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天文学 | 天体力学 | 拉格朗日特解 | 拉格朗日特解，平面圆型限制性三体问题的运动方程的五个特解。这五个特解是由拉格朗日首先求得的，所以称为拉格朗日特解，又称平动解。 |
天文学 | 天体物理学 | 质子－质子反应 | 质子－质子反应（ proton-proton reaction ），四个氢核聚变为一个氦核的途径之一，是魏茨泽克于1937年，贝特于1938年提出的。这个反应过程是小质量、低光度的主序星的主要能源，例如，太阳现阶段辐射出去的能量90％以上是质子-质子这类反应提供的。
质子-质子反应可由表中三个分支反应过程分别完成。
表中γ和ve分别代表光子和电子中微子。上面各个分支反应过程中，两个质子形成氘核2H的反应速率最慢，从而控制了整个链式反应。理论计算表明氘核的反应截面很小，实验室里也从未观测到。不过，核物理学和弱作用理论的成就表明，这项反应是可能存在的。 |
天文学 | 天体测量学 | 国际纬度服务 | 国际纬度服务（ International Latitude Service ），测定纬度变化、研究极移并提供地极坐标的国际组织，简称ILS。它包括国际纬度服务中央局和几个国际纬度站。
ILS成立于1895年，1899年开始工作，ILS中央局起初隶属于国际大地测量学协会(IAG)，1922年起隶属于国际天文学联合会(IAU)、国际大地测量和地球物理联合会(IUGG)。1962年，ILS改组为国际极移服务(IPMS)，原ILS的传统工作成为IPMS中央局的部分工作。ILS成立时，就要求各站使用相同的仪器、相同的观测方法，并在相同的条件下观测相同的恒星，以便尽可能减少各种系统误差的影响，获得高精度的地极坐标。因此，选择了气象、地震、地理和其他方面具有最好条件的北纬39°8′纬圈，在该纬圈上大致按经度均匀分布建立国际纬度站。开始时，有美、日、俄、意的六个纬度站参加。后来，参加的纬度站曾有变动。目前组成ILS系统的有五个纬度站，它们的名称、地理位置和所在国家分别为：
组成ILS系统的有五个纬度站
ILS各个纬度站使用物镜为110毫米的天顶仪，按统一的观测纲要连续地测定纬度。由中央局汇总资料，统一计算处理，求出地极坐标值，然后发表。因为观测相同的恒星，有关恒星位置的误差对各站的纬度的影响是相同的，所以对地极坐标的观测结果不会产生影响，这是ILS的一个主要优点。ILS的工作有连续八十年的历史，为大地测量、天文、地球物理等学科提供了宝贵的资料。1899年以来的详细的工作结果发表在《国际纬度服务成果》第1～11卷上。1962年以后的详细的工作结果发表在IPMS年报上。
随着科学的发展，各方面对地极坐标的精度要求越来越高，ILS的工作不能适应形势发展的要求。例如，它的仪器已显得陈旧落后，台站太少，因而精度不够高，观测结果发表迟缓，处理方法前后不统一，观测纲要变动频繁等等。这就导致ILS于1962年改组为IPMS。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 银河星团 | 疏散星团（open cluster），星团的一类。又称银河星团。疏散星团的外形不规则，成员星数比球状星团少得多，只有几十个到上千个。疏散星团的大小为几秒差距，质量为几十到千倍太阳质量。疏散星团属星族Ⅰ天体，它们分布在银道面附近。根据疏散星团的赫罗图和现代恒星演化理论，可以确定疏散星团的年龄。结果表明，疏散星团的年龄相差很大，有的年轻，有的年老。已发现1000多个疏散星团，其中最著名的如昴星团、毕星团、鬼星团等。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | F日冕 | F日冕（ F corona ），日地空间的行星际尘埃云所散射的光球的光辐射，简称F冕。尘埃云的形状属扁球体类，它的边缘延伸到地球轨道以外。尘埃粒子的线度约10微米，不导电。在离日面1.3R⊙（R⊙为太阳半径）以外的外冕区，以F冕为主。靠近太阳的大部分 F冕来自尘埃粒子对光球辐射的衍射；而当距离R＞>R⊙时，大部分F冕来自尘埃粒子对光球辐射的直接反射。对日照的微弱光流则可能是由地球轨道外尘埃粒子对太阳光的反射造成的。F冕在晚上也可看到，但只能在地球的低纬区的天空背景上才能观测到。它以从地平向上延伸的光锥形式，在日落之后或日出之前不久出现。外F冕也称为黄道光。F冕在几个R⊙以外就大大亮于K日冕，这主要是电子密度比尘埃粒子密度减小得更快引起的。F日冕同K日冕相似，其亮度随着离太阳距离的增加而减小，但由于太阳活动对尘埃粒子的分布影响不大，因而F冕的性状与太阳活动周期关系不大。F冕的光是偏振的，但在离太阳5R⊙以内，偏振度很小。F冕的光谱中出现夫琅和费吸收线，这是因为比较重的和运动缓慢的尘埃粒子在散射光球的光时，不会明显改变吸收线形状的缘故。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 原恒星 | 原恒星（汉语拼音：Yuan Hengxing；英语：Protostar），恒星演化早期处在引力收缩阶段的浓密星际物质云。也有人更严格地把原恒星定义为这样一种天体：它的主要能源既不像主序星来自氢燃烧，也不像主序前恒星靠准流体静力学收缩，释放引力能，而是来自下落物质的吸积。恒星孕育和诞生于气体-尘埃云中，光学望远镜难以探测，寻找原恒星成为红外天文学的重要任务。红外天文卫星发现的红外源中，有些可能是仍然在吸积星云物质的真正原恒星。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 哈雷彗星 | 1986年出现的哈雷慧星
哈雷彗星（汉语拼音：Ha lei hui xin；英语：Halley's comet），第一颗按照预言回归的彗星，因1705年英国天文学家E.哈雷正确地预言了它的回归而得名。该彗星平均每76年回归一次。公元前613～1910年间中国有它31次回归记录 。该彗星轨道偏心率达0.967，近日距8800万千米，远日距达53亿千米，上次过近日点的时间是1986年2月9 日，轨道倾角约162°（逆行）。其质量约1016千克 。在上次回归期间，被称为国际哈雷彗星监测的机构协调世界各国的观测研究，并有5个探测器作了近距探测，因而对其本质已有了深刻的了解。资料表明，其彗核确是一个混杂着砾石、沙粒、尘埃的脏雪球，大小为15千米×5千米，平均密度0.4克／厘米3，边缘极不规则，初看上去似一个烧焦了的土豆，表面比煤炭还黑，上面还有山脊，山谷和环形山之类的地形结构。探测器还观测到上面有几个奇特的亮斑活动区，大量的气体、尘埃物质正从这些活动区喷出。经推算，它回归期间损失物质达2×1012千克 。经过38万年即5000次回归后它将丧失殆尽。 |
天文学 | 天体测量学 | 卯酉圈 | 卯酉圈（prime vertical），地平坐标系中的大圆。即与子午圈相垂直的地平经圈，它与地平圈相交于东点和西点。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 星协 | 星协（ Stellar Association ），由相似光谱型年轻恒星组成的非常松散的集合。OB星协是大质量高光度的O、B型恒星的集合。R星协是质量较小（3～10倍太阳质量），能照亮周围反射星云的年轻恒星的集合。T星协是质量与太阳相当的金牛座T型变星的集合。因为O、B型恒星和金牛座T型变星都是十分年轻的天体，所以星协也是一种年轻的天体，它的年龄只有百万年数量级。某些空间区域既有O星协又有T星协，猎户座星协就是这样的例子。星协和年轻的疏散星团、四边形聚星有密切的关系，后者往往构成星协的核心。此外，星协常与气体尘埃星云有物理上的关联。银河系内，星协总是位于银河系的旋臂上。星协的尺度从数秒差距到数百秒差距，含数十到数百颗恒星。在星协中，虽然某一特定类型的恒星的密度较高，但其总密度却低于周围星场。星协是不稳定的系统，已经发现一些星协在向外膨胀。根据现行的速度倒推回去可估计系统的年龄，如用这种方法估计英仙Ⅱ星协的膨胀年龄略大于一百万年。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 星周物质 | 星周物质（ circumstellar matter ），恒星周围与恒星有演化联系，并显著受恒星引力约束的气体、尘埃和等离子体组成的物质。星周物质同星际物质的区别在于，后者存在于星际空间，物理和动力学状况受星场多数恒星的影响。双星的两子星间的气流也叫作星周物质。Be星有两个星周物质区：一是极弥漫星风区，一是中央星的赤道盘面密的巴耳末发射线区。有人从此引申，把行星状星云也称作星周物质。
星周物质包围着中心星，形成气体云、星周包层或气壳。分布基本上呈球形，也有盘形或环形的结构。星周物质的存在已有大量的观测证据。许多类型的恒星光谱中，已观测到气壳的谱线特征。膨胀着的星周气体，造成某些原子谱线的多普勒紫移；星周尘埃粒子受到中心星的辐射加热，吸收可见区辐射，再以红外辐射发出，形成10～20微米波段的所谓“红外辐射过剩”；星周物质中的OH、H2O和SiO分子通过受激发射，形成射电波段的微波辐射；有些星周气云中还有CN微波辐射。
星周物质或来源于原始的星际云，或起源于恒星演化过程中的物质抛射。在恒星形成早期阶段，不会是所有的星际云都收缩成恒星，由于动力学的不稳定性，会有大量的残余物质遗留在恒星周围。在一些年轻的恒星周围，已观测到大量的星周物质。如金牛座T型变星、猎户座T型变星等被认为是主星序前收缩阶段的年轻星（见赫罗图），其周围的气壳物质，可能就是这种残留物。另一方面，恒星在演化过程中，会不断有质量抛射出来。如太阳就是以太阳风的方式，不断抛出质量。而恒星离开主星序后，以星风方式造成的质量损失则更为可观。如M型红巨星、超巨星中质量损失率每年约为10−7～10−8太阳质量；又如O、B型超巨星，质量损失率每年可达10−6～10−5太阳质量。此外，有许多长周期变星如刍藁型变星，都是OH分子受激辐射源，它们的质量损失率约为每年10−6太阳质量。还有像爆发变星、新星和超新星的爆发活动，以及双星中的质量交流，都是星周物质的来源。因此，根据对星周物质的规模、物理状况的观测研究，可更有效地探讨恒星的星前物质的损失机理以及恒星的演化等重要问题。 |
天文学 | 天体力学 | 周期解理论 | 周期解理论（ theory of periodic solution ），关于天体运动周期轨道的存在性和稳定性的理论。对于天体力学中不能直接求解的运动方程，除了用级数作为近似解外，庞加莱在十九世纪末开辟了一条新的途径──寻找运动方程的周期解。这种解的特点是：经过一定的时间（周期）后，天体的坐标和速度都严格地回复到原来的数值。周期解理论是天体力学中最活跃的研究领域之一。对于维数不高的动力学体系（如平面圆型限制性三体问题）来说，周期解是决定相空间（坐标和速度分量组成的空间）的“枢纽”轨道；周期解的存在同共振有密切联系（见共振理论）；某些简单的周期解可以作为中间轨道，并以此为基础讨论摄动；人造天体出现以后，需要设计能够周期性地接近地球和其他天体的轨道，这就给周期解的研究工作带来新动力。目前研究周期解有三种基本方法。
定性方法
应用拓扑学方法证明某些类型周期解的存在性。这种方法最初是庞加莱提出的，后由伯克霍夫、阿尔诺德等人加以发展和充实，成为天体力学定性理论中的一个重要内容。对于大周期的解的存在性问题，目前还只能用定性方法进行研究。此外，在给定周期解领域内的周期解存在性问题，各种周期解的稳定性问题，都是用定性方法来研究的。
分析方法
最初也是庞加莱提出的。他首先研究含有小参数μ的运动方程。当μ=0时，方程有周期解。然后根据周期性条件找出μ≠0时的周期解。这样的周期解可用μ的幂级数表示，并用逐次积分求出其系数。对于三体问题，他提出了三类周期解，这成为周期解的理论基础。这些解称为庞加莱周期解。拉格朗日特解也是一种特殊的周期解。近二十年来，对拉格朗日特解附近的周期解存在性和稳定性研究得较多（见脱罗央群小行星的运动）。希尔在研究月球运动时所采用的中间轨道，也是周期轨道，称为希尔周期轨道。二十世纪以来，在研究希尔周期轨道的收敛范围以及用新方法建立这种轨道方面，取得了很多成果。例如美国康利等人用正规化变换（见变换理论）求平动点附近的周期解。
用分析方法讨论周期解有两个重要缺点：一是在周期上有限制，对周期很大的解还只能用定性方法研究；一是推导过程太繁，无法推导出一般项和高阶项。近年来，分析方法常用数值方法来补充，并且借助于电子计算机进行公式推导。
数值方法
自五十年代电子计算机广泛应用于天体力学研究之后，出现了用数值方法研究周期解的高潮，建立了大量各种类型的周期轨道。其中绝大部分是针对平面(圆型或椭圆型)限制性三体问题的，只有很少是针对空间限制性问题或一般三体问题的。一般方法是寻找某一周期解族的具体周期轨道。具体办法是先选取周期解的近似初值，然后用泰勒级数的斯特芬森方法计算出最后的周期轨道。这样所得的精度比差分法要高。算得最多的仍然是平动点附近的周期解。六十年代以后，出现了很多用数值方法研究周期轨道稳定性的研究成果，主要是算出标志周期轨道的某些参数的具体值，从而判定周期解的稳定性和稳定范围。
同分析方法一样，数值方法的缺点也是在周期上有限制，一般只能研究周期较短的解。另外，利用数值方法进行研究只能得到某些具体周期轨道，很难看出它们的一般特征（见天体力学数值方法）。因此，周期解理论还需要用几种方法配合来研究，才有可能得到有效的结果。但是至今还没有形成较完整的具体研究方法。 |
天文学 | 天体力学 | 科威耳方法 | 科威耳方法，是求多体问题数值解的主要方法。五十年代布劳威尔﹑克莱门斯和埃克特用科威耳方法在电子计算机上建立了木星﹑土星﹑天王星﹑海王星﹑冥王星5颗外行星的数值历表，显示了数值方法的潜力。 |
天文学 | 天体力学 | 共振理论 | 共振理论（ resonance theory ），研究摄动量级数解中共振奇点的理论。这种共振奇点的问题与一般力学中的共振现象有些类似，因此亦称为共振问题。
对于自然天体（大行星、小行星等），在摄动量级数解的周期项振幅中会出现1/(pn-qn′)这种因子，n和n′分别为被摄天体和摄动天体的平均角速度，p和q为正整数。当n/n′=q/p′时，pn-qn′=0，出现共振奇点，级数解失效。这就是所谓通约问题。对于人造地球卫星，则有两种共振奇点：一是地球的非旋转对称部分（即地球引力场位函数球谐展开式中的田谐项）对卫星的摄动将产生共振奇点，这时n′表示地球自转角速度；另一是由于带谐项摄动，在长周期项振幅中会出现1/(4-5sin2i)形式的因子，当卫星轨道倾角i=ic=63°26′或116°34′时，4－5 sin2i=0，级数解又失效，ic称为临界角，相应的就是临界角问题。
当初始条件满足pn-qn′=0或4－5sin2i=0时，级数解中出现无穷大项。但这只意味着级数解失效，绝对不能说明轨道要素真的会变为无穷大。运动方程本身并无这样的奇点，根据常微分方程解的存在唯一性定理和解对初值的连续性可知，天体轨道的变化通过上述“奇点”时，仍然是连续的。太阳系中的脱罗央群小行星和同步卫星等都是对应于n/n′=1/1的情况（见脱罗央群小行星的运动），还有不少轨道倾角接近临界角的人造地球卫星，它们的轨道变化并无反常现象。因此，上述奇点问题是方法本身带来的，只要在方法上作些改变就不会出现了。对人造地球卫星的运动，用初始轨道要素作为起点的古典迭代法，根本不会出现临界角问题。综上所述，通约和临界角这样的共振奇点并非本质的，完全可以改用适当的方法来排除。
解决一个具体问题时，可以采用某种特定的方法来避免共振奇点；要彻底解决问题，则必须搞清楚天体在共振奇点附近的运动特征。科尔莫戈罗夫等人在研究哈密顿方程解的稳定性时，讨论过共振带的性质。加芬克等人研究了关于地球位函数的带谐项J2、J4和田谐项J2，2对卫星的摄动，把通过正则变换消除短周期项后的哈密顿函数统一写成下列简化形式：
H=A(y)+B(y)cos2x，
式中|B/A|=0(ε)，对于临界角问题，ε=J2；对于通约问题，ε=|J2，2|。(有时也将B(y)写成εB(y)或μ2B(y)，μ=ε1/2，此时|B/A|=0(1)。如果研究全部带谐项摄动时，取其主要项，相应地为：
H=A(y)+B1(y)sinx+B2(y)cos2x，
| B1/ A|和| B2/ A|的量级均为 ε(即 J2)。这种简化所对应的问题亦称理想 共振问题。 共振奇点就发生在 d A/ d y=0处，相应地 pn- qn′=0或4－5 sin2i=0，确切地说，这仅是 H所确定的运动平衡态的必要条件。根据这一条件，用研究 xy平面(相平面)上奇点性质的定性方法，可以给出 共振区域(即运动平衡态的邻域)的运动状况。堀源一郎和加芬克等人从分析方法的角度，对 J2和 J4或 J2，2项，用正则变换继续消除 H中的 x(即消除长周期项)，但不是按 ε，而是按 ε1/2展开，这样也可得到 共振区域内的某种运动解，在一定程度上给出了 共振奇点附近的运动特征。
共振理论也被用于研究太阳系天体的动力学演化问题。太阳系的天体几乎都可以说是满足通约条件n/n′=q/p的，如木星与土星约为5/2，海王星与冥王星约为3/2，脱罗央群小行星与木星是1/1，……；而且还有通约带是空隙（几乎没有或很少发现小行星）等问题（见小行星环的空隙）。用共振理论来研究这些现象，至今仍未得到本质性的结论，只是在某种程度上作些解释而已。 |
天文学 | 光学天文学 | 光学跟踪经纬仪 | 光学跟踪经纬仪（ optical tracking theodolite ），记录人造卫星瞬时位置的光学仪器。它是装在地平式装置上的双筒折射望远镜。当物镜口径为15厘米时，它可观测到7～8等的人造卫星。仪器的高度和方位转动可在较宽的范围内实现连续调节，能对各种运行轨道和速度的人造卫星进行观测。观测精度同卫星轨道、运行速度、观测者的熟练程度和仪器静态精度有关，一般在3'以内。观测时两名观测者位于仪器相对两侧，通过各自的望远镜并控制相应的仪器转动速度，对目标进行搜索和瞄准，使仪器尽可能准确地跟踪目标，然后闭合记录开关，即可输出目标方位和高度角数值。输出角度的形式有两种。一种是通过金属度盘在记录纸带上直接打印出来，同时输出取点瞬间的记时讯号给记时仪。另一种是采用光学编码度盘作为测角元件，在跟踪过程中根据所需要的采样频率，自动以二进码形式输出目标方位和高度值，经数据传输设备直接输入电子计算机进行处理。采用两台或两台以上同类仪器进行交会测量，可获得目标在空间的运动轨迹。打印形式的光学跟踪经纬仪，配套设备简单，独立性强，但它在数据处理和归算上要耗费许多时间和人力。码盘输出形式的跟踪经纬仪，配套设备复杂，但可立即获得目标的轨道数据，故在人造卫星观测站，尤其是在火箭发射场得到广泛应用。此外，还有配备红外线跟踪器、电视监视器、激光测距仪等附属装置的全自动光学跟踪经纬仪，测角精度可高于1′。 |
天文学 | 光学天文学 | 天文底片 | 天文底片（ astronomical plate ），天文观测中拍摄暗弱星像时专用的长时间曝光（几秒钟到几小时，甚至更长）的底片。照相底片一般不适用互易律，即相同的曝光量（光的照度和曝光时间的乘积E×t）并不产生相同的照相密度。这种特性称为“互易律失效”。当光照度很强或很弱时，一般底片的互易律失效特别严重；但天文底片在低照度时，互易律失效比较小。如果用普通的感光测定仪（曝光时间约0.05～1秒）来测定天文底片，其灵敏度并不比普通的底片高；但用天文感光仪（曝光时间为几十分钟）来测定，天文底片就显示出高得多的灵敏度。
天文底片不仅用来记录天象，而且作为一种重要的二维辐射探测器，广泛应用于天体光度测量和天体分光光度测量。在这些测量中，必须精确测定底片特性曲线，以便通过测定照相密度D来确定照度E，从而确定天体辐射强度。特性曲线表示出密度同曝光量对数间的关系，它同底片材料、曝光时间、显影和定影过程有关。通常使用曲线中代表正常曝光的直线部分。直线斜率称为γ值（也称反差或对比度）。这个数值影响到测量的动态范围和精度。
天文底片有颗粒粗细之分。对于输入信噪比远大于1的探测，例如对亮变星和用干涉滤光器的照相等，为了缩短曝光时间，常采用粗颗粒、高灵敏度天文底片。对于输入信噪比远小于1的探测，例如对暗弱的遥远恒星和星系的照相时，就要用颗粒细但量子效率高的天文底片。对后一种底片若采取气体敏化措施，探测量子效率可从原来的0.1％提高到4％，望远镜的极限星等可以提高1～1.5等。
同光电探测器件相比，天文底片量子效率较低，响应非线性，精度低，宽容度较小。但是，它可以做成很大的尺寸（甚至大于50×50厘米2）。信息容量非其他探测器可比，而且价格便宜，并可长期保存。 |
天文学 | 天文学 | 太阳磁场 | 太阳磁场（汉语拼音：Taiyang Cichang；英语：Solar Magnetic Field），分布于太阳和行星际空间的磁场。分大尺度结构和小尺度结构。前者主要指太阳普遍磁场和整体磁场，它们是单极性的，后者则主要集中在太阳活动区附近，且绝大多数是双极磁场。太阳普遍磁场指日面宁静区的微弱磁场，强度约1×10-4～3×10-4特斯拉，它在太阳南北两极区极性相反，近年的观测发现，通过光球的大多数磁通量管被集中在太阳表面称作磁元的区域，其半径为100～300千米，场强为0.1～0.2特斯拉，大多数磁元出现在米粒和超米粒边界及活动区内。如果把太阳当作一颗恒星，可测到它的整体磁场约3×10-5特斯拉，这个磁场是东西反向的。在太阳风作用下，太阳磁场还弥漫整个行星际空间，形成行星际磁场。它的极性与太阳整体磁场一致，随着离开太阳的距离增加而减弱。各种太阳活动现象都与磁场密切相关：耀斑产生前后，附近活动区磁场有剧烈变化（如磁场湮灭）；黑子的磁场最强，小黑子约0.1特斯拉，大黑子可达0.3～0.4特斯拉甚至更高。谱斑的磁场约0.02特斯拉。日珥的形成和演化也受磁场的支配。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 天王星环 | 天王星环（ Rings of Uranus ），是直径小于10米的黑暗颗粒物质组成的暗淡环系统，是继土星环之后，在太阳系内被发现的第二个环系统。已知的13个清晰的环中，最亮的是ε环。
天王星是英国天文学家威廉斯·赫歇耳在1781年3月13日发现的，他利用自制的口径为16厘米的望远镜看到了这颗行星。最初他曾以为这是一颗彗星，但是进一步观测之后表明，这是一颗比土星更远的新行星。天王星围绕太阳的转动周期（公转周期）是84年，自转周期为16.2小时。它沿一个椭圆形轨道转动，轨道平均半径约为28亿公里（19.18天文单位）。天王星与其它太阳系行星不同，它仿佛是侧身躺着围绕自己的轴在转动。
从发现天王星至今已经一共找到10个天王星环和15颗卫星，天王星环不像土星环，它们非常细，是名副其实的线状环，因此只有利用特殊的观察方法才能看到天王星环。
认为威廉·赫歇尔在18世纪就观察到天王星环的理由，首先来自于他的观测记录，详述在1789年2月22日对天王星的观测，包括以下的段落：“觉得有一个环”。
赫歇尔在一张小图上画出了圆环，并且注明“有一点倾向于红色”，夏威夷的凯克望远镜则证实了这样的描述是真实的。赫歇尔的笔记在1797年被皇家学会印制出版，但是在1797至1977年将近二个世纪的时间，天王星环很少，甚至根本未曾被提及。这不得不很严肃的怀疑赫歇尔究竟看见了什么，而之后其他的数百位天文学家却什么都没有看见？平心而论，即使赫歇尔给了天王星环与天王星大小的正确关系，天王星在太阳附近的移动也可能改变了环和他的颜色。
在2005年12月，哈勃太空望远镜侦测到一对早先未曾发现的圆环，如今称为外环系统，使天王星环已知的数量增加到13圈。最外面的环称为μ环，是较明亮的η环距离的两倍远。哈柏同时也发现了两颗新的小卫星，其中的天卫二十六还与最外面的μ环共享轨道，并且被炸出来的表面物质可能是环的原料来源。
在2006年4月，凯克天文台公布的新环影像中，最外环的一圈是蓝色的，另一圈则是红色的。关于外环颜色是蓝色的一个假说是，它由来自天卫二十六的细小冰微粒组成，因此能散射足够多的蓝光。天王星的内环看起来是呈灰色的。 |
天文学 | 光学天文学 | 天象仪 | 天象仪（汉语拼音：Tianxiangyi；英语：Planetariam Projector），一种用于演示多种天文现象的天文普及教育仪器。又称假天仪。1923年，德国蔡斯光学仪器厂制造出第一台天象仪，被广泛推广使用。天象仪的基本原理是采用恒星放映器把星空投影到半球型的人造天穹上形成“人造星空”，再通过配有精密齿轮转动系统的日月行星放映器把日、月、行星投影到人造星空中去，使日、月、行星在人造星空中作模拟运动，再现天体东升西落、夜空星移斗转等天文景观。如果再配有一系列附属仪器，还可以表现各种各样的天象，甚至可以呈现上下数千年内北极星位置的变化和星空的移动变换。中国的北京天文馆内安装有中国自行设计制造的天象仪，可以放映中西对照的星名、星座和一年二十四节气等等景观。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 火星 | 火星的真实色彩影像，2007年2月由罗塞塔号拍摄.jpg
海盗号轨道飞行器拍摄的水手号峡谷和火星图像的拼接图。NASA/JPL-Caltech
火星（拉丁语：Mars；天文符号：♂），太阳系八大行星中距离太阳排名第四的行星.从地球上看，颜色最红的行星。距离太阳大约1.6个天文单位，公转周期大约相当于地球上的2个年。从地球上看火星的最大亮度为–2.91个视星等，从地球上看火星的最低亮度为1.84个视星等。中国古代称“荧惑”，西汉之后始称火星。
西方称火星为玛尔斯，是罗马神话中的战神，所以在英语中，火星是罗马战神的意思，通常被称为“红色星球”；古汉语中则因为它荧荧如火，位置、亮度时常变动让人无法捉摸而称之为荧惑。火星是太阳系的八大行星中第二小的行星，其质量、体积仅比水星略大。火星的直径约为地球的一半，自转轴倾角、自转周期则与地球相当，但绕太阳公转周期是地球的两倍。在地球上，火星肉眼可见，亮度可达-2.91，只比金星、月球和太阳暗，但在大部分时间里比木星暗。火星距离地球最近在5400万公里（最远达4亿公里，探测器需飞行约7个月抵达火星）。
火星大气以二氧化碳为主，既稀薄又寒冷，其表面特征让人联想起月球上的撞击坑，以及地球上的山谷、沙漠和极地冰盖。英语中，通常被称为红色星球。是因为火星在视觉上呈现为橘红色是因为地表广泛普遍的分布着氧化铁的造成的，它使火星呈现出一种红色的外观，在肉眼可见的天体中独具一格。火星地表沙丘、砾石遍布且没有稳定的液态水，火星南半球是古老、充满陨石坑的高地，北半球则是较年轻的平原。
火星已被无人飞船探索。1964年11月28日，由NASA发射的水手4号是第一个访问火星的航天器，于1965年7月15日最接近该行星。苏联火星3号飞船于1971年12月实现了软着陆，但着陆后秒数内失去了联系。欧洲空间局第一批访问火星的火星快车号于2003年12月25日到达轨道。2014年9月24日，印度空间研究组织成为第四个访问火星的太空机构，当时它的星际飞行任务火星轨道探测器抵达轨道。
火星有两个天然卫星：火卫一和火卫二，形状不规则，可能是捕获的小行星。火星目前有七艘的探测船在轨道中运行，分别是美国的火星奥德赛号、火星快车号、火星侦察轨道器、MAVEN轨道器、印度的火星轨道探测器、阿联酋的希望号与及中国的天问一号，地表还有许多火星车和着陆器，包括两台火星车：好奇号及毅力号，固定式登陆探测器洞察号，和已经结束任务的旅居者号、精神号、凤凰号和机会号、还有首架火星无人飞机机智号。根据探测的证据，火星两极有冰冠覆盖，亦观察到季节性的水气，与及类似地下水涌出的现象，而过往的火星亦可能覆盖大面积的海洋、湖泊及河流。火星快车号和火星侦察轨道器的雷达资料显示两极和中纬度地表下存在大量的水冰。
2008年7月31日，凤凰号直接于表土之下证实水冰的存在。
2013年9月26日，火星探测车好奇号发现火星土壤含有丰富水分，大约为1.5至3重量百分比，显示火星有足够的水资源供给未来移民使用。2015年9月证实火星有间歇流动的液态水（液态盐水）。
2018年7月25日，意大利航天局宣布，在火星冰盖之下发现一个直径20公里的冰下湖。这是太空科学家在火星上探测到的首个大型液态水体。
由于火星位于太阳系的宜居带，同时有更多证据证明火星曾拥有类似地球的环境，与及丰富的资源，故此火星成为各国研究的重点，其中美国及中国已有载人登陆火星的计划，长远在火星建立基地。
美国宇航局好奇号火星探测器在盖尔陨石坑的自拍像。NASA/JPL-Caltech/MSSS
“好奇号”火星车的桅杆照相机拍摄了火星探测器穿过沙丘时留下的车辙。JPL-Caltech/MS
目录
1 名称
2 公转和自转
3 表面特征
4 内部结构
5 物理特征
5.1 地质
5.2 地理与命名
5.3 大气
5.4 水文
6 运动规律
7 卫星
8 观测探测
8.1 古代
8.2 近代
9 火星生命
10 相关文化及网络用语
11 参见
名称
古中国：取其“荧荧如火、亮度与位置变化甚大使人迷惑”之意，命名“荧惑”。《尚书·舜典》记载：“在璿玑玉衡以齐七政。”孔颖达疏：“七政，其政有七，于玑衡察之，必在天者，知七政谓日月与五星也。木曰岁星，火曰荧惑星，土曰镇星，金曰太白星，水曰辰星。”今日则取名“火星”。
古希腊：因火红之色而取名“Ares”（音：阿瑞斯），源自希腊神话的战神，天神宙斯的儿子阿瑞斯（希腊语：Ἀρης）。
古罗马：因火红之色而取名“Mars”（音：马尔斯），源自罗马神话的战神玛尔斯（拉丁语：Mars）。
公转和自转
火星与太阳之间平均距离为1.523 7天文单位(AU)。火星公转轨道的偏心率较大，e为0.09。与太阳距离的变化幅度是：近日距1.38AU，远日距1.67AU。与地球距离的变化幅度更大：近地距0.38AU，远地距2.67AU。所以，火星的亮度能从最近时的−2.9视星等变到最暗时的+1.8视星等，二者相差约75倍。火星的反照率很小，为0.16，低于金星(0.72)和地球(0.39)，仅略高于水星(0.06)。公转轨道面与黄道面的倾角为1.85°，所以火星总是在地球的夜空沿着天球上黄道运行。公转的平均轨道速度24.13千米/秒。公转周期686.9个地球日，略小于两个地球年。火星的赤道与公转轨道的倾角25.19°，和地球的黄赤交角23.45°近似，所以火星也有类似的四季现象，只是每季的长度要比地球的长出约一倍。每当地球运行到太阳和火星轨道之间，太阳和火星的黄经相差180°之际，称为火星冲日。此刻的火星方位称为冲。地球每隔764～806日，平均780日，一遇火星冲日，此时火星距地球较近，可从日落到日出整夜呈现在星空，是观测最佳时候，亮度约是天狼星的3.5倍。若冲日时火星位于近日点，称为大冲，约隔15～17年一遇。最近的一次大冲在2003年8月29日。若大冲时又逢地球位于远日点，此时地球和火星的距离最近，称为最近距大冲，为难得一遇的罕见天象。
表面特征
17世纪下半叶，在天文望远镜的光学质量逐步改善的条件下，目视测绘火星表面结构成为天文学家如C.惠更斯、G.D.卡西尼、F.马拉蒂、F.W.赫歇耳的一项观测课题。他们根据表面的固定标识测定自转周期，研究极冠的季节消长，记录偶现的大气现象等。近代观测始于1877年，那年正逢难得一见的最近距大冲。意大利天文学家G.V.斯基亚帕雷利在他目测手绘的星面图上，除了标有前人记录下的类似月面结构的“大陆”、“低地”、“高原”、“洋”、“海”、“山”、“岛屿”、“港湾”等称谓外，还有他观测到的分布在火星表面的“线条”。由于观测报告的意大利文本中的英文译文的差错，意文的“线条”误成英文的“运河”。从此，引发了火星有智能社会并居有火星人的遐想，并在随后的几十年内出现了诸如火星生物学、火星植物学的研讨。直到20世纪上半叶的地基照相观测和下半叶的空间就近摄像，才最终地确认曾目视得见的“线条”或“运河”完全是视觉效应，根本不存在。空间勘测指出，和地球相比，火星具有更为险峻的地貌，地表的高低差一般为5～10千米。遍布环形山，但数目要比月球少得多。南半球密集古老的高低环形山，而北半球较多的则是年轻的火山熔岩平原，南北的平均高差约3千米。火星最大的五个环形山都是火山起源而非陨击坑。奥林波斯火山是太阳系天体上第一大的环形山，高27千米，直径550千米，火山喷口跨径90千米，中深3千米，周壁高6千米。火星有太阳系天体上最长、最深的大峡谷，长达3 000千米，深8千米。赤道附近有一巨型隆起地带，长8 000千米，高10千米。赤道地区还遍布既长又深的干涸河床。
内部结构
作为一个类地行星，也和地球同样有壳、幔和核三个层分。对它们的认知和推论，主要取自环火星飞行器的勘测、火星的陨星成分分析，以及“海盗”号安放的两台测震仪的实测。表壳平均厚度40～150千米，含硅、铝和镁。地幔厚度1 500～2 100千米，比地球厚。内核半径1 300～2 000千米，为火星半径的38％～59％，主要成分可能是硫化铁。
物理特征
火星直径约为地球的一半
以直径、质量、表面重力来说，火星约介于地球和月球中间：火星直径约为地球的一半、月球的两倍，质量约为地球的九分之一、月球的九倍，表面重力约为地球的38%、月球的2.4倍。火星体积约为地球的15%，质量约为11%，表面积略小于地球陆地面积，密度则比其他三颗类地行星还要小很多。2012年8月，加利福尼亚大学洛杉矶分校的教授尹安在分析了100张来自火星勘测轨道飞行器的卫星图片后发现，火星有类似地球主要板块划分的构造特点。
长期观测火星发现，南半球地势比北半球高，北极盆地显示有过大撞击，推论约45亿年前遭冥王星大小天体撞击之后，不但形成火卫一和火卫二，亦逼使内核热能散溢出上地幔、内部搅拌逐渐停止，无法以发电机原理持续对流生成磁场。由于火星比地球小，相对表面积与体积成反比而较大，因此火星核心也冷却得比地球的快，地质活动趋缓，磁场和板块运动消逝，太阳风带走大气变薄导致气压偏低，而造成液态水在低温就会沸腾、无法稳定存在。
地质
古瑟夫撞击坑充满沙石的地表
Endurance撞击坑中的沙丘
火星基本上是沙漠行星，地表沙丘、砾石遍布，没有稳定的液态水体。二氧化碳为主的大气既稀薄又寒冷，沙尘悬浮其中，每年常有尘暴发生。与地球相比，地质活动不活跃。
火星地表地貌大部份于远古较活跃的时期形成，充满撞击坑，有密布的陨石坑、火山与峡谷，包括太阳系最高的山：奥林帕斯山和最大的峡谷：水手号峡谷。另一个独特的特征是南北半球的明显差别：南方是古老、充满陨石坑的高地，北方则是较年轻的平原，两极皆有主要以水冰组成的极冠，而上覆的乾冰会随季节消长。
基于撞击坑密度的撞击坑计数法可判别出地表年龄：撞击坑大而密集处较老，反之则年轻，进而将地质年代分为四个阶段：前诺亚纪、诺亚纪、赫斯珀利亚纪和亚马逊纪。前诺亚纪没有留下实质地表，此时地形南北差异形成，有全球性磁层；诺亚纪有大量陨石撞击，火山活动旺盛，可能有温暖潮湿的大气、河川和海洋，侵蚀旺盛，但到末期这些活动已减弱很多；赫斯珀利亚纪，火山活动仍然继续；亚马逊纪则是大气稀薄乾燥，以冰为主要活动，如极冠、冰冻层、冰河，并有周期性变迁，沟壑也是这时期形成，火山活动趋缓并集中在塔尔西斯与埃律西昂。
现今火星风成地形遍布，如吹蚀、磨蚀等风蚀作用，和沙尘遇地形阻碍而填积、侵积等风积作用。前者形成如广泛分布于梅杜莎槽沟层的风蚀脊，后者则如大瑟提斯高原上撞击坑下风处的沙尘堆积，和撞击坑中常见的沙丘。
地理与命名
火星地形图，中央为东经180度。低到高顺序为蓝、绿、黄、红到最高的白。
火星和地球一样拥有多样的地形，有高山、平原和峡谷。
由于重力较小等因素，地形尺寸与地球相比亦有不同的地方。
南北半球的地形有着强烈的对比：北方是被熔岩填平的低原，南方则是充满撞击坑的古老高地，而两者之间以明显的斜坡分隔；火山地形穿插其中，众多峡谷分布各地，南北极有以水冰与干冰组成的极冠，而风成沙丘广布整个星球。随着卫星拍摄的越来越多，更发现很多耐人寻味的地形景观。
20世纪早期地面以无线电波测量火星地形。1976年海盗号进行的地形测量，发现了峡谷和南北半球的巨大差异，而衍生出北方平原本是海洋的假说。火星全球勘测者自1999年起以激光进行更精确的地形测量，得出目前使用的全球地形图，以火星大地水平面（Areoid）为基准，最高点在奥林帕斯山，高21,229公尺；最低点在希腊平原，低于基准8,200公尺。
现在很多探测器如火星勘察卫星、火星快车号和火星探测漫游者运用航照图的地形判别方法，以视差法来测量区域地形，并制成高解析度立体照片。
火星的经度坐标采用东经0至360度，不是地球的东西经各180度。
来自火星奥德赛号上热辐射成像系统（THEMIS）的影像显示阿尔西亚山北坡有七个可能的深洞，照片中光线无法抵达底部，推测底部可能更深、更宽，可能免受微陨星、紫外线、太阳闪焰和其他高能粒子的侵害，可能是未来寻找液态水或生命痕迹的可行地点。但后来火星勘察卫星的更高解析度HiRISE影像部分推翻了之前猜测，认为只是光线角度造成深不见底的样子。
大气
由太空所见的火星稀薄且充满尘埃的红色大气层。左下方是阿尔及尔平原。
火星大气层相对较薄，平均地表气压只有6百帕，约为地球表面气压的0.6%，相当于地球表面算起35公里高的气压，如此低的气压使声音传播的距离只有在地球上的1.5%。随着季节的变化，火星气压变化可达20%。火星大气层按高度可分为低层大气、中层大气、上层大气和外气层。其中低层大气由于气悬微尘与地表的热，这部份相对温暖；中层大气存在有高速气流；上层大气（或热气层）温度很高，大气分子也不再像下层那样分布均匀；外气层高度在200公里以上，大气渐渐过度到太空，无明显外层边界。
火星大气成分为95%的二氧化碳，3%的氮气，1.6%氩气，很少的氧气、水气等，亦充满着很多悬浮尘埃，吸收蓝光使天空成黄褐色。
2003年火星大冲时地面望远镜在大气中发现了甲烷；2004年3月，火星奥德赛号确认了这一发现。由于甲烷易被紫外线分解，存在甲烷表示现在或者最近几百年内在火星上存在制造甲烷的来源，火山作用、地质作用、彗星或小行星撞击甚至生物来源如甲烷古菌等都有可能。
2013年9月19日，根据从好奇号得到的进一步测量数据，NASA科学家报告，并没有侦测到大气甲烷（atmospheric methan）存在迹象，测量值为0.18±0.67 ppbv，对应于1.3 ppbv上限（95%置信限），因此总结甲烷微生物活性概率很低，可能火星不存在生命。但是，很多微生物不会排出任何甲烷，仍旧可能在火星发现这些不会排出任何甲烷的微生物。
由于火星比地球离太阳远，日射量较少，表面温度应较低，计算值约210K，但实际观测地表平均约240K，则是因为大量的二氧化碳所造成的温室效应。由于大气层很薄，无法保留很多热，使地表日夜温差很大，某些地区地表温度白天可达28℃，夜晚可低至-132℃，平均-52℃。火星大气环流主要为单胞环流，由赤道相对热空气上升，漂至极区下沉，再沿地面回到赤道。另外，在火星的北半球，极冠的二氧化碳升华进入大气，使气压升高；而南半球由于二氧化碳凝华，气压下降，由于进出大气的二氧化碳量高达25%，造成南北压力差，空气便倾向由高压的夏半球流向低压的冬半球，形成另一依季节而变向的环流。因此火星的天气系统趋向成为全球性的，例如尘暴。
火星天气重复次数较高，比地球容易预测。如果一个气象事件在一年的特定时间中发生，可提供的资料（相当稀疏）指出，很可能在下一年几乎同一个位置再发生一次，误差最多一个星期。2008年9月29日，凤凰号拍下了降雪事件，是在接近凤凰号登陆地点附近海姆达尔撞击坑之上，高 4.5 公里的云降雪。这次降水在到达火星表面时就已蒸发，这现象称为幡状云。火星上的风速要超过地球100倍。
水文
北极初夏的冰盖（1999年）
南极仲夏的冰盖（2000年）
火星地表遍布着流水的遗迹，有些是洪水刻画而成，有些则是降雨或地下水流动而形成，但多半年代久远。冲蚀沟（gullies）则是另一类规模较小的地形，但形成年代十分年轻，常分布于撞击坑壁，型态多样。关于成因有两派说法，一派认为是由流动的水造成，另一方则认为是凹处累积的乾冰促使了松软物质滑动。
火星南北极有明显的极冠，曾被认为是由乾冰组成，但实际上绝大部分为水冰，只有表面一层为乾冰。这层乾冰在北极约1公尺厚，在南极则约8公尺厚，是冬季时凝华而成，到夏季则再度升华进入大气，不过南极的乾冰并不会完全升华。夏季仍存在的部分称为永久极冠，而整体构造称做极地层状沉积（Polar Layered Deposits），和地球南极洲与格陵兰冰层一样为一层层的沉积构造。北极冠宽达1,100公里，厚达2公里，体积82.1万立方公里；南极冠宽达1,400公里，最厚达3.7公里，体积约1.6百万立方公里。两极冰冠皆有独特的螺旋状凹谷，推论主要是由光照与夏季接近升华点的温度使沟槽两侧水冰发生差异融解和凝结而逐渐形成的。
2011年由火星勘察卫星的浅地层雷达发现南极冠有部分原本认为是水冰的地层其实是乾冰，所含二氧化碳量相当于大气含量的80%，这比以往认为的要多很多。根据此的模拟结果，十万年一周期的气候变迁中借由乾冰升华、凝结，大气总质量的变化幅度会达数倍。由这些乾冰沉积上方地表的下陷与裂隙判断，乾冰正在慢慢升华。
一处疑似冰河的地形
自海盗号即发现，火星北半球中纬度有几处峡谷底含有条纹流动状的地表特征，但不确定是富含冰的山崩、含冰土的流动或是尘砾覆盖的冰河。但根据更新任务的资料与比对地球的相关地形，支持这些是冰河，且推测是自转轴倾角较大时的气候状态下所累积的。
由火星奥德赛号X射线光谱仪的中子侦测器得知，自极区延伸至纬度约60°的地方表层一公尺的土壤含冰量超过60%，推论有更大量的水冻在厚厚的地下冰层（cryosphere）。
另外一个关于火星上曾存在液态水的证据，就是发现特定矿物，如赤铁矿和针铁矿，而这两者都需在有水环境才能形成。
对于于火星上有冰存在的直接证据在2008年6月20日被凤凰号发现，凤凰号在火星上挖掘发现了八粒白色的物体，当时研究人员揣测这些物体不是盐（在火星有发现盐矿）就是冰，而四天后这些白粒就凭空消失，因此这些白粒一定升华了，盐不会有这种现象。2008年7月31日，美国航空航天局科学家宣布，凤凰号火星探测器在火星上加热土壤样本时鉴别出有水蒸气产生，从而最终确认火星上有水存在。
2013年9月26日，美国航空航天局科学家报告，火星探测车好奇号发现火星土壤含有丰富水分，大约为1.5至 3重量百分比，显示火星有足够的水资源供给未来移民使用。
2015年9月28日，美国航空航天局宣布，在火星上发现液态的盐水。根据火星勘测轨道飞行器配备的光谱仪获得的数据，研究人员在火星的神秘斜坡上发现了水合矿物。这些暗色条纹表明火星地表随时间变化有流水存在。在较温暖的季节，这些线条的颜色变得更深，表明水流在斜坡上出现，在较冷的季节，这些地表特征变浅。在火星的部分地区，最高温度可以达到摄氏零下23度，此时深色线条最明显。
2018年7月25日，据意大利媒体报道，该国科学家在火星上首度发现一个地下液态水湖。该研究称，“火星地下及电离层高级探测雷达”在火星南极冰层下1.5千米处发现一个大型液态水湖，里面含有盐。湖的直径约为20千米，温度至少为零下10度。
运动规律
火星与地球的轨道与季节长度比较。
火星与太阳平均距离为1.52AU，公转周期为1.88地球年，687地球日，或668.6火星日。火星公转轨道和地球的一样，受太阳系其他天体影响而不断变动。轨道离心率有两个变化周期，分别是9.6万年和210万年，于0.002至0.12间变化；而地球的是10万年和41.3万年，于0.005至0.058间变化（见米兰科维奇循环）。
火星日平均为24小时39分35.244秒，或1.027地球日。火星目前自转轴倾角为25.19度，和地球的相近，但可在13度至40度间变化，周期为一千多万年，不像地球的稳定处于22.1和24.5度间，是因为火星没有如月球般的巨大卫星来维持自转轴。由于没有大卫星的潮汐作用，火星自转周期变化小，不像地球的会被慢慢拉长。
火星自转轴有明显倾斜，日照的年变化形成明显的四季变化，而一季的长度约为地球的两倍。由于火星轨道离心率大，为0.093（地球只有0.017），使各季节长度不一致，又因远日点接近北半球夏至，北半球春夏比秋冬各长约40天。2009年10月26日为北半球春分，2010年5月13日为夏至，目前北半球处春季。虽然火星没有地球般受海洋影响的复杂气候，但仍有以下特殊之处：火星轨道离心率比地球大，造成日射量在一年当中变化更大，位于近日点时，南半球处夏季，比北半球远日点夏季所造成的升温更强；随季节交替，二氧化碳和水气会升华和凝结而在两极冠间迁移，驱动大气环流；地表反照率特征，因颜色深浅和沙、岩性质差异而造成的容积热容不同，可影响大气环流；易发生的尘暴会将沙尘粒子卷入高空，沙尘粒子吸收日光与再辐射会使高层大气增温，但遮蔽天空的沙尘会使地表降温；自转轴倾角和轨道离心率的长期变化则造成了气候的长期变迁。火星表面的平均温度比地球低30度以上。
目前火星与地球最短距离正慢慢减小。当地球与火星之间的距离最小时，称为火星冲日。火星相邻两次冲日的时间间隔约为779天，最近一次出现在2018年7月27日，下一次火星冲日将出现在2020年10月13日。当地球与太阳和火星连成一线时，在火星上便可看到地球凌日，在太阳的位置可看到地球的黑点通过，同理还有水星凌日 (火星)，在地球上则不会看到火星凌日。
卫星
火卫一（左）和火卫二（右）大小比较（合成图）。
火星有两个天然卫星——火卫一（Phobos）与火卫二（Deimos），最长直径各为27公里和16公里，形状不规则并充满撞击坑，以近圆形的轨道于接近火星赤道面处公转。它们虽然很小，但由于接近火星，使火卫一从火星上看约有满月直径的二分之一至三分之一大，而视星等火卫一可达-7，火卫二可达-5，白天可能可见。和月球一样，这两颗卫星都被火星潮汐锁定，因此他们总是以一面对着火星。火卫一的公转周期比火星自转更快，所以在火星上来看是西升东落的，且只花了约4个小时；而火卫二的公转周期只比火星自转慢一些，东升西落要花约2.4个火星日。因为火卫一离火星很近，火星的潮汐力会慢慢但稳定地减小它的轨道半径，预计再过约760万年，火卫一将因轨道低于3620公里，也就是火星的洛希极限而被瓦解。另一方面火卫二因为离火星足够远，所以它的轨道反而正在慢慢地被推进。
两卫星可能是捕获的小行星，但新研究认为可能是撞击事件、或原本的卫星被火星潮汐力拉碎后，由散布轨道上的岩屑再度吸积而形成。
两颗卫星是在1877年被阿萨夫·霍尔发现的，以希腊神话中的福波斯和得摩斯命名，两者皆为战神阿瑞斯的儿子。
观测探测
古代
火星的火红色，自古就吸引着人们，希腊人称为战神。此时火星观测和其他天体般，大部分是为了占星，而后渐渐涉及科学方面，如克卜勒探索行星运动定律时是依据第谷积累的大量而精密的火星运行观测资料。
望远镜出现后，人们对火星可以进行更进一步的观测。使用望远镜观测星空的伽利略所见的火星只是一个橘红小点，然而随着望远镜的发展，观测者开始辨别到一些明暗特征。惠更斯依此测出火星自转周期约为24.6小时，而他亦为首次纪录火星南极冠的人。一开始由于各人各自观测，意见不一致，地名也未统一（例如用绘制者名字命名）。后来意大利的乔范尼·斯基亚帕雷利统合了各家说法而绘制了地图，地名取自地中海、中东等的地名和圣经等作为来源，而其余则依照旧有的观念：暗区被认为是湖（lacus）海（mare）等水体，如太阳湖、塞壬海、明显的暗大三角——大瑟提斯；而亮区则是陆地，如亚马逊。这个命名系统一直延续下来。
当时，斯基亚帕雷利和同期观测者一样，观察到了火星表面似乎有一些从暗区延伸出的细线，因为对于暗区是水体的传统，这些细线命名为水道（canali）。而后来观察到暗区会在冬季时缩小、夏季时扩张，有人提出暗区是植物覆盖、而暗区的扩大缩小则是消长所引起的，改变以往认为暗区是水的说法。帕西瓦尔·罗威尔观察到并宣称那些“水道”其实是人工挖掘的“运河”，用来灌溉植物，因为水道应太细不可见，而看到的细线应是灌溉出的大片植物。风靡大众的火星科幻和火星人即源于此。不过这些细线大多已证明是不存在的，部分则是峡谷或陨石坑后延伸出的深色沙子。而火星表面颜色的改变则是因为沙被风吹移，或发生火星尘暴。
到了太空时代，水手4号传回的充满陨石坑的火星照片粉碎了人们对火星文明的幻想，认为火星只是一处如月球般布满陨石坑的死寂星球。但随着往后水手9号等的巨大峡谷、火山和疑似流水遗迹的发现，火星的独特性、液态水和生命的可能又重新引起人们的兴趣。（见#近代探测）
近代
海盗2号接近火星时所照，可见艾斯克雷尔斯山、水手号峡谷和覆霜的阿尔及尔平原。
海盗1号登陆器所摄地景
苏联、美国、欧洲、日本、印度、中国 和阿拉伯联合大公国共已发射数十艘太空船研究火星表面、地质和气候，包括轨道卫星、登陆器和漫游车，但大约有三分之二的任务在完成前或刚要开始时就因种种原因而失败。目前将一公斤物体由地球地表送往火星平均要花费约30,900美元。
1965年水手4号飞掠火星。1971年水手9号进入火星轨道，成为第一个环绕火星的探测船。1971年苏联火星计划火星2号的登陆器坠毁后数日，相同的火星3号的登陆器成功登陆火星，是第一个成功登陆火星的探测器，但登陆十几秒后随即失去联系。1975年NASA发射海盗号，包括两组轨道卫星和登陆器。海盗1号和2号轨道卫星各运作了六年和三年。两个登陆器皆于1976年成功登陆，并传送了第一张火星地景的彩色照片，而轨道卫星也绘制了很好的火星地图，甚至到今天都还在使用。
1988年苏联发射弗伯斯1号、2号以探测火星和两个卫星。弗伯斯1号于抵达前失去联系，而弗伯斯2号虽然成功拍摄了火星和火卫一，但在放出两艘登陆器到火卫一前也失去联系。
在1992年火星观察者失败后，NASA于1996年11月发射了火星全球勘测者。火星全球勘测者出色地完成任务，它在2001年完成了地图绘制的任务，并三次延长任务，直到2006年11月2日失去联系而结束，总计共花了10年在太空中工作。在火星全球勘测者发射一个月后，NASA发射了火星探路者，包括了一个登陆器和漫游车——旅居者号（Sojourner），于1997年7月登陆在阿瑞斯峡谷。这任务也很成功，而且也广为人知，其中的原因是因为传回了大量照片。
NASA的火星勘测98计划于1998、99年发射了火星气候卫星与火星极地登陆者，前者预计研究气候、水与二氧化碳等，后者则预计于南极登陆，船上的搭载深空2号则计划于火星极地登陆者进入大气时与它分离，直接降落并穿入地表进行研究。但整个计划在2000年到达火星时失败。
NASA于2007年8月发射凤凰号，于2008年5月登陆在火星北纬68度的极区。凤凰号登陆器有一支可伸及2.5公尺的机械手臂，并可挖掘土壤1公尺深。它还搭载一座显微镜，解析度达人类头发宽度的千分之一。2008年6月20日确认在2008年6月15日发现的地表白色物质为水冰。2008年11月10日进入冬季而无法继续联系凤凰号，任务结束。
2001年NASA发射了2001火星奥德赛号，任务成功进行并延续到2010年9月。船上的伽玛射线光谱仪于地表下一公尺内侦测到大量的氢，也就是大量的水分子。
2003年欧洲太空总署发射了火星快车号，包括轨道卫星和登陆器——小猎犬2号，而小猎犬2号于2004年2月降落时失败。2004年船上的行星傅立叶光谱仪于大气中侦测到甲烷。2006年6月ESA宣布火星快车号发现极光。
2003年NASA发射了两台相同的火星探测漫游者——精神号（MER-A）和机会号（MER-B）。两台皆于2004年1月成功登陆并工作超过预定时间。传回的资料中最有价值的大概是两地过去有水的确实证据。尘卷风和风暴偶尔清除了太阳能板上的沙尘，使它们能以超过预定任务时间继续工作。
2005年8月NASA发射了火星勘察卫星，于2006年3月进入火星轨道展开为期2年的工作。它搭载更进步的通讯系统，带宽比之前任务总和还宽，且传回的资料远多于过去任务的总和。拥有解析度高达0.3公尺的相机——HiRISE，拍摄地表和天气以寻找未来任务的适合登陆地点。2008年2月19日拍摄到北极冠边缘的一系列雪崩影像。
2007年2月25日，探测彗星的罗塞塔号近距离飞掠火星并拍照，有拍到很高的云。
2009年2月17日，黎明号飞掠火星以重力助推前往目的地灶神星和谷神星，并在接近火星时拍了照。
中俄合作的火卫一-土壤号于2011年升空，将会送回火卫一土壤样本。而该探测器还将搭载一颗重110公斤的火星探测器，也就中国第一艘无人驾驶火星探测船萤火一号（YH-1），预计乘坐俄罗斯的联盟号运载火箭升空，航程大约10个月。萤火一号主要研究火星的电离层及周围空间环境，火星磁场等。该探测器发射到近地轨道后，因为与地面失去联系变轨失败，探测器的碎片于莫斯科时间2012年1月15日坠落在太平洋海域。
继凤凰号之后，NASA于2011年的发射的火星科学实验室（好奇号），在2012年8月6日05:31UTC成功登陆火星的盖尔撞击坑。它和火星探测漫游者一样是火星车，但比火星探测漫游者更大、速度更快，而且设备更完善。它搭载激光化学检测仪，可在13公尺外分析岩石组成。比起之前其它火星任务，它携带了更多先进科学仪器。本次任务的总成本达到了25亿美元，是历来最贵的火星探测任务。
2008年9月15日NASA发表了MAVEN任务，预计2013年以各种机器研究火星大气。
芬兰、俄罗斯的合作计划MetNet包括数十个登陆器组成观测网，以研究火星的大气结构、物理和天气。这任务的前导任务将会于2011年先发射一至数个登陆器，有可能是和火卫一-土壤号并在一起发射。往后的发射会持续到2019年。
2016年ESA计划发射第一台火星车——ExoMars，它可挖掘两公尺深以寻找有机物甚至火星生命。
2004年美国总统布什宣布载人火星任务为太空探索展望中的长期目标。NASA和洛克希德·马丁已开始研究猎户座太空船，计划于2020年以前送人类到月球，作为人类登陆火星的准备。2007年9月28日，NASA执行长麦可·D·格里芬声明NASA预计于2037年以前送人类到火星。
ESA希望于2030至2035年间送人类上火星。但在这之前还有其他探测任务，包括ExoMars和火星样本取回任务。
直达火星是罗伯·祖宾——火星学会的创始人和主席——提出的极低成本载人火星任务，使用重载的农神五号级火箭，如战神五号或太空探索技术公司（SpaceX）的猎鹰九号，省略轨道组装、低地轨道会合和月球燃料补给站而直接用小的太空船前往火星。修改后的计划，叫做Mars to Stay ，改成先不送回第一批登陆者，狄恩·尤尼克说明送回一开始的四到六人所花费用比送他们到火星还高，反而可再送二十人。
2007 WD5：2007年11月20日NASA JPL近地天体观测计划发现，一颗直径约50公尺的小行星2007 WD5可能会在2008年1月30日撞击火星，但随着观测资料越多，终把撞击机率降至0.01%，小行星则于1月30日掠过火星。
火星生命
2000年，美国科学家在南极洲发现了一块火星陨石。这是一块碳酸盐陨石，后被编号为ALH84001。美国国家航空航天局声称在这块陨石上发现了一些类似微体化石的结构，有人认为这可能是火星生命存在的证据，但也有人认为这只是自然生成的矿物晶体。直到2004年，争论的双方仍然没有任何一方占据上风。
有证据显示火星曾比现在更适合生命存在，但生命在火星上到底是否真正存在过还没有确切的结论。某些研究者认为源自火星的ALH84001陨石有过去生命活动的证据，但这个看法至今尚未得到公认。另有反对的观点认为，自几十亿年前产生以来，该陨石从未长期处于液态水存在的温度下，因而不会曾有生命活动。
海盗号曾做实验检测火星土壤中可能存在的微生物。实验只分析了海盗号着陆点处的土壤并给出了阳性的结果，但随后即被许多科学家所否定，而这一结果也仍就处在争议之中。现存生物活动也是火星大气中存在微量甲烷的解释之一，但亦有其它与生命无关的解释。
人类若对外星殖民，由于火星的适宜条件（同其他行星相比，火星最像地球，而且距离相对较近），它将是人类的首选地点。
2018年6月6日，美国太空总署宣布，好奇号探测车在火星的古老湖床的岩石里，发现有机物质。这可能对寻找生命给出重要线索。
相关文化及网络用语
中国古人认为火星在位置及亮度上都常变不定，故称为“荧惑”，在星占学上象征残、疾、丧、饥、兵等恶象。“荧惑守心”是火星留守在心宿（天蝎座）的天文现象，心宿主要有三颗星，中间这颗最亮，代表皇帝，旁边的两颗代表太子、庶子。荧惑守心是很罕见的天象，被认为最不祥，可能出现两种结果一是皇帝驾崩，或是宰相下台。西汉成帝绥和二年（前7年），天文台观测到了荧惑守心，宰相翟方进被汉成帝赐了毒酒自杀。翟方进死没几天，汉成帝突然暴毙（《汉书》记载：“绥和二年春，荧惑守心。二月乙丑，丞相翟方进欲塞灾异自杀，三月丙戌，宫车晏驾。”），王莽后来称帝，翟方进之子翟义起兵反王莽。
台湾国立清华大学黄一农教授在他的专书《名家专题精讲系列—社会天文学史十讲》内的其中一篇文章《中国星占学上最凶的天象──“荧惑守心”》提到，现在以电脑推算发现当年并未发生此天象，中国史籍中记载荧惑守心共二十三次，但有十七次是伪造的。中国历史上实际发生过的荧惑守心则共有三十八次，且在中国史籍多无记录<ref>黄一农：《中国星占学上最凶的天象：“荧惑守心”》。
关于火星的神话传说有：
阿瑞斯，希腊战神
玛尔斯，罗马战神
内尔伽勒，巴比伦神祇
提尔，北欧神话中的战神
火星 (妖怪)，中国神话中的妖怪，记载于《搜神记》
火星人又是一个网络名词，一则指个性讲究中不断泛滥，衍生出的社会现象，另指在中国论坛中，火星被用来形容陈旧的信息，火星人指把大家都已经知道的消息拿来当新闻说的人。
参见
太阳系探索时间线
大流士火星历
蓝莓石
火星科幻
火星三部曲
外星人
火星人
火星殖民
火星生命
载人火星任务
火星侦察兵计划
火星勘测轨道飞行器
太阳系探测器列表
太阳系探索时间线
火星人造物体列表
火星探测任务列表
太空生物学
行星适居性
天体物理学
德雷克方程序
外星生命
费米悖论
生命起源
曙光任务
地球殊异假说
太空移民
地球化
超级适居行星
第一次接触（人类学）
搜寻地外文明计划
人类中心主义
外星生物创造论 |
天文学 | 恒星与银河系 | 本地静止标准 | 本地静止标准（ local standard of rest ），在研究象星系这样巨大的恒星系统的运动状态时，首先要建立一个基本参考系，或者叫作基本静止标准。为此，必须固定时间t，并固定基本静止标准中的一点(x、y、z)。然后，取一个相对于整个恒星系统而言足够小的空间区域σ，使其包含上述的定点（x、y、z）；同时还要求σ中含有足够多的恒星，以便能够进行统计的讨论。设V0(σ)表示σ中恒星的平均速度（相对于基本静止标准），即σ中恒星的形心速度，当σ的体积趋于零时(对于该恒星系统而言已是无限小，但仍含有足够多的恒星)，V0(σ)趋于一个极限V0，那么它就称为在时刻t，点(x、y、z)的形心速度。以形心速度V0（x、y、z、t）相对于基本静止标准运动的参考系就叫作本地静止标准。在(x、y、z) 附近恒星相对于本地静止标准的速度叫作剩余速度，也称本动速度。形心速度V0(x、y、z、t)确定了一个较差运动场。恒星系统的运动状态可以用较差运动场和剩余速度的分布来描述。 |
天文学 | 天文学 | 雷达天文方法 | 雷达天文方法（ method of radar astronomy ），射电天文学的一个分支，主动向天体(或人造天体)发出无线电波，并接收反射的回波，通过对回波的处理和研究以探讨天体的物理和几何结构，这种方法是天文学中观测和实验兼用的手段之一。由于雷达发射功率的限制，雷达天文主要研究太阳系内的现象，例如，流星的空间分布和物理状态，月球和行星（包括小行星）的自转、表面特征和大气结构，日冕、行星际物质和彗星的等离子体运动和结构。此外，还用于精确测定太阳系内天体的距离和位置等。近年来，出现了光波段的激光雷达，对于月球和人造天体的精确定位和测距具有重要的意义（见月球激光测距、人造卫星激光测距）。
雷达天文学创始于二十世纪三十年代，当时研究的是高层大气、流星轨迹和极光。1946年在匈牙利和美国首次接收到月球的雷达回波。这是大气层外天体的第一个回波信号。1961年，在金星离地球最近时，接收到它的雷达回波。自1959年起，美国用这种方法研究日冕。1965年以后，即使金星和水星离地球最远时，也能作到有成效的雷达天文观测。
天文雷达的工作原理与一般雷达基本相同，但是探测目标的距离，前者比后者要远几千倍乃至几百万倍以上。因此，接收回波与发射信号之间有较大的时间延迟，从月球的几秒钟到外行星的几个小时。其次，雷达回波信号强度是和距离的四次方成反比的。用来观测天体的雷达，一般要求有大口径的天线和强功率的发射机。例如，美国阿雷西博天文台的射电望远镜在作为天文雷达使用时就装有口径305米的球面天线和平均峰值功率为150千瓦的发射机（工作波长70厘米）。此外，探测月球、行星和太阳时，在视线方向上，天体的尺寸也比一般地面雷达目标大得多。以月球为例，为了得到整个可见半球的回波能量，发射脉冲宽度的选择必须照顾到电波扫描月面直径所需的时间（11.6毫秒），否则，月球反射的有效面积便要减小。如果考虑到上述天体的自转运动（或天平动），雷达信号从该天体（如行星）的不同部分反射后，由于多普勒效应就会具有不同的无线电频率，从而产生回波的多普勒致宽。天文雷达直接和准确地测定回波延迟，能精确地确定所测天体的距离。它在测定太阳系的尺度上起着重要的作用，大大地提高了天文单位（即日地平均距离）的精确度；根据天文雷达对金星和火星的观测和相应的光学观测资料，得到了1天文单位距离等于149，597，870.5公里，其均方误差为±1.6公里。精确度这样高的天文单位数值，对于计算行星际火箭的精确轨道和有关的天文常数是极其重要的。利用雷达测距的高精确度，就可以发现行星或小行星在轨道上运动的微小变化。这就可以确定其他天体的摄动作用，进而检验广义相对论所预期的微小影响（见广义相对论的天文学验证）。利用雷达测距的高精确度，也可以确定月球和行星同几何球体的差异程度。
测量雷达回波的多普勒致宽，可以计算行星或小行星等天体的自转周期，也可导出轨道面的倾角。如果倾角为零度，且自转轴正好朝向观测者，则多普勒致宽为零。由于公转运动，行星和小行星同地球的相对位置发生变化，因而多普勒致宽也相应地变化。这样，就可从累积的资料中分析出自转的倾角。
雷达测定水星的自转周期是公转周期(88天)的2/3，即59(±3)天，从而否定了长期以来认为水星总是以同一半球面对太阳的看法。同光学望远镜相比较，虽然天文雷达的分辨率要小，但是利用回波延迟-多普勒频移的综合方法，可以分辨出来自月球（或行星）可见半球上各个不同部分的雷达回波信号，从而绘制出月球或行星的表面图。这项技术主要特点是，不管观测目标的距离如何，都可得到同样的精细程度。 |
天文学 | 天体力学 | 开普勒方程 | 开普勒方程（Kepler’s equation），二体问题运动方程的一个积分。对于椭圆轨道，开普勒方程可以表示为E－esinE＝M，式中E为偏近点角，M为平近点角，都是从椭圆轨道的近日点开始起算，沿逆时针方向为正，E和M都是确定天体在椭圆轨道上的运动和位置的基本量。如果定义天体在轨道上运动的平均角速度为n，天体过近日点的时刻为τ，则对任一给定时刻t，天体从近日点出发所走过的角度就是平近点角M＝n（t－τ）。这样，开普勒方程给出了天体在轨道上运动的位置与时间t的关系。
开普勒方程是一个超越方程，很难得出严格的分析解，但是，已经证明这个方程存在唯一解。如果已知某一作椭圆运动的天体的轨道要素，利用二体问题的关系式可以得到任意给定时刻t时的平近点角M，而后采用图解法、数值法或近似迭代法求解开普勒方程得出偏近点角E，再利用二体问题的其他积分而得到t时刻天体在轨道上的坐标和速度。对于抛物线轨道和双曲线轨道也有相应的开普勒方程。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 矮星系 | 矮星系（dwarf galaxy），类似麦哲伦云——银河系的伴星系——的小星系。矮星系和正常星系之间的分界线从来没有明确定义，但矮星系可能只含有几百万颗恒星，而银河系的恒星则有数千亿颗。不要与致密星系相混。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 月相 | 2005年5-6月的月相。
月相（英语：Phases of Moon），是由地球上所观看之月光形态。月球本身不发光，月球直接被太阳照射之部份反射太阳光，才可见发亮，其阴影部分是月球自己之阴暗面。根据天文学，月球环绕地球公转时，地球、月球、太阳之相对位置不断规律地变化，使观测者从不同角度看到月球被太阳照明之部分，造成月相盈亏圆缺之变化。
月相盈亏周期平均是29.53日，历法中之朔望月源于此。
概述
当地球位于月球和太阳之间时，我们可以看到整个被太阳直射的月球部分，这就是满月。当月球位于地球和太阳之间时，我们只能看到月球不被太阳照射的部分，这就是朔；而当首度再见到月球明亮的部分时，称为“新月”。当地月联线和日月联线正好成直角时，我们正好可以看到月球被太阳直射的部分的一半，这就是弦月（半月，因为月球亮部的圆弧如同弓柄，近似直线的黑影边缘如弓箭的弦，故得名）。
月相的更替周期是29.53日，称为一个朔望月，它是历法中历月和星期的来源。这个时间比月球公转的时间（恒星月）要长，因为当月球绕地球公转时，地球也在绕太阳公转，一个朔望月月球大约要绕（360+360*29.53/365.24）=389.11度（公转只绕360度）。所以一恒星月大约为29.53 * 360 / 389.11 = 27.32天。
月相不包括由于地球遮住太阳所造成之月食。月球绕地球公转的轨道面（白道面）与地球绕太阳公转的轨道面（黄道面）之间有5度夹角，因此新月或满月时月地日之间往往并非完全是一条直线。当月地日之间完全是一条直线时就可以观察到日食（新月时）或月食（满月时）。正是由于这5度的倾斜，每月都有朔和满月然而并非每月都有月蚀和日食。
对地球中低纬度区的观察者来说，月球永远是东升西落，北半球月球中天方位偏南，而南半球则偏北；而月升至月落大约都是半日的时间，但若月亮在天空的期间是白昼，则通常很难被注意到。这是因为地球由西向东自转，大多数相对静止的天体从地球观之皆为东升西落，且每日地球上任一点（极地除外）向着和背着该天体的时间都约为地球自转周期（一日）的一半，因此其从东升到西落的时间即为半日。地球自转比月球公转快27倍以上，故姑且可视月球为相对地球静止的星体来考虑。
在北半球看见的月相，在南半球看见的每一个都会是左右倒置的。
月相的名称
月球在各个阶段的相位，依照下列的顺序皆有特定的名称：(因为月球轨道较接近黄道而非赤道，故下表南北半球的分界严格来说以黄道为分割)
(1)新月（朔月）
在北半球，肉眼完全不可见，因为月球完全在太阳的阴影内（只由地照发光，需要专门观测方可识别 ) 0%
在南半球，肉眼完全不可见，因为月球完全在太阳的阴影内（只由地照发光，需要专门观测方可识别 ) 0%
(2)眉月（娥眉月或蛾眉月）
在北半球，右侧的1–49%可见，早上较后时间到黄昏后
在南半球，左侧的1–49%可见，早上较后时间到黄昏后
(3)上弦月
在北半球，右侧的50%可见，下午和傍晚
在南半球，左侧的50%可见，下午和傍晚
(4) 盈凸月
在北半球，右侧的51–99%可见，下午较后时间和晚上大部分时间
在南半球，左侧的51–99%可见，下午较后时间和晚上大部分时间
(5) 满月（望月）
在北半球，肉眼完全可见 100%，日落到日出（整晚）
在南半球，肉眼完全可见 100%，日落到日出（整晚）
(6) 亏凸月
在北半球，左侧的99–51%可见，晚上大部分时间和清晨
在南半球，右侧的99–51%可见，晚上大部分时间和清晨
(7)下弦月
在北半球，左侧的50%可见，晚上较后时间和早上
在南半球，右侧的50%可见，晚上较后时间和早上
(8)残月
在北半球，左侧的49–1%可见，黎明前到下午早段
在南半球，右侧的49–1%可见，黎明前到下午早段
眉月
上弦月
盈凸月
满月
亏凸月
下弦月
残月
当太阳和月球对齐在地球的同一侧，月球是朔，而月球朝向地球的是未被阳光照亮的一侧。当月球的亮面渐增（从地球看见的明亮表面逐渐增加），月相的变化依序是朔、新月、眉月、上弦月、盈凸月、和望（满月）的相位，然后成为亏凸月、下弦月、残月和晦。虽然眉月较为普通与常见，但眉月和残月的位置是互换的，上弦月和下弦月有时也被称为半月。
值得注意的是，从中文的语源上来说，上弦月是指农历每月“上旬”的弦月，而不是因月相为月亮开口朝上（即假想的弓弦在上）；下弦月是指农历每月“下旬”的弦月，也不是因月亮开口朝下（即弦在下）。实际上，上、下弦月的月相也不一定如此。不过，若在上半夜看到弦月，即可肯定其为上弦月；若在下半夜看到弦月，即可肯定其为下弦月，但这并非其名称典故。
当一个被照亮一半的球体被从不同的角度观看时，可见到的被照明区域是一个被圆和椭圆（椭圆的长轴和圆的直径是一致的）的交集所定义的二度空间（平面）。如果半椭圆相对于半圆是凸出的，则这种形状是凸月（凸起朝外）；如果半椭圆相对于半圆是凹下的，则这种形状是眉月或残月（凹下朝内）。
在北半球，如果月球的左边是黑暗的，则明亮的部份会逐渐增加，同时月球会逐渐凸起（朝向满月接近）。如果月球的右侧是黑暗的，则明亮的部份会逐渐缩减，同时月球会逐渐凹陷（朝向残月接近）。假设观测者是在北半球（面向南方），则月球逐渐增亮的部分永远都是右边的部分。
另外月相除了偏左右之亮面以外，亦有偏上下亮面之变化。上下之变化以越接近赤道(严格来说是黄道)，越为明显。反之越接近南北极，越不会有偏上下之变化。以冬至夏至附近于赤道观测上弦月为例，12:00至18:00月球会亮上半面，18:00至00:00月球会亮下半面，18:00月亮位于观察者头顶正上方，上下左右无法定义。以冬至夏至附近于赤道观测下弦月为例，00:00至06:00月球会亮下半面，06:00至12:00月球会亮上半面，06:00月亮位于观察者头顶正上方，上下左右无法定义。
月历
历月的平均长度是一年的1/12，大约是30.4天左右，而月球相位（朔望月）的循环周期平均是29.53天。因此，月球相位的每个阶段在每个月平均都会持续的提前一天。如果你在一个月的每一天都拍摄月球的相位，从日落后的黄昏开始，然后每天延后约25分钟拍摄，然后在日出之前的凌晨结束，你可以创建出如同图示的2005年5月8日至2005年6月6日的完整月相复合图。但要注意在5月20日没有图像，因为在5月19日晚间的子夜之前拍了一张，而下一张在5月20日晚间的子夜之后，已经是5月21日才拍摄。同样的，如果你观察月历上月球出没的时间，有时候也有某一天会被跳过去（即当天没有月出或月没）。当月亮在升起的时间接近某一天的子夜之前，则下一次再升起时就会在第二天子夜之后而跳过了一天（月没和中天有是相同的状况）。这种跳过一天的现象是人为的历法造成的，并不是月球的行为古怪。 |
天文学 | 天文学 | 星系团 | 星系团（ Cluster of Galaxies ），十几个、几十个以至成百上千个星系集聚在一起组成的星系集团。宇宙中确知具有动力学束缚特征的最大结构。其中的每一个星系称为星系团的成员星系。成员数目较少（不超过100个）的星系团称为星系群。现已发现上万个星系团，距离远达70亿光年之外。至少有85％的星系是各种星系群或星系团的成员。小的星系团如本星系群由银河系以及包括仙女星系在内的40个左右大小不等的星系组成。大的星系团如后发座星系团有上千个比较明亮的成员星系，如果把一些暗星系也包括进去，总数可能上万。平均而言，每个星系团内的成员数约为130个。有时又称成员数较多的星系团为富星系团，但贫、富的划分标准也是相对的。尽管不同星系团内成员星系的数目相差悬殊，但星系团的线直径最多相差一个数量级，平均直径约为5兆秒差距。
武仙座星系团
星系团按形态大致可分为规则星系团和不规则星系团两类。规则星系团以后发座星系团为代表，大致具有球对称的外形，往往有一个星系高度密集的中心区，团内常常包含有几千个成员星系，几乎全部都是椭圆星系或透镜星系。这种星系团往往发射弥漫X射线，显示其内部存在温度高达一亿度的热气体。这些气体的金属丰度达太阳值的1/3，可能是由于星系内恒星演化增丰的气体被星系间相互作用剥离的结果。不规则星系团结构松散，没有一定的形状，也没有明显的中央星系集中区，如武仙座星系团。它们的数目比规则星系团更多。范围比较大的不规则星系团可有几个凝聚中心，在团内形成一种次一级的成群结构。不规则星系团包含各种类型星系，其中往往以暗星系占绝对优势。另外，不规则星系团内气体仅同个别星系相关联，缺少弥漫的星系际介质。这些特征显示不规则星系团没有像规则星系团那样充分位力化。
星系团作为整体的视向速度同星系团的距离满足哈勃定律，即距离越远视向速度越大。如较近的室女星系团离太阳约19兆秒差距，视向速度为1 180千米/秒；而长蛇Ⅱ星系团离太阳约有1 000兆秒差距，视向速度则高达60 000千米/秒。一个星系团内不同成员星系间的相对运动情况可用速度弥散度来表示。一般随着星系团的范围的扩大和成员数的增加，速度弥散度也就越来越大。小星系团的速度弥散度约为250～500千米/秒；大星系团的速度弥散度高达2 000千米/秒。根据速度弥散度，利用位力定理可估算星系团的总质量；扣除由星系光度函数和平均质光比算出的星系质量，以及由X射线观测借助流体静平衡算出的热气体质量后，可以估计出暗物质所占的比例和分布。 |
天文学 | 天文学 | 光学天文学 | |
天文学 | 天体物理学 | 吸积盘 | 吸积盘（ accretion disk ），吸积物质在致密天体周围形成的盘状物。对于没有磁场的致密星，或者在远离强磁场的区域，吸积运动主要由致密星的引力场控制。这时，如果吸积物质没有足够的角动量，则入射流是径向的，形成球对称的吸积。
如果吸积物质具有较大的角动量，它们就不会沿径向轨道直接落到致密星上，而是围绕致密星运动，形成一个绕致密星作较差转动的盘状物，称为吸积盘。吸积盘上的物质，受粘滞性的影响，是沿着螺旋轨道向星体表面旋进的。在星体表面附近，物质密度增加很快，并向外释放能量。吸积盘的具体性质取决于致密星的具体情况，以及吸积物质的原始物理特性。目前，有关X射线密近双星的能源机制等问题，多采用吸积盘模型来解释。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 发射星云 | NGC2359是一个发射星云，位于大犬座，距离地球约15000光年
发射星云（汉语拼音：Fa she xin yun；英语：emission nebula），光谱中在很弱的连续背景上有许多发射线的亮星云。发射线主要由氢、氦、氧、硫、氖和铁的原子和离子产生，其中有些是禁线。在发射星云内或近旁总有一颗或一群高温恒星，光谱型属O、B0或B1，在这些星的紫外辐射作用下，星云中的气体被激发而发光。发射星云由气体和尘埃组成，前者估计占星云总质量的99％，后者只有1％。 |
天文学 | 天文学 | 天体史 | 天体史（ history of celestial body ），指各类天体的起源和演化的历史。天体的起源是指某个天体在什么时候、从什么形态的物质、以什么方式形成的。天体的演化是指天体形成以后的发展过程。康德于1755年提出的太阳系起源和演化的假说，是第一个科学的天体演化学说。研究表明，地球的年龄不少于46亿年，其他行星和太阳的年龄也都是几十亿年。有些恒星的年龄超过100亿年，也有些恒星的年龄不到100万年。新的天体还在不断地产生，老的天体（白矮星、中子星等）在走向衰亡。天体的起源同地球的起源、生命的起源和人类的起源合称为“四大起源”。天体演化、物质结构和生命起源又是自然科学三大基本理论问题。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 星系的演化 | 星系的演化（ evolution of galaxies ），星系按其形态，分为椭圆星系（E型）、透镜型星系（SO型）、旋涡星系（S型）、棒旋星系（SB型）和不规则星系（I型）。对星系的演化有几种不同的见解。早在二十世纪三十年代，人们就把形态的序列看成是演化的序列，认为星系从球形开始，因自转而变扁，扁平部分形成旋臂，旋臂逐渐松卷以至消失。换句话说，星系是从椭圆星系，经过旋涡星系，最后演化成不规则星系的。另一种看法也认为形态序列是演化序列，但方向相反：从不规则星系，经过旋涡星系到椭圆星系；即从不规则开始，因自转而获得轴对称，最后演化成球状星系。现在知道，椭圆星系和旋涡星系中都有老年星，而且年龄相差不多。此外，质量、扁度等这些量上的差别也表明，星系的形态序列不是演化序列，各种类型星系彼此不能相互转化。第三种见解认为，演化取决于星系的质量和角动量。第四种观点认为，星系的形态结构的不同，决定于形成时的初始条件（密度、速度弥散度、角动量分布、温度、湍流、磁场等）的差别。
目前认为星系演化过程的大致轮廓如下：原始星系云在收缩过程中，出现第一代恒星。在原星系的中心区，收缩快，密度高，恒星形成率也高。由于中心区的激烈弛豫，形成旋涡星系的星系核或形成椭圆星系整体。星系的自转离心力阻止赤道面上的进一步收缩，并造成不同的扁度。气体的随机运动和恒星辐射加热等因素，使得部分气体未聚合为星胚，并因碰撞作用而沉向赤道面，形成旋涡星系和不规则星系。激烈弛豫的结果，使星系从形成之初就已基本定形并保持下来，不再显著变化。在几亿年期间，由原星系形成为年轻星系。在此之后的百亿年中，一般而言，星系的演变十分缓慢。除因邻近的伴星系的潮汐作用等因素造成了物质“桥”、“尾”或“剥去”星系外围物质外，星系结构一般无大变化。
对于椭圆星系而言，可能由于初始密度和初始速度弥散度都较大，恒星形成率一开始就非常高，气体几乎全部用来形成恒星。星系中的恒星是无碰撞的，所以椭圆星系形成后形态基本不变。旋涡星系的第一代恒星诞生率较低，所以有部分气体保留下来。计算表明，不同的初始密度和初始速度弥散度，可以形成核球和星系盘之间大小比例不同的星系，这就可以用来大致解释旋涡星系的Sa、Sb和Sc三种次型。不规则星系的恒星诞生率更低，至今尚有较多气体遗留下来。在规则星系团中，物质密度和速度弥散度都大，成员中椭圆星系多。在不规则星系团中，密度较小，椭圆星系较少。在富星系团中，旋涡星系少，而在富星系团的中心区域，则完全观测不到旋涡星系。旋涡星系主要是场星系或是疏散星系群的成员，正好反映出那里的密度和速度弥散度都低。一般认为透镜型星系是失去了气体的旋涡星系，对这一类星系的演化还没有令人满意的理论。
旋涡星系普遍具有旋涡结构。六十年代发展起来的密度波理论较好地说明了许多旋涡结构的观测事实。也有人认为，旋臂是星系核抛射物质的产物，而较差自转是旋涡结构的成因。旋臂的演化趋向是旋紧还是旋松的问题，至今尚无定论。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 日冕周期变化 | 日冕周期变化（ periodic variation of corona ），日冕的形状同太阳活动周期有关，在相对黑子数极大时，日冕近于圆形；而在黑子数极小时则较扁，赤道区延伸较远，两极区延伸较近，且有羽状物。因此，日冕的形状也与黑子数一样，有11年的变化周期。通过日冕形状与球对称的偏离程度的测量，可粗略得到日冕的周期变化的定量结果。利用任何一个日冕等亮度圈（根据白光、偏振光或单色光拍到的日冕照片，通过光度测量求出离太阳不同距离和不同方位角处的亮度，把亮度相同的各点连接起来的曲线），可定义日冕的扁度ε为
式中 D e为在日面纬度±22.5°和0°的三个 日冕等亮度圈赤道直径的平均值， D p为连接两极以及与之成22.5°的三个 日冕等亮度圈两极直径的平均值。
观测表明，在小于4R嫯（R嫯为太阳半径）的范围内，ε随着同太阳距离R的增加而增大，到大约1.5～2R嫯处达到极大，然后开始减小，到大约4R嫯处就减小到极小，R更大时，F日冕的形状遂变为椭圆的。在离太阳1～2R嫯范围内，ε值的变化可表示为
式中 a和 b为参数。由 ε随 R 变化图得出， a+ b为 K日冕扁度的量度， K 日冕在太阳活动极大时呈圆形，而在极小时则呈椭圆形。 |
天文学 | 天体测量学 | 天球坐标系 | 天球坐标系（汉语拼音：Tianqiu Zuobiao Xi；英语：Celestial Coordinate System），为确定天球上某一点的位置，在天球上建立的球面坐标系。有两个基本要素：①基本平面。由天球上某一选定的大圆所确定。大圆称为基圈，基圈的两个几何极之一作为球面坐标系的极。②主点，又称原点。由天球上某一选定的过坐标系极点的大圆与基圈的交点所确定。
天球上一点在此天球坐标系中的位置由两个球面坐标标定：①第一坐标或称经向坐标。作过该点和坐标系极点的大圆，称副圈，从主点到副圈与基圈交点的弧长为经向坐标。②第二坐标或称纬向坐标。从基圈上起沿副圈到该点的大圆弧长为纬向坐标。天球上任何一点的位置都可以由这两个坐标唯一地确定。这样的球面坐标系是正交坐标系。对于不同的基圈和主点，以及经向坐标所采用的不同量度方式，可以引出不同的天球坐标系，常用的有地平坐标系、赤道坐标系、黄道坐标系和银道坐标系等。 |
天文学 | 天体测量学 | 真太阳时 | 真太阳时（ apparent solar time ），按太阳日计量的时间。
根据地球自转，太阳连续两次过同一子午圈的时间间隔，称为太阳日。按太阳日计量的时间，称为真太阳时。
在天球上以周年运动平均速度运行的平太阳连续两次过同一子午圈的时间间隔，称为平太阳日。按平太阳日计量的时间，称为平太阳时。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 蝎虎座BL型天体 | 蝎虎座BL型天体（汉语拼音：Xiehuzuo BL Xing Tianti；英语：BL Lacertae Objects），特殊星系的一类。简称蝎虎天体。因蝎虎座BL而得名。20世纪60年代以前，蝎虎座BL被认为是一颗光变不规则的特殊变星。1968年，证认出蝎虎座BL是射电源VRO42.22.01的光学对应体。性质与蝎虎座BL类似的天体称为蝎虎座BL型天体。其主要特点是：发出强烈的射电、红外和X射线；有猛烈的光度，时标为几小时到几月；连续谱高涨，光谱中没有谱线，或谱线很弱；各波段的辐射都是非热辐射，偏振度很大且有快速变化。对一些有谱线的蝎虎座BL型天体的观测表明，它们都有较大的红移。蝎虎座BL型天体的这些特性说明，它们是银河系以外的天体，是遥远的河外星系。 |
天文学 | 天体测量学 | 黄赤交角 | 黄赤交角，地球绕着太阳作近似圆周的运行。赤道面是一个经过地球赤道的平面，而地球绕太阳运行的平面称为黄道面。黄道面与地球赤道面之间的夹角称为黄赤交角。
黄赤交角并非永恒不变。实际上，由于日月岁差、行星岁差和章动等影响，黄赤交角一直在变化，最近每百年大约变小47角秒。
目录
1 含义
2 黄赤交角发生变化的影响
2.1 黄赤交角变大
2.2 黄赤交角变小
2.3 黄赤交角为0°
2.4 黄赤交角为45°
2.5 黄赤交角为90°
3 参考条目
含义
黄赤交角是地球公转轨道面（黄道面）与赤道面（天赤道面）的交角，也称为太阳赤纬角或黄赤大距。地球绕太阳公转的黄赤交角为约为23°26'。黄赤交角并不是一直不变的，它一直有着微小的变化，但由于变化太小了，所以人们一般对其忽略不计。
黄赤交角的存在,具有重要的天文和地理意义。黄赤交角是地轴进动的成因之一。它还是视太阳日长度周年变化的主要原因。黄赤交角是地球上四季变化和五带区分的根本原因。
黄赤交角的存在,使太阳直射点到达的最北界线是23°26′N,即北回归线；最南界线到23°26′S，即南回归线。也就是太阳直射点在23°26′S～23°26′N作周年往返移动。因此地表获得热量随时间和空间发生变化。这样的变化用昼夜长短和正午太阳高度的时间和空间变化来体现，在此基础上形成了四季和五带。四季和五带影响地球上气候、区域特征的形成以及季节的变化,从而对自然地理要素,如地貌、生物、土壤、水文等都产生影响。
黄赤交角发生变化的影响
黄赤交角的变化一方面是变大后的影响，还有一种是变小后的影响。黄赤交角变化后的影响，可以从以下几个方面进行考虑:太阳直射点范围的变化、极昼和极夜现象范围的变化、五带的范围变化、正午太阳高度角的年变化、昼夜长短的年变化、季节的变化、气压带和风带的变化。
黄赤交角变大
若黄赤交角变大，地轴与黄道平面(公转轨道面)的交角变小，太阳直射点北界北推或南界南推，回归线北进或南进。
太阳直射范围的变化:黄赤交角的度数是南北回归线的度数,南北回归线间是地球上太阳直射的范围。假如黄赤交角变大,太阳直射的范围也将扩大。
正午太阳高度角的年变化:由于正午太阳高度角的大小取决于距直射点的纬度差的大小,即假设为角a。角a越小,正午太阳高度角越大。由于黄赤交角变大,太阳直射点的移动幅度变大,各地正午太阳高度角的年变化幅度增大。
极昼和极夜现象范围的变化:地球上极圈内有极昼和极夜现象。极圈的度数是回归线度数的余角。因此,黄赤交角扩大,极圈的度数减小,极圈到极点的范围扩大,有极夜和极昼现象的范围也扩大。
五带的范围变化:热带是指地球上有太阳直射的地方,寒带是指地球上有极夜和极昼现象的地方,温带是指没有太阳直射及极夜和极昼现象的地方。即:回归线和极圈是五带的划分界线。因此黄赤交角扩大,热带和寒带的范围扩大,温带的范围缩小。
昼夜长短的年变化:由于太阳光线与晨昏圈垂直,太阳直射点的纬度越高,晨昏圈与地轴的夹角越大,昼夜长短的差值越大。黄赤交角变大后,冬至和夏至时的太阳直射点的纬度变大,各地昼夜长短的年变化幅度增大,冬至日,北半球各地昼更短、夜更长,昼夜长短的差值也更大。因此,各地昼夜长短的年变化幅度增大。
季节的变化:由于地球上各地的季节变化主要取决于正午太阳高度和昼夜长短的年际变化。黄赤交角变化,引起正午太阳高度和昼夜长短的年际变化。因此,当黄赤交角变大,地球上各地的季节变化会更明显。
气压带和风带的变化:如果黄赤交角变大,太阳直射点北界北推或南界南推,赤道低气压带北移或南移幅度变大,副高及其他气压带风带同样。
黄赤交角变小
太阳直射范围的变化:黄赤交角变小,太阳直射的范围将变小。
正午太阳高度角的年变化:黄赤交角变小,太阳直射点的移动幅度变小,各地正午太阳高度角的年变化幅度减小。
极昼和极夜现象范围的变化:如果黄赤交角减小,极圈的度数增大,极圈到极点的范围减小,有极夜和极昼现象的范围也随之减小。
五带的范围变化:黄赤交角减小,热带和寒带的范围也将减小,温带的范围扩大。
昼夜长短的年变化:黄赤交角变小,冬至和夏至时的太阳直射点的纬度变小,各地昼夜长短的年变化幅度也随之变小。
季节的变化:黄赤交角变化,引起正午太阳高度和昼夜长短的年际变化。因此,当黄赤交角变小,地球上各地的季节变化会不明显。
气压带和风带的变化:如果黄交角变小,太阳直射点北界南推或南界北推,赤道低气压带北移或南移幅度变小,副高及其他气压带风带同样。
黄赤交角为0°
当黄赤交角为0°时，全年大阳直射赤道,全球各地全年的正午太阳高度角无变化,所以各地无季节冷热变化,全球全年昼夜平分,也无昼夜长短变化,气压带和风带的位置无变化。
黄赤交角为45°
如果黄赤交角为45°时,一年中太阳直射点在45°N45°S之间往返移动。45°纬线为回归线。45°N和45°S之间则为热带;当太阳直射点在最北位置45°N,45°S纬线的正午太阳高度为0°;当太阳直射点在最南位置45°S时,45°N纬线的正午太阳高度为0°。45°纬线为发生极昼极夜现象的最低纬度线,即为极圈。所以极昼极夜现象出现在北纬和南纬45°-90°之间的区域,这也是寒带区域。在此情况下,45°纬线既是回归线,也是极圈,这样,只有寒带和热带没有温带。
黄赤交角为90°
如果黄赤交角为90°,即地球的赤道面垂直于黄道面。这时地球的地轴指向将有以下几种情况:
①假如北极(南极)始终指向某一恒星(太阳除外),则直射点可从北极到南极。
②如果是地球极轴与黄道切线始终平衡(赤黄垂直情况之一),则直射赤道。
③假设极轴始终指向太阳(赤黄垂直情况之二),则太阳只直射地球的一个极点。
假如北极(南极)始终指向某一恒星(太阳除外),这时太阳直射点可从北极到南极,这时地球上五带将消失,全球任何地方都有机会出现极昼夜,可以理解为两个极圈扩大到赤道了,然而太阳又能直射任何纬度,可以理解为热带也扩大到两极,所以五带完全可以说消失了。昼夜交替幅度扩大,因为任何地方都有极昼夜(除赤道特殊,太阳直射两极的时候不知道算极昼还是极夜,可以说整天都是日出或者黄昏)。季节变化更明显,长时间的极昼夜影响了背光面和受光面温度差异非常大,估计大部分生物都会灭亡。
环流这个不好说,五带消失了,原来的环流带肯定也消失,至于会成什么样的形态环流,有待想象。
参考条目
北回归线
南回归线 |
天文学 | 光学天文学 | 圆顶室 | 圆顶室（ astro-dome ），安置光学望远镜的建筑物。传统地被视为地基光学天文台的标示。主要功能是保护室内望远镜和附属仪器不受风尘雨雪侵袭，保持室内外昼夜温差最小。圆顶室通常是圆柱形结构，顶部是可作方位转动的、带有开合天窗的半球状圆壳。采用天穹式球壳是为了结构上的平衡对称、转动时平稳。外墙和圆顶的外层多采用银白色，为了最大限度地反射太阳辐射，缓解圆顶室内的日间增温。有的还将反射天线口径3～5米的毫米波射电望远镜也安置在圆顶室内。
美国帕洛马山天文台5米反射望远镜的圆顶室美国海耳天文台 |
天文学 | 天体物理学 | 空气簇射 | 空气簇射（ air shower ），能量很高的初级宇宙线进入地球大气后，同空气中的原子核连续发生强作用和电磁作用，产生大量次级粒子的现象。能量高于1014电子伏的初级宇宙线可产生数万到上亿个粒子（绝大部分是电子和光子），它们分布在数百米距离内，几乎同时到达地面。这种大范围的空气簇射现象叫做广延空气簇射。粗略地说，落到地面上的空气簇射粒子总数，正比于初级宇宙线的能量。利用空气簇射现象，可以在地面上探测能量极高的初级宇宙线。能量愈高，宇宙线粒子流强愈弱。每平方米面积上，平均一个月才射入一个能量高于1016电子伏的初级宇宙线粒子。但是，利用散布在大范围内的多个探测器组成的阵列来记录空气簇射粒子，可以把观测超高能初级宇宙线粒子的有效面积扩大到一平方公里左右。有关极高能量初级宇宙线的知识（能谱、方向等），就是研究广延空气簇射得到的。对于能量高于1011电子伏的宇宙γ射线，可以在地面观测其空气簇射所产生的切连科夫辐射。目前全世界共有广延空气簇射阵列近三十个，面积最大的在澳大利亚悉尼。 |
天文学 | 光学天文学 | 偏振光度计 | 偏振光度计（ polarization photometer ），测定天体辐射偏振的仪器。1946年昌德拉塞卡从理论上推断，电子散射使早型星的圆面边缘的辐射呈现部分偏振，以后，通过观测发现了星光偏振和星际磁场。天体辐射的偏振大多是很小的，而望远镜光学系统和探测器又都会产生仪器偏振。因此，对偏振计设计的一个基本要求，就是尽量消除仪器偏振的影响。一般是通过观测邻近零偏振的恒星来校准。此外，使镜筒绕光轴转动，也能彻底消除仪器偏振。偏振光度计按接收电路可分成直流和交流两类；按光学设计又可分为单臂和双臂两类。单臂偏振计是在望远镜焦面光阑后面安置一偏光棱镜。星光通过它，落到光电倍增管上，光电流经放大后或被记录或被显示。如要进行椭圆偏振光或圆偏振光的分析，在光路中还应加上1/4波片。双臂偏振计采用的是双折射偏光棱镜，将星光分解成互相垂直的线偏振，分别用两个光电倍增管接收，记录两束光的光流量之比，或它们的和与差，目的是抵消大气闪烁影响。实践表明，对于亮星，双臂偏振计的观测精度比单臂偏振计高一个数量级。 |
天文学 | 天体物理学 | 同步加速辐射 | 同步加速辐射（ synchrotron radiation ），相对论性电子（速度接近光速c的高能电子）在外磁场中沿圆轨道或螺旋轨道运动时所产生的一种辐射。这种辐射最早是在电子同步加速器中发现的，因而得名。这种辐射的特点是：①辐射功率强：假定电子速度是各向同性分布的，则能量为γmec2的电子在磁感应强度为B的磁场中运动时的平均辐射功率为P=1.1×10-15γ2B2β2（尔格/秒）。式中
是以光速 c为单位的电子速度值。在给定磁场中 γ越大，则 辐射越强。
②方向性强： 辐射主要限制在以电子运动方向为轴线的、半张角 的窄小角锥之内， γ越大，角锥越窄小。
③ 辐射具有连续谱：极大频率 。故 γ越大，极大频率 越高。
④显著的偏振特性：对于圆轨道电子， 辐射波为线偏振，电矢量既垂直于外磁场，又垂直于电子运动方向。一般在螺旋轨道运动时， 辐射是椭圆偏振的。
同步加速辐射示意图
在天体物理中，同步加速辐射是一种重要的辐射机制。目前普遍认为，很多具有幂律谱形式的、有偏振特性的非热宇宙射电辐射正是这种同步加速辐射，例如射电星系、一般星系和超新星遗迹的射电辐射等。在太阳的射电辐射中也观测到同步加速辐射。此外，在蟹状星云、某些射电星系和类星体中，还观测到可见光和 X射线的同步加速辐射。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 疏散星团 | 疏散星团（open cluster），星团的一类。又称银河星团。疏散星团的外形不规则，成员星数比球状星团少得多，只有几十个到上千个。疏散星团的大小为几秒差距，质量为几十到千倍太阳质量。疏散星团属星族Ⅰ天体，它们分布在银道面附近。根据疏散星团的赫罗图和现代恒星演化理论，可以确定疏散星团的年龄。结果表明，疏散星团的年龄相差很大，有的年轻，有的年老。已发现1000多个疏散星团，其中最著名的如昴星团、毕星团、鬼星团等。 |
天文学 | 天体物理学 | 线吸收 | 线吸收（ line absorption ），天体光谱中吸收线的存在表明，在某些谱线频率上辐射会被吸收，这种局限在谱线频率范围内的吸收称为线吸收。线吸收是由原子在分立能级之间的跃迁产生的。原子从能量为Ei的低能级跃迁到能量为Ek(Ek＞Ei)的高能级时，就要吸收频率为 的光量子( h为普朗克常数)，该频率处的辐射减弱，形成 线 吸收。实际上， 线 吸收并不严格地位于频率 vik处，因为有一系列谱 线致宽机制（见 谱线的形成和致宽）使 线 吸收扩展到 vik附近的一定频率范围内。按照 吸收性质的不同，也可把 线 吸收分为真 吸收和散射（见 恒星大气的吸收和散射）。 |
天文学 | 光学天文学 | 镜面材料 | 镜面材料（ mirror material ），制造光学反射镜面的材料。人们最早是使用镜铜(一种铜锡合金)制造反射镜面。F.W.赫歇耳在1789年建造的一架口径1.22米的望远镜中使用的就是镜铜质的主镜。但镜铜材料重，镜面加工困难，抛光后的反射率不高，也不耐久。自发明用化学镀银和真空镀铝等方法而获得高反射率镀层之后，对镜面材料本身的反射率已无要求。人们就采用抛光性能优良、热膨胀系数较小的玻璃来制造光学镜面。膨胀系数较小（约3×10-6/℃）的硼硅酸玻璃，长期以来是制造大镜面的主要材料。目前直径6米和5米的反射镜就是用这种材料制成的。膨胀系数更小(5×10-7/℃)的熔石英曾被认为是理想的镜面材料，但熔炼很困难，直到1970年前后才制造出数块直径4米的熔石英镜坯。在发现了膨胀系数接近于零的微晶玻璃以后，已改用这种材料制造大型镜面。中国在1978年成功地浇注出直径2.2米的微晶玻璃镜坯。金属虽有较大的膨胀系数，但具有很高的导热率，能较快地和周围环境温度达到平衡，且可采用高效率的切削加工，所以也受到人们的重视。例如，大型红外望远镜中大量使用铝质反射镜；空间探测仪器中则广泛使用强度高而比重小的铍质镜面。一般金属的抛光性能较差，通常需要在表面加镀一层抛光性能好的材料（如化学镀镍层），再进行光学精密加工。 |
天文学 | 天体测量学 | 多星等高法 | 多星等高法（ multistar equal altitude method ），同时测定时间(或天文经度)和天文纬度的方法。这种方法要求记录一组恒星过某一固定等高圈（通常高度为60°或45°）的时刻，故称为多星等高法。多星等高法同时测定时间和纬度的基本公式是：
cosz=sinφsinδ+cosφcosδcos(T+u-α)。
式中α，δ分别为被测恒星的赤经和赤纬；z为等高圈的天顶距；T为恒星过等高圈时的钟面时；u，φ分别为钟差(即地方恒星时与钟面时之差)和纬度。观测一组恒星后，可以用最小二乘法，同时求出钟差u和纬度φ。为了取得最好的解算结果，一组恒星应尽可能均匀地分布在方位角0°～360°的范围内。棱镜等高仪是专为多星等高法设计的仪器，有60°等高仪和45°等高仪两种，前者的应用较为广泛。棱镜等高仪也可以由光学经纬仪加上棱镜等附件构成。目前天文台采用的是超人差棱镜等高仪。这种等高仪增加了对每颗恒星观测的记录次数，使观测精度大为提高。近年来，中国把光电技术应用于多星等高观测，制成了光电等高仪，使时间和纬度的观测精度更加提高。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 金牛座T型变星 | 金牛座T型变星（汉语拼音：jīn niú zuò T xíng biàn xīng），（T Tauri variable stars），一种不规则变星。光变幅度一般为1～3个星等，质量估计为0.3～3.0太阳质量，半径和光度分别在1～5太阳半径和0.6～86太阳光度范围内。晚型恒星光谱加上发射线，从吸收线定出的光谱型为F、G和K型。在赫罗图上金牛T型星分布在靠近主星序，但在主星序之上的一个较宽的区域内。光谱紫区有连续发射，发射线有HⅠ和CaⅡ的允许谱线和氧、硫、铁和钛等的弱禁线。金牛T型星总是跟星云在一起，多数位于星云的边缘，少数埋藏在星云的中央。这类星有很强的红外超。许多金牛T型星光谱中的谱线有蓝移，表明正在向外抛射物质；少数（猎户YY次型）谱线红移，表明在吸积物质，它们十分年轻，仍处于星云物质向里下落阶段。大多数金牛T型星吸积已停止，而转变为抛射物质。金牛T型星总是和星云状物质在一起，拥有过丰富的锂，并且是T星协的主要成员，这些表明它们是非常年轻的恒星，处在通过引力收缩向主序演化的阶段，是主序前变星，在恒星起源和演化的研究中占有重要地位。 |
天文学 | 光学天文学 | 开普勒望远镜 | 开普勒望远镜，1611年，德国天文学家J.开普勒采用凸透镜即正透镜为目镜，这样的望远镜成像在焦平面之后，像是倒像。后人称之为开普勒望远镜。由于这种光学系统的出射光瞳在目镜之外，便于目视观测，因此从17世纪中叶起天文学家普遍采用开普勒望远镜。 |
天文学 | 天体物理学 | 高能天体物理学 | 高能天体物理学（ high energy astrophysics ），研究发生在宇宙天体上的高能现象和高能过程的学科。20世纪60年代人造地球卫星被送上太空以后，对宇宙天体的辐射过程的研究从可见光、射电扩展到X射线、γ射线等高能电磁辐射波段。在高能辐射波段，电磁辐射的波长短到接近或小于一个原子的大小，此时的辐射可像粒子一样深入到物质深层而不再具有光波的反射、折射等波动特性，从而又被称为高能光子。公式E＝hν＝hc/λ描述了这种电磁辐射的波粒二象性，适用于整个电磁波谱上光子的能量E、波长λ和频率ν之间的关系。如一个波长为4 000埃（1埃＝0.1纳米）的蓝光光子的能量为3.1电子伏；一个波长为1埃的X射线光子能量则为12.4千电子伏；而一个波长小于原子核大小（十万分之一埃）的高能γ射线光子，能量可高于1.24千兆电子伏。因此，这里所说的“高能”，首先是指单个光子的能量高，其次是指辐射的总能量比一般恒星、星系的辐射要大的多，如活动星系核、宇宙γ射线暴等。
研究内容
高能天体物理学研究发生在天体上的这些高能光子的产生机理、辐射特征和物理规律。此外，由于这种辐射与其起源处的宇宙线高能带电粒子存在着密切关联，能够到达地球的宇宙线粒子的能量高，其能谱从10千兆电子伏开始直跨10个数量级，因此也把对高能宇宙线粒子的产生和加速机制的研究纳入高能天体物理学的研究范围。
图1 各类电磁辐射可达到的距海平面的高度
与高能天体物理的观测基础相对应的天文学分支又称高能天文学。由于高能辐射的粒子特性，通常必须采用核探测器进行观测；由于地球大气的屏障作用，高能天文观测只能在40千米以上的高空气球、火箭和人造地球卫星上进行（图1）。1962年美国的火箭载探测器首次发现了一个光学亮度很弱而X射线通量很强的天体，名叫天蝎座X–1。这一发现说明，宇宙空间中存在着一类以高能电磁辐射为主的天体或天体现象，而且辐射的总能量之大是太阳一类的恒星或普通星系所无法相比的。天蝎座X–1的发现标志着高能天文学的诞生、全波天文观测时代的开始。在以后的40年中，100余颗高能天文卫星被送上太空，现已观测到能量从1千电子伏直至1 000千兆电子伏以上天体的高能γ光子辐射，发现了上万个宇宙X射线源、数百个宇宙γ射线源（包括X射线脉冲星、类星体等一大批高能天体）、宇宙γ射线暴、X射线暴、双星致密星和黑洞的X射线辐射等一系列的高能辐射现象，带给人们一个全新的宇观世界，高能天文观测本身及其所带动的高能天体物理研究获得了前所没有的迅速发展。
高能光子产生的基本过程 主要分为下述几类：
①高温等离子体热运动产生的热辐射过程。辐射光子的能量可用E＝hν＝kT描述，T为等离子体的温度。在光学厚的情况下表现为黑体辐射，产生千电子伏的低能X射线需要有T接近107K的足够的高温；光学薄的高温等离子体会产生热轫致辐射，温度可更高一些，100千电子伏的X射线要求温度109K，已是极限。
②高能电子与物质或场的相互作用产生X射线、γ射线，对于具有幂律能谱接近E−α（α为一常数）、能量为γm0c2的相对论电子(m0为电子的静止质量，γ为洛伦兹因子，c为光速)，产生的光子能谱也是幂律谱，主要的过程有三种：高能电子在穿过物质时因库仑场作用减速而产生非热轫致辐射，辐射的能量与高能电子的动能有相同的数量级；高能电子在磁场中加速产生同步辐射，辐射有很强的方向性，光子的能量正比于Bγ2（B为磁感应强度），天体环境中磁场强度的跨度很大，因而产生的光子可从射电一直到高能γ波段；高能电子与微波背景、星光等低能光子的逆康普顿散射，一次散射就可使低能光子的能量提高γ2倍。用产生1兆电子伏的γ光子为例，由这三种过程分别需要的电子能量为：轫致辐射γ为2；与2.7K微波背景辐射光子的逆康普顿散射γ为3.3×104；同步辐射γ为1.4×107（B约为1高斯时）。
③高能质子与物质或场的相互作用产生高能γ射线。高能粒子与原子核的核反应过程，可使原子核散裂，或激发而后退激，或生成放射性同位素后再衰变，是核γ射线的主要来源。足够高能的质子与质子或α粒子碰撞，最终会产生π0，一个π0会衰变成2个68兆电子伏的高能γ光子；如果反物质在宇宙中有一分布，高能质子与反质子相遇会湮没产生高能γ光子。
图2 密近双星吸积过程示意图，X射线辐射发生在致密星附近
④正负电子对的单光子、双光子或三光子湮没，或束缚态湮没，会产生511千电子伏γ谱线或连续谱。由于正负电子对往往产生于高能光子和物质的相互作用过程，在物质致密区会因此而产生光子和正负电子的电磁级联过程，从而产生能量较低的非热X射线。
观测研究
观测和研究表明，银河系中最强的X射线辐射来自于包含有一颗致密星和一颗光学主序星的密近双星系统，其中的致密星体积很小、可以是质量为太阳质量三分之一的中子星，或大于三倍太阳质量的黑洞，其强大的引力吸引着光学主星的表面物质和周围气体，形成一个吸积盘。吸积盘物质被黏滞加热至高温等离子体态，在致密星附近产生和发射X射线（图2），所以双星X射线源大多是热辐射天体，光度量级1030焦/秒。而且，由于光学主星的轨道运动，视向的X射线辐射会有轨道周期的掩食效应。另一类X射线强源发生在磁中子星上，具有强磁场的中子星可是密近双星中的致密星，如武仙座X−1；也可是超新星遗迹中的射电脉冲星，如蟹状星云脉冲星。辐射来自极冠处高能电子在强磁场中的同步辐射，视向强度受到中子星的自转周期的调制，这类天体也被称作X射线脉冲星或γ射线脉冲星。蟹状星云脉冲星的33毫秒周期性脉冲辐射一直延续到10千兆电子伏以上，证明这颗中子星极冠处的磁场强度达到了1012高斯。
类星体和活动星系核是银河系外星系尺度上的强X射线发射体，光度范围1036～1040焦/秒，如果用巨型黑洞的吸积模型解释类星体和活动星系核的强大的能量释放现象，由于有较强的穿透率，X射线的发射即可反映其核心深处的作用规律，接近10千电子伏的X射线发射区已在吸积流进入黑洞视界前的最后稳定区。
宇宙γ射线暴是近30年来最有吸引力的一类高能辐射现象，它们的短时标、随机出现的辐射特征很难判定其距离。1997年以来，观测到40多例γ射线暴宿主星系的红移，从而可断定在地球附近观测到的持续时间较长的一类宇宙γ射线暴，起源于银河系外遥远星系内恒星尺度的爆发，对因此而无法解释的巨大能量的释放可用带喷注的火球模型解释。
宇宙中高于100兆电子伏的高能γ射线辐射被认为与早期宇宙演化以及极高能宇宙线（E接近1021电子伏）的传播行为有密切联系。宇宙线与星际氢分子云的相互作用能够解释银河系盘面上很强的弥漫γ射线辐射。逆康普顿散射在许多天体条件下是解释高能γ射线产生的重要机制之一。
能够到达地球附近的宇宙线称做初级宇宙线，宇宙线核子在其产生及传播过程中，不断受到各种磁场，包括星系际和星际磁场的偏转和加速作用，初级宇宙线失去了原来的方向，只有在1018电子伏以上的极高能区才有可能保留下原始的信息。现在比较共识的是“费米加速机制”和银河系的漏箱模型：宇宙线核子起源于恒星演化晚期的超新星爆发；能量低于1015电子伏的初级宇宙线以质子成分为主，主要来自于银河系内；能量高于1015电子伏的质子会从银河系中“漏”出，初级宇宙线中重核的比例增加；高于1018电子伏的极高能宇宙线应该起源于银河系外，能谱在1021电子伏以上应该有截断。
发展方向
高能天体物理和粒子物理、宇宙学有着十分密切的联系，它从研究微观粒子的物理规律出发，研究发生在浩瀚宇宙中的宏观尺度上的种种物理现象，是联系微观世界和宇观世界的最好接合部。21世纪的前30年，高能天体物理研究的重点是：极端条件下的物理，恒星黑洞天体的证认，短时标宇宙γ射线暴，极高能宇宙线的起源，高能γ射线源，高能中微子源，暗物质和暗能量等。 |
天文学 | 光学天文学 | 太阳塔 | 南京大学的太阳塔
太阳塔（ solar tower ），又名塔式太阳望远镜。外形是塔式建筑物，通常高20米以上。塔的顶部一般安置定天镜，将入射的太阳光线垂直向下反射，进入成像光学系统和附属仪器。这种结构是美国海耳在1904年提出的。他在地面20～30米高度处，用小望远镜目视观测，发现太阳像的清晰度比近地面观测有明显提高，表明近地面的上升热气流对成像质量有严重影响。如果将定天镜置于20米以上高度处，并用空心圆塔将向下反射的光路同近地面上升热气流隔开，塔内的空气层次大致是水平的，就可消除上述影响。基于这个理由，美国威尔逊山天文台在1908年首先建造太阳塔，取得良好观测结果。此后，许多国家相继建造。太阳塔通常建为双层结构，内塔顶部支承定天镜，中间安置太阳望远镜成像光学元件，在塔底或地下竖井内设置大型太阳摄谱仪及其他附属仪器，以便对太阳进行多方面观测。外塔顶部支承圆顶和观测室地板，从而减小仪器的振动。现代真空太阳望远镜，有建为塔式结构的，被称为真空太阳塔。 |
天文学 | 天文学 | 星系 | 星系（ Galaxies ），由引力束缚在一起的几百万至几万亿颗恒星以及星际气体和尘埃、暗物质等构成，占据几千光年至几十万光年的空间的天体系统。银河系就是一个普通的星系。银河系以外的星系称为河外星系，一般称为星系。
大熊座旋涡星系M81（国家天文台BATC组提供）
室女团中心椭圆星系M87（NASA提供）
猎犬座旋涡星系M51（国家天文台BATC组提供）
目录
1 研究简史
2 形态和分类
3 分布
4 运动和质量
5 形成和演化
研究简史
17世纪望远镜发明以后陆续观测到一些云雾状的天体，称之为星云。18世纪，德国的I.康德和英国的T.赖特都曾猜想这些云状天体是像银河一样由星群构成的宇宙岛，只是因为距离太远而不能分辨出一颗一颗的星来。但它们到底有多远，直到20世纪初才找到线索。1917年美国天文学家G.W.里奇在威尔逊山天文台所摄的星云NGC6946的照片中发现了一颗新星，随后H.D.柯蒂斯也有类似的发现。因为这些新星极其暗弱，他们认为星云应该极其遥远，是银河系以外的天体。1924年，美国天文学家E.P.哈勃用威尔逊山天文台的2.5米大望远镜在仙女座星云、三角座星云和星云NGC6822中发现造父变星，并且根据造父变星的周光关系定出这几个星云的距离，终于肯定了它们是银河系以外的天体系统，称它们为河外星系。现代望远镜，包括哈勃空间望远镜能观测到的星系数目估计在500亿以上。
形态和分类
星系的外形和结构是多种多样的，但大多由椭球形的中央核球和（或）扁平的盘成分构成。1926年，哈勃按星系的形态进行分类，把星系分为椭圆星系、旋涡星系和不规则星系三大类。后来又细分为椭圆、透镜、旋涡、棒旋和不规则5个类型。
椭圆星系没有盘成分，外形近似于椭圆，记为E型，后面标以阿拉伯数字表示椭圆的扁度，从0到7，数字越大，椭圆越扁。旋涡星系核球和盘两种成分都有，外形像旋涡，记为S型，大多数都有两条沿相反方向旋卷的螺线形旋臂，其中一些在核心部分有一棒状结构，称为棒旋星系，没有棒状结构的则称为正常旋涡星系。棒旋星系记为SB型。S和SB型号后面附以小写英文字母a、b、c表示核球和盘两种成分的相对重要性以及旋臂缠卷的松紧程度，a型核球最大，旋臂最紧，b型次之，c型核球最小，旋臂最松。与旋涡星系类似为盘状但无旋臂的星系归为透镜型，记为S0。不规则星系的形状没有规则，记为Irr型。
此外，从尺度和光度上分，有一种超巨型椭圆星系，往往出现于星系团的中心或中心附近，据认为是几个星系碰撞并合的产物。这种稀有的星系称为cD星系。相反，为数众多，尺度和光度比正常星系小的星系称为矮星系，并可进一步细分为矮椭圆星系(dE)、矮不规则星系(dIrr)和矮椭球星系(dSph)。
在1 000个最亮的星系中，旋涡星系占75％，椭圆星系占20％，不规则星系占5％。如果包括矮星系在内，则相对比例变为30∶60∶10。不同形态星系的比例也与星系所在的环境相关：在密度高的富星系团中，大多数亮星系是椭圆星系和透镜星系，旋涡星系只占5％～10％；而在星系团外的低密度环境中，亮星系中80％是旋涡星系。
除上述普通的星系外，近年来又发现了许多特殊星系。有些旋涡星系，具有十分明亮的中心区，光谱中有强而宽的发射线，称为赛弗特星系。有些星系具有很亮的近于星状的核心，称为N型星系。有些星系有很强的射电辐射，称为射电星系。有的星系诸如M82，近期发生着大规模恒星形成，称为星暴星系。以上几种星系都是活动激烈的星系，统称为活动星系。有证据表明1963年发现的类星体实际上是具有活动核的星系，是活动星系核(AGN)中的一种。AGN的能源是位于中心的超大质量黑洞。
分布
1934年E.P.哈勃对44 000多个星系的视分布进行了研究，证实星系的数目有规律地从银极向银道递减。银道方向星系很少，形成一个隐带。这种视分布是由银河系星际物质吸光造成的。实际上从大尺度来看，星系分布在各个方向都是一样的。星系的空间密度也近于均匀。从较小的尺度来看，星系的分布有成团的倾向。有的是两个结成一对；多的可能几百以至几千个星系聚成一团。银河系同麦哲伦云、仙女星系以及其他40多个星系构成一个集团，称为本星系群。一般的星系集团称为星系团。星系团内星系之间的距离约为百万光年量级。本星系群和室女星系团等星系团又构成更高级的集团——本超星系团，其长径约1亿～2.5亿光年，其总质量约为太阳的千万亿倍。现在观测到的星系团已有一万个以上。
运动和质量
星系内部的恒星和气体都在运动，而星系作为一个整体也在运动。恒星在星系内部的运动有两种：一是围绕星系核心的旋转运动，一是弥散运动。盘状星系以旋转运动为主。椭圆星系以弥散运动为主。旋转的特点是较差自转，旋转速度作为到中心距离的函数称为旋转曲线。弥散运动是叠加在旋转运动上的随机运动，遵循类似麦克斯韦分布的椭球分布律。星系整体也有各种运动。成对出现的星系（即双重星系，又名星系对）彼此围绕公共质心转动。在星系团中，星系间有随机的相对运动。此外，1929年哈勃还发现星系的红移同距离成正比的关系（见哈勃定律）。按照红移的径向多普勒效应解释，这表明星系之间距离越远，相互退行越快，这就是宇宙膨胀运动。
从星系的运动可得知星系的质量。根据牛顿定律，转动着的星系内任一点的离心力必须同该点轨道以内所有物质对它的引力相平衡，这样可由速度–距离关系的实测曲线（旋转曲线）得出星系的质量分布和总质量。多数星系的旋转曲线有向外变平的趋势，表明星系发光区域之外存在大质量暗晕。按照恒星在星系内的速度弥散度，由位力定理可求得星系的质量，称为位力质量。与此类似，按照星系在星系团内随机运动的速度弥散度，也可求出星系团的总质量。用这种动力学方法求出的总质量往往比由测光方法定出的光度质量大一个数量级，意味着星系团中含有大量不发光的暗物质。
形成和演化
从椭圆星系到旋涡星系再到不规则星系，似乎有质量递减、气体含量增加、老年恒星减少的趋势。其中，旋涡星系本身随着旋臂由紧到松，也有相应的序列变化。
因此曾经提出这样的星系演化序列：由椭圆星系到旋涡星系，由紧旋涡逐渐旋开变为松旋涡以至成为不规则星系。也有人认为是沿着相反的途径演化的。因为不同类型星系的质量和角动量有量级的差异，难以解释在演化中总质量和角动量变化很大的现象，所以更多的人认为星系分类的序列也许并不是演化序列，而只是初始条件的反映：密度较大的原气体云，自转较慢，角动量密度较小，因而恒星形成快，年龄老，颜色红，成为星多气少的椭圆星系；密度低而角动量密度高的原气体云，恒星形成慢，未形成恒星的气体多，在快速自转中变为扁盘形，从中产生旋臂，并不断形成新的年轻恒星，成为颜色较蓝的旋涡星系。不过，数值模拟实验和观测证据表明，两个富气的旋涡星系相遇时，在动力学摩擦和潮汐力作用下可能发生并合，触发恒星形成，消耗或剥离气体，转变为一个椭圆星系。迄今为止，星系的演化还是正在积极研究的一个尚未解决的问题。
按照大爆炸理论，星系起源于早期宇宙中非常微小的物质不均匀性，随着宇宙的膨胀，这种密度起伏由于引力不稳定性的作用而放大，最终导致星系尺度天体的形成。数值模拟计算表明，暗物质，特别是冷暗物质的存在对星系形成过程有重要影响，但星系何时和怎样形成的细节也还很不确定。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 相接双星 | 相接双星（ contact binary ），是一对彼此绕行，绕行一周仅需很短时间，且相距很近的恒星。属于密近双星的一种，根据科帕尔20世纪50年代的分类方法，密近双星被分为不相接双星（两子星都未充满其临界等位面）、半相接双星（只一子星充满其临界等位面）、相接双星（两子星都充满其临界等位面）三种。相接双星又称密接双星。大熊座W型双星绝大多数是密接双星。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 超新星 | 超新星（ supernova ），某些恒星演化到终期时灾变性的爆发。爆发时光度为接近1010太阳光度(相当于整个星系的光度)，释放能量可达1046焦，光变幅超过17个星等，即增亮千万倍至上亿倍。这是恒星世界中已知的最激烈的爆发现象之一（图1）。
图1 超新星NGC 4526 SN1994D
超新星抛射的质量范围为1～10太阳质量，抛射物质的速度为几千千米/秒至几万千米/秒；爆发时典型的动能为1044焦。爆发结果或是将恒星物质完全抛散，成为超新星遗迹；或是抛射掉大部分质量，核心遗留下的物质坍缩为中子星或黑洞。超新星爆发后形成强的射电源、X射线源和宇宙线源。超新星爆发标示了一颗恒星壮烈的“死亡”，但也触发了新一代的恒星诞生。超新星处于许多不同天文学研究分支的交会处。超新星爆发瞬间及爆发后所观测到的现象中，涉及各种物理机制，如中微子和引力波发射、燃烧传播及爆炸核合成、放射性衰变及激波同星周物质的作用等；而爆发的遗迹（如中子星或黑洞、膨胀气体云）起到加热星际介质的作用。超新星在产生宇宙中的重元素方面扮演着重要角色。宇宙大爆炸只产生了氢、氦以及少量的锂。红巨星阶段的核聚变产生了各种中等质量元素（重于碳但轻于铁）。而重于铁的元素几乎都是在超新星爆发时合成的，它们以很高的速度被抛向星际空间。此外，超新星还是星系化学演化的主要“代言人”。早期星系演化中超新星起了重要的反馈作用。星系物质丢失以及恒星形成可能与超新星密切相关。由于超新星非常亮，它可被用来确定距离。将距离同超新星母星系的膨胀速度结合起来就可确定哈勃常数以及宇宙的年龄。Ⅰa型超新星已被证明是强有力的距离指示器。最初是通过标准烛光的假定，后来是利用光变曲线形状等参数来标定峰值光度。作为室女团以外最好的距离指示器，其校准后的峰值光度弥散仅为8%，并且能延伸到5×108秒差距的遥远距离处。Ⅰa超新星的哈勃图（星等–红移关系）已成为研究宇宙膨胀历史最强有力的工具(见哈勃定律)。高红移Ⅰa型超新星的光变曲线还可用于检验宇宙膨胀理论。理论预计，由于宇宙膨胀而引起的时间膨胀效应将会表现在高红移超新星光变曲线上。某些Ⅱ型超新星也可用于确定距离。Ⅱ–P型超新星在平台阶段抛射物的膨胀速度与它们的热光度存在相关，这也用来进行距离测定。经相关改正后，原来Ⅱ–P型超新星V波段的接近1星等的弥散可降到约0.3星等的水平，这提供了另一种独立于SNⅠa的测定距离的手段。
目录
1 历史
2 巡天成就和命名
3 类型和特征
4 超新星爆发机制
历史
中国悠久的历史中存有丰富的天象记录。宋元时期官方设置的天文机构为司天监，明清时期改称钦天监，负责观测并记录包括彗星、流星雨等天象。其中有一类天体称作“客星”，意思是该位置上原来没有可见的星，后来突然出现一颗，故称为客星。《宋会要》中就有一颗“客星”的记载：“至和元年(1054)五月晨出东方，守天关，昼见如太白，芒角四出，凡二十三日。”《续资治通鉴长编》中亦载：“至和元年五月己丑客星出天关之东南可数寸，岁余消没。”意思是说在金牛座的区域有一客星突然出现，白天都能见到如金星那样的光芒。世界上现代天体物理教科书都将1054年超新星与中国联系在一起。2 000多年以来银河系有7颗历史超新星（见表）。唯有中国对所有这7颗历史超新星都有详细的记录，它已成为世界的宝贵财富。
银河系中的7颗历史记载超新星
超新星名
所在星座
超新星遗迹
AD185
半人马座
RCW86
AD393
天蝎座
CTB37
AD1006
豺狼座
PKS1459–41
AD1054
金牛座
Crab Nebula
AD1181
仙后座
3C58
AD1572
仙后座
Tycon
AD1604
蛇父座
Kepler
巡天成就和命名
1934年F.兹威基和W.巴德分析了近距星系的观测资料，发现M31(1885A)、NGC5253(1895B)、NGC2535(1901A)、NGC4321（1901B和1914A）等13个星系中有星体爆发，亮度比正常的新星现象大几千倍，遂定名为超新星。超新星是罕见的天象。历史文献表明，银河系中最近期的一个超新星是出现于1604年的开普勒超新星。1936～1941年美国帕洛马山天文台用45/65厘米施密特望远镜系统地巡视星系选区，发现了19个河外星系超新星，积累了较完整的光度变化和光谱特征的实测资料。从1958年起，又开始用世界最大的120/180厘米施密特望远镜搜寻超新星。这项长期研究项目一直进行到1975年底为止。1961年成立了“超新星服务”国际巡天组织，先后参加的有美、匈、意、瑞士、苏联等国的14个天文台。1885～1988年底共发现河外星系超新星661颗。随着发现超新星数目的剧增，国际天文学联合会有一个统一的规定，用发现时的年份随后用大写英文字母表明发现的顺序，若多于26颗则用小写双英文字母，如SN2003aa，它表示2003年发现的第27颗超新星；第27、28、…、52颗则用aa、ab、…、az表示，余此类推。如SN2003lp则是2003年发现的第328颗。20世纪80～90年代世界范围组织了大规模的各种巡天，中国北京天文台于1996年参加了超新星自动巡天。到2006年底全世界已发现4 013颗光学超新星和20多颗X射线超新星，其中高红移超新星几百颗。1998年天体物理学家利用高红移超新星的研究提出现在宇宙在加速膨胀，原因是宇宙中存在暗能量。
类型和特征
20世纪70年代，通过光谱研究，认为将超新星分成Ⅰ型和Ⅱ型两类较为适当。Ⅰ型超新星光变曲线的特点是亮度陡增和初降较陡，随后缓慢地减光，平均每年下降6个星等；平均绝对星等M可达−19.5等。Ⅱ型超新星有类似Ⅰ型的增光达到极大亮度之后约50天，光变曲线上出现驼峰，随后再继续减光。Ⅰ型超新星的光谱中没有宇宙中最丰富的氢的谱线，而Ⅱ型则主要是氢的谱线。后来发现Ⅰ型超新星又可细分，其中一部分光谱以电离硅的615.0纳米的吸收线为主要特征，这类被称为Ⅰa型；而对于没有这一条硅吸收线特征而有氦线特征的则称为Ⅰb型（图2）。没有氦谱线特征的则称为Ⅰc型。Ⅰa型超新星爆发的总能量约为10-2焦，而Ⅱ型则在4×1044～10×1044焦之间，主要是以中微子的形式释放。1604年以来，由于银河系内没有记录过超新星爆发，1987年在离地球最近的星系大麦哲伦星云中出现的超新星SN1987A，便成为用现代天文仪器研究超新星的极好机会（图3）。日本神冈和美国的IBM的中微子探测器当时都记录下中微子爆，共得到27个中微子记录。这是首次记录来自太阳以外的中微子，开创了中微子记录的观测历史，验证了超新星爆发的理论。由于高能辐射与爆炸抛射出来的恒星大气相互作用，使得超新星也可能有X射线等辐射。如SN1987A在爆炸后100多天才被高能天文卫星探测到它辐射的X射线。而光学波段的突然增亮，首先是由膨胀大气引起的，后来则由镍−56等同位素的衰变提供能量，使得光度下降较为缓慢。超新星爆发的高速抛射物与周围介质相互作用形成的激波引发出电磁辐射，而对星周尘埃的加热则可产生红外辐射。但这些只有周围有稠密的星际物质的Ⅱ型或Ⅰb、Ⅰc型超新星才能观测到（图4）。
图2 超新星的光变曲线
图3 超新星SN1987A 爆发的照片
图4 超新星的光谱
超新星爆发机制
在不到一秒钟时间内释放出1044～1046焦的能量（相当于90个太阳在其一生所释放能量之总和）的天体，这就需探讨它的前身星是什么及产生如此巨大能量的机制是什么的问题。
首先讨论Ⅰa型超新星。它的光谱中缺少氢线，而且根据统计它在不同类型的星系中都有可能出现。据此天文学家提出了Ⅰa型超新星是密近双星演化到晚期的终极结果的想法。设想有一密近双星系统，其两个成员星的质量均小于8M⊙，其中质量大的一个演化得较快，其核心燃烧完氢后接着燃烧氦，变成中心为碳和氧的白矮星。这时初始质量较小的那颗成员星的物质就被它吸积。假如物质转移速度小于每年10-8M⊙时，在白矮星周围形成氢壳，当达到核融合点火的温度时，其表面就产生核聚合点火爆发，这就是新星爆发现象，规模比超新星要小得多。当转移速率在每年10-6～10-8M⊙之间时，表面同样会产生核合成形成氦，氦形成碳，逐步使碳核心质量增加，直到钱德拉塞卡极限的1.4M⊙，中心密度可达到3×109克/厘米3，而且中心达到碳点火的温度。碳被点燃，并且合成过程从中心往外迅速传播，在一秒钟之内传到白矮星的最外层。爆炸将产生1046焦的能量，可将这颗白矮星完全炸碎。白矮星中的氢已经燃烧殆尽，所以它的光谱中没有氢线，变成一颗老年的恒星，因此会出现在不同的星系中。Ⅱ型超新星则不同，它的光谱中以氢线为主，而且大多出现在旋涡星系的旋臂上。一个被广泛接受的Ⅱ型超新星爆炸的模型是：一颗大质量恒星（质量＞10 M⊙），在它最初的3 000万年甚至更短的时间内，其核心首先是氢合成为氦，然后氦变为碳和氧，碳变为氖和镁，氧和镁变为硅和硫，直到最终硅和硫合成为铁族元素。上述每种合成过程都释放出大量的能量，维持着恒星的生命，而且其核心变得愈来愈密，温度则愈来愈高，以致能够抵抗恒星引力的收缩。但到了核心变为铁芯后，由于铁族元素的核束缚能最小，合成反而要吸收能量。引力收缩就开始，中心的密度和温度继续增大，到1010K和1010克/厘米3时，电子就被压到原子核内而形成富含中子的同位素，而高能辐射又将原子核撕成α 粒子。这两个过程都要吸收能量，使得引力坍缩变得更快。当中心密度超过2.7×1014克/厘米3时，坍缩不再继续，产生反弹而引发超新星爆发。它将外层核合成的剩余物，包括最外层的氢向外抛射，而留下一个铁核核心，也就是中子星。所以，它的光谱中有强的氢线。同时因为大质量恒星是和恒星形成区相关的，所以它们往往出现在旋涡星系的旋臂上。至于Ⅰb型和Ⅰc型超新星，认为它们也是一种称为“沃尔夫–拉叶星”(W–R星)的大质量恒星演化到晚期的结果。由于W–R星有大规模的恒星风，质量流失很大，因此表层已失去了氢甚至氦，所以其光谱中没有氢线(或甚至于氦线)。 |
天文学 | 光学天文学 | 彗差 | 彗差（ coma ），轴外物点用宽光束成像时产生的一种像差。球面成像系统的初级像差之一。从离轴较近的轴外物点发出的宽光束，经光学系统后在高斯像面上并不交于同一点，而是形成彗星形的亮斑。以单透镜为例，在透镜面上画出一系列同心圆1,2,3,4，入射到每个圆上的光线经透镜后在高斯像平面上仍落在一系列半径不同的圆周1′,2′,3′,4′上。这些圆不再是同心的，它们的中心分布在通过高斯像点Q′的同一直线上(见图)，形成以高斯像点为尖端的彗星形光斑。
球面系统的彗差
彗差和球差都由宽光束引起，故常混在一起，只有当轴上球差消除后才能观察到真正的近轴物点的彗差。与球差一样，利用配曲法可部分地消除彗差，也可用组合透镜来消除，但因消球差和消彗差所要求的条件不一致，故这两种像差不易同时消除。反射式天文望远镜中常利用齐明点的特性来避免这两种像差。 |
天文学 | 天文学 | 恒星天文学 | 恒星天文学（ stellar astronomy ），研究恒星、星际物质和各种恒星集团的分布和运动特性的学科。天文学的分支。由于恒星为数众多，恒星天文学不采用讨论单个恒星的办法，而对大样本恒星，借助于统计分析和数学方法进行研究。恒星天文学的研究综合了天体测量学、天体物理学和射电天文学获得的各种数据，包括恒星视差、位置、自行、视向速度、星等、色指数、光谱型和光度等。
恒星天文学作为一门学科是由F.W.赫歇耳通过对恒星的大量观测和研究开始的。1783年他首次通过分析恒星的自行发现了太阳（在空间的）运动，并定出了运动的速度和向点。J.F.赫歇耳继承和发展了其父开创的事业，在恒星计数、双星观测和编制星团和星云表方面做了大量工作。1837年V.Y.斯特鲁维等测定了恒星的三角视差，从此开始了测定恒星距离的工作。1887年L.O.斯特鲁维从对恒星自行的分析中估计了银河系自转的角速度。19世纪中期天体物理学开始建立，恒星光谱分析为恒星天文学提供了重要资料。1907年K.史瓦西提出恒星本动速度椭球分布理论，开创了星系动力学。1912年，H.S.勒维特发现造父变星的周光关系，成为测定遥远星团的距离的重要手段。由此才对银河系的整体图像，以及太阳在银河系中的地位，有了比较正确的认识。1905～1913年，E.赫茨普龙和H.N.罗素创制了赫罗图，对了解恒星演化和推求其距离提供了有力的手段。1918年，H.沙普利分析了当时已知的100个球状星团的视分布，并用周光关系估算出它们的距离，得出了银河系是一个庞大的透镜形天体系统和太阳不居于中心的正确结论。1927年，荷兰的J.H.奥尔特根据观测到的运动数据证实了银河系自转。此外，银河系次系、星族、星协概念的建立和证实，对变星和星团、星云的研究和探讨恒星系统的结构作出了重要的贡献。
射电天文学的发展为恒星天文学提供了一种有力工具。1951年，开始利用中性氢21厘米谱线研究银河系内中性氢云的分布。1952年证实银河系的旋臂结构。1958年发现银河系中心的复杂结构和银核中的爆发现象。60年代以来，相继发现100多种星际分子的射电辐射。这些观测结果，对研究银河系自转、旋臂结构、银核和银晕都是非常重要的。星系动力学从20年代以来有很大的发展。1942年，B.林德布拉德提出了形成旋臂的“密度波”概念，以期克服旋涡星系的形成和维持旋臂的理论困难。1964年以来，林家翘等人发展了密度波理论，并且探讨星系激波形成恒星的理论。
恒星天文学所研究的主要内容有：星系中物质的分布同星系旋转的关系；恒星速度弥散度的规律；恒星系统的引力稳定性；球状星团和星系的动力学结构和演化；星团和星系团的暗物质；星系核中大质量黑洞的探寻和研究；以广义相对论为基础的强引力场星系动力学在发展中。 |
天文学 | 天体测量学 | 中天法 | 中天法（ method of meridian observation ），测定钟差的方法。这种方法用于记录恒星中天的时刻，是测时的主要方法。用中天法测时的仪器有中星仪、照相天顶筒和经纬仪。中天法测时的基本公式（对于上中天恒星而言）称为迈耶尔公式：
α=T+u+asin(φ-δ)secδ
+bcos(φ-δ)secδ+csecδ
式中α，δ分别为被测恒星的赤经和赤纬，φ为测站纬度，T为恒星中天时的钟面时，u为钟差，即地方恒星时与钟面时之差，a、b、c为仪器误差。其中b由水平轴与铅垂线不正交引起，称为水平差，可以用仪器上的水准器测定；c由望远镜准直轴与水平轴不正交引起，称为准直差，可用转轴观测的方法加以消除；a是仪器水平轴与正东西方向之差，称为方位差。观测一组恒星后，可以用最小二乘法同时求出钟差u和仪器的方位差a。中天法通常用于天文台站的测时工作。在野外测绘工作中也可以用经纬仪按中天法测定测站的天文经度。目前，用光电中星仪的测时精度，可与超人差棱镜等高仪和光电等高仪的测时精度媲美。 |
天文学 | 光学天文学 | 天球仪 | 天球仪（汉语拼音：Tianqiuyi；英语：Celestial Globe），天球的模型。由天球和金属座架两部分组成。在一个圆球面上绘有星座、星名及赤道、黄道、赤经圈和赤纬圈等几种天球坐标系的刻度就制成天球。天球可以绕一根贯穿圆球心的轴旋转，这个轴称为天轴，轴的两端与天球的两个交点称为南极和北极。带轴的天球被支撑在一个通过南北两极的金属子午圈上。整个子午金属圆圈被安放在一个带有水平金属圈的座架上，这个水平圈代表地平圈（见图）。根据不同的地理纬度，可以调节天极在子午圈上的高度。利用天球仪可以观察到任意指定的时刻和地理纬度处的星空图像，太阳和其他天体的方位角、地平高度、出没时刻和运行路径等。由于观测者是在天球外看天象，因此从天球仪上看到的天象与从天空中看到的天象是相反的，但这并不影响天球仪的实用价值，它普遍应用于航海、天文教学和天文普及工作。中国古代演示天象的仪器浑象与天球仪在基本结构上是完全一致的。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 再现耀斑 | 再现耀斑（ recurrent flares ），在太阳活动区中同一位置上反复出现，在结构形态和发展趋势上极其相似的耀斑，又称相似耀斑。1938年，瓦尔德迈尔首先发现耀斑会在同一位置重现。后来，多德森等对三个活动黑子群中的83个耀斑位置进行研究，再次证实这一点。1960年，埃利森等人利用第19太阳活动周的资料又对这类耀斑作了研究，并提出“再现耀斑”这一名称。有些边缘耀斑与原有耀斑结构相似，可见也存在边缘再现耀斑。
除了在光学波段以外，1961年，福克等人在几个不同的射电波段发现有相似事件。他们指出，在同一太阳活动区中与耀斑相对应的多次射电爆发，有时在强度曲线上表现得十分相似，波段完全相同，持续时间与极大强度之间也存在一定的相应关系。据此，福克拟定了一个相似射电事件的选取标准(H值)，即只有当射电爆发在米、分米、厘米波段同时都出现时才选取。然而福克等人并未了解光学相似耀斑与射电相似爆发之间的相应关系。1970年，怀特等人报告了一个光学和射电都是“再现”的耀斑，再现的时间间隔为54小时。它们在结构形态、相对于黑子群的位置和Hα线宽度的变化这些光学表现方面相同，而且在10.7厘米波段射电爆发强度曲线细节上也相似，特别是Hα线宽度曲线和10.7厘米波段上的射电爆发强度曲线彼此有很好的对应关系。同年，盖帕拉·劳指出：光学上相似的耀斑，对应的射电爆发也是相似的，反之亦然。
再现耀斑在黑子群的同一个位置上出现，意味着在活动区上空耀斑产生的地方，磁场状况在相当长的时间内（2～3天）保持不变。磁场测量表明，有的磁场在耀斑爆发之后很快恢复到爆发前的状况，有的在爆发前后没有实质性的变化。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 天王星 | 天王星（英语：Uranus），太阳系八大行星之一，按离太阳由近及远次序排列为第七颗大行星（18.37—20.08天文单位）。质量、大小属中等。其体积在太阳系中排名第三（比海王星大），质量排名第四（小于海王星），几乎横躺着围绕太阳公转。天王星的英文名称Uranus来自古希腊神话中的天空之神乌拉诺斯（Οὐρανός），是克洛诺斯的父亲，宙斯的祖父。
1781年为英国F.W.赫歇尔偶然发现，最亮时可达5.7等，视圆面略呈蓝绿色。天王星的大气厚度达几千千米，其中80％为氢，氦占10％～15％，其余是甲烷、氨等，与彗星大气的成分相仿。由于大气高速气流的搅拌作用，大气内各处温度较均匀，约在97开左右。它没有巨行星表面的那种带纹，最独特之处是它的侧向自转，一般认为这是大星子撞击的结果。
1986年，旅行者2号拍摄的天王星照片。NASA/JPL
这张天王星及其光环的红外合成图像来自凯克望远镜
1986年旅行者2号的探测使人们对它有了深刻的了解。在其大气之下是一个深8000千米的由水组成的大海，海水温度高达3000多K，但因处于高压下而保持气液态的平衡。天王星的磁场只有地球磁场的1／10，但磁轴与自转轴的交角达55°，从磁场测出的周期为17小时15分，与从大气测得的值不同。天王星也有磁层和辐射带。近年来，有人甚至认为整个天王星是由许多彗星集聚而成的。旅行者2号还发现了天王星的卫星有15颗，色彩不一，强弱不同的环带多达20条。
旅行者2号在1986年1月24日最接近天王星，并随即发现了10个之前未知的天然卫星。另外太空船亦探测了天王星由其自转轴倾斜97.77°缘故而独特的大气层，并观察了他的行星环系统。
天王星是太阳系里第三大的行星，它于距离太阳约28亿公里（17亿英里）的距离围绕太阳公转。其公转周期是84年，自转周期则是17小时14分钟。天王星的自转独特在于它实际上是倾倒在其轨道滚动，一般认为这个不寻常的位置是由于在太阳系的形成早期曾与一颗行星大小的星体碰撞过的原故。由于它的奇怪定位，使它的两极会分别接受长达42年的白昼或晚上，所以科学家们都不知道会在天王星上发现到些什么。
旅行者2号发现了其中一样因天王星的倾斜位置而对其倾斜了60度的磁场的影响，就是其磁尾因天王星的转动而被扭曲成为了一个螺旋形，出现在天王星的后方。不过其实在旅行者到访之前，人们对天王星拥有磁场并不知情。
天王星的辐射带被发现如土星的一样密集。辐射带里辐射的密集程度，会令光线把任何困在卫星或环里冰面上的甲烷迅速地（在100000年以内）变暗。这样解释了为什么天王星的卫星及环大部份都以灰色为主。
在日光直射的一极检测到一些高层次的雾，发现这些雾帮助散播大量的紫外光，这个现象称之为“日辉”。其平均温度是60K（-350°F）。令人惊讶的是，即使是被照射的一极和黑暗的一极，在整颗行星上的云顶气温几乎一致。
在五颗最大的天然卫星中运行轨迹最靠近天王星的天卫五，展示出它是太阳系中最奇怪的星体之一。当旅行者2号飞过时，从拍摄回来的详细照片中看到其表面上有一些深达20公里（12英里）的峡谷、隆起的断层和新旧年龄混合的地表。有理论指天卫五可能是把早期一些猛烈撞击后破裂的物质重新组合而成。
太空船同时亦观测了九个已知的环，显示出天王星的环与木星和土星的环截然不同。整个星环系统相对地较新，并非与天王星形成时一起形成。星环里的组成粒子有可能是一颗因高速撞击或被潮汐力撕碎的卫星碎片而形成。
目录
1 发现
2 命名
3 行星环
4 卫星
发现
天王星在被发现是行星之前，已经被观测了很多次，但都把它当作恒星看待。最早的纪录可以追溯至1690年约翰·佛兰斯蒂德在星表中将他编为金牛座34，并且至少观测了6次。法国天文学家Pierre Lemonnier在1750至1769年也至少观测了12次，包括一次连续四夜的观测。
威廉·赫歇尔在1781年3月13日于他位于索美塞特巴恩镇新国王街19号自宅的庭院中观察到这颗行星（赫歇尔天文博物馆），但在1781年4月26日最早的报告中他称之为彗星。赫歇尔用他自己设计的望远镜“对这颗恒星做了一系列视差的观察”。他在他的学报上的记录着：“在与金牛座ζ成90°的位置……有一个星云样的星或者是一颗彗星。”在3月17日，他注记着：“我找到一颗彗星或星云状的星，并且由他的位置变化发现是一颗彗星。”当他将发现提交给皇家学会时，虽然含蓄的认为比较像行星，但仍然声称是发现了彗星：
"The power I had on when I first saw the comet was 227. From experience I know that the diameters of the fixed stars are not proportionally magnified with higher powers,as planets are; therefore I now put the powers at 460 and 932, and found that the diameter of the comet increased in proportion to the power, as it ought to be, on the supposition of its not being a fixed star, while the diameters of the stars to which I compared it were not increased in the same ratio. Moreover, the comet being magnified much beyond what its light would admit of, appeared hazy and ill-defined with these great powers, while the stars preserved that lustre and distinctness which from many thousand observations I knew they would retain. The sequel has shown that my surmises were well-founded, this proving to be the Comet we have lately observed."
（“我第一次看到这颗彗星时的能量是227。从经验中我知道，固定恒星的直径并没有像行星那样按比例放大。所以我现在把权力在460年和932年，发现彗星的直径成比例增加的力量，应该是，假设的不是一个固定的恒星，而恒星的直径相比，我不是在相同的比例增加。此外，由于彗星被放大得比它的光线所能接受的大得多，它在这些巨大的力量作用下，显得模糊不清，模糊不清，而星星却保留着我从成千上万次观察中所知道的那种光泽和清晰。续集表明我的猜测是有根据的，这证明是我们最近观测到的彗星。”）
赫歇尔因为他的发现被通知成为皇家天文学家，并且语无伦次地回复说：“我不知该如何称呼它，它在接近圆形的轨道上移动很像一颗行星，而彗星是在很扁的椭圆轨道上移动。我也没有看见彗发或彗尾。”
当赫歇尔继续谨慎的以彗星描述他的新对象，其他的天文学家已经开始做不同的怀疑。俄国天文学家Anders Johan Lexell估计它至太阳的距离是地球至太阳的18倍，而没有彗星曾在近日点四倍于地球至太阳距离之外被观测到。柏林天文学家约翰·波得描述赫歇尔的发现像是“在土星轨道之外的圆形轨道上移动的恒星，可以被视为迄今仍未知的像行星的天体”。波得断定这个以圆轨道运行的天体比彗星更像是一颗行星。
这个天体很快便被接受是一颗行星。在1783年，法国科学家拉普拉斯证实赫歇尔发现的是一颗行星。赫歇尔本人也向皇家天文学会的主席约翰·班克斯承认这个事实：“经由欧洲最杰出的天文学家观察，显示这颗新的星星我很荣誉的在1781年3月指认出的，是太阳系内主要的行星之一。”
命名
马斯基林曾这样的问赫歇尔：“作为天文学世界的恩宠（原文如此），为您的行星取个名字，这也完全是为了您所爱的，并且也是我们迫切期望您为您的发现所做的。”回应马基斯林的请求，赫歇尔决定命名为“乔治之星（Georgium Sidus）”或“乔治三世”以纪念他的新赞助人——乔治三世。他在给约瑟夫·贝克的信件中解释道：
"In the fabulous ages of ancient times the appellations of Mercury, Venus, Mars, Jupiter and Saturn were given to the Planets, as being the names of their principal heroes and divinities. In the present more philosophical era it would hardly be allowable to have recourse to the same method and call it Juno, Pallas, Apollo or Minerva, for a name to our new heavenly body. The first consideration of any particular event, or remarkable incident, seems to be its chronology: if in any future age it should be asked, when this last-found Planet was discovered? It would be a very satisfactory answer to say, 'In the reign of King George the Third."
天文学家Jerôme Lalande建议将这颗行星称为赫歇尔以尊崇它的发现者。但是，波得赞成用希腊神话的乌拉诺斯，译成拉丁文的意思是天空之神，中文则称为天王星。波得的论点是农神（土星）是宙斯（木星）的父亲，新的行星则应该取名为农神的父亲。天王星的名称最早是在赫歇尔过世一年之后的1823年才出现于官方文件中。乔治三世或“乔治之星”的名称在之后仍经常被使用（只在英国使用），直到1850年，HM航海历才换用天王星的名称。
天王星的名称是行星中唯一取自希腊神话而非罗马神话的，天王星的形容词（Uranian）被铀的发现者Martin Klaproth用来命名在1789年新发现的元素。Uranus的重音在第一个音节，因为倒数第二个音a是短音（ūrănŭs）并且是开放的音节。这样的音节在拉丁文中从未被强调过，因此在传统上名字的正确发音是来自英语的[ˈjʊ.rə.nəs]。传统上不正确的发音，重音落在第二音节并且将a发成长音是很普通的。
天王星的天文学符号是Astronomical symbol for Uranus，它是火星和太阳符号的综合，因为天王星是希腊神话的天空之神，被认为是由太阳和火星联合的力量所控制的。他在占星学上的符号，是Lalande在1784年建议的。在给赫歇尔的一封信中，Lalande描述他是“您的名字首次战胜地球的符号”（"a globe surmounted by the first letter of your name"）。在东亚，也都翻译成天王星（sky king star）。
行星环
天王星有一个暗淡的行星环系统，由直径约十米的黑暗粒状物组成。它是继土星环之后，在太阳系内发现的第二个环系统。已知天王星环有13个圆环，其中最明亮的是ε环（Epsilon），其他的环都非常黯淡。天王星的光环像木星的光环一样暗，但又像土星的光环那样有相当大的直径。天王星环被认为是相当年轻的，在圆环周围的空隙和不透明部分的区别，暗示她们不是与天王星同时形成的，环中的物质可能来自被高速撞击或潮汐力粉碎的卫星。而最外面的第5个环的成分大部分是直径为几米到几十米的冰块。除此之外，天王星可能还存在着大量的窄环，宽度仅有50米，单环的环反射率非常低。
环的发现日期是1977年3月10日，在James L. Elliot、Edward W. Dunham、和Douglas J. Mink使用柯伊伯机载天文台观测时。这个发现是很意外的，他们原本的计划是观测天王星掩蔽SAO 158687以研究天王星的大气层。然而，当他们分析观测的资料时，他们发现于行星掩蔽的前后，这颗恒星都曾经短暂的消失了五次。他们认为，必须有个环系统围绕着行星才能解释。后来他们又侦测到四个额外的环。旅行者2号在1986年飞掠过天王星时，直接看见了这些环。旅行者2号也发现了两圈新的光环，使环的数量增加到11圈。
在2005年12月，哈勃太空望远镜侦测到一对早先未曾发现的蓝色圆环。最外围的一圈与天王星的距离比早先知道的环远了两倍，因此新发现的环被称为环系统的外环，使天王星环的数量增加到13圈。哈柏同时也发现了两颗新的小卫星，其中的天卫二十六还与最外面的环共享轨道。在2006年4月，凯克天文台公布的新环影像中，外环的一圈是蓝色的，另一圈则是红色的。
关于外环颜色是蓝色的一个假说是，它由来自天卫二十六的细小冰微粒组成，因此能散射足够多的蓝光。天王星的内环看起来是呈灰色的。
卫星
已知天王星有27颗天然的卫星，这些卫星的名称都出自莎士比亚和蒲伯的歌剧中。五颗主要卫星的名称是米兰达（Miranda）、艾瑞尔（Ariel）、乌姆柏里厄尔（Umbriel）、泰坦尼亚（Tatania）和欧贝隆（Obeon）。第一颗和第二颗（泰坦尼亚和欧贝隆）是威廉·赫歇耳在1787年3月13日发现的，另外两颗艾瑞尔和乌姆柏里厄尔是在1851年被威廉·拉索尔发现的。在1852年，威廉·赫歇耳的儿子约翰·赫歇耳才为这四颗卫星命名。到了1948年杰勒德P. 库普尔发现第五颗卫星米兰达。
天王星卫星系统的质量是气体巨星中最少的，的确，五颗主要卫星的总质量还不到崔顿的一半。最大的卫星，泰坦尼亚，半径788.9公里，还不到月球的一半，但是比土星第二大的卫星Rhea稍大些。这些卫星的反照率相对也较低，乌姆柏里厄尔约为0.2，艾瑞尔约为0.35（在绿光）。这些卫星由冰和岩石组成，大约是50%的冰和50%的岩石，冰也许包含氨和二氧化碳。
在这些卫星中，艾瑞尔有着最年轻的表面，上面只有少许的陨石坑；乌姆柏里厄尔看起来是最老的。米兰达拥有深达20公里的断层峡谷，梯田状的层次和混乱的变化，形成令人混淆的表面年龄和特征。有种假说认为米兰达在过去可能遭遇过巨型的撞击而被完全的分解，然后又偶然的重组起来。
1986年1月，旅行者2号太空船飞越过天王星，在稍后研究照片时，发现了Perdita和10颗小卫星。后来使用地面的望远镜也证实了这些卫星的存在。 |
天文学 | 光学天文学 | 测微器 | 测微器（ micrometer ），安装在望远镜上的一种附件，用来测量微小的角距，以提高观测精度。1638年前后，英国天文学家加斯科因首先将测微器用在天文望远镜上。它的主要部分是一个称为测微盒的金属匣子，借金属筒插入望远镜筒内，和望远镜固连在一起。在测微盒的框架上装有一定数量的水平丝和垂直丝组成的丝网，称定丝。盒内还有一个可移动的框架，框架上装有几条动丝。用精密螺旋推动框架，框架一侧装有弹簧，以消除螺纹的空回。在测微盒外装接目镜。在螺旋外侧连有测微轮，轮上刻有分度线。由分度线对应的位置，可知道螺旋转动的周数和周的小数。测微轮上每一分度值相应于动丝在视场中某一固定位置。在测时工作中使用的测微器，常在测微轮上再加一个玛瑙圆环。环上每隔一定间距，都嵌有金属接触片。当转动测微轮时，这些接触片就会相继和一固定的金属弹片接触，通过电路和记录仪器接通。这种测微器又称接触测微器。它被广泛应用在天体的定位以及双星相对位置和行星直径的测量中。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 恒星光谱 | 恒星光谱（ stellar spectra ），恒星辐射分光后的光谱。光谱的形态决定于恒星的物理性质、化学成分和运动状态。光谱中包含着关于恒星各种特性的最丰富的信息。关于恒星本质的知识，几乎都是从光谱研究中得到的。从观测角度来看，主要有3种途径：第一种是证认谱线和确定元素的丰度。第二种是测量多普勒效应引起的谱线位移和变宽，由此来研究天体的运动状态和谱线生成区。第三种是测量恒星光谱中能量随波长的变化，包括连续谱能量分布、谱线轮廓和等值宽度等。这些特性同恒星大气中的温度、压力、运动、电磁过程以及辐射转移过程有关，是恒星大气理论的主要观测依据。
目录
1 研究成果
1.1 谱线证认
1.2 元素丰度
1.3 视向速度
1.4 磁星
1.5 星际物质
2 恒星光谱分类
2.1 哈佛系统
2.2 摩根–基南系统（MK系统）
2.3 关于第三元的问题
研究成果
有如下几方面：
谱线证认
一般可根据基尔霍夫定律（分光学的基本定律）将恒星光谱同实验室光谱直接比较后确定产生谱线的化学成分。在恒星光谱中已证认出元素周期表中90％左右的天然元素。
元素丰度
即元素的相对含量，是在证认的基础上根据谱线相对强度或轮廓推算出来的。结果表明，绝大多数恒星的元素丰度基本相同：氢最丰富，按质量计约占71％；氦次之，约占27％；其余元素约合占2％。这称为正常丰度。有少数恒星的元素丰度与正常丰度不同，这与恒星的星族和年龄有关。
视向速度
恒星的许多知识是从视向速度在光谱上产生的多普勒效应的研究中得到的。如密近双星的两子星不能从照片上加以区分，但它们的轨道运动引起谱线位置的周期性摆动，这提供了测定恒星质量的重要方法。视向速度的测量对认识脉动变星的本质起决定性的作用，证明这类星的光变是由于星体的脉动而不是由于掩食引起的。多普勒效应的另一重要表现是对谱线轮廓的影响。恒星快速自转且自转轴同视线相交成颇大角度时，谱线会变宽、变浅，由此发现许多早型星（特别是Be星）有快速自转现象。许多不稳定星的物质抛射和气体包层的运动，也在谱线轮廓中显示出来。从谱线轮廓形状和宽度的测量得知，新星爆发时物质抛射的速度达到每秒数千千米。
磁星
恒星若具有足够强的磁场时，谱线将分裂为两条或更多条支线，它们具有不同的偏振特性，称为塞曼效应。通过这种效应发现了100多颗恒星的磁场，强度的数量级为千高斯，个别的达万高斯。这些星称为磁星，它们大部分是A型特殊星。
星际物质
恒星发来的光通过漫长距离的星际空间，所以恒星光谱中还包含有星际气体和尘粒的信息。许多亮星的高色散光谱中，发现有星际物质中的中性钠、钾、铁、钙和电离钛、电离钙以及其他分子的谱线。许多星际谱线是多重的，说明星光经过了好几个具有不同速度的气体云。星际尘粒对星光的影响主要是散射，这种效应对蓝光较强，对红光较弱，因而较远的星显得较红，称为星际红化。通过对红化的测量，可估计尘粒的直径。将红化效应同恒星光谱型进行对比，可粗略地估计恒星的距离。
恒星光谱分类
大多数恒星光谱是连续谱上有吸收线，少数恒星兼有发射线，或只有发射线。恒星连续谱的能量分布、谱线的数目和强度以及特征谱线所属的化学元素，均有极大的差异。恒星的光谱就是根据这些差异来分类的。研究恒星大气的物理特性得知，绝大多数恒星光谱的差异主要不是由化学成分的不同形成的，而是在不同温度和压力下由恒星大气物质的激发和电离状态的变化形成的。建立一个光谱分类系统，通常包括3个步骤：①选择判据，即用来区分不同光谱所依据的光谱特征，如谱线的相对强度；②按照这些判据将足够多的光谱排队，获得标准光谱型序列；③利用恒星的物理特征为光谱型定标，即建立光谱型和物理参量（如温度、光度等）之间的对应关系。因此，光谱分类又可定义为通过恒星光谱特征的比较，对恒星物理特性进行直接估计。常用的分类系统如下：
哈佛系统
美国哈佛大学天文台于19世纪末提出的。这个系统的判据是光谱中的某些特征谱线和谱带，以及这些谱线和谱带的相对强度，同时也考虑连续谱的能量分布。本系统的光谱型用拉丁字母表示，组成如下的序列：
各型之间是逐渐过渡的，每型又分为十个次型，用阿拉伯数字表示：O0,…,O9；B0,…,B9；…这一序列由左到右，对应于温度的下降。最热的O型星温度约40 000K，最冷的M型星约3 000K。序列右端的S、R和N等分支则可能反映化学组成的差别。由于历史的原因，常把O、B、A型称作早型，K、M型称作晚型，F、G型称作中型。各型星的颜色和在普通蓝紫波段的主要 光谱特征如下：
O型：蓝白色。紫外连续谱强。有电离氦、中性氦和氢线；二次电离碳、氮、氧线较弱。如猎户座ι（中名伐三）。
B型：蓝白色。氢线强，中性氦线明显，无电离氦线，但有电离碳、氮、氧和二次电离硅线。如大熊座η（中名摇光）。
A型：白色。氢线极强，氦线消失，出现电离镁和电离钙线。如天琴座α（中名织女一）。
F型：黄白色。氢线强，但比A型弱。电离钙线大大增强变宽，出现许多金属线。如仙后座β（中名王良一）。
G型：黄色。氢线变弱，金属线增强，电离钙线很强很宽。如太阳、天龙座β（中名天棓三）。
K型：橙色。氢线弱，金属线比G型中强得多。如金牛座α（中名毕宿五）。
M型：红色。氧化钛分子带最突出，金属线仍强，氢线很弱。如猎户座α（中名参宿四）。
R和N型：橙到红色。光谱同K和M型相似，但增加了很强的碳和氰的分子带。后来把它们合称为碳星，记为C。如双鱼座19号星。
S型：红色。光谱同M型相似，但增加了强的氧化锆分子带，常有氢发射线。如双子座R。
恒星的光谱分类
哈佛大学天文台于1918～1924年发表的《亨利·德雷伯星表》（HD星表）载有20余万颗星的光谱型，其中99％的星属于B～M型，O、R、N、S型很少。还有少数光谱不能归入上述序列，分别记为：P行星状星云，W沃尔夫–拉叶星。新星光谱曾记为Q，但现在已不使用。到20世纪70年代初，全世界按哈佛系统作过分类的恒星总数达90万左右，大部分是按物端棱镜光谱进行分类的。哈佛系统是以温度为主要参量的一元分类。其他物理因素引起的光谱特殊性，一般用附加的“P”来表示。一些具体的光谱特殊性的常用符号为：e有发射线，n谱线很模糊，s谱线很锐，c谱线特别窄而深，k有明显的星际钙线。附图恒星的光谱分类是主要类型的光谱照片。
摩根–基南系统（MK系统）
美国天文学家W.W.摩根和P.C.基南等人于20世纪40年代提出并经多次改进的二元分类系统。所依据的物理参量也是温度和光度。温度型沿用哈佛系统符号。光度级比威尔逊山系统精确，共分七级，用罗马数字表示：Ⅰ超巨星，Ⅱ亮巨星，Ⅲ正常巨星，Ⅳ亚巨星，Ⅴ主序星（矮星），Ⅵ亚矮星，Ⅶ白矮星。如能进一步细分，则在罗马数字后面附加小写拉丁字母来区别，如Ia最亮的超巨星，Iab亮超巨星，Ib亮度较低的超巨星。MK系统中太阳的光谱型是G2V。到70年代初，已按MK系统分类的星仅2万余颗，这主要由于拍摄有缝光谱很费时间。从1967年开始，美国天文学家利用物端棱镜对HD星表中全部恒星按MK系统进行分类。这一工作完成后，按二元分类的星数将达到20余万颗。
关于第三元的问题
MK系统中化学组成接近太阳的恒星的分类达到了最高精度。这些星通常称为“正常星”。分类中发现有些星具有各种特殊性，必须用化学组成异常来解释。为了在光谱分类中表示这种差异，需要引入第三个参量。如在星族Ⅰ的G和K型巨星中，金属含量比星族Ⅱ的星要高。这种差异的较好判据是氰分子的吸收强度，因而用附加符号GN和一个由3（表示CN带比正常星强得多）到−3（表示CN带弱到几乎不可见）的数字表示。如果CN强度与正常星一样，则省去这种符号。如天龙座ε星的光谱记为G7ⅢbcN–1，这表示CN带比正常星稍弱。这种以光谱型（指温度型）、光度级和化学元素丰度为参量的“三元分类”，从20世纪60年代开始研究，至今还没有形成完整的系统。
由于氢和其他原子的连续吸收，恒星连续辐射能量随波长的分布曲线的形状与黑体辐射仍有明显的差别。氢是最丰富的元素，对于具备有利氢原子吸收条件的恒星，氢原子的束缚–自由跃迁产生的连续吸收对连续辐射的能量分布起重要作用。在巴耳末系（364.6纳米）处辐射能量向短波方向突然下降，这种现象称为巴耳末跳跃。巴耳末跳跃的幅度与光谱型有关，可用作光谱分类的一个判据。另外，恒星的某些色指数与有效温度或光谱型有关，可用简便的多色测光法测出恒星的色指数，从而确定恒星的光谱型。 |
天文学 | 天体测量学 | 黄道坐标系 | 黄道坐标系（英语：ecliptic coordinate system），又作黄道座标系，一种以黄道作基准平面的天球坐标系。地球公转的平均轨道面称为黄道面，它与天球相交而成的大圆称为黄道。黄道面是黄道坐标系的基本平面。黄道的几何极称为黄极，与北天极邻近的黄极即北黄极是黄道坐标系的极。经过黄极的任何大圆称为黄经圈；与黄道平行的小圆称为黄纬圈。春分点（见分至点）取为黄道坐标系的主点。从春分点起沿黄道逆时针方向量到天球上一点的黄经圈与黄道交点的弧长为经向坐标，称为黄经。黄经从0°到360°计量。从黄道起沿过该点的黄经圈量度至该点的大圆弧长为纬向坐标称为黄纬。黄纬从0°到±90°计量，黄道以北为正，黄道以南为负。天体的黄道坐标不因周日视运动或不同观测地点而改变。黄道坐标常用于研究太阳系内各种天体的运动。
目录
1 定义
2 与天球坐标系统的互换
2.1 黄道坐标转换为赤道坐标
2.2 赤道坐标转换为黄道坐标
2.3 演算法
定义
黄道是由地球上观察太阳一年中在天球上的视运动所通过的路径，若以地球“不动”作参照的话就是太阳绕地球公转的轨道平面（黄道面）在天球上的投影。
黄道与天赤道相交于两点：春分点与秋分点（这两点称二分点）；而黄道对应的两个几何极是北黄极（在天龙座）、与南黄极 (在剑鱼座)。
在黄道上与黄道平行的小圆称黄纬，符号β，以由黄道面向北黄极方向为正值（0°至90°），向南黄极方向则为负值。垂直黄道的经度称黄经，符号为λ，由春分点起由西向东量度（0°至360°）。像赤道坐标系中的赤经一样，以春分点做为黄经的起点。
因为地轴有进动现象，此坐标系的两个黄极亦会因岁差影响而使坐标数值逐渐移动，计算时必须说明坐标系参照的历元。现常采用的是J2000.0历元（之前的出版物多以B1950.0历元），在天文年历这类精度较高的刊物中，则参考当天或当月之瞬时分点计算。
此坐标系特别适合标示太阳系内天体的位置，大多数行星（水星和冥王星除外）与许多小行星轨道平面与黄道的倾角都很小，故其黄纬值（β）都不大。
与天球坐标系统的互换
下面公式参考哈里斯·贾森在K星表附录中的使用在Linux和KDE的桌面天文馆。
λ和β代表黄经和黄纬
α和δ代表赤经和赤纬
ε=23°26′20.512″即黄赤交角，也就是地轴倾角。
黄道坐标转换为赤道坐标
赤经α和赤纬δ可以下面的公式得到：
sin δ = sin ϵ sin λ cos β+ cos ϵ sin β
cos α cos δ = cos λ cos β
sin α cos δ = cos ϵ sin λ cos β - sin ϵ sin β
因为正弦和余弦的解非唯一，故必须三个公式都能满足的解才是正确。
赤道坐标转换为黄道坐标
sinβ=cosεsinδ-sinαcosδsinε
cosλcosβ=cosαcosδ
sinλcosβ=sinεsinδ+sinαcosδcosε
注意：有些人试图简化前面两个等式，但因正弦、余弦的解不是唯一的，这样做并非明智做法，因为当计算反三角函数时，所对应的角度会受限制，此时就需要第三个公式来协助判断与选择。例如在第二个公式的赤经值α，可以经由消除cosδ使等式左边只剩下tanα，或是放弃第三个等式，只利用第二式cosα=cosλcosβ/cosδ。在一些直接的运算下，他可能会将你引入歧途，例如当cos-1，角度通常在0°和180°之间，但赤经α范围是360°，sin-1和tan-1的范围也是180°，所有这些函数在它们的极限值附近的误差都会明显增大。
实际上计算靠近黄道的天体坐标，可以正确的判断赤经α的象限，因为它会与黄经λ在同一象限中（但必须排除靠近极点的）。但一般应用程序不易编排，这必须要用人工来处理。
演算法
若以利用电子计算器计算时，最好利用直角坐标转换与极坐标系互换（R←→P）功能（多数科学用计算机皆有这功能），这样能避免上述问题，且能额外的提供一份明确的清单供查核。
那么从黄道坐标转为赤道坐标的运算可以转换为下面的形式：
将上面三个公式在等号右边的项目做转换
运用R→P转换将cosαcosδ成为X的数值，sinαcosδ成Y值
答案中角度的部份是方位角，范围由0°至360°（或-180°至+180°），稍后可除以15转为“时”。
再以R→P转换将最后答案中的径度量转换成X的数值，并将sinδ转换成第一个公式中的Y值。
答案中角度的部份是高度，范围在-90°至+90°之间。
验证：径度量的数值必须正好是1，如果不是1你的计算一定是错了。
同样的可以将赤道坐标转为黄道坐标。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 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 | 脉冲星自转突快 | 脉冲星自转突快（ glitch of pulsar ），脉冲星通常有非常准确的脉冲周期。有时个别脉冲星周期在短时期内突然变短，或者说旋转磁中子星的转速突然变快，这种现象叫作脉冲星自转突快，也叫脉冲星频率突增。
1968年以来，已经在两个转动得最快的脉冲星──蟹状星云脉冲星 PSR0531+21 和船帆座脉冲星PSR0833-45中，观测到了这种周期突然变短的现象。例如，周期为0.08920930095秒的船帆座脉冲星，在1969年2月24日至3月3日，周期突然缩短0.000000134秒。它在1971年8月21日至9月4日又一次突然缩短0.000000179秒。第三次缩短发生于1975年10月。蟹状星云脉冲星也有类似情况，先后发生在1969年9月和1975年2月。它们的转速相对变化量级ΔΩ/Ω，前者约为2×10-6，后者约为5×10-9（Ω为转动角速度）。
解释脉冲星自转突快的理论大致有三种。第一种涉及中子星外部的现象，如中子星磁球等离子体向外抛射或者外部物质与中子星碰撞等。第二种涉及中子星内部角动量的重新分布。这种理论认为，在中子星内部存在超流中子，它们在靠近星核附近比外部转动得更快，因而有负的角动量梯度。在这种条件下，流体不稳定性可以引起不同部分之间的流体交换，使具有较大角动量的超流中子进入外部区域，从而引起角动量转移，产生自转突快。第三种属于中子星本身的突然变化，如星震的发生等。星震说认为，脉冲星的自转突快是中子星星壳的弹性应力的突然释放而引起的。在中子星旋转速度减慢过程中，这种弹性应力逐渐积聚在原子核晶格所组成的固态星壳内。应力突然释放导致星壳局部破裂，产生星震，并使星体转动惯量突然减小。为保持星体角动量守恒，中子星转速突然增加。关于脉冲星自转突快的理论，目前还没有一种确定的倾向性意见。相对来说，星震说稍占优势。 |
天文学 | 天体物理学 | 宇宙线 | 宇宙线（汉语拼音：Yuzhou Xian；英语：Cosmic Ray），来自宇宙空间的各种高能微观粒子以及它们进入大气层过程中产生的其他微观粒子构成的射线流，提供宇宙信息以及高能粒子反应信息的重要渠道。
发现
宇宙线是在研究大气的电导率时偶然发现的。早在1900年 J.艾尔斯特、H.盖特尔和C.T.R.威尔逊等人在使用验电器时就注意到无论如何绝缘，验电器总有些漏电，猜测可能是由某种未知的辐射源导致空气电离，这种源具有比当时已知的放射性有更大的穿透本领。1911～1912年V.F.赫斯利用气球将高压电离室带到5千米高空，发现随着气球的上升，电离度持续增加，推断这种射线来源于宇宙空间。通过其他人多方面的研究，排除了大气层和地球内部产生射线来源的可能性，更加证实了赫斯的结论，故称之为宇宙线。
组成
人们发现来自宇宙空间的宇宙线与地球上大气层以下探测到的这种射线在组成上是不同的。在地球大气层外尚未与大气发生相互作用的宇宙线称为初级宇宙线。初级宇宙线主要利用气球、火箭、卫星或宇宙飞船运载小型探测设备进行观测，其主要成分是氢的原子核质子，占87％，其次是氦核a粒子占12％，其他是各种元素几乎占据元素周期表中直到锕的所有元素的裸核，合起来约占1％，此外还有一些电子、中微子、X射线、γ射线和反粒子。初级宇宙线粒子的能量分布很广，从1×103电子伏特（eV）到1×1020eV。能量在 1×1014eV以下的宇宙线是各向同性的；能量＞1×1014eV，显示有些各向异性；能量＞1×1019eV几乎所有的宇宙线都来自高银纬。
初级宇宙线进入大气层逐渐被吸收，它们与大气中的原子核作用产生各种射线，称为次级宇宙线。其中大部分是核子，少部分是介子，有p,n和π0、η、π±、K±等介子，π0或η介子衰变为高能γ光子，γ光子又在大气中电磁级联簇射，构成次级宇宙线的电子、光子成分，它们容易被铅吸收，常称为宇宙线的软成分；π±、K±介子衰变产生次级宇宙线的μ子成分，μ子寿命较长，它在物质中运动损失能量较小，因而有很强的穿透力，故称为宇宙线的硬成分，此外还有上述作用中产生的中微子成分，主要是νμ。
起源和传播
宇宙线的起源和宇宙线在空间的运动（传播）彼此密切相关，相当一部分初级宇宙线的原子核产生于传播过程中。由于宇宙线带电粒子在运动过程中受到星际磁场的偏转和太阳风磁场的散射，而人们对于其中的过程的认识还不足，宇宙线的起源和传播的研究还有很多困难，尚属未解决的问题。宇宙线高能粒子应起源于各种高能天体或天体高能过程，太阳和其他恒星表面的高能活动、超新星爆发、脉冲星、类星体和活动星系等都可能是宇宙射线源。目前人们普遍认为大多数宇宙线粒子起源于银河系内；太阳耀斑爆发等高能过程伴随粒子发射，这种太阳活动只能产生宇宙线粒子中的一小部分，大部分宇宙线来自太阳系之外。银河系内普通恒星的粒子发射只能是宇宙线粒子的一个微不足道的部分，大部分宇宙线应产生于比普通恒星活动更剧烈的过程。超新星爆发是银河系内最猛烈的高能现象。这可能是宇宙线的一个重要来源。此外脉冲星也可能是高能宇宙线粒子的重要来源，而极高能宇宙线粒子可能起源于银河系外。
宇宙线物理学
研究主要集中在天体物理、高能物理和日地空间物理3方面：① 天体物理方面，研究包括宇宙线起源。加速机制、在星际间的传播，各种粒子成分的能谱，元素的化学成分、丰度，以及关于新的高能天体过程，它们提供了宇宙间的丰富而重要的信息。②高能物理方面，在高能粒子加速器问世以前，研究粒子的产生及其相互作用主要依赖于宇宙线的研究，从宇宙线中发现了π介子、K介子、 2,和Ξ-超子等；如今在高于已有加速器能量的能区，研究超高能宇宙线与物质的相互作用仍然是一个重要方面。③日地空间物理方面，研究宇宙线在太阳系中受到的调制、太阳宇宙线、宇宙线的地磁效应等等，使人们对于日地空间的了解更加深入（见日地关系）。 |
天文学 | 天体测量学 | 岁差和章动 | 岁差和章动（ precession and nutation ），在地球和月球的摄动下，地球自转轴在空间并不保持固定方向，而且不断发生变化。地轴的长期运动称为岁差，而其周期运动则称为章动（图1）。对地球赤道隆起部分的摄动，使地球自转轴绕黄道面的垂直轴（黄道轴）旋转，在空间描绘出一个半径约为23°.5（黄赤交角）的圆锥面，周期约为26 000年，相应地引起春分点沿黄道的位移，这样的长期运动称为日月岁差。地球自转轴在空间绕黄道轴转动的同时，还伴随有许多短周期的微小变化。如月球轨道面位置的变化使白道的升交点沿黄道向西运动约18.6年绕行一周，因而月球对地球引力作用也有相同周期的变化，同样太阳对地球引力也具有周期性变化。在天球上引起真天极绕其平位置（平天极）作相同周期的运动统称为章动。日月岁差和章动的共同影响使真天极绕黄极在天球上给出一条波状的曲线。此外，地球还受到太阳系内其他行星的吸引，从而引起黄道面的不断变化，这不仅使黄赤交角改变，而且还使春分点沿赤道产生一个微小的位移(其方向与日月引起的移动相反)，这种长期运动称为行星岁差，日月岁差与行星岁差之和称为总岁差（图2）。
图1 岁差和章动示意图
图2 总岁差与章动的示意图
岁差常数是天文常数之一，是标准历元时平春分点在一个世纪内沿黄道向西的移动值，以公式P=P1−λcosε表示，式中P称为黄经总岁差，P1为黄经日月岁差，λ为赤经行星岁差，ε是标准历元时的黄赤交角。德国天文学家F.W.贝塞尔第一次精确地定出岁差常数，他得出P=5017″.61/回归世纪(对应于历元B1755.0)。19世纪末美国天文学家S.纽康确定了黄经总岁差P=5025″.64/回归世纪（在历元B1900.0），并在1896年巴黎的国际基本恒星会议上被确认为通用的天文常数之一，此值沿用了80年。1976年在国际天文学联合会第十六届大会上，通过了对于标准历元J2000.0年的新值：P=5029″.0966/儒略世纪。如果按纽康的旧值，归算到历元J2000.0年，应得5027″.86/儒略世纪，这比新值要小1″.24。这是因为在岁差常数中已加上了银河系自转的改正值，而且在计算行星岁差时采用了新的行星质量数据。随着观测资料的积累，用各种方法推算的岁差常数值不断出现，特别是20世纪80年代新技术甚长基线干涉测量和激光测月的发展，使岁差常数的测量可采用新的方法，由上述两种方法推算的新岁差值的平均为5028″.78/儒略世纪(此值为2000年天文常数最佳估计值）。现在天球与地面参考架联系中岁差矩阵采用利斯克模型。
从1960年起，国际上采用以刚体地球模型为基础的伍拉德章动理论，但此理论与实际不符合，特别是地球并非一个刚体。从1984年起采用J.瓦尔提出的模型，即IAU1980章动模型，把地球看作为旋转、微椭、无海洋的弹性体的非刚体。然而，该模型与VLBI观测结果在时间域内有20毫角秒的差异（峰值至峰值），在频率域中有些项相差十分之几毫角秒。1994年IAU和IUGG成立了章动联合工作组，经过6年的工作，已于2000年第24届IAU大会上提出IAU2000A和IAU2000B模型，前者精度为0.2毫角秒，后者为1毫角秒，这两个模型已在2003年采用于测地天文、空间研究等领域。更精确的章动序列可以用VLBI观测解算的实测值（由IERS公布）。
岁差和章动模型是在牛顿力学框架下推导的，高精度的观测归算中应考虑相对论效应，在引力场中天极运动的长期部分称为测地岁差，周期部分称为测地章动（利斯克岁差模型中已包括测地岁差，IAU1980年章动模型中没有包括测地章动）。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 新星 | 新星（ Nova ），激变变星(CV)的一种。按光变的原因属爆发变星。激变一词源自希腊文，意谓泛滥、灾难。激变变星与激变双星是同义词，因为这类变星都是双星。这类变星主要包括新星、再发新星、类新星、矮新星、磁激变变星。激变变星新星表列出1 323颗的数据(2003)。
新星是可见光波段第一次观测到的亮度在几天内突然剧增，增亮幅度多数在9～15星等之间，然后在几个月到若干年期间内有起有伏地下降到爆发前状态的天体。新星光谱随光变发生阶段性的变化，并以每秒100～5 000千米的速度抛射物质。新星的全称是经典新星。一般，新星平均增亮11个星等，就相当于增亮几万倍。新星是已演化到老年阶段的星。这种星爆发前通常甚暗，只在爆发后一段时期内才相当明亮，有的甚至亮到影响星座的形状，所以曾被误认为是新生的星而取名“新星”沿用至今。亮度突然增大是主星白矮星吸积物质由热核燃烧产生的一种爆发过程，能量释放平均达1038～1039焦/秒，抛射的物质约为10-5～10-3太阳质量，抛射速度约500～2 000千米/秒。新星按光度下降速度分为快新星、慢新星和非常慢新星三类。
图1 新星的典型光变曲线
目录
1 新星命名法
2 新星的光变和谱变
3 新星爆发原因
4 再发新星
5 矮新星
新星命名法
通常是在新星的星座名称前面加N，在后面加爆发年份。如NHer1934表示1934年武仙座新星。随后新星又纳入变星的命名系统，如1934年武仙座新星即武仙座DQ。最早作光谱研究的新星是北冕座T(1866)，但后来知道它是再发新星。用照相方法研究的第一个新星是御夫座T(1891)。有最完整光学观测资料的新星是武仙座DQ(1934)。20世纪以来，银河系内出现的新星最亮的是1918年天鹰座新星（天鹰V603），亮度极大时目视星等达−1.1，一度成为仅次于天狼星的亮星。1975年天鹅座新星是一颗很特殊的新星，亮度极大时目视星等为1.8，接近天鹅座α的亮度。美国帕洛马山天文台的巡天照片上在该新星位置处没有亮于21的星，表明该新星增亮幅度超过19个星等。“银河新星参考图表”(1987)中收集了从1670年至1986年发现的277颗银河新星和有关恒星的资料；在1997年发表的激变变星表中列出新星276颗。由于银河系中新星太多，自古代起人类就有关于新星爆发的历史记载，中国古代有极丰富的新星观测记录。
在其他星系中也搜寻到新星。仙女星系(M31)中至今已发现有200多个新星。M81、M33、大麦哲伦星系(LMC)、小麦哲伦星系(SMC)等不少星系中也找到了新星。不同的星系中新星出现的频数大不相同。据估计，银河系每年50个，M31每年29个，有些星系每两年一个。一般说来以Sb星系的频数为最高。
图2 1975年天鹅座新星光谱上图为1975年9月5日拍摄，下图为1975年9月22日拍摄
银河系新星的极大光度绝对目视星等估计平均为−7.3。新星属于老年盘星族。在赫罗图上新星的热子星与行星状星云的中心星、共生星等占有同样的位置。它们都位于主星序的左下方，表明这些天体多半有共同的不稳定特性。
新星的光变和谱变
一般的新星都有典型的光变和谱变。典型光变曲线如图1所示。图1中各阶段分别为：①爆发前——光度固定或有1～2星等不规则的变化；②初升——约为2～3天，光度迅速上升；③极大前的停滞——几小时到几天，甚至光度有些下降；④终升——1天到几周；⑤亮度极大；⑥初降——快新星是平滑的，慢新星会有1～2星等的起伏；⑦过渡期——不同新星表现不同，有些是平滑下降，有些有起伏，有些亮度有一明显的极小然后又回升；⑧终降——比较平滑下降；⑨爆发后——与爆发前一样。不同新星的光变曲线形状不尽相同。
所有新星都依次经历以下几个光谱阶段：爆发前谱、极大前谱、主谱、漫强谱、猎户谱、4640漫发射、星云谱、爆发后谱。新星光谱中的发射谱线都很宽，吸收线紫移很大（图2）。爆发前谱呈高温的连续谱，不出现强的吸收线或发射线，极大前谱出现模糊的吸收线和一些弱发射线，谱线极宽。主谱在极大后立即出现，有显著的发射线。漫强谱中有H、CaⅡ等吸收线，视向速度比主谱更大。猎户谱显示出有更高的激发度，出现高电离电位的HeⅠ、NⅡ、OⅡ线，膨胀速度更大。当NⅢ4640达到最强时，称4640漫发射阶段。新星在出现[OⅠ]、[NⅡ]、[OⅢ]等禁线时，便进入星云谱阶段，这时连续谱已完全消失。星云谱阶段很长，消失后就进入爆发后谱阶段。爆发后有些新星出现类似白矮星的宽吸收线，有些新星只有连续谱，许多新星有比较窄的H、HeⅡ、CⅢ等发射线。近年来开展了射电、红外、紫外、X射线波段和偏振等观测，为新星的研究提供了重要的信息。有些新星在短于200纳米紫外区也已探测到辐射。通过对巨蛇座FH(1970)的红外观测，得到随着可见光光度下降，某些红外波段光度反而上升，能谱的峰值逐渐向红外方向移动的结果。在爆发后的104天，红外星等达到−4.0，成为全天最亮的红外星。近年来在厘米与毫米波段都接收到一些新星的射电辐射。在已找到有光学对应体的十多个X射线双星中，有两个被认为是老新星。直接照相显示出某些新星爆发后确有膨胀着的壳层存在，并且有赤道带和极冠的结构。近20年来，已给出一系列兼为密近双星的新星求出了轨道周期。
新星爆发原因
20世纪50年代以前多主张单星模型。1954年发现新星武仙座DQ有交食周期，而周期很短（4小时39分），推测新星大多甚至全部是密近双星。现在认为新星的一个子星是冷的红星，而另一个子星是热的、体积小得多的简并矮星。演化过程中，当冷星充满了临界等势面便发生质量交流，气流通过内拉格朗日点流向热星。这样便围绕热星形成一个吸积盘，其中小的热星可认为是白矮星，它是新星的爆发源。比较大的冷星抛射出的富氢物质，部分为白矮星所吸积。随着吸积过程的发展，在白矮星的表面形成一层富氢的气壳层，气壳层的底部将受到越来越大的压力，并被加热，一直达到氢燃烧反应所需要的点火温度，这时可能发生热核反应，导致星体爆发。另外，单个白矮星吸积星际物质而后发生新星现象的可能性，在理论上也是成立的。
再发新星
爆发变星的一种。一般认为，再发新星和新星没有严格的区别，只是有的新星在第一次爆发之后，经过数年或数十年又发生多次的爆发，所以就称这种新星为再发新星。按一般分类法划分的再发新星已发现12颗。再发新星在银河系中的分布与新星相似，有向银心方向会聚的趋向，同属于盘星族。爆发时的可见光波段变幅约在7～9个星等，一般都比新星的变幅（大于9个星等）小，但爆发之前的光度通常比新星强，其绝对目视星等约2～3左右，而新星大致为4～5等。再发新星每次爆发抛向星际空间的物质约为10−6太阳质量，比新星的质量损失小。再发新星的爆发活动也和新星一样，发生在一个热简并矮星的深层大气内，通过吸积过程在其周围形成一个富氢气壳，由吸积能和收缩能的累积使气壳中的温度逐渐升高，最后达到点燃热核反应所需的温度，在很短的时间内发生剧烈的核聚变，以热核逃逸的方式释放出1036～1038焦的能量，因而光度剧增。然后，外层气壳被抛向星际空间，内层大气收缩，光度逐渐降低，使整个新星重又处于相对稳定的状态。通过监视观测可知，老新星和再发新星当光度降到极小时，也并不宁静，像北冕座T、蛇夫座RS等，都有较小规模的爆发活动。
对一批再发新星的测光、光谱和轨道数据的分析表明，它们都可能各包含一颗巨星。光度极小时，再发新星的目视光度主要由其中的巨星决定，而新星的目视光度主要由其中的吸积盘决定，矮新星则由其中的热斑决定。光度极小时，再发新星的绝对目视星等为最亮，新星次之，矮新星最暗。据初步研究，质量转移率也可能以再发新星为最大，新星次之，矮新星最小。这些情况似乎能反映出再发新星和新星之间存在的较大区别。
矮新星
爆发规模较小、频次较高的爆发变星。许多方面同新星和再发新星类似。矮新星准周期地爆发，光度陡然增亮，又慢慢变暗。不过光度变幅一般不超过6个星等。爆发平均周期约10～200天不等。有两类矮新星：一类称双子座U型星或天鹅座SS型星，现已发现250个以上；另一类称为鹿豹座Z型星，已发现30个以上，它们的变幅比双子座U型星小，平均2～3个星等，周期更短（10～20天左右）。许多矮新星也是双星，是由一颗黄矮星或红矮星和一颗白矮星或蓝亚矮星组成的密近双星系统，轨道周期约几小时。冷星充满临界等位面，通过内拉格朗日点将物质抛向热矮星，形成吸积盘和热斑。对双子座U的观测表明，爆发时随着亮度的增加，由食引起的变光深度越来越浅，食的开始时间越来越早，持续时间越来越长。光度极小时（正常阶段），矮新星光谱是连续谱加上强而宽的H、He和CaⅡ的发射带，并有氢的连续发射。光度极大时，强发射带消失，基本上是早型（B、A型）的纯连续谱，色温度比光度极小时明显增高。根据综合光谱和光度资料，可认为矮新星爆发的主要原因是冷星的变热，而冷星体积的变大和热星吸积盘的变亮则是次要原因。至于冷星表面温度突然增高，很可能是因为它的物质抛射率突然增加，外层大气很快脱离冷星而露出了温度较高的内层所造成的。特短周期矮新星的引力波问题是一个较新的研究课题。
再发新星、类新星和矮新星的光度、光谱变化与新星有某些类似。值得注意的是，从1975年起发现一类称为X射线新星的天体，它们的X射线光变曲线与经典新星光学波段的光变曲线类似。这类天体有时又称作暂现X射线源，但它们的光学对应体并不是新星。此外，又发现某些老新星是X射线双星的光学对应体。 |
天文学 | 天体测量学 | 恒星时 | 恒星时（sidereal time），以地球自转周期为基准的一种时间计量系统。
以天球上的春分点为时间基准，春分点连续两次过同一子午圈的时间间隔，称为恒星日。恒星日比平太阳日短3分56秒。按恒星日计量的时间，称为恒星时。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 红移 | 红移（ red shift ），电磁波谱中谱线向长波方向的移动。对于可见光就是向红端的移动。红移z的定义是： z＝Δλ/ λ 式中 λ为源发射谱线的波长。Δ λ为观测到的波长改变量。Δ λ＞0，表示波长增加，即红移；Δλ＜0，表示波长减少，即蓝移。宇宙学问题中， z一般都大于0，因而往往把它作为红移的符号。 z是无量纲的标量，当它远小于1时，按照 多普勒效应，把它乘以光速 c即可得到光源同观测者相对的视向速度 v＝ cz（当 z较大时，应改为相对论表达式：
1914年，美国天文学家V.M.斯莱弗发现，他观测到的15个旋涡星云（现在知道它们都属于银河系所在的本星系群）中11个的光谱都呈现红移。实际上，在本星系群以外迄今尚未发现有蓝移的星系光谱。1929年，E.P.哈勃发现了星系的红移量和距离成正比的规律，即哈勃定律v＝H0r。式中比例系数H0称为哈勃常数，观测值约为71千米/（秒·百万秒差距），仍有百分之几的误差。光速与哈勃常数的比值具有长度的量纲，称为哈勃半径，粗略地说等于光自宇宙大爆炸以来走过的距离，即可观察宇宙的半径，约140亿光年。利用哈勃定律，可由观测到的红移求出星系的距离，从而得到星系在三维空间的分布，了解宇宙的大尺度结构。更重要的是，若将红移解释为多普勒退行速度效应，则能得出可观测的宇宙作整体膨胀的结论。所以，星系的红移的发现成为20世纪以来影响最为深远的宇宙现象。
表达红移–距离关系的函数图像称为哈勃图。当红移较大时，在该图上红移–距离关系将偏离哈勃定律表示的直线。偏离的情况现在主要用来检验宇宙的几何性质。20世纪90年代以来，高红移超新星的哈勃图显示宇宙是平坦的。
多年来，还提出了许多解释红移的假说，如光子老化说、物理常数变化理论等。有人还试图用不均匀宇宙模型、多重爆炸宇宙学等来说明对哈勃定律的偏离，但都过于牵强。只有以广义相对论为基础的宇宙膨胀论不仅可解释哈勃定律，还能说明如宇宙微波背景辐射和奥伯斯佯谬等一系列观测到的现象，因而得到人们公认。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 星系天文学 | 星系天文学（ galactic astronomy ），以星系和星系际空间为研究对象的天文学分支学科。它的任务是探讨星系的结构、运动、起源和演化，星系对、星系群和星系团的结构、空间分布、相互作用和演化联系。星系天文学是现代宇宙学的基础之一。
发展简史和内容
1888年出版的《星云星团新总表》(NGC)及其《补编》(IC)刊载了13 226个非恒星天体和非单星天体，后来判明其中绝大多数是河外星系，这为星系天文学的诞生准备了基本资料。1919年E.P.哈勃用当时最大的望远镜发现了仙女座大星云NGC 224(M31)、三角星云NGC 598(M33)、人马座星云NGC 6822中的造父变星，并根据周光关系测定了距离，证明它们在银河系之外，并且指出当时统称为星云的天体，大多是和银河系同一等级的恒星系统，把它们命名为河外星系，简称星系。哈勃在前人发现的基础上，还揭示了星系世界普遍有谱线红移效应以及星系距离和红移大小成正比的规律，建立了星系天文学。20世纪50年代以前，星系天文学主要沿着两个方向发展。一是研究以恒星热辐射为主导的正常星系的形态、结构、运动和物理状况；建立形态分类系统，把大多数星系纳入旋涡、棒旋、透镜、椭圆和不规则五大形态框架；通过星系的自转以及星系群的运动，测定星系的质量；用测光方法和光谱方法探讨星系的恒星成分和气体成分，以及星族的划分和分布等。另一方向的进展是，建立并改进星系距离尺度，通过星系的空间分布、成团现象和红移效应，探索大尺度宇宙结构，描述今日所公认的百亿光年范围的可观测宇宙等。近50年来，逐步打开了射电、红外线、紫外线、X射线和γ射线“天窗”，探测到以非热辐射为主导的射电星系、赛弗特星系、类星体、蝎虎座BL型天体等具有活动星系核的天体，发现了可能以其中央大质量黑洞的吸积为能源的喷流、视超光速等高能现象；探测到由于大规模恒星形成而在远红外波段非常亮的星暴星系等。这些发现都向天文学和物理学提出了严重的挑战。今天星系和星系际空间的研究已成为天文学最活跃的领域之一。研究星系的起源和演化可推动天体物理学、宇宙学和物理学不断向前发展。
研究方法和手段
用中等口径的光学望远镜，可对本星系群的一些成员（如大、小麦哲伦云，仙女星系）的星系盘、旋臂、星系核、星系晕和星系冕进行分部观察，并对其成员天体（星团、电离氢区、行星状星云、超巨星、红巨星、新星、造父变星）作光度测量和光谱分析。然而，除少数近距星系外，绝大多数星系因距离遥远，呈现为暗弱的小面光源，其微小程度甚至接近于点源。要取得它们的光学观测资料，必须用大口径望远镜和高效能辐射接收装置，而对百亿光年的深空探索还得配备强光力广角设备。要掌握河外天体的射电天图必须有大型的射电天线，还要具备能与光学成像相称的射电分辨技术。河外星系世界的非热辐射和高能过程，正吸引着全球的大型射电仪器和空间探测装置。当代威力强大的各个波段的望远镜都把河外天体作为重要的观察对象，以期在这方面获得更大的进展和突破。星系天文学的主要研究手段是天体物理方法。此外，星系动力学（包括解析、半解析和数值模拟方法）也是重要的研究工具。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 彗星 | 彗星（comet），太阳系中小天体之一类。彗星是一团冰冻物质和尘埃（也许好几团物质一起运动），当它靠近太阳时成为可见。太阳的热使彗星物质蒸发，在冰核周围形成朦胧的彗发和一条稀薄物质流构成的彗尾。由于太阳风的压力，彗尾总是指向背离太阳的方向。这就是彗星之名的由来，因为希腊语的彗星意为“长发星”。
“脏雪球”模型是1949年弗雷德·惠普尔（Fred Whipple）提出的，已经得到实地造访彗星的无人空间探测器所证实。
彗星被认为起源于太阳系诸行星的轨道之外、大致在到最近恒星距离中点处（离太阳几万个天文单位）的一个球壳或晕之中。彗星可能从太阳系形成以来就已经贮存在这个奥尔特云中了；与之对立的理论则认为，当太阳系穿过巨分子云时，将逮住的“新”彗星补充到奥尔特云中去。奥尔特云可能含有数千亿颗彗星。不时路过的恒星通过引力干扰奥尔特云，将彗星推向太阳，而那里木星和其他巨行星的引力影响则可能将它们捕获到周期较短的轨道上。
有一个由彗星和其他宇宙碎片构成的中间环带，叫做柯伊伯带的，位于冥王星和海王星轨道之外、离太阳约35到1 000天文单位。柯伊伯带大概含彗星1亿颗，其中一些可能是从奥尔特云来的。不管起源如何，带中的彗星终将能够进入太阳系的行星领地。半人马星也许就是不久前被从柯伊伯带中抓过来放到现在轨道上的，但长周期彗星则被认为是从奥尔特云直接掉进来的。
典型彗星的固体核是很小的——如哈雷彗星核大约是15公里长，10公里宽，10公里高——但环绕它的彗发却可能宽阔达到几十万公里，而彗尾则可延伸上亿公里。彗发和彗尾的物质全来自核的蒸发，所以彗星每接近太阳一次，核就变小一些，最后将消失，剩下的只是一群沿轨道运动的尘埃微粒，它们在与地球相遇时引发流星雨。
彗星被随意分为两类——长周期的和短周期的。短周期彗星沿轨道走一圈的时间短于200年，它们基本上都在海王星轨道以内；长周期彗星沿轨道走一圈的时间长于200年（有些需要几百万年），它们可以远远超出行星轨道之外。已知短周期彗星大约有150颗，每年还有新的发现。哈雷彗星是这些定期拜访太阳系内区的客人中最亮的一个，周期是76年；恩克彗星的周期最短，只有3.3年。 |
天文学 | 天体力学 | 哥本哈根问题 | 哥本哈根问题（ problem of Copenhagen ），研究有关限制性三体问题周期解的一系列课题。庞加莱建立的周期解理论，对解决小行星的运动理论中的困难问题起了很大作用，引起人们的重视。哥本哈根天文台的斯特龙根和他的同事对平面圆型限制性三体问题做了大量的工作，将在五个平动点和两个有限质量体P1、P2等七个点附近可能出现的周期解加以分类，并研究了顺行和逆行的周期轨道以及渐近轨道等。以他们的工作为基础，在1936年哥本哈根天文台召开的一次国际会议上，提出了一项研究限制性三体问题周期解的计划。所研究的题目是假定两个有限质量体的质量相等，彼此互绕作圆周运动，第三体质量为无限小，与两个有限质量体在同一个平面上运动，要求找出三类周期解：①围绕两个有限质量体之一的周期轨道；②同时围绕两个有限质量体的周期轨道；③围绕拉格朗日平动点的周期轨道和渐近轨道。包括这些轨道演化的有关研究课题，统称为哥本哈根问题。 |
天文学 | 天体测量学 | 天体照相仪 | 天体照相仪（ astrograph ），专门以照相底片作为天体辐射接收器直接记录星空图像，并通常具有较大视场的光学望远镜。从19世纪下半叶起直到光电器件广泛应用于天文观测之前，近百年期间，和眼睛目视相比，照相术曾成为一种更高效和更客观的天文方法和手段。20世纪上半叶，发明了由三合透镜甚至四合透镜组成的具有像差较小，视场可达几十平方度的天体照相仪。在变星巡天、小行星和彗星搜索、物端棱镜光谱分类等领域都曾作出过重要贡献。
20世纪30年代发明，并从40年代起迅速推广和普及的施密特望远镜问世后，立即显现出经典天体照相仪无法与之比拟的优越性。首先，采用施密特天文光学原理的望远镜主镜是反光镜，经过特殊镀膜后，能够有效反射入射的天体光辐射的80％以上。然而，主镜由三块或四块透镜的组合体却会阻隔和散射掉入射光的70％～80％，极大地降低了效率。其次，虽然二者都是照相机，但施密特光学适用于可获取更多天体物理信息的国际多色测光系统，如UBV、UBVRI （见天体测光）等；但经典天体照相仪受主镜的玻璃元件的限制，至多只能实现照相和仿视双色测光系统。结果曾经作为照相巡天和照相测光的天体照相仪逐渐全面地为施密特望远镜取代。
20世纪80年代起，天文实测中开始了以数字化的电荷耦合器件（CCD）作为天体辐射接收器取代照相底片的进程。众所周知，照相乳胶的光量子效率只有2％～5％，而且感光反应的线性度很差，这是作为测光工具的大缺点。与之相反，具有线性反应的CCD器件的光量子效率却能高达80％以上。结果照相底片连同照相方法都淡出天文观测的历史舞台。 |
天文学 | 天体测量学 | 日 | 日（day），以地球自转运动为基础的时间单位。地球自转反映为各种天体在天球上的周日视运动。根据天球上不同参考点计量的地球自转运动，定义了3种不同的日：①真太阳日。真太阳在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔。由于真太阳还有周年视运动，真太阳日的长度不断变化。②平太阳日。平太阳在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔。日常生活中所用的即平太阳日。③恒星日。春分点（见分至点）在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔。如果考虑岁差和章动对春分点的综合影响，所得为真恒星日；如果仅考虑岁差对春分点的影响，所得为平恒星日。一平恒星日等于平太阳日的23小时56分4.0905秒。某一恒星在天球上连续两次通过同一子午圈所经历的时间间隔就是地球的自转周期，它等于太阳日的23小时56分4.0989秒。实际上，地球自转呈现复杂的不均匀性，上述各种日的长度都为变量，作为量度单位并不严格。1984年起定义日为86400原子时秒，作为长度固定的单位。
日 (囩 囸) 【异体 古文】
拼音：rì
部首：日
总笔画：4
部外笔画：0
结构：独体字
五笔：JJJJ
倉頡：A
常用字
基本释义：
rì
离地球最近的恒星（亦称“太阳”）：～月星辰。～晷（guǐ）（古代利用太阳投射的影子来测定时刻的装置）。～珥。～薄西山（太阳快要落山了，喻衰老的人或腐朽的事物接近死亡）。
白天，与“夜”相对：～班。
天，一昼夜：多～不见。今～。～程。
某一天：纪念～。
计算工作的时间单位，通常以八小时或六小时为一个工作日。
时候：春～。往～。
每天，一天一天地：～记。～益。
特指“日本国”。
便捷查询：
同音查询： ri音汉字 rì音汉字 同部首查询： 日部汉字 同笔画查询： 4画汉字
“日”字书法作者：王羲之
“日”字书法作者：王献之
“日”字书法作者：苏轼
“日”字书法作者：祝允明
“日”字书法作者：怀素
目录
1 日 rì
2 《康熙字典》释义
3 《说文解字》释义
4 首字为“日”的词语
日 rì
<本义> 太阳：日出丨日落丨日冠(太阳上方的光体)丨日昃丨日晷丨日珥丨日斜丨日光丨日头搁山(太阳落山)丨日月星辰丨日居月诸(日落月出，一天又一天)丨日薄西山。
白天，白昼：日班丨日托丨日暮丨日昼丨夜以继日丨日往月去(时间一天天过去)。反义词：夜。
每天：每日丨日益丨日趋丨蒸蒸日上丨吾日三省吾身(《论语·学而》)。
一天；一昼夜（24小时）：日记丨今日丨明日丨改日。
时间，光阴：旷日经年丨日不我与(时日不等人)。
泛指一段时间：昔日丨时日。
时节，时候；特指某一天；为特殊目的而定的日子：春日丨冬日丨秋日丨夏日丨冬至日丨生日丨结婚纪念日。
计算工作的时间单位，通常以八小时或六小时为一个工作日。
指日本国：中日文化交流。
汉字部首之一。<注> 《汉字部首表》（中国教育部、国家语委2009年颁布，标准名GF 0011-2009）的201个主部首之一，序号为75，其附形部首有“⺜，曰”。
姓。
《康熙字典》释义
【辰集上】【日字部】
〔古文〕??【唐韻】【正韻】人質切【集韻】【韻會】入質切，??音??。【說文】實也。太陽之精不虧。【博雅】君象也。【釋名】日，實也，光明盛實也。【易·乾卦】與日月合其明。又【繫辭】縣象著明，莫大乎日月。又【說卦】離爲火爲日。【周禮·天官·九??註】日者天之明。【禮·祭義】日出於東。【史記·天官書註】日者，陽精之宗。【前漢·律歷志】日合於天統。【後漢·荀爽傳】在地爲火，在天爲日。【淮南子·天文訓】火氣之精者爲日。 又【書·舜典】協時月正日。【傳】合四時之氣節，月之大小，日之甲乙，使齊一也。又【洪範】五紀，三曰日。【傳】紀一日。【疏】從夜半以至明日夜半，周十二辰爲一日。又【禮·曲禮】外事以剛日，內事以柔日。【疏】十日有五奇五偶，甲丙戊庚壬五奇爲剛，乙丁己辛癸五偶爲柔也。又【郊特牲】郊之祭也，迎長日之至也。【註】迎長日者，建卯而晝夜分，分而日長也。 又【左傳·文七年】日衞不睦。【註】日，往日也。 又【左傳·桓十七年】天子有日官，諸侯有日御。【註】皆典歷數者。 又【史記·日者傳註】卜筮占??時日，通名日者。 又【集韻】而力切，音眲。義同。 又【韻補】叶而至切。【李嵩·述志賦】審機動之至微，思遺餐而忘寐。表略韻於納素，託精誠於白日。 【類篇】唐武后作??。
《说文解字》释义
【卷七】【日部】 编号：4168
日，[人質切 ]，實也。太陽之精不虧。从囗一。象形。凡日之屬皆从日。
古文。象形。
首字为“日”的词语
日班 日报 日常 日程 日光 日晷 日后 日记 日历 日冕 日暮 日内 日期
日前 日食 日薪 日益 日晕 日杂 日照 日志 日中 日子 日月潭
首字为“日”的成语
日薄西山 日不暇给 日复一日 日积月累 日近长安远 日久天长 日理万机 日落西山 日月无光
日暮途穷 日上三竿 日升月恒 日新月异 日行千里 日月重光 日月蹉跎 日月经天，江河行地
日月如梭 日月入怀 日月参辰
▍汉语拼音音节索引 ▍部首检字表 ▍笔画检字表：1－8画，9－13画，14－16画，17－48画 ▍常用字表 ▍通用字表 ▍通用规范汉字表：一级字表，二级字表，三级字表 |
天文学 | 天体物理学 | 空间曲率 | 空间曲率（ curvature of space ），表征某种给定度规的空间对于欧氏空间的偏离程度的量。举例说，球面是一种二维的弯曲空间，球面上弧元的平方是：
式中 U、 φ为球面上的点在过球心的平面上投影的坐标； R是球的半径；I/R 是这个 空间的 曲率。对于一般的二维曲面上的各个点，能借两个单参数曲线族（ μ=常数， v=常数）所定义的坐标 μ和 v来表示。在其上弧元的平方是： ds2=g11dμ2+2g12dμdv+g22dv2， 式中g11、g12、g22为坐标μ、v的函数。它反映着空间的度量性质。过这种曲面上的每一点作切面，在切面上存在两个互相垂直的方向。在这两个方向上曲率1/R，分别达到极大值和极小值1/R1和1/R2。量称为高斯曲率。
黎曼研究了更一般的弯曲空间。在满足一定条件的集合中给定一个二阶协变张量场；对于局部坐标x1，…，xn，这个张量场可以写为gij(x1，…，xn)，它是对称的，并且是非退化的。这样的集合称为黎曼空间。gij称为黎曼空间的度规张量。在这种空间中的弧元平方定义为ds2=gij(x1，…，xn)dxidxj。上指标与下指标相同，代表这个指标分别取空间中各维来求和。这种空间的弯曲性质用黎曼曲率张量表示为：
式中
被称作联络。由 R λμvx经过一次升标和缩并运算，可以得到另外两个表征 空间弯曲的量，即里齐张量 Rμv 和标量 曲率 R。由某点上两个线性独立的方向 ξ媰，ξ媱决定的标量：
叫作黎曼空间在该点的黎曼曲率。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 球状星团 | 球状星团（globular cluster），星团的一类。因其外形呈球状而得名。星团里恒星高度密集，其中心区域的恒星空间密度比太阳附近恒星分布的密度大1000倍左右。星团的半径为几十秒差距，质量为几万到几十万太阳质量。属晕星族。在银河系里呈球状分布，但却沿着偏心率很大的椭圆轨道绕银心旋转。球状星团的成员星是银河系里最老的一批恒星，年龄达一百亿年。星团里发现了大量的天琴座RR型变星和星族Ⅱ造父变星，利用这些变星可以准确地定出球状星团的距离。目前已发现了130多个球状星团。据估计，银河系可能包含500个球状星团。全天最亮的球状星团是半人马座ω，即NGC5139。近年来在一些球状星团里发现了X射线源和脉冲星，对于研究球状星团的性质和恒星演化具有重要意义。另外，在一些较近的星系里也发现了球状星团。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳综合图 | 太阳综合图（ synoptic map of the Sun ）， 以每天的单色光观测为基础综合而成的，反映一个太阳自转周期内太阳主要活动特征的矩形图（图1）。将每天观测到的日面上各种活动特征（黑子、光斑、谱斑、日珥和暗条、冲浪、日冕等）记录绘制到一张圆形日面图上，就得到每日太阳图（图2）。每日太阳图是研究太阳活动的基本资料，它提供每天日面上各种特征的概貌，把每日太阳图积累起来，就可以了解这些特征的发展史。为了绘制完整的每日太阳图，应收集较多的天文台、站的资料，加以综合整理。
中国紫金山天文台从1959～1965年，每月发布一次每日太阳图，它包括黑子（实心圆，其大小与该黑子群面积成正比）、暗条和日珥(实心闭合线围的区域)、Ha谱斑（带阴影线围的区域，最暗的与最亮的谱斑一致）、耀斑(实心黑方形)。图2是1959年5月8日的太阳图。太阳图上的方位：自转轴自上而下，东边在左，西边在右，北极在上。世界上许多国家的天文机构均发布每日太阳图，例如，法国巴黎默东天文台，德国夫琅和费研究所，苏联普尔科沃天文台，美国博尔德天文台等，这些太阳图一般还包括日面边缘的日冕强度。
五十年代，“国际地球物理年”（1957年7月1日到1958年12月31日）后曾出版了套色的太阳图 D-1集和太阳图D-2集。D-1集收集了包括黑子、光斑、钙谱斑、冲浪、活动日珥、耀斑等太阳活动的资料，反映国际地球物理年期间的太阳活动史。D-2集载有每日太阳的黑子群、边缘日珥、日面上的暗条和它的突然消失、太阳边缘的绿冕线（波长为5303埃的日冕禁线强度图、太阳21厘米谱线射电的等辐射线。
用不同观测手段获得的资料汇总的太阳图有Hα综合图（图3）、HeⅠ10830埃综合图（图4）、HeⅡ304埃综合图、太阳磁场综合图等。这些图反映出相应波段的活动特征在日面的分布。连续序号的综合图给出相继的自转周中太阳活动的缓慢变化的大尺度特征，它是研究大尺度太阳活动的基本资料。 |
天文学 | 天体物理学 | 局部热动平衡 | 局部热动平衡（ local thermodynamic equilibrium ），恒星大气深层温度高，浅层温度低，整个大气显然不处于严格的热动平衡状态。因此，热动平衡规律不适用于恒星大气整体。为了描述恒星大气的热状态，K.史瓦西和米尔恩分别于1906年和1921年各自提出了局部热动平衡假设（缩写为LTE）。根据这一假设，恒星大气内任一局部小区域，都可以引入一个局部温度来表征它的热状态。在这小区域内，电子的速度分布、原子的激发和电离状态、物质和辐射的相互作用等，都可以用与局部温度等物理参数相对应的热动平衡关系──麦克斯韦速度分布律、玻耳兹曼公式、萨哈公式和基尔霍夫定律等来描述。对于偏离热动平衡不大的恒星大气，按照局部热动平衡假设所求得的理论结果与观测结果基本相符。这表示局部热动平衡可以近似地描述恒星大气的物理状态。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 织女一 | 织女星（Vega）在天琴座的位置
织女一，又称为织女星（英语：Vega）或天琴座α（α Lyr，α Lyrae），是天琴座中最明亮的恒星，在夜空中排名第五，是北半球第二明亮的恒星，仅次于大角星。它与大角星及天狼星一样，是非常靠近地球的恒星，距离地球只有25.3光年；它也是太阳附近最明亮的恒星之一。在中国古代的“牛郎织女”神话中，织女为天帝孙女，故亦称天孙。
天文学家对织女星进行过大量的研究，因此它“无疑是天空中第二重要的恒星，仅次于太阳”。织女星大约在公元前12,000年曾是北半球的极星，但因岁差现象，它在13,727年会再度成为北极星，届时它的赤纬会达到+86°14'。织女星是太阳之外第一颗被人类拍摄下来的恒星，也是第一颗有光谱记录的恒星。它也是第一批经由视差测量估计出距离的恒星之一。织女星也曾是测量光度亮度标尺的校准基线，是UBV测光系统用来定义平均值的恒星之一。在北半球的夏天，观测者多半可在天顶附近的位置见到织女星，因为身为天文学上星等的标准，其视星等被定义为0等，因此天文学家会以织女星作为光度测定的标准。
织女星的年龄只有太阳的十分之一，但是因为它的质量是太阳的2.1倍，因此它的预期寿命也只有太阳的十分之一；这两颗恒星目前都在接近寿命的中点上。织女星的光谱分类为A0V，其温度比天狼星的A1V高一点。它仍处于主序星阶段，通过把核心内的氢聚变成氦来发光发热。织女星比氦重（原子序数较大）的元素丰度异常的低，织女星光度有轻微的周期性变化，因此天文学家怀疑它是一颗变星。它的自转相当快速，赤道自转速度是每秒274公里。离心力的影响导致恒星的赤道向外突起，温度的变化通过光球表面在极点达到最大值。地球上的观测者视线正朝着织女星的极点。天文学家经过测定后，得知织女星每12.5小时自转一周，整颗恒星呈扁平状，赤道直径比两极大了23%。
天文学家观测到织女星红外线辐射超量，显示织女星似乎有尘埃组成的拱星盘。这些尘粒可能类似于太阳系的柯伊伯带，是岩屑盘中的天体碰撞产生的结果。这些由于尘埃盘造成红外线辐射超量的恒星被归类为类织女恒星>。织女星盘的分布并不规则，显示至少有一颗大小类似木星的行星环绕着织女星公转。
目录
1 观测历史
2 可见性
3 物理特性
3.1 自转
3.2 元素丰度
3.3 运动学
4 行星系统
4.1 红外超量
4.2 岩屑盘
4.3 可能存在的行星
5 语源和文化象征
观测历史
针对天体摄影的天体摄影术诞生于1840年，当时约翰·威廉·德雷伯使用银版照相法对月球进行摄影。哈佛大学天文台科学家乔治·菲利普斯·邦德（George Phillips Bond）和约翰·亚当斯·惠普尔（John Adams Whipple）在1840年7月17日对织女星进行摄影，它成为人类第一颗（除了太阳以外）摄影的恒星，也是使用银版照相法。亨利·德雷伯在1872年8月对织女星摄影的时候，得到了第一张恒星光谱的照片。这也使得他成为第一个展现恒星吸收谱线的人。
天文学家已经在太阳的光谱里辨识出类似的光谱线。威廉·哈金斯在1879年利用织女星和类似恒星的光谱照片来辨认一系列在该类恒星里普遍存在的12条“非常强烈的谱线”。后来天文学家辨认出这是氢原子的巴耳麦系谱线.从1943年开始，天文学家将织女星的光谱当成分类其他恒星的标准之一。
天文学家可以借由地球环绕太阳公转时，织女星相对于背景恒星的视差测量出它与地球之间的距离。历史上首先发表恒星视差的人是瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维，他宣称的织女星视差值是0.125弧秒（0.125″），但是弗里德里希·威廉·贝塞尔怀疑斯特鲁维发表的数据。当贝塞尔公布恒星系统天鹅座61的视差为0.314″时，斯特鲁维把织女星的视差修正为先前的两倍左右。这次修正使斯特鲁维公布的数据更有疑问，因此当时大部分天文学家（包括斯特鲁维在内）都认可贝塞尔的数据才是历史上首次的视差观测。然而令人吃惊的是，斯特鲁维原本公布的数据与当前天文学家接受的数值0.129″其实非常接近。
地球上看到的恒星亮度是使用标准化的对数刻度－视星等来表示，它随着恒星亮度的增加而减小。肉眼能见的最暗恒星为6等星，而最亮的恒星天狼星星等为-1.47等。为了标准化这个对数刻度，天文学家选择织女星来作为所有波长的0星等。因此许多年以来，织女星被当作是绝对光度测定的亮度刻度。然而这种规定没有延续至今，现在视星等的零点普遍使用特定数值的光流量来表示。这种方法对于天文学家来说更加简便，因为织女星并不能永远作为度量的标准。
UBV测光系统测量通过紫外、蓝和黄色滤光片的恒星星等，并分别使用U、B、V来表示。天文学家在1950年采用六颗恒星来设置UBV测光系统的初始平均值，织女星是其中之一。这六颗恒星的平均星等被定义为： U - B = B - V = 0。实际上，这些恒星在黄、蓝和紫外部分的电磁光谱的星等都是一样的。因此织女星在可视的范围内有相对接近的电磁波谱（波长范围为350-850纳米，人眼大部分都能够看见），因此光流量密度大致相等，为2000-4000Jy。然而织女星的光流量密度在红外波段大幅降低，每5 平方毫米大约为100Jy。
天文学家在1930年代对织女星的光度测定显示这颗恒星有近±0.03星等的微小光度变化，这个波动范围接近当时观测能力的极限，所以天文学家对于织女星光度是否发生变化存有争议。大卫·邓拉普天文台（David Dunlap Observatory）在1981年重新测量了织女星的星等并显示出它有轻微的光度变化，因此天文学家建议将织女星归类为盾牌座δ变星。这类恒星以类似的方式振荡，使得恒星的光度存在周期性的脉动。虽然织女星符合这类变星的物理特性，但其他观测者却没有发现这种变化，因此织女星的光度变化可能是测量的系统误差造成的。
天文学家在1979年使用美国白沙导弹靶场发射的X射线望远镜观测到织女星发出X射线，也是人类首次在太阳以外的单主序星观测到这种现象。织女星在1983年成为天文学家发现第一颗拥有尘埃盘的恒星。红外线天文卫星（IRAS）发现织女星发出红外超辐射，这种现象可能是恒星加热尘埃盘而辐射出来的。
可见性
在夏夜的北半球中纬度地区，织女星经常出现在天顶附近。而对于冬天的南半球中纬度地区，织女星一般低垂在北方的地平线上。由于织女星的赤纬是+38.78°，因此观测者只能在51° S以北的地区看见它。在南极洲以及南美的大部分地区，织女星不会升到地平线上。在+51° N以北的地区，织女星一直位于地平线上，成为一颗拱极星。织女星会在7月1日午夜左右通过天球子午线，当时的位置最接近天顶。
夏季大三角
织女星位于一个称作夏季大三角的大范围星群中，夏季大三角包括天琴座的织女星、天鹰座的牛郎星以及天鹅座的天津四。这个三角形近似一个直角三角形，织女星位于其直角顶点上。由于附近鲜有亮星，所以夏季大三角在北部天空非常突出。
四月天琴座流星雨是一个大型的流星雨，每年在4月21~22日左右达到极大期。当小型流星以很高的速度进入地球大气时，它的物质将会蒸发并产生一道光。众多流星在流星雨期间从同一个方向出现，以观测者的角度来看，它们发光的尾迹似乎是从天空中的同一点辐射出去。天琴座流星雨的辐射点就在织女星附近，因此也常称为天琴座α流星雨。天琴座α流星雨实际上是由佘契尔彗星所引起的，与织女星没有任何关系。
物理特性
织女星的光谱型为A0V，是一颗主序星，颜色为白中透蓝，其核心正在发生氢变成氦的核聚变。由于大质量的恒星比小质量的恒星核聚变更快，所以织女星停留在主序星的时间只有约10亿年，只有太阳的十分之一。已经快要超过它在主序星阶段寿命的一半。织女星脱离主序星阶段后，将变成一颗M型的红巨星并失去大部分质量，最终成为一颗白矮星。织女星目前的质量超过太阳的2倍，实际光度为太阳的37倍。织女星可能是一颗盾牌座δ变星，光变周期约为0.107天。
织女星核心产生的能量来自于碳氮氧循环（CNO循环），这是一种以碳、氮、氧原子核为中介，把质子聚合为氦的核聚变过程。进行该核聚变过程需要大约1500万度的高温，高于太阳核心温度，也比太阳的质子-质子链反应效率还高。CNO循环对温度高度敏感，紧邻的对流层将核心区聚变反应产生的“灰”均匀散布，对流层外围是辐射层，最外层则是大气层。这与太阳形成鲜明的对照：太阳的中心是辐射层，其外覆盖的是对流层。
天文学家已经对照“标准光源”对织女星的能量通量进行精确地测量。这颗恒星在波长为5480 Å的波段光通量为3,650Jy，误差范围2%。氢的吸收光谱线在织女星的可见光谱中占据主导地位，特别是在电子主量子数n=2的巴耳末系。其他元素的谱线相对来说比较微弱，其中比较强烈的谱线是电离的镁、铁、钙线。织女星的X射线辐射很微弱，这表明织女星的日冕肯定很微弱甚至不存在。因为织女星的极点朝向地球，所以极区日冕洞可能存在。天文学家可能难以証实日冕确实存在，因为许多X射线并不会随着可见光一起被恒星发射出去。
南日比戈尔峰天文台（Observatoire du Pic du Midi de Bigorre）的一个天文学家小组使用磁分光偏振法侦测到织女星的表面存在磁场，这是天文学家首次在A型光谱型恒星、而不是Ap和Bp星这类化学丰度特殊的特殊星上侦测到磁场。其磁场视线方向的平均磁通量为−0.6±0.3高斯。
与太阳表面的平均磁场强度相当。织女星的磁场约为30高斯，而太阳约为1高斯。
织女星（左）与太阳（右）的大小比较
自转
天文学家曾使用过干涉仪来精准测量织女星半径，结果显示它的半径为太阳半径的2.73±0.01倍。这个数值比天狼星的半径还大60%，但是恒星模型显示它应该只比天狼星大约12%，天文学家认为这是因为我们观测到高速旋转的织女星极区。高分辨率天文中心（CHARA）干涉仪在2005年至2006年之间的观测证实了这项推论。
织女星的自转轴与地球观测者的视线夹角不会超过5°。这颗恒星赤道附近的恒星自转速率约为274公里/秒（相当于自转周期为12.5小时），已达到因离心力效应而解体的速率上限93%。快速自转导致织女星形状明显变扁，赤道半径比极半径大23%。（织女星的极半径为2.26±0.02倍太阳半径，赤道半径为 2.78±0.02倍太阳半径。）地球上观测者的视线几乎正对着它的极区，因此织女星看起来比较大。
织女星的两极地区重力加速度大于赤道地区，所以天文学家根据冯·塞佩尔定理推断两极地区的光度也比赤道地区高。这种情况可以从恒星表面有效温度的变化上观测到：极区温度高达1万K，而赤道区域约为7,600K，所以赤道面的亮度仅为极区的一半。这种情况导致强烈的重力昏暗效应：相对于普通的基本球对称恒星而言，如果从极区方向观测织女星，它会比预期的还要黑暗。温度梯度还意味着赤道周围可能存在对流区，而其余的大气层基本都处于辐射平衡。
假如织女星是一颗普通球对称且缓慢自转的恒星，那么按当前测定的距离来说，它的绝对光度将是太阳的57倍，远大于同等质量普通主序星的绝对光度。实际上织女星的绝对光度约为太阳的37倍，而天文学家发现高速旋转现象解决了这个矛盾。
因为织女星长久以来都是望远镜标定的标准星（视星等≈0），高速旋转的发现可能将挑战那些将织女星视为普通球对称恒星的推论。随着其自转速度、自转轴倾角的确定，天文学家可望改进仪器的校准精度。
元素丰度
天文学家把原子量比氦更大的元素称为“金属”。织女星光球层的金属丰度只有太阳大气层金属丰度的32%。（跟织女星一样，天狼星的金属丰度也只有太阳的三分之一。） 太阳的金属丰度（即比氦更重的元素丰度）约为ZSol = 0.0172 ± 0.002。从丰度上来说，织女星只有0.54%的组成元素比氦更重。
因为金属含量异常地低，所以织女星是一颗牧夫座λ型星。然而光谱型A0-F0恒星为何出现如此罕见的化学组成仍旧是个未知数，可能这些化学成份已经扩散出去或恒星质量下降所造成的，虽然恒星模型显示这种情况通常只发生在恒星的氢燃烧阶段末期。这颗恒星诞生于金属含量异常低的气体尘埃等星际物质中则是另一种可能的原因。
天文学家观测到织女星的He/H比例为0.030 ± 0.005，这比太阳低约40%，可能是由于其表面附近的氦对流层消失所引起的。能量传递被辐射层所取代可能导致这种与扩散作用大不相同的异常情况。
运动学
恒星的径向速度是该恒星沿着地球视线方向的运动分量。当织女星远离远离地球时，从织女星发出的光线频率会降低（偏向红色）；当它逐渐接近地球时，频率则会升高（偏向蓝色），因此天文学家可以借由测量恒星光谱的红移或蓝移量来计算恒星运动速度。天文学家对织女星的精确测量表明其红移值为−13.9 ± 0.9 千米/秒，负号表示其相对运动朝向地球。
恒星的自行会使得恒星相对于更遥远的背景恒星位置产生变化。天文学家对织女星的精确测量显示它的自行为：赤经方向202.03±0.63毫弧秒/年，赤纬方向287.47±0.54弧秒/年。织女星的总自行为327.78 弧秒/年，所以它的位置在11,000 年之内会移动一度之多。
织女星在银河座标系统中的空间速率分量为（U, V, W） = （−16.1 ± 0.3, −6.3 ± 0.8, −7.7 ± 0.3），总空间速率为19 公里/秒。面向太阳方向的径向速率分量为−13.9 公里/秒，而切向速率为9.9 公里/秒。虽然织女星目前只是夜空中第五明亮的恒星，但是因为其逐渐接近太阳而缓慢地变亮。织女星大约在210,000年后将成为地球夜空中最明亮的恒星；然后在290,000年后达到最高峰（视星等为-0.81），它将是夜空中最明亮的恒星长达270,000年。
织女星的运动数据显示它属于北河二移动星群的成员，但是织女星的年龄比其他成员都老，所以是否真有这样的集团仍有争议。北河二移动星群大约有16颗恒星，包含天钩五、氐宿增七、氐宿一、北河二及北落师门。这些恒星在宇宙中以共同的速度朝向同大致的方向运动，并有共同的起源，都诞生自同一个疏散星团。北河二移动星群年龄估计介于1至3亿年间，平均空间速度为16.5公里/秒。
行星系统
红外超量
织女星周围岩屑盘的中红外线（分别为 24 μm 与 70 μm）影像。
红外线天文卫星发现织女星有红外过量现象，超过了单一恒星应有的红外线通量，这也是天文学家早期对于织女星的研究结果之一。这些过多的红外线在25、60、100μm波长的测量中都来自以恒星为中心的10弧秒（10″）角半径范围内。根据天文学家测量到的织女星距离，这相当于80天文单位（地球环绕太阳公转的平均轨道半径）的距离。有人认为这些辐射来自环绕恒星尺寸只有毫米大小的颗粒，因为比这更小的颗粒最终都会因为坡印廷-罗伯逊拖曳的辐射压力而被从恒星系统中被移除。辐射压力会使轨道中以螺旋向内运动的尘埃粒子被推挤出去，这种效果对越靠近恒星的微小颗粒越为显著。
天文学家后来持续以193μm波长对织女星进行观测，发现这些颗粒的通量低于预期，表示这些颗粒的大小必须只有100μm甚至更小。如果要在环绕织女星的轨道上维持一定数量的尘埃，就必须不断的补充需求，一个可能维持尘埃数量的机制是盘面中合并天体坍缩并形成行星的程序正在不断进行。根据实际模型显示如果从极轴的方向观察，尘埃分布在半径120天文单位的圆盘面上，而且圆盘中心有一个半径不小于80天文单位的洞。
在发现织女星周围的红外超之后，天文学家也发现其它恒星因为尘埃的排放所产生的也出现类似的异常现象。迄2002年，天文学家大约已经发现400颗这类恒星，他们归类为"类织女星"或"织女星超"恒星，并相信这些发现可能会提供太阳系起源的线索。
岩屑盘
艺术家想像矮行星大小的天体在近期的碰撞，可能造成环绕着织女星这颗恒星周围的尘埃环。
史匹哲太空望远镜在2005年获得织女星尘埃的高解析影像，显示尘埃盘在波长24μm延展至43″（330天文单位），在波长70μm 是70″（543天文单位），而在波长160μm是105″（815天文单位）。这些分布更广泛的尘埃盘是由大小在1–50μm的球形和不规则尘埃粒子所构成，估计这些尘粒的总质量是3 ×10-3倍地球质量。这些尘粒须要类似太阳系古柏带的小行星互相碰撞才能产生。因此这些尘埃比较像环绕织女星的岩屑盘，而不是早先所认为的原行星盘。
天文学家估计岩屑盘的内径是11″±2″（70至102天文单位），该尘埃盘是较大型的岩屑碰撞后产生的碎片被辐射压推向外围所产生的。天文学家根据织女星的寿命，认为须要巨大的起始质量（估计为数百倍木星质量）来维持其尘埃盘。因此原先产生中等大小（或更大）的彗星或小行星可能性更高，后来这些天体与小型的天体或其它物体碰撞，结果产生更小的碎片。相较于恒星的年龄，这个尘埃盘是比较年轻的，除非有其它的碰撞事件继续产生更多的尘粒，它最终将会消失。
帕洛玛测试干涉仪在2001年的观测结果与稍后威尔逊山天文台高分辨率天文中心在2006年的观测结果都显示织女星拥有内尘埃带。这个外星黄道尘位在距离恒星8天文单位的范围内，可能是恒星系内动力扰动的证据。它可能是彗星或小行星猛烈的轰击造成的，并且可能是行星系统存在的证据。
可能存在的行星
艺术家所描绘的织女星假想行星
詹姆斯·克拉克·麦斯威尔望远镜在1997年的观测显示在织女星的中心区有朝向东北延展9″（70天文单位）的明亮区域。这个可能存在的尘埃盘若不是受到行星的摄动，就是有被尘埃包覆的天体在轨道上运转。然而凯克望远镜的影像排除了有亮度在16等以上，超过12倍木星质量的天体存在，夏威夷联合天文中心和加州大学的天文学家认为这个影像可能是行星系仍然在形成的证据。
天文学家要确定行星的性质相当困难，一篇发表于2002年论文认为这个团块是偏心轨道上的一颗相当于木星质量的天体。轨道上聚集的尘埃与行星产生平均运动共振（它们的轨道周期与行星形成简单的整数分数比）导致团块形成。
天文学家在2003年曾提出一种假设，认为一颗约当海王星质量的天体经历超过5,600万年的时间，从40天文单位迁徙至65天文单位的位置，这个公转轨道比较遥远，可以让岩石行星在比较接近织女星位置形成。这种行星迁徙可能需要与另一颗行星的重力产生交互作用，该行星质量更大，但是公转轨道较小。
天文学家在2005年使用昴星团望远镜日冕仪进一步确认这颗环绕织女星的行星质量介于木星的5至10倍之间。天文学家在2007年使用更新且更敏锐布尔高原（Plateau de Bure）干涉仪来观侧该团块，观测结果显示尘埃盘平滑且对称，并未发现先前观测到的团块，假设的气体巨行星是否存在也有疑虑。
虽然人类还不能直接看见这颗环绕着织女星的行星，但也不能排除行星系统的存在。因此可能有更接近恒星，轨道比较小的类地行星存在。行星环绕织女星的轨道倾角可能对准这颗恒星的赤道平面。如果人类站在环绕织女星的假设行星上观看星空，太阳只是位于天鸽座的一颗4.3等暗星。
语源和文化象征
阿拉伯人称织女星为wāqi‘（意思为“掉落”或“着陆”），而an-nasr al-wāqi‘则是指“掉落的老鹰”。埃及天文学家Al Achsasi Al Mouakket制定的星表则称这颗恒星为Al Nesr al Waki，后来被翻成拉丁语Vulture Cadens。古埃及将这个星座视为一只秃鹰，而古印度则将这个星座视为一只老鹰或秃鹰。阿方索十世下令编制的《阿方索星表》（Alfonsine Tables）中已经记录下织女星的阿拉伯语名称。
由于地球的自转，恒星的位置每晚都会发生变化。然而如果一颗恒星位于地球自转轴指向的位置时，它任何时候都会保持在固定的位置，这种恒星称为指极星。地球自转轴的位置随着一个称为进动过程而逐渐发生变化。每个完整的进动周期需要25,770 年，这期间地球的旋转轴在天球上画出一个圆形的轨迹，这个轨迹会接近几颗著名的恒星。当前这颗星是北极一，但是大约公元前12,000 年，地轴离织女星大概只有5°。随着进动持续，地轴会在约公元14,000年的时候重新接近织女星。它将是历史上最明亮的北极星。
对北波利尼西亚人来说，织女星是众所周知的年星（whetu o te tau）。它在历史上曾象征着新年的开始，应该准备播种。但最终这个功能被昴星团所替代。
亚述人把织女星称为“天堂判官”（Dayan-same），而阿卡德语中则称它为“天堂之魂”（Tir-anna）。
在巴比伦天文学中，织女星可能曾经是称为Dilgan（意为“光之信使”）的恒星之一。对古希腊人来说，天琴座是俄耳甫斯（Orpheus）的竖琴，而织女星就是竖琴的柄。
在罗马帝国，秋天的起点就是基于织女星在特定的时刻从地平线升起的时候开始的。
在中国神话里有一个七夕的故事，讲述牛郎（牛郎星）和他的两个孩子（河鼓一和河鼓三）与他们的母亲织女（织女星）遭到银河所分隔。然而喜鹊会在每年中国农历的七月初七于银河上搭起一座桥，让牛郎和织女短暂地相会。
日本的七夕节（Tanabata）把织女星称作“织姫”也是根据这个传说。
织女星在拜火教中有时候会与一个叫做Vanant（意思是“征服者”）的小神联系在一起。
织女星在印度神话中被称作Abhijit。摩诃婆罗多的作者广博仙人（毗耶娑，Maharshi Vyas）在摩诃婆罗多的森林篇（Vana Parva ，Chap.230, Verses 8-11）这章提到：“昴星团与织女互相竞争，所以它在夏季至点现身，于是织女从夜空中消失”。P·V·Vartak 在著作《The Scholarly Dating of Mahabharat》中认为这是因为织女星从公元前12000年开始逐渐接近天球极点所致。
中古时代的占星术学者将织女星视为吉普赛人之星其中之一，认为它与橄榄石及香薄荷有关。德国卡巴拉学者海因里希·科尼利厄斯·阿格里帕（Heinrich Cornelius Agrippa）使用卡巴拉符号来表示织女星（当时称为Vultur cadens）。Waghi、Vagieh及Veka在中古时代星表中都代表织女星。
雪佛兰于1971年推出Chevrolet Vega，织女星成为第一颗被当作汽车名称的恒星。
欧洲太空总署研发的织女星运载火箭及洛克希德公司生产的Lockheed Vega也都是以织女星来命名。
英国企鹅咖啡馆乐团也将织女星当作歌曲名称，收录于《Concert Program》专辑中。 |
天文学 | 天体测量学 | 自行 | 自行（汉语拼音：Zixing；英语：Proper motion），恒星在一年内沿着垂直于视线方向走过的距离对观测者所张的角度。其单位为角秒／年。1718年，E.哈雷把他当时观测所得的恒星位置同喜帕恰斯和托勒密的观测结果作比较，发现恒星的位置有显著的变化，首次指出了所谓恒星不动的概念是错误的。实际上，恒星在空间是运动的。观测到的恒星运动包括：①恒星的真正的运动，又称本动。②太阳运动引起的视运动，又称视差动。恒星自行是很小的，一般小于每年0″.1。只有 400多颗恒星的自行等于或大于每年1″，巴纳德星的自行最大，为每年10″.31。引起恒星位置变化的原因，除自行外，还有岁差，这两项加在一起，称为恒星的年变。除去岁差的影响，即可求得绝对自行。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 下弦 | 下弦（汉语拼音：xià xián），农历每月二十二日或二十三日，太阳跟地球的联线和地球跟月亮的联线成直角时，在地球上看到月亮呈"D"字形，这种月相称下弦。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 电波吸收 | 电波吸收（ radio wave absorption ），当太阳的电磁辐射、高能和低能粒子抛射加强时，由于光致电离或碰撞，电离层的电子密度增加，这就引起对在电离层中传播的无线电波的吸收。
耀斑爆发时发射的电磁波（主要在1～10埃）进入电离层 D层（见地球大气）引起的扰动称为突然电离层骚扰。此时在电离层传播的高频无线电波会出现突然衰减，有时还会完全消失，这种现象称为短波突然中断。短波突然中断是最先被发现的电离层耀斑效应，并且较容易被观测到。
耀斑所造成的电波衰减大多数是在高频波段，并且和观测地点的太阳高度有关。通常当发生耀斑时，对于发射站和接收站连线通过日下点(太阳位于该点的天顶)的那些短波通讯，会出现较强的吸收或中断。
耀斑发射的粒子流也能使电离层（主要是 D层）电离度提高，而引起电波吸收。但问题比较复杂，吸收通常在耀斑出现后几小时乃至几十小时才发生，还和地磁纬度有关，一般发生在高纬度地区（60°以上）。这类电波吸收可分为两种类型：一为极盖吸收，一为极光带吸收。前者在大的太阳射电Ⅳ型爆发后几小时出现，吸收主要限于地磁纬度约大于60°的范围内，估计是由能量约为10～100兆电子伏的粒子引起的。后者伴随有磁暴和极光，可能是由1兆电子伏或更小能量的极光粒子引起的。极光带吸收的范围比极盖吸收的要大。极盖吸收每年发生的总数同平滑后的黑子相对数的变化曲线相符，即这种吸收的发生同太阳活动的平均水平有密切关系。极光带吸收同黑子数的变化并不一致，这种吸收在太阳活动下降年出现得最频繁。可见极盖吸收和极光带吸收是跟不同的太阳现象相联系的。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 陨石 | 陨石（汉语拼音：Yunshi；英语：Meteorite），穿越地球大气层后陨落到地面的流星体。又称陨星。陨石陨落过程是一种壮观的自然现象，陨石是来自天外之物，自古就引起人们的兴趣。关于这些从天外降落的石块和铁块，公元前2000年前在埃及的纸草书中已有记录。中国约有700多次陨石降落的文字记录，是全世界陨石研究古代陨石的珍贵资料。世界上一些历史悠久的国家中，在古墓葬中发现一些用铁陨石制作的器物，说明古代人已注意收集和利用陨石。但对陨石的真正科学研究，是从1860年左右偏光显微镜等测试技术的实际应用之后才开展起来的。最近20多年来，墨西哥的阿连德碳质球粒陨石雨、中国的吉林陨石雨和南极地区发现收集的5000多块陨石标本，对陨石研究起了很大的促进作用。除月球样品和宇宙尘外，陨石是可供直接研究的主要地球外物质。对陨石的研究分析，可获得大量的宇宙信息。
陨落过程
太阳系中有无 数的大小不等的流星体绕太阳以椭圆轨道运行。由于受其他天体的摄动或各天体间的碰撞会改变流星体的运行轨道，当流星体与地球相遇时，有可能陨落到地面，这就是陨石。
当流星体高速度(约11～72千米／秒)闯入地球大气层时，其前端的空气受到强烈压缩，可使温度骤升至几千度甚至上万度，使其表面物质熔化和气化。由于与大气分子的激烈碰撞而发光形成耀眼的火球，这就是人们所看到的火流星。火球一般出现在135千米至10千米的高空。火球消失后，人们有可能听到隆隆的响声。有的流星体在高空发生爆裂，爆裂后的许多碎块散落地面，这种现象称陨石雨，如1976年发生于中国的吉林陨石雨。陨石体高速与地表冲击碰撞还可形成陨石坑。
陨石的收集
世界各国收集陨石的历史较早，1747年，奥地利维也纳自然历史博物馆收藏了一块陨石，是为科学研究而收藏的最早的陨石。据估计，每年陨落到地球上的陨石约有500次，其中大多数陨落在海洋、江河、湖泊、山岭和荒漠地带，陨落在陆地而被发现和收集的可能只有几次。因此，陨石是稀有的珍贵宇宙标本。陨石大小不等。世界上已发现的最大铁陨石是非洲纳米比亚的霍巴铁陨石，重约60吨，中国的新疆大陨铁重约30吨；最大的石陨石是中国的吉林1号陨石，重1770千克。陨石表面一般都有一层很薄的黑色或深褐色的熔壳。陨石具有各种各样的不规则形状。
20世纪70年代以后，在南极地区发现大量各种类型的陨石，到1980年止，已收集到约5000块。这些陨石在非常清洁的极地条件下保存下来，具有极高的科学价值。世界上的多数陨石标本都收藏在各国的自然历史博物馆、国家博物馆、陨石博物馆、天文馆和地质矿产博物馆或陈列馆中。
陨石通常以陨落地点或发现地点的名称命名。
化学成分和矿物组成
组成陨石的近100种化学元素与组成太阳、地球和月球等太阳系天体的化学元素是一样的。但不同类型陨石的化学成分存在着显著的差异。陨石与地球岩石一样，基本上都是由矿物组成。但由于陨石体长期处于高度真空的宇宙空间环境，未经历地球岩石所受的变质作用和风化作用。因此，陨石矿物种类和共生组合与地球矿物存在明显不同。陨石中矿物约117种，其中约34种在地球岩石中未发现，而地球岩石矿物约有2400种；陨石的主要矿物只有橄榄石、斜方辉石、单斜辉石、铁纹石、镍纹石、陨硫铁、斜长石和层状硅酸盐(类蛇纹石或类绿泥石) ，种类比地球岩石少得多，地球岩石的主要矿物如石英、角闪石、钾长石、黑云母和白云母等在陨石中很少见或未发现；陨石中很少见到氢氧化物和Fe+3的化合物。
陨石分类
1863年，N.S.马斯基林把铁镍金属和硅酸盐含量大致相等的陨石作为一个陨石大类，称石铁陨石，为陨石分类奠定了基础。现代通常按陨石的矿物组成、化学成分和结构构造，划分为石陨石、铁陨石和石铁陨石3大类。而以石陨石最为常见，约占92％。石陨石又可分为球粒陨石和无球粒陨石。球粒陨石约占全部收集到的陨石的84％。铁陨石主要依据镍、镓、锗和铱的含量及陨石构造特征分为13个化学群。石铁陨石可分为橄榄陨铁、中铁陨石、古铜鳞英铁陨石和橄榄古铜铁陨石。
陨石中的有机质
由于陨石在陨落过程中和降落到地面后，可能受到地球有机物的污染，这给证认陨石中有机质的来源带来很大困难。在20世纪70年代以后，用有机质谱法分析了新陨落的碳质球粒陨石后，才证实了陨石中有机质的地外成因。已发现陨石中的有机化合物有氨基酸、卟啉、烷烃、芳香烃、嘌呤和嘧啶等。研究分析认为，这些有机化合物主要是原始星云凝集的晚期形成的，不是地外生命遗迹，而是非生物成因的前生物物质。这表明，地球形成时，这些与生命起源有关的有机物就混杂在地球内。但它们在地球漫长复杂的地质过程中的演化历史还不清楚。因此，对陨石等地外有机物的研究，将有可能揭示自然界有机物的形成及演化发展过程，为探索生命起源提供重要依据和线索。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 月面学 | 月面学（汉语拼音：Yuemianxue；英语：Selenography），研究月球表面形态特征、地理环境、构造规律以及各种特征物的形态、位置、命名的天文学分支学科。又称月面志。最早研究月面的是意大利科学家伽利略，环形山、海等也由他命名，他还描出了第一批望远镜观测的月面图，测定了月球上的山高。此后各种月面图相继问世，先后发表的有150多种，其中最大的图直径达7.5米，有的图已标出了3万多个环形山。以往的研究成果曾为空间探测及人类登月提供了基本资料，而人类发射的60多个月球探测器及阿波罗登月等成就则使月面学从观测研究进入到实验研究的新阶段。 |
天文学 | 天体物理学 | 辐射转移理论 | 辐射转移理论（汉语拼音：Fu she zhuang yi li lun；英语：theory of radiative transfer），研究辐射通过既有吸收又有发射的介质时的变化情况，即辐射转移规律的理论。辐射是天体上的能量传递的最重要方式。辐射同物质有相互作用。物质要吸收和发射辐射。因此，以辐射方式传递能量实际上是在辐射同物质相互作用的过程中实现的。辐射转移理论的首要任务是建立辐射转移方程。这个方程把表征辐射场的物理量（如辐射强度）同表征辐射和物质之间相互作用的物理量（如吸收和发射）联系起来。然后，在一定条件下求解。在讨论恒星大气里的辐射转移时，常用局部热动平衡假设。由于吸收和发射同频率有关，同时，必须知道空间各点的温度分布规律，因此，求解辐射转移方程是很困难的，常用逐次近似法。 |
天文学 | 光学天文学 | 组合太阳望远镜 | 组合太阳望远镜（ SPAR ），在一个赤道式装置上安装几个不同用途的镜筒的太阳望远镜，通过它们可以同时获得不同的太阳物理现象的观测资料，并可节省基架和观测室的建造费用。建造这种结构望远镜的成功例子是美国大熊湖太阳天文台的组合太阳望远镜。它的主镜筒直径105厘米，还有口径25厘米的色球望远镜和光球望远镜镜筒、23厘米反射日冕仪和40厘米卡塞格林望远镜镜筒，可同时进行色球、光球和日冕（或光谱）三项观测。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 爱因斯坦静态宇宙模型 | 爱因斯坦静态宇宙模型（ Einstein static model ），爱因斯坦于1915年提出广义相对论后，1917年用它来考察宇宙，建立了现代宇宙学中的第一个宇宙模型。由于当时尚未发现河外星系的普遍退行现象，他的模型是一个有物质无运动的静态宇宙。若假定宇宙中物质的分布松散，解引力场方程可得出爱因斯坦静态宇宙度规如下：
式中r，θ，φ为球极坐标，t为宇宙时。由此建立的模型是一个有限无边的封闭宇宙，宇宙半径R和宇宙常数Λ的关系是Λ=1/R2。宇宙空间体积是2π2R3。若用ρ表示宇宙物质平均密度，宇宙总质量就等于2π2R3ρ。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 球状星系团 | 球状星系团，规则星系团以后发星系团为代表，大致具有球对称的外形，有点像恒星世界中的球状星团，所以又可以叫球状星系团。 |
天文学 | 光学天文学 | 天体分光测量 | 天体分光光度测量（ astronomical spectrophotometry ），指对天体某波长处的单色辐射流或单色亮度的测量，借以研究不同波长的天体辐射特性。单色辐射指半宽与波长之比接近于零的极窄波带内的辐射。这种测量也属光度测量范畴。因波带极窄，得到的信息最多。在对仪器的要求、测量和分析的方法等方面都与一般光度测量有所不同。分光光度测量是研究天体物理性质的重要方法之一。从事这种测量，要求有一定光谱分辨率的仪器，如各类恒星摄谱仪、太阳摄谱仪、光电分光光度计和傅里叶变换分光仪等。
在相同条件下比较两个天体单色辐射的测量，称为较差分光光度测量。测量结果以物理学的绝对单位表示的，称为绝对分光光度测量；以某一相对单位表示的，称为相对分光光度测量。按测量的波长范围又可分为连续光谱测量和谱线测量。
连续光谱测量
目的是求天体光谱能量分布曲线或色温度。连续光谱的测量范围宽达几千埃。这种测量对分光仪色散度和分辨本领的要求可以低些。观测结果除决定于天体的单色辐射外，还和星际消光、地球大气透射率、望远镜和分光仪的反射率或透射率以及探测器的分光响应有关。这些都是波长的函数。严格说来，必须求得这些函数关系才能确定天体的光谱能量分布。
通常在天顶距相同、仪器条件不变的情况下，观测待测星和光谱能量分布已知的标准星，求出它们的单色星等差，便可排除大气消光和仪器分光响应的影响。或者在天顶距稍有差别时作大气消光改正。由标准星的光谱能量分布定出待测星的光谱能量分布，其单位与标准星相同。对于距离大于100秒差距的天体，要考虑星际消光的改正。待测天体也可以和实验室里光谱能量分布已知的标准光源(例如绝对黑体、标准灯或同步辐射器)进行比较。在这种情况下，必须严格改正大气消光和仪器系统误差的影响。
经过天文学家精确测定了的织女星的绝对光谱能量分布曾被用作一级标准。此外，在不同赤经区里，还有一些仔细测定过能量分布的次级标准星。
连续光谱测量根据观测方法又分为：①照相分光光度测量。这种测量需要考虑底片的非线性和选择性，要拍摄校准光谱，必须依底片的特性和要求的测量精度分波段作特性曲线。测量光谱密度时，注意避开吸收线。现代已有全自动显微密度数据处理系统，能直接给出天体的分光光度图。②光电分光光度测量。可用光电倍增管沿天体光谱扫描，或者用一维或二维光电探测器同时记录各波段单色辐射。由于光电探测器及其附属装置具有线性响应，测量精度较高，近年来，二维光电探测器发展很快，已逐渐代替照相底片。
实测的连续光谱能量分布，因受到光谱中吸收线的影响而略微偏低。在光电测量中，由于等间距取样测量在吸收线附近，连续谱明显降低。将实测和理论计算的连续光谱能量分布进行比较，可以求出天体的有效温度和表面重力。
谱线测量
测量谱线范围内单色辐射与连续光谱强度的比例，求出谱线轮廓或等值宽度。测量谱线轮廓要求有高色散、高分辨本领的分光仪。分辨本领较低的分光仪只能测等值宽度。测量时应注意连续光谱的影响。对测量结果首先要作散射光改正，再作仪器轮廓改正，才能得到较正确的观测谱线轮廓。
比较观测轮廓和理论计算的轮廓，可以分析恒星大气中的物理参数，如有效温度、重力加速度和湍动等。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 火星卫星 | 火星卫星（ satellites of Mars ），火星有两个卫星：火卫一和火卫二，是A.霍尔在1877年火星大冲时发现的。
火卫一和火卫二的轨道半长径分别约为9，370公里和23，520公里，相当于火星半径的2.8和6.9倍。这表明，它们的轨道很接近火星。特别是火卫一，它的轨道几乎处于洛希极限上，到了这个极限，卫星将因行星起潮力的作用而粉碎。火星对火卫一和火卫二的潮汐摩擦使火卫一不断接近火星，而使火卫二不断远离火星。火卫一和火卫二的公转轨道面与火星赤道面的交角以及它们的轨道偏心率都不大。这两个卫星绕火星转动的周期分别为7小时39分和30小时18分。同月球一样，它们的自转周期和它们的公转周期相等。火卫一绕火星的公转周期比火星本身的自转周期还要短，因此造成一种奇特的现象：从火星表面看来，火卫一同其他天体相反，它每天西升东落两次。火卫一和火卫二被认为是太阳系中的不规则卫星（见卫星）。火卫一和火卫二都很小，而且形状不规则。火卫一的大小近似27×21.6×18.8（公里），火卫二只有15×12.2×11（公里）。在火星赤道附近看到的火卫一，还没有地球上看到的月球一半大，而火卫二只有勉强看得清的视圆面。两个卫星上都有许多撞击陨石坑，其中最大的是火卫一上的斯蒂尼陨石坑，直径达8公里。行星际探测器“海盗”1号在考察火卫一时还发现这个卫星地形上的新特征──沟纹和小环形山链。沟纹有些地方宽达500米。环形山链差不多与火卫一的轨道面平行，某些环形山位于链的突出处，可能是次生的环形山。根据“海盗”1号、2号的测定，火卫一的质量是1.1×1019克，因而它的密度约为2.1克/厘米3，同谷神星的密度一样。火卫一和火卫二的反照率都在0.05左右，类似于碳质球粒陨石和碳质小行星，因此有人推测，它们可能起源于小行星带。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 再发新星 | 再发新星（汉语拼音：Zaifaxinxing；英语：Recurrent nova），爆发变星的一种。大体上每隔10～100年爆发一次，已观测到10余颗。再发新星和经典新星的光变曲线很相似，只有当出现第二次或更多次爆发时才能确定为再发新星。可见光波段的亮度变幅为7～9等，每次爆发释放1036～1037焦耳能量，约抛射出10-6太阳质量的物质 ，都比经典新星小 。有证据表明所有经典新星都是再发新星。如果新星只爆发一次，以银河系每年出现25颗新星计算，银河系诞生以来大约应有2×1011颗恒星经历了新星爆发，这跟银河系恒星总数相当。但大多数恒星质量较小， 演化缓慢，还不可能演变成新星，只有在每颗新星重复爆发很多次的情况下，才能与平均每年出现的新星数目相符。经典新星可能是爆发周期很长的再发新星，因此只观测到一次爆发。 |
天文学 | 天体力学 | 周期摄动 | 周期摄动（汉语拼音：Zhouqi Shedong；英语：Periodic perturbation），天体坐标，速度或轨道要素的摄动量中随时间作周期变化的部分，也就是摄动项中时间的周期函数项。周期摄动中变化周期小于或等于天体运动轨道周期的项称为短周期摄动项。短周期摄动的振动振幅一般都比较小但项数比较多，它反映了天体真实运动轨道相对于平均运动轨道的短时间偏离和天体运动轨道的精细结构，在需要精确测定天体运动轨道时必须考虑短周期摄动。周期摄动中变化周期大于天体运动轨道周期的摄动项称为长周期摄动项，它的变化振幅通常要比短周期摄动大几个量级，因而对天体的运动有较明显的影响。研究长周期摄动形成的原因以及与天体运动和形状等其他物理量之间的关系等问题一直是天体力学摄动理论中的重要课题。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 坡印廷－罗伯逊效应 | 坡印廷－罗伯逊效应（ Poynting-Robertson effect ），光压使尘粒沿螺旋轨道缓慢落入太阳的一种效应。它起因于质点对辐射的吸收和发射。1903年坡印廷在讨论物体在辐射场中的运动时最先指出这种效应的存在，1937年罗伯逊用相对论导出并改进此效应的理论，因而得名。相对于太阳静止的小球体（半径b，截面σ=πb2），受到光压力为f=σE/c（E为辐射流密度，c为光速）。当小球体绕太阳公转（速度的径向分量Vr、切向分量Vθ）时，受到光压的相应分力为：
光压径向分力 fr与引力反向，为斥力；而切向分力 f θ与运动方向相反，使物体减速。光压作用的一个结果是把微小尘粒（质量 m＜ 10 -14克）排斥出太阳系；另一结果是使比较大的颗粒( 10 -14≤ m≤ 106克)沿螺旋轨道逐渐落向太阳。离太阳 r 天文单位处的尘粒，在时间 t=7.0× 10 6 bρr2年后便会落到太阳上(式中 ρ为尘粒的密度)。例如，小行星区1毫米大小的尘粒在6，000万年后都落到太阳上。 太阳风等离子流对尘粒也有类似 效应。 坡 印 廷- 罗伯逊 效应在研究太阳系演化中有重要作用，也被用于解释彗星现象和恒星的有关问题，但在大尺度星际云或星系演化中，这种 效应的影响可忽略不计。 |
天文学 | 天体测量学 | 银道坐标系 | 银道坐标系（汉语拼音：Yindao Zuobiao Xi；英语：Galactic Coordinate System），在恒星天文学中应用一种天球坐标系。经过太阳且与银盘（见银河系）的对称平面相平行的平面称为银道面，它与天球相交而成的大圆称为银道。银道面是银道坐标系的基本平面。银道的几何极称为银极，与北天极邻近的银极称北银极。经过银极的任何大圆称为银经圈；与银道平行的小圆称为银纬圈。银河系的中心方向（a＝17h42m29s ，δ＝ －28059¢18″，位于人马座)在天球上的投影必然落在银道上，取这点为银道坐标系的主点。
从银河系中的方向起沿银道逆时针方向量到天球上一点的银经圈与银道交点的弧长为经向坐标，称为银经。银经从0°到360°计量。从银道起沿过该点的银经圈量度到该点的大圆弧长为纬向坐标，称为银纬。银纬从0°到±90°计量，银道以北为正，银道以南为负。1958年以前国际上采用的银道坐标系其主点取为银道对天赤道的升交点。这样规定的坐标系称为旧银道坐标系。 |
天文学 | 天文学 | 太阳常数 | 太阳常数（汉语拼音：Taiyang Changshu；英语：Solar Constant），在地球大气外离太阳一个天文单位处和太阳光线垂直的一平方厘米面积上每分钟所接受到的所有波长的太阳总辐射能量。符号为S，单位为焦耳／（厘米2·分钟）或瓦／米2。20世纪上半叶，美国史密森天文台的C.G.艾博特等人。对太阳常数做了大量的测量，近年来又有人结合地面和空间观测资料，确定采用值为8.23焦耳／（厘米2·分钟）。由于太阳活动的长周期变化，这一数值可能有约1％的变化。 |
天文学 | 光学天文学 | 天体分光光度测量 | 天体分光光度测量（ astronomical spectrophotometry ），指对天体某波长处的单色辐射流或单色亮度的测量，借以研究不同波长的天体辐射特性。单色辐射指半宽与波长之比接近于零的极窄波带内的辐射。这种测量也属光度测量范畴。因波带极窄，得到的信息最多。在对仪器的要求、测量和分析的方法等方面都与一般光度测量有所不同。分光光度测量是研究天体物理性质的重要方法之一。从事这种测量，要求有一定光谱分辨率的仪器，如各类恒星摄谱仪、太阳摄谱仪、光电分光光度计和傅里叶变换分光仪等。
在相同条件下比较两个天体单色辐射的测量，称为较差分光光度测量。测量结果以物理学的绝对单位表示的，称为绝对分光光度测量；以某一相对单位表示的，称为相对分光光度测量。按测量的波长范围又可分为连续光谱测量和谱线测量。
连续光谱测量
目的是求天体光谱能量分布曲线或色温度。连续光谱的测量范围宽达几千埃。这种测量对分光仪色散度和分辨本领的要求可以低些。观测结果除决定于天体的单色辐射外，还和星际消光、地球大气透射率、望远镜和分光仪的反射率或透射率以及探测器的分光响应有关。这些都是波长的函数。严格说来，必须求得这些函数关系才能确定天体的光谱能量分布。
通常在天顶距相同、仪器条件不变的情况下，观测待测星和光谱能量分布已知的标准星，求出它们的单色星等差，便可排除大气消光和仪器分光响应的影响。或者在天顶距稍有差别时作大气消光改正。由标准星的光谱能量分布定出待测星的光谱能量分布，其单位与标准星相同。对于距离大于100秒差距的天体，要考虑星际消光的改正。待测天体也可以和实验室里光谱能量分布已知的标准光源(例如绝对黑体、标准灯或同步辐射器)进行比较。在这种情况下，必须严格改正大气消光和仪器系统误差的影响。
经过天文学家精确测定了的织女星的绝对光谱能量分布曾被用作一级标准。此外，在不同赤经区里，还有一些仔细测定过能量分布的次级标准星。
连续光谱测量根据观测方法又分为：①照相分光光度测量。这种测量需要考虑底片的非线性和选择性，要拍摄校准光谱，必须依底片的特性和要求的测量精度分波段作特性曲线。测量光谱密度时，注意避开吸收线。现代已有全自动显微密度数据处理系统，能直接给出天体的分光光度图。②光电分光光度测量。可用光电倍增管沿天体光谱扫描，或者用一维或二维光电探测器同时记录各波段单色辐射。由于光电探测器及其附属装置具有线性响应，测量精度较高，近年来，二维光电探测器发展很快，已逐渐代替照相底片。
实测的连续光谱能量分布，因受到光谱中吸收线的影响而略微偏低。在光电测量中，由于等间距取样测量在吸收线附近，连续谱明显降低。将实测和理论计算的连续光谱能量分布进行比较，可以求出天体的有效温度和表面重力。
谱线测量
测量谱线范围内单色辐射与连续光谱强度的比例，求出谱线轮廓或等值宽度。测量谱线轮廓要求有高色散、高分辨本领的分光仪。分辨本领较低的分光仪只能测等值宽度。测量时应注意连续光谱的影响。对测量结果首先要作散射光改正，再作仪器轮廓改正，才能得到较正确的观测谱线轮廓。
比较观测轮廓和理论计算的轮廓，可以分析恒星大气中的物理参数，如有效温度、重力加速度和湍动等。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 色余 | 色余（ colour excess ），天体的实测色指数与光谱型相同的天体的正常色指数之差；前者大于后者，即天体颜色显红时，色余为正。正色余大多是星际红化引起的；星际尘埃对短波的消光作用大于对长波的消光作用。这时色余与光线穿过的距离成正比，因而可根据色余值来估计天体的距离。必须注意的是当星周存在尘埃包层以及红移过大时，也会出现正色余（见红外星）。一些非热辐射的天体，以及反射星云等，出于各自的原因会使色余变成负值，天体显得过蓝，这种现象叫作紫外色余。利用这种现象，常可鉴别和发现一些特殊天体。 |
天文学 | 天文学 | 相对论天体物理学 | 相对论天体物理学（汉语拼音：Xiangduilun Tianti Wulixue；英语：Relativistic Astrophysics），以广义相对论等引力理论为主要工具来研究天体现象的学科。天体物理学的分支学科。1915年，A.爱因斯坦创立了广义相对论，相对论天体物理学也宣告诞生。但是，一方面，通常的天体的引力场很弱，广义相对论效应不重要；另一方面，观测手段的限制又显示不出广义相对论的重要性。因此，相对论天体物理学长期得不到发展，仅在宇宙学里，广义相对论才有较广泛的应用。从20世纪60年代起，一大批具有很强引力场的天体的发现，以及宇宙学的空前活跃，相对论天体物理学得到了迅猛的发展。相对论天体物理学主要包括如下几个方面：①相对论宇宙学。研究宇宙的大尺度时空结构、几何特征和宇宙的演化。②致密天体物理学。研究简并矮星、中子星（脉冲星）、黑洞、星系核等致密天体。③引力波天文学。研究引力波的发射和探测。④后牛顿天体力学。研究广义相对论对以牛顿力学为基础的天体力学的各种修正。另外，用天体的运动性质来检验各种引力理论也是相对论天体物理学的重要方面。 |
天文学 | 天体物理学 | 辐射强度 | 辐射强度（ Radiant Intensity ），点辐射源在某方向上单位立体角内传送的辐射通量，记作Ie，即Ie=dΦe/dΩ，式中dΦe是dΩ立体角元内的辐射通量。 辐射强度的SI单位为瓦/球面度。多数辐射源的辐射强度正比于该方向与表面法线之间夹角的余弦，这样的辐射源称为余弦辐射体或朗伯辐射体。
单位时间内物体单位表面积辐射出某特定波长射线的能量，称为单色波长的辐射强度。 |
天文学 | 光学天文学 | 望远镜 | 靠近加州洛杉矶，位于威尔逊山天文台的100英吋（2.54米）的虎克反射望远镜。
望远镜，是一种可以通过透镜或面镜将电磁波（例如可见光）折射或反射以协助观察远方物体的工具。已知能实用的第一架望远镜是在17世纪初期在荷兰使用玻璃透镜发明的。这项发明现在被应用在陆地和天文学。
在第一架望远镜被制造出来几十年内，用镜子收集和聚焦光线的反射望远镜就被制造出来。在20世纪，许多新型式的望远镜被发明，包括1930年代的电波望远镜和1960年代的红外线望远镜。“望远镜”这个名词现在是泛指能够侦测不同区域的电磁频谱的各种仪器，在某些情况下还包括其他类型的探测仪器。
英文的“telescope”（来自希腊的τῆλε，tele意“远”＂far＂ 和 σκοπεῖν，skopein意“视”＂to look or see＂，合并为τηλεσκόπος音为＂teleskopos＂，意“远视”＂far-seeing＂）。这个字是希腊数学家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年于伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一场餐会中，推销他的仪器时提出的。在《星际信使》这本书中，伽利略使用的字是"perspicillum"。
目录
1 简史
2 类型
2.1 光学望远镜
2.2 电波望远镜
2.3 X射线望远镜
3 大气层的电磁频谱不透明度
4 体系结构
5 规格参数
6 制作工艺
7 参见
简史
格林威治皇家天文台“洋葱”式的圆顶内安放的是28英吋的折射望远镜。在前景中的是口径120公分（47英寸）的威廉·赫歇尔反射望远镜（由于它的焦距长度，被称为"40英尺望远镜"）剩余部分。
关于望远镜，现存的最早纪录是荷兰米德尔堡的眼镜制造商汉斯·利普西（Hans Lippershey）在1608年向政府提交专利的折射望远镜。实际的发明者是谁不能确定，它的发展要归功于三个人：汉斯·利普西、米尔德堡的眼镜制造商撒迦利亚·詹森（Zacharias Janssen）和阿尔克马尔的雅各·梅提斯。望远镜被发明得消息很快就传遍欧洲。伽利略在1609年6月听到了，就在一个月内做出自己的望远镜用来观测天体。
在折射望远镜发明之后不久，将物镜，也就是收集光的元件，用面镜来取代透镜的想法，就开始被研究。使用抛物面镜的潜在优点 －减少球面像差和无色差，导致许多种设计和制造反射望远镜的尝试。在1668年，艾萨克·牛顿制造了第一架实用的反射望远镜，现在就以他的名字称这种望远镜为牛顿反射镜。
在1733年发明的消色差透镜纠正了存在于单一透镜的部分色差，并且使折射镜的结构变得较短，但功能更为强大。尽管反射望远镜不存在折射望远镜的色差问题，但是金属镜快速变得昏暗的锈蚀问题，使得反射镜的发展在18世纪和19世纪初期受到很大的限制 －在1857年发展出在玻璃上镀银的技术，才解决了这个困境，进而在1932年发展出镀铝的技术。受限于材料，折射望远镜的极限大约是一公尺（40英吋），因此自20世纪以来的大型望远镜全部都是反射望远镜。目前，最大的反射望远镜已经超过10公尺（33英尺），正在建造和设计的有30-40公尺。
20世纪也在更关广的频率，从电波到伽玛射线都在发展。在1937年建造了第一架电波望远镜，自此之后，已经开发出了各种巨大和复杂的天文仪器。
类型
望远镜这个名词涵盖了各种各样的仪器。大多数是用来检测电磁辐射，但对天文学家而言，主要的区别在收集的光（电磁辐射）波长不同。
望远镜可以依照它们所收集的波长来分类：
X射线望远镜：使用在波长比紫外线更短的电磁波。
紫外线望远镜：使用于波长比可见光短的电磁波。
光学望远镜：使用在可见光的波长。
红外线望远镜：使用在比可见光长的电磁波。
次毫米波望远镜：使用在比红外线更长的电磁波。
模板:Link-en：一种光学透镜技术。
X射线光学：某些X射线波长的光学。
随着波长的增加，可以更容易地使用天线技术进行电磁辐射的交互作用（虽然它可能需要制作很小的天线）。近红外线可以像可见光一样的处理，而在远红外线和次毫米波的范围内，望远镜的运作就像是一架电波望远镜。例如，观测波长从3微米（0.003mm）到2000微米（2毫米）的詹姆士克拉克麦克斯威尔望远镜（James Clerk Maxwell Telescope，JCMT），就使用铝制的抛物面天线。另一方面，观察从3μm（0.003毫米）到180微米（0.18 毫米） 的斯皮策太空望远镜就可以使用面镜成像（反射光学）。同样使用反射光学的，还有哈伯太空望远镜可以观测0.2μm（0.0002 毫米）到1.7微米（0.0017 毫米），从红外线到紫外线的第三代广域照相机。
在望远镜设计中的另一个门槛，随着光子能量的增加（波长变短和频率增加）是使用全反射光学，而不是粗略的入射光学。像是TRACE和SOHO望远镜使用特殊的面镜反射极紫外线，否则不可能产生高解析度和较亮的影像。大口径并不意味着能收集更多的光，它收集的是高阶绕射极限的光。
望远镜也可以依据所在的位置来分类：地面望远镜、太空望远镜或飞行望远镜（Airborne observatory）。它们还能依据使用者是专业天文学家，还是业余天文学家来分类。拥有一架或多架望远镜与其它仪器的永久性房舍或载运工具，称为天文台。
光学望远镜
文件:Telescope.jpg 尼斯天文台的50公分折射望远镜。
光学望远镜主要是收集并聚焦电磁频谱中可见光部分的光线（虽然有些在红外线和紫外线的波段工作）。学望远镜明显增加远处物体的视角大小和视亮度。为了对影像观察、拍照、研究、并发送至电脑，望远镜会采用一个或多个光学曲面的元件来工作。通常由玻璃的透镜或面镜收集线或其它电磁波的辐射，将这些光或辐射汇聚到焦点上。光学望远镜使用在许多天文和非天文的仪器，包括：经纬仪（包括中星仪）、鉴识望远镜、 单筒望远镜、双筒望远镜、相机镜头、和间谍镜。望远镜有三种主要的学类型：
使用透镜成像的折射望远镜。
使用安排好的面镜成像的反射望远镜。
使用面镜和透镜共同组合来成像的折反射望远镜。
除了这些基本的光学类型之外，还有许多改变光学设计以适合它们执行任务的子类型，像是摄星镜、寻彗镜、太阳望远镜等等。
电波望远镜
位于美国新墨西哥州的圣阿古斯丁平原上的甚大天线阵
电波望远镜是电波天文学使用，有指向天线（Directional antenna）天线的望远镜。这些盘面有时是用导电的金属丝往建造，其口径小于所观测到的波长。多元素的电波望远镜由成对或更多的小望远镜组成，以合成口径相等于彼此间距离的虚拟望远镜，这个程序被称为孔径合成（Aperture synthesis）。在2005年，纪录上的阵列大小是地球直径的许多倍 －利用位于太空的甚长基线干涉测量望远镜，像是日本的HALCA（高度先进通信和天文学实验室VSOP (VLBI Space Observatory Program) satellite）
孔径合成现在也被应用在光学望远镜，使用在光学干涉仪 (光学望远镜阵列)，和在单一望远镜上使用口径遮蔽干涉（Aperture masking interferometry）。当可见光被阻挡或微弱时，电波望远镜也用来收集微波辐射，例如类星体。有些电波望远镜被使用于专案，例如SETI和阿雷西博天文台寻找外星生命。
X射线望远镜
大气层的电磁频谱不透明度
由于大气层对大部分的电磁波谱是不透明的，所以只有少数波段可以从地面观测得到。这些波段是可见光、近红外线和一些无线电波部分的频谱。由于这个原因，地面上没有远红外线、或X射线的望远镜。因为这些波段必须从轨道上才能观测。即使从地面上可以观测的波段，因为视像度的缘故，在轨道上的卫星安置光学望远镜依然是有利的。
体系结构
光学系统
棱镜系统
物镜
目镜
机械系统
望远镜的装置
赤道仪
经纬仪
附件
转仪钟
规格参数
物镜口径
放大倍数
出瞳直径
出瞳距离
视场角度
像场角度
制作工艺
镀膜
球面反射镜磨制工艺
像差控制
色差控制
参见
显微镜
放大镜
眼镜
监视器
相机
摄影机 |
天文学 | 光学天文学 | 棱镜等高仪 | 棱镜等高仪原理图.
棱镜等高仪（ prismatic astrolabe ），可以同时测定经度（或世界时）和纬度的仪器。记录一组（三颗以上）位置已知的恒星在不同方位相继通过一个固定天顶距──等高圈──的时刻，即可算出仪器所在点的经度和纬度。
棱镜等高仪的原理和结构如图所示。一部分星光直接射入60°棱镜的一面，另一部分星光通过水银面反射后进入等边棱镜的另一面。恒星的地平纬度h由于周日运动而逐渐改变，当它恰好等于60°时，自棱镜射出的两束光a、b才互相平行，因而观测者通过目镜可以看到物镜焦平面上的两个星像在此瞬间重合。观测者按电键记录相应时刻，就可完成一颗星的观测。棱镜等高仪的优点是棱镜的棱角比较稳定，而且不需要精密的轴系、度盘和水准器。缺点是：①调焦会引入等高圈记录时刻的误差；②目视单次记录的偶然误差和人差都比较大。简单的小型棱镜等高仪主要用于野外天文观测。
20世纪50年代初，法国天文学家丹戎制造的口径10厘米、焦距100厘米的超人差棱镜等高仪，已克服上述缺点。在望远镜的焦平面附近增置由电动机驱动可以前后移动的双折射沃拉斯顿测微器。观测者用手轮调节测微器的位置。使视场内的两个星像在几十秒钟的观测时间内始终重合。测微器移动时自动给出一组记时信号，由此可以推算出恒星过等高圈的时刻。丹戎等高仪应用比较普遍，单星观测的天顶距均方误差约为±0.″17。丹戎等高仪的缺点是：只能观测亮于6等的恒星；棱镜的棱角随夜间温度的改变而略微改变；尚有不大的人差。 |
天文学 | 光学天文学 | 空间望远镜 | 空间望远镜（英语：space telescope）或太空天文台，是在外太空用于观测天体的望远镜。由于避开了大气的影响和不会因重力而产生畸变，因而可以大大提高观测能力及分辨本领，甚至还可使一些光学望远镜兼作近红外、近紫外观测。但在制造上也有许多新的严格要求，如对镜面加工精度要在0.01微米之内，各部件和机械结构要能承受发射时的振动、超重，但本身又要求尽量轻巧，以降低发射成本。
经由莱曼·史匹哲在1946年的提议，第一批运行的望远镜是1968年发射的美国轨道天文台轨道天文台2号（Orbiting Astronomical Observatory 2），以及1971年在苏联太空站Salyut 1上的Orion 1紫外线望远镜。
因为地球的大气层对许多波段的天文观测影响甚大，天文学家便设想若能将望远镜移到太空中，便可以不受大气层的干扰得到更精确的天文资料。目前已有不少空间望远镜在太空中运行，例如：观测可见光波段的哈勃空间望远镜，观测X光波段的钱卓拉太空望远镜，观察γ射线波段的康普顿天文台（已于2000年退役）以及观测暗物质的暗物质粒子探测卫星等。
目录
1 历史
2 优点
3 缺点
4 未来发展
5 太空天文台或望远镜
5.1 功成身退
5.2 服役中
6 计划中
历史
1837年，普鲁士天文学家威廉·沃尔夫·比尔和约翰·海因里希·冯·马德勒讨论在月球上建立天文台的好处。1946年，美国理论天体物理学家莱曼·史匹哲提出一个太空望远镜的构想。史匹哲提议建立一个不会受到地球大气层阻碍的大型望远镜。在1960年代和1970年代为建造这样一个系统进行游说之后，史匹哲的构想最终实现成了哈勃太空望远镜，它于1990年4月24日由发现号太空船（STS-31）发射。
第一批运行的太空望远镜是1968年发射的美国轨道天文台轨道天文台2号（OAO-2），以及1971年在苏联太空站Salyut 1上的Orion 1紫外线望远镜。
优点
在地球上的地面天文台进行天文学研究时，会受到大气层对电磁辐射的过滤和扭曲（闪烁）影响。在大气层外围绕地球运行的望远镜，既不会受到大气层的闪烁影响，也不会受到地球上人工光源的光害影响。因此，太空望远镜的角解析度通常比具有类似孔径的地面望远镜高得多。许多较大的地面望远镜也因此而运用自适应光学技术以减少大气效应。
太空天文台及其工作波长范围。
太空天文学对于光学窗和无线电窗（Radio window）以外的频率范围更为重要，这是电磁波频谱中仅有的两个不被大气层严重衰减的波长范围。例如，X射线天文学在地球上进行几乎是不可能的，只有由于钱卓拉天文台和XMM-牛顿卫星等轨道上的X射线望远镜，才达到目前天文学的重要性角色。红外线和紫外线基本上也被阻挡。
缺点
太空望远镜的建造成本比地面望远镜高得多。由于它们的位置，太空望远镜也极难维护。哈勃太空望远镜是由太空船提供服务的，但大多数太空望远镜根本无法获得这种服务。
未来发展
美国国家航空暨太空总署、印度太空研究组织、欧洲太空总署、中国国家航天局、日本宇宙航空研究开发机构和后来由俄罗斯航太继承的前苏联太空计划已经发射许多卫星并营运中。截至2018年，许多太空望远镜和天文台已经完成了它们的任务，而其他的则继续延长运行时间。然而，太空望远镜和天文站的未来可用性取决于及时和充足的资金。虽然美国国家航空暨太空总署、日本宇宙航空研究开发机构和中国国家航天局已经计划建立未来的太空天文台，但科学家们担心未来的计划无法立即填补技术缺口，而这将影响基础科学的研究。
太空天文台或望远镜
截至2005年，一些太空观测站及其波长工作范围。
功成身退
轨道天文台（OAO）
康普顿天文台（CGRO）
太阳极大期任务卫星（SMM）
红外线天文卫星（IRAS）
红外线太空天文台（ISO）
宇宙背景探测者（COBE）
斯皮策太空望远镜（Spitzer Space Telescope）
服役中
哈伯太空望远镜（HST）
钱卓太空望远镜
XMM-牛顿卫星（XMM-Newton）
普郎克巡天者
赫歇尔太空天文台
费米伽玛射线太空望远镜
暗物质粒子探测卫星
詹姆斯·韦伯太空望远镜
计划中
SPICA
巡天号光学舱 |
天文学 | 光学天文学 | 定日镜 | 美国基特峰国立天文台的定日镜
定日镜（ heliostat ），将太阳或其他天体的光线反射到固定方向的光学装置，又称定星镜。作用与定天镜类似，但采用一块平面镜置于赤道式装置中，可作赤纬方向的移动。当镜面以周日运动的速度作跟踪运动时，太阳光或星光被反射到极轴方向，然后直接或经辅助平面镜反射入固定的望远镜。与定天镜相比，它的主要优点是不用导轨，结构简单紧凑。光线入射角在跟踪过程中变化很小，一天以内仪器偏振近于常数，有利于太阳表面磁场横向分量的测量。主要缺点是反射天区(即视场)以周日速度旋转，观测有视面天体时，需补偿这种视场旋转。此外，由于冬季太阳光入射角较大，因此对镜面精度的要求比定天镜更高。美国基特峰天文台的太阳塔，采用的口径二米的定日镜是世界上最大的。它还用于观测恒星和行星的光谱。 |