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# 差異自轉[编辑]

**差異自轉**（英語：differential rotation），又名差動自轉。是指一个天体在自转时不同部位的角速度互不相同的现象。差異自轉在大多数非固体的天体中存在，比如星系、恒星、巨型气体行星等等；太陽系內則在太陽、木星和土星的表面出現。

## 歷史

據歷史記載，伽利略·伽利萊在觀測太陽黑子時首度察覺到此一現象，成為第一位觀察到差異自轉者。而後，克里斯托夫·賽因那(Christoph Scheiner)於1630年左右指出太陽在極區與赤道區的自轉週期差異，與現今觀測結論並無太多差別。

## 成因

星體的自轉來自於其在前恆星(prestellar)的吸積階段(accretion phase)，以及對角動量的守恆而來。而差異自轉的成因主要來自於星體自身結構內部的對流；由於恆星內部有溫度梯度等影響，對流會使得內部及外部的物質進行類似置換的動作，而小區塊物質本身帶有恆星的部份角動量，不同區域的對流造成了恆星內部角速度分佈的重新配置，而形成了差異自轉的現象。需要注意的是，有時恆星風也是恆星損失角動量的來源。

## 银河系的差異自转

盘状星系不像固体一样旋转，但会发生差異自转。星系旋转速度随半径的变化关系称为旋转曲线，它通常被看作是对星系质量轮廓的一种测量：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
其中

* WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 是半径 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 处的旋转速度
* WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 是半径 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 以内包含的总质量

## 相關條目

* 太陽星雲
* 太陽黑子
* 乔瓦尼·卡西尼
* 卡靈頓自轉
* 太陽自轉
* 恆星自轉

## 延伸阅读

* Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2003. 41:599-643 doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094848 "*The Internal Rotation of the Sun*"
* David F. Gray, *Stellar Photospheres; The Observations and Analysis of: Third Edition*, chapter 8, Cambridge University Press, ISBN 978-0-521-85186-2

*  A simulation of the effects of differential rotation on stellar absorption-line profiles by Ansgar Reiners （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* A. Reiners & J. H. M. M. Schmitt: On the feasibility of the detection of differential rotation in stellar absorption profiles, Astronomy & Astrophysics 384, 155-162 (2002) -
* explanation of increased angular velocity at equatorial latitude due to overshoot of mass arriving from heated core （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 衝 (天體位置)[编辑]

**衝**（英文：opposition，亦稱**衝日**）是位置天文學的一個名詞，是从一個選定的特定天體上（通常是地球）為基準，觀察另一個天體與參考天體（通常是太陽）的相對位置時。當三者在一條直線上，但特定天體位於參考天體及另一個天體的中間；參考天體相對於另一個天體的位置，謂之衝。明確的說，因為「衝」的天文現象是從地球觀看，所以是以地心經度（geocentric longitude）計算，當一顆行星在衝的位置時（以地球為基準的特定天體），它與太陽的的地心視黃經（apparent geocentric longitude） 相差180°，即天體與太陽各在地球的兩側的天文現象。

對於比較遙遠的行星，從前準確計算它們的地心視經度比較困難，故此天文學家會用行星的日心幾何經度 (heliocentric geometric longitude) 加上當時它們距離地球的光線傳送所需時間的修正值。所以並非簡單的將兩個天體的日心幾何經度相距180度。相對於衝日的現象為合日。

理論上除太陽、地球與地球軌道內天體（如內行星等）之外，其餘所有天體皆可有衝日現象發生，現多用在太陽系內運行之天體（如外行星、小行星、彗星等）。根據地球與該天體的會合周期，該天體相對於地球在每年有一至兩次衝日（絕大部份時間只有一次），一般天文年曆皆有列出各太陽系天體衝日時刻。

衝只發生在外側行星。

月球，說它環繞地球不如環繞太陽真切，在衝時是滿月的月相，而在嚴謹定義下的衝，會發生月食。

## 種類

依照選擇天球座標的不同，可分為黃經衝與赤經衝，而黃經衝為常用衝日之定義（太陽與外行星或小行星的視黃經相差180°）。衝日前後是觀測天體的好時機，因為天體在衝的位置時，當太陽下時天體則剛從東方地平線升起，至午夜時份天體的地平位置最高，至翌日的日出前天體才西下，所以天體整夜皆可見。假設在圓形軌道，這時天體與地球的距離也是在一年中最接近，視直徑最大，是最亮的（最亮的定義只適用於行星與小行星等）。

而因為地球與行星的軌道非正圓之關係，天體在近日點前後的衝較接近地球，亮度也是歷次衝日之中最亮的，這個衝即**大衝**（例如2003年8月下旬的火星大衝），相對於其他的衝日直接稱衝日。

## 標識

衝的符號是☍，手寫為：

## 觀察

從地球上看一顆行星（或小行星或彗星）在與太陽相對的位置上時，稱為"衝"，這時是觀察這顆行星的好機會，因為：

* 它幾乎整夜可見，當日沒時昇起，大約在子夜中天，日出時沉沒。
* 它在軌道上最靠近地球的位置，使它看起來既大且亮。
* 衝的效應使來自粗糙朦朧的表面反射的光線增加。

## 火星衝日

「火星衝日」是指太陽、地球和火星排成一條直線，約每2年2個月發生一次。由於太陽的光線會直接射向火星然後反射回地球，因此在地球觀看火星的時候會特別明亮。
「火星大衝」指火星較接近地球的火星衝。2003年8月27日的火星大衝則是6萬年以來火星最接近地球的一次。
由於火星軌道的扁率是肉眼可見行星中較大的，衝時與地球之間的距離以15～17年的週期改變，因此火星衝日特別受到關注。

| **日期** | **现象** | **日期** | **现象** |
| --- | --- | --- | --- |
| 2016年5月22日19時
 | 火星衝日
 | 2016年5月31日06時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.503213765AU）
 |
| 2018年7月27日13時
 | 火星大衝
 | 2018年7月31日16時
 | 火星大接近（地心距0.384962916AU）
 |
| 2020年10月14日07時
 | 火星衝日
 | 2020年10月6日22時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.414915625AU）
 |
| 2022年12月8日14時
 | 火星衝日
 | 2022年12月1日10時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.544474430AU）
 |
| 2025年1月16日11時
 | 火星衝日
 | 2025年1月12日22時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.642282544AU）
 |
| 2027年2月19日24時
 | 火星衝日
 | 2027年2月20日08時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.677919037AU）
 |
| 2029年3月25日16時
 | 火星衝日
 | 2029年3月29日21時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.647222488AU）
 |
| 2031年5月4日20時
 | 火星衝日
 | 2031年5月12日12時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.553357809AU）
 |
| 2033年6月28日09時
 | 火星衝日
 | 2033年7月5日19時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.423018553AU）
 |
| 2035年9月16日04時
 | 火星大衝
 | 2035年9月11日22時
 | 火星大接近（地心距0.380408276AU）
 |
| 2037年11月19日17時
 | 火星衝日
 | 2037年11月11日16時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.493583813AU）
 |
| 2040年1月2日23時
 | 火星衝日
 | 2039年12月28日23時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.610915361AU）
 |
| 2042年2月6日20時
 | 火星衝日
 | 2042年2月5日16時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.671740760AU）
 |
| 2044年3月11日21時
 | 火星衝日
 | 2044年3月14日14時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.667081819AU）
 |
| 2046年4月18日02時
 | 火星衝日
 | 2046年4月24日13時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.597044506AU）
 |
| 2048年6月3日23時
 | 火星衝日
 | 2048年6月12日10時
 | 火星最近地球（準接近，地心距0.473662482AU）
 |

## 相關條目

* 合
* 天體測量學
* 位置天文學
* 對衝點
* 地球凌日 (火星)
* 凌日：指觀測者看見天體從太陽的前方橫越過去的現象。
* 合日：從地球（或觀測者所處的行星）觀察到太陽與天體同經度的現象。

* Asteroids around opposition （页面存档备份，存于互联网档案馆） – British Astronomical Association - Computing Section
# 相位角 (天文學)[编辑]

相位角示意圖
观测天文学上的**相位角**（**Phase angle**）是指光源入射到天體的光路和天體反射至觀測者光路夾角。在天文觀測上這通常是指太陽－天體－觀測者之間形成的夾角。

## 概要

對於地球的觀測者而言，「太陽－天體－地球」之間的夾角幾乎與「太陽－天體－觀測者」夾角相同，雖然這差異大小取決於视差。而月球觀測時差異最大可達1°，相當於兩個滿月直徑。隨著太空航行的發展，以及從太空中其他地方假設的觀測，讓相位角的觀念不再只限於太陽和地球之間的系統。

相位角這個術語的語源涉及行星相位的概念，因為一個天體的亮度和他顯現的相位是相位角的函數。

相位角的值從0°到180°之間變化。0°時光源、天體和觀測者在同一條線上，而光源和觀測者在天體的同一側。180°則代表天體在觀測者和光源之間，也就是所謂的「衝」。相位角低於90°會產生後向散射，而大於90°則是前向散射 。

月球（參見月相）、金星和水星從地球觀測時的相位角從0到180°變化。外側行星的相位角範圍較小，例如火星相位角最大約45°。

天體的亮度是相位角的函數值，並且變化通常是平滑的，但在相位角接近0°時會發生 衝日浪（Opposition surge）的光學現象使光度大幅上升。這並不影響氣體巨行星和有明顯大氣層的行星，並且當相位角接近180°時光度會下降。這些亮度與相位角變化的關係可以繪製成相位曲線。

* 照射角

## 參考資料

* Oxford dictionary definition （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 席澤宗

**席泽宗**（1927年6月9日—2008年12月27日），男，山西垣曲人，中国天文学家、科学史学家、中国科学院院士、中国科学院自然科学史研究所前所长。

## 生平

全面抗战后，随着流亡山西籍贯师生转移至陕西省汉中市洋县，先后就读国立七中（1941年9月21日的日全食引发他对天文学的兴趣与关注），国立西北师范学院附属中学，1947年进入中山大学天文系。毕业后进入中国科学院编译局（科学出版社的前身），担任《科学通报》的编辑。1954年和戴文赛合译了苏联阿米巴楚米扬等人的《理论天体物理学》。

1955年发表《古新星新表》，系統地整理了中國古代的天象观测记录中的新星与超新星资料，引起了广泛的国际关注。1957年中国自然科学史研究室成立，席泽宗任助理研究员。1975年研究室升级为自然科学史研究所后，席泽宗历任古代史研究室主任、研究所所长等职务，他認為，中国战国时期的天文学家甘德在公元前364年已經用肉眼观测到木星的一颗卫星——“木卫三”。2008年12月27日23点50分在北京逝世。

## 荣誉

1991年当选为中国科学院院士。

2007年，小行星85472以他的名字命名（85472 Xizezong）。

## 著作

* 《恒星》商务印书馆（北京）1952.1 ；科普出版社（北京）1958.3 （增订再版）
* 《中国历史上的宇宙理论》人民出版社1975.7 (与郑文光合著) ；
* 《中国天文学简史》天津科学技术出版社 1979.10
* 《中国天文学史》科学出版社 1981年
* 《科学史八讲》（台北）联经出版事业公司 1994.8
* 《中国传统文化里的科学方法》上海科技教育出版社 1999.8 2.3万字
* 《古新星新表与科技史探索》，陕西师范大学出版社，2002.10（自选集）
* 《科学史十论》，復旦大学出版社，2003年

## 参考资料

* 席澤宗院士訃告 （页面存档备份，存于互联网档案馆）、席澤宗院士生平 （页面存档备份，存于互联网档案馆），中國科學院自然科學史研究所圖書館，2008-12-28
* 中國自然科学史研究所人才库
* 中山大学校史
* 中国科学技术大学科技史与科技考古系
* 以席泽宗命名的第85472号小行星 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 甘德 (天文学家)[编辑]

| 甘德 |
| --- |
| 出生 | 公元前4世纪 山东省 |
| 国籍 | 齊國 |
| 活跃时期 | 戰國時代 |
| 知名于 | 天文學家 |
| 知名作品 | 《天文星占》 |
|  |
| 別稱 | 甘公 |
|  |

**甘德**（？—？），又称**甘公**，中國東周戰國時代中齊國的天文學家。

## 生平

生於今山東省，他與同時代的石申夫完成了歷史上已知第二早的星表《甘石星經》，僅次於巴比倫星表，比希臘天文學家喜帕恰斯完成的西洋第一份星表還早了二百多年。

## 著作

他的著作分別有：一本是關於木星的，另一本是著有八卷的《天文星占》、還有《甘氏四七法》一卷和《歲星經》等，但早已佚失，只能從《史記》（卷27）和《漢書》（卷26）的引述中得知，而主要留存在《開元占經》中。

在1973年，一部相似的星表在馬王堆出土，在五行的占卜的章節中，記錄了西元前246年至西元前177年的金星、木星、水星、火星和土星的位置變化。根據其中的一份文件的描述，甘德可能在西元前364年就以肉眼看見了木星的衛星木衛三（甘尼米德），比伽利略在西元1610年的發現早了二千多年，但至現時為止仍未被國際所承認。（純就技術而言，木星的四大衛星都能以肉眼看見，但通常都因為被木星的光輝遮蔽而不能看見。）利用高聳的樹木枝椏遮蔽掉木星本身的光芒，在有利的情況下是有可能看見一些木星的伽利略衛星。

## 註釋

## 參考資料

* 席泽宗：《伽利略前二千年甘德对木卫的发现》，《天体物理学报》, 1981年
* Du Shiran; et al. Biographies of Ancient Chinese Scientists Series One: Gan De. Beijing: Kexue Chubanshe. 1992: 25–27  [2007-04-18]. ISBN 978-7-03-002926-3. （原始内容存档于2007-09-29）.  引文格式1维护：显式使用等标签 (link)
* Ma Linghong. Discoveries and Studies on the Bamboo and Silk Texts. Shanghai: Shanghai Shudian Chubanshe. 2002: 56–58. ISBN 978-7-80622-944-6.
* Gu Jianqing; et al. Great Lexicon on Chinese Arts of Necromancy. Guangzhou: Zhongshan University Press. 1991: 648. ISBN 978-7-306-00313-3.  引文格式1维护：显式使用等标签 (link)
* X. Zezong, The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan De 2000 years Before Galileo, *Chinese Physics* 2 (3) (1982): 664-667.
* *Sky and Telescope*, February , 1981.
# 乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼[编辑]

| 乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼 Giovanni Domenico Cassini |
| --- |
|  |
| 出生 | (1625-06-08)1625年6月8日 熱那亞共和國佩里納爾多 |
| 逝世 | 1712年9月14日(1712-09-14)（87歲） 法蘭西王國巴黎 |
| 墓地 | 圣雅各伯堂 (巴黎第五区) |
| 居住地 | 意大利 法國 |
| 国籍 | 意大利（1625-1673） 法國（1673-1712） |
| 母校 | 在熱那亞的耶蘇學院 |
| 知名于 | 卡西尼環縫、卡西尼定律、卡西尼卵形線 |
| 信仰 | 羅馬天主教 |
| 儿女 | 雅克·卡西尼 |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 數學、天文學、工程學、與占星學 |
| 机构 | 博洛尼亞大學 |
|  |

**乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼**（義大利語：Giovanni Domenico Cassini，1625年6月8日—1712年9月14日），法文名**让-多米尼克·卡西尼**（法語：Jean-Dominique Cassini），是一位在熱那亞共和國（今意大利境內）出生的法国籍天文学家和水利工程师。

卡西尼1625年出生于熱那亞共和國的佩里納爾多（即今意大利因佩里亞省佩里納爾多），在1648年至1669年期間曾在旁扎诺天文台工作。1640年起，担任博洛尼亚大学天文学教授，並在1671年巴黎天文台落成后成為该台的第一任總監直到去世。1673年加入法国国籍，改名为法文，即让-多米尼克·卡西尼，又称**卡西尼一世**（Cassini Ier，其曾孙与其同名，称卡西尼二世）。

卡西尼被认为与胡克同时发现了大红斑（1665年）。卡西尼是第一个发现土星的四个卫星（土卫八、土卫五、土卫四、土卫三）的人。1690年，他在觀測木星的大氣層時發現木星赤道旋轉得比兩極快，因此發現了木星的差異自轉。1675年，他发现土星光环中间有条暗缝，这就是后来以他名字命名的著名的卡西尼环缝。他猜测，光环是由无数小颗粒构成。两个多世纪后的分光观测证实了他的猜测。1671年到1679年，他仔细观测了月球的表面特征，1679年送呈法国皇家科学院一份大幅月面图，在一个多世纪内始终没人能在这方面超过他。1683年3月起，卡西尼研究了黄道光，认为它是由于行星际尘埃反射太阳光引起的，不属于大气现象。

卡西尼是一位保守的天文学家，他拒绝接受哥白尼的日心说，也反对开普勒定律、艾萨克·牛顿的万有引力定律和光速有限说。卡西尼於1711年失明，次年（1712年）逝世于法国巴黎。除了天文學的貢獻以外，他亦曾被教宗委任治理波河的防治、管理及防汛工程。

当代人类探测土星的探测器“卡西尼号”即以他的名字命名。

* 卡西尼—惠更斯号
* 卡西尼定律
* 卡西尼环缝
* 卡西尼區

* Domenico Cassini
	+ Controversia prima astronomica ad maximum heliometrum D. Petronii examini,
	+ Disegno della meridiana di S.Petronio
	+ Ephemerides Bononienses Mediceorum syderum ex hypothesibus et tabulis Io. Dominici Cassini... ad observationum opportunitates praemonstrandas deductae...
	+ Ephemeris prima motus cometae novissimi mense aprili 1665
	+ In hoc aestivo solstitio coelesti scientiae a fundamentis instaurandae in Templo D. Petronii primus lapis ponitur
	+ La meridiana del tempio di S. Petronio tirata, e preparata per le osseruazioni astronomiche l'anno 1665. Riuista, e restaurata l'anno 1695. Di Gio. Domenico Cassini ..
	+ Novum lumen astronomicum ex novo heliometro
	+ Observationes aequinoctiales in Templo D.Petronii habendae
	+ Serenissimae Maiestati Christinae magnae Sueciae reginae. Magnum Vraniae Theatrum Bononiae in augustissimo D. Petronij templo nouissime fundatum ... Io. Dominicus Cassinus in almo Bononiensi Archigymnasio astronomus primarius exhibet, consecratque
	+ Spina celeste meteora osseruata in Bologna il mese di marzo 1668 da Gio. Domenico Cassini
# 海因里希·史瓦貝[编辑]

| 海因里希·史瓦貝 |
| --- |
| Heinrich Schwabe |
| 出生 | (1789-10-25)1789年10月25日 德國德紹 |
| 逝世 | 1875年4月11日(1875-04-11)（85歲） 德國德紹 |
| 国籍 | 德國 |
| 知名于 | 太陽黑子 |
| 奖项 | 英國皇家天文學會金質獎章 |
| **科学生涯** |
| 研究领域 | 天文學 |
|  |

**薩穆埃爾·海因里希·史瓦貝**（德語：Samuel Heinrich Schwabe，1789年10月25日—1875年4月11日），德國天文學家，因對太陽黑子的研究而知名。

## 生平

史瓦貝出生於德紹。原本是藥劑師，但他專注於天文學，並且從1826年開始觀察太陽黑子。史瓦貝企圖發現當時被稱為祝融星，被假設在水星軌道內側環繞太陽的新行星。因為很接近太陽，所以祝融星很難被發現，但史瓦貝相信當它經過太陽前方時會呈現出一個黑點，而能被觀察到。從1826年至1843年，長達17年的時間，在每一個晴天，他日復一日的審視太陽表面，並且記錄下每一個黑點，試圖從其中找到祝融星。他雖然沒有發現祝融星，但注意到太陽黑子數量規律的變化著，並且以一篇名為"1843年太陽觀測"的短文，將他的調查結果與發現公佈。他建議有一個大約是十年的週期 (也就是說，每隔10年太陽黑子的數量會達到一個極大值)。這篇文章並沒有受到太多的注意，但當時擔任柏恩天文台台長的魯道夫·沃夫對此有深刻的印象，所以他也開始定期觀測太陽黑子。史瓦貝的觀測後來被亞歷山大·馮·洪堡在1851年收錄到他的《宇宙》第三卷。現在被完整認識到的太陽黑子週期，被視為天文學上最重要的發現之一，是史瓦貝最令人讚賞的成就。

史瓦貝在1857年獲得英國皇家天文學會金質獎章的榮耀。

## 參考資料

本条目包含来自公有领域出版物的文本: Chisholm, Hugh (编). *Encyclopædia Britannica* (第11版). London: Cambridge University Press. 1911.

* Excerpts from Solar Observations During 1843 by Heinrich Schwabe [1] （页面存档备份，存于互联网档案馆）.
* Address delivered by the President of the RAS on presenting the Gold Medal of the Society to M. Schwabe [2] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* HAO "S. Heinrich Schwabe (1789-1875)" [3]
* HAO "S. Heinrich Schwabe (1789-1875)" [4] with portrait.
* Chris Plicht "Schwabe, Samuel Heinrich (1789 - 1875)" [5] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* The Sun—History [6] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 愛德華·愛默生·巴納德[编辑]

| Edward Emerson Barnard |
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| 出生 | (1857-12-16)1857年12月16日 美國田納西州納許維爾 |
| 逝世 | 1923年2月6日(1923-02-06)（65歲） 美國威斯康辛州威廉灣 |
| 国籍 | 美國 |
| 知名于 | * 巴納德星
* 巴納德環
* 天文攝影
 |
| 奖项 | * 拉朗德獎 (1892)
* 英國皇家天文學會金獎 (1897)
* 讓森獎章 (1900)
* 朱爾·讓森獎 (1906)
* 布魯斯獎 (1917)
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| **科学生涯** |
| 研究领域 | 天文學 |
| 机构 | 利克天文台、芝加哥大學 |
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| 签名 |
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**愛德華·愛默生·巴納德**（英語：Edward Emerson Barnard，1857年12月16日—1923年2月6日)，美國天文學家。

## 早年境況

愛德華·愛默生·巴納德生於田納西州納許維爾，有一名兄弟。父親魯本·巴納德（Reuben Barnard）在他出生前去世，由母親伊麗莎白·珍·巴納德（Elizabeth Jane Barnard）獨力撫養。由於家境貧困，巴納德沒有受過甚麼正統教育。他最早的興趣是攝影，9歲那年，成了一位攝影師的助手。

後來，巴納德對天文學產生興趣。在1876年，他購買了一台5英吋口徑的折射望遠鏡，並於1881年發現他的第一顆彗星（但他未能公布這個發現）。同年，他發現了另一顆彗星。在接下來的一年，他發現了第三顆彗星。

當時他仍在照相館工作，並於1881年迎娶了在英國出生的蘿達·卡爾佛特（Rhoda Calvert）。在1880年代，有一位商人兼慈善家贈予每顆新彗星的發現者200美元的獎金(大约等价在2024年的$6,000美元)。那時巴納德共發現了8顆，這筆錢讓他能蓋一所房子與妻子生活。

當巴納德的名字為納許維爾的業餘天文愛好者所認識之後，他們為他籌集了一筆獎學金，使他能到范德堡大學升學。他雖未從該校畢業，卻獲得了范德堡大學迄今為止頒發的唯一一個名譽學位。1887年，他加入加州利克天文台（Lick Observatory）的工作團隊，但後來因大型儀器的觀測時間分配，以及其他研究與管理方面的問題，與台長愛德華·S·霍爾登產生了衝突。

## 巴納德的工作

巴納德於1910年在威爾遜山天文台舉行的太陽研究合作國際聯盟第四次會議上
在1892年，巴納德觀測一顆新星，並率先注意到氣體噴發現象，從而正確推斷出這是一次恆星爆炸。同年，他發現了木衛五。這是繼伽利略於1609年發現四顆木衛之後首次，也是最後一次以目視方式發現木衛。其它的木衛皆以攝影方式發現。

在1895年，他獲芝加哥大學聘為天文學教授，因此有機會使用葉凱士天文台（Yerkes Observatory）的40英寸(1公尺)折射望遠鏡。那段時期他的主要工作是拍攝銀河。他與馬克斯·沃夫合作，發現銀河的一些黑暗區域其實是由氣體與塵埃遮擋了背景中更遙遠恆星的星光而形成的。自1905年起，他的姪女瑪麗·R·卡爾弗特便擔任他的助手兼計算員。

1916年，巴納德發現一顆擁有巨大自行的恆星。該恆星後來被稱為巴納德星。它是除南門二以外最接近太陽的恆星。

他同時也是一位開創性的天文攝影師。他的《巴納德星表》列出了一系列暗星雲，被稱為「巴納德天體」，並賦予它們類似梅西耶星表的編號。這些天體的編號從巴納德1號開始，至巴納德370號為止。他於1919年在《 天文物理期刊》上發表了一篇題為《論天空中的暗斑及182個此類天體的星表》的論文，首次公布了這份星表。

1923年2月6日，巴納德於威斯康辛州威廉灣（William Bay）逝世，終年65歲，遺體下葬於納許維爾。在他死後4年，他出色的天文照片被結集出版成*Photographic Atlas of Selected Regions of the Milky Way*一書。

## 巴納德發現的彗星

在1881年至1892年十一年間，他共發現了14顆彗星：

* C/1881 S1
* C/1882 R2
* D/Barnard 1 (D/1884 O1)
* C/1885 N1
* C/1885 X2
* C/1887 B3
* C/1887 D1
* C/1887 J1
* C/1888 U1
* C/1888 R1
* C/1889 G1
* 177P/Barnard 2 (P(D/1889 M1)
* C/1891 T1
* D/Barnard 3 (D/1892 T1)

## 奖项和榮譽

**獎項 英國皇家天文學會金獎(1897年)
* 布魯斯獎(1917年)

**以他來命名的事物 月球上的巴納德環形山 (月面座標29.5° S 85.6° E，直徑105公里)
* 火星上的巴納德撞擊坑 (座標62° S 298° W，直徑128公里)
* 木衛三上的Barnard Regio
* 小行星819(Barnardiana)
* 巴納德星
* 獵戶座的巴納德環
* 巴納德星系

* 葉凱士天文台關於巴納德的生平
* Photographic Atlas of Selected Regions of the Milky Way' 網上版 （页面存档备份，存于互联网档案馆）

### 訃聞

* AJ **35** (1923) 25 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* AN **218** (1923) 159/160 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (one line)
* AN **218** (1923) 241/242 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (in German)
* AN **218** (1923) 247/248 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (in English)
* ApJ **57** (1923) 128 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (one paragraph)
* ApJ **58** (1923) 1 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* JRASC **17** (1923) 97 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* JRASC **18** (1924) 309 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* MNRAS **84** (1924) 221 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Obs **46** (1923) 95 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (one paragraph)
* Obs **46** (1923) 158 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* PASP **35** (1923) 72 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (one paragraph)
* PASP **35** (1923) 87 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 利克天文台[编辑]

| 利克天文台 |
| --- |
| 利克天文台的西门和詹姆斯·利克望远镜的圆顶 |
| 組織 | 加利福尼亚大学 |
| 序號 | 662 |
| 位置 | 美國加州聖荷西 |
| 座標 | ﻿ / ﻿ |
| 海拔 | 1,283 m (4,209 ft) |
| 氣候 | 300 clear nights/year |
| 設立 | 1876 |
| 網址 | mthamilton.ucolick.org |
| 望遠鏡 |
|

| 唐纳德·沙恩望远镜 |
| --- |
| 3 m 反射望远镜 |
| 詹姆斯·利克望远镜 |
| 91 cm 折射望远镜 |
| 卡茨曼自动成像望远镜 |
| 76 cm 反射望远镜 |
| 安娜·尼克尔望远镜 |
| 1 m 反射望远镜 |
| 克罗斯雷望远镜 |
| 90 cm 反射望远镜 |
| 自動行星發現望遠鏡 |
| 2.4m 反射望远镜 |

 |
|

| 位置 |
| --- |
|  |

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| 維基共享資源 |
| [编辑维基数据] |

**利克天文台**（英語：Lick Observatory）位于美国加利福尼亚州圣荷西市的东部，汉密尔顿山的山顶上，海拔4209英呎，由聖塔克魯茲加利福尼亞大學管理。

## 歷史

利克天文台是世界上首个建于山顶的永久性台址，使用美国富豪詹姆斯·利克的遗产，建造于1876年至1887年间。1887年，利克的遗体安葬在口径36英寸（91厘米）的折射望远镜的基座下面，这台望远镜被命名为詹姆斯·利克望远镜。1888年1月3日，利克望远镜开光，是当时世界上最大的折射望远镜。直到1897年这一纪录才被叶凯士天文台打破。1888年4月，利克天文台移交给加利福尼亚大学董事会管辖，成为世界上首个建于山顶的永久天文台。首任台长是爱德华·霍顿。1898年，詹姆斯·基勒担任天文台的第二任台长。

随着圣荷西的日益繁华，光污染逐渐开始对天文台的观测工作造成影响。1980年代，圣荷西的路灯全部改用低压钠灯，这种灯的灯光容易用望远镜上的滤光片去除。1998年，帕洛马山天文台发现的小行星6216被命名为“圣荷西”，以感谢圣荷西市长期以来对利克天文台的支持。

## 設備

利克天文台的主要观测设备有：

* 唐纳德·沙恩望远镜，口径为3米（120英寸）的反射望远镜，位于第谷峰，安装了自适应光学和激光导星系统
* 安娜·尼克尔望远镜，口径为1米（40英寸）的反射望远镜，位于天文台峰的主楼南部
* 詹姆斯·利克望远镜，口径为91厘米（36英寸）的折射望远镜，位于天文台峰的主楼北部
* 克罗斯雷望远镜，口径为91厘米（36英寸）的反射望远镜，位于托勒密峰
* 卡茨曼自动成像望远镜，口径为76厘米（24英寸）的反射望远镜，位于开普勒峰，主要用于寻找超新星爆发
* 卡内基望远镜，两台口径为50厘米（20英寸）的折射望远镜，位于第谷峰

## 参考

* 利克天文台网站（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 回旋辐射[编辑]

**回旋辐射**是非相对论性的带电粒子在磁场中受到洛伦兹力的作用产生的辐射。

## 回旋辐射的功率

非相对论电子的回旋辐射的总功率可以表示成：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
上式采用高斯单位制， WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 ，是电子速率与光速的比； WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 是电子经典半径，α是电子速率与磁场的夹角。可见，非相对论性电子回旋辐射的功率与其能量平方成正比（即与β的平方成正比），与磁场强度的平方成正比。对于具有各向同性速度分布的电子，平均辐射功率：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6
## 回旋辐射的谱分布

电子在均匀的磁场中受洛伦兹力的作用，进行圆周运动。回旋辐射的基频为电子在磁场中的回旋频率。如果不考虑电子质量的相对论改正，回旋频率为拉摩频率，：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8
如果考虑电子的相对论改正，回旋频率不再为拉摩频率，而是 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 。回旋辐射几乎全部能量都集中在基频 WIKINIUM\_MATH\_PH\_12 上。除此之外，回旋辐射还有一系列较弱的分立谱线。

## 回旋辐射的角分布

由于回旋辐射大部分能量集中在基频上，因此可以用基频辐射的角分布代替整个回旋辐射的角分布。回旋辐射的角分布大体上是各向同性的，在沿着磁场的方向辐射最强，垂直磁场的方向辐射最弱，前者强度为后者的2倍。

## 回旋辐射的偏振特性

回旋辐射在沿着磁场的方向为圆偏振，垂直磁场的方向为线偏振。其余方向为椭圆偏振。

## 回旋辐射的轮廓

实际情况中，回旋辐射的谱线往往具有一定宽度，主要是由以下机制造成的：

* 谱线的自然宽度造成的辐射展宽，形状为洛伦兹谱型；
* 电子在回旋运动中和其他粒子相撞造成的碰撞展宽，形状为洛伦兹谱型；
* 电子热运动的多普勒效应导致的谱线宽度，形状为高斯谱型；
* 相对论效应导致不同速度的电子具有不同的质量
* 辐射自吸收导致的谱线展宽；
* 磁场的不均匀导致的谱线展宽。

谱线的宽度往往不是仅仅由一种机制引起的，而是由几种机制联合导致的，因此一般情况下谱线形状既不是洛伦兹谱型也不是高斯谱型。

## 參考來源
# ΔV[编辑]

在天文动力学中，**ΔV**字面上的意思是“方向和速度的变化”。但ΔV也有其他含义，即一个用来测量轨迹变换需要多少“作用力”的标量单位，比如在改物质的轨道。

## 定义

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
其中
* WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 是瞬时推力（thrust）
* WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 是瞬时质量（mass）

## 特例

如没有其他外力，而推力的方向是常量，可以简化成：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6
这就是速度变化的大小。可是，在普遍的情况下这样的关系不成立：假设，在时间 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 后常量单向加速度的方向颠倒了，那么 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 , 但是ΔV跟原来的没有颠倒推力的例子还是一样。

在火箭的情况，“没有其他动力” 一般来说不单是没有大气层的摩擦力，而是火箭发动机喷管没有空气静力的向后压力，所以“真空比冲”是用来在火箭方程中算ΔV。此外，在处理从行星表面发射时，大气损失和重力阻力的成本被添加到ΔV预算中。

## 产生

ΔV一般由火箭引擎的推力提供，但也可以被其他发动机产生。ΔV的时间变化率是由发动机造成的加速度大小，即每飞船总质量的推力。通过将每质量推力添加到重力矢量，和表示作用在物体上的任何其他力的矢量，可以找到实际的加速度矢量。

所需的总ΔV是早期设计决策的良好起点，因为对增加的复杂性的考虑被推迟到设计过程的后期。

火箭方程表明，所需的推进剂量随着ΔV的增加而显著增加。 因此，在现代航天器推进系统中，大量研究投入到减少给定航天飞行所需的总ΔV以及设计能够产生更大ΔV的航天器上。

增加推进系统提供的ΔV可以通过以下方式实现：

* 多级火箭
* 增加比冲
* 提高推进剂质量分数

## ΔV预算

在设计弹道时，ΔV预算被用作需要多少推进剂的良好指标。根据火箭方程，推进剂使用量是ΔV的指数函数，它还取决于排气速度。

太阳系中选定天体的 Delta-v 地图，假设燃烧位于近点，重力辅助和倾角变化被忽略。（完整大小）
仅考虑飞行器在初始和最终轨道上的总能量是不可能从能量守恒中确定ΔV要求的，因为能量在排气中被带走（另见下文）。例如，大多数航天器在轨道上发射，其倾角相当接近发射场的纬度，以利用地球的自转表面速度。如果出于基于任务的原因有必要将航天器置于不同倾角的轨道上，则需要相当大的ΔV，尽管最终轨道和初始轨道的比动能和势能相等。

当火箭推力以短爆发的形式施加时，其他加速度源可以忽略不计。一次爆发的速度变化幅度可以简单地用ΔV近似，然后可以通过添加离散燃烧所需的每个ΔV来简单地找到要应用的总 ΔV，即使在爆发之间速度的大小和方向由于重力而变化，例如在椭圆轨道上。

有关计算ΔV的示例，请参阅霍曼转移轨道、引力弹弓和行星际运输网络。同样值得注意的是，大推力可以减少重力阻力。

将卫星保持在轨道上也需要ΔV，其也被用于推进轨道保持机动。由于大多数卫星上的推进剂负载无法补充，因此最初装载在卫星上的推进剂量可能会很好地决定其使用寿命。

### 奥伯特效应

从功率考虑，事实证明，当在速度方向上运用ΔV时，每单位ΔV获得的特定轨道能量等于瞬时速度。 这被称为奥伯斯效应。

例如，椭圆轨道上的卫星在高速（即低空）下加速比在低速（即高空）下加速更有效。

另一个例子是，当航天器经过一颗行星时，在最接近而不是更远的地方燃烧推进剂会显著提高最终速度，当行星是一个像木星一样具有深重力场的大行星时更是如此。

另见动力弹弓。

### 太阳系中

使用常规火箭进行各种轨道机动所需的ΔV； 红色箭头表示可以在该特定方向执行可选大气制动的位置，黑色数字表示适用于任一方向的以千米每秒为单位的ΔV。 通常可以实现比所示更低的ΔV转移，但涉及罕见的转移窗口或需要更长的时间，见：航天动力学。

C3：
抛物线轨道

GEO：
地球同步轨道

GTO：
地球同步转移轨道

L4/5：
地月 L4L5 拉格朗日点

LEO：
近地轨道

### 近地轨道再入

例如，联盟号飞船分两步从国际空间站脱离轨道。 首先，它需要 2.18 米每秒的ΔV才能与空间站安全分离。 然后它需要另外128 米每秒的ΔV才能再入。

## 參考資料
# 無線電掩星[编辑]

分析串聯的氣象、電離層和氣候觀測星群系統無線電掩星的信號延遲，可以用於大氣探測。
**無線電掩星**（**RO**）是用於量測行星大氣或環系統物理性質的一種遙感技術。搭載GNSS無線電掩星儀的衛星包括CHAMP衛星、重力回溯及氣候實驗衛星、氣象業務衛星和最近發射的福爾摩沙衛星七號。

## 大氣無線電掩星

它依靠檢測穿越過行星大氣層，也就是大氣層掩蔽的無線電信號變化。當電磁波輻射穿過大氣層時會被折射，折射的大小取決於正常路徑的折射梯度，也就是折射率梯度取決於密度梯度。當輻射經歷漫長的大氣邊緣路徑時，影響的效果最為明顯。當無線電頻率的彎曲總量不能直接測量時，可以反過來使用都卜勒頻移信號計算和測量彎曲度，給出發射器和接收器的幾何關係。彎曲的總量可以通過使用阿貝耳轉換公式，導出相關的折射率與角度。將無線電掩星技術的資料應用在氣象學上，可以推導出中性大氣層（在電離層之下）的溫度、壓力和水蒸氣的含量的資訊。

## GNSS 無線電掩星

**GNSS無線電掩星**（**GNSS-RO**），歷史上也被稱為**GPS無線電掩星**（**GPS-RO**或**GPS SRO**），是一種依賴於GPS（全球定位系統）或更一般地來自GNSS（全球導航衛星系統）衛星的無線電傳輸的無線電掩星。這是一種相對較新的科技（首次應用於1995年），用於進行大氣量測。它被用作天氣預報工具，也可以用於監測氣候變化。該科技涉及一顆低地球軌道衛星從GNSS衛星接收訊號。訊號必須穿過大氣層，並在此過程中發生折射。折射的幅度取決於大氣中的溫度和水蒸氣濃度。

GNSS無線電掩星幾乎是對大氣狀態的即時描述。GNSS衛星和低地球軌道衛星之間的相對位置會隨著時間的推移而變化，從而可以對連續的大氣層進行垂直掃描。

GNSS-RO的觀測也可以從飛機上進行或者在高山上。

無線電掩星示意圖。
## 行星衛星任務

現時的任務包括新視野號上的電波科學實驗。

## 衛星任務

* CLARREO
* Microlab 1
* 福爾摩沙衛星三號（COSMIC）
* 福爾摩沙衛星七號（COSMIC-2）
* CHAMP
* GRACE
* Oceansat
* 哨兵6號（Sentinel-6 Michael Freilich）
* GRAS sensor onboard MetOp satellite
* Spire LEMUR cubesats
* 云遥一号
* 天目一号

## 相關條目

* 大氣邊緣探測
* 雙靜電雷達

## 參考資料

9. Alexander, P., A. de la Torre, and P. Llamedo (2008), Interpretation of gravity wave signatures in GPS radio occultations, J. Geophys. Res., 113, D16117, doi:10.1029/2007JD009390.

* COSMIC Project Website （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* GeoOptics LLC Website - First commercial operational RO Constellation （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* PlanetIQ Website （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* ROM SAF monitoring （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* ROM SAF website （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* ECMWF monitoring
* GENESIS Website （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 木卫六[编辑]

希瑪利亞| 由卡西尼号拍攝的木卫六 |
| 发现  |
| 發現者 | 查尔斯·狄龙·珀赖因 |
| 發現地 | 利克天文台 |
| 發現日期 | 1904年12月3日 |
| 編號 |
| 命名依據 | Ἱμαλία *Himalia* |
| 形容詞 | Himalian |
| 軌道參數  |
| 曆元 2019年4月27日（儒略日 2458600.5） |
| 觀測弧 | 114.25儒略年（41,72日） |
| 半長軸 | 0.0761287 AU（11,388,690 km） |
| 離心率 | 0.1537860 |
| 軌道週期 | +248.29天 |
| 平近點角 | 94.30785° |
| 軌道傾角 | 29.90917° (在 黃道) |
| 升交點黃經 | 44.99935° |
| 近日點參數 | 21.60643° |
| 隸屬天体 | 木星 |
| 物理特徵 |
| 大小 | 205.6 × 141.4 km （掩星，推测） 7002150000000000000♠150±20 × 7002120000000000000♠120±20 km（卡西尼号估计） |
| 質量 | 7018420000000000000♠(4.2±0.6)×1018 kg |
| 平均密度 | 7003163000000000000♠1.63 g/cm3（假设半径为85 km） |
| 表面重力 | ~ 0.062 m/s2（0.006 g） |
| 逃逸速度 | ~ 0.100 km/s |
| 自轉週期 | 7004280148400000000♠7.7819±0.0005 h（7 h 46 m 55 ± 2 s）。 |
| 反照率 | 6998570000000000000♠0.057±0.008 |
| 視星等 | 14.6 |
| 絕對星等(H) | 7.9 |
|  |

**木卫六**又稱為「希瑪利亞」（Himalia），是木星的一颗自然卫星。屬於不規則衛星，也是其中最大的一顆不規則衛星，1904年12月3日，它在利克天文台被查尔斯·狄龙·珀赖因发现。 1975年，國際天文聯會将它授名为Himalia（希玛利亚）。在希腊神话中，希玛利亚是一个女神。她与宙斯有三个儿子。

## 命名

木衛六是到1975年才以希臘神話中的希玛利亚（Himalia）命名
，在那之前木衛六就單純以**木星VI**（Jupiter VI）或**木星衛星VI**（Jupiter Satellite VI）的臨時代號稱呼。而然隨著木衛七的發現，開始出現了一些給木衛六正式名稱的聲音，因此天文學家A.C.D.克羅美林寫道

|  |  |  |
| --- | --- | --- |
| “
 |
很不幸的，木星的衛星以編號當作名稱已經不可行了，現在木星衛星的編號就像以前土星的一樣亂，而然土星的衛星現在已經改用名稱的方式，因此，本人強烈建議我們學土星衛星一樣，把號碼改成名稱，況且這樣也比較有詩意。

 | ”
 |
| ——A.C.D.克羅美林 |

因此最後木衛六命名為希玛利亚，有的時候也會稱它**赫斯提亞**（Hestia）。

## 物理特性

木衛六的自轉週期是7小時46分鐘55±2秒。跟其他的衛星一樣，木衛六的表面呈現灰色，其中色指數B-V=0.62、V-R= 0.4，這個數值類似於C形小行星。 另外卡西尼號在木衛六發現了一個頻繁平凡無奇的電磁波譜，其吸收波長在 3 μm的地方，這個電磁波譜表示木衛六上可能有水存在，水是所有生命的基本根源，這意味着木衛六有極小的可能性有生命存在。

## 軌道特性

木卫六是希瑪利亞群之中最大的成员，因此希瑪利亞群以它的名稱命名。这个卫星群包括五个绕着木星公转的卫星。它们离木星的距离在11到13百万千米的范围之内。它们的自转轴倾斜度都在27.5度左右。木衛六的近木點9,782,900千米、遠木點13,082,000千米，而它軌道與黃道交角27.50°、軌道與木星赤道交角29.59°，符合希瑪利亞群的要求，另外它的軌道離心率0.15798
，則平均公轉速度為3.34km/s。

## 探測

新視野號拍下的木衛六，解析度並不是很好。
在2000年，卡西尼号宇宙飞船在前往土星的路程上，拍摄到數张木卫六的照片，有些照片甚至是近從440萬公里的距離拍攝，但是那些照片的解析度都很低，而且只佔圖片的幾個像素，並没有显示出任何木卫六表面的详细情况。根據拍摄出的照片，木衛六大約有150 ± 20×120 ± 20 km，與地球上觀測的值類似。
另外在2007年3月，要前往冥王星的新視野號也在800萬公里處拍下木衛六的照片，同樣的這些相片的解析度也很差。

* 木星的卫星
* 不規則衛星

註釋

來源

* Himalia Profile （英文）
* David Jewitt pages（英文）
* Scott Sheppard pages（英文）
# 伽利略探針[编辑]

伽利略探針進入程序。
**伽利略探針**是由伽利略號攜帶前往木星，進入大氣層的的主要探測儀器。它直接進入木星的大氣層，並從這顆行星傳送回資料。這個重339-公斤（747-磅）的探測器是由休斯飛機公司在加利福尼亞州的埃爾塞貢多製造，直徑大約1.3米（4.3英尺）。探針的科學儀器在隔熱罩內，以避免在每秒47.8公里（29.7英里）的高速下降時，能免受旅程中極端的高溫和高壓。

探針在抵達木星之前五個月，於1995年7月從伽利略號的軌道器釋出，並在沒有剎車的減速下，直接進入木星的大氣層。探針在兩分鐘內從其抵達時的每秒約47公里的高速降到次音速的速度。

當時，這是迄今為止最困難的進入大氣層嘗試，探針必須承受230g，而重152公斤的隔熱罩佔了探針總重量的一半，在進入時燒蝕了80公斤。NASA建立了一個特殊的實驗室，巨行星裝置，來模擬熱負荷。這類似於結合洲際彈道飛彈的彈頭重返大氣的熱傳輸經驗和熱核火球的輻射加熱。然後，它張開它2.5米（8.2英尺）的降落傘，拋棄它的隔熱罩，進入木星的內部。

當探針在木星大氣層的頂層內下降了156公里（97英里），收集了58分鐘當地的天氣資料。當環境的壓力超過23標準大氣壓，和溫度達到153 °C（307 °F），它停止發送訊號。資料被聳到在上方的軌道器，然後傳送回地球。2個L頻道，每個每秒可以傳送128位元相同的科學資料串流到軌道器。探針所有的電子儀器都使用LiSO2電池，抵達木星時的額定輸出功率約580瓦，提供21安培小時的輸出

伽利略探針進入大氣層的儀器和不含降落傘的子系統關係圖。
進入木星大氣層的探針包含六種儀器

* 測量溫度、壓力和降低速度的*大氣結構儀器組*，
* *中性質量光譜儀*，
* 支援大氣成分研究的*氦豐度干涉儀*，
* 觀測雲的位置和雲粒子的*濁度計*，
* 在每個高度測量上下不同輻射通量的*淨通量輻射計*，和
* *閃電/無線電輻射儀*與一個高能粒子探測器，測量光和無線電排放與閃電，和在木星輻射代的高能粒子。

此外，探針的隔熱罩儀器測量在下降過程中的燒蝕。探針傳回來的總數據約3.5百萬位元（〜460,000位元組），探針停止傳輸之前，與軌道器的視線聯繫被切斷，最後探針故障的可能原因是過熱，造成之前的感應器訊號遺失。

通過探針的下降，得知溫度與擾動都比預期的高與動盪。此外，探測器通過木星雲層被摧毀後繼續下降至分子氫層的頂端。進入後大約105分鐘，先是降落傘被融化掉，然後是鋁的成分，其它的還經歷40分鐘的自由落體通過超臨界流體的氫海。鈦結構在崩解前可以維持6.5小時或更久的時間。由於高壓，一旦達到它們的臨界溫度，來自探針的金屬滴就會蒸發，並與木星內部的液體金屬氫混合。

木星被發現氦的數量只有預期的一半，此外，資料也不支持三雲層的理論。它檢測到較少的閃電、較少的水，但比預期更多的風；下降中一致的530公里每小時（330英里每小時）。在下降至156公里（97英里）的旅程中，沒有檢測到固體的表面。

## 影像

|  |  |  |
| --- | --- | --- |
| 藝術家想像的探針進入木星大氣層。 | 下降模組 | 探針進入大氣層的時間軸 |

## 參考資料
# 木星冰月轨道器[编辑]

木星冰月轨道器效果图
**木星冰月轨道器**（**Jupiter Icy Moons Orbiter**）是美国国家航空航天局的一项已被取消的探測计划，主要目的是环绕木卫二、木卫三和木卫四飞行，对它们进行详细考察。為了使美國總統提出的重返月球計劃有足夠預算，美国宇航局已於2005年起停止向本計劃提供資金，計劃因此被取消。美国宇航局還有欧罗巴快船（木衛二多重飛越任務）於2024年10月發射，欧罗巴着陆器则将于2027年發射，至于欧空局還有木星冰月探測器於2023年4月發射。

## 概述

美国国家航空航天局曾筹备一项雄心勃勃的计划，主要目的是环绕木星的三颗行星大小的卫星——木卫二、木卫三和木卫四——飞行，因为在它们冰冷的表面之下，可能隐藏着巨大的海洋。这项计划被称为木星冰月轨道器，它将会环绕每颗卫星飞行，深入研究它们的组成、历史和可能存在的生命的情况。

美国国家航空航天局的伽利略号飞船发现木星的三颗巨大卫星上可能存在水、能量和必要的化学成分这三个基本生命要素的证据。来自伽利略号的这些证据表明，木卫二上融化的水在最近的地质年代曾经暴露于表面并且现在仍然可能位于距离表面相对较近的地方。对木卫三和木卫四的观察将会提供对比，以便了解所有这三颗卫星的演化情况。木星冰月轨道器还将支持美国国家航空航天局的主要目标之一：探索宇宙，寻找生命。

由于基于核裂变反应堆的电子推进技术的首次使用，计划中的木星冰月轨道器革命性的将美国国家航空航天局的空间探测能力提高到一个新的水平。这一技术不仅使环绕木星的三颗卫星成为现实，还将为接下来对太阳系其它区域的详细考察铺平道路。

## 目标

### 科学方面

* 寻找可能存在的生命
	+ 确定要探测的卫星表面以下是否存在海洋
	+ 确定有机化合物和其它对生命的产生和发展起着重要作用的化学物质的分布情况
	+ 确定冰层的厚度，寻找将来可能的着陆地点
* 研究卫星起源和演化
	+ 确定它们的内部结构、表面特征和表面组成，以解释地质学、地球化学和地球物理学的演化过程，帮助了解地球的起源和演化
* 探测周围的辐射环境

### 工程方面

* 为科学仪器提供充足电力（45千瓦）。
* 为科学仪器提供高速数据传输率（＞10兆比特／秒），包括同时的高速发送和接收。
* 为科学仪器提供足够质量有效载荷支持设备运行（约1500千克）。
* 高速的指令周期。
* 为所有三颗要探测的卫星提供低高度、高倾角的轨道。
* 为每颗要探测的卫星提供充足的探测时间，螺旋轨道出入时间持续几个月，在轨时间持续至少一个月。

## 任务

根据原來计划，发射在2015年进行，探测器将由普通化学火箭发射到地球高轨道，然后由基于核裂变反应堆的离子发动机推动前往木星，并于2020年1月进入木星轨道。

探测器花费380天时间环绕木星飞行，于2021年1月进入木卫四引力范围，并于90天后进入木卫四轨道，在近圆轨道环绕木卫四飞行60天，然后花费88天时间离开木卫四前往木卫三。

探测器花费250天时间环绕木星飞行，于2022年5月进入木卫三引力范围，并于96天后进入木卫三轨道，在近圆轨道环绕木卫三飞行120天，然后花费93天时间离开木卫三前往木卫二。

探测器花费165天时间环绕木星飞行，于2023年8月进入木卫二引力范围，并于65天后进入木卫二轨道，在近圆轨道环绕木卫二飞行30天。

## 仪器

仪器数量初步设计方案为18台。

## 相关资料参阅

* 木星
* 木卫二
* 木卫三
* 木卫四
* 太陽系探測器列表

## 相关链接

* 木星冰月轨道器