Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# 星空饗宴

**星空饗宴**是天文愛好者參與之大型觀星活動，結合觀賞星空與互相交流為目的聚會。多在一個視野良好，祇有輕度光污染的場地（通常要較長途驅車到達），參與者各自攜帶私人之各類望遠鏡，在此進行過夜的天體觀測與天文攝影。

## 歷史

星空饗宴並不是新的構想，往回追溯至少可以源起自英國國王喬治三世，他是天文學與數學的狂熱者。當天氣不佳，不能看見真實的星空時，隨從會在皇宮附近的樹上懸掛一些繪有斑點的紙燈，讓國王與賓客的望遠鏡有可以觀賞的目標；這就是星空聚會之雛型。

## 形式與內容

地區性的聚會可能只是一晚過夜的活動（類似觀星營），大型的活動則多會持續數天、一星期以至更久，足以容納數百或數以千計的參加者，甚至還有望遠鏡廠商架設其最新產品參與。許多地區的星空饗宴已是每年舉辦，並且是各地天文愛好者每年重要的聚會。

觀測的目標沒有限制，依各人喜好與器材條件決定；各式各樣觀測器材，或結合相機或CCD拍攝行星與深空天體都極之普遍。在大規模活動中，多會輔以請來之天文學家或著名學者配以投影片或幻燈片的演講、相互訪談、交流技術、展示自製望遠鏡或介紹展板、設定條件之觀測比賽，有些還包括小型展覽、摸彩抽獎、表演等娛樂活動與及各種天文設備販售的商業活動（當然是不會影響觀星環境與條件為前提），還會進行針對各種天文專題的聚會和天文愛好者的各種團體的小組活動。

星空饗宴在歐洲與美國甚為流行；在亞洲，主要舉辦的有日本、台灣與中國大陸等地。

## 各地定期星空饗宴

### 美國

* Stellafane（佛蒙特州）
* Black Forest Star Party（賓夕法尼亞州）
* Texas Star Party（德克薩斯州）
* Nebraska Star Party （页面存档备份，存于互联网档案馆）（內布拉斯加州）
* Mid Atlantic Star Party （页面存档备份，存于互联网档案馆）（北卡羅來納州）
* Winter Star Party─官方網站（佛羅里達州）
* Oregon Star Party（俄勒岡州）
* Grand Canyon Star Party （页面存档备份，存于互联网档案馆）（亞利桑那州）
* Astrofest（伊利諾州）

### 加拿大

* Starfest （页面存档备份，存于互联网档案馆）（Ontario）

### 英國

* Equinox Star Party （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Kielder Star Camp （页面存档备份，存于互联网档案馆）

### 日本

* 胎內星空祭

### 台灣

台灣目前有三項固定舉辦的活動：台北市天文協會與臺北市立天文科學教育館主辦的**梅西爾馬拉松**和台中天文學會主辦的**星空饗宴（Star Party）**。屏東縣政府於2013年推出**恆春星吶**。

#### 梅西爾馬拉松

台灣的梅西爾馬拉松
活動始於2006年，於每年的驚蟄至清明之間，最接近朔的週六晚至週日凌晨舉辦，由台北天文協會與台北市立天文學教育館派員現場指導與統計成果。過程中完全不靠電子設備與輔助工具，只能參考星圖，全憑個人對星空的熟習度，使用望遠鏡以人工方式尋找目標。目前已經有同好於2013年完成梅西爾馬拉松的競賽。

* 2007年臺灣區梅西爾馬拉松參賽全紀錄 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 梅西爾馬拉松的秘訣
* 梅西爾馬拉松快速尋策略 （页面存档备份，存于互联网档案馆）

#### 星空饗宴（Star Party）

始於1996年，由台中天文協會主辦。於每年11月中或下旬的週六下午至周日中午在中橫公路霧社支線(南投往合歡山)的翠峰停車場舉辦 ，吸引眾多天文愛好者及大學天文社團前往

[1]。

2012年11月的台湾Star Party活动
#### 恆春星吶

由屏東縣政府主辦，於2013年5月4日首度辦理，以南十字座為活動主題，推展屏東地區的觀星活動與天文教育。

### 中國大陸

* 2003年開始至今，由牧夫天文論壇舉辦之牧夫天文交流会。

* 梅西爾馬拉松

* 《天空與望遠鏡》雜誌─天文聚會月曆 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* IceInSpace The Australian Amateur Astronomy Community （页面存档备份，存于互联网档案馆）

## 參考資料
# 深空天體

**深空天體**（*Deep sky object, DSO*）是太陽系外非恆星的天體，常見於業餘天文學，主要是被用来觀看。

其中只有最亮的几个能為肉眼所見，如M31仙女座大星系和M42獵戶座大星雲。一百個以上的能通過雙筒望遠鏡看到，例如18世紀法國天文學家梅西耶所編的《星雲星團表》中的大部分天體，见梅西耶星表。若有天文望遠鏡或通晓天文攝影更佳。

一個深空天體：位於長蛇座的一個奇特螺旋星系ESO 510-G13，他充滿塵埃粒子的星系赤道盤面被扭曲了。這個星系距離地球1億7千萬光年，直徑約10萬光年。
深空天體的主要分類有：

* 星團
	+ 疏散星團
	+ 球狀星團
* 星雲
	+ 瀰漫星雲（亮星雲）
		- 發射星雲
		- 反射星雲
		- 暗星雲
	+ 超新星殘骸
	+ 行星狀星雲
* 星系
* 類星體
* 系外行星

有幾個深空天體的目錄：收錄了110個深空天體的梅西耶星雲星團表，更全面的星雲星團新總表總數將近8,000個天體），以及另外幾種。還有更多的天體列在專業的烏普薩拉星系總表，許多天文愛好者利用這些對象來測試她們的觀測設備和磨練觀測的技巧。在每年的特定日子，有些地區會舉辦梅西爾馬拉松競賽，要求參加者在一個夜晚看遍110個梅西爾天體。收錄了400個深空天體赫歇爾目錄則被設計作為有經驗的天文學家測試更大的望遠鏡之用。

## 相關條目

* 梅西耶天体
* 梅西耶天体列表
* NGC天體表
* 索引星表

* Finlay, W. H. Concise catalog of deep-sky objects: *astrophysical information for 500 galaxies, clusters, and nebulae*. London; New York: Springer. 2003. ISBN 978-1-85233-691-2.
* How to observe deep sky objects
* Clickable table of Messier objects
* Jeff A. Farinacci《天文书-深空天体覌测导引》
# 卡尔·央斯基[编辑]

| 卡尔·央斯基 Karl Jansky |
| --- |
| 卡尔·央斯基 |
| 出生 | (1905-10-22)1905年10月22日  美国奧克拉荷馬州諾曼 （與印地安疆於1907年11月合併成為美國第46個州） |
| 逝世 | 1950年2月14日(1950-02-14)（44歲）  美国新澤西州瑞德班克 |
| 国籍 |  美国 |
| 知名于 | 射電天文學 |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 物理學 射電天文學 |
| 施影响于 | 格羅特·雷伯、约翰·丹尼尔·克劳斯 |
|  |

**卡爾·吉德·央斯基**（英語：Karl Guthe Jansky，1905年10月22日—1950年2月14日）是一位美国无线电工程师，也是無線电天文学先驅。他于1932年发现了來自银河系中心的无线电波，这一发现标志着無線电天文学诞生。为了纪念他做出的贡献，1973年8月举行的国际天文学联合会第十五次大会上，射电天文小组委员会通过决议，使用“央斯基（Jansky）”作为天体射电流量密度的单位，简写作“央（Jy）”，并且纳入国际物理单位系统。

## 生平

### 早期

卡爾·央斯基於1905年出生在美國奧克拉荷馬州，他的父親西里爾·央斯基是奧克拉荷馬大學工程學院院長。西里爾·央斯基是出生在威斯康星州的捷克移民，16歲開始擔任教師，以美國威斯康辛大學電氣工程教授的身分退休。他對物理學具有濃厚的興趣，這種特質也傳遞給他的兒子卡爾·央斯基。

卡爾·央斯基的母親尼爾森·莫羅具有法國和英國的血統。卡爾的弟弟西里爾·央斯基小他10歲，幫助他建立了一些美國國內最早的無線電發射器，包括在威斯康辛州和明尼蘇達州。

1927年，卡爾·央斯基進入威斯康辛大學麥迪遜分校就讀，並順利獲得物理學學士學位。1928年，他加入了位於新澤西州蒙茅斯縣貝爾實驗室。央斯基擔任無線電工程師，工作是調查背景雜訊來源，它可能會干擾無線電傳輸。

### 無線電天文學

央斯基在貝爾實驗室設置天線，用來接收頻率為20.5兆赫茲（波長約14.6米）的無線電波。它被安裝在轉盤上，可以讓它朝向任何方向旋轉，因此被稱為「央斯基的旋轉木馬」。它的直徑大約為100英尺，高20英尺。藉由旋轉放置於4組福特T型車上的天線，可以精確定位接收到的信號方向。

卡爾·央斯基使用的天線裝置複製品，位於美國國家射電天文台
在記錄到來自四面八方的信號數個月後，央斯基最終將背景雜訊歸類成三種類型：附近的雷雨、遙遠的雷雨，來歷不明的淡淡嘶嘶聲。他花了一年多的時間來調查第三種類型的背景雜訊，發現其強度每天都會漲落一次。

卡爾·央斯基初步推測該雜訊來自太陽輻射。然而幾個月後，該最強的雜訊號源開始遠離太陽的位置。卡爾·央斯基也確定信號的重複週期為23小時56分鐘，剛好是地球相對於宇宙的自轉時間（恆星日），而不是太陽日（24小時）。央斯基認為它來自於銀河系中心，而人馬座方向的訊號源是最強的。

他的發現受到廣泛宣傳，出現在1933年5月5日的《紐約時報》上。他於1933年也出版了經典論文《明顯的外太空電子干擾源頭》。卡爾·央斯基想更詳細的進一步調查銀河系的無線電波。他隨後提交了一份建議書，想要貝爾實驗室建立一個直徑30米的碟形天線，它擁有更高的靈敏度，更能夠仔細的觀測該訊號源。然而貝爾實驗室拒絕了他的請求，因為檢測該輻射源不會對穿越大西洋的通信系統產生明顯的影響。央斯基後來重新分配至另一項工作計劃，於是未能進一步研究。

卡爾·央斯基一直居住在新澤西州，1950年由於心臟病去世。

## 影響

曾經一些科學家對於央斯基的發現感到興趣，但是無線電天文學領域仍然處於停滯狀態好幾年，部分原因是由於央斯基缺乏正規的天文學家訓練。他的重大發現剛好遇到經濟大蕭條，故天文台不願進行任何新的研究項目。

央斯基的發現對於無線電天文學有很大的影響：無線電工程師格羅特·雷伯在伊利諾伊州建造一個無線電望遠鏡，並重做了卡爾·央斯基早期的工作。约翰·丹尼尔·克劳斯於第二次世界大戰結束後，在俄亥俄州立大學開始進行無線電觀測。

## 紀念

为了纪念卡爾·央斯基的贡献，射电天文小组委员会在1973年8月举行的国际天文学联合会第十五次大会上，通过决议使用“央斯基（Jansky）”作为天体射电流量密度的单位，简写作“央（Jy）”，并且纳入国际物理单位系统。月球上的撞擊坑央斯基（Jansky）也以他來命名。

美國國家射電天文台博士後獎學金計劃被命名為卡爾·央斯基計畫。此外，美國國家射電天文台每年頒發揚斯基獎。2012年1月10日，美國國家射電天文台的甚大天線陣（VLA）被重新命名為卡爾·央斯基甚大天線陣，以紀念他對於無線電天文學的貢獻。央斯基原先使用的天線裝置目前位於貝爾實驗室場區，並設置有紀念牌。

央斯基雜訊以卡爾·央斯基來命名，指的是宇宙發射出的高頻雜訊干擾。

* 無線電波源

## 參考資料

* Sullivan, W. T. (编), The Early Years of Radio Astronomy: Reflections Fifty Years After Jansky's Discovery, Cambridge University Press, 2005, ISBN 0-521-61602-6 . In particular Chap.1, *Karl Jansky and the discovery of extraterrestrial radio waves* pp. 3–42.

* My Brother Karl Jansky and His Discovery of Radio Waves from Beyond the Earth （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* F. Ghigo. Karl Jansky and the Discovery of Cosmic Radio Waves. National Radio Astronomy Observatory. 2006-02-07  [2006-08-24]. （原始内容存档于2006-08-31）.
* Accompanying 3 photos: from 1962, from c.1960 (with Grote Reber), and one of Karl Jansky, another astronomy pioneer, from c.1930.
* Encyclopedia of Oklahoma History and Culture - Jansky, Karl
*
*  （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 初始质量函数[编辑]

**初始质量函数**（英語：Initial mass function，縮寫：**IMF**）是同一个星族中单位体积内新形成的恒星的相对数目在质量上的分布，是恒星形成中的一个重要概念。初始质量函数首先是由埃德温·萨尔皮特在1955年引入的，他将大于1倍太阳质量的初始质量函数写为

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
其中 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 是恒星质量， WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 是单位质量内新形成的恒星的数目，上式也称为萨尔彼得方程。1979年Glenn E. Miller和John M. Scalo给出了1倍太阳质量以下的初始质量函数，称为Miller-Scalo初始质量函数。

## 延伸閱讀

* John Scalo, *The initial mass function of massive stars in galaxies. Empirical evidence*, Luminous stars and associations in galaxies; Proceedings of the Symposium, Porto-Kheli, Greece, May 26-31, 1985. Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1986, p. 451-466.
* Pavel Kroupa, *The initial mass function of stars: evidence for uniformity in variable systems*（页面存档备份，存于互联网档案馆）, Science 295, 82 (2002)
* John Gallagher & Linda Sparke, *Galaxies in the Universe*, Cambridge Press, 66 (2007)

* 恒星形成
# 金斯不稳定性[编辑]

在恒星形成过程中，当分子云的热压力不足以抵抗引力时，会在引力的作用下发生塌缩，这一现象称为**金斯不稳定性**，以物理學家詹姆士·金斯為名。在分子云的内部，存在引力和因分子热运动产生的热压力。如果热压力足够高，则微小的密度涨落能够被热压力所克服，如果热压力比起引力来說是可以被忽略的，那么微小的密度涨落能够被无限放大，最终导致整个分子云在引力的作用下塌缩。塌缩的临界尺度为 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 为**金斯长度**， WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 为玻尔兹曼常数， WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 为温度， WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 为万有引力常数， WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 为平均分子量， WIKINIUM\_MATH\_PH\_12 为氢原子质量， WIKINIUM\_MATH\_PH\_14 为云团的平均密度。如果密度扰动区域的长度大于金斯长度时，会发生引力塌缩。

## 理论推导

可以证明，对于一个密度均匀的球体，其总引力势能为 WIKINIUM\_MATH\_PH\_16 其中 WIKINIUM\_MATH\_PH\_18 为云团质量， WIKINIUM\_MATH\_PH\_20 为云团半径。云团内粒子因热运动产生的总动能为： WIKINIUM\_MATH\_PH\_22 WIKINIUM\_MATH\_PH\_24 为粒子总数， WIKINIUM\_MATH\_PH\_26 。

根据位力定理，云团收缩的条件是 WIKINIUM\_MATH\_PH\_28 ，因此联立两方程，云团自发收缩的尺度很容易得出： WIKINIUM\_MATH\_PH\_30 根据密度的定义，同样可以写出云团自发收缩的最小质量，称为**金斯质量**： WIKINIUM\_MATH\_PH\_32 金斯长度的推导并未考虑到外界压力对云团的影响，考虑外界压力影响后，云团自发收缩的最小质量由伯納-依伯特質量给出。

当分子云的半径大于金斯长度或质量大于金斯质量时，会发生引力塌缩。塌缩的过程中介质的黏性可以忽略，因此塌缩时标是动力学时标。 WIKINIUM\_MATH\_PH\_34

## 相關條目

* 伯納-依伯特質量
* 恒星形成
* 声速

## 参考资料
# 自然科学会报[编辑]

自然科學會報第一期，包括1665及1666年兩年份的內容
《**自然科学会报**》（The Philosophical Transactions of the Royal Society，缩写为 Phil. Trans.）是一本由英国皇家学会出版的科学期刊。它始创于1665年，是世界上最早专注于科学的期刊。因为该期刊在创办以来一直在持续出版，该期刊也是世界上运营时间最长的科学期刊。期刊标题中的词语“哲学”（philosophical）源于“自然哲学”（natural philosophy），也就是现在所说的科学（science）。

## 历史

自然科学会报的第一期出版于皇家学会成立后的第六年，1665年3月6日。改期会报由皇家学会的第一任秘书亨利·奥尔登伯格（Henry Oldenburg）编辑和出版。几个世纪以来，有许多重要的科学发现在《自然科学会报》上发表。艾萨克·牛顿、麥可·法拉第及查尔斯·达尔文等人都曾在自然科学会报上发表著作。1672年，该期刊发表了牛顿的第一篇论文《光和颜色的新理论》（New Theory about Light and Colours），该论文可以被认为是牛顿科学生涯的开始。

## 当前出版物

该期刊于1887年扩展为两个单独的期刊，一个期刊主要关于物理科学（《自然科学会报A：数学、物理及工程科学》， Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences），另一个期刊主要关于生命科学（《自然科学会报B：生物学》，Philosophical Transactions of the Royal Society B: Biological Sciences）。目前该两个期刊主要出版专题刊次和皇家学会的研讨会的刊次。而研究论文则主要刊登在皇家学会的其他期刊中：如《会志：生物科学》，《会志：数学、物理及工程科学》等。

* 自然科学会报 (1665-1886) 主页 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 皇家学会出版社 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 普林斯頓大學出版社

| 普林斯頓大學出版社 |
| --- |
|  |
| 公司類型 | 非營利組織  |
| 成立 | 1905 |
| 創辦人 | 惠特尼·達羅 |
| 總部 |  美国
新泽西州普林斯顿 |
| 營業額 | 20,313,340 美元 (2011年)  |
| 總資產 | 115,296,988 美元 (2011年)  |
| 网站 | www.press.princeton.edu |
|  |
| 出版类型 | 書籍 |
| ISBN代码 | 978-0-691 |
|  |

2008 conference booth
**普林斯頓大學出版社**（英語：Princeton University Press）是與普林斯頓大學關係密切的獨立出版社。它的使命是對學術界和社會大眾傳播學術成果。

1905年，出版社在Charles Scribner II$1000的資助下，由惠特尼·達羅創立，服務普林斯頓大學。它出版的第一本書，是1912年新版John Witherspoon的《道德哲學講座》。

## 出版物

### 丛书

* 普林斯顿科学文库

* 维基共享资源上的相關多媒體資源：普林斯頓大學出版社
# 天文学学科列表[编辑]

天文学一般可以分为以下类别：

* 理论天文学
* 观測天文学

## 按照研究方法

* 天体测量学
* 天体力学
* 天体物理学

## 按照观测手段

* 光学天文学
* 射电天文学
* 红外天文学
* 空间天文学

## 其他更细分的学科

* 天文学史
* 业余天文学
* 宇宙学
* 星系天文学
* 超星系天文学
* 远红外線天文学
* 伽马射线天文学
* 高能天体天文学
* 无线电天文学
* 太阳系天文学
* 紫外天文学
* X射线天文学
* 天体地质学
* 等离子天体物理学
* 相对论天体物理学
* 中微子天体物理学
* 大地天文学
* 行星物理学
* 宇宙磁流体力学
* 宇宙化学
* 天文化学
* 宇宙气体动力学
* 月面学
* 月质学
* 运动学宇宙学
* 照相天体测量学
* 中微子天文学
* 方位天文学
* 航海天文学
* 航空天文学
* 河外天文学
* 恒星天文学
* 恒星物理学
* 后牛顿天体力学
* 基本天体测量学
* 考古天文学
* 空间天体测量学
* 历书天文学
* 球面天文学
* 射电天体测量学
* 射电天体物理学
* 实测天体物理学
* 实用天文学
* 太阳物理学
* 太阳系化学
* 星系动力学
* 星系天文学
* 天体生物学
* 天体演化学
* 天文地球动力学
* 天文动力学
# 路邊天文[编辑]

在1921年出現在紐約市*"街道轉角的天文學家"*
**路邊天文**（英語：Sidewalk astronomy）又稱**街頭天文**（Street astronomy）是指在城市的街道上設置光學望遠鏡，在牟利或非牟利的基礎上，從事娛樂或公眾教育行為的活動。

## 歷史

路邊天文的歷史，可以回顧到19世紀甚至更早。根據《劍橋插圖天文史》，18世紀的一些歐洲天文學家為幫補生計，會以收費方式，用望遠鏡向路人展示各種奇妙的天象。到了19世紀，歐美各地都有些用天文望遠鏡來賺錢的人。他們在公園上架設望遠鏡，等待那些充滿好奇心的人經過。他們手執銀懷表，收費按分鐘計，客人會坐在木盒上觀看月球和土星等天體，是19世紀的特殊景觀。在那些日子，天文望遠鏡是相當昂貴的玩意，而且產量異常稀少，尋常百姓根本買不起，所以這是一門尚算有利可圖的生意。特別是出現日蝕和月蝕的時候，這種服務特別受歡迎。然而，有些天文愛好者是免費讓大眾觀賞的。像是早在1930年於路易斯安那州紐奧良的法蘭克·馬林和1870年代在洛杉磯的葛羅斯先生( Mr Grosser)，他不只架設望遠鏡，還有附著照明的顯微鏡。儘管現在還有會收費來讓大眾透過他們架設的望遠鏡觀看天體，但是近年來，路邊天文經常和利他的個人或團體結合，提供免費的公共教育服務，讓民眾觀賞夜空的天體。

因為路邊天文是在光汙染的區域內活動，路邊天文學家往往選擇可以看見明亮天體，像是行星、月球和明亮恆星的時間來活動。在白天，路邊天文學也經常會使用太陽濾鏡讓民眾透過望遠鏡觀賞太陽。通常，使用的望遠鏡會比*百貨公司販賣的望遠鏡*還大，有些還是非常的巨大。

## 業餘天文的活動

土星和月球 – 路邊天文觀賞的典型目標
隨著業餘天文團體的出現和成長，路邊天文與大眾天文教育結合成為一般人士想透過望遠鏡觀賞天體的免費管道，這通常包括業餘的天文學家或天文團體，與小至中等尺寸(口徑)的望遠鏡。像是由約翰·杜布森創立的舊金山路邊天文學家組織，就是秉持著教育大眾，讓他們透過望遠鏡來認識我們所居住宇宙的理想，創立的組織
。杜布森為了推展路邊天文還設計出了大且便宜，稱為**路邊望遠鏡**的反射望遠鏡，但一般都稱之為杜布森望遠鏡。

## 相觀條目

* 業餘天文學
* 星空饗宴
* 路邊天文學家 – 關於約翰杜布森的活動紀錄片，包括路邊天文學。

## 註解

## 參考資料

* Smithsonian article （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Space article

* 35 Who Made a Difference: John Dobson, Smithsonian article （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Website of the San Francisco Sidewalk Astronomers （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Adventures in Street Corner Astronomy, Popular Science Mar 1921 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Frederick News Post - What's it like ... to be a street corner astronomer?
# 恆星天文學

行星狀星雲：螞蟻星雲。從死亡的中心恆星噴發出的氣體呈現對稱的形狀，不同於一般爆炸的混沌型式。
對恆星和恆星演化的研究是我們瞭解宇宙的基礎，恆星的天文物理學通過對恆星的觀察、研究、測量和理論上的瞭解；還有經由電腦對內部的模擬。

恆星形成發生在塵埃和氣體密集的區域，也就是所謂的巨分子雲。 當平衡被破壞時，雲的碎片在重力作用下坍縮，形成原恆星。一個足夠密集和高熱的核心區域將觸發核融合，然後創造成為一顆主序星。

幾乎所有比氫和氦重的元素都是在恆星內部的核心創造的。

恆星最終的特性主要取決於誕生時的質量。質量越大的恆星，亮度也越大，氫在核心燃燒的速率也越快。經過一段時間，氫燃料完全轉變為氦，於是恆星開始老化。氦的融合需要更高的核心溫度，因此恆星一面擴張它的大小，同時也增高核心的密度，在氦燃料耗盡之前，恆星度過短暫的紅巨星階段。質量越大的恆星在燃料轉變成更重的元素食，經過的各階段的時間會越來越短。

恆星最終的命運取決於它的質量，質量超過8倍太陽質量的恆星，核心會坍它成為超新星；而質量較小的恆星會成為行星狀星雲，然後演化成為白矮星 。超新星的殘骸會成為高密度的中子星，如果殘骸的質量大於3倍的太陽質量，將成為黑洞。密接聯星將依照更複雜的路徑演化，例如，伴星的質量傳輸給白矮星可能會導致超新星爆炸。行星狀星雲和超新星對星際物質的金屬分配是必需的，沒有它們，所有的新恆星 (包括它們的行星系) 將只能由氫和氦組成。

## 相關條目

* 恆星演化
* 恆星結構

## 參考資料
# 次毫米波天文學

加州理工學院次毫米天文台
**次毫米波天文學**（Submillimetre astronomy）是觀測天文學的一個分支，在電磁波中的次毫米波長下進行研究。天文學家將次毫米波段置於遠紅外線和微波波段之間，通常取值在幾百微米到一毫米之間。在次毫米天文學中，用「微米」來表示波長仍然很常見。

次毫米觀測可用於追蹤氣體和塵埃的排放，包括CI、CO和CII線，來源包括分子雲和暗星雲核心，透過確定暗星雲中的化學豐度及其組成分子的冷卻機制，可以用來闡明從最早的坍縮到恆星誕生形成過程。其他來源包括原行星盤、早期宇宙中的塵埃星暴星系、活動星系核周圍的環境，以及宇宙微波背景中的次級各向異性。

次毫米觀測已被用來限制行星、恆星和星系的形成和演化模型。透過研究宇宙微波背景輻射的前景元素和超大質量黑洞周圍的環境，次毫米天文學也可以用來約束量子重力模型，並研究重力波和相對論中微子在早期宇宙中的作用。值得注意的是，事件視界望遠鏡於2020年利用電波和遠紅外線觀測拍攝到了第一張黑洞影像，它也在870μm的次毫米範圍內進行了特長基線干涉測量法觀測。
# 高能天文學[编辑]

**高能天文學**是研究天體所釋放的高能量電磁波的一個天文學分支。高能天文學包含伽馬射線天文學、X射线天文学和極紫外線天文學；並且也研究微中子和宇宙射線。而這些物理現象的研究也常被稱為**高能天文物理學**。

## 研究對象

在高能天文學領域中通常研究的天體可能包含黑洞，中子星，活動星系核，超新星，超新星遺跡和伽玛射线暴。

## 任務

一些研究過高能天文學的太空和地面望遠鏡包括如下：

* 伽玛射线轻型探测器 (AGILE satellite)
* 阿尔法磁谱仪(AMS-02)
* 高能立體視野望遠鏡(H.E.S.S.)
* 神奇望遠鏡 (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope, MAGIC)
* 费米伽玛射线空间望远镜 (Fermi)
* 国际伽玛射线天体物理实验室 (INTEGRAL)
* XMM-牛顿卫星
* 钱德拉X射线天文台
* 朱雀卫星 (ASTRO-E)
* 罗西X射线计时探测器 (RXTE)
* 皮埃爾·奧傑天文台
* Telescope Array Project
* 冰立方微中子天文台 (IceCube)
* 天壇陣列（Askaryan Radio Array, ARA）
* 尼尔·格雷尔斯雨燕天文台(Swift)
* 核光谱望远镜阵列 (NuSTAR)

* NASA's High Energy Astrophysics Science Archive Research Center （页面存档备份，存于互联网档案馆）
*  （页面存档备份，存于互联网档案馆） - great compendium of links

## 參考資料
# 球面天文学[编辑]

位置天文學中幾個術語的圖。
**球面天文學**也稱為位置天文學，是天文學的一個分支，用於確定在任何一個日期和時間由地球上的任意地點所看見的物體在天球上的位置。這是天文學最古老的分支之一，依靠數學的球面幾何學和測量的天體測量學為工具，可以回溯至上古。觀測天體並且持續紀錄，對宗教、守時和航海都是很重要的工作。在天文學上，精確的測量天體位置的科學稱為天體測量學。

球面天文學的主要元素是座標系統和時間。天體在天球上的位置最常使用赤道座標系統，是以地球赤道在天球上的投影為基礎建立的。天體在這個系統內的位置以赤經（α）和赤緯（δ）來標示。相對於地點和時間的位置則可以使用地平座標系統以高度和方位來表示。

在星表中臚列出來的星系和恆星的位置，都是在特定年份中的位置。由於歲差和章動的雙重影響，會使天體的位置隨著時間而改變，而這些與地球的運動有關的位置改變，都會在週期性的出版品上予以修正。

天體曆是確認太陽和行星位置使用的參考表，其中列出了這些天體在特定時間於天球上的位置，可以經由適當的轉換得到在其他座標中的位置。

人類以肉眼在最好的環境下約可見6,000顆恆星（全天計），但在任何時間都有一半是在地平線下看不見的。現代星圖中，人類把天球劃分成88個星座並有標準的星座邊界，每一顆恆星僅能歸屬於一個星座。星座在航海上非常有用，舉例如居於北半球，可利用北極星找到北方，因為它永遠位於天北極附近。

## 行星相互特定的位置

* 合：從地球上觀察兩個天體在天球上黃經相同，主要標示太陽系中各天體的相對位置。
* 黃道面：地球繞行太陽的軌道平面，行星也都在黃道面的附近繞行太陽。
* 距角：由觀測者所在位置測量行星和系統中心所夾的角度，通常這個中心就是太陽的位置。
* 外行星與內行星：軌道在地球內側比地球更靠近太陽的行星稱內行星（水星和金星）；在外側，軌道比地球軌道更大的稱外行星。
* 凌日：內行星在內合的位置在太陽前方經過的現象。

## 與位置天文學相關的古老建築結構

* 也理可溫
* 奇琴伊察（Chichen Itza）
* 魔術環
* 金字塔
* 巨石陣
* 太陽廟

### 軟體

* 美國海軍天文台向量天測學副程式NOVAS：美國海軍天文台用於計算各種常見的天文量和轉換的一個完整的副程式包，可以在Fortran和C語言下執行。
* jNOVAS （页面存档备份，存于互联网档案馆）：由美國海軍氣象局和海洋司令部開發，以java包裝的叢集，包括噴射推進實驗室行星和月球星曆的DE421二進位檔案。

## 相關條目

* 角度
* 周日運動
* 食 (天文現象)
* 黃道
* 距角
* 曆元
* 春分點
* 哈雷
* 天文學史
* 行星運動定律
* 順行和逆行
* 月球
* 掩星
* 視差
* 恆星時
* 夏至點
* 時間
* 天體測量學
* 天體力學
* 分點
* 至點
* 天極

**教程與教學筆記 Professor Vincent's course notes at the University of St.Andrews （页面存档备份，存于互联网档案馆）

* From Stephen Tonkin's Astronomy totorials （页面存档备份，存于互联网档案馆）

* From Professor Kirkman's tutorials at College of Saint Benedict + Saint John's University （页面存档备份，存于互联网档案馆）

## 參考資料

* Robin M. Green, *Spherical Astronomy*, 1985, Cambridge University Press, ISBN 052137797
* William M. Smart, edited by Robin M. Green, *Textbook on Spherical Astronomy*, 1977, Cambridge University Press, ISBN 0521291801 (This classic text has been re-issued).
# 中国天文学史[编辑]

**中国天文学史**是天文学史的一个分支，也是中国科学史的一个组成部分。中國的古天文学是非常發達的，自秦漢以來，所頒佈的曆法有一百多種。

* 约公元前20世纪至前22世纪的仲康日食，可能是歷史上最早的日食記錄。于《尚书·胤征》：“乃季秋月朔，辰弗集于房，……瞽（瞎）奏鼓，啬夫驰，遮人走……。”。
* 春秋時期魯隱公三年二月己巳（公元前720年2月22日），曾發生一次日食，為世界上有文字記載最早一次的日食歷史記錄，也是中國使用干支記日的比較確切的證據《左传·隐公三年》：“三年，春，王二月，己巳，日有食之。”
* 《春秋》魯文公十四年（前613年），出現哈雷彗星的記載，是中國最早的記錄；到清代宣統二年（1910年），史書對哈雷彗星出現的記載多達31次。
* 2000年前左右，中国测定木星绕天一周的周期为12年。周天分为十二分，称为十二次，木星每的行经一次，就用木星所在星次来纪年。

## 三代

* 夏帝桀十年（约前16世纪），五星錯行，夜中星隕如雨（《古今圖書集成·卷三五·星變部》、《竹書紀年》）
* 商帝辛四八年（约前11世纪），二日並出（《古今圖書集成·日異部》）
* 大約前1400年－中國已有規律的記錄日食與月食，並有兩顆新星的記錄（七日己巳夕有新大星并火，辛未酉殳新星）。
* 前12世纪，中国殷末周初采用二十八宿划分天区。
* 前11世纪，传说中国周朝建立测景台，最早测定黄赤交角，與測出春分點。
* 周懿王元年（前899年4月21日）天再旦於鄭（《竹書紀年》）
* 前776年，中国《诗经·小雅》：“十月之交，朔日辛卯，日有蝕之……”，是世界最早的可靠的日食记事。
* 《左傳》記載：“魯莊公七年（前687年）四月辛卯，夜中星隕如雨。”
* 前613年，《春秋》记载，鲁文公十四年：“秋七月，有星孛入于北斗。”這是哈雷彗星的最早紀載。
* 前532年，「周景王十三年春，有星出婺女」，可能是新星的記錄。

## 漢朝

* 公元前2世纪，西汉司马迁著的《史记·天官书》详细记载了天象。
* 漢惠帝二年（前193年）有“天開東北，廣十餘丈。”
* 漢景帝前二年（前155年）八月，熒惑逆行守北辰，月出北辰間，歲星逆行天庭中。（《資治通鑑》）
* 《淮南子》記載：「日中有駿鳥」（前140年）
* 西漢武帝建元二年（前139年）夏四月，有星如日，夜出。（《資治通鑑》）
* 建元三年（前138年）四月，有星孛于天纪，至织女。占曰：织女有女变，天纪为地震。至四年十月而地动，其后陈皇后废。
* 建元六年（前135年），荧惑守舆鬼。占曰：为火变，有丧。是岁高园有火灾，窦太后崩。
* 《汉书·天文志》：“元光元年（前134年）五月，客星见于房。”房是28宿星的房宿，即在天蝎座的头部。法国人比奥编《新星汇编》將这颗超新星列为第一星。
* 《漢書·五行志》記：「征和四年八月辛酉晦（前89年9月28日），日有食之，不盡如溝，在亢二度，晡時（15—17點）從西北；日下晡時，復。」
* 《資治通鑑》「西漢成帝建始元年（前32年）八月，有兩月相承，晨見東方」
* 前28年（漢成帝河平元年三月乙未），《漢書．五行志》記載了最早的太陽黑子記錄，“日出黃，有黑氣大如錢，居日中央”。
* 103年，東漢永元十五年，賈逵創制出黃道銅儀，發現了月亮運動不均勻，稱之為月行有遲疾。
* 《後漢書·五行志》「後漢靈帝建寧元年（168年），日數出東方，正赤如血無光，高二丈餘，乃有景（影），且入西方，去地二丈亦如之」。
* 《后汉书·天文志》载：“中平二年（185年）十月癸亥，客星出南门中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至后年六月消。”這是超新星爆发最早的記載：RCW86。

## 魏晉南北朝

* 《資治通鑑》載「西晉惠帝永寧元年，自正月至于是月，五星互經天，縱橫無常。」
* 公元三世紀，魏晋南北朝虞喜发现岁差。

## 隋朝

* 公元五世紀，陈卓编《全天星图》共1464星。
* 《隋书·天文志》记载：“太清二年五月（548年6月），两月现。”

## 唐

* 公元687年，最早的流星雨記錄。
* 《新唐书·天文志》记载说：“贞观年，突厥有三月并现。”
* 《新唐書·天文志》記：「乾寧三年（896年）十月有客星三：一大，二小，在虛、危間（今寶瓶座），乍合乍離，相隨東行，狀如鬥。經三日，而二小星沒。其大星後沒」。

## 宋、遼、金

* 宋太祖建隆元年（960年）正月癸卯，匡胤軍中知星者河中苗訓，見日下復有一日，黑光摩盪。（《續通鑑》）
* 公元1054年，北宋至和元年（1054年7月4日）有超新星的记录，現稱為蟹狀星雲。
* 宋徽宗宣和七年（1125年）十二月庚申，日有五色暈，挾赤黃珥，又有重日相盪摩，久之乃隱。（《續通鑑》）
* 金世宗大定二十一年（1181年）六月，“客星見於華蓋，凡百五十有六日滅”。（《金史·天文》）這是仙后座超新星爆發。
* 宋孝宗淳熙十三年（1186年）八月乙亥朔，日月五星聚軫（烏鴉座）。（《續通鑑》）这是太阳月亮和五大行星连成一直线的记录。

## 元

* 元順帝至正十年（1350年）六月壬子廿九日，有星大如月，入北斗，震聲若雷，三日復還。（《續通鑑》）

## 明

* 《明史·天文二》載： “洪武三十一年十月，荧惑守心。”
* 明英宗正統十四年（1449年）八月辛未日，月晝見，與日並明。（《明通鑑》）
* 明世宗嘉靖廿九年（1550年）六月戊申，太白晝見，連日陰雨，凡晝見者七日。（《明通鑑》）
* 隆慶六年（1572年）十月，客星見東北方，出閣道旁，壁宿度，曆十九日。
* 萬曆三十二年（1604年）九月，客星見尾分，一更時出西南方，三十三年二月始滅。

* 孙小淳：〈天文学在古代中国社会文化中的作用（页面存档备份，存于互联网档案馆）〉.
* 孫小淳. 〈關於漢代的黃道坐標測量及其天文學意義〉 (PDF). 《自然科學史研究》. 2000, **19** (2): 143–154  [2014-09-16]. （原始内容 (PDF)存档于2014-09-17） （中文（简体））. .
* 孙小淳：〈北宋政治变革中的“天文灾异”论说（页面存档备份，存于互联网档案馆）〉.
* 亨德森：〈古代中國的自然觀念與宇宙論（页面存档备份，存于互联网档案馆）〉.

* 天文学史
* 中国科学史
# 澳洲原住民天文學

**澳洲原住民天文學**（Australian Aboriginal astronomy）透過口頭、儀式和多種藝術形式傳承下來，因此流傳下來的天文體系體現了人們對天體運動的深刻理解，使得澳洲原住民能夠將其作為編制曆法和澳大利亞大陸及水域航行的實用手段。澳洲有多種多樣的天文傳統，每種傳統都有其獨特的宇宙學表達方式。然而，這些群體之間似乎存在著共同的主題和系統。由於澳洲原住民天文學歷史悠久，原住民曾多次被譽為「世界上第一批天文學家」。

澳洲原住民天文學許多星座是根據其形狀命名的，就像傳統的西方天文學一樣，例如昴宿星團、獵戶座和銀河系，而其他星座，例如天空中的鴯鶓，描述的是暗帶而不是恆星。當代澳洲原住民藝術經常引用天文主題及其相關傳說，例如七姐妹。

* 考古天文学
* 澳大利亚原住民艺术
* 根据国家列出的天文考古遗址列表
* 民间传说和文学中的昴宿
* 昴宿
# 塞尔维亚天文学[编辑]

**塞尔维亚天文学**的发展水平主要取决于该国的经济水平。茲韋茲達拉的贝尔格莱德天文台修建于1887年，是塞尔维亚最古老的科研机构之一。塞尔维亚亦在1935年加入了國際天文聯會。

## 特点

迄今为止，贝尔格莱德天文台仍然是塞尔维亚唯一的专业观测站。该天文台有八台专门的天文望远镜，并正在普羅庫普列附近建立分台。除贝尔格莱德天文台外，还有几个位于公共设施和大学中的，规模较小的观测站：比如贝尔格莱德的帝国之门、诺维萨德天文台及克拉古耶瓦茨的柏勒洛丰天文台。塞尔维亚有两座天文博物馆，一所位于贝尔格莱德，另一所位于诺维萨德。

塞尔维亚的中小学将天文学夹杂在其他课程中教授，派特尼萨科学中心在天文学的教学中起到了重要作用。目前，有五所塞尔维亚大学（贝尔格莱德大学、诺维萨德大学、克拉古耶瓦茨大学、尼什大学及普里什蒂纳大学）有天文学这一专业。目前有242位天文学家毕业于贝尔格莱德大学，6位毕业于诺维萨德大学，以及4位留学回国者。

塞尔维亚国内出版了数本专门研究天文学的期刊：如《Astronomija》（已停刊）及《Vasiona》。著名的《塞尔维亚天文期刊》创刊于1936年。

目前，塞尔维亚有17个業餘天文學协会，其中最古老的是魯杰爾·博斯科维奇天文协会。
# 西藏天文学

**西藏天文学**的基础是时轮金刚的密宗。它以与现代天文学相似的方式解释了一些天文现象。例如其解释日食产生的原因为月球在地球和太阳之间穿过。

1318年，第三世噶玛巴·让炯多杰接受介绍名为“楚布传统天文学”的经修正天文及占星系统的时轮金刚视角。这套体系还在噶玛噶举学校用于藏历的计算。

## 参考资料
# 極大望遠鏡[编辑]

勢不可擋的巨大望遠鏡概念艺术图
**极大望远镜**（Extremely Large Telescope，簡寫ELT）是指天文台使用的直径大于20公尺的望远镜。当讨论反射望远镜的光波波长时，包括紫外线（UV），可见光和近红外线的波长。在众多的规划中的性能中，极大望远镜预计将增加发现其他恒星周围的类地行星的机会。
对于其他波长的望远镜在物理上可以大得很多，例如，无线电波长的绿岸望远镜的光圈为100米（110碼）。

这些望远镜有一定数量的特点和共同性，特别是都使用分割式的镜片组合成主镜（类似于现有的凯克望远镜），和使用高阶的自适应光学系统。

虽然极大望远镜的设计都很大，但是它们可以有比许多大型的光学干涉仪的孔径合成更加小的孔径。然而，它们可以收集更多的光，并且有其他的优点。

## 极大望远镜

前三名的极大望远镜和两个较小的但建成完工的大型望远镜进行比较（背景黄色）。在21世纪初，这三个极大望远镜预定目标的完成于2018年，虽然欧洲极大望远镜 (E-ELT)和30米望远镜 (TMT) 这个预定时间延迟到了2022年。

| 图像
 | 名称
 | 口径(m)
 | 面积(m²)
 | 主镜
 | 海拔高度(m)
 | 运行
 | 备注
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
|  | 欧洲极大望远镜 (E-ELT)
 | 39.3
 | 978
 | 798 × 1.45 m 六边形镜片 (f/1)
 | 3060
 | 2027
 | 选择站点: 智利Cerro Armazones Observatory
 |
|  | 30米望远镜 (TMT)
 | 30
 | 655
 | 492 × 1.45 m 六边形镜片 (f/1)
 | 4050
 | 2027
 | 选择站点: 夏威夷州毛納基山天文台
 |
|  | 巨型麦哲伦望远镜 (GMT)
 | 24.5
 | 368
 | 7 × 8.4 m 圆形镜片 (f/0.71)
 | 2516
 | 2029
 | 选择站点: 拉斯坎帕纳斯天文台, 智利; 3 mirrors cast (3/7 M1), 1 polished
 |
|  | 大双筒望远镜 (LBT)
 | 12.8\*
 | 111
 | 2 × 8.4 m 圆形镜片
 | 3221
 | 2008
 | 大双筒望远镜; largest non-segmented mirrors; 选择站点: 亞利桑那州格拉漢姆山
 |
|  | 加那利大型望远镜 (GTC)
 | 10.4
 | 74
 | 36 × 1.9 m 六边形镜片
 | 2275
 | 2008
 | 最大单镜片 选择站点: 穆查丘斯罗克天文台于加那利群岛之拉帕爾馬島
 |

*\*大双筒望远镜 (LBT)基线是通过合成孔径获得*

著名光學望遠鏡主鏡面積比較，點選影像可看大圖。
## 预算

可能的预算数字，这是估计值，并且可以随时间变化。

| 名字
 | 估計造价 (美元)
 | 估計造价 (歐元)
 |
| --- | --- | --- |
| 欧洲极大望远镜 (E-ELT)
 |  | €10.55亿
 |
| 30米望远镜 (TMT)
 | $12亿
 |  |
| 巨型麦哲伦望远镜 (GMT)
 | $7亿
 |  |
| 大双筒望远镜 (LBT)
 | $1.2亿
 |  |
| 加那利大型望远镜 (GTC)
 |  | €1.30亿
 |

## 项目

有几个望远镜在1990年代和2000年代初的处于不同阶段，有的已经发展到建设项目。

已资助建造
* GMT（页面存档备份，存于互联网档案馆）：巨型麥哲倫望遠鏡
* E-ELT （页面存档备份，存于互联网档案馆）：歐洲極大望遠鏡
* TMT （页面存档备份，存于互联网档案馆）：30公尺望遠鏡

项目
其中一些项目已经完成，或合并到正在进行建造的极大望远镜。

* JELT：日本極大望遠鏡計畫
* GSMT：巨大西格瑪面鏡
* OWL （页面存档备份，存于互联网档案馆）：勢不可擋的巨大望遠鏡
* VLOT：非常大光學望遠鏡
* LAT （页面存档备份，存于互联网档案馆）：大亞他加馬望遠鏡
* EURO50：歐洲50-米望遠鏡
* LPT：大花瓣望遠鏡
* 瑞典极大的望远镜项目
* MAXAT

## 参看

* 加那利大型望远镜
* 大光學反射鏡列表

## 參考資料

* Australian National Workshop on Extremely Large Telescopes (ELTs)（英文）
* The OPTICON ELT Working Group a Europe-wide research project（英文）
* The science case for Extremely Large Telescopes (ELTs) from the Royal Observatory, Edinburgh（英文）
# 光度测定 (天文学)[编辑]

**光度测定**是天文学中用来量度通量，或者说一个天体电磁辐射强度的相关技术。如果是对辐射的广泛波长波段进行光度测定，既测量辐射的总量，又测量其光谱分布，则使用术语*分光光度法*。

## 方法

光度测定所使用的方法进行测光取决于所研究的波长范围。最基本的，由望远镜收集光线来进行光度测定，有时通过光度测定专用光学带通滤波器来传递，然后用感光仪器获取和记录光能。标准的带通设备（称为测光系统）允许对观测结果进行精确比较。

在历史上，对近红外线到短波长的紫外线进行光度测定会使用光电光度计。这是一种测量单一物体光线强度的仪器，它将光线导向到感光单元来进行测量。这些已被CCD相机大规模取代，它可以同时映射多个物体。而光电光度计仍在特殊情况下使用，例如需要更高的时间分辨率。

## CCD光度测定

CCD相机本质上是一个光度计栅格，同时测量和记录来自视野中所有来源的光子。因为每个CCD影像一次记录多个物体的光度测定，所以可以对记录数据执行各种形式的光度测定提取，典型的有相对、绝对和差异三种。这三种方式都需要从原始图像抽取目标对象的星等，以及一个已知的比较对象。从一个目标观察到的信号，按照系统的点扩散函数（PSF），通常会覆盖许多像素。这种扩散，既有望远镜的光学原因，又有视宁度的原因。当从一个点源获得光度测定时，测量流量需要汇总来自目标所有的光线记录，再减去来自天空的光线。最简单的技术，被称为孔径光度测定，包括汇总目标中心孔径内的像素数，并减去附近每像素的平均天空数与孔径内像素数的乘积。这将得出目标对象的原始流量值。在非常拥挤的区域，例如一个球状星团进行光度测定时，恒星重叠严重，就必须使用de-blending技术，比如PSF配合来确定重叠源的个体流量值。

### 校准

在确定被测物体的通量后，通常将通量转化为仪器光度。然后，该测量被以某些方式校准。使用哪种校准方式，部分取决于进行的是什么类型的光度测定。通常，观测结果按照相对或者差异光度测定法来处理。相对光度测定法用来度量多个物体间的相对视星等。绝对光度测定法用来在一个标准的测光系统上度量一个物体的视星等；这些测量结果可以与通过不同的望远镜或仪器获得的其它绝对光度测定结果进行比较。差异光度测定法用来度量两个物体间的亮度差异。在大多数情况下，差异光度测定法可以做到最高的精度，而绝对光度测定法最难做到高精度。此外，当物体的视星等较微弱时，精确光度测定通常更加困难。

### 绝对光度测定

进行绝对光度测定，必须修正观测物体的有效通频带与用于定义标准光度测定系统的通频带之间的差异。这通常是在以上所讨论的所有其它修正方式之外的。通常这种修正的手段包括，通过多重过滤观测感兴趣的目标，以及观测若干测光标准星。如果无法同时观测到目标和标准星，这种修正必须在光度测定条件下进行，即天空万里无云，大气质量良好。

### 相对光度测定

进行相对光度测定，需要将物体的仪器光度与已知的物体进行对比，然后根据仪器灵敏度和大气质量对空间测量误差进行修正。这通常是在修正其暂时误差之外进行的，尤其是当被比较的物体在天空中相距过远而无法同时观测到时。如果对近距离同时包含目标对象和被比较对象的图像进行校准，并使用与被比较对象的记录光度相匹配的光度滤光器，大多数的测量误差会减少为零。

### 差异光度测定

差异光度测定是最易于校准和最适合时间序列观测的。当使用CCD光度测定法时，目标物体和被比较物体要求同时、使用同一滤光器、使用同一仪器、通过同一光路被观测到。大多数观测误差都被降低了，光度差异则只剩下目标物体与被比较物体间的仪器光度差异（∆Mag=C Mag–T Mag）。这在描绘目标物体的光度随时间变化时非常有用，并且通常会被编制为光变曲线。

### 表面光度测定

对于大尺度的物体，如星系，更感兴趣的往往是测量星系内的空间亮度分布，而不是简单地测量该星系的总亮度。物体的表面亮度是其在天空中投影的单位立体角内的亮度，对表面亮度的测量被称为表面光度测定法。通常的应用是测量一个星系的表面亮度情况，即表面亮度对距离星系中心距离的函数。对于小的立体角，常用的单位是平方角秒，而表面亮度往往被表示为每平方角秒的光度。

## 应用

光度的测量可以结合平方反比定律，如果一个物体的距离可以确定，就可以确定其光度；如果它的光度是已知的，就可以确定其距离。一个物体的其它物理性质，例如它的温度或化学成分，可以通过宽频或窄频的分光光度测定法来确定。通常，对多个目标的通过两个滤波器获得的光度测量数据被绘制于一张颜色数值图上，对恒星来说就是赫罗图的观测版本。光度测定也被用于研究天体的光线变化，例如变星、微型行星、活动星系核以及超新星，或者探测系外行星。测量这些变化可以用来确定重叠联星系统成员的轨道周期和半径，小行星或恒星的自转周期，或者超新星释放的总能量。

## 软件

一些免费的计算机程序可用于合成孔径光度测定和配合PSF的光度测定。SExtractor（页面存档备份，存于互联网档案馆）和孔径光度测定工具（aperturephotometry.org（页面存档备份，存于互联网档案馆））都是流行的孔径光度测定软件。前者致力于减少大规模的星系测量数据，而后者有一个图形用户界面（GUI）适合研究单独的图像。DAOPHOT被认为是配合PSF光度测定的最好软件。

## 组织

有一些专业的或业余的组织，在收集和分享光度测定数据，并将其推到线上。一些网站收集的数据主要是作为其他研究者（例如AAVSO）的资源，也有一些征集数据用于自己的研究（如CBA）：

* 美国变星观测者协会（AAVSO）
* 后院天体物理中心（CBA）
* 数字SF激变变星数据库（DSF-Wiki）
* Astronomy Online

* 光谱学
* 辐射度量学
* 反照率
* 哈普克参数
* 双向反射分布函数
* 红移巡天
# 天文统计学[编辑]

**天文统计学**（英語：**Astrostatistics**）是一门涉及了天体物理学，统计分析和数据挖掘的交叉学科。它用于处理自动化巡天扫描生成的海量数据，刻画复杂的数据集，并利用天文学数据限制天体物理理论。天文统计学涉及了统计学的许多分支，包括非参数统计、多元回归和多元分类，时间序列分析，特别是贝叶斯推断。

## 专业协会

天文统计学的从业人员分属于国际天文统计学协会（附属于国际统计学会）、 国际天文学联盟天文统计学和天文信息学工作组， 美国天文学会天文信息学和天文统计学工作组、美国统计协会天文统计学兴趣小组。所有这些组织都加入了天文统计学和天文信息学门户 （页面存档备份，存于互联网档案馆）网站。

## 参考资料
# 天文信息学[编辑]

**天文信息学**（英語：**astroinformatics**）是一个跨学科的研究领域，涉及天文学、数据科学、信息学和信息及通信技术。

## 会议

| 年份
 | 地点
 | 链接
 |
| --- | --- | --- |
| 2018
 |  德国海德堡
 | [1] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
 |
| 2017
 |  南非开普敦
 | [2]
 |
| 2016
 |  義大利索伦托
 | [3] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
 |
| 2015
 | 達爾馬提亞杜布罗夫尼克
 | [4] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
 |
| 2014
 | 智利大学
 | [5] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
 |
| 2013
 | Australia Telescope National Facility, CSIRO
 | [6] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
 |
| 2012
 | 微軟研究院
 | [7] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
 |
| 2011
 |  義大利索伦托
 | [8]
 |
| 2010
 | 加州理工学院
 | [9] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
 |

* Astronomical Data Analysis Software and Systems （页面存档备份，存于互联网档案馆） (ADASS)
* Astrostatistics and Astroinformatics Portal\* （页面存档备份，存于互联网档案馆） (COIN)
* Astroinformatics and Astrostatistics Commission of the International Astronomical Union （页面存档备份，存于互联网档案馆）

* 《天文学与计算》
* 天体物理学数据系统
* 天体物理学源代码库
* 天文统计学
* 科学技术数据委员会
* 星系動物園
* 国际天文统计学协会
* 国际虚拟天文台联盟 (IVOA)
* MilkyWay@home
* 虚拟天文台
* 全球望远镜
* Zooniverse