地球

“阿波罗”17号在宇宙空间拍摄的地球照片（据美国国家航空航天局）
 地球自转示意动画
 美国国家航空航天局(NASA)最新公布的地球东半球照片
 美国国家航空航天局(NASA)最新公布的地球西半球照片
 被地球大气层局部笼罩的月球
 从月球上看到的地球
　　地球（汉语拼音：Diqiu；英语：Earth），太阳系八个行星之一，按离太阳由近及远的次序为第三颗。是人类所在的行星。它有一个天然卫星——月球，二者组成一个天体系统——地月系统。地球大约有46亿年的历史。不管是地球的整体，还是它的大气、海洋、地壳或内部，从形成以来就始终处于不断变化和运动之中。在一系列的演化阶段，它保持着一种动力学平衡状态。
　　地球是太阳系中直径、质量和密度最大的类地行星。住在地球上的人类又常称呼地球为世界。形状像球，略扁，表面是陆地和海洋。赤道半径约6378.2千米，极半径约6356.8千米。自转一周的时间是一昼夜，绕太阳转一周的时间是一年。它是太阳系类地行星中最大的一颗，也是现代科学目前确证唯一存在生命的行星。
　　不像其他类地行星，地球的地壳由几个实体板块构成，各自在热地幔上漂浮。理论上称它为板块说。它被描绘为具有两个过程：扩大和缩小。扩大发生在两个板块互相远离，下面涌上来的岩浆形成新地壳时。缩小发生在两个板块相互碰撞，其中一个的边缘部份伸入了另一个的下面，在炽热的地幔中受热而被破坏。在板块分界处有许多断层（比如加利福尼亚的SanAndreas断层），大洲板块间也有碰撞（如印度洋板块与亚欧板块）。目前有八大板块：

北美洲板块——北美洲，西北大西洋及格陵兰岛

南美洲板块——南美洲及西南大西洋

南极洲板块——南极洲及沿海

亚欧板块——东北大西洋，欧洲及除印度外的亚洲

非洲板块——非洲，东南大西洋及西印度洋

印度与澳洲板块——印度，澳大利亚，新西兰及大部分印度洋

Nazca板块——东太平洋及毗连南美部分地区

太平洋板块——大部分太平洋（及加利福尼亚南岸）

　　还有超过20个小板块，如阿拉伯，菲律宾板块。地震经常在这些板块交界处发生。
　　地球只有一个自然卫星——月球。但是数千人造卫星被安置在了地球轨道上。

目录

1 基本资料
2 概述

2.1 地球的形状
2.2 地球的表面
2.3 海陆分布与演变

3 结构和组成

3.1 地球内部结构
3.2 地球内部物质组成
3.3 地球总体成分

4 地球圈层结构
5 地球辐射带与磁层

5.1 地球重力场
5.2 地球磁场和磁层

6 地球内部温度和能源
7 地球的运动

7.1 地球自转
7.2 地球公转
7.3 地球所在的天体系统
7.4 地球的自转与公转及四季
7.5 时间与历法

8 地球的历史

8.1 地球年龄

9 地球上生命起源和发展
10 地球的未来
11 其他

11.1 空间探测地球
11.2 世界地球日

基本资料

轨道资料

远日点　152,097,701 km　（1.016 710 333 5 AU）

近日点　147,098,074 km　（0.983 289 891 2 AU）

半长轴　149,597,887.5 km　（1.000 000 112 4 AU）

离心率　0.016 710 219

平均轨道速度　29.783 km/s　（107,218 km/h）

轨道倾角　0　（7.25°至太阳赤道）

升交点黄经　348.739 36°

近心点幅角　114.207 83°

卫星　1个（月球）

物理特征

平均半径　6,372.797 km

赤道半径　6,378.137 km

两极半径　6,356.752 km

表面积　510,065,600 km²

体积　1.083 207 3×1012 km³

质量　5.9742×1024 kg

平均密度　5,515.3 kg/m³

赤道表面重力　9.780 1 m/s²　（0.997 32 g）

宇宙速度　11.186 km/s　（39,600 km/h）

恒星自转周期　0.997 258 d（23.934 h）

赤道自转速率　465.11 m/s

转轴倾角　23.439 281°

北极赤经　未定义

北极赤纬　+90°

反照率　0.367

表面温度

热力学温标　184 K（最小）　　　287 K（平均）　　331 K（最大）

摄氏温标　　-89.2 ℃（最小）　 14 ℃（平均）　　57.7 ℃（最大）

大气

表面压力　101.3 kPa（海平面）

大气组成　78.084% 氮　　20.946% 氧　　0.934% 氩　　0.0381% 二氧化碳　　水蒸气（依气温而有所不同）

概述
地球的形状
　　地球是球形这一概念最先是公元前五、六世纪的古希腊哲学家毕达哥拉斯（Pythagoras）提出的。但是他的这种信念仅是因为他认为圆球在所有几何形体中最完美，而不是根据任何客观事实得出的。以后，亚里士多德根据月食时月面出现的地影是圆形的，给出了地球是球形的第一个科学证据。公元前3世纪，古希腊地理学家埃拉托色尼(约前276～约前194)成功地用三角测量法测定了阿斯旺和亚历山大城之间的子午线长度。中国唐代南宫说于724年在今河南省选定同一条子午线上的13个地点进行大地测量，经天文学家一行(683～727)归算，求出子午线1°的长度。1622年葡萄牙航海家麦哲仑（Ferdinand Magellan）领导的环球航行证明了地球确实是球形的。17世纪末，牛顿研究了地球自转对地球形态的影响，认为地球应是一个赤道略为隆起，两极略为扁平的椭球体。1733年巴黎天文台派出两个考察队，分别前往南纬2°的秘鲁和北纬66°的拉普林进行大地测量，结果证明了牛顿的推测。
　　现在，根据大地测量、重力测量、地球动力测量和空间测量的综合研究，在国际天文学联合会公布的天文常数系统中，地球赤道半径为6,378千米，扁率为1/298。地球不是正球体而是三轴椭球体，赤道半径比极半径约长21千米。地球内部物质分布的不均匀性，致使地球表面形状也不均匀。地球质量（包括大气圈等）为5.976×1024千克，地球体积为1.083×1021立方米，平均密度为5.52克/厘米3。
　　20世纪60年代后人造卫星上天，为大地测量添加了新的手段。现已精确地测出地球的平均赤道半径为6378.14千米，极半径为6356.76千米，赤道周长和子午线周长分别为40075千米和39941千米，北极地区约高出18.9米，南极地区低下去24～3米。有人说地球像一只倒放着的大鸭梨。其实，地球的这些不规则部分对地球来说是微不足道的。从人造地球卫星拍摄的地球照片来看，它更像是一个标准的圆球。

地球的表面
 从月球上看到的地球
　　在地球上海洋占了地球表面积的70％以上，在剩下的不到30％的陆地上也分布着纵横交错的江河湖泊，地表以下的土壤和岩层间还有连续不断的地下水。
　　海水、地表水和地下水构成了一个完整的水圈。在太阳的控制下，大气水和地表水永不停息地循环，创造了人类生存的环境。地球上最大的海洋是太平洋，几乎占地球整个水面面积的一半。
　　地球表面（包括地表以上一定高度和地表以下一定深度的范围），生活着150多万种动物、30多万种植物。所有生物相互影响，生物与环境相互作用，建立了一个称为“生物圈”的大系统。人类在生物圈内繁衍生息，发展了灿烂的文明，但也给这个系统内的平衡带来了威胁。
　　地球的表面十分年轻。在50亿年的短周期中（天文学标准），不断重复着侵蚀与构造的过程，地球的大部分表面被一次又一次地形成和破坏，这样一来，除去了大部分原始的地理痕迹（比如星体撞击产生的火山口）。这样一来，地球上早期历史都被清除了。地球至今已存在了45到46亿年，但已知的最古老的石头只有40亿年，连超过30亿年的石头都屈指可数。最早的生物化石则小于39亿年。没有任何确定的记录表明生命真正开始的时刻。
　　地球是行星中唯一一颗能在表面存在有液态水（虽然在土卫六的表面存在有液态乙烷与甲烷，木卫二的地下有液态水）。液态水是生命存在的重要条件。海洋的热容量也是保持地球气温相对稳定的重要条件。液态水也造成了地表侵蚀及大洲气候的多样化，目前这是在太阳系中独一无二的过程（很早以前，火星上也许也有这种情况）。
　　地球的大气由77%的氮，21%氧，微量的氩、二氧化碳和水组成。地球初步形成时，大气中可能存在大量的二氧化碳，但是几乎都被组合成了碳酸盐岩石，少部分溶入了海洋或给活着的植物消耗了。现在板块构造与生物活动维持了大气中二氧化碳到其他场所再返回的不停流动。大气中稳定存在的少量二氧化碳通过温室效应对维持地表气温有极其深远的重要性。温室效应使平均表面气温提高了35摄氏度（从冻人的-21℃升到了适人的14℃）；没有它海洋将会结冰，而生命将不可能存在。
　　丰富的氧气的存在从化学观点看是很值得注意的。氧气是很活泼的气体，一般环境下易和其他物质快速结合。地球大气中的氧的产生和维持由生物活动完成。没有生命就没有充足的氧气。

海陆分布与演变
　　地球表面的形态是复杂的，有绵亘的高山，有广袤的海盆以及各种尺度的构造。大陆上的最高处是珠穆朗玛峰，海拔达8,844.43米，最低点为死海，湖面比海平面低416米；海底最深处马里亚纳海沟，深度达到11,034米。地球的总表面积为5.100×108平方千米，其中大陆面积约为1.48×108平方千米，约占地表总面积的29%。地球是太阳系中唯一在表面和深部存在液态水的星体。海洋面积约为3.62×108平方千米，约占71％。海面之下，大陆有一个陡峭的边缘。以平均海平面为标准，地球表面上的高度统计有两组数值分布最为广泛：一组在海拔0～1,000米之间，占地球总面积的21％以上；另一组则在海平面以下4,000～5,000米之间，占22％以上。在地球表面水的总量约为1.4×109立方千米，其中淡水为3.5×107立方千米，只占总水量的2.5％。
　　洋底岩石年龄小于2亿年，比陆地年轻得多，陆地上到处可以找到沉积岩，说明在地质时期这些地方可能是海洋。1912年A.L.魏格纳提出大陆漂移说，认为海洋和大陆的相对位置在地质时期是变化的。20世纪60年代初H.H.赫斯和R.S.迪茨提出海底扩张说，认为全球洋盆演化是洋底扩张的结果。此后板块构造说进一步解释了地球的运动。板块分裂造成大洋的形成，整个洋底在2亿年左右更新一次；板块挤压运动形成巨大的山系，如阿尔卑斯山、喜马拉雅山等。

结构和组成
　　地球是有生命的行星，它由不同物质和不同物质状态组成的圈层构成，即由固体地球、表面水圈、大气圈和生物圈所组成。随着科学的发展，它们分别成为固体地球物理学、地质学、海洋科学、大气科学和生物学主要研究的对象。

地球内部结构
　　根据地震波速度观测的结果，发现地球内部存在全球范围的速度间断面（如莫霍界面、古登堡界面和莱曼界面等）。用这些间断面可将地球分成不同的圈层。20世纪80年代，地震层析成像的研究发现地球内部结构有很大的横向非均匀性，但总体上是径向分层的。主要分成地壳、地幔和地核三个圈层。

地壳　固体地球的最上层部分，其底部界面是莫霍面。大陆地壳和海洋地壳有明显的不同，而不同地区大陆地壳厚度相差也很大，从20多千米到70多千米；海洋地壳仅几千米。地壳还可进一步分成不同的层，横向变化也很大。

地幔　地壳下由莫霍面到古登堡面之间的部分。地幔可以进一步分为许多层。目前已确定的全球性间断面有410千米间断面，是由橄榄石到β尖晶石的相变形成；660千米间断面，是由尖晶石到钙钛矿和镁方铁矿相变形成，660千米间断面是上、下地幔的分界面。

地核　地心到古登堡界面之间的部分，又可分为外核和内核两部分，它们之间的分界面为莱曼界面，深度在5,149.5千米。地核主要由铁、镍及少量的硅、硫组成。外核为液态，内核为固态。

地球内部物质组成
　　地震波的速度和物质密度分布提供了研究地球内部物质组成的约束条件。地核有约90％是由铁镍合金组成，但还含有约10％～20％的较轻物质，可能是硫或氧(但也有人认为地核含有21％的硅，11％的硫，7％的氧)。上地幔的主要矿物是橄榄石、辉石和石榴子石。在410千米的深处，橄榄石相变为尖晶石的结构，而辉石则相变为石榴子石。在520千米的深度，β尖晶石变为γ尖晶石，辉石分解为尖晶石和超石英。在660千米深度下，这些矿物都分解为钙钛矿和氧化物结构。在下地幔，矿物组成没有明显的变化，但在地幔最下的200千米中，物质密度有显著增加。这个区域是否有铁元素的富集还是一个有争议的问题。地壳中的岩石矿物是由地幔物质分异而成的。

地球总体成分
　　地球质量的90％是由Fe、O、Si和Mg四种元素组成。含量超过1％的其他元素为Ni、Ca、Al和S。另外7种元素Na、K、Cr、Co、P、Mn和Ti的含量介于0.1％～1％之间。由此可知地球物质组成的某些特点。首先，由于元素与氧的不同亲和力（根据氧化物的生成自由能），MgO、SiO2、Al2O3、Na2O和CaO先于FeO而形成，在氧不足的条件下，绝大部分的铁和镍将呈金属状态存在。各种氧化物将结合成为硅酸盐，例如MgO和SiO2结合成MgSiO3（辉石），或者形成Mg2SiO4（橄榄石）。当达到一定的重力平衡状态，绝大部分致密物质向地心集中，并发生分层作用，形成致密的金属核和密度较小的硅酸盐地幔。丰度低的元素受到各种地球化学作用制约而在地球各圈层之间进行分配，如铂、金等倾向于同金属铁结合集中到地核，而亲氧元素铀等则同较轻的硅酸盐组合而集中在地球上部。其次，可以合理地设想，地球曾经被加热达到全部或部分熔融的状态，低熔点的挥发性组分(H2O、CO2、N2、Ar等)逸出，形成大气圈。地幔中富含SiO2、Al2O3、Na2O和K2O的易熔和较轻的物质上升到表层如地壳。因此，早期的地球分离为地核、地幔、地壳、海洋和大气等层圈构造。已有的证据表明，约在40亿年以前，地球就已经接近于现在的层状结构状况。

地球圈层结构
 地球内部圈层结构
　　人们对于地球的结构直到最近才有了比较清楚的认识。整个地球不是一个均质体，而是具有明显的圈层结构。地球每个圈层的成分、密度、温度等各不相同。在天文学中，研究地球内部结构对于了解地球的运动、起源和演化，探讨其它行星的结构，以至于整个太阳系起源和演化问题，都具有十分重要的意义。
　　地球圈层分为地球外圈和地球内圈两大部分。地球外圈可进一步划分为四个基本圈层，即大气圈、水圈、生物圈和岩石圈；地球内圈可进一步划分为三个基本圈层，即地幔圈、外核液体圈和固体内核圈。此外在地球外圈和地球内圈之间还存在一个软流圈，它是地球外圈与地球内圈之间的一个过渡圈层，位于地面以下平均深度约150千米处。这样，整个地球总共包括八个圈层，其中岩石圈、软流圈和地球内圈一起构成了所谓的固体地球。对于地球外圈中的大气圈、水圈和生物圈，以及岩石圈的表面，一般用直接观测和测量的方法进行研究。而地球内圈，目前主要用地球物理的方法，例如地震学、重力学和高精度现代空间测地技术观测的反演等进行研究。地球各圈层在分布上有一个显著的特点，即固体地球内部与表面之上的高空基本上是上下平行分布的，而在地球表面附近，各圈层则是相互渗透甚至相互重叠的，其中生物圈表现最为显著，其次是水圈。

地球外圈

大气圈

水圈

生物圈

岩石圈

地球内圈

地幔圈

外核液体圈

固体内核圈

地球辐射带与磁层
　　20世纪初有人提出太阳在不停地发出带电粒子，这些粒子被地球磁场俘获，在地球上空形成一个带电粒子带。50年代末60年代初，美国科学家范·艾伦（James Alfred Van Allen）根据宇宙探测器探险者1号、3号和4号的观测，证明了带电粒子带的存在。
　　地球辐射带分为两层，形状有点像是砸开成两半的核桃壳。离地球较近的辐射带称为内辐射带，较远的称为外辐射带，也分别称为内、外范·艾伦带。辐射带从四面把地球包围了起来，而在两极处留下了空隙，也就是说，地球的南极和北极上空不存在辐射带。最近两年有消息说，美国和俄罗斯的天文学家在内外辐射带之间又发现了第三条辐射带。
　　过去人们一直认为地球磁场和一根大磁棒的磁场一样，磁力线对称分布，逐渐消失在星际空间。人造卫星的探测结果纠正了人们的错误认识，绘出了全新的地球磁场图象：当太阳风到达地球附近空间时，地球磁层太阳风与地球的偶极磁场发生作用，把地球磁场压缩在一个固定的区域里，这个区域就叫磁层。磁层像一个头朝太阳的蛋形物，它的外壳叫做磁层顶。地球的磁力线被压在“壳”内。在背着太阳的一面，壳拉长，尾端呈开放状，磁力线像小姑娘的长发，“飘散”到二百万千米以外。磁层好像一道防护林，保护着地球上的生物免受太阳风的袭击。地球的磁层是个非常复杂的问题，其中许多物理机制需要进一步的研究和探讨。最近十年，科学家已经把磁层的概念扩展到其它的一些行星，甚至发现宇宙中的中子星、活动星系核电具有磁层结构的特征。

地球重力场
　　地球重力作用的空间。作用在地球表面上的重力是地球质量产生的引力和地球自转产生的惯性离心力共同作用的结果。离心力对重力的影响随纬度的不同而呈有规则的变化，在赤道上最强。同时，由于地球不同部位的密度分布不均，也会引起重力的变化和异常。因此，重力异常可以提供地球不同部分密度变化的信息。

地球磁场和磁层
　　地球具有磁性，它周围的磁场犹如一个位于地心的磁棒（磁偶极子）所产生的磁场。这个从地心至磁层边界的空间范围内的磁场称为地磁场。地磁场是非常弱的磁场，其强度在地面两极附近最强，还不到10-4特[斯拉]；赤道附近最弱。通常将地磁场看成是一偶极磁场，连接南北两极的轴线称为磁轴，目前磁轴与地轴的交角大约11°。磁轴与地面的交点称为地磁极，磁极的位置具有长期变化，目前北磁极的坐标在北纬78.5°、西经69.0°附近。
　　实际上地磁场的形态是很复杂的，它有显著的时间变化。变化可以分为长期的和短期的。地磁场长期变化来源于地球内部的物质运动；短期变化来源于电离层的潮汐运动和太阳活动的变化。电离层中的电流体系可引起地磁场的日变化，极区高层大气受带电粒子的冲击而产生极光和磁暴。太阳和地球中间有称为太阳风的等离子体。地球磁场在向太阳的一面受太阳风的作用而压缩，在背太阳的一面则被拉伸，从而使地球磁场在地球周围被局限在一个狭长的称为磁层的区域内。由此可见，磁层是在地球周围被太阳风包围，并受地磁场控制的区域。磁层的外边界则称为磁层顶边界层。磁场的强度和方向不仅因地而异，也因时间不同而有变化。在地质历史时期磁极曾多次倒转。地磁场主要起源于地球内部，来自空间的成分不足总量的1％。地球磁场的起源和它在地史期间的变化，与地核的结构和物质的相对运动所产生的电流有关。
　　地球磁场的存在使地球免受太阳风的直接影响，磁层的存在对大气的成分和地面气候起重大的作用，并因此而影响到地球上生命的发展。

地球内部温度和能源
　　地面从太阳接收的辐射能量每年约有1025焦[耳]，但绝大部分又向空间辐射回去，只有极小一部分影响地下很浅的地方。浅层的地下温度梯度约为深度每增加30米，温度升高1℃，但各地的差别很大。由温度梯度和岩石的热导率可以计算热流。由地面流出的总热量为4.20×1013瓦[特]。
　　地球内部的一部分能源来自岩石所含的铀、钍、钾等元素的放射性同位素。估计地球现在由长寿命的放射性元素所释放的热量约为3.14×1013瓦，少于地面热流的损失。放射性生热少于地球的热损失可能有使地球逐渐变冷的趋势。
　　另一种能源是地球形成时的引力势能。假定地球是由太阳系中的弥漫物质积聚而成的，这部分能量估计有2.5×1032焦，但在积聚过程中有一大部分能量消失在地球以外的空间，有约1×1032焦的一小部分能量，由于地球的绝热压缩而积蓄为地球物质的弹性能。假设地球形成时最初是相当均匀的，以后才演变成为现在的层状结构，这样就会释放出一部分引力势能，估计约为2×1030焦，这将导致地球的加温。地球是越转越慢的，地球自形成以来，旋转能的消失估计大约有1.5×1031焦，还有火山喷发和地震释放的能量，但其数量级都要小得多。
　　地面附近的温度梯度不能外推到几十千米深度以下。地球内部自有热源，所以地下越深则越热。地下深处的传热机制是极其复杂的。在岩石层，传热的主要机制是热传导；而在地幔及外核，主要的传热机制是热对流，当然，这其中还包含其他的传热机制。根据其他地球物理现象的考虑，地球内部某些特定深度的温度是可以估计的：在100千米的深度，温度接近该处岩石的熔点，约为1,100～1,200℃；在410千米和660千米的深度，岩石发生相变，温度各约在1,400℃和1,700℃；在核幔边界，温度在铁的熔点之上，但在地幔物质的熔点之下，约为3,400℃；在外核与内核边界，温度约为4,600℃，地球中心的温度约为4,800℃。
　　有了这些特定深度的温度估计，就可以根据主要的传热机制推论球对称地球模型下的温度分布。地球内部温度的分布对研究地球的演化和运动是极其重要的，是迫切需要解决的问题。

地球的运动
　　1543年，N.哥白尼在《天体运行论》一书中首先完整地提出了地球自转和公转的概念。此后，大量的观测和实验都证明了地球自西向东自转，同时围绕太阳公转。1851年，法国物理学家傅科在巴黎成功地进行了一次著名的实验（傅科摆试验），证明地球的自转。地球自转周期约为23时56分4秒平太阳时（1恒星日）。地球公转的轨道是椭圆的，公转轨道的长半径为149,597,870千米（1天文单位），轨道偏心率为0.016,7，公转周期为1恒星年(365.25个平太阳日)，公转平均速度为每秒29.79千米，黄道与赤道交角（黄赤交角）为23°27′。地球自转和公转运动的结合产生了地球上的昼夜交替、四季变化和五带（热带、南北温带和南北寒带）的区分。地球自转的速度是不均匀的，有长期变化、季节性变化和不规则变化。同时，由于日、月、行星的引力作用以及大气、海洋和地球内部物质的各种作用，使地球自转轴在空间和地球本体内的方向都产生变化，即岁差和章动、极移和黄赤交角变化。

地球自转
　　地球沿着贯穿北极至南极的一条轴自西向东旋转一周（1个恒星日）平均需要花时23小时56分4.09894秒。这就是为什么在地球上主要天体（大气中的流星和低轨道卫星除外）一日内向西的视运动是15°/小时（即15'/分钟）－即2分钟一个太阳或月亮的视直径的大小。
　　在惯性参考坐标系中，地轴运动还包括一个缓慢的岁差运动。这个运动的大周期大约是25800年一个循环，每一次小的章动周期是18.6年。对处于参考坐标系中的地球、太阳与月亮对地球的微小吸引在这些运动的影响下造成地球赤道隆起，并形成类椭圆形的扁球。
　　地球的自转也是有轻微的扰动的。这称为极运动。极运动是准周期性的，所谓的准周期包括一个一年的晃动周期和一个被称为钱德勒摆动的14个月周期。自转速度也会相应改变。这个现象被称为日长改变。

地球公转
　　公转周期为365.2564个平太阳日（即1个恒星年）。地球的公转使得太阳相对其他恒星的视运动大约是1°/日－这就相当于每12小时一个太阳或月亮直径的大小。公转造成的视运动效果与自转造成的正好相反。
　　地球公转轨道速度是30 km/s，即每7分钟经过一个地球直径，每4小时经过一个地月距离。

地球所在的天体系统
　　地球唯一的天然卫星是月球。其围绕地球旋转一周需要用时一恒星月（27又1/3日）。因此从地球上看来月球的视运动相对太阳大约是12°/日－即每小时一个月球直径，方向同样与自转效果相反。
　　如果在地球北极进行观测，则地球的公转、月球运行以及地球自转都将是逆时针的。
　　特洛伊小行星：在2010年10月美国国家航空航天局的广角红外巡天探测器（WISE）发现。加拿大亚伯达省阿萨巴斯卡大学天文学家康纳的团队分析数据并利用设于夏威夷的“加拿大/法国/夏威夷光学天文望远镜”（CFHT）观测2010 TKT ，发现其公转路径稳定，证实就是地球的特洛伊小行星。
　　地球的轨道和轴位面并非是一致的：地轴倾斜与地日平面交角是23.5度，这产生了四季变化；地月平面与地日平面交角大约为5度，如果没有这个交角，则每月都会发生日蚀。
　　地球的Hill大气层（大气影响范围）的半径大约为1.5 G米，这个范围足以覆盖月球的轨道了。
　　在惯性参考坐标系中，地轴运动还包括一个缓慢的岁差运动。这个运动的大周期大约是25800年一个循环，每一次小的章动周期是18.6年。对处于参考坐标系中的地球、太阳与月亮对地球的微小吸引在这些运动的影响下造成地球赤道隆起，并形成类椭圆形的扁球。
　　地球的自转也是有轻微的扰动的。这称为极运动。极运动是准周期性的，所谓的准周期包括一个一年的晃动周期和一个被称为钱德勒摆动的14个月周期。自转速度也会相应改变。这个现象被称为日长改变。

地球的自转与公转及四季
 地球的倾斜产生了季节（这幅图片的说明文字适用于北半球）
　　地球好比作一只陀螺，它绕着自转轴不停地旋转，每转一周就是一天。自转产生了昼夜交替的现象，昼夜示意图朝着太阳的一面是白天，背着太阳的一面是夜晚。当我们中国这里是白天的时候，处在地球另一侧的美国正好是夜晚；地球自转的方向是自西向东的，所以我们看到日月星辰从东方升起逐渐向西方降落。
　　地球不但自转，同时也围绕太阳公转。地球公转的轨道是椭圆的，公转轨道的半长径为149，597，870千米，轨道的偏心率为约0.0167，公转一周为一年，公转平均速度为每秒29．79千米，公转轨道面与赤道面的交角约为23°27’，且存在周期性变化。
　　地球自转和公转运动的结合产生了地球上的昼夜交替、四季变化和五带（热带、南北温带和南北寒带）的区分。
　　由于地球自转轴与公转轨道平面斜交成约66°33′的倾角，因此，在地球绕太阳公转的一年中，有时地球北半球倾向太阳，有时南半球倾向太阳。总之太阳的直射点总是在南北回归线之间移动，于是产生了昼夜长短的变化和四季的交替。
　　在天文学中，四季分别以春分、夏至、秋分、冬至开始，但这样划分的季节，不能完全反映出各个地方每个季节的物候征。因此，我们祖先把一年分为24节气，每一节气又分成3候。气候还常用候（5天为一候）平均气温来划分四季：候平均气温＜10℃为冬季；＞22℃时为夏季；平均气温在10～22℃时为春、秋季。

时间与历法
　　以地球自转为基础的时间计量系统称为世界时系统。日、月、年、世纪的时间计量属天文学中的历法范畴。以地球自转运动为基础的时间单位称为日，以月球绕地球公转运动为基础的时间单位称为月，以地球绕太阳公转运动为基础的时间单位称为年。
　　天文学以恒星为标准量度地球自转的周期，叫做地球自转的恒星周期，也就是一个恒星日。1恒星日=平太阳日的23小时56分4秒，是地球真正的自转周期。以太阳为标准量度地球的自转周期叫做真太阳日。由于地球公转的原因，真太阳日并不等于地球自转一周所需的时间（恒星日），而是比恒星日约长3分56秒。又由于地球公转轨道是椭圆形的，在近日点的运动快于在远日点的运动，因此一年之内不同季节其运动并不是匀速，所以每个真太阳日的长短也不相等。我们生活中使用的是平太阳日（所谓平太阳是天球上一个假想的点，它按真太阳一年中运动的平均速度均匀运动）。
　　地球公转的平均周期是恒星年，1恒星年=365日6时9分9.5秒。而我们通常所说的回归年是指地球从这一次春分日到下次春分日的平均时间间隔。1回归年=365日5时48分45.6秒，比1恒星年略短一些。因为气候的变化以回归年为周期，所以天文学家把历年的平均长度安排得尽可能接近回归年的长度。阳历把1年定为365日，所余的时间约每四年积累成一天，加在能被4除尽的公历年份的2月份里，如1992，1996年。但不能被400除尽的百年数则不加。加天的年叫闰年。农历把一年定为354日或355日，所余的时间约每三年积累成一个月，加在某一年里。

地球的历史
　　科学家已经能够重建地球过去有关的资料。太阳系的物质起源于45.672亿±60万年前，而大约在45.4亿年前（误差约1%） 地球和太阳系内的其他行星开始在太阳星云－太阳形成后残留下来的气体与尘埃形成的圆盘状－内形成。通过吸积的过程，地球经过1至2千万年的时间，大致上已经完全成形。从最初熔融的状态，地球的外层先冷却凝固成固体的地壳，水也开始在大气层中累积。月亮形成的较晚，大约是45.3亿年前，一颗火星大小，质量约为地球十分之一的天体（通常称为忒伊亚）与地球发生致命性的碰撞。这个天体的部分质量与地球结合，还有一部分飞溅入太空中，并且有足够的物质进入轨道形成了月球。
　　释放出的气体和火山的活动产生原始的大气层，小行星、较大的原行星、彗星和海王星外天体等携带来的水，使地球的水份增加，冷凝的水产生海洋。 新形成的太阳光度只有目前太阳的70%，但是有证据显示早期的海洋依然是液态的，这称为微弱年轻太阳谬论矛盾。温室效应和较高太阳活动的组合，提高了地球表面的温度，阻止了海洋的凝结。
　　有两个主要的理论提出大陆的成长：稳定的成长到现代和在早期的历史中快速的成长。 目前的研究显示第二种学说比较可能，早期的地壳是快速成长的，随后跟着长期稳定的大陆地区。在时间尺度上的最后数亿年间，表面不断的重塑自己，大陆持续的形成和分裂。在表面迁徙的大陆，偶尔会结成成超大陆。大约在7亿5千万年前，已知最早的一个超大陆罗迪尼亚开始分裂，稍后又在6亿至5亿4千万年时合并成潘诺西亚大陆，最后是1亿8千万年前开始分裂的盘古大陆。

地球年龄
　　根据用多种同位素年代学方法测定陨石、月球和地球古老岩石的结果发现，太阳系各天体形成的年龄比较接近，形成先后的时间间隔约为1亿年，因此各种宇宙年代学测定的天体物质的年龄结果可以互相对比，并提高其可靠性。目前测得太阳系元素的合成年龄为62亿～77亿年，太阳星云凝聚成各行星，包括地球的年龄为45.4亿～46亿年。应用同位素地球化学定年方法还给出了地球演化历史中各地质时期的精确的时间坐标。
最初的大气成分
　　最初的大气成分主要是水蒸汽，还有一些二氧化碳、甲烷、氨、硫化氢和氯化氢等

直到距今38亿年前，地球上的大气仍是缺氧和呈酸性的

随着时间的流逝，地球上的温度逐渐降低（低于100°C），大气中的水蒸汽陆续凝结出来，形成了广阔的海洋，海水中也缺少氧，而且也含有许多酸性物质

太古宙（38－25亿年前）

38亿年前，海洋中开始有了生命的活动。从出现最原始的原核细胞生物--蓝绿藻

32-29亿年前能起光合作用的藻类开始繁殖，后者能消耗二氧化碳，产生出氧气

大约到27亿年前，游离氧在海洋中出现。绿色植物的大量繁殖，更加快了大气和海洋环境的变化，使其有利于高等喜氧生物的发展

元古宙（距今18亿年前到6亿年前）

大陆不断扩大

大气变成以二氧化碳为最多

海洋里的生物最多的是菌藻植物，它们的活动促成二氧化碳和海水中的钙镁等元素相结合，碳酸钙镁等物质沉淀在海底，使大气中的二氧化碳减少，氧和氮的含量逐步增加

显生宙——古生代，中生代，新生代 最近6亿年来

大气圈的成分渐渐接近目前的状况

大气和海洋中，原为酸性的水在与岩石相互作用时，将硅酸盐物质中的钠，钾，钙，镁，铝，铁等金属元素夺取出来，形成多种盐类（以氯化物为主），海水的成分也慢慢变成与今天相近的了

在这种环境中，生命加速发展，海洋中的生物迅速繁荣起来（化石证据较多）。

地球上生命起源和发展
　　地球是太阳系中唯一存在生命和人类活动的行星。地球上原始生物蓝藻、绿藻遗迹在年龄为35亿年的岩石中即有所发现。虽然地球上生命起源的问题并没有解决，但是大概可以追溯到40亿年前。地球早期的大气成分主要由水、二氧化碳、一氧化碳和氮气，以及由火山喷发出其他气体组成，在此情况下，生命必须由无氧的环境中开始，而氧进入大气则被认为是由于生物活动的结果。最初，氧在大气中的含量只能徐缓地增加，估计在距今20亿年时含量约为现在的1％。当大气中的氧增加到能够出现具有保护性臭氧层以后，生物才能在比较浅的水中生活。具有光合作用的生物的繁殖，又促进可以呼吸氧的动物的发展。多细胞生物的最初痕迹见于年龄约为10亿年的岩石中。在距今约7亿年时，复杂的动物，如水母、蠕虫以及原始的介壳类动物已经出现。到距今约5.7亿年，即前寒武纪和寒武纪之交，具有硬壳的动物大量出现，而使大量化石得以在岩石中保存。在此时期，海洋生物有突然的发展。鱼类出现在奥陶纪；志留纪晚期，陆地上已有植被覆盖。石炭纪海中出现两栖类。爬虫类和最初的哺乳类出现在三叠纪，但到新生代开始哺乳类才大量繁殖和扩散。生物的发展虽然表现有平稳的演化进程，但化石的纪录也显示了在整个显生宙时期有周期性的大量植物和动物种属大致在同一时期消失的现象。这种灾变的原因久经探讨，有些学者认为可能是由于陨石或小行星的撞击引起的（见撞击地球事件）。但是，也有学者指出并不是所有的生物都在同一时期受到影响。这个问题尚待进一步的研究。

地球的未来
　　地球的未来与太阳有密切的关联，由于氦的灰烬在太阳的核心稳定的累积，太阳光度将缓慢的增加，在未来的11亿年中，太阳的光度将增加10%，之后的35亿年又将增加40%。气候模型显示抵达地球的辐射增加，可能会有可怕的后果，包括地球的海洋可能消失。
　　地球表面温度的增加会加速无机的二氧化碳循环，使它的浓度在9亿年间还原至植物致死的水平（对C4光合作用是10 ppm）。缺乏植物会导致大气层中氧气的流失，那么动物也将在数百万年内绝种。而即使太阳是永恒和稳定的，地球内部持续的冷却，也会造成海洋和大气层的损失（由于火山活动降低）。在之后的十亿年，表面的水将完全消失，并且全球的平均温度将可能达到60°C。
　　太阳，作为它的演化的一部分，在大约50亿年后将成为红巨星。模型预测届时的太阳直径将膨胀至现在的250倍，大约1天文单位（149,597,871千米）。地球的命运并不很清楚，当太阳成为红巨星时，大约已经流失了30%的质量，所以若不考虑潮汐的影响，当太阳达到最大半径时，地球会在距离太阳大约1.7天文单位（254,316,380千米）的轨道上，因此，地球会逃逸在太阳松散的大气层封包之外。然而，绝大部分（如果不是全部）现在的生物会因为与太阳过度的接近而被摧毁。可是，最近的模拟显示由于潮汐作用和拖曳将使地球的轨道衰减，也有可能将地球推出太阳系。

其他
空间探测地球
　　1947年一个小型V–2火箭在160千米的高空取得第一幅自空间俯视地球的照片，成为地球空间探测的开端。1957年人造地球卫星上天后，从空间观测地球逐步成为地球科学的常规手段。地球约从46亿年前诞生以来，气候和环境一直在持续地变化，太阳演变、火山活动、地壳运动、天体陨击、大气和海洋形成和变化、生命出现等致使地球成为一个活跃的和动态的行星，空间探测有助于认识、了解和预测地球演化的走向和前景。

世界地球日
　　世界地球日即每年的4月22日，是一项世界性的环境保护运动。最早的地球日活动是1970年代于美国校园兴起的环保运动，1990年代这项活动从美国走向世界，成为全世界环保主义者的节日和环境保护宣传日，在这天不同国籍的人们以各自不同的方式宣传和实践环境保护的观念。
　　1969年美国民主党参议员盖洛德·尼尔森在美国各大学举行演讲会，筹划在次年的4月22日组织以反对越战为主题的校园运动，但是在1969年西雅图召开的筹备会议上，活动的组织者之一，哈佛大学法学院学生丹尼斯·海斯提出将运动定位在于全美国的，以环境保护为主题的草根运动。1970年4月22日在美国各地总共有超过2000万人参与了环境保护运动，这次运动的成功使得在每年4月22日组织环保活动成为一种惯例，在美国地球日这个名号也随之从春分日移动到了4月22日，地球日的主题也转而更加趋向于环境保护。
　　现在人们普遍认为1970年4月22日在美国发生的第一届地球日活动是世界上最早的大规模群众性环境保护运动，这次运动催化了人类现代环境保护运动的发展，促进了发达国家环境保护立法的进程，并且直接催生了1972年联合国第一次人类环境会议。而1970年活动的组织者丹尼斯·海斯也被人们称为地球日之父。


太阳黑子的古代观测

太阳黑子的古代观测（ ancient.sunspot observation ），指在望远镜发明以前直接用肉眼观察日面上的黑子现象。在一般情况下，由于太阳光十分刺眼，看到这种现象的机会不多。但在日出或日落时，或在大雾笼罩或风沙弥漫的天气，日光减弱，就有可能看到日面上的大黑子。
在古代欧洲，亚里士多德认为天体是永恒不变的和完美无缺的。这种观念后来为基督教神学所利用，成为中世纪禁锢科学思想的精神枷锁。在这种观念的支配下，人们用肉眼看到太阳黑子，竟不敢相信这是事实。因此，欧洲在望远镜发明以前的漫长历史中，关于太阳黑子的观测记录寥寥无几，而且记载十分简单。据一些研究者考证，欧洲古代太阳黑子观测记录总共只有八条。
中国古代对太阳黑子的观测有悠久的历史。中国哲学著作《周易》中有“日中见斗”，“日中见沬”的记载，说的可能就是太阳黑子。1972年长沙马王堆一号汉墓中出土的帛画上方，画着一轮红日，中间蹲着一只乌鸦。据考证，这就是中国古代神话所说的“日中乌”。这应该认为是对太阳黑子现象的艺术描述。在中国的史书中，观测到太阳黑子通常都记为“日中有黑子”、“日中有黑气”等等。例如，《汉书·五行志》记载：成帝河平元年“三月乙未，日出黄，有黑气大如钱，居日中央”(据考证，“乙未”应为“己未”)。这是公元前28年5月10日的太阳黑子记录，是中国史书中的第一条黑子记录。史书中的太阳黑子记录，在宋代郑樵编纂的《通志》和清代编辑的《古今图书集成》中都有系统的整理和归纳。在近代，国内外一些研究者对太阳黑子的记载也进行了系统的统计和考证，其中以中国的朱文鑫和日本的神田茂所整理的黑子表为最完善。在中国的地方志、笔记、杂著和其他书籍中，也有相当数量的太阳黑子记录。目前正由有关研究单位组织普查和整理。

古代关于太阳黑子的记录具有重要的科学价值。它是历史上关于太阳活动状况的仅有的直接观测资料。利用这些资料来探讨历史上太阳活动的特性和规律，将有助于人们对太阳活动本质的认识和理解。利用古代黑子记录还可以从事日地关系的研究。中国著名科学家竺可桢，曾利用大量的历史资料研究中国历史上气候变化和太阳活动的关系。他发现，凡是中国古代黑子记录多的世纪，也就是中国境内奇寒冬天次数多的世纪。


主序星

主序星（汉语拼音：Zhu Xu Xing；英语：Main sequence star），位于主星序的恒星。在赫罗图上，恒星的分布不是随机的，而是集中在几个区域内。最显眼的是自左上角到右下角沿对角线的一条窄带，叫做主星序。光度比相同光谱型的巨星和超巨星小，故又叫矮星。在MK二元光谱分类系统（见恒 星光谱分类）中用罗马数字V表示它的光度级。现观测到的恒星，90％都是主序星。主序星的能源主要是核内氢聚变为氦的热核反应。恒星演化过程中，在这个阶段停留的时间最长。


历法

历法（英语：calendars），是用年、月、日等时间单位计算时间，并使之依一定的关系组合，供计量较长时间间隔的计时系统。主要分为阳历、阴历和阴阳历三种。阳历亦即太阳历，其历年为一个回归年，现时国际通用的公历（西历）即为太阳历的一种，亦简称为阳历；阴历亦称月亮历，或称太阴历，其历月是一个朔望月，历年为12个朔望月，其大月30天，小月29天，伊斯兰历即为阴历的一种；阴阳历的平均历年为一个回归年，历月为朔望月，因为12个朔望月与回归年相差太大，所以阴阳历中设置闰月，所以这种历法与月相相符，也与地球绕太阳周期运动相符合。中国的农历就是阴阳历的一种。

目录

1 概述
2 历法系统

2.1 太阳历
2.2 太阴历
2.3 阴阳历

3 历法的时间单位
4 其他历法分类

4.1 计算历法及天文历法
4.2 完整历法及不完整历法

5 用途

概述
由于生产和生活的需要，古代人就希望知道昼夜、月相和季节的变化规律，以及更长时间的计量方法。世界各文明古国很早就开始根据天象观测来制定历法。日的长度是根据太阳的周日视运动定出的；月的日数以及年的月数和日数，有的依据天象（仅就其平均值而言），有的由人为规定。当月和年根据天象规定时，月和年所包括的日数不是简单的有理数，如按季节变化确定的年（即回归年）为365.24220……日，按月相变化确定的月（即朔望月）为29.53059……日，而制定的历法又必须使年的月数和月的日数为整数。因日、月、年3种单位不能互相通约，在制定历法时取一个月包含的日数及一年包含的月数和日数均为整数，而通过月份日数不等（即大、小月）和置闰的办法，使多月或多年的平均值尽可能符合实际。
各国历代制定的历法注重点不同，大体可分为3类：①太阳历或阳历。年的日数平均约等于回归年，年的月数和月的日数则人为规定。如公历、儒略历等。②太阴历或阴历。月的日数平均约等于朔望月，年的月数则人为规定。如伊斯兰教历、希腊历等。③阴阳历。月的日数平均约等于朔望月，而年的日数平均约等于回归年。如中国至今仍采用的夏历、藏历等。
历法的内容还包括确定年首、月首、节气，某些人为规定的计日周期如星期、甲子纪日，以及确定比年更长的时间单位如世纪、甲子纪年等。
历法中包含的其他时间元素（单位）尚有：

 节气

 世纪

 年代

历法系统
一个历法系统会为每一天设计一个历法上的日期，因此星期本身不算是完整的历法系统。若一个系统为一年内的每一天命名，但没有标别年份的方式，也不是完整的历法系统。
最简单的历法系统是以某一参考日或时间为准，计算经过了多少个时间单位，像儒略日和UNIX时间就是这种系统，在时间单位不变的情形下，唯一可能的变化是更改参考日或时间，使计算的时间单位少一点，计算历法系统只需要加法及减法。
其他历法系统有一个或是多个较大的时间单位。
有一个较大的时间单位的历法系统。

周次和每周的第几天：此系统不常见，其特点是没有年，每隔一周，周次就会加一。

年和此年中的第几天：例如ISO 8601的顺序日期表示法。

有二个较大的时间单位的历法系统。

年、月和日：大部份的历法系统都属于这一种，包括公历（及在公历以前，相当类似的儒略历、伊斯兰历、农历、太阳回历（Solar Hijri calendar）及希伯来历。

年、周次和每周的第几天：例如ISO week date。

较大的周期也可以和自然现象同步：

 太阴历是和月亮的运动（月相）同步，例如伊斯兰历。

 太阳历是依和太阳运动有关的季节变化同步，例如伊朗历。

 阴阳历是合并了月亮和太阳的变化，例如农历、印度历或希伯来历。

 也有一些历法系统似乎是和金星的运动同步，例如一些古埃及历法，和金星出现在赤道上的时间同步。

星期是少数没有和自然现象同步的时间周期。
常常历法系统会包括一个以上的周期，或是同时有周期内及不在周期内的日期，像法国共和历的一个月有30天，一年有五天或六天不属于任何一个月。
大部份的历法系统会整合更多复杂的时间周期，例如大部份的历法系统都会有年、月、星期、日，但定义可能不同。许多历法系统都有一星期的七天，已使用超过几千年。

太阳历
太阳历中的日
太阳历会为每一个太阳日定义一个日期，一日会以二次连续事件（如日落）之间的时间为准，一年当中，二次连续事件的间隔时间可能略有变化，或者会平均为平均太阳日，其他的历法也使用太阳日为时间单位。
历法改革
有许多有关历法改革的提议，像是世界历、国际固定历、全新世纪年及汉克亨利万年历（Hanke-Henry Permanent Calendar）。类似的想法在不同时期都有出现，但因为没有连续性、实施时的大规模调整，或是宗教反对等原因，最后都没有实现。

太阴历
不是所有的历法系统都用太阳年为单位。太阴历就是以月相变化来计算日期的历法。因为回归年的长度不是月相周期的整数倍。单纯的太阴历很快就会无法和季节对齐．不过和其他现象会对齐的很好，例如潮汐，像伊斯兰历就是太阴历。
Alexander Marshack在一个很有争议性的书籍中认为一个骨棒上的痕迹(c. 25,000 BC)代表太阴历，而Michael Rappenglueck也认为一幅15,000年前的洞穴画中就有太阴历。

阴阳历
阴阳历为了让月份和季节可以对应，会以依一定规则加一个月的方式来调整，像希伯来历就有19年的周期，而农历的闰月也有类似的规则。

历法的时间单位
几乎所有的历法系统都会将数日整合为月或是年。在太阳历中，一年接近地球的回归年（也就是一个完整季节循环需要的时间），一般会用在农业活动的规划上。太阴历则是以月相变化为主，一些历法系统也会有其他的时间周期，例如星期。
因为回归年的长度不是一日的整数倍，因此太阳历有些年的天数会和其他的年的天数不一様，例如在闰年要加一天（闰日）。若像阴历的月或是阴阳历中一年的月份数，也会有类似的情形，这称为置闰。像大多数太阳历的一年也无法分为长度相同，不会变动的十二个月。
一些文化会定义其他的时间单位，例如星期，而中国以往使用的一干支是60，因此有干支纪年及干支纪日。有些文化会用不同的年代起算日期，例日本的年份就是以天皇即位为准，并且有对应的年号，例如明仁天皇的年号是平成，2006年就是平成18年。
有些历法会定义特定的日期，例如农历中就会针对季节的变化，将一太阳年中选出二十四个日期，定为二十四个节气。

其他历法分类
计算历法及天文历法
天文历法（astronomical calendar）是以天文观测为准的历法，例如使用定气定朔的现代农历、宗教性的伊斯兰历及第二圣殿时的古犹太历。这种历法也称为是以观测为准的的历法，好处是完美而且永远准确，缺点是没有一定的公式，若要回推多久以前某一天的日期比较困难。
计算历法（arithmetic calendar）是以严格的数学公式计算的历法，例如现在的犹太历，也称为是以规则为准的历法，好处是容易计算特定时间是哪一天，不过和自然变化的精准性就比较差，即使历法本身非常的精准，也会因为地球自转及公转的略为变化，造成其精准性慢慢变差，因此一个计算历法使用的期间有限，可能只有数千年，之后就要用新的历法系统代替。

完整历法及不完整历法
历法也分为完整及不完整。完整历法会为每一天设定一个日期，而不完整历法就不会。像古罗马历没有为冬天的日子设计日期，直接跳过，统称为冬日，这就是不完整历，大部份的历法就是完整历法。

用途
历法的主要用途是识别日期，记录已经发生过的事，告知或同意末来的某一事件。日期可能有农业上、生活上、宗教上或社会上的重要性。例如历法可以用来决定何时要播种或是收割，哪几天是法定假日或是宗教假日，日期可以标示会计年度的开始及结束，有些日期有法律上的重要性．例如需缴税的日子或是合约的期限。一天的日期也可以提供一些相关的信息，例如其季节。
历法也是完整计时系统的一部份，有日期及时间即可精确的定义某一特定的时刻，现代的计时器可以显示日期、时间及星期几。


月球物理天平动

月球物理天平动（ physical libration of the Moon ），月球天平动的一种，也就是月球的实际自转状态和卡西尼定则之差。1693年，天文学家G.D.卡西尼根据长期的观测归纳出了三条描述月球自转的经验定则──卡西尼定则:①月球以等角速度绕固定轴由西向东自转，自转周期为一个恒星月；②月球自转轴与黄道的交角不变；③月球赤道面与黄道面的交线同月球轨道面与黄道面的交线重合，月球赤道面和月球轨道面分别位于黄道面两侧。
如果月球是一个均匀圆球，则可以从力学上证明这三条定则是正确的。但月球并不是一个均匀圆球，它的实际自转状态要复杂得多，而卡西尼定则只是一种近似的描述。早在十七世纪，牛顿在他的《自然哲学的数学原理》一书中就指出了应该存在月球物理天平动。但由于它实在太小──只有2'，从地面上看还不到1″，所以直到十九世纪才由贝塞耳指导他的学生用量日仪证实了它的存在。
通常用ρ、σ、τ三个量来表示月球物理天平动。ρ为纬度天平动，它表示月球自转轴与黄极交角的变化；σ为交点天平动，它反映了月球自转的不均匀性；τ为经度天平动，它反映了月面沿经度方向的摆动。最早的月球物理天平动解析式是由海因根据汉森的月球运动理论在二十世纪初给出的。以后波兰天文学家科齐尔根据希尔－布朗的月球运动理论也给出了类似的解。由于当时计算条件的限制，他们不得不作一系列的线性化和近似处理，这大大地影响了结果的精度。为了适应目前月球激光测距和宇宙飞行的需要，美国利用电子计算机求出了比较精确的解析式。它们的首项是：
ρ=-98.″5cosl+23.″9cos(l－2F)－11.″0cos(2F)＋…
Iσ=-100.″7sinl+23.″8sin(l－2F)－10.″6sin(2F)＋…
τ=91.″7sinl′+20.″1cos(2l－2F)－16.″9sinl＋…
式中l、l' 分别为月球和太阳的平近点角(见开普勒方程)；F为月球平黄经L与月球轨道升交点黄经Ω之差；I为月球自转轴与黄极的交角，约等于5，521″。上式说明:月球自转轴的指向及其自转不均匀性有一个振幅约为100″的摆动，周期为一个月；而在经度方向上则有一个振幅约为90″的摆动，周期为一年。


巴耳末减幅

巴耳末减幅（ Balmer decrement ），气体星云、某些活动星系和某些恒星的光谱中常出现氢的巴耳末发射线。一般来说，巴耳末发射线中Hα最强，Hβ次之……越往后强度越小。以Hβ线强度为单位的各条巴耳末发射线的强度称为巴耳末减幅。巴耳末发射线的强度与天体的物理性质如密度、温度、宏观运动状况等有关。因此，巴耳末减幅为研究天体的物理性质提供了重要线索。下表列出气体星云的巴耳末减幅值。表的最后一栏是一个典型的气体星云的巴耳末减幅的观测值；第二、三、四栏是理论值。计算时假定星云对辅线系辐射完全透明，并忽略碰撞激发和碰撞电离。巴耳末减幅的理论值对电子温度很不敏感，理论值同观测值相当一致。

巴耳末减幅


星系团

星系团（ Cluster of Galaxies ），十几个、几十个以至成百上千个星系集聚在一起组成的星系集团。宇宙中确知具有动力学束缚特征的最大结构。其中的每一个星系称为星系团的成员星系。成员数目较少（不超过100个）的星系团称为星系群。现已发现上万个星系团，距离远达70亿光年之外。至少有85％的星系是各种星系群或星系团的成员。小的星系团如本星系群由银河系以及包括仙女星系在内的40个左右大小不等的星系组成。大的星系团如后发座星系团有上千个比较明亮的成员星系，如果把一些暗星系也包括进去，总数可能上万。平均而言，每个星系团内的成员数约为130个。有时又称成员数较多的星系团为富星系团，但贫、富的划分标准也是相对的。尽管不同星系团内成员星系的数目相差悬殊，但星系团的线直径最多相差一个数量级，平均直径约为5兆秒差距。

武仙座星系团

星系团按形态大致可分为规则星系团和不规则星系团两类。规则星系团以后发座星系团为代表，大致具有球对称的外形，往往有一个星系高度密集的中心区，团内常常包含有几千个成员星系，几乎全部都是椭圆星系或透镜星系。这种星系团往往发射弥漫X射线，显示其内部存在温度高达一亿度的热气体。这些气体的金属丰度达太阳值的1/3，可能是由于星系内恒星演化增丰的气体被星系间相互作用剥离的结果。不规则星系团结构松散，没有一定的形状，也没有明显的中央星系集中区，如武仙座星系团。它们的数目比规则星系团更多。范围比较大的不规则星系团可有几个凝聚中心，在团内形成一种次一级的成群结构。不规则星系团包含各种类型星系，其中往往以暗星系占绝对优势。另外，不规则星系团内气体仅同个别星系相关联，缺少弥漫的星系际介质。这些特征显示不规则星系团没有像规则星系团那样充分位力化。
星系团作为整体的视向速度同星系团的距离满足哈勃定律，即距离越远视向速度越大。如较近的室女星系团离太阳约19兆秒差距，视向速度为1 180千米/秒；而长蛇Ⅱ星系团离太阳约有1 000兆秒差距，视向速度则高达60 000千米/秒。一个星系团内不同成员星系间的相对运动情况可用速度弥散度来表示。一般随着星系团的范围的扩大和成员数的增加，速度弥散度也就越来越大。小星系团的速度弥散度约为250～500千米/秒；大星系团的速度弥散度高达2 000千米/秒。根据速度弥散度，利用位力定理可估算星系团的总质量；扣除由星系光度函数和平均质光比算出的星系质量，以及由X射线观测借助流体静平衡算出的热气体质量后，可以估计出暗物质所占的比例和分布。


小行星

编号为2020 XL5 的小行星（构想图），直径约1.2公里，在大约500年至1000年前开始陪伴地球，会随地球公转至少4000年，不会对地球构成威胁。西班牙和美国研究人员2022年2月1日在英国杂志《自然·通讯》发表论文宣布上述发现。新华社/路透
小行星（希腊语：Αστεροειδής，英语：Asteroid），微型行星的一种。以太阳系而言，小行星属于太阳系小天体（SSSB），和行星一样环绕太阳运动，但体积和质量比行星小得多，轨道大多在离太阳2.17～3.64天文单位之间。广义的小行星大小介于流星体和矮行星之间，直径可从数公尺至1,000公里不等，包括在这个尺寸下太阳系里非彗星的所有小天体。但大部分的小行星都分布于内太阳系，加上外太阳系小天体（如半人马群和海王星外天体）的物理特性和内太阳系小天体有所差异，因此“小行星”一词更常被用于专指内太阳系非彗星的小天体。
小行星一般被认为是由太阳系形成时期的微行星演变而来，是至今发现数量最多的太阳系天体，至2021年9月4日止，太阳系内已有约112.1万颗小行星被确认（包含外太阳系小天体），其中约52%已有正式编号，但这很可能仍仅是所有小行星中的一小部分。受到2000年代以后观测技术进步以及观测任务渐多的影响，已发现的小行星数量每天都在持续增长，如今每个月都能有多达数千颗新的小行星被发现。
尽管至今已发现了数量相当庞大的小行星，当中只有极少数的直径大于100公里。到1990年代为止最大的小行星是谷神星，但近年在古柏带内发现的一些小行星的直径比谷神星要大，比如2000年发现的伐楼拿（Varuna）的直径为900公里，2002年发现的夸欧尔（Quaoar）直径为1,280公里，2004年发现的厄耳枯斯的直径甚至可能达到1,800公里。2003年发现的塞德娜（小行星90377）位于古柏带以外，其直径约为1,500公里。不过也有天文学家认为以上这些天体可能都属于矮行星。
根据估计，小行星的数目应该有数百万，详见小行星列表，而最大型的小行星现在开始重新分类，被定义为矮行星。

 灶神星（Vesta），太阳系的小行星。2012年黎明号拍摄了这张原始行星灶神星的照片。NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA
目录

1 小行星研究的历史
2 小行星的命名
3 小行星的来源
4 小行星的构成
5 小行星的轨道与近地小行星

5.1 主小行星带的小行星
5.2 火星轨道内的小行星
5.3 在其他行星的轨道上运行的小行星
5.4 土星和天王星之间的小行星
5.5 古柏带的小行星
5.6 水星轨道内的小行星

6 小行星的探测

小行星研究的历史
1760年有人猜测太阳系内的行星离太阳的距离构成一个简单的数码系列。按这个系列在火星和木星之间有一个空隙，这两颗行星之间也应该有一颗行星。18世纪末有许多人开始寻找这颗未被发现的行星。著名的提丢斯-波得定则就是其中一例。当时欧洲的天文学家们组织了世界上第一次国际性的科研专案，在哥达天文台的领导下全天被分为24个区，欧洲的天文学家们有系统地在这24个区内搜索这颗被称为“幽灵”的行星。但这个专案没有任何成果。
1801年1月1日晚上，朱塞普·皮亚齐在西西里岛上巴勒莫的天文台内在金牛座里发现了一颗在星图上找不到的星。皮亚齐本人并没有参加寻找“幽灵”的项目，但他听说了这个项目，他怀疑他找到了“幽灵”，因此他在此后数日内继续观察这颗星。他将他的发现报告给哥达天文台，但一开始他称他找到了一颗彗星。此后皮亚齐生病了，无法继续他的观察。而他的发现报告用了很长时间才到达哥达，此时那颗星已经向太阳方向运动，无法再被找到了。
高斯此时发明了一种计算行星和彗星轨道的方法，用这种方法只需要几个位置点就可以计算出一颗天体的轨道。高斯读了皮亚齐的发现后就将这颗天体的位置计算出来送往哥达。奥伯斯于1801年12月31日晚重新发现了这颗星。后来它获得了谷神星这个名字。1802年奥伯斯又发现了另一颗天体，他将它命名为智神星。1803年婚神星，1807年灶神星被发现。一直到1845年第五颗小行星义神星才被发现，但此后许多小行星被很快地发现了。到1890年为止已有约300颗已知的小行星了。
1890年摄影术进入天文学，为天文学的发展给予了巨大的推动。此前要发现一颗小行星天文学家必须长时间记录每颗可疑的星的位置，比较它们与周围星位置之间的变化。但在摄影底片上一颗相对于恒星运动的小行星在底片上拉出一条线，很容易就可以被确定。而且随着底片的感光度的增强它们很快就比人眼要灵敏，即使比较暗的小行星也可以被发现。摄影术的引入使得被发现的小行星的数量增长巨大。1990年CCD摄影的技术被引入，加上电脑分析电子摄影的技术的完善使得更多的小行星在很短的时间里被发现。今天已知的小行星的数量约达70万。
一颗小行星的轨道被确定后，天文学家可以根据对它的亮度和反照率的分析来估计它的大小。为了分析一颗小行星的反照率一般天文学家既使用可见光也使用红外线的测量。但这个方法还是比较不可靠的，因为每颗小行星的表面结构和成分都可能不同，因此对反照率的分析的错误往往比较大。
比较精确的资料可以使用雷达观测来取得。天文学家使用射电望远镜作为高功率的发生器向小行星投射强无线电波。通过测量反射波到达的速度可以计算出小行星的距离。对其他资料（衍射资料）的分析可以推导出小行星的形状和大小。此外，观测小行星掩星也可以比较精确地推算小行星的大小。
现在也已经有一系列无人太空船在一些小行星的附近对它们进行过研究，这些探测任务的成就包括：

 1991年：伽利略号在它前往木星的路程上飞掠小行星951，是首架探测小行星的探测器。

 1993年：伽利略号以2,390公里的距离飞掠艾女星（小行星243）。

 1997年：会合-舒梅克号以1,212公里的距离飞掠小行星253。

 1999年：深空1号以26公里的距离飞掠小行星9969

 2001年：会合-舒梅克号于爱神星（小行星433）登陆，是首架成功登陆小行星的探测器。

 2002年：星尘号以3,300公里的距离飞掠小行星5535。

 2005年：隼鸟号于小行星25143登陆，并在五年后将采集的样本送回地球，是首架成功带回小行星样本的探测器。

 2008年：罗塞塔号以800公里的距离飞掠小行星2867。

 2010年：罗塞塔号以3,162公里的距离飞掠司琴星。

 2011年：曙光号进入环绕灶神星的轨道，并绕行超过一年，是迄今探测过最大型小行星的探测器。

 2012年：嫦娥二号以3.2公里的距离飞掠小行星4179，是距离飞掠目标最近的探测器。

 2018年：OSIRIS-REx和隼鸟2号分别抵达小行星101955和小行星162173。

 2019年：新视野号以3,500公里的距离飞掠小行星486958，是迄今探测过最遥远天体的探测器。

小行星的命名
 C-型小行星梅西尔德星
小行星的名字由两个部分组成：前面是一个永久编号，后面是一个名字。每颗被证实的小行星先会获得一个永久编号，发现者可以为这颗小行星建议一个名字。这个名字要由国际天文联会批准才被正式采纳，原因是因为小行星的命名有一定的常规。因此有些小行星没有名字，尤其是在永久编号在上万的小行星。假如小行星的轨道可以足够精确地被确定后，那么它的发现就算是被证实了。在此之前，它会有一个临时编号，是由它的发现年份和两个字母组成，比如2004 DW。
皮亚齐于1801年在西西里岛发现第一颗小行星，他将这颗星起名为谷神·费迪南星。前一部分是以西西里岛的保护神谷神命名的，后一部分是以那波利国王费迪南四世命名的。但各国学者们对此不满意，因此将第二部分去掉了，所以第一颗小行星的正式名称是小行星1号谷神星。
此后发现的小行星都是按这个传统以罗马或希腊的神来命名的，如智神星、灶神星、义神星等。并且约定命名权归发现者，而且必须使用女性神的名字。
但随着越来越多的小行星被发现，最后古典神话的名字都用光了。因此后来的小行星以发现者夫人的名字、历史人物或其他重要人物、城市、地点、童话人物名字或其他神话里的神来命名。直到21世纪初，才废除采用女性化名称的命名方式。比如216 艳后星是依据埃及女王克娄巴特拉七世命名的，2001爱因斯坦是以阿尔伯特·爱因斯坦命名的，17744福斯特是依据女演员茱蒂·福斯特命名的，小行星1773是按格林童话中的一个侏儒命名的，145523鹿林是以中央大学在台湾鹿林山的发现地点鹿林天文台为名等。截至2015年10月27日，具有轨道数据的小行星共1,266,470颗，获永久编号的小行星共450,133颗，已命名的小行星共19,513颗。
对于一些编号是1000的倍数的小行星，习惯上以特别重要的人、物来命名（但常有例外）。
由于永久编号已超过100,000，一些原来应付5位编号的程序便无法支援，因此出现了一些在万位元采用英文字母的编号表示方法，即A=10、B=11……Z=35；a=36……z=61，在此安排下，619,999号以下的小行星仍然可以用5位表示。

小行星的来源
 伽利略号于1993年拍摄到的艾女星与其卫星
一开始天文学家以为小行星是一颗在火星和木星之间的行星（法厄同星）破裂而成的，但小行星带内的所有小行星的全部质量比月球的质量还要小。今天天文学家认为小行星是太阳系形成过程中没有形成行星的残留物质。木星在太阳系形成时的质量增长最快，它防止在今天小行星带地区另一颗行星的形成。小行星带地区的小行星的轨道受到木星的干扰，它们不断碰撞和破碎。其他的物质被逐出它们的轨道与其他行星相撞。大的小行星在形成后由于铝的放射性同位素26Al（和可能铁的放射性同位素60Fe）的衰变而变热。重的元素如镍和铁在这种情况下向小行星的内部下沉，轻的元素如矽则上浮。这样一来就造成了小行星内部物质的分离。在此后的碰撞和破裂后所产生的新的小行星的构成因此也不同。有些这些碎片后来落到地球上成为陨石。

小行星的构成
通过光谱分析所得到的资料可以证明小行星的表面组成很不一样。按其光谱的特性小行星被分几类：

 C-型小行星：这种小行星占所有小行星的75%，因此是数量最多的小行星。C-型小行星的表面含碳，反照率非常低，只有0.05左右。一般认为C-型小行星的构成与碳质球粒陨石（一种石陨石）的构成一样。一般C-型小行星多分布于小行星带的外层。

 S-型小行星：这种小行星占所有小行星的17%，是数量第二多的小行星。S-型小行星一般分布于小行星带的内层。S-型小行星的反照率比较高，在0.15到0.25之间。它们的构成与普通球粒陨石类似。这类陨石一般由矽化物组成。

 M-型小行星：剩下的小行星中大多数属于这一类。这些小行星可能是过去比较大的小行星的金属核。它们的反照率与S-型小行星的类似。它们的构成可能与镍-铁陨石类似。

 E-型小行星：这类小行星的表面主要由顽火辉石构成，它们的反照率比较高，一般在0.4以上。它们的构成可能与顽火辉石球粒陨石（另一类石陨石）相似。

 V-型小行星：这类非常稀有的小行星的组成与S-型小行星差不多，唯一的不同是它们含有比较多的辉石。天文学家怀疑这类小行星是从灶神星的上层矽化物中分离出来的。灶神星的表面有一个非常大的环形山，可能在它形成的过程中V-型小行星诞生了。地球上偶尔会找到一种十分罕见的石陨石，HED-非球粒陨石，它们的组成可能与V-型小行星相似，它们可能也来自灶神星。

 G-型小行星：它们可以被看做是C-型小行星的一种。它们的光谱非常类似，但在紫外线部分G-型小行星有不同的吸收线。

 B-型小行星：它们与C-型小行星和G-型小行星相似，但紫外线的光谱不同。

 F-型小行星：也是C-型小行星的一种。它们在紫外线部分的光谱不同，而且缺乏水的吸收线。

 P-型小行星：这类小行星的反照率非常低，而且其光谱主要在红色部分。它们可能是由含碳的矽化物组成的。它们一般分布在小行星带的极外层。

 D-型小行星：这类小行星与P-型小行星类似，反照率非常低，光谱偏红。

 R-型小行星：这类小行星与V-型小行星类似，它们的光谱说明它们含较多的辉石和橄榄石。

 A-型小行星：这类小行星含很多橄榄石，它们主要分布在小行星带的内层。

 T-型小行星：这类小行星也分布在小行星带的内层。它们的光谱比较红暗，但与P-型小行星和R-型小行星不同。

过去人们以为小行星是一整块完整单一的石头，但小行星的密度比石头低，而且它们表面上巨大的环形山说明比较大的小行星的组织比较松散。它们更象由重力组合在一起的巨大的碎石堆。这样松散的物体在大的撞击下不会碎裂，而可以将撞击的能量吸收过来。完整单一的物体在大的撞击下会被冲击波击碎。此外大的小行星的自转速度很慢。假如它们的自转速度高的话，它们可能会被离心力解体。今天天文学家一般认为大于200米的小行星主要是由这样的碎石堆组成的。而部分较小的碎片更成为一些小行星的卫星，例如：小行星87便拥有两颗卫星。

小行星的轨道与近地小行星
主小行星带的小行星
约90%已知的小行星位于主小行星带中；主小行星带是界于火星与木星之间，一个相当宽广的地带。谷神星、智神星等首先被发现的小行星都是主小行星带内的小行星。

火星轨道内的小行星
火星轨道内的小行星总的来说分三群：

 阿莫尔型小行星群：这一类小行星穿越火星轨道并来到地球轨道附近。其代表性的小行星是1898年发现的爱神星，这颗小行星可以到达离地球0.15天文单位的距离。1900年和1931年爱神星来到地球附近时天文学家用这个机会来确定太阳系的大小。1911年发现的小行星719后来又失踪了，一直到2000年它才重新被发现。这个小行星组以小行星1221阿莫尔命名，其轨道离太阳1.08到2.76天文单位，这是这个群相当典型的一个轨道。

 阿波罗型小行星群：这个小行星群的小行星的轨道位于火星和地球之间。这个组中一些小行星的轨道离心率非常高，它们的近日点一直到达金星轨道内。这个群典型的小行星轨道有1932年发现的小行星1862阿波罗，它的轨道在0.65到2.29天文单位之间。小行星69230曾在仅仅1.5月球距离处飞略地球。

 阿登型小行星群：这个群的小行星轨道一般在地球轨道以内。该群以1976年发现的小行星2062阿登命名。这类小行星的离心率比较高，它们有时从地球轨道内与地球轨道向交。

这些小行星都统称为近地小行星。近年人们对这些小行星的研究加深了，因为它们理论上是有可能与地球相撞的。比较有成绩的计划包括林肯近地小行星研究小组（LINEAR）、近地小行星追踪（NEAT）和罗威尔天文台近地天体搜索计划（LONEOS）等。

在其他行星的轨道上运行的小行星
在其他行星轨道的拉格朗日点上运行的小行星被称为特洛伊小行星。最早被发现的特洛伊小行星是在木星轨道上的小行星，它们中有些在木星前，有些在木星后运行。有代表性的木星特洛伊小行星有小行星588和小行星1172。1990年第一颗火星特洛伊小行星小行星5261被发现，此后还有其他四颗火星特洛伊小行星被发现。

土星和天王星之间的小行星
土星和天王星之间的小行星有一群被称为半人马小行星群的小行星，它们的偏心率都相当大。最早被发现的半人马小行星群的小行星是小行星2060。估计这些小行星是从柯伊伯带中受到其他大行星的引力干扰而落入一个不稳定的轨道中的。

古柏带的小行星
海王星以外的小行星属于古柏带。

水星轨道内的小行星
虽然一直有人猜测水星轨道内也有一个小行星群，但至今为止这个猜测未能被证实。

小行星的探测
在进入太空旅行的年代之前，小行星即使在最大的望远镜下也只是一个针尖大小的光点，因此它们的形状和地形仍然是未知的奥秘。
第一次获得小行星的特写镜头是1971年水手9号拍摄到的傅博斯和戴摩斯照片，这两个小天体虽然都是火星的卫星，但可能都是被火星捕获的小行星。这些图像显示出多数的小行星不规则、像马铃薯的形状。之后的航海家计划计划从气体巨星获得了更多小卫星的影像。

 盖斯普拉是第一个被拍摄到特写镜头的小行星。
前往木星的太空船伽利略号在1991年飞掠过951盖斯普拉（Gaspra），拍摄下第一张真正小行星特写镜头，然后是1993年的243艾女星和卫星载克太（Dactyl）。
会合-舒梅克号是第一个专门探测小行星的太空计划，他在前往433爱神星的途中，于1997年拍摄了253玛秀德（Mathilde），在完成了轨道环绕探测之后，在2001年成功的降落在爱神星上。
曾经被太空船在其他目的地航程中简略拜访过的小行星还有布雷尔（Braille，深空1号于1999年）和安妮法兰克（Annefrank，星尘号于2002年）。
日本的太空船隼鸟号在2005年9月抵达25143系川做了详细的探测，并成功取得样品返回地球。隼鸟号的任务曾遭遇到一些困难，包括三个动量轮坏了两个，使他很难维持对向太阳的方向来收集太阳能。这是人类第一次对地球有威胁性的小行星进行物质蒐集的研究。
接下来的小行星探测计划是欧洲太空总署的罗塞塔号（已于2004年发射升空），并在2008年和2010年分别探测史坦斯和鲁特西亚。
美国国家航空暨太空总署在2007年发射黎明号太空船，它在2011至2015年间环绕谷神星和灶神星，还可能延长任务去探测智神星。
中国国家航天局的嫦娥二号在探测完月球和日地拉格朗日L2点后，于2012年12月成功飞掠探测4179图塔蒂斯，最近飞越距离仅有3.2km，飞越时速高达10.73公里/秒，成功获得了高达5m分辨率的拍摄图像，这些都创造了飞掠型小行星探测任务的新纪录。
2018年9月22日，日本宇宙航空研究开发机构宣布隼鸟2号放出的两台探测机器人21日下午在小行星龙宫表面成功着陆，探测机器人开始在小行星表面移动展开探测并传回影像，为人造机器人首次在小行星上成功移动。
小行星已经被建议作为未来的地球资源来使用，作为罕见原料的采矿场，或是太空休憩站的修建材料。从地球发射是很笨重和昂贵的材料，未来或许能直接从设在小行星上的太空工厂直接制造和开采。但是根据在德雷克方程序基础上发展出的一个Elvis方程序的估算结果，太阳系内可能只有10颗小行星拥有开采价值的铂族金属。


瑞利散射

瑞利散射（ Rayleigh scattering ），入射光量子与远小于入射辐射波长的粒子(如分子)碰撞时发生的弹性散射，此时光量子的能量和频率均保持不变。

瑞利散射的量子力学表示如图所示，它能给出很直观的 散射图象。图中虚线表示的能级称虚能级，虚能级并不对应于 散射系统的任何实际能态，仅给出光量子高于初态的能量。实际跃迁是通过某一虚能级的两个虚跃迁过程来完成的，它使一个能量为 h v的入射光子湮灭( h为普朗克常数， v为频率)，而同时产生一个能量与入射光子相同的 散射光子。因此发生 散射时，虽然系统的能量状态最终没有改变，但是系统仍直接参与了 散射作用。
瑞利散射总是与喇曼散射（见喇曼光谱学）同时出现，前者的强度通常约为入射光强度的10-3。散射过程有相干性，光子的动量可近似看作是守恒的，对受激的瑞利散射，根据相干要求，入射光与散射光子态间有一定的相位关系。


光行差

光行差（aberration），光的有限速率和地球沿着绕太阳的轨道运动引起的恒星位置的视位移。在一年内，恒星似乎围绕它的平均位置走出一个小椭圆。这个现象在1729年由詹姆斯·布拉德雷（James Bradley）发现，并被他用来测量光的速率。


UBV测光系统

UBV测光系统（ UBVphotometry system ），由许多标准星的整体组成的一种宽带测光系统，是H.L.约翰逊和摩根在1953年提出的。他们用光电方法精确测量了分布于全天的约400颗恒星。这些恒星的光谱型和光度极不相同，但基本上未受星际红化的影响。他们列出大气外的星等V、色指数U-B和B-V。U为紫外星等，B和照相星等相近，V类似目视星等。为了实现UBV系统，H.L.约翰逊等使用了镀铝的卡塞格林望远镜和 RCA1P21光电倍增管，对应U、B、V星等分别使用了不同型号的滤光片。其平均波长和波带半宽见下表：

星等
U
B
V

平均波长（埃）
3500
4300
5500

波带半宽（埃）
600
950
1400

<center>
对观测结果作大气消光改正时，H.L.约翰逊假设U-B的消光系数和恒星的颜色无关。星等和色指数的零点规定如下：令10颗北极星序恒星的V星等和早先用光电方法校准过的仿视星等相同，并且规定6颗A0V型标准星的平均色指数为零。

U星等包含氢的巴耳末跳变，它反映星际红化程度，B-V是恒星色温度的标志。UBV三色系统为研究星际消光、银河系结构和天体演化等提供极有用的资料，因而被普遍采用。照相测光中也引用UBV系统。利用UBV系统观测了大量银河星团、球状星团、星协和其他恒星。1978年发表的光电UBV星表已列出5万多颗恒星的相应数据和可靠程度的级别。UBV系统已成为国际通用的标准系统。


光电中星仪

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


地平式装置

地平式装置（ azimuth mounting ），安装天文望远镜筒的一种机械装置。它有两根互相垂直的轴──垂直轴和水平轴。望远镜镜筒与水平轴相连。除地球两极外，在跟踪作周日运动的天体时，这两根轴须同时转动。这种装置的优点是机械结构对于地球重力是对称的。这为设计和制造带来很大方便，特别有利于解决大望远镜的基架变形问题。口径特别大的反射望远镜宜采用这种装置。其缺点是：①两根轴的转动是非匀速的，要求高精度就需用计算机控制。如果被跟踪天体的最高点靠近天顶，那么，当天体通过最高点附近时，方位角将在极短的时间内有很大的变化；若天体的最高点趋近天顶，而又并非通过天顶，那么垂直轴的转速将趋近无穷大。这是无法办到的。因此在天顶附近存在一个不能跟踪的盲区，盲区的大小视望远镜所能跟踪的最高速度而定，一般小于2°。②在跟踪过程中，视场围绕望远镜光轴转动，而且速度不均匀。在长时间曝光过程中，必须使底片作相应的补偿转动，方能获得清晰的星像。


张德勒摆动

张德勒摆动（汉语拼音：Zhang Dele Baidong；英语：Chandler wobble），地球自转轴的自由摆动，极移的组成部分。其周期约430天（近似为1.2年或14个月），振幅约0.1～0.3。1891年由美国天文学家S.C.张德勒首次从纬度观测结果的分析中发现，故得名。由于实际地球的地幔具有滞弹性质，表面存在海洋，内部具有液核，使得实际观测到的张德勒周期比刚体模型地球的自由摆动周期延长了约40％。张德勒摆动的参数有明显变化，这与地球内部构造、物理性质、地球表面的物质运动等有密切关系。


宇宙常数

宇宙常数（ cosmological constant ），1917年，爱因斯坦利用他的引力场方程，对宇宙整体进行了考察。为了解释物质密度不为零的静态宇宙的存在，他在场方程中引进一个与度规张量成比例的项，用符号Λ表示。该比例常数很小，在银河系尺度范围可忽略不计。只在宇宙尺度下，Λ才可能有意义，所以叫作宇宙常数。1929年，哈勃发现星系红移的哈勃定律，确定静态宇宙模型与实际不符。因此爱因斯坦多次提出应该取消宇宙常数；但有些学者，如爱丁顿、德西特、泽尔多维奇则认为宇宙常数可能有新的物理意义，不宜轻易抛弃。目前，学者们对宇宙常数的看法并不一致，有的认为是正值；有的认为是负值；有的认为是常数；有的则认为它随时间而变化。但多数倾向于取正值，其物理意义可能代表宇宙真空场的能量－动量张量与可能存在于物质之间的斥力。估计宇宙常数的上限为10-57厘米-2。


银河系次系

银河系次系（ galactic subsystem ），银河系由许多次系组成，各个次系在空间分布、空间运动和物理特性方面互有区别。银河系次系可分为三类:第一类是扁平次系，例如O型星次系、B型星次系、经典造父变星次系和银河星团次系等，它们高度集聚于银道面两旁，形成扁平状的系统。第二类是球状次系，例如天琴座RR型变星次系、亚矮星次系和球状星团次系等，它们以银河系中心为集聚点，形成球状的系统。第三类是中介次系，介于扁平次系与球状次系之间，如蒭藁型长周期变星次系、新星次系和白矮星次系等。次系的概念，是二十世纪二十年代由瑞典天文学家林德布拉德首先提出来的；四十年代以后苏联天文学家库卡尔金和帕连纳戈发展了这一概念，并进行了深入的定量研究。次系的概念和星族的概念实质上是一致的。不过，前者着重考虑空间分布和空间运动的特征，后者着重考虑物理特性和在赫罗图上演化位置。银河系同类次系的总和称银河系子系。


速度－距离关系

速度－距离关系（ velocity-distance relation ），1929年哈勃发现星系的退行速度与距离成正比，这是速度与距离之间最简单的（线性的）关系。在天文学上，星系的速度和距离是不能直接测定的，可以直接测定的是星系的红移和视星等（见星等）。哈勃把观测到的红移归因于多普勒效应，从而得到退行速度，并根据星系中造父变星的周光关系定出了星系的距离。假设红移z与距离D之间的关系为：

z=bDα

式中 a、 b为常数；并假设所有星系的绝对星等相同，则根据绝对星等与 距离之间的定义 关系可得：

式中C1为常数，即lgz与视星等m有线性关系。根据大量星系的(lgz，m)观测资料，以lgz和m为坐标轴，可定出直线(2)的斜率。只有当这个斜率为0.2时才对应于红移与距离之间的线性关系。如z较小，则和光速c的乘积cz即为退行速度，因而速度与距离也是线性关系。如z较大(例如大于0.2)，就要以相对论公式来代替经典的多普勒效应公式，这时速度与距离的关系就显得复杂了。1962年霍金斯根据474个星系的红移-视星等图的斜率，得出红移与距离的1.66次方程成正比；如果仅就这474个星系中430个亮于+14等的星系而言，红移则与距离的2.22次方成正比。1975年莱恩等人根据663个正常星系得出斜率为0.199，根据230个射电星系得出斜率0.194，根据265个类星体得出斜率0.135，这都表明红移与距离之间的关系同线性关系有一定程度的偏离。从罗伯逊－沃尔克度规，作为一级近似，可以得到速度-距离间的线性关系。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。

沃库勒通过对红移－距离关系是否线性和各向同性的分析，研究了本超星系团的结构。雅哥拉等人则由红移-距离关系的非各向同性论证了非速度红移的存在。


吸积

吸积（ Accretion ），大质量天体通过其引力场的吸引从周围获取物质的过程。陨石落向地球就是一种吸积。太阳这样的普通恒星也在不断从星际空间吸积物质，不过规模很小。具有强引力场的天体如中子星、黑洞等吸积要强烈得多。特大质量的活动星系核甚至每年可吸积一个太阳那么多的质量。

吸积与喷流

具有角动量的物质落向致密天体时在其周围形成一种盘形结构，称为吸积盘。在年轻恒星、相互作用双星和活动星系核中都观测到了吸积盘。如在双星系统中，伴星失去的物质在致密星周围形成一个气体盘。当物质击中盘的外缘时会在那里产生热斑，温度可达数千万度，发出X射线。吸积盘内缘的物质通过一边界层落入致密天体。当致密天体有很强的磁场时，物质会在两个磁极上形成吸积柱，而不是盘。释放出的引力能会产生很高的紫外或X射线辐射，并可将来自盘的物质喷流加速到很高的速度。


原子时

原子时（汉语拼音：Yuanzishi；英语：Atomic Time），以物质的原子内部发射的电磁振荡频率为基准的时间计量系统。原子时的初始历元规定为 1958年1月1日世界时0时，秒长定义为铯  -133 原子基态的两个超精细能级间在零磁场下跃迁辐射9192631770周所持续的时间  。这是一种均匀的时间计量系统。1967年起，原子时已取代历书时作为基本时间计量系统。原子时的秒长规定为国际单位制的时间单位，作为三大物理量的基本单位之一。原子时由原子钟的读数给出。国际计量局收集各国各实验室原子钟的比对和时号发播资料，进行综合处理，建立国际原子时。


陨铁

陨铁，主要由金属铁、镍组成，它的一个重要特征是镍的含量高，地球上自然铁中镍的含量不超过3％，一般在1％以下，而铁陨石中的镍含量都超过5％。铁陨石有两种重要的铁镍合金矿物。一种是铁纹石，镍的含量占4～7％；另一种是镍纹石，镍的含量占20％以上。将铁陨石表面抛光并用稀的硝酸溶液蚀刻，大多数铁陨石上会出现一种特殊的花纹（图6），由交叉条带组成，呈网状，而条带又被一些发亮的狭窄细带围绕，条带是铁纹石，细带是镍纹石，这种花纹称作维斯台登图案，具有这种花纹的铁陨石称作八面体铁陨石。铁陨石中常见的矿物是铁纹石、镍纹石、陨硫铁等。地球上的自然铁中是没有这种花纹的。根据科学工作者的研究，发现熔化的镍铁在异常缓慢冷却的条件下，才会结晶出这种花纹。

铁陨石分类表

到1978年底为止，在中国已收集到54次陨石，其中27次为石陨石（其中1次为世界极稀少的顽火辉石球粒陨石，其他26次为H群、L群和LL群的普通球粒陨石）；27次为铁陨石，都属于八面体铁陨石。


水星

水星（英文：Mercury），太阳系八大行星中距离太阳排名第一的行星。古时，人类就注意到水星的存在，常常在大清早或者是傍晚太阳刚下山时出现在接近地平线的附近。所以在中国古代，水星又称为晨星(出现在早晨的时候)或者昏星(出现在黄昏过後)。
　　水星的半径约为2440公里，在八大行星中是最小的。水星距离太阳约0.39个天文单位，是个布满坑洞的小行星。其公转周期大约相当于地球上的1个季。从地球上看水星的最大亮度为–2.45个视星等，从地球上看水星的最低亮度为5.73个视星等。与太阳的角距最大仅28°，故平时不易见到。作为内行星，它也有位相变化，当它在太阳视圆面上经过时即发生凌日，水星凌日平均每世纪13次。水星轨道近日点有进动现象，这后来成为爱因斯坦广义相对论的三大天文验证之一。

 信使号宇宙飞船获得的图像绘制的水星表面的全球地图。NASA/JHUAPL/CIW
　　1965年根据雷达测定，水星的自转周期为58.6天，恰为公转周期的2／3，因此水星上一昼夜长达176天。白天表面温度最高处达427℃，而深夜最冷时仅－173℃。1974～1975年美国水手10号3次飞近水星，最近时高度仅320千米近距探测表明，水星表面酷似月球：没有大气，没有水，布满了大小不一的环形山（其中有15座以李白、鲁迅等中国文学家、艺术家的名字命名），同样还有类似月海的低洼平地及美丽的辐射纹。水星内部结构可分为壳、幔、核3层，但其铁镍核很大，质量占水星的60％以上，半径约为水星的3／4。水星具有一个偶极磁场，磁轴与自转轴的交角7°～12°，赤道表面的磁场强度为4×10-7特。1992年美国一些天文学家从射电探测的资料分析认为，水星的极地可能存在着直径为几百千米的含水的冰帽。

目录

1 表面环境
2 星体结构
3 水星的大气
4 星体运动
5 水星文化
6 最新发现

表面环境
　　水星昼夜温差极大，白天摄氏 430 度，晚上约可达零下 170 度，是个非常不适合人类直接居住的环境，也是太阳系八大行星中温差最大的一个行星。但是在最近的观测中发现，在南极与北极的一些永远不受日照的地方可能有冰的存在，使得水星可能成为一个拥有冰的星球。
　　在对水星的雷达观测发现，水星的极区有强烈的雷达反射。这种反射的特性有点类似火星的冰帽。因此怀疑水星的极区有冰层的存在，而其规模直径大约为100公里左右。
　　另外水星也是在太阳系中几个人类可能移民的地点之一，在水星的两极有部分环型山的结构，因为整年都不会受到日照的影响，人类有机会利用那边的冰以及人工的保温装置，制造人造的移民环境。
　　为什么水星的温差会这么大呢?  原因是这样的，因为水星太过接近太阳，因此在明亮的地区接受到的太阳辐射太强，使得地表的温度大为提高，在不受日照的部分则因为水星几乎没有大气层，热量不易传导，使得这部分的水星表面温度十分的低，才会形成这样强烈的对比。

星体结构
　　水星平均密度在行星之中只次于地球，高达5.43g/cc，十分不寻常。地球的平均密度大，是因为地球本身的重力挤压所造成的，但水星重力很小，这意味着构成水星的成分物质很重。因此天文学家依据对於水星的测量数据推测，水星可能拥有一个很大的铁核，而且直径可达水星的2/3至3/4，水星，就像个铁球一样，而表面的矽酸盐成分只是薄薄的一层外壳。
　　造成水星密度如此高的原因，天文学家们提出了三个说法，撞击分别说，蒸发说，以及巨大撞击说等. 目前最有力的说法为巨大撞击说，内容是说水星早期曾经受到大撞击，中心的金属核较快凝固，而外部的岩质物质被吹散了，因此产生这样的结果。

水星的大气
　　水星表面几乎没有大气层，因此表面容易受到星际物质的撞击，水星的大气层跟地球和金星等行星的大气很不一样，因为受到太阳风的影响，更换的频率非常的高，实际上，水星表面的气体分子与水星碰撞的频率还要高过互相碰撞的频率，所以水星的大气又称为外气层。最近的探测中发现水星外气层有钠云的存在。
　　另外水星也具有磁场，但强度很小，磁场强度约为地球磁场的1％左右。

星体运动
　　水星离太阳的平均距离为5790万公里，绕太阳公转轨道的偏心率为0.206，故其轨道很扁。太阳系天体中，除冥王星外，要算水星的轨道最扁了。水星在轨道上的平均运动速度为48公里/秒，是太阳系中运动速度最快的行星，它绕太阳运行一周只需要88天，除公转之外，水星本身也有自转。过去认为水星的自转周期应当与公转周期相等，都是88天。1965年，美国天文学家戈登、佩蒂吉尔和罗·戴斯用安装在波多黎各阿雷西博天文台的、当今世界上最大的射电望远镜测定了水星的自转周期，结果并不是88天，而是58.646天，正好是水星公转周期的2/3。水星轨道有每世纪快43″的反常进动。
　　由于水星在近日点时总以同一经度朝着太阳，在远日点时以相差90°的经度朝着太阳，所以水星随着经度不同而出现季节变化。
公转
　　水星的运行轨道是偏心的，半径从4600万-7000万公里变化。围绕太阳的缓慢岁差不能完全地被牛顿经典力学所解释，以致于在一段时间内很多人用设想的另外一个更靠近太阳的行星（有时被称为火神星）来解释这个混乱。这称为“水星近日点进动”。无论如何，爱因斯坦的广义相对论后来提供了一种可以消除这个小误差的解释。
自转
　　1889年意大利天文学家夏帕里利经过多年观测认为水星自转时间和公转时间都是88天。直到1965年，美国天文学家才测量出了水星自转的精确周期58.646个地球日。
　　在一些时候，在水星的表面上的一些地方，在同一个水星日里，当一个观测者（在太阳升起时）时观测，可以看见太阳先上升，然后倒退最后落下，然后再一次的上升。这是因为大约四天的近日点周期，水星轨道速度完全地等于它的自转速度，以致于太阳的视运动停止，在近日点时，水星的轨道速度超过自转速度；因此，太阳看起来会逆行性运动，在近日点后的四天，太阳恢复正常的视运动。
　　1965年使用雷达观测后，观察数据否决了水星对太阳是潮汐固定的的想法：自转使得所有时间里水星保持相同的一面对着太阳。水星轨速振谐为3:2，这就是说自转三次的时间是围绕太阳公转两次的时间；水星的轨道离心使这个谐振持稳。最初天文学家认为它有被固定的潮汐是因为水星处于最好的观测位置，它总是在3:2谐振中的相同时刻，展现出相同的一面，就如同它完全地被固定住一样。水星的自转比地球缓慢59倍。
　　因为水星的3:2的轨速比率，一个恒星日（自转的周期）大约是58.646个地球日，一个太阳日（太阳穿越两次子午线之间的时间）大约是176个地球日。
轨道变动
　　水星拥有太阳系8大行星中偏心率最大的轨道，通俗的说，就是它的轨道的椭圆是最“扁”的。而最新的计算机模拟显示，在未来数十亿年间，水星的这一轨道还将变得更扁，使其有1%的机会和太阳或者金星发生撞击。更让人担忧的是，和外侧的巨行星引力场一起，水星这样混乱的轨道运动将有可能打乱内太阳系其他行星的运行轨道，甚至导致水星，金星或火星的轨道发生变动，并最终和地球发生相撞。
凌日现象
　　当水星走到太阳和地球之间时，我们在太阳圆面上会看到一个小黑点穿过，这种现象称为水星凌日。其道理和日食类似，不同的是水星比月亮离地球远，视直径仅为太阳的190万分之一。水星挡住太阳的面积太小了，不足以使太阳亮度减弱，所以，用肉眼是看不到水星凌日的，只能通过望远镜进行投影观测。水星凌日每100年平均发生13次。在20世纪末有一次凌日是在1999年11月16日5时42分。
　　在人类历史上，第一次预告水星凌日是“行星运动三大定律”的发现者，德国天文学家开普勒（1571至1630年）。他在1629年预言：1631年11月7日将发生稀奇天象——水星凌日。当日，法国天文学家加桑迪在巴黎亲眼目睹到有个小黑点（水星）在日面上由东向西徐徐移动。从1631年至2003年，共出现50次水星凌日。其中，发生在11月的有35次，发生在5月的仅有15次。每100年，平均发生水星凌日13.4次。
　　水星凌日的发生原理与日食极为相似，水星轨道与黄道面之间是存在倾角的，这个倾角大约为7度。这就造成了水星轨道与地球黄道面会有两个交点。即为升交点和降交点。水星过升交点即为从地球黄道面下方向黄道面上方运动，降交点反之。只有水星和地球两者的轨道处于同一个平面上，而日水地三者又恰好排成一条直线时，才会发生水星凌日。如果水星在过升降交点附近的两天恰好也发生了水星下合相位时，就有可能发生水星凌日天象。
　　在目前及以后的十几个世纪内，水星凌日只可能发生在五月或十一月。发生在五月的为降交点水星凌日，发生在十一月的为升交点水星凌日。而发生在五月的水星凌日更为稀罕，水星距离地球也更近。水星凌日发生的周期同样遵循如日月食那样的沙罗周期。在同一组沙罗周期内的水星凌日的发生周期为46年零1天又6.5小时左右。但是这个46年的周期中如果有12个闰年。周期即为46年零6.5小时左右。这里所说的时间差值是同一沙罗周期相邻两次水星凌日中凌甚的时间差值。因为同一沙罗周期相邻两次水星凌日发生的时长是不同的。

水星文化
 水星
　　1976年，国际天文学联合会开始为水星上的环形山命名。
　　水星的表面很像月球，满布着环形山、大平原、盆地、辐射纹和断崖。于是，水星上的环形山和月球上的环形山一样，也进行了命名。水星表面上环形山的名字都是以文学艺术家的名字来命名的，没有科学家，这是因为月面环形山大都用科学家的名字命名了。水星表面被命名的环形山直径都在20公里以上，而且都位于水星的西半球这些名人的大名将永远与日月争辉，纪念他们为人类作出的卓越贡献。
　　在国际天文学联合会已命名的310多个环形山的名称中，其中有15个环形山是以我们中华民族的人物的名字命名的。有伯牙：传说是春秋时代的音乐家；蔡琰：东汉末女诗人；李白：唐代诗人；白居易：唐代诗人：董源：五代十国南唐画家；李清照：南宋女词人；姜夔：南宋音乐家；梁楷：南宋画家；关汉卿：元代戏曲家；马致远：元代戏曲家；赵孟頫：元代书画家；王蒙：元末画家；朱耷：清初画家；曹沾（即曹雪芹）：清代文学家；鲁迅：中国近代文学家。

最新发现
水星曾是颗“大火球”：遍布巨型岩浆海洋
　　麻省理工学院的科学家通过对水星岩石化学成分分析的过程中发现这颗星球过去可能拥有一片巨大的岩浆海洋时间点处于45亿年前，这项新的研究任务由“信使”号探测器完成，旨在分析水星表面、空间环境以及行星化学物质组成等。自2011年3月起，NASA的探测器开始收集相关数据，一组科学家负责对X射线荧光光谱数据进行分析该任务收集到了有关水星表面岩石的组分情况，科学家希望揭开水星到底发生了何种地质过程，导致其表面出现两种不同组成的岩石。
　　对此，科学家在实验室中创建了两类岩石，模拟高温高压环境下的地质演化过程，通过实验科学家设想水星上曾经出现巨大的岩浆海洋，在这种环境下可演化出两种截然不同的岩石，通过结晶、凝固最后重新由熔岩喷发机制存在于水星表面。根据麻省理工学院地质学教授蒂莫西·格罗夫介绍：“水星上发生的事件其实是非常惊人的，地壳的年龄很可能超过了40亿岁因此这些岩浆海洋应该存在于非常古老的过去。”
　　信使号探测器进入水星轨道时正处于强烈的太阳耀斑活跃期，作为太阳系内侧轨道上距离太阳最近的行星水星受到太阳光和辐射的“烘烤”，其表面的岩石反射出强烈的光谱信号，科学家通过X射线光谱仪就可以确定水星表面物质的化学成分。
　　针对水星上岩石出现的不同化学组分，格罗夫认为可在实验室中模拟二氧化硅、氧化镁以及三氧化二铝的比例再将其熔化结晶，探索该过程中可能出现的情况。实验结果显示，两种成分可能来自同一地区，指向了一个巨大的岩浆海洋此外，本项研究还暗示了水星存在一个极为混乱的早期演化过程，其中包括大块天体的撞击，科学家认为这将填补水星早期历史的很多空白，加深我们对水星形成过程的理解。
　　科学家对“信使号”探测器2009年第三次飞越水星的观测数据进行了分析，最新结果发现水星表面最年轻的火山活动迹象，以及磁场亚暴的最新信息，并且在水星超稀薄外大气层中首次发现电离钙元素。
最年轻火山活动迹象
　　信使号探测器首席调查员肖恩·所罗门（Sean Solomon）说：“信使号每次飞越水星都会获得新的发现！我们发现水星是一颗颇具活力的行星，其活动性贯穿于整个历史阶段。”在前两次勘测中，信使号探测器发现水星早期历史时期曾遍布着火山活动，在最新的第三次飞越水星勘测中，该探测器发现290公里直径的环状碰撞坑，这是迄今观测发现最年轻的水星表面坑状结构，科学家将它命名为“Rachmaninoff”，其底部具有非常平滑的平原。
　　美国约翰霍普金斯大学应用物理实验室的路易丝·普罗克特（Louise Prockter）说：“我们认为Rachmaninoff环状坑底部平原是迄今在水星发现的最年轻火山迹象。此外，我们在Rachmaninoff环状坑东北部发现漫射环状明亮物质环绕在不规则洼地周围，标志着这些不规则洼地是火山喷口，并且其直径比之前所勘测的火山喷口都大。这项观测暗示着水星表面的火山活动性要比之前所认为的更持续，或许持续至太阳生命历史下半时期。
磁场亚暴
　　磁场亚暴是一种太空气象，曾间歇地出现在地球上，通常每天会出现几次，持续1-3小时。地球上的磁场亚暴常伴随着一系列特殊现象发生，比如：北极和南极上空出现的壮丽极光现象。磁场亚暴也伴随出现危险的能量粒子这将导致地球观测卫星和地面通讯系统灾难性事故，尤其是地球同步轨道区域。地球磁场亚暴的能量来源于地球磁场尾部的磁性能量。
　　在信使号探测器第三次飞越水星时，该探测器装载的磁力计首次发现水星磁场尾部磁性能量中像亚暴一样“载荷”，这种水星磁场亚暴能量大约是地球磁场亚暴的10倍，其运行速度是地球磁场亚暴的50倍。
　　美国宇航局戈达德太空飞行中心的太空物理学家詹姆斯·斯莱文（James A. Slavin）称，最新观测显示水星的磁场亚暴相对强度比地球磁场亚暴大，同时，我们还发现水星磁场尾部增强与唐吉周期（Dungey cycle）的一致性唐吉周期是描述磁气圈内等离子循环的一个指标。
　　斯莱文说：“信使号探测器最新观测首次显示地球之外的另一颗行星上唐吉等离子循环时间可以确定亚暴持续的时间，这暗示着这种地球磁气圈特征是宇宙的一种普遍现象。”
水星外大气层构成
　　水星的外大气层非常稀薄，是由水星表面和太阳风中的原子和离子构成，信使号探测器对水星外大气层的观测将提供一个研究水星表面和其太空环境之间交互影响的机会，并能够探测水星表面的构成，该行星遗失至星系空间的物质有助科学家理解水星当前和历史时期的构成状况。
　　信使号探测器对水星外大气层的观测结果显示外大气层中中性和电离元素独特的空间分布特性，第三次飞越勘测首次探测到水星南极和北极外大气层的构成。美国约翰霍普金斯大学应用物理实验室的罗·弗瓦西克（Ron Vervack）说：“勘测显示水星外大气层中包含着钠（Na）、钙（Ca）、镁（Mg）元素，在这次飞越水星勘测中，信使号首次发现外大气层含有电离钙。”
水星极地发现大量水冰
　　据美国宇航局网站报道，该局正在水星轨道运行的信使号探测器获取的最新数据显示这颗行星上拥有大量水冰。大卫·劳伦斯（David Lawrence）是来自约翰·霍普金斯大学应用物理实验室（APL）的信使号首席科学家，也是一篇发表在在线版《科学通报》杂志上论文的第一作者。劳伦斯表示：“最新数据显示在水星极区存在水冰，如果将这些水冰平均铺满整个华盛顿，其厚度将超过两英里（约合3.2公里）。”
　　考虑到水星距离太阳如此之近，这颗行星上似乎是不可能存在水的。但是由于水星的自转轴倾角非常小，接近于零（更准确地说是不到1度），因此在水星的极区存在很多永久阴影区。科学家们在数十年前便开始猜测在这些永久阴影区内可能存在水冰。
　　1991年，这一想法得到了一项重要证据，当时世界上最强大的射电望远镜——设在波多黎各岛上的阿雷西博射电天线向水星发射的雷达波，在其反射信号上发现这颗行星的极区存在一些反射率高的异乎寻常的“亮区”。这些亮区的雷达波反射率非常高，其特性和水冰非常相似。除此之外，很多这种明亮反射区的位置和20世纪70年代美国水手10号探测器拍摄的水星地表大型陨击坑的位置相对应。不过科学家们一直无法确定这些亮区的位置和极区的那些永久阴影区位置是否同样相互吻合。
　　但是，随着信使号抵达水星，这一切疑惑都烟消云散了。信使号探测器搭载的水星双成像系统在2011年和2012年年初拍摄的图像证明，那些强烈反射雷达波的亮区的确都位于水星南北两极的永久阴影区内。
　　而来自信使号的最新数据确认了水星北极永久阴影区内沉积物质的主要成分确是水冰。在其中一些最寒冷的区域，水冰直接暴露于地表。而在一些稍稍温暖一些的区域，似乎有一些稍显暗色的物质覆盖着水冰表面。
　　信使号使用中子能谱设备测量雷达反射亮区的氢原子丰度。通过这些测量数据就可以推算出冰的富集量。劳伦斯表示：“这些中子数据显示在水星极区的高雷达反射区域存在一层平均厚度约为数十厘米的富氢物质层，其上方还覆盖有一层10~20厘米厚的表层，这层表层中的氢含量则相对较低。”他指出：“这层覆盖在下方的富氢层的氢含量比例和纯净的水体相当。”
　　根据美国宇航局戈达德空间飞行中心的格里高利·纽曼（Gregory Neumann）的说法，信使号搭载的水星激光高度计（MLA）获得的数据已经在水星地表获取了超过1000万个高程数据，用以制作高精度地形图。这些高程数据同样支持了水冰存在的看法。在另外一份论文中，纽曼和同事们报告了首次对水星处于永久阴影区的北极地区进行的高程测量，结果显示这些区域存在一些不规则的明亮和暗色的沉积物。
　　纽曼表示：“在此之前还从未有人在水星上看到过这些阴暗区域，因此它们一直充满神秘感。”纽曼认为这些明亮和暗色的物质都是由彗星或小行星携带到水星上来的。这种说法得到了加州大学洛杉矶分校大卫·佩吉（David Paige）教授一篇文章的支持。佩吉指出：“这些暗色物质可能是一些复杂有机化合物的混杂体，它们由彗星和富含有机物的小行星在撞击水星时携带而来。可能也正是通过同样的机制，水也被带到了这颗太阳系最内侧的行星上。”
　　西恩·所罗门（Sean Solomon）来自哥伦比亚大学拉蒙特-多赫提地球观测台，也是信使号项目首席科学家。他说，覆盖在水冰成分表面的一层黑色物质则让事情变得更加复杂了。他说：“在超过20年的时间里，科学家们一直在争论这颗最靠近太阳的行星上的永久阴影区是否存在大量的水冰。现在信使号为这个问题给出了一个明确的肯定答案。”
　　不过所罗门也指出：“新的观测结果也引出了新的问题。这些位于极区的黑色物质大部分都是有机质吗?这些物质究竟经历了何种化学反应过程?水星地表或地下是否有一些区域同时存在液态水和有机质?只有对水星开展持续的研究，我们才能最终回答这些问题。”
真正发现水星有冰
　　2014年，美国航天局派往水星的探测器信使号，早前传来的照片中，却发现北极地区一个陨石坑附近有冰的存在，是首次真正发现水星有冰。
　　学者早于两年前已透过间接的分析指水星上存在着冰，但这次则是首次直接看到。专家估计冰块有数以十米厚，但亦可能延伸至坑洞内。虽然水星围绕太阳转一圈需时58个地球日，几乎整个大地都被阳光照射，但水星的极地则永远无法被太阳照到，温度低得有机会让冰形成。


稳恒态宇宙模型

稳恒态宇宙模型（ steady-state model ），1948年，英国天文学家H.邦迪、F.霍伊尔和T.戈尔德共同提出的一种宇宙模型。它以完全宇宙学原理为前提，认为宇宙的性质在大尺度时空范围内稳恒不变。不仅在空间上是均匀的、各向同性的，而且在时间上也处于稳定状态，尽管宇宙并非静止。稳恒态宇宙模型可避免大爆炸理论的奇点困难，但要求在宇宙膨胀过程中物质密度不变，物质就必须连续不断地从虚空中创生。诞生率是平均每100亿年在一立方米体积内产生一个氢原子。这样就违背了一些普遍适用的守恒律，如重子数守恒、轻子数守恒、质能守恒等定律。从观测角度来看，稳恒态模型的预言与星系分布和射电源计数显示的宇宙演化不符。特别是根据这种模型也难以解释宇宙微波背景辐射，因而1965年以后在与大爆炸模型的竞争中失利。尽管如此，稳恒态模型由于刺激了关于元素起源的核合成理论的诞生，在历史上仍然功不可没。但它与大爆炸理论最新成就的一种暴胀宇宙模型有异曲同工之处。


弯曲空间

弯曲空间（ curved space ），曲率（见空间曲率）不处处为零的空间称为弯曲空间。初等平面几何所研究的对象是欧几里得空间（欧氏空间）。这种几何的最重要性质之一就是平行线公设：通过给定直线之外的任一点，可作一条直线与给定直线平行。这个公设在弯曲空间中并不适用。天体物理中常遇到的弯曲空间是黎曼空间。它的一种特例是常黎曼曲率空间。黎曼曲率K等于常数1、-1和0的空间分别叫作黎曼球空间、罗巴切夫斯基空间和欧氏空间。所以，欧氏空间可看作黎曼空间的特例。局部黎曼空间可以看作由局部欧氏空间弯曲而来，而大范围的黎曼空间常常不可能从欧氏空间弯曲得到。从物理学的角度看，时空的弯曲性质依赖于物质的分布和运动。
爱因斯坦的广义相对论给出时空与物质之间的关系和它们的运动规律。通常情况下，时空弯曲的量级是很小的。例如，在距离质量为m的物体r处，弯曲的量级约为。只有在 黑洞或其他强引力场情况下，才有大的 弯曲。


御夫座RW型变星

御夫座RW型变星，出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近，并同星云有物理联系的变星。可分为五类：御夫座RW型变星，猎户座T型变星，金牛座T型变星，某些耀星，特殊星云变星。这种分类主要根据光变曲线性状，但也参考光谱特征。
御夫座RW型变星大部分是G型到K型，但也有少量具有较早的光谱型。御夫座RW型变星除少数是巨星外，多数是矮星。


折射望远镜

折射望远镜（ refractor ），物镜为透镜的光学望远镜。1609年，意大利科学家伽利略在得知有人发明了望远镜的消息后，随即用一凸透镜为物镜，用一凹透镜为目镜，分别置于一个管筒的两端，制成一架放大率3倍的望远镜。随后又制成另一架放大率8倍的望远镜。最后，制成一架口径4.4厘米，筒长1.2米，放大率33倍的望远镜。这就是天文学史上的第一架天文望远镜。后人称之为伽利略望远镜（图1）。该光学系统的特征是成的像是正像，像在焦平面之前。伽利略从1609年底起用他手制的望远镜指向夜空，观察天象，作出许多划时代的天文发现，从此天文学进入用望远镜观天的新时期。

图1　伽利略望远镜

1611年，德国天文学家J.开普勒采用凸透镜即正透镜为目镜，这样的望远镜成像在焦平面之后，像是倒像。后人称之为开普勒望远镜。由于这种光学系统的出射光瞳在目镜之外，便于目视观测，因此从17世纪中叶起天文学家普遍采用开普勒望远镜。
直到18世纪初，折射望远镜的物镜都是单透镜，色差和球差均很严重。1756年，英国光学家J.多隆德发明了由一冕牌玻璃凸透镜和一火石玻璃凹透镜组合而成的消色差复合物镜，才使得折射望远镜成为18～19世纪目视观天的主要天文仪器。

世界上最大的折射望远镜

冕牌玻璃和火石玻璃都难以铸成质地既均匀、尺寸又足够大的透镜毛坯，因此世界上最大的折射望远镜的物镜口径是104厘米（图2）。现在存世的口径66～104厘米的大型折射望远镜总共只有12架，其中11架都建于19世纪80～90年代，正是折射望远镜的全盛时期。进入20世纪后，天文学的进展要求要有聚光本领更强大的天文望远镜，观天的主力几乎全都让位于口径可建造得更大的反射望远镜。此外，虽然20世纪还发明了由三四片透镜组成的大视场消色差天体照相仪，但最终也为口径更大、光力更强的折反射望远镜所取代。 图2　世界上最大的折射望远镜


洛希极限

洛希极限（ Roche's limit ），在讨论卫星的形状理论中，若把卫星看成质量很小（相对行星而言）的流体团，就成为流体在行星引力作用下的形状问题。因行星引力很大，当卫星离行星很近时，潮汐作用会使卫星的形状变成细长的椭圆。当距离近到一定程度时，潮汐作用就会使流体团解体分散。这个使卫星解体的距离的极限值是由法国天文学家洛希首先求得的，因此称为洛希极限。如用A表示这个距离，则

式中 R为行星半径，σ为卫星密度，σ'为行星密度，系数2.45539是 洛希求出的近似值，他假设卫星质量同行星质量的比值 μ=0。若 μ≠0时，系数值略有变化。根据G.H. 达尔文的计算，系数值和 μ值的关系如下：

土星环中心到土星中心的距离为2.31个土星半径。若土星环的密度与土星相同，则这个距离小于洛希极限，因此解体分散，不能形成一个卫星。洛希极限除了被用于研究太阳系的天体外，还被用于研究双星系统的演化。


白矮星

白矮星（拼音：bái ǎi xīng），（英语：white dwarf），一类低光度、高温度、高密度的恒星，在太阳附近的区域内已知的恒星中大约有6%是白矮星。这种异常微弱的白矮星大约在1910年就被亨利·诺利斯·罗素、爱德华·皮克林和威廉·佛莱明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·鲁伊登在1922年取的。
形成
　　白矮星是核反应停止以后恒星的一种稳定结构。在白矮星内部，高温使原子失去电子，裸原子核挤在一起造成了高密度。主要靠电子简并压的梯度跟引力相平衡， 质量越大，半径越小。当质量超过一个极限值时，电子简并压不再能跟引力相抗衡。S.钱德拉塞卡推算出白矮星的质量上限为1.44太阳质量，这叫钱德拉塞卡极限。质量超过1.44太阳质量的恒星只有在演化中损失了多余的质量才能形成白矮星。白矮星表面有很强的引力场，谱线红移较显着，广义相对论的三大天文验证之一的引力红移正是首先对白矮星测得的。
形态
　　白矮星光度低，不易发现，已观测到的有1000多个，估计白矮星占恒星总数的5％。白矮星的绝对目视星等在8～16等范围内；有效温度大都介于5500～40000K之间，大多数呈白色，少数呈黄色甚至红色；质量跟太阳差不多，而其大小跟地球相仿；平均密度 105～108克／厘米3。白矮星可按光谱分为DA（富氢）、DB（富氦）、DC（富碳）、DF（富钙）、DP（磁白矮星）等次型。
发现过程
　　1844年，德国的F.W.贝塞尔根据天狼星移动轨迹的波浪形，推测存在一个看不见的伴星。后来的观测证实，天狼星确是一个双星系统，伴星天狼B比主星暗一万倍，呈白色 ，质量1.05太阳质量，半径0.0073太阳半径，密度3.8×106克／厘米3，这是最早发现的白矮星。


星系核

星系核（ nucleus of galaxy ），大多数星系都有很密集的中心部分。以辐射压和引力相平衡等为依据，可以推知星系核的质量M约为108个太阳质量M⊙。星系核中包含恒星以及电离气体、磁场和高能粒子。正常星系的核，通常是“宁静”的。从宁静核中已经观测到各种谱型的恒星，也可能存在中子星等各种致密星。从一些星系核的谱线得知，核中有大质量的等离子体（占核质量的千分之一），温度约几千度，每立方厘米电子数为ne≈103～106。宁静核常常产生射电辐射，射电谱强度分布呈幂律形式，即Iv∝v-α；对绝大多数核，α=0.7。在频率v≈109赫处它的射电辐射谱强度Iv≈10-8尔格/厘米2。观测表明，星系核90％的光度是在很窄的红外区域产生的。红外辐射极大频率v极大=2.5×1013赫（即λ极大=70微米）；在极大频率两侧，强度迅速下降（当v＜v极大，Iv∝v3.5；当v＞v极大，Iv∝v-3.5）。对大多数星系核而言，尽管它们的性质有很大差异，但它们的红外辐射的极大频率都是相同的。
核有明显活动的星系约占星系总数的1～5％。核活动最强的星系是类星体，其次是N型星系（见特殊星系）和塞佛特星系。星系核的活动期估计为105～107年。

活动形式
①剧烈的气体运动：从测量塞佛特星系的发射线可以估计，气流速度可达每秒几千公里。这种气流有时能一直延伸到核外几千秒差距处。②巨大的非热辐射：和宁静核相类似，强非热辐射也是在红外区达到极大，红外极大频率也是v极大≈2.5×1013赫，但是强度比宁静时要大几个量级，辐射功率可达1046～1047尔格/秒；总能量甚至可达1062尔格。③很强的光变:光学和射电的辐射强度随时间有很大变化。例如3C273，有时在两个月内光度的变化就差一倍。同时，对不同的波长，谱强度的时变幅度也不同：波长越短，时变越强。对多数活动星系核来说，光变时标近一年，从而可推知它的大小约为1018厘米量级（相当于1秒差距）。④规模巨大的爆发现象：有些星系核抛出大块物质和相对论性粒子流，形成所谓物质喷射。M87就是一例。喷射物位于M87核的西北方向，其中有三个亮凝聚物和三个暗弱的凝聚物。凝聚物和核之间有发光“纤维”相连；此外，在这些喷射物相反方向也发现了一个小的喷射结构，其中有两个凝聚物。有些星系核爆发时，物质向四面八方抛射出来，著名的例子是M82和NGC1275；许多射电星系和类星体有双源结构，这也可能是某种爆发的结果。

理论模型
①紧密星团假说：认为在星系核中心，恒星密度非常高，以致发生非弹性碰撞，释放出巨大能量。但是，要使碰撞成为星系核的能源，那就要求星系中心处星团的密度高达每立方秒差距1011颗恒星，这与观测相矛盾。②黑洞假说：认为是引力坍缩的结果。虽然引力坍缩所释放的能量可达2×1054M/M⊙尔格的数量级，M/M⊙是星系核对太阳的质量比，但转化机制还不清楚；更重要的是，引力坍缩在10-5M/M⊙秒的时间内就完成了，这与观测到的活动核的准稳态相冲突。固然，吸积可暂时缓和这个困难。但是，物质抛射将大大抑制吸积，因此困难仍未解决。③大质量旋转磁多层球模型，即磁转子模型:定性地说，旋转引起磁场扭曲而产生中性线（见磁合并），在中性线附近发生磁场的动力学耗散，使聚积的磁能转化为粒子的动能，粒子就以相对论性速度沿着相反两个方向抛出，这就是磁转子的爆发机制。抛出的电子沿核外哑铃状磁力线回旋，发出同步加速辐射，为我们所接收。磁转子模型在解释活动星系核的主要观测事实上虽然取得一定的成果，但是，理论要求星系核的光度应有准周期性，这与观测资料并不相符。此外，在解释活动星系核的极大红外辐射和规模巨大的爆发现象方面，磁转子模型还没有成功。④引力弹弓和气泡模型：引力弹弓模型认为，星系核内由于恒星碰撞，形成若干大块物质。计算表明，如果形成三块以上的大块物质，则会出现引力不稳定性，将物质抛射出来。但是，这种模型不能解释星系核的对称抛射。而气泡模型是一种流体力学抛射，它假设相对论性粒子在核里形成一个“气泡”，以后分裂成两个热气体泡，它们被星系际风吹到星系外，或被周围冷气体顶出来，形成大块物质（气泡）的抛射。这种模型要求有足够的浮力，看来只有处在星系团内的活动星系核才可能实现这种抛射。⑤等离子体湍动反应堆模型：这种模型可以阐明以下三个主要问题：反应堆中，强等离子体波可使粒子加速到极端相对论性速度；在反应堆中，可以形成相对论性粒子的幂律谱；给出了辐射谱的特征，特别是解释了星系核的极大红外辐射，并且说明了各种不同星系核具有几乎相同的红外极大频率的原因。然而，这种模型对星系核的抛射物质，还不能作出有说服力的解释。


太尔各特法

太尔各特法（ Talcott method ），测定天文纬度的一种方法。十八世纪由丹麦的赫瑞鲍最先提出，1857年，美国的太尔各特加以改进并应用于实际工作，故又称赫瑞鲍-太尔各特法。它是迄今为止测定纬度最精确的方法之一，在各纬度观测站和野外天文测量中得到广泛应用。这种方法要求在中天时观测天顶南北两颗近乎等高的恒星的天顶距差(见天球坐标系)。南北恒星均为上中天时，太尔各特法测定纬度的基本公式为：

式中 δS、 δN ， z S、 zN以及 ρS、 ρN分别表示南、北两星的赤纬、天顶距和 大气折射改正。由于 太 尔 各 特 法不用垂直度盘来测定单颗恒星的天顶距，而用目镜测微器直接测出南北星对的天顶距差 zS－ z N，这就避免了垂直度盘的刻线误差，并大大减少了大气折射的误差，从而使测定纬度的精度大大提高。用 太 尔 各 特法测定纬度的仪器有 天顶仪、 中星仪以及高精度的全能经纬仪。这些仪器除附有目镜测微器外，还装有高灵敏度的 太 尔 各 特水准器。 太 尔 各 特水准器又称望远镜水准器，它的作用与一般用来置平仪器的水准器不同。它同望远镜紧固在一起时，可以在观测一对星的过程中，测出望远镜高度的微小变化，并由此改正纬度观测的结果。


主焦点系统

主焦点系统（ prime focus system ），反射望远镜中由一块反射镜组成的光学系统。主焦点系统的相对口径通常由1/5到1/2.5。相对口径1/5以下，镜筒太长，造价过高；超过1/2.5的，加工困难，且轴外像差大。口径很大的望远镜，为了降低造价，有把相对口径设计得更大的趋势。
主焦点系统中，如果反射镜的形状是旋转抛物面的，这种系统就没有球差。在理想像平面(近轴光的像平面)上，以角度表示的彗差斑点的最长尺度为3A2W/16。A是反射镜的相对口径，W是天体离开光轴的角距离。
以美国帕洛马山天文台的5米望远镜主焦点系统为例，它的A为1/3.3，在理想像平面上，若要求彗差不超过1″，可用视场直径仅2′。这是一个很小的天区。因此，这样的主焦点系统只适于作单颗星的分光、测光和小视场暗弱天体的照相。它的主要优点是只经过一个反射面，所损失的光较少。有的主焦点系统，反射镜并不是抛物面的，例如R-C望远镜的主镜就属于这种类型。这种系统不仅有和抛物面镜相同的彗差，而且有球差；但只要在焦点前加入一块改正透镜就可以消除球差。不论抛物面镜或非抛物面镜的主焦点系统，需要时都可在焦点前加入数块透镜组成的像场改正透镜，扩大可用视场。同时具有主焦点、卡塞格林焦点和折轴焦点的望远镜，以主焦点的相对口径为最大，宜于从事强光力的工作。特别是加入像场改正透镜，将可用视场扩大到0.5°～1°后，常用于较强光力和一定视场的直接照相、像增强器照相、非物端光栅的分光照相等工作。由于主焦点位置处在入射光路中，为避免挡光过多，不能安置较大的终端设备。


恒星的空间运动

恒星的空间运动（ space motion of stars ），恒星在太空中相对于太阳的运动。恒星并非恒定不动，只是距离太远，位置变化很慢，短期内难于察觉。古代人以为恒星固定不动，因此把它们称作“恒”星。1718年，E.哈雷把他测定的大角星和天狼星的位置同托勒玫的观测结果进行对比，发现它们的位置经过1 500年有了明显的位移，从而确定恒星在运动。恒星的空间运动的方向是多种多样的，为了研究的方便，常把恒星的空间速度v分为互相垂直的两个分量——切向速度vτ和视向速度vr，它们都以千米/秒为单位。如果恒星在离开太阳，vr取正值；如果恒星在接近太阳，vr取负值。空间速度、切向速度和视向速度在数值上的关系为：v2＝vτ2＋vr2。太阳附近恒星的空间运动速度约为50千米/秒。实际上，太阳也在空间运动着。太阳对邻近恒星的空间运动速度约为19.7千米/秒，运动方向指向武仙座中的一点——向点(apex，银经l＝56°，银纬b＝23°)。恒星运动速度减去太阳运动速度后的速度差，称作恒星的本动速度。

恒星的自行和切向速度
单位时间内恒星在天球切面上走过的距离对观测者所张的角度称自行，单位是角秒/年。自行由扣除岁差和章动后的赤经年变（赤经自行）和赤纬年变（赤纬自行）组成。已测出20多万颗恒星的自行，其中最大者为蛇夫座的巴纳德星，自行达每年10.31角秒。如果已知恒星的距离，就可由自行求得恒星垂直于视线方向的线速度——恒星的切向速度。恒星的自行虽然容易求得，但距离却很难测定，因此恒星的切向速度很难求准，只有少数近距恒星的数据比较准确。

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。


国际天文学联合会

国际天文学联合会（International Astronomical Union），各国天文学术团体联合组成的国际学术组织。英文简称IAU。宗旨是组织国际学术交流，推动国际协作，促进天文学的发展。1919年7月在比利时布鲁塞尔成立。每年召开若干次专题学术讨论会和座谈会，每三年召开一次大会，进行学术交流并改选领导成员。下设40多个按分支学科或研究的天体对象等划分的专业委员会。各专业委员会可分别组织各种学术活动。国际天文学联合会还同其他国际学术组织联合举行各种学术会议。它的出版物有《大会会刊》、《天文学进展特辑》、《学术讨论会会议录》和《国际天文学联合会通讯》等。中国天文学会于1935年加入国际天文学联合会。


行星状星云

行星状星云（汉语拼音：Xingxingzhuang Xingyun；英语：Planetary Nebula），呈圆形或扁圆形，跟大行星很相像的星云。由18世纪90年代F.W.赫歇尔观测。这个名称不甚妥当，因为已发现的1500个行星状星云中，只有很少数形如大行星，而有一宝瓶座行星状星云（NGC7293）半以上形如恒星，只有通过光谱特征才证认为行星状星云。
　　在许多行星状星云的中央有一颗高温恒星，称为行星状星云的中央星或核星。中央星的光谱主要有4种类型：WR型、Of型、O型（见恒星光谱分类）和既无吸收线也无发射线的连续谱。行星状星云的角直径，有几个达到半度以上，一般不超过几十角秒。线直径一般不超过10-1秒差距量级。表面亮度很低。质量大致为0.2～0.6太阳质量，电子数密度一般为108～1010米-3。它们向银道面和银河系中心集聚，估计银河系内其总数达104～105个。
　　行星状星云的光谱为连续谱加发射线。发射线大多是氢、氦、氮、氧的原子和离子的谱线，最强的是二次电离氧产生的两条禁线（500.7和495.9纳米），它们曾被误认为由未知元素“”产生 。紫外光谱中还有一次电离氧的两条禁线（372.6和372.9纳米）。由谱线得到星云膨胀速度，典型值为20千米／秒。如果取行星状星云的线直径为0.5秒差距，则构成星云的物质应在1.2万年以前从中央星抛出。在银河系中，通过行星状星云进入星际空间的物质估计为每年5太阳质量。


恒星大气模型

恒星大气模型（ model of stellar atmosphere ），描述恒星大气内各个物理量（如温度、密度、气体压力、电子压力等）随大气深度的分布规律的理论模型。建立恒星大气模型是恒星大气理论的主要课题之一。为了建立恒星大气模型，先要给定恒星的有效温度Te（见恒星温度）、表面重力加速度g和恒星大气的化学组成，还要假定恒星大气处于辐射平衡、局部热动平衡和流体静力学平衡状态。后者指作用于单位体积上的重力与压力（气体压和辐射压）梯度相平衡，即

式中 Pg和 P r分别为气体压力和辐射压力， h为线深度， ρ为物质密度， x为平均吸收系数，它是电子压力 Pe和温度 T的函数， τ为由 x确定的光学厚度，σ为斯忒藩－玻耳兹曼常数。
流体静力学平衡条件确定了四个变量Te、Pe、Pg和τ之间的第一个关系。利用Pe和Pg的定义式和关于电子密度的公式(可由已知的化学组成和热动平衡关系得到)可以消去电子密度，得到Te、Pe、Pg三者之间的第二个关系。把这两个关系式连同由辐射平衡理论导出的温度分布规律(见辐射转移理论)共三个关系式联立起来，运用数值积分法，就能得到气体压力Pg和电子压力Pe随深度的分布。原有的温度分布是已知的。物质密度ρ的分布，也可由通常的物态方程及Pe和Te的分布以及已知化学组成导出。
大气模型的计算通常采用逐次近似的方法。从温度的第一近似分布出发，采用上述基于流体静力学平衡的方法，计算其他物理量的第一近似分布。再由各物理量的第一近似分布，选用推求温度分布的逐次近似方法，导出温度的第二近似分布。重复上述步骤计算其他物理量的第二近似分布，依此类推。逐次近似的准则是保证最后得到的总辐射流不随深度变化，因为这是辐射平衡所要求的。
目前已计算出大量的各类光谱型的恒星大气模型。对于一些著名的恒星如天琴座α、天鹅座α、大犬座α、小犬座α和鲸鱼座δ等，已建立了各自特有的大气模型。对于太阳，除了有理论的大气模型外，还有经验的大气模型。它的温度分布规律是直接由观测到的太阳临边昏暗规律导出的。此外，还研究了偏离辐射平衡和局部热动平衡的大气模型以及非均匀的、带有湍动、对流和振动的大气模型。


黑子的本影和半影

黑子的本影和半影（ umbra and penumbra of sunspot ），发展完全的黑子中的暗核部分称为本影，围绕着本影的较亮的边框称为半影。本影的半径约为半影的2/5。本影和半影的亮度（总辐射强度）分别约为光球的1/4和3/4，温度则分别在4，200K和5，680K左右，前者比光球低1，000多度，因此显得比光球暗些。
本影有很强的磁场，强度为1，000～4，000高斯，这同黑子大小有关，面积越大，磁场越强。磁场的方向大致是径向的。由于磁压是总压强（磁压与气压之和）的重要部分，在本影里气体就比附近光球里的气体稀薄和透明，因此在观测太阳边缘的黑子时，我们可以看到黑子的较深层。本影有精细结构，如本影点、本影闪耀等，这说明本影中的物质分布是不均匀的。
有些黑子在分裂之前，出现跨越本影的亮桥。本影的结构由于亮桥的存在而变得复杂。亮桥的形态、大小和亮度有很大不同。亮桥由亮节组成，从本影的一边延伸到另一边，并占了本影面积相当大的部分。有些亮桥具有细流的形状，宽度约1″，寿命从几小时到几天。有些亮桥与光球一样亮，有些则不太亮，只有经过长时间曝光才能拍摄下来。亮桥在黑子演变的最后阶段起着重要的作用，它的出现可能就是黑子接近分裂或最后瓦解的标志。
在发生质子耀斑的复杂黑子群里，经常在被半影包围的本影里，出现极性相反的区域，这就是所谓δ结构，它对于研究黑子同耀斑的关系是很重要的。
半影是本影和光球间的过渡区，由许多较亮（但亮度比光球低）的径向纤维组成，它们的宽度约300公里，寿命约1小时。结构复杂的黑子的半影有呈旋涡结构的。半影可能是由于本影磁场向周围光球渗透引起的，这种渗透首先使米粒组织间的物质变暗，并且因黑子沿径向向外的细亮纤维的作用而使米粒移位。半影的磁场强度从内边界（本影－半影边界）向外边界（半影－光球边界）迅速地下降。例如，在离黑子中心0.4黑子半径处的磁场强度约为中心的85％，而在0.8处，则只有44％。黑子越规则，半影纤维越是沿径向从本影向光球延伸。但甚至在规则的黑子中，纤维也常常是脉络分明地连接起来。纤维的曲率与它们附近的磁场位形有关。在多数半影里还有不同形状的亮客体，其亮度有时超过附近光球。


土星环

土星环（ Rings of Saturn ），土星环是太阳系行星的行星环中最突出与明显的一个，环中有不计其数的小颗粒，其大小从微米到米都有，轨道成丛集的绕着土星运转。环中的颗粒主要成分都是水冰，还有一些尘埃和其它的化学物质。
虽然环的反射能够增加土星的视星等（亮度），但从地球仅凭肉眼还是看不见环。在1610年，当望远镜第一次指向天空之际，伽利略虽然未能清楚的看出环的本质，但他还是成为观察土星环的第一个人。在1655年，惠更斯成为第一个描述环是环绕土星的盘状物的人。
虽然许多人都认为土星环是由许多微细的小环累积而成的（这个观念可以回溯至拉普拉斯），并有少数真实的空隙。更正确的想法是这些环是有着同心但是在密度和亮度上有着极值的圆环盘。在丛集的尺度上，圆环之间有许多空洞的空间。
在环的中间有一些空隙：有两条已经知道是与被埋藏在环中的卫星产生轨道共振引起的波动造成的，其它的空隙还不知道成因。稳定的共振，另一方面，也维系了一些环长期的存在，像是泰坦环。


减速因子

减速因子（deceleration parameter），宇宙膨胀减慢的速率，通常用符号q_0表示。如果减速因子小于0.5，宇宙将永远膨胀；如果它大于0.5，宇宙终将在某天坍缩成大崩塌（见宇宙的命运）。减速因子的真实数值是如此接近0.5，测量它又是如此困难，致使观测者还不知道等待我们的命运是什么。


临界等位面

临界等位面（ critical equipotential surface ），研究密近双星的一个重要物理概念。假定两子星的密度分布的中心聚度很高，在相互引力作用下作圆轨道运动，子星的自转与公转同步，而且自转轴垂直于轨道平面，那么在与轨道角速度相同的旋转坐标系内，两子星的引力位和离心力位的合力位等于常值的点，就组成一个具有确定形状的曲面族，称为洛希等位面族。这是法国数学家洛希在十九世纪中叶首先提出的概念，它与平面圆型限制性三体问题中的雅可比零速度面族的概念是同一回事，前者是后者的一个分支。所谓临界等位面即指上述洛希等位面族中最小的和最大的、能同时包络两个子星的闭合曲面，又叫做最内接触面和最外接触面，或内洛希界面和外洛希界面。内临界等位面的存在，决定了子星表面的最大的形状和界限。当子星在演化膨胀过程中，体积充满临界等位面时，其表面物质的零速度曲面与之重合。这时，表面物质最容易从该子星逃逸。两子星物质交流的通道是两子星之间的内拉格朗日点L1。至于外临界面的存在，则决定了围绕两子星公共包层的最大形状和界限，其上也有类似内拉格朗日点的外拉格朗日点L2，它是双星物质流出双星系统的“溢口”。


行星

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

目录

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

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

6 行星概观

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

7 搜寻太阳系外行星的方法

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

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

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

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

以行星表面岩质划分

类地行星（又称“岩质行星”）──即水星、金星、地球和火星，表面是岩石固体。

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

以行星视运动规律划分（此分类方法因以地球为界，故必会忽略地球）

内侧行星─太阳系中地球轨道内侧的行星，包括水星与金星。

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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


太阳照相磁像仪

太阳照相磁像仪（ photographic solar magnetograph ），用照相的方法获得日面纵向磁场图的太阳磁像仪。1958年，莱顿最先用美国威尔逊山天文台的太阳摄谱仪改装而成。在太阳单色光照相仪入射狭缝前安置光束分离器和偏振光分析器，使分离的左旋和右旋的偏振光在狭缝的不同部位进入单色光照相仪，这样就能在扫描底片上得到一对相反圆偏振的局部太阳单色像。先将其中一张负片翻拍成正片，并使它的反差值精确地等于1；再将它同另一张负片迭合，复制成一张照片，就是日面纵向磁场图。在使用窄带滤光器的太阳望远镜上也可用照相相减法获得磁场图。照相方法的优点是角分辨率较高，记录时间较短，不涉及复杂的电子技术。磁场灵敏度约20高斯。但是用上述相减方法处理磁图，尤其是保证反差γ=1（见天文底片），需要相当细致的工作和较长的时间。虽然有人提出半自动照相相减法，但结果比较粗糙，未被广泛采用。


天体视向速度测量

天体视向速度测量（汉语拼音：Tiantishixiang Sudu Celiang；英语：Determination of Astronomical Radial Velocity），天体相对于日心处的观测者的空间速度沿着视线方向的分量称为视向速度。按照多普勒原理，运动的光源发出的某一谱线的波长λ不同于光源静止时发出的同一谱线的波长λ0，其差值Δλ＝λ－λ0取决于光源相对于观测者的视向速度v。两者的关系为：v＝cΔλ／λ0，式中c为光速。如果λ＞λ0，运动光源发出的光向红端移动，视向速度为正，光源远离观测者；反之，如果λ＜λ0，运动光源发出的光向紫端移动，视向速度为负，光源接近观测者。只要拍得天体的光谱，测出谱线的波长，就可标出天体的视向速度。由于观测者实际上是在地面上进行观测，而非日心，因此，实际测量得到的视向速度值还需做一些改正，消除地球绕日公转、地球绕地月系中心的旋转和地球自转的影响。


银河系自转

银河系自转（ Galactic Rotation ），银河系中的恒星和气体围绕银心在平行于银道面的近圆轨道上所作的整体旋转运动。这种旋转运动在旋涡星系和透镜星系中最为明显。在某些（但非全部）椭圆星系和不规则星系中也可看到，它维持着星系结构以对抗进一步引力坍缩。

银河系的较差自转曲线

研究银河系自转可利用恒星的光学观测资料，如视向速度、自行等。但这种方法只能适用离太阳不超过3～4千秒差距的范围；离太阳更远时需根据中性氢21厘米谱线的多普勒位移，求得氢云的视向速度，从而推出银河系的自转速度。自转速度随银心距的变化称为自转曲线。从银心附近为零开始，1千秒差距处增加到150千米/秒，到太阳附近达220千米/秒，以后保持恒定直到数十千秒差距的观测极限。线速度恒定要求角速度由内向外减小，这种情形称为较差自转。1927年，荷兰天文学家J.H.奥尔特引进了两个参数来描绘太阳附近银河系的较差自转。它们分别是：奥尔特常数 A=+14.8±0.8千米/（秒·千秒差距），B=−12.4±0.6千米/（秒·千秒差距），A–B给出在太阳处银河系的自转角速度，相应的自转周期约为2亿年。
由自转曲线可根据动力学求得星系的物质密度分布和总质量。观测表明，许多旋涡星系的自转曲线都像银河系一样，直到远超出光学可见区的距离仍保持平坦，提示这些星系周围存在着大质量的暗物质晕。


银心

银心（ galactic center ），银河系的中心，即银河系的自转轴与银道面的交点。银心在人马座方向，2000年历元坐标为：赤经17h45.6m，赤纬−28°56′.3。银心除作为一个几何点外，它的另一含义是指银河系的中心区域。太阳距银心约8.5千秒差距，位于银道面以北约8秒差距。银心与太阳系之间充斥着大量的星际尘埃，所以在北半球用光学望远镜难以在可见光波段看到银心。射电、红外和X射线观测技术兴起以后才探测到银心的丰富信息。中性氢21厘米谱线的观测揭示，距银心4千秒差距处有氢流膨胀臂，即所谓“三千秒差距臂”（最初将距离误定为3千秒差距，后虽订正为4千秒差距，但仍沿用旧名）。大约有1 000万倍太阳质量的中性氢，以每秒53千米的速度涌向太阳系方向。在银心另一侧，有大体同等质量的中性氢膨胀臂，以每秒135千米的速度离银心而去。半径约200秒差距的中心区有很强的射电、红外连续辐射，特别是CO分子谱线，显示这个中心分子区占银河系总分子质量的10％，恒星形成率达每年0.5太阳质量。银心处还有一强射电源，即人马座A*，它发出强烈的同步辐射。甚长基线干涉探测表明，银心射电源的中心区很小，甚至小于一个天文单位，即不大于地球绕太阳的轨道。12.8微米的红外观测资料指出，直径为1秒差距的银核所拥有的质量，相当于几百万个太阳质量，其中约有100万个太阳质量是以恒星形式出现的。有人认为，银心区有一个大质量致密核，或许是一个黑洞。流入致密核心吸积盘的相对论性电子在强磁场中被加速，这样便产生同步辐射。

银心区的射电源和红外源 a　人马座A*红外波段的图像　b、c局部射电图像


射电天文方法

射电天文方法（ methods of radio astronomy ），利用无线电技术接收、测量和分析天体无线电波以研究天体的一种手段。

目录

1 射电观测工具
2 基本课题

2.1 发展大型天线系统
2.2 发展高灵敏度接收机系统
2.3 发展高效率的处理和记录系统

射电观测工具
射电天文的观测工具是射电望远镜。安装在地面上的射电望远镜工作波长大约从不及1毫米到30米左右。射电望远镜的结构可以分为天线、接收机和终端记录设备三个部分。天线对准所要观测的天体，汇集它投来的无线电波，接收机把无线电波的功率放大，成为可供记录的信号，然后由终端记录处理系统处理信息，并用图、表或其他方式显示出来。为了研究极其微弱而又复杂多变的天体射电，射电望远镜需要有非常庞大的天线系统、极其灵敏的接收机和精确的终端记录设备。天体的无线电频谱和偏振反映出天体的物理本质。通常用不同波段的各种天线配以各种频率的接收机来测量天体的频谱分布。此外，还用各种类型的偏振计和谱线接收机来测量天体无线电波的偏振和谱线。
天体的精确位置是天文研究的基本资料。精确测定射电天体的位置，以编制射电天图和射电源表，是射电天文的一项基本工作。在这项工作中，一个重要的方面是：根据精确测定的射电源位置，证认出与之相应的光学天体，用以开展光学、无线电以及其他波段对同一目标的联合研究（见射电源的光学证认）。射电天体的精确定位，需要使用大型射电望远镜或基线较长的射电干涉仪。二十世纪五十年代初，这种定位的精度只有1′左右，到六十年代提高到几角秒。六十年代末创建的甚长基线干涉仪，对一些河外致密射电源的定位精度，可以达到千分之几角秒，而且还在继续提高。
射电天文中的成像和光学天文中的天体照相一样，是研究天体结构的基本方法。原则上用射电望远镜对天空的一个区域逐点扫描，就可以得到天体的射电图像。六十年代以后发展起来的综合孔径射电望远镜系统，应用测量图像分布的空间频谱的原理来描绘天体图像，取得了很大成功。七十年代末，一些在厘米波段工作的综合孔径系统可以分辨出2角秒左右的细节。这个成果已不亚于地面上一般的光学望远镜（地面光学观测受到地球大气的影响，成像的清晰程度也只能达到1～2角秒）。

基本课题
射电天文方法的最根本的课题是：

发展大型天线系统
为了提高微弱天体信号的接收、定位和成像的能力，要求天线系统有很大的接收面积，很高的分辨本领和准确跟踪天体的能力。到七十年代末为止，大体上是沿着三个不同途径发展的。
①经典形式的旋转抛物面天线放在可以沿两个轴转动的座架上(这实际上是最常见的雷达天线的翻版)。这种形式有集中的面积，并可适用于比较宽阔的波段，也比较容易进行机械跟踪和扫描。主要问题在于机械结构与精度要求上的矛盾。在应力变形和温度变形的条件下，必须将抛物面精度保持在波长的十几分之一（例如，工作在3厘米波长的抛物面，公差和变形就要保持在2毫米以内），所以工作波长愈短，精度要求就愈高；天线愈大，保持精度就愈困难。天线的直径如果增大一倍，造价就要增加八、九倍。这种情况就使得天线很难超过一定的尺寸。一个合理的尺寸，取决于当时的工艺水平。五十年代中，英国制成直径76米的天线，曾独步一时，但是由于抛物面的精度不足，工作波长只能达几十厘米。七十年代末，直径25米左右、工作波长到1厘米上下的天线已能成批生产，目前投入天文观测的不下五、六十面。一些大型抛物面天线，如果考虑到专业用途，在设计上采取适当的限制也可以取得较好较省的效果。六十年代初澳大利亚建立的64米直径的天线，在设计上考虑到牺牲一部分有效跟踪范围，并在选址上考虑到降低风力的影响，便是一个比较成功的例子。大型抛物面天线的一个重大革新，是六十年代提出的所谓保形设计的概念。它避开了习用的单纯靠增强机械结构来减少应力变形的办法，而采取了有控制地产生变形的方针，使得在应力条件改变时（例如仰角改变），抛物面各个支撑部分的结构组件按设计要求而变形，其总的结果是使原来的抛物面有规则地变成为焦距不同的另一个抛物面。从使用的角度来说，只需要把放在抛物面焦点上的器件（所谓照明器）挪动一个适当的位置，就可以保持有效的接收电波的能力。而这种挪动可以通过自动控制，做到准确而及时。很明显，这种设计将大大降低对构件刚度的要求，从而大大降低了造价。德意志联邦共和国在七十年代初投入使用的100米直径天线（工作到短厘米波）是保形设计的一次成功的尝试。
②固定反射面天线，将主要担任收集电波的反射面制成一个附着地面固定不动的结构，从而减少了加工难度，排除了应力变形。这样的系统可以把面积做得很大，例如，在厘米波段上，美国的长110米、高20米的带形抛物面，法国的长300米、高35米的带形抛物面，以及美国的直径305米的球形反射面系统等，都是属于这个类型。但是，这类望远镜由于结构固定而存在跟踪观测能力差的弱点。大型的米波（以及长分米波）天线阵，也是固定结构的一种类型。用得最多的是米尔斯十字，由十字交叉的两个天线阵组成。澳大利亚、苏联、意大利、美国的这类系统，阵长达一、二公里。它们的接收面积都很大，但是波长范围较窄，跟踪范围也比较有限。
③组合天线系统，这可以说是当前射电天文手段的主流。从一开始，射电望远镜最大的一个困难就是分辨本领不高。一个分辨本领差的射电望远镜尽管可以收到天体的电波，却不能精确地定出它的位置，更不能辨认出它的形状。一架望远镜的分辨本领取决于它的尺寸和所用的波长。尺寸愈大，波长愈短，分辨本领就愈高。由于无线电的波长比光波的长得多，一架工作在米波段的射电望远镜，如果要取得和最原始的光学望远镜相同的分辨本领，天线尺寸就必须大到100公里。制造这样大的天线是不现实的。提高分辨本领的一个成功的方法，是使用前面提到的在四十年代末期开始创制的射电干涉仪。最简单的干涉仪是由两面不一定都是很大的天线组成的。两面天线之间的距离可以很长，从而提供所需的大尺寸。把两个天线同时收到的天体信号连到一块处理，在一定条件下便可以测出射电源的位置和角径。前面说过，用这种方法已经取得了极其精确的定位结果，在这方面甚长基线干涉仪的成就更高。不过，简单的干涉仪不能解决辨别射电源的形状和细节的问题，而由许多干涉仪组合起来的综合孔径系统则做到了这一点。在综合孔径方法中，利用了对天体图像空间频谱测定的方法。天体图像，也和一般的其他图像一样，表现为二维的亮度分布图，或表示为二维亮度分布函数。这种函数可以展开为各个不同频率的正余弦分量之和。一副干涉仪的观测结果，恰好是给出了天体亮度分布函数的一个正余弦分量的幅度，即天体亮度分布的空间频谱的一个分量。如果有选择地进行大量的不同排列的干涉仪观测，通过处理，就可以得到天体的亮度分布图。
这里所说的干涉仪“排列”，指的是构成一副干涉仪的两面天线之间的基线间距和取向。由于绝大部分的射电天体在至少是几天或几个月的时间内亮度分布不变，因此，各种排列的干涉仪观测，可以允许在不同时间内进行，而不影响结果。这样，如果我们有两面天线，把其中一面放在可以移动的座架上(一般是在铁轨上)，通过移动座架便可以得到间距不同的基线排列。如果按设计依次变动基线间距，进行干涉仪观测，然后把所有的观测结果综合起来处理，则我们只要用两面天线便可以代替许多副干涉仪，取得综合孔径方法所需要的所有资料。同时，由于干涉仪的基线随着地球的自转而转动，因此，从射电天体的方向看，基线的取向每半天将变动180°。这种取向的变动形成了大量的不同排列。这样，原则上只要有两面放在一直线上的天线，通过改变基线距离和利用地球自转，便可以得到大量的、不同排列的干涉仪的观测结果。当然，仅仅用两面天线将需要作许多次观测（每次完成一种基线间距的观测），总的观测时间会拖得很长。因此，通常需要多用一些天线以缩短观测周期。如荷兰的系统最初用了12面天线；英国的“5公里”系统用了8面天线；澳大利亚的系统可以用到六十几面天线；美国将于1981年完成的Y型系统用27面天线。这些综合孔径射电望远镜用半天到几天的时间便能取得一幅射电天图（相当于光学上一张天体照片）。对细节的分辨本领，相当于一面直径为最长基线间距的天线。例如，英国的“5公里”系统的最长基线为5公里。它的分辨本领就相当于一面长达5公里直径的天线。综合孔径系统的创立为射电天文方法打开了一个崭新的局面。象综合孔径这一类组合天线系统的发展，与逐步增大的单个天线是相辅相成的。一个合理的系统应当是在现实的条件下把天线做得足够大，同时应用组合的方法把多个天线联合起来使用（可以是同样大的天线的组合，也可以是少数巨大天线和多数较小天线的组合），以取得高分辨本领和大接收面积。

发展高灵敏度接收机系统
接收机的主要作用是把微弱的射电信号放大，以便于检测。接收机的灵敏度取决于它的第一级放大器本身的噪声。噪声的度量常常用绝对温度单位(理想的无噪声情况相当于绝对温度零度)。如果噪声太大，微弱的信号会淹没在噪声里，以致于无法辨认。随着放大器器件的发展与更新，射电天文接收机也获得了不断的发展与提高。六十年代里，低噪声放大器已经有了很高的水平。如厘米波(以至短分米波)段的量子放大器和参量放大器等器件，用液态氦冷却时，噪声温度可以分别降至绝对温度4K到20～30K。只是由于液态氦耗费太大，供应也有困难，而量子放大器的频带宽度又比较窄，所以，当时大部分射电望远镜采用了液态氮冷却方法，或是采用在常温下工作的参量放大器，噪声温度约为50～100K。七十年代中氦制冷机广泛推广，制冷操作方便，用氦节约。同时也制成宽频带的量子放大器。这些方法使短厘米波和较长一些的波段上的放大器都可达到小于30K的低噪声。接收机器件并不是唯一的噪声来源。在米波段和分米波段，天空背景的噪声占有颇大份量，超过接收机的噪声。而在厘米波段，由于已经有了噪声很低的接收机，解决和限制天线和传输器件所引进或产生的噪声就成为一个重要的课题。
天文工作要求尽可能测到微弱的天体信号。五十年代就已经研制成功了探测出比噪声弱千万倍信号的射电天文接收机。

发展高效率的处理和记录系统
上述接收机系统把天体传来的射电信号放大后，经过变频，把信号频率降低到中频，一般为几十或几百兆赫，然后通过中频放大、检波，变成可供终端处理和记录设备使用的电压信号。尽管接收机的种类很多，有的象综合孔径用的和测量谱线用的系统还往往非常复杂，但是它们的基本原理和主要要求还是有许多共同之处。六十年代开始，几个重要门类的射电天文接收机，通过把中频信号数字化，极大地简化了工程结构，提高了可靠性，增加了灵活性。这种技术正随着微处理机的发展而日趋完善。接收机内部的许多操作，如综合孔径系统的大量“乘法”和“迟延”线路，都可以由可靠的数字技术来执行，而线路中的自动调整、控制和检测等功能也都能由电子计算机或专用硬件直接完成。七十年代以来，由于小型电子计算机的迅速普及，大型射电望远镜或大型组合天线系统的输出，一般都直接送入计算机进行初步处理，并把数据储存在磁带或磁盘中。进一步的处理则由大型计算机或专用的中、小型计算机担任，所得的结果以图或表的方式记录下来。随着计算机、微处理机的不断提高与普及，处理多路系统大量信息的能力正在不断提高。这意味着射电望远镜的设计将允许使用愈来愈多的天线单元，分布在愈来愈宽阔的地区范围，以获得愈来愈高的性能。由此而牵涉到的大量的误差改正（如天线安装误差等等的改正），以及各种干扰(如地球大气影响)的排除等等，也都可以由计算机处理。从六十年代以来的发展趋势看，建立这种规模更大、结构更复杂的组合射电望远镜系统，前景绝不是可望而不可即的。至于把计算机用在天线或天线组合的控制和用在观测程序的自动化上，在七十年代已经相当普遍，不久将会成为常规的应用方法。
上面介绍了当前射电天文方法中的主要问题。有一些分支，特别是雷达天文方法和空间射电天文，由于手段的不同，方法的发展也因之而异。前者主要移植了雷达技术，但是在天文应用上，强调了大功率发射和长时延弱回波的处理。后者的发展，迄今主要集中在地面上接收不到的长波段的星载天线的设计（例如美国“射电天文探险者”卫星上的从几百千赫到十余兆赫的系统），以及利用月球进行掩食观测以提高分辨率等。


时差

时差（time，equation of），真太阳时与平太阳时的时刻之差。由于地球公转轨道为椭圆，地球绕太阳运动速度并非匀速，反映为真太阳在天球上的视运动速度不均匀，导致真太阳时不均匀。同时，地球轨道面和地球赤道面之间存在倾角，真太阳在黄道上不同点的时角变化率各不相同，也引起真太阳时的不均匀。这是产生时差的原因 。时差的值在一年之中逐日变化，每年有4次为零，在4月16日、6月15日、9月1日和12月24日前后；4次为极值，在2月12日（负极大）、5月15日（正极小）、7月26日（负极小）和11月3日（正极大）前后。最大值达16分多。每天的时差数值载于《天文年历》中。


理论天体物理学

理论天体物理学（ theoretical astrophysics ），利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的学科。1859年，G.R.基尔霍夫根据热力学规律解释太阳光谱的夫琅禾费线，断言在太阳上存在着某些和地球上一样的化学元素，这表明可利用理论物理的普遍规律从天文实测结果中分析出天体的内在性质，是为理论天体物理学的开端。理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步。20世纪20年代初量子理论的建立，使深入分析恒星的光谱成为可能，并由此建立了恒星大气的系统理论。30年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，促进了恒星内部结构理论迅速发展。并且，依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。1917年A.爱因斯坦用广义相对论分析宇宙的结构，创立了相对论宇宙学。1929年E.P.哈勃发现了河外星系的谱线红移与距离间的关系。以后，利用广义相对论的引力理论来分析有关河外天体的观测资料，探索大尺度上的物质结构和运动，以星系整体退行、宇宙微波背景辐射和元素合成为三大基石形成了现代宇宙学。在理论天体物理这一领域，可看到理论物理与天体物理更广泛更深入的结合和渗透，其中以非热辐射、相对论天体物理学、等离子体天体物理学、高能天体物理学等几个方面最为活跃。

内容
从理论物理学的分支与天体物理学问题的联系，可看出理论天体物理的概貌：①辐射理论。研究类星体、射电源、星系核等天体的辐射，以及X射线源、γ射线源和星际分子发射机制。②原子核理论。研究恒星的结构和演化，元素的起源和核合成，以及宇宙线问题。③引力理论。探讨致密星的结构和稳定性、黑洞问题，以及宇宙学的运动学和动力学。④等离子体理论。分析射电源的结构、超新星遗迹、电离氢区、脉冲星、行星磁层、行星际物质、星际物质和星系际物质等。⑤基本粒子理论。研究超新星爆发、天体中的中微子过程（见中微子天文学）、超密态物质的成分和物态等。⑥凝聚态理论。研究星际尘埃、致密星中的相变及其他固态过程。

方法
理论天体物理的基本方法是把地球上实验室范围中发现的规律应用于研究宇宙天体。这种方法不仅对于说明和解释已知的天体现象是有力的，还可预言某些尚未观测到的天体现象或天体。如在1932年发现中子之后不久，L.D.朗道、J.R.奥本海默等就根据星体平衡和稳定的理论预言可能存在稳定的致密中子星。尽管这种预言中的天体与当时已知的所有天体差别极大（异乎寻常的高密度等），可是在30多年后的1967年发现了脉冲星，预言终于被证实。另一方面，许多物理学概念首先是由研究天体现象得到的，后来又是依靠天体现象加以检验的。如首先是天体物理学家注意到充满宇宙间的电离物质具有一系列特性，这对建立等离子体物理学这门学科起了极大的推动作用。又如热核聚变概念是在研究恒星能源时首次提出的。禁线也是受到天体光谱研究的刺激才得到深入探讨的。由于地面条件的限制，某些物理规律的验证只有通过宇宙天体这个实验室才能进行。有关广义相对论的一系列关键性的观测检验，都是靠研究天体现象来完成的。水星近日点进动问题、光线偏转以及雷达回波的延迟是几个早期的例子。1978年，通过对脉冲星双星PSR1913＋16的周期变短的分析，给引力波理论提供了第一个检验，这是理论物理学与天体现象二者结合的一个新的成功事例。因此，理论天体物理学既是理论物理学用于天体问题的一门应用学科，又是用天体现象探索基本物理规律的基础学科。无论从天文学角度来看，或是从物理学角度来看，理论天体物理学都是富有生命力的。1983年美国核物理学家W.A.福勒因研究宇宙化学元素形成机制取得重大成果和天体物理学家S.钱德拉塞卡因对恒星结构和演化理论作出的重大贡献而获得诺贝尔物理学奖；1993年R.A.赫尔斯和J.H.泰勒因发现射电脉冲双星共同获得诺贝尔物理学奖。他们经过近20年的努力，利用世界上最大的阿雷西沃射电望远镜进行上千次的观测，以无可争辩的观测事实，证实了引力波的存在。


SS_433

SS 433，一个光谱线既有红移又有蓝移的特殊天体。在斯特芬森和桑杜利克于六十年代编制的Hα发射线星星表中，它列为第433号天体，因而得名。当时把它归属于“特殊星”。SS433的距离约为一万光年，位于天鹰座，赤经19h9m21ṣ3，赤纬+4°53′54″（1950年历元），目视星等为13.5等。后经证认，它是一个X射线源A1909+04的光学对应体，并和一个致密射电源相对应，而且与超新星遗迹W50在天球上的位置相合。1977年发现它的射电辐射流量密度有很大的变化。
SS433最奇异之处，是它的发射谱线具有大红移和大蓝移。这是意大利阿齐亚戈天体物理台和美国利克天文台在1978～1979年首先发现的。它的主要特征是Hα和 HeI等发射线具有三重结构。一条是没有频移的，另外两条分别具有红移和蓝移。红移值和蓝移值随时间漂移，并有周期性，周期约为164±4天，最大的红移和蓝移相应的多普勒速度分别为每秒50，000公里和30，000公里。另外，发射特征还有短时间变化；红移和蓝移均有两个带，即分为两叉。红移和蓝移之间存在有镜像关联（不仅表现在速度方面，还表现在发射线轮廓方面）。红移和蓝移在强度上大致相同。在发射轮廓移动大的方向上比较陡，没有圆偏振。目前，SS433的理论模型大致有两类：一是认为存在高速的喷流，一是认为发射线来自靠近黑洞的吸积物质。双星模型和非双星模型之争也正在进行中。


矮造父变星

盾牌座δ型变星（δ Scuti variable stars ），也称为矮造父变星、船帆座AI。是一种光度会因为表面在径向上的胀缩和非径向胀缩两种原因造成光度变化的变星。光谱型为A～F型，在赫罗图上位于造父变星不稳定带内的一种超短周期、小变幅的脉动变星。光变曲线形状变化很大，同船帆座AI型变星相近，但变幅小于0.3个星等。典型星为盾牌座δ。最初，人们把一切周期短于0.21天的A、F型脉动变星都称作盾牌座δ型变星(又叫作矮造父变星），后来只把光变幅小于0.3个星等的短周期脉动变星称作盾牌δ型变星。这种星不仅存在于银河星场中，还出现在疏散星团中，被认为是质量约1.5～2.5个太阳质量的主序星或刚过主星序的恒星，属于星族Ⅰ，绝对目视星等约+2等。1970年埃根指出，变幅小于和大于0.3个星等的两群星均有年轻和年老的盘星族的成员，怀疑这种按光变幅分群的做法的合理性。有人根据实际测得的表面重力和周期间的关系，认为它们都是质量约为2个太阳质量的主序星后的氢壳层燃烧星，唯一差别可能只是脉动的模式不同。


太阳平均磁流发电机机制

太阳平均磁流发电机机制（ mechanism of solar mean hydromagnetic dynamo ），解释太阳磁场的一种理论模型。观测表明，太阳上存在着随太阳活动周期变化的磁场和较差自转运动，而且它们还具有明显的不规则性和随机性。因此，太阳上的磁场和自转速度，可认为是由平均磁场和平均较差自转速度分别地同它们对应的湍流部分迭加而成的。磁流发电机理论认为，太阳磁场纯粹是由太阳对流层内磁流体的较差自转与湍流运动在磁场中所产生的感应电动势来维持的，即太阳内的流体运动形态构成了一个磁流自激发电机。
由于太阳自转的相对稳定状态，在考虑磁场与流场相互作用过程中，可以近似地认为太阳的平均较差自转是已知的，即不考虑洛伦兹力对运动的影响。平均磁场的变化规律，可由一组平均场的麦克斯韦方程和平均场的欧姆定律来表示。
对太阳观测资料的分析表明，还可以近似地假定太阳平均磁场和平均较差自转具有对自转轴的轴对称性质。柯林定理证明，在轴对称磁场和速度场的条件下，不可能形成一个自激层流发电机，这是因为：若把磁场分解成环型分量BT和极型分量BP，从它们分量的感应方程可以看到，环型分量将由较差自转与极型分量相互作用产生的感应电动势而得到增长和维持，即BP→BT；但是，在极型分量的感应方程中却没有相应的感应电动势的来源，即不存在由较差自转与环型分量相互作用而产生感应电动势来增长与维持极型分量的过程，亦即BP峌BT；因此，最初存在的极型分量终将衰减消失，而环型分量随极型分量的消失也终将消失。
在存在湍流的条件下情况就不同了。虽然麦克斯韦方程因其线性关系在平均后的形式没有改变，但对欧姆定律的平均中，除存在平均磁场与平均速度的矢积项外，还存在湍流磁场与湍流速度矢积的平均项，这一附加项称为湍流电动势。太阳对流层内的湍流在太阳自转的科里奥利力作用下会呈现复杂的特性。在最简单的情况下，假定湍流具有均匀各向同性，则湍流电动势ε便可近似地表示为与平均磁场B和平均电流J成正比的形式，即

式中 c为光速，比例系数 α、 β由湍流特性来决定。第一项表明，在 平均磁场方向上产生了一个与它成正比的电流，叫作 α效应。第二项使得原来的粘滞系数增大了 β倍， β称为 磁粘滞系数。
在湍流情况下，从平均场的感应方程中可知，平均磁场的环型分量容易从较差自转与平均磁场的极型分量相互作用所产生的感应电动势得以维持，BP→BT；另一方面，更重要的是，由于α效应的作用，感应产生的环型平均磁场造成环型电流，而环型电流必将产生一个极型平均磁场，BT→BP。这样便完成了平均磁场从环型分量到极型分量，再由极型分量到环型分量的“发电机循环”步骤，BT⇌BP，即实现了轴对称条件下的平均场自激发电过程。
湍流运动的平均磁流发电机机制，不仅能够解释太阳磁场的存在与维持，而且能够解释磁场呈现黑子蝴蝶图（见黑子的日面分布）等现象。


碰撞问题

碰撞问题（ collision ），若p个质点在时刻t1同时碰撞于一点，这就称为在t1发生了p体碰撞。碰撞时刻t1是多体运动方程的奇点。当时间趋于t1时，碰撞质点的相互距离趋于零，鉴于万有引力与距离平方成反比，所以加速度趋于无穷大，微分方程在该点不再满足解的存在及唯一性定理的条件。能否通过一定的变换消除这一奇点，碰撞以后天体如何运动，在碰撞时刻附近轨道的渐近表现如何，以及虽不发生碰撞但出现几个质点彼此紧密接近，这时轨道的性质又如何，诸如此类都是碰撞问题所要讨论和研究的。从理论上说，不消除碰撞奇点就不可能得到多体问题的全局解。实际工作也要求解决碰撞和紧密接近时轨道的计算问题。
只要二体碰撞得到了详尽研究，并适当选取参数，就可以毫无困难地把天体在碰撞前后的运动清楚地表示出来。两个天体在相互引力的作用下，沿着一条近乎直线的轨道碰撞，然后就反弹回来。经过碰撞，这个系统的能量积分、动量矩积分和质量中心的运动状态都保持不变。尽管碰撞时天体的加速度会无限增大，但是两个天体之间的距离r和其中任何一个天体的速度v的平方之积rv2却趋于一个确定的有限值。所以，二体碰撞奇点是非本质的，可以通过一定的变换予以消除。
研究二体以上的碰撞问题要困难得多，至今还有很多问题未弄清楚。但可以肯定，若要所有天体都同时碰撞于一点，则该系统的动量矩的三个分量必须全部为零。因此，在研究该系统的一般运动状态时可避开这种情况。在三体问题的三体碰撞方面，有一些更为具体的研究成果。首先，如发生三体碰撞，三个质点必须始终保持在一个平面上。另外，它们只能组成等边三角形或连成一直线。发生在碰撞奇点邻近三体碰撞轨道的坐标的渐近表示式是形如项的线性组合。这些特征指数 λi中有一个取值为2/3，其他一般是无理数。这说明与二体 碰撞奇点不同，三体 碰撞奇点是本性奇点。松德曼对三体 问题的 碰撞奇点作了深入的研究。他首先适当选择初始条件，以排除三体 碰撞，然后引入一个变量 ω代替 t作自变量，以消去所有的二体 碰撞奇点。他证明了三质点的坐标、它们相互间的距离以及时间 t都是 ω的解析函数，因此能展开为它的收敛幂级数。而且这一点对于任何时刻都有效。松德曼级数是三体 问题最重要的成果之一。
在N个天体（质点）组成的多体问题中，在某一时刻如果每个天体受到的引力都指向该系统的质心，并且引力的大小正比于该天体的质量和它到质心的距离，就称这N个天体组成的几何形状为中心构形。具有相似形状的中心构形，都看成是同一类的。N个天体在趋于N体碰撞时，它们所组成的几何形状一定越来越接近于某类中心构形。如果这N个天体组成的系统具有无穷多类中心构形，则在趋于N体碰撞时，就可能摆动于这些中心构形之间。


密近双星

密近双星（ close binary star ），凡一子星影响另一子星演化的物理双星都可称为密近双星。实际上，人们常把分光双星和测光双星（后者包括食双星）统称为密近双星。肉眼可见的五车二、角宿一、大陵五、渐台二都是密近双星。密近双星是恒星世界中普遍存在的一种天体，有的可以提供可靠的物理参量；有的可以提供重要的恒星演化线索；有的可以通过两子星相互作用的各种表现，为研究恒星高低层大气结构、恒星内部密度分布、星周物质的特性、星风、吸积过程、质量交流等提供良好的机会。密近双星中出现的脉动变星、爆发变星、X射线源、射电源、白矮星、中子星(脉冲星)、B型发射星、A型特殊星、巨星、超巨星等，可为研究这类天体提供有利条件；聚星、星协、星团、行星状星云和河外星系中出现的密近双星，可以和这些天体系统的研究联系起来。

分类
食双星早在几十年前已按光变曲线形状分为三大类，即大陵五型，渐台二型和大熊座W型。分光双星中只测到一子星谱线的称为单谱分光双星，测得两子星谱线的叫双谱分光双星。随着仪器技术的进展，对一些单谱分光双星，也逐渐测到了双谱。如猎户座“四边形”中的食双星BM测定为双谱，解决了恒星早期演化黑洞问题；又如测定大陵五为双谱，大大提高了基本参量精度。根据理论分析，科帕尔在二十世纪五十年代提出把密近双星分成不相接双星（两子星都未充满其临界等位面，简称临等面）、半相接双星（只一子星充满其临等面）和相接双星（两子星都充满临等面）三种，现在这种分类法已被广泛采用，成为研究密近双星的重要基础。
密近双星中一子星充满其临等面时，它的物质应大规模地流向另一子星（如后者未充满其临等面），发生质量转移（更广义地说，叫质量交流），这对于密近双星的演化发生巨大影响。德意志联邦共和国的基彭哈恩与魏格特，波兰的帕琴斯基，捷克斯洛伐克的普拉维茨等在六十年代后期对密近双星的质量交流演化作了开创性的理论研究。如果两颗主序星组成的不相接双星中的一颗子星质量较大，则当这一子星演化到充满其临等面时（即开始作质量转移时），就会至少出现下列三种情况:它的中心氢仍在起核反应；或者其中心氢已“燃烧”完而中心氦尚未开始“燃烧”；或中心氦已“燃烧”完而碳尚未开始“燃烧”。这三种情况分别称为密近双星质量交流演化的甲种情况、乙种情况和丙种情况。从这些基本概念出发，天文学家在七十年代对多种形式的密近双星作了大量的理论计算。例如，在解释大陵五型食双星的“演化怪象”（即质量较小的子星看来演化得反而更快），解释“谜星”渐台二的基本参量，解释某些B型发射星双星，模拟某些X射线双星和射电脉冲星双星的演化史等工作中，都取得了令人鼓舞的成绩。不过，为了更好地说明实测现象，需要打破早先理论工作中的一系列简化假设的限制，例如计及子星的非球状、轨道的偏心率、总质量和总角动量的不守恒，计及星风和辐射压、自转和磁场、子星发生超新星爆发时的不对称性等等。密近双星演化的研究显然是一项艰巨而富有意义的工作。

理论方面
理论方面的重要任务是用密近双星的质量交流和质量流失的概念来解释某些食双星的变光周期的变化，解释某些食双星的气环的形成和变化以及许多包含矮新星、再发新星、新星的密近双星的爆发和射电双星现象等等。不少人已经不用质点力学而用流体力学的方法来处理密近双星中的物质交流问题。吸积盘的物理问题受到很多人的重视，应用来研究爆发双星和X射线双星进展很大。因引力波而改变密近双星轨道周期的问题也已开始研究。1978年，J.H.泰勒报告射电脉冲星双星PSR1913+16轨道周期缩短的观测值同引力波使轨道周期缩短的理论值非常符合，许多人认为这是第一次找到了引力波存在的实测证据。近年来对以大熊座 W为代表的相接双星的力学和物理问题的研讨也很热烈。某些密近双星（如天鹅座X-1）中可能存在“黑洞”的问题，密近双星和太阳活动、恒星活动的关系，两子星星风的相互作用等，早已或正在引起天文学家的重视和研究。

实测方面
二十世纪七十年代在密近双星实测研究方面进展很快。例如发现了X射线双星、X射线脉冲星双星（包括河外的）、射电双星、射电脉冲星双星、光学脉冲星双星和看来并不包含致密天体(如白矮星、中子星、黑洞)的X射线双星（如五车二、大陵五、猎犬座RS等）；确认在一定波段上视流量最强的稳定X射线源天蝎座X-1是分光双星；否定食双星V78是球状星团半人马座ω的成员（使极端星族Ⅱ中有否双星的问题被重新提出）；发现一批猎犬座RS型射电兼X射线双星；发现与大熊座W型迥然不同的早型大质量、高光度新型相接双星（如包含一对蓝超巨星的天鹅座V729）；测出经典的单谱分光双星中另一子星的谱线，确定这些双星是双谱双星；用偏振法求密近双星的轨道倾角；等等。


开放宇宙模型

开放宇宙模型（ open universe model ），弗里德曼宇宙模型的一个解。在宇宙学原理这一前提下，解爱因斯坦引力场方程，得宇宙的动态时空度规：

式中 r， θ， φ为球极坐标， t为 宇宙时， k为空间曲率署符， R( t)为 宇宙距离标度因子，它随时间变化的规律可以用来描述 宇宙的过去历史和未来演化趋势。令凟和惗分别表示 R对 宇宙时间的一次变率和二次变率。定义哈勃常数 H 0=凟/ R，减速因子 q 0=－ R惗/凟 2。若取 H 0=50公里/(秒·百万秒差距)， 宇宙常数 Λ=0，当减速因子 q 0=1/2、空间曲率为零时， 宇宙物质有一临界密度 ρ c=4.7× 10 -30克/厘米  3。倘若目前的 宇宙物质平均密度 ρ 0≤ ρ c，即0≤ q 0≤1/ 2 宇宙将永远膨胀下去。由此算出 k=-1或0，即对应于三维双曲空间或平直空间。在此种 宇宙中，光线永远回归不到“原处”，这就是开放宇宙模型。假如 ρ 0＞ ρ c，则 q 0＞1/2， 宇宙的膨胀将逐渐减慢，终于停止。由此算出 k=+1，即对应于三维球面空间。在这种 宇宙中，光线有可能返回到“原处”，因此称闭合宇宙模型，也称胀缩宇宙模型。根据目前的观测资料，从不同的途径求出的减速因子各不相同。按 宇宙物质平均密度的观测值，得 ρ 0＜ ρ c，即 q 0＜1/2， 宇宙是 开放的；按星系的哈勃图， q 0＞1/2， 宇宙是闭合的或胀缩的。这个矛盾目前尚未解决。


多体问题

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


大角

大角（汉语拼音：Dɑjiao；英语：Arcturus），牧夫座α，全天第四亮星，北半天球最亮的三颗星之一。大角、织女和五车二亮度相差不大，因为颜色不同，肉眼难以判断哪个更亮。
　　大角是一颗K2Ⅲ型红巨星（见恒星光谱分类），距离太阳35光年。它正在向外抛射物质，有很强的色球活动，在光谱的紫外区、可见光区和红外区都能观测到发射线，是一个光谱变星。

特征
　　大角星是属于K1.5 IIIpe型的红巨星，“pe”代表的是“特殊的发射线”，显示大角星发出的光谱是不寻常且充满谱线的。这对红巨星而言并非太过罕见，但是大角星是特别明显的一个范例。大角星的亮度至少是太阳的110倍，不过这低估了它实际发出的强度，例如大角星在红外线波段所发射的“光”，所以大角星全部发射出的能量大约达到太阳的180倍。因为大角星的表面温度较太阳来的低，拥有较低的光视效能（luminous efficacy），所以在可见光波段发射出的能量也较低。
　　大角星以高速的自行运动而着名，除了南门二以外，它的自行速度比太阳附近的任何1等星都要快速。大角星目前几乎处于最靠近太阳的位置上，并正以高速移动中，它与太阳系的相对速度为122km/s。大角星被认为是一颗古老的星系盘恒星，并与其他52颗这种类型的恒星组成大角星流，共同移动中。大角星的质量难以确定，不过可能与太阳大约相等，而且不会超过太阳的1.5。大角星被认为很可能比太阳还要古老，太阳将会经历的红巨星阶段非常可能就是这颗恒星目前的情况。
　　根据依巴谷卫星的测量，大角星距离地球36.7光年（11.3秒差距），是一个相对较近的天体。依巴谷卫星的观测也显示大角星可能是一个双星系统，伴星约比主星黯淡20倍左右，它的轨道可能位于现在观测技术可以达到的极限，所以目前无法发现该天体。然而目前这个观点已经过时，最新的研究显示大角星是一颗单星。

名称由来
　　Arcturus这个字是从希腊文的Αρκτοῦρος所演变而来的，意为“熊的看守者”。这是因为大角星是牧夫座最明亮的恒星，而牧夫座位于大熊座与小熊座附近的缘故。也有一个希腊的非政府环境保护组织称为Αρκτοῦρος，专门保护野生动植物。
　　大角星在阿拉伯语中称为السماك الرامح，意为“手持长矛者的腿”或“巨大的手持长矛者”。这个名称在过去是演变成各种罗马化的字体，例如已经被淘汰的Aramec与Azimech。另一个阿拉伯字是لحارس السماء，意为“天堂的守护者”[6][7][8]。
　　中国天文学称牧夫座α星为大角是因为它是中国二十八宿的角宿中最亮的一颗星，不过后来大角星成为亢宿的一部分。


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。


爆发变星

爆发变星（ eruptive variable star ），一种亮度突然激烈增强的变星，光变起因于星体本身的爆发。星体在爆发之前是处于相对稳定或缓慢变化状态的。虽然一部分爆发变星有人称为灾变变星，其实，这种激烈变化对星体本身来说并不一定是“灾难性”的，有时只不过是处在由渐变到激变的转折阶段而已。
狭义的爆发变星通常包括：①新星；②再发新星；③矮新星；④类新星。有人称这几种变星为激变变星。新星爆发非常猛烈，亮度会激增9个星等以上，1975年天鹅座新星(V1500　Cyg)的光变幅竟超过19个星等。新星爆发时亮度增加非常快，通常以日计，但减光过程却慢得多，要以月计或年计。一般新星在其历史中只能被观测到一次爆发。观测到一次以上爆发的新星通常称为再发新星，其爆发规模比新星小，光变幅也比新星小，而且两次爆发的时间间隔越短，光变幅就越小。

爆发变星的一些参数

爆发变星在宁静期的亮度有复杂的变化，变幅有的达几个星等。有一部分星有周期性光变──食象和时间尺度为分级或秒级的闪变。它们宁静期的分光特征大多是蓝连续谱上迭加着发射线，通常有氢线、氦线、钙线等。现在已能在很宽的波段（从射电到 X射线）上对爆发变星进行观测。例如1975年从麒麟座新星(V616Mon)和矮新星天鹅座SS、双子座U等观测到X射线；从新星巨蛇座FH、海豚座HR、天鹅座V1500等观测到射电辐射。
二十世纪五十年代发现1934年武仙座新星有食象，又发现再发新星北冕座 T、矮新星天鹅座SS、类新星宝瓶座AE的规则性视向速度发生变化，由此证明它们是双星。到目前为止，已发现30个左右这样的爆发变星。目前流行的观点是用密近双星的原理来解释爆发变星的现象，认为两子星间的质量交流是复杂的光度变化、光谱变化的起因。但是这种理论还存在很多的矛盾和困难。有人评论说，即使是最成功的理论，也不能粗略地模拟新星的光变曲线的外形，更不能用统一的模型去解释它们之间的差别。双星模型和非双星模型之争已持续多年。
爆发变星除了上述四种以外，还有超新星和耀星。爆发规模超过新星的叫超新星。它爆发时亮度增强17个星等以上（即光强增加千万倍至上亿倍），以后慢慢地下降。最著名的超新星是中国历史上记录的宋朝至和元年(1054年)的超新星。耀星（其中的一大类也叫鲸鱼座UV型变星）的亮度在几十秒或几十分钟内突然上升，亮度下降则稍慢一些，变幅从1个星等到10个星等。耀星大部分时间处于宁静期，是光谱为K型或M型的矮星。也有人把耀星及有关天体(如金牛座T型变星、赫比格－阿罗天体等)叫星云变星，因为它们常与星云成协。 　　广义的爆发变星还可以包括任何非几何原因的光度突然增强的变星，例如某些金牛座T型变星，某些共生星等。


盾牌座δ型变星


实用天文学

实用天文学（practical astronomy），天体测量学的分支学科。主要内容是通过对天体的观测确定时间、地面点在地球上的坐标和地面目标的方位角，即用天文方法解决地面点的定位。根据观测目标和目的的不同分为：①大地天文学。这是天体测量学与大地天文学的边缘学科，在测站（通常称为天文点）使用天体测量仪器观测天体以测定天文经度和纬度，也可测定测站至相邻固定目标的方位角从而确定测站的子午线。②天文导航。这是通过观测天体来测定航行中的船舰或飞机所在位置的学科，也因航行特点及要求的不同而分为航海天文学和航空天文学。
　　实用天文学的成果可以直接为社会生产和人们生活服务，为经济建设和有关学科如大地测量学、地球物理学、地质学、地理学和制图学提供资料。例如，高精度的天文定位可用以建立局部或全球的参考坐标系。随着技术的发展，出现了新的仪器和观测手段，如人造卫星多普勒跟踪、人造卫星激光测距、甚长基线干涉测量、全球定位系统等，导致观测精度和频度的大幅度提高，甚至带来某些概念上的飞跃，如导致建立了三维全球参考系。


覆盖效应

覆盖效应（ blanketing effect ），正常恒星光谱由连续光谱和吸收线光谱组成。连续光谱由连续吸收形成，吸收线光谱由线吸收产生。在研究恒星大气的温度分布时，原则上应该同时考虑连续吸收和线吸收两种过程，但这是非常麻烦的。作为第一近似，在研究恒星大气的温度分布或恒星大气模型时，只考虑连续吸收，把线吸收的影响当作是一种附加的改正。这样，吸收线对恒星大气温度分布的作用和影响被称为覆盖效应。它是在1928年由米尔恩起名的。覆盖效应还泛指吸收线对连续光谱的影响。早型恒星的谱线比较稀疏，只有在谱线系限附近覆盖效应才比较明显。太阳型恒星的线辐射流约占连续辐射流的10％，覆盖效应不可忽略。晚型恒星的吸收线密集，覆盖效应更为重要。研究覆盖效应的一种方法是微扰方法：把不考虑线吸收所得到的恒星大气模型作为第一近似，利用这个模型来计算线吸收系数，然后把线吸收也考虑在内得到第二近似，如此进行多次，直至得到满意的恒星大气模型。不少人还采用吸收线分布的各种模型，用统计方法来考虑覆盖效应。


水星近日点进动问题

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

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


宇宙射电

宇宙射电（ cosmic radio radiation ），宇宙中各种天体发出的射电。严格地说，宇宙射电应包括太阳射电和太阳系射电在内的所有各种天体的射电，但通常把太阳系以外的射电称为宇宙射电。宇宙射电可分为银河系射电和河外射电两部分。银河系射电包括银河系中性氢区（ＨⅠ区）的射电、银河系电离氢区(ＨⅡ区)的射电（见电离氢区和中性氢区）、星际非热射电、超新星遗迹射电、射电星的射电、星际分子射电等。河外射电包括正常射电星系、特殊射电星系、河外中性氢区射电、河外星际分子射电、类星射电源的射电、微波背景辐射等。1931～1932年，美国无线电工程师央斯基在14.6米波长上发现人马座银心方向的射电，这是人类首次发现宇宙射电。

银河系射电
1944年，荷兰范德胡斯特预言，星际空间的中性氢原子会在21厘米波长上发出射电谱线。1951年终于接收到中性氢21厘米谱线射电。这是银河系的第一种射电。射电天文学家通过这条谱线的长期观测，得到银河系中性氢云或中性氢区(HⅠ区)的分布和银河系旋臂结构图。银河系内第二种射电是НⅡ区的射电，НⅡ区是所有氢原子几乎都被电离且作稠密分布的云。射电天文学中的“云”，是指具有清晰边界的天体，它与周围介质在某些性质（如密度、温度等）上有明显的突变。即使是同样的密度，一个冷区悬浮在热的介质中，射电天文也能观测这个在温度空间中的云。НⅡ区有由单个恒星激发形成的，也有由整个星团激发形成的。有的НⅡ区的质量达到几千个太阳质量。至今已知的银河系的НⅡ区有200个以上。有两种典型情况:一种是小质量高密度的 НⅡ区，被低密度的НⅠ区包围着，如猎户座大星云；另一种是大质量的НⅡ区，被密度较高的НⅡ区包围着，如玫瑰星云。最近还发现了一种很密的可能是很年轻的НⅡ区，也许它会提供有关恒星形成的重要信息。银河系第三种射电是星际磁场中的宇宙线电子（也叫相对论性电子）的同步加速辐射。银河系内既具有广泛散布的磁场，又存在高能量的宇宙线电子，这就具备了产生同步加速辐射的条件，因而存在很强的星际非热射电，在十米波段，主要就是这种银河系的非热射电（见热辐射和非热辐射）。上述银河系第二种射电（电离氢云射电）本身很弱，电离氢云吸收来自它们后面区域中的非热辐射，因而在非热射电的明亮背景上形成暗星云。这样，在银河系非热射电图上很容易证认出НⅡ区。银河系第四种射电是超新星遗迹的非热辐射。超新星又有两种基本类型，即Ⅰ型和Ⅱ型。著名的蟹状星云就是Ⅰ型超新星的遗迹。Ⅱ型超新星仅在旋涡星系或不规则星系的旋臂中出现。仙后座 A射电源（即3C461）就是Ⅱ型超新星的遗迹。银河系第五种射电是射电星的射电。现在已经发现的射电星主要有脉冲星、射电新星、耀星和射电双星等。银河系第六种射电是星际分子射电。1963年发现羟基分子18厘米谱线射电以来，到1979年底已发现50多种星际分子，观测到的分子谱线数有300多条。

河外射电
在河外射电方面，第一种是正常射电星系发出的射电。正常射电星系是像银河系这样的正常星系。在所有邻近的旋涡星系以及其中一些星系的星系盘和星系冕中都已观测到连续辐射谱射电。正常射电星系发出的射电功率为1037～1041尔格/秒（在银河系中，太阳射电功率为1019尔格/秒，超新星遗迹为1035～1036尔格/秒，比它小得多）。第二种是特殊射电星系发出的射电。有些特殊射电星系在光学照片上与正常星系相似，然而发出的射电则很强，比正常射电星系强102～106倍。它们的射电主要来自星系中心的小区域或星系两边的两个对称的子源。特殊射电星系的光谱显示出强而宽的发射线，表明星系核中有非常剧烈的活动。关于特殊射电星系的射电产生机制问题，从同步加速理论可知，电子流束的同步加速辐射的频谱是（其中 Sv为频率 v上的 射电流量密度， α为频谱指数），而观测到的 射电星系的频谱正是这种幂律谱。因此，普遍认为 射电星系的辐射机制就是同步加速辐射。至于特殊 射电星系的能量来源问题，已提出的有恒星或星系的碰撞或坍缩，星系内超新星爆发以及由此引起的链式反应，物质与反物质的湮没，层子的相互作用等等，至今尚无一致的意见。第三种是河外星系中的谱线 射电，其中包括中性氢原子 射电和分子 射电。在许多星系中已观测到中性氢21厘米谱线 射电，对大、小 麦哲伦云、M31和M33等星系已描绘出 射电亮度分布图。自从发现星际分子羟基(OH)的 射电后，又在河外星系观测到水和氨等分子的谱线 射电。很明显，河外星系普遍包含中性氢原子和各种分子，只是各星系中的具体含量和成分各不相同。由于距离遥远造成的 射电视强度减弱，限制了我们现在的观测范围。第四种是类星 射电源的 射电。类星 射电源的外形颇似恒星，光谱中的谱线有很大的 红移，有极强的 射电，不仅发射谱线而且还有变化。这种距离遥远、体积很小而能量特大的新型天体，很可能是遥远星系的活动星系核──正在爆发的星系核。第五种是微波背景辐射。1965年，在波长7.35厘米上发现在天空中各个方向上存在温度约3.5K的 射电，称为微波背景辐射。后来经精确观测确定，这种背景辐射的温度为绝对温度2.7K，目前认为这是我们观测到的 宇宙的早期阶段的残存辐射。


黑子

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

目录

1 黑子分布
2 本影和半影
3 物理形态
4 其他活动现象

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

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

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

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


3K背景辐射

宇宙微波背景辐射（ cosmic microwave background radiation ），来自宇宙空间背景上的高度各向同性的微波电磁辐射。又称宇宙微波背景。20世纪60年代初，美国科学家A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙为了改进卫星通信，建立了高灵敏度的号角式接收天线系统。1964年，他们用它测量银晕气体射电强度时，发现总有消除不掉的背景噪声，认为这些来自宇宙各个方向的微波噪声相当于温度3.5K的物体在波长7.35厘米的辐射，1965年又订正为3K，并将这一发现公之于世。由于后来进一步地观测证实，这种辐射正是20世纪40年代G.伽莫夫等预言的宇宙诞生时大爆炸火球留下的遗迹。他们的这一发现被认为是20世纪20年代E.P.哈勃发现宇宙膨胀以来宇宙学方面最重要的观测成就。他们为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。

COBE卫星观测到的微波背景辐射

测量
微波背景辐射的最重要特征是具有黑体辐射谱，在0.3～75厘米波段，可在地面上直接测到；在大于100厘米的射电波段，银河系本身的超高频辐射掩盖了来自河外空间的辐射，因而不能直接测到；在小于0.3厘米波段，由于地球大气辐射的干扰，要依靠气球、火箭或卫星等空间探测手段才能测到。1989年升空的宇宙背景探索者（COBE）卫星从0.05厘米直到数十厘米波段内的测量表明，背景辐射是温度2.725±0.002K的黑体辐射，强度峰值对应的波长约0.2厘米，与普朗克谱的偏离仅为百万分之五十，习惯称为3K背景辐射（见图）。能谱的性质表明，微波背景辐射是极大的时空范围内的事件。因为只有通过辐射与物质之间的相互作用，才能形成黑体谱。由于现今宇宙空间的物质密度极低，辐射与物质的相互作用极小，所以今天观测到的黑体谱必定起源于很久以前，即大爆炸后约30万年，温度降到约低于太阳表面的6 000K，物质尚处于等离子体状态，与辐射相互作用很强的宇宙早期。所以微波背景辐射应具有比最遥远星系所能提供的更为古老的信息。
微波背景辐射的另一特征是具有极高度的各向同性。沿天球各个不同方向辐射温度的涨落小于0.1％。这种涨落主要来源于太阳系相对于微波背景每秒约370千米运动引起的多普勒效应T(θ)＝T0(1+v/ccosθ)，式中T为温度，v为太阳系相对于微波背景的运动速度，c为光速，θ为天球上任一方向与该运动方向的夹角。在扣除这种具有偶极特征的各向异性成分之后，辐射温度的涨落小于0.004％。这种高度各向同性说明，在各个不同方向上，在各个相距非常遥远的天区之间，应当存在过相互联系。这也为宇宙在大尺度上均匀各向同性的宇宙学原理提供了有力的观测支持。

意义
扣除偶极各向异性成分之后，宇宙微波背景的本征起伏来源于大爆炸瞬间的量子涨落，它引起的普通物质密度涨落在电子与原子核复合以前像声波那样传播，在复合以后由于引力不稳定性继续增长，形成星系、星系团等不均匀的结构。与之相关的辐射涨落反映在复合时期温度分布的角功率谱上，表现为一系列波峰与波谷，这些峰谷的位置和振幅与十分重要的宇宙学参数（如哈勃常数H0，宇宙年龄t0，密度参数Ω，宇宙学常数Λ等）密切相关。2001年美国国家航空航天局发射的微波各向异性探测卫星（WMAP），由于其角分辨率比COBE有量级的提高（从7°左右提高到0.2°左右），经过一年的运行，获得了角功率谱上百个点的准确数据，从而把估计宇宙学参数的精度提高到优于10％。此外，还首次测到微波背景辐射的偏振，把第一批恒星和星系形成的时代推到大爆炸后约2亿年。欧洲空间局将于2007年发射的普朗克卫星灵敏度更高（百万分之二），角分辨率更高（优于0.1°），除可望把测定宇宙学参数的精度提高到优于1％以外，还可对一些流行的宇宙学模型提供严格的检验。普朗克卫星以后的下一代微波背景卫星甚至有可能探测到宇宙大爆炸时产生的原初引力波的影响，从而阐明早期宇宙中远超出地球上加速器所能达到的能量下发生的物理过程。


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。


宇宙岛

宇宙岛（ world island ），历史上对星系的一种称呼。在这里，把宇宙比作海洋，星系比作岛屿。古代人对宇宙的结构只有笼统的观念。16世纪末，意大利思想家G.布鲁诺推测恒星都是遥远的太阳，并提出了关于恒星世界结构的猜想。到了18世纪中叶，测定恒星视差的初步尝试表明，恒星确实是远方的太阳。这时，就有人开始研究恒星的空间分布和恒星系统的性质。1750年英国T.赖特为了解释银河的形态，即恒星在银河方向的密集现象，就假设天上所有的天体共同组成一个扁平的系统，形状如磨盘，太阳是其中的一员。这就是最早提出的银河系概念。1755年德国哲学家I.康德在《自然通史和天体论》一书中，发展了赖特的思想，明确提出“广大无边的宇宙”之中有“数量无限的世界和星系”，这就是宇宙岛假说的渊源。在赖特和康德前后，还有E.斯维登堡和J.H.朗伯特等人，都发表了同样的见解。可是，当时人们把河内星云（即银河星云）和河外星云（即星系）都当作星系，而且对银河系本身的大小和形状也没有正确的认识。因此，宇宙岛这个假说在170年间有时被承认，有时被否定；直到1924年前后，测定了仙女星系等的距离，确凿无疑地证明在银河系之外还有其他的与银河系相当的恒星系统，宇宙岛假说才得到证实。
宇宙岛这一名称，据E.P.哈勃考证，最初出现在德国A.von 洪堡的著作（《宇宙》第三卷，1850）中，因为它形象地表达了星系在宇宙中的分布，后来就被广泛采用。另外还有“恒星宇宙”和“恒星岛”等名称，都是“宇宙岛”的同义语。


罗伯逊-沃尔克度规

罗伯逊-沃尔克度规（ Robertson-Walker metric ），按照宇宙学原理在宇宙学尺度上天体系统最重要的特征之一是均匀性和各向同性。H.P.罗伯逊和沃尔克分别于1935年和1936年证明，适应于上述均匀性和各向同性要求的四维时空只有三种，它们的时空度规具有下列形式：

称为 罗伯逊- 沃尔克 度 规。式中 r， θ， φ为球极坐标， t为 宇宙时，空间曲率署符 k可取+1、0、-1三种值，时间函数 R( t)称为宇宙标度因子。在 k=1的情况，三维空间部分是球状空间，空间坐标的变化范围是0＜ r＜1、0＜ θ＜ π、0＜ φ＜ 2 π。这时空间的总体积是有限的，其值为 2 π 2 R 3( t)。在 k=-1的情况，三维空间是双曲空间。在 k=0的情况，三维空间是平直空间。在后两种情况下，空间坐标的变化范围是0＜ r＜∞、0＜ θ＜ π、0＜ φ＜ 2 π。它们的空间总体积都是无限的。


天琴座RR型变星

天琴座RR型变星（ RR Lyrae variable stars ），脉动变星的“大序变星”中的一种，又称短周期造父变星，变光周期大致从0.05～1.5天。这类变星原被分为RRa、RRb和RRc三个次型，现已合并为RRab和RRc两个次型。它们的光谱型除少数为F型外，一般均为A型。RRab型的光变曲线有较陡的上升段和较缓的下降段；光变幅一般不超过1～2个星等。RRc型的光变曲线则近似于正弦曲线，较为对称；光变幅也较小，约在半个星等上下。两型的周期、变幅和光变曲线形状都具有周期性变化，称为布拉日哥效应。它们大多属于银河系的球状子系（星族Ⅱ）。又因它们大多出现于球状星团中，故又称作星团变星。RRab型的典型星是天琴座RR星；RRc型的典型星是大熊座SX星。同一球状星团中的天琴座RR型变星，其中介星等（最亮和最暗时的星等平均值）十分相近，这表示各个天琴座RR型星的绝对星等也相差不大。近年来的观测和研究表明，光度的相差不超过一个星等，而且同周期的关系颇小，因而可以通过对它们的观测和研究来推测它们所在恒星系统的距离。这样，这类变星就起“量天尺”的作用。按金属丰度（见元素的丰度）划分，天琴座RR型星可分为三类，这三类的绝对星等也不相同，亮度约差半个星等。这些都是通常的脉动理论所难以解释的。


B2FH理论

B2FH理论，元素合成理论之一。1957年，G.伯比奇夫妇、W.A.福勒、F.霍伊尔等人提出了元素在恒星中合成的假说，他们四人姓氏的第一个字母分别为B、B、F和H，因此称为B2FH理论。他们摒弃了全部元素都是通过单一过程一次形成的想法，提出了与恒星不同演化阶段相应的八个形成过程，认为所有的元素及其同位素都是由氢通过发生在恒星上的八个过程逐步合成的。元素合成后由恒星抛射到宇宙空间，形成所观测到的元素的丰度分布。
八个过程是：①氢燃烧。发生于温度T≥7×106K的条件下，由四个氢核聚变为氦核的过程。②氦燃烧。发生于T≥108K的条件下，由氦核聚变为碳核(12C和氧核(16O))等的过程。③α过程。α粒子与20Ne相继反应生成24Mg、28Si、32S、36Ar等的过程。④e过程，即所谓的平衡过程。发生在温度和密度都很高的条件下，元素丰度曲线上的铁峰元素（V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni等）通过这个过程生成。⑤s过程，即慢中子俘获过程。⑥r过程，即快中子俘获过程。比铁峰元素更重的元素可能通过r或s过程生成。⑦p过程，即质子俘获过程。一些低丰度的富质子同位素可能通过这个过程生成。⑧x过程。生成D、Li、Be、B等低丰度轻元素的过程。
B2FH理论发表后，不断得到原子核物理学、天体物理学和宇宙化学方面的新成就的补充和修正。元素合成实质是元素核燃烧，它分为两类：一是以恒星损失核能量为时标的流体静力学燃烧；二是激变事件的动力学爆发燃烧。核合成的计算又分为按恒星演化处理、恒星演化加爆发能、爆发机制的细节3种类型。主要进展有：①提出了一些新的过程，如碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧等。碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧分别发生在T≥6×108K、T≥109K和T＞3×109K或4×109K的条件下。研究发现，爆发性碳燃烧可说明Ne到Si的观测丰度，爆发性氧燃烧可说明Si到Ca的观测丰度，准平衡的硅燃烧可说明铁峰元素的观测丰度。②在许多天体上，氦丰度相当大，按质量计约为30％，用恒星内部的核反应理论不能说明这个事实。大爆炸宇宙学认为宇宙曾经有过一段从热到冷的演化史。宇宙早期温度很高，生成氦的效率也高，从而造成氦的高丰度。③6Li、Be、B等轻元素的观测丰度，可用宇宙线粒子与星际空间的12C、14N、16O、20Ne等原子核碰撞而使后者碎裂来说明。


白道

白道（拼音：bái dào），（英语：Moon's path），月球绕地球公转的轨道平面与天球相交的大圆。
　　白道与黄道相交于两点。月球沿白道从黄道以南运动到黄道以北通过的那个交点称为升交点，与此相对的另一交点称为降交点。白道与黄道的交角在4°57′～5°19′之间变化，平均值约为 5°9′，变化周期约为173天。由于太阳对月球的引力，两个交点的连线沿黄道与月球运行的相反方向向西移动，这种现象称为交点退行。交点每年移动19°21′，约18.6年完成一周。这一现象对地球的章动和潮汐起重要影响。

俗语
　　在俗语中“白道”也是代表了警察、清廉的政府官员等一些正面的人物。反之，“黑道”就代表了黑社会、地痞流氓一些社会上不好的势力。

历史遗迹
　　闻名华夏的大青山横卧在塞外青城呼和浩特北部，就是这座天然屏障，挡住了土默川平原通往大后山之路。然而，天无绝人之路。千百年来，居住在土默川上的蒙汉人民，用自己勤劳的双手在大青山上打通了一条蜿蜒曲折之路。此路全长45公里，古书中称此路为“白道”，民国时期称“归武大道”，新中国成立后改称呼武公路。就是这条白道，蕴藏着武川地区深厚的文脉，提升了武川地区的文化底蕴，昭示了武川1600多年的文明史。


光行差常数

光行差常数（ aberration constant ），天文常数之一。光行差是指在同一瞬间运动中的观测者，所观测到的天体的视方向同静止的观测者所观测到的天体的真方向之差。观测者随地球自转造成的光行差称为周日光行差；观测者随地球绕日公转造成的光行差称为周年光行差。作为天文常数的光行差常数，是指周年光行差常数，它定义为地球公转的平均线速度v与光速c的比值，用角秒表示为：

k ＝206 264″.806 v / c

光行差常数可通过天文观测来确定，主要方法有：①观测和研究恒星视位置的变化；②观测和研究恒星的视向速度；③长期持续地观测和研究测站的纬度变化。首次发现 光行差现象的 J.布拉得雷于1725～1728年得出 k＝20′.5，后来的许多天文学家根据两个半世纪浩瀚的观测资料得出了近百个 光行差 常数的数值，绝大多数的数值都在20′.4～20″.6之间。1896年 S.纽康综合当时的各种测定值以后，得出 k＝20″.47，这个数值使用了近70年。 光行差 常数是很难精确测定的天文 常数之一，尽管很早就发现纽康的这个数值偏小，精度较低，但由于牵涉到其他 常数，并未予以改动。
国际天文学联合会1964天文常数系统中，将光行差常数作为导出常数，它根据高斯引力常数k和天文单位距离的光行时τA由下式计算：

k＝206 264″.806 F kτ A/86 400

式中 F＝ n a( k ′) −1(1－ e 2) －1/2称为 光行差常数因子， n为以弧度/秒表示的地球绕日的平均角速度， a为以 天文单位表示的日地平均距离， e为地球轨道的偏心率， k′＝ k/86 400。 F的数值对不同历元有微小变化。 k ′在数值上等于一质量忽略的假想行星在半径为一天文单位的圆轨道上以弧度/秒表示的绕日角速度。由此计算得出 k＝20″.495 8，这个数值从1969年开始一直用到1983年。国际天文学联合会1976天文 常数系统中，天文单位距离的光行时 τ A由导出 常数改为基础 常数，精度也有了提高，由此确定相对标准历元J2000年的值为20″.495 52，它从1984年开始采用。


本星系群

本星系群（ local group of galaxies ），距离银河系中心大约100万秒差距范围内由引力束缚在一起的星系的总称。1936年E.P.哈勃首先在《星云世界》一书中把银河系及其邻近的大麦哲伦云、小麦哲伦云、仙女星系、M32、NGC–205、M33、NGC–6822和IC–1613八个星系称为本星系群。到1997年为止，已发现(包括待证实)的本星系群成员达35个。按哈勃形态分类，银河系、M31和M33为旋涡星系，M32为椭圆星系，其余为矮椭圆星系、矮椭球星系和不规则星系。银河系和仙女星系是本星系群中两个最大的成员。各率一批星系形成两个次群结构。银河系次群含人马座星系、大麦哲伦云、小麦哲伦云、小熊星系、天龙星系、玉夫星系、六分仪星系、船底星系、天炉星系、狮子Ⅰ、狮子Ⅱ星系等。仙女星系次群含仙女三重星系M31、M32、NGC–205、仙后双矮星系NGC–147和NGC–185，以及新近发现的矮星系仙女Ⅰ、仙女Ⅲ、仙女Ⅴ、仙女Ⅵ等。本星系群的Ⅴ波段总光度为4.2×1010 L⊙。总质量为2.3×1012 M⊙ 。质光比为44倍太阳单位。这意味着本星系群中暗物质比可见物质重一个量级。本星系群的成员距离太阳较近，能被分解为恒星，易于进行细致研究，常被用于造父变星周光关系、超新星极大光度与下降速率关系、球状星团光度函数等河外距离测量方法的定标，对于测定哈勃常数等重要的宇宙学参量以及研究星系的形成和演化起着不可替代的作用。


等效原理

等效原理（汉语拼音：Dengxiao Yuanli；英语：principle of equivalence），建立在引力质量与惯性质量相等实验事实（见厄缶实验）之上的基本原理，广义相对论的基础之一。
　　引力质量与惯性质量严格相等的直接推论是任何物体的引力加速度是相等的，它表明引力场区别于如电场、磁场等其他类型的力场，引力场与惯性力场等效。A.爱因斯坦用升降机的假想实验来说明。在这个密闭的升降机内的观察者所做的物理实验都无法断定他所在的参考系究竟是有重力作用的惯性系，还是并无重力而只是相对于某个惯性系以加速度 g上升的非惯性系，在这两种情形，他测得物体释放后自由下落的加速度都是 g，这表明物体在重力场中的运动等效于物体在非惯性系中的运动，或者说引力场与惯性力场等效。由于引力与重力不同，空间各点的引力作用不等，引力场与惯性力场只是在局部的小区域内等效。
　　爱因斯坦在等效原理和广义相对性原理的基础上建立了广义相对论。


变星

变星（汉语拼音：Bianxing；英语：variable star），由于内在的物理原因或外界的几何原因而发生亮度变化的恒星。有些恒星虽然亮度没有变化，但其他物理性质有变化的或光学波段以外的电磁辐射有变化的也归入变星之列，如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等。

目录

1 发现史
2 命名
3 类型
4 意义

发现史
　　有些恒星的亮度变化肉眼就能发现，但大多数变星必须用一定的仪器、一定的观测技术才能发现。照相测光和光电测光技术的应用，使变星数目迅猛增加，1985年开始陆续出版的第4版《变星总表》已收集了到1982年为止发现和命名的28450颗变星和变光体。分光技术提供了变星物理性质的重要信息，不仅为发现变星，也为研究变化的原因提供了条件。但在已知变星中，做过光谱观测的仅占25％左右。

命名
　　少数变星在发现亮度变化前已经定名，仍继续延用，此外，绝大多数变星都按国际通用的命名法命名 ，即用拉丁字母加上星座名作为变星的名字。对每一个星座，按变星发现的顺序，从字母R开始 ，一直到Z，然后用两个字母 ，从RR，RS起到ZZ，再用前面的字母AA，AB，……，一直到QZ，其中字母J完全不用，从第335个起，用V335，V336，……，加上星座名。

类型
　　变星按其光变原因，可以分成内因变星和外因变星。前者的光变是光度的真实变化，光谱和半径也在变，又称物理变星；而后者的光度、光谱和半径不变，它们是双星，光变的原因是由于轨道运动中子星的相互掩食（称食双星或食变星）或椭球效应，外因变星又称为几何变星或光学变星。内因变星占变星总数的80％，又可分为脉动和爆发性质迥异的两大类。脉动变星占内因变星的90％，光变是由星体脉动引起的；爆发变星的光变是由一次或多次周期性爆发引起的。脉动变星和爆发变星又可以分成若干次型。变星的分类法随着人们认识的不断深化而逐渐改变，近年来发现越来越多的双星不仅是几何变星，也是物理变星。

意义
　　变星种类繁多，涉及恒星演化的各个阶段，变星的研究必然促进恒星理论的发展；食变星为确定恒星的质量、大小等物理量提供了难得的机会；造父变星的周光关系为宇宙尺度提供了基本校准，新星、超新星的极大亮度可作为粗略的距离指针；变星分属于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盘星族、中介星族Ⅱ和晕星族（见星族）五种不同空间结构次系，对银河系结构和动力学的研究也有重要意义。


天球

天球（汉语拼音：Tianqiu；英语：Celestial Sphere），天文学中为便于研究天体的位置和运动而引进的假想圆球面。天球中心视问题不同而任意选取，如视测者、地心或日心等；天球的半径为任意长，可以当作数学上的无穷大。通过天球中心与天体的连线（如观测者的视线）把天体投影到天球面上，该点就是天体在天球上的位置。天球可有助于把天体方向之间的相互关系化为球面上点与点之间的大圆弧段。通过在天球上建立参考坐标系并应用球面三角学的方法易于对这些关系进行研究。