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天文学 | 天体测量学 | 张德勒摆动 | 张德勒摆动（汉语拼音：Zhang Dele Baidong；英语：Chandler wobble），地球自转轴的自由摆动，极移的组成部分。其周期约430天（近似为1.2年或14个月），振幅约0.1～0.3。1891年由美国天文学家S.C.张德勒首次从纬度观测结果的分析中发现，故得名。由于实际地球的地幔具有滞弹性质，表面存在海洋，内部具有液核，使得实际观测到的张德勒周期比刚体模型地球的自由摆动周期延长了约40％。张德勒摆动的参数有明显变化，这与地球内部构造、物理性质、地球表面的物质运动等有密切关系。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 宇宙常数 | 宇宙常数（ cosmological constant ），1917年，爱因斯坦利用他的引力场方程，对宇宙整体进行了考察。为了解释物质密度不为零的静态宇宙的存在，他在场方程中引进一个与度规张量成比例的项，用符号Λ表示。该比例常数很小，在银河系尺度范围可忽略不计。只在宇宙尺度下，Λ才可能有意义，所以叫作宇宙常数。1929年，哈勃发现星系红移的哈勃定律，确定静态宇宙模型与实际不符。因此爱因斯坦多次提出应该取消宇宙常数；但有些学者，如爱丁顿、德西特、泽尔多维奇则认为宇宙常数可能有新的物理意义，不宜轻易抛弃。目前，学者们对宇宙常数的看法并不一致，有的认为是正值；有的认为是负值；有的认为是常数；有的则认为它随时间而变化。但多数倾向于取正值，其物理意义可能代表宇宙真空场的能量－动量张量与可能存在于物质之间的斥力。估计宇宙常数的上限为10-57厘米-2。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 银河系次系 | 银河系次系（ galactic subsystem ），银河系由许多次系组成，各个次系在空间分布、空间运动和物理特性方面互有区别。银河系次系可分为三类:第一类是扁平次系，例如O型星次系、B型星次系、经典造父变星次系和银河星团次系等，它们高度集聚于银道面两旁，形成扁平状的系统。第二类是球状次系，例如天琴座RR型变星次系、亚矮星次系和球状星团次系等，它们以银河系中心为集聚点，形成球状的系统。第三类是中介次系，介于扁平次系与球状次系之间，如蒭藁型长周期变星次系、新星次系和白矮星次系等。次系的概念，是二十世纪二十年代由瑞典天文学家林德布拉德首先提出来的；四十年代以后苏联天文学家库卡尔金和帕连纳戈发展了这一概念，并进行了深入的定量研究。次系的概念和星族的概念实质上是一致的。不过，前者着重考虑空间分布和空间运动的特征，后者着重考虑物理特性和在赫罗图上演化位置。银河系同类次系的总和称银河系子系。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 速度－距离关系 | 速度－距离关系（ velocity-distance relation ），1929年哈勃发现星系的退行速度与距离成正比，这是速度与距离之间最简单的（线性的）关系。在天文学上，星系的速度和距离是不能直接测定的，可以直接测定的是星系的红移和视星等（见星等）。哈勃把观测到的红移归因于多普勒效应，从而得到退行速度，并根据星系中造父变星的周光关系定出了星系的距离。假设红移z与距离D之间的关系为：
z=bDα
式中 a、 b为常数；并假设所有星系的绝对星等相同，则根据绝对星等与 距离之间的定义 关系可得：
式中C1为常数，即lgz与视星等m有线性关系。根据大量星系的(lgz，m)观测资料，以lgz和m为坐标轴，可定出直线(2)的斜率。只有当这个斜率为0.2时才对应于红移与距离之间的线性关系。如z较小，则和光速c的乘积cz即为退行速度，因而速度与距离也是线性关系。如z较大(例如大于0.2)，就要以相对论公式来代替经典的多普勒效应公式，这时速度与距离的关系就显得复杂了。1962年霍金斯根据474个星系的红移-视星等图的斜率，得出红移与距离的1.66次方程成正比；如果仅就这474个星系中430个亮于+14等的星系而言，红移则与距离的2.22次方成正比。1975年莱恩等人根据663个正常星系得出斜率为0.199，根据230个射电星系得出斜率0.194，根据265个类星体得出斜率0.135，这都表明红移与距离之间的关系同线性关系有一定程度的偏离。从罗伯逊－沃尔克度规，作为一级近似，可以得到速度-距离间的线性关系。霍金斯、斯特芬森、维尔茨和陆启铿等许多学者，分别根据不同的宇宙模型得出红移与距离的平方成正比。在西格尔的时间几何宇宙理论中，z=tg2(r/R)（R为宇宙半径），当r很小时，红移也与距离的平方成正比。
沃库勒通过对红移－距离关系是否线性和各向同性的分析，研究了本超星系团的结构。雅哥拉等人则由红移-距离关系的非各向同性论证了非速度红移的存在。 |
天文学 | 天体物理学 | 吸积 | 吸积（ Accretion ），大质量天体通过其引力场的吸引从周围获取物质的过程。陨石落向地球就是一种吸积。太阳这样的普通恒星也在不断从星际空间吸积物质，不过规模很小。具有强引力场的天体如中子星、黑洞等吸积要强烈得多。特大质量的活动星系核甚至每年可吸积一个太阳那么多的质量。
吸积与喷流
具有角动量的物质落向致密天体时在其周围形成一种盘形结构，称为吸积盘。在年轻恒星、相互作用双星和活动星系核中都观测到了吸积盘。如在双星系统中，伴星失去的物质在致密星周围形成一个气体盘。当物质击中盘的外缘时会在那里产生热斑，温度可达数千万度，发出X射线。吸积盘内缘的物质通过一边界层落入致密天体。当致密天体有很强的磁场时，物质会在两个磁极上形成吸积柱，而不是盘。释放出的引力能会产生很高的紫外或X射线辐射，并可将来自盘的物质喷流加速到很高的速度。 |
天文学 | 天体测量学 | 原子时 | 原子时（汉语拼音：Yuanzishi；英语：Atomic Time），以物质的原子内部发射的电磁振荡频率为基准的时间计量系统。原子时的初始历元规定为 1958年1月1日世界时0时，秒长定义为铯 -133 原子基态的两个超精细能级间在零磁场下跃迁辐射9192631770周所持续的时间 。这是一种均匀的时间计量系统。1967年起，原子时已取代历书时作为基本时间计量系统。原子时的秒长规定为国际单位制的时间单位，作为三大物理量的基本单位之一。原子时由原子钟的读数给出。国际计量局收集各国各实验室原子钟的比对和时号发播资料，进行综合处理，建立国际原子时。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 陨铁 | 陨铁，主要由金属铁、镍组成，它的一个重要特征是镍的含量高，地球上自然铁中镍的含量不超过3％，一般在1％以下，而铁陨石中的镍含量都超过5％。铁陨石有两种重要的铁镍合金矿物。一种是铁纹石，镍的含量占4～7％；另一种是镍纹石，镍的含量占20％以上。将铁陨石表面抛光并用稀的硝酸溶液蚀刻，大多数铁陨石上会出现一种特殊的花纹（图6），由交叉条带组成，呈网状，而条带又被一些发亮的狭窄细带围绕，条带是铁纹石，细带是镍纹石，这种花纹称作维斯台登图案，具有这种花纹的铁陨石称作八面体铁陨石。铁陨石中常见的矿物是铁纹石、镍纹石、陨硫铁等。地球上的自然铁中是没有这种花纹的。根据科学工作者的研究，发现熔化的镍铁在异常缓慢冷却的条件下，才会结晶出这种花纹。
铁陨石分类表
到1978年底为止，在中国已收集到54次陨石，其中27次为石陨石（其中1次为世界极稀少的顽火辉石球粒陨石，其他26次为H群、L群和LL群的普通球粒陨石）；27次为铁陨石，都属于八面体铁陨石。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 水星 | 水星（英文：Mercury），太阳系八大行星中距离太阳排名第一的行星。古时，人类就注意到水星的存在，常常在大清早或者是傍晚太阳刚下山时出现在接近地平线的附近。所以在中国古代，水星又称为晨星(出现在早晨的时候)或者昏星(出现在黄昏过後)。
水星的半径约为2440公里，在八大行星中是最小的。水星距离太阳约0.39个天文单位，是个布满坑洞的小行星。其公转周期大约相当于地球上的1个季。从地球上看水星的最大亮度为–2.45个视星等，从地球上看水星的最低亮度为5.73个视星等。与太阳的角距最大仅28°，故平时不易见到。作为内行星，它也有位相变化，当它在太阳视圆面上经过时即发生凌日，水星凌日平均每世纪13次。水星轨道近日点有进动现象，这后来成为爱因斯坦广义相对论的三大天文验证之一。
信使号宇宙飞船获得的图像绘制的水星表面的全球地图。NASA/JHUAPL/CIW
1965年根据雷达测定，水星的自转周期为58.6天，恰为公转周期的2／3，因此水星上一昼夜长达176天。白天表面温度最高处达427℃，而深夜最冷时仅－173℃。1974～1975年美国水手10号3次飞近水星，最近时高度仅320千米近距探测表明，水星表面酷似月球：没有大气，没有水，布满了大小不一的环形山（其中有15座以李白、鲁迅等中国文学家、艺术家的名字命名），同样还有类似月海的低洼平地及美丽的辐射纹。水星内部结构可分为壳、幔、核3层，但其铁镍核很大，质量占水星的60％以上，半径约为水星的3／4。水星具有一个偶极磁场，磁轴与自转轴的交角7°～12°，赤道表面的磁场强度为4×10-7特。1992年美国一些天文学家从射电探测的资料分析认为，水星的极地可能存在着直径为几百千米的含水的冰帽。
目录
1 表面环境
2 星体结构
3 水星的大气
4 星体运动
5 水星文化
6 最新发现
表面环境
水星昼夜温差极大，白天摄氏 430 度，晚上约可达零下 170 度，是个非常不适合人类直接居住的环境，也是太阳系八大行星中温差最大的一个行星。但是在最近的观测中发现，在南极与北极的一些永远不受日照的地方可能有冰的存在，使得水星可能成为一个拥有冰的星球。
在对水星的雷达观测发现，水星的极区有强烈的雷达反射。这种反射的特性有点类似火星的冰帽。因此怀疑水星的极区有冰层的存在，而其规模直径大约为100公里左右。
另外水星也是在太阳系中几个人类可能移民的地点之一，在水星的两极有部分环型山的结构，因为整年都不会受到日照的影响，人类有机会利用那边的冰以及人工的保温装置，制造人造的移民环境。
为什么水星的温差会这么大呢? 原因是这样的，因为水星太过接近太阳，因此在明亮的地区接受到的太阳辐射太强，使得地表的温度大为提高，在不受日照的部分则因为水星几乎没有大气层，热量不易传导，使得这部分的水星表面温度十分的低，才会形成这样强烈的对比。
星体结构
水星平均密度在行星之中只次于地球，高达5.43g/cc，十分不寻常。地球的平均密度大，是因为地球本身的重力挤压所造成的，但水星重力很小，这意味着构成水星的成分物质很重。因此天文学家依据对於水星的测量数据推测，水星可能拥有一个很大的铁核，而且直径可达水星的2/3至3/4，水星，就像个铁球一样，而表面的矽酸盐成分只是薄薄的一层外壳。
造成水星密度如此高的原因，天文学家们提出了三个说法，撞击分别说，蒸发说，以及巨大撞击说等. 目前最有力的说法为巨大撞击说，内容是说水星早期曾经受到大撞击，中心的金属核较快凝固，而外部的岩质物质被吹散了，因此产生这样的结果。
水星的大气
水星表面几乎没有大气层，因此表面容易受到星际物质的撞击，水星的大气层跟地球和金星等行星的大气很不一样，因为受到太阳风的影响，更换的频率非常的高，实际上，水星表面的气体分子与水星碰撞的频率还要高过互相碰撞的频率，所以水星的大气又称为外气层。最近的探测中发现水星外气层有钠云的存在。
另外水星也具有磁场，但强度很小，磁场强度约为地球磁场的1％左右。
星体运动
水星离太阳的平均距离为5790万公里，绕太阳公转轨道的偏心率为0.206，故其轨道很扁。太阳系天体中，除冥王星外，要算水星的轨道最扁了。水星在轨道上的平均运动速度为48公里/秒，是太阳系中运动速度最快的行星，它绕太阳运行一周只需要88天，除公转之外，水星本身也有自转。过去认为水星的自转周期应当与公转周期相等，都是88天。1965年，美国天文学家戈登、佩蒂吉尔和罗·戴斯用安装在波多黎各阿雷西博天文台的、当今世界上最大的射电望远镜测定了水星的自转周期，结果并不是88天，而是58.646天，正好是水星公转周期的2/3。水星轨道有每世纪快43″的反常进动。
由于水星在近日点时总以同一经度朝着太阳，在远日点时以相差90°的经度朝着太阳，所以水星随着经度不同而出现季节变化。
公转
水星的运行轨道是偏心的，半径从4600万-7000万公里变化。围绕太阳的缓慢岁差不能完全地被牛顿经典力学所解释，以致于在一段时间内很多人用设想的另外一个更靠近太阳的行星（有时被称为火神星）来解释这个混乱。这称为“水星近日点进动”。无论如何，爱因斯坦的广义相对论后来提供了一种可以消除这个小误差的解释。
自转
1889年意大利天文学家夏帕里利经过多年观测认为水星自转时间和公转时间都是88天。直到1965年，美国天文学家才测量出了水星自转的精确周期58.646个地球日。
在一些时候，在水星的表面上的一些地方，在同一个水星日里，当一个观测者（在太阳升起时）时观测，可以看见太阳先上升，然后倒退最后落下，然后再一次的上升。这是因为大约四天的近日点周期，水星轨道速度完全地等于它的自转速度，以致于太阳的视运动停止，在近日点时，水星的轨道速度超过自转速度；因此，太阳看起来会逆行性运动，在近日点后的四天，太阳恢复正常的视运动。
1965年使用雷达观测后，观察数据否决了水星对太阳是潮汐固定的的想法：自转使得所有时间里水星保持相同的一面对着太阳。水星轨速振谐为3:2，这就是说自转三次的时间是围绕太阳公转两次的时间；水星的轨道离心使这个谐振持稳。最初天文学家认为它有被固定的潮汐是因为水星处于最好的观测位置，它总是在3:2谐振中的相同时刻，展现出相同的一面，就如同它完全地被固定住一样。水星的自转比地球缓慢59倍。
因为水星的3:2的轨速比率，一个恒星日（自转的周期）大约是58.646个地球日，一个太阳日（太阳穿越两次子午线之间的时间）大约是176个地球日。
轨道变动
水星拥有太阳系8大行星中偏心率最大的轨道，通俗的说，就是它的轨道的椭圆是最“扁”的。而最新的计算机模拟显示，在未来数十亿年间，水星的这一轨道还将变得更扁，使其有1%的机会和太阳或者金星发生撞击。更让人担忧的是，和外侧的巨行星引力场一起，水星这样混乱的轨道运动将有可能打乱内太阳系其他行星的运行轨道，甚至导致水星，金星或火星的轨道发生变动，并最终和地球发生相撞。
凌日现象
当水星走到太阳和地球之间时，我们在太阳圆面上会看到一个小黑点穿过，这种现象称为水星凌日。其道理和日食类似，不同的是水星比月亮离地球远，视直径仅为太阳的190万分之一。水星挡住太阳的面积太小了，不足以使太阳亮度减弱，所以，用肉眼是看不到水星凌日的，只能通过望远镜进行投影观测。水星凌日每100年平均发生13次。在20世纪末有一次凌日是在1999年11月16日5时42分。
在人类历史上，第一次预告水星凌日是“行星运动三大定律”的发现者，德国天文学家开普勒（1571至1630年）。他在1629年预言：1631年11月7日将发生稀奇天象——水星凌日。当日，法国天文学家加桑迪在巴黎亲眼目睹到有个小黑点（水星）在日面上由东向西徐徐移动。从1631年至2003年，共出现50次水星凌日。其中，发生在11月的有35次，发生在5月的仅有15次。每100年，平均发生水星凌日13.4次。
水星凌日的发生原理与日食极为相似，水星轨道与黄道面之间是存在倾角的，这个倾角大约为7度。这就造成了水星轨道与地球黄道面会有两个交点。即为升交点和降交点。水星过升交点即为从地球黄道面下方向黄道面上方运动，降交点反之。只有水星和地球两者的轨道处于同一个平面上，而日水地三者又恰好排成一条直线时，才会发生水星凌日。如果水星在过升降交点附近的两天恰好也发生了水星下合相位时，就有可能发生水星凌日天象。
在目前及以后的十几个世纪内，水星凌日只可能发生在五月或十一月。发生在五月的为降交点水星凌日，发生在十一月的为升交点水星凌日。而发生在五月的水星凌日更为稀罕，水星距离地球也更近。水星凌日发生的周期同样遵循如日月食那样的沙罗周期。在同一组沙罗周期内的水星凌日的发生周期为46年零1天又6.5小时左右。但是这个46年的周期中如果有12个闰年。周期即为46年零6.5小时左右。这里所说的时间差值是同一沙罗周期相邻两次水星凌日中凌甚的时间差值。因为同一沙罗周期相邻两次水星凌日发生的时长是不同的。
水星文化
水星
1976年，国际天文学联合会开始为水星上的环形山命名。
水星的表面很像月球，满布着环形山、大平原、盆地、辐射纹和断崖。于是，水星上的环形山和月球上的环形山一样，也进行了命名。水星表面上环形山的名字都是以文学艺术家的名字来命名的，没有科学家，这是因为月面环形山大都用科学家的名字命名了。水星表面被命名的环形山直径都在20公里以上，而且都位于水星的西半球这些名人的大名将永远与日月争辉，纪念他们为人类作出的卓越贡献。
在国际天文学联合会已命名的310多个环形山的名称中，其中有15个环形山是以我们中华民族的人物的名字命名的。有伯牙：传说是春秋时代的音乐家；蔡琰：东汉末女诗人；李白：唐代诗人；白居易：唐代诗人：董源：五代十国南唐画家；李清照：南宋女词人；姜夔：南宋音乐家；梁楷：南宋画家；关汉卿：元代戏曲家；马致远：元代戏曲家；赵孟頫：元代书画家；王蒙：元末画家；朱耷：清初画家；曹沾（即曹雪芹）：清代文学家；鲁迅：中国近代文学家。
最新发现
水星曾是颗“大火球”：遍布巨型岩浆海洋
麻省理工学院的科学家通过对水星岩石化学成分分析的过程中发现这颗星球过去可能拥有一片巨大的岩浆海洋时间点处于45亿年前，这项新的研究任务由“信使”号探测器完成，旨在分析水星表面、空间环境以及行星化学物质组成等。自2011年3月起，NASA的探测器开始收集相关数据，一组科学家负责对X射线荧光光谱数据进行分析该任务收集到了有关水星表面岩石的组分情况，科学家希望揭开水星到底发生了何种地质过程，导致其表面出现两种不同组成的岩石。
对此，科学家在实验室中创建了两类岩石，模拟高温高压环境下的地质演化过程，通过实验科学家设想水星上曾经出现巨大的岩浆海洋，在这种环境下可演化出两种截然不同的岩石，通过结晶、凝固最后重新由熔岩喷发机制存在于水星表面。根据麻省理工学院地质学教授蒂莫西·格罗夫介绍：“水星上发生的事件其实是非常惊人的，地壳的年龄很可能超过了40亿岁因此这些岩浆海洋应该存在于非常古老的过去。”
信使号探测器进入水星轨道时正处于强烈的太阳耀斑活跃期，作为太阳系内侧轨道上距离太阳最近的行星水星受到太阳光和辐射的“烘烤”，其表面的岩石反射出强烈的光谱信号，科学家通过X射线光谱仪就可以确定水星表面物质的化学成分。
针对水星上岩石出现的不同化学组分，格罗夫认为可在实验室中模拟二氧化硅、氧化镁以及三氧化二铝的比例再将其熔化结晶，探索该过程中可能出现的情况。实验结果显示，两种成分可能来自同一地区，指向了一个巨大的岩浆海洋此外，本项研究还暗示了水星存在一个极为混乱的早期演化过程，其中包括大块天体的撞击，科学家认为这将填补水星早期历史的很多空白，加深我们对水星形成过程的理解。
科学家对“信使号”探测器2009年第三次飞越水星的观测数据进行了分析，最新结果发现水星表面最年轻的火山活动迹象，以及磁场亚暴的最新信息，并且在水星超稀薄外大气层中首次发现电离钙元素。
最年轻火山活动迹象
信使号探测器首席调查员肖恩·所罗门（Sean Solomon）说：“信使号每次飞越水星都会获得新的发现！我们发现水星是一颗颇具活力的行星，其活动性贯穿于整个历史阶段。”在前两次勘测中，信使号探测器发现水星早期历史时期曾遍布着火山活动，在最新的第三次飞越水星勘测中，该探测器发现290公里直径的环状碰撞坑，这是迄今观测发现最年轻的水星表面坑状结构，科学家将它命名为“Rachmaninoff”，其底部具有非常平滑的平原。
美国约翰霍普金斯大学应用物理实验室的路易丝·普罗克特（Louise Prockter）说：“我们认为Rachmaninoff环状坑底部平原是迄今在水星发现的最年轻火山迹象。此外，我们在Rachmaninoff环状坑东北部发现漫射环状明亮物质环绕在不规则洼地周围，标志着这些不规则洼地是火山喷口，并且其直径比之前所勘测的火山喷口都大。这项观测暗示着水星表面的火山活动性要比之前所认为的更持续，或许持续至太阳生命历史下半时期。
磁场亚暴
磁场亚暴是一种太空气象，曾间歇地出现在地球上，通常每天会出现几次，持续1-3小时。地球上的磁场亚暴常伴随着一系列特殊现象发生，比如：北极和南极上空出现的壮丽极光现象。磁场亚暴也伴随出现危险的能量粒子这将导致地球观测卫星和地面通讯系统灾难性事故，尤其是地球同步轨道区域。地球磁场亚暴的能量来源于地球磁场尾部的磁性能量。
在信使号探测器第三次飞越水星时，该探测器装载的磁力计首次发现水星磁场尾部磁性能量中像亚暴一样“载荷”，这种水星磁场亚暴能量大约是地球磁场亚暴的10倍，其运行速度是地球磁场亚暴的50倍。
美国宇航局戈达德太空飞行中心的太空物理学家詹姆斯·斯莱文（James A. Slavin）称，最新观测显示水星的磁场亚暴相对强度比地球磁场亚暴大，同时，我们还发现水星磁场尾部增强与唐吉周期（Dungey cycle）的一致性唐吉周期是描述磁气圈内等离子循环的一个指标。
斯莱文说：“信使号探测器最新观测首次显示地球之外的另一颗行星上唐吉等离子循环时间可以确定亚暴持续的时间，这暗示着这种地球磁气圈特征是宇宙的一种普遍现象。”
水星外大气层构成
水星的外大气层非常稀薄，是由水星表面和太阳风中的原子和离子构成，信使号探测器对水星外大气层的观测将提供一个研究水星表面和其太空环境之间交互影响的机会，并能够探测水星表面的构成，该行星遗失至星系空间的物质有助科学家理解水星当前和历史时期的构成状况。
信使号探测器对水星外大气层的观测结果显示外大气层中中性和电离元素独特的空间分布特性，第三次飞越勘测首次探测到水星南极和北极外大气层的构成。美国约翰霍普金斯大学应用物理实验室的罗·弗瓦西克（Ron Vervack）说：“勘测显示水星外大气层中包含着钠（Na）、钙（Ca）、镁（Mg）元素，在这次飞越水星勘测中，信使号首次发现外大气层含有电离钙。”
水星极地发现大量水冰
据美国宇航局网站报道，该局正在水星轨道运行的信使号探测器获取的最新数据显示这颗行星上拥有大量水冰。大卫·劳伦斯（David Lawrence）是来自约翰·霍普金斯大学应用物理实验室（APL）的信使号首席科学家，也是一篇发表在在线版《科学通报》杂志上论文的第一作者。劳伦斯表示：“最新数据显示在水星极区存在水冰，如果将这些水冰平均铺满整个华盛顿，其厚度将超过两英里（约合3.2公里）。”
考虑到水星距离太阳如此之近，这颗行星上似乎是不可能存在水的。但是由于水星的自转轴倾角非常小，接近于零（更准确地说是不到1度），因此在水星的极区存在很多永久阴影区。科学家们在数十年前便开始猜测在这些永久阴影区内可能存在水冰。
1991年，这一想法得到了一项重要证据，当时世界上最强大的射电望远镜——设在波多黎各岛上的阿雷西博射电天线向水星发射的雷达波，在其反射信号上发现这颗行星的极区存在一些反射率高的异乎寻常的“亮区”。这些亮区的雷达波反射率非常高，其特性和水冰非常相似。除此之外，很多这种明亮反射区的位置和20世纪70年代美国水手10号探测器拍摄的水星地表大型陨击坑的位置相对应。不过科学家们一直无法确定这些亮区的位置和极区的那些永久阴影区位置是否同样相互吻合。
但是，随着信使号抵达水星，这一切疑惑都烟消云散了。信使号探测器搭载的水星双成像系统在2011年和2012年年初拍摄的图像证明，那些强烈反射雷达波的亮区的确都位于水星南北两极的永久阴影区内。
而来自信使号的最新数据确认了水星北极永久阴影区内沉积物质的主要成分确是水冰。在其中一些最寒冷的区域，水冰直接暴露于地表。而在一些稍稍温暖一些的区域，似乎有一些稍显暗色的物质覆盖着水冰表面。
信使号使用中子能谱设备测量雷达反射亮区的氢原子丰度。通过这些测量数据就可以推算出冰的富集量。劳伦斯表示：“这些中子数据显示在水星极区的高雷达反射区域存在一层平均厚度约为数十厘米的富氢物质层，其上方还覆盖有一层10~20厘米厚的表层，这层表层中的氢含量则相对较低。”他指出：“这层覆盖在下方的富氢层的氢含量比例和纯净的水体相当。”
根据美国宇航局戈达德空间飞行中心的格里高利·纽曼（Gregory Neumann）的说法，信使号搭载的水星激光高度计（MLA）获得的数据已经在水星地表获取了超过1000万个高程数据，用以制作高精度地形图。这些高程数据同样支持了水冰存在的看法。在另外一份论文中，纽曼和同事们报告了首次对水星处于永久阴影区的北极地区进行的高程测量，结果显示这些区域存在一些不规则的明亮和暗色的沉积物。
纽曼表示：“在此之前还从未有人在水星上看到过这些阴暗区域，因此它们一直充满神秘感。”纽曼认为这些明亮和暗色的物质都是由彗星或小行星携带到水星上来的。这种说法得到了加州大学洛杉矶分校大卫·佩吉（David Paige）教授一篇文章的支持。佩吉指出：“这些暗色物质可能是一些复杂有机化合物的混杂体，它们由彗星和富含有机物的小行星在撞击水星时携带而来。可能也正是通过同样的机制，水也被带到了这颗太阳系最内侧的行星上。”
西恩·所罗门（Sean Solomon）来自哥伦比亚大学拉蒙特-多赫提地球观测台，也是信使号项目首席科学家。他说，覆盖在水冰成分表面的一层黑色物质则让事情变得更加复杂了。他说：“在超过20年的时间里，科学家们一直在争论这颗最靠近太阳的行星上的永久阴影区是否存在大量的水冰。现在信使号为这个问题给出了一个明确的肯定答案。”
不过所罗门也指出：“新的观测结果也引出了新的问题。这些位于极区的黑色物质大部分都是有机质吗?这些物质究竟经历了何种化学反应过程?水星地表或地下是否有一些区域同时存在液态水和有机质?只有对水星开展持续的研究，我们才能最终回答这些问题。”
真正发现水星有冰
2014年，美国航天局派往水星的探测器信使号，早前传来的照片中，却发现北极地区一个陨石坑附近有冰的存在，是首次真正发现水星有冰。
学者早于两年前已透过间接的分析指水星上存在着冰，但这次则是首次直接看到。专家估计冰块有数以十米厚，但亦可能延伸至坑洞内。虽然水星围绕太阳转一圈需时58个地球日，几乎整个大地都被阳光照射，但水星的极地则永远无法被太阳照到，温度低得有机会让冰形成。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 稳恒态宇宙模型 | 稳恒态宇宙模型（ steady-state model ），1948年，英国天文学家H.邦迪、F.霍伊尔和T.戈尔德共同提出的一种宇宙模型。它以完全宇宙学原理为前提，认为宇宙的性质在大尺度时空范围内稳恒不变。不仅在空间上是均匀的、各向同性的，而且在时间上也处于稳定状态，尽管宇宙并非静止。稳恒态宇宙模型可避免大爆炸理论的奇点困难，但要求在宇宙膨胀过程中物质密度不变，物质就必须连续不断地从虚空中创生。诞生率是平均每100亿年在一立方米体积内产生一个氢原子。这样就违背了一些普遍适用的守恒律，如重子数守恒、轻子数守恒、质能守恒等定律。从观测角度来看，稳恒态模型的预言与星系分布和射电源计数显示的宇宙演化不符。特别是根据这种模型也难以解释宇宙微波背景辐射，因而1965年以后在与大爆炸模型的竞争中失利。尽管如此，稳恒态模型由于刺激了关于元素起源的核合成理论的诞生，在历史上仍然功不可没。但它与大爆炸理论最新成就的一种暴胀宇宙模型有异曲同工之处。 |
天文学 | 天体物理学 | 弯曲空间 | 弯曲空间（ curved space ），曲率（见空间曲率）不处处为零的空间称为弯曲空间。初等平面几何所研究的对象是欧几里得空间（欧氏空间）。这种几何的最重要性质之一就是平行线公设：通过给定直线之外的任一点，可作一条直线与给定直线平行。这个公设在弯曲空间中并不适用。天体物理中常遇到的弯曲空间是黎曼空间。它的一种特例是常黎曼曲率空间。黎曼曲率K等于常数1、-1和0的空间分别叫作黎曼球空间、罗巴切夫斯基空间和欧氏空间。所以，欧氏空间可看作黎曼空间的特例。局部黎曼空间可以看作由局部欧氏空间弯曲而来，而大范围的黎曼空间常常不可能从欧氏空间弯曲得到。从物理学的角度看，时空的弯曲性质依赖于物质的分布和运动。
爱因斯坦的广义相对论给出时空与物质之间的关系和它们的运动规律。通常情况下，时空弯曲的量级是很小的。例如，在距离质量为m的物体r处，弯曲的量级约为。只有在 黑洞或其他强引力场情况下，才有大的 弯曲。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 御夫座RW型变星 | 御夫座RW型变星，出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近，并同星云有物理联系的变星。可分为五类：御夫座RW型变星，猎户座T型变星，金牛座T型变星，某些耀星，特殊星云变星。这种分类主要根据光变曲线性状，但也参考光谱特征。
御夫座RW型变星大部分是G型到K型，但也有少量具有较早的光谱型。御夫座RW型变星除少数是巨星外，多数是矮星。 |
天文学 | 光学天文学 | 折射望远镜 | 折射望远镜（ refractor ），物镜为透镜的光学望远镜。1609年，意大利科学家伽利略在得知有人发明了望远镜的消息后，随即用一凸透镜为物镜，用一凹透镜为目镜，分别置于一个管筒的两端，制成一架放大率3倍的望远镜。随后又制成另一架放大率8倍的望远镜。最后，制成一架口径4.4厘米，筒长1.2米，放大率33倍的望远镜。这就是天文学史上的第一架天文望远镜。后人称之为伽利略望远镜（图1）。该光学系统的特征是成的像是正像，像在焦平面之前。伽利略从1609年底起用他手制的望远镜指向夜空，观察天象，作出许多划时代的天文发现，从此天文学进入用望远镜观天的新时期。
图1 伽利略望远镜
1611年，德国天文学家J.开普勒采用凸透镜即正透镜为目镜，这样的望远镜成像在焦平面之后，像是倒像。后人称之为开普勒望远镜。由于这种光学系统的出射光瞳在目镜之外，便于目视观测，因此从17世纪中叶起天文学家普遍采用开普勒望远镜。
直到18世纪初，折射望远镜的物镜都是单透镜，色差和球差均很严重。1756年，英国光学家J.多隆德发明了由一冕牌玻璃凸透镜和一火石玻璃凹透镜组合而成的消色差复合物镜，才使得折射望远镜成为18～19世纪目视观天的主要天文仪器。
世界上最大的折射望远镜
冕牌玻璃和火石玻璃都难以铸成质地既均匀、尺寸又足够大的透镜毛坯，因此世界上最大的折射望远镜的物镜口径是104厘米（图2）。现在存世的口径66～104厘米的大型折射望远镜总共只有12架，其中11架都建于19世纪80～90年代，正是折射望远镜的全盛时期。进入20世纪后，天文学的进展要求要有聚光本领更强大的天文望远镜，观天的主力几乎全都让位于口径可建造得更大的反射望远镜。此外，虽然20世纪还发明了由三四片透镜组成的大视场消色差天体照相仪，但最终也为口径更大、光力更强的折反射望远镜所取代。 图2 世界上最大的折射望远镜 |
天文学 | 天体力学 | 洛希极限 | 洛希极限（ Roche's limit ），在讨论卫星的形状理论中，若把卫星看成质量很小（相对行星而言）的流体团，就成为流体在行星引力作用下的形状问题。因行星引力很大，当卫星离行星很近时，潮汐作用会使卫星的形状变成细长的椭圆。当距离近到一定程度时，潮汐作用就会使流体团解体分散。这个使卫星解体的距离的极限值是由法国天文学家洛希首先求得的，因此称为洛希极限。如用A表示这个距离，则
式中 R为行星半径，σ为卫星密度，σ'为行星密度，系数2.45539是 洛希求出的近似值，他假设卫星质量同行星质量的比值 μ=0。若 μ≠0时，系数值略有变化。根据G.H. 达尔文的计算，系数值和 μ值的关系如下：
土星环中心到土星中心的距离为2.31个土星半径。若土星环的密度与土星相同，则这个距离小于洛希极限，因此解体分散，不能形成一个卫星。洛希极限除了被用于研究太阳系的天体外，还被用于研究双星系统的演化。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 白矮星 | 白矮星（拼音：bái ǎi xīng），（英语：white dwarf），一类低光度、高温度、高密度的恒星，在太阳附近的区域内已知的恒星中大约有6%是白矮星。这种异常微弱的白矮星大约在1910年就被亨利·诺利斯·罗素、爱德华·皮克林和威廉·佛莱明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·鲁伊登在1922年取的。
形成
白矮星是核反应停止以后恒星的一种稳定结构。在白矮星内部，高温使原子失去电子，裸原子核挤在一起造成了高密度。主要靠电子简并压的梯度跟引力相平衡， 质量越大，半径越小。当质量超过一个极限值时，电子简并压不再能跟引力相抗衡。S.钱德拉塞卡推算出白矮星的质量上限为1.44太阳质量，这叫钱德拉塞卡极限。质量超过1.44太阳质量的恒星只有在演化中损失了多余的质量才能形成白矮星。白矮星表面有很强的引力场，谱线红移较显着，广义相对论的三大天文验证之一的引力红移正是首先对白矮星测得的。
形态
白矮星光度低，不易发现，已观测到的有1000多个，估计白矮星占恒星总数的5％。白矮星的绝对目视星等在8～16等范围内；有效温度大都介于5500～40000K之间，大多数呈白色，少数呈黄色甚至红色；质量跟太阳差不多，而其大小跟地球相仿；平均密度 105～108克／厘米3。白矮星可按光谱分为DA（富氢）、DB（富氦）、DC（富碳）、DF（富钙）、DP（磁白矮星）等次型。
发现过程
1844年，德国的F.W.贝塞尔根据天狼星移动轨迹的波浪形，推测存在一个看不见的伴星。后来的观测证实，天狼星确是一个双星系统，伴星天狼B比主星暗一万倍，呈白色 ，质量1.05太阳质量，半径0.0073太阳半径，密度3.8×106克／厘米3，这是最早发现的白矮星。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 星系核 | 星系核（ nucleus of galaxy ），大多数星系都有很密集的中心部分。以辐射压和引力相平衡等为依据，可以推知星系核的质量M约为108个太阳质量M⊙。星系核中包含恒星以及电离气体、磁场和高能粒子。正常星系的核，通常是“宁静”的。从宁静核中已经观测到各种谱型的恒星，也可能存在中子星等各种致密星。从一些星系核的谱线得知，核中有大质量的等离子体（占核质量的千分之一），温度约几千度，每立方厘米电子数为ne≈103～106。宁静核常常产生射电辐射，射电谱强度分布呈幂律形式，即Iv∝v-α；对绝大多数核，α=0.7。在频率v≈109赫处它的射电辐射谱强度Iv≈10-8尔格/厘米2。观测表明，星系核90％的光度是在很窄的红外区域产生的。红外辐射极大频率v极大=2.5×1013赫（即λ极大=70微米）；在极大频率两侧，强度迅速下降（当v＜v极大，Iv∝v3.5；当v＞v极大，Iv∝v-3.5）。对大多数星系核而言，尽管它们的性质有很大差异，但它们的红外辐射的极大频率都是相同的。
核有明显活动的星系约占星系总数的1～5％。核活动最强的星系是类星体，其次是N型星系（见特殊星系）和塞佛特星系。星系核的活动期估计为105～107年。
活动形式
①剧烈的气体运动：从测量塞佛特星系的发射线可以估计，气流速度可达每秒几千公里。这种气流有时能一直延伸到核外几千秒差距处。②巨大的非热辐射：和宁静核相类似，强非热辐射也是在红外区达到极大，红外极大频率也是v极大≈2.5×1013赫，但是强度比宁静时要大几个量级，辐射功率可达1046～1047尔格/秒；总能量甚至可达1062尔格。③很强的光变:光学和射电的辐射强度随时间有很大变化。例如3C273，有时在两个月内光度的变化就差一倍。同时，对不同的波长，谱强度的时变幅度也不同：波长越短，时变越强。对多数活动星系核来说，光变时标近一年，从而可推知它的大小约为1018厘米量级（相当于1秒差距）。④规模巨大的爆发现象：有些星系核抛出大块物质和相对论性粒子流，形成所谓物质喷射。M87就是一例。喷射物位于M87核的西北方向，其中有三个亮凝聚物和三个暗弱的凝聚物。凝聚物和核之间有发光“纤维”相连；此外，在这些喷射物相反方向也发现了一个小的喷射结构，其中有两个凝聚物。有些星系核爆发时，物质向四面八方抛射出来，著名的例子是M82和NGC1275；许多射电星系和类星体有双源结构，这也可能是某种爆发的结果。
理论模型
①紧密星团假说：认为在星系核中心，恒星密度非常高，以致发生非弹性碰撞，释放出巨大能量。但是，要使碰撞成为星系核的能源，那就要求星系中心处星团的密度高达每立方秒差距1011颗恒星，这与观测相矛盾。②黑洞假说：认为是引力坍缩的结果。虽然引力坍缩所释放的能量可达2×1054M/M⊙尔格的数量级，M/M⊙是星系核对太阳的质量比，但转化机制还不清楚；更重要的是，引力坍缩在10-5M/M⊙秒的时间内就完成了，这与观测到的活动核的准稳态相冲突。固然，吸积可暂时缓和这个困难。但是，物质抛射将大大抑制吸积，因此困难仍未解决。③大质量旋转磁多层球模型，即磁转子模型:定性地说，旋转引起磁场扭曲而产生中性线（见磁合并），在中性线附近发生磁场的动力学耗散，使聚积的磁能转化为粒子的动能，粒子就以相对论性速度沿着相反两个方向抛出，这就是磁转子的爆发机制。抛出的电子沿核外哑铃状磁力线回旋，发出同步加速辐射，为我们所接收。磁转子模型在解释活动星系核的主要观测事实上虽然取得一定的成果，但是，理论要求星系核的光度应有准周期性，这与观测资料并不相符。此外，在解释活动星系核的极大红外辐射和规模巨大的爆发现象方面，磁转子模型还没有成功。④引力弹弓和气泡模型：引力弹弓模型认为，星系核内由于恒星碰撞，形成若干大块物质。计算表明，如果形成三块以上的大块物质，则会出现引力不稳定性，将物质抛射出来。但是，这种模型不能解释星系核的对称抛射。而气泡模型是一种流体力学抛射，它假设相对论性粒子在核里形成一个“气泡”，以后分裂成两个热气体泡，它们被星系际风吹到星系外，或被周围冷气体顶出来，形成大块物质（气泡）的抛射。这种模型要求有足够的浮力，看来只有处在星系团内的活动星系核才可能实现这种抛射。⑤等离子体湍动反应堆模型：这种模型可以阐明以下三个主要问题：反应堆中，强等离子体波可使粒子加速到极端相对论性速度；在反应堆中，可以形成相对论性粒子的幂律谱；给出了辐射谱的特征，特别是解释了星系核的极大红外辐射，并且说明了各种不同星系核具有几乎相同的红外极大频率的原因。然而，这种模型对星系核的抛射物质，还不能作出有说服力的解释。 |
天文学 | 天体测量学 | 太尔各特法 | 太尔各特法（ Talcott method ），测定天文纬度的一种方法。十八世纪由丹麦的赫瑞鲍最先提出，1857年，美国的太尔各特加以改进并应用于实际工作，故又称赫瑞鲍-太尔各特法。它是迄今为止测定纬度最精确的方法之一，在各纬度观测站和野外天文测量中得到广泛应用。这种方法要求在中天时观测天顶南北两颗近乎等高的恒星的天顶距差(见天球坐标系)。南北恒星均为上中天时，太尔各特法测定纬度的基本公式为：
式中 δS、 δN ， z S、 zN以及 ρS、 ρN分别表示南、北两星的赤纬、天顶距和 大气折射改正。由于 太 尔 各 特 法不用垂直度盘来测定单颗恒星的天顶距，而用目镜测微器直接测出南北星对的天顶距差 zS－ z N，这就避免了垂直度盘的刻线误差，并大大减少了大气折射的误差，从而使测定纬度的精度大大提高。用 太 尔 各 特法测定纬度的仪器有 天顶仪、 中星仪以及高精度的全能经纬仪。这些仪器除附有目镜测微器外，还装有高灵敏度的 太 尔 各 特水准器。 太 尔 各 特水准器又称望远镜水准器，它的作用与一般用来置平仪器的水准器不同。它同望远镜紧固在一起时，可以在观测一对星的过程中，测出望远镜高度的微小变化，并由此改正纬度观测的结果。 |
天文学 | 光学天文学 | 主焦点系统 | 主焦点系统（ prime focus system ），反射望远镜中由一块反射镜组成的光学系统。主焦点系统的相对口径通常由1/5到1/2.5。相对口径1/5以下，镜筒太长，造价过高；超过1/2.5的，加工困难，且轴外像差大。口径很大的望远镜，为了降低造价，有把相对口径设计得更大的趋势。
主焦点系统中，如果反射镜的形状是旋转抛物面的，这种系统就没有球差。在理想像平面(近轴光的像平面)上，以角度表示的彗差斑点的最长尺度为3A2W/16。A是反射镜的相对口径，W是天体离开光轴的角距离。
以美国帕洛马山天文台的5米望远镜主焦点系统为例，它的A为1/3.3，在理想像平面上，若要求彗差不超过1″，可用视场直径仅2′。这是一个很小的天区。因此，这样的主焦点系统只适于作单颗星的分光、测光和小视场暗弱天体的照相。它的主要优点是只经过一个反射面，所损失的光较少。有的主焦点系统，反射镜并不是抛物面的，例如R-C望远镜的主镜就属于这种类型。这种系统不仅有和抛物面镜相同的彗差，而且有球差；但只要在焦点前加入一块改正透镜就可以消除球差。不论抛物面镜或非抛物面镜的主焦点系统，需要时都可在焦点前加入数块透镜组成的像场改正透镜，扩大可用视场。同时具有主焦点、卡塞格林焦点和折轴焦点的望远镜，以主焦点的相对口径为最大，宜于从事强光力的工作。特别是加入像场改正透镜，将可用视场扩大到0.5°～1°后，常用于较强光力和一定视场的直接照相、像增强器照相、非物端光栅的分光照相等工作。由于主焦点位置处在入射光路中，为避免挡光过多，不能安置较大的终端设备。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 恒星的空间运动 | 恒星的空间运动（ space motion of stars ），恒星在太空中相对于太阳的运动。恒星并非恒定不动，只是距离太远，位置变化很慢，短期内难于察觉。古代人以为恒星固定不动，因此把它们称作“恒”星。1718年，E.哈雷把他测定的大角星和天狼星的位置同托勒玫的观测结果进行对比，发现它们的位置经过1 500年有了明显的位移，从而确定恒星在运动。恒星的空间运动的方向是多种多样的，为了研究的方便，常把恒星的空间速度v分为互相垂直的两个分量——切向速度vτ和视向速度vr，它们都以千米/秒为单位。如果恒星在离开太阳，vr取正值；如果恒星在接近太阳，vr取负值。空间速度、切向速度和视向速度在数值上的关系为：v2＝vτ2＋vr2。太阳附近恒星的空间运动速度约为50千米/秒。实际上，太阳也在空间运动着。太阳对邻近恒星的空间运动速度约为19.7千米/秒，运动方向指向武仙座中的一点——向点(apex，银经l＝56°，银纬b＝23°)。恒星运动速度减去太阳运动速度后的速度差，称作恒星的本动速度。
恒星的自行和切向速度
单位时间内恒星在天球切面上走过的距离对观测者所张的角度称自行，单位是角秒/年。自行由扣除岁差和章动后的赤经年变（赤经自行）和赤纬年变（赤纬自行）组成。已测出20多万颗恒星的自行，其中最大者为蛇夫座的巴纳德星，自行达每年10.31角秒。如果已知恒星的距离，就可由自行求得恒星垂直于视线方向的线速度——恒星的切向速度。恒星的自行虽然容易求得，但距离却很难测定，因此恒星的切向速度很难求准，只有少数近距恒星的数据比较准确。
恒星的视向速度
恒星在单位时间内沿视线方向移动的距离称视向速度，单位是千米/秒。可由恒星光谱线的多普勒位移来确定，谱线向红端移动（即红移）时为正，这时恒星远离我们而去。实测的数值必须改正地球自转和公转的影响，归算成相对于太阳中心的数值。地面天文台已测过约3万颗恒星的视向速度，其值大多介于±20千米/秒之间。晚型星的视向速度一般大于早型星，矮星的大于巨星的，光谱中有发射线的大于同光谱型无发射线的。速度超出±100千米/秒范围的恒星称高速星，已测得视向速度最大的恒星是CD–29°2 277（543千米/秒）和武仙座VX星（−405千米/秒）。测量视向速度往往采用结构复杂和价格昂贵的大望远镜折轴摄谱仪或物端棱镜，进展很慢。但由于这种测量与恒星的距离没有直接关系，因而通常比切向速度精确。 |
天文学 | 天文学 | 国际天文学联合会 | 国际天文学联合会（International Astronomical Union），各国天文学术团体联合组成的国际学术组织。英文简称IAU。宗旨是组织国际学术交流，推动国际协作，促进天文学的发展。1919年7月在比利时布鲁塞尔成立。每年召开若干次专题学术讨论会和座谈会，每三年召开一次大会，进行学术交流并改选领导成员。下设40多个按分支学科或研究的天体对象等划分的专业委员会。各专业委员会可分别组织各种学术活动。国际天文学联合会还同其他国际学术组织联合举行各种学术会议。它的出版物有《大会会刊》、《天文学进展特辑》、《学术讨论会会议录》和《国际天文学联合会通讯》等。中国天文学会于1935年加入国际天文学联合会。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 行星状星云 | 行星状星云（汉语拼音：Xingxingzhuang Xingyun；英语：Planetary Nebula），呈圆形或扁圆形，跟大行星很相像的星云。由18世纪90年代F.W.赫歇尔观测。这个名称不甚妥当，因为已发现的1500个行星状星云中，只有很少数形如大行星，而有一宝瓶座行星状星云（NGC7293）半以上形如恒星，只有通过光谱特征才证认为行星状星云。
在许多行星状星云的中央有一颗高温恒星，称为行星状星云的中央星或核星。中央星的光谱主要有4种类型：WR型、Of型、O型（见恒星光谱分类）和既无吸收线也无发射线的连续谱。行星状星云的角直径，有几个达到半度以上，一般不超过几十角秒。线直径一般不超过10-1秒差距量级。表面亮度很低。质量大致为0.2～0.6太阳质量，电子数密度一般为108～1010米-3。它们向银道面和银河系中心集聚，估计银河系内其总数达104～105个。
行星状星云的光谱为连续谱加发射线。发射线大多是氢、氦、氮、氧的原子和离子的谱线，最强的是二次电离氧产生的两条禁线（500.7和495.9纳米），它们曾被误认为由未知元素“”产生 。紫外光谱中还有一次电离氧的两条禁线（372.6和372.9纳米）。由谱线得到星云膨胀速度，典型值为20千米／秒。如果取行星状星云的线直径为0.5秒差距，则构成星云的物质应在1.2万年以前从中央星抛出。在银河系中，通过行星状星云进入星际空间的物质估计为每年5太阳质量。 |
天文学 | 天体物理学 | 恒星大气模型 | 恒星大气模型（ model of stellar atmosphere ），描述恒星大气内各个物理量（如温度、密度、气体压力、电子压力等）随大气深度的分布规律的理论模型。建立恒星大气模型是恒星大气理论的主要课题之一。为了建立恒星大气模型，先要给定恒星的有效温度Te（见恒星温度）、表面重力加速度g和恒星大气的化学组成，还要假定恒星大气处于辐射平衡、局部热动平衡和流体静力学平衡状态。后者指作用于单位体积上的重力与压力（气体压和辐射压）梯度相平衡，即
式中 Pg和 P r分别为气体压力和辐射压力， h为线深度， ρ为物质密度， x为平均吸收系数，它是电子压力 Pe和温度 T的函数， τ为由 x确定的光学厚度，σ为斯忒藩－玻耳兹曼常数。
流体静力学平衡条件确定了四个变量Te、Pe、Pg和τ之间的第一个关系。利用Pe和Pg的定义式和关于电子密度的公式(可由已知的化学组成和热动平衡关系得到)可以消去电子密度，得到Te、Pe、Pg三者之间的第二个关系。把这两个关系式连同由辐射平衡理论导出的温度分布规律(见辐射转移理论)共三个关系式联立起来，运用数值积分法，就能得到气体压力Pg和电子压力Pe随深度的分布。原有的温度分布是已知的。物质密度ρ的分布，也可由通常的物态方程及Pe和Te的分布以及已知化学组成导出。
大气模型的计算通常采用逐次近似的方法。从温度的第一近似分布出发，采用上述基于流体静力学平衡的方法，计算其他物理量的第一近似分布。再由各物理量的第一近似分布，选用推求温度分布的逐次近似方法，导出温度的第二近似分布。重复上述步骤计算其他物理量的第二近似分布，依此类推。逐次近似的准则是保证最后得到的总辐射流不随深度变化，因为这是辐射平衡所要求的。
目前已计算出大量的各类光谱型的恒星大气模型。对于一些著名的恒星如天琴座α、天鹅座α、大犬座α、小犬座α和鲸鱼座δ等，已建立了各自特有的大气模型。对于太阳，除了有理论的大气模型外，还有经验的大气模型。它的温度分布规律是直接由观测到的太阳临边昏暗规律导出的。此外，还研究了偏离辐射平衡和局部热动平衡的大气模型以及非均匀的、带有湍动、对流和振动的大气模型。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 黑子的本影和半影 | 黑子的本影和半影（ umbra and penumbra of sunspot ），发展完全的黑子中的暗核部分称为本影，围绕着本影的较亮的边框称为半影。本影的半径约为半影的2/5。本影和半影的亮度（总辐射强度）分别约为光球的1/4和3/4，温度则分别在4，200K和5，680K左右，前者比光球低1，000多度，因此显得比光球暗些。
本影有很强的磁场，强度为1，000～4，000高斯，这同黑子大小有关，面积越大，磁场越强。磁场的方向大致是径向的。由于磁压是总压强（磁压与气压之和）的重要部分，在本影里气体就比附近光球里的气体稀薄和透明，因此在观测太阳边缘的黑子时，我们可以看到黑子的较深层。本影有精细结构，如本影点、本影闪耀等，这说明本影中的物质分布是不均匀的。
有些黑子在分裂之前，出现跨越本影的亮桥。本影的结构由于亮桥的存在而变得复杂。亮桥的形态、大小和亮度有很大不同。亮桥由亮节组成，从本影的一边延伸到另一边，并占了本影面积相当大的部分。有些亮桥具有细流的形状，宽度约1″，寿命从几小时到几天。有些亮桥与光球一样亮，有些则不太亮，只有经过长时间曝光才能拍摄下来。亮桥在黑子演变的最后阶段起着重要的作用，它的出现可能就是黑子接近分裂或最后瓦解的标志。
在发生质子耀斑的复杂黑子群里，经常在被半影包围的本影里，出现极性相反的区域，这就是所谓δ结构，它对于研究黑子同耀斑的关系是很重要的。
半影是本影和光球间的过渡区，由许多较亮（但亮度比光球低）的径向纤维组成，它们的宽度约300公里，寿命约1小时。结构复杂的黑子的半影有呈旋涡结构的。半影可能是由于本影磁场向周围光球渗透引起的，这种渗透首先使米粒组织间的物质变暗，并且因黑子沿径向向外的细亮纤维的作用而使米粒移位。半影的磁场强度从内边界（本影－半影边界）向外边界（半影－光球边界）迅速地下降。例如，在离黑子中心0.4黑子半径处的磁场强度约为中心的85％，而在0.8处，则只有44％。黑子越规则，半影纤维越是沿径向从本影向光球延伸。但甚至在规则的黑子中，纤维也常常是脉络分明地连接起来。纤维的曲率与它们附近的磁场位形有关。在多数半影里还有不同形状的亮客体，其亮度有时超过附近光球。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 土星环 | 土星环（ Rings of Saturn ），土星环是太阳系行星的行星环中最突出与明显的一个，环中有不计其数的小颗粒，其大小从微米到米都有，轨道成丛集的绕着土星运转。环中的颗粒主要成分都是水冰，还有一些尘埃和其它的化学物质。
虽然环的反射能够增加土星的视星等（亮度），但从地球仅凭肉眼还是看不见环。在1610年，当望远镜第一次指向天空之际，伽利略虽然未能清楚的看出环的本质，但他还是成为观察土星环的第一个人。在1655年，惠更斯成为第一个描述环是环绕土星的盘状物的人。
虽然许多人都认为土星环是由许多微细的小环累积而成的（这个观念可以回溯至拉普拉斯），并有少数真实的空隙。更正确的想法是这些环是有着同心但是在密度和亮度上有着极值的圆环盘。在丛集的尺度上，圆环之间有许多空洞的空间。
在环的中间有一些空隙：有两条已经知道是与被埋藏在环中的卫星产生轨道共振引起的波动造成的，其它的空隙还不知道成因。稳定的共振，另一方面，也维系了一些环长期的存在，像是泰坦环。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 减速因子 | 减速因子（deceleration parameter），宇宙膨胀减慢的速率，通常用符号q_0表示。如果减速因子小于0.5，宇宙将永远膨胀；如果它大于0.5，宇宙终将在某天坍缩成大崩塌（见宇宙的命运）。减速因子的真实数值是如此接近0.5，测量它又是如此困难，致使观测者还不知道等待我们的命运是什么。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 临界等位面 | 临界等位面（ critical equipotential surface ），研究密近双星的一个重要物理概念。假定两子星的密度分布的中心聚度很高，在相互引力作用下作圆轨道运动，子星的自转与公转同步，而且自转轴垂直于轨道平面，那么在与轨道角速度相同的旋转坐标系内，两子星的引力位和离心力位的合力位等于常值的点，就组成一个具有确定形状的曲面族，称为洛希等位面族。这是法国数学家洛希在十九世纪中叶首先提出的概念，它与平面圆型限制性三体问题中的雅可比零速度面族的概念是同一回事，前者是后者的一个分支。所谓临界等位面即指上述洛希等位面族中最小的和最大的、能同时包络两个子星的闭合曲面，又叫做最内接触面和最外接触面，或内洛希界面和外洛希界面。内临界等位面的存在，决定了子星表面的最大的形状和界限。当子星在演化膨胀过程中，体积充满临界等位面时，其表面物质的零速度曲面与之重合。这时，表面物质最容易从该子星逃逸。两子星物质交流的通道是两子星之间的内拉格朗日点L1。至于外临界面的存在，则决定了围绕两子星公共包层的最大形状和界限，其上也有类似内拉格朗日点的外拉格朗日点L2，它是双星物质流出双星系统的“溢口”。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 行星 | 太阳系的行星和矮行星。图中唯大小依照比例，距离未依比例
水星，太阳系八大行星之一
金星，太阳系八大行星之一
地球，太阳系八大行星之一
火星，太阳系八大行星之一
木星，太阳系八大行星之一
土星，太阳系八大行星之一
天王星，太阳系八大行星之一
海王星，太阳系八大行星之一。旅行者二号星际探测器在1989年7月拍摄的照片。海王星大气层的甲烷优先吸收了红色光束，使得整个星球呈现蓝色
行星（汉语拼音：xíng xīng；英语：planet），通常指自身不发光，环绕着恒星的天体。其公转方向常与所绕恒星的自转方向相同(由西向东)。一般来说行星需具有一定质量，行星的质量要足够的大（相对于月球）且近似于圆球状，自身不能像恒星那样发生核聚变反应。2007年5月，麻省理工学院一组太空科学研究队发现了已知最热的行星（摄氏2040度）。远在古代人们就注意到，在天穹上除太阳和月球外，还有5颗明亮的星也不断地穿行于众多星辰之间，遂将彼此之间的相对位置几乎永不改变的星称为恒星，而将时时变化方位的金星、木星、水星、火星和土星这5颗星称为行星。
随着一些具有冥王星大小的天体被发现，“行星”一词的科学定义似乎更形逼切。历史上行星名字来自于它们的位置（与恒星的相对位置）在天空中不固定，就好像它们在星空中行走一般。太阳系内肉眼可见的5颗行星水星、金星、火星、木星和土星早在史前就已经被人类发现了。16世纪后日心说取代了地心说，人类了解到地球本身也是一颗行星。望远镜被发明和万有引力被发现后，人类又发现了天王星、海王星，冥王星（2006年后被排除出行星行列，2008年被重分类为类冥天体）还有为数不少的小行星。20世纪末人类在太阳系外的恒星系统中也发现了行星，截至2013年7月12日，人类已发现910颗太阳系外的行星。
2006年国际天文学联合会(IAU)第26届大会通过了一个《行星定义》，凡满足以下三个判据的天体定义为行星：①绕日运行；②近球形状；③轨道清空。满足①、②两个判据且不定卫星的天体定义为矮行星；仅满足①一个判据的天体定义为太阳系小天体。根据上述《行星定义》，太阳系共有八个行星，即水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。
人类对行星的认识和研究可以追溯到遥远的古代，例如在中国的甲骨文里就有关于木星的记载。战国时期有了“五星”的说法，即：辰星、太白、荧惑、岁星、镇星（或填星），它们是这五颗行星在古代更为通用的名称。以后又有“五行”、“游星”、“惑星”以及把日、月和五星合称为“七曜”。在古代西方，五大行星很早就以神话人物的名字来命名。
目录
1 行星的定义
2 行星的名称及来历
3 太阳系内的行星
4 其它恒星系的行星
5 研究历史
5.1 古典时代
5.2 日心说时代
5.3 新发现时代
5.4 太阳系外时代
6 行星概观
6.1 最古老的行星：“M4”的星团内行星
6.2 最年轻的行星：金牛座内行星
6.3 最受注目的行星：火星
6.4 最大的行星：“TrES-4”
6.5 最具居住条件的行星：“581c”
6.6 最靠近地球的行星：金星
6.7 距地球最远的行星：“OGLE-TR-56b”
6.8 最怪的行星：“HAT-P-2b”
6.9 卫星最多的太阳系行星：木星
7 搜寻太阳系外行星的方法
7.1 看看恒星是否在跳摇摆舞
7.2 观测恒星的光谱
7.3 观察恒星的光度变化
7.4 利用天然望远镜方法
行星的定义
行星定义直到2006年8月24日才有了一个比较明确且可以被接受的文字叙述。在这之前，仅管行星一词已经被使用了数千年，但令人惊讶的是，科学界始终没有给过行星明确的定义。进入21世纪后，行星的认定成为一个备受争议的主题，这才迫使天文学界不得不为行星做出定义。
数千年来，“行星”一词只被用在太阳系内。当时天文学家尚未在太阳系以外发现任何行星。但从1992年起，人类陆续发现了许多比海王星更遥远的小天体，而且其中也不乏与冥王星大小相当者，这使得有资格成为行星的天体由原有的9颗增加至数打之多。1995年，科学家发现了第一个太阳系外行星飞马座51。之后，陆续发现的太阳系外行星已经有数百颗之多。这些新发现不仅增加了潜在行星的数量，且由于这些行星具有迥异的性质──有些大小足以成为恒星，有些又比我们的月球还小──使得长久以来模糊不清的行星概念，越来越有明确定义的必要性。
2005年，一颗外海王星天体，阋神星（当时编号为2003 UB313）的发现，使得对行星做明确定义的必要性升至顶点，因为它的体积比冥王星（在当时是已被定义为行星的天体中最小者）还要大。国际天文学联合会（IAU），由各国的天文学家组成负责为天体命名与分类的组织，在2006年对此问题做出了回应，发布了行星的定义。依据这最新的定义，行星是环绕太阳（恒星）运行的天体，它们有足够大的质量使自身因为重力而成为圆球体，并且能清除邻近的小天体。未能清除轨道内小天体的则被纳入一个新创的分类，称做矮行星。除了以上两类，其他围绕太阳运行的天体则被称为“太阳系小天体”。
按照以上定义，太阳系有八个行星：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星，而冥王星被排除在外。至2007年7月为止，已获承认的矮行星则有冥王星、谷神星和阋神星，2008年7月才增加了第四颗鸟神星，又于同年9月增加了第五颗妊神星。但国际天文学联合会的这项决议并无法弭平所有争议，部分
第26届国际天文联会中国代表的译稿
2006年8月24日星期四晚在布拉格召开的国际天文学联合会已就行星和太阳系中的其它天体做出了最后的定义。以下是最终决议：
现代的观测正在改变着我们对行星系统的认识。天体的命名应当反映这些最新的知识，这一点特别适用于行星这个名词。名词“行星”源自描画“漫游者”，那时只知道它们是天空中移动的光点。最近的发现使我们能用新得到的科学信息创建新的定义。
IAU决议把行星和太阳系中的其它天体定义为如下不同的三类：
（1）行星（planet）（注1）是一个具有如下性质的天体：
（a）位于围绕太阳的轨道上，
（b）有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状（近于球形），以及
（c）已经清空了其轨道附近的区域。
（2）“矮行星”（dwarf planet）是一个具有如下性质的天体：
（a）位于围绕太阳的轨道上，
（b）有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡的形状（近于球形）（注2），
（c）还没有清空了其轨道附近的区域，以及（d）不是一颗卫星。
（3）其他所有围绕太阳运动的天体（注3）被定义成“太阳系小天体”（small solar system bodies）。
注1：八颗行星是：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。
注2：IAU将建立一个程序对接近“矮行星”和其他分类边界的天体进行评估。
注3：目前这些天体包括绝大多数的太阳系小行星（asteroid）、绝大多数的海外天体（TNO）、彗星和其他小天体。
IAU进一步决议：
根据上述的定义冥王星（Pluto）是一颗“矮行星”，并且被认定成新一类海外天体的原型。(twg)
行星的名称及来历
在中国，根据西汉《史记、历书》记载“黄帝考定星历，建立五行，起消息(修正历法，订出正月起始)。”
《尚书·舜典》：“在璇玑玉衡以齐七政。”孔颖达疏：“七政，其政有七，于玑衡察之，必在天者，知七政谓日月与五星也。木曰岁星，火曰荧惑星，土曰镇星，金曰太白星，水曰辰星。
在西方，行星(planet)一词首见于古希腊语，指在固定的星空中游荡的天体（asteres planetai）。这不仅包含当时已知的五个目前被认为是行星的天体（水星、金星、火星、木星和土星），也包含太阳和月亮。但是，在当时已经使用五大和七大这样的修饰词来指明是否包含太阳和月亮，因为行星一词在当时就有歧义。
在日心说取代地心说成为被普遍接受的天文学理论时，太阳不再被列为行星，而地球替代了它的名额。在1610年伽利略发现木星的卫星（史称伽利略卫星）、1659年发现土星的卫星泰坦、1673年又发现土卫五(Rhea)和土卫八(Iapetus)之后，月亮也被从行星中除名。但是这些新发现的土星和木星的卫星最初也被称为行星，因为卫星一词(moon)当时只被用来称呼月球。
在1781年，天文学家威廉·赫协尔于搜寻双星时，在金牛座中发现一颗他认为是彗星的天体，当时他没有想到这个天体会是一颗行星。因为完美的宇宙中只有五颗行星的观念深植在当时的科学界中。但是，不同于彗星的是，这个天体以接近圆的轨道在黄道面上绕着太阳。最后，这个天体成为太阳系的第七颗行星，并被命名为天王星。
1846年海王星的发现，是由于造成天王星轨道不规则的变化，科学家认为这是由于天王星外尚有其他行星，其引力造成的天王星轨道的扰动。但海王星轨道的计算位置也与观测位置不能符合，这导致了1930年冥王星的发现。后来发现冥王星的质量太小，不足以造成海王星的轨道扰动，但航海家2号测量的结论是海王星的质量被高估了。
冥王星的一些特征不同于旧有的行星：轨道不能被视为圆形、质量不足以造成轨道摄动、而且不在黄道面上。天文学家因此开始思考如何给行星一个定义。
太阳系内的行星
由于1801年元旦被意大利天文学家皮亚齐发现谷神星时，曾依据“提丢斯─波得定则”来定义它为行星，但后来以望远镜观测看不到视圆面，以此定其直径比月球还小，在1802年起短短六年间，相继发现类似轨道之三颗小行星，在18年纪的首数十年间曾同时并列在行星之列（在1850年曾出现18颗行星的纪录），至1847年发现5号小行星“义神星”后，欧洲天文学家始为该组陆续发现之小天体另外归类为“小行星”，以“行星爆炸论”为由把该组小行星降格为与彗星、行星卫星的一类统称为“小行星”（minor planets）并沿用至今。
而1930年发现冥王星后，太阳系的行星被约定俗成为9颗（亦即九大行星），但经测定，其质量、直径、偏心率相对其它八颗相距甚远，根本不能称为“大行星”，而自1992年起陆续发现冥王星外与冥王星相若的天体；1999年初，有传媒报道部分天文学家曾提倡把体积与其他行星相比较悬殊的冥王星剔除太阳系之列，IAU曾为此于该年2月5日澄清并无此事，但社会与科学界亦开始讨论冥王星应否列入行星与一直只被约定俗成的行星定义。而此时亦开始陆续发现多颗在库伯带内绕太阳公转的天体。
自2005年7月公布发现冥外天体阋神星（当时暂称“齐娜”）以后，因其比冥王星直径还大，以往曾闹得沸沸扬扬的“十大行星”的话题亦甚嚣尘上，为此IAU在2006年初组织“行星定义委员会”，因为更动名字将会影响至所有相关科学书籍、百科全书、中小学教科书以至相关设备带来更动，因而社会十分重视。
2006年8月24日在捷克首都布拉格举行之第26届国际天文学联会上的定义，初时曾提出包括阋神星、冥卫一与谷神星的十二行星，但争议与反响颇大，亦引起天文爱好者与民间热烈讨论；至8月24日下午第26届国际天文学联会上的定义：太阳系有八颗行星（决议时曾出现“经典行星”一词，指的也是这八颗），分别为水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星与海王星。质量不够的将会被IAU会议决议归类为矮行星（如冥王星）或太阳系内小天体（如小行星、彗星等）。
以行星表面岩质划分
类地行星（又称“岩质行星”）──即水星、金星、地球和火星，表面是岩石固体。
类木行星（又称“气体行星”）──即木星、土星、天王星和海王星，主要成分是气体。
以行星视运动规律划分（此分类方法因以地球为界，故必会忽略地球）
内侧行星─太阳系中地球轨道内侧的行星，包括水星与金星。
外侧行星─太阳系中地球轨道外侧的行星，包括火星、木星、土星、天王星、海王星。
其它恒星系的行星
至2009年2月，人们在其他恒星身上一共发现了339颗系外行星，不少均拥有比木星高的质量。也有一些行星，其体积比较小，例如脉冲星PSR B1257+12、天琴座μ星、巨蟹座55及GJ 436均各自拥有与地球差不多质量的小型行星，而Gliese 876一颗达地球质量6至8倍的行星，可能拥有岩石结构。
人们对新发现的大型系外行星仍未完全了解，大多估计其物质构成与太阳系的大型行星类似，又或是从未见过的大型氨行星或碳行星。值得注意的是，一些大型行星在极接近恒星的地方公转，拥有近乎完美的圆形轨道，这些行星被称为“热木星”，它们比太阳系的大型行星接受更大量的太阳辐射，造成其表面温度极高。也有一种热木星，其大气会被恒星的热力逐步蒸发并流失，并以彗尾形态释出，它们被分为Chthonian型行星。
太阳系外行星 (Extrasolar planet) 是环绕其他恒星公转的行星，长久以来，人们认为其他恒星和太阳一样，均有行星环绕其恒星公转，但一直未能证实。直至1992年PSR B1257+12被证实以来，至今已有百多个太阳系外行星被发现。这些发现增加了对外星人存在与否的问题提出了支持的观点。
现时在其他恒星发现的行星大多是类似木星的气体行星，有的质量甚至比木星还要大。质量较小的行星有脉冲星PSR B1257+12的三颗与类地行星相若的天体，以及位于天坛座μ星的一颗有14个地球质量的行星。
也有一种行星，没有围绕特定的恒星公转，它们像是宇宙的流浪客，称为星际行星(Interstellar planet)。现时人们并没有发现任何此类行星，只能靠使用电脑模拟来推测。
现时人类的科技仅能侦测质量较大、公转周期较短的行星。但随着科技的进步，更强的望远镜得以建造，在未来可望能发现更多质量较小及公转周期较长的行星。
研究历史
从古典时代的神圣的游星演化到科学时代的实在的实体，人们对行星的认识是随着历史在不停地进化的。行星的概念已经不仅延伸到太阳系，而且还到达了其他太阳系外系统。对行星定义的内在的模糊性已经导致了不少科学争论。
古典时代
古人观察星空，发现天体分作两类：一类固定在天球上，组成各个星座，形成一幅永恒的天空背景，称之为恒星；另一类天体在黄道附近运行，不断穿过黄道上的十二个星座，称之为行星。这些行星包括七颗，分别是太阳和太阴（月球），以及金木水火土五个肉眼可见的经典行星。它们在天空中极为特殊：一方面，它们不断运行，不断进入不同的星座；另一方面，它们极为明亮，全天成千上万颗星体中，七颗行星亮度分别排行第1,2,3,4,5,6,9。他们对神学、宗教宇宙学和古代天文学都有重要的影响。在古代，天文学家记录了一些特定的光点是相对于其他星星如何移动跨越天空。古希腊人把这些光点叫做“πλάνητες ἀστέρες”（即planetes asteres，游星）或简单的称为“πλανήτοι”（planētoi，漫游者），今天的英文名称行星（planet）就是由此演化出来的。在古代希腊、中国、巴比伦和实际上所有前现代文明中，是人们几乎普遍的相信，地球是宇宙的中心，并且所有的“行星”都围绕着地球旋转。会有这种认识的原因是，人们每天都看到星星围绕着地球旋转，而且看起来好像是常识的认为，地球是坚实且稳定的，应该是静止的而不是会移动的。
日心说时代
日心说确立了太阳在天空中心的地位，太阳不动而地球在运行，因此地球就取代了太阳的地位成为行星，太阳则被归入恒星。
卫星的概念在稍后也随着伽利略卫星的发现逐渐被接受，有一个短暂时期，这些卫星都被认为是行星，很快行星被限定必须直接围绕太阳运行，因此月球也被排除在行星行列之外。
最终，日月金木水火土七大行星变为地金木水火土六大行星。
新发现时代
1781年，第七颗行星天王星被发现；
1801年，谷神星被发现，有长达49年之久的时间被称为第8颗行星；
1846年，第八颗行星海王星被发现；
1930年，冥王星被发现，有长达76年之久的时间被称为第9颗行星；
新时代发现新的大行星，同时也发现新的绕日运行的较小天体。1850年，谷神星因尺寸太小，且发现一系列更小的同类型星体，其行星地位被免除，同时行星的定义出现一个不成文的概念：并非所有直接绕太阳公转的天体都是行星，行星必须足够大且卓尔不群。20世纪发现的冥王星与谷神星的地位非常相似，它也因尺寸太小，且发现一系列更小的同类型星体（还包括一颗较大的同类型星体阋神星），而于2006年被降格为矮行星。冥王星的行星地位之争，把原有不成文的概念确立成准确定义：直接绕太阳公转、流体静力平衡（足够大）、清空其轨道（卓尔不群）。
太阳系外时代
虽然我们无法通过天文望远镜直接观测系外行星，但通过间接手段，包括观测恒星运动、掩星等等，天文学家已发现数百颗太阳系外的行星。
行星概观
最古老的行星：“M4”的星团内行星
“M4”的星团内行星，位于球状星团M4的核心处，围绕着白矮星和脉冲星(左下方两个亮点)转动，这两颗天体曾经分别是恒星和中子星
2003年，天文学家发现了一颗寿命为127亿年的行星，这也是迄今为止人类所知的最古老行星。这颗气状行星大小与木星相当，质量相当于木星的2.5倍，处于代号为“M4”的球状星团核心区域附近。该星团包含的恒星数量在10万颗以上，位于距地球约5600光年的天蝎星座。
这颗行星的年龄是地球以及其他所知行星的两倍，几乎与宇宙“同岁”。它围绕由一颗脉冲星和一颗白矮星组成的双星系统运转。最初，科学家在定义它的身份时，存在诸多争议，后来还是在“哈勃”望远镜的帮助下，科学家们才精确地推算出它质量仅为木星的2.5倍，用恒星或褐矮星的标准来衡量都显得太小，只能是一颗行星。
值得一提的是，这颗行星几乎是气体的，上面没有生命存在，因为它围绕的是一颗垂死的恒星，无法向地球一样接收到生命所需的光和热。然而这颗行星的早年是在类似太阳的年轻恒星身边度过的，所以它很可能曾经是另一个地球，当我们的太阳甚至还没有亮起来的时候，它已经存在了孕育生命的机会。
正是基于它的发现，科学家们也不得不重新考虑行星形成的时间和方式，以及生命形成的时间。
最年轻的行星：金牛座内行星
美国航天航空局2004年对外宣布，他们发现了一颗形成不超过一百万年的“婴儿”行星。这颗行星很可能是目前已知的所有行星中最为“年轻”的。
这颗“婴儿”行星大约诞生在100万年前，属于距地球420光年的金牛座，并围绕着一颗年龄与之接近的恒星公转。目前研究人员已经发现了100多颗太阳系外的行星，但这些行星基本都在10亿岁以上。而我们生活的地球则有45亿岁，已经进入中年。
说起这颗行星的发现，过程颇为有趣。天文学家最初利用“斯皮策”红外线望远镜对金牛座5颗恒星进行观察。科学家在金牛座“CoKu4号”恒星周围的灰尘带发现了一个类似炸面圈的洞，尘埃盘上发现一个环状区域没有尘埃。专家们根据目前通行的行星形成理论推断，这可能意味着该处的尘埃物质已经聚集形成了一颗行星。这颗行星可能是通过把周围的灰尘凝聚在一起而产生的。
最受注目的行星：火星
提起火星，人们总会联想到科幻电影里的外星人。或许是因为火星在太多电影和小说中充当主角，人们在现实生活中也对火星的探测活动充满了期待。40多年来，前苏联、美国、日本和欧洲共计划了30多次火星探测，尽管其中2/3的活动以失败告终，但科学家期望在火星上寻找生命迹象的热情却从未因此而减退。
火星是太阳系九大行星之一。除金星以外，火星离地球最近。与地球相比，火星的质量比地球质量小1/9，半径仅为地球半径的1/2左右。但火星在许多方面与地球较为相像。
火星是唯一能用望远镜看得很清楚的类地行星。通过望远镜，火星看起来像个橙色的球，随着季节变化，南北两极会出现白色极冠，在火星表面上能看到一些明暗交替、时而改变形状的区域。空间探测显示，火星上至今仍保留着大洪水冲刷的痕迹。科学家推测，火星曾比现在更温暖潮湿，可能出现过生命。
最大的行星：“TrES-4”
TrES-4，图注：红矮星Gliese 581的三颗行星模拟图，图中最显著的为“581c”，蓝色的为“581b”，而最远处红色的为“581d”
“TrES-4”是天文科学家日前最新发现的一颗行星，也是迄今为止人类发现的宇宙中最大的一颗行星。在距离地球约1435光年外的太空围绕一颗恒星转动。它的直径估计是太阳系最大行星——木星——的1.7倍，体积接近于木星的2倍，表面温度高达1327摄氏度，是一颗主要由氢气组成的巨大球体。
令科学家啧啧称奇的是，“TrES-4”的体积足足有地球的20倍，但密度却低得惊人。它的密度只有0.2克每立方厘米，如同一种轻质木材，与岩石构造、密度高达5.52克每立方厘米的地球相比相去甚远。正是因为其密度低，这颗行星对其外部大气的吸引力相对较弱，因此一些大气可能逃逸了出去，形成了彗星状的拖尾。
不仅如此，这颗星球上可能还是个松软的“棉花球”，无法提供一块坚硬的表面，一旦重物踏上去可能就有陷进去的危险。追究其原因，连科学家也解释不出所以然。
最具居住条件的行星：“581c”
地球是宇宙中人类唯一能栖居的星球吗？这个困惑推动着天文学家不断望向宇宙深处。科学家宣布首次在太阳系外发现了一颗可能适合人类居住的星球，它的温度、体积估计与地球相似，而且还可能有液态水。这一发现被认为是“搜寻宇宙生命的一个重要里程碑”。
这颗新发现的行星被命名为“581c”。它围绕着一颗叫Gliese581的红矮星运转。红矮星是一种低能量的、体积较小的恒星。红矮星发射暗弱的红光，比太阳持续存在的时间长。Gliese581的质量是太阳的1/3，亮度只有太阳的1/50。
“581c”上温度适宜，平均温度在0到40摄氏度之间。它是迄今发现的一颗最小行星，也是第一颗位于母星可居住地带的行星，因此增加了它表面存在液态水甚至生命的可能。
最靠近地球的行星：金星
天亮前后，东方地平线上有时会看到一颗特别明亮的“晨星”，人们叫它“启明星”；而在黄昏时分，西方余辉中有时会出现一颗非常明亮的“昏星”，人们叫它“长庚星”。这两颗星其实是一颗，即金星。金星是太阳系的八大行星之一，按离太阳由近及远的次序是第二颗。它是离地球最近的行星。
尽管是地球的“近邻”，人类对于金星的了解却并不比其他行星多。金星有可能是太阳系行星中最热的一颗，表面平均温度达到了470摄氏度。那里没有水，大气中95%都是二氧化碳，而且浓密的云雾和二氧化碳使金星上的温室效应让人窒息。
炎热、昏暗，一片荒漠且充满了暴风，气压比地球上高出100倍，金星的诸多特征使得科学家们的探测工作困难重重。然而围绕在金星上的诸多谜团，比如金星的自转是逆向的，即由东向西，周期约243天，比它绕太阳公转周期225天还长18.3天，这些因素令学者们始终无法放弃对它的探索。
这样的努力终于在2006年4月有了新发现。通过欧洲航天局发射的“金星快车”探测器发回的照片，科学家们惊讶地发现，金星被浓厚的云层完全笼罩，云层的厚度超过20公里。金星南极地区上空竟然有深色的旋涡状结构，周围还有大团苍白的云在旋转。
距地球最远的行星：“OGLE-TR-56b”
HAT-P-2b
美国哈佛大学天文学家2003年曾对外宣布说，他们运用一种新的科技发现了一颗名为“OGLE-TR-56b”的行星，这是迄今为止人类发现的距离地球最远的行星。
这颗新发现的行星位于人马星座，与地球相距5000光年。它比以前发现的太阳系外最远的行星还要远30倍，体积比木星稍小，每29小时绕自己的恒星转一周。据观测，“OGLE-TR-56b”表面覆盖着大量铁水，气候环境十分恶劣。
最怪的行星：“HAT-P-2b”
以色列科学家对外宣布说，他们发现了太阳系外的一颗新行星“HAT-P-2b”。它与母星(距离地球大约400光年)非常靠近，它的一年等于地球上的5.6天，因此行星上的气候变化非常大。
令科学家感到怪异的是，“HAT-P-2b”的平均密度是水的6.6倍，比木星的密度大8倍。要知道人类迄今已经发现大约200颗太阳系外的行星，其中14颗沿着椭圆形轨道围绕母星运行。所有已经被发现的行星密度与木星或水的密度大致相同。
此外，这颗新发现的行星轨道也与众不同，与太阳系行星和太阳之间的距离相比，它与其母星之间的距离更短，仅为地球和太阳之间距离的7%。
卫星最多的太阳系行星：木星
木星堪称太阳系内第一大家族，至少有58颗卫星环绕在周围，而且它的这些卫星大多都是最近几年才发现的。木星四颗最大的卫星，最早由伽利略于17世纪发现，技术的发展，使得科学家们在太阳系行星周围观测到的卫星数量不断增多。土星曾经被认为是太阳系中卫星总数最多的行星，目前已知的土星卫星有30颗，但是它最终还是将这一名号拱手让给了木星。
搜寻太阳系外行星的方法
行星自身不发光，而只能反射恒星的光芒。如果把恒星比喻为一台功率强大的探照灯，那么行星就只是站在探照灯边缘的一只小小荧火虫。“探照灯”是如此耀眼，“荧火虫”当然就毫不起眼了。所以我们不能直接看到它们，这是寻找它们最大的难题。科学家意识到，我们必须使用一种间接的方法，现在，科学家已经摸索出四种间接的方法来寻找日外行星。
看看恒星是否在跳摇摆舞
恒星的质量比行星大，所以它的引力也更加强大，它会把行星束缚在自己身边，让行星围绕着自己运转，这已经是尽人皆知的事实，但行星也以自己的引力对恒星施加着影响。从遥远的地方看上去，行星会使恒星的轨道发生周期性的摆动。行星每转一圈。恒星就会“摇摆”一下；从稍稍偏向一边转而稍稍偏向另一边。
实施这种方法的时候，我们可以选定一片天空，透过望远镜拍摄其图像；测定其中各星球的相对位置；然后每过一段时间，对同一片天空重复同样的操作……最后，比较多次拍摄到的图像，观察各星球的运动是呈线形模式还是呈“摇摆”模式。
当然，“摇摆”的幅度是非常微小的，就连比地球大1000倍的木星对太阳产生的影响也十分难辨。只要测量恒星是否有周期性的摆动，就可以判定它是否有行星。第一颗日外星就是这样发现的。
1995年10月，瑞士日内瓦天文台以梅厄为首的天文学家郑重地宣布；距我们40光年远的飞马座51有一颗行星，称为飞马座51B，这颗与太阳光谱相同的恒星以每秒60米的幅度来回摇摆，而且在一年半多的时间里十分稳定，这样稳定的摇摆周期表明它有一个行星。到现在为止，绝大多数行星都是通过这种方法发现的。
观测恒星的光谱
在发现日外行星的道路上，除了使用引力定律之外，还有另一种依靠光学的方法，这就是观测恒星的光谱。遥远的星光带给我们许多信息，它们不仅可以告诉我们它所包含的化学成分，还可以告诉我们许多其他的信息，这就交给我们另一种寻找日外行星的方法。这种方法就是要观察恒星颜色的改变，因为颜色的变化也表明恒星在运动。
美国天文学家乔夫·马西每次观测恒星时，都会把恒星之光分解成光谱，而恒星大气层所吸收的波长则以线条的形式出现于其中，被称为“吸收线”。通过记录“吸收线”，马西就为星光录下了“指纹”，因为这一“指纹”与恒星所处的位置一一对应。假如恒星受到了不可见的行星的拉动，那么光谱中的“吸收线”也会移动。
当一颗恒星向着观测者靠近时，辐射的光波会变短，向蓝端移动，称为蓝移。反之，则会向红端移动，称为红移。只要恒星的光谱中出现了这种变化，那就表明它有行星，是行星对他的拉动才使它的光谱发生了变化。所以通过检测一个恒星的光谱变化，也可以知道它是否有行星。
观察恒星的光度变化
肉眼无法直接观察到光谱的变化，它需要使用到相关的仪器，但是还有另一种利用光学的方法，这种方法比较简单，也更加易于理解。
太阳系的金星在围绕着太阳运行的时候，会跑到太阳的前面，这个时候，它就超出了太阳的光芒，我们会看到，太阳上面出现了一个黑点，这个黑点就是金星。发生这种现象被称之为“金星凌日”，当“金星凌日”发生时，太阳的光芒会略微减弱。天文学家们认为，太阳系外行星在围绕各自的恒星运转时，也会发生类似的现象。通过大型望远镜，我们可以记录下来恒星光芒减弱的过程，这无疑是最可靠的方法。
但是，这种方法有一个弱点，这个恒星系必须要跟我们的视线位于同一个轨道平面上。这样才可以看到它从恒星的表面经过，也正是因为这个原因，它发生的机会很少。所以，迄今，人们在太阳系外总共找到了120多颗，其中只有3颗是根据恒星光芒受遮挡而发现的。
有人认为，在太空中，空间望远镜可以克服地球大气层的影响，可以明确地发现这样的行星，但是试验的结果证明，这样做跟地球上的同行相比，丝毫也没有什么优势。
此外，根据恒星光芒削弱的程度，可以测算出太阳系外行星的质量；根据恒星光谱的变化，可以推算出行星大气的成分。飞马座HD209458有一颗质量与木星相当的行星，与所有其它日外行星不同的是，它与我们的视线位于几乎同一平面，公转周期是3.5254天，当它从恒星表面经过的时候，恒星的光芒就会减弱一点，这个时候，我们就可以检验它的大气成分。检验结果表明，这颗行星含有大量的钠元素，与科学家预言的基本相符，这是首次辨别出日外行星的化学组成。
利用天然望远镜方法
还有一种更加巧妙的方法，这种方法就是利用一种天然的宇宙望远镜，它又被称之为引力透镜。
当一颗行星运行到一颗恒星的前面时间，它会使恒星的光芒减弱，这是因为行星距离恒星太近了。当这颗行星距离恒星足够远的时候，就会发生另一种情况，一种完全相反的变化，那就是它会使恒星的光芒增强，行星就像是一个放大镜，可以汇聚恒星的光芒。
这种情况大大出乎我们的传统理念，但是它又合情合理，符合有关的引力定理。它被称之为引力透镜，这种情况已经被证明确实存在。但是这种情况的发生需要有好几个先决条件，它对行星的质量和行星距离恒星的距离都有着严格的要求，而且它们还跟地球到这个系统之间的距离也有关系，所以这种情况发生的可能性极少，天文学家观测了很多年，一直没有什么结果。
但是，2004年4月，终于有一颗恒星出现了这种情况，于是，第一个用引力透镜方法找到的行星出现了。这颗行星的质量跟木星差不多，隐藏在银河系的中心，距离我们1.7万光年。它和它的母恒星一起组成了一个透镜，让一个更加遥远的恒星光芒变亮了好几天。所以这是一个复杂的引力透镜，这也是用引力透镜这种方法不好使用的一个根本原因。
目前天文学家发现日外行星，只有这四种方法可以使用，其中使用摇摆法是最为可靠的方法，因为不管在哪里，引力定律都适用，恒星和行星相互之间的引力必然要暴露出它们之间的轨道关系。但是这种方法也又一个缺陷，那就是我们只能发现一些大质量的行星，对于那些小质量的行星，它对恒星的引力太小了，它使恒星摇摆的幅度太小，很难发现它们。
在不久的未来，观测日外行星的技术还要获得大发展。技术的中心，将是发展光学技术，也就是要把恒星的光尽量减弱，同时，要把行星的光芒尽量增强。这样的技术将会使更多的行星暴露在天文学家的视野里。
由于用天文仪器搜寻太阳系外行星的难度极大，天文学家一般采用间接的方法：
天体测量法（Astrometry） 天体测量法是搜寻太阳系外行星最古老的方法。这个方法是精确地测量恒星在天空的位置及观察那个位置如何随着时间的改变而改变。如果恒星有一颗行星，则行星的重力将造成恒星在一条微小的圆形轨道上移动。这样一来，恒星和行星围绕着它们共同的质心旋转。由于恒星的质量比行星大得多，它的运行轨道比行星小得多。
视向速度法（Radial Velocity） 视向速度法利用了恒星在行星重力的作用下在一条微小的圆形轨道上移动这个事实，目标现在是测量恒星向着地球或离开地球的运动速度。根据多普勒效应，恒星的视向速度可以从恒星光谱线的移动推导出来。
凌日法（Transit Method） 当行星运行到恒星前方的时候，恒星的光芒会相应减弱。光芒减弱的程度取决于恒星和行星的体积。在恒星HD 209458的例子中，它的光芒减弱了1.7%。天文学家用凌日法发现了恒星HD 209458的行星HD 209458b。
脉冲星计时法（Pulsar Timing） 通过观察脉冲星的信号周期以推断行星是否存在。一般来说，脉冲星的自转周期，也就是它的信号周期是稳定的。如果脉冲星有一颗行星，脉冲星信号周期会发生变化。
重力微透镜法（Gravitational Microlensing） 用重力透镜效应来发现行星的方法。比如行星OGLE-2005-BLG-390Lb就是用这种方法发现的。 |
天文学 | 光学天文学 | 太阳照相磁像仪 | 太阳照相磁像仪（ photographic solar magnetograph ），用照相的方法获得日面纵向磁场图的太阳磁像仪。1958年，莱顿最先用美国威尔逊山天文台的太阳摄谱仪改装而成。在太阳单色光照相仪入射狭缝前安置光束分离器和偏振光分析器，使分离的左旋和右旋的偏振光在狭缝的不同部位进入单色光照相仪，这样就能在扫描底片上得到一对相反圆偏振的局部太阳单色像。先将其中一张负片翻拍成正片，并使它的反差值精确地等于1；再将它同另一张负片迭合，复制成一张照片，就是日面纵向磁场图。在使用窄带滤光器的太阳望远镜上也可用照相相减法获得磁场图。照相方法的优点是角分辨率较高，记录时间较短，不涉及复杂的电子技术。磁场灵敏度约20高斯。但是用上述相减方法处理磁图，尤其是保证反差γ=1（见天文底片），需要相当细致的工作和较长的时间。虽然有人提出半自动照相相减法，但结果比较粗糙，未被广泛采用。 |
天文学 | 光学天文学 | 天体视向速度测量 | 天体视向速度测量（汉语拼音：Tiantishixiang Sudu Celiang；英语：Determination of Astronomical Radial Velocity），天体相对于日心处的观测者的空间速度沿着视线方向的分量称为视向速度。按照多普勒原理，运动的光源发出的某一谱线的波长λ不同于光源静止时发出的同一谱线的波长λ0，其差值Δλ＝λ－λ0取决于光源相对于观测者的视向速度v。两者的关系为：v＝cΔλ／λ0，式中c为光速。如果λ＞λ0，运动光源发出的光向红端移动，视向速度为正，光源远离观测者；反之，如果λ＜λ0，运动光源发出的光向紫端移动，视向速度为负，光源接近观测者。只要拍得天体的光谱，测出谱线的波长，就可标出天体的视向速度。由于观测者实际上是在地面上进行观测，而非日心，因此，实际测量得到的视向速度值还需做一些改正，消除地球绕日公转、地球绕地月系中心的旋转和地球自转的影响。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 银河系自转 | 银河系自转（ Galactic Rotation ），银河系中的恒星和气体围绕银心在平行于银道面的近圆轨道上所作的整体旋转运动。这种旋转运动在旋涡星系和透镜星系中最为明显。在某些（但非全部）椭圆星系和不规则星系中也可看到，它维持着星系结构以对抗进一步引力坍缩。
银河系的较差自转曲线
研究银河系自转可利用恒星的光学观测资料，如视向速度、自行等。但这种方法只能适用离太阳不超过3～4千秒差距的范围；离太阳更远时需根据中性氢21厘米谱线的多普勒位移，求得氢云的视向速度，从而推出银河系的自转速度。自转速度随银心距的变化称为自转曲线。从银心附近为零开始，1千秒差距处增加到150千米/秒，到太阳附近达220千米/秒，以后保持恒定直到数十千秒差距的观测极限。线速度恒定要求角速度由内向外减小，这种情形称为较差自转。1927年，荷兰天文学家J.H.奥尔特引进了两个参数来描绘太阳附近银河系的较差自转。它们分别是：奥尔特常数 A=+14.8±0.8千米/（秒·千秒差距），B=−12.4±0.6千米/（秒·千秒差距），A–B给出在太阳处银河系的自转角速度，相应的自转周期约为2亿年。
由自转曲线可根据动力学求得星系的物质密度分布和总质量。观测表明，许多旋涡星系的自转曲线都像银河系一样，直到远超出光学可见区的距离仍保持平坦，提示这些星系周围存在着大质量的暗物质晕。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 银心 | 银心（ galactic center ），银河系的中心，即银河系的自转轴与银道面的交点。银心在人马座方向，2000年历元坐标为：赤经17h45.6m，赤纬−28°56′.3。银心除作为一个几何点外，它的另一含义是指银河系的中心区域。太阳距银心约8.5千秒差距，位于银道面以北约8秒差距。银心与太阳系之间充斥着大量的星际尘埃，所以在北半球用光学望远镜难以在可见光波段看到银心。射电、红外和X射线观测技术兴起以后才探测到银心的丰富信息。中性氢21厘米谱线的观测揭示，距银心4千秒差距处有氢流膨胀臂，即所谓“三千秒差距臂”（最初将距离误定为3千秒差距，后虽订正为4千秒差距，但仍沿用旧名）。大约有1 000万倍太阳质量的中性氢，以每秒53千米的速度涌向太阳系方向。在银心另一侧，有大体同等质量的中性氢膨胀臂，以每秒135千米的速度离银心而去。半径约200秒差距的中心区有很强的射电、红外连续辐射，特别是CO分子谱线，显示这个中心分子区占银河系总分子质量的10％，恒星形成率达每年0.5太阳质量。银心处还有一强射电源，即人马座A*，它发出强烈的同步辐射。甚长基线干涉探测表明，银心射电源的中心区很小，甚至小于一个天文单位，即不大于地球绕太阳的轨道。12.8微米的红外观测资料指出，直径为1秒差距的银核所拥有的质量，相当于几百万个太阳质量，其中约有100万个太阳质量是以恒星形式出现的。有人认为，银心区有一个大质量致密核，或许是一个黑洞。流入致密核心吸积盘的相对论性电子在强磁场中被加速，这样便产生同步辐射。
银心区的射电源和红外源 a 人马座A*红外波段的图像 b、c局部射电图像 |
天文学 | 天文学 | 射电天文方法 | 射电天文方法（ methods of radio astronomy ），利用无线电技术接收、测量和分析天体无线电波以研究天体的一种手段。
目录
1 射电观测工具
2 基本课题
2.1 发展大型天线系统
2.2 发展高灵敏度接收机系统
2.3 发展高效率的处理和记录系统
射电观测工具
射电天文的观测工具是射电望远镜。安装在地面上的射电望远镜工作波长大约从不及1毫米到30米左右。射电望远镜的结构可以分为天线、接收机和终端记录设备三个部分。天线对准所要观测的天体，汇集它投来的无线电波，接收机把无线电波的功率放大，成为可供记录的信号，然后由终端记录处理系统处理信息，并用图、表或其他方式显示出来。为了研究极其微弱而又复杂多变的天体射电，射电望远镜需要有非常庞大的天线系统、极其灵敏的接收机和精确的终端记录设备。天体的无线电频谱和偏振反映出天体的物理本质。通常用不同波段的各种天线配以各种频率的接收机来测量天体的频谱分布。此外，还用各种类型的偏振计和谱线接收机来测量天体无线电波的偏振和谱线。
天体的精确位置是天文研究的基本资料。精确测定射电天体的位置，以编制射电天图和射电源表，是射电天文的一项基本工作。在这项工作中，一个重要的方面是：根据精确测定的射电源位置，证认出与之相应的光学天体，用以开展光学、无线电以及其他波段对同一目标的联合研究（见射电源的光学证认）。射电天体的精确定位，需要使用大型射电望远镜或基线较长的射电干涉仪。二十世纪五十年代初，这种定位的精度只有1′左右，到六十年代提高到几角秒。六十年代末创建的甚长基线干涉仪，对一些河外致密射电源的定位精度，可以达到千分之几角秒，而且还在继续提高。
射电天文中的成像和光学天文中的天体照相一样，是研究天体结构的基本方法。原则上用射电望远镜对天空的一个区域逐点扫描，就可以得到天体的射电图像。六十年代以后发展起来的综合孔径射电望远镜系统，应用测量图像分布的空间频谱的原理来描绘天体图像，取得了很大成功。七十年代末，一些在厘米波段工作的综合孔径系统可以分辨出2角秒左右的细节。这个成果已不亚于地面上一般的光学望远镜（地面光学观测受到地球大气的影响，成像的清晰程度也只能达到1～2角秒）。
基本课题
射电天文方法的最根本的课题是：
发展大型天线系统
为了提高微弱天体信号的接收、定位和成像的能力，要求天线系统有很大的接收面积，很高的分辨本领和准确跟踪天体的能力。到七十年代末为止，大体上是沿着三个不同途径发展的。
①经典形式的旋转抛物面天线放在可以沿两个轴转动的座架上(这实际上是最常见的雷达天线的翻版)。这种形式有集中的面积，并可适用于比较宽阔的波段，也比较容易进行机械跟踪和扫描。主要问题在于机械结构与精度要求上的矛盾。在应力变形和温度变形的条件下，必须将抛物面精度保持在波长的十几分之一（例如，工作在3厘米波长的抛物面，公差和变形就要保持在2毫米以内），所以工作波长愈短，精度要求就愈高；天线愈大，保持精度就愈困难。天线的直径如果增大一倍，造价就要增加八、九倍。这种情况就使得天线很难超过一定的尺寸。一个合理的尺寸，取决于当时的工艺水平。五十年代中，英国制成直径76米的天线，曾独步一时，但是由于抛物面的精度不足，工作波长只能达几十厘米。七十年代末，直径25米左右、工作波长到1厘米上下的天线已能成批生产，目前投入天文观测的不下五、六十面。一些大型抛物面天线，如果考虑到专业用途，在设计上采取适当的限制也可以取得较好较省的效果。六十年代初澳大利亚建立的64米直径的天线，在设计上考虑到牺牲一部分有效跟踪范围，并在选址上考虑到降低风力的影响，便是一个比较成功的例子。大型抛物面天线的一个重大革新，是六十年代提出的所谓保形设计的概念。它避开了习用的单纯靠增强机械结构来减少应力变形的办法，而采取了有控制地产生变形的方针，使得在应力条件改变时（例如仰角改变），抛物面各个支撑部分的结构组件按设计要求而变形，其总的结果是使原来的抛物面有规则地变成为焦距不同的另一个抛物面。从使用的角度来说，只需要把放在抛物面焦点上的器件（所谓照明器）挪动一个适当的位置，就可以保持有效的接收电波的能力。而这种挪动可以通过自动控制，做到准确而及时。很明显，这种设计将大大降低对构件刚度的要求，从而大大降低了造价。德意志联邦共和国在七十年代初投入使用的100米直径天线（工作到短厘米波）是保形设计的一次成功的尝试。
②固定反射面天线，将主要担任收集电波的反射面制成一个附着地面固定不动的结构，从而减少了加工难度，排除了应力变形。这样的系统可以把面积做得很大，例如，在厘米波段上，美国的长110米、高20米的带形抛物面，法国的长300米、高35米的带形抛物面，以及美国的直径305米的球形反射面系统等，都是属于这个类型。但是，这类望远镜由于结构固定而存在跟踪观测能力差的弱点。大型的米波（以及长分米波）天线阵，也是固定结构的一种类型。用得最多的是米尔斯十字，由十字交叉的两个天线阵组成。澳大利亚、苏联、意大利、美国的这类系统，阵长达一、二公里。它们的接收面积都很大，但是波长范围较窄，跟踪范围也比较有限。
③组合天线系统，这可以说是当前射电天文手段的主流。从一开始，射电望远镜最大的一个困难就是分辨本领不高。一个分辨本领差的射电望远镜尽管可以收到天体的电波，却不能精确地定出它的位置，更不能辨认出它的形状。一架望远镜的分辨本领取决于它的尺寸和所用的波长。尺寸愈大，波长愈短，分辨本领就愈高。由于无线电的波长比光波的长得多，一架工作在米波段的射电望远镜，如果要取得和最原始的光学望远镜相同的分辨本领，天线尺寸就必须大到100公里。制造这样大的天线是不现实的。提高分辨本领的一个成功的方法，是使用前面提到的在四十年代末期开始创制的射电干涉仪。最简单的干涉仪是由两面不一定都是很大的天线组成的。两面天线之间的距离可以很长，从而提供所需的大尺寸。把两个天线同时收到的天体信号连到一块处理，在一定条件下便可以测出射电源的位置和角径。前面说过，用这种方法已经取得了极其精确的定位结果，在这方面甚长基线干涉仪的成就更高。不过，简单的干涉仪不能解决辨别射电源的形状和细节的问题，而由许多干涉仪组合起来的综合孔径系统则做到了这一点。在综合孔径方法中，利用了对天体图像空间频谱测定的方法。天体图像，也和一般的其他图像一样，表现为二维的亮度分布图，或表示为二维亮度分布函数。这种函数可以展开为各个不同频率的正余弦分量之和。一副干涉仪的观测结果，恰好是给出了天体亮度分布函数的一个正余弦分量的幅度，即天体亮度分布的空间频谱的一个分量。如果有选择地进行大量的不同排列的干涉仪观测，通过处理，就可以得到天体的亮度分布图。
这里所说的干涉仪“排列”，指的是构成一副干涉仪的两面天线之间的基线间距和取向。由于绝大部分的射电天体在至少是几天或几个月的时间内亮度分布不变，因此，各种排列的干涉仪观测，可以允许在不同时间内进行，而不影响结果。这样，如果我们有两面天线，把其中一面放在可以移动的座架上(一般是在铁轨上)，通过移动座架便可以得到间距不同的基线排列。如果按设计依次变动基线间距，进行干涉仪观测，然后把所有的观测结果综合起来处理，则我们只要用两面天线便可以代替许多副干涉仪，取得综合孔径方法所需要的所有资料。同时，由于干涉仪的基线随着地球的自转而转动，因此，从射电天体的方向看，基线的取向每半天将变动180°。这种取向的变动形成了大量的不同排列。这样，原则上只要有两面放在一直线上的天线，通过改变基线距离和利用地球自转，便可以得到大量的、不同排列的干涉仪的观测结果。当然，仅仅用两面天线将需要作许多次观测（每次完成一种基线间距的观测），总的观测时间会拖得很长。因此，通常需要多用一些天线以缩短观测周期。如荷兰的系统最初用了12面天线；英国的“5公里”系统用了8面天线；澳大利亚的系统可以用到六十几面天线；美国将于1981年完成的Y型系统用27面天线。这些综合孔径射电望远镜用半天到几天的时间便能取得一幅射电天图（相当于光学上一张天体照片）。对细节的分辨本领，相当于一面直径为最长基线间距的天线。例如，英国的“5公里”系统的最长基线为5公里。它的分辨本领就相当于一面长达5公里直径的天线。综合孔径系统的创立为射电天文方法打开了一个崭新的局面。象综合孔径这一类组合天线系统的发展，与逐步增大的单个天线是相辅相成的。一个合理的系统应当是在现实的条件下把天线做得足够大，同时应用组合的方法把多个天线联合起来使用（可以是同样大的天线的组合，也可以是少数巨大天线和多数较小天线的组合），以取得高分辨本领和大接收面积。
发展高灵敏度接收机系统
接收机的主要作用是把微弱的射电信号放大，以便于检测。接收机的灵敏度取决于它的第一级放大器本身的噪声。噪声的度量常常用绝对温度单位(理想的无噪声情况相当于绝对温度零度)。如果噪声太大，微弱的信号会淹没在噪声里，以致于无法辨认。随着放大器器件的发展与更新，射电天文接收机也获得了不断的发展与提高。六十年代里，低噪声放大器已经有了很高的水平。如厘米波(以至短分米波)段的量子放大器和参量放大器等器件，用液态氦冷却时，噪声温度可以分别降至绝对温度4K到20～30K。只是由于液态氦耗费太大，供应也有困难，而量子放大器的频带宽度又比较窄，所以，当时大部分射电望远镜采用了液态氮冷却方法，或是采用在常温下工作的参量放大器，噪声温度约为50～100K。七十年代中氦制冷机广泛推广，制冷操作方便，用氦节约。同时也制成宽频带的量子放大器。这些方法使短厘米波和较长一些的波段上的放大器都可达到小于30K的低噪声。接收机器件并不是唯一的噪声来源。在米波段和分米波段，天空背景的噪声占有颇大份量，超过接收机的噪声。而在厘米波段，由于已经有了噪声很低的接收机，解决和限制天线和传输器件所引进或产生的噪声就成为一个重要的课题。
天文工作要求尽可能测到微弱的天体信号。五十年代就已经研制成功了探测出比噪声弱千万倍信号的射电天文接收机。
发展高效率的处理和记录系统
上述接收机系统把天体传来的射电信号放大后，经过变频，把信号频率降低到中频，一般为几十或几百兆赫，然后通过中频放大、检波，变成可供终端处理和记录设备使用的电压信号。尽管接收机的种类很多，有的象综合孔径用的和测量谱线用的系统还往往非常复杂，但是它们的基本原理和主要要求还是有许多共同之处。六十年代开始，几个重要门类的射电天文接收机，通过把中频信号数字化，极大地简化了工程结构，提高了可靠性，增加了灵活性。这种技术正随着微处理机的发展而日趋完善。接收机内部的许多操作，如综合孔径系统的大量“乘法”和“迟延”线路，都可以由可靠的数字技术来执行，而线路中的自动调整、控制和检测等功能也都能由电子计算机或专用硬件直接完成。七十年代以来，由于小型电子计算机的迅速普及，大型射电望远镜或大型组合天线系统的输出，一般都直接送入计算机进行初步处理，并把数据储存在磁带或磁盘中。进一步的处理则由大型计算机或专用的中、小型计算机担任，所得的结果以图或表的方式记录下来。随着计算机、微处理机的不断提高与普及，处理多路系统大量信息的能力正在不断提高。这意味着射电望远镜的设计将允许使用愈来愈多的天线单元，分布在愈来愈宽阔的地区范围，以获得愈来愈高的性能。由此而牵涉到的大量的误差改正（如天线安装误差等等的改正），以及各种干扰(如地球大气影响)的排除等等，也都可以由计算机处理。从六十年代以来的发展趋势看，建立这种规模更大、结构更复杂的组合射电望远镜系统，前景绝不是可望而不可即的。至于把计算机用在天线或天线组合的控制和用在观测程序的自动化上，在七十年代已经相当普遍，不久将会成为常规的应用方法。
上面介绍了当前射电天文方法中的主要问题。有一些分支，特别是雷达天文方法和空间射电天文，由于手段的不同，方法的发展也因之而异。前者主要移植了雷达技术，但是在天文应用上，强调了大功率发射和长时延弱回波的处理。后者的发展，迄今主要集中在地面上接收不到的长波段的星载天线的设计（例如美国“射电天文探险者”卫星上的从几百千赫到十余兆赫的系统），以及利用月球进行掩食观测以提高分辨率等。 |
天文学 | 天体测量学 | 时差 | 时差（time，equation of），真太阳时与平太阳时的时刻之差。由于地球公转轨道为椭圆，地球绕太阳运动速度并非匀速，反映为真太阳在天球上的视运动速度不均匀，导致真太阳时不均匀。同时，地球轨道面和地球赤道面之间存在倾角，真太阳在黄道上不同点的时角变化率各不相同，也引起真太阳时的不均匀。这是产生时差的原因 。时差的值在一年之中逐日变化，每年有4次为零，在4月16日、6月15日、9月1日和12月24日前后；4次为极值，在2月12日（负极大）、5月15日（正极小）、7月26日（负极小）和11月3日（正极大）前后。最大值达16分多。每天的时差数值载于《天文年历》中。 |
天文学 | 天文学 | 理论天体物理学 | 理论天体物理学（ theoretical astrophysics ），利用理论物理方法研究天体的物理性质和过程的学科。1859年，G.R.基尔霍夫根据热力学规律解释太阳光谱的夫琅禾费线，断言在太阳上存在着某些和地球上一样的化学元素，这表明可利用理论物理的普遍规律从天文实测结果中分析出天体的内在性质，是为理论天体物理学的开端。理论天体物理学的发展紧密地依赖于理论物理学的进步。20世纪20年代初量子理论的建立，使深入分析恒星的光谱成为可能，并由此建立了恒星大气的系统理论。30年代原子核物理学的发展，使恒星能源的疑问获得满意的解决，促进了恒星内部结构理论迅速发展。并且，依据赫罗图的实测结果，确立了恒星演化的科学理论。1917年A.爱因斯坦用广义相对论分析宇宙的结构，创立了相对论宇宙学。1929年E.P.哈勃发现了河外星系的谱线红移与距离间的关系。以后，利用广义相对论的引力理论来分析有关河外天体的观测资料，探索大尺度上的物质结构和运动，以星系整体退行、宇宙微波背景辐射和元素合成为三大基石形成了现代宇宙学。在理论天体物理这一领域，可看到理论物理与天体物理更广泛更深入的结合和渗透，其中以非热辐射、相对论天体物理学、等离子体天体物理学、高能天体物理学等几个方面最为活跃。
内容
从理论物理学的分支与天体物理学问题的联系，可看出理论天体物理的概貌：①辐射理论。研究类星体、射电源、星系核等天体的辐射，以及X射线源、γ射线源和星际分子发射机制。②原子核理论。研究恒星的结构和演化，元素的起源和核合成，以及宇宙线问题。③引力理论。探讨致密星的结构和稳定性、黑洞问题，以及宇宙学的运动学和动力学。④等离子体理论。分析射电源的结构、超新星遗迹、电离氢区、脉冲星、行星磁层、行星际物质、星际物质和星系际物质等。⑤基本粒子理论。研究超新星爆发、天体中的中微子过程（见中微子天文学）、超密态物质的成分和物态等。⑥凝聚态理论。研究星际尘埃、致密星中的相变及其他固态过程。
方法
理论天体物理的基本方法是把地球上实验室范围中发现的规律应用于研究宇宙天体。这种方法不仅对于说明和解释已知的天体现象是有力的，还可预言某些尚未观测到的天体现象或天体。如在1932年发现中子之后不久，L.D.朗道、J.R.奥本海默等就根据星体平衡和稳定的理论预言可能存在稳定的致密中子星。尽管这种预言中的天体与当时已知的所有天体差别极大（异乎寻常的高密度等），可是在30多年后的1967年发现了脉冲星，预言终于被证实。另一方面，许多物理学概念首先是由研究天体现象得到的，后来又是依靠天体现象加以检验的。如首先是天体物理学家注意到充满宇宙间的电离物质具有一系列特性，这对建立等离子体物理学这门学科起了极大的推动作用。又如热核聚变概念是在研究恒星能源时首次提出的。禁线也是受到天体光谱研究的刺激才得到深入探讨的。由于地面条件的限制，某些物理规律的验证只有通过宇宙天体这个实验室才能进行。有关广义相对论的一系列关键性的观测检验，都是靠研究天体现象来完成的。水星近日点进动问题、光线偏转以及雷达回波的延迟是几个早期的例子。1978年，通过对脉冲星双星PSR1913＋16的周期变短的分析，给引力波理论提供了第一个检验，这是理论物理学与天体现象二者结合的一个新的成功事例。因此，理论天体物理学既是理论物理学用于天体问题的一门应用学科，又是用天体现象探索基本物理规律的基础学科。无论从天文学角度来看，或是从物理学角度来看，理论天体物理学都是富有生命力的。1983年美国核物理学家W.A.福勒因研究宇宙化学元素形成机制取得重大成果和天体物理学家S.钱德拉塞卡因对恒星结构和演化理论作出的重大贡献而获得诺贝尔物理学奖；1993年R.A.赫尔斯和J.H.泰勒因发现射电脉冲双星共同获得诺贝尔物理学奖。他们经过近20年的努力，利用世界上最大的阿雷西沃射电望远镜进行上千次的观测，以无可争辩的观测事实，证实了引力波的存在。 |
天文学 | 恒星与银河系 | SS_433 | SS 433，一个光谱线既有红移又有蓝移的特殊天体。在斯特芬森和桑杜利克于六十年代编制的Hα发射线星星表中，它列为第433号天体，因而得名。当时把它归属于“特殊星”。SS433的距离约为一万光年，位于天鹰座，赤经19h9m21ṣ3，赤纬+4°53′54″（1950年历元），目视星等为13.5等。后经证认，它是一个X射线源A1909+04的光学对应体，并和一个致密射电源相对应，而且与超新星遗迹W50在天球上的位置相合。1977年发现它的射电辐射流量密度有很大的变化。
SS433最奇异之处，是它的发射谱线具有大红移和大蓝移。这是意大利阿齐亚戈天体物理台和美国利克天文台在1978～1979年首先发现的。它的主要特征是Hα和 HeI等发射线具有三重结构。一条是没有频移的，另外两条分别具有红移和蓝移。红移值和蓝移值随时间漂移，并有周期性，周期约为164±4天，最大的红移和蓝移相应的多普勒速度分别为每秒50，000公里和30，000公里。另外，发射特征还有短时间变化；红移和蓝移均有两个带，即分为两叉。红移和蓝移之间存在有镜像关联（不仅表现在速度方面，还表现在发射线轮廓方面）。红移和蓝移在强度上大致相同。在发射轮廓移动大的方向上比较陡，没有圆偏振。目前，SS433的理论模型大致有两类：一是认为存在高速的喷流，一是认为发射线来自靠近黑洞的吸积物质。双星模型和非双星模型之争也正在进行中。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 矮造父变星 | 盾牌座δ型变星（δ Scuti variable stars ），也称为矮造父变星、船帆座AI。是一种光度会因为表面在径向上的胀缩和非径向胀缩两种原因造成光度变化的变星。光谱型为A～F型，在赫罗图上位于造父变星不稳定带内的一种超短周期、小变幅的脉动变星。光变曲线形状变化很大，同船帆座AI型变星相近，但变幅小于0.3个星等。典型星为盾牌座δ。最初，人们把一切周期短于0.21天的A、F型脉动变星都称作盾牌座δ型变星(又叫作矮造父变星），后来只把光变幅小于0.3个星等的短周期脉动变星称作盾牌δ型变星。这种星不仅存在于银河星场中，还出现在疏散星团中，被认为是质量约1.5～2.5个太阳质量的主序星或刚过主星序的恒星，属于星族Ⅰ，绝对目视星等约+2等。1970年埃根指出，变幅小于和大于0.3个星等的两群星均有年轻和年老的盘星族的成员，怀疑这种按光变幅分群的做法的合理性。有人根据实际测得的表面重力和周期间的关系，认为它们都是质量约为2个太阳质量的主序星后的氢壳层燃烧星，唯一差别可能只是脉动的模式不同。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳平均磁流发电机机制 | 太阳平均磁流发电机机制（ mechanism of solar mean hydromagnetic dynamo ），解释太阳磁场的一种理论模型。观测表明，太阳上存在着随太阳活动周期变化的磁场和较差自转运动，而且它们还具有明显的不规则性和随机性。因此，太阳上的磁场和自转速度，可认为是由平均磁场和平均较差自转速度分别地同它们对应的湍流部分迭加而成的。磁流发电机理论认为，太阳磁场纯粹是由太阳对流层内磁流体的较差自转与湍流运动在磁场中所产生的感应电动势来维持的，即太阳内的流体运动形态构成了一个磁流自激发电机。
由于太阳自转的相对稳定状态，在考虑磁场与流场相互作用过程中，可以近似地认为太阳的平均较差自转是已知的，即不考虑洛伦兹力对运动的影响。平均磁场的变化规律，可由一组平均场的麦克斯韦方程和平均场的欧姆定律来表示。
对太阳观测资料的分析表明，还可以近似地假定太阳平均磁场和平均较差自转具有对自转轴的轴对称性质。柯林定理证明，在轴对称磁场和速度场的条件下，不可能形成一个自激层流发电机，这是因为：若把磁场分解成环型分量BT和极型分量BP，从它们分量的感应方程可以看到，环型分量将由较差自转与极型分量相互作用产生的感应电动势而得到增长和维持，即BP→BT；但是，在极型分量的感应方程中却没有相应的感应电动势的来源，即不存在由较差自转与环型分量相互作用而产生感应电动势来增长与维持极型分量的过程，亦即BP峌BT；因此，最初存在的极型分量终将衰减消失，而环型分量随极型分量的消失也终将消失。
在存在湍流的条件下情况就不同了。虽然麦克斯韦方程因其线性关系在平均后的形式没有改变，但对欧姆定律的平均中，除存在平均磁场与平均速度的矢积项外，还存在湍流磁场与湍流速度矢积的平均项，这一附加项称为湍流电动势。太阳对流层内的湍流在太阳自转的科里奥利力作用下会呈现复杂的特性。在最简单的情况下，假定湍流具有均匀各向同性，则湍流电动势ε便可近似地表示为与平均磁场B和平均电流J成正比的形式，即
式中 c为光速，比例系数 α、 β由湍流特性来决定。第一项表明，在 平均磁场方向上产生了一个与它成正比的电流，叫作 α效应。第二项使得原来的粘滞系数增大了 β倍， β称为 磁粘滞系数。
在湍流情况下，从平均场的感应方程中可知，平均磁场的环型分量容易从较差自转与平均磁场的极型分量相互作用所产生的感应电动势得以维持，BP→BT；另一方面，更重要的是，由于α效应的作用，感应产生的环型平均磁场造成环型电流，而环型电流必将产生一个极型平均磁场，BT→BP。这样便完成了平均磁场从环型分量到极型分量，再由极型分量到环型分量的“发电机循环”步骤，BT⇌BP，即实现了轴对称条件下的平均场自激发电过程。
湍流运动的平均磁流发电机机制，不仅能够解释太阳磁场的存在与维持，而且能够解释磁场呈现黑子蝴蝶图（见黑子的日面分布）等现象。 |
天文学 | 天体力学 | 碰撞问题 | 碰撞问题（ collision ），若p个质点在时刻t1同时碰撞于一点，这就称为在t1发生了p体碰撞。碰撞时刻t1是多体运动方程的奇点。当时间趋于t1时，碰撞质点的相互距离趋于零，鉴于万有引力与距离平方成反比，所以加速度趋于无穷大，微分方程在该点不再满足解的存在及唯一性定理的条件。能否通过一定的变换消除这一奇点，碰撞以后天体如何运动，在碰撞时刻附近轨道的渐近表现如何，以及虽不发生碰撞但出现几个质点彼此紧密接近，这时轨道的性质又如何，诸如此类都是碰撞问题所要讨论和研究的。从理论上说，不消除碰撞奇点就不可能得到多体问题的全局解。实际工作也要求解决碰撞和紧密接近时轨道的计算问题。
只要二体碰撞得到了详尽研究，并适当选取参数，就可以毫无困难地把天体在碰撞前后的运动清楚地表示出来。两个天体在相互引力的作用下，沿着一条近乎直线的轨道碰撞，然后就反弹回来。经过碰撞，这个系统的能量积分、动量矩积分和质量中心的运动状态都保持不变。尽管碰撞时天体的加速度会无限增大，但是两个天体之间的距离r和其中任何一个天体的速度v的平方之积rv2却趋于一个确定的有限值。所以，二体碰撞奇点是非本质的，可以通过一定的变换予以消除。
研究二体以上的碰撞问题要困难得多，至今还有很多问题未弄清楚。但可以肯定，若要所有天体都同时碰撞于一点，则该系统的动量矩的三个分量必须全部为零。因此，在研究该系统的一般运动状态时可避开这种情况。在三体问题的三体碰撞方面，有一些更为具体的研究成果。首先，如发生三体碰撞，三个质点必须始终保持在一个平面上。另外，它们只能组成等边三角形或连成一直线。发生在碰撞奇点邻近三体碰撞轨道的坐标的渐近表示式是形如项的线性组合。这些特征指数 λi中有一个取值为2/3，其他一般是无理数。这说明与二体 碰撞奇点不同，三体 碰撞奇点是本性奇点。松德曼对三体 问题的 碰撞奇点作了深入的研究。他首先适当选择初始条件，以排除三体 碰撞，然后引入一个变量 ω代替 t作自变量，以消去所有的二体 碰撞奇点。他证明了三质点的坐标、它们相互间的距离以及时间 t都是 ω的解析函数，因此能展开为它的收敛幂级数。而且这一点对于任何时刻都有效。松德曼级数是三体 问题最重要的成果之一。
在N个天体（质点）组成的多体问题中，在某一时刻如果每个天体受到的引力都指向该系统的质心，并且引力的大小正比于该天体的质量和它到质心的距离，就称这N个天体组成的几何形状为中心构形。具有相似形状的中心构形，都看成是同一类的。N个天体在趋于N体碰撞时，它们所组成的几何形状一定越来越接近于某类中心构形。如果这N个天体组成的系统具有无穷多类中心构形，则在趋于N体碰撞时，就可能摆动于这些中心构形之间。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 密近双星 | 密近双星（ close binary star ），凡一子星影响另一子星演化的物理双星都可称为密近双星。实际上，人们常把分光双星和测光双星（后者包括食双星）统称为密近双星。肉眼可见的五车二、角宿一、大陵五、渐台二都是密近双星。密近双星是恒星世界中普遍存在的一种天体，有的可以提供可靠的物理参量；有的可以提供重要的恒星演化线索；有的可以通过两子星相互作用的各种表现，为研究恒星高低层大气结构、恒星内部密度分布、星周物质的特性、星风、吸积过程、质量交流等提供良好的机会。密近双星中出现的脉动变星、爆发变星、X射线源、射电源、白矮星、中子星(脉冲星)、B型发射星、A型特殊星、巨星、超巨星等，可为研究这类天体提供有利条件；聚星、星协、星团、行星状星云和河外星系中出现的密近双星，可以和这些天体系统的研究联系起来。
分类
食双星早在几十年前已按光变曲线形状分为三大类，即大陵五型，渐台二型和大熊座W型。分光双星中只测到一子星谱线的称为单谱分光双星，测得两子星谱线的叫双谱分光双星。随着仪器技术的进展，对一些单谱分光双星，也逐渐测到了双谱。如猎户座“四边形”中的食双星BM测定为双谱，解决了恒星早期演化黑洞问题；又如测定大陵五为双谱，大大提高了基本参量精度。根据理论分析，科帕尔在二十世纪五十年代提出把密近双星分成不相接双星（两子星都未充满其临界等位面，简称临等面）、半相接双星（只一子星充满其临等面）和相接双星（两子星都充满临等面）三种，现在这种分类法已被广泛采用，成为研究密近双星的重要基础。
密近双星中一子星充满其临等面时，它的物质应大规模地流向另一子星（如后者未充满其临等面），发生质量转移（更广义地说，叫质量交流），这对于密近双星的演化发生巨大影响。德意志联邦共和国的基彭哈恩与魏格特，波兰的帕琴斯基，捷克斯洛伐克的普拉维茨等在六十年代后期对密近双星的质量交流演化作了开创性的理论研究。如果两颗主序星组成的不相接双星中的一颗子星质量较大，则当这一子星演化到充满其临等面时（即开始作质量转移时），就会至少出现下列三种情况:它的中心氢仍在起核反应；或者其中心氢已“燃烧”完而中心氦尚未开始“燃烧”；或中心氦已“燃烧”完而碳尚未开始“燃烧”。这三种情况分别称为密近双星质量交流演化的甲种情况、乙种情况和丙种情况。从这些基本概念出发，天文学家在七十年代对多种形式的密近双星作了大量的理论计算。例如，在解释大陵五型食双星的“演化怪象”（即质量较小的子星看来演化得反而更快），解释“谜星”渐台二的基本参量，解释某些B型发射星双星，模拟某些X射线双星和射电脉冲星双星的演化史等工作中，都取得了令人鼓舞的成绩。不过，为了更好地说明实测现象，需要打破早先理论工作中的一系列简化假设的限制，例如计及子星的非球状、轨道的偏心率、总质量和总角动量的不守恒，计及星风和辐射压、自转和磁场、子星发生超新星爆发时的不对称性等等。密近双星演化的研究显然是一项艰巨而富有意义的工作。
理论方面
理论方面的重要任务是用密近双星的质量交流和质量流失的概念来解释某些食双星的变光周期的变化，解释某些食双星的气环的形成和变化以及许多包含矮新星、再发新星、新星的密近双星的爆发和射电双星现象等等。不少人已经不用质点力学而用流体力学的方法来处理密近双星中的物质交流问题。吸积盘的物理问题受到很多人的重视，应用来研究爆发双星和X射线双星进展很大。因引力波而改变密近双星轨道周期的问题也已开始研究。1978年，J.H.泰勒报告射电脉冲星双星PSR1913+16轨道周期缩短的观测值同引力波使轨道周期缩短的理论值非常符合，许多人认为这是第一次找到了引力波存在的实测证据。近年来对以大熊座 W为代表的相接双星的力学和物理问题的研讨也很热烈。某些密近双星（如天鹅座X-1）中可能存在“黑洞”的问题，密近双星和太阳活动、恒星活动的关系，两子星星风的相互作用等，早已或正在引起天文学家的重视和研究。
实测方面
二十世纪七十年代在密近双星实测研究方面进展很快。例如发现了X射线双星、X射线脉冲星双星（包括河外的）、射电双星、射电脉冲星双星、光学脉冲星双星和看来并不包含致密天体(如白矮星、中子星、黑洞)的X射线双星（如五车二、大陵五、猎犬座RS等）；确认在一定波段上视流量最强的稳定X射线源天蝎座X-1是分光双星；否定食双星V78是球状星团半人马座ω的成员（使极端星族Ⅱ中有否双星的问题被重新提出）；发现一批猎犬座RS型射电兼X射线双星；发现与大熊座W型迥然不同的早型大质量、高光度新型相接双星（如包含一对蓝超巨星的天鹅座V729）；测出经典的单谱分光双星中另一子星的谱线，确定这些双星是双谱双星；用偏振法求密近双星的轨道倾角；等等。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 开放宇宙模型 | 开放宇宙模型（ open universe model ），弗里德曼宇宙模型的一个解。在宇宙学原理这一前提下，解爱因斯坦引力场方程，得宇宙的动态时空度规：
式中 r， θ， φ为球极坐标， t为 宇宙时， k为空间曲率署符， R( t)为 宇宙距离标度因子，它随时间变化的规律可以用来描述 宇宙的过去历史和未来演化趋势。令凟和惗分别表示 R对 宇宙时间的一次变率和二次变率。定义哈勃常数 H 0=凟/ R，减速因子 q 0=－ R惗/凟 2。若取 H 0=50公里/(秒·百万秒差距)， 宇宙常数 Λ=0，当减速因子 q 0=1/2、空间曲率为零时， 宇宙物质有一临界密度 ρ c=4.7× 10 -30克/厘米 3。倘若目前的 宇宙物质平均密度 ρ 0≤ ρ c，即0≤ q 0≤1/ 2 宇宙将永远膨胀下去。由此算出 k=-1或0，即对应于三维双曲空间或平直空间。在此种 宇宙中，光线永远回归不到“原处”，这就是开放宇宙模型。假如 ρ 0＞ ρ c，则 q 0＞1/2， 宇宙的膨胀将逐渐减慢，终于停止。由此算出 k=+1，即对应于三维球面空间。在这种 宇宙中，光线有可能返回到“原处”，因此称闭合宇宙模型，也称胀缩宇宙模型。根据目前的观测资料，从不同的途径求出的减速因子各不相同。按 宇宙物质平均密度的观测值，得 ρ 0＜ ρ c，即 q 0＜1/2， 宇宙是 开放的；按星系的哈勃图， q 0＞1/2， 宇宙是闭合的或胀缩的。这个矛盾目前尚未解决。 |
天文学 | 天体力学 | 多体问题 | 多体问题（ many-body problem ），研究 N个质点相互之间在万有引力作用下的运动规律，又称N体问题。这个问题作为研究天体系统运动的一种力学模型，是天体力学和一般力学中的一个基本问题。N等于2时，称为二体问题。这时两个天体的轨道都是圆锥曲线（椭圆、抛物线、双曲线），这一问题已经完全解决。N大于或等于3时称多体问题，求多体问题严格的解析解至今仍是一个难题，尚未得到解决。在航天活动中，航天器在太阳系中运动，同时受到许多自然天体的吸引，严格地说也是一个多体问题。但是，这里关心的仅是航天器的运动，其他天体的运动可以认为已经解决。另外，航天器本身的质量很小，不会影响其他天体的原有运动。在这样条件下的运动问题，在天体力学中称为限制性多体问题。航天器在一个引力中心吸引下的运动问题是二体问题，也可称为限制性二体问题。它的解粗略地描述了人造地球卫星、月球卫星、人造行星的运动，成为研究航天器运动的基础。航天器在两个引力中心吸引下的运动称为限制性三体问题。在两个及两个以上引力中心吸引下，航天器的运动方程只能得到近似解析解。实际应用时常以数值计算为基础求出精确的数值，以满足工程上的需要。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 大角 | 大角（汉语拼音：Dɑjiao；英语：Arcturus），牧夫座α，全天第四亮星，北半天球最亮的三颗星之一。大角、织女和五车二亮度相差不大，因为颜色不同，肉眼难以判断哪个更亮。
大角是一颗K2Ⅲ型红巨星（见恒星光谱分类），距离太阳35光年。它正在向外抛射物质，有很强的色球活动，在光谱的紫外区、可见光区和红外区都能观测到发射线，是一个光谱变星。
特征
大角星是属于K1.5 IIIpe型的红巨星，“pe”代表的是“特殊的发射线”，显示大角星发出的光谱是不寻常且充满谱线的。这对红巨星而言并非太过罕见，但是大角星是特别明显的一个范例。大角星的亮度至少是太阳的110倍，不过这低估了它实际发出的强度，例如大角星在红外线波段所发射的“光”，所以大角星全部发射出的能量大约达到太阳的180倍。因为大角星的表面温度较太阳来的低，拥有较低的光视效能（luminous efficacy），所以在可见光波段发射出的能量也较低。
大角星以高速的自行运动而着名，除了南门二以外，它的自行速度比太阳附近的任何1等星都要快速。大角星目前几乎处于最靠近太阳的位置上，并正以高速移动中，它与太阳系的相对速度为122km/s。大角星被认为是一颗古老的星系盘恒星，并与其他52颗这种类型的恒星组成大角星流，共同移动中。大角星的质量难以确定，不过可能与太阳大约相等，而且不会超过太阳的1.5。大角星被认为很可能比太阳还要古老，太阳将会经历的红巨星阶段非常可能就是这颗恒星目前的情况。
根据依巴谷卫星的测量，大角星距离地球36.7光年（11.3秒差距），是一个相对较近的天体。依巴谷卫星的观测也显示大角星可能是一个双星系统，伴星约比主星黯淡20倍左右，它的轨道可能位于现在观测技术可以达到的极限，所以目前无法发现该天体。然而目前这个观点已经过时，最新的研究显示大角星是一颗单星。
名称由来
Arcturus这个字是从希腊文的Αρκτοῦρος所演变而来的，意为“熊的看守者”。这是因为大角星是牧夫座最明亮的恒星，而牧夫座位于大熊座与小熊座附近的缘故。也有一个希腊的非政府环境保护组织称为Αρκτοῦρος，专门保护野生动植物。
大角星在阿拉伯语中称为السماك الرامح，意为“手持长矛者的腿”或“巨大的手持长矛者”。这个名称在过去是演变成各种罗马化的字体，例如已经被淘汰的Aramec与Azimech。另一个阿拉伯字是لحارس السماء，意为“天堂的守护者”[6][7][8]。
中国天文学称牧夫座α星为大角是因为它是中国二十八宿的角宿中最亮的一颗星，不过后来大角星成为亢宿的一部分。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 本超星系团 | 本超星系团（ local supercluster ），包括本星系群在内的超星系团。1937年，霍姆伯格在分析了双重星系和多重星系的分布后认为，存在着一个“总星系云”，尺度范围100百万秒差距。这是本超星系团最初的概念。二十世纪五十年代中，沃库勒重新提出关于本超星系团的概念，并为后来的研究所证实。沃库勒认为，本超星系团的长径为30～75百万秒差距，它是许多星系云和星系团的集合体，包括本星系群、室女星系团、大熊星系云以及50个左右较小的群和团。它们共同构成一个巨大的扁平状天体系统。其中亮于13.5等的明亮星系集中在天空中的一个大圆上，这个大圆称为超星系赤道，大圆的极的坐标在国际天文学联合会银道坐标系中是银经lⅡ=47.°37，银纬bⅡ=+6.°32。本超星系团的中心在室女星系团附近的方向(lⅡ=283°，bⅡ=+75°)。对沿超星系赤道的星系视向速度的分析表明，本超星系团可能正在自转和膨胀，目前银河系绕团中心的公转周期约为1，000亿年。本超星系团的存在已为人们所公认，关于它的结构，特别是动力学性质尚待进一步研究。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 爆发变星 | 爆发变星（ eruptive variable star ），一种亮度突然激烈增强的变星，光变起因于星体本身的爆发。星体在爆发之前是处于相对稳定或缓慢变化状态的。虽然一部分爆发变星有人称为灾变变星，其实，这种激烈变化对星体本身来说并不一定是“灾难性”的，有时只不过是处在由渐变到激变的转折阶段而已。
狭义的爆发变星通常包括：①新星；②再发新星；③矮新星；④类新星。有人称这几种变星为激变变星。新星爆发非常猛烈，亮度会激增9个星等以上，1975年天鹅座新星(V1500 Cyg)的光变幅竟超过19个星等。新星爆发时亮度增加非常快，通常以日计，但减光过程却慢得多，要以月计或年计。一般新星在其历史中只能被观测到一次爆发。观测到一次以上爆发的新星通常称为再发新星，其爆发规模比新星小，光变幅也比新星小，而且两次爆发的时间间隔越短，光变幅就越小。
爆发变星的一些参数
爆发变星在宁静期的亮度有复杂的变化，变幅有的达几个星等。有一部分星有周期性光变──食象和时间尺度为分级或秒级的闪变。它们宁静期的分光特征大多是蓝连续谱上迭加着发射线，通常有氢线、氦线、钙线等。现在已能在很宽的波段（从射电到 X射线）上对爆发变星进行观测。例如1975年从麒麟座新星(V616Mon)和矮新星天鹅座SS、双子座U等观测到X射线；从新星巨蛇座FH、海豚座HR、天鹅座V1500等观测到射电辐射。
二十世纪五十年代发现1934年武仙座新星有食象，又发现再发新星北冕座 T、矮新星天鹅座SS、类新星宝瓶座AE的规则性视向速度发生变化，由此证明它们是双星。到目前为止，已发现30个左右这样的爆发变星。目前流行的观点是用密近双星的原理来解释爆发变星的现象，认为两子星间的质量交流是复杂的光度变化、光谱变化的起因。但是这种理论还存在很多的矛盾和困难。有人评论说，即使是最成功的理论，也不能粗略地模拟新星的光变曲线的外形，更不能用统一的模型去解释它们之间的差别。双星模型和非双星模型之争已持续多年。
爆发变星除了上述四种以外，还有超新星和耀星。爆发规模超过新星的叫超新星。它爆发时亮度增强17个星等以上（即光强增加千万倍至上亿倍），以后慢慢地下降。最著名的超新星是中国历史上记录的宋朝至和元年(1054年)的超新星。耀星（其中的一大类也叫鲸鱼座UV型变星）的亮度在几十秒或几十分钟内突然上升，亮度下降则稍慢一些，变幅从1个星等到10个星等。耀星大部分时间处于宁静期，是光谱为K型或M型的矮星。也有人把耀星及有关天体(如金牛座T型变星、赫比格－阿罗天体等)叫星云变星，因为它们常与星云成协。 广义的爆发变星还可以包括任何非几何原因的光度突然增强的变星，例如某些金牛座T型变星，某些共生星等。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 盾牌座δ型变星 | 盾牌座δ型变星（δ Scuti variable stars ），也称为矮造父变星、船帆座AI。是一种光度会因为表面在径向上的胀缩和非径向胀缩两种原因造成光度变化的变星。光谱型为A～F型，在赫罗图上位于造父变星不稳定带内的一种超短周期、小变幅的脉动变星。光变曲线形状变化很大，同船帆座AI型变星相近，但变幅小于0.3个星等。典型星为盾牌座δ。最初，人们把一切周期短于0.21天的A、F型脉动变星都称作盾牌座δ型变星(又叫作矮造父变星），后来只把光变幅小于0.3个星等的短周期脉动变星称作盾牌δ型变星。这种星不仅存在于银河星场中，还出现在疏散星团中，被认为是质量约1.5～2.5个太阳质量的主序星或刚过主星序的恒星，属于星族Ⅰ，绝对目视星等约+2等。1970年埃根指出，变幅小于和大于0.3个星等的两群星均有年轻和年老的盘星族的成员，怀疑这种按光变幅分群的做法的合理性。有人根据实际测得的表面重力和周期间的关系，认为它们都是质量约为2个太阳质量的主序星后的氢壳层燃烧星，唯一差别可能只是脉动的模式不同。 |
天文学 | 天体测量学 | 实用天文学 | 实用天文学（practical astronomy），天体测量学的分支学科。主要内容是通过对天体的观测确定时间、地面点在地球上的坐标和地面目标的方位角，即用天文方法解决地面点的定位。根据观测目标和目的的不同分为：①大地天文学。这是天体测量学与大地天文学的边缘学科，在测站（通常称为天文点）使用天体测量仪器观测天体以测定天文经度和纬度，也可测定测站至相邻固定目标的方位角从而确定测站的子午线。②天文导航。这是通过观测天体来测定航行中的船舰或飞机所在位置的学科，也因航行特点及要求的不同而分为航海天文学和航空天文学。
实用天文学的成果可以直接为社会生产和人们生活服务，为经济建设和有关学科如大地测量学、地球物理学、地质学、地理学和制图学提供资料。例如，高精度的天文定位可用以建立局部或全球的参考坐标系。随着技术的发展，出现了新的仪器和观测手段，如人造卫星多普勒跟踪、人造卫星激光测距、甚长基线干涉测量、全球定位系统等，导致观测精度和频度的大幅度提高，甚至带来某些概念上的飞跃，如导致建立了三维全球参考系。 |
天文学 | 天体物理学 | 覆盖效应 | 覆盖效应（ blanketing effect ），正常恒星光谱由连续光谱和吸收线光谱组成。连续光谱由连续吸收形成，吸收线光谱由线吸收产生。在研究恒星大气的温度分布时，原则上应该同时考虑连续吸收和线吸收两种过程，但这是非常麻烦的。作为第一近似，在研究恒星大气的温度分布或恒星大气模型时，只考虑连续吸收，把线吸收的影响当作是一种附加的改正。这样，吸收线对恒星大气温度分布的作用和影响被称为覆盖效应。它是在1928年由米尔恩起名的。覆盖效应还泛指吸收线对连续光谱的影响。早型恒星的谱线比较稀疏，只有在谱线系限附近覆盖效应才比较明显。太阳型恒星的线辐射流约占连续辐射流的10％，覆盖效应不可忽略。晚型恒星的吸收线密集，覆盖效应更为重要。研究覆盖效应的一种方法是微扰方法：把不考虑线吸收所得到的恒星大气模型作为第一近似，利用这个模型来计算线吸收系数，然后把线吸收也考虑在内得到第二近似，如此进行多次，直至得到满意的恒星大气模型。不少人还采用吸收线分布的各种模型，用统计方法来考虑覆盖效应。 |
天文学 | 天体物理学 | 水星近日点进动问题 | 水星近日点进动问题（ problem of advance of Mercury’s perihelion ），根据牛顿万有引力定律计算的水星近日点进动值与观测值的分歧。1859年，法国天文学家勒威耶发现水星近日点进动的观测值，比根据牛顿定律算得的理论值每世纪快38″，并猜测这可能是一个比水星更靠近太阳的水内行星吸引所致。可是经过多年的辛勤搜索，这颗猜测中的行星始终毫无踪影。纽康测定这个值为每世纪43″。他提出，这可能是那些发出黄道光的弥漫物质的阻尼所造成的。但是，这种假设又不能解释其他几颗行星的运动。于是纽康就怀疑万有引力定律中的平方反比规律有问题。为了能同时解释几颗内行星的实际运动，纽康求出了引力应与距离的2+1.574×10−7次方成反比。19世纪末，电磁理论发展的早期，韦伯、黎曼等人也都曾试图用电磁理论来解释水星近日点的进动问题，但均未能得出满意的结果。
1915年，A.爱因斯坦发表了著名的广义相对论，成功地解释了这个问题。根据广义相对论，行星公转一圈后近日点进动为：
式中 c为光速， T、 a、 e分别为轨道周期、半长径和偏心率。对于 水星，此值与牛顿万有引力定律所得的差值为每世纪43″.03。这与观测值十分接近，成为天文学对广义相对论的最有力的验证之一。
但是，这里仍存在两个问题：首先，根据牛顿定律，水星近日点应有每世纪ΔωN＝5 557.62角秒的进动，其中的90％是由坐标系的岁差（见岁差和章动）引起，其余的部分是由其他行星，特别是金星、地球和木星的摄动引起的；而实际观测值为ΔωO=5 600.73角秒，二者相减得每世纪43.11角秒。因此，岁差常数的任何微小变动，如有万分之一的变动，都会直接影响到对广义相对论的验证，而这种变化是完全可能的。其次，影响水星近日点进动的因素很多，任何一个微小的因素，例如太阳的扁率，对它都有直接影响。因此，这个问题尚需继续研究。 |
天文学 | 天文学 | 宇宙射电 | 宇宙射电（ cosmic radio radiation ），宇宙中各种天体发出的射电。严格地说，宇宙射电应包括太阳射电和太阳系射电在内的所有各种天体的射电，但通常把太阳系以外的射电称为宇宙射电。宇宙射电可分为银河系射电和河外射电两部分。银河系射电包括银河系中性氢区（ＨⅠ区）的射电、银河系电离氢区(ＨⅡ区)的射电（见电离氢区和中性氢区）、星际非热射电、超新星遗迹射电、射电星的射电、星际分子射电等。河外射电包括正常射电星系、特殊射电星系、河外中性氢区射电、河外星际分子射电、类星射电源的射电、微波背景辐射等。1931～1932年，美国无线电工程师央斯基在14.6米波长上发现人马座银心方向的射电，这是人类首次发现宇宙射电。
银河系射电
1944年，荷兰范德胡斯特预言，星际空间的中性氢原子会在21厘米波长上发出射电谱线。1951年终于接收到中性氢21厘米谱线射电。这是银河系的第一种射电。射电天文学家通过这条谱线的长期观测，得到银河系中性氢云或中性氢区(HⅠ区)的分布和银河系旋臂结构图。银河系内第二种射电是НⅡ区的射电，НⅡ区是所有氢原子几乎都被电离且作稠密分布的云。射电天文学中的“云”，是指具有清晰边界的天体，它与周围介质在某些性质（如密度、温度等）上有明显的突变。即使是同样的密度，一个冷区悬浮在热的介质中，射电天文也能观测这个在温度空间中的云。НⅡ区有由单个恒星激发形成的，也有由整个星团激发形成的。有的НⅡ区的质量达到几千个太阳质量。至今已知的银河系的НⅡ区有200个以上。有两种典型情况:一种是小质量高密度的 НⅡ区，被低密度的НⅠ区包围着，如猎户座大星云；另一种是大质量的НⅡ区，被密度较高的НⅡ区包围着，如玫瑰星云。最近还发现了一种很密的可能是很年轻的НⅡ区，也许它会提供有关恒星形成的重要信息。银河系第三种射电是星际磁场中的宇宙线电子（也叫相对论性电子）的同步加速辐射。银河系内既具有广泛散布的磁场，又存在高能量的宇宙线电子，这就具备了产生同步加速辐射的条件，因而存在很强的星际非热射电，在十米波段，主要就是这种银河系的非热射电（见热辐射和非热辐射）。上述银河系第二种射电（电离氢云射电）本身很弱，电离氢云吸收来自它们后面区域中的非热辐射，因而在非热射电的明亮背景上形成暗星云。这样，在银河系非热射电图上很容易证认出НⅡ区。银河系第四种射电是超新星遗迹的非热辐射。超新星又有两种基本类型，即Ⅰ型和Ⅱ型。著名的蟹状星云就是Ⅰ型超新星的遗迹。Ⅱ型超新星仅在旋涡星系或不规则星系的旋臂中出现。仙后座 A射电源（即3C461）就是Ⅱ型超新星的遗迹。银河系第五种射电是射电星的射电。现在已经发现的射电星主要有脉冲星、射电新星、耀星和射电双星等。银河系第六种射电是星际分子射电。1963年发现羟基分子18厘米谱线射电以来，到1979年底已发现50多种星际分子，观测到的分子谱线数有300多条。
河外射电
在河外射电方面，第一种是正常射电星系发出的射电。正常射电星系是像银河系这样的正常星系。在所有邻近的旋涡星系以及其中一些星系的星系盘和星系冕中都已观测到连续辐射谱射电。正常射电星系发出的射电功率为1037～1041尔格/秒（在银河系中，太阳射电功率为1019尔格/秒，超新星遗迹为1035～1036尔格/秒，比它小得多）。第二种是特殊射电星系发出的射电。有些特殊射电星系在光学照片上与正常星系相似，然而发出的射电则很强，比正常射电星系强102～106倍。它们的射电主要来自星系中心的小区域或星系两边的两个对称的子源。特殊射电星系的光谱显示出强而宽的发射线，表明星系核中有非常剧烈的活动。关于特殊射电星系的射电产生机制问题，从同步加速理论可知，电子流束的同步加速辐射的频谱是（其中 Sv为频率 v上的 射电流量密度， α为频谱指数），而观测到的 射电星系的频谱正是这种幂律谱。因此，普遍认为 射电星系的辐射机制就是同步加速辐射。至于特殊 射电星系的能量来源问题，已提出的有恒星或星系的碰撞或坍缩，星系内超新星爆发以及由此引起的链式反应，物质与反物质的湮没，层子的相互作用等等，至今尚无一致的意见。第三种是河外星系中的谱线 射电，其中包括中性氢原子 射电和分子 射电。在许多星系中已观测到中性氢21厘米谱线 射电，对大、小 麦哲伦云、M31和M33等星系已描绘出 射电亮度分布图。自从发现星际分子羟基(OH)的 射电后，又在河外星系观测到水和氨等分子的谱线 射电。很明显，河外星系普遍包含中性氢原子和各种分子，只是各星系中的具体含量和成分各不相同。由于距离遥远造成的 射电视强度减弱，限制了我们现在的观测范围。第四种是类星 射电源的 射电。类星 射电源的外形颇似恒星，光谱中的谱线有很大的 红移，有极强的 射电，不仅发射谱线而且还有变化。这种距离遥远、体积很小而能量特大的新型天体，很可能是遥远星系的活动星系核──正在爆发的星系核。第五种是微波背景辐射。1965年，在波长7.35厘米上发现在天空中各个方向上存在温度约3.5K的 射电，称为微波背景辐射。后来经精确观测确定，这种背景辐射的温度为绝对温度2.7K，目前认为这是我们观测到的 宇宙的早期阶段的残存辐射。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 黑子 | 太阳黑子（汉语拼音：tɑiyɑnɡ heizi；英语：sunspot），太阳表面出现的暗黑斑块。最常见和最容易观测到的一种太阳活动现象。简称黑子。在普通望远镜的焦平面上放置照相底片拍摄太阳，或用附加强减光滤光片的望远镜对太阳目视观测，就能看到太阳表面经常出现的暗黑斑块，就是太阳黑子。当太阳在地平线附近，或遇到薄雾天气时，日面上若有特大的黑子，往往用肉眼就能看到。
《汉书·五行志》中记载的汉元帝永光元年（前43）四月某日“日色青白，亡影（无影），正中时有景（影）亡（无）光”是世界上最早的太阳黑子观测记录。若认为这段描述尚不够明确，则该书中的另一段记载，成帝河平元年（前28）三月己未“日出黄，有黑气，大如钱，居日中央”则是确切无疑的黑子记录，也是世界上最早的记录。自公元前43～公元1638年，中国史书上已发现有112条太阳黑子目视记录。西方国家从1610年开始用望远镜断断续续地观测太阳黑子，1818年后才有较常规的每日黑子观测，从而才有比较完整的和连续不断的太阳黑子观测资料。
目录
1 黑子分布
2 本影和半影
3 物理形态
4 其他活动现象
黑子分布
太阳黑子倾向于成群出现，因此日面上经常形成一些黑子群。每群中的黑子从一两个至几十个，单个黑子大小则从几百至几万千米。大部分黑子群由大致与太阳赤道平行的两部分组成。由于太阳自转原因，西边部分总在前面，称为前导部分；东边部分称为后随部分。前导部分的黑子大都比后随部分大，黑子的分布也较后随紧密，寿命也较长，而且比后随部分早出现和晚消失。前导黑子的纬度一般也较后随黑子稍低，因此黑子群相对于太阳赤道略为前倾，黑子群通常出现在太阳赤道两边±40°之间的区域。
本影和半影
较大的黑子结构复杂，其中心区常有一块或几块特别暗黑的核块，称为本影。围绕本影的淡黑区域称为半影。光谱观测表明，本影区的温度为4,000～4,500K之间，半影区温度约为5,500K，均比太阳表面无黑子区域的温度（约6,000K）要低。高质量的照片上可看到黑子半影呈亮暗相间的纤维状结构，称半影纤维。本影中有时也出现一些亮颗粒，称为本影点。观测显示，半影中的亮纤维和本影中的亮颗粒均有向上的运动速度，与因对流运动引起的太阳表面的米粒组织有些相似，可见在黑子中对流并未完全消失。
单个黑子都有很强的磁场，强度为1,000～4,000高斯。黑子越大，磁场越强，黑子本质上是太阳表面的强磁场区。由于太阳等离子体难以横越磁力线运动，造成黑子区中对流不畅，太阳深层的热量难以充分输送到太阳表面，导致该局部区域温度下降，变得稍暗。因此，黑子的强磁场是造成黑子暗黑的原因。由两部分黑子组成的黑子群中，其前导和后随部分的极性往往相反，这种黑子群称为双极群。大多数双极群中前导和后随的磁通量近于相等，暗示这两部分是由共同的磁力线贯通的。黑子群中也有一部分为单一极性的单极群和具有复杂极性分布的多极群。
物理形态
黑子群的演化过程通常是由简单变复杂，再变为简单。最先是由米粒之间的暗点扩大为几个米粒大小的暗斑，称为气孔，就是无本影的最小黑子。许多气孔只存在几小时，或一天左右；另一些则发展成黑子和黑子群。气孔已有相当强的磁场，强度可达1,000高斯以上。黑子群的寿命短的只有几天，长的可达几个月，大多为10～20天。黑子群在发展过程中，具有各种形态。为研究黑子群的演化规律，常按这些形态特征对黑子群分型，不同型别的黑子群具有不同的形态特征。
其他活动现象
太阳黑子多时，其他活动也比较频繁。黑子附近的光球中总会出现光斑；黑子上空的色球中总会出现谱斑，其附近经常有日珥；黑子上空的日冕中则常出现凝块等不均匀结构。同时，最剧烈的活动现象——太阳耀斑，绝大多数也发生在黑子上空的大气中。所以太阳大气从低层至高层，以黑子为核心形成了一个活动中心，称为太阳活动区。黑子既是活动区的核心，也是活动区最明显的标志。这样就可用表示黑子群和黑子多寡的所谓“黑子相对数”来代表某日或某一时期的太阳活动平均水平。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 3K背景辐射 | 宇宙微波背景辐射（ cosmic microwave background radiation ），来自宇宙空间背景上的高度各向同性的微波电磁辐射。又称宇宙微波背景。20世纪60年代初，美国科学家A.彭齐亚斯和R.W.威耳孙为了改进卫星通信，建立了高灵敏度的号角式接收天线系统。1964年，他们用它测量银晕气体射电强度时，发现总有消除不掉的背景噪声，认为这些来自宇宙各个方向的微波噪声相当于温度3.5K的物体在波长7.35厘米的辐射，1965年又订正为3K，并将这一发现公之于世。由于后来进一步地观测证实，这种辐射正是20世纪40年代G.伽莫夫等预言的宇宙诞生时大爆炸火球留下的遗迹。他们的这一发现被认为是20世纪20年代E.P.哈勃发现宇宙膨胀以来宇宙学方面最重要的观测成就。他们为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。
COBE卫星观测到的微波背景辐射
测量
微波背景辐射的最重要特征是具有黑体辐射谱，在0.3～75厘米波段，可在地面上直接测到；在大于100厘米的射电波段，银河系本身的超高频辐射掩盖了来自河外空间的辐射，因而不能直接测到；在小于0.3厘米波段，由于地球大气辐射的干扰，要依靠气球、火箭或卫星等空间探测手段才能测到。1989年升空的宇宙背景探索者（COBE）卫星从0.05厘米直到数十厘米波段内的测量表明，背景辐射是温度2.725±0.002K的黑体辐射，强度峰值对应的波长约0.2厘米，与普朗克谱的偏离仅为百万分之五十，习惯称为3K背景辐射（见图）。能谱的性质表明，微波背景辐射是极大的时空范围内的事件。因为只有通过辐射与物质之间的相互作用，才能形成黑体谱。由于现今宇宙空间的物质密度极低，辐射与物质的相互作用极小，所以今天观测到的黑体谱必定起源于很久以前，即大爆炸后约30万年，温度降到约低于太阳表面的6 000K，物质尚处于等离子体状态，与辐射相互作用很强的宇宙早期。所以微波背景辐射应具有比最遥远星系所能提供的更为古老的信息。
微波背景辐射的另一特征是具有极高度的各向同性。沿天球各个不同方向辐射温度的涨落小于0.1％。这种涨落主要来源于太阳系相对于微波背景每秒约370千米运动引起的多普勒效应T(θ)＝T0(1+v/ccosθ)，式中T为温度，v为太阳系相对于微波背景的运动速度，c为光速，θ为天球上任一方向与该运动方向的夹角。在扣除这种具有偶极特征的各向异性成分之后，辐射温度的涨落小于0.004％。这种高度各向同性说明，在各个不同方向上，在各个相距非常遥远的天区之间，应当存在过相互联系。这也为宇宙在大尺度上均匀各向同性的宇宙学原理提供了有力的观测支持。
意义
扣除偶极各向异性成分之后，宇宙微波背景的本征起伏来源于大爆炸瞬间的量子涨落，它引起的普通物质密度涨落在电子与原子核复合以前像声波那样传播，在复合以后由于引力不稳定性继续增长，形成星系、星系团等不均匀的结构。与之相关的辐射涨落反映在复合时期温度分布的角功率谱上，表现为一系列波峰与波谷，这些峰谷的位置和振幅与十分重要的宇宙学参数（如哈勃常数H0，宇宙年龄t0，密度参数Ω，宇宙学常数Λ等）密切相关。2001年美国国家航空航天局发射的微波各向异性探测卫星（WMAP），由于其角分辨率比COBE有量级的提高（从7°左右提高到0.2°左右），经过一年的运行，获得了角功率谱上百个点的准确数据，从而把估计宇宙学参数的精度提高到优于10％。此外，还首次测到微波背景辐射的偏振，把第一批恒星和星系形成的时代推到大爆炸后约2亿年。欧洲空间局将于2007年发射的普朗克卫星灵敏度更高（百万分之二），角分辨率更高（优于0.1°），除可望把测定宇宙学参数的精度提高到优于1％以外，还可对一些流行的宇宙学模型提供严格的检验。普朗克卫星以后的下一代微波背景卫星甚至有可能探测到宇宙大爆炸时产生的原初引力波的影响，从而阐明早期宇宙中远超出地球上加速器所能达到的能量下发生的物理过程。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳系起源 | 太阳系起源（汉语拼音：Taiyangxi Qiyuan；英语：Solar System，Origin of），研究太阳系由何而来的天文学分支学科。力求说明太阳系是在什么时候、由什么形态的物质、以怎样的方式、经历了多少时间形成的。太阳系起源有两个主要问题：一是形成行星物质的来源，二是行星形成的方式和过程。前者大致有3类理论：①灾变，认为是恒星走近或掠碰太阳致使太阳或恒星抛出物质。②俘获，太阳在宇宙中运动时从星际空间得到。③共同形成，认为太阳与行星由原有的同一原始星云凝聚而成。后者则可归纳为五种观点：①先形成环体，由各环体独立凝聚成行星及其卫星。②先形成若干比现在行星更大的原行星，以后它们失去一部或大部物质而变为行星。③先形成许多质量约1025千克左右的气态球体，以后凝聚成与月球大小相仿的中介体，最后再集聚为行星。④先形成一系列大小不一的旋涡，通过旋涡形成行星、卫星。⑤通过尘埃、粒子、粒子团由小变大的过程而形成许多大小不一的星子，星子通过吸积而变成若干行星胎再发展为行星。
综观其研究史，几十种学说实质上可划为星云说和灾变说两大类。星云说在18～19世纪风靡一时，灾变说在19世纪末至20世纪前期几乎取而代之，但20世纪中叶以后又涌现出三四十种现代星云说，中国天文学家戴文赛也在70年代提出了一个新星云说。虽然这些学说彼此有很大不同，有的强调电磁作用，有的突出超新星作用，有的着眼于太阳系角动量的异常分布，有的强调星子集聚等。但它们通常具有3个共同特点：①坚持了康德-拉普拉斯星云说的精髓，即主张太阳与行星共同形成，但具体细节也不排斥某些灾变说中的合理部分。②充分运用现代科学各种新理论、新成果，包括恒星起源与空间探测的新发现、新资料。③论证中尽量作定量计算，条件许可时还进行各种模拟试验。由于新星云说取得了较大的成果，一些原主张灾变说的人也改变了观点。新星云说还在继续发展之中。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 宇宙岛 | 宇宙岛（ world island ），历史上对星系的一种称呼。在这里，把宇宙比作海洋，星系比作岛屿。古代人对宇宙的结构只有笼统的观念。16世纪末，意大利思想家G.布鲁诺推测恒星都是遥远的太阳，并提出了关于恒星世界结构的猜想。到了18世纪中叶，测定恒星视差的初步尝试表明，恒星确实是远方的太阳。这时，就有人开始研究恒星的空间分布和恒星系统的性质。1750年英国T.赖特为了解释银河的形态，即恒星在银河方向的密集现象，就假设天上所有的天体共同组成一个扁平的系统，形状如磨盘，太阳是其中的一员。这就是最早提出的银河系概念。1755年德国哲学家I.康德在《自然通史和天体论》一书中，发展了赖特的思想，明确提出“广大无边的宇宙”之中有“数量无限的世界和星系”，这就是宇宙岛假说的渊源。在赖特和康德前后，还有E.斯维登堡和J.H.朗伯特等人，都发表了同样的见解。可是，当时人们把河内星云（即银河星云）和河外星云（即星系）都当作星系，而且对银河系本身的大小和形状也没有正确的认识。因此，宇宙岛这个假说在170年间有时被承认，有时被否定；直到1924年前后，测定了仙女星系等的距离，确凿无疑地证明在银河系之外还有其他的与银河系相当的恒星系统，宇宙岛假说才得到证实。
宇宙岛这一名称，据E.P.哈勃考证，最初出现在德国A.von 洪堡的著作（《宇宙》第三卷，1850）中，因为它形象地表达了星系在宇宙中的分布，后来就被广泛采用。另外还有“恒星宇宙”和“恒星岛”等名称，都是“宇宙岛”的同义语。 |
天文学 | 天体物理学 | 罗伯逊-沃尔克度规 | 罗伯逊-沃尔克度规（ Robertson-Walker metric ），按照宇宙学原理在宇宙学尺度上天体系统最重要的特征之一是均匀性和各向同性。H.P.罗伯逊和沃尔克分别于1935年和1936年证明，适应于上述均匀性和各向同性要求的四维时空只有三种，它们的时空度规具有下列形式：
称为 罗伯逊- 沃尔克 度 规。式中 r， θ， φ为球极坐标， t为 宇宙时，空间曲率署符 k可取+1、0、-1三种值，时间函数 R( t)称为宇宙标度因子。在 k=1的情况，三维空间部分是球状空间，空间坐标的变化范围是0＜ r＜1、0＜ θ＜ π、0＜ φ＜ 2 π。这时空间的总体积是有限的，其值为 2 π 2 R 3( t)。在 k=-1的情况，三维空间是双曲空间。在 k=0的情况，三维空间是平直空间。在后两种情况下，空间坐标的变化范围是0＜ r＜∞、0＜ θ＜ π、0＜ φ＜ 2 π。它们的空间总体积都是无限的。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 天琴座RR型变星 | 天琴座RR型变星（ RR Lyrae variable stars ），脉动变星的“大序变星”中的一种，又称短周期造父变星，变光周期大致从0.05～1.5天。这类变星原被分为RRa、RRb和RRc三个次型，现已合并为RRab和RRc两个次型。它们的光谱型除少数为F型外，一般均为A型。RRab型的光变曲线有较陡的上升段和较缓的下降段；光变幅一般不超过1～2个星等。RRc型的光变曲线则近似于正弦曲线，较为对称；光变幅也较小，约在半个星等上下。两型的周期、变幅和光变曲线形状都具有周期性变化，称为布拉日哥效应。它们大多属于银河系的球状子系（星族Ⅱ）。又因它们大多出现于球状星团中，故又称作星团变星。RRab型的典型星是天琴座RR星；RRc型的典型星是大熊座SX星。同一球状星团中的天琴座RR型变星，其中介星等（最亮和最暗时的星等平均值）十分相近，这表示各个天琴座RR型星的绝对星等也相差不大。近年来的观测和研究表明，光度的相差不超过一个星等，而且同周期的关系颇小，因而可以通过对它们的观测和研究来推测它们所在恒星系统的距离。这样，这类变星就起“量天尺”的作用。按金属丰度（见元素的丰度）划分，天琴座RR型星可分为三类，这三类的绝对星等也不相同，亮度约差半个星等。这些都是通常的脉动理论所难以解释的。 |
天文学 | 天体物理学 | B2FH理论 | B2FH理论，元素合成理论之一。1957年，G.伯比奇夫妇、W.A.福勒、F.霍伊尔等人提出了元素在恒星中合成的假说，他们四人姓氏的第一个字母分别为B、B、F和H，因此称为B2FH理论。他们摒弃了全部元素都是通过单一过程一次形成的想法，提出了与恒星不同演化阶段相应的八个形成过程，认为所有的元素及其同位素都是由氢通过发生在恒星上的八个过程逐步合成的。元素合成后由恒星抛射到宇宙空间，形成所观测到的元素的丰度分布。
八个过程是：①氢燃烧。发生于温度T≥7×106K的条件下，由四个氢核聚变为氦核的过程。②氦燃烧。发生于T≥108K的条件下，由氦核聚变为碳核(12C和氧核(16O))等的过程。③α过程。α粒子与20Ne相继反应生成24Mg、28Si、32S、36Ar等的过程。④e过程，即所谓的平衡过程。发生在温度和密度都很高的条件下，元素丰度曲线上的铁峰元素（V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni等）通过这个过程生成。⑤s过程，即慢中子俘获过程。⑥r过程，即快中子俘获过程。比铁峰元素更重的元素可能通过r或s过程生成。⑦p过程，即质子俘获过程。一些低丰度的富质子同位素可能通过这个过程生成。⑧x过程。生成D、Li、Be、B等低丰度轻元素的过程。
B2FH理论发表后，不断得到原子核物理学、天体物理学和宇宙化学方面的新成就的补充和修正。元素合成实质是元素核燃烧，它分为两类：一是以恒星损失核能量为时标的流体静力学燃烧；二是激变事件的动力学爆发燃烧。核合成的计算又分为按恒星演化处理、恒星演化加爆发能、爆发机制的细节3种类型。主要进展有：①提出了一些新的过程，如碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧等。碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧分别发生在T≥6×108K、T≥109K和T＞3×109K或4×109K的条件下。研究发现，爆发性碳燃烧可说明Ne到Si的观测丰度，爆发性氧燃烧可说明Si到Ca的观测丰度，准平衡的硅燃烧可说明铁峰元素的观测丰度。②在许多天体上，氦丰度相当大，按质量计约为30％，用恒星内部的核反应理论不能说明这个事实。大爆炸宇宙学认为宇宙曾经有过一段从热到冷的演化史。宇宙早期温度很高，生成氦的效率也高，从而造成氦的高丰度。③6Li、Be、B等轻元素的观测丰度，可用宇宙线粒子与星际空间的12C、14N、16O、20Ne等原子核碰撞而使后者碎裂来说明。 |
天文学 | 天体测量学 | 白道 | 白道（拼音：bái dào），（英语：Moon's path），月球绕地球公转的轨道平面与天球相交的大圆。
白道与黄道相交于两点。月球沿白道从黄道以南运动到黄道以北通过的那个交点称为升交点，与此相对的另一交点称为降交点。白道与黄道的交角在4°57′～5°19′之间变化，平均值约为 5°9′，变化周期约为173天。由于太阳对月球的引力，两个交点的连线沿黄道与月球运行的相反方向向西移动，这种现象称为交点退行。交点每年移动19°21′，约18.6年完成一周。这一现象对地球的章动和潮汐起重要影响。
俗语
在俗语中“白道”也是代表了警察、清廉的政府官员等一些正面的人物。反之，“黑道”就代表了黑社会、地痞流氓一些社会上不好的势力。
历史遗迹
闻名华夏的大青山横卧在塞外青城呼和浩特北部，就是这座天然屏障，挡住了土默川平原通往大后山之路。然而，天无绝人之路。千百年来，居住在土默川上的蒙汉人民，用自己勤劳的双手在大青山上打通了一条蜿蜒曲折之路。此路全长45公里，古书中称此路为“白道”，民国时期称“归武大道”，新中国成立后改称呼武公路。就是这条白道，蕴藏着武川地区深厚的文脉，提升了武川地区的文化底蕴，昭示了武川1600多年的文明史。 |
天文学 | 天体测量学 | 光行差常数 | 光行差常数（ aberration constant ），天文常数之一。光行差是指在同一瞬间运动中的观测者，所观测到的天体的视方向同静止的观测者所观测到的天体的真方向之差。观测者随地球自转造成的光行差称为周日光行差；观测者随地球绕日公转造成的光行差称为周年光行差。作为天文常数的光行差常数，是指周年光行差常数，它定义为地球公转的平均线速度v与光速c的比值，用角秒表示为：
k ＝206 264″.806 v / c
光行差常数可通过天文观测来确定，主要方法有：①观测和研究恒星视位置的变化；②观测和研究恒星的视向速度；③长期持续地观测和研究测站的纬度变化。首次发现 光行差现象的 J.布拉得雷于1725～1728年得出 k＝20′.5，后来的许多天文学家根据两个半世纪浩瀚的观测资料得出了近百个 光行差 常数的数值，绝大多数的数值都在20′.4～20″.6之间。1896年 S.纽康综合当时的各种测定值以后，得出 k＝20″.47，这个数值使用了近70年。 光行差 常数是很难精确测定的天文 常数之一，尽管很早就发现纽康的这个数值偏小，精度较低，但由于牵涉到其他 常数，并未予以改动。
国际天文学联合会1964天文常数系统中，将光行差常数作为导出常数，它根据高斯引力常数k和天文单位距离的光行时τA由下式计算：
k＝206 264″.806 F kτ A/86 400
式中 F＝ n a( k ′) −1(1－ e 2) －1/2称为 光行差常数因子， n为以弧度/秒表示的地球绕日的平均角速度， a为以 天文单位表示的日地平均距离， e为地球轨道的偏心率， k′＝ k/86 400。 F的数值对不同历元有微小变化。 k ′在数值上等于一质量忽略的假想行星在半径为一天文单位的圆轨道上以弧度/秒表示的绕日角速度。由此计算得出 k＝20″.495 8，这个数值从1969年开始一直用到1983年。国际天文学联合会1976天文 常数系统中，天文单位距离的光行时 τ A由导出 常数改为基础 常数，精度也有了提高，由此确定相对标准历元J2000年的值为20″.495 52，它从1984年开始采用。 |
天文学 | 天文学 | 本星系群 | 本星系群（ local group of galaxies ），距离银河系中心大约100万秒差距范围内由引力束缚在一起的星系的总称。1936年E.P.哈勃首先在《星云世界》一书中把银河系及其邻近的大麦哲伦云、小麦哲伦云、仙女星系、M32、NGC–205、M33、NGC–6822和IC–1613八个星系称为本星系群。到1997年为止，已发现(包括待证实)的本星系群成员达35个。按哈勃形态分类，银河系、M31和M33为旋涡星系，M32为椭圆星系，其余为矮椭圆星系、矮椭球星系和不规则星系。银河系和仙女星系是本星系群中两个最大的成员。各率一批星系形成两个次群结构。银河系次群含人马座星系、大麦哲伦云、小麦哲伦云、小熊星系、天龙星系、玉夫星系、六分仪星系、船底星系、天炉星系、狮子Ⅰ、狮子Ⅱ星系等。仙女星系次群含仙女三重星系M31、M32、NGC–205、仙后双矮星系NGC–147和NGC–185，以及新近发现的矮星系仙女Ⅰ、仙女Ⅲ、仙女Ⅴ、仙女Ⅵ等。本星系群的Ⅴ波段总光度为4.2×1010 L⊙。总质量为2.3×1012 M⊙ 。质光比为44倍太阳单位。这意味着本星系群中暗物质比可见物质重一个量级。本星系群的成员距离太阳较近，能被分解为恒星，易于进行细致研究，常被用于造父变星周光关系、超新星极大光度与下降速率关系、球状星团光度函数等河外距离测量方法的定标，对于测定哈勃常数等重要的宇宙学参量以及研究星系的形成和演化起着不可替代的作用。 |
天文学 | 天体物理学 | 等效原理 | 等效原理（汉语拼音：Dengxiao Yuanli；英语：principle of equivalence），建立在引力质量与惯性质量相等实验事实（见厄缶实验）之上的基本原理，广义相对论的基础之一。
引力质量与惯性质量严格相等的直接推论是任何物体的引力加速度是相等的，它表明引力场区别于如电场、磁场等其他类型的力场，引力场与惯性力场等效。A.爱因斯坦用升降机的假想实验来说明。在这个密闭的升降机内的观察者所做的物理实验都无法断定他所在的参考系究竟是有重力作用的惯性系，还是并无重力而只是相对于某个惯性系以加速度 g上升的非惯性系，在这两种情形，他测得物体释放后自由下落的加速度都是 g，这表明物体在重力场中的运动等效于物体在非惯性系中的运动，或者说引力场与惯性力场等效。由于引力与重力不同，空间各点的引力作用不等，引力场与惯性力场只是在局部的小区域内等效。
爱因斯坦在等效原理和广义相对性原理的基础上建立了广义相对论。 |
天文学 | 天文学 | 变星 | 变星（汉语拼音：Bianxing；英语：variable star），由于内在的物理原因或外界的几何原因而发生亮度变化的恒星。有些恒星虽然亮度没有变化，但其他物理性质有变化的或光学波段以外的电磁辐射有变化的也归入变星之列，如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等。
目录
1 发现史
2 命名
3 类型
4 意义
发现史
有些恒星的亮度变化肉眼就能发现，但大多数变星必须用一定的仪器、一定的观测技术才能发现。照相测光和光电测光技术的应用，使变星数目迅猛增加，1985年开始陆续出版的第4版《变星总表》已收集了到1982年为止发现和命名的28450颗变星和变光体。分光技术提供了变星物理性质的重要信息，不仅为发现变星，也为研究变化的原因提供了条件。但在已知变星中，做过光谱观测的仅占25％左右。
命名
少数变星在发现亮度变化前已经定名，仍继续延用，此外，绝大多数变星都按国际通用的命名法命名 ，即用拉丁字母加上星座名作为变星的名字。对每一个星座，按变星发现的顺序，从字母R开始 ，一直到Z，然后用两个字母 ，从RR，RS起到ZZ，再用前面的字母AA，AB，……，一直到QZ，其中字母J完全不用，从第335个起，用V335，V336，……，加上星座名。
类型
变星按其光变原因，可以分成内因变星和外因变星。前者的光变是光度的真实变化，光谱和半径也在变，又称物理变星；而后者的光度、光谱和半径不变，它们是双星，光变的原因是由于轨道运动中子星的相互掩食（称食双星或食变星）或椭球效应，外因变星又称为几何变星或光学变星。内因变星占变星总数的80％，又可分为脉动和爆发性质迥异的两大类。脉动变星占内因变星的90％，光变是由星体脉动引起的；爆发变星的光变是由一次或多次周期性爆发引起的。脉动变星和爆发变星又可以分成若干次型。变星的分类法随着人们认识的不断深化而逐渐改变，近年来发现越来越多的双星不仅是几何变星，也是物理变星。
意义
变星种类繁多，涉及恒星演化的各个阶段，变星的研究必然促进恒星理论的发展；食变星为确定恒星的质量、大小等物理量提供了难得的机会；造父变星的周光关系为宇宙尺度提供了基本校准，新星、超新星的极大亮度可作为粗略的距离指针；变星分属于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盘星族、中介星族Ⅱ和晕星族（见星族）五种不同空间结构次系，对银河系结构和动力学的研究也有重要意义。 |
天文学 | 天体测量学 | 天球 | 天球（汉语拼音：Tianqiu；英语：Celestial Sphere），天文学中为便于研究天体的位置和运动而引进的假想圆球面。天球中心视问题不同而任意选取，如视测者、地心或日心等；天球的半径为任意长，可以当作数学上的无穷大。通过天球中心与天体的连线（如观测者的视线）把天体投影到天球面上，该点就是天体在天球上的位置。天球可有助于把天体方向之间的相互关系化为球面上点与点之间的大圆弧段。通过在天球上建立参考坐标系并应用球面三角学的方法易于对这些关系进行研究。 |
天文学 | 天文学 | 射电天体物理学 | 射电天体物理学（ radio astrophysics ），用现代物理学理论解释天体的射电现象，探讨天体的物理状态、化学组成和演化过程的学科。虽然K.G.央斯基在1931～1932年就已探测到来自银河中心的射电，各国射电天文学家在50年代对太阳射电也作了相当多的观测和理论探讨，但只是在60年代的几项重大发现（类星体、脉冲星、宇宙微波背景辐射、星际分子）以及对射电星系进行细致观测以后，射电天体物理学才成为一门独立的学科。以综合孔径射电望远镜、甚长基线干涉仪和射电天文谱线技术为标志的现代射电天文手段，已经可用与光学天文图片同等清晰的程度描绘出遥远天体的射电图像，可测量一些天体中小到万分之几角秒的射电细节，可探测到宇宙中“复杂”分子的微波谱线。射电天体物理学的这种实测基础，仍在继续发展（见射电天文学）。
为了解释射电星系、类星体和脉冲星中剧烈而复杂的射电现象，首先就要探索新的辐射机制和解决巨大能量的起源问题。从理论物理的角度看，主要涉及处在磁场内的相对论性粒子在等离子体中的高能现象，包括相对论性粒子的加速、辐射机制以及能量转移过程。因此，相对论、等离子体物理和电磁波在等离子体中的传播理论，构成这一领域的理论基础。另一方面，射电谱线的观测研究，涉及温度比较低的电离气体星云和分子云中的物理化学过程，所以原子物理学和分子化学也成为射电天体物理学的主要理论支柱。
实测基础
用各种类型射电望远镜获得的天体射电的信息，是研究射电源的物理状态、化学组成和辐射能源机制的实测依据。射电的实测内容一共有七项：①射电源的光学证认。测定射电源的位置，找出它的光学对应体。这是现代射电天体物理的最重要的任务。②角径和大小。直接测出射电源的角径，如果知道射电源的距离，即可定出它的直径。对于河外射电源，通常是根据对应光学体的光谱线红移值，利用哈勃定律计算距离。③强度分布和射电光度。高分辨率射电望远镜可测出射电源辐射强度的分布，得到源的结构。④频谱。通常在10兆赫至100太赫频段内的许多个频率上测量辐射强度，从而得到射电源的辐射频谱。⑤偏振。用射电偏振计测定辐射中的偏振成分。⑥射电谱线测量。搜索原子、分子发出的射电谱线，测定谱线的强度、轮廓、多普勒频移和偏振。⑦随时间的变化。许多射电源的辐射强度和辐射结构在几天、几个月或几年内发生明显变化，需要长时间的监测。
辐射机制和辐射转移
按空间分布有两大类射电源：银河系源，集中在银道面；河外源，呈现出空间近似均匀分布；还有一个2.7K的背景辐射，源于宇宙学。按射电辐射机制也分为两大类：以热机制辐射的源和非热过程辐射的源。观测发现河外源中非热辐射源是主要的。射电天体物理学的主要课题之一是研究等离子体中射电的产生机制，以及这种射电在传递过程中发生的变化，包括发射、吸收、放大、波的转换等。另一主要课题是解释天体射电的频谱分布和谱线特征。射电辐射按频谱的特点可分为连续辐射和谱线辐射。
已知的主要辐射机制属于连续辐射的有：①轫致辐射。在电子和离子发生碰撞的过程中产生的辐射。②同步加速辐射。相对论性电子在磁场内回转时发出的辐射，大量宇宙射电源的辐射特性可用这种机制来解释（能量低一些的电子，在磁场内的辐射称为回旋加速辐射）。③等离子体辐射。高温磁等离子体内存在着各种不稳定性。当不稳定性出现时，等离子体粒子的“集合行为”产生各种类型的等离子体波，然后通过非线性效应转化成射电。属于谱线辐射的也有三类：①原子谱线。电子在原子能级之间跃迁时产生的辐射。②分子谱线。分子或分子离子的振动－旋转能级的精细结构之间跃迁产生的辐射。③复合线。自由电子被离子重新俘获到激发能级，再向低能级跃迁时产生的辐射。
每一种发射过程都有与之相应的逆过程——吸收，如热吸收（碰撞吸收）、同步自吸收等。但在射电天体物理学中，辐射的放大机制也在一定条件下出现，特别是通过微波激射机制产生的羟基、水分子等的谱线。
典型射电天体上的物理过程
射电天体物理学所研究的天体包括：太阳，太阳系天体（特别是木星）；银河系中的超新星遗迹，脉冲星，射电星，电离氢云(HⅡ云)，分子云；河外射电源，如类星体、射电星系、邻近星系中的电离氢区和星系核等。有些射电天体具有非常独特的辐射特性，涉及特殊的物理问题。现侧重于研究和解释各类射电天体的辐射特性。
①太阳和行星。太阳的射电是从太阳大气中的色球和日冕中发出来的。除与宁静太阳射电和与黑子活动有关的太阳缓变射电外，有时伴随着光学耀斑出现强大的太阳射电爆发。有的爆发可持续几个小时，射电辐射总能量约1030焦。这些爆发一般可用0.1～10兆电子伏的高能电子在黑子区磁场内的回旋加速辐射或同步加速辐射来解释。大爆发常伴生太阳宇宙线，发射大量等离子体云，干扰行星际空间和地球环境。同时在太阳上确实观测到电子束和等离子体激波通过太阳大气时产生强大射电（米波Ⅱ型和Ⅲ型爆发）。因此，在高能粒子加速和等离子体不稳定性研究上，太阳是检验理论的一个理想的“实验室”。木星射电在行星物理研究中有特殊的意义。航天器的直接探测表明，木星也有磁层。而射电观测发现，分米波到十米波的射电（包括背景辐射和爆发）起源于磁层内相对论性电子的同步加速辐射；十米波以上的射电爆发又和木星的一颗卫星——木卫一的轨道位相有关。可能是木卫一在绕木星的轨道运动时，有时扰动了磁场，引起这种调制作用。对木星大气中氨和其他分子的射电谱线的观测和研究，则为行星大气起源和演化的研究提供了新的资料。
②银河系的射电。集中于银道面附近，包括普遍辐射和叠加在其上的分立源（非热的超新星遗迹和电离氢区的热辐射源）辐射。星际物质的谱线发射也具有类似的分布。
③射电星。要探测恒星的宁静射电是相当困难的，但已测到一些恒星的射电爆发（射电耀），如著名的1972年9月天鹅座X–3的大爆发。已知的射电星有鲸鱼座UV型红矮耀星、红超巨星、射电新星、早型发射线星、射电双星、射电X射线星和脉冲星等。这些射电爆发形态和太阳爆发有些类似，但规模和强度都要大得多，也许它们具有不同的物理机制。分析天鹅座X–3射电爆发频谱的时间变化得知，爆发源是一个膨胀的磁相对论性等离子体团，膨胀损耗和辐射损耗都起作用。射电爆发时光学和X射线也常出现跃变。在这些波长上进行的联测会为恒星演化的研究提供新的线索。
④超新星遗迹。超新星爆发后形成一个星云状的残骸——超新星遗迹(SNRs)。银河系中有许多射电源是超新星遗迹(231颗SNR编入星表，2003)。研究得最充分的是著名的蟹状星云，它是1054年超新星爆发留下的遗迹。中央有一个较暗的光学体。这个光学体就是著名的射电脉冲星，也是一颗光学脉冲星（图1、图2）。
图1 蟹状星云射电辐射分布图（5 000兆赫，图中“+”为脉冲星位置）
图2 蟹状星云脉冲星脉冲辐射照片和亮度变化
超新星遗迹的演化可分为4个阶段，最引人注目的特例是蟹状星云：第一，自由膨胀。被膨胀壳层扫过的气体质量小于初始质量Ms，且半径R与时间t成正比R∝t。第二，绝热阶段或谢道夫阶段。R∝t2/5。第三，辐射或雪橇模型。R∝t1/4。第四，耗散阶段。激波速度下降低于声速，为t≈106年。蟹状星云发出连续的射电，同时也发射X射线、可见光和γ射线（图3）。它是正在膨胀的磁相对论性粒子云。它的射电、可见光和X射线都起源于同步加速辐射。而γ射线则起源于逆康普顿散射机制。脉冲星自转减慢所释放的转动能量提供了蟹状星云的粒子和磁场的能量。超新星、蟹状星云与脉冲星之间存在的物理联系，构成了一幅明确生动的演化图像。
图3 蟹状星云脉冲星发出的辐射脉冲的积分轮廓形状
⑤射电脉冲星。1967年发现射电脉冲星不仅为天文学开辟了一个新的领域，对现代物理学也产生了重大影响。英国天文学家A.休伊什和他的研究生J.贝尔一起发现了射电脉冲星。休伊什因此获得1974年诺贝尔物理学奖。现已有1 350颗列入射电脉冲星星表(2003)。射电脉冲星周期地发射出一系列短促的射电脉冲。脉冲周期从几十毫秒到几秒，重复频率非常精确，几年内精度达到10−12量级。这一发现促进了在整个电磁波段上对脉冲现象观测技术的发展。现在认为，脉冲星是快速自转强磁场的中子星，是大质量恒星演化到晚期由核心坍缩产生Ⅱ型超新星爆发而成的。从理论和观测射电脉冲细节推知，中子星直径只有10千米左右，质量却有太阳质量那样大，密度接近达到1015克/厘米3。中子星表面有约1010～1014高斯的极强磁场，周围还有一个磁层。它的脉冲辐射可用“灯塔”模型来解释：由于自转和强磁场的作用，在中子星上形成了定向的相对论性电子束。它所发出的辐射也沿着这个束的方向。当辐射束掠过地球时，便观测到射电脉冲。因此，脉冲周期也就是中子星的自转周期。辐射等效温度高达1025～1030K，所以只能用相干辐射机制（相干粒子束或相干辐射束）加以解释。它的辐射机制理论现在还在深入探讨中。
⑥射电谱线和恒星的形成。射电谱线对于恒星形成的研究更有直接意义。星际气体中冷而密的分子云是恒星演化程序中的第一步。对电离氢区（HⅡ区）和它附近的分子云的射电谱线观测，以及红外观测和光学观测均表明，那里存在着大量年轻的天体：早型O、B型星，致密红外源，OH和H2O天体微波激射源，河外致密射电源等。图4表示猎户座星云及其中心部分红外源和微波激射源的分布。这个区域有2个电离氢区、3个OH微波激射源、9个H2O微波激射源和1个红外源集团。甚长基线干涉仪观测表明，OH和H2O微波激射源一般尺度很小，只有0.15光年，常与红外致密源相重合，被认为是原恒星所在处。但OH微波激射源和H2O微波激射源常互相分离。在H2O源中氢分子密度约109厘米−3，温度约103K；而OH源中则低得多，氢分子密度约106厘米−3，温度约102K。看来OH和H2O微波激射源出现在原恒星或原恒星的壳层内，都是恒星形成的初期表现。但H2O源比OH源出现更早，也更靠近原恒星。通过射电谱线的研究，可了解到星际分子云中各类分子的形成、离解、激发、辐射等条件和过程以及云中的元素的丰度。
图4 猎户座大星云的OH和H2O微波激射源和红外源集团（+为OH源，×为H2O源）
⑦类星体和射电星系。河外射电源绝大多数是射电星系和类星体。它们的射电现象涉及巨大能量的起源问题。正常星系的射电功率为1030～1034焦/秒，而类星体和最强的射电星系，则达到1040焦/秒。类星体红移很大(2003年已测到的最大红移是z＞6)，如果用哈勃定律来估计距离，则它们可能处在可观测到的宇宙的边缘。这意味着它们是可观测到的宇宙的演化早期的天体。因此，研究类星体射电对于宇宙演化和结构以及星系的演化的研究都有直接意义。类星体和射电星系的射电结构基本上相似，主要射电来自光学体以外体积很大的区域，称为河外射电展源。它们大体上对称地分布在光学体两侧，形成双源结构。双源之间的距离可达2 000万光年（如3C236），表明它们的年龄至少已有106～108年。同时，在类星体和射电星系核的位置上常出现一个致密射电源。甚长基线干涉仪观测表明，星系核中存在着精细结构，常常也是一对双源，其轴线和外双源轴线也大致符合。这一种双核源－双展源的结构（空间尺度和时间尺度差不多都是105∶1至106∶1），对于探讨类星体和射电星系的能量问题和演化问题有深刻的物理意义（图5）。现在普遍认为，射电星系和类星体外部展源的射电，是弱磁场内的同步加速辐射。由此计算出的相对论性粒子和磁场的能量，分别达到1053焦和1055焦的量级。如此巨大的能量又集中在远离光学体之外106～107光年的距离上，所以高能粒子和磁场的起源问题成为射电天体物理学中最重大课题之一。一种比较可取的观点是：星系核（类星体被看作是巨星系核）是能量供应者，它以相对论性粒子、磁场或其他形式的能量不断地供给外部展源。然而，星系核中的射电核非常之小，如银河系中心的射电核的线度只有3×1010千米，而且1/4辐射集中在109千米内，所以必须有一种极为有效的产能机制。黑洞的吸积过程被提出来作为一种可能的选择。但是关于产能机制和供能机制至今仍不清楚。另外，在一些河外致密射电源中，核中射电结构发生变化，主要现象是双核源以很大速度分离（射电星系3C120，类星体3C273，3C345等）。如果星系和类星体处在宇宙学距离，那么分离速度似乎达到光速的许多倍。这种“视超光速”现象的物理本质有待进一步观测和研究。
图5 射电星系3C111的双核源–双展源结构 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 地球内部结构 | 地球内部结构（ Earth's interior ），地球是一个非均质体，内部具有分层结构，各层物质的成分、密度、温度各不相同。在天文学中，研究地球内部结构对于了解地球的运动、起源和演化，探讨其他行星的结构，解决行星以至整个太阳系起源和演化问题，都具有十分重要的意义。
到目前为止，关于地球内部的知识，主要来自对地震波的研究。地震波在地球内部传播时，分为纵波和横波。地震波的传播速度与地球内部物质的密度和性质密切相关。在不同性质和状态的介质中，地震波传播速度有显著变化。依据地球内部不同部分的地震波传播速度的资料，可以分析地球内部的结构。地球内部存在两个主要的间断面：第一个间断面位于地表下平均约三十多公里处，称莫霍洛维奇间断面（简称莫霍面或M界面）；第二个间断面位于地表下约2，900公里处，称谷登堡-维舍特间断面。这两个间断面把地球内部分成三个主要的同心层：地壳、地幔和地核。莫霍面以上是地壳，莫霍面和谷登堡-维舍特间断面之间是地幔，从谷登堡-维舍特间断面到地心是地核。
澳大利亚的布伦根据地震资料于1967年提出了地球内部结构的A模型，1970年又提出了HB2模型。这些模型对地球的分层结构作了更仔细的研究，目前广泛使用的是A模型。
地壳又称 A层，它的厚度是不均匀的，大陆地壳平均厚度约30多公里（中国青藏高原的地壳厚度可达65公里多），而海洋地壳仅5～8公里。密度为地球平均密度的1／2。大陆地壳上层的成分约在花岗闪长岩和闪长岩之间，下层岩石可能是麻粒岩和闪岩。海洋地壳是橄榄岩。据目前所知，地壳岩石的年龄绝大多数小于20多亿年。这意味着现在地球壳层的岩石不是地球的原始壳层，是以后由地球内部的物质通过火山活动与造山运动而形成的。
地幔的物质密度由近地壳处的3.3克/厘米3增至近地核处的5.6/厘米3，地震波传播的速度也随之增大。地幔分为三层。从莫霍面到地表下410公里深处，称为B层，地震波波速几乎随深度直线增大。往下到1，000公里深处是一个过渡带，称为C层，地震波波速不均匀地增大，说明内部物质分布不均匀。B、C两层称为上地幔。再往下到2，900公里处称为D层，即下地幔，波速增大较均匀，而且没有发生过地震。地幔物质的主要成分可能是同橄榄岩相似的超基性岩。
地球内部的分层（根据布伦的A模型）
地核也分为三层。E层是外地核，可能是液体，地震波横波在这里消失。F层是外地核和内地核之间的过渡层。G层是内地核，可能是固体的，这里又出现地震波横波。地核虽只占地球体积的16.2％，但由于它的密度相当高（地核中心物质密度达到13克/厘米3，压力可能超过370万大气压），根据有些学者计算，它的质量超过地球总质量的31％。地核主要由铁和镍等金属物质构成。
地球内部结构
地球内部的温度随深度而上升。根据地震波传播情况得知：地幔是固体状态的，100 公里深处的温度已达1，300℃，300公里深处的温度是2，000℃。据最近估计，地核边缘的温度约4，000℃，地心的温度为5，500～6，000℃。由于地球表层是热的不良导体，来自太阳的巨大热量只有极少一部分能穿透到地下极浅处。因此，地球内部的热能可能主要来源于地球本身，即产生于天然放射性元素的衰变。
地球的重力加速度也随深度而变化。在地球内部，地球自转引起的惯性离心力随深度的增加而减少，这样，地球内部的重力可以简单地看成是地球的引力。一般认为，从地表到地下2，900公里深处，重力大致随深度而增加，在2，900公里处重力达到最高值，约1，000伽。从地表下2，900公里到地心，重力急剧减小，到地心为0。 |
天文学 | 光学天文学 | 格雷果里望远镜 | 格雷果里望远镜（ Gregorian telescope ），由两块反射镜组成的一种反射望远镜，1663年为英国物理学家和天文学家J.格雷果里所发明。两反射镜中大的为主镜，小的为副镜。它的焦点称为格雷果里焦点。如果主镜是旋转抛物面，根据圆锥曲线的光学性质，副镜只要是以F1、F2为两焦点的旋转椭球面，则原来无球差会聚到F1点的光线，经过副镜反射后，便无球差地会聚到F2点，但这种望远镜有彗差，也有一定的像散和场曲（见像差）。和卡塞格林望远镜类似，在格雷果里望远镜中也可以适当选择主、副镜的形状，使平行于光轴的光同时满足等光程和正弦条件，这时主镜、副镜的形状都接近于旋转椭球面。
格雷果里望远镜中的主、副镜之间的距离较大，所需的镜筒较长，而光学性能与相应的卡塞格林望远镜相比则差不多，且场曲更大。因此，大型反射望远镜很少采用这种光学系统。但现代有些太阳望远镜也采用这种系统，因为可在主镜焦点处安置倾斜光阑，使太阳局部区域的光线通过，而大部分光线则反射到镜筒以外，从而减少太阳辐射热对成像质量的影响。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳活动预报 | 太阳活动预报（汉语拼音：Taiyang Huodong Yubao；英语：Solar Activity Prediction），在太阳活动预报工作中，最成功的是太阳活动短期预报，特别是未来24小时内的预报。主要是预报耀斑和由耀斑引起的电离层骚扰，以及高能粒子流（如粒子能量不小于10兆电子伏）的到来。另外，还有较长期的太阳活动预报，如预报太阳黑子周期的演变等。
太阳活动预报需要完整的太阳和地球物理数据，因此需要国际间的合作。除中国外，世界上大约还有14个发布关于太阳活动或电离层参数的预报中心。其中最主要的4个预报中心是：美国空间环境服务中心，美国空军航空空间环境支持中心，法国巴黎默东天文台，乌克兰克里米亚天体物理台。它们大部分也是在国际无线电科学协会和世界日服务协会领导下的区域警报中心。参加国际系统的各个天文台向上述区域警报中心之一报告所得到的观测数据。这些数据包括黑子、谱斑、耀斑、太阳X射线、太阳射电、日冕发射线、太阳粒子发射、太阳风参数以及地球物理数据。美国博尔德市的空间环境服务中心既是西半球的预报中心，也是全世界的预报中心。这里每天一次向其他区域警报中心（总数为11个）发布地球物理警报，其内容包括磁暴开始、继续或结束的情报。
总的说来，太阳活动预报还没有一种比较完善和有效的方法。每个预报中心的数据来源、预报技术和预报内容均有很大差别。预报水平一般不高，只有当太阳活动处于低年时预报安全期才有较高的准确度，报准率可达90％；对大活动区预报大耀斑的出现，报准率约达40％。中国北京天文台、紫金山天文台和云南天文台均进行常规的太阳活动预报，它们依据Ha太阳单色像、黑子的型别和面积、磁场强度和磁场分类、3厘米和10厘米射电流量等观测资料，采用统计方法，结合各自的经验，对未来1～3天或更长时间内日面上可能出现各种级别活动作出估计。 |
天文学 | 天文学 | 太阳物理学 | 太阳物理学（汉语拼音：tɑiyɑnɡ wulixue；英语：solar physics），研究太阳的物理构造、太阳内部和表面发生的物理过程以及太阳整体演化的学科。天文学的重要分支。中国有全世界最早最系统的太阳黑子目视记录。从公元前43年至明朝末年，在中国史书上已可找到100多条黑子记录。17世纪初伽利略开始用望远镜观测太阳黑子。牛顿则于17世纪60年代用三棱镜分解了太阳光。不过通常认为，近代太阳物理的观测和研究发端于19世纪初J.von夫琅禾费用低色散光谱仪观测太阳光谱。
太阳观测
从17世纪初首次用望远镜观测太阳和19世纪初开始观测太阳光谱之后，地面太阳观测技术不断取得重要进展。包括上世纪初G.E.海尔用光谱仪改装的单色光照相仪首次进行太阳单色光照相和对太阳光谱线的塞曼分裂测量；20世纪30年代B.F.李奥和Y.欧曼分别发明了双折射滤光器，从而研制成太阳色球望远镜；几乎同时，李奥还发明了可在非日食期间观测日冕的日冕仪；50年代H.D.巴布科克发明了可测量太阳微弱磁场的光电磁象仪。从20世纪40年代开始逐步发展的太阳射电观测技术，则把对太阳电磁辐射的观测扩展到射电波段。第二次世界大战结束之后又开始了空间太阳探测。50年代之前，主要是用探空火箭观测不能到达地面的太阳紫外和X射线辐射，包括获得光谱和太阳单色像。60年代以后开始利用人造卫星进行更加多样化的观测，特别是监测太阳耀斑的短波辐射。与此同时，利用进入地球磁层之外的行星际探测器，实地探测太阳风和太阳活动产生的高能粒子流，并对源于太阳的行星磁场进行实地测量。美国于1973年发射的载人科学实验卫星“天空实验室”(Skylab)和1980年发射的“太阳极大年使者”(SMM)，1991年发射的日、美、英合作卫星“阳光”(Yohkoh)，1995年的欧美合作卫星“太阳和日球层天文台”(SOHO)，以及美国于1998年发射的“过渡区和日冕探测者”(TRACE)等太阳观测卫星，在太阳耀斑、大尺度日冕结构和日冕物质抛射，以及色球–日冕过渡区和日冕的小尺度精细结构的高分辨观测方面取得了重要成果。
直到20世纪的前半叶，太阳物理的理论探讨基本上限于太阳内部和宁静太阳的大气构造，主要涉及太阳流体的静力平衡和对流理论，以及原子光谱和辐射传能等领域。到了20世纪后半叶，地面光学和射电观测以及空间太阳探测技术突飞猛进，关于太阳活动现象，尤其是太阳耀斑、射电爆发、日珥和日冕物质抛射等动力学现象的观测资料急剧膨胀和非常多样化。这些现象的理论解释涉及太阳磁场与等离子体物质的相互作用和能量释放过程，导致等离子体物理和磁流体力学在太阳物理的理论研究中发挥重要作用。
研究方法
太阳物理学以观测作为理论分析的主要依据。在太阳观测上的明显优势就是它有巨大的亮度和可对角直径为32′的日轮进行区域分解，因而可对太阳进行远比其他天体更为详尽的观测和研究，得到关于太阳构造和物理过程的知识也远比其他天体丰富。而且，也正是由于太阳的高亮度和可作区域分解这两大有利条件，导致太阳观测技术和仪器的非常多样化。现代太阳研究者已能够利用许多设计精巧的专门仪器，在地面和空间对太阳大气的不同层次和日面不同区域中的各种太阳活动现象，进行各种的物理参数和几何参数测量。也可在地球大气外空间直接对太阳风和高能粒子流取样探测。正是根据对太阳长期观测取得的大量数据，用物理学的方法进行综合分析和理论推断之后，获得了关于太阳构造、物理过程和演化方面的知识。
研究意义
太阳研究的理论和实际意义可概括为如下几点：
①太阳是一颗典型的恒星，它是恒星世界中占绝大多数的主序星的一员，又是离我们最近从而可对其作仔细详尽研究的唯一恒星。从太阳的研究结果，可对大多数恒星的情况能有大致的了解。实际上关于恒星大气的辐射传输、内部构造和演化等问题的研究，都是以太阳作为范例进行探讨和检验的。
②太阳有非常特殊的物理环境，包括高温、稀薄、高电离度、大尺度和强磁场，这些条件同时并存，这是地面实验室难以模拟的。研究在这些特殊条件下发生的物理过程，促进了物理学某些领域的发展。如复杂的太阳光谱研究曾推动了原子光谱学的进展；对太阳能源和太阳中微子问题的探讨也一定程度上促进了原子核物理学的发展；近代关于太阳磁场、太阳活动起源和太阳爆发机制的探索，已成为推进等离子体物理学和磁流体力学进展的重要因素。
③地球高空大气结构和日地空间环境在很大程度上是由太阳的电磁波辐射和粒子辐射确定的。同时太阳活动产生的太阳X射线和紫外射线辐射增强，以及各种能量的带电粒子流将对地球高空大气结构和日地空间的正常状态造成扰动和破坏，引发一系列地球物理效应，如地球轨道附近高能粒子污染、电离层暴、地磁暴、平流层升温、大气环流混乱，甚至地球自转变化，从而影响到航天活动、无线电通信、电力系统、导航和航测以及气象和水文等国防和国民经济诸多领域。因此，对太阳电磁辐射和粒子流中的稳定成分，以及太阳活动引起的扰动成分进行研究，同时探讨太阳活动的规律性并对其进行预报，具有广泛和重要的应用价值。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 恒星直径 | 恒星直径（ stellar diameter ），恒星的基本参量之一。求恒星直径的方法大体有：①分析月掩星时被掩星亮度的变化求出被掩星的角直径，如再知道该星的距离，便可求得该星的真直径；②用各种干涉法（如强度干涉、光斑干涉等）测得恒星角直径，再由距离求真直径；③由绝对热星等（或恒星全波辐射光度）和表面有效温度（反映单位表面积的发光量）求出表面积，从而得出真直径；④双谱分光双星有了分光轨道解，如果它兼是食双星并能由光变曲线得出测光解，则可得每一子星的真直径；⑤部分脉动变星有了合适的视向速度曲线、光变曲线和反映表面有效温度的色指数曲线，可以求出相应于一定位相时的真直径，这叫作威舍林克法。此外，还有其他方法。
一些恒星的真半径
不同恒星的真直径差别非常巨大。白矮星的半径约为太阳的百分之一量级，即地球半径的量级。中子星的半径理论值通常取为约10公里。红超巨星参宿四的半径约为太阳的900倍左右，比火星绕日轨道半径大得多。食双星仙王座VV中的红超巨星半径约为太阳半径的1，600倍，比木星绕日轨道半径还大。某些红外星的半径大概比红超巨星还要大。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 椭球双星 | 椭球双星，指由两颗椭球状子星组成，其合成亮度随位相(轨道上的相对地位)按一定规律变化而被发现的双星，但并不是食双星，椭球双星与食双星可合称测光双星。 |
天文学 | 光学天文学 | 傅里叶变换分光仪 | 傅里叶变换分光仪（ Fourier transfom spectrometer ），用扫描迈克耳孙干涉仪对光谱进行分光测量的仪器。在原理图中，干涉仪臂上的可调平面镜M2可沿光轴方向作扫描运动，x/2 为 M 2的位移值。这时，探测器接收到的是一种调制信号 F( x)，它同入射光的光谱强度分布 B(σ)之间的关系是：
式中σ为波数，等于波长λ的倒数 ，F(0)为M 1和M 2之间光程差等于零时的出射光强度。[2 F( x)- F(0)]称为干涉图，等于 。这在数学上称为 B(σ)的 傅里叶变换，这种 分光仪名称就是由此而来的。
迈克耳孙早在十九世纪末就提出这种分光仪的工作原理，但直到二十世纪六十年代，随着计算机技术的发展，能快速地进行傅里叶变换数学运算以后，傅里叶分光仪才得以实现。在观测过程中，探测器在平面镜M2的有限个扫描位置上取样，测得的信号输给电子计算机，并依次存储。M2完成一个扫描周期的运动后，计算机对干涉图[2F(x)-F(0)]进行傅里叶逆变换的数学运算，输出信号便正比于光谱的强度分布B(σ)。
傅里叶分光仪在红外波段观测中得到广泛应用。在天文学中，对大行星的红外观测获得许多重要的成果。与用红外检测器沿波长扫描的色散（棱镜、光栅）分光仪相比，信噪比可提高(N/8)1/2倍。此处N是傅里叶变换分光仪同时测量的光谱单元数。例如，在某些应用中，N可高达106，测量精度和灵敏度可以提高350倍。与色散分光仪相比，傅里叶分光仪还有其他优点：能用相当大的口径接收入射光，不象狭缝那样严重限制视场，因而聚光能力得到很大提高。此外，它的分辨本领和测量精度较高，尺寸小，重量轻，结构紧凑，可以直接装在望远镜上。
傅里叶变换分光仪还用于可见光谱区，测量太阳光谱的谱线轮廓。应用于可见光波段的，是一种精度极高的光学仪器。这种仪器要求采用多种措施保证平面镜M2在长扫描距离（1～2米）内运动的平稳性，和取样间距的高精度（几埃），并需配备大容量、高速度电子计算机，才能完成傅里叶变换的数学运算。 |
天文学 | 天体测量学 | 人造卫星多普勒观测 | 人造卫星多普勒观测（ satellite Doppler measurement ），利用人造卫星发射的固有频率和地面站接收频率的“多普勒频移效应”来进行人造卫星定轨和地面点定位的一种方法。根据地面站接收到的人造卫星频率和人造卫星发射的固有频率的差值就能求出人造卫星的轨道要素。反之，如果已知人造卫星的轨道，则根据测得的人造卫星多普勒频移也可以求出地面站相对于地心的位置。人造卫星的多普勒观测同人造卫星的光学照相观测相比，具有全球性、全天候（不受气象、昼夜的影响）、速度快、精度高、投资少、仪器轻的优点。目前这种方法已在大地测量、导航和勘察等方面得到广泛应用。
1957年，美国霍普金斯大学应用物理研究室首次对苏联第一颗人造卫星进行了多普勒观测，并根据已知的测站坐标和测得的多普勒频移值，成功地确定了这颗人造卫星的六个轨道要素。不久，这个研究室在已知人造卫星轨道的情况下，根据测得的多普勒频移值求出了测站相对于地心的坐标。这项工作为以后人造卫星多普勒观测的发展奠定了基础。
人造卫星多普勒观测目前所主要采用的美国海军的“子午仪导航卫星系统”（又称海军导航卫星系统，简称NNSS）是由美国海军部委托霍普金斯大学应用物理研究室于1958年12月开始研制、1964年交付美国海军使用的。1967年7月解密，1968年开始商营，并提供国外使用。1967年以后发射和使用的子午仪卫星共6颗，高度约为1，100公里，受大气阻力的影响较小。轨道倾角约为90°，全球都能观测到。每颗子午仪卫星发射150和400兆周的一对高稳定的相干频率，以消除电离层的影响。子午仪卫星本身连续发播的预计的轨道要素，称为“广播星历表”，是根据美国境内的四个跟踪站的多普勒观测资料算出，供随时测定地面点坐标之用，目前定位精度为16米。根据全球二十几个跟踪站的观测数据，还对几颗子午仪卫星计算出“精密星历表”，这种历表尚未公开，目前定位精度约为1.7米。子午仪系统估计只可用到二十世纪末，美国计划于1985年启用“全球导航星”或“全球定位系统”来代替它。
正式应用人造卫星多普勒观测和子午仪卫星系统以来，定位精度提高得很快，最初为几百米，目前已达1米左右。预计在5～10年内，定位精度还可以提高。人造卫星多普勒观测应用很广。在动力学应用方面，其测轨定轨的精度已达1米，是一种很有效的测定地球引力场模型的手段。在几何应用方面，利用它能够建立以地心为原点的绝对坐标系。用人造卫星多普勒观测方法确定地极坐标，比经典的时间纬度观测手段更精确更迅速。
从1972年开始，在国际时间局的地极坐标推算工作中，增加了人造卫星多普勒观测资料，精度显著提高，近年来还用这些资料提供世界时。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 火星上的生命 | 火星上的生命（ life on Mars ），火星上是否存在生命，甚至是否存在象人一样有智彗的生物，是一百多年来人们十分感兴趣的问题。太阳系中火星比任何其他行星都更象地球。它比地球稍小，有被大气包围着的固体表面；有四季的交替和气候的变化；它的南北两个极冠各在夏天缩小，冬天扩大，象是冰雪的消融和冻结；火星上比较暗黑的区域(称“海洋”)颜色随季节发生深浅的变化，象是植物的生长和凋零。
1877年，斯基帕雷利报道他观测到火星的“运河”，以后又有人画出详细的火星图，并设想这些“运河”是“火星人”为了利用两极的冰雪灌溉干旱的低纬度地区而开凿的。这种说法曾轰动一时，但当时的许多天文学家对这种看法持怀疑态度。有人证明，“运河”是在人眼接近视力极限的情况下出现的错觉。二十世纪四十年代，苏联学者季霍夫认为火星上存在着植物；并认为火星上“海洋”的颜色随季节而变化是由于这些植物随季节而枯荣造成的。与此同时，也有人研究火星上存在动物的可能性。
近年来，通过行星际探测器的直接考察，为火星上是否存在生命的问题提供了很多资料。“水手号”探测器（特别是“水手”9号）拍摄的照片已证明“运河”是不存在的，“海洋”颜色随季节的变化完全是火星上的气象所造成。照片还表明，火星是一个极其荒凉的世界，那里没有液态水，大气极其稀薄，又非常寒冷。火星表面没有可以觉察到的植物或动物存在，目前它的外部条件也不适于较高级形式生命的存在。“海盗”1号、2号探测器1976年在火星上软着陆，主要目的是进行生物探测实验。两个探测器的着陆点，都是选择在估计水分较多、生命存在可能性较大的地方。两个探测器上装备的仪器从火星表面上取了土样，用14C作示踪原子、并用气相分析分光仪来寻找有机化合物的痕迹。实验结果表明：土样在实验期间发生了某种变化，但还无法完全肯定这种变化是由于土壤中微生物的新陈代射造成，抑或是土壤中某种化学过程的结果。不过，从两个探测器得到的结果来看，火星上存在生命的可能性是非常微小的。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 哈勃常数 | 哈勃常数（汉语拼音：Ha bo chang shu；英语：Hubble constant），哈勃定律中星系退行速度同距离的比值。它是一个常数，常用H表示，单位是千米／（ 秒·百万秒差距）。准确地定出哈勃常数值是星系天文学的一项重要工作。最初，E.P.哈勃本人把哈勃常数值定为500。1931年，他和M.L.哈马逊把值修订为526。1952年，W.巴德指出，仙女星系中造父变星的星等零点应改动1.5等 ，由此哈勃常数值被修订为260。1958年A.R.桑德奇的研究又将值降低到75。20世纪70年代，桑德奇等人再次修订哈勃常数值，得到H ＝55，只及当年哈勃测定值的1／10。用这个值推算的星系距离比当年哈勃所得的结果大10倍。70年代后，许多天文学家用多种方法测定H 值，结果互不相同。测定哈勃常数值是一项非常困难的工作，现一般认为，H值应在50～100之间。 |
天文学 | 天体物理学 | 金斯不稳定性 | 金斯不稳定性（ Jeans instability ），由万有引力产生的一种不稳定性，因金斯在二十世纪初最先研究而得名。对于一个自引力体系，如果它的基态是均匀的或准均匀的，密度为ρ0，则存在一个临界波长λJ，亦称金斯波长：
式中 G为万有引力常数； α 0为声速。 λ J的基本性质是:尺度小于λ J的密度扰动，只能在体系中传播而不能增长；尺度大于λ J的密度扰动将随时间而增长，即密度大的地方将变得更密，这就是 不稳定性。这个 不稳定性判据称为 金 斯判据。对于一个无转动的体系，临界波长λ J与整个体系的尺度为同一量级，因此，对于尺度为λ J的扰动来说，体系不能看做是均匀或准均匀的，上述结论就不适用。对于一个有转动的体系，λ J可能小于体系的尺度，可以应用上述结论。尽管 金 斯 不稳定性在定量的应用上有这些局限性，但 金 斯的论证方法是简单而富有启发性的，它体现了在自引力介质中两个主要的物理因素──引力和压力之间的对抗。因此，即使在基态不满足准均匀性条件时， 金 斯 不稳定性的 定性结果仍然是有价值的。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 仙王座β型变星 | 仙王座β型变星（ β Cephei variable stars ），短周期脉动变星，周期范围大致为2～6小时，又称大犬座β型变星。许多仙王座β型变星具有两个略微不同的周期。光变曲线常近于正弦形，位相比视向速度曲线落后90°，这表明光度的极大和极小分别与半径的极小和极大相对应。光谱型大致介于B0到B2之间，颜色随光度有微小的变化，光度极大时比光度极小时略蓝。大多数的光度级为Ⅲ～Ⅳ。在变星的赫罗图上位于主星序上方。许多仙王座β型变星是密近双星或聚星的子星，如角宿一，心宿一等。仙王座β本身就至少有3颗伴星。因此它们的脉动会受到伴星起潮力的影响。有不少这类变星的光变曲线和视向速度曲线表现出不稳定性，这可能是由伴星、自转或磁场等造成的。 |
天文学 | 天体力学 | 三体问题 | 三体问题（拼音：sān tǐ wèn tí），（英语：three-body problem），天体力学中的基本力学模型。研究三个可视为质点的天体在相互之间万有引力作用下的运动规律问题。这三个天体的质量、初始位置和初始速度都是任意的。在一般三体问题中，每一个天体在其他两个天体的万有引力作用下的运动方程都可以表示成3个二阶的常微分方程，或6个一阶的常微分方程。因此，一般三体问题的运动方程为十八阶方程，必须得到18个积分才能得到完全解。然而，目前还只能得到三体问题的10个初积分，还远不能解决三体问题。
由于三体问题不能严格求解，在研究天体运动时，都只能根据实际情况采用各种近似的解法，研究三体问题的方法大致可分为3类：第一类是分析方法，其基本原理是把天体的坐标和速度展开为时间或其他小参数的级数形式的近似分析表达式，从而讨论天体的坐标或轨道要素随时间的变化；第二类是定性方法，采用微分方程的定性理论来研究长时间内三体运动的宏观规律和全局性质；第三类是数值方法，这是直接根据微分方程的计算方法得出天体在某些时刻的具体位置和速度。这三类方法各有利弊，对新积分的探索和各类方法的改进是研究三体问题中很重要的课题。 |
天文学 | 天文学 | 历书天文学 | 历书天文学（ ephemerial astronomy ），天体力学的一个分支，研究如何利用摄动理论和天体力学数值方法编制各种天体的具体历表，预报各种天象，编算天文年历，同时还研究和建立天文常数系统。
天体历表是根据天体的运动理论和由观测资料确定的轨道要素来计算的。如果对某些天体，例如对于新发现的天体（彗星或小行星等）的轨道事先一无所知，那就要及时地利用为数不多的观测资料定出其初步的轨道，这项工作就是轨道计算。在此基础上再利用尽可能多的可靠观测资料来不断修正原定的轨道。其一般原理是：根据天体的运动理论和近似的轨道要素计算出天体的理论位置，并与观测资料比较，得出差值，然后利用最小二乘法求出其轨道要素修正值，定出更精确的轨道要素以及同观测有关的其他天文常数，如地球的轨道要素、摄动行星的质量、太阳视差和章动常数等。这项工作就是轨道改进。一个比较著名的实例是：1917年F.E.罗斯利用1751～1912年的9，000多个观测资料改进了纽康的火星运动理论，对火星除半长径以外的其他五个轨道要素和金星质量的参数做了修正，使火星历表的精度大为提高。纽康原来的轨道要素加上F.E.罗斯的改正值，就成为1922年以后各国天文年历计算火星历表所采用的轨道要素。
历书天文学还研究如何从观测资料确定一些最基本的天文常数和如何建立既精确又合理的天文常数系统的问题，例如确定天文单位和大行星质量。天文单位是太阳系的基本量度单位，它过去是利用小行星爱神星冲日、金星凌日或地内行星的观测资料得出的。六十年代以后，随着雷达天文方法和激光技术的发展，可以直接精确测定天文单位。大行星的质量直接关系到太阳、月球和行星历表的精度，通常由分析大行星对另一大行星、小行星、彗星或大行星的卫星的摄动影响来确定其质量。 |
天文学 | 天体测量学 | 六分仪 | 六分仪
拼音：liù fēn yí
注音：ㄌㄧㄡˋ ㄈㄣ ㄧˊ
解释：一种天文仪器。测定天体与地平线夹角的仪器，于航海中可借以测定观测者所在的纬度。
例：
【天文学】
六分仪
六分仪（ sextant ），用来测量远方两个目标之间夹角的光学仪器。通常用它测量某一时刻太阳或其他天体与海平线或地平线的夹角，以便迅速得知海船或飞机所在位置的经纬度。六分仪的原理是牛顿首先提出的。六分仪具有扇状外形，其组成部分包括一架小望远镜，一个半透明半反射的固定平面镜即地平镜，一个与指标相联的活动反射镜即指标镜。六分仪的刻度弧为圆周的1/6。使用时，观测者手持六分仪，转动指标镜，使在视场里同时出现的天体与海平线重合。根据指标镜的转角可以读出天体的高度角，其误差约为±0ḷ2～±1′。在航空六分仪的视场里，有代替地平线的水准器。这种六分仪一般还有读数平均机构。六分仪的特点是轻便，可以在摆动着的物体如船舶上观测。缺点是阴雨天不能使用。二十世纪四十年代以后，虽然出现了各种无线电定位法，但六分仪仍在广泛应用。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 行星物理学 | 行星物理学（ planetary physics ），研究行星及其卫星的物理状况和化学性质的学科，太阳系物理学的一个主要分支。它的任务是：①测定行星及其卫星的各种物理参数，如大小、质量、扁率、平均密度、表面重力加速度、逃逸速度、反照率等；②研究行星及其卫星表面的构造、表面覆盖物的特性、表面温度及其周期变化；③对有大气的行星和卫星，研究它们的大气的构造、物理状态和化学组成；④研究行星的内部结构；⑤研究行星的磁场、磁层以及太阳风与行星的相互作用。地理学和地球物理学一般不包括在行星物理学中，但地球是一个行星，从研究行星的角度对地球所作的研究则属于行星物理学。
目录
1 研究方法
2 主要成果
3 行星大气
4 行星表面
5 行星内部结构
6 行星磁场
7 行星磁层
研究方法
十七世纪初，望远镜的诞生为行星及其卫星的物理研究提供了条件。虽然行星的视圆面很小，而且观测受到地球大气抖动等因素的影响，但用望远镜通过目视观测还是发现了行星表面的许多特征。十九世纪中叶以后，照相术、测光术、分光术被广泛地应用到行星及其卫星的观测和研究中来。例如：用照相方法拍摄行星的照片；用测光方法测定行星和卫星的累积星等、明度星等（见天体光度测量）、色指数、光度与位相的关系、反照率及表面的有效温度；用分光方法拍摄行星的光谱，并进而确定行星大气的成分，根据谱线位移量测定行星的自转周期等。随后，偏振测量也被广泛地应用到行星物理研究方面，对行星表面不同部分所反射的光的偏振测量，对于了解行星表面结构和特性有十分重要的价值。二十世纪上半叶，射电天文学诞生后，开始对行星进行射电观测，扩大了对行星及其卫星观测的波段。这种观测通常分为两类，一类是直接接收行星和卫星表面发出的射电辐射，例如对行星而言，已经接收到的有水星、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星的射电辐射（见行星射电），其中木星、天王星、海王星还有射电爆发；另一类是雷达观测，用雷达方法可以测定和研究行星表面的特征，甚至可以测绘表面图。五十年代末以来，相继向月球、金星、火星、水星、木星和土星发射了各种探测器(见空间天文观测航天器)，以逼近飞行、绕转飞行、硬着陆、软着陆、载人飞行等方式，通过照相、自动测量、采样分析以及宇航员的实地考察和取回样品，对月球和行星作了深入的研究。新的发现接踵而至。随着宇宙航行时代的到来，行星物理学已成为当代科学研究的活跃领域之一。
主要成果
通过研究，已经对行星的大气、表面、内部结构、磁场和磁层等方面有了一定程度的了解。此外，对于地球的天然卫星──月球，也获得了更加丰富的资料（见月质学）。
行星大气
行星上大气的存在和保持取决于其组成成分的逃逸率。根据金斯经验规则，如逃逸速度vp高于热运动均方根速度vt的5倍，则给定分子(分子质量为μ)的逃逸可以忽略，行星表面上这种分子的大气成分实际上将永远地存在下去。这个条件可用方程表示为vp≥5vt，式中vt=(3kT/μ)1/2，T为绝对温度，玻耳兹曼常数k=1.38×10-16尔格/度。
由于水星引力小而表面温度高，根据上述金斯规则，水星上很难长期保有大气层。行星际探测器“水手”10号果然确证水星上只有极微量的大气，其主要成分是中性氦。至于冥王星有无大气，因资料很少，至今还不能断定。其他行星都存在着大气。此外，木卫一、木卫三、土卫六、海卫一等卫星也有大气。
用分光方法证认出来的大气组成是：
金 星：CO2，N2，Ar，CO，H2O，HCl，HF，H，He，O
火 星：CO2，CO，N2，H2O，Kr，Xe，O2（微量）
木 星：CH4，NH3，H2，He，C2H2（微量），C2H6，PH3
土 星：CH4，NH3，H2，C2H6（微量）
天王星：CH4，H2
海王星：CH4，H2
土卫六：CH4，H2
木卫一：Na，He必须指出，这里证认出的原子和分子只是行星大气组成的一部分。可能还有一些重要成分没有检测到。例如，木星大气中含量占第二位的元素氦，以前用分光方法并未证认出来，直到1973年才被行星际探测器“先驱者”10号发现。火星上的氮是行星际探测器“海盗”1号首先发现的。
行星表面
月球、水星和火星的表面可以通过光学波段直接观测，对颜色、反照率和相效应的测量表明，月面和水星表面情况相似。水星表面可能覆盖着粗糙不平类似月壤的物质。“水手”10号摄得的水星照片证实了水星表面和月球表面的相似性。“水手”9号进入绕火星的轨道以后，已经对火星作了非常精确的地貌调查。
无线电波可以穿透金星浓密的云层直达表面。通过雷达观测已绘制了金星表面地形图。行星际探测器已在金星表面软着陆，获得了高分辨率的资料。通过对金星局部地区作精细的研究，发现金星赤道区有像火山口一样大而浅的圆形圈和南北向穿过赤道绵延1，200公里的大裂谷、山系等。
已知木星是个流体行星，没有固体表面。
行星内部结构
研究行星内部结构的主要目的是揭示行星的总体组成和行星内部存在的物理化学性质均不相同的分层。目前还不能直接用观测手段来探测行星内部，而只能根据下述有关观测资料来推断行星的结构模型：①行星质量：对内部结构来说，是个重要的量。根据行星、卫星、小行星的运动和摄动已经计算出各大行星的质量，而且大多较为精确。②半径和密度：从计算得到的质量以及测量到的半径可以求得平均密度。有的行星半径本来是较难定准的，通过行星际探测，情况大为好转。③扁率和动力学椭率：这两个量同行星内部的物质分布有密切关系。一个质量较集中在中心的转动着的行星，要比一个密度均匀分布的相似行星扁些。扁率（或称椭率）定义为ε=(a-b)/a，式中a和b为行星的长轴和短轴。对于有一定的扁率而且有近距卫星的行星，可以根据该行星的赤道隆起对卫星的摄动求得动力学椭率ε′=(C-A)/C。式中C为对于自转轴的惯量矩，而A为对垂直于自转轴的任一轴的惯量矩。④自转：迄今为止，所有行星都已有自转数据。如果将扁率和自转速率合在一起，可以导出量I/MR2。其中I和R为行星的惯量矩和半径，M为行星质量。量I/MR2表示物质向中心集中的程度，是对行星模型正确程度的一种量度。⑤地震学研究：地震学研究使人们得知地球内部具有分层结构，并且存在着几个间断面。地球内部大致由不同性质的同心层──地壳、地幔、外地核和内地核所构成（见地球内部结构）。这一分层结构模型目前已被用来研究某些行星的内部结构。
行星内部的高压使得行星内部的凝聚物质的状态方程极为复杂，因而行星内部结构理论的进展，远不如恒星内部结构理论迅速。幸而关于冷的固态氢和固态氦的状态方程已经相当精确地计算出来了。氢在2×106～2.5×106大气压时产生了重大的状态变化，从分子形式过渡到金属形式，密度增加大约40％。其他某些元素和化合物也有类似的状态变化。
雷姆塞提出了一个假设，他用橄榄石（硅酸盐幔中所含的一种重要矿物）在高压下过渡到金属相来解释地表下2，900公里处（地幔与地核交界面）密度突然增加的现象。这一假设被推广到所有类地行星上，即试图寻求关于所有类地行星化学上匀质的模型，将幔与核之间的差别仅仅归之于同一物质的高压相变。但是关于水星的较新资料得出其平均密度与地球相近这一点，证明类地行星不会是完全匀质的。在行星中间，水星的质量最小，但它的密度却和地球相近。因此显然不能用高压硅相来解释，而必须假定重元素占有相当高的份量。这就再次回到水星具有铁-镍核的概念。关于类地行星的结构问题，目前还有较大的争论。
类木行星的情况要好得多。木星和土星的平均密度较低（分别为1.33和0.70克/厘米3），表明这些行星主要由氢、氦组成，核的内部有少量的重元素。
马库斯根据太阳型组成及分子氢与金属氢之间的相转变，提出了木星和土星的结构模型。木星和土星间的密度差可以直接用它们的质量不同来解释：与木星相比，压力造成的向金属相的过渡发生在土星的更深处，从而使金属相物质在土星的总质量中只占有较小的份额。虽然在模型计算中还在作这样或那样的修正，但上述图像目前仍然是讨论这两个行星结构的基本前提。
至于天王星和海王星，它们的密度（分别为1.24和1.66克/厘米3）比土星要高得多，意味着含有更高浓度的氦和重元素。但对它们的内部结构，目前研究得还很少。
行星磁场
关于行星磁场，除地磁场外，只有零星的初步知识。由于空间探测技术的发展，情况正在迅速改变。到目前为止，已对水星、金星、火星、木星和土星的磁场作了空间探测。
“水手”10号发现水星具有远比火星、金星强大得多的磁场。探测结果还表明，与磁强计所得曲线十分符合的水星磁矩为5.2×1022电磁单位，即不到地球磁矩的1/1500。水星磁极的极性与地球相同，偶极矩指向南；磁轴和自转轴交角约12°；赤道表面的场强为4×10-3高斯。业已肯定水星磁场是这个行星本身所固有的，但对其起源的解释还有争议。
迄今为止，行星际探测还没有发现金星拥有固有磁场的充足证据，只是发现金星附近的太阳风激波。这种激波的位形可以用太阳风直接同金星大气的顶部碰撞来解释。激波后的湍流和小尺度磁场是由太阳风同金星相互作用引起的。但1976年C.T.罗素则认为一个磁矩为1.4×1023电磁单位的偶极场更能说明所获得的空间观测资料。这个问题还有待进一步的研究。行星际探测器“火星”2号、3号和5号对火星的探测获得了火星拥有磁场的证据。磁矩是2.5×1022电磁单位，是地球磁矩的1/3000；赤道表面磁场强度为0.6×10-3高斯；磁极的极性与地球相反，即偶极矩指向北；磁轴与自转轴交角为15°。但是，C.T.罗素于1978年重新分析了空间探测资料以后，认为观测到的磁场只是围绕火星的被压缩了的行星际磁场。因此，火星是否有固有磁场，尚无定论。
在类木行星中已获得木星磁场和土星磁场的证据。
行星磁层
在太阳风作用下，行星磁场被限制在一定的区域，这个区域称为行星磁层。磁层内充满等离子体，其物理性质和过程受所在行星的磁场的支配。一般说来，磁层的外边界只在向日方向是清晰的，而在背日方向则模糊不清。在向日方向，可以回到行星表面的磁力线与不能回到行星表面的磁力线之间存在着截然的界线，太阳风流动的动压与行星磁场的磁压相等处就是界面。在背日方向行星磁力线与太阳风场连在一起，没有明确界面。
已发现水星、地球和木星有磁层，水星的磁层很像地球的磁层，不过规模较小。木星有更强的、结构更复杂的磁层，同地球磁层差别较大。
磁层物理过程的主要能源是等离子体流。它是不稳定的，随时间而变化的。图中定性地表示行星磁层的拓扑位形。图的平面是由行星磁轴和太阳风速度矢量决定的。按磁力线的拓扑性质可分为四个区域。区域Ⅰ中的磁力线从太阳表面出发并回到太阳表面上的另一点。区域Ⅱ中的磁力线将太阳与行星联结起来。区域Ⅲ中的磁力线与行星表面交于两点。区域Ⅳ中的磁力线完全被包围在等离子体中，既不同太阳也不同行星接触。 按等离子体拓扑来分，可分为A、B、C三区。A区包含的是未受干扰的超声速太阳风等离子体，下边界位于日冕底部。B区是磁鞘，以弓形激波波阵面和磁层顶作为界面，所包含的是被压缩的亚声速（有时是湍流的）等离子体，当它沿磁层边界流动时便变成超声速等离子体。C区是磁层（见地球弓形激波和地球磁层）。 |
天文学 | 光学天文学 | 色球望远镜 | 紫金山天文台的色球望远镜
色球望远镜（ chromospheric telescope ），用某一单色光观测太阳色球层活动现象(如谱斑、耀斑、日珥等)的光学望远镜，又称李奥太阳望远镜。色球层的亮度比光球层微弱得多，也比白昼天空背景暗弱。平时，用普通光学望远镜只能观测到光球，无法观测色球。如果在望远镜的光路中加一具双折射滤光器，只透射色球谱线的窄带（带宽0.25～0.75埃）单色光，在成像焦面上便得到色球的单色像，既可以用目视，也可以用照相方法观测。常用来观测色球的谱线是氢线（6563埃）和电离钙线(3934埃）。太阳巡视用的色球望远镜，物镜口径一般为10～20厘米，太阳像直径约2厘米左右，胶卷上记录全部日面资料；观测色球层精细结构的望远镜，物镜口径一般大于25厘米，太阳像直径10厘米以上，胶卷上只记录局部日面资料。在每幅照片上除记录色球像外，一般还同时拍下时间记号和用于光度定标的阶梯光标。有的色球望远镜上还附有普通的望远镜，以便同时观测光球。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 地心体系 | 托勒密地心体系图
地心体系（ geocentric system ），认为地球静止地居于宇宙中心，太阳、月球、行星和恒星都绕地球转动的学说，又称“地球中心说”、“地心说”或“地静说”。这一学说最初为欧多克斯和亚里士多德等所倡导。后来，古希腊学者阿波隆尼提出本轮均轮偏心模型。约在公元140年，亚历山大城的天文学家托勒密在《天文学大成》中总结并发展了前人的学说，建立了宇宙地心体系。这一体系的要点是：①地球位于宇宙中心静止不动。②每个行星都在一个称为“本轮”的小圆形轨道上匀速转动，本轮中心在称为“均轮”的大圆轨道上绕地球匀速转动，但地球不是在均轮圆心，而是同圆心有一段距离。他用这两种运动的复合来解释行星视运动中的“顺行”、“逆行”、“合”、“留”等现象。③水星和金星的本轮中心位于地球与太阳的连线上，本轮中心在均轮上一年转一周；火星、木星、土星到它们各自的本轮中心的直线总是与地球－太阳连线平行，这三颗行星每年绕其本轮中心转一周。④恒星都位于被称为“恒星天”的固体壳层上。日、月、行星除上述运动外，还与“恒星天”一起，每天绕地球转一周，于是各种天体每天都要东升西落一次。
托勒密适当地选择了各个均轮与本轮的半径的比率、行星在本轮和均轮上的运动速度以及本轮平面与均轮平面的交角，使得按照这一体系推算的行星位置与观测相合。在当时观测精度不高的情况下，地心体系大致能解释行星的视运动，并据此编出了行星的星历表。可是，随着观测精度的提高，按照这一体系推算出的行星位置与观测的偏差越来越大。他的后继者不得不进行修补，在本轮上再添加小本轮，以求与观测结果相合；尽管如此，还是经不起实践检验，因为这一体系没有反映行星运动的本质。在欧洲，教会利用托勒密的地心体系作为上帝创造世界的理论支柱，在教会的严密统治下，人们在一千多年中未能挣脱地心体系的桎梏。十六世纪中叶，哥白尼提出了日心体系，并为后来越来越多的观测事实所证实，地心体系才逐渐被摒弃。 |
天文学 | 天文学 | 黑子 | 太阳黑子（汉语拼音：tɑiyɑnɡ heizi；英语：sunspot），太阳表面出现的暗黑斑块。最常见和最容易观测到的一种太阳活动现象。简称黑子。在普通望远镜的焦平面上放置照相底片拍摄太阳，或用附加强减光滤光片的望远镜对太阳目视观测，就能看到太阳表面经常出现的暗黑斑块，就是太阳黑子。当太阳在地平线附近，或遇到薄雾天气时，日面上若有特大的黑子，往往用肉眼就能看到。
《汉书·五行志》中记载的汉元帝永光元年（前43）四月某日“日色青白，亡影（无影），正中时有景（影）亡（无）光”是世界上最早的太阳黑子观测记录。若认为这段描述尚不够明确，则该书中的另一段记载，成帝河平元年（前28）三月己未“日出黄，有黑气，大如钱，居日中央”则是确切无疑的黑子记录，也是世界上最早的记录。自公元前43～公元1638年，中国史书上已发现有112条太阳黑子目视记录。西方国家从1610年开始用望远镜断断续续地观测太阳黑子，1818年后才有较常规的每日黑子观测，从而才有比较完整的和连续不断的太阳黑子观测资料。
目录
1 黑子分布
2 本影和半影
3 物理形态
4 其他活动现象
黑子分布
太阳黑子倾向于成群出现，因此日面上经常形成一些黑子群。每群中的黑子从一两个至几十个，单个黑子大小则从几百至几万千米。大部分黑子群由大致与太阳赤道平行的两部分组成。由于太阳自转原因，西边部分总在前面，称为前导部分；东边部分称为后随部分。前导部分的黑子大都比后随部分大，黑子的分布也较后随紧密，寿命也较长，而且比后随部分早出现和晚消失。前导黑子的纬度一般也较后随黑子稍低，因此黑子群相对于太阳赤道略为前倾，黑子群通常出现在太阳赤道两边±40°之间的区域。
本影和半影
较大的黑子结构复杂，其中心区常有一块或几块特别暗黑的核块，称为本影。围绕本影的淡黑区域称为半影。光谱观测表明，本影区的温度为4,000～4,500K之间，半影区温度约为5,500K，均比太阳表面无黑子区域的温度（约6,000K）要低。高质量的照片上可看到黑子半影呈亮暗相间的纤维状结构，称半影纤维。本影中有时也出现一些亮颗粒，称为本影点。观测显示，半影中的亮纤维和本影中的亮颗粒均有向上的运动速度，与因对流运动引起的太阳表面的米粒组织有些相似，可见在黑子中对流并未完全消失。
单个黑子都有很强的磁场，强度为1,000～4,000高斯。黑子越大，磁场越强，黑子本质上是太阳表面的强磁场区。由于太阳等离子体难以横越磁力线运动，造成黑子区中对流不畅，太阳深层的热量难以充分输送到太阳表面，导致该局部区域温度下降，变得稍暗。因此，黑子的强磁场是造成黑子暗黑的原因。由两部分黑子组成的黑子群中，其前导和后随部分的极性往往相反，这种黑子群称为双极群。大多数双极群中前导和后随的磁通量近于相等，暗示这两部分是由共同的磁力线贯通的。黑子群中也有一部分为单一极性的单极群和具有复杂极性分布的多极群。
物理形态
黑子群的演化过程通常是由简单变复杂，再变为简单。最先是由米粒之间的暗点扩大为几个米粒大小的暗斑，称为气孔，就是无本影的最小黑子。许多气孔只存在几小时，或一天左右；另一些则发展成黑子和黑子群。气孔已有相当强的磁场，强度可达1,000高斯以上。黑子群的寿命短的只有几天，长的可达几个月，大多为10～20天。黑子群在发展过程中，具有各种形态。为研究黑子群的演化规律，常按这些形态特征对黑子群分型，不同型别的黑子群具有不同的形态特征。
其他活动现象
太阳黑子多时，其他活动也比较频繁。黑子附近的光球中总会出现光斑；黑子上空的色球中总会出现谱斑，其附近经常有日珥；黑子上空的日冕中则常出现凝块等不均匀结构。同时，最剧烈的活动现象——太阳耀斑，绝大多数也发生在黑子上空的大气中。所以太阳大气从低层至高层，以黑子为核心形成了一个活动中心，称为太阳活动区。黑子既是活动区的核心，也是活动区最明显的标志。这样就可用表示黑子群和黑子多寡的所谓“黑子相对数”来代表某日或某一时期的太阳活动平均水平。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 最亮星表 | 最亮星表（ list of brightest stars ），表中列出按光电目视星等V来说为最亮的21个星的基本数据。其中标有*号的表示此星列有专条。UBV数据主要取自1978年出版的列有5万多个恒星的光电测光星表。凡有甲乙星的，第一行的UBV值为合成数据，如南门二甲乙合成的V＝−0.27，余类推。全波辐射光度、半径和质量都是以太阳的相应值为单位。全波辐射光度由绝对热星等Mbol算得。表中放在[ ]中的数值表示演化质量，放在( )中的数值则表示分光质量（见恒星质量）。老人星质量是据1973年版《物理量天体物理量》MK分类与质量的统计关系推算的（1975年发表）。毕宿五质量据1979年资料。值得注意的是，表中绝大多数星已确知为物理双星或变星。此表的各种数据特别是质量、半径、光度距离，可靠程度差别颇大。 |
天文学 | 天体物理学 | 类星体 | 类星体（ quasar ），20世纪60年代发现的一种新型天体，属活动星系核的一个亚型。因其在照相底片上具有类似恒星的像而得名，光谱的巨大红移和几乎全电磁波段的辐射显示它们很可能是遥远星系明亮的活动核心。
目录
1 发现
2 主要观测特点
3 红移
4 能源
5 发射线
6 吸收线
7 视超光速现象
8 光度函数及演化
发现
1963年，T.A.马修斯和A.R.桑德奇找到了射电源3C48的光学对应体，在照相底片上类似恒星。分光观测表明，它的光谱中有许多宽而强的发射线，但当时未能证认出来。1963年，射电源3C273被证认为一个13星等的类似恒星的天体。M.施密特发现它的光谱与3C48的光谱很类似，并且成功地将其中最亮的一些发射线证认为氢的巴耳末线，但其红移很大，达0.158。3C48的谱线也得到了证认，红移更大，达0.367。随后，又陆续发现了一批性质类似3C48和3C273的射电源（图1，图2）。它们在照相底片上呈类似恒星的像，因此被称为类星射电源。光学观测表明，类星射电源的紫外辐射非常强。后来发现一些光学性质类似于3C48和3C273的天体，但它们并不发出射电辐射。这种天体称为蓝星体。类星射电源和蓝星体被统称为类星体。1977年由A.赫维特和G.伯比奇编辑的第一个类星体总表问世，共包含637个类星体。2001年由维隆夫妇编辑的《类星体和活动星系核表》第10版包含的类星体达到23 760个。发现类星体的方法是先从射电、X射线、无缝光谱或多色巡天挑选候选体，然后逐一用有缝光谱证实并测定其红移。斯隆多色巡天发现的类星体最大红移达6.42(SDSS J1148)，这意味着我们看到它的光是在宇宙不到现在年龄1/10的时候发出的。
图1 类星体3C273的照片
图2 类星体3C273的光谱
主要观测特点
①类星体在照相底片上具有类似恒星的像，这意味着它们的角直径小于1角秒。较近的类星体周围可看到暗弱的云状包层，如3C48。有些类星体有喷流状结构，如3C273。②类星体光谱中有许多强而宽的发射线，包括容许谱线和禁线。最经常出现的是氢、氧、碳、镁等元素的谱线。有些类星体的光谱中有很锐的吸收线，说明产生吸收线的区域里湍流运动的速度很小。③连续谱几乎涵盖全电磁波段，能量分布多呈非热辐射的幂律谱形式，但也含有热成分。④类星射电源发出强烈的非热射电辐射。射电结构多数呈双源型，少数呈复杂结构，还有少数是致密的单源，角直径小于1毫角秒，至今都未能分辨开。⑤类星体一般都有光变，时标为几年。少数类星体光变很剧烈，时标为几个月或几天甚至短到几小时。类星射电源的射电辐射也经常变化。观测还发现有一些双源型类星射电源的两子源，以极高的速度向外分离。光学辐射和射电辐射的变化没有周期性。⑥类星体的发射线都有很大红移。对于有吸收线的类星体来说，吸收线红移一般小于发射线红移。有些类星体有好几组吸收线，分别对应于不同的红移，称为多重红移。⑦许多类星体还发出很强的X射线辐射。
红移
红移是河外天体共有的特征。因此绝大多数天文学家认为，类星体是河外天体。红移–视星等关系的统计的结果表明，哈勃定律对于河外星系是适用的。就是说，它们的红移是宇宙学红移，它们的距离是宇宙学距离，它们的红移–视星等是统计相关的。但对类星体来说，红移–视星等的统计相关性很差，这就产生了两个彼此相关的问题：类星体的红移是否就是宇宙学红移，类星体的距离是否就是宇宙学的距离。大多数天文学家认为，类星体的红移是宇宙学红移。因此，红移反映了类星体的退行，而且符合哈勃定律。按照这种看法，作为一种天体类型而言，类星体是人类迄今为止观测到的最遥远的天体。持这种观点的人认为，类星体红移–视星等的统计相关性很差的原因，在于类星体的绝对星等弥散太大。如果按照一定的标准将类星体分类，对某种类型的类星体进行红移–视星等统计，则相关性便会显著提高。支持宇宙学红移的观测事实还有：观测到了红移值与类星体相同的寄主星系；发现了一些和所在天区星系团红移差不多的类星体；类星体与某些活动星系（如赛弗特星系）的光谱特征很类似，表明类星体和星系之间没有本质的区别。
少数天文学家认为，类星体的红移不是宇宙学红移。这种观点所依据的观测事实有：某些类星体和亮星系（它们的红移相差很大）的抽样统计结果表明，它们之间存在一定的相关性；某些类星体（如马卡良205）似乎同亮星系之间有物质桥联系，而二者的红移相差极大。持这种观点的人对红移提出过一些解释，如认为类星体是银河系或其附近星系抛出来的，因此类星体红移是由于局部运动，而不是宇宙学膨胀。也有人认为，类星体红移是大质量天体的引力红移。还有一些理论认为类星体的红移可能是某种未知的物理规律造成的，这就向近代物理学提出了所谓的红移挑战。
能源
类星体的射电辐射是非热的同步辐射，光学辐射和红外辐射则表现为以热辐射为主的连续谱，但至少有一部分可能仍是同步加速辐射。如果类星体的红移是宇宙学红移，它们的光度（包括射电、红外线、可见光直至X射线）将超过太阳光度的一万亿倍，是迄今为止观测到的辐射功率最大的天体。但是，从光变时标估计出的类星体辐射区域的大小，只有几光时到几光年。这样高的产能效率是现今已知的各种能源，包括恒星内部的核聚变反应都无法达到的。最合理的模型是，类星体中央有一个约十亿倍太阳质量的超大质量黑洞，周围物质通过一个旋转的吸积盘落到黑洞中去，吸积盘被引力能的耗散所加热，产生类星体光谱中的热成分，这一过程中产生的高能电子在磁场中运动则是同步加速辐射的源泉。
发射线
黑洞和吸积盘周围的气体云因光致电离复合机制产生低电离发射线，如氢的巴耳末线系。谱线展宽显示气体云的速度超过10 000千米/秒。这种宽发射线来自内区，称为宽线区。发射线变化时标的研究表明，宽线区的典型半径为数光月。在离中央电离源10～1 000光年的外区，气体云的速度只有数百千米/秒，辐射电离金属的禁线，称为窄线区。
吸收线
产生类星体的吸收线的原因可能有三种：①吸收线产生于吸积盘附近的厚物质层，由于物质外流速度很高，故吸收线非常宽。这种类星体称为宽吸收线(BAL)类星体。②如碳、镁、硅等重元素的锐吸收线，产生于类星体和观测者之间的某些河外天体，如延伸的低密度的星系晕，由于视线可能穿过几个不同距离的星系，这类吸收线可能分为不同红移的几组。③处于莱曼α发射线短波侧的一系列锐吸收线，称为莱曼α森林，产生于类星体和观测者之间的原始星系或星系际介质。
视超光速现象
甚长基线干涉测量(VLBI)发现，3C345等类星射电源的两致密子源以很高的速度分离。如果类星体位于宇宙学距离，两子源向外膨胀的速度将超过光速，最大的可达光速的45倍(3C111)。有人认为，类星体并不位于宇宙学距离，这就根本不会出现超光速现象。但观测发现，有一个射电星系也存在类似的超光速现象，而射电星系无疑位于宇宙学距离。可见这种看法的证据并不充分。公认的看法认为，如果一个子源与视线成小夹角以近光速朝观测者运动，就可解释观测到的这种表现的超光速，即视超光速现象。
光度函数及演化
类星体的光度函数（其空间数密度按光度的分布）存在随时间（或红移）的演化效应。一种极端是光度不变，仅数目变化，称为纯密度演化；另一种极端是数目不变，仅光度变化，称为纯光度演化。实际情况可能介于两者之间，称为混合演化。模型参数通过与观测拟合而得。但真实的演化规律尚不清楚。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 食双星 | 食双星（ eclipsing binary star ），指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星，又称食变星。两星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，其轨道面差不多同我们的视线方向平行时，就能看到一星被另一星所遮掩（就象日食、月食那样）而发生星光变暗现象，这种星称为食双星或食变星。最早发现的食分析食双星的光变曲线.jpg双星是大陵五（英仙座β），它最亮时为2.13等（光电目视星等，下同），最暗时（称为主极小食甚）为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等（称为次极小食甚）。大陵五的轨道周期是2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。
食双星的光变曲线（见图）可分为三种类型：①大陵五型，食外变化较小；②渐台二（天琴座β）型，食外也显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多；③大熊座W型，食外显著变光，主极小食甚比次极小食甚稍暗。
分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径（都以轨道半长轴为单位）、轨道面倾角（轨道面法线和视线交角）、大星或小星光度（以总光度为单位）、反映大星和小星的圆面亮度分布的“临边昏暗系数”等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星（见密近双星），并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来，可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径（以太阳质量和太阳半径为单位）。所以，某些食双星能为人们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离“理想共性”的这样那样的“个性”，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。
苏联1969年出版的《变星总表》已收有食双星4，000多对，但美国1970年出版的《食双星测光轨道解总表》只选列221对双星的数据，其中不少数据有待改进。因此很需要不断改进实测技术和分析理论，以测出更多双星的更精确的基本参量。瑞典每半年出版一期《密近双星文献和工作志》以及国际天文学联合会每三年出版一次的大会会议录中有关密近双星的记述，是食双星研究的基本资料。波兰每年出版《食变星历》，1979年出版的《1980年食变星历》列出856对双星的食甚时刻预报表，对于天文工作者和天文爱好者都十分有用。
研究食双星取得的成就是多方面的：①已得到100对密近双星的质量、半径等物理参量。②对柱二（御夫座ζ）型食双星中蓝矮星的光穿过红超巨星大气各层的观测，得知好些红超巨星的色球结构和色球活动资料。③根据椭圆轨道食双星的近星点运动，推出有关恒星的内部密度分布特点。④根据兼为食双星的新星（如1934年武仙座新星）的观测资料，通过对X射线食双星（例如武仙座X-1）的多方研究，以及通过对包含脉动变星的食双星（例如白羊座RW）和包含耀星的食双星（例如北河二的丙星）等的探索，了解到有关新星、X射线星、脉动变星和耀星的一系列物理特性。⑤研究了有关的 X射线星是否为中子星的问题。⑥测得了相接食双星如仙王座VW、天鹅座 V729的X射线；1979年发现了有射电食的食双星如蝎虎座AR，这两项发现为食双星研究开拓出新的领域。⑦对星协与星团中的食双星的研究，并且同食双星所在星协、星团的年龄、化学成分等联系起来，为这些恒星群的研究提供有效线索。⑧在各类双星中，食双星是当前能够测得的最远的一类双星，在其他星系中发现的食双星为星系的研究开辟了独特的途径。
但是食双星研究中还存在很多问题。研究了三百多年的大陵五，虽然在1978年得到了双谱分光双星分光轨道解，显著提高了它的物理参量的可靠度，但是它的射电爆发和 X射线的实测工作和理论解释都还做得非常不够。1784年发现变光的食双星渐台二，其中的较暗星究竟是什么样的天体，虽经多年的高色散光谱分析以及人造卫星观测，至今仍然是个谜。许多短周期（1天以下）的“相接双星”的质量交流与能量交流的动力学和物理问题还不清楚。球状星团成员星中有没有物理双星也是一个在演化上尚待解决的重要问题。为此，德意志联邦共和国等国的天文学家已在寻找球状星团中的食双星。射电波段的食双星研究还刚刚开始，γ射线波段的食双星尚待发现。 |
天文学 | 天体力学 | 小行星的运动 | 小行星的运动（ minor planet motion ），自从1801年1月1日发现第一颗小行星──谷神星以来，到1979年1月1日为止，人们发现并测定准确轨道而给以正式编号的小行星已有2，118颗。这些小行星大多数集中在火星与木星轨道之间。也有少数特殊的：近的，走到地球轨道以内；远的，甚至跑到土星轨道以外。
目录
1 小行星在空间的运动
2 几颗轨道特殊的小行星
2.1 小行星阿莫尔(第1221号)和阿波罗（第1862号）
2.2 小行星伊卡鲁斯（第1566号）
2.3 小行星希达尔戈（第944号）
2.4 小行星Chiron（第2060号）
3 小行星轨道的计算
小行星在空间的运动
小行星在空间按引力规律围绕太阳运行，运行轨道均呈椭圆形。用椭圆轨道的六个轨道要素可以表征每个小行星的运动特性。在这些轨道要素中，半长径a和偏心率e表示轨道的大小和形状；近日点角距ω、升交点黄经Ω、轨道倾角i，则表示轨道在空间的取向；还有过近日点的时刻τ。
小行星轨道在空间的分布存在某些特征：①小行星轨道的半长径平均约为2.8天文单位，但其半长径实际上分布在一个较宽的区域，并形成某些空隙和密集的分布区域（图1）。
这些空隙和密集 的分布恰恰在 n 1/ n成简单比例 的地方： n 1/ n等于1/2、2/5、1/ 3 的地方为空隙 的区域（见 小行星环的空隙）； n 1/ n等于1/1、3/4、2/ 3 的地方为密集 的区域。其中 n为 小行星运动 的平均角速度，它与轨道半长径 a存在着简单 的关系式： n 2 α 3=常数。 n 1为木星 运动 的平均角速度。这种空隙和密集 的分布可能与木星摄动 的共振作用有关(见 共振理论)。② 小行星轨道偏心角 φ>(偏心率 e=sinφ) 的平均值为8°7（相当于 e=0.15，图2）比大 行星轨道偏心角 的平均值大。③ 小行星轨道面和黄道面有着大小不等 的倾斜，它们 的平均轨道倾角是9°4（图3），比大 行星 的大。④ 小行星轨道近日点经度 ∏（等于 ω+ Ω）在0°～20°和180°～200° 的区间，有明显 的极大和极小分布（图4）。特别有意义 的是，这同木星 的近日点经度和远日点经度紧密相关。
研究形成小行星轨道分布的这些特征的原因，是太阳系动力演化研究的重要课题。
几颗轨道特殊的小行星
小行星阿莫尔(第1221号)和阿波罗（第1862号）
1932年3月12日和4月24日分别发现了这两颗小行星。阿莫尔的近日距小到1.08天文单位，它同地球的距离可以接近到0.1天文单位；阿波罗的轨道穿到金星轨道以内，并几乎与地球轨道相交（图5）。阿莫尔一直被天文学家持续地观测着。但是，阿波罗却整整丢失了41年，直到1973年才重新找到。
图5 阿莫尔和阿波罗的轨道
小行星伊卡鲁斯（第1566号）
1949年6月26日美国帕洛马山天文台发现了这颗轨道极为特殊的著名小行星（图6），它的轨道半长径小到和地球轨道半径相当，而轨道偏心率极大(0.83)，竟然深深进入水星轨道以内。它在距太阳0.18～1.98天文单位这段距离内运行中，经历了罕见的强烈的温度变化。
图6 伊卡鲁斯的轨道
小行星希达尔戈（第944号）
1920年发现这颗小行星，与近地小行星相反，它的远日点达到土星轨道那样远（图7）。它有很大的轨道倾角，所以同土星的空间距离并不小于5.7天文单位。希达尔戈的轨道倾角和偏心率都大，很像彗星，但它在望远镜中却是一个星点，而无丝毫云雾状。
图7 希达尔戈的轨道
小行星Chiron（第2060号）
1977年10月18日，美国帕洛马山海耳天文台发现了这颗极不寻常的天体。它的轨道远日点大大突破了希达尔戈保持的纪录，在远离太阳时达到天王星的轨道范围。因为它的直径只有几百公里，所以未能列为第十大行星。对长期摄动的研究表明，在公元前1664年，它同土星的距离一度不到0.1天文单位，但今后至少在5，500年内，它的轨道是颇为稳定的。
小行星轨道的计算
小行星由于它的轨道偏心率和倾角过大，可以很接近作为摄动体的大行星，这样就难于应用拉普拉斯的大行星运动理论来研究小行星的运动。高斯、恩克和贝塞耳等都认为计算小行星轨道摄动的唯一办法是外推法，就像克莱洛计算彗星轨道摄动那样，一步一步地不断计算摄动力和小行星的速度及位移。高斯就是这样计算了第2号小行星智神星的轨道。用这种方法，不仅每一步都要作大量的计算，同时它也是一个无穷无尽的过程。1856年，汉森提出用类似于月球运动理论中所用的方法来计算小行星的摄动，并计算了第13号小行星埃杰里亚的摄动。汉森方法能用于具有较大偏心率和轨道倾角的小行星，曾被广泛地用来计算小行星的摄动。十九世纪后期，由于照相观测方法的发展，发现的小行星数目剧增。为了能及时计算出大量小行星的摄动，波林将汉森方法作了改进。他按平均角速度 n的大小对小行星分群研究，大大减少了工作量。波林用这种方法研究了赫斯提亚群小行星的运动。二十世纪初，蔡佩尔用这个方法研究了赫库巴群小行星的运动。中国佘山观象台用这个方法研究了弗洛拉群和匈牙利群小行星的运动。
二十世纪初，科威耳和克洛梅林在研究哈雷彗星的运动时创立了著名的科威耳方法。它完全摆脱了中间轨道的束缚，直接计算天体的坐标，所以多年来被广泛地应用于计算小行星的轨道。特别是在五十年代以后，电子计算机技术的发展，使得人们有可能把所有大行星和若干小行星的运动方程同时积分，逐步算出它们在几十年、几百年内的运动。在特殊摄动方面，目前被广泛采用的还有计算轨道要素变化的方法。为了适用电子计算机的特点，在计算瞬时椭圆在空间的取向时，常用一些向量元素来代替经典的轨道要素。目前二千余颗编号的小行星的摄动已全部采用特殊摄动法来计算。由于木星对小行星运动的影响显著，切博塔廖夫提出了研究由太阳-木星-小行星组成的平面圆型限制性三体问题，把这类三体问题中的周期轨道作为研究小行星运动的中间轨道，然后计算留下的摄动。他用数值方法具体计算了赫库巴群、希尔达群、脱罗央群小行星的运动所应有的周期轨道。
精确计算小行星的轨道，不仅可以保证以后的跟踪观测，而且还可测定一些有关的天文常数以及研究太阳系的动力结构和演化。除了较大的轨道倾角和偏心率以外，计算小行星摄动的困难还来自小行星和木星平均角速度的通约。妨碍高斯建立第2号小行星智神星运动理论的原因之一，也就是智神星和木星平均角速度存在7/18的通约，引起了周期达万年之久的长周期摄动。接近通约的情况可使木星的摄动异常突出。当小行星和木星平均角速度之比接近p/(p-1)（p是正整数）时，用小行星来测定木星的质量要比用土星或木星的卫星好得多。拉贝曾分析赫库巴群小行星的运动，精确地测定了木星的质量。迄今为止，木星的质量值大多数是通过小行星来测定的。研究小行星的运动，还可以测定小行星的质量。第197号小行星阿雷特曾以0.101天文单位的距离接近第1号小行星谷神星。根据对它们当时的运动分析，曾测定了谷神星的质量。后来利用阿雷特还测定了第4号小行星灶神星的质量。根据对第433号小行星爱神星在1893～1966年之间八千多次观测的分析，不仅测定了地月系统的质量，同时还测定了太阳视差。系统地研究小行星的运动还可以测定天球坐标系的运动和星表的系统差。
中国科学院紫金山天文台多年来从事小行星的观测和研究，发现了许多小行星；利用国内外的大量观测资料，测定了大批小行星的轨道，并用数值方法研究了它们轨道的变化，编算了小行星的冲日星历表，研究了一些特殊小行星在前后几百年、上千年内的轨道演化规律，为研究太阳系的动力结构和演化提供了资料。 |
天文学 | 天体物理学 | 超密态物质 | 超密态物质（ matters at super-high densities ），处于极高压力下具有极高密度的物质。致密星中的物质即处于高密高压状态。
当物质密度ρ＞500克/厘米3时，电子已不再为个别原子核所束缚，而成为在所有原子核的正电荷背景上自由运动的电子气。在低温时，电子气是简并的。对于理想的简并电子气，在零温时，电子所具有的最高动量(称为费密动量PF)为PF＝(3π2ħ3n)1/3，式中ħ为h/2π，h为普朗克常数，n为电子数密度。可见，即使在零温时，电子仍然具有相当高的动量，可以产生相当高的压力。
白矮星就是由简并电子气的压力与自引力相平衡而形成的一种致密星。白矮星物质的典型密度约为105～107克/厘米3。在更高的压力下，电子的费密能量增高，可能出现下述过程：e-+(A，Z)→(A，Z－1)+ve，式中(A，Z)表示核子数为A、质子数为Z的原子核，e-表示电子，ve表示中微子。这一过程使原子核中的一个质子变成一个中子而放出一个中微子，结果使原子核中子化。
当密度ρ≥1011克/厘米3时，中子化很强，物质将进入简并中子气状态。由于中子的质量远大于电子，简并中子气的压力要比简并电子气的压力高得多。由简并中子气的压力与自引力相平衡而形成的星体，就是中子星。中子星物质的密度约为1013～1016克/厘米3。中子星物质不是由纯中子组成的。它是处于下列两种过程所决定的准平衡状态：e-+p→n+ve；n→p+e-+ῡe，式中p表示质子，n表示中子，ῡe表示反中微子。准平衡表示中微子ve及ῡe不参与反应的平衡，因为中微子不断由星体逸出。在这种高密度的准平衡状态中，物质的极大部分为中子，而质子、电子只占极小部分。在更高的密度下(ρ≥1015克/厘米3），物质中将会发生下列类型的过程：e-+n→Σ-+ve等，式中Σ-为超子。这时物质处于一种超子混合态。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 致密星系 | 致密星系（汉语拼音：Zhimixingxi；英语：Compact galaxy），光度几乎全部集中于核心区域的星系。这类星系的表面亮度很高，在照相底片上成像很小，刚好能与恒星的像相区别。因瑞士天文学家F.茨威基在20世纪60年代编制星系和星系团表的过程中所发现，故又称茨威基星系。按致密程度还可分为一般致密、中等致密、甚致密和极端致密4类。致密星系并不构成物理性质单一的一类。它包含许多类型的星系。有的致密星系是正常星系，但表面亮度较高。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 星风 | 星风（汉语拼音：Xing Feng；英语：Stellar Wind），恒星连续向外发出的物质流。这个概念来自太阳风的启示。光谱分析指出：一些恒星有以每秒上千千米的速度向外扩张的星周物质；一些恒星正在抛出气壳。这些都是星风的间接证据。半人马座X-3的X射线观测提供了一个直接证据：这是一个交食X射线双星系统，如果没有星风，当食开始时应观测到X射线光度突然下降；如果有星风存在，当中子星渐渐向其伴星后面绕去的时候，发射的X射线要通过越来越厚的，从伴星发出的星风物质，观测的X射线光度应该渐渐减小。实际情况正是这样，下降过程持续约1个小时。可能所有的恒星都有星风，但由此造成的质量损失速率可能相差8个量级，甚至更多。太阳每年损失4×10-14太阳质量，不足以影响它的结构和演化。然而，简单计算表明：一个质量为1太阳质量的恒星以10-10太阳质量／年的速率损失质量，其主序寿命将减少一半。在密近双星中，物质从一个子星到另一个子星的转移，可能通过洛希瓣溢出和星风两种方式，尤其在大质量X射线双星中，星风的吸积是很有效的，可以产生观测到的X射线光度。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 气体星云 | 气体星云（ gaseous nebula ），银河星云中主要由气体组成的亮星云，包括行星状星云和发射星云等。在二十世纪六十年代，对行星状星云进行红外观测，发现在这些一向被认为是完全由气体组成的星云中，也存在着相当数量的尘埃物质。经过进一步的研究表明，这些尘埃物质和气体一样，都是在星云形成的初期就已经存在的。在气体星云中，有不可忽视的尘埃微粒，只是比其他星云稀少一些。银河系中的弥漫气体星云，大部分集中在银道面附近，平均银纬约2°，属于扁平子系（见银河系子系）。它们的质量，从太阳质量的几分之一到几千倍，但大部分为太阳质量的十倍左右。气体星云都具有发射光谱。弥漫气体星云照明星的温度一般低于行星状星云中心星的温度，所以弥漫气体星云的激发度也低于行星状星云。光谱中最强的谱线是氢的巴耳末(Hα)线和一次电离氧(OⅡ)的禁线。由于红光的穿透力较强，所以弥漫气体星云光谱中氢原子的Hα线很强。因此对暗弱星云的照像观测，一般都采用只透过强发射线（如Hα）的窄带滤光片和红敏底片进行长时间露光。很多暗弱的电离氢区都是采用这种方法发现的。最亮的气体星云是猎户座大星云(M42)；最大的气体星云是南天的古姆(Gum)星云，它的角直径为30°；最美丽的气体星云是天鹅座的网状星云(NGC6960)。在许多河外星系中，特别是在旋涡星系的旋臂中，也观测到有大量的气体星云。
猎户座大星云（M42）
气体星云（M16） |
天文学 | 天体物理学 | 亥姆霍兹-开尔芬收缩时间 | 亥姆霍兹-开尔芬收缩时间（ Helmholtz-Kelvin contraction time ），引力收缩的时标。亥姆霍兹于1854年提出引力收缩是恒星的能源。他假设太阳和其他恒星在自引力的作用下不断收缩而释放能量。对于质量和半径分别为M和R的星体，其引力势能Ω=－ηGM2/R，式中G为引力常数，η为与质量分布有关的因子，量级为1。根据维里定理，对于一个处于准稳定平衡状态的无转动星体，在引力收缩时，R变小，引力势能也相应变小，一部分引力势能将转变为星体内能U：
式中 r为大于1的多方物态方程（见 多层球）的幂指数；另一部分将转变为辐射能：
对于稳定星体 ，
故Δ E>0。星体的光度为：
如果原始星体物质处在无限弥漫状态，则它收缩到半径为R的球体的时间约为：
这就是亥姆霍兹－开尔芬时间。对于太阳来说， r=5/3， t≈5×107年。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 双子座U型星 | 双子座U型星，一类爆发规模较小、频次较高的爆发变星。见矮新星。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 灾变说 | 灾变说（汉语拼音：Zaibianshuo；英语：Catastrophic hyqothesis），太阳系起源中的学派，认为行星是某种偶发事件引起的剧变而形成的。第一个灾变说是法国人G.L.L.布丰1745年提出的彗星说：认为一颗大彗星掠碰太阳使它自转起来，而碰出的太阳物质在绕转过程中形成了行星和卫星。它否定上帝创世，一度有相当影响。从19世纪70年代～20世纪50年代，出现了20多种灾变说。其共同的特点是仰仗2颗或 3颗恒星（其中有一颗是太阳 ） 的彼此接近或碰撞来解释行星的起源。但是后来发现，它们至少有三大难题：①恒星间的接近或碰撞概率极小，难以说明有众多日外行星系存在。②从恒星或太阳拉出的物质扩散的速度远大于凝聚速度，不会形成行星。③计算表明，这种模式同样回避不了角动量的困难。因而20世纪50年代后逐渐走向衰落，有些学者还放弃了原有观点支持新星云说。当然也有些灾变说也含有一些可取之处，如美国T.C.张伯伦和F.R.摩尔顿的灾变说中有关行星由星子碰撞吸积方式形成的思想现已为多数新星云说所承袭和发展。 |
天文学 | 天体物理学 | 逆康普顿散射 | 逆康普顿散射（ inverse Compton scattering ），高能电子与低能光子相碰撞而使低能光子获得能量的一种散射过程。康普顿在1922～1923年研究X射线被电子散射时发现X射线波长会增长，这种现象称为康普顿散射。这是高能光子（X射线、γ射线）与静止或近似静止电子相碰撞导致高能光子损失能量的一种散射现象。逆康普顿散射和康普顿散射一样，都是光子与自由电子之间的一种弹性散射过程，只是能量传递方向正好相反。前者能量从电子传递给光子，后者从光子传递给电子。
在宇宙空间和天体中，普遍存在各种各样的低能光子，诸如射电光子、星光光子、微波背景光子；在高能天体附近和宇宙射线中，又经常存在高能电子。因此，逆康普顿散射在天体物理问题中具有重要意义。由于逆康普顿散射的作用，低能光子获得能量而变成高能光子，这是宇宙X射线的来源之一。在一般条件[Eε《(mec2)2]下，光子能量约可提高γ2倍，这里me为电子静止质量；c为真空中的光速；E和ε分别为散射前高能电子和低能光子的能量，而γ=E/mec2。逆康普顿散射作用的另一结果是，高能电子损耗能量而变成低能电子，丧失其作为高能电子的功能，因而逆康普顿散射可看作是一种与其他高能电子过程（尤其是同步加速辐射过程）的竞争机制。这种竞争可用同步加速辐射能耗率与逆康普顿散射能耗率之比
来表达。低能光子场能密度愈大，逆康普顿散射就愈频繁，提供给同步加速辐射的能量也就愈少。 |
天文学 | 天体物理学 | 费密加速 | 费密加速（ Fermi acceleration ），解释宇宙线粒子加速的一种可能机制。1949年由费密提出因而得名。
恒星际极稀薄的电离气体带动强度约10-6高斯的磁场运动，其速度V约为每秒30公里的量级，速度为v的荷电粒子就在这非均匀磁场间来回运动(往返线度约1光年)：粒子在磁镜上反射或沿弯曲磁力线返回（也可以说粒子同磁场发生“碰撞”）。如果磁场静止，那末粒子能量不变；如果磁场是运动的，就出现两种情况。①迎头碰撞:磁力线和粒子相迎运动，V·v₁＜0（v₁是v的平行于磁力线的分量）。②追赶碰撞：和①相反，V·v₁＞0。在①情况下粒子获得能量，在②情况下则丧失能量。由于│V│《│v│，所以迎头碰撞的次数多于追赶碰撞，平均而言，每次迎头碰撞粒子能量有净增量 。能量 ω= 109电子伏的粒子，碰撞一次后约增加δ ω＝10电子伏。粒子在多次碰撞后就变成高能的宇宙射线粒子。
因此，费密加速是一种统计加速（随机 加速）。在每次相互作用中，粒子可获得能量，也可丧失能量。如果增益作用次数大于衰减作用次数，那么粒子平均能量将有系统增长。 费密加速在天体物理学、太阳物理学和地球磁层研究中有广泛的应用。通常把激波中和磁流体力学低频湍动中的粒子 加速机制都泛称为统计费密型加速。 |
天文学 | 天体测量学 | 光电中星仪 | 上海天文台的光电中星仪
光电中星仪（ photoelectric transit instrument ），在中星仪上加一套记录恒星通过子午圈时刻的光电装置和一个导星镜，就成为光电中星仪。它是苏联H.H.巴甫洛夫在1946年发明的，是世界上主要测时仪器之一。单星观测均方误差可达 ±0.012时秒。光电装置由光电箱和放大器两部分组成。光电箱安装在望远镜水平轴的一端。在望远镜的焦平面附近装着一块镜栅，与焦平面成45°倾角。镜栅上交替排列着等宽度的透光和反光条纹。当星像通过透光条纹上时，星光透过镜栅射到一只光电倍增管的阴极上；当星像移到反光条纹上时，星光被反射到另外一只光电倍增管的阴极上。前一只光电倍增管的阳极和后一只光电倍增管的最后一个倍增极并联输出。于是，恒星通过镜栅，星光在两只光电倍增管上产生的光电流合成为绝对值相等、符号相反的正弦形光电流。微弱的光电流经过时延差约100毫秒的直流放大器，被放大成矩形讯号，经平均时刻记时器记录，最后打印出恒星中天的平均时刻。光电记录装置有直流、交流、光电跟踪和光电计数等形式。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 运动学宇宙学 | 运动学宇宙学（ kinematical cosmology ），根据时间、空间和引力理论阐明宇宙在大尺度上的时空结构和整体运动规律的学科。它着重讨论宇宙时空性质和运动学特征，而不过多地涉及宇宙演化的物理机制等问题。现代宇宙学中最早出现的一些宇宙理论，如相对论宇宙学、稳恒态宇宙模型、等级式宇宙模型等都属于这一范畴。除等级式宇宙模型一类的理论以外，大多数关于宇宙运动特性的讨论，都在一定程度上承认宇宙物质在大尺度上是均匀、各向同性分布的观点。不过，近年来，对于不满足均匀，各向同性条件和非理想流体的宇宙运动学问题也进行了讨论，有人还研究了物质自旋与空间挠率等对宇宙运动学特性的影响。 |
天文学 | 天体力学 | 雅可比椭球体 | 雅可比椭球体（ Jacobi’s ellipsoid ），均匀流体球自转时的一种平衡形状。1834年，雅可比证明：三轴椭球体（椭球体的三个轴彼此不相等）可以为均匀流体自转时的平衡形状。条件是参数Ω（见马克劳林椭球体）满足下列条件：
Ω＜Ω1=0.18711…。
若a、b为椭球体赤道截面椭圆的半长径和半短径、c为椭球体的极半径（在自转轴上），则a＞c、b＞c。这表明平衡形状只能是扁球体。对小于Ω1的任一Ω值，都相应地存在一个三轴椭球体(a＞b＞c)的平衡形状，称为雅可比椭球体。在极限情况Ω=Ω1时，a=b，相应的雅可比椭球体就成为马克劳林椭球体。雅可比椭球体的赤道椭圆可以很扁，这在太阳系内的较大天体中尚未发现，但在星系中，如棒旋星系可能属于这种类型。李亚普诺夫等人证明，雅可比椭球体是稳定的平衡形状。 |
天文学 | 天体测量学 | 照相天体测量方法 | 照相天体测量方法（ method of photographic astrometry ），利用照相方法来测定天体位置。这种方法与目视观测相比，具有下列优点：①照相底片对星光有累积作用，因此适当延长曝光时间，可以观测到更暗的天体；②在一张底片上可以同时测定多颗恒星的位置；③底片可以长期保存，需要时可以随时进行测量、归算，因此具有文献性。照相天体测量有三个基本过程。
拍摄底片
为了拍摄暗弱的恒星，曝光时间往往需要几十分钟，所以要求望远镜能跟踪恒星的周日运动，为此，一般采用赤道式装置。如果在整个曝光过程中，望远镜不能准确地跟踪恒星的周日运动，在底片上就不能获得清晰的星像，因而也不能精确地测定位置。因此，要求星像与动丝交点在导星镜中保持重合。如稍有偏移，应立即对望远镜位置进行微调，通常是由观测者通过目视观测用微动螺旋调节。目前，这种目视导星方法已逐渐为光电导星技术所取代。除此以外，望远镜的光学系统还要求尽可能地消除场曲、像散和彗差等像差。观测前要根据温度来调节焦距，合理地选择曝光时间，才可能拍得高质量的底片。
测量底片
拍下底片后，首先用坐标量度仪量出底片上全部星像在某一直角坐标系内的量度坐标。量度时应调节底片架，使这一直角坐标系的X轴和Y轴尽可能分别同赤纬圈和赤经圈平行（见天球坐标系）。为了提高测量精度，需要把底片旋转180°，再测量一次。一般是采用旋转坐标量度仪目镜内的一块棱镜来达到这个目的。近年来已开始利用全自动光电坐标量度仪，以适应工作量大、精度高的要求。
归算
量度坐标只能给出这些天体相对位置的资料。量度坐标(x，y)与赤道坐标(α，δ)之间的关系，是以理想坐标(ξ，η)来作为过渡的。理想坐标也是一种直角坐标系统，它的原点在底片的光学中心，坐标轴分别与赤纬圈和赤经圈平行，它与赤道坐标之间的关系，可由下列严格的数学公式来表达：
或简化为下列形式：
式中 A、 D为底片光学中心的赤道坐标， m为计算用辅量。
某一星像的理想坐标和量度坐标并不相同。这是因为:①量度坐标的原点与理想坐标的原点不重合；②X轴和Y轴不正好与ξ轴和η轴平行；③X轴和Y轴不严格正交；④坐标量度仪x和y刻度尺的比例不相同；⑤受到较差大气折射和较差光行差的影响。根据上述原因，理想坐标和量度坐标之间的关系式可以表示为：
式中 a、 b、 c、 d、 e、 f称为底片常数。
用照相天体测量的方法来测定天体的位置时，在一张底片上应有一定数量的称为定标星的恒星，其精确的赤道坐标是已知的。定标星的用途就是确定底片常数。首先把定标星的赤道坐标用电子计算机或现存的数表换算成理想坐标，再测量出这些定标星的量度坐标。理论上只要有三颗定标星就可解算底片常数，但为了提高精度，一般选取均匀分布的十颗左右的定标星，用最小二乘法解算底片常数。底片常数一经求得，就可以把其他需要定位的恒星的量度坐标化为理想坐标，再求出它们的赤道坐标。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 上弦 | 上弦（汉语拼音：shàng xián），发生于新月以后的月相。月球在太阳之东90°时，在地球上看到的月球西边的一半(右半圆)。发生在夏历每月初七或初八。 |
天文学 | 光学天文学 | 像散 | 像散（ astigmatism ），从离轴较远的物点发出的同心光束，即使很窄经透镜后也不再是同心光束，而成为像散光束。球面成像系统的初级像差之一。像散光束的横截面一般是一椭圆，在两处退化成互相垂直的直线，称为子午焦线和弧矢焦线。两焦线之间的某处横截面为一个圆，称为最小模糊圈或明晰圈。包含光轴和主光线(从物点出发经透镜中心的光线)的平面称子午面；包含光轴并与子午面垂直的平面称弧矢面。子午焦线和弧矢焦线分别与子午面和弧矢面垂直(见图)。像散大小用两焦线间的距离在光轴上的投影来量度。
球面系统的像散
像散产生的原因是透镜对子午面内的光线和弧矢面内的光线有不同的聚焦能力，相应有不同的焦距。单纯像散是大倾角的窄光束产生的，当孔径较大时(宽光束)，除像散外还同时存在球差和彗差。像散大小与物点离轴的距离、透镜折射率及表面曲率有关。适当选择透镜材料、表面曲率或用组合透镜可减小像散。 |