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# 阿里·伊本·里德旺[编辑]

| Ali Ibn Ridwan  |
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| 14世紀有關阿里·伊本·里德旺的形象 |
| 出生 | 988年 吉薩 |
| 逝世 | 1061年 阿拔斯帝國巴格達 |
| 職業 | 物理學家, 天文學家, 占星家 |
| 國籍 | 埃及 |
| 代表作 | 紀錄超新星SN 1006 |

**阿里·伊本·里德旺**（أبو الحسن علي بن رضوان المصري）是一位埃及裔阿拉伯人，出生於吉薩，是一名醫生、占星家和天文學家。

## 生平

他是古希臘醫學的評論員，尤其是蓋倫。然而，他更出名的是對SN 1006超新星（最亮的超新星）提供最詳細的描述，這是他在1006年觀測到的重大事件。

他以Hali、Haly 或Haly Abenrudian的名義被歐洲作家引用。根據A·C·克龍比的說法，他也對歸納理論做出了貢獻。他與另一位醫生巴格達Ibn Butlan進行了一場著名的辯論。

## 參考資料

 维基共享资源上的相關多媒體資源：阿里·伊本·里德旺

* History of Islamic Science （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 2001 Columbia dissertation by Jennifer Ann Seymore *The Life of Ibn Ridwan and his commentary of Ptolemy's Tetrabiblos*; not open link
* James H. Holden. Arabian Astrology. 1996  [2006-10-09]. （原始内容存档于2006-10-09）.
* Ali ibn Ridwan: On the Prevention of Bodily Ills in Egypt (PDF). 由Michael W. Dols翻译. 2006-09-12  [2009-03-03]. （原始内容 (PDF)存档于2011-01-03）.
* Margaret Donsbach. The Scholar's Supernova. Saudi Aramco World. July–August 2006  [2009-03-04]. （原始内容存档于2009-02-07）.
# 远地点[编辑]

**远地点**（Apogee）是一个天文学上的用语，用来指地球卫星在绕地飞行时与地球最远的距离。

地球卫星包括月球以及为数众多的人造卫星。根据天文物理学和数学原理，卫星在绕主星運行时的轨道是一个椭圆。

地球位于椭圆的两个焦点位置中的一个。以椭圆的两个焦点为横轴画一条直线，其与卫星轨道产生两个交点，其中距离地球最近的称为近地点，距离地球最远的称为远地点；通常在遠地點時，衛星運行的角速度最慢。

## 相關條目

* 拱點
* 橢圓軌道
# 巴塔尼

| 巴塔尼 |
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| 一位现代画家想象中的巴塔尼手持星盘的画像 |
| 出生 | c. 858 CE 哈兰 |
| 逝世 | 929 CE Qasr al-Jiss（薩邁拉附近） |
| 居住地 | 伊斯兰世界 |
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| 學術背景 |
| 受影響自 | 托勒密 |
| 學術工作 |
| 年代 | 伊斯兰黄金时代 |
| 主要領域 | 数学、天文学、占星术 |
| 著名作品 | *Kitāb az-Zīj* |
| 著名思想 | 三角学 |
| 施影响于 | 阿布·瓦法、比魯尼、哥白尼 |
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**阿布·阿卜杜拉·穆罕默德·本·贾比尔·本·锡南·哈兰尼·巴塔尼**（阿拉伯語：أَبُو عَبْدِ اللَّهِ مُحَمَّدْ بْنْ جَابِرْ بْنْ سَنَّانْ اَلْحَرَّانِي اَلْبِتَّانِي，约858年—929年），一般简称为**巴塔尼**（阿拉伯語：البتاني），阿拉伯帝國時期的穆斯林天文家、数学家。欧洲人称之为**阿尔巴特尼乌斯**（拉丁語：Albategnius）。

巴塔尼主要从事天文测量工作。他发现了太阳远地点的进动，并测量出了黄赤交角。他改进了托勒密的《天文集》，用三角学取代了传统的几何计算。他的作品《天文論著》影响了欧洲的天文学家哥白尼。

## 参考资料
# 萨比特·伊本·库拉

**萨比特·伊本·库拉**（阿拉伯語：ثابت بن قرة，826年2月18日—901年），是一位敘利亞阿拉伯數學家、醫生、天文學家和翻譯家，在9世紀下半葉阿拔斯王朝统治時期住在巴格达。

萨比特·伊本·库拉在代數、幾何和天文學方面取得了重要的發現。 在天文學中，塔比被認為是托勒密體系的第一批改革者之一，在力學中，他是靜力學的創始人。
# 中古史[编辑]

莱昂纳多·布鲁尼是文艺复兴时期的历史学家，他帮助发展了中世纪这一概念。
**中古史**（也称**后古代史**、**前现代史**）是历史学划分出来的一段时期的历史。欧洲历史学界一般把历史分为三个阶段——古代、中世纪和近代，而后古代与中世纪是完全对应的，它位于古代史与现代史中间。不同地区的后古代时期也不同，通常开始于公元200-600年，结束于1200-1500年。这段时期的主要古代文明依次为汉朝（结束于220年）、西罗马帝国（476年）、笈多王朝（550年代）和萨珊王朝（651年）。这一时期在中国大致对应于帝制时期中段的隋、唐、宋等朝代。但依照中华人民共和国的官方史學，在中国史中，往往以1840年为分界线，之前称古代，之后称近代或现代，因而对这一时期并没有相应的称呼。这一时期主要的特点包括，来自中亚的入侵，世界三大宗教（基督教、伊斯兰教和佛教）的发展，以及不同文明间的贸易和军事接触。

## 概念及划分

在历史研究中，最普遍的方式是将历史划分为古代史、中古史和现代史三个阶段。中古史是居中的一段，对应于欧洲的中世纪。但人文历史学家认为，文艺复兴只不过将人类的知识恢复到了古代的水平，因此应当跳过中世纪这一时期。

## 时间线

*时间为大致范围（根据影响），进入相应条目以获取详细信息*
  中世纪的划分   中世纪主题   其它
## 成就

著作
《一千零一夜》
《民法大全》
《西厢记》
《源氏物语》
《自修的哲学家》
数学家
婆罗摩笈多
花拉子米
卡拉吉
斐波那契
奥里斯姆
科学家
海什木
比鲁尼
罗吉尔·培根
哲学家
伊本·西那
安萨里
托马斯·阿奎那
彼特拉克
朱熹
迦比尔
画家
乔托
白扎德
董源
天文学家
阿卜杜勒-拉赫曼·苏菲
纳西尔丁·图西
苏颂
诗人
鲁米
欧玛尔·海亚姆
但丁
乔叟
李白
旅行家
马可·波罗
伊本·白图泰
历史学家
伊本·赫勒敦
莱昂纳多·布鲁尼
建筑
科尔多瓦主教座堂
沙特尔主教座堂
吴哥窟
马丘比丘

|  |  |  |
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| 前任： **古代史** | **后古代史** 6世紀～16世紀
 | 繼任： **近世** |
# 尼古拉-路易·德·拉卡伊[编辑]

| 尼古拉-路易·德·拉卡伊 |
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| 出生 | (1713-03-15)1713年3月15日 法國吕米尼 |
| 逝世 | 1762年3月21日(1762-03-21)（49歲） 法國巴黎 |
| 国籍 | 法國 |
| 公民权 | 法國 |
| 母校 | 利雪学院 纳瓦拉学院 |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 天文學 |
| 机构 | 馬薩林學院 |
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**尼古拉-路易·德·拉卡伊**（法語：Nicolas-Louis de Lacaille，法語發音：[nikɔla lwi də lakaj]，1713年3月15日—1762年3月21日），法國天文學家。

## 生平

他少年亡父，家境貧困，曾在巴黎利雪学院（Collège de Lisieux）修讀修辞学与哲学，后于纳瓦拉学院（Collège de Navarre）修讀神學。雖然他接受了執事的命令，但他因卡西尼的贊助而獲得了工作，並且專注於科學。首先是從南特到巴约讷的沿海勘測。後來，在1739年，重新測量子午線的法國弧。這項艱鉅的任務花了他兩年的時間，有賴於拉卡伊自己的技巧，成功修正了卡西尼在1718年出版的異常結果，因此奥尔日河畔瑞维西市給他頒發了一個金字塔。他獲獎勵進入學術界，在馬薩林學院擔任數學教授。在那裡，他可以根據自己的需要在小小的天文台工作。

他提出他渴望觀察南半球的天空。1750年，他前往好望角的天文遠征正式地被認可。眾多觀測結果之中就是月球和太陽位差（以火星作為中介）、子午線的南非弧的首次測量和一萬個南天星星的觀測。1754年，在他返回巴黎的途中，他發現自己成了公眾關注的對象而感到苦惱。他選擇離開馬薩林學院。

1762年，他因痛風和過度勞累而逝世。

## 科學貢獻

他羅列出近一萬顆南天星星，包括42個星雲的巨大天體目錄，所以引起了世人的注意。他的目錄《Coelum Australe Stelliferum》於身後的1763年出版。他創建了14個新星座，而這些星座都流傳至今成了標準。他並且計算了橫跨1800年的星食表。

## 重要著作

* *Astronomiae Fundamenta*（1757），包括了398顆星星的標準目錄，由弗朗西斯·贝利重新修定（Memoirs Roy. Astr. Society, v. 93）
* *Tabulae Solares*（1758）
* *Coelum australe stelliferum*（1763）讓·多米尼克·馬拉爾迪（J. D. Maraldi）著，包含了一萬顆星星和14個新星座的描述
* *Observations sur 515 étoiles du Zodiaque*（published in t. vi. of his *Ephémérides*, 1763）
* *Leçons élémentaires de Mathématiques*（1741）, frequently reprinted
* ditto *de Mécanique*（1743）, &c.
* ditto *d'Astronomie*（1746）, 4th edition augmented by Lalande (1779)
* ditto *d'Optique*（1750）, &c.

## 參考文獻

* David S. Evans: *Lacaille: astronomer, traveller; with a new translation of his journal*. Tucson: Pachart, 1992 ISBN 0-88126-284-6
* N.L. de La Caille: *Travels at the Cape, 1751-53: an annotated translation of Journal historique du voyage fait au Cap de Bonne-Espérance ...*; transl. and ed. by R. Raven-Hart. Cape Town: A.A. Balkema for the Friends of the South African Library, 1976 ISBN 0-86961-068-6
# 亚历克西·克洛德·克莱罗[编辑]

| 亚历克西·克洛德·克莱罗 |
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| 亚历克西·克洛德·克莱罗 |
| 出生 | (1713-05-13)1713年5月13日 法蘭西王國巴黎 |
| 逝世 | 1765年5月17日(1765-05-17)（52歲） 法蘭西王國巴黎 |
| 国籍 | 法國 |
| 知名于 | 克莱罗方程 克莱罗定理 |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 数学 |
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**亚历克西·克洛德·克莱罗**（法語：Alexis Claude Clairaut，法語發音：[alɛksi klod klɛʁo]，1713年5月13日—1765年5月17日），法国数学家、天文学家、地球物理学家。

## 生平

克莱罗出生于法国首都巴黎，父亲是一位数学教师。克莱罗很小就显示了数学方面的天赋，在其父亲的指导下，克莱罗12岁就写了一篇有关四次曲线的论文。16岁时又完成了《关于双重曲率曲线的研究》（*Recherches sur les courbes a double courbure*）一书（此书于1731年出版），这部著作得到了法国科学院的重视，因此克莱罗18岁时就被破格选为法国科学院院士。

## 數學與科學方面的貢獻

1736年，克莱罗跟随皮埃尔·莫佩尔蒂所率领的探险队前往北欧拉普兰进行子午线长度测量，此次结果证明了地球是扁球形。从北欧归来后，克莱罗于1743年发表了《关于地球形状的理论》（*Théorie de la figure de la terre*），在这部著作中首次阐述了地球几何扁率与重力扁率的关系，即著名的克莱罗定理。该定理为为利用重力资料研究地球形状奠定了基础。

### 幾何學

克莱罗在1741年撰寫了《幾何學基礎》（*Èléments de Géométrie*）一書。此書揭櫫了基本的幾何概念。在1700年代，一般學生普遍認為幾何學相當複雜難懂，是一門枯燥的科目。克莱罗見到這樣的潮流，決心撰寫一本面向一般程度讀者的幾何書，要讓幾何學改頭換面變得有趣。克莱罗認為，與其讓學生們解一大堆不甚了了的題目，更重要的應當是讓學生們在主動的狀態中自己重新發現並學習。克莱罗的書開篇為比較土地形狀及測量面積，在當時這是絕大多數的人在平時都會遇到的主題。書中所討論的主題涵蓋了直線、平面圖形、以及立體圖形。克莱罗在全書中不斷的論及多門學科與幾何學的聯繫，涵蓋了物理學、天文學以及數學中其他領域。書中的一些理論與教學方法至今仍廣為教師所採用，不限於幾何學，亦用於其他學科領域。

### 專注於天文上的運動

他得到解出三體問題近似解的巧妙方法；在1750年，他以一篇論文*Théorie de la lune*（《关于月球的理论》，对月球的运动规律作了数学描述。），獲得聖彼得堡學院獎；並且在1759年，他計算出哈雷彗星的近日點。

*Théorie de la lune*在風格上是嚴謹的牛頓學說。這包含解釋在之前曾經使天文學家困惑的拱點運動，當他受到定率的吸引而使用到三階逼近時，克萊羅起初認為如此令人費解是因為它需要發表一個新的假說，但隨即發現其結果是與觀測吻合的。之後，在1754年，他使用離散傅立葉轉換的模式計算導出了新的月球表。

克萊羅之後在月球的軌道、彗星運動所受到的行星攝動，特別是哈雷彗星的路徑，發表過許多的論文。

* 克莱罗 - 电大在线

* （法文）克莱罗生平年表（1713年至1765年）（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* W.W. Rouse Ball *A Short Account of the History of Mathematics*（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 分光鏡[编辑]

分光鏡
分光鏡的運作展示圖
 **1** - 入射光
 **2** - 50% 穿透光
 **3** - 50% 反射光
鍍鋁分光儀
介電質塗層分光鏡的相移
**分光鏡**為一光學儀器，可以將一束光線分成兩束，是許多光學儀器（如干涉儀）的重要組件，以至使用光纖的電信設備。

## 設計

最常見的分光鏡為一玻璃方塊，由兩個玻璃三角柱沿對角線以聚酯、環氧樹脂或聚氨酯黏合劑黏合而成。經調校黏合劑的厚度後，特定波長的光束從分光鏡的一面進入後有一半會穿過，另一半則反射。這是由於受抑全内反射的緣故。

另一個設計是在一片玻璃或塑膠上鍍上一層鋁，其厚度使得一束特定波長的光在45度角射向玻璃時會被等分。而為了減少塗層所吸收的光，出現一種名為「瑞士芝士」的分光鏡。一些經打磨的多孔鐵片會被濺鍍到玻璃上，或其上的金屬會以化學或機械作用蝕刻。除了金屬塗層外，也有使用二色性光學塗層。視乎塗層的特性，入射光的反射比率取決其波長。在一些橢圓形反射式聚光燈會以此分開不需要的紅外線。此外也用作激光產生器的輸出耦合鏡以選擇波長。

第三種則為分色稜鏡，是為不同稜鏡的組合，使用二色性塗層以將入射光分為數束不同波長的光。此儀器曾用於摄像管、特藝七彩等技術中，現今應用包括相機的三色感光耦合元件（將影像轉為單色光）和電視的三色液晶顯示器（將單色光結合投射影像）。

無源光網絡中的單模光纖的交叉拼接來達到分光的效果。

## 相移

在馬赫－曾德爾干涉儀等例子中，分光鏡用以重合一些光束。理論上兩束入射光會有兩束光線射出，但藉分光鏡的原理可使其中一束光線的振幅為零。但由於能量的守恆，至少其中一束光線會出現相移。例如當具偏振的光線到達介電質（如玻璃）的表面，而光波的電場在介電質的平面，反射光會具π的相移，穿透的光線不會有相移。相移可以菲涅耳方程計算。但相移亦會受分光鏡的物理和幾何性質影響，如上述情況不適用於導電塗層，其兩束射出的光線皆會有相移。

## 用途

除了光學實驗外，此儀器也可用在攝影（如拍攝立體影像）、製造雷射（以輸出耦合鏡篩出足夠強度的雷射）、光纖系統（把信號由光纖劃分成子光纖）中。一些使到此類儀器或概念的實驗包括：

* 斐索實驗：1851年，量度水中的光速
* 邁克生-莫立實驗：1887年，驗證以太是否存在
* 肯尼迪-桑代克實驗：1932年，驗證光速是否與器材的運動速度獨立
* 哈馬爾實驗：1935年，反證戴頓·米勒聲稱重現邁克生-莫雷實驗時的不同結果
* 貝爾定理的實驗驗證：自1972年，證明量子纏結的影響及排除局域隱變量理論
* 惠勒延遲選擇實驗：1978及1984年，對光子不同時候的波粒性質的思想實驗
* 伊利澤-威德曼炸彈測試問題：1993年，使用馬赫－曾德爾干涉儀作零作用測量的思想實驗

## 另見

* 偏振片（Polarizing beam splitter），如沃拉斯頓棱鏡，使用雙折射的物料讓不同偏振的光分開。
* 衍射分光鏡（Diffractive beam splitter）製造一陣列相同的光束。
* 分色稜鏡將入射光分成不同波長的光。
* 半透明反光鏡 （Pellicle Mirror）或称**半透镜**、**半透膜**，应用在摄影器材中的一种分光镜特例

## 參考
# 振幅[编辑]

图中，距离“y”表示波的振幅。
注意：
\* 纵轴标注的变量是“瞬时位移”，属于向量；但“振幅”是这个变量能达到的最大模（最大绝对值），属于恒为非负值的标量，其数值始终大于或等于零。
\* 振幅即波峰（或波谷）到横轴（平衡位置）的距离，而非位移。
**振幅**（amplitude）是在波动或振动中，离开平衡位置（振荡中心）的最大距离，或是位移矢量的模的最大值。

**振幅值**（amplitude value）或**幅值**（magnitude），是振幅的具体量值（含大小与单位），为一种数学属性、向量长度、复数的模。

振幅与幅值常等义，不过前者侧重其为一物理量、物理概念、理论机制，后者强调的是这个物理量的量值（具体数值大小）、测量结果；此外，在处理複振幅（complex amplitude）时，为了区分包含相位的复数形式与不包含相位的绝对值，会特意用“振幅值”来指代那个非负的实数模。

振幅屬於标量，符号为 A，单位是 米。振幅值永为非負值（≥0）。

## 辨析

概念辨析（振幅 ≠ 幅度，幅值 ≠ 峰值）：

1. “**振幅**”是专有名词，是術語，概念明确，清晰唯一；“**幅度**”是一般名词，生活用词，概念宽泛，所指不一。
2. “**振幅**”是位移最大值（中心算起），并非完全是“振動幅度”（起點不明）。或者説：（詞義）“振幅” =（詞義）“振動幅度”；但是，（術語）“振幅”≠（詞組）“振動幅度”；詞語升格為術語，必定是限定條件下更為嚴格的語義（例如：参考点必须言明是上下限还是中心点）；即同一名詞作為術語，必定是原本一般詞義的子集，其意義縮小、嚴格化，且僅為專用。
3. “**幅度**”（range，extent）是范围，未指明参考点，无精确物理定义，在不同语境下含义不同：在振动理论中，通常等同于‘振幅’，即偏离平衡位置的最大值（振荡中心算起）；在工程信号分析中，常指代‘峰-峰值’（即最大范围，两倍振幅，或是信号波动的全距，包络线的全宽，按包络区域算）。为避免歧义，应明确区分‘振幅’与‘峰-峰值’。教學及工作時，應對“幅度”一词高度敏感，且弃用。注意辨別，防止言者所说和听者所解不一而导致誤解，甚至更嚴重後果。
4. “**幅值**”（amplitude value，magnitude）则是振幅的量值，永为非負值；而“峰值”则是以振荡中心点为基准的极值，有正有负。

* 波
* 频率
* 週期
* 波长
* 干涉
# 原恆星[编辑]

**原恆星**（Protostar）是在星際介質中的巨分子雲收縮下出現的天體，是恆星形成過程中的早期階段。對一個太陽質量的恆星而言，這個階段至少持續大約100,000年。它開始於分子雲核心的密度增加，結束於金牛T星的形成，然後就發展進入主序帶。這個階段由金牛T風－一種恆星風的開始宣告結束，標誌著恆星從質量的吸積進入能量的輻射。

觀測顯示巨型分子雲總體上近似在維里平衡的狀態，星雲中的重力束縛能被星雲中構成分子的動能平衡。任何對雲氣的干擾都可能擾亂它的平衡狀態，干擾的例子可以是來自超新星的震波；星系內旋臂的密度波，或是與其他雲氣的接近或碰撞。無論擾動的來源是何種，只要夠大就可能在雲氣內特定的地區造成重力大於熱動能的重力變化。

英國的物理學家詹姆士·金斯曾詳細的討論過上述的现象。他能顯示，在適當的情況下，一團雲氣或其中的一部分，將開始如上所述的收縮。他導出了一條公式可以計算雲氣所需要的大小和質量，以及在重力收縮開始前的溫度和密度。這個臨界質量就是所知的金斯質量，可以由下式得到：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
此處 *n*是特定區域的密度，*m*是在雲氣內氣體平均的質量，而*T*是氣體的溫度。

## 碎裂

恆星經常被發現是成群的，而且看似同一個時間形成的，也就是所知道的星團。這可以被解釋為當雲氣收縮時他的密度是不均勻的。事實上，第一個指出這一點的是理查德·拉森，當恆星在巨分子雲內形成時，可以全面的觀察到在雲氣內所有尺度上的湍流速度都增加了。這些湍流的速度壓縮氣體產生震波，通常會在巨分子雲尺度和密度的廣大範圍內引發絲狀和團塊的結構。這個過程被稱為湍流碎裂。一些團塊結構超過了金斯質量並且重心變得不穩定，可能會在被分顆成單一或多星的系統。

無論原因為何，雲氣因碎裂而變得較小，密度較高的區域可能會持續再成為更小的區域，結果是成為原恆團。這與星團是普遍存在的觀測現象一致。

## 來自重力能量的加熱

當雲氣繼續收縮時，它的溫度會增加。這不是核反應造成的，只是重力能量轉換成的熱動能。當微粒（原子或分子）因為在收縮的碎片中而減少至質量中心的距離時，就會導致重力能量的減少。但是因為總能量的守恆，因此伴隨著重力能量的減少，微粒的動能就必須相對的增加。熱動能的增加也會表現在雲氣溫度的增加，雲氣越收縮溫度增加的就越多。

分子間的碰撞經常也可以讓它們成為激發狀態，然後經由輻射的發射衰變狀態。這些輻射都有特定的頻率，在這些溫度（10到20K）發射的輻射是光譜中的微波或紅外線。這些輻射大部分都會由雲氣中逃逸，因此能防止溫度快速的上升。

當雲氣收縮時，分子的數值密度會增加，這終將使得散發的輻射越來越難以逃逸。實際上，氣體對這些輻射會變得不透明，並且雲氣內的溫度將開始更迅速的上升。

雲氣在紅外線變得不透明的事實，也使我們難以直接觀測到雲氣內發生的變化。我們必須使用波長更長的無線電觀察還能逃逸出來的輻射。另外，理論和計算機的數值模擬也是了解這個階段所必須的。

直到周圍的物體落入中心的凝塊，原恆星的階段才算開始。而當周圍的氣體和塵粒都已經消散，吸積的過程也都停止，這顆原恆星才會被考慮是前主序星。

## 歷史

"原恆星"這個字眼是在1889年的出版品上才首度出現的。

" protostar acquiring two condensations will become a binary and be stable thereafter [..] Whether a binary or a single star results depends largely on the total angular momentum of the protostar"
"原恆星獲得兩個濃縮體將發展成為聯星並且是穩定的[..]其結果是聯星或單獨的恆星，取決於原恆星的總角動量。"
## 註解

## 相關條目

* 原行星
* 赫比格-哈羅天體
* 主序前星
* 原行星盤
* 原恆星盤
* NGC 7538：已經被發現的最大原恆星之家，大小約是太陽系的300倍。

* Planet-Forming Disks Might Put Brakes On Stars （页面存档备份，存于互联网档案馆） (SpaceDaily) Jul 25, 2006
* Planets could put the brakes on young stars （页面存档备份，存于互联网档案馆） Lucy Sherriff (The Register) Thursday 27th July 2006 13:02 GMT
* Why Fast-Spinning Young Stars Don't Fly Apart （页面存档备份，存于互联网档案馆） (SPACE.com) 24 July 2006 03:10 pm ET
# 可见光天文学[编辑]

**可见光天文學**是通过光学天文望远镜接收到的宇宙天体发射的可见光来研究天体的物理、化学性质的一门学科。可见光天文學是光學天文學的一部份，光學天文學中也有利用電磁波譜中不可見光的天文學，例如射电天文学、红外天文学、紫外線天文學、X射线天文学和伽馬射線天文學。可见光的波長是在380至750纳米之間。

## 歷史

1858年朱塞佩·貝爾蒂尼創作的壁畫，描繪了伽利略向威尼斯總督展示如何使用望遠鏡
自從人們開始仰望星空起，就已經開始了可见光天文学，不過因為望遠鏡的發明，在觀測能力上仍然持續隨著時間提昇，一般會將望遠鏡的發明歸功於漢斯·利伯希，德國及荷蘭裔的眼鏡製造商，伽利略·伽利萊於次年製造了一台放大倍率約為3倍的望遠鏡。伽利略後來製作了改進版本，放大倍率高達30倍。

使用伽利略望遠鏡，觀察者可以看到地球上放大的直立圖像；這就是通常說的地面望遠鏡或間諜鏡。伽利略還用它來觀察天空，並且一度是能夠建造出足夠好的望遠鏡來觀測天空的人之一。1609年8月25日，伽利略向威尼斯立法者展示了他早期的望遠鏡之一，放大倍率可達8或9倍。望遠鏡也是一項有利可圖的副業，伽利略將望遠鏡出售給商人，商人發現它們在海上和作為貿易物品都很有用。1610年3月，他在一篇名為《星際信使》的簡短論文中發表了最初的望遠鏡天文觀測結果。

現今的可见光天文学仍在持續進步，NASA詹姆斯·韦伯太空望远镜已在2021年發射。

可见光天文学只用到可見光，對於業餘天文學家而言不需要設備。因此是最多人參與的天文學，也是最古老的天文學。

## 望遠鏡

可見光天文學使用的望遠鏡主要有三種：

* 折射望遠鏡：使用透鏡形成影像，由於成本較低且易於使用，通常被業餘天文學家使用，特別是用於觀察月球和行星等較亮的物體。
* 反射望遠鏡：利用反射鏡形成影像，常用於科學目的。
* 折反射望遠鏡：使用透鏡和鏡子的組合來形成影像；本質上是折射望遠鏡和反射望遠鏡的組合。

每種類型的望遠鏡都會受到不同類型的像差的影響；折射望遠鏡存在色差，導致影像明暗部分的邊緣出現顏色，而這些顏色本來是不應該出現的。這是因為鏡頭無法將所有顏色聚焦到同一個匯聚點。反射望遠鏡存在幾種類型的光學不準確性，例如視野邊緣附近的離軸像差。由於折反射望遠鏡的設計多種多樣，因此折反射望遠鏡所存在的光學誤差類型也各有不同。

## 太空望遠鏡

鷹星雲內的創生之柱是哈伯太空望遠鏡拍攝過最有名的照片之一
哈伯太空望遠鏡是美國太空總署研發的太空望遠鏡，於1990年發射進入近地軌道，至今仍在運作。哈伯太空望遠鏡的四個主要儀器在近紫外線、可見光和近紅外線光譜中進行觀測。哈伯太空望遠鏡拍攝的影像是迄今為止最詳細的影像之一，帶來了天文物理學的許多突破，例如準確地確定宇宙膨脹的速度。

詹姆斯·韋伯太空望遠鏡於2021年發射升空，是歐洲太空局，加拿大太空局和美國國家航空暨太空總署合作計劃，也是哈伯太空望遠鏡和史匹哲太空望遠鏡的後繼計畫。詹姆斯·韋伯太空望遠鏡旨在提供比哈伯太空望遠鏡更高的紅外分辨率和靈敏度，可探測僅為哈伯望遠鏡探測到的最微弱物體的亮度百分之一的天體。

## 觀測目標

最常被觀察到的天體往往是那些不需要用望遠鏡就能觀測的物體，例如月球、流星、行星、星座和恆星。

月球是非常常見的天體，業餘天文學家和天文愛好者經常觀測到它。月亮是夜空中最大且最亮的天體，在許多文化中一直具有重要意義。

流星也是常見的觀測對象。英仙座流星雨和獅子座流星雨等流星雨使得觀看流星變得更加容易，因為在相對較短的時間內可以看到大量的流星。

通常藉助望遠鏡或雙筒望遠鏡來觀察行星。金星是最容易在不借助任何儀器的情況下觀測到的行星，因為金星非常明亮，甚至在白天也能看到。無需使用望遠鏡或雙筒望遠鏡也可以看到火星、木星和土星。

星座和恆星也經常被觀測到，在過去曾被用於導航，尤其是海上的船隻。最容易辨認的星座之一是北斗七星，是大熊座的一部分。星座還可以幫助描述天空中其他物體的位置。

## 參考資料
# 紫外線天文學

星系演化探测器拍攝螺旋星系波德星系的紫外線影像。 歸功於：美國國家航空暨太空總署／加州理工學院－噴射推進實驗室／星系演化探測器。
**紫外線天文學**是研究天體紫外線輻射的天文學分支學科；觀測電磁波波長大約在100到3200埃之間
。波長更短和能量更高的電磁波則屬X射線天文學和伽馬射線天文學的範圍。因為這個範圍波長的輻射無法穿透地球大氣層，必須以太空望遠鏡觀測。

天體的紫外線光譜可用來了解星際介質的化學成分、密度以及溫度；以及高溫年輕恆星的溫度與組成。星系演化的訊息也可從紫外線觀測得知。

以紫外線觀測天體的結果會與光學觀測有很大的差異。許多在光學觀測上相對溫度較低的恆星在紫外線觀測時卻顯示是高溫天體，尤其是在演化階段早期或晚期恆星。如果人眼可看到紫外線，我們所看到的夜空大部分的天體將會比現在黯淡許多。我們將能看到年輕的巨大恆星或年老恆星與星系。且許多銀河系中的分子雲和塵埃將阻擋許多天體。

目前主要的紫外線太空望遠鏡是哈伯太空望遠鏡和遠紫外分光探測器。探空火箭與太空梭也可進行紫外線觀測。

## 概述

仙女座星系－高能X射線和紫外線（2016 年 1 月 5 日發布）。
## 紫外線太空望遠鏡

Astro 2 UIT用紫色顯示出用紫外線捕獲到的風車星系
* －阿波羅16號上的遠紫外相機/光譜儀（1972年4月）
* ＋歐洲空間研究組織－TD-1A衛星（135～286奈米；1972年～1974年）
* －軌道天文台（＃2：1968-73.＃3：1972年～1981年）
* －獵戶座太空望遠鏡（＃1：200～380奈米，1971年；＃2：200～300奈米，1973年）
* ＋－荷蘭天文衛星（150～330奈米，1974年～1976年）
* ＋－國際紫外線探測衛星（115～320奈米，1978年～1996年）
* － Astron衛星（150～350奈米，1983年～1989年）
* －和平號太空站上的Glazar 1和Glazar 2（在量子1號上，1987年～2001年）
* －極紫外探測器（7～76奈米，1992年～2001年）
* －遠紫外分光探測器（90.5-119.5奈米，1999年～2007年）
* ＋－極紫外成像望遠鏡（太陽和太陽圈探測器上成像太陽的17.1、19.5、28.4和30.4奈米）
* ＋－哈伯太空望遠鏡（各種各樣的115-800奈米，1990年～1997年）（太空望遠鏡影像攝譜儀115～1030奈米，1997年～）（第三代廣域照相機200～1700奈米，2009年～）
* －尼爾·格雷爾斯雨燕天文台（170～650奈米，2004年～）
* －霍普金斯紫外線望遠鏡（於1990年和1995年飛行）
* －倫琴衛星XUV (17～210電子伏特）（30～6奈米，1990年～1999年）
* －遠紫外分光探測器（90.5～119.5奈米，1999年～2007年）
* －星系演化探測器（135～280奈米，2003年～2012年）
* －行星光譜觀測衛星（130-530奈米，2013年～）
* －天文月基光學望遠鏡（嫦娥三號上的登月器，245-340奈米，2013年～）
* －Astrosat（130～530奈米，2015年－）
* －科羅拉多紫外線傳輸實驗（255～330奈米的攝譜儀，2021年～）
* －公共望遠鏡（100～180奈米，2015年提議，研究由歐盟資助）
* －Viewpoint-1 SpaceFab.US（200～950奈米，計劃於2022年推出）

參見紫外線太空望遠鏡列表

## 行星航天器上的紫外線儀器

* －UVIS（卡西尼號）－1997年（2004年～2017年在土星）
* －MASCS（信使號）－2004年（2011年～2015年在水星）
* －Alice（新視野號）－2006年（2015年飛掠冥王星）
* －UVS－2011年（自2016年以來都在木星）
* －IUVS（MAVEN）－2013年（自2014年以來都在火星）

* 馬克仁星系
* 豌豆星系

## 參考資料
# OB星[编辑]

LH 72是目前存在於大麥哲倫雲的OB星協之一。
**OB星**是熱的大質量恆星，在恆星分類上是O型或B型 ，它們形成於結構鬆散的OB星協中。它們的生命期很短，因此距離它們誕生的地區不會很遠。在它們的有生之年，會輻射出數量豐沛的紫外線。這些輻射會使巨大分子雲環繞在周圍的星際氣體快速被電離，形成電離氫區（H II區）或斯特龙根球。

在光譜的清單中*OB光譜*的範圍仍屬於未知的，但它們都屬於OB星協中的早期型恆星。

## 相關條目

* 星協
* O型主序星
* B型主序星
* 恆星運動學

## 參考資料

* B. Cameron Reed. Catalog Of Galactic Ob Stars. The Astronomical Journal. 2003, **125** (5): 2531 – 2533. doi:10.1086/374771.

* Bouy, Hervé and Alves, João: Cosmography of OB Stars in the Solar Neighborhood Astronomy & Astrophysics (December 2015). A three-dimensional map of OB star density within 500 pc of the Sun.
* [1] — Scientia Astrophysical Organization's star classification page
* Philippe Stee's homepage: Hot and Active Stars Research（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 超大質量黑洞[编辑]

位於室女座的超巨橢圓星系——室女A星系（M87）核心內的超大質量黑洞，估計質量約為太陽的65億倍。此影像是由事件視界望遠鏡所拍攝，是史上首幀黑洞的實際影像。
上：藝術家描繪超大質量黑洞從鄰近的星體上抽走物質。
左下：超大質量黑洞的映像。
右下：超大質量黑洞的光學映像。
斯皮策揭示了可見光看不見的：低溫恆星（藍色），熱的塵埃（紅色），靠近中央的明亮白點是人馬座A\*。來自人馬座A\*的明亮X射線閃光，位置就在銀河系中心的超大質量黑洞。
**超大質量黑洞**是黑洞的一種，其質量是太陽質量的 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 至 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 倍（ WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 至 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 千克）。現時一般相信，在所有的大型星系的中心（包括銀河系的中心在內）都存在超大質量黑洞。

## 比較

比較超大質量黑洞與其他質量相對較低的黑洞，可見一些特別的性質：

* 超大質量黑洞平均密度可以很低，甚至比空氣密度還要低。這是因為史瓦西半徑與其質量成正比，而密度則與體積成反比。由於球體（如非旋轉黑洞的事件視界）體積是與半徑立方成正比，即体积与质量的立方成正比，因此體積增長率较之质量更大。故此，密度會隨黑洞半徑增長而減少。

* 在事件視界附近的潮汐力會明顯較弱。倘有一太空人向黑洞中央移動，在他到達黑洞深處之前不會感受到明顯潮汐力，此係因事件視界距離位處中央之引力奇點很遠所致。

## 形成

超大質量黑洞從吸積盤中吸積的概念圖。
超大質量黑洞的形成有幾個方法。最明顯的是以緩慢的吸積（由恆星的大小開始）來形成。另一個方法涉及星雲萎縮成數十萬太陽質量以上的相對論星體。該星體會因其核心產生正負電子對所造成的徑向擾動而開始出現不穩定狀態，並會直接在沒有形成超新星的情況下萎縮成黑洞。第三個方法涉及了正在核塌縮的高密度星團，它那負熱容會促使核心的分散速度成為相對論速度。最後是在大爆炸的瞬間從外壓製造原生黑洞。形成超大質量黑洞的問題在於如何將足夠的物質加入在足夠細小的體積內。要做到這個情況，差不多要將物質內所有的角動量移走。向外移走角動量的過程就是限制黑洞膨脹的因素，並會導致形成吸積盤。根據觀測，黑洞的類別有著一些差距。一些從恆星塌縮的黑洞，最多有10倍太陽質量。最小的超大質量黑洞約有數十萬太陽質量。但卻沒有在它們之間的中介質量黑洞。不過，有模型指異常明亮的X射線源有可能是在這個遺失範圍的黑洞。

## 都卜勒效應量度

直接量度圍繞鄰近星系核心邁射的都卜勒效應，只有在中央高物質密度的情況下，才可以發現很快速的克卜勒運動。現時唯一已知可以在細小空間中包含足夠物質的是黑洞，或是在天體物理學上很短的時間內將變成黑洞的物體。對於較遠的活躍星系，寬譜線的闊度可以用來探測圍繞近視界的氣體。反射繪圖的技術就是利用這些譜線的變化來量度其質量，而黑洞的旋轉有可能加速了活躍星系的「引擎」能量。在很多星系中心的超大質量黑洞被認為是活躍星系（如賽弗特星系及類星體）的「引擎」。馬普地外物理研究所及洛杉磯加利福尼亞大學基於歐洲南天文台及凱克天文台的數據，提供了證據指人馬座A\*就是在銀河系中心的超大質量黑洞。根據計算，它可能有431萬倍的太陽質量。

## 銀河系以外的超大質量黑洞

於2004年5月，意大利天文學家保羅·帕多瓦尼及其他天文學家共同發表，發現了在銀河系以外30個超大質量黑洞。他們發現超大質量黑洞的數量最少是以往所知的兩倍。現時相信每一個星系的中央包含一個超大質量黑洞，而它們大部份都處於「不活躍」的狀態且吸積不多。相反在球狀星團的中央卻沒有黑洞，不過相信一些如在飛馬座的M15及在仙女座星系的马亚尔II的中央仍有黑洞，估計質量約有 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 的太陽質量。一些星系，如0402+379星系有兩個超大質量黑洞，形成一個二元系統。若它們相撞，將會產生強勁的重力波。

## 超大質量黑洞質量與星系形成

超大質量黑洞的質量與其身處的星系形態有關。這顯示了星系球體的質量與超大質量黑洞的質量有著相互的關連。而黑洞的質量亦與星系的分散速度有著更緊密的關連。但是這個關連卻未被解開

## 特大质量黑洞

特大质量黑洞（英语：ultramassive black hole）則是拥有着超过7010100000000000000♠1010太阳质量，目前位于巨大质量黑洞列表的前两名TON 618以及S5 0014+81很可能属于特大质量黑洞。

## 相關條目

* 活躍星系核
* 螺旋星雲
* 星系
* 核球
* 微黑洞
* 中子星
* 類星體
* 人馬座A\*
* 室女A星系

## 閱讀

* Fulvio Melia. The Edge of Infinity. Supermassive Black Holes in the Universe. Cambridge University Press. 2003. ISBN 978-0-521-81405-8.
* Fulvio Melia. The Galactic Supermassive Black Hole. Princeton University Press. 2007. ISBN 978-0-691-13129-0.

## 參考

* Julian H. Krolik. Active Galactic Nuclei. Princeton University Press. 1999. ISBN 0-691-01151-6.

* Black Holes: Gravity's Relentless Pull
* Images of supermassive black holes （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* NASA images of supermassive black holes （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* ESO video clip of orbiting star
* Star Orbiting Massive Milky Way Centre Approaches to within 17 Light-Hours ESO, October 21, 2002
* Early Black Holes Grew Up Quickly （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Fulvio Melia's website （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Images, Animations, and New Results from the UCLA Galactic Center Group （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 星系群

MACS J0152.5-2852是一個巨大的星系團，在影像中看到的每一個天體幾乎都是星系，而且每個都擁有千億顆恆星。
**星系群**（英語：galaxy group）是約少於50個星系左右，因為重力的拘束而聚集在一起的集團；擁有更多星系的集團則稱為星系團。我們的銀河屬於被稱為本星系群的成員。

## 星系群

VIPERSv巡天調查了數以千計星系的位置。
星系群是最小的星系集合體，它們擁有的數量通常少於50個，直徑通常在1-2Mpc，而它們的質量大約是1013太陽質量，個別星系擴散的速度大約是150km/s。然而，此一定義僅能做為參考，有數量更多、質量更大的星系集團也會被歸類為星系群。

我們的星系——銀河系，所屬的星系集團是擁有超過50個星系的本星系群。

## 星系團

使用MPG/ESO2.2米望遠鏡附加的廣視野成像儀捕獲的豐富且擴散的星系。
星系團ACO 3341.
星系團比星系群大，但是兩者之間並沒有明確的界線。當以目視觀測，星系團似乎是由星系之間相互的引力吸引在一起的集團。但是，它們的速度都太大，不是它們共有的重力可以束縛住的，這意味著除了重力的束縛之外，還有額外的力量或元件的吸引力。X射線的研究表明有大量稱為星系團內介質的星際氣體存在。這些氣體非常的熱，溫度介於107K和108K之間，因此以軔致輻射和原子譜線輻射的形式發射出X射線。氣體總質量大於星系質量的兩倍多，然而這些質量仍不足以將星系保留在集團內。由於這些氣體散佈在星系團的各處，近似流體靜力平衡，所以可以測量分布的總質量。從這樣的測量推導出來的總質量要星系或熱氣體的質量大上六倍。這些從星系中迷失的質量或缺少的元件被稱為暗物質，而它們的性質仍是未知的。在典型的星系團中，形成星系的質量大約只有總質量的5%，或許有10%質量來自輻射出X射線的熱氣體，其餘形式的質量都是暗物質。Brownstein和Moffat使用修正的引力理論來解釋X射線星系團沒有暗物質的質量。子彈星系團是有暗物質存在最有力的證據；然而Brownstein 和Moffat 已經表明他們修正的引力理論也可以解釋星系團的性質。

## 觀測的方法

星系團LCDCS-0829的行為像一個巨型的放大鏡，這種奇特的效應被稱為重力透鏡效應。
在巡天中已經發現的星系團，已經被使用多種的觀測技術和許多方法進行了研究：

* 光學或紅外線：透過光學或紅外線的影像可以個別研究星系團中的星系，經由光學或紅外線搜尋密集的星系，在確認其中幾個有相似的紅移，就可能發現了星系團。紅外線的搜尋在發現遠距離（更高紅移）的星系團特別有用。
* X-射線：使用X射線望遠鏡可以檢測到高熱電漿發射的X射線。使用X射線的影像或X射線光譜都可以研究星系團的氣體。在X射線巡天時，星系團與活躍星系核都很顯著，是銀河系之外最明亮的X射線發射體。
* 電波：在星系團中已經發現了大量的擴散結構發射出電波的頻率。電波源群（可能包括擴散結構和活躍星系核）已經被做為星系團位置的示蹤劑。圍繞著個別電波源（此處為活躍星系核）的高紅移影像已經被用來檢測原始星系團（形成過程中的星系團）。
* SZ效應：在星系團內介質的熱電子經由逆康普頓散射逆散射來自宇宙微波背景輻射的輻射，這就在被觀測的宇宙微波背景的一些電波頻率上產生了"影子"。
* 重力透鏡：星系團有足夠的質量扭曲在它們後面的星系被觀察到的方向。被觀測到的扭曲可以用來模擬在星系團中暗物質的分布。

## 溫度和密度

使用ESO在智利的甚大望遠鏡和在日本國家天文台在夏威夷的昴星團望遠鏡獲得最遙遠的成熟星系團影像。
## 星系團表

| 名稱 / 編號
 | 註解
 |
| --- | --- |
| 本星系群
 | 包含我們星系的星系集團。
 |
| 室女座星系團
 | 最靠近我們的星系團
 |

## 參考資料

## 進階讀物

* Andrey V. Kravtsov, Stefano Borgani. Formation of Galaxy Clusters. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 2011-09-29, **50** (1): 353–409  [2018-04-02]. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev-astro-081811-125502. （原始内容存档于2021-10-28）.

* 熵
* 化石星系群
* 星系定向
* 大尺度纖維狀結構（galactic filament）
* 星系團內介質
* 宇宙的大尺度結構
* 星系團表
* 超星系團
* 星系年表
# 椭圆星系

巨大的橢圓星系ESO 325-4。
**橢圓星系**是具有近似橢球的形狀和平滑、幾乎無特徵形像的一種星系。它們是愛德溫·哈伯在他的哈伯序列和1936年的著作《星雲的領域》中描述的三大星系類別之一，另外兩種類別是螺旋星系和透鏡星系。
橢圓星系（E）、透鏡星系（S0）及其大尺度盤和ES星系，它們是「早期型」星系群的一個子集，具有中等規模的圓盤。
大多數橢圓星系由較老的恆星、低質量恆星和稀疏的星際介質組成，它們往往被大量的球狀星團包圍。橢圓星系中的恆星形成活動通常很少；然而，當它們與其他星系合併時，可能會經歷短暫的恆星形成期。橢圓星系被認為約占室女座超星系團星系成員數量的10-15%，它們不是整個宇宙中占主導地位的星系類型。它們被發現更傾向於在星系團的中心附近。

橢圓星系的大小從擁有數千萬顆恆星的矮橢圓星系，到超過100兆顆恆星，主宰其星系團的超巨星系。最初，愛德溫·哈伯假設橢圓星系演化成螺旋星系，後來發現這是錯誤的，然而氣體和較小星系的吸積可能會在預先存在的橢球結構周圍形成一個圓盤。
橢圓星系內發現的恆星平均比螺旋星系中發現的恆星要古老得多。

## 例子

* 3C 244.1
* M49 (NGC 4472)
* M59 (NGC 4621)
* M60 (NGC 4649)
* M87 (NGC 4486)：其超大質量黑洞是第一個被事件視界望遠鏡成像的黑洞。
* M89 (NGC 4552)
* M105 (NGC 3379)
* NGC 4697：NGC 4697星系群的一部分
* ESO 383-76：已知最大星系之一。
* IC 1101：Abell 2029的中心星系
* 武仙座A：超巨橢圓星系
* 馬菲1（Maffei 1）：最近的巨型橢圓星系
* CGCG 049-033：以發現最長的星系噴流而聞名
* Centaurus A (NGC 5128)：具有特殊形態和不尋常塵埃帶的橢圓/透鏡狀電波星系。
* NeVe 1：這是已知最强大的天文事件，蛇夫座超星系團爆發的源頭。
* M86（NGC 4406）：位於星座室女座的橢圓星系或透鏡星系

## 一般特性

橢圓星系IC 2006。
橢圓星系有幾個特性，使其有別於其他類型的星系。它們是球狀或卵圓形的星系，缺乏造星氣體。此外，星際物質很少（既不是氣體也不是塵埃），這導致恆星形成率低，疏散星團很少，年輕恆星也很少；橢圓星系主要由老恆星群體主導，因此呈紅色。大型橢圓星系通常有一個龐大的球狀星團系統。它們通常有兩種不同的球狀星團：一種偏紅，富含金屬，另一種偏藍，缺乏金屬。

影像中的星系是一個巨大的橢圓星系：4C 73.08。
橢圓星系和盤狀星系的動力學性質相似，表明它們可能是由相同的物理過程形成的，儘管這仍然存在爭議。橢圓星系和核球的光度輪廓都很好地符合塞爾西奇剖面，橢圓星系結構參數之間的一系列縮放關係統一了總體。

每個大質量橢圓星系的中心都有一個超大質量黑洞。對46個橢圓星系、20個經典核球和22個偽核球的觀測表明，每個星系的中心都有一個黑洞。黑洞的質量與星系的質量密切相關，通過諸如將周圍恆星的速度色散與中心黑洞的質量聯繫起來的M-sigma關係等相關性來證明。

橢圓星系優先出現在星系團和緻密的星系群中。

與具有組織和結構的扁平螺旋星系不同，橢圓星系更具三維性，沒有太多結構，它們的恆星圍繞中心的軌道是有些隨機的。

## 尺寸和形狀

武仙座A是一個超巨橢圓星系，也是一個電波星系。圖中以粉紅色顯示的電波瓣直徑超過一百萬光年。
最大星系是超巨橢圓星系，或cD型星系。橢圓星系的大小和質量差異很大，直徑從3,000光年到70多萬光年不等，質量從105到近1013太陽質量。這個範圍比其它任何類型的星系都要寬得多。最小的矮橢圓星系可能不比典型的球狀星團大，但含有大量不存在於星團中的暗物質。這些小星系中的大多數可能與其它橢圓星系無關。

明亮的中心天體是超巨橢圓星系SDSS J142347.87+240442.4，它是MACS J1423.8+2404星系團的主導成員，直徑為38萬光年。注意引力透鏡效應。
橢圓星系的哈伯分類包含一個整數，用於描述星系影像的拉長程度。The Hubble classification of elliptical galaxies contains an integer that describes how elongated the galaxy image is.
分類是由星系的長軸（「a」）與短軸（「b」）的比率决定的：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
因此，對於一個「a」等於「b」的球形星系，其數值是0，並且哈伯類型是E0。但自1966年以來，已經知道文獻中的極限值是E7了。E4至E7星系是錯誤分類的透鏡狀星系，其圓盤與我們的視線成不同角度傾斜。這一點得到了證實：通過光譜觀測揭示了它們恆星盤的旋轉。哈伯認識到，他的形狀分類既取決於星系的內在形狀，也取決於觀察星系的角度。 因此，一些哈伯E0型星系實際上是細長的。

有時人們說橢圓有兩種物理類型：具有略微「方形」等厚線的巨型橢圓星系，其形狀是由隨機運動引起的，在某些方向上比在其它方向上更大（各向異性隨機運動）；以及包含圓盤的「圓盤狀」一般和矮橢圓。然而，這是對命名法的濫用，因為有兩種類型的早期星系，有盤的星系和沒有盤的星系。考慮到存在具有中等尺度盤的ES星系，可以合理地預期，從E到ES，再到S0星系，它們的大尺度恆星盤具有連續性的在大半徑處主導著光線。

矮橢球星系似乎是一個獨特的類別：它們的性質更類似於不規則星系和晚期螺旋型星系。
在橢圓光譜的巨大端，有進一步的劃分，超出了哈伯的分類。在「gE」巨型橢圓星系之外，還有D星系和cD星系。這些星系與它們較小的兄弟星系相似，但更分散，與位於中心的巨型星系相比，它們所在的星系團可能擁有更大的光暈。

NGC 3597是兩個星系碰撞的產物。 它正在演變成一個巨大的橢圓星系。
## 恆星形成

近年來，有證據表明，早期類型（E、ES和S0）星系中有合理比例（〜25%）的剩餘氣體儲層以及低程度的恆星形成。

赫歇爾太空天文台的研究人員推測，橢圓星系中的中心黑洞會維持氣體冷卻到足以形成恆星的程度。

## 相關條目

* 水龍帶不穩定性
* 基本平面 (橢圓星系)
* 星系顏色-星等圖
* 星系型態分類
* 哈伯序列
* 透鏡狀星系
* 奧西普科夫-梅裡特模型
* 塞爾西奇剖面

## 參考文獻

## 進階讀物

* Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon, Galaxy Formation and Evolution 1, Cambridge University Press, June 2010, ISBN 978-0521857932

* Elliptical Galaxies （页面存档备份，存于互联网档案馆）, SEDS Messier pages
* Elliptical Galaxies (Archived)
# 高空氣球

2005年6月12日，發射前的BLAST高空氣球
**高空氣球**（英語：High-altitude balloon），是載人氣球或無人氣球，通常充滿氦氣或氫氣，釋放到平流層，通常在海平面18至37公里之間。2002年，一個名為BU60-1的氣球到達海拔53.0公里並創出歷史紀錄。最常見的高空氣球類型是探空氣球，其他用途包括在高層大氣中進行實驗的平台。現代氣球通常包含電子設備，例如發送器、照相機或衛星導航系統以及全球定位系統。

## 用途

無人的高空氣球用於研究氣球，作為教育用途，也包含業餘愛好者。常見用途包括氣象學、大氣和氣候研究、從近太空收集圖像、業餘無線電應用和亞公釐波天文學。

高空氣球使用於電信和太空遊客。Zero 2 Infinity和World View Enterprises等私人公司用於科學研究、商業目的和太空旅遊。高空平台站提出應用於通信中繼。

## 相關條目

* 觀測氣球
* 防空氣球
* 2023年中国高空气球事件

## 參考文獻

* Spacenear.us Tracker display of current balloon launches
* NASA Goddard Space Flight Library Balloon technology collection
* StratoCat - Stratospheric balloons. History and present of their use in the fields of science, military and aerospace （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Near Space book at Parallax.com
* California Near Space Project （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Stratofox Aerospace Tracking Team