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天文学 | 太阳与太阳系 | 反照率 | 反照率（汉语拼音：Fan zhao lv；英语：albedo），表示物体反射光的能力的物理量。常用符号A表示，可定义为反射光与入射光的强度之比，显然A＜1。研究行星的反照率可以提供有关它们表面的化学组成和物理状况等信息，对于小行星、卫星，还可据此来推算它们的大小、形状等。在实际运用中，尚有多种略有差别的反照率，如几何反照率、平面反照率、邦德反照率等。而且，同一物体的A值与测定它的波长有关。九大行星中，水星的A最小（0.06），金星最大（0.76），地球居中（0.39）。 |
天文学 | 天体物理学 | R过程 | r过程（ r-process ），中子快俘获过程，是B2FH理论（见元素合成理论）中提出的一种过程。当有大量中子可供利用时（如超新星爆发）通过核合成制造重元素的过程，简称r过程，r是rapid（快）的缩写。r过程依次发生中子俘获的时标比β衰变要迅速。一般在超新星爆发时会出现很强的中子流。在这种情况下，某些原子核俘获中子的概率高于β衰变概率，生成的核还没有来得及β衰变就又俘获了新的中子，这就形成原子核对中子的快速连续俘获，直到没有更多的中子为原子核所俘时为止。这样生成的原子核往往是不稳定的，它们又可通过连续的β衰变而形成各种富中子同位素才变成稳定核。r过程的关键是，核在来得及通过放出一个电子或其他途径发生衰变之前就俘获了好几个中子。这要求恒星的中心物质密度达到3×1020/厘米3个中子，这就是为什么只有超新星才具有r过程的条件，然而超新星的条件是短暂的。比铋重的所有元素和比铁重的富中子同位素都可由r过程产生。r过程的时标约为10～100秒。描述r过程有三个参数：每个重子的熵、电子所占份额的演化和动力学时标。近10年来理论工作集中于核心坍缩超新星爆发，特别是中微子加热围绕新形成的中子星的大气作为r过程的处所。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 恒星磁场 | 恒星磁场（ stellar magnetic field ），恒星本身和附近空间内存在的磁场。1946年美国人H.W.巴布科克用大望远镜折轴摄谱仪测出，室女座78星的磁场强度约为1 500高斯。这是除太阳外第一次测得的恒星的磁场。现已发现了100多颗磁场强度高达几千乃至几万高斯的恒星（太阳表面普遍磁场的强度仅约1～2高斯，而地球磁场更弱，约为0.5高斯）。
所有恒星按理均应存在磁场，但大多数恒星视亮度太暗，表面场强又太小，很难精确测定。把具有强磁场的恒星称作磁星，并将磁场有变化的叫作磁变星。磁星几乎都是磁变星，且绝大多数是A型特殊星（即Ap型星），不仅磁场常有变化，光谱、视向速度和光度也都有相应的变化。另外，磁星的化学成分也具有某些与一般恒星不同的特征。为了解释这一系列的性质已提出几种磁星模型。比较成熟的斜转子模型认为，磁星的磁场本身是稳定的，但它的磁轴与自转轴的方向不一致，而且表面化学元素的分布也不均匀，因而磁场和光谱就都有周期性的变化。至于强磁场的来源，一般认为是在恒星形成过程中星际物质中的磁场被冻结并保留了下来。对于冻结在等离子体中的磁场，磁场强度与物质密度的2/3次方成正比。白矮星的密度很大(105～107克/厘米3)，它的表面磁场高达105～108高斯。这时不仅其谱线会因塞曼效应而分裂成左旋与右旋两种圆偏振子线，甚至连续光谱也会被分解出左旋与右旋两种圆偏振成分，因而可用来测定磁场的强度。中子星的密度比白矮星高得多，磁场也应该强得多（约达1012高斯），20世纪70年代测得武仙座X–1的硬X射线谱线是走向验证这一理论的重要一步。普通恒星的绝大部分物质都处于高温等离子体状态，它们的物态、运动、结构和演化均与磁场有密切关系。在一般恒星（如太阳）内部，估计磁场高达105～107高斯，强磁场的存在会使恒星产生各种非热辐射，甚至是爆发性的辐射（如宇宙X射线爆发、宇宙γ射线爆发等）。强磁场还会产生不可忽视的磁压力。因此，磁场对恒星的辐射、内部结构及其形成和演化都有巨大影响。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 卫星 | 卫星（英语：satellite），是环绕一颗行星按闭合轨道做周期性运行的天体。如地球的卫星是月球。不过，如果两个天体的质量相当，它们所形成的系统一般称为双行星系统，而不是一颗行星和一颗天然卫星。通常，两个天体的质心都处于行星之内。因此，有天文学家认为冥王星与冥卫一应该归类为单行星，但2005年发现两颗新的冥王星卫星，使问题复杂起来了。
大部分已知的太阳系卫星，其中多数为不规则卫星。水星和金星不具有卫星，而木星和土星则有超过70颗卫星。
太阳系具有代表性的卫星和地球的大小比较
最大的卫星是木卫三，半径2631千米，质量1.49×1023千克，比冥王星大得多；最小的卫星如火卫二仅几千米大。大的卫星通常为球形，小的有不规则形状。多数卫星的轨道是顺行的，但木卫八、木卫九、木卫十一、木卫十二、土卫九、海卫一却是逆行卫星。许多木卫、土卫、天卫的轨道也具有共面、同向、近圆、距行星满足提丢斯-波得定则，常称它们为规则卫星。土卫中还有几颗卫星在同一轨道上并构成正三角形。几乎所有卫星都是同步自转，即自转周期与公转周期相同。空间探测已对许多卫星作了近距考察，发现了木卫一上频繁剧烈的火山活动，木卫二、天卫一、天卫五、海卫一存在会喷发冰块的冰火山；绘制了不少卫星的地形地貌图。绝大多数卫星表面都有众多的环形山或陨星坑。现在确知存在大气的卫星有4颗：土卫六、木卫一、木卫三、海卫一。旅行者2号还发现海卫一有磁场，突破了卫星不可能有磁场的界限。冥卫一则是太阳系中唯一的天然同步卫星，它的自转、公转与冥王星的自转周期都相同——6.3867天。
太阳系卫星
太阳系内的大卫星（直径超过3000公里）包括地球的卫星月球、木星的伽利略卫星木卫一（埃欧）、木卫二（欧罗巴）、木卫三（盖尼米德）、木卫四（卡利斯多）、土星的卫星土卫六（泰坦）、海王星的卫星海卫一（特里同）。更小的卫星参见各个相关行星条目。这里是以直径划分的一个太阳系卫星分类表，其中一列（其他天体）也包括了部分显着的小行星、行星、柯伊伯带天体。
外太阳系卫星的布局
外太阳系各个巨行星各自拥有庞大的卫星家族，其卫星分布有着相似的规律：
内轨规则小卫星：这个区域分布着大量小卫星和行星环，某些组成行星环的大块个体（冰块或石块）有可能升格为卫星。
中间轨道的大中型卫星：所有球形卫星（即较大卫星）都在这一区域。
外轨不规则小卫星：这个区域非常宽阔，各个卫星的轨道不规则，多数逆行轨道，轨道离心率大、轨道倾角大。
多数行星的三个区域井然分开，例外的是土星系，规则小卫星、行星环和球形卫星分布区域相重叠。
参见
木星的卫星
土星的卫星
天王星的卫星
海王星的卫星
天然卫星时间列表
天然卫星的命名
准卫星 |
天文学 | 天体物理学 | 碳氮循环 | 碳氮循环（汉语拼音：Tan Dan Xunhuan；英语：Carbon Nitrogen Cycle），由碳、氮起触媒作用，使4个氢核聚变为1个氦核的链式反应。其过程如下：
12C + 1H →13N +γ
13N → 13C + e+ + ve
13C + 1H→ 14N +γ
14N + 1H→15O +γ
15O→15N + e+ +ve
15N + 1H→12C + 4He式中e+、ve和γ分别是正电子、电子中微子和γ光子。整个过程中，12C并未消耗，只起触媒作用，而N、O等是中间产物，最终结果是4个氢核聚变成1个氦核。这个链式反应释放的能量为25.01兆电子伏。碳氮循环实际上还有另一分支过程。当温度高于1.7×107K时，最后一个反应将由以下循环替代：
15N + 1H→16O +γ
16O + 1H→17 F +γ
17 F→17O + e+ +ve
17O + 1H→14N + 4He。最后结果仍是产生氦核。由于有两个循环，上述的反应也称为碳氮双循环。
当温度很高时，碳氮循环的反应速率比质子-质子反应的高得多。对于大质量、高光度的主序星。碳氮循环是主要的能源。而像太阳这样的低光度主序星，质子-质子反应是主要的能源。 |
天文学 | 天文学 | 总星系 | 总星系（ Metagalaxy ），通常把我们观测所及的宇宙部分称为总星系。也有人认为，总星系是一个比星系更高一级的天体层次，它的尺度可能小于、等于或大于观测所及的宇宙部分。总星系的典型尺度约100亿光年，年龄为100亿年量级。通过星系计数和微波背景辐射测量证明总星系的物质和运动的分布在统计上是均匀和各向同性的，不存在任何特殊的位置和方向。总星系物质含量最多的是氢，其次是氦。从1914年以来，发现星系谱线有系统的红移。如果把它解释为天体退行的结果，那就表示总星系在均匀地膨胀着。总星系的结构和演化，是宇宙学研究的重要对象。有一种观点认为，总星系是2×1010年以前在一次大爆炸中形成的。这种大爆炸宇宙学解释了不少观测事实（元素的丰度、微波背景辐射、红移等）。另一种观点则认为，现今的总星系是由更大的系统坍缩后形成的，但这种观点并不能解释微波背景辐射。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 对日照 | 对日照（汉语拼音：Dui ri zhao；英语：counterglow），背太阳黄道面上空微弱的椭圆形亮斑，范围小时为5°×8°，大时可达10°×20°。它比黄道光更暗弱。虽比周围环境明显地亮些，但任何人为的光亮都足以影响对它的观测，因此直至1856年才被发现。最佳观测期是每年3月和9月，地点应选择低纬度远离城市的高山区域。对日照的成因有多种解释：黄道光的延伸；地球高层大气激发；太阳风作用生成的地球尘尾的反射；多数人倾向于第一种观点。[[Category:太阳] |
天文学 | 恒星与银河系 | 南门二 | 南门二（Rigil Kent），全天第三亮星。即半人马座a，实际由3颗星组成：G2型矮星和K1型矮星（见恒星光谱分类）组成一个轨道周期80年的目视双星系统。离开处还有一颗11等的红矮星，它是半人马座的比邻星，离太阳系最近的恒星，距离仅4.22光年，它是一颗鲸鱼座UV型耀星，光谱型为dM5e。已观测到来自前两颗星的X射线发射，这跟它们的星冕活动有关。 |
天文学 | 天体力学 | 月球火箭运动理论 | 月球火箭运动理论（ theory of the motion of Moon probes ），考察月球及其周围的自然条件。已成为空间科学的一个重要课题。人类于1969年首次登上了这颗地球的天然卫星（见阿波罗月球探测）。月球火箭沿着偏心率接近于1的椭圆或双曲线轨道飞行于地、月之间；有时还可能在月球近旁擦过，这时月球的引力对火箭的运动有巨大影响，甚至可能倒转火箭运行的方向。因此就某些运动特征来说，月球火箭同短周期彗星有相似之处。尽管对短周期彗星运动的研究已有二百多年的历史，但至今尚无较好的分析理论。这样，当前对月球火箭运动的研究主要还是用数值方法，只是在定性研究时才用分析方法。
拉普拉斯在十八世纪末提出了作用范围的概念，从而得到许多关于短周期彗星运动的重要结论。这个概念对于今天研究月球火箭的运动也十分有用。对于地月系统而言，月球的作用范围半径为66，000公里。火箭在此范围内飞行，可以认为只受月球引力的作用，它的轨道是以月心为焦点的圆锥曲线。反之，火箭在作用范围以外飞行，则只受地球的吸引，它的轨道是以地心为焦点的圆锥曲线。叶戈罗夫和希勒利用把火箭轨道分为几段，每段都是圆锥曲线的方法，全面研究了月球火箭的轨道，获得许多重要结果。尽管这些结果只起定性作用，但可给数值方法指明范围，从而减少盲目性和减轻工作量。在月球火箭运动理论中，主要研究的问题是:击中月球的轨道、绕月飞行的轨道、绕地-月飞行的周期轨道、月球卫星的轨道和利用月球引力等。
目录
1 击中月球的轨道
2 绕月球飞行的轨道
3 绕地-月飞行的周期轨道
4 月球卫星的轨道
5 利用月球引力
击中月球的轨道
运用作用范围的概念可求出这种轨道的发射条件。即使不考虑月球的引力，所得结果也不会偏离实际情况太远，而且这种偏离将随着初始速度的增大而迅速减小。谢多夫的研究表明，从节省能量的观点来看，火箭进入轨道时的地心方向与火箭到达月球时的地心方向二者的交角愈大愈好。例如，对于北半球的发射场来说，在发射时月球最好位于南半球的上空。此外，还应使火箭到达月球时能从发射场观测到。因此，火箭的飞行时间应在一天半、两天半或三天半左右。最初几支月球火箭的发射条件正是这样选定的。为了击中月球，火箭的地心轨道可以是椭圆、抛物线和双曲线。但只有椭圆轨道既可以使火箭在到达远地点前从正面击中月球（上升轨道），也可以使火箭在过远地点后绕到月球背面去击中它（下降轨道）；其他两种轨道则只能从正面击中月球。在这三类轨道中，椭圆型轨道的稳定性最差，特别在击中月球背面的那些轨道中，抛物型轨道稳定性最高。为保证沿抛物型轨道运动的火箭能击中月面，初始速度的最大允许误差在数值上约为50米／秒，在方向上约为0.3度。火箭从地球到月面的飞行时间与初速直接有关。飞行时间的缩短，须以增大初速为代价。比较理想的飞行时间是一天半左右，苏联几支月球火箭的飞行时间都是这样。击中月球的轨道是一个典型的边值问题，而经典天体力学中所探讨的几乎全是初值问题，因此，击中月球轨道理论的发展，向天体力学提出许多问题。
绕月球飞行的轨道
这里指的是火箭离开月球区域后能立即返回地球邻近的轨道，火箭通过这种轨道将探测资料发回地面。对于这类轨道，主要研究火箭在月球和地球邻近的运动性质。在月球附近，火箭对月心的速度要比月球抛物线速度（即逃逸速度）大一倍以上，因此，火箭相对于月球的运动总是双曲线型的。火箭的月心轨道按运动方向可分为顺行和逆行两种。逆行轨道绕到月球背面，近月点也在月球背面，故又称绕行轨道；顺行轨道则达不到月球背面，故又称非绕行轨道。绕行轨道的飞行时间较短，一般为5～10天；非绕行轨道的飞行时间较长，约15～20天。希勒对二维情形（轨道在白道面内）的近月点分布进行了研究，他发现在月球运动方向的前、后方各有一个不会有近月点的“禁区”，前方的禁区比后方的大一倍。这就说明：考察月球的两侧要比考察月球的正、背面(尤其是正面)困难。切博塔廖夫以平面圆型限制性三体问题为力学模型研究了绕月飞行的对称轨道。当火箭在月球邻近的空间速度较小时，火箭在月球邻近的飞行方向与在地球邻近的飞行方向相反，轨道在地月联线上有一个交叉点，火箭在这里改变方向。交叉点离月球的距离与火箭在近月点的速度有关：在近月点的速度愈高，交叉点距月球愈远。在这族轨道中，有一条特别有意义的轨道，其近月点在月球背面上空约三万公里处，火箭在这点的空间速度为0，它与月球的相对速度减小到每秒1公里，即月球的轨道速度。沿着这条轨道飞行的火箭将在月球背面飞行两天多，占整个飞行时间的1/5。
绕地-月飞行的周期轨道
通常以平面圆型限制性三体问题为力学模型，探讨绕地-月飞行的(施瓦茨型)对称周期轨道。对考察月球有实际意义的，只是那些近月距和近地距都不大的周期轨道。黄授书的研究表明：周期分别为1/2、2/3、3/4、2/5……6/11个月的14种通约型轨道，它们的近月距小于8万公里，而且近地距又在16万公里以内。与绕月飞行的轨道一样，这种周期轨道亦可分为绕行与非绕行两种；另一方面，周期轨道又可分为逼近周期轨道与非逼近周期轨道两类。那些在第一次回到地球邻近以前就与月球接近的轨道称为逼近周期轨道。绕行的逼近周期轨道只有一族，它们是一些周期很短（几天）的逆行轨道，这些轨道的近月距比近地距小得多，而且它们是不稳定的。非绕行周期轨道比较普遍，周期相当的顺行与逆行轨道组成一对，当近地距缩短至零时，它们一起退化到同一个极限轨道──闭合抛射轨道。
月球并不是沿正圆绕地球运动，所以前面提到的一些轨道在实践中是无法设计的，但月球的实际轨道与正圆偏离不大，火箭的真实轨道与理想的路线相去不远。苏联第三支月球火箭的轨道可以认为是这种轨道的一个实例。日月引力的摄动使火箭的近地点高度不断下降，当火箭与月球接近两次后，在绕地球飞行到第十一圈时进入稠密大气层烧毁。非对称周期轨道比对称周期轨道更稳定，但这类轨道比较难设计。
月球卫星的轨道
从地面上发射的火箭能否被月球俘获而成为它的卫星？对于这个问题至今还没有确切的答案，只有统计意义的结论表明这种可能性为零。另外，根据角动量的分析可以肯定：地面发射的火箭至少不会在第一圈内就被月球俘获而成为它的卫星。这就说明，俘获现象在地-月系中即使存在，可能性也很小，因此只能用人工方法来创造必要的条件；例如从节约能量的角度出发，用顺行上升火箭来实现逆行的月球卫星轨道。
由于月球周围没有稠密大气，月球卫星的运动要比地球卫星简单得多。值得注意的是地球引力对月球卫星的摄动，因为在月球卫星的月面高度仅500公里时，地球摄动就同月球形状摄动相等。因此，地球引力是破坏月球卫星稳定性的主要因素。计算表明，月球周围1万公里的范围是卫星运动的稳定区。另外，逆行卫星轨道的稳定性比顺行轨道要好。
利用月球引力
当火箭在月球邻近飞过时，月球引力的摄动影响很大，甚至能把火箭的运动方向完全倒转过来。利用月球引力的摄动进行轨道设计，是很有意义的。月球引力至少可以起两种作用：①使火箭进入从地面无法直接安排的一些轨道；②作为行星际航行的中途加速器。
研究月球火箭的运动时，常以限制性三体问题（地-月-火箭）或限制性四体问题(地-月-日-火箭)作为简化的力学模型。因此，限制性三体和四体问题的理论研究，对研究月球火箭轨道有较重要的意义，特别是其中的周期解理论、碰撞问题、闭合抛射轨道及俘获理论等，都与月球火箭的运动有直接关系。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 伽利略卫星 | 伽利略卫星（Galilean satellites），G.伽利略1610年发现的4颗木星卫星，也是除月球外最早发现的卫星。但1981年中国学者席泽宗认为，中国古代天文学家甘德早在公元前400～前360年便已发现了木卫三。木卫一上有剧烈的火山活动，表面没有常见的环形山，地貌的年龄几乎不超过1000万年；木卫二表面覆盖着厚约100千米的冰层，显得十分明亮；木卫三是卫星之冠，半径超过水星、冥王星，表面地形复杂，大多地区相当平滑，但也有一些直径100千米以下的环形山和明显的山脊、峡谷，并具有类似地球的断层结构和内部地质活动；木卫四的地壳十分古老，有许多奇特的同心圆环形结构，却见不到任何活动迹象。木卫一、木卫三上还有一定的大气。 |
天文学 | 天文学 | 彗星 | 彗星（comet），太阳系中小天体之一类。彗星是一团冰冻物质和尘埃（也许好几团物质一起运动），当它靠近太阳时成为可见。太阳的热使彗星物质蒸发，在冰核周围形成朦胧的彗发和一条稀薄物质流构成的彗尾。由于太阳风的压力，彗尾总是指向背离太阳的方向。这就是彗星之名的由来，因为希腊语的彗星意为“长发星”。
“脏雪球”模型是1949年弗雷德·惠普尔（Fred Whipple）提出的，已经得到实地造访彗星的无人空间探测器所证实。
彗星被认为起源于太阳系诸行星的轨道之外、大致在到最近恒星距离中点处（离太阳几万个天文单位）的一个球壳或晕之中。彗星可能从太阳系形成以来就已经贮存在这个奥尔特云中了；与之对立的理论则认为，当太阳系穿过巨分子云时，将逮住的“新”彗星补充到奥尔特云中去。奥尔特云可能含有数千亿颗彗星。不时路过的恒星通过引力干扰奥尔特云，将彗星推向太阳，而那里木星和其他巨行星的引力影响则可能将它们捕获到周期较短的轨道上。
有一个由彗星和其他宇宙碎片构成的中间环带，叫做柯伊伯带的，位于冥王星和海王星轨道之外、离太阳约35到1 000天文单位。柯伊伯带大概含彗星1亿颗，其中一些可能是从奥尔特云来的。不管起源如何，带中的彗星终将能够进入太阳系的行星领地。半人马星也许就是不久前被从柯伊伯带中抓过来放到现在轨道上的，但长周期彗星则被认为是从奥尔特云直接掉进来的。
典型彗星的固体核是很小的——如哈雷彗星核大约是15公里长，10公里宽，10公里高——但环绕它的彗发却可能宽阔达到几十万公里，而彗尾则可延伸上亿公里。彗发和彗尾的物质全来自核的蒸发，所以彗星每接近太阳一次，核就变小一些，最后将消失，剩下的只是一群沿轨道运动的尘埃微粒，它们在与地球相遇时引发流星雨。
彗星被随意分为两类——长周期的和短周期的。短周期彗星沿轨道走一圈的时间短于200年，它们基本上都在海王星轨道以内；长周期彗星沿轨道走一圈的时间长于200年（有些需要几百万年），它们可以远远超出行星轨道之外。已知短周期彗星大约有150颗，每年还有新的发现。哈雷彗星是这些定期拜访太阳系内区的客人中最亮的一个，周期是76年；恩克彗星的周期最短，只有3.3年。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 物理双星 | 物理双星，一般指双星。 |
天文学 | 天文学 | 陨石 | 陨石（汉语拼音：Yunshi；英语：Meteorite），穿越地球大气层后陨落到地面的流星体。又称陨星。陨石陨落过程是一种壮观的自然现象，陨石是来自天外之物，自古就引起人们的兴趣。关于这些从天外降落的石块和铁块，公元前2000年前在埃及的纸草书中已有记录。中国约有700多次陨石降落的文字记录，是全世界陨石研究古代陨石的珍贵资料。世界上一些历史悠久的国家中，在古墓葬中发现一些用铁陨石制作的器物，说明古代人已注意收集和利用陨石。但对陨石的真正科学研究，是从1860年左右偏光显微镜等测试技术的实际应用之后才开展起来的。最近20多年来，墨西哥的阿连德碳质球粒陨石雨、中国的吉林陨石雨和南极地区发现收集的5000多块陨石标本，对陨石研究起了很大的促进作用。除月球样品和宇宙尘外，陨石是可供直接研究的主要地球外物质。对陨石的研究分析，可获得大量的宇宙信息。
陨落过程
太阳系中有无 数的大小不等的流星体绕太阳以椭圆轨道运行。由于受其他天体的摄动或各天体间的碰撞会改变流星体的运行轨道，当流星体与地球相遇时，有可能陨落到地面，这就是陨石。
当流星体高速度(约11～72千米／秒)闯入地球大气层时，其前端的空气受到强烈压缩，可使温度骤升至几千度甚至上万度，使其表面物质熔化和气化。由于与大气分子的激烈碰撞而发光形成耀眼的火球，这就是人们所看到的火流星。火球一般出现在135千米至10千米的高空。火球消失后，人们有可能听到隆隆的响声。有的流星体在高空发生爆裂，爆裂后的许多碎块散落地面，这种现象称陨石雨，如1976年发生于中国的吉林陨石雨。陨石体高速与地表冲击碰撞还可形成陨石坑。
陨石的收集
世界各国收集陨石的历史较早，1747年，奥地利维也纳自然历史博物馆收藏了一块陨石，是为科学研究而收藏的最早的陨石。据估计，每年陨落到地球上的陨石约有500次，其中大多数陨落在海洋、江河、湖泊、山岭和荒漠地带，陨落在陆地而被发现和收集的可能只有几次。因此，陨石是稀有的珍贵宇宙标本。陨石大小不等。世界上已发现的最大铁陨石是非洲纳米比亚的霍巴铁陨石，重约60吨，中国的新疆大陨铁重约30吨；最大的石陨石是中国的吉林1号陨石，重1770千克。陨石表面一般都有一层很薄的黑色或深褐色的熔壳。陨石具有各种各样的不规则形状。
20世纪70年代以后，在南极地区发现大量各种类型的陨石，到1980年止，已收集到约5000块。这些陨石在非常清洁的极地条件下保存下来，具有极高的科学价值。世界上的多数陨石标本都收藏在各国的自然历史博物馆、国家博物馆、陨石博物馆、天文馆和地质矿产博物馆或陈列馆中。
陨石通常以陨落地点或发现地点的名称命名。
化学成分和矿物组成
组成陨石的近100种化学元素与组成太阳、地球和月球等太阳系天体的化学元素是一样的。但不同类型陨石的化学成分存在着显著的差异。陨石与地球岩石一样，基本上都是由矿物组成。但由于陨石体长期处于高度真空的宇宙空间环境，未经历地球岩石所受的变质作用和风化作用。因此，陨石矿物种类和共生组合与地球矿物存在明显不同。陨石中矿物约117种，其中约34种在地球岩石中未发现，而地球岩石矿物约有2400种；陨石的主要矿物只有橄榄石、斜方辉石、单斜辉石、铁纹石、镍纹石、陨硫铁、斜长石和层状硅酸盐(类蛇纹石或类绿泥石) ，种类比地球岩石少得多，地球岩石的主要矿物如石英、角闪石、钾长石、黑云母和白云母等在陨石中很少见或未发现；陨石中很少见到氢氧化物和Fe+3的化合物。
陨石分类
1863年，N.S.马斯基林把铁镍金属和硅酸盐含量大致相等的陨石作为一个陨石大类，称石铁陨石，为陨石分类奠定了基础。现代通常按陨石的矿物组成、化学成分和结构构造，划分为石陨石、铁陨石和石铁陨石3大类。而以石陨石最为常见，约占92％。石陨石又可分为球粒陨石和无球粒陨石。球粒陨石约占全部收集到的陨石的84％。铁陨石主要依据镍、镓、锗和铱的含量及陨石构造特征分为13个化学群。石铁陨石可分为橄榄陨铁、中铁陨石、古铜鳞英铁陨石和橄榄古铜铁陨石。
陨石中的有机质
由于陨石在陨落过程中和降落到地面后，可能受到地球有机物的污染，这给证认陨石中有机质的来源带来很大困难。在20世纪70年代以后，用有机质谱法分析了新陨落的碳质球粒陨石后，才证实了陨石中有机质的地外成因。已发现陨石中的有机化合物有氨基酸、卟啉、烷烃、芳香烃、嘌呤和嘧啶等。研究分析认为，这些有机化合物主要是原始星云凝集的晚期形成的，不是地外生命遗迹，而是非生物成因的前生物物质。这表明，地球形成时，这些与生命起源有关的有机物就混杂在地球内。但它们在地球漫长复杂的地质过程中的演化历史还不清楚。因此，对陨石等地外有机物的研究，将有可能揭示自然界有机物的形成及演化发展过程，为探索生命起源提供重要依据和线索。 |
天文学 | 天体物理学 | 尤卡过程 | 尤卡过程（ URCA process ），产生中微子的一种过程。由两步组成：第一步是原子核的β衰变（Z，A）→（Z＋1，A）＋e-＋ῡe；第二步是反β过程e-+（Z＋1，A）→（Z，A）+ve。式中(Z，A)表示质子数为Z，核子数为A的原子核；e-为电子；ve为电子中微子；ῡe为反电子中微子。这两个过程的总效果是，使体系的能量（电子的动能）转化为一对正反中微子的能量而被带走。这个过程首先由伽莫夫－舍恩贝格研究并命名。在星体环境中，这个过程在高温度、低密度的区域内比较重要。但是，和其他几种中微子损耗（见电子对湮没中微子过程、光生中微子过程和等离子体激元衰变中微子过程）相比较，它的能量损耗率低得多。这是因为在尤卡过程中中微子带走的能量是来源于电子的热运动动能。在几十亿度以下的星体温度范围内，这个能量损耗机制不会有显著的作用。尤卡过程也可以在原子核的激发态间进行，这叫作光β过程。
在中子星中还存在下列的辐射中微子的过程:n＋n→n＋p＋e-＋ῡe，e-＋n＋p→n＋n＋ve，或者π-＋n→n＋e-＋ῡe，e-＋n→n＋π-＋ve。式中n为中子；p为质子；π-为荷电π介子。这类过程和尤卡过程很相像，称为广义尤卡过程。广义尤卡过程对中子星的冷却有重要作用。 |
天文学 | 光学天文学 | 多镜面望远镜 | 多镜面望远镜(汉语拼音：Duo jing mian wang yuan jing；英语：multiple mirror telescope），由多块分立镜面组成的新型天文望远镜。它避免了制造巨大单镜面望远镜的众多困难，并可大幅度降低制造费用。世界上已建成3台。最早的是美国史密松天文台于 1979年启用的一台，它由6块口径1.8米的反射镜组成，它们绕中心排成正六边形，通过光束合成器使其效果相当于一架口径 4.5米的大望远镜。第二台完成于1981年10月，安装在英国普林斯顿综合技术大学天文台，它由7块口径0.4米的反射镜排成正六边形（ 其中一块在中心）组成，合成的效果与1米镜相当。第三台即是安装于美国夏威夷莫纳比亚山的10米凯克望远镜，它由 36 块口径 1.8米的镜面排成蜂窝状的正六边形，其总重达200吨，并可兼作红外观测。欧洲、加拿大、美国等国家正计划利用这种多镜面新技术来设计、制造合成效果达25米的更大的多镜面望远镜。 |
天文学 | 天体力学 | 小行星环的空隙 | 小行星环的空隙（ gap of asteroid’s ring ），按平均角速度n统计的小行星数目分布不均匀的现象。若用n1表示木星的平均角速度（299.″1/平太阳日），则小行星分布在n1/n为1/2、2/5、1/3时出现空隙；而在n1/n为1/1、3/4、2/3时又出现密集。过去一些人用共振理论解释空隙，但无法解释密集；后来又有人用共振理论解释密集，却又无法解释空隙。
二十世纪六十年代以来，天体力学定性理论有所发展。小行星环中的这些现象可以用周期轨道的存在性和稳定性来进行探讨。从限制性三体问题出发所进行的研究表明，n1/n等于简单分数时，都存在周期轨道。如果周期轨道是稳定的，则在此轨道邻近有可能出现小行星密集；如不稳定，则出现空隙。但稳定性牵涉到的因素很多，如偏心率e、倾角i的大小，近日点方向以及小行星和木星的相对位置等。现已证明：n1/n为1/2、2/5、1/3时，小偏心率的周期轨道不稳定，因而可能出现空隙。n1/n=2/3的希尔达群小行星有23颗，其中21颗因受其位置和近日点方向的影响，处于稳定的周期轨道附近，因而出现密集；其余两颗（第334号和第1256号）的情况就不同，轨道变化很大。n1/n为1/1的脱罗央群小行星的运动也是这样，这群小行星都在平动点L4、L5附近（见平面圆型限制性三体问题），与木星黄经之差为60°左右，它们是稳定的；假如小行星与木星黄经相差180°，则是不稳定的。 |
天文学 | 天体测量学 | 石英钟 | 石英钟（ quartz chronometer ），石英钟是一种计时的器具。提起时钟大家都很熟悉，它是给我们指明时间的一种计时器具。在日常生活中，时钟准到1秒，就已经足够了。但在许多科学研究或工程技术的领域中对钟点的要求就要高得多。石英钟正是根据这种需要而产生的。它的主要部件是一个很稳定的石英振荡器。将石英振荡器所产生的振荡频率取出来。使它带动时钟指示时间这就是石英钟。最好的石英钟，每天的计时能准到十万分之一秒，也就是经过差不多270年才差1秒。但在科学发达的今天，这种石英钟已被比它还要精确得多的其他类型的时钟（比如电波表）所替代。
1929年，出现了石英钟，经过不断改进，精度大为提高，到五十年代初期已完全代替了天文摆钟。目前，高精度石英钟误差已达到几十年不大于一秒。石英钟的核心部件是一个利用石英的压电效应原理制成的晶体振荡源。晶体悬挂在保温的绝热盒内。晶体振荡的频率非常稳定，频率的变化主要取决于温度、气压和电路电压的变化。石英钟的振荡频率多为5.0兆赫和2.5兆赫。用分频电路将很高的振荡频率分为100千赫、1千赫及秒脉冲，最后用同步马达带动钟面或用数字电路推动数字钟面。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 行星轨道要素 | 行星轨道要素，行星运动的开普勒第一定律指出：行星在绕太阳的平面上作椭圆运动；太阳位于椭圆的一个焦点上。因此为了决定行星在任何时刻的位置就需要六个相互独立的量，其中五个决定轨道椭圆的空间位置，一个决定行星在某一特定时刻在轨道上的位置。这六个量称为行星的轨道要素或轨道根数。
习惯上这六个量是按如下方法选取的：
①轨道倾角i它是行星轨道平面与黄道平面的交角。i可以由0°变到180°，它的取法决定于行星运动的方向。如果行星是顺行的（它运动的方向和地球在轨道上运动的方向相同），i便在第一象限内；如果行星是逆行的，i的值便处于90°与180°之间。
②升交点黄经Ω升交点是行星轨道与黄道的交点之一。在这一点上行星由南到北穿过黄道（经过这一点时行星的日心黄道纬度由负变正）。升交点黄经就是从太阳看来春分点Υ方向到升交点方向的角度。
以上两个量决定行星轨道平面在空间的位置。这个平面的位置也可以用别的量来表示，例如轨道极点的黄道（或赤道）坐标。这个极点按右手定则选定，也就是说，它同行星绕日运行的角动量矢量的方向一致。
③近日点角距ω轨道椭圆长轴靠近太阳的端点叫近日点（另一个端点叫远日点）。近日点角距是从升交点到近日点两个向径的夹角（或轨道长径同轨道平面和黄道面的交线所成的角度），它决定椭圆长轴的方向。有时它可由Π=ω+Ω来代替，Π不很确切地被称为近日点黄经。
④轨道的半长径a有时也称为行星与太阳的平均距离。这个量决定行星轨道的大小。它常以地球轨道的半长径作为单位，称为天文单位。
⑤偏心率e是焦点到椭圆中心的距离与椭圆半长径之比，它决定椭圆的形状。如果e=0，轨道就是圆。
行星轨道要素
偏心率e还常常用偏心角φ代替，该角按下式计算：
sinφ=e。
⑥行星经过近日点的时刻ττ可以取为行星任何一次经过近日点.的时刻。它有时还以任一时刻t的平近点角M=n(t-τ)代替。n是行星的平均运动，n=2π/T，T是行星运动的周期，它不是轨道要素，而根据开普勒第三定律由半长径a惟一确定。当长度单位取为天文单位，时间单位取为年的时候，T≈a3/2。更精确些的表示是：
其中 m ⊙为太阳质量， m ⊕为地球质量， m为行星质量。
由于摄动（其他行星引力的影响），各行星的轨道要素在缓慢地发生变化（见摄动理论）。上表列出历元为1980年12月27.0日的行星轨道要素。其中水星、金星、地球和火星列出的是平均轨道要素，其他五个行星列出的是吻切轨道要素。吻切轨道是一种瞬时轨道，它相当于行星在该时刻开始只在太阳引力的影响下运动（而不再受其他行星的摄动）所能具有的轨道。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 土星卫星 | 土星卫星（汉语拼音：Tuxing Weixing；英语：Saturn，Satellites Of），太阳系中最庞大的卫星系统。较确定的已有22颗，其中18颗资料较可靠（见表），此外还有37颗候选天体有待证认最外的土卫九是逆行卫星；从土卫十到土卫七有8颗属规则卫星。最大的土卫六仅次于木卫三，是最早发现有大气的卫星，其大气密度为地球大气的5倍，主要成分是氮和甲烷，其表面是粘稠状的碳氢化合物，一度是人们寻找地外生命的希望，但空间探测已予以否定。土卫系统中还有几颗卫星同轨的奇特现象，如土卫十三、十四就分别在土卫三前后各60度处，构成了两个正三角形；而土卫十、十一有时会靠得很近，还有几颗卫星位于环内，这也是造成土星光环结构复杂多变的原因之一。
表：土星卫星（按与土星距离排列） |
天文学 | 星系与宇宙学 | 勒梅特宇宙模型 | 勒梅特宇宙模型（ Lemaître model ），膨胀宇宙的一种模型。1927年，比利时天文学家G.勒梅特把弗里德曼度规作为一个宇宙模型进行研究，得出了宇宙膨胀的概念。通常把宇宙学常数为零的均匀各向同性宇宙模型叫作弗里德曼宇宙，而将宇宙学常数不为零的宇宙称为勒梅特宇宙。勒梅特宇宙中空间可能具有正曲率但会永远膨胀。这个模型的特点是存在一个宇宙尺度因子几乎不随时间变化的所谓滑行时期。这一时期之前，物质产生的吸引超过宇宙学常数产生的排斥，宇宙呈减速膨胀。这一时期中宇宙呈准静态。这一时期之后，后者反超前者，宇宙膨胀变为加速。20世纪90年代以后，有证据表明空间平坦但宇宙学常数不为零的宇宙模型更与天文观测相符。 |
天文学 | 天体力学 | 中间轨道 | 中间轨道（汉语拼音：Zhongjian Guidao；英语：Intermediate orbit），一种假想的比较接近于天体真实运动的轨道。在天体力学中最简单的近似轨道是按照二体问题模型解出的圆锥曲线轨道，但它与天体的真实轨道相差甚远，而要得到天体真实轨道的精确解是十分困难的，往往只能在二体问题的基础上附加各种摄动因素采用逐步逼近的方法得到满足一定精度要求的近似解，这种逐次近似过程是非常繁复的。为此，不少天体力学家提出了中间轨道的设想，也就是去寻找一种比二体问题解得的圆锥曲线轨道更接近于真实轨道的近似轨道，以它代替圆锥曲线轨道作为求解真实轨道的基础，这样就可以使近似解的精度提高。根据这个原理，寻找中间轨道必须具备两个条件：一是中间轨道内必须包含某些摄动因素，比二体问题的解精度高；二是要使以中间轨道为近似基础来进一步求解天体的真实运动解是一个比较简化的可积过程。显然，要满足这两个条件是很苛刻的，寻求理想的中间轨道十分困难，尚未找到恰当方法，只对某些特殊情况下的天体运动找出了可行的中间轨道。 |
天文学 | 天文学 | 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。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 星系盘 | 星系盘（ disk of galaxy ），规则星系中具有盘状结构的组成部分。规则星系的最常见的形态是一个盘加一个中心核球。这种类型的星系（旋涡星系和棒旋星系）的典型星系盘，直径为104～105光年，厚度则为103光年，质量约为109～1011太阳质量。星系盘有旋涡或棒状结构，或既有旋涡又有棒状结构。星系盘的旋涡形式大部分是双旋臂的。丹佛于1942年指出，旋臂可以很好地用对数螺旋线方程式表示。根据林家翘等人提出的密度波理论，这种旋臂不是固定的物质臂，而只是一种密度的波动花样。通常，星系盘绕着垂直于它的中心轴线作较差自转，即旋转角速度和离中心的距离有关。这种关系可以用布兰特公式表示:ω(r)=A/(1+B3r3)1/2，其中ω是角速度，r是到星系中心的距离，A、B是参数。研究表明，星系盘的较差自转，对形成和维持盘的准稳结构起着很大的作用。星系盘中的恒星主要是星族Ⅰ恒星，多半是属于主星序的年轻恒星(见赫罗图)。盘中还有大量的气体、暗星云和尘埃，亮度随离中心距离增加而减小。大尺度的扁星系盘，具有巨大的角动量，它的典型值为1074克·厘米2/秒。星系盘的形成以及它的角动量的来源是一个重要的研究课题。 |
天文学 | 天体物理学 | 光线偏转 | 光线偏转（ deflection of light ），广义相对论认为，可见光或其他波段的电磁波穿过引力场时，会沿着弯曲空间中的测地线前进。因此，当一束光线经过大质量物体周围附近后，光线将偏向物体，这种现象称为光线偏转。其偏转角：
式中 M为物体质量， R为 光线离开大质量物体中心的最近距离。计算表明，当遥远的恒星发出的 光线擦过太阳的边缘达到地球时，太阳引力场将使得恒星的 光线 偏转 1 . ″75。在日全食时，拍摄太阳周围天空中一组恒星的位置，再在日全食发生以后(或以前)半年，按照同样的高度和方位角拍摄同一组恒星。在两张底片上选取均匀分布的恒星为定位标准，比较擦过太阳边缘的同一颗星的位置变化，可验证爱因斯坦广义相对论的这一预言。还可以利用 甚长基线干涉仪测量 类星体发出的射电波被太阳引力场 偏转的数值，其精确度超过了光学观测。最近的测量结果表明，准确度已达到广义相对论预言值的1.007±0.009。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 极光 | 极光（汉语拼音：jí guāng），（aurora），出现于高磁纬地区上空绚丽多彩的发光现象 。由来自地球磁层或太阳的高能带电粒子流使高层大气分子或原子激发(或电离)而产生。由于地磁场的作用，这些高能粒子转向极区，故极光常见于高磁纬地区。在北半球观察到的极光称北极光，南半球观察到的极光称南极光。极光发生于70～1000千米的高度范围，在背阳侧极光主要发生在 100～150千米的高空 ；在向阳侧主要发生在 200～450 千 米的高空。极光景色壮观，绚丽多姿，形态多样，如均匀光弧、射线式光柱 、射线式光弧光带、帘幕状极光、极光冕等。极光按观测的电磁波波段分为光学极光和无线电极光；按激发粒子类型可分为电子极光和质子极光；按发生区域可分为极光带极光、极盖极光和中纬极光红弧。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 椭圆星系 | 椭圆星系（elliptical galaxy），看起来像天空中一个椭圆或圆形光斑、周围没有恒星盘迹象的星系。以前以为它们的外形像美国橄榄球，但对这些星系中恒星轨道速率的研究（利用光谱学和多普勒效应）证明，椭球（三维椭球）的全部三个轴一般都有不同的长度。 椭圆星系主要由年老的红色恒星组成；虽然这些恒星之间确实有不少尘埃和气体，但在这些星系中今天已很少看到活跃的恒星形成迹象。由于这，椭圆星系曾被认为是最年老的星系，而且从宇宙生命早期以来就基本上没有变化；但是较新的研究表明，许多椭圆星系（也许所有大椭圆星系）是旋涡星系相互碰撞、合并而成的（见星系形成和演化）。星暴星系大概正处在这一过程之中。
椭圆星系的质量范围从矮椭圆星系的大约100万太阳质量（与我们银河系的球状星团相似）到巨椭圆星系（已知最大的星系）的多达10^12太阳质量。考虑到很多矮椭圆星系因距离远而无法看见，椭圆星系占全部星系的大约60％。椭圆星系是星系团的最普通成员，而且富星系团的中心位置通常是一个占引力支配地位的大质量椭圆星系。最强的射电源都与大椭圆星系相联系，这表明在它们的核心部位可能隐藏了黑洞。 |
天文学 | 光学天文学 | 牛顿望远镜 | 牛顿望远镜
牛顿望远镜，是英国天文学家艾萨克·牛顿（1643-1727）发明的反射望远镜，主镜使用球面镜，第二反射镜是平面的对角反射镜。
牛顿式设计的优点
与其他形式望远镜比较，无论口径大小，在品质相当的情况下，牛顿式总是比较便宜。
由于光线无须穿透物镜（他只从镜子的表面反射），所以不需要特别的玻璃，材料只需要能掌握住正确的形状。
因为只需要处理一个表面（折射镜通常需要处理四个表面），因此非常适合非专业人士自制属于个人的样式。业余天文学家自制的杜布森望远镜多属此型望远镜。
短的焦比可以更容易的获得较大的视野。
长焦距的牛顿式望远镜可以获得卓越的行星外观。
没有凸透镜造成的色差。
目镜的位置在望远镜统前端，与短焦比结合可以使用短而紧凑的架台系统，减少费用和增加便利性。
牛顿的第一架六吋镜复制品
牛顿式设计的缺点
容易产生彗形像差，造成影样偏离轴心扩散的变形现象。这种扩散在光轴上为零，随着镜子的视域呈线性的增加，也与焦距除以口径的商（焦比）的平方反比来扩散。彗形像差的型式通常是 3θ/16F ² ，此处的θ是轴到图像的角度，F是焦比。通常在焦比大于f/6的系统，彗形像差已经可以忽略掉，不会影响目视或摄影的结果。焦比小于f/4的系统，虽然不能忽视彗形像差，但可以借由广视野和低倍率成像来避免。商业用的透镜也可以用在修正牛顿主镜的彗形像差上，让影像恢复原有的明锐。
第二反射镜在光路的中间，会遮蔽掉部分的光线，支撑结构还会造成绕射形成所谓的蜘蛛网，并且降低对比。使用二或三支脚的支撑可以减少视觉上的蜘蛛网。减少绕射的肩峰值强度更可以以四的因次有效的增强对比，但圆形的蜘蛛网通常是因支撑不稳，而由风造成摆动形成的惩罚。虽然四只脚的支撑能比三只脚更有效的消除蜘蛛网，但三支脚造成的蜘蛛网会给人一种审美上的良好观感。
可携式牛顿式的校准是个问题。主镜和次镜的准直性会因为运输和操作时的震动而偏离，这意味着望远镜可能在每次使用前都需要校准。其他型式的设计，像折光镜和折反射镜（尤其是马克苏托夫盖塞格林式），准直性都已经固定住了。
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天文学 | 光学天文学 | 像增强器 | 像增强器（ image intensifier ），微光探测器的一种，又名像管，由安装在高真空管壳内的光电阴极、电子透镜（有静电聚焦和磁聚焦两种）和荧光屏三部分组成。它的工作原理是将投射在光阴极上的光学图像转变成电子像，电子透镜将电子像聚焦并加速投射到荧光屏上产生增强的像，然后用照相方法记录下来。单级像增强器亮度增益为50～100倍。几个单级管串接成的多级像增强器，亮度增益可达几千倍至几十万倍。用五级像增强器拍摄昴星团的照片表明，曝光时间为普通照相法的千分之一。单级像管图像分辨率，一般为每毫米80～100线对，多级像管则为每毫米20～50线对。由于普通照相底片在红外光谱区灵敏度极低，采用具有对红外光敏感的光电阴极的像管，可获得巨大增益。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 极盖吸收 | 极盖吸收（ polar cap absorption; PCA ），发生在极盖区电离层D层高度（50～80千米）的一种强烈无线电波吸收。又称 极 盖 吸收事件 。由剧烈太阳粒子事件（太阳质子事件、太阳宇宙射线暴等）引起。探测极盖吸收的主要仪器是宇宙噪声接收机。
决定极盖吸收强度的主要因素是电离层电子密度及其与其他粒子的碰撞频率。与其他的电离层吸收一样，极盖吸收也是由于电磁波通过波粒相互作用将部分能量传给了电离层中的电子。如果电子没有与其他粒子发生碰撞，还会辐射出相同频率的电磁波；但当电子与其他粒子发生非弹性碰撞时，会损失部分能量，并丧失辐射相同频率电磁波的能力，从而造成该波段电磁波的衰减。当太阳粒子事件发生时，由太阳发出的大量高能带电粒子沿着地球磁力线沉降到极盖区和极光带附近的电离层，在电离层D层引起强烈的电离增强，同时电子与中性粒子的碰撞频率又很高，造成了电离层对高频和甚高频波段电磁波的强烈吸收。通常在太阳大耀斑爆发后一个小时内会出现极盖吸收，引起极区高频无线电通信数天甚至1～2周的中断。
极盖吸收强度存在着昼夜变化，相同的太阳粒子沉降通常在白天产生的极盖吸收强度比夜晚高4～8倍，这是由于低层大气复合过程的日夜差异造成的。夜晚，大量的电子与中心分子复合为负离子，使电子密度明显减小；白天，太阳的紫外线辐射使负离子分离出电子恢复了电子密度。
在日出和日落时极盖吸收强度的变化是不对称的，其发生原因有待研究。 |
天文学 | 天文学 | 热辐射和非热辐射 | 热辐射和非热辐射（ thermal radiation and nonthermal radiation ），如果辐射源（等离子体、中性气体云等）处于热动平衡或局部热动平衡状态，即系统内质点（分子、原子、离子、电子等）的能量分布可以用一定温度下的玻耳兹曼分布律表示，则其辐射称为热辐射；反之，如果辐射源中质点远离热动平衡分布，则其辐射称为非热辐射。近年发现的许多新型天体，如类星体、中子星、星际分子射电源、X射线源、γ射线源等，它们的辐射谱形、偏振状态、光变特性等与热辐射有明显区别，因此，非热辐射机制的研究日益受到重视。例如，类星体和射电星系所以能发射有偏振特性的幂律型射电谱，普遍认为是由远离热动平衡分布的相对论性电子在外磁场中的同步加速辐射所造成的。又如强的分子射电谱线，一般认为是来自天体微波激射源放大作用。实现这种辐射机制的条件是“粒子数反转”，要求分子的能级分布远离平衡分布，即处于高能级上的分子数多于低能级上的分子数。对于太阳的Ⅱ型及Ⅲ型射电爆发(见太阳射电爆发)，可用相对论性电子在等离子体中穿行时的切连科夫辐射说明。由这一效应产生的等离子体波，将会部分转化为射电辐射。至于相对论性电子的逆康普顿散射，则是产生γ射线的一种重要的非热辐射机制。 |
天文学 | 天体测量学 | 时间及其计量 | 时间及其计量（ time and its measurement ），时间是物质存在的基本形式之一。可以通过某种选定的物质运动过程来计量时间，把其他一切物质的运动过程与这个选定的过程进行比较，判别和排列事件发生的先后顺序和运动的快慢程度，从而对它们进行观察、分析和研究。通常所说的时间计量，实际上包含既有差别又有联系的两个内容：时间间隔和时刻的测定。时间间隔是指客观物质运动的两个不同状态之间所经过的时间历程。时刻是指客观物质在某一种运动状态的瞬间与时间坐标轴的原点之间的时间间隔。
目录
1 广义的时间计量
2 时间计量工作
3 时间计量单位
4 近况
广义的时间计量
客观物质世界的运动和发展的过程是千差万别的。譬如某些天体的年龄可达100多亿年，而人类有文字记载的历史只有数千年，某些基本粒子的寿命则只有10-24秒。因此从广义来说，按目前人类对客观物质认识的水平，人们是在10-24～1018秒这个广大区间内来计量时间的。对于这样广大的区间，不可能用唯一的物质运动过程来计量时间，必须根据所研究的实际问题，选用不同的时间计量方法。不同的时间计量方法分属于不同的学科分支，有各自的特征。
目前测量天体年龄的方法，是先测定天体的能量损耗速度和质量，再根据质能关系式估算它的寿命。用这种方法可以计量100多亿年之间的时间间隔。
测定地球的年龄、岩石形成的时间和各个地质时期的绝对年龄，普遍采用放射性元素衰变法，这是地质纪年学的研究内容。用放射性元素衰变法可以测定数千年到数十亿年之间的时间间隔，用这种方法估算的地球的年龄大约是46亿年。
研究古生物的生长节律，能推断古生物时代的时间记录，这就是古生物钟。每一块保存较好的化石都可以当作一座时钟，它能告诉我们化石的年龄和古生物生存的地质时代。古生物钟（例如古珊瑚表壁上的环脊）证实了地球自转速率长期减慢的理论，研究这种时间计量方法，属于古生物学的范畴。
日、月、年、世纪的时间计量，属于天文学中的历法范畴。由于地球绕太阳的公转周期和地球自转周期没有公约因子，协调这两种天象（四季和昼夜），就成了历法的研究问题。
在天文学中，通常所说的时间计量并不是指上述广义的时间计量，而是指日以下的时间间隔（105秒）的计量，对于专门的天文台或物理实验室，甚至是指秒以下的时间间隔的计量。同时，还需要确定一个初始历元，作为时间计量的起点。
时间计量工作
人们最早是利用地球自转运动来计量时间的，其基本单位是平太阳日，也就是通常所说的一天。这种以地球自转为基础的时间计量系统称为世界时。一个平太阳日的1/86，400为世界时的一秒。世界时可以通过天文观测来测定，这种工作称为天文测时。天文测时受睛夜的限制，为了随时获得世界时，要用精密的天文时计将天文测时结果记录下来，并根据天文时计的运行规律随时指示外推的世界时，这种工作称为守时。天文台用各种传递手段，如无线电讯号等将准确的世界时发播出去为各种用户服务，这种工作称为时间服务或授时。时间计量工作可以概括为测时、守时和授时三项内容。
时间计量单位
随着科学技术的发展，近二十年来对时间计量单位（秒）作了两次重大的改革。二十世纪以来发现基于地球自转的世界时是不均匀的。根据国际天文学联合会1958年的决议，从1960年起采用历书时来代替世界时。历书时是以地球公转的运动为基础的，历书时的秒规定为1900年1月0日12时正回归年长度的1/31，556，925.9747，历书时的起始历元定在1900年1月0日12时。历书时通常是由观测月球来测定的，观测精度较低，一般只能测到0.1秒的精度，无法满足各种科学技术工作的需要。1967年国际计量委员会决定，以原子时来代替历书时。原子时的秒规定为铯原子基态的两个超精能级之间在零磁场下跃迁辐射9，192，631，770周所持续的时间，起始历元定在1958年1月1日0时。
对时间计量单位(秒)虽然作了上述重大的改革，但是以地球自转为基础的世界时仍然有广泛的用途。为了兼顾对世界时时刻和原子时秒长二者的需要，国际上规定以协调世界时作为标准时间和频率发播的基础。协调世界时的秒长与原子时的秒长一致，在时刻上则要求尽量与世界时接近（规定二者的差值保持在0.9秒以内）。为此，可能在每年的年中或年末，对协调世界时的时刻进行一整秒的调整。
近况
世界时不仅是一种时间计量系统，同时也是对地球自转的直接描述，它是研究地球自转理论的基本数据之一。天文测时的方法和设备在最近几十年中有迅速的发展，所用的仪器有光电中星仪、超人差棱镜等高仪、光电等高仪和照相天顶筒等。目前综合全世界的天文测时资料可以使测定的世界时精度达到0.001秒的水平。近几年出现的甚长基线干涉测量和激光测距等技术，将会使天文测时的精度有成数量级的提高。
近三十年，天文时计也有重大的改革。第二次世界大战后，天文摆钟基本上已为石英钟所淘汰。五十年代以后出现的原子钟，使天文时计发生质变，原子钟不仅是目前最精确的时计（高质量的原子钟每天误差不超过10-9秒），而且是建立原子时的基础。
由于空间科学、大容量数字通讯、远距离无线电导航等工作的发展，对时间同步的要求愈来愈高，促使授时工作不断发展：传递时间频率的无线电讯号所用的波段，从高频、甚低频发展到所有可用的无线电频谱；传递讯号的机构，从专门的授时台发展到远距离无线电导航台、电视台、直播电视卫星、导航卫星、通讯卫星以及微波中继通讯站；所用的讯号方式，从秒脉冲发展到多脉冲和时间编码等。目前，时间同步的精度已从一毫秒提高到几个毫微秒。 |
天文学 | 天文学 | 星族 | 星族（ Stellar Population ），银河系（以及河外星系）内大量天体的某种集合。这些天体在年龄、化学组成、空间分布和运动特性等方面十分接近。银河系所有天体分为晕星族（极端星族Ⅱ）、中介星族Ⅱ、盘星族、中介星族Ⅰ（较老星族）、旋臂星族（极端星族Ⅰ）5个星族。晕星族分布如一个球状的晕，由银河系中最老的天体所组成，包括球状星团、亚矮星和周期长于0.4天的天琴座RR型变星。中介星族Ⅱ的主要代表是高速星以及长周期变星。盘星族包括核球内的恒星、行星状星云和新星，周期短于0.4天的天琴座RR型变星以及“弱线星”（光谱中出现较弱的金属线）。中介星族Ⅰ包括强金属线星和A型星。极端星族Ⅰ集中分布在银道面附近（银面聚度最大），主要为旋臂中的年轻恒星，如O型星、B型星、超巨星，经典造父变星一些银河星团和星际物质等。
各星族的年龄相差很大。晕星族最老（其中球状星团年龄在100亿年以上）；从中介星族Ⅱ、盘星族和中介星族Ⅰ到最年轻的旋臂星族，年龄依次递减。后者的年龄大多为几亿年，甚至有3千万至5千万年或者更短的。
各个星族在化学组成上也有差别。一般较老的星族所含的重元素（天文学中重于氦的元素统称金属）百分比，要比年轻星族的低，又称贫金属。这种差别可用恒星演化过程加以解释。恒星进入晚年期后向外抛射物质，使恒星内部核过程所形成的重元素渗入星际物质中去，以后由这种“加浓”物质形成的恒星，重元素含量就会相应增高。因此，越是年轻的恒星，包含的重元素就越多，即越富金属。
星族Ⅰ和星族Ⅱ的概念是1944年W.巴德提出的，他认为银河系以及其他旋涡星系的恒星可分成两大类，称为“星族Ⅰ”和“星族Ⅱ”。两个星族的差别，明显反映在赫罗图的形状以及最亮恒星的颜色和光度上。对于星族Ⅰ，最亮的恒星是早型白色超巨星；对于星族Ⅱ，最亮的恒星是K型红橙色超巨星。此外，星族Ⅰ和星族Ⅱ在空间分布和运动特性方面也有不同：星族Ⅰ的恒星集中于星系外围旋臂区域内，银面聚度大；星族Ⅱ的恒星则主要集中在星系核心部分，银面聚度小。后来研究表明，把所有的恒星划分为两个星族过于简单。1957年，在梵蒂冈举行的星族讨论会上，将银河系里的恒星划分为5个星族。这种划分方法现已为各国天文学家普遍接受。此外，推测存在比星族Ⅱ更年老的星族Ⅲ，它们可能是大爆炸后不久形成的第一代恒星，几乎完全由氢和氦组成，质量特别巨大，在度过短暂的一生后通过超新星爆发将内部核反应生成的重元素散布到后来形成星系的物质中去。大量的研究表明，星族概念在研究银河系的起源和演化问题上起着重要的作用。它已成为星系天文学和天体演化学的重要内容。 |
天文学 | 光学天文学 | 人眼的探测性能 | 人眼的探测性能（ detective property of human eye ），人眼作为一种辐射探测器有下述性能：眼睛的瞳孔直径随外界亮度在2～8毫米范围内变化。眼睛的视网膜上有圆锥细胞和圆柱细胞。这些细胞内的光化学作用刺激神经，产生视觉。当视场的亮度约等于或大于3尼特──流明/(米2·球面度)──时，圆锥细胞起主要作用，眼睛处于亮适应状态，称为白昼视觉。当视场的亮度约等于或小于3×10-5尼特时，眼睛处于暗适应状态，称为黄昏视觉。从暗适应转到亮适应约需2～3分钟；反之，从亮适应转到完全暗适应需45分钟。人眼只对波长4000～7000埃的辐射产生反应。人眼的分光响应分为白昼视觉分光响应和黄昏视觉分光响应。其分光响应曲线见图。在这两种状态之间，人眼分光响应是连续变化的。由图可知，对于白昼视觉，在波长5550埃处，灵敏度出现了极大值673流明/瓦。对于黄昏视觉，极大分光灵敏所对应的波长为5100埃，其值为1，725流明/瓦。人眼的灵敏度和视线的方向有关，笔直向前看时，其灵敏度最低。
眼睛能反应的最小辐射功率为5×10—17瓦，相当于5～14个光子的作用。眼睛能反应变化于1011量级的辐射，对辐射的反应是非线性的。当入射光子数成正比增加时，人眼的反应按对数律增加。人眼对背景的亮度差别有很强的辨别能力。人眼的分辨本领随不同物体的亮度和反衬而异。在理想的条件下，人眼可以分辨0ḷ.5。在一般照明条件下，眼睛的极限分辨角的平均值在1'左右。 |
天文学 | 天体测量学 | 中星仪 | 中星仪（汉语拼音：Zhongxingyi；英语：Transit instrument），观测恒星过上中天（过观测站子午圈）的一种天体测量仪器。又称子午仪。主要用于精确测定恒星过上中天的时刻，以求得恒星钟的钟差，从而确定世界时、恒星赤经和基本天文点的经度。发明于17世纪，后经不断改进。中星仪由望远镜、目视接触测微器、寻星度盘、挂水准器、太尔各特水准器以及望远镜支座等部分构成。望远镜通常是折轴式的，其水平轴指向东西方向，镜筒可在子午面内旋转，星光经过位于水平轴中央的直角棱镜，反射到水平轴的一端用超人差接触测微器或光电接收器进行记录。中星仪水平轴上挂有一个高灵敏度的挂水准器，以改正水平轴的倾斜。在水平轴的两端各有一段精度极高的圆柱形枢轴，可保证水平轴倾斜误差和方位误差稳定不变。中星仪在一颗星的观测中间进行转轴，以抵消望远镜准直差等误差。利用太尔各特水准器，中星仪也可用于测量纬度或恒星赤纬。激光测卫等新技术已承担了测定世界时的任务，但用于检测铅垂线变化，中星仪的作用仍无可替代。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 猎户座大星云 | 猎户座大星云（M42）
猎户座大星云（Orion nebula），位于猎户座的一个亮星云。在猎户座“宝剑”的中间，有一个亮度为4等的斑点，就是猎户星云，又名M42或NGC1976。它是典型的发射星云，距离460秒差距，直径约5秒差距。该星云的最亮部分十分靠近四边形聚星猎户θ1周围一小群O型和B型星(见恒星光谱分类)，星云中的氢原子被这些高温恒星的紫外辐射电离，然后在复合荧光过程中发出红色光辉。猎户星云的质量估计为102太阳质量量级，最亮部分的原子数密度达104厘米3，温度约8000K。用射电方法探测到该星云及其周围区域的射电辐射，表明它仅是一个巨大的星云中被高温恒星照亮的一小部分。这个大星云伸展到猎户座中很大的天区，估计直径为102秒差距量级，质量为5×104～1×105太阳质量。明亮的猎户星云(有时称为猎户星云)还是一个X射线源(3U0527-05)，在它后面还发现了分子云和红外源。 |
天文学 | 天文学 | 行星际物质 | 行星际物质（汉语拼音：Xingxingji Wuzhi；英语：Interplanetary Medium），充斥于太阳系空间中的微小物质。包括行星际尘埃和行星际气体，广义的还包括行星际磁场、宇宙线和各种电磁辐 射，行星际尘埃除了绕太阳运动的流星体外，还有许多大小在微米到厘米间的尘粒。它们的分布很不均匀，在黄道面附近和地月系统附近较密，密度为10-21～10-23克／厘米3，而在地月系统以外的区域，密度大致以距离的平方律减小。行星际气体主要成分是质子、电子以及氦、碳、氮、氧等元素的核，每立方厘米中约几个。宏观上呈电中性，其来源有太阳风、彗星的蒸发、行星大气的逃逸等。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 北冕座R型变星 | 北冕座R型变星（ R Coronae Borealis variable ），亮度有时突然减弱约1～9个星等的不规则变星。典型星是北冕座R，已确定的和可能的对象约40颗。它们的光变持续时间由几十天到几百天不等，上升缓慢而且间有不规则的或锯齿波式的起伏。两次减光的间隔有的很短，有的则长达十年以上。在这期间还存在为期数十天、变幅半个星等左右的半规则光变。一般认为变光是由恒星自身抛出的含碳特多的气壳冷凝成烟尘使透明度急剧下降造成的。近年来观测到它们有很大的红外色余，更支持了这种看法。因此有人认为，过去因为变光急剧而把它们归属于爆发变星是不恰当的。但也有人认为，如果这种变星是由于爆发性地喷射物质造成挡光而变暗，则仍可归入爆发变星，不过它们与急剧变亮的爆发变星是很不相同的。
北冕座R型变星大多数的光谱型为F～K和R，但也有少量的是O型或B型（见恒星光谱分类）；极大亮度时的绝对星等还很难确定，但似乎是-4～-5等的巨星或超巨星；空间分布属星族I；正常时期的光谱为具有H、K、D及氦3，889等发射线的宽发射线光谱；没有巴耳末发射线和CH的吸收带或发射带，得知其大气中明显缺氢；变暗时也出现各种轻金属和氰化合物的发射线，说明其大气中含有丰富的碳、氦和轻金属。 |
天文学 | 天体力学 | 月球光学天平动 | 月球光学天平动（ optical libration of the Moon ），即几何天平动，又称视天平动，月球天平动的一种。“月球常以同一面对着地球”的说法只是一种不严格的、近似的说法。由于几何方面的原因，地球上的观测者会觉察到月球有上下左右的“摇摆”，因而能看到的月面部分不是整个月面的一半而是整个月面的59％，其中的18％时多时少，时隐时现。月球有三种光学天平动：①纬天平动：月球赤道和白道夹角为6°41′，当月球运行到白道最北点时，可多看到月球南极的6°41′的区域；同样在白道最南点时可多看到月球北极的6°41′的区域。纬天平动的周期为一交点月。②经天平动：尽管月球自转速度是均匀的，但由于公转轨道是个椭圆，公转速度并不均匀。当月球从近地点奔向远地点时，速度由快变慢。对于均匀自转的月球，其西边缘的外侧，在经度方向便会有7°45′的地方为地球上的观测者看到；同样，月球运行在另外半圈时，月球东边缘的外侧，也会有7°45′能被看到。经度天平动的周期为一近点月(见月球)。上述两种天平动也可以用月、地中心连线的月面交点的月面坐标来表示。交点的月面纬度称为纬天平动，交点的月面经度称经天平动。③周日天平动：早在十七世纪，伽利略在绘制月面图时便已发现，由于视差，在月出时，地面观测者能多看到月球东边缘外侧的一部分多达1°的区域；当月落时，也会多看到月球西边缘外侧1°的区域。同理，地球南极的观测者能多看到月球南极的部分区域；对于地球北极的观测者也有类似情况。
严格地说，这三种天平动都不是月球本身真正的摆动，只是由于观测者位置改变造成的。为了与物理原因所引起的月球天平动区别开来，把它们合称为光学天平动。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 三千秒差距臂 | 三千秒差距臂，银河系四大旋臂之一，离银心1.3万光年。该旋臂正以约53千米/秒的速度向外膨胀。 |
天文学 | 天体测量学 | 极移 | 极移（汉语拼音：jí yí），（polar motion），由于地球瞬时自转轴在地球本体内部作周期性摆动而引起的地球自转极在地球表面上移动的现象。地极移动的简称。表现为极点的±0<.″4即相当于24米×24米范围内循与地球自转相同的方向描划出一条时伸时缩的螺旋形曲线。极移包括两个主要的周期成分：一个近于14个月周期，称为张德勒项，这是弹性地球的自由摆动；另一个是周年周期，称为周年项，这是由大气环流引起的受迫摆动。此外还存在长期极移以及周期为一个月、半个月和一天左右的各种短周期极移。地极的位置用在一个平面直角坐标系中的两个坐标分量表示，这个坐标系取在地球北极，原点称为国际习用原点，坐标系的X轴为本初子午线，Y轴为西90°子午线。地极坐标要由天文观测测定。极移使地面上各点的纬度、经度和方位角都发生变化。地极坐标为天文、大地测量、地球物理、空间科学等实用或研究部门所需要。极移机制的因素包括太阳、月球引力和大气、海洋等的作用，也涉及地球内部结构的各种理论模型，因此极移研究与地学学科有密切的联系。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 不规则变星 | 不规则变星（ irregular variable star ），亮度变化不规则、周期性极不明显的变星。按苏联出版的《变星总表》第三版的变星分类，不规则变星专指光变不规则的脉动变星。不规则变星的光变曲线的周期性不十分明显，但仍可检视出有几百天到一千天以上的不规则周期。过去划分的不规则变星中有些大概是其他类型的变星，不过研究得不充分而已。不规则变星中有从早型（A、F）到晚型(K、M)的巨星和超巨星（例如，仙王座BO是热超巨星、天鹅座CO是红巨星）。不过大多数是M型和N型，其特征是有较强的TiO吸收带，在亮度极大时刻前后或增光阶段，常出现H或Si发射线。光谱型为N型和R型的不规则光变碳星，具有盘星族的空间分布特征，没有向银心集聚的趋势，看来是星族I的成员。光谱型为M型的不规则变星多沿旋臂分布，是银河系中光度最大的天体之一。根据晚型不规则变星从星周包层中溢出物质的观测资料，许多人认为它们是行星状星云的前身。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 月龄 | 月龄（汉语拼音：Yueling；英语：Moon's age），从新月起算各种月相所经历的天数，并以朔望月的近似值29.5日为计算周期。这与中国农历中的月长相同，因此两者大体相吻，如新月、上弦、满月、下弦的月龄分别约为0、7.4、14.8及22.1日，在农历中基本上是初一、初七、十五(或十六)、廿二(或廿三)前后。当然由于朔望的实际变化周期长为29.53059日，月球和太阳的视运动时快时慢、白道与黄道有交角且在变化，因此月相的准确月龄需要查阅专门的资料。 |
天文学 | 天体物理学 | 欧氏空间 | 欧几里得空间（英语：Euclidean space），带有“内积”的实数域上的一类向量空间。简称欧氏空间。“内积”是一个度量概念，有明显的代数性质，向量的长度和夹角都可以通过向量的内积来表示。所谓内积，是指与实数域R上向量空间E中任意一对向量u、v唯一对应的实数，这个实数记作(u,v),并满足以下条件：
①(u,v)=(v,u)；
②(u1+u2,v)=(u1,v)+(u2,v)；
③(au,v)= a(u,v)；
④(u,u)≥0,当且仅当u=0时(u,u)=0。式中u,u1,u2,v是E的任意向量，a是任意实数。
一个定义了内积的实数域上的向量空间，称为欧几里得空间。例如，设V是解析几何里的三维空间,u、v是V的任意向量，在V中定义(u,v)=|u|·|v|cosθ，式中|u|、|v|分别表示u、v的长度，θ表示u和v的夹角。(u,v)满足内积的全部条件, 所以V是一个欧氏空间。
设R是实数域，R上的n维向量空间Rn={(x1,x2,…,xn),|xi∈R,1≤i≤n},定义(x,y)=x1y1+x2y2+…+xnyn,式中x=(x1,x2,…,xn),y=(y1,y2,…,yn),则Rn成为一个欧氏空间。设E是定义在闭区间 [−1,1]上一切连续实函数所构成的向量空间，定义：
式中 f( t)、 g( t)是 E中的函数。则 E作成一个欧氏空间。
向量的长和夹角
欧氏空间E的一个向量x的长,定义为非负实数
，并记作| x|，即| x|=
。欧氏空间E的任意两个非零向量 x和 y的夹角 θ由公式cos θ=( x, y)/(| x|| y|)来确定。这是解析几何里关于两个向量夹角的自然推广。著名的柯西–施瓦兹不等式或布雅科夫斯基不等式( x, y)≤( x, x)( y, y),当且仅当 x与 y成比例时等号才成立,保证了上述的夹角定义的合理性。欧氏空间 E的两个向量 x与 y的距离定义为| x－ y|。对于 E的任意三个向量 x、 y、 z,有通常关于距离的三角形不等式成立：| x－ z|≤| x－ y|+| y－ z|。
标准正交基
如果欧氏空间的两个向量x与y的内积为零，即(x,y)=0，那么x与y称为正交的。在一个欧氏空间里，与解析几何的直角坐标系相类似的概念是所谓标准正交基。n维欧氏空间E的基e1,e2,…,en,如果满足条件：
那么 e1, e2,…, en称为 E的一个 标准正交基，即 E的一组长度为1且两两正交的基称为标准正交基。任何一个 n维欧氏空间都有标准正交基。如果 e1, e2,…, en是 n维欧氏空间 E的一个标准正交基：
是 E的任意向量，那么：
即在一个标准正交基下，两个向量的内积等于其对应坐标的乘积之和。
欧氏空间的同构
如果两个欧氏空间E和E'，作为实数域上的向量空间是同构的，而且当x↔x',y↔y'时有(x,y)=(x',y'),即E和E'的相对应的向量的内积是相等的,那么E与E'称为同构。任意一个n维欧氏空间都与Rn同构。
酉空间
欧氏空间在复数域上的自然推广。如果V是复数域上的一个向量空间,对于V的任意一对向量u、v，有一个确定的复数(u,v)与之对应,且满足以下条件：(u,v)=(v,u);(u1+u2,v)=(u1,v)+(u2,v); (au,v)=a(u,v);(u,u)≥0,当且仅当u=0时等号成立,那么V称为酉空间。这里u1,u2是V的向量，a是任意复数,(v,u)表示(v,u)的共轭复数。由于有(u,u)=(u,u)，所以(u,u)是实数，因而(u,u)≥0有意义。
在一个酉空间里，也可以把向量u的长|u|定义为
，但是不能像在欧氏空间里那样来定义两个向量的夹角，因为一般说来,( u, v)不一定是实数。尽管酉空间里有向量的长度概念而无夹角概念，然而仍可引入两个向量正交的概念。如果酉空间的两个向量 u、 v的内积为零，即( u, v)=0，那么 u与 v称为正交的。在一个 n维酉空间里,也可以定义标准正交基；而且任一 n维酉空间必定存在标准正交基。
参见
数学
数学基本条目
代数学
线性代数 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 月海 | 月海（汉语拼音：Yuehai；英语：Mare），肉眼所见月面上的暗黑区域（见月面学）。实际上是广阔平原。共有22个，除3个位于月背，4个地跨正、背两面外，15个均在正面。正面上月海面积约占月球正面面积的50％左右，最大的风暴洋的面积约500万平方千米 。月海大多呈圆或椭圆形，四周为一些山脉封围，但也有月球背面的东海月盆，三层同心圆环的构造清晰可见几个海联成一片。与海类似但面积较小的称湖，计有梦湖、死湖、夏湖、秋湖与春湖。月海伸向月陆的部分称为湾或沼，但两者并无实质区别。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 银河系模型 | 银河系模型（ galactic model ），从总体上研究银河系质量分布和结构的一种简化模式。银河系是一个庞大的天体(包括恒星和星际物质等)系统，结构复杂，各个区域的特性参差不齐。为了从总体上研究银河系的物理性质、力学结构和演化，需要把银河系的结构加以简化，不考虑局部细节，以便建立统一的物理量分布的银河系模型。银河系模型不同于真实的银河系，它只是为研究方便而采取的模拟手段。银河系模型主要研究银河系的质量分布。一般只考虑引力，不考虑旋涡结构（因为旋臂的引力场只占银河系总引力场的百分之几），同时还假定引力场是平滑变化的，局部的不规则性是可以忽略的，而且自转是对称的。这样可以避免许多数学上的困难。一般说来，要建立银河系平滑变化的质量分布模型，必须以某种形式的速度分布或密度分布为根据，并且需要选定若干参数。根据观测资料，可以认为银河系质量大体上按椭球分布。对不同的天体群（例如不同星族）可以分别建立各自的质量分布模型。
近年来，观测方法不断更新，观测资料有了质的飞跃，同时在理论上也取得了长足的进展，因此除了建立质量分布模型外，还可以探讨星系的空间结构和建立运动学模型。 |
天文学 | 天体力学 | 轨道计算 | 轨道计算（ orbit determination ），一种粗略测定天体轨道的方法。在轨道计算中，人们事先不必对天体轨道作任何初始估计，而是从若干观测资料出发，根据力学和几何条件定出天体的初始轨道，以便及时跟踪天体，或作为轨道改进的初值。为了计算六个轨道要素（见二体问题），至少必须有三次光学观测，因为每次观测只能得到天体坐标的两个分量。
轨道计算是从研究彗星的运动开始的。在牛顿以前，对天体运动的研究基本上带有几何描述的性质。第谷首先试图计算彗星轨道，但未获成功。困难在于只能观测彗星的方向，而不知道它同地球的距离，由于缺少力学规律的指引，无法根据这些定向资料求得天体的空间轨道。在牛顿运动定律和万有引力定律发现后，开普勒定律有了力学解释，得到了椭圆运动的严格数学表达式，终于能利用少数几次时间相隔不长的观测来测定彗星的轨道。
拉普拉斯方法
第一个正式的轨道计算方法是牛顿提出的。他根据三次观测的资料，用图解法求出天体的轨道。哈雷用这个方法分析了1337～1698年间出现的24颗彗星，发现1531年、1607年和1682年出现的彗星是同一颗彗星，它就是有名的哈雷彗星。在这以后，欧拉、朗伯和拉格朗日等人也在轨道计算方面做了不少研究。拉普拉斯于1780年发表第一个完整的轨道计算的分析方法。这个方法不限制观测的次数，首先根据几次观测，定出某一时刻天体在天球上的视位置（例如赤经、赤纬）及其一次、二次导数，然后从这六个量严格而又简单地求出此时天体的空间坐标和速度，从而定出圆锥曲线轨道的六个要素。这样，拉普拉斯就将轨道计算转化为一个微分方程的初值测定问题来处理。从分析观点来看这是一个好方法，然而轨道计算是一个实际问题，要考虑结果的精确和计算的方便。拉普拉斯方法在实用上不甚方便。由于数值微分会放大误差，这就需要用十分精确的观测资料才能求出合理的导数。尽管许多人曾设法降低这种过高的观测要求，并取得一定进展，但终究由于计算繁复，在解决实际问题时还是很少使用。
奥伯斯方法和高斯方法
与拉普拉斯不同，奥伯斯和高斯则认为，如果能根据观测资料确定天体在两个不同时刻的空间位置，那么对应的轨道也就可以确定了。也就是说，奥伯斯和高斯把轨道计算转化为一个边值测定问题来处理。因此，问题的关键是如何根据三次定向观测来定出天体在空间的位置。这既要考虑轨道的几何特性，又要应用天体运动的力学定律。这些条件中最基本的一条是天体必须在通过太阳的平面上运动。由于从观测掌握了天体在三个时刻的视方向，一旦确定了轨道平面的取向，除个别特殊情况外，天体在三个时刻的空间位置也就确定了。轨道平面的正确取向的条件是所确定的三个空间位置能满足天体运动的力学定律，例如面积定律。
彗星轨道大都接近抛物线，所以在计算轨道时，常将它们作为抛物线处理。完整的抛物线轨道计算方法是奥伯斯于1797年提出的。他采用牛顿的假设，得到了彗星地心距的关系式；再结合表示天体在抛物线轨道上两个时刻的向径和弦关系的欧拉方程，求出彗星的地心距；从而求出彗星的抛物线轨道。到现在为止，奥伯斯方法虽有不少改进，但基本原理并没有变，仍然是一个常用的计算抛物线轨道的方法。
1801年1月1日，皮亚齐发现了第一号小行星（谷神星），不久高斯就算出了它的椭圆轨道，他的方法发表于1809年。高斯使用逐次近似法，先求出天体向径所围成的扇形面积与三角形面积之比，然后利用力学条件求得天体应有的空间位置，再从空间位置求得轨道。高斯不仅从理论上、而且从实际上解决了轨道计算问题。可以说，用三次观测决定轨道的实际问题是高斯首先解决的。高斯以后，虽然有人提出一些新方法，但基本原理仍没有变。
人造卫星轨道计算
计算小行星轨道的经典方法，原则上都能用来计算人造卫星的轨道。在考虑到人造卫星的运动特点之后，又提出了一些新的方法。人造卫星运动快，周期短，记时误差对轨道计算结果影响显著。巴特拉科夫在高斯方法的基础上，用增加观测资料的办法，对记时有误差的轨道计算法作了改进。近地卫星一天绕地球飞行十多圈，容易从观测定准它的周期，因而也就知道了轨道半长径，相应地提出了已知半长径的轨道计算法。人造卫星离地球近，视差现象明显，利用两站或多站同步观测容易求得卫星地心距，可以简化经典计算方法。针对卫星摄动影响大的情况，又出现了考虑摄动的轨道计算法。尽管这些方法多种多样，仍不外乎从观测资料求得两个点的向径，或一个点的向径和速度，从而得到轨道要素。
通过对人造卫星激光测距和多普勒测速，利用多站同步观测，或结合光学观测等方法，可以直接得到卫星的向径和速度，从而求得卫星的轨道。应用高速电子计算机，可以进行复杂的迭代运算。因此，目前更多的是综合各种类型的观测资料作轨道改进，而不把精力放在初始轨道的计算上。现代技术条件已能使入轨后的卫星轨道同预定轨道相差不大。这样，预定轨道就能作为初始轨道使用。 |
天文学 | 天体测量学 | 地面点坐标 | 地面点坐标（汉语拼音：Dimiandian Zuobiao；英语：coordinate of a point on earth surface），地球表面一点的位置可以通过建立在天球上或地球表面的二维球面坐标系，或建立在地球体内的三维直角坐标系中的坐标来确定。
具体采用的坐标系有：
①天文坐标系。是建立在天球上的与地球的形状和大小无关的二维坐标系。观测者的地方铅垂线延伸与天球的交点为天顶。天顶方向与天赤道面的夹角为天文纬度。经过天极和天顶方向的平面为天子午面，某地天子午面与本初子午面之间的两面角为天文经度。
②大地坐标系。是建立在参考椭球体上的二维坐标系。通过地面上一点的对于参考椭球体表面的法线与参考椭球体的赤道面之间的夹角为大地纬度。该法线同参考椭球体旋转轴所构成的平面为大地子午面，该点的大地子午面与参考椭球体上相应的本初子午面之间的两面角为大地经度。天文坐标与大地坐标之间的差称为垂线偏差，须由观测确定。
③地心坐标系。为三维直角坐标系。以地球质心为坐标原点，以参考椭球体旋转轴为Z 轴，以参考椭球体赤道面为XY 平面。赤道面与参考椭球体上的本初子午面的交线为X 轴。XYZ 轴形成右旋系统。地面上一点的位置可用在坐标轴上的 3个分量确定。这一坐标系也可转换为相应的极坐标系统，定义该点的地心经度、地心纬度和地心向径。
大地坐标和地心坐标可以通过一定的几何关系相互转换。由于地球的固体潮、板块运动、地极运动等影响，地面点的位置会随时间变化。 |
天文学 | 天体测量学 | 基本天体测量学 | 基本天体测量学（ fundamental astrometry ），天体测量学的一个分支，它的任务是建立一个基本的天文参考坐标系。这个参考坐标系是以基本星表的坐标系统来体现的。基本天体测量学的主要内容包括精确测定恒星位置、自行和岁差常数，最后编制成基本星表。编制基本星表是一项极其浩繁的工作，编制过程中需要综合处理几十本乃至上百本初始星表。这些初始星表必须是绝对星表，即刊载的恒星位置应当用绝对方法测定（见天体位置的绝对测定）。编制基本星表首先应将各初始星表归算到同一历元，这就需要岁差常数和自行的精确值。各初始星表所采用的光行差常数和章动常数不尽相同，必然使星表之间存在系统差，因此还必须将各初始星表归算到同一天文常数系统。
把初始星表归算到同一历元和同一天文常数系统后，它们提供的某一恒星的坐标仍然互不相同，这是因为各种星表都无例外地存在系统误差和偶然误差。星表的系统误差表现为某一区域内所有恒星的坐标都有大致相同的偏差，并随不同的区域而变化。星表的赤经和赤纬的系统误差可分别表示为：
式中Δ A是分点改正，对一本初始星表来说是常数；Δ α α、Δ α δ、Δ α m分别是因赤经、赤纬、 星等不同引起的赤经系统误差；Δ δ α、Δ δ δ分别是因赤经、赤纬不同引起的赤纬系统误差。初始星表的系统误差来源于不同的观测者、仪器以及其他观测条件。既然无法知道恒星的真实位置，实际上就不可能得到星表的绝对系统误差，所以只能将各个初始星表互相比较来求得它们的相对系统误差。利用这些相对系统误差，就可把全部初始星表都归算到同一坐标系统── 基本星表坐标系统。对于初始星表的偶然误差可用妥善的数据处理方法，并根据通用的加权平均的原则使之减小。权的大小根据仪器质量、观测和处理的方法、观测的数量等情况来评定。
一本基本星表所提供的基本的天文参考坐标系，一般只能用二十年左右。由于恒星自行和岁差常数的误差随着基本星表的使用年限的延长而增大，因而星位的误差也相应地增大。因此，必须不断地利用更多的最新观测成果来更新基本星表的坐标系统。编制基本星表主要依靠绝对星表。为了改进已得到的恒星坐标和自行以及为了增加星数，还要利用相对星表。由测时和测纬资料求得的星位改正，对于编制基本星表也很有价值。
长期以来，基本天体测量是以地面光学观测为基础的。射电干涉和空间技术的发展，为提高基本天体测量的精度和建立更精确的基本的天文参考坐标系，展现了更宽广的前景。 |
天文学 | 天体力学 | 人造地球卫星运动理论 | 人造地球卫星运动理论（ theory of artificial satellite motion ），如果地球是一个密度均匀的正球体，又没有大气阻力和其他天体的摄动，人造地球卫星的运动就是简单的椭圆运动。然而，实际上它的运动受到许多摄动因素的影响，这是现代天体力学的一个重要的研究课题。
目录
1 摄动因素
1.1 地球非球形摄动
1.2 大气阻力摄动
1.3 太阳光压摄动
1.4 日、月引力摄动
2 运动理论
3 应用
摄动因素
影响人造卫星运动的主要摄动因素有:①地球非球形摄动（即地球形状摄动）；②大气阻力摄动；③太阳光压摄动；④日、月引力摄动等。
地球非球形摄动
地球并不是一个正球，而是更接近于一个椭球。地球赤道突出部分对卫星的吸引，使卫星不再沿一个固定的椭圆运动，这不仅使卫星轨道平面绕地球极轴不断转动，同时还使椭圆轨道在轨道平面内不停旋转。这种转动的速度主要取决于地球扁率，并同卫星轨道平面对赤道的倾角和椭圆轨道的大小有关。卫星绕地球飞行的周期越长，转动的速率就越小。此外，地球扁率还引起许多周期性的摄动，使卫星围绕着轨道椭圆振动，其振幅有时可达几公里。地球赤道突出部分是影响卫星运动的最重要因素之一。另外，地球形状不是一个严格的椭球，其内部质量分布也不均匀，地球引力场相当复杂，若按球谐展开式表示，则其展开式中，还含有很多高阶项。它们的主要影响是引起大量的周期摄动，尽管这些周期摄动一般都不大，却增加了卫星运动的复杂性。
大气阻力摄动
人造卫星在高空大气中运动，不断受到大气的阻力作用。大气阻力摄动主要是改变卫星轨道的形状和大小，而对卫星轨道面的影响很小。由于大气阻力集中在卫星近地点附近，卫星轨道形状和大小的变化便具有如下特点：首先降低卫星远地点高度，而近地点高度基本不变，使得卫星轨道越变越圆，然后再使轨道越变越小，最后，卫星终于在稠密的大气中陨落。对于近地卫星来说，大气阻力是决定卫星寿命的主要因素。
太阳光压摄动
这种摄动本身是一种保守力。如果没有地影，它只会使卫星轨道产生周期性变化；由于存在地影，卫星所受的光压是间断的和不对称的，这就使卫星能量发生变化，从而影响到半长径。太阳光压摄动，对于面积质量比大的卫星，如气球卫星，会起重要的作用。
日、月引力摄动
日、月引力对人造卫星的摄动，与经典天体力学中第三天体的摄动是相同的。对于近地卫星，日、月引力摄动的量级较小，但卫星越高，这种摄动就越大，到了地球同步卫星的高度，摄动就十分显著。日、月引力摄动的另一特点是使卫星轨道产生许多长周期项，其中还有共振项（见共振理论），而且偏心率的长周期项同偏心率本身成正比。这就使轨道较扁的远地卫星的轨道偏心率在一段时间内越变越大，有时甚至使卫星的近地点很快降到稠密大气层中，卫星因而陨落。
此外，影响卫星运动的摄动因素还有海潮摄动、地球反射光压摄动、地球红外辐射摄动以及坐标系本身运动所引起的附加摄动等，在计算精密卫星星历表时，应适当考虑这些摄动。
运动理论
对人造卫星运动的研究，沿用了经典天体力学中的级数展开法。在级数展开时，通常认为表征地球扁率的二阶带谐系数为一阶小量，而其他摄动为二阶小量。与经典的行星运动理论一样，人造卫星的运动理论，也有一阶理论、二阶理论、三阶理论……之分。不过，由于卫星运动快，长期摄动的影响非常显著，几天之后摄动量就相当大。因此，人造卫星的一阶运动理论，通常是指包含了二阶长期摄动和一阶周期摄动的理论；而二阶运动理论是指包含了三阶长期摄动及二阶周期摄动的理论……等等。在六十年代，人们研究的是一阶运动理论，其距离精度约为10米(速度为1厘米/秒)，这与当时的观测精度是相适应的。采用激光测距和多普勒测速技术之后，卫星观测精度大大提高，人造卫星激光测距的精度已达几厘米，多普勒测速精度也已达0.1毫米/秒。为了能从这样高精度的观测中提取全部信息，人造卫星的运动理论必须准确到1厘米的精度。这就需要人造卫星的二阶运动理论，甚至三阶运动理论。
人造卫星的一阶运动理论，通常采用分析方法进行研究，并可将各种摄动因素分开处理。对于地球非球形摄动，1959年古在由秀采用平均要素法，首先提出了一阶运动理论。后来，巴特拉科夫又利用人造卫星的能量积分，进一步完善了这个理论，布劳威尔则采用蔡佩尔变换（见摄动理论）成功地解决了这个问题。此外，一些学者还研究了大气阻力摄动、太阳光压摄动和日月引力摄动等问题。
二阶运动理论的分析方法，一般都局限于地球非球形摄动。1962年古在由秀首先创立二阶运动理论，把运动理论的精度提高到了一个新的水平。1970年阿克斯内斯用包含了部分一阶影响的轨道作为中间轨道，推出了二阶运动理论。他采用了希尔变量并利用堀源－李变换，所以他的表达式要比古在由秀的简洁得多。由于二阶运动理论的公式繁复，推导困难，人们开始使用电子计算机来帮助解决这个问题，在计算机上建立了泊松级数的运算程序，并用以推导天体力学中的繁复的公式。1977年，木下宙建立了三阶运动理论。与此同时，其他摄动的计算也更精细了，例如，考虑到大气密度的周日变化、半年变化、扁球效应、日月引力摄动的短周期项、潮汐项等。这些研究提高了卫星运动理论的精度，但是，由于没有解决联合摄动问题，分析方法所用的物理模式，始终是某种简化了的模式，精度不够高；而且分析方法推导繁复，即使用电子计算机，要推出几万项甚至几十万项的摄动，计算量也很大。因此，很多实用部门就干脆使用天体力学数值方法来解决人造卫星的运动问题。然而，数值方法计算时间太长，积累误差也较大，因此，人们又开始使用半分析、半数值的方法：短周期摄动用分析方法计算；长期、长周期摄动用数值方法计算。这种方法，对于得到分米级精度的运动理论是合适的。
应用
对人造卫星运动的研究，是发展空间事业的理论基础之一。利用人造卫星运动特征设计的太阳同步轨道，成功地用于气象卫星、地球资源卫星，保证卫星照相得到有利的日照条件。利用人造卫星运动理论并结合实际观测，可以精密测定测站的地心坐标、地球引力场和高层大气密度；人造卫星的运动理论，现在还广泛用于导航事业，并成功地用来测定极移。
人造卫星运动理论的研究，向天体力学提出了许多新的课题。对人造卫星的一些摄动特点（非引力摄动较大，大气密度变化复杂，不连续的太阳光压摄动等）的研究，丰富了摄动理论；在研究人造卫星运动过程中逐步形成的堀源-李变换，促进了经典变换理论的发展；对“临界角”及其他共振问题的研究，推动了共振理论研究的发展。此外，人们还提出了许多种适用于研究人造卫星运动的中间轨道以及计算其残留摄动的方法等，所有这些都推动了天体力学的发展。 |
天文学 | 天体物理学 | 斯特龙根半径 | 斯特龙根半径（ Strömgren radius ），发射星云的一个特征量，为丹麦天文学家斯特龙根所提出，因而得名。当星云中存在高温星时，高温星所发出的紫外线会电离周围的气体，形成发射星云。有名的猎户座大星云和麒麟座的玫瑰星云都是这一类星云。
从星云中心高温星发出的紫外线首先电离周围的氢原子。当辐射强度足够高时，氢原子几乎全被电离。在完全电离区中，紫外线可以毫无损耗地穿过。当紫外线到达中性氢区时，又使中性氢产生电离，这样就使电离层从中心向外扩大。实际上，星云内每一点都要求保持电离和复合之间的平衡。电离度在离中心星一定距离处会下降，电离度一减小，辐射强度就会按指数减小，紫外线很快就衰减到不可能再进行电离的程度。这时星云中就出现电离边界。三十年代，丹麦天文学家斯特龙根最早研究这个问题。他从理论上推导出电离区的边界，因而边界以内的区域被称为斯特龙根球，从边界到中心的距离即为斯特龙根半径。它的大小取决于气体密度和中心星温度。 |
天文学 | 光学天文学 | 坐标量度仪 | 坐标量度仪（ coordinate measuring instrument ），测量在透射或反射光照射下的平面目标（主要是照相底片上星像）的直角坐标的专用光学仪器。坐标量度仪包括瞄准星像的光学系统、载片架和移动机构、测量目标坐标的玻璃刻尺及其读数测微器。测量时，移动装上底片的载片架，瞄准星像，就可以从测微器上读出目标的位置数据。利用转像棱镜将被瞄准的星像旋转180°，然后测量星像，可以消除瞄准误差。仪器X和Y方向的两根刻尺应严格垂直，刻尺的每根刻线的改正量和刻尺的温度系数都可事先精密测定。仪器本身精度优于1微米。新型的坐标量度仪有自动记录设备，但测量者仍需瞄准目标和刻尺。有的天文台配备了天文底片自动测量系统，能快速自动测量底片上各种目标的坐标，甚至能自动测量目标的大小和各种光度数据。 |
天文学 | 天体物理学 | 标度因子 | 标度因数（ scale factor ），亦称标度因子，简称标度，是输出的变化与要测量的输入变化的比值。
标度因数通常用某一特定直线的斜率表示，该直线可以根据在整个输入范围内周期地改变输入量所得到的输入/输出数据，用最小二乘法拟合求得。惯性导航系统中，有关标度因数包括陀螺仪标度因数、加速度计标度因数、力矩器标度因数、传感器标度因数、指令速率标度因数以及温度标度因数等。标度因数的标定过程一般称为定标。 |
天文学 | 天体物理学 | 曲率辐射 | 曲率辐射（ curvature radiation ），高能电子沿强磁场磁力线方向运动时，因磁力线本身的弯曲而产生的电磁辐射。这种过程在脉冲星附近可能有重要的意义。在磁场中运动的高能电子，当磁场不平行于电子速度时，会引起同步加速辐射。决定这种辐射特性的基本因素：一为电子运动轨道弯曲；二为电子能量远大于其静止能量。这里，电子运动轨道的弯曲，是受到洛伦兹力作用的结果。但当高能电子平行于磁场运动时，洛伦兹力不再存在，电子将沿着磁力线作等速直线运动。如果磁场足够强，且磁力线本身是弯曲的，则高能电子将继续沿着磁力线作曲线运动，因而也会产生辐射。这就是曲率辐射。这种辐射集中于电子运动方向的窄小角度(≈1/γ)范围内，γ为洛伦兹因子，即：
它的频谱在低频段正比于频率 v的立方根(∝ v 1/3)，高频段按指数衰减。 辐射最大强度集中于频率 v m≈ 10—8 E3 3 ρ —1附近。式中 ρ为电子所在处的磁力线 曲率半径，以厘米为单位； E为电子能量( E= γmec 2)，以电子伏为单位； me为电子的静止质量。这些特点都十分类似于同步加速 辐射，差别只在于：同步加速 辐射决定于电子回旋运动半径，而 曲率 辐射则决定于磁力线本身的 曲率半径。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 临边昏暗 | 太阳临边昏暗成因示意图
临边昏暗（汉语拼音：linbiɑn hun'ɑn；英语：limb darkening），太阳圆面边缘区域的亮度比中心区域稍暗的现象。观测表明，波长为0.17～200微米广阔波段范围内，用太阳辐射这个连续谱区中任一波长处的单色光或这个波段的整体辐射（白光）观测太阳时，均表现为辐射强度随日面中心距离增大而减弱的现象，称为太阳的临边昏暗。造成太阳临边昏暗的原因可定性说明(见图)。
当观测太阳圆面中心时，辐射通过的大气层较薄（图中路径AB），来自光球深层的辐射到达观测者时受到的吸收不大，观测到的辐射中来自光球深层的辐射占优势，光球深层的温度较高，辐射较强，显得较亮。而当观测太阳边缘时，深层辐射通过的大气较厚（图中路径CD），受到较多吸收，结果到达观测者的辐射中主要是光球高层的辐射，因高层温度较低，辐射较弱，显得较暗。因此太阳临边昏暗现象是太阳光球温度由里向外减小的直接反映。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 天体演化学 | 天体演化学（ Cosmogony ），天文学的一个分支，研究各种天体以及天体系统的起源和演化，也就是研究它们的产生、发展和衰亡的历史。天体的起源是指天体在什么时候，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所经历的演变过程。通常说的天体演化，往往也包括起源在内。
目录
1 诞生和发展
2 研究的内容
2.1 太阳系的起源和演化
2.2 恒星的起源和演化
2.3 星系的起源和演化
2.4 宇宙的起源和演化
诞生和发展
法国笛卡儿和布丰在1644年和1745年先后提出天体形成的看法。科学的天体演化学至今只有二百多年的历史。十八世纪中叶以前，欧洲在学术思想上占统治地位的仍是万物（包括天体）不变的僵化的自然观。德国哲学家康德于1755年和法国数学家拉普拉斯于1796年各自提出了太阳系起源的星云说，从而在僵化的自然观上打开了一个缺口，这对自然科学和哲学都产生了重大影响（见康德和拉普拉斯星云说）。
到二十世纪，随着科学技术的发展，不仅是太阳系，而且有关各类恒星、银河系以及河外星系的观测资料和新发现越来越多。随着理论物理学各分支的建立，现代天体物理学发展起来了。天体观测研究的新成果推动了天体演化学的发展。太阳系起源和演化的研究很活跃。在恒星的演化研究方面，取得重大突破。星系的起源和演化问题成为当前的科学前沿之一。
天体演化学是以天文学各分支学科为基础的，它依据天文学、物理学、化学、地球科学、数学等学科的理论，利用各天体层次（行星、恒星、星系）的观测资料，探讨各种天体和天体系统的演变规律，阐述它们各种特征的由来和发展。因此，不仅有天文学者，也有不少物理学、化学、地学、数学、哲学方面的学者从事天体演化的研究。
研究的内容
天体演化同物质结构和生命起源等基本理论问题有密切的关系，特别是同地球科学有更直接的关系，因此，天体演化的研究具有重要的理论与实践意义。天体演化学的研究内容包括以下几个方面。
太阳系的起源和演化
研究太阳系各类天体（主要是行星、卫星、小行星、彗星）的形成和演变，说明太阳系的现有特征，一般侧重于起源的研究。自康德提出太阳系起源的星云说以后的二百多年中虽然已有四十多种学说，但至今还没有一种完善的理论被普遍接受。困难在于我们能直接观测到的只是千千万万个行星系中的唯一的“样品”──太阳系。有关太阳系的起源和演化的学说分为灾变说和星云说两类：灾变说认为行星的物质是因为某种偶然的巨变（如另一颗恒星走近或碰到太阳，或太阳爆发）而从太阳中分出来的；星云说认为行星物质和太阳由同一原始星云形成（共同形成说）或由太阳俘获来的（俘获说）。灾变说在二十世纪上半叶盛行，现在基本上已被否定。近年来，一些星云说学者的观点逐渐接近。他们认为：太阳系是在约五十亿年前从星际云中分出的一个原始星云形成的。原始星云有自转，在自吸引作用下收缩；中心部分形成太阳，外部形成星云盘；盘中的尘粒和小冰粒沉降到赤道面形成尘层，集聚成固体块──星子；星子结合成行星和卫星等。
恒星的起源和演化
对恒星演化的认识比较一致。一般都主张弥漫说：星际云在自吸引收缩中碎裂为许多小云，各小云集聚成恒星。分子云、球状体、赫比格－阿罗天体、红外源、天体微波激射源可能是从星际云到恒星的过渡性天体。恒星完成了引力收缩阶段后，内部开始热核反应，成为主序星；再经过较长时间（太阳约为一百亿年）后变为红巨星；然后经过不稳定的变星阶段，通过爆发，由行星状星云变为白矮星，或通过猛烈的超新星爆发成为中子星；最后失去发光能力归宿到黑矮星（有人认为也可能归宿于黑洞）。恒星的质量愈大，演化就愈快。现在仍然有恒星在诞生。在恒星起源问题上，也有少数人坚持超密说，认为恒星是由超密物质转化而成的。
星系的起源和演化
也存在弥漫说和超密说。弥漫说认为，星系际弥漫物质逐渐集聚成很大的星系际云，然后分裂成较小的云，形成各种大小不同的星系集团。这种说法能够较满意地说明银河系的自转、各星族的空间分布和空间运动以及化学组成等方面的差别。超密说认为，银河系最初是超密物质，它抛出的物质形成各星族的恒星、银盘、银晕和旋臂，而余下的超密物质形成银核（见银心）。其他星系也都是超密物质形成的。超密说与大爆炸宇宙说相适应。有的学说认为星系类型序列代表演化序列（从椭圆星系向旋涡星系、不规则星系演化，或者反向演化）；有的学说主张星系演化与初始条件（角动量或质量、密度等）有关。关于星系起源演化问题还没有定论，有待进一步探讨。
宇宙的起源和演化
常与宇宙模型一起在宇宙学中论述。有大爆炸宇宙学等学派。有些科学家从物质形态转化的角度看，将宇宙线起源、化学元素起源等问题也作为天体演化的课题。 |
天文学 | 天体力学 | 椭圆型限制性三体问题 | 椭圆型限制性三体问题，限制性三体问题分四种类型：圆型限制性三体问题、椭圆型限制性三体问题、抛物线型限制性三体问题和双曲线型限制性三体问题。
在小行星运动理论中，常按椭圆型限制性三体问题进行讨论，脱罗央群小行星的运动就是太阳-木星-小行星所组成的椭圆型限制性三体问题的等边三角形解的一个实例。布劳威尔还按椭圆型限制性三体问题来讨论小行星环的空隙。 |
天文学 | 天文学 | 河外天文学 | 河外天文学，又称河外星系天文学（Extragalactic astronomy），是天文学的一个分支，研究的对象是我们的银河系以外的星系——研究所有不属于银河系天文学（英语：Galactic astronomy）的天体。
当工作的仪器获得改善，就可以更详细的研究现在只能审视的遥远天体，因此这个分支可以再细分为更有效的近银河系外天文学和远银河系外天文学。前者的成员与对象包括星系、本星系群，距离近得可以详细研究内部的超新星遗迹、星协。后者远得只是可以测量的对象和只有最明亮的部分可以描述或研究。随着仪器的改进，现在可以更详细地检查遥远的物体，因此河外星系天文学包括几乎可观测宇宙边缘的物体。
一些相关的主题如下：
星系集团
类星体
射电星系
超新星
星系际恒星
星系际尘埃
星系际尘云 |
天文学 | 光学天文学 | 定天镜 | 定天镜（ coelostat ），将太阳光反射到恒定方向的光学装置，由两块平面镜组成。第一平面镜，又称定天镜，置于没有赤纬轴的赤道式基架中（见图），镜面与指向天北（南）极的仪器轴重合。观测时，由电机驱动，镜面以48小时一转的均匀速度与太阳视运动同方向转动，便可将太阳光反射到某一固定方向，由第二平面镜截获，再将光线反射到水平(或垂直向下)的方向，然后进入水平式(或塔式)太阳望远镜中。第二平面镜通常采用地平式装置，分别绕两根互相垂直的轴作微调转动，以改正跟踪过程中太阳像的偏离。为了适应太阳赤纬的周年变化，避免在一天中出现定天镜上太阳光入射角过大(一般不超过45°)，以及出现第二平面镜装置挡住射向定天镜的光的情况，定天镜和第二平面镜之间应当能作相对运动。
水平式太阳望远镜是利用南北和东西方向的轨道来实现在水平面内的相对运动的。而在许多太阳塔中，为了减小塔顶面积，定天镜要能在沿极轴方向倾斜的南北向导轨上，或在圆弧形轨道上运动，第二平面镜则作升降运动。当定天镜装置应用于日全食观测时，可以不用第二平面镜，只用第一平面镜反射到某特定的水平方向，其方位角根据当时的太阳赤纬和当地地理纬度确定。定天镜的优点是结构简单、稳定、尤其是相对于固定在地面上的太阳望远镜来说，反射的天区并不转动，这对大型太阳摄谱仪的应用十分有利。
六十年代以前的太阳塔绝大多数采用定天镜。定天镜的缺点是在一天的跟踪过程中，太阳光的入射角和反射角不断变化，反射光的偏振状态也不断变化，而且变化规律不是简单的函数，在测量太阳磁场的横向分量时，引入难以补偿的仪器偏振。此外，结构分散，不能安置在真空系统中，也就不能避免自身产生的热空气湍流对成像的不良影响。 |
天文学 | 天体物理学 | 切连科夫辐射 | 切连科夫辐射（ Cerenkov radiation ），高速荷电粒子在介质中穿行时，如果粒子速度大于介质中的光速，就会产生一种特殊辐射，它具有明显的方向性和强偏振等特点。1934年，苏联物理学家切连科夫首先在液体介质中发现这种辐射，因而得名。这是一种电磁“冲击波”现象。作匀速直线运动的带电粒子，当其速度大于介质中的光速时，它所辐射的电磁波将集中在粒子后方一个圆锥形区域中。粒子正好位于圆锥的顶点。如图所示，箭头所指即为辐射传播的方向，它与粒子运动方向之间的夹角θc.称为切连科夫角。由图可知：
式中 u为 辐射在介质中传播的速率， v为荷电粒子速率， c为真空中光速， n为介质折射率。若 v= βc，则cos θ c=1/ nβ。显然 β有个阈值，仅当 β>1/ n时，才有切连科夫辐射产生。 切连科夫效应在高能天体物理等领域中得到日益广泛的应用。 |
天文学 | 天体物理学 | 辐射阻尼 | 辐射阻尼（ radiation damping ），因辐射引起一个发射体系的运动的衰减，是谱线致宽的主要原因之一。经典电动力学理论把发射(或吸收)光的原子当作谐振子，辐射是由激发谱振子的振动产生的。由于辐射，谐振子受到阻尼力的作用，结果辐射出的电磁波的振幅不断衰减，这样就会得到具有一定宽度的谱线。角频率为ω0的谐振子的能量消耗规律为E(t)= ，式中 t为时间， E 0为初始能量，为 阻尼常数， e、 me、 c分别为电子电荷、电子质量和光速。 辐射强度 I( w)与角频率的关系为：
因为在角频率间隔处 I( w)减小到一半，所以 称为谱线的半宽，γ 称为全半宽。以波长标度表示的谱线全半宽 γ＝1.17× 10 -4埃，是一个和波长无关的常数。这个宽度又称为谱线的自然宽度。由经典 辐射 阻尼理论得到的吸收系数，按频率的分布形式与上式类似。
近代量子力学理论认为，谱线是由原子分立能级间的跃迁引起的。原子在各能级上只能停留一有限的时间Δ t。根据测不准关系 ，原子能级不应是无限窄的，而是有一定的宽度。这就使得两个能级的跃迁不可能是单一频率的 辐射，而存在一定的频率间隔。因此，由原子能级跃迁所形成的谱线便有一定宽度和形状。量子力学理论得出的谱线形状与经典电动力学理论得出的相同。不过， 阻尼常数 γ= γ i+γ k，。 τ i和 τ k分别为初态和末态的平均寿命。 γ i或 γ k决定于跃迁概率，它等于单位时间内原子离开该能级的所有可能跃迁总概率。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 不相接双星 | 不相接双星，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。 |
天文学 | 天体物理学 | 白洞 | 白洞（ white hole ），广义相对论所预言的一种与黑洞相反的特殊天体。和黑洞类似，它也有一个封闭的边界。聚集在白洞内部的物质，只可以经边界向外运动，而不能反向运动。因此，白洞可以向外部区域提供物质和能量，但不能吸收外部区域的任何物质和辐射。球状白洞的几何边界也是以史瓦西半径为半径的球面。其外部时空由史瓦西度规描述。白洞是一个强引力源，其外部引力性质与黑洞相同。白洞可以把它周围的物质吸积到边界上形成物质层。白洞学说主要用来解释一些高能天体现象。有人认为，类星体的核心就可能是一个白洞。当白洞内中心奇点附近所聚集的超密态物质向外喷射时，就会同它周围的物质发生猛烈碰撞，而释放出巨大的能量。因此，有些X射线、宇宙线、射电爆发、射电双源等现象，可能与白洞的这种效应有关。白洞目前还只是一种理论模型，尚未被观测所证实。 |
天文学 | 天体测量学 | 日界线 | 日界线（汉语拼音：Rijiexian；英语：Date Line），地球表面180°经线附近的一条假想线。国际日界线的简称，又称国际日期变更线。地球上各处因东西位置不同，若以地方时零时或区时零时作为各地的一日之始，则将对应于不同的瞬间，而引起日期计量的紊乱。1884年国际子午线会议决定将经度180°的子午线作为日期变更的界线，地球上每个新日期就从这里开始。此线两侧的日期不同。由东向西过日界线，日期要增加一天；由西向东过日界线，日期要减少一天。为了避免日界线附近的国家或行政区内使用两个日期，日界线不严格在180°子午线上，而是一条折线。 |
天文学 | 天文学 | 行星际空间探测 | 行星际空间探测（ interplanetary exploration ），太阳系内的广阔行星际空间，到处充满着物质、辐射和力场。它们具有极为复杂的时空分布特性。在行星周围空间，由于行星及其大气和磁场的影响，物质、辐射和力场的分布特性与远离行星的空间颇不相同。行星际空间的特点是存在着低密度的等离子体，充满着所有波长的天体电磁辐射和不同能量的粒子辐射，并渗透着行星际磁场。行星际空间探测的任务是弄清整个太阳系内等离子体、电磁辐射、磁场和微量中性粒子的通量、分布、变化以及同行星的相互作用。行星际空间探测也是研究太阳系起源和演化的手段。
目录
1 探测方法
1.1 间接观测方法
1.2 射电观测方法
1.3 直接探测方法
2 主要结果
2.1 行星周围的磁场和辐射带
2.2 行星际等离子体──太阳风
2.3 行星际的固体物质
2.4 行星际磁场
探测方法
按照历史发展，行星际空间探测方法大致可分为三类：
间接观测方法
直到二十世纪五十年代后期，间接观测仍是人类研究行星际空间的一种重要手段。例如，根据彗星尾迹方向、黄道光偏振、地磁活动、宇宙线调制的观测，推断太阳风的存在，确定太阳风速度、成分以及同地磁活动的关系；根据流星穿入地球大气时产生的发光现象和电离效应，确定质量大于10-4克的流星粒子的空间密度；根据黄道光和F日冕的研究，得出质量更小的行星际尘埃粒子的特性和密度。现在，这些间接观测方法大部分已被直接观测所代替。
射电观测方法
行星际空间的射电观测分为被动观测和主动观测。
被动射电观测是通过观测天然射电在行星际空间的传播效应来推断行星际空间状态。例如，利用啸声传播获得地球磁层低能粒子的知识；通过观测太阳射电爆发确定太阳风密度有随着同太阳的距离而变化的关系；通过观测银河系内或银河系外那些类似超新星爆发及其遗迹的射电源辐射在行星际中非各向同性的散射，求出行星际磁场方向，进而得到太阳风方向的信息；通过观测直径较小的射电源在行星际中的闪烁，确定电子密度的不规则性、太阳风的方向和速度等。
主动观测是通过观测雷达回波的行星际效应来推断行星际空间状况。例如，观测太阳、行星、月球雷达的回波的多普勒致宽和多普勒频移，确定回波延迟、截面变化，获得日冕等离子体向外运动以及太阳风和磁尾中平均等离子体密度的信息；利用空间飞行器对地面的双频传播，测量其相位差和路径差，从而精确确定行星和地球之间行星际等离子体的平均密度等。
直接探测方法
行星际的直接探测首先要把科学仪器送到行星际空间。人造地球卫星轨道高度一般较低，即使是一些轨道很扁的人造卫星也仅能穿透到地球磁层以外很短距离处，因此它们主要是探测磁层以内的空间状态。探测地球磁层以外主要靠行星探测器（见空间天文观测航天器）。它们在飞向行星或其附近的过程中，完成对行星际和行星周围空间的探测。为测量行星际空间的各种物理参量，已设计出几十种不同类型的仪器。空间探测仪器原理与地面同类仪器相似，但要求体积小、重量轻、耗能少、寿命长以能适应空间环境。对木星以远的外行星际空间探测的仪器来说，寿命长尤为重要。表列出探测行星际空间物理现象的部分仪器：
探测行星际空间物理现象的部分仪器
六十年代的行星际直接探测主要是在地球－金星和地球-火星之间进行。七十年代，“水手”10号和“太阳神”探测器已飞向水星；“先驱者”10号穿过了小行星带飞向木星；“旅行者”对木星和土星进行对比研究，并研究土星-地球之间的行星际物质。
主要结果
行星际直接探测的成果，分述如下：
行星周围的磁场和辐射带
在行星际空间探测方面，最早的重大发现是地球辐射带。第二个重大发现是地球周围复杂的磁层。由于太阳风的作用，地球磁场被限制在一定区域内，这个区域称为地球磁层。向日面磁力线被太阳风压向地球，这个方向的磁层边界(称为磁层顶)离地面8～11个地球半径。背日面磁力线被太阳风吹散、拉长，像彗星尾巴那样散布在空间，延伸到几百个地球半径之外，称为磁尾。行星际监测站1号首先证实磁层顶之外有地球弓形激波存在，并发现磁尾存在中性片(即电流片)。在这相当薄（不大于1个地球半径）的中性片内，磁场方向陡然改变。对于太阳系其他行星的磁场和辐射带也进行过探测。最初的月球探测器和探测金星、火星的“水手号”，曾得出月球、金星、火星没有辐射带和磁场（或几乎没有磁场）的结论。后来，“阿波罗”11号和“阿波罗”12号以及苏联“月球号”都证实月球有一个极小的磁场。苏联“火星”2号和“火星”3号探测表明，火星赤道磁场强度约6×10-4高斯，约为地球磁场强度的千分之一。对金星的探测也表明，金星有弱磁场。据“水手”10号探测的初步分析，水星磁场比月球强得多，约为地球磁场的百分之一。根据“先驱者”10号探测，木星存在相当强大而复杂的磁场，木星辐射带延伸广度也大大超过地球辐射带。
行星际等离子体──太阳风
五十年代，人们根据对彗星尾迹的研究，曾提出太阳不断发射出稳定的粒子流，在耀斑爆发期间还发射附加的带电粒子。1958年把这种稳定粒子流定名为太阳风。对太阳风的直接测量，在苏联是从1959年发射“月球”2号和“月球”3号开始的，美国则是从1961年发射“探险者”10号和“探险者”12号开始的。“探险者”10号证实了苏联的太阳风观测。“探险者”12号不但证实太阳风始终存在，而且还观测到太阳爆发后若干分钟到达地球的高能粒子和两天后相继到达的能量大于3兆电子伏的微粒。这些粒子迭加在太阳风上。1962～1969年期间，对太阳风的静态特性和时空变化进行了大量的测量。这些测量表明，太阳风同太阳活动有最密切的关系，几乎观测到的全部太阳风参量（通量、成分、电子与质子的密度、电子与质子的温度、磁场强度等）都有起伏。这是太阳活动造成的太阳风的空间不均匀性和随时间的变化。在太阳风中还观测到日地间激波和磁流间断等现象，这是行星际等离子体和流体相似的证据。观测表明，行星际空间可能有低密度中性氢原子气体存在，它们可能是流入太阳系的星际中性气体。
行星际的固体物质
包括微流星和质量更小的宇宙尘。利用空间飞行器很容易记录到质量甚至小于10-15克的粒子，并可从100公里以上高度处直接获得流星粒子样品，决定其物理化学性质。据“火星”1号得到的直到离地球4，500万公里的流星撞击记录，发现空间流星物质分布很不均匀。在没有已知流星雨影响时，质量大于10-7克的粒子平均每秒内每平方厘米撞击2×10-5次，而在空间一定区域的有限时间内，可低于10-6～10-7次，在流星雨中则增大到10-1～10-5次。据目前一些探测记录，月球附近和地球周围的宇宙尘密度似乎比行星际高。原来预计小行星带内宇宙尘密度会相当大，但“先驱者”10号穿过小行星带时，仪器并没有记录到尘埃密度的明显变化。
行星际磁场
空间飞行器观测获得的资料说明行星际磁场方向的特征是扇形结构。行星际监测站1号的观测首先揭示，行星际磁场先在连续几天之内有一个主要方向（朝向太阳或背离太阳），几天以后又改变为另一个主要方向，因而呈现出扇形结构。两个扇形之间的边界非常薄（不大于15万公里）。行星际监测站1号观测以及行星际监测站3号与“先驱者”6号的同时观测都得出如下结果：扇形结构随太阳旋转，呈现27天的周期性。当扇形边界扫过地球时，观测到辐射带、地磁活动等方面有相应的变化。 |
天文学 | 光学天文学 | 辐射探测器 | 辐射探测器（ radiation detector ），将辐射能转换为可测信号的器件。探测器的基本原理是，辐射和探测介质中的粒子相互作用，将能量全部或部分传给介质中的粒子，在一定的外界条件下，引起宏观可测的反应。对于光学波段，辐射可以看作光子束，光子的能量传给介质中的电子，产生所谓光子事件，辐射能转变为热能（如热电偶）、电能（如光电流和光电压）、化学能（感光乳胶中银颗粒的生成），或者另一种波长的辐射（荧光效应）。根据这些能量和辐射，设计各种不同器件，以测量天体的辐射能量。辐射探测器的主要性能是：
①探测量子效率 指光子和探测器在作用的初始过程中，产生的光子事件数和入射光子数之比。它描述探测器接收和记录信息的能力。入射光子有可能穿透介质或被介质反射。有时介质要吸收几个光子引起一次光子事件，有时产生的光子事件未被检测，所以一般探测器的量子效率小于1。
②响应度 又称灵敏度，等于探测器输出信号和入射辐射功率之比。辐射功率增加时，输出信号也成正比地增加，这样的探测器称为线性的，否则称为非线性的。
③分光响应 又称分光灵敏度，指单色辐射作用时探测器的灵敏度。它表征探测器对不同波长辐射的响应特性。分光响应随波长变化的探测器，称为选择性的，反之称为非选择性的。以探测器最敏感波长处的响应为单位的分光响应，称为相对分光响应。
④探测率 等于探测器能探测的最小辐射功率的倒数。任何探测器都有噪声，比噪声起伏平均值更小的信号实际上检测不出来。产生如噪声那样大的信号所需的辐射功率，称为探测器能探测的最小辐射功率，或称等效噪声功率。有时用探测率描述探测器的灵敏度。
天文探测器要求具有宽敏感波段、高量子效率、高探测率、高分辨率和快速响应度。人眼是最早的天文探测器。十九世纪照相术发明后，照相底片一直是天文学研究的重要工具。二十世纪中叶起，广泛采用光电探测器，现今已有适用于从红外线到γ射线的各种光电器件。高空探测和行星际航行开展以来，核物理研究的各种高能探测器也相断应用于天文观测。在不同波段使用的各种辐射探测器如下表。
不同波段使用的各种辐射探测器 |
天文学 | 天文学 | 中国天文学史 | 中国天文学史（汉语拼音：Zhonɡɡuo tiɑnwenxueshi；英语：history of astronomy in China），研究天文学在中国发生和发展的分支学科。中国是世界上天文学发展最早的国家之一，数千年来积累了丰富的观测资料，是古代自然知识体系的带头学科，为中国文明和世界文明作出了重要贡献。它萌芽于新石器时代，可追溯到4500年以前，至战国秦汉期间（前475～220）形成了以历法和天象观测为中心的完整而富有特色的体系。之所以形成这样的特色，又是和中国传统天文学由皇家主持分不开的，而后者又是在天人感应和天人合一思想支配下高度的中央集权制所必需的。
以元代的授时历(1280)为标志，中国传统天文学发展到最高峰。进入明代以后有约200年的停滞。万历年间(1573～1620)随着“资本主义的萌芽”和实学思潮的兴起，以及历法的失修，社会对天文学产生了新的要求。此时正逢耶稣会士东来，随着西学东渐，中国传统天文学开始同西方天文学融合。1859年李善兰和伟烈亚力合译英国J.F.赫歇耳的《谈天》，中国人得以窥见近代天文学的全貌。1922年中国天文学会成立，1934年紫金山天文台建成，标志着现代意义上的天文学在中国诞生。然而真正的发展，还是在中华人民共和国建立之后，特别是改革开放以来，在许多领域取得了许多令人瞩目的成绩。
目录
1 萌芽时期
1.1 体系的形成
2 繁荣发展时期
3 盛极而衰
4 中西天文学的融合
5 近现代天文学的发展(1840～2002)
萌芽时期
从远古到西周末（前770年以前）
1960年在山东莒县陵阳河一带出土的距今约4,500年的四个陶尊上都有一个符号，它由日、月、山组成，有人释为“旦”字。据实地勘察，在陵阳河遗址的东方，有个寺崮山，此山由五峰南北相连，每逢春分前后的早晨，太阳由中峰方向升起，如遇到残月偕日出，就能看到陶文表示的景象，大约每隔四五年有一次。因此，它可能是古人借助自然标志确定春分的真实记录，并且能和《尚书·尧典》中的“分命羲仲，宅嵎夷，曰旸谷，寅宾出日，平秩东作”联系起来。
《尧典》虽系后人所作，但它反映了远古时代的一些史实，当无疑问。除观测日出方向来定季节外，还观测黄昏时的南中星来定季节。《尧典》说，一年为366日，分为四季，用闰月来调整季节。更重要的是，《尧典》确定了天文观测是皇家关心的重要政事。比《尧典》晚的《夏小正》可能反映了夏朝的一些天文历法知识，除注意昏中星以外，还注意到黎明时旦中星的变化，以及北斗斗柄每月所指方向的变化。
1899年以后，在河南安阳殷墟陆续出土的为数众多的甲骨文，把中国商代的历史奠基于磐石之上。在甲骨文中有五次月食记录，使夏商周断代工程可把商王武丁的在位年代确定在公元前1250年至前1192年之间。甲骨文中还有新星记录：“七月己巳夕，有新大星并火”。
比甲骨文稍晚的是西周时期（前11世纪～前8世纪）铸在铜器（钟、鼎等）上的金文。金文中有大量关于月相的记载，但无朔字。最常出现的是初吉、既生霸、既望、既死霸。对这些术语有种种不同的解释，但除初吉之外，其他几个都与月相有关，则无异议。对于这些月相的解释不同，所排出的西周历谱也就有所差异。
作为中国阴阳合历的关键词“朔”，到西周晚期的《诗·小雅·十月》篇中才出现：“十月之交，朔日辛卯，日有食之。”不但记录了一次日食，而且表明那时以日月相合（朔）作为一个月的开始。一些人认为，这次日食发生在周幽王六年，即前776年；也有人认为发生在周平王三十六年，即前735年。
《诗经》时代天文知识已相当普及。明末顾炎武在《日知录》里说：“三代以上，人人皆知天文。”他列举的四件事中，有三件都出自《诗经》，那就是“七月流火”、“三星在户”和“月离于毕”。
《诗经》中虽没有完整的二十八宿记载，但在反映西周王朝制度的《周礼》中已有明确的二十八宿和十二次的划分。可以说到西周末期，中国传统天文学已初具规模。
体系的形成
从春秋到东汉（前770～220）
从前770年到前476年称为春秋时期。这一时期是中国传统天文学从观察到数量化的过渡阶段。《礼记·月令》虽是战国时期的作品，但据近人研究，所反映的是春秋中叶（前600年左右）的天文学水平。它以二十八宿为参照物，系统地给出了每月月初的昏旦中星和太阳所在的位置，并且载明君主每月应该进行哪些仪式和活动，使中国传统天文学的政治化倾向更加明显。
《春秋》和《左传》是这一时期的主要历史文献，其中有大量的天文资料。《春秋》记载了37次日食，经过现代方法的核算，证明其中31次是可靠的。《左传》中有两次“日南至”（冬至）记载（一次在前654年，另一次在前521年），间距为133年，而天数为48,758日，合一年为365又33/133日。为简便起见取尾数为1/4。凡以这个数字为回归年长度的历法，都叫四分历。在汉武帝于前104年颁布太初历之前的古六历都是四分历，之所以有不同的名称，或因行用的地区不同，或因采用的岁首不同，名称并不代表时间的先后。因为四分历采用一回归年为365日，而太阳在恒星背景上每年移动一周（从冬至点到冬至点），所以也就规定圆周为365度，太阳每天移动一度。这个制度构成了中国传统天文学的一个特点，一直沿用到17世纪。这里也牵涉到中国传统天文学的另一特点，即确定回归年长度的“日南至”是用圭表测影的方法得到的。圭表在中国古代始终被当作主要的天文仪器之一，历代不断致力于技术上的改进，而在西方相对来说，圭表使用得较少。
随着观测资料的积累，战国时期（前475～前221）开始有天文学的专门著作出现。魏国的石申著有《天文》8卷，齐国的甘德著有《天文星占》8卷。根据唐代人的辑录，在石申的著作中有121颗恒星的坐标位置，是世界最早的星表；在甘德的著作中有关于木星卫星的观察。
在战国时期形成的中国古代哲学的三大范畴（气、阴阳、五行）影响到传统天文学的各个方面。《庄子·天运》和《楚辞·天问》提出了一系列具有深刻意义的问题，比较重要的有两个：一是宇宙结构如何，它的运行机制怎样；二是天地如何形成和演化。对这两个问题的深刻探讨到今天也没有结束。为了回答第一个问题，战国时期出现了盖天说，到汉代又有浑天说和宣夜说等的出现。对于第二个问题，汉代的《淮南子·天文训》一开头就用“气”的思想回答：宇宙最初是一团混沌状态，既分之后，轻清者上升为天，重浊者凝结为地，天为阳气，地为阴气，二气相互作用，产生万物。这个观点被后代许多学者继承和发展，是中国古代天体演化学说的主流。
《淮南子·天文训》（成书于前160年左右）的重要性还在于，它赋予天文学以突出的地位，在一部著作中专章叙述。司马迁继之，在《史记》中专设两章：《天官书》讲天文，《历书》讲历法，历代修史无不援引此例，这对中国传统天文学能够持续发展并把观测记录保存下来，起了不可磨灭的作用。
《淮南子·天文训》第一次列出了二十四节气的全部名称，其顺序和现今通行的完全一致。二十四节气分十二节和十二气，彼此相间，是中国历法的阳历成分，“朔”是阴历成分，用“闰”来调整阴阳二历，构成了传统历法的特色。汉武帝于元封七年（前104）颁布的太初历，以正月为岁首（建寅）以遇到没有中气的月份为闰月，使季节与月份配合得更合理，是历法的一大进步。
太初历是有完整文字记载的第一部历法，经过刘歆修改，以三统历的形式保存在《汉书·律历志》中。它奠定了中国数理天文学的格局：①太阳系内七大天体（日、月、五星）的观测及其运行规律的研究；②恒星位置的观测；③日月交食的计算、预报和观测；④二十四节气的推算；⑤测时、守时、授时系统的规定和各种技术的改进。其中关于日食的计算特别重要，它是判定一部历法好坏的重要标准。《汉书·律历志》说：“历之本在于验天”，意即在此。历法虽是由皇帝颁布的，但他作选择时不能违背这条标准，这就保证了它只能向精密化的方向发展。
太初历在使用了188年以后，由于所采用的回归年和朔望月的数值偏大，长期积累的误差已很显著，于是在东汉元和二年(85)又改用四分历，但这并不是复旧，仅只是又采用了365日为回归年的长度，在其他方面则大有改进。在实行四分历的过程中，发现月球的近地点运动很快，每月移动三度多，九年后又回到原来位置，于是提出九道术来处理这一问题。
公元123年发生了一场大辩论，刘愷等80余人主张恢复太初历，李泓等40余人主张继续使用四分历，双方的论据都是“谶纬”神学，张衡等少数人勇敢地站出来，认为这样的立论根本是错误的，历法的讨论不应以是否合乎谶纬为标准，而应以天文观测的结果为依据。他和周兴的观测结果以九道术最为精密。最后，尚书陈尚忠在作总结时，采取了折中态度，结果是继续使用四分历，但九道术未被采纳。九道术到刘洪的乾象历(206)中才得以采用。
张衡是和托勒玫同时代的人物，在天文学和地学方面都有卓越的贡献。在地学方面，他以发明候风地动仪闻名于世。在天文学方面，他的《灵宪》和《浑天仪·图注》是两部经典著作。前者是早期天体物理学方面的著作，其认识水平在其后的1500年间未有实质性的超越。后者是为制造浑仪而写的说明，具有球面天文学性质，是中国古代宇宙论的标准模型——浑天说的代表作。
除观测用的浑仪以外，张衡又在耿寿昌发明的演示仪器浑象的基础上制成漏水转浑天仪，开创了用水为原动力来驱动代表天象和时间的表演仪器的先河，后经唐代一行和梁令瓒、宋代苏颂和韩公廉的发展，成为世界上最早的天文钟。
繁荣发展时期
从三国到五代(220～960)
与欧洲在公元5世纪进入持续千年之久的中世纪形成鲜明的对比，中国在汉朝以后虽然有一段分裂局面，但未影响到天文学的发展，而唐朝(618～907)则是当时世界上最强盛的帝国，在天文学方面也以一行《大衍历》的完成形成了一个高峰。
东晋虞喜发现岁差，南朝祖冲之把它引进历法，将恒星年与回归年区别开来。祖冲之的儿子祖暅，发现过去人们当作北极星的纽星已离开实际上的北极一度有余，从而证明北天极常在移动，古今有不同的北极星。
北齐张子信于公元565年前后在海岛上发现了太阳运动不均匀性、五星运动不均匀性和月球视差对日食的影响，并提出了相应的计算方法。这三大发现虽晚于希腊，但在中国天文学史上具有划时代的意义，并迅速被众多的历法承认和应用。
一行进一步发现：行星的轨道与黄道有一定的交角，行星的近日点也在移动，并且提出了计算近日点的方法。他又以近日点为起算点，每经15°给出一个五星实际行度与平均行度之差的数值表格。在这表格中四次差等于零，也就是说，行星运动的快慢变化不是等加速或等减速的，应该用三次内插法来计算。他还进行了恒星位置的观测，发现有150多颗恒星（包括二十八宿的距星）的位置和前代有所不同，现在知道，这些变化主要是由岁差引起的，一行虽未给出任何解释，但这一发现其意义是很大的，宋元时期频繁的恒星位置观测便与之有关。一行不但测天，而且测地。他大相元太和南宫说等人分别出发到13个地方测量当地的北极高度和二分二至时中午日影的长度。13个地方分布面很广，最北到铁勒（今俄罗斯贝加尔湖附近），最南到林邑（今越南中南部）。最有意义的是：南宫说在河南平原上滑县、开封、扶沟、上蔡四个地方（这四个地方几乎在同一经度线上），不但测量了日影长度和北极高度，还用测绳丈量了这四个地方的水平距离。结果发现，从滑县到上蔡的距离是526.9唐里，但夏至时日影已差2.1寸，从而彻底否定了“日影千里差一寸”的传统假设。不但如此，一行又把南宫说和其他人在别的地方观测结果相比较，发现影差和南北距离之间的里差根本不存在线性关系。于是他改用北极高度（实际上即地理纬度）差来计算，从而得出，地上南北相去351.27唐里（约129.22千米），北极高度相差一度。这个数值虽然误差很大，但却是世界上第一次子午线实测。
在有了纬度概念以后，一行又创九服影长、昼夜漏刻和食差计算法，打破了传统历法中这三项计算仅限于某一地点的局面，使历法具有使用于全国各地的普适性。在一系列创新的基础上，一行等人完成的《大衍历》于公元729年颁行全国。《大衍历》全书共计52卷，特别是其中的“历经”一卷，分七章，结构合理，逻辑严密，成为后世历家编次的经典模式。
继《大衍历》之后，在晚唐和五代时期有两部历法比较重要。一是长庆二年(822)颁行的《宣明历》，一是建中年间(780～738)流行于民间的《符天历》。宣明历在日食计算方面提出了时差、刻差、气差三项改正，把因月亮地平视差而引起的改正项计算向前推进了一步。这部历法传到日本，从862年颁行，一直使用了823年，是世界上使用最长的历法。符天历有三项改革：一是废除上元积年；二是以10,000为共同分母，表示数据的奇零部分；三是以雨水为岁首。前二项均有进步意义，为元代的授时历所采用。
盛极而衰
从宋初到明末(960～1600)在以理学为旗帜的新儒学精神的影响下，北宋时期(960～1127)中国传统科学发展到了顶点，具有世界意义的三大发明（火药、印刷术和指南针）就是在这个时期完成的，天文学也取得了辉煌的成就：
1.记录了1006年和1054年出现的超新星，尤其是后者，成为20世纪天文学研究的前沿阵地。在它出现的位置上遗留了一个蟹状星云，在蟹状星云的中心又有一个脉冲星。
2.建造了六架大型观测仪器（浑仪），每架重量都在10吨左右。利用这些仪器进行过七次恒星位置观测。尤其是元丰年间(1078～1085)的观测，以两种星图的形式被保存下来；一是刻在石碑上，这就是现存的苏州石刻天文图；另一是绘在苏颂(1020～1101)的《新仪象法要》中。
3.《新仪象法要》是为元祐七年(1092)制造的水运仪象台而写的说明书，它不但叙述了150多种机械零件，而且还绘有60多张图，这为研究古代仪器制造提供了很大的方便。水运仪象台有一套机械装置被认为是近代钟表中擒纵器的雏形，而把机械传动装置结合使之与天球作同步旋转又是近代望远镜转仪钟的始祖；这座仪器上部观测室的屋顶可以摘下，又是近代天文台活动屋顶的先声。苏颂和韩公廉在完成水运仪象台之后，又制了一架浑天象，其直径大于人的身高，可让人进入内部观看。在球面按各恒星的位置凿有一个个小孔，人在里面看到点点光亮，俨然天上的星辰一般，这又是现代天象仪的先驱。
苏颂同时代的沈括以《梦溪笔谈》一书，被誉为中国的达·芬奇。他编制的“十二气历”是一种纯阳历，比现在世界通用的格雷果里历还完美，但由于传统习惯，一直未能实行。1074年他在制造浑仪时省去了白道环，这是中国浑仪在唐代达到复杂化的高峰以后，由繁入简的开始，元代郭守敬沿着这一方向继续前进，就有简仪的发明。
简仪是对中国传统的赤道式浑仪进行革命性的改革而成的，它的设计和制造水平，在世界上领先300多年，直至1598年欧洲天文学家第谷发明的仪器才能与之相比。
除简仪外，郭守敬等人还发明了仰仪、景符、正方案等10多种其他仪器，并且利用新的仪器进行了一次空前规模的观测工作：南起北纬15°、北至北纬65°范围内共设立了27个观测点（比唐代多一倍）测量其纬度，并在北纬15°～65°之间每隔10°设立一个观测站，观测其夏至日影长度和当天的昼夜长短。
在大量观测和研究的基础上，郭守敬等人于1280年制成授时历并于次年起实行。授时历对一系列天文常数进行了精确的测定，在数学方面应用了三次内插法和类似球面三角学的弧矢割圆术。
授时历在元朝灭亡之后，被继起的明朝继续使用，只是把名称改为大统历，一直用到1644年清军入关为止。
中西天文学的融合
从明末到鸦片战争(1601～1840)
在中世纪，欧洲古典天文学曾两次获得传入中国的机会：第一次是唐朝，瞿昙悉达翻译《九执历》(712)，这次是以印度人为媒介；第二次是元朝的扎马鲁丁的《万年历》(1267)和明朝贝琳的《七政推步》(1477)，这次是以阿拉伯人为媒介。第一次几乎未引起什么反响，第二次境遇要好一些，但也影响不大。明末清初发生的第三次，则改变了中国传统天文学的面貌。
从明初(1368)开始，中国传统天文学进入了一个低谷，很少创造发明。到了万历年间，伴随着经济史学家所称的资本主义萌芽和思想家所称的实学思潮的兴起，以及历法因年久失修，天象预报屡次出错等因素，人们对天文知识有了新的需求。就在这个时候，欧洲耶稣会士东来，他们了解到中国对于科学技术的追求远大于对宗教的兴趣，而天文学在中国政治文化中具有特殊地位，于是他们决定了“学术传教”的方针。利玛窦在经过八年与中国各界人士广泛接触以后，于1601年1月来到北京，获准朝见万历皇帝，在“贡献方物”的表文中即表示了参与天文历法工作的心愿。此后，来华耶稣会士与中国学者合作编译的天文著作有《浑盖通宪图说》(1607)、《乾坤体仪》(1608)、《简平仪说》(1611)、《表度说》(1614)、《天问略》(1615)、《远镜说》(1625)、《寰有诠》(1628)等。
中国学者除参与翻译介绍欧洲天文仪器和宇宙论方面的知识以外，还向耶稣会士们学习欧洲天文学的计算方法，因而徐光启得以用西法预报1610年12月15日和1629年6月21日的两次日食，从而证明西法优于大统历，使明朝政府决心改历。1629年秋，由徐光启在北京宣武门内组成百人的历局，聘请具有天文学造诣的神职人员邓玉函、罗雅谷、汤若望参加编译工作。经过五年的努力，成书137卷，名曰《崇祯历书》。《崇祯历书》的实用公式、重要参数和大量天文表都以B.第谷的天文学体系为基础，并未超出J.开普勒发现行星运动三定律之前的水平，只有个别地方例外。
《崇祯历书》于1634年编成以后，继续受到守旧势力的阻挠，争论不休，经过八次天象预报和实测的比较，至1643年西法终于以“精密”获胜。次年正月，崇祯皇帝下令将西法历书改名大统历，颁行天下。然而，不到两个月，李自成攻入北京，明朝垮台。
1644年夏，清军入关后，汤若望把《崇祯历书》删改压编成103卷，更名《西洋新法历书》，进呈清政府。清政府任命汤若望为钦天监监正，用西洋新法编算下一年的民用历书，名曰《时宪历》。从此，除了在康熙三年到七年(1664～1668)因杨光先的控告，汤若望一度被软禁外，直至道光六年(1826)为止，清政府都聘用欧洲传教士主持钦天监。这期间钦天监的主要工作有：南怀仁于1669～1673年主持制造了六件大型第谷式天文仪器，并编写了一部详细的说明书《灵台仪象志》，这些仪器现存北京古观象台；编成《历象考成》(1722)和《历象考成后编》(1742)；编成《仪象考成》(1752)。在传教士离开以后，中国天文工作者又于1844年编成《仪象考成续编》。
在清初还有一批民间天文学家，他们严谨治学，无论是西学还是中学，都细心钻研，有所批判，有所发展，在中西天文学的融合上，作出了应有的贡献。著名的有薛凤祚、王锡阐和梅文鼎。特别是王锡阐，他的《晓庵新法》(1663)和《五星行度解》(1673)成就颇高。前者在风格上像一部传统历法，但内容上有很多创新，比以前的中西天文学都有所前进。后者是在第谷体系的基础上，推导出一组新的计算行星位置的公式，计算结果准确度较前为高。有人认为，以王锡阐为代表，中国在这一时期发生了一场有限度的天文学革命。
近现代天文学的发展(1840～2002)
1543年N.哥白尼《天体运行论》出版，标志着近代天文学的诞生。这部书被早期来华的传教士带到中国，但是书中的主要内容却未向中国学者介绍，直到1760年法国耶稣会士蒋友仁向乾隆皇帝献《坤舆全图》时，在图四周的说明文字中，才肯定了哥白尼学说是唯一正确的，并介绍了开普勒定律和地球为椭球体的事实。但是，这幅《坤舆全图》连同此前不久传入的演示哥白尼学说的两个仪器，都被锁在深宫密室之中。中国人真正了解哥白尼学说的伟大意义和近代天文学的面貌还要再等99年，李善兰与伟烈亚力合译《谈天》(1859)以后。
《谈天》原名《天文学纲要》，是英国天文学家J.F.赫歇耳的一本通俗名著，全书共18卷，系统地总结了19世纪中叶之前的近代天文学成果，不仅对太阳系的结构和运动有比较详细的叙述，而且也介绍了有关恒星系的一些内容。特别值得一提的是，李善兰为这个中译本写了一篇战斗性很强的序言，批判了反对哥白尼学说的奇谈怪论，声称“余与伟烈君所译《谈天》一书，皆主地动及椭圆立说，此二者之故不明，则此书不能读。”此书首版15年后，徐建寅又补充了欧洲天文学的最新成果，加以再版，为中国近代天文学的发展打下了思想基础。
但是，近代天文学的发展与古代不同，它需要精密的仪器和昂贵的设备，这些基本物质条件，非一般学者个人所能拥有，而摇摇欲坠的清政府，连向列强赔款都来不及，根本无暇顾及此事。1900年八国联军抢劫以后的清政府钦天监已经名存实亡，只剩下一项颁布民用历书的工作。
1911年辛亥革命后，北洋政府将钦天监更名为中央观象台，任命在比利时布鲁塞尔大学获博士学位的高鲁为台长。高鲁到职后，励精图治，锐意革新：①采用公历，在颁布的民用历书中，将过去“皇历”中所有迷信成分一律删除；②建立天文、历数、地磁、气象四科，向国内外延揽人才，准备现代化建设；③出版专业刊物《观象丛报》(1915)；④创办中国天文学会。
中国天文学会成立以后，国人自办的天文机构陆续诞生。1926年中山大学数学天文系成立，1929年该系建成教学天文台，1947年天文独立成系。1928年中央研究院天文研究所成立，并筹建中国第一座有现代设备的天文台——紫金山天文台。1934年天文台建成，不久抗日战争爆发，机构内迁昆明，虽然在那里建立了凤凰山天文台，但研究工作进展不多。
1949年中华人民共和国建立，中国科学院将原天文研究所改名为紫金山天文台，将凤凰山天文台改名为昆明天文工作站，连同青岛观象台（1898年德国人创办），以及从法国人手中刚接管的上海徐家汇观象台和佘山观象台，均交紫金山天文台领导。1952年，教育部又将中山大学天文系和齐鲁大学天算系（1880年德国人创办）合并为南京大学天文系。南京成了中国天文事业的中心，而紫金山天文台成了天文界的龙头。
从1958年北京天文台和南京天文仪器厂筹建开始，形势有所改变，这两个机构直属中国科学院。此后，其他机构也相继脱离紫金山天文台，成为上海天文台(1962)、云南天文台(1972)，直属中国科学院。再加上1966年开始筹建的以时间工作为主的陕西天文台，到20世纪80年代初，形成五台、一厂、三系（南京大学天文系、北京师范大学天文系、北京大学地球物理系天体物理专业）、三室（中国科技大学天体物理研究室、中国科学院高能物理研究所高能天体物理研究室、中国科学院自然科学史研究所数学天文学史研究室）、四站（武昌时辰站、乌鲁木齐天文站、长春人造卫星观测站、广州人造卫星观测站）和一馆（北京天文馆）的格局。
到2001年，随着中国科学院创新、改革的高潮，又将北京天文台、云南天文台、乌鲁木齐天文站、长春人造卫星观测站和南京天文仪器厂的研究部分合并为国家天文台，将陕西天文台改名为国家授时中心，又与几个高等学校联合成立了研究中心。到2002年为止，中国已有五大观测基地（北京怀柔，河北兴隆，上海佘山，青海德令哈，乌鲁木齐南山）和七大实验室（LAMOST工程、空间天文技术、毫米波和亚毫米波、天文光学技术、大型射电望远镜、VLBI、天文光学和红外探测器）。
1955～2001年有15人被选为中国科学院院士，2人被选为中国工程院院士，1人被选为国际天文学联合会副主席。1982～2001年，共获得国家科技进步奖一等奖5项，二等奖11项；国家自然科学奖二等奖5项。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 哈勃定律 | 哈勃定律（汉语拼音：Ha bo ding lv；英语：Hubble'slaw），1929年，E.P.哈勃发现河外星系视向退行速度v与距离d成正比，即
v＝Hd
这个关系称为哈勃定律，又称哈勃效应。式中 H 称为哈勃常 数。哈勃定律中，v以千米／秒为单位，d以百万秒差距为单位，H的单位是千米／（秒·百万秒差距）。哈勃定律有着广泛的应用，它是测量遥远星系距离的唯一有效方法。只要测出星系谱线的红移，再换算出退行速度，便可由哈勃定律算出该星系的距离。哈勃定律中的速度和距离不是直接可以观测的量。直接观测量是红移和视星等。因此，真正来自观测、没有掺进任何假设的是红移-视星等关系。在此基础上再加上一些假设，才可得到距离-速度关系。 |
天文学 | 天文学 | 日冕 | X射线波段的日冕结构
日冕（汉语拼音：rimiɑn；英语：corona），太阳的最外层大气。日冕位于色球上面，亮度仅为光球亮度的百万分之一，比地面上的天空亮度暗得多，因此在地面平时看不见日冕，必须用专门的仪器日冕仪，或者在日全食时才能看见。
安装在海拔2,000米以上高山（那里天空散射光很弱）的日冕仪也只能看到从太阳边缘至大约0.3太阳半径范围的日冕。日全食时看到的日冕呈银白色，也是太阳边缘以外的投影日冕。从最好的日全食照片上，能够看到它可延伸到5～6个太阳半径的距离，但实际上它可延伸到超过日地距离。距日心5～6个太阳半径以外的日冕物质是以很高的速度向外膨胀的，形成所谓的太阳风。太阳风就是动态日冕。
日冕的温度高达100万～200万度，但密度却小于10－14克/厘米3，而且随日心距迅速下降。日冕的温度比下层大气，即色球和光球高得多，原因是有非辐射能源输入日冕，使其获得额外加热。关于非辐射能源的性质，现正在探讨之中。可在空间飞行器上用X射线观测整个太阳半球面上的日冕结构，能够看到活动区上空的日冕区中有许多亮环，非活动区的日冕则由更大尺度的弱亮环贯穿，还有一些几乎全暗黑的区域称冕洞。高温条件下的日冕物质处在高度电离状态，自由电子和各种高次电离原子倾向于沿磁力线延伸，因此日冕中的这些结构实际上反映了它的磁场分布。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 德西特静态宇宙模型 | 德西特静态宇宙模型（ de Sitter static model ），膨胀宇宙的一种模型。其中没有物质和辐射，膨胀由宇宙学常数驱动。1917年由荷兰天文学家W.德西特通过解爱因斯坦场方程提出。尽管这个模型在物理上不合理，但它首次引入了真实宇宙可能膨胀的观念。一个非常类似于德西特模型中的膨胀阶段在现代的暴胀宇宙理论中也起着重要作用。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳单色像 | 太阳单色像（ monochromatic image of the Sun ），由选定的某一波长 λ处的狭窄波段Δλ内的单色辐射所成的太阳像，它能反映出太阳大气中形成该单色辐射的那一层气体的状态。以前，一般是利用太阳摄谱仪，使太阳像与底片同步移动进行全日面扫描来获得太阳单色像。自二十世纪三十年代法国天文学家李奥发明双折射滤光器后，基本上便以装有双折射滤光器的望远镜──色球望远镜来取得太阳单色像。这样就能同时得到整个日面的单色像，而不必作长时间的扫描。
目前常见的太阳单色像有：
① 氢单色像 用氢Hα线（波长6563埃）的线心，可得到Hα单色像。用它来观测色球显得特别清晰。可以看到谱斑（氢谱斑）、日珥和暗条（图1），在黑子附近，有时还可看到耀斑。根据谱线位移，在Hα的红翼和蓝翼进行离带观测时，可以观测到色球上物质的上升或下降运动。
图1 Ha全日面单色像
② 钙单色像 电离钙 CaⅡ的H和K线（波长分别为3968埃和3934埃）都是共振双线，因而单色像是一样的，但由于K线较强，一般都用K线进行观测。在K吸收线轮廓中的发射部分──K2线，和中心凹陷部分──K3线，都可得到单色像。K2线产生于色球中层。钙单色像上的谱斑(钙谱斑)有明显的色球网络结构──钙网络，以K2线和K3线得到的网络最为清晰（图2）。观测表明，钙网络与超米粒组织、钙网络元与超米粒元都有很好的对应关系。
③ 氰单色像 氰分子(CN)谱带的带头波长3883埃谱线产生于光球的上层，该谱线对温度特别灵敏。在观测中发现小的CN元在黑子附近以每秒一公里的速度外流，直接的磁场观测发现在黑子外缘有微小磁元外流也证实了这一点。这种单色像在空间位置上与纵向磁图基本一致。
④3835埃单色像 据观测，发现在大耀斑开始时，磁场中性线（见磁合并）的两侧有一系列的3835埃闪烁点出现。每个闪烁点的平均寿命是5～10秒，直径小于1″。对1972年8月7日特大耀斑观测表明：闪烁点与45千电子伏的X射线爆发基本对应。据认为，它们是磁流环的基点，由磁流环中被加速的高能电子轰击色球低层所引起。
⑤日冕的5303埃和6374埃单色像 内冕光谱只有发射线，其中以绿线（Fe揓λ5303埃）最强。由于离太阳边缘1′处的日冕亮度只有日面平均亮度的百万分之一、二，而在地面上观测，地球大气造成的散射光在该处竟达日面平均亮度的千分之一，所以，日冕仪只有放置在高山上才能对日冕进行观测。通常日冕的5303埃单色像是用双折射滤光器取得的(图3)。
图3 用日冕仪拍摄的Fe揓5303埃单色像
⑥ 中性氦(HeI)10830埃和电离氦(HeⅡ)304埃单色像 由天空实验室取得的大量太阳的远紫外线照片发现，日冕中存在着冕洞的结构。由真空太阳望远镜在地面上获得的红外HeI10830埃太阳单色像也曾观测到冕洞。将它和发射线HeⅡ304埃单色像对比，发现304埃单色像中的亮特征即是10830埃单色像上的暗特征，反之亦然。但是在与冕洞的对应上，由于10830埃单色像临边昏暗较为显著，所以就稍差一些。
⑦ 铁的23次电离离子(FeXXIV)255埃单色像 单色像对耀斑的研究有较大的帮助，可以在各波段上取得有关耀斑亮度、位置及其变动的信息。天空实验室取得的1973年6月15日2b级耀斑的255埃单色像表明，它是一个典型的双带耀斑，两条耀斑亮带由磁力线连接起来。在耀斑极大时刻，255埃单色像在磁场中性线上空的环状日珥顶部最亮，表明在出现耀斑闪光的阶段时，这一区域的温度极高。
图4 天空实验室拍摄的太阳远紫外射线照片
太阳光谱 上面布满光谱线，从中可以了解太阳的化学组成和物理状况。 美国萨克拉门托峰天文台 |
天文学 | 天文学 | 天体力学 | 天体力学（ Celestial Mechanics ），研究天体质心运动和绕质心运动以及天体形状的学科。它是天文学的一个分支，也是航天器轨道运动理论的基础和航天器姿态动力学的基础。在天体力学基础上发展起来的航天器运动理论与火箭动力学结合，形成了航天动力学。天体力学的研究对象是太阳系中的天体及一些成员不多的恒星系统。航天器作为人造天体，其运动中的许多问题也是天体力学的研究课题。天体力学仍以牛顿运动定律和万有引力定律为基础。研究方法分三类：①摄动理论：研究内容包括具体天体的摄动理论和纯理论问题。纯理论问题是从各类天体摄动理论中抽象、概括出来的关键性和共同性的问题。②数值方法：研究改进已有的数值计算方法和解决数值方法中出现的问题。③定性理论：研究长期轨道状况和运动方程奇点附近的轨道性质。这些研究方法都可以应用在航天器运动的研究中。 |
天文学 | 天体测量学 | 大地天文学 | 大地天文学（汉语拼音：Dɑdi Tianwenxue；英语：geodetic astronomy），通过观测天体以测定地面点（又称天文点）的天文经度、纬度和该点至相邻固定目标的方位角的理论和方法。它是实用天文学的分支学科，是天体测量学应用于大地测量学而形成的一门边缘学科。
大地天文学的传统课题包括：
①测定地面点的天文经度，就是在同一瞬间测定地面上一点与本初子午线上的地方时之差。该点上的时刻可使用经纬仪、中星仪、棱镜等高仪以及照相天顶筒等仪器测定；本初子午线上的地方时则可通过收录天线电时号求得。
②测定地面点的天文纬度。这等同于测定地面点的天极高度。该点的纬度可使用带有纬度水准的经纬仪、天顶仪、棱镜等高仪以及照相天顶筒等仪器测定。
③地面目标方位角的测定。这等同于确定某天文点的子午线方向。观测恒星，测定其时角，算出它的方位角，然后测定该瞬间恒星与地面目标之间的水平角，从而得到目标的方位角。这些任务都包含对各种误差的分析及对削弱和消除误差的研究。近代已能测定地面点在以地心为原点的三维直角坐标系中的地心直角坐标，用诸如甚长基线干涉测量、激光测卫、全球定位系统测量等技术，精度可达几厘米量级。
精密的天文点是大地测量中三角网中的控制点。天文测量与重力测量相结合可以研究地球重力场和地球形状。地面点坐标为地图学提供了基本资料。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 室女星系团 | 室女星系团（Virgo cluster of galaxies），位于室女座的一个星系团，包含2500多个星系。平均红移为1180千米／秒，距离19百万秒差距（6000万光年），是离地球最近的一个不规则星系团。室女星系团占据的天空面积很长，角直径约12°；线直径约1300万光年。它的中心有一个超巨椭圆星系M87（NGC4486），是全天最强的射电源之一，也是一个强的X射线源，绝对目视星等约－22等，质量约4×1012太阳质量。室女星系团属于本超星系团，可能是后者的中心密集部分。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 木星 | 哈伯太空望远镜的WFC3相机于2014年所拍摄到木星的真实色彩影像，可清楚看见木星南半球的大红斑
木星（英文：Jupiter），太阳系八大行星中距离太阳排名第五（第五近）的行星，也是太阳系中体积最大的行星，目前已知有79颗卫星。古代的天文学家就已经知道这颗行星，罗马人以他们的神称这颗行星为朱庇特。古代中国则称木星为岁星，取其绕行天球一周约为12年，与地支相同之故，且产生了岁星纪年法。到西汉时期，《史记·天官书》作者司马迁从实际观测发现岁星呈青色，与“五行”学说联系在一起，正式把它命名为木星。
木星是颗巨行星，质量是太阳的千分之一，但却是太阳系其他行星质量总和的2.5倍。太阳系的行星中，木星和土星是气体巨星（天王星和海王星是冰巨星）。
从地球看木星，它的视星等可以达到 -2.94等，已经可以照出阴影，并使它成为继月球和金星之后，是夜空平均第三亮的天体（火星在其轨道的特定点上时能短暂与木星的亮度相比）。
木星的主要成分是氢，氦占十分之一，氦占了总质量的四分之一；它可能有岩石的核心和重元素，木星是巨行星，没有可以明确界定的固体表面。由于快速地自转，木星的外观呈现扁球体（赤道附近有轻微但明显可见的凸起）。外面的大气层依纬度成不同的区与带，在彼此的交界处有湍流和风暴作用着。大红斑第一次观测时间是17世纪使用望远镜观测到，持续旋转至今。
环绕着木星的还有微弱的行星环和强大的磁层，包括4颗1610年发现的伽利略卫星，至2019年12月已经发现79颗卫星。木卫三是其中最大的一颗，其直径大于行星中的水星。
迄今已有数艘无人太空船前往木星探勘，最值得注意的是早期飞掠任务的先锋号和旅行者计划，和后期的伽利略号。先前拜访木星的是锁定冥王星的新视野号太空船，在2007年2月28日最接近木星，并借助木星的加速前往冥王星。目前朱诺号是木星轨道上唯一运作中的探测器，自2016年7月4日进入环绕木星的轨道后便持续进行观测作业至今。未来仍将有不少探测木星系统的太空任务，如探测木星卫星欧罗巴的木卫二飞越任务。
木星的真彩色拼接图由卡西尼上的窄角照相机在2000年12月拍摄的。NASA/JPL
木星南极彩色照片由公民科学家 Gabriel Fiset 用“朱诺号”上的JunoCam仪器数据拼接的
木星北极区域南部边缘的一场动态风暴被朱诺号拍到。NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS
木星的条纹和漩涡实际上是由氨和水组成的寒冷多风的云，漂浮在氢和氦的大气中。木星标志性的大红斑是一场比地球还大的风暴，已经肆虐了数百年。
目录
1 形成和迁徙
2 结构
2.1 成分
2.2 质量和大小
2.3 内部结构
3 大气层
3.1 云层
3.2 大红斑和其它涡旋
4 行星环
5 磁层
6 轨道和自转
7 观测
8 研究和探测
8.1 望远镜发明之前的研究
8.2 地基望远镜的研究
8.3 电波望远镜的研究
8.4 太空探索与探测
9 卫星
9.1 伽利略卫星
9.2 卫星的分类
10 与太阳系的交互作用
10.1 撞击
11 生命的可能
12 神话
13 参见
形成和迁徙
一组新的超级地球可能起初聚集在内太阳系。
地球和它邻近的行星可能是在木星碰撞与摧毁这些在太阳附近的超级地球之后，从碎片中形成的。当木星迁徙至内太阳系，在理论家所谓的大迁徙假说，突然的引力推与拉，导致这些超级地球的轨道开始重叠，引发彼此间一系列的碰撞。天文学家已经发现500多个多行星系统，这些系统通常包括几颗质量数倍于地球（超级地球）的行星，进到比水星更靠近太阳的距离，并且类似木星的气体巨星也会很靠近它们的母恒星。看来，木星在太阳系的外侧轨道上，是因为当它迁徙时， 土星拉着它往外移动。木星从内太阳系往外移动，可能给了内太阳系的行星，包括地球，可以形成的契机。
2017年，来自美国劳伦斯利弗莫尔国家实验室和德国明斯特大学的研究人员在分析来自小行星的陨铁中钨和钼的同位素时发现，木星岩石内核可能在太阳系形成后的100万年后就已经处在形成阶段中，木星形成可能已有距今46亿至50亿年。
结构
木星主要由气体和液体物质构成，它是太阳系中4颗巨行星中最大的，也是太阳系最大的行星。它的赤道直径142,984 km（88,846 mi），密度1.326g/cm3，是巨行星中第二高的，但远低于其它4颗类地行星。
成分
木星大气层上层的成分以气体分子的体积百分比大约88-92%是氢，8-12%是氦。因为氦的原子量是氢的4倍，当以质量描述组成时，不同原子量的元素就会有不同的比例。木星的大气层大约75%的质量是氢，24%的质量是氦，剩余的1%是其它的元素。内部包含密度较高的元素，大致是71%的氢，24%的氦，和5%其它的元素。大气中含有微量的甲烷、水蒸气、氨和矽基化合物。也有微量的碳、乙烷、硫化氢、氖、氧、磷化氢和硫，最外层的大气含有结晶的氨。经由红外线和紫外线的测量，也发现有微量的苯和其它的烃类。
大气中氢和氦的比例接近理论上的原始太阳星云组成。氖在大气层上层仅占百万分之二十，大约是太阳中丰度的十分之一。氦也几乎耗尽，大约只有太阳组成的80%左右。这种减少是这些元素沉降到行星内部的结果。较重的惰性气体在木星大气层中的丰度是太阳的2-3倍。
依据光谱，土星的组成被认为类似于木星，但其它的巨行星，天王星和海王星有着相对较少的氢与氦。由于缺乏直接深入大气层的探测器，除了外层的大气层外，缺乏内部更重元素丰度的精确数值。
质量和大小
木星的质量是太阳系其他行星质量总和的2.5倍，由于它的质量是如此巨大，因此太阳系的质心落在太阳的太阳表面之外，距离太阳中心1.068太阳半径。虽然木星的直径是地球的11倍，体积是地球的1,321倍，但是它的密度很低，质量只是地球的318倍。木星的半径是太阳半径的十分之一，质量是太阳质量的千分之一，所以两者的密度是相近的。"木星质量"（MJ或MJup）通常被做为描述其它天体，特别是系外行星和棕矮星的质量单位。例如系外行星HD 209458 b的质量是0.69MJup，而仙女座κb的质量是12.8MJup。
理论模型显示如果木星的质量比现在更大，而不是仅有目前的质量，它将会继续收缩。质量上的些许改变，不会让木星的半径有明显的变化，大约要在500地球质量（1.6MJup）才会有明显的改变。尽管随着质量的增加，内部会因为压力的增加而缩小体积。结果是，木星被认为已经几乎达到了行星结构和演化史所能决定的最大半径。随着质量的增加，收缩的过程会继续下去，直到达到可察觉的恒星形成质量，大约是50MJup的高质量棕矮星。
然而，需要75倍的木星质量才能使氢稳定的融合成为一颗恒星。最小的红矮星，半径大约只是木星的30% 。尽管如此，木星仍然散发出大量能量。它接受来自太阳的能量，而内部产生的能量也几乎和接受自太阳的总能量相等。这些额外的热量是由开尔文-亥姆霍兹机制通过收缩产生的。这个过程造成木星每年缩小约2公分。当木星形成的时候，它比现在热，直径大约是现在的2倍。
内部结构
木星被认为有个由元素混合的致密核心，被一层含有少量氦，主要是氢元素的液态金属氢包覆着。除了这个基本的轮廓，不确定的成分还是相当多。核心经常被描述为岩石，但是其详细的成分是未知的，而且在这种深度下的温度、压力、和材料的性质也都不清楚。1997年，有人建议用重力法测量是否存在着核心，显示核心大约有12至45地球质量，约占木星总质量的4%至14%。
行星模型认为在行星形成的历史上，木星至少有一段时间有个够大的岩石或冰的核心，才可以从原始太阳星云收集到足够大量的氢和氦。假设它确实存在，它可能因为现存的热液态金属氢与地函混合的对流而萎缩，并且熔融在行星内部的较上层。核心现在可能完全消失，但由于重力测量仍不够精确，还不能完全排除这种可能性。
模型的不确定性受限于测量参数的误差：用来描述行星引力动量的一个自转系数（J6）、木星的赤道半径、在1帕压力处的温度。预期在2011年8月发射的朱诺号探测器将能获得这些参数更好的数值，从而在核心的问题上取得进展。
核心区域被密集的金属氢包围着，向外延伸到大约行星半径78%之处，通过这一层的氦和氖，像雨水滴般向下沉降，消耗掉这些元素在上层大气的丰度。
在金属氢上层是内层透明氢的大气层。在这个深度，温度是在临界温度之上，对氢而言只有33K。在此状态下，没有层次分明的液体和气体位相 －氢可能是临界的超流体状态。在这层之上的，从云层向下延伸至深度大约1,000公里的氢，顺理成章的应该是气体，而在更深的一层是流动的液体。在物理上，那里没有明确的边界 －气体很顺利的变得更热和更密集的下降。
由于开尔文-亥姆霍兹机制可知，木星内部的温度和压力在朝向核心地方向逐渐增加。在压力为10帕的“表面”，温度大约是340 K（67 °C；152 °F）。在氢相变的区域 －温度达到临界点－ 氢成为金属，相信温度是10,000 K（9,700 °C；17,500 °F），压力的200GPa。在核心边界的温度估计为36,000 K（35,700 °C；64,300 °F），同时内部的压力大约是3,000至4,500GPa。
这幅模型剖面图显示木星内部的构造，液态金属氢覆盖着内部深处的岩石核心
大气层
木星有着太阳系内最大的行星大气层，跨越的高度超过5,000 km（3,107 mi）。由于木星没有固体的表面，它的大气层基础通常被认为是大气压力等于1 MPa（10 bar），或十倍于地球表面压力之处。
云层
航海家1号太空船于1979年2月25日距离木星920万公里（570万英里）飞掠过木星时拍摄的影像。大红斑下方白色的椭圆正是直径大约与地球相同的风暴
木星永远被氨晶体和可能是氢硫化氨的乌云笼罩着。对流层顶的云，在不同纬度形成不同的区带，最著名的是热带区。这些区带分为亮色调的区（zones）和深色调的带（belts）。这些模式互不相容环流间的交互作用导致风暴和湍流，风速达到100m/s（360Km/h）的纬向急流是很常见的。每一年，各区都有着不同的宽度、颜色和强度，但对天文学家而言，依然可以稳定的给予识别和指定。
云层大约只有50 km（31 mi）深，并且至少包含两层覆盖的云：厚厚的下层和薄且清晰的区域。在氨云层下面也有薄薄一层的水云，有证据显示木星的大气层中也有闪烁的闪电。这是由水分子的极性造成的，它使得创造闪电所需要的电荷能够分离。这些放电的强度达到地球上的一千倍。水云可以形成雷暴，驱使热量从内部不断上升。
木星云层的橙色和棕色是内部涌升的化合物暴露在紫外线下，引起颜色的改变造成的。确切的构成仍然不清楚，但被认为是含有磷、硫或可能是烃类。这些丰富多彩的混合物，称为发色团，与下层较温暖的云层混合。 区是由上升的氨结晶对流胞形成的，在观测上通常是较低层云的掩蔽物。
木星的低转轴倾角意味着两极能接收到的太阳辐射远远的少于行星的赤道地区。行星内部的对流输送大量的能量到极区，使云层的温度能够平衡。
大红斑和其它涡旋
木星大红斑的大小在缩减中（2014年5月15日）
木星最著名的特征是大红斑，这是比地球大的一个持久性反气旋风暴，位置在赤道南方22°，至少在1831年以来，就已经知道它的存在，并且可能更提早至1665年。来自哈伯太空望远镜的影像显示多达两个红斑毗邻着大红斑。这个风暴大得可以使用地基的小口径12 cm或更大的望远镜看见。一些数学模型表明这个风暴是稳定的，可能是这颗行星上一个永久性的特征。
鹅蛋形物体的自转是逆时针方向，周期大约是六天。大红斑的维度是24,000至40,000公里 × 12,000至14,000公里。它的直径大到可以容得下2至3颗地球。这个风暴最大的高度比周围的云层高出约8 km（5 mi）。
风暴通常都发生在巨行星大气层的湍流内，木星也有白色和棕色的鹅蛋形风暴，但较小的那些风暴通常都不会被命名。白色的鹅蛋形风暴倾向于包含大气层上层，相对较低温的云。棕色鹅蛋形风暴是较温暖和位于普通云层。这种风暴持续的时间可以只有几个小时，也可以长达数个世纪。
在航海家证实大红斑的特征是一场风暴之前，因为它相对于周围其余的气团有时快，有时慢的差异旋转，已经是强有力的证据，表明大红斑与行星表面或深处的地形特征没有关联性。
在2000年，在南半球有一个外观与大红斑类似，但较小的大气特征出现。这是由几个较小的白色鹅蛋形风暴合并成的一个特征 －三个在1938年首度被观测到的较小的鹅蛋形风暴。合并后的特征被命名为鹅蛋形BA，并且因为它的强度增加，颜色由白转红，被暱称为幼红斑。
行星环
木星的环
木星有个黯淡的行星环系统，约有6,500公里宽，但厚度不到10公里。由大量尘埃和黑色碎石组成，以大约7小时的周期围绕木星旋转。环由三个主要的部份组成：内侧像花托，是由颗粒组成的晕环，中间是相对明亮的主环，还有外圈的薄纱环。这些环，看起来是由尘埃组成，而不像土星环是由冰组成。主环可能是从卫星阿德剌斯忒亚和梅蒂斯喷发的物质组成。正常应该落回卫星的物质由于受到木星强大引力的影响，被木星吸引住。这些材料转变轨道的方向朝向木星，新的材料又因为碰撞影响而继续被加入。以相同的方式，特贝和阿马尔塞可能组成薄纱环尘土飞扬的两个部分。也有证据显示沿着阿马尔塞的轨道可能有一连串与这颗卫星碰撞构成的岩石碎片。
磁层
木星上的极光。三个亮点是由连接到木星卫星埃欧（在左边）、佳里美德（在底部）和欧罗巴（在最底部）的磁流量管创造的。此外，可以看见非常明亮，几乎是圆型的区域，称为主要的鹅蛋形，可以看见和弱极区极光。
木星的磁场强度是地球的14倍，范围从赤道的4.2高斯（0.42mT）到极区的10至14高斯（1.0-1.4mT），是太阳系除太阳黑子以外最强的磁场源。这个场被认为是由涡流产生的，即木星内部涡旋运动的液态金属氢。埃欧卫星上的火山释放出大量的二氧化硫，形成沿着卫星轨道的气体环。这些气体在磁层内被电离，生成硫和氧的离子。它们与源自木星大气层的氢离子，在木星的赤道平面形成电浆片。这些片状的电浆与行星一起转动，造成进入磁场平面的变形偶极磁场。在电浆片内的电流产生强大的无线电讯号，造成范围在0.6至30MHz的爆发。
在距离木星大约75木星半径之处，磁层与太阳风的交互作用生成弓形震波。环绕着木星磁层的是磁层顶，位于磁层鞘的内缘 －磁层顶和弓形震波之间的区域。太阳风与这些去的交互作用拉长了木星背风面的磁层，并且向外延伸至几乎到达土星轨道的位置，而面向太阳方向也有数百万公里厚。木星的四颗大卫星的轨道全都位于磁层内，受到保护而得以免受太阳风的侵袭，因此木星的卫星全都位于它的磁层之中。 伽利略号的大气探测器在木星环与高层大气之间新发现一个强辐射带，类似地球的范艾伦辐射带，但比范爱伦辐射带强10倍左右，其中有高能的氦离子。
木星的磁层是其两极地区激烈发送的电波辐射的源头。木卫埃欧剧烈的火山活动，喷发出的气体进入木星的磁层，产生一个托环状环绕着木星的微粒。当埃欧穿过这个托环时，相互作用生成的阿尔文波使游离的物质进入木星的极区。一个结果是，无线电波通过回旋加速器的迈射机制，和能量沿着圆锥形的表面传输出去。当地球与这个锥面交会时，地球上探测到的木星发射的无线电波会强于太阳输出的无线电波。
轨道和自转
木星是行星中唯一与太阳的质心位于太阳本体之外的，但也只在太阳半径之外7%。木星至太阳的平均距离是7亿7800万公里（大约是地球至太阳距离的5.2倍，或5.2天文单位），公转太阳一周要11.8地球年。这是土星公转周期的五分之二，也就是说太阳系最大的两颗行星之间形成5：2的共振轨道周期。木星的椭圆轨道相对于地球轨道倾斜1.31°，因为离心率0.048，因此近日点和远日点的距离相差7,500万公里。木星的轨道倾角相较于地球和火星非常小，只有3.13°，因此没有明显的季节变化。
木星的自转是太阳系所有行星中最快的，对其轴完成一次旋转的时间少于10小时；这造成的赤道隆起，在地球以业余的小望远镜就可以很容易看出来。这颗行星是颗扁球体，意思是他的赤道直径比两极之间的直径长。木星的赤道直径比通过两极的直径长9,275 km（5,763 mi）。
因为木星不是固体，他的上层大气有着较差自转。木星极区大气层的自转周期比赤道的长约5分钟，有三个系统做为参考框架，特别是在描绘大气运动的特征。系统I适用于纬度10°N至10°S的范围，是最短的9h50m30.0s。系统II适用于从南至北所有的纬度，它的周期是9h55m40.6s。系统III最早是电波天文学定义的，对应于行星磁层的自转，它的周期是木星的官方周期。
观测
木星合月
外行星的逆行运动是其对地球的相对位置造成的
木星通常是天空中第四亮的天体（在太阳、月球和金星之后），但有时候火星会比木星亮。依据木星相对于地球的位置，可以表现出不同的视星等，在冲时最亮是-2.9等，在与太阳同向的合时，会降至-1.6等。木星的角直径也会随之改变，从50.1到29,8弧秒。木星在轨道上经过近日点附近时的冲最适宜观赏，木星上次是在2011年3月经过近日点，所以在2010年和2011年9月的冲是最有利的。
地球每398.9日会在轨道上超越木星一次，这个时间称为会合周期。每当会合之前，木星都会相对于背景的恒星出现明显的逆行运动。这是木星似乎在夜空中向后（向西）移动一段，执行回圈的运动。
木星接近12年的轨道周期对应于黄道的星宫。也就是，木星每一年约向东移动大约30°，约是一个星宫的宽度。
因为木星的轨在地球轨道之外，所以从木星看地球的相位角永远不会超过11.5°。也就是，从地球用望远镜观看木星时，它几乎都是呈现满月的姿态。只有当太空船飞近木星时，才会看见新月形的木星。通常，一架小望远镜就能看见木星的四颗伽利略卫星和跨越木星大气层明显的云带。当大红斑面向地球时，小口径的望远镜也有机会看得见。
研究和探测
望远镜发明之前的研究
在天文学大成中木星（☉）相对于地球（⊕）在经度方向运动的模型
对木星的观测可以回溯至公元前7或8世纪的巴比伦天文学家。中国的历史天文学家席泽宗宣称中国天文学家甘德在公元前362年就以裸眼发现木星的卫星之一。如果此一说法正确的话，会比伽利略的发现早了近2000年。在公元2世纪的天文学大成，古希腊天文学家，地心说行星模型的先驱，托勒密以本轮和均轮来解释行星相对于地球的运动，他给木星轨道环绕地球的周期是4332.38天，或11.86年。在公元499年，一位古典时代的印度数学家和天文学家，阿耶波多，也用地心说的模型估计出木星的周期是4332.2722天，或11.86年。
地基望远镜的研究
1610年，伽利略发现 木星的4颗大卫星 －埃欧、欧罗巴、佳利美德、和卡利斯多（现在称为伽利略卫星－ 首度用望远镜发现不属于地球的卫星。伽利略也是首度发现显然不以地球为中心运动的天体。这是对哥白尼日心说最主要的支撑，伽利略直言不讳的支持哥白尼学说，使他被置于文字狱的威胁下。
1660年代。卡西尼使用一架新的望远镜发现木星的斑点和彩色的区带，并且观察到这颗行星出现扁平形；就是在两极扁平。他也估计出这颗行星的自转周期。在1690年，卡西尼发现大气经历较差自转。
来自旅行者1号详细的假色木星大气层影像，显示巨大的红斑和经过的白色鹅蛋形气旋
大红斑是在木星南半球的一个显著鹅蛋形特征，可能早在1664年就被罗伯特·虎克和乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼在1665年观测过；虽然这仍有争议。已知最早的绘图来自药剂师海因利希·史瓦贝，他在1831年显示大红斑详细的信息。
据传说，大红斑在1878年变得很显眼前，在1665年至1708年曾经有多次从视线中消失的场合。它在1883年和20世纪初，再度被记录到衰退。
Giovanni Alfonso Borelli和卡西尼两人都小心地做出木星卫星的运动表，可以预测这些卫星经过木星前方或背后的时间。在1670年代，人们观测到当木星与地球在相对于太阳的两侧时，这些事件的发 会比预测的慢达17分钟。奥勒·罗默推论视线看到的不是即时发生的事情（卡西尼在此之前曾经拒绝这样的结论），而这个时间上的差异可以用来估计光速。
1892年，爱德华·爱默生·巴纳德在加利福尼亚州使用利克天文台的折射望远镜观察到木星的第5颗卫星。发现了这颗相对较小的卫星，证明了他敏锐的视力，使他很快的成名。这颗卫星后来被命名为阿马尔塞。这是最后一颗以视觉发现的行星卫星。在1979年，航海家1号飞过木星之前，发现了额外的8颗卫星。
欧洲南天天文台甚大望远镜的木星红外线图像
1932年，鲁珀特·沃尔特根据木星的吸收光谱确定木星大气中含有甲烷和氨。
1938年，观察到3个长寿的白色鹅蛋形反气旋特征。几十年来，它们是独立存在木星大气层的特征，有时会互相靠近，但永远不会合并。最后，两个在1998年合并，并在2000年吸收了第三个，被称为长圆形BA。
电波望远镜的研究
在1955年，巴纳德柏克和肯尼斯·佛兰克林侦测到来自木星的22.2MHz的无线电信号爆发。这些爆发与木星的自转周期匹配，也能够用这些信息来改进自转速率。发现来自木星的无线电爆发有两种形式：长达数秒的长爆发（L爆发），和持续时间短于百分之一秒的短爆发（S爆发）。
科学家发现来自木星的无线电讯号有三种传输的形式：
随着木星旋转的十米无线电爆发（波长10米的无线电波），并且受到埃欧与木星磁场交互作用的影响。
公分无线电辐射（波长为公分的无线电波）于1959年首度由弗兰克·德雷克和Hein Hvatum观测到。这个信号起源于木星赤道附近的圆环带状，是由木星磁场中被加速电子引起的回旋辐射。
辐射热是由大气中的热产生的。
太空探索与探测
自1973年以来，有数艘自动化的太空船拜访过木星，最引人注目的是先锋10号太空船。它是第一艘足够接近木星，并发送回有关这颗太阳系最大行星的属性和现象的太空船。飞往太阳系内其他行星的太空船完全依赖能量的价值，太空船速度的净变化或ΔV。从地球的低地球轨道进入到木星的霍曼转移轨道只需要6.3Km/s的ΔV，这媲美于要进入低地球轨道的9.7Km/s的ΔV。幸运的是，重力助推可以用来减少抵达木星所需要的能量，然而，这也很明显的需要较长的飞行时间。
飞越任务
从1973年开始，数艘太空船在执行探测其他行星的任务时，有计划的从可以观测木星的范围内飞越。先锋计划最先观测到木星大气层和几颗卫星的特写影像。它们发现这颗行星的辐射场远远超出预期，但这两艘太空船在这种环境下都依然存活。这些太空船的运动轨迹被用来更精确地估计木星系统质量。行星的无线电掩星结果得到更好的木星质和和两极扁平的数值。
六年后，航海家计划任务极大地提高了对伽利略卫星的认识，并且发现了木星环。它们还证实大红斑是反气旋，比较影像显示大红斑已经改变了形状和颜色，从先锋任务的橙色转变成暗褐色。此外，这一计划还发现电离的原子沿着埃欧的轨道构成环形，和发现这颗卫星表面的火山，其中有一些还在喷发的过程中。当太空船从木星的背后飞过时，还观察到夜晚大气中的闪电。
随后探测木星的是尤利西斯太阳探测器，以执行绕行太阳的极轨道任务。在接近木星的阶段中，进行对木星磁层的研究。由于尤利西斯没有照相机，所以没有获取影像，第二次是在六年后以更远的距离飞越。
在2000年，卡西尼探测器在前往土星的途中飞越木星，并提供了一些有史以来最高解析度的木星影像。在2000年12月9日，太空船拍摄到卫星希玛利亚的影像，但是解析力太低，无法显示表面的细节。
新视野号探测器在途中，于2007年2月28日达到最接近木星的位置，借由飞越木星时的重力助推前往冥王星。这艘探测器的照相机测量从埃欧的火山喷发出的电浆，并且以细的研究全部4颗的伽利略卫星，以及远距离的观测外围的希玛利亚和伊拉拉。从2006年9月4日就开始拍摄木星系统的影像。
伽利略任务
卡西尼号拍摄的木星
伽利略号是第一艘在轨道上环绕木星的太空船。它于1995年12月7日进入轨道，环绕这颗行星7年之久，并飞越过所有的伽利略卫星和阿马尔塞。这艘太空船在接近木星的途中，对1994年舒梅克－李维九号彗星撞木星的事件进行了观测，见证了此一撞击事件的影响。虽然伽利略号广泛的收集了大量木星系统的信息，但因为高增益无线电发射天线的布署失败，使原设计的能力大为减损。
一个340公斤的钛金属制的大气探针，于1995年12月7日从伽利略号释放进入木星大气层。它以大约2,575公里（1,600英里）的时速，在大气层中下降了约150 km（93 mi），在它被压力和高温（23倍地球大气压，153℃）摧毁之前，蒐集了57.6分钟的资料，而这个探针可能被熔解和蒸发了。伽利略轨道器本身也遭遇了同样的命运，经过刻意操作在2003年9月21日以超过50Km/s的速度撞进木星的大气层，以避免它撞上欧罗巴而可能造成的污染——这颗卫星已被假设可能是生命的避风港。
来自此一任务的资料揭露氢在木星大气层占90%。在探针汽化前，温度资料纪录超过了300℃（>570℉），风速测量超过644km/h（>400mph）。
朱诺任务
美国国家航空暨太空总署的太空船朱诺号在2016年7月4日抵达木星，预计未来的20个月将在轨道上绕行木星37圈。这次任务将以绕极轨道仔细的研究这颗行星。在2016年8月27日，朱诺号完成其第一次的低空飞越木星，并且送回木星北极的第一张图像。
未来的探测
欧洲太空总署的木星冰月探测器（JUICE）预计在2022年发射。接下来是NASA在2025年的欧罗巴帆船任务。
取消的任务
由于木星的卫星欧罗巴、佳利美德、和卡利斯多的地表下可能有液体的海洋，因此对详细研究冰卫星非常感兴趣。但资金的困难拖延了进度，NASA的木星冰月轨道器（JIMO，Jupiter Icy Moons Orbiter）于2005年被取消。随后提案由NASA和ESA共同执行的任务，EJSM/Laplace临时决定预计在2020年研制而成。EJSM/Laplace将有NASA主导的木星欧罗巴轨道器和ESA主导的木星佳利美德轨道器。然而，在2011年4月，ESA因为预算的原因结束与NASA的任务伙伴关系。取而代之的是ESA计划以只有欧洲参与的L1宇宙愿景任务来在竞争和超越。
卫星
木星与伽利略卫星
木星有79颗卫星。木星是人类迄今为止发现的天然卫星第二多的行星 (仅次于土星，土星具有相当复杂的卫星系统，目前已确认拥有轨道的自然卫星有82颗，此外还有不计其数的微型卫星以及形成于土星环的卫星等) ，俨然一个小型的太阳系：木星系。1610年1月，意大利天文学家伽利略最早以望远镜发现木星最亮的四颗卫星，并被后人称为伽利略卫星。它们环绕在离木星40～190万千米的轨道带上，由内而外依次为木卫一、木卫二、木卫三、木卫四，然而近年中国有天文史学家提出在公元前364年，甘德以肉眼发现木卫三，但直至现时还未被公认。在1892年巴纳德以望远镜肉眼观测发现木卫五后，木星的其他卫星皆通过照相观测或行星际探测器的相片发现。
在以后的几个世纪中（至1950年代），人们又接连发现了12颗较大的卫星，使木星卫星的总数达到了16颗。直至1979年美国旅行者一号及1995年伽利略号等飞临木星系的时候，又发现了许多更细小的、离木星更远的天然卫星，使人类所知的木星系卫星总数达到67个。2017年，卡内基科学研究所在追踪第九行星时意外发现了新的12颗卫星，并在2018年7月正式确认，因此至今已确认的木星卫星总数达到79个，这一数字还有可能继续增加。
伽利略卫星
伽利略卫星，由左至右，与木星的距离由近至远排列：埃欧、欧罗巴、佳利美德、卡利斯多
埃欧、欧罗巴和佳利美德，这些在太阳系中最大的卫星，轨道的形成拉普拉斯共振的模式；埃欧每绕木星运转4圈，欧罗巴也很精确的绕着木星转2圈，佳利美德则很精确的绕木星转一圈。因为每颗卫星都在轨道上相同的点受到相邻卫星额外的拖曳，这种共振造成的引力效应使它们的轨道被扭曲成椭圆的形状。另一方面，来自木星的潮汐力致力于将它们的轨道弄成圆形。
它们的轨道离心率造成当木星的引力拉扯它们接近时，这三颗卫星的形状规律的扭曲；而当他们远离时，又会回复到比较接近球体的形状。这种潮汐的扭曲使卫星的内部摩擦生热，最显而易见的是最内侧的埃欧（受到最强的潮汐力）异于平常的火山活动；和程度较轻的欧罗巴表面年轻的地质（暗示卫星的外观最近重新铺过）。
木卫一
木星的岩石卫星木卫一是太阳系中火山活动最活跃的星球，有数百座火山，一些喷发的熔岩喷泉有几十公里高。
木卫一的惊人活动是木星强大的引力和距离木星较远的两颗相邻卫星(木卫二和木卫三)之间较小但精确定时的引力拉锯战的结果。
在神话中，Io是一位凡人女子，在希腊神宙斯(罗马神话中的Jupite)和他的妻子赫拉(罗马神话中的Juno )之间发生争执时变成了一头牛。
伽利略号飞船在1999年7月拍摄了这张木卫一的照片，这是人类第一次目睹它的真面目。
木卫二
在木星卫星木卫二冰冷的表面之下，或许是寻找适合生命生存的现代环境最有希望的地方。
Europa略小于地球的月球，木卫二的水冰表面被长而线性的裂缝纵横交错。和我们的星球一样，欧罗巴被认为有一个铁核，一个岩石地幔和一个咸水海洋。然而，与地球不同的是，木卫二的海洋位于一层厚约10至15英里(15至25公里)的冰层之下，深度估计为40至100英里(60至150公里)。
Europa的名字来源于希腊神话中被宙斯绑架的女人。
伽利略号在20世纪90年代末拍摄冰质卫星木卫二的伪彩色照片。NASA/JPL-Caltech
卫星的分类
在航海家任务之前，基于它们整齐排列共通的轨道要素，木星的4颗卫星被分成4个群组。之后，大量新的小卫星使这个画面变得复杂起来。现在被认为有六个主要的群组，还有一些特立独行，与其它的卫星显然有所不同。
基本的子群是8颗在内侧的周期性卫星，它们有着在木星赤道平面附近，接近圆形的轨道，并且被认为是与木星同时形成的。其它的卫星，包括数目不详的不规则小卫星，有着椭圆与倾斜的轨道，被认为是被捕获的小行星或是被捕或小行星的碎片。属于同一群的不规则卫星共用相似的轨道要素，因而可能有着共同的起源，或许是一颗大卫星或是碎裂的一个天体。
与太阳系的交互作用
伴随着太阳，木星的引力影响与帮助塑造了太阳系。（除了水星以外，太阳系行星的轨道平面都比较接近木星的轨道平面，而不是太阳的赤道平面（水星是唯一轨道平面比较接近太阳赤道的。）在主小行星带的柯克伍德空隙主要是由木星造成的，而且这颗行星可能也要对内太阳系历史上的后期重轰炸期负责。
此图显示与木星共轨道的特洛伊小行星，以及主小行星带
和它的卫星，木星的引力场控制了无数被安顿在拉格朗日点的小行星。这些小行星在木星之前或跟随在木星之后一起绕着太阳公转。它们被称为特洛伊小行星，并且分为希腊营和特洛伊营，以纪念伊利亚特。第一颗是马克斯·沃夫在1906年发现的(588) 阿基里斯，自此之后，迄今已经发现了数千颗，其中最大的是(624) 赫克特。
大多数短周期彗星属于木星族 －定义为轨道半长轴比木星小的彗星。木星族彗星被认为起源于海王星轨道之外的古柏带。在接近木星时，轨道受到摄动进入较短的周期，然后在木星和太阳的引力交互作用下，规律地环绕着太阳。
撞击
1994年7月22日8:06 12～19 UT在木星轨道的伽利略号所摄W核撞击照片（图片由左至右），只发生数秒间之闪光（亮点）
哈伯太空望远镜的影像显示2009的木星撞击留下大约8,000公里（5,000英里）长的痕迹。
由于其巨大的重力井和邻近内太阳系，木星被称为太阳系的真空吸尘器。它是太阳系内最频繁接受到彗星撞击的行星。它被认为是保护内太阳系的行星得以免受彗星的轰击。最近的电脑模拟显示，木星重力的摄动虽然可以改变进入内太阳系彗星的轨道，将它们吸积或弹出，但并未减少进入内太阳系的彗星数量。这仍然是天文学家争议的主题，有些人相信它会将柯伊伯带的彗星拉近地球，而另一些人认为木星保护地球免于受到被宣称来自奥尔特云的彗星撞击。木星被小行星和彗星撞击的经验是地球的200倍。
在1997年，对历史上的天文图绘的调查认为乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼可能在1690年纪录了一次木星被撞击的疤痕。调查也确认其它8个候选的观测可能性太低或不是撞击事件。在1979年3月，航海家1号在与木星相遇时拍到一颗火球。在1994年7月16日至7月22日这段期间，超过20颗舒梅克－李维九号彗星（SL-9，正式的名称是D/1993 F2）的碎片撞击在木星的南半球，首次提供了直接观测太阳系内两个天体的碰撞。这种撞击对木星大气的成分提供了有用的资料。
在2009年7月19日，在系统2的经度216度之处发现被撞击的位置。这个撞击在木星的大气层留下一个与长圆形BA的大小相似的黑点。红外线的观测显示在撞击点上有一个亮点，意味着撞击造成南极地区低层区域大气层的温度升高。
在2010年6月3日，澳洲的业余天文学家Anthony Wesley观测到一颗火球的撞击，造成小于以前观测到的事件。稍后，另一位菲律宾的业余天文学家也录影捕捉到这次事件。2010年8月20日又有人见到一颗火球。
2012年9月19日，又检测到另一颗火球。
生命的可能
在1953年，米勒-尤里实验证明了闪电和存在于原始地球大气中的化合物组合可以形成有机物（包括胺基酸），可以做为生命的基石。这模拟的大气成分为水、甲烷、氨和氢分子；所有的这些物质都在现今的木星大气层中被发现。木星的大气层有强大的垂直空气流动，运载这些化合物进入较低的地区。 但在木星的内部有更高的温度，会分解这些化学物，会妨碍类似地球生命的形成。
在木星，因为大气层中只有少量的水，还有任何的固体表面都在深处压力极大的地区，因此被认为不可能存在任何类似地球的生命。在1976年，在航海家任务之前，曾经假设基于氨与水的生命可能在木星大气层的上层进化。这一假设是基于地球的海洋态环境，顶层有简单的光合作用浮游生物，低层的鱼可以喂食这些生物，而肉食的海洋生物可以猎食这些鱼。
在木星的一些卫星，地表之下可能有海洋存在，导致这些卫星更可能有生物存在的猜测。
神话
木星，出自1550年古德·波那提编辑的木刻集Liber Astronomiae。
木星，因为在夜晚以肉眼很容易就看见它，当太阳的位置很低时，偶尔也能在白天看见，因此自古以来就为人所知。在巴比伦，这个天体代表他们的神马尔杜克（Marduk）。他们用木星轨道大约12年绕行黄道一周来定义它们生肖的星宫。
罗马人依据神话将它命名为朱庇特（拉丁语：Iuppiter, Iūpiter，也称为Jova），是罗马神话中主要的神，它的名字来自原始印欧语系的呼格合成*Dyēu-pəter（主格：*Dyēus-pətēr，意思是, "O 天神之父"或"O 日神之父"）。相对而言，木星对应于希腊神话是 宙斯（Ζεύς），也被称为Dias (Δίας)，其中的行星名称仍然保留在现代的希腊语中。
Jovian是从Jupiter转成的形容词，古老的形容词是jovial，是中世纪的占星家使用的词汇，原来的意思是"幸福"或"圣诞快乐"，是占星学中木星对情绪的影响。
在中、日、韩语系中，基于中国的五行，这颗行星被称为木星。中国的道教它拟人化成为福星，希腊人称之为Φαέθων,；法厄同（Phaethon）、"创新（blazing）"。在吠陀占星，木星被称为祭主仙人（Brihaspati），是启发灵性的宗教导师，通常称为上师（Guru），字面的意思是"重人"。
在英语，周四（Thursday）是源自"雷神日"（Thor's day），是出在日耳曼神话。相较于罗马神话就是朱庇特。罗马星期的Jovis也重新命名为Thursday。
在突厥神话，木星称为"Erendiz/Erentüz"，这意味着"eren(?)+ yultuz(star)"，而关于"eren"有许多有意义的理论。同样的，它们也算出木星的轨道周期是11年又300天。他们认为一些社会和自然的事件连结到在天上运行的。
参见
热木星
朱诺号
虚构作品中的木星
新视野号
太空探索
太阳系探测器列表
太阳系探索时间线
先驱者10号
航海家号：1号、2号
伽利略号
卡西尼号 |
天文学 | 光学天文学 | 大气色散 | 大气色散（ atmospheric dispersion ），地球大气对不同波长光线的折射率不同所造成的色散效应。大气天文宁静度良好时，可以观察到星像由于色散而形成一条垂直的小光谱，紫端靠近天顶。当天体天顶距为60°时，谱带红紫二端天顶距差约3″。随天体天顶距的增加，天顶距差逐渐增大。大气色散是许多天文实测工作中应予注意的问题。例如，在精确的定位工作中，必须考虑大气色散对不同光谱型恒星之间相对位置的影响。在从事光电测光时，大气色散会使恒星的紫外线和红外线偏离光阑中心，因而发生误差。用有缝恒星摄谱仪拍摄恒星光谱时，如果狭缝小于大气色散后的星像，会使恒星光谱能量分布失真。大气色散的影响可以通过光学补偿法减少或消除。例如，在望远镜光路中加一块棱镜，使它的色散作用和大气色散互相抵消。 |
天文学 | 天体测量学 | 长期极移 | 长期极移（ secular polar motion ），除了地球瞬时轴在地球本体内作周期约1.2年的自由摆动和周期为1年的受迫摆动外，地球形状极在地面上的位置也在不断变化，这种变化就是长期极移。为了研究长期极移，需要地球上确定一个参考原点。目前国际上采用国际习用原点(CIO)作为这一参考原点。国际极移服务和国际时间局都计算相对于CIO的地极坐标，国际纬度服务(ILS)的极移观测资料也归算到CIO系统，来为研究长期极移服务。
有些人根据ILS积累八十年的极移资料，用适当的数学方法扣除极移的张德勒项和周年项以后，求得长期极移的统计结果：长期极移的平均速度约为每年0.″003，方向大致在西经70°左右。长期极移的量是微小的，目前主要根据 ILS的资料进行研究。但这一系统的台站较少，有连续八十年观测结果的台站只有三个，因此有许多人对上述长期极移数值表示怀疑。在观测到的长期纬度变化中，如何将极性部分和非极性部分区别开来，这个问题至今还未解决。近年来，古气候、古生物、古地磁等研究也发现，地球自转极和地磁极以及各个大陆在漫长的地质年代里有过大规模移动。这些研究虽然比较粗略，却表明在漫长的地质年代中长期极移是可能存在的。
对长期极移的起因的研究还处于探索阶段。可能是地球内部或表面物质分布的变化和不平衡，引起整个地球相对地球自转轴有一个长期扭动，也就是使形状轴在地球本体内长期漂移。 |
天文学 | 天文学 | 天体生物学 | 核酸或许并不是宇宙中唯一能够对生命过程进行编码的生物分子。
天体生物学（英语：astrobiology），又名地外生物学，旧称外空生物学（xenobiology），是一门研究在宇宙中生命起源、生物演化、分布和未来发展的交叉学科，并不只限于地外生物，或包括对地球生物的研究。在天体物理学上，指研究天体上存在生物的条件及探测天体上是否有生物存在，研究太阳系除地球外其他行星及其卫星上和其他恒星的行星系上可能存在生命现象的理论，以及探讨探测方法和手段的。
概述
天体生物学这门新兴的交叉学科除天文学外，覆盖了生物学的许多分支，如微生物学、生物化学和生态学等。研究其他天体上是否存在生物的问题，首先要考虑那里是否具备存在类似地球上生命的必要条件。
①必要的组成物质。即能够合成有机物的碳、氢、氧、氮等元素。现在已知这些元素在宇宙中是相当普遍存在的。
②适宜的温度。生命需要光和热，但又必须适中。在高温下碳原子的化学键会被破坏，而过低的温度又会使生命所必需的生物过程停顿。
③液态的水。这是生物体必要的组成成分，也是生物体内进行各种生物化学反应的必要介质。
④大气。许多作为生命起源的天然有机物，必须在大气中通过紫外线照射和电火花才能合成。大气还起保护作用，使生命免受陨石和宇宙线的伤害，使水不致大量汽化而逸失。
⑤必要的时间。上述条件必须存在很长时间，然后才会有生命的产生和发展。
恒星温度太高，任何生命形态都不可能存在；小行星、彗星等体积太小，不能保持厚层大气，无法维持生命的发生和发展。只有一部分行星和某些卫星才有可能具备上述条件。太阳系内，水星表面温度约为400℃，日夜温差很大；金星表面温度约480℃，木星约−140℃，土星约−180℃，天王星、海王星和冥王星的表面温度更低，都不适于生命存在。火星同地球条件最相似，两极有永久的冰冠，表面虽无液态水，但有干涸的河床，温度在0℃和−125℃之间，所以一直是人们寻找地外生命的重点目标。为了弄清生命存在的极端环境条件，科学家到地球上最寒冷、最炎热以及最不适宜生活的地方去寻找活的生命体。结果发现了在美国黄石公园60℃的温泉中的微生物，附着在太平洋海床火山口的多毛虫，地壳30米深度以下的细菌等在极端环境下存活的生命，称为X生命体。尽管火星宇宙飞船着陆探测结果表明，在火星着陆点附近土壤中尚未发现任何生命形态，但不排除在下一轮火星探测中在表面以下深处找到液态水和生物的可能。月球上白昼温度高达127℃，夜晚温度又低至−183℃，而且月球上既无大气，又无液态水，不具备生命存在的条件。登月探测并未发现月球上有生命存在。有些科学家认为，土星的一颗卫星——土卫六，可能存在生命，但尚待证实。即使太阳系内其他行星、卫星都不存在生命，也不能说宇宙间只有地球上才有生命。银河系估计有几百亿颗行星，其中约有100万颗可能具有类似地球这样能够孕育生命的行星。在星际空间中已经发现50种以上的星际分子。在落到澳大利亚默奇森和美国肯塔基地区的陨石中，已发现氨基酸这种有机物。这都表明宇宙中其他天体可能存在生命。地球上产生生命的基础是碳和水。但在其他天体上产生生命的基础不一定是碳分子，可能是其他分子，例如硅。其他天体上生命存在的条件和进化的道路有可能与地球上的生物很不相同。
天体生物学综合物理学、化学、生物学、分子生物学、生态学、行星科学、地理学与地质学多个方面，焦点研究在探讨生命的起源、散布和演进，探讨在其他世界是否可能有生命存在，帮助辨识与地球生物圈环境不同的其他生物圈。英文中的“astrobiology”来自希腊语的αστρον（astron= 星体），βιος（bios= 生命），以及 λογος（logos= 词/科学）。一些天体生物学的研究课题包括：
什么是生命？
生命怎样在地球诞生？
生命能忍受怎样的环境？
我们怎样才能决定生命有否在其他星球上存在？能找到复杂生命体的机会有多大？
在其他星球上，构成生命的基本物质会是什么？（是否基于脱氧核糖核酸/碳？生理学？）
在科幻小说中，也可以发现外空生物学和宇宙生物学的术语，虽然这些术语通常是指推测性的外星生命的生物学。
发现
水熊虫（Hypsibius dujardini）是迄今唯一发现的能在外太空生存的地球生物。
现时缓步动物门物种是天体生物学家的重点研究对象，因为牠们是迄今唯一发现的能在外太空生存的地球生物，甚至有科学家怀疑牠们本身就是从外太空（例如：火星，参看泛种论）来到地球的地外生物。
参见
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
恒星光谱
萨根标准
阴谋论
新纪元运动
阿斯塔
不明飞行物
耶洛因
外星生命
生命之花
乔治·亚当斯基
第三类接触
51区
罗斯维尔飞碟坠毁事件
美国总统令第12958号
不明潜水物
外星人绑架
麦田圈
雷尔运动
德雷克公式
百慕达三角
搜寻地外文明计划
wow讯号
SHGb02+14a无线电信号
外星生物创造论
华盛顿不明飞行物事件
朗拿度
菲尼克斯之光事件
海底人
地底人
宇宙怪兽 |
天文学 | 恒星与银河系 | 星际物质 | 星际物质（ Interstellar Matter ），银河系（和其他星系）内恒星之间的物质，包括星际气体、星际尘埃和各种各样的星际云，还可包括星际磁场和宇宙线。
麒麟座玫瑰星云 （选自美国基特峰天文台KPNO）
星际物质(ISM)约占银河系可见物质质量的10％，高度集中在银道面，尤其在旋臂中。不同区域的星际物质密度可相差很大。星际气体和尘埃当聚集成质点数密度超过10～103个/厘米3时，就成为星际云，云间密度则低到0.1个/厘米3质点。平均密度为10−24克/厘米3，相当于平均数密度为1个/厘米3氢原子。星际物质的温度相差也很大，从几K到千万K。不同温度和密度的星际物质大体可用三相模型来描述。其中，冷中性介质为密度30个/厘米3原子，温度70K的中性氢气体，占总体积的3%～4%；温中性介质为密度0.3个/厘米3原子，温度6 000K的中性氢气体，占总体积的20％；热电离介质为密度0.001个/厘米3原子，温度1百万K的电离氢气体，占总体积的70％。这三种成分近似处于压强平衡，相互间可来回转换。
星际气体的化学组成可通过各种电磁波谱线的测量求出。结果表明，星际气体的元素的丰度与根据太阳、恒星、陨石得出的宇宙丰度相似，即氢约60％，氦约30％，其他元素很低。
星际尘埃是尺度约0.01微米到0.1微米的固态质点，分散在星际气体中，总质量约占星际物质总质量的1％。星际尘埃可能是由下列物质组成的：①水、氨、甲烷等的冰状物；②二氧化硅、硅酸镁、三氧化二铁等矿物；③石墨晶粒；④上述3种物质的混合物。
星际尘埃吸收和散射星光，使星光减弱，这种现象叫作星际消光。消光数值依赖于观测方向，朝银极方向较小，银心方向最大。星际消光随波长的减小而增长，蓝光比红光减弱得更多，使星光的颜色随之变红，这种现象叫作星际红化。射电和红外波段的星际消光同光学波段相比可忽略，因而是观测银心的最佳波段。星际尘埃还可引起星光的偏振，由这种星际偏振可测量星际磁场，其能量密度约为2×105电子伏/米3。
星际尘埃对于星际分子的形成和存在具有重要的作用。一方面尘埃能阻挡星光紫外辐射不使星际分子离解，另一方面固体尘埃作为催化剂能加速星际分子的形成。
星际物质的观测可在不同的电磁波段进行，如1904年在分光双星猎户座δ的可见光谱中发现了位移不按双星轨道运动而变化的钙离子吸收线，首次证实星际离子的存在。1930年观测到远方星光颜色变红，色指数变大（即星际红化），首次证实星际尘埃的存在。1951年通过观测银河系内中性氢21厘米谱线，证实星际氢原子的大量存在。1975年利用人造卫星紫外光谱仪观测100多颗恒星的星际消光与波长的关系，得知220纳米附近的吸收峰。1977年，观测星际X射线波段，发现OⅦ2.16纳米（0.57千电子伏）的谱线，确认存在着温度达105～107K的高温气体。
根据现代恒星演化理论，一般认为恒星早期是由星际物质聚集而成，而恒星又以各种爆发、抛射和流失的方式把物质送回星际空间。 |
天文学 | 天体物理学 | 谱线的形成和致宽 | 谱线的形成和致宽（ formation and broadening of spectral line ），在各种天体的辐射谱中，往往有许多谱线，有的是发射线，有的是吸收线。谱线是由某种体系的分立能级之间的跃迁形成的。如果E1和E2是某个体系的两个分立能级，且E2＞E1，则当体系从E2向E1跃迁时，发射频率为 的辐射；反之，当体系从 E 1向 E 2跃迁时，吸收频率为 v 的辐射。如果发射过程比吸收过程占优势，就会产生发射线；反之，则产生吸收线。
在恒星光谱中，谱线是由原子、离子和分子的分立能级之间 的跃迁引起的。例如，太阳光谱中的 D 1、 D 2 线 和H、 K 线，分别是由钠原子 和钙离子在分立能级间 的跃迁造成 的。在射电波段，也有 谱 线。例如 中性氢21厘米谱线就是由氢原子 的超精细结构能级之间 的跃迁引起 的。超精细结构能级是由于原子核 的自旋量 和电子总角动量之间 的耦合产生 的（见 原子的超精细结构）。在星际云中发现不少毫米波段 的 谱 线，大多数 的射电 谱 线是由各种 星际分子 的各个转动能级跃迁 形成 的。在X射线 和 γ射线 的高能波段也开始发现谱线。例如，在武仙座X- 1 的X射线谱中发现了58千电子伏 的 谱 线，它可能是由在强磁场中运动 的电子朗道能级之间 的跃迁 形成 的。在 NGC2756中发现能量为476千电子伏 的 γ射线 的线状 谱，它可能是由电子对湮没过程， e -+ e +→ 2 γ产生 的。
任何谱线都不是无限窄的，而总有一定的宽度。这种宽度一部分是由于观测仪器的分辨本领总是有限引起的，另一部分则是天体辐射本身所具有的。这种谱线致宽的原因很多，但大体可以分成两类：一类是由于形成谱线的微观体系的能级本身不是无限窄的，而是有一定的宽度。有一定宽度的能级产生的谱线也必然具有一定的宽度，这种宽度称为谱线的自然宽度。这种效应称为辐射阻尼。另一类是由迭加造成的，因为我们观测到的辐射是各个发射或吸收体系辐射的迭加。一般说来，各个发射或吸收体系所处的运动状态以及与周围物质的相互作用状态各不相同，它们所发射或吸收的频率也各不相同，这就引起谱线的致宽。热动多普勒效应，碰撞阻尼、统计加宽、自转、膨胀和湍动等都可以通过迭加效应使谱线变宽。 |
天文学 | 光学天文学 | 衍射光栅 | 衍射光栅（汉语拼音：Yanshe Guangshan；英语：Diffraction Grating），能等宽等间隔地分割入射波前的、具有空间周期性结构的光学元件。常作为色散元件来分离不同波长的谱线。光栅分透射光栅和反射光栅两类。透射光栅按透射率函数的不同可分为普通的矩形透射率光栅和正弦光栅两种。闪耀光栅是反射光栅的一种，有较高的能量利用率，凹面反射光栅能自动聚焦成像。根据制作方法的不同，可分划线光栅、复制光栅和全息光栅3种。
所有光栅的基本原理均相同。以平面透射光栅为例，在平板玻璃上用金刚石刻刀刻划等宽等间距的平行刻线，未刻部分能透光，刻划部分因漫反射而不透光，这等效于大量等宽等间距的平行狭缝。设缝宽为a，不透光部分宽度为b，则相邻两缝的间距d＝a＋b称光栅常数。是光栅的重要参量。光栅的实验装置如图1 ，单色缝光源与光栅的狭缝平行，放置在透镜L1的物方焦面内，从L1射出的平行光垂直入射到光栅上，光栅的每条狭缝都将产生单缝衍射，衍射角为θ的所有衍射光被透镜L2会聚于幕上的P处 ，相干叠加的结果决定了P处的总光强 。幕上干涉主极大的位置由下述光栅方程给定：
dsinθ＝kλ (k＝0±1，±2，……)整数k称干涉级，λ为波长。不同波长的主极大位置不同，故光源为复色光时，不同波长成分的主极大彼此分离而成光谱，称光栅光谱。各级主极大的强度要受到单缝衍射的限制，级次愈高强度愈弱，但不同谱线分得愈开，如图2所示。图中虚线表示单缝衍射的分布曲线。注意到所有波长的零级干涉主极大均重合在一起，并落在单缝衍射的中央极大处，无色散的零级主极大占了大部分能量，能量利用率较低。反射式闪耀光栅可把衍射中央极大闪耀到某一级光谱处，大大提高了能量利用率。
波长差相差一个单位的两谱线分开的角间距称为光栅的角色散率，用来描述光栅分开谱线的能力，它由下式给出：
描述光栅分辨谱线能力的物理量称色分辨本领，其定义为R＝λ／Δλmin ，Δλmin是刚能分辨的最小波长差，由瑞利判据(见夫琅和费衍射)确定。光栅的色分辨本领为R＝kN,N为光栅的总缝数。 |
天文学 | 天体物理学 | 奥本海默极限 | 奥本海默极限（ Oppenheimer limit ），稳定中子星的质量上限。1936年，奥本海默等首先讨论了由简并中子态物质构成的致密星体，即中子星的平衡和稳定性。这种星体的性质，主要由自引力和简并中子压力二者之间的平衡决定。利用广义相对论的无转动球对称星体结构方程，并用理想费密气体方程作为中子物质的物态方程，奥本海默等证明，存在一个临界质量Mc≈0.75M⊙，M⊙表示太阳质量。当星体的质量小于Mc时，存在稳定的平衡解；反之，没有稳定的平衡解。中子星的质量上限Mc就是奥本海默极限。如果采用更接近实际的中子物态方程。奥本海默极限的数值将不同于原来的数值。由于目前有关密度大于1015克/厘米3时的物态方程还不确定，中子星的质量上限也不确定，一般可取为2M⊙。
一颗热核能源耗尽的星体，如果质量大于奥本海默极限，不可能成为稳定的中子星。它的一种可能归宿是经过无限坍缩形成黑洞，另一种归宿是形成介于中子星与黑洞之间的其他类型的致密星。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 木星卫星 | 木星卫星（汉语拼音：mù xīng wèi xīng），（Jupiter，satellites of），已探测到18颗。其中的16颗已有较可靠的数据。最大的4颗即木卫一、木卫二、木卫三、木卫四，又称伽利略卫星。最外面的是4颗很小的逆行卫星，有人认为它们原是小行星，后来才被木星俘获。从木卫十五到木卫四的7颗卫星满足广义的提丢斯-波得定则。轨道具有共面、同向、近圆等特性，故属规则卫星。木卫系统还会造成许多特有的天文现象：木卫食(木卫进入木星影锥)、木卫掩（被木星遮掩）、木卫凌木(通过木星视面)、木卫影凌木（木卫影锥在木星视面经过）及木卫互掩(一个木卫被另一木卫遮掩)。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 星际红化 | 星际红化（汉语拼音：Xingji Honghua；英语：Interstellar Reddening），星光通过星际空间而变红的现象。在星际物质中，星际气体虽然对恒星发射的可见光有吸收作用，但只是在某些波长上，而星际尘埃能在更宽阔的波段上吸收和散射星光，对星际消光起着主要作用。星际消光的大小不仅随距离和视线方向变化，而且对波长有选择性：蓝光减弱得比红光厉害。到达观测者的星光，相对说来显得更红了，故叫做星际红化。引起消光的尘埃颗粒的直径应为10-1微米量级，波长较长的红光容易穿过尘埃云，而蓝光遭到更多的散射，所以天文学家常在红光和红外波段对星际物质密布的天区进行观测。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 巨星系 | 巨星系（ giant galaxy ），光度和质量最大的一类星系。它们的绝对星等可达-20～-22等，质量可达1011太阳质量。我们把绝对星等为-23～-24等，质量为1012～1013太阳质量的星系叫超巨星系。银河系和仙女星系都是巨型旋涡星系。在星系团的核心区域，往往有一个或两个巨星系，通常是巨型椭圆星系，它们的光度和质量都大大超过其他成员星系，例如，室女星系团中的椭圆星系NGC4486(M87)，后发星系团中的椭圆星系NGC4889和SO型星系NGC4874等。在巨型椭圆星系的光谱中，星族Ⅱ黄巨星和红巨星所特有的分子谱带和电离钙线占优势。巨星系通常有极其巨大的星系冕，而且往往还是强射电源，有剧烈的激扰活动。 |
天文学 | 天体测量学 | 射电天体测量学 | 射电天体测量学（ radio astrometry ），用射电天文的方法来解决天体测量问题的学科。主要采用的测量方法为甚长基线干涉测量(VLBI)，观测量为天体的射电辐射到两个观测台站之间的时间延迟和延迟率。利用延迟和延迟率观测值可解算得射电源赤经和赤纬，以及观测站之间的基线矢量。VLBI测量射电源位置的精度，在大角距时好于1毫角秒，在小角距时（几度）已达到10～100微角秒；基线矢量的测量精度达到10−9量级，即1 000千米时达到数毫米。射电天体测量的特点：①为精确测量河外致密射电源射电位置的唯一手段。②观测量为时间延迟和延迟率，与铅垂线无关，所以是一种纯几何方法。③由于观测在射电波段，所以在白天和阴雨天均可观测；鉴于射电天体测量的高测量精度及其上述特点，所以在现代天体测量中占有重要地位。射电天体测量的主要应用：①河外致密射电源的精确定位，建立好于毫角秒精度的准惯性参考系。②精确测量地球定向参数，如极移、地球自转速率变化，以及岁差和章动常数改正。③测量现代地壳运动。④用较差VLBI方法，测量射电星、脉冲星等相对于河外致密射电源的位置，精度可达数十微角秒。⑤测量脉泽源子源的自行，根据统计视差原理，直接测量宇宙距离尺度。⑥空间探测器的精确定位和定轨。 |
天文学 | 天文学 | 星云 | 星云（ Nebula ），太阳系以外天空中一切非恒星云雾状的天体（图1、图2、图3）。一些较近的星系，外观像星云，18世纪以来也称为星云。1924年底解决了宇宙岛之争以后，才把二者分开。位于银河系内的称为银河星云，银河系以外的星云称为河外星系或星系。按形状、大小和物理性质，银河星云可分为：广袤稀薄而无定形的弥漫星云，亮环中央具有高温核心星的行星状星云，以及尚在不断地向四周扩散的超新星剩余物质云（见超新星遗迹）。就发旋光性质，银河星云又可分为：被中心或附近的高温照明星（早于B1型的）激发发光的发射星云，因反射和散射低温照明星（晚于B1型）的辐射而发光的反射星云，以及部分地或全部地挡住背景恒星的暗星云。前两种统称为亮星云。反射星云同暗星云的区别，仅仅是在于照明星、星云和观测者三者相对位置的不同。
图1 鹰状星云
图2 柱状星云
图3 环状星云
目录
1 光度和光谱
2 气体星云中的电离球
3 星云的演变
4 成分
光度和光谱
用肉眼只能看到一个猎户座大星云，说明一般星云都是十分暗弱的。在《梅西耶星表》（M星表）的103个有一定视面积的天体中，只有11个是真正的星云。就是在1888～1910年陆续刊布的《星团星云新总表》（NGC星表）及其补编(IC)中的13 226个有一定视面积的天体中，也只有一小部分是真正的星云。只是在大口径望远镜，尤其是大视场强光力的施密特望远镜出现后，才开始对星云进行有效的观测研究。气体星云光谱中除氢、氮等复合线外，还有很强的氧、氮等的禁线，如[OⅢ]λλ4959、5007,[NⅡ]λλ6548、6583和[OⅡ]λλ3726、3729等，几乎在所有气体星云的光谱中都可看到。气体星云的光谱中同时存在一个较弱的连续背景，它一部分来自星云内尘埃物质对星光的散射，其强度随星云中尘埃含量而增减；另一部分来自电子的自由–自由跃迁和自由–束缚跃迁。此外，若干星云中还出现被照明星辐射加热到100℃左右的尘埃粒子所发射的红外连续光谱。
气体星云中的电离球
热星对气体星云的激发电离有一个范围。1939年瑞典天文学家B.G.D.斯特龙根确定了电离氢云的半径S0同恒星温度T和星云中粒子数密度N之间的关系：
式中 T0为离照明星 S0处的电子温度， θ=5 040/ T, R为恒星半径。通常把这个半径 S0叫作斯特龙根半径。从这个电离云到周围中性氢云的过渡是急促的，过渡区的厚度只有千分之一 秒差距，所以电离氢云都有一个很清晰的边界。由于 星云中气体和尘埃分布不均匀，加上位于 星云前面的吸收物质分布不规则，实际观测到的电离氢云的边界往往是参差不齐的。
星云的演变
一般认为行星状星云是由激发它的中心星抛射出来的，将会逐渐消失；新星和超新星爆发所抛出的云也在很快地膨胀而逐渐消失。它们都是恒星演化过程中的产物，也是恒星逐渐变为星际物质的过程。在照明星晚于B1型的一些弥漫星云中，一个暗星云可能是和运动着的恒星偶然相遇而被照亮，恒星离开之后重又变暗。已观测到这些星云与它们的照明星的视向速度是不相同的，因而二者之间没有演化上的联系。还有一些发射星云内部包含若干早于B1型的热星，它们常常组合成聚星、银河星团或星协（如O星协）。这些星云和年轻恒星一起分布在银河系旋臂中。因此，一般认为这些星云中的热星群可能是不久前才从这些星云中诞生的。
成分
银河星云中的物质都是由气体和尘埃微粒组成的。不同星云中的气体和尘埃的含量略有不同。发射星云中的尘埃少些，一般小于1％；暗星云中则多一些。星云中物质密度常常十分稀薄，一般为每立方厘米几十到几千个原子（或离子）。星云的体积一般比太阳系大许多倍，虽然密度很小，总质量却常常很大。星云物质的主要成分是氢，其次是氮，此外还含有一定比例的碳、氧、氟等非金属元素和镁、钾、钠、钙、铁等金属元素。近年来还发现有OH、CO和CH4等有机分子。星云中各种元素的含量与宇宙丰度是一致的。在其他星系中也有很多气体星云。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 蒭藁增二型变星 | 蒭藁增二型变星，蒭藁（chú gǎo）增二型变星光变周期约80～1，000天，目视星等变幅2.5～10个星等，甚至更大。在光变过程中，周期和变幅均有不规则变化，偏离平均值达15％它们同造父变星、天琴座RR型变星和仙王座β型变星等脉动变星相似，也有双重周期性和双重极大值的情况。它们的光变曲线的形状有三种：第一种增光陡，减光缓，极大时刻短，极小时刻宽；第二种上升阶段和下降阶段基本上对称；第三种增光阶段有驼峰、暂留或双极大值。第一种多系周期较短者，第二种周期较长。一般周期越长，光变幅越大。目视星等变幅很大，这主要是因为光谱能量分布随温度发生的变化对可见光区影响很大。热星等变幅大约只有1～3个星等。 |
天文学 | 光学天文学 | 赤道式装置 | 赤道式装置（ equatorial mounting ），安装望远镜镜筒的一类机械装置。它有两根互相垂直的轴──赤纬轴和极轴（赤经轴），镜筒同赤纬轴相连，并可绕赤纬轴转动，按被观测天体的赤纬安放。望远镜极轴平行于地球自转轴，观测时它以周日运动方向和速度绕极轴匀速转动，从而抵消地球自转的影响，使它所对准的天体保持在视场当中，这样，就可以进行长时间的观测和照相。赤道式装置的主要缺点是受力的条件较差，不宜装置口径太大的望远镜。现代赤道式装置一般备有电气驱动装置，可以恒动、微动、慢动、快动等；还装有度盘，以便能迅速地将望远镜对准要观测的天体。赤道式装置有许多不同类型，主要有：
①德国式 常用于安装镜筒较长的折射望远镜。赤纬轴的另一端装有平衡锤。
②英国式 赤纬轴在极轴当中，镜筒和平衡锤位于两侧，宜用于较低的地理纬度。
③轭式或摇篮式 其优点是两轴在负荷下的变形不影响指向精度。缺点是不能观测天极附近的区域。
④马蹄式 常用于大望远镜。
⑤叉式 常用于镜筒短的望远镜和赤纬变化小的太阳望远镜。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 银河系磁场 | 银河系磁场（ galactic magnetic field ），银河系（和其他星系）广阔的星际空间存在的非常弱而复杂的磁场系统。
由星光偏振、宇宙线、银河背景射电辐射等可粗略估计银河系磁场的大小和方向，但比较准确的测定方法，主要是通过来自脉冲星和其他河外射电源辐射偏振面的旋转，即法拉第旋转，以及中性氢21厘米谱线的塞曼分裂。法拉第旋转测量得到的是辐射源和观测者之间的磁化等离子体的磁场的平均值；中性氢21厘米谱线的塞曼分裂测量得到的是视线方向的中性氢区(HI区)的磁场。银河系磁场分为有序的大尺度成分和无序的小尺度成分。有序成分由法拉第旋转测得，强度在太阳附近约为0.2纳特，在银心距4.5千秒差距（kpc）处约为0.6纳特。在太阳半径以外，磁场指向银河系旋转方向，在太阳半径以内约500秒差距处，磁场指向逆转，在银心距约5.5千秒差距处又再次逆转。无序成分由银河系同步辐射估计，强度从银心向外逐渐降低，在0.5倍太阳半径处约1纳特，在太阳半径处约0.6纳特，在2倍太阳半径处约0.3纳特。有证据表明，分子云中的磁场强度高于密度较低的星际空间，如21厘米辐射的偏振研究显示，猎户座B星云内磁场强度高达6纳特。大样本旋涡星系统计表明，其磁场强度平均约为1纳特。
银河系中广泛分布的脉冲星是探测银河系气体盘中大尺度磁场的唯一示踪天体。观测的脉冲星法拉第旋率统计显示，银河系中大尺度磁场的方向是沿着已知的4个旋臂的。在不同旋臂之间，磁场方向会系统地反向。图中圆圈、圆点、方块、方框等标记为脉冲量旋转量 |
天文学 | 天体物理学 | 轫致辐射 | 轫致辐射（ Bremsstrahlung ），高速电子骤然减速产生的辐射。X射线管中高速电子轰击金属靶而骤然减速时就会产生这类X射线。这是因为电子接近原子核时与原子核的库仑场相互作用，电子的运动方向发生偏折，并急剧减速，能量转化成辐射的形式。轫致辐射也泛指带电粒子碰撞过程中发出的辐射。带电粒子的速度远小于光速c时，轫致辐射与电离相比显得并不重要；带电粒子的速度接近光速c时，轫致辐射是其能量损失的主要机制。轫致辐射是产生高能光子束（X射线、γ射线）的基本方法，用这种光子束可研究基本粒子和原子核的电磁结构，以及辐射与物质相互作用过程。
X射线管中高电压加速电子所产生轫致辐射具有连续谱的性质，短波极限λ0由加速电压V决定：
式中 h为普朗克常数， c为真空中的光速， e为电子电荷， 辐射的强度在很宽的频谱范围内缓慢变化。除X射线管中产生的X射线连续谱属于 轫致辐射之外， 轫致辐射在 核聚变反应中也是重要的， β衰变过程中电荷的突然产生或电荷的突然消失（如电子俘获）也伴随有 轫致辐射。天文观测中 轫致辐射是常见的现象，有一些X射线源的 辐射就是由遵循 麦克斯韦速度分布律的电子所产生的 轫致辐射，由于麦克斯韦分布常在分子热运动中体现，故又称为热轫致辐射。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 地冕 | 地冕（汉语拼音：Dimian；英语：geocorana），以氢原子和氦原子为主要成分的地球高层大气，由于氢原子和氦原子发出微弱的辐射而得名。
1955年，在80千米的高空，观测到氢原子的赖曼a（La）辐射，从而发现氢原子在高层大气中的存在，导致地冕的发现。在月球上所拍摄到的地球的远紫外辐射照片显示了地冕赖曼a辐射强度的全球分布。
氢原子密度在80千米高度最大，在此之上随高度增大而缓慢下降，在1000千米高度约为 1×105厘米-3，到10万千米高空，每立方厘米内有几个氢原子。由于太阳辐射压力的作用，在大约8个地球半径之外，在背阳面氢原子密度要比向阳面的大，形成所谓地尾。地冕中氢原子和氦原子的密度有11年周期变化。氢原子密度在太阳活动高年较小，在低年则较大，而氦原子密度的变化则相反。地冕发射中最强的谱线为氢原子的La辐射，其次是氢原子的赖曼β（Lβ）、巴耳末a、氦原子的共振线和波长为 10830埃的谱线。其中氢巴耳末a和氦10830埃的谱线可以在地面观测到。
与地球高层大气相似，一些行星的高层大气也发现由氢原子和氦原子组成，形成行星冕。对行星大气的探测中已观测到金星、火星、水星和木星大气的氢原子和氦原子的辐射。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 短缺质量 | 短缺质量(汉语拼音：Duan que zhi liang；英语：missing mass），星系的维里质量与光度质量之差。又称隐匿质量。根据维里定理算出的星系的质量称为维里质量；根据质光比算出的质量称为光度质量。观测发现，星系的维里质量总是大于星系的光度质量。也就是说，根据质光比的计算，质量有所短缺，因此称为短缺质量。又称为质量不相符。1933年，F.兹威基首先发现了这种质量不相符现象。以后的大量观测证实的确存在这种现象。一般认为，质量不相符因子约为10，即维里质量与光度质量之比约为10。
短缺质量是星系天文学和宇宙学中的一个重大课题，人们从多方面对它进行过探索。一部分人认为，星系团不稳定，维里定理不能用，维里质量就没有意义，或者，红移中有非速度因素，造成维里质量偏高。另一部分人认为，星系和星系团中隐匿了一些暗黑的物质，它们参与引力相互作用，但对星系光度的供献却微乎其微，造成了光度质量偏低。
短缺质量是一个肯定的观测事实。出现短缺质量的原因是由于星系、星系团里具有暗物质 。至于暗物质究竟是些什么样的物质，尚无定论。虽然星系际气体尘埃、矮星、行星、黑洞等可能是暗物质的存在形式，但粒子物理学和宇宙学的迅猛发展使人们认为，暗物质的主流是非重子物质。可能的候选者有：电子中微子，是否有静止质量尚不肯定；超弱相互作用粒子，如τ中微子、引力微子、光微子等。
参见条目
天文学 |
天文学 | 天文学 | 国际太阳联合观测 | 国际太阳联合观测（ International Coordinated Solar Observations ），太阳观测受到观测地点的地理位置、天气条件和仪器设备等限制，一个观测台站不可能得到完整的太阳数据，需要国际合作进行观测。
目录
1 简史
2 现状
3 世界日地资料中心
4 刊布太阳数据的主要刊物
4.1 综合报告性质的刊物
4.2 快报性质的刊物
5 中国的太阳联合观测
简史
世界上最早的国际联合观测得到的太阳数据是苏黎世系统的黑子相对数，已有很久的历史，至今仍然是研究太阳活动与日地关系的宝贵资料。1922年举行的国际天文学联合会第一届大会，极大地推动了国际太阳联测工作。会上经过协商确定由斯通赫斯特、格林威治、苏黎世、威尔逊山、阿切特里、科代卡纳尔、剑桥、默东八个天文台为中心台负责整理、综合和出版各种太阳数据。其他天文台向中心台提供观测资料或照片以补齐每日的观测记录。在国际天文学联合会成立以后，苏黎世天文台汇总十二个天文台站钙谱斑、氢谱斑(见谱斑)和黑子资料，编辑成1917～1922年《太阳现象特征数》和1923～1928年《太阳现象特征数》。后者还增加了威尔逊山天文台的太阳紫外辐射强度的资料。通过1957～1958年的“国际地球物理年”、1959年的“国际地球物理合作”、1964～1965年的“国际宁静太阳年”和1966年的“欧洲质子耀斑计划”等活动，国际太阳联测的规模进一步扩大。国际地球物理年期间全球有50多个台站参加太阳Hα巡视。在此期间得到的太阳资料汇集成《国际地球物理年太阳图 D-1集》和《国际地球物理年太阳图D-2集》。
现状
国际太阳联测有四个主要中心──美国空间环境服务中心、美国空军航空空间环境支持中心、法国巴黎默东天文台、苏联克里米亚天体物理台。
美国空间环境服务中心的博尔德中心通过人造卫星和地面观测站网对太阳进行每天24小时的连续监测。博尔德有一个庞大通讯网同观测站保持密切联系，因此能够及时探测到引起地球物理效应的太阳活动。
美国空军航空空间环境支持中心有一套独立观测网对太阳进行联测，得到的太阳资料类别与博尔德观测网差不多。它通过天文地球物理长途通信网与博尔德中心进行资料交换。
苏联克里米亚天体物理台、高山天文台、普尔科沃天文台、塔什干天文台等17个台站组成苏联太阳联合观测网，通常凭借弯月形太阳照相仪、АДУ-2光球色球望远镜。日冕仪、太阳分光镜等仪器对太阳进行常规观测。
法国巴黎默东天文台和它的日中峰观测站、南锡观测站，分别配备有80厘米塔式望远镜（见太阳塔）、太阳磁像仪、60厘米水平式望远镜、日冕仪、射电望远镜等仪器对太阳进行监测。
世界日地资料中心
为了适应“国际地球物理年”的需要，国际科学联合会理事会设立了三个日地物理世界资料中心。中心A设在美国，中心B设在苏联，而中心C按学科分散在西欧和日本。
中心 A位于美国科罗拉多州博尔德市，它从世界上200多个台站取得观测资料，编辑、出版定期刊物《太阳地球物理资料》、《电离层资料》和不定期的特种报告(UAG)。这个资料中心还根据用户的需要提供各种原始资料、数据、微缩胶卷、磁带记录等。
刊布太阳数据的主要刊物
登载太阳数据的刊物可分为两大类：刊登综合观测资料的，称为综合报告；发布最初观测资料的叫作快报。前者是把若干天文台的观测资料经过仔细整理和综合，供研究日地物理使用。后者是互通情报，为同太阳活动有关的各种业务（如电离层骚扰预报、频率预测等）服务的，这类刊物出版周期短，发行量大。
综合报告性质的刊物
这类刊物有：
《太阳地球物理资料》 美国“国家地球物理和日地物理资料中心”出版的月刊。它刊登国际太阳联测的主要数据，包括八个方面：即太阳和行星际现象，电离层现象，耀斑有关事件，地磁变化，极光，宇宙线，大气辉光及其他。分两部分出版：一是《快报》，刊登一、两个月前的资料。二是综合报告，载有六、七个月前的资料，内容丰富，有关太阳的数据可分为12类。①警报：报道国际科学资料，快速传递“世界日服务”网和世界警报处向资料用户提供的关于已经发生的地球物理事件、当时太阳活动水平的报告和关于将要发生的太阳地球物理事件的预报。②每日太阳指数：包括每日太阳黑子相对数、太阳八个单频辐射流量表、黑子相对数月平均平滑值和预报值。③耀斑和耀斑指数：刊布30多个台站观测结果，其中有耀斑的发生时刻、持续时间、日面位置、面积、级别、观测质量、天气条件等。④太阳射电辐射观测资料：包括太阳射电干涉仪和射电频谱观测的结果以及单频观测的事件。⑤太阳X射线辐射:刊布轨道太阳观测台、太阳辐射监测卫星上探测器测量到的太阳X射线辐射资料。⑥冕洞：以综合图的形式刊载在地面上用氦D3线观测得到的冕洞的位置和形状。⑦太阳风测量：刊登空间探测器探测到的太阳风时刻、速度、密度、温度等。⑧太阳质子监测和太阳质子事件：载有空间探测器探测到的宇宙线粒子的计数率和美国空间环境服务中心所记录到的质子事件。⑨太阳平均磁场：刊登美国斯坦福天文台的观测数据；该台把太阳视为一颗星，每天多次用磁像仪观测，将所得的数据取加权平均，所得数值称为太阳平均磁场，误差约0.02高斯。⑩太阳综合图:刊布Hα综合图和太阳磁场综合图。⑪高能太阳粒子和等离子体：载有大于0.16兆电子伏的不同能量范围的高能粒子（电子、质子和α粒子）流量的小时平均值，还刊载太阳风等离子体物理参数的小时平均值。⑫每日太阳活动中心：刊登太阳活动区表和七种太阳图，即太阳X射线图、日冕绿线（见日冕禁线）强度图、太阳磁图、Hα单色像（见太阳单色像）、黑子与Hα日珥图、太阳射电单色图。
《太阳活动季刊》 国际天文学联合会委托苏黎世天文台出版的刊物。它的前身是《太阳现象特征数》，1928年改名为《太阳活动季刊》，出版至今。该刊的特点是报道每日和每月平均的沃尔夫黑子相对数，历史最长，内容最为可靠；汇总了全球30多个天文台观测到的太阳耀斑资料，按1957年统计，其时间覆盖为0.8～0.9昼夜；几乎汇总了全球的日冕线强度资料；收集了30多个射电观测台在各个不同波长处测得的太阳总辐射流量数据。《太阳活动季刊》还载有一些特殊现象的单频与频谱观测资料，刊布威尔逊山天文台太阳磁场综合图。资料可靠。
《格林威治太阳观测结果》 英国格林威治天文台出版，从1874年开始主要刊布太阳黑子和耀斑资料。刊物的特点是它所刊登的关于黑子和光斑的位置的资料在同类资料中最为精确，黑子群中心的日面坐标精确到0°1。资料取得的方法是：由三个相距较远的天文台对太阳光球进行摄影，将得到的所有照片集中在一地处理，并归为统一的系统。
《光球图》 苏黎世天文台出版。刊登每个太阳自转周光球图和每日的黑子群表（按苏黎世分类法）。它虽然是一个天文台目视观测的结果，但人差较小。在刊物中可看到一些小而寿命短的黑子群。
《太阳色球综合图与暗条活动中心表》 法国巴黎默东天文台出版。它根据该台的色球观测绘出每一个太阳自转周的色球图，将钙单色像上的谱斑、氢单色像上暗条、色球黑子等均绘在上面，并标出谱斑亮度。该刊还载有以钙谱斑为标志的活动中心以及它的平均日面坐标、寿命、产生耀斑数目和活动级别。
《太阳活动表》 苏联普尔科沃天文台出版。刊载的资料是由苏联、罗马尼亚、捷克斯洛伐克等国太阳观测台提供的。内容最完整的是太阳黑子群资料，它综合几个天文台观测结果，并归算到高山天文台系统。还载有每日和每月平均光斑总面积，且在太阳图上绘出光斑轮廓。
快报性质的刊物
这类刊物有：
《太阳资料公报》 苏联天文委员会太阳研究委员会与苏联普尔科沃天文台出版，月刊。载有黑子群面积、钙谱斑面积、氢暗条、日珥、耀斑、日冕线的强度、太阳射电、黑子磁场等资料，数据是苏联、德意志民主共和国、捷克斯洛伐克、罗马尼亚等国的20多个天文台提供的。该刊刊布的每日太阳图比较完整。
《苏联太阳黑子磁场》 苏联科学院出版。刊布每日黑子磁场图，图上标明各个黑子的磁场强度和极性。
中国的太阳联合观测
1954年开始建立全国性黑子联合发布系统。紫金山天文台、云南天文台、北京天文台、北京天文馆等天文台站都观测太阳黑子，最后由南京紫金山天文台汇总，统一发布太阳黑子观测结果。有关耀斑、光谱等观测资料在《天文学报》上刊布。在国际地球物理年期间，发表了几年的太阳图资料。为了开展太阳活动预报的工作，1967年初步建立了中国太阳活动观测和预报系统。各台站的观测和预报结果每半个月报北京天文台汇总。1971年，北京天文台正式出版《太阳地球物理资料》（月刊），刊布北京天文台、紫金山天文台、云南天文台、北京宇宙线台、北京地磁台、北京天文馆等单位获得的、经过综合整理的太阳地球物理资料。《太阳地球物理资料》月刊的主要内容为：太阳黑子联合发布结果（黑子相对数、黑子面积、黑子群的观测时刻及日面位置、苏黎世黑子型等），黑子磁场图，太阳Hα耀斑观测结果（耀斑发生时间、日面位置、面积和级别、对应黑子型号，并附有相应的巡视时间表），太阳射电观测（每日9375和3000兆赫等几个频率太阳射电流量、太阳射电爆发时间、频率、型别、流量增值和对应耀斑的数据，并附有相应的射电观测时间表），地磁和地磁暴简报（地磁活动每天的C指数，每天每3小时的K指数，每天每2小时的△H，磁暴的时间、类型和强度数据等）以及宇宙线中子堆每天第2小时的累积计数等项目。 |
天文学 | 光学天文学 | 子午环 | 子午环
子午环（ meridian circle ），用来精密测定天体过子午圈的时刻和天顶距，借以求得天体赤径和赤纬的一种光学仪器。子午环曾被誉为最精密的天文仪器。二百年来，它一直是编制基本星表的主要仪器。它的主要部分是一架口径15～20厘米、焦距约2米的折射望远镜，其有效视场约为0°3。镜筒的中部是一个坚固而中空的立方体，侧面有水平轴，沿东西方向放置，使镜筒能在子午面内转动。水平轴的两外端为精密轴颈，置于V形轴承架上。在水平轴上套有直径较大的精密垂直度盘，用4～6台对称排列的读数显微镜读取望远镜的天顶距。读数也可由照相机记录。在新型子午环上已开始使用光学度盘或分辨率达0.″05的感应式传感器来代替金属度盘。望远镜和水平轴的绝大部分重量由专门的平衡机构承托，以减轻压在V形轴承上的重量。仪器的基墩须有深固的防震地基。在望远镜的焦平面上装有精密的测微器。测微器有垂直移动和水平移动的动丝。观测者转动测微轮带动水平动丝来对准星像，测出它偏离测微器中心水平丝的角距。将这个自动记录下来的角距加到垂直度盘的读数上，并作大气折射改正后，就得到这颗星中天时的天顶距。此外，控制驱动垂直丝的小电动机的速率，对准并跟踪水平移动的星像，配以恒星钟的秒脉冲，自动记录垂直动丝的位置，来推算出恒星经过子午圈的时刻，即这颗星的赤经。一颗星的观测时间一般不超过两分钟。
有的子午环已采用光电记录法，不再由人眼瞄准星像，而且观测数据也直接输入电子计算机。观测和归算正在逐渐转向全部自动化。子午环配有水银地平、准直管和方位标等附属装置，用它们分别定出天底点的位置、视准线的准直差以及水平轴的方位差。实际上，子午环观测还需校正多种误差。子午环一般可观测亮于9等的恒星。观测一颗星一次中天的均方误差为：赤经±0.″20～±0.″30，赤纬±0.″30～±0.″45。
子午环与中星仪的主要差别在于前者有测天顶距的精密度盘和不采用频繁的转轴观测法。为了定出绝对测定所需的赤经零点──春分点（见分至点），子午环还应观测太阳、行星和某些亮的小行星。 |
天文学 | 天体测量学 | 天文常数系统 | 天文常数系统（汉语拼音：Tianwen Changshu Xitong；英语：Astronomical Constants，System of），表示地球和太阳系其他天体的力学特性和运动规律的一组自洽的常数。它们包括：地球的大小、形状和重力场，地球的轨道要素，岁差常数，以及太阳、月球和行星的质量等数值。这些常数是使用天文、物理或大地测量学的测量方法直接或间接测定的。当把在地面直接测量的相对于观测站或地心的位置换算到相对于以日心或银河系中心为原点的某个天球坐标系的位置时必须利用上述常数。根据天体力学的理论，某些常数之间满足一定的数学关系式。
先后建立了3个天文常数系统：①纽康天文常数系统。1896年在巴黎召开的国际基本恒星会议上，首次决定采用美国天文学家S.纽康所确定的岁差常数、章动常数、光行差常数和太阳视差等常数值。以后又逐步扩充了一批共同采用的天文常数。这个系统一直使用到1967年底。这一系统的主要缺点是精度较低，且主要常数之间存在矛盾。②1964年国际天文学联合会天文常数系统。1964年由国际天文学联合会通过，规定从1968年开始正式使用。系统中包括定义常数、基础常数、导出常数和行星质量系统四类。定义常数是用定义规定的常数，它们没有误差；基础常数是直接测定的最精确的常数；导出常数是根据它们与定义常数和基础常数的理论关系式计算的常数；行星质量系统是专门在行星运动理论中所采用的一组常数。③1976年国际天文学联合会天文常数系统。1976年由国际天文学联合会通过，规定从1984年开始正式使用。这个系统除改进原系统中各常数外还对天文学的时间、质量和长度单位作了规定。
学科和技术发展中，提出一些对天文常数系统改进的建议，新的系统将要求把时空关系和天体运动理论纳入广义相对论框架。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳系物理学 | 太阳系物理学（ solar system physics ），研究太阳系的行星、卫星、小行星、彗星、流星以及行星际物质的物理特性、化学组成和宇宙环境的学科。至于太阳本身，由于它具有丰富的物理内容和显而易见的重要性，已经形成一个独立的分支学科──太阳物理学。太阳系物理学一般包括以下一些分支：①行星物理学，是太阳系物理学的重要组成部分，是对九大行星及其卫星进行物理方面研究的学科（见行星物理学）；②彗星物理学，利用天体物理方法，研究彗星的物理结构和化学组成，探索彗星本质；③行星际空间物理学，研究行星际物质的分布、密度、温度、磁场和化学组成，包括黄道光和对日照。其中流星天文学是用天体物理方法包括雷达和火箭观测研究流星，以了解地球大气的物理状况，特别是研究行星际空间流星体的大小、质量、分布和运动规律，而陨星学则是研究陨星的化学组成和物理特性，二者对宇宙航行和天体演化问题都有重要意义。
1609年，伽利略首先制成折射望远镜并用于天文观测，他看到月球上的山脉和平原、金星的盈亏、木星的四个卫星等天象。后来许多天文学家对太阳系天体作了大量的观测和研究，为太阳系物理学的建立创造了条件。
从十九世纪后半叶起，天文学中广泛应用了分光术、测光术和照相术，这些观测手段也被用来观测研究太阳系的天体，太阳系物理学便从此诞生了。二十世纪上半叶射电天文方法在行星研究的领域里开辟了一条崭新的途径，采用这种观测手段测量了月球表面的射电辐射，并发现了木星、金星和火星发出的射电波。
三百年来的地面观测取得了相当多的成就，但是太阳系物理学的突飞猛进则是二十世纪五十年代以来的事。由于空间天文技术的发展，这门学科变成了当代科学研究最活跃和最前沿的领域之一。新发现纷至沓来，旧观念迅速过时。这是因为，一方面空间探测能以地面观测无法比拟的精度研究太阳系天体，例如行星际探测器“水手”10号所摄的水星逼近照片的分辨本领为地面最佳望远镜所摄照片的5，000倍。月球样品的电子扫描显微照片使得分辨本领比地面望远镜所摄照片提高1011倍，等等。另一方面，由于空间科学的发展，对于太阳系一些天体来说，天文学不仅是一门观测的学科，而且也变成了一门实验的学科。诸多学科的专家密切合作探讨太阳系天体的物理性质，也是太阳系物理学的一个重要发展趋势。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 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。 |
天文学 | 天文学 | 星系天文学 | 星系天文学（ galactic astronomy ），以星系和星系际空间为研究对象的天文学分支学科。它的任务是探讨星系的结构、运动、起源和演化，星系对、星系群和星系团的结构、空间分布、相互作用和演化联系。星系天文学是现代宇宙学的基础之一。
发展简史和内容
1888年出版的《星云星团新总表》(NGC)及其《补编》(IC)刊载了13 226个非恒星天体和非单星天体，后来判明其中绝大多数是河外星系，这为星系天文学的诞生准备了基本资料。1919年E.P.哈勃用当时最大的望远镜发现了仙女座大星云NGC 224(M31)、三角星云NGC 598(M33)、人马座星云NGC 6822中的造父变星，并根据周光关系测定了距离，证明它们在银河系之外，并且指出当时统称为星云的天体，大多是和银河系同一等级的恒星系统，把它们命名为河外星系，简称星系。哈勃在前人发现的基础上，还揭示了星系世界普遍有谱线红移效应以及星系距离和红移大小成正比的规律，建立了星系天文学。20世纪50年代以前，星系天文学主要沿着两个方向发展。一是研究以恒星热辐射为主导的正常星系的形态、结构、运动和物理状况；建立形态分类系统，把大多数星系纳入旋涡、棒旋、透镜、椭圆和不规则五大形态框架；通过星系的自转以及星系群的运动，测定星系的质量；用测光方法和光谱方法探讨星系的恒星成分和气体成分，以及星族的划分和分布等。另一方向的进展是，建立并改进星系距离尺度，通过星系的空间分布、成团现象和红移效应，探索大尺度宇宙结构，描述今日所公认的百亿光年范围的可观测宇宙等。近50年来，逐步打开了射电、红外线、紫外线、X射线和γ射线“天窗”，探测到以非热辐射为主导的射电星系、赛弗特星系、类星体、蝎虎座BL型天体等具有活动星系核的天体，发现了可能以其中央大质量黑洞的吸积为能源的喷流、视超光速等高能现象；探测到由于大规模恒星形成而在远红外波段非常亮的星暴星系等。这些发现都向天文学和物理学提出了严重的挑战。今天星系和星系际空间的研究已成为天文学最活跃的领域之一。研究星系的起源和演化可推动天体物理学、宇宙学和物理学不断向前发展。
研究方法和手段
用中等口径的光学望远镜，可对本星系群的一些成员（如大、小麦哲伦云，仙女星系）的星系盘、旋臂、星系核、星系晕和星系冕进行分部观察，并对其成员天体（星团、电离氢区、行星状星云、超巨星、红巨星、新星、造父变星）作光度测量和光谱分析。然而，除少数近距星系外，绝大多数星系因距离遥远，呈现为暗弱的小面光源，其微小程度甚至接近于点源。要取得它们的光学观测资料，必须用大口径望远镜和高效能辐射接收装置，而对百亿光年的深空探索还得配备强光力广角设备。要掌握河外天体的射电天图必须有大型的射电天线，还要具备能与光学成像相称的射电分辨技术。河外星系世界的非热辐射和高能过程，正吸引着全球的大型射电仪器和空间探测装置。当代威力强大的各个波段的望远镜都把河外天体作为重要的观察对象，以期在这方面获得更大的进展和突破。星系天文学的主要研究手段是天体物理方法。此外，星系动力学（包括解析、半解析和数值模拟方法）也是重要的研究工具。 |
天文学 | 光学天文学 | 照相天顶筒 | 照相天顶筒（ photographic zenith tube ），测量世界时和纬度的仪器。1911年，罗斯设计的照相天顶筒首先在美国用于测纬。后经威利斯改进，1934年起开始用照相天顶筒测时。由于所得观测结果精度较高，五十年代后不少国家都采用照相天顶筒。
照相天顶筒的主体是一架对准天顶的照相望远镜，其口径一般为20～25厘米，焦距为口径的15倍左右。美国安装的一架最新照相望远镜口径为65厘米，焦距为13米。照相天顶筒一般可观测亮于9星等的恒星，其单星的测时和测纬均方误差在0.″1～0.″3范围内。星光经过物镜向下射到自然水平的水银面向上反射。物镜的第二主点位于物镜下方1～2厘米处，并在该处放置照相底片（全视场一般不到1°）。这样可以避免由物镜倾斜引入的误差。水银盘在电动机驱动下能用来升降调焦，其精确位置由专门的调焦杆决定。
北京天文台天津纬度站的中国制造照相天顶筒
假定一颗亮星在天顶附近上中天，将照相底片瞬时曝光四次，在中天前后各两次，记下曝光时刻t1、t2、t3和t4。每次曝光后，物镜连同底片由电动机驱动精确地旋转180°，然后再曝光。这样就能得到图中的星像。测出底片上1、4两点在南北方向的距离2y，就可以推算出纬度。测量1、4两点在东西方向之差x1－x4，就可以推算出该星过子午圈的时刻。若x1=x4，即曝光正好是对称于子午圈进行的，该星过子午圈时刻就等于t1和t4的中值。同样，从星点3和2也可以算出纬度和时刻。
用上述瞬时曝光法不能拍到暗星，实用的曝光时间约20秒钟。为了不使星像在底片上拖长，底片就得精确地跟踪恒星。当底片每移动到某一固定的位置（例如动程的中点）时，用接触法或光电显微镜法记时。这样的拍摄效果，与底片不动并作瞬时曝光记时的效果相同。
照相天顶筒一夜约观测10～30颗恒星，对每颗星观测约2分钟。在此期间需完成四次跟踪拍摄和记时，各次拍摄之间并需精确旋转180°。仪器通常设有程序控制电路，能自动操作观测。为了减少镜筒内外气温不均匀所引起的反常折射，观测者和控制设备等热源应远离仪器，有些照相天顶筒还对镜筒进行抽风。中国于1976年研制成功一台照相天顶筒，它是在真空罩内工作的，以消除镜筒内的反常折射，进一步提高观测精度。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 银盘星族 | 银盘星族，银盘主要由星族Ⅰ天体组成,如G~K型主序星、巨星、新星、行星状星云、天琴RR变星、长周期变星、半规则变星等。 |