射电天体物理学

射电天体物理学（ radio astrophysics ），用现代物理学理论解释天体的射电现象，探讨天体的物理状态、化学组成和演化过程的学科。虽然K.G.央斯基在1931～1932年就已探测到来自银河中心的射电，各国射电天文学家在50年代对太阳射电也作了相当多的观测和理论探讨，但只是在60年代的几项重大发现（类星体、脉冲星、宇宙微波背景辐射、星际分子）以及对射电星系进行细致观测以后，射电天体物理学才成为一门独立的学科。以综合孔径射电望远镜、甚长基线干涉仪和射电天文谱线技术为标志的现代射电天文手段，已经可用与光学天文图片同等清晰的程度描绘出遥远天体的射电图像，可测量一些天体中小到万分之几角秒的射电细节，可探测到宇宙中“复杂”分子的微波谱线。射电天体物理学的这种实测基础，仍在继续发展（见射电天文学）。
为了解释射电星系、类星体和脉冲星中剧烈而复杂的射电现象，首先就要探索新的辐射机制和解决巨大能量的起源问题。从理论物理的角度看，主要涉及处在磁场内的相对论性粒子在等离子体中的高能现象，包括相对论性粒子的加速、辐射机制以及能量转移过程。因此，相对论、等离子体物理和电磁波在等离子体中的传播理论，构成这一领域的理论基础。另一方面，射电谱线的观测研究，涉及温度比较低的电离气体星云和分子云中的物理化学过程，所以原子物理学和分子化学也成为射电天体物理学的主要理论支柱。

实测基础
用各种类型射电望远镜获得的天体射电的信息，是研究射电源的物理状态、化学组成和辐射能源机制的实测依据。射电的实测内容一共有七项：①射电源的光学证认。测定射电源的位置，找出它的光学对应体。这是现代射电天体物理的最重要的任务。②角径和大小。直接测出射电源的角径，如果知道射电源的距离，即可定出它的直径。对于河外射电源，通常是根据对应光学体的光谱线红移值，利用哈勃定律计算距离。③强度分布和射电光度。高分辨率射电望远镜可测出射电源辐射强度的分布，得到源的结构。④频谱。通常在10兆赫至100太赫频段内的许多个频率上测量辐射强度，从而得到射电源的辐射频谱。⑤偏振。用射电偏振计测定辐射中的偏振成分。⑥射电谱线测量。搜索原子、分子发出的射电谱线，测定谱线的强度、轮廓、多普勒频移和偏振。⑦随时间的变化。许多射电源的辐射强度和辐射结构在几天、几个月或几年内发生明显变化，需要长时间的监测。

辐射机制和辐射转移
按空间分布有两大类射电源：银河系源，集中在银道面；河外源，呈现出空间近似均匀分布；还有一个2.7K的背景辐射，源于宇宙学。按射电辐射机制也分为两大类：以热机制辐射的源和非热过程辐射的源。观测发现河外源中非热辐射源是主要的。射电天体物理学的主要课题之一是研究等离子体中射电的产生机制，以及这种射电在传递过程中发生的变化，包括发射、吸收、放大、波的转换等。另一主要课题是解释天体射电的频谱分布和谱线特征。射电辐射按频谱的特点可分为连续辐射和谱线辐射。
已知的主要辐射机制属于连续辐射的有：①轫致辐射。在电子和离子发生碰撞的过程中产生的辐射。②同步加速辐射。相对论性电子在磁场内回转时发出的辐射，大量宇宙射电源的辐射特性可用这种机制来解释（能量低一些的电子，在磁场内的辐射称为回旋加速辐射）。③等离子体辐射。高温磁等离子体内存在着各种不稳定性。当不稳定性出现时，等离子体粒子的“集合行为”产生各种类型的等离子体波，然后通过非线性效应转化成射电。属于谱线辐射的也有三类：①原子谱线。电子在原子能级之间跃迁时产生的辐射。②分子谱线。分子或分子离子的振动－旋转能级的精细结构之间跃迁产生的辐射。③复合线。自由电子被离子重新俘获到激发能级，再向低能级跃迁时产生的辐射。
每一种发射过程都有与之相应的逆过程——吸收，如热吸收（碰撞吸收）、同步自吸收等。但在射电天体物理学中，辐射的放大机制也在一定条件下出现，特别是通过微波激射机制产生的羟基、水分子等的谱线。

典型射电天体上的物理过程
射电天体物理学所研究的天体包括：太阳，太阳系天体（特别是木星）；银河系中的超新星遗迹，脉冲星，射电星，电离氢云(HⅡ云)，分子云；河外射电源，如类星体、射电星系、邻近星系中的电离氢区和星系核等。有些射电天体具有非常独特的辐射特性，涉及特殊的物理问题。现侧重于研究和解释各类射电天体的辐射特性。
①太阳和行星。太阳的射电是从太阳大气中的色球和日冕中发出来的。除与宁静太阳射电和与黑子活动有关的太阳缓变射电外，有时伴随着光学耀斑出现强大的太阳射电爆发。有的爆发可持续几个小时，射电辐射总能量约1030焦。这些爆发一般可用0.1～10兆电子伏的高能电子在黑子区磁场内的回旋加速辐射或同步加速辐射来解释。大爆发常伴生太阳宇宙线，发射大量等离子体云，干扰行星际空间和地球环境。同时在太阳上确实观测到电子束和等离子体激波通过太阳大气时产生强大射电（米波Ⅱ型和Ⅲ型爆发）。因此，在高能粒子加速和等离子体不稳定性研究上，太阳是检验理论的一个理想的“实验室”。木星射电在行星物理研究中有特殊的意义。航天器的直接探测表明，木星也有磁层。而射电观测发现，分米波到十米波的射电（包括背景辐射和爆发）起源于磁层内相对论性电子的同步加速辐射；十米波以上的射电爆发又和木星的一颗卫星——木卫一的轨道位相有关。可能是木卫一在绕木星的轨道运动时，有时扰动了磁场，引起这种调制作用。对木星大气中氨和其他分子的射电谱线的观测和研究，则为行星大气起源和演化的研究提供了新的资料。
②银河系的射电。集中于银道面附近，包括普遍辐射和叠加在其上的分立源（非热的超新星遗迹和电离氢区的热辐射源）辐射。星际物质的谱线发射也具有类似的分布。
③射电星。要探测恒星的宁静射电是相当困难的，但已测到一些恒星的射电爆发（射电耀），如著名的1972年9月天鹅座X–3的大爆发。已知的射电星有鲸鱼座UV型红矮耀星、红超巨星、射电新星、早型发射线星、射电双星、射电X射线星和脉冲星等。这些射电爆发形态和太阳爆发有些类似，但规模和强度都要大得多，也许它们具有不同的物理机制。分析天鹅座X–3射电爆发频谱的时间变化得知，爆发源是一个膨胀的磁相对论性等离子体团，膨胀损耗和辐射损耗都起作用。射电爆发时光学和X射线也常出现跃变。在这些波长上进行的联测会为恒星演化的研究提供新的线索。
④超新星遗迹。超新星爆发后形成一个星云状的残骸——超新星遗迹(SNRs)。银河系中有许多射电源是超新星遗迹(231颗SNR编入星表，2003)。研究得最充分的是著名的蟹状星云，它是1054年超新星爆发留下的遗迹。中央有一个较暗的光学体。这个光学体就是著名的射电脉冲星，也是一颗光学脉冲星（图1、图2）。

图1　蟹状星云射电辐射分布图（5 000兆赫，图中“+”为脉冲星位置）

图2　蟹状星云脉冲星脉冲辐射照片和亮度变化

超新星遗迹的演化可分为4个阶段，最引人注目的特例是蟹状星云：第一，自由膨胀。被膨胀壳层扫过的气体质量小于初始质量Ms，且半径R与时间t成正比R∝t。第二，绝热阶段或谢道夫阶段。R∝t2/5。第三，辐射或雪橇模型。R∝t1/4。第四，耗散阶段。激波速度下降低于声速，为t≈106年。蟹状星云发出连续的射电，同时也发射X射线、可见光和γ射线（图3）。它是正在膨胀的磁相对论性粒子云。它的射电、可见光和X射线都起源于同步加速辐射。而γ射线则起源于逆康普顿散射机制。脉冲星自转减慢所释放的转动能量提供了蟹状星云的粒子和磁场的能量。超新星、蟹状星云与脉冲星之间存在的物理联系，构成了一幅明确生动的演化图像。

图3　蟹状星云脉冲星发出的辐射脉冲的积分轮廓形状

⑤射电脉冲星。1967年发现射电脉冲星不仅为天文学开辟了一个新的领域，对现代物理学也产生了重大影响。英国天文学家A.休伊什和他的研究生J.贝尔一起发现了射电脉冲星。休伊什因此获得1974年诺贝尔物理学奖。现已有1 350颗列入射电脉冲星星表(2003)。射电脉冲星周期地发射出一系列短促的射电脉冲。脉冲周期从几十毫秒到几秒，重复频率非常精确，几年内精度达到10−12量级。这一发现促进了在整个电磁波段上对脉冲现象观测技术的发展。现在认为，脉冲星是快速自转强磁场的中子星，是大质量恒星演化到晚期由核心坍缩产生Ⅱ型超新星爆发而成的。从理论和观测射电脉冲细节推知，中子星直径只有10千米左右，质量却有太阳质量那样大，密度接近达到1015克/厘米3。中子星表面有约1010～1014高斯的极强磁场，周围还有一个磁层。它的脉冲辐射可用“灯塔”模型来解释：由于自转和强磁场的作用，在中子星上形成了定向的相对论性电子束。它所发出的辐射也沿着这个束的方向。当辐射束掠过地球时，便观测到射电脉冲。因此，脉冲周期也就是中子星的自转周期。辐射等效温度高达1025～1030K，所以只能用相干辐射机制（相干粒子束或相干辐射束）加以解释。它的辐射机制理论现在还在深入探讨中。
⑥射电谱线和恒星的形成。射电谱线对于恒星形成的研究更有直接意义。星际气体中冷而密的分子云是恒星演化程序中的第一步。对电离氢区（HⅡ区）和它附近的分子云的射电谱线观测，以及红外观测和光学观测均表明，那里存在着大量年轻的天体：早型O、B型星，致密红外源，OH和H2O天体微波激射源，河外致密射电源等。图4表示猎户座星云及其中心部分红外源和微波激射源的分布。这个区域有2个电离氢区、3个OH微波激射源、9个H2O微波激射源和1个红外源集团。甚长基线干涉仪观测表明，OH和H2O微波激射源一般尺度很小，只有0.15光年，常与红外致密源相重合，被认为是原恒星所在处。但OH微波激射源和H2O微波激射源常互相分离。在H2O源中氢分子密度约109厘米−3，温度约103K；而OH源中则低得多，氢分子密度约106厘米−3，温度约102K。看来OH和H2O微波激射源出现在原恒星或原恒星的壳层内，都是恒星形成的初期表现。但H2O源比OH源出现更早，也更靠近原恒星。通过射电谱线的研究，可了解到星际分子云中各类分子的形成、离解、激发、辐射等条件和过程以及云中的元素的丰度。

图4　猎户座大星云的OH和H2O微波激射源和红外源集团（+为OH源，×为H2O源）

⑦类星体和射电星系。河外射电源绝大多数是射电星系和类星体。它们的射电现象涉及巨大能量的起源问题。正常星系的射电功率为1030～1034焦/秒，而类星体和最强的射电星系，则达到1040焦/秒。类星体红移很大(2003年已测到的最大红移是z＞6)，如果用哈勃定律来估计距离，则它们可能处在可观测到的宇宙的边缘。这意味着它们是可观测到的宇宙的演化早期的天体。因此，研究类星体射电对于宇宙演化和结构以及星系的演化的研究都有直接意义。类星体和射电星系的射电结构基本上相似，主要射电来自光学体以外体积很大的区域，称为河外射电展源。它们大体上对称地分布在光学体两侧，形成双源结构。双源之间的距离可达2 000万光年（如3C236），表明它们的年龄至少已有106～108年。同时，在类星体和射电星系核的位置上常出现一个致密射电源。甚长基线干涉仪观测表明，星系核中存在着精细结构，常常也是一对双源，其轴线和外双源轴线也大致符合。这一种双核源－双展源的结构（空间尺度和时间尺度差不多都是105∶1至106∶1），对于探讨类星体和射电星系的能量问题和演化问题有深刻的物理意义（图5）。现在普遍认为，射电星系和类星体外部展源的射电，是弱磁场内的同步加速辐射。由此计算出的相对论性粒子和磁场的能量，分别达到1053焦和1055焦的量级。如此巨大的能量又集中在远离光学体之外106～107光年的距离上，所以高能粒子和磁场的起源问题成为射电天体物理学中最重大课题之一。一种比较可取的观点是：星系核（类星体被看作是巨星系核）是能量供应者，它以相对论性粒子、磁场或其他形式的能量不断地供给外部展源。然而，星系核中的射电核非常之小，如银河系中心的射电核的线度只有3×1010千米，而且1/4辐射集中在109千米内，所以必须有一种极为有效的产能机制。黑洞的吸积过程被提出来作为一种可能的选择。但是关于产能机制和供能机制至今仍不清楚。另外，在一些河外致密射电源中，核中射电结构发生变化，主要现象是双核源以很大速度分离（射电星系3C120，类星体3C273，3C345等）。如果星系和类星体处在宇宙学距离，那么分离速度似乎达到光速的许多倍。这种“视超光速”现象的物理本质有待进一步观测和研究。

图5　射电星系3C111的双核源–双展源结构


地球内部结构

地球内部结构（ Earth's interior ），地球是一个非均质体，内部具有分层结构，各层物质的成分、密度、温度各不相同。在天文学中，研究地球内部结构对于了解地球的运动、起源和演化，探讨其他行星的结构，解决行星以至整个太阳系起源和演化问题，都具有十分重要的意义。
到目前为止，关于地球内部的知识，主要来自对地震波的研究。地震波在地球内部传播时，分为纵波和横波。地震波的传播速度与地球内部物质的密度和性质密切相关。在不同性质和状态的介质中，地震波传播速度有显著变化。依据地球内部不同部分的地震波传播速度的资料，可以分析地球内部的结构。地球内部存在两个主要的间断面：第一个间断面位于地表下平均约三十多公里处，称莫霍洛维奇间断面（简称莫霍面或M界面）；第二个间断面位于地表下约2，900公里处，称谷登堡-维舍特间断面。这两个间断面把地球内部分成三个主要的同心层：地壳、地幔和地核。莫霍面以上是地壳，莫霍面和谷登堡-维舍特间断面之间是地幔，从谷登堡-维舍特间断面到地心是地核。
澳大利亚的布伦根据地震资料于1967年提出了地球内部结构的A模型，1970年又提出了HB2模型。这些模型对地球的分层结构作了更仔细的研究，目前广泛使用的是A模型。
地壳又称 A层，它的厚度是不均匀的，大陆地壳平均厚度约30多公里（中国青藏高原的地壳厚度可达65公里多），而海洋地壳仅5～8公里。密度为地球平均密度的1／2。大陆地壳上层的成分约在花岗闪长岩和闪长岩之间，下层岩石可能是麻粒岩和闪岩。海洋地壳是橄榄岩。据目前所知，地壳岩石的年龄绝大多数小于20多亿年。这意味着现在地球壳层的岩石不是地球的原始壳层，是以后由地球内部的物质通过火山活动与造山运动而形成的。
地幔的物质密度由近地壳处的3.3克/厘米3增至近地核处的5.6/厘米3，地震波传播的速度也随之增大。地幔分为三层。从莫霍面到地表下410公里深处，称为B层，地震波波速几乎随深度直线增大。往下到1，000公里深处是一个过渡带，称为C层，地震波波速不均匀地增大，说明内部物质分布不均匀。B、C两层称为上地幔。再往下到2，900公里处称为D层，即下地幔，波速增大较均匀，而且没有发生过地震。地幔物质的主要成分可能是同橄榄岩相似的超基性岩。

地球内部的分层（根据布伦的A模型）

地核也分为三层。E层是外地核，可能是液体，地震波横波在这里消失。F层是外地核和内地核之间的过渡层。G层是内地核，可能是固体的，这里又出现地震波横波。地核虽只占地球体积的16.2％，但由于它的密度相当高（地核中心物质密度达到13克/厘米3，压力可能超过370万大气压），根据有些学者计算，它的质量超过地球总质量的31％。地核主要由铁和镍等金属物质构成。

地球内部结构

地球内部的温度随深度而上升。根据地震波传播情况得知：地幔是固体状态的，100 公里深处的温度已达1，300℃，300公里深处的温度是2，000℃。据最近估计，地核边缘的温度约4，000℃，地心的温度为5，500～6，000℃。由于地球表层是热的不良导体，来自太阳的巨大热量只有极少一部分能穿透到地下极浅处。因此，地球内部的热能可能主要来源于地球本身，即产生于天然放射性元素的衰变。
地球的重力加速度也随深度而变化。在地球内部，地球自转引起的惯性离心力随深度的增加而减少，这样，地球内部的重力可以简单地看成是地球的引力。一般认为，从地表到地下2，900公里深处，重力大致随深度而增加，在2，900公里处重力达到最高值，约1，000伽。从地表下2，900公里到地心，重力急剧减小，到地心为0。


格雷果里望远镜

格雷果里望远镜（ Gregorian telescope ），由两块反射镜组成的一种反射望远镜，1663年为英国物理学家和天文学家J.格雷果里所发明。两反射镜中大的为主镜，小的为副镜。它的焦点称为格雷果里焦点。如果主镜是旋转抛物面，根据圆锥曲线的光学性质，副镜只要是以F1、F2为两焦点的旋转椭球面，则原来无球差会聚到F1点的光线，经过副镜反射后，便无球差地会聚到F2点，但这种望远镜有彗差，也有一定的像散和场曲（见像差）。和卡塞格林望远镜类似，在格雷果里望远镜中也可以适当选择主、副镜的形状，使平行于光轴的光同时满足等光程和正弦条件，这时主镜、副镜的形状都接近于旋转椭球面。
格雷果里望远镜中的主、副镜之间的距离较大，所需的镜筒较长，而光学性能与相应的卡塞格林望远镜相比则差不多，且场曲更大。因此，大型反射望远镜很少采用这种光学系统。但现代有些太阳望远镜也采用这种系统，因为可在主镜焦点处安置倾斜光阑，使太阳局部区域的光线通过，而大部分光线则反射到镜筒以外，从而减少太阳辐射热对成像质量的影响。


太阳活动预报

太阳活动预报（汉语拼音：Taiyang Huodong Yubao；英语：Solar Activity Prediction），在太阳活动预报工作中，最成功的是太阳活动短期预报，特别是未来24小时内的预报。主要是预报耀斑和由耀斑引起的电离层骚扰，以及高能粒子流（如粒子能量不小于10兆电子伏）的到来。另外，还有较长期的太阳活动预报，如预报太阳黑子周期的演变等。
　　太阳活动预报需要完整的太阳和地球物理数据，因此需要国际间的合作。除中国外，世界上大约还有14个发布关于太阳活动或电离层参数的预报中心。其中最主要的4个预报中心是：美国空间环境服务中心，美国空军航空空间环境支持中心，法国巴黎默东天文台，乌克兰克里米亚天体物理台。它们大部分也是在国际无线电科学协会和世界日服务协会领导下的区域警报中心。参加国际系统的各个天文台向上述区域警报中心之一报告所得到的观测数据。这些数据包括黑子、谱斑、耀斑、太阳X射线、太阳射电、日冕发射线、太阳粒子发射、太阳风参数以及地球物理数据。美国博尔德市的空间环境服务中心既是西半球的预报中心，也是全世界的预报中心。这里每天一次向其他区域警报中心（总数为11个）发布地球物理警报，其内容包括磁暴开始、继续或结束的情报。
　　总的说来，太阳活动预报还没有一种比较完善和有效的方法。每个预报中心的数据来源、预报技术和预报内容均有很大差别。预报水平一般不高，只有当太阳活动处于低年时预报安全期才有较高的准确度，报准率可达90％；对大活动区预报大耀斑的出现，报准率约达40％。中国北京天文台、紫金山天文台和云南天文台均进行常规的太阳活动预报，它们依据Ha太阳单色像、黑子的型别和面积、磁场强度和磁场分类、3厘米和10厘米射电流量等观测资料，采用统计方法，结合各自的经验，对未来1～3天或更长时间内日面上可能出现各种级别活动作出估计。


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。


恒星直径

恒星直径（ stellar diameter ），恒星的基本参量之一。求恒星直径的方法大体有：①分析月掩星时被掩星亮度的变化求出被掩星的角直径，如再知道该星的距离，便可求得该星的真直径；②用各种干涉法（如强度干涉、光斑干涉等）测得恒星角直径，再由距离求真直径；③由绝对热星等（或恒星全波辐射光度）和表面有效温度（反映单位表面积的发光量）求出表面积，从而得出真直径；④双谱分光双星有了分光轨道解，如果它兼是食双星并能由光变曲线得出测光解，则可得每一子星的真直径；⑤部分脉动变星有了合适的视向速度曲线、光变曲线和反映表面有效温度的色指数曲线，可以求出相应于一定位相时的真直径，这叫作威舍林克法。此外，还有其他方法。

一些恒星的真半径

不同恒星的真直径差别非常巨大。白矮星的半径约为太阳的百分之一量级，即地球半径的量级。中子星的半径理论值通常取为约10公里。红超巨星参宿四的半径约为太阳的900倍左右，比火星绕日轨道半径大得多。食双星仙王座VV中的红超巨星半径约为太阳半径的1，600倍，比木星绕日轨道半径还大。某些红外星的半径大概比红超巨星还要大。


椭球双星

椭球双星，指由两颗椭球状子星组成，其合成亮度随位相(轨道上的相对地位)按一定规律变化而被发现的双星，但并不是食双星，椭球双星与食双星可合称测光双星。


傅里叶变换分光仪

傅里叶变换分光仪（ Fourier transfom spectrometer ），用扫描迈克耳孙干涉仪对光谱进行分光测量的仪器。在原理图中，干涉仪臂上的可调平面镜M2可沿光轴方向作扫描运动，x/2 为 M 2的位移值。这时，探测器接收到的是一种调制信号 F( x)，它同入射光的光谱强度分布 B(σ)之间的关系是：

式中σ为波数，等于波长λ的倒数 ，F(0)为M 1和M 2之间光程差等于零时的出射光强度。[2 F( x)- F(0)]称为干涉图，等于 。这在数学上称为 B(σ)的 傅里叶变换，这种 分光仪名称就是由此而来的。

迈克耳孙早在十九世纪末就提出这种分光仪的工作原理，但直到二十世纪六十年代，随着计算机技术的发展，能快速地进行傅里叶变换数学运算以后，傅里叶分光仪才得以实现。在观测过程中，探测器在平面镜M2的有限个扫描位置上取样，测得的信号输给电子计算机，并依次存储。M2完成一个扫描周期的运动后，计算机对干涉图[2F(x)-F(0)]进行傅里叶逆变换的数学运算，输出信号便正比于光谱的强度分布B(σ)。
傅里叶分光仪在红外波段观测中得到广泛应用。在天文学中，对大行星的红外观测获得许多重要的成果。与用红外检测器沿波长扫描的色散（棱镜、光栅）分光仪相比，信噪比可提高(N/8)1/2倍。此处N是傅里叶变换分光仪同时测量的光谱单元数。例如，在某些应用中，N可高达106，测量精度和灵敏度可以提高350倍。与色散分光仪相比，傅里叶分光仪还有其他优点：能用相当大的口径接收入射光，不象狭缝那样严重限制视场，因而聚光能力得到很大提高。此外，它的分辨本领和测量精度较高，尺寸小，重量轻，结构紧凑，可以直接装在望远镜上。
傅里叶变换分光仪还用于可见光谱区，测量太阳光谱的谱线轮廓。应用于可见光波段的，是一种精度极高的光学仪器。这种仪器要求采用多种措施保证平面镜M2在长扫描距离（1～2米）内运动的平稳性，和取样间距的高精度（几埃），并需配备大容量、高速度电子计算机，才能完成傅里叶变换的数学运算。


人造卫星多普勒观测

人造卫星多普勒观测（ satellite Doppler measurement ），利用人造卫星发射的固有频率和地面站接收频率的“多普勒频移效应”来进行人造卫星定轨和地面点定位的一种方法。根据地面站接收到的人造卫星频率和人造卫星发射的固有频率的差值就能求出人造卫星的轨道要素。反之，如果已知人造卫星的轨道，则根据测得的人造卫星多普勒频移也可以求出地面站相对于地心的位置。人造卫星的多普勒观测同人造卫星的光学照相观测相比，具有全球性、全天候（不受气象、昼夜的影响）、速度快、精度高、投资少、仪器轻的优点。目前这种方法已在大地测量、导航和勘察等方面得到广泛应用。
1957年，美国霍普金斯大学应用物理研究室首次对苏联第一颗人造卫星进行了多普勒观测，并根据已知的测站坐标和测得的多普勒频移值，成功地确定了这颗人造卫星的六个轨道要素。不久，这个研究室在已知人造卫星轨道的情况下，根据测得的多普勒频移值求出了测站相对于地心的坐标。这项工作为以后人造卫星多普勒观测的发展奠定了基础。
人造卫星多普勒观测目前所主要采用的美国海军的“子午仪导航卫星系统”（又称海军导航卫星系统，简称NNSS）是由美国海军部委托霍普金斯大学应用物理研究室于1958年12月开始研制、1964年交付美国海军使用的。1967年7月解密，1968年开始商营，并提供国外使用。1967年以后发射和使用的子午仪卫星共6颗，高度约为1，100公里，受大气阻力的影响较小。轨道倾角约为90°，全球都能观测到。每颗子午仪卫星发射150和400兆周的一对高稳定的相干频率，以消除电离层的影响。子午仪卫星本身连续发播的预计的轨道要素，称为“广播星历表”，是根据美国境内的四个跟踪站的多普勒观测资料算出，供随时测定地面点坐标之用，目前定位精度为16米。根据全球二十几个跟踪站的观测数据，还对几颗子午仪卫星计算出“精密星历表”，这种历表尚未公开，目前定位精度约为1.7米。子午仪系统估计只可用到二十世纪末，美国计划于1985年启用“全球导航星”或“全球定位系统”来代替它。
正式应用人造卫星多普勒观测和子午仪卫星系统以来，定位精度提高得很快，最初为几百米，目前已达1米左右。预计在5～10年内，定位精度还可以提高。人造卫星多普勒观测应用很广。在动力学应用方面，其测轨定轨的精度已达1米，是一种很有效的测定地球引力场模型的手段。在几何应用方面，利用它能够建立以地心为原点的绝对坐标系。用人造卫星多普勒观测方法确定地极坐标，比经典的时间纬度观测手段更精确更迅速。
从1972年开始，在国际时间局的地极坐标推算工作中，增加了人造卫星多普勒观测资料，精度显著提高，近年来还用这些资料提供世界时。


火星上的生命

火星上的生命（ life on Mars ），火星上是否存在生命，甚至是否存在象人一样有智彗的生物，是一百多年来人们十分感兴趣的问题。太阳系中火星比任何其他行星都更象地球。它比地球稍小，有被大气包围着的固体表面；有四季的交替和气候的变化；它的南北两个极冠各在夏天缩小，冬天扩大，象是冰雪的消融和冻结；火星上比较暗黑的区域(称“海洋”)颜色随季节发生深浅的变化，象是植物的生长和凋零。
1877年，斯基帕雷利报道他观测到火星的“运河”，以后又有人画出详细的火星图，并设想这些“运河”是“火星人”为了利用两极的冰雪灌溉干旱的低纬度地区而开凿的。这种说法曾轰动一时，但当时的许多天文学家对这种看法持怀疑态度。有人证明，“运河”是在人眼接近视力极限的情况下出现的错觉。二十世纪四十年代，苏联学者季霍夫认为火星上存在着植物；并认为火星上“海洋”的颜色随季节而变化是由于这些植物随季节而枯荣造成的。与此同时，也有人研究火星上存在动物的可能性。
近年来，通过行星际探测器的直接考察，为火星上是否存在生命的问题提供了很多资料。“水手号”探测器（特别是“水手”9号）拍摄的照片已证明“运河”是不存在的，“海洋”颜色随季节的变化完全是火星上的气象所造成。照片还表明，火星是一个极其荒凉的世界，那里没有液态水，大气极其稀薄，又非常寒冷。火星表面没有可以觉察到的植物或动物存在，目前它的外部条件也不适于较高级形式生命的存在。“海盗”1号、2号探测器1976年在火星上软着陆，主要目的是进行生物探测实验。两个探测器的着陆点，都是选择在估计水分较多、生命存在可能性较大的地方。两个探测器上装备的仪器从火星表面上取了土样，用14C作示踪原子、并用气相分析分光仪来寻找有机化合物的痕迹。实验结果表明：土样在实验期间发生了某种变化，但还无法完全肯定这种变化是由于土壤中微生物的新陈代射造成，抑或是土壤中某种化学过程的结果。不过，从两个探测器得到的结果来看，火星上存在生命的可能性是非常微小的。


哈勃常数

哈勃常数（汉语拼音：Ha bo chang shu；英语：Hubble constant），哈勃定律中星系退行速度同距离的比值。它是一个常数，常用H表示，单位是千米／（ 秒·百万秒差距）。准确地定出哈勃常数值是星系天文学的一项重要工作。最初，E.P.哈勃本人把哈勃常数值定为500。1931年，他和M.L.哈马逊把值修订为526。1952年，W.巴德指出，仙女星系中造父变星的星等零点应改动1.5等  ，由此哈勃常数值被修订为260。1958年A.R.桑德奇的研究又将值降低到75。20世纪70年代，桑德奇等人再次修订哈勃常数值，得到H ＝55，只及当年哈勃测定值的1／10。用这个值推算的星系距离比当年哈勃所得的结果大10倍。70年代后，许多天文学家用多种方法测定H 值，结果互不相同。测定哈勃常数值是一项非常困难的工作，现一般认为，H值应在50～100之间。


金斯不稳定性

金斯不稳定性（ Jeans instability ），由万有引力产生的一种不稳定性，因金斯在二十世纪初最先研究而得名。对于一个自引力体系，如果它的基态是均匀的或准均匀的，密度为ρ0，则存在一个临界波长λJ，亦称金斯波长：

式中 G为万有引力常数； α 0为声速。 λ J的基本性质是:尺度小于λ J的密度扰动，只能在体系中传播而不能增长；尺度大于λ J的密度扰动将随时间而增长，即密度大的地方将变得更密，这就是 不稳定性。这个 不稳定性判据称为 金 斯判据。对于一个无转动的体系，临界波长λ J与整个体系的尺度为同一量级，因此，对于尺度为λ J的扰动来说，体系不能看做是均匀或准均匀的，上述结论就不适用。对于一个有转动的体系，λ J可能小于体系的尺度，可以应用上述结论。尽管 金 斯 不稳定性在定量的应用上有这些局限性，但 金 斯的论证方法是简单而富有启发性的，它体现了在自引力介质中两个主要的物理因素──引力和压力之间的对抗。因此，即使在基态不满足准均匀性条件时， 金 斯 不稳定性的 定性结果仍然是有价值的。


仙王座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。


三体问题

三体问题（拼音：sān tǐ wèn tí），（英语：three-body problem），天体力学中的基本力学模型。研究三个可视为质点的天体在相互之间万有引力作用下的运动规律问题。这三个天体的质量、初始位置和初始速度都是任意的。在一般三体问题中，每一个天体在其他两个天体的万有引力作用下的运动方程都可以表示成3个二阶的常微分方程，或6个一阶的常微分方程。因此，一般三体问题的运动方程为十八阶方程，必须得到18个积分才能得到完全解。然而，目前还只能得到三体问题的10个初积分，还远不能解决三体问题。
　　由于三体问题不能严格求解，在研究天体运动时，都只能根据实际情况采用各种近似的解法，研究三体问题的方法大致可分为3类：第一类是分析方法，其基本原理是把天体的坐标和速度展开为时间或其他小参数的级数形式的近似分析表达式，从而讨论天体的坐标或轨道要素随时间的变化；第二类是定性方法，采用微分方程的定性理论来研究长时间内三体运动的宏观规律和全局性质；第三类是数值方法，这是直接根据微分方程的计算方法得出天体在某些时刻的具体位置和速度。这三类方法各有利弊，对新积分的探索和各类方法的改进是研究三体问题中很重要的课题。


历书天文学

历书天文学（ ephemerial astronomy ），天体力学的一个分支，研究如何利用摄动理论和天体力学数值方法编制各种天体的具体历表，预报各种天象，编算天文年历，同时还研究和建立天文常数系统。
天体历表是根据天体的运动理论和由观测资料确定的轨道要素来计算的。如果对某些天体，例如对于新发现的天体（彗星或小行星等）的轨道事先一无所知，那就要及时地利用为数不多的观测资料定出其初步的轨道，这项工作就是轨道计算。在此基础上再利用尽可能多的可靠观测资料来不断修正原定的轨道。其一般原理是：根据天体的运动理论和近似的轨道要素计算出天体的理论位置，并与观测资料比较，得出差值，然后利用最小二乘法求出其轨道要素修正值，定出更精确的轨道要素以及同观测有关的其他天文常数，如地球的轨道要素、摄动行星的质量、太阳视差和章动常数等。这项工作就是轨道改进。一个比较著名的实例是：1917年F.E.罗斯利用1751～1912年的9，000多个观测资料改进了纽康的火星运动理论，对火星除半长径以外的其他五个轨道要素和金星质量的参数做了修正，使火星历表的精度大为提高。纽康原来的轨道要素加上F.E.罗斯的改正值，就成为1922年以后各国天文年历计算火星历表所采用的轨道要素。
历书天文学还研究如何从观测资料确定一些最基本的天文常数和如何建立既精确又合理的天文常数系统的问题，例如确定天文单位和大行星质量。天文单位是太阳系的基本量度单位，它过去是利用小行星爱神星冲日、金星凌日或地内行星的观测资料得出的。六十年代以后，随着雷达天文方法和激光技术的发展，可以直接精确测定天文单位。大行星的质量直接关系到太阳、月球和行星历表的精度，通常由分析大行星对另一大行星、小行星、彗星或大行星的卫星的摄动影响来确定其质量。


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。


行星物理学

行星物理学（ planetary physics ），研究行星及其卫星的物理状况和化学性质的学科，太阳系物理学的一个主要分支。它的任务是：①测定行星及其卫星的各种物理参数，如大小、质量、扁率、平均密度、表面重力加速度、逃逸速度、反照率等；②研究行星及其卫星表面的构造、表面覆盖物的特性、表面温度及其周期变化；③对有大气的行星和卫星，研究它们的大气的构造、物理状态和化学组成；④研究行星的内部结构；⑤研究行星的磁场、磁层以及太阳风与行星的相互作用。地理学和地球物理学一般不包括在行星物理学中，但地球是一个行星，从研究行星的角度对地球所作的研究则属于行星物理学。

目录

1 研究方法
2 主要成果
3 行星大气
4 行星表面
5 行星内部结构
6 行星磁场
7 行星磁层

研究方法
十七世纪初，望远镜的诞生为行星及其卫星的物理研究提供了条件。虽然行星的视圆面很小，而且观测受到地球大气抖动等因素的影响，但用望远镜通过目视观测还是发现了行星表面的许多特征。十九世纪中叶以后，照相术、测光术、分光术被广泛地应用到行星及其卫星的观测和研究中来。例如：用照相方法拍摄行星的照片；用测光方法测定行星和卫星的累积星等、明度星等（见天体光度测量）、色指数、光度与位相的关系、反照率及表面的有效温度；用分光方法拍摄行星的光谱，并进而确定行星大气的成分，根据谱线位移量测定行星的自转周期等。随后，偏振测量也被广泛地应用到行星物理研究方面，对行星表面不同部分所反射的光的偏振测量，对于了解行星表面结构和特性有十分重要的价值。二十世纪上半叶，射电天文学诞生后，开始对行星进行射电观测，扩大了对行星及其卫星观测的波段。这种观测通常分为两类，一类是直接接收行星和卫星表面发出的射电辐射，例如对行星而言，已经接收到的有水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星的射电辐射（见行星射电），其中木星、天王星、海王星还有射电爆发；另一类是雷达观测，用雷达方法可以测定和研究行星表面的特征，甚至可以测绘表面图。五十年代末以来，相继向月球、金星、火星、水星、木星和土星发射了各种探测器(见空间天文观测航天器)，以逼近飞行、绕转飞行、硬着陆、软着陆、载人飞行等方式，通过照相、自动测量、采样分析以及宇航员的实地考察和取回样品，对月球和行星作了深入的研究。新的发现接踵而至。随着宇宙航行时代的到来，行星物理学已成为当代科学研究的活跃领域之一。

主要成果
通过研究，已经对行星的大气、表面、内部结构、磁场和磁层等方面有了一定程度的了解。此外，对于地球的天然卫星──月球，也获得了更加丰富的资料（见月质学）。

行星大气
行星上大气的存在和保持取决于其组成成分的逃逸率。根据金斯经验规则，如逃逸速度vp高于热运动均方根速度vt的5倍，则给定分子(分子质量为μ)的逃逸可以忽略，行星表面上这种分子的大气成分实际上将永远地存在下去。这个条件可用方程表示为vp≥5vt，式中vt=(3kT/μ)1/2，T为绝对温度，玻耳兹曼常数k=1.38×10-16尔格/度。
由于水星引力小而表面温度高，根据上述金斯规则，水星上很难长期保有大气层。行星际探测器“水手”10号果然确证水星上只有极微量的大气，其主要成分是中性氦。至于冥王星有无大气，因资料很少，至今还不能断定。其他行星都存在着大气。此外，木卫一、木卫三、土卫六、海卫一等卫星也有大气。
用分光方法证认出来的大气组成是：
金　星：CO2，N2，Ar，CO，H2O，HCl，HF，H，He，O
火　星：CO2，CO，N2，H2O，Kr，Xe，O2（微量）
木　星：CH4，NH3，H2，He，C2H2（微量），C2H6，PH3
土　星：CH4，NH3，H2，C2H6（微量）
天王星：CH4，H2
海王星：CH4，H2
土卫六：CH4，H2
木卫一：Na，He必须指出，这里证认出的原子和分子只是行星大气组成的一部分。可能还有一些重要成分没有检测到。例如，木星大气中含量占第二位的元素氦，以前用分光方法并未证认出来，直到1973年才被行星际探测器“先驱者”10号发现。火星上的氮是行星际探测器“海盗”1号首先发现的。

行星表面
月球、水星和火星的表面可以通过光学波段直接观测，对颜色、反照率和相效应的测量表明，月面和水星表面情况相似。水星表面可能覆盖着粗糙不平类似月壤的物质。“水手”10号摄得的水星照片证实了水星表面和月球表面的相似性。“水手”9号进入绕火星的轨道以后，已经对火星作了非常精确的地貌调查。
无线电波可以穿透金星浓密的云层直达表面。通过雷达观测已绘制了金星表面地形图。行星际探测器已在金星表面软着陆，获得了高分辨率的资料。通过对金星局部地区作精细的研究，发现金星赤道区有像火山口一样大而浅的圆形圈和南北向穿过赤道绵延1，200公里的大裂谷、山系等。
已知木星是个流体行星，没有固体表面。

行星内部结构
研究行星内部结构的主要目的是揭示行星的总体组成和行星内部存在的物理化学性质均不相同的分层。目前还不能直接用观测手段来探测行星内部，而只能根据下述有关观测资料来推断行星的结构模型：①行星质量：对内部结构来说，是个重要的量。根据行星、卫星、小行星的运动和摄动已经计算出各大行星的质量，而且大多较为精确。②半径和密度：从计算得到的质量以及测量到的半径可以求得平均密度。有的行星半径本来是较难定准的，通过行星际探测，情况大为好转。③扁率和动力学椭率：这两个量同行星内部的物质分布有密切关系。一个质量较集中在中心的转动着的行星，要比一个密度均匀分布的相似行星扁些。扁率（或称椭率）定义为ε=(a-b)/a，式中a和b为行星的长轴和短轴。对于有一定的扁率而且有近距卫星的行星，可以根据该行星的赤道隆起对卫星的摄动求得动力学椭率ε′=(C-A)/C。式中C为对于自转轴的惯量矩，而A为对垂直于自转轴的任一轴的惯量矩。④自转：迄今为止，所有行星都已有自转数据。如果将扁率和自转速率合在一起，可以导出量I/MR2。其中I和R为行星的惯量矩和半径，M为行星质量。量I/MR2表示物质向中心集中的程度，是对行星模型正确程度的一种量度。⑤地震学研究：地震学研究使人们得知地球内部具有分层结构，并且存在着几个间断面。地球内部大致由不同性质的同心层──地壳、地幔、外地核和内地核所构成（见地球内部结构）。这一分层结构模型目前已被用来研究某些行星的内部结构。
行星内部的高压使得行星内部的凝聚物质的状态方程极为复杂，因而行星内部结构理论的进展，远不如恒星内部结构理论迅速。幸而关于冷的固态氢和固态氦的状态方程已经相当精确地计算出来了。氢在2×106～2.5×106大气压时产生了重大的状态变化，从分子形式过渡到金属形式，密度增加大约40％。其他某些元素和化合物也有类似的状态变化。
雷姆塞提出了一个假设，他用橄榄石（硅酸盐幔中所含的一种重要矿物）在高压下过渡到金属相来解释地表下2，900公里处（地幔与地核交界面）密度突然增加的现象。这一假设被推广到所有类地行星上，即试图寻求关于所有类地行星化学上匀质的模型，将幔与核之间的差别仅仅归之于同一物质的高压相变。但是关于水星的较新资料得出其平均密度与地球相近这一点，证明类地行星不会是完全匀质的。在行星中间，水星的质量最小，但它的密度却和地球相近。因此显然不能用高压硅相来解释，而必须假定重元素占有相当高的份量。这就再次回到水星具有铁-镍核的概念。关于类地行星的结构问题，目前还有较大的争论。
类木行星的情况要好得多。木星和土星的平均密度较低（分别为1.33和0.70克/厘米3），表明这些行星主要由氢、氦组成，核的内部有少量的重元素。
马库斯根据太阳型组成及分子氢与金属氢之间的相转变，提出了木星和土星的结构模型。木星和土星间的密度差可以直接用它们的质量不同来解释：与木星相比，压力造成的向金属相的过渡发生在土星的更深处，从而使金属相物质在土星的总质量中只占有较小的份额。虽然在模型计算中还在作这样或那样的修正，但上述图像目前仍然是讨论这两个行星结构的基本前提。
至于天王星和海王星，它们的密度（分别为1.24和1.66克/厘米3）比土星要高得多，意味着含有更高浓度的氦和重元素。但对它们的内部结构，目前研究得还很少。

行星磁场
关于行星磁场，除地磁场外，只有零星的初步知识。由于空间探测技术的发展，情况正在迅速改变。到目前为止，已对水星、金星、火星、木星和土星的磁场作了空间探测。
“水手”10号发现水星具有远比火星、金星强大得多的磁场。探测结果还表明，与磁强计所得曲线十分符合的水星磁矩为5.2×1022电磁单位，即不到地球磁矩的1/1500。水星磁极的极性与地球相同，偶极矩指向南；磁轴和自转轴交角约12°；赤道表面的场强为4×10-3高斯。业已肯定水星磁场是这个行星本身所固有的，但对其起源的解释还有争议。
迄今为止，行星际探测还没有发现金星拥有固有磁场的充足证据，只是发现金星附近的太阳风激波。这种激波的位形可以用太阳风直接同金星大气的顶部碰撞来解释。激波后的湍流和小尺度磁场是由太阳风同金星相互作用引起的。但1976年C.T.罗素则认为一个磁矩为1.4×1023电磁单位的偶极场更能说明所获得的空间观测资料。这个问题还有待进一步的研究。行星际探测器“火星”2号、3号和5号对火星的探测获得了火星拥有磁场的证据。磁矩是2.5×1022电磁单位，是地球磁矩的1/3000；赤道表面磁场强度为0.6×10-3高斯；磁极的极性与地球相反，即偶极矩指向北；磁轴与自转轴交角为15°。但是，C.T.罗素于1978年重新分析了空间探测资料以后，认为观测到的磁场只是围绕火星的被压缩了的行星际磁场。因此，火星是否有固有磁场，尚无定论。
在类木行星中已获得木星磁场和土星磁场的证据。

行星磁层
在太阳风作用下，行星磁场被限制在一定的区域，这个区域称为行星磁层。磁层内充满等离子体，其物理性质和过程受所在行星的磁场的支配。一般说来，磁层的外边界只在向日方向是清晰的，而在背日方向则模糊不清。在向日方向，可以回到行星表面的磁力线与不能回到行星表面的磁力线之间存在着截然的界线，太阳风流动的动压与行星磁场的磁压相等处就是界面。在背日方向行星磁力线与太阳风场连在一起，没有明确界面。
已发现水星、地球和木星有磁层，水星的磁层很像地球的磁层，不过规模较小。木星有更强的、结构更复杂的磁层，同地球磁层差别较大。
磁层物理过程的主要能源是等离子体流。它是不稳定的，随时间而变化的。图中定性地表示行星磁层的拓扑位形。图的平面是由行星磁轴和太阳风速度矢量决定的。按磁力线的拓扑性质可分为四个区域。区域Ⅰ中的磁力线从太阳表面出发并回到太阳表面上的另一点。区域Ⅱ中的磁力线将太阳与行星联结起来。区域Ⅲ中的磁力线与行星表面交于两点。区域Ⅳ中的磁力线完全被包围在等离子体中，既不同太阳也不同行星接触。 　　按等离子体拓扑来分，可分为A、B、C三区。A区包含的是未受干扰的超声速太阳风等离子体，下边界位于日冕底部。B区是磁鞘，以弓形激波波阵面和磁层顶作为界面，所包含的是被压缩的亚声速（有时是湍流的）等离子体，当它沿磁层边界流动时便变成超声速等离子体。C区是磁层（见地球弓形激波和地球磁层）。


色球望远镜

紫金山天文台的色球望远镜
色球望远镜（ chromospheric telescope ），用某一单色光观测太阳色球层活动现象(如谱斑、耀斑、日珥等)的光学望远镜，又称李奥太阳望远镜。色球层的亮度比光球层微弱得多，也比白昼天空背景暗弱。平时，用普通光学望远镜只能观测到光球，无法观测色球。如果在望远镜的光路中加一具双折射滤光器，只透射色球谱线的窄带（带宽0.25～0.75埃）单色光，在成像焦面上便得到色球的单色像，既可以用目视，也可以用照相方法观测。常用来观测色球的谱线是氢线（6563埃）和电离钙线(3934埃）。太阳巡视用的色球望远镜，物镜口径一般为10～20厘米，太阳像直径约2厘米左右，胶卷上记录全部日面资料；观测色球层精细结构的望远镜，物镜口径一般大于25厘米，太阳像直径10厘米以上，胶卷上只记录局部日面资料。在每幅照片上除记录色球像外，一般还同时拍下时间记号和用于光度定标的阶梯光标。有的色球望远镜上还附有普通的望远镜，以便同时观测光球。


地心体系

托勒密地心体系图
地心体系（ geocentric system ），认为地球静止地居于宇宙中心，太阳、月球、行星和恒星都绕地球转动的学说，又称“地球中心说”、“地心说”或“地静说”。这一学说最初为欧多克斯和亚里士多德等所倡导。后来，古希腊学者阿波隆尼提出本轮均轮偏心模型。约在公元140年，亚历山大城的天文学家托勒密在《天文学大成》中总结并发展了前人的学说，建立了宇宙地心体系。这一体系的要点是：①地球位于宇宙中心静止不动。②每个行星都在一个称为“本轮”的小圆形轨道上匀速转动，本轮中心在称为“均轮”的大圆轨道上绕地球匀速转动，但地球不是在均轮圆心，而是同圆心有一段距离。他用这两种运动的复合来解释行星视运动中的“顺行”、“逆行”、“合”、“留”等现象。③水星和金星的本轮中心位于地球与太阳的连线上，本轮中心在均轮上一年转一周；火星、木星、土星到它们各自的本轮中心的直线总是与地球－太阳连线平行，这三颗行星每年绕其本轮中心转一周。④恒星都位于被称为“恒星天”的固体壳层上。日、月、行星除上述运动外，还与“恒星天”一起，每天绕地球转一周，于是各种天体每天都要东升西落一次。
托勒密适当地选择了各个均轮与本轮的半径的比率、行星在本轮和均轮上的运动速度以及本轮平面与均轮平面的交角，使得按照这一体系推算的行星位置与观测相合。在当时观测精度不高的情况下，地心体系大致能解释行星的视运动，并据此编出了行星的星历表。可是，随着观测精度的提高，按照这一体系推算出的行星位置与观测的偏差越来越大。他的后继者不得不进行修补，在本轮上再添加小本轮，以求与观测结果相合；尽管如此，还是经不起实践检验，因为这一体系没有反映行星运动的本质。在欧洲，教会利用托勒密的地心体系作为上帝创造世界的理论支柱，在教会的严密统治下，人们在一千多年中未能挣脱地心体系的桎梏。十六世纪中叶，哥白尼提出了日心体系，并为后来越来越多的观测事实所证实，地心体系才逐渐被摒弃。


黑子

太阳黑子（汉语拼音：tɑiyɑnɡ heizi；英语：sunspot），太阳表面出现的暗黑斑块。最常见和最容易观测到的一种太阳活动现象。简称黑子。在普通望远镜的焦平面上放置照相底片拍摄太阳，或用附加强减光滤光片的望远镜对太阳目视观测，就能看到太阳表面经常出现的暗黑斑块，就是太阳黑子。当太阳在地平线附近，或遇到薄雾天气时，日面上若有特大的黑子，往往用肉眼就能看到。
　　《汉书·五行志》中记载的汉元帝永光元年（前43）四月某日“日色青白，亡影（无影），正中时有景（影）亡（无）光”是世界上最早的太阳黑子观测记录。若认为这段描述尚不够明确，则该书中的另一段记载，成帝河平元年（前28）三月己未“日出黄，有黑气，大如钱，居日中央”则是确切无疑的黑子记录，也是世界上最早的记录。自公元前43～公元1638年，中国史书上已发现有112条太阳黑子目视记录。西方国家从1610年开始用望远镜断断续续地观测太阳黑子，1818年后才有较常规的每日黑子观测，从而才有比较完整的和连续不断的太阳黑子观测资料。

目录

1 黑子分布
2 本影和半影
3 物理形态
4 其他活动现象

黑子分布
　　太阳黑子倾向于成群出现，因此日面上经常形成一些黑子群。每群中的黑子从一两个至几十个，单个黑子大小则从几百至几万千米。大部分黑子群由大致与太阳赤道平行的两部分组成。由于太阳自转原因，西边部分总在前面，称为前导部分；东边部分称为后随部分。前导部分的黑子大都比后随部分大，黑子的分布也较后随紧密，寿命也较长，而且比后随部分早出现和晚消失。前导黑子的纬度一般也较后随黑子稍低，因此黑子群相对于太阳赤道略为前倾，黑子群通常出现在太阳赤道两边±40°之间的区域。

本影和半影
　　较大的黑子结构复杂，其中心区常有一块或几块特别暗黑的核块，称为本影。围绕本影的淡黑区域称为半影。光谱观测表明，本影区的温度为4,000～4,500K之间，半影区温度约为5,500K，均比太阳表面无黑子区域的温度（约6,000K）要低。高质量的照片上可看到黑子半影呈亮暗相间的纤维状结构，称半影纤维。本影中有时也出现一些亮颗粒，称为本影点。观测显示，半影中的亮纤维和本影中的亮颗粒均有向上的运动速度，与因对流运动引起的太阳表面的米粒组织有些相似，可见在黑子中对流并未完全消失。
　　单个黑子都有很强的磁场，强度为1,000～4,000高斯。黑子越大，磁场越强，黑子本质上是太阳表面的强磁场区。由于太阳等离子体难以横越磁力线运动，造成黑子区中对流不畅，太阳深层的热量难以充分输送到太阳表面，导致该局部区域温度下降，变得稍暗。因此，黑子的强磁场是造成黑子暗黑的原因。由两部分黑子组成的黑子群中，其前导和后随部分的极性往往相反，这种黑子群称为双极群。大多数双极群中前导和后随的磁通量近于相等，暗示这两部分是由共同的磁力线贯通的。黑子群中也有一部分为单一极性的单极群和具有复杂极性分布的多极群。

物理形态
　　黑子群的演化过程通常是由简单变复杂，再变为简单。最先是由米粒之间的暗点扩大为几个米粒大小的暗斑，称为气孔，就是无本影的最小黑子。许多气孔只存在几小时，或一天左右；另一些则发展成黑子和黑子群。气孔已有相当强的磁场，强度可达1,000高斯以上。黑子群的寿命短的只有几天，长的可达几个月，大多为10～20天。黑子群在发展过程中，具有各种形态。为研究黑子群的演化规律，常按这些形态特征对黑子群分型，不同型别的黑子群具有不同的形态特征。

其他活动现象
　　太阳黑子多时，其他活动也比较频繁。黑子附近的光球中总会出现光斑；黑子上空的色球中总会出现谱斑，其附近经常有日珥；黑子上空的日冕中则常出现凝块等不均匀结构。同时，最剧烈的活动现象——太阳耀斑，绝大多数也发生在黑子上空的大气中。所以太阳大气从低层至高层，以黑子为核心形成了一个活动中心，称为太阳活动区。黑子既是活动区的核心，也是活动区最明显的标志。这样就可用表示黑子群和黑子多寡的所谓“黑子相对数”来代表某日或某一时期的太阳活动平均水平。


最亮星表

最亮星表（ list of brightest stars ），表中列出按光电目视星等V来说为最亮的21个星的基本数据。其中标有*号的表示此星列有专条。UBV数据主要取自1978年出版的列有5万多个恒星的光电测光星表。凡有甲乙星的，第一行的UBV值为合成数据，如南门二甲乙合成的V＝−0.27，余类推。全波辐射光度、半径和质量都是以太阳的相应值为单位。全波辐射光度由绝对热星等Mbol算得。表中放在[　]中的数值表示演化质量，放在(　)中的数值则表示分光质量（见恒星质量）。老人星质量是据1973年版《物理量天体物理量》MK分类与质量的统计关系推算的（1975年发表）。毕宿五质量据1979年资料。值得注意的是，表中绝大多数星已确知为物理双星或变星。此表的各种数据特别是质量、半径、光度距离，可靠程度差别颇大。


类星体

类星体（ quasar ），20世纪60年代发现的一种新型天体，属活动星系核的一个亚型。因其在照相底片上具有类似恒星的像而得名，光谱的巨大红移和几乎全电磁波段的辐射显示它们很可能是遥远星系明亮的活动核心。

目录

1 发现
2 主要观测特点
3 红移
4 能源
5 发射线
6 吸收线
7 视超光速现象
8 光度函数及演化

发现
1963年，T.A.马修斯和A.R.桑德奇找到了射电源3C48的光学对应体，在照相底片上类似恒星。分光观测表明，它的光谱中有许多宽而强的发射线，但当时未能证认出来。1963年，射电源3C273被证认为一个13星等的类似恒星的天体。M.施密特发现它的光谱与3C48的光谱很类似，并且成功地将其中最亮的一些发射线证认为氢的巴耳末线，但其红移很大，达0.158。3C48的谱线也得到了证认，红移更大，达0.367。随后，又陆续发现了一批性质类似3C48和3C273的射电源（图1，图2）。它们在照相底片上呈类似恒星的像，因此被称为类星射电源。光学观测表明，类星射电源的紫外辐射非常强。后来发现一些光学性质类似于3C48和3C273的天体，但它们并不发出射电辐射。这种天体称为蓝星体。类星射电源和蓝星体被统称为类星体。1977年由A.赫维特和G.伯比奇编辑的第一个类星体总表问世，共包含637个类星体。2001年由维隆夫妇编辑的《类星体和活动星系核表》第10版包含的类星体达到23 760个。发现类星体的方法是先从射电、X射线、无缝光谱或多色巡天挑选候选体，然后逐一用有缝光谱证实并测定其红移。斯隆多色巡天发现的类星体最大红移达6.42(SDSS J1148)，这意味着我们看到它的光是在宇宙不到现在年龄1/10的时候发出的。

图1　类星体3C273的照片

图2　类星体3C273的光谱

主要观测特点
①类星体在照相底片上具有类似恒星的像，这意味着它们的角直径小于1角秒。较近的类星体周围可看到暗弱的云状包层，如3C48。有些类星体有喷流状结构，如3C273。②类星体光谱中有许多强而宽的发射线，包括容许谱线和禁线。最经常出现的是氢、氧、碳、镁等元素的谱线。有些类星体的光谱中有很锐的吸收线，说明产生吸收线的区域里湍流运动的速度很小。③连续谱几乎涵盖全电磁波段，能量分布多呈非热辐射的幂律谱形式，但也含有热成分。④类星射电源发出强烈的非热射电辐射。射电结构多数呈双源型，少数呈复杂结构，还有少数是致密的单源，角直径小于1毫角秒，至今都未能分辨开。⑤类星体一般都有光变，时标为几年。少数类星体光变很剧烈，时标为几个月或几天甚至短到几小时。类星射电源的射电辐射也经常变化。观测还发现有一些双源型类星射电源的两子源，以极高的速度向外分离。光学辐射和射电辐射的变化没有周期性。⑥类星体的发射线都有很大红移。对于有吸收线的类星体来说，吸收线红移一般小于发射线红移。有些类星体有好几组吸收线，分别对应于不同的红移，称为多重红移。⑦许多类星体还发出很强的X射线辐射。

红移
红移是河外天体共有的特征。因此绝大多数天文学家认为，类星体是河外天体。红移–视星等关系的统计的结果表明，哈勃定律对于河外星系是适用的。就是说，它们的红移是宇宙学红移，它们的距离是宇宙学距离，它们的红移–视星等是统计相关的。但对类星体来说，红移–视星等的统计相关性很差，这就产生了两个彼此相关的问题：类星体的红移是否就是宇宙学红移，类星体的距离是否就是宇宙学的距离。大多数天文学家认为，类星体的红移是宇宙学红移。因此，红移反映了类星体的退行，而且符合哈勃定律。按照这种看法，作为一种天体类型而言，类星体是人类迄今为止观测到的最遥远的天体。持这种观点的人认为，类星体红移–视星等的统计相关性很差的原因，在于类星体的绝对星等弥散太大。如果按照一定的标准将类星体分类，对某种类型的类星体进行红移–视星等统计，则相关性便会显著提高。支持宇宙学红移的观测事实还有：观测到了红移值与类星体相同的寄主星系；发现了一些和所在天区星系团红移差不多的类星体；类星体与某些活动星系（如赛弗特星系）的光谱特征很类似，表明类星体和星系之间没有本质的区别。
少数天文学家认为，类星体的红移不是宇宙学红移。这种观点所依据的观测事实有：某些类星体和亮星系（它们的红移相差很大）的抽样统计结果表明，它们之间存在一定的相关性；某些类星体（如马卡良205）似乎同亮星系之间有物质桥联系，而二者的红移相差极大。持这种观点的人对红移提出过一些解释，如认为类星体是银河系或其附近星系抛出来的，因此类星体红移是由于局部运动，而不是宇宙学膨胀。也有人认为，类星体红移是大质量天体的引力红移。还有一些理论认为类星体的红移可能是某种未知的物理规律造成的，这就向近代物理学提出了所谓的红移挑战。

能源
类星体的射电辐射是非热的同步辐射，光学辐射和红外辐射则表现为以热辐射为主的连续谱，但至少有一部分可能仍是同步加速辐射。如果类星体的红移是宇宙学红移，它们的光度（包括射电、红外线、可见光直至X射线）将超过太阳光度的一万亿倍，是迄今为止观测到的辐射功率最大的天体。但是，从光变时标估计出的类星体辐射区域的大小，只有几光时到几光年。这样高的产能效率是现今已知的各种能源，包括恒星内部的核聚变反应都无法达到的。最合理的模型是，类星体中央有一个约十亿倍太阳质量的超大质量黑洞，周围物质通过一个旋转的吸积盘落到黑洞中去，吸积盘被引力能的耗散所加热，产生类星体光谱中的热成分，这一过程中产生的高能电子在磁场中运动则是同步加速辐射的源泉。

发射线
黑洞和吸积盘周围的气体云因光致电离复合机制产生低电离发射线，如氢的巴耳末线系。谱线展宽显示气体云的速度超过10 000千米/秒。这种宽发射线来自内区，称为宽线区。发射线变化时标的研究表明，宽线区的典型半径为数光月。在离中央电离源10～1 000光年的外区，气体云的速度只有数百千米/秒，辐射电离金属的禁线，称为窄线区。

吸收线
产生类星体的吸收线的原因可能有三种：①吸收线产生于吸积盘附近的厚物质层，由于物质外流速度很高，故吸收线非常宽。这种类星体称为宽吸收线(BAL)类星体。②如碳、镁、硅等重元素的锐吸收线，产生于类星体和观测者之间的某些河外天体，如延伸的低密度的星系晕，由于视线可能穿过几个不同距离的星系，这类吸收线可能分为不同红移的几组。③处于莱曼α发射线短波侧的一系列锐吸收线，称为莱曼α森林，产生于类星体和观测者之间的原始星系或星系际介质。

视超光速现象
甚长基线干涉测量(VLBI)发现，3C345等类星射电源的两致密子源以很高的速度分离。如果类星体位于宇宙学距离，两子源向外膨胀的速度将超过光速，最大的可达光速的45倍(3C111)。有人认为，类星体并不位于宇宙学距离，这就根本不会出现超光速现象。但观测发现，有一个射电星系也存在类似的超光速现象，而射电星系无疑位于宇宙学距离。可见这种看法的证据并不充分。公认的看法认为，如果一个子源与视线成小夹角以近光速朝观测者运动，就可解释观测到的这种表现的超光速，即视超光速现象。

光度函数及演化
类星体的光度函数（其空间数密度按光度的分布）存在随时间（或红移）的演化效应。一种极端是光度不变，仅数目变化，称为纯密度演化；另一种极端是数目不变，仅光度变化，称为纯光度演化。实际情况可能介于两者之间，称为混合演化。模型参数通过与观测拟合而得。但真实的演化规律尚不清楚。


食双星

食双星（ eclipsing binary star ），指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。两星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，其轨道面差不多同我们的视线方向平行时，就能看到一星被另一星所遮掩（就象日食、月食那样）而发生星光变暗现象，这种星称为食双星或食变星。最早发现的食分析食双星的光变曲线.jpg双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为2.13等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。
食双星的光变曲线（见图）可分为三种类型：①大陵五型，食外变化较小；②渐台二（天琴座β）型，食外也显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多；③大熊座W型，食外显著变光，主极小食甚比次极小食甚稍暗。

分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径（都以轨道半长轴为单位）、轨道面倾角（轨道面法线和视线交角）、大星或小星光度（以总光度为单位）、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星（见密近双星），并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来，可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径（以太阳质量和太阳半径为单位）。所以，某些食双星能为人们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。
苏联1969年出版的《变星总表》已收有食双星4，000多对，但美国1970年出版的《食双星测光轨道解总表》只选列221对双星的数据，其中不少数据有待改进。因此很需要不断改进实测技术和分析理论，以测出更多双星的更精确的基本参量。瑞典每半年出版一期《密近双星文献和工作志》以及国际天文学联合会每三年出版一次的大会会议录中有关密近双星的记述，是食双星研究的基本资料。波兰每年出版《食变星历》，1979年出版的《1980年食变星历》列出856对双星的食甚时刻预报表，对于天文工作者和天文爱好者都十分有用。
研究食双星取得的成就是多方面的：①已得到100对密近双星的质量、半径等物理参量。②对柱二（御夫座ζ）型食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测，得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料。③根据椭圆轨道食双星的近星点运动，推出有关恒星的内部密度分布特点。④根据兼为食双星的新星（如1934年武仙座新星）的观测资料，通过对X射线食双星（例如武仙座X-1）的多方研究，以及通过对包含脉动变星的食双星（例如白羊座RW）和包含耀星的食双星（例如北河二的丙星）等的探索，了解到有关新星、X射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性。⑤研究了有关的 X射线星是否为中子星的问题。⑥测得了相接食双星如仙王座VW、天鹅座 V729的X射线；1979年发现了有射电食的食双星如蝎虎座AR，这两项发现为食双星研究开拓出新的领域。⑦对星协与星团中的食双星的研究，并且同食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来，为这些恒星群的研究提供有效线索。⑧在各类双星中，食双星是当前能够测得的最远的一类双星，在其他星系中发现的食双星为星系的研究开辟了独特的途径。
但是食双星研究中还存在很多问题。研究了三百多年的大陵五，虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解，显著提高了它的物理参量的可靠度，但是它的射电爆发和 X射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的食双星渐台二，其中的较暗星究竟是什么样的天体，虽经多年的高色散光谱分析以及人造卫星观测，至今仍然是个谜。许多短周期（1天以下）的“相接双星”的质量交流与能量交流的动力学和物理问题还不清楚。球状星团成员星中有没有物理双星也是一个在演化上尚待解决的重要问题。为此，德意志联邦共和国等国的天文学家已在寻找球状星团中的食双星。射电波段的食双星研究还刚刚开始，γ射线波段的食双星尚待发现。


小行星的运动

小行星的运动（ minor planet motion ），自从1801年1月1日发现第一颗小行星──谷神星以来，到1979年1月1日为止，人们发现并测定准确轨道而给以正式编号的小行星已有2，118颗。这些小行星大多数集中在火星与木星轨道之间。也有少数特殊的：近的，走到地球轨道以内；远的，甚至跑到土星轨道以外。

目录

1 小行星在空间的运动
2 几颗轨道特殊的小行星

2.1 小行星阿莫尔(第1221号)和阿波罗（第1862号）
2.2 小行星伊卡鲁斯（第1566号）
2.3 小行星希达尔戈（第944号）
2.4 小行星Chiron（第2060号）

3 小行星轨道的计算

小行星在空间的运动
小行星在空间按引力规律围绕太阳运行，运行轨道均呈椭圆形。用椭圆轨道的六个轨道要素可以表征每个小行星的运动特性。在这些轨道要素中，半长径a和偏心率e表示轨道的大小和形状；近日点角距ω、升交点黄经Ω、轨道倾角i，则表示轨道在空间的取向；还有过近日点的时刻τ。
小行星轨道在空间的分布存在某些特征：①小行星轨道的半长径平均约为2.8天文单位，但其半长径实际上分布在一个较宽的区域，并形成某些空隙和密集的分布区域（图1）。

这些空隙和密集 的分布恰恰在 n 1/ n成简单比例 的地方： n 1/ n等于1/2、2/5、1/ 3 的地方为空隙 的区域（见 小行星环的空隙）； n 1/ n等于1/1、3/4、2/ 3 的地方为密集 的区域。其中 n为 小行星运动 的平均角速度，它与轨道半长径 a存在着简单 的关系式： n 2 α 3=常数。 n 1为木星 运动 的平均角速度。这种空隙和密集 的分布可能与木星摄动 的共振作用有关(见 共振理论)。② 小行星轨道偏心角 φ>(偏心率 e=sinφ) 的平均值为8°7（相当于 e=0.15，图2）比大 行星轨道偏心角 的平均值大。③ 小行星轨道面和黄道面有着大小不等 的倾斜，它们 的平均轨道倾角是9°4（图3），比大 行星 的大。④ 小行星轨道近日点经度 ∏（等于 ω+ Ω）在0°～20°和180°～200° 的区间，有明显 的极大和极小分布（图4）。特别有意义 的是，这同木星 的近日点经度和远日点经度紧密相关。

研究形成小行星轨道分布的这些特征的原因，是太阳系动力演化研究的重要课题。

几颗轨道特殊的小行星
小行星阿莫尔(第1221号)和阿波罗（第1862号）
1932年3月12日和4月24日分别发现了这两颗小行星。阿莫尔的近日距小到1.08天文单位，它同地球的距离可以接近到0.1天文单位；阿波罗的轨道穿到金星轨道以内，并几乎与地球轨道相交（图5）。阿莫尔一直被天文学家持续地观测着。但是，阿波罗却整整丢失了41年，直到1973年才重新找到。

图5　阿莫尔和阿波罗的轨道

小行星伊卡鲁斯（第1566号）
1949年6月26日美国帕洛马山天文台发现了这颗轨道极为特殊的著名小行星（图6），它的轨道半长径小到和地球轨道半径相当，而轨道偏心率极大(0.83)，竟然深深进入水星轨道以内。它在距太阳0.18～1.98天文单位这段距离内运行中，经历了罕见的强烈的温度变化。

图6　伊卡鲁斯的轨道

小行星希达尔戈（第944号）
1920年发现这颗小行星，与近地小行星相反，它的远日点达到土星轨道那样远（图7）。它有很大的轨道倾角，所以同土星的空间距离并不小于5.7天文单位。希达尔戈的轨道倾角和偏心率都大，很像彗星，但它在望远镜中却是一个星点，而无丝毫云雾状。

图7　希达尔戈的轨道

小行星Chiron（第2060号）
1977年10月18日，美国帕洛马山海耳天文台发现了这颗极不寻常的天体。它的轨道远日点大大突破了希达尔戈保持的纪录，在远离太阳时达到天王星的轨道范围。因为它的直径只有几百公里，所以未能列为第十大行星。对长期摄动的研究表明，在公元前1664年，它同土星的距离一度不到0.1天文单位，但今后至少在5，500年内，它的轨道是颇为稳定的。

小行星轨道的计算
小行星由于它的轨道偏心率和倾角过大，可以很接近作为摄动体的大行星，这样就难于应用拉普拉斯的大行星运动理论来研究小行星的运动。高斯、恩克和贝塞耳等都认为计算小行星轨道摄动的唯一办法是外推法，就像克莱洛计算彗星轨道摄动那样，一步一步地不断计算摄动力和小行星的速度及位移。高斯就是这样计算了第2号小行星智神星的轨道。用这种方法，不仅每一步都要作大量的计算，同时它也是一个无穷无尽的过程。1856年，汉森提出用类似于月球运动理论中所用的方法来计算小行星的摄动，并计算了第13号小行星埃杰里亚的摄动。汉森方法能用于具有较大偏心率和轨道倾角的小行星，曾被广泛地用来计算小行星的摄动。十九世纪后期，由于照相观测方法的发展，发现的小行星数目剧增。为了能及时计算出大量小行星的摄动，波林将汉森方法作了改进。他按平均角速度 n的大小对小行星分群研究，大大减少了工作量。波林用这种方法研究了赫斯提亚群小行星的运动。二十世纪初，蔡佩尔用这个方法研究了赫库巴群小行星的运动。中国佘山观象台用这个方法研究了弗洛拉群和匈牙利群小行星的运动。
二十世纪初，科威耳和克洛梅林在研究哈雷彗星的运动时创立了著名的科威耳方法。它完全摆脱了中间轨道的束缚，直接计算天体的坐标，所以多年来被广泛地应用于计算小行星的轨道。特别是在五十年代以后，电子计算机技术的发展，使得人们有可能把所有大行星和若干小行星的运动方程同时积分，逐步算出它们在几十年、几百年内的运动。在特殊摄动方面，目前被广泛采用的还有计算轨道要素变化的方法。为了适用电子计算机的特点，在计算瞬时椭圆在空间的取向时，常用一些向量元素来代替经典的轨道要素。目前二千余颗编号的小行星的摄动已全部采用特殊摄动法来计算。由于木星对小行星运动的影响显著，切博塔廖夫提出了研究由太阳-木星-小行星组成的平面圆型限制性三体问题，把这类三体问题中的周期轨道作为研究小行星运动的中间轨道，然后计算留下的摄动。他用数值方法具体计算了赫库巴群、希尔达群、脱罗央群小行星的运动所应有的周期轨道。
精确计算小行星的轨道，不仅可以保证以后的跟踪观测，而且还可测定一些有关的天文常数以及研究太阳系的动力结构和演化。除了较大的轨道倾角和偏心率以外，计算小行星摄动的困难还来自小行星和木星平均角速度的通约。妨碍高斯建立第2号小行星智神星运动理论的原因之一，也就是智神星和木星平均角速度存在7/18的通约，引起了周期达万年之久的长周期摄动。接近通约的情况可使木星的摄动异常突出。当小行星和木星平均角速度之比接近p/(p-1)（p是正整数）时，用小行星来测定木星的质量要比用土星或木星的卫星好得多。拉贝曾分析赫库巴群小行星的运动，精确地测定了木星的质量。迄今为止，木星的质量值大多数是通过小行星来测定的。研究小行星的运动，还可以测定小行星的质量。第197号小行星阿雷特曾以0.101天文单位的距离接近第1号小行星谷神星。根据对它们当时的运动分析，曾测定了谷神星的质量。后来利用阿雷特还测定了第4号小行星灶神星的质量。根据对第433号小行星爱神星在1893～1966年之间八千多次观测的分析，不仅测定了地月系统的质量，同时还测定了太阳视差。系统地研究小行星的运动还可以测定天球坐标系的运动和星表的系统差。
中国科学院紫金山天文台多年来从事小行星的观测和研究，发现了许多小行星；利用国内外的大量观测资料，测定了大批小行星的轨道，并用数值方法研究了它们轨道的变化，编算了小行星的冲日星历表，研究了一些特殊小行星在前后几百年、上千年内的轨道演化规律，为研究太阳系的动力结构和演化提供了资料。


超密态物质

超密态物质（ matters at super-high densities ），处于极高压力下具有极高密度的物质。致密星中的物质即处于高密高压状态。
当物质密度ρ＞500克/厘米3时，电子已不再为个别原子核所束缚，而成为在所有原子核的正电荷背景上自由运动的电子气。在低温时，电子气是简并的。对于理想的简并电子气，在零温时，电子所具有的最高动量(称为费密动量PF)为PF＝(3π2ħ3n)1/3，式中ħ为h/2π，h为普朗克常数，n为电子数密度。可见，即使在零温时，电子仍然具有相当高的动量，可以产生相当高的压力。
白矮星就是由简并电子气的压力与自引力相平衡而形成的一种致密星。白矮星物质的典型密度约为105～107克/厘米3。在更高的压力下，电子的费密能量增高，可能出现下述过程：e-+(A，Z)→(A，Z－1)+ve，式中(A，Z)表示核子数为A、质子数为Z的原子核，e-表示电子，ve表示中微子。这一过程使原子核中的一个质子变成一个中子而放出一个中微子，结果使原子核中子化。
当密度ρ≥1011克/厘米3时，中子化很强，物质将进入简并中子气状态。由于中子的质量远大于电子，简并中子气的压力要比简并电子气的压力高得多。由简并中子气的压力与自引力相平衡而形成的星体，就是中子星。中子星物质的密度约为1013～1016克/厘米3。中子星物质不是由纯中子组成的。它是处于下列两种过程所决定的准平衡状态：e-+p→n+ve；n→p+e-+ῡe，式中p表示质子，n表示中子，ῡe表示反中微子。准平衡表示中微子ve及ῡe不参与反应的平衡，因为中微子不断由星体逸出。在这种高密度的准平衡状态中，物质的极大部分为中子，而质子、电子只占极小部分。在更高的密度下(ρ≥1015克/厘米3），物质中将会发生下列类型的过程：e-+n→Σ-+ve等，式中Σ-为超子。这时物质处于一种超子混合态。


致密星系

致密星系（汉语拼音：Zhimixingxi；英语：Compact galaxy），光度几乎全部集中于核心区域的星系。这类星系的表面亮度很高，在照相底片上成像很小，刚好能与恒星的像相区别。因瑞士天文学家F.茨威基在20世纪60年代编制星系和星系团表的过程中所发现，故又称茨威基星系。按致密程度还可分为一般致密、中等致密、甚致密和极端致密4类。致密星系并不构成物理性质单一的一类。它包含许多类型的星系。有的致密星系是正常星系，但表面亮度较高。


星风

星风（汉语拼音：Xing Feng；英语：Stellar Wind），恒星连续向外发出的物质流。这个概念来自太阳风的启示。光谱分析指出：一些恒星有以每秒上千千米的速度向外扩张的星周物质；一些恒星正在抛出气壳。这些都是星风的间接证据。半人马座X-3的X射线观测提供了一个直接证据：这是一个交食X射线双星系统，如果没有星风，当食开始时应观测到X射线光度突然下降；如果有星风存在，当中子星渐渐向其伴星后面绕去的时候，发射的X射线要通过越来越厚的，从伴星发出的星风物质，观测的X射线光度应该渐渐减小。实际情况正是这样，下降过程持续约1个小时。可能所有的恒星都有星风，但由此造成的质量损失速率可能相差8个量级，甚至更多。太阳每年损失4×10-14太阳质量，不足以影响它的结构和演化。然而，简单计算表明：一个质量为1太阳质量的恒星以10-10太阳质量／年的速率损失质量，其主序寿命将减少一半。在密近双星中，物质从一个子星到另一个子星的转移，可能通过洛希瓣溢出和星风两种方式，尤其在大质量X射线双星中，星风的吸积是很有效的，可以产生观测到的X射线光度。


气体星云

气体星云（ gaseous nebula ），银河星云中主要由气体组成的亮星云，包括行星状星云和发射星云等。在二十世纪六十年代，对行星状星云进行红外观测，发现在这些一向被认为是完全由气体组成的星云中，也存在着相当数量的尘埃物质。经过进一步的研究表明，这些尘埃物质和气体一样，都是在星云形成的初期就已经存在的。在气体星云中，有不可忽视的尘埃微粒，只是比其他星云稀少一些。银河系中的弥漫气体星云，大部分集中在银道面附近，平均银纬约2°，属于扁平子系（见银河系子系）。它们的质量，从太阳质量的几分之一到几千倍，但大部分为太阳质量的十倍左右。气体星云都具有发射光谱。弥漫气体星云照明星的温度一般低于行星状星云中心星的温度，所以弥漫气体星云的激发度也低于行星状星云。光谱中最强的谱线是氢的巴耳末(Hα)线和一次电离氧(OⅡ)的禁线。由于红光的穿透力较强，所以弥漫气体星云光谱中氢原子的Hα线很强。因此对暗弱星云的照像观测，一般都采用只透过强发射线（如Hα）的窄带滤光片和红敏底片进行长时间露光。很多暗弱的电离氢区都是采用这种方法发现的。最亮的气体星云是猎户座大星云(M42)；最大的气体星云是南天的古姆(Gum)星云，它的角直径为30°；最美丽的气体星云是天鹅座的网状星云(NGC6960)。在许多河外星系中，特别是在旋涡星系的旋臂中，也观测到有大量的气体星云。

猎户座大星云（M42）

气体星云（M16）


亥姆霍兹-开尔芬收缩时间

亥姆霍兹-开尔芬收缩时间（ Helmholtz-Kelvin contraction time ），引力收缩的时标。亥姆霍兹于1854年提出引力收缩是恒星的能源。他假设太阳和其他恒星在自引力的作用下不断收缩而释放能量。对于质量和半径分别为M和R的星体，其引力势能Ω=－ηGM2/R，式中G为引力常数，η为与质量分布有关的因子，量级为1。根据维里定理，对于一个处于准稳定平衡状态的无转动星体，在引力收缩时，R变小，引力势能也相应变小，一部分引力势能将转变为星体内能U：

式中 r为大于1的多方物态方程（见 多层球）的幂指数；另一部分将转变为辐射能：

对于稳定星体 ，

故Δ E>0。星体的光度为：

如果原始星体物质处在无限弥漫状态，则它收缩到半径为R的球体的时间约为：

这就是亥姆霍兹－开尔芬时间。对于太阳来说， r=5/3， t≈5×107年。


双子座U型星

双子座U型星，一类爆发规模较小、频次较高的爆发变星。见矮新星。


灾变说

灾变说（汉语拼音：Zaibianshuo；英语：Catastrophic hyqothesis），太阳系起源中的学派，认为行星是某种偶发事件引起的剧变而形成的。第一个灾变说是法国人G.L.L.布丰1745年提出的彗星说：认为一颗大彗星掠碰太阳使它自转起来，而碰出的太阳物质在绕转过程中形成了行星和卫星。它否定上帝创世，一度有相当影响。从19世纪70年代～20世纪50年代，出现了20多种灾变说。其共同的特点是仰仗2颗或 3颗恒星（其中有一颗是太阳  ）  的彼此接近或碰撞来解释行星的起源。但是后来发现，它们至少有三大难题：①恒星间的接近或碰撞概率极小，难以说明有众多日外行星系存在。②从恒星或太阳拉出的物质扩散的速度远大于凝聚速度，不会形成行星。③计算表明，这种模式同样回避不了角动量的困难。因而20世纪50年代后逐渐走向衰落，有些学者还放弃了原有观点支持新星云说。当然也有些灾变说也含有一些可取之处，如美国T.C.张伯伦和F.R.摩尔顿的灾变说中有关行星由星子碰撞吸积方式形成的思想现已为多数新星云说所承袭和发展。


逆康普顿散射

逆康普顿散射（ inverse Compton scattering ），高能电子与低能光子相碰撞而使低能光子获得能量的一种散射过程。康普顿在1922～1923年研究X射线被电子散射时发现X射线波长会增长，这种现象称为康普顿散射。这是高能光子（X射线、γ射线）与静止或近似静止电子相碰撞导致高能光子损失能量的一种散射现象。逆康普顿散射和康普顿散射一样，都是光子与自由电子之间的一种弹性散射过程，只是能量传递方向正好相反。前者能量从电子传递给光子，后者从光子传递给电子。
在宇宙空间和天体中，普遍存在各种各样的低能光子，诸如射电光子、星光光子、微波背景光子；在高能天体附近和宇宙射线中，又经常存在高能电子。因此，逆康普顿散射在天体物理问题中具有重要意义。由于逆康普顿散射的作用，低能光子获得能量而变成高能光子，这是宇宙X射线的来源之一。在一般条件[Eε《(mec2)2]下，光子能量约可提高γ2倍，这里me为电子静止质量；c为真空中的光速；E和ε分别为散射前高能电子和低能光子的能量，而γ=E/mec2。逆康普顿散射作用的另一结果是，高能电子损耗能量而变成低能电子，丧失其作为高能电子的功能，因而逆康普顿散射可看作是一种与其他高能电子过程（尤其是同步加速辐射过程）的竞争机制。这种竞争可用同步加速辐射能耗率与逆康普顿散射能耗率之比

来表达。低能光子场能密度愈大，逆康普顿散射就愈频繁，提供给同步加速辐射的能量也就愈少。


费密加速

费密加速（ Fermi acceleration ），解释宇宙线粒子加速的一种可能机制。1949年由费密提出因而得名。
恒星际极稀薄的电离气体带动强度约10-6高斯的磁场运动，其速度V约为每秒30公里的量级，速度为v的荷电粒子就在这非均匀磁场间来回运动(往返线度约1光年)：粒子在磁镜上反射或沿弯曲磁力线返回（也可以说粒子同磁场发生“碰撞”）。如果磁场静止，那末粒子能量不变；如果磁场是运动的，就出现两种情况。①迎头碰撞:磁力线和粒子相迎运动，V·v₁＜0（v₁是v的平行于磁力线的分量）。②追赶碰撞：和①相反，V·v₁＞0。在①情况下粒子获得能量，在②情况下则丧失能量。由于│V│《│v│，所以迎头碰撞的次数多于追赶碰撞，平均而言，每次迎头碰撞粒子能量有净增量 。能量 ω= 109电子伏的粒子，碰撞一次后约增加δ ω＝10电子伏。粒子在多次碰撞后就变成高能的宇宙射线粒子。
因此，费密加速是一种统计加速（随机 加速）。在每次相互作用中，粒子可获得能量，也可丧失能量。如果增益作用次数大于衰减作用次数，那么粒子平均能量将有系统增长。 费密加速在天体物理学、太阳物理学和地球磁层研究中有广泛的应用。通常把激波中和磁流体力学低频湍动中的粒子 加速机制都泛称为统计费密型加速。


光电中星仪

上海天文台的光电中星仪
光电中星仪（ photoelectric transit instrument ），在中星仪上加一套记录恒星通过子午圈时刻的光电装置和一个导星镜，就成为光电中星仪。它是苏联H.H.巴甫洛夫在1946年发明的，是世界上主要测时仪器之一。单星观测均方误差可达 ±0.012时秒。光电装置由光电箱和放大器两部分组成。光电箱安装在望远镜水平轴的一端。在望远镜的焦平面附近装着一块镜栅，与焦平面成45°倾角。镜栅上交替排列着等宽度的透光和反光条纹。当星像通过透光条纹上时，星光透过镜栅射到一只光电倍增管的阴极上；当星像移到反光条纹上时，星光被反射到另外一只光电倍增管的阴极上。前一只光电倍增管的阳极和后一只光电倍增管的最后一个倍增极并联输出。于是，恒星通过镜栅，星光在两只光电倍增管上产生的光电流合成为绝对值相等、符号相反的正弦形光电流。微弱的光电流经过时延差约100毫秒的直流放大器，被放大成矩形讯号，经平均时刻记时器记录，最后打印出恒星中天的平均时刻。光电记录装置有直流、交流、光电跟踪和光电计数等形式。


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。


雅可比椭球体

雅可比椭球体（ Jacobi’s ellipsoid ），均匀流体球自转时的一种平衡形状。1834年，雅可比证明：三轴椭球体（椭球体的三个轴彼此不相等）可以为均匀流体自转时的平衡形状。条件是参数Ω（见马克劳林椭球体）满足下列条件：

Ω＜Ω1=0.18711…。

若a、b为椭球体赤道截面椭圆的半长径和半短径、c为椭球体的极半径（在自转轴上），则a＞c、b＞c。这表明平衡形状只能是扁球体。对小于Ω1的任一Ω值，都相应地存在一个三轴椭球体(a＞b＞c)的平衡形状，称为雅可比椭球体。在极限情况Ω=Ω1时，a=b，相应的雅可比椭球体就成为马克劳林椭球体。雅可比椭球体的赤道椭圆可以很扁，这在太阳系内的较大天体中尚未发现，但在星系中，如棒旋星系可能属于这种类型。李亚普诺夫等人证明，雅可比椭球体是稳定的平衡形状。


照相天体测量方法

照相天体测量方法（ method of photographic astrometry ），利用照相方法来测定天体位置。这种方法与目视观测相比，具有下列优点：①照相底片对星光有累积作用，因此适当延长曝光时间，可以观测到更暗的天体；②在一张底片上可以同时测定多颗恒星的位置；③底片可以长期保存，需要时可以随时进行测量、归算，因此具有文献性。照相天体测量有三个基本过程。

拍摄底片
为了拍摄暗弱的恒星，曝光时间往往需要几十分钟，所以要求望远镜能跟踪恒星的周日运动，为此，一般采用赤道式装置。如果在整个曝光过程中，望远镜不能准确地跟踪恒星的周日运动，在底片上就不能获得清晰的星像，因而也不能精确地测定位置。因此，要求星像与动丝交点在导星镜中保持重合。如稍有偏移，应立即对望远镜位置进行微调，通常是由观测者通过目视观测用微动螺旋调节。目前，这种目视导星方法已逐渐为光电导星技术所取代。除此以外，望远镜的光学系统还要求尽可能地消除场曲、像散和彗差等像差。观测前要根据温度来调节焦距，合理地选择曝光时间，才可能拍得高质量的底片。

测量底片
拍下底片后，首先用坐标量度仪量出底片上全部星像在某一直角坐标系内的量度坐标。量度时应调节底片架，使这一直角坐标系的X轴和Y轴尽可能分别同赤纬圈和赤经圈平行（见天球坐标系）。为了提高测量精度，需要把底片旋转180°，再测量一次。一般是采用旋转坐标量度仪目镜内的一块棱镜来达到这个目的。近年来已开始利用全自动光电坐标量度仪，以适应工作量大、精度高的要求。

归算
量度坐标只能给出这些天体相对位置的资料。量度坐标(x，y)与赤道坐标(α，δ)之间的关系，是以理想坐标(ξ，η)来作为过渡的。理想坐标也是一种直角坐标系统，它的原点在底片的光学中心，坐标轴分别与赤纬圈和赤经圈平行，它与赤道坐标之间的关系，可由下列严格的数学公式来表达：

或简化为下列形式：

式中 A、 D为底片光学中心的赤道坐标， m为计算用辅量。
某一星像的理想坐标和量度坐标并不相同。这是因为:①量度坐标的原点与理想坐标的原点不重合；②X轴和Y轴不正好与ξ轴和η轴平行；③X轴和Y轴不严格正交；④坐标量度仪x和y刻度尺的比例不相同；⑤受到较差大气折射和较差光行差的影响。根据上述原因，理想坐标和量度坐标之间的关系式可以表示为：

式中 a、 b、 c、 d、 e、 f称为底片常数。
用照相天体测量的方法来测定天体的位置时，在一张底片上应有一定数量的称为定标星的恒星，其精确的赤道坐标是已知的。定标星的用途就是确定底片常数。首先把定标星的赤道坐标用电子计算机或现存的数表换算成理想坐标，再测量出这些定标星的量度坐标。理论上只要有三颗定标星就可解算底片常数，但为了提高精度，一般选取均匀分布的十颗左右的定标星，用最小二乘法解算底片常数。底片常数一经求得，就可以把其他需要定位的恒星的量度坐标化为理想坐标，再求出它们的赤道坐标。


上弦

上弦（汉语拼音：shàng xián），发生于新月以后的月相。月球在太阳之东90°时，在地球上看到的月球西边的一半(右半圆)。发生在夏历每月初七或初八。


像散

像散（ astigmatism ），从离轴较远的物点发出的同心光束，即使很窄经透镜后也不再是同心光束，而成为像散光束。球面成像系统的初级像差之一。像散光束的横截面一般是一椭圆，在两处退化成互相垂直的直线，称为子午焦线和弧矢焦线。两焦线之间的某处横截面为一个圆，称为最小模糊圈或明晰圈。包含光轴和主光线(从物点出发经透镜中心的光线)的平面称子午面；包含光轴并与子午面垂直的平面称弧矢面。子午焦线和弧矢焦线分别与子午面和弧矢面垂直(见图)。像散大小用两焦线间的距离在光轴上的投影来量度。

球面系统的像散

像散产生的原因是透镜对子午面内的光线和弧矢面内的光线有不同的聚焦能力，相应有不同的焦距。单纯像散是大倾角的窄光束产生的，当孔径较大时(宽光束)，除像散外还同时存在球差和彗差。像散大小与物点离轴的距离、透镜折射率及表面曲率有关。适当选择透镜材料、表面曲率或用组合透镜可减小像散。


贝克－努恩人造卫星跟踪照相机

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


引力理论

引力理论（ theory of gravitation ），研究物质间的一种相互作用──引力作用的理论。在今天人们所知道的物质的四种基本相互作用中，引力作用为最弱。四种相互作用按作用强度比例顺序是强相互作用(1)，电磁相互作用(10–2)，弱相互作用(10–10)，引力相互作用(10–40)。因此，在研究基本粒子的运动时，引力一般略去不计。但在天文学领域内，由于涉及的对象的质量极其巨大，引力就成为不仅支配着天体的运动，而且往往是天体的结构和演化的决定因素。
17世纪以前，人们就猜测过天体之间存在着某种作用力，如中国宋朝著名科学家沈括在《梦溪笔谈》中就曾提出过海潮是由月亮激发起来的正确观点。历史上第一个科学的引力理论是I.牛顿提出来的。牛顿万有引力定律说：宇宙中任何两个质点间存在着相互吸引力，力的方向沿着二者的连线，力的大小和二者质量的乘积成正比而和它们之间距离的平方成反比。在这基础上发展起来的天体力学，不仅使人们可以精确地计算太阳系内天体的轨道，预言海王星的存在，实现航天飞行等，而且促进了人们对太阳系外的双星、星团的运动和星系动力学、恒星形成和恒星演化的研究。这一系列的成就说明，牛顿引力理论是一个经受了长期实践检验的相对真理。
1859年，U.-J.-J.勒威耶发现在水星近日点进动问题中，存在着牛顿理论无法说明的部分，1882年，S.纽康测定这部分差值为每百年43″，这是不容忽视的。有人推测这可能是由于所谓水内行星的吸引造成的；也有人试图修改牛顿万有引力定律中的平方反比规律，但都没有成功。
1905年，A.爱因斯坦提出狭义相对论，突破了绝对时间和绝对空间的观念，否定了瞬时超距作用，从根本上动摇了建立在这些旧观念基础上的牛顿引力理论。经过约十年的探索，爱因斯坦于1915年提出了迄今为止最成功的近代引力理论──广义相对论。
广义相对论的基本出发点是引力场中，在较小范围内，所有自由下落的物体具有同样的加速度。换句话说，任何物体的引力质量等于其惯性质量。这个从伽利略时代起就为人们熟知的事实，在19世纪末由匈牙利物理学家厄缶验证到10–9的精度（20世纪60年代以来，这个实验的精度又提高到10–11和10–12）。爱因斯坦由此出发提出了均匀引力场和均匀加速参考系等效的原理（见等效原理），以及一切自然定律应在任意坐标变换下协变的原理（通常称为广义相对性原理）。
广义相对论的基本内容是三维空间和一维时间构成四维时空连续统；物理事件由四维时空连续统中的点表示；四维时空连续统的几何性质由四维黎曼几何描述。空间的度规张量和曲率则可以通过引力场方程，由物质的能量–动量张量决定。引力场方程可写为：

式中 R μν为里齐张量， R为标量曲率， g μν为度规张量， T μν为物质的能量–动量张量， G 是 引力常数（见 弯曲时空、 度规）。
引力场中的自由粒子沿着四维时空连续统中的测地线运动。测地线的微分方程是：

式中d τ2=– gμνd xμd xν , τ为原时， Γμν λ 为联络。
广义相对论克服了牛顿万有引力定律所遇到的困难，完满地说明水星近日点的进动问题；预言光线在引力场中会发生偏转；强引力场中原子发出的光谱线和弱引力场中同种原子发出的同一光谱线相比，前者的光谱向红端移动。这些效应都在不同程度上得到观测和实验的证实（见广义相对论）。
从20世纪20年代起，人们借助于广义相对论把观测所及的宇宙作为一个整体来研究，预言它正在膨胀。这个预言也因河外星系谱线红移和宇宙微波背景辐射的发现而得到支持（见宇宙学）。60年代以来，随着类星体、脉冲星等一系列新天体的发现，广义相对论已日益成为现代天体物理学的重要理论基础（见相对论天体物理学）。
广义相对论虽然取得了很大的成就，但也还存在一些问题，例如，已经证明，在某些相当一般的条件下，总会出现物理上难以接受的奇性以及量子化后不可重整的困难。因此，几十年来，不断有人提出其他的引力理论。这些理论大体可以分为两类：一类是平直空间中满足洛伦兹协变的引力理论，一类是弯曲空间中的度规型引力理论。经过多方面的检验，除了极个别的例外，所有这些理论都一个一个地被淘汰了。然而，以局部惯性系的存在为前提的引力规范理论却引起了广泛的注意。这种理论，就时空的几何性质而言，不仅考虑了曲率，而且考虑了挠率；就物质的特性而言，不仅考虑了能量、动量，也考虑了自旋。它不仅和广义相对论一样，能经受住目前实验和观测的检验，而且有可能克服奇性和重整化困难。在这个方向上，最近出现的超引力理论已经展示了将四种基本相互作用统一起来的诱人前景。


像场改正透镜

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


暗条

暗条（ filaments ），日珥在太阳表面上的投影。因为日珥的亮度比日面的亮度小得多（相差约两个数量级），所以它在日面上的投影是暗黑的。在太阳单色像上，暗条好像是一条条蜿蜒曲折的长蛇（见图）。有些暗条是极性相反的局部磁场的分界线。因此，这些暗条的曲折迂回的程度，在一定意义上反映出局部磁场结构的复杂程度。暗条的产生、发展和消失有一定的规律。一般说来，暗条出现在黑子区域，逐渐向日面高纬度区移动，长度不断增加，并由于太阳的较差自转而变形，在最后阶段靠近赤道的一端首先消失。暗条往往持续几天甚至几个星期都处于宁静状态。但有时会在短短几分钟内突然活跃起来，运动速度急剧增加，形状很快改变。可是过一段时间，暗条又恢复宁静状态。

另一个值得注意的现象是暗条突然消失，本来长期存在的暗条一下子就无影无踪。实际上，这并不是组成暗条的物质消失了，而是由于暗条从宁静状态突然变成活动状态，它在视线方向上的速度急剧增加或减少，这时多普勒效应引起波长变化，超过了单色观测仪器的出射狭缝（或单色滤光器的透过波带）的范围，于是太阳单色像上的暗条就突然看不见了。


天文三角形

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


宇宙气体动力学

宇宙气体动力学（ cosmic gas dynamics ），应用气体动力学的理论和方法研究宇宙中物质形态和运动规律，特别关注磁场的影响的学科。流体力学和天体物理学相互交叉的学科。该学科名称是E.萨兹曼于1968年正式提出的。研究对象主要是星际空间、恒星以及地球大气层中的电离气体。研究内容包括恒星外层结构（湍流对流速度、波动及激波等），太阳及恒星活动（耀星、太阳耀斑、闪光相和宇宙线等），核反应和带电粒子加速机制，电磁活动对天体演化的作用，日冕和太阳风的流体动力学机制等。宇宙气体动力学的研究领域已从行星环境扩展到太阳内部，从气云到星系，以至局部宇宙的演化，并在太阳风、地球磁层、气云的坍缩与破裂、无碰撞激波、恒星大气的反常加热、宇宙中磁场的起源和演化、星系的密度波理论等方面进行研究。


天体位置的绝对测定

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


广角望远镜

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


限制性三体问题

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


耀星

耀星（ Flare star ），一类特殊的变星。它们的亮度在平时基本上不变，有时则无规则地在几分钟甚至几秒钟内突然增大，光度的变幅从零点几到几个星等，个别的可达到10个星等以上，经过几十分钟后又慢慢复原。这种现象称为“耀亮”或“耀变”。早在1924年就已发现船底座DH星有耀亮，但当时并未引起足够的注意。1948年发现鲸鱼座UV星的光度在3分钟内增强11倍，以后又发现一些光谱型从dKe到dMe的鲸鱼座UV型变星。

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


宇宙

宇宙，是由空间、时间、物质和能量所构成的统一体
　　宇宙（汉语拼音：Yuzhou；英语：Universe），一般当作天地万物的总称。是由空间、时间、物质和能量所构成的统一体。是一切空间和时间的综合。是广漠空间和其中存在的各种天体以及弥漫物质的总称。一般理解的宇宙，指我们所存在的一个时空连续系统，包括其间的所有物质、能量和事件。对于这一体系的整体解释构成了宇宙论。世界上最早把空间和时间统一为宇宙的是中国春秋战国时代的文子和尸子，他们都提出了宇是空间，宙是时间，合为宇宙。
　　《文子·自然》：“往古来今谓之宙，四方上下谓之宇。”
　　《尸子》：“上下四方曰宇，往古来今曰宙。”
　　二字连用，始见于《庄子·齐物论》曰：“旁日月，挟宇宙，为其吻合。”
　　可见在中国古代先人创造宇宙这一词汇的时候已经把时间和空间统一看待，并为宇宙。
　　人类很早就开始思考宇宙，但一直以来人们都把地球当成是宇宙的中心。事实上，地球在宇宙中的地位要比人们想象的还要低下得多：它只不过是一颗行星，只是围绕着一颗普通恒星太阳运行的八大行星之中的一颗。连同其它已被认识的行星系统，太阳带着它的行星家族与其它两千多亿颗恒星一同位于一个被称为星系或恒星系的恒星集团中，我们称这个星系为银河系。银河系又连带附近的约三十个星系一起构成一个星系团，称为“本星系（群）”。本星系附近还有几十个类似的星系集团，这些星系团的中心又有一个由两千五百多个星系聚集在一起组成的巨大星系集团——室女星系团。上述所有这些星系团又进一步组成了一个更为巨大的星系系统——本超星系团。而在可观测的宇宙中，有数百个这样的超星系团。
　　二十世纪以来，西方根据现代物理学和天文学，建立了关于宇宙的现代科学理论，称为宇宙学。
　　宇宙是物质世界，处于不断的运动和发展中，在空间上无边无界，在时间上无始无终。宇宙是多样而又统一的。它的多样性在于物质的表现形态；它的统一性在于其物质性。《淮南子·原道训》注：“四方上下曰宇，古往今来曰宙，以喻天地。”人类对宇宙的认识，从太阳系到银河系，再扩展到河外星系、星系团乃至总星系。人们的视野已达到一百多亿光年的宇宙深处。有人把总星系称为“观测到的宇宙”、“我们的宇宙”；也有人把总星系称为宇宙。宇宙天体呈现出多种多样的形态：有密集的星体状态，有松散的星云状态，还有辐射场的连续状态。各种星体千差万别，它们的大小、质量、密度、光度、温度、颜色、年龄、寿命也不相同。天体不是同时形成的。球状体是在形成中的星体，O型星、B型星是年轻恒星，主序星（包括太阳）是中年恒星，白矮星和中子星是老年恒星。每个天体都有它的发生、发展、衰亡的历史，但作为总体的宇宙则不生不死，无始无终。
　　根据相对论，信息的传播速度有限，因此在某些情况下，例如在发生宇宙膨胀的情况下，距离我们非常遥远的区域中我们将只能收到一小部分区域的信息，其他部分的信息将永远无法传播到我们的区域。可以被我们观测到的时空部分称为“可观测宇宙”、“可见宇宙”或“我们的宇宙”。应该强调的是，这是由于时空本身的结构造成的，与我们所用的观测设备没有关系。
　　宇宙大约是由4%的普通物质，23%的暗物质和73%的暗能量构成。

目录

1 宇宙的历史
2 宇宙年龄
3 宇宙的大小
4 宇宙的形状
5 宇宙的命运
6 宇宙观

6.1 神话和宗教的宇宙观
6.2 佛教宇宙观
6.3 哲学分析宇宙概念
6.4 宇宙观念的发展

7 宇宙图景

7.1 层次结构
7.2 宇宙是否有限
7.3 宇宙有中心吗
7.4 宇宙中是否有第二个太阳系

8 宇宙大爆炸理论

8.1 宇宙大爆炸理论的缺陷
8.2 电磁宇宙设想：新兴的宇宙理论
8.3 反大爆炸论者的声音

宇宙的历史
　　现代物理宇宙学一般认为宇宙起源于大爆炸，即约137.3亿（±1%）年前由一个密度极大，温度极高的状态膨胀而来。对于大爆炸以前的宇宙，目前只有一些猜测性的理论。而最新的研究则认为宇宙年龄为156亿年，但是这个说法还未得到公认。对于大爆炸以后的宇宙，则可以用较成熟的理论加以描述。一种典型的理论是：
　　10-43秒：宇宙从量子背景出现。
　　10-35秒：宇宙由夸克-胶子等离子体构成，强相互作用、引力与电磁相互作用/弱相互作用分开。
　　10-5秒：电子形成，宇宙主要包括光子、电子和中微子，温度约1000亿度。
　　10秒：质子和中子结合成氘、氦等原子核，温度30亿度。
　　35分钟：形成原子核的过程（核融合，nucleosynthesis）停止，温度3亿度。
　　30万年：电子和原子核结合成为原子。物质和辐射脱耦，大爆炸辐射的残余成为今天的3K微波背景辐射。
　　4亿年：第一批恒星形成。
　　20亿年：星系形成。
　　50亿年：太阳系形成。
　　目前宇宙还在继续膨胀之中，这在观测上为哈勃定律所概括。

宇宙年龄
 宇宙年龄超乎想像 可能经历过多次大爆炸
　　宇宙年龄定义：宇宙年龄（age of universe）宇宙从某个特定时刻到现在的时间间隔。对于某些宇宙模型，如牛顿宇宙模型、等级模型、稳恒态模型等，宇宙年龄没有意义。在通常的演化的宇宙模型里，宇宙年龄指宇宙标度因子为零起到现在时刻的时间间隔。通常，哈勃年龄是宇宙年龄的上限，可以作为宇宙年龄的某种度量。

　　科学家利用望远镜观察最老的星球上的铀光谱，从而估计宇宙的年龄是一百二十五亿年。科学家对宇宙(Universe)的年龄有不同的估计，根据不同的宇宙学模型(cosmologicalmodels)，科学家估计宇宙的年龄是介乎一百亿至一百六十亿之间；2001年科学家利用南欧洲天文台(EuropeanSouthernObservatory)的望远镜，观察一颗称CS31082-001的星球，量度星球上放射性(radioactive)同位素(isotope)铀-238(Uranium-238)的光谱(spectrum)，从而计算出这星球的年龄是一百二十五亿年，这个估计的误差大约三十亿年，是亦即是说，宇宙的年龄至少有一百二十五亿年，这是科学家第一次量度太阳系(SolarSystem)以外铀含量的研究。
　　科学家解释说，这个方法和在考古学(archaeology)上使用碳-14(Carbon-14)同位素量度物质的年龄一样，铀-238同位素的半衰期(half-life)是四十四亿五千万年；半衰期是放射性元素(element)自动蜕变成为其他元素，至它本身剩下一半时所需要的时间。
　　科学家指出，在宇宙开始时，大爆炸(BigBang)会产生氢(hydrogen)、氦(helium)和锂(lithium)等元素，而比较重的元素是在星球内部产生，当大质量星球死亡时，含有重元素的物质会散布到周围的空间，然后和下一代个的星球结合；其实，地球上黄金(gold)也是从爆炸了的星球而来的。
　　因此，愈老的星球上的重元素，也会愈少，科学家认为，一些比较老的星球的重元素含量，只有太阳(Sun)的二百分之一。科学家曾经尝试利用钍-232(Thorium-232)同位素来估计宇宙的年龄，钍是一种放射性金属元素，与中子(neutron)接触时会引起核分裂，产生原子能源(atomicenergy)，不过，钍的半衰期是一百四十亿五百万年，半衰期比较铀-238长，因此，估计的误差也比较大。

宇宙的大小
　　公元100年左右的东汉时代，当时伟大的科学家张衡最早提出了“过此而往者，未知或知也。未知或知者，宇宙之谓也”和“宇之表无极，宙之端无穷”的观点。非常明确地提出了由空间和时间构成的宇宙大小是无限的观念。而目前关于宇宙是否无限的问题还有争议。如果整个宇宙的空间部分是有限的，那么可以用一个距离来表示。对于均匀各向同性的宇宙来说，这就是三维空间的曲率半径。但是，即使宇宙整体是无限的，宇宙的可观测部分仍是有限的：由于相对论限定了光速为宇宙中信息传播的最高速度，如果一个光子从大爆炸开始传播，到今天传播的固有距离为93亿光年，由于宇宙在膨胀，相应的共动距离约为其3倍，具体数值与宇宙学参数有关，这一距离称为今天宇宙的粒子视界。
　　另一个在物理学数量级估计中常用来表示宇宙大小的距离称为哈勃距离，是哈柏常数的倒数乘以光速，其数值约为1.29×1028厘米，也恰为93亿光年。科普和科技书籍中所说的宇宙的大小常指这个数值。哈柏距离可以理解为四维时空的曲率半径。

宇宙的形状
　　宇宙的形状是宇宙学中一个未解决的问题。用数学的语言说就是：“哪一个三维形状才能最好地代表宇宙的空间结构？”
　　首先，宇宙到底是不是“平坦空间”，即大范围内遵守欧氏几何的空间还未清楚。目前，大部分宇宙学家认为已知宇宙除了大质量天体造成的局部时空褶皱，是基本平坦的－就像湖面是基本平坦但局部有水波一样。最近威尔金森微波各向异性探测器观测宇宙微波背景辐射的结果也肯定了这一认识。
　　其次，尚未清楚宇宙是否是多重连接。根据大爆炸理论，宇宙是没有空间边界的，然而其空间大小可能是有限的。我们可以通过二维的概念类推：一个球面没有边界，但是它的面积是有限的（4πR2）。它是一个在三维空间有固定曲率的二维表面。数学家黎曼发现了四维空间中一个与此类似的三维球形“表面”，其总体积为有限（2π2R3）但三个方向都朝第四个维度弯曲。他还发现了一个“椭圆空间”和“圆柱形空间”，后者的圆柱形两头互相连接但没有弯曲圆柱本身－这一现象在普通的三维空间是不可想象的。类似的数学例子还有很多。
　　如果宇宙真是有限但无边界的话，人沿着宇宙中一条任意方向的“直线”走下去，最终会回到出发点，其路线长度可认为是宇宙的“直径”（这个直径是现在人类对宇宙的认识所无法想象的，因为它一定要比我们所见的宇宙部分大得多）。
　　宇宙有可能具有多重连接的拓扑学结构。如果这些结构足够小的话，人类，就如同在挂了多面镜子的房间里，可能在不同方向看到同一天体的多个影像。而实际的天体数量就会比观测所见少。从这个角度讲，星体和星系应该称作“所观的影像”才合适。这个可能，至今没有被彻底否定，但最近的宇宙微波背景辐射研究结果认为是很不可能的。

宇宙的命运
　　根据天文观测和宇宙学理论，可以对可观测宇宙未来的演化作出预言。均匀各向同性的宇宙的膨胀满足弗里德曼方程。多年来，人们认为，根据这一方程，物质的引力会导致宇宙的膨胀减速。宇宙的最终命运决定于物质的多少：如果物质密度（1）超过临界密度，宇宙的膨胀最后会停止，并逆转为收缩，最终形成与大爆炸相对的一个“大坍缩”（big crunch）；如果物质密度（2）等于或（3）低于临界密度，则宇宙会一直膨胀下去。另外，宇宙的几何形状也与密度有关： 如果（1）密度大于临界密度，宇宙的几何应该是封闭的；如果（2）密度等于临界密度，宇宙的几何是平直的；如果（3）宇宙的密度小于临界密度，宇宙的几何是开放的。并且，宇宙的膨胀总是减速的。
　　然而，根据近年来对超新星和宇宙微波背景辐射等天文观测，虽然物质的密度小于临界密度，宇宙的几何却是平直的，也即宇宙总密度应该等于临界密度。并且，膨胀正在加速。这些现象说明宇宙中存在着暗能量。不同于普通所说的“物质”，暗能量产生的重力不是引力而是斥力。在存在暗能量的情况下，宇宙的命运取决于暗能量的密度和性质，宇宙的最终命运可能是无限膨胀，渐缓膨胀趋于稳定，或者是与大爆炸相对的一个“大坍缩”，或者也可能膨胀不断加速，成为“大撕裂”。目前，由于对暗能量的性质缺乏了解，还难以对宇宙的命运做出肯定的预言。

宇宙观
神话和宗教的宇宙观
 19世纪法国科普作家C.Flammarion书中的木刻插图：旅行家以天球中探出头来，探索宇宙运行的机制
　　从“宇宙”的构成，来解释“宇宙”这种存在，宇宙是由空间、时间、物质和能量，所构成的统一体。
　　起初古人不愿意承认有其他世界的可能性，甚至认为“山后面没有人”，更不用说到宇宙了。但在地球上探险和征服的活动频繁下，又见到新奇的世界甚至星座的变化，从而想像宇宙整体，虽然这些宇宙观主要是纯思辨的产物，但客观上对于后来探险和观测活动是起了指导的作用。

佛教宇宙观
　　佛经中，大的空间叫佛刹、虚空，小的叫微尘，统称为“三千大千世界”。“佛教宇宙观”主张宇宙系有无数个世界。集一千个一小世界称为“小千世界”，集一千个小千世界称为“中千世界”，集一千个中千世界称为“大千世界”；合小千、中千、大千总称为三千大千世界。
　　《起世经》中记载：“佛言。比丘。如一日月所行之处。照四天下。如是等类。四天世界。有千日月所 照之处。此则名为一千世界。诸比丘。千世界中。千月千日千须弥山王。四千小洲。 四千大洲。四千小海。四千大海。……(略)……一切世间。各随业力。现起成立。诸比丘。 此千世界。犹如周罗。名小千世界。诸比丘。尔所周罗一千世界。是名第二中千世界。 诸比丘。如此第二中千世界。以为一数。复满千界。是名三千大千世界。诸比丘。此三千大千世界。同 时成立。同时成已而复散坏。同时坏已而复还立。同时立已而得安住。如是世界。周 遍烧已。名为散坏。周遍起已。名为成立。周遍住已。名为安住。是为无畏一佛刹土 众生所居。”

哲学分析宇宙概念
　　有些宇宙学家认为，我们的宇宙是唯一的宇宙；大爆炸不是在宇宙空间的哪一点爆炸，而是整个宇宙自身的爆炸。但是，新提出的暴涨模型表明，我们的宇宙仅是整个暴涨区域的非常小的一部分，暴涨后的区域尺度要大于1026 厘米，而那时我们的宇宙只有10厘米。还有可能这个暴涨区域是一个更大的始于无规则混沌状态的物质体系的一部分。这种情况恰如科学史上人类的认识从太阳系宇宙扩展到星系宇宙，再扩展到大尺度宇宙那样，今天的科学又正在努力把人类的认识进一步向某种探索中的“暴涨宇宙”、“无规则的混沌宇宙”推移。我们的宇宙不是唯一的宇宙，而是某种更大的物质体系的一部分，大爆炸不是整个宇宙自身的爆炸，而是那个更大物质体系的一部分的爆炸。因此，有必要区分哲学和自然科学两个不同层次的宇宙概念。哲学宇宙概念所反映的是无限多样、永恒发展的物质世界；自然科学宇宙概念所涉及的则是人类在一定时代观测所及的最大天体系统。两种宇宙概念之间的关系是一般和个别的关系。随着自然科学宇宙概念的发展，人们将逐步深化和接近对无限宇宙的认识。弄清两种宇宙概念的区别和联系，对于坚持宇宙无限论，反对宇宙有限论、神创论、机械论、不可知论、哲学代替论和取消论，都有积极意义。

宇宙观念的发展
 宇宙超圆定理：到底是有限的还是无界的？
　　远古时代，人们对宇宙结构的认识处于十分幼稚的状态，他们通常按照自己的生活环境对宇宙的构造作了幼稚的推测。在中国西周时期，生活在华夏大地上的人们提出的早期盖天说认为，天穹像一口锅，倒扣在平坦的大地上；后来又发展为后期盖天说，认为大地的形状也是拱形的。公元前7世纪 ，巴比伦人认为，天和地都是拱形的，大地被海洋所环绕，而其中央则是高山。古埃及人把宇宙想象成以天为盒盖、大地为盒底的大盒子，大地的中央则是尼罗河。古印度人想象圆盘形的大地负在几只大象上，而象则站在巨大的龟背上，公元前7世纪末，古希腊的泰勒斯认为，大地是浮在水面上的巨大圆盘，上面笼罩着拱形的天穹。 也有一些人认为，地球只是一只龟上的一片甲板，而龟则是站在一个托着一个又一个的龟塔……
　　最早认识到大地是球形的是古希腊人。公元前6世纪，毕达哥拉斯从美学观念出发，认为一切立体图形中最美的是球形，主张天体和我们所居住的大地都是球形的。这一观念为后来许多古希腊学者所继承，但直到1519～1522年，葡萄牙的F.麦哲伦率领探险队完成了第一次环球航行后 ，地球是球形的观念才最终被证实。
　　公元2世纪，C.托勒密提出了一个完整的地心说。这一学说认为地球在宇宙的中央安然不动，月亮、太阳和诸行星以及最外层的恒星天都在以不同速度绕着地球旋转。为了说明行星运动的不均匀性，他还认为行星在本轮上绕其中心转动，而本轮中心则沿均轮绕地球转动。地心说曾在欧洲流传了1000多年。1543年，N.哥白尼提出科学的日心说，认为太阳位于宇宙中心，而地球则是一颗沿圆轨道绕太阳公转的普通行星。到16世纪哥白尼建立日心说后才普遍认识到：地球是绕太阳公转的行星之一，而包括地球在内的八大行星则构成了一个围绕太阳旋转的行星系── 太阳系的主要成员。1609年，J.开普勒揭示了地球和诸行星都在椭圆轨道上绕太阳公转，发展了哥白尼的日心说，同年，伽利略·伽利雷则率先用望远镜观测天空，用大量观测事实证实了日心说的正确性。1687年，I.牛顿提出了万有引力定律，深刻揭示了行星绕太阳运动的力学原因，使日心说有了牢固的力学基础。在这以后，人们逐渐建立起了科学的太阳系概念。
　　在哥白尼的宇宙图像中，恒星只是位于最外层恒星天上的光点。1584年，乔尔丹诺·布鲁诺大胆取消了这层恒星天，认为恒星都是遥远的太阳。18世纪上半叶，由于E.哈雷对恒星自行的发展和J.布拉得雷对恒星遥远距离的科学估计，布鲁诺的推测得到了越来越多人的赞同。18世纪中叶，T.赖特、I.康德和J.H.朗伯推测说，布满全天的恒星和银河构成了一个巨大的天体系统。弗里德里希·威廉·赫歇尔首创用取样统计的方法，用望远镜数出了天空中大量选定区域的星数以及亮星与暗星的比例，1785年首先获得了一幅扁而平、轮廓参差、太阳居中的银河系结构图，从而奠定了银河系概念的基础。在此后一个半世纪中，H.沙普利发现了太阳不在银河系中心、J.H.奥尔特发现了银河系的自转和旋臂，以及许多人对银河系直径、厚度的测定，科学的银河系概念才最终确立。
　　18世纪中叶，康德等人还提出，在整个宇宙中，存在着无数像我们的天体系统(指银河系)那样的天体系统。而当时看去呈云雾状的“星云”很可能正是这样的天体系统。此后经历了长达170年的曲折的探索历程，直到1924年，才由E.P.哈勃用造父视差法测仙女座大星云等的距离确认了河外星系的存在。
　　近半个世纪，人们通过对河外星系的研究，不仅已发现了星系团、超星系团等更高层次的天体系统，而且已使我们的视野扩展到远达200亿光年的宇宙深处。
　　宇宙演化观念的发展在中国，早在西汉时期，《淮南子·俶真训》指出：“有始者，有未始有有始者，有未始有夫未始有有始者”，认为世界有它的开辟之时，有它的开辟以前的时期，也有它的开辟以前的以前的时期。《淮南子·天文训》中还具体勾画了世界从无形的物质状态到浑沌状态再到天地万物生成演变的过程。在古希腊，也存在着类似的见解。例如留基伯就提出，由于原子在空虚的空间中作旋涡运动，结果轻的物质逃逸到外部的虚空，而其余的物质则构成了球形的天体，从而形成了我们的世界。
　　太阳系概念确立以后，人们开始从科学的角度来探讨太阳系的起源。1644年，R.笛卡尔提出了太阳系起源的旋涡说；1745年，G.L.L.布丰提出了一个因大彗星与太阳掠碰导致形成行星系统的太阳系起源说；1755年和1796年，康德和拉普拉斯则各自提出了太阳系起源的星云说。现代探讨太阳系起源z的新星云说正是在康德-拉普拉斯星云说的基础上发展起来。
　　1911年，E.赫茨普龙建立了第一幅银河星团的颜色星等图；1913年，伯特兰?阿瑟?威廉?罗素则绘出了恒星的光谱-光度图，即赫罗图。罗素在获得此图后便提出了一个恒星从红巨星开始，先收缩进入主序，后沿主序下滑，最终成为红矮星的恒星演化学说。1924年，亚瑟·斯坦利·爱丁顿提出了恒星的质光关系。
　　1937～1939年，C.F.魏茨泽克和贝特揭示了恒星的能源来自于氢聚变为氦的原子核反应。这两个发现导致了罗素理论被否定，并导致了科学的恒星演化理论的诞生。对于星系起源的研究，起步较迟，目前普遍认为，它是我们的宇宙开始形成的后期由原星系演化而来的。
　　1917年，A.阿尔伯特·爱因斯坦运用他刚创立的广义相对论建立了一个“静态、有限、无界”的宇宙模型，奠定了现代宇宙学的基础。1922年，G.D.弗里德曼发现，根据阿尔伯特·爱因斯坦的场方程，宇宙不一定是静态的，它可以是膨胀的，也可以是振荡的。前者对应于开放的宇宙，后者对应于闭合的宇宙。1927年，G.勒梅特也提出了一个膨胀宇宙模型.1929年 哈勃发现了星系红移与它的距离成正比，建立了著名的哈勃定律。这一发现是对膨胀宇宙模型的有力支持。20世纪中叶，G.伽莫夫等人提出了热大爆炸宇宙模型，他们还预言，根据这一模型，应能观测到宇宙空间目前残存着温度很低的背景辐射。1965年微波背景辐射的发现证实了伽莫夫等人的预言。从此，许多人把大爆炸宇宙模型看成标准宇宙模型。1980年，美国的古斯在热大爆炸宇宙模型的 基础上又进一步提出了暴涨宇宙模型。这一模型可以解释目前已知的大多数重要观测事实。

宇宙图景
　　当代天文学的研究成果表明，宇宙是有层次结构的、像布一样的、不断膨胀、物质形态多样的、不断运动发展的天体系统。

层次结构
　　行星是最基本的天体系统。太阳系中共有八颗行星：水星金星地球火星木星土星天王星海王星。 （冥王星目前已被从行星里开除，降为矮行星）。除水星和金星外，其他行星都有卫星绕其运转，地球有一个卫星月球，土星的卫星最多，已确认的有26颗。行星 小行星 彗星和流星体都围绕中心天体太阳运转，构成太阳系。太阳占太阳系总质量的99.86％，其直径约140万千米，最大的行星木星的直径约14万千米。太阳系的大小约120亿千米（以冥王星作边界）。有证据表明，太阳系外也存在其他行星系统。2500亿颗类似太阳的恒星和星际物质构成更巨大的天体系统——银河系。银河系中大部分恒星和星际物质集中在一个扁球状的空间内，从侧面看很像一个“铁饼”，正面看去则呈旋涡状。银河系的直径约10万光年，太阳位于银河系的一个旋臂中，距银心约3万光年。银河系外还有许多类似的天体系统，称为河外星系，常简称星系。现已观测到大约有10亿个。星系也聚集成大大小小的集团，叫星系团。平均而言，每个星系团约有百余个星系，直径达上千万光年。现已发现上万个星系团。包括银河系在内约40个星系构成的一个小星系团叫本星系群。若干星系团集聚在一起构成更大、更高一层次的天体系统叫超星系团。超星系团往往具有扁长的外形，其长径可达数亿光年。通常超星系团内只含有几个星系团，只有少数超星系团拥有几十个星系团。本星系群和其附近的约50个星系团构成的超星系团叫做本超星系团。目前天文观测范围已经扩展到200亿光年的广阔空间，它称为总星系。
宇宙超圆定理：到底是有限的还是无界的？

宇宙是否有限
 宇宙中每一圆盘都是一个又一个的“星系”
　　前人曾认为宇宙是范围并不很大的球状天体，其中包含着地球以及其他一些形体较小的发光体。直至公元1700 年以前，这种理论在天文学界一直占据主导地位。即使在哥白尼发现地球并非宇宙的中心之后，人们仍持同样的观点，只是把“宇宙主宰”这一光环又赠给了太阳而已，而宇宙的基本定义仍未得到根本上的改变。天空仍旧是天上的“球”，里面有许多星星，不过，它包括的主体是太阳，相比之下，地球要逊色得多。
　　开普勒的椭圆型轨道的思想废除了星体是“透明的球体”这一谬论，但是却仍然保留了星体是“最外层天体球”这一说法。感谢卡西尼的研究成果，他揭开了太阳系的真实面目，从而证明了太阳系比人们想象的要大得多，而这也只是将人们脑海中宇宙的边界扩大了而已。
　　直至哈雷于1718 年发现了恒星也是运动着的球体这一事实后，天文学家们才开始重新认真地认识宇宙。当然，即使所有星体都在移动，宇宙仍有可能是有限的，而所有的星体也都有可能在进行着极其缓慢的移动。但是为什么有的星体的运动速度之快足以被人们观察到，而正是这些星体才能发出比较明亮的光线呢？
　　关于这一问题，存在这样一种可能，即某个星体由于具有较大的形体，从而能放射出比较明亮的光线，同时由于其体积较大，造成宇宙对它的束缚产生了困难，从而导致了它的移动。当然，这只是一种特定的假设，但这种全新的设想对于解开有关谜团是具有创造性意义的——即使其很难在实验室条件下得到验证，或根本无法解决任何问题。
　　另一方面，有些星球与地球间的距离有可能相对来说比较近，因此看上去就可能显得比较亮一些。再者，如果所有星球移动的速度是相同的，那么距地球越近，往往就显得运动得更快一些。这一点与实验室条件下的实验结果是相符的。这一现象是以解释运动越快的星体其亮度越高的原因。那相对比较昏暗的星球其实也处于运动状态，但由于它与地球间距离实在太遥远了，因此即使经过几个世纪的观测也无法察觉到它的位置的变化，但这一变化却有可能在数千年的过程中被观测到，这的确需要人们一代一代不懈的努力。
　　如果各个星体与太阳系间的距离各不相同，那么宇宙就应该是无限的，而众多的星球则会像蜂群一样遍布于宇宙的各个角落。直至1718 年，人们才意识到这一点而摒弃了宇宙有限论，从此，一幅广阔无垠而壮丽非常的宇宙画卷终于展现在人们的眼前。

宇宙有中心吗
　　太阳是太阳系的中心，太阳系中所有的行星都绕着太阳旋转。银河也有中心，它周围所有的恒星也都绕着银河系的中心旋转。那么宇宙有中心吗？一个让所有的星系包围在中间的中心点？
　　看起来应该存在这样的中心，但是实际上它并不存在。因为宇宙的膨胀一般不发生在三维空间内，而是发生在四维空间内的，它不仅包括普通三维空间（长度、宽度和高度），还包括第四维空间——时间。描述四维空间的膨胀是非常困难的，但是我们也许可以通过推断气球的膨胀来解释它。
　　我们可以假设宇宙是一个正在膨胀的气球，而星系是气球表面上的点，我们就住在这些点上。我们还可以假设星系不会离开气球的表面，只能沿着表面移动而不能进入气球内部或向外运动，在某种意义上可以说我们把自己描述为一个二维空间的人。
　　如果宇宙不断膨胀，也就是说气球的表面不断地向外膨胀，则表面上的每个点彼此离得越来越远。其中，某一点上的某个人将会看到其他所有的点都在退行，而且离得越远的点退行速度越快。
　　现在，假设我们要寻找气球表面上的点开始退行的地方，那么我们就会发现它已经不在气球表面上的二维空间内了。气球的膨胀实际上是从内部的中心开始的，是在三维空间内的，而我们是在二维空间上，所以我们不可能探测到三维空间内的事物。同样的，宇宙的膨胀不是在三维空间内开始的，而我们只能在宇宙的三维空间内运动。宇宙开始膨胀的地方是在过去的某个时间，即亿万年以前，虽然我们可以看到，可以获得有关的信息，而我们却无法回到那个时候。

宇宙中是否有第二个太阳系
　　除了太阳系以外，宇宙中还有第二个、第三个太阳系吗？茫茫无际的宇宙，深藏着无数奥秘。有人曾设想，除我们的太阳系以外，还应有第二个、第三个太阳系。可是另外的“太阳系”具体在哪里?这个长期以来争论不休的问题，随着织女星周围发现行星系，有人认为已经找到了宇宙中的第二个“太阳系”，为寻找宇宙中其他许多“太阳系”提供了例证。
　　宇宙中的第二个“太阳系”是怎样发现的呢?1983年1月，美国、荷兰、英国三个国家成功地发射了红外天文卫星。后来，天文学家们利用这颗卫星意外地发现天琴座主星——织女星的周围存在类似行星的固体环。这次发现在世界上还是头一回。这一发现可以说是不同凡响的划时代的发现。
　　美国、荷兰、英国合作发射的卫星是世界第一颗红外天文卫星，主要用于探测全天的红外源，也就是对红外源进行登记造册。一般红外天文望远镜不能探出宇宙中的低温物体。因为大气中的水分和二氧化碳气体大量吸收了来自宇宙的红外线及地球的热，又会释放互相干扰的红外线。红外天文卫星将装置仪器用极低温的液态氦进行冷却，所以才有了这次的发现。
　　织女星距离地球26光年，是全天第四亮星。直径是太阳的2.5倍，质量约是太阳的3倍，表面温度约为 10000℃，比太阳的表面温度（约 6000℃）高。织女星诞生于10亿年前，太阳诞生于45亿年前，相比之下织女星要年轻得多。地球大致是与太阳同时诞生的，若认为织女星的行星也跟织女星同时诞生，那么就可以视它的行星处在演化的初期阶段。
　　东京天文台和红外天文卫星的发现，看来可以说是行星形成过程中的不同阶段。深入分析和研究这两个不同阶段，以及更正确地描写织女星的行星像，无疑是当前世界天文学界所面临的一大课题。

宇宙大爆炸理论
 威尔金森各向异性微波探测器观测到的宇宙第一束光线——宇宙大爆炸的余辉
　　宇宙大爆炸(Big Bang)仅仅是一种学说，是根据天文观测研究后得到的一种设想。大约在150亿年前，宇宙所有的物质都高度密集在一点，有着极高的温度，因而发生了巨大的爆炸。大爆炸以后，物质开始向外大膨胀，就形成了今天我们看到的宇宙。大爆炸的整个过程是复杂的，现在只能从理论研究的基础上描绘过去远古的宇宙发展史。在这150亿年中先后诞生了星系团、星系、我们的银河系、恒星、太阳系、行星、卫星等。现在我们看见的和看不见的一切天体和宇宙物质，形成了当今的宇宙形态，人类就是在这一宇宙演变中诞生的。

宇宙大爆炸理论的缺陷
　　根据大爆炸理论，星系连同其它所有的恒星和行星都产生于一个所谓有的奇异点。这个奇异点中集中了所有宇宙最原始的物质。而科学家们对这一奇异点物理参数的评估则是：温度为1031K，潜藏的能量密度为1098 尔格/立方厘米(作为比较，恒星内部最高温度为108 K，而中子星的物质密度为1015 克/立方厘米)。
　　我们很难想像，处于奇异点时期的宇宙到底是什么样。今天流行的宇宙超级结构理论认为，大爆炸后形成的微型黑洞遍及整个宇宙。这些黑洞的体积还没有一个原子核大，但其质量却相当于一个小行星。不久前还有信息称，美国宇航局计划于2007年发射一个高功率X射线望远镜GLAST。按照天文物理学家们的计算，该望远镜的敏感度足以发现微型黑洞的波动。宇宙超级结构理论将最终得到实验证实。
　　“大爆炸”理论最大的缺陷就是无法回答大爆炸之前这一奇异的点来源于何方？大爆炸理论存在了100多年了，但令人惊讶的是，这一理论的发展将把人们对宇宙诞生和灭亡的认识不可避免地引向神创说。并不奇怪，教皇约安-帕维尔二世早就在其书信中称当代的宇宙论与《圣经》中的论述不谋而合。

电磁宇宙设想：新兴的宇宙理论
 “斯隆3计划”绘制宇宙3D图　据英国新科学家杂志，目前宇宙制图师正在绘制迄今世界上最大的宇宙3D图，它将揭示由宇宙大爆炸后所形成的起伏宇宙景像，同时为我们提供理解太空外形和暗能量自然属性的重要线索
　　近年来，我们关于电磁宇宙的设想则回答了诸多疑问。而电磁宇宙说的基本观点则体现在以下三个主要方面：第一，宇宙将永远存在；第二，宇宙间的所有物质在各种频率范围内都发生着能量交换--从超低频至超高频；第三，宇宙间的一切活动都是循环发生的(行星产生于黑洞，之后又浓缩成黑洞)并遵循着守恒定律(能量、电荷、物质)。
　　电磁宇宙理论的基本观点是：宇宙是一个超环面系统，其中的众多星系都由宇宙磁场连接在一起，螺旋形的超环面宇宙磁场控制着所有的星系流。各个星系群由黑洞带隔开，而黑洞带则是孕育和产生星系之处，部分科学家称之为星系“产房”。
　　根据电磁宇宙理论，黑洞造就了两种星系类型，一种由由负电子和质子构成物质世界，另一种则是由正电子和反质子构成所谓反物质世界。正是这两个世界之间存在的巨大的物质和电荷差异形成了给予宇宙生命与发展的能量。
　　星系就是在宇宙磁场存在条件下诞生的，恒星系统和星系际物质的运动则形成了宇宙的强大的电流。正如地球大气中雷雨天的放电现象，黑洞中的放电现象便成就了众多星系的诞生和死亡。如果说地球上的放电现象是瞬间完成的，那么黑洞的放电现象则要持续数十亿年并最终决定在我们的周围会形成什么样的世界。
　　电磁宇宙理论认为，宇宙中的大爆炸其实就是星系的诞生过程。由于宇宙间存在着数不清的星系，所以可以推测，宇宙间的大爆炸每时每刻都在发生，也就是说，宇宙间的星系诞生和灭亡每秒都在发生着。原子弹的爆炸就是这样一个实例。
　　冷战时期，每次原子弹试爆时美国人安装在卫星上的传感仪器都会对爆炸进行观测。原子弹爆炸总伴随着中子辐射。令科学家们惊讶的是，每次爆炸后仪器都会记录下不间断的中子辐射。后来天文学家们的研究显示，宇宙间每个区域内时时刻刻都在发生着爆炸。
　　电磁宇宙理论的问世将使大爆炸理论随着时间的推移而被人们淡忘。因为物质和能量永远处于相互转换中，时间只不过是记录从一个事件到另一个事件的工具，事实上时间也是永恒的，生命的循环既没有始，也没有终。

反大爆炸论者的声音
　　一封《致科学界的公开信》得到了34位科学家和工程师的签名，于2004年5月22日发表于英国的《新科学家》（NeW Scientist）杂志。我们将它翻译过来，目的是让读者对大爆炸理论的人的论据有所了解。这封公开信被贴到网上后，又得到了185位科学家的网络签名（现在已四百多人了）：
　　如今，大爆炸理论越来越多地以一些假设，一些从未被实证观察的东西作为自己的论据：暴胀、暗物质和暗能量等就是其中最令人震惊的一些例子。没有这些东西，我们就会发现，在实际的天文学观测和大爆炸理论的预言之间存在着直接的矛盾。这种不断求助于新的假设来填补理论与实现之间鸿沟的做法，在物理学的任何其他领域中都是不可能被接受的。这至少反映出这一来历不明的理论在有效性方面是存在着严重问题的。
　　然而，没能这些牵强的因素，大爆炸理论就无法生存。离开了暴胀之类的假设，大爆炸理论就无法解释实际观测中发现的同质的、各向同怀的宇宙背景辐射。因为那样的话，它就无法解释宇宙中相距遥远的各部分何以会有着相同的湿度并发出同量的微波辐射。离开了那种与我们20多年来辛苦努力在地球上观察到所有物质都格格不入的所谓暗物质，大爆炸理论的预言与宇宙中实际的物质密度就完全是矛盾的。暴胀所需的密度是核聚变所需的20倍，这也许可以作为大爆炸理论中较轻元素来源的一个理论解释吧。而离开了暗能量，根据大爆炸理论计算出来的宇宙年龄就只有80亿年，这甚至比我们所在的这个星系中许多恒星的年龄还要小几十亿岁。
　　更重要的是，大爆炸理论从来没有任何量化的预言得到过实际观测的验证。该理论捍卫者们所宣称的成功，统统归功于它擅长在事后迎合实际观测的结果，它不断地在增补可调整的参数，就像托勒玫（Ptolme）的地心说总是需要借助本轮和均轮来自圆其说一样，其实，大爆炸论并不是理解宇宙历史的唯一方式。‘等离子宇宙论‘和’稳恒态宇宙模型论’都是对这样一个持续演化着的宇宙的假设，它们认为宇宙既无始也无终。这些模型，以及其他一些观点，也都能解释宇宙的基本现象，如较轻元素在宇宙中所占的比重、宇宙背景辐射以及遥远星系谱线红移量随着距离增加等问题，它们的一些预言还甚至得到过实际观测的验证，而这是大爆炸理论从未做到过的。大爆炸论的支持者们强辩说这些理论不能解释观测到的所有天文现象。但这并没有什么奇怪的，因为它们的发展严重缺乏经费的支持。实际上，直到今天，这样一些疑问和替代理论都还不能被拿出来进行自由的辩论和检验。绝大多数的研讨会都在随波逐流，并不允许研究者们进行完全公开的观点交流。理查德·费曼（Richard Feynman）说过，‘科学就是怀疑的文化’，而在今天的宇宙学领域，怀疑和异见得不到容忍，年轻学者们即使对大爆炸这一标准模型有任何否定的想法也不敢表达。怀疑大爆炸论的学者如果把自己的疑问说出来就会失去经费资助。连实际的观测结果也要被筛选，要依据其能否支持大爆炸理论的标准来筛选。这样一来，所有不合标准的数据，比如谱线红移、锂元素和氦元素在宇宙中所占的比例、星系的分布等，都被忽视甚至歪曲。这反映出了一种日益膨胀的教条主义，完全不合乎自由的科学研究精神。如今在宇宙学研究领域，几乎所有的经费和实验资源都被分配给以大爆炸理论为课题的项目。科研经费来源有限，而所有主管经费分配的评审委员会都被大爆炸论的支持者们把持着。结果就造成了大爆炸理论掌握该领域的全面主导地位，这一局面与该理论在科学上的有效性毫无关系。只资助从属于大爆炸论的课题，这种做法抹杀了科学方法的一个基本原则：就是必须持续不断地用实际观察来对理论加以检验的原则。这样一种束缚使任何探讨都无法进行，也使任何研究都无法进行，为了治疗这一顽症，我们呼吁资助宇宙学研究的机构将相当部分的经费留给那些替代性理论的研究课题，留给那些与大爆炸理论存在矛盾的实证观测。为避免经费分配不公的问题，掌管经费分配的评审委员会可以由非宇宙学领域的天文学家和物理学家组成。将经费公平地分配给针对大爆炸理论有效性进行的研究项目，以及其替代性理论的研究项目，这将能使我们以科学的方式找到关于宇宙历史演变的最可信的模型。


气辉

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


星系冕

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


埃费希德效应

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


双星

双星（ binary stars ），在空间中视位置比较靠近的两颗星。由于彼此引力作用而沿着轨道互相环绕运动的，称为物理双星。远看彼此很靠近，实际上在空间相距很远，并不互相环绕运动的两颗星，称为光学双星。本条所讲仅指物理双星。组成双星的两颗星均称为双星的子星。天狼、南门二、五车二、南河三、角宿一、心宿二、北河二、北斗一和参宿三等著名亮星都是双星。

双星的种类
①目视双星：指通过望远镜，人眼可以直接分辨开子星的双星。②干涉双星：指用干涉测量法(例如用经典干涉仪、强度干涉仪、光斑干涉仪等)测知的双星。③掩食双星：指由掩星（例如月掩星）观测分析而略知的双星。④天体测量双星：一般指通过天体测量方法发现其自行行迹为曲线并可用存在某伴星来解释其行迹而发现的双星。⑤分光双星：指由谱线位移的规律性而判知的双星。测得两颗子星谱线的称为双谱分光双星（或双线分光双星），只测到一颗子星谱线的称为单谱分光双星(或单线分光双星)。⑥光谱双星：指由连续光谱能量分布而判知的双星，这种双星往往是轨道面与视向接近垂直，而且两子星的光谱型相差悬殊。⑦食双星：指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。⑧椭球双星（或椭球变星）：指由两颗椭球状子星组成，其合成亮度随位相(轨道上的相对地位)按一定规律变化而被发现的双星，但并不是食双星，椭球双星与食双星可合称测光双星。很多人又把分光双星和测光双星合起来称为密近双星。另外还有按照观测波段或所包含的特殊对象而得名的双星，如射电双星、X射线双星(或简称 X线双星)、爆发双星(包含爆发变星)、脉冲星双星等等。

双星示例

双星是恒星世界的普遍现象，是规模最小的恒星集团。此外还有两颗以上恒星组成的聚星，如三颗星组成的三合星，四颗星组成的四合星，等等。太阳周围5.2秒差距（约17光年）内共有恒星60颗（包括太阳），其中32颗单星，11对双星(22颗)，2组三合星(6颗)，所以双星和聚星的子星颗数占总数46％强。实际上，有些双星是很难发现的，例如：周期甚长的目视双星，轨道倾角很小（轨道平面和视线交角接近直角）的分光双星，两子星质量悬殊的分光双星，轨道扁长因而不易观测到相对运动的目视双星，变光因素复杂而难以识别的食双星或椭球双星，变幅过小的食双星等等。因此，太阳附近空间的恒星是双星或聚星的子星的，并不限于上述百分数，估计约有半数或超过半数。在许多星协、星团、星云和一些河外星系中也发现有双星。

研究双星的意义
要研究恒星的过去和未来，最重要的是先要弄清它们的现状，即了解它们当前的基本参量，其中特别重要的是质量。除太阳外，许多单星的质量是不容易求出的，即使求得，也很难准确，而双星却是测定恒星质量和其他基本参量的重要对象。不少单星的质量估值，要用双星质量去对比检验。双星和聚星还可以说是引力“实验室”。例如，天鹰座射电脉冲星PSR1913+16（轨道周期既短，偏心率又大，而且包含有致密星的双星）就为研究相对论和引力波提供了宝贵的资料。
双星还给人们提供认识恒星之间各种相互作用的条件，如引力相互作用、辐射相互作用、物质相互作用等。双星对于研究某些恒星内部的密度分布、大气结构、爆发等问题也提供了非常有利的条件，还可以为研究许多恒星的演化和寻找黑洞提供宝贵的样品。此外，认真研究双星、聚星和行星系的区别与联系，必然会大大促进它们的起源和演化等问题的解决。因此，双星的研究受到天文界的重视。自从 X射线双星、射电双星、脉冲星双星发现以来，双星天文学内容更加丰富，研究更加活跃。


子午圈

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


日食

日食（拼音：rì shí；英语：solar eclipse），太阳被月球（俗称月亮）或其黑影全部或部分遮掩时产生的天象。月球在绕地球运动的过程中，有时会走到地球和太阳的中间，在地球上投上影子，位于月影中的地面观测者就会看到太阳被月球遮挡，天空中的亮度变暗，甚至白天也可见到点点繁星，这就是日食。日食主要有日全食、日偏食和日环食3类。由于太阳的直径比月球直径大400倍，因此月球的影子实际上是一个影锥，通常称为本影，本影中的观测者都见不到太阳，可见到日全食。在本影周围有庞大的半影区，区内的观测者只能见到不同程度的日偏食，离本影越近，见到的偏食程度越大。同时，因为月球的轨道是椭圆形，而且偏心率较大，有时月球影锥的顶点不能达到地面，这时地面上某些地区可以看到日环食。
　　中国古代日食记录，最早的一次是《尚书·胤征》记载的“乃季秋月朔，辰弗集于房……”《诗经·小雅》记载“十月之交，朔日辛卯，日有食之……”这是周幽王六年十月朔，即公元前776年9月6日的日食。《春秋》一书记载有日食37次，除极少数几次还待考证外，已证明绝大多数都是正确可靠的。如不计甲骨文中的记载，从古代到清朝，史书中共有一千多次日食记录。

目录

1 发生原因
2 日食种类
3 日食过程
4 频繁度

发生原因
　　太阳发光，月球不发光。月球是依靠反射太阳光而呈银白色的。月球绕地球公转，而地球又带着绕它公转的月球一起绕太阳公转（下图）。

 地球和月球的运动 图示
　　太阳的直径约为1 400 000千米，大致是月球直径3 500千米的400倍。但月球离地球的平均距离仅约380 000千米，又大致是日地平均距离约150 000 000千米的四百分之一。因此太阳的视角径（日轮）与月球视角径（月轮）几乎是一样大小，都是约32角分(32′)。由于月球公转轨道和地球公转轨道都是椭圆（地球和太阳分别位于月轨椭圆和地轨椭圆的焦点上），日地距离和月地距离会略有变化，使得月轮有时会略大于日轮，有时会略小于日轮。当月球运动到日地之间，即从地球上看月球和太阳在同一方向时（三者不一定在一直线上），地球上看到的是月球未被太阳照亮的半球，也就是看不见的黑月亮，称为新月，也称为朔，对应于农历初一。当月球运动到太阳的相反方向，即地球处在日月之间时（三者也不一定在一直线上），看到的是月球被太阳照亮的半球，就是满月，也称为望，对应于农历十五或十六。如果地球绕太阳的轨道和月球绕地球的轨道在同一平面上，则每逢农历初一月球走到日地之间时三者处在同一直线上，就会发生地球上看到月球遮挡太阳的日食现象。但实际上地轨和月轨并非在同一平面上，而是相互倾斜成5°9′的交角。因此一般情况下，在朔日，日月地三者并不在一直线上，不会发生月球遮挡太阳的日食现象。只有当月球在自己的轨道上运行到地球轨道平面附近时，才会出现日月地三者正好或近于在一直线上，发生月轮遮蔽日轮的日食现象。这就是为什么日食总是发生在农历初一，但并非每逢农历初一都有日食的道理。

日食种类
　　日食可分为日偏食、日全食和日环食3种。发生3种不同类型的日食，与月球的影子结构和日食时地球在月影中的位置有关。下图中月球的影子有三种区域：由月球直接伸展出去的锥形暗区是月亮的本影区；由本影延长线构成的锥形暗区称为伪本影区；本影和伪本影周围的斜线区就是半影区。

 日食的类型 图示
 2017年8月，在哥伦比亚波哥特观测到的日偏食。
 2010年7月11日，属波利尼西亚的土阿莫土群岛上拍摄到的日全食。
 2020年6月21日，在厦门演武大桥观景平台，巴德膜滤镜下拍摄的日环食。新华社发（王毅 摄）
　　若某次日食时，仅是月球的半影区落在地面上，该地区只能看到日轮的一部分缺失，就是日偏食。
　　若某次日食时月亮的本影落到地面上（相当于月地距离较近和月轮略大于日轮的情况），则处在本影区将看到整个日轮被遮，就是发生了日全食。
　　若某次日食时只有月亮的伪本影到达地球（相当于月地距离较远和月轮略小于日轮的情况），则处在伪本影区将会看到只有日轮的中央部分暗黑，这就是日环食。
日全食和日环食合称为中心食。

日食过程
　　随着月亮的公转运动和地球自转，月亮的影子将会在地面上扫过一大片区域。其中本影或伪本影扫出的地带非常狭窄，宽度只有几十至几百千米，长度则可达几千至上万千米，它们分别称为全食带或环食带。处在全食带或环食带地区就将会先后看到日全食或日环食。而在全食带或环食带两边地区显然就是月球半影扫过的地区，这些地区就只能看到日偏食。月球自西向东运动，地面上的月影也是自西向东移动，因此总是西部地区比东部先看到日食。月球自西向东运动的另一结果就是，日轮总是从西边缘开始被月轮遮蔽，然后向东扩大，在东边缘结束日食。

 日食的全过程及各阶段 图示
　　日全食，可分为5个阶段。其中食既至生光为日全食时间，一般为2～3分钟，最长7分多钟，最短只有几秒钟。
　　日环食，也分为5个阶段，其中环食始至环食终为日环食时间。日偏食只有初亏、食甚和复圆3个阶段。
　　对于日全食和日环食，月轮直径与日轮直径之比称为食分。日全食的食分大于1，日环食的食分小于1。
　　对于日偏食，食分则指食甚时日轮直径被遮部分占日轮直径的分数，它总是小于1。
　　当月轮即将完全遮挡日轮，亦即食既之前的瞬间，日轮的东边缘仅剩一丝亮弧时，会在亮弧上出现几颗如珍珠般闪亮的光点，这是太阳光通过月球边缘的一些环形山凹地涌出的结果。英国天文学家贝利首先解释了这一现象，因而也称贝利珠。较大的光点光芒四射，更像钻石镶嵌在亮弧上，常称为钻石环。随即食既开始，“星夜”降临，天空中闪现出星星，而黑色的月轮周围显现出太阳的高层大气——红色的色球和银白色的日冕，十分绚丽多彩。而在生光之后，亦即日轮重新露出的瞬间，还会在日轮西边缘看到贝利珠和钻石环，随即消失并露出较多的日轮，天空变亮，日全食结束。日环食时天空变暗不明显，但天空中高悬着一圈金色的圆环也是很奇特的罕见天象。

 2019年智利日全食的贝丽珠奇观。
频繁度
　　天文学家的计算表明，平均每个世纪可出现67.2次日全食、82.2次日环食和82.5次日偏食。由于日全食带和环食带非常狭窄，每次日食时只占据地球表面积的极少部分，有时还位于海洋或人口稀少或难以到达的地区，因此看到日全食和日环食的机会很少。对于某一具体地区来说，平均每300多年才能看到一次日全食或日环食。与此相反，日食时月亮半影扫过的地区面积（就是偏食带）很大，日全食和日环食时，全食带和环食带两边的地区也在月亮半影中可看到日偏食。因此看到日偏食的机会相当多，对于一个地区而言，平均每3年可看到一次日偏食。
　　日食现象不仅有观赏价值，还具有科研价值，主要是提供了研究太阳高层大气的有利时机。


等离子体激元衰变中微子过程

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


闪视比较仪

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

北京天文台的闪视比较仪


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。


儒略日

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


太阳视频磁像仪

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


等离子体天体物理学

等离子体天体物理学（ plasma astrophysics ），应用等离子体物理学的基本理论和实验结果来研究天体的物态及物理过程的学科。包括理论探讨和天文实测对理论的检验两个方面。
宇宙物质绝大部分处于等离子态。如地球的电离层和地球磁层、行星际空间的太阳风、太阳大气、某些磁变星、星际物质以及星系际物质等。近年认识到天体等离子体远非处于热动平衡状态。宇宙间存在各种不稳定过程（如太阳耀斑和各种类型的太阳射电爆发，即使太阳在“宁静”期间，也存在巨大的不稳定性），因而在等离子体中经常不断地激起各种波动，形成复杂的湍动状态。行星际空间的太阳风在地球附近形成的地球弓形激波、磁层亚暴等，都说明天体等离子体往往处于湍动状态。又如超新星、类星体、星系核、星系核风以及脉冲星周围的等离子体，也都同热动平衡的状态相差很远。
等离子体天体物理学着重研究天体等离子体中各种不稳定的物理过程。天体等离子体中两体碰撞不是粒子间相互作用的主要形式，更重要的是带电粒子（电子和离子）间的集体相互作用，它能激发各种振荡和波动。各种形式的等离子体波，可看作是准粒子，称为等离子体激元。由于存在不稳定性，等离子体处于湍动状态。湍动状态下，等离子体中各种形式的波动之间，往往发生强烈的非线性相互作用，并引起能量在频谱中的再分布。这种作用通常叫作波–波作用。此外，波和带电粒子之间可产生更有效的相互作用使粒子加速，使辐射谱的特征改变。这种作用通常叫作波–粒子作用。因此天体等离子体主要应由彼此相互作用着的三种成分组成，即电子、离子和等离子体激元（对某些天体，还应加上一种成分，即中性粒子）。现代等离子体天体物理学正是要探索和研究在各种可能的天体物理条件下，上述三种基本成分之间相互作用的物理规律。
天体等离子体经常处于很复杂的物理状态。这表现为通常存在不均匀结构：电导率远小于按经典的两体碰撞理论所计算的值，甚至会突然变为零，致使磁流体力学中的“磁冻结”图像失效；由于不稳定性而导致等离子体位形不确定。等离子体天体物理学要研究两个问题：一是各种天体的等离子体湍动状态形成的可能性；二是假定天体等离子体处在湍动状态，从天文观测中将会得出些什么推论。对第一个问题还不能作出普遍的回答，但对地球磁层和太阳等离子体的研究表明，至少在地球附近的等离子体常常处于湍动状态。近年来实验室进行的大量实验证明：等离子体中的不稳定性是很容易产生的，等离子体状态对热动平衡有微小的、有时甚至是可能被忽略的偏离，也会导致向湍动状态转化。产生不稳定性所需要的对热动平衡偏离的最小值，称为不稳定性阈值。对诸如星际物质、太阳风、日冕、类星体外部区域和脉冲星辐射区域的研究表明，在这些天体上都可能达到不稳定性阈值，并形成等离子体湍动状态。至于第二个问题，天体等离子体处于湍动状态，必然会改变对天体物理观测所作的传统解释。如处于湍动状态中的天体等离子体中的快粒子将导致谱线致宽，改变天体等离子体的电离度，加热等离子体；湍动状态的等离子体又可将其湍动能转化为电磁辐射能等。


月球激光测距

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


行星际飞行器运动理论

行星际飞行器运动理论（ theory of the motion of interplanetary vehicle ），在行星际空间飞行的人造天体称为行星际飞行器，包括飞向和绕过行星的飞船、击中行星（硬着陆和软着陆）的火箭和行星的人造卫星等。行星际飞行器的运动基本上可以认为是在地球、太阳和其他行星的引力作用下的限制性多体问题。利用作用范围可以把它简化为几个受摄二体问题。
行星际飞行器的运动大致可分为三个阶段：①从地球表面发射到脱离地球作用范围。主要研究飞行器相对于地心的运动，它除了受地球的引力（包括地球形状摄动）作用以外，还受地球大气的阻力和月球、太阳引力的作用。它相对于地球的运动轨道接近于双曲线。这一阶段的飞行时间很短。②从离开地球作用范围之后到进入目标行星的作用范围之前──过渡阶段。主要研究飞行器的日心运动，飞行器在太阳（有时还考虑某些行星）的引力作用下，相对于太阳的运动轨道基本上是一个椭圆。这一阶段飞行时间最长，是飞行器运动的主要阶段。③进入目标行星的作用范围之后。这时飞行器在目标行星和太阳的引力作用下运动，它相对于目标行星的运动轨道接近于一条双曲线。如果要使飞行器成为行星的人造卫星或者在行星表面上软着陆，则需要利用制动火箭使飞行器减速。这个阶段持续时间也很短。
有些飞行器是同时飞往几个行星的，例如“先驱者”11号、“水手”10号和“航行者”2号等。这些飞行器的运动除了上述三个阶段外，当进入“过路”行星的作用范围时必须考虑这些行星的引力作用，直到完全脱离它们的作用范围为止。对于需要回收的行星际飞行器，它的返回轨道也经历上述几个阶段，只是过程相反，即把目标行星当作出发行星，把地球当作目标行星。
行星际飞行器的运动主要是在轨道过渡阶段，这个阶段的轨道设计十分重要。最节省能量的过渡轨道是日心椭圆轨道，它在近日点和远日点上分别与相应的两个行星的运动轨道相切，故又称双切轨道。这种过渡轨道是霍曼在1925年首先提出的，也称霍曼轨道。沿着双切轨道运动的飞行器从地球到目标行星的飞行时间，是这个椭圆运动周期的一半。根据各个行星的平均轨道半径，求出从地球沿双切轨道向行星发射飞行器的速度Vp和飞行时间△t1，见下表。

各个行星从地球沿双切轨道向行星发射飞行器的速度和飞行时间

可以看出，采用双切轨道固然可以最节省燃料，但是 飞行时间却很长，对于像天王星等较远 行星，采用这样轨道显然是不现实的。另外，双切轨道对于发射时的精度要求较高。若过渡轨道取为抛物线轨道，相应的发射速度将大于双切轨道所要求的发射速度，相应的发射速度 V q ′和 飞行时间△ t 2，见下表。

各个行星从地球沿抛物线轨道向行星发射飞行器的发射速度和飞行时间

可以看到，对于较远的外 行星，只要增加一些发射速度就能大大地缩短 飞行时间。因此，采用抛物线轨道甚至双曲线轨道作为过渡轨道是比较合适的。事实上，目前发射 行星际飞行器的轨道绝大多数是属于双曲线类型的。
为了便于修正轨道和节省燃料，在空间飞行中还设计一种驻留轨道，它们是围绕着地球和目标行星飞行的卫星轨道（见图）。飞行器先发射到驻留轨道上，测定它的位置，用小火箭修正轨道后再进入过渡轨道。在到达目标行星时也先在驻留轨道上运动，选择合适时机在行星表面的预定地区着陆。如果飞行器需要回收，可以把暂时不用的燃料储存在驻留轨道上，以便返回时使用，这样能够节省燃料达90％之多。为了能使飞行器和储存的燃料实现对接，在技术上要求是很高的。

行星的运动轨道不是圆形，而基本上是一个椭圆，它们的轨道也并不在同一平面上，因此，行星际飞行器的运动实际上将更为复杂些。目前都用天体力学数值方法计算它们的轨道。


X射线天文学

钱德拉卫星观测的蟹状星云X射线图像（从中心脉冲星发出的X射线喷注和哑铃状的光环，直径1光年）
X射线天文学（ X-ray astronomy ），寻找和观测以X射线辐射为主的高能天体或高能天体现象、研究其辐射规律的学科。X射线连续谱的主要观测能区低能端与远紫外波段相连，可低到数百电子伏；高能端与γ射线波段相连，可高到数十万电子伏；两端都没有明显边界。基本的产生过程可见高能天体物理学。一般情况下，与能量低于10千电子伏的软X射线相关联的物理过程大多是热辐射过程，而能量较高的硬X射线的产生大多与非热辐射过程相关，极端物理条件下的情况会有不同。天体过程的X射线谱线基本上是反映原子内壳层的能级跃迁产生的发射线或吸收线。由于地球大气的吸收，天体的X射线探测只能在火箭和卫星的高度上进行，能量高于20千电子伏的X射线可在40千米以上的高空气球上进行。

诞生
1962年X射线天文学的诞生也代表了高能天文学的诞生。2002年R.贾科尼因在X射线天文学的诞生和发展中作出的贡献而获诺贝尔物理学奖。对X射线辐射的首次天文观测可追溯到1949年，以H.弗里德曼为首的NRL小组用火箭载盖革计数管发现了来自太阳的X射线辐射。由于太阳X射线的辐射能量只占其总辐射能的百万分之一，由此类推到太阳系外，即使是最近的恒星也需要用灵敏度高100倍以上的探测器才可测到，所以最初把注意力主要放在太阳系内。1962年贾科尼等把三个盖革计数管放在火箭上，试图发现由太阳X射线照射引起的月面荧光X射线，同年6月18日意外地发现一个来自太阳系以外的新天体。它是一颗13等暗蓝色星，后来被命名为天蝎座X–1，辐射的X射线总能量是它的可见光的数千倍。随后很快NRL组发现了蟹状星云的X辐射，比太阳的X射线发射要强100亿倍。以后的4年中用火箭和气球实验发现了大约50个新天体，揭示了一种新的未预见过的天体类别的存在。1970年10月美国发射第一个X射线天文卫星“自由”号(UHURU)，X射线天文学从而进入卫星观测时代，至今已有几十颗专用X射线天文卫星升天，X射线天文学以惊人的发展速度获得了前所未有的巨大成就。

探测技术和方法
利用高能光子和物质的相互作用原理构造探测器，主要的作用过程有光电效应、康普顿效应和正负电子对产生效应。电子对产生的阈能已到高于1兆电子伏的γ射线，会湮没产生511千电子伏的一对正负电子。根据观测能区和观测对象，可选择的探测器有气体探测器、闪烁探测器和半导体探测器等类型，按需要构造成谱仪、定位或成像设备。X射线源的辐射能量虽强，因为单个光子的能量高，探测以粒子形态计数，到达地球的可测计数并不高。因此X射线天文观测的定位或成像观测比光学的难度大。
采用准直型粒子探测器的向源背景观测，或用扫描的方法可实现对点源的空间定位，自由号卫星上装有两个840厘米2的铍(Be)窗正比计数器，观测能区2～10千电子伏，利用卫星自转的姿控方式对天区扫描，发现了339个X射线点源，编出了第一个宇宙X射线点源目录。以后，随着成像技术的发展，向源背景观测方法主要被用于对特定天体或天区特性的详细研究。对软X射线的成像可利用光学原理，贾科尼等从1960年开始提出和发展了掠射成像望远镜技术，在一个较小的视场内，射线以大角度先后入射到抛物面和双曲面结构的镜面上，然后以大角度反射并聚焦，在焦平面上放上位置灵敏探测器，如CCD照相机、微通道板探测器、正比计数器等，便可直接成像，角分辨好，但视场小（约1°～2°），适用于0.1～10千电子伏能区，用PN–CCD新技术可把探测能区提高到20千电子伏左右。第一个成像X射线望远镜爱因斯坦卫星发射于1978年，空间分辨2角秒。以后相继发射了欧洲X射线观测站卫星(EXOSAT)、伦琴卫星(ROSAT)和最近的钱德拉、牛顿X射线多镜(XMM)卫星（1999年），角分辨最好已到0.5角秒，最大面积4 000厘米2，至今已发现的X射线源有100多万个。实现硬X射线成像困难较大，只能采用调制成像技术，用探测器加旋转准直器，或编码孔径加位置灵敏探测器记录下经过调制的天区强度分布，通过对观测数据的后处理解调，实现在较宽视场下对天体的定位或天区成像，精度比掠射成像要差。1979年日本发射的自旋稳定的小卫星“天鹅”首次实现了旋转调制成像，定位精度几个角分。2002年发射的国际γ天体物理实验室“INTEGRAL”，用了多个编码孔成像设备，能量跨度15千电子伏至10兆电子伏，实现了X射线、γ射线和光学辐射在一颗卫星上的同时观测。

X射线星空
X射线天文的一系列重大发现展示了一个以X射线辐射为主的完全不同于光学观测的宇观世界。X射线由高能粒子产生，辐射区必定与宇宙中的热斑相伴，或有超高温度，或有高能粒子在超强磁场、超强引力场下被加速。X射线天文对中子星物理、黑洞附近的物理、热星系际气体物理提供了本质性的研究依据。X射线有较强的穿透力，可反映出发生在天体深处的物理过程。
太阳一类的恒星在宁静期的X射线辐射流量很小，主要表现为与光学耀斑爆发同步的X射线耀斑，1～0.8纳米软X射线耀斑的强度分类已被用作空间天气预报的标准级别。一个特大的软X射线耀斑可导致地球上的短波通信中断。硬X射线耀斑有非热幂律谱，能谱陡，不仅与太阳黑子区的高能电子有关，还与高能质子的运动有关，从而又有太阳质子事件之称。
银河系内存在大量双星X射线源，以高能过程为主要特征，时间尺度往往很短，说明其中存在非常致密的天体，有着极强的引力和磁场，可把粒子加速到相对论的能量：其中有一类是双星X射线脉冲星，主星是致密的磁中子星，如武仙座X–1；还有少数双星的致密主星的质量大于三倍太阳质量，如天鹅座X–1(CygX–1)等，其X辐射强，有不规则剧烈光变，被认为是黑洞附近的吸积物质的扰动形成的辐射，可提供最有希望的方式研究宇宙中的黑洞的存在、性质和效应。观测表明，超新星爆发的冲击波会把星际气体加热而辐射X射线，爆发的物质会发出X射线、γ射线和铁核谱线，最后留下的是急速旋转的高度磁化的中子星，直径只有20千米左右，是一个被X射线超新星遗迹所围绕的脉冲星。脉冲星极冠处的高能电子的同步加速辐射可产生从光学直至X射线、γ 射线波段的电磁辐射。钱德拉卫星拍摄的蟹状星云X射线照片，首次揭示了发生在深层的这种只有X射线图像能够反映的相互作用（见图）。X射线天文发现了温度可到几亿度的等离子体；从已发现的X射线天体中，可看到活动星冕，看到非常热的恒星伴有巨大的热气体区。
在星系和更大的尺度上，X射线天文也向人类展示了一个大尺度结构的X射线星空，星系和星系团中的活动星系核(AGN)，包括强射电星系（如室女座A等）、赛弗特星系（如NGC1275、NGC4151等）和类星体（如3C273、3C279等）均为著名的X射线源。所有活动星系的中心都可被看作是质量非常大的黑洞，可包含1亿个太阳质量，吞噬着大量的星系气体，形成恒星质量的黑洞，类星体(QSO)是其中的典型。发现了300个以上的X射线星系团，室女(Virgo)星系团的最强X射线源延伸达1°，星系M87位于其中，估计每个星系平均的X射线光度在1037焦/秒以上。已观测到星系际气体从星系团流出，提供了关于暗物质性质的证据。
关于宇宙X射线弥漫背景的本质，伦琴卫星测出0.5千电子伏、0.75千电子伏的背景辐射天图，认为60％来自于类星体和活动星系核。钱德拉卫星在高一些能量上的观测获得重大突破，证实了X射线在整个宇宙普遍发光，其中80%来自分立天体。与光学观测联合分析，发现了两类新天体，对X射线背景辐射的贡献各占1/3。其中一类是有强X射线发射但弱光学亮度的“隐星系核”星系，在全天约有7 000万之多，可肯定是重质量黑洞；另一类是没有可见光发射或光学亮度极弱的超弱星系，红移值高到6以上，说明远在140亿光年以外，是宇宙最早期的最遥远的天体。
40多年来X射线天文学所取得的成果是划时代的，现正处在巅峰时期，今后的方向将是在更高灵敏度、角分辨的观测和对特定类型天体辐射特征的研究。


摄动理论

摄动理论（ perturbation theory ），研究确定摄动的大小和变化规律的理论和方法。一个天体绕另一个天体沿二体问题的轨道运行时，因受到其他天体的吸引或其他因素的影响，天体的运动会偏离原来的轨道。这种偏离的现象称为摄动。对于摄动，在数学上可以通过分析方法和数值方法两种不同途径来研究。这两种方法相应地在摄动理论中形成了普遍摄动和特殊摄动两个分支。摄动理论不仅是研究天体运动的主要手段，而且在理论物理与工程技术上也被广泛应用，即所谓微扰理论。
摄动理论的发展，至今已有二百多年的历史。欧拉、拉格朗日、高斯、泊松和拉普拉斯等许多著名的学者都为它的发展作过不少贡献，先后提出过的摄动方法不下百种。归纳起来，大致可分三类：坐标摄动法、瞬时椭圆法和正则变换。有些方法不能明确地列入哪一类，例如著名的汉森方法就兼有一、二两类的特性。

目录

1 坐标摄动法

1.1 直角坐标摄动
1.2 球坐标摄动
1.3 其他坐标摄动

2 瞬时椭圆法
3 正则变换

坐标摄动法
研究天体在真实轨道上的坐标和在中间轨道上的坐标之差，这个差值称为坐标摄动。在经典方法中，常把坐标摄动表示为某个小参量（例如摄动行星的质量）的幂级数，然后逐项进行计算。由于计算技术的发展，微分方程近似解法中皮卡迭代法正逐步代替原来的小参量幂级数展开方法。它的主要优点是有统一的迭代过程，使计算过程能高度自动化。按所取坐标系的不同，坐标摄动又分为下述几种方法。

直角坐标摄动
这是1858年恩克在研究彗星的运动时提出的，它讨论坐标摄动在直角坐标系中的表示式，经常用于计算短周期彗星和月球火箭的轨道。这种方法的优点是：摄动方程的推导简单，形式对称，可以直接得到坐标，便于计算天体的历表。它的缺点是：以直角坐标表示的摄动量难于显示出摄动的几何特性和力学含义；随着时间跨度的增长，直接坐标的三个摄动量往往同时变大，以致不能把它们所服从的方程作线性化处理，否则就要多次更换零点。

球坐标摄动
自然天体一般总是围绕着某个主天体运动，例如行星绕着太阳运动，卫星绕着行星运动。因此，球坐标或极坐标的摄动就有较明显的几何意义。克莱洛和拉普拉斯在研究彗星的运动和大行星运动理论时最早提出了球坐标摄动方法。后来，纽康对拉普拉斯方法作了改进，特别是在展开摄动函数时运用了算符运算，使展开过程不仅有简洁的数学表示式，而且有规则的处理过程，便于以后在电子计算机上进行计算。纽康成功地运用这个方法研究了水星、金星、地球、火星四颗内行星以及天王星、海王星的运动，据此编成的内行星的历表，一直是二十世纪以来编算天文年历的基础。希尔提出了一种以真近点角为引数的球坐标摄动法，它曾被成功地用于计算第一号小行星──谷神星的摄动。

其他坐标摄动
1963年穆森提出了另一种计算坐标摄动的方法，用于计算天体坐标在向径、速度和角动量三个方向上的摄动量。尽管这样的分解不正交，但由于它有不少优点，如有较明显的力学意义，推导方便，积分直接、运用算符运算、各阶摄动方程具有统一而紧凑的形式，并便于计算自动化，现正用于建立新的大行星运动理论。
在各种坐标摄动的研究中，几乎都以椭圆作为中间轨道。希尔在研究月球运动理论时用了所谓二均轨道作为中间轨道，这是一种计及太阳摄动主要部分的周期轨道，它避开了月球在近地点时进动快所带来的困难。吉尔当曾提出用转动椭圆作为中间轨道，以便消除坐标摄动中的长期项，并将摄动表示为真近点角的三角级数。他的理论曾一度引起人们普遍关心，但后来的研究证明，这种方法是不收敛的。

瞬时椭圆法
这是以轨道要素作为基本变量的摄动方法。如果行星只受太阳的吸引，正如开普勒定律所描述的，它将沿着一个固定的椭圆运动，决定椭圆运动的六个轨道要素应是常数。若考虑到其他因素的影响，行星将偏离原来的椭圆，六个轨道要素就不再是常数，它们将遵循由常数变易法导出的规律而变化。在这种情况下，可得到一族椭圆，它们逐个地与真实轨道相切，在相切点，二者不仅有相同的坐标，而且有相同的速度；只是加速度彼此不同，一个是真实加速度，另一个是椭圆加速度，二者之差正是摄动力引起的摄动加速度。由于这种摄动加速度的作用，天体在下一时刻将离开这个椭圆，走上邻近的一个瞬时椭圆；相反，一旦摄动作用消失，天体将沿着消失点的瞬时椭圆一直运动下去。天体在太阳辐射压摄动下的运动正是这样：当辐射压起作用时，天体的瞬时椭圆不断变化；但当天体进入一个阳光照不到的阴影区时，辐射压消失，天体就沿着入影点的瞬时椭圆运动下去，直到跑出这个影子为止。
天体的真实轨道就是瞬时椭圆族的包络线。与坐标摄动相比，椭圆轨道要素的变化一般要缓慢得多，因而便于处理。瞬时椭圆法最早是欧拉在十八世纪中叶研究木星与土星的相互摄动时提出的，后由拉格朗日加以改进。他根据常数变易法，利用拉格朗日括号，严格地导出了描述椭圆轨道要素变化的摄动方程──拉格朗日方程。这种方法的应用十分广泛，特别是被勒威耶成功地用来研究大行星的运动。

正则变换
这是一种以分析力学为基础的方法。其基本思想是：对变量进行一系列适当的正则变换，以求降低运动方程的阶次，使新的方程具有较简单的形式，例如得出一个描述等速直线运动或简谐振动的方程，从而使问题得解。十九世纪，德洛内从这个观点出发建立了著名的德洛内月球运动理论。他首先将月球的摄动函数展开成四百多个三角项，然后进行一系列的正则变换，使每次变换都能消去其中的一项。他花了差不多二十年的时间，总共进行了上千次变换，找到了三个合适的角速度，将月球的轨道要素都表示成时间的三角多项式，而不包含任何长期项。德洛内的工作为天体力学中的变换理论奠定了基础。这种方法是由一系列形式统一的循环过程组成的，因此非常便于用电子计算机进行计算。
德洛内之所以要进行那样多的变换，是为了对摄动函数中的每一项都给以严格的数学处理。这在实用上是没有必要的，某些高阶项尽可以略去。以这种想法为指导，蔡佩尔在二十世纪初建立了蔡佩尔变换。他先把摄动函数中的角变量按它们变化快慢排队，然后在一定精度范围内寻找适当的变换，以便一次消去所有含快变量的项，得出一组平均化的方程，进而对新的方程重复类似的过程，直至消去全部角变量为止。与德洛内方法相比，这种方法的工作量小得多，因此，它一出现就被成功地用来研究小行星的运动。人造卫星上天后，它得到了更广泛的应用。但是，蔡佩尔变换也有一些缺点，其中最突出的是：决定新旧变量转换关系的母函数是混合型的，同时含有新旧两种变量，使用颇为不便。为了克服这一缺点，堀源一郎在二十世纪六十年代提出了一种以李变换为基础的理论──堀源-李变换。其优点是:不仅新旧变量之间的变换具有显函数的形式，同时其结果在正则变换之下保持不变，因此它与用哪一组正则变量进行计算无关，而具有通用性。
电子计算机的创制和发展不仅大大提高数值计算的精度和速度，而且代替人们完成大量机械的重复的推导，今天已广泛用于摄动理论研究。近年来，德普里特、亨拉德、罗姆利用电子计算机编制了一个分析月球历表。单就计算太阳主要摄动项而言，摄动函数就有近3，000项，并通过李变换，得到了近50，000项月球坐标表示式。其规模之大，远非德洛内理论所能相比。
影响天体运动的摄动因素多种多样：有万有引力引起的保守力，有介质阻尼引起的耗散力，有连续作用的力，也有诸如辐射压引起的间断力等。影响大行星运动的主要摄动因素是行星间的相互吸引；地球大气的阻尼使卫星陨落于地面；太阳辐射压决定着彗尾的形状；潮汐摩擦则是卫星轨道演化的主要动力。只有准确地掌握了各种摄动因素，才能准确无误地计算天体的运动，解释各种壮丽的天象。反之，通过精密的观测和准确掌握天体的运动规律，就可以根据摄动理论的分析，弄清天体周围的力学环境，如测定摄动天体的质量、主天体的力学扁率和弹性模量、大气密度和各种引力场参数等等，甚至还能预告一些未知天体的存在与行迹。因此，摄动理论不仅有丰富的理论内容，也有较高的实用价值。


黑洞的发射

黑洞的发射（ emission of black hole ），弯曲空间中的一种量子效应。考虑到黑洞周围的真空极化效应，在真空涨落中产生的粒子，若其中具有负能(相对于无限远观测者而言)的一个粒子进入黑洞，则另一具有正能的粒子就会远离黑洞，而形成黑洞的发射。若黑洞有净发射，必须引用黑洞是由引力坍缩而形成的这个条件，或者等价的条件，即引用宏观引力场的初态与终态不一样的条件。对于史瓦西黑洞，它的发射能谱与通常的热辐射能谱是一样的。温度值T为：

式中 M为 黑洞质量， h为谱朗克常数， c为光速， G为万有引力常数， k为玻耳兹曼常数。由此可见，大质量 黑洞 的 发射温度很低， 发射过程中 黑洞质量缓慢减少，相当于一种蒸发过程；小质量 黑洞，温度很高， 发射强度很大，类似于一种爆发。


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。


类新星

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


谱斑

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


星表

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


等周律

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


行星磁层

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


磁变星

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


恒星内部结构理论

恒星内部结构理论（ theory of stellar interior structure ），理论天体物理学的一个分支。它的主要内容是：①研究恒星内部的物态，如温度、密度和压力等由中心至表面的分布情况；②探讨恒星内部输送能量以及维持温度梯度的物理机制；③确定能源和维持恒星不断辐射的不可逆过程；④推测恒星内部的化学成分和元素分布情况；⑤根据获得的知识，研究恒星的演化和元素的合成。
恒星是相当稳定的炽热气体球结构，处于流体静力学平衡状态，寿命在几百万年到上百亿年之间。研究恒星内部结构要求解质量、动量和能量守恒的三个联立微分方程和一个产能的微分方程。一般取向径为自变量，压力、质量、光度为因变量。在恒星内部，能量的传输主要是由辐射或对流两种机制来完成的。当辐射温度梯度超过绝热温度梯度时，解能量传输问题采用对流传能的微分方程；情况相反时，则采用辐射传能的微分方程。此外，还用物态方程联系压力、温度和密度。由热核反应确定的产能率也同温度、密度和化学成分有关。由各元素的吸收系数合成的不透明度出现在辐射转移微分方程中，控制传能的快慢。不透明度是温度、密度和化学成分的函数。建立恒星内部结构模型，需采用数字积分方法。通常先假定恒星质量和化学组成为已知量。数字积分可分为核心积分和包层积分两部分。核心积分从恒星中心开始，向外积分到某一点；包层积分从恒星表面开始，向内积分到同一点，并使核心积分和包层积分在交界点处镶合。即在镶合点上保证各物理量的连续性，在镶合过程中可以对一系列参数（如中心温度、中心压力、光度半径等）的尝试值进行调节和确定。
太阳是离我们最近的一颗恒星，它的质量、光度、半径、表面温度和化学成分已有较精确的数据。应用质子－质子反应和碳氮循环作为产能的机制，求解太阳的内部结构，得到太阳的中心温度为1.5×107K，中心密度为160克/厘米3。所采取的原始的化学成分，按重量计，氢为0.71，氦为0.27，其他重元素为0.02。由于氢聚变为氦，从0.2半径的层次起氢含量从0.71向内逐层减小，中心值是0.36，在0.2半径的球内包含总质量的60％。质子-质子反应产生总能量的90％以上。由于问题复杂，根据不同模型的计算结果，相差可达10％。
恒星内部结构主要由它的质量、化学成分和演化阶段(即年龄)来决定。在主星序阶段（见赫罗图）的星族I恒星的内部结构主要由质量来决定。质量大于1.70M嫯（太阳质量）的星，外部对流层（见太阳对流层）的影响可以忽略不计，可看作完全是辐射层，而中心部分有对流核心。质量在0.8～1.7M嫯范围内的恒星，外部有相当大的对流层，而中心部分的对流核心随质量的减小而减小。太阳内部从对流层底层到中心完全是辐射层。这和产能方式有关。大质量恒星的中心温度高，产能机制主要是碳氮循环，产能率和温度的高次方成正比。温度梯度高，导致对流，质量大于2M嫯的恒星属于这种类型。质量小于0.8M嫯的恒星计算结果较少，一般认为外部的对流层向内深入。对于0.64M嫯的恒星，外部对流层厚度可达半径的1/3；对于0.08～0.27M嫯的星，对流层可以一直延伸到中心。恒星内部结构和它的中心温度、密度和化学成分决定恒星中以哪种热核反应起主导作用，而一旦新的热核反应发生，又转而影响、甚至决定恒星的结构和演化。此外，还可以就不同元素氢、氦、碳、氧等燃烧阶段来讨论恒星的内部结构。
恒星内部结构理论能说明赫罗图上恒星的分布和演化以及元素的合成和演化，还可以阐明各种星团赫罗图的意义，确定它们的年龄和距离，对于了解恒星的本质和演化，有很大作用。不过，恒星内部结构理论也有某些不足之处。由于问题的复杂性，在理论和计算上都不得不采取一些近似和简化方法，因而结果往往不够精确。


超星系团

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


星图

星图（ Star Atlas ），将天体在天球上的视位置投影在平面上而绘制的图，或用天体照相仪将拍摄的星空图像编辑而成的图。有全天星图和特定天区星图之分。星图是天文观测、教学和科研的基本工具之一。天球坐标及其历元以及天体的极限星等或辐射源的极限亮度是星图的两大基本要素。大多数星图采用赤道坐标，但也有用黄道坐标或银道坐标的。

图1　《敦煌星图》（局部）

图2　苏州石刻天文图

中国于705～710年问世的唐代《敦煌星图》（图1）载有恒星1 350颗，它是世界上遗存的最古老的绢制星图。1247年刻制的宋代《苏州天文图》（图2）载有恒星1 400颗，它是现存最古老的石刻星图。天文望远镜发明后，波兰天文学家J.赫维留编著的《天文图志》共载54幅星图，它是欧洲版本最早的星图。1863年和1887年德国出版的《波恩巡天星图》（简称BD星图）极限星等为9.5～10.0，共载赤纬−23°以北的恒星近46万颗，一直沿用至今。1966年，为人造卫星定位的需要，美国编制了载有近26万颗恒星的《史密森星图》（简称SAO星图）。20世纪末，根据依巴谷天体测量卫星的观测资料汇编成载有百万颗恒星的《千禧年星图》。
20世纪上半叶，在星图领域增添了用照相方法制作的星团、星云、星系等非星天图。60年代以来又出现了不同波段的星图，如射电、红外、紫外、X射线和γ射线的辐射源巡天图。此外，还有根据星系红移汇编的宇宙大尺度结构天图、按照宇宙微波背景辐射及其起伏再现的早期宇宙结构天图等。图3为中西对照星图（星图a～f，共6幅）。

星图a

星图b

星图c

星图d

星图e

星图f

中西对照星图共6幅，包括到5.25视星等的全天恒星；还有约80个星团、星云、星系等天体，用2000.0历元。图中中国星名主要依据《仪象考成》星表。图中二十八宿的距星即为某宿中的一号星；在不同历史时期，个别距星曾有变动，引用时要注意。在传统星名中，星和象是不可分的。对此，《仪象考成》星表中存在一些问题。考虑到《仪象考成》星表已成为传统星名的主要依据，除对有明显错误的几颗星略加调整外，没有大的改动。对某些找不到对照星的中国星名，用浅色星标明计算位置，以供参考。


夏至点

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


打印经纬仪

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


儒略历

儒略历，是格里历的前身，16世纪以前西方采用的一种历法。由罗马共和国独裁官儒略·凯撒采纳埃及托勒密王朝亚历山大港的希腊数学家兼天文学家索西琴尼（Sosigenes of Alexandria）计算的历法，在公元前45年1月1日起执行，取代旧罗马历历法的历法。一年设12个月，大小月交替，四年一闰，平年365日，闰年于二月底增加一闰日，年平均长度为365.25日。因为1月1日是罗马执政官上任的日期，故其被订为一年的开始日。由于累积误差随着时间越来越大，之后被教宗额我略十三世于1582年颁行，由意大利医生兼哲学家阿洛伊修斯·里利乌斯改革儒略历所制定的历法，变为格里历。但大英帝国、北美十三州等直到1752年才从儒略历改用格里历。如今包括俄罗斯正教会在内的东欧各东方基督教社群在计算宗教节日时均仍依据传统的儒略历，除此之外现今只有苏格兰昔德兰群岛之富拉岛、阿索斯神权共和国和北非的柏柏尔人使用。

月名由来

 一月（“Januarius”）：名字来自古罗马神话的神雅努斯。

 二月（“Februarius”）：名字来自古罗马的节日Februa。

 三月（“Martius”）：名字来自古罗马神话的战神玛尔斯。

 四月（“Aprilis”）：名字来自古罗马的词aperire，意思为“开始”，意味着春天开始。

 五月（“Maius”）：名字来自古罗马神话的土地女神迈亚，或来自拉丁语词maiores（意为“较年长者”）。

 六月（“Junius”）：名字来自古罗马神话的女神朱诺，或来自拉丁语词“iuniores”（意为“较年轻者”）。

 七月原名“Quintilis”，后改“Julius”。古罗马历只有10个月，这是第五月，原名是“第五”的意思，因为凯撒是这月出生的，经元老院一致通过，将此月改为凯撒的名字“儒略”。

 八月原名“Sextilis”，后改“Augustus”。原名是“第六”的意思，因为后来罗马皇帝屋大维是死于此月，元老院将此月改为他的称号“奥古斯都”。

 九月（“September”）：拉丁语“第七”的意思。

 十月（“October”）：拉丁语“第八”的意思。

 十一月（“Novembris”）：拉丁语“第九”的意思。

 十二月（“December”）：拉丁语“第十”的意思。

公元前738年古罗马沿用古希腊历法，1星期=8日，1个月=33或35日（6×33+4×35），1年=10个月=338日，加Intercalaris（27日）=365日。
公元前713年古罗马历法，Intercalaris及Mercedinus合并，每两年1个Intercalaris（22日），再两年1个Mercedinus（23日），每年=365.25日。
此处所谓的失闰，是调整公元前713年至公元前46年的历差至365.2455=3日。
及至格里历在公元1582年颁行，明明岁差22日，儒略历计365.25，是多计12日，但只是删除10日。
其原因是要再公元前713年至公元前46年到365.2425=2日。
但始终未能以1月1日成为冬至日，原因是公元前46年颁行儒略历是在Mercedinus后的第一日。

罗马失闰
因当时僧侣错误理解“隔三年设置一闰年”，以致每三年设置了一个闰年。奥古斯都为了纠正了以上闰年过多的错误，故取消12年之间三次的闰年，拟补累积误差的天数。此后按儒略历原来的设计，每四年有一次闰年。
然而，此间究竟何年是平年或者闰年，不同学者之间仍然有异说，尚无定论。

格里历日期与儒略历日期的差距

 1582年：

 格里历10月15日，合儒略历10月5日，或之后的日期：格里历日期减10日等于儒略历日期。

 1583年－1699年：格里历日期减10日等于儒略历日期。

 1700年（格里历没有闰日，但儒略历有）：

 格里历2月28日，合儒略历2月18日，或之前的日期：格里历日期减10日等于儒略历日期。

 格里历3月1日，合儒略历2月19日，或之后的日期：格里历日期减11日等于儒略历日期。

 1701年－1799年：格里历日期减11日等于儒略历日期。

 1800年（格里历没有闰日，但儒略历有）：

 格里历2月28日，合儒略历2月17日，或之前的日期：格里历日期减11日等于儒略历日期。

 格里历3月1日，合儒略历2月18日，或之后的日期：格里历日期减12日等于儒略历日期。

 1801年－1899年：格里历日期减12日等于儒略历日期。

 1900年（格里历没有闰日，但儒略历有）：

 格里历2月28日，合儒略历2月16日，或之前的日期：格里历日期减12日等于儒略历日期。

 格里历3月1日，合儒略历2月17日，或之后的日期：格里历日期减13日等于儒略历日期。

 1901年－2099年：格里历日期减13日等于儒略历日期。

 2100年（格里历没有闰日，但儒略历有）：

 格里历2月28日，合儒略历2月15日，或之前的日期：格里历日期减13日等于儒略历日期。

 格里历3月1日，合儒略历2月16日，或之后的日期：格里历日期减14日等于儒略历日期。


四轴式人造卫星跟踪照相机

四轴式人造卫星跟踪照相机（ satellite camera with quadraxial tracking frame ），按天球上的小圆弧逼近卫星视轨迹实现跟踪照相的仪器。有四根转轴：Ⅰ轴是垂直轴；Ⅱ轴是水平轴；Ⅲ轴指向逼近视轨迹的小圆弧的极点，称为轨道极轴；Ⅳ轴按小圆弧的“纬度”调置，常称轨道纬轴。照相机绕Ⅲ轴旋转，对卫星跟踪。观测地平高度10°以上的视弧段，位置偏离小于0°2，与跟踪方向垂直的分速度小于每秒0ḷ5，在跟踪性能上比用大圆弧逼近的三轴装置为好。缺点是结构复杂。

四轴式卫星跟踪照相机有多种类型。无论按机架型式或跟踪方式都有很大区别。①中国HC型(地平框架式)和WGS型（地平叉式）是以照相机本体来跟踪卫星，使卫星成点像。利用快门在恒星像拖痕上截出断口，用作测量标志。在形成断口的中央时刻，快门产生光电脉冲信号，输给记时仪记时。②苏联АФУ型（地平框架四轴装置，放置在一个特制的赤道架上，形成五轴装置，但其跟踪性能与四轴式相同）以移动底片补偿卫星像拖曳，照相机本体不跟踪卫星。由于赤道架的周日运动和底片断续地以导星镜的跟踪速度移动，使恒星和卫星交替呈现一串串浓密节点状星像。利用底片移动期间触发的两次闪光，将计时器字盘和位置标记分两次摄在底片角上，相对于底片移动前后的两个位置标记，测量和计算出卫星点像曝光的中间时刻。③德意志民主共和国 SBG型（地平叉式）照相机把本体跟踪与底片移动结合起来。在照相机本体跟踪卫星的过程中，底片断续地以本体跟踪速度反向移动，补偿恒星像拖曳，也使卫星和恒星交替呈现在底片上。把底片移动和停止的指令脉冲输给记时仪记时。移动底片形成的一串串浓密节点状星像，比旋转快门形成的断口具有较高的测量瞄准精度，但由于底片移动装置的机械时滞不易稳定等因素，记时精度一般不如旋转快门的高。


天文年历

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


原星系

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


天文像的复原

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


亚巨星

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


星际物质

星际物质（ Interstellar Matter ），银河系（和其他星系）内恒星之间的物质，包括星际气体、星际尘埃和各种各样的星际云，还可包括星际磁场和宇宙线。

麒麟座玫瑰星云　（选自美国基特峰天文台KPNO）

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


流星

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


后牛顿天体力学

后牛顿天体力学（ post-newtonian celestial mechanics ），由天体组成的多质点体系，在慢速运动和弱引力场情况下，天体速度v相对于光速c是小量，无量纲牛顿引力势φ/c2也是小量。可以用这些小量作为参数，将广义相对论的场方程展开，得到逐级近似的天体系统的运动方程。最低级的方程组就是牛顿引力理论中的天体力学基本方程。第一级的修正，就是后牛顿修正。考虑这种修正的天体力学称为后牛顿天体力学。在这种近似形式下，容易将广义相对论的结论与牛顿经典理论进行比较。许多重要的广义相对论效应，如近心点的进动（见水星近日点进动问题、自转与轨道运动的耦合，都可由后牛顿天体力学给予说明。


寻星镜

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


源函数

源函数（ source function ）， 发射系数和吸收系数的比值。若以jv、xv分别表示任一给定点处对应于频率v的、按单位质量计算的发射系数和吸收系数，则该点的源函数为Sv=jv/xv，根据Sv随光学厚度τv的分布和边界条件，即可以计算辐射强度（见辐射转移理论）。一般情况下，不能给出Sv的明显表达式。
在局部热动平衡的情况下，发射系数和吸收系数间的关系符合基尔霍夫定律jv=xvBv(T)，这时源函数为普朗克函数：

式中 h为普朗克常数， k为玻耳兹曼常数， c为光速， T为辐射物质的绝对温度。
对于两个能级m和n之间的跃迁，谱线源函数

式中 gm、 gn分别为 m、 n能级的统计权重， Nm、 Nn分别为单位体积内处于 m、 n能级的原子数。
在非热动平衡的情况下，要引入参数bm，它表示m能级原子数对萨哈-玻耳兹曼公式的偏离，即Nm＝N*bm，N*和Nm分别表示热动平衡和非热动平衡情况下的原子数。在计算bm时，对有关能级要采用粗糙平衡（见非局部热动平衡），同时要采用一些简化假设和近似计算的方法。


星云变星

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


月食

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

 2022年5月15日拍摄的智利圣地亚哥上空的月食景象。新华社/欧新
 2022年5月15日拍摄的智利圣地亚哥上空的月食景象。新华社/欧新
 2022年5月15日拍摄的智利圣地亚哥上空的月食景象。新华社/欧新

 2022年5月16日凌晨在匈牙利绍尔戈陶尔扬拍摄的月食景象。新华社/欧新
 2022年5月16日凌晨在匈牙利绍尔戈陶尔扬拍摄的月食景象。新华社/欧新
 2022年5月16日凌晨在匈牙利绍尔戈陶尔扬拍摄的月食景象。新华社/欧新


多层球

多层球（ polytrope ），恒星可认为是由其内部物质在压力与自引力达到平衡时所构成的体系。因此，恒星内部结构依赖于物质的物态方程。在许多情况下，物态方程具有形式：P=Kργ，称为多方物态方程。式中P和ρ分别为物质的压力和密度；K为常数；γ称为多方指数，或写成

n称为多方指标。以多方物态方程为基础而建立的星体模型，称为 多层 球，多方指标为n的多层球的基本方程是：

式中

为中心密度， A=
G为万有引力常数，这方程称为莱恩-埃姆登方程，已有详细的数值解。

几种多层球


银河系结构

银河系结构（ Galactic Structure ），银河系结构的研究已有近二百年历史，这是近代和现代天文学的活跃领域之一。1785年，F.W.赫歇耳第一个研究了银河系结构，他用恒星计数方法得出银河系恒星分布为扁盘状，太阳位于盘面中心的结论。1918年，沙普利研究球状星团的空间分布，得出银河系内球状星团系统的直径为30千秒差距，发现太阳的位置并不在银河系的中心。巴纳德研究了赫歇耳资料指出银河系中存在不发光的星际尘埃云，主要分布于银道面。以后，中性氢21厘米谱线射电的探测，六十年代星际分子谱线的发现，红外技术的发展，都为银河系结构的研究提供了强有力的工具。

银河系主体侧视图

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