恒星物理学

恒星物理学（ stellar physics ），应用物理学知识，从实验和理论两方面研究各类恒星的形态、结构、物理状态和化学组成的学科。天体物理学的分支。在恒星上发现的某些奇特物理现象，也能够启发和推动现代物理学的发展。

研究方法
一般的恒星都是炽热的气体球。研究恒星所必需的一切资料几乎全部来自恒星自身的电磁辐射，近年来能检测它们的高能粒子和引力波效应。因此，早期主要使用光学、红外线、射电和X射线等各种天文望远镜以及所附的终端设备，测量各类恒星在不同波段上的辐射强度、能谱、谱线结构、偏振状态等物理量。随后发展主要是应用热辐射理论，推知恒星表面的有效温度；应用谱线位移和一定的几何方法，确定恒星自转特性、双星特性或脉动特性；再利用引力理论、辐射理论和脉动理论，可推出双星轨道半长径、子星半径、子星质量（或质量函数）及脉动变星的平均半径和平均密度等；应用谱线的形成和致宽理论，推出恒星大气的电子压力、气体压力、不透明度、元素的丰度以及恒星的光度；应用核物理理论，推知恒星的产能机制及其变迁，再结合辐射转移理论就建立恒星模型，用以研究恒星内部结构理论；应用塞曼效应，可推知恒星磁场；应用引力理论、粒子物理理论，探讨恒星晚期超密态的各种现象；应用等离子体理论，探讨星冕、星风、质量交流和质量损失等恒星大气现象。最后，综合应用各种物理理论，探讨恒星的形成和演化。

主要研究内容
主要是：①恒星大气的观测和理论研究。恒星大气是能直接观测到的恒星外层部分。应用分光技术，依照辐射平衡、局部热动平衡的辐射转移理论和恒星大气模型理论，可在一定程度上解释连续光谱、吸收光谱和发射光谱的形态（见恒星大气理论），探明它们的形成机制、演变过程和致宽因素，并弄清恒星大气中光球、色球层和星冕等不同层次的物理状况和相互关系，以及大气中的元素丰度等，还可研究恒星自转，并根据较差自转来探讨恒星大气内层的情况。②恒星内部结构的研究。研究恒星内部从中心到表面各层的物态和物理过程，探讨恒星内部输送能量和维持温度梯度的物理机制，然后根据研究结果解释观测到的恒星质量、光度、半径和表面温度等的时序变化和相互关系。③恒星的能源和核合成的研究。确定产能和维持恒星不断辐射的核物理过程，探讨元素合成理论，以解释现有的元素丰度。较流行的是1957年B2FH理论及相关的发展理论。④恒星脉动现象的观测和研究。许多恒星有脉动性的光变。理论研究表明，脉动现象是恒星演化到一定阶段（多为赫罗图上红巨星或红巨星后的水平支阶段）的必然现象。根据最重要的几种脉动变星的周光关系，可确定恒星和许多有关天体的距离。利用线性和非线性脉动理论，可较好地解释恒星的脉动现象。⑤恒星爆发现象的观测和研究。多种恒星有不同能量级的爆发现象。从年轻的耀星、金牛座T型变星到老年和临近“死亡”的新星、超新星，都有爆发现象。关于各类爆发的物理机制还不十分清楚，需要积累更多更完善的观测资料，并进行更深入的理论分析。对于新星的爆发和许多类似的其他星体的爆发，许多人试图采用双星模型进行解释。⑥双星系统的观测和研究。双星是恒星世界的普遍现象，估计银河系中太阳附近半数以上的恒星是双星或聚星的子星。根据长期的目视、照相、光度和分光观测，可定出恒星最基本的物理参量：质量和半径。密近双星系统中存在大量的质量交流。这种交流所引起的气流、气环、热斑、X射线爆发和新星爆发现象等，在光谱和光度变化中都有所反映，对研究引力相互作用、辐射相互作用、物质相互作用和恒星演化过程等都很重要。⑦致密星的观测与相对论。根据流行的演化学说，晚期恒星因引力坍缩而成为密度大到105克/厘米3以上的致密星，即白矮星、中子星或黑洞。已观测到的白矮星有上千颗，被认为是中子星的脉冲星也已发现千余颗，但黑洞则尚在探寻之中。所有这些天体的研究都与广义相对论密切相关，同时也是对广义相对论的检验。对天鹰座射电脉冲星双星PSR1913＋16所进行的观测研究，证实了广义相对论预言过的引力波。

发展动向
近年来，恒星物理学在实测方面的一个重要发展是全波段观测。射电、大气外的X射线、远紫外线和红外线观测，大大丰富了关于恒星辐射和恒星表层物理的知识，并发现了X射线新星和X射线双星等新天体。现在看来，密近双星系统的观测和理论研究，是解决许多恒星物理学问题的一把钥匙。
由于对耀星研究的深入，加上光斑干涉等超高分辨率和高精度光电视向速度分光仪等观测技术的发展，已经能够把当作点源的恒星与作为面源的太阳进行真正的类比研究。另一方面，由于有了大望远镜和其他新技术，已经能够对若干最近的星系（如大小麦哲伦云）内的各类恒星进行较详细的观测研究，从而把它们与银河系内的同类型恒星进行对比，这样就能更好地了解天体化学组成对演化进程的影响。
原子核物理学和粒子物理学的发展，大型快速电子计算机的广泛应用，推动进一步研究恒星的内部结构、元素合成和恒星演化过程。中微子天文学的发展打开了认识宇宙的新窗口。多种脉冲星的发现和研究，促进了辐射理论的发展。广义相对论和各种引力理论更加新活跃，被广泛应用于晚期恒星的研究。


恒星大气

恒星大气（ stellar atmosphere ），一般是指恒星上能被直接观测到的表面层。按物理性质的不同，恒星大气可以分成若干层次。

目录

1 恒星大气层次

1.1 光球
1.2 色球
1.3 星冕
1.4 恒星包层

2 化学成分

恒星大气层次
光球
大气底层密度最大的部分，叫作光球。它的厚度同星球半径相比一般是很小的（例如太阳半径为69.6万公里，它的光球仅厚几百公里），但恒星的全部光学辐射几乎都是从此发出的。通常观测到的恒星吸收谱（连续谱加吸收线），基本上就是光球光谱，而恒星的亮度也基本上决定于光球的亮度。我们见到的太阳圆面，就是光球。过去认为，光球是产生连续谱的区域，而吸收线（见线吸收）则是由光球之外的所谓反变层对光球辐射进行选择吸收所形成的。这种把产生连续谱和产生吸收线的区域截然分开的看法，很快就被放弃了。实际情况是，光球的各个部分都产生连续谱，但其温度较低的外层却同时对内层的辐射产生吸收作用，从而形成了吸收线。产生不同化学元素的吸收线的大气深度是不同的，因此，产生吸收线的层在光球中并无确切的边界。我们虽然不能象看太阳那样直接看到恒星的光球圆面，但根据恒星吸收谱的形态可以断定，光球是每个恒星的大气中必然存在的层次。

色球
光球的外面是色球。太阳的色球可在日食时或在某些单色光中进行观测，它的厚度约2，000公里，基本透明，对光球辐射的吸收很弱（只有最强的一些吸收线的线心部分可能是在色球中产生的）。太阳色球发出的可见光很少，它主要发出一些发射线。其他恒星的色球，一般无法单独观测到，因为我们观测到的恒星辐射是整个大气的混合辐射，其中占压倒优势的光球辐射往往掩盖了其他部分的辐射。只有在晚型星光谱中，电离钙的H和K吸收线中有时出现发射成分，可以比较肯定地认为它们来自这些恒星的色球。不过，人们还是发现了几个很特别的恒星，从而获得较详细地研究晚型超巨星色球的可能性：这就是由一个晚型超巨星和一个半径小得多的早型星组成的食双星系统，其中最著名的有御夫座ζ、天鹅座31、天鹅座32和仙王座VV等星。在这些食双星中，早型子星半径一般只有晚型超巨星半径的百分之几。早型子星在被食之前和被食之后，将两次从晚型超巨星大气后面经过，这时观测者看到的早型子星的光，将依次通过晚型超巨星色球不同高度的各层，而受到色球物质的吸收。对不同高度的色球层所产生的吸收线进行研究，就能获得有关晚型超巨星色球物质的物理状态的宝贵信息。近来对元素的高次电离发射线和HeI10830埃线等现象的研究，确认存在色球的恒星在赫罗图上分布甚广。其中有的如大角、五车二等还是活动色球星，它们的色球活动比太阳强得多。已单个建立理论色球模型的恒星也正在日益增多。

星冕
观测太阳时，在色球之外还能看到日冕。日冕延伸范围可达数百万公里甚至更远，但在光学辐射中的作用却很小。一般情况下，日冕完全淹没在光球辐射之中，只有在日全食时或通过特殊的日冕仪才能观测到它。其他恒星的星冕，主要根据紫外线和X射线的观测研究来确定。高能天文台2号卫星已测到100个以上恒星的X射线，通过分析认为主要来自它们的星冕。这些恒星在赫罗图上分布甚广，除M型巨星，G、K、M型超巨星外，还有其他类型恒星（包括白矮星），典型的例子有五车二、参宿二等。

恒星包层
典型的恒星光谱，是带有吸收线的连续谱。具有这种光谱的恒星大气，其厚度比星体半径小得多。但有少数恒星的大气厚度与星体半径差不多或甚至更大。这种大气称为恒星包层或延伸大气。延伸大气的光谱中除吸收线外，往往还有发射线，这是大气较外层的稀薄气体发出的。如果发射很强，发射线甚至可能把吸收线淹没。沿观测者视线方向直接投影到星面上的那一部分大气很象一个吸收管，当延伸大气中的物质足够多时，吸收管中的物质能在恒星光谱中造成附加的吸收线，这些吸收线的激发度低于大气内层吸收线的激发度。一些早型星如O、B型发射星（见恒星光谱分类、沃尔夫－拉叶星），以及其他一些恒星，都有这种延伸大气。

化学成分
通过恒星光谱中谱线的研究，可以测定恒星大气的化学成分。研究得最多的是太阳及其附近的星。结果表明，星族I恒星大气中元素的丰度与太阳的基本相同，这称为正常丰度，其数值列于下表（按几个元素族列出，并取氢的值为100）。

正常丰度的数值

表说明，氢占绝对优势，而金属含量甚微。但是，亚矮星、高速星以及球状星团等星族Ⅱ成员，其金属含量更低，大约比正常丰度还要小两个数量级。不同星族之间化学成分的差异，对于研究恒星的演化具有十分重要的意义。


太阳自转

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


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》。


光电成像器件

光电成像器件（ photoelectronic imaging devices ），基于光电效应对物体成像或进行图像增强与转换的器件。待成像物体发出的辐射因强度或波长范围往往不适合人眼直接观察，而需借助像管、摄像管或固体成像器件。

图1　前照式(a)和背照式(b)CCD结构示意

图2　ICCD的外形

像管包括各种变像管、像增强器和电子摄像管。这类器件一般由光电阴极、电子光学系统和荧光屏（或胶片）组成。人眼不便直接观察的辐射图像投射到光电阴极，因光电效应转变为电子图像，经电子光学系统传送到荧光屏上，并转换为强度和波长范围都适合观察或处理的图像。
摄像管的基本结构包括光电阴极、靶面及扫描段。光电阴极上的光电子图像投射到靶面上，变换为电荷潜像，扫描段通过电子枪与偏转系统实现细电子束对靶面的扫描，并将上面的电荷潜像转变为视频信号。有的摄像管在光电阴极和靶面之间增设移像段，帮助光电子图像的转移。
20世纪70年代以来迅速发展起来的电荷耦合器件(CCD)是应用最广的固体成像器件。结构是硅单晶衬底上生长一层厚度约100纳米的二氧化硅，上面沉积金属电极及输入和输出端。CCD的优点是将光电转换及信号的存取集中在一个支撑件上，体积小巧，工作可靠，且具有大动态范围、高灵敏度、低噪声。带像增强器的CCD(ICCD)器件及背照式CCD(EBCCD)等，更是实现了以小型化装置对微弱光成像的功能。


大气折射

大气折射（汉语拼音：Dɑqi Zheshe；英语：Dtmospheric Refraction），电磁波在传播过程中通过不同介质的界面时传播方向的改变称为折射，天体射来的光线或射电波通过地球大气层受到大气的折射，这种现象和由此引起的折射量称为大气折射。

历史
　　早在公元前2世纪前后，希腊的波西东尼乌斯就发现了大气折射现象，认识到大气折射影响大测量结果的准确性。公元2世纪希腊大天文学家托勒密在他的着作《光学》第五卷中进一步论述了大气折射问题。托勒密通过对恒星位置的反复观测，发现大气折射的作用，使得接近地平的星象位置有所升高。托勒密用光学折射的道理从理论上阐述了这一现象。16世纪，丹麦的大天文学家第谷也对大气折射现象有所研究，他测定了大气折射值。法国的天文学家G.D.卡西尼则于17世纪首先根据正弦定律建立了大气折射理论。其他一些着名的天文学家如英国的牛顿、布拉得雷、法国的拉普拉斯等人都对大气折射有所研究。19世纪20年代德国的天文学家贝塞尔建立了计算大气折射的对数公式，编制了一份相当精确的大气折射表。1870年俄国普尔科沃天文台编制了一份大气折射表，至今仍被广泛应用。

影响
　　产生的影响包括：
　　①天体方向改变。地球大气层的密度上稀下密，天体发出的光线因大气折射的变化而逐渐弯曲，以致观测者所见天体的视天顶距比真天顶距小。这一现象又称蒙气差。其值随天体天顶距的增大而增大，在天顶时为零，接近地平时最大。
　　②光程延长。在激光测距工作中，大气折射使测量到的光行时间比真空中的实际时间延长。在射电干涉测量中对射电波也有类似的影响。
　　③色散效应。由于大气折射率与光的波长有关，不同光谱型的恒星有不同的大气折射，因而会在观测天顶距中引入与光谱型有关的误差。这一效应也能使星像发散成一个光带。

测量
　　大气折射通常通过建立大气模型，即对大气物理性质随高度而改变的规律作某些假定，从而计算出大气折射量，加以改正。大气折射改正值还因温度、气压、湿度而变化。在实用上编成大气折射表，根据观测的天顶距和观测时记录的气温和气压可以从表中查出大气折射值。


恒星天文学

恒星天文学（ stellar astronomy ），研究恒星、星际物质和各种恒星集团的分布和运动特性的学科。天文学的分支。由于恒星为数众多，恒星天文学不采用讨论单个恒星的办法，而对大样本恒星，借助于统计分析和数学方法进行研究。恒星天文学的研究综合了天体测量学、天体物理学和射电天文学获得的各种数据，包括恒星视差、位置、自行、视向速度、星等、色指数、光谱型和光度等。
恒星天文学作为一门学科是由F.W.赫歇耳通过对恒星的大量观测和研究开始的。1783年他首次通过分析恒星的自行发现了太阳（在空间的）运动，并定出了运动的速度和向点。J.F.赫歇耳继承和发展了其父开创的事业，在恒星计数、双星观测和编制星团和星云表方面做了大量工作。1837年V.Y.斯特鲁维等测定了恒星的三角视差，从此开始了测定恒星距离的工作。1887年L.O.斯特鲁维从对恒星自行的分析中估计了银河系自转的角速度。19世纪中期天体物理学开始建立，恒星光谱分析为恒星天文学提供了重要资料。1907年K.史瓦西提出恒星本动速度椭球分布理论，开创了星系动力学。1912年，H.S.勒维特发现造父变星的周光关系，成为测定遥远星团的距离的重要手段。由此才对银河系的整体图像，以及太阳在银河系中的地位，有了比较正确的认识。1905～1913年，E.赫茨普龙和H.N.罗素创制了赫罗图，对了解恒星演化和推求其距离提供了有力的手段。1918年，H.沙普利分析了当时已知的100个球状星团的视分布，并用周光关系估算出它们的距离，得出了银河系是一个庞大的透镜形天体系统和太阳不居于中心的正确结论。1927年，荷兰的J.H.奥尔特根据观测到的运动数据证实了银河系自转。此外，银河系次系、星族、星协概念的建立和证实，对变星和星团、星云的研究和探讨恒星系统的结构作出了重要的贡献。
射电天文学的发展为恒星天文学提供了一种有力工具。1951年，开始利用中性氢21厘米谱线研究银河系内中性氢云的分布。1952年证实银河系的旋臂结构。1958年发现银河系中心的复杂结构和银核中的爆发现象。60年代以来，相继发现100多种星际分子的射电辐射。这些观测结果，对研究银河系自转、旋臂结构、银核和银晕都是非常重要的。星系动力学从20年代以来有很大的发展。1942年，B.林德布拉德提出了形成旋臂的“密度波”概念，以期克服旋涡星系的形成和维持旋臂的理论困难。1964年以来，林家翘等人发展了密度波理论，并且探讨星系激波形成恒星的理论。
恒星天文学所研究的主要内容有：星系中物质的分布同星系旋转的关系；恒星速度弥散度的规律；恒星系统的引力稳定性；球状星团和星系的动力学结构和演化；星团和星系团的暗物质；星系核中大质量黑洞的探寻和研究；以广义相对论为基础的强引力场星系动力学在发展中。


测微密度计

测微密度计（ microdensitometer ），测量微小面积内光学密度（或透射率）的仪器，又称测微光度计。在照相光度测量和照相分光光度测量中，用来测量底片照相密度。测微密度计按结构原理可分为两类：①单光束测微密度计（见图）。稳定的光源给出一束照射光，由显微物镜缩小，均匀地照射在待测底片上，底片上的像由另一显微物镜放大，投影在宽度和高度可调的狭缝（或光阑）平面上，狭缝限制着底片上被测量的区域，透过狭缝的光流被光电管接收。当照射光束通过底片上感光部分和未感光部分时，分别记录光电流读数i和i0，感光部分的密度等于lg(i/i0)。②双光束测微密度计。一个光源发出两束光：一束通过底片上待测区；另一束通过光学补偿器(如光劈)，密度随补偿器上的位置成正比地变化。这两束光到达同一光电探测器。测量时，移动光学补偿器，使第二束光强等于通过底片被测区的第一束光强，此时补偿器的位置便表示出底片的密度。这种装置不要求光源稳定，测量精度较高。

单光束测微密度计原理图

测微密度计一般都有两个同步移动的机构：一个带动被测底片，另一个带动记录纸。这样可自动扫描光谱底片。较新的全自动底片处理机，附有电子计算机数据处理系统，能自动、迅速、准确地测量各类天体的星等、光谱的密度（或透射率）、位置、形状、大小，并归算出视差、自行、视向速度、等值宽度等。


康德和拉普拉斯星云说

康德和拉普拉斯星云说（ Kant and Laplace nebular hypothesis ），康德于1755年和拉普拉斯于1796年各自提出关于太阳系起源的星云学说。它是最早的科学的天体演化学说。这两种星云说的基本论点相近，认为太阳系内一切天体都有形成的历史，都是由同一个原始星云按照客观规律──万有引力定律逐步演变而成的。
康德认为，这团原始星云是由大小不等的固体微粒组成的，“天体在吸引最强的地方开始形成”，万有引力使得微粒相互接近，大微粒把小微粒吸引过去凝成较大的团块，而且团块越来越大，引力最强的中心部分吸引的物质最多，先形成太阳。外面的微粒在太阳吸引下向中心体下落时与其他微粒碰撞而改变方向，变成绕太阳的圆周运动，这些绕太阳运动的微粒又逐渐形成几个引力中心，这些引力中心最后凝聚成朝同一方向转动的行星。卫星形成的过程与行星类似。彗星则是在原始星云的外围形成，太阳对它们的引力较弱，所以彗星轨道的倾角多种多样。行星的自转是由于落在行星上的质点的撞击而产生的。康德还用行星区范围的大小来解释行星的质量分布（当时人们仅知水星、金星、地球、火星、木星、土星六颗大行星、十颗卫星和三十来颗彗星）。

拉普拉斯认为，形成太阳系的云是一团巨大的、灼热的、转动着的气体，大致呈球状。由于冷却，星云逐渐收缩。因为角动量守恒，收缩使转动速度加快，在中心引力和离心力的共同作用下，星云逐渐变为扁平的盘状。在星云收缩中，每当离心力与引力相等时，就有部分物质留下来，演化为一个绕中心转动的环，以后又陆续形成好几个环。这样，星云的中心部分凝聚成太阳，各个环则凝聚成各个行星。较大的行星在凝聚过程中同样能分出一些气体物质环来形成卫星系统。
康德星云说否定了牛顿的神秘的“第一推动力”，第一次提出了自然界是不断发展的辩证观点，因而在形而上学的僵化的自然观上打开了第一个缺口，这是从哥白尼以来天文学取得的最大进步。康德的学说侧重于哲理，而拉普拉斯则从数学和力学上进行论述。拉普拉斯的科学论述加上他在学术界的威望，使星云说在十九世纪被人们普遍接受。由于科学发展水平的限制，这两种星云学说也有不少缺点和错误，曾一度被人们摒弃。但是，目前不少天文学家认为，星云说的基本思想还是正确的。


聚星

聚星（ multiple star ），由三、五个互相有物理联系的恒星组成的多重恒星系统，有时也按成员星的数目称为三合星、四合星等。聚星可以分成两类，一类是普通聚星，另一类称为四边形聚星。普通聚星的成员星两两组成双星，双星与另外的成员之间的距离至少是双星的两子星间的距离的3倍，有时可达几十倍，因此普通聚星的成员星的运动类似于双星的周期运动，只是这种周期运动由于摄动变得更复杂一点而已。大熊座ζ（中名开阳）是普通聚星的一个例子，开阳和旁边一个中名称为“辅”的星组成双星，相距约19，000天文单位，开阳本身又是一个双星，主星大熊座ζ甲和伴星大熊座ζ乙相距约400天文单位。大熊座ζ甲又是一个分光双星，主星和伴星相距约0.29天文单位。大熊座ζ乙也是分光双星。四边形聚星的成员星之间的距离相差不多，这种系统在力学上是不稳定的。聚星的成员星的运动不再是周期性的。聚星系统随着时间的流逝而逐渐瓦解。四边形聚星主要存在于星协之中，和年轻星团等一起组成星协的核心，是一种很年轻的恒星系统。猎户座四边形聚星是四边形聚星的著名的例子。它位于猎户座星云的中央，构成猎户座星协的核心。它由4颗亮度和光谱型都相差不多的星构成一个边长接近相等的四边形。自行的观测表明猎户座四边形聚星正在瓦解之中


太阳系起源

太阳系起源（汉语拼音：Taiyangxi Qiyuan；英语：Solar System，Origin of），研究太阳系由何而来的天文学分支学科。力求说明太阳系是在什么时候、由什么形态的物质、以怎样的方式、经历了多少时间形成的。太阳系起源有两个主要问题：一是形成行星物质的来源，二是行星形成的方式和过程。前者大致有3类理论：①灾变，认为是恒星走近或掠碰太阳致使太阳或恒星抛出物质。②俘获，太阳在宇宙中运动时从星际空间得到。③共同形成，认为太阳与行星由原有的同一原始星云凝聚而成。后者则可归纳为五种观点：①先形成环体，由各环体独立凝聚成行星及其卫星。②先形成若干比现在行星更大的原行星，以后它们失去一部或大部物质而变为行星。③先形成许多质量约1025千克左右的气态球体，以后凝聚成与月球大小相仿的中介体，最后再集聚为行星。④先形成一系列大小不一的旋涡，通过旋涡形成行星、卫星。⑤通过尘埃、粒子、粒子团由小变大的过程而形成许多大小不一的星子，星子通过吸积而变成若干行星胎再发展为行星。
　　综观其研究史，几十种学说实质上可划为星云说和灾变说两大类。星云说在18～19世纪风靡一时，灾变说在19世纪末至20世纪前期几乎取而代之，但20世纪中叶以后又涌现出三四十种现代星云说，中国天文学家戴文赛也在70年代提出了一个新星云说。虽然这些学说彼此有很大不同，有的强调电磁作用，有的突出超新星作用，有的着眼于太阳系角动量的异常分布，有的强调星子集聚等。但它们通常具有3个共同特点：①坚持了康德-拉普拉斯星云说的精髓，即主张太阳与行星共同形成，但具体细节也不排斥某些灾变说中的合理部分。②充分运用现代科学各种新理论、新成果，包括恒星起源与空间探测的新发现、新资料。③论证中尽量作定量计算，条件许可时还进行各种模拟试验。由于新星云说取得了较大的成果，一些原主张灾变说的人也改变了观点。新星云说还在继续发展之中。


星系的起源

星系的起源（ origin of galaxies ），与宇宙早期的结构和演化密切相关的科学研究课题。这一课题的研究历史尚短，流派较多，远未成熟。较流行的看法是，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，再演化为星系。关于星系前物质，有人认为是弥漫物质，也有人主张是超密物质。关于原星系的诞生，有两派见解。一派是引力不稳定假说，另一派是宇宙湍流假说。两派观点如下：

引力不稳定性假说
宇宙在早期由原子核、电子、光子和中微子等组成，在温度降到4，000K以前，处于辐射占优势的辐射时期，此时在各种相互作用中，引力不居主要地位。当温度降到4，000K左右，复合时期开始，宇宙等离子体中性化，宇宙从辐射占优势时期开始转入实体占优势时期。在复合时期前后的30亿年期间，星系团规模（甚至更小尺度）的引力不均匀性开始出现并逐渐增长。这时，宇宙物质就因引力不稳定而聚成原星系。计算表明，如果天体形成于复合前或复合初期，则先形成星系团或超星系团，再碎裂成星系或恒星；如果天体形成于复合晚期，则先形成105太阳质量的结构，一部分保留至今成为球状星团，大部分则聚合成星系、星系团。

宇宙湍流假说
在宇宙等离子体物质复合以前，强辐射压可引起湍动涡流。物质中性化后，辐射不再影响物质运动。涡流的碰撞、混合、相互作用产生巨大的冲击波，并形成团块群，再演变为星系。这一学说较自然地说明了星系和星系团的自转起因。计算表明，实体占优势时期形成的结构物为105太阳质量；复合时期形成的结构物则是1012太阳质量。
两种假说在星系形成的时期上观点比较一致，认为它们大约在100亿年形成的。
除上述两种假说外还存在其他一些假说：①正反物质湮没说：认为有限的总星系由等量的正反物质组成。正反物质湮没而产生压力，使原始云膨胀。原始云有正物质区、反物质区和正反物质混合区之分。同类区团聚，混合区把正物质区和反物质区隔开。我们的总星系是正物质系统，先收缩后膨胀。另外的总星系可能是反物质系统。②超密说：认为星系是超密的星系核的抛出物，星系团由超密物质碎裂而成。③延迟核假说：设想一部分原始超密物质比宇宙整体膨胀延迟了若干时间，“延迟核”一开始膨胀就成为白洞。类星体的核心和激扰星系核可能就是“白洞”。一部分延迟核转化为星系。④连续创造说：稳恒态宇宙模型认为物质产生于最高密区，即星系核之中。星系是在宇宙膨胀过程中连续产生的。


E过程

E过程（ e-process ），原子核的统计平衡过程。是B2FH理论（见元素合成理论）中提出的一种过程。e是英文equilibrium（平衡）的缩写。在温度T≥4×109～5×109K，密度ρ＞3×106克/厘米3的情况下，高能光子和原子核之间会发生大量的碰撞。一方面碰撞导致核的碎裂，另一方面碎片又很快同其他粒子相结合，最终在核的瓦解和形成之间建立起统计平衡。统计平衡在核合成理论中具有特殊的作用。
当核物质处于统计平衡状态时，即在原子核与自由质子和中子之间达到平衡，各种核的丰度可用统计方法确定。具体计算表明，统计平衡过程可形成元素的丰度曲线上的铁峰（钒、铬、锰、铁、钴、镍等）。现已拓宽了B2FH理论的思想，可能统计平衡存在层次，不同自然系统的平衡能达到更精度的平衡。熵给统计平衡最好的理解，熵最大时达到统计平衡。这种条件仅在超新星爆发过程能达到。由超新星1987A的γ射线观测已证明了超新星爆发过程中铁峰元素产生的重要性。


质光关系

质光关系（ mass-luminosity relation ），对赫罗图中主序上的恒星成立的恒星质量和绝对光度之间的一个重要近似关系。最早为E.P.哈姆所提出，并在1919年由E.赫茨普龙通过观测资料证实。1924年A.S.爱丁顿从理论上导出绝对光度为L的恒星与其质量M有L=kMα的简单关系，式中k为常数，α约为3。粗略地说，恒星的质量越大，它的内部必定越热，才能产生足够的内部压力来支持自身抗衡引力坍缩。质光关系只是一个近似关系，因为还有其他因素，诸如化学组成也影响恒星的亮度。由观测资料可得出分别用于主序不同部位恒星的质光关系：

L/ L 0≈( m/ m 0) 4对于 L＞ L 0的主序星
L/ L 0≈( m/ m 0) 2.8 对于 L＜ L 0的主序星

质光关系不仅提供了一个估计恒星质量的重要方法，也为研究恒星内部结构和建立各种恒星理论模型提出了一个判据。除物理性质特殊的巨星、白矮星和某些致密天体外，占恒星总数90％的主序星都符合质光关系。现代恒星结构理论借助各种质量恒星的内部结构和各种温度的恒星大气的不透明度来解释并计算出这一关系的各种表，专业天体物理研究可利用这些质光关系表。


磁耦合机制和沙兹曼机制

磁耦合机制和沙兹曼机制（ magnetic coupling mechanism and Schatzman mechanism ），解释太阳系角动量特殊分布的两种理论。太阳质量占太阳系总质量的99.8％以上，但其角动量(动量矩)却只占太阳系总角动量的1％左右，而质量仅占0.2％的行星和卫星等天体，它们的角动量却占99％左右。太阳系角动量的这种特殊分布，是太阳系起源研究中的一个重要问题。1942年，阿尔文提出一种“磁耦合机制”。他认为，太阳通过它的磁场的作用，把角动量转移给周围的电离云，从而使由后者凝聚成的行星具有很大的角动量。他假定原始太阳有很强的偶极磁场，其磁力线延伸到电离云并随太阳转动。电离质点只能绕磁力线作螺旋运动，并且被磁力线带动着随太阳转动，因而从太阳获得角动量。太阳因把角动量转移给电离云，自转遂变慢了。
1962年，沙兹曼提出另一种通过磁场作用转移角动量的机制，称为沙兹曼机制。他认为，太阳（恒星）演化早期经历一个金牛座T型变星的时期，由于内部对流很强和自转较快，出现局部强磁场和比现今太阳耀斑强得多的磁活动，大规模地抛出带电粒子。这些粒子也随太阳磁场一起转动，直到抵达科里奥利力开始超过磁张力的临界距离处，它们一直从太阳获得角动量。由于临界距离达到恒星距离的量级，虽然抛出的物质只占太阳质量的很小一部分，但足以有效地把太阳的角动量转移走。沙兹曼也用此机制解释晚于F5型的恒星比早型星自转慢的观测事实。晚于F5型的恒星，都有很厚的对流区和很强的磁活动，通过抛出带电粒子转移掉角动量，自转因而变慢。然而早于F5型的恒星，没有很厚的对流区，没有损失角动量，因而自转较快。


星云

星云（ Nebula ），太阳系以外天空中一切非恒星云雾状的天体（图1、图2、图3）。一些较近的星系，外观像星云，18世纪以来也称为星云。1924年底解决了宇宙岛之争以后，才把二者分开。位于银河系内的称为银河星云，银河系以外的星云称为河外星系或星系。按形状、大小和物理性质，银河星云可分为：广袤稀薄而无定形的弥漫星云，亮环中央具有高温核心星的行星状星云，以及尚在不断地向四周扩散的超新星剩余物质云（见超新星遗迹）。就发旋光性质，银河星云又可分为：被中心或附近的高温照明星（早于B1型的）激发发光的发射星云，因反射和散射低温照明星（晚于B1型）的辐射而发光的反射星云，以及部分地或全部地挡住背景恒星的暗星云。前两种统称为亮星云。反射星云同暗星云的区别，仅仅是在于照明星、星云和观测者三者相对位置的不同。

图1　鹰状星云

图2　柱状星云

图3　环状星云

目录

1 光度和光谱
2 气体星云中的电离球
3 星云的演变
4 成分

光度和光谱
用肉眼只能看到一个猎户座大星云，说明一般星云都是十分暗弱的。在《梅西耶星表》（M星表）的103个有一定视面积的天体中，只有11个是真正的星云。就是在1888～1910年陆续刊布的《星团星云新总表》（NGC星表）及其补编(IC)中的13 226个有一定视面积的天体中，也只有一小部分是真正的星云。只是在大口径望远镜，尤其是大视场强光力的施密特望远镜出现后，才开始对星云进行有效的观测研究。气体星云光谱中除氢、氮等复合线外，还有很强的氧、氮等的禁线，如[OⅢ]λλ4959、5007,[NⅡ]λλ6548、6583和[OⅡ]λλ3726、3729等，几乎在所有气体星云的光谱中都可看到。气体星云的光谱中同时存在一个较弱的连续背景，它一部分来自星云内尘埃物质对星光的散射，其强度随星云中尘埃含量而增减；另一部分来自电子的自由–自由跃迁和自由–束缚跃迁。此外，若干星云中还出现被照明星辐射加热到100℃左右的尘埃粒子所发射的红外连续光谱。

气体星云中的电离球
热星对气体星云的激发电离有一个范围。1939年瑞典天文学家B.G.D.斯特龙根确定了电离氢云的半径S0同恒星温度T和星云中粒子数密度N之间的关系：

式中 T0为离照明星 S0处的电子温度， θ=5 040/ T, R为恒星半径。通常把这个半径 S0叫作斯特龙根半径。从这个电离云到周围中性氢云的过渡是急促的，过渡区的厚度只有千分之一 秒差距，所以电离氢云都有一个很清晰的边界。由于 星云中气体和尘埃分布不均匀，加上位于 星云前面的吸收物质分布不规则，实际观测到的电离氢云的边界往往是参差不齐的。

星云的演变
一般认为行星状星云是由激发它的中心星抛射出来的，将会逐渐消失；新星和超新星爆发所抛出的云也在很快地膨胀而逐渐消失。它们都是恒星演化过程中的产物，也是恒星逐渐变为星际物质的过程。在照明星晚于B1型的一些弥漫星云中，一个暗星云可能是和运动着的恒星偶然相遇而被照亮，恒星离开之后重又变暗。已观测到这些星云与它们的照明星的视向速度是不相同的，因而二者之间没有演化上的联系。还有一些发射星云内部包含若干早于B1型的热星，它们常常组合成聚星、银河星团或星协（如O星协）。这些星云和年轻恒星一起分布在银河系旋臂中。因此，一般认为这些星云中的热星群可能是不久前才从这些星云中诞生的。

成分
银河星云中的物质都是由气体和尘埃微粒组成的。不同星云中的气体和尘埃的含量略有不同。发射星云中的尘埃少些，一般小于1％；暗星云中则多一些。星云中物质密度常常十分稀薄，一般为每立方厘米几十到几千个原子（或离子）。星云的体积一般比太阳系大许多倍，虽然密度很小，总质量却常常很大。星云物质的主要成分是氢，其次是氮，此外还含有一定比例的碳、氧、氟等非金属元素和镁、钾、钠、钙、铁等金属元素。近年来还发现有OH、CO和CH4等有机分子。星云中各种元素的含量与宇宙丰度是一致的。在其他星系中也有很多气体星云。


引力红移

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


原子钟

原子钟（汉语拼音：Yuanzi Zhong；英语：Atomic Clock），由原子能级跃迁吸收或发射频率异常稳定的电磁波作为频率标准制成的计时仪器。原子钟通常由原子频标、晶体振荡器伺服电路和石英钟构成；由前两部分产生的高度稳定的频率控制石英钟指示精确时间。原子钟具有准确度和稳定度高、复制性强的优点，准确到每天的误差1／10万～2／10万秒，是现在最准确、最稳定的时间和频率标准。由原子钟提供的原子时，已作为现代均匀时间的计量基准。原子钟不仅是重要的天文计时仪器，在物理学、航天、通信、测绘、军事等部门也有广泛用途。


天体力学数值方法

天体力学数值方法（ numerical method of celestial mechanics ），应用常微分方程数值解理论求解天体运动方程的方法。它与分析方法、定性方法并列为天体力学的三个基本方法。随着计算机的飞速发展，数值方法得到越来越广泛的应用。

目录

1 概述
2 建立天体历表常用的数值方法
3 研究轨道演化常用的数值方法
4 数值方法的主要特性

概述
天体力学研究大致分为两类：建立天体历表和研究轨道演化。前者要准确计算天体的位置，要求的精度比较高。后者研究天体轨道的长期演化，计算时间很长，需要保持系统的主要特征（如共振、混沌、守恒量等），但计算精度要求不高。传统的分析方法可用于建立天体的历表，但在精度要求高，轨道偏心率或倾角比较大，或者摄动因素比较复杂时会遇到困难，需要用数值方法求解。由于数学理论发展的限制，轨道演化课题常需要数值方法作为一种重要的辅助手段。数值方法的优点是适用范围广，计算公式简单，可达到很高的精度；缺点是计算速度慢，只能得到所计算的轨道，难于了解问题的全貌。太阳系行星、月球和人造天体的精密历表大都用数值方法建立。在讨论太阳系和恒星系统的起源和演化问题时，数值方法也是一个重要的工具。

建立天体历表常用的数值方法
计算天体历表时最常用和效率最高的方法是经典的科威尔方法，它直接积分以天体坐标为变量的二阶微分方程。当作用在天体上的力与速度有关时，科威尔方法应与亚当斯方法联用。科威尔方法不适用于偏心率比较大或受强摄动的轨道。
龙格–库塔型的方法程序简单，适用范围广，得到大量的应用。费赫伯格于20世纪70年代建立的嵌套算法更为人所熟知。它能自动地在每步计算后估计下一步应采取的步长。直接积分二阶微分方程的龙格–库塔方法称为尼斯特罗姆型方法，在轨道数值积分时效率要高些。
在计算太阳系小天体的历表时可能会遇到两个天体接近碰撞的情况，这时比较适用的方法是BS外推法，它能灵活地变阶和变步长。最好能同时对方程进行正规化变换以消除两体碰撞的奇点。专为大偏心率彗星轨道设计的埃弗哈特方法能达到很高的精度，但计算速度较慢。

研究轨道演化常用的数值方法
冯康和卢斯分别于20世纪80年代提出的辛方法，现在被广泛用于研究天体系统的演化。辛方法能保持哈密顿系统的主要特性辛结构，用大步长进行长时期计算时，能够保持系统的主要特征。自从威斯顿和荷尔曼提出在雅可比坐标系里把哈密顿函数分离成二体和摄动两个可积的部分后，辛方法成为研究太阳系动力学的主要数值方法，并得到了发展。
小恒星系、星团和星系团与太阳系有所不同，各个成员的质量相差不多，没有一个具有太阳在太阳系的统治地位，并且星体之间可能频繁地发生紧密交会。阿塞斯采用低阶泰勒级数展开，把差分、引力势的软化、正规化等技术相结合，编制了一系列的程序，适用于研究从几十到几千个星体组成的系统的演化，得到广泛的采用。

数值方法的主要特性
必须根据课题的具体要求来选择数值方法，因此需要了解每一个数值方法的特性和适用范围。这些特性主要有误差、稳定性、计算速度和能否保持天体系统的动力学特征等。用数值方法进行计算时所产生的误差可分为两类：截断误差和舍入误差。截断误差来自数值方法算得的结果和原微分方程的解之间的差别。截断误差愈小，表明这种方法的精度愈高。舍入误差来自计算过程中因计算机字长的限制产生的数字舍入。两种误差在逐步计算过程中一般都会累积扩大。累积的规律既和数值方法有关，又取决于微分方程的性质。
数值方法的稳定性决定在计算的某一步产生的误差，在以后的逐步计算过程中的传递规律，是始终保持微有增长还是急剧增长，以致淹没了结果的有效数字。稳定性通常与步长有关，步长愈大，稳定性愈差。亚当斯–科威尔之类的多步法要比龙格–库塔等单步法稳定性要差。
显然，截断误差愈小，稳定性愈好的数值方法可采用比较大的时间步长，数值积分耗费的机时就比较少。在采用相同步长的情况下，计算速度主要取决于每积分一步所需计算微分方程右边函数的次数。


黄道

黄道（ecliptic），地球绕太阳运行的轨道所在的平面。从地球上看，太阳一年内在天空中的视运动（相对于背景恒星）所描摹的就是黄道面。除冥王星外，所有行星的轨道都十分接近黄道面。


日心体系

日心体系（ heliocentric system ），认为太阳是宇宙中心，地球和其他行星都绕太阳转动的学说。又称“日心地动说”或“日心说”。
公元前3世纪，古希腊学者阿利斯塔克就有过这种看法，但未得到进一步发展。在后来的1 000多年中，托勒玫的地心体系在欧洲占了统治地位。直到16世纪，波兰天文学家N.哥白尼经过近40年的辛勤研究，在分析过去的大量资料和自己长期观测的基础上，于1543年出版的《天体运行论》中，系统地提出了日心体系。在托勒玫地心体系中，每个行星运动都含一年周期成分，但无法对此作出合理的解释。哥白尼认为，地球不是宇宙中心，而是一颗普通行星，太阳才是宇宙中心，行星运动的一年周期是地球每年绕太阳公转一周的反映。
哥白尼体系另一些内容是：①水星、金星、火星、木星、土星五颗行星和地球一样，都在圆形轨道上匀速地绕太阳公转。②月球是地球的卫星，它在以地球为中心的圆轨道上，每月绕地球转一周，同时跟地球一起绕太阳公转。③地球每天自转一周，天穹实际上不转动，因地球自转才出现日月星辰每天东升西落的现象。④恒星和太阳间的距离十分遥远，比日地间的距离要大得多。哥白尼曾列举了许多主张地球自转和行星绕太阳公转的古代学者名字，他发扬了这些学者的思想，竭尽毕生精力，经过艰辛的观测和数学计算，以严格的科学论据建立了日心体系。后来的观测事实不断地证实并发展了这一学说。
限于当时的科学发展水平，哥白尼学说也有缺点和错误，这就是：①把太阳视为宇宙的中心，实际上，太阳只是太阳系的中心天体，不是宇宙中心；②沿用了行星在圆轨道上匀速运动的旧观念，实际上行星轨道是椭圆的，运动也不是匀速的。在哥白尼之后，意大利思想家G.布鲁诺认为太阳并不是宇宙的中心，也并不存在“恒星天”这一层，他大胆地提出了宇宙无限而且不存在中心的正确见解。德国天文学家J.开普勒彻底地摒弃了托勒玫地心体系的本轮、均轮概念，明确指出行星运动的轨道是椭圆的，而太阳位于椭圆的一个焦点上，从而解决了行星运动速度不均匀的问题。布鲁诺和开普勒的这些见解是日心体系的重要发展。


春分点

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


天体的形状和自转理论

天体的形状和自转理论（ theory of the figure and rotation of celestial body ），研究各种类型的天体在内外引力作用下自转时的平衡形状，以及自转轴在空间和天体内部变化规律的理论。1825年天体力学奠基完成时已建立。当时主要以大行星为背景，研究流体在自引力和自转离心力作用下的平衡形状问题。19世纪已得到很多重要结果，如在一定条件下旋转椭球体（又称为马克洛林体）、三轴椭球体（Jacobi体）、梨状体可成为平衡形状。这些结果在后来讨论行星、恒星和星系的形状问题中都要用到。20世纪50年代以后，由于观测技术、航天技术、地球科学和天文学的迅速发展，天体形状和自转的研究内容和深度都有巨大的进展。

地球的形状和自转
人造地球卫星上天后，可用几何方法和动力学方法测量地球地面的精确形状，还能精确测定地球的内部结构。由此建立了空间大地测量学，并得到广泛的应用。原子钟出现后，为研究地球自转提供了更客观的标准。现在已能精确了解地球自转速率的变化情况，有如随时间不断减慢的长期变化，以及周年变化、半年变化、季节变化等，而且常有突变。这些观测结果为建立更精确的地球模型奠定了基础。现已不再用刚体地球模型讨论地球自转，而是用弹性加上黏滞的所谓滞弹体。讨论地球自转轴方向变化情况有专门研究领域。地极移动研究地球自转轴在地球体内的变化；岁差和章动研究地球自转轴在空间中的变化。由于观测精度很高，现在正用有关地球自转的观测结果反推地壳的变动和地球的内部结构，以及大气层的活动，为地震和气象服务。

行星、月球、卫星的形状和自转
航天探测器已得到大量的观测资料，有条件对这些天体的自转、形状和内部结构进行深入研究，为此建立起新的研究领域——行星动力学：主要用动力学方法研究这些天体的形状、内部结构和自转。到现在已建立起月球、金星、火星的形状和内部结构的动力学模型；其他大行星和质量大的卫星形状已能较精确地测定。行星、月球和卫星的自转已开始用动力学方法进行研究，如水星、月球的自转周期和在轨道上的公转周期相等，可用共振理论来解释，这是轨道–自转间的共振问题。金星的情况更特殊，自转周期是224日，公转周期则为243.6日，这里也有微弱的共振，它对公转轨道或自转的影响如何，还有待深入研究。
在广义相对论框架下，已证明自转和公转之间有相互影响，这是自转理论中的新课题。


平太阳时

平太阳时（mean solar time），主要以地球自转周期为基准的一种时间计量系统。简称平时。由于真太阳的运行速度和时角变化率不均匀，不适于作为计量均匀时间的基准，在天文学中引入平太阳。它在天赤道上作匀速运动，其速度与真太阳的平均速度相一致。一个地方的平太阳时以平太阳对于该地子午圈的时角来度量。平太阳在该地下中天的瞬间作为平太阳时零时。平太阳时与平恒星时之间有相互换算关系。真太阳时与平太阳时的时刻之差即为时差。


猎户座FU型变星

猎户座FU型变星（ FU Orionis variable ），增光缓慢、减光更慢的一种与暗星云成协、处于主序星前阶段的变星。典型星是猎户座FU。此外，还有天鹅座V1057和天鹅座V1515。猎户座FU在1936～1937年的一年多时间里增亮了6个多星等（B星等），光度极大的时间持续了两年左右，从1939年以后的十五、六年时间里才减光0.2个星等。天鹅座V1057在1969～1970年的390天时间里增亮了5个多星等（B星等），光度极大的时间持续了一年多，从1971年开始减光1个多星等。这类变星可能是接近“林忠四郎演化程”顶部的主序前星（见恒星的形成和演化、赫罗图），是光谱型为F或G的超巨星，爆发之前可能属于金牛座T型变星。


汤姆孙散射

汤姆孙散射（ Thomson scattering ），是指电磁辐射和一个自由带电粒子产生的弹性散射。入射电磁波的电场使粒子加速，从而激发粒子产生和入射波频率相同的辐射（散射波）。汤姆孙散射是康普顿散射在低能量区的近似。汤姆孙散射是等离子物理学中的一个重要现象，它首先由英国物理学家约瑟夫·汤姆孙解释。只要粒子的运动是非相对论性的（即速度远小于光速），粒子加速的主要原因都来自入射波的电场分量，而磁场的作用可被忽略。粒子将会在电场振动的方向上开始运动，从而产生电磁偶极辐射。运动粒子在垂直于运动方向上的辐射最强，而辐射沿着粒子的运动方向产生偏振。从而，取决于观察者的位置，从一个小体元散射出的电磁波存在程度不同的偏振。


太阳系

太阳系的主要成员：由左至右依序为（未依照比例）海王星、天王星、土星、木星、小行星带、太阳、水星、金星、地球和月球、火星，在左边可以看见一颗彗星
 太阳系在银河中的位置
　　太阳系（汉语拼音：tài yáng xì；英语：solar system），以太阳为中心的天体系统。在太阳的引力作用下，环绕太阳运行的天体构成的集合体及其所占有的空间区域。包括太阳、八大行星及其卫星（至少165颗）、5颗已经辨认出来的矮行星（冥王星、谷神星、阋神星、妊神星和鸟神星）和数以亿计的太阳系小天体构成。这些小天体包括小行星、柯伊伯带（Kuiper belt）的天体、彗星和星际尘埃。八大行星依照至太阳的距离，依序是水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。
　　广义上，太阳系的领域包括太阳，4颗像地球的内行星，由许多小岩石组成的小行星带，4颗充满气体的巨大外行星，充满冰冻小岩石，被称为柯伊伯带的第二个小天体区。在柯伊伯带之外还有黄道离散盘面和太阳圈，和依然属于假设的奥尔特云。
　　在英文天文术语中，因为地球的卫星被称为月球，这些卫星在英语中习惯上亦被称为“月球”（moon），在中文里面用卫星更为常见。在外侧的行星都有由尘埃和许多小颗粒构成的行星环环绕着，而除了地球之外，肉眼可见的行星以五行为名，在西方则全都以希腊和罗马神话故事中的神仙为名。

目录

1 概述

1.1 概念建立
1.2 结构
1.3 运动
1.4 在宇宙中的地位
1.5 太阳与八大行星数据表

2 分类
3 内太阳系

3.1 内行星

3.1.1 水星
3.1.2 金星
3.1.3 地球
3.1.4 火星

3.2 小行星带

3.2.1 谷神星
3.2.2 小行星族

4 中太阳系

4.1 外行星

4.1.1 木星
4.1.2 土星
4.1.3 天王星
4.1.4 海王星

4.2 彗星
4.3 半人马群

5 外太阳系

5.1 柯伊伯带

5.1.1 冥王星和卡戎

5.2 离散盘

5.2.1 阋神星

6 最远的区域

6.1 日球层顶
6.2 奥尔特云

6.2.1 塞德娜和内奥尔特云

6.3 疆界

7 星系的关联

7.1 邻近的区域

8 太阳系的起源及演化

8.1 星云演化阶段
8.2 星子演化阶段
8.3 太阳—地球形成阶段
8.4 火星—小行星形成阶段
8.5 木星—土星形成阶段（太阳核聚变爆发阶段）
8.6 天王星—海王星形成阶段
8.7 太阳系各星体的地质演化和后期演化要点

9 其他

9.1 太阳系行星“裁员”　冥王星遭“降级”
9.2 怎样飞越太阳系
9.3 “旅行者”飞船正冲出太阳系
9.4 太阳系的边界在哪里
9.5 美专家称人类可能永远无法飞出太阳系
9.6 天文学家观测到5个遥远星系
9.7 欧洲科学家发现太阳系外“超级地球”

概述
　　太阳系的最大范围约可延伸到1光年以外。在太阳系中，太阳的质量占太阳系总质量的99.8%，其它天体的总和不到太阳的0.2%。太阳是中心天体，它的引力控制着整个太阳系，使其它天体绕太阳公转。太阳系中的八大行星（依照至太阳的距离，依序是水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星）都在接近同一平面的近圆轨道上，朝同一方向绕太阳公转。
　　太阳系虽然庞大，但在银河系中，它犹如一粒沙。大约7千5百多万个太阳系排成一列才相当于银河系的直径。地球上看到夜空的银河并不均匀，那最亮处就是银河的中心。这说明太阳系不在银河系的中心位置，而是处于边缘处。太阳带着太阳系中的所有成员在银河系中绕着银心运动。
　　太阳系内主要天体的轨道，都在地球绕太阳公转的轨道平面（黄道）的附近。行星都非常靠近黄道，而彗星和柯伊伯带天体，通常都有比较明显的倾斜角度。
　　太阳系内天体的轨道（由左上方顺时针拉远观看）。由北方向下鸟瞰太阳系，所有的行星和绝大部分的其他天体，都以逆时针（右旋）方向绕着太阳公转。有些例外的，如哈雷彗星。
　　环绕着太阳运动的天体都遵守开普勒行星运动定律，轨道都以太阳为椭圆的一个焦点，并且越靠近太阳时的速度越快。行星的轨道接近圆型，但许多彗星、小行星和柯伊伯带天体的轨道则是高度椭圆的。
　　在这么辽阔的空间中，有许多方法可以表示出太阳系中每个轨道的距离。在实际上，距离太阳越远的行星或环带，与前一个的距离就会更远，而只有少数的例外。例如，金星在水星之外约0.33天文单位的距离上，而土星与木星的距离是4.3天文单位，海王星又在天王星之外10.5天文单位。曾有些关系式企图解释这些轨道距离变化间的交互作用，但这样的理论从未获得证实。

概念建立
　　从古代到中世纪，东西方认为地球不动地居于宇宙中心的观念始终占据认识宇宙的统治地位。公元2～3世纪，中国先哲先后提出盖天说、浑天说和宣夜说，全都认为地球是宇宙中心。140年前后，天文学家托勒玫在他的《天文学大成》一书中总结和发展了前人的认识，建立地心宇宙体系，主张地球居宇宙中心静止不动，日、月、行星和恒星均绕地球运行。1543年，波兰天文学家N.哥白尼根据前人对太阳、月球和行星的观测资料以及他本人30多年的观天实践，于1543年在他的《天体运行论》中提出“日心地动说”，首次科学地建立日心宇宙体系。16世纪下半叶，丹麦天文学家B.第谷建立一种介于地心说和日心说（见天文学史）之间的宇宙体系，认为地球静居中心，行星绕日运动，而太阳则率行星绕地球运行。17世纪初，意大利天文学家用望远镜发现并观察到木星的卫星及其绕木星运转，还观测到金星的盈亏现象，从而证实哥白尼日心说的正确性。德国天文学家J.开普勒于1609年发表的《新天文学》和1619年出版的《宇宙和谐论》，先后提出行星运动三定律（见开普勒定律）。17世纪80年代，英国科学家I.牛顿发现万有引力定律，从理论上阐明行星绕日运动规律，从而建立了科学的太阳系概念。1705年，英国天文学家运用牛顿力学成功地预言1682年的大彗星将在1759年再现。1781年，德裔英国天文学家F.W.赫歇耳发现天王星，扩大了太阳系领域。1801年，通过望远镜巡天搜索，发现位于火星轨道之外的一个小行星。随后判明，在火星和木星轨道之间有一个小行星带。1846年，法国天文学家U.-J.-J.勒威耶和英国天文学家J．C．亚当斯运用天体力学方法推算出天王星之外的海王星的存在，并由德国天文学家J.G.伽勒用望远镜观测证实，进一步扩展太阳系疆界。1930年，美国天文学家C.W.汤博发现冥王星，将太阳系行星总数增加到九个。直到2006年，根据国际天文学联合会通过的新《行星定义》，又将冥王星重新分类为矮行星。20世纪90年代，在海王星轨道之外发现了众多小天体，到21世纪初，已观测到的这些小天体总数超过1,000个，从而证实50年代预期的这些星之外的柯伊伯带的存在。几千年来，从“天圆地方”、“地球中心说”到今日的“太阳系天文观”正是人类认识宇宙的进步的写照，天文学历史进展的缩影。

结构
　　太阳在太阳系中占据中心和主导地位。太阳的质量占太阳系总质量的99.86%，其余天体共占0.14%。木星占了0.08%，其他行星的质量总和约占0.06%，而天然卫星、小行星、彗星、柯伊伯带天体等小天体和行星际物质的质量仅占太阳系总质量的微量份额。太阳的引力控制着整个太阳系，引力作用范围的半径可达1.5光年，再往外即为星际空间。太阳系的主要成员，除太阳外就是行星，因此太阳系是一个“行星系”。太阳系中，除太阳是以核聚变产能的恒星外，其他成员都是没有核能产生热辐射的“死”天体。
　　行星按质量和表面物态，分类地行星和类木行星两类。前者质量小，岩石表面，卫星少（水星和金星没有卫星，地球有一个，火星有二个），典型代表是地球；后者质量大，气态表面，卫星多(到2005年初已发现的卫星数为木星63个、土星35个、天王星27个、海王星11个)，有环系，典型代表是木星。类地行星和类木行星的轨道之间为引力不稳定带，只能存在质量很小，但为数众多，可能成员以百万计的小行星带。类木行星轨道之外，有一可能是短周期彗星起源地的柯伊伯带。
　　太阳系通常以小行星带为界，分为内和外两部分。小行星带以内称为内太阳系，小行星带以外叫作外太阳系。内太阳系有水星、金星、地球和火星共四个类地行星及其卫星；外太阳系计有木星、土星、天王星和海王星共四个类木行星及其卫星系，还有一个固态表面的小质量冥王星。
　　行星沿与太阳自转轴垂直的平面，即黄道面附近，绕太阳运转，特征是共面性。除行星、小行星带和柯伊伯带外，无数的流星体也集中分布在黄道带附近。行星公转轨道的偏心率很小，近圆性也是结构特征之一。行星与太阳的距离大小也具有特征，其规律可用提丢斯–波得定则表示。

运动
　　太阳系的行星都有自转。大多数行星的自转方向和太阳的自转一致，即自西向东沿逆时针方向。行星都在接近同一平面的近圆轨道上，自西向东沿逆时针方向绕日公转。行星的大多数卫星也都自西向东，沿逆时针方向绕行星运转。小行星主带和柯伊伯带中的小天体也多自西向东，沿逆时针方向绕太阳运行。距离太阳越远的行星、小行星和柯伊伯带天体绕太阳运转的轨道速度越慢，距离行星越远的卫星绕行星运转的轨道速度也越慢，这一现象分别称为太阳系的较差自转和行星系的较差自转。
　　质量占太阳系总质量的99.86%的太阳的角动量只占1%左右，而质量仅占0.14%的太阳系其他天体的角动量总和却占99%左右，这一特殊的角动量分布现象是太阳系的一个运动特征。
　　太阳相对于邻近恒星的运动速度为19.6千米/秒，朝向武仙座一点，该点称为太阳向点，简称向点。此外，太阳和太阳系还以250千米/秒的速度在银河系中绕银心运行，约2亿年绕转一周。

在宇宙中的地位
　　太阳是银河系内的约2,000亿个成员恒星中的普通一员。按质量计，它是中等质量的矮星；按光度计，它是中等光度的矮星；按表面温度计，它是约5,000K的黄矮星；按年龄计，它是已诞生约50亿年，处在演化进程的中间阶段，为其一生中的中年恒星。根据太阳的金属丰度确认，它属星族Ⅰ，亦即不是银河系的第一代天体，而是第二代或第三代恒星。到2005年初，已发现并确认的拥有行星或行星系的恒星超过150个，所以太阳系也是恒星世界中普遍存在的行星系中的一个。
　　太阳系位于距银河系中心约25,000光年的银盘（银河系的圆盘结构）中，和其他上千亿个恒星一道环绕银心运转，太阳的轨道速度为250千米/秒，约2亿年绕行一周。太阳和太阳系不处在特殊位置上，不是银河系的中心。银河系是一个巨型旋涡星系，是已观测到的约上千亿个多种类型的星系中的普通一员。银河系也不是大宇宙的中心。

太阳与八大行星数据表

太阳与八大行星数据表（顺序以距离太阳由近而远排列）卫星数截至2012年6月，距离与轨道半径以1天文单位（AU）为单位。

天体
赤道半径（km）
偏率
赤道重力地球=1
体积地球=1
质量地球=1
比重
轨道半径（AU）
轨道倾角（度）
赤道倾角（度）
公转周期（地球年）
自转周期（地球日）
已发现卫星数

太阳
 696000
0.
28.01
1304000
 333400
1.44
  --
 --
 7.25
  约两亿两千六百万（绕银河系）
 25.38天（赤道）/37.01天（南北两极）
 --

水星
   2440
0.
0.38
0.056
  0.055
5.43
 0.3871
7.005
~0
 87.97天
59天
0

金星
   6052
0.
0.91
0.857
  0.815
5.24
 0.7233
3.395
177.4
 225天
243天
0

地球
   6378
0.0034
1.00
1.00
  1.000
5.52
 1.0000
0.000
23.44
 365.24天
23小时56分钟
1

火星
   3397
0.0052
0.38
0.151
  0.107
3.93
 1.5237
1.850
25.19
 687天
24小时37分钟
2

木星
  71492
0.0648
2.48
1321
317.832
1.33
 5.2026
1.303
 3.08
11.86年
9小时50分钟
66

土星
  60268
0.1076
0.94
755
 95.16
0.69
 9.5549
2.489
26.7
29.46年
10小时39分钟
61

天王星
25559
0.023
0.89
63
 14.54
1.27
19.2184
0.773
97.9
84.01年
17小时14分钟
27

海王星
24764
0.017
1.11
58
 17.15
1.64
30.1104
1.770
27.8
164.82年
16小时06分钟
13

 太阳系的行星和矮行星。图中唯大小依照比例，距离未依比例
分类
　　按传统说法，太阳系被分为行星（绕太阳公转的大物体）和它们的卫星（如月球，绕行星公转的各种大小的星体），小行星（小型的密集的绕太阳公转的星体）和彗星（小个体的冰质的绕高度偏心轨道公转的星体）。 八大行星通常按以下几个方法分类：

根据组成：

固态行星主要由岩石与金属构成，高密度，自转速度慢，固态表面，没有光环，卫星较少，它们是：水星、金星、地球和火星。

气态行星主要由氢和氦构成，密度低，自转速度快，大气层厚，有光环和很多卫星，它们是：木星，土星，天王星和海王星。

根据大小:

小行星（直径小于13000千米）：水星、金星、地球和火星。

巨行星（直径大于48000千米）：木星、土星、天王星和海王星。巨行星有时被称为气态行星。

水星有时被称作次行星(lesser planets)（不要与次级行星(minor planets)——小行星的官方命名——相混乱）。

根据相对太阳的位置：

内层行星：水星、金星、地球和火星。

外层行星：木星、土星、天王星和海王星。

在火星和木星之间的小行星带组成了区别内层行星和外层行星的标志。

根据相对地球的位置：

地内行星：水星和金星。它们离太阳与地球较近。 地内行星看起来的如同地球上看有时不完整的月亮。

地球。

地外行星：火星到海王星。它们离太阳与地球较远。地外行星看起来通常是完整的，或近乎完整的。

根据历史：

古典行星（史前即以得知、可用肉眼观测）：水星、金星、火星、木星和土星。

现代行星（近现代所发现、用望远镜观测）：天王星、海王星。

地球。

内太阳系
　　内太阳系在传统上是类地行星和小行星带区域的名称，主要是由硅酸盐和金属组成的。这个区域挤在靠近太阳的范围内，半径比木星与土星之间的距离还短。

内行星
　　四颗内行星或是类地行星的特点是高密度、由岩石构成、只有少量或没有卫星，也没有环系统。它们由高熔点的矿物，像是硅酸盐类的矿物组成表面固体的地壳和半流质的地函，以及由铁、镍构成的金属组成核心。四颗中的三颗（金星、地球、和火星）有实质的大气层，全部都有撞击坑和地质构造的表面特征（地堑和火山等）。内行星容易和比地球更接近太阳的内侧行星（水星和金星）混淆。

水星
　　水星（0.4 天文单位）是最靠近太阳，也是最小的行星（0.055地球质量）。它没有天然的卫星，仅知的地质特征除了撞击坑外，只有大概是在早期历史与收缩期间产生的皱折山脊。水星，包括被太阳风轰击出的气体原子，只有微不足道的大气。目前尚无法解释相对来说相当巨大的铁质核心和薄薄的地函。假说包括巨大的冲击剥离了它的外壳，还有年轻时期的太阳能抑制了外壳的增长。
　　由于水星就在太阳的眼皮底下，在水星上观察到的太阳大小会超过地球上的两倍。水星白天的表面温度可达摄氏427度，而到了晚上又会骤降至摄氏零下173度。水星有着其特殊的轨道运动，它绕太阳公转一周仅需约88个地球日，而其自转周期却需约59个地球日。二者如此的比例关系使得水星的一昼夜长达176个地球日，水星表面的夜晚将长达几个星期。
　　由于水星表面温度太高，水星不可能像它的两个近邻金星和地球那样保留一层厚厚的浓密大气，因此无论是白天还是夜晚，水星的天空通常都是一片漆黑。如果仰望天空，你会看到两颗明亮的星星：淡黄色的金星和蓝色的地球。水星大气主要是由从太阳风中俘获的气体组成，密度只有地球大气的12%，主要成份为氦 (42%)、汽化钠(42%)和氧(15%)。水星表面的岩石只反射它们所接收阳光的8%，这使得它成为太阳系中最黑暗的行星之一。
　　水星只在黎明或白天出现在天空，因此在地球上观测水星较为困难。直到20世纪70年代中期“水手”号任务的实施这种情况才有所改变。无人探测器“水手10号”发回的照片揭示了水星过去的历史。水星表面有许多很深的陨石坑，其中一个和美国得克萨斯州一样大。这表明水星也曾接连不断地遭到陨石的轰击。但照片也显示水星表面有广阔的平原。科学家们推测水星曾经是液态的，后来逐渐冷却凝固成了岩石。较小的陨石只在水星表面留下一个个陨石坑，而较大的则击破了水星外壳，使涌出的熔岩流在平原上到处流淌。水星表面纵横交错地分布着长长的、高低起伏的悬崖。这些构造最高可达3048米。这些峭壁可能是由于水星冷却时直径缩小形成的。水星核的主要成份是铁和镍，水星的幔和壳主要由硅酸盐组成。在太阳系所有行星中，水星所含铁的比例是最高的。
　　水星表面不存在液态水。但1991年科学家们在其北极发现了一个亮斑，这个亮斑可能是由于水星表面或贮存在地下的冰反射阳光造成的。虽然水星表面温度非常高，但在水星北极的一些陨石坑内，可能由于终年不见阳光而使温度长年底于-161摄氏度以下，这足以使来自水星内部或宇宙空间的水以冰的形态保存下来。

金星
　　金星 （0.7 天文单位）的体积尺寸与地球相似（0.86地球质量），也和地球一样有厚厚的硅酸盐地函包围着核心，还有浓厚的大气层和内部地质活动的证据。但是，它的大气密度比地球高90倍而且非常干燥，也没有天然的卫星。它是颗炙热的行星，表面的温度超过400°C，很可能是大气层中有大量的温室气体造成的。没有明确的证据显示金星的地质活动仍在进行中，但是没有磁场保护的大气应该会被耗尽，因此认为金星的大气是经由火山的爆发获得补充。
　　由于金星分别在早晨和黄昏出现在天空，古代的占星家们一直认为存在着两颗这样的行星，于是分别将它们称为“晨星”和“昏星”。英语中，金星——“维纳斯”(Venus)是古罗马的爱情与美丽之神。它一直被卷曲的云层笼罩在神秘的面纱中。
　　金星是距太阳的第二颗行星。由于金星和地球在大小、质量、密度和重量上非常相似，而且金星和地球几乎都由同一星云同时形成，占星家们将它们当作姐妹行星。然而不久前科学家们发现，事实上金星与地球非常不同。金星上没有海洋，它被厚厚的主要成份为二氧化碳的大气所包围，一点水也没有。它的云层是由硫酸微滴组成的。在地表，它的大气压相当于在地球海平面上的92倍。
　　由于金星厚厚的二氧化碳大气层造成的“温室效应”，金星地表的温度高达482摄氏度左右。阳光透过大气将金星表面烤热。地表的热量在向外辐射的过程中受到大气的阻隔，无法散发到外层空间。这使得金星比水星还要热。
　　金星上的一天相当于地球上的243天，比它225天的一年还要长。金星是自东向西自转的，这意味着在金星上，太阳是西升东落的。
　　金星的浓厚的云层至今仍是妨碍科学家揭开金星表面奥秘的主要原因。射电望远镜和射电摄影系统的出现使我们能够看到厚厚的云层下面的金星表面。
　　金星的表面比较年轻，当是300至500万年前才形成的。科学家们正在研究是何原因导致这一现象的。金星的地形主要是覆盖着熔岩的广阔平原和受地质活动破坏的山脉或高原。位于Ishtar区域的Maxwell山是金星上最高的山峰。Aphrodite区域的高原几乎占据了赤道地区的一半。Magellan计划中获得的金星2.5公里以上高原区图像显示存在明亮的潮湿土壤。然而，在金星表面，液态水是不可能存在的，无法解释明亮高原的原因。有一种假设认为这些明亮的区域可能是由于金属化合物。研究显示，这些金属可能是硫化铁。它无法在平原地区存在，但在高原地区是可能的。这些金属也可能是外来的，它导致的效果是一样的，但浓度要低一些。
　　金星的表面随机布满了许多小型陨石坑。由于金星的浓厚大气，直径小于2公里的陨石坑几乎无法保留下来。而当大型陨石在小型陨坑形成前撞击金星表面，其产生的碎片在地表产生了例外的陨石坑群。火山及火山活动金星表面为数很多。至少85%的金星表面覆盖着火山岩。大量的熔岩流经几百公里，填满低地，形成了广阔的平原。除了几百个大型火山，100000多座小型火山口点缀在金星表面。从火山中喷出的熔岩流产生了了长长的沟渠，范围大至几百公里，其中一条的范围超过7000公里。

地球
　　地球（1 天文单位）是内行星中最大且密度最高的，也是唯一地质活动仍在持续进行中并被人类承认拥有生命的行星。它也拥有类地行星中独一无二的水圈和被观察到的板块结构。地球的大气也与其他的行星完全不同，被存活在这儿的生物改造成含有21%的自由氧气。它只有一颗卫星，即月球；月球也是类地行星中唯一的大卫星。
　　首先提出地球是球形这一概念的是公元前五六世纪的希腊哲学家毕达哥拉斯。随后，亚里士多德根据月食时月面出现的地影给出了地球是球体的第一个科学证据，公元前三世纪，古希腊天文学家埃拉托斯特尼第一次算出了地球的周长。

火星
　　火星（1.5 天文单位）比地球和金星小（0.17地球质量），只有以二氧化碳为主的稀薄大气，它的表面，有密集与巨大的火山，例如奥林帕斯山，水手号峡谷有深邃的地堑，显示不久前仍有剧烈的地质活动。火星有两颗天然的小卫星，戴摩斯和福伯斯，可能是被捕获的小行星。
　　火星是距太阳的第四个行星，它的体积在太阳系中居第七位。由于火星上的岩石、砂土和天空是红色或粉红色的，因此这颗行星又常被称作“红色的星球”。
　　火星的南半球是类似月球的布满陨石坑的古老高原，而北半球大多由年轻的平原组成。火星上高24公里的奥林匹斯山可称为是太阳系中最高的山脉。在距火星大约几万公里的地方，有两颗非常小的星体，它们是火星的卫星。
　　在汉语中，火星的名字让人联想到“火”和炎热，但事实上，这颗红色的星球却异常寒冷和干燥。尽管如此，火星仍然是太阳系中与地球最相似的一颗行星。它的体积比地球小，大气也比地球稀薄。
　　火星的大气非常稀薄，大气压只有地球的千分之七。火星大气的主要成份是二氧化碳，其他成份还有氮、氩、氧等。水在火星大气中的比重只有百分之零点零三。因而火星表面异常干燥。
　　火星的平均气温为零下五十五摄氏度，而温差较大：在夏季的昼间，气温最高为二十摄氏度，而在冬季，气温则可低达零下一百多摄氏度。火星上经常有强风，因而常导致大范围的尘暴。
　　虽然火星大气中的水少得可怜，但科学家们发现，火星上的许多地区有被侵蚀的迹象，而且那纵横交错的河床似乎在告诉我们，火星上曾经有过液态的水，而且水还很多，它们聚集成大大小小的湖泊，甚至海洋。科学家们作出的解释是，在火星的形成初期，这个星球被厚厚的二氧化碳云层所包裹，导致了强大的“温室效应”，受太阳辐射后，火星表面的热量被云层阻隔，无法散发到外层空间，使得气温升高，使水能以液态存在。那时的火星温暖湿润，可能孕育过生命，因此人类一直对火星情有独钟，总有一天人类也会像登月一样登上火星表面。
　　在火星的两极有大量的固态二氧化碳（干冰），科学家们猜测，在这些巨大的冰盖下面可能存在着固态的水。

小行星带
　　小行星是太阳系小天体中最主要的成员，主要由岩石与不易挥发的物质组成。
　　主要的小行星带位于火星和木星轨道之间，距离太阳2.3至3.3天文单位，它们被认为是在太阳系形成的过程中，受到木星引力扰动而未能聚合的残余物质。
　　小行星的尺度从大至数百公里、小至微米的都有。除了最大的谷神星之外，所有的小行星都被归类为太阳系小天体，但是有几颗小行星，像是灶神星、健神星，如果能被证实已经达到流体静力平衡的状态，可能会被重分类为矮行星。
　　小行星带拥有数万颗，可能多达数百万颗，直径在一公里以上的小天体。尽管如此，小行星带的总质量仍然不可能达到地球质量的千分之一。小行星主带的成员依然是稀稀落落的，所以至今还没有太空船在穿越时发生意外。
　　直径在10至10-4 米的小天体称为流星体。

谷神星
　　谷神星 （2.77天文单位）是主带中最大的天体，也是主带中唯一的矮行星。它的直径接近1000公里，因此自身的重力已足以使它成为球体。它在19世纪初被发现时，被认为是一颗行星，在1850年代因为有更多的小天体被发现才重新分类为小行星；在2006年，又再度重分类为矮行星。

小行星族
　　在主带中的小行星可以依据轨道元素划分成几个小行星群和小行星族。小行星卫星是围绕着较大的小行星运转的小天体，它们的认定不如绕着行星的卫星那样明确，因为有些卫星几乎和被绕的母体一样大。
　　在主带中也有彗星，它们可能是地球上水的主要来源。
　　特洛依小行星的位置在木星的 L4或L5点（在行星轨道前方和后方的不稳定引力平衡点），不过“特洛依”这个名称也被用在其他行星或卫星轨道上位于拉格朗日点上的小天体。 希耳达族是轨道周期与木星有着2:3共振的小行星族，当木星绕太阳公转二圈时，这群小行星会绕太阳公转三圈。
　　内太阳系也包含许多“淘气”的小行星与尘粒，其中有许多都会穿越内行星的轨道。

中太阳系
　　太阳系的中部地区是气体巨星和它们有如行星大小尺度卫星的家，许多短周期彗星，包括半人马群也在这个区域内。此区没有传统的名称，偶尔也会被归入“外太阳系”，虽然外太阳系通常是指海王星以外的区域。在这一区域的固体，主要的成分是“冰”（水、氨和甲烷），不同于以岩石为主的内太阳系。

外行星
　　在外侧的四颗行星，也称为类木行星，囊括了环绕太阳99%的已知质量。木星和土星的大气层都拥有大量的氢和氦，天王星和海王星的大气层则有较多的“冰”，像是水、氨和甲烷。有些天文学家认为它们该另成一类，称为“天王星族”或是“冰巨星”。这四颗气体巨星都有行星环，但是只有土星的环可以轻松的从地球上观察。“外行星”这个名称容易与“外侧行星”混淆，后者实际是指在地球轨道外面的行星，除了外行星外还有火星。

木星
　　木星（5.2 天文单位），主要由氢和氦组成，质量是地球的318倍，也是其他行星质量总和的2.5倍。木星的丰沛内热在它的大气层造成一些近似永久性的特征，例如云带和大红斑。木星已经被发现的卫星有63颗，最大的四颗，甘尼米德、卡利斯多、埃欧和欧罗巴，显示出类似类地行星的特征，像是火山作用和内部的热量。甘尼米德比水星还要大，是太阳系内最大的卫星。
　　木星是距太阳的第五颗行星，并且是太阳系九大行星中最大的一颗。按离太阳由近及远的次序为第五颗。木星是夜空中最亮的几颗星之一，仅次于金星，通常比火星亮(除火星冲日时以外)，也比最亮的天狼星亮。木星的成份也比其他行星更为复杂。它的重量为1.9 Ｅ27公斤，赤道直径为142,800公里，木星的赤道半径为71,400公里，为地球的11.2倍；体积是地球的1,316倍；质量是1.9Ｅ30千克，相当于地球质量的三百多倍，是所有其他行星总质量的两倍半。平均密度相当低，只有1.33克/立方厘米。重力加速度在赤道和两极不同，赤道上为2,707厘米/平方秒，两极为2,322厘米/平方秒。木星是太阳系中卫星数目较多的一颗行星，木星拥有16个卫星，其中的四个（木卫四、木卫二、木卫三和木卫一）早在1610年就被伽利略发现了。1979年，“旅行者”一号发现木星也有环，但它非常昏暗，在地球上几乎看不到。木星的大气非常厚，可能它本身就像太阳那样是个气体球。木星大气的主要成份是氢和氦，以及少量的甲烷、氨、碳、氧及少量的铁、硫、水汽和其他化合物。在木星的内部，由于巨大的压力，氢原子中的电子被释放出来，仅存赤裸的质子。使氢呈现金属特性。
　　纬线上色彩分明的条纹、翻腾的云层和风暴象征着木星多变的天气系统。云层图案每小时每天都在变化。“大红斑”是一个复杂的按顺时针方向运动的风暴，它于1665年被法国天文学家卡西尼发现，至今已存在了300多年了。大红斑呈蛋形，宽1400千米，长30000千米，其外缘每四至六天旋转一圈，而在中心附近，运动很小，且方向不定。在条状云层上可以发现一系列小风暴和漩涡。木星大气层的平均温度为－121摄氏度。
　　在木星的两极，发现了与地球上的十分相似的极光。这似乎与沿木卫一螺旋形的磁力线进入木星大气的物质有关。在木星的云层上端，也发现有与地球上类似的高空闪电。
　　木星在中国古代用来定岁纪年，由此把它叫做“岁星”，而西方天文学家称木星为“朱庇特”，即罗马神话中的众神之王，相当于希腊神话众星之中俨然以王者居，不可战胜的天神宙斯。

土星
　　土星（9.5 天文单位），因为有明显的环系统而著名，它与木星非常相似，例如大气层的结构。土星不是很大，质量只有地球的95倍，它有60颗已知的卫星，泰坦和恩塞拉都斯拥有巨大的冰火山，显示出地质活动的标志。泰坦比水星大，而且是太阳系中唯一实际拥有大气层的卫星。
　　土星，按离太阳由近及远的次序为第六颗。中国古代称填星或镇星。1871年发现天王星之前，土星一直被认为是离太阳最远的行星。
　　人类在有史以前就已经对土星进行了观测。1610 年，伽利略第一次通过望远镜对它进行了观测，并记录下了它奇特的运行轨迹。早期观测土星非常困难，这是因为每过几年地球就要穿越土星光环所在的平面。直至 1659 年惠更斯推断出光环的几何形状后情况才有所改变。土星一直被认为是太阳系中唯一拥有光环的行星。但 1977 年人们发现天王星也有暗淡的光环，此后不久在木星和海王星周围也发现了光环。土星探测飞船卡西尼号已于 1997 年 10 月 15 日升空，将于 2004 年 7 月 1 日抵达土星。
　　土星是距太阳的第 6 颗行星，赤道直径 119,300 千米，在太阳系中位居第二。1980-81 年旅行者号飞船的探测给人们带来了许多有关这颗行星的知识。土星的飞速自转使它的两极明显地扁平。土星自转一周 10 小时 39 分，公转一周为 29.5 个地球年。
　　土星大气的主要成份是氢，另外还有少量的氢和甲烷。土星是太阳系中唯一密度比水小的行星，要是把它扔进一个足够大的海洋，它肯定会浮在水面。黄色的土星表面有明显的宽阔条纹，这和木星非常相似，但不如木星来得鲜明。土星大气内部风速极高。在赤道附近风速可以达每秒 500 米。在土星的南北极也有与地球相似的极光。
　　巨大的光环使土星成为太阳系里一颗非常美丽的行星。土星的光环其实可分成几个不同的部分，最明亮、宽阔的是 A 环和B 环，较暗的是 C 环。光环的各部分之间有明显的裂缝，最大裂缝的是 A 环和 B 环间的的 Cassini 裂缝，它是由 Giovanni Cassini 在 1657 年发现的。A 环内的 Encke 缝则是由 Johann Encke 1837 年发现的。通过飞船的探测，人们还发现较宽的光环其实是由许多狭窄的小环组成的。
　　光环的形成原因还不十分清楚，据推测可能是由彗星、小行星与较大的土卫相撞后产生的碎片组成的。光环可能含有大量的水份，构成它们的是直径从几厘米到几米的冰块和雪球。某些光环，如 F 环的结构在邻近的卫星引力拉扯下结构发生了细微的变化。
　　科学家在“旅行者”号飞船发回的一张图片中发现，土星宽阔的 B 环上带有放射状的阴影，但在“旅行者”号此后拍摄的其他图片中却没有。据推测，这一现象可能因为光环在某些时候带有静电，漂浮在宇宙中的尘埃被吸附而造成的。
　　土星有18个经确认的卫星，是太阳系中拥有卫星数量最多的行星。人们还从“旅行者”飞船拍摄的图片中找到了四个可能存在的新卫星。1995 年，科学家通过哈博太空望远镜发现的四个天体也可能是新卫星。
　　在土星的卫星中，只有土卫六 (Titan) 拥有明显的大气层。大多数卫星同步自转，但土卫七 (Hyperion) 与土卫九 (Phoebe) 是个例外，它们的轨道是无规则的。土星的卫星系统非常稳定，多数卫星的轨道都是近圆形的，并都处于土星的赤道平面上，而只有土卫八 (Iapetus) 和土卫九 (Phoebe)是例外。

天王星
　　天王星（19.6 天文单位），是最轻的外行星，质量是地球的14倍。它的自转轴对黄道倾斜达到90度，因此是横躺着绕着太阳公转，在行星中非常独特。在气体巨星中，它的核心温度最低，只辐射非常少的热量进入太空中。天王星已知的卫星有27颗，最大的几颗是泰坦尼亚、欧贝隆、乌姆柏里厄尔、艾瑞尔和米兰达。
　　在古老的希腊神话中，天王星被看作是第一位统治整个宇宙的天神-乌刺诺斯。他与地母该亚结合，生下了后来的天神，是他费尽心机将混沌的宇宙规划得和谐有序。
　　天王星是距太阳的第七颗行星，在太阳系中，它的体积位居第三。它是1781年由在英国定居的德国天文学家F.W.赫歇尔发现的。天王星赤道直径51800公里，公转周期为84.01个地球年。它与太阳的平均距离为2.87亿公里。天王星上的一天是17小时14分钟。它是太阳系中唯一个“躺”着围绕太阳运转的行星。天王星至少有15个卫星。最大的两个是1787年发现的。
　　天王星的大气层中83%是氢，15%为氦，2%为甲烷以及少量的乙炔和碳氢化合物。上层大气层的甲烷吸收红光，使天王星呈现蓝绿色。大气在固定纬度集结成云层，类似于木星和土星在纬线上鲜艳的条状色带。天王星具有温度较高的同温层和一个较冷的对流层。由于天王星离太阳很远，它接受太阳能只有地球的千分之二，表面温度只有-211℃；仅靠太阳光是不能达到如此高温的，因而可能在天王星上存在其他能源。由于天王星的自转，星体中纬度有风。风速大约是每秒40-160米。经无线电科学测试，发现在赤道附近有大约每秒一百米的逆风。

海王星
　　海王星（30 天文单位）虽然看起来比天王星小，但密度较高使质量仍有地球的17倍。他虽然辐射出较多的热量，但远不及木星和土星多。海王星已知有13颗卫星，最大的崔顿仍有活跃的地质活动，有着喷发液态氮的间歇泉，它也是太阳系内唯一逆行的大卫星。在海王星的轨道上有一些1:1轨道共振的小行星，组成海王星特洛伊群。
　　海王星是太阳系中最外缘的一颗巨行星，赤道直径49,500公里。如果海王星上有洞，它能容纳近60个地球。海王星每165年绕太阳一周。海王星上的一天为16小时6.7分钟。
　　海王星的内部是熔岩、水、液氨和甲烷的混合物组成的。外面的一层是氢、氦、水和甲烷组成的气体的混合物。甲烷赋予了海王星云层蓝色的外观。
　　由于海王星离太阳遥远，海王星云层的平均温度为零下193摄氏度至零下153摄氏度，但在红外波段，海王星的辐射能量超过它所吸收的太阳能量，这表明海王星也可能存在内部局部能源。海王星上有明显的狭长而明亮的云层，它与地球上的藤蔓状云十分相似。在北半球的低纬度，"旅行者"号曾拍到过条状云投在下层云体上的阴影。
　　海王星是个多变的行星，从1989年8月“旅行者2号”考察海王星时发回的照片上发现，海王星上有一个大鹅卵形黑斑，二个暗斑和三个亮斑，让人想起木星风暴“大红斑”。最大的一个“大黑斑”有地球那么大，看上去像一只大眼睛，大黑斑附近风速可以达到每小时2000公里，大约每10天逆时针旋转一周。这个大黑斑实际上是一个气旋，它是海王星大气的高压区，在它上面约50公里处有一些像卷云般的云朵。分析表明，在海王星大气中含有高浓度的甲烷和氢硫化物。海王星上也有像其它行星一样的强风。相对于行星的自转方向，大多数风向都是向西吹的。
　　海王星有8个卫星，其中的6个是由旅行者号发现的。
　　海王星是否也有环带？这是天文学家们长期以来关注的问题。
　　1977年上天的“旅行者2号”飞船，经过12年长途跋涉，于1989年8月25日飞临海王星进行考察时，探测到海王星共有5个光环，他们的结构与天王星稍有不同。在5个环中，4个是环，另一个是尘埃壳。这些环可能是由小型陨石撞击海王星卫星而形成的尘埃组成的。

彗星
　　彗星归属于太阳系小天体，通常直径只有几公里，主要由具挥发性的冰组成。 它们的轨道具有高离心率，近日点一般都在内行星轨道的内侧，而远日点在冥王星之外。当一颗彗星进入内太阳系后，与太阳的接近会导致她冰冷表面的物质升华和电离，产生彗发和拖曳出由气体和尘粒组成，肉眼就可以看见的彗尾。
　　短周期彗星是轨道周期短于200年的彗星，长周期彗星的轨周期可以长达数千年。短周期彗星，如哈雷彗星，被认为是来自柯伊伯带；长周期彗星，如海尔·波普彗星，则被认为起源于奥尔特云。有许多群的彗星，如克鲁兹族彗星，可能源自一个崩溃的母体。有些彗星有着双曲线轨道，则可能来自太阳系外，但要精确的测量这些轨道是很困难的。挥发性物质被太阳的热驱散后的彗星经常会被归类为小行星。

半人马群
　　半人马群是散布在9至30 天文单位的范围内，也就是轨道在木星和海王星之间，类似彗星以冰为主的天体。半人马群已知的最大天体是 10199 Chariklo，直径在200至250 公里。第一个被发现的是小行星2060，因为在接近太阳时如同彗星般的产生彗发，目前已经被归类为彗星。有些天文学家将半人马族归类为柯伊伯带内部的离散天体，而视为是外部离散盘的延续。

外太阳系
　　在海王星之外的区域，通常称为外太阳系或是外海王星区，仍然是未被探测的广大空间。这片区域似乎是太阳系小天体的世界（最大的直径不到地球的五分之一，质量则远小于月球），主要由岩石和冰组成。

柯伊伯带
　　柯伊伯带，最初的形式被认为是由与小行星大小相似，但主要是由冰组成的碎片与残骸构成的环带，扩散在距离太阳30至50 天文单位之处。这个区域被认为是短周期彗星的来源。它主要由太阳系小天体组成，但是许多柯伊伯带中最大的天体，例如创神星、伐楼拿、2003 EL61、2005 FY9和厄耳枯斯等，可能都会被归类为矮行星。估计柯伊伯带内直径大于50公里的天体会超过100,000颗，但总质量可能只有地球质量的十分之一甚至只有百分之一。许多柯伊伯带的天体都有两颗以上的卫星，而且多数的轨道都不在黄道平面上。
　　柯伊伯带大致上可以分成共振带和传统带两部分，共振带是由与海王星轨道有共振关系的天体组成的（当海王星公转太阳三圈就绕太阳二圈，或海王星公转两圈时只绕一圈），其实海王星本身也算是共振带中的一员。传统带的成员则是不与海王星共振，散布在39.4至47.7天文单位范围内的天体。传统的柯伊伯带天体以最初被发现的三颗之一的1992 QB1为名，被分类为类QB1天体。

冥王星和卡戎
　　冥王星（平均距离39天文单位）是一颗矮行星，也是柯伊伯带内已知的最大天体之一。当它在1930年被发现后被认为是第九颗行星，直到2006年才重分类为矮行星。冥王星的轨道对黄道面倾斜17度，与太阳的距离在近日点时是29.7天文单位（在海王星轨道的内侧），远日点时则达到49.5天文单位。
　　目前还不能确定卡戎（冥王星的卫星）是否应被归类为目前认为的卫星还是属于矮行星，因为冥王星和卡戎互绕轨道的质心不在任何一者的表面之下，形成了冥王星—卡戎双行星系统。另外两颗很小的卫星，尼克斯（Nix）与许德拉（Hydra）则绕着冥王星和卡戎公转。 冥王星在共振带上，与海王星有着3:2的共振（冥王星绕太阳公转二圈时，海王星公转三圈）。柯伊伯带中有着这种轨道的天体统称为类冥天体。

离散盘
　　离散盘与柯伊伯带是重叠的，但是向外延伸至更远的空间。离散盘内的天体应该是在太阳系形成的早期过程中，因为海王星向外迁徙造成的引力扰动才被从柯伊伯带抛入反复不定的轨道中。多数黄道离散天体（scattered disk object）的近日点都在柯伊伯带内，但远日点可以远至150 天文单位；轨道对黄道面也有很大的倾斜角度，甚至有垂直于黄道面的。有些天文学家认为黄道离散天体应该是柯伊伯带的另一部分，并且应该称为“柯伊伯带离散天体”。

阋神星
　　阋神星（平均距离68天文单位）是已知最大的黄道离散天体，并且引发了什么是行星的辩论。他的直径至少比冥王星大15%，估计有2,400公里（1,500英里），是已知的矮行星中最大的。阋神星有一颗卫星，阋卫一（迪丝诺美亚），轨道也像冥王星一样有着很大的离心率，近日点的距离是38.2天文单位（大约是冥王星与太阳的平均距离），远日点达到97.6天文单位，对黄道面的倾斜角度也很大。

最远的区域
　　太阳系于何处结束，以及星际介质开始的位置没有明确定义的界线，因为这需要由太阳风和太阳引力两者来决定。太阳风能影响到星际介质的距离大约是冥王星距离的四倍，但是太阳的洛希球，也就是太阳引力所能及的范围，应该是这个距离的千倍以上。

日球层顶
　　太阳圈可以分为两个区域，太阳风传递的最大速度大约在95 天文单位，也就是冥王星轨道的三倍之处。此处是终端震波的边缘，也就是太阳风和星际介质相互碰撞与冲激之处。太阳风在此处减速、凝聚并且变得更加纷乱，形成一个巨大的卵形结构，也就是所谓的日鞘，外观和表现得像是彗尾，在朝向恒星风的方向向外继续延伸约40 天文单位，但是反方向的尾端则延伸数倍于此距离。太阳圈的外缘是日球层顶，此处是太阳风最后的终止之处，外面即是恒星际空间。
　　太阳圈外缘的形状和形式很可能受到与星际物质相互作用的流体动力学的影响， 同时也受到在南端占优势的太阳磁场的影响；例如，它的形状在北半球比南半球多扩展了9个天文单位（大约15亿公里）。在日球层顶之外，在大约230天文单位处，存在着弓激波，它是当太阳在银河系中穿行时产生的。
　　还没有太空船飞越到日球层顶之外，所以还不能确知星际空间的环境条件。而太阳圈如何保护在宇宙射线下的太阳系，目前所知甚少。为此，人们已经开始提出能够飞越太阳圈的任务。

奥尔特云
　　理论上的奥尔特云有数以兆计的冰冷天体和巨大的质量，在大约5,000 天文单位，最远可达10,000天文单位的距离上包围着太阳系，被认为是长周期彗星的来源。它们被认为是经由外行星的引力作用从内太阳系被抛至该处的彗星。奥尔特云的物体运动得非常缓慢，并且可以受到一些不常见的情况的影响，像是碰撞、或是经过天体的引力作用、或是星系潮汐。

塞德娜和内奥尔特云
　　塞德娜是颗巨大、红化的类冥天体，近日点在76 天文单位，远日点在928 天文单位，12,050年才能完成一周的巨大、高椭率的轨道。米高·布朗在2003年发现这个天体，因为它的近日点太遥远，以致不可能受到海王星迁徙的影响，所以认为它不是离散盘或柯伊伯带的成员。他和其他的天文学家认为它属于一个新的分类，同属于这新族群的还有近日点在45 天文单位，远日点在415 天文单位，轨道周期3,420年的2000 CR105，和近日点在21 天文单位，远日点在1,000 天文单位，轨道周期12,705年的(87269) 2000 OO67。布朗命名这个族群为“内奥尔特云”，虽然它远离太阳但仍较近，可能是经由相似的过程形成的。塞德娜的形状已经被确认，非常像一颗矮行星。

疆界
　　我们的太阳系仍然有许多未知数。考量邻近的恒星，估计太阳的引力可以控制2光年（125,000天文单位）的范围。奥尔特云向外延伸的程度，大概不会超过50,000天文单位。尽管发现的塞德娜，范围在柯伊伯带和奥尔特云之间，仍然有数万天文单位半径的区域是未曾被探测的。水星和太阳之间的区域也仍在持续的研究中。在太阳系的未知地区仍可能有所发现。

星系的关联
　　太阳系位于一个被称为银河系的星系内，直径100,000光年，拥有约二千亿颗恒星的棒旋星系。我们的太阳位居银河外围的一条旋涡臂上，称为猎户臂或本地臂。太阳距离银心25,000至28,000光年，在银河系内的速度大约是220公里/秒，因此环绕银河公转一圈需要2亿2千5百万至2亿5千万年，这个公转周期称为银河年。
　　太阳系在银河中的位置是地球上能发展出生命的一个很重要的因素，它的轨道非常接近圆形，并且和旋臂保持大致相同的速度，这意味着它相对旋臂是几乎不动的。因为旋臂远离了有潜在危险的超新星密集区域，使得地球长期处在稳定的环境之中得以发展出生命。太阳系也远离了银河系恒星拥挤群聚的中心，接近中心之处，邻近恒星强大的引力对奥尔特云产生的扰动会将大量的彗星送入内太阳系，导致与地球的碰撞而危害到在发展中的生命。银河中心强烈的辐射线也会干扰到复杂的生命发展。即使在太阳系目前所在的位置，有些科学家也认为在35,000年前曾经穿越过超新星爆炸所抛射出来的碎屑，朝向太阳而来的有强烈的辐射线，以及小如尘埃大至类似彗星的各种天体，曾经危及到地球上的生命。
　　太阳向点（apex）是太阳在星际空间中运动所对着的方向，靠近武仙座接近明亮的织女星的方向上。

邻近的区域
　　太阳系所在的位置是银河系中恒星疏疏落落，被称为本星际云的区域。这是一个形状像沙漏，气体密集而恒星稀少，直径大约300光年的星际介质，称为本星系泡的区域。这个气泡充满的高温等离子，被认为是由最近的一些超新星爆炸产生的。在距离太阳10光年（15亿公里）内只有少数几颗的恒星，最靠近的是距离4.3光年的三合星，半人马座α。半人马座α的A与B是靠得很近且与太阳相似的恒星，而C（也称为半人马座比邻星）是一颗小的红矮星，以0.2光年的距离环绕着这一对双星。接下来是距离6光年远的巴纳德星、7.8光年的沃夫359、8.3光年的拉兰德21185。在10光年的距离内最大的恒星是距离8.6光年的一颗蓝矮星，质量约为太阳2倍，有一颗白矮星（天狼B星）绕着公转的天狼星。在10光年范围内，还有距离8.7光年，由两颗红矮星组成的鲸鱼座UV，和距离9.7光年，孤零零的红矮星罗斯154。与太阳相似而我们最接近我们的单独恒星是距离11.9光年的鲸鱼座τ，质量约为太阳的80%，但光度只有60%。

太阳系的起源及演化
　　太阳系的起源是一个关于这个世界的本原问题，它从一开始就不是一个纯天文学问题。人们为了揭开这个迷，曾经历尽艰辛；许多人为此贡献出自己的毕生精力，有人甚至献出了生命。人类永远不会忘记那些曾经为理解我们这个世界而做出过重大贡献的人们。他们有：哥白尼（N.Copernicus）、布鲁诺（G.Bruno）、牛顿（I.Newton）、康德（I.Kant）、托勒密（C.Ptolemaeus）等。
　　1543年哥白尼在《天体运行论》中提出日心学说后，他无畏的科学精神一直鼓励着人们对太阳系的认知和对自然界本原的探索。
　　1644年笛卡尔（R.Descartes）在《哲学原理》中认为，太阳系是由物质微粒逐渐获得旋涡流式运动，而形成太阳、行星及卫星的。
　　1745年布封（G.L.L.de.Buffon）在《一般和特殊的自然史》中首次提出灾变说，质量巨大的物体，如彗星，曾与地球碰撞，太阳物质飞散太空，后来形成地球与其它行星、卫星。
　　1755年康德《自然通史与天体理论》提出系统学说，星云假说。太阳系是一团弥漫星际物质，在万有引力作用下聚集而成。中心形成太阳，由于斥力的增加，周边微粒在斥力的作用下，形成团块，小团块再形成行星、卫星。
　　1796年拉普拉斯（P.S.deLaplace）《宇宙体系论》也提出星云说，太阳系所有天体是由同一块星云形成。原始星云是气态，温度很高，并且在缓慢自转着。而后，星云逐渐冷却、收缩；随之自转加快，使星云越来越扁，当离心力超过向心力，便分离出旋转气体环。再次重复，生成多个气体环。最后，星云中心形成太阳，各环形成行星。热的行星同理形成卫星。
　　早期的星云说，科学界统称康德—拉普拉斯说，该学说在十九世纪占据太阳系起源的统治地位。由于该学说不能解释行星排列的质量分布问题和太阳系角动量特殊分布问题而遇到了困难。
　　因此人们又转向灾变说。1900年张伯伦（T.C.Chamberlain）提出新的星子说，摩尔顿（F.R.Moulton）发展了这个学说。有一颗恒星曾经运动到距离太阳几百千米处，使太阳正、背面产生巨大潮汐，而抛射出大量物质，凝集成小团块质点，称为星子。星子是行星的胚胎，而后聚合成行星和卫星。后来还有金斯（J.H.Jeans1916）提出的“潮汐假说”与以上学说略同。
　　关于太阳系起源的假说，可以说是种类繁多。二十世纪以来，人们的天文学知识越来越丰富。并且认识到，在广阔的宇宙中，发生恒星相遇情况的可能性极小。五十年代以后，又提出了许多新的学说，这些学说大部分都是以星云假说为基础的学说。归纳起来有以下六个学说的影响最大。

卡米隆（A.G.W.Cameron）学说。六十年代以来，卡米隆从力学、化学等方面对地球起源进行了认真探讨，并用湍流粘滞理论计算了星云盘的演化。

戴文赛学说。五十年代提出的一种角动量斥力圆盘理论。

萨夫隆诺夫（В.С.СаФронов）和林忠四郎(C.Hayashi)的学说。湍流形成圆盘、环的理论。

普伦蒂斯（A.J.R.Prentice）—新拉普拉斯说。冷星云湍流说。

乌尔夫逊（M.M.Wolfson）的浮获说。小质量恒星天体相遇灾变说。

阿尔文（H.Alfvén）的电磁说。以太阳早期存在强磁场作用的行星形成理论。

　　虽然以上理论各具特色，但是都没能得到公认。令人信服的太阳系起源说必需阐明下列主要问题：

原始星云的由来和特性。

原始星云或星子的形成过程。

行星的形成过程。

行星轨道的特性：共面性、同向性和近圆性。

提丢斯—波得（Titius－Bode）定则。

太阳系的角动量分布。

三类行星：类地、巨行、远日行星的大小、质量、密度方面的差别。

行星的自转特性。

卫星及环系的形成。

小行星的起源。

彗星的起源。

地-月系统的起源。

星云演化阶段
　　在46-50亿年之前，星际弥漫物质分布不均匀，物质的密集区成为星际云。在外界因素的触发下，星际云发生自吸引收缩。当密度足够大时，星云际云出现不稳定，瓦解成为多个小星云。其中猎户臂上的一块小星云，质量约为1.03M⊙，该星云就是以后演化成太阳系的星云。该星云中心温度100K，其余大部分的温度均在10K以下。初始角动量2×1052～5×1052克·厘米2·秒-1。
　　对星云演化阶段的演化过程，大多数学者对其没有太大的分歧。最具争议的是外界触发因素，一般认为有以下几种星云收缩触发机制。

星云间碰撞产生激波压缩。

银河螺旋密度波通过星际云时产生的激波。

邻近超新星爆发产生的激波。

其它强星云收缩激发附近稠密的星云。

　　许多人都认为是超新星爆发而激发太阳星云收缩的。但是，在有千亿颗恒星的银河系里，每年都会有不少颗恒星诞生。超新星激发而产生恒星的情况并不多见。而在银河系旋臂附近的星际物质，有相对银河系中心每秒几百千米的速度动量，少许有一点波动或激波，就足以产生使太阳星云收缩的自转角动量。
　　太阳星云演化阶段的主要星云物质所在范围约为3～10万个天文单位（天文单位：现在地球至太阳间的距离）。星云演化阶段的时间约为108年。

星子演化阶段
　　当太阳星云极度收缩，大多星云物质范围在1～3万个天文单位，有98％以上的物质都已收缩到一个天文单位内时，太阳系星云进入星子演化阶段。
　　在这个演化阶段，大多数太阳系起源理论,对星云中心由星云物质收缩成星子，再由星子聚集质点形成太阳的观点没有异议。而对太阳以外星子和星云物质所在星盘的形成，提出各种观点。
　　许多理论都认为在盘上形成了环。1、卡米隆学说，湍流粘滞环。2、魏茨泽克（C.F.Weizsaker）的流体力学旋涡环。3、戴文赛的离心力环。4、普伦蒂斯的力学环。等等。
　　还有理论认为全部星云物质都形成了太阳。如，张伯伦的恒星相遇说，金斯的潮汐说，乌尔夫逊的俘获说，阿尔文的电磁说等。
　　依据我们对各类星云的观测经验，星云形成环的可能性极小，而且太阳星云初始运动也没有促使其形成环的因素。不过，星云盘收缩时形成旋臂是极常见的现象，旋臂使星云的密度产生了疏密差异。密度大的地方星云物质开始聚积成星子。
　　有人会问，谁说星云不能生成环，土星不是有环吗？在太阳没有燃烧以前太阳完全可以有环。但是，土星的赤道环和太阳星云盘形成的环差异太大。依据洛希极限（Roche’sLimit）原理，土星类相对星体距离也较近，而且像土星这样的环不可能形成为一个星体。
　　对于太阳系星云完全收缩为一个太阳的情况，无论从物理学的角度或是从天文学的角度看，都让人难理解。因为星云收缩为星云盘，星盘再完全收缩成一个星球体，在盘上不留一点剩余物质的情形也非常少见。
　　太阳星云盘上也应该形成有旋臂。在星子演化阶段的后期，在大约0.5天文单位处旋臂中心的星子，其直径有大于1000千米的（这种星子也可以称为星胚）。太阳星云中心温度已经超过300K，但是距太阳1个天文单位处的温度不应该大于10K。这个演化阶段所用的时间在106～107年内。

太阳—地球形成阶段
　　在这个阶段的开始，99％以上的太阳星云物质聚集起来，形成了太阳的雏星。其密度约在1.35克/厘米3，它聚集了太阳系50％的角动量，由于物质的聚积，分子碰撞加剧，中心温度已达到6000K以上。
　　在太阳的周围这时候先后生成了四个行星，它们是：

水内星（Inmercury）：因为现在这颗星已经不存在。其名暂定为水内星（不是Vulcan）。它的质量大约是160个地球单位（现在的地球质量＝1个地球单位）。密度为1.34克/厘米3左右。它运行在距离太阳2900万千米的轨道上。

水星：这颗水星并不像现在的水星。它的质量约110个地球单位，密度亦为1.34克/厘米3。这颗水星运行在离太阳7000万千米的轨道上。

金星：它当时的质量是70个地球单位，密度1.34/厘米3，轨道距离太阳1.1亿千米。

地球：当时的质量为50个地球单位，密度为1.33克/厘米3，轨道为1.5亿千米。

　　它们的运行轨道基本是圆型。由于形成行星的旋臂外缘物质的角动量略大于内缘物质的角动量，内、外两个角动量的差变成行星自转角动量。所以以上形成的行星都具有绕太阳公转方向相同的自转。
　　由于太阳星云在收缩时旋转略带一点扭矩，所以形成太阳后，太阳的自转赤道与黄道（星盘）面有7度多的夹角，所形成行星的自转轴，也不垂直于黄道面。
　　当时，火星轨道处以外的物质量还不足以形成大行星，而只是在火星轨道处运行着几个较大的星子。其中最大的星子直径已超过3000千米。在火星与地球轨道之间有一个星云的小旋臂，该旋臂角动量比地球的单位角动量略大一些，其形成的星体，被地球俘获为月球，它的质量为0.7个地球单位。运行轨道与地球距离比现在要近得多。由于与地球角动量差转变为对地球的转动。而太阳星云内部不存在魏茨泽克学说所形容的内部旋涡。所以太阳系星云形成的规则卫星都是同步自转（同步自转：自转周期与行星公转周期时间相等）。
　　关于水内星存在的理由，分析一下水星到火星的轨道特性就可以得到启示。关于形成的各行星的体量，有许多证据可以证明，当时可以有很大的质量。例如：水星现在的物质丰度和质量，如果将它们分散在水星轨道的范围以内，这些物质无论用什么办法也不能将其聚集成现在的水星。在地球上，各大洋底锰结核的存在和海水中丰富的铀含量都说明，如果地球的体量从形成时到现在就没有改变，那么对这些现象根本就无法解释。
　　每个原始行星的其它参数，可以由以上数据推得。
　　这个演化阶段的后期，各星体表面温度已超过200K，这个演化阶段的时间在104年之内。

火星—小行星形成阶段
　　在这个演化阶段开始，太阳表面温度已达到3000K左右。太阳内部已开始有小规模的核聚变。形成的各大行星由于收缩，自转开始加快，氢、氦元素已全部气化。太阳的热辐射驱动着散落在各大行星轨道间的剩余物质和逃逸出行星控制的氢、氦等物质，并将它们推向火星轨道和小行星轨道。
　　由于星际物质到这个演化阶段后期，在水星、小行星轨道上逐渐增多。而后火星逐渐由星子聚集形成。其质量约30个地球单位，密度约为1.2克/厘米3，轨道参数基本与现在相同。在小行星轨道上也逐步形成了70－120个大星子，星子直径约在2000千米至3000千米。另外还有许多直径小于2000千米以下的星子。当时的大星子经现代技术分析可以逆向命名，如：脱罗夫（Trojan）星、沃耳夫（M.Wclf）星等。
　　这个阶段约经历103年不到的时间。

木星—土星形成阶段（太阳核聚变爆发阶段）
　　这个阶段是太阳系形成过程中非常重要的一个阶段。现代的太阳系起源理论都认为，强大的太阳辐射和太阳风将星云轻物质推到外行星处。至于怎样推的和演化到什么时间将轻物质推出去的，所有太阳系起源说都未对其定位。这个推出去的过程是一个非常实际的过程，也是研究太阳系起源的值得重视的过程。这个过程必然与太阳核聚变爆发同时开始。
　　在这个阶段里太阳由于收缩，内部的高温终于引发了整个太阳的氢核聚变活动。强大的核聚变辐射带着太阳风扫过了前面几个阶段所形成的所有的星体和星子。这个阶段大约用了105—106年的时间。
　　我们如果能看到当时的景象，真是非常壮观：逐渐增强核聚变的太阳发着强烈的紫光，照耀着整个太阳系。小行星带的每个星子拖着像彗星一样的尾巴，围着太阳形成一个圈。地球带着月球和火星差不多，快速旋转着向四周散发着淡淡的氢气、氦气，后来又夹带着水汽。水内星、水星、金星开始剧烈地转动着向太阳系散发它们所带的气体、水汽，内太阳系空间扁平盘上，到处烟雾腾腾，给人一种祥和、温暖的感觉。
　　在这个演化阶段的稍后期，有个重要过程需要说明。在前几个阶段已经形成的各大行星都在散发着水汽，这些太空中和星球边的水汽并没有多大压力，它们弥漫在内太阳系的空间里，其温度不会低于0摄氏度，但也不会高于70摄氏度。这是个原始生命物质最容易生成的环境。开始时原始氨基酸包裹体只是吸收热，逆换氧化物质的简单生命体。经过演化，在本阶段结束时，生态环境开始变得恶劣。该生命体就逐渐演化出能光合的基本生命体和其寄生的共生生命体这样两种类别的系列生命体。像这种长期温暖的环境现在很难人工模拟。
　　由于太阳风的压力和太阳辐射的压力，将弥漫在内太阳系的氢、氦和水汽驱赶到现在的木星及土星轨道附近，木星、土星轨道上的星子逐渐增大，因为大部分物质在木星轨道处就被星子俘获了，而土星星子俘获的是重新凝结（温度低）的氢、氦气和水汽团，所以聚集在土星轨道上星子的密度变得越来越小。
　　在行星形成的过程中，由于高密度物质向行星中心集结，低密度的物质浮向行星表面，由于角动量守恒，行星的转速急剧加快，太阳辐射使行星失去的表面物质将带走大量的行星自转角动量，致使行星逐渐失去自转角动量而使自转变得缓慢。特别是水内星，由于上述过程急剧演化，当该行星在失去三分之二质量后，其自转角动量已所剩无几。在这种情况下，该星对太阳来讲就像一个向心旋转的火箭，它拖着长长地急速喷射着水汽的尾巴，沿着距离太阳越来越近的轨道，渐渐地又突然快速地跌进了太阳。
　　水星几乎也有着同样的命运，不过当它向太阳移近运行轨道1200万千米时，它的易挥发轻物质已经消耗殆尽，这时它就停留在现在的轨道上，绕着太阳转动着。水星1200万千米的轨道迁移，影响了水星的轨道参数，所以水星绕太阳转动的轨道有较大的偏心率。
　　金星离太阳远得多，以上论述的物理过程中，几乎将金星自转角动量全部带走。但是，由于金星的轻物质挥发较慢，金星轨道的迁移量不多。
　　这个物理过程，对地球和火星影响更要好得多。地球作为行星开始演化时，最快的自转速度，可能达到了几个小时，可是当地球被太阳挥发到2个地球质量时，其自转速度已减慢到要十五、六个小时左右转一圈了。
　　到了这个演化阶段的后期，木星、土星已初步聚合而成。
　　在这个演化阶段后期和下一个演化阶段的初期太阳将进入一个灾变时期。

天王星—海王星形成阶段
　　在这演化阶段的开始前，太阳进入了一个灾变性阶段，该灾变可以称为太阳角动量灾变期。
　　当弥漫星云塌陷为一个恒星胚时，星云物质带有大量的转动角动量聚集到星体，聚集的初期角动量分布分散。恒星胚转动较慢，当恒星核聚变产生之后，大部分物质都被气化或电离时，较重物质急速向恒星中心聚集，轻物质浮向恒星表面，因角动量守恒，恒星转速越来越快。
　　对于较大的星云团，形成恒星前的旋转速度较快，其聚集后星体含角动量极大，核聚变产生后，星核还没完全形成。为了克服巨大的角动量转速，恒星会分裂为双星，或者是聚星。银河系中就有许多这样的恒星结构。
　　对于有较少量角动量的恒星，在恒星形成的年青阶段都有一个天文学称之为金牛T型阶段。在这个阶段，由于恒星聚集很大角动量，经过演化恒星开始快速地旋转，再加上恒星剧烈地核聚变，使恒星沿赤道表面会抛射出大量的物质。这些抛射出的物质带走大量的恒星自转角动量。金牛T型阶段结束后恒星进入了赫罗图（H—Rdiagram）的主序星阶段。又有，恒星的较差自转现象和太阳风（有质量的太阳抛射物）也要损耗大量的角动量，使其后的恒星自转速度越变越慢，恒星的自转角动量亦越来越少。
　　这些金牛T型阶段的太阳抛射物，最先访问的是水星，而且也很频繁，聚集后不长时间，就完全气化，然后又脱离了水星。由于这些物质击中水星的方向较正，使水星的自转几乎等于同步自转。块状物对金星的撞击角度不同水星，这些大块抛射物的撞击，使金星的自转变为慢速地逆方向转动，这个撞击角和对水星的影响可以用作图法得出，也容易理解。这些抛射物能块状地访问地球、火星的可能性很小，所以就不会对这些星体造成什么重大影响。在黄道面内的这些抛射物，最后都被太阳的辐射和太阳风推到木星、土星轨道，也有的被该轨道上的星子所俘获。
　　太阳赤道与黄道有7度多的夹角。太阳的金牛T型段的赤道抛射物有很大一部分被抛射出原太阳星云盘黄道面。这些抛射物，经由黄道盘的上、下飞越水星、金星……木星、土星。这些抛射物质在旋转盘上群星引力的作用下，落在天王星的轨道上，被那里的星子俘获，然后积聚为天王星。这些抛射物的运动轨迹可用万有引力定律推出。
　　也许太阳向云盘上、下抛射的物质量并不相等，也许抛射的物质在云盘上、下运行的距离有差异。所以它们形成的星子都会有水平于黄道平面的自转。当变得更大的星子聚集起来形成天王星时，该星是一颗基本躺着转动的星，星内有大量的放射性物质，也说明该星大部分物质直接来自已经核聚变的太阳。
　　有一些抛射物质因为没有被天王星子俘获，在星云盘处穿越天王星轨道，由于惯性，又运行一段距离，在星盘的引力的作用下，从另一面落入海王星轨道，被海王星轨道的星子俘获。因为它们的运动轨迹非常难以形容。所以这些星子最后形成的海王星，自转轴相对黄道面倾斜很大角度。海王星的物质大部分也来自太阳，它也含有大量的放射性物质。
　　天王星、海王星演化阶段历时106年。
　　海王星外的冥王星是二十世纪三十年发现的一颗行星，从质量上讲冥王星不能算是一颗大行星。对于冥王星外的太阳系空间，我们知道得不多，可以放在后面讨论。

太阳系各星体的地质演化和后期演化要点
　　太阳成为主序星后，有个现象非常重要：太阳的聚集高温点燃了核聚变，开始时燃烧的规模较小，然后逐渐加剧，最后达到燃烧的最大点，这时间在103年左右。剧烈地燃烧，必然产生燃烧阻隔，使燃烧逐渐减弱，这就形成了一个周期。现在我们把它称为太阳活动周期，这个周期现在大约是11.2年。太阳刚进入主序星时，活动周期的波动非常明显，当时波动周期的时间大约在70年左右。
　　水星在聚积成行星后，经过一定时间，水星的地质演化非常充分，铁的核、岩的壳外面包裹着水和氢气、氦气。当太阳的热量吹走表面的气体、水和极易挥发物质后，火星迁移到现在运行的轨道。而后几亿年强烈的太阳风，又吹去了大部分岩壳（当时的水星岩是熔融态），以至它表面易挥发的金属也被吹走了。
　　金星要好得多，它只失去了水分和部分易挥发物质，而且轨道也移动不多。
　　地球是颗神奇的行星，它的初期演化就有生物参与。地球大气中的氧，如果没有生物作用是不可能存在的。在太阳早期活动周期的低谷，地球建立了地球磁场，再加上氧的作用，地球保住了剩余下来的水，为今后的生物进化提供了条件。
　　月球是地球的卫星，在当初形成时它是太阳系中最大的卫星。因为是卫星仅有同步自转，所以它的地质演化并不充分，几乎没有铁核。它的质心偏向地球。当它失去月表的水分后，太阳风又吹去了月表所有的易挥发物质和易挥发金属。由于逐渐失去部分地球的引力和质量，月球轨道在远离地球。
　　火星最大时，有30个地球质量那么大，但是其99％以上都是轻物质。它的地质演化应该非常充分。当火星演化到10亿年以前，火星表面还存在有大量的水，只因大气中没有存住氧，这些水分都慢慢地失去了。它的两颗卫星是火星演化时期俘获的。火卫一来自小行星轨道的可能性极大，因为在那里被划伤的概率要比作为卫星要高得多。
　　小行星轨道上，直径大于2000千米的小行星都有相当充分的地质演化：铁的核、岩的壳、外包着水和气。太阳初期的剧烈燃烧，吹走了它表面的氢、氦气和水，使所有的小行星失去了成为大行星的机会。大小不等的类地小行星运行在轨道上，其速度、质量又各不相同，在以后形成的大质量和近距离的木星胁迫下，小行星经常发生碰撞，裂解成为各类小行星族。有些脱离原来的轨道进入地球、火星轨道。地球上见到的铁陨石和石陨石大都来自小行星轨道的物质。另外大部分脱离轨道的小行星或被木星俘获或进入木星轨道。因为有木星的巨大质量胁迫，所以在小行星轨道上运行的各族小行星的分布应该和木星轨道共振。没有进行地质演化条件的小行星（形成时的质量小），失去大部分水分后，以原始状态继续运行着。有些较远离太阳的小行星也许还保持有一定的水分。
　　一亿年后，在塌缩的星云中心，压力和密度将大到足以使原始太阳的氢开始热融合，这会一直增加直到流体静力平衡，使热能足以抵抗重力的收缩能。这时太阳才成为一颗真正的恒星。
　　相信经由吸积的作用，各种各样的行星将从云气（太阳星云）中剩余的气体和尘埃中诞生：

当尘粒的颗粒还在环绕中心的原恒星时，行星就已经开始成长；

然后经由直接的接触，聚集成1至10公里直径的丛集；

接着经由碰撞形成更大的个体，成为直径大约5公里的星子；

在未来的数百万年中，经由进一步的碰撞以每年15厘米的的速度继续成长。

　　在太阳系的内侧，因为过度的温暖使水和甲烷这种易挥发的分子不能凝聚，因此形成的星子相对的就比较小（仅占有圆盘质量的0.6%），并且主要的成分是熔点较高的硅酸盐和金属等化合物。这些石质的天体最后就成为类地行星。再远一点的星子，受到木星引力的影响，不能凝聚在一起成为原行星，而成为现在所见到的小行星带。
　　在更远的距离上，在冻结线之外，易挥发的物质也能冻结成固体，就形成了木星和土星这些巨大的气体巨星。天王星和海王星获得的材料较少，并且因为核心被认为主要是冰（氢化物），因此被称为冰巨星。
　　一旦年轻的太阳开始产生能量，太阳风会将原行星盘中的物质吹入行星际空间，从而结束行星的成长。年轻的金牛座T星的恒星风就比处于稳定阶段的较老的恒星强得多。
　　根据天文学家的推测，目前的太阳系会维持直到太阳离开主序。由于太阳是利用其内部的氢作为燃料，为了能够利用剩余的燃料，太阳会变得越来越热，于是燃烧的速度也越来越快。这就导致太阳不断变亮，变亮速度大约为每11亿年增亮10％。
　　从现在起再过大约76亿年，太阳的内核将会热得足以使外层氢发生融合，这会导致太阳膨胀到现在半径的260倍，变为一颗红巨星。此时，由于体积与表面积的扩大，太阳的总光度增加，但表面温度下降，单位面积的光度变暗。
　　随后，太阳的外层被逐渐抛离，最后裸露出核心成为一颗白矮星，一个极为致密的天体，只有地球的大小却有着原来太阳一半的质量。

其他
太阳系行星“裁员”　冥王星遭“降级”
　　国际天文学联合会大会2006年8月24日通过决议，将地位备受争议的冥王星“开除”出太阳系行星行列，太阳系行星数目也因此降为8颗。从此，冥王星这个游走在太阳系边缘的天体将只能与其他一些差不多大的“兄弟姐妹”一道被称为“矮行星”。
　　大会始终充满紧张气氛。直到表决前，一些天文学家还抓住最后机会表达质疑。他们站在观众席走道里竖立着的麦克风前，要求主席台上正襟危坐的国际天文学联合会主席罗恩·埃克斯再度修改决议草案。一位天文学家甚至要求修改其中的一个标点。投票时，两派的对立显而易见。天文学家们挥舞着手中的选票，极具煽动性地鼓励更多人加入他们当中，其中包括埃克斯，一位冥王星的强烈支持者。
　　根据当天通过的新定义，“行星”指的是围绕太阳运转、自身引力足以克服其刚体力而使天体呈圆球状、能够清除其轨道附近其他物体的天体。而冥王星因为其轨道与海王星相交，因此不符合这一定义。大会通过的决议说：“（太阳系）行星包括水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。”
　　决议称，冥王星是一颗“矮行星”。所谓“矮行星”是指同样具有足够质量、呈圆球状，但不能清除其轨道附近其他物体的天体。决议还确认了一类外海王星天体，并将冥王星作为该类天体的“典型”代表。
　　“冥王星不该属于行星，每个天文学家都该知道，”英国伦敦大学学院天文学家伊恩·豪沃斯在决议通过后对新华社记者说。和大多数在场的天文学家一样，他对冥王星投了反对票。
　　但对于国际天文学联合会主席埃克斯来说，投票结果是“一个遗憾”。他认为，应当将“矮行星”也归入行星之列。
　　国际天文学联合会副主席、中国科学院院士方成在接受新华社记者采访时说：“冥王星的确是这次行星定义过程的焦点，许多科学家认为它不该成为行星。”
　　尽管科学家们关于这一问题仍未达成共识，但无论如何，行星新定义的产生是一个“历史性”时刻。埃克斯表示，对于行星的研究和讨论，将来还会继续，但这一定义的产生是天文学研究的里程碑。

怎样飞越太阳系
　　2000年3月29日，人类在寻找太阳系外行星方面取得重大进展。美国加利福尼亚大学的科学家宣布，他们发现了两颗迄今为止围绕着其他恒星运行的最小行星。这两颗太阳系外的行星质量与土星相近。这标志着科学家在寻找地球大小的太阳系外的行星的过程中迈出了重要的一步，因为迄今为止观测行星的技术只能发现比木星大的太阳系外行星，而要寻找外星生命，只能到地球大小的行星上去找。想要飞向太阳系外的恒星，解决动力问题则是关键。
　　恒星周围存在行星是一个普遍现象。在太阳系附近的恒星周围肯定存在着行星系统，了解那里的行星无疑是一件激动人心的事。可现有的天文手段在这方面显得过于苍白无力。它既不能告诉我们这些行星的大气组成，也无法揭示其地质构造，甚至天文学家连它们的几何尺寸也无从知晓。
　　这一切都是地球与目标行星之间的距离所致——动辄几十万天文单位的旅程会令最狂热的宇航迷变得垂头丧气，用化学火箭推进的探测器要用成千上万年才能飞到那里。
　　如何在一个科学家的有生之年完成太阳系外的探险呢？这时飞船应该达到每秒几百公里的速度，而目前最快的飞船只能达到这速度的十分之一。现行的飞船之所以行动迟缓，根本原因在于它们仅靠化学火箭在其飞行的头几分钟里加速，冲出大气层后的航程完全倚赖惯性滑行，充其量在路过大行星时靠其引力加速。因此要想飞向太阳系外的恒星，解决动力问题是关键。
　　目前“旅行者”号和“先驱者”号探测器已经飞越了冥王星轨道，成为离地球最远的探测器。为了达到这一目标，科学家花费了十几年的时间，其间还不断利用大行星的引力加速（称为“引力跳板”技术）。而且从一开始，它们就是用最强大的化学火箭（“土星”号）发射的。
　　下面的方法是科学家想到的飞越太阳系到达其他恒星的方法。其中有一些现在就可以实现，而另一些也许永远只能停留在设想阶段。
　　核动力火箭　20世纪50年代，随着和平利用原子能的呼声日益高涨，原子火箭发动机应运而生。法国人设计了以水为工作物质的原子能火箭，它靠核反应堆产生的热量将水汽化，高速喷射出的水蒸汽能使星际飞船逐渐加速。火箭要喷出5000吨的水才能在50年内把飞船送往最近的恒星——比邻星（距地球4.22光年）。
　　一般化学火箭的结构质量占总质量的6％—10％，有效载荷仅占1％；而原子能火箭的结构质量占总质量的12％—15％，但有效载荷可占总质量的5％—8％。以氘为燃料的核聚变火箭，排气速度可达15000公里／秒，足以在几十年内把宇宙飞船送到别的恒星。
　　聚变比裂变放出更大的能量。在一个核聚变推进系统中理论上每千克燃料能够产生100万亿焦耳能量———比普通化学火箭的能量密度高一千万倍。核聚变反应将产生大量高能粒子。用电磁场约束这些粒子，使之向指定方向喷射，飞船就可以高速前进了。为安全起见，核飞船至少应在近地轨道组装。为利用月球上丰富的氦资源，月球也是理想的组装发射地。此外也可以在拉格朗日点（此点处的物体在绕地球运转的同时保持与月球相对距离不变）处完成组装，原材料从月球上用电磁推进系统发送。
　　光帆　中国古代的纸鸢无法和现在的超音速飞机同日而语，今人设想的喷射式推进系统也不能和未来实际的星际飞船相提并论。相对于核动力火箭来说，以下几种进入太空的方法更有可能在未来的星际飞行中使用。
　　15世纪地理大发现时期，西欧的水手们扬帆远航，驶向传说中的大陆。未来的星际航行恐怕还要借助“帆”这种古老的工具，只不过驱动“太空帆”的不是气流而是光。早在20世纪20年代，物理学家就已证明电磁波对实物具有压力效应。1984年，科学家提出，实现长期太空飞行的最佳方法是向一个大型薄帆发射大功率激光。这种帆被称为“光帆”。它采用圆盘状布局，直径达3.6千米，帆面材料为纯铝，无任何支撑结构，其最大飞行速度可达到光速的十分之一。在搭载１吨的有效载荷时，飞抵半人马座的α星仅需40年或更少的时间。以这个速度，太空船可以在两天内从太阳飞到冥王星，但要是飞越另一个太阳系并对其进行考察，这速度显然太低了。
　　为了进行详细的考察，可以采用“加速——减速”的飞行方案。这时光帆直径取100千米，使用功率为7.2×1012瓦的激光器向它发射激光。在减速阶段，将有一个类似减速伞的小型光帆被释放出来。它把大部分激光向飞船的前进方向反射，以达到制动的目的。
　　虽然要求较高，但较其他形式的星际飞船而言，光帆是在技术上和经济上最容易实现的方案。根据估算，在使用金属铍作为帆面材料时，飞到半人马座α星的总费用为66.3亿美元。这只相当于阿波罗计划投资的1／4。
　　人工时空隧道　不少科幻影片（如《星球大战》）中都有这样的镜头：随着船长一声令下，结构复杂的引擎开始工作，接着宇宙飞船便消失于群星中，几乎就在同时，它完好地出现在遥远的目的地……现代物理学证明，这看似荒诞的场景是可以发生的。
　　现代物理学（时空场共振理论）认为，时间是能量在时空中高频振荡的结果，宇宙间各时空点的性质取决于该点电磁场的结构特性。
　　该理论认为宇宙中各时空点有其确定的能量流动特性，它可以用一组谐波来描述。若用人工方法产生一定的谐波结构，使它与远距离某时空点的谐波结构特性相同，则二者就会产生共振，形成一个时空隧道，飞行器可以循着这个时空隧道在瞬间到达宇宙的另一位置。
　　实施这一方案的关键是飞船必须能产生适当的能量形态，以满足选定时空点的谐波结构特性。
　　通过“虫洞”的星际航行　还有一种名为“虫洞”的奇异天体，它是连接空间两点的时空短程线。科学家认为，通过虫洞可以实现物质的瞬间转移。用这种方法进行的星际航行可以完全不考虑相对论效应。遗憾的是这种理论上应该存在的“空间桥梁”至今还没有发现。
　　无疑，无论哪种方法离现实都有一定的距离，但它们在技术上并不是不可行的。无论困难多大，人类探索未知领域的天性不会改变。可以设想，人类最终迈出太阳系摇篮，飞向星际的日子不会太远了。（来源“南方报业集团）

“旅行者”飞船正冲出太阳系
　　美国宇航局下属的喷气推进实验室说，1977年发射的“旅行者”1号飞船经过漫长的旅行，已飞出了太阳系的激波边界，即将成为第一个进入太阳系外空间的人造航天器。
　　进入“长跑最后一圈”　在近28年的飞行后，“旅行者”1号目前距太阳近140亿千米。它所在的区域里，太阳的影响已急剧减弱，带电荷的太阳风急剧减速后已变成了稀薄的恒星间气体，这里被称为太阳风鞘。“旅行者”1号将从它最薄的地方飞出去，当它穿越太阳风鞘的外缘边界———太阳风层顶之后，才算真正飞到了太阳系之外的银河系空间。科学家说，这可能还要几年时间。它的孪生飞船“旅行者”2号正沿另一条轨道飞出太阳系，目前距太阳也有100亿千米。美宇航局预计，这两艘飞船将至少运行到2020年。
　　“旅行者”项目科学家爱德华·斯通形象地比喻说，这艘飞船如今已进入“长跑最后一圈”，它正在探测太阳系最外层的边界。在远离太阳的黑暗、寒冷空间，“旅行者”依靠它装备的放射性同位素热电机组驱动。
　　有望再为地球服务20年　太阳系最终在哪里结束，并让位于相对平静的星际空间，科学家们还一直没有确定。理论上讲，这个界线在离太阳127.5亿到180亿千米之间的某个地方。天文学家将这个距离计算为85到120个天文单位——一个天文单位相当于地球到太阳的距离。
　　太阳系的边缘虽然位于宇宙空间的深处，是太阳引力几乎为零的地方，但也不是静如死水之处。太阳风形成的冲击波，依然要和恒星间的气体发生碰撞。这个冲击波自然也会作用在“旅行者”1号身上。专家说，虽然“旅行者”1号现在于宇宙深处漫游，已经到了人们难以测量的地方，但从技术上说，它还能与地面控制中心保持联系达20年之久。

太阳系的边界在哪里
　　在2003年11月，喷气推进实验室的科学家曾发现“旅行者”1号观测到了一些前所未有的迹象，并判断它已进入激波边界。但因为没有人知道激波边界的确切标志，这一观点引起相当争议，部分科学家认为它只是接近了这一区域而已。
　　激波边界是太阳风在恒星间气体压力下减速的地带。在这个地带，太阳风从每小时100万至240万千米的高速急剧下降，其粒子密度更大，温度也升高了。科学家认为，由于恒星间气体压力变化，这个区域经常收缩或膨胀，很难清晰确定边界。
　　这次，科学家根据两个特征一致判断“旅行者”1号已飞出了激波边界。第一，去年12月飞船探测到周围磁场强度急剧增加，到现在磁场都维持在高强度上，这说明太阳风粒子的减速过程已经完成。第二，飞船探测到周围有等离子体波浪，这是激波边界内外太阳风速不同、使带电粒子来回振荡而导致的。（据新华社）

美专家称人类可能永远无法飞出太阳系
　　据美国《连线》杂志报道，美国宇航局和军方的科学家日前表示，他们最近通过分析得出结论，即便是采用当今理论上最为先进的火箭推进技术，人类在其生命周期内也不可能登陆太阳系外的任何星体。这也就是说，人类飞出太阳系的梦想几乎永远也无法变成现实。
　　近日，在美国哈特福德市举行的联合推进技术大会上，来自美国宇航局和美国空军的导弹专家们对人类的星际旅行之梦泼了一盆冷水。大会收到了多个专门针对星际旅行的火箭推动技术的先进设计方案。科学家们对这些设计方案进行了专业、细致的分析与计算，得出了一个令人沮丧的结论。要想在人类的生命周期内登陆太阳系外最近的星球，即便采用当今理论上最为先进的火箭推进技术，这一梦想也几乎不可能实现。从本质上来说，人类何时飞出太阳系不是个时间问题，而是人类科学技术发展的速度和水平问题。也就是说，人类现在的科学技术还不能满足飞出太阳系的要求。
　　美国麻省理工学院助理教授保罗·罗扎诺也是与会的航空航天专家之一。保罗认为，星际旅行是一个复杂的工程难题，人们根本无法想象出工程的难度。其中最大的难题就是火箭推进问题，包括动力持续时间问题以及燃料问题等。比如，采用当前人类最先进的火箭引擎，理论上仍然需要5万年时间才能到达半人马座阿尔法星。半人马座阿尔法星是距离太阳系最近的星球。据美国宇航局喷气推进实验室科学家罗伯特-弗里斯比介绍，如果采用理论上最有效的推进方式，即理想中的反物质动力引擎，也仍然需要数十年时间才能抵达半人马座阿尔法星。
　　人类目前掌握的航天技术还远远不能适应飞出太阳系的需要。例如，鉴于宇宙尺度的宽广，即使飞船的速度可以达到光速，但到离太阳最近的恒星--比邻星飞一个来回，仍需要近10年的时间，在银河系转一圈需要几十万年，要飞出银河系，到达最近的仙女座星系，需要230多万年，而要在宇宙中周游，则需要几百亿年的时间。目前，人们寄希望于爱因斯坦相对论的速度效应，即宇宙飞船高速飞行时，时间会膨胀，距离会缩短，越接近光速，速度效应越显著，到无限接近光速时，时间几乎停滞，尺寸几近于零。另外，以当前人类的科学技术，同样无法解决火箭燃料的问题。
　　美国伦斯勒理工学院助理教授布里斯·卡塞蒂分析，要想利用火箭向半人马座阿尔法星发送一颗探测器，至少要耗费地球上已产出的全部能量。这是一个非常惊人的巨大数字。更有甚者，这种想法如果真要付诸实施，那么实际的能量消耗可能会比预估的还要高出100倍。人类不可能真的会去榨取地球所有的资源去实现遥远的星际旅行。在今后几十年的时间内，人类主要还是开展一些相对可行的航空活动，如建立永久性载人空间站，发展廉价的天地往返运输系统和宇宙飞船的高能动力系统，建立永久性月球基地，开发月球资源等。
　　目前在太空中飞得最远的人类文明“使者”——美国“旅行者1号”探测器，正在向太阳系边界逼近。甚至有科学家认为，它一度可能已突破了太阳系与外部星际空间的第一道交界线。但是严格说来，这些并不能说成是人类飞行的距离，因为它们都没有载人飞行。真正人类最远的飞行距离，也就是载人航天器飞行的最远距离，只有从地球到月球那么远，约为38.4万千米，这一纪录还是在上个世纪六七十年代创造的，至今未能突破。这一纪录的创造者是“阿波罗”号载人登月飞船及其乘员。

天文学家观测到5个遥远星系
　　天文学家在《天体物理杂志》网络版上发表研究报告称，他们在宇宙非常遥远的地方观测到5个普通星系。这些星系中有恒星正在快速形成，和它们的年龄相比，这些星系质量巨大，这将对现有的星系形成理论提出新挑战。
　　一个国际研究小组利用哈勃空间望远镜、斯必泽太空望远镜及次毫米波阵列确定了这5个星系的位置，同时证明它们均为独立的而不是由小星系组成的星系团。观测表明，这些年轻的星系正以比银河系快1000倍的速度形成新的恒星，然而它们的光芒却被浓密的尘雾所遮蔽。
　　现有的星系形成理论认为，星系的质量同距离成反比，小质量星系形成于宇宙早期，再通过合并形成大质量星系，大质量星系只能在宇宙1/3年龄以后形成。然而，新发现的星系却同银河系大小差不多，因此用现有理论无法解释。
　　参与该项研究的哈佛—史密森天体物理中心的天文学家法齐奥表示：“为什么这些遥远的星系形成新恒星的速度如此之快而且质量巨大，我们对此一无所知。”研究小组已将相关数据交给理论学家，后者正尝试建立新的计算机模型解释这些新发现。法齐奥说：“宇宙"年轻"时候的故事，仍有待我们进一步探索。”
　　普林斯顿大学的天体物理学家埃德·温特纳认为，穿透尘雾将帮助天文学家更准确地了解星系的形成过程。俄亥俄州凯斯西储大学的天文学家克里斯·米赫斯对此表示赞同，他指出，仅基于5个星系这么少的样本还不能得出任何实质性的结论，但这些新发现的星系无疑为认识宇宙早期状况贡献巨大。他说：“我们真正感兴趣的是，不同质量的普通星系怎样以不同的年龄存在宇宙中。这是一项非常困难的工作，但它对于了解星系形成的过程至关重要。”（资料来源：《科技日报》）

欧洲科学家发现太阳系外“超级地球”
　　据美国宇航局太空网26日报道，欧洲的天文学家在太阳系外发现了已知最小的行星之一，这颗行星的质量是地球的14倍，绕一颗与太阳非常相似的恒星旋转。这一发现让许多专家都大感吃惊。
　　研究人员表示，这可能是一颗多岩石的行星，拥有很稀薄的大气，就如同一颗“超级地球”。但它又没有地球的任何典型特征，它绕“太阳”旋转一周的时间不超过10天，而地球绕太阳转动的周期则需要365天。另外，这颗行星白天表面温度非常高。
　　领导此次研究的葡萄牙科学家努诺·桑托斯表示，尽管这颗行星表面状况尚不清楚，“但我们估计它相当热，温度与恒星差不多。”桑托斯告诉太空网，这颗行星的温度高达1160华氏度(900摄氏度)。这一发现仍旧是科学技术的一大进步，因为此前科学家从未在正常恒星附近发现过如此小的行星，同时也表明这是迄今为止天文学家发现的最类似我们的太阳系的“太阳系”。
　　这颗恒星与太阳相似，距离地球只有50光年。光年是指光在一年里传播的距离，大约等于6万亿英里(合11万亿公里)。大多数已知太阳系外行星一般距离地球数百或者数千光年。夜幕降临时，我们可以从南半球看到这颗称作“mu Arae”的恒星。它一直隐藏于另外两颗行星中间。其中一颗行星的大小与木星相同，每年绕这颗恒星旋转一周的时间为650天。另一颗行星距离更远，通过最新的观测设备，科学家已确认了它的存在。这种三颗行星的组成形式非常少见。
　　华盛顿肯内基研究所行星构成专家阿伦·鲍斯说：“它要比我们目前为止发现的行星距离太阳系更近。这真是个令人激动的发现。它们具有如此宝贵的数据，即使现在我仍旧非常激动。”阿伦·鲍斯没有参与此次研究工作。
　　这颗恒星是由设在智利拉斯拉的欧洲南半球观测站的望远镜发现的。迄今为止，科学家在太阳系周围发现了120多颗行星，其中大多数行星都是气态的，体积与木星一般大，甚至比木星还大，而且多数旋转周期都比较短，这使得生命无法在上面生存。另外，科学家还发现了许多比土星小的行星，但它们仍旧没有现在宣布的这颗行星小。2002年，科学家发现了三颗绕中子星等恒星残骸轨道旋转的行星，它们的体积与地球差不多。然而，它们在绕不支持生命存在的暗星快速旋转时的运行轨迹非常不规则。一些天文学家并不认为这三颗行星有绕正常恒星旋转的行星那么重要。
　　新发现的这颗行星质量是地球的14倍，重量与天王星差不多，绕一颗大小亮度与太阳相似的恒星旋转。专家称14倍于地球的质量大概是一颗多岩石行星的上限。但由于这颗行星距离它的主恒星过近，因此，它可能与天王星的形成历史截然不同。距离太阳系最近的四颗行星全部是多岩石的星体。
　　行星形成的主要理论是，气态的星体由一个多岩石的核心构成，在形成过程中，核心随时间慢慢发展，然后在重力快速收集到大量的气体时就会到达一个倾斜点。桑托斯表示，这种理论表明新发现的行星永远都不会达到临界质量。桑托斯通过电子邮件解释说：“否则行星就不会变得越来越大。”发现这颗行星的欧洲研究小组在一份声明中说：“这个物体有可能是一颗具有多岩石核心的行星，只不过核心被少量的气体层包围，因此可以称得上是‘超级地球'。”


质量损失

质量损失（ mass loss ），观测和理论表明，一切恒星在其演化过程中都不断损失质量。其途径有：①星风扩散，②气壳膨胀（如行星状星云），③爆发。研究恒星的质量损失对于了解各类恒星的物理状态和演化，具有重大意义。
行星状星云具有每秒20公里的膨胀速度，比逃逸速度（0.4公里/秒）至少大一个数量级。除了行星状星云外，有的星周围还有膨胀的气壳，例如B型发射星、沃尔夫－拉叶星和天鹅座P型星。沃尔夫-拉叶星的气壳膨胀速度有的高达每秒2，500公里(HD193793)，多数在每秒1，000～2，000公里之间。天鹅座P型星气壳的膨胀速度一般也在每秒30～250公里之间。气壳不断膨胀，质量也就不断损失。
前两种方式的恒星质量损失被称为准稳态质量损失，因为在这些过程中，恒星本身的基本特征（如温度和半径）并不发生重大变化。然而，有的星在短时间内温度和亮度变化很大，星体爆发并抛射出大量物质。这些星包括超新星、新星、双子座U型变星（见矮新星）、鲸鱼座UV型变星（见耀星）、金牛座T型变星以及共生星等。超新星爆发时，抛射物质的总量可达一个太阳质量的数量级。新星爆发一次，所抛射的质量约为10-5～10-3个太阳质量。而新星爆发以后，在相当长的一段时间内仍会继续损失质量。例如，双星武仙座DQ是1934年爆发的新星，其轨道周期在逐渐增加。最近，根据周期变化率得到的质量损失率为每年1.1×10-7太阳质量，说明这颗新星爆发以后持续地损失质量至少已有几十年之久。双子座U型变星、鲸鱼座UV型变星、金牛座T型变星的质量损失是从双星周期的变化、发射线的宽度以及谱线轮廓推算出来的，误差较大。它们的质量损失率为每年10-11～10-7太阳质量。
在双星中，除了两子星之间存在质量交流之外，每一个子星也会通过星风或爆发过程使物质离开整个双星系统的作用范围，扩散到星际空间中去。


摄动函数的展开问题

摄动函数的展开问题（ problem of development of disturbing function ），在天体力学中，所有的分析方法都要对受摄运动方程进行积分，除个别情况外，在积分前，一般必须把摄动函数展开为时间以及所选择变量的显函数，这就是摄动函数的展开问题。这个问题是摄动理论中的基本课题之一。摄动函数展开式的收敛快慢，在一定程度上决定相应的摄动理论的使用效果。
经典的展开方法是将摄动函数展开为幂级数和三角级数的混合级数，它又称泊松级数。以三体问题为例，摄动函数中包含被摄动天体和摄动天体的轨道要素和时间，而时间则隐含在天体的近点角内。在瞬时轨道为椭圆的情况下，摄动函数展开为两个天体的轨道半长径之比α=α/α′、偏心率е、е′和两个轨道面交角I一半的正弦sin(I/2)的幂级数，以及平近点角和其他轨道要素(或有关辅助量)的三角级数。当α、е和е′接近于1以及I较大时，展开式收敛得很慢，甚至不收敛。因此，摄动函数的展开问题实际上就是改进展开式的收敛性问题。二十世纪四十年代以后，不少人研究了各种改进方法。研究得最多的是α接近于1的情况。主要采用的方法有：①用复变函数的线性变换使奇点离变量的应用范围更远些，从而改进展开式的收敛性；②分出形式为(1—α2)-s的因子或有关项（s为正有理数），再讨论其余项的展开，从而回避α接近于1时的困难；③以中间轨道的摄动函数展开式作为基础，在相应的改正项中只出现天体之间距离的正幂次项，因而不存在α接近于1的困难；④找出既适用于α＜1，也适用于α＞1的更一般的展开式，以便适用于投影相交轨道情况（如海王星和冥王星的轨道）。以上几种方法都处于试用阶段，但已取得很多成果。
对于I较大时产生的困难，主要用两种办法解决:①不展开为sin(I/2)的幂级数，而展开为I的三角级数；②展开为cosI的幂级数。另外，不少人用两个天体的瞬时轨道对某惯性参考面的倾角i和i′来代替I。对于偏心率e和e′较大时产生的困难，虽然有一些解决办法，例如用e=sinφ、e′=sinφ′，把摄动函数展开为φ和φ′的三角级数，但效果仍不好，故这个困难依然存在。正因为如此，对于大偏心率轨道的摄动问题（如一些彗星、月球火箭等），还只能用数值方法进行研究。除上述困难外，当两个天体的瞬时轨道的平均角速度接近通约时，在积分受摄运动方程也会出现小分母的困难，这可用共振理论的方法解决。


天象

天象（汉语拼音：Tianxiang；英语：Astronomical Phenomena），泛指各种天文现象。如太阳出没、行星运动、月相变化、彗星、流星、流星雨、陨星、日食、月食、极光、新星、超 新星、月掩星、太阳黑子等。中国早在距今三四千年前就注意观测和记录天象，此后历代的天文官和民间的天文学家也都始终注重观测天象。中国古代的天象记录内容丰富、记录详实，在世界上是独一无二的。


湍动致宽

湍动致宽（ turbulence broadening ），由湍动运动引起的谱线致宽。这种机制是罗斯兰德于1928年提出的。湍动是比原子的尺度大得多而比恒星的半径小得多的气体团的运动。通常把比光子自由程大的湍动称为宏观湍动，比光子自由程小的湍动称为微观湍动。在许多恒星中，都存在因湍动而出现的谱线致宽，特别是在超巨星中更加明显。恒星大气内的原子同时参与两种完全杂乱的运动──热运动和湍动。若视向速度在(ζ，ζ+dζ)内的相对原子数为：

式中ζ D 2=ζ 0 2＋ζ t 2+，ζ 0为原子热运动的最或然速度，ζ t为湍动的最或然速度（都指视向速度），则辐射按频率分布的形式为：


振子强度

振子强度（ oscillator strength ），表征原子的吸收或发射的重要物理参数。经典电动力学把辐射或吸收的基本单元看作是谐振子。电磁波的发射或吸收是由谐振子作简谐运动引起的。由此可以计算出一个振子的吸收系数。在确定的谱线内通常把一个原子的吸收作用用等效的振子数表达，这个数就叫作振子强度，常用f来表示。fik表示从分立能级i跃迁到k的振子强度。已知振子强度，就可求出原子吸收系数。振子强度可以通过两条途径求出：理论计算和实验测定。根据振子强度和原子的跃迁几率之间的关系进行理论计算，可以得到 ，

式中 Aki为爱因斯坦自发跃迁几率， gi、 gk分别为谱线低能级 i和高能级 k的统计权重， e和 me为电子电量和质量， c为光速， v为谱线频率。 Aki可以利用量子力学方法计算。一般说来，对较轻的原子，计算所得的结果是满意的。对比较重的原子， Aki的计算是比较困难的；因此，曾用多种方法进行实验测定；不过，目前可测的范围还是很有限的。此外，也可以利用太阳或有比较准确的物理参量的恒星的 生长曲线，去反求一些谱线的 振 子 强度值。


宇宙学原理

宇宙学原理（ cosmological principle ），认为宇宙中不存在任何优越位置的假设。它是N.哥白尼关于地球不是宇宙中心观念的推广，是大多数现代宇宙学模型的基础。宇宙学研究的对象是整个可观测时空范围的大尺度特征。现已探测到的距离尺度约140亿光年，包含约1千亿个星系。根据星系计数、射电源计数和宇宙微波背景辐射等实测资料得知，在大于一亿光年的范围内，物质的空间分布是均匀的和各向同性的。就是说，在宇宙学尺度上，任何时刻三维空间是均匀的和各向同性的。它的含义是：①在宇宙学尺度上，空间任一点和任一点的任一方向，在物理上是不可分辨的，即无论其密度、压强、曲率、红移都是相同的。但同一点的不同时刻，各种物理量却可不同，所以宇宙学原理容许存在宇宙演化。②宇宙中各处的观测者，观察到的物理量和物理规律是完全相同的，没有任何一个观测者是特殊的。地球上观察到的宇宙演化图景，在其他天体上也会看到，所以能建立宇宙时概念。既然任何随时间演变的天体和现象都可用来标度时间，宇宙图景也能作为时间标度。宇宙中处处有完全相同的宇宙图景，也有完全相同的宇宙时。完全宇宙学原理是宇宙学原理的进一步推广。它的大意是：不仅三维空间是均匀的和各向同性的，整个宇宙在不同时刻也是完全相同的。根据宇宙学原理可推导出演化宇宙的罗伯逊–沃尔克度规。运用完全宇宙学原理则能得到稳恒态宇宙度规，利用不同的度规可建立各种宇宙模型。由于大量证据表明宇宙是随时间演化的，因此完全宇宙学原理不能描述真实的宇宙。


星协

星协（ Stellar Association ），由相似光谱型年轻恒星组成的非常松散的集合。OB星协是大质量高光度的O、B型恒星的集合。R星协是质量较小（3～10倍太阳质量），能照亮周围反射星云的年轻恒星的集合。T星协是质量与太阳相当的金牛座T型变星的集合。因为O、B型恒星和金牛座T型变星都是十分年轻的天体，所以星协也是一种年轻的天体，它的年龄只有百万年数量级。某些空间区域既有O星协又有T星协，猎户座星协就是这样的例子。星协和年轻的疏散星团、四边形聚星有密切的关系，后者往往构成星协的核心。此外，星协常与气体尘埃星云有物理上的关联。银河系内，星协总是位于银河系的旋臂上。星协的尺度从数秒差距到数百秒差距，含数十到数百颗恒星。在星协中，虽然某一特定类型的恒星的密度较高，但其总密度却低于周围星场。星协是不稳定的系统，已经发现一些星协在向外膨胀。根据现行的速度倒推回去可估计系统的年龄，如用这种方法估计英仙Ⅱ星协的膨胀年龄略大于一百万年。


爆发日珥

爆发日珥（ eruptive prominences ），激烈活动的日珥。分为同耀斑有关的和无关的两类。同耀斑有关的一类又分为突然消失型和质量抛射型。质量抛射型爆发日珥是从耀斑中抛射出来的高速等离子体云，这种激烈的抛射现象常伴随有爆震波，因此也同耀斑的射电Ⅱ型爆发和Ⅳ型爆发（见太阳射电爆发）有关。突然消失型爆发日珥又称暗条突逝。在太阳 Hα单色像中，宁静暗条常沿着磁场中性线（见磁合并）排列。当它们受到耀斑波(即莫尔顿波)等的扰动时，几分钟内就突然消失，然后经过半小时至几小时逐渐恢复原状。理论上的解释是：宁静日珥位于磁力线弧顶部的凹陷处，受到扰动后磁力线变直，凹陷处磁力线上升，于是日珥物质便被弹射出去，形成爆发日珥；这时由于多普勒效应引起谱线位移，超出了单色滤光器的透过频带，在Hα线心便看不到日珥在日面的投影──暗条，这就是暗条突逝的原因。同耀斑无关的爆发日珥通常是在无黑子的冷活动区中，宁静日珥受上浮磁流的扰动而被抛出，遂形成爆发日珥。

太阳紫外照片从天空实验室拍摄，左上方是一个高达40万公里的巨大日珥。 美国宇航局

太阳光谱上面布满光谱线，从中可以了解太阳的化学组成和物理状况。美国萨克拉门托峰天文台

1917年7月9日拍摄的大日珥 高225，000公里，白圆面表示地球大小。 美国海耳天文台


天体光谱分析

天体光谱分析（汉语拼音：Tianti Guangpu Fenxi；英语：Astronomical Spectral Analysis），将光谱学的原理和方法用于天体光谱，以确定天体的物理性质和化学组成的分析法。天体光谱分析包括定性分析和定量分析两种。定性分析的主要任务是谱线证认，也就是说，确认天体光谱中的谱线是哪些化学元素产生的。定性分析的关键是准确地测定谱线的波长。为此，在获得天体光谱的同时获得实验室光源的比较光谱（常用铁弧光谱、钍氩光谱等）。将比较光谱中已知波长的谱线的位置同天体光谱中谱线的位置进行比较，便可确定天体光谱中谱线的波长，从而证认出天体谱线的化学元素。定量分析包括对天体的连续光谱的测量和对谱线的测量。前者指测量天体连续光谱在各个波长处的强度，获得连续光谱的能量分布。后者指测量谱线内各波长处的强度，得到谱线的等值宽度或谱线轮廓。当然，定量分析也包含测量谱线的波长，进行谱线的证认。连续光谱的能量分布、谱线的波长、等值宽度、谱线轮廓等依赖于天体的物理性质和运动状况。通过对这些量的测量可以推断出天体的性质，如温度、密度、压力、运动状况等。


平面圆型限制性三体问题

平面圆型限制性三体问题（ plane circular restricted three-body problem ），限制性三体问题中比较简单的、也是研究得最多的一种类型。它研究无限小质量体在两个有限质量体的万有引力作用下的运动规律，并假定两个有限质量体在相互引力作用下绕其质量中心作圆周运动。如无限小质量体的初始位置和初始速度在两个有限质量体的轨道平面内，则无限小质量体永远在该轨道面内运动，这样就成为平面圆型限制性三体问题，它是三体问题中最简单的情况。
取两个有限质量体P1、P2的联线为x轴（图1）。设无限小质量体到P1、P2的距离分别为r1、r2，则相应于旋转坐标系的运动方程有一个首次积分：

式中 v为无限小质量 体的速度， x、 y为其坐标， c为积分常数， m 1、 m 2为 P 1、 P 2的质量。这就是著名的雅可比积分。
当无限小质量体的速度为零时，上式就成为：

这是一个曲线方程，称为零速度线，在空间情况下便是曲面，称希尔曲面。根据小天体的初始位置和初始速度，可以确定积分常数 c，也就确定了零速度线在旋转坐标系中的位置。当 c的数值非常大时，它描绘出一条远离原点的近于圆形的闭曲线 S 1 ′以及分别围绕 P 1和 P 2的两条很小的闭曲线 S 1；当 c值逐渐减小时，外面的闭曲线也逐渐缩小， P 1、 P 2附近的两条小闭曲线则逐渐扩大； c值减小到一定程度时，两条小闭曲线相遇，相遇的点 L 1称为自交点。显然，在自交点曲线的法线方向不确定，也就是奇点的情况。相遇时，里面的曲线记为 S 2，外面的曲线记为 S 2 ′；当 c继续减小到一定程度时，里面的曲线相遇后继续扩大为一个闭曲线 S 3，并与不断缩小的外面曲线 S 3 ′相遇于 L 2点； c再继续减小，里外两曲线变成一条闭曲线 S 4，在 L 3处自己相交；最后，当 c再减小时曲线分裂成上下两半，即 S 5； c再继续减小到一定程度， S 5就收缩成为两个点，即 L 4和 L 5（图2）。

以上五个点代表平面圆型限制性三体问题的运动方程的五个特解。这五个特解是由拉格朗日首先求得的，所以称为拉格朗日特解，又称平动解。它们都在两个有限质量体所在的平面上，并与有限质量体保持固定的相对位置，这五个点称为平动点。五个平动点中有两个点对称于x轴，并分别与P1、P2组成等边三角形，习惯上表示为L4(y＞0)和L5(y＜0)。若无限小质量体的初始位置在L4或L5，而且相对于坐标系的初速为零，则小天体在两个有限质量体的吸引下，随着有限质量体一起作圆周运动，而且与P1、P2组成等边三角形，永远保持不变，因此，这两个特解又称为等边三角形解。另外三个平动点在x轴上，L1位于P1和P2之间，L2位于P2的右边，L3位于P1的左边，它们相对于P1、P2都是固定点，具体位置与质量有关。由于L1、L2、L3与P1、P2在同一直线上，故称为直线解。这些结果在空间情况中也同样成立。
在椭圆型限制性三体问题和更一般的三体问题中，也存在等边三角形解和直线解，而且在太阳系中，已找到实际的例子。脱罗央群小行星的运动就是一个例子。这群小行星位于太阳、木星等边三角形解附近，已经发现了15颗，其中10颗在平动点L4附近，5颗在平动点L5附近。直线解的例子还不可靠，有人认为，对日照就是聚集在太阳、地球的平动点L2附近的尘埃反射太阳光形成的。
1957年以后，平面圆型限制性三体问题在讨论月球火箭运动理论中得到了应用，利用零速度面可以确定火箭飞向月球的最小速度。零速度面在讨论运动区域时有重要意义，近年来还被用来研究双星的演化。


导星镜

导星镜（ guiding telescope ），附加在主望远镜镜筒上用以监视导星的望远镜。它的作用是保证主望远镜精确跟踪被观测天体，一旦导星偏离正确位置，就通过望远镜的驱动装置加以纠正。导星镜一般采用折射光学系统，也有采用反射或折反射卡塞格林系统的（见卡塞格林望远镜）。口径大小视所用导星的星等而定。为了能在较大的天区内找到足够亮的导星，应有适当大小的视场，一般为1°左右。为了能觉察导星的微小偏离，目镜须有足够高的放大率。但这样一来，通过目镜观测到的视场便达不到1°。为解决这个矛盾，一般是采用适当机械装置，使目镜镜头在垂直于光轴的平面内移动。这样就能看到物镜视场的不同区域。目镜焦面上装有十字亮丝，用以照准导星。当导星很亮时，也可采用亮背景暗丝的照准方式。在导星镜的目镜端可用光电导星装置来代替人工目视导星。


微黑子

微黑子（ microspot ），用白光观测到的日面上亮度比光球暗而没有半影的斑点。最小的微黑子的一般直径约为1″～5″（相当于700～3，500公里）。微黑子的视亮度不到光球的视亮度的65％，温度低于5，600K，其单位面积辐射功率为3×107瓦/米2。微黑子的磁场非常密集，磁场强度大于1，400高斯，并且较为均匀，但在边缘小于0.″5处突然下降。微黑子的寿命约几小时。它们出现在米粒组织之间，常常是黑子的初始阶段。如半径超过1，750公里，一般就产生半影而形成黑子（见黑子的本影和半影）。


赤道坐标系

赤道坐标系（汉语拼音：Chidao Zuobiaoxi；英语：Chidao Zuobiaoxi），一种天球坐标系。

简介
　　过天球中心与地球赤道面平行的平面称为天球赤道面，它与天球相交而成的大圆称为天赤道。赤道面是赤道坐标系的基本平面。天赤道的几何极称为天极，与地球北极相对的天极即北天极，是赤道坐标系的极。经过天极的任何大圆称为赤经圈或时圈；与天赤道平行的小圆称为赤纬圈。作天球上一点的赤经圈，从天赤道起沿此赤经圈量度至该点的大圆弧长为纬向坐标，称为赤纬。赤纬从0°到±90°计量，赤道以北为正，以南为负。赤纬的补角称为极距，从北天极起，从0°到180°计量。

划分
　　由于所取主点以及随之而来的经向坐标的不同，赤道坐标系又分第一赤道坐标系和第二赤道坐标系。
　　第一赤道坐标系又称时角坐标系，与观测者有关。主点取为天赤道与观测者的天顶以南那段子午圈的交点。从主点起沿天赤道量到天球上一点的赤经圈与天赤道交点的弧长为经向坐标，称为时角。时角从0°到±180°或从0h到±12h计量，向东为负，向西为正。天体因周日视运动，时角不断变化。
　　第二赤道坐标系或简称赤道坐标系，主点取为春分点。从春分点起沿天赤道逆时针向量到天球上一点的赤经圈与天赤道交点的弧长为经向坐标，称为赤经。赤经从0°到360°或从0h到24h计量。天体的赤经和赤纬，不因周日视运动或不同的观测地点而改变，所以各种星表通常列出它们。


恒星的视向速度

恒星的视向速度，恒星在单位时间内沿视线方向移动的距离称视向速度，单位是千米/秒。可由恒星光谱线的多普勒位移来确定，谱线向红端移动（即红移）时为正，这时恒星远离我们而去。实测的数值必须改正地球自转和公转的影响，归算成相对于太阳中心的数值。地面天文台已测过约3万颗恒星的视向速度，其值大多介于±20千米/秒之间。晚型星的视向速度一般大于早型星，矮星的大于巨星的，光谱中有发射线的大于同光谱型无发射线的。速度超出±100千米/秒范围的恒星称高速星，已测得视向速度最大的恒星是CD–29°2 277（543千米/秒）和武仙座VX星（−405千米/秒）。测量视向速度往往采用结构复杂和价格昂贵的大望远镜折轴摄谱仪或物端棱镜，进展很慢。但由于这种测量与恒星的距离没有直接关系，因而通常比切向速度精确。


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。


相对论宇宙学

相对论宇宙学（ relativistic cosmology ），在爱因斯坦的引力理论和相对论力学的基础上建立起来的宇宙理论。它的一些基本结论都是根据所谓宇宙学原理(即宇宙物质在大尺度上具有均匀各向同性)的假定而推得的。在这种宇宙理论中，空间各点的曲率处处相同，但弯曲程度可以随时间变化（不改变其正负号）。其中正曲率（空间曲率署符k=+1）对应于一个没有边界、但体积有限的闭合宇宙；零曲率(k=0)对应于一个平直的开放宇宙；负曲率(k=-1)则对应于一个双曲型的开放宇宙。宇宙的膨胀或收缩运动在所有方向上是一样的，它可以由度规公式中的宇宙标度因子R=R(t)来描述。R随宇宙时t的相对变化率就是哈勃常数，即H=凟/R。知道了R随时间的变化，也就知道了宇宙的历史和发展趋向。假定星系可以设想为均匀而静止地分布在整个空间中，那么就可用理想流体的能量－动量张量来描述它们。这时，根据引力场方程，就能推出均匀各向同性宇宙学模型的动力学方程：

式中 G为引力常数。给定物态方程的压力 p= p( ρ)，可求得函数 R( t)，详细分析 R( t)的性质，就得到各种典型的 相对论 宇宙模型。


星系

星系（ Galaxies ），由引力束缚在一起的几百万至几万亿颗恒星以及星际气体和尘埃、暗物质等构成，占据几千光年至几十万光年的空间的天体系统。银河系就是一个普通的星系。银河系以外的星系称为河外星系，一般称为星系。

大熊座旋涡星系M81（国家天文台BATC组提供）

室女团中心椭圆星系M87（NASA提供）

猎犬座旋涡星系M51（国家天文台BATC组提供）

目录

1 研究简史
2 形态和分类
3 分布
4 运动和质量
5 形成和演化

研究简史
17世纪望远镜发明以后陆续观测到一些云雾状的天体，称之为星云。18世纪，德国的I.康德和英国的T.赖特都曾猜想这些云状天体是像银河一样由星群构成的宇宙岛，只是因为距离太远而不能分辨出一颗一颗的星来。但它们到底有多远，直到20世纪初才找到线索。1917年美国天文学家G.W.里奇在威尔逊山天文台所摄的星云NGC6946的照片中发现了一颗新星，随后H.D.柯蒂斯也有类似的发现。因为这些新星极其暗弱，他们认为星云应该极其遥远，是银河系以外的天体。1924年，美国天文学家E.P.哈勃用威尔逊山天文台的2.5米大望远镜在仙女座星云、三角座星云和星云NGC6822中发现造父变星，并且根据造父变星的周光关系定出这几个星云的距离，终于肯定了它们是银河系以外的天体系统，称它们为河外星系。现代望远镜，包括哈勃空间望远镜能观测到的星系数目估计在500亿以上。

形态和分类
星系的外形和结构是多种多样的，但大多由椭球形的中央核球和（或）扁平的盘成分构成。1926年，哈勃按星系的形态进行分类，把星系分为椭圆星系、旋涡星系和不规则星系三大类。后来又细分为椭圆、透镜、旋涡、棒旋和不规则5个类型。
椭圆星系没有盘成分，外形近似于椭圆，记为E型，后面标以阿拉伯数字表示椭圆的扁度，从0到7，数字越大，椭圆越扁。旋涡星系核球和盘两种成分都有，外形像旋涡，记为S型，大多数都有两条沿相反方向旋卷的螺线形旋臂，其中一些在核心部分有一棒状结构，称为棒旋星系，没有棒状结构的则称为正常旋涡星系。棒旋星系记为SB型。S和SB型号后面附以小写英文字母a、b、c表示核球和盘两种成分的相对重要性以及旋臂缠卷的松紧程度，a型核球最大，旋臂最紧，b型次之，c型核球最小，旋臂最松。与旋涡星系类似为盘状但无旋臂的星系归为透镜型，记为S0。不规则星系的形状没有规则，记为Irr型。
此外，从尺度和光度上分，有一种超巨型椭圆星系，往往出现于星系团的中心或中心附近，据认为是几个星系碰撞并合的产物。这种稀有的星系称为cD星系。相反，为数众多，尺度和光度比正常星系小的星系称为矮星系，并可进一步细分为矮椭圆星系(dE)、矮不规则星系(dIrr)和矮椭球星系(dSph)。
在1 000个最亮的星系中，旋涡星系占75％，椭圆星系占20％，不规则星系占5％。如果包括矮星系在内，则相对比例变为30∶60∶10。不同形态星系的比例也与星系所在的环境相关：在密度高的富星系团中，大多数亮星系是椭圆星系和透镜星系，旋涡星系只占5％～10％；而在星系团外的低密度环境中，亮星系中80％是旋涡星系。
除上述普通的星系外，近年来又发现了许多特殊星系。有些旋涡星系，具有十分明亮的中心区，光谱中有强而宽的发射线，称为赛弗特星系。有些星系具有很亮的近于星状的核心，称为N型星系。有些星系有很强的射电辐射，称为射电星系。有的星系诸如M82，近期发生着大规模恒星形成，称为星暴星系。以上几种星系都是活动激烈的星系，统称为活动星系。有证据表明1963年发现的类星体实际上是具有活动核的星系，是活动星系核(AGN)中的一种。AGN的能源是位于中心的超大质量黑洞。

分布
1934年E.P.哈勃对44 000多个星系的视分布进行了研究，证实星系的数目有规律地从银极向银道递减。银道方向星系很少，形成一个隐带。这种视分布是由银河系星际物质吸光造成的。实际上从大尺度来看，星系分布在各个方向都是一样的。星系的空间密度也近于均匀。从较小的尺度来看，星系的分布有成团的倾向。有的是两个结成一对；多的可能几百以至几千个星系聚成一团。银河系同麦哲伦云、仙女星系以及其他40多个星系构成一个集团，称为本星系群。一般的星系集团称为星系团。星系团内星系之间的距离约为百万光年量级。本星系群和室女星系团等星系团又构成更高级的集团——本超星系团，其长径约1亿～2.5亿光年，其总质量约为太阳的千万亿倍。现在观测到的星系团已有一万个以上。

运动和质量
星系内部的恒星和气体都在运动，而星系作为一个整体也在运动。恒星在星系内部的运动有两种：一是围绕星系核心的旋转运动，一是弥散运动。盘状星系以旋转运动为主。椭圆星系以弥散运动为主。旋转的特点是较差自转，旋转速度作为到中心距离的函数称为旋转曲线。弥散运动是叠加在旋转运动上的随机运动，遵循类似麦克斯韦分布的椭球分布律。星系整体也有各种运动。成对出现的星系（即双重星系，又名星系对）彼此围绕公共质心转动。在星系团中，星系间有随机的相对运动。此外，1929年哈勃还发现星系的红移同距离成正比的关系（见哈勃定律）。按照红移的径向多普勒效应解释，这表明星系之间距离越远，相互退行越快，这就是宇宙膨胀运动。
从星系的运动可得知星系的质量。根据牛顿定律，转动着的星系内任一点的离心力必须同该点轨道以内所有物质对它的引力相平衡，这样可由速度–距离关系的实测曲线（旋转曲线）得出星系的质量分布和总质量。多数星系的旋转曲线有向外变平的趋势，表明星系发光区域之外存在大质量暗晕。按照恒星在星系内的速度弥散度，由位力定理可求得星系的质量，称为位力质量。与此类似，按照星系在星系团内随机运动的速度弥散度，也可求出星系团的总质量。用这种动力学方法求出的总质量往往比由测光方法定出的光度质量大一个数量级，意味着星系团中含有大量不发光的暗物质。

形成和演化
从椭圆星系到旋涡星系再到不规则星系，似乎有质量递减、气体含量增加、老年恒星减少的趋势。其中，旋涡星系本身随着旋臂由紧到松，也有相应的序列变化。
因此曾经提出这样的星系演化序列：由椭圆星系到旋涡星系，由紧旋涡逐渐旋开变为松旋涡以至成为不规则星系。也有人认为是沿着相反的途径演化的。因为不同类型星系的质量和角动量有量级的差异，难以解释在演化中总质量和角动量变化很大的现象，所以更多的人认为星系分类的序列也许并不是演化序列，而只是初始条件的反映：密度较大的原气体云，自转较慢，角动量密度较小，因而恒星形成快，年龄老，颜色红，成为星多气少的椭圆星系；密度低而角动量密度高的原气体云，恒星形成慢，未形成恒星的气体多，在快速自转中变为扁盘形，从中产生旋臂，并不断形成新的年轻恒星，成为颜色较蓝的旋涡星系。不过，数值模拟实验和观测证据表明，两个富气的旋涡星系相遇时，在动力学摩擦和潮汐力作用下可能发生并合，触发恒星形成，消耗或剥离气体，转变为一个椭圆星系。迄今为止，星系的演化还是正在积极研究的一个尚未解决的问题。
按照大爆炸理论，星系起源于早期宇宙中非常微小的物质不均匀性，随着宇宙的膨胀，这种密度起伏由于引力不稳定性的作用而放大，最终导致星系尺度天体的形成。数值模拟计算表明，暗物质，特别是冷暗物质的存在对星系形成过程有重要影响，但星系何时和怎样形成的细节也还很不确定。


河外天文学

河外天文学，又称河外星系天文学（Extragalactic astronomy），是天文学的一个分支，研究的对象是我们的银河系以外的星系——研究所有不属于银河系天文学（英语：Galactic astronomy）的天体。
当工作的仪器获得改善，就可以更详细的研究现在只能审视的遥远天体，因此这个分支可以再细分为更有效的近银河系外天文学和远银河系外天文学。前者的成员与对象包括星系、本星系群，距离近得可以详细研究内部的超新星遗迹、星协。后者远得只是可以测量的对象和只有最明亮的部分可以描述或研究。随着仪器的改进，现在可以更详细地检查遥远的物体，因此河外星系天文学包括几乎可观测宇宙边缘的物体。
一些相关的主题如下：

星系集团

类星体

射电星系

超新星

星系际恒星

星系际尘埃

星系际尘云


地外文明

地外文明（汉语拼音：Diwai Wenming；英语：extraterrestrial civilization），地球之外的其他天体上可能存在着高能智慧生命的文明。
　　生命未必是地球上特有的现象，在宇宙间别的恒星的行星系统中，只要有合适的条件，就可能诞生原始形态的生命，并通过进化出现智慧生命及其文明。地球上人类利用核能、进行无线电通讯、发展射电天文学以及发射空间探测器等，都是20世纪才开始的，因此人类文明实际上还处在刚刚能被别的星球探测到的较低级的阶段，宇宙间完全有可能存在着比地球更先进的文明。
　　有人考虑了各种因素后，估计仅是在地球所处的银河系中，就可能有近百万个文明世界。但是由于银河系十分巨大，这些异星文明彼此之间相距十分遥远。20世纪60年代以后，人类正在努力探测地外文明的信息，也向外星球发送了无线电信号，以图与地外文明进行无线电通讯联系。


老人

老人（汉语拼音：lǎo rén），①上年纪的或较老的人。②上了年纪的父母或祖父母。


脱罗央群小行星的运动

脱罗央群小行星的运动（ motion of Trojan group asteroid ），限制性三体问题的拉格朗日特解在太阳系中的实例。脱罗央群小行星全以希腊神话中的人物来命名，而这个群则以神话中的小亚细亚的特洛伊城命名，天文学界习惯译为脱罗央。这群小行星绕太阳运行的周期与木星相同。这一群中最先被发现的小行星名为阿基琉斯，它是德国天文学家M.沃尔夫于1906年观测到的。这颗小行星之所以引人注意，是因为当它的轨道被推算出来之后，它的周期和木星的周期很相近。沙利叶注意到，从太阳看去，它位于木星前方约55°处。他认为这可能是拉格朗日于1772年所推导的三体问题的特解（见平面圆型限制性三体问题）。按照拉格朗日特解的情况，可假设太阳和木星是两颗有限质量的天体，木星轨道为一圆周，那么在太阳S和木星J的周围将有五个平动点（见图）。其中L1、L2、L3位于SJ直线上，L4、L5两点则与S、J构成两个等边三角形。但L1、L2、L3三处为不稳定的平动点，在这些点上的小行星若位置稍有移动，便一去不返；反之，L4和L5则为稳定的平动点，在这两点上的小行星即使稍有移动，仍将在平动点附近打转而不远离。它们绕太阳运行的周期为11.86年左右，与木星的周期相近。

在木星之前的脱罗央群小行星，位于平动点L4上，它们又称为希腊群小行星，有：阿基琉斯（第588号，Achilles）、赫克托尔（第624号，Hektor）、涅斯托尔（第659号，Nestor）、阿伽门农(第911号，Agamemnon)、奥德修斯（第1143号，Odysseus）、埃阿斯（第1404号，Ajax）、狄奥墨得斯(第1437号，Diomedes)、安提罗科斯(第1583号，Antilochus)、墨涅拉奥斯（第1647号，Mene-laus）、忒拉蒙（第1749号，Telamon）。跟随木星之后的脱罗央群小行星位于平动点L5上，也称为纯脱罗央群小行星，有：帕特罗克勒斯(第617号，Patroclus)、普里阿摩斯（第884号，Priamus）、埃涅阿斯（第1172号，Aene-as）、安喀塞斯（第1173号，Anchises）、特洛伊罗斯（第1208号，Troilus）。1970年以来，帕洛马山海耳天文台和莱顿大学天文台已发现15颗暗弱的未定号小行星，都属于脱罗央群。中国紫金山天文台也发现四颗，其中两颗属于希腊群，两颗属于脱罗央群。
由于脱罗央群（包括希腊群）小行星位于拉格朗日特解所确定的区域，它们的发现引起了天体力学家们的很大兴趣。又因发现的小行星并不严格在L4、L5点，公转周期与木星也略有差别，所以研究L4、L5点附近运动的周期轨道的存在性和稳定性问题，不仅有理论意义，而且有实用价值。近年来，在这方面作了大量研究工作，已取得很多重要成果。从平面圆型限制性三体问题出发进行研究，所得的结果可归纳为：①在L4、L5点上的小行星是稳定的；②在L4、L5附近无穷小的轨道是存在的，而且“差不多”是稳定的（即不稳定的概率为零）；③L4、L5附近有限大小的周期轨道是存在的，除极个别情况外，都是线性稳定的（即只考虑偏差的一次项）。周期轨道的非线性稳定性还未解决。近来用数值方法严格计算了各大行星的摄动，计算了脱罗央群小行星轨道在四百年内的变化。计算结果与从平面圆型限制性三体问题出发研究所得的结果相近。


视界

视界（ event horizon ），黑洞的边界，或称单向膜。对于经典黑洞而言，黑洞外的物质和辐射可以通过视界进入黑洞内部，而黑洞内的任何物质和辐射却不能穿出视界。球状黑洞（史瓦西黑洞）的视界是以引力半径rg为径向坐标值的球面：

式中 M为黑洞的质量， G为万有引力常数， c为光速。 视界的表面积 A是一个重要的量，对于球状黑洞 A= 4 πr娷= 16 πG 2 M 2/ c4。由于 视界具有单向膜性质，黑洞的质量 M及其表面积 A，是只增不减的。如果两个黑洞发生碰撞而合并成为一个黑洞，那么，合并后的黑洞的表面积将大于原来两个黑洞的表面积之和。因此，黑洞 视界的表面积与热力学的熵的概念相近。通常就把黑洞的熵定义为黑洞 视界表面积与一常数的乘积。对于有旋转运动的黑洞（克尔黑洞）， 视界的径向坐标为：

式中 J是角动量。在 G= c=1的系统中，

式中 α= J/ M。当 α=0时， r= r g，克尔黑洞就退化为史瓦西黑洞。


月球

月球（英语：Moon），地球的天然卫星。俗称月亮。中国古称太阴。除了流星外，它是离地球最近的天体，与人类关系十分密切。月球轨道面称白道面，黄白交角平均5°09′，轨道半长径38.44万千米，偏心率变化于1／15～1／23间，平均为0.0549。月球的半径1738千米，质量7.35×1022千克，平均密度3.34克／厘米3，表面重力加速度1.62米／秒2，分别相当于地球的3／11、1／81.3、3／5 、及1／6。它有明显的位相变化，称月相，周期即朔望月，长29.53059日。由于长期的潮汐作用，它的自转与公转的周期都是1恒星月即27.32185日，这样月球始终以同一面朝着地球。直到1959年苏联月球3号绕月成功，才使人类第一次见到了月球的背面。月球表面最显著的特征是犬牙交错、大小不一的环形山，而那些称为海的暗黑地区实质上是广阔的平原，月海大多集中于正面。此外，还有许多和地球一样的月陆、山脉、峭壁和峡谷。
　　月球没有大气，因而月面上的天空永远是一片黝黑，地面上寂静无声、黑白反差极大，看来十分荒凉。其表面几乎被一层热导率极低的尘埃岩屑所覆盖。月面上没有水，一昼夜长达29.5天，所以温差很大，阳光直射下可达127℃，而夜间则骤降至－183℃。月球的内部结构大致可分为月壳、月幔、月核3层，但月壳平均厚v65千米，比地壳还厚得多，而中心核很小，半径仅700千米。

 1992年12月，在探索木星系统的途中，伽利略号拍摄了这张月球的照片。NASA
　　关于月球的起源目前有4种假设：①从地球中分裂出去的分裂说。②被地球俘获。③与地球共同形成。④大冲撞假设：先被大天体撞击，飞溅出的物质中一部分形成月球。其中尤以第四种学说得到了越来越广泛的支持。月球还是人类唯一登临的天体。
　　月球是第一个人类曾经登陆过的地外天体。1958年美国和苏联发射的月球探测器都宣告失败。1959年苏联和美国分别成功发射了“月球号”和“先驱者号”月球探测器。1969年美国的阿波罗-11号实现了人类首次载人登月，相继阿波罗-12、14、15、16和17号实现载人登月，一共有12名美国宇航员登上月球开展科学考察、采集月球样品和埋设长期探测月球的科学仪器，共带回地球381.7千克月球样品，大大增长了人类对月球起源、演化的认识。迄今为止人类只有这12名美国宇航员登上了地球以外的天体。

 阿波罗17号宇航员站在月球表面。NASA
　　2018年4月，NASA公布了一段由月球轨道探测器收集的数据制作而成的视频。这段视频中的数据由月球勘测轨道飞行器（LRO）历时九年收集而成。该探测器自2009年6月以来，一直在距月表上方50公里处对月球展开观察，捕捉月球表面前所未见的细节。
　　2019年1月3日10点26分，由于“嫦娥四号”探测器在月球背面东经177.6度、南纬45.5度附近的预选着陆区成功着陆，世界第一张近距离拍摄的月背影像图通过“鹊桥”中继星传回地球，这揭开了古老月背的神秘面纱。
　　2019年1月3日，嫦娥四号月球车被命名为“玉兔二号”。

目录

1 地表环境
2 月球的轨道运动
3 地月关系
4 月食现象

地表环境
　　月球表面有阴暗的部分和明亮的区域，亮区是高地，暗区是平原或盆地等低陷地带，分别被称为月陆和月海。早期的天文学家在观察月球时，以为发暗的地区都有海水覆盖，因此把它们称为“海”。著名的有云海、湿海、静海等。而明亮的部分是山脉，那里层峦叠嶂，山脉纵横，到处都是星罗棋布的环形山，即撞击坑，这是一种环形隆起的低洼形。月球上直径大于1000米的撞击坑多达33000多个。位于南极附近的贝利撞击坑直径295公里，可以把整个海南岛装进去。最深的山是牛顿撞击坑，深达8788米。除了撞击坑，月面上也有普通的山脉。高山和深谷叠现，别有一番风光。
　　月球背面的结构和正面差异较大。月海所占面积较少，而撞击坑则较多。地形凹凸不平，起伏悬殊最长和最短的月球半径都位于背面，有的地方比月球平均半径长4公里，有的地方则短5公里（如范德格拉夫洼地）。背面未发现“质量瘤”。背面的月壳比正面厚，最厚处达150公里，而正面月壳厚度只有60公里左右。
　　2019年5月16日，中国科学院国家天文台宣布，由该台研究员李春来领导的研究团队利用嫦娥四号探测数据，证明了月球背面南极-艾特肯盆地存在以橄榄石和低钙辉石为主的深部物质。国际学术期刊《自然》（Nature）在线发布了这一重大发现。该发现为解答长期困扰国内外学者的有关月幔物质组成的问题提供了直接证据，将为完善月球形成与演化模型提供支撑。来自中科院国家天文台的消息称，嫦娥四号探测器实现了人类历史上首次对月球背面的软着陆就位探测，而此次基于探测数据的研究结果，则成功揭示了月球背面的物质组成，证实了月幔富含橄榄石的推论的正确性，加深了人类对月球形成与演化的认识。

 詹姆斯·欧文在Hadley-Apennine着陆点首次执行阿波罗15号月球表面出舱活动。NASA
 Apollo 11登月舱外活动期间，驶员小巴兹·奥尔德林在登月舱支架附近的月球行走。NASA
撞击坑
　　撞击坑这个名字是伽利略起的。是月面的显著特征，几乎布满了整个月面。最大的撞击坑是南极附近的贝利环形山，直径295千米，比海南岛还大一点。小的环形山甚至可能是一个几十厘米的坑洞。直径不小于1000米的大约有33000个。占月面表面积的7%～10%。
　　日本一学者1969年提出一个撞击坑分类法，分为克拉维型（古老的撞击坑，一般都面目全非，有的撞击坑有中央峰）哥白尼型撞击坑（年轻的撞击坑，常有撞击作用引起大量月球表面的岩石向四周溅射，溅射出来的大量岩石碎块高速在月面抛射和滚动，改变了月面原有的地形地貌和表面土壤的结构与颜色，形成明显的“辐射纹”，内壁一般带有同心圆状的段丘，中央一般有中央峰。阿基米德型（环壁较低，可能从哥白尼型演变而来）碗型或酒窝型（小型撞击坑，有的直径不到3米）。
　　撞击坑的形成现有两种说法：“撞击说”与“火山说”。
　　“撞击说”是指月球因被其他小行星撞击而有现今人类所看到的撞击坑。
　　“火山说”是指月球上本有许多火山，最后火山爆发而形成了火山喷发口。
月海
　　在地球上的人类用肉眼所见月面上的阴暗部分实际上是月面上的广阔平原。由于历史上的原因，这个名不副实的名称保留下来。
　　已确定的月海有22个，此外还有些地形称为“月海”或“类月海”的。公认的22个绝大多数分布在月球正面。背面有3个，4个在边缘地区。在正面的月海面积略大于50%，其中最大的“风暴洋”面积约五百万平方千米，差不多九个法国的面积总和。大多数月海大致呈圆形，椭圆形，且四周多为一些山脉封闭住，但也有一些海是连成一片的。除了“海”以外，还有五个地形与之类似的“湖”——梦湖、死湖、夏湖、秋湖、春湖，但有的湖比海还大，比如梦湖面积7万平方千米，比汽海等还大得多。月海伸向陆地的部分称为“湾”和“沼”，都分布在正面。湾有五个：露湾、暑湾、中央湾、虹湾、眉月湾；沼有三个：腐沼、疫沼、梦沼，其实沼和湾没什么区别。
　　月海的地势一般较低，类似地球上的盆地，月海比月球平均水准面低1～2千米，个别最低的海如雨海的东南部甚至比周围低6000米。月面的反照率（一种量度反射太阳光本领的物理量）也比较低，因而看起来显得较黑。
月陆和山脉
　　月面上高于月海的地区称为月陆，一般比月海水准面高2～3千米，由于它返照率高，因而看来比较明亮。在月球正面，月陆的面积大致与月海相等但在月球背面，月陆的面积要比月海大得多。从同位素测定知道月陆比月海古老得多，是月球上最古老的地形特征。
　　在月球上，除了犬牙交差的众多撞击坑外，也存在着一些与地球上相似的山脉。月球上的山脉常借用地球上的山脉名，如阿尔卑斯山脉，高加索山脉等等，其中最长的山脉为亚平宁山脉，绵延1000千米，但高度不过比月海水准面高三四千米。山脉上也有些峻岭山峰，过去对它们的高度估计偏高。如今认为大多数山峰高度与地球山峰高度相仿。1994年，美国的克莱门汀月球探测器曾得出月球最高点为8000米的结论，根据“嫦娥一号”获得的数据测算，月球上最高峰高达9840米。月面上6000米以上的山峰有6个，5000～6000米20个，3000～6000米则有80个，1000米以 上的有200个。月球上的山脉有一普遍特征：两边的坡度很不对称，向海的一边坡度甚大，有时为断崖状，另一侧则相当平缓。这是由于小天体高速撞击月面，强大的撞击能量使月球表面的岩石气化、熔融、破碎并溅射，挖掘出一个巨大的撞击坑或撞击盆地，撞击体的巨大撞击能量在撞击坑底部产出一系列断层和裂缝，诱发月球内部的玄武岩浆的喷发和溢出，形成暗色的月海盆地。被抛射出撞击坑的各种溅射物质，降落在月海外围的不同距离内，形成了月海外侧平缓的坡度。
　　除了山脉和山群外，月面上还有四座长达数百千米的峭壁悬崖。其中三座突出在月海中，这种峭壁也称“月堑”。
月面辐射纹
　　月面上还有一个主要特征是一些较“年轻”的环形山常带有美丽的“辐射纹”，这是一种以环形山为辐射点的向四面八方延伸的亮带，它几乎以笔直的方向穿过山系、月海和环形山。辐射纹长度和亮度不一，最引人注目的是第谷环形山的辐射纹，最长的一条长1800千米，满月时尤为壮观。其次，哥白尼和开普勒两个环形山也有相当美丽的辐射纹。据统计，具有辐射纹的环形山有50个。
　　形成辐射纹的原因还没有定论。实质上，它与环形山的形成理论密切联系。许多人都倾向于小天体撞击说，认为在没有大气和引力很小的月球上，小天体撞击可能使高温碎块飞得很远。而另外一些科学家认为不能排除火山的作用，火山爆发时的喷射也有可能形成四处飞散的辐射形状。
月谷
　　地球上有着许多著名的裂谷，如东非大裂谷。月面上也有这种构造——那些看来弯弯曲曲的黑色大裂缝即是月谷，它们有的绵延几百到上千千米，宽度从几千米到几十千米不等。那些较宽的月谷大多在月陆上较平坦的地区，而那些较窄、较小的月谷（有时又称为月溪）则到处都有。最著名的月谷是在柏拉图环形山的东南连结雨海和冷海的阿尔卑斯大月谷，它把月球上的阿尔卑斯山拦腰截断，很是壮观。从太空拍得的照片估计，它长达130千米，宽10～12千米。
　　2014年10月5日，科学家在月球上发现一个隐藏于地下的巨形的方形结构。这一结构宽2500公里，科学家们认为这是一条古老的裂谷系统，后来其中充填了岩浆。
火山分布
　　月球的表面被巨大的玄武岩（火山熔岩）层所覆盖。早期的天文学家认为，月球表面的阴暗区是广阔的海洋，因此，他们称之为“mare”，这一词在拉丁语中的意思就是“大海”，当然这是错误的，这些阴暗区其实是由玄武岩构成的平原地带。除了玄武岩构造，月球的阴暗区，还存在其他火山特征。最突出的，例如蜿蜒的月面沟纹、黑色的沉积物、火山园顶和火山锥。不过，这些特征都不显著，只是月球表面火山痕迹的一小部分。
　　与地球火山相比，月球火山可谓老态龙钟。大部分月球火山的年龄在30亿～40亿年之间；典型的阴暗区平原，年龄为35亿年；最年轻的月球火山也有1亿年的历史。而在地质年代中，地球火山属于青年时期，一般年龄皆小于10万年。地球上最古老的岩层只有39亿年的历史，年龄最大的海底玄武岩仅有200万年。年轻的地球火山仍然十分活跃，而月球却没有任何新近的火山和地质活动迹象，因此，天文学家称月球是“熄灭了”的星球。
　　地球火山多呈链状分布。例如安底斯山脉，火山链勾勒出一个岩石圈板块的边缘。夏威夷岛上的山脉链，则显示板块活动的热区。月球上没有板块构造的迹象。典型的月球火山多在巨大古老的撞击坑底部。因此，大部分月球阴暗区都呈圆形外观。撞击盆地的边缘往往环绕着山脉，包围着阴暗区。
　　月球阴暗区主要在月球正面的一侧。几乎覆盖了这一侧的1/3面积。而在月球背面，阴暗区的面积仅占2%。然而，月球背面的地势相对更高，月壳也较厚。由此可见，控制月球火山作用的主要因素是地形高度和月壳厚度。
大气环境
　　由于月球上没有大气，再加上月面物质的热容量和导热率又很低，因而月球表面昼夜的温差很大。白天，月球表面在阳光垂直照射的地方温度高达127℃；夜晚，其表面温度可降低到-183℃。用射电观测可以测定月面土壤中的温度，这种测量表明，月面土壤中较深处的温度很少变化，这正是由于月面物质导热率低造成的。

月球的轨道运动
月球公转
　　月球以椭圆轨道绕地球运转。这个轨道平面在天球上截得的大圆称“白道”。白道平面不重合于天赤道，也不平行于黄道面，而且空间位置不断变化。周期27.32日。月球轨道（白道）对地球轨道（黄道）的平均倾角为5°09′。但是已知月球平均每年以3.8cm的速度逐渐与地球离去。
月球自转
　　月球在绕地球公转的同时进行自转，周期27.32166日，正好是一个恒星月，所以我们看不见月球背面。这种现象我们称“同步自转”，或“潮汐锁定”，几乎是太阳系卫星世界的普遍规律。一般认为是卫星对行星长期潮汐作用的结果。天平动是一个很奇妙的现象，它使得我们得以看到59%的月面。主要有以下原因：
　　（1）在椭圆轨道的不同部分，自转速度与公转角速度不匹配。
　　（2）白道与赤道的交角。
　　月球每小时相对背景星空移动半度，即与月面的视直径相若。与其他卫星不同，月球的轨道平面较接近黄道面，而不是在地球的赤道面附近。相对于背景星空，月球围绕地球运行（月球公转）一周所需时间称为一个恒星月；而新月与下一个新月（或两个相同月相之间）所需的时间称为一个朔望月。朔望月较恒星月长是因为地球在月球运行期间，本身也在绕日的轨道上前进了一段距离。
月球章动
　　月球的轨道平面（白道面）与黄道面（地球的公转轨道平面）保持着5.145396°的夹角，而月球自转轴则与黄道面的法线成1.5424°的夹角。因为地球并非完全球形，而是在赤道较为隆起，因此白道面在不断进动（即与黄道的交点在顺时针转动），每6793.5天（18.5966年）完成一周。期间，白道面相对于地球赤道面（地球赤道面以23.45°倾斜于黄道面）的夹角会由28.60°（即23.45°+5.15°）至18.30°（即23.45°-5.15°）之间变化。同样地，月球自转轴与白道面的夹角亦会介乎6.69°（即5.15°+1.54°）及3.60°（即5.15°-1.54°）。月球轨道这些变化又会反过来影响地球自转轴的倾角，使它出现±0.00256°的摆动，称为章动。
天秤动
　　因为月球的自转周期和它的公转周期是完全一样的，所以地球上只能看见月球永远用同一面向着地球。自月球形成早期，地球便一直受到一个力矩的影响导致自转速度减慢，这个过程称为潮汐锁定。亦因此，部分地球自转的角动量转变为月球绕地公转的角动量，其结果是月球以每年约38毫米的速度远离地球。同时地球的自转越来越慢，一天的长度每年变长15微秒。
　　从地球上看月亮，看到的月球表面并不是正好它的一半，这是因为月球像天平那样摆动。地球上的观测者会觉得：在月球绕地球运行一周的时间里，月球在南北方向来回摆动，即在维度的方向像天平般的摆动，这被称为“纬天平动”，摆动的角度范围约6°57′；月球在东西方向上，即经度方向上来回摆动的现象，被称为“经天平动”，摆动角度达到7°54′。除去这两种主要的天平动，月球还有周日天平动和物理天平动，前三种天平动都并非月球在摆动，是因为观测者本身与月球之间得相对位置发生变化而产生的现象。只有物理天平动是月球自身在摆动，而且摆动得很小。
　　由于月球轨道为椭圆形，当月球处于近地点时，它的自转速度便追不上公转速度，因此我们可见月面东部达东经98度的地区，相反，当月处于远地点时，自转速度比公转速度快，因此我们可见月面西部达西经98度的地区。这种现象称为天秤动。又由于月球轨道倾斜于地球赤道，因此月球在星空中移动时，极区会作约7度的晃动，这种现象称为天秤动。再者，由于月球距离地球只有60地球半径之遥，若观测者从月出观测至月落，观测点便有了一个地球直径的位移，可多见月面经度1度的地区。
　　月球对地球所施的引力是潮汐现象的起因之一。月球围绕地球的轨道为同步轨道，所谓的同步自转并非严格。
　　严格来说，地球与月球围绕共同质心运转，共同质心距地心4700千米（即地球半径的3/4处）。由于共同质心在地球表面以下，地球围绕共同质心的运动好像是在“晃动”一般。从地球南极上空观看，地球和月球均以顺时针方向自转；而且月球也是以顺时针绕地运行；甚至地球也是以顺时针绕日公转的，形成这种现象的原因是地球、月球相对于太阳来说拥有相同的角动量，即“从一开始就是以这个方向转动”。

地月关系
　　地球与月球互相绕着对方转，两个天体绕着地表以下1600千米处的共同引力中心旋转。月球的诞生，为地球增加了很多的新事物。
　　月球绕着地球公转的同时，其特殊引力吸引着地球上的水，同其共同运动，形成了潮汐。潮汐为地球早期水生生物走向陆地，帮了很大的忙。
　　地球很久很久以前，昼夜温差较大，温度在水的沸点与凝点之间，不宜人类居住。然而月球其特殊影响，对地球海水的引力减慢了地球自转，使地球自转和公转周期趋向合理，带给了我们宝贵的四季，减小了温度差，从而适宜人类居住。
　　地球上之所以看到月球的半面，这是因为月球的自转周期和公转周期严格相等，这到底是巧合还是有着内在的联系呢？让我们来看看太阳系其它行星的卫星的状况，我们可以发现绝大多数的卫星的自转周期和公转周期严格相等，看来这似乎是存在什么内在联系的。
　　月球在地球引力长期的作用下，它的质心已经不在其几何中心，而是在靠近地球的一边，因此月球相对于地球的引力势能就变得最小，在月球绕地球公转的过程中，月球的质心永远朝向地球的一边，就好像地球用一根绳子将月球绑住了一样。太阳系的其他卫星也存在这样的情况，所以卫星的自转周期和公转周期相等不是什么巧合，而是有着内在的因素。
　　地震和月球到底有没有关系？这是近百年来始终困扰科学家的问题。如今，日本防灾科学研究所和美国加州大学洛杉矶分校的研究人员组成的联合研究小组终于证实：月球引力影响海水的潮汐，在地壳发生异常变化积蓄大量能量之际，月球引力很可能是地球板块间发生地震的导火索。10月22日，著名的美国《科学》杂志发表了他们的研究成果。
　　海水的自然涨落现象就是人们常说的潮汐。当月亮到达离地球近处（称为近地点）时，朔望大潮就比平时还要更大，这时的大潮被称为近地点朔望大潮。
　　科学家已经就潮汐对地震的影响猜测了很长的时间，但还没有人论证过它对全球范围的影响效果，以前只在海底或火山附近发生，地震与潮汐才呈现出比较清楚的联系。研究者发现，地震的发生与断层面潮汐压力处于高度密切相关，猛烈的潮汐在浅断层面施加了足够的压力从而会引发地震。当潮很大，达到大约2～3米时，3/4的地震都会发生，而潮汐越小，发生的地震的几率也越少。
　　哥奇兰等人首次将潮的相位和潮的大小合并计算，并对地震和潮汐压力数据进行了统计学分析，采用的计算方法来自于日本地球科学与防灾研究所的地震学家田中。田中从1977年至2000年间全球发生的里氏5.5级以上的板块间地震中，调查了2207次被称为“逆断层型”地震发生的地点、时间等记录，以及与发生地震时月球引力的关系，结果发现：地震发生的时间，与潮汐对断层面的压力有很高的关联性，月球引力作用促使断层错位时，发生地震次数较多。

月食现象
　　月食是一种特殊的天文现象。指当月球行至地球的阴影后时，太阳光被地球遮住。也就是说，此时的太阳、地球、月球恰好（或几乎）在同一条直线，因此从太阳照射到月球的光线，会被地球所掩盖。
　　以地球而言，当月食发生的时候，太阳和月球的方向会相差180°。要注意的是，由于太阳和月球在天空的轨道（称为黄道和白道）并不在同一个平面上，而是有约5°的交角，所以只有太阳和月球分别位于黄道和白道的两个交点附近，才有机会连成一条直线，产生月食。
　　月食可分为月偏食、月全食两种（没有月环食，因为地球比月球大）。当月球只有部分进入地球的本影时，就会出现月偏食；而当整个月球进入地球的本影之时，就会出现月全食。至于半影月食，是指月球只是掠过地球的半影区，造成月面亮度极轻微的减弱，很难用肉眼看出差别，因此不为人们所注意。
　　月球直径约为3476千米，大约是地球的1/4。在月球轨道处，地球的本影的直径仍相当于月球的2.5倍。所以当地球和月亮的中心大致在同一条直线上，月亮就会完全进入地球的本影，而产生月全食。而如果月球始终只有部分为地球本影遮住时，即只有部分月亮进入地球的本影，就发生月偏食。月球上并不会出现月环食，因为月球的体积比地球小的多。
　　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。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。由于在半影区阳光仍十分强烈，月面的光度只是极轻微减弱，多数情况下半影月食不容易用肉眼分辨。一般情况下，由于较不易为人发现，故不称为月食，所以月食只有月全食和月偏食两种。
　　另外由于地球的本影比月球大得多，这也意味着在发生月全食时，月球会完全进入地球的本影区内，所以不会出现月环食这种现象。
　　每年发生月食数一般为2次，最多发生3次，有时一次也不发生。因为在一般情况下，月亮不是从地球本影的上方通过，就是在下方离去，很少穿过或部分通过地球本影，所以一般情况下就不会发生月食。
　　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%。


贝塞耳日数

贝塞耳日数（ Besselian day numbers ），天球坐标系换算时常用到的一组参数，它反映岁差和章动及光行差等对天体坐标的影响。从贝塞耳岁首恒星平位置计算恒星视位置所用的公式为：
α=α0+τμα+Aa+Bb+Cc+Dd+E，
δ=δ0+τμδ+Aα′+Bb′+Cc′+Dd′
式中α0、δ0为恒星平位置；τ为贝塞耳岁首至当天的时间（以回归年为单位）；μα、μδ为年自行；a、b、c、d、a′、b′、c′、d′为与恒星平位置有关的常数；A、B、C、D、E为贝塞耳日数，它们同恒星位置无关，只是随日期而变；A、E为岁差和黄经章动的影响，B为倾角章动的影响，C、D为光行差影响。天文年历刊载每天的贝塞耳日数。


大熊座W型食双星

大熊座W型食双星，大熊座是北斗七星所在的星座。中国把大熊星座中的七颗亮星看作勺子的形状（见图），η、ζ、ε三颗星是勺把儿，α、β、γ、δ四颗星组成了勺体。从勺柄数起第二颗也就是ζ星，古代称为开阳星，旁边还有一颗暗星，叫大熊座80号星。它好像是开阳星的卫士，起名叫作辅。开阳星和辅构成了一对双星，每一颗星又是分光双星。


光球

光球（汉语拼音：ɡuɑnɡqiu；英语：photosphere），太阳大气的最低层。用肉眼看到的明亮太阳圆盘，实际上是一个非常薄的发光球层，厚度不过500千米左右，这就是太阳光球层，简称光球。光球下面由于密度较大，来自太阳深层的辐射光子与太阳物质频繁相互作用（原子吸收光子后再发射出不同的光子），故对辐射来说物质是极不透明的。与此相反，在光球上方，由于密度稀薄，辐射光子与太阳大气原子几乎不再发生作用，对辐射来说物质是透明的。光球就是太阳物质由对辐射完全不透明向完全透明过渡的过渡层，即光球下方的辐射被完全吸收，上方的辐射则畅通无阻向外传播。因此在地面接收到的太阳辐射几乎全部是由这个过渡层，也就是光球发射出来的。
　　研究表明，对于可见光波段的太阳辐射，这个过渡层的厚度只有100～200千米，它对应于地面观测者的张角只有几分之一角秒。肉眼看到的太阳边缘显得非常锐利，就是由于太阳可见光辐射的有效发射层非常薄的缘故。对于包括紫外直到红外的太阳主要辐射波段，有效发射层的厚度也只有500～600千米，这就是光球的总厚度。光球上方的高层太阳大气（色球和日冕）的辐射功率与光球相比是微不足道的，但它们的微弱辐射却包含着太阳高层大气的重要信息。这样在没有特别指明的场合，提到太阳辐射、太阳光谱和太阳表面，通常都是指太阳的光球辐射、光球光谱和光球表面。一些太阳参数，如太阳半径和太阳表面重力加速度，也是以光球表面来定义的。采用未加滤光片的太阳照相仪拍摄的白光太阳照片就是光球的形象，其中可看到太阳黑子和光斑，以及临边昏暗现象。


金属线星

金属线星（汉语拼音：jīn shǔ xiàn xīng），（metallic-line star），一类特殊恒星。就其金属线而言，类似于F型星；就其氢线而言，又很像A型星。就这个意义上说，它是一类金属（尤其是铁和稀有元素）谱线既多且强的A型星，故用Am表示。金属线星一般是周期短于300天的单谱分光双星。大气湍动剧烈，光谱常有变化，比正常A型星自转慢。


帕邢-巴克效应

帕邢-巴克效应（ Paschen-Back effect ），在磁场非常强的情况下，反常塞曼效应会重新表现为正常塞曼效应，也就是说，谱线的多重分裂会重新表现为三重分裂，这是帕邢和巴克分别于1912和1913年发现的，故名帕邢-巴克效应。当外磁场强度大于几千高斯时，外磁场的作用超过电子轨道(L)和自旋(S)之间的耦合作用。这时，L和S之间的相互作用可以忽略。在这种情况下，能级分裂的近似表达式可以写作：

式中量子数 ML和 MS分别为 L和 S在外磁场 H方向的投影， e为电子电荷， h为普朗克常数， H为外磁场强度， me为电子质量， c为光速。根据选择定则，Δ ML=0、+1、－1和Δ MS=0。因此，相应的频率分裂为：

由上式可以看出，在很强磁场的情况下，谱线的分裂状况又回到正常塞曼 效应的情况。 帕 邢- 巴克 效应目前还只是在实验室中才能观测到。


球差

球差（ spherical aberration ），轴上物点发出的光束，经光学系统后与光轴夹不同角度的光线交光轴于不同位置，像面上形成一个圆形弥散斑的现象。如图，从轴上物点Q发出的同心光束经球面系统后的出射光束并不交于同一点。出射光线与光轴的交点的位置与入射点的高度h有关。近轴光线的出射光线近似交于同一点Q0′，此即高斯像点。最边缘的出射光线则与光轴交于另一点Qh′，它与高斯像点的间距δSL称为轴向球差。最边缘光线与高斯像面的交点至光轴的高度δST称垂轴球差。球差有正负之分，规定Qh′，在Q0′之右称正球差，反之则称负球差。凸透镜和凹透镜的球差正负性恰好相反。

球面系统的球差

球差大小与通光孔径、透镜的折射率及其形状(两表面的曲率半径r1和r2)有关。对给定折射率和焦距的透镜，可有不同的曲率半径比值r1/r2，选择适当的比值可使球差达到最小值。这种利用改变比值r1/r2减小单透镜球差的方法称为配曲法，此法只能在一定程度上减小球差。利用凸、凹透镜的球差正、负性相反的特点，把两种透镜适当组合起来，可进一步减小球差。


本超星系团

本超星系团（ local supercluster ），包括本星系群在内的超星系团。1937年，霍姆伯格在分析了双重星系和多重星系的分布后认为，存在着一个“总星系云”，尺度范围100百万秒差距。这是本超星系团最初的概念。二十世纪五十年代中，沃库勒重新提出关于本超星系团的概念，并为后来的研究所证实。沃库勒认为，本超星系团的长径为30～75百万秒差距，它是许多星系云和星系团的集合体，包括本星系群、室女星系团、大熊星系云以及50个左右较小的群和团。它们共同构成一个巨大的扁平状天体系统。其中亮于13.5等的明亮星系集中在天空中的一个大圆上，这个大圆称为超星系赤道，大圆的极的坐标在国际天文学联合会银道坐标系中是银经lⅡ=47.°37，银纬bⅡ=+6.°32。本超星系团的中心在室女星系团附近的方向(lⅡ=283°，bⅡ=+75°)。对沿超星系赤道的星系视向速度的分析表明，本超星系团可能正在自转和膨胀，目前银河系绕团中心的公转周期约为1，000亿年。本超星系团的存在已为人们所公认，关于它的结构，特别是动力学性质尚待进一步研究。


望

望　(琞 朢 望) 【异体 古文】
拼音：wànɡ
部首：王
总笔画：11
部外笔画：7
结构：上下
五笔：YNEG
倉頡：YBHG
常用字

基本释义：

wànɡ

看，往远处看：～见。眺～。张～。～尘莫及（喻远远落后）。～风捕影。

拜访：看～。拜～。探～。

希图，盼：期～。欲～。喜出～外。

人所敬仰的，有名的：～族。名～。声～。威～。

向，朝着：～东走。

月圆，农历每月十五日前后：～日。

埋怨，责备：怨～。

姓。

便捷查询：

同音查询： wang音汉字　wànɡ音汉字　　　同部首查询： 王部汉字　　同笔画查询： 11画汉字

 “望”字书法作者：苏轼
 “望”字书法作者：王献之
 “望”字书法作者：王羲之
目录

1 望(朢) wànɡ
2 《康熙字典》释义
3 《说文解字》释义
4 百科条目
5 首字为“望”的词语

望(朢) wànɡ

<本义> 远望：遥望丨举头望明月丨登高远望丨一望无际。

遥祭，指古代帝王祭祀山川、日月、星辰：望祀(古代遥祭山川地袛之礼)丨望拜(遥望拜祭)丨望表(古代祭祀山川时所立的木制标志)。

希望，期望：望岁(盼望丰收)丨望祈(盼望)丨盼望丨大失所望。

向高处看：望月(仰望天上的月亮)丨望云(仰望白云)丨望视(仰视，远视)丨望慕(仰慕)。

察看：望色(看人的气色)。

看望：探望丨拜望。

接近：望七(将至七十岁)丨望秋(临近秋天)。

名望，好名声：望尊丨望轻(声望低微)丨望重(名望大)丨望臣(有威望的大臣)丨望雅(声望清高)丨声望丨德高望重。

怨：怨望。

望日。夏历每月十五，天文学上指月亮圆的那一天：望夜(农历十五日之夜)。

酒店的招帘，即酒望：望子丨望竿(悬挂酒招的旗竿)。

<介词><口语> 向，对着：望前走丨他望我点点头丨望他笑了笑。

姓。

《康熙字典》释义
　　【辰集上】【月字部】
　　〔古文〕??【唐韻】【正韻】巫放切【集韻】【韻會】無放切，??音??。【說文】出亡在外，望其還也。从亡，朢省聲。【釋名】望，惘也，視遠惘惘也。【詩·邶風】瞻望弗及。　又【詩·大雅】令聞令望。【疏】爲人所觀望。　又【孟子】望望然去之。【趙岐註】慚愧之貌也。【朱傳】去而不顧之貌。　又【博雅】覗也。【韻會】爲人所仰曰望。又責望。又怨望。　又祭名。【書·舜典】望于山川。【傳】皆一時望祭之。【公羊傳·僖三十一年】望者何，望祭也。　又【廣韻】【集韻】【韻會】武方切【正韻】無方切，??音亡。義同。【詩·小雅】萬夫所望。【釋文】協韻音亡。　又【釋名】月滿之名也。月大十六日，小十五日。日在東，月在西，遙在望也。【易·小畜】月幾望。【左傳·桓三年疏】月體無光，待日照而光生，半照卽爲弦，全照乃成望。　【韻會】从壬，譌从王。【說文】日月之望作朢，瞻望之望作望。今通作望，而古文制字之義遂亡。

《说文解字》释义
　　【卷十二】【亡部】 编号：8370
　　望，[巫放切 ]，出亡在外，望其還也。从亡，朢省聲。

百科条目

望果节　望都汉墓壁画　望夫云　望加锡人　望门居　望厦条约　望诊

首字为“望”的词语
　　望风　　望远镜　　望巴巴　　望拜　　望板　　望版　　望表　　望参　　望参官　　望察　　望潮　　望尘

首字为“望”的成语

　　望尘而拜　　望尘莫及　　望穿秋水　　望而却步　　望而生畏　　望风而靡　　望风而逃　　望风披靡　　望梅止渴
　　望文生义　　望眼欲穿　　望洋兴叹　　望子成龙　　望子成名　　望表知里　　望尘拜伏　　望尘奔北　　望尘奔溃
　　望尘不及　　望尘靡及　　望尘僄声　　望尘追迹　　望啜废枕　　望帝啼鹃　　望风捕影　　望风承旨　　望风而遁
　　望风而降　　望风而溃　　望风而走　　望风瓦解　　望风希旨　　望风希指　　望风响应　　望峰息心　　望衡对宇
　　望空捉影　　望梅阁老　　望梅消渴　　望门投止　　望其肩背　　望其肩项　　望其项背　　望秋先零　　望文生训
　　望屋而食　　望屋以食　　望杏瞻蒲　　望杏瞻榆　　望岫息心　　望眼将穿　　望洋而叹　　望洋惊叹　　望云之情

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像差

像差（汉语拼音：Xiang Cha；英语：Aberration），实际光学系统所成的像与理想光学系统所成的像之间的偏差。像差分单色像差和色像差两种。在初级像差理论中，单色像差又有球面像差（球差）、彗形像差（彗差）、像散、像场弯曲和畸变5种  ，它们都是由于非傍轴光线参与成像而造成。色像差（色差）是由于光学元件对不同波长的光有不同折射率引起。
球差
　　由大孔径（或宽光束）引起的单色像差。从主光轴上的物点发出的各条光线经光学系统后，与主光轴并不交于同一点，交点位置决定于入射点离主光轴的高度h。如图1，傍轴光线交于高斯像点Q'o，最边缘光线交于Q'h点，Q'h与Q'o间的距离δsL称为轴向（纵向）球差。最边缘光线与高斯像面的交点离主光轴的距离δsT称为横向球差。球差的存在使像面上得不到清晰的像点而是一个弥散斑。

　　　　　　　　　图1

彗差
　　由离轴物点发出的宽光束引起的单色像差。入射到透镜面同一圆上的光线经透镜后落在像面的同一圆上，入射到透镜面不同圆上的光在像面上形成大小不一、圆心位置不同的一系列的圆（图2），从而形成彗星形光斑。主光轴上的物点只会产生球差而无彗差。

　　　　　　　　　　图2

像散
　　由大倾角的窄光束引起的单色像差。当物点离轴较远时，从物点发出的窄同心光束的入射倾角也较大，出射光束失去了同心性，其横截面一般为一椭圆，在两处椭圆退化成互相垂直的直线，分别称为子午焦线和弧矢焦线，两焦线间的某处横截面是圆，称最小模糊圈或明晰圆。这种光束称为像散光束，它投射到高斯像平面上时得不到清晰的像点。
像场弯曲
　　垂直于主光轴的物平面上的各点，经透镜成像后，清晰的最佳像面不是平面而是一个曲面，称珀兹伐曲面，此称像场弯曲。图3表明凸透镜和凹透镜的像场弯曲，图中ΣG是理想的高斯像平面，ΣP是珀兹伐曲面。视场愈大，像场弯曲的效果就愈明显。

　　　　　　　　　　图3

畸变
　　像与物失去几何相似性的像差。畸变是由于横向放大率（见凸透镜）的不均匀性造成，横向放大率随物点离轴距离的增加而增大时称正畸变（或枕形畸变），横向放大率随物点离轴距离的增大而减小时称负畸变（或桶形畸变），如图4所示。畸变并不影响像的清晰度。

　　改变透镜两表面的曲率半径、或把性质相反的正负透镜适当组合起来，可在一定程度上消除上述各种像差，简单地限制通光孔径或视场大小也能减小这些像差。
色差
　　由透镜材料的色散（见光的色散）引起的复色光成像偏差。同一透镜对不同波长的单色光有不同的折射率，因而对不同色光有不同的焦距和横向放大率。对一定的物，前者使不同色光的像成在不同位置上，称轴向色差（或位置色差），后者使不同色光的像高不同，称垂轴色差（或放大率色差），如图5所示。把一对不同材料做成的凸、凹透镜胶合起来，选择适当的折射率和透镜的曲率半径，可对选定的两种波长消除色差，其他波长的色差虽未完全消除，但也可适当减小。


土星

土星（英语：Saturn），太阳系中仅次于木星的第二大行星。又称镇星、填星。质量和半径明显大于其他7颗行星，天文符号h。最亮时为－0.4等，它也是肉眼所见到的最远的行星。土星由令人眼花缭乱的冰环组成，是所有行星中独一无二的。它不是唯一一颗有光环的行星，但没有一颗像土星的光环那样壮观或复杂。
　　在望远镜中，橘黄色的视圆面扁度达0.11，明亮的光环令人终身难忘。土星也有浓厚的大气，除氢、氦外，甲烷与氨的含量明显多于木星，其带纹比木星更有规则，它还有一个白斑，这是与木星大红斑类似的气旋结构，只是规模较小而已。土星赤道区域的自转周期为10小时14分，而纬度60°处则是10小时40分。其平均密度比水还小，是太阳系中密度最小的行星。空间探测表明，它也是一颗液体行星，大气下的表面是由液态氢、氦组成的海洋，但从其密度推断，在中间的金属氢  、氦层之下可能还有一个很厚的冰层。1979年先驱者探测器证实了土星有磁场，后来旅行者探测器测出其场强是木星磁场的1／35  ，磁轴与自转轴的交角为179°，而磁层结构比木星更复杂。土星也有额外的红外辐射，实测的大气温度在150K左右，比理论计算值高30K。土星卫星已确证有17颗，成为卫星最多的行星之一，新发现的12颗卫星都很小，直径一般只有几十千米。土星光环最早于1656年为荷兰人C.惠更斯所证认，1856年英国物理学家J.C.麦克斯韦则从理论上证明，光环应是由无数小块物质构成的。较亮的主环有A，B，C3条，但探测器的资料表明，实际环有数千条之多（见行星环）。

 在卡西尼号坠入土星大气层的两天前，抓拍到了土星及其光环的最后一张照片。NASA/JPL


紫外天文学

紫外天文学（ ultraviolet astronomy ），通过电磁波的紫外线波段研究天体的一门学科。紫外(UV)线波段介于可见光和X射线之间，在10～300纳米范围内。通常紫外波段分为远紫外（91.2～121纳米）、经典紫外（又称真空紫外，波长短于200纳米）和近紫外（波长长于200纳米）3个波段。氢原子的莱曼系限外的连续吸收，即使对非常靠近的星体也是很严重的，所以紫外天文学的研究范围实际上只限于91.2～300纳米之间。因为通常元素的中性和电离态的共振线，在紫外区要比可见光区丰富得多，而共振线对研究天体的物理状态和化学组成是最为敏感的。紫外观测有3个明显优点：①早型星的辐射正位于300纳米的紫外区。②紫外是原子、离子和分子的共振跃迁波段，这是研究天体的物理和化学性质的极好的工具，特别是类太阳活动的独特观测工具。③当移向紫外区时，天空背景辐射明显地下降，约暗40倍，这非常有利于观测暗天体和展伸源如遥远星系。

发展史
地球大气对紫外线有吸收作用，对于波长为200～300纳米的紫外线，可用高度达50千米的气球进行观测，如要观测整个紫外波段就必须利用探测火箭和卫星。地球大气外虽可对太阳及其行星进行整个紫外线波段的研究，但对太阳系外天体的研究还受到星际气体吸收的限制。第二次世界大战发展了弹道火箭技术，为发展大气外紫外观测成为可能。1946年美国海军实验室用V2火箭观测太阳UV光谱；1955～1957年又用火箭观测恒星，在270纳米处UV带宽Δλ=35纳米。1965年可观测预先选择的恒星光谱，从而修订了恒星的温度定标并开始研究恒星的质量损失。1972年欧洲空间研究组织发射了TD−1卫星，在115～320纳米波区对全天作了巡天观测，获得30 000颗星的资料。1978年1月28日欧美联合发射的国际紫外天文探测器（IUE），载有一架口径43厘米的卡塞格林望远镜和两台摄谱仪（高色散和低色散），工作于115～400纳米。这架紫外望远镜在运行了18年之后，于1996年“退役”。这期间IUE共取得11万个天体的紫外光谱。首次发现恒星风；观测了超新星1987A的爆发，这是一个由蓝超巨星爆发的超新星，突破了只有红巨星才能爆发超新星的原有观念；发现了木星的极光、磁场和大气；发现了空间存在的大量插入气体云；发现了一大批活动星系核和活动天体等。在1990年6月1日发射的ROSAT卫星上还载有EUV（极端紫外）望远镜，探测能量在25～100电子伏间的源。结果共发现384个源，主要为白矮星和晚型活动星，其他为激变变星和河外天体。1992年6月7日发射了EUVE（极紫外探测者）卫星。上载3个掠射扫描望远镜和一个谱望远镜（5～74纳米）。发现的天体中55%为晚型星，30%为白矮星，其他为激变变星、早型星和河外天体。最亮的源为εCMa，是一个光谱型为B2Ⅱ的蓝巨星，1990年HST升天，它也装有紫外成像摄谱仪(SST)；正在工作的哈勃空间望远镜的紫外观测仪器，是这一领域中的最大者并获得成果最多。1997年10月，国际天文学界在西班牙召开了IUE后的紫外天文学国际会议，通过了两项重要议题：一是欧洲空间局将IUE所取得的全部资料，用新的软件包INES重新处理、定标后，赠送给已经建立了IUE数据库的29个国家和地区，其中包括中国；二是由W.沃姆斯台科发起、筹备和设计21世纪“世界空间天文台/紫外卫星(WSO/UV)”。

紫外探测设备
紫外天文学在研究对象和课题上都是同光学天文学密切配合的，实质上是波段范围向紫外的自然延伸。在方法和技术上与传统的天文光学也很相似。除了与空间天文学一样对火箭、卫星等技术有共同的要求外，还要求有较大的望远镜(除太阳的低分辨率光度测量外)和望远镜终端设备。成像系统和探测器所用的透射材料有氟化锂、氟化镁、蓝宝石和熔石英等。反射镜面和光栅涉及反射用的镀膜材料，最广泛采用的是铝。但在紫外区要得到好的反射性能必须防止铝形成氧化膜，为此要在光洁的铝面上镀一层极薄的氟化镁作为保护层。卫星上用的镜面材料必须轻而结实，铍较为合适，但其热膨胀不均匀性较严重。使用的低膨胀系数的材料有微晶玻璃、熔石英等。紫外观测所用的探测器有照相乳胶、光电倍增管和像增强器等光电成像器件；不过在紫外区还可使用与X射线测量中类似的气态电离室和正比计数器，但必须采用合适的气体和窗口材料。对于波长较短的探测必须采用无窗式的紫外光电倍增管。适用于可见光区的高灵敏光阴极材料也可用于紫外区。不过既要用于300纳米以下探测，必须对300纳米以上不敏感。对于波长范围200纳米以下的探测，可选用卤化碱作光阴极。近年来制成供空间探测用的多通道电子倍增器也可用于远紫外。由这种仪器发展而成的微通道板电子倍增器现已成为图像研究的重要工具。在图像探测方面还可利用电子照相机、像增强器、电视摄像管和像光子计数器等。
紫外观测对于跟踪温度太低而不能发射X射线的星系际气体的演化是必须的，而高分辨率紫外光谱学对于研究星际气体的成分和动力学非常重要。衍射极限大视场成像能够巡视地面观测不能发现的暗源。要在这些HST不能够研究的问题上获得明显的进展，将需要一架光通量和多重性效率增加100倍的带分光仪的紫外光学空间望远镜。为此计划开发超导隧道结或跃迁边缘器件等更加灵敏、能量分辨率更高的紫外检测器以及更大的轻型精密反射镜的技术。21世纪，天文学已经走向全波段观测，紫外波段是极其重要的波段之一。这是由于天体在这一波段内有极强的吸收线或发射线，为探讨天体结构和演化不可缺少的一个波段。天体的紫外辐射经过大气层时，不可避免地会被其中的臭氧分子吸收掉，只有靠设在大气层外的空间装置才可能接收到。

紫外天文学成就
紫外观测已为现代天文绘制了一幅紫外波段的全天景象。由于星际气体的消光，在极端紫外看到的天空十分朦胧，只有近星系或最亮的源才能探测。而在常规紫外波段，热星和被星际尘埃散射的银河星光，呈现得清晰。
①太阳和太阳系。太阳紫外光谱中有许多高电离硅、氧、铁等元素的谱线，为太阳色球与日冕间过渡层和耀斑活动的研究提供极有价值的信息。由于许多原子和分子的共振线属于紫外区，且在此波长上分子的散射比起固体粒子的散射更为重要，因此通过对太阳系内的行星、彗星等天体的紫外光谱、反照率和散射的观测，有助于确定它们大气组成，从而建立大气模型。
②恒星和星团。紫外观测对于早型星包括O、B、A型星（见恒星光谱）、白矮星和行星状星云的中心星都是非常重要的，它们在紫外区有最强的辐射；这样还研究了大质量热星和它们的“后裔”，如W–R星，高光度蓝变星(LBV)；对于晚型星包括F、G、K和M等型的观测其重要性和太阳类似，因为这是研究恒星色球和星冕尤其是二者之间的过渡层必不可少的手段。
紫外观测对于星际物质的研究有特殊意义。星际物质包括星际尘埃（小固体粒子）和星际气体两部分。星际尘埃对不同波长的星光有不同的消光作用，即产生所谓星际红化。消光曲线对恒星天文和星际尘埃的研究十分重要。紫外区消光曲线的特点是在1/λ=4.6微米−1(λ为波长）附近有一相当明显的隆起，在1/λ=5.5～7.5微米−1的范围内有相当宽的极小，并且是向远紫外很快上升的。这个观测表明，星际尘埃中含有直径10纳米左右的石墨粒子。关于星际气体，主要来自可见光区中性钠和电离钙的共振线的星际吸收测量和中性氢21厘米谱线射电观测。不少星际分子、原子和离子的共振线在紫外区，氢的莱曼系α谱线Lα就是一个例子。通过对早型星的Lα线星际吸收的测量，可确定星际氢原子分布，其精度比21厘米射电观测为高，还可作出氢与其他星际气体成分含量的精确比较。还有许多星际气体的谱线出现在紫外区，如CⅠ、CⅡ、NⅠ、NⅡ、OⅠ、SiⅡ等。分子氢的莱曼带处在波长短于110.8纳米的紫外区，它在密的尘埃云中已被观测到。一氧化碳也在紫外光谱中被找到，通过紫外观测确定了12C和13C的比值。通过紫外观测一定会大大扩充对星际气体的成分和物态的认识。
③星系。不论正常星系或特殊星系，在紫外区都会有强的辐射。由于星系的辐射有较大红移，因此它们的紫外线可避开星际氢对Lα线的严重吸收，并突破短于91.2纳米的禁区而提供重要的信息。星系紫外研究不仅能增进对星系物态的认识，并可延伸其红移的测量。紫外观测表明，星系在紫外区有较大的紫外色余，可能是存在较多的热星的缘故。IUE集中观测了赛弗特−1星系（见赛弗特星系），如观测了NGC4 552的光变，确认活动星系核(AGN)有很强的紫外辐射。
未来最大的开发是发射星系演化探测器(GALEX)，它计划在13～30纳米范围内获得一系列光谱和图像，可对本星系群的性质和红移介于0＜z＜2的星系的金属产生历史及星系演化加以研究。


磁流体力学湍流

磁流体力学湍流（ magnetohydrodynamic turbulence ），带磁导电流体中的湍流。当与磁场垂直方向的流体运动不足以克服磁场的张力时，只在平行于磁场的流体中才有湍流发生。只有流体运动的平均动能密度与磁能密度量级相同时，各向同性的磁流体力学湍流才能发展。流体的动能和磁能在磁流体力学湍流的最后阶段，以粘滞和焦耳损耗方式转变为分子热能。这和无碰撞等离子体不同，后者在其发展和衰变阶段，可由粒子-波、波-波的交互作用（见等离子体天体物理学），经过被加速粒子的逃逸和电磁波的辐射把能量散出。湍流的存在，使带磁导电流体的平均运动增加了动态摩擦的因素。充分发展的磁流体力学湍流所产生的动态摩擦，远远大于分子热运动所引起的粘滞效应。天体物理观测证明，磁流体力学湍流是普遍存在的。例如，太阳对流层、致密星的吸积盘、星系中的气盘、超新星遗迹所代表的激波波阵面后的区域、太阳风等，都有磁流体力学湍流发生。


照相天顶筒

照相天顶筒（ photographic zenith tube ），测量世界时和纬度的仪器。1911年，罗斯设计的照相天顶筒首先在美国用于测纬。后经威利斯改进，1934年起开始用照相天顶筒测时。由于所得观测结果精度较高，五十年代后不少国家都采用照相天顶筒。

照相天顶筒的主体是一架对准天顶的照相望远镜，其口径一般为20～25厘米，焦距为口径的15倍左右。美国安装的一架最新照相望远镜口径为65厘米，焦距为13米。照相天顶筒一般可观测亮于9星等的恒星，其单星的测时和测纬均方误差在0.″1～0.″3范围内。星光经过物镜向下射到自然水平的水银面向上反射。物镜的第二主点位于物镜下方1～2厘米处，并在该处放置照相底片（全视场一般不到1°）。这样可以避免由物镜倾斜引入的误差。水银盘在电动机驱动下能用来升降调焦，其精确位置由专门的调焦杆决定。

北京天文台天津纬度站的中国制造照相天顶筒

假定一颗亮星在天顶附近上中天，将照相底片瞬时曝光四次，在中天前后各两次，记下曝光时刻t1、t2、t3和t4。每次曝光后，物镜连同底片由电动机驱动精确地旋转180°，然后再曝光。这样就能得到图中的星像。测出底片上1、4两点在南北方向的距离2y，就可以推算出纬度。测量1、4两点在东西方向之差x1－x4，就可以推算出该星过子午圈的时刻。若x1=x4，即曝光正好是对称于子午圈进行的，该星过子午圈时刻就等于t1和t4的中值。同样，从星点3和2也可以算出纬度和时刻。
用上述瞬时曝光法不能拍到暗星，实用的曝光时间约20秒钟。为了不使星像在底片上拖长，底片就得精确地跟踪恒星。当底片每移动到某一固定的位置（例如动程的中点）时，用接触法或光电显微镜法记时。这样的拍摄效果，与底片不动并作瞬时曝光记时的效果相同。
照相天顶筒一夜约观测10～30颗恒星，对每颗星观测约2分钟。在此期间需完成四次跟踪拍摄和记时，各次拍摄之间并需精确旋转180°。仪器通常设有程序控制电路，能自动操作观测。为了减少镜筒内外气温不均匀所引起的反常折射，观测者和控制设备等热源应远离仪器，有些照相天顶筒还对镜筒进行抽风。中国于1976年研制成功一台照相天顶筒，它是在真空罩内工作的，以消除镜筒内的反常折射，进一步提高观测精度。


宇宙磁流体力学

宇宙磁流体力学（ cosmic magnetohydrodynamics ），磁流体力学在天体物理学中的应用所形成的学科。
电磁场中运动的导电流体，受到洛伦兹力的作用，同时还产生感应电动势。前者使流体运动受到电磁场的影响，后者则使电磁场又受到流体运动的影响，因此形成流场与电磁场之间的耦合。等离子体在一定条件下可看作连续介质，磁流体力学则是研究等离子体理论的宏观方法。实际上，磁流体力学的发展一直是与等离子体动力学的发展互相促进的。
宇宙中绝大部分物质都处于气体和等离子体状态。恒星内部气体几乎是完全电离的。太阳光球的电离度虽不太高，但色球和日冕的电离度几乎达到百分之百。高温恒星周围的星际空间的气体，一般也是高度电离的。宇宙中磁场是普遍存在的。太阳上不仅普遍有磁场，而且在局部区域和一定时间内，磁场可以很强，如太阳黑子的磁场强度可达数千高斯。恒星上也存在磁场，已观测到的磁变星的磁场强度可达几万高斯。中子星的场强更大，可达1012～1014高斯。恒星际空间和星系际空间也存在磁场。因此，磁场中等离子体的运动就成为天体物理研究的重要对象，而磁流体力学则是一个重要的研究工具。
磁流体力学以流体力学和电动力学为基础，把流场方程和电磁场方程联立起来，引进了许多新的特征过程，内容十分丰富。宇宙磁流体力学更有其特色。首先，它所研究的对象的特征长度一般来说是非常大的，因而电感的作用远远大于电阻的作用。其次，它有效时间非常久，由电磁原因引起的某些作用力虽然不大，但却能产生重大效应。磁流体力学大体上可以和流体力学平行地进行研究，但因磁场的存在也具有自己的特点：在磁流体静力学中的平衡方程，与流体静力学相比，增加了磁应力部分，这就是产生磁约束的根据。运动学在磁流体力学中有着不同的含义，它研究磁场的“运动”，即在介质流动下磁场的演变。与正压流体中的涡旋相似，磁场的变化也是由对流和扩散两种作用引起的。如果流体是理想导体，磁力线则冻结在流体上，即在同一磁力线上的质点恒在同一磁力线上。如果电导率是有限的，则磁场还要扩散。两种作用的强弱取决于磁雷诺数4πσUL/c2（c为光速，σ为电导率，U和L分别为问题的特征速度和特征长度）的大小。研究流动如何产生和维持天体中磁流发电机制，大多是以运动学为基础的。
扰动的传播与一般流体力学有很大不同。首先，由于磁张力，冻结在流体中的磁力线像绷紧的弦一样，垂直磁力线的扰动可以沿着这种磁力线传播，形成阿尔文波，其速度为：

式中 B为基态磁感应强度， μ为 流体的磁导率， ρ是 流体密度。 v称为 阿尔文速度。其次， 磁流体力学中声波受磁场影响将分解为快磁声波和慢磁声波两种，它们的相速度分别大于和小于阿尔文波的相速度。这三种波的传播一般是各向异性的，它们统称为 磁流体力学波。
无论对于平衡的不稳定性，层流转换为湍流的不稳定性或热力不稳定性，磁场的影响都会起很重要的作用。一般，磁场对导电流体的运动起着像黏滞阻力一样的作用，并且使导电流体具有一定程度的刚性。这样就会减弱任何导致不稳定的趋向。同时，磁场的存在也将传播一些新的扰动模式。
磁流体力学湍流往往是与宇宙中磁场的产生和维持相联系的。湍流的无规则运动一般会使磁力线伸长，而使磁场增强。另一方面，湍流也会增加磁场的耗散率。当然，磁场也将对湍流运动起反作用。


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。


半相接双星

半相接双星，属于密近双星的一种，根据科帕尔20世纪50年代的分类方法，密近双星被分为不相接双星（两子星都未充满其临界等位面）、半相接双星（只一子星充满其临界等位面）、相接双星（两子星都充满其临界等位面）三种。


地球磁层

地球磁层（汉语拼音：Diqiu Ciceng；英语：Earth's magnetosphere），位于地球周围、被太阳风包围并受地磁场控制的等离子体区域。磁层的概念是英国的S.查普曼于20世纪30年代首先提出来的。50～60年代，人造地球卫星对地球高带电粒子区域的探测，证实了地球磁层的存在。
　　磁层由磁层顶、等离子体幔、磁尾、中性片、等离子体层 、等离子体片等组成 。在磁层顶外还存在磁鞘和弓激波。地球磁层始于距地面约法三章1000千米处，向外延伸至磁层顶。磁层顶为磁层的外边界，向阳侧呈一椭球面，地球位于它的一个焦点上；背阳侧是略扁向外略张开的圆筒形，该圆筒所围成的空腔称磁尾。在平静的太阳风中，磁层顶在向阳侧距地心约为10个地球半径，在两极约为13～14个地球半径，在背阳侧最远处可达1000个地球半径。太阳激烈扰动时，导致太阳风密度和速度大为增大，磁层也随之大大被压缩，这时向阳侧的磁层顶可能离地心只有6～7个地球半每项。即使在太阳宁静时，地球轨道附近的太阳风平均速度也高达300～400千米/秒，当受到磁层阻挡时，在磁层的上游方向约几个地球半径处，形成一个相对磁层顶静止的弓激波与磁层顶之间的空间，形成磁鞘，其厚度为3～4个地球半径。在磁尾中存在着一个特殊的界面，在界面丙边，磁力线突然改变方向，此界面称中性片（电流片）。在向阳侧正子午面上，有两个点叫中性点，南北半球各一个，位于纬度约60°处。在中性点附近，由于磁场比较弱，磁鞘内的带电粒子可一直深入到地球附近，形成漏斗状的极尖区或称极隙区。地球磁层内充满着等离子体，比较密集的区域有中性片两侧的等离子体片、磁层顶内侧的等离子体幔、等离子体层以及由高能带电粒子组成的国辐射带。太阳有时喷发密度和速度都比太阳宁静时大得多的等离子体流，它引起地球磁层剧烈的扰动，即磁层星期暴。这时磁层被压缩 ，地磁场也随之发生剧烈的变化，即发生磁暴或磁层亚暴。磁扰时导致电离层电子密度异常，称电离层暴，此时短波无波无线电通讯受到严重干扰。与地球磁层类似，在行星周围也会形成磁层，称行星磁层，如木星磁层、土星磁层、金星磁层、水星磁层、火星磁层等。行星磁层的形成和结构形态，主要取决于行星磁场的强弱、分布及其与太阳风的相互作用。


K日冕

K日冕（ K corona ），太阳光球发射的连续辐射被日冕自由电子朝观测者方向散射的光，简称K冕。大部分K冕是在离日面1.3个太阳半径之内被观测到的。在 K冕光谱中完全看不到夫琅和费吸收线，这是因为日冕的温度高达100万度，电子的运动速度很大，夫琅和费线由于多普勒致宽而被大大加宽变浅，失去了吸收线的特征。例如，在100万度高温下，氢Ha线被电子加宽到120埃，比原来的宽度大百倍以上，因而无法证认。K冕的连续光谱的能量分布与光球相类似。K冕的光是偏振的。被日冕电子散射的光强度不超过光球的10-5，被散射的光极少有再次散射的机会。每个日冕电子散射的光与被光球照射的亮度成比例，所以K冕给出沿视向被观测到的总电子数，由此可求出电子密度的分布。由于日冕电子密度受太阳活动的影响，因而K冕的形状与太阳活动有关。在太阳活动极大时，电子密度增加，K冕近似球对称；而在太阳活动极小时，K冕较扁。


俘获理论

俘获理论（ theory of capture ），天体力学定性理论的著名问题之一，它主要是在三体问题范围内研究三个天体紧密接近时引起运动巨大变化（但不产生碰撞）的情况。
设P0、P1、P2为三个质点，其中P0的质量最大。在初始时刻t0时，P2相对P0的瞬时轨道为双曲线。若在P1的引力摄动下，自某一时刻T(>t0)之后，P2相对P0的瞬时轨道变为椭圆，而P1相对P0的瞬时轨道不改变性质，则称P2被P0俘获；如果P1相对P0的瞬时轨道也改变性质，由椭圆变为双曲线，则称P1、P2之间产生交换。根据能量守恒定理，P1、P2的瞬时轨道都由双曲线变为椭圆，或者都由椭圆变为双曲线，则是不可能的。因此俘获和交换问题，从定性理论看来是同一问题的两个方面。但在天文上着重研究俘获问题。
俘获问题最初是在研究彗星的运动时提出来的。因为有不少人认为，彗星是从太阳系外面进来的天体，受大行星的摄动而被俘获，其中一部分成为周期彗星；另一部分未被俘获，仍沿双曲线轨道飞离太阳系。彗星质量非常小，故可在限制性三体问题范围内来研究。在十九世纪末就已求出一些能够产生俘获的条件。二十世纪六十年代以来，提出了发射人造天体到月球或大行星附近，并要求被俘获成为它们的卫星的问题。研究结果表明，单纯靠那些天体的引力摄动是不可能实现的，还必须加上火箭的辅助推力才行（见月球火箭运动理论）。
一般三体问题的俘获理论是希利米在二十世纪五十年代初期开始建立的。他从概率上肯定了俘获的可能性。以后又有其他人研究了俘获的具体条件，但这种俘获的可能性是很小的。虽然俘获理论是为О.Ю.施米特的太阳系起源学说服务的，但这种理论本身在天体力学中也占有重要地位。接着希利米又把这方面的理论推广到多体问题。星际航行要求人造天体在月球或大行星周围运转一段时间，因而开始从事暂时性俘获和暂时性交换问题的研究工作。苏联叶戈罗夫证明，飞往月球的火箭单靠月球的引力很难成为月球的卫星。


日芒

日芒（ mottle ），太阳色球单色像上观测到的针状物在日面上的投影,呈细小簇状。


中天

中天（汉语拼音：Zhongtian；英语：Centmination），天体经过观测者的子午圈。当经过北天极、天顶、南天极所在的那一半子午圈时，天体到达最高位置，称为上中天；当经过北天极、天底、南天极所在的那一半子午圈时，天体到达最低位置 ，称为下中天 。恒星过上中天 ，其 时角为零，这一瞬间的地方恒星时等于其赤经，而且这时地方纬度与恒星的天顶距和赤纬有最简单的关系。所以经典的时间和纬度测量大多观测过上中天的恒星。


大行星运动理论

大行星运动理论（ theory of the motion of major planets ），研究太阳系中大行星的轨道及其稳定性的理论。大行星是天文学的早期主要研究对象，它的运动研究是经典天体力学的主要内容。从古代到20世纪50年代，大行星（特别是金、木、水、火、土五星）一直被用于航海导航。后来航天器的导航也要用大行星。大行星运动理论有两个内容：一是精密定轨，目的是精确掌握大行星的轨道变化，并预报它们的精确位置，为运动理论、引力理论和编制天文年历服务。二是研究大行星轨道的长期稳定性，为研究整个太阳系的动力学结构和动力学演化服务。
大行星和月球的精密定轨是经典天体力学的主要内容。通过研究建立起经典的摄动理论；所计算的位置同当时（19世纪初）的观测位置基本符合（精度为1″）。后U.-J.-J.勒威耶和S.纽康对摄动理论继续精确化，到19世纪末理论计算位置能符合那时的观测（精度为0.1″）。此时确定了水星近日点进动速率的理论值比观测值每百年小43″，而且肯定是牛顿力学的局限性所致。到20世纪50年代，开始用计算机进行数值积分，对部分大行星的理论计算值精度可达0.01″。但因引力理论、参考系、天文常数等还不配套，故同观测值的比较还不相符。美国国家航空航天局（NASA）为了航天器的导航，责令喷气推进实验室（JPL）建立高精度的大行星和月球历表。在后牛顿精度的广义相对论框架下，利用数值积分，再用当时最精确的观测值对所求值进行改进，于70年代完成DE/LE200历表，得到公认，并由国际天文学联合会（IAU）建议，从1984年起作为各国天文年历编算的基础。此表的外行星位置精度为0.01″，内行星为0.1″，符合观测。法国也于同期用半分析方法建立了VSOP84历表，精度与DE/LE200一致，在欧洲一些国家中使用。到2000年前后，这两种历表的精度都提高了一个数量级，分别为DE/LE405和VSOP2000。另外，俄罗斯也建立了EPM2000。
关于大行星轨道稳定性问题，早在18世纪就有著名的拉普拉斯–拉格朗日定理。他们用一阶摄动的近似结果，得出大行星轨道的半长径、偏心率、轨道倾角没有长期变化，因此认为太阳系是稳定的。19世纪，法国的S.-D.泊松证明，在二阶摄动精度下，大行星轨道半长径也没有长期变化。法国的美伏罗瓦在1955年证明三阶摄动大行星轨道半长径有长期变化。可是到1982年，英国的梅塞基证明，多体问题中轨道半长径在任意阶摄动下都没有长期变化，但仍不能肯定太阳系稳定。在1963年，苏联的V.I.阿诺德证明，太阳系几乎稳定，即不稳定的概率为零。
用非线性动力学方法现已得到很多新结果。很多人用数值方法或半分析方法，计算了大行星在几千万年甚至几亿年内的轨道变化，得出大行星轨道是混沌的，特别是内行星和冥王星（2006年定为矮行星）更明显。但仍不能断定太阳系不稳定，因为有些混沌情况也可以是稳定的。需要今后继续深入研究。


天体力学数值方法

天体力学数值方法（ numerical method of celestial mechanics ），应用常微分方程数值解理论求解天体运动方程的方法。它与分析方法、定性方法并列为天体力学的三个基本方法。随着计算机的飞速发展，数值方法得到越来越广泛的应用。

目录

1 概述
2 建立天体历表常用的数值方法
3 研究轨道演化常用的数值方法
4 数值方法的主要特性

概述
天体力学研究大致分为两类：建立天体历表和研究轨道演化。前者要准确计算天体的位置，要求的精度比较高。后者研究天体轨道的长期演化，计算时间很长，需要保持系统的主要特征（如共振、混沌、守恒量等），但计算精度要求不高。传统的分析方法可用于建立天体的历表，但在精度要求高，轨道偏心率或倾角比较大，或者摄动因素比较复杂时会遇到困难，需要用数值方法求解。由于数学理论发展的限制，轨道演化课题常需要数值方法作为一种重要的辅助手段。数值方法的优点是适用范围广，计算公式简单，可达到很高的精度；缺点是计算速度慢，只能得到所计算的轨道，难于了解问题的全貌。太阳系行星、月球和人造天体的精密历表大都用数值方法建立。在讨论太阳系和恒星系统的起源和演化问题时，数值方法也是一个重要的工具。

建立天体历表常用的数值方法
计算天体历表时最常用和效率最高的方法是经典的科威尔方法，它直接积分以天体坐标为变量的二阶微分方程。当作用在天体上的力与速度有关时，科威尔方法应与亚当斯方法联用。科威尔方法不适用于偏心率比较大或受强摄动的轨道。
龙格–库塔型的方法程序简单，适用范围广，得到大量的应用。费赫伯格于20世纪70年代建立的嵌套算法更为人所熟知。它能自动地在每步计算后估计下一步应采取的步长。直接积分二阶微分方程的龙格–库塔方法称为尼斯特罗姆型方法，在轨道数值积分时效率要高些。
在计算太阳系小天体的历表时可能会遇到两个天体接近碰撞的情况，这时比较适用的方法是BS外推法，它能灵活地变阶和变步长。最好能同时对方程进行正规化变换以消除两体碰撞的奇点。专为大偏心率彗星轨道设计的埃弗哈特方法能达到很高的精度，但计算速度较慢。

研究轨道演化常用的数值方法
冯康和卢斯分别于20世纪80年代提出的辛方法，现在被广泛用于研究天体系统的演化。辛方法能保持哈密顿系统的主要特性辛结构，用大步长进行长时期计算时，能够保持系统的主要特征。自从威斯顿和荷尔曼提出在雅可比坐标系里把哈密顿函数分离成二体和摄动两个可积的部分后，辛方法成为研究太阳系动力学的主要数值方法，并得到了发展。
小恒星系、星团和星系团与太阳系有所不同，各个成员的质量相差不多，没有一个具有太阳在太阳系的统治地位，并且星体之间可能频繁地发生紧密交会。阿塞斯采用低阶泰勒级数展开，把差分、引力势的软化、正规化等技术相结合，编制了一系列的程序，适用于研究从几十到几千个星体组成的系统的演化，得到广泛的采用。

数值方法的主要特性
必须根据课题的具体要求来选择数值方法，因此需要了解每一个数值方法的特性和适用范围。这些特性主要有误差、稳定性、计算速度和能否保持天体系统的动力学特征等。用数值方法进行计算时所产生的误差可分为两类：截断误差和舍入误差。截断误差来自数值方法算得的结果和原微分方程的解之间的差别。截断误差愈小，表明这种方法的精度愈高。舍入误差来自计算过程中因计算机字长的限制产生的数字舍入。两种误差在逐步计算过程中一般都会累积扩大。累积的规律既和数值方法有关，又取决于微分方程的性质。
数值方法的稳定性决定在计算的某一步产生的误差，在以后的逐步计算过程中的传递规律，是始终保持微有增长还是急剧增长，以致淹没了结果的有效数字。稳定性通常与步长有关，步长愈大，稳定性愈差。亚当斯–科威尔之类的多步法要比龙格–库塔等单步法稳定性要差。
显然，截断误差愈小，稳定性愈好的数值方法可采用比较大的时间步长，数值积分耗费的机时就比较少。在采用相同步长的情况下，计算速度主要取决于每积分一步所需计算微分方程右边函数的次数。


人马臂

人马臂， （也称为人马-船底臂，标示为"-I"）是银河系的螺旋臂之一。人马臂最内的末端就连接在中心短棒的一个尾端，形成一个星系中两条主要的螺旋臂之一，另一条主要的大螺旋臂是天鹅臂。
人马臂被分成两个部分，由银河中心向外弯曲的部分是人马臂（人马棒），在向外延伸的部分是船底臂。


红移－距离关系

红移－距离关系，表达红移–距离关系的函数图像称为哈勃图。当红移较大时，在该图上红移–距离关系将偏离哈勃定律表示的直线。偏离的情况现在主要用来检验宇宙的几何性质。20世纪90年代以来，高红移超新星的哈勃图显示宇宙是平坦的。
霍金斯、斯特芬森、维尔茨和陆启铿等许多学者，分别根据不同的宇宙模型得出红移与距离的平方成正比。在西格尔的时间几何宇宙理论中，z=tg2(r/R)（R为宇宙半径），当r很小时，红移也与距离的平方成正比。