氦丰度

氦丰度（ Heabundance ），H abundance 同位素在自然界中的丰度指的是该同位素在这种元素的所有天然同位素中所占的比例。星际物质中氢和氦的质量丰度比约为75/25，除去氢、氦之外的其它物质（包括放射性物质）大约占到1-3%。这类物质天文学界把它们称之为铁类物质，它们是在恒星内的核聚变过程中所产生的。
氦元素丰度一般定义为(nHe/nH)× 100。光球氦丰度约为8.5,而高速太阳风氦丰度一般不超过5。


天文符号

天文符号（ astronomical symbols ），在天文书刊、星图和星表中对某些天体和天象，以及黄道十二宫常用专门天文符号表示。这些天文符号中的大多数历史悠久，由中世纪的星占学流传至今。
一、天体

二、天象

三、黄道十二宫


大气光学

大气光学（汉语拼音：Dɑqiguangxue；英语：atmospheric optics），研究光通过大气时和大气的相互作用以及由此产生的各种大气光象的一门学科。
　　大气物理学的一个分支。某些大气光象常常是天气现象的前兆。对虹、晕、宝光环、海市蜃楼等大气光象，中国古代都有观测和解释。作为现代科学的大气光学的研究和发展，则与光学研究的进展有着密切的联系。19世纪末和20世纪初，英国科学家J.W.S.瑞利和德国科学家G.米分别建立了散射理论，解释了许多大气光象。20世纪60年代激光的出现，使光学大气遥感得到迅速的发展。卫星遥感技术的应用也对大气光学的研究提出新的要求，这些都促进了近代大气光学的发展。大气光学的研究内容包括：基本规律的研究，如大气散射和折射；大气光学特性的研究，如大气消光、大气吸收、大气能见度和天空亮度等；大气光象的研究，包括朝晚霞、曙暮光、天空色彩等大气光象及虹、晕、华等云中光象。


等离子体天体物理学

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


恒星大气理论

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

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

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

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

只有知道源函数：

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

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


宇宙化学

宇宙化学（ Cosmic Chemistry ），研究宇宙中的化学反应及其产物的交叉学科。形成大多数化学元素的原子是在恒星内部合成的，其中一部分通过星风或超新星爆发返回星际空间。与此不同的情形主要是氢和氦–4，以及少量的氘、氦–3和锂–7产生于大爆炸后若干秒。氢和氦大约构成星际介质中全部物质质量的98％，而其余主要是碳、氮、氧、氖、镁、硅、硫、氩、铁。许多其他元素都已探测到，并可望在地球上发现。但现在能在太空观测到的分子主要是氢、碳、氮和（或）氧的化合物。一个显著的理由是只有气体形式的分子才能由其射电谱得以可靠证认。固体物质如星际尘粒的成分只能得到粗略表征。
星际空间的原子一旦形成就能参与化学反应，但由于条件与地球上的实验室大不相同，以至于这些反应及其产物按“正常”化学标准往往很不寻常。某些分子诸如TiO、CN和C2足够坚实，可存在于冷星的外层大气中。而自由飘浮于星际空间的多数分子将被星光中的紫外辐射裂解。所以，大量星际分子被发现的地方是巨分子云内部，因为那里的尘埃挡住了恒星的紫外辐射。即使巨分子云比一般星际物质稠密得多，按地球实验室标准还是太稀薄。相互作用通常只在两个孤立的原子间进行，很难发生稳定的化学反应。如若有两个中性氢原子相遇结合成一个分子，这个分子由于原子具有的动能将处于不稳定的高激发态。在地球条件下，它将把多余的动能交给第三个粒子而形成稳定的氢分子。而在巨分子云内部附近不大可能有第三个粒子，所以分子将迅速裂解回到原来的两个氢原子。一条可能的出路是激发的氢分子辐射掉多余的动能。但氢分子的大多数低能跃迁都是禁戒的，故这种情形不大可能发生。
当一个粒子由于同宇宙线粒子碰撞而被电离时，有可能发生稳定的化学反应。如水就可以由电离氢分子经下列反应同氧化合而成：

H2 ＋＋H2

H3 ＋＋H
H3 ＋＋O

OH＋＋H2
OH＋＋H2

H2O＋＋H
H2O ＋＋H2

H3O＋＋H
H3O＋＋e －

H2O＋H

一般认为，许多分子只在巨分子云内尘粒的表面形成。尘粒上吸收的个别原子靠得很近，使相当正常的反应能够发生。反应中释放的能量可将形成的分子抛回太空，或者穿过尘粒的宇宙线粒子可将尘粒加热到足以使在它表面积累的所有分子蒸发。


星系成团

星系成团（ clustering of galaxies ），星系聚团的现象。从小范围讲，星系常常以双重星系、三重星系以至多重星系的结构出现。统计表明，大约有半数的明亮星系构成双重或多重星系。这些多重结构又可以进一步构成小的星系群。例如，大、小麦哲伦云是双重星系，它们和银河系构成三重星系，并进而与玉夫星系等近距星系形成多重星系；这个系统又与以仙女星系为中心的另一个多重星系构成本星系群的两个星系集中区。最近发现的马菲Ⅰ以及IC10星系又同以仙女星系为中心的多重星系构成了一种长条形的星系链。比星系群更大的成团结构就是星系团，有时也把只有十几个成员的小群和包含上千个以至更多星系的巨大系统通称为星系团。不同的星系团不仅成员数差别很大，而且形状也各不相同，有的结构致密，有的外形松散。一般来说，星系的典型尺度为10千秒差距，多重星系的尺度为100千秒差距，而星系团的直径的量级为百万秒差距。
星系团构成高一级的成团结构──超星系团，或称二级星系团，它们往往具有扁长的结构，长径约60～100百万秒差距，长短径之比约为4:1。本超星系团是这一类天体系统的代表。星系团构成超星系团的现象，叫作星系的超级成团。


恒星物理学

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

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

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

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


米粒组织

米粒组织（汉语拼音：mǐ lì zǔ zhī），（granulation），太阳光球上明亮的颗粒状结构，是光球亮度分布不均匀性的表征。光球实际上是沸腾的对流层顶层，巨大的对流气体元向上流动到太阳表面，并把多余的热量辐射掉，然后分散为较冷的气流从气体元的周围边界向下流回对流层。因为上升的气体元中心较热，下降的边缘较冷(中心与边缘的温差至少达100度)，故在光球表面形成了中间亮四周暗的米粒状组织。它的形成深度约400千米。米粒呈椭圆形，其角径约1～3角秒，相当于日面上700～2000千米。将米粒隔开的暗区宽度约290千米。米粒越大越亮，其亮度比周围背景约亮10％～20％，相应的温度差约300K。整个光球表面的米粒数约4×106个。米粒的平均寿命约8分钟，个别米粒可达16分钟。


中星仪

中星仪（汉语拼音：Zhongxingyi；英语：Transit instrument），观测恒星过上中天（过观测站子午圈）的一种天体测量仪器。又称子午仪。主要用于精确测定恒星过上中天的时刻，以求得恒星钟的钟差，从而确定世界时、恒星赤经和基本天文点的经度。发明于17世纪，后经不断改进。中星仪由望远镜、目视接触测微器、寻星度盘、挂水准器、太尔各特水准器以及望远镜支座等部分构成。望远镜通常是折轴式的，其水平轴指向东西方向，镜筒可在子午面内旋转，星光经过位于水平轴中央的直角棱镜，反射到水平轴的一端用超人差接触测微器或光电接收器进行记录。中星仪水平轴上挂有一个高灵敏度的挂水准器，以改正水平轴的倾斜。在水平轴的两端各有一段精度极高的圆柱形枢轴，可保证水平轴倾斜误差和方位误差稳定不变。中星仪在一颗星的观测中间进行转轴，以抵消望远镜准直差等误差。利用太尔各特水准器，中星仪也可用于测量纬度或恒星赤纬。激光测卫等新技术已承担了测定世界时的任务，但用于检测铅垂线变化，中星仪的作用仍无可替代。


极限星等

极限星等（ limiting magnitude ），用附有辐射探测器的望远镜所能观测到最暗的恒星星等。它主要由下列三个因素决定。①望远镜系统在单位像面上能收集到的辐射流量，这和望远镜的口径D、焦距f以及大气吸收有关。②辐射探测器将这些辐射流转换成可测量的信号，其大小和探测器的量子效率q、信息容量、时间常数（或曝光时间）t等因素有关。③噪声，包括信号噪声、背景噪声和仪器噪声。信号噪声是由被测辐射的量子特性决定的；后两项噪声则与夜天背景（见夜天光）的表面亮度、天文宁静度、照相底片的化学灰雾、光电倍增管、光阴极的热发射以及读数仪表的噪声等有关。在一定精度要求下，只有当信噪比等于某一定值k时，该信号才能被检测出来。
当探测器未达饱和状态时，极限星等m0可用下式估算：
m0=常数+0.5M－2.5lgd－2.5lgk+1.25lg(D2qt)－1.25lg(1+R)
式中 M为单位面积夜天背景的 星等， d为恒星视影圆面直径， R为仪器背景和夜天背景的比值。一般说来，望远镜口径愈大，探测器量子效率愈高；观测时间愈长， 极限 星等也愈高，但最高 极限 星等受夜天背景和探测器本身性能的限制。目视观测的 极限 星等有经验公式： m=6.9+ 5lg D，其中 D以厘米为单位。照相望远镜的 极限 星等则与望远镜相对口径有关。夜天背景在底片上的照度和望远镜相对口径的平方成正比，当夜天背景的照相密度位于底片特性曲线的直线部分时，就不能继续延长曝光时间来提高 极限 星等。所以，口径相同时，相对口径大的照相望远镜 极限 星等反而低。现代地面观测能达到的最高 极限 星等约为25等。
极限星等愈高，说明观测的距离愈远，也就是望远镜的贯穿本领愈高。


星表

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


宇宙磁流体力学

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

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


像切分器

像切分器（ image slicer ），恒星摄谱仪的一种附属装置。在高色散摄谱工作中，由于入射狭缝的宽度比星像直径窄得多，大部分光线被挡在狭缝之外而得不到利用（见图a）。通过像切分器将星像切成若干与狭缝等宽的窄条，然后将这些窄条全部送入摄谱仪，从而提高了仪器的聚光能力。1938年，美国鲍恩首先设计一种迭片式像切分器。以后又出现若干种形式的像切分器。图b是其中一种：厚度为星像直径的1/√2的薄玻片，上端为45°斜面，星光从这里垂直入射。薄玻片同一块45°棱镜的斜面在光学上结成一体，斜面上有一条略为倾斜的窄刻槽。星光在窄刻槽区和玻片的空气界面上被全反射。当星光开始同交界线接触时，星像依次被切成窄条穿过棱镜进入摄谱仪。这种形式和鲍恩结构的特点是，各窄条没有一个共同焦面。它们只适用于望远镜相对口径小于1/30的摄谱仪。理查森设计的一种像切分器，克服了这一缺点。这种像切分器所产生的各窄条在光谱面上首尾相接，摄谱时无需展宽就能提高仪器的聚光能力。这对应用光电倍增管的光谱工作较为有效。


伽利略望远镜

伽利略望远镜
伽利略望远镜，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。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。


施米特模型

施米特模型（ Schmidt model ），一种关于银河系质量分布的模型。银河系模型有很多种，其中比较简单而常用的是施米特模型，它是旅美荷兰天文学家M.施米特在1956年提出的。附表列出这个模型的主要结果。表中R为银河系某一点同银心的距离，V(R)为该点的自转线速度，σ(R)为该点附近的面密度，M(R)为距银心R处的球体质量。实际上，施米特模型由四套球体组成，分别代表星际气体、普通恒星、高速星和其他物质。在研究星系旋涡结构的密度波理论中，施米特模型被用作星系的基态（未受摄动的状态）。

银河系质量分布的施米特模型


日地关系

日地关系（汉语拼音：Ri Di Guanxi；英语：Solar-Terrestrial Relationship），主要研究太阳辐射特别是太阳活动时辐射和高能粒子增强对日地空间环境和地球的影响的学科。又称日地物理学。于20世纪50年代产生，是太阳物理学和地球物理学的边缘学科。具体包括：①太阳辐射和高能粒子对地球磁场的影响，特别是太阳活动引起的磁暴。②太阳活动对电离层的影响，包括短波衰减或中断、甚长波相位突然反常、长波增强和宇宙噪声突然吸收等。③太阳活动对气候变化的影响。④极光的产生和形成。⑤日地空间高能粒子流增强对宇宙航行的影响及研究太阳活动对植物生长、生命活动、交通安全、水文等方面的影响。日地关系的研究对国民经济尤其对无线电传播、通信、天气预报和宇宙航行等方面具有重要的实际意义，研究进展很快。


太阳单色光照相仪

太阳单色光照相仪（ spectroheliograph ），利用太阳摄谱仪拍摄太阳单色像的仪器。入射狭缝S1之前的45°平面镜M1可以移动或转动，使太阳像相对入射狭缝作匀速扫描运动。同时，在对准所要求的单色谱线的出射狭缝 S2后面的底片盒P，作同步的扫描运动，便可拍摄到太阳的单色像。底片盒扫描运动应具有较高的精度，否则，在底片上会出现与出射狭缝平行的条纹，当摄谱仪色散度较低时尤为明显。太阳单色光照相仪的优点是：可以随意选择所要求的单色波长和透射带宽；结构简单稳定；受温度变化的影响较小。缺点是：扫描一幅像需要较长的时间，不适于实时观测；受天文宁静度的累积影响，不易得到高分辨率的照片。早期目视观测太阳单色像，也利用这种装置，只是不用底片扫描，而是在出射狭缝后面安置一个快速旋转的方棱镜，棱镜后面有一组目镜。由于视觉暂留的作用，通过目镜便可看到固定的太阳单色像。这种装置称为太阳单色光观测镜。滤光器发明后，出现了色球望远镜，这种装置就落后了。


蒙德极小期

蒙德极小期（ Maunder minimum ），公元1645～1715年太阳活动非常衰微的时期。自1610年使用望远镜观测太阳黑子以后，到十九世纪中叶已经积累了大量观测资料。黑子的11年周期已为天文界所公认（见太阳黑子周期）。1843年，德国天文学家斯玻勒在研究黑子纬度分布时发现：1645～1715年的七十年间，几乎没有黑子记录。1894年，英国天文学家蒙德在总结斯玻勒的发现时，把1645～1715年这一时期称为太阳黑子“延长极小期”(The prolonged minimum period)。1922年他又撰文以极光记录的显著减小来论述存在黑子延长极小期的可能性。
随着对太阳活动现象研究的扩大和深入，各方面的资料都证实了黑子11年周期的普适性。因而，关于黑子“延长极小期”问题似乎已被人们否定并逐渐淡忘。1976年，埃迪旧案重提，他综合欧洲极光的记录、东方肉眼所见黑子的记录、树木年轮中放射性14C含量的测定结果以及早期日冕观测记载，论述了在1645～1715年间太阳活动的情况，认为这七十年间太阳活动异常衰微，实际上可以说是停止了。埃迪把它称之为蒙德极小期。埃迪认为，从上千年的太阳活动史来看，近二百多年人们所看到的11年周期，如果不是一种暂时的现象，至少也是颇为反常的。
埃迪对蒙德极小期的理解同目前所熟知的太阳活动周期性观念有矛盾，因而也涉及对太阳活动规律和物理机制以及日地关系物理本质的认识。目前，对蒙德极小期究竟是否存在，争论颇大。无疑，十七世纪和十八世纪初期中国观察太阳黑子的记录，对解决这个问题是很有价值的。


闵可夫斯基度规

闵可夫斯基度规，给定时空中两个相邻事件间的时空线元。又称度量。有长度定义的空间叫度量空间，度量空间中坐标差为dxμ的两点间的距离（线元）ds用下式表示：

式中 gμν叫 度 规（系数），它是一个张量，故又称 度规张量。给定度规张量，空间的度量性质就完全确定了。如三维欧氏空间用直角坐标表示时，两点间距离的平方为：

ds2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2

其度规张量为：

而用球坐标表示时为：

d s2=(d r)2+ r2(d θ)2+ r2sin2θ(d φ)2

其度规张量为：

有时又把用度规张量具体表示的d s 2的表达式称为 度 规，如四维闵可夫斯基时空任两点间的线元平方值为：

d s2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2－(d x 4)2

式中d x4＝ cd t，d s2表示式称为闵可夫斯基度规。度规张量为：


速度弥散度

速度弥散度（ velocity dispersion ），弥散度是指随机变量方差的平方根，即均方差或标准差。在天文学中，速度弥散度通常是指恒星系统中剩余速度的弥散度。如果恒星的运动速度遵循速度椭球分布律，那么三个主轴方向的速度弥散度就会与椭球三条主轴的长度成比例。速度弥散度描述了恒星速度与形心速度偏离的程度。根据统计，偏离越大，弥散度也就越大。


棱镜等高仪

棱镜等高仪原理图.
棱镜等高仪（ prismatic astrolabe ），可以同时测定经度（或世界时）和纬度的仪器。记录一组（三颗以上）位置已知的恒星在不同方位相继通过一个固定天顶距──等高圈──的时刻，即可算出仪器所在点的经度和纬度。
棱镜等高仪的原理和结构如图所示。一部分星光直接射入60°棱镜的一面，另一部分星光通过水银面反射后进入等边棱镜的另一面。恒星的地平纬度h由于周日运动而逐渐改变，当它恰好等于60°时，自棱镜射出的两束光a、b才互相平行，因而观测者通过目镜可以看到物镜焦平面上的两个星像在此瞬间重合。观测者按电键记录相应时刻，就可完成一颗星的观测。棱镜等高仪的优点是棱镜的棱角比较稳定，而且不需要精密的轴系、度盘和水准器。缺点是：①调焦会引入等高圈记录时刻的误差；②目视单次记录的偶然误差和人差都比较大。简单的小型棱镜等高仪主要用于野外天文观测。
20世纪50年代初，法国天文学家丹戎制造的口径10厘米、焦距100厘米的超人差棱镜等高仪，已克服上述缺点。在望远镜的焦平面附近增置由电动机驱动可以前后移动的双折射沃拉斯顿测微器。观测者用手轮调节测微器的位置。使视场内的两个星像在几十秒钟的观测时间内始终重合。测微器移动时自动给出一组记时信号，由此可以推算出恒星过等高圈的时刻。丹戎等高仪应用比较普遍，单星观测的天顶距均方误差约为±0.″17。丹戎等高仪的缺点是：只能观测亮于6等的恒星；棱镜的棱角随夜间温度的改变而略微改变；尚有不大的人差。


海王星

海王星（英文：Neptune），太阳系八大行星中距离太阳排名第八的行星，距离太阳大约30个天文单位，公转周期大约相当于地球上的165个年，大约相当于天王星的两倍。从地球上观测海王星的最大亮度为7.78个视星等，从地球上观测海王星的最低亮度为8.02个视星等。

 海王星照片，1989年旅行者2号拍摄
　　1845～1846年，英国J.C.亚当斯和法国U.勒威耶分别独立算出它的轨道和在天空的位置，1846年德国J.G.伽勒根据勒威耶的报告发现了它。1989年旅行者2号改变了海王星资料贫乏的状况，海王星大气相当透明，成分与天王星大气相近，但甲烷、氨的含量更高，而且大气活动剧烈得多，到处狂风呼啸，甲烷组成的白云在湍急的气流中翻滚不止，形成和消散都很迅速。耐人寻味的是，南半球上也有一个与木星大红斑类似的大黑斑和2个小黑斑，大黑斑约12000千米×8000千米，亦在顺时针方向急剧旋转，在它后面有时又会滋生出许多尾随它的小黑斑。大黑斑上空则有两个亮斑。海王星南极区则有宽3000多千米的黑带，估计是一片风暴区。海王星的磁场强度是地磁的2～3倍，磁轴与自转轴有50度的交角。所以它也具有磁层，会产生极光。科学家们推测，海王星的表面是一种由甲烷、氢和水冰组成的半流体，它的下面则是一个坚硬无比的钻石核心。旅行者2号还证实了海王星有8颗卫星（见海王星卫星）和5条环带，但有的环并不完整。

卫星
 海王星卫星S/2004N1，直径约为19千米，距地球约48亿千米。
　　海王星有14颗已知的天然卫星。其中最大的、也是唯一拥有足够质量成为球体的海卫一在海王星被发现17天以后就被威廉·拉塞尔发现了。与其他大型卫星不同，海卫一运行于逆行轨道，说明它是被海王星俘获的，大概曾经是一个柯伊伯带天体。它与海王星的距离足够近使它被锁定在同步轨道上，它将缓慢地经螺旋轨道接近海王星，当它到达洛希极限时最终将被海王星的引力撕开。海卫一是太阳系中被测量的最冷的天体，温度为-235℃（38K）。
　　海王星第二个已知卫星（依距离排列）是形状不规则的海卫二，它的轨道是太阳系中离心率最大的卫星轨道之一。从1989年7月到9月，“旅行者2号”发现了六个新的海王星卫星。其中形状不规则的海卫八以拥有在其密度下不会被它自身的引力变成球体的最大体积而出名。尽管它是质量第二大的海王星卫星，它只是海卫一质量的1/400。最靠近海王星的四个卫星，海卫三、海卫四、海卫五和海卫六，轨道在海王星的环之内。第二靠外的海卫七在1981年它掩星的时候被观察到。起初掩星的原因被归结为行星环上的弧，但据1989年“旅行者2号”的观察，才发现是由卫星造成的。2004年宣布了在2002年和2003之间发现的五个新的形状不规则卫星。由于海王星得名于罗马神话的海神，它的卫星都以低等的海神命名。
　　SETI协会研究员马克·肖华特（Mark Showalter）2013年发现了围绕海王星的一颗新卫星，编号为海王星卫星S/2004N1，直径约为19千米，距地球约48亿千米。


引力波

引力波（ Gravitational wave ），一种能脱离引力场源在真空中传播的波动引力场。又称引力辐射。这两个词的侧重点有所不同，前者侧重于波动本身，而后者侧重于与场源的关系。广义相对论中，引力波与电磁波一样，以光速传播，并携带一定能量；引力辐射没有偶极辐射，只有四极或更高极辐射。引力辐射不会像电磁辐射那样被屏蔽掉。在其他相对论引力理论中，引力辐射的性质可能有所不同。

目录

1 性质
2 类别
3 探测
4 意义

性质
牛顿引力理论中，引力是瞬时相互作用，因而不存在引力波。1916年A.爱因斯坦根据广义相对论首先预言了引力波的存在。最初关于引力波的讨论与坐标的选取有关，所以引力波到底是引力场的固有性质，还是一种虚假的坐标效应，以及引力波是否从发射系统中带出能量等问题在很长一段时间内没有澄清。直到20世纪50年代末，与坐标选取无关的引力辐射理论才开始形成，随后求出爱因斯坦真空场方程的一种严格平面波动解，并预言了检验粒子在引力波的作用下会产生运动，表明引力波携带着能量。

类别
自然界中存在的引力辐射源主要分为：①由诸如星体的轨道运动或星体的脉动等因素引起的周期性源；②由于超新星爆发、星体的坍缩、星体或黑洞的碰撞等因素引起的爆发源；③宇宙暴胀、相变等因素引起的随机源。未来人类也将能产生强度足以检测到的人工引力辐射源。引力辐射的频率可遍及所有波段，但在已知的天体物理过程中较强的引力辐射主要集中在10–7～105赫范围内。即便是这些较强的引力辐射源，其辐射功率也并不很大，再考虑到这些源与地球的距离，以及爆发源出现的偶然性和稀有性，引力波的直接探测就变成一件非常困难的事。

探测
为探测引力波，从20世纪50年代末开始相继设计出许多探测引力波的方法，并于60年代开始建造引力波探测天线。人造引力波天线分为：①调振型探测器，它依靠引力波与天线的本征频率共振达到在较小空间内获得较高灵敏度的目的。最早建造的引力波天线就属这一类。2001年底，这类探测器的灵敏度已达到10–20～10–22。调振型探测器的主要问题在于其工作频率只限于在本征频率附近的一个很窄的频率范围内。②用激光干涉仪作为引力波探测天线。它克服了调振型天线工作频带窄的问题。美、法、意、英、德、日以及澳大利亚等国相继投巨资兴建干涉仪臂长达数百米乃至数千米大型激光干涉引力波探测天线（见引力辐射探测）。至2001年底，日本的300米天线TAMA已经开始运行取数；美国两个4千米天线LIGO、法国和意大利合建的3千米VIRGO、英国和德国合建600米天线GEO都已接近完工。此外，美国还准备将多个卫星送上环地球的轨道用来构造臂长为500万千米的激光干涉仪引力波探测天线。这些天线的设计灵敏度也达到10–20～10–22。除上述两种引力波探测天线以外，还可通过监测宇宙飞船发回的光脉冲频率的变化以及监测脉冲星的脉冲周期来探测引力波。特别是监测脉冲星的脉冲周期的方法可探测到甚低频（10–9～10–6赫）的引力波。

意义
至今人们没有直接探测到引力波。但J.H.泰勒等人通过对脉冲星PSR1913+16轨道的研究间接并定量地证明了引力辐射的存在。由于引力辐射不会被屏蔽，故它有极强的穿透性，可带来巨型星体内部的丰富信息。另一方面，引力波与任何物质（包括那些尚未被看到的物质）都有相互作用，在引力波的传播过程中，它将会记录下宇宙中所有物质的信息。探测引力波将为探索宇宙打开一个极其重要的窗口，从中了解借助其他方法无法得到的大量信息。探测引力波还将在一个前所未有的精度范围内检验广义相对论的正确性。在理论上引力波将在认识引力场量子行为的过程中起到不可或缺的重要作用。


变星的脉动理论

变星的脉动理论（ pulsation theory of variable stars ），用变星本身的脉动运动来解释变星光变特性的一种学说。1879年，里特研究均匀气体球的径向脉动，得到变星脉动周期和星的平均密度的关系。沙普利和莫尔顿两人应用液体球的非径向脉动理论研究造父变星，得到相似的周期－平均密度关系。变星的脉动理论是英国天文学家爱丁顿提出的。他指出造父变星光(速度)变有高度的空间对称性，很难同具有轴对称性的非径向脉动理论相合。同时他还指出恒星外层氢的临界电离区和中心的产能区是两个可能的脉动激发源。以后三十多年，研究了各种简单恒星模型的绝热脉动的或准绝热脉动的性质，但是，变星的脉动理论并无突破性的进展。
1953年，日瓦金指出，恒星内部的氦的二次临界电离区是脉动的主要激发源。到五十年代后期，电子计算机的广泛应用，以及有了更精确的不透明度数据，这就有可能用更真实的恒星（包层）模型，来进行变星非绝热脉动的理论计算。线性非绝热脉动理论的计算，基本上证实了日瓦金的结论，并解释了赫罗图上脉动不稳定区蓝端边界位置，以及脉动变星的光变曲线同视向速度曲线的相移关系。
1962年，克里斯蒂提出了变星的非线性脉动理论，这是变星脉动理论的另一次突破。他第一次从理论上推得可与观测相比较的光变(和视向速度)曲线的形状和变幅，也是第一次从理论上证实了RRab型变星是在基音频率脉动，而RRc型变星是在一阶谐音频率脉动，并确立了基音向一阶谐音脉动的过渡周期与变星的光度的关系。对于某些恒星模型，基音和一阶谐音同时表现出脉动不稳定性，这可以用来解释具有拍频现象的一类变星的行为。非线性脉动理论的另一个重要结果是，对于某些理论模型，在光变曲线下降段出现第二个驼峰，驼峰的位置与模型星体的质量有关。从驼峰的位置所定出的变星质量，仅为从恒星演化理论所推求出的星体质量的一半左右。对于这种质量矛盾，至今还没有满意的解释。
对于处于赫罗图上脉动不稳定区红端的变星，即红不规则变星、半规则变星和长周期变星，它们的外层对流区已延伸到相当程度，因此必须考虑对流的作用。但因为目前仍缺乏一种精确的对流理论，对于这样一类低温变星还不能作出很好的理论说明。
除去径向脉动模式外，还存在一类更广泛的非径向脉动模式，分别对应于恒星各种连续变形。对于非常简单的恒星模型，非径向脉动的本征振动可以很清楚地分成三组分立的群：①p模式，即压力模式或声模式，其特点是压力为主要的恢复力。②g模式，或称重力模式，其特点是恢复力主要为重力。根据动力稳定性质，g模式又可分为g+模式（动力学稳定的）和g-模式（动力学不稳定的）。③f模式，即基模式或开尔芬模式，其特点是其径向位移分量在恒星内部没有结点（除中心外）。非径向脉动要比纯径向脉动复杂得多，对复杂的恒星结构，已不可能简单地将非径向脉动模式分类。大犬座β型变星、矮新星和白矮星的快速光变是研究非径向脉动的最可能的对象。


英仙臂

英仙臂，是银河系的主要螺旋臂之一，是银河系中离银心最远的一段旋臂，位于英仙座。


银道面

银道面（汉语拼音：Yindaomian；英语：Galactic Plane），银道所在的平面。天球上沿着银河画出的一个大圆称为银道，与银河的中线非常接近。银河是银河系主体部分在天球上的投影。银道面也是银河系的主平面。以银道面作为基本平面的坐标系称为银道坐标系。银道面与天赤道相交，交角为62°36′，升交点的赤经为18h49m（历元1950.0）。


太阳活动预报

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


天体测量双星

天体测量双星，一般指通过天体测量方法发现其自行行迹为曲线并可用存在某伴星来解释其行迹而发现的双星。


星等

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

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

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


反射望远镜的机械结构

反射望远镜的机械结构（ mechanical construction of reflecting telescope ），对大望远镜结构的要求是：①支承巨大而精密的光学主镜，对任何指向，镜面变形应在λ/8甚至λ/20以内；②保持光学元件间的正确位置；③有足够的刚度；④望远镜整体平稳并能准确“跟星”；⑤便于在各个焦点上操作相应的接收器；⑥制造成本低等。

目录

1 主镜支承
2 镜筒桁架
3 油垫轴承
4 驱动
5 主焦点笼

主镜支承
设计的原则是把定位和承重分离，径向和轴向分离。轴向定位的三点，只承受镜子重量的3％左右，其余重量可用各种方式托起。早期的大望远镜多用机械杠杆在背面将镜子托起，点的多少取决于主镜的直径和厚度。近代大望远镜多采用气垫，这是一些压力随天顶距而变化的气枕。径向支承的结构要考虑镜室与主镜的膨胀系数不同所造成的影响，即必须的温差补偿措施。

镜筒桁架
口径2米以上的大望远镜，其镜筒绝大多数为平移桁架结构。因为薄壁结构的镜筒在倾斜时，巨大的镜室重量会使镜筒弯曲，导致主副镜光轴失调。平移桁架结构是在1938年提出的，首先用于美国口径5米望远镜上获得成功。这种结构可使镜筒两端有相等的平行下沉，使光轴仍保持正确状态。

油垫轴承
为使大望远镜平稳而准确地跟踪天体，其转动轴的摩擦系数必须很小。在望远镜的巨大重量下，普通的滑动轴承结构不可能保持油膜。滚动轴承的摩擦系数也过大。所以望远镜多采用油垫轴承。它是在轴和轴承之间，注入高压油形成一层厚度约0.1毫米的油膜，以承受负荷，其动摩擦系数极小，约为10-6量级。

驱动
在过去，大望远镜都采用精密蜗轮副传动，用高速电机经变速箱减速或用直流力矩电机直接驱动蜗杆。这种方式要求蜗轮有极高的精度。近年来出现直齿轮传动，用电子计算机根据精密编码器测出的传动误差作自动校正。这种传动的优点是加工较易，传动效率高。

主焦点笼
在口径3米以上的大望远镜主焦点处，安置有观测者能进出的小笼，观测装置一般附在笼内。在整个观测过程中，观测者可以在笼里进行操作。


星团

星团（ Star Cluster ），由各成员星之间的引力束缚在一起的恒星群体。许多较亮的星团用肉眼或小望远镜看起来是一个模糊的亮点。1784年法国天文学家C.梅西耶在研究彗星时，把103个位置固定的模糊天体编成星表，以免与彗星混淆。1888年丹麦天文学家J.德雷耶尔编了包括有7 840个有星云、星团等延伸天体的星表《星云星团新总表》（简称NGC星表），后来又发表了包括5 386个天体的NGC星表的补编（简称IC星表）。这几个星表中都载有大量的星团。因此，一般就用这些星表的编号作为星团的名称。如《梅西耶星表》67号天体(M67)即NGC2682，是一个银河星团；M22即NGC6656，是一个球状星团。一些亮星团还有自己的专门名称，如昴星团、毕星团等。星团可分为球状星团和疏散星团两种。

球状星团

球状星团
球状星团由于它们的形状是球对称的或接近于球对称的而得名，直径数十至300光年，含有数万至数百万颗恒星。恒星平均密度要比太阳附近的恒星大50倍左右，而中心则要大约1 000倍。球状星团内恒星如此密集，又离我们十分遥远，通常只有边缘的一部分星在长时间曝光的照相底片或CCD照片上得以分辨，而要把球状星团中大部分成员星分解成单颗的恒星，必须使用具有高分辨率的哈勃空间望远镜或配自适应光学系统的地面大望远镜。银河系内已发现约150个球状星团，它们大部分分布在银晕中，年龄很老，金属含量很低，各自沿高偏心椭圆轨道绕银心运动。离银盘较近的球状星团年龄较轻，金属含量较高。还可能有许多球状星团隐藏在银盘中，只是由于那里有大量吸光物质而未被发现。
估计银河系约有500个球状星团，分布在一个中心与银心重合巨大的球形空间内，其数密度随银心距的增加以负3.5次方的幂率下降。在球状星团中有许多变星，其中大部分是天琴座RR型变星，其余大部分是星族Ⅱ造父变星，这两类天体都可用来测定距离。
1975年底以来，在一些球状星团中发现有X射线源、毫秒脉冲星等，这提示球状星团中可能存在密近双星、中子星或黑洞。很多大星系周围都发现了球状星团，如已知仙女星系的球状星团就在350个以上。巨椭圆星系的球状星团更为丰富，如M87甚至包含数千个。某些相互作用星系，特别是新近并合的星系往往有较年轻的富金属球状星团。

疏散星团
疏散星团形态不规则，在大至50光年的范围年含有数十至数千颗恒星。成员星彼此的角距离较大，一般都能用望远镜分解开，因而得名。疏散星团有半数位于银道面附近宽度为7°的狭带上，因此又名银河星团。银河系中已发现的疏散星团约1 200个，著名的如昴星团、毕星团和M67。疏散星团成员星的自行大致相同。如果星团离地球较远，看到的这些星的运动轨迹是大致平行的。但对于较近的疏散星团，由于投影的原因，它们的成员星的运动轨迹看起来并不平行，而是从一点辐射出来，或是会聚于一点，这两种点分别称为辐射点或会聚点。这种离地球比较近的、能得出辐射点或会聚点的疏散星团又称为移动星团，其距离可通过成员星自行的测量得到。
球状星团是很老的天体，一般年龄约为一百亿年，可用来作为宇宙年龄的下限。但疏散星团的年龄却差别很大，一些年轻星团的年龄只有几百万年，而M67的年龄为几十亿年，故可用来描绘银河系自盘形成以后的历史和演化。


开尔芬-亥姆霍兹不稳定性

开尔芬-亥姆霍兹不稳定性（ Kelvin-Helmholtz instability ），流体中的一种不稳定性。上下两层流体若具有不同的密度和不同的切向流动（即沿着分界面）的速度，就会出现这种不稳定性。如果用ρ2和ρ1、v2和v1分别表示上下两层流体的密度和切向速度，则出现开尔芬-亥姆霍兹不稳定性的条件是波数k要满足下述关系：

其中 g表示重力加速度，φ是波矢 k与速度 v= v1－ v2之间的夹角。


银道带

银道带（汉语拼音：Yindaodai；英语：Galactic Belt），见银河。


塞曼效应

塞曼效应（汉语拼音：Saiman Xiaoying；英语：Zeeman Effect），原子在磁场中能级和光谱发生分裂的现象。1896年D.塞曼发现原子在足够强的磁场中光谱线发生分裂，在垂直磁场方向观察到分裂为3条，裂距与磁场大小成正比。中间的谱线与不存在磁场时的波长相同，但它是线偏振光，振动方向与磁场平行；两边的两条谱线是振动方向与磁场垂直的线偏振光。在平行磁场方向观察，只能看到两边的两条谱线，它们是圆偏振光(见光的偏振)。H.A.洛伦兹用经典电磁理论作了解释。后来进一步研究发现许多原子的光谱线在磁场中分裂更为复杂。人们把塞曼原来发现的现象称为正常塞曼效应，更为复杂的称为反常塞曼效应。全面解释塞曼效应须用量子理论，并须考虑电子自旋，电子自旋磁矩与轨道磁矩耦合为总磁矩，它们是空间量子化的，在外磁场作用下引起的附加能量不同，造成能级分裂，从而导致光谱线的分裂。正常塞曼效应是总自旋为零时原子能级和光谱在磁场中的分裂；反常塞曼效应是总自旋不为零的原子能级和光谱线在磁场中的分裂。
　　塞曼效应是研究原子结构的重要途径之一。在天体物理中，塞曼效应被用来测量天体磁场及星际磁场。


惯性参考系

惯性参考系（inertial reference frame），牛顿第一定律和牛顿第二定律都能成立的参考系。简称惯性系。并非在所有的参考系中这两定律都成立，例如在自由下落的参考系中，可看到地球加速上升；在绕轴转动的参考系中，可看到地球反向转动，这些现象显然违背了牛顿第一、第二定律。地球既有自转又有绕太阳的公转，严格地说，以地面上任一点为原点的参考系，都不是惯性参考系，但因这些点的加速度很小 （自转加速度在赤道上只有0.034米/秒2，其他地方更小；公转的向心加速度只有0.006米/秒2），一般仍可视为惯性系。在地面上生活的人们，也丝毫感觉不到地球在动，虽然地球的自转和公转的线速度都大得惊人。中国古代的学者早就发现这问题，约1800年前编成的《尚书纬·考灵曜》中，就写有“地常动移而人不知，譬如人在大舟中闭舱而坐，舟行不觉也。”西欧直到1632年伽利略的《关于托勒密和哥白尼两大世界体系的对话》中，才提到船以任何速度前进，只要运动是匀速的，也不忽左忽右地摆动，则在密闭的船舱中，小虫向各方面飞行，水滴从舱顶落向舱底，人并脚上跳，都将和静止时一样，不能从其中任何一个现象确定船在运动还是静止，从而伽利略总结出经典力学的重要规律，即不论进行怎样的力学实验，都不能判断一个惯性系处于静止状态还是在作匀速运动。这条原理称伽利略相对性原理。对任一惯性系作匀速运动的参考系都是惯性系；对惯性系作加速运动或转动的参考系，牛顿运动定律就不能成立，称为非惯性参考系，简称非惯性系。要使牛顿运动定律仍能在非惯性系中成立，就须给非惯性系中的物体附加一个惯性力。这个力从惯性系角度来看是虚拟的，既没有施力的物体，更不存在反作用，只是为了计算方便而添加的；但就非惯性系角度来看，尽管这个力没有反作用力，但它像真实的力那样起作用，惯性力包括离心力和科里奥利力。
　　伽利略的相对性原理也可解释为一切惯性系都是等价的。尽管物体的动量、动能在不同惯性系中有完全不同的值，但动量定理、动能定理、动量守恒（见动量守恒定律）乃至一定条件下的机械能守恒（见机械能守恒定律）在一切惯性系中都成立。这个相对性原理在经典力学中的成功使物理学家相信，任何物理现象及其规律都应遵循这条原理。但在19世纪发现并非全是如此，A.爱因斯坦在1905年发表的《论动体的电动力学》中指出：大家知道，麦克斯韦电动力学——像通常为人们所理解那样——应用到运动的物体上时，就要引起一些不对称，而这种不对称似乎不是现象所固有的。比如设想一个磁体同一个导体之间的电动力的相互作用。在这里，可观察到的现象只同导体和磁体的相对运动有关，可是按照通常的看法，这两个物体中究竟是这个在运动还是那个在运动，却是截然不同的两回事。如果是磁体在运动，导体静止着，那末在磁体附近就会出现一个具有一定能量的电场，它在导体各部分所在的地方产生一股电流。但是如果磁体是静止的，而导体在运动，那末磁体附近就没有电场，可是在导体中却有一电动势，这种电动势本身虽然并不相当于能量，但是它——假定这里所考虑的两种情况中的相对运动是对等的——却会引起电流。这种电流的大小和途径都同前一情况中有电力所产生的一样。从这类例子和证明地球相对以太运动的实验的失败，使爱因斯坦放弃旧的时空观，而以新的时空观解决了上述“不对称”的问题。在伽利略相对性原理的基础上建立了爱因斯坦相对性原理，使惯性参考系展现出更为辉煌的光彩。


维里定理

维里定理（ Virial theorem ），经典的多质点体系的一个动力学定理。对于一个稳定的自引力体系，存在下列关系：2T+Ω=0，式中T为体系总的内部动能，Ω为体系总引力势能。这就是维里定理。对于具有自转和磁场的稳定体系，维里定理为:2Tr＋2Tt＋Em＋Ω=0，式中Tr为转动总动能，Tt为无规则运动总动能，Em为总磁能。维里定理广泛用于讨论恒星、星团、星系和星系团的平衡和稳定的问题，也可用来估计双星系或星系团内每个星系的平均质量。


日面坐标

日面坐标（ heliographic coordinates ），用来测定日面上某一特征（例如黑子）的位置的坐标系统。通常采用随太阳自转的坐标系统。日面上的位置常用日面经度L和日面纬度Ф来表示。太阳绕着自转轴由东向西（从地球上看）自转。自转轴和太阳表面相交于两点，分别称为太阳北极和太阳南极。通过北极和南极的大圆，叫作日面子午圈。规定1854年1月1日格林威治平午（儒略日2398220.0）通过太阳赤道对于黄道的升交点的子午圈为本初子午圈。日面经度由本初子午圈量起，向西计量，由0°～360°。这样定义的经度又称卡林顿经度。通过太阳中心作垂直于自转轴的大圆，称为太阳赤道，它将太阳分为北半球和南半球。日面某点的铅垂线和赤道面间的夹角Ф即为该点的日面纬度，由赤道起沿着某点的子午圈向两极计量，由0°～90°。向北计量的叫北纬，用“N”或“+”号表示，向南计量的叫南纬，用“S”或“-”号表示。太阳自转的会合周期的平均值为27.2753天。规定1853年11月9日本初子午圈转到日面中心的时刻为太阳的第一个自转周的开始。自转周都给以连续的号数。每年中各个自转周的号数和开始日期都可从天文年历中查到。要确定日面上任一点的位置，需要三个数据：①自日面北点量起的太阳自转轴北极的方位角P，向东为正，向西为负。②日面中心的日面纬度Ф0。③日面中心的日面经度L0。在天文年历中列出了一年中每天世界时零时的P，L0和Ф0值，应用内插法就可求出观测时刻的卡林顿经度L和纬度Ф值。
由于日面特征的坐标不需要知道得十分准确，准确到半度或一度就够了。因此，在实际工作中不用球面公式来求L和Ф，而用特制的网格和表来量算。


黑子的日面分布

黑子的日面分布（ heliographic distribution of sunspots ），太阳黑子在日面上的分布有一定的规律性，表现为东西分布的不对称性和纬度分布的不均匀性。

东西分布不对称性
黑子在日面东半边和西半边的分布是不一样的。1907年，英国天文学家蒙德首先发现这一现象，其表现如下：任何时候看到的日面东半边黑子比西半边的多；在东边形成的黑子比西边的多，而且从日面东边缘转出来的黑子比在西边缘消失的多。这种不对称性可能是由于太阳自转引起的，即东半边的黑子因太阳自转愈来愈看得清楚，所以东半边的黑子比西半边的容易发现；其次是由于黑子轴和太阳半径可能有一个向西的倾角，一个黑子在东半边能看到，在西半边就不一定能看到；再次就是黑子群本身的不对称性，“前导黑子”通常比“后随黑子”更密集，而且容易看见。
虽然每天的黑子面积与黑子数之间没有明显的对应关系，但是一年的黑子面积的平均值A和年平均黑子相对数R的对应关系为A=16.7R。因此，黑子群的面积分布具有东西不对称性。
1972年，巴奇根据统计资料指出，按照不同发展阶段分类（即按苏黎世分类法分类）的黑子群也有东西不对称性，即A、B、C、E、F和G型的黑子群的数目，在西边比东边多，而D、H和J型则相反。

纬度分布
1858年卡林顿对太阳黑子的观测资料进行统计，发现黑子的平均日面纬度分布随黑子周期位相有规律性的变化。1894年斯玻勒对大量的黑子观测资料作了统计，进一步证实黑子在日面纬度上的分布有如下规律：几乎所有的黑子都分布在日面纬度±45°的范围内，不过在赤道两旁±8°的范围内则很少出现；绝大多数黑子都出现在赤道两旁且平行于赤道的幅宽为15°～20°的区域。在每个黑子周期开始时，黑子一般都出现在纬度±30°附近；在黑子周期中黑子数极大的年份，黑子则出现在纬度约±15°处；而在黑子周期结束时，在赤道附近的黑子又都消失；在前一个周期的黑子尚未完全消失时，后一个周期的黑子便又开始在纬度±30°附近出现。因此，黑子在日面纬度的分布规律常称为斯玻勒定律。
以黑子群的平均日面纬度为纵坐标，以时间(年份)为横坐标，绘出的黑子群在日面纬度上的分布图，形状象一群蝴蝶，故又称蝴蝶图。从蝴蝶图可看出太阳黑子活动有一个平均约11年的周期变化规律。另外还可看出，在日面南半边和北半边出现的黑子群数目并不相同，南半边往往比北半边多。

1973年科佩基对格林威治天文台1874～1953年的太阳黑子照相资料进行了统计，绘成图表，发现平均面积大于500(以可见太阳半球面积的百万分之一为单位)的大黑子群日面纬度分布也呈现为蝴蝶图。


银河系子系

银河系子系（ galactic component system ），银河系的同类次系的总和（见银河系次系）。各个扁平次系构成一个扁平子系，各个中介次系构成一个中介子系，各个球状次系构成一个球状子系。这样，银河系就是由三个子系套迭而成的。子系以及次系，都是同星族相平行的概念。


多普勒致宽

多普勒致宽（ Doppler broadening ），由原子或原子集团运动的多普勒效应引起的谱线致宽。1842年奥地利物理学家多普勒发现，波源和观测者的相对运动会使观测到的波的频率发生变化，这种现象称为多普勒效应。发射（或吸收）光的原子具有不规则的热运动，其中某些原子向着观测者运动，而另一些原子背离观测者运动，速度大小也各不同。在这种情况下，原子发射（或吸收）的频率有些紫移，有些红移，移动量也各不相同。总的效果是使原子发射（或吸收）的谱线致宽。在视线方向速度为v的原子辐射频率的变化Δv称为多普勒位移， ，

式中 v 0、 λ 0为谱线中心频率和波长， c为光速，Δv 和Δλ为以频率和波长标度表示的 多普勒位移。在热动平衡状态下辐射原子的速度分布服从麦克斯韦分布，而辐射按频率的分布由下式确定：

式中

为 多普勒宽度，ζ D为原子热运动的最或然速度。

式中 μ为原子质量， R为气体常数， T为绝对温度。在这种情况下，由 多普勒 致 宽可以推算出发光物质的温度。通常，在谱线的中心部分主要由 多普勒效应致宽，在线翼部分主要由阻尼效应致宽（见 碰撞阻尼、 辐射阻尼）。由恒星大气湍动引起的谱线致宽也属多普勒致宽（见湍动致宽）。但在这种情况下，由 多普勒 致 宽也可以推算发光物质的温度。


天体力学定性理论

天体力学定性理论（ qualitative theory in celestial mechanics ），根据天体运动的方程来研究天体运动的长时间性态，不是寻求运动方程的解，从而得出天体运动的定性性态而非定量性质的理论。天体力学定性理论的名称也由此而来。N体问题(N≥3)是不可积的，即天体的运动不能表示为时间的函数形式。而在数值方法中的截断误差、累积误差和分析方法中级数的收敛性等问题，使得这两种方法不适宜研究时间趋向无穷时天体的运动性态，由此产生了天体力学定性方法，又称天体力学定性理论。这里所说的“长时间”，从理论上讲应该为时间趋向无穷，但在实际问题中，针对不同的具体天体系统，对“长时间”的理解也不一样。如对近地人造天体而言，几个月时间已经很长，但对于大行星，几千年也不能认为是“长时间”。因此，对一些具体天体系统，也可用数值方法来探索天体运动的定性性质。天体力学定性理论主要研究对象为N体或者三体问题，大致可归纳为下面几个方面的问题。

天体紧密接近时轨道的剧烈变化
可分为两类问题：一类是碰撞问题，研究碰撞前后轨道的变化。在天体发生碰撞时，天体间的距离趋于零，运动方程（分母中有距离的因子）出现奇点，称为碰撞奇点。如果能找到一种方法，使奇点在运动方程中消去，这种过程称为正规化。研究表明，二体碰撞可正规化，碰撞前后的运动状态类似于弹性碰撞，三体碰撞不能正规化。故在讨论三体问题时，要回避三体碰撞情况。与碰撞奇点相对应的是非碰撞奇点，即天体不发生碰撞，但天体的运动在有限时间内的速度趋向无穷，此时运动方程中也会出现奇点，称为非碰撞奇点。中国的夏志宏用一个五体模型证明了此类奇点的存在性，解决了100多年来一直没有解决的问题。另一类是俘获和交换问题。若三个天体中有一个天体的轨道原来是双曲线或抛物线轨道（相对于天体的质量中心），它与另两个天体紧密接近后变成为椭圆轨道，这种情形称为俘获；如果另一个天体与此同时从椭圆轨道变成双曲线或抛物线轨道，则称为交换。俘获和交换问题在天体演化研究和人造天体轨道设计中都有重要的作用。

时间趋于无穷时的运动特性
三体问题在时间趋于无穷时，有16种运动类型。如双曲线型（三体间的距离都与时间成正比地趋于无穷）、抛物线型（三体间的距离与时间的2/3次幂成正比地趋于无穷）、振动型（三体间的距离既没有界限，也不趋向无穷）、双曲–椭圆型（两个天体间的距离是有界的，另一天体同它们的距离则趋于无穷）等。

运动的全局性质
所谓全局是全部时间范围内，即从负无穷到正无穷。当时间趋于正无穷时，三体问题有16种运动类型；而时间趋于负无穷时，也同样有16种运动类型。因此，从全局来看，时间由负无穷到正无穷时，可组合成162=256种运动类型。
在有界运动中，对一些特殊轨道的存在性和稳定性研究占有重要地位，其中讨论得最多的是周期轨道（轨道是闭曲线）和拟周期轨道（如环面上的运动）。周期解理论是由H.庞加莱等人建立的，为天体力学中的一个重要的研究领域。卡姆(KAM)定理证明了在一定条件下拟周期轨道的存在性，由此定理解决了限制性三体问题中三角秤动点的稳定性问题。
在运动的全局性的研究中，解决了一般三体问题的流形M8的拓扑结构问题；三体运动的可允许区域和禁区问题以及三体相对运动中，一些三体轨道参数的变化范围问题也是重要的研究内容。


双折射滤光器

双折射滤光器（ birefringent filter ），由双折射晶体构成的、利用偏振光的干涉作用得到充满视场的单色光的仪器。又称偏振干涉滤光器或李奥滤光器，是李奥和奥曼分别于1933年和1938年独立发明的。主要用于太阳的单色光观测，最常用的双折射滤光器，其透射带半宽在0.1～1埃之间。大多数的工作波长为6563埃。
偏振光进入光轴平行于通光表面的双折射晶片后，分成振动方向垂直于晶轴的寻常光和平行于晶轴的非常光。出射时，它们之间具有以波长λ为单位的光程差n=μd/λ。这里d为晶片厚度，μ是双折射率，即寻常光与非常光折射率之差。若再通过一偏振片，两束光就发生干涉。当偏振片的偏振轴平行于入射光的振动方向，且同晶轴成45°时，透射光强度为：τ=cos2nπ。ｎ为整数时，τ有极大值；而当ｎ为半整数时，τ为零。因此，若入射光是白光，便得到明暗相间的透过带。透射率曲线如图1a。图1b和图1c是厚度为2d和4d的晶片与偏振片组合后的透射率曲线。若偏振光相继通过以上三个组合，便得到如图1d所示的相隔较远的狭窄的透射带。将这样的组合增加到足够多（其中每块晶片的厚度都是它前面晶体厚度的2倍）时，可得到足够窄的透射带。带两旁第一个零点之间的波长间隔与最厚一级的相同，透射带极大值之间的波长间隔与最薄一级的相同。这种组合称为李奥Ⅰ型简单级滤光器。图2是其中三个级的组合。

埃文斯提出将简单滤光器的一个级分成厚度相等的两半。中间夹入另一级，一起放在两正交偏振片之间，如图3所示，图中短线表示晶轴或偏振轴的方向。透过这种组合的光强度为：

其中 n p和 n j 分别为中间级和分开级的光程差。这种形式称为分开级 滤光 器。由于两偏振片之间放了两级晶体，所以可比简单 滤光 器省掉约一半数量偏振片，使透射率大为提高。
另一种索克滤光器由夹在两偏振片之间的若干厚度相等的晶片构成。各相邻晶片的晶轴方向之间的夹角和两端的晶片晶轴与偏振片光轴之间的夹角可以有多种方式来确定。改变索克滤光器中晶片之间的相对方位可使透射极大的位置与透射带轮廓发生变化。由于整个滤光器只用两块偏振片，所以其透射率可比李奥滤光器大为提高。
若以最薄的晶体级透射带间隔作为标准，在滤光器主极大带两旁总宽度范围内，次级带的总能量大约为主带能量的10％，索克滤光器的要更强一些。
不同方向的光线通过晶体后出射，有不同的光程差。因此，斜光线通过滤光器所引起的主极大的位移和次级带能量的增加便会限制视场。一般说来，滤光器的可用视场约为1°。李奥将滤光器的一级分成厚度相等的两半，光轴互相正交，中间放一1/2波片，这样的级能扩大视场，称为宽场级。将滤光器中透射带较窄的级改为宽场级，可将其视场扩大到4°左右。
太阳观测有时要求滤光器的主带位置向紫翼或红翼作小范围的移动。为实现这一要求，现已研制成功在可见光范围内可调到任意波长处的滤光器。双折射物质的μ值与温度有关。因此滤光器需在恒温下工作，以避免由温度变化引起的透射带位移。为了减少反射损失和杂散光，所有元件都浸在硅油中。最常用的双折射材料是水晶和冰洲石晶体。


天体

双星系统“CH Cyg”  距离地球800光年之外，大图片显示了该双星系统的光学影像，是通过“数字巡天”系统观测到的。小插图是综合钱德拉X射线观测台、哈勃太空望远镜和甚大阵射电望远镜的观测数据得来的，其中X光数据呈现红色，光学数据呈现绿色，而射电数据呈现为蓝色。“CH Cyg”是一个双星系统，包含有一颗白矮星和一颗红巨星
 大螺旋星系(NGC 123) 最迷人的地方在于其拥有数以万计的蓝色的恒星，散布其间。大片星际气体好似将这片蓝色舞动成漩涡状，而那些不被我们所了解的暗物质，在这种漩涡的外延逃逸
 “Arp 274”星系群  由三个相互作用的星系组成，距离地球4亿光年，位于室女星座，图像是哈勃太空望远镜拍摄
　　天体（汉语拼音：Tianti；英语：Astronomical object），又称星体，指太空中的物体，更广泛的解释就是宇宙中的所有的个体。天体的集聚，从而形成了各种天文状态的研究对象。
　　天体是对宇宙空间物质的真实存在而言的，也是各种星体和星际物质的通称。如在太阳系中的太阳、行星、卫星、小行星、彗星、流星、行星际物质，银河系中的恒星、星团、星云、星际物质，以及河外星系、星系团、超星系团、星系际物质等。通过射电探测手段和空间探测手段所发现的红外源、紫外源、射电源、X射线源和γ射线源，也都是天体。人类发射并在太空中运行的人造卫星、宇宙飞船、空间实验室、月球探测器、行星探测器、行星际探测器等则被称为人造天体。
　　由于天体不是质点，具有一定的大小和形状，天体内部质点之间的相互吸引和自转离心力使得天体的形状和内部物质密度分布产生变化，同时也对天体的自转运动产生影响。

目录

1 天体的位置
2 天体的距离
3 天体的形状和自转
4 天体列表

天体的位置
　　天体在某一天球坐标系中的坐标，通常指它在赤道坐标系中的坐标（赤经和赤纬）。由于赤道坐标系的基本平面（赤道面）和主点（春分点）因岁差、章动而随时间改变，天体的赤经和赤纬也随之改变。此外，地球上的观测者观测到的天体的坐标也因天体的自行和观测者所在的地球相对于天体的空间运动和位置的不同而不同。
　　天体的位置有如下几种定义：

平位置。只考虑岁差运动的赤道面和春分点称为平赤道和平春分点，由它们定义的坐标系称为平赤道坐标系，参考于这一坐标系计量的赤经和赤纬称为平位置。

真位置。进一步考虑相对于平赤道和平春分点作章动的赤道面和春分点称为真赤道和真春分点，由它们定义的坐标系称为真赤道坐标系，参考于这一坐标系计量的赤经和赤纬称为真位置。平位置和真位置均随时间而变化，而与地球的空间运动速度和方向以及与天体的相对位置无关。

视位置。考虑到观测瞬时地球相对于天体的上述空间因素，对天体的真位置改正光行差和视差影响所得的位置称为视位置。视位置相当于观测者在假想无大气的地球上直接测量得到的观测瞬时的赤道坐标。星表中列出的天体位置通常是相对于某一个选定瞬时（称为星表历元）的平位置。要得到观测瞬时的视位置需要加上：

由星表历元到观测瞬时岁差和自行改正。

观测瞬时的章动改正。

观测瞬时的光行差和视差改正。

天体的距离
　　地球上的观测者至天体的空间距离。不同类型的天体距离远近相差十分悬殊，测量的方法也各不相同。

太阳系内的天体是最近的一类天体，可用三角测量法测定月球和行星的周日地平视差；并根据天体力学理论进而求得太阳视差。也可用向月球或大行星发射无线电脉冲或向月球发射激光，然后接收从它们表面反射的回波，记录电波往返时刻而直接推算天体距离。

对于太阳系外的较近天体，三角视差法只对离太阳100秒差距范围以内的恒星适用。更远的恒星三角视差太小，无法测定，要用其他方法间接测定其距离。主要有：分析恒星光谱的某些谱线以估计恒星的绝对星等，然后通过恒星的绝对星等与视星等的比较求其距离；分析恒星光谱中星际吸收线强弱来估算恒星的距离；利用目视双星的绕转周期和轨道张角的观测值来推算其距离；通过测定移动星团的辐射点位置以及成员星的自行和视向速度来推算该星团的距离；对于具有某种共同特征的一群恒星根据其自行平均值估计这群星的平均距离；利用银河系较差自转与恒星视向速度有关的原理从视向速度测定值求星群平均距离。

对于太阳系外的远天体测量距离的方法主要有：利用天琴座RR型变星观测到的视星等值；利用造父变星的周光关系；利用球状星团或星系的角直径测定值；利用待测星团的主序星与已知恒星的主序星的比较；利用观测到的新星或超新星的最大视星等；利用观测到的河外星系里亮星的平均视星等；利用观测到的球状星团的累积视星等；利用星系的谱线红移量和哈勃定律等。

天体的形状和自转
　　由于天体不是质点，具有一定的大小和形状，天体内部质点之间的相互吸引和自转离心力使得天体的形状和内部物质密度分布产生变化，同时也对天体的自转运动产生影响。天体的形状和自转理论主要是研究在万有引力作用下天体的形状和自转运动的规律。
　　在天体的形状理论中，通常把天体看作不可压缩的流体，讨论天体在均匀或不均匀密度分布情况下自转时的平衡形态及其稳定性问题。目前研究得最深入的是地球的形状理论，建立了平衡形状的旋转椭球体，三轴椭球体等等地球模型。近年来利用专用于地球测量的人造卫星所得的资料，正在与地面大地测量的结果相配合，以建立更精确的地球模型。天体的自转理论，主要是讨论天体的自转轴在空间和本体内部的移动以及自转速率的变化。其中，地球的自转理论现已讨论得十分详细。地球的自转轴在本体内部的运动形成地极移动；同时，地球自转轴在空间的取向也是变化的。地球自转的速率也在变化，它既有长期变慢，使恒星日的长度每100年约增加1／1000秒左右，又有一些短周期变化和不规则变化。

天体列表

 太阳系

 太阳系外天体

 简单天体

 复合天体

 大范围天体

 太阳

 原行星

 行星

 类地行星

 水星

 金星

 地球

 火星

 类木行星

 木星

 土星

 天王星

 海王星

 卫星

 地球的卫星

 火星的卫星

 木星的卫星

 土星的卫星

 天王星的卫星

 海王星的卫星

 冥王星的卫星

 阋神星的卫星

 妊神星的卫星

 小行星的卫星

 矮行星

 谷神星

 类冥矮行星

 冥王星

 阋神星

 鸟神星

 妊神星

 海王星内天体

 太阳系小天体

 近地天体

 微行星

 小行星

 双小行星

 三重小行星

 三元小行星

 近地小行星

 地内小行星

 阿莫尔群

 阿波罗群

 阿登群

 阿波希利型小行星

 水星轨道穿越小行星

 金星轨道穿越小行星

 地球轨道穿越小行星

 火星轨道穿越小行星

 木星轨道穿越小行星

 土星轨道穿越小行星

 天王星轨道穿越小行星

 海王星轨道穿越小行星

 密接小行星

 小行星带

 小行星群

 小行星族

 特洛伊小行星

 地球特洛伊

 火星特洛伊

 木星特洛伊

 土星特洛伊

 海王星特洛伊

 达摩克小行星

 半人马小行星

 海王星外天体

 独立天体

 冰矮星

 冥族小天体

 古柏带

 QB1天体

 共振外海王星天体

 1:2共振天体

 2:3共振天体

 2:5共振天体

 3:4共振天体

 3:5共振天体

 3:7共振天体

 4:5共振天体

 4:7共振天体

 黄道离散天体

 欧特云

 彗星

 掠日彗星

 恩克型彗星

 木星族彗星

 哈雷型彗星

 喀戎型彗星

 抛物彗星

 双曲彗星

 周期彗星

 主带彗星

 大彗星

 短周期彗星

 长周期彗星

 无周期彗星

 一次性彗星

 克鲁兹族彗星

 流星体

 散乱流星

 火流星

 流星

 流星雨

 陨石

 玻璃陨石

 假设存在的太阳系天体

 祝融星

 水内小行星

 忒亚

 反地球

 第五行星

 法厄同星

 行星V

 第十行星

 假设的海王星外天体

 水星的卫星

 金星的卫星

 地球的其他卫星

 堤喀

 太阳伴星

 行星质量体

 银河系外行星

 系外行星

 热木星

 冷木星

 离心木星

 凌日行星

 星际行星

 流浪行星

 脉冲行星

 冥府行星

 沙漠行星

 海洋行星

 热海王星

 迷你海王星

 超级地球

 无核行星

 氨行星

 碳行星

 铁行星

 太阳系外巨行星

 环联星运转行星

 系外卫星

 亚恒星

 恒星

 超富金属恒星

 特殊恒星

 钡星

 S-型星

 金属线星

 Ap和Bp星

 CH星

 牧夫座λ型星

 铅星

 汞-锰星

 壳层星

 锝星

 普通星

 初期恒星体

 原恒星

 前主序星

 Be星

 赫比格Ae/Be星

 致密行星状星云Be星

 共生Be星

 棕矮星

 锂矮星

 甲烷矮星

 次棕矮星

 按光谱类型画分

 蓝星

 蓝白星

 白星

 黄白星

 黄星

 橙星

 红星

 Be星

 OB星

 碳星

 沃尔夫-拉叶星

 按光强度画分

 次矮星

 B型次矮星

 矮星（主序星）

 蓝矮星 (红矮星阶段)

 黄矮星

 橙矮星

 红矮星

 次巨星

 巨星

 红巨星

 蓝巨星

 黄巨星

 亮巨星

 超巨星

 红超巨星

 蓝超巨星

 黄超巨星

 特超巨星

 蓝偏离星

 黄偏离星

 红偏离星

 变星

 脉动变星

 米拉变星

 造父变星

 矮造父变星

 半规则变星

 不规则变星

 室女座W型变星

 天琴座RR型变星

 凤凰座SX型变星

 爆发变星

 耀星

 高光度蓝变星

 北冕座R型变星

 猎犬座RS型变星

 激变变星

 发光红新星

 矮新星

 新星

 超新星

 Ia超新星

 Ib和Ic超新星

 II型超新星

 极超新星

 假超新星

 不稳定对超新星

 伽玛射线暴

 自转变星

 天龙座BY型变星

 猎犬座α2型变星

 大陵五变星

 天琴座β型变星

 大熊座W型变星

 猎户型变星

 金牛T星

 猎户FU型变星

 仙王座β型变星

 金牛座RV型变星

 天鹅座α型变星

 致密星

 蓝矮星

 白矮星

 黑矮星

 中子星

 磁星

 软伽玛射线复发源

 不规则X射线脉冲星

 脉冲星

 X射线脉冲星

 无线电脉冲星

 毫秒脉冲星

 次毫秒脉冲星

 奇特星

 夸克星

 先子星

 Q星

 玻色子星

 电弱星

 孤子星

 暗能量星

 黑洞

 微型黑洞

 中介质量黑洞

 超大质量黑洞

 恒星黑洞

 太初黑洞

 异常明亮的X射线源

 施瓦西黑洞

 R-N黑洞

 克尔黑洞

 转动的黑洞

 白洞

 虫洞

 红外星

 行星系

 多行星系外行星系统

 双行星

 次恒星行星系统

 恒星系统

 聚星

 联星

 光学双星

 目视双星

 天测双星

 分光双星

 食双星

 不接双星

 半接双星

 相接双星

 速逃星

 密近双星

 X射线联星

 Be X射线联星

 X射线源

 X射线暴

 密接联星

 双星

 联星系统

 三星

 三合星

 恒星群

 星协

 OB星协

 T星协

 R星协

 星团

 疏散星团

 球状星团

 超星团

 星座

 黄道星座

 星座家族

 中国星座

 三垣

 紫微垣

 太微垣

 天市垣

 四象

 七政

 二十八宿

 星群

 移动星群

 小星群

 星族

 星盘星族

 第一星族

 第二星族

 第三星族

 金属量

 星系

 以形状区分

 旋涡星系

 棒旋星系

 中间螺旋星系

 无棒螺旋星系

 透镜状星系

 无棒透镜星系

 棒透镜星系

 椭圆星系

 环状星系

 螺旋星系

 宏观螺旋星系

 絮结螺旋星系

 不规则星系

 D型星系

 cD型星系

 以大小区分

 矮星系

 矮椭圆星系

 矮椭球星系

 矮螺旋星系

 矮不规则星系

 巨椭圆星系

 超致密星系

 活跃星系

 活动星系核

 低电离核发射线区

 赛弗特星系

 电波星系

 类星体

 微类星体

 窄线X射线星系

 星爆星系

 重力透镜星系

 暗弱蓝星系

 亮红外星系

 超亮红外星系

 沃夫－瑞叶星星系

 蓝致密矮星系

 射电噪类星体

 耀变体

 光学剧变类星体

 蝎虎座BL型天体

 电波星系

 N星系

 兹威基星系

 高偏振类星体

 低光度活跃星系核

 热星体

 卫星星系

 特殊星系

 环星系

 交互作用星系

 西佛星系

 系外星系

 核球

 双星系系统

 星系群

 星系云

 星系团

 球状星系团

 疏散星系团

 超星系团

 星流

 天球坐标系统

 地平坐标系统

 赤道坐标系统

 黄道坐标系统

 银河坐标系统

 超星系坐标系统

 大尺度结构

 大尺度纤维状结构

 长城 (天文学)

 空洞 (天文学)

 宇宙

 可观测宇宙

 平行宇宙

 拱星物质（星周物质）

 尘埃盘

 行星际物质

 终端震波

 日鞘

 日球层顶

 弓形震波

 希尔球

 星周盘

 主星周盘

 联星周盘

 原行星盘

 吸积盘

 岩屑盘

 残骸盘

 原恒星盘

 深空天体

 梅西耶天体

 IC天体

 NGC天体

 原行星云

 恒星云

 星际物质

 电浆体

 宇宙尘

 星际尘埃

 恒星气流

 星风

 星风泡

 星流

 星云

 恒星云

 行星状星云

 新星残骸

 超新星残骸

 弥漫星云（发光星云）

 发射星云

 反射星云

 电离氢区

 星际云

 暗星云

 分子云

 巨分子云

 包克球

 红外线卷云

 星系晕

 星系椭球体

 星系冕

 古尔德带

 本星系泡

 本星际云

 星系际介质

 宇宙微波背景辐射

 宇宙红外线背景辐射

 ΛCDM模型

 暗能量

 暗物质

 大质量致密晕天体

 大质量弱相互作用粒子

 重力奇异点

 裸奇异点


银河系磁场

银河系磁场（ galactic magnetic field ），银河系（和其他星系）广阔的星际空间存在的非常弱而复杂的磁场系统。

由星光偏振、宇宙线、银河背景射电辐射等可粗略估计银河系磁场的大小和方向，但比较准确的测定方法，主要是通过来自脉冲星和其他河外射电源辐射偏振面的旋转，即法拉第旋转，以及中性氢21厘米谱线的塞曼分裂。法拉第旋转测量得到的是辐射源和观测者之间的磁化等离子体的磁场的平均值；中性氢21厘米谱线的塞曼分裂测量得到的是视线方向的中性氢区(HI区)的磁场。银河系磁场分为有序的大尺度成分和无序的小尺度成分。有序成分由法拉第旋转测得，强度在太阳附近约为0.2纳特，在银心距4.5千秒差距（kpc）处约为0.6纳特。在太阳半径以外，磁场指向银河系旋转方向，在太阳半径以内约500秒差距处，磁场指向逆转，在银心距约5.5千秒差距处又再次逆转。无序成分由银河系同步辐射估计，强度从银心向外逐渐降低，在0.5倍太阳半径处约1纳特，在太阳半径处约0.6纳特，在2倍太阳半径处约0.3纳特。有证据表明，分子云中的磁场强度高于密度较低的星际空间，如21厘米辐射的偏振研究显示，猎户座B星云内磁场强度高达6纳特。大样本旋涡星系统计表明，其磁场强度平均约为1纳特。
银河系中广泛分布的脉冲星是探测银河系气体盘中大尺度磁场的唯一示踪天体。观测的脉冲星法拉第旋率统计显示，银河系中大尺度磁场的方向是沿着已知的4个旋臂的。在不同旋臂之间，磁场方向会系统地反向。图中圆圈、圆点、方块、方框等标记为脉冲量旋转量


地球自转

地球自转（汉语拼音：Diqiu Zizhuan；英语：rotation of the Earth），地球绕自转轴自西向东的转动。
　　地球自转是地球的一种重要运动形式，自转的平均角速度为 7.292×10-5弧度／秒，在地球赤道上的自转线速度为 465米／秒。一般而言，地球的自转是均匀的。但精密的天文观测表明，地球自转存在着3种不同的变化。

自转速度的变化
　　20世纪初以后，天文学的一项重要发现是，确认地球自转速度是不均匀的。人们已经发现的地球自转速度有以下3种变化：
　　① 长期减慢。这种变化使日的长度在一个世纪内大约增长1～2毫秒，使以地球自转周期为基准所计量的时间，2000 年来累计慢了2个多小时。引起地球自转长期减慢的原因主要是潮汐摩擦。
　　②周期性变化。20世纪50年代从天文测时的分析发现，地球自转速度有季节性的周期变化，春天变慢，秋天变快，此外还有半年周期的变化。周年变化的振幅约为20～25毫秒，主要是由风的季节性变化引起的。
　　③不规则变化。地球自转还存在着时快时慢的不规则变化。其原因尚待进一步分析研究。

地球自转轴对于地球本体的运动
　　地球自转轴在地球本体上的位置是经常在变动的，这种变动称为地极移动，简称极移。1765年L.欧拉证明，如果没有外力的作用，刚体地球的自转轴将围绕形状轴作自由摆动  ， 周期为 305 恒星日 。1888年人们才从纬度变化的观测中证实了极移的存在。1891年美国的S.C.张德勒进一步指出，极移包括两种主要周期成分：一种是周期约14个月的自由摆动，又称张德勒摆动；另一种是周期为12个月的受迫摆动。
　　实际观测到的张德勒摆动就是欧拉所预言的自由摆动 。但因地球不是一个绝对刚体，所以张德勒摆动的周期比欧拉所预言的周期约长40％。张德勒摆动的振幅大约在0.06″～0.25″之间缓慢变化 ，其周期的变化范围约为410～440天。极移的另一种主要成分是周年受迫摆动，其振幅约为0.09″，相对来说比较稳定，主要由于大气和两极冰雪的季节性变化所引起。
　　将极移中的周期成分除去以后，可以得到长期极移。长期极移的平均速度约为0.003″／年，方向大致在西经70°左右。

地球自转轴在空间的运动
　　地球的极半径约比赤道半径短1／300，同时地球自转的赤道面、地球绕太阳公转的黄道面和月球绕地球公转的白道面 ， 这三者并不在 一个平面内。由于这些因素，在月球、太阳和行星的引力作用下，使地球自转轴在空间产生了复杂的运动。这种运动通常称为岁差和章动。岁差运动表现为地球自转轴围绕黄道轴旋转，在空间描绘出一个圆锥面，绕行一周约需 2.6万年。章动是叠加在岁差运动上的许多复杂的周期运动。


中国古代日食观测

中国古代日食观测（ ancient eclipse observations in China ），古代的日食观测是指十七世纪经典天文学诞生以前所进行的日食观测和记录。世界文明古国无论是巴比伦和埃及还是中国，对日食的观测和预报都极为重视。
一般认为，世界上最古的日食记录是中国《尚书·胤征》篇中记载的夏朝仲康王时代的一次日食。国内外许多研究者对这次日食做过探讨，有的把这次日食发生的年代推算在公元前2165年，有的则推算在公元前1948年，相差颇远。由于对这条记录的真伪和内容解释有不同的看法，同时也涉及中国上古年代学中悬而未决的问题，因此还没有公认的结论。

 甲骨日食记录
然而，对于甲骨文中的日食记录却是公认的。例如《殷契佚存》第347片记载：“癸酉贞：日夕有食，佳若？癸酉贞：日夕有食，非若？”意思是说：癸酉日占，黄昏有日食，是吉利的吗？癸酉日占，黄昏有日食，是不吉利的吗？关于这次日食，虽然由于各研究者推算方法不同，所求得的发生日期不同，但大多认为发生在公元前1200年左右，比起巴比伦的可靠的日食记录仍要早一些。
从春秋时代开始，中国即有完整的日食记录。虽然有些历史时期，战乱频仍，史志散佚，但总的来说，大量日食记录仍妥善地保存下来。据中国天文史家朱文鑫初步统计，从春秋到清初，载入正史的日食记录共916条。近年来，中国有关单位正在联合普查地方志中的日食记录，重新编制古代日食记录表。英国天文学史家R.R.牛顿系统地考证过东西方的古代日食记录，编写成《古代天文观测》一书。
古代日食记录具有重要的科学价值。从科学史研究的角度来看，古代日食记录很可能保存着人类发现太阳外层大气结构的一些宝贵信息。目前，国内外研究者对这些记录颇为重视，有的利用日全食时对太阳外层大气发光情况的记载来推测当时太阳活动的盛衰，以探讨太阳活动的规律。
根据现代天体力学理论，月球轨道运动和地球轨道运动都有微小的长期的加速项存在。地球轨道运动的长期加速又和地球自转的长期加速有密切关系，因此也和日长（每昼夜长度）的变化有关。日长大约每世纪增加1～2毫秒。这样，经过二十个世纪积累的时差可达两个多小时。在公元前发生的日食，其实际发生时刻同根据引力理论推算所得的发生时刻相比较，要差几小时。同时日食实际发生地点同推算所得的发生地点在经度上会相差几十度。因此利用古代日食的发生时刻和地点的记录，就可以推算出月球和地球轨道运动的加速度。美国天文学家福塞林哈姆在二十世纪初首先对这个问题展开了一系列的研究，为运用古代日食资料解决现代天文课题开拓了道路。利用古代日食记录，同推算的结果进行对比分析，还有可能解决上古年代学和古代历法中的一些悬而未决的问题。


耀斑

耀斑（汉语拼音：Yaoban；英语：Solar flares），在太阳大气（很可能在色球-日冕过渡层） 中非常集中的能量突然释放以及而后物质运动和温度逐渐衰减的过程。倾向认为它是色球-日冕不稳定性的次级效应  。耀斑常出现在磁场梯度大、结构复杂及具有高应力和不稳定磁场位形的活动区中。存在这些条件的标志有：出现反常极性的双极场；老活动区中或其附近长出新的磁场；Ha谱斑大且亮；代表磁场中性线的暗条走向曲折及暗条突然膨胀或消失等等。有时在同一个活动区可能发生几次耀斑。一般把增亮面积超过3亿平方千米的称为耀斑  ，而面积小于3亿平方千米的则叫亚耀斑。与耀斑有关的光学现象有：耀斑前暗条激活、冲浪、喷焰、爆发日珥和环状日珥等。与耀斑共生或由耀斑引起的现象包括太阳紫外线、软X射线、硬X射线、γ射线和射电波段的爆发；各种高能粒子（质子、电子、中子）辐射的突然增强；磁暴、突然电离层扰动、极光、极冠吸收等地球物理效应。


复合线

复合线（ recombination line ），在气体星云和其他一些天体的光谱中出现的氢、氦等元素的容许谱线（见禁线）的发射线。以氢为例，在气体星云中，物质密度和辐射密度都很低，物态偏离热动平衡状态很大。在这种情形下，绝大部分中性氢原子处于基态，而处于激发态原子则很少。因此，星云对赖曼系和赖曼连续区的辐射不透明，而对辅线系（巴耳末系、帕邢系等等）的辐射完全透明。氢原子可以吸收一个属于赖曼连续区辐射的光子而电离，形成自由电子和质子。自由电子运动一段时间后又会被某个质子俘获。电子和质子复合形成中性氢原子的过程可能有两种方式：①电子直接复合到基态；②电子复合到某一激发态。在第一种情形下，释放出一个属于赖曼连续区的光子。处于基态的氢原子过了一段时间后再次电离，一切又从头开始。在第二种情形下，电子将向下级联跃迁，并最终落在基态，同时释放出属于辅线系的光子。星云对辅线系的辐射完全透明，能被观测到。因为氢的辅线系谱线是在自由电子复合且级联跃迁至基态的过程中产生的，所以称为复合线。


亚矮星

亚矮星（ subdwarf ），比主序星稍暗的一类恒星。二十世纪三十年代，W.S.亚当斯进行恒星光谱分析时，发现了几颗金属线很弱的恒星。他根据金属线的强度，证认为A型星，但因其绝对星等比通常的A型星暗几个星等，因此称为亚矮星。与同类光谱型的主序星相比，亚矮星的半径小一些，因此光度也暗一些。亚矮星在赫罗图中构成一个单独的序列，叫作亚矮星序。亚矮星序恰好位于主星序（也称作矮星序）的下面，光度级为Ⅵ。亚矮星的化学成分与主序星颇为不同，一般说来金属含量很低，只相当于普通恒星的1％左右，因此可以称为贫金属星。W.S.亚当斯发现的几颗A型亚矮星，有效温度实际上与G型星近似，只是由于金属含量低才被证认为A型星。目前认为，处于主序星和白矮星之间的O型和B型亚矮星，属于恒星的演化晚期，正在向白矮星过渡。亚矮星主要是属于中介星族Ⅱ。


银河系模型

银河系模型（ galactic model ），从总体上研究银河系质量分布和结构的一种简化模式。银河系是一个庞大的天体(包括恒星和星际物质等)系统，结构复杂，各个区域的特性参差不齐。为了从总体上研究银河系的物理性质、力学结构和演化，需要把银河系的结构加以简化，不考虑局部细节，以便建立统一的物理量分布的银河系模型。银河系模型不同于真实的银河系，它只是为研究方便而采取的模拟手段。银河系模型主要研究银河系的质量分布。一般只考虑引力，不考虑旋涡结构（因为旋臂的引力场只占银河系总引力场的百分之几），同时还假定引力场是平滑变化的，局部的不规则性是可以忽略的，而且自转是对称的。这样可以避免许多数学上的困难。一般说来，要建立银河系平滑变化的质量分布模型，必须以某种形式的速度分布或密度分布为根据，并且需要选定若干参数。根据观测资料，可以认为银河系质量大体上按椭球分布。对不同的天体群（例如不同星族）可以分别建立各自的质量分布模型。
近年来，观测方法不断更新，观测资料有了质的飞跃，同时在理论上也取得了长足的进展，因此除了建立质量分布模型外，还可以探讨星系的空间结构和建立运动学模型。


国际时间局

国际时间局（Bureau International de l'Heure），国际性的时间服务机构。1912年10月在巴黎由法国经度局组织的国际会议上提议成立，1922年开始活动，总部设于巴黎。其主要任务是：收集和处理世界上各天文台的测时测纬结果，提供精确的世界时和地极坐标值；主持天文台的国际经度联测，提出其经度采用值；收集和处理全世界原子钟的比对和时号发播资料，提供国际原子时和协调世界时的各种资料；建立并维持一个全球自洽和稳定的参考坐标系；开展关于世界时和极移测量和处理以及地球自转理论的研究等。它通过定期出版各种报告向全世界发播资料。1988年起改组，它的业务活动分别由国际地球自转服务和国际计量局承担。


热辐射和非热辐射

热辐射和非热辐射（ thermal radiation and nonthermal radiation ），如果辐射源（等离子体、中性气体云等）处于热动平衡或局部热动平衡状态，即系统内质点（分子、原子、离子、电子等）的能量分布可以用一定温度下的玻耳兹曼分布律表示，则其辐射称为热辐射；反之，如果辐射源中质点远离热动平衡分布，则其辐射称为非热辐射。近年发现的许多新型天体，如类星体、中子星、星际分子射电源、X射线源、γ射线源等，它们的辐射谱形、偏振状态、光变特性等与热辐射有明显区别，因此，非热辐射机制的研究日益受到重视。例如，类星体和射电星系所以能发射有偏振特性的幂律型射电谱，普遍认为是由远离热动平衡分布的相对论性电子在外磁场中的同步加速辐射所造成的。又如强的分子射电谱线，一般认为是来自天体微波激射源放大作用。实现这种辐射机制的条件是“粒子数反转”，要求分子的能级分布远离平衡分布，即处于高能级上的分子数多于低能级上的分子数。对于太阳的Ⅱ型及Ⅲ型射电爆发(见太阳射电爆发)，可用相对论性电子在等离子体中穿行时的切连科夫辐射说明。由这一效应产生的等离子体波，将会部分转化为射电辐射。至于相对论性电子的逆康普顿散射，则是产生γ射线的一种重要的非热辐射机制。


相对论宇宙学

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

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


中微子天文学

中微子天文学（ Neutrino astronomy ），研究天体条件下产生的中微子及其反映出的物理规律的学科。主要内容有：探测来自地球大气、太阳、超新星爆发的中微子以及高能中微子源，研究恒星的结构和演化、宇宙中非常高能粒子的起源、宇宙的物质结构，以及由此引起的中微子物理的最基本问题——中微子质量和中微子振荡问题。
中微子不带电，只参与弱相互作用，不受任何磁场和电场的影响，具有极强的穿透物质的能力，所以能反映发生在天体最核心部位的物理过程，也因此造成了探测的极大困难。中微子在核反应中会大量产生，从而充满了整个宇宙，有非常高的通量，每秒钟都会有几万亿个中微子穿过人体，为粒子物理学、宇宙学的研究提供了天然的中微子源。

目录

1 重要研究历史
2 中微子及其产生

2.1 β衰变和电子俘获
2.2 中微子对产生，尤卡过程
2.3 中微子对产生的其他过程
2.4 μ子、τ子的衰变
2.5 π、μ的中微子过程

3 宇宙中的中微子源

3.1 弥漫中微子背景
3.2 太阳中微子
3.3 引力塌缩型的超新星爆发与中微子暴
3.4 高能中微子源

4 中微子的相互作用及探测方法

4.1 中微子俘获
4.2 中微子散射（水切伦柯夫光方法）
4.3 深度非弹性散射[中性流(N C)和电荷流(C C)反应]

5 中微子天文学的成果与展望

5.1 太阳中微子的探测（中微子的混合）
5.2 超新星1987A
5.3 高能中微子天文学

重要研究历史
中微子是核作用的产物，1930年W.泡利为解释β衰变能谱的连续性，从能量守恒定律的需要出发，假设在原子核中存在一种电中性的微小粒子与放出电子同时发出，并带走一部分能量。1933年E.费米首次把这种中性粒子命名为中微子，提出原子核中子衰变成质子的同时放出一个电子和一个中微子的β衰变理论。1956年F.莱因斯和C.L.科恩首次在反应堆旁观测到了（电子）反中微子。1962年L.M.莱德曼、M.施瓦茨、J.施泰因贝格尔用加速器产生中微子束的方法发现了μ中微子。这两项工作分别获1995年、1988年度诺贝尔物理学奖。1960年R.戴维斯开创了太阳中微子天文学，他的小组用氯实验测量太阳中微子，发现了太阳中微子缺失现象（见太阳）。1967年B.彭特考沃提出中微子振荡的设想。1987年以小柴昌俊为首的小组在日本神冈的水实验测到了来自超新星1987A的中微子暴，确认了热核反应作为太阳主要能源的理论及太阳中微子的存在。1998年超级神冈实验首次给出了中微子振荡的证据。2002年以后SNO重水实验确认了太阳标准模型和中微子味道改变现象以及中微子有质量的重要结论，建议粒子物理标准模型因此而需要改变。2002年戴维斯和小柴昌俊因在中微子天文方面的开创性成就获得诺贝尔物理学奖。

中微子及其产生
已知构成物质的最小单元包括12种基本粒子：6种夸克和6种轻子，每一种都有自己的反粒子。6种轻子可分成三代，分别是电子、电子中微子(e,νe)，μ子、μ中微子(μ,νμ)，τ子和τ中微子(τ,ντ)，加上它们各自的反粒子。每一代分别有两种夸克与其构成一族，如第一族由可组成中子和质子的(u,d)夸克，与电子、电子中微子构成。粒子物理中把三种中微子称作中微子的三种味道，研究其共性时统称中微子，其中νe和νu有相同的物理特性，许多反应式中这两代轻子的符号可以互换。粒子物理的标准模型中，中微子被认为是没有质量的。现知中微子有质量，至少电子中微子的质量小于1电子伏；中微子在传播过程中可改变味道，但不改变它们总的通量。天体条件下产生中微子的基本过程有以下几种。

β衰变和电子俘获
基于质子(p)和中子(n)弱相互作用理论的中微子产生：n咱 p＋e－＋νe (1)p咱 n＋e＋＋νe (2)轻子和它的中微子产物总是一正一反地同时出现。在放射性物质的β衰变中，产生电子的β－衰变，同时发射反电子中微子；产生正电子的β＋衰变，同时发射电子中微子：β－衰变：(Z,A↠ (Z＋1,A)＋e－＋νeβ＋衰变：(Z,A)↠ (Z－1,A)＋e＋＋νeZ、A为原子核的电荷数和质量数，发生哪一种过程取决于初态原子核的质量必须大于终态原子核的质量。原子核对β＋衰变不稳定时，β＋发射可由俘获一个外层电子代替。恒星内部的电子能量足够高时，也会产生电子俘获过程，(Z,A)＋e－↠ (Z－1,A)＋νe。恒星内部连续不断的电子俘获又被称作中子化过程，其间产生大量的电子中微子，最终会使原子核变成一个大中子，所以电子俘获是恒星演化、中子星形成理论中的一个基本过程。

中微子对产生，尤卡过程
原子核的质量数为奇数时，在一类退化气体中，原子核（中子）会俘获一个电子而形成一个不稳定原子核，该原子核又经（质子的）β－衰变放出一个电子，如此交替。结果是电子损失能量，被一对正反电子中微子带走，这两种反应混合和交替的过程称作尤卡过程。原子核如果处于一个统计平衡态，便会连续不断地消耗电子能量和产生中微子对。中微子对产生可影响恒星的演化率和反应的能损率。在有丰富的自由质子和中子的高温区域，电子、正电子的俘获过程和衰变过程变得十分活跃和重要。

中微子对产生的其他过程
恒星演化的晚期，中微子对发射急剧加速，迅速地带走恒星内核的能量。高温（108～109℃）和高密度区（103～109克/厘米3）主要的过程有：正负电子对湮没产生中微子对；光子和电子碰撞（光中微子过程）产生电子和中微子对；光子在等离子体气体中传播生成电子空穴对，而后衰变发射中微子对。这些反应中哪个更重要，主要由反应区的密度决定。此外，光子和光子碰撞、电子和离子的作用或它们的轫致辐射也可产生中微子对。

μ子、τ子的衰变
μ子的寿命为2×10−6秒，一个负电荷μ子可衰变为一个μ中微子、一个电子和反电子中微子对。τ子是质量最重的轻子，寿命仅为3×10−13秒，一个τ子可衰变为一个τ中微子、一个电子和反电子中微子对（或μ子、反μ中微子对）。τ子不能在天然核反应中产生，至今尚未发现能够直接产生τ中微子的天体物理过程。

π、μ的中微子过程
恒星温度超过1 000亿度的区域，会创生正负π介子对和正负μ子对，随后会产生π、μ衰变而发射电子中微子对和μ中微子对。这对高度演化的重质量星可能是重要的冷却机制。高能宇宙线和核子的相互作用会产生带正、负电的和中性的π介子，带电的π很快会衰变成μ子和μ中微子，去掉产生π的中间过程便有相同于(1)式、(2)式的反应形式，再经过μ子衰变，一次核作用会产生一对正反μ中微子和一个电子（和中微子）轻子对。反应式为：　p—Ħ n＋π＋—Ħ μ＋μ＋＋νμ—Ħ n＋e＋＋νe＋νμ＋νμ　(3)　nß p＋π－—ß p＋μ－＋νμ—ß p＋e－＋νe＋νμ＋νμ　(4)高能宇宙线核子轰击地球大气，产生能量在千兆电子伏以上的大气中微子，并有νμ、νe数目比≥2。

宇宙中的中微子源
主要有以下几种。

弥漫中微子背景
大爆炸宇宙学认为，宇宙在大爆炸时会产生惊人数量的中微子，因为不易发生相互作用而残留至今。流量应当与微波背景一样丰富，预期每立方厘米有114个中微子，而且由于银河系的引力拽拉使其慢化，在地球附近会因浓缩而数目更多。中微子有质量，不会大于45电子伏，按现在的对中微子质量小于一个电子伏的认识，中微子背景的总质量粗略地等效于宇宙中所有可见恒星的质量总数。但由于能量很低，作用概率太小，至今无法探测。

太阳中微子
太阳中微子都是电子中微子，能量最高不超过20兆电子伏。对地球而言，太阳是最近的恒星，也是最强的中微子源，在地球上的总流量为每平方厘米650亿个。恒星演化理论提出太阳中心存在持续进行的热核聚变反应（见太阳）。按照具体的产生过程，对太阳中微子进行了分类命名，如pp中微子、铍–7中微子，硼–8中微子等。巴克尔等对太阳中微子进行了长期的研究，建立了标准太阳模型(SSM)，经过30多年的研究，对pp中微子强度的估计精度已可准确到1％，并从日震测量结果等其他方面找到旁证，说明计算是正确的。太阳中微子可使人们直接了解太阳内核的结构和演化过程。

引力塌缩型的超新星爆发与中微子暴
恒星演化晚期，恒星核心部分通过逐级热核反应，一直进行到合成铁，此时核燃料用尽，核反应变缓直至中止，强大的引力使原子核的中子化过程加剧，而放射出大量中微子。强大的中微子束会产生足够大的压力，将恒星外壳吹散而形成猛烈的超新星爆发，并在爆发的最初几秒钟内产生中微子暴，被吹散的外壳形成星云状的超新星遗迹，中子化的核心留下来形成中子星。这类中微子的能量基本上在几十兆电子伏量级。

高能中微子源
宇宙中的一些高能天体可产生高能中微子，如活动星系核、宇宙距离的γ射线暴发射体等。至今还不能清楚地解释能量高到银河系的尺度容不下的宇宙线是如何产生和加速的，而把宇宙线核子加速到很高能量，如在1亿亿电子伏以上的五个数量级内，必定会因π、μ的中微子过程而产生高能中微子。能量在几百亿电子伏以上的高能中微子的源将直接与非常高能的宇宙线的源相关联。

中微子的相互作用及探测方法
主要有三类。

中微子俘获
基于轻子相互作用原理，把(1)式和(2)式右侧的中微子取“反”，移至反应式左侧，即是中微子俘获过程，有时也称为中微子吸收。反应堆中微子实验，用的是质子反中微子俘获。研究太阳中微子的放射化学实验，即著名的氯实验和镓实验，基于后一个基本原理。同理，μ中微子的俘获反应产生μ子。中微子俘获的作用截面非常小，与中微子能量的平方成正比，如对1兆电子伏的中微子，量级为每核子10−44厘米2。能量更低的中微子，作用概率会小得更多；而对1 000兆电子伏的μ中微子，作用概率可增加100万倍，约10−38厘米2。当中微子能量达到1015以上时，地球的对中微子的吸收作用十分明显而变的不透明，产生的μ子与中微子的方向非常接近。

中微子散射（水切伦柯夫光方法）
中微子和电子的弹性散射（称为νe散射）在中微子探测中有十分重要的作用。散射有很强的方向关联，电子中微子与电子的散射比μ、τ中微子与电子的散射作用率高，占测到的中微子总强度的87%。中微子俘获反应在高能时也可看作类弹性散射过程，测量由此产生的高能电子或μ子的切伦柯夫光是研究大气中微子和探测高能中微子源的主要方法。

深度非弹性散射[中性流(N C)和电荷流(C C)反应]
高能中微子轰击原子核(N)会产生深度非弹性散射。中性流作用不改变反应前后的成分，三种中微子有相同的作用概率。利用测量中子俘获能（6.25兆电子伏）可测中微子的总强度；电荷流过程只和电子中微子有关，测量出射电子的切伦柯夫光和能谱，可知电子中微子的强度。

中微子天文学的成果与展望
有以下几个方面。

太阳中微子的探测（中微子的混合）
戴维斯是太阳中微子测量的先驱者，他的氯实验用的反应是：37Cl＋νe咱 37Ar＋e－,37Ar是半衰期为35天的放射性同位素，实验用了一个615吨乙氯乙烯液体的大容器，放在美国胡姆斯塔克1 500米深的矿井中进行，平均每2.17天才能产生一个37Ar原子，可测铍–7中微子和硼–8中微子。戴维斯从约1030个氯原子分离出1个氩原子并对其计数，1968年报道第一批数据时提出了太阳中微子缺失的问题，以后用30年的时间共探测到2 200个中微子，得到的太阳中微子流量是标准太阳模型(SSM)计算值的1/3。1990年开始的镓实验中，俄罗斯的科学家用了60吨镓，意大利的科学家用了30吨氯化镓，同时测量氩和锗可探测pp中微子、铍–7中微子和硼–8中微子。得到的太阳中微子通量是0.55 SSM。
日本的神冈(KAM II)和超级神冈实验(SK)分别用了3千吨水和5万吨水，反应阈能在6～7兆电子伏左右，利用νe散射的水切伦柯夫辐射方法可测量硼–8太阳中微子、千兆电子伏的大气中微子和天体的高能中微子。SK的灵敏度提高到每1万亿个中微子可测到1个，每天可测16.5个中微子，并有测量能量和辨别中微子方向的能力。这两个实验直接测到了从太阳方向上来的中微子，证实了太阳中微子的存在和热核反应理论，测到的通量为0.465 SSM（图1、图2）。

图1　超级神冈中微子实验全景示意图

图2　超级神冈中微子实验装置内部检测照片（取自东京大学宇宙线所神冈观测站）

实验的结果说明，太阳中微子的通量到达地球时确实偏少，而太阳标准模型是正确的，可能的解释是太阳中微子变了味。1999年开始的SNO实验，阈能5兆电子伏，利用1 200吨重水测量NC和CC反应，考察硼–8中微子的流量。结果表明，用电荷流(CC)测得的电子中微子通量比中性流(NC)测得的总中微子通量小，比SK测到的弹性散射中微子通量也小，而且NC总通量与SSM预言的结果吻合，由此推出了μ中微子、τ中微子通量的和，说明一部分太阳中微子在到达地球前改变了味道，这一现象被称作中微子混合，亦即中微子振荡。
太阳中微子天文学今后的研究方向是：精确测量pp中微子，铍–7中微子，以及用一个实验的结果代替用多个实验组合的结果获得结论。

超新星1987A
1987年2月23日格林尼治时间凌晨7时35分35.2秒开始，超级神冈和美国的IMB实验同时探测到来自超新星1987A的中微子暴，SK在12秒内共探测到12个中微子，包括第一秒内6个，第二秒内3个。两个半小时后，天文学家在南天观测到超新星的可见光爆发，来自距离17万光年的大麦哲伦星云，明亮到用肉眼可以看到。有11个中微子的能量在20兆电子伏以下，估计在爆发源处的最初几秒钟内有1058个中微子产生，总的能量释放3×1046焦，几千倍于太阳在它整个生命期总的能量释放，可见光部分只占中微子能量的1‰。超新星1987A是第一个也是至今唯一的一个观测到的太阳系外的中微子源，所以也有的天文学家把这一观测作为中微子天文学的开端。

高能中微子天文学
测量高能中微子源，虽已有多个实验，至今都因规模小而未得正结果。大多集中于1012～1015电子伏能区，方法是深水中建立1立方千米体积的探测器，用地球作过滤器以消除本底，用水切伦柯夫辐射法测量穿过地球的中微子的能量和方向。把许多大面积光电倍增管串接成几百米至1 000米长的探测器，在深海或冰层中放上许多串探测器覆盖一定的面积，便构成高能中微子望远镜。继南极μ子和中微子探测器阵列(AMANDA)实验，规模最大的是2004年开始建造的冰下中微子实验(Ice Cube)，要把4 800只光电倍增管放在透明的压力球内，做成80串1 000米长的探测器，用高压热水在冰层上打洞，把每一串探测器放入1.4～2.4千米深处，覆盖面积1平方千米，测量从北半球入射的中微子。对于1017～1020电子伏的极高能中微子，虽不能穿透地球，可测量由于电荷和中性流作用产生的次级μ子和τ子。高能中微子源和中微子暴源的寻找将是今后一段时间内中微子天文学的研究重点。


回旋加速辐射

回旋加速辐射（ cyclotron radiation ），非相对论性电子（速度远小于光速的电子）在外磁场中沿圆轨道或螺旋轨道运动时所产生的辐射。这种辐射的特点是：①辐射功率远小于同步加速辐射。②单色性很强，辐射具有线状谱，谱线频率等于电子绕磁场运动的回旋频率 （其中 B为磁场强度， e与 m 0分别为电子的电荷与静止质量， c为光速），其他谐频成分都极微弱。③ 辐射大体上各向同性。④具有偏振特性，以圆轨道电子为例，沿轨道平面的任一方向， 辐射是线偏振。垂直于轨道的方向上， 辐射是圆偏振；其他方向上， 辐射是椭圆偏振。这种 辐射机制可用来说明太阳 耀斑、 白矮星的光学 辐射以及 中子星的X射线的线状发射等。


色温度

色温度（汉语拼音：Se Wendu；英语：Color Temperature），如果某一温度的绝对黑体与实际物体在某两个波长的光谱辐出度之比相等，则黑体的温度称为该物体的色温度。又称比色温度。由于实际物体的光谱发射率可能随波长的增加而减小，也可能随波长的增加而增加，或近似地与波长无关(光谱发射率与波长无关且小于1的物体称为灰体，绝对灰体并不存在），因此，物体的色温度可以大于，小于或近似等于它的真实温度。测量物体色温度的仪器是比色高温计。对于绝对黑体，由于其光谱发射率和总发射率都等于1，故黑体的亮温度、色温度以及辐射温度同它的真实温度是完全一致的。见热辐射，黑体辐射。


摄动理论

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

目录

1 坐标摄动法

1.1 直角坐标摄动
1.2 球坐标摄动
1.3 其他坐标摄动

2 瞬时椭圆法
3 正则变换

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

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

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

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

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

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


冕洞

冕洞（汉语拼音：miɑndonɡ；英语：coronal hole），日冕中的低密度和低温区。从空间用远紫外波段的谱线拍摄或软X射线波段拍摄的日冕照片中，可看到日冕中存在一些几乎是暗黑的区域，称为冕洞。
　　观测表明，冕洞区的密度和温度均比周围低，其大尺度磁场的磁力线如喇叭状向外开放。在太阳的两极地区几乎总是存在冕洞，而且可从其中一极区延伸到中低纬度区。冕洞的演化缓慢，寿命往往可持续几个太阳自转周。冕洞的形状随太阳自转变化不大，它们几乎不存在较差自转。通过冕洞在日面上出现的时间与行星际空间的太阳风速度测量以及地磁场观测记录的比较，可判定冕洞是高速太阳风源。冕洞的大尺度开放形磁场在宏观上虽是单极性，从冕洞区光球磁场的小尺度分布看，洞区中仅仅是某种极性的磁流占绝对优势，一般可占90％左右，但另一种极性（称异极性）的磁流也并非为零，约占10％左右。冕洞区的平均磁流密度约为7高斯，略低于周围宁静日冕区的磁流密度（约为8高斯）。


恒星温度

恒星温度（ stellar temperature ），描述恒星的重要参数之一。测量恒星温度是天体物理学最重要的课题之一。实测只能获得恒星大气层的温度，内部温度则必须通过理论分析来估算。恒星的温度有许多不同的定义，用得最多的是有效温度Te，即与恒星具有同样总辐射流F和同样半径的绝对黑体的温度。一般可认为它代表恒星光球层的温度，实际上这种温度应看作是各个层次的某种平均温度。它可根据斯忒藩公式： F＝ σT e 4 推求出来，式中 σ＝5.67× 10-8 焦/（秒·米2 ·度4 ），是 斯忒藩–玻耳兹曼常数。由于地球大气和仪器均存在严重的吸收，还有其他原因， 恒星总辐射流 F很难求得，所以 T e也难求出。有时可用有关公式加以计算。
由于Te不易测定，所以还要定义下列几种温度：①色温度Tc是一定波段内的连续谱形状与恒星相同的绝对黑体的温度，它表征天体在某一波段的连续谱能量分布的物理量，又称分光光度温度。它与天体的颜色有关，故称色温度。②辐射温度Tr是在一定波段和单位时间、单位面积内的辐射流量与恒星相同的绝对黑体的温度。由于恒星并非黑体，所以不同波段的辐射温度是不同的。显然利用全波段求得的热辐射温度就是有效温度。③亮温度Tb，又称黑体温度，是在任何波长λ单位面积、单位时间内辐射流量与恒星相同的绝对黑体的温度。④激发温度或电离温度是根据恒星大气中同一元素的不同激发态的谱线（或同一元素的不同电离级的谱线）的强度比与恒星大气的温度相关性来确定的温度。由于恒星光谱正是根据光谱中吸收线的种类和谱线强度比来分类的，所以可直接由光谱型来确定这种温度（不过谱线的强度比还与恒星的大气压力有关）。⑤动力学温度Tk是根据恒星大气中质量为m的质点的平均动能来定义的温度。上述各种温度中，Tc最容易求得。如果知道了恒星大气中的连续吸收系数，就可求出各种温度之间的互换关系。由于恒星的温度与其光谱型有直接的联系，因此光谱分类中的光谱型又常称作温度型（见恒星光谱）。知道恒星的光谱型便可大致地估计出它的温度。


射电天文学

射电天文学（radio astronomy），通过观测天体的无线电辐射来研究天文现象的学科。由于地球大气的影响，地面射电天文的观测研究只能在波长1毫米到30米的波段间进行。研究内容几乎与光学天文学相同，包括探讨天体的物理状态、化学组成和演化过程以及研究和测定天体的位置和运动，建立基本参考系和确定地面坐标等。无线电波能通过光波透不过的星际尘埃，所以射电观测能深入到光学方法看不到的地方。银河系空间星际尘埃遮蔽的广阔世界，只是在射电天文诞生以后才第一次为人们所认识。此外，某些产生非热辐射的天体，虽然不发出可见光，但往往发出强烈的射电辐射，因此用射电探测方法能探测到某些光学波段完全无法发现的天文现象。可以说，射电天文不仅是光学天文的补充，而且开辟了天文学科中一个崭新的分支。射电天文学诞生于20世纪30年代，半个多世纪来，发展十分神速。20世纪60年代四大天文发现——类星体、脉冲星、星际分子和微波背景辐射，都是用射电天文手段获得的。当前，射电观测手段无论在灵敏度和空间分辨率方面，还是在成像技术方面，其水平都不亚于地面光学手段，在天文领域的各个层次中都作出了重要贡献，开辟了新的研究领域。


银晕

银晕（ Galactic halo ），银河系外围约成球状的物质分布。范围超过银河系的盘状可见区。一般河外星系都有晕，称为星系晕。
银晕由星晕和暗晕组成。星晕半径约25千秒差距，密度随银心距按指数负3.5的幂律下降，主要成员是球状星团、贫金属亚矮星、周期长于0.4天的天琴座RR型变星和极高速星，总称为晕星族，或星族Ⅱ。这些星的年龄都比较老，约为100多亿年，接近于银河系的年龄。它们绕银心旋转，轨道一般呈长椭圆形。极高速星相对于太阳的速度达300千米/秒。暗晕半径达100千秒差距，密度随银心距按指数负2的幂律下降，由本性尚未确知的暗物质组成。质量可能占整个银河系的90％以上。
暗晕由原初宇宙中暗物质密度起伏经引力不稳定性增长逐级并合而来。星晕一部分由早期陷入暗晕引力势阱的原星系气体快速坍缩而成，另一部分则来自后来通过吸积作用并入银河系的小伴星系。


互扰星系

互扰星系（ interacting galaxy ），二十世纪五十年代《帕洛马天图》问世后，兹威基等人根据星系的形态特征，认为有些星系处在引力不稳定状态，其中有的星系对、星系串或星系链彼此并非隔绝，而是在引力作用下互相干扰，破坏了星系的正常形态，甚至出现针状的、纤维状的或扫帚状的星系际桥状结构。他把这种星系对和多重星系称为互扰星系。沃龙佐夫-韦利亚米诺夫编有互扰星系图和表，载有1，800个互扰星系。

互扰星系 NGC4038和NGC4039


不规则星系

不规则星系（ irregular galaxy ），既没有明显的核、旋臂和盘，又没有椭球状对称结构的星系。哈勃分类系统中用字母Irr表示。分为IrrⅠ型和IrrⅡ型。IrrⅠ型是典型的不规则星系，除具有上述的一般特征外，有的还有隐约可见、不甚规则的棒状结构。它们是规模不如旋涡星系和椭圆星系的矮星系，质量为1亿～10亿倍太阳质量，有的可达100亿倍太阳质量，体积小，长径的幅度为2～9千秒差距。和Sc型旋涡星系相似，不规则星系有年轻的星族Ⅰ天体及电离氢区、气体和尘埃。星系结构可分解为星团、电离氢区等特征的程度高者记为Irr＋，分解程度低者记为Irr－。IrrⅠ型不规则星系气体含量高意味着它们自形成以来尚未充分演化。IrrⅠ型不规则星系有一个次型，其性质与本星系群中银河系附近的麦哲伦云类似，称为麦哲伦型不规则星系，记为Im。难以归为IrrⅠ型的其他不规则星系称为IrrⅡ型，它们具有无定形的外貌，分辨不出恒星和星团等组成成分，而且往往有明显的尘埃带。有的IrrⅡ型不规则星系可能是存在引力相互作用，正处于并合过程的系统。

不规则星系(NGC4449)


冥王星卫星

冥王星卫星（Pluto，satellites of），仅知1颗，为美国克里斯蒂于1978年发现，当时临时编号1978P1，现命名为喀戎，中译名冥卫一。它的发现使人们第一次得到冥王星质量的准确值，确立了冥王星的大行星地位，导致了新的行星分类方法，因而有很大的意义。经过多次测算，冥卫一的半径值为580±50千米，超过冥王星的一半，是太阳系中与行星比例最大的卫星。由此可估算出其质量为1.3×1021千克。冥卫一恰位于冥王星的同步卫星轨道上，两者中心距19000千米，所以它是太阳系中唯一的天然同步卫星，不仅它始终以同一面朝向冥王星，冥王星也始终以同一面朝着冥卫一。冥王星的自转周期、绕冥王星的公转周期及冥王星的自转周期均为6.3867天。


奇点

奇点（ singularity ），时空度规张量gμν中的奇点。奇点可以分成两种，一种是坐标奇点，一种是本性奇点。前一种可以通过坐标变换加以消除，后一种则不能。例如，对于标准表示的史瓦西度规：

式中 r、 θ、 φ为球极坐标。 r＝2 GM/ c 2即为坐标奇点，若用下列坐标变换就可消除：

式中 T为一个任意常数。而 r＝0为本性 奇点，因为该点时空的曲率趋向无限。霍金证明过广义相对论中的一个 奇点定理。该定理说，只要物性不是太特别的，那么由广义相对论场方程得到的解 gμν必定含有 奇点。


红巨星

红巨星（ red giant ），恒星光谱分类中光度级为Ⅲ的恒星称为巨星，巨星中光谱型为K或更晚的一般称为红巨星(也有人把光谱型为F和更晚型的巨星称为红巨星)。肉眼所见的红巨星中最亮的是大角（光谱分类为K2Ⅲp），离我们最近的是北河三(K0Ⅲb或K0Ⅲ)和大角。现代恒星演化理论认为，主星序中的很大一段恒星在其中心氢聚变为氦的核反应完毕后，都要向赫罗图上的红巨星区演化。它们的演化途程范围在图上形成一个漏斗状区域，称为漏斗效应。恒星从主星序向红巨星的演化同质量损失和角动量损失可能有很大关系。按一般理论，红巨星应有很厚的对流包层。一般认为，不少恒星在红巨星阶段大概要失去外层物质(这种物质可能形成行星状星云)，然后成为白矮星。看来红巨星是大多数恒星要经过的重要演化阶段，但要搞清楚红巨星前后的演化过程，还需要解决许多实测问题和理论问题。
太阳已经耗掉了中心区原有氢含量的三分之一左右，将来它结束中心区氢聚变为氦的阶段后，也会演化为红巨星。虽然毕宿五（光谱分类为K5Ⅲ）和大角都是红巨星，但前者的大气化学组成类似太阳，属于星族I，后者按大气化学组成和某些其他特征则属于星族Ⅱ，这两颗星的演化史看来有重大的差异。红巨星鲸鱼座o（光谱分类为M5eⅢ～M9eⅢ）是有名的变星，是长周期变星的典型星。它同一颗蓝色低光度变星鲸鱼座VZ组成目视物理双星。以鲸鱼座o为代表的长周期变星中有不少已测得来自分子微波激射源的射电谱线辐射。密近双星中也有红巨星，例如食双星巨蟹座RZ包含光谱分类为K2Ⅲ和K4Ⅲ的一对红巨星，轨道周期约21.64天；又如再发新星北冕座T是轨道周期为227.5天的分光双星，包含一颗M型红巨星和一颗蓝星。很多银河星团和球状星团都包含有红巨星。年轻的银河星团如昴星团中没有红巨星。年老的银河星团中有的可以找到红巨星。球状星团中普遍有红巨星，许多球状星团中最亮的星就是红巨星。在有的河外星系中也已经发现红巨星。研究星团和星系中红巨星的化学组成、物理参量和运动特征等对于认识所在星团和星系以及不同星族恒星的特性和演化非常重要。


星系动力学

星系动力学（ galactic dynamics ），研究恒星系统中物质分布和运动状态的动力学理论。又称恒星动力学。这里所说的恒星系统包括星团、星系和星系团，是由引力束缚在一起的恒星、星际气体和尘埃（以及暗物质）所组成的整体。星团含有100～100万颗恒星，星系含有1 000万～1万亿颗恒星。除某些系统中心黑洞附近需要考虑相对论效应外，这些系统的行为一般由牛顿运动定律和牛顿引力定律支配。星系动力学至少同物理学的其他三个分支直接相关。星系动力学同天体力学的关系最为密切，因为两者都涉及引力势中轨道的研究；不过天体力学的许多数学方法不能用于星系动力学，因为天体力学基于质量、偏心率、倾角等参数的摄动展开，在用于后者时不收敛。星系动力学与经典统计物理学有深刻联系，因为两者都涉及大量粒子组成的系统，必须进行统计处理。星系动力学同等离子体物理学也彼此借鉴研究方法，因为它们研究的都是通过长程力作用的大量粒子集合。不同的是有正负电荷而无负质量。
星系动力学中最基本的两个物理量是分布函数和引力势函数。前者是位置、速度和时间的函数，后者是位置和时间的函数。它们满足无碰撞玻耳兹曼方程和泊松方程。泊松方程来自牛顿引力定律，而无碰撞玻耳兹曼方程（见统计输运理论）则是相空间密度不变的刘维尔定理（见统计物理学）的推论。将无碰撞玻耳兹曼方程对速度空间积分得到连续性方程；乘以速度再对速度空间积分得到流体力学中欧拉方程的类比，因1919年由J.H.金斯首先应用于星系动力学，故称为金斯方程。星系动力学就是要在一定的近似假设（如球对称或轴对称条件）下求解上述方程，并研究这样的解是否能够保持稳定。1927年，B.林德布拉德求得了速度椭球与奥尔特常数之间的关系。1928年，J.H.奥尔特在分布函数服从速度椭球分布律的假设下，解出轴对称星系的分布函数，成功地解释了银河系的较差自转现象。1940年后，林德布拉德提出密度波的概念来解释旋涡星系旋臂的存在，1964年，林家翘和徐霞生等完成了准稳旋涡的密度波理论，导出了密度波的色散关系，成功地解释了大量观测事实。
星系之间的相互作用会引起潮汐摩擦、剥离、并合等丰富的动力学效应，已得到大量观测资料的证实。由于这类情形往往缺乏对称性，难于用解析方法处理，所以自1970年以来发展了计算机数值模拟，大大推动了星系动力学演化研究的进展。


双速月球照相仪

双速月球照相仪（ dual-rate lunar position camera ），附加在天文望远镜上，用来将月球和恒星同时拍摄在同一照相底片上，进行月球精密定位的一种仪器。它是美国马尔科维兹设计的，又称马尔科维兹照相仪。从二十世纪五十到六十年代，都用它测定历书时或测站的地心坐标。为了同时跟踪拍摄月球像和恒星像，要求仪器能补偿月球相对恒星的运动和减弱月球的强光。为此，在底片前安置了一块稍大于月球像直径的中性滤光片。观测前，根据事先算好的月球运动速度和方向，使滤光片绕置于某特定方向上的轴，以特定的速度旋转，在约20秒钟曝光时间内，月球像相对恒星不动。当滤光片与底片平行时，记录下观测时刻。滤光片外围是一块厚度和折射率与滤光片相同的平板透明玻璃，用来保证月球和恒星成像在同一焦平面上。为适应以0.″1的精度跟踪恒星的要求，采用两部电动机。一部用来驱动底片盒跟踪恒星；另一部用来转动滤光片，以补偿月球相对于恒星的运动。双速月球照相仪的名称即因此而来。由于望远镜跟踪精度的提高，后来又省掉了驱动底片盒的电动机。


天文学史

天文学史（汉语拼音：tiɑnwenxueshi；英语：astronomy, history of），研究人类认识宇宙的历史，探索天文学发生和发展的规律的学科。天文学的分支。也是自然科学史的一个组成部分。
　　天文学的研究在中国有悠久的传统(见中国天文学史)。近代天文学兴起后，从18世纪到20世纪初的两个世纪中，西欧国家对天文学史作了广泛的研究。现在国际天文学联合会内设有一天文学史组，几乎每年都举行国际性学术会议。在全世界范围，把整个人类认识宇宙的历史作为一个整体研究的是世界天文学史。研究各地区、民族和国家的天文学发展的则是有关地区、民族和国家的天文学史。世界天文学史和各地区、民族或国家的天文学史又可按时代划分成更细的分支。现按时间发展次序分三个阶段进行叙述：

目录

1 哥白尼以前的天文学

1.1 美索不达米亚天文学
1.2 希腊天文学
1.3 阿拉伯天文学

2 近代天文学

2.1 日心地动说的确立
2.2 万有引力定律的发现
2.3 太阳系起源说的诞生
2.4 银河系结构的探索

3 19世纪中叶以来的天文学

3.1 天体物理学的兴起
3.2 走向全波天文学
3.3 河外星系的开拓
3.4 现代宇宙学的发展
3.5 地外文明的搜寻

哥白尼以前的天文学
　　分为美索不达米亚天文学、希腊天文学和阿拉伯天文学。

美索不达米亚天文学
　　天文学是最古老的一门科学，它与人类文明同步起源。约从公元前3000年开始，在两河（底格里斯河和幼发拉底河）流域（希腊人称此地区为“美索不达米亚”）、尼罗河流域（古埃及）、印度河流域（古印度）以及中国的黄河流域，先后出现了原始的农业定居区，开始有文字记载，天文学也发展起来，其中以美索不达米亚地区最为突出。
　　美索不达米亚在今伊拉克境内，从公元前3000年左右苏美尔城市国家形成到公元前64年为罗马帝国所灭的3,000年中间，虽然占统治地位的民族多次更迭，但始终使用楔形文字，天文学也在持续地向前发展，主要贡献有：
　　1.创立60进位制，分圆周为360°，每度为60分(′)，每分为60秒(″)。
　　2.建立了“黄道”概念，分黄道天区为12宫（星座），另外还划分了其他一些星座，这些星座名称一直沿用到今天。
　　3.以黄昏为一日的开始，以新月初见为一月的开始，以春分为一年的开始，用闰月来调整季节与月份的关系。
　　4.对日、月、五星的运动有深入的观察和研究，在公元前4世纪所测朔望月和近点月的精度误差只有0.4秒和3.6秒，所作日、月、五星运行表极为细致，在月行表中栏目多达18项，其中包括月行速度变化、连续合朔日期、黄道对地平的交角、月球的纬度等，而处理这些数据的方法则是直折函数、斜率等，可说是利用多项式内插法来预报天象。

希腊天文学
　　从有关证据来看，天文学从实用技术型转变为学术探讨，从运作程式上升到推理和论证，大约是公元前6世纪在希腊开始的。希腊早期的两位自然哲学家泰勒斯和毕达哥拉斯都曾到埃及和美索不达米亚长期游历，并在神庙中向祭司问学（当时天文学知识就掌握在这些人手中）。他们与这两个古老文明都有密切的学术渊源，但他们的抽象思维和推理方法却是原始创新，毫无先例。
　　毕达哥拉斯首先提出地为球形的概念，并且把它放在宇宙的中心，而围绕着它运动的天体，其大小、距离、速度等必须符合简单的数比。这种宇宙和谐思想对后代有深远的影响。他的学生菲洛劳斯提出地球每天绕“中央火”转动一周的理论，开日心地动说之先声。其后他的另外两位学生，又取消了“中央火”，把地球仍然放在宇宙的中心，但用地球的自转来解释天体的周日视运动。
　　雅典学派的亚里士多德对地动思想进行了有力的反驳。他以没有发现恒星视差来反对地球绕中央火转动的学说，以垂直向上抛出的物体仍落回原来位置而不是偏西来反对地球自转的学说。亚里士多德的这两个论据，直到伽利略的力学兴起和F.W.贝塞尔等发现了恒星的视差（19世纪中叶）才得以解决。但是亚里士多德提出的水晶球理论，因为过于复杂，后来也没有得到进一步的发展。
　　希腊天文学的高峰不是发生在希腊本土，而是在埃及的亚历山大。亚历山大学派持续了约五个世纪，涌现了一大批杰出的天文学家，诸如阿利斯塔克、阿波罗尼奥斯、依巴谷，以及集大成者托勒玫等。
　　阿利斯塔克有一篇论文《论日月的大小和距离》一直流传到今天。在这篇文章中，他利用几何学方法得出日地距离为月地距离的18～20倍，而太阳直径为地球直径的61/3～71/6倍，这些结果虽然很不准确，但他毕竟发现了太阳比地球大得多。也许由于这个缘故，使他有勇气站出来，再一次提出完整的日心地动说：地球每天自西向东自转一周；每年沿着圆形轨道绕太阳转一周；五大行星和地球一样，也在绕太阳运动；看不到恒星的视差，是因为它们和地球的距离远大于日地距离。
　　阿利斯塔克的日心地动说比亚里士多德的水晶球理论简单得多，而且能够克服它的一些困难；但人们无法接受把地球当作一个行星的看法。因此，还得以地球为中心，沿着圆运动的思路继续前进。约在阿利斯塔克的半个世纪后，阿波罗尼奥斯提出了本轮均轮说：行星做匀速圆周运动，而这个圆周（本轮）的中心又在另一个圆周（均轮）上做匀速运动，这样行星和地球的距离就会有变化。通过对本轮、均轮半径和运动速度的适当选择，就能说明行星的顺行、逆行和伏、留现象。同时，它们的亮度也会因与地球距离的改变而发生变化。
　　依巴谷(又译喜帕恰斯)继承了阿波罗尼奥斯的本轮均轮说，但在他发现了太阳周年视运动的不均匀性以后，又提出了偏心圆理论来解释，即太阳绕地球做匀速圆周运动，但地球不在这个圆周的中心，而是稍偏一点（离中心1/24半径处）。他还据此编算了太阳运行表。
　　除本轮均轮和偏心圆理论外，托勒玫又提出了“对点”概念，即地球也不在行星和月球的各个均轮的圆心上，而是偏离一段距离。在托勒玫体系中是：太阳在均轮上直接绕地球运动；水星和金星的均轮中心位于日地连线上，这一连线一年绕地球转动一周；火星、木星、土星到它们各自本轮中心的直线与日地连线平行，这三颗行星每年绕各自本轮中心转一周。此外，恒星天和这七个天体每天还要绕地自东向西转一周。在有了这些假设以后，再适当地选择各个均轮与本轮的半径比、行星在本轮和均轮上的运行速度、地球对各均轮中心偏离值、各本轮平面与均轮平面的交角等，就可计算日、月、五星的位置。
　　托勒玫把这一套理论写成了一部13卷大书《天文学大成》，成为西方天文学的经典，一直到1543年哥白尼的《天体运行论》出版才逐渐被抛弃。

阿拉伯天文学
　　从托勒玫《天文学大成》（约140）到N.哥白尼《天体运行论》(1543)之间的1400年间，天文学在欧洲停滞不前。但从7世纪起阿拉伯民族征服了阿拉伯半岛和西南亚，包括外高加索的大部分、中亚的广大地区，埃及和整个北非、比利牛斯半岛和法国南部，建立了许多伊斯兰国家，形成了历史上的“阿拉伯文化”，但阿拉伯文化不仅是阿拉伯民族的贡献，而是这一时期（8～15世纪），这一地区内许多民族的贡献（如1447年的《乌鲁伯格天文表》就是蒙古族的贡献），不过都是用阿拉伯文写成的。阿拉伯天文学是从翻译印度和希腊的天文学著作开始的，在其后的发展中主要贡献是对观测精度的提高和计算技术的改进，重要的学派和天文学家有：
　　属于巴格达学派（9～10世纪）的巴塔尼，通过长期观测修正了《天文学大成》中的不少数据，所确定的回归年长度非常准确，成了700年后格里高里改历的基本依据，发现了太阳远地点的进动。他的全集《萨比历数书》(又译为《论星的科学》)是一部实用性很强的巨著，对欧洲天文学的发展有深远的影响。
　　属于开罗学派（10～12世纪）的伊本·尤努斯从977年到1003年做了长达26年的观测，在此基础上编撰了《哈基姆历数书》，不但有观测数据，而且有计算的理论和方法，用正射投影和极射投影的方法解决了许多三角学的问题。他的日、月食观测记录为近代天文学研究月球的长期加速度提供了宝贵资料。
　　西阿拉伯学派（11～13世纪活跃在西班牙地区）早期的阿尔·扎卡里测出太阳的远地点相对于恒星的移动是每年12″.04（真实值为11″.8），黄赤交角在23°33′和23°53′之间来回变化，有《恒星运动论》、《星盘》等专著多种，最重要的是1080年主持完成的《托莱多历表》，在欧洲使用了170多年，才被1252年出版的《阿方索表》所代替。
　　西班牙国王阿方索十世是一位阿拉伯天文学家的学生，但他本人信奉基督教，他对阿拉伯天文学传入欧洲和欧洲天文学的复兴起了很大的作用。他主编的《天文学全集》，共五大卷，收录了阿拉伯世界的全部天文仪器，图文并茂。由他授命主编的《阿方索表》在欧洲风行一时，直到15世纪才由两位德国天文学家C.普尔巴赫和雷格蒙塔努斯发现他预告的天象已误差很大（月食差1小时，火星差2°），需要进行新的探索。后者于1474年在纽伦堡出版了一本新的《航海历书(1475～1505)》，其中给出了行星每天的位置，为哥伦布1492年发现新大陆提供了条件。而阿方索于1252年在一次有阿拉伯天文学家和犹太天文学家参加的学术讨论会上的发言更是敲响了托勒玫学说的丧钟。

近代天文学
　　从16世纪中叶到19世纪中叶的天文学。

日心地动说的确立
　　1543年哥白尼《天体运行论》的出版，标志着近代天文学的诞生。他在书中倡导的日心地动说，虽远可追溯到希腊，近有阿方索十世、巴黎的奥里斯姆和古萨的尼古拉等为其开路，但成为系统的科学理论，从而引起人类思想上的一场革命，则还是由于他的艰苦努力。他用了很长的时间，经过观测、计算和反复思考，先将他的观点写成一篇《要释》，在朋友中间流传和征求意见，然后写成六大卷的《天体运行论》，到临终前才出版。这部书中人类所居住的地球不再有特殊的地位，它和别的行星一样绕着太阳公转，同时每天自转一周。行星离太阳由近而远的排列次序是水星、金星、地球、火星、木星和土星。只有月球还是围绕着地球转，同时又被地球带着围绕太阳转。恒星则位于遥远的位置上安然不动。
　　哥白尼的日心体系是经过了长期而曲折的斗争才得到了公认。
　　由于没有发现因地球绕日运动而造成的恒星视差现象，又认为哥白尼日心体系无法同《圣经》相调和，B.第谷提出了一个折中体系：所有行星绕着太阳转，太阳又携带着它们绕着地球转。但第谷是一位杰出的天文观测者，他认为三家学说的最后结局只能由更多、更好的观测来检验。他的继承者J.开普勒在分析他留下来的大量观测资料时发现，对火星来说，无论用哪一家学说都不能算出与观测相符合的结果，虽然这差异只有8′，但他坚信第谷的观测结果。这样他推测“行星做匀速圆周运动”这一传统观念可能是错的。他用各种不同的圆锥曲线来试，终于发现火星沿椭圆轨道绕太阳运行，太阳处于椭圆的一个焦点上，这一图景和观测结果符合。同时他又发现，火星运行的速度虽是不均匀的，但它和太阳的连线在相等的时间内扫过相同的面积。这就是他发现的关于行星运动的第一、第二定律，刊布于1609年出版的《新天文学》中。10年后，他又公布了行星运动的第三定律：行星绕日公转周期的二次方与它们的椭圆轨道半长轴的三次方成正比。

万有引力定律的发现
　　开普勒关于行星运动三定律的发现，正如他自己所说：“就凭这8′的差异，引起了天文学的全部革新。”它埋葬了托勒玫体系，否定了第谷体系，奠哥白尼体系于磐石之上，并带来了万有引力定律的发现。哥白尼曾经说过，地之所以为球形，是由于组成地球的各部分物质之间存在着相互吸引力，并且相信这种力也存在于其他天体之上。开普勒也曾想过，可能是来自太阳的一种力驱使行星在轨道上运动，但他没有提供任何说明。牛顿则用数学方法率先证明：若要开普勒第二定律成立，只需引力的方向沿着行星与太阳的连线即可；若要开普勒第一定律成立，则引力的强弱必须与太阳和行星的距离的二次方成反比。在此基础上，他又进一步证明，宇宙间任何两物体之间都有相互吸引力，这种力的大小和它们质量的乘积成正比，和它们距离的二次方成反比。
　　1687年牛顿发表了他的《自然哲学的数学原理》，明确提出了力学三定律和万有引力定律，建立了经典力学体系，这导致了天体力学的诞生。1799～1825年，P.-S.拉普拉斯出版了5卷16册巨著《天体力学》，全面而系统地探讨了天体力学的各有关问题，提出了有关的理论和方法，因而成为天体力学的奠基之作。依据天体力学的原理，天体的运动完全是由天体本身的力学特性所决定的，无须借助任何超自然的力。天体力学的诞生，使天文学从单纯描述天体间几何关系进入到研究天体之间相互作用的阶段，说明了天体的运动和地上物体的运动服从同一规律，并进一步否定了亚里士多德的两界说。万有引力定律问世、天体力学诞生后，运用它取得了一个又一个胜利。其中最激动人心的是，1845～1846年英国的J.C.亚当斯和法国的U.勒威耶运用它推算出当时一颗未知行星的位置，德国的伽勒则依据勒威耶的推算位置找到了这颗行星，即海王星。

太阳系起源说的诞生
　　牛顿所建立的经典力学体系，实现了科学史上第一次大综合。但由于当时习惯于对自然界的事物分门别类地、孤立而静止地进行研究，并往往用机械运动来解释千差万别的自然现象，这导致了17～18世纪占统治地位的形而上学自然观的形成。牛顿本人也深受形而上学思维方法的束缚，他用太阳的引力和行星在轨道上因惯性产生的横向运动来说明行星绕太阳公转的必然性，但他又无法解释这种横向运动最初是怎样造成的，最后不得不求助于上帝，认为是上帝作了“第一次推动”，行星才能在近圆轨道上绕太阳转动起来，而且此后按照力学定律永远转动下去。牛顿的这一见解成了17～18世纪形而上学自然观的重要组成部分。
　　1755年，德国哲学家J.康德提出了一个太阳系起源的星云假说，1796年拉普拉斯也提出了一个类似的星云说。这两个学说都认为太阳和行星是由同一个原始星云形成的，但对原始星云的性质、太阳的诞生和行星的聚合过程、行星绕太阳公转的形成等，则作了不同的解释。康德和拉普拉斯的星云说根本否定了牛顿对行星运动作的“第一次推动”的说法，说明了地球和整个太阳系是某种在时间过程中逐渐生成的东西，从而在当时形而上学自然观中打开了第一个缺口。康德和拉普拉斯的星云说以万有引力为理论根据，解释了当时所知的太阳系天体的许多观测事实，因而成了第一个科学的太阳系起源说，为天文学开创了一个新的研究领域——天体演化学。
　　近两个世纪以来，星云说经历了一个螺旋式上升的过程。19世纪末至20世纪初，由于星云说无法解释太阳系角动量的特殊分布问题（占太阳系总质量99.8％的太阳，其角动量只占太阳系总角动量的0.6％），许多学者纷纷提出太阳系起源的灾变说，即认为太阳系的行星系统是由太阳和别的恒星相遇的一场灾变中被拉出的物质凝聚而成的。20世纪30年代以后，一则由于灾变说无法解释太阳系的许多重要特征，二则由于恒星由星际云引力收缩而诞生的演化理论取得了极大的成功，三则由于考虑电磁作用，太阳的角动量会向外转移，用它可解释太阳系角动量的特殊分布问题。这样新的星云说再次活跃起来，成为当今太阳系起源学说中的主流。

银河系结构的探索
　　在哥白尼的日心体系里，恒星只是遥远的“恒星天”上的光点，人们的视野还被束缚在太阳系的狭小范围内。1717年E.哈雷发现了恒星的自行，十多年后，J.布拉得雷在测量天体光行差的过程中得出，即使最近的恒星，其与太阳的距离也应远于6～8光年，若把太阳放在这样的距离上，它也就变成了一颗普通的恒星。这两大发现，使人们对太阳在宇宙间所处的地位发生了怀疑。在此基础上，F.W.赫歇耳迈出了勇敢的一步，他说：“我们无权假设太阳是静止的，正和不应否认地球的周日运动一样。”他认为恒星的视位移可能是恒星的自身运动和太阳运动的综合效应，如果恒星本身的运动方向是随机分布的，太阳运动必使其向点附近的恒星散开，而背点附近的恒星则相互靠拢。根据这一思路，仅用了当时仅知的七颗恒星的自行资料，于1783年得到太阳的向点位置，和今天的结果相差不到10°，相当成功。
　　赫歇耳的更大贡献是，他采用取样统计的方法，用自制的口径为46厘米的反射望远镜，对自己事先选定的上千个天区，一一数出这些天区的星数以及亮星与暗星的比例，并假定：①宇宙空间是完全透明的。②恒星在空间均匀分布。③所有恒星的光度都一样。从而于1785年得出了一幅扁而平、轮廓参差、太阳位于中心的银河系结构图。现在知道，除银河系的直径大约是其厚度的五倍这一点基本正确外，其余见解都是错的。但在关于恒星距离的数据尚完全没有的情况下，赫歇耳能做出如此成绩，却令人无比钦佩，而他的取样统计方法则成了当今天文学中常用的方法，特别是在恒星天文学和宇宙学中。
　　赫歇耳以后的130多年间，人们总把太阳系看成银河系的中心。1916～1917年H.沙普利利用球状星团中造父变星的周光关系来测量当时已知的近百个球状星团的距离并研究它们的空间分布。结果发现，这些球状星团有1/3位于占天空面积只有2％的人马座内，90％以上位于以人马座为中心的半个天球上。他认为，这种表面上的不均匀现象是由于太阳系不在银河系的中心而造成的，银河系的中心应该在人马座方向。1927年J.H.奥尔特通过研究银河系的较差自转，证实了H.沙普利的结论。经后人的反复测量，现已得悉银河系的半径约为6万光年，太阳离银心的距离为32,000光年，并以每秒250千米的速度绕银心运动，约2.5亿年公转一周。

19世纪中叶以来的天文学
　　现代天文学起的时期。

天体物理学的兴起
　　自古以来只能凭借肉眼观天。1609年伽利略首次将望远镜对准天空，一系列新发现纷至沓来，使人们大开眼界。但利用望远镜和它的一些附属设备，只能测定天体的位置和位置变化，考察天体的运动规律，粗略地估计天体的亮度以及观察某些天体的表象特征，无法研究其物理性质、化学成分和内部结构。19世纪中叶随着实验物理的发展，光谱学、光度学和照相术应用于天文观测和研究，迅速改变了这一面貌。1859年10月27日G.R.基尔霍夫向普鲁士科学院提交的对太阳光谱中暗线的解释，宣告了天体物理学的诞生，标志着现代天文学的发端。
　　后来的发展是，从光谱分析不但能够知道太阳和恒星的化学成分，还能知道它们的温度、压力、视向速度、电磁过程和辐射转移过程等。更重要的是：1905～1907年，E.赫茨普龙发现了同一光谱型的恒星有着光度截然不同的两类（巨星和矮星）。两年之后，H.N.罗素提出了相同的、但更为广泛的、现被人们所熟知的赫罗图。1913年，罗素率先用演化观点来解释这个图形，认为恒星的一生是从红巨星开始，因引力收缩，温度不断上升，在赫罗图上向左演化进入主序，接着恒星缓慢地收缩，因收缩的能量不足以维持向外的辐射能，这样恒星的温度和光度逐渐下降，恒星沿主序下滑，最后成为红矮星。1924年，A.S.爱丁顿发现了恒星的质光关系。它表明，主序上不同位置的恒星具有截然不同的质量。若恒星真的沿主序下滑，恒星质量怎么会大幅度地变小，这是罗素理论难以解释的。按照罗素理论，恒星的能源来自于它的引力收缩，但计算表明，这解释不了恒星的漫长寿命。早在1920年，爱丁顿就预言：“如果一颗恒星的质量最初含有5%的氢原子，而这些氢原子又不断地合成为更复杂的元素，那么所释放的总热量将超过我们的需要，无须再去寻找其他的能源。”20世纪30年代末，C.F.von魏茨泽克和H.A.贝特各自独立地提出了太阳和恒星的能源来自于氢聚变为氦的两种原子核反应——质子–质子反应和碳氮循环。贝特因此荣获1967年诺贝尔物理学奖。根据这一能源理论发现，主序并不是恒星的演化径迹，而是不同质量恒星在赫罗图上的一系列平衡位置，在这些平衡位置上，恒星稳定地进行核反应，温度和光度基本上保持不变。现在还在探索恒星在赫罗图上的演化路线，但其复杂程度是罗素所梦想不到的。

走向全波天文学
　　突破大气障碍，观测全部电磁波是20世纪天文学的一大特色。天体发射的电磁波，由短到长，大致可分为γ射线、X射线、紫外线、可见光、红外线和无线电波，波长范围从10－12厘米到108厘米。但是长期以来，用肉眼和望远镜只能观测到从0.3微米（紫光）到0.7微米（红光）之间这样一段狭小的光波范围，俗称“光学窗口”。
　　20世纪40年代，借助于新兴的无线电和雷达技术，收到了来自太空的无线电波，从此打开了瞭望宇宙的另一扇窗户——“射电窗口”，波长从1毫米到10米以上，形成了射电天文学。20世纪60年代天文学的四大发现（类星体、脉冲星、星际有机分子和宇宙微波背景辐射），都是射电天文学的杰作，除类星体以外，其余三项均已先后获得诺贝尔物理奖(1964、1974、1978)。
　　20世纪60年代的射电天文学，除观测得到的四大发现以外，还有观测手段的两大发明，意义也非常深远，一是综合孔径望远镜，二是甚长基线干涉仪(VLBI)。综合孔径射电望远镜的运转成功，不仅使射电天文的分辨率和成像本领一跃可与光学望远镜相媲美，而且使巨型光学望远镜的设计和制造也发生了革命性的变革，因而它的发明人M.赖尔荣获1974年诺贝尔物理奖。综合孔径射电望远镜是由许多小的天线（单元望远镜）排列成阵，它们之间由非常精密的传输系统连接。整个系统的“等效望远镜”面积等于全部单元望远镜面积之总和，其分辨率则取决于最远两个单元的距离。1981年美国在新墨西哥州建成了一台特大综合孔径射电望远镜，由27面直径为25米的天线组成，呈Y形排列，每臂长21千米，其性能相当于一个直径27千米的抛物面天线，在厘米波段最高分辨率可达0.1角秒。VLBI也是一种综合孔径望远镜，不过各个单元均配有一套原子频率标准，用以代替普通综合孔径的传输系统，这就使得各单元之间没有实物连接，因而它们之间的距离可调节为“任意”长度。现在VLBI已发展到空间站与地面网联测。1997年2月日本发射了一颗带有一架8米天线的射电望远镜轨道卫星（远地点距地21,250千米），与加拿大出资在全球安装的8架地面射电望远镜共同组成VLBI网。由于基线大大延伸，其分辨率达到百万分之几角秒，相当于从加拿大蒙特利尔可看到东京的一颗米粒，计划用它来做高能天体物理的观测和研究。VLBI除用于天体测量和天体物理研究外，还可用于天文地球动力学研究，能以厘米级的精度测定地球的自转、极移以及板块的运动等。
　　20世纪60年代天文设备的另一个重大突破是空间天文的早期试验获得成功。地球大气挡住了大部分电磁辐射，只留下两个窗口（光学窗口和射电窗口）让地球上的居民领略天体送来的信息。从天体发出的其他辐射，包括长无线电波、红外线、紫外线、X射线及γ射线，在茫茫太空中旅行了千年、万年乃至几十亿年、上百亿年到达地球的大门口时，却被大气挡了驾，不得其门而入。要迎接这些信使，就得“走”到大气以外，而1957年人造地球卫星的发射成功，则为此目的提供了可能。20世纪60年代以来，天文学家把各种观测仪器（包括望远镜、辐射接收器、粒子计数器等）送上探空火箭、平流层气球、航天飞机、人造地球卫星、宇宙飞船，“走”出大气，开创了空间天文学的新时代，是人类认识宇宙的又一次飞跃。
　　空间天文是相对于地面观测来说的，若就研究波段来说，则产生了γ射线天文学、X射线天文学、紫外天文学和红外天文学。30多年来，这些学科都取得了丰硕成果，2002年的诺贝尔物理学奖颁发给了X射线天文学的创始人R.贾科尼。
　　2002年诺贝尔物理学奖的另外两位获得者，美国的R.戴维斯和日本的小柴昌俊的工作也属于天体物理学，但不是空间天文，而是把615吨的四氯乙烯（约38万公升）放在一个大罐子里，埋在地下深达1.5千米的深矿里，用它来俘获天体发来的中微子，从而又打开了人类瞭望宇宙的另一扇窗户。
　　中微子以外，天文学家还考虑用引力波来探测天体。1978年，美国射电天文学家J.H.泰勒和R.A.赫尔斯发现了首例脉冲双星PSR1913+16，经长期监测间接地验证了广义相对论关于引力波存在的预言，从而荣获1993年诺贝尔物理学奖。
　　诺贝尔物理学奖本来是不发给天文学家的，但1964年以来已有14位天文学家荣获物理学奖，足以证明天文学已在整个物理科学中具有举足轻重的地位，成为基础科学研究的前沿阵地。至于“阿波罗”登月、哈勃空间望远镜上天，以及对太阳系许多天体的近距探测，更是令人眼花缭乱的成就。

河外星系的开拓
　　在银河系之外，还有没有与银河系类似的天体系统，这个问题的研究始终与星云的观测与证认分不开。大、小麦哲伦星云对南半球的人来说司空见惯，但迟至1519～1521年麦哲伦航海至美洲最南端的一个海峡时，才把它加以描绘，记录下来，为世人所知。1612年德国天文学家S.马里乌斯用望远镜发现了仙女座大星云。其后，随着望远镜的口径增大，发现了更多的这种云雾状斑点。18世纪中叶，德国哲学家I.康德和地理学家洪堡提出，银河和恒星构成一个巨大的系统，看上去呈雾状的星云也是这样巨大的系统，它们在宇宙间就像岛屿在海洋中分布着，他们这个宇宙岛的预见，由于望远镜分辨率的限制和测定距离的困难，在经历了170年的曲折历程以后，到20世纪20年代才得以证实。
　　1920年4月，在美国国家科学院爆发了著名的沙普利–柯蒂斯大辩论。H.D.柯蒂斯利用仙女座大星云中发现的三颗新星，定出该星云远在银河系之外，是一个独立的星系，而沙普利则反对柯蒂斯的结论。这场辩论，当时胜负未分。1923年，E.P.哈勃在威尔逊山天文台用当时世界最大的2.5米反射望远镜，把仙女座大星云的旋涡结构分辨为恒星，并且在这个星云内发现了许多造父变星。利用这些造父变星的周光关系，定出其距离为90万光年（现知为230万光年），远在银河系之外，而且体积比银河系还大。1924年底他在美国天文学会宣布这一结果时，与会天文学家一致认为，宇宙岛学说已取得了胜利，人类关于宇宙的认识翻开了新的一页。
　　接着，哈勃又发现了许多星系，并把它们按形态予以分类，使人一看就知道这些星系是同一家族中互有联系的成员。更重要的是，他利用前人获得的星系光谱资料和他本人测定的这些星系的距离资料，于1929年得出红移和距离的关系：河外星系和我们的距离越远，它的光谱线的红移量越大。这便是著名的哈勃定律。如果红移是由于多普勒效应引起的，则红移和距离的关系就意味着越远的星系以越快的速度退行，各星系之间的距离在增加，则宇宙是一个膨胀的宇宙。
　　但是，红移不一定是由多普勒效应引起的，哈勃的同事F.兹威基当时就提出另一种解释，认为红移是由于光线和星际物质之间的作用而引起的。这种作用使远来的光量子能量减低，波长向红端位移；因而也是距离越远，红移量越大。为了判断红移究竟是由哪种机制引起的，哈勃联合M.L.哈马逊观测了更多的星系，测出它们的视星等，并统计它们的数目。他们假定全部星系有同样的大小和同样的发光本领。这样如果星系在空间上的分布是均匀的，在极限星等和计数之间就应该有一线性关系，否则这个关系就不能成立。如果红移是由多普勒效应引起的，远处的星系密度应该小于近处的；如果红移是由于光线和星系际物质作用的结果，星系的密度应该到处一样。由于哈勃当时所掌握的数据太少，他无法作出判断，但这种方法至今仍在应用，并且推广到星系团、射电源、类星体的计数上，是当代观测宇宙学的一项基本工作，而哈勃的《星系世界》（1936）成了这一领域的奠基著作。

现代宇宙学的发展
　　星系光谱线的红移，无论是由于星系退行，还是由于光能量衰减，都可得到相对论的承认。如果是前者，则是一个服从相对论引力定律的膨胀宇宙；如果是后者，则是一个静态宇宙，而后者还首先是由A.爱因斯坦本人提出来的。爱因斯坦在完成他的广义相对论以后，立即把它应用于宇宙学问题，于1917年发表《根据广义相对论对宇宙学所作的考察》一文，指出无限宇宙和牛顿力学之间存在着难以克服的矛盾，要么修改牛顿理论，要么修改空间观念，要么两者都加以修改。他放弃了传统的宇宙空间三维欧几里得几何无限性的概念，把空间和时间联系起来，并作了物质均匀分布和各向同性两条假设，从而建立了一个静态的、有限无边的动力学宇宙模型。
　　与此同年(1917)，荷兰天文学家W.德西特也用广义相对论研究宇宙学问题，得出了一个物质平均密度趋近于零的静态宇宙模型。这两个模型被人们研究、讨论了十多年，当星系谱线的红移和距离的关系发现以后，就成了问题。德西特模型虽然可用别的方法来解释这一现象，但一个没有物质的宇宙总难令人相信。爱因斯坦于1930年公开宣称放弃他的宇宙常数项后，在英国皇家天文学会演讲时，爱丁顿在欢迎词中说“为什么爱因斯坦方程只有两个解，而没有第三个解以适应于哈勃的最新发现呢”，曾经做过爱丁顿学生的G.勒梅特从刊物上看到这段话后，立即写信给爱丁顿，说他已经找到了第三个解，文章发表在比利时的刊物上，这就是他的原始原子说。他找到爱因斯坦方程可有几个时间函数解，以适应膨胀的宇宙。1932年，他又提出现在观测到的宇宙是一个极端高热、极端压缩状态的原始原子爆炸的产物。
　　其实在勒梅特以前，苏联的A.弗里德曼已于1922年发现了具有时间函数解的宇宙模型。他发现爱因斯坦在建立静态宇宙模型时有一个数学错误，指出爱因斯坦解和德西特解只是爱因斯坦方程更为普遍情况下的两个特殊解。他把爱因斯坦方程中的宇宙常数取消以后，得出宇宙既可是开放的，也可是封闭的。后人对弗里德曼的宇宙模型作了进一步的研究，发现宇宙是开放还是封闭，这要看物质的平均密度而定。
　　1948～1956年，G.伽莫夫等人多次发表论文，发展了勒梅特的宇宙模型，更深入地探讨了宇宙从原始高密状态演化、膨胀的概貌，并把粒子的起源和化学元素的起源都结合进来一起考虑，从而形成了最有影响的大爆炸宇宙学。伽莫夫还明确预言，早期宇宙的大爆炸遗留至今还残存着温度很低的辐射。1965年宇宙微波背景辐射的发现证明了这一论断的正确性。如今对热大爆炸宇宙学的更大兴趣则集中在137亿年以前，大爆炸发生的10－43秒之后到3分钟之间的演化过程。10－43秒之前，相对论和现有一切物理规律都不能适用，有人想用时空量子化来解决这一问题，但尚未成功。从10－43秒到3分钟之间可用温度随时间降低的一个序列区别出几个阶段来。到3分钟时温度降到109K，第一个稳定的原子核出现。这一极早期的宇宙演化学和粒子物理学、大统一理论、超弦理论密切相关，理论、实验、观测互相影响，是当代物理学的一个前沿，仍在不断发展中。

地外文明的搜寻
　　首先是有没有“外星人”来到过地球。有人把许多不易解释的历史遗迹（如埃及的狮身人面像、中国的悬棺等）当成是外星人留下的遗迹，但这些假说都缺乏有说服力的证据。20世纪议论最多的是“不明飞行物”（UFO）。1948年美国空军执行了一项“蓝皮书计划”，经过22年研究，对12,600份目击者的报告作了处理，发现其中12,000起均为已知物体。1968年美国科罗拉多大学成立了一个专门小组，有几十位各方面的专家参加，写出长达1,500页的报告，结论是没有根据证实UFO是天外来客，对此问题无须再作研究。
　　第二个问题是：在太阳系内其他天体上有无智慧生命（至少是会点火和用火）存在。19世纪末，洛韦尔关于火星人及其运河的宣传曾经轰动一时，但20世纪空间探测器对太阳系各种天体的近距考察可以断定，在太阳系内除地球以外，其他天体上均无智慧生命存在。
　　剩下的一个问题是：在其他恒星附近有没有类似太阳系的行星系统。在这些行星系统上有没有生命、智慧生命，甚至高度文明的出现，1956年苏联科学院的两位院士奥巴林（生物化学家）和费森科夫（天文学家）合写了一本《宇宙间的生命》来讨论这个问题，最后一章的结论是：生命起源和演化的过程只可能在固态的行星或卫星的表面上发生，而且这些行星和卫星必须符合五项条件，缺一不可：①必须处在太阳这样稳定的而且较老的恒星周围。②为了要有适宜的温度和温度变化不能太大，行星与中央星的距离要适中，而且轨道必须近于圆形，轨道面和行星赤道面的交角不能太大；行星的自转周期也不能太长。③质量不能太大，也不能太小。太小了保不住大气圈（如月球）；太大了，完不成元素丰富度的转变（如木星）。④没有大气层不行，大气层太厚也不行。⑤要有液态的水和能够合成有机化合物的化学元素——碳、氢、氧、氮等。这五项条件，有四项都是要求适中，也就是“中庸之道”，所以有人就把它称作中庸原理或“平庸原理”。
　　根据这一原理，利用统计学方法，把各种条件出现的概率都考虑进去可算出，在银河系内任选的一颗恒星周围出现“文明”的概率只有25万分之一，但是银河系内恒星总数约为2,500亿，因而地外文明单在银河系内就可能有100万之多，更不用说河外星系。
　　有人对以上讨论持根本反对态度，认为就拿地球上的一个样本来无限推广，很难令人置信。自1963年范德坎普根据巴纳德星（离地球最近的恒星之一）的自行晃动，发现该星具有质量为木星0.4倍和0.8倍的两颗行星以来，至2001年底为止已发现地外行星系70个。20世纪80年代利用红外卫星(IRAS)发现在织女星周围有一尘埃带，尺度约为80天文单位，总质量约为地球的300倍，也许是一个新的行星系正在形成中。
　　但这些发现离证实地外文明的存在还很遥远。20世纪70年代以来已有四艘宇宙飞船（“先驱者”10号和11号，“旅行者”1号和2号）带着人类为地外文明准备的礼物，飞出太阳系，奔向星际空间。“旅行者”1号和2号各携带一个专门的录声器，一个金刚石唱针，以及关于它们使用方法的编码说明，并录制了55种语言的问候以及各种各样的声音，如狗叫、婴儿哭等。这些仪器即使在太空旅行10亿年也能播出声像，一旦某个地外文明获得了这些声像，也许对我们有所回应，但至今尚无音信。
　　此外，1974年美国还利用设在波多黎各的大型射电望远镜（直径305米）向离地球25,000光年远的球状星团M13发送电文，电文用双编码写成，能译成图像。图像上有DNA的双螺旋线和一个人像，希望能进行星际交流，至今也没有结果。
　　除了发送信号外，美、俄、澳大利亚、加拿大等国也都在用大型射电望远镜监听地外文明的信息。美国于20世纪90年代开始的“搜索地外智慧生命”计划，可接收800万个频道，每1.7秒扫描一次，一半用于巡视整个天空，一半用于监测离地球80光年以内的约800颗太阳型恒星。后来许多天文爱好者也参加进来，成立SETI联盟，利用自己的计算机和自行购置的卫星天线，一起扫描天空来进行普查。1996年有两个英国天文爱好者检测出一个他们无法辨认的信号，但两个星期后获悉他们发现的“外星人”实际上是美国海军的秘密卫星。


月面图

月面图（ selenograph ），在研究月球表面各种特征物的球面视位置的基础上测绘、编制成的平面图。月面图早期是通过望远镜摹绘的，后来都用摄影方法测绘。最早研究月面结构的是伽利略，1610年，他用自制的能放大30余倍的望远镜发现月面上布满山谷，他最先绘制了月面图。十七世纪中叶，赫维留经过十年辛勤观测绘出详细的月面图。他测定的月面山峰高度比伽利略更准确。里希奥利在月面图上标出的各种特征物的名称，一直沿用至今。十八和十九世纪，迈耶尔、施罗特尔、贝尔、梅德勒、J.施密特、洛尔曼等人相继进行了大量观测，使这一工作又获得很大发展。
二十世纪以来，威尔金斯、穆尔等人用照相方法精密测定了月面上约5，000个点的位置。法国日中峰天文台使用口径60厘米折射望远镜编制了比例尺1:1，000，000的月面图。自伽利略开创月面图工作以来的三百五十年中，先后发表的各种月面图达150幅之多。其中最大的直径达7.5米。由于月球总是以同一面对着地球，月球背面一直是个不解之谜，1959年，苏联的“月球”1号探测器拍得第一幅月球背面照片，填补了这一空白。接着有一系列月球探测器和宇宙飞船，如“月球号”、“徘徊者号”、“月球勘测者号”、“月球轨道环行器”以及载人的“阿波罗号”等，都获得了大量月面照片。月球背面的环形山，有四座以中国古代天文学家的名字命名：石申环形山、张衡环形山、祖冲之环形山、郭守敬环形山。此外，还有一座以中国古代官职“万户”命名的环形山。根据1973年国际天文学联合会第十五届大会第17组“月球”专业委员会的讨论，由美国国家航空和航天局出版《月球航空图》和《月面地形正射投影图》。前者按经线和纬线将月球正面分为144个区域，以1:1，000，000比例尺刊印。后者再把144个区域的每个区域细分为16个单元，以1:250，000比例尺出版，共有2，304张。月面图的测绘对于月球航行具有实际意义，对月球的起源和演化的研究也很重要。


塞佛特星系

塞佛特星系（汉语拼音：Saifote Xingxi；英语：Seyfert Galaxy），一类较特殊的星系。因美国天文学家C.K.塞佛特于1943年首先发现而得名。其特点是，星系的中心有一个小而亮的核，核的颜色很蓝，并有许多很宽的发射线，包括高激发、高电离的容许线和OⅡ、OⅢ、NeⅡ等禁线。塞佛特星系的光谱特征表明，它的中心是一个产生非热连续谱的区域，中心源外面是一个很大的产生发射线的区域。发射线区有大量的气体，气体以气团的形式出现。气团高速运动，在中心源连续辐射的激发下产生很宽的发射线。塞佛特星系还发出很强的X射线、红外辐射和射电辐射。粗略地说，塞佛特星系还可分为Ⅰ型和Ⅱ型两类。Ⅰ型塞佛特星系的光谱与类星体的相似，但其光度却远小于类星体。Ⅱ型塞佛特星系里常有喷流和爆发现象。塞佛特星系是旋涡星系，但其旋臂不甚明显。


后发星系团

后发星系团（Coma cluster of galaxies），位于后发座的一个规则星系团。角直径约6°。它的中央星系密集区包含1000个以上的星系，成员星系的总数可能超过1万个。平均红移约6700千米／秒，距离113百万秒差距（3.5亿光年）。在它的中心有两个超巨型星系，一个是椭圆星系（NGC4889），另一个是透镜形星系（NGC4874）。后发星系团是一个X射线源。


生长曲线

生长曲线（ curve of growth ），定量分析恒星吸收线光谱时广泛使用的一种方法。它通过一族曲线表征吸收线的强弱程度和这些吸收线所对应的低能级原子数目之间的关系。恒星大气的吸收线理论指出，谱线的等值宽度Wλ随谱线低能级原子数ni的增加而增大，或更准确地说，Wλ随nifik（fik为分立跃迁i→k的振子强度）的增大而增大。表示lgWλ随lgnifik的增大而增大的曲线称为生长曲线。利用生长曲线，可以对恒星光谱作简便的定量分析研究。

理论生长曲线
生长曲线的导出要借助一定的大气模型。图1是最简单的反变层模型中的谱线轮廓随nifik的变化曲线。其中ni是在底为1平方厘米、高为反变层高度的柱体内，对应于该谱线的低能级原子数目。图2给出反变层模型的生长曲线。图1和图2都只讨论由阻尼致宽（见辐射阻尼、碰撞阻尼）和多普勒致宽的谱线，不考虑由线性斯塔克效应致宽的谱线。由图1可以看到，当nifik很小时，仅在谱线中心频率处的连续背景上出现小的强度减弱；当nifik增大时，谱线深度很快增加，谱线也逐渐变宽，谱线轮廓呈倒挂的钟铃形，等值宽度Wλ（图1）随nifik的增大是很快的，称为第一阶段；当线心的谱线深度达到1以后，Wλ随nifik的增大开始变得缓慢，这是第二阶段。上述两个阶段的谱线轮廓都由多普勒效应确定。当nifik继续增大时，开始出现线翼。这时Wλ随nifik的增大很慢，谱线轮廓由多普勒效应和阻尼联合作用确定。当nifik很大时，线翼非常显著，W随nifik的增大又变得快起来，这个阶段谱线轮廓基本上纯由阻尼确定。

图2绘出以为纵坐标、以lg D0为横坐标的 生长曲线。这里 R c是所观测的最强吸收线的线心深度， D0由下式确定：

式中Δ λD和Δ νD分别为以波长标度和频率标度表示的多普勒宽度， e和 m e分别为电子电荷和电子质量， c为光速。和图1表示的谱线轮廓随nifik变化的几个主要阶段相对应，等值宽度 Wλ随nifik的变化也可分为三个阶段：第一阶段适用于弱线，等值宽度Wλ随nifik成正比例地增大；第二阶段，对应于中等强度的谱线，等值宽度随nifik变化缓慢；最后阶段，对于很强的谱线， ，等值宽度随 nifik的增大速度比中等强度谱线的快，但比弱线的为慢。前面两个阶段的 曲线是惟一和单值的，而最后一段曲线要依赖参量，

α愈大， 生长曲线的这一支就愈高。 生长曲线的这三段的数学表达式依次为：

经验生长曲线
利用谱线的观测资料可以描绘出观测生长曲线。观测生长曲线通常是利用多重线来描绘的，理由是：①多重线里谱线的振子强度容易从理论或实验得到；②一个多重线里所有谱线低能级的原子数目ni是相同的。这样，虽然ni是未知的，但每条谱线的gifik（gi为谱线低能级的统计权重）是已知的，它的对数和理论生长曲线的横坐标lgD0之差别，对一个多重线里的所有谱线来说，是一个常数因子。这就是由观测资料描绘观测生长曲线的依据。
描绘观测生长曲线的方法是，在恒星光谱中选择一系列gifik为已知的多重线，测量多重线里每一谱线的Wλ/λ。在 lggifik-lg(Wλ/λ)图上，每条谱线给出一个点，每个多重线就可以给出一段观测曲线。一般说来，由于一个多重线里谱线的gifik分布范围比较狭窄，一个多重线只能给出一段曲线，几个多重线就给出几段曲线。把这几段曲线平行于横轴左右移动，对于不同的多重线，需要移动的量是不相同的。移动时应该尽量使点子对曲线的弥散最小，这样就可以组成完整的生长曲线──观测生长曲线。
把观测生长曲线放在理论生长曲线上，然后上下左右移动，使它与其中一条理论生长曲线达到最佳的符合，以定出参量α。由两曲线纵坐标之差，可以定出ΔλD或原子视向速度的最或然值 ；由横坐标数值之差，可以定出ni，然后利用 萨哈公式、玻耳兹曼公式，由ni定出该种元素的原子总数。因此，只要我们选取足够多的、振子强度已知的多重线，再测定谱线的Wλ/λ值，就能够确定元素的相对含量、原子视向速度的最或然值和谱线的阻尼常数等。如果在恒星光谱里某元素某电离级原子的多重线足够多， 生长 曲线还可以用这一电离级的原子谱线来单独作出。这样，除了可以得到这种原子的相对含量、视向速度的最或然值和阻尼常数外，还可以得到激发温度。
运用生长曲线方法通常不必准确地计算恒星大气模型，也不需要有谱线轮廓的详细资料，只要对于足够多的多重线有谱线的总吸收和振子强度的数据就可以了。因此，生长曲线是分析恒星光谱的比较简便的方法。但是这种方法假定构成同一生长曲线的所有谱线的某些参量（如ξD和阻尼常数与频率的比值λ/ν等）都具有同样的数值，并且假定谱线的形成机制等都是类似的，因此所得结果比较粗略。


南河三

南河三（ Procyon ），小犬座α星(αCMi)。中文名南河三，史记中已有记载。英文名为 Procyon，意思是“在狗前方(before the dog)”，此名的由来可能与大犬座的β星军市一相同：因升起时间在天狼星之前，预告了天狼星即将出现(在西方天狼星曾被称为Dog star)。星表编号为：Hip37279,HR2943，HD61421。南河三亮度为0.40等，呈黄白色，从地球到它的距离是11.4光年，为靠近太阳的恒星之一。它是全天第八颗亮星，光谱型为F5。它类似参宿七（猎户座β）靠近赤道，赤纬+5°，除南极外地球上各地都能看见它。它的表面温度7 000K，比太阳亮7倍，直径和质量是太阳的两倍。南河三和天狼星一样是一颗双星，且其伴星和天狼星的一样是白矮星，亮度 10.3等，每41年公转一周。这颗伴星密度极大，约为水的 12万倍。由于它与南河三十分接近，用大型天文望远镜才看得见。南河三与猎户座的参宿四及大犬座的天狼星构成“冬季大三角”，是冬天星空中重要的标记。此外，南河三亦是“冬季大椭圆”的星星之一，其他成员有大犬座的天狼星、猎户座的参宿七、金牛座的毕宿五、御夫座的五车二以及双子座的北河三。

南河三


黑洞

黑洞（ black hole ），广义相对论所预言的一种特殊天体。

目录

1 基本特征
2 理论预言
3 类别
4 观测

基本特征
具有一个封闭的视界。视界就是黑洞的边界，外来的物质和辐射可进入视界内，并被撕碎和高度凝聚；而视界内的任何物质和辐射都无法跑到外面。黑洞的引力和潮汐力异常巨大。

理论预言
1798年，P.-S.拉普拉斯曾根据牛顿引力理论预言存在一种类似于黑洞的天体。他的计算结果是，一个直径比太阳大250倍而密度与地球相当的恒星，其引力场足以捕获它所发出的所有光线，而成为暗天体。1939年，J.R.奥本海默等根据广义相对论证明，一个无压的尘埃球体，在自引力作用下将能坍缩到它的引力半径的范围以内。引力半径rg=2GM/c2。式中G为万有引力常数，c为光速，M为球体的总质量。一个太阳质量的恒星其引力半径约为2.96千米。当物质球坍缩到半径为rg，这个球体所发射的光线或其他任何粒子，都不能逃到rg球以外，这就形成黑洞。对晚期致密恒星的研究证明，存在一临界质量Mc。一个大质量恒星在引力坍缩后，如果其留下的致密星体质量M＞Mc，它就不可能有任何稳定的平衡态，而只能形成黑洞。理论计算表明，Mc的大小约为3.2个太阳质量。形成黑洞以前的恒星物质可有各种不同的属性，但它一旦形成稳定的黑洞以后，其所有的属性几乎都不再能被观测到。黑洞的性质只要用三个参数就可完全表征。这三个参数是质量M、角动量J和电荷Q。这表明黑洞对外仅有引力和电磁力两种相互作用。黑洞的磁矩可用m= QJ/M来表征。当J= Q = 0时是球对称的史瓦西黑洞；当Q = 0时是轴对称的克尔黑洞。黑洞的一个重要物理参量是它的视界的面积A，其值为（在c= G = 1单位系）：

A=8π[ M2+ M（ M2− a2− Q2）1/2− Q2/2]

式中 a= J/ M。 A的基本性质是， 黑洞的演化过程（如通过与物质相互作用，或 黑洞之间的相互作用）中，它的面积总不减少，这称为 面积不减定理。它是物质只能进入 黑洞而不能跑出 黑洞这一特性的定量表述。面积不减定理类似于 热力学中的孤立系 熵不减原理。因此， 黑洞的面积相当于 黑洞的熵。在这个基础上建立了 黑洞热力学。 黑洞热力学的一个结论是， 黑洞具有一定的温度，其值与 黑洞的质量成反比。1974年， S.W.霍金证明，如果考虑到 黑洞周围空间中的量子涨落，则 黑洞的确具有与它的温度相对应的热辐射。计及量子效应后， 黑洞不再是完全“黑”的了，它也会发射，甚至出现剧烈的爆发。

类别
黑洞按其体积可分为大、中、小三类。很多证据表明，中型黑洞是大质量恒星在生命终结时，经历爆发、内陷和坍缩后留下的，它是恒星晚期演化的一种归宿。而大型黑洞则存在于很多星系的核心中，包括银河系。小黑洞是一种原初黑洞，可能形成于宇宙早期。寻找黑洞是相对论天体物理学的重要课题。完全孤立的黑洞难于观测，因为它们不发射光或任何形式的辐射，只能根据它与其周边物质相互作用时产生的各种效应来预测其存在。最初着重于在双星体系中搜寻和证认黑洞，并认为最有可能是黑洞的天体是天鹅座X−1。天鹅座X−1是密近双星中的一个星体。它所发射的X射线没有规则的脉冲结构，但却具有极短时标的脉动涨落，脉动时标达几毫秒范围。这种亮度极快的随机振荡与灼热气体从吸积盘进入黑洞时的辐射特征相符。而且，它的质量大于5.5太阳质量，超过了中子星的临界质量，因此它很可能是个黑洞。另外，观测还表明，在椭圆星系M87的核心，可能有质量为9×109太阳质量的大型黑洞。M87的特征是：在核心处有异常的亮度分布，颜色较蓝，并有一股气尘状物质流。这些都可用黑洞模型很好说明。

观测
近年来在黑洞的观测搜寻上，哈勃空间望远镜和钱德拉X射线探测卫星起了重要作用，作出了系列贡献。到2003年底，认为最可能是黑洞的候选者约有33个，其中星系级黑洞约11个，它们的质量可由2×106～109太阳质量的量级。而恒星级黑洞几乎全部是双星系统中的X射线源。按照大爆炸宇宙学，在宇宙早期可能形成一些小质量黑洞，一个质量为1015克的黑洞空间尺度只有10−13厘米左右（相当于原子核的大小）。小黑洞的温度很高，有很强的发射。有一种模型认为，高能天体物理研究中所发现的一些高能爆发过程，也许就是由这些原初小黑洞的发射及其最终的爆发引起的。
黑洞的研究现已得到人们越来越多的关注和参与。作为相对论天体物理学分支的黑洞物理学，也有长足的发展。天文学家已习惯于把当前物理学难于说明的一些高能天体现象都归之于黑洞引起，并建立了相对简洁、完美的模型，这就更加促使对黑洞的重视。但严格来说，黑洞还尚未被真正“观测到”，它的很多疑团还有待人们进一步揭示。


活力公式

活力公式（ vis viva formula ），二体问题的一个积分，又称活力积分。它反映天体的位置、速度和轨道半长径之间的相互关系。“活力”一词来源于拉丁文vis viva，其物理意义为“动能”。根据二体问题的相对运动方程，可求出总能量守恒的关系为：

式中 v和 r为一个天体相对于另一个天体的速度和距离； μ= G( M+ m)， G为万有引力常数， M和 m分别为两个天体的质量； a为常数，在椭圆轨道中表示半长径。在天体力学中将这个关系式称为活力公式。这个 公式表示:运动天体（质量为 m）的动能 和引力势能 之和为常数。 活力公式在轨道计算和研究人造天体运动中有广泛的用途(见宇宙速度)。由于人造天体的质量 m远小于中心天体的质量 M，因此 μ≈ GM。


电流片

电流片（ current sheet ），介于两个反向磁场之间的电流薄层，亦称中性片。从两侧流来的等离子体在这里进行磁合并，可使等离子体加热和加速。电流片中发生的不稳定过程，对加速和加热也有重要作用，主要原因是，离子声不稳定性产生离子声湍动，使电阻反常并增大几个数量级；撕裂模不稳定性使电流片溃散为一系列分离的电流丝，在电流丝之间磁场为零的地方，将产生很强的感应电场，使带电粒子加速。


天体的视运动

天体的视运动（ apparent motion of celestial bodies ），地面观测者直观观测到的天体的运动，主要是由地球自转引起的。对太阳系内的天体来说，地球绕太阳公转和这些天体本身的空间运动也是形成天体视运动的重要原因。在太阳系外的各类天体中，一些近距星的视位置还要受到因地球公转所引起的周年视差和太阳本动带来的长期视差(见视差)的影响。此外，岁差和章动、光行差、自行和大气折射等也会引起天体在天球上视位置的改变，但这些通常都不属于天体的视运动的研究范围。

目录

1 天体的周日视运动

1.1 中天
1.2 出没
1.3 过卯酉圈
1.4 大距

2 太阳的视运动
3 月球的视运动
4 行星的视运动

天体的周日视运动
由于地球自转，地面上的观测者看到天体于一恒星日（见日）内在天球上自东向西沿着与赤道平行的小圆转过一周。这个圆称为天体的周日平行圈。这种直观的运动称为天体的周日视运动。周日视运动是一切天体最显著的视运动。在用天体照相仪对北极天区所拍得的照片上，可以清晰地看到北极附近恒星的周日视运动轨迹（图1）。当测站纬度为φ，天体的赤纬（见天球坐标系）满足δ＞90°－φ时，天体的周日平行圈全部在地平圈以上，天体永不下落；若90°-φ≥δ≥－(90°－φ)，天体的周日平行圈部分在地平圈以上，部分在地平圈以下，天体有升有落；若δ＜－(90°－φ)，天体的周日平行圈全部在地平圈以下，天体永不上升。对这个地方来说，天球上δ=90°－φ和δ=－(90°－φ)的两个平行圈分别称为恒显圈和恒隐圈。在地球北极处，北天极与天顶重合，天体的周日平行圈与地平圈平行，天体既不升起，也不下落，永远保持同一高度。那里只能看到天球北半部的天体。在赤道处，天极落在地平圈上，天体的周日平行圈与地平圈相垂直，天体沿着与地平圈垂直的圆周自东向西作周日视运动。那里可以看到全天的天体。天体因周日视运动不断改变着自己的地平坐标，即方位角和高度。

图1　天球北极附近恒星的周日视运动轨迹

天体在作周日视运动时，经过天球上一些特殊的圈（包括大圆和小圆）或点，这些现象在天体测量工作中具有重要意义。

中天
天体经过观测者的子午圈时称为中天。经过包括天极和天顶的那半个子午圈时，天体到达最高位置，称为上中天；经过包括天极和天底的那半个子午圈时，天体到达最低位置，称为下中天。

出没
天体经过观测者的地平圈时称为出没，也称升落。天体从地平圈下升到地平圈上称为出，反之称为没。永不下落和永不上升的天体没有出没现象。

过卯酉圈
0≤δ＜φ的天体，一天中两次经过卯酉圈。一次过卯酉圈东部，另一次过其西部。

大距
δ＞φ的天体经过地平经圈和周日平行圈的切点时称为大距。这时天体的星位角(见天文三角形)η=90°。满足上述条件的天体一天有两次大距，分别在天球的东半部和西半部。
由于地球公转等因素的影响，不同日期内天体周日视运动的轨迹是有变化的。对太阳系的天体，特别对太阳和月球来说，它们的赤道坐标在短时期内有显著变化，它们的周日视运动的轻迹变化较快，尤其是每天的出没时刻和方位以及中天的时刻和高度都会有显著的变化。但对于恒星来说，这种影响是极其微小的。

太阳的视运动
太阳除参与因地球自转引起的周日视运动外，还存在因地球公转引起的在恒星背景上的相对运动，即周年视运动。太阳因周年视运动在黄道上自西向东每天移动约1°。在一年的不同日期内，太阳的赤经、赤纬的变化，引起昼夜长度的变化。对北半球来说，一年内只有两天，即春分和秋分，太阳由东点出，西点没，昼夜相等。从春分起，太阳的出没方位逐渐北移，夏至日到达最北点。在这段时间内，太阳出的时刻逐日提早，而没的时刻逐日延迟。同时中天高度越来越高，白昼变长，黑夜缩短。夏至那天中天高度最高，白天最长。夏至以后，太阳的出没方位逐渐南移，中天高度逐渐下降。秋分以后，太阳的出没位置已在东、西点以南，昼短夜长。这个过程一直延续到冬至日为止。这时，太阳的出没位置到达最南点，白昼最短，黑夜最长。以后，太阳的出没点重新北移，到春分点时昼夜又相等，完成一年一周的运动。由于纬度不同，太阳周日视运动的变化情况也有所不同。纬度越高，夏季白天越长，冬季白天越短。极圈以北开始出现“白夜”和“黑昼”。在地球北极，则是半年白天，半年黑夜，太阳不再每天东升西落。南半球的情况和北半球完全相同，只是冬和夏、春和秋，恰好相反。在赤道上，一年四季昼夜的长短是不变的。

月球的视运动
月球除了周日视运动外，由于它围绕地球每月公转一周，地球上的观测者还看到它自西向东在星座之间移动。月球的这种运动引起月球赤经、赤纬和黄经、黄纬的不断改变，使月球的周日视运动轨迹发生相应的变化。在一年的不同日期内，月球的出没方位角和中天高度变化很大。因为白道很靠近黄道，月球一月之内在天球上运动的情况与太阳的周年视运动相类似。同一月相在一年内不同月份的周日视运动轨迹也是不同的。以满月为例，在北半球的夏季，满月的运动情况与冬季的太阳相似，从东南升起，在西南下落，中天高度较低，照耀时间较短。冬季的满月则从东北升起，在西北下落，中天高度较高，照耀的时间也较长。其他月相也有类似的情况。月球平均每天东移约13°，因而升起的时间平均每天推迟50分钟左右。

行星的视运动
行星是太阳系内的天体，它们除参与周日视运动外，还因地球的公转和行星本身的绕太阳公转运动而不断改变其对于恒星的相对位置。行星在天球恒星背景上的相对运动与太阳和月球的情况不同。对太阳和月球来说，这种运动的方向始终是朝东的。对行星来说，则有时朝东，有时朝西，这是地球和行星二者的公转运动合成后在天球上的反映。行星的朝东运动称为顺行，朝西运动称为逆行。行星的主要运动方向为顺行。顺行和逆行之间的转折点称为“留”，在留附近行星相对恒星背景的运动是很慢的（见行星视运动）。
以地球为中心，地球和行星的连线与地球和太阳的连线之间的交角在黄道上的投影称为行星的距角。距角为0°时称为“合”，这时行星与太阳的黄经相等，行星为太阳的光辉所淹没。距角为90°时称为“方照”。距角为180°时称为“冲”。行星相对恒星背景运动一整周所经历的时间，称为行星运动的恒星周期；行星按同一方向连续两次经过同一距角位置所经历的时间，称为行星运动的会合周期。
地内行星和地外行星的距角变化情况有所不同。地内行星离太阳比地球近，它在任何位置上的距角都不会超过某一数值，因而不会出现冲和方照的现象。具体来说，水星的最大距角不超过28°，金星的最大距角不超过48°。在天球上，它们有时位于太阳以东，太阳落下后不久出现在西方地平线附近，称为昏星；有时位于太阳以西，太阳升起前不久出现在东方地平线附近，称为晨星。地内行星在一个会合周期内距角有两次达到极大值，即东大距和西大距，这时是观测地内行星的最好机会。地内行星在一个会合周期内可以出现两次合：一次在地球和太阳之间，称为下合；另一次它同地球分在太阳两侧，称为上合（图2）

地外行星和地内行星不同，它们离太阳比地球远，在一个会合周期内距角可以从0°变化到360°，可以出现一次冲、一次上合和两次方照。行星在太阳以西时称为西方照，在太阳以东时称为东方照。地外行星冲时，离地球最近。在行星轨道近日点附近出现的冲称为大冲，大冲是观测外行星，特别是观测火星的最好机会。


速度椭球分布

速度椭球分布（ ellipsoidal distribution of velocities ），恒星剩余速度的分布规律。恒星的本动速度不是完全没有规则的。1904年卡普坦在确定太阳运动的向点时，发现除太阳运动引起的视差动外，还存在着彼此相背而行的两大星流，它们的运动方向与太阳的运动方向之间有一固定夹角。1907年K.史瓦西提出，星流只是一种表面现象，实际上沿给定坐标系三条轴线运动的恒星数目、平均速度、速度弥散度均不相同，因而以速度为坐标变量画出的星数相等的曲面是一些三轴椭球，其轴长之比等于沿各该轴恒星运动的速度弥散度之比，比值约为8:5:4。椭球长轴的主方向──向点的坐标约为赤经18h5m)，赤纬-17°5(1950.0)。速度椭球分布的本质是:恒星的剩余速度遵从各向异性的正态分布。
不同类型恒星的运动差别颇大。主序星、中晚型巨星和经典造父变星属于星族Ⅰ，其速度弥散度较小，由此定出的太阳运动也较正常。由星族Ⅱ的恒星求得的太阳运动速度很大，向点由武仙座移到仙王座，恒星运动的速度弥散度也很大。星族Ⅰ的恒星位于银道面内，绕银心公转，轨道近于正圆；星族Ⅱ的恒星也绕银心公转，而轨道则为偏心率很大的椭圆，各处速度差异很大；所以前者弥散度小而后者弥散度大。另外，由于星族Ⅰ的恒星绕银河系的转动速度比星族Ⅱ的恒星大得多，而太阳属于星族Ⅰ，所以由星族Ⅱ求得的太阳运动与由星族Ⅰ求得的很不一致。


大气窗口

大气窗口（ atmospheric window ），指天体辐射中能穿透大气的一些波段。由于地球大气中的各种粒子对辐射的吸收和反射，只有某些波段范围内的天体辐射才能到达地面。按所属范围不同分为光学窗口、红外窗口和射电窗口。
①光学窗口　可见光波长约3000～7000埃。波长短于3000埃的天体紫外辐射，在地面几乎观测不到，因为2000～3000埃的紫外辐射被大气中的臭氧层吸收，只能穿透到约50公里高度外；1000～2000埃的远紫外辐射被氧分子吸收，只能到达约100公里的高度；而大气中的氧原子、氧分子、氮原子、氮分子则吸收了波长短于1000埃的辐射。3000～7000埃的辐射受到的选择吸收很小，主要因大气散射而减弱。

电磁波谱和大气窗口

②红外窗口　水汽分子是红外辐射的主要吸收体。较强的水汽吸收带位于0.71～0.735μ（微米），0.81～0.84μ，0.89～0.99μ，1.07～1.20μ，1.3～1.5μ，1.7～2.0μ，2.4～3.3μ，4.8～8.0μ。在13.5～17μ处出现二氧化碳的吸收带。这些吸收带间的空隙形成一些红外窗口。其中最宽的红外窗口在8～13μ处（9.5μ附近有臭氧的吸收带）。17～22μ是半透明窗口。22μ以后直到1毫米波长处，由于水汽的严重吸收，对地面的观测者来说完全不透明。但在海拔较高、空气干燥的地方，24.5～42μ的辐射透过率达30～60％。在海拔3.5公里高度处，能观测到330～380μ、420～490μ、580～670μ(透过率约30％)的辐射，也能观测到670～780μ（约70％）和800～910μ（约85％）的辐射。
③射电窗口　这个波段的上界变化于15～200米之间，视电离层的密度、观测点的地理位置和太阳活动的情况而定（见大气射电窗）。


黑子群

黑子群（ sunspot group ），太阳黑子大多成群出现。每个黑子群由几个到几十个黑子组成，最多可达一百多个。黑子群一般有两个主要黑子。按太阳自转方向，在黑子群西部的黑子称为前导黑子，而在东部的黑子称为后随黑子。前导黑子大都出现较早，消失较迟，面积较大，同太阳赤道的距离较小。黑子群按它的磁场极性分单极群、双极群和复杂极性群，其中以双极群为常见。双极群中前导黑子的极性一般与后随黑子相反。同一太阳活动周中，北半球的前导黑子极性几乎相同，并与南半球的前导黑子的极性相反。在先后的两个太阳活动周中，前周黑子群的前导黑子和后随黑子的极性分布与后周的又完全相反。黑子群中异极性黑子的连线称为磁轴，在大多数情况下，磁轴对太阳赤道的倾角小于30°。
黑子群很少显著偏离上述一般情况，但一旦发生，太阳活动就会激烈起来。因此可以从中寻求太阳活动预报的有效判据。黑子群出现之前，在光球上往往先见光斑；在色球上往往先见谱斑发展或增亮；谱斑区先出现局部磁场；用高分辨率望远镜观测，往往先见到一些微黑子。另外，暗条（日珥）、日冕凝聚区、耀斑以及一系列太阳活动现象大都发生在黑子群上空。所以，黑子群是太阳活动中的重要组成部分，是太阳活动的基本迹象。
对黑子群分类，现用的有三种黑子型分类法：苏黎世黑子分类法；麦金托什黑子分类法，又称修订了的黑子分类法；磁分类法。这三种黑子分类法如下：

苏黎世黑子分类法
是瑞士苏黎世天文台瓦尔德迈尔在1938年提出的。他按黑子群发展过程将其分为九个类型，用大写拉丁字母表示：

黑子群发展过程的九个类型

A──无半影的黑子或单极小黑子群。
B──无半影的双极黑子群。
C──类似B的双极群，但其中有一个主要黑子有半影。
D──双极群，两个主要黑子都有半影，其中有一个黑子是简单结构。东西方向延伸小于10°。
E──大的双极群，结构复杂，两个主要黑子都有半影，且其间有些小黑子。东西方向延伸不小于10°。
F──很大的双极群或很复杂的黑子群。东西方向延伸不小于15°。
G──大的双极群，只有几个较大的黑子，而没有小黑子，东西延伸不小于10°。
H──有半影的单极黑子或黑子群，有时也具有复杂结构，直径大于2°5。
J──有半影的单极黑子或黑子群，直径小于2°5。

麦金托什黑子分类法
是美国麦金托什提出的。美国《太阳地球物理资料》月刊近十年来关于黑子群的记载一直采用这种分类法。它用并列三个字母分别表示黑子群三种特征：第一个大写字母表示黑子群的类型，采用苏黎世黑子分类法的分类，但作了一些修改，把原先的九类改分为七类，即A、B、C、D、E、F、H。第二个大写字母表示黑子群内最大黑子的半影情况，分为六类，即X、R、S、A、H、K。第三个字母表示黑子群紧密度或相对的黑子分布，分为四类：x、o、i、c。

磁分类法
现在普遍使用的美国海耳天文台的分类法，是海耳等人于1919年根据几千个黑子群每个测点的极性测量提出的。这种分类法把黑子群分为α（单极）、β（双极）、γ（复杂极性）三类，或用字母A、B、r表示。再按黑子极性是对应于本太阳活动周所在半球的前导黑子还是对应于后随黑子，用字母p、f表示，或用字母P、F表示。
AP或αр──单极群，极性为本活动周所在半球的前导黑子的极性。
AF或αf ──单极群，极性为本活动周所在半球的后随黑子的极性。
BP或βр──双极群，前导黑子的极性占优势。
B或β──双极群，前导和后随黑子的极性几乎相等。
BF或βｆ──双极群，后随黑子的极性占优势。
Br或βγ──具有一般B型特征的双极群，但其中有一个或几个小黑子极性颠倒。
r或γ──极性混杂的复杂群。
D或δ──在同一半影内有彼此相距2°以内的异极性的黑子群。此型是在六十年代初提出的。