超新星

超新星（ supernova ），某些恒星演化到终期时灾变性的爆发。爆发时光度为接近1010太阳光度(相当于整个星系的光度)，释放能量可达1046焦，光变幅超过17个星等，即增亮千万倍至上亿倍。这是恒星世界中已知的最激烈的爆发现象之一（图1）。

图1　超新星NGC 4526 SN1994D

超新星抛射的质量范围为1～10太阳质量，抛射物质的速度为几千千米/秒至几万千米/秒；爆发时典型的动能为1044焦。爆发结果或是将恒星物质完全抛散，成为超新星遗迹；或是抛射掉大部分质量，核心遗留下的物质坍缩为中子星或黑洞。超新星爆发后形成强的射电源、X射线源和宇宙线源。超新星爆发标示了一颗恒星壮烈的“死亡”，但也触发了新一代的恒星诞生。超新星处于许多不同天文学研究分支的交会处。超新星爆发瞬间及爆发后所观测到的现象中，涉及各种物理机制，如中微子和引力波发射、燃烧传播及爆炸核合成、放射性衰变及激波同星周物质的作用等；而爆发的遗迹（如中子星或黑洞、膨胀气体云）起到加热星际介质的作用。超新星在产生宇宙中的重元素方面扮演着重要角色。宇宙大爆炸只产生了氢、氦以及少量的锂。红巨星阶段的核聚变产生了各种中等质量元素（重于碳但轻于铁）。而重于铁的元素几乎都是在超新星爆发时合成的，它们以很高的速度被抛向星际空间。此外，超新星还是星系化学演化的主要“代言人”。早期星系演化中超新星起了重要的反馈作用。星系物质丢失以及恒星形成可能与超新星密切相关。由于超新星非常亮，它可被用来确定距离。将距离同超新星母星系的膨胀速度结合起来就可确定哈勃常数以及宇宙的年龄。Ⅰa型超新星已被证明是强有力的距离指示器。最初是通过标准烛光的假定，后来是利用光变曲线形状等参数来标定峰值光度。作为室女团以外最好的距离指示器，其校准后的峰值光度弥散仅为8%，并且能延伸到5×108秒差距的遥远距离处。Ⅰa超新星的哈勃图（星等–红移关系）已成为研究宇宙膨胀历史最强有力的工具(见哈勃定律)。高红移Ⅰa型超新星的光变曲线还可用于检验宇宙膨胀理论。理论预计，由于宇宙膨胀而引起的时间膨胀效应将会表现在高红移超新星光变曲线上。某些Ⅱ型超新星也可用于确定距离。Ⅱ–P型超新星在平台阶段抛射物的膨胀速度与它们的热光度存在相关，这也用来进行距离测定。经相关改正后，原来Ⅱ–P型超新星V波段的接近1星等的弥散可降到约0.3星等的水平，这提供了另一种独立于SNⅠa的测定距离的手段。

目录

1 历史
2 巡天成就和命名
3 类型和特征
4 超新星爆发机制

历史
中国悠久的历史中存有丰富的天象记录。宋元时期官方设置的天文机构为司天监，明清时期改称钦天监，负责观测并记录包括彗星、流星雨等天象。其中有一类天体称作“客星”，意思是该位置上原来没有可见的星，后来突然出现一颗，故称为客星。《宋会要》中就有一颗“客星”的记载：“至和元年(1054)五月晨出东方，守天关，昼见如太白，芒角四出，凡二十三日。”《续资治通鉴长编》中亦载：“至和元年五月己丑客星出天关之东南可数寸，岁余消没。”意思是说在金牛座的区域有一客星突然出现，白天都能见到如金星那样的光芒。世界上现代天体物理教科书都将1054年超新星与中国联系在一起。2 000多年以来银河系有7颗历史超新星（见表）。唯有中国对所有这7颗历史超新星都有详细的记录，它已成为世界的宝贵财富。

银河系中的7颗历史记载超新星

超新星名
所在星座
超新星遗迹

 AD185
半人马座
 RCW86

 AD393
天蝎座
 CTB37

 AD1006
豺狼座
 PKS1459–41

  AD1054
金牛座
 Crab Nebula

  AD1181
仙后座
 3C58

 AD1572
仙后座
 Tycon

 AD1604
蛇父座
 Kepler

巡天成就和命名
1934年F.兹威基和W.巴德分析了近距星系的观测资料，发现M31(1885A)、NGC5253(1895B)、NGC2535(1901A)、NGC4321（1901B和1914A）等13个星系中有星体爆发，亮度比正常的新星现象大几千倍，遂定名为超新星。超新星是罕见的天象。历史文献表明，银河系中最近期的一个超新星是出现于1604年的开普勒超新星。1936～1941年美国帕洛马山天文台用45/65厘米施密特望远镜系统地巡视星系选区，发现了19个河外星系超新星，积累了较完整的光度变化和光谱特征的实测资料。从1958年起，又开始用世界最大的120/180厘米施密特望远镜搜寻超新星。这项长期研究项目一直进行到1975年底为止。1961年成立了“超新星服务”国际巡天组织，先后参加的有美、匈、意、瑞士、苏联等国的14个天文台。1885～1988年底共发现河外星系超新星661颗。随着发现超新星数目的剧增，国际天文学联合会有一个统一的规定，用发现时的年份随后用大写英文字母表明发现的顺序，若多于26颗则用小写双英文字母，如SN2003aa，它表示2003年发现的第27颗超新星；第27、28、…、52颗则用aa、ab、…、az表示，余此类推。如SN2003lp则是2003年发现的第328颗。20世纪80～90年代世界范围组织了大规模的各种巡天，中国北京天文台于1996年参加了超新星自动巡天。到2006年底全世界已发现4 013颗光学超新星和20多颗X射线超新星，其中高红移超新星几百颗。1998年天体物理学家利用高红移超新星的研究提出现在宇宙在加速膨胀，原因是宇宙中存在暗能量。

类型和特征
20世纪70年代，通过光谱研究，认为将超新星分成Ⅰ型和Ⅱ型两类较为适当。Ⅰ型超新星光变曲线的特点是亮度陡增和初降较陡，随后缓慢地减光，平均每年下降6个星等；平均绝对星等M可达−19.5等。Ⅱ型超新星有类似Ⅰ型的增光达到极大亮度之后约50天，光变曲线上出现驼峰，随后再继续减光。Ⅰ型超新星的光谱中没有宇宙中最丰富的氢的谱线，而Ⅱ型则主要是氢的谱线。后来发现Ⅰ型超新星又可细分，其中一部分光谱以电离硅的615.0纳米的吸收线为主要特征，这类被称为Ⅰa型；而对于没有这一条硅吸收线特征而有氦线特征的则称为Ⅰb型（图2）。没有氦谱线特征的则称为Ⅰc型。Ⅰa型超新星爆发的总能量约为10-2焦，而Ⅱ型则在4×1044～10×1044焦之间，主要是以中微子的形式释放。1604年以来，由于银河系内没有记录过超新星爆发，1987年在离地球最近的星系大麦哲伦星云中出现的超新星SN1987A，便成为用现代天文仪器研究超新星的极好机会（图3）。日本神冈和美国的IBM的中微子探测器当时都记录下中微子爆，共得到27个中微子记录。这是首次记录来自太阳以外的中微子，开创了中微子记录的观测历史，验证了超新星爆发的理论。由于高能辐射与爆炸抛射出来的恒星大气相互作用，使得超新星也可能有X射线等辐射。如SN1987A在爆炸后100多天才被高能天文卫星探测到它辐射的X射线。而光学波段的突然增亮，首先是由膨胀大气引起的，后来则由镍−56等同位素的衰变提供能量，使得光度下降较为缓慢。超新星爆发的高速抛射物与周围介质相互作用形成的激波引发出电磁辐射，而对星周尘埃的加热则可产生红外辐射。但这些只有周围有稠密的星际物质的Ⅱ型或Ⅰb、Ⅰc型超新星才能观测到（图4）。

图2　超新星的光变曲线

图3　超新星SN1987A 爆发的照片

图4　超新星的光谱

超新星爆发机制
在不到一秒钟时间内释放出1044～1046焦的能量（相当于90个太阳在其一生所释放能量之总和）的天体，这就需探讨它的前身星是什么及产生如此巨大能量的机制是什么的问题。
首先讨论Ⅰa型超新星。它的光谱中缺少氢线，而且根据统计它在不同类型的星系中都有可能出现。据此天文学家提出了Ⅰa型超新星是密近双星演化到晚期的终极结果的想法。设想有一密近双星系统，其两个成员星的质量均小于8M⊙，其中质量大的一个演化得较快，其核心燃烧完氢后接着燃烧氦，变成中心为碳和氧的白矮星。这时初始质量较小的那颗成员星的物质就被它吸积。假如物质转移速度小于每年10-8M⊙时，在白矮星周围形成氢壳，当达到核融合点火的温度时，其表面就产生核聚合点火爆发，这就是新星爆发现象，规模比超新星要小得多。当转移速率在每年10-6～10-8M⊙之间时，表面同样会产生核合成形成氦，氦形成碳，逐步使碳核心质量增加，直到钱德拉塞卡极限的1.4M⊙，中心密度可达到3×109克/厘米3，而且中心达到碳点火的温度。碳被点燃，并且合成过程从中心往外迅速传播，在一秒钟之内传到白矮星的最外层。爆炸将产生1046焦的能量，可将这颗白矮星完全炸碎。白矮星中的氢已经燃烧殆尽，所以它的光谱中没有氢线，变成一颗老年的恒星，因此会出现在不同的星系中。Ⅱ型超新星则不同，它的光谱中以氢线为主，而且大多出现在旋涡星系的旋臂上。一个被广泛接受的Ⅱ型超新星爆炸的模型是：一颗大质量恒星（质量＞10 M⊙），在它最初的3 000万年甚至更短的时间内，其核心首先是氢合成为氦，然后氦变为碳和氧，碳变为氖和镁，氧和镁变为硅和硫，直到最终硅和硫合成为铁族元素。上述每种合成过程都释放出大量的能量，维持着恒星的生命，而且其核心变得愈来愈密，温度则愈来愈高，以致能够抵抗恒星引力的收缩。但到了核心变为铁芯后，由于铁族元素的核束缚能最小，合成反而要吸收能量。引力收缩就开始，中心的密度和温度继续增大，到1010K和1010克/厘米3时，电子就被压到原子核内而形成富含中子的同位素，而高能辐射又将原子核撕成α 粒子。这两个过程都要吸收能量，使得引力坍缩变得更快。当中心密度超过2.7×1014克/厘米3时，坍缩不再继续，产生反弹而引发超新星爆发。它将外层核合成的剩余物，包括最外层的氢向外抛射，而留下一个铁核核心，也就是中子星。所以，它的光谱中有强的氢线。同时因为大质量恒星是和恒星形成区相关的，所以它们往往出现在旋涡星系的旋臂上。至于Ⅰb型和Ⅰc型超新星，认为它们也是一种称为“沃尔夫–拉叶星”(W–R星)的大质量恒星演化到晚期的结果。由于W–R星有大规模的恒星风，质量流失很大，因此表层已失去了氢甚至氦，所以其光谱中没有氢线(或甚至于氦线)。


彗差

彗差（ coma ），轴外物点用宽光束成像时产生的一种像差。球面成像系统的初级像差之一。从离轴较近的轴外物点发出的宽光束，经光学系统后在高斯像面上并不交于同一点，而是形成彗星形的亮斑。以单透镜为例，在透镜面上画出一系列同心圆1,2,3,4，入射到每个圆上的光线经透镜后在高斯像平面上仍落在一系列半径不同的圆周1′,2′,3′,4′上。这些圆不再是同心的，它们的中心分布在通过高斯像点Q′的同一直线上(见图)，形成以高斯像点为尖端的彗星形光斑。

球面系统的彗差

彗差和球差都由宽光束引起，故常混在一起，只有当轴上球差消除后才能观察到真正的近轴物点的彗差。与球差一样，利用配曲法可部分地消除彗差，也可用组合透镜来消除，但因消球差和消彗差所要求的条件不一致，故这两种像差不易同时消除。反射式天文望远镜中常利用齐明点的特性来避免这两种像差。


恒星天文学

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


中天法

中天法（ method of meridian observation ），测定钟差的方法。这种方法用于记录恒星中天的时刻，是测时的主要方法。用中天法测时的仪器有中星仪、照相天顶筒和经纬仪。中天法测时的基本公式（对于上中天恒星而言）称为迈耶尔公式：

α=T+u+asin(φ-δ)secδ
+bcos(φ-δ)secδ+csecδ

式中α，δ分别为被测恒星的赤经和赤纬，φ为测站纬度，T为恒星中天时的钟面时，u为钟差，即地方恒星时与钟面时之差，a、b、c为仪器误差。其中b由水平轴与铅垂线不正交引起，称为水平差，可以用仪器上的水准器测定；c由望远镜准直轴与水平轴不正交引起，称为准直差，可用转轴观测的方法加以消除；a是仪器水平轴与正东西方向之差，称为方位差。观测一组恒星后，可以用最小二乘法同时求出钟差u和仪器的方位差a。中天法通常用于天文台站的测时工作。在野外测绘工作中也可以用经纬仪按中天法测定测站的天文经度。目前，用光电中星仪的测时精度，可与超人差棱镜等高仪和光电等高仪的测时精度媲美。


天球仪

天球仪（汉语拼音：Tianqiuyi；英语：Celestial Globe），天球的模型。由天球和金属座架两部分组成。在一个圆球面上绘有星座、星名及赤道、黄道、赤经圈和赤纬圈等几种天球坐标系的刻度就制成天球。天球可以绕一根贯穿圆球心的轴旋转，这个轴称为天轴，轴的两端与天球的两个交点称为南极和北极。带轴的天球被支撑在一个通过南北两极的金属子午圈上。整个子午金属圆圈被安放在一个带有水平金属圈的座架上，这个水平圈代表地平圈（见图）。根据不同的地理纬度，可以调节天极在子午圈上的高度。利用天球仪可以观察到任意指定的时刻和地理纬度处的星空图像，太阳和其他天体的方位角、地平高度、出没时刻和运行路径等。由于观测者是在天球外看天象，因此从天球仪上看到的天象与从天空中看到的天象是相反的，但这并不影响天球仪的实用价值，它普遍应用于航海、天文教学和天文普及工作。中国古代演示天象的仪器浑象与天球仪在基本结构上是完全一致的。


再现耀斑

再现耀斑（ recurrent flares ），在太阳活动区中同一位置上反复出现，在结构形态和发展趋势上极其相似的耀斑，又称相似耀斑。1938年，瓦尔德迈尔首先发现耀斑会在同一位置重现。后来，多德森等对三个活动黑子群中的83个耀斑位置进行研究，再次证实这一点。1960年，埃利森等人利用第19太阳活动周的资料又对这类耀斑作了研究，并提出“再现耀斑”这一名称。有些边缘耀斑与原有耀斑结构相似，可见也存在边缘再现耀斑。
除了在光学波段以外，1961年，福克等人在几个不同的射电波段发现有相似事件。他们指出，在同一太阳活动区中与耀斑相对应的多次射电爆发，有时在强度曲线上表现得十分相似，波段完全相同，持续时间与极大强度之间也存在一定的相应关系。据此，福克拟定了一个相似射电事件的选取标准(H值)，即只有当射电爆发在米、分米、厘米波段同时都出现时才选取。然而福克等人并未了解光学相似耀斑与射电相似爆发之间的相应关系。1970年，怀特等人报告了一个光学和射电都是“再现”的耀斑，再现的时间间隔为54小时。它们在结构形态、相对于黑子群的位置和Hα线宽度的变化这些光学表现方面相同，而且在10.7厘米波段射电爆发强度曲线细节上也相似，特别是Hα线宽度曲线和10.7厘米波段上的射电爆发强度曲线彼此有很好的对应关系。同年，盖帕拉·劳指出：光学上相似的耀斑，对应的射电爆发也是相似的，反之亦然。
再现耀斑在黑子群的同一个位置上出现，意味着在活动区上空耀斑产生的地方，磁场状况在相当长的时间内（2～3天）保持不变。磁场测量表明，有的磁场在耀斑爆发之后很快恢复到爆发前的状况，有的在爆发前后没有实质性的变化。


天王星

天王星（英语：Uranus），太阳系八大行星之一，按离太阳由近及远次序排列为第七颗大行星（18.37—20.08天文单位）。质量、大小属中等。其体积在太阳系中排名第三（比海王星大），质量排名第四（小于海王星），几乎横躺着围绕太阳公转。天王星的英文名称Uranus来自古希腊神话中的天空之神乌拉诺斯（Οὐρανός），是克洛诺斯的父亲，宙斯的祖父。
　　1781年为英国F.W.赫歇尔偶然发现，最亮时可达5.7等，视圆面略呈蓝绿色。天王星的大气厚度达几千千米，其中80％为氢，氦占10％～15％，其余是甲烷、氨等，与彗星大气的成分相仿。由于大气高速气流的搅拌作用，大气内各处温度较均匀，约在97开左右。它没有巨行星表面的那种带纹，最独特之处是它的侧向自转，一般认为这是大星子撞击的结果。

 1986年，旅行者2号拍摄的天王星照片。NASA/JPL
 这张天王星及其光环的红外合成图像来自凯克望远镜
　　1986年旅行者2号的探测使人们对它有了深刻的了解。在其大气之下是一个深8000千米的由水组成的大海，海水温度高达3000多K，但因处于高压下而保持气液态的平衡。天王星的磁场只有地球磁场的1／10，但磁轴与自转轴的交角达55°，从磁场测出的周期为17小时15分，与从大气测得的值不同。天王星也有磁层和辐射带。近年来，有人甚至认为整个天王星是由许多彗星集聚而成的。旅行者2号还发现了天王星的卫星有15颗，色彩不一，强弱不同的环带多达20条。
　　旅行者2号在1986年1月24日最接近天王星，并随即发现了10个之前未知的天然卫星。另外太空船亦探测了天王星由其自转轴倾斜97.77°缘故而独特的大气层，并观察了他的行星环系统。
　　天王星是太阳系里第三大的行星，它于距离太阳约28亿公里（17亿英里）的距离围绕太阳公转。其公转周期是84年，自转周期则是17小时14分钟。天王星的自转独特在于它实际上是倾倒在其轨道滚动，一般认为这个不寻常的位置是由于在太阳系的形成早期曾与一颗行星大小的星体碰撞过的原故。由于它的奇怪定位，使它的两极会分别接受长达42年的白昼或晚上，所以科学家们都不知道会在天王星上发现到些什么。
　　旅行者2号发现了其中一样因天王星的倾斜位置而对其倾斜了60度的磁场的影响，就是其磁尾因天王星的转动而被扭曲成为了一个螺旋形，出现在天王星的后方。不过其实在旅行者到访之前，人们对天王星拥有磁场并不知情。
　　天王星的辐射带被发现如土星的一样密集。辐射带里辐射的密集程度，会令光线把任何困在卫星或环里冰面上的甲烷迅速地（在100000年以内）变暗。这样解释了为什么天王星的卫星及环大部份都以灰色为主。
　　在日光直射的一极检测到一些高层次的雾，发现这些雾帮助散播大量的紫外光，这个现象称之为“日辉”。其平均温度是60K（-350°F）。令人惊讶的是，即使是被照射的一极和黑暗的一极，在整颗行星上的云顶气温几乎一致。
　　在五颗最大的天然卫星中运行轨迹最靠近天王星的天卫五，展示出它是太阳系中最奇怪的星体之一。当旅行者2号飞过时，从拍摄回来的详细照片中看到其表面上有一些深达20公里（12英里）的峡谷、隆起的断层和新旧年龄混合的地表。有理论指天卫五可能是把早期一些猛烈撞击后破裂的物质重新组合而成。
　　太空船同时亦观测了九个已知的环，显示出天王星的环与木星和土星的环截然不同。整个星环系统相对地较新，并非与天王星形成时一起形成。星环里的组成粒子有可能是一颗因高速撞击或被潮汐力撕碎的卫星碎片而形成。

目录

1 发现
2 命名
3 行星环
4 卫星

发现
　　天王星在被发现是行星之前，已经被观测了很多次，但都把它当作恒星看待。最早的纪录可以追溯至1690年约翰·佛兰斯蒂德在星表中将他编为金牛座34，并且至少观测了6次。法国天文学家Pierre Lemonnier在1750至1769年也至少观测了12次，包括一次连续四夜的观测。
　　威廉·赫歇尔在1781年3月13日于他位于索美塞特巴恩镇新国王街19号自宅的庭院中观察到这颗行星（赫歇尔天文博物馆），但在1781年4月26日最早的报告中他称之为彗星。赫歇尔用他自己设计的望远镜“对这颗恒星做了一系列视差的观察”。他在他的学报上的记录着：“在与金牛座ζ成90°的位置……有一个星云样的星或者是一颗彗星。”在3月17日，他注记着：“我找到一颗彗星或星云状的星，并且由他的位置变化发现是一颗彗星。”当他将发现提交给皇家学会时，虽然含蓄的认为比较像行星，但仍然声称是发现了彗星：
　　"The power I had on when I first saw the comet was 227. From experience I know that the diameters of the fixed stars are not proportionally magnified with higher powers,as planets are; therefore I now put the powers at 460 and 932, and found that the diameter of the comet increased in proportion to the power, as it ought to be, on the supposition of its not being a fixed star, while the diameters of the stars to which I compared it were not increased in the same ratio. Moreover, the comet being magnified much beyond what its light would admit of, appeared hazy and ill-defined with these great powers, while the stars preserved that lustre and distinctness which from many thousand observations I knew they would retain. The sequel has shown that my surmises were well-founded, this proving to be the Comet we have lately observed."
　　（“我第一次看到这颗彗星时的能量是227。从经验中我知道，固定恒星的直径并没有像行星那样按比例放大。所以我现在把权力在460年和932年，发现彗星的直径成比例增加的力量，应该是，假设的不是一个固定的恒星，而恒星的直径相比，我不是在相同的比例增加。此外，由于彗星被放大得比它的光线所能接受的大得多，它在这些巨大的力量作用下，显得模糊不清，模糊不清，而星星却保留着我从成千上万次观察中所知道的那种光泽和清晰。续集表明我的猜测是有根据的，这证明是我们最近观测到的彗星。”）
　　赫歇尔因为他的发现被通知成为皇家天文学家，并且语无伦次地回复说：“我不知该如何称呼它，它在接近圆形的轨道上移动很像一颗行星，而彗星是在很扁的椭圆轨道上移动。我也没有看见彗发或彗尾。”
　　当赫歇尔继续谨慎的以彗星描述他的新对象，其他的天文学家已经开始做不同的怀疑。俄国天文学家Anders Johan Lexell估计它至太阳的距离是地球至太阳的18倍，而没有彗星曾在近日点四倍于地球至太阳距离之外被观测到。柏林天文学家约翰·波得描述赫歇尔的发现像是“在土星轨道之外的圆形轨道上移动的恒星，可以被视为迄今仍未知的像行星的天体”。波得断定这个以圆轨道运行的天体比彗星更像是一颗行星。
　　这个天体很快便被接受是一颗行星。在1783年，法国科学家拉普拉斯证实赫歇尔发现的是一颗行星。赫歇尔本人也向皇家天文学会的主席约翰·班克斯承认这个事实：“经由欧洲最杰出的天文学家观察，显示这颗新的星星我很荣誉的在1781年3月指认出的，是太阳系内主要的行星之一。”

命名
　　马斯基林曾这样的问赫歇尔：“作为天文学世界的恩宠（原文如此），为您的行星取个名字，这也完全是为了您所爱的，并且也是我们迫切期望您为您的发现所做的。”回应马基斯林的请求，赫歇尔决定命名为“乔治之星（Georgium Sidus）”或“乔治三世”以纪念他的新赞助人——乔治三世。他在给约瑟夫·贝克的信件中解释道：
　　"In the fabulous ages of ancient times the appellations of Mercury, Venus, Mars, Jupiter and Saturn were given to the Planets, as being the names of their principal heroes and divinities. In the present more philosophical era it would hardly be allowable to have recourse to the same method and call it Juno, Pallas, Apollo or Minerva, for a name to our new heavenly body. The first consideration of any particular event, or remarkable incident, seems to be its chronology: if in any future age it should be asked, when this last-found Planet was discovered? It would be a very satisfactory answer to say, 'In the reign of King George the Third."
　　天文学家Jerôme Lalande建议将这颗行星称为赫歇尔以尊崇它的发现者。但是，波得赞成用希腊神话的乌拉诺斯，译成拉丁文的意思是天空之神，中文则称为天王星。波得的论点是农神（土星）是宙斯（木星）的父亲，新的行星则应该取名为农神的父亲。天王星的名称最早是在赫歇尔过世一年之后的1823年才出现于官方文件中。乔治三世或“乔治之星”的名称在之后仍经常被使用（只在英国使用），直到1850年，HM航海历才换用天王星的名称。
　　天王星的名称是行星中唯一取自希腊神话而非罗马神话的，天王星的形容词（Uranian）被铀的发现者Martin Klaproth用来命名在1789年新发现的元素。Uranus的重音在第一个音节，因为倒数第二个音a是短音（ūrănŭs）并且是开放的音节。这样的音节在拉丁文中从未被强调过，因此在传统上名字的正确发音是来自英语的[ˈjʊ.rə.nəs]。传统上不正确的发音，重音落在第二音节并且将a发成长音是很普通的。
　　天王星的天文学符号是Astronomical symbol for Uranus，它是火星和太阳符号的综合，因为天王星是希腊神话的天空之神，被认为是由太阳和火星联合的力量所控制的。他在占星学上的符号，是Lalande在1784年建议的。在给赫歇尔的一封信中，Lalande描述他是“您的名字首次战胜地球的符号”（"a globe surmounted by the first letter of your name"）。在东亚，也都翻译成天王星（sky king star）。

行星环
　　天王星有一个暗淡的行星环系统，由直径约十米的黑暗粒状物组成。它是继土星环之后，在太阳系内发现的第二个环系统。已知天王星环有13个圆环，其中最明亮的是ε环（Epsilon），其他的环都非常黯淡。天王星的光环像木星的光环一样暗，但又像土星的光环那样有相当大的直径。天王星环被认为是相当年轻的，在圆环周围的空隙和不透明部分的区别，暗示她们不是与天王星同时形成的，环中的物质可能来自被高速撞击或潮汐力粉碎的卫星。而最外面的第5个环的成分大部分是直径为几米到几十米的冰块。除此之外，天王星可能还存在着大量的窄环，宽度仅有50米，单环的环反射率非常低。
　　环的发现日期是1977年3月10日，在James L. Elliot、Edward W. Dunham、和Douglas J. Mink使用柯伊伯机载天文台观测时。这个发现是很意外的，他们原本的计划是观测天王星掩蔽SAO 158687以研究天王星的大气层。然而，当他们分析观测的资料时，他们发现于行星掩蔽的前后，这颗恒星都曾经短暂的消失了五次。他们认为，必须有个环系统围绕着行星才能解释。后来他们又侦测到四个额外的环。旅行者2号在1986年飞掠过天王星时，直接看见了这些环。旅行者2号也发现了两圈新的光环，使环的数量增加到11圈。
　　在2005年12月，哈勃太空望远镜侦测到一对早先未曾发现的蓝色圆环。最外围的一圈与天王星的距离比早先知道的环远了两倍，因此新发现的环被称为环系统的外环，使天王星环的数量增加到13圈。哈柏同时也发现了两颗新的小卫星，其中的天卫二十六还与最外面的环共享轨道。在2006年4月，凯克天文台公布的新环影像中，外环的一圈是蓝色的，另一圈则是红色的。
　　关于外环颜色是蓝色的一个假说是，它由来自天卫二十六的细小冰微粒组成，因此能散射足够多的蓝光。天王星的内环看起来是呈灰色的。

卫星
　　已知天王星有27颗天然的卫星，这些卫星的名称都出自莎士比亚和蒲伯的歌剧中。五颗主要卫星的名称是米兰达（Miranda）、艾瑞尔（Ariel）、乌姆柏里厄尔（Umbriel）、泰坦尼亚（Tatania）和欧贝隆（Obeon）。第一颗和第二颗（泰坦尼亚和欧贝隆）是威廉·赫歇耳在1787年3月13日发现的，另外两颗艾瑞尔和乌姆柏里厄尔是在1851年被威廉·拉索尔发现的。在1852年，威廉·赫歇耳的儿子约翰·赫歇耳才为这四颗卫星命名。到了1948年杰勒德P. 库普尔发现第五颗卫星米兰达。
　　天王星卫星系统的质量是气体巨星中最少的，的确，五颗主要卫星的总质量还不到崔顿的一半。最大的卫星，泰坦尼亚，半径788.9公里，还不到月球的一半，但是比土星第二大的卫星Rhea稍大些。这些卫星的反照率相对也较低，乌姆柏里厄尔约为0.2，艾瑞尔约为0.35（在绿光）。这些卫星由冰和岩石组成，大约是50%的冰和50%的岩石，冰也许包含氨和二氧化碳。
　　在这些卫星中，艾瑞尔有着最年轻的表面，上面只有少许的陨石坑；乌姆柏里厄尔看起来是最老的。米兰达拥有深达20公里的断层峡谷，梯田状的层次和混乱的变化，形成令人混淆的表面年龄和特征。有种假说认为米兰达在过去可能遭遇过巨型的撞击而被完全的分解，然后又偶然的重组起来。
　　1986年1月，旅行者2号太空船飞越过天王星，在稍后研究照片时，发现了Perdita和10颗小卫星。后来使用地面的望远镜也证实了这些卫星的存在。


测微器

测微器（ micrometer ），安装在望远镜上的一种附件，用来测量微小的角距，以提高观测精度。1638年前后，英国天文学家加斯科因首先将测微器用在天文望远镜上。它的主要部分是一个称为测微盒的金属匣子，借金属筒插入望远镜筒内，和望远镜固连在一起。在测微盒的框架上装有一定数量的水平丝和垂直丝组成的丝网，称定丝。盒内还有一个可移动的框架，框架上装有几条动丝。用精密螺旋推动框架，框架一侧装有弹簧，以消除螺纹的空回。在测微盒外装接目镜。在螺旋外侧连有测微轮，轮上刻有分度线。由分度线对应的位置，可知道螺旋转动的周数和周的小数。测微轮上每一分度值相应于动丝在视场中某一固定位置。在测时工作中使用的测微器，常在测微轮上再加一个玛瑙圆环。环上每隔一定间距，都嵌有金属接触片。当转动测微轮时，这些接触片就会相继和一固定的金属弹片接触，通过电路和记录仪器接通。这种测微器又称接触测微器。它被广泛应用在天体的定位以及双星相对位置和行星直径的测量中。


恒星光谱

恒星光谱（ stellar spectra ），恒星辐射分光后的光谱。光谱的形态决定于恒星的物理性质、化学成分和运动状态。光谱中包含着关于恒星各种特性的最丰富的信息。关于恒星本质的知识，几乎都是从光谱研究中得到的。从观测角度来看，主要有3种途径：第一种是证认谱线和确定元素的丰度。第二种是测量多普勒效应引起的谱线位移和变宽，由此来研究天体的运动状态和谱线生成区。第三种是测量恒星光谱中能量随波长的变化，包括连续谱能量分布、谱线轮廓和等值宽度等。这些特性同恒星大气中的温度、压力、运动、电磁过程以及辐射转移过程有关，是恒星大气理论的主要观测依据。

目录

1 研究成果

1.1 谱线证认
1.2 元素丰度
1.3 视向速度
1.4 磁星
1.5 星际物质

2 恒星光谱分类

2.1 哈佛系统
2.2 摩根–基南系统（MK系统）
2.3 关于第三元的问题

研究成果
有如下几方面：

谱线证认
一般可根据基尔霍夫定律（分光学的基本定律）将恒星光谱同实验室光谱直接比较后确定产生谱线的化学成分。在恒星光谱中已证认出元素周期表中90％左右的天然元素。

元素丰度
即元素的相对含量，是在证认的基础上根据谱线相对强度或轮廓推算出来的。结果表明，绝大多数恒星的元素丰度基本相同：氢最丰富，按质量计约占71％；氦次之，约占27％；其余元素约合占2％。这称为正常丰度。有少数恒星的元素丰度与正常丰度不同，这与恒星的星族和年龄有关。

视向速度
恒星的许多知识是从视向速度在光谱上产生的多普勒效应的研究中得到的。如密近双星的两子星不能从照片上加以区分，但它们的轨道运动引起谱线位置的周期性摆动，这提供了测定恒星质量的重要方法。视向速度的测量对认识脉动变星的本质起决定性的作用，证明这类星的光变是由于星体的脉动而不是由于掩食引起的。多普勒效应的另一重要表现是对谱线轮廓的影响。恒星快速自转且自转轴同视线相交成颇大角度时，谱线会变宽、变浅，由此发现许多早型星（特别是Be星）有快速自转现象。许多不稳定星的物质抛射和气体包层的运动，也在谱线轮廓中显示出来。从谱线轮廓形状和宽度的测量得知，新星爆发时物质抛射的速度达到每秒数千千米。

磁星
恒星若具有足够强的磁场时，谱线将分裂为两条或更多条支线，它们具有不同的偏振特性，称为塞曼效应。通过这种效应发现了100多颗恒星的磁场，强度的数量级为千高斯，个别的达万高斯。这些星称为磁星，它们大部分是A型特殊星。

星际物质
恒星发来的光通过漫长距离的星际空间，所以恒星光谱中还包含有星际气体和尘粒的信息。许多亮星的高色散光谱中，发现有星际物质中的中性钠、钾、铁、钙和电离钛、电离钙以及其他分子的谱线。许多星际谱线是多重的，说明星光经过了好几个具有不同速度的气体云。星际尘粒对星光的影响主要是散射，这种效应对蓝光较强，对红光较弱，因而较远的星显得较红，称为星际红化。通过对红化的测量，可估计尘粒的直径。将红化效应同恒星光谱型进行对比，可粗略地估计恒星的距离。

恒星光谱分类
大多数恒星光谱是连续谱上有吸收线，少数恒星兼有发射线，或只有发射线。恒星连续谱的能量分布、谱线的数目和强度以及特征谱线所属的化学元素，均有极大的差异。恒星的光谱就是根据这些差异来分类的。研究恒星大气的物理特性得知，绝大多数恒星光谱的差异主要不是由化学成分的不同形成的，而是在不同温度和压力下由恒星大气物质的激发和电离状态的变化形成的。建立一个光谱分类系统，通常包括3个步骤：①选择判据，即用来区分不同光谱所依据的光谱特征，如谱线的相对强度；②按照这些判据将足够多的光谱排队，获得标准光谱型序列；③利用恒星的物理特征为光谱型定标，即建立光谱型和物理参量（如温度、光度等）之间的对应关系。因此，光谱分类又可定义为通过恒星光谱特征的比较，对恒星物理特性进行直接估计。常用的分类系统如下：

哈佛系统
美国哈佛大学天文台于19世纪末提出的。这个系统的判据是光谱中的某些特征谱线和谱带，以及这些谱线和谱带的相对强度，同时也考虑连续谱的能量分布。本系统的光谱型用拉丁字母表示，组成如下的序列：

各型之间是逐渐过渡的，每型又分为十个次型，用阿拉伯数字表示：O0,…,O9；B0,…,B9；…这一序列由左到右，对应于温度的下降。最热的O型星温度约40 000K，最冷的M型星约3 000K。序列右端的S、R和N等分支则可能反映化学组成的差别。由于历史的原因，常把O、B、A型称作早型，K、M型称作晚型，F、G型称作中型。各型星的颜色和在普通蓝紫波段的主要 光谱特征如下：
O型：蓝白色。紫外连续谱强。有电离氦、中性氦和氢线；二次电离碳、氮、氧线较弱。如猎户座ι（中名伐三）。
B型：蓝白色。氢线强，中性氦线明显，无电离氦线，但有电离碳、氮、氧和二次电离硅线。如大熊座η（中名摇光）。
A型：白色。氢线极强，氦线消失，出现电离镁和电离钙线。如天琴座α（中名织女一）。
F型：黄白色。氢线强，但比A型弱。电离钙线大大增强变宽，出现许多金属线。如仙后座β（中名王良一）。
G型：黄色。氢线变弱，金属线增强，电离钙线很强很宽。如太阳、天龙座β（中名天棓三）。
K型：橙色。氢线弱，金属线比G型中强得多。如金牛座α（中名毕宿五）。
M型：红色。氧化钛分子带最突出，金属线仍强，氢线很弱。如猎户座α（中名参宿四）。
R和N型：橙到红色。光谱同K和M型相似，但增加了很强的碳和氰的分子带。后来把它们合称为碳星，记为C。如双鱼座19号星。
S型：红色。光谱同M型相似，但增加了强的氧化锆分子带，常有氢发射线。如双子座R。

恒星的光谱分类

哈佛大学天文台于1918～1924年发表的《亨利·德雷伯星表》（HD星表）载有20余万颗星的光谱型，其中99％的星属于B～M型，O、R、N、S型很少。还有少数光谱不能归入上述序列，分别记为：P行星状星云，W沃尔夫–拉叶星。新星光谱曾记为Q，但现在已不使用。到20世纪70年代初，全世界按哈佛系统作过分类的恒星总数达90万左右，大部分是按物端棱镜光谱进行分类的。哈佛系统是以温度为主要参量的一元分类。其他物理因素引起的光谱特殊性，一般用附加的“P”来表示。一些具体的光谱特殊性的常用符号为：e有发射线，n谱线很模糊，s谱线很锐，c谱线特别窄而深，k有明显的星际钙线。附图恒星的光谱分类是主要类型的光谱照片。

摩根–基南系统（MK系统）
美国天文学家W.W.摩根和P.C.基南等人于20世纪40年代提出并经多次改进的二元分类系统。所依据的物理参量也是温度和光度。温度型沿用哈佛系统符号。光度级比威尔逊山系统精确，共分七级，用罗马数字表示：Ⅰ超巨星，Ⅱ亮巨星，Ⅲ正常巨星，Ⅳ亚巨星，Ⅴ主序星（矮星），Ⅵ亚矮星，Ⅶ白矮星。如能进一步细分，则在罗马数字后面附加小写拉丁字母来区别，如Ia最亮的超巨星，Iab亮超巨星，Ib亮度较低的超巨星。MK系统中太阳的光谱型是G2V。到70年代初，已按MK系统分类的星仅2万余颗，这主要由于拍摄有缝光谱很费时间。从1967年开始，美国天文学家利用物端棱镜对HD星表中全部恒星按MK系统进行分类。这一工作完成后，按二元分类的星数将达到20余万颗。

关于第三元的问题
MK系统中化学组成接近太阳的恒星的分类达到了最高精度。这些星通常称为“正常星”。分类中发现有些星具有各种特殊性，必须用化学组成异常来解释。为了在光谱分类中表示这种差异，需要引入第三个参量。如在星族Ⅰ的G和K型巨星中，金属含量比星族Ⅱ的星要高。这种差异的较好判据是氰分子的吸收强度，因而用附加符号GN和一个由3（表示CN带比正常星强得多）到−3（表示CN带弱到几乎不可见）的数字表示。如果CN强度与正常星一样，则省去这种符号。如天龙座ε星的光谱记为G7ⅢbcN–1，这表示CN带比正常星稍弱。这种以光谱型（指温度型）、光度级和化学元素丰度为参量的“三元分类”，从20世纪60年代开始研究，至今还没有形成完整的系统。
由于氢和其他原子的连续吸收，恒星连续辐射能量随波长的分布曲线的形状与黑体辐射仍有明显的差别。氢是最丰富的元素，对于具备有利氢原子吸收条件的恒星，氢原子的束缚–自由跃迁产生的连续吸收对连续辐射的能量分布起重要作用。在巴耳末系（364.6纳米）处辐射能量向短波方向突然下降，这种现象称为巴耳末跳跃。巴耳末跳跃的幅度与光谱型有关，可用作光谱分类的一个判据。另外，恒星的某些色指数与有效温度或光谱型有关，可用简便的多色测光法测出恒星的色指数，从而确定恒星的光谱型。


黄道坐标系

黄道坐标系（英语：ecliptic coordinate system），又作黄道座标系，一种以黄道作基准平面的天球坐标系。地球公转的平均轨道面称为黄道面，它与天球相交而成的大圆称为黄道。黄道面是黄道坐标系的基本平面。黄道的几何极称为黄极，与北天极邻近的黄极即北黄极是黄道坐标系的极。经过黄极的任何大圆称为黄经圈；与黄道平行的小圆称为黄纬圈。春分点（见分至点）取为黄道坐标系的主点。从春分点起沿黄道逆时针方向量到天球上一点的黄经圈与黄道交点的弧长为经向坐标，称为黄经。黄经从0°到360°计量。从黄道起沿过该点的黄经圈量度至该点的大圆弧长为纬向坐标称为黄纬。黄纬从0°到±90°计量，黄道以北为正，黄道以南为负。天体的黄道坐标不因周日视运动或不同观测地点而改变。黄道坐标常用于研究太阳系内各种天体的运动。

目录

1 定义
2 与天球坐标系统的互换

2.1 黄道坐标转换为赤道坐标
2.2 赤道坐标转换为黄道坐标
2.3 演算法

定义
黄道是由地球上观察太阳一年中在天球上的视运动所通过的路径，若以地球“不动”作参照的话就是太阳绕地球公转的轨道平面（黄道面）在天球上的投影。
黄道与天赤道相交于两点：春分点与秋分点（这两点称二分点）；而黄道对应的两个几何极是北黄极（在天龙座）、与南黄极 (在剑鱼座)。
在黄道上与黄道平行的小圆称黄纬，符号β，以由黄道面向北黄极方向为正值（0°至90°），向南黄极方向则为负值。垂直黄道的经度称黄经，符号为λ，由春分点起由西向东量度（0°至360°）。像赤道坐标系中的赤经一样，以春分点做为黄经的起点。
因为地轴有进动现象，此坐标系的两个黄极亦会因岁差影响而使坐标数值逐渐移动，计算时必须说明坐标系参照的历元。现常采用的是J2000.0历元（之前的出版物多以B1950.0历元），在天文年历这类精度较高的刊物中，则参考当天或当月之瞬时分点计算。
此坐标系特别适合标示太阳系内天体的位置，大多数行星（水星和冥王星除外）与许多小行星轨道平面与黄道的倾角都很小，故其黄纬值（β）都不大。

与天球坐标系统的互换
下面公式参考哈里斯·贾森在K星表附录中的使用在Linux和KDE的桌面天文馆。

 λ和β代表黄经和黄纬

 α和δ代表赤经和赤纬

 ε=23°26′20.512″即黄赤交角，也就是地轴倾角。

黄道坐标转换为赤道坐标
赤经α和赤纬δ可以下面的公式得到：

sin δ = sin ϵ sin λ cos β+ cos ϵ sin β

cos α cos δ = cos λ cos β

sin α cos δ = cos ϵ sin λ cos β - sin ϵ sin β

因为正弦和余弦的解非唯一，故必须三个公式都能满足的解才是正确。

赤道坐标转换为黄道坐标

sinβ=cosεsinδ-sinαcosδsinε

cosλcosβ=cosαcosδ

sinλcosβ=sinεsinδ+sinαcosδcosε

注意：有些人试图简化前面两个等式，但因正弦、余弦的解不是唯一的，这样做并非明智做法，因为当计算反三角函数时，所对应的角度会受限制，此时就需要第三个公式来协助判断与选择。例如在第二个公式的赤经值α，可以经由消除cosδ使等式左边只剩下tanα，或是放弃第三个等式，只利用第二式cosα=cosλcosβ/cosδ。在一些直接的运算下，他可能会将你引入歧途，例如当cos-1，角度通常在0°和180°之间，但赤经α范围是360°，sin-1和tan-1的范围也是180°，所有这些函数在它们的极限值附近的误差都会明显增大。
实际上计算靠近黄道的天体坐标，可以正确的判断赤经α的象限，因为它会与黄经λ在同一象限中（但必须排除靠近极点的）。但一般应用程序不易编排，这必须要用人工来处理。

演算法
若以利用电子计算器计算时，最好利用直角坐标转换与极坐标系互换（R←→P）功能（多数科学用计算机皆有这功能），这样能避免上述问题，且能额外的提供一份明确的清单供查核。
那么从黄道坐标转为赤道坐标的运算可以转换为下面的形式：

 将上面三个公式在等号右边的项目做转换

 运用R→P转换将cosαcosδ成为X的数值，sinαcosδ成Y值

 答案中角度的部份是方位角，范围由0°至360°（或-180°至+180°），稍后可除以15转为“时”。

 再以R→P转换将最后答案中的径度量转换成X的数值，并将sinδ转换成第一个公式中的Y值。

 答案中角度的部份是高度，范围在-90°至+90°之间。

 验证：径度量的数值必须正好是1，如果不是1你的计算一定是错了。

同样的可以将赤道坐标转为黄道坐标。


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。


脉冲星自转突快

脉冲星自转突快（ glitch of pulsar ），脉冲星通常有非常准确的脉冲周期。有时个别脉冲星周期在短时期内突然变短，或者说旋转磁中子星的转速突然变快，这种现象叫作脉冲星自转突快，也叫脉冲星频率突增。
1968年以来，已经在两个转动得最快的脉冲星──蟹状星云脉冲星 PSR0531+21 和船帆座脉冲星PSR0833-45中，观测到了这种周期突然变短的现象。例如，周期为0.08920930095秒的船帆座脉冲星，在1969年2月24日至3月3日，周期突然缩短0.000000134秒。它在1971年8月21日至9月4日又一次突然缩短0.000000179秒。第三次缩短发生于1975年10月。蟹状星云脉冲星也有类似情况，先后发生在1969年9月和1975年2月。它们的转速相对变化量级ΔΩ/Ω，前者约为2×10-6，后者约为5×10-9（Ω为转动角速度）。
解释脉冲星自转突快的理论大致有三种。第一种涉及中子星外部的现象，如中子星磁球等离子体向外抛射或者外部物质与中子星碰撞等。第二种涉及中子星内部角动量的重新分布。这种理论认为，在中子星内部存在超流中子，它们在靠近星核附近比外部转动得更快，因而有负的角动量梯度。在这种条件下，流体不稳定性可以引起不同部分之间的流体交换，使具有较大角动量的超流中子进入外部区域，从而引起角动量转移，产生自转突快。第三种属于中子星本身的突然变化，如星震的发生等。星震说认为，脉冲星的自转突快是中子星星壳的弹性应力的突然释放而引起的。在中子星旋转速度减慢过程中，这种弹性应力逐渐积聚在原子核晶格所组成的固态星壳内。应力突然释放导致星壳局部破裂，产生星震，并使星体转动惯量突然减小。为保持星体角动量守恒，中子星转速突然增加。关于脉冲星自转突快的理论，目前还没有一种确定的倾向性意见。相对来说，星震说稍占优势。


宇宙线

宇宙线（汉语拼音：Yuzhou Xian；英语：Cosmic Ray），来自宇宙空间的各种高能微观粒子以及它们进入大气层过程中产生的其他微观粒子构成的射线流，提供宇宙信息以及高能粒子反应信息的重要渠道。
发现
　　宇宙线是在研究大气的电导率时偶然发现的。早在1900年 J.艾尔斯特、H.盖特尔和C.T.R.威尔逊等人在使用验电器时就注意到无论如何绝缘，验电器总有些漏电，猜测可能是由某种未知的辐射源导致空气电离，这种源具有比当时已知的放射性有更大的穿透本领。1911～1912年V.F.赫斯利用气球将高压电离室带到5千米高空，发现随着气球的上升，电离度持续增加，推断这种射线来源于宇宙空间。通过其他人多方面的研究，排除了大气层和地球内部产生射线来源的可能性，更加证实了赫斯的结论，故称之为宇宙线。
组成
　　人们发现来自宇宙空间的宇宙线与地球上大气层以下探测到的这种射线在组成上是不同的。在地球大气层外尚未与大气发生相互作用的宇宙线称为初级宇宙线。初级宇宙线主要利用气球、火箭、卫星或宇宙飞船运载小型探测设备进行观测，其主要成分是氢的原子核质子，占87％，其次是氦核a粒子占12％，其他是各种元素几乎占据元素周期表中直到锕的所有元素的裸核，合起来约占1％，此外还有一些电子、中微子、X射线、γ射线和反粒子。初级宇宙线粒子的能量分布很广，从1×103电子伏特（eV）到1×1020eV。能量在  1×1014eV以下的宇宙线是各向同性的；能量＞1×1014eV，显示有些各向异性；能量＞1×1019eV几乎所有的宇宙线都来自高银纬。
　　初级宇宙线进入大气层逐渐被吸收，它们与大气中的原子核作用产生各种射线，称为次级宇宙线。其中大部分是核子，少部分是介子，有p,n和π0、η、π±、K±等介子，π0或η介子衰变为高能γ光子，γ光子又在大气中电磁级联簇射，构成次级宇宙线的电子、光子成分，它们容易被铅吸收，常称为宇宙线的软成分；π±、K±介子衰变产生次级宇宙线的μ子成分，μ子寿命较长，它在物质中运动损失能量较小，因而有很强的穿透力，故称为宇宙线的硬成分，此外还有上述作用中产生的中微子成分，主要是νμ。
起源和传播
　　宇宙线的起源和宇宙线在空间的运动（传播）彼此密切相关，相当一部分初级宇宙线的原子核产生于传播过程中。由于宇宙线带电粒子在运动过程中受到星际磁场的偏转和太阳风磁场的散射，而人们对于其中的过程的认识还不足，宇宙线的起源和传播的研究还有很多困难，尚属未解决的问题。宇宙线高能粒子应起源于各种高能天体或天体高能过程，太阳和其他恒星表面的高能活动、超新星爆发、脉冲星、类星体和活动星系等都可能是宇宙射线源。目前人们普遍认为大多数宇宙线粒子起源于银河系内；太阳耀斑爆发等高能过程伴随粒子发射，这种太阳活动只能产生宇宙线粒子中的一小部分，大部分宇宙线来自太阳系之外。银河系内普通恒星的粒子发射只能是宇宙线粒子的一个微不足道的部分，大部分宇宙线应产生于比普通恒星活动更剧烈的过程。超新星爆发是银河系内最猛烈的高能现象。这可能是宇宙线的一个重要来源。此外脉冲星也可能是高能宇宙线粒子的重要来源，而极高能宇宙线粒子可能起源于银河系外。
宇宙线物理学
　　研究主要集中在天体物理、高能物理和日地空间物理3方面：① 天体物理方面，研究包括宇宙线起源。加速机制、在星际间的传播，各种粒子成分的能谱，元素的化学成分、丰度，以及关于新的高能天体过程，它们提供了宇宙间的丰富而重要的信息。②高能物理方面，在高能粒子加速器问世以前，研究粒子的产生及其相互作用主要依赖于宇宙线的研究，从宇宙线中发现了π介子、K介子、  2,和Ξ-超子等；如今在高于已有加速器能量的能区，研究超高能宇宙线与物质的相互作用仍然是一个重要方面。③日地空间物理方面，研究宇宙线在太阳系中受到的调制、太阳宇宙线、宇宙线的地磁效应等等，使人们对于日地空间的了解更加深入（见日地关系）。


岁差和章动

岁差和章动（ precession and nutation ），在地球和月球的摄动下，地球自转轴在空间并不保持固定方向，而且不断发生变化。地轴的长期运动称为岁差，而其周期运动则称为章动（图1）。对地球赤道隆起部分的摄动，使地球自转轴绕黄道面的垂直轴（黄道轴）旋转，在空间描绘出一个半径约为23°.5（黄赤交角）的圆锥面，周期约为26 000年，相应地引起春分点沿黄道的位移，这样的长期运动称为日月岁差。地球自转轴在空间绕黄道轴转动的同时，还伴随有许多短周期的微小变化。如月球轨道面位置的变化使白道的升交点沿黄道向西运动约18.6年绕行一周，因而月球对地球引力作用也有相同周期的变化，同样太阳对地球引力也具有周期性变化。在天球上引起真天极绕其平位置（平天极）作相同周期的运动统称为章动。日月岁差和章动的共同影响使真天极绕黄极在天球上给出一条波状的曲线。此外，地球还受到太阳系内其他行星的吸引，从而引起黄道面的不断变化，这不仅使黄赤交角改变，而且还使春分点沿赤道产生一个微小的位移(其方向与日月引起的移动相反)，这种长期运动称为行星岁差，日月岁差与行星岁差之和称为总岁差（图2）。

图1　岁差和章动示意图

图2　总岁差与章动的示意图

岁差常数是天文常数之一，是标准历元时平春分点在一个世纪内沿黄道向西的移动值，以公式P=P1−λcosε表示，式中P称为黄经总岁差，P1为黄经日月岁差，λ为赤经行星岁差，ε是标准历元时的黄赤交角。德国天文学家F.W.贝塞尔第一次精确地定出岁差常数，他得出P=5017″.61/回归世纪(对应于历元B1755.0)。19世纪末美国天文学家S.纽康确定了黄经总岁差P=5025″.64/回归世纪（在历元B1900.0），并在1896年巴黎的国际基本恒星会议上被确认为通用的天文常数之一，此值沿用了80年。1976年在国际天文学联合会第十六届大会上，通过了对于标准历元J2000.0年的新值：P=5029″.0966/儒略世纪。如果按纽康的旧值，归算到历元J2000.0年，应得5027″.86/儒略世纪，这比新值要小1″.24。这是因为在岁差常数中已加上了银河系自转的改正值，而且在计算行星岁差时采用了新的行星质量数据。随着观测资料的积累，用各种方法推算的岁差常数值不断出现，特别是20世纪80年代新技术甚长基线干涉测量和激光测月的发展，使岁差常数的测量可采用新的方法，由上述两种方法推算的新岁差值的平均为5028″.78/儒略世纪(此值为2000年天文常数最佳估计值）。现在天球与地面参考架联系中岁差矩阵采用利斯克模型。
从1960年起，国际上采用以刚体地球模型为基础的伍拉德章动理论，但此理论与实际不符合，特别是地球并非一个刚体。从1984年起采用J.瓦尔提出的模型，即IAU1980章动模型，把地球看作为旋转、微椭、无海洋的弹性体的非刚体。然而，该模型与VLBI观测结果在时间域内有20毫角秒的差异（峰值至峰值），在频率域中有些项相差十分之几毫角秒。1994年IAU和IUGG成立了章动联合工作组，经过6年的工作，已于2000年第24届IAU大会上提出IAU2000A和IAU2000B模型，前者精度为0.2毫角秒，后者为1毫角秒，这两个模型已在2003年采用于测地天文、空间研究等领域。更精确的章动序列可以用VLBI观测解算的实测值（由IERS公布）。
岁差和章动模型是在牛顿力学框架下推导的，高精度的观测归算中应考虑相对论效应，在引力场中天极运动的长期部分称为测地岁差，周期部分称为测地章动（利斯克岁差模型中已包括测地岁差，IAU1980年章动模型中没有包括测地章动）。


新星

新星（ Nova ），激变变星(CV)的一种。按光变的原因属爆发变星。激变一词源自希腊文，意谓泛滥、灾难。激变变星与激变双星是同义词，因为这类变星都是双星。这类变星主要包括新星、再发新星、类新星、矮新星、磁激变变星。激变变星新星表列出1 323颗的数据(2003)。
新星是可见光波段第一次观测到的亮度在几天内突然剧增，增亮幅度多数在9～15星等之间，然后在几个月到若干年期间内有起有伏地下降到爆发前状态的天体。新星光谱随光变发生阶段性的变化，并以每秒100～5 000千米的速度抛射物质。新星的全称是经典新星。一般，新星平均增亮11个星等，就相当于增亮几万倍。新星是已演化到老年阶段的星。这种星爆发前通常甚暗，只在爆发后一段时期内才相当明亮，有的甚至亮到影响星座的形状，所以曾被误认为是新生的星而取名“新星”沿用至今。亮度突然增大是主星白矮星吸积物质由热核燃烧产生的一种爆发过程，能量释放平均达1038～1039焦/秒，抛射的物质约为10-5～10-3太阳质量，抛射速度约500～2 000千米/秒。新星按光度下降速度分为快新星、慢新星和非常慢新星三类。

图1 新星的典型光变曲线

目录

1 新星命名法
2 新星的光变和谱变
3 新星爆发原因
4 再发新星
5 矮新星

新星命名法
通常是在新星的星座名称前面加N，在后面加爆发年份。如NHer1934表示1934年武仙座新星。随后新星又纳入变星的命名系统，如1934年武仙座新星即武仙座DQ。最早作光谱研究的新星是北冕座T(1866)，但后来知道它是再发新星。用照相方法研究的第一个新星是御夫座T(1891)。有最完整光学观测资料的新星是武仙座DQ(1934)。20世纪以来，银河系内出现的新星最亮的是1918年天鹰座新星（天鹰V603），亮度极大时目视星等达−1.1，一度成为仅次于天狼星的亮星。1975年天鹅座新星是一颗很特殊的新星，亮度极大时目视星等为1.8，接近天鹅座α的亮度。美国帕洛马山天文台的巡天照片上在该新星位置处没有亮于21的星，表明该新星增亮幅度超过19个星等。“银河新星参考图表”(1987)中收集了从1670年至1986年发现的277颗银河新星和有关恒星的资料；在1997年发表的激变变星表中列出新星276颗。由于银河系中新星太多，自古代起人类就有关于新星爆发的历史记载，中国古代有极丰富的新星观测记录。
在其他星系中也搜寻到新星。仙女星系(M31)中至今已发现有200多个新星。M81、M33、大麦哲伦星系(LMC)、小麦哲伦星系(SMC)等不少星系中也找到了新星。不同的星系中新星出现的频数大不相同。据估计，银河系每年50个，M31每年29个，有些星系每两年一个。一般说来以Sb星系的频数为最高。

图2 1975年天鹅座新星光谱上图为1975年9月5日拍摄，下图为1975年9月22日拍摄

银河系新星的极大光度绝对目视星等估计平均为−7.3。新星属于老年盘星族。在赫罗图上新星的热子星与行星状星云的中心星、共生星等占有同样的位置。它们都位于主星序的左下方，表明这些天体多半有共同的不稳定特性。

新星的光变和谱变
一般的新星都有典型的光变和谱变。典型光变曲线如图1所示。图1中各阶段分别为：①爆发前——光度固定或有1～2星等不规则的变化；②初升——约为2～3天，光度迅速上升；③极大前的停滞——几小时到几天，甚至光度有些下降；④终升——1天到几周；⑤亮度极大；⑥初降——快新星是平滑的，慢新星会有1～2星等的起伏；⑦过渡期——不同新星表现不同，有些是平滑下降，有些有起伏，有些亮度有一明显的极小然后又回升；⑧终降——比较平滑下降；⑨爆发后——与爆发前一样。不同新星的光变曲线形状不尽相同。
所有新星都依次经历以下几个光谱阶段：爆发前谱、极大前谱、主谱、漫强谱、猎户谱、4640漫发射、星云谱、爆发后谱。新星光谱中的发射谱线都很宽，吸收线紫移很大（图2）。爆发前谱呈高温的连续谱，不出现强的吸收线或发射线，极大前谱出现模糊的吸收线和一些弱发射线，谱线极宽。主谱在极大后立即出现，有显著的发射线。漫强谱中有H、CaⅡ等吸收线，视向速度比主谱更大。猎户谱显示出有更高的激发度，出现高电离电位的HeⅠ、NⅡ、OⅡ线，膨胀速度更大。当NⅢ4640达到最强时，称4640漫发射阶段。新星在出现[OⅠ]、[NⅡ]、[OⅢ]等禁线时，便进入星云谱阶段，这时连续谱已完全消失。星云谱阶段很长，消失后就进入爆发后谱阶段。爆发后有些新星出现类似白矮星的宽吸收线，有些新星只有连续谱，许多新星有比较窄的H、HeⅡ、CⅢ等发射线。近年来开展了射电、红外、紫外、X射线波段和偏振等观测，为新星的研究提供了重要的信息。有些新星在短于200纳米紫外区也已探测到辐射。通过对巨蛇座FH(1970)的红外观测，得到随着可见光光度下降，某些红外波段光度反而上升，能谱的峰值逐渐向红外方向移动的结果。在爆发后的104天，红外星等达到−4.0，成为全天最亮的红外星。近年来在厘米与毫米波段都接收到一些新星的射电辐射。在已找到有光学对应体的十多个X射线双星中，有两个被认为是老新星。直接照相显示出某些新星爆发后确有膨胀着的壳层存在，并且有赤道带和极冠的结构。近20年来，已给出一系列兼为密近双星的新星求出了轨道周期。

新星爆发原因
20世纪50年代以前多主张单星模型。1954年发现新星武仙座DQ有交食周期，而周期很短（4小时39分），推测新星大多甚至全部是密近双星。现在认为新星的一个子星是冷的红星，而另一个子星是热的、体积小得多的简并矮星。演化过程中，当冷星充满了临界等势面便发生质量交流，气流通过内拉格朗日点流向热星。这样便围绕热星形成一个吸积盘，其中小的热星可认为是白矮星，它是新星的爆发源。比较大的冷星抛射出的富氢物质，部分为白矮星所吸积。随着吸积过程的发展，在白矮星的表面形成一层富氢的气壳层，气壳层的底部将受到越来越大的压力，并被加热，一直达到氢燃烧反应所需要的点火温度，这时可能发生热核反应，导致星体爆发。另外，单个白矮星吸积星际物质而后发生新星现象的可能性，在理论上也是成立的。

再发新星
爆发变星的一种。一般认为，再发新星和新星没有严格的区别，只是有的新星在第一次爆发之后，经过数年或数十年又发生多次的爆发，所以就称这种新星为再发新星。按一般分类法划分的再发新星已发现12颗。再发新星在银河系中的分布与新星相似，有向银心方向会聚的趋向，同属于盘星族。爆发时的可见光波段变幅约在7～9个星等，一般都比新星的变幅（大于9个星等）小，但爆发之前的光度通常比新星强，其绝对目视星等约2～3左右，而新星大致为4～5等。再发新星每次爆发抛向星际空间的物质约为10−6太阳质量，比新星的质量损失小。再发新星的爆发活动也和新星一样，发生在一个热简并矮星的深层大气内，通过吸积过程在其周围形成一个富氢气壳，由吸积能和收缩能的累积使气壳中的温度逐渐升高，最后达到点燃热核反应所需的温度，在很短的时间内发生剧烈的核聚变，以热核逃逸的方式释放出1036～1038焦的能量，因而光度剧增。然后，外层气壳被抛向星际空间，内层大气收缩，光度逐渐降低，使整个新星重又处于相对稳定的状态。通过监视观测可知，老新星和再发新星当光度降到极小时，也并不宁静，像北冕座T、蛇夫座RS等，都有较小规模的爆发活动。
对一批再发新星的测光、光谱和轨道数据的分析表明，它们都可能各包含一颗巨星。光度极小时，再发新星的目视光度主要由其中的巨星决定，而新星的目视光度主要由其中的吸积盘决定，矮新星则由其中的热斑决定。光度极小时，再发新星的绝对目视星等为最亮，新星次之，矮新星最暗。据初步研究，质量转移率也可能以再发新星为最大，新星次之，矮新星最小。这些情况似乎能反映出再发新星和新星之间存在的较大区别。

矮新星
爆发规模较小、频次较高的爆发变星。许多方面同新星和再发新星类似。矮新星准周期地爆发，光度陡然增亮，又慢慢变暗。不过光度变幅一般不超过6个星等。爆发平均周期约10～200天不等。有两类矮新星：一类称双子座U型星或天鹅座SS型星，现已发现250个以上；另一类称为鹿豹座Z型星，已发现30个以上，它们的变幅比双子座U型星小，平均2～3个星等，周期更短（10～20天左右）。许多矮新星也是双星，是由一颗黄矮星或红矮星和一颗白矮星或蓝亚矮星组成的密近双星系统，轨道周期约几小时。冷星充满临界等位面，通过内拉格朗日点将物质抛向热矮星，形成吸积盘和热斑。对双子座U的观测表明，爆发时随着亮度的增加，由食引起的变光深度越来越浅，食的开始时间越来越早，持续时间越来越长。光度极小时（正常阶段），矮新星光谱是连续谱加上强而宽的H、He和CaⅡ的发射带，并有氢的连续发射。光度极大时，强发射带消失，基本上是早型（B、A型）的纯连续谱，色温度比光度极小时明显增高。根据综合光谱和光度资料，可认为矮新星爆发的主要原因是冷星的变热，而冷星体积的变大和热星吸积盘的变亮则是次要原因。至于冷星表面温度突然增高，很可能是因为它的物质抛射率突然增加，外层大气很快脱离冷星而露出了温度较高的内层所造成的。特短周期矮新星的引力波问题是一个较新的研究课题。
再发新星、类新星和矮新星的光度、光谱变化与新星有某些类似。值得注意的是，从1975年起发现一类称为X射线新星的天体，它们的X射线光变曲线与经典新星光学波段的光变曲线类似。这类天体有时又称作暂现X射线源，但它们的光学对应体并不是新星。此外，又发现某些老新星是X射线双星的光学对应体。


恒星时

恒星时（sidereal time），以地球自转周期为基准的一种时间计量系统。
以天球上的春分点为时间基准，春分点连续两次过同一子午圈的时间间隔，称为恒星日。恒星日比平太阳日短3分56秒。按恒星日计量的时间，称为恒星时。


红移

红移（ red shift ），电磁波谱中谱线向长波方向的移动。对于可见光就是向红端的移动。红移z的定义是： z＝Δλ/ λ 式中 λ为源发射谱线的波长。Δ λ为观测到的波长改变量。Δ λ＞0，表示波长增加，即红移；Δλ＜0，表示波长减少，即蓝移。宇宙学问题中， z一般都大于0，因而往往把它作为红移的符号。 z是无量纲的标量，当它远小于1时，按照 多普勒效应，把它乘以光速 c即可得到光源同观测者相对的视向速度 v＝ cz（当 z较大时，应改为相对论表达式：

1914年，美国天文学家V.M.斯莱弗发现，他观测到的15个旋涡星云（现在知道它们都属于银河系所在的本星系群）中11个的光谱都呈现红移。实际上，在本星系群以外迄今尚未发现有蓝移的星系光谱。1929年，E.P.哈勃发现了星系的红移量和距离成正比的规律，即哈勃定律v＝H0r。式中比例系数H0称为哈勃常数，观测值约为71千米/（秒·百万秒差距），仍有百分之几的误差。光速与哈勃常数的比值具有长度的量纲，称为哈勃半径，粗略地说等于光自宇宙大爆炸以来走过的距离，即可观察宇宙的半径，约140亿光年。利用哈勃定律，可由观测到的红移求出星系的距离，从而得到星系在三维空间的分布，了解宇宙的大尺度结构。更重要的是，若将红移解释为多普勒退行速度效应，则能得出可观测的宇宙作整体膨胀的结论。所以，星系的红移的发现成为20世纪以来影响最为深远的宇宙现象。
表达红移–距离关系的函数图像称为哈勃图。当红移较大时，在该图上红移–距离关系将偏离哈勃定律表示的直线。偏离的情况现在主要用来检验宇宙的几何性质。20世纪90年代以来，高红移超新星的哈勃图显示宇宙是平坦的。
多年来，还提出了许多解释红移的假说，如光子老化说、物理常数变化理论等。有人还试图用不均匀宇宙模型、多重爆炸宇宙学等来说明对哈勃定律的偏离，但都过于牵强。只有以广义相对论为基础的宇宙膨胀论不仅可解释哈勃定律，还能说明如宇宙微波背景辐射和奥伯斯佯谬等一系列观测到的现象，因而得到人们公认。


星系天文学

星系天文学（ galactic astronomy ），以星系和星系际空间为研究对象的天文学分支学科。它的任务是探讨星系的结构、运动、起源和演化，星系对、星系群和星系团的结构、空间分布、相互作用和演化联系。星系天文学是现代宇宙学的基础之一。

发展简史和内容
1888年出版的《星云星团新总表》(NGC)及其《补编》(IC)刊载了13 226个非恒星天体和非单星天体，后来判明其中绝大多数是河外星系，这为星系天文学的诞生准备了基本资料。1919年E.P.哈勃用当时最大的望远镜发现了仙女座大星云NGC 224(M31)、三角星云NGC 598(M33)、人马座星云NGC 6822中的造父变星，并根据周光关系测定了距离，证明它们在银河系之外，并且指出当时统称为星云的天体，大多是和银河系同一等级的恒星系统，把它们命名为河外星系，简称星系。哈勃在前人发现的基础上，还揭示了星系世界普遍有谱线红移效应以及星系距离和红移大小成正比的规律，建立了星系天文学。20世纪50年代以前，星系天文学主要沿着两个方向发展。一是研究以恒星热辐射为主导的正常星系的形态、结构、运动和物理状况；建立形态分类系统，把大多数星系纳入旋涡、棒旋、透镜、椭圆和不规则五大形态框架；通过星系的自转以及星系群的运动，测定星系的质量；用测光方法和光谱方法探讨星系的恒星成分和气体成分，以及星族的划分和分布等。另一方向的进展是，建立并改进星系距离尺度，通过星系的空间分布、成团现象和红移效应，探索大尺度宇宙结构，描述今日所公认的百亿光年范围的可观测宇宙等。近50年来，逐步打开了射电、红外线、紫外线、X射线和γ射线“天窗”，探测到以非热辐射为主导的射电星系、赛弗特星系、类星体、蝎虎座BL型天体等具有活动星系核的天体，发现了可能以其中央大质量黑洞的吸积为能源的喷流、视超光速等高能现象；探测到由于大规模恒星形成而在远红外波段非常亮的星暴星系等。这些发现都向天文学和物理学提出了严重的挑战。今天星系和星系际空间的研究已成为天文学最活跃的领域之一。研究星系的起源和演化可推动天体物理学、宇宙学和物理学不断向前发展。

研究方法和手段
用中等口径的光学望远镜，可对本星系群的一些成员（如大、小麦哲伦云，仙女星系）的星系盘、旋臂、星系核、星系晕和星系冕进行分部观察，并对其成员天体（星团、电离氢区、行星状星云、超巨星、红巨星、新星、造父变星）作光度测量和光谱分析。然而，除少数近距星系外，绝大多数星系因距离遥远，呈现为暗弱的小面光源，其微小程度甚至接近于点源。要取得它们的光学观测资料，必须用大口径望远镜和高效能辐射接收装置，而对百亿光年的深空探索还得配备强光力广角设备。要掌握河外天体的射电天图必须有大型的射电天线，还要具备能与光学成像相称的射电分辨技术。河外星系世界的非热辐射和高能过程，正吸引着全球的大型射电仪器和空间探测装置。当代威力强大的各个波段的望远镜都把河外天体作为重要的观察对象，以期在这方面获得更大的进展和突破。星系天文学的主要研究手段是天体物理方法。此外，星系动力学（包括解析、半解析和数值模拟方法）也是重要的研究工具。


彗星

彗星（comet），太阳系中小天体之一类。彗星是一团冰冻物质和尘埃（也许好几团物质一起运动），当它靠近太阳时成为可见。太阳的热使彗星物质蒸发，在冰核周围形成朦胧的彗发和一条稀薄物质流构成的彗尾。由于太阳风的压力，彗尾总是指向背离太阳的方向。这就是彗星之名的由来，因为希腊语的彗星意为“长发星”。
　　“脏雪球”模型是1949年弗雷德·惠普尔（Fred Whipple）提出的，已经得到实地造访彗星的无人空间探测器所证实。
　　彗星被认为起源于太阳系诸行星的轨道之外、大致在到最近恒星距离中点处（离太阳几万个天文单位）的一个球壳或晕之中。彗星可能从太阳系形成以来就已经贮存在这个奥尔特云中了；与之对立的理论则认为，当太阳系穿过巨分子云时，将逮住的“新”彗星补充到奥尔特云中去。奥尔特云可能含有数千亿颗彗星。不时路过的恒星通过引力干扰奥尔特云，将彗星推向太阳，而那里木星和其他巨行星的引力影响则可能将它们捕获到周期较短的轨道上。
　　有一个由彗星和其他宇宙碎片构成的中间环带，叫做柯伊伯带的，位于冥王星和海王星轨道之外、离太阳约35到1 000天文单位。柯伊伯带大概含彗星1亿颗，其中一些可能是从奥尔特云来的。不管起源如何，带中的彗星终将能够进入太阳系的行星领地。半人马星也许就是不久前被从柯伊伯带中抓过来放到现在轨道上的，但长周期彗星则被认为是从奥尔特云直接掉进来的。
　　典型彗星的固体核是很小的——如哈雷彗星核大约是15公里长，10公里宽，10公里高——但环绕它的彗发却可能宽阔达到几十万公里，而彗尾则可延伸上亿公里。彗发和彗尾的物质全来自核的蒸发，所以彗星每接近太阳一次，核就变小一些，最后将消失，剩下的只是一群沿轨道运动的尘埃微粒，它们在与地球相遇时引发流星雨。
　　彗星被随意分为两类——长周期的和短周期的。短周期彗星沿轨道走一圈的时间短于200年，它们基本上都在海王星轨道以内；长周期彗星沿轨道走一圈的时间长于200年（有些需要几百万年），它们可以远远超出行星轨道之外。已知短周期彗星大约有150颗，每年还有新的发现。哈雷彗星是这些定期拜访太阳系内区的客人中最亮的一个，周期是76年；恩克彗星的周期最短，只有3.3年。


哥本哈根问题

哥本哈根问题（ problem of Copenhagen ），研究有关限制性三体问题周期解的一系列课题。庞加莱建立的周期解理论，对解决小行星的运动理论中的困难问题起了很大作用，引起人们的重视。哥本哈根天文台的斯特龙根和他的同事对平面圆型限制性三体问题做了大量的工作，将在五个平动点和两个有限质量体P1、P2等七个点附近可能出现的周期解加以分类，并研究了顺行和逆行的周期轨道以及渐近轨道等。以他们的工作为基础，在1936年哥本哈根天文台召开的一次国际会议上，提出了一项研究限制性三体问题周期解的计划。所研究的题目是假定两个有限质量体的质量相等，彼此互绕作圆周运动，第三体质量为无限小，与两个有限质量体在同一个平面上运动，要求找出三类周期解：①围绕两个有限质量体之一的周期轨道；②同时围绕两个有限质量体的周期轨道；③围绕拉格朗日平动点的周期轨道和渐近轨道。包括这些轨道演化的有关研究课题，统称为哥本哈根问题。


天体照相仪

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


日

日（day），以地球自转运动为基础的时间单位。地球自转反映为各种天体在天球上的周日视运动。根据天球上不同参考点计量的地球自转运动，定义了3种不同的日：①真太阳日。真太阳在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔。由于真太阳还有周年视运动，真太阳日的长度不断变化。②平太阳日。平太阳在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔。日常生活中所用的即平太阳日。③恒星日。春分点（见分至点）在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔。如果考虑岁差和章动对春分点的综合影响，所得为真恒星日；如果仅考虑岁差对春分点的影响，所得为平恒星日。一平恒星日等于平太阳日的23小时56分4.0905秒。某一恒星在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔就是地球的自转周期，它等于太阳日的23小时56分4.0989秒。实际上，地球自转呈现复杂的不均匀性，上述各种日的长度都为变量，作为量度单位并不严格。1984年起定义日为86400原子时秒，作为长度固定的单位。

日　(囩 囸) 【异体 古文】
拼音：rì
部首：日
总笔画：4
部外笔画：0
结构：独体字
五笔：JJJJ
倉頡：A
常用字

基本释义：

rì

离地球最近的恒星（亦称“太阳”）：～月星辰。～晷（guǐ）（古代利用太阳投射的影子来测定时刻的装置）。～珥。～薄西山（太阳快要落山了，喻衰老的人或腐朽的事物接近死亡）。

白天，与“夜”相对：～班。

天，一昼夜：多～不见。今～。～程。

某一天：纪念～。

计算工作的时间单位，通常以八小时或六小时为一个工作日。

时候：春～。往～。

每天，一天一天地：～记。～益。

特指“日本国”。

便捷查询：

同音查询： ri音汉字　rì音汉字　　同部首查询： 日部汉字　　同笔画查询： 4画汉字

 “日”字书法作者：王羲之
 “日”字书法作者：王献之
 “日”字书法作者：苏轼
 “日”字书法作者：祝允明
 “日”字书法作者：怀素
目录

1 日 rì
2 《康熙字典》释义
3 《说文解字》释义
4 首字为“日”的词语

日 rì

<本义> 太阳：日出丨日落丨日冠(太阳上方的光体)丨日昃丨日晷丨日珥丨日斜丨日光丨日头搁山(太阳落山)丨日月星辰丨日居月诸(日落月出，一天又一天)丨日薄西山。

白天，白昼：日班丨日托丨日暮丨日昼丨夜以继日丨日往月去(时间一天天过去)。反义词：夜。

每天：每日丨日益丨日趋丨蒸蒸日上丨吾日三省吾身(《论语·学而》)。

一天；一昼夜（24小时）：日记丨今日丨明日丨改日。

时间，光阴：旷日经年丨日不我与(时日不等人)。

泛指一段时间：昔日丨时日。

时节，时候；特指某一天；为特殊目的而定的日子：春日丨冬日丨秋日丨夏日丨冬至日丨生日丨结婚纪念日。

计算工作的时间单位，通常以八小时或六小时为一个工作日。

指日本国：中日文化交流。

汉字部首之一。<注> 《汉字部首表》（中国教育部、国家语委2009年颁布，标准名GF 0011-2009）的201个主部首之一，序号为75，其附形部首有“⺜，曰”。

姓。

《康熙字典》释义
　　【辰集上】【日字部】
　　〔古文〕??【唐韻】【正韻】人質切【集韻】【韻會】入質切，??音??。【說文】實也。太陽之精不虧。【博雅】君象也。【釋名】日，實也，光明盛實也。【易·乾卦】與日月合其明。又【繫辭】縣象著明，莫大乎日月。又【說卦】離爲火爲日。【周禮·天官·九??註】日者天之明。【禮·祭義】日出於東。【史記·天官書註】日者，陽精之宗。【前漢·律歷志】日合於天統。【後漢·荀爽傳】在地爲火，在天爲日。【淮南子·天文訓】火氣之精者爲日。　又【書·舜典】協時月正日。【傳】合四時之氣節，月之大小，日之甲乙，使齊一也。又【洪範】五紀，三曰日。【傳】紀一日。【疏】從夜半以至明日夜半，周十二辰爲一日。又【禮·曲禮】外事以剛日，內事以柔日。【疏】十日有五奇五偶，甲丙戊庚壬五奇爲剛，乙丁己辛癸五偶爲柔也。又【郊特牲】郊之祭也，迎長日之至也。【註】迎長日者，建卯而晝夜分，分而日長也。　又【左傳·文七年】日衞不睦。【註】日，往日也。　又【左傳·桓十七年】天子有日官，諸侯有日御。【註】皆典歷數者。　又【史記·日者傳註】卜筮占??時日，通名日者。　又【集韻】而力切，音眲。義同。　又【韻補】叶而至切。【李嵩·述志賦】審機動之至微，思遺餐而忘寐。表略韻於納素，託精誠於白日。　【類篇】唐武后作??。

《说文解字》释义
　　【卷七】【日部】 编号：4168
　　日，[人質切 ]，實也。太陽之精不虧。从囗一。象形。凡日之屬皆从日。
　　古文。象形。

首字为“日”的词语
　　日班　　日报　　日常　　日程　　日光　　日晷　　日后　　日记　　日历　　日冕　　日暮　　日内　　日期
　　日前　　日食　　日薪　　日益　　日晕　　日杂　　日照　　日志　　日中　　日子　　日月潭

首字为“日”的成语

　　日薄西山　　日不暇给　　日复一日　　日积月累　　日近长安远　　日久天长　　日理万机　　日落西山　　日月无光
　　日暮途穷　　日上三竿　　日升月恒　　日新月异　　日行千里　　日月重光　　日月蹉跎　　日月经天，江河行地
　　日月如梭　　日月入怀　　日月参辰

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空间曲率

空间曲率（ curvature of space ），表征某种给定度规的空间对于欧氏空间的偏离程度的量。举例说，球面是一种二维的弯曲空间，球面上弧元的平方是：

式中 U、 φ为球面上的点在过球心的平面上投影的坐标； R是球的半径；I/R 是这个 空间的 曲率。对于一般的二维曲面上的各个点，能借两个单参数曲线族（ μ=常数， v=常数）所定义的坐标 μ和 v来表示。在其上弧元的平方是： ds2=g11dμ2+2g12dμdv+g22dv2， 式中g11、g12、g22为坐标μ、v的函数。它反映着空间的度量性质。过这种曲面上的每一点作切面，在切面上存在两个互相垂直的方向。在这两个方向上曲率1/R，分别达到极大值和极小值1/R1和1/R2。量称为高斯曲率。
黎曼研究了更一般的弯曲空间。在满足一定条件的集合中给定一个二阶协变张量场；对于局部坐标x1，…，xn，这个张量场可以写为gij(x1，…，xn)，它是对称的，并且是非退化的。这样的集合称为黎曼空间。gij称为黎曼空间的度规张量。在这种空间中的弧元平方定义为ds2=gij(x1，…，xn)dxidxj。上指标与下指标相同，代表这个指标分别取空间中各维来求和。这种空间的弯曲性质用黎曼曲率张量表示为：

式中

被称作联络。由 R λμvx经过一次升标和缩并运算，可以得到另外两个表征 空间弯曲的量，即里齐张量 Rμv 和标量 曲率 R。由某点上两个线性独立的方向 ξ媰，ξ媱决定的标量：

叫作黎曼空间在该点的黎曼曲率。


球状星团

球状星团（globular cluster），星团的一类。因其外形呈球状而得名。星团里恒星高度密集，其中心区域的恒星空间密度比太阳附近恒星分布的密度大1000倍左右。星团的半径为几十秒差距，质量为几万到几十万太阳质量。属晕星族。在银河系里呈球状分布，但却沿着偏心率很大的椭圆轨道绕银心旋转。球状星团的成员星是银河系里最老的一批恒星，年龄达一百亿年。星团里发现了大量的天琴座RR型变星和星族Ⅱ造父变星，利用这些变星可以准确地定出球状星团的距离。目前已发现了130多个球状星团。据估计，银河系可能包含500个球状星团。全天最亮的球状星团是半人马座ω，即NGC5139。近年来在一些球状星团里发现了X射线源和脉冲星，对于研究球状星团的性质和恒星演化具有重要意义。另外，在一些较近的星系里也发现了球状星团。


太阳综合图

太阳综合图（ synoptic map of the Sun ）， 以每天的单色光观测为基础综合而成的，反映一个太阳自转周期内太阳主要活动特征的矩形图（图1）。将每天观测到的日面上各种活动特征（黑子、光斑、谱斑、日珥和暗条、冲浪、日冕等）记录绘制到一张圆形日面图上，就得到每日太阳图（图2）。每日太阳图是研究太阳活动的基本资料，它提供每天日面上各种特征的概貌，把每日太阳图积累起来，就可以了解这些特征的发展史。为了绘制完整的每日太阳图，应收集较多的天文台、站的资料，加以综合整理。

中国紫金山天文台从1959～1965年，每月发布一次每日太阳图，它包括黑子（实心圆，其大小与该黑子群面积成正比）、暗条和日珥(实心闭合线围的区域)、Ha谱斑（带阴影线围的区域，最暗的与最亮的谱斑一致）、耀斑(实心黑方形)。图2是1959年5月8日的太阳图。太阳图上的方位：自转轴自上而下，东边在左，西边在右，北极在上。世界上许多国家的天文机构均发布每日太阳图，例如，法国巴黎默东天文台，德国夫琅和费研究所，苏联普尔科沃天文台，美国博尔德天文台等，这些太阳图一般还包括日面边缘的日冕强度。
五十年代，“国际地球物理年”（1957年7月1日到1958年12月31日）后曾出版了套色的太阳图 D-1集和太阳图D-2集。D-1集收集了包括黑子、光斑、钙谱斑、冲浪、活动日珥、耀斑等太阳活动的资料，反映国际地球物理年期间的太阳活动史。D-2集载有每日太阳的黑子群、边缘日珥、日面上的暗条和它的突然消失、太阳边缘的绿冕线（波长为5303埃的日冕禁线强度图、太阳21厘米谱线射电的等辐射线。

用不同观测手段获得的资料汇总的太阳图有Hα综合图（图3）、HeⅠ10830埃综合图（图4）、HeⅡ304埃综合图、太阳磁场综合图等。这些图反映出相应波段的活动特征在日面的分布。连续序号的综合图给出相继的自转周中太阳活动的缓慢变化的大尺度特征，它是研究大尺度太阳活动的基本资料。


局部热动平衡

局部热动平衡（ local thermodynamic equilibrium ），恒星大气深层温度高，浅层温度低，整个大气显然不处于严格的热动平衡状态。因此，热动平衡规律不适用于恒星大气整体。为了描述恒星大气的热状态，K.史瓦西和米尔恩分别于1906年和1921年各自提出了局部热动平衡假设（缩写为LTE）。根据这一假设，恒星大气内任一局部小区域，都可以引入一个局部温度来表征它的热状态。在这小区域内，电子的速度分布、原子的激发和电离状态、物质和辐射的相互作用等，都可以用与局部温度等物理参数相对应的热动平衡关系──麦克斯韦速度分布律、玻耳兹曼公式、萨哈公式和基尔霍夫定律等来描述。对于偏离热动平衡不大的恒星大气，按照局部热动平衡假设所求得的理论结果与观测结果基本相符。这表示局部热动平衡可以近似地描述恒星大气的物理状态。


织女一

织女星（Vega）在天琴座的位置
织女一，又称为织女星（英语：Vega）或天琴座α（α Lyr，α Lyrae），是天琴座中最明亮的恒星，在夜空中排名第五，是北半球第二明亮的恒星，仅次于大角星。它与大角星及天狼星一样，是非常靠近地球的恒星，距离地球只有25.3光年；它也是太阳附近最明亮的恒星之一。在中国古代的“牛郎织女”神话中，织女为天帝孙女，故亦称天孙。
天文学家对织女星进行过大量的研究，因此它“无疑是天空中第二重要的恒星，仅次于太阳”。织女星大约在公元前12,000年曾是北半球的极星，但因岁差现象，它在13,727年会再度成为北极星，届时它的赤纬会达到+86°14'。织女星是太阳之外第一颗被人类拍摄下来的恒星，也是第一颗有光谱记录的恒星。它也是第一批经由视差测量估计出距离的恒星之一。织女星也曾是测量光度亮度标尺的校准基线，是UBV测光系统用来定义平均值的恒星之一。在北半球的夏天，观测者多半可在天顶附近的位置见到织女星，因为身为天文学上星等的标准，其视星等被定义为0等，因此天文学家会以织女星作为光度测定的标准。
织女星的年龄只有太阳的十分之一，但是因为它的质量是太阳的2.1倍，因此它的预期寿命也只有太阳的十分之一；这两颗恒星目前都在接近寿命的中点上。织女星的光谱分类为A0V，其温度比天狼星的A1V高一点。它仍处于主序星阶段，通过把核心内的氢聚变成氦来发光发热。织女星比氦重（原子序数较大）的元素丰度异常的低，织女星光度有轻微的周期性变化，因此天文学家怀疑它是一颗变星。它的自转相当快速，赤道自转速度是每秒274公里。离心力的影响导致恒星的赤道向外突起，温度的变化通过光球表面在极点达到最大值。地球上的观测者视线正朝着织女星的极点。天文学家经过测定后，得知织女星每12.5小时自转一周，整颗恒星呈扁平状，赤道直径比两极大了23%。
天文学家观测到织女星红外线辐射超量，显示织女星似乎有尘埃组成的拱星盘。这些尘粒可能类似于太阳系的柯伊伯带，是岩屑盘中的天体碰撞产生的结果。这些由于尘埃盘造成红外线辐射超量的恒星被归类为类织女恒星>。织女星盘的分布并不规则，显示至少有一颗大小类似木星的行星环绕着织女星公转。

目录

1 观测历史
2 可见性
3 物理特性

3.1 自转
3.2 元素丰度
3.3 运动学

4 行星系统

4.1 红外超量
4.2 岩屑盘
4.3 可能存在的行星

5 语源和文化象征

观测历史
针对天体摄影的天体摄影术诞生于1840年，当时约翰·威廉·德雷伯使用银版照相法对月球进行摄影。哈佛大学天文台科学家乔治·菲利普斯·邦德（George Phillips Bond）和约翰·亚当斯·惠普尔（John Adams Whipple）在1840年7月17日对织女星进行摄影，它成为人类第一颗（除了太阳以外）摄影的恒星，也是使用银版照相法。亨利·德雷伯在1872年8月对织女星摄影的时候，得到了第一张恒星光谱的照片。这也使得他成为第一个展现恒星吸收谱线的人。
天文学家已经在太阳的光谱里辨识出类似的光谱线。威廉·哈金斯在1879年利用织女星和类似恒星的光谱照片来辨认一系列在该类恒星里普遍存在的12条“非常强烈的谱线”。后来天文学家辨认出这是氢原子的巴耳麦系谱线.从1943年开始，天文学家将织女星的光谱当成分类其他恒星的标准之一。
天文学家可以借由地球环绕太阳公转时，织女星相对于背景恒星的视差测量出它与地球之间的距离。历史上首先发表恒星视差的人是瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维，他宣称的织女星视差值是0.125弧秒（0.125″），但是弗里德里希·威廉·贝塞尔怀疑斯特鲁维发表的数据。当贝塞尔公布恒星系统天鹅座61的视差为0.314″时，斯特鲁维把织女星的视差修正为先前的两倍左右。这次修正使斯特鲁维公布的数据更有疑问，因此当时大部分天文学家（包括斯特鲁维在内）都认可贝塞尔的数据才是历史上首次的视差观测。然而令人吃惊的是，斯特鲁维原本公布的数据与当前天文学家接受的数值0.129″其实非常接近。
地球上看到的恒星亮度是使用标准化的对数刻度－视星等来表示，它随着恒星亮度的增加而减小。肉眼能见的最暗恒星为6等星，而最亮的恒星天狼星星等为-1.47等。为了标准化这个对数刻度，天文学家选择织女星来作为所有波长的0星等。因此许多年以来，织女星被当作是绝对光度测定的亮度刻度。然而这种规定没有延续至今，现在视星等的零点普遍使用特定数值的光流量来表示。这种方法对于天文学家来说更加简便，因为织女星并不能永远作为度量的标准。
UBV测光系统测量通过紫外、蓝和黄色滤光片的恒星星等，并分别使用U、B、V来表示。天文学家在1950年采用六颗恒星来设置UBV测光系统的初始平均值，织女星是其中之一。这六颗恒星的平均星等被定义为： U - B = B - V = 0。实际上，这些恒星在黄、蓝和紫外部分的电磁光谱的星等都是一样的。因此织女星在可视的范围内有相对接近的电磁波谱（波长范围为350-850纳米，人眼大部分都能够看见），因此光流量密度大致相等，为2000-4000Jy。然而织女星的光流量密度在红外波段大幅降低，每5 平方毫米大约为100Jy。
天文学家在1930年代对织女星的光度测定显示这颗恒星有近±0.03星等的微小光度变化，这个波动范围接近当时观测能力的极限，所以天文学家对于织女星光度是否发生变化存有争议。大卫·邓拉普天文台（David Dunlap Observatory）在1981年重新测量了织女星的星等并显示出它有轻微的光度变化，因此天文学家建议将织女星归类为盾牌座δ变星。这类恒星以类似的方式振荡，使得恒星的光度存在周期性的脉动。虽然织女星符合这类变星的物理特性，但其他观测者却没有发现这种变化，因此织女星的光度变化可能是测量的系统误差造成的。
天文学家在1979年使用美国白沙导弹靶场发射的X射线望远镜观测到织女星发出X射线，也是人类首次在太阳以外的单主序星观测到这种现象。织女星在1983年成为天文学家发现第一颗拥有尘埃盘的恒星。红外线天文卫星（IRAS）发现织女星发出红外超辐射，这种现象可能是恒星加热尘埃盘而辐射出来的。

可见性
在夏夜的北半球中纬度地区，织女星经常出现在天顶附近。而对于冬天的南半球中纬度地区，织女星一般低垂在北方的地平线上。由于织女星的赤纬是+38.78°，因此观测者只能在51° S以北的地区看见它。在南极洲以及南美的大部分地区，织女星不会升到地平线上。在+51° N以北的地区，织女星一直位于地平线上，成为一颗拱极星。织女星会在7月1日午夜左右通过天球子午线，当时的位置最接近天顶。

 夏季大三角
织女星位于一个称作夏季大三角的大范围星群中，夏季大三角包括天琴座的织女星、天鹰座的牛郎星以及天鹅座的天津四。这个三角形近似一个直角三角形，织女星位于其直角顶点上。由于附近鲜有亮星，所以夏季大三角在北部天空非常突出。
四月天琴座流星雨是一个大型的流星雨，每年在4月21~22日左右达到极大期。当小型流星以很高的速度进入地球大气时，它的物质将会蒸发并产生一道光。众多流星在流星雨期间从同一个方向出现，以观测者的角度来看，它们发光的尾迹似乎是从天空中的同一点辐射出去。天琴座流星雨的辐射点就在织女星附近，因此也常称为天琴座α流星雨。天琴座α流星雨实际上是由佘契尔彗星所引起的，与织女星没有任何关系。

物理特性
织女星的光谱型为A0V，是一颗主序星，颜色为白中透蓝，其核心正在发生氢变成氦的核聚变。由于大质量的恒星比小质量的恒星核聚变更快，所以织女星停留在主序星的时间只有约10亿年，只有太阳的十分之一。已经快要超过它在主序星阶段寿命的一半。织女星脱离主序星阶段后，将变成一颗M型的红巨星并失去大部分质量，最终成为一颗白矮星。织女星目前的质量超过太阳的2倍，实际光度为太阳的37倍。织女星可能是一颗盾牌座δ变星，光变周期约为0.107天。
织女星核心产生的能量来自于碳氮氧循环（CNO循环），这是一种以碳、氮、氧原子核为中介，把质子聚合为氦的核聚变过程。进行该核聚变过程需要大约1500万度的高温，高于太阳核心温度，也比太阳的质子-质子链反应效率还高。CNO循环对温度高度敏感，紧邻的对流层将核心区聚变反应产生的“灰”均匀散布，对流层外围是辐射层，最外层则是大气层。这与太阳形成鲜明的对照：太阳的中心是辐射层，其外覆盖的是对流层。
天文学家已经对照“标准光源”对织女星的能量通量进行精确地测量。这颗恒星在波长为5480 Å的波段光通量为3,650Jy，误差范围2%。氢的吸收光谱线在织女星的可见光谱中占据主导地位，特别是在电子主量子数n=2的巴耳末系。其他元素的谱线相对来说比较微弱，其中比较强烈的谱线是电离的镁、铁、钙线。织女星的X射线辐射很微弱，这表明织女星的日冕肯定很微弱甚至不存在。因为织女星的极点朝向地球，所以极区日冕洞可能存在。天文学家可能难以証实日冕确实存在，因为许多X射线并不会随着可见光一起被恒星发射出去。
南日比戈尔峰天文台（Observatoire du Pic du Midi de Bigorre）的一个天文学家小组使用磁分光偏振法侦测到织女星的表面存在磁场，这是天文学家首次在A型光谱型恒星、而不是Ap和Bp星这类化学丰度特殊的特殊星上侦测到磁场。其磁场视线方向的平均磁通量为−0.6±0.3高斯。
与太阳表面的平均磁场强度相当。织女星的磁场约为30高斯，而太阳约为1高斯。

 织女星（左）与太阳（右）的大小比较
自转
天文学家曾使用过干涉仪来精准测量织女星半径，结果显示它的半径为太阳半径的2.73±0.01倍。这个数值比天狼星的半径还大60%，但是恒星模型显示它应该只比天狼星大约12%，天文学家认为这是因为我们观测到高速旋转的织女星极区。高分辨率天文中心（CHARA）干涉仪在2005年至2006年之间的观测证实了这项推论。
织女星的自转轴与地球观测者的视线夹角不会超过5°。这颗恒星赤道附近的恒星自转速率约为274公里/秒（相当于自转周期为12.5小时），已达到因离心力效应而解体的速率上限93%。快速自转导致织女星形状明显变扁，赤道半径比极半径大23%。（织女星的极半径为2.26±0.02倍太阳半径，赤道半径为 2.78±0.02倍太阳半径。）地球上观测者的视线几乎正对着它的极区，因此织女星看起来比较大。
织女星的两极地区重力加速度大于赤道地区，所以天文学家根据冯·塞佩尔定理推断两极地区的光度也比赤道地区高。这种情况可以从恒星表面有效温度的变化上观测到：极区温度高达1万K，而赤道区域约为7,600K，所以赤道面的亮度仅为极区的一半。这种情况导致强烈的重力昏暗效应：相对于普通的基本球对称恒星而言，如果从极区方向观测织女星，它会比预期的还要黑暗。温度梯度还意味着赤道周围可能存在对流区，而其余的大气层基本都处于辐射平衡。
假如织女星是一颗普通球对称且缓慢自转的恒星，那么按当前测定的距离来说，它的绝对光度将是太阳的57倍，远大于同等质量普通主序星的绝对光度。实际上织女星的绝对光度约为太阳的37倍，而天文学家发现高速旋转现象解决了这个矛盾。
因为织女星长久以来都是望远镜标定的标准星（视星等≈0），高速旋转的发现可能将挑战那些将织女星视为普通球对称恒星的推论。随着其自转速度、自转轴倾角的确定，天文学家可望改进仪器的校准精度。

元素丰度
天文学家把原子量比氦更大的元素称为“金属”。织女星光球层的金属丰度只有太阳大气层金属丰度的32%。（跟织女星一样，天狼星的金属丰度也只有太阳的三分之一。） 太阳的金属丰度（即比氦更重的元素丰度）约为ZSol = 0.0172 ± 0.002。从丰度上来说，织女星只有0.54%的组成元素比氦更重。
因为金属含量异常地低，所以织女星是一颗牧夫座λ型星。然而光谱型A0-F0恒星为何出现如此罕见的化学组成仍旧是个未知数，可能这些化学成份已经扩散出去或恒星质量下降所造成的，虽然恒星模型显示这种情况通常只发生在恒星的氢燃烧阶段末期。这颗恒星诞生于金属含量异常低的气体尘埃等星际物质中则是另一种可能的原因。
天文学家观测到织女星的He/H比例为0.030 ± 0.005，这比太阳低约40%，可能是由于其表面附近的氦对流层消失所引起的。能量传递被辐射层所取代可能导致这种与扩散作用大不相同的异常情况。

运动学
恒星的径向速度是该恒星沿着地球视线方向的运动分量。当织女星远离远离地球时，从织女星发出的光线频率会降低（偏向红色）；当它逐渐接近地球时，频率则会升高（偏向蓝色），因此天文学家可以借由测量恒星光谱的红移或蓝移量来计算恒星运动速度。天文学家对织女星的精确测量表明其红移值为−13.9 ± 0.9 千米/秒，负号表示其相对运动朝向地球。
恒星的自行会使得恒星相对于更遥远的背景恒星位置产生变化。天文学家对织女星的精确测量显示它的自行为：赤经方向202.03±0.63毫弧秒/年，赤纬方向287.47±0.54弧秒/年。织女星的总自行为327.78 弧秒/年，所以它的位置在11,000 年之内会移动一度之多。
织女星在银河座标系统中的空间速率分量为（U, V, W） = （−16.1 ± 0.3, −6.3 ± 0.8, −7.7 ± 0.3），总空间速率为19 公里/秒。面向太阳方向的径向速率分量为−13.9 公里/秒，而切向速率为9.9 公里/秒。虽然织女星目前只是夜空中第五明亮的恒星，但是因为其逐渐接近太阳而缓慢地变亮。织女星大约在210,000年后将成为地球夜空中最明亮的恒星；然后在290,000年后达到最高峰（视星等为-0.81），它将是夜空中最明亮的恒星长达270,000年。
织女星的运动数据显示它属于北河二移动星群的成员，但是织女星的年龄比其他成员都老，所以是否真有这样的集团仍有争议。北河二移动星群大约有16颗恒星，包含天钩五、氐宿增七、氐宿一、北河二及北落师门。这些恒星在宇宙中以共同的速度朝向同大致的方向运动，并有共同的起源，都诞生自同一个疏散星团。北河二移动星群年龄估计介于1至3亿年间，平均空间速度为16.5公里/秒。

行星系统
红外超量
 织女星周围岩屑盘的中红外线（分别为 24 μm 与 70 μm）影像。
红外线天文卫星发现织女星有红外过量现象，超过了单一恒星应有的红外线通量，这也是天文学家早期对于织女星的研究结果之一。这些过多的红外线在25、60、100μm波长的测量中都来自以恒星为中心的10弧秒（10″）角半径范围内。根据天文学家测量到的织女星距离，这相当于80天文单位（地球环绕太阳公转的平均轨道半径）的距离。有人认为这些辐射来自环绕恒星尺寸只有毫米大小的颗粒，因为比这更小的颗粒最终都会因为坡印廷-罗伯逊拖曳的辐射压力而被从恒星系统中被移除。辐射压力会使轨道中以螺旋向内运动的尘埃粒子被推挤出去，这种效果对越靠近恒星的微小颗粒越为显著。
天文学家后来持续以193μm波长对织女星进行观测，发现这些颗粒的通量低于预期，表示这些颗粒的大小必须只有100μm甚至更小。如果要在环绕织女星的轨道上维持一定数量的尘埃，就必须不断的补充需求，一个可能维持尘埃数量的机制是盘面中合并天体坍缩并形成行星的程序正在不断进行。根据实际模型显示如果从极轴的方向观察，尘埃分布在半径120天文单位的圆盘面上，而且圆盘中心有一个半径不小于80天文单位的洞。
在发现织女星周围的红外超之后，天文学家也发现其它恒星因为尘埃的排放所产生的也出现类似的异常现象。迄2002年，天文学家大约已经发现400颗这类恒星，他们归类为"类织女星"或"织女星超"恒星，并相信这些发现可能会提供太阳系起源的线索。

岩屑盘
 艺术家想像矮行星大小的天体在近期的碰撞，可能造成环绕着织女星这颗恒星周围的尘埃环。
史匹哲太空望远镜在2005年获得织女星尘埃的高解析影像，显示尘埃盘在波长24μm延展至43″（330天文单位），在波长70μm 是70″（543天文单位），而在波长160μm是105″（815天文单位）。这些分布更广泛的尘埃盘是由大小在1–50μm的球形和不规则尘埃粒子所构成，估计这些尘粒的总质量是3 ×10-3倍地球质量。这些尘粒须要类似太阳系古柏带的小行星互相碰撞才能产生。因此这些尘埃比较像环绕织女星的岩屑盘，而不是早先所认为的原行星盘。
天文学家估计岩屑盘的内径是11″±2″（70至102天文单位），该尘埃盘是较大型的岩屑碰撞后产生的碎片被辐射压推向外围所产生的。天文学家根据织女星的寿命，认为须要巨大的起始质量（估计为数百倍木星质量）来维持其尘埃盘。因此原先产生中等大小（或更大）的彗星或小行星可能性更高，后来这些天体与小型的天体或其它物体碰撞，结果产生更小的碎片。相较于恒星的年龄，这个尘埃盘是比较年轻的，除非有其它的碰撞事件继续产生更多的尘粒，它最终将会消失。
帕洛玛测试干涉仪在2001年的观测结果与稍后威尔逊山天文台高分辨率天文中心在2006年的观测结果都显示织女星拥有内尘埃带。这个外星黄道尘位在距离恒星8天文单位的范围内，可能是恒星系内动力扰动的证据。它可能是彗星或小行星猛烈的轰击造成的，并且可能是行星系统存在的证据。

可能存在的行星
 艺术家所描绘的织女星假想行星
詹姆斯·克拉克·麦斯威尔望远镜在1997年的观测显示在织女星的中心区有朝向东北延展9″（70天文单位）的明亮区域。这个可能存在的尘埃盘若不是受到行星的摄动，就是有被尘埃包覆的天体在轨道上运转。然而凯克望远镜的影像排除了有亮度在16等以上，超过12倍木星质量的天体存在，夏威夷联合天文中心和加州大学的天文学家认为这个影像可能是行星系仍然在形成的证据。
天文学家要确定行星的性质相当困难，一篇发表于2002年论文认为这个团块是偏心轨道上的一颗相当于木星质量的天体。轨道上聚集的尘埃与行星产生平均运动共振（它们的轨道周期与行星形成简单的整数分数比）导致团块形成。
天文学家在2003年曾提出一种假设，认为一颗约当海王星质量的天体经历超过5,600万年的时间，从40天文单位迁徙至65天文单位的位置，这个公转轨道比较遥远，可以让岩石行星在比较接近织女星位置形成。这种行星迁徙可能需要与另一颗行星的重力产生交互作用，该行星质量更大，但是公转轨道较小。
天文学家在2005年使用昴星团望远镜日冕仪进一步确认这颗环绕织女星的行星质量介于木星的5至10倍之间。天文学家在2007年使用更新且更敏锐布尔高原（Plateau de Bure）干涉仪来观侧该团块，观测结果显示尘埃盘平滑且对称，并未发现先前观测到的团块，假设的气体巨行星是否存在也有疑虑。
虽然人类还不能直接看见这颗环绕着织女星的行星，但也不能排除行星系统的存在。因此可能有更接近恒星，轨道比较小的类地行星存在。行星环绕织女星的轨道倾角可能对准这颗恒星的赤道平面。如果人类站在环绕织女星的假设行星上观看星空，太阳只是位于天鸽座的一颗4.3等暗星。

语源和文化象征
阿拉伯人称织女星为wāqi‘（意思为“掉落”或“着陆”），而an-nasr al-wāqi‘则是指“掉落的老鹰”。埃及天文学家Al Achsasi Al Mouakket制定的星表则称这颗恒星为Al Nesr al Waki，后来被翻成拉丁语Vulture Cadens。古埃及将这个星座视为一只秃鹰，而古印度则将这个星座视为一只老鹰或秃鹰。阿方索十世下令编制的《阿方索星表》（Alfonsine Tables）中已经记录下织女星的阿拉伯语名称。
由于地球的自转，恒星的位置每晚都会发生变化。然而如果一颗恒星位于地球自转轴指向的位置时，它任何时候都会保持在固定的位置，这种恒星称为指极星。地球自转轴的位置随着一个称为进动过程而逐渐发生变化。每个完整的进动周期需要25,770 年，这期间地球的旋转轴在天球上画出一个圆形的轨迹，这个轨迹会接近几颗著名的恒星。当前这颗星是北极一，但是大约公元前12,000 年，地轴离织女星大概只有5°。随着进动持续，地轴会在约公元14,000年的时候重新接近织女星。它将是历史上最明亮的北极星。
对北波利尼西亚人来说，织女星是众所周知的年星（whetu o te tau）。它在历史上曾象征着新年的开始，应该准备播种。但最终这个功能被昴星团所替代。
亚述人把织女星称为“天堂判官”（Dayan-same），而阿卡德语中则称它为“天堂之魂”（Tir-anna）。
在巴比伦天文学中，织女星可能曾经是称为Dilgan（意为“光之信使”）的恒星之一。对古希腊人来说，天琴座是俄耳甫斯（Orpheus）的竖琴，而织女星就是竖琴的柄。
在罗马帝国，秋天的起点就是基于织女星在特定的时刻从地平线升起的时候开始的。
在中国神话里有一个七夕的故事，讲述牛郎（牛郎星）和他的两个孩子（河鼓一和河鼓三）与他们的母亲织女（织女星）遭到银河所分隔。然而喜鹊会在每年中国农历的七月初七于银河上搭起一座桥，让牛郎和织女短暂地相会。
日本的七夕节（Tanabata）把织女星称作“织姫”也是根据这个传说。
织女星在拜火教中有时候会与一个叫做Vanant（意思是“征服者”）的小神联系在一起。
织女星在印度神话中被称作Abhijit。摩诃婆罗多的作者广博仙人（毗耶娑，Maharshi Vyas）在摩诃婆罗多的森林篇（Vana Parva ，Chap.230, Verses 8-11）这章提到：“昴星团与织女互相竞争，所以它在夏季至点现身，于是织女从夜空中消失”。P·V·Vartak 在著作《The Scholarly Dating of Mahabharat》中认为这是因为织女星从公元前12000年开始逐渐接近天球极点所致。
中古时代的占星术学者将织女星视为吉普赛人之星其中之一，认为它与橄榄石及香薄荷有关。德国卡巴拉学者海因里希·科尼利厄斯·阿格里帕（Heinrich Cornelius Agrippa）使用卡巴拉符号来表示织女星（当时称为Vultur cadens）。Waghi、Vagieh及Veka在中古时代星表中都代表织女星。
雪佛兰于1971年推出Chevrolet Vega，织女星成为第一颗被当作汽车名称的恒星。
欧洲太空总署研发的织女星运载火箭及洛克希德公司生产的Lockheed Vega也都是以织女星来命名。
英国企鹅咖啡馆乐团也将织女星当作歌曲名称，收录于《Concert Program》专辑中。


自行

自行（汉语拼音：Zixing；英语：Proper motion），恒星在一年内沿着垂直于视线方向走过的距离对观测者所张的角度。其单位为角秒／年。1718年，E.哈雷把他当时观测所得的恒星位置同喜帕恰斯和托勒密的观测结果作比较，发现恒星的位置有显著的变化，首次指出了所谓恒星不动的概念是错误的。实际上，恒星在空间是运动的。观测到的恒星运动包括：①恒星的真正的运动，又称本动。②太阳运动引起的视运动，又称视差动。恒星自行是很小的，一般小于每年0″.1。只有  400多颗恒星的自行等于或大于每年1″，巴纳德星的自行最大，为每年10″.31。引起恒星位置变化的原因，除自行外，还有岁差，这两项加在一起，称为恒星的年变。除去岁差的影响，即可求得绝对自行。


下弦

下弦（汉语拼音：xià xián），农历每月二十二日或二十三日，太阳跟地球的联线和地球跟月亮的联线成直角时，在地球上看到月亮呈"D"字形，这种月相称下弦。


电波吸收

电波吸收（ radio wave absorption ），当太阳的电磁辐射、高能和低能粒子抛射加强时，由于光致电离或碰撞，电离层的电子密度增加，这就引起对在电离层中传播的无线电波的吸收。
耀斑爆发时发射的电磁波（主要在1～10埃）进入电离层 D层（见地球大气）引起的扰动称为突然电离层骚扰。此时在电离层传播的高频无线电波会出现突然衰减，有时还会完全消失，这种现象称为短波突然中断。短波突然中断是最先被发现的电离层耀斑效应，并且较容易被观测到。
耀斑所造成的电波衰减大多数是在高频波段，并且和观测地点的太阳高度有关。通常当发生耀斑时，对于发射站和接收站连线通过日下点(太阳位于该点的天顶)的那些短波通讯，会出现较强的吸收或中断。
耀斑发射的粒子流也能使电离层（主要是 D层）电离度提高，而引起电波吸收。但问题比较复杂，吸收通常在耀斑出现后几小时乃至几十小时才发生，还和地磁纬度有关，一般发生在高纬度地区（60°以上）。这类电波吸收可分为两种类型：一为极盖吸收，一为极光带吸收。前者在大的太阳射电Ⅳ型爆发后几小时出现，吸收主要限于地磁纬度约大于60°的范围内，估计是由能量约为10～100兆电子伏的粒子引起的。后者伴随有磁暴和极光，可能是由1兆电子伏或更小能量的极光粒子引起的。极光带吸收的范围比极盖吸收的要大。极盖吸收每年发生的总数同平滑后的黑子相对数的变化曲线相符，即这种吸收的发生同太阳活动的平均水平有密切关系。极光带吸收同黑子数的变化并不一致，这种吸收在太阳活动下降年出现得最频繁。可见极盖吸收和极光带吸收是跟不同的太阳现象相联系的。


陨石

陨石（汉语拼音：Yunshi；英语：Meteorite），穿越地球大气层后陨落到地面的流星体。又称陨星。陨石陨落过程是一种壮观的自然现象，陨石是来自天外之物，自古就引起人们的兴趣。关于这些从天外降落的石块和铁块，公元前2000年前在埃及的纸草书中已有记录。中国约有700多次陨石降落的文字记录，是全世界陨石研究古代陨石的珍贵资料。世界上一些历史悠久的国家中，在古墓葬中发现一些用铁陨石制作的器物，说明古代人已注意收集和利用陨石。但对陨石的真正科学研究，是从1860年左右偏光显微镜等测试技术的实际应用之后才开展起来的。最近20多年来，墨西哥的阿连德碳质球粒陨石雨、中国的吉林陨石雨和南极地区发现收集的5000多块陨石标本，对陨石研究起了很大的促进作用。除月球样品和宇宙尘外，陨石是可供直接研究的主要地球外物质。对陨石的研究分析，可获得大量的宇宙信息。
陨落过程
　　太阳系中有无 数的大小不等的流星体绕太阳以椭圆轨道运行。由于受其他天体的摄动或各天体间的碰撞会改变流星体的运行轨道，当流星体与地球相遇时，有可能陨落到地面，这就是陨石。
　　当流星体高速度(约11～72千米／秒)闯入地球大气层时，其前端的空气受到强烈压缩，可使温度骤升至几千度甚至上万度，使其表面物质熔化和气化。由于与大气分子的激烈碰撞而发光形成耀眼的火球，这就是人们所看到的火流星。火球一般出现在135千米至10千米的高空。火球消失后，人们有可能听到隆隆的响声。有的流星体在高空发生爆裂，爆裂后的许多碎块散落地面，这种现象称陨石雨，如1976年发生于中国的吉林陨石雨。陨石体高速与地表冲击碰撞还可形成陨石坑。
陨石的收集
　　世界各国收集陨石的历史较早，1747年，奥地利维也纳自然历史博物馆收藏了一块陨石，是为科学研究而收藏的最早的陨石。据估计，每年陨落到地球上的陨石约有500次，其中大多数陨落在海洋、江河、湖泊、山岭和荒漠地带，陨落在陆地而被发现和收集的可能只有几次。因此，陨石是稀有的珍贵宇宙标本。陨石大小不等。世界上已发现的最大铁陨石是非洲纳米比亚的霍巴铁陨石，重约60吨，中国的新疆大陨铁重约30吨；最大的石陨石是中国的吉林1号陨石，重1770千克。陨石表面一般都有一层很薄的黑色或深褐色的熔壳。陨石具有各种各样的不规则形状。
　　20世纪70年代以后，在南极地区发现大量各种类型的陨石，到1980年止，已收集到约5000块。这些陨石在非常清洁的极地条件下保存下来，具有极高的科学价值。世界上的多数陨石标本都收藏在各国的自然历史博物馆、国家博物馆、陨石博物馆、天文馆和地质矿产博物馆或陈列馆中。
　　陨石通常以陨落地点或发现地点的名称命名。
化学成分和矿物组成
　　组成陨石的近100种化学元素与组成太阳、地球和月球等太阳系天体的化学元素是一样的。但不同类型陨石的化学成分存在着显著的差异。陨石与地球岩石一样，基本上都是由矿物组成。但由于陨石体长期处于高度真空的宇宙空间环境，未经历地球岩石所受的变质作用和风化作用。因此，陨石矿物种类和共生组合与地球矿物存在明显不同。陨石中矿物约117种，其中约34种在地球岩石中未发现，而地球岩石矿物约有2400种；陨石的主要矿物只有橄榄石、斜方辉石、单斜辉石、铁纹石、镍纹石、陨硫铁、斜长石和层状硅酸盐(类蛇纹石或类绿泥石)　，种类比地球岩石少得多，地球岩石的主要矿物如石英、角闪石、钾长石、黑云母和白云母等在陨石中很少见或未发现；陨石中很少见到氢氧化物和Fe+3的化合物。
陨石分类
　　1863年，N.S.马斯基林把铁镍金属和硅酸盐含量大致相等的陨石作为一个陨石大类，称石铁陨石，为陨石分类奠定了基础。现代通常按陨石的矿物组成、化学成分和结构构造，划分为石陨石、铁陨石和石铁陨石3大类。而以石陨石最为常见，约占92％。石陨石又可分为球粒陨石和无球粒陨石。球粒陨石约占全部收集到的陨石的84％。铁陨石主要依据镍、镓、锗和铱的含量及陨石构造特征分为13个化学群。石铁陨石可分为橄榄陨铁、中铁陨石、古铜鳞英铁陨石和橄榄古铜铁陨石。
陨石中的有机质
　　由于陨石在陨落过程中和降落到地面后，可能受到地球有机物的污染，这给证认陨石中有机质的来源带来很大困难。在20世纪70年代以后，用有机质谱法分析了新陨落的碳质球粒陨石后，才证实了陨石中有机质的地外成因。已发现陨石中的有机化合物有氨基酸、卟啉、烷烃、芳香烃、嘌呤和嘧啶等。研究分析认为，这些有机化合物主要是原始星云凝集的晚期形成的，不是地外生命遗迹，而是非生物成因的前生物物质。这表明，地球形成时，这些与生命起源有关的有机物就混杂在地球内。但它们在地球漫长复杂的地质过程中的演化历史还不清楚。因此，对陨石等地外有机物的研究，将有可能揭示自然界有机物的形成及演化发展过程，为探索生命起源提供重要依据和线索。


月面学

月面学（汉语拼音：Yuemianxue；英语：Selenography），研究月球表面形态特征、地理环境、构造规律以及各种特征物的形态、位置、命名的天文学分支学科。又称月面志。最早研究月面的是意大利科学家伽利略，环形山、海等也由他命名，他还描出了第一批望远镜观测的月面图，测定了月球上的山高。此后各种月面图相继问世，先后发表的有150多种，其中最大的图直径达7.5米，有的图已标出了3万多个环形山。以往的研究成果曾为空间探测及人类登月提供了基本资料，而人类发射的60多个月球探测器及阿波罗登月等成就则使月面学从观测研究进入到实验研究的新阶段。


辐射转移理论

辐射转移理论（汉语拼音：Fu she zhuang yi li lun；英语：theory of radiative transfer），研究辐射通过既有吸收又有发射的介质时的变化情况，即辐射转移规律的理论。辐射是天体上的能量传递的最重要方式。辐射同物质有相互作用。物质要吸收和发射辐射。因此，以辐射方式传递能量实际上是在辐射同物质相互作用的过程中实现的。辐射转移理论的首要任务是建立辐射转移方程。这个方程把表征辐射场的物理量（如辐射强度）同表征辐射和物质之间相互作用的物理量（如吸收和发射）联系起来。然后，在一定条件下求解。在讨论恒星大气里的辐射转移时，常用局部热动平衡假设。由于吸收和发射同频率有关，同时，必须知道空间各点的温度分布规律，因此，求解辐射转移方程是很困难的，常用逐次近似法。


组合太阳望远镜

组合太阳望远镜（ SPAR ），在一个赤道式装置上安装几个不同用途的镜筒的太阳望远镜，通过它们可以同时获得不同的太阳物理现象的观测资料，并可节省基架和观测室的建造费用。建造这种结构望远镜的成功例子是美国大熊湖太阳天文台的组合太阳望远镜。它的主镜筒直径105厘米，还有口径25厘米的色球望远镜和光球望远镜镜筒、23厘米反射日冕仪和40厘米卡塞格林望远镜镜筒，可同时进行色球、光球和日冕（或光谱）三项观测。


爱因斯坦静态宇宙模型

爱因斯坦静态宇宙模型（ Einstein static model ），爱因斯坦于1915年提出广义相对论后，1917年用它来考察宇宙，建立了现代宇宙学中的第一个宇宙模型。由于当时尚未发现河外星系的普遍退行现象，他的模型是一个有物质无运动的静态宇宙。若假定宇宙中物质的分布松散，解引力场方程可得出爱因斯坦静态宇宙度规如下：

式中r，θ，φ为球极坐标，t为宇宙时。由此建立的模型是一个有限无边的封闭宇宙，宇宙半径R和宇宙常数Λ的关系是Λ=1/R2。宇宙空间体积是2π2R3。若用ρ表示宇宙物质平均密度，宇宙总质量就等于2π2R3ρ。


球状星系团

球状星系团，规则星系团以后发星系团为代表，大致具有球对称的外形，有点像恒星世界中的球状星团，所以又可以叫球状星系团。


天体分光测量

天体分光光度测量（ astronomical spectrophotometry ），指对天体某波长处的单色辐射流或单色亮度的测量，借以研究不同波长的天体辐射特性。单色辐射指半宽与波长之比接近于零的极窄波带内的辐射。这种测量也属光度测量范畴。因波带极窄，得到的信息最多。在对仪器的要求、测量和分析的方法等方面都与一般光度测量有所不同。分光光度测量是研究天体物理性质的重要方法之一。从事这种测量，要求有一定光谱分辨率的仪器，如各类恒星摄谱仪、太阳摄谱仪、光电分光光度计和傅里叶变换分光仪等。
在相同条件下比较两个天体单色辐射的测量，称为较差分光光度测量。测量结果以物理学的绝对单位表示的，称为绝对分光光度测量；以某一相对单位表示的，称为相对分光光度测量。按测量的波长范围又可分为连续光谱测量和谱线测量。

连续光谱测量
目的是求天体光谱能量分布曲线或色温度。连续光谱的测量范围宽达几千埃。这种测量对分光仪色散度和分辨本领的要求可以低些。观测结果除决定于天体的单色辐射外，还和星际消光、地球大气透射率、望远镜和分光仪的反射率或透射率以及探测器的分光响应有关。这些都是波长的函数。严格说来，必须求得这些函数关系才能确定天体的光谱能量分布。
通常在天顶距相同、仪器条件不变的情况下，观测待测星和光谱能量分布已知的标准星，求出它们的单色星等差，便可排除大气消光和仪器分光响应的影响。或者在天顶距稍有差别时作大气消光改正。由标准星的光谱能量分布定出待测星的光谱能量分布，其单位与标准星相同。对于距离大于100秒差距的天体，要考虑星际消光的改正。待测天体也可以和实验室里光谱能量分布已知的标准光源(例如绝对黑体、标准灯或同步辐射器)进行比较。在这种情况下，必须严格改正大气消光和仪器系统误差的影响。
经过天文学家精确测定了的织女星的绝对光谱能量分布曾被用作一级标准。此外，在不同赤经区里，还有一些仔细测定过能量分布的次级标准星。
连续光谱测量根据观测方法又分为：①照相分光光度测量。这种测量需要考虑底片的非线性和选择性，要拍摄校准光谱，必须依底片的特性和要求的测量精度分波段作特性曲线。测量光谱密度时，注意避开吸收线。现代已有全自动显微密度数据处理系统，能直接给出天体的分光光度图。②光电分光光度测量。可用光电倍增管沿天体光谱扫描，或者用一维或二维光电探测器同时记录各波段单色辐射。由于光电探测器及其附属装置具有线性响应，测量精度较高，近年来，二维光电探测器发展很快，已逐渐代替照相底片。
实测的连续光谱能量分布，因受到光谱中吸收线的影响而略微偏低。在光电测量中，由于等间距取样测量在吸收线附近，连续谱明显降低。将实测和理论计算的连续光谱能量分布进行比较，可以求出天体的有效温度和表面重力。

谱线测量
测量谱线范围内单色辐射与连续光谱强度的比例，求出谱线轮廓或等值宽度。测量谱线轮廓要求有高色散、高分辨本领的分光仪。分辨本领较低的分光仪只能测等值宽度。测量时应注意连续光谱的影响。对测量结果首先要作散射光改正，再作仪器轮廓改正，才能得到较正确的观测谱线轮廓。
比较观测轮廓和理论计算的轮廓，可以分析恒星大气中的物理参数，如有效温度、重力加速度和湍动等。


火星卫星

火星卫星（ satellites of Mars ），火星有两个卫星：火卫一和火卫二，是A.霍尔在1877年火星大冲时发现的。
火卫一和火卫二的轨道半长径分别约为9，370公里和23，520公里，相当于火星半径的2.8和6.9倍。这表明，它们的轨道很接近火星。特别是火卫一，它的轨道几乎处于洛希极限上，到了这个极限，卫星将因行星起潮力的作用而粉碎。火星对火卫一和火卫二的潮汐摩擦使火卫一不断接近火星，而使火卫二不断远离火星。火卫一和火卫二的公转轨道面与火星赤道面的交角以及它们的轨道偏心率都不大。这两个卫星绕火星转动的周期分别为7小时39分和30小时18分。同月球一样，它们的自转周期和它们的公转周期相等。火卫一绕火星的公转周期比火星本身的自转周期还要短，因此造成一种奇特的现象：从火星表面看来，火卫一同其他天体相反，它每天西升东落两次。火卫一和火卫二被认为是太阳系中的不规则卫星（见卫星）。火卫一和火卫二都很小，而且形状不规则。火卫一的大小近似27×21.6×18.8（公里），火卫二只有15×12.2×11（公里）。在火星赤道附近看到的火卫一，还没有地球上看到的月球一半大，而火卫二只有勉强看得清的视圆面。两个卫星上都有许多撞击陨石坑，其中最大的是火卫一上的斯蒂尼陨石坑，直径达8公里。行星际探测器“海盗”1号在考察火卫一时还发现这个卫星地形上的新特征──沟纹和小环形山链。沟纹有些地方宽达500米。环形山链差不多与火卫一的轨道面平行，某些环形山位于链的突出处，可能是次生的环形山。根据“海盗”1号、2号的测定，火卫一的质量是1.1×1019克，因而它的密度约为2.1克/厘米3，同谷神星的密度一样。火卫一和火卫二的反照率都在0.05左右，类似于碳质球粒陨石和碳质小行星，因此有人推测，它们可能起源于小行星带。


再发新星

再发新星（汉语拼音：Zaifaxinxing；英语：Recurrent nova），爆发变星的一种。大体上每隔10～100年爆发一次，已观测到10余颗。再发新星和经典新星的光变曲线很相似，只有当出现第二次或更多次爆发时才能确定为再发新星。可见光波段的亮度变幅为7～9等，每次爆发释放1036～1037焦耳能量，约抛射出10-6太阳质量的物质 ，都比经典新星小 。有证据表明所有经典新星都是再发新星。如果新星只爆发一次，以银河系每年出现25颗新星计算，银河系诞生以来大约应有2×1011颗恒星经历了新星爆发，这跟银河系恒星总数相当。但大多数恒星质量较小， 演化缓慢，还不可能演变成新星，只有在每颗新星重复爆发很多次的情况下，才能与平均每年出现的新星数目相符。经典新星可能是爆发周期很长的再发新星，因此只观测到一次爆发。


周期摄动

周期摄动（汉语拼音：Zhouqi Shedong；英语：Periodic perturbation），天体坐标，速度或轨道要素的摄动量中随时间作周期变化的部分，也就是摄动项中时间的周期函数项。周期摄动中变化周期小于或等于天体运动轨道周期的项称为短周期摄动项。短周期摄动的振动振幅一般都比较小但项数比较多，它反映了天体真实运动轨道相对于平均运动轨道的短时间偏离和天体运动轨道的精细结构，在需要精确测定天体运动轨道时必须考虑短周期摄动。周期摄动中变化周期大于天体运动轨道周期的摄动项称为长周期摄动项，它的变化振幅通常要比短周期摄动大几个量级，因而对天体的运动有较明显的影响。研究长周期摄动形成的原因以及与天体运动和形状等其他物理量之间的关系等问题一直是天体力学摄动理论中的重要课题。


坡印廷－罗伯逊效应

坡印廷－罗伯逊效应（ Poynting-Robertson effect ），光压使尘粒沿螺旋轨道缓慢落入太阳的一种效应。它起因于质点对辐射的吸收和发射。1903年坡印廷在讨论物体在辐射场中的运动时最先指出这种效应的存在，1937年罗伯逊用相对论导出并改进此效应的理论，因而得名。相对于太阳静止的小球体（半径b，截面σ=πb2），受到光压力为f=σE/c（E为辐射流密度，c为光速）。当小球体绕太阳公转（速度的径向分量Vr、切向分量Vθ）时，受到光压的相应分力为：

光压径向分力 fr与引力反向，为斥力；而切向分力 f θ与运动方向相反，使物体减速。光压作用的一个结果是把微小尘粒（质量 m＜ 10  -14克）排斥出太阳系；另一结果是使比较大的颗粒( 10 -14≤ m≤ 106克)沿螺旋轨道逐渐落向太阳。离太阳 r 天文单位处的尘粒，在时间 t=7.0× 10 6 bρr2年后便会落到太阳上(式中 ρ为尘粒的密度)。例如，小行星区1毫米大小的尘粒在6，000万年后都落到太阳上。 太阳风等离子流对尘粒也有类似 效应。 坡 印 廷- 罗伯逊 效应在研究太阳系演化中有重要作用，也被用于解释彗星现象和恒星的有关问题，但在大尺度星际云或星系演化中，这种 效应的影响可忽略不计。


银道坐标系

银道坐标系（汉语拼音：Yindao Zuobiao Xi；英语：Galactic Coordinate System），在恒星天文学中应用一种天球坐标系。经过太阳且与银盘（见银河系）的对称平面相平行的平面称为银道面，它与天球相交而成的大圆称为银道。银道面是银道坐标系的基本平面。银道的几何极称为银极，与北天极邻近的银极称北银极。经过银极的任何大圆称为银经圈；与银道平行的小圆称为银纬圈。银河系的中心方向（a＝17h42m29s  ，δ＝ －28059¢18″，位于人马座)在天球上的投影必然落在银道上，取这点为银道坐标系的主点。
　　从银河系中的方向起沿银道逆时针方向量到天球上一点的银经圈与银道交点的弧长为经向坐标，称为银经。银经从0°到360°计量。从银道起沿过该点的银经圈量度到该点的大圆弧长为纬向坐标，称为银纬。银纬从0°到±90°计量，银道以北为正，银道以南为负。1958年以前国际上采用的银道坐标系其主点取为银道对天赤道的升交点。这样规定的坐标系称为旧银道坐标系。


太阳常数

太阳常数（汉语拼音：Taiyang Changshu；英语：Solar Constant），在地球大气外离太阳一个天文单位处和太阳光线垂直的一平方厘米面积上每分钟所接受到的所有波长的太阳总辐射能量。符号为S，单位为焦耳／（厘米2·分钟）或瓦／米2。20世纪上半叶，美国史密森天文台的C.G.艾博特等人。对太阳常数做了大量的测量，近年来又有人结合地面和空间观测资料，确定采用值为8.23焦耳／（厘米2·分钟）。由于太阳活动的长周期变化，这一数值可能有约1％的变化。


天体分光光度测量


色余

色余（ colour excess ），天体的实测色指数与光谱型相同的天体的正常色指数之差；前者大于后者，即天体颜色显红时，色余为正。正色余大多是星际红化引起的；星际尘埃对短波的消光作用大于对长波的消光作用。这时色余与光线穿过的距离成正比，因而可根据色余值来估计天体的距离。必须注意的是当星周存在尘埃包层以及红移过大时，也会出现正色余（见红外星）。一些非热辐射的天体，以及反射星云等，出于各自的原因会使色余变成负值，天体显得过蓝，这种现象叫作紫外色余。利用这种现象，常可鉴别和发现一些特殊天体。


相对论天体物理学

相对论天体物理学（汉语拼音：Xiangduilun Tianti Wulixue；英语：Relativistic Astrophysics），以广义相对论等引力理论为主要工具来研究天体现象的学科。天体物理学的分支学科。1915年，A.爱因斯坦创立了广义相对论，相对论天体物理学也宣告诞生。但是，一方面，通常的天体的引力场很弱，广义相对论效应不重要；另一方面，观测手段的限制又显示不出广义相对论的重要性。因此，相对论天体物理学长期得不到发展，仅在宇宙学里，广义相对论才有较广泛的应用。从20世纪60年代起，一大批具有很强引力场的天体的发现，以及宇宙学的空前活跃，相对论天体物理学得到了迅猛的发展。相对论天体物理学主要包括如下几个方面：①相对论宇宙学。研究宇宙的大尺度时空结构、几何特征和宇宙的演化。②致密天体物理学。研究简并矮星、中子星（脉冲星）、黑洞、星系核等致密天体。③引力波天文学。研究引力波的发射和探测。④后牛顿天体力学。研究广义相对论对以牛顿力学为基础的天体力学的各种修正。另外，用天体的运动性质来检验各种引力理论也是相对论天体物理学的重要方面。


辐射强度

辐射强度（ Radiant Intensity ），点辐射源在某方向上单位立体角内传送的辐射通量，记作Ie，即Ie=dΦe/dΩ，式中dΦe是dΩ立体角元内的辐射通量。 辐射强度的SI单位为瓦/球面度。多数辐射源的辐射强度正比于该方向与表面法线之间夹角的余弦，这样的辐射源称为余弦辐射体或朗伯辐射体。
单位时间内物体单位表面积辐射出某特定波长射线的能量，称为单色波长的辐射强度。


望远镜

靠近加州洛杉矶，位于威尔逊山天文台的100英吋（2.54米）的虎克反射望远镜。
望远镜，是一种可以通过透镜或面镜将电磁波（例如可见光）折射或反射以协助观察远方物体的工具。已知能实用的第一架望远镜是在17世纪初期在荷兰使用玻璃透镜发明的。这项发明现在被应用在陆地和天文学。
在第一架望远镜被制造出来几十年内，用镜子收集和聚焦光线的反射望远镜就被制造出来。在20世纪，许多新型式的望远镜被发明，包括1930年代的电波望远镜和1960年代的红外线望远镜。“望远镜”这个名词现在是泛指能够侦测不同区域的电磁频谱的各种仪器，在某些情况下还包括其他类型的探测仪器。
英文的“telescope”（来自希腊的τῆλε，tele意“远”＂far＂ 和 σκοπεῖν，skopein意“视”＂to look or see＂，合并为τηλεσκόπος音为＂teleskopos＂，意“远视”＂far-seeing＂）。这个字是希腊数学家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年于伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一场餐会中，推销他的仪器时提出的。在《星际信使》这本书中，伽利略使用的字是"perspicillum"。

目录

1 简史
2 类型

2.1 光学望远镜
2.2 电波望远镜
2.3 X射线望远镜

3 大气层的电磁频谱不透明度
4 体系结构
5 规格参数
6 制作工艺
7 参见

简史
 格林威治皇家天文台“洋葱”式的圆顶内安放的是28英吋的折射望远镜。在前景中的是口径120公分（47英寸）的威廉·赫歇尔反射望远镜（由于它的焦距长度，被称为"40英尺望远镜"）剩余部分。
关于望远镜，现存的最早纪录是荷兰米德尔堡的眼镜制造商汉斯·利普西（Hans Lippershey）在1608年向政府提交专利的折射望远镜。实际的发明者是谁不能确定，它的发展要归功于三个人：汉斯·利普西、米尔德堡的眼镜制造商撒迦利亚·詹森（Zacharias Janssen）和阿尔克马尔的雅各·梅提斯。望远镜被发明得消息很快就传遍欧洲。伽利略在1609年6月听到了，就在一个月内做出自己的望远镜用来观测天体。
在折射望远镜发明之后不久，将物镜，也就是收集光的元件，用面镜来取代透镜的想法，就开始被研究。使用抛物面镜的潜在优点 －减少球面像差和无色差，导致许多种设计和制造反射望远镜的尝试。在1668年，艾萨克·牛顿制造了第一架实用的反射望远镜，现在就以他的名字称这种望远镜为牛顿反射镜。
在1733年发明的消色差透镜纠正了存在于单一透镜的部分色差，并且使折射镜的结构变得较短，但功能更为强大。尽管反射望远镜不存在折射望远镜的色差问题，但是金属镜快速变得昏暗的锈蚀问题，使得反射镜的发展在18世纪和19世纪初期受到很大的限制 －在1857年发展出在玻璃上镀银的技术，才解决了这个困境，进而在1932年发展出镀铝的技术。受限于材料，折射望远镜的极限大约是一公尺（40英吋），因此自20世纪以来的大型望远镜全部都是反射望远镜。目前，最大的反射望远镜已经超过10公尺（33英尺），正在建造和设计的有30-40公尺。
20世纪也在更关广的频率，从电波到伽玛射线都在发展。在1937年建造了第一架电波望远镜，自此之后，已经开发出了各种巨大和复杂的天文仪器。

类型
望远镜这个名词涵盖了各种各样的仪器。大多数是用来检测电磁辐射，但对天文学家而言，主要的区别在收集的光（电磁辐射）波长不同。
望远镜可以依照它们所收集的波长来分类：

 X射线望远镜：使用在波长比紫外线更短的电磁波。

 紫外线望远镜：使用于波长比可见光短的电磁波。

 光学望远镜：使用在可见光的波长。

 红外线望远镜：使用在比可见光长的电磁波。

 次毫米波望远镜：使用在比红外线更长的电磁波。

 模板:Link-en：一种光学透镜技术。

 X射线光学：某些X射线波长的光学。

随着波长的增加，可以更容易地使用天线技术进行电磁辐射的交互作用（虽然它可能需要制作很小的天线）。近红外线可以像可见光一样的处理，而在远红外线和次毫米波的范围内，望远镜的运作就像是一架电波望远镜。例如，观测波长从3微米（0.003mm）到2000微米（2毫米）的詹姆士克拉克麦克斯威尔望远镜（James Clerk Maxwell Telescope，JCMT），就使用铝制的抛物面天线。另一方面，观察从3μm（0.003毫米）到180微米（0.18 毫米） 的斯皮策太空望远镜就可以使用面镜成像（反射光学）。同样使用反射光学的，还有哈伯太空望远镜可以观测0.2μm（0.0002 毫米）到1.7微米（0.0017 毫米），从红外线到紫外线的第三代广域照相机。
在望远镜设计中的另一个门槛，随着光子能量的增加（波长变短和频率增加）是使用全反射光学，而不是粗略的入射光学。像是TRACE和SOHO望远镜使用特殊的面镜反射极紫外线，否则不可能产生高解析度和较亮的影像。大口径并不意味着能收集更多的光，它收集的是高阶绕射极限的光。
望远镜也可以依据所在的位置来分类：地面望远镜、太空望远镜或飞行望远镜（Airborne observatory）。它们还能依据使用者是专业天文学家，还是业余天文学家来分类。拥有一架或多架望远镜与其它仪器的永久性房舍或载运工具，称为天文台。

光学望远镜
文件:Telescope.jpg 尼斯天文台的50公分折射望远镜。
光学望远镜主要是收集并聚焦电磁频谱中可见光部分的光线（虽然有些在红外线和紫外线的波段工作）。学望远镜明显增加远处物体的视角大小和视亮度。为了对影像观察、拍照、研究、并发送至电脑，望远镜会采用一个或多个光学曲面的元件来工作。通常由玻璃的透镜或面镜收集线或其它电磁波的辐射，将这些光或辐射汇聚到焦点上。光学望远镜使用在许多天文和非天文的仪器，包括：经纬仪（包括中星仪）、鉴识望远镜、 单筒望远镜、双筒望远镜、相机镜头、和间谍镜。望远镜有三种主要的学类型：

 使用透镜成像的折射望远镜。

 使用安排好的面镜成像的反射望远镜。

 使用面镜和透镜共同组合来成像的折反射望远镜。

除了这些基本的光学类型之外，还有许多改变光学设计以适合它们执行任务的子类型，像是摄星镜、寻彗镜、太阳望远镜等等。

电波望远镜
 位于美国新墨西哥州的圣阿古斯丁平原上的甚大天线阵
电波望远镜是电波天文学使用，有指向天线（Directional antenna）天线的望远镜。这些盘面有时是用导电的金属丝往建造，其口径小于所观测到的波长。多元素的电波望远镜由成对或更多的小望远镜组成，以合成口径相等于彼此间距离的虚拟望远镜，这个程序被称为孔径合成（Aperture synthesis）。在2005年，纪录上的阵列大小是地球直径的许多倍 －利用位于太空的甚长基线干涉测量望远镜，像是日本的HALCA（高度先进通信和天文学实验室VSOP (VLBI Space Observatory Program) satellite）
孔径合成现在也被应用在光学望远镜，使用在光学干涉仪 (光学望远镜阵列)，和在单一望远镜上使用口径遮蔽干涉（Aperture masking interferometry）。当可见光被阻挡或微弱时，电波望远镜也用来收集微波辐射，例如类星体。有些电波望远镜被使用于专案，例如SETI和阿雷西博天文台寻找外星生命。

X射线望远镜
大气层的电磁频谱不透明度
由于大气层对大部分的电磁波谱是不透明的，所以只有少数波段可以从地面观测得到。这些波段是可见光、近红外线和一些无线电波部分的频谱。由于这个原因，地面上没有远红外线、或X射线的望远镜。因为这些波段必须从轨道上才能观测。即使从地面上可以观测的波段，因为视像度的缘故，在轨道上的卫星安置光学望远镜依然是有利的。

体系结构

 光学系统

 棱镜系统

 物镜

 目镜

 机械系统

 望远镜的装置

 赤道仪

 经纬仪

 附件

 转仪钟

规格参数

 物镜口径

 放大倍数

 出瞳直径

 出瞳距离

 视场角度

 像场角度

制作工艺

 镀膜

 球面反射镜磨制工艺

 像差控制

 色差控制

参见

 显微镜

 放大镜

 眼镜

 监视器

 相机

 摄影机


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。


空间望远镜

空间望远镜（英语：space telescope）或太空天文台，是在外太空用于观测天体的望远镜。由于避开了大气的影响和不会因重力而产生畸变，因而可以大大提高观测能力及分辨本领，甚至还可使一些光学望远镜兼作近红外、近紫外观测。但在制造上也有许多新的严格要求，如对镜面加工精度要在0.01微米之内，各部件和机械结构要能承受发射时的振动、超重，但本身又要求尽量轻巧，以降低发射成本。
经由莱曼·史匹哲在1946年的提议，第一批运行的望远镜是1968年发射的美国轨道天文台轨道天文台2号（Orbiting Astronomical Observatory 2），以及1971年在苏联太空站Salyut 1上的Orion 1紫外线望远镜。
因为地球的大气层对许多波段的天文观测影响甚大，天文学家便设想若能将望远镜移到太空中，便可以不受大气层的干扰得到更精确的天文资料。目前已有不少空间望远镜在太空中运行，例如：观测可见光波段的哈勃空间望远镜，观测X光波段的钱卓拉太空望远镜，观察γ射线波段的康普顿天文台（已于2000年退役）以及观测暗物质的暗物质粒子探测卫星等。

目录

1 历史
2 优点
3 缺点
4 未来发展
5 太空天文台或望远镜

5.1 功成身退
5.2 服役中

6 计划中

历史
1837年，普鲁士天文学家威廉·沃尔夫·比尔和约翰·海因里希·冯·马德勒讨论在月球上建立天文台的好处。1946年，美国理论天体物理学家莱曼·史匹哲提出一个太空望远镜的构想。史匹哲提议建立一个不会受到地球大气层阻碍的大型望远镜。在1960年代和1970年代为建造这样一个系统进行游说之后，史匹哲的构想最终实现成了哈勃太空望远镜，它于1990年4月24日由发现号太空船（STS-31）发射。
第一批运行的太空望远镜是1968年发射的美国轨道天文台轨道天文台2号（OAO-2），以及1971年在苏联太空站Salyut 1上的Orion 1紫外线望远镜。

优点
在地球上的地面天文台进行天文学研究时，会受到大气层对电磁辐射的过滤和扭曲（闪烁）影响。在大气层外围绕地球运行的望远镜，既不会受到大气层的闪烁影响，也不会受到地球上人工光源的光害影响。因此，太空望远镜的角解析度通常比具有类似孔径的地面望远镜高得多。许多较大的地面望远镜也因此而运用自适应光学技术以减少大气效应。

 太空天文台及其工作波长范围。
太空天文学对于光学窗和无线电窗（Radio window）以外的频率范围更为重要，这是电磁波频谱中仅有的两个不被大气层严重衰减的波长范围。例如，X射线天文学在地球上进行几乎是不可能的，只有由于钱卓拉天文台和XMM-牛顿卫星等轨道上的X射线望远镜，才达到目前天文学的重要性角色。红外线和紫外线基本上也被阻挡。

缺点
太空望远镜的建造成本比地面望远镜高得多。由于它们的位置，太空望远镜也极难维护。哈勃太空望远镜是由太空船提供服务的，但大多数太空望远镜根本无法获得这种服务。

未来发展
美国国家航空暨太空总署、印度太空研究组织、欧洲太空总署、中国国家航天局、日本宇宙航空研究开发机构和后来由俄罗斯航太继承的前苏联太空计划已经发射许多卫星并营运中。截至2018年，许多太空望远镜和天文台已经完成了它们的任务，而其他的则继续延长运行时间。然而，太空望远镜和天文站的未来可用性取决于及时和充足的资金。虽然美国国家航空暨太空总署、日本宇宙航空研究开发机构和中国国家航天局已经计划建立未来的太空天文台，但科学家们担心未来的计划无法立即填补技术缺口，而这将影响基础科学的研究。

太空天文台或望远镜
 截至2005年，一些太空观测站及其波长工作范围。
功成身退

轨道天文台（OAO）

康普顿天文台（CGRO）

太阳极大期任务卫星（SMM）

红外线天文卫星（IRAS）

红外线太空天文台（ISO）

宇宙背景探测者（COBE）

斯皮策太空望远镜（Spitzer Space Telescope）

服役中

哈伯太空望远镜（HST）

钱卓太空望远镜

XMM-牛顿卫星（XMM-Newton）

普郎克巡天者

赫歇尔太空天文台

费米伽玛射线太空望远镜

暗物质粒子探测卫星

詹姆斯·韦伯太空望远镜

计划中

SPICA

巡天号光学舱


定日镜

美国基特峰国立天文台的定日镜
定日镜（ heliostat ），将太阳或其他天体的光线反射到固定方向的光学装置，又称定星镜。作用与定天镜类似，但采用一块平面镜置于赤道式装置中，可作赤纬方向的移动。当镜面以周日运动的速度作跟踪运动时，太阳光或星光被反射到极轴方向，然后直接或经辅助平面镜反射入固定的望远镜。与定天镜相比，它的主要优点是不用导轨，结构简单紧凑。光线入射角在跟踪过程中变化很小，一天以内仪器偏振近于常数，有利于太阳表面磁场横向分量的测量。主要缺点是反射天区(即视场)以周日速度旋转，观测有视面天体时，需补偿这种视场旋转。此外，由于冬季太阳光入射角较大，因此对镜面精度的要求比定天镜更高。美国基特峰天文台的太阳塔，采用的口径二米的定日镜是世界上最大的。它还用于观测恒星和行星的光谱。


北斗

→ 这里是关于20世纪30年代中国文学期刊《北斗》的条目。另有北斗七星条目，见“北斗七星”
　　北斗（拼音：běi dǒu），中国文学期刊。中国左翼作家联盟主办的刊物之一，丁玲主编，1931年9月20日创刊于上海，湖风书局发行。1932年7月被查禁停刊。共出2卷8期。该刊内容创作与理论并重，此外也刊载译文。鲁迅、瞿秋白、冰心、陈衡哲、徐志摩、戴望舒、凌叔华、沈从文等人都在《北斗》发表过作品。其中丁玲的中篇小说《水》，张天翼的短篇小说《面包线》，葛琴的《总退却》，文君（杨之华）的《豆腐阿姐》，适夷的剧本《S.O.S》，白薇的剧本《北宁路某站》等在文坛都引起较大反响。《北斗》积极开展文艺批评与理论研究，还组织“创作不振之原因及其出路”、“文学大众化问题”两次征文活动。


太阳视差

太阳视差（ solar parallax ），天文常数之一。为导出常数。全称为太阳赤道地平视差。以π⊙表示，可定义为：

π⊙＝arc sin( αe/ A)

式中 αe为地球赤道半径， A为地月系质心到 太阳的平均距离，即 天文单位。可通过观测 太阳系内的 行星测定 太阳 视差 π⊙。当行星（或小行星）最接近地球时，先测定行星的周日赤道地平 视差，从而确定行星对地球的距离，然后再根据 天体力学的理论所求得的行星对地球的距离与日地平均距离之比，推求出 太阳 视差值。现代最精确的测定方法是通过雷达天文技术，首先测定一个天文单位距离的光行时 τA，在光速（作为基础常数）已知的情况下，求出天文单位AU之值，再从AU导出 π⊙。IAU1976天文常数系统中所采用的 太阳 视差值为 π⊙＝8˝.794 148。


日浪

日浪（汉语拼音：Ri Lang；英语：Surges），由耀斑所在地发生的高速喷发等离子体的现象。又称冲浪。日浪发生前常有先兆，即耀斑区快速膨胀、发亮，然后衰减且变得透明。日浪便从这里冒出来。物质沿磁力线上升，初始速度约每秒50千米，10分钟左右便加速到每秒100～200千米，然后沿原路或环路返回太阳表面。在回落到太阳表面前，这些物质可能瓦解或消失。日浪有很强的重复出现的倾向，一个大日浪可以在同一位置以同一位相出现好几次。日浪抛射的最大高度为1～2万千米。抛射物质总质量为1011～1012千克。日浪内部磁场强度为0.015特斯拉。


真空太阳望远镜

美国萨克拉门托峰真空太阳塔外形
真空太阳望远镜（ vacuum solar telescope ），全部成像光学元件均置于真空筒(气压为1毫米汞柱以内)中的太阳望远镜。使用真空筒是为了消除仪器内部气流对成像的有害影响。另外，外部结构（如圆顶）引起的热空气湍动，也会影响成像质量，所以在观测时须将圆顶(或其他形式的活动屋顶)移开，或不用圆顶，采用露天的望远镜结构。美国萨克拉门托峰天文台的真空太阳望远镜，其外形是41米高的露天锥塔，顶部是真空密封转台，太阳光射入直径75厘米的玻璃密封窗后，被构成地平系统的两块直径110厘米的平面镜反射到直径0.6米、焦距46米的成像镜上，反回的光线经斜平面镜，穿过密封出射窗进入附属仪器。成像镜置于地下55米的真空筒的底部。这个重250吨的真空筒是可以转动的，以补偿视场旋转。由于采用地平式装置，须用计算机控制两块平面镜的运动去跟踪太阳。这台仪器安装在天文宁静度很好的高山上，有时能够分辨出太阳表面0.″3的细节，发现许多新的现象。它代表目前地面太阳仪器的最高水平。


食变星

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

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


奥伯斯佯谬

奥伯斯佯谬（Olbers paradox），1826年，德国天文学家H.W.M.奥伯斯指出，一个静止、均匀、无限的宇宙模型会导致如下结论：黑夜与白天一样亮。但实际上夜空却是黑的。理论同观测的这种矛盾称为奥伯斯佯谬。采用天体之间有吸光物质、天体寿命有限或天体有演化、引力常数随距离而变化等都难以解决奥伯斯佯谬。在现代的膨胀宇宙模型里，奥伯斯佯谬不存在。


世界时

世界时（universal time），以本初子午线的平子夜起算的平太阳时。又称格林尼治平时。各地的地方平时与世界时之差等于该地的地理经度。1960年以前曾作为基本时间计量系统被广泛应用。由于地球自转速度变化的影响，它不是一种均匀的时间系统。后来世界时先后被历书时和原子时所取代，但在日常生活、天文导航、大地测量和宇宙飞行等方面仍属必需；同时，世界时反映地球自转速率的变化，是地球自转参数之一，仍为天文学和地球物理学的基本资料。


恒星

数以百万计的恒星聚集在一起,图片由哈勃太空望远镜摄得
 Fomalhaut是南鱼座方向上一颗明亮、年轻的恒星，与我们的距离不过25光年。早期，红外线观测辨认出一个冷物质带环绕着这颗恒星，近来，其细节被哈勃太空望远镜记录了下来。哈勃摄像机的日冕观测仪有一个遮光板覆盖了来自这颗恒星的眩光。图中环绕着Fomalhaut的偏心环的整齐而清晰的内边缘是轨道上运行着巨大行星的强有力证据，因为只有存在一个巨大行星才能形成和保持细碎天体物质所形成的环状带内边缘的整齐状态。 这个环到Fomalhaut的距离是133个天文单位，被认为是我们太阳系Kuiper带的早期状态
　　恒星（汉语拼音：hengxing；英语：Star），由自身引力维持，靠内部的核聚变而发光的炽热气体组成的球状或类球状天体。银河系拥有几千亿颗恒星，但在晴朗无月的夜晚，在远离城市的地球表面用肉眼大约可以看到3,000多颗恒星。借助于望远镜，可看到几十万乃至几百万颗以上的恒星。恒星并非不动，因为离地球实在太远，不借助特殊工具和特殊方法，很难发现它们在天球上的位置变化，因此古代人把它们称作恒星。
　　恒星是大质量、明亮的等离子体球。太阳就是一颗典型的恒星，离地球最近。白天由于有太阳照耀，无法看到其他的恒星；只有在夜晚的时间，才能在天空中看见其他的恒星。恒星一生的大部分时间，都因为核心的核聚变而发光。核聚变所释放出的能量，从内部传输到表面，然后辐射至外太空。几乎所有比氢和氦更重的元素都是在恒星的核聚变过程中产生的。
　　天文学家经由观测恒星的光谱、光度和在空间中的运动，可以测量恒星的质量、年龄、金属量和许多其他的性质。恒星的总质量是决定恒星演化和最后命运的主要因素。其他特征，包括直径、自转、运动和温度，都可以在演变的历史中进行测量。描述许多恒星的温度对光度关系的图，也就是赫罗图（HR图），可以测量恒星的年龄和演化的阶段。
　　恒星诞生于以氢为主，并且有氦和微量其他重元素的云气坍缩。一旦核心有足够的密度，有些氢就可以经由核聚变的过程稳定的转换成氦。恒星内部多余的能量经过辐射和对流组合的携带作用传输出来；恒星内部的压力则阻止了恒星在自身引力下的崩溃。一旦在核心的氢燃料耗尽，质量不少于0.5太阳质量的恒星，将膨胀成为红巨星，在某些情况下更重的化学元素会在核心或包围着核心的几层燃烧。这样的恒星将发展进入简并状态，部分被回收进入星际空间环境的物质，将使下一代恒星诞生时正元素的比例增加。
　　恒星并非平均分布在星系之中，多数恒星会彼此受引力影响而形成聚星，如双星、三合星、甚至形成星团等由数万至数百万计的恒星组成的恒星集团。当两颗双星的轨道非常接近时，其引力作用或会对它们的演化产生重大的影响，例如一颗白矮星从它的伴星获得吸积盘气体成为新星。
　　天文学家对宇宙中恒星的数量一直有不同的估算。最著名的一个说法是美国天文学家卡尔·萨根在他的著作《千亿的千亿》中提出的一个猜测，认为宇宙中有1000亿个星系，每个星系有1000亿个恒星。而据此天文学家又进一步推测各星系恒星数量约为1000亿的一万亿倍。美国天文学家彼得·范·多昆和天体物理学家查理·康罗伊对来自星系的光强度分析后认为大约有3×1023。

目录

1 基本物理参量

1.1 星等
1.2 恒星光谱
1.3 直径
1.4 质量
1.5 压力
1.6 磁场

2 化学组成
3 物理特性的变化
4 恒星的分类
5 结构和演化

5.1 恒星的结构
5.2 恒星的形成
5.3 原恒星形成
5.4 主序星
5.5 红巨星

5.5.1 大质量恒星
5.5.2 坍缩

6 观测简史
7 恒星命名

基本物理参量
　　描述恒星物理特性的基本参量有距离、亮度（视星等）、光度（绝对星等）、质量、直径、温度、压力和磁场等。测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角（叫作周年视差），再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。这是测定距离最直接的方法。但对大多数恒星说来，这个张角太小，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差等。这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。

星等
　　恒星的亮度常用星等来表示。恒星越亮，星等数值越小。地球上测出的星等称视星等；归算到离地球10秒差距处的星等称绝对星等。使用对不同波段敏感的检测组件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。最通用的星等系统之一是U（紫外）、B（蓝）、V（黄）三色系统；B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V＝-26.74，绝对目视星等Mv＝＋4.83，色指数B－V＝0.63，U－B＝0.12。由色指数可确定色温度。恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。

恒星光谱
　　有关恒星的知识主要来自能揭示其物质成分、表面温度和运动状态的光谱研究。恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可定出O、B、A、F、G、K、M等光谱型（也可称作温度型）。温度相同的恒星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等越小。恒星的光度级可分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ，依次称为超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星（或矮星）、亚矮星、白矮星。太阳的光谱型为G2V，颜色偏黄，有效温度约5,770K。A0V型星的色指数平均为零，温度约10,000K。恒星大气的有效温度由早O型的几万度到晚M型的几千度，差别很大。

直径
　　恒星的真直径可根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星方法可测出小到0″.001的恒星的角直径，更小的恒星不容易测准，加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。有些恒星也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种方法求出的不同恒星的直径，有的小到几千米，有的大到109千米以上。

质量
　　多数恒星存在于双星系统中。天文学家根据某些特殊的双星系统能测出恒星的质量；经过多年的观测，又确定了质光关系。一般恒星质量能根据质光关系进行估算。总的说来，各种不同类型恒星模型代表的质量，与能够通过现实恒星精确测量的对应质量是符合的，这可确信建立的模型的正确性。已测出的恒星质量大多介于太阳质量的百分之几到120倍之间，但大多数恒星的质量在0.1～10个太阳质量之间。恒星的密度可根据直径和质量求出，密度的量级大约介于10-9g/cm3（红超巨星）到1013～1016g/cm3（中子星）之间。

压力
　　恒星表面的大气压和电子压可通过光谱分析来确定。中性元素与电离元素谱线的强度比，不仅同温度和元素的丰度有关，也同电子压力密切相关。电子压与气体压之间存在着固定的关系，二者都取决于恒星表面的重力加速度，因而同恒星的光度也有密切的关系。见恒星大气理论。

磁场
　　根据恒星光谱中谱线的塞曼分裂（见塞曼效应）或一定波段内连续谱的圆偏振情况，可测定恒星的磁场。太阳表面的普遍磁场很弱，仅约1～2高斯，有些恒星的磁场则很强，能达数万高斯。白矮星和中子星具有更强的磁场。

化学组成
　　与在地面实验室进行光谱分析一样，对恒星的光谱也可进行分析，借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量。多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化学组成与太阳大气差不多。按质量计算，氢最多，氦次之，其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化学组成与太阳大气不同，如沃尔夫–拉叶星，就有含碳丰富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序之分）。金属线星和A型特殊星中，若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强。理论分析表明，演化过程中恒星内部的化学组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变，重元素的含量会越来越多。见恒星化学组成。

物理特性的变化
　　观测发现，有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间发生周期的、半规则的或无规则的变化。这种恒星叫作变星。变星分为两大类：一类是由于几个天体间的几何位置发生变化而造成的几何变星；另一类是由于恒星自身内部的物理过程而造成的物理变星。几何变星中，最为熟悉的是两个恒星互相绕转，因而发生变光现象的食变星（即食双星）。它们分为大陵五型、天琴座β（渐台二）型和大熊座W型三种。几何变星中还包括椭球变星（因自身为椭球形，亮度的变化是由于自转时观测者所见发光面积的变化而造成的）。物理变星，按变光的物理机制，主要分为脉动变星和爆发变星两类。脉动变星的变光原因是恒星在经过漫长的主星序阶段以后（见赫罗图），自身的大气层发生周期性的或非周期性的膨胀和收缩，引起光度的脉动性变化。理论计算表明，脉动周期与恒星密度的平方根成反比，因此那些重复周期为几百乃至几千天的晚型不规则变星、半规则变星和长周期变星都是体积巨大而密度很小的晚型巨星或超巨星。周期约在1～50天之间的经典造父变星和周期约在0.05～1.5天之间的天琴座RR型变星（又称星团变星）是两种最重要的脉动变星。观测表明，造父变星的绝对星等随周期增长而变小（这是与密度和周期的关系相适应的），因而可通过精确测定它们的变光周期来推求它们自身以及它们所在的恒星集团的距离，所以造父变星又有宇宙中的“灯塔”或“量天尺”之称。天琴座RR型变星也有量天尺的作用。
　　还有一些周期短于0.3天的脉动变星（包括盾牌座δ型变星、船帆座AI型变星和仙王座β型变星等），它们的大气分成若干层，各层都以不同的周期和形式进行脉动，因而其光度变化规律是几种周期变化的叠合，光变曲线的形状变化很大，光变同视向速度曲线的关系也有差异。盾牌座δ型变星和船帆座AI型变星可能是质量较小、密度较大的恒星，仙王座β型变星属于高温巨星或亚巨星一类。
　　爆发变星按爆发规模可分为超新星、新星、矮新星、类新星和耀星等几类。超新星的亮度会在很短期间内增大数亿倍，然后在数月到1～2年内变得非常暗弱。这是恒星演化到晚期的现象。超新星的外部壳层形成一个逐渐扩大而稀薄的星云（超新星遗迹）；内部则因极度压缩而形成密度非常大的中子星。最著名的银河超新星是1054年在金牛座发现的“天关客星”。现在可在该处看到著名的蟹状星云，其中心有一颗周期约33毫秒的脉冲星。
　　新星在可见光波段的光度在几天内会突然增强大约9个星等或更多，然后在若干年内逐渐恢复原状。1975年8月在天鹅座发现的新星是迄今已知的光变幅度最大的一颗。光谱观测表明，新星的气壳以每秒500～2,000千米的速度向外膨胀。一般认为，新星爆发只是壳层的爆发，质量损失仅占总质量的千分之一左右，因此不足以使恒星发生质变。有些爆发变星会再次作相当规模的爆发，称为再发新星。
　　矮新星和类新星变星的光度变化情况与新星类似，但变幅仅为2～6个星等，发亮周期也短得多，大多是双星中的子星之一。因而有人认为，这一类变星的爆发是由双星中某种物质的吸积过程引起的。
　　耀星是一些光度在数秒到数分钟间突然增亮而又很快回复原状的一些很不规则的快变星。它们被认为是一些低温的主序前星。
　　随着观测技术的发展和观测波段的扩大，还发现了射电波段有变化的射电变星和X射线辐射流量变化的X射线变星等。

恒星的分类
　　目前所用的恒星分类系统源起于20世纪初期，当时是以氢的谱线从A排列至Q，那时还不知道温度是影响谱线最主要的因素，而当依照温度重新排列时，就与现在使用的完全一致了。
　　根据恒星光谱的差异，以不同的单一字母来表示类型，O型是温度最高的，到了M型，温度已经低至分子可能存在于恒星的大气层内。依据温度由高至低，主要的类型为：O、B、A、F、G、K和M，各种各样罕见的光谱类型还有特殊的分类。最常见的特殊类型是L和T，是温度最低的低质量恒星和棕矮星。每个字母还以数字从0至9，以温度递减再分为10个细分类。然而，这个系统在极端高温的一端仍不完整：迄今还没有被分类为O0和O1的恒星。
　　另一方面，也发现恒星的谱线恒星可以根据光度作用再分类，这对应到它们在空间的大小和表面的重力。它们的范围从0（超巨星）经过III'（巨星）到V（主序带矮星）和VII（白矮星）。大部分的恒星都属于主序带，这是在绝对星等和光谱图（赫罗图）的对角线上窄而长的范围，包含在其中的都是进行氢燃烧的恒星。我们的太阳是主序带上分类为G2V的黄色矮星，是一般平常的大小和温度中等的恒星。太阳被作为恒星的典型样本，并非因为它很特别，只因它是离我们最近的恒星，且其它恒星的许多特征都能以太阳作为一个单位来加之比较。
　　附加于光谱类型之后的小写字母可以显示出光谱的特殊性质。例如，“e”表示有发射谱线，“m”代表金属的强度异常，“var”意味着光谱的类型会改变。
　　白矮星有自己专属的分类，均以字母D为首，再依据光谱中最明显的谱线特征细分为DA、DB、DC、DO、DZ、和DQ，还可以附随一个依据温度索引的数值。

结构和演化
　　根据实际观测和光谱分析，恒星大气的基本结构可分为日冕、色球层，再向内为光球层。光球大气吸收更内层高温气体的连续辐射而形成吸收线。历史上曾把高层光球大气叫作反变层，而把发射连续谱的高温层叫作光球。光球这一层相当厚，其中各个分层均有发射和吸收。光球与反变层不能截然分开。太阳型恒星的光球内，有一个平均约1/10半径或更厚的对流层。在上主星序恒星和下主星序恒星的内部，对流层的位置很不相同。能量传输在光球层内以辐射为主，在对流层内则以对流为主。
　　对于光球和对流层，常利用根据实测的物理特性和化学组成建立模型进行研究。可从流体静力学平衡和热力学平衡的基本假设出发，建立起若干关系式，用以求解星体不同区域的压力、温度、密度、不透明度、产能率和化学组成等。恒星的中心温度可高达数百万度乃至数亿度，在那里进行着不同的产能反应。一般认为恒星是由星云凝缩而成，主星序以前的恒星因温度不够高，不能发生热核反应，只能靠引力收缩来产能。进入主星序之后，中心温度高达700万度以上，开始发生氢聚变成氦的热核反应。这个过程很长，是恒星生命中最长的阶段。氢燃烧完毕后，恒星内部收缩，外部膨胀，演变成表面温度低而体积庞大的红巨星。那些内部温度上升到近亿度的恒星，开始发生其他核反应。这些演化过程中恒星的温度和光度按一定规律变化，从而在赫罗图上形成一定的径迹。最后，一部分恒星发生超新星爆炸，气壳飞走，核心压缩成中子星一类的致密星而趋于“死亡”。

恒星的结构
　　一颗稳定的恒星内部是在流体静力平衡的状态下：在任何一个小体积内的力量相互之间几乎确定都是完全平衡的。平衡的力是向内的万有引力和恒星内部由于压力梯度产生向外的压力。压力梯度是由等离子体的温差建立的，因为外的的部份温度会比内部核心的低。主序星或巨星的核心温度至少有107K，这样的温度在主序列恒星的核心要燃烧氢进行核聚变反应是绰绰有余的，并且能产生足够的能量防止恒星进一部的崩溃。
　　在核心的原子核聚变时，产生的能量会以γ射线辐射出去。这些光子与包围在周围的等离子体相互作用，增加了核心的温度。在主序代的恒星将氢转换成氦，缓慢但是稳定的增加核心内氦的比率。最后，氦成为核心最主要的成分，并且核心不再产生能量。取代的是，质量大于0.4太阳质量的恒星，核聚变慢慢的在包围着氦核心的氢壳层扩展开来。
　　除了流体静力平衡之外，在稳定的恒星内部也要维持着热平衡的能量平衡。在内部的辐射温度梯度造成热能向外流动。在任何一层向外流出的能量，与邻接其下方那一层向外传送的能量是完全相等的。
　　辐射层是在恒星内部能以辐射充分且有效率传送能量的区域，在这个区域内等离子体没有任何的扰动，也不会任何质量的运动。如果不是这样，等离子体就会变得不稳定，并且开始产生对流运动成为对流层。这种情况很可能发生，例如，在某一个区域产生了非常高的能量流动，例如在核心区域或在外面非常不透明的包层附近。
　　主序带上的恒星能否在外面的包层产生对流，主要取决于恒星的质量。质量是太阳数倍的恒星有着深入恒星内部的对流层而辐射层在外面。较小的恒星，像太阳这样的则正好相反，是对流层在外面。红矮星的质量低于0.4太阳质量，整个都是对流层，阻止了氦在核心堆积成氦核,多数恒星的对流层都会随着恒星老化而改变内部的结构和发生变化。
　　恒星能够让观测者看见的部份是光球层，这是恒星的等离子体变得透明可以用光子传送能量的一层。在此处，从核心传递过来的能量变成可以自由进入太空中的光子，因此在光球层上的太阳黑子，或是温度低于平均值的区域，就会出现。
　　在光球层之上是恒星大气层。向太阳这种在主序带上的恒星，最低层的大气是色球层，针状突起和闪焰会出现在这儿。包围在外面的是过渡区，温度在不到100公里的距离内很快的窜升，在上面就是日冕，由大量高热的等离子体组成，巨大的体积可以向外伸展出数百万公里。日冕的存在看来是依靠着恒星外面数层的对流区。尽管它的温度很高，日冕只发出微弱的光。太阳的日冕平常只有在日全食的时候才能看见。
　　从日冕吹出的恒星风是来自恒星的等离子体质点，会继续向外扩张直至遭遇到星际物质。对太阳而言，受到太阳风扩张影响所及的气泡状范围称为太阳圈。

恒星的形成
 哈勃空间望远镜上新安装的大视场照相机3拍摄的星系M83核心附近猛烈的恒星形成。标准模型无法解释其中所出现的大质量蓝色恒星以及它们将能量返还给其母星云的方式。版权：NASA, ESA, R. O'Connell (Universityof Virginia), B. Whitmore (STScI), M. Dopita(Australian National University), and the WideField Camera 3 Science Oversight Committee
　　恒星形成依然是当今天体物理学中最活跃的领域之一。它始于星际空间中漂浮着的巨大气体、尘埃云。如果这片星云——或者，通常把星云中某个高密度部分称为“云核”——的温度足够低、密度足够大，向内的引力就会超过向外的气体压强，于是它就会在自身的重量下坍缩。这片星云或者这个云核的密度和温度会变得越来越高，最终点燃核聚变。由聚变产生的热量会使得内部压强升高，进而停止坍缩。于是这颗新诞生的恒星就会进入可持续数百万乃至上万亿年的动态平衡状态。
　　这一恒星形成理论是自洽的，并且和大量的观测相符。但它还远未完善。有四个问题特别困扰着天文学家。

如果高密度的云核是孵出恒星的“蛋”，那么下蛋的“母鸡”在哪里？星云自身必定来自某个地方，而它们的形成过程还没有被很好地认识。

是什么使得云核开始坍缩？无论最初的机制是什么，它决定了恒星的形成率以及恒星的最终质量。

胚胎期的恒星如何彼此影响？标准理论描述的都是孤立的单颗恒星；它并没有告诉我们，当恒星密集形成的时候会发生什么，而这却是绝大多数情况。最近的发现预示，我们的太阳形成于一个已经瓦解的星团之中。在拥挤的托儿所里长大和当一个独子之间会有什么不同？

大质量恒星到底是怎样形成的？标准理论只能用于质量小于20个太阳质量的恒星，对于更大的恒星则不适用，它们巨大的光度会在初生的恒星积聚到足够的物质前将星云吹散。此外，大质量恒星会通过紫外辐射、高速外流和超音速激波来作用于它们周围的环境。这一能量反馈会使得星云瓦解，但标准理论并没有考虑这一点。

　　解决这些问题的呼声正在日益高涨。从星系形成到行星起源，恒星形成几乎是天文学中一切的基础。如果不了解它，天文学家就无法剖析遥远的星系或者是认识太阳系外的行星。虽然最终的回答还仍然扑朔迷离，但有一点已经取得共识：一个更精湛的恒星形成理论必须要考虑环境对其的影响。新生恒星的最终状态将不单单取决于云核中的初始条件，还和其周围的环境以及其他恒星随后对它的影响有关。这是一场宇宙尺度上的先天和后天之争。
　　恒星在星际物质扩张的密度较高的地区内形成，但是那儿的密度仍然低于地球上人造的真空。这样的地区称为 分子云 ，其中的成分绝大部分是氢，大约23%－28%是氦，还有少许的重元素。猎户座大星云就是恒星形成区的一个例子。 当大质量的恒星在分子云内形成，它们将照亮那云气，也会使氢电离，创造出HII区。

原恒星形成
　　恒星的形成从分子云内部的引力不稳定开始，通常是因为超新星（大质量恒星爆炸）的冲激波触发或两个星系的碰撞（像是星爆星系）。一但某个区域的密度达到或满足金斯不稳定性的标准，它就会因为自身的引力开始坍缩。
　　分子云一但开始坍缩，密集的尘土和气体就会形成一个个我们所知道的包克球，它们可以拥有50倍太阳质量的物质。当小球继续坍缩时，密度持续增加，引力位能被转换成热，并且使温度上升。当原恒星云趋近于流体静力平衡的状态时，原恒星就在核心形成了。这些主序前星经常都有原恒星盘著，引力收缩的期间至少要经历一千万至一千五百万年。
　　早期恒星质量低于2倍太阳质量的属于金牛T星，较大的则属于赫比格Ae/Be星。这些新生的恒星由自转轴的两极喷出的喷流，会形成所谓的赫比格-哈罗天体。

主序星
　　恒星一生的90%都是在核心以高温和高压将氢聚变成氦。像这样的恒星在主序带上，称为矮星。从零龄主序星开始，氦在核心的比率稳定的增加。结果，为了维持在核心的核聚变，恒星会缓慢的增加温度和光度。以太阳为例，估计从46亿年进入主序带迄今，光度已经增加了40%。
　　每一颗恒星都会吹出恒星风将微粒持续的送入太空中。对多数的恒星，经由这样流失的质量是可以忽略不计的，太阳每年流失的只有10−14太阳质量，或是它一生所消耗质量的0.01%。但是大质量恒星每年所流失的可能达到10−7至10−5太阳质量，对它们的演化会有重大的影响。开始时有50倍太阳质量的恒星可能会在主序带的阶段丧失一半的质量。
　　恒星在主序带上所经历的时间取决于他的燃料和消耗燃料的速率，换言之就是开始的光度和质量，对太阳来说，估计他的生命有一百亿年。大质量的恒星燃烧燃料的速度快，生命期就短；小的恒星（像是红矮星）燃烧燃料的速度很慢，至少可以维持数兆年，而当生命结束时也只是单纯的越来越黯淡。但是因为这种恒星的生命期远大于现在的宇宙年龄（137亿岁），所以还没有这样的恒星死亡。
　　除了质量，比氦重的元素在恒星演化中也扮演着重要的角色。在天文学中，比氦重的元素都被视为"金属"，而这些元素在化学上的浓度称为金属量。金属量可能影响恒星燃烧燃料的速率、控制磁场的形成，和改变恒星风的强度。由于形成恒星的分子云成份不同，年老的，第二星族星的金属量就比年轻的第一星族星低（当老的恒星死去并将大气层洒落至分子云中，重元素的量就会随着时间过去变得越来越丰富。）

红巨星
　　质量不低于0.5太阳质量以上的恒星在核心供应的氢耗尽之后，外层的气体开始膨胀并冷却形成红巨星。例如大约50亿年后的太阳，当太阳成为红巨星时，它的最大半经将是目前的250倍（1天文单位（150,000,000千米））。成为巨星时，太阳大约已失去目前质量的30%。
　　对一个达到2.25太阳质量的红巨星，氢聚变会在包围着核心外的数层壳曾内进行。最后核心被压缩至可以进行氦聚变，同时恒星的半径逐渐收缩而且表面的温度增加。更大的恒星，核心的区域会直接进行氢聚变与氦聚变。
　　在恒星核心的氦也耗尽之后，核聚变继续在包围着高热的碳和氧核心的气壳层内进行，然后循着与原来的红巨星阶段平行，但是表面温度较高的路径继续演化。

大质量恒星
　　在氦燃烧阶段，许多超过10倍太阳质量的大质量恒星膨胀成为红超巨星，一但核心的燃料耗尽，它们会继续燃烧比氦更重的元素。
　　核心继续收缩直到温度和压力能够让碳融合。这个过程会继续，满足下依步骤燃烧氖、氧、和硅。接近恒星生命的终点，核聚变在恒星内部可能延着数层像洋葱壳一样的壳层中发生。每一层燃烧着不同的燃料，燃烧的最外层是氢，第二层是氦，依序向内。
　　当铁被制造出来就到达了最后的阶段。因为铁核的束缚能比任何更重的元素都大，如果程序继续，铁核的燃烧不仅不会释放出能量，相反的还要消耗能量。同样的，它也比较轻的元素紧密，铁核的分裂也不会释放出能量。比较老、质量比较大的恒星，在恒星的核心就会累积比较多的铁。在这些恒星的重元素或可能会随着自身的运作方式到达恒星的表面，发展形成所知的沃尔夫-拉叶星，从大气层向外吹送出密度较高的恒星风。

坍缩
　　在发展中，平均大小的恒星会将外面数层的气层扩散成为行星状星云。如果在外层的大气层散发之后剩余的质量低于1.4倍太阳质量，它将缩小成一个小天体（大小如同地球），但没有足够的质量继续压缩，这就是所知的白矮星。虽然一般的恒星都是等离子体，但在白矮星内的电子简并物质已不是等离子体。在经历非常漫长的时间之后，白矮星最后会暗淡至成为黑矮星 。
　　更大的恒星，核聚变会继续进行，直到铁核有了足够的大小（大于1.4倍太阳质量）而不再能支撑自身的质量。这时核心会突然的坍缩使电子进入质子之内，在反β衰变或电子捕获的爆发之后形成中子和中微子。由这种突然的坍缩产生的激震波造成恒星剩余的部分产生超新星的爆炸。当它们发生在银河系内，就是历史上曾经以肉眼看见和记载的，在以前不存在的“新恒星”。
　　这颗恒星的大部分物质都在超新星爆炸中飞散出去（形成像蟹状星云这种的云气）而还剩下的就是中子星（有些被证明是波霎或是X-射线爆发），或是质量更大的就形成黑洞（剩余的质量必须大于4倍太阳质量）。 在中子星内的物质是中子简并物质，和一种可能存在核心且极不稳定的简并物质，QCD物质。在黑洞核心的这种物质所处在的状态是迄今仍不了解的。
　　这颗死亡恒星外层被抛出的物质包括一些重元素，可能在新恒星形成的世代交替中成为原料，而这些重元素可以形成岩石的行星。超新星和大恒星恒星风的抛出物是构成星际物质的重要成分。

观测简史
　　人类对恒星的观测历史悠久。古埃及以天狼星在东方地平线的出现，预示尼罗河泛滥的日子。中国商朝就设立专门官员观测大火在东方的出现，确定岁首的时刻，与作物播种与收割并列在卜辞中。而中国明朝的航海家们则利用航海九星来判断方向。美国的阿波罗11号飞船设有光学定位仪，利用恒星来确定位置。
　　在历史上，恒星在世界各地的文明中都曾占有重要的地位，它们被作为宗教上的实践并用于天文导航上指示方向。许多古代的天文学家都相信恒星被固定在永恒的天球上（球形的天空），并且永远不会变化。经由相约成俗，天文学家将一群一群的恒星集合组成星座，并且用它们来追踪行星在天空中的运动和臆测太阳的位置。太阳在星空背景（和地平线）被用来创造了历法，可以用来实践农业的调控。现在几乎全球都在使用的格里历就是依据最靠近地球的恒星，太阳为基础建立的。.
　　最古老的，标有精确日期的星图出现在西元前1534年的古埃及。伊斯兰天文学家为许多恒星取的阿拉伯文名称一直到今天都还在使用，他们还发明了许多天文仪器可以测量和计算恒星的位置。在11世纪，阿布·拉伊汉·比鲁尼描述银河系像是由有恒星的云气组成的许多碎片，在1019年的月食也测量了一些恒星的纬度。
　　中国至晚在春秋时期已了解恒星是由气体构成，并知道还是有新的恒星可能出现。早期的一些欧洲天文学家，像是第谷，就在夜空中辨认出一颗新的恒星(后来称为新星)，因此认为天空不是永恒不变的。在1584年，焦尔达诺·布鲁诺认为恒星像太阳一样，也可能有其他行星，甚至有像地球一样的，环绕着它们，古代的希腊哲学家德谟克利特和伊比鸠鲁也曾经提出和他一样的想法。在进入下个世纪前，天文学家已经取得了一致的看法，认为恒星是遥远的太阳。神学家李察·宾特利质疑这些恒星为何没有对太阳系施加万有引力，艾萨克·牛顿解释认为在每个方向分布的恒星将引力彼此互相抵销掉了。
　　意大利天文学家Geminiano Montanari在1667年观测和记录了大陵五的光度变化，爱德蒙·哈雷出版一对邻近“恒星”自行的测量报告，显示出从古希腊天文学家托勒密和喜帕恰斯迄今，它们的位置已经改变了。白塞尔在1838年首度利用视差的技术测出一颗恒星（天鹅座61）的距离是11.4光年，显示了天空的广大和天体距离的遥远。
　　威廉·赫歇尔是第一位尝试确定恒星在天空中分布状态的天文学家。在1780年代，他用量测器对600个方向进行了一系列的测量，计算沿着视线方向可以看见的恒星数目。透过这样的研究，他推论出恒星的数量平稳的向着天空的一侧增加，这个方向就是银河的中心。他的儿子约翰·赫歇尔在南半球的天空重复他的研究，也得到向着同一方向增加的相同结果。除了这些还有其他的成就，威廉·赫歇尔还注意到有些恒星不仅是在相同的方向上，彼此之间还是物理上的伙伴形成了联星系统。
　　约瑟夫·夫琅禾费和安吉洛·西奇开创了科学的恒星分光学，经由比较天狼星和太阳的光谱，他们发现有不同数量和强度的吸收谱线 —恒星光谱中黑暗的谱线是由大气层吸收特定频率的波长造成的。西奇从1865年开始分依据光谱类型对恒星做分类。不过，现代的恒星分类系统是安妮·坎农在1900年代建立的。
　　在19世纪双星观测所获得的成就使重要性也增加了。在1834年，白塞尔观测到天狼星自行的变化，因而推测有一颗隐藏的伴星；爱德华·皮克林在1899年观测开阳周期性分裂的光谱线时发现第一颗光谱双星，周期是104天。天文学家斯特鲁维和S. W. Burnham仔细的观察和收集了许多联星的资料，使得可以从被确定的轨道要素推算出恒星的质量。第一个获得解答的是1827年由Felix Savary透过望远镜的观测得到的联星轨道。
　　对恒星的科学研究在20世纪获得快速的进展，相片成为天文学上很有价值的工具。卡尔·史瓦西发现经由比较视星等和摄影星等的差别，可以得到恒星的颜色和它的温度。1921年，光电光度计的发展可以在不同的波长间隔上非常精密的测量星等。阿尔伯特·迈克耳孙在胡克望远镜第一次使用干涉仪测量出恒星的直径。
　　在20世纪的第一个十年里，恒星物理概念性的重要工作开始进展。在1913年，赫罗图发展出来，推动了恒星在天文物理上的研究。解释恒星内部和恒星演化的模型被成功的发展出来；恒星光谱也因为量子物理学的进展而得以成功的解释；恒星大气中的化学成分也能够被确定。
　　除了超新星之外，各别的恒星都在我们的银河系所在的本星系群中被观测到，特别是在可以看见的银河部分。但是有些距离地球一亿光年远，在室女座星系团M100星系内的恒星也被观测到。在本超星系团也有一些星团被观测到，并且现代的望远镜原则上可以观察到本星系群内单独的微弱恒星— 被解晰出来最遥远的恒星距离在一亿光年。然而在本超星系团之外的星系中，无论是单独的恒星或星团都未曾被观测过，唯一的例外是在十亿光年外的一个拥有数十万颗恒星的巨大星团曾留下微弱的影像—距离十倍于以前曾观测过最遥远的星团。

恒星命名
中国
　　每一颗恒星都要给它取一个独特的名字，才能够便于研究和识别。中国在战国时代起已命名肉眼能辨别到的恒星或是以它所在星官（包括三垣以及二十八宿）命名，如天关星、北河二、心宿二等；或是根据传说命名，例如织女星（织女一）、牛郎星（河鼓二）、老人星等，构成一个不严谨的独立体系。
西方
　　星座的概念在巴比伦时期就已经存在，古代的观星人将哪些比较显著的恒星和自然或神话等特定的景物结合，想像成不同的形状。位于黄道带上的12个星座就成了占星学的依据，许多明显的单独恒星也被赋予专属的名字，特别是以阿拉伯文和拉丁文标示的名称。
　　而且有些星座和太阳还有它们自己整体的神话，它们被认为是亡者或神的灵魂，例如大陵五就代表着蛇发女怪梅杜莎。
　　到了古希腊，已经知道有些星星是行星（意思是“漫游者”），代表着各式各样重要的神祇，这些行星的名字是水星、金星、火星、木星、和土星[23]（天王星和海王星虽然也是希腊和罗马神话中的神祇，但是它们的光度暗淡，因此古代人并未发现，它们的名字是后来才由天文学家命名的。）。
　　大约在1600年代，星座的名称、范围以及恒星的名字还是由各个地区自己命名的。1603年，德国天文学家约翰·拜耳创造了以希腊字母序列与星座结合的拜耳命名法，为星座内的每一颗恒星命名。然后英国天文学家约翰·佛兰斯蒂德发明出了数字系统的命名法，这就是佛兰斯蒂德命名法。从此以后许多其他的系统的星表都被创造出来。
其他
　　科学界唯一认可能够为恒星或天体命名的机构是国际天文联合会。很多的私人公司（例如：“International Star Registry”）以贩售恒星的名字为主，但是除了购买者以外，这些名字既不会被科学界认可，也没有人会使用这个名字[24]，并且有许多组织假称为天文机构进行诈欺，骗取无知的民众购买星星的名字。


等离子体湍动加速

等离子体湍动加速（ plasma turbulence acceleration ），等离子体的一个最重要特性是不稳定性。微小的扰动就能在等离子体中激起各种等离子体波（或称为等离子体激元）。这种等离子体的激发态通常称为等离子体湍动（见等离子体天体物理学）。湍动元(等离子体波)和荷电粒子碰撞会引起它们之间的能量交换，从而导致粒子加速，这种现象称为等离子体湍动加速。这种加速效应带有统计性质，和经典的费密加速类似。业已证明，等离子体激元和荷电粒子间的碰撞总是导致粒子平均能量的增加。
对费密加速的计算表明，粒子的加速率正比于L-1，L是两激元之间的平均距离，也就是两湍动元之间的平均尺度。这种关系是普遍的，并不取决于具体的加速机制。因而湍动元尺度越小，加速效率就越高。在等离子体中，存在各种高频等离子体波，它们的波长是短的，所以，加速效率就比费密加速效率大得多。计算表明，如果太阳缓变射电是由等离子体中的电子振荡波（朗缪尔波）转化来的，那么，这种电子波就能在一天之内把足够多的粒子加速到具有相当于一个耀斑爆发的能量。可见，这种湍动加速效率是非常高的。等离子体湍动加速通常包括两种情况：如果等离子体波的相速度大于粒子的热运动速度，那么，这种等离子体波只能加速少数快粒子，这叫作等离子体纯粹加速；如果波的相速度小于被加速粒子的热运动速度，那么，大多数粒子都能被这种等离子体波加速，这叫作等离子体湍动加热。
对于活动星系核、类星体、脉冲星、蟹状星云等，不管它们的辐射机制如何，为了得到和观测资料一致的结果，总得假定它们的高能粒子数随能量的分布是采取幂指数形式的。正是考虑到等离子体湍动加速效应，才有可能自洽地获得粒子的这种幂律谱。


太阳对流层

太阳对流层（ convection zone of the Sun ），太阳光球下面处于对流状态的一个层次，一般认为厚约15万公里，有人认为更厚，也有人认为薄到约1万公里。层内的氢不断电离，增加气体比热，破坏流体静力学平衡，引起气体上升或下降。由于升降很快，流体元几乎处于绝热状态；又由于比热大，在重力场中上升时，流体元的温度就比周围高，密度小，因浮力而继续上升。流体元一旦下降，温度比周围低，密度大，就继续下降。这样就形成了对流。我们可以把对流层看成是一个巨大的热机，它把从太阳内部核反应所产生的外流能量的一小部分变为对流能量，成为产生诸如黑子、耀斑、日珥以及在日冕和太阳风中其他瞬变现象的动力。因此，太阳对流层的研究，具有非常重要的意义。层内对流的尺度和速度都远大于地球上常见的流动现象，它的雷诺数也就远大于通常引起湍流运动的临界雷诺数，所以一旦在对流层内产生了流动，很快就会从对流层底到光球底部建立起一个非均匀的湍流场。太阳内部的能量被转变为湍流场的湍流元的动能和它胀缩时的噪声能。这个湍流场是不均匀的和各向异性的。通过机械传输的方式，把绝大部分的能量，传到光球底层，再辐射出去。但这种小尺度的湍流并不是对流层内唯一的运动模式。因为太阳存在整体的较差自转，它必然会在对流层的湍流场上引起迭加其上的大尺度环流。这种大尺度环流使对流层底部和表层的物质搅混：把太阳表面物质带向温度为3×106～4×106K的太阳深处，造成日面所特有的锂-铍丰度的反常。即太阳表面的锂丰度比其他类型的恒星(指光谱型、质量和光度都不同于太阳的恒星）表面的小很多，而铍丰度却差不多。这是由于锂在3×106K度处就在核反应中烧掉，而铍却要到4×106K处才被烧掉；太阳表面物质只能流动到3×106K的层次，不能更深；又由于大尺度环流，把这个含锂较少层次的物质带到上面来了，含铍量却并不因此而变动。这个图像虽然比较清晰，但因湍流理论不够完善，对于太阳对流层的研究，始终未能得出完整的定量的结果，只好用旧的混合长理论定量研究太阳对流层的性质和组态。这种理论可概括为：上升的对流元经过路程ι（即混合长）后便完全瓦解，把自己的动能和热能全部转移给周围的物质，同周围的物质完全混合，而在瓦解之前，并未同周围环境交换热量。这种热量和动能的传输，类似分子热运动的输运过程，混合长类似分子的平均自由程。


仙女星系

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


负氢离子吸收

负氢离子吸收（ H-absorption ），恒星大气中负氢离子对辐射的连续吸收。负氢离子是由一个中性氢原子H和一个电子所组成的松弛体系，以符号H-表示。负氢离子产生的原因是：中性氢原子的核外围只有一个电子，这个电子不能完全屏蔽氢原子的电场，任何一个自由电子距离氢原子足够近的时候，就可能落入核电荷的引力场中，因而它有可能与氢原子结合成为氢离子。此时，这个电子的轨道可能是封闭的，即处于束缚；也可能是非封闭的，即处于自由态。如同氦离子HeⅡ是类氢离子一样，负氢离子H-是类氦离子。恒星大气中负氢离子的数密度在局部热动平衡状态下由萨哈公式确定，在非局部热动平衡状态下则由具有偏离系数的萨哈公式求得。负氢离子吸收在光谱型晚于A0型的恒星中起重要作用，而且光谱型（见恒星光谱分类）越晚，负氢离子吸收所起的作用越大。太阳是一颗G2V型恒星，因而，负氢离子吸收起着主要作用。
负氢离子吸收系数是由它的束缚-自由跃迁和自由-自由跃迁所确定的吸收系数相加而得(见恒星大气的吸收和散射)。负氢离子基态的束缚能是0.75电子伏，对应于这一能量的辐射波长是16450埃，这就是负氢离子束缚-自由跃迁所产生的连续吸收带的起始波长。负氢离子束缚－自由跃迁的吸收系数从16450埃起，随着波长的减小而逐渐增大，到8500埃附近达到极大，然后向短波方向再逐渐减小。负氢离子的自由－自由跃迁的吸收系数随波长的增长而单调上升。在可见光区和紫外区，负氢离子的束缚-自由吸收大于自由-自由吸收。自由-自由吸收是造成恒星大气在几微米到几百微米波长范围内连续不透明度的主要原因。


月

月（month），以月球绕地球公转运动为基础的时间单位。根据起讫点不同，定义为5种不同的月：①朔望月，是月相变化的周期，即月球连续两次与太阳相合(朔)或相冲(望)所经历的时间间隔，长度为29.53059日。阴历或阴阳历都采用朔望月为月的单位。②分至月(又称回归月)，是月球黄经连续两次为零所经历的时间间隔，长度为27.32158日。③恒星月，月球在天球上相对于恒星背景运行一周的时间间隔，长度为27.32166日。这是月球绕地球的平均公转周期。④近点月，是月球连续两次经过近地点所经历的时间间隔，长度为月经周期27.55455日。⑤交点月，是月球在天球上连续两次经过其轨道对黄道的升交点所经历的时间间隔，长度为27.21222日。

月　(囝  肉 腎) 【异体 古文】
拼音：yuè
部首：月
总笔画：4
部外笔画：0
结构：独体字
五笔：EEE
倉頡：B
常用字

基本释义：

yuè

地球最大的天然卫星（亦称“月亮”、“月球”）：～光（月球反射太阳的光）。～蚀。

计时单位：一～。～份。岁～不居（时光不停地流逝）。

按月出现的，每月的：～刊。～薪。

形状像月亮的，圆的：～饼。～琴。

妇女产后一个月以内的时间：～子。

便捷查询：

同音查询： yue音汉字　yuè音汉字　　　同部首查询： 月部汉字　　同笔画查询： 4画汉字

 “月”字书法作者：苏轼
目录

1 月 yuè
2 《康熙字典》释义
3 《说文解字》释义
4 百科条目
5 首字为“月”的词语

月 yuè

<本义> 月亮：月球丨月光丨月色丨月明千里(月光普照大地)。

历名。农历依月相变化的一个周期为一月；月份：月小(指农历只有二十九天的月份)丨月大(指农历有三十天的月份)丨早春二月丨一年有十二个月。

（颜色或形状）像月亮一样的：月洞窗(形圆如月的窗户)丨月光门(月亮门儿)丨月窗(山洞中较大的透亮孔，也指墙上小窗)。

每月的：月饼丨月牙湾丨月琴丨月银丨月例丨月表(按月记事之表)丨月佣(按月受雇佣的人)丨月刊丨月薪。

古人以月为群阴之本，故用以形容女子及女子有关的事物：月韵(形容女子风韵秀逸)丨月貌花容(形容女子容貌姣美)。

妇女产后一个月以内的时间：月子。

汉字部首之一。<注> 《汉字部首表》（中国教育部、国家语委2009年颁布，标准名GF 0011-2009）的201个主部首之一，序号为88，其附形部首有“⺝”。

姓。

《康熙字典》释义
　　【辰集上】【月字部】
　　【唐韻】【集韻】【韻會】【正韻】𠀤魚厥切，音軏。【說文】闕也。太隂之精。【釋名】月，缺也，滿則缺也。【易·繫辭】隂陽之義配日月。【禮·祭義】月生於西。【公羊傳·莊二十五年註】月者，土地之精。【史記·天官書註】月者，隂精之宗。【淮南子·天文訓】水氣之精者爲月。　又【書·堯典】以閏月定四時成歲。【傳】一歲十二月，月三十日，三歲則置閏焉。又【洪範】二曰月。【傳】所以紀一月。【疏】從朔至晦，大月三十日，小月二十九日。【禮·禮運】月以爲量。【註】天之運行，每三十日爲一月。　又姓。金月彥明首建孔子廟，明洪武中有月輝、月文憲。　又外國名。【前漢·霍去病傳】遂臻小月氏。　又【韻補】叶危睡切。【曹植·七啓】世有聖宰，翼帝霸世。同量乾坤，等曜日月。　又叶魚橘切。【黃庭經】洞房靈象斗日月，父曰泥丸母雌一，三光煥照入子室。　【類篇】唐武后作囝。
【正字通】肉字偏旁之文本作肉。石經改作月，中二畫連左右，與日月之月異。今俗作月以別之。月中从冫，不从二作。

《说文解字》释义
　　【卷七】【月部】 编号：4289
　　月，[魚厥切 ]，闕也。大陰之精。象形。凡月之屬皆从月。

百科条目

月饼　月桂　月海　月季　月经　月经不调　月经失调　月老　月龄　月面学　月琴　月球　月球号探测器　月球探测　月食　月相　月牙泉　月鱼目　月月小说　月震　月质学

首字为“月”的词语
　　月光族　　月华　　月季　　月貌　　月球　　月食　　月台　　月相　　月牙　　月下老人

首字为“月”的成语

　　月白风清　　月光如水　　月黑风高　　月朗风清　　月落参横　　月落乌啼　　月落星沉　　月明星稀　　月盈则食

▍汉语拼音音节索引　　▍部首检字表　　▍笔画检字表：1－8画，9－13画，14－16画，17－48画　　▍常用字表　　▍通用字表　　▍通用规范汉字表：一级字表，二级字表，三级字表


恒星干涉仪

恒星干涉仪（ stellar interferometer ），利用相位相关干涉或强度干涉方法测量恒星角直径和双星角距离的一种装置。它具有极高的分辨本领。1920年，迈克耳孙最先设计了一架恒星干涉仪，能测量到0.″02的角度。如图所示，恒星的光被平面镜B、B、A、A反射到望远镜里；若恒星是点光源，在望远镜焦平面P上，星像是B镜圆孔衍射和双光束干涉迭加的图样。对于双星则应有两组图样。调节距离D，当两组干涉条纹互相抵消时，双星的角距就等于λ/2D，λ是星光的有效波长。对于角直径为β的恒星圆面，当条纹消失时，β=1，22λ/D。这种干涉仪叫作相位相关干涉仪。后来制成另一种恒星干涉仪，叫作强度干涉仪。它用两架距离200米的大口径组合光学望远镜代替上述两块 B镜，用光电倍增管接受星光。光电倍增管接受到的信号强度是相关的。改变两架望远镜间的距离，可把观测的结果归算为恒星的角大小。这种仪器的分辨角小到0.″0004。由于需要大量的光子才能获得有意义的相关性，所以，即使采用口径大到6米的望远镜，也仅能观测亮于2等的恒星。


天文镜面的磨制和检验

天文镜面的磨制和检验（ making and testing of astronomical mirrors ），对玻璃镜坯打磨、抛光，经过内应力和面形检验，制成所设计的镜面形状和达到所要求的精度。大型反射望远镜主镜和副镜的表面形状大多数是轴对称的非球面。偏离球面的量与非球面参数有关，并与镜面直径成正比，与相对口径的三次方成正比。用波面误差来评价，优良的天文镜面与设计的理论形状间的局部偏差应小于 λ/20。对于玻璃镜坯，应先把两个端面磨平抛光，用偏振法检查其双折射，以确定内应力的大小。内应力过大，会使镜面在使用过程中逐渐变形而降低成像质量，严重时在抛光阶段就无法控制其表面形状。把球面修改成非球面的过程，一般是在抛光阶段，用比镜面小的抛光盘或用与镜面同样大小但沥青胶分布不均匀的抛光盘进行的。大型天文镜面相当重，在磨制时必须考虑其自身重量引起的变形问题，并注意支承的方式。
天文镜面磨制阶段，常用刀口法检验。在较严格的条件下能察觉λ/50的误差。所谓刀口检验，是在镜面所成的点光源（人造星）的像位置前后，用刀口切割光束，检验者眼睛紧靠在刀口后面，观看在切割过程中镜面照亮的情景。在理想成像情况下，可看到镜面突然变暗，或随着刀口移动逐渐变暗（见图）。反之，则可以看到镜面上出现明暗相间的图像，从而判断镜面形状的偏差。

为了使刀口检验达到最高的灵敏度，必须作零位检查，即检查光束是否同心。这种检查有时可利用镜面的几何特性，如凹椭球面的两个共轭焦点。大多数情况则需要加一个辅助镜，例如对凹抛物面镜要加一个标准平面反射镜。而对双曲面镜，不管是凸还是凹，都要加一个凹标准球面镜。此外，还可用像差补偿法，即把被测面的法线看作光线，经过一个反射面或一个光学系统之后，会聚成同心光束交于一点，或者更一般地设计一个包含被检验面的光学系统，使最后得到同心光束，会聚成一点，在这一点上进行自准式的零位刀口检验。这种补偿实际上一般只能做到两条光线严格地重合，而其余光线是没有完全补偿的，所以需要计算剩余像差大小，看是否在允许范围之内。
另一个有效的办法是用激光干涉仪。参考面可以用平面，也可以用球面。被测部分的光路安排和刀口检验基本相同。这里的补偿镜或补偿系统，还可以用计算的干涉图（或全息图）代替，或者联合使用。干涉检验的精度一般可到λ/20，严格一些可到λ/50。
完整的望远镜系统在出厂前和安装到天文台后，还要进行检验，以便发现安装和调整上的缺陷以及得到光能集中度的数据。优良望远镜的光学系统要求加工到将95％以上入射光能集中在小于0.″5直径范围内。这一数据可以根据开孔分布均匀的哈特曼光阑照相方法得到，或从干涉图计算得到。有时大型望远镜安装到天文台后，还通过整个光学系统的对星检验，再对其主镜或其他镜面进行最后的抛光修改。


农历

农历，现今中华文化圈民间传统广泛使用的阴阳合历。古代相传为黄帝时代或者夏朝创制，又称黄历、夏历。中华民国成立后，孙中山宣布以格里历纪年，称为国历，而华夏传统历法则返称为旧历、传统历。中华人民共和国成立后仍以格里历纪年，夏历改称“农历”。
格里历中文亦称阳历，因此农历常习惯上称为阴历，然而农历其实为阴阳合历。农历是阴阳历：“阳”是地球环绕太阳公转，以冬至回归年为基准确定岁实，配合季节阳光分一岁为二十四节气；“阴”根据月球运行定朔望月。中华现存历书最早是西汉版本之《夏小正》，汉武帝时期制定之《太初历》已经有相当完善之历法规则，自此大都采用“夏正”。之后定朔定气规则又多次修改。现行农历版本是依据既定基本规则，运用现代天文学成果修订，完全依照日月运行等天文数据计算得来，为一天文历法。
农历和格里历、伊斯兰历一样，是现在应用广泛的历法之一。在华人地区、许多少数民族地区、朝鲜半岛、越南及全世界海外华人社区，农历广泛应用于生日标记、各种民俗活动节日等，比如“年节”、“元宵节”、“端午节”、“中秋节”、“重阳节”等节庆活动，被视为中华文化象征。2022年是壬寅年。

目录

1 阴阳合历
2 定月
3 置闰
4 定年
5 天干地支
6 日
7 月朔
8 节气
9 置闰规则改革
10 习俗节日
11 各地使用
12 参见

阴阳合历
历法是纪录时间之座标系统，多数古代民族根据天象来确定历法，都有年和月之概念：年，就是四季周期，即地球围绕太阳公转；月，就是月相盈亏周期，即月球围绕地球公转。准确测量回归年和朔望月之长度，会发现一年比十二个月多大约10.875日，即单个阴历或阳历无法同时满足年和月的准确周期。
阴历之历月是准确按月相盈亏圆缺周期来制定，1个朔望月长约29.53日，故制订历月为大月就是30日，小月就是29日，若以12个月为1年，1年之长度就落在354日或355日之间，故年只是大体上符合一个四季循环，但其长度和四季周期有一些差异，这就导致新年并非固定于某个季节，而是缓慢推移，从冬季逐年移动到夏季。例如伊斯兰历、古希腊历都是如此。
阳历之历年是准确按太阳视运动周期(回归年)为制定标准，没有月之概念，或者月只是大体符合月亮阴晴圆缺变化的周期长度。例如西历月长与真正的朔望月只相差0.5至1.5日，西方语言之月份与月亮同源（例如英语中的month与moon），但月亮圆缺与每月日期变化没有固定关系（即新月的日期逐月缓慢推移）。季节明显之地区，所原创之历法多为阳历，比如尼罗河定期泛滥，造就了古埃及太阳历。

 调和阴阳

华夏历法同时考虑到太阳及月球运动，兼顾了年和月之准确周期，是为阴阳合历。因华夏以农立国，农民常依此历进行农事，故又称为农民历。夏历依据观测月相变化，严格按照朔望月周期确定月份（定朔），为农历之阴历部份，12个月平均约在354日左右。通过观测太阳视运动与黄道的关系，观察出回归年之周期约在365.25日左右，由太阳之高度角变化周期，影响地表气候环境之不同，定出二十四节气（定气），为农历之阳历部份。在结合时衡量到阴历十二个月与阳历回归年每年约有11日落差（3年便累积约33日，因此每3年置一闰月，但仍然比阳历回归年少3日左右），为了使彼此长度能够更加接近，自春秋时代起即有“十九年七闰月法”；又排定了闰月规则，力求平衡调和中气在相应固定月份。如此既达到年合四季、月合圆缺，即新月固定于初一，新年固定于冬春之交，达成阴阳和谐。
因十九年七闰之规律，每个人在其19岁倍数之生日，有机会西历生日与夏历重合于同一日。

定月
现行历法，以朔分月，每个朔望月之始末通过太阳和月球之相对位置确定，以每个月太阳直射月球背面之时刻，定出朔日，朔日定为初一，为每月之始日。每月太阳直射月球正面之日期定出望日，一般为十五或十六日，为每月之中点日期。一个月之上旬按顺序习惯上称为初日，如一月十日称为正月初十。下旬称为廿日，亦有些通胜将之说成念日；如一月二十二日称为正月廿二或正月念二。
冬至所在月定义为十一月，之后月份为十二月、正月、二月……复至十一月。其中农历每年第一个月按照习惯称为正月，十一月及十二月分别又称为冬月及腊月。表示气候寒冷的成语“十冬腊月”就是从此得来，字面意思即为十月、十一月和十二月为一年中最寒冷的月份。若两冬月间，不计冬月剩余11个月，则不需置闰。

置闰
现行历法采无中置闰法。若两冬月间，不计冬月剩余12个月，则置闰于两冬月间第一个无中气之月（有时一岁可能会有两个无中气之月，只取第一个），月序与前一个月相同（闰月在几月后面，就称闰几月）。采用现行之定朔法，有可能会出现无中气月但无须置闰之状况。
由于当前近日点在冬季，冬季节气之间较短，十冬腊月较容易分配到中气；若采无中置闰法，闰月较常发生在夏季。未来因近日点进动，可能改变。

定年
定完月后，即可决定一年之起始。民用历法中，以正月朔日为一年之开始，称为元旦（元春旦）或正旦（正月旦），正月初一子夜至下一个正月初一子夜前之时间段称为“一年”。有时一年内出现两个立春，即年初一后立春，翌年年初一前再立春，称为“双春年”，一般视作吉兆。按照现行历法计算，双春年必定有闰月，有闰月之年必定有双春，故又称“双春兼闰月”。相反，如果年初一至翌年年初一前夕没有立春，称为“盲年”。在十九年周期内，双春兼闰年及盲年各出现七次，而单春年只有五次。
在古代，官方通常会指定年号，并确定开始时间（奉正朔），随后依顺序纪年。夏历同时会使用干支标注年份顺序（包含岁星纪年及太岁纪年），十二地支又对应十二生肖，比如壬辰龙年。民间通常会在民间信仰于节庆表示神明诞辰或传统戏剧作品使用，如辛卯年四月十二日、甲午年腊月初七等。中华民国成立时，废除农历之官方地位，改以格里历计算年份，同时称正月朔日为春节，废除了年号制度。

天干地支
天干地支60种配搭，循环往复，每60年干支纪年一个周期、每60月干支纪月一个周期、每60日干支纪日一个周期、每60时辰干支纪时一个周期，干支纪年月日时合共有八字。天干地支对应到月份，通常采用干支纪月，这种纪月以冬至所在月为子月，每一年为一个周期，如遇到闰月，闰月干支与前月相同。其中特别是地支中之子午，在夏历有着重要地位。

十天干：甲、乙、丙、丁、戊、己、庚、辛、壬、癸。

十二地支：子、丑、寅、卯、辰、巳、午、未、申、酉、戌、亥。

地支

地支与月份、时辰有固定关系：

年、月表征地球公转，每圈为一岁，均分为12节，每节为一个月份，各对应十二地支，

日、时表征地球自转，每圈为一日，均分为12格，每格为一个时辰，各对应十二地支；

由于这种对应关系，每5年（日），干支纪月份（时辰）正好完成一次周期。（干支纪月不计闰月）

子午

十二地支中，子午依据太阳位置来确定，子为阴极盛，午为阳极盛，子午为岁、日周期定出始末与中点：

以每年太阳直射北回归线之日期定出夏至，午月为每岁之中点月份（干支五月），

以每年太阳直射南回归线之日期定出冬至，子月为每岁之始末月份（干支十一月）；

以每日太阳位于正南方向之时刻定出正午，午时为每日之中点时辰（11~13点），

以每日太阳位于正北方向之时刻定出子夜，子时为每日之始末时辰（23~01点）。

注：此处每日太阳位于正北方向是指夜晚，太阳在地平线下方之正北。

岁与年平均等长，起始点平均相差八分之一年，即半个季度。因为岁末岁初各有半个冬季，而年的安排使到一整个冬季放在年末。

日
中国古代以子夜为日之分界，以子正初刻（00:00）为一日之开始，以夜子初四刻（24:00）为一日之终结。但习惯中，人们倾向于认为一日开始于寅时（平旦）5点。中国传统将一日分割为12个时辰，依次是子时、丑时、寅时、卯时、辰时、巳时、午时、未时、申时、酉时、戌时、亥时。1个时辰等于2个小时，子时是下午11时至上午1时，丑时是上午1时至上午3时，以此类推。
夏历用干支来标记流水日，就像如星期般，无天文意义。60干支为一循环，甲子、乙丑、丙寅、……、癸亥、甲子。比如，2013年新年岁首（西历2月10日）是丁未日，2014年岁首（1月31日）是壬寅日。

月朔
朔望月之长度大约在29.27至29.83日之间变动，长期平均长度是29.530588日（29日12时44分2.8秒）。因此，农历一个月是29日或30日，又称小月及大月。每一个月起始于朔日子夜，结束于下一个朔日子夜之前。现行历法采取定朔法。

 平朔

早期，采用平朔方法确定朔日。经过长期观察，确定朔望月之平均长度，然后，选一个日月合朔的日期作为历元，每经过一个月增加29（499/940）日，取整数部分即得朔日。
平朔规则下，通常是大小月相间，然后每经过15或17个月有一对连大月。

 定朔

元授时历起，天文台运用天体运行规律和采用实际观测天象数据，确定每朔（太阳和月球之黄经一致）之具体时间，取当日为朔日，即每月初一。
定朔规则下，各月大小排列并不固定，有时会碰到连续四个大月或是连续三个小月。

节气
因地球椭圆地围绕太阳公转，速度不平均，故节气有二法。按平均时间为平气，按公转角度为定气。平气法之春分秋分，未必为昼夜等长。自崇祯历至今，历法使用定气。

 平气

在古代，通常以冬至到冬至之间（约365（1/4日）)，分割为24段（每段约15（7/32日）)，每段起始于一个节气，依次为：冬至、小寒、大寒、立春、雨水、惊蛰、春分、清明、谷雨、立夏、小满、芒种、夏至、小暑、大暑、立秋、处暑、白露、秋分、寒露、霜降、立冬、小雪、大雪。
立春到立夏前为春季，立夏到立秋前为夏季，立秋到立冬前为秋季，立冬到立春前为冬季。
二十四节气中，冬至、大寒、雨水、春分、谷雨、小满、夏至、大暑、处暑、秋分、霜降、小雪为中气，通常用来确定月份。冬至所在月份为冬月、大寒所在月份为腊月、雨水所在月份为正月、春分所在月份为二月、…、小雪所在月份为十月，无中气的月份为前一个月的闰月。
属阳历的干支月或中气月来源于观测太阳的回归年并按地支均分，属阴历的朔望月来源于观测月亮盈亏。中气之间的时间约为30日5（1/4）时，因此中气日之间的间隔（含前不含后）为30或31日。而一个朔望月的时间为29日或30日，一个月内要么一个中气，要么没有中气。因此，中气可以直接来确定月份及闰否。
每个中气干支月比朔望月平均多21.75小时，两者差异积累到一定程度后，朔望月就闰一个月，以此达到两者平衡对应（具体变化过程是：相对干支月，较短的朔望月逐月提前；当提前的日数达到半个月时，闰一个朔望月，即一个干支月对应两个朔望月，于是朔望月变成推后半个月；然后朔望月继续逐月提前，如此循环往复）。最终结果是，每32.6个朔望月中有一个闰月。实际观测中，由于定朔和定气的方法与绝对平均值存在差异，每两个闰月并非精确地相差32-33个朔望月，而是28-36个朔望月，总体19年7闰（12×19÷7）仍然符合32.6的平均值。

 定气

定气按太阳运行位置为准，二十四节气分别相应于太阳在黄道上每运动15°所到达之位置。
二十四节气中，原本惊蛰在雨水之前，谷雨在清明之前。后西汉末年刘歆将雨水、惊蛰对调，清明、谷雨对调。
由于克卜勒运动第二定律，地球靠近近日点时公转速度会比较快，当前近日点在小寒附近，因此冬至到大寒两个中气之间相隔较短，约29.45日；而地球靠近远日点时公转速度较慢，当前远日点在小暑附近，因此夏至到大暑两个中气之间相隔较长，约31.45日（以北半球为准）。
当中气间隔可以比朔望月（≈29.53日）长时，一个月可能完全在两个中气日之间，此时这个月就没有中气。反之，当中气间隔比朔望月短时，两个中气可能完全在两个朔日之间，此时一个月内就有两个中气。
以冬至日子夜到冬至日子夜前为“一岁”。一岁一般为365日，有时为366日。冬至所在月定为冬月（或子月，以天干地支记月）。不计冬至月，一岁将包含11至12个整月，包含12个整月时，第一个无中气之月份为闰月，此乃无中置闰法。若冬至在子月朔日，则前一岁必闰月；若冬至在晦日，则冬至后之一岁必闰月。
1年通常有12个月或13个月。包含13个月的年份为闰年。1810年立春至2409年除夕（立春前日）600年间的7421个月中，有双中气月19个，无中气月240个，221闰。
下一次闰冬月出现于2033年。（2033年问题）前一次闰正月出现于1651年，下一次闰正月会出现于2262年；首次闰腊月将出现于3358年。

置闰规则改革
对冬至之理解有“冬至日”与“冬至时刻”两种。冬至日是日影最长之正午，即是正午最接近冬至时刻之日。“冬至时刻”是太阳直射点运动到最南点（南回归线）之时刻，或是太阳黄经达到270°之时刻，可通过科学推算和观测精确到几时几分几秒。目前在中国大陆使用的农历国家标准中，冬至定义为太阳地心视黄经达到270°的时刻。
由于定朔平朔及定气平气间之差异，也引发了冬至是归于上一月还是下一月之争议，如1984年、2014年、2033年问题。置闰法有遵循亘古传统之平气置闰，现行是定气日算置闰，还有定气时刻置闰，即按照朔、冬至之具体时分先后划分。
隋唐历法已经逐渐开始定朔、定冬至到时分。明朝李天经曾建议，用中气时刻是否介乎两朔时刻之间，来决定该月是否有此中气，例如崇祯十五年小雪虽在十一月初一日，但小雪时刻在十一月朔点之前，按此法属十月，如此法则可减少双中气月之次数，并使置闰法独立于时区。

习俗节日

 日月同数之节日

农历新年（中国大陆称为春节），即农历正月初一日，古代称为“元旦”、“正旦”等，越南称为Tết Nguyên Đán（節元旦），韩国称为설날。农历新年是一年中最隆重之节日。中国大陆、香港、澳门、台湾、越南、韩国、菲律宾、马来西亚、新加坡、印度尼西亚、美国纽约州唐人街等国家和地区法定假日。
上巳节，即农历三月初三日，韩国称为{삼짇날。
端午节，即农历五月初五日，越南称为Tết Đoan Ngọ（節端午），韩国称为단오（端午）或수릿날（戌衣日/水瀨日，同音，两种汉字写法在韩国皆可用）。
七夕，即农历七月初七日晚上，越南称为Thất tịch（七夕），韩国称为칠석（七夕）。
重阳节，即农历九月初九日，越南称为越南称为Tết Trùng Cửu（節重九）。

 十五（月圆）元节

元宵节、上元节，均为农历正月十五日，越南称为Tết Thượng Nguyên（節上元），韩国称为대보름（大보름）。
中元节，即农历七月十五日，越南称为Tết Trung Nguyên（節中元）或Lễ Vu Lan（禮盂蘭），韩国称为백중（百中/百種）或망혼일（亡魂日）或 중원（中元）。
中秋节，即农历八月十五日，越南称为Tết Trung Thu（節中秋），韩国称为추석（秋夕）。
下元节，即农历十月十五日，越南称为Tết Hạ Nguyên（節下元）。

 腊月节日

腊八节，即农历腊月(十二月)初八日。
祭灶节，亦称小年，即农历腊月廿三日（北方）或廿四日（南方），越南称为Tết Táo Quân（節竈君）。
除夕，正月初一前夕，即农历一年之最后一晚。
这三个节日通常被认为是最大节日农历新年的准备和酝酿。

 节气节日

以节气定义的节日，通常都有很浓重的季节特征，大多在春分、秋分、夏至、冬至这种季节最为明显的节气附近，清明是紧接春分后第一个节气。
春季：春社，立春后的第五个戊日，大约在春分前后。
春季：寒食节，冬至后的第一百零五日，大约在清明附近，韩国称为한식（寒食）。
春季：清明节，清明当日，越南称为Tết Thanh Minh（節清明）。
夏季：夏至节，又称“夏节”、“仲夏”，是中国的传统节日，在中国北方尤其受到重视。清代以前特别是宋代的法定假日，辽代谓之‘朝节’。
秋季：秋社，立秋后的第五个戊日，大约在秋分前后。
冬季：冬至节，冬至当日，也称“小年”，越南称为Lễ hội Đông Chí（禮會冬至），韩国称为동지（冬至）。

各地使用
其他东亚地区之阴阳合历大多源自华夏历法或受其影响，比如藏历、和历以及朝鲜半岛和越南历法等。目前，由于时区差别，大中华地区（UTC+8）、韩国（UTC+9）与越南（UTC+7）使用的农历的版本并不一致，因此各国农历日期也不完全一致。最常见的情况是由于时差，朔的时刻在不同地区分属两日，导致农历相差一天。例如在1968年，南北越因时差问题分别在不同日期庆祝了越南新年。在极端情况下时差还会影响到置闰，导致不同地区农历在几个月内会相差一个月。由于农历规定冬至日必须在冬月（十一月），由于时差原因，有时在一地朔的时刻和冬至时刻落在同一天，但在另一地朔的时刻和冬至时刻分属两天，这导致两地冬月相差一个月，并影响到置闰以及冬月附近的诸多月份。例如1984年冬至在协调世界时12月21日16:09:12（北京时间在12月22日但越南时间在12月21日），而新月在协调世界时12月22日11:35:39（中国和越南时间均在12月22日），这导致两地冬月相差一个月。受此影响，中国农历在1984年置闰十月，但越南历则在1985年置闰二月。另外，由于农历规定若两冬月间不计冬月剩余12个月，则置闰于两冬月间第一个无中气之月。朔的时刻和其他中气时刻的关系也可能在一地为同一日，在另一地分为两日。这会导致两地对无中气之月的判定出现差异，同样可能影响置闰，并导致农历在几个月内相差一个月。例如2012年中国闰四月而韩国闰三月。部分软件未能因应各国时间基准而调整会造成错误。
中华人民共和国紫金山天文台作为全世界主要的农历测算颁行单位，主导制定了名为GB/T 33661-2017 《农历的编算和颁行》的中华人民共和国国家标准（这是农历第一次成为一国的国家标准），规定了很多历法基础概念的定义及算法规则，并且以现代科学和天文学技术为基础对农历的计算和制定做了规定，比如规定冬至为节气之首（而非立春）、规定有冬至之月份为子月（十一月）、规定寅月建正、规定采用国际通用天体模型且精度应达到1秒，并且要求公开发行的日历产品必须包含西历和农历的日期对照以及二十四节气，符合标准规定的编排规则、计算模型和精度及表示方法，以有效遏制内容错误的农历日历产品随意发行的无序状态。
日本农历（和历）原使用中国历法计算，从明朝亡后之1685年开始自行编制历法（贞享历），直到1873年起废除农历（天保历）改用西历（格里历），并于1910年起停止在官历内并记旧历。但目前日本国立天文台每年2月都会发报的“暦要項”官报中仍有节气和朔弦望等资料可供自行计算农历。现时日本国内仅有如中秋节等少量节日按农历庆祝，其余绝大多数原以农历日期庆祝之节日均提前约一个月，改成了按照西历之相同日期庆祝（如日本的端午节就在西历5月5日）。
绝大部分海外华人会使用和大中华地区一致的农历，但有些居于南半球的澳纽华侨会出版按当地时间所制作之历书，此等历书也会应当地季节而将节气错开半年。

参见

 中国传统历法

 历法、历法列表

 黄历

 西历

 干支、生肖

 五行

 七曜、六曜


太阳辐射测量仪器

太阳辐射测量仪器（ solar radiation measuring instrument ），测量太阳总辐射和分光辐射的仪器。它的基本原理是将接收到的太阳辐射能以最小的损失转变成其他形式能量，如热能、电能，以便进行测量。用于总辐射强度测量的有太阳热量计和日射强度计两类。太阳热量计测量垂直入射的太阳辐射能。使用最广泛的是埃斯特罗姆电补偿热量计。它用两块吸收率98％的锰铜窄片作接收器。一片被太阳曝晒，另一片屏蔽，并通电加热。每片上都安置热电偶，当二者温差为零时，屏蔽片加热电流的功率便是单位时间接收的太阳辐射量。日射强度计测量半个天球内，包括直射和散射的太阳辐射能。它的接收器大多是水平放置的黑白相间或黑色圆盘形的热电堆，并用半球形玻璃壳保护，防止外界干扰。用于分光辐射测量的有滤光片辐射计和光谱辐射计。前者是在辐射接收器前安置滤光片，用于宽波段测量；后者是一具单色仪，测量宽约50埃的波段。1965年起，已在火箭和气球上装置上述仪器，以测量大气外的太阳辐射。


昌德拉塞卡极限

昌德拉塞卡极限（ Chandrasekhar limit ），简并矮星的质量上限。白矮星是一种依靠简并电子压力来抗衡自引力而维持稳定平衡的简并矮星。二十世纪三十年代，昌德拉塞卡研究了这种星的平衡和稳定性质，利用牛顿引力理论中的无转动球对称星体结构方程（见恒星球的平衡和稳定），并用理想费密气体方程作为简并电子的物态方程，证明存在一个质量上限Mc≈1.44M⊙，式中M⊙为太阳质量。当星体的质量小于Mc时，存在稳定的平衡解；当大于Mc时，没有稳定的平衡解。也就是说，简并矮星的最大质量Mc就是昌德拉塞卡极限。


天体光度测量

天体光度测量（ astrophotometry ），指测量来自天体的有限波段范围内的辐射流，简称测光，常以星等表示。历史上，测光是为了给出天体的亮度，帮助在复杂的星图、星表中证认恒星。随着测光方法日益完善和研究的逐步深入，光度测量成为研究各类天体物理性质的重要方法。对难于观测光谱的暗弱天体，通过测光可以得到一些如同光谱研究所得的物理量。测光结果可以定出恒星的光谱型（见恒星光谱分类）和求出恒星（或星系）的距离。测光对研究宇宙结构、星际物质空间分布和恒星演化都十分有用。
测光依据的基本原理是：在相同条件下，等同的辐射流能使探测器产生同样的响应。根据这一原理，将待测星和已知星等的星作比较，从探测器对它们的响应便可推算出待测星的星等或星等变化。比较星是事先已经确定星等的定标星，或参照定标星精确测定了星等的标准星。有时，将待测星的光谱和实验室中的绝对黑体比较，测出以物理学的绝对单位表示的天体亮度。
探测器的响应同天体的光谱能量分布（受星际消光的影响）有关，也同仪器系统（包括望远镜、滤光片和辐射探测器）的分光响应以及同地球大气消光有关。其中地球大气消光的影响可以用专门的观测方法改正。仪器系统的分光响应则决定测量的辐射波段。即使测量同一波段，不同测量者的仪器不可能完全相同，得到的星等也不一样，有时彼此间的关系是非线性的。测光的波带用平均波长λ0和通带半宽Δλ表示。λ0是仪器系统相对分光响应曲线下面积的重心所对应的波长，Δλ是该曲线上响应度等于1／2的两点对应的波长差。依半宽的大小，天体测光可分为宽带（Δλ>300埃）、中带（300埃>Δλ>90埃）和窄带（Δλ＜90埃）测光。按所用探测器的类型又可分为目视测光、照相测光、光电测光等。按观测对象又分为面源测光和点源测光。

目录

1 目视测光
2 照相测光
3 光电测光
4 面源测光

目视测光
以人眼为探测器，测得结果为目视星等，其平均波长大致为5500埃。目视测光在天体测光史上起过重要作用，星等标度是在目视测光基础上建立的。以目视测光方法测量了大量恒星的星等，编制了著名的《波恩星表》(BD)等。但因目测精度低，标度不稳定，现今只在某些近距目视双星和一些变星的测光中采用。

照相测光
用天文底片作探测器。对点光源，考滤到底片响应的非线性，必须在同一底片上拍摄待测星和一系列（从亮到暗的）星等已知的比较星。然后，用光瞳光度计或全自动底片处理机测量这些星像。由测量仪器的读数和已知星的星等作校准曲线，从该曲线内插和归算出待测星的星等。若待测星周围没有光电比较星序列，对要求不高的测光工作，现在仍间或用照相方法自定比较星序列，例如可以拍一些用物理方法按已知比例减弱的恒星。用蓝敏底片进行照相测光，得到照相星等，平均波长约4300埃。用对其他波长敏感的底片，并加适当的滤光片，可得到与目视星等类似的仿视星等、红星等和红外星等。
照相测光有许多误差来源（如乳胶不均匀、场差、显影时的缺点等），所以精度不如光电测光。一般均方误差约0.05星等。此外，照相测光的动态范围比光电测光小。照相测光的优点是能同时拍摄大面积天区的许多恒星，适宜作巡天和统计工作。如果采用线性响应的核乳胶和电子照相机，那么，原则上只要知道一颗定标星的星等，就可得出其他一切星的星等。观测的极限星等又可大大提高。

光电测光
主要仪器是光电光度计。因光电倍增管的线性响应和采用高精度的电子测试仪器，光电测光是准确度和灵敏度最高的测光方法，一般精度达到0.01～0.005个星等之间，较差测量时，可达0.001个星等。光电测光时，选择适当的光阑，让星像位于光阑中，记取仪器读数，此数减去光阑对准夜天背景(见夜天光)时的读数，即为星光产生的仪器响应。这个响应同星光成正比，可由此响应按星等定义直接求观测系统的星等。通常将此星等归算为大气外的星等并转化为标准系统。光电测光所得到的星等称为光电星等。近年制成能同时测量几个波带或同时测量变星和比较星的多通道光电光度计，同电子计算机直接联系起来，能迅速得到结果。光电测光适宜于测定星等标准，测量恒星亮度的快速变化，进行多色测光。这是目前应用最广泛的测光方法。

面源测光
对具有延伸像面的天体，如星云、星系、日、月、行星进行测光，称为面源测光。面源测光有两种：①研究天体视面上亮度的分布，求其明度星等（每平方角秒的星等数）；②测量天体整个视面的累积星等。照相方法测量面源亮度分布时，为建立底片特性曲线，用实验室的管光度计拍摄校准记号；或者用特殊照相技术拍摄一些比较星的具有一定均匀密度面积的像，以避免因星像结构和大小不同而引入误差。有的照相密度计和光电光度计的光阑(或狭缝)可沿天体延伸面像扫描，得出天体视面等光度曲线。这种测量能研究天体表面细节的物理特征或河外星系结构。当光电测量累积星等时，光电光度计的光阑应包括整个天体视面，或用积分法求累积星等。累积星等代表天体的总辐射，也是对遥远星系距离的一种度量。


参宿七

参宿七（Rigel），猎户座β，全天最亮的蓝超巨星。在猎户座的右下角，目视星等在0.08～0.20之间变化，光谱型B8Ⅰa光学和紫外观测表明，参宿七不仅连续地吹出很强的星风，还以间断的方式抛出物质，形成一个膨胀的气壳。


下一代望远镜

下一代望远镜（ next generation telescope ），指处于研制中的巨型光学望远镜。二十世纪六十年代就有人提出过这种设想。到七十年代，量子效率接近1的二维探测器、各种附属仪器和电子计算机已愈来愈多地应用到天文观测上，望远镜口径便成为地面光学观测的主要限制。同时，红外、射电、空间天文学取得了许多崭新的观测结果，迫切需要可见光波段观测的有效配合，而现有大望远镜已不能适应这种要求。1974年，美国基特峰天文台成立专门研究小组提出研制下一代望远镜的规划。这种望远镜应具有高分辨本领和强集光力，用以研究诸如恒星周围的行星、河外星系中的单颗恒星、脉冲星，从事类星射电源的光学证认和光谱分析以及探测遥远星系的红移等。考虑到近期内工程技术的可能性，它的口径应当为25米量级。它可用于可见光、红外、毫米波观测。从亚毫米波段直到可见光区，都能进行斑点干涉测量（见天文像的复原）。
到1977年，从许多种设想中归纳出四种方案：①转动“靴”：因其结构外形似靴而得名。它的主镜是宽25米的一段球面镜，曲率半径50米，纵向弧长75米，由许多六角形镜块拼合而成。位于主焦点附近的副镜，可绕过镜面曲率中心的水平轴转动，对主镜面扫描。光束经过多次反射引入水平轴，再到达位于主镜两侧的折轴室。所有上述的结构都置于大底盘上，它可绕垂直轴转动。②可操纵的镜盘：结构类似地平式射电望远镜，但结构精度高得多。主镜是25米的抛物面镜盘，由排列在16个同心圆环带上的1，032块偏轴抛物面镜块拼成，相对口径为1/0.75。③大型多镜面望远镜：根据霍普金斯山多镜面望远镜按比例放大。由六个口径10.2米的独立镜筒安装在同一个地平式装置上。10.2米主镜中央是一个直径6米的镜面，周围是许多小镜块，分布在一个或几个同心圆环带上。④望远镜阵：将许多独立的望远镜排成阵列，各台望远镜接收到的光线经多次反射集中到同一个焦点。已设想出三种阵列形式：108台2.4米望远镜，16台6.25米望远镜或6台10.2米望远镜。
转动“靴”在运转过程中镜面上各镜块的重力影响是不变的，但结构过于庞大。可操纵的镜盘结构最紧凑，体积最小，而且保持了主焦点系统、卡塞格林系统和折轴系统的结构，性能较全面，但重力影响导致较复杂的工程技术问题。以上两种都用单一口径，较易保证斑点干涉测量所要求的成像光束的光程相等。但在接收器匹配和分光仪狭缝失光上是很不利的。大型多镜面望远镜和望远镜阵两种方案都是多口径组合，尤其是望远镜阵，在保证组合光束相位一致性方面，必须解决相当困难的技术问题，但其他方面的技术问题较少，各个望远镜在使用上有较大的灵活性。除望远镜阵外，各种方案都是应用于小视场(1′以内)，以观测位置已精确测定的暗弱天体为主。因此，要求望远镜具有较高的定位精度(1″)和跟踪精度(0.″1)。


等离子体中的反常输运

等离子体中的反常输运（ anomalous transport in plasmas ），等离子体中带电粒子与中性粒子之间、中性粒子与中性粒子之间的相互作用是短程的。但是，带电粒子与带电粒子之间的作用是长程的库仑力。由于德拜屏蔽效应，计算输运系数时常可用短程的屏蔽库仑势，按两体碰撞理论来处理。这便是所谓“经典输运”理论。反常输运，通常指那些不属于“经典输运”的输运过程，它们引起的耗散可以比“经典输运”大得多。反常输运一般是与带电粒子间的集体效应相联系的。当等离子体中出现不稳定性或形成湍动态时，这种效应变得特别重要。在一定意义下，反常输运可理解为由带电粒子与集体扰动场之间的某种等效碰撞引起的效应。由于不稳定性或湍动是等离子体中十分普遍的现象，等离子体中的很多物理过程，如高温等离子体的反常加热、无碰撞激波中的耗散、横越磁场的反常扩散和热导、磁场的重联等，都与反常输运有密切关系。


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。


星云摄谱仪

星云摄谱仪（ nebular spectrograph ），一种光力强的天体摄谱仪，用于研究亮度和夜天光相近的星云的分光特性，也可用来研究彗星、黄道光等。它由矩形光阑、棱镜和强光力施密特照相机组成，相当于不用望远镜又没有准直系统的有缝摄谱仪。因为有视面天体在成像焦面上的照度只和望远镜的相对口径的平方成正比，故可直接用棱镜和强光力的、也就是相对口径大的施密特照相机拍摄光谱。考虑到夜天光也会照在棱镜上，并得到同样程度的加强，在棱镜前几十米的地方设一矩形光阑（宽几厘米到几十厘米），使棱镜在光阑处的张角小于星云的张角。这样，棱镜能被星云的光照满，但星云周围的夜天光被光阑挡住，从而提高光谱的反衬。光阑愈远拍摄的天区愈小。1938年，美国麦克唐纳天文台建造了一架星云摄谱仪，利用自然地形安装反光镜，使光阑到棱镜的距离延长至46米，观测的天区为6′×6′。此后，相继出现了一些类似的星云摄谱仪。因为这类仪器比较笨重，目前多改用干涉滤光器拍摄星云的单色像来研究星云的分光特性。


造父变星

造父变星（汉语拼音：Zaofubianxing；英语：Cepheid variable star），一类高光度周期性脉动变星。 因典型星仙王δ（中文名造父一）而得名。在可见光波段，光变幅度0.1～2等。光变周期大多在1～50天范围内，也有长达一二百天的。造父变星的光变周期和光度之间有着密切关系，称为周光关系，它被用来建立天体的距离尺度。光谱由极大时的F型变到极小时的G～K型（见恒星光谱分类），谱线有周期性位移，视向速度曲线的形状大致是光变曲线的镜像反映，这意味着亮度极大出现在星体膨胀通过平衡半径的时刻（膨胀速度最大）而不是按通常想象那样发生在星体收缩到最小，因而有效温度最高的时刻，位相差0.1～0.2个周期。这种极大亮度落后于最小半径的位相滞后矛盾，被解释为星面下薄薄的电离氢区在脉动过程中跟辐射进行的相互作用而引起的现象。造父变星实际上包括两种性质不同的类型：星族Ⅰ造父变星（或称经典造父变星）和星族Ⅱ造父变星（或称室女W型变星），它们有各自的周光关系和零点，对相同的周期，前者的光度比后者小1.4等左右。


北极星

北极星（pole star），小熊座a。中国名又称勾陈一或北辰 。距离地球约400光年。是离北天极最近的亮星，看不出它的周日运动，好像总在北天极处，因此称为北极星。北极星是一颗三合星：一颗1.95～2.04等的F8I型造父变星和一颗看不见的伴星组成一个周期约30年的单谱双星系统， 还有一颗8.6等的星离造父变星18″。由于岁差，天极以约2.6万年的周期绕黄极运动，这期间一些离北天极较近的恒星依次取得北极星的美称。公元前2750年前后，天龙座a曾是北极星；小熊座 a 成为北极星才1000年左右，1940年以后，它与北天极的距离才小于1°，到2100年前后，这个角距将变得最小（28′），然后再远离北天极；到14000年织女星将成为北极星。