银河系

银河系(示意图)
 银河系的螺旋结构（艺术图）。NASA/JPL-Caltech/R. Hurt
 银河系中心周围的区域色彩斑斓。 NASA/JPL-Caltech
 银河系主体示意图
 银河系四个波段的图像，a.可见光图像　b.射电图像　c.红外图像　d.X射线图像
　　银河系（汉语拼音：Yinhexi；英语：Galaxy），地球和太阳所在的巨大恒星系统。拥有约2,000亿颗恒星，因其投影在天球上的乳白亮带——银河而得名。银河系为本星系群中除仙女星系外最大的星系，它的总目视光度约为太阳的150亿倍。按形态分类，银河系是一个Sb或Sc型旋涡星系，中心区有一可能的棒状结构（半径约2,400秒差距，质量约为太阳的100亿倍），记为S(B)bc型。它的第一个主要成分为一旋转的薄盘，称为银盘，直径约为40千秒差距，厚约为300秒差距，质量约为太阳的600亿倍，由较年轻的恒星(星族Ⅰ)，银河星团、气体和尘埃组成。高光度星和银河星云组成旋涡结构(旋臂)叠加在银盘上。在盘内特别是巨分子云中不断进行着活跃的恒星形成过程。第二个主要成分是一较暗的直径约30千秒差距的球形晕称为银晕，质量约为银盘的15％～30％，由较年老的恒星(星族Ⅱ)组成，其中有百分之几处于球状星团中，还有少量热气体。银晕中央融入一显著的旋转椭球形成分(2.2千秒差距×2.9千秒差距)称为银河系核球，亦由星族Ⅱ的恒星组成。银河系的动力学中心称为银心，可能含有一个约300万倍太阳质量的黑洞。第三种主要成分是一由暗物质构成的晕称为暗晕，半径超过100千秒差距。银河系可见物质的质量为太阳质量的1,400亿倍，其中恒星约占90％，气体和尘埃组成的星际物质约占10％。而暗物质的质量至少为太阳质量的4,000亿倍。银河系整体作较差自转。太阳在银道面以北约8秒差距处，距银心约8.5千秒差距(IAU,1985)，以每秒220千米速度绕银心运转，2.4亿年转一周。
　　1750年，英国天文学家赖特认为银河系是扁平的。1755年，德国哲学家康德提出了恒星和银河之间可能会组成一个巨大的天体系统；随后的德国数学家郎伯特也提出了类似的假设。到1785年，英国天文学家威廉·赫歇耳绘出了银河系的扁平形体，并认为太阳系位于银河的中心。
　　1918年，美国天文学家沙普利经过4年的观测，提出太阳系应该位于银河系的边缘。1926年，瑞典天文学家贝蒂尔·林德布拉德分析出银河系也在自转。

目录

1 组成
2 起源和演化
3 银河系的邻居
4 研究简史

组成
　　银河系可见物质约90％集中在恒星内。在赫罗图上，按照光谱型和光度两个参量，分为主序星、超巨星、巨星、亚巨星、亚矮星和白矮星五个分支。1944年，巴德通过仙女星系的观测，判明恒星可划分为星族Ⅰ和星族Ⅱ两种不同的星族。星族Ⅰ是年轻而富金属的天体，分布在旋臂上，与星际物质成协。星族Ⅱ是年老而贫金属的天体，没有向银道面集聚的趋向。1957年，根据金属含量、年龄、空间分布和运动特征，进而将两个星族细分为极端星族Ⅰ(旋臂星族)、较老星族Ⅰ、盘星族、中介星族Ⅱ和极端星族Ⅱ（晕星族）。
　　恒星成双、成群和成团是普遍现象。太阳附近25秒差距以内，以单星形式存在的恒星不到总数之半。迄今已观测到球状星团约160个，银河星团1,200多个，还有为数不少的星协。据统计推论，应当有300个球状星团和18,000个银河星团。
　　20世纪初，E.E.巴纳德用照相观测，发现了大量的亮星云和暗星云。1904年，恒星光谱中电离钙谱线的发现，揭示出星际物质的存在。随后的分光和偏振研究，证认出星云中的气体和尘埃成分。近年来，通过红外波段的探测发现，在暗星云密集区有正在形成的恒星。射电天文学诞生后，利用中性氢21厘米谱线勾画出银河系旋涡结构。估计出中性氢的质量约为太阳的40亿倍。根据电离氢区（总质量为太阳的8,400万倍）描绘，发现太阳附近有3条旋臂：人马臂、猎户臂和英仙臂。太阳位于猎户臂的内侧。此外，在银心方向还发现了一条3千秒差距臂。旋臂间的距离约1.6千秒差距。1963年，用射电天文方法观测到星际分子OH，这是自从1937～1941年间，在光学波段证认出星际分子CH、CN和CH+以来的重大突破。到2000年底，发现和证认的星际分子已超过120种。这些分子（主要为H2和CO）包含在散布于银盘内的数千个巨分子云中(总质量为太阳的3亿倍)。图2为用不同手段得到的银河系图像。

起源和演化
　　银河系的起源这一重大课题现今还了解得很差。这不仅要研究一般星系的起源和演化，还必须研究宇宙学。按大爆炸宇宙学模型，观测到的全部星系都是140亿年前高温高密态原始物质因密度发生起伏，出现引力不稳定和不断膨胀冷却，逐步形成原星系，并演化为包括银河系在内的星系团的。
　　1962年，O.J.艾根、D.林登贝尔和A.R. 桑德奇提出，银河系起源于一个巨大的球形气体云，称原银河星云。化学成分与大爆炸后的原始宇宙相同，即氢约占75％，氦约占25％。在时标约2亿年的迅速坍缩过程中，最早诞生的是晕族恒星，因为形成恒星的气体没有金属，所以这些晕星是贫金属的。又因为气体向中心坍缩，所以承袭其速度的晕星绕中心作偏心率较大的椭圆运动，而来不及形成恒星的大部分原始气体在坍缩过程中互相碰撞，轨道变圆并沉降到银盘上，由于混入了大质量晕星演化后抛出的重元素，使得随后形成盘族的恒星金属丰度较高。近年还从恒星的形成和反馈、银核的活动及周围矮星系物质的吸积等角度，更细致地探讨银河系的动力学和化学演化。20世纪60年代由林家翘和徐霞生等发展起来的密度波理论，很好地说明了银河系旋涡结构的整体结构及其长期的维持机制。

银河系的邻居
　　银河、仙女座星系和三角座星系是本星系群主要的星系，这个群总共约有50个星系，而本地群又是室女座超星系团的一份子。
　　银河被一些本星系群中的矮星系环绕着，其中最大的是直径达21,000光年的大麦哲伦云，最小的是 船底座矮星系、天龙座矮星系和狮子II矮星系，直径都只有500光年。其他环绕着银河系的还有小麦哲伦云，最靠近的是大犬座矮星系，然后是人马座矮椭圆星系、小熊座矮星系、玉夫座矮星系、六分仪座矮星系、天炉座矮星系和狮子I矮星系。
　　在2006年1月，研究人员的报告指出，过去发现银河的盘面有不明原因的倾斜，现在已经发现是环绕银河的大小麦哲伦云的扰动所造成的涟漪。是在她们穿过银河系的边缘时，导致某些频率的震动所造成的。这两个星系的质量大约是银河的2%，被认为不足以影响到银河。但是加入暗物质的考量，这两个星系的运动就足以对较大的银河造成影响。在加入暗物质之后的计算结果，对银河的影响增加20倍，这个计算的结果是根据马萨诸塞州大学阿默斯特分校马丁·温伯格的电脑模型完成的。在他的模型中，暗物质的分布从银河的盘面一直分布到已知的所有层面中，结果模型预测当麦哲伦星系通过银河时，重力的冲击会被放大。

研究简史
　　18世纪中叶，人们已意识到除行星、月球等太阳系天体外，满天星斗都是远方的“太阳”。T.赖特、I.康德和J.H.朗伯最先认为，很可能是全部恒星集合成了一个空间上有限的巨大系统。第一个通过观测研究恒星系统本原的是F.W.赫歇耳。他用自己磨制的反射望远镜，计数了若干天区内的恒星。1785年，他根据恒星计数的统计研究，绘制了一幅扁而平、轮廓参差不齐、太阳居其中心的银河系结构图。F.W.赫歇耳死后，其子J.F.赫歇耳继承父业，将恒星计数工作范围扩展到南半天。1837年，W.斯特鲁维测定织女一的三角视差，开始测定恒星的距离，为银河系距离尺度的研究奠定了基础。1887年，O.斯特鲁维首次测定银河系自转，开始了银河系整体运动的研究。1906年，J.C.卡普坦为了重新研究恒星世界的结构，提出了“选择星区”计划，后人称为“卡普坦选区”。他于1922年得出与F.W.赫歇耳的类似的模型，也是一个扁平系统，太阳居中，中心的恒星密集，边缘稀疏。H.沙普利在完全不同的基础上，探讨银河系的大小和形状。他利用1908～1912年H.S.勒维特发现的麦哲伦云中造父变星的周光关系，测定了当时已发现有造父变星的球状星团的距离。假设没有明显星际消光的前提下，于1918年建立了银河系透镜形模型，太阳不在中心。1927年，J.H.奥尔特证实银河系的自转。1930年，R.J.特朗普勒证实存在星际物质。1944年，W.巴德提出星族概念，探讨银河系恒星在物理学和运动学上的总体性质，这对后来银河系形成和演化的研究有重要意义。20世纪50年代，由于射电天文观测手段的应用，证实了银河系旋臂的存在，发现了银河系中心区的复杂结构与爆发现象。60年代，首次探测到银心的红外辐射。80年代，高速晕族恒星的发现以及附近矮星系的运动提示银河系存在暗物质晕。90年代，射电天文学家和红外天文学家合作发现了银心存在大质量黑洞的证据。


无缝摄谱仪

无缝摄谱仪（ slitless spectrograph ），恒星摄谱仪的一种。为了发挥大望远镜的能力，使能同时拍摄若干恒星的光谱，又因为100厘米以上的大口径物端棱镜很难制造，二十世纪四十年代设计出无缝摄谱仪。它和有缝摄谱仪的差别在于，望远镜会聚的星光不受狭缝限制，而直接经准直镜变为平行光，再被棱镜(或光栅)色散。通常用一块负透镜放在望远镜物镜的主焦点前作准直镜，用另一块焦距和材料都跟负透镜相同的正透镜作照相机物镜。这样，两块透镜的球差和色差的大部分可互相补偿，只要光束以最小偏向角通过棱镜，像散也几乎可以消除。图中所示，是一种较好的无缝摄谱仪的光路图。准直镜c是抛物面镜，它的焦点和望远镜物镜（也是抛物面镜）在棱镜侧面重合。这里有一小块镀铝反射面a，它把星光反射到 c，a也起着视场光阑的作用。被色散后的光束由施密特照相机在 b处形成光谱。准直镜可以设计成同物镜的彗差完全抵消，施密特照相机也几乎没有像差，因而得到的光谱像质较好。无缝摄谱仪的视场接近望远镜的工作视场，但光谱分辨率受到天文宁静度的限制。它适用于大量暗弱恒星、行星状星云和彗星的光谱研究工作。


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。


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。


天文宁静度

天文宁静度（汉语拼音：Tianwen Ningjingdu；英语：Astronomical Seeing），地球大气抖动对光学成像的影响程度。又称天文视宁度。星像越清晰（星像直径越小）越稳定就是宁静度好；反之，如大气抖动厉害，星像模糊，则宁静度差。使宁静度变坏的原因是，低层大气在复杂的地区性气象因素综合影响下，出现不规则湍动，表现为气温（影响大气密度）的随机起伏，因而导致折射率的变化。大气折射率的这种不均匀变化会引起星像成为具有一定直径的模糊圆面，从而降低望远镜的分辨本领和极限星等，也会引起星光闪烁和颜色的快速变化。天文台必须选择建立在局部气象条件优越的地区，以获得良好的天文宁静度。


星座

星座（汉语拼音：Xingzuo；英语：Constellation），为了便于研究而将星空划分成的许多区域。世界上不同地区对星座的划分是不同的。中国古代采用的是三垣二十八宿。而今使用的星座系统起源于巴比伦。早在几千年前，巴比伦就选出显著的星群，从神话中给它们配上想象的形状和图形。公元2世纪，古希腊天文学家托勒密编制出列有48个星座的星表。后来欧洲的一些天文学家陆续加以补充、发展。1841年J.F.W.赫歇尔提出星座界线，以赤经线和赤纬线划分。1928年，国际天文学联合会公布88个星座（其中北天28个，黄道12个，南天48个）方案，并规定以1875年的春分点（见分至点）和赤道为基准的赤经线和赤纬线，作为星座界线。星座大小不一，每一星座可由其中亮星的特殊分布而辨认出来。一些星座形象地反映出它们的名称，而有一些则需要凭借丰富的想象力才能想象出它们的相似性。88个星座的名称、略号、位置和21时过中天的日期见下表。

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　表：星座

　　起初，星座是相当任意的恒星分组，边界含糊，在天上的排列形状可想像成神话英雄或怪兽。今天我们用的天空划分系统是基于希腊天文学，但根源则已古老失传。其他古代文明（如中国人）各有其自己的系统。这些图案没有任何天体物理含义，一个星座中的恒星在视线方向离我们的距离可能相差极大——例如，半人马座中两颗指向南十字座的“指示星”看起来在天上并肩而立，但半人马座α到我们的距离刚刚超过1秒差距，而半人马座β却远在100秒差距以外。 托勒密（Ptolemy）列出48个星座（它们当然全都是在北半球看到的），16、17和18世纪，特别是探险家开始进入南半球后又增加了很多。1933年国际天文学联合会（IAU）将这个系统规范化，把整个天空分成88个区域，赋予它们历史上沿用的拉丁星座名。天空中任何一个天体必定出现在IAU定义的88个星座的某一个的范围内（有些延伸天体跨越星座的边界线），而任何恒星、星系或其他天体的大致位置，也可以用它“所在”的星座来表示。　　这样规范化之后，星座的大小仍然相差悬殊，从小马座（托勒密最初48个星座之一）的72平方度到长蛇座（也是托勒密的48个星座之一）的1 303平方度。这个系统远非完美，但天文学家习惯了，并不感到什么不方便。


历书天文学

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


超米粒组织

超米粒组织（ supergranulation ），太阳光球大尺度水平运动所导致的流场结构。在显示光球大尺度运动的高分辨率的照片上可以清晰地看到有上千个比米粒组织大得多的超米粒元组成规则的蜂窝状结构，因而得名。超米粒元通常简称为超米粒。光球米粒组织是光球亮度场不均匀性的表征，超米粒组织则是光球速度场不均匀性的表征。
超米粒组织是哈特在1954年发现的。她在测定太阳自转速度时，发现光球上层存在一种大尺度水平方向的运动。1960年，莱顿以独特的单色分光照相技术开始“拍摄”宁静太阳光球的速度场，他和他的合作者对超米粒元的平均大小、寿命、水平速度等取得一系列重要研究结果，使得太阳光球上层水平运动的存在和意义真正为人们所了解。1970年，弗雷泽用多通道的太阳磁像仪对超米粒元进行了较全面的研究，特别在垂直速度以及超米粒组织、光球大尺度磁场、光球网络、色球网络之间的相关性等方面取得出色的成果。1973年天空实验室发射成功，对超米粒的空间观测也随之开始。

单个超米粒的实际直径约为20，000～60，000公里。整个可见的宁静太阳半球总是保持大约2，500个超米粒，由此可以推算出超米粒的平均实际直径约为35，000公里，实测结果约为30，000公里，这与从自相关分析得到的K线网络元的平均大小（约33，000公里）基本相符。超米粒的寿命短的是几小时，一般为20～40小时，平均约24小时或更长，同K线网络元的平均寿命大致相当。
根据多普勒频移测量任何一个超米粒的气体流动所获得的样式都是相同的。极区的和赤道区的超米粒之间也没有显著差异。在超米粒中心区域，气体以每秒约0.04公里的平均速度缓慢地上浮，随后便以每秒0.3～0.5公里的平均速度从中心区域向四周边缘流去，到了边缘才以每秒约0.09公里的平均速度下沉，这比中心区域上浮的平均速度大一倍。在超米粒中心区域和边缘存在垂直速度证实超米粒是由对流引起的。对超米粒进行的磁场观测表明：超米粒表面的纵向磁场强度约为2高斯，而在几个超米粒边缘的会合区域，纵向磁场的平均强度达50高斯左右，超米粒两侧边缘各处的磁场极性可以不同，但总有一种极性占优势。
一度把超米粒组织看作是单纯的光球现象。但是观测表明；超米粒组织与光球大尺度磁场、光球网络、色球网络的关系都很密切。这不仅表现在超米粒中心区域的气体上升运动和边缘处的气体下降运动都至少渗透到色球下层（当然，相应的速度是下降了），而且，根据多通道太阳磁像仪的观测，下降气流与磁斑、网络亮点之间存在着很好的对应关系。超米粒边缘处的下降运动呈现为一束束孤立的、直径约为7，000～10，000公里的下降气流，而超米粒边缘的磁场也分别聚集为一个个磁块──磁斑（其强度可高达100高斯），二者在位置、大小、形态上有很好的对应关系，在数值上，即磁斑的磁场强度和下降气流的速度也是线性相关的。不仅如此，磁斑和下降气流同色球网络、光球网络的亮点（即温度增高较大的区域）在位置、大小、形态上也有很好的对应关系。而且，磁斑的强度和下降气流速度同亮点的亮度在数值上也是线性相关的。根据实测证明，在超米粒组织、光球大尺度磁场、光球网络、色球网络之间也同样存在上述的密切对应关系。图为多通道太阳磁像仪对一小块宁静太阳区域以2.″4×2.″4的扫描孔径和0.25秒的累积时间进行扫描而取得的图像，图上的曲线是对20个超米粒取平均的结果，给出单个超米粒截面上的速度分布、光球纵向磁场分布以及同它对应的光球网络元、K线色球网络元的亮度分布。
上述的观测事实曾经被解释为：流体压力大于磁压力时，等离子体运动决定了磁场结构，于是，超米粒中心区域向四周边缘的水平运动将磁力线集中到边缘处，而几个超米粒边缘相会合的区域便是等离子体向下流动汇聚得最为急剧的地方，在此形成下降气流，同时，这里也是磁力线最为集中的地方，因而形成磁斑。密集的磁力线向上贯穿、伸延，所经过的光球、色球区域因磁场产生的过量加热使局部温度升高而成为网络亮点，于是出现光球网络和色球网络。磁力线进入色球后，由于气体密度的急速下降，磁压力已经超过流体压力，于是磁力线发散，而磁场结构又确定了等离子体的运动，因此随着高度的逐渐增高，网络的粗糙程度也逐渐增大。这样的理解描述出了一幅简明的动力学图像。然而，近来用磁像仪对超米粒边缘进行观测，所得结果对上述解释的关键之处不利：在边缘会合处，常见的是磁斑分裂并且其中的一部分以小于每秒1公里的速度向外移动，移动距离还不到5，000公里时便逐渐消失；也观测到新的磁流点浮现并以每秒1～2公里的速度快速移动。因此，会合处的磁斑究竟如何形成，有待进一步研究。
根据超米粒的线度和寿命，一般认为超米粒是由比形成米粒粗大得多的长寿命的对流元产生的。据估计，超米粒的底部位于光球下太阳对流层中7，000～10，000公里的深处。有人将超米粒的起源归因于光球深处的对流不稳定性，这种不稳定性与一次电离氦和二次电离氦有关。也有人认为超米粒组织的流场结构本身就是在对流层深处发生的磁场-对流运动相互作用的反映。


耀斑

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


K效应

K效应（ K-effect ），太阳周围 B型星的“反常”运动。一般恒星群的平均视向速度在向点附近约为-20公里/秒；在背点附近约为+20公里/秒（见太阳运动）。1903年，富洛斯特和W.S.亚当斯发现，随后并为卡普坦证实，B型星的运动却有所不同。向点附近32个B型星的平均速度为-18.4±2.1公里/秒，而背点附近29个B型星的平均速度为+28.4±2.1公里/秒。所以，太阳相对于B型星的速度

B型星远离太阳的平均速度

后者用 K项表示，所以称为 K 效应。关于 K 效应的本原尚无完满的解释。有人认为可能是太阳周围的 B型星不断四向膨胀的反映，也可能是 B型星固有的广义相对论红移 效应。


银盘

银盘（ Galactic disc ），银河系中由恒星和气体组成的扁平盘状成分。太阳处在银盘中央平面（银道面）附近，故银盘内的恒星在天球上的投影就显现为横贯天穹的狭窄银河。银盘内的恒星按照空间分布、化学组成、年龄和运动学性质的不同又进一步分为薄盘与厚盘两族。薄盘恒星紧靠银道面，密度随到银道面的距离陡峭地指数下降，典型成员（包括天狼、织女、参宿四、参宿七等亮星）离银道面1 000光年以内。薄盘恒星年龄差异很大，从新出生到100亿年都有，越年轻的恒星一般离银道面越近。化学组成方面，薄盘恒星都是富金属星，金属丰度在0.25～1倍太阳值之间。运动学方面，它们绕银心作近圆快速转动，而弥散速度较小(约20～30千米/秒)。厚盘族恒星密度也随到银道面的距离指数下降，但比薄盘平缓，典型成员离银道面约5 000光年以内。厚盘不含年轻恒星，年龄都大于80亿年，金属丰度较低，约为太阳值的1/4到1/10。厚盘族恒星轨道的偏心率较大，弥散速度较高，约40～50千米/秒。中性氢气体的分布比薄盘恒星更紧靠银道面，厚度只有约400光年，但径向延伸超过盘星，在外围有卷曲现象。中性氢气体同盘星一样绕银心作圆轨道运动，但弥散速度更小，只有7千米/秒。分子气体的厚度只有中性氢气体的一半，中心聚度较大，多以巨分子云形式沿旋臂分布。


S过程

S过程（ s-process ），中子慢俘获过程。B2FH理论（见元素合成理论）中提出的一种过程。中子供应稳定但不太充足的条件下，通过核合成形成重元素的过程，简称为s过程，s是英文slow（慢）的缩写。s过程中一个核每次俘获一个中子，而且在俘获另一个中子之前可能要经受β衰变，即s过程的时标比β衰变慢的过程。这是比铁元素更重的元素形成途径之一。比铁峰元素（钒、铬、锰、铁、钴、镍等）更重的元素的丰度，不能用核统计平衡过程来说明，因为它们的丰度远大于核统计平衡所确定的数值。用带电粒子间的反应来解释重元素的生成也有困难，因为这种反应需要克服库仑势垒。而库仑势垒随着核电荷的增加而增高，在低温条件下重核之间进行反应的概率小到可忽略，而在高温条件下核反应又趋于统计平衡。但俘获中子的反应却不受限制，它无须克服库仑势垒，所以在温度不是很高的情形下即可发生。一般重元素是由铁峰元素通过逐步俘获自由中子而生成的。设想把原子核(Z,A)置于中子流里，原子核俘获一个中子后就成为该元素的同位素(Z,A+1)。若(Z,A+1)核是稳定的，它将在这一状态停留，直至捕捉到另一中子为止。但如果(Z,A+1)核是β放射性的，则是捕捉另一中子还是β衰变，这要由两个过程的相对快慢来决定。若中子流很弱，(Z,A+1)核的中子俘获概率低于β衰变概率，则(Z,A+1)核先行β衰变，此即s过程；反之，即r过程。s过程可能发生于红巨星阶段，通过它可能生成直至A=208的稳定核素。天体物理研究s过程更多的是渐近巨星支(AGB)，它可直接通过观测这类恒星加以研究。


庞加莱周期解

庞加莱周期解，关于天体运动周期轨道的存在性和稳定性的理论。最初是庞加莱提出的。他首先研究含有小参数μ的运动方程。当μ=0时，方程有周期解。然后根据周期性条件找出μ≠0时的周期解。这样的周期解可用μ的幂级数表示，并用逐次积分求出其系数。对于三体问题，他提出了三类周期解，这成为周期解的理论基础。这些解称为庞加莱周期解。


阴历

阴历（英语：lunar calendar），又称太阴历，在天文学中与阳历对应，指主要按月亮的月相周期来安排的历法，不据地球围绕太阳公转轨道位置。它的一年有12个朔望月，约354或355日。主要根据月亮绕地球运行一周时间为一个月，称为朔望月，大约29.530588日，分为大月30日、小月29日。
阴历以朔望月为基本单位，编制时只考虑月球运动的历法。又称太阴历。朔望月的平均长度是29.53日，通常取大月为30日，小月为29日，使历月的平均值大致等于朔望月，并取朔日为历月的初一。年的长短只是历月的整倍数，通常取1年为12月，这样阴历的一年比回归年约短11天。因而月份与四季寒暑的关系也就不能固定。此外，实际上12个朔望月约有354.3671日  ，为使月初和新年都在蛾眉月出现的那天开始，还采用置闰的办法予以调节。月相变化是最显著的天象，因此各国的历法大都先有阴历后有阳历。但阴历完全不适合农牧业生产的需要，因而被逐渐淘汰，希腊历和回历都是阴历。中国的阴历又称夏历或农历，实际上是一种阴阳历。
纯粹的阴历有伊斯兰历，这种历法与季节无关。而大部分通常说的阴历实际上根据现代学者来说都是阴阳历，例如大中华地区和全世界所有华人及朝鲜半岛、越南及明治维新前的日本均有使用的农历。
在农业气象学中，阴历略微不同于农历、殷历、古历、旧历，是指中国传统上使用的农历。而在天文学中认为农历实际上是一种阴阳历。
在古代农业经济中，春天播种、秋天收耕，本来阳历应更能反映农业周期，但不少古代历法都是由月亮算起，一个推测是黑夜中的月亮特别容易观察，月亮盈亏一目了然，直至天文技术成熟后，他们才能观察到太阳在历法中的作用。


潮汐

潮汐（ tide ），因月球和太阳对地球各处引力不同所引起的水位、地壳、大气的周期性升降现象。海洋水面发生周期性的涨落现象称为海洋潮汐，地壳相应的现象称为陆潮（又称固体潮），在大气则称为大气潮汐。上述三种潮汐中海洋潮汐最为明显。中国古代对海潮早就作过细致的观测。汉代哲学家王充在他的《论衡》一书中提出“涛之起也，随月盛衰”，指明潮汐与月相变化有关。17世纪，I.牛顿用引力定律科学地说明海潮是月球和太阳对海水的吸引所引起的。固体潮和大气潮汐，都是相当小的，一般必须用精密仪器才能测出。
在天文学中，潮汐这一概念已被延伸到对其他天体的研究中，成为研究某些天体的形状、距离、运动和演化等不可缺少的因素。

大潮和小潮
由月球的引力所引起的潮汐称太阴潮。一个太阴日（月球连续两次上中天的时间间隔）长约24小时50分，在这期间地球表面上同一点发生两次涨潮，两次落潮，因此连续两次涨潮的间隔时间约为12小时25分。太阳和月球一样，也会引起潮汐，称为太阳潮。被吸引天体某部分受到的引力与该天体中心同样质量的部分受到的引力之差称为引潮力（又称起潮力）。太阳或月球对地球上同一点所产生的引潮力，与太阳或月球的质量成正比，而与它们同地球之间的距离的立方成反比。因此，太阳的质量虽然是月球的质量的2 700万倍，但月球同地球的距离只有太阳同地球距离的1/390，所以月球的引潮力为太阳的引潮力的2.25倍。太阳潮通常难于单独观测到，它只是增强或减弱太阴潮，从而造成大潮和小潮。在朔日和望日发生大潮，因为那时月球、太阳和地球几乎在同一直线上，太阴潮和太阳潮彼此相加，以致涨潮特别高，落潮特别低。上下弦的时候发生小潮，因为那时月球和太阳的黄经相距90°，太阴潮被太阳潮抵消了一部分。

大潮（上）和小潮（下）示意图

潮汐与地球自转变慢
潮汐对地球自转有一种制动作用，能使地球自转逐渐变慢。对古代日食记录的分析研究表明，地球的自转周期每个世纪变长1～2毫秒。这个变化虽然很小，可是经过长期积累，便颇为可观。从对古珊瑚化石生长线的研究得知，在37 000万年前，每年有400天左右。

潮汐对天体的作用
一个小天体（伴星）围绕一个大天体（主星）运行，若伴星的轨道逐渐缩小到临界半径以内，伴星就会被主星的引潮力分裂为碎片。这个临界半径值是法国天文学家E.A.洛希于1848年求出的，所以称为洛希极限。位于洛希极限内的土星光环，系由许多小块物质组成，这一光环很可能是土星的一颗卫星进入洛希极限后分裂形成的。
许多双星都有潮汐干扰的迹象。双星成员的形状一般是椭球，而不是正球。通常用扁率定量地表示这种椭球体的形状。一般说来，一颗星绕另一颗星运动的周期愈短，扁率愈大。这种现象至少一部分是由双星之间的引潮力造成的。密近双星，彼此间由于潮汐作用，常常还会发生质量交流。
对于星团而言，银河系的较差自转(见银河系自转)和银河系对星团的引潮力，是导致星团逐渐瓦解的重要因素。
有些河外星系是双重星系或多重星系。在距离很接近的双重星系之间往往存在着物质“桥”，天文学家认为这可能是彼此之间的起潮力引起的。通过中性氢21厘米谱线的射电观测，已经发现有伴星系的旋涡星系形状不对称，一个显著的例子便是旋涡星系M101(NGC5457)；反之，对无伴星系的旋涡星系来说，则未发现形状上的畸变。前者很可能是由于潮汐造成的。


空间天文学

空间天文学（space astronomy），通过在高层大气和大气外层空间进行天文探测，收集资料，进行天文研究的学科。天文学和空间科学的边缘学科。天体在不断发出r射线、X射线、紫外、可见光、红外、射电波等不同波长的电磁波，但只有可见光和它两侧的近红外光、近紫外光，1毫米至30米的射电波，以及红外波段中的几小段波长区间的辐射能到达地面，其余都被地球大气吸收或反射了。人造卫星上天后，人们得以完全克服地球大气的屏障，开始了对天体整个电磁波段的观测，导致了空间天文学的诞生。空间天文学采用高空飞机、平流层气球、探空火箭、人造地球卫星、行星际探测器、航天器等各种运载工具。20世纪60年代以后，对太阳系天体的空间探测成果丰硕：阿波罗飞船6次把宇航员送上月球，进行了实地考察；行星际探测器多次实现了对水星、金星、火星、木星、土星、天王星和海王星的考察，有许多重大发现，还获得了行星际空间有关太阳风、行星际介质、行星际磁场等的大量珍贵资料。按探测的波段区分，空间天文学可分为红外天文学、X射线天文学、紫外天文学和γ射线天文学等分支。它们都取得了成果：①红外天文学。除某几个小波段可在地面进行探测外，主要采用飞机、高空气球、探空火箭和红外天文卫星在高层大气或大气外进行探测，已发现20多万个红外源，获得了宇宙空间许多地方正在形成新恒星的大量证据。②X射线天文学。1962年用高空火箭发现了第一个太阳系外的X射线源；70年代初用卫星配合X射线探测器探测到数百个X射线源；70年代末使用装在卫星上的掠射X射线望远镜，实现了X射线波段的天体成像观测，并有许多重要发现。③紫外天文学。使用高空火箭和卫星，已获得了许多紫外星的光谱和星际分子的光谱，发现了星际尘埃中有大量氢分子、氢原子、重氢原子和石墨尘粒。④γ射线天文学。20世纪60年代用人造卫星探测到了银盘的γ射线辐射，并发现了γ射线背景辐射。70年代发现了γ射线脉冲星、γ射线爆发等。


渐台二型食双星

渐台二型食双星，渐台二（β Lyr / 天琴座β）是在天琴座的一个双星系统，距离地球大约882光年。在阿拉伯的传统名称是الشلياق Sheliak，意思是"乌龟"或"竖琴"。
天琴座β中，A、B星是由蓝白色（B7II）主星和深埋在气体中的蓝色（B0.5V）伴星组成的一对半分离双星系统。天琴座β是这一类食变星的原型，系统内的成员很接近，因而相互间的万有引力足以将对方光球层的物质拉出来，因此恒星已经变形成为椭球的形状，并发生质量转移。A星初始质量很大，因此很快膨胀到了巨星阶段，它的物质源源不断流向B星，使得原本较轻的B星变成双星中较重的一颗，并且减慢了B星的演化，使得B尚在主序星阶段。现今A星已经损失了初始质量的75%以上，质量略小于太阳的3倍，B星深埋在A抛出的大量气体尘埃之中，显得非常昏暗。但是B的质量已经达到了太阳的13-15倍之大。天琴座β的视星等以12.9075天的周期在+3.4等至+4.6等之间变化，A、B星因为太接近而无法光学望远镜解析出来，它们是光谱联星。


太阳

美国宇航局公布的一张太阳照片，它看上去就像一个熊熊燃烧的火球。照片显示太阳几乎是完美的球体，在漆黑的茫茫太空中发出强烈的橙红色光芒
 太阳结构，来源：SOHO图片
 304埃的氦-2 照片中显示的巨大喷发状日珥。图中加入一个地球的图像以便于对比尺寸。这个出现于1999 年7月24日的日珥特别巨大而且卷曲，从太阳向外伸展了35个地球的距离还多。日珥可以持续两到三个月，一直延伸到太阳表面以上5万公里或者更高的地方。到达了太阳表面之上的这个高度以后，它们可以做从几分钟到几小时不等的喷发，将大量物质以每秒1,000公里的速度穿过日冕向外抛射到太空中去。这种喷发被称为日冕物质抛射。SOHO合作组织供图
　　太阳（汉语拼音：Taiyang；英语：Sun），太阳系的中心天体。太阳系的八大行星和其他天体都围绕它运动。天文学中常以符号⊙表示。它是银河系中一颗普通恒星，位于距银心约10千秒差距的旋臂内，银道面以北约8秒差距处。它一方面与旋臂中的恒星一起绕银心运动，另一方面又相对于它周围的恒星所规定的本地静止标准（银经56°，银纬＋23°）作每秒19.7千米的本动。
　　太阳目前正在穿越银河系内部边缘猎户臂的本地泡区中的本星际云。在距离地球17光年的距离内有50颗最邻近的恒星系（最接近的一颗是红矮星，被称为比邻星，距太阳大约4.2光年），太阳的质量在这些恒星中排在第四。太阳在距离银河中心24,000至26,000光年的距离上绕着银河公转，从银河北极鸟瞰，太阳沿顺时针轨道运行，大约2.25亿至2.5亿年绕行一周。由于银河系在宇宙微波背景辐射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向长蛇座的方向运动，这两个速度合成之后，太阳相对于CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或狮子座的方向运动。
　　地球围绕太阳公转的轨道是椭圆形的，每年1月离太阳最近（称为近日点），7月最远（称为远日点），平均距离是1.496亿公里（天文学上称这个距离为1天文单位）。以平均距离算，光从太阳到地球大约需要经过8分19秒。太阳光中的能量通过光合作用等方式支持着地球上所有生物的生长，也支配了地球的气候和天气。人类从史前时代就一直认为太阳对地球有巨大影响，有许多文化将太阳当成神来崇拜。 对太阳的正确科学认识进展得很慢，直到19世纪初期，杰出的科学家才对太阳的物质组成和能量来源有了一点认识。直至今日，人类对太阳的理解一直在不断进展中，还有大量有关太阳活动机制方面的未解之谜等待着人们来破解。

 地球上所见日出（摄于冬季）
目录

1 基本资料
2 总体构造

2.1 核心
2.2 辐射带
2.3 对流带
2.4 光球
2.5 大气层

2.5.1 温度极小区
2.5.2 色球
2.5.3 过渡区
2.5.4 日冕
2.5.5 太阳圈

2.6 磁场

3 化学构造

3.1 个别电离的铁族元素
3.2 太阳和行星的质量分化的关系

4 活动现象

4.1 各种辐射

5 形成和演化
6 在银河系中的位置和运动
7 太阳周期

7.1 太阳黑子和太阳黑子周期
7.2 可能的长周期

8 生命周期

基本资料
　　观测资料
　　　　与地球平均距离　1.496×108 km　以约光速8分19秒
　　　　视星等（V）　−26.74
　　　　绝对星等　4.83
　　　　光谱类型　G2V
　　　　金属量　Z = 0.0122
　　　　角直径　31.6′ – 32.7′
　　轨道特性
　　　　与银河系核心平均距离　～2.5×1017 km　26000光年
　　　　银河的周期　(2.25–2.50)×108 a
　　　　速度　～220 km/s （环绕银河系中心的轨道）
　　　　　　　～20 km/s（相对于在星际间邻近恒星的平均速度）
　　　　　　　～370 km/s（相对于宇宙微波背景）
　　物理特性
　　　　平均直径　1.392×106 km　　109 × 地球
　　　　赤道半径　6.955×105 km　　109 × 地球
　　　　赤道圆周　4.379×106 km　　109 × 地球
　　　　扁率　　　9×10−6
　　　　表面积　　6.0877×1012 km2　　11,990 × 地球
　　　　体积　　　1.412×1018　　1,300,000 × 地球
　　　　质量　　　1.9891×1030 kg　　333,000 × 地球
　　　　平均密度　1.408×103 kg/m3
　　　　密度
　　　　　中心（模型）：1.622×105 kg/m3
　　　　　光球底部：2×10−4 kg/m3
　　　　　色球底部：5×10−6 kg/m3
　　　　　日冕（平均）：1×10−12 kg/m3
　　　　赤道表面重力　274.0 m/s2　　27.94 g　　28 × 地球
　　　　逃逸速度（从表面）　617.7 km/s　　55 × 地球
　　　　温度
　　　　　中心（模型）：～1.57×107 K
　　　　　光球（有效）：5,778 K
　　　　　日冕: ～5×106 K
　　　　光度（L太阳）　3.846×1026 W
　　　　　　　　　　　～3.75×1028 lm
　　　　　　　　　　　～98 lm/W 发光功效
　　　　平均强度（I太阳）　2.009×107 W•m−2•sr−1
　　自转特性
　　　　倾角　7.25°（对黄道）　　67.23°（对银河平面）
　　　　赤经（北极）　286.13°　　（19h 4min 30s）
　　　　赤纬（北极）　+63.87°　　（63°52' North）
　　　　恒星自转周期
　　　　　在赤道　25.05天
　　　　　在纬度16°　25.38天　　25d 9h 7min 12s
　　　　　在极区　34.4天
　　　　自转速度（在赤道）　7.189×103 km/h
　　光球的组成（依质量）
　　　　氢　73.46%　　氦　24.85%　　氧　0.77%　　碳　0.29%　　铁　0.16%
　　　　氖　0.12%　　 氮　0.09%　　 硅　0.07%　　镁　0.05%　　硫　0.04%

总体构造
　　由太阳光谱研究推算太阳表面温度约为6,000K，而结合理论推算的太阳中心温度高达16×106K，在这样的高温条件下，所有物质都已气化，因此太阳实质上是一团炽热的高温气体球。通过观测和理论推算表明，整个太阳球体大致可分为几个物理性质很不相同的层次。除了中心区氢因燃烧损耗较多外，其他各层次在化学组成上无明显差别。
　　从太阳中心至大约0.25太阳半径的区域称为日核，是太阳的产能区。日核中日以继夜地进行着四个氢原子聚变成一个氦原子的热核反应，反应中损失的质量变成了能量，主要为γ射线光子和少量中微子。约从0.25至0.75太阳半径的区域称为太阳中层。来自日核的γ射线光子通过这一层时不断与物质相互作用，即物质吸收波长较短的光子后再发射出波长较长的光子。虽然光子的波长不断变长，但总的能量无损失地向外传播。区域的温度由底部的8×106K下降到顶部的5×105K；密度由10-2克/厘米3下降到4×10-7克/厘米3。从0.75太阳半径至太阳表面附近是太阳对流层，其中存在着热气团上升和冷气团下降的对流运动。产生对流的主要原因是温度随高度变化引起氢原子的电离和复合。
　　对流层上方是一个很薄然而非常重要的气层，称光球层或光球。当用肉眼观察太阳时，看到的明亮日轮就是太阳光球。光球的厚度不过500千米，但却发射出远比其他气层强烈的可见光辐射。太阳在可见光波段的辐射几乎全部是由光球层发射出去的。因此当用肉眼观察太阳时，它就非常醒目地呈现在面前，这就是把它称为光球的原因。太阳半径和太阳表面都是按光球外边界来定义的。光球外面是较厚和外缘参差不齐的气层，称色球层或色球，其厚度在2,000～7,000千米之间。高度在1,500千米以下的色球比较均匀，1,500千米以上则由所谓针状体构成。色球的密度从底部向上迅速下降，但其温度却从底部的几千度随高度迅速增加了近3个量级。色球上面是一个更稀薄但温度更高而且延伸范围更大的气层，称为日冕。日冕的温度高达百万度。日冕的形状很不规则，而且无明显界限。实际上距日心几个太阳半径以外的日冕物质是向外膨胀的，形成所谓太阳风，可延伸到太阳系边缘。
　　太阳光球、色球和日冕合称太阳大气，可通过观测它们的辐射特征，并结合理论分析来推测它们的物理构造。日核、中层和对流层则合称太阳内部或太阳本体，它们的辐射被太阳本身吸收，因而不能直接观测到它们，其物理构造主要依靠理论推测。

核心
　　太阳的核心是指距离太阳的中心不超过太阳半径的五分之一或四分之一的区域，核心内部的物质密度高达150 克/立方厘米，大约是水密度的150倍，温度接近1,360万K。相较之下，太阳表面的温度大约只有5,800K。根据太阳和太阳风层探测器任务最近的资料分析，太阳核心的自转速率比辐射带等其它区域要快。太阳形成后的大部分的时间里，核聚变的能量是经过一系列被称为质子-质子链反应的过程产生的；这个过程将氢变成氦，只有少于2%的氦是经由碳氮氧循环产生的。
　　核心是太阳内唯一能经由核聚变产生大量热能的区域，99%的能量产生在太阳半径的24%以内，而在30%半径处，聚变反应几乎完全停止。太阳的外层只是被从核心传出的能量加热。在核心经由核聚变产生的能量首先需穿过由内到外接连的多层区域，才能到达光球层，然后化为光波或粒子的动能，散逸到外层的宇宙空间去。
　　太阳核心每秒大约进行着9.2×1037次质子-质子链反应。这个反应是将4个自由的质子（氢原子核）融合成氦原子核（α粒子），每秒大约有3.7×1038个质子成为α粒子（太阳拥有的自由质子大约有8.9×1056个），相当于大约每秒6.2×1011千克。每次氢原子核聚合成氦时，大约会有0.7%的质量转化成能量。因此，太阳的质能转换速率为每秒钟426万吨（质量转变为辐射能的形式离开，参考质能等效性），释放出384.6 佑瓦特（3.846×1026W）的能量，这相当于每秒钟产生919.2×1010 万吨TNT炸药爆炸的能量。
　　太阳核心的核聚变功率随着与太阳中心的距离增大而减小，理论模型估计，在太阳的中心，核聚变的功率密度大约是76.5 瓦/每立方米。是成年人平均单位体积消耗功率的1/10倍。太阳的巨大功率输出不是由于其能量输出密度高，而是因为它规模巨大。
　　太阳核心的核聚变是在自我修正下达到平衡：速率只要略微提升，就会造成核心的温度上升，压强增大，更能抵抗外围物质的压力，因此核心会膨胀，从而降低核聚变速率，修正之前核聚变速率增加所造成的扰动；而如果反应速率稍微下降，就会导致温度略微下降，压强降低，从而核心会收缩，使核聚变的速率又再提高，回复到它之前的水平。
　　核聚变产生的γ射线（高能量的光子流）从太阳核心释放出来后，只要经过几微米就会被太阳中的等离子体吸收，然后再以较低的能量随机地辐射向各个方向。因此，在不断反复的吸收和再辐射中，光子流要经过漫长的时间才能到达太阳表面。估计每个光子抵达太阳表面需要10,000年至170,000年的时间。
　　在穿过对流带，进入透明的光球表面时，光子就以可见光的型态散逸。每一股γ射线在核心产生的在逃逸入太空之前，都已经转化成数百万个可见光频率的光子。核心的核聚变时也释放出中微子，但是与光子不同的是它很难与其它的物质相互作用，因此几乎是立刻就从太阳表面逃逸出去。多年来，测量到来自太阳的中微子数量都只有理论数值的三分之一，因而产生了太阳中微子问题。这个差异直到2001年发现中微子振荡才获得解决：太阳发出的中微子数量一如理论的预测，但是中微子探测器侦测到的少了2⁄3，这是因为在被侦测时中微子改变了它们的味。

辐射带
　　从大约0.25至0.7太阳半径处，太阳物质是热且稠密的，只以热辐射就将将核心的炙热充分的向外转移。在这个区域内没有热对流；同时随着与中心距离的增加，温度也从7,000,000K降至2,000,000K，这种温度梯度小于绝热下降率，因此不会造成对流。能量的传输依赖辐射——氢和氦的离子发射的光子，但每个光子被其它的离子再吸收之前，只能传递很短的距离。从辐射带的底部至顶端的密度下降达到百倍（从20公克/立方厘米降至只有0.2公克/立方厘米）。
　　辐射带和对流带之间形成的一个过渡层叫差旋层（tachocline）。它是均匀旋转的辐射带和较差自转的对流带之间有着急遽转变工作状态的区域，结果造成巨大的切变——当接连的平面层滑过另一个时的条件。在上面的对流带发现的流体运动，从这一层的顶端至底部慢慢的消失，与辐射带顶段平静的特征相匹配。目前这还是一个假说，在这一层内的磁发电机产生太阳的磁场。

对流带
　　太阳的外层，从它的表面向下至大约200,000公里（或是70%的太阳半径），太阳的等离子体已经不够稠密或不够热，不再能经由传导作用有效的将内部的热向外传送；换言之，它已经不够透明了。结果是，当热柱携带热物质前往表面（光球），产生了热对流。一旦这些物质在表面变冷，它会向下切入对流带的底部，再从辐射带的顶部获得更多的热量。在可见的太阳表面，温度已经降至5,700K，而且密度也只有0.2公克/立方米（大约是海平面密度的六千分之一）。
　　在对流带的热柱形成在太阳表面上非常重要的，像是米粒组织和超米粒组织。在对流带的湍流会在太阳内部的外围部分造成“小尺度”的发电机，这会在太阳表面的各处产生磁南极和磁北极。太阳的热柱是贝纳得穴流，因此往往像六角型的棱镜。

光球
　　太阳可见的表面，光球，在这一层下面的太阳对可见光是不透明，在光球之上可见光可以自由的传播到太空之中，而它的能量可以完全从太阳带走。透明度的变化是因为会吸收可见光的 H−离子数量减少。相反的，我们看见的可见光是电子与氢再作用产生H−离子时产生的。 光球的厚度只有数十至数百公里的厚度，只是略比球的空气不透明了些。因为光球上半部分的温度比下半部的低，因此太阳盘面的影像会呈现中央比周围的边缘或周边明亮的现像，这一种现象称为周边昏暗。阳光有着近似于黑体的光谱，穿插着数千条来自光球之上稀薄的原子吸收线，指示其温度大约是6,000K。光球的粒子密度大约是1023米−3（大约是地球大气层在海平面粒子密度的0.37%，但是光球中的粒子是电子和质子，所以空气的平均质量只是58倍）。
　　在研究光球可见光谱的早期，发现有些吸收谱线不能符合地球上任何已知的化学元素。在1868年，诺曼·洛克假设这些吸收谱线是一种新元素造成的，他以希腊的太阳神为依据，将之命名为氦，而在25年之后才在地球上分离出氦元素。

大气层
　　太阳光球以上的部分统称为太阳大气层，跨过整个电磁频谱，从无线电、可见光到伽马射线，都可以观察它们，分为5个主要的部分：温度极小区、色球、过渡区、日冕、和太阳圈。太阳圈，可能是太阳大气层最稀薄的外缘，并且延伸到冥王星轨道之外与星际物质交界，交界处称为日鞘，并且在那儿形成剪切的激波前缘。色球、过渡区、和日冕的温度都比太阳表面高，原因还没有获得证实，但证据指向阿尔文波可能携带了足够的能量将日冕加热。

温度极小区
　　太阳上温度最低的地区称为温度极小区，大约在光球上方500 公里，温度大约是4,100 K。这一部分的温度低到可以维持简单的分子，像是一氧化碳和水，并且可以从检出它们的吸收谱线。

色球
　　在温度极小区之上是一层大约2,000公里厚，主导著谱线的吸收和发射。因为在日全食的开始和结束时可以看见彩色的闪光，因此称为色球，名字来自希腊的字根chroma，意思就是颜色。色球层的温度随着高度从底部逐步向上提升，接近顶端的温度大约在20,000K。在色球的上层部分，氦开始被部分的电离。

过渡区
　　在色球之上，是一层薄至大约只有200公里的过渡区，温度从色球顶端大约200,000K上升至接阶近1,000,000K的日冕温度。温度的上升使氦在过渡区很容易就被完全的电离，这可以大量减少等离子体的辐射冷却。过渡区没有明确的出现高度，它形成一种环绕着色球的光轮，外型很像针状体和暗条，并处于持续不断的浑沌运动。从地球表面很难看到过渡区，但在太空中使用对电磁频谱的超紫外线灵敏的仪气很容易观察到。

日冕
 日全食，于短暂的全食阶段可以用肉眼看见太阳的日冕
 太阳爆发了日冕物质抛射和部分太阳灯丝。NASA/ SDO
　　日冕是太阳向外扩展的大气层，它的体积比太阳本身大了许多。不断扩展的日冕在太空中形成太阳风，充满了整个的太阳系。日冕的低层非常靠近太阳的表面，粒子的密度环绕在 1015–1016米−3，日冕和太阳风的平均温度大约是1,000,000–2,000,000 K；而在最高温度的区域是8,000,000–20,000,000 K。日冕的温度虽然很高，但密度很低，因此所含的热量很少。虽然还没有完整的理论可以说明日冕的温度，但至少已经知道有一部分热是来自磁重联。

太阳圈
　　太阳圈，从大约20太阳半径（0.1天文单位）到太阳系的边缘，这一大片环绕着太阳的空间充满了伴随太阳风离开太阳的等离子体。他的内侧边界是太阳风成为超阿耳芬波的那层位置－流体的速度超过阿耳芬波。因为讯息只能以阿耳芬波的速度传递，所以在这个界限之外的湍流和动力学的力量不再能影响到内部的日冕形状。太阳风源源不断的进入太阳圈之中并向外吹拂，使得太阳的磁场形成螺旋的形状，直到在距离太阳超过50天文单位之外撞击到日鞘为止。在2004年12月，航海家1号已穿越过被认为是日鞘部分的激波前缘。两艘航海家太空船在穿越边界时都侦测与记录到能量超过一般微粒的高能粒子。

磁场
　　太阳是磁力活跃的恒星，它支撑一个强大、年复一年在变化的磁场，并且大约每11年环绕着太阳极大期反转它的方向。太阳磁场会导致很多影响，称为太阳活动，包括在太阳表面的太阳黑子、太阳耀斑、和携带着物质穿越太阳系且不断变化的太阳风。太阳活动对地球的影响包括在高纬度的极光，和扰乱无线电通讯和电力。太阳活动被认为在太阳系的形成和演化扮演了很重要的角色。
　　太阳因为高温的缘故，所有的物质都是气体和等离子体，这使得太阳的转速可能在赤道（大约25天）较快，而不是高纬度（在两极约为35天）。太阳因纬度不同的较差自转造成它的磁场线随着时间而纠缠在一起，造成磁场圈，从太阳表面喷发出来，并触发太阳形成系距性的太阳黑子和日珥。随着太阳每11年反转它本身的磁场，这种纠缠创造了太阳发电机和11年的太阳磁场活动太阳周期。
　　太阳磁场朝太阳本体外更远处延伸，磁化的太阳风等离子体携带着太阳的磁场进入太空，形成所谓的行星际磁场。由于等离子体只能沿着磁场线移动，离开太阳的行星际磁场起初是沿着径向伸展的。因位在太阳赤道上方和下方离开太阳的磁场具有不同的极性，因此在太阳的赤道平面存在着一层薄薄的电流层，称为太阳圈电流片。太阳的自转使得远距离的磁场和电流片旋转成像是阿基米德螺旋结构，称为派克螺旋。行星际磁场的强度远比太阳的偶极性磁场强大。太阳50-400μT的磁偶极 (在光球) 随着距离的三次方衰减，在地球的距离上只有0.1 nT。然而，依据太空船的观测，在地球附近的行星际磁场视这个数值的100倍，大约是5nT。

化学构造
　　组成太阳的化学元素主要是氢和氦，以质量计算它们在太阳光球中分别占74.9%和23.8%。所有的重元素，在天文学中称为 金属 ，只占不到总质量的2%，含量最丰富的是氧（大约占太阳质量的1%）、碳（0.3%）、氖 （0.2%）、和铁（0.2%）。
　　太阳继承了形成它的星际物质中的化学成分：在太阳中的氢和氦来自太初核合成，金属是由前一代恒星经由恒星核合成产生的，并在太阳诞生之前完成恒星演化将产物返回星际介质中的。光球的化学成分通常被认为是与原始太阳系的组成相当。然而，自从太阳形成，氦和重元素已经迁移出光球，因此现在光球中只有微量的氦，并且重元素也只有原始太阳的84%，而原恒星的太阳71.1%是氢，27.4%是氦，1.5%是金属[68]。
　　在太阳内部的部分，核聚变将氢转化成氦已经修改了组成，所以太阳的最内层大约有60% 是氦，金属的丰度则没有改变。因为内部是辐射带，没有对流，没有核聚变的产物从核心上升进入光球。
　　前面所述的太阳重元素丰度通常都是使用分光术测量太阳表面的光球，和测量陨石中没有被加热温度熔化的丰度。这些陨石被认为保留了恒星太阳的组成，因此没有受到重元素的污染。这两种方法的结果是一致的。

个别电离的铁族元素
　　在1970年代，许多的研究聚焦在太阳铁族元素的丰度。虽然进行了一些重大的研究，但是直到1978年发现超精细结构之前，对铁族元素（例如：钴和锰）的丰度测定仍很困难。
　　基本上，在1960年代就已经完成对铁族元素振子强度的第一次完整测量，并且在1976年改进了振子强度的计算。在1978年，得到了个别电离的铁族元素丰度。

太阳和行星的质量分化的关系
　　许多的作者都曾考虑过惰性气体和同位素在太阳和行星之间的组成存在的质量分化，例如行星的氖和氙与同位素在行星和太阳之间的相关性。然而，至少在1983年，仍然普遍的认为整个太阳的成分如同大气层的组成。
　　在1983年，才宣称太阳本身的分化是造成行星和太阳风植入惰性气体之间的分化关系。

活动现象
 2013年NASA太阳动力学观测站观测到太阳耀斑爆发。NASA/SDO
　　太阳基本上是一颗球对称的稳定恒星。然而大量观测表明，太阳在稳定和均匀地向四面八方发出辐射的同时，它的大气中的一些局部区域，有时还会发生一些存在时间比较较短暂的“事件”。如在太阳光球中，可观测到许多比周围背景明显暗黑的斑点状小区域（称为太阳黑子）和比背景明亮的浮云状小区域（称为光斑）；色球中也可经常观测到比周围明亮的大片区域（称为谱斑）和突出于太阳边缘之外的奇形怪状的太阳火焰（称为日珥）；日冕中也可观测到许多明显的不均匀结构。特别是在色球和日冕的大气层中，偶尔还会发生表明有巨大能量释放的太阳爆发现象（称为耀斑）。上述现象不仅存在的时间比较短暂和不断变化，而且往往集中在太阳黑子附近的太阳大气的局部区域（这些局部区域称为太阳活动区）。同时，这些现象发生的过程中，尤其是发生太阳耀斑期间，从这些区域发射出增强的电磁波辐射和高能粒子流，特别是在X射线、紫外线和射电波段出现非常强的附加辐射，以及能量范围在103～109电子伏的带电粒子流（主要为质子和电子）。通常把太阳上所有这些在时间和空间上的局部化现象，及其所表现出的各种辐射增强，统称为太阳活动。与此对应，把不包含这些现象的理想太阳，即时间上稳定、空间上球对称和均匀辐射的太阳，称为宁静太阳。
　　宁静太阳的物理性质在空间上只随日心距变化，在同一半径的球层中物理性质是相同的；在时间上几乎是不变的，其变化时标为太阳演化时标，即大于107年。这样就可把真实的太阳看作是以宁静太阳为主体并附加有太阳活动现象的实体。换句话说，可把宁静太阳看作是真实太阳的基本框架，而把太阳活动看作是对宁静太阳的扰动。
　　太阳活动现象中，一次耀斑过程的持续时间只有几分钟至几小时，一个活动区的寿命约为几天至几个月。同时，整个太阳大气中所发生的太阳活动现象的多寡，还表现出平均长度约为11年的周期（称为太阳活动周），也可能存在更长的周期。因此太阳活动的时标可认为从几分钟至几十年。太阳活动区本质上是太阳大气中的局部强磁场区，而各种活动现象则是磁场与太阳等离子体物质的相互作用结果。
　　应当指出，太阳活动所涉及的能量大小与整个太阳的总辐射能相比，仍然是微不足道的，如一次大耀斑释放的能量估计为4×1025焦，若其持续时间为1小时，则其辐射功率为1022焦/秒，与太阳的总辐射功率3.845×1026焦/秒相比是可忽略的。因此存在太阳活动现象丝毫无损于把太阳视为一颗稳定的恒星。大功率的稳定的辐射加上小功率的周期性的太阳活动，这就是现阶段太阳的主要特征。

各种辐射
　　广义的太阳辐射包括向外发射的电磁波、太阳风、中微子、偶发性高能粒子流，以及声波、重力波和磁流波。其中电磁波辐射来自太阳大气。太阳风就是从日冕区连续外发射的等离子体，主要是质子和电子。太阳中微子是由日核中的核反应产生的，它们几乎不与太阳物质相互作用，而是直接从太阳内部向外逃逸。偶发性高能粒子流是当太阳大气中发生耀斑、爆发日珥和日冕物质抛射等剧烈太阳活动现象时产生的，这些粒子流不一定是等离子体，往往是质子或电子占优势。声波、重力波和磁流波主要是由太阳对流层中猛烈的气团运动激发并与磁场耦合产生的。太阳在上述各种形式的能流中，电磁波的能流远远超过其他形式的能流。如太阳风的发射功率约比电磁波小6个数量级，其他能流就小得更多。这样从能量的角度看来，电磁波以外的其他能流是可忽略的。因此若无特殊说明，通常都把太阳辐射理解为太阳电磁波辐射。
　　太阳电磁波辐射的波长范围从γ射线、X射线、远紫外、紫外、可见光、红外，直到射电波段。但由于地球大气的吸收，能够到达地面的太阳辐射只有可见光区、红外区的一些透明窗口和射电波段。太阳的紫外、远紫外、X射线和γ射线只能进行高空探测。
　　太阳电磁波辐射的主要功率集中在可见光区和红外区，分别占太阳总辐射能量的41％和52％。极大辐射强度对应的波长为495纳米，在黄绿光区。紫外线所占的能量比重仅为7％。而太阳无线电波段以及远紫外、X射线和γ射线所占的能量比重是可忽略的。粗略地说，太阳紫外线、可见光和红外波段的辐射是由光球发射的，而远紫外、X射线、γ射线和射电波段则来自太阳高层大气（色球和日冕）。

形成和演化
　　太阳的演化途径主要取决于它的能源变化。太阳是一颗典型的主序星，关于主序星的产生及其演化过程，天文学家已作了大量研究，并已得到比较一致的看法。根据这些研究结果，太阳的一生大体上可分为五个阶段。

主序星前阶段　包括太阳在内的所有主序星都是由密度稀薄而体积庞大的原始星云演变来的。当星云的质量足够大时，在自身的引力作用下，星云中的气体物质将向星云的质量中心下落，其宏观表现就是星云收缩。这个过程的实质就是物质的位能变成动能。结果是星云中心区的密度和温度逐渐增大，并最终使其达到氢原子核聚变所需的密度和温度，这样便发生氢变成氦的核反应，它所释放的辐射压力与引力平衡，使星云不再收缩，形成为一颗恒星。这个阶段经历的时间大约只需3,000万年。

主序星阶段　以氢燃烧为能源，标志着太阳进入主序星阶段。由于太阳的氢含量很大，能源非常稳定，从而太阳的状态也非常稳定。因此这个阶段相当于太阳的青壮年时期。太阳已经在这个阶段经历了46亿年，这就是太阳的年龄（主序星前的3,000万年可忽略）。根据理论推算，太阳还将在这个阶段稳定地“生活”34亿年，然后进入动荡的晚年时期。

红巨星阶段　日核中的氢耗尽之后，包围日核的气体壳层里面的氢开始燃烧，壳层上面的气体温度上升，结果使太阳大规模膨胀。由于太阳光度的增大不如表面积增大快，单位表面积的发射功率下降，辐射波长移向红区，使太阳变成了一颗巨大的暗红恒星，即红巨星。太阳在红巨星阶段经历的时间大约是4亿年。

氦燃烧阶段　当太阳中心氢耗尽并变成原子量较大的氦之后，中心部分又开始收缩，密度和温度继续增大。当温度达到108K时，氦核开始聚变燃烧。与此同时，外面氢烧燃层的半径继续增大，但燃烧层的厚度却不断减少。中心氦和壳层氢耗尽后，接着就是壳层氦燃烧。太阳的氦耗尽之后，还可能经历几个更重元素的燃烧期。不过由于其他元素含量很少，这些时期均非常短暂。整个氦燃烧阶段的时间也只有5,000万年，其他元素的燃烧时间则更短。

白矮星阶段　当太阳的主要燃料氢和氦耗尽之后，体积进一步缩小，它的半径可缩小到只有目前太阳半径的1％，而密度大约是现在的100万倍。这时太阳的光度只有目前太阳的1％～1‰，成为一颗很小的高密度暗弱恒星，即白矮星。太阳在白矮星阶段大约经历50亿年之后，它的剩余热量也扩散干净，终于变成一颗不发光的恒星——黑矮星。

　　根据理论推测的太阳演化过程中不同阶段的基本特征，如红巨星和白矮星等，均能在众多的恒星世界中找到实例，因此通常认为这种推测是可信的。

在银河系中的位置和运动
　　太阳位于银河系内侧边缘的猎户臂，在本星际云或古尔德带，距离银河中心7,500-8,500秒差距（25,000-28,000光年）的假设距离，包含在太空中的一个稀薄高温气体，可能是由一颗超新星残骸杰敏卡γ射线源的本地泡。本地臂和外侧的下一个旋臂，英仙臂，的距离大约是6,500光年。太阳，和进而的太阳系，被发现是在科学家所谓的星系适居带。太阳奔赴点的方向，或是太阳向点，是太阳相对于邻近恒星，穿越银河系空间的运动方向。太阳在银河系中的运动方向大约是朝向天琴座的织女星，与银河中心在天空中分离的角度大约是60度。
　　太阳绕银河的轨道大致上是如预期椭圆形，但还要加上受到银河系的旋臂和质量分布不均匀的扰动。此外，太阳相对于银河平面上下的摆动大约是每一周期2.7次；这非常像是一种没有受到阻尼的简谐振荡。有人提出太阳经过高密度螺旋臂的时间与地球上大灭绝的时刻屡屡不谋而合，或许是因为碰撞事件增加了。它大约花2亿2500万至2亿5000万年完整的绕行银河一周（一个银河年），所以在太阳过去的生命期中大概已经完整的绕行银河20至25次了。太阳相对于银河中心的轨道速度大约是250公里/秒。以这样的速度，太阳系大约1,190年可以旅行一光年的距离，或是7天移动1天文单位。
　　太阳相对于太阳系质心的运动受到来自行星的摄动是复杂的。每隔数百年变换一次顺行和逆行。

太阳周期
太阳黑子和太阳黑子周期
 每11年为一周的太阳活动周期。图中显示了极紫外成像望远镜（EIT）选择195埃（绿色）波长的照片和用迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）拍摄的磁力图（灰色）。在此周期中，太阳先是经历了一段活跃时期（太阳极大期），接着是一段平静时期（太阳极小期）。对比EIT和MDI图像可以很清楚地看出太阳活动水平的上升
　　当使用适当的过滤观察太阳时，通常最能立刻看见的特征就是太阳黑子，因为那是温度较低而明确出现比周围黑暗的区域。太阳黑子是强磁场的区域，对流受到强量磁场的抑制，减少了从高热的内部传送到表面的能量。磁场造成大量的热进入日冕，形成的活动区是激烈的太阳耀斑和日冕物质抛射的来源。最大的太阳黑子有数万公里的直径。
　　在太阳上可以看见的太阳黑子数量并不是固定的，它以11的周期变化，形成所知的太阳周期。当太阳黑子周期进展时，太阳黑子的数量会增加，并且初系的位置也逐渐接近太阳的赤道，史波勒定律就是描述这种现象。太阳黑子通常都以磁性相异的形式成对出现，每一个太阳周期的前导黑子磁性会交替的改变，所以当一个太阳周期是磁北极前导，下一个太阳周期就是磁南极前导。
　　因为太阳的光度与磁场活动有直接的关系，太阳周期不仅对太空天气有很大的影响，对地球的气候也有重大的影响。太阳活动极小往往和低温连系再一起，而超过平均长度的周期则与高温相关联。在17世纪，太阳周期似乎完全停止了数十年，在这段期间只观测到少数几个太阳黑子。那个时代称为蒙德极小期或小冰期，欧洲经历了很冷的温度。分析树木的年轮发现更早的一些极小期，并且也显现出与全球的温度低于平均温度的期间相符合。

可能的长周期
　　最近有理论宣称在太阳核心的磁性不稳定导致周期为41,000年或100,000年的变异。这可以对冰河期和米兰科维奇循环提供更好的解释。

生命周期
 太阳的生命循环，未依照大小的比例绘制
　　太阳是在大约45.7亿年前在一个坍缩的氢分子云内形成。太阳形成的时间以两种方法测量：太阳目前在主序带上的年龄，使用恒星演化和太初核合成的电脑模型确认，大约就是45.7亿年。这与放射性定年法得到的太阳最古老的物质是45.67亿年非常的吻合。 太阳在其主序的演化阶段已经到了中年期，在这个阶段的核聚变是在核心将氢聚变成氦。每秒中有超过400万吨的物质在太阳的核心转化成能量，产生中微子和太阳辐射。以这个速率，到目前为止，太阳大约转化了100个地球质量的物质成为能量，太阳在主序带上耗费的时间总共大约为100亿年。
　　太阳没有足够的质量爆发成为超新星，替代的是，在约50亿年后它将进入红巨星的阶段，氦核心为抵抗引力而收缩，同时变热；紧挨核心的氢包层因温度上升而加速聚变，结果产生的热量持续增加，传导到外层，使其向外膨胀。当核心的温度达到1亿K时，氦聚变将开始进行并燃烧生成碳。由于此时的氦核心已经相当于一个小型“白矮星”（电子简并态），热失控的氦聚变将导致氦闪，释放的巨大能量使太阳核心大幅度膨胀，解除了电子简并态，然后核心剩余的氦进行稳定的聚变。从外部看，太阳将如新星般突然增亮5～10个星等（相比于此前的“红巨星”阶段），接着体积大幅度缩小，变得比原先的红巨星暗淡得多（但仍将比现在的太阳亮），直到核心的碳逐步累积，再次进入核心收缩、外层膨胀阶段。这就是渐近巨星分支阶段。
　　地球的命运是不确定的，当太阳成为红巨星时，太阳的半径将膨胀超越地球现在的轨道——1 AU (1.5×1011 m)，是现在的250倍。然而，当太阳成为渐近巨星分支的恒星时，由于恒星风的作用，它大约已经流失30%的质量，所以地球的轨道会向外移动。如果只是这样，地球或许可以幸免，但新的研究认为地球可能会因为潮汐的相互作用而被太阳吞噬掉。但即使地球能逃推被太阳焚毁的命运，地球上的水仍然都会沸腾，大部分的气体都会逃逸入太空。即使太阳仍在主序带的现阶段，太阳的光度仍然在缓慢的增加（每10亿年约增加10%），表面的温度也缓缓的提升。太阳过去的光度比较暗淡，这可能是生命在10亿年前才出现在陆地上的原因。太阳的温度若依照这样的速率增加，在未来的10亿年，地球可能会变得太热，使水不再能以液态存在于地球表面，而使地球上所有的生物趋于灭绝。
　　继红巨星阶段之后，激烈的热脉动将导致太阳外层的气体逃逸，形成行星状星云。在外层被剥离后，唯一留存下来的就是恒星炙热的核心——白矮星，并在数十亿年中逐渐冷却和黯淡。这是低质量与中质量恒星演化的典型。


大气消光

大气消光（汉语拼音：Dɑqi Xiaoguang；英语：Atmospheric Extinction），天体辐射穿过大气到达地面后强度减弱和颜色变化的现象。

产生原因
　　产生大气消光主要有两个原因：一是大气中各种分子和原子吸收辐射，使辐射能转变为其他形式的能量；二是大气中的气体分子、尘埃和水滴等质点将来自某方向的辐射散射到四面八方，从而减弱了天体辐射的强度。

影响因素
　　大气消光与大气的成分、辐射的波长和辐射穿过大气的厚度有关。通常蓝光所受的消光作用比红光严重，辐射穿过大气层的厚度增加，消光作用也加剧。因此，天体的天顶距越大，大气消光影响越大。
　　地面天文测光的结果要作大气消光改正，从而得到天体辐射的真实情况。


地球大气

地球大气（ atmosphere of the Earth ），地球引力作用下大量气体聚集在地球周围所形成的包层。大气随着地球运动；日、月的引力也对它起着潮汐作用。大气层对地面的物理状况和生态环境有决定性的影响。地球大气的质量约为5.3×1021克，约占地球总质量的百万分之一。大气密度随高度的增加而按指数函数下降，大气总质量的90％集中在离地表15公里高度以内，99.9％在50公里高度以内。在2，000公里高度以上，大气极其稀薄，逐渐向行星际空间过渡，而无明显的上界。

分层
地球大气的密度、温度、压力、化学组成等都随高度变化。可以按照大气的温度分布、组成状况、电离程度这些不同参数，对地球大气进行分层。
按大气温度随高度的分布可以分为：
①对流层　靠地表的底层大气，对流运动显著。其厚度因纬度、季节以及其他条件而异，在赤道区约16～18公里，中纬度区约10～12公里，两极区约7～8公里。一般来说，夏季厚而冬季薄。对流层与地表联系最密切，受地表状况影响最大，大气中的水汽大部集中于此层，形成云和降水等现象。对流层的上部称为“对流层顶”，厚约几百米到1～2公里。对流层的温度几乎随高度直线下降，到对流层顶时约为-50℃。
②平流层（又称同温层）　由对流层顶到离地表50公里高度的一层，大气主要是平流运动。层内温度随高度增加而略微上升，到约50公里高度处，达到极大值（约-10～+20℃）。
③中间层（又称散逸层）　高度在离地表50～85公里的一层，温度随高度增加而下降，到离地表高度85公里的中间层顶，温度接近最小值，约为-80℃。
④热层　中间层以上的一层，温度随高度增加而上升，在离地表500公里处，即热层顶，达到1，100℃左右。这一层的温度因为大气大量吸收太阳紫外辐射而升高。热层顶以上为外大气层。这里的大气已极稀薄，密度在每立方厘米107个原子以下（而海平面处为每立方厘米1019个）。
按大气的组成状况可以分为两层：离地表约100公里以下是均质层（大气由各种气体混合组成，平均分子量为常数）；以上是非均质层。在均质层中离地表10～50公里处，太阳紫外辐射的光化作用产生臭氧，形成臭氧层，这一层的高度大抵与上述平流层相当。在离地表20～30公里处，臭氧浓度最大，不过这部分大气中的臭氧含量仍然不到这一层大气的十万分之一，各种气体依然视为均匀混合的。臭氧层吸收掉危害生命的太阳紫外辐射，使之不能到达地表。

按大气的电离程度可以分为两层：从地表到离地表80公里这一层，大气中的分子和原子都处于中性状态，称为中性层。离地表80～1，000公里这一层，大气中的原子在太阳辐射（主要是紫外辐射）作用下电离，成为大量正离子和电子，构成电离层。其中电子密度极大处为D、E、F1、F2四层（如图）。这四层的高度分别在80～100公里、100～120公里、150～250公里和250～500公里处，而且这四层的高度和电离情况都随一天中的不同时刻、一年中的不同季节和太阳活动程度而发生变化。许多有趣的天文现象，如极光、流星等都发生在电离层中。电离层还能反射无线电短波，从而使地面上可以实现短波无线电通讯。

近地表大气的化学组成
干洁空气的成分及其体积百分比如下：

干洁空气的成分及其体积百分比

上表所列并未考虑水汽在内。实际上地球大气含有一定比例的水汽。而且水汽是大气中最不稳定的组成部分。在夏季湿热处，水汽在大气中的含量可以达到4％；而在冬季干寒处，它的含量可下降到0.01％。除水汽外，离地表3公里内还有尘埃、花粉、火山灰及流星尘等微粒。

起源
地球的大气的演化已经历了三代：原始大气、还原大气和氧化大气（现代大气）。
地球形成初期的原始大气已不存在，它已全部或大部散逸到空间。后来，由于放射性元素的衰变和所谓“引力致热”，地球处于一种熔化阶段，从而加速了气体从地球内部逸出的过程。地球的引力使这些逸出的大气渐渐积蓄在地球的周围。这种第二代地球大气缺少氧，主要由二氧化碳、一氧化碳、甲烷和氨组成，称为还原大气。主要是绿色植物的光合作用，其次是来自太阳的辐射使水分解为游离氧，从而使还原大气变为以氮和氧为主的氧化大气。有的科学家通过分析赤铁矿中的沉积物，推断出氧存在的时间至少在25亿年以上。从那时起，大气中便含有丰富的游离氧了。


矮星

矮星（dwarf star），赫罗图中任何属于主序的恒星的过时名称。该名称起源于早期将恒星分类为矮星和巨星；按照这种分类，太阳是一颗典型的矮星。但现在多用“主序星”一词，以避免同白矮星及其他远小于太阳的恒星相混。


太阳射电

太阳射电（ solar radio radiation ），来自太阳的无线电辐射。自发现太阳射电以来的三十多年中，不仅在太阳物理和射电天文方面取得了很多成就，而且对无线电物理、等离子体物理、空间物理等有关学科也作出了贡献。

目录

1 发展简史
2 研究内容

2.1 宁静太阳射电
2.2 太阳缓变射电
2.3 太阳射电爆发

3 展望

发展简史
第二次世界大战中的1942年，英国防空部队发现波长为4～6米的雷达有时突然受到强烈电波的干扰。以后经过海伊等人的研究，终于明白这种电波并非来自地球上的人为干扰，而是起因于太阳，并意外地发现这种太阳射电比太阳表面上约6，000K的黑体辐射强烈得多，而且它与日面上黑子、耀斑等的活动密切相关。几乎同时，索思沃思采用当时新制成的微波雷达接收机，又独立地发现了太阳在3～10厘米的波段还发出相当稳定的射电，其强度对应于18，000K的黑体辐射。1943年雷伯又在1.9米的波长上，接收到日冕发出的射电。1944年，雷伯首次发表了关于太阳射电的文章。1946年2月，当太阳上出现大黑子时，阿普尔顿等进一步证实强烈的太阳射电的确与太阳耀斑有密切关系。此后，有些天文台站便开始系统地观测研究太阳射电。当时用一些分辨率相当低的射电望远镜，就已知道：太阳出现弱扰动期间，射电在逐渐缓慢地变化着；而在太阳出现强扰动期间，则会有和耀斑密切联系的射电爆发。
就在1946年，麦克里迪、赖尔等人首次测量了米波太阳射电爆发源的角径，发现这种射电起源于一个与黑子差不多大小的区域，还确定出这种辐射源的位置在黑子群附近，呈现强烈的圆偏振。同年日食期间，借助于日食所提供的高分辨率，科文顿通过在分米波段上的观测，发现太阳射电的缓变成分与黑子和谱斑有紧密的关系。
到1950年，怀尔德等人用第一架频谱分析仪观测太阳射电，从而使太阳射电爆发的研究获得一次突破。通过这种太阳频谱仪观测到，在米波段中存在着多种不同类型的射电爆发，它们起源于太阳大气中的各种不同的物理过程。1953年，克里斯琴森等使用多天线射电干涉仪观测太阳射电，使观测的空间分辨率大为提高，从而促使宁静太阳射电和太阳缓变射电的观测研究取得了巨大的发展。使用这种仪器观测的结果，进一步证明太阳的厘米波缓变射电与黑子相关，而分米波缓变射电则与谱斑有关。
此后，世界上许多国家广泛开展了太阳射电的研究工作，所采用的观测研究波段，从2毫米到40米。尤其是在国际地球物理年（1957～1958）和国际宁静太阳年（1964～1965)期间，太阳射电的研究工作得到了很大的进展。为了进一步提高观测的空间分辨率和时间分辨率，以后又逐步改进了观测技术和方法。例如，改变干涉仪的位置排列，从简单干涉仪发展成复合射电干涉仪，制成了扫频辐射计和扫频干涉仪；研制了偏振计；采用了获得射电源亮度分布的傅里叶综合技术方法。目前威力最大的设备，如澳大利亚的环状多天线射电日像仪；在米波段可以快速描出两个偏振的太阳射电图像，分辨率为角分的量级，成像速度为时秒的量级。这些成就使太阳射电研究获得许多新的发现，特别在太阳射电源的结构、偏振、位置、运动等特性方面得到了丰富的资料。
关于太阳射电的辐射理论，早在射电天文学的发展初期就已出现。京茨堡和马丁曾在1946年分别发表过太阳射电的热辐射理论，什克洛夫斯基和马丁曾在1946年和1947年提出关于射电爆发的等离子体假说。

研究内容
太阳射电基本上有三种不同性质的成分：宁静太阳射电、太阳缓变射电和太阳射电爆发。这三种成分，分别起源于宁静太阳大气、其些局部亮区（局部源）以及象太阳耀斑之类的瞬变扰动。

宁静太阳射电
太阳未受扰动期间，日面上无局部源时仍然存在的一种太阳射电。这种射电成分的观测已遍及从短毫米波直到十米波的整个射电波谱，对应的亮温度约为104K。不同波长的太阳射电来自太阳大气不同高度的层次，因而在各种波长上进行观测，便可获得太阳大气各个层次的电子密度和温度的分布等物理特性。对宁静太阳射电的观测研究，证实了日冕的确具有相当高的运动温度（约106K），也证实了色球和日冕之间的过渡层具有非常陡的温度梯度。在蟹状星云等射电源被日冕掩食时，观测日冕的电波散射得知，太阳外冕的形状并非球对称，且具有非均匀的结构。

太阳缓变射电
在太阳上出现弱扰动时产生的一种太阳射电。缓变射电往往呈圆偏振，其强度变化具有与太阳自转周期相同的27天周期。这种射电成分通常出现于厘米和分米波段，亮温度约为5×105～5×106K。由于太阳射电辐射是电子密度和温度的函数，所以在多种波长上，对缓变射电局部源同时作高分辨观测研究，就有希望改进现有的活动太阳的大气模型。此外，对毫米波的高分辨率偏振测量，有助于确定低色球层的磁场结构。这些观测，对于研究耀斑物理起源有重要意义，而且可为进一步探讨缓变射电的辐射机制提供重要资料。

太阳射电爆发
当太阳有强烈的扰动时（如日面上突然出现耀斑爆发）产生的一种强度剧增的太阳射电。太阳射电爆发的强度常常会比宁静太阳射电和太阳缓变射电高得多，射电爆发的亮温度一般约为107～1010K，最高可超过1012K。它们主要产生于轫致辐射、同步加速辐射和等离子体辐射这几种机制。这些射电爆发通常与太阳耀斑有关，它们起源于从低色球层到太阳外冕的整个太阳大气，从3毫米到40米波段都可以观测到。在不同的波长上，它们呈现出截然不同的物理特征，因而按波段可将它们分为微波爆发、分米波爆发和米波爆发三类：
① 微波爆发　形态最简单的一种射电爆发，其持续时间一般为几分钟到1小时。这种爆发呈现部分圆偏振，大都随时间有平滑的连续变化形态。微波爆发强度较小，其亮温度约为105～109K。按照其强度随时间变化的形态，又可分为脉冲爆发、渐升渐降爆发和微波大爆发三种。
② 分米波爆发　相对说来比较复杂，除平滑的连续谱外，还呈现出迭加在上面的多种多样的起伏。按照其频谱特性，分米波爆发基本上又可分为分米波连续辐射和分米波快漂移爆发两种。
③ 米波（包括十米波）爆发　 一种强度最大的射电爆发，其亮温度为107～1012K，偶而最高可达1015K，形态极为复杂而且多变。按照它们的频谱随时间而变化的特性，又可分为噪暴(包括特强辐射和Ⅰ型)、Ⅱ型、Ⅲ型、Ⅳ型、Ⅴ型五种爆发。噪暴是由持续几小时到几天的缓变的宽频带连续辐射(增强射电)，以及迭加其上的一系列持续时间只有零点几秒到几秒钟的脉冲形窄频带快速爆发所组成。这种脉冲窄带成分就是Ⅰ型爆发。噪暴是唯一与耀斑无关，而只与黑子有关的一种米波爆发。Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发是一些分别持续几分钟和几秒钟的强烈爆发。它们的频谱特性是，其辐射频率分别以每秒1兆赫和每秒20兆赫的速率从高频漂移到低频，这是由于激起Ⅱ型爆发和 Ⅲ型爆发的扰动媒介分别以0.003c和0.2～0.5c（c为光速）的巨大速度在太阳大气中向外运动所引起的。而且Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发往往同时以一对谱波出现。这些频谱特性表明，它们产生于等离子体振荡。在Ⅱ型爆发和Ⅲ型爆发后面，有时分别伴随着Ⅳ型爆发和Ⅴ型爆发。Ⅳ型爆发是一种部分偏振的平滑连续辐射，它们出现于极宽的频率范围。在不同波长上出现的Ⅳ型爆发的特性是迥然不同的，表明它们起源于不同的辐射源。Ⅴ型爆发是类似Ⅳ型爆发的连续谱爆发，通常出现于米波。
太阳射电（尤其是其中的爆发）与太阳 X射线、太阳宇宙射线以及磁暴等现象有密切的关系。在太阳宁静和受扰期间，厘米波长上的射电与太阳 X射线密切相关，这两个波段上的亮度分布非常相似。厘米波和分米波上的缓变射电与X射线辐射的局部区域有关，缓变射电源很可能就是缓变X射线源。某些类型的射电爆发，伴有色球物质的抛射，其中有些高能质子到达地球而使空气簇射增强。耀斑爆发期间也会产生大量的低能粒子，当这些粒子到达地球时会引起极盖吸收。耀斑爆发抛出的气体前沿会形成冲击波，当这种冲击波到达地球时，便会引起急始磁暴。由此可见，观测研究某些特殊类型的太阳射电与有关的太阳X射线、宇宙射线以及磁暴的关系，可以帮助我们进一步了解耀斑的物理过程、高能粒子的产生机制、由耀斑喷出的等离子体云的性质以及行星际磁场的特性。而观测Ⅳ型太阳射电爆发的同步加速辐射以及Ⅱ型、Ⅲ型太阳射电爆发的等离子体辐射，则可以帮助我们进一步研究高能粒子的加速、等离子体的不稳定性等重要课题。这就意味着，太阳是检验这些重大理论的一个理想的“实验室”。
为了更清楚地了解太阳射电的各种成分，我们选取了下面几幅图形，作为太阳射电研究内容的一个总结。
图1为太阳射电，包括宁静射电、缓变射电和射电爆发（强爆发和连续爆发）的频谱。a图为流量密度频谱，宁静射电取自太阳活动极小年期间，缓变射电取自极大年期间，射电爆发取其峰值。b图为亮温度频谱，在计算亮温度时，假设宁静射电辐射源为光学圆面，缓变射电辐射源为黑子，而射电爆发的辐射源则依观测而估算出其平均面积。

图2为在太阳受扰期间，太阳射电的理想的频谱特性示意图。

图3为某些类型的太阳米波射电爆发的起源示意图。图中不同黑子间的曲线代表与耀斑有关的黑子磁场的磁力线，圆点代表等离子体中的电子，螺旋线代表电子运动的轨迹。当耀斑爆发时，荷电粒子流和激波这些扰动媒介以极高的速度从黑子耀斑区向外运动；其中速度较高（约0.2～0.5c）的扰动媒介引起 Ⅲ型和 Ⅴ型射电爆发，而速度较低（约0.003c）的扰动媒介则导致Ⅱ型和Ⅳ型射电爆发。

展望
对太阳射电的研究，能够揭示等离子体中出现的许多重要物理过程；而正确理解这些过程又可以对太阳系射电和宇宙射电有进一步认识。此外，对太阳射电的研究，不仅在射电天文学和太阳物理学方面具有重要的意义，而且在与之有关的其他学科（等离子体物理学、空间物理学等）方面也具有相当价值。太阳射电的观测研究，不仅有科学意义，也有实用价值。譬如，射电六分仪就直接利用太阳射电从事全天候导航。再以目前日益重要的太阳活动预报而言，对太阳缓变射电和太阳射电爆发的研究，可以获得一些重要线索和判据。也就是说，对太阳质子事件的出现、地球电离层突然骚扰的发生、磁暴的形成等现象作出警报和预报，能为目前航天飞行和长距离短波通信等业务服务。
太阳射电的流量密度要比其他宇宙射电源强得多，所以用小型的射电望远镜便可以进行观测研究。这种观测研究又具有上述重要意义，因此，太阳射电天文学自诞生以来，一直保持着旺盛的生命力。目前世界上每天约有六、七十架射电望远镜在从事太阳射电的常规观测。中国目前也有近十架厘米波射电望远镜和米波干涉仪从事太阳射电的研究工作。
太阳射电研究的下一步工作是发展毫秒级的时间分辨率和角秒级的空间分辨率的设备和技术，以取得更精确的太阳射电细节和更快速变化的太阳射电图像，从而对太阳射电和太阳活动区高能物理过程作深入的研究。


共振吸收

共振吸收（ resonance absorption ），从经典电动力学的观点来看，吸收光和发射光的基本单元是谐振子。每种谐振子都有它的固有频率，当外来电磁波的频率和谐振子的固有频率相同时，谐振子会对外来的辐射产生很强的吸收，这种吸收称为共振吸收。从原子物理的观点来看，共振吸收是因原子由基态到低激发态的跃迁而产生的。量子力学的计算表明，这种跃迁的概率系数比其他跃迁的概率系数大得多。原子通常多处于基态，所以，由共振吸收产生的谱线是很强的。这种谱线称为共振线。比较著名的共振线有中性钠的D1和D2线，电离钙的H和K线等。


电离氢区和中性氢区

电离氢区和中性氢区（ HⅡand H I regions ），以氢为主要成分的星际气体云。若星云附近有早型的炽热恒星，则中性氢会被恒星的紫外辐射电离，形成电离氢区。中性氢原子从最低能态变为电离状态须经波长短于912埃的紫外线照射。因此，电离氢区附近的恒星必须是能发出大量紫外辐射的O型或B型星。这些星的表面温度高达几万度，被称为激发星。电离氢区的温度也可以达到104K。此外，当星际云之间的密度非常低时，中性氢原子在宇宙线的作用下也会电离。电子和质子一旦分开，就不容易再复合，从而也会形成电离氢区。
在距激发星10～100秒差距（视星云中氢原子的密度而定）以外，使氢电离的高能光子会迅速减少，电离氢区就过渡到中性氢区。事实上，大部分气体云都处于中性氢状态，中性氢区的温度一般在100K以下。观测表明，银河系旋臂的中性氢原子数密度约为每立方厘米1～10个，旋臂之间约为每立方厘米0.1个。估计中性氢的质量占银河系总质量的1.4～7％。由电离氢区过渡到中性氢区，氢的电离度下降得很快，过渡区的厚度取决于星云气体的密度，而同激发星的性质和电离氢区的半径无关。至于电离氢区的大小则取决于激发星的温度和星云气体的密度。
观测中性氢区和观测电离氢区所用的方法不同。对中性氢区，目前只能用射电方法观测氢原子发出的中性氢21厘米谱线，而对电离氢区，除观测射电辐射外，还可以用光学手段观测其各种发射线和禁线。
以下是两个典型的HⅡ区和HⅠ区的各种基本物理参数：

电离氢区和中性氢区


引力坍缩

引力坍缩（ Gravitational Collapse ），恒星演化到晚期的一种猛烈变化过程。引力坍缩过程中恒星中心部分形成致密星，并可能伴有大量的能量释放和物质的抛射。引力坍缩是Ⅱ型和Ⅰb 和Ⅰc型超新星爆发中的重要过程，文献中常把Ⅱ型超新星和Ⅰb 和Ⅰc型超新星称为核心坍缩超新星。
恒星核心区经过氢燃烧的核反应阶段之后，如果质量大于钱德拉塞卡极限，并且由铁族核素构成时，它的等效多方指数γ接近临界值4/3。这时恒星中心温度约为6×109K,它将发生引力坍缩过程。这个阶段恒星中心温度很高，各类中微子产生过程（如光生中微子过程、等离子体激元衰变中微子过程、电子对湮没中微子过程、中微子轫致辐射等）都会引起中微子将中心部分的能量迅速带走，使恒星核心区很快冷却，以致辐射压力不足以抵御自身引力的作用，从而形成引力坍缩。
当恒星中心密度足够大时，在引力坍缩中发生下列反应：e–+(Z,A)→νe+(Z−1,A)e–为电子；(Z,A)是质子数为Z，核子数为A的原子核；νe为电子中微子。这种过程引起物质的中子化。在一定条件下(如γ≈4/3），引力坍缩过程中将出现强的激波，引起恒星外层物质的抛射。但在有些条件下(如γ&4/3）,坍缩过程并不一定伴有质量抛射。不同质量的恒星，在引力坍缩后有可能形成各种不同类型的致密星。


气盘

气盘（ gaseous disk ），恒星周围物质（见星周物质）的一种存在形式。它与气壳的区别是，气壳是球对称的，而气盘呈扁平状的。盘面大都趋近于恒星自转赤道面或双星中的子星的轨道面。星周物质的另一种存在形式是气环，但其物质密度和厚度都小于气盘。气盘同气环一样，都比较难于观测。近年来，观测到大犬座VY和天鹅座NML天体的SiO分子受激辐射谱线轮廓中的结构，有人认为这就是气盘存在的一个证明。气盘的形成有两种方式。一种可能和太阳系的形成方式类似，是恒星早期演化阶段的产物。有人根据对星际红化很强的发射线天体MWC349与LKHα101观测的结果，认为它们周围可能有气盘，尚未形成行星系。另一种是恒星演化到较后期的赤道物质抛射的结果，如上述大犬座VY和天鹅座NML等天体。此外，B型发射星和沃尔夫－拉叶星的红外辐射过强和较大的光学偏振现象，可能同它们气壳中的盘状结构有关。在双星中，由于气盘在光学上的不透明性，当它掩食伴星时，会造成掩食的时间变长，使两个相邻食的食区不相等。渐台二星的许多观测现象，也正是通过气盘模型才得到合理的解释的。根据观测发现某些双星的气盘的形成和单星的不同，多数研究者认为双星的气盘是伴星的气流被吸积而形成的。


秋分点

秋分点（ autumnal equinox ），太阳沿黄道从天赤道由南向北通过天赤道的那一点称春分点；与春分点相对的另一点称秋分点。见分至点。


太阳观测仪器

太阳观测仪器（ instruments for solar observation ），专供观测太阳用的仪器，包括光学、射电和空间的专用设备。太阳观测仪器的历史可以追溯到1609年伽利略首次用望远镜观测太阳黑子。从那时起，尤其是二十世纪以来，在可见光波段对太阳进行了多方面的观测，出现了各种用于观测光球、色球、日冕等的光学仪器。六十年代以来，射电天文和空间天文技术迅速发展，实现了从γ射线直到米波的太阳观测，但是，历史悠久的光学观测仍占有重要地位。六十年代以前，太阳光学仪器从两方面发展，一是建造各种形式的太阳望远镜，二是研制具有各种用途的附属仪器，最主要的是高色散、高分辨率的光栅的太阳摄谱仪及其衍生仪器，如太阳单色光照相仪、太阳光电磁像仪和太阳照相磁像仪等。拥有这种摄谱仪的太阳塔，成为太阳物理观测的基本手段。双折射滤光器的出现，使对太阳进行单色巡视观测成为可能。但是，关于仪器内外的热空气湍流对成像质量的影响，并没有引起足够重视，以致在1962年以前，全世界拍摄的太阳照片中，角分辨率达到1″～2″的照片仅四十多张。
六十年代以来，太阳仪器的发展的一个重要方面是克服热空气湍流造成太阳成像模糊的缺点，从而将角分辨率提高到1.″0以至0.″5以内，因而可以进行所谓精细结构的观测。为解决这个问题，首先选择白昼天文宁静度特别好的地方安置太阳观测仪器，同时克服仪器自身引起的热空气湍流。从这个角度出发，无圆顶的露天塔式真空太阳望远镜，无疑是目前最佳的选择。为了提高光学成像质量，太阳望远镜愈来愈多地转向采用低膨胀材料镜面的反射系统。美国萨克拉门托峰天文台首次建造的全真空无圆顶的太阳塔，可观测到0.″3的日面细节。随着电子技术的进步，太阳观测仪器采用先进的接收器和电子计算机，使太阳观测水平发生质的飞跃。例如，采用固体阵列探测器(如二极管阵)，实现太阳光电磁像仪的多通道观测；采用光导摄像管的太阳视频磁像仪，实现太阳磁场的实时观测；用计算机控制的万能滤光器，可在宽波段范围内调节，并对太阳不同层次大气进行扫描观测；用电子计算机能及时处理并快速输出大量的观测数据，及时控制采用地平式装置的真空太阳望远镜。


麦哲伦云

麦哲伦云（汉语拼音：mài zhé lún yún），（Magellanic clouds），南部天空肉眼可见的两个星系。包括大麦哲伦云和小麦哲伦云，合称麦哲伦云。1521年，葡萄牙人F.麦哲伦作环球航行时首次对它们做了精确描述，由此得名。由于位置靠近南天极(大麦哲伦云的赤纬为－69°.8，小麦哲伦云的赤纬为－73°.1)，北纬20°以北的地区看不到它们。大麦哲伦云在剑鱼座和山案座，距离地球约16万光年，赤径约为银河系的1／4，质量约为银河系的7％。小麦哲伦云在杜鹃座，距离19万光年，直径为银河系的1／10，质量只有银河系的1／100。麦哲伦云的类型不很确定，可能是不规则星系，也可能是棒旋星系。在麦哲伦云里发现了大量的变星、星团和星云，也观测到不少新星、超新星遗迹、X射线双星等。特别是，1987年麦哲伦云里爆发了一颗超新星，即超新星1987A。麦哲伦云是离银河系最近的两个星系，它们同银河系有物理联系，三者构成一个三重星系。


施密特望远镜

施密特望远镜（ Schmidt telescope ），一种折反射望远镜。1931年为德国光学家B.V.施密特所发明，因此得名。

这种望远镜由一块接近平行平板的非球面改正透镜和一个凹球面反射镜组成。虽然凹球面反射镜具有球差(见像差)，但它有一个重要特性──镜面对于球心是对称的。如果在球心处设置一个限制光束的光阑，那么对于不同倾角入射的光束，除了光阑在斜光束方向的投影与正方向不同外，成像条件都完全相同，不存在光轴上和光轴外的差异。因而，在球面镜的焦面上各处的像点都是对称的，具有相同球差造成的小圆斑。在这种情况下，除了球差和场曲外，不存在其他像差。为改正球差，B.V.施密特不是象过去人们所做的那样，破坏这一对称成像条件，把镜面形状改成抛物面，而是在光阑处放置一块与平行平板差别不大的、非球面的改正透镜（常称施密特改正透镜）。它对于法向和倾斜入射光束在球差的改正作用上所引起的变化不大，同时折射引起的色差也很小。所以在口径和焦比相同的情况下，施密特望远镜比其他望远镜有更大的清晰视场。此外，施密特望远镜的优点是：光能损失较少，改正透镜厚度比折射望远镜薄，制作材料容易解决，口径可以做得较大。缺点是：①改正镜的非球面形状比较特殊，加工比较困难；②焦面是弯曲的，底片也必须弯成和焦面相符合，对使用玻璃底片不方便；③焦面位于光路中间，增大视场就必然会使光的损失增加，而且底片装卸也不方便；④镜筒长度比主镜焦距相同的反射望远镜长，约为焦距的两倍。现在最大的施密特望远镜在德国陶登堡史瓦西天文台，是1960年制造的，改正透镜口径为1.34米，球面镜直径为2米，焦距为4米，视场为3°4×3°4。

 美国帕洛马山天文台1.2米施密特望远镜 美国海耳天文台
对某些工作，施密特望远镜可作不同的改变，如增加平场透镜把焦面改成平面；增加一个凸面副镜把焦点引到主镜的背面或附近，形成卡塞格林系统（见卡塞格林望远镜）。美国光学家贝克首先对这种系统进行了研究，经他改进的这种望远镜，称为贝克-施密特望远镜，也可以把改正透镜分成两片，以校正色差等。


格林威治平时

格林威治平时（ gelinweizhi pingshi ），由于地球轨道并非圆形，其运行速度又随着地球与太阳的距离改变而出现变化，因此视太阳时欠缺均匀性。视太阳日的长度同时亦受到地球自转轴相对轨道面的倾斜度所影响。为着要纠正上述的不均匀性，天文学家计算地球非圆形轨迹与极轴倾斜对视太阳时的效应。平太阳时就是指经修订后的视太阳时。在格林尼治子午线上的平太阳时称为世界时(UT0)，又叫格林尼治平时(GMT)。


色球

太阳：色球
　　色球（汉语拼音：seqiu；英语：chromosphere），位于光球和日冕之间的太阳大气层。通常把太阳大气中的温度极低层作为光球与色球的分界，亦即色球底部，它大约位于从光球底部（定义为波长为500纳米的光学深度为1处）起算的高度h＝500千米处。至于色球的上边界，则难以明确。问题在于色球上层基本上是由从超米粒边界向上延伸的针状体构成。针状体大约从色球底之上约1,500千米处向外延伸，可达到约5,000千米的高度，但它们的覆盖面积只占全日面积的1%～2%。而针状体之间的区域实际上已具有日冕物质的特征，比较均匀的色球仅限于从色球底向上延伸约1,500千米的范围。因此，对于色球上界常有不同的说法，但大部分研究者认为色球厚度约为1,500千米。色球底部的密度约为8×10-8克/厘米3，随高度迅速下降至顶部的约10-4克/厘米3，但其温度却从底部的几千度向上迅速增加到顶部的近100万度。
　　由于色球的亮度只有光球的万分之一，比白天的天空亮度还要暗，因此平时是看不到色球的，必须用专门的仪器（色球望远镜）或在日全食时才能看到太阳色球层。日全食时看到的是色球在太阳边缘的投影，而且时间非常短暂（通常只有几秒钟）。用色球望远镜则可看到日面上的色球结构，如谱斑、暗条（日珥在日面上的投影）和耀斑等活动现象。空间飞行器上拍摄的太阳照片上可清晰看到色球针状体。关于针状体的本质和色球温度随高度增加的原因，尚在探讨之中。


毕宿五

毕宿五（ Aldebaran ），金牛座α(αTau)。中国古代名为毕宿五，位于星座金牛头部眼睛的位置，俗称金牛眼。古代阿拉伯称为“追随者”，它随着昴星团升起，总是跟随着昴星团。全天第十四颗亮星，视星等为0.87v(v表示变星)，绝对星等Mv=−0.63，距离太阳为65.1光年。光谱型为K5III，是晚型巨星，呈橘红色，有效温度为3 800K。冬夜亮星中最红、最早出现在东方地平的恒星。它有近10种名称，主要星表编号为：Hip 21421，HR 1457，HD 29139和FK 5168。毕宿五因位于月球白道附近，常有被月球掩盖的掩星现象，称为月掩毕宿五。毕宿五已燃烧完它内部的氢，并将氦合成为碳，已离开主星序，已膨胀到半径为50个太阳半径。它是慢的不规则脉动变星，星等变化仅有0.2。它有一颗红矮伴星(光谱型为M2V)， 质量为0.15太阳质量，轨道半径607个天文单位。1997年发现它有一颗巨行星伴星，距离为1.65天文单位，周期为654天，质量约11MJ(MJ为木星质量)。

毕宿五


K改正

K改正（ K-correction ），对于河外天体光谱因红移造成的歪曲在进行光度测量时须加的改正。红移使得从天体发出的波长为λ1的光谱线在观测处移至(1+z)λ1，亦即从红移为z的天体到达观测者的波长为λ的光，发出时的波长为 或者可表示为λ=(1+ z)λ 1。原来发出时处在波长间隔λ k1－λ l1内的辐射，观测时便处在(1+ z)(λk1－λ l1)间隔内。通过观测天体的辐射流确定 星等时，总是观测其某一特定波段范围内的辐射，以确定某一特定的星等。这样，在没有红移的情况下比较不同天体的这一特定视星等时，所比较的才是同一波段范围内的辐射。而当比较具有不同z的两个天体的同一特定视星等时，所比较的实际上是这两个天体的处在不同波段范围内的辐射。
对于银河系天体，红移一般很小，它的影响可忽略不计。对于河外天体，红移一般较大，就要考虑红移对星等测量的影响。因为不同红移z的天体的光谱受到不同的歪曲，所以在讨论热距离模数mbol－Mbol时，除要考虑星际消光改正项A外，还要再加上一改正项K，即K改正：

mbol－Mbol=m－M－K－A

式中 m- M是使用响应曲线为 S(λ)的辐射接收系统所得到的距离模数观测值； K 改正的单位为星等，数值为

其中第一项是由于红移后波段展宽而加上的 改正；第二项是由于红移后波段频移而加上的 改正。 I(λ)是波长λ处的入射能流，是在相对于天体静止的坐标系内，并作了望远镜接收系统 改正和大气消光 改正的。
由于不同类型天体的I(λ)函数形式不同，它们的K改正也不同。1936年，哈勃在假设I(λ)为黑体辐射的前提下，第一次计算了K改正。M.L.哈马逊等人引用斯特宾斯等的观测，在1956年首次给出了K改正的观测值。


光电导星装置

光电导星装置（ photoelectric guider ），精确控制望远镜跟踪导星的光电装置。恒速跟踪天体的赤道式装置的望远镜，由于传动系统误差、光学机械部件变形、大气折射和某些天体(如小行星、彗星等)自身相对恒星的运动，视场中的星像会产生移动。
光电导星装置是采用光电器件作为敏感元件的一种装置。它不断检测星像对视场中固定点(叉丝)的偏移，发出检测信号，输给传动系统，将望远镜调校到正确位置。光电导星装置可装在导星镜上，但大望远镜多用“偏置导星”，把光电导星装置对准大望远镜视场边缘的导星。检测信号可以用来控制望远镜或接收器(如底片盒)的运动。为了在局部视场中找到导星，一般要求光电装置的灵敏度可检测8～10等或更暗的导星。
早期曾采用多种机械式的检测元件，最常用的是旋转半圆片，经它调制的导星由光电倍增管转变成电信号，当偏移量小于半个星像时，输出交变信号的振幅和相位分别反映偏离的大小和方向，导星精度一般为0.″3以下。近年广泛采用象限光电倍增管、析像管和摄像管等光电器件作为检测元件进行光电导星，不用机械装置，从而提高导星精度。例如，用析像管作自动偏置导星，在美国基特峰天文台口径为90厘米的反射望远镜上试验结果表明：可导星等为9.5等，精度0.″1。用摄像管、析像管进行光电导星时，还可实现电视监视和在监视器上寻找导星。


朔

朔
拼音：shuò
部首：月
总笔画：10
部外笔画：6
结构：左右
五笔：UBTE
倉頡：TUB
通用字

基本释义：

shuò

农历每月初一：朔日。朔望（“朔日”和“望日”）。

始：“皆从其朔”。

北方：朔方。朔漠（北方沙漠地带）。朔气。朔土。

便捷查询：

同音查询： shuo 音汉字　shuò 音汉字　　同部首查询： 月部汉字　　同笔画查询： 10画汉字

 “朔”字书法作者：颜真卿
 “朔”字书法作者：王羲之
 “朔”字书法作者：王导
目录

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

朔 shuò

农历每月初一，地球上看不到月光，这种月相称作朔：朔日丨朔月丨朔望。

北（方）：朔方丨朔风丨朔气。

《康熙字典》释义
　　【辰集上】【月字部】
　　〔古文〕??【唐韻】所角切【集韻】【韻會】【正韻】色角切，??音槊。【說文】月一日始蘇也。【白虎通】朔之言蘇也。明消更生，故言朔。【書·舜典】正月上日。【傳】上日，朔日也。【疏】月之始日謂之朔日。【周禮·春官·大史】頒告朔于邦國。【註】天子頒朔於諸侯，諸侯藏之祖廟。·至朔朝於廟，告而受行之也。【禮·玉藻】聽朔於南門之外。　又【儀禮·大射禮】朔鼙。【註】朔，始也。　又【禮·禮運】皆從其朔。【註】朔，亦初也。　又【玉篇】北方也。【書·堯典】宅朔方曰幽都。【傳】北稱朔。【疏】朔，北方也。舍人曰：朔，盡也。北方萬物盡，故言朔也。

《说文解字》释义
　　【卷七】【月部】 编号：4290
　　朔，[所角切 ]，月一日始蘇也。从月屰聲。

首字为“朔”的词语
　　朔方　　朔风　　朔漠　　朔气　　朔日　　朔望　　朔野　　朔月　　朔北　　朔鄙　　朔边　　朔飙
　　朔部　　朔参官　　朔策　　朔吹　　朔垂　　朔旦　　朔党　　朔奠　　朔法　　朔鼓　　朔管　　朔光
　　朔河　　朔晦　　朔客　　朔门　　朔蓬　　朔鼙　　朔禽　　朔塞　　朔食　　朔数　　朔庭　　朔途
　　朔涂　　朔土　　朔望月　　朔雪　　朔雁　　朔易　　朔裔　　朔牖　　朔云　　朔政　　朔州市

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黎曼曲率

黎曼曲率，黎曼研究一般的弯曲空间，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。


火星极冠

火星极冠（ cap of Mars ），火星两极地区的白色覆盖物，早在十七世纪就已为荷兰学者惠更斯所发现。用望远镜观测，极冠是火星面上最显著的标志，并随火星的季节变化：南北极冠各自在所属半球的冬天扩大，夏天缩小。1898年，英国物理学家斯托尼设想极冠的成分是固体二氧化碳(干冰)。在二十世纪四十年代末、五十年代初，柯伊伯通过分光观测认为极冠是由水冰而不是由干冰组成。“水手号”和“海盗号”探测器对火星两极地区进行多次考察，确认极冠中既有水冰又有干冰。极冠的温度在－70℃到－139℃之间。火星大气中有相当数量的二氧化碳在冬季半球的极地凝结，因而使该半球的极冠面积扩大（最大的时候达到纬度60°处）。当该半球进入春天时，二氧化碳汽化；此后又在另一半球的极地凝结。水汽由于凝固点较高，便在两极的高纬度地区形成范围较小的永久性极冠。据估计，极冠中大约保存有大气中20％的二氧化碳，而保存的水则比大气中的多得多。极冠中的水冰，如果全部融化并均匀分布在火星表面，就会形成一个10米厚的水层。极地的照片表明，极冠不是整块的，而有分层的结构。在冰的覆盖层的边缘形成一系列的台阶。各层的厚度为10～50米。对这种结构的解释是：可能是极地受过严重的侵蚀，也可能是火星气候的冷暖交替引起极冠的融化和冻结所致。

火星极冠 1941年9月19日

火星极冠 1941年10月19日


大望远镜

大望远镜（ large telescope ），指大口径的天文望远镜。天文观测的对象大多数是遥远的暗弱天体。只有采用口径尽量大的望远镜，收集更多的天体辐射，才能发现新的天体或对暗弱天体有效地进行照相，以及进行光度、分光等方面的测量和研究。近年来，由于天文像复原技术的发展，地面光学观测已在某些应用中突破大气限制，达到衍射限制的分辨本领。增大口径是提高望远镜分辨本领的一个重要途径。目前，望远镜的口径几乎增大到工程技术所能容许的限度。各种可能采用的新技术不断应用到望远镜上，大望远镜已成为综合精密光学机械和先进电子技术的巨型仪器。
早在1897年，美国叶凯士天文台安装了一台口径为1.02米的折射望远镜。由于大直径透射光学材料制备困难，透镜加厚吸光量就会增加（在紫外、红外区尤为严重）；由于透镜由边缘支承，自重变形较大，加上镜筒过长，都给机械结构带来麻烦；此外大口径的透镜也会有残余色差，这些困难都限制了大口径折射望远镜的进一步发展。折反射望远镜同样也在一定程度上受到改正镜的透射材料的限制，最大的折反射望远镜是1960年在德意志民主共和国陶登堡史瓦西天文台安装的施密特望远镜。它的改正镜口径为1.34米，主镜口径为2米。其次是美国帕洛马山天文台的施密特望远镜，口径1.2米。

美国叶凯士天文台1.02米折射望远镜

美国利克天文台3米反射望远镜

反射镜的材料相对来说比较容易解决，没有色差，反射的波段又宽，而且可从背面均匀地支承，因此，更大的望远镜都是反射系统的。目前世界上口径2.5米以上的反射望远镜已有14台，还有4台在建造中。1948年，美国帕洛马山天文台建造了一台口径5米的反射望远镜，主镜采用硼硅酸玻璃，焦距16.5米，采用十分结实的马蹄形赤道式装置，总重500吨的转动部分用摩擦系数很低的油垫轴承支承。1975年，苏联建成一台口径6米的反射望远镜，主镜焦距24米，有两个等值焦距180米的耐司姆斯焦点。为解决基架重力变形问题，采用地平式装置，造价比赤道式装置便宜一半。转动部分总重800吨。整块镜面的反射望远镜，其造价大约按口径的2～3次方而增大。进一步增大口径，镜面材料的制备将会遇到更多的困难。为探索更大口径望远镜的制造途径，1979年制成了多镜面望远镜，它是用6台口径1.8米望远镜组合成的一台等值口径4.5米的望远镜，采用地平式装置，仪器和观测室的尺寸比一般结构的望远镜显著缩小。此外，由于电子计算技术的发展，大望远镜有采用地平式装置的趋向。这些因素减轻了大望远镜结构上的困难，降低了造价。目前正在研制的下一代望远镜，将充分利用工程技术上的新成就，为天文学发展提供更有力的武器。

苏联专门天体物理台6米反射望远镜

智利托洛山美国美洲际天文台4米反射望远镜美国国土天文台

美国帕洛马山天文台5米反射望远镜美国海耳天文台

美国帕洛马山天文台5米反射望远镜的圆顶室美国海耳天文台


宇宙年龄

宇宙年龄（汉语拼音：Yuzhou Nianling；英语：Universe，Age of），宇宙从某个特定时刻到现在的时间间隔。对于某些宇宙模型，如牛顿宇宙模型、等级模型、稳恒态模型等，宇宙年龄没有意义。在通常的演化的宇宙模型里，宇宙年龄指宇宙标度因子为零起到现在时刻的时间间隔。通常，哈勃年龄是宇宙年龄的上限，可以作为宇宙年龄的某种度量。根据大爆炸宇宙模型推算，宇宙年龄大约200亿年。
　　宇宙在膨胀，随着时间的流逝和空间的拉伸，使得星系互相远离。如果设想将这一过程在时间上反推，看来就必定在很久以前存在过全部星系拥挤一处的起始状态。宇宙起源于大爆炸（或奇点）的这一思想得到爱因斯坦广义相对论的证实。宇宙的当前膨胀速率由叫做哈勃常数的数字H_0给出。H_0的数值可通过观测来决定。如果宇宙从大爆炸以来一直以相同速率膨胀，那么它的年龄就应该等于哈勃常数的倒数1／H_0，这个年龄叫做哈勃年龄。 实际上，随着宇宙年龄的增加，星系之间的万有引力趋向于减缓它的膨胀。哈勃“常数”对宇宙一生中同一阶段的所有星系是相同的，但却随时间的逝去而减小。这意味着，从哈勃常数当前值计算的年龄总是大于宇宙的真年龄，因为宇宙在过去膨胀得比较快。 H_0的准确值是很难测量的，天文学家广为接受的一个值是55公里每秒每百万秒差距。利用这个数字得到的宇宙年龄上限是180亿岁。再利用基于爱因斯坦方程式的标准宇宙模型，可以换算出真年龄为120～150亿岁。
　　估计宇宙年龄的一个间接方法是利用恒星的年龄，其前提假设是宇宙必须比最年老的恒星更年老。对球状星团的研究表明，我们银河系中有些恒星可能已经年高140～180亿岁了，这正好与H_0=55公里每秒每百万秒差距时的宇宙年龄相符。但有些宇宙学家争辩说，哈勃常数要大得多，也许大到了100公里每秒每百万秒差距。那样一来，“宇宙年龄”就将缩短到小于100亿岁。在这种情况下，它就不可能含有140亿岁的恒星。不过，新近的一些研究表明，哈勃常数有可能小于40公里每秒每百万秒差距，这将使宇宙称心如意地比它包含的恒星更年老了。


色球


萨哈公式

萨哈公式（ Saha formula ），描述在热动平衡状态下原子按电离级分布的一个物理规律。1920年，印度物理学家萨哈首先根据热力学的相平衡理论导出；1933年，美国天体物理学家门泽尔又用统计物理方法得到。萨哈公式的一般形式为：

式中 Nr+1和 N r分别为单位体积内同一元素的 r+1次电离原子和 r次电离原子的数目， T为绝对温度， Pe为电子压力， me为电子质量， h为普朗克常数， k为玻耳兹曼常数， xr为 r次电离原子的电离电势(原子电离所需要的最小能量)， ur +1( T)和 ur( T)分别为 r+1次电离原子和 r次电离原子的配分函数。 萨哈公式表明：原子的电离程度和温度、电子压力有关，温度愈高或电子压力愈低时，原子的电离程度愈高。


3K背景辐射

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

COBE卫星观测到的微波背景辐射

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

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


洛希界面

洛希界面，是研究密近双星的一个重要物理概念。指洛希等位面族中最小的和最大的、能同时包络两个子星的闭合曲面，又叫做最内接触面和最外接触面，或称临界等位面。


反射望远镜

反射望远镜，是使用曲面和平面的面镜组合来反射光线，并形成影像的光学望远镜，而不是使用透镜折射或弯曲光线形成图像的曲光镜。
反射望远镜所用物镜为凹面镜，有球面和非球面之分；比较常见的反射望远镜的光学系统有牛顿望远镜与卡塞格林望远镜。
反射望远镜的性能很大程度上取决于所使用的物镜。通常使用的球面物镜具有容易加工的特点，但是如果所设计的望远镜焦比比较小，则会出现比较严重的光学球面像差；这时，由于平行光线不能精确的聚焦于一点，所以物像将会变得模糊。因而大口径，强光力的反射望远镜的物镜通常采用非球面设计，最常见的非球面物镜是抛物面物镜。由于抛物面的几何特性，平行于物镜光轴的光线将被精确的汇聚在焦点上，因而能大大改善像质。但即使是抛物面物镜的望远镜仍然会存在轴外像差。

 在佛兰克林学院使用的24英吋可转换牛顿/卡塞格林望远镜
目录

1 历史
2 技术的考量
3 反射望远镜的设计

3.1 牛顿式
3.2 卡塞格林式
3.3 格里望远镜
3.4 离轴设计
3.5 液体镜面望远镜

4 焦平面

4.1 主焦点
4.2 内史密斯和库德焦点

5 相关条目

历史
在1616年，意大利的僧侣Niccolo Zucchi是第一位创造出反射镜的人，但是他未能准确的塑造出面镜的形状和用于拦阻影像的镜子，也就是缺乏观看影像的方法，导致他对此想法不抱希望。在1663年，詹姆斯·葛利格里出版了光学的进程（Optica Promota），其中首度提出使用两个凹面镜制造反射镜的实用设计，但在十年之后才由罗伯特·虎克制造出一个样品。而大约在1670年，艾萨克·牛顿就已经依照自己的构想制造出第一架实用的反射望远镜。他设计的望远镜使用一个凹面的物镜和一个小的斜镜，解决了色差的问题。在完美无缺的消色差透镜发明以前，色差是所有的折射望远镜都要面对的严重问题。

技术的考量
一个弯曲的主镜是反射望远镜基本的光学元件，并且在焦平面上造成影像。从面镜到焦平面的距离称为焦长（焦距），底片或数码感应器可以在此处记录影像，或是安置目镜以便眼睛能观看。反射镜虽然能够消除色差，但是仍然有其他的像差：

当使用非抛物面镜时会有球面像差（成像不在平面上）。

彗形像差

畸变（视野）

在反射器的设计和修正上会使用折反射器来消除其中的一些像差。
几乎所有用于研究的大型天文望远镜都是反射镜，有下列的原因：

在采用透镜之下，必须整块镜片材料皆为没有缺点和均匀而没有多相性，而反射镜只需要将一个表面完美的磨光，磨制相对简易。

不同颜色的光在穿透介质时会有不同的播速度。对未做修正的透镜，这会造成折射镜特有的色差。制作大的消色差透镜所费不赀，面镜则完全没有这个问题。

反射镜可以在更广阔的范围内研究光谱，但有些波长在穿过折射镜或折反射镜的透镜时会被吸收掉。

大口径透镜在制造和操作上都有技术上的困难。其一是所有的材料都会因为重力而下垂，观测举得最高而且也是相对较重的透镜只能在镜片周围加以支撑，另一方面，面镜除了反射面以外，可以在反射面的背面和其他的侧边进行支撑。

当业余天文学还在使用牛顿焦点的设计时，专业天文学已经倾向于使用主焦点、卡塞焦点和库德焦点的设计。在2001年，至少已经有49架口径2公尺或更大的反射望远镜采用主焦点的设计。

反射望远镜的设计
牛顿式
 牛顿望远镜
牛顿望远镜通常使用球面镜作为主镜，但是小口径（12公分以下）而且是长焦比（f/8或更大）的，使用球面镜作主镜也可以获致足够高的目视解析力。第二面平面镜在镜筒的前端，将光线反射至侧边镜的焦平面。对任何尺寸的望远镜，这都是最简单和最便宜的设计，因此被自制望远镜的人士广泛在家中自制。

卡塞格林式
 卡塞格林式的光路图
卡塞格林望远镜以抛物面镜作主镜，第二反射镜是双曲面镜，将光线反射回后方，并穿过主镜中心的洞孔，这种折叠光学的设计缩短了镜筒的长度。在小型的望远镜上，第二反射镜会安置在光学的平面镜上。这是在前端用来封闭镜筒的光学玻璃，可以有效的消除使用支撑架产生绕射星芒的现象。封闭的镜桶可以保持乾净，主镜也得到了保护，代价是损失了一些集光力。
里奇-克莱琴式
里奇-克莱琴望远镜是一种特殊的卡塞格林望远镜，它的两个镜片都是双曲面镜（取代了抛物面的主镜），有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差，使他有较广的视野可以用于摄影的观测。几乎所有研究级的反射镜都是里奇-克莱琴式的设计。他是由乔治·威利斯·里奇和亨利·克莱琴在1910年代发明的。
达尔-奇克汉式
达尔-奇克汉望远镜是霍勒斯达尔在1928年设计出来的卡塞格林望远镜，并在1930年由当时的科学美国人编辑、也是业余天文学家的艾伦奇克汉和艾伯特G.英格尔写成论文发表在该杂志上。这种设计使用凹的椭圆面镜做主镜，凸的球面镜做第二反射镜。这样的系统比卡塞格林或里奇-克莱琴的系统都容易磨制，但是没有修正离轴的彗形像差和视场畸变，所以离开轴心的影像品质便会很快的变差。但是对长焦比的影响较小，所以焦比在f/15以上的反射镜仍会采用此种形式的设计。

格里望远镜
 格里望远镜的光路图
格里望远镜是詹姆斯·葛利格里发明的，第二反射镜也使用凹面镜，不是凸面镜，因此产生的是正立的影像，很适合用于地面上的观测。此种设计已经失宠而少被采用，只有少数的运动型望远镜还在使用这种设计。

离轴设计
有几种通过消除次镜或移动任何的辅助元件避开主镜光轴，以尽量避免阻碍入射光的设计，通常称为离轴光学系统。
赫歇尔式

 赫歇尔望远镜
赫歇尔望远镜是以威廉·赫歇尔命名的的，他使用这种设计建造出非常大的望远镜，包括1789年建造，口径49.5英吋（126公分）的望远镜。赫歇尔望远镜的主镜是倾斜的，使观测者的头不会阻挡入射的光线。虽然这会带来几何畸变，但可以避免当时使用金属反射镜的牛顿第二反射镜很快就会丧失光泽，而只有60%的反射率。
Schiefspiegler
Schiefspiegler（"离轴"或"斜反射"）望远镜是一种非常奇特的卡塞格林望远镜，他将主反射镜倾斜以避免第二反射镜在主镜上造成阴影。虽然消除了绕射的图形，却又导致了其他不同的像差必须要修正。这些缺点在长焦比的望远镜上很容易处理－多数Schiefspiegler的焦比是f/15或更大，往往限制了只适用于月球和行星的观测。
使用不同数量的镜面就是不同的类型，导致经常有大量不同的变化。库特尔式（Kutter style）使用单凹的主镜和凸面的次镜；一种multi-schiefspiegler使用凹面的主镜，凸面的次镜和抛物面的第三反射镜。一些有趣的schiefspiegler，镜面可以在光路中参与两次－ 每一次反射的光路都使光线沿着不同的子午路径。
Yolo

 Schiefspiegler和Yolo光学系统的光路图
Yolo是1960年代中期由亚瑟S伦纳得开发的，与Schiefspiegler一样，它是无遮挡、倾斜的反射望远镜。Yolo的主镜和次镜都是凹面镜，并且有相同的曲率和与相同的轴倾斜。多数的Yolo使用环形面镜。Yolo的设计消除了彗形象差，但是留下了大量的散像性，不是某种形式的线性翘曲变形，就是在次镜产生抛光的环形图。

液体镜面望远镜
一种使用托盘盛载液体金属，以均匀度转动构成镜面的望远镜设计。由于转动以形成抛物面的托盘基本上没有大小的限制，因此可以制成很大的望远镜（超过6米），但不幸的是它们只能永远垂直的指向天顶，而不能加以控制。

焦平面
主焦点
主焦点的设计使用在天文台的大望远镜上，观测者置身于镜筒内反射光线汇聚的焦点上。在过去都是由天文学家自己置身其中，如今都由CCD取代了。
无线电望远镜也经常使用主焦点的设计。主镜由金属的表面取代，反射的是无线电波，观测者则是天线。

内史密斯和库德焦点
 内史密斯/库德的光路图
内史密斯式
内氏望远镜的设计与卡塞格林望远镜相似，只是主镜上无需穿洞，取代的是用第三反射镜将光线反射到侧面
库德式
在内史密斯式望远镜上再增加光学元件，将光线导出（通常利用赤纬轴）至固定的焦点，称为库德焦点，当望远镜转动时观测者不必随着移动观测位置。这种设计经常使用在大型的望远镜上，特别是需要使用较重的观测设备的，像是分光摄谱仪，可以很方便的运用。
在20世纪建造的大望远镜，特别是有大型准直面镜的（理想的是与望远镜主镜有相同的孔径），在光学设计和制造上广泛的使用库德焦点的光学设计，以获得高解析的光谱和很长的焦长。这些仪器无法承受移动，在光路上增加面镜将光线引导至仪器室或观测所的地板下固定的点，像是（通常与天文台的建筑完整的结合）是唯一的选择。1.5m海尔望远镜、虎克望远镜、200吋海尔望远镜、夏恩望远镜和哈兰·史密斯望远镜都是建有库德焦点仪器的望远镜。中阶梯光栅摄谱仪的发展允许高解析的光谱仪有更加紧密的组合，其中有些已经成功的安装在盖塞格林焦点上。而且，在1980年代发展出装上电脑的经纬仪架台，能够便宜又充分稳定的控制，内史密斯式焦点的设计已经取代大型望远镜上的库德焦点。

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拉格朗日特解

拉格朗日特解，平面圆型限制性三体问题的运动方程的五个特解。这五个特解是由拉格朗日首先求得的，所以称为拉格朗日特解，又称平动解。


质子－质子反应

质子－质子反应（ proton-proton reaction ），四个氢核聚变为一个氦核的途径之一，是魏茨泽克于1937年，贝特于1938年提出的。这个反应过程是小质量、低光度的主序星的主要能源，例如，太阳现阶段辐射出去的能量90％以上是质子-质子这类反应提供的。
质子-质子反应可由表中三个分支反应过程分别完成。
表中γ和ve分别代表光子和电子中微子。上面各个分支反应过程中，两个质子形成氘核2H的反应速率最慢，从而控制了整个链式反应。理论计算表明氘核的反应截面很小，实验室里也从未观测到。不过，核物理学和弱作用理论的成就表明，这项反应是可能存在的。


国际纬度服务

国际纬度服务（ International Latitude Service ），测定纬度变化、研究极移并提供地极坐标的国际组织，简称ILS。它包括国际纬度服务中央局和几个国际纬度站。
ILS成立于1895年，1899年开始工作，ILS中央局起初隶属于国际大地测量学协会(IAG)，1922年起隶属于国际天文学联合会(IAU)、国际大地测量和地球物理联合会(IUGG)。1962年，ILS改组为国际极移服务(IPMS)，原ILS的传统工作成为IPMS中央局的部分工作。ILS成立时，就要求各站使用相同的仪器、相同的观测方法，并在相同的条件下观测相同的恒星，以便尽可能减少各种系统误差的影响，获得高精度的地极坐标。因此，选择了气象、地震、地理和其他方面具有最好条件的北纬39°8′纬圈，在该纬圈上大致按经度均匀分布建立国际纬度站。开始时，有美、日、俄、意的六个纬度站参加。后来，参加的纬度站曾有变动。目前组成ILS系统的有五个纬度站，它们的名称、地理位置和所在国家分别为：

组成ILS系统的有五个纬度站

ILS各个纬度站使用物镜为110毫米的天顶仪，按统一的观测纲要连续地测定纬度。由中央局汇总资料，统一计算处理，求出地极坐标值，然后发表。因为观测相同的恒星，有关恒星位置的误差对各站的纬度的影响是相同的，所以对地极坐标的观测结果不会产生影响，这是ILS的一个主要优点。ILS的工作有连续八十年的历史，为大地测量、天文、地球物理等学科提供了宝贵的资料。1899年以来的详细的工作结果发表在《国际纬度服务成果》第1～11卷上。1962年以后的详细的工作结果发表在IPMS年报上。
随着科学的发展，各方面对地极坐标的精度要求越来越高，ILS的工作不能适应形势发展的要求。例如，它的仪器已显得陈旧落后，台站太少，因而精度不够高，观测结果发表迟缓，处理方法前后不统一，观测纲要变动频繁等等。这就导致ILS于1962年改组为IPMS。


银河星团

疏散星团（open cluster），星团的一类。又称银河星团。疏散星团的外形不规则，成员星数比球状星团少得多，只有几十个到上千个。疏散星团的大小为几秒差距，质量为几十到千倍太阳质量。疏散星团属星族Ⅰ天体，它们分布在银道面附近。根据疏散星团的赫罗图和现代恒星演化理论，可以确定疏散星团的年龄。结果表明，疏散星团的年龄相差很大，有的年轻，有的年老。已发现1000多个疏散星团，其中最著名的如昴星团、毕星团、鬼星团等。


F日冕

F日冕（ F corona ），日地空间的行星际尘埃云所散射的光球的光辐射，简称F冕。尘埃云的形状属扁球体类，它的边缘延伸到地球轨道以外。尘埃粒子的线度约10微米，不导电。在离日面1.3R⊙（R⊙为太阳半径）以外的外冕区，以F冕为主。靠近太阳的大部分 F冕来自尘埃粒子对光球辐射的衍射；而当距离R＞>R⊙时，大部分F冕来自尘埃粒子对光球辐射的直接反射。对日照的微弱光流则可能是由地球轨道外尘埃粒子对太阳光的反射造成的。F冕在晚上也可看到，但只能在地球的低纬区的天空背景上才能观测到。它以从地平向上延伸的光锥形式，在日落之后或日出之前不久出现。外F冕也称为黄道光。F冕在几个R⊙以外就大大亮于K日冕，这主要是电子密度比尘埃粒子密度减小得更快引起的。F日冕同K日冕相似，其亮度随着离太阳距离的增加而减小，但由于太阳活动对尘埃粒子的分布影响不大，因而F冕的性状与太阳活动周期关系不大。F冕的光是偏振的，但在离太阳5R⊙以内，偏振度很小。F冕的光谱中出现夫琅和费吸收线，这是因为比较重的和运动缓慢的尘埃粒子在散射光球的光时，不会明显改变吸收线形状的缘故。


原恒星

原恒星（汉语拼音：Yuan Hengxing；英语：Protostar），恒星演化早期处在引力收缩阶段的浓密星际物质云。也有人更严格地把原恒星定义为这样一种天体：它的主要能源既不像主序星来自氢燃烧，也不像主序前恒星靠准流体静力学收缩，释放引力能，而是来自下落物质的吸积。恒星孕育和诞生于气体-尘埃云中，光学望远镜难以探测，寻找原恒星成为红外天文学的重要任务。红外天文卫星发现的红外源中，有些可能是仍然在吸积星云物质的真正原恒星。


哈雷彗星

1986年出现的哈雷慧星
　　哈雷彗星（汉语拼音：Ha lei hui xin；英语：Halley's comet），第一颗按照预言回归的彗星，因1705年英国天文学家E.哈雷正确地预言了它的回归而得名。该彗星平均每76年回归一次。公元前613～1910年间中国有它31次回归记录  。该彗星轨道偏心率达0.967，近日距8800万千米，远日距达53亿千米，上次过近日点的时间是1986年2月9 日，轨道倾角约162°（逆行）。其质量约1016千克  。在上次回归期间，被称为国际哈雷彗星监测的机构协调世界各国的观测研究，并有5个探测器作了近距探测，因而对其本质已有了深刻的了解。资料表明，其彗核确是一个混杂着砾石、沙粒、尘埃的脏雪球，大小为15千米×5千米，平均密度0.4克／厘米3，边缘极不规则，初看上去似一个烧焦了的土豆，表面比煤炭还黑，上面还有山脊，山谷和环形山之类的地形结构。探测器还观测到上面有几个奇特的亮斑活动区，大量的气体、尘埃物质正从这些活动区喷出。经推算，它回归期间损失物质达2×1012千克  。经过38万年即5000次回归后它将丧失殆尽。


卯酉圈

卯酉圈（prime vertical），地平坐标系中的大圆。即与子午圈相垂直的地平经圈，它与地平圈相交于东点和西点。


星协

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


星周物质

星周物质（ circumstellar matter ），恒星周围与恒星有演化联系，并显著受恒星引力约束的气体、尘埃和等离子体组成的物质。星周物质同星际物质的区别在于，后者存在于星际空间，物理和动力学状况受星场多数恒星的影响。双星的两子星间的气流也叫作星周物质。Be星有两个星周物质区：一是极弥漫星风区，一是中央星的赤道盘面密的巴耳末发射线区。有人从此引申，把行星状星云也称作星周物质。
星周物质包围着中心星，形成气体云、星周包层或气壳。分布基本上呈球形，也有盘形或环形的结构。星周物质的存在已有大量的观测证据。许多类型的恒星光谱中，已观测到气壳的谱线特征。膨胀着的星周气体，造成某些原子谱线的多普勒紫移；星周尘埃粒子受到中心星的辐射加热，吸收可见区辐射，再以红外辐射发出，形成10～20微米波段的所谓“红外辐射过剩”；星周物质中的OH、H2O和SiO分子通过受激发射，形成射电波段的微波辐射；有些星周气云中还有CN微波辐射。
星周物质或来源于原始的星际云，或起源于恒星演化过程中的物质抛射。在恒星形成早期阶段，不会是所有的星际云都收缩成恒星，由于动力学的不稳定性，会有大量的残余物质遗留在恒星周围。在一些年轻的恒星周围，已观测到大量的星周物质。如金牛座T型变星、猎户座T型变星等被认为是主星序前收缩阶段的年轻星（见赫罗图），其周围的气壳物质，可能就是这种残留物。另一方面，恒星在演化过程中，会不断有质量抛射出来。如太阳就是以太阳风的方式，不断抛出质量。而恒星离开主星序后，以星风方式造成的质量损失则更为可观。如M型红巨星、超巨星中质量损失率每年约为10−7～10−8太阳质量；又如O、B型超巨星，质量损失率每年可达10−6～10−5太阳质量。此外，有许多长周期变星如刍藁型变星，都是OH分子受激辐射源，它们的质量损失率约为每年10−6太阳质量。还有像爆发变星、新星和超新星的爆发活动，以及双星中的质量交流，都是星周物质的来源。因此，根据对星周物质的规模、物理状况的观测研究，可更有效地探讨恒星的星前物质的损失机理以及恒星的演化等重要问题。


周期解理论

周期解理论（ theory of periodic solution ），关于天体运动周期轨道的存在性和稳定性的理论。对于天体力学中不能直接求解的运动方程，除了用级数作为近似解外，庞加莱在十九世纪末开辟了一条新的途径──寻找运动方程的周期解。这种解的特点是：经过一定的时间（周期）后，天体的坐标和速度都严格地回复到原来的数值。周期解理论是天体力学中最活跃的研究领域之一。对于维数不高的动力学体系（如平面圆型限制性三体问题）来说，周期解是决定相空间（坐标和速度分量组成的空间）的“枢纽”轨道；周期解的存在同共振有密切联系（见共振理论）；某些简单的周期解可以作为中间轨道，并以此为基础讨论摄动；人造天体出现以后，需要设计能够周期性地接近地球和其他天体的轨道，这就给周期解的研究工作带来新动力。目前研究周期解有三种基本方法。

定性方法
应用拓扑学方法证明某些类型周期解的存在性。这种方法最初是庞加莱提出的，后由伯克霍夫、阿尔诺德等人加以发展和充实，成为天体力学定性理论中的一个重要内容。对于大周期的解的存在性问题，目前还只能用定性方法进行研究。此外，在给定周期解领域内的周期解存在性问题，各种周期解的稳定性问题，都是用定性方法来研究的。

分析方法
最初也是庞加莱提出的。他首先研究含有小参数μ的运动方程。当μ=0时，方程有周期解。然后根据周期性条件找出μ≠0时的周期解。这样的周期解可用μ的幂级数表示，并用逐次积分求出其系数。对于三体问题，他提出了三类周期解，这成为周期解的理论基础。这些解称为庞加莱周期解。拉格朗日特解也是一种特殊的周期解。近二十年来，对拉格朗日特解附近的周期解存在性和稳定性研究得较多（见脱罗央群小行星的运动）。希尔在研究月球运动时所采用的中间轨道，也是周期轨道，称为希尔周期轨道。二十世纪以来，在研究希尔周期轨道的收敛范围以及用新方法建立这种轨道方面，取得了很多成果。例如美国康利等人用正规化变换（见变换理论）求平动点附近的周期解。
用分析方法讨论周期解有两个重要缺点：一是在周期上有限制，对周期很大的解还只能用定性方法研究；一是推导过程太繁，无法推导出一般项和高阶项。近年来，分析方法常用数值方法来补充，并且借助于电子计算机进行公式推导。

数值方法
自五十年代电子计算机广泛应用于天体力学研究之后，出现了用数值方法研究周期解的高潮，建立了大量各种类型的周期轨道。其中绝大部分是针对平面(圆型或椭圆型)限制性三体问题的，只有很少是针对空间限制性问题或一般三体问题的。一般方法是寻找某一周期解族的具体周期轨道。具体办法是先选取周期解的近似初值，然后用泰勒级数的斯特芬森方法计算出最后的周期轨道。这样所得的精度比差分法要高。算得最多的仍然是平动点附近的周期解。六十年代以后，出现了很多用数值方法研究周期轨道稳定性的研究成果，主要是算出标志周期轨道的某些参数的具体值，从而判定周期解的稳定性和稳定范围。
同分析方法一样，数值方法的缺点也是在周期上有限制，一般只能研究周期较短的解。另外，利用数值方法进行研究只能得到某些具体周期轨道，很难看出它们的一般特征（见天体力学数值方法）。因此，周期解理论还需要用几种方法配合来研究，才有可能得到有效的结果。但是至今还没有形成较完整的具体研究方法。


科威耳方法

科威耳方法，是求多体问题数值解的主要方法。五十年代布劳威尔﹑克莱门斯和埃克特用科威耳方法在电子计算机上建立了木星﹑土星﹑天王星﹑海王星﹑冥王星5颗外行星的数值历表，显示了数值方法的潜力。


共振理论

共振理论（ resonance theory ），研究摄动量级数解中共振奇点的理论。这种共振奇点的问题与一般力学中的共振现象有些类似，因此亦称为共振问题。
对于自然天体（大行星、小行星等），在摄动量级数解的周期项振幅中会出现1/(pn-qn′)这种因子，n和n′分别为被摄天体和摄动天体的平均角速度，p和q为正整数。当n/n′=q/p′时，pn-qn′=0，出现共振奇点，级数解失效。这就是所谓通约问题。对于人造地球卫星，则有两种共振奇点：一是地球的非旋转对称部分（即地球引力场位函数球谐展开式中的田谐项）对卫星的摄动将产生共振奇点，这时n′表示地球自转角速度；另一是由于带谐项摄动，在长周期项振幅中会出现1/(4-5sin2i)形式的因子，当卫星轨道倾角i=ic=63°26′或116°34′时，4－5 sin2i=0，级数解又失效，ic称为临界角，相应的就是临界角问题。
当初始条件满足pn-qn′=0或4－5sin2i=0时，级数解中出现无穷大项。但这只意味着级数解失效，绝对不能说明轨道要素真的会变为无穷大。运动方程本身并无这样的奇点，根据常微分方程解的存在唯一性定理和解对初值的连续性可知，天体轨道的变化通过上述“奇点”时，仍然是连续的。太阳系中的脱罗央群小行星和同步卫星等都是对应于n/n′=1/1的情况（见脱罗央群小行星的运动），还有不少轨道倾角接近临界角的人造地球卫星，它们的轨道变化并无反常现象。因此，上述奇点问题是方法本身带来的，只要在方法上作些改变就不会出现了。对人造地球卫星的运动，用初始轨道要素作为起点的古典迭代法，根本不会出现临界角问题。综上所述，通约和临界角这样的共振奇点并非本质的，完全可以改用适当的方法来排除。
解决一个具体问题时，可以采用某种特定的方法来避免共振奇点；要彻底解决问题，则必须搞清楚天体在共振奇点附近的运动特征。科尔莫戈罗夫等人在研究哈密顿方程解的稳定性时，讨论过共振带的性质。加芬克等人研究了关于地球位函数的带谐项J2、J4和田谐项J2，2对卫星的摄动，把通过正则变换消除短周期项后的哈密顿函数统一写成下列简化形式：
H=A(y)+B(y)cos2x，
式中|B/A|=0(ε)，对于临界角问题，ε=J2；对于通约问题，ε=|J2，2|。(有时也将B(y)写成εB(y)或μ2B(y)，μ=ε1/2，此时|B/A|=0(1)。如果研究全部带谐项摄动时，取其主要项，相应地为：
H=A(y)+B1(y)sinx+B2(y)cos2x，
| B1/ A|和| B2/ A|的量级均为 ε(即 J2)。这种简化所对应的问题亦称理想 共振问题。 共振奇点就发生在 d A/ d y=0处，相应地 pn- qn′=0或4－5 sin2i=0，确切地说，这仅是 H所确定的运动平衡态的必要条件。根据这一条件，用研究 xy平面(相平面)上奇点性质的定性方法，可以给出 共振区域(即运动平衡态的邻域)的运动状况。堀源一郎和加芬克等人从分析方法的角度，对 J2和 J4或 J2，2项，用正则变换继续消除 H中的 x(即消除长周期项)，但不是按 ε，而是按 ε1/2展开，这样也可得到 共振区域内的某种运动解，在一定程度上给出了 共振奇点附近的运动特征。
共振理论也被用于研究太阳系天体的动力学演化问题。太阳系的天体几乎都可以说是满足通约条件n/n′=q/p的，如木星与土星约为5/2，海王星与冥王星约为3/2，脱罗央群小行星与木星是1/1，……；而且还有通约带是空隙（几乎没有或很少发现小行星）等问题（见小行星环的空隙）。用共振理论来研究这些现象，至今仍未得到本质性的结论，只是在某种程度上作些解释而已。


光学跟踪经纬仪

光学跟踪经纬仪（ optical tracking theodolite ），记录人造卫星瞬时位置的光学仪器。它是装在地平式装置上的双筒折射望远镜。当物镜口径为15厘米时，它可观测到7～8等的人造卫星。仪器的高度和方位转动可在较宽的范围内实现连续调节，能对各种运行轨道和速度的人造卫星进行观测。观测精度同卫星轨道、运行速度、观测者的熟练程度和仪器静态精度有关，一般在3'以内。观测时两名观测者位于仪器相对两侧，通过各自的望远镜并控制相应的仪器转动速度，对目标进行搜索和瞄准，使仪器尽可能准确地跟踪目标，然后闭合记录开关，即可输出目标方位和高度角数值。输出角度的形式有两种。一种是通过金属度盘在记录纸带上直接打印出来，同时输出取点瞬间的记时讯号给记时仪。另一种是采用光学编码度盘作为测角元件，在跟踪过程中根据所需要的采样频率，自动以二进码形式输出目标方位和高度值，经数据传输设备直接输入电子计算机进行处理。采用两台或两台以上同类仪器进行交会测量，可获得目标在空间的运动轨迹。打印形式的光学跟踪经纬仪，配套设备简单，独立性强，但它在数据处理和归算上要耗费许多时间和人力。码盘输出形式的跟踪经纬仪，配套设备复杂，但可立即获得目标的轨道数据，故在人造卫星观测站，尤其是在火箭发射场得到广泛应用。此外，还有配备红外线跟踪器、电视监视器、激光测距仪等附属装置的全自动光学跟踪经纬仪，测角精度可高于1′。


天文底片

天文底片（ astronomical plate ），天文观测中拍摄暗弱星像时专用的长时间曝光（几秒钟到几小时，甚至更长）的底片。照相底片一般不适用互易律，即相同的曝光量（光的照度和曝光时间的乘积E×t）并不产生相同的照相密度。这种特性称为“互易律失效”。当光照度很强或很弱时，一般底片的互易律失效特别严重；但天文底片在低照度时，互易律失效比较小。如果用普通的感光测定仪（曝光时间约0.05～1秒）来测定天文底片，其灵敏度并不比普通的底片高；但用天文感光仪（曝光时间为几十分钟）来测定，天文底片就显示出高得多的灵敏度。

天文底片不仅用来记录天象，而且作为一种重要的二维辐射探测器，广泛应用于天体光度测量和天体分光光度测量。在这些测量中，必须精确测定底片特性曲线，以便通过测定照相密度D来确定照度E，从而确定天体辐射强度。特性曲线表示出密度同曝光量对数间的关系，它同底片材料、曝光时间、显影和定影过程有关。通常使用曲线中代表正常曝光的直线部分。直线斜率称为γ值（也称反差或对比度）。这个数值影响到测量的动态范围和精度。
天文底片有颗粒粗细之分。对于输入信噪比远大于1的探测，例如对亮变星和用干涉滤光器的照相等，为了缩短曝光时间，常采用粗颗粒、高灵敏度天文底片。对于输入信噪比远小于1的探测，例如对暗弱的遥远恒星和星系的照相时，就要用颗粒细但量子效率高的天文底片。对后一种底片若采取气体敏化措施，探测量子效率可从原来的0.1％提高到4％，望远镜的极限星等可以提高1～1.5等。
同光电探测器件相比，天文底片量子效率较低，响应非线性，精度低，宽容度较小。但是，它可以做成很大的尺寸（甚至大于50×50厘米2）。信息容量非其他探测器可比，而且价格便宜，并可长期保存。


太阳磁场

太阳磁场（汉语拼音：Taiyang Cichang；英语：Solar Magnetic Field），分布于太阳和行星际空间的磁场。分大尺度结构和小尺度结构。前者主要指太阳普遍磁场和整体磁场，它们是单极性的，后者则主要集中在太阳活动区附近，且绝大多数是双极磁场。太阳普遍磁场指日面宁静区的微弱磁场，强度约1×10-4～3×10-4特斯拉，它在太阳南北两极区极性相反，近年的观测发现，通过光球的大多数磁通量管被集中在太阳表面称作磁元的区域，其半径为100～300千米，场强为0.1～0.2特斯拉，大多数磁元出现在米粒和超米粒边界及活动区内。如果把太阳当作一颗恒星，可测到它的整体磁场约3×10-5特斯拉，这个磁场是东西反向的。在太阳风作用下，太阳磁场还弥漫整个行星际空间，形成行星际磁场。它的极性与太阳整体磁场一致，随着离开太阳的距离增加而减弱。各种太阳活动现象都与磁场密切相关：耀斑产生前后，附近活动区磁场有剧烈变化（如磁场湮灭）；黑子的磁场最强，小黑子约0.1特斯拉，大黑子可达0.3～0.4特斯拉甚至更高。谱斑的磁场约0.02特斯拉。日珥的形成和演化也受磁场的支配。


天王星环

天王星环（ Rings of Uranus ），是直径小于10米的黑暗颗粒物质组成的暗淡环系统，是继土星环之后，在太阳系内被发现的第二个环系统。已知的13个清晰的环中，最亮的是ε环。
天王星是英国天文学家威廉斯·赫歇耳在1781年3月13日发现的，他利用自制的口径为16厘米的望远镜看到了这颗行星。最初他曾以为这是一颗彗星，但是进一步观测之后表明，这是一颗比土星更远的新行星。天王星围绕太阳的转动周期（公转周期）是84年，自转周期为16.2小时。它沿一个椭圆形轨道转动，轨道平均半径约为28亿公里（19.18天文单位）。天王星与其它太阳系行星不同，它仿佛是侧身躺着围绕自己的轴在转动。
从发现天王星至今已经一共找到10个天王星环和15颗卫星，天王星环不像土星环，它们非常细，是名副其实的线状环，因此只有利用特殊的观察方法才能看到天王星环。
认为威廉·赫歇尔在18世纪就观察到天王星环的理由，首先来自于他的观测记录，详述在1789年2月22日对天王星的观测，包括以下的段落：“觉得有一个环”。
赫歇尔在一张小图上画出了圆环，并且注明“有一点倾向于红色”，夏威夷的凯克望远镜则证实了这样的描述是真实的。赫歇尔的笔记在1797年被皇家学会印制出版，但是在1797至1977年将近二个世纪的时间，天王星环很少，甚至根本未曾被提及。这不得不很严肃的怀疑赫歇尔究竟看见了什么，而之后其他的数百位天文学家却什么都没有看见？平心而论，即使赫歇尔给了天王星环与天王星大小的正确关系，天王星在太阳附近的移动也可能改变了环和他的颜色。
在2005年12月，哈勃太空望远镜侦测到一对早先未曾发现的圆环，如今称为外环系统，使天王星环已知的数量增加到13圈。最外面的环称为μ环，是较明亮的η环距离的两倍远。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μ环共享轨道，并且被炸出来的表面物质可能是环的原料来源。
在2006年4月，凯克天文台公布的新环影像中，最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。


天象仪

天象仪（汉语拼音：Tianxiangyi；英语：Planetariam Projector），一种用于演示多种天文现象的天文普及教育仪器。又称假天仪。1923年，德国蔡斯光学仪器厂制造出第一台天象仪，被广泛推广使用。天象仪的基本原理是采用恒星放映器把星空投影到半球型的人造天穹上形成“人造星空”，再通过配有精密齿轮转动系统的日月行星放映器把日、月、行星投影到人造星空中去，使日、月、行星在人造星空中作模拟运动，再现天体东升西落、夜空星移斗转等天文景观。如果再配有一系列附属仪器，还可以表现各种各样的天象，甚至可以呈现上下数千年内北极星位置的变化和星空的移动变换。中国的北京天文馆内安装有中国自行设计制造的天象仪，可以放映中西对照的星名、星座和一年二十四节气等等景观。


火星

火星的真实色彩影像，2007年2月由罗塞塔号拍摄.jpg
 海盗号轨道飞行器拍摄的水手号峡谷和火星图像的拼接图。NASA/JPL-Caltech
火星（拉丁语：Mars；天文符号：♂），太阳系八大行星中距离太阳排名第四的行星.从地球上看，颜色最红的行星。距离太阳大约1.6个天文单位，公转周期大约相当于地球上的2个年。从地球上看火星的最大亮度为–2.91个视星等，从地球上看火星的最低亮度为1.84个视星等。中国古代称“荧惑”，西汉之后始称火星。
西方称火星为玛尔斯，是罗马神话中的战神，所以在英语中，火星是罗马战神的意思，通常被称为“红色星球”；古汉语中则因为它荧荧如火，位置、亮度时常变动让人无法捉摸而称之为荧惑。火星是太阳系的八大行星中第二小的行星，其质量、体积仅比水星略大。火星的直径约为地球的一半，自转轴倾角、自转周期则与地球相当，但绕太阳公转周期是地球的两倍。在地球上，火星肉眼可见，亮度可达-2.91，只比金星、月球和太阳暗，但在大部分时间里比木星暗。火星距离地球最近在5400万公里（最远达4亿公里，探测器需飞行约7个月抵达火星）。
火星大气以二氧化碳为主，既稀薄又寒冷，其表面特征让人联想起月球上的撞击坑，以及地球上的山谷、沙漠和极地冰盖。英语中，通常被称为红色星球。是因为火星在视觉上呈现为橘红色是因为地表广泛普遍的分布着氧化铁的造成的，它使火星呈现出一种红色的外观，在肉眼可见的天体中独具一格。火星地表沙丘、砾石遍布且没有稳定的液态水，火星南半球是古老、充满陨石坑的高地，北半球则是较年轻的平原。
火星已被无人飞船探索。1964年11月28日，由NASA发射的水手4号是第一个访问火星的航天器，于1965年7月15日最接近该行星。苏联火星3号飞船于1971年12月实现了软着陆，但着陆后秒数内失去了联系。欧洲空间局第一批访问火星的火星快车号于2003年12月25日到达轨道。2014年9月24日，印度空间研究组织成为第四个访问火星的太空机构，当时它的星际飞行任务火星轨道探测器抵达轨道。
火星有两个天然卫星：火卫一和火卫二，形状不规则，可能是捕获的小行星。火星目前有七艘的探测船在轨道中运行，分别是美国的火星奥德赛号、火星快车号、火星侦察轨道器、MAVEN轨道器、印度的火星轨道探测器、阿联酋的希望号与及中国的天问一号，地表还有许多火星车和着陆器，包括两台火星车：好奇号及毅力号，固定式登陆探测器洞察号，和已经结束任务的旅居者号、精神号、凤凰号和机会号、还有首架火星无人飞机机智号。根据探测的证据，火星两极有冰冠覆盖，亦观察到季节性的水气，与及类似地下水涌出的现象，而过往的火星亦可能覆盖大面积的海洋、湖泊及河流。火星快车号和火星侦察轨道器的雷达资料显示两极和中纬度地表下存在大量的水冰。
2008年7月31日，凤凰号直接于表土之下证实水冰的存在。
2013年9月26日，火星探测车好奇号发现火星土壤含有丰富水分，大约为1.5至3重量百分比，显示火星有足够的水资源供给未来移民使用。2015年9月证实火星有间歇流动的液态水（液态盐水）。
2018年7月25日，意大利航天局宣布，在火星冰盖之下发现一个直径20公里的冰下湖。这是太空科学家在火星上探测到的首个大型液态水体。
由于火星位于太阳系的宜居带，同时有更多证据证明火星曾拥有类似地球的环境，与及丰富的资源，故此火星成为各国研究的重点，其中美国及中国已有载人登陆火星的计划，长远在火星建立基地。

 美国宇航局好奇号火星探测器在盖尔陨石坑的自拍像。NASA/JPL-Caltech/MSSS
 “好奇号”火星车的桅杆照相机拍摄了火星探测器穿过沙丘时留下的车辙。JPL-Caltech/MS
目录

1 名称
2 公转和自转
3 表面特征
4 内部结构
5 物理特征

5.1 地质
5.2 地理与命名
5.3 大气
5.4 水文

6 运动规律
7 卫星
8 观测探测

8.1 古代
8.2 近代

9 火星生命
10 相关文化及网络用语
11 参见

名称

古中国：取其“荧荧如火、亮度与位置变化甚大使人迷惑”之意，命名“荧惑”。《尚书·舜典》记载：“在璿玑玉衡以齐七政。”孔颖达疏：“七政，其政有七，于玑衡察之，必在天者，知七政谓日月与五星也。木曰岁星，火曰荧惑星，土曰镇星，金曰太白星，水曰辰星。”今日则取名“火星”。

古希腊：因火红之色而取名“Ares”（音：阿瑞斯），源自希腊神话的战神，天神宙斯的儿子阿瑞斯（希腊语：Ἀρης）。

古罗马：因火红之色而取名“Mars”（音：马尔斯），源自罗马神话的战神玛尔斯（拉丁语：Mars）。

公转和自转
火星与太阳之间平均距离为1.523 7天文单位(AU)。火星公转轨道的偏心率较大，e为0.09。与太阳距离的变化幅度是：近日距1.38AU，远日距1.67AU。与地球距离的变化幅度更大：近地距0.38AU，远地距2.67AU。所以，火星的亮度能从最近时的−2.9视星等变到最暗时的+1.8视星等，二者相差约75倍。火星的反照率很小，为0.16，低于金星(0.72)和地球(0.39)，仅略高于水星(0.06)。公转轨道面与黄道面的倾角为1.85°，所以火星总是在地球的夜空沿着天球上黄道运行。公转的平均轨道速度24.13千米/秒。公转周期686.9个地球日，略小于两个地球年。火星的赤道与公转轨道的倾角25.19°，和地球的黄赤交角23.45°近似，所以火星也有类似的四季现象，只是每季的长度要比地球的长出约一倍。每当地球运行到太阳和火星轨道之间，太阳和火星的黄经相差180°之际，称为火星冲日。此刻的火星方位称为冲。地球每隔764～806日，平均780日，一遇火星冲日，此时火星距地球较近，可从日落到日出整夜呈现在星空，是观测最佳时候，亮度约是天狼星的3.5倍。若冲日时火星位于近日点，称为大冲，约隔15～17年一遇。最近的一次大冲在2003年8月29日。若大冲时又逢地球位于远日点，此时地球和火星的距离最近，称为最近距大冲，为难得一遇的罕见天象。

表面特征
17世纪下半叶，在天文望远镜的光学质量逐步改善的条件下，目视测绘火星表面结构成为天文学家如C.惠更斯、G.D.卡西尼、F.马拉蒂、F.W.赫歇耳的一项观测课题。他们根据表面的固定标识测定自转周期，研究极冠的季节消长，记录偶现的大气现象等。近代观测始于1877年，那年正逢难得一见的最近距大冲。意大利天文学家G.V.斯基亚帕雷利在他目测手绘的星面图上，除了标有前人记录下的类似月面结构的“大陆”、“低地”、“高原”、“洋”、“海”、“山”、“岛屿”、“港湾”等称谓外，还有他观测到的分布在火星表面的“线条”。由于观测报告的意大利文本中的英文译文的差错，意文的“线条”误成英文的“运河”。从此，引发了火星有智能社会并居有火星人的遐想，并在随后的几十年内出现了诸如火星生物学、火星植物学的研讨。直到20世纪上半叶的地基照相观测和下半叶的空间就近摄像，才最终地确认曾目视得见的“线条”或“运河”完全是视觉效应，根本不存在。空间勘测指出，和地球相比，火星具有更为险峻的地貌，地表的高低差一般为5～10千米。遍布环形山，但数目要比月球少得多。南半球密集古老的高低环形山，而北半球较多的则是年轻的火山熔岩平原，南北的平均高差约3千米。火星最大的五个环形山都是火山起源而非陨击坑。奥林波斯火山是太阳系天体上第一大的环形山，高27千米，直径550千米，火山喷口跨径90千米，中深3千米，周壁高6千米。火星有太阳系天体上最长、最深的大峡谷，长达3 000千米，深8千米。赤道附近有一巨型隆起地带，长8 000千米，高10千米。赤道地区还遍布既长又深的干涸河床。

内部结构
作为一个类地行星，也和地球同样有壳、幔和核三个层分。对它们的认知和推论，主要取自环火星飞行器的勘测、火星的陨星成分分析，以及“海盗”号安放的两台测震仪的实测。表壳平均厚度40～150千米，含硅、铝和镁。地幔厚度1 500～2 100千米，比地球厚。内核半径1 300～2 000千米，为火星半径的38％～59％，主要成分可能是硫化铁。

物理特征
 火星直径约为地球的一半
以直径、质量、表面重力来说，火星约介于地球和月球中间：火星直径约为地球的一半、月球的两倍，质量约为地球的九分之一、月球的九倍，表面重力约为地球的38%、月球的2.4倍。火星体积约为地球的15%，质量约为11%，表面积略小于地球陆地面积，密度则比其他三颗类地行星还要小很多。2012年8月，加利福尼亚大学洛杉矶分校的教授尹安在分析了100张来自火星勘测轨道飞行器的卫星图片后发现，火星有类似地球主要板块划分的构造特点。
长期观测火星发现，南半球地势比北半球高，北极盆地显示有过大撞击，推论约45亿年前遭冥王星大小天体撞击之后，不但形成火卫一和火卫二，亦逼使内核热能散溢出上地幔、内部搅拌逐渐停止，无法以发电机原理持续对流生成磁场。由于火星比地球小，相对表面积与体积成反比而较大，因此火星核心也冷却得比地球的快，地质活动趋缓，磁场和板块运动消逝，太阳风带走大气变薄导致气压偏低，而造成液态水在低温就会沸腾、无法稳定存在。

地质
 古瑟夫撞击坑充满沙石的地表
 Endurance撞击坑中的沙丘
火星基本上是沙漠行星，地表沙丘、砾石遍布，没有稳定的液态水体。二氧化碳为主的大气既稀薄又寒冷，沙尘悬浮其中，每年常有尘暴发生。与地球相比，地质活动不活跃。
火星地表地貌大部份于远古较活跃的时期形成，充满撞击坑，有密布的陨石坑、火山与峡谷，包括太阳系最高的山：奥林帕斯山和最大的峡谷：水手号峡谷。另一个独特的特征是南北半球的明显差别：南方是古老、充满陨石坑的高地，北方则是较年轻的平原，两极皆有主要以水冰组成的极冠，而上覆的乾冰会随季节消长。
基于撞击坑密度的撞击坑计数法可判别出地表年龄：撞击坑大而密集处较老，反之则年轻，进而将地质年代分为四个阶段：前诺亚纪、诺亚纪、赫斯珀利亚纪和亚马逊纪。前诺亚纪没有留下实质地表，此时地形南北差异形成，有全球性磁层；诺亚纪有大量陨石撞击，火山活动旺盛，可能有温暖潮湿的大气、河川和海洋，侵蚀旺盛，但到末期这些活动已减弱很多；赫斯珀利亚纪，火山活动仍然继续；亚马逊纪则是大气稀薄乾燥，以冰为主要活动，如极冠、冰冻层、冰河，并有周期性变迁，沟壑也是这时期形成，火山活动趋缓并集中在塔尔西斯与埃律西昂。
现今火星风成地形遍布，如吹蚀、磨蚀等风蚀作用，和沙尘遇地形阻碍而填积、侵积等风积作用。前者形成如广泛分布于梅杜莎槽沟层的风蚀脊，后者则如大瑟提斯高原上撞击坑下风处的沙尘堆积，和撞击坑中常见的沙丘。

地理与命名
 火星地形图，中央为东经180度。低到高顺序为蓝、绿、黄、红到最高的白。
火星和地球一样拥有多样的地形，有高山、平原和峡谷。
由于重力较小等因素，地形尺寸与地球相比亦有不同的地方。
南北半球的地形有着强烈的对比：北方是被熔岩填平的低原，南方则是充满撞击坑的古老高地，而两者之间以明显的斜坡分隔；火山地形穿插其中，众多峡谷分布各地，南北极有以水冰与干冰组成的极冠，而风成沙丘广布整个星球。随着卫星拍摄的越来越多，更发现很多耐人寻味的地形景观。
20世纪早期地面以无线电波测量火星地形。1976年海盗号进行的地形测量，发现了峡谷和南北半球的巨大差异，而衍生出北方平原本是海洋的假说。火星全球勘测者自1999年起以激光进行更精确的地形测量，得出目前使用的全球地形图，以火星大地水平面（Areoid）为基准，最高点在奥林帕斯山，高21,229公尺；最低点在希腊平原，低于基准8,200公尺。
现在很多探测器如火星勘察卫星、火星快车号和火星探测漫游者运用航照图的地形判别方法，以视差法来测量区域地形，并制成高解析度立体照片。
火星的经度坐标采用东经0至360度，不是地球的东西经各180度。
来自火星奥德赛号上热辐射成像系统（THEMIS）的影像显示阿尔西亚山北坡有七个可能的深洞，照片中光线无法抵达底部，推测底部可能更深、更宽，可能免受微陨星、紫外线、太阳闪焰和其他高能粒子的侵害，可能是未来寻找液态水或生命痕迹的可行地点。但后来火星勘察卫星的更高解析度HiRISE影像部分推翻了之前猜测，认为只是光线角度造成深不见底的样子。

大气
 由太空所见的火星稀薄且充满尘埃的红色大气层。左下方是阿尔及尔平原。
火星大气层相对较薄，平均地表气压只有6百帕，约为地球表面气压的0.6%，相当于地球表面算起35公里高的气压，如此低的气压使声音传播的距离只有在地球上的1.5%。随着季节的变化，火星气压变化可达20%。火星大气层按高度可分为低层大气、中层大气、上层大气和外气层。其中低层大气由于气悬微尘与地表的热，这部份相对温暖；中层大气存在有高速气流；上层大气（或热气层）温度很高，大气分子也不再像下层那样分布均匀；外气层高度在200公里以上，大气渐渐过度到太空，无明显外层边界。
火星大气成分为95%的二氧化碳，3%的氮气，1.6%氩气，很少的氧气、水气等，亦充满着很多悬浮尘埃，吸收蓝光使天空成黄褐色。
2003年火星大冲时地面望远镜在大气中发现了甲烷；2004年3月，火星奥德赛号确认了这一发现。由于甲烷易被紫外线分解，存在甲烷表示现在或者最近几百年内在火星上存在制造甲烷的来源，火山作用、地质作用、彗星或小行星撞击甚至生物来源如甲烷古菌等都有可能。
2013年9月19日，根据从好奇号得到的进一步测量数据，NASA科学家报告，并没有侦测到大气甲烷（atmospheric methan）存在迹象，测量值为0.18±0.67 ppbv，对应于1.3 ppbv上限（95%置信限），因此总结甲烷微生物活性概率很低，可能火星不存在生命。但是，很多微生物不会排出任何甲烷，仍旧可能在火星发现这些不会排出任何甲烷的微生物。
由于火星比地球离太阳远，日射量较少，表面温度应较低，计算值约210K，但实际观测地表平均约240K，则是因为大量的二氧化碳所造成的温室效应。由于大气层很薄，无法保留很多热，使地表日夜温差很大，某些地区地表温度白天可达28℃，夜晚可低至-132℃，平均-52℃。火星大气环流主要为单胞环流，由赤道相对热空气上升，漂至极区下沉，再沿地面回到赤道。另外，在火星的北半球，极冠的二氧化碳升华进入大气，使气压升高；而南半球由于二氧化碳凝华，气压下降，由于进出大气的二氧化碳量高达25%，造成南北压力差，空气便倾向由高压的夏半球流向低压的冬半球，形成另一依季节而变向的环流。因此火星的天气系统趋向成为全球性的，例如尘暴。
火星天气重复次数较高，比地球容易预测。如果一个气象事件在一年的特定时间中发生，可提供的资料（相当稀疏）指出，很可能在下一年几乎同一个位置再发生一次，误差最多一个星期。2008年9月29日，凤凰号拍下了降雪事件，是在接近凤凰号登陆地点附近海姆达尔撞击坑之上，高 4.5 公里的云降雪。这次降水在到达火星表面时就已蒸发，这现象称为幡状云。火星上的风速要超过地球100倍。

水文
 北极初夏的冰盖（1999年）
 南极仲夏的冰盖（2000年）
火星地表遍布着流水的遗迹，有些是洪水刻画而成，有些则是降雨或地下水流动而形成，但多半年代久远。冲蚀沟（gullies）则是另一类规模较小的地形，但形成年代十分年轻，常分布于撞击坑壁，型态多样。关于成因有两派说法，一派认为是由流动的水造成，另一方则认为是凹处累积的乾冰促使了松软物质滑动。
火星南北极有明显的极冠，曾被认为是由乾冰组成，但实际上绝大部分为水冰，只有表面一层为乾冰。这层乾冰在北极约1公尺厚，在南极则约8公尺厚，是冬季时凝华而成，到夏季则再度升华进入大气，不过南极的乾冰并不会完全升华。夏季仍存在的部分称为永久极冠，而整体构造称做极地层状沉积（Polar Layered Deposits），和地球南极洲与格陵兰冰层一样为一层层的沉积构造。北极冠宽达1,100公里，厚达2公里，体积82.1万立方公里；南极冠宽达1,400公里，最厚达3.7公里，体积约1.6百万立方公里。两极冰冠皆有独特的螺旋状凹谷，推论主要是由光照与夏季接近升华点的温度使沟槽两侧水冰发生差异融解和凝结而逐渐形成的。
2011年由火星勘察卫星的浅地层雷达发现南极冠有部分原本认为是水冰的地层其实是乾冰，所含二氧化碳量相当于大气含量的80%，这比以往认为的要多很多。根据此的模拟结果，十万年一周期的气候变迁中借由乾冰升华、凝结，大气总质量的变化幅度会达数倍。由这些乾冰沉积上方地表的下陷与裂隙判断，乾冰正在慢慢升华。

 一处疑似冰河的地形
自海盗号即发现，火星北半球中纬度有几处峡谷底含有条纹流动状的地表特征，但不确定是富含冰的山崩、含冰土的流动或是尘砾覆盖的冰河。但根据更新任务的资料与比对地球的相关地形，支持这些是冰河，且推测是自转轴倾角较大时的气候状态下所累积的。
由火星奥德赛号X射线光谱仪的中子侦测器得知，自极区延伸至纬度约60°的地方表层一公尺的土壤含冰量超过60%，推论有更大量的水冻在厚厚的地下冰层（cryosphere）。
另外一个关于火星上曾存在液态水的证据，就是发现特定矿物，如赤铁矿和针铁矿，而这两者都需在有水环境才能形成。
对于于火星上有冰存在的直接证据在2008年6月20日被凤凰号发现，凤凰号在火星上挖掘发现了八粒白色的物体，当时研究人员揣测这些物体不是盐（在火星有发现盐矿）就是冰，而四天后这些白粒就凭空消失，因此这些白粒一定升华了，盐不会有这种现象。2008年7月31日，美国航空航天局科学家宣布，凤凰号火星探测器在火星上加热土壤样本时鉴别出有水蒸气产生，从而最终确认火星上有水存在。
2013年9月26日，美国航空航天局科学家报告，火星探测车好奇号发现火星土壤含有丰富水分，大约为1.5至 3重量百分比，显示火星有足够的水资源供给未来移民使用。
2015年9月28日，美国航空航天局宣布，在火星上发现液态的盐水。根据火星勘测轨道飞行器配备的光谱仪获得的数据，研究人员在火星的神秘斜坡上发现了水合矿物。这些暗色条纹表明火星地表随时间变化有流水存在。在较温暖的季节，这些线条的颜色变得更深，表明水流在斜坡上出现，在较冷的季节，这些地表特征变浅。在火星的部分地区，最高温度可以达到摄氏零下23度，此时深色线条最明显。
2018年7月25日，据意大利媒体报道，该国科学家在火星上首度发现一个地下液态水湖。该研究称，“火星地下及电离层高级探测雷达”在火星南极冰层下1.5千米处发现一个大型液态水湖，里面含有盐。湖的直径约为20千米，温度至少为零下10度。

运动规律
 火星与地球的轨道与季节长度比较。
火星与太阳平均距离为1.52AU，公转周期为1.88地球年，687地球日，或668.6火星日。火星公转轨道和地球的一样，受太阳系其他天体影响而不断变动。轨道离心率有两个变化周期，分别是9.6万年和210万年，于0.002至0.12间变化；而地球的是10万年和41.3万年，于0.005至0.058间变化（见米兰科维奇循环）。
火星日平均为24小时39分35.244秒，或1.027地球日。火星目前自转轴倾角为25.19度，和地球的相近，但可在13度至40度间变化，周期为一千多万年，不像地球的稳定处于22.1和24.5度间，是因为火星没有如月球般的巨大卫星来维持自转轴。由于没有大卫星的潮汐作用，火星自转周期变化小，不像地球的会被慢慢拉长。
火星自转轴有明显倾斜，日照的年变化形成明显的四季变化，而一季的长度约为地球的两倍。由于火星轨道离心率大，为0.093（地球只有0.017），使各季节长度不一致，又因远日点接近北半球夏至，北半球春夏比秋冬各长约40天。2009年10月26日为北半球春分，2010年5月13日为夏至，目前北半球处春季。虽然火星没有地球般受海洋影响的复杂气候，但仍有以下特殊之处：火星轨道离心率比地球大，造成日射量在一年当中变化更大，位于近日点时，南半球处夏季，比北半球远日点夏季所造成的升温更强；随季节交替，二氧化碳和水气会升华和凝结而在两极冠间迁移，驱动大气环流；地表反照率特征，因颜色深浅和沙、岩性质差异而造成的容积热容不同，可影响大气环流；易发生的尘暴会将沙尘粒子卷入高空，沙尘粒子吸收日光与再辐射会使高层大气增温，但遮蔽天空的沙尘会使地表降温；自转轴倾角和轨道离心率的长期变化则造成了气候的长期变迁。火星表面的平均温度比地球低30度以上。
目前火星与地球最短距离正慢慢减小。当地球与火星之间的距离最小时，称为火星冲日。火星相邻两次冲日的时间间隔约为779天，最近一次出现在2018年7月27日，下一次火星冲日将出现在2020年10月13日。当地球与太阳和火星连成一线时，在火星上便可看到地球凌日，在太阳的位置可看到地球的黑点通过，同理还有水星凌日 (火星)，在地球上则不会看到火星凌日。

卫星
 火卫一（左）和火卫二（右）大小比较（合成图）。
火星有两个天然卫星——火卫一（Phobos）与火卫二（Deimos），最长直径各为27公里和16公里，形状不规则并充满撞击坑，以近圆形的轨道于接近火星赤道面处公转。它们虽然很小，但由于接近火星，使火卫一从火星上看约有满月直径的二分之一至三分之一大，而视星等火卫一可达-7，火卫二可达-5，白天可能可见。和月球一样，这两颗卫星都被火星潮汐锁定，因此他们总是以一面对着火星。火卫一的公转周期比火星自转更快，所以在火星上来看是西升东落的，且只花了约4个小时；而火卫二的公转周期只比火星自转慢一些，东升西落要花约2.4个火星日。因为火卫一离火星很近，火星的潮汐力会慢慢但稳定地减小它的轨道半径，预计再过约760万年，火卫一将因轨道低于3620公里，也就是火星的洛希极限而被瓦解。另一方面火卫二因为离火星足够远，所以它的轨道反而正在慢慢地被推进。
两卫星可能是捕获的小行星，但新研究认为可能是撞击事件、或原本的卫星被火星潮汐力拉碎后，由散布轨道上的岩屑再度吸积而形成。
两颗卫星是在1877年被阿萨夫·霍尔发现的，以希腊神话中的福波斯和得摩斯命名，两者皆为战神阿瑞斯的儿子。

观测探测
古代
火星的火红色，自古就吸引着人们，希腊人称为战神。此时火星观测和其他天体般，大部分是为了占星，而后渐渐涉及科学方面，如克卜勒探索行星运动定律时是依据第谷积累的大量而精密的火星运行观测资料。
望远镜出现后，人们对火星可以进行更进一步的观测。使用望远镜观测星空的伽利略所见的火星只是一个橘红小点，然而随着望远镜的发展，观测者开始辨别到一些明暗特征。惠更斯依此测出火星自转周期约为24.6小时，而他亦为首次纪录火星南极冠的人。一开始由于各人各自观测，意见不一致，地名也未统一（例如用绘制者名字命名）。后来意大利的乔范尼·斯基亚帕雷利统合了各家说法而绘制了地图，地名取自地中海、中东等的地名和圣经等作为来源，而其余则依照旧有的观念：暗区被认为是湖（lacus）海（mare）等水体，如太阳湖、塞壬海、明显的暗大三角——大瑟提斯；而亮区则是陆地，如亚马逊。这个命名系统一直延续下来。
当时，斯基亚帕雷利和同期观测者一样，观察到了火星表面似乎有一些从暗区延伸出的细线，因为对于暗区是水体的传统，这些细线命名为水道（canali）。而后来观察到暗区会在冬季时缩小、夏季时扩张，有人提出暗区是植物覆盖、而暗区的扩大缩小则是消长所引起的，改变以往认为暗区是水的说法。帕西瓦尔·罗威尔观察到并宣称那些“水道”其实是人工挖掘的“运河”，用来灌溉植物，因为水道应太细不可见，而看到的细线应是灌溉出的大片植物。风靡大众的火星科幻和火星人即源于此。不过这些细线大多已证明是不存在的，部分则是峡谷或陨石坑后延伸出的深色沙子。而火星表面颜色的改变则是因为沙被风吹移，或发生火星尘暴。
到了太空时代，水手4号传回的充满陨石坑的火星照片粉碎了人们对火星文明的幻想，认为火星只是一处如月球般布满陨石坑的死寂星球。但随着往后水手9号等的巨大峡谷、火山和疑似流水遗迹的发现，火星的独特性、液态水和生命的可能又重新引起人们的兴趣。（见#近代探测）

近代
 海盗2号接近火星时所照，可见艾斯克雷尔斯山、水手号峡谷和覆霜的阿尔及尔平原。
 海盗1号登陆器所摄地景
苏联、美国、欧洲、日本、印度、中国 和阿拉伯联合大公国共已发射数十艘太空船研究火星表面、地质和气候，包括轨道卫星、登陆器和漫游车，但大约有三分之二的任务在完成前或刚要开始时就因种种原因而失败。目前将一公斤物体由地球地表送往火星平均要花费约30,900美元。
1965年水手4号飞掠火星。1971年水手9号进入火星轨道，成为第一个环绕火星的探测船。1971年苏联火星计划火星2号的登陆器坠毁后数日，相同的火星3号的登陆器成功登陆火星，是第一个成功登陆火星的探测器，但登陆十几秒后随即失去联系。1975年NASA发射海盗号，包括两组轨道卫星和登陆器。海盗1号和2号轨道卫星各运作了六年和三年。两个登陆器皆于1976年成功登陆，并传送了第一张火星地景的彩色照片，而轨道卫星也绘制了很好的火星地图，甚至到今天都还在使用。
1988年苏联发射弗伯斯1号、2号以探测火星和两个卫星。弗伯斯1号于抵达前失去联系，而弗伯斯2号虽然成功拍摄了火星和火卫一，但在放出两艘登陆器到火卫一前也失去联系。
在1992年火星观察者失败后，NASA于1996年11月发射了火星全球勘测者。火星全球勘测者出色地完成任务，它在2001年完成了地图绘制的任务，并三次延长任务，直到2006年11月2日失去联系而结束，总计共花了10年在太空中工作。在火星全球勘测者发射一个月后，NASA发射了火星探路者，包括了一个登陆器和漫游车——旅居者号（Sojourner），于1997年7月登陆在阿瑞斯峡谷。这任务也很成功，而且也广为人知，其中的原因是因为传回了大量照片。
NASA的火星勘测98计划于1998、99年发射了火星气候卫星与火星极地登陆者，前者预计研究气候、水与二氧化碳等，后者则预计于南极登陆，船上的搭载深空2号则计划于火星极地登陆者进入大气时与它分离，直接降落并穿入地表进行研究。但整个计划在2000年到达火星时失败。
NASA于2007年8月发射凤凰号，于2008年5月登陆在火星北纬68度的极区。凤凰号登陆器有一支可伸及2.5公尺的机械手臂，并可挖掘土壤1公尺深。它还搭载一座显微镜，解析度达人类头发宽度的千分之一。2008年6月20日确认在2008年6月15日发现的地表白色物质为水冰。2008年11月10日进入冬季而无法继续联系凤凰号，任务结束。
2001年NASA发射了2001火星奥德赛号，任务成功进行并延续到2010年9月。船上的伽玛射线光谱仪于地表下一公尺内侦测到大量的氢，也就是大量的水分子。
2003年欧洲太空总署发射了火星快车号，包括轨道卫星和登陆器——小猎犬2号，而小猎犬2号于2004年2月降落时失败。2004年船上的行星傅立叶光谱仪于大气中侦测到甲烷。2006年6月ESA宣布火星快车号发现极光。
2003年NASA发射了两台相同的火星探测漫游者——精神号（MER-A）和机会号（MER-B）。两台皆于2004年1月成功登陆并工作超过预定时间。传回的资料中最有价值的大概是两地过去有水的确实证据。尘卷风和风暴偶尔清除了太阳能板上的沙尘，使它们能以超过预定任务时间继续工作。
2005年8月NASA发射了火星勘察卫星，于2006年3月进入火星轨道展开为期2年的工作。它搭载更进步的通讯系统，带宽比之前任务总和还宽，且传回的资料远多于过去任务的总和。拥有解析度高达0.3公尺的相机——HiRISE，拍摄地表和天气以寻找未来任务的适合登陆地点。2008年2月19日拍摄到北极冠边缘的一系列雪崩影像。
2007年2月25日，探测彗星的罗塞塔号近距离飞掠火星并拍照，有拍到很高的云。
2009年2月17日，黎明号飞掠火星以重力助推前往目的地灶神星和谷神星，并在接近火星时拍了照。
中俄合作的火卫一-土壤号于2011年升空，将会送回火卫一土壤样本。而该探测器还将搭载一颗重110公斤的火星探测器，也就中国第一艘无人驾驶火星探测船萤火一号（YH-1），预计乘坐俄罗斯的联盟号运载火箭升空，航程大约10个月。萤火一号主要研究火星的电离层及周围空间环境，火星磁场等。该探测器发射到近地轨道后，因为与地面失去联系变轨失败，探测器的碎片于莫斯科时间2012年1月15日坠落在太平洋海域。
继凤凰号之后，NASA于2011年的发射的火星科学实验室（好奇号），在2012年8月6日05:31UTC成功登陆火星的盖尔撞击坑。它和火星探测漫游者一样是火星车，但比火星探测漫游者更大、速度更快，而且设备更完善。它搭载激光化学检测仪，可在13公尺外分析岩石组成。比起之前其它火星任务，它携带了更多先进科学仪器。本次任务的总成本达到了25亿美元，是历来最贵的火星探测任务。
2008年9月15日NASA发表了MAVEN任务，预计2013年以各种机器研究火星大气。
芬兰、俄罗斯的合作计划MetNet包括数十个登陆器组成观测网，以研究火星的大气结构、物理和天气。这任务的前导任务将会于2011年先发射一至数个登陆器，有可能是和火卫一-土壤号并在一起发射。往后的发射会持续到2019年。
2016年ESA计划发射第一台火星车——ExoMars，它可挖掘两公尺深以寻找有机物甚至火星生命。
2004年美国总统布什宣布载人火星任务为太空探索展望中的长期目标。NASA和洛克希德·马丁已开始研究猎户座太空船，计划于2020年以前送人类到月球，作为人类登陆火星的准备。2007年9月28日，NASA执行长麦可·D·格里芬声明NASA预计于2037年以前送人类到火星。
ESA希望于2030至2035年间送人类上火星。但在这之前还有其他探测任务，包括ExoMars和火星样本取回任务。
直达火星是罗伯·祖宾——火星学会的创始人和主席——提出的极低成本载人火星任务，使用重载的农神五号级火箭，如战神五号或太空探索技术公司（SpaceX）的猎鹰九号，省略轨道组装、低地轨道会合和月球燃料补给站而直接用小的太空船前往火星。修改后的计划，叫做Mars to Stay ，改成先不送回第一批登陆者，狄恩·尤尼克说明送回一开始的四到六人所花费用比送他们到火星还高，反而可再送二十人。
2007 WD5：2007年11月20日NASA JPL近地天体观测计划发现，一颗直径约50公尺的小行星2007 WD5可能会在2008年1月30日撞击火星，但随着观测资料越多，终把撞击机率降至0.01%，小行星则于1月30日掠过火星。

火星生命
2000年，美国科学家在南极洲发现了一块火星陨石。这是一块碳酸盐陨石，后被编号为ALH84001。美国国家航空航天局声称在这块陨石上发现了一些类似微体化石的结构，有人认为这可能是火星生命存在的证据，但也有人认为这只是自然生成的矿物晶体。直到2004年，争论的双方仍然没有任何一方占据上风。
有证据显示火星曾比现在更适合生命存在，但生命在火星上到底是否真正存在过还没有确切的结论。某些研究者认为源自火星的ALH84001陨石有过去生命活动的证据，但这个看法至今尚未得到公认。另有反对的观点认为，自几十亿年前产生以来，该陨石从未长期处于液态水存在的温度下，因而不会曾有生命活动。
海盗号曾做实验检测火星土壤中可能存在的微生物。实验只分析了海盗号着陆点处的土壤并给出了阳性的结果，但随后即被许多科学家所否定，而这一结果也仍就处在争议之中。现存生物活动也是火星大气中存在微量甲烷的解释之一，但亦有其它与生命无关的解释。
人类若对外星殖民，由于火星的适宜条件（同其他行星相比，火星最像地球，而且距离相对较近），它将是人类的首选地点。
2018年6月6日，美国太空总署宣布，好奇号探测车在火星的古老湖床的岩石里，发现有机物质。这可能对寻找生命给出重要线索。

相关文化及网络用语
中国古人认为火星在位置及亮度上都常变不定，故称为“荧惑”，在星占学上象征残、疾、丧、饥、兵等恶象。“荧惑守心”是火星留守在心宿（天蝎座）的天文现象，心宿主要有三颗星，中间这颗最亮，代表皇帝，旁边的两颗代表太子、庶子。荧惑守心是很罕见的天象，被认为最不祥，可能出现两种结果一是皇帝驾崩，或是宰相下台。西汉成帝绥和二年（前7年），天文台观测到了荧惑守心，宰相翟方进被汉成帝赐了毒酒自杀。翟方进死没几天，汉成帝突然暴毙（《汉书》记载：“绥和二年春，荧惑守心。二月乙丑，丞相翟方进欲塞灾异自杀，三月丙戌，宫车晏驾。”），王莽后来称帝，翟方进之子翟义起兵反王莽。
台湾国立清华大学黄一农教授在他的专书《名家专题精讲系列—社会天文学史十讲》内的其中一篇文章《中国星占学上最凶的天象──“荧惑守心”》提到，现在以电脑推算发现当年并未发生此天象，中国史籍中记载荧惑守心共二十三次，但有十七次是伪造的。中国历史上实际发生过的荧惑守心则共有三十八次，且在中国史籍多无记录<ref>黄一农：《中国星占学上最凶的天象：“荧惑守心”》。
关于火星的神话传说有：

 阿瑞斯，希腊战神

 玛尔斯，罗马战神

 内尔伽勒，巴比伦神祇

 提尔，北欧神话中的战神

 火星 (妖怪)，中国神话中的妖怪，记载于《搜神记》

火星人又是一个网络名词，一则指个性讲究中不断泛滥，衍生出的社会现象，另指在中国论坛中，火星被用来形容陈旧的信息，火星人指把大家都已经知道的消息拿来当新闻说的人。

参见

 太阳系探索时间线

 大流士火星历

 蓝莓石

 火星科幻

 火星三部曲

 外星人

 火星人

 火星殖民

 火星生命

 载人火星任务

 火星侦察兵计划

 火星勘测轨道飞行器

 太阳系探测器列表

 太阳系探索时间线

 火星人造物体列表

 火星探测任务列表

 太空生物学

 行星适居性

 天体物理学

 德雷克方程序

 外星生命

 费米悖论

 生命起源

 曙光任务

 地球殊异假说

 太空移民

 地球化

 超级适居行星

第一次接触（人类学）

搜寻地外文明计划

人类中心主义

外星生物创造论


本地静止标准

本地静止标准（ local standard of rest ），在研究象星系这样巨大的恒星系统的运动状态时，首先要建立一个基本参考系，或者叫作基本静止标准。为此，必须固定时间t，并固定基本静止标准中的一点(x、y、z)。然后，取一个相对于整个恒星系统而言足够小的空间区域σ，使其包含上述的定点（x、y、z）；同时还要求σ中含有足够多的恒星，以便能够进行统计的讨论。设V0(σ)表示σ中恒星的平均速度（相对于基本静止标准），即σ中恒星的形心速度，当σ的体积趋于零时(对于该恒星系统而言已是无限小，但仍含有足够多的恒星)，V0(σ)趋于一个极限V0，那么它就称为在时刻t，点(x、y、z)的形心速度。以形心速度V0（x、y、z、t）相对于基本静止标准运动的参考系就叫作本地静止标准。在(x、y、z) 附近恒星相对于本地静止标准的速度叫作剩余速度，也称本动速度。形心速度V0(x、y、z、t)确定了一个较差运动场。恒星系统的运动状态可以用较差运动场和剩余速度的分布来描述。


雷达天文方法

雷达天文方法（ method of radar astronomy ），射电天文学的一个分支，主动向天体(或人造天体)发出无线电波，并接收反射的回波，通过对回波的处理和研究以探讨天体的物理和几何结构，这种方法是天文学中观测和实验兼用的手段之一。由于雷达发射功率的限制，雷达天文主要研究太阳系内的现象，例如，流星的空间分布和物理状态，月球和行星（包括小行星）的自转、表面特征和大气结构，日冕、行星际物质和彗星的等离子体运动和结构。此外，还用于精确测定太阳系内天体的距离和位置等。近年来，出现了光波段的激光雷达，对于月球和人造天体的精确定位和测距具有重要的意义（见月球激光测距、人造卫星激光测距）。
雷达天文学创始于二十世纪三十年代，当时研究的是高层大气、流星轨迹和极光。1946年在匈牙利和美国首次接收到月球的雷达回波。这是大气层外天体的第一个回波信号。1961年，在金星离地球最近时，接收到它的雷达回波。自1959年起，美国用这种方法研究日冕。1965年以后，即使金星和水星离地球最远时，也能作到有成效的雷达天文观测。
天文雷达的工作原理与一般雷达基本相同，但是探测目标的距离，前者比后者要远几千倍乃至几百万倍以上。因此，接收回波与发射信号之间有较大的时间延迟，从月球的几秒钟到外行星的几个小时。其次，雷达回波信号强度是和距离的四次方成反比的。用来观测天体的雷达，一般要求有大口径的天线和强功率的发射机。例如，美国阿雷西博天文台的射电望远镜在作为天文雷达使用时就装有口径305米的球面天线和平均峰值功率为150千瓦的发射机（工作波长70厘米）。此外，探测月球、行星和太阳时，在视线方向上，天体的尺寸也比一般地面雷达目标大得多。以月球为例，为了得到整个可见半球的回波能量，发射脉冲宽度的选择必须照顾到电波扫描月面直径所需的时间（11.6毫秒），否则，月球反射的有效面积便要减小。如果考虑到上述天体的自转运动（或天平动），雷达信号从该天体（如行星）的不同部分反射后，由于多普勒效应就会具有不同的无线电频率，从而产生回波的多普勒致宽。天文雷达直接和准确地测定回波延迟，能精确地确定所测天体的距离。它在测定太阳系的尺度上起着重要的作用，大大地提高了天文单位（即日地平均距离）的精确度；根据天文雷达对金星和火星的观测和相应的光学观测资料，得到了1天文单位距离等于149，597，870.5公里，其均方误差为±1.6公里。精确度这样高的天文单位数值，对于计算行星际火箭的精确轨道和有关的天文常数是极其重要的。利用雷达测距的高精确度，就可以发现行星或小行星在轨道上运动的微小变化。这就可以确定其他天体的摄动作用，进而检验广义相对论所预期的微小影响（见广义相对论的天文学验证）。利用雷达测距的高精确度，也可以确定月球和行星同几何球体的差异程度。

测量雷达回波的多普勒致宽，可以计算行星或小行星等天体的自转周期，也可导出轨道面的倾角。如果倾角为零度，且自转轴正好朝向观测者，则多普勒致宽为零。由于公转运动，行星和小行星同地球的相对位置发生变化，因而多普勒致宽也相应地变化。这样，就可从累积的资料中分析出自转的倾角。
雷达测定水星的自转周期是公转周期(88天)的2/3，即59(±3)天，从而否定了长期以来认为水星总是以同一半球面对太阳的看法。同光学望远镜相比较，虽然天文雷达的分辨率要小，但是利用回波延迟-多普勒频移的综合方法，可以分辨出来自月球（或行星）可见半球上各个不同部分的雷达回波信号，从而绘制出月球或行星的表面图。这项技术主要特点是，不管观测目标的距离如何，都可得到同样的精细程度。


开普勒方程

开普勒方程（Kepler’s equation），二体问题运动方程的一个积分。对于椭圆轨道，开普勒方程可以表示为E－esinE＝M，式中E为偏近点角，M为平近点角，都是从椭圆轨道的近日点开始起算，沿逆时针方向为正，E和M都是确定天体在椭圆轨道上的运动和位置的基本量。如果定义天体在轨道上运动的平均角速度为n，天体过近日点的时刻为τ，则对任一给定时刻t，天体从近日点出发所走过的角度就是平近点角M＝n（t－τ）。这样，开普勒方程给出了天体在轨道上运动的位置与时间t的关系。
　　开普勒方程是一个超越方程，很难得出严格的分析解，但是，已经证明这个方程存在唯一解。如果已知某一作椭圆运动的天体的轨道要素，利用二体问题的关系式可以得到任意给定时刻t时的平近点角M，而后采用图解法、数值法或近似迭代法求解开普勒方程得出偏近点角E，再利用二体问题的其他积分而得到t时刻天体在轨道上的坐标和速度。对于抛物线轨道和双曲线轨道也有相应的开普勒方程。


矮星系

矮星系（dwarf galaxy），类似麦哲伦云——银河系的伴星系——的小星系。矮星系和正常星系之间的分界线从来没有明确定义，但矮星系可能只含有几百万颗恒星，而银河系的恒星则有数千亿颗。不要与致密星系相混。


月相

2005年5-6月的月相。
月相（英语：Phases of Moon），是由地球上所观看之月光形态。月球本身不发光，月球直接被太阳照射之部份反射太阳光，才可见发亮，其阴影部分是月球自己之阴暗面。根据天文学，月球环绕地球公转时，地球、月球、太阳之相对位置不断规律地变化，使观测者从不同角度看到月球被太阳照明之部分，造成月相盈亏圆缺之变化。
月相盈亏周期平均是29.53日，历法中之朔望月源于此。

概述
当地球位于月球和太阳之间时，我们可以看到整个被太阳直射的月球部分，这就是满月。当月球位于地球和太阳之间时，我们只能看到月球不被太阳照射的部分，这就是朔；而当首度再见到月球明亮的部分时，称为“新月”。当地月联线和日月联线正好成直角时，我们正好可以看到月球被太阳直射的部分的一半，这就是弦月（半月，因为月球亮部的圆弧如同弓柄，近似直线的黑影边缘如弓箭的弦，故得名）。
月相的更替周期是29.53日，称为一个朔望月，它是历法中历月和星期的来源。这个时间比月球公转的时间（恒星月）要长，因为当月球绕地球公转时，地球也在绕太阳公转，一个朔望月月球大约要绕（360+360*29.53/365.24）=389.11度（公转只绕360度）。所以一恒星月大约为29.53 * 360 / 389.11 = 27.32天。
月相不包括由于地球遮住太阳所造成之月食。月球绕地球公转的轨道面（白道面）与地球绕太阳公转的轨道面（黄道面）之间有5度夹角，因此新月或满月时月地日之间往往并非完全是一条直线。当月地日之间完全是一条直线时就可以观察到日食（新月时）或月食（满月时）。正是由于这5度的倾斜，每月都有朔和满月然而并非每月都有月蚀和日食。
对地球中低纬度区的观察者来说，月球永远是东升西落，北半球月球中天方位偏南，而南半球则偏北；而月升至月落大约都是半日的时间，但若月亮在天空的期间是白昼，则通常很难被注意到。这是因为地球由西向东自转，大多数相对静止的天体从地球观之皆为东升西落，且每日地球上任一点（极地除外）向着和背着该天体的时间都约为地球自转周期（一日）的一半，因此其从东升到西落的时间即为半日。地球自转比月球公转快27倍以上，故姑且可视月球为相对地球静止的星体来考虑。

 在北半球看见的月相，在南半球看见的每一个都会是左右倒置的。
月相的名称
月球在各个阶段的相位，依照下列的顺序皆有特定的名称：(因为月球轨道较接近黄道而非赤道，故下表南北半球的分界严格来说以黄道为分割)
(1)新月（朔月）
在北半球，肉眼完全不可见，因为月球完全在太阳的阴影内（只由地照发光，需要专门观测方可识别 ) 0%
在南半球，肉眼完全不可见，因为月球完全在太阳的阴影内（只由地照发光，需要专门观测方可识别 ) 0%
(2)眉月（娥眉月或蛾眉月）
在北半球，右侧的1–49%可见，早上较后时间到黄昏后
在南半球，左侧的1–49%可见，早上较后时间到黄昏后
(3)上弦月
在北半球，右侧的50%可见，下午和傍晚
在南半球，左侧的50%可见，下午和傍晚
(4) 盈凸月
在北半球，右侧的51–99%可见，下午较后时间和晚上大部分时间
在南半球，左侧的51–99%可见，下午较后时间和晚上大部分时间
(5) 满月（望月）
在北半球，肉眼完全可见 100%，日落到日出（整晚）
在南半球，肉眼完全可见 100%，日落到日出（整晚）
(6) 亏凸月
在北半球，左侧的99–51%可见，晚上大部分时间和清晨
在南半球，右侧的99–51%可见，晚上大部分时间和清晨
(7)下弦月
在北半球，左侧的50%可见，晚上较后时间和早上
在南半球，右侧的50%可见，晚上较后时间和早上
(8)残月
在北半球，左侧的49–1%可见，黎明前到下午早段
在南半球，右侧的49–1%可见，黎明前到下午早段

眉月

上弦月

盈凸月

满月

亏凸月

下弦月

残月

当太阳和月球对齐在地球的同一侧，月球是朔，而月球朝向地球的是未被阳光照亮的一侧。当月球的亮面渐增（从地球看见的明亮表面逐渐增加），月相的变化依序是朔、新月、眉月、上弦月、盈凸月、和望（满月）的相位，然后成为亏凸月、下弦月、残月和晦。虽然眉月较为普通与常见，但眉月和残月的位置是互换的，上弦月和下弦月有时也被称为半月。
值得注意的是，从中文的语源上来说，上弦月是指农历每月“上旬”的弦月，而不是因月相为月亮开口朝上（即假想的弓弦在上）；下弦月是指农历每月“下旬”的弦月，也不是因月亮开口朝下（即弦在下）。实际上，上、下弦月的月相也不一定如此。不过，若在上半夜看到弦月，即可肯定其为上弦月；若在下半夜看到弦月，即可肯定其为下弦月，但这并非其名称典故。
当一个被照亮一半的球体被从不同的角度观看时，可见到的被照明区域是一个被圆和椭圆（椭圆的长轴和圆的直径是一致的）的交集所定义的二度空间（平面）。如果半椭圆相对于半圆是凸出的，则这种形状是凸月（凸起朝外）；如果半椭圆相对于半圆是凹下的，则这种形状是眉月或残月（凹下朝内）。
在北半球，如果月球的左边是黑暗的，则明亮的部份会逐渐增加，同时月球会逐渐凸起（朝向满月接近）。如果月球的右侧是黑暗的，则明亮的部份会逐渐缩减，同时月球会逐渐凹陷（朝向残月接近）。假设观测者是在北半球（面向南方），则月球逐渐增亮的部分永远都是右边的部分。
另外月相除了偏左右之亮面以外，亦有偏上下亮面之变化。上下之变化以越接近赤道(严格来说是黄道)，越为明显。反之越接近南北极，越不会有偏上下之变化。以冬至夏至附近于赤道观测上弦月为例，12:00至18:00月球会亮上半面，18:00至00:00月球会亮下半面，18:00月亮位于观察者头顶正上方，上下左右无法定义。以冬至夏至附近于赤道观测下弦月为例，00:00至06:00月球会亮下半面，06:00至12:00月球会亮上半面，06:00月亮位于观察者头顶正上方，上下左右无法定义。

月历
历月的平均长度是一年的1/12，大约是30.4天左右，而月球相位（朔望月）的循环周期平均是29.53天。因此，月球相位的每个阶段在每个月平均都会持续的提前一天。如果你在一个月的每一天都拍摄月球的相位，从日落后的黄昏开始，然后每天延后约25分钟拍摄，然后在日出之前的凌晨结束，你可以创建出如同图示的2005年5月8日至2005年6月6日的完整月相复合图。但要注意在5月20日没有图像，因为在5月19日晚间的子夜之前拍了一张，而下一张在5月20日晚间的子夜之后，已经是5月21日才拍摄。同样的，如果你观察月历上月球出没的时间，有时候也有某一天会被跳过去（即当天没有月出或月没）。当月亮在升起的时间接近某一天的子夜之前，则下一次再升起时就会在第二天子夜之后而跳过了一天（月没和中天有是相同的状况）。这种跳过一天的现象是人为的历法造成的，并不是月球的行为古怪。


星系团

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

武仙座星系团

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


光学天文学


吸积盘

吸积盘（ accretion disk ），吸积物质在致密天体周围形成的盘状物。对于没有磁场的致密星，或者在远离强磁场的区域，吸积运动主要由致密星的引力场控制。这时，如果吸积物质没有足够的角动量，则入射流是径向的，形成球对称的吸积。
如果吸积物质具有较大的角动量，它们就不会沿径向轨道直接落到致密星上，而是围绕致密星运动，形成一个绕致密星作较差转动的盘状物，称为吸积盘。吸积盘上的物质，受粘滞性的影响，是沿着螺旋轨道向星体表面旋进的。在星体表面附近，物质密度增加很快，并向外释放能量。吸积盘的具体性质取决于致密星的具体情况，以及吸积物质的原始物理特性。目前，有关X射线密近双星的能源机制等问题，多采用吸积盘模型来解释。


发射星云

NGC2359是一个发射星云，位于大犬座，距离地球约15000光年
　　发射星云（汉语拼音：Fa she xin yun；英语：emission nebula），光谱中在很弱的连续背景上有许多发射线的亮星云。发射线主要由氢、氦、氧、硫、氖和铁的原子和离子产生，其中有些是禁线。在发射星云内或近旁总有一颗或一群高温恒星，光谱型属O、B0或B1，在这些星的紫外辐射作用下，星云中的气体被激发而发光。发射星云由气体和尘埃组成，前者估计占星云总质量的99％，后者只有1％。


天体史

天体史（ history of celestial body ），指各类天体的起源和演化的历史。天体的起源是指某个天体在什么时候、从什么形态的物质、以什么方式形成的。天体的演化是指天体形成以后的发展过程。康德于1755年提出的太阳系起源和演化的假说，是第一个科学的天体演化学说。研究表明，地球的年龄不少于46亿年，其他行星和太阳的年龄也都是几十亿年。有些恒星的年龄超过100亿年，也有些恒星的年龄不到100万年。新的天体还在不断地产生，老的天体（白矮星、中子星等）在走向衰亡。天体的起源同地球的起源、生命的起源和人类的起源合称为“四大起源”。天体演化、物质结构和生命起源又是自然科学三大基本理论问题。


星系的演化

星系的演化（ evolution of galaxies ），星系按其形态，分为椭圆星系（E型）、透镜型星系（SO型）、旋涡星系（S型）、棒旋星系（SB型）和不规则星系（I型）。对星系的演化有几种不同的见解。早在二十世纪三十年代，人们就把形态的序列看成是演化的序列，认为星系从球形开始，因自转而变扁，扁平部分形成旋臂，旋臂逐渐松卷以至消失。换句话说，星系是从椭圆星系，经过旋涡星系，最后演化成不规则星系的。另一种看法也认为形态序列是演化序列，但方向相反：从不规则星系，经过旋涡星系到椭圆星系；即从不规则开始，因自转而获得轴对称，最后演化成球状星系。现在知道，椭圆星系和旋涡星系中都有老年星，而且年龄相差不多。此外，质量、扁度等这些量上的差别也表明，星系的形态序列不是演化序列，各种类型星系彼此不能相互转化。第三种见解认为，演化取决于星系的质量和角动量。第四种观点认为，星系的形态结构的不同，决定于形成时的初始条件（密度、速度弥散度、角动量分布、温度、湍流、磁场等）的差别。
目前认为星系演化过程的大致轮廓如下：原始星系云在收缩过程中，出现第一代恒星。在原星系的中心区，收缩快，密度高，恒星形成率也高。由于中心区的激烈弛豫，形成旋涡星系的星系核或形成椭圆星系整体。星系的自转离心力阻止赤道面上的进一步收缩，并造成不同的扁度。气体的随机运动和恒星辐射加热等因素，使得部分气体未聚合为星胚，并因碰撞作用而沉向赤道面，形成旋涡星系和不规则星系。激烈弛豫的结果，使星系从形成之初就已基本定形并保持下来，不再显著变化。在几亿年期间，由原星系形成为年轻星系。在此之后的百亿年中，一般而言，星系的演变十分缓慢。除因邻近的伴星系的潮汐作用等因素造成了物质“桥”、“尾”或“剥去”星系外围物质外，星系结构一般无大变化。
对于椭圆星系而言，可能由于初始密度和初始速度弥散度都较大，恒星形成率一开始就非常高，气体几乎全部用来形成恒星。星系中的恒星是无碰撞的，所以椭圆星系形成后形态基本不变。旋涡星系的第一代恒星诞生率较低，所以有部分气体保留下来。计算表明，不同的初始密度和初始速度弥散度，可以形成核球和星系盘之间大小比例不同的星系，这就可以用来大致解释旋涡星系的Sa、Sb和Sc三种次型。不规则星系的恒星诞生率更低，至今尚有较多气体遗留下来。在规则星系团中，物质密度和速度弥散度都大，成员中椭圆星系多。在不规则星系团中，密度较小，椭圆星系较少。在富星系团中，旋涡星系少，而在富星系团的中心区域，则完全观测不到旋涡星系。旋涡星系主要是场星系或是疏散星系群的成员，正好反映出那里的密度和速度弥散度都低。一般认为透镜型星系是失去了气体的旋涡星系，对这一类星系的演化还没有令人满意的理论。
旋涡星系普遍具有旋涡结构。六十年代发展起来的密度波理论较好地说明了许多旋涡结构的观测事实。也有人认为，旋臂是星系核抛射物质的产物，而较差自转是旋涡结构的成因。旋臂的演化趋向是旋紧还是旋松的问题，至今尚无定论。


日冕周期变化

日冕周期变化（ periodic variation of corona ），日冕的形状同太阳活动周期有关，在相对黑子数极大时，日冕近于圆形；而在黑子数极小时则较扁，赤道区延伸较远，两极区延伸较近，且有羽状物。因此，日冕的形状也与黑子数一样，有11年的变化周期。通过日冕形状与球对称的偏离程度的测量，可粗略得到日冕的周期变化的定量结果。利用任何一个日冕等亮度圈（根据白光、偏振光或单色光拍到的日冕照片，通过光度测量求出离太阳不同距离和不同方位角处的亮度，把亮度相同的各点连接起来的曲线），可定义日冕的扁度ε为

式中 D e为在日面纬度±22.5°和0°的三个 日冕等亮度圈赤道直径的平均值， D p为连接两极以及与之成22.5°的三个 日冕等亮度圈两极直径的平均值。
观测表明，在小于4R嫯（R嫯为太阳半径）的范围内，ε随着同太阳距离R的增加而增大，到大约1.5～2R嫯处达到极大，然后开始减小，到大约4R嫯处就减小到极小，R更大时，F日冕的形状遂变为椭圆的。在离太阳1～2R嫯范围内，ε值的变化可表示为

式中 a和 b为参数。由 ε随 R 变化图得出， a+ b为 K日冕扁度的量度， K 日冕在太阳活动极大时呈圆形，而在极小时则呈椭圆形。


天球坐标系

天球坐标系（汉语拼音：Tianqiu Zuobiao Xi；英语：Celestial Coordinate System），为确定天球上某一点的位置，在天球上建立的球面坐标系。有两个基本要素：①基本平面。由天球上某一选定的大圆所确定。大圆称为基圈，基圈的两个几何极之一作为球面坐标系的极。②主点，又称原点。由天球上某一选定的过坐标系极点的大圆与基圈的交点所确定。
　　天球上一点在此天球坐标系中的位置由两个球面坐标标定：①第一坐标或称经向坐标。作过该点和坐标系极点的大圆，称副圈，从主点到副圈与基圈交点的弧长为经向坐标。②第二坐标或称纬向坐标。从基圈上起沿副圈到该点的大圆弧长为纬向坐标。天球上任何一点的位置都可以由这两个坐标唯一地确定。这样的球面坐标系是正交坐标系。对于不同的基圈和主点，以及经向坐标所采用的不同量度方式，可以引出不同的天球坐标系，常用的有地平坐标系、赤道坐标系、黄道坐标系和银道坐标系等。


真太阳时

真太阳时（ apparent solar time ），按太阳日计量的时间。
根据地球自转，太阳连续两次过同一子午圈的时间间隔，称为太阳日。按太阳日计量的时间，称为真太阳时。
在天球上以周年运动平均速度运行的平太阳连续两次过同一子午圈的时间间隔，称为平太阳日。按平太阳日计量的时间，称为平太阳时。


蝎虎座BL型天体

蝎虎座BL型天体（汉语拼音：Xiehuzuo BL Xing Tianti；英语：BL Lacertae Objects），特殊星系的一类。简称蝎虎天体。因蝎虎座BL而得名。20世纪60年代以前，蝎虎座BL被认为是一颗光变不规则的特殊变星。1968年，证认出蝎虎座BL是射电源VRO42.22.01的光学对应体。性质与蝎虎座BL类似的天体称为蝎虎座BL型天体。其主要特点是：发出强烈的射电、红外和X射线；有猛烈的光度，时标为几小时到几月；连续谱高涨，光谱中没有谱线，或谱线很弱；各波段的辐射都是非热辐射，偏振度很大且有快速变化。对一些有谱线的蝎虎座BL型天体的观测表明，它们都有较大的红移。蝎虎座BL型天体的这些特性说明，它们是银河系以外的天体，是遥远的河外星系。


黄赤交角

黄赤交角，地球绕着太阳作近似圆周的运行。赤道面是一个经过地球赤道的平面，而地球绕太阳运行的平面称为黄道面。黄道面与地球赤道面之间的夹角称为黄赤交角。
　　黄赤交角并非永恒不变。实际上，由于日月岁差、行星岁差和章动等影响，黄赤交角一直在变化，最近每百年大约变小47角秒。

目录

1 含义
2 黄赤交角发生变化的影响

2.1 黄赤交角变大
2.2 黄赤交角变小
2.3 黄赤交角为0°
2.4 黄赤交角为45°
2.5 黄赤交角为90°

3 参考条目

含义
　　黄赤交角是地球公转轨道面（黄道面）与赤道面（天赤道面）的交角，也称为太阳赤纬角或黄赤大距。地球绕太阳公转的黄赤交角为约为23°26'。黄赤交角并不是一直不变的，它一直有着微小的变化，但由于变化太小了，所以人们一般对其忽略不计。
　　黄赤交角的存在,具有重要的天文和地理意义。黄赤交角是地轴进动的成因之一。它还是视太阳日长度周年变化的主要原因。黄赤交角是地球上四季变化和五带区分的根本原因。
　　黄赤交角的存在,使太阳直射点到达的最北界线是23°26′N,即北回归线；最南界线到23°26′S，即南回归线。也就是太阳直射点在23°26′S～23°26′N作周年往返移动。因此地表获得热量随时间和空间发生变化。这样的变化用昼夜长短和正午太阳高度的时间和空间变化来体现，在此基础上形成了四季和五带。四季和五带影响地球上气候、区域特征的形成以及季节的变化,从而对自然地理要素,如地貌、生物、土壤、水文等都产生影响。

黄赤交角发生变化的影响
　　黄赤交角的变化一方面是变大后的影响，还有一种是变小后的影响。黄赤交角变化后的影响，可以从以下几个方面进行考虑:太阳直射点范围的变化、极昼和极夜现象范围的变化、五带的范围变化、正午太阳高度角的年变化、昼夜长短的年变化、季节的变化、气压带和风带的变化。

黄赤交角变大
　　若黄赤交角变大，地轴与黄道平面(公转轨道面)的交角变小，太阳直射点北界北推或南界南推，回归线北进或南进。
　　太阳直射范围的变化:黄赤交角的度数是南北回归线的度数,南北回归线间是地球上太阳直射的范围。假如黄赤交角变大,太阳直射的范围也将扩大。
　　正午太阳高度角的年变化:由于正午太阳高度角的大小取决于距直射点的纬度差的大小,即假设为角a。角a越小,正午太阳高度角越大。由于黄赤交角变大,太阳直射点的移动幅度变大,各地正午太阳高度角的年变化幅度增大。
　　极昼和极夜现象范围的变化:地球上极圈内有极昼和极夜现象。极圈的度数是回归线度数的余角。因此,黄赤交角扩大,极圈的度数减小,极圈到极点的范围扩大,有极夜和极昼现象的范围也扩大。
　　五带的范围变化:热带是指地球上有太阳直射的地方,寒带是指地球上有极夜和极昼现象的地方,温带是指没有太阳直射及极夜和极昼现象的地方。即:回归线和极圈是五带的划分界线。因此黄赤交角扩大,热带和寒带的范围扩大,温带的范围缩小。
　　昼夜长短的年变化:由于太阳光线与晨昏圈垂直,太阳直射点的纬度越高,晨昏圈与地轴的夹角越大,昼夜长短的差值越大。黄赤交角变大后,冬至和夏至时的太阳直射点的纬度变大,各地昼夜长短的年变化幅度增大,冬至日,北半球各地昼更短、夜更长,昼夜长短的差值也更大。因此,各地昼夜长短的年变化幅度增大。
　　季节的变化:由于地球上各地的季节变化主要取决于正午太阳高度和昼夜长短的年际变化。黄赤交角变化,引起正午太阳高度和昼夜长短的年际变化。因此,当黄赤交角变大,地球上各地的季节变化会更明显。
　　气压带和风带的变化:如果黄赤交角变大,太阳直射点北界北推或南界南推,赤道低气压带北移或南移幅度变大,副高及其他气压带风带同样。

黄赤交角变小
　　太阳直射范围的变化:黄赤交角变小,太阳直射的范围将变小。
　　正午太阳高度角的年变化:黄赤交角变小,太阳直射点的移动幅度变小,各地正午太阳高度角的年变化幅度减小。
　　极昼和极夜现象范围的变化:如果黄赤交角减小,极圈的度数增大,极圈到极点的范围减小,有极夜和极昼现象的范围也随之减小。
　　五带的范围变化:黄赤交角减小,热带和寒带的范围也将减小,温带的范围扩大。
　　昼夜长短的年变化:黄赤交角变小,冬至和夏至时的太阳直射点的纬度变小,各地昼夜长短的年变化幅度也随之变小。
　　季节的变化:黄赤交角变化,引起正午太阳高度和昼夜长短的年际变化。因此,当黄赤交角变小,地球上各地的季节变化会不明显。
　　气压带和风带的变化:如果黄交角变小,太阳直射点北界南推或南界北推,赤道低气压带北移或南移幅度变小,副高及其他气压带风带同样。

黄赤交角为0°
　　当黄赤交角为0°时，全年大阳直射赤道,全球各地全年的正午太阳高度角无变化,所以各地无季节冷热变化,全球全年昼夜平分,也无昼夜长短变化,气压带和风带的位置无变化。

黄赤交角为45°
　　如果黄赤交角为45°时,一年中太阳直射点在45°N45°S之间往返移动。45°纬线为回归线。45°N和45°S之间则为热带;当太阳直射点在最北位置45°N,45°S纬线的正午太阳高度为0°;当太阳直射点在最南位置45°S时,45°N纬线的正午太阳高度为0°。45°纬线为发生极昼极夜现象的最低纬度线,即为极圈。所以极昼极夜现象出现在北纬和南纬45°-90°之间的区域,这也是寒带区域。在此情况下,45°纬线既是回归线,也是极圈,这样,只有寒带和热带没有温带。

黄赤交角为90°
　　如果黄赤交角为90°,即地球的赤道面垂直于黄道面。这时地球的地轴指向将有以下几种情况:
　　①假如北极(南极)始终指向某一恒星(太阳除外),则直射点可从北极到南极。
　　②如果是地球极轴与黄道切线始终平衡(赤黄垂直情况之一),则直射赤道。
　　③假设极轴始终指向太阳(赤黄垂直情况之二),则太阳只直射地球的一个极点。
　　假如北极(南极)始终指向某一恒星(太阳除外),这时太阳直射点可从北极到南极,这时地球上五带将消失,全球任何地方都有机会出现极昼夜,可以理解为两个极圈扩大到赤道了,然而太阳又能直射任何纬度,可以理解为热带也扩大到两极,所以五带完全可以说消失了。昼夜交替幅度扩大,因为任何地方都有极昼夜(除赤道特殊,太阳直射两极的时候不知道算极昼还是极夜,可以说整天都是日出或者黄昏)。季节变化更明显,长时间的极昼夜影响了背光面和受光面温度差异非常大,估计大部分生物都会灭亡。
　　环流这个不好说,五带消失了,原来的环流带肯定也消失,至于会成什么样的形态环流,有待想象。

参考条目
　　北回归线
　　南回归线


圆顶室

圆顶室（ astro-dome ），安置光学望远镜的建筑物。传统地被视为地基光学天文台的标示。主要功能是保护室内望远镜和附属仪器不受风尘雨雪侵袭，保持室内外昼夜温差最小。圆顶室通常是圆柱形结构，顶部是可作方位转动的、带有开合天窗的半球状圆壳。采用天穹式球壳是为了结构上的平衡对称、转动时平稳。外墙和圆顶的外层多采用银白色，为了最大限度地反射太阳辐射，缓解圆顶室内的日间增温。有的还将反射天线口径3～5米的毫米波射电望远镜也安置在圆顶室内。

美国帕洛马山天文台5米反射望远镜的圆顶室美国海耳天文台


空气簇射

空气簇射（ air shower ），能量很高的初级宇宙线进入地球大气后，同空气中的原子核连续发生强作用和电磁作用，产生大量次级粒子的现象。能量高于1014电子伏的初级宇宙线可产生数万到上亿个粒子（绝大部分是电子和光子），它们分布在数百米距离内，几乎同时到达地面。这种大范围的空气簇射现象叫做广延空气簇射。粗略地说，落到地面上的空气簇射粒子总数，正比于初级宇宙线的能量。利用空气簇射现象，可以在地面上探测能量极高的初级宇宙线。能量愈高，宇宙线粒子流强愈弱。每平方米面积上，平均一个月才射入一个能量高于1016电子伏的初级宇宙线粒子。但是，利用散布在大范围内的多个探测器组成的阵列来记录空气簇射粒子，可以把观测超高能初级宇宙线粒子的有效面积扩大到一平方公里左右。有关极高能量初级宇宙线的知识（能谱、方向等），就是研究广延空气簇射得到的。对于能量高于1011电子伏的宇宙γ射线，可以在地面观测其空气簇射所产生的切连科夫辐射。目前全世界共有广延空气簇射阵列近三十个，面积最大的在澳大利亚悉尼。


偏振光度计

偏振光度计（ polarization photometer ），测定天体辐射偏振的仪器。1946年昌德拉塞卡从理论上推断，电子散射使早型星的圆面边缘的辐射呈现部分偏振，以后，通过观测发现了星光偏振和星际磁场。天体辐射的偏振大多是很小的，而望远镜光学系统和探测器又都会产生仪器偏振。因此，对偏振计设计的一个基本要求，就是尽量消除仪器偏振的影响。一般是通过观测邻近零偏振的恒星来校准。此外，使镜筒绕光轴转动，也能彻底消除仪器偏振。偏振光度计按接收电路可分成直流和交流两类；按光学设计又可分为单臂和双臂两类。单臂偏振计是在望远镜焦面光阑后面安置一偏光棱镜。星光通过它，落到光电倍增管上，光电流经放大后或被记录或被显示。如要进行椭圆偏振光或圆偏振光的分析，在光路中还应加上1/4波片。双臂偏振计采用的是双折射偏光棱镜，将星光分解成互相垂直的线偏振，分别用两个光电倍增管接收，记录两束光的光流量之比，或它们的和与差，目的是抵消大气闪烁影响。实践表明，对于亮星，双臂偏振计的观测精度比单臂偏振计高一个数量级。


同步加速辐射

同步加速辐射（ synchrotron radiation ），相对论性电子（速度接近光速c的高能电子）在外磁场中沿圆轨道或螺旋轨道运动时所产生的一种辐射。这种辐射最早是在电子同步加速器中发现的，因而得名。这种辐射的特点是：①辐射功率强：假定电子速度是各向同性分布的，则能量为γmec2的电子在磁感应强度为B的磁场中运动时的平均辐射功率为P=1.1×10-15γ2B2β2（尔格/秒）。式中

是以光速 c为单位的电子速度值。在给定磁场中 γ越大，则 辐射越强。
②方向性强： 辐射主要限制在以电子运动方向为轴线的、半张角 的窄小角锥之内， γ越大，角锥越窄小。
③ 辐射具有连续谱：极大频率 。故 γ越大，极大频率 越高。
④显著的偏振特性：对于圆轨道电子， 辐射波为线偏振，电矢量既垂直于外磁场，又垂直于电子运动方向。一般在螺旋轨道运动时， 辐射是椭圆偏振的。

同步加速辐射示意图

在天体物理中，同步加速辐射是一种重要的辐射机制。目前普遍认为，很多具有幂律谱形式的、有偏振特性的非热宇宙射电辐射正是这种同步加速辐射，例如射电星系、一般星系和超新星遗迹的射电辐射等。在太阳的射电辐射中也观测到同步加速辐射。此外，在蟹状星云、某些射电星系和类星体中，还观测到可见光和 X射线的同步加速辐射。


疏散星团

疏散星团（open cluster），星团的一类。又称银河星团。疏散星团的外形不规则，成员星数比球状星团少得多，只有几十个到上千个。疏散星团的大小为几秒差距，质量为几十到千倍太阳质量。疏散星团属星族Ⅰ天体，它们分布在银道面附近。根据疏散星团的赫罗图和现代恒星演化理论，可以确定疏散星团的年龄。结果表明，疏散星团的年龄相差很大，有的年轻，有的年老。已发现1000多个疏散星团，其中最著名的如昴星团、毕星团、鬼星团等。


线吸收

线吸收（ line absorption ），天体光谱中吸收线的存在表明，在某些谱线频率上辐射会被吸收，这种局限在谱线频率范围内的吸收称为线吸收。线吸收是由原子在分立能级之间的跃迁产生的。原子从能量为Ei的低能级跃迁到能量为Ek(Ek＞Ei)的高能级时，就要吸收频率为 的光量子( h为普朗克常数)，该频率处的辐射减弱，形成 线 吸收。实际上， 线 吸收并不严格地位于频率 vik处，因为有一系列谱 线致宽机制（见 谱线的形成和致宽）使 线 吸收扩展到 vik附近的一定频率范围内。按照 吸收性质的不同，也可把 线 吸收分为真 吸收和散射（见 恒星大气的吸收和散射）。


镜面材料

镜面材料（ mirror material ），制造光学反射镜面的材料。人们最早是使用镜铜(一种铜锡合金)制造反射镜面。F.W.赫歇耳在1789年建造的一架口径1.22米的望远镜中使用的就是镜铜质的主镜。但镜铜材料重，镜面加工困难，抛光后的反射率不高，也不耐久。自发明用化学镀银和真空镀铝等方法而获得高反射率镀层之后，对镜面材料本身的反射率已无要求。人们就采用抛光性能优良、热膨胀系数较小的玻璃来制造光学镜面。膨胀系数较小（约3×10-6/℃）的硼硅酸玻璃，长期以来是制造大镜面的主要材料。目前直径6米和5米的反射镜就是用这种材料制成的。膨胀系数更小(5×10-7/℃)的熔石英曾被认为是理想的镜面材料，但熔炼很困难，直到1970年前后才制造出数块直径4米的熔石英镜坯。在发现了膨胀系数接近于零的微晶玻璃以后，已改用这种材料制造大型镜面。中国在1978年成功地浇注出直径2.2米的微晶玻璃镜坯。金属虽有较大的膨胀系数，但具有很高的导热率，能较快地和周围环境温度达到平衡，且可采用高效率的切削加工，所以也受到人们的重视。例如，大型红外望远镜中大量使用铝质反射镜；空间探测仪器中则广泛使用强度高而比重小的铍质镜面。一般金属的抛光性能较差，通常需要在表面加镀一层抛光性能好的材料（如化学镀镍层），再进行光学精密加工。


多星等高法

多星等高法（ multistar equal altitude method ），同时测定时间(或天文经度)和天文纬度的方法。这种方法要求记录一组恒星过某一固定等高圈（通常高度为60°或45°）的时刻，故称为多星等高法。多星等高法同时测定时间和纬度的基本公式是：

cosz=sinφsinδ+cosφcosδcos(T+u-α)。

式中α，δ分别为被测恒星的赤经和赤纬；z为等高圈的天顶距；T为恒星过等高圈时的钟面时；u，φ分别为钟差(即地方恒星时与钟面时之差)和纬度。观测一组恒星后，可以用最小二乘法，同时求出钟差u和纬度φ。为了取得最好的解算结果，一组恒星应尽可能均匀地分布在方位角0°～360°的范围内。棱镜等高仪是专为多星等高法设计的仪器，有60°等高仪和45°等高仪两种，前者的应用较为广泛。棱镜等高仪也可以由光学经纬仪加上棱镜等附件构成。目前天文台采用的是超人差棱镜等高仪。这种等高仪增加了对每颗恒星观测的记录次数，使观测精度大为提高。近年来，中国把光电技术应用于多星等高观测，制成了光电等高仪，使时间和纬度的观测精度更加提高。


金牛座T型变星

金牛座T型变星（汉语拼音：jīn niú zuò T xíng biàn xīng），（T Tauri variable stars），一种不规则变星。光变幅度一般为1～3个星等，质量估计为0.3～3.0太阳质量，半径和光度分别在1～5太阳半径和0.6～86太阳光度范围内。晚型恒星光谱加上发射线，从吸收线定出的光谱型为F、G和K型。在赫罗图上金牛T型星分布在靠近主星序，但在主星序之上的一个较宽的区域内。光谱紫区有连续发射，发射线有HⅠ和CaⅡ的允许谱线和氧、硫、铁和钛等的弱禁线。金牛T型星总是跟星云在一起，多数位于星云的边缘，少数埋藏在星云的中央。这类星有很强的红外超。许多金牛T型星光谱中的谱线有蓝移，表明正在向外抛射物质；少数（猎户YY次型）谱线红移，表明在吸积物质，它们十分年轻，仍处于星云物质向里下落阶段。大多数金牛T型星吸积已停止，而转变为抛射物质。金牛T型星总是和星云状物质在一起，拥有过丰富的锂，并且是T星协的主要成员，这些表明它们是非常年轻的恒星，处在通过引力收缩向主序演化的阶段，是主序前变星，在恒星起源和演化的研究中占有重要地位。


开普勒望远镜

开普勒望远镜，1611年，德国天文学家J.开普勒采用凸透镜即正透镜为目镜，这样的望远镜成像在焦平面之后，像是倒像。后人称之为开普勒望远镜。由于这种光学系统的出射光瞳在目镜之外，便于目视观测，因此从17世纪中叶起天文学家普遍采用开普勒望远镜。


高能天体物理学

高能天体物理学（ high energy astrophysics ），研究发生在宇宙天体上的高能现象和高能过程的学科。20世纪60年代人造地球卫星被送上太空以后，对宇宙天体的辐射过程的研究从可见光、射电扩展到X射线、γ射线等高能电磁辐射波段。在高能辐射波段，电磁辐射的波长短到接近或小于一个原子的大小，此时的辐射可像粒子一样深入到物质深层而不再具有光波的反射、折射等波动特性，从而又被称为高能光子。公式E＝hν＝hc/λ描述了这种电磁辐射的波粒二象性，适用于整个电磁波谱上光子的能量E、波长λ和频率ν之间的关系。如一个波长为4 000埃（1埃＝0.1纳米）的蓝光光子的能量为3.1电子伏；一个波长为1埃的X射线光子能量则为12.4千电子伏；而一个波长小于原子核大小（十万分之一埃）的高能γ射线光子，能量可高于1.24千兆电子伏。因此，这里所说的“高能”，首先是指单个光子的能量高，其次是指辐射的总能量比一般恒星、星系的辐射要大的多，如活动星系核、宇宙γ射线暴等。

研究内容
高能天体物理学研究发生在天体上的这些高能光子的产生机理、辐射特征和物理规律。此外，由于这种辐射与其起源处的宇宙线高能带电粒子存在着密切关联，能够到达地球的宇宙线粒子的能量高，其能谱从10千兆电子伏开始直跨10个数量级，因此也把对高能宇宙线粒子的产生和加速机制的研究纳入高能天体物理学的研究范围。

图1　各类电磁辐射可达到的距海平面的高度

与高能天体物理的观测基础相对应的天文学分支又称高能天文学。由于高能辐射的粒子特性，通常必须采用核探测器进行观测；由于地球大气的屏障作用，高能天文观测只能在40千米以上的高空气球、火箭和人造地球卫星上进行（图1）。1962年美国的火箭载探测器首次发现了一个光学亮度很弱而X射线通量很强的天体，名叫天蝎座X–1。这一发现说明，宇宙空间中存在着一类以高能电磁辐射为主的天体或天体现象，而且辐射的总能量之大是太阳一类的恒星或普通星系所无法相比的。天蝎座X–1的发现标志着高能天文学的诞生、全波天文观测时代的开始。在以后的40年中，100余颗高能天文卫星被送上太空，现已观测到能量从1千电子伏直至1 000千兆电子伏以上天体的高能γ光子辐射，发现了上万个宇宙X射线源、数百个宇宙γ射线源（包括X射线脉冲星、类星体等一大批高能天体）、宇宙γ射线暴、X射线暴、双星致密星和黑洞的X射线辐射等一系列的高能辐射现象，带给人们一个全新的宇观世界，高能天文观测本身及其所带动的高能天体物理研究获得了前所没有的迅速发展。
高能光子产生的基本过程　主要分为下述几类：
①高温等离子体热运动产生的热辐射过程。辐射光子的能量可用E＝hν＝kT描述，T为等离子体的温度。在光学厚的情况下表现为黑体辐射，产生千电子伏的低能X射线需要有T接近107K的足够的高温；光学薄的高温等离子体会产生热轫致辐射，温度可更高一些，100千电子伏的X射线要求温度109K，已是极限。
②高能电子与物质或场的相互作用产生X射线、γ射线，对于具有幂律能谱接近E−α（α为一常数）、能量为γm0c2的相对论电子(m0为电子的静止质量，γ为洛伦兹因子，c为光速)，产生的光子能谱也是幂律谱，主要的过程有三种：高能电子在穿过物质时因库仑场作用减速而产生非热轫致辐射，辐射的能量与高能电子的动能有相同的数量级；高能电子在磁场中加速产生同步辐射，辐射有很强的方向性，光子的能量正比于Bγ2（B为磁感应强度），天体环境中磁场强度的跨度很大，因而产生的光子可从射电一直到高能γ波段；高能电子与微波背景、星光等低能光子的逆康普顿散射，一次散射就可使低能光子的能量提高γ2倍。用产生1兆电子伏的γ光子为例，由这三种过程分别需要的电子能量为：轫致辐射γ为2；与2.7K微波背景辐射光子的逆康普顿散射γ为3.3×104；同步辐射γ为1.4×107（B约为1高斯时）。
③高能质子与物质或场的相互作用产生高能γ射线。高能粒子与原子核的核反应过程，可使原子核散裂，或激发而后退激，或生成放射性同位素后再衰变，是核γ射线的主要来源。足够高能的质子与质子或α粒子碰撞，最终会产生π0，一个π0会衰变成2个68兆电子伏的高能γ光子；如果反物质在宇宙中有一分布，高能质子与反质子相遇会湮没产生高能γ光子。

图2　密近双星吸积过程示意图，X射线辐射发生在致密星附近

④正负电子对的单光子、双光子或三光子湮没，或束缚态湮没，会产生511千电子伏γ谱线或连续谱。由于正负电子对往往产生于高能光子和物质的相互作用过程，在物质致密区会因此而产生光子和正负电子的电磁级联过程，从而产生能量较低的非热X射线。

观测研究
观测和研究表明，银河系中最强的X射线辐射来自于包含有一颗致密星和一颗光学主序星的密近双星系统，其中的致密星体积很小、可以是质量为太阳质量三分之一的中子星，或大于三倍太阳质量的黑洞，其强大的引力吸引着光学主星的表面物质和周围气体，形成一个吸积盘。吸积盘物质被黏滞加热至高温等离子体态，在致密星附近产生和发射X射线（图2），所以双星X射线源大多是热辐射天体，光度量级1030焦/秒。而且，由于光学主星的轨道运动，视向的X射线辐射会有轨道周期的掩食效应。另一类X射线强源发生在磁中子星上，具有强磁场的中子星可是密近双星中的致密星，如武仙座X−1；也可是超新星遗迹中的射电脉冲星，如蟹状星云脉冲星。辐射来自极冠处高能电子在强磁场中的同步辐射，视向强度受到中子星的自转周期的调制，这类天体也被称作X射线脉冲星或γ射线脉冲星。蟹状星云脉冲星的33毫秒周期性脉冲辐射一直延续到10千兆电子伏以上，证明这颗中子星极冠处的磁场强度达到了1012高斯。
类星体和活动星系核是银河系外星系尺度上的强X射线发射体，光度范围1036～1040焦/秒，如果用巨型黑洞的吸积模型解释类星体和活动星系核的强大的能量释放现象，由于有较强的穿透率，X射线的发射即可反映其核心深处的作用规律，接近10千电子伏的X射线发射区已在吸积流进入黑洞视界前的最后稳定区。
宇宙γ射线暴是近30年来最有吸引力的一类高能辐射现象，它们的短时标、随机出现的辐射特征很难判定其距离。1997年以来，观测到40多例γ射线暴宿主星系的红移，从而可断定在地球附近观测到的持续时间较长的一类宇宙γ射线暴，起源于银河系外遥远星系内恒星尺度的爆发，对因此而无法解释的巨大能量的释放可用带喷注的火球模型解释。
宇宙中高于100兆电子伏的高能γ射线辐射被认为与早期宇宙演化以及极高能宇宙线（E接近1021电子伏）的传播行为有密切联系。宇宙线与星际氢分子云的相互作用能够解释银河系盘面上很强的弥漫γ射线辐射。逆康普顿散射在许多天体条件下是解释高能γ射线产生的重要机制之一。
能够到达地球附近的宇宙线称做初级宇宙线，宇宙线核子在其产生及传播过程中，不断受到各种磁场，包括星系际和星际磁场的偏转和加速作用，初级宇宙线失去了原来的方向，只有在1018电子伏以上的极高能区才有可能保留下原始的信息。现在比较共识的是“费米加速机制”和银河系的漏箱模型：宇宙线核子起源于恒星演化晚期的超新星爆发；能量低于1015电子伏的初级宇宙线以质子成分为主，主要来自于银河系内；能量高于1015电子伏的质子会从银河系中“漏”出，初级宇宙线中重核的比例增加；高于1018电子伏的极高能宇宙线应该起源于银河系外，能谱在1021电子伏以上应该有截断。

发展方向
高能天体物理和粒子物理、宇宙学有着十分密切的联系，它从研究微观粒子的物理规律出发，研究发生在浩瀚宇宙中的宏观尺度上的种种物理现象，是联系微观世界和宇观世界的最好接合部。21世纪的前30年，高能天体物理研究的重点是：极端条件下的物理，恒星黑洞天体的证认，短时标宇宙γ射线暴，极高能宇宙线的起源，高能γ射线源，高能中微子源，暗物质和暗能量等。


太阳塔

南京大学的太阳塔
太阳塔（ solar tower ），又名塔式太阳望远镜。外形是塔式建筑物，通常高20米以上。塔的顶部一般安置定天镜，将入射的太阳光线垂直向下反射，进入成像光学系统和附属仪器。这种结构是美国海耳在1904年提出的。他在地面20～30米高度处，用小望远镜目视观测，发现太阳像的清晰度比近地面观测有明显提高，表明近地面的上升热气流对成像质量有严重影响。如果将定天镜置于20米以上高度处，并用空心圆塔将向下反射的光路同近地面上升热气流隔开，塔内的空气层次大致是水平的，就可消除上述影响。基于这个理由，美国威尔逊山天文台在1908年首先建造太阳塔，取得良好观测结果。此后，许多国家相继建造。太阳塔通常建为双层结构，内塔顶部支承定天镜，中间安置太阳望远镜成像光学元件，在塔底或地下竖井内设置大型太阳摄谱仪及其他附属仪器，以便对太阳进行多方面观测。外塔顶部支承圆顶和观测室地板，从而减小仪器的振动。现代真空太阳望远镜，有建为塔式结构的，被称为真空太阳塔。


星系

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

大熊座旋涡星系M81（国家天文台BATC组提供）

室女团中心椭圆星系M87（NASA提供）

猎犬座旋涡星系M51（国家天文台BATC组提供）

目录

1 研究简史
2 形态和分类
3 分布
4 运动和质量
5 形成和演化

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

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

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

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

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


相接双星

相接双星（ contact binary ），是一对彼此绕行，绕行一周仅需很短时间，且相距很近的恒星。属于密近双星的一种，根据科帕尔20世纪50年代的分类方法，密近双星被分为不相接双星（两子星都未充满其临界等位面）、半相接双星（只一子星充满其临界等位面）、相接双星（两子星都充满其临界等位面）三种。相接双星又称密接双星。大熊座W型双星绝大多数是密接双星。