Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# X射线天文卫星[编辑]

乌呼鲁卫星
**X射线天文卫星**是观测天体的X射线辐射为主要目的的人造卫星，是X射线天文学的主要研究设备。

第一颗X射线天文卫星是1970年12月12日美国在肯尼亚发射的乌呼鲁卫星，该卫星原名“探险者42号”，又名“小型天文卫星1号”（SAS-1），因发射当天正值肯尼亚独立7周年纪念日而得名Uhuru（兹瓦西里语意为“自由”）。卫星上装有两个相互反向的X射线探测器，利用卫星的旋转进行了系统的X射线巡天，确定了约350个X射线源，发现了许多银河系中的X射线双星、来自遥远星系团的X射线，以及第一个黑洞候选天体——天鹅座X-1。乌呼鲁卫星的观测取得了极大的成功，被认为是X射线天文学发展史上的一座里程碑。

除了乌呼鲁卫星以外，1970年代至1980年代，各国还相继发射了一系列X射线天文卫星，包括英国的羚羊5、荷兰天文卫星、美国的小型天文卫星3号、高能天文台1号（1977年）和高能天文台2号（又名“爱因斯坦卫星”）、欧洲的X射线天文卫星（EXOSAT）、日本的银河卫星等，其中1978年发射的爱因斯坦卫星首次采用了大型掠射式X射线望远镜，能够对X射线源进行成像，是1970年代取得成果最多的X射线卫星。

1999年发射的钱德拉X射线天文台
20世纪90年代，意大利和荷兰共同研制的BeppoSAX卫星发现了伽玛射线暴的X射线余辉。德国、美国、英国联合研制的伦琴卫星（ROSAT）首次在软X射线波段进行了巡天观测，在9年时间里新发现了7万多个X射线源，使X射线源的总数达到了12万个。1993年日本发射的ASCA卫星则首先将CCD设备用于X射线成像。美国的罗西X射线时变探测器（RXTE）虽然不能成像，但是能够探测X射线源的快速光变。1999年，两个重要的X射线天文卫星先后发射升空——美国的钱德拉X射线天文台和欧洲的XMM-牛顿卫星。前者具有极高的空间分辨率（小于1角秒）和较宽的能段（0.1-1keV），后者则具有非常高的谱分辨率。它们是21世纪初X射线天文学主要的观测设备，取得了一大批重要的研究成果。除此之外，1990年代升空的X射线望远镜还有俄罗斯发射的探测高能X射线的伽马1卫星、日本发射的用于观测太阳耀斑的阳光卫星等。

截止到2006年，正在工作的X射线天文卫星有欧洲的XMM-牛顿卫星、美国的罗西X射线时变探测器、钱德拉X射线天文台、日本的朱雀卫星（Astro-E2）、中国的硬X射线调制望远镜。此外，欧洲的国际伽玛射线天体物理实验室（INTEGRAL）和美国的雨燕卫星也安装有X射线观测设备。计划中的下一代X射线天文卫星有美国的Constellation-X、欧洲的XEUS（X-Ray Evolving Universe Spectroscopy）等。

* X射线天文学
# 成像式大氣契忍可夫望遠鏡[编辑]

神奇伽馬射線望遠鏡位於加那利群島拉帕爾馬島的穆查丘斯羅克天文台，使用契忍可夫輻射檢測伽馬射線釋放的粒子雨。
**成像式大氣契忍可夫望遠鏡**（imaging atmospheri Cherenkov telescope、簡稱IACT）是一種偵測光子能量範圍為50 GeV至50 TeV的超高能量伽瑪射線光子裝置。

截至2017年，共有四個IACT系統運作中：高能立體視野望遠鏡、神奇伽馬射線望遠鏡、第一G-APD切倫科夫望遠鏡（First G-APD Cherenkov Telescope）和超高能量輻射成像望遠鏡陣列系統（Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System）。大型大氣契忍可夫實驗望遠鏡（Major Atmospheric Cerenkov Experiment Telescope）正在印度拉達克的漢勒建造，將成為最高、第二大的IACT。契忍可夫望遠鏡陣列（Cherenkov Telescope Array）是一個跨國計畫，旨在建立下一代IACT，計劃於2022年開始收集數據。

## 參考資料
# NGC 6357[编辑]

NGC 6357| 發射星雲 |
| --- |
| 电离氢区 |
| 哈伯太空望遠鏡 (HST) 拍攝的Pismis 24-1：NGC 6357的"核"。 創建：HST/NASA/ESA. |
| 觀測資料: J2000 epoch |
| 赤经 | 17h 24m |
| 赤纬 | -34° 20′ |
| 星座 | 天蝎座 |
|  |
| 名稱 | 戰爭與和平星雲, 沙普利斯 11, RCW 131, Gum 66 |
|

**NGC 6357**是在天蝎座鄰近NGC 6334的一個瀰漫星雲，也被稱為**龍蝦星雲**。 由於這個星雲的外觀，太空中繼紅外實驗的科學家稱它為**戰爭與和平星雲**。 他們說在紅外線的影像中，明亮的西側像一隻鴿子，而東側看起來像是骷顱。這個星雲包含許多有黑暗的盤面遮蔽的原恆星，和被仍在擴張的繭包覆著的年輕恆星。

## Pismis 24

這個星雲包含一個疏散星團Pismis 24，是幾顆大質量恆星的家。在這個星團中最亮的恆星是，Pismis 24-1，直到被發現是每顆質量都超過100太陽質量的聯星之前，曾被認為質量大約是300太陽質量，可能是記錄中質量最大的恆星之一。

在Pismis 24的主要恆星
| 恆星 (Pismis 24-#)
 | 光譜類型
 | 星等 (Mbol)
 | 溫度 (K)
 | 半徑 (R☉)
 | 質量 (M☉)
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 1NE | O3.5 If\* | −10.0 | 42,000 | 17 | 74
 |
| 1SW | O4 III | −9.8 | 41,500 | 16 | 66
 |
| 2 | O5.5 V(f) | −8.9 | 40,000 | 12 | 43
 |
| 3 | O8 V | −7.7 | 33,400 | 9 | 25
 |
| 10 | O9 V | −7.2 | 31,500 | 8 | 20
 |
| 12 | B1 V | −5.3 | 30,000 | 4 | 11
 |
| 13 | O6.5 III((f)) | −8.6 | 35,600 | 12 | 35
 |
| 15 | O8 V | −7.8 | 33,400 | 10 | 25
 |
| 16 | O7.5 V | −9.0 | 34,000 | 16 | 38
 |
| 17 | O3.5 III | −10.1 | 42,700 | 17 | 78
 |
| 18 | B0.5 V | −6.4 | 30,000 | 6 | 15
 |
| 19 | B0.5 V | −5.4 | 30,000 | 4 | 11
 |

NGC 6357
NGC 6357 和 Pismis 24
## 更名連署

2013年2月，美國人安德魯·賈卡（Andrew Jaqua）在Change.org發起全球請願連署活動，要求國際天文學聯合會將十分貌似日本動畫《魔法少女小圓》中「鹿目圓神化」場景的NGC 6357星雲之一部分分離出來，並且更名為「圓神星雲」（Madokami Nebula）。安德魯·賈卡在這次連署所擬定的意見書中指出，希望透過星雲更名的方式「將圓神自我犧牲的精神發揚光大」。

## 參考資料

* APOD Pictures:

1. A Massive Star in NGC 6357（页面存档备份，存于互联网档案馆） with a close-up of Pismis 24.
2. Star Forming Region NGC 6357 （页面存档备份，存于互联网档案馆） showing complex interactions between interstellar winds, radiation pressures and magnetic fields.
# 恆星視差

來自年周視差的恆星視差運動。
恆星視差以秒差距為基礎，這是從太陽到天體的視差為1角秒的距離。 (1天文單位和1秒差距是不同的尺度，1秒差距相當於206,265天文單位。)
**恆星視差**是天文學中因為恆星距離產生視差的效應。它是恆星際尺度的視差，經由天文測量學，視差可以直接測量出一顆恆星與地球的準確距離。它曾是天文學辯論了數百年的議題，但是因為太困難了，在19世紀初期才取得了最接近幾顆恆星的值。即使在21世紀，恆星視差的測量已經達到銀河系的尺度，但大多數的距離測量還是經由紅移的計算或是其它的方法。

視差通常是由地球在軌道上不同的位置，導致觀察到近距離的恆星相對於遙遠的天體移動到不同位置獲得的。經由觀察視差，測量角度和利用三角學，可以測量不同物體在空間中的距離，通常是恆星，但在太空中的其它天體也可以。

因為其它的恆星都非常遙遠，因此測量的角度都非常小，而且需要利用瘦三角形逼近，一個天體的距離 (以秒差距測量) 是視差值 (以角秒測量) 的倒數：
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0

例如，比鄰星的距離是1/0.7687=1.3009秒差距（4.243光年）。 天鵝座61是第一顆成功測量出恆星視差的恆星，是贝塞耳在1838年於柯尼斯堡天文台使用夫琅和費的量日儀測出的。

## 早期的理論和企圖

事實上，因為恆星視差非常小，因此一直未能觀測到 (直到19世紀)，並在近代史中被作為反對日心說的科學論據。很明顯的，如果星星的距離夠遠，從歐幾里得的幾何學是無法察覺的，但由於種種的原因，使這種巨大的距離難以置信：其中之一是為了使缺乏視差的恆星能夠相容，土星軌道和第八領域 (恆星) 之間必須有巨大而不太可能存在的空隙，使得第谷成為哥白尼日心說的主要反對者。

詹姆斯·布拉德雷在1729年首度嘗試測量恆星視差。他以望遠鏡证明恆星的運動是太微不足道的，但他發現了光行差、地軸的章動、和編輯了3222顆恆星的星表。

## 19世紀和20世紀

白塞爾的量日儀。
恆星視差最常使用週年視差來測量，定義是從地球和太陽看見的恆星位置在角度上的差異，也就是一顆恆星在地球繞太陽軌道平均半徑對角上的差別。1秒差距 (3.26光年) 的定義是周年視差為1角秒的距離。周年視差一般是觀察在一年的不同時間裡，通過地球在軌道上移動測量的恆星位置。周年視差的測量是第一個可靠的測量最接近的恆星距離的方法。第一次成功測量出的恆星視差是白塞耳在1838年使用量日儀測出的天鵝座61。

由於測量上的困難，在19世紀結束時只有大約60顆的恆星視差被觀察到，而且多數都是使用動絲測微器。在20世紀初期，使用天文照相底片的天文攝影儀加速了這個過程。自動的底片量測和1960年代更精密的電腦技術使得星表的比對更有效率。 在1980年代，感光耦合元件 (CCD) 取代了照相底片，並且使不確定的因素減少到千分之一角秒。

恆星視差依然是校準其他測量方法的標準 (參見宇宙距離尺度)。基於恆星視差的距離計算需要很精確的測量地球到太陽的距離，現在是以雷達從行星表面的反射為基礎。

在這些計算中所涉及的角度都很小，因此很難衡量。最接近太陽的恆星 (因此這顆恆星有最大的視差)，比鄰星，的視差是0.7687 ± 0.0003角秒。這相當於從5.3公里之外觀察直徑2厘米大小物體的弦所形成的角。

## 太空天文測量學的視差

在1989年，依巴谷衛星發射的主要目的就是觀察近距離恆星的視差和自行，這種方法使可測量數量增加了10倍。即便如此，依巴谷衛星能測量出視差角的恆星距離也只能達到1,600光年，相較於銀河系的直徑只比1%多了一點。歐洲太空總署的蓋亞任務，於2000年推出，2013年3月發射升空，能夠讓視差角的測量精確度達到10微秒 。在2018年釋出的資料中, 能夠繪製出鄰近地球數萬光年內恆星 (與潛在行星) 的位置圖，將包括10億顆恆星的位置、視差、和自行，所有的恆星在紅色和藍色的光度資料都可接受正規的標準誤差。

## 其它基線

太陽在空間中的運動提供了更長的基線，可以增加測量視差的準確性，稱為長期視差。對於銀河盤面中的恆星，這相當於每年平均4天文單位的基線，對銀暈中的恆星是每年40天文單位。經過數十年，這個基線測量的視差數量極可以高於用傳統的地球-太陽距離基線測量視差。不過，因為其它恆星的相對速度是一個未知的不確定值，長期視差也引入了較高的不確定性。當應用在多恆星的樣本時可以減少不確定性，因為精確度反比於樣本數量大小的平方根 。

## 在天文學的其它視差

在天文學上其它項目的視差具有不同的意義，它們有光度視差法、分光視差和力學視差。

## 相關條目

* 自行
* 移動星團法
* 宇宙距離尺度

## 參考資料

* Hirshfeld, Alan w. Parallax: The Race to Measure the Cosmos. New York: W. H. Freeman. 2001. ISBN 0716737116.
* Whipple, Fred L. Earth Moon and Planets. Read Books. 2007. ISBN 1406764132. .
* Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. Introductory Astronomy & Astrophysics 4th. Saunders College Publishing. 1998. ISBN 0030062284. .

## 延伸讀物

* Dyson, F. W. Measurement of the distances of the stars. The Observatory. 1915, **38**: 292. Bibcode:1915Obs....38..292D.
# 太陽望遠鏡

瑞典1米太陽望遠鏡，位於加那利群島拉帕爾瑪島的穆查丘斯罗克天文台。
**太陽望遠鏡**是特殊用途的光學望遠鏡，專門用於觀測太陽。太陽望遠鏡檢測的光波長通常在可見光譜或波長鄰近的光。太陽望遠鏡在過去的名稱包括**日射儀**和**攝影日射儀**。

## 專業的太陽望遠鏡

麦克梅斯-皮尔斯太阳望远镜观测室
太陽望遠鏡需要足夠大的光學元件來達到最佳繞射極限，不同於其他天文望遠鏡的是，太陽望遠鏡無需考量望遠鏡的集光力。然而，最近更新的更窄的濾鏡和更高的幀速率也推動了太陽望遠鏡走向光子匱乏的操作。無論是井上建太陽望遠鏡（Daniel K. Inouye Solar Telescope），還是擬議的歐洲太陽望遠鏡（European Solar Telescope ，EST）都具有更大的孔徑，不僅可以增加解析度，還可以增加集光能力。

由於太陽望遠鏡是在白天運行，而望遠鏡周圍的地面被加熱，導致湍流並降低解析度，因此視相度通常比夜間工作的望遠鏡差。為了緩解這種情況，太陽望遠鏡通常建在塔上，結構被漆成白色。荷蘭開放式望遠鏡建在一個開放的框架上，允許風穿過整個結構，並在望遠鏡的主鏡周圍提供冷卻。

太陽望遠鏡特有的另一個問題是緊密聚焦的太陽光產生的熱量。因此，熱組閣是太陽望遠鏡設計的一個組成部分。對於井上建太陽望遠鏡，熱負荷為2.5 MW/m2，峰值功率為11.4 kW 。這種熱阻隔的目標不僅是要在這種熱負荷下生存下來，而且還要保持足夠的冷卻，以免在望遠鏡的圓頂內引起任何額外的湍流。

專業的太陽觀測站可能具有具有很長焦距的主要光學元件（然而並不總是如此，荷蘭開放式望遠鏡有客製化的設計），和在真空或氦中運行的光路，以消除由於望遠鏡內部對流引起的空氣運動。然而，對於超過1米的孔徑，這是不可能的，此時真空管鏡入射窗口的壓力差會變得太大。因此，井上建太陽望遠鏡和歐洲太陽望遠鏡對圓頂進行主動冷卻，以最大限度地減少望遠鏡內外空氣之間的溫差。

由於太陽穿過天空的路徑很窄，一些太陽望遠鏡固定在適當的位置（有時埋在地下），唯一的活動部分是用來跟踪太陽的定日鏡。 這方面的一個例子是麥克梅斯-皮爾斯太陽望遠鏡（McMath-Pierce Solar Telescope）。

太阳作为距离地球最近的恒星，为在高分辨率情况下研究恒星物理学提供了难得的机会。直到20世纪90年代，它还是唯一能够观测到表面细节的恒星。太陽天文學家感興趣研究课题包括太阳的11年週期（即太陽週期）、太陽黑子、磁場活動（參見太陽發電機）、耀斑、日冕物質拋射、較差自轉和電漿物理學。

### 著名的太陽望遠鏡

* 從1924年開始運作的愛因斯坦塔（*Einsteinturm*）
* 麥克梅斯-皮爾斯太陽望遠鏡（直徑1.6 m，1961–）
* 安德列·塞維尼太陽望遠鏡（口徑90cm，1954-），位於克里米亞
* 多用途自動太陽望遠鏡（口徑80cm，俄羅斯布里亞特共和國）
* 大太陽真空望遠鏡（口徑76cm，1980-，位於俄羅斯貝加爾湖沿岸）
* 麥克馬特-許爾伯特天文台（口徑24"/61cm，1941–1979）
* 瑞典真空太陽望遠鏡（口徑47.5cm，1985–2000）
* 瑞典太陽望遠鏡（口徑1 m，2002–）
* 理查·鄧恩太陽望遠鏡（口徑0.76 m，1969–）
* 威爾遜山天文台
* 荷蘭開放式望遠鏡（口徑45cm，1997–）
* 泰德天文台擁有多架望遠鏡，包括：
	+ 70cm 真空塔式望遠（1989–）和
	+ 1.5 m GREGOR太陽望遠鏡（2012–）
* 古德太陽望遠鏡（1.6 m，2009-）
* 中國大太陽望遠鏡（Chinese Large Solar Telescope，CLST；口徑180 cm，2019–）
* 井上建太陽望遠鏡（DKIST），口徑4m的望遠鏡
* 歐洲太陽望遠鏡（EST），計畫的4m級望遠鏡
* 中國巨大太陽望遠鏡（CGST），計畫中的口徑5-8m望遠鏡。
* 國家大型太陽望遠鏡（NLST），是一架格里高利多用途開放式望遠鏡，計畫在印度建造和安裝，旨在研究太陽的微觀結構。
* 太陽探測器用廣視場成像儀（Wide-Field Imager for Solar Probe），是派克太陽探測器上的雙太陽望遠鏡，用於從太空拍攝太陽附近的日冕。

## 其它型式的天文台

大多數太陽天文台在可見光、紫外線和近紅外波長下進行光學觀察，雖然在其它波長上也觀察太陽現象，但由於大氣層的吸收，而無法從地球表面觀察：

* 太陽X射線天文學：以X射線對太陽觀測
* 多光譜太陽望遠鏡陣列（MSSTA）：1990年代發射火箭攜帶紫外線望遠鏡進入太空進行觀測。
* 萊昂西托天文綜合體：操作著一架次毫米波長的太陽望遠鏡。
* 電波太陽望遠鏡網络（RSTN）：由美國空軍氣象局（557th Weather Wing）維護和運營的太陽觀測站網络。
* 歐洲核子研究中心軸子太陽望遠鏡（CAST）：在2000年代初尋找太陽軸子。

## 業餘的太陽望遠鏡

業餘太陽望遠鏡的例子，配備有Hα濾鏡系統。
使用赫歇尔棱镜和其它方法觀察太陽的圖解。

在業餘天文學的領域，有許多方法用於觀測太陽。業餘愛好者使用從簡單系統的將太陽投射到一張白紙上，使用過濾器、赫歇爾楔型太陽稜鏡將95%的光和熱從目鏡上導離出去，直到Hα濾鏡系統，甚至是自製的分光鏡。與專業望遠鏡相比，業餘太陽望遠鏡通常要小得多。

使用傳統的望遠鏡，在主鏡開口處使用極暗的濾鏡將太陽光降低到可容忍的水準。由於觀察到完整的可用光譜，這被稱為「白光」觀察，而開口濾光片稱為「白光濾光片」。問題在於，即使減少亮度，全光譜白光也傾向於掩蓋與太陽活動相關的許多特定特徵，例如色球（即表面）的突出和細節。專業的太陽望遠鏡通過使用法布里－佩羅干涉儀實現的頻寬濾波器，有助於清晰地觀測這種Hα輻射。

## 相關條目

* 太阳望远镜列表 （地面上的太阳望远镜）
* 太阳圈物理学任务列表 – 太空中的太阳望远镜
* 望遠鏡類型列表
* 日冕仪
* 定日鏡
* 量日儀
* 太阳目测观测镜
* 太阳单色光照相仪
* 太陽單色光觀測鏡

## 參考資料

* *Solar telescopes* （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Wolfgang Schmidt, Scholarpedia,3(4):4333. doi:10.4249/scholarpedia.4333
* CSIRO Solar Heliograph （页面存档备份，存于互联网档案馆） part 2 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Solar Gallery of an amateur astronomer （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Solar Gallery of the Hong Kong Astronomical Society
* Lawrence, Pete. Solar Observing (Part I). Deep Sky Videos. Brady Haran.  [2022-09-19]. （原始内容存档于2013-10-29）.
# 光分

**光分**（英語：light-minute），符號**lm**，指光在真空中一分鐘所行走的距離，1光分等於17987547.48千米。

## 單位換算

### 光秒

* 1 光分 = 60 光秒

### 光時

* 1 光分 = WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 光時

### 光年

* 1 光分 = WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 光年

### 米

* 1 光分 = WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 米

### 公里

* 1 光分 = WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 公里

### 英里

* 1 光分 = WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 英里

### 碼

* 1 光分 = WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 碼

## 相關條目

* 光秒
* 光時
* 光年
# 沃夫數[编辑]

**沃夫數**（也稱為**國際黑子數**、**相對黑子數**或**蘇黎世數**）是用於測量太陽表面的太陽黑子和群組數目的數值。

從1750年開始的沃夫數。
這個計算黑子數目的想法魯道夫·沃夫於1849年在瑞士的蘇黎世提出的，因此以他的名字（或地名）做為名稱，使用黑子數和它們的群數組合，以補償小黑子群對觀測數量的變異。

這個數值已經被研究人員記錄和製成表格累積了近200年，並且發現黑子的活動每9.5至11年附近到達它的極大值（註：依據SIDC最近300年的數據和使用FFT作用於數據得到的最大值平均週期是10.4883年。），這個週期在1843年首度被施瓦貝注意到。

相對數使用下列的公式來計算（每天收集一次黑子活動資料數值）：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
此處*R*是黑子相對數，*s*是單獨計算的黑子數目，*g*是黑子的群數，還有*k*是隨地點和儀器改變的因素（也稱為*天文台因素*）。

## 相關條目

* 太陽活動
* 太陽黑子

## 參考資料

* SIDC, RWC Belgium, World Data Center for the Sunspot Index, 比利時皇家天文台，'year(s)-of-data'.

* The Exploratorium's Guide to Sunspots （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* RWC Belgium World Data Center for the Sunspot Index （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* NASA Solar Physics Sunspot Cycle page and Table of Sunspot Numbers (txt) by month since 1749 CE
# 輻射層

太陽結構的說明圖解。
**輻射層**是恆星內部經由輻射而不是對流的手段向外傳遞能量的區域，能量以電磁輻射，像是光子的形式穿越輻射層。在太陽內部，輻射層位於太陽核心和對流層之間，從0.2至0.71太陽半徑的區間。

物質在輻射層有很高的密度，光子只能自由旅行很短的距離，就會被吸收或散射成另一個粒子，在這個過程中並且會逐漸轉移成較長的波長。由於這個原因，從太陽核心區域離開的γ射線平均要171,000年才能穿越輻射區。在這個範圍內，電漿的溫度從核心的1,500萬K下降，抵達對流層底部時大約是150萬K。

在輻射層內，溫度梯度 ─溫度（*T*）變化是半徑（*r*）的函數─　由下式給出：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
此處，*κ*（*r*）是不透明度，*ρ*（*r*）是物質密度，*L*（*r*）是亮度，和*σ*是斯特藩-玻爾兹曼常數。因此，不透明度（*κ*）和輻射通量（*L*）再在恆星給定的區域內決定輻射是如何有效的擴散和運送能量的因素。高不透明度或高亮度會造成高的溫度梯度，這是能量流動緩慢的結果。在傳輸能量上，對流層會比輻射層更有效率的擴散能量，從而創造出一個更低的溫度梯度，並成為對流層。

對主序星 ─以氫核心的核融合產生能量的恆星，輻射層的位置取決於恆星的質量。質量低於0.3太陽質量的主序星，整個都是對流層，意思是它們並沒有輻射層。從0.3至1.2太陽質量，圍繞著核心區域的是輻射層，上面覆蓋著差旋層，將它與對流層分隔開來。輻射層的半徑是質量的函數，半徑只會隨著質量增加而增加，大約1.2太陽質量的恆星，整顆幾乎都是輻射層。超過1.2太陽質量的恆星，核心區域會成為對流層，在上面覆蓋著輻射層，在對流層的質量會隨著恆星的總質量的增加而增加。

## 註解和參考資料

* SOHO ... **So**lar and **H**eliospheric **O**bservatory （页面存档备份，存于互联网档案馆） — official site of this NASA and ESA joint project.
* Animated explanation of the Radiation zone （页面存档备份，存于互联网档案馆） (University of South Wales).
* Animated explanation of the temperature and density of the Radiation zone （页面存档备份，存于互联网档案馆） (University of South Wales).
# 對流層 (恆星)[编辑]

太陽結構的說明圖解。
顯示太陽和紅巨星結構中對流層的圖解，它們使恆星外層（表面）呈現顆粒狀。
**對流層**是在恆星內部以對流為傳輸能量主要方式的半徑區域。在輻射層，能量經由輻射傳遞。恆星的對流包括內部電漿的質量移動，通常是形成熱電漿上升，冷電漿下沉的迴路。

在史瓦西準則下，恆星內部的不穩定條件會產生對流。一個氣體包裹略微上升就會發現自己處在一個壓力比原本低的環境中，結果是，氣體包裹將會膨脹和冷卻。如果上升的氣體冷却到比新環境周圍的溫度更低，由於它密度比周圍的環境高，在缺乏浮力的情況下，將導致它下沉回到它原來的地方。然而，如果溫度梯度的漸變足夠陡峭（也就是說溫度變化相對於恆星中心的距離是迅速的），或是這種氣體有很高的熱容量（即它的溫度變化相較於體積的擴張是緩慢的），於是上升中的氣體包裹依然比周圍的新環境溫暖和密度較低，它的浮力會導致它繼續上升。發生這種情況的區域，就是恆星的對流層。

質量大於太陽1.3倍的恆星，在核心進行的氫融合成氦的反應是以CNO循環取代了質子-質子鏈反應。CNO循環對溫度相當敏感，所以核心的溫度非常高，但是溫度下降的也很快。因此，核心區域會形成氫燃料與氦產物均勻混合的對流層。這些恆星核心的對流層疊加在熱平衡，但只有少量或沒有混和的輻射層之上。

在質量大約低於10倍太陽質量的恆星，外層會包含一個電離的氫和氦的氣殼，使熱容量增加。由於較重的元素會造成較高的溫度梯度，在這個區域的相對低溫同時造成不透明度。這樣的組合會在外面也造成一個對流層，在太陽最表面可以看見的就是米粒組織。低質量的主序星，像是質量低於0.35太陽質量的紅矮星，以及還在林軌跡上的前主序星沒有輻射層，整顆恆星都是對流層。

## 相關條目

* 恆星的對流
* 恆星磁場

## 參考資料

### 一般參考資料

* Hansen, C. J., Kawaler, S. D., & Trimble, V. Stellar Interiors. Springer. 2004. ISBN 0-387-20089-4.
* Zeilik, M. & Gregory, S. A. Introductory Astronomy and Astrophysics. Brooks Cole. 1998. ISBN 978-0-03-006228-5.

* Animated explanation of the Convection zone （页面存档备份，存于互联网档案馆） (University of South Wales).
* Animated explanation of the temperature and density of the Convection zone （页面存档备份，存于互联网档案馆） (University of South Wales).
# 暗星雲[编辑]

在發射星雲IC 434的襯托下，使馬頭星雲變得格外明顯。作為最容易觀測到的暗星雲之一，馬頭星雲常被視為暗星雲的典型例子。其特殊的外形是受到鄰近恆星所發出的輻射影響而形成
當沒有明亮物體時，暗星雲就會呈現像這樣黯淡無光的狀態。位於天鷹座的巴納德142和143由於組合成的樣貌近似於英文字母「E」，因而被天文學家暱稱為「E星雲」。其中「E」的上半部是143，142則是下半部
**暗星雲**（英語：**Dark nebula** 或 **Absorption nebula**）是本身不會發光的一種星際雲，內部極濃密的氣體和微塵使這類星雲具有很大的密度，足以遮蔽來自後方發射星雲或反射星雲（例如馬頭星雲），或是遮蔽背景的恆星（例如煤袋星雲）。因此暗星雲通常只有在附近有明亮的星雲時，才會被明顯觀測到。

當宇宙中某個區域的物質密度特別高時，其形成的重力會使愈來愈多的氣體和微塵聚集在一起，長時間下便會形成暗星雲。暗星雲沒有外型、大小和範圍上的明確定義，有時會形成複雜的蜒蜒形狀；大型的暗星雲直徑可達數十光年，以肉眼就能看見，例如從地球看見的大裂縫，便是由遮蔽銀河系中央眾多恆星的光的一連串重疊暗星雲所組成。

天文學上的消光通常來自大的分子雲內溫度最低、密度最高部份的星際塵埃顆粒。大而複雜的暗星雲聚合體經常與巨大的分子雲聯結在一起，小且孤獨的暗星雲被稱為包克球。

由於暗星雲內部的物質密度極高，對於形成新恆星而言含有豐富的原料，因此常是新恆星的誕生場所。暗星雲內形成的新恆星會透過恆星風（如太陽風），驅散周圍的氣體和微塵，而暗星雲內的物質也會因此愈漸稀薄，最後常會成為被內部恆星照亮的發射星雲或反射星雲。除了恆星形成外，暗星雲內也常是邁射的來源場所。

## 相關條目

* 暗星雲表

## 參考來源
# 棒旋星系

NGC 1300，幾乎以正面朝向的星系。哈伯太空望遠鏡的影像。
美国NASA哈伯太空望遠镜拍摄的棒状旋转星云NGC 1672。
星系UGC 12158的照片。這是被認為是在外觀上最類似於銀河系的星系。
**棒旋星系**（英語：Barred spiral galaxy），或稱為**棒狀旋星系**，指的是中間具有由恆星聚集組成短棒形狀的螺旋星系。大約三分之二的螺旋星系是棒旋星系。短棒通常會影響在棒旋星系裏的恆星與星際氣體的運動，它也會影響旋臂。棒旋星系的旋臂則看似由短棒的末端湧現。而在普通的螺旋星系，恆星都是由核心直接湧出的。

## 分類

棒旋星系在星系分類法以符號SB（旋臂帶狀）表示。子分類是基於螺旋臂的開合程度，分類如下：

* SBa型態具有緊密綁定的螺旋臂
* SBc型態則是另一個極端，其螺旋臂綁定較為鬆散
* SBb星系位於兩者之間
* SBm描述了稍微不規則的帶狀螺旋星系
* SB0是帶狀透鏡狀星系
* SAB表示从较弱的棒状结构两端向外延伸，又称“中间螺旋星系”或者“半棒旋星系”

## 例子

| 名稱
 | 類型
 | 所屬星座
 |
| --- | --- | --- |
| Dwingeloo 1
 | SBb
 | 仙后座
 |
| M58
 | SBc
 | 室女座
 |
| M91
 | SBb
 | 后髮座
 |
| M95
 | SBb
 | 獅子座
 |
| M109
 | SBb
 | 大熊座
 |
| Maffei 2
 | SBb
 | 仙后座
 |
| 銀河系
 | SBbc
 | （我們自身所屬星系）
 |
| NGC 55
 | SBc
 | 鯨魚座
 |
| NGC 1300
 | SBbc
 | 波江座
 |
| NGC 1365
 | SBc
 | 天爐座
 |
| NGC 253
 | SBc
 | 玉夫座
 |
| M83（南風車星系）
 | SABc
 | 長蛇座
 |
| NGC 4945
 | SBcd
 | 半人马座
 |

* 活動星系

* Britt, Robert Roy. "Milky Way’s Central Structure Seen with Fresh Clarity." （页面存档备份，存于互联网档案馆） SPACE.com （页面存档备份，存于互联网档案馆） 2005-08-16。
	+ An article about the Spitzer Space Telescope's Milky Way discovery
* Devitt, Terry. "Galactic survey reveals a new look for the Milky Way." 2005-08-16。
	+ The original press release regarding the article above, from the 威斯康星大学
* SPACE.com staff writers. "'Barred' Spiral Galaxy Pic Highlights Stellar Birth." （页面存档备份，存于互联网档案馆） SPACE.com （页面存档备份，存于互联网档案馆） 2001-03-02。
* Hastings, George and Jane Hastings. Classifying Galaxies: Barred Spirals，1995年。
* Buta, Ronald, D. A. Crocker, and G. G. Byrd. "Astronomers Find Multiple Generations of Star Formation in Central Starburst Ring of a Barred Spiral Galaxy." 2000-01-15。
	+ A press release concerning NGC 1326
* Barred spirals come and go （页面存档备份，存于互联网档案馆） *Sky & Telescope* 2002-04。
* "ESO Provides An Infrared Portrait of the Barred Spiral Galaxy Messier 83." Archive.today的存檔，存档日期2013-02-02 2001-11-29。
	+ A press release from the 欧洲南方天文台。
# 星前核心[编辑]

**星前核心**是新恆星誕生的场所，是低質量恆星形成的一個早期階段，在由引力坍縮產生一個中心原恆星之前。星前核心的空間分布顯示了它們的形成歷史和它們對創造它們的物理控制的敏感性。

我們銀河系的恆星多數都在巨大的分子雲內形成星團和星群。這些分子雲是動盪不安的，顯示超音速線寬和複雜的磁場在雲中發揮至關重要的作用。星前核心在分子雲內的性質幫助了解大尺度的恆星形成過程。

## 參考資料
# 不规则星系[编辑]

NGC 1427A是不規則星系的一個例子。這是一個距離約5,200萬光年的第一型不規則星系（Irr-1）.
**不規則星系**是一種沒有明顯規則形狀的星系，外觀既不像螺旋也不像橢圓。它們在外觀上是混亂的，既沒有核凸起，也沒有任何螺旋臂結構的痕跡。

總體而言，認為它們佔所有星系的四分之一左右。一些不規則星系可能曾經是螺旋星系或橢圓星系，但由於不均勻的外部引力而變形。不規則星系可能含有大量的氣體和塵埃。但對矮不規則星系而言，卻不一定是如此。

不規則星系通常很小，質量大約是銀河系的十分之一。由於它們的大小不夠大，很容易受到環境的影響，例如與大型星系和星系際空間中的雲氣碰撞。

## 類型

有三種主要類型的不規則星系：

* 第一型不規則星系（**Irr I**）：具有一些結構，但不足以將其明確地放入哈伯序列中。
	+ 具有一些螺旋結構的子型，稱為麥哲倫型星系（**Sm**）。
	+ 沒有螺旋結構的子型，稱為**Im'"星系。 第二型不規則星系（**Irr II**）：它似乎沒有任何結構可以將其放入哈伯序列中。

* 矮不規則星系（**dIrr**）：是外觀不規則的矮星系。現在認為這種類型的星系對於理解星系的整體演化很重要，因為它們往往具有较低的金屬量和相對高的氣體含量，並且被認為類似於最早充斥於宇宙中的星系。在哈伯深領域探測中發現的暗藍星系（faint blue galaxies）可能是該局部區域的代表星系，因此是最早期的星系。

一些不規則的星系，特別是麥哲倫類型，是被較大的鄰居引力扭曲的小螺旋星系。

## 麥哲倫雲

大、小麥哲倫雲曾經都被歸類為不規則星系。現在，大麥哲倫雲已經重新分類為SBm型（棒旋麥哲倫螺旋星系）。 小麥哲倫雲儘管它確實包含棒狀結構，在目前的星系型態分類下仍被歸類為Im型的不規則星系。

## 圖集

* 藍緻密矮星系ESO 338-4。
* 距離大約2,500萬光年，位於南天星座孔雀座的IC 4710。
* ESO 486-21是一個螺旋星系，但具有一些不規則和不明確的結構。
* 不規則星系IC 3583被發現有棒狀分布的恆星穿過其中心。
* 在天貓座的NGC 2337 是一個不規則星系，距離大約2,500萬年。
* 位於大熊座的UGC 4459是一個不規則的矮星系，距離地球約1,100萬光年。
* 被稱為PGC 18431的矮不規則星系。
* IC 559是歸類為Sm型的星系。
* 不規則矮星系PGC 16389。遮蔽了其鄰近的星系APMBGC 252 + 125-117的一部分。

## 相關條目

* 矮星系
* 矮橢圓星系
* 特殊星系
* 星系型態分類

## 參考資料
# 长城 (天文学)[编辑]

**长城**（**Galaxy Wall**），或譯為**巨牆**，是一個關於宇宙大尺度構造的天文學名詞。1989年在天文學家瑪格利特·蓋勒（Margaret Geller）和約翰·修茲勞（John Huchra）試著標示約一萬五千個星系（和地球所在的銀河系一樣層級的星系）的分布時，發現星系、星系團的分布，即使在大尺度下，也並不是以往所想像的均勻分布，反而連結成條狀結構。兩位天文學家當時所標示出來的那個天文學長城，離地球的銀河系足足有兩億光年之遙。它有五億光年長、三億光年寬，並且有一千五百萬光年那麼厚。

在其他天文學家試著以其他的剖面繪製星系、星系團的分布圖時，也發現了相同的疏密不均、具有密集與空洞處的情況，而且目前尚未發現比長城更大的宇宙構造。因此目前一般相信大尺度的宇宙結構為泡狀，也就是宇宙空洞结构。

照這些剖面圖看來，銀河系和本星系群也位於星系團密集處，因此一般預料我們所在的銀河系也位於某條長城上（参见巨引源）。然而「本」長城有多長、多寬、多厚，目前卻不得而知，因為本长城延伸方向恰好在银河系的隐匿带上，被银河系中大量的宇宙塵和宇宙氣體遮擋，以至於無法觀測。

關於長城和泡狀結構的起源，目前的假設之一和暗物質有關。就像太陽系形成過程中有些氣體形成行星、有些則失敗而散成小行星或彗星一樣，那些泡狀「空洞」中的質量可能大規模地形成暗物質而不是星系群，而只有在邊緣、也就是泡壁之處的質量有機會大量地形成星系群。

* 星系絲狀結構
* 空洞
* 巨引源
* CfA2長城
* 史隆長城

* 星系群分布、長城與空洞圖：圖可以參考，但是下方的圖說可能有翻譯錯誤，這張圖的半徑應該是500 millon也就是五億光年才對。Local Group的翻译也应该是本星系群而不是本超星系团。
# 空洞 (天文学)[编辑]

宇宙立方體中的物質分佈。 藍色纖維結構代表物質（主要是暗物质），中間的空白區域代表宇宙空洞。
在天文学裡，**空洞**或**巨洞**（英語：Void）指的是纖維狀結構之间的空间，空洞与纖維狀結構一起是宇宙组成中最大尺度的结构。空洞中只包含很少或完全不包含任何星系。一个典型的空洞直径大约为11至150个百万秒差距；特别的，对于空間等同超星系團的大型空洞，时常被称为**超级空洞**或**超空洞**。

## 大型空洞列表

另见：大型空洞列表

1994年的一次宇宙观测列出了地球附近740个百万秒差距内的全部27个超级空洞；以下列出全部：

| # | 名稱 | 距离（**百萬秒差距**） | 直径（**百萬秒差距**）
 |
| --- | --- | --- | --- |
| 1 |  | 134 | 88
 |
| 2 |  | 207 | 96
 |
| 3 |  | 216 | 72
 |
| 4 |  | 241 | 86
 |
| 5 |  | 129 | 92
 |
| 6 |  | 236 | 72
 |
| 7 |  | 248 | 100
 |
| 8 |  | 201 | 76
 |
| 9 | 南方本超空洞 | 96 | 112
 |
| 10 |  | 246 | 144
 |
| 11 |  | 160 | 92
 |
| 12 |  | 227 | 106
 |
| 13 |  | 246 | 94
 |
| 14 |  | 167 | 68
 |
| 15 |  | 241 | 98
 |
| 16 |  | 222 | 74
 |
| 17 |  | 216 | 94
 |
| 18 |  | 119 | 102
 |
| 19 |  | 119 | 108
 |
| 20 | 牧夫座空洞 | 216 | 78
 |
| 21 |  | 143 | 116
 |
| 22 |  | 246 | 96
 |
| 23 |  | 219 | 72
 |
| 24 | 北方本超空洞 | 61 | 104
 |
| 25 |  | 198 | 74
 |
| 26 |  | 246 | 80
 |
| 27 |  | 241 | 70
 |

## 宇宙地图

以地球為中心，十億光年尺度的宇宙，顯示出本超星系團由許多空洞(红色字体)和細絲組成。
## 注釋

* 宇宙家族历史:空洞 （页面存档备份，存于互联网档案馆）

* Lindner, U.; Fricke, K.J.; Einasto, J.; Einasto, M. Void Hierarchy in the Northern Local Void. Symposium - International Astronomical Union. 1999, **183**: 185–190. ISSN 0074-1809. doi:10.1017/s0074180900132516.
* M. Einasto, J. Einasto, E. Tago, G. B. Dalton, H Andernach: *The structure of the Universe traced by rich clusters of galaxies.*, Mon. Not. R. Astron. Soc. 269, 301（1994）
# GN-z11[编辑]

| GN-z11 |
| --- |
| 疊加在大天文台起源北部星系深空巡天調查影像上的GN-z11。 |
| 观测资料（J2000 曆元） |
| 星座 | 大熊座 |
| 赤经 | 12h 36m 25.46s |
| 赤纬 | +62° 14′ 31.4″ |
| 紅移 | 7001110900000000000♠11.09+0.08 −0.12 |
| 徑向速度 | 295,050 ± 119,917 km/s（183,336 ± 74,513 mi/s） |
| 距离 | * ≈32 × 109 ly（9.8 × 109 pc）    （當前同移距離）
* ≈13.4 × 109 ly（4.1 × 109 pc）    （光行程）
 |
| 特征 |
| 类型 | 不規則星系 |
| 质量 | ~1×109 *M*☉ |
| 大小 | 4,000 ± 2,000 ly（1,200 ± 610 pc） |
| 其他名称 |
| GN-z10-1、GNS-JD2 |
|

**GN-z11**是一個在大熊座發現的高紅移星系，為目前已證實的可觀測宇宙中最古老、最遙遠的已知星系。GN-z11的光譜紅移值為*z* = 11.09，相當於約32 × 109光年（9.8 × 109秒差距）的同移距離。

“GN-z11”一名來源於其在大天文台起源北部星系深空巡天調查（GOODS-North）中的位置及其高宇宙學紅移數（GN + z11）。GN-z11被觀察到它存在於約134億年前，即大爆炸之後的4億年就已形成。因此，GN-z11與地球之間的距離有時會被不恰當地報導為134億光年（即光行程）。

## 概要

GN-z11星系是在哈勃太空望遠鏡的宇宙組合體近紅外深河外星系遺跡巡天調查（CANDELS）以及史匹哲太空望遠鏡的大天文台溯源深空巡天（GOODS-North）研究小組分析數據時確定的。研究小組使用哈勃太空望遠鏡的第三代廣域照相機通過光譜資料分析光到GN-z11的距離（即將光分解成其組成色用以測量空間的度規膨脹所引起的紅移）。2016年3月公佈的調查結果顯示，在哈勃望遠鏡可以觀察到的距離極限下，該星系比原先想像的還要遠。GN-z11比最遙遠天體的先前記錄保持者EGSY8p7早大約1億5千萬年出現，且被觀察到“非常接近所謂的宇宙的黑暗時期”並且“極其接近再電離過程的初期階段”。

GN-z11的大小是銀河系的1⁄25（4%），質量是銀河系的1％，且形成新恆星的速度大約是銀河系的20倍。其所屬恆星年齡估計為4千萬年。由於GN-z11在首顆恆星形成後便能夠大規模膨脹，故此次發現對當前的星系形成理論模型提出了不小的挑戰。

## 參考資料

|  |  |  |
| --- | --- | --- |
| 前任者： EGSY8p7
 | **最遙遠天體** 2016-2022
 | 繼任者： HD1 （尚未證實） |
| 前任者： EGSY8p7
 | **最遙遠星系** 2016-2022
 | 繼任者： HD1 （尚未證實） |
# 半人马座ω[编辑]

| NGC 5139 |
| --- |
|
半人馬座ω核心的一小塊區域就包含了50,000顆恆星(NASA/STScI) |
| 觀測數據（J2000 曆元） |
| 星座 | 半人马座 |
| 赤經 | 13h 26m 45.89s |
| 赤緯 | -47° 28′ 36.7″ |
| 距離 | 18.3 ± 1.1 kly (5.6 ± 0.3 kpc) |
| 視星等（V） | +5.33 |
| 視直徑（V） | 36′.3 |
| 物理性質 |
| 半徑 | 86 ± 6 ly |
| 估計年齡 | ~12 Gyr |
| 其它名稱 | NGC 5139, GCl 24, ω Centauri |
| 參見：球狀星團，球狀星團表 |

**半人馬座ω**或**NGC 5139**（**奧米茄星團**，中文名**库楼增一**），是一個曾被誤認為恆星，環繞著銀河系的球狀星團。它是銀河系內最大的球狀星團，於1677年被愛德蒙·哈雷發現，也是迄今所知最大的，且少數能以肉眼看見的。半人馬座ω距離地球約18,300光年，包含有數百萬顆第二星族的恆星，年齡大約120億歲。

半人馬座ω是拜耳命名法的名稱，並不因為不是單獨的恆星而變更傳統的名稱。

在大量觀測之後，發現半人馬座ω不同於其他的球狀星團：首先，它包含幾種不同世代的恆星，在澳洲國立大學天文與天文物理研究所指導研究生的勞拉史丹佛領導學生研究半人馬座ω內的恆星，推測他可能是一個比現在要大數百倍的矮星系核心，被我們的銀河扯碎和吸收掉了。在萊登大學的設計理論模型的格倫范德瓦也認同這種推論。

## 中心黑洞

2024年，一组天文研究声称在NGC 5139中心发现了一个8200倍太阳质量的中等质量黑洞。这项研究期初震动了天文界，因为虽然恒星质量黑洞与星系中心的超大质量黑洞早已经被证实广泛存在，中等质量黑洞一直未被发现。研究人员通过哈勃太空望远镜20年的拍摄数据，定位到了星团中央七颗异常高速运动的恒星，通过对轨道的计算，认为这里存在一颗中等质量黑洞。然而，另一项最新的研究认为这几颗高速恒星是由一团恒星级黑洞群集体影响的，而非单个的中等质量黑洞。

## 相關條目

* 人馬座矮橢球星系
* 大犬座矮星系
* M54
* 馬亞爾II
* M4（另一個能以肉眼看見的球狀星團）
* M5（在極端良好的條件下，能以肉眼看見的另一個球狀星團）
* 天王星（曾被誤認為恆星的行星）

* StarDate: Omega Centauri Fact Sheet （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Hubblesite - Peering into the core of a globular cluster （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Omega Centauri: Former Core of a Dwarf Galaxy?
* Omega Centauri: Proud Cluster or Sad Remnant? （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Omega Centauri at ESA/Hubble - link not operational （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Omega Centauri on Wikisky.org - Link not operational （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Omega Centauri, Galactic Globular Clusters Database page （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* WikiSky上关于半人马座ω的内容：DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, 氢α, X射线, 天文照片, 天图, 文章和图片
* Omega Centauri at Constellation Guide （页面存档备份，存于互联网档案馆）

## 參考資料
# 地球的年齡[编辑]

地球
**地球年齡**是指自太陽系的形成與演化中吸積開始後至今所經歷的地球歷史時間，當今天文及地質學界理論和觀測皆一致認為這個年齡介於45－46億年之間。

研究顯示，該時間點落在距今45.4億年前，誤差小於1%。年齡的測量是對隕石採用放射測年進行。這與地球上的最古老的岩石和月球的月岩測定結果一致，意即月球與地球同齡。除此之外，也有測量是運用地球內的放射性元素和它衰變生成的同位素，其大致結果相同。

* 地球歷史
* 太陽系年齡
* 宇宙年齡
* 宇宙歷史
* 宇宙形成年表

## 參考文獻

## 參考書籍

* G. Brent Dalrymple. *The Age of the Earth*. Stanford University Press. 1991. ISBN 0804715696.

* 地球的年齡有多大（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Geologic Time: Age of the Earth（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 研究称地球年龄比太阳系小6200万岁（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 核宇宙編年學[编辑]

**核宇宙編年學**，也稱為**宇宙編年學**，是相對來說使用較新的技術來確定天文物理物件和事件的時間尺度。這種技術使用重放射性核種的豐度計算天文物件形成的年齡，類似於地質年代學領域內時髦的岩石定年。

核宇宙編年學已經成功的使用計算出太陽的年齡（7001457000000000000♠45.7±0.2億年）和銀河薄盤面的年齡（7017277706880000000♠(8.8±1.8)×109 y），以及其它的。它也曾用來估計銀河系本身的年齡，例如最近對银晕中凱雷爾星(Cayrel's Star)所做的研究。精確度的限制因素來自被觀測天體的暗弱程度，更重要的或許是，參予r-過程元素的原始豐度不確定性。

## 歷史

核宇宙編年學的首次使用是在1929年，由欧内斯特·卢瑟福（Ernest Rutherford）所提出，他在發現鈾有兩種半衰期不同的天然放射性同位素後不久，就試圖利用比值來判斷鈾的產生時間。 他假設鈾是在同一時刻產生的，因此認為兩者的豐度相等，並運用天體物理學的錯誤假設，推算出約60億年的錯誤年齡。他開創了用放射性母元素及其穩定衰變產物的豐度比值來計算年齡的想法。

根據同事們撰寫的悼念文章，現代核宇宙時代學的很大一部分都是從約翰·雷諾茲（物理學家）（John Reynolds）和他的學生的工作中成長起來的。

與模型無關的技術是在1970年開發的。

## 相關條目

* 天文化學
* 地质年代学
* Cayrel's Star (CS31082-001)
* 金屬量
* 核合成
* 放射性定年法
* 恆星演化
* 太陽

## 參考資料與延伸讀物

* Bahcall et al. (1995, Reviews of Modern Physics 67, 781)
* del Peloso et al., "The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology I. Determination of Th/Eu abundance ratios." *Astronomy & Astrophysics*, 434, (2005) 275.
* del Peloso et al., "The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology II. Chronological analysis." *Astronomy & Astrophysics*, 434, (2005) 301.
* del Peloso et al., "The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology III. Extended sample." *Astronomy & Astrophysics*, 440, (2005) 1153.
* ESO Press Release 02/01: "First Reading of a Basic Cosmic Chronometer with UVES and the VLT." (Accessed 3/8/06)
* Hill et al., "First Stars. I. The extreme *r*-element rich, iron-poor halo giant CS 31082-001" *Astronomy & Astrophysics*, 387, (2002) 560-579. (Accessed 3/8/06) （页面存档备份，存于互联网档案馆）