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天文学 | 恒星与银河系 | 密度波理论 | 密度波理论（ density wave theory ），以引力作用下物质流进流出低引力势的旋臂区解释星系旋涡结构的理论。1964年由美籍华裔天体物理学家林家翘和徐霞生在荷兰天文学家B.林德布拉德工作的基础上提出。密度波理论认为，旋涡结构并不是永远由同一批物质组成。它实质上是物质集中处低引力势区的波动状图案。换句话说，旋臂由密度波波峰的迹线构成。波形图案并不与物质相联，而是以不同的角速度运动。相对运动速度平均约30 千米/秒。正是这种运动维持了旋涡星系的规整外貌，也解决了固定物质旋臂因较差自转带来的缠绕困难。
用密度波解释星系的旋涡结构
恒星进入旋臂引力势阱后，在那里停留一段时间再随轨道运动出来。星际气体在进入旋臂时受到... |
天文学 | 天文学 | 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 | 恒星与银河系 | 恒星大气 | 恒星大气（ stellar atmosphere ），一般是指恒星上能被直接观测到的表面层。按物理性质的不同，恒星大气可以分成若干层次。
目录
1 恒星大气层次
1.1 光球
1.2 色球
1.3 星冕
1.4 恒星包层
2 化学成分
恒星大气层次
光球
大气底层密度最大的部分，叫作光球。它的厚度同星球半径相比一般是很小的（例如太阳半径为69.6万公里，它的光球仅厚几百公里），但恒星的全部光学辐射几乎都是从此发出的。通常观测到的恒星吸收谱（连续谱加吸收线），基本上就是光球光谱，而恒星的亮度也基本上决定于光球的亮度。我们见到的太阳圆面，就是光球。过去认为，光球是产生连续谱的区域，而吸收线（见线吸收）则是由光球之外的所谓反... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳自转 | 太阳自转（汉语拼音：Taiyang Zizhuan；英语：Solar Rotation），太阳的一种运动形式。 伽利略在1610年发现。太阳自转轴与黄道面的法线间夹角为7°15′，自转方向与地球相同。太阳自转周期随日面纬度增加而增长，赤道处为25.2天，纬度80°处长达34天。这种较差自转方式和太阳的高温表明太阳是一个气体球。从地球上看，在日面纬度17°处的太阳自转周期是27.275天，定义它为太阳自转会合周期。而相对恒星而言，该处的自转周期是25.38天，称为太阳自转恒星周期 。规定1853年11月9日日面本初子午圈转到日面中心的时刻为太阳第一个自转周的开始，以后顺序编号。每年各个自转周的序号和开始日期均可从《天文年历》查到。 |
天文学 | 天文学 | 天文年历 | 天文年历（ astronomical ephemeris ），按年度出版，反映本年内主要天体的运动规律和出现的天象，并载有天文观测和大地测量所需的多种基本天文数据的专门历书。此外，还有航海天文年历、航空天文年历、小行星冲日历表等专用天文历书以及指导天文爱好者观测的天文普及年历。
天文年历通常刊载：太阳、月球、大行星和亮基本恒星在当年内不同时刻的精确位置；日食、月食、行星凌日、月掩星、月相、行星动态、周期彗星、流星雨、日月出没、晨昏蒙影等天象的预报；用于不同天球坐标间换算的必要数据，如岁差、章动、光行差等。有的还附加某些天体物理观测历表、天然卫星历表等。
国际上最早的天文年历是1679年法国编制的《时间和天体运动的知识》。随后逐年出版... |
天文学 | 光学天文学 | 光电成像器件 | 光电成像器件（ photoelectronic imaging devices ），基于光电效应对物体成像或进行图像增强与转换的器件。待成像物体发出的辐射因强度或波长范围往往不适合人眼直接观察，而需借助像管、摄像管或固体成像器件。
图1 前照式(a)和背照式(b)CCD结构示意
图2 ICCD的外形
像管包括各种变像管、像增强器和电子摄像管。这类器件一般由光电阴极、电子光学系统和荧光屏（或胶片）组成。人眼不便直接观察的辐射图像投射到光电阴极，因光电效应转变为电子图像，经电子光学系统传送到荧光屏上，并转换为强度和波长范围都适合观察或处理的图像。
摄像管的基本结构包括光电阴极、靶面及扫描段。光电阴极上的光电子图像投射到... |
天文学 | 天体测量学 | 大气折射 | 大气折射（汉语拼音：Dɑqi Zheshe；英语：Dtmospheric Refraction），电磁波在传播过程中通过不同介质的界面时传播方向的改变称为折射，天体射来的光线或射电波通过地球大气层受到大气的折射，这种现象和由此引起的折射量称为大气折射。
历史
早在公元前2世纪前后，希腊的波西东尼乌斯就发现了大气折射现象，认识到大气折射影响大测量结果的准确性。公元2世纪希腊大天文学家托勒密在他的着作《光学》第五卷中进一步论述了大气折射问题。托勒密通过对恒星位置的反复观测，发现大气折射的作用，使得接近地平的星象位置有所升高。托勒密用光学折射的道理从理论上阐述了这一现象。16世纪，丹麦的大天文学家第谷也对大气折射现象有所研究，他测定... |
天文学 | 恒星与银河系 | 恒星天文学 | 恒星天文学（ stellar astronomy ），研究恒星、星际物质和各种恒星集团的分布和运动特性的学科。天文学的分支。由于恒星为数众多，恒星天文学不采用讨论单个恒星的办法，而对大样本恒星，借助于统计分析和数学方法进行研究。恒星天文学的研究综合了天体测量学、天体物理学和射电天文学获得的各种数据，包括恒星视差、位置、自行、视向速度、星等、色指数、光谱型和光度等。
恒星天文学作为一门学科是由F.W.赫歇耳通过对恒星的大量观测和研究开始的。1783年他首次通过分析恒星的自行发现了太阳（在空间的）运动，并定出了运动的速度和向点。J.F.赫歇耳继承和发展了其父开创的事业，在恒星计数、双星观测和编制星团和星云表方面做了大量工作。1837年V... |
天文学 | 光学天文学 | 测微密度计 | 测微密度计（ microdensitometer ），测量微小面积内光学密度（或透射率）的仪器，又称测微光度计。在照相光度测量和照相分光光度测量中，用来测量底片照相密度。测微密度计按结构原理可分为两类：①单光束测微密度计（见图）。稳定的光源给出一束照射光，由显微物镜缩小，均匀地照射在待测底片上，底片上的像由另一显微物镜放大，投影在宽度和高度可调的狭缝（或光阑）平面上，狭缝限制着底片上被测量的区域，透过狭缝的光流被光电管接收。当照射光束通过底片上感光部分和未感光部分时，分别记录光电流读数i和i0，感光部分的密度等于lg(i/i0)。②双光束测微密度计。一个光源发出两束光：一束通过底片上待测区；另一束通过光学补偿器(如光劈)，密度随补偿... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 康德和拉普拉斯星云说 | 康德和拉普拉斯星云说（ Kant and Laplace nebular hypothesis ），康德于1755年和拉普拉斯于1796年各自提出关于太阳系起源的星云学说。它是最早的科学的天体演化学说。这两种星云说的基本论点相近，认为太阳系内一切天体都有形成的历史，都是由同一个原始星云按照客观规律──万有引力定律逐步演变而成的。
康德认为，这团原始星云是由大小不等的固体微粒组成的，“天体在吸引最强的地方开始形成”，万有引力使得微粒相互接近，大微粒把小微粒吸引过去凝成较大的团块，而且团块越来越大，引力最强的中心部分吸引的物质最多，先形成太阳。外面的微粒在太阳吸引下向中心体下落时与其他微粒碰撞而改变方向，变成绕太阳的圆周运动，这些绕太阳... |
天文学 | 恒星与银河系 | 聚星 | 聚星（ multiple star ），由三、五个互相有物理联系的恒星组成的多重恒星系统，有时也按成员星的数目称为三合星、四合星等。聚星可以分成两类，一类是普通聚星，另一类称为四边形聚星。普通聚星的成员星两两组成双星，双星与另外的成员之间的距离至少是双星的两子星间的距离的3倍，有时可达几十倍，因此普通聚星的成员星的运动类似于双星的周期运动，只是这种周期运动由于摄动变得更复杂一点而已。大熊座ζ（中名开阳）是普通聚星的一个例子，开阳和旁边一个中名称为“辅”的星组成双星，相距约19，000天文单位，开阳本身又是一个双星，主星大熊座ζ甲和伴星大熊座ζ乙相距约400天文单位。大熊座ζ甲又是一个分光双星，主星和伴星相距约0.29天文单位。大熊座... |
天文学 | 天文学 | 太阳系起源 | 太阳系起源（汉语拼音：Taiyangxi Qiyuan；英语：Solar System，Origin of），研究太阳系由何而来的天文学分支学科。力求说明太阳系是在什么时候、由什么形态的物质、以怎样的方式、经历了多少时间形成的。太阳系起源有两个主要问题：一是形成行星物质的来源，二是行星形成的方式和过程。前者大致有3类理论：①灾变，认为是恒星走近或掠碰太阳致使太阳或恒星抛出物质。②俘获，太阳在宇宙中运动时从星际空间得到。③共同形成，认为太阳与行星由原有的同一原始星云凝聚而成。后者则可归纳为五种观点：①先形成环体，由各环体独立凝聚成行星及其卫星。②先形成若干比现在行星更大的原行星，以后它们失去一部或大部物质而变为行星。③先形成许多质量约... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 星系的起源 | 星系的起源（ origin of galaxies ），与宇宙早期的结构和演化密切相关的科学研究课题。这一课题的研究历史尚短，流派较多，远未成熟。较流行的看法是，在宇宙热大爆炸后的膨胀过程中，分布不均匀的星系前物质收缩形成原星系，再演化为星系。关于星系前物质，有人认为是弥漫物质，也有人主张是超密物质。关于原星系的诞生，有两派见解。一派是引力不稳定假说，另一派是宇宙湍流假说。两派观点如下：
引力不稳定性假说
宇宙在早期由原子核、电子、光子和中微子等组成，在温度降到4，000K以前，处于辐射占优势的辐射时期，此时在各种相互作用中，引力不居主要地位。当温度降到4，000K左右，复合时期开始，宇宙等离子体中性化，宇宙从辐射占优势时期开始转... |
天文学 | 天体物理学 | E过程 | E过程（ e-process ），原子核的统计平衡过程。是B2FH理论（见元素合成理论）中提出的一种过程。e是英文equilibrium（平衡）的缩写。在温度T≥4×109～5×109K，密度ρ＞3×106克/厘米3的情况下，高能光子和原子核之间会发生大量的碰撞。一方面碰撞导致核的碎裂，另一方面碎片又很快同其他粒子相结合，最终在核的瓦解和形成之间建立起统计平衡。统计平衡在核合成理论中具有特殊的作用。
当核物质处于统计平衡状态时，即在原子核与自由质子和中子之间达到平衡，各种核的丰度可用统计方法确定。具体计算表明，统计平衡过程可形成元素的丰度曲线上的铁峰（钒、铬、锰、铁、钴、镍等）。现已拓宽了B2FH理论的思想，可能统计平衡存在层次，不... |
天文学 | 恒星与银河系 | 质光关系 | 质光关系（ mass-luminosity relation ），对赫罗图中主序上的恒星成立的恒星质量和绝对光度之间的一个重要近似关系。最早为E.P.哈姆所提出，并在1919年由E.赫茨普龙通过观测资料证实。1924年A.S.爱丁顿从理论上导出绝对光度为L的恒星与其质量M有L=kMα的简单关系，式中k为常数，α约为3。粗略地说，恒星的质量越大，它的内部必定越热，才能产生足够的内部压力来支持自身抗衡引力坍缩。质光关系只是一个近似关系，因为还有其他因素，诸如化学组成也影响恒星的亮度。由观测资料可得出分别用于主序不同部位恒星的质光关系：
L/ L 0≈( m/ m 0) 4对于 L＞ L 0的主序星
L/ L 0≈( m/ m 0)... |
天文学 | 天体物理学 | 磁耦合机制和沙兹曼机制 | 磁耦合机制和沙兹曼机制（ magnetic coupling mechanism and Schatzman mechanism ），解释太阳系角动量特殊分布的两种理论。太阳质量占太阳系总质量的99.8％以上，但其角动量(动量矩)却只占太阳系总角动量的1％左右，而质量仅占0.2％的行星和卫星等天体，它们的角动量却占99％左右。太阳系角动量的这种特殊分布，是太阳系起源研究中的一个重要问题。1942年，阿尔文提出一种“磁耦合机制”。他认为，太阳通过它的磁场的作用，把角动量转移给周围的电离云，从而使由后者凝聚成的行星具有很大的角动量。他假定原始太阳有很强的偶极磁场，其磁力线延伸到电离云并随太阳转动。电离质点只能绕磁力线作螺旋运动，并且被磁... |
天文学 | 恒星与银河系 | 星云 | 星云（ Nebula ），太阳系以外天空中一切非恒星云雾状的天体（图1、图2、图3）。一些较近的星系，外观像星云，18世纪以来也称为星云。1924年底解决了宇宙岛之争以后，才把二者分开。位于银河系内的称为银河星云，银河系以外的星云称为河外星系或星系。按形状、大小和物理性质，银河星云可分为：广袤稀薄而无定形的弥漫星云，亮环中央具有高温核心星的行星状星云，以及尚在不断地向四周扩散的超新星剩余物质云（见超新星遗迹）。就发旋光性质，银河星云又可分为：被中心或附近的高温照明星（早于B1型的）激发发光的发射星云，因反射和散射低温照明星（晚于B1型）的辐射而发光的反射星云，以及部分地或全部地挡住背景恒星的暗星云。前两种统称为亮星云。反射星云同暗星... |
天文学 | 天体物理学 | 引力红移 | 引力红移（ Gravitational redshift ），由广义相对论可推知，处在引力场中的辐射源发射出来的光，当从远离引力场的地方观测时，谱线会向长波方向（即向光谱红端）移动，移动量与源及观测者两处引力势差的大小成正比。光谱线的这种位移称为引力红移。这种效应最初是在天体中，特别是在白矮星中（因为白矮星表面的引力较强）得到证实的。二十世纪六十年代，庞德、雷布卡和斯奈德采用穆斯堡尔效应的实验方法，测量由地面上高度相差22.6米的两点之间引力势的微小差别所造成的谱线频率的移动，定量地验证了引力红移。结果表明实验值与理论值完全符合。 |
天文学 | 天体测量学 | 原子钟 | 原子钟（汉语拼音：Yuanzi Zhong；英语：Atomic Clock），由原子能级跃迁吸收或发射频率异常稳定的电磁波作为频率标准制成的计时仪器。原子钟通常由原子频标、晶体振荡器伺服电路和石英钟构成；由前两部分产生的高度稳定的频率控制石英钟指示精确时间。原子钟具有准确度和稳定度高、复制性强的优点，准确到每天的误差1／10万～2／10万秒，是现在最准确、最稳定的时间和频率标准。由原子钟提供的原子时，已作为现代均匀时间的计量基准。原子钟不仅是重要的天文计时仪器，在物理学、航天、通信、测绘、军事等部门也有广泛用途。 |
天文学 | 天文学 | 天体力学数值方法 | 天体力学数值方法（ numerical method of celestial mechanics ），应用常微分方程数值解理论求解天体运动方程的方法。它与分析方法、定性方法并列为天体力学的三个基本方法。随着计算机的飞速发展，数值方法得到越来越广泛的应用。
目录
1 概述
2 建立天体历表常用的数值方法
3 研究轨道演化常用的数值方法
4 数值方法的主要特性
概述
天体力学研究大致分为两类：建立天体历表和研究轨道演化。前者要准确计算天体的位置，要求的精度比较高。后者研究天体轨道的长期演化，计算时间很长，需要保持系统的主要特征（如共振、混沌、守恒量等），但计算精度要求不高。传统的分析方法可用于建立天体的历表，但在精度要求高，轨... |
天文学 | 天体测量学 | 黄道 | 黄道（ecliptic），地球绕太阳运行的轨道所在的平面。从地球上看，太阳一年内在天空中的视运动（相对于背景恒星）所描摹的就是黄道面。除冥王星外，所有行星的轨道都十分接近黄道面。 |
天文学 | 天文学 | 日心体系 | 日心体系（ heliocentric system ），认为太阳是宇宙中心，地球和其他行星都绕太阳转动的学说。又称“日心地动说”或“日心说”。
公元前3世纪，古希腊学者阿利斯塔克就有过这种看法，但未得到进一步发展。在后来的1 000多年中，托勒玫的地心体系在欧洲占了统治地位。直到16世纪，波兰天文学家N.哥白尼经过近40年的辛勤研究，在分析过去的大量资料和自己长期观测的基础上，于1543年出版的《天体运行论》中，系统地提出了日心体系。在托勒玫地心体系中，每个行星运动都含一年周期成分，但无法对此作出合理的解释。哥白尼认为，地球不是宇宙中心，而是一颗普通行星，太阳才是宇宙中心，行星运动的一年周期是地球每年绕太阳公转一周的反映。
哥白尼体... |
天文学 | 天体测量学 | 春分点 | 春分点，在天球上黄道与天赤道相交于两点，称为二分点。太阳沿黄道从赤道以南运动到赤道以北通过的那个交点称为春分点；与此相对的另一交点称为秋分点。黄道上与二分点相距90°的两点，称为二至点。其中与春分点沿太阳视运动方向相距90°的点称为夏至点，另一点称为冬至点。二分点和二至点又合称为分至点。按太阳视运动方向依次为春分点，夏至点，秋分点和冬至点。太阳在每年的春分(3月21日左右)、夏至（6月22日左右）、秋分（9月23日左右）和冬至（12月22日左右）依次通过以上各点。天球上通过天极和二分点的大圆称为二分圈，通过天极和二至点的大圆称为二至圈。春分点在建立天球坐标系中有重要作用，它是赤道坐标系和黄道坐标系的主点。地球在日月引力影响下引起岁差... |
天文学 | 天体力学 | 天体的形状和自转理论 | 天体的形状和自转理论（ theory of the figure and rotation of celestial body ），研究各种类型的天体在内外引力作用下自转时的平衡形状，以及自转轴在空间和天体内部变化规律的理论。1825年天体力学奠基完成时已建立。当时主要以大行星为背景，研究流体在自引力和自转离心力作用下的平衡形状问题。19世纪已得到很多重要结果，如在一定条件下旋转椭球体（又称为马克洛林体）、三轴椭球体（Jacobi体）、梨状体可成为平衡形状。这些结果在后来讨论行星、恒星和星系的形状问题中都要用到。20世纪50年代以后，由于观测技术、航天技术、地球科学和天文学的迅速发展，天体形状和自转的研究内容和深度都有巨大的进展。
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天文学 | 天体测量学 | 平太阳时 | 平太阳时（mean solar time），主要以地球自转周期为基准的一种时间计量系统。简称平时。由于真太阳的运行速度和时角变化率不均匀，不适于作为计量均匀时间的基准，在天文学中引入平太阳。它在天赤道上作匀速运动，其速度与真太阳的平均速度相一致。一个地方的平太阳时以平太阳对于该地子午圈的时角来度量。平太阳在该地下中天的瞬间作为平太阳时零时。平太阳时与平恒星时之间有相互换算关系。真太阳时与平太阳时的时刻之差即为时差。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 猎户座FU型变星 | 猎户座FU型变星（ FU Orionis variable ），增光缓慢、减光更慢的一种与暗星云成协、处于主序星前阶段的变星。典型星是猎户座FU。此外，还有天鹅座V1057和天鹅座V1515。猎户座FU在1936～1937年的一年多时间里增亮了6个多星等（B星等），光度极大的时间持续了两年左右，从1939年以后的十五、六年时间里才减光0.2个星等。天鹅座V1057在1969～1970年的390天时间里增亮了5个多星等（B星等），光度极大的时间持续了一年多，从1971年开始减光1个多星等。这类变星可能是接近“林忠四郎演化程”顶部的主序前星（见恒星的形成和演化、赫罗图），是光谱型为F或G的超巨星，爆发之前可能属于金牛座T型变星。 |
天文学 | 天体物理学 | 汤姆孙散射 | 汤姆孙散射（ Thomson scattering ），是指电磁辐射和一个自由带电粒子产生的弹性散射。入射电磁波的电场使粒子加速，从而激发粒子产生和入射波频率相同的辐射（散射波）。汤姆孙散射是康普顿散射在低能量区的近似。汤姆孙散射是等离子物理学中的一个重要现象，它首先由英国物理学家约瑟夫·汤姆孙解释。只要粒子的运动是非相对论性的（即速度远小于光速），粒子加速的主要原因都来自入射波的电场分量，而磁场的作用可被忽略。粒子将会在电场振动的方向上开始运动，从而产生电磁偶极辐射。运动粒子在垂直于运动方向上的辐射最强，而辐射沿着粒子的运动方向产生偏振。从而，取决于观察者的位置，从一个小体元散射出的电磁波存在程度不同的偏振。 |
天文学 | 天文学 | 太阳系 | 太阳系的主要成员：由左至右依序为（未依照比例）海王星、天王星、土星、木星、小行星带、太阳、水星、金星、地球和月球、火星，在左边可以看见一颗彗星
太阳系在银河中的位置
太阳系（汉语拼音：tài yáng xì；英语：solar system），以太阳为中心的天体系统。在太阳的引力作用下，环绕太阳运行的天体构成的集合体及其所占有的空间区域。包括太阳、八大行星及其卫星（至少165颗）、5颗已经辨认出来的矮行星（冥王星、谷神星、阋神星、妊神星和鸟神星）和数以亿计的太阳系小天体构成。这些小天体包括小行星、柯伊伯带（Kuiper belt）的天体、彗星和星际尘埃。八大行星依照至太阳的距离，依序是水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和... |
天文学 | 恒星与银河系 | 质量损失 | 质量损失（ mass loss ），观测和理论表明，一切恒星在其演化过程中都不断损失质量。其途径有：①星风扩散，②气壳膨胀（如行星状星云），③爆发。研究恒星的质量损失对于了解各类恒星的物理状态和演化，具有重大意义。
行星状星云具有每秒20公里的膨胀速度，比逃逸速度（0.4公里/秒）至少大一个数量级。除了行星状星云外，有的星周围还有膨胀的气壳，例如B型发射星、沃尔夫－拉叶星和天鹅座P型星。沃尔夫-拉叶星的气壳膨胀速度有的高达每秒2，500公里(HD193793)，多数在每秒1，000～2，000公里之间。天鹅座P型星气壳的膨胀速度一般也在每秒30～250公里之间。气壳不断膨胀，质量也就不断损失。
前两种方式的恒星质量损失被称为准稳态... |
天文学 | 天体力学 | 摄动函数的展开问题 | 摄动函数的展开问题（ problem of development of disturbing function ），在天体力学中，所有的分析方法都要对受摄运动方程进行积分，除个别情况外，在积分前，一般必须把摄动函数展开为时间以及所选择变量的显函数，这就是摄动函数的展开问题。这个问题是摄动理论中的基本课题之一。摄动函数展开式的收敛快慢，在一定程度上决定相应的摄动理论的使用效果。
经典的展开方法是将摄动函数展开为幂级数和三角级数的混合级数，它又称泊松级数。以三体问题为例，摄动函数中包含被摄动天体和摄动天体的轨道要素和时间，而时间则隐含在天体的近点角内。在瞬时轨道为椭圆的情况下，摄动函数展开为两个天体的轨道半长径之比α=α/α′、偏心率... |
天文学 | 天文学 | 天象 | 天象（汉语拼音：Tianxiang；英语：Astronomical Phenomena），泛指各种天文现象。如太阳出没、行星运动、月相变化、彗星、流星、流星雨、陨星、日食、月食、极光、新星、超 新星、月掩星、太阳黑子等。中国早在距今三四千年前就注意观测和记录天象，此后历代的天文官和民间的天文学家也都始终注重观测天象。中国古代的天象记录内容丰富、记录详实，在世界上是独一无二的。 |
天文学 | 天体物理学 | 湍动致宽 | 湍动致宽（ turbulence broadening ），由湍动运动引起的谱线致宽。这种机制是罗斯兰德于1928年提出的。湍动是比原子的尺度大得多而比恒星的半径小得多的气体团的运动。通常把比光子自由程大的湍动称为宏观湍动，比光子自由程小的湍动称为微观湍动。在许多恒星中，都存在因湍动而出现的谱线致宽，特别是在超巨星中更加明显。恒星大气内的原子同时参与两种完全杂乱的运动──热运动和湍动。若视向速度在(ζ，ζ+dζ)内的相对原子数为：
式中ζ D 2=ζ 0 2＋ζ t 2+，ζ 0为原子热运动的最或然速度，ζ t为湍动的最或然速度（都指视向速度），则辐射按频率分布的形式为： |
天文学 | 天体物理学 | 振子强度 | 振子强度（ oscillator strength ），表征原子的吸收或发射的重要物理参数。经典电动力学把辐射或吸收的基本单元看作是谐振子。电磁波的发射或吸收是由谐振子作简谐运动引起的。由此可以计算出一个振子的吸收系数。在确定的谱线内通常把一个原子的吸收作用用等效的振子数表达，这个数就叫作振子强度，常用f来表示。fik表示从分立能级i跃迁到k的振子强度。已知振子强度，就可求出原子吸收系数。振子强度可以通过两条途径求出：理论计算和实验测定。根据振子强度和原子的跃迁几率之间的关系进行理论计算，可以得到 ，
式中 Aki为爱因斯坦自发跃迁几率， gi、 gk分别为谱线低能级 i和高能级 k的统计权重， e和 me为电子电量和质量... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 宇宙学原理 | 宇宙学原理（ cosmological principle ），认为宇宙中不存在任何优越位置的假设。它是N.哥白尼关于地球不是宇宙中心观念的推广，是大多数现代宇宙学模型的基础。宇宙学研究的对象是整个可观测时空范围的大尺度特征。现已探测到的距离尺度约140亿光年，包含约1千亿个星系。根据星系计数、射电源计数和宇宙微波背景辐射等实测资料得知，在大于一亿光年的范围内，物质的空间分布是均匀的和各向同性的。就是说，在宇宙学尺度上，任何时刻三维空间是均匀的和各向同性的。它的含义是：①在宇宙学尺度上，空间任一点和任一点的任一方向，在物理上是不可分辨的，即无论其密度、压强、曲率、红移都是相同的。但同一点的不同时刻，各种物理量却可不同，所以宇宙学原理... |
天文学 | 天文学 | 星协 | 星协（ Stellar Association ），由相似光谱型年轻恒星组成的非常松散的集合。OB星协是大质量高光度的O、B型恒星的集合。R星协是质量较小（3～10倍太阳质量），能照亮周围反射星云的年轻恒星的集合。T星协是质量与太阳相当的金牛座T型变星的集合。因为O、B型恒星和金牛座T型变星都是十分年轻的天体，所以星协也是一种年轻的天体，它的年龄只有百万年数量级。某些空间区域既有O星协又有T星协，猎户座星协就是这样的例子。星协和年轻的疏散星团、四边形聚星有密切的关系，后者往往构成星协的核心。此外，星协常与气体尘埃星云有物理上的关联。银河系内，星协总是位于银河系的旋臂上。星协的尺度从数秒差距到数百秒差距，含数十到数百颗恒星。在星协中，... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 爆发日珥 | 爆发日珥（ eruptive prominences ），激烈活动的日珥。分为同耀斑有关的和无关的两类。同耀斑有关的一类又分为突然消失型和质量抛射型。质量抛射型爆发日珥是从耀斑中抛射出来的高速等离子体云，这种激烈的抛射现象常伴随有爆震波，因此也同耀斑的射电Ⅱ型爆发和Ⅳ型爆发（见太阳射电爆发）有关。突然消失型爆发日珥又称暗条突逝。在太阳 Hα单色像中，宁静暗条常沿着磁场中性线（见磁合并）排列。当它们受到耀斑波(即莫尔顿波)等的扰动时，几分钟内就突然消失，然后经过半小时至几小时逐渐恢复原状。理论上的解释是：宁静日珥位于磁力线弧顶部的凹陷处，受到扰动后磁力线变直，凹陷处磁力线上升，于是日珥物质便被弹射出去，形成爆发日珥；这时由于多普勒效应... |
天文学 | 光学天文学 | 天体光谱分析 | 天体光谱分析（汉语拼音：Tianti Guangpu Fenxi；英语：Astronomical Spectral Analysis），将光谱学的原理和方法用于天体光谱，以确定天体的物理性质和化学组成的分析法。天体光谱分析包括定性分析和定量分析两种。定性分析的主要任务是谱线证认，也就是说，确认天体光谱中的谱线是哪些化学元素产生的。定性分析的关键是准确地测定谱线的波长。为此，在获得天体光谱的同时获得实验室光源的比较光谱（常用铁弧光谱、钍氩光谱等）。将比较光谱中已知波长的谱线的位置同天体光谱中谱线的位置进行比较，便可确定天体光谱中谱线的波长，从而证认出天体谱线的化学元素。定量分析包括对天体的连续光谱的测量和对谱线的测量。前者指测量天体连... |
天文学 | 天体力学 | 平面圆型限制性三体问题 | 平面圆型限制性三体问题（ plane circular restricted three-body problem ），限制性三体问题中比较简单的、也是研究得最多的一种类型。它研究无限小质量体在两个有限质量体的万有引力作用下的运动规律，并假定两个有限质量体在相互引力作用下绕其质量中心作圆周运动。如无限小质量体的初始位置和初始速度在两个有限质量体的轨道平面内，则无限小质量体永远在该轨道面内运动，这样就成为平面圆型限制性三体问题，它是三体问题中最简单的情况。
取两个有限质量体P1、P2的联线为x轴（图1）。设无限小质量体到P1、P2的距离分别为r1、r2，则相应于旋转坐标系的运动方程有一个首次积分：
式中 v为无限小质量 ... |
天文学 | 光学天文学 | 导星镜 | 导星镜（ guiding telescope ），附加在主望远镜镜筒上用以监视导星的望远镜。它的作用是保证主望远镜精确跟踪被观测天体，一旦导星偏离正确位置，就通过望远镜的驱动装置加以纠正。导星镜一般采用折射光学系统，也有采用反射或折反射卡塞格林系统的（见卡塞格林望远镜）。口径大小视所用导星的星等而定。为了能在较大的天区内找到足够亮的导星，应有适当大小的视场，一般为1°左右。为了能觉察导星的微小偏离，目镜须有足够高的放大率。但这样一来，通过目镜观测到的视场便达不到1°。为解决这个矛盾，一般是采用适当机械装置，使目镜镜头在垂直于光轴的平面内移动。这样就能看到物镜视场的不同区域。目镜焦面上装有十字亮丝，用以照准导星。当导星很亮时，也可采用... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 微黑子 | 微黑子（ microspot ），用白光观测到的日面上亮度比光球暗而没有半影的斑点。最小的微黑子的一般直径约为1″～5″（相当于700～3，500公里）。微黑子的视亮度不到光球的视亮度的65％，温度低于5，600K，其单位面积辐射功率为3×107瓦/米2。微黑子的磁场非常密集，磁场强度大于1，400高斯，并且较为均匀，但在边缘小于0.″5处突然下降。微黑子的寿命约几小时。它们出现在米粒组织之间，常常是黑子的初始阶段。如半径超过1，750公里，一般就产生半影而形成黑子（见黑子的本影和半影）。 |
天文学 | 天体测量学 | 赤道坐标系 | 赤道坐标系（汉语拼音：Chidao Zuobiaoxi；英语：Chidao Zuobiaoxi），一种天球坐标系。
简介
过天球中心与地球赤道面平行的平面称为天球赤道面，它与天球相交而成的大圆称为天赤道。赤道面是赤道坐标系的基本平面。天赤道的几何极称为天极，与地球北极相对的天极即北天极，是赤道坐标系的极。经过天极的任何大圆称为赤经圈或时圈；与天赤道平行的小圆称为赤纬圈。作天球上一点的赤经圈，从天赤道起沿此赤经圈量度至该点的大圆弧长为纬向坐标，称为赤纬。赤纬从0°到±90°计量，赤道以北为正，以南为负。赤纬的补角称为极距，从北天极起，从0°到180°计量。
划分
由于所取主点以及随之而来的经向坐标的不同，赤道坐标系又分第一... |
天文学 | 恒星与银河系 | 恒星的视向速度 | 恒星的视向速度，恒星在单位时间内沿视线方向移动的距离称视向速度，单位是千米/秒。可由恒星光谱线的多普勒位移来确定，谱线向红端移动（即红移）时为正，这时恒星远离我们而去。实测的数值必须改正地球自转和公转的影响，归算成相对于太阳中心的数值。地面天文台已测过约3万颗恒星的视向速度，其值大多介于±20千米/秒之间。晚型星的视向速度一般大于早型星，矮星的大于巨星的，光谱中有发射线的大于同光谱型无发射线的。速度超出±100千米/秒范围的恒星称高速星，已测得视向速度最大的恒星是CD–29°2 277（543千米/秒）和武仙座VX星（−405千米/秒）。测量视向速度往往采用结构复杂和价格昂贵的大望远镜折轴摄谱仪或物端棱镜，进展很慢。但由于这种测量与... |
天文学 | 天文学 | 宇宙气体动力学 | 宇宙气体动力学（ cosmic gas dynamics ），应用气体动力学的理论和方法研究宇宙中物质形态和运动规律，特别关注磁场的影响的学科。流体力学和天体物理学相互交叉的学科。该学科名称是E.萨兹曼于1968年正式提出的。研究对象主要是星际空间、恒星以及地球大气层中的电离气体。研究内容包括恒星外层结构（湍流对流速度、波动及激波等），太阳及恒星活动（耀星、太阳耀斑、闪光相和宇宙线等），核反应和带电粒子加速机制，电磁活动对天体演化的作用，日冕和太阳风的流体动力学机制等。宇宙气体动力学的研究领域已从行星环境扩展到太阳内部，从气云到星系，以至局部宇宙的演化，并在太阳风、地球磁层、气云的坍缩与破裂、无碰撞激波、恒星大气的反常加热、宇宙中磁... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 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 | 星系与宇宙学 | 星系 | 星系（ Galaxies ），由引力束缚在一起的几百万至几万亿颗恒星以及星际气体和尘埃、暗物质等构成，占据几千光年至几十万光年的空间的天体系统。银河系就是一个普通的星系。银河系以外的星系称为河外星系，一般称为星系。
大熊座旋涡星系M81（国家天文台BATC组提供）
室女团中心椭圆星系M87（NASA提供）
猎犬座旋涡星系M51（国家天文台BATC组提供）
目录
1 研究简史
2 形态和分类
3 分布
4 运动和质量
5 形成和演化
研究简史
17世纪望远镜发明以后陆续观测到一些云雾状的天体，称之为星云。18世纪，德国的I.康德和英国的T.赖特都曾猜想这些云状天体是像银河一样由星群构成的宇宙岛，只是因为距离太... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 河外天文学 | 河外天文学，又称河外星系天文学（Extragalactic astronomy），是天文学的一个分支，研究的对象是我们的银河系以外的星系——研究所有不属于银河系天文学（英语：Galactic astronomy）的天体。
当工作的仪器获得改善，就可以更详细的研究现在只能审视的遥远天体，因此这个分支可以再细分为更有效的近银河系外天文学和远银河系外天文学。前者的成员与对象包括星系、本星系群，距离近得可以详细研究内部的超新星遗迹、星协。后者远得只是可以测量的对象和只有最明亮的部分可以描述或研究。随着仪器的改进，现在可以更详细地检查遥远的物体，因此河外星系天文学包括几乎可观测宇宙边缘的物体。
一些相关的主题如下：
星系集团
类星体
... |
天文学 | 天文学 | 地外文明 | 地外文明（汉语拼音：Diwai Wenming；英语：extraterrestrial civilization），地球之外的其他天体上可能存在着高能智慧生命的文明。
生命未必是地球上特有的现象，在宇宙间别的恒星的行星系统中，只要有合适的条件，就可能诞生原始形态的生命，并通过进化出现智慧生命及其文明。地球上人类利用核能、进行无线电通讯、发展射电天文学以及发射空间探测器等，都是20世纪才开始的，因此人类文明实际上还处在刚刚能被别的星球探测到的较低级的阶段，宇宙间完全有可能存在着比地球更先进的文明。
有人考虑了各种因素后，估计仅是在地球所处的银河系中，就可能有近百万个文明世界。但是由于银河系十分巨大，这些异星文明彼此之间相距十分... |
天文学 | 恒星与银河系 | 老人 | 老人（汉语拼音：lǎo rén），①上年纪的或较老的人。②上了年纪的父母或祖父母。 |
天文学 | 天体力学 | 脱罗央群小行星的运动 | 脱罗央群小行星的运动（ motion of Trojan group asteroid ），限制性三体问题的拉格朗日特解在太阳系中的实例。脱罗央群小行星全以希腊神话中的人物来命名，而这个群则以神话中的小亚细亚的特洛伊城命名，天文学界习惯译为脱罗央。这群小行星绕太阳运行的周期与木星相同。这一群中最先被发现的小行星名为阿基琉斯，它是德国天文学家M.沃尔夫于1906年观测到的。这颗小行星之所以引人注意，是因为当它的轨道被推算出来之后，它的周期和木星的周期很相近。沙利叶注意到，从太阳看去，它位于木星前方约55°处。他认为这可能是拉格朗日于1772年所推导的三体问题的特解（见平面圆型限制性三体问题）。按照拉格朗日特解的情况，可假设太阳和木星是... |
天文学 | 天体物理学 | 视界 | 视界（ event horizon ），黑洞的边界，或称单向膜。对于经典黑洞而言，黑洞外的物质和辐射可以通过视界进入黑洞内部，而黑洞内的任何物质和辐射却不能穿出视界。球状黑洞（史瓦西黑洞）的视界是以引力半径rg为径向坐标值的球面：
式中 M为黑洞的质量， G为万有引力常数， c为光速。 视界的表面积 A是一个重要的量，对于球状黑洞 A= 4 πr娷= 16 πG 2 M 2/ c4。由于 视界具有单向膜性质，黑洞的质量 M及其表面积 A，是只增不减的。如果两个黑洞发生碰撞而合并成为一个黑洞，那么，合并后的黑洞的表面积将大于原来两个黑洞的表面积之和。因此，黑洞 视界的表面积与热力学的熵的概念相近。通常就把黑洞的熵定义为黑洞 ... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 月球 | 月球（英语：Moon），地球的天然卫星。俗称月亮。中国古称太阴。除了流星外，它是离地球最近的天体，与人类关系十分密切。月球轨道面称白道面，黄白交角平均5°09′，轨道半长径38.44万千米，偏心率变化于1／15～1／23间，平均为0.0549。月球的半径1738千米，质量7.35×1022千克，平均密度3.34克／厘米3，表面重力加速度1.62米／秒2，分别相当于地球的3／11、1／81.3、3／5 、及1／6。它有明显的位相变化，称月相，周期即朔望月，长29.53059日。由于长期的潮汐作用，它的自转与公转的周期都是1恒星月即27.32185日，这样月球始终以同一面朝着地球。直到1959年苏联月球3号绕月成功，才使人类第一次见到了... |
天文学 | 天体力学 | 贝塞耳日数 | 贝塞耳日数（ Besselian day numbers ），天球坐标系换算时常用到的一组参数，它反映岁差和章动及光行差等对天体坐标的影响。从贝塞耳岁首恒星平位置计算恒星视位置所用的公式为：
α=α0+τμα+Aa+Bb+Cc+Dd+E，
δ=δ0+τμδ+Aα′+Bb′+Cc′+Dd′
式中α0、δ0为恒星平位置；τ为贝塞耳岁首至当天的时间（以回归年为单位）；μα、μδ为年自行；a、b、c、d、a′、b′、c′、d′为与恒星平位置有关的常数；A、B、C、D、E为贝塞耳日数，它们同恒星位置无关，只是随日期而变；A、E为岁差和黄经章动的影响，B为倾角章动的影响，C、D为光行差影响。天文年历刊载每天的贝塞耳日数。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 大熊座W型食双星 | 大熊座W型食双星，大熊座是北斗七星所在的星座。中国把大熊星座中的七颗亮星看作勺子的形状（见图），η、ζ、ε三颗星是勺把儿，α、β、γ、δ四颗星组成了勺体。从勺柄数起第二颗也就是ζ星，古代称为开阳星，旁边还有一颗暗星，叫大熊座80号星。它好像是开阳星的卫士，起名叫作辅。开阳星和辅构成了一对双星，每一颗星又是分光双星。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 光球 | 光球（汉语拼音：ɡuɑnɡqiu；英语：photosphere），太阳大气的最低层。用肉眼看到的明亮太阳圆盘，实际上是一个非常薄的发光球层，厚度不过500千米左右，这就是太阳光球层，简称光球。光球下面由于密度较大，来自太阳深层的辐射光子与太阳物质频繁相互作用（原子吸收光子后再发射出不同的光子），故对辐射来说物质是极不透明的。与此相反，在光球上方，由于密度稀薄，辐射光子与太阳大气原子几乎不再发生作用，对辐射来说物质是透明的。光球就是太阳物质由对辐射完全不透明向完全透明过渡的过渡层，即光球下方的辐射被完全吸收，上方的辐射则畅通无阻向外传播。因此在地面接收到的太阳辐射几乎全部是由这个过渡层，也就是光球发射出来的。
研究表明，对于可见光... |
天文学 | 恒星与银河系 | 金属线星 | 金属线星（汉语拼音：jīn shǔ xiàn xīng），（metallic-line star），一类特殊恒星。就其金属线而言，类似于F型星；就其氢线而言，又很像A型星。就这个意义上说，它是一类金属（尤其是铁和稀有元素）谱线既多且强的A型星，故用Am表示。金属线星一般是周期短于300天的单谱分光双星。大气湍动剧烈，光谱常有变化，比正常A型星自转慢。 |
天文学 | 天体物理学 | 帕邢-巴克效应 | 帕邢-巴克效应（ Paschen-Back effect ），在磁场非常强的情况下，反常塞曼效应会重新表现为正常塞曼效应，也就是说，谱线的多重分裂会重新表现为三重分裂，这是帕邢和巴克分别于1912和1913年发现的，故名帕邢-巴克效应。当外磁场强度大于几千高斯时，外磁场的作用超过电子轨道(L)和自旋(S)之间的耦合作用。这时，L和S之间的相互作用可以忽略。在这种情况下，能级分裂的近似表达式可以写作：
式中量子数 ML和 MS分别为 L和 S在外磁场 H方向的投影， e为电子电荷， h为普朗克常数， H为外磁场强度， me为电子质量， c为光速。根据选择定则，Δ ML=0、+1、－1和Δ MS=0。因此，相应的频率分裂为：
... |
天文学 | 光学天文学 | 球差 | 球差（ spherical aberration ），轴上物点发出的光束，经光学系统后与光轴夹不同角度的光线交光轴于不同位置，像面上形成一个圆形弥散斑的现象。如图，从轴上物点Q发出的同心光束经球面系统后的出射光束并不交于同一点。出射光线与光轴的交点的位置与入射点的高度h有关。近轴光线的出射光线近似交于同一点Q0′，此即高斯像点。最边缘的出射光线则与光轴交于另一点Qh′，它与高斯像点的间距δSL称为轴向球差。最边缘光线与高斯像面的交点至光轴的高度δST称垂轴球差。球差有正负之分，规定Qh′，在Q0′之右称正球差，反之则称负球差。凸透镜和凹透镜的球差正负性恰好相反。
球面系统的球差
球差大小与通光孔径、透镜的折射率及其形状... |
天文学 | 天文学 | 本超星系团 | 本超星系团（ local supercluster ），包括本星系群在内的超星系团。1937年，霍姆伯格在分析了双重星系和多重星系的分布后认为，存在着一个“总星系云”，尺度范围100百万秒差距。这是本超星系团最初的概念。二十世纪五十年代中，沃库勒重新提出关于本超星系团的概念，并为后来的研究所证实。沃库勒认为，本超星系团的长径为30～75百万秒差距，它是许多星系云和星系团的集合体，包括本星系群、室女星系团、大熊星系云以及50个左右较小的群和团。它们共同构成一个巨大的扁平状天体系统。其中亮于13.5等的明亮星系集中在天空中的一个大圆上，这个大圆称为超星系赤道，大圆的极的坐标在国际天文学联合会银道坐标系中是银经lⅡ=47.°37，银纬bⅡ... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 望 | 望 (琞 朢 望) 【异体 古文】
拼音：wànɡ
部首：王
总笔画：11
部外笔画：7
结构：上下
五笔：YNEG
倉頡：YBHG
常用字
基本释义：
wànɡ
看，往远处看：～见。眺～。张～。～尘莫及（喻远远落后）。～风捕影。
拜访：看～。拜～。探～。
希图，盼：期～。欲～。喜出～外。
人所敬仰的，有名的：～族。名～。声～。威～。
向，朝着：～东走。
月圆，农历每月十五日前后：～日。
埋怨，责备：怨～。
姓。
便捷查询：
同音查询： wang音汉字 wànɡ音汉字 同部首查询： 王部汉字 同笔画查询： 11画汉字
“望”字书法作者：苏轼
“望”字书法作者：... |
天文学 | 光学天文学 | 像差 | 像差（汉语拼音：Xiang Cha；英语：Aberration），实际光学系统所成的像与理想光学系统所成的像之间的偏差。像差分单色像差和色像差两种。在初级像差理论中，单色像差又有球面像差（球差）、彗形像差（彗差）、像散、像场弯曲和畸变5种 ，它们都是由于非傍轴光线参与成像而造成。色像差（色差）是由于光学元件对不同波长的光有不同折射率引起。
球差
由大孔径（或宽光束）引起的单色像差。从主光轴上的物点发出的各条光线经光学系统后，与主光轴并不交于同一点，交点位置决定于入射点离主光轴的高度h。如图1，傍轴光线交于高斯像点Q'o，最边缘光线交于Q'h点，Q'h与Q'o间的距离δsL称为轴向（纵向）球差。最边缘光线与高斯像面的交点离主光... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 土星 | 土星（英语：Saturn），太阳系中仅次于木星的第二大行星。又称镇星、填星。质量和半径明显大于其他7颗行星，天文符号h。最亮时为－0.4等，它也是肉眼所见到的最远的行星。土星由令人眼花缭乱的冰环组成，是所有行星中独一无二的。它不是唯一一颗有光环的行星，但没有一颗像土星的光环那样壮观或复杂。
在望远镜中，橘黄色的视圆面扁度达0.11，明亮的光环令人终身难忘。土星也有浓厚的大气，除氢、氦外，甲烷与氨的含量明显多于木星，其带纹比木星更有规则，它还有一个白斑，这是与木星大红斑类似的气旋结构，只是规模较小而已。土星赤道区域的自转周期为10小时14分，而纬度60°处则是10小时40分。其平均密度比水还小，是太阳系中密度最小的行星。空间探测表... |
天文学 | 天文学 | 紫外天文学 | 紫外天文学（ ultraviolet astronomy ），通过电磁波的紫外线波段研究天体的一门学科。紫外(UV)线波段介于可见光和X射线之间，在10～300纳米范围内。通常紫外波段分为远紫外（91.2～121纳米）、经典紫外（又称真空紫外，波长短于200纳米）和近紫外（波长长于200纳米）3个波段。氢原子的莱曼系限外的连续吸收，即使对非常靠近的星体也是很严重的，所以紫外天文学的研究范围实际上只限于91.2～300纳米之间。因为通常元素的中性和电离态的共振线，在紫外区要比可见光区丰富得多，而共振线对研究天体的物理状态和化学组成是最为敏感的。紫外观测有3个明显优点：①早型星的辐射正位于300纳米的紫外区。②紫外是原子、离子和分子的共... |
天文学 | 天体物理学 | 磁流体力学湍流 | 磁流体力学湍流（ magnetohydrodynamic turbulence ），带磁导电流体中的湍流。当与磁场垂直方向的流体运动不足以克服磁场的张力时，只在平行于磁场的流体中才有湍流发生。只有流体运动的平均动能密度与磁能密度量级相同时，各向同性的磁流体力学湍流才能发展。流体的动能和磁能在磁流体力学湍流的最后阶段，以粘滞和焦耳损耗方式转变为分子热能。这和无碰撞等离子体不同，后者在其发展和衰变阶段，可由粒子-波、波-波的交互作用（见等离子体天体物理学），经过被加速粒子的逃逸和电磁波的辐射把能量散出。湍流的存在，使带磁导电流体的平均运动增加了动态摩擦的因素。充分发展的磁流体力学湍流所产生的动态摩擦，远远大于分子热运动所引起的粘滞效应。... |
天文学 | 天体测量学 | 照相天顶筒 | 照相天顶筒（ photographic zenith tube ），测量世界时和纬度的仪器。1911年，罗斯设计的照相天顶筒首先在美国用于测纬。后经威利斯改进，1934年起开始用照相天顶筒测时。由于所得观测结果精度较高，五十年代后不少国家都采用照相天顶筒。
照相天顶筒的主体是一架对准天顶的照相望远镜，其口径一般为20～25厘米，焦距为口径的15倍左右。美国安装的一架最新照相望远镜口径为65厘米，焦距为13米。照相天顶筒一般可观测亮于9星等的恒星，其单星的测时和测纬均方误差在0.″1～0.″3范围内。星光经过物镜向下射到自然水平的水银面向上反射。物镜的第二主点位于物镜下方1～2厘米处，并在该处放置照相底片（全视场一般不到1°... |
天文学 | 天文学 | 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 | 天文学 | 银河系结构 | 银河系结构（ Galactic Structure ），银河系结构的研究已有近二百年历史，这是近代和现代天文学的活跃领域之一。1785年，F.W.赫歇耳第一个研究了银河系结构，他用恒星计数方法得出银河系恒星分布为扁盘状，太阳位于盘面中心的结论。1918年，沙普利研究球状星团的空间分布，得出银河系内球状星团系统的直径为30千秒差距，发现太阳的位置并不在银河系的中心。巴纳德研究了赫歇耳资料指出银河系中存在不发光的星际尘埃云，主要分布于银道面。以后，中性氢21厘米谱线射电的探测，六十年代星际分子谱线的发现，红外技术的发展，都为银河系结构的研究提供了强有力的工具。
银河系主体侧视图
银河系总体结构大致如下：银河系的物质（主... |
天文学 | 恒星与银河系 | 半相接双星 | 半相接双星，属于密近双星的一种，根据科帕尔20世纪50年代的分类方法，密近双星被分为不相接双星（两子星都未充满其临界等位面）、半相接双星（只一子星充满其临界等位面）、相接双星（两子星都充满其临界等位面）三种。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 地球磁层 | 地球磁层（汉语拼音：Diqiu Ciceng；英语：Earth's magnetosphere），位于地球周围、被太阳风包围并受地磁场控制的等离子体区域。磁层的概念是英国的S.查普曼于20世纪30年代首先提出来的。50～60年代，人造地球卫星对地球高带电粒子区域的探测，证实了地球磁层的存在。
磁层由磁层顶、等离子体幔、磁尾、中性片、等离子体层 、等离子体片等组成 。在磁层顶外还存在磁鞘和弓激波。地球磁层始于距地面约法三章1000千米处，向外延伸至磁层顶。磁层顶为磁层的外边界，向阳侧呈一椭球面，地球位于它的一个焦点上；背阳侧是略扁向外略张开的圆筒形，该圆筒所围成的空腔称磁尾。在平静的太阳风中，磁层顶在向阳侧距地心约为10个地球半径... |
天文学 | 太阳与太阳系 | K日冕 | K日冕（ K corona ），太阳光球发射的连续辐射被日冕自由电子朝观测者方向散射的光，简称K冕。大部分K冕是在离日面1.3个太阳半径之内被观测到的。在 K冕光谱中完全看不到夫琅和费吸收线，这是因为日冕的温度高达100万度，电子的运动速度很大，夫琅和费线由于多普勒致宽而被大大加宽变浅，失去了吸收线的特征。例如，在100万度高温下，氢Ha线被电子加宽到120埃，比原来的宽度大百倍以上，因而无法证认。K冕的连续光谱的能量分布与光球相类似。K冕的光是偏振的。被日冕电子散射的光强度不超过光球的10-5，被散射的光极少有再次散射的机会。每个日冕电子散射的光与被光球照射的亮度成比例，所以K冕给出沿视向被观测到的总电子数，由此可求出电子密度的分... |
天文学 | 天体力学 | 俘获理论 | 俘获理论（ theory of capture ），天体力学定性理论的著名问题之一，它主要是在三体问题范围内研究三个天体紧密接近时引起运动巨大变化（但不产生碰撞）的情况。
设P0、P1、P2为三个质点，其中P0的质量最大。在初始时刻t0时，P2相对P0的瞬时轨道为双曲线。若在P1的引力摄动下，自某一时刻T(>t0)之后，P2相对P0的瞬时轨道变为椭圆，而P1相对P0的瞬时轨道不改变性质，则称P2被P0俘获；如果P1相对P0的瞬时轨道也改变性质，由椭圆变为双曲线，则称P1、P2之间产生交换。根据能量守恒定理，P1、P2的瞬时轨道都由双曲线变为椭圆，或者都由椭圆变为双曲线，则是不可能的。因此俘获和交换问题，从定性理论看来是同一问题的两个... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 日芒 | 日芒（ mottle ），太阳色球单色像上观测到的针状物在日面上的投影,呈细小簇状。 |
天文学 | 天体测量学 | 中天 | 中天（汉语拼音：Zhongtian；英语：Centmination），天体经过观测者的子午圈。当经过北天极、天顶、南天极所在的那一半子午圈时，天体到达最高位置，称为上中天；当经过北天极、天底、南天极所在的那一半子午圈时，天体到达最低位置 ，称为下中天 。恒星过上中天 ，其 时角为零，这一瞬间的地方恒星时等于其赤经，而且这时地方纬度与恒星的天顶距和赤纬有最简单的关系。所以经典的时间和纬度测量大多观测过上中天的恒星。 |
天文学 | 天体力学 | 大行星运动理论 | 大行星运动理论（ theory of the motion of major planets ），研究太阳系中大行星的轨道及其稳定性的理论。大行星是天文学的早期主要研究对象，它的运动研究是经典天体力学的主要内容。从古代到20世纪50年代，大行星（特别是金、木、水、火、土五星）一直被用于航海导航。后来航天器的导航也要用大行星。大行星运动理论有两个内容：一是精密定轨，目的是精确掌握大行星的轨道变化，并预报它们的精确位置，为运动理论、引力理论和编制天文年历服务。二是研究大行星轨道的长期稳定性，为研究整个太阳系的动力学结构和动力学演化服务。
大行星和月球的精密定轨是经典天体力学的主要内容。通过研究建立起经典的摄动理论；所计算的位置同当时（1... |
天文学 | 天体力学 | 天体力学数值方法 | 天体力学数值方法（ numerical method of celestial mechanics ），应用常微分方程数值解理论求解天体运动方程的方法。它与分析方法、定性方法并列为天体力学的三个基本方法。随着计算机的飞速发展，数值方法得到越来越广泛的应用。
目录
1 概述
2 建立天体历表常用的数值方法
3 研究轨道演化常用的数值方法
4 数值方法的主要特性
概述
天体力学研究大致分为两类：建立天体历表和研究轨道演化。前者要准确计算天体的位置，要求的精度比较高。后者研究天体轨道的长期演化，计算时间很长，需要保持系统的主要特征（如共振、混沌、守恒量等），但计算精度要求不高。传统的分析方法可用于建立天体的历表，但在精度要求高，轨... |
天文学 | 恒星与银河系 | 人马臂 | 人马臂， （也称为人马-船底臂，标示为"-I"）是银河系的螺旋臂之一。人马臂最内的末端就连接在中心短棒的一个尾端，形成一个星系中两条主要的螺旋臂之一，另一条主要的大螺旋臂是天鹅臂。
人马臂被分成两个部分，由银河中心向外弯曲的部分是人马臂（人马棒），在向外延伸的部分是船底臂。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 红移－距离关系 | 红移－距离关系，表达红移–距离关系的函数图像称为哈勃图。当红移较大时，在该图上红移–距离关系将偏离哈勃定律表示的直线。偏离的情况现在主要用来检验宇宙的几何性质。20世纪90年代以来，高红移超新星的哈勃图显示宇宙是平坦的。
霍金斯、斯特芬森、维尔茨和陆启铿等许多学者，分别根据不同的宇宙模型得出红移与距离的平方成正比。在西格尔的时间几何宇宙理论中，z=tg2(r/R)（R为宇宙半径），当r很小时，红移也与距离的平方成正比。 |
天文学 | 光学天文学 | 光电倍增管 | 光电倍增管（ photomultiplier tube ），将微弱光信号转换成电信号的真空电子器件。主要用于在弱光条件下的光谱分析和光学测量。光电倍增管具有极高的灵敏度和最快的时间响应，还用于单个光子的脉冲计数。与闪烁晶体耦合可扩展它的波长响应范围，用于X射线、γ射线等高能射线的探测。
结构和原理
光电倍增管由真空管壳内的光电阴极、阳极以及位于其间的聚焦极和若干级倍增极构成（见图）。简称PMT。工作时各电极加上规定电压。当光入射到光电阴极上时，阴极发射光电子，在电场作用下沿规定的路径逐级轰击下一个电子倍增电极，在末级倍增电极上形成数量为光电子105～108倍的次级电子，最后为阳极收集，在电路中得到输出电流。
1934年L.A.库别... |
天文学 | 天体测量学 | 时间服务 | 时间服务（time service），时间服务部门提供标准时间和标准频率的工作。又称授时。直接为测绘、航海、航空、空间科学及其他国民经济、科学研究和国防建设部门服务的一项工作。包括：①世界时服务。天文台利用精密天文测时仪器观测天体，经过严格的数据处理得到精确的时刻，用以校准精密的天文钟。再根据钟面所指示的时间，在每天一定的时刻通过无线电广播，将精确的时刻以时号的形式发播出去，供有关部门使用。一段时间以后，通过细致的分析研究，再发表一套时号改正数供各有关部门最后修正结果所用。②原子时服务。时间服务部门将原子钟指示的协调世界时或原子时（两者差整秒数）用无线电时号发播出去。发播时号可以在超高频和甚高频波段通过通讯卫星、导航卫星、电视网等手... |
天文学 | 天体物理学 | 广义相对论的天文学验证 | 广义相对论的天文学验证（ astronomical tests of general relativity ），用天文现象和天文观测方法验证广义相对论的正确性。广义相对论是关于引力相互作用的理论。在天文现象中，引力作用往往占主导地位。有关广义相对论的一系列的关键性检验，都是由天文观测来完成的。爱因斯坦建立广义相对论后，提出了可从三方面来观测检验广义相对论的结论：①弱引力场中的效应，②宇宙学效应，③引力波效应。
利用太阳引力场观测弱引力场效应的工作，作得最为精细。主要有以下几个方面：
① 引力红移 广义相对论预言，从太阳表面发出的谱线与地球上同样原子的谱线相比，波长较长(红移)，移动量等于速度为每秒0.6公里的多普勒效应移动量。二十世... |
天文学 | 光学天文学 | 光电光度计 | 光电光度计（ photoelectric photometer ），用光电倍增管作辐射探测器测量天体辐射流的仪器。它的用途是确定天体的视星等和色指数。如图所示光电头中，光阑转盘位于望远镜焦点处，被测天体光线通过按需要选择的光阑孔和滤光片，并通过场镜，照射在光电倍增管的光阴极上，再由前置放大器将光电流放大，经屏蔽电缆输往记录装置。为配合多色测光，需要有若干块颜色不同的滤光片，以供调换。为防止地磁场和外界电场干扰，光电倍增管用接地的铁磁材料壳体屏蔽，并装在隔热室中。室内可加入致冷材料，如干冰、液氮、液氦，或用半导体致冷器进行降温，并保持温度恒定，以减小光电倍增管的暗流，并使测光系统性能稳定。输出信号一般用直流放大器或积分电路测量，或用光... |
天文学 | 天体力学 | 太阳系内的引力定律 | 太阳系内的引力定律（ law of gravitation in solar system ），太阳系内各天体之间引力相互作用所遵循的规律。17世纪60年代，I.牛顿首先研究月球的运动，发现它基本上符合平方反比规律。但是，牛顿不知道如何计算有限体的引力，这就使他的研究拖延下来。就在牛顿进行这些研究的同时，E.哈雷、R.胡克等好几位学者也都认识到：如果行星轨道是正圆，那么开普勒第三定律就包含了平方反比定律。但他们不知道当行星沿椭圆轨道运动时，向心加速度该怎样计算，于是便向牛顿求教。牛顿证明：在和距离平方成反比的引力作用下，行星的运动将符合经验的开普勒定律。接着牛顿又完成了他对月球运动的计算。这样，经过20多年的研究，牛顿提出了一个描述... |
天文学 | 天体力学 | 作用范围 | 作用范围（ sphere of action ），质量较小的天体m周围的一个受m引力作用的区域。它的边界一般取以m为中心、半径长度为σ的球面，因此又称为作用球。设质量较大的天体M和质量较小的天体m之间的距离为A。另一质点P在m的作用范围内时，主要考虑m对它的引力，M对它的引力则作为摄动力；P在m的作用范围外面时，主要考虑M对它的引力，而以m对它的引力作为摄动力。在近似讨论时，往往先忽略摄动力，将P在m和M的引力作用下运动的三体问题简化为两个二体问题。
根据不同的需要，作用范围的半径ρ有三种不同的取法：
①以m、M对P点直接引力作为标准，m的作用范围半径取为：
这种作用范围又称引力范围。
②以对P点的引力和摄动力大小之比作... |
天文学 | 天体测量学 | 照相天体测量学 | 照相天体测量学（ photographic astrometry ），天体测量学的一个分支。主要任务是利用照相方法来测定并研究天体的相对位置和运动，其中包括：①天体（包括人造天体）的空间位置的测定；②恒星自行的测定；③双星和聚星系统的运动的测定；④视差的测定；⑤照相星表的编制；⑥日全食时相对论效应的验证等。一百多年来，随着照相技术的不断革新，照相天体测量学得到很大的发展。目前的趋势是：由于观测工作逐渐向暗星方面发展，越来越多的口径在一米以上的反射望远镜应用于天体测量工作，并运用全自动光电坐标量度仪来测量底片，以提高精度和效率。此外，正在试验利用光电技术直接在望远镜上测量恒星的位置，然后用快速电子计算机进行处理，以逐步实现仪器、设备的... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 海王星卫星 | 海王星卫星（Neptune，satellites of），简称海卫。已知8颗。旅行者2号所发现的6颗还未统一命名，临时编号分别为1989N1，1989N2，……1989N6，其大小分别为400、210×190、140、160、90、50千米；1846年发现的海卫一和1949年发现的海卫二直径分别为1360千米和340千米。海卫一是非常特殊的卫星，其大小与月球相仿，是太阳系中4个有大气的卫星之一，它离海王星较近，但却是逆行的。1989年旅行者2号发现它几乎具有行星的一切特征：不仅有行星所有的天气现象，具有类似行星的地貌和内部结构，它的极冠比火星极冠还大，上面的火山也在活动（但喷出的是冰雪团和冰氮颗粒），更令人惊奇的是它还具有只有行星才... |
天文学 | 天体测量学 | 天文时计 | 天文时计（ astronomical timekeeper ），天文观测和时间计量的主要工具，又称天文钟。十七世纪开始使用的天文时计主要是天文摆钟。二十世纪二十年代末出现了石英钟。五十年代又出现了原子钟。原子钟不仅是一种天文观测的工具，而且是原子时计量的标准。
天文摆钟
1656～1657年，惠更斯根据伽利略发现摆的等时性原理，发明了摆钟。摆钟不仅为天文观测提供了方便，而且成为守时工具。摆钟的最大优点是，在一定的摆幅内摆动周期只与摆长有关。天文摆钟都用秒摆，摆的长度为990毫米。摆长变化0.025毫米时，每天钟的速率变化为1秒。这相当于温度变化2.2℃时金属摆杆的长度变化。摆的摆动动力在早期用挂锤的重力，后来用电能。保持摆长恒定的... |
天文学 | 天体力学 | 凌日 | 凌日（transit），“凌”是中国古代固有的天文术语。太阳系的内行星的圆面投影在太阳表面的现象称为“凌”，如金星凌日、水星凌日。大行星的卫星的圆面投影在母行星表面的现象也称为“凌”，如木卫三凌木星、土卫二凌土星、天卫一凌天王星。
水星和金星绕日公转过程中，有时会位于地球和太阳之间，此时地球上的观测者可看到小黑点状的水星或金星在日面上自东向西缓缓移动，这一天象即是凌日。天球上水星的视圆面很小，观测水星凌日必须借助望远镜。金星的视圆面较大，不用望远镜也能观察金星凌日。
由于水星和金星的公转轨道和黄道之间的倾角分别为7.0°和3.4°，所以每逢“下合”，即水星或金星与太阳在天球上的黄经相同时，并不必然会发生凌日现象。只有当水星或金星的下... |
天文学 | 天体测量学 | 行星视运动 | 行星视运动（汉语拼音：Xingxing Shiyundong；英语：Planet， Apparent motion of），行星在天球上的位置的移动。虽然它们都在黄道附近，但有时自西向东（顺行）、有时自东向西（逆行），速度时快时慢，甚至短期内不动（留）。
①内行星。从图1可知，水星、金星有上合、下合（两者与太阳黄经相同）以及东大距、西大距（两者与太阳黄经分别相差行星环90°和270°）。当它们在太阳以东时即表现为出现在西方天空的昏星，反之为晨星在黎明前的东方。水星的大距在18°～28°之间，所以不易见到；明亮的金星大距则有45°～48°，因而特别引人注目。
②外行星。在地球轨道外的6颗行星与太阳角距没有限制，合时与太阳黄经相... |
天文学 | 光学天文学 | 天体照相仪 | 天体照相仪（ astrograph ），专门以照相底片作为天体辐射接收器直接记录星空图像，并通常具有较大视场的光学望远镜。从19世纪下半叶起直到光电器件广泛应用于天文观测之前，近百年期间，和眼睛目视相比，照相术曾成为一种更高效和更客观的天文方法和手段。20世纪上半叶，发明了由三合透镜甚至四合透镜组成的具有像差较小，视场可达几十平方度的天体照相仪。在变星巡天、小行星和彗星搜索、物端棱镜光谱分类等领域都曾作出过重要贡献。
20世纪30年代发明，并从40年代起迅速推广和普及的施密特望远镜问世后，立即显现出经典天体照相仪无法与之比拟的优越性。首先，采用施密特天文光学原理的望远镜主镜是反光镜，经过特殊镀膜后，能够有效反射入射的天体光辐射的80... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 仙女大星云 | 仙女星系（汉语拼音：Xiannü Xingxi；英语：Andromeda Galaxy），位于仙女座的一个肉眼可见的巨型旋涡星系。在梅西耶星表中编号为31，在《新总表》中编号为224，因此，记为M31或NGC224。又称仙女座大星云，现称仙女星系。1924年，美国天文学家E.P.哈勃首次在仙女星系中发现了一些造父变 星，根据造父变星的周光关系算出它的距离，确认它是银河系以外的恒星系统。仙女星系的距离为690千秒差距，或225万光年。同银河系一样，为Sb型。仙女星系的直径约50千秒差距，质量约3.1×1011太阳质量，都为银河系的2倍，是该星系群中最大的一个。仙女星系周围还有几个很小的星系，它们构成该星系群中的一个次群，即仙女星系次群... |
天文学 | 天体物理学 | 福布希下降 | 福布希下降（ Forbush decrease ），银河宇宙线强度受太阳活动影响的一种突发性的短期调制现象，又称宇宙线暴，缩写为FD。1938年，美国物理学家福布希利用电离室首先发现这一现象，因而得名。
福布希下降的特点是：强度下降快，恢复慢，持续期从几小时到几天以上，大FD幅度可达背景强度的百分之十几。在第二十太阳活动周(1964～1975年)期间所进行的空间观测表明，FD是由耀斑和冕洞中的高速流在行星际空间所造成的强磁场区引起的，与行星际激波关系密切。
1963年，美国天文学家帕克提出行星际激波引起FD的概念。地球上观测到的FD的主要特点：①大FD常在大耀斑后24～60小时发生，全球可见，幅度随纬度减小而减小；②各向异性明显；③... |
天文学 | 天体物理学 | 谱线位移 | 谱线位移（ displacement of spectral line ），泛指谱线偏离正常频率位置的现象。引起谱线位移的原因很多。例如，当光源沿视线方向运动时，它发出的谱线频率会发生变化，这就是多普勒效应。多普勒效应所引起的谱线位移被广泛地应用于天文学研究中。例如测量天体的视向运动速度和自转速度，研究双星的运动等等。
光源处于强引力场也会引起谱线向红端位移。例如白矮星表面的引力场很强，观测已经证实了白矮星谱线有引力红移。此外，像二次斯塔克效应、辐射原子和中性氢原子的碰撞过程等都可能产生谱线位移。在星系世界，已经发现绝大多数河外星系和全部类星体的光谱都向长波方向位移（红移）。目前观测到天体的最大谱线位移，是类星体的谱线红移。有的类星... |
天文学 | 天文学 | 宇宙学 | 宇宙学（ Cosmology ），天文学中把宇宙作为整体的结构，研究其成分、演化和起源的分支学科。观测上，它需要收集最遥远、最古老的天体的数据。理论上，它要求将基本物理规律作最大可能的外推。尽管有这些严格约束，宇宙学自20世纪以来终于成长为能够作出预言并进行检验的重要科学分支。
目录
1 发展简史
2 大爆炸模型
2.1 分立源的观测
2.2 早期宇宙的遗迹
2.3 宇宙中结构的演化
2.4 其他宇宙学理论
发展简史
关于近代宇宙学的发端，应当追溯到I.牛顿。17世纪末他同R.本特尼的通信中，曾试图建立一个均匀各向同性的静态宇宙模型，而且认识到这种模型是不稳定的。19世纪末，C.纽曼和H.von西利格继续了在牛顿框架内... |
天文学 | 天体测量学 | 天赤道 | 天赤道（celestial equator），由地球自转带动赤道上的人的头顶方向在天空移过的一个假想的圆。天赤道与黄道平面的交角约23°26′。 |
天文学 | 天文学 | 太阳自转 | 太阳自转（汉语拼音：Taiyang Zizhuan；英语：Solar Rotation），太阳的一种运动形式。 伽利略在1610年发现。太阳自转轴与黄道面的法线间夹角为7°15′，自转方向与地球相同。太阳自转周期随日面纬度增加而增长，赤道处为25.2天，纬度80°处长达34天。这种较差自转方式和太阳的高温表明太阳是一个气体球。从地球上看，在日面纬度17°处的太阳自转周期是27.275天，定义它为太阳自转会合周期。而相对恒星而言，该处的自转周期是25.38天，称为太阳自转恒星周期 。规定1853年11月9日日面本初子午圈转到日面中心的时刻为太阳第一个自转周的开始，以后顺序编号。每年各个自转周的序号和开始日期均可从《天文年历》查到。 |
天文学 | 光学天文学 | 光电等高仪 | 光电等高仪
光电等高仪（ photoelectric astrolabe ），用光电方法自动记录恒星经过60°等高圈的时刻，从而归算出经度（世界时）和纬度的一种新型仪器。它与棱镜等高仪的主要区别是用光电自动记录代替目视观测，在光学、机械结构上也有所不同。光电等高仪的焦平面上有一个玻璃记录栅，它上面有相互交替的透明线条和镀银线条。当星像经过这些线条时，照射到光电倍增管上的光强便不断变化。将光电信号放大并作适当处理后，可以用计时仪记下星像经过各线条边缘(记录线)的时刻，同时自动算出直接星像和水银星像重合，即恒星过等高圈的时刻。焦平面上有十对记录线，图示其中的一对Ⅰ和Ⅱ。直接星像 A经过Ⅰ和Ⅱ的记录时刻为t1和t2，水银像B经过Ⅱ和Ⅰ的记... |
天文学 | 天体力学 | 庞加莱体 | 庞加莱体（ figure of Poincaré ），均匀流体球自转时的一种平衡形状。1885年，庞加莱证明，除马克劳林椭球体和雅可比椭球体外，均匀流体自转时还存在另一类平衡形状。这类平衡形状与椭球体相差很小，故在一些文献中称为庞加莱椭球体。又因为李亚普诺夫已先在1884年提出存在这类平衡形状，所以在有的文献中又称为李亚普诺夫－庞加莱体。它主要有三种形状：①梨状体或卵状体。和雅可比椭球体相比，一头稍大，另一头稍小；②带状体。垂直于自转轴的截面都是椭圆或圆，而子午截面不是椭圆，但与椭圆相差很小。与椭圆比较时，有的弧段上要凸出些，有的则凹下些；③扇状体。它的子午截面都是椭圆或圆，而垂直于自转轴的截面不是椭圆，但同椭圆相差很少。与椭圆比较... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 胡须 | 胡须
拼音：hú xū
注音：ㄏㄨˊ ㄒㄨ
解释：胡子。人，通常是成年男人颏(下颌)、两唇及邻接部分上的毛。
例：
《新五代史·杂传五·氏叔琮》：“叔琮 选壮士二人深目而胡鬚者，牧马 襄陵 道旁， 晋 人以为 晋 兵。”
《水浒传》第四九回：“﹝ 孙立 ﹞淡黄面皮，落腮鬍鬚，八尺以上身材。”
《说岳全传》第二九回：“﹝ 汤怀 ﹞与大哥差不多本事，只少几根鬍鬚。”
曹禺 《北京人》第一幕：“因为一向是 曾 家的婴儿们仿佛生下来就该长满了胡须，迈着四方步的。”
【天文学】
胡须（ moustache ），用分光仪观测太阳时，发现在Hα等线的两翼往往有时间很短的连续发射带，其宽度不到1″，而在色散... |
天文学 | 恒星与银河系 | 星际分子 | 星际分子（汉语拼音：Xingji Fenzi；英语：Interstellar Molecules），存在星际空间的无机分子和有机分子。与原子一样，分子的能态也是量子化的，它们吸收和发射特定频率的辐射，产生分子谱线。分子能态之间的跃迁分成三种类型：电子跃迁、振动跃迁和转动跃迁，产生的谱线依次位于紫外和可见光区、红外区、毫米和厘米波区。在紫外和可见光区，天文学家探测到H2、CH、CH+ 和CN。但在星际分子赖以存在的低温条件下，分子基本上处于最低的电子能态，分子通过跟其他分子或原子偶然碰撞，大多仅改变其转动能态，然后从较高的转动能态跃迁到较低的能态，产生在毫米和厘米波段的发射线。用射电天文方法探测星际分子谱线始于20世纪60年代，196... |
天文学 | 天文学 | 运动学宇宙学 | 运动学宇宙学（ kinematical cosmology ），根据时间、空间和引力理论阐明宇宙在大尺度上的时空结构和整体运动规律的学科。它着重讨论宇宙时空性质和运动学特征，而不过多地涉及宇宙演化的物理机制等问题。现代宇宙学中最早出现的一些宇宙理论，如相对论宇宙学、稳恒态宇宙模型、等级式宇宙模型等都属于这一范畴。除等级式宇宙模型一类的理论以外，大多数关于宇宙运动特性的讨论，都在一定程度上承认宇宙物质在大尺度上是均匀、各向同性分布的观点。不过，近年来，对于不满足均匀，各向同性条件和非理想流体的宇宙运动学问题也进行了讨论，有人还研究了物质自旋与空间挠率等对宇宙运动学特性的影响。 |
天文学 | 天体测量学 | 分至点 | 分至点（汉语拼音：Fen zhi dian；英语：equinoxes and solstices），在天球上黄道与天赤道相交于两点，称为二分点。太阳沿黄道从赤道以南运动到赤道以北通过的那个交点称为春分点；与此相对的另一交点称为秋分点。黄道上与二分点相距90°的两点，称为二至点。其中与春分点沿太阳视运动方向相距90°的点称为夏至点，另一点称为冬至点。二分点和二至点又合称为分至点。按太阳视运动方向依次为春分点，夏至点，秋分点和冬至点。太阳在每年的春分(3月21日左右)、夏至（6月22日左右）、秋分（9月23日左右）和冬至（12月22日左右）依次通过以上各点。天球上通过天极和二分点的大圆称为二分圈，通过天极和二至点的大圆称为二至圈。春分点... |
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