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天文学	光学天文学	R-C望远镜	R-C望远镜（ R-C telescope ），平行于光轴的光，满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜。它是由克列基昂（H.Chretien）提出、里奇（G.W.Ritch）制成的，按他们两人姓氏的第一个字母得名为R-C望远镜。它的焦点称为R-C焦点。这种望远镜的主、副镜形状很接近旋转双曲面，在实用上可把这种系统近似地视为消除三级球差和彗差的、由旋转双曲面组成的系统。由于消除了彗差，可用视场比其他形式的卡塞格林望远镜更大一些，并且像斑呈对称的椭圆形。如果采用弯曲底片，视场会更明显地增大，像斑则呈圆形。一个主镜相对口径为1/3、系统相对口径为1/8、且像成在主镜后面不远处的这种望远镜，其主镜偏心率接近于1.06的双曲面，副镜偏心率接近于...
天文学	恒星与银河系	星族	星族（ Stellar Population ），银河系（以及河外星系）内大量天体的某种集合。这些天体在年龄、化学组成、空间分布和运动特性等方面十分接近。银河系所有天体分为晕星族（极端星族Ⅱ）、中介星族Ⅱ、盘星族、中介星族Ⅰ（较老星族）、旋臂星族（极端星族Ⅰ）5个星族。晕星族分布如一个球状的晕，由银河系中最老的天体所组成，包括球状星团、亚矮星和周期长于0.4天的天琴座RR型变星。中介星族Ⅱ的主要代表是高速星以及长周期变星。盘星族包括核球内的恒星、行星状星云和新星，周期短于0.4天的天琴座RR型变星以及“弱线星”（光谱中出现较弱的金属线）。中介星族Ⅰ包括强金属线星和A型星。极端星族Ⅰ集中分布在银道面附近（银面聚度最大），主要为旋臂中的...
天文学	天体物理学	流体静力学平衡	流体静力学平衡，流体静力平衡是恒星不会向内坍缩（内爆）或爆炸的原因。在天文物理，在恒星内部给定的任何一层，都是在热压力（向外）和在其外物质的质量产生的压力（向内）平衡的状态，这种平衡称为流体静力平衡。
天文学	天体物理学	元素合成理论	元素合成理论（ theory of nucleosynthesis ），阐明宇宙中各种元素及其同位素丰度形成涉及的所有天体物理过程的科学。元素的丰度曲线是相当复杂而又有一定规律的。元素及其同位素的分布规律，一方面反映原子核结构的规律性，另一方面与元素的起源和演化史密切相关。关于元素的起源或合成的任何一种假说，都必须解释这一分布的规律性。合成假说早期提出的假说有平衡过程假说、中子俘获假说、聚中子裂变假说等。它们都试图用单一过程解释全部元素的成因，结果是顾此失彼、难以自圆其说。G.伽莫夫和他的同事R.阿尔弗于1948年提出的大爆炸之后宇宙中的核子逐步综合成较复杂原子核的理论，他发现阿尔弗和他本人的名字读音很像希腊语的第一个字母α和...
天文学	恒星与银河系	银河	银河（汉语拼音：Yinhe；英语：Milky Way），横跨星空的一条淡淡发光的带。中国古代又称天河、银汉、星河。银河在天鹰座与天赤道相交，在北半天球，它经过天鹅、蝎虎、仙王、仙后、英仙、御夫、金牛、双子和猎户等星座，跨入天赤道的麒麟座，再往南经过大犬、船尾、船帆、船底、南十字、半人马、圆规、矩尺、天蝎、人马和盾牌等星座，返回天鹰座。银河各部分的宽窄和明暗程度相差很大。银河在天球上勾画出一条宽窄不一的带，称为银道带。它的最宽处达30°，最窄处只有4°～5°，平均约20°。银河有些部分很明亮，如盾牌、人马那一段。有些部分则非常暗，如天鹰、天鹅座以南的大分叉和南十字座附近的“煤袋”。大分叉非常暗，银河在那里好像被分成了两条支流。已得知，...
天文学	星系与宇宙学	氦丰度	氦丰度（ Heabundance ），H abundance 同位素在自然界中的丰度指的是该同位素在这种元素的所有天然同位素中所占的比例。星际物质中氢和氦的质量丰度比约为75/25，除去氢、氦之外的其它物质（包括放射性物质）大约占到1-3%。这类物质天文学界把它们称之为铁类物质，它们是在恒星内的核聚变过程中所产生的。氦元素丰度一般定义为(nHe/nH)× 100。光球氦丰度约为8.5,而高速太阳风氦丰度一般不超过5。
天文学	天文学	天文符号	天文符号（ astronomical symbols ），在天文书刊、星图和星表中对某些天体和天象，以及黄道十二宫常用专门天文符号表示。这些天文符号中的大多数历史悠久，由中世纪的星占学流传至今。一、天体二、天象三、黄道十二宫
天文学	光学天文学	大气光学	大气光学（汉语拼音：Dɑqiguangxue；英语：atmospheric optics），研究光通过大气时和大气的相互作用以及由此产生的各种大气光象的一门学科。　　大气物理学的一个分支。某些大气光象常常是天气现象的前兆。对虹、晕、宝光环、海市蜃楼等大气光象，中国古代都有观测和解释。作为现代科学的大气光学的研究和发展，则与光学研究的进展有着密切的联系。19世纪末和20世纪初，英国科学家J.W.S.瑞利和德国科学家G.米分别建立了散射理论，解释了许多大气光象。20世纪60年代激光的出现，使光学大气遥感得到迅速的发展。卫星遥感技术的应用也对大气光学的研究提出新的要求，这些都促进了近代大气光学的发展。大气光学的研究内容包括：基本规律的研...
天文学	天文学	等离子体天体物理学	等离子体天体物理学（ plasma astrophysics ），应用等离子体物理学的基本理论和实验结果来研究天体的物态及物理过程的学科。包括理论探讨和天文实测对理论的检验两个方面。宇宙物质绝大部分处于等离子态。如地球的电离层和地球磁层、行星际空间的太阳风、太阳大气、某些磁变星、星际物质以及星系际物质等。近年认识到天体等离子体远非处于热动平衡状态。宇宙间存在各种不稳定过程（如太阳耀斑和各种类型的太阳射电爆发，即使太阳在“宁静”期间，也存在巨大的不稳定性），因而在等离子体中经常不断地激起各种波动，形成复杂的湍动状态。行星际空间的太阳风在地球附近形成的地球弓形激波、磁层亚暴等，都说明天体等离子体往往处于湍动状态。又如超新星、类星体、星...
天文学	天体物理学	恒星大气理论	恒星大气理论（ theory of stellar atmospheres ），主要通过对恒星光谱的解释来研究恒星大气的结构、物理过程和化学组成的理论。天体物理中的重要组成部分。恒星上能被直接观测到的表面层称为恒星大气。太阳是一颗典型的恒星，而且是离地球最近从而可对其表面不同区域的光谱进行详细观测和分析的唯一恒星。因此常以太阳大气的研究作为恒星大气研究的范畴。对于非常遥远不能作区域分解观测的恒星，只能对可见半球积分辐射的光谱进行观测和研究。包括太阳在内的正常恒星辐射功率基本上集中在可见区和近红外波段。光谱的主要特征是在连续光谱的背景上叠置许多吸收谱线。对连续谱和吸收谱线的观测和理论分析可获得关于恒星大气的知识，不过各有不同的分析方法...
天文学	天文学	宇宙化学	宇宙化学（ Cosmic Chemistry ），研究宇宙中的化学反应及其产物的交叉学科。形成大多数化学元素的原子是在恒星内部合成的，其中一部分通过星风或超新星爆发返回星际空间。与此不同的情形主要是氢和氦–4，以及少量的氘、氦–3和锂–7产生于大爆炸后若干秒。氢和氦大约构成星际介质中全部物质质量的98％，而其余主要是碳、氮、氧、氖、镁、硅、硫、氩、铁。许多其他元素都已探测到，并可望在地球上发现。但现在能在太空观测到的分子主要是氢、碳、氮和（或）氧的化合物。一个显著的理由是只有气体形式的分子才能由其射电谱得以可靠证认。固体物质如星际尘粒的成分只能得到粗略表征。星际空间的原子一旦形成就能参与化学反应，但由于条件与地球上的实验室大不相同...
天文学	星系与宇宙学	星系成团	星系成团（ clustering of galaxies ），星系聚团的现象。从小范围讲，星系常常以双重星系、三重星系以至多重星系的结构出现。统计表明，大约有半数的明亮星系构成双重或多重星系。这些多重结构又可以进一步构成小的星系群。例如，大、小麦哲伦云是双重星系，它们和银河系构成三重星系，并进而与玉夫星系等近距星系形成多重星系；这个系统又与以仙女星系为中心的另一个多重星系构成本星系群的两个星系集中区。最近发现的马菲Ⅰ以及IC10星系又同以仙女星系为中心的多重星系构成了一种长条形的星系链。比星系群更大的成团结构就是星系团，有时也把只有十几个成员的小群和包含上千个以至更多星系的巨大系统通称为星系团。不同的星系团不仅成员数差别很大，而且形...
天文学	恒星与银河系	恒星物理学	恒星物理学（ stellar physics ），应用物理学知识，从实验和理论两方面研究各类恒星的形态、结构、物理状态和化学组成的学科。天体物理学的分支。在恒星上发现的某些奇特物理现象，也能够启发和推动现代物理学的发展。研究方法一般的恒星都是炽热的气体球。研究恒星所必需的一切资料几乎全部来自恒星自身的电磁辐射，近年来能检测它们的高能粒子和引力波效应。因此，早期主要使用光学、红外线、射电和X射线等各种天文望远镜以及所附的终端设备，测量各类恒星在不同波段上的辐射强度、能谱、谱线结构、偏振状态等物理量。随后发展主要是应用热辐射理论，推知恒星表面的有效温度；应用谱线位移和一定的几何方法，确定恒星自转特性、双星特性或脉动特性；再利用引力...
天文学	太阳与太阳系	米粒组织	米粒组织（汉语拼音：mǐ lì zǔ zhī），（granulation），太阳光球上明亮的颗粒状结构，是光球亮度分布不均匀性的表征。光球实际上是沸腾的对流层顶层，巨大的对流气体元向上流动到太阳表面，并把多余的热量辐射掉，然后分散为较冷的气流从气体元的周围边界向下流回对流层。因为上升的气体元中心较热，下降的边缘较冷(中心与边缘的温差至少达100度)，故在光球表面形成了中间亮四周暗的米粒状组织。它的形成深度约400千米。米粒呈椭圆形，其角径约1～3角秒，相当于日面上700～2000千米。将米粒隔开的暗区宽度约290千米。米粒越大越亮，其亮度比周围背景约亮10％～20％，相应的温度差约300K。整个光球表面的米粒数约4×106个。米粒的...
天文学	光学天文学	中星仪	中星仪（汉语拼音：Zhongxingyi；英语：Transit instrument），观测恒星过上中天（过观测站子午圈）的一种天体测量仪器。又称子午仪。主要用于精确测定恒星过上中天的时刻，以求得恒星钟的钟差，从而确定世界时、恒星赤经和基本天文点的经度。发明于17世纪，后经不断改进。中星仪由望远镜、目视接触测微器、寻星度盘、挂水准器、太尔各特水准器以及望远镜支座等部分构成。望远镜通常是折轴式的，其水平轴指向东西方向，镜筒可在子午面内旋转，星光经过位于水平轴中央的直角棱镜，反射到水平轴的一端用超人差接触测微器或光电接收器进行记录。中星仪水平轴上挂有一个高灵敏度的挂水准器，以改正水平轴的倾斜。在水平轴的两端各有一段精度极高的圆柱形枢轴，...
天文学	光学天文学	极限星等	极限星等（ limiting magnitude ），用附有辐射探测器的望远镜所能观测到最暗的恒星星等。它主要由下列三个因素决定。①望远镜系统在单位像面上能收集到的辐射流量，这和望远镜的口径D、焦距f以及大气吸收有关。②辐射探测器将这些辐射流转换成可测量的信号，其大小和探测器的量子效率q、信息容量、时间常数（或曝光时间）t等因素有关。③噪声，包括信号噪声、背景噪声和仪器噪声。信号噪声是由被测辐射的量子特性决定的；后两项噪声则与夜天背景（见夜天光）的表面亮度、天文宁静度、照相底片的化学灰雾、光电倍增管、光阴极的热发射以及读数仪表的噪声等有关。在一定精度要求下，只有当信噪比等于某一定值k时，该信号才能被检测出来。当探测器未达饱和状态时...
天文学	天文学	星表	星表（汉语拼音：Xingbiao；英语：Star Catalogue），记载天体各种参数（位置、自行、视向速度、星等、光谱型、视差等）的表册。通过天文观测编制星表是天文学中最早开展的工作之一。公元前4世纪，中国战国时代天文学家石申所编的《石氏星经》，载有121颗恒星的位置。这是世界上最古老的星表。按照编制方法和用途区分，星表有下列几种：①绝对星表。由绝对测定编制的星表。星表内恒星的位置是独立测定的，与其他已知的位置值无关，观测中各种系统误差尽可能加以消除，这种测量方法称为恒星位置的绝对测定。②基本星表。为了尽可能消除和减少各星表间的系统误差和偶然误差的影响，将各个不同系统的绝对星表进行综合处理后得到的高精度的星表。基本星表主要用于作...
天文学	天体物理学	宇宙磁流体力学	宇宙磁流体力学（ cosmic magnetohydrodynamics ），磁流体力学在天体物理学中的应用所形成的学科。电磁场中运动的导电流体，受到洛伦兹力的作用，同时还产生感应电动势。前者使流体运动受到电磁场的影响，后者则使电磁场又受到流体运动的影响，因此形成流场与电磁场之间的耦合。等离子体在一定条件下可看作连续介质，磁流体力学则是研究等离子体理论的宏观方法。实际上，磁流体力学的发展一直是与等离子体动力学的发展互相促进的。宇宙中绝大部分物质都处于气体和等离子体状态。恒星内部气体几乎是完全电离的。太阳光球的电离度虽不太高，但色球和日冕的电离度几乎达到百分之百。高温恒星周围的星际空间的气体，一般也是高度电离的。宇宙中磁场是普遍存...
天文学	光学天文学	像切分器	像切分器（ image slicer ），恒星摄谱仪的一种附属装置。在高色散摄谱工作中，由于入射狭缝的宽度比星像直径窄得多，大部分光线被挡在狭缝之外而得不到利用（见图a）。通过像切分器将星像切成若干与狭缝等宽的窄条，然后将这些窄条全部送入摄谱仪，从而提高了仪器的聚光能力。1938年，美国鲍恩首先设计一种迭片式像切分器。以后又出现若干种形式的像切分器。图b是其中一种：厚度为星像直径的1/√2的薄玻片，上端为45°斜面，星光从这里垂直入射。薄玻片同一块45°棱镜的斜面在光学上结成一体，斜面上有一条略为倾斜的窄刻槽。星光在窄刻槽区和玻片的空气界面上被全反射。当星光开始同交界线接触时，星像依次被切成窄条穿过棱镜进入摄谱仪。这种形式和鲍恩结构...
天文学	光学天文学	伽利略望远镜	伽利略望远镜伽利略望远镜，1609年，意大利科学家伽利略在得知有人发明了望远镜的消息后，随即用一凸透镜为物镜，用一凹透镜为目镜，分别置于一个管筒的两端，制成一架放大率3倍的望远镜。随后又制成另一架放大率8倍的望远镜。最后，制成一架口径4.4厘米，筒长1.2米，放大率33倍的望远镜。这就是天文学史上的第一架天文望远镜。后人称之为伽利略望远镜。该光学系统的特征是成的像是正像，像在焦平面之前。伽利略从1609年底起用他手制的望远镜指向夜空，观察天象，作出许多划时代的天文发现，从此天文学进入用望远镜观天的新时期。
天文学	恒星与银河系	施米特模型	施米特模型（ Schmidt model ），一种关于银河系质量分布的模型。银河系模型有很多种，其中比较简单而常用的是施米特模型，它是旅美荷兰天文学家M.施米特在1956年提出的。附表列出这个模型的主要结果。表中R为银河系某一点同银心的距离，V(R)为该点的自转线速度，σ(R)为该点附近的面密度，M(R)为距银心R处的球体质量。实际上，施米特模型由四套球体组成，分别代表星际气体、普通恒星、高速星和其他物质。在研究星系旋涡结构的密度波理论中，施米特模型被用作星系的基态（未受摄动的状态）。银河系质量分布的施米特模型
天文学	太阳与太阳系	日地关系	日地关系（汉语拼音：Ri Di Guanxi；英语：Solar-Terrestrial Relationship），主要研究太阳辐射特别是太阳活动时辐射和高能粒子增强对日地空间环境和地球的影响的学科。又称日地物理学。于20世纪50年代产生，是太阳物理学和地球物理学的边缘学科。具体包括：①太阳辐射和高能粒子对地球磁场的影响，特别是太阳活动引起的磁暴。②太阳活动对电离层的影响，包括短波衰减或中断、甚长波相位突然反常、长波增强和宇宙噪声突然吸收等。③太阳活动对气候变化的影响。④极光的产生和形成。⑤日地空间高能粒子流增强对宇宙航行的影响及研究太阳活动对植物生长、生命活动、交通安全、水文等方面的影响。日地关系的研究对国民经济尤其对无线电传播、...
天文学	光学天文学	太阳单色光照相仪	太阳单色光照相仪（ spectroheliograph ），利用太阳摄谱仪拍摄太阳单色像的仪器。入射狭缝S1之前的45°平面镜M1可以移动或转动，使太阳像相对入射狭缝作匀速扫描运动。同时，在对准所要求的单色谱线的出射狭缝 S2后面的底片盒P，作同步的扫描运动，便可拍摄到太阳的单色像。底片盒扫描运动应具有较高的精度，否则，在底片上会出现与出射狭缝平行的条纹，当摄谱仪色散度较低时尤为明显。太阳单色光照相仪的优点是：可以随意选择所要求的单色波长和透射带宽；结构简单稳定；受温度变化的影响较小。缺点是：扫描一幅像需要较长的时间，不适于实时观测；受天文宁静度的累积影响，不易得到高分辨率的照片。早期目视观测太阳单色像，也利用这种装置，只是不用底片...
天文学	太阳与太阳系	蒙德极小期	蒙德极小期（ Maunder minimum ），公元1645～1715年太阳活动非常衰微的时期。自1610年使用望远镜观测太阳黑子以后，到十九世纪中叶已经积累了大量观测资料。黑子的11年周期已为天文界所公认（见太阳黑子周期）。1843年，德国天文学家斯玻勒在研究黑子纬度分布时发现：1645～1715年的七十年间，几乎没有黑子记录。1894年，英国天文学家蒙德在总结斯玻勒的发现时，把1645～1715年这一时期称为太阳黑子“延长极小期”(The prolonged minimum period)。1922年他又撰文以极光记录的显著减小来论述存在黑子延长极小期的可能性。随着对太阳活动现象研究的扩大和深入，各方面的资料都证实了黑子11...
天文学	天体物理学	闵可夫斯基度规	闵可夫斯基度规，给定时空中两个相邻事件间的时空线元。又称度量。有长度定义的空间叫度量空间，度量空间中坐标差为dxμ的两点间的距离（线元）ds用下式表示：式中 gμν叫度规（系数），它是一个张量，故又称度规张量。给定度规张量，空间的度量性质就完全确定了。如三维欧氏空间用直角坐标表示时，两点间距离的平方为： ds2=(d x1)2+(d x2)2+(d x3)2 其度规张量为：而用球坐标表示时为： d s2=(d r)2+ r2(d θ)2+ r2sin2θ(d φ)2 其度规张量为：有时又把用度规张量具体表示的d s 2的表达式称为度规，如四维闵可夫斯基时空任两点间的...
天文学	恒星与银河系	速度弥散度	速度弥散度（ velocity dispersion ），弥散度是指随机变量方差的平方根，即均方差或标准差。在天文学中，速度弥散度通常是指恒星系统中剩余速度的弥散度。如果恒星的运动速度遵循速度椭球分布律，那么三个主轴方向的速度弥散度就会与椭球三条主轴的长度成比例。速度弥散度描述了恒星速度与形心速度偏离的程度。根据统计，偏离越大，弥散度也就越大。
天文学	天体测量学	棱镜等高仪	棱镜等高仪原理图. 棱镜等高仪（ prismatic astrolabe ），可以同时测定经度（或世界时）和纬度的仪器。记录一组（三颗以上）位置已知的恒星在不同方位相继通过一个固定天顶距──等高圈──的时刻，即可算出仪器所在点的经度和纬度。棱镜等高仪的原理和结构如图所示。一部分星光直接射入60°棱镜的一面，另一部分星光通过水银面反射后进入等边棱镜的另一面。恒星的地平纬度h由于周日运动而逐渐改变，当它恰好等于60°时，自棱镜射出的两束光a、b才互相平行，因而观测者通过目镜可以看到物镜焦平面上的两个星像在此瞬间重合。观测者按电键记录相应时刻，就可完成一颗星的观测。棱镜等高仪的优点是棱镜的棱角比较稳定，而且不需要精密的轴系、度盘和水准器...
天文学	太阳与太阳系	海王星	海王星（英文：Neptune），太阳系八大行星中距离太阳排名第八的行星，距离太阳大约30个天文单位，公转周期大约相当于地球上的165个年，大约相当于天王星的两倍。从地球上观测海王星的最大亮度为7.78个视星等，从地球上观测海王星的最低亮度为8.02个视星等。海王星照片，1989年旅行者2号拍摄　　1845～1846年，英国J.C.亚当斯和法国U.勒威耶分别独立算出它的轨道和在天空的位置，1846年德国J.G.伽勒根据勒威耶的报告发现了它。1989年旅行者2号改变了海王星资料贫乏的状况，海王星大气相当透明，成分与天王星大气相近，但甲烷、氨的含量更高，而且大气活动剧烈得多，到处狂风呼啸，甲烷组成的白云在湍急的气流中翻滚不止，形成...
天文学	天体物理学	引力波	引力波（ Gravitational wave ），一种能脱离引力场源在真空中传播的波动引力场。又称引力辐射。这两个词的侧重点有所不同，前者侧重于波动本身，而后者侧重于与场源的关系。广义相对论中，引力波与电磁波一样，以光速传播，并携带一定能量；引力辐射没有偶极辐射，只有四极或更高极辐射。引力辐射不会像电磁辐射那样被屏蔽掉。在其他相对论引力理论中，引力辐射的性质可能有所不同。目录 1 性质 2 类别 3 探测 4 意义性质牛顿引力理论中，引力是瞬时相互作用，因而不存在引力波。1916年A.爱因斯坦根据广义相对论首先预言了引力波的存在。最初关于引力波的讨论与坐标的选取有关，所以引力波到底是引力场的固有性质，还是一种虚假的坐...
天文学	天体物理学	变星的脉动理论	变星的脉动理论（ pulsation theory of variable stars ），用变星本身的脉动运动来解释变星光变特性的一种学说。1879年，里特研究均匀气体球的径向脉动，得到变星脉动周期和星的平均密度的关系。沙普利和莫尔顿两人应用液体球的非径向脉动理论研究造父变星，得到相似的周期－平均密度关系。变星的脉动理论是英国天文学家爱丁顿提出的。他指出造父变星光(速度)变有高度的空间对称性，很难同具有轴对称性的非径向脉动理论相合。同时他还指出恒星外层氢的临界电离区和中心的产能区是两个可能的脉动激发源。以后三十多年，研究了各种简单恒星模型的绝热脉动的或准绝热脉动的性质，但是，变星的脉动理论并无突破性的进展。 1953年，日瓦金指出...
天文学	恒星与银河系	英仙臂	英仙臂，是银河系的主要螺旋臂之一，是银河系中离银心最远的一段旋臂，位于英仙座。
天文学	恒星与银河系	银道面	银道面（汉语拼音：Yindaomian；英语：Galactic Plane），银道所在的平面。天球上沿着银河画出的一个大圆称为银道，与银河的中线非常接近。银河是银河系主体部分在天球上的投影。银道面也是银河系的主平面。以银道面作为基本平面的坐标系称为银道坐标系。银道面与天赤道相交，交角为62°36′，升交点的赤经为18h49m（历元1950.0）。
天文学	天文学	太阳活动预报	太阳活动预报（汉语拼音：Taiyang Huodong Yubao；英语：Solar Activity Prediction），在太阳活动预报工作中，最成功的是太阳活动短期预报，特别是未来24小时内的预报。主要是预报耀斑和由耀斑引起的电离层骚扰，以及高能粒子流（如粒子能量不小于10兆电子伏）的到来。另外，还有较长期的太阳活动预报，如预报太阳黑子周期的演变等。　　太阳活动预报需要完整的太阳和地球物理数据，因此需要国际间的合作。除中国外，世界上大约还有14个发布关于太阳活动或电离层参数的预报中心。其中最主要的4个预报中心是：美国空间环境服务中心，美国空军航空空间环境支持中心，法国巴黎默东天文台，乌克兰克里米亚天体物理台。它们大部分也是...
天文学	恒星与银河系	天体测量双星	天体测量双星，一般指通过天体测量方法发现其自行行迹为曲线并可用存在某伴星来解释其行迹而发现的双星。
天文学	光学天文学	星等	星等（ Magnitude ），表示天体相对亮度并以对数标度测量的数值。古希腊天文学家依巴谷（喜帕恰斯）编制星表（表上有1 022颗恒星）时，把全天人眼可见的星按感觉的亮度分为6等。亮的20颗星定为1等，人眼刚刚可见的最暗恒星为6等。亮度随星等数目的增加而降低。后来J.F.赫歇耳发现，1等星比6等星亮约100倍。到19世纪已意识到，人眼的感光不是线性的，而是遵守对数规则。1856年N.R.普森用公式：m2－m1=−2.5lgI2/I1联系两个天体的星等m1、m2和它们的亮度I1、I2。这个星等尺度的定义一直沿用至今。星等尺度的零点由规定某颗星的星等值来确定。目视星等天体光度测量直接得到的星等同天体的距离有关，称为视星等。它反映...
天文学	光学天文学	反射望远镜的机械结构	反射望远镜的机械结构（ mechanical construction of reflecting telescope ），对大望远镜结构的要求是：①支承巨大而精密的光学主镜，对任何指向，镜面变形应在λ/8甚至λ/20以内；②保持光学元件间的正确位置；③有足够的刚度；④望远镜整体平稳并能准确“跟星”；⑤便于在各个焦点上操作相应的接收器；⑥制造成本低等。目录 1 主镜支承 2 镜筒桁架 3 油垫轴承 4 驱动 5 主焦点笼主镜支承设计的原则是把定位和承重分离，径向和轴向分离。轴向定位的三点，只承受镜子重量的3％左右，其余重量可用各种方式托起。早期的大望远镜多用机械杠杆在背面将镜子托起，点的多少取决于主镜的直径和厚度。近代...
天文学	恒星与银河系	星团	星团（ Star Cluster ），由各成员星之间的引力束缚在一起的恒星群体。许多较亮的星团用肉眼或小望远镜看起来是一个模糊的亮点。1784年法国天文学家C.梅西耶在研究彗星时，把103个位置固定的模糊天体编成星表，以免与彗星混淆。1888年丹麦天文学家J.德雷耶尔编了包括有7 840个有星云、星团等延伸天体的星表《星云星团新总表》（简称NGC星表），后来又发表了包括5 386个天体的NGC星表的补编（简称IC星表）。这几个星表中都载有大量的星团。因此，一般就用这些星表的编号作为星团的名称。如《梅西耶星表》67号天体(M67)即NGC2682，是一个银河星团；M22即NGC6656，是一个球状星团。一些亮星团还有自己的专门名称，如...
天文学	天体物理学	开尔芬-亥姆霍兹不稳定性	开尔芬-亥姆霍兹不稳定性（ Kelvin-Helmholtz instability ），流体中的一种不稳定性。上下两层流体若具有不同的密度和不同的切向流动（即沿着分界面）的速度，就会出现这种不稳定性。如果用ρ2和ρ1、v2和v1分别表示上下两层流体的密度和切向速度，则出现开尔芬-亥姆霍兹不稳定性的条件是波数k要满足下述关系：其中 g表示重力加速度，φ是波矢 k与速度 v= v1－ v2之间的夹角。
天文学	恒星与银河系	银道带	银道带（汉语拼音：Yindaodai；英语：Galactic Belt），见银河。
天文学	天体物理学	塞曼效应	塞曼效应（汉语拼音：Saiman Xiaoying；英语：Zeeman Effect），原子在磁场中能级和光谱发生分裂的现象。1896年D.塞曼发现原子在足够强的磁场中光谱线发生分裂，在垂直磁场方向观察到分裂为3条，裂距与磁场大小成正比。中间的谱线与不存在磁场时的波长相同，但它是线偏振光，振动方向与磁场平行；两边的两条谱线是振动方向与磁场垂直的线偏振光。在平行磁场方向观察，只能看到两边的两条谱线，它们是圆偏振光(见光的偏振)。H.A.洛伦兹用经典电磁理论作了解释。后来进一步研究发现许多原子的光谱线在磁场中分裂更为复杂。人们把塞曼原来发现的现象称为正常塞曼效应，更为复杂的称为反常塞曼效应。全面解释塞曼效应须用量子理论，并须考虑电子自旋...
天文学	天体测量学	惯性参考系	惯性参考系（inertial reference frame），牛顿第一定律和牛顿第二定律都能成立的参考系。简称惯性系。并非在所有的参考系中这两定律都成立，例如在自由下落的参考系中，可看到地球加速上升；在绕轴转动的参考系中，可看到地球反向转动，这些现象显然违背了牛顿第一、第二定律。地球既有自转又有绕太阳的公转，严格地说，以地面上任一点为原点的参考系，都不是惯性参考系，但因这些点的加速度很小（自转加速度在赤道上只有0.034米/秒2，其他地方更小；公转的向心加速度只有0.006米/秒2），一般仍可视为惯性系。在地面上生活的人们，也丝毫感觉不到地球在动，虽然地球的自转和公转的线速度都大得惊人。中国古代的学者早就发现这问题，约1800年...
天文学	天体物理学	维里定理	维里定理（ Virial theorem ），经典的多质点体系的一个动力学定理。对于一个稳定的自引力体系，存在下列关系：2T+Ω=0，式中T为体系总的内部动能，Ω为体系总引力势能。这就是维里定理。对于具有自转和磁场的稳定体系，维里定理为:2Tr＋2Tt＋Em＋Ω=0，式中Tr为转动总动能，Tt为无规则运动总动能，Em为总磁能。维里定理广泛用于讨论恒星、星团、星系和星系团的平衡和稳定的问题，也可用来估计双星系或星系团内每个星系的平均质量。
天文学	太阳与太阳系	日面坐标	日面坐标（ heliographic coordinates ），用来测定日面上某一特征（例如黑子）的位置的坐标系统。通常采用随太阳自转的坐标系统。日面上的位置常用日面经度L和日面纬度Ф来表示。太阳绕着自转轴由东向西（从地球上看）自转。自转轴和太阳表面相交于两点，分别称为太阳北极和太阳南极。通过北极和南极的大圆，叫作日面子午圈。规定1854年1月1日格林威治平午（儒略日2398220.0）通过太阳赤道对于黄道的升交点的子午圈为本初子午圈。日面经度由本初子午圈量起，向西计量，由0°～360°。这样定义的经度又称卡林顿经度。通过太阳中心作垂直于自转轴的大圆，称为太阳赤道，它将太阳分为北半球和南半球。日面某点的铅垂线和赤道面间的夹角Ф即为...
天文学	太阳与太阳系	黑子的日面分布	黑子的日面分布（ heliographic distribution of sunspots ），太阳黑子在日面上的分布有一定的规律性，表现为东西分布的不对称性和纬度分布的不均匀性。东西分布不对称性黑子在日面东半边和西半边的分布是不一样的。1907年，英国天文学家蒙德首先发现这一现象，其表现如下：任何时候看到的日面东半边黑子比西半边的多；在东边形成的黑子比西边的多，而且从日面东边缘转出来的黑子比在西边缘消失的多。这种不对称性可能是由于太阳自转引起的，即东半边的黑子因太阳自转愈来愈看得清楚，所以东半边的黑子比西半边的容易发现；其次是由于黑子轴和太阳半径可能有一个向西的倾角，一个黑子在东半边能看到，在西半边就不一定能看到；再次就是...
天文学	恒星与银河系	银河系子系	银河系子系（ galactic component system ），银河系的同类次系的总和（见银河系次系）。各个扁平次系构成一个扁平子系，各个中介次系构成一个中介子系，各个球状次系构成一个球状子系。这样，银河系就是由三个子系套迭而成的。子系以及次系，都是同星族相平行的概念。
天文学	天体物理学	多普勒致宽	多普勒致宽（ Doppler broadening ），由原子或原子集团运动的多普勒效应引起的谱线致宽。1842年奥地利物理学家多普勒发现，波源和观测者的相对运动会使观测到的波的频率发生变化，这种现象称为多普勒效应。发射（或吸收）光的原子具有不规则的热运动，其中某些原子向着观测者运动，而另一些原子背离观测者运动，速度大小也各不同。在这种情况下，原子发射（或吸收）的频率有些紫移，有些红移，移动量也各不相同。总的效果是使原子发射（或吸收）的谱线致宽。在视线方向速度为v的原子辐射频率的变化Δv称为多普勒位移，，式中 v 0、 λ 0为谱线中心频率和波长， c为光速，Δv 和Δλ为以频率和波长标度表示的多普勒位移。在热动平衡...
天文学	天文学	天体力学定性理论	天体力学定性理论（ qualitative theory in celestial mechanics ），根据天体运动的方程来研究天体运动的长时间性态，不是寻求运动方程的解，从而得出天体运动的定性性态而非定量性质的理论。天体力学定性理论的名称也由此而来。N体问题(N≥3)是不可积的，即天体的运动不能表示为时间的函数形式。而在数值方法中的截断误差、累积误差和分析方法中级数的收敛性等问题，使得这两种方法不适宜研究时间趋向无穷时天体的运动性态，由此产生了天体力学定性方法，又称天体力学定性理论。这里所说的“长时间”，从理论上讲应该为时间趋向无穷，但在实际问题中，针对不同的具体天体系统，对“长时间”的理解也不一样。如对近地人造天体而言，几个...
天文学	光学天文学	双折射滤光器	双折射滤光器（ birefringent filter ），由双折射晶体构成的、利用偏振光的干涉作用得到充满视场的单色光的仪器。又称偏振干涉滤光器或李奥滤光器，是李奥和奥曼分别于1933年和1938年独立发明的。主要用于太阳的单色光观测，最常用的双折射滤光器，其透射带半宽在0.1～1埃之间。大多数的工作波长为6563埃。偏振光进入光轴平行于通光表面的双折射晶片后，分成振动方向垂直于晶轴的寻常光和平行于晶轴的非常光。出射时，它们之间具有以波长λ为单位的光程差n=μd/λ。这里d为晶片厚度，μ是双折射率，即寻常光与非常光折射率之差。若再通过一偏振片，两束光就发生干涉。当偏振片的偏振轴平行于入射光的振动方向，且同晶轴成45°时，透射光...
天文学	天文学	天体	双星系统“CH Cyg” 距离地球800光年之外，大图片显示了该双星系统的光学影像，是通过“数字巡天”系统观测到的。小插图是综合钱德拉X射线观测台、哈勃太空望远镜和甚大阵射电望远镜的观测数据得来的，其中X光数据呈现红色，光学数据呈现绿色，而射电数据呈现为蓝色。“CH Cyg”是一个双星系统，包含有一颗白矮星和一颗红巨星大螺旋星系(NGC 123) 最迷人的地方在于其拥有数以万计的蓝色的恒星，散布其间。大片星际气体好似将这片蓝色舞动成漩涡状，而那些不被我们所了解的暗物质，在这种漩涡的外延逃逸 “Arp 274”星系群由三个相互作用的星系组成，距离地球4亿光年，位于室女星座，图像是哈勃太空望远镜拍摄　　天体（汉语拼音：Ti...
天文学	天文学	银河系磁场	银河系磁场（ galactic magnetic field ），银河系（和其他星系）广阔的星际空间存在的非常弱而复杂的磁场系统。由星光偏振、宇宙线、银河背景射电辐射等可粗略估计银河系磁场的大小和方向，但比较准确的测定方法，主要是通过来自脉冲星和其他河外射电源辐射偏振面的旋转，即法拉第旋转，以及中性氢21厘米谱线的塞曼分裂。法拉第旋转测量得到的是辐射源和观测者之间的磁化等离子体的磁场的平均值；中性氢21厘米谱线的塞曼分裂测量得到的是视线方向的中性氢区(HI区)的磁场。银河系磁场分为有序的大尺度成分和无序的小尺度成分。有序成分由法拉第旋转测得，强度在太阳附近约为0.2纳特，在银心距4.5千秒差距（kpc）处约为0.6纳特。...
天文学	天体测量学	地球自转	地球自转（汉语拼音：Diqiu Zizhuan；英语：rotation of the Earth），地球绕自转轴自西向东的转动。　　地球自转是地球的一种重要运动形式，自转的平均角速度为 7.292×10-5弧度／秒，在地球赤道上的自转线速度为 465米／秒。一般而言，地球的自转是均匀的。但精密的天文观测表明，地球自转存在着3种不同的变化。自转速度的变化　　20世纪初以后，天文学的一项重要发现是，确认地球自转速度是不均匀的。人们已经发现的地球自转速度有以下3种变化：　　① 长期减慢。这种变化使日的长度在一个世纪内大约增长1～2毫秒，使以地球自转周期为基准所计量的时间，2000 年来累计慢了2个多小时。引起地球自转长期减慢的原...
天文学	天体力学	中国古代日食观测	中国古代日食观测（ ancient eclipse observations in China ），古代的日食观测是指十七世纪经典天文学诞生以前所进行的日食观测和记录。世界文明古国无论是巴比伦和埃及还是中国，对日食的观测和预报都极为重视。一般认为，世界上最古的日食记录是中国《尚书·胤征》篇中记载的夏朝仲康王时代的一次日食。国内外许多研究者对这次日食做过探讨，有的把这次日食发生的年代推算在公元前2165年，有的则推算在公元前1948年，相差颇远。由于对这条记录的真伪和内容解释有不同的看法，同时也涉及中国上古年代学中悬而未决的问题，因此还没有公认的结论。甲骨日食记录然而，对于甲骨文中的日食记录却是公认的。例如《殷契佚存》第34...
天文学	天文学	耀斑	耀斑（汉语拼音：Yaoban；英语：Solar flares），在太阳大气（很可能在色球-日冕过渡层）中非常集中的能量突然释放以及而后物质运动和温度逐渐衰减的过程。倾向认为它是色球-日冕不稳定性的次级效应。耀斑常出现在磁场梯度大、结构复杂及具有高应力和不稳定磁场位形的活动区中。存在这些条件的标志有：出现反常极性的双极场；老活动区中或其附近长出新的磁场；Ha谱斑大且亮；代表磁场中性线的暗条走向曲折及暗条突然膨胀或消失等等。有时在同一个活动区可能发生几次耀斑。一般把增亮面积超过3亿平方千米的称为耀斑，而面积小于3亿平方千米的则叫亚耀斑。与耀斑有关的光学现象有：耀斑前暗条激活、冲浪、喷焰、爆发日珥和环状日珥等。与耀斑共生或由耀斑...
天文学	天体物理学	复合线	复合线（ recombination line ），在气体星云和其他一些天体的光谱中出现的氢、氦等元素的容许谱线（见禁线）的发射线。以氢为例，在气体星云中，物质密度和辐射密度都很低，物态偏离热动平衡状态很大。在这种情形下，绝大部分中性氢原子处于基态，而处于激发态原子则很少。因此，星云对赖曼系和赖曼连续区的辐射不透明，而对辅线系（巴耳末系、帕邢系等等）的辐射完全透明。氢原子可以吸收一个属于赖曼连续区辐射的光子而电离，形成自由电子和质子。自由电子运动一段时间后又会被某个质子俘获。电子和质子复合形成中性氢原子的过程可能有两种方式：①电子直接复合到基态；②电子复合到某一激发态。在第一种情形下，释放出一个属于赖曼连续区的光子。处于基态的氢原子...
天文学	恒星与银河系	亚矮星	亚矮星（ subdwarf ），比主序星稍暗的一类恒星。二十世纪三十年代，W.S.亚当斯进行恒星光谱分析时，发现了几颗金属线很弱的恒星。他根据金属线的强度，证认为A型星，但因其绝对星等比通常的A型星暗几个星等，因此称为亚矮星。与同类光谱型的主序星相比，亚矮星的半径小一些，因此光度也暗一些。亚矮星在赫罗图中构成一个单独的序列，叫作亚矮星序。亚矮星序恰好位于主星序（也称作矮星序）的下面，光度级为Ⅵ。亚矮星的化学成分与主序星颇为不同，一般说来金属含量很低，只相当于普通恒星的1％左右，因此可以称为贫金属星。W.S.亚当斯发现的几颗A型亚矮星，有效温度实际上与G型星近似，只是由于金属含量低才被证认为A型星。目前认为，处于主序星和白矮星之间的O...
天文学	天文学	银河系模型	银河系模型（ galactic model ），从总体上研究银河系质量分布和结构的一种简化模式。银河系是一个庞大的天体(包括恒星和星际物质等)系统，结构复杂，各个区域的特性参差不齐。为了从总体上研究银河系的物理性质、力学结构和演化，需要把银河系的结构加以简化，不考虑局部细节，以便建立统一的物理量分布的银河系模型。银河系模型不同于真实的银河系，它只是为研究方便而采取的模拟手段。银河系模型主要研究银河系的质量分布。一般只考虑引力，不考虑旋涡结构（因为旋臂的引力场只占银河系总引力场的百分之几），同时还假定引力场是平滑变化的，局部的不规则性是可以忽略的，而且自转是对称的。这样可以避免许多数学上的困难。一般说来，要建立银河系平滑变化的质量分布...
天文学	天体测量学	国际时间局	国际时间局（Bureau International de l'Heure），国际性的时间服务机构。1912年10月在巴黎由法国经度局组织的国际会议上提议成立，1922年开始活动，总部设于巴黎。其主要任务是：收集和处理世界上各天文台的测时测纬结果，提供精确的世界时和地极坐标值；主持天文台的国际经度联测，提出其经度采用值；收集和处理全世界原子钟的比对和时号发播资料，提供国际原子时和协调世界时的各种资料；建立并维持一个全球自洽和稳定的参考坐标系；开展关于世界时和极移测量和处理以及地球自转理论的研究等。它通过定期出版各种报告向全世界发播资料。1988年起改组，它的业务活动分别由国际地球自转服务和国际计量局承担。
天文学	天体物理学	热辐射和非热辐射	热辐射和非热辐射（ thermal radiation and nonthermal radiation ），如果辐射源（等离子体、中性气体云等）处于热动平衡或局部热动平衡状态，即系统内质点（分子、原子、离子、电子等）的能量分布可以用一定温度下的玻耳兹曼分布律表示，则其辐射称为热辐射；反之，如果辐射源中质点远离热动平衡分布，则其辐射称为非热辐射。近年发现的许多新型天体，如类星体、中子星、星际分子射电源、X射线源、γ射线源等，它们的辐射谱形、偏振状态、光变特性等与热辐射有明显区别，因此，非热辐射机制的研究日益受到重视。例如，类星体和射电星系所以能发射有偏振特性的幂律型射电谱，普遍认为是由远离热动平衡分布的相对论性电子在外磁场中的同步加...
天文学	天文学	相对论宇宙学	相对论宇宙学（ relativistic cosmology ），在爱因斯坦的引力理论和相对论力学的基础上建立起来的宇宙理论。它的一些基本结论都是根据所谓宇宙学原理(即宇宙物质在大尺度上具有均匀各向同性)的假定而推得的。在这种宇宙理论中，空间各点的曲率处处相同，但弯曲程度可以随时间变化（不改变其正负号）。其中正曲率（空间曲率署符k=+1）对应于一个没有边界、但体积有限的闭合宇宙；零曲率(k=0)对应于一个平直的开放宇宙；负曲率(k=-1)则对应于一个双曲型的开放宇宙。宇宙的膨胀或收缩运动在所有方向上是一样的，它可以由度规公式中的宇宙标度因子R=R(t)来描述。R随宇宙时t的相对变化率就是哈勃常数，即H=凟/R。知道了R随时间的变化，...
天文学	天体物理学	中微子天文学	中微子天文学（ Neutrino astronomy ），研究天体条件下产生的中微子及其反映出的物理规律的学科。主要内容有：探测来自地球大气、太阳、超新星爆发的中微子以及高能中微子源，研究恒星的结构和演化、宇宙中非常高能粒子的起源、宇宙的物质结构，以及由此引起的中微子物理的最基本问题——中微子质量和中微子振荡问题。中微子不带电，只参与弱相互作用，不受任何磁场和电场的影响，具有极强的穿透物质的能力，所以能反映发生在天体最核心部位的物理过程，也因此造成了探测的极大困难。中微子在核反应中会大量产生，从而充满了整个宇宙，有非常高的通量，每秒钟都会有几万亿个中微子穿过人体，为粒子物理学、宇宙学的研究提供了天然的中微子源。目录 1 重要...
天文学	天体物理学	回旋加速辐射	回旋加速辐射（ cyclotron radiation ），非相对论性电子（速度远小于光速的电子）在外磁场中沿圆轨道或螺旋轨道运动时所产生的辐射。这种辐射的特点是：①辐射功率远小于同步加速辐射。②单色性很强，辐射具有线状谱，谱线频率等于电子绕磁场运动的回旋频率（其中 B为磁场强度， e与 m 0分别为电子的电荷与静止质量， c为光速），其他谐频成分都极微弱。③ 辐射大体上各向同性。④具有偏振特性，以圆轨道电子为例，沿轨道平面的任一方向，辐射是线偏振。垂直于轨道的方向上，辐射是圆偏振；其他方向上，辐射是椭圆偏振。这种辐射机制可用来说明太阳耀斑、白矮星的光学辐射以及中子星的X射线的线状发射等。
天文学	光学天文学	色温度	色温度（汉语拼音：Se Wendu；英语：Color Temperature），如果某一温度的绝对黑体与实际物体在某两个波长的光谱辐出度之比相等，则黑体的温度称为该物体的色温度。又称比色温度。由于实际物体的光谱发射率可能随波长的增加而减小，也可能随波长的增加而增加，或近似地与波长无关(光谱发射率与波长无关且小于1的物体称为灰体，绝对灰体并不存在），因此，物体的色温度可以大于，小于或近似等于它的真实温度。测量物体色温度的仪器是比色高温计。对于绝对黑体，由于其光谱发射率和总发射率都等于1，故黑体的亮温度、色温度以及辐射温度同它的真实温度是完全一致的。见热辐射，黑体辐射。
天文学	天体力学	摄动理论	摄动理论（ perturbation theory ），研究确定摄动的大小和变化规律的理论和方法。一个天体绕另一个天体沿二体问题的轨道运行时，因受到其他天体的吸引或其他因素的影响，天体的运动会偏离原来的轨道。这种偏离的现象称为摄动。对于摄动，在数学上可以通过分析方法和数值方法两种不同途径来研究。这两种方法相应地在摄动理论中形成了普遍摄动和特殊摄动两个分支。摄动理论不仅是研究天体运动的主要手段，而且在理论物理与工程技术上也被广泛应用，即所谓微扰理论。摄动理论的发展，至今已有二百多年的历史。欧拉、拉格朗日、高斯、泊松和拉普拉斯等许多著名的学者都为它的发展作过不少贡献，先后提出过的摄动方法不下百种。归纳起来，大致可分三类：坐标摄动法、瞬...
天文学	太阳与太阳系	冕洞	冕洞（汉语拼音：miɑndonɡ；英语：coronal hole），日冕中的低密度和低温区。从空间用远紫外波段的谱线拍摄或软X射线波段拍摄的日冕照片中，可看到日冕中存在一些几乎是暗黑的区域，称为冕洞。　　观测表明，冕洞区的密度和温度均比周围低，其大尺度磁场的磁力线如喇叭状向外开放。在太阳的两极地区几乎总是存在冕洞，而且可从其中一极区延伸到中低纬度区。冕洞的演化缓慢，寿命往往可持续几个太阳自转周。冕洞的形状随太阳自转变化不大，它们几乎不存在较差自转。通过冕洞在日面上出现的时间与行星际空间的太阳风速度测量以及地磁场观测记录的比较，可判定冕洞是高速太阳风源。冕洞的大尺度开放形磁场在宏观上虽是单极性，从冕洞区光球磁场的小尺度分布看，洞区中...
天文学	恒星与银河系	恒星温度	恒星温度（ stellar temperature ），描述恒星的重要参数之一。测量恒星温度是天体物理学最重要的课题之一。实测只能获得恒星大气层的温度，内部温度则必须通过理论分析来估算。恒星的温度有许多不同的定义，用得最多的是有效温度Te，即与恒星具有同样总辐射流F和同样半径的绝对黑体的温度。一般可认为它代表恒星光球层的温度，实际上这种温度应看作是各个层次的某种平均温度。它可根据斯忒藩公式： F＝ σT e 4 推求出来，式中 σ＝5.67× 10-8 焦/（秒·米2 ·度4 ），是斯忒藩–玻耳兹曼常数。由于地球大气和仪器均存在严重的吸收，还有其他原因，恒星总辐射流 F很难求得，所以 T e也难求出。有时可用有关公式加以计算。 ...
天文学	天文学	射电天文学	射电天文学（radio astronomy），通过观测天体的无线电辐射来研究天文现象的学科。由于地球大气的影响，地面射电天文的观测研究只能在波长1毫米到30米的波段间进行。研究内容几乎与光学天文学相同，包括探讨天体的物理状态、化学组成和演化过程以及研究和测定天体的位置和运动，建立基本参考系和确定地面坐标等。无线电波能通过光波透不过的星际尘埃，所以射电观测能深入到光学方法看不到的地方。银河系空间星际尘埃遮蔽的广阔世界，只是在射电天文诞生以后才第一次为人们所认识。此外，某些产生非热辐射的天体，虽然不发出可见光，但往往发出强烈的射电辐射，因此用射电探测方法能探测到某些光学波段完全无法发现的天文现象。可以说，射电天文不仅是光学天文的补充，而...
天文学	恒星与银河系	银晕	银晕（ Galactic halo ），银河系外围约成球状的物质分布。范围超过银河系的盘状可见区。一般河外星系都有晕，称为星系晕。银晕由星晕和暗晕组成。星晕半径约25千秒差距，密度随银心距按指数负3.5的幂律下降，主要成员是球状星团、贫金属亚矮星、周期长于0.4天的天琴座RR型变星和极高速星，总称为晕星族，或星族Ⅱ。这些星的年龄都比较老，约为100多亿年，接近于银河系的年龄。它们绕银心旋转，轨道一般呈长椭圆形。极高速星相对于太阳的速度达300千米/秒。暗晕半径达100千秒差距，密度随银心距按指数负2的幂律下降，由本性尚未确知的暗物质组成。质量可能占整个银河系的90％以上。暗晕由原初宇宙中暗物质密度起伏经引力不稳定性增长逐级并合而...
天文学	星系与宇宙学	互扰星系	互扰星系（ interacting galaxy ），二十世纪五十年代《帕洛马天图》问世后，兹威基等人根据星系的形态特征，认为有些星系处在引力不稳定状态，其中有的星系对、星系串或星系链彼此并非隔绝，而是在引力作用下互相干扰，破坏了星系的正常形态，甚至出现针状的、纤维状的或扫帚状的星系际桥状结构。他把这种星系对和多重星系称为互扰星系。沃龙佐夫-韦利亚米诺夫编有互扰星系图和表，载有1，800个互扰星系。互扰星系 NGC4038和NGC4039
天文学	星系与宇宙学	不规则星系	不规则星系（ irregular galaxy ），既没有明显的核、旋臂和盘，又没有椭球状对称结构的星系。哈勃分类系统中用字母Irr表示。分为IrrⅠ型和IrrⅡ型。IrrⅠ型是典型的不规则星系，除具有上述的一般特征外，有的还有隐约可见、不甚规则的棒状结构。它们是规模不如旋涡星系和椭圆星系的矮星系，质量为1亿～10亿倍太阳质量，有的可达100亿倍太阳质量，体积小，长径的幅度为2～9千秒差距。和Sc型旋涡星系相似，不规则星系有年轻的星族Ⅰ天体及电离氢区、气体和尘埃。星系结构可分解为星团、电离氢区等特征的程度高者记为Irr＋，分解程度低者记为Irr－。IrrⅠ型不规则星系气体含量高意味着它们自形成以来尚未充分演化。IrrⅠ型不规则星系有...
天文学	太阳与太阳系	冥王星卫星	冥王星卫星（Pluto，satellites of），仅知1颗，为美国克里斯蒂于1978年发现，当时临时编号1978P1，现命名为喀戎，中译名冥卫一。它的发现使人们第一次得到冥王星质量的准确值，确立了冥王星的大行星地位，导致了新的行星分类方法，因而有很大的意义。经过多次测算，冥卫一的半径值为580±50千米，超过冥王星的一半，是太阳系中与行星比例最大的卫星。由此可估算出其质量为1.3×1021千克。冥卫一恰位于冥王星的同步卫星轨道上，两者中心距19000千米，所以它是太阳系中唯一的天然同步卫星，不仅它始终以同一面朝向冥王星，冥王星也始终以同一面朝着冥卫一。冥王星的自转周期、绕冥王星的公转周期及冥王星的自转周期均为6.3867天。
天文学	天体物理学	奇点	奇点（ singularity ），时空度规张量gμν中的奇点。奇点可以分成两种，一种是坐标奇点，一种是本性奇点。前一种可以通过坐标变换加以消除，后一种则不能。例如，对于标准表示的史瓦西度规：式中 r、 θ、 φ为球极坐标。 r＝2 GM/ c 2即为坐标奇点，若用下列坐标变换就可消除：式中 T为一个任意常数。而 r＝0为本性奇点，因为该点时空的曲率趋向无限。霍金证明过广义相对论中的一个奇点定理。该定理说，只要物性不是太特别的，那么由广义相对论场方程得到的解 gμν必定含有奇点。
天文学	恒星与银河系	红巨星	红巨星（ red giant ），恒星光谱分类中光度级为Ⅲ的恒星称为巨星，巨星中光谱型为K或更晚的一般称为红巨星(也有人把光谱型为F和更晚型的巨星称为红巨星)。肉眼所见的红巨星中最亮的是大角（光谱分类为K2Ⅲp），离我们最近的是北河三(K0Ⅲb或K0Ⅲ)和大角。现代恒星演化理论认为，主星序中的很大一段恒星在其中心氢聚变为氦的核反应完毕后，都要向赫罗图上的红巨星区演化。它们的演化途程范围在图上形成一个漏斗状区域，称为漏斗效应。恒星从主星序向红巨星的演化同质量损失和角动量损失可能有很大关系。按一般理论，红巨星应有很厚的对流包层。一般认为，不少恒星在红巨星阶段大概要失去外层物质(这种物质可能形成行星状星云)，然后成为白矮星。看来红巨星是大...
天文学	恒星与银河系	星系动力学	星系动力学（ galactic dynamics ），研究恒星系统中物质分布和运动状态的动力学理论。又称恒星动力学。这里所说的恒星系统包括星团、星系和星系团，是由引力束缚在一起的恒星、星际气体和尘埃（以及暗物质）所组成的整体。星团含有100～100万颗恒星，星系含有1 000万～1万亿颗恒星。除某些系统中心黑洞附近需要考虑相对论效应外，这些系统的行为一般由牛顿运动定律和牛顿引力定律支配。星系动力学至少同物理学的其他三个分支直接相关。星系动力学同天体力学的关系最为密切，因为两者都涉及引力势中轨道的研究；不过天体力学的许多数学方法不能用于星系动力学，因为天体力学基于质量、偏心率、倾角等参数的摄动展开，在用于后者时不收敛。星系动力学与经典...
天文学	光学天文学	双速月球照相仪	双速月球照相仪（ dual-rate lunar position camera ），附加在天文望远镜上，用来将月球和恒星同时拍摄在同一照相底片上，进行月球精密定位的一种仪器。它是美国马尔科维兹设计的，又称马尔科维兹照相仪。从二十世纪五十到六十年代，都用它测定历书时或测站的地心坐标。为了同时跟踪拍摄月球像和恒星像，要求仪器能补偿月球相对恒星的运动和减弱月球的强光。为此，在底片前安置了一块稍大于月球像直径的中性滤光片。观测前，根据事先算好的月球运动速度和方向，使滤光片绕置于某特定方向上的轴，以特定的速度旋转，在约20秒钟曝光时间内，月球像相对恒星不动。当滤光片与底片平行时，记录下观测时刻。滤光片外围是一块厚度和折射率与滤光片相同的平板...
天文学	天文学	天文学史	天文学史（汉语拼音：tiɑnwenxueshi；英语：astronomy, history of），研究人类认识宇宙的历史，探索天文学发生和发展的规律的学科。天文学的分支。也是自然科学史的一个组成部分。　　天文学的研究在中国有悠久的传统(见中国天文学史)。近代天文学兴起后，从18世纪到20世纪初的两个世纪中，西欧国家对天文学史作了广泛的研究。现在国际天文学联合会内设有一天文学史组，几乎每年都举行国际性学术会议。在全世界范围，把整个人类认识宇宙的历史作为一个整体研究的是世界天文学史。研究各地区、民族和国家的天文学发展的则是有关地区、民族和国家的天文学史。世界天文学史和各地区、民族或国家的天文学史又可按时代划分成更细的分支。现按时间发...
天文学	太阳与太阳系	月面图	月面图（ selenograph ），在研究月球表面各种特征物的球面视位置的基础上测绘、编制成的平面图。月面图早期是通过望远镜摹绘的，后来都用摄影方法测绘。最早研究月面结构的是伽利略，1610年，他用自制的能放大30余倍的望远镜发现月面上布满山谷，他最先绘制了月面图。十七世纪中叶，赫维留经过十年辛勤观测绘出详细的月面图。他测定的月面山峰高度比伽利略更准确。里希奥利在月面图上标出的各种特征物的名称，一直沿用至今。十八和十九世纪，迈耶尔、施罗特尔、贝尔、梅德勒、J.施密特、洛尔曼等人相继进行了大量观测，使这一工作又获得很大发展。二十世纪以来，威尔金斯、穆尔等人用照相方法精密测定了月面上约5，000个点的位置。法国日中峰天文台使用口径6...
天文学	星系与宇宙学	塞佛特星系	塞佛特星系（汉语拼音：Saifote Xingxi；英语：Seyfert Galaxy），一类较特殊的星系。因美国天文学家C.K.塞佛特于1943年首先发现而得名。其特点是，星系的中心有一个小而亮的核，核的颜色很蓝，并有许多很宽的发射线，包括高激发、高电离的容许线和OⅡ、OⅢ、NeⅡ等禁线。塞佛特星系的光谱特征表明，它的中心是一个产生非热连续谱的区域，中心源外面是一个很大的产生发射线的区域。发射线区有大量的气体，气体以气团的形式出现。气团高速运动，在中心源连续辐射的激发下产生很宽的发射线。塞佛特星系还发出很强的X射线、红外辐射和射电辐射。粗略地说，塞佛特星系还可分为Ⅰ型和Ⅱ型两类。Ⅰ型塞佛特星系的光谱与类星体的相似，但其光度却远小于...
天文学	星系与宇宙学	后发星系团	后发星系团（Coma cluster of galaxies），位于后发座的一个规则星系团。角直径约6°。它的中央星系密集区包含1000个以上的星系，成员星系的总数可能超过1万个。平均红移约6700千米／秒，距离113百万秒差距（3.5亿光年）。在它的中心有两个超巨型星系，一个是椭圆星系（NGC4889），另一个是透镜形星系（NGC4874）。后发星系团是一个X射线源。
天文学	天体物理学	生长曲线	生长曲线（ curve of growth ），定量分析恒星吸收线光谱时广泛使用的一种方法。它通过一族曲线表征吸收线的强弱程度和这些吸收线所对应的低能级原子数目之间的关系。恒星大气的吸收线理论指出，谱线的等值宽度Wλ随谱线低能级原子数ni的增加而增大，或更准确地说，Wλ随nifik（fik为分立跃迁i→k的振子强度）的增大而增大。表示lgWλ随lgnifik的增大而增大的曲线称为生长曲线。利用生长曲线，可以对恒星光谱作简便的定量分析研究。理论生长曲线生长曲线的导出要借助一定的大气模型。图1是最简单的反变层模型中的谱线轮廓随nifik的变化曲线。其中ni是在底为1平方厘米、高为反变层高度的柱体内，对应于该谱线的低能级原子数目。图...
天文学	恒星与银河系	南河三	南河三（ Procyon ），小犬座α星(αCMi)。中文名南河三，史记中已有记载。英文名为 Procyon，意思是“在狗前方(before the dog)”，此名的由来可能与大犬座的β星军市一相同：因升起时间在天狼星之前，预告了天狼星即将出现(在西方天狼星曾被称为Dog star)。星表编号为：Hip37279,HR2943，HD61421。南河三亮度为0.40等，呈黄白色，从地球到它的距离是11.4光年，为靠近太阳的恒星之一。它是全天第八颗亮星，光谱型为F5。它类似参宿七（猎户座β）靠近赤道，赤纬+5°，除南极外地球上各地都能看见它。它的表面温度7 000K，比太阳亮7倍，直径和质量是太阳的两倍。南河三和天狼星一样是一颗双星，...
天文学	天体物理学	黑洞	黑洞（ black hole ），广义相对论所预言的一种特殊天体。目录 1 基本特征 2 理论预言 3 类别 4 观测基本特征具有一个封闭的视界。视界就是黑洞的边界，外来的物质和辐射可进入视界内，并被撕碎和高度凝聚；而视界内的任何物质和辐射都无法跑到外面。黑洞的引力和潮汐力异常巨大。理论预言 1798年，P.-S.拉普拉斯曾根据牛顿引力理论预言存在一种类似于黑洞的天体。他的计算结果是，一个直径比太阳大250倍而密度与地球相当的恒星，其引力场足以捕获它所发出的所有光线，而成为暗天体。1939年，J.R.奥本海默等根据广义相对论证明，一个无压的尘埃球体，在自引力作用下将能坍缩到它的引力半径的范围以内。引力半径rg=2G...
天文学	天体力学	活力公式	活力公式（ vis viva formula ），二体问题的一个积分，又称活力积分。它反映天体的位置、速度和轨道半长径之间的相互关系。“活力”一词来源于拉丁文vis viva，其物理意义为“动能”。根据二体问题的相对运动方程，可求出总能量守恒的关系为：式中 v和 r为一个天体相对于另一个天体的速度和距离； μ= G( M+ m)， G为万有引力常数， M和 m分别为两个天体的质量； a为常数，在椭圆轨道中表示半长径。在天体力学中将这个关系式称为活力公式。这个公式表示:运动天体（质量为 m）的动能和引力势能之和为常数。活力公式在轨道计算和研究人造天体运动中有广泛的用途(见宇宙速度)。由于人造天体的质量 m远小于中心...
天文学	天体物理学	电流片	电流片（ current sheet ），介于两个反向磁场之间的电流薄层，亦称中性片。从两侧流来的等离子体在这里进行磁合并，可使等离子体加热和加速。电流片中发生的不稳定过程，对加速和加热也有重要作用，主要原因是，离子声不稳定性产生离子声湍动，使电阻反常并增大几个数量级；撕裂模不稳定性使电流片溃散为一系列分离的电流丝，在电流丝之间磁场为零的地方，将产生很强的感应电场，使带电粒子加速。
天文学	天体测量学	天体的视运动	天体的视运动（ apparent motion of celestial bodies ），地面观测者直观观测到的天体的运动，主要是由地球自转引起的。对太阳系内的天体来说，地球绕太阳公转和这些天体本身的空间运动也是形成天体视运动的重要原因。在太阳系外的各类天体中，一些近距星的视位置还要受到因地球公转所引起的周年视差和太阳本动带来的长期视差(见视差)的影响。此外，岁差和章动、光行差、自行和大气折射等也会引起天体在天球上视位置的改变，但这些通常都不属于天体的视运动的研究范围。目录 1 天体的周日视运动 1.1 中天 1.2 出没 1.3 过卯酉圈 1.4 大距 2 太阳的视运动 3 月球的视运动 4 行星的视运动天体的...
天文学	恒星与银河系	速度椭球分布	速度椭球分布（ ellipsoidal distribution of velocities ），恒星剩余速度的分布规律。恒星的本动速度不是完全没有规则的。1904年卡普坦在确定太阳运动的向点时，发现除太阳运动引起的视差动外，还存在着彼此相背而行的两大星流，它们的运动方向与太阳的运动方向之间有一固定夹角。1907年K.史瓦西提出，星流只是一种表面现象，实际上沿给定坐标系三条轴线运动的恒星数目、平均速度、速度弥散度均不相同，因而以速度为坐标变量画出的星数相等的曲面是一些三轴椭球，其轴长之比等于沿各该轴恒星运动的速度弥散度之比，比值约为8:5:4。椭球长轴的主方向──向点的坐标约为赤经18h5m)，赤纬-17°5(1950.0)。速度椭...
天文学	光学天文学	大气窗口	大气窗口（ atmospheric window ），指天体辐射中能穿透大气的一些波段。由于地球大气中的各种粒子对辐射的吸收和反射，只有某些波段范围内的天体辐射才能到达地面。按所属范围不同分为光学窗口、红外窗口和射电窗口。 ①光学窗口　可见光波长约3000～7000埃。波长短于3000埃的天体紫外辐射，在地面几乎观测不到，因为2000～3000埃的紫外辐射被大气中的臭氧层吸收，只能穿透到约50公里高度外；1000～2000埃的远紫外辐射被氧分子吸收，只能到达约100公里的高度；而大气中的氧原子、氧分子、氮原子、氮分子则吸收了波长短于1000埃的辐射。3000～7000埃的辐射受到的选择吸收很小，主要因大气散射而减弱。电磁波...
天文学	太阳与太阳系	黑子群	黑子群（ sunspot group ），太阳黑子大多成群出现。每个黑子群由几个到几十个黑子组成，最多可达一百多个。黑子群一般有两个主要黑子。按太阳自转方向，在黑子群西部的黑子称为前导黑子，而在东部的黑子称为后随黑子。前导黑子大都出现较早，消失较迟，面积较大，同太阳赤道的距离较小。黑子群按它的磁场极性分单极群、双极群和复杂极性群，其中以双极群为常见。双极群中前导黑子的极性一般与后随黑子相反。同一太阳活动周中，北半球的前导黑子极性几乎相同，并与南半球的前导黑子的极性相反。在先后的两个太阳活动周中，前周黑子群的前导黑子和后随黑子的极性分布与后周的又完全相反。黑子群中异极性黑子的连线称为磁轴，在大多数情况下，磁轴对太阳赤道的倾角小于30°...
天文学	太阳与太阳系	地球	“阿波罗”17号在宇宙空间拍摄的地球照片（据美国国家航空航天局）地球自转示意动画美国国家航空航天局(NASA)最新公布的地球东半球照片美国国家航空航天局(NASA)最新公布的地球西半球照片被地球大气层局部笼罩的月球从月球上看到的地球　　地球（汉语拼音：Diqiu；英语：Earth），太阳系八个行星之一，按离太阳由近及远的次序为第三颗。是人类所在的行星。它有一个天然卫星——月球，二者组成一个天体系统——地月系统。地球大约有46亿年的历史。不管是地球的整体，还是它的大气、海洋、地壳或内部，从形成以来就始终处于不断变化和运动之中。在一系列的演化阶段，它保持着一种动力学平衡状态。　　地球是太阳系中直径、质量和密度最大...
天文学	太阳与太阳系	太阳黑子的古代观测	太阳黑子的古代观测（ ancient.sunspot observation ），指在望远镜发明以前直接用肉眼观察日面上的黑子现象。在一般情况下，由于太阳光十分刺眼，看到这种现象的机会不多。但在日出或日落时，或在大雾笼罩或风沙弥漫的天气，日光减弱，就有可能看到日面上的大黑子。在古代欧洲，亚里士多德认为天体是永恒不变的和完美无缺的。这种观念后来为基督教神学所利用，成为中世纪禁锢科学思想的精神枷锁。在这种观念的支配下，人们用肉眼看到太阳黑子，竟不敢相信这是事实。因此，欧洲在望远镜发明以前的漫长历史中，关于太阳黑子的观测记录寥寥无几，而且记载十分简单。据一些研究者考证，欧洲古代太阳黑子观测记录总共只有八条。中国古代对太阳黑子的观测有悠...
天文学	恒星与银河系	主序星	主序星（汉语拼音：Zhu Xu Xing；英语：Main sequence star），位于主星序的恒星。在赫罗图上，恒星的分布不是随机的，而是集中在几个区域内。最显眼的是自左上角到右下角沿对角线的一条窄带，叫做主星序。光度比相同光谱型的巨星和超巨星小，故又叫矮星。在MK二元光谱分类系统（见恒星光谱分类）中用罗马数字V表示它的光度级。现观测到的恒星，90％都是主序星。主序星的能源主要是核内氢聚变为氦的热核反应。恒星演化过程中，在这个阶段停留的时间最长。
天文学	天体力学	历法	历法（英语：calendars），是用年、月、日等时间单位计算时间，并使之依一定的关系组合，供计量较长时间间隔的计时系统。主要分为阳历、阴历和阴阳历三种。阳历亦即太阳历，其历年为一个回归年，现时国际通用的公历（西历）即为太阳历的一种，亦简称为阳历；阴历亦称月亮历，或称太阴历，其历月是一个朔望月，历年为12个朔望月，其大月30天，小月29天，伊斯兰历即为阴历的一种；阴阳历的平均历年为一个回归年，历月为朔望月，因为12个朔望月与回归年相差太大，所以阴阳历中设置闰月，所以这种历法与月相相符，也与地球绕太阳周期运动相符合。中国的农历就是阴阳历的一种。目录 1 概述 2 历法系统 2.1 太阳历 2.2 太阴历 2.3 阴阳历 3...
天文学	天体力学	月球物理天平动	月球物理天平动（ physical libration of the Moon ），月球天平动的一种，也就是月球的实际自转状态和卡西尼定则之差。1693年，天文学家G.D.卡西尼根据长期的观测归纳出了三条描述月球自转的经验定则──卡西尼定则:①月球以等角速度绕固定轴由西向东自转，自转周期为一个恒星月；②月球自转轴与黄道的交角不变；③月球赤道面与黄道面的交线同月球轨道面与黄道面的交线重合，月球赤道面和月球轨道面分别位于黄道面两侧。如果月球是一个均匀圆球，则可以从力学上证明这三条定则是正确的。但月球并不是一个均匀圆球，它的实际自转状态要复杂得多，而卡西尼定则只是一种近似的描述。早在十七世纪，牛顿在他的《自然哲学的数学原理》一书中就指出...
天文学	天体物理学	巴耳末减幅	巴耳末减幅（ Balmer decrement ），气体星云、某些活动星系和某些恒星的光谱中常出现氢的巴耳末发射线。一般来说，巴耳末发射线中Hα最强，Hβ次之……越往后强度越小。以Hβ线强度为单位的各条巴耳末发射线的强度称为巴耳末减幅。巴耳末发射线的强度与天体的物理性质如密度、温度、宏观运动状况等有关。因此，巴耳末减幅为研究天体的物理性质提供了重要线索。下表列出气体星云的巴耳末减幅值。表的最后一栏是一个典型的气体星云的巴耳末减幅的观测值；第二、三、四栏是理论值。计算时假定星云对辅线系辐射完全透明，并忽略碰撞激发和碰撞电离。巴耳末减幅的理论值对电子温度很不敏感，理论值同观测值相当一致。巴耳末减幅
天文学	星系与宇宙学	星系团	星系团（ Cluster of Galaxies ），十几个、几十个以至成百上千个星系集聚在一起组成的星系集团。宇宙中确知具有动力学束缚特征的最大结构。其中的每一个星系称为星系团的成员星系。成员数目较少（不超过100个）的星系团称为星系群。现已发现上万个星系团，距离远达70亿光年之外。至少有85％的星系是各种星系群或星系团的成员。小的星系团如本星系群由银河系以及包括仙女星系在内的40个左右大小不等的星系组成。大的星系团如后发座星系团有上千个比较明亮的成员星系，如果把一些暗星系也包括进去，总数可能上万。平均而言，每个星系团内的成员数约为130个。有时又称成员数较多的星系团为富星系团，但贫、富的划分标准也是相对的。尽管不同星系团内成员星...
天文学	太阳与太阳系	小行星	编号为2020 XL5 的小行星（构想图），直径约1.2公里，在大约500年至1000年前开始陪伴地球，会随地球公转至少4000年，不会对地球构成威胁。西班牙和美国研究人员2022年2月1日在英国杂志《自然·通讯》发表论文宣布上述发现。新华社/路透小行星（希腊语：Αστεροειδής，英语：Asteroid），微型行星的一种。以太阳系而言，小行星属于太阳系小天体（SSSB），和行星一样环绕太阳运动，但体积和质量比行星小得多，轨道大多在离太阳2.17～3.64天文单位之间。广义的小行星大小介于流星体和矮行星之间，直径可从数公尺至1,000公里不等，包括在这个尺寸下太阳系里非彗星的所有小天体。但大部分的小行星都分布于内太阳系，加上外...
天文学	天体物理学	瑞利散射	瑞利散射（ Rayleigh scattering ），入射光量子与远小于入射辐射波长的粒子(如分子)碰撞时发生的弹性散射，此时光量子的能量和频率均保持不变。瑞利散射的量子力学表示如图所示，它能给出很直观的散射图象。图中虚线表示的能级称虚能级，虚能级并不对应于散射系统的任何实际能态，仅给出光量子高于初态的能量。实际跃迁是通过某一虚能级的两个虚跃迁过程来完成的，它使一个能量为 h v的入射光子湮灭( h为普朗克常数， v为频率)，而同时产生一个能量与入射光子相同的散射光子。因此发生散射时，虽然系统的能量状态最终没有改变，但是系统仍直接参与了散射作用。瑞利散射总是与喇曼散射（见喇曼光谱学）同时出现，前者的强度通常...
天文学	天体测量学	光行差	光行差（aberration），光的有限速率和地球沿着绕太阳的轨道运动引起的恒星位置的视位移。在一年内，恒星似乎围绕它的平均位置走出一个小椭圆。这个现象在1729年由詹姆斯·布拉德雷（James Bradley）发现，并被他用来测量光的速率。
天文学	光学天文学	UBV测光系统	UBV测光系统（ UBVphotometry system ），由许多标准星的整体组成的一种宽带测光系统，是H.L.约翰逊和摩根在1953年提出的。他们用光电方法精确测量了分布于全天的约400颗恒星。这些恒星的光谱型和光度极不相同，但基本上未受星际红化的影响。他们列出大气外的星等V、色指数U-B和B-V。U为紫外星等，B和照相星等相近，V类似目视星等。为了实现UBV系统，H.L.约翰逊等使用了镀铝的卡塞格林望远镜和 RCA1P21光电倍增管，对应U、B、V星等分别使用了不同型号的滤光片。其平均波长和波带半宽见下表：星等 U B V 平均波长（埃） 3500 4300 5500 波带半宽（埃） 600 950 1...
天文学	光学天文学	光电中星仪	上海天文台的光电中星仪光电中星仪（ photoelectric transit instrument ），在中星仪上加一套记录恒星通过子午圈时刻的光电装置和一个导星镜，就成为光电中星仪。它是苏联H.H.巴甫洛夫在1946年发明的，是世界上主要测时仪器之一。单星观测均方误差可达 ±0.012时秒。光电装置由光电箱和放大器两部分组成。光电箱安装在望远镜水平轴的一端。在望远镜的焦平面附近装着一块镜栅，与焦平面成45°倾角。镜栅上交替排列着等宽度的透光和反光条纹。当星像通过透光条纹上时，星光透过镜栅射到一只光电倍增管的阴极上；当星像移到反光条纹上时，星光被反射到另外一只光电倍增管的阴极上。前一只光电倍增管的阳极和后一只光电倍增管的最后一个...
天文学	光学天文学	地平式装置	地平式装置（ azimuth mounting ），安装天文望远镜筒的一种机械装置。它有两根互相垂直的轴──垂直轴和水平轴。望远镜镜筒与水平轴相连。除地球两极外，在跟踪作周日运动的天体时，这两根轴须同时转动。这种装置的优点是机械结构对于地球重力是对称的。这为设计和制造带来很大方便，特别有利于解决大望远镜的基架变形问题。口径特别大的反射望远镜宜采用这种装置。其缺点是：①两根轴的转动是非匀速的，要求高精度就需用计算机控制。如果被跟踪天体的最高点靠近天顶，那么，当天体通过最高点附近时，方位角将在极短的时间内有很大的变化；若天体的最高点趋近天顶，而又并非通过天顶，那么垂直轴的转速将趋近无穷大。这是无法办到的。因此在天顶附近存在一个不能跟踪的...

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