆炸后极短的时期中，随着温度的下降，宇宙经历了一个相变过程，真空相变的后果是产生了一种类似宇宙学常数项的斥力，驱动宇宙像德西特模型那样指数膨胀（称暴胀）。大多数结构形成理论都依赖于暴胀时期初始密度涨落的性质及随后在引力作用下的增长过程。综合分析天文观测数据，特别是WMAP对宇宙微波背景辐射的观测数据，高红移超新星的观测数据，以及大规模（数十万计）星系红移巡天数据，结果表明能与观测拟合最佳的参数组合是，哈勃常数为70千米/秒/兆秒差距；宇宙年龄约137亿年；物质和能量的总密度取使宇宙平坦的临界值（Ω0～1）。其中，中微子约占0.3%，恒星约占0.5%，普通物质(主要是星系团中的热气体)占4%～5%，冷暗物质占25%，暗能量占70%。了解冷暗物质和暗能量的本质，仍然是宇宙学和物理学当前面临的重大挑战。

其他宇宙学理论
除大爆炸宇宙学外，几十年来还不断提出一些其他宇宙模型，尽管没有得到大多数宇宙学家的认可。其中，H.邦迪、T.戈尔德和F.霍伊尔于1948年提出的稳恒态宇宙理论，以提供了清楚的可以检验的预言而著称，这种宇宙模型的时空几何由德西特模型描述，但物理意义不同。1965年微波背景辐射发现以后，这个理论沉寂了很长时间，但1993年又以修改后的形式（称为准稳恒态宇宙学）重新出现。此外，还有1961年C.布朗斯和R.H.迪克源于马赫原理提出的布朗斯–迪克宇宙论，以及P.A.M.狄拉克为解释宇宙学和微观物理学中出现的非常大的无量纲数而提出的理论等。
宇宙学理论的命运取决于它如何应对观测的挑战。如果说在20世纪开始的时候还没有多少观测事实来约束宇宙学理论的话，那么21世纪开始的时候，新的越来越精确的观测数据正在源源不断地涌来，只有与这些观测数据拟合最佳者才能立于不败之地。


水星近日点进动问题

水星近日点进动问题（ problem of advance of Mercury’s perihelion ），根据牛顿万有引力定律计算的水星近日点进动值与观测值的分歧。1859年，法国天文学家勒威耶发现水星近日点进动的观测值，比根据牛顿定律算得的理论值每世纪快38″，并猜测这可能是一个比水星更靠近太阳的水内行星吸引所致。可是经过多年的辛勤搜索，这颗猜测中的行星始终毫无踪影。纽康测定这个值为每世纪43″。他提出，这可能是那些发出黄道光的弥漫物质的阻尼所造成的。但是，这种假设又不能解释其他几颗行星的运动。于是纽康就怀疑万有引力定律中的平方反比规律有问题。为了能同时解释几颗内行星的实际运动，纽康求出了引力应与距离的2+1.574×10−7次方成反比。19世纪末，电磁理论发展的早期，韦伯、黎曼等人也都曾试图用电磁理论来解释水星近日点的进动问题，但均未能得出满意的结果。
1915年，A.爱因斯坦发表了著名的广义相对论，成功地解释了这个问题。根据广义相对论，行星公转一圈后近日点进动为：

式中 c为光速， T、 a、 e分别为轨道周期、半长径和偏心率。对于 水星，此值与牛顿万有引力定律所得的差值为每世纪43″.03。这与观测值十分接近，成为天文学对广义相对论的最有力的验证之一。
但是，这里仍存在两个问题：首先，根据牛顿定律，水星近日点应有每世纪ΔωN＝5 557.62角秒的进动，其中的90％是由坐标系的岁差（见岁差和章动）引起，其余的部分是由其他行星，特别是金星、地球和木星的摄动引起的；而实际观测值为ΔωO=5 600.73角秒，二者相减得每世纪43.11角秒。因此，岁差常数的任何微小变动，如有万分之一的变动，都会直接影响到对广义相对论的验证，而这种变化是完全可能的。其次，影响水星近日点进动的因素很多，任何一个微小的因素，例如太阳的扁率，对它都有直接影响。因此，这个问题尚需继续研究。


大犬座β型变星

仙王座β型变星（ β Cephei variable stars ），短周期脉动变星，周期范围大致为2～6小时，又称大犬座β型变星。许多仙王座β型变星具有两个略微不同的周期。光变曲线常近于正弦形，位相比视向速度曲线落后90°，这表明光度的极大和极小分别与半径的极小和极大相对应。光谱型大致介于B0到B2之间，颜色随光度有微小的变化，光度极大时比光度极小时略蓝。大多数的光度级为Ⅲ～Ⅳ。在变星的赫罗图上位于主星序上方。许多仙王座β型变星是密近双星或聚星的子星，如角宿一，心宿一等。仙王座β本身就至少有3颗伴星。因此它们的脉动会受到伴星起潮力的影响。有不少这类变星的光变曲线和视向速度曲线表现出不稳定性，这可能是由伴星、自转或磁场等造成的。