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天文学 | 太阳与太阳系 | 反照率 | 反照率（汉语拼音：Fan zhao lv；英语：albedo），表示物体反射光的能力的物理量。常用符号A表示，可定义为反射光与入射光的强度之比，显然A＜1。研究行星的反照率可以提供有关它们表面的化学组成和物理状况等信息，对于小行星、卫星，还可据此来推算它们的大小、形状等。在实际运用中，尚有多种略有差别的反照率，如几何反照率、平面反照率、邦德反照率等。而且，同一物体的A值与测定它的波长有关。九大行星中，水星的A最小（0.06），金星最大（0.76），地球居中（0.39）。 |
天文学 | 天体物理学 | R过程 | r过程（ r-process ），中子快俘获过程，是B2FH理论（见元素合成理论）中提出的一种过程。当有大量中子可供利用时（如超新星爆发）通过核合成制造重元素的过程，简称r过程，r是rapid（快）的缩写。r过程依次发生中子俘获的时标比β衰变要迅速。一般在超新星爆发时会出现很强的中子流。在这种情况下，某些原子核俘获中子的概率高于β衰变概率，生成的核还没有来得及β衰变就又俘获了新的中子，这就形成原子核对中子的快速连续俘获，直到没有更多的中子为原子核所俘时为止。这样生成的原子核往往是不稳定的，它们又可通过连续的β衰变而形成各种富中子同位素才变成稳定核。r过程的关键是，核在来得及通过放出一个电子或其他途径发生衰变之前就俘获了好几个中子。这... |
天文学 | 恒星与银河系 | 恒星磁场 | 恒星磁场（ stellar magnetic field ），恒星本身和附近空间内存在的磁场。1946年美国人H.W.巴布科克用大望远镜折轴摄谱仪测出，室女座78星的磁场强度约为1 500高斯。这是除太阳外第一次测得的恒星的磁场。现已发现了100多颗磁场强度高达几千乃至几万高斯的恒星（太阳表面普遍磁场的强度仅约1～2高斯，而地球磁场更弱，约为0.5高斯）。
所有恒星按理均应存在磁场，但大多数恒星视亮度太暗，表面场强又太小，很难精确测定。把具有强磁场的恒星称作磁星，并将磁场有变化的叫作磁变星。磁星几乎都是磁变星，且绝大多数是A型特殊星（即Ap型星），不仅磁场常有变化，光谱、视向速度和光度也都有相应的变化。另外，磁星的化学成分也具有某些... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 卫星 | 卫星（英语：satellite），是环绕一颗行星按闭合轨道做周期性运行的天体。如地球的卫星是月球。不过，如果两个天体的质量相当，它们所形成的系统一般称为双行星系统，而不是一颗行星和一颗天然卫星。通常，两个天体的质心都处于行星之内。因此，有天文学家认为冥王星与冥卫一应该归类为单行星，但2005年发现两颗新的冥王星卫星，使问题复杂起来了。
大部分已知的太阳系卫星，其中多数为不规则卫星。水星和金星不具有卫星，而木星和土星则有超过70颗卫星。
太阳系具有代表性的卫星和地球的大小比较
最大的卫星是木卫三，半径2631千米，质量1.49×1023千克，比冥王星大得多；最小的卫星如火卫二仅几千米大。大的卫星通常为球形，小的有不规则形状。多数卫... |
天文学 | 天体物理学 | 碳氮循环 | 碳氮循环（汉语拼音：Tan Dan Xunhuan；英语：Carbon Nitrogen Cycle），由碳、氮起触媒作用，使4个氢核聚变为1个氦核的链式反应。其过程如下：
12C + 1H →13N +γ
13N → 13C + e+ + ve
13C + 1H→ 14N +γ
14N + 1H→15O +γ
15O→15N + e+ +ve
15N + 1H→12C + 4He式中e+、ve和γ分别是正电子、电子中微子和γ光子。整个过程中，12C并未消耗，只起触媒作用，而N、O等是中间产物，最终结果是4个氢核聚变成1个氦核。这个链式反应释放的能量为25.01兆电子伏。碳氮循环实际上还有另一分支过程。当温度... |
天文学 | 天文学 | 总星系 | 总星系（ Metagalaxy ），通常把我们观测所及的宇宙部分称为总星系。也有人认为，总星系是一个比星系更高一级的天体层次，它的尺度可能小于、等于或大于观测所及的宇宙部分。总星系的典型尺度约100亿光年，年龄为100亿年量级。通过星系计数和微波背景辐射测量证明总星系的物质和运动的分布在统计上是均匀和各向同性的，不存在任何特殊的位置和方向。总星系物质含量最多的是氢，其次是氦。从1914年以来，发现星系谱线有系统的红移。如果把它解释为天体退行的结果，那就表示总星系在均匀地膨胀着。总星系的结构和演化，是宇宙学研究的重要对象。有一种观点认为，总星系是2×1010年以前在一次大爆炸中形成的。这种大爆炸宇宙学解释了不少观测事实（元素的丰度、微... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 对日照 | 对日照（汉语拼音：Dui ri zhao；英语：counterglow），背太阳黄道面上空微弱的椭圆形亮斑，范围小时为5°×8°，大时可达10°×20°。它比黄道光更暗弱。虽比周围环境明显地亮些，但任何人为的光亮都足以影响对它的观测，因此直至1856年才被发现。最佳观测期是每年3月和9月，地点应选择低纬度远离城市的高山区域。对日照的成因有多种解释：黄道光的延伸；地球高层大气激发；太阳风作用生成的地球尘尾的反射；多数人倾向于第一种观点。[[Category:太阳] |
天文学 | 恒星与银河系 | 南门二 | 南门二（Rigil Kent），全天第三亮星。即半人马座a，实际由3颗星组成：G2型矮星和K1型矮星（见恒星光谱分类）组成一个轨道周期80年的目视双星系统。离开处还有一颗11等的红矮星，它是半人马座的比邻星，离太阳系最近的恒星，距离仅4.22光年，它是一颗鲸鱼座UV型耀星，光谱型为dM5e。已观测到来自前两颗星的X射线发射，这跟它们的星冕活动有关。 |
天文学 | 天体力学 | 月球火箭运动理论 | 月球火箭运动理论（ theory of the motion of Moon probes ），考察月球及其周围的自然条件。已成为空间科学的一个重要课题。人类于1969年首次登上了这颗地球的天然卫星（见阿波罗月球探测）。月球火箭沿着偏心率接近于1的椭圆或双曲线轨道飞行于地、月之间；有时还可能在月球近旁擦过，这时月球的引力对火箭的运动有巨大影响，甚至可能倒转火箭运行的方向。因此就某些运动特征来说，月球火箭同短周期彗星有相似之处。尽管对短周期彗星运动的研究已有二百多年的历史，但至今尚无较好的分析理论。这样，当前对月球火箭运动的研究主要还是用数值方法，只是在定性研究时才用分析方法。
拉普拉斯在十八世纪末提出了作用范围的概念，从而得到许多关... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 伽利略卫星 | 伽利略卫星（Galilean satellites），G.伽利略1610年发现的4颗木星卫星，也是除月球外最早发现的卫星。但1981年中国学者席泽宗认为，中国古代天文学家甘德早在公元前400～前360年便已发现了木卫三。木卫一上有剧烈的火山活动，表面没有常见的环形山，地貌的年龄几乎不超过1000万年；木卫二表面覆盖着厚约100千米的冰层，显得十分明亮；木卫三是卫星之冠，半径超过水星、冥王星，表面地形复杂，大多地区相当平滑，但也有一些直径100千米以下的环形山和明显的山脊、峡谷，并具有类似地球的断层结构和内部地质活动；木卫四的地壳十分古老，有许多奇特的同心圆环形结构，却见不到任何活动迹象。木卫一、木卫三上还有一定的大气。 |
天文学 | 天文学 | 彗星 | 彗星（comet），太阳系中小天体之一类。彗星是一团冰冻物质和尘埃（也许好几团物质一起运动），当它靠近太阳时成为可见。太阳的热使彗星物质蒸发，在冰核周围形成朦胧的彗发和一条稀薄物质流构成的彗尾。由于太阳风的压力，彗尾总是指向背离太阳的方向。这就是彗星之名的由来，因为希腊语的彗星意为“长发星”。
“脏雪球”模型是1949年弗雷德·惠普尔（Fred Whipple）提出的，已经得到实地造访彗星的无人空间探测器所证实。
彗星被认为起源于太阳系诸行星的轨道之外、大致在到最近恒星距离中点处（离太阳几万个天文单位）的一个球壳或晕之中。彗星可能从太阳系形成以来就已经贮存在这个奥尔特云中了；与之对立的理论则认为，当太阳系穿过巨分子云时，将逮... |
天文学 | 恒星与银河系 | 物理双星 | 物理双星，一般指双星。 |
天文学 | 天文学 | 陨石 | 陨石（汉语拼音：Yunshi；英语：Meteorite），穿越地球大气层后陨落到地面的流星体。又称陨星。陨石陨落过程是一种壮观的自然现象，陨石是来自天外之物，自古就引起人们的兴趣。关于这些从天外降落的石块和铁块，公元前2000年前在埃及的纸草书中已有记录。中国约有700多次陨石降落的文字记录，是全世界陨石研究古代陨石的珍贵资料。世界上一些历史悠久的国家中，在古墓葬中发现一些用铁陨石制作的器物，说明古代人已注意收集和利用陨石。但对陨石的真正科学研究，是从1860年左右偏光显微镜等测试技术的实际应用之后才开展起来的。最近20多年来，墨西哥的阿连德碳质球粒陨石雨、中国的吉林陨石雨和南极地区发现收集的5000多块陨石标本，对陨石研究起了很大... |
天文学 | 天体物理学 | 尤卡过程 | 尤卡过程（ URCA process ），产生中微子的一种过程。由两步组成：第一步是原子核的β衰变（Z，A）→（Z＋1，A）＋e-＋ῡe；第二步是反β过程e-+（Z＋1，A）→（Z，A）+ve。式中(Z，A)表示质子数为Z，核子数为A的原子核；e-为电子；ve为电子中微子；ῡe为反电子中微子。这两个过程的总效果是，使体系的能量（电子的动能）转化为一对正反中微子的能量而被带走。这个过程首先由伽莫夫－舍恩贝格研究并命名。在星体环境中，这个过程在高温度、低密度的区域内比较重要。但是，和其他几种中微子损耗（见电子对湮没中微子过程、光生中微子过程和等离子体激元衰变中微子过程）相比较，它的能量损耗率低得多。这是因为在尤卡过程中中微子带走的能量是... |
天文学 | 光学天文学 | 多镜面望远镜 | 多镜面望远镜(汉语拼音：Duo jing mian wang yuan jing；英语：multiple mirror telescope），由多块分立镜面组成的新型天文望远镜。它避免了制造巨大单镜面望远镜的众多困难，并可大幅度降低制造费用。世界上已建成3台。最早的是美国史密松天文台于 1979年启用的一台，它由6块口径1.8米的反射镜组成，它们绕中心排成正六边形，通过光束合成器使其效果相当于一架口径 4.5米的大望远镜。第二台完成于1981年10月，安装在英国普林斯顿综合技术大学天文台，它由7块口径0.4米的反射镜排成正六边形（ 其中一块在中心）组成，合成的效果与1米镜相当。第三台即是安装于美国夏威夷莫纳比亚山的10米凯克望远镜，... |
天文学 | 天体力学 | 小行星环的空隙 | 小行星环的空隙（ gap of asteroid’s ring ），按平均角速度n统计的小行星数目分布不均匀的现象。若用n1表示木星的平均角速度（299.″1/平太阳日），则小行星分布在n1/n为1/2、2/5、1/3时出现空隙；而在n1/n为1/1、3/4、2/3时又出现密集。过去一些人用共振理论解释空隙，但无法解释密集；后来又有人用共振理论解释密集，却又无法解释空隙。
二十世纪六十年代以来，天体力学定性理论有所发展。小行星环中的这些现象可以用周期轨道的存在性和稳定性来进行探讨。从限制性三体问题出发所进行的研究表明，n1/n等于简单分数时，都存在周期轨道。如果周期轨道是稳定的，则在此轨道邻近有可能出现小行星密集；如不稳定，则出现空... |
天文学 | 天体测量学 | 石英钟 | 石英钟（ quartz chronometer ），石英钟是一种计时的器具。提起时钟大家都很熟悉，它是给我们指明时间的一种计时器具。在日常生活中，时钟准到1秒，就已经足够了。但在许多科学研究或工程技术的领域中对钟点的要求就要高得多。石英钟正是根据这种需要而产生的。它的主要部件是一个很稳定的石英振荡器。将石英振荡器所产生的振荡频率取出来。使它带动时钟指示时间这就是石英钟。最好的石英钟，每天的计时能准到十万分之一秒，也就是经过差不多270年才差1秒。但在科学发达的今天，这种石英钟已被比它还要精确得多的其他类型的时钟（比如电波表）所替代。
1929年，出现了石英钟，经过不断改进，精度大为提高，到五十年代初期已完全代替了天文摆钟。目前，高精... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 行星轨道要素 | 行星轨道要素，行星运动的开普勒第一定律指出：行星在绕太阳的平面上作椭圆运动；太阳位于椭圆的一个焦点上。因此为了决定行星在任何时刻的位置就需要六个相互独立的量，其中五个决定轨道椭圆的空间位置，一个决定行星在某一特定时刻在轨道上的位置。这六个量称为行星的轨道要素或轨道根数。
习惯上这六个量是按如下方法选取的：
①轨道倾角i它是行星轨道平面与黄道平面的交角。i可以由0°变到180°，它的取法决定于行星运动的方向。如果行星是顺行的（它运动的方向和地球在轨道上运动的方向相同），i便在第一象限内；如果行星是逆行的，i的值便处于90°与180°之间。
②升交点黄经Ω升交点是行星轨道与黄道的交点之一。在这一点上行星由南到北穿过黄道（经过这... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 土星卫星 | 土星卫星（汉语拼音：Tuxing Weixing；英语：Saturn，Satellites Of），太阳系中最庞大的卫星系统。较确定的已有22颗，其中18颗资料较可靠（见表），此外还有37颗候选天体有待证认最外的土卫九是逆行卫星；从土卫十到土卫七有8颗属规则卫星。最大的土卫六仅次于木卫三，是最早发现有大气的卫星，其大气密度为地球大气的5倍，主要成分是氮和甲烷，其表面是粘稠状的碳氢化合物，一度是人们寻找地外生命的希望，但空间探测已予以否定。土卫系统中还有几颗卫星同轨的奇特现象，如土卫十三、十四就分别在土卫三前后各60度处，构成了两个正三角形；而土卫十、十一有时会靠得很近，还有几颗卫星位于环内，这也是造成土星光环结构复杂多变的原因之一。... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 勒梅特宇宙模型 | 勒梅特宇宙模型（ Lemaître model ），膨胀宇宙的一种模型。1927年，比利时天文学家G.勒梅特把弗里德曼度规作为一个宇宙模型进行研究，得出了宇宙膨胀的概念。通常把宇宙学常数为零的均匀各向同性宇宙模型叫作弗里德曼宇宙，而将宇宙学常数不为零的宇宙称为勒梅特宇宙。勒梅特宇宙中空间可能具有正曲率但会永远膨胀。这个模型的特点是存在一个宇宙尺度因子几乎不随时间变化的所谓滑行时期。这一时期之前，物质产生的吸引超过宇宙学常数产生的排斥，宇宙呈减速膨胀。这一时期中宇宙呈准静态。这一时期之后，后者反超前者，宇宙膨胀变为加速。20世纪90年代以后，有证据表明空间平坦但宇宙学常数不为零的宇宙模型更与天文观测相符。 |
天文学 | 天体力学 | 中间轨道 | 中间轨道（汉语拼音：Zhongjian Guidao；英语：Intermediate orbit），一种假想的比较接近于天体真实运动的轨道。在天体力学中最简单的近似轨道是按照二体问题模型解出的圆锥曲线轨道，但它与天体的真实轨道相差甚远，而要得到天体真实轨道的精确解是十分困难的，往往只能在二体问题的基础上附加各种摄动因素采用逐步逼近的方法得到满足一定精度要求的近似解，这种逐次近似过程是非常繁复的。为此，不少天体力学家提出了中间轨道的设想，也就是去寻找一种比二体问题解得的圆锥曲线轨道更接近于真实轨道的近似轨道，以它代替圆锥曲线轨道作为求解真实轨道的基础，这样就可以使近似解的精度提高。根据这个原理，寻找中间轨道必须具备两个条件：一是中间轨... |
天文学 | 天文学 | 太阳 | 美国宇航局公布的一张太阳照片，它看上去就像一个熊熊燃烧的火球。照片显示太阳几乎是完美的球体，在漆黑的茫茫太空中发出强烈的橙红色光芒
太阳结构，来源：SOHO图片
304埃的氦-2 照片中显示的巨大喷发状日珥。图中加入一个地球的图像以便于对比尺寸。这个出现于1999 年7月24日的日珥特别巨大而且卷曲，从太阳向外伸展了35个地球的距离还多。日珥可以持续两到三个月，一直延伸到太阳表面以上5万公里或者更高的地方。到达了太阳表面之上的这个高度以后，它们可以做从几分钟到几小时不等的喷发，将大量物质以每秒1,000公里的速度穿过日冕向外抛射到太空中去。这种喷发被称为日冕物质抛射。SOHO合作组织供图
太阳（汉语拼音：Taiyang；英语... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 星系盘 | 星系盘（ disk of galaxy ），规则星系中具有盘状结构的组成部分。规则星系的最常见的形态是一个盘加一个中心核球。这种类型的星系（旋涡星系和棒旋星系）的典型星系盘，直径为104～105光年，厚度则为103光年，质量约为109～1011太阳质量。星系盘有旋涡或棒状结构，或既有旋涡又有棒状结构。星系盘的旋涡形式大部分是双旋臂的。丹佛于1942年指出，旋臂可以很好地用对数螺旋线方程式表示。根据林家翘等人提出的密度波理论，这种旋臂不是固定的物质臂，而只是一种密度的波动花样。通常，星系盘绕着垂直于它的中心轴线作较差自转，即旋转角速度和离中心的距离有关。这种关系可以用布兰特公式表示:ω(r)=A/(1+B3r3)1/2，其中ω是角速度... |
天文学 | 天体物理学 | 光线偏转 | 光线偏转（ deflection of light ），广义相对论认为，可见光或其他波段的电磁波穿过引力场时，会沿着弯曲空间中的测地线前进。因此，当一束光线经过大质量物体周围附近后，光线将偏向物体，这种现象称为光线偏转。其偏转角：
式中 M为物体质量， R为 光线离开大质量物体中心的最近距离。计算表明，当遥远的恒星发出的 光线擦过太阳的边缘达到地球时，太阳引力场将使得恒星的 光线 偏转 1 . ″75。在日全食时，拍摄太阳周围天空中一组恒星的位置，再在日全食发生以后(或以前)半年，按照同样的高度和方位角拍摄同一组恒星。在两张底片上选取均匀分布的恒星为定位标准，比较擦过太阳边缘的同一颗星的位置变化，可验证爱因斯坦广义相对论... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 极光 | 极光（汉语拼音：jí guāng），（aurora），出现于高磁纬地区上空绚丽多彩的发光现象 。由来自地球磁层或太阳的高能带电粒子流使高层大气分子或原子激发(或电离)而产生。由于地磁场的作用，这些高能粒子转向极区，故极光常见于高磁纬地区。在北半球观察到的极光称北极光，南半球观察到的极光称南极光。极光发生于70～1000千米的高度范围，在背阳侧极光主要发生在 100～150千米的高空 ；在向阳侧主要发生在 200～450 千 米的高空。极光景色壮观，绚丽多姿，形态多样，如均匀光弧、射线式光柱 、射线式光弧光带、帘幕状极光、极光冕等。极光按观测的电磁波波段分为光学极光和无线电极光；按激发粒子类型可分为电子极光和质子极光；按发生区域可分为... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 椭圆星系 | 椭圆星系（elliptical galaxy），看起来像天空中一个椭圆或圆形光斑、周围没有恒星盘迹象的星系。以前以为它们的外形像美国橄榄球，但对这些星系中恒星轨道速率的研究（利用光谱学和多普勒效应）证明，椭球（三维椭球）的全部三个轴一般都有不同的长度。 椭圆星系主要由年老的红色恒星组成；虽然这些恒星之间确实有不少尘埃和气体，但在这些星系中今天已很少看到活跃的恒星形成迹象。由于这，椭圆星系曾被认为是最年老的星系，而且从宇宙生命早期以来就基本上没有变化；但是较新的研究表明，许多椭圆星系（也许所有大椭圆星系）是旋涡星系相互碰撞、合并而成的（见星系形成和演化）。星暴星系大概正处在这一过程之中。
椭圆星系的质量范围从矮椭圆星系的大约100... |
天文学 | 光学天文学 | 牛顿望远镜 | 牛顿望远镜
牛顿望远镜，是英国天文学家艾萨克·牛顿（1643-1727）发明的反射望远镜，主镜使用球面镜，第二反射镜是平面的对角反射镜。
牛顿式设计的优点
与其他形式望远镜比较，无论口径大小，在品质相当的情况下，牛顿式总是比较便宜。
由于光线无须穿透物镜（他只从镜子的表面反射），所以不需要特别的玻璃，材料只需要能掌握住正确的形状。
因为只需要处理一个表面（折射镜通常需要处理四个表面），因此非常适合非专业人士自制属于个人的样式。业余天文学家自制的杜布森望远镜多属此型望远镜。
短的焦比可以更容易的获得较大的视野。
长焦距的牛顿式望远镜可以获得卓越的行星外观。
没有凸透镜造成的色差。
目镜的位置在望远镜统前... |
天文学 | 光学天文学 | 像增强器 | 像增强器（ image intensifier ），微光探测器的一种，又名像管，由安装在高真空管壳内的光电阴极、电子透镜（有静电聚焦和磁聚焦两种）和荧光屏三部分组成。它的工作原理是将投射在光阴极上的光学图像转变成电子像，电子透镜将电子像聚焦并加速投射到荧光屏上产生增强的像，然后用照相方法记录下来。单级像增强器亮度增益为50～100倍。几个单级管串接成的多级像增强器，亮度增益可达几千倍至几十万倍。用五级像增强器拍摄昴星团的照片表明，曝光时间为普通照相法的千分之一。单级像管图像分辨率，一般为每毫米80～100线对，多级像管则为每毫米20～50线对。由于普通照相底片在红外光谱区灵敏度极低，采用具有对红外光敏感的光电阴极的像管，可获得巨大增... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 极盖吸收 | 极盖吸收（ polar cap absorption; PCA ），发生在极盖区电离层D层高度（50～80千米）的一种强烈无线电波吸收。又称 极 盖 吸收事件 。由剧烈太阳粒子事件（太阳质子事件、太阳宇宙射线暴等）引起。探测极盖吸收的主要仪器是宇宙噪声接收机。
决定极盖吸收强度的主要因素是电离层电子密度及其与其他粒子的碰撞频率。与其他的电离层吸收一样，极盖吸收也是由于电磁波通过波粒相互作用将部分能量传给了电离层中的电子。如果电子没有与其他粒子发生碰撞，还会辐射出相同频率的电磁波；但当电子与其他粒子发生非弹性碰撞时，会损失部分能量，并丧失辐射相同频率电磁波的能力，从而造成该波段电磁波的衰减。当太阳粒子事件发生时，由太阳发出的大量高能... |
天文学 | 天文学 | 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 | 天体测量学 | 时间及其计量 | 时间及其计量（ time and its measurement ），时间是物质存在的基本形式之一。可以通过某种选定的物质运动过程来计量时间，把其他一切物质的运动过程与这个选定的过程进行比较，判别和排列事件发生的先后顺序和运动的快慢程度，从而对它们进行观察、分析和研究。通常所说的时间计量，实际上包含既有差别又有联系的两个内容：时间间隔和时刻的测定。时间间隔是指客观物质运动的两个不同状态之间所经过的时间历程。时刻是指客观物质在某一种运动状态的瞬间与时间坐标轴的原点之间的时间间隔。
目录
1 广义的时间计量
2 时间计量工作
3 时间计量单位
4 近况
广义的时间计量
客观物质世界的运动和发展的过程是千差万别的。譬如某些天体的年... |
天文学 | 天文学 | 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 | 光学天文学 | 人眼的探测性能 | 人眼的探测性能（ detective property of human eye ），人眼作为一种辐射探测器有下述性能：眼睛的瞳孔直径随外界亮度在2～8毫米范围内变化。眼睛的视网膜上有圆锥细胞和圆柱细胞。这些细胞内的光化学作用刺激神经，产生视觉。当视场的亮度约等于或大于3尼特──流明/(米2·球面度)──时，圆锥细胞起主要作用，眼睛处于亮适应状态，称为白昼视觉。当视场的亮度约等于或小于3×10-5尼特时，眼睛处于暗适应状态，称为黄昏视觉。从暗适应转到亮适应约需2～3分钟；反之，从亮适应转到完全暗适应需45分钟。人眼只对波长4000～7000埃的辐射产生反应。人眼的分光响应分为白昼视觉分光响应和黄昏视觉分光响应。其分光响应曲线见图。在... |
天文学 | 天体测量学 | 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 | 恒星与银河系 | 猎户座大星云 | 猎户座大星云（M42）
猎户座大星云（Orion nebula），位于猎户座的一个亮星云。在猎户座“宝剑”的中间，有一个亮度为4等的斑点，就是猎户星云，又名M42或NGC1976。它是典型的发射星云，距离460秒差距，直径约5秒差距。该星云的最亮部分十分靠近四边形聚星猎户θ1周围一小群O型和B型星(见恒星光谱分类)，星云中的氢原子被这些高温恒星的紫外辐射电离，然后在复合荧光过程中发出红色光辉。猎户星云的质量估计为102太阳质量量级，最亮部分的原子数密度达104厘米3，温度约8000K。用射电方法探测到该星云及其周围区域的射电辐射，表明它仅是一个巨大的星云中被高温恒星照亮的一小部分。这个大星云伸展到猎户座中很大的天区，估计直径为1... |
天文学 | 天文学 | 行星际物质 | 行星际物质（汉语拼音：Xingxingji Wuzhi；英语：Interplanetary Medium），充斥于太阳系空间中的微小物质。包括行星际尘埃和行星际气体，广义的还包括行星际磁场、宇宙线和各种电磁辐 射，行星际尘埃除了绕太阳运动的流星体外，还有许多大小在微米到厘米间的尘粒。它们的分布很不均匀，在黄道面附近和地月系统附近较密，密度为10-21～10-23克／厘米3，而在地月系统以外的区域，密度大致以距离的平方律减小。行星际气体主要成分是质子、电子以及氦、碳、氮、氧等元素的核，每立方厘米中约几个。宏观上呈电中性，其来源有太阳风、彗星的蒸发、行星大气的逃逸等。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 北冕座R型变星 | 北冕座R型变星（ R Coronae Borealis variable ），亮度有时突然减弱约1～9个星等的不规则变星。典型星是北冕座R，已确定的和可能的对象约40颗。它们的光变持续时间由几十天到几百天不等，上升缓慢而且间有不规则的或锯齿波式的起伏。两次减光的间隔有的很短，有的则长达十年以上。在这期间还存在为期数十天、变幅半个星等左右的半规则光变。一般认为变光是由恒星自身抛出的含碳特多的气壳冷凝成烟尘使透明度急剧下降造成的。近年来观测到它们有很大的红外色余，更支持了这种看法。因此有人认为，过去因为变光急剧而把它们归属于爆发变星是不恰当的。但也有人认为，如果这种变星是由于爆发性地喷射物质造成挡光而变暗，则仍可归入爆发变星，不过它们与... |
天文学 | 天体力学 | 月球光学天平动 | 月球光学天平动（ optical libration of the Moon ），即几何天平动，又称视天平动，月球天平动的一种。“月球常以同一面对着地球”的说法只是一种不严格的、近似的说法。由于几何方面的原因，地球上的观测者会觉察到月球有上下左右的“摇摆”，因而能看到的月面部分不是整个月面的一半而是整个月面的59％，其中的18％时多时少，时隐时现。月球有三种光学天平动：①纬天平动：月球赤道和白道夹角为6°41′，当月球运行到白道最北点时，可多看到月球南极的6°41′的区域；同样在白道最南点时可多看到月球北极的6°41′的区域。纬天平动的周期为一交点月。②经天平动：尽管月球自转速度是均匀的，但由于公转轨道是个椭圆，公转速度并不均匀。当... |
天文学 | 恒星与银河系 | 三千秒差距臂 | 三千秒差距臂，银河系四大旋臂之一，离银心1.3万光年。该旋臂正以约53千米/秒的速度向外膨胀。 |
天文学 | 天体测量学 | 极移 | 极移（汉语拼音：jí yí），（polar motion），由于地球瞬时自转轴在地球本体内部作周期性摆动而引起的地球自转极在地球表面上移动的现象。地极移动的简称。表现为极点的±0<.″4即相当于24米×24米范围内循与地球自转相同的方向描划出一条时伸时缩的螺旋形曲线。极移包括两个主要的周期成分：一个近于14个月周期，称为张德勒项，这是弹性地球的自由摆动；另一个是周年周期，称为周年项，这是由大气环流引起的受迫摆动。此外还存在长期极移以及周期为一个月、半个月和一天左右的各种短周期极移。地极的位置用在一个平面直角坐标系中的两个坐标分量表示，这个坐标系取在地球北极，原点称为国际习用原点，坐标系的X轴为本初子午线，Y轴为西90°子午线。地极坐... |
天文学 | 恒星与银河系 | 不规则变星 | 不规则变星（ irregular variable star ），亮度变化不规则、周期性极不明显的变星。按苏联出版的《变星总表》第三版的变星分类，不规则变星专指光变不规则的脉动变星。不规则变星的光变曲线的周期性不十分明显，但仍可检视出有几百天到一千天以上的不规则周期。过去划分的不规则变星中有些大概是其他类型的变星，不过研究得不充分而已。不规则变星中有从早型（A、F）到晚型(K、M)的巨星和超巨星（例如，仙王座BO是热超巨星、天鹅座CO是红巨星）。不过大多数是M型和N型，其特征是有较强的TiO吸收带，在亮度极大时刻前后或增光阶段，常出现H或Si发射线。光谱型为N型和R型的不规则光变碳星，具有盘星族的空间分布特征，没有向银心集聚的趋势，... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 月龄 | 月龄（汉语拼音：Yueling；英语：Moon's age），从新月起算各种月相所经历的天数，并以朔望月的近似值29.5日为计算周期。这与中国农历中的月长相同，因此两者大体相吻，如新月、上弦、满月、下弦的月龄分别约为0、7.4、14.8及22.1日，在农历中基本上是初一、初七、十五(或十六)、廿二(或廿三)前后。当然由于朔望的实际变化周期长为29.53059日，月球和太阳的视运动时快时慢、白道与黄道有交角且在变化，因此月相的准确月龄需要查阅专门的资料。 |
天文学 | 天体物理学 | 欧氏空间 | 欧几里得空间（英语：Euclidean space），带有“内积”的实数域上的一类向量空间。简称欧氏空间。“内积”是一个度量概念，有明显的代数性质，向量的长度和夹角都可以通过向量的内积来表示。所谓内积，是指与实数域R上向量空间E中任意一对向量u、v唯一对应的实数，这个实数记作(u,v),并满足以下条件：
①(u,v)=(v,u)；
②(u1+u2,v)=(u1,v)+(u2,v)；
③(au,v)= a(u,v)；
④(u,u)≥0,当且仅当u=0时(u,u)=0。式中u,u1,u2,v是E的任意向量，a是任意实数。
一个定义了内积的实数域上的向量空间，称为欧几里得空间。例如，设V是解析几何里的三维空间,u、v是V的任意向量，在V中... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 月海 | 月海（汉语拼音：Yuehai；英语：Mare），肉眼所见月面上的暗黑区域（见月面学）。实际上是广阔平原。共有22个，除3个位于月背，4个地跨正、背两面外，15个均在正面。正面上月海面积约占月球正面面积的50％左右，最大的风暴洋的面积约500万平方千米 。月海大多呈圆或椭圆形，四周为一些山脉封围，但也有月球背面的东海月盆，三层同心圆环的构造清晰可见几个海联成一片。与海类似但面积较小的称湖，计有梦湖、死湖、夏湖、秋湖与春湖。月海伸向月陆的部分称为湾或沼，但两者并无实质区别。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 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 | 天体力学 | 轨道计算 | 轨道计算（ orbit determination ），一种粗略测定天体轨道的方法。在轨道计算中，人们事先不必对天体轨道作任何初始估计，而是从若干观测资料出发，根据力学和几何条件定出天体的初始轨道，以便及时跟踪天体，或作为轨道改进的初值。为了计算六个轨道要素（见二体问题），至少必须有三次光学观测，因为每次观测只能得到天体坐标的两个分量。
轨道计算是从研究彗星的运动开始的。在牛顿以前，对天体运动的研究基本上带有几何描述的性质。第谷首先试图计算彗星轨道，但未获成功。困难在于只能观测彗星的方向，而不知道它同地球的距离，由于缺少力学规律的指引，无法根据这些定向资料求得天体的空间轨道。在牛顿运动定律和万有引力定律发现后，开普勒定律有了力学解释... |
天文学 | 天体测量学 | 地面点坐标 | 地面点坐标（汉语拼音：Dimiandian Zuobiao；英语：coordinate of a point on earth surface），地球表面一点的位置可以通过建立在天球上或地球表面的二维球面坐标系，或建立在地球体内的三维直角坐标系中的坐标来确定。
具体采用的坐标系有：
①天文坐标系。是建立在天球上的与地球的形状和大小无关的二维坐标系。观测者的地方铅垂线延伸与天球的交点为天顶。天顶方向与天赤道面的夹角为天文纬度。经过天极和天顶方向的平面为天子午面，某地天子午面与本初子午面之间的两面角为天文经度。
②大地坐标系。是建立在参考椭球体上的二维坐标系。通过地面上一点的对于参考椭球体表面的法线与参考椭球体的赤道面之间的... |
天文学 | 天体测量学 | 基本天体测量学 | 基本天体测量学（ fundamental astrometry ），天体测量学的一个分支，它的任务是建立一个基本的天文参考坐标系。这个参考坐标系是以基本星表的坐标系统来体现的。基本天体测量学的主要内容包括精确测定恒星位置、自行和岁差常数，最后编制成基本星表。编制基本星表是一项极其浩繁的工作，编制过程中需要综合处理几十本乃至上百本初始星表。这些初始星表必须是绝对星表，即刊载的恒星位置应当用绝对方法测定（见天体位置的绝对测定）。编制基本星表首先应将各初始星表归算到同一历元，这就需要岁差常数和自行的精确值。各初始星表所采用的光行差常数和章动常数不尽相同，必然使星表之间存在系统差，因此还必须将各初始星表归算到同一天文常数系统。
把初始星表归... |
天文学 | 天体力学 | 人造地球卫星运动理论 | 人造地球卫星运动理论（ theory of artificial satellite motion ），如果地球是一个密度均匀的正球体，又没有大气阻力和其他天体的摄动，人造地球卫星的运动就是简单的椭圆运动。然而，实际上它的运动受到许多摄动因素的影响，这是现代天体力学的一个重要的研究课题。
目录
1 摄动因素
1.1 地球非球形摄动
1.2 大气阻力摄动
1.3 太阳光压摄动
1.4 日、月引力摄动
2 运动理论
3 应用
摄动因素
影响人造卫星运动的主要摄动因素有:①地球非球形摄动（即地球形状摄动）；②大气阻力摄动；③太阳光压摄动；④日、月引力摄动等。
地球非球形摄动
地球并不是一个正球，而是更接近于一个椭球。地球赤... |
天文学 | 天体物理学 | 斯特龙根半径 | 斯特龙根半径（ Strömgren radius ），发射星云的一个特征量，为丹麦天文学家斯特龙根所提出，因而得名。当星云中存在高温星时，高温星所发出的紫外线会电离周围的气体，形成发射星云。有名的猎户座大星云和麒麟座的玫瑰星云都是这一类星云。
从星云中心高温星发出的紫外线首先电离周围的氢原子。当辐射强度足够高时，氢原子几乎全被电离。在完全电离区中，紫外线可以毫无损耗地穿过。当紫外线到达中性氢区时，又使中性氢产生电离，这样就使电离层从中心向外扩大。实际上，星云内每一点都要求保持电离和复合之间的平衡。电离度在离中心星一定距离处会下降，电离度一减小，辐射强度就会按指数减小，紫外线很快就衰减到不可能再进行电离的程度。这时星云中就出现电离边界... |
天文学 | 光学天文学 | 坐标量度仪 | 坐标量度仪（ coordinate measuring instrument ），测量在透射或反射光照射下的平面目标（主要是照相底片上星像）的直角坐标的专用光学仪器。坐标量度仪包括瞄准星像的光学系统、载片架和移动机构、测量目标坐标的玻璃刻尺及其读数测微器。测量时，移动装上底片的载片架，瞄准星像，就可以从测微器上读出目标的位置数据。利用转像棱镜将被瞄准的星像旋转180°，然后测量星像，可以消除瞄准误差。仪器X和Y方向的两根刻尺应严格垂直，刻尺的每根刻线的改正量和刻尺的温度系数都可事先精密测定。仪器本身精度优于1微米。新型的坐标量度仪有自动记录设备，但测量者仍需瞄准目标和刻尺。有的天文台配备了天文底片自动测量系统，能快速自动测量底片上各... |
天文学 | 天体物理学 | 标度因子 | 标度因数（ scale factor ），亦称标度因子，简称标度，是输出的变化与要测量的输入变化的比值。
标度因数通常用某一特定直线的斜率表示，该直线可以根据在整个输入范围内周期地改变输入量所得到的输入/输出数据，用最小二乘法拟合求得。惯性导航系统中，有关标度因数包括陀螺仪标度因数、加速度计标度因数、力矩器标度因数、传感器标度因数、指令速率标度因数以及温度标度因数等。标度因数的标定过程一般称为定标。 |
天文学 | 天体物理学 | 曲率辐射 | 曲率辐射（ curvature radiation ），高能电子沿强磁场磁力线方向运动时，因磁力线本身的弯曲而产生的电磁辐射。这种过程在脉冲星附近可能有重要的意义。在磁场中运动的高能电子，当磁场不平行于电子速度时，会引起同步加速辐射。决定这种辐射特性的基本因素：一为电子运动轨道弯曲；二为电子能量远大于其静止能量。这里，电子运动轨道的弯曲，是受到洛伦兹力作用的结果。但当高能电子平行于磁场运动时，洛伦兹力不再存在，电子将沿着磁力线作等速直线运动。如果磁场足够强，且磁力线本身是弯曲的，则高能电子将继续沿着磁力线作曲线运动，因而也会产生辐射。这就是曲率辐射。这种辐射集中于电子运动方向的窄小角度(≈1/γ)范围内，γ为洛伦兹因子，即：
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天文学 | 太阳与太阳系 | 临边昏暗 | 太阳临边昏暗成因示意图
临边昏暗（汉语拼音：linbiɑn hun'ɑn；英语：limb darkening），太阳圆面边缘区域的亮度比中心区域稍暗的现象。观测表明，波长为0.17～200微米广阔波段范围内，用太阳辐射这个连续谱区中任一波长处的单色光或这个波段的整体辐射（白光）观测太阳时，均表现为辐射强度随日面中心距离增大而减弱的现象，称为太阳的临边昏暗。造成太阳临边昏暗的原因可定性说明(见图)。
当观测太阳圆面中心时，辐射通过的大气层较薄（图中路径AB），来自光球深层的辐射到达观测者时受到的吸收不大，观测到的辐射中来自光球深层的辐射占优势，光球深层的温度较高，辐射较强，显得较亮。而当观测太阳边缘时，深层辐射通过的大气较厚（... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 天体演化学 | 天体演化学（ Cosmogony ），天文学的一个分支，研究各种天体以及天体系统的起源和演化，也就是研究它们的产生、发展和衰亡的历史。天体的起源是指天体在什么时候，从什么形态的物质，以什么方式形成的；天体的演化是指天体形成以后所经历的演变过程。通常说的天体演化，往往也包括起源在内。
目录
1 诞生和发展
2 研究的内容
2.1 太阳系的起源和演化
2.2 恒星的起源和演化
2.3 星系的起源和演化
2.4 宇宙的起源和演化
诞生和发展
法国笛卡儿和布丰在1644年和1745年先后提出天体形成的看法。科学的天体演化学至今只有二百多年的历史。十八世纪中叶以前，欧洲在学术思想上占统治地位的仍是万物（包括天体）不变的僵化的自然... |
天文学 | 天体力学 | 椭圆型限制性三体问题 | 椭圆型限制性三体问题，限制性三体问题分四种类型：圆型限制性三体问题、椭圆型限制性三体问题、抛物线型限制性三体问题和双曲线型限制性三体问题。
在小行星运动理论中，常按椭圆型限制性三体问题进行讨论，脱罗央群小行星的运动就是太阳-木星-小行星所组成的椭圆型限制性三体问题的等边三角形解的一个实例。布劳威尔还按椭圆型限制性三体问题来讨论小行星环的空隙。 |
天文学 | 天文学 | 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 | 光学天文学 | 定天镜 | 定天镜（ coelostat ），将太阳光反射到恒定方向的光学装置，由两块平面镜组成。第一平面镜，又称定天镜，置于没有赤纬轴的赤道式基架中（见图），镜面与指向天北（南）极的仪器轴重合。观测时，由电机驱动，镜面以48小时一转的均匀速度与太阳视运动同方向转动，便可将太阳光反射到某一固定方向，由第二平面镜截获，再将光线反射到水平(或垂直向下)的方向，然后进入水平式(或塔式)太阳望远镜中。第二平面镜通常采用地平式装置，分别绕两根互相垂直的轴作微调转动，以改正跟踪过程中太阳像的偏离。为了适应太阳赤纬的周年变化，避免在一天中出现定天镜上太阳光入射角过大(一般不超过45°)，以及出现第二平面镜装置挡住射向定天镜的光的情况，定天镜和第二平面镜之间应... |
天文学 | 天体物理学 | 切连科夫辐射 | 切连科夫辐射（ Cerenkov radiation ），高速荷电粒子在介质中穿行时，如果粒子速度大于介质中的光速，就会产生一种特殊辐射，它具有明显的方向性和强偏振等特点。1934年，苏联物理学家切连科夫首先在液体介质中发现这种辐射，因而得名。这是一种电磁“冲击波”现象。作匀速直线运动的带电粒子，当其速度大于介质中的光速时，它所辐射的电磁波将集中在粒子后方一个圆锥形区域中。粒子正好位于圆锥的顶点。如图所示，箭头所指即为辐射传播的方向，它与粒子运动方向之间的夹角θc.称为切连科夫角。由图可知：
式中 u为 辐射在介质中传播的速率， v为荷电粒子速率， c为真空中光速， n为介质折射率。若 v= βc，则cos θ c=1/ ... |
天文学 | 天体物理学 | 辐射阻尼 | 辐射阻尼（ radiation damping ），因辐射引起一个发射体系的运动的衰减，是谱线致宽的主要原因之一。经典电动力学理论把发射(或吸收)光的原子当作谐振子，辐射是由激发谱振子的振动产生的。由于辐射，谐振子受到阻尼力的作用，结果辐射出的电磁波的振幅不断衰减，这样就会得到具有一定宽度的谱线。角频率为ω0的谐振子的能量消耗规律为E(t)= ，式中 t为时间， E 0为初始能量，为 阻尼常数， e、 me、 c分别为电子电荷、电子质量和光速。 辐射强度 I( w)与角频率的关系为：
因为在角频率间隔处 I( w)减小到一半，所以 称为谱线的半宽，γ 称为全半宽。以波长标度表示的谱线全半宽 γ＝1.17× 10 -4埃，是... |
天文学 | 恒星与银河系 | 不相接双星 | 不相接双星，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 | 天体物理学 | 白洞 | 白洞（ white hole ），广义相对论所预言的一种与黑洞相反的特殊天体。和黑洞类似，它也有一个封闭的边界。聚集在白洞内部的物质，只可以经边界向外运动，而不能反向运动。因此，白洞可以向外部区域提供物质和能量，但不能吸收外部区域的任何物质和辐射。球状白洞的几何边界也是以史瓦西半径为半径的球面。其外部时空由史瓦西度规描述。白洞是一个强引力源，其外部引力性质与黑洞相同。白洞可以把它周围的物质吸积到边界上形成物质层。白洞学说主要用来解释一些高能天体现象。有人认为，类星体的核心就可能是一个白洞。当白洞内中心奇点附近所聚集的超密态物质向外喷射时，就会同它周围的物质发生猛烈碰撞，而释放出巨大的能量。因此，有些X射线、宇宙线、射电爆发、射电双源... |
天文学 | 天体测量学 | 日界线 | 日界线（汉语拼音：Rijiexian；英语：Date Line），地球表面180°经线附近的一条假想线。国际日界线的简称，又称国际日期变更线。地球上各处因东西位置不同，若以地方时零时或区时零时作为各地的一日之始，则将对应于不同的瞬间，而引起日期计量的紊乱。1884年国际子午线会议决定将经度180°的子午线作为日期变更的界线，地球上每个新日期就从这里开始。此线两侧的日期不同。由东向西过日界线，日期要增加一天；由西向东过日界线，日期要减少一天。为了避免日界线附近的国家或行政区内使用两个日期，日界线不严格在180°子午线上，而是一条折线。 |
天文学 | 天文学 | 行星际空间探测 | 行星际空间探测（ interplanetary exploration ），太阳系内的广阔行星际空间，到处充满着物质、辐射和力场。它们具有极为复杂的时空分布特性。在行星周围空间，由于行星及其大气和磁场的影响，物质、辐射和力场的分布特性与远离行星的空间颇不相同。行星际空间的特点是存在着低密度的等离子体，充满着所有波长的天体电磁辐射和不同能量的粒子辐射，并渗透着行星际磁场。行星际空间探测的任务是弄清整个太阳系内等离子体、电磁辐射、磁场和微量中性粒子的通量、分布、变化以及同行星的相互作用。行星际空间探测也是研究太阳系起源和演化的手段。
目录
1 探测方法
1.1 间接观测方法
1.2 射电观测方法
1.3 直接探测方法
2 主要... |
天文学 | 光学天文学 | 辐射探测器 | 辐射探测器（ radiation detector ），将辐射能转换为可测信号的器件。探测器的基本原理是，辐射和探测介质中的粒子相互作用，将能量全部或部分传给介质中的粒子，在一定的外界条件下，引起宏观可测的反应。对于光学波段，辐射可以看作光子束，光子的能量传给介质中的电子，产生所谓光子事件，辐射能转变为热能（如热电偶）、电能（如光电流和光电压）、化学能（感光乳胶中银颗粒的生成），或者另一种波长的辐射（荧光效应）。根据这些能量和辐射，设计各种不同器件，以测量天体的辐射能量。辐射探测器的主要性能是：
①探测量子效率 指光子和探测器在作用的初始过程中，产生的光子事件数和入射光子数之比。它描述探测器接收和记录信息的能力。入射光子有可能穿透介... |
天文学 | 天文学 | 中国天文学史 | 中国天文学史（汉语拼音：Zhonɡɡuo tiɑnwenxueshi；英语：history of astronomy in China），研究天文学在中国发生和发展的分支学科。中国是世界上天文学发展最早的国家之一，数千年来积累了丰富的观测资料，是古代自然知识体系的带头学科，为中国文明和世界文明作出了重要贡献。它萌芽于新石器时代，可追溯到4500年以前，至战国秦汉期间（前475～220）形成了以历法和天象观测为中心的完整而富有特色的体系。之所以形成这样的特色，又是和中国传统天文学由皇家主持分不开的，而后者又是在天人感应和天人合一思想支配下高度的中央集权制所必需的。
以元代的授时历(1280)为标志，中国传统天文学发展到最高峰。进入... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 哈勃定律 | 哈勃定律（汉语拼音：Ha bo ding lv；英语：Hubble'slaw），1929年，E.P.哈勃发现河外星系视向退行速度v与距离d成正比，即
v＝Hd
这个关系称为哈勃定律，又称哈勃效应。式中 H 称为哈勃常 数。哈勃定律中，v以千米／秒为单位，d以百万秒差距为单位，H的单位是千米／（秒·百万秒差距）。哈勃定律有着广泛的应用，它是测量遥远星系距离的唯一有效方法。只要测出星系谱线的红移，再换算出退行速度，便可由哈勃定律算出该星系的距离。哈勃定律中的速度和距离不是直接可以观测的量。直接观测量是红移和视星等。因此，真正来自观测、没有掺进任何假设的是红移-视星等关系。在此基础上再加上一些假设，才可得到距离-速度关系。 |
天文学 | 天文学 | 日冕 | X射线波段的日冕结构
日冕（汉语拼音：rimiɑn；英语：corona），太阳的最外层大气。日冕位于色球上面，亮度仅为光球亮度的百万分之一，比地面上的天空亮度暗得多，因此在地面平时看不见日冕，必须用专门的仪器日冕仪，或者在日全食时才能看见。
安装在海拔2,000米以上高山（那里天空散射光很弱）的日冕仪也只能看到从太阳边缘至大约0.3太阳半径范围的日冕。日全食时看到的日冕呈银白色，也是太阳边缘以外的投影日冕。从最好的日全食照片上，能够看到它可延伸到5～6个太阳半径的距离，但实际上它可延伸到超过日地距离。距日心5～6个太阳半径以外的日冕物质是以很高的速度向外膨胀的，形成所谓的太阳风。太阳风就是动态日冕。
日冕的温度高达100... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 德西特静态宇宙模型 | 德西特静态宇宙模型（ de Sitter static model ），膨胀宇宙的一种模型。其中没有物质和辐射，膨胀由宇宙学常数驱动。1917年由荷兰天文学家W.德西特通过解爱因斯坦场方程提出。尽管这个模型在物理上不合理，但它首次引入了真实宇宙可能膨胀的观念。一个非常类似于德西特模型中的膨胀阶段在现代的暴胀宇宙理论中也起着重要作用。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳单色像 | 太阳单色像（ monochromatic image of the Sun ），由选定的某一波长 λ处的狭窄波段Δλ内的单色辐射所成的太阳像，它能反映出太阳大气中形成该单色辐射的那一层气体的状态。以前，一般是利用太阳摄谱仪，使太阳像与底片同步移动进行全日面扫描来获得太阳单色像。自二十世纪三十年代法国天文学家李奥发明双折射滤光器后，基本上便以装有双折射滤光器的望远镜──色球望远镜来取得太阳单色像。这样就能同时得到整个日面的单色像，而不必作长时间的扫描。
目前常见的太阳单色像有：
① 氢单色像 用氢Hα线（波长6563埃）的线心，可得到Hα单色像。用它来观测色球显得特别清晰。可以看到谱斑（氢谱斑）、日珥和暗条（图1），在黑子附近，有时还... |
天文学 | 天文学 | 天体力学 | 天体力学（ Celestial Mechanics ），研究天体质心运动和绕质心运动以及天体形状的学科。它是天文学的一个分支，也是航天器轨道运动理论的基础和航天器姿态动力学的基础。在天体力学基础上发展起来的航天器运动理论与火箭动力学结合，形成了航天动力学。天体力学的研究对象是太阳系中的天体及一些成员不多的恒星系统。航天器作为人造天体，其运动中的许多问题也是天体力学的研究课题。天体力学仍以牛顿运动定律和万有引力定律为基础。研究方法分三类：①摄动理论：研究内容包括具体天体的摄动理论和纯理论问题。纯理论问题是从各类天体摄动理论中抽象、概括出来的关键性和共同性的问题。②数值方法：研究改进已有的数值计算方法和解决数值方法中出现的问题。③定性理... |
天文学 | 天体测量学 | 大地天文学 | 大地天文学（汉语拼音：Dɑdi Tianwenxue；英语：geodetic astronomy），通过观测天体以测定地面点（又称天文点）的天文经度、纬度和该点至相邻固定目标的方位角的理论和方法。它是实用天文学的分支学科，是天体测量学应用于大地测量学而形成的一门边缘学科。
大地天文学的传统课题包括：
①测定地面点的天文经度，就是在同一瞬间测定地面上一点与本初子午线上的地方时之差。该点上的时刻可使用经纬仪、中星仪、棱镜等高仪以及照相天顶筒等仪器测定；本初子午线上的地方时则可通过收录天线电时号求得。
②测定地面点的天文纬度。这等同于测定地面点的天极高度。该点的纬度可使用带有纬度水准的经纬仪、天顶仪、棱镜等高仪以及照相天顶筒等... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 室女星系团 | 室女星系团（Virgo cluster of galaxies），位于室女座的一个星系团，包含2500多个星系。平均红移为1180千米／秒，距离19百万秒差距（6000万光年），是离地球最近的一个不规则星系团。室女星系团占据的天空面积很长，角直径约12°；线直径约1300万光年。它的中心有一个超巨椭圆星系M87（NGC4486），是全天最强的射电源之一，也是一个强的X射线源，绝对目视星等约－22等，质量约4×1012太阳质量。室女星系团属于本超星系团，可能是后者的中心密集部分。 |
天文学 | 太阳与太阳系 | 木星 | 哈伯太空望远镜的WFC3相机于2014年所拍摄到木星的真实色彩影像，可清楚看见木星南半球的大红斑
木星（英文：Jupiter），太阳系八大行星中距离太阳排名第五（第五近）的行星，也是太阳系中体积最大的行星，目前已知有79颗卫星。古代的天文学家就已经知道这颗行星，罗马人以他们的神称这颗行星为朱庇特。古代中国则称木星为岁星，取其绕行天球一周约为12年，与地支相同之故，且产生了岁星纪年法。到西汉时期，《史记·天官书》作者司马迁从实际观测发现岁星呈青色，与“五行”学说联系在一起，正式把它命名为木星。
木星是颗巨行星，质量是太阳的千分之一，但却是太阳系其他行星质量总和的2.5倍。太阳系的行星中，木星和土星是气体巨星（天王星和海王星是冰巨星）。... |
天文学 | 光学天文学 | 大气色散 | 大气色散（ atmospheric dispersion ），地球大气对不同波长光线的折射率不同所造成的色散效应。大气天文宁静度良好时，可以观察到星像由于色散而形成一条垂直的小光谱，紫端靠近天顶。当天体天顶距为60°时，谱带红紫二端天顶距差约3″。随天体天顶距的增加，天顶距差逐渐增大。大气色散是许多天文实测工作中应予注意的问题。例如，在精确的定位工作中，必须考虑大气色散对不同光谱型恒星之间相对位置的影响。在从事光电测光时，大气色散会使恒星的紫外线和红外线偏离光阑中心，因而发生误差。用有缝恒星摄谱仪拍摄恒星光谱时，如果狭缝小于大气色散后的星像，会使恒星光谱能量分布失真。大气色散的影响可以通过光学补偿法减少或消除。例如，在望远镜光路中加... |
天文学 | 天体测量学 | 长期极移 | 长期极移（ secular polar motion ），除了地球瞬时轴在地球本体内作周期约1.2年的自由摆动和周期为1年的受迫摆动外，地球形状极在地面上的位置也在不断变化，这种变化就是长期极移。为了研究长期极移，需要地球上确定一个参考原点。目前国际上采用国际习用原点(CIO)作为这一参考原点。国际极移服务和国际时间局都计算相对于CIO的地极坐标，国际纬度服务(ILS)的极移观测资料也归算到CIO系统，来为研究长期极移服务。
有些人根据ILS积累八十年的极移资料，用适当的数学方法扣除极移的张德勒项和周年项以后，求得长期极移的统计结果：长期极移的平均速度约为每年0.″003，方向大致在西经70°左右。长期极移的量是微小的，目前主要根据... |
天文学 | 天文学 | 天体生物学 | 核酸或许并不是宇宙中唯一能够对生命过程进行编码的生物分子。
天体生物学（英语：astrobiology），又名地外生物学，旧称外空生物学（xenobiology），是一门研究在宇宙中生命起源、生物演化、分布和未来发展的交叉学科，并不只限于地外生物，或包括对地球生物的研究。在天体物理学上，指研究天体上存在生物的条件及探测天体上是否有生物存在，研究太阳系除地球外其他行星及其卫星上和其他恒星的行星系上可能存在生命现象的理论，以及探讨探测方法和手段的。
概述
天体生物学这门新兴的交叉学科除天文学外，覆盖了生物学的许多分支，如微生物学、生物化学和生态学等。研究其他天体上是否存在生物的问题，首先要考虑那里是否具备存在类似地球上生命的必要条件。... |
天文学 | 恒星与银河系 | 星际物质 | 星际物质（ Interstellar Matter ），银河系（和其他星系）内恒星之间的物质，包括星际气体、星际尘埃和各种各样的星际云，还可包括星际磁场和宇宙线。
麒麟座玫瑰星云 （选自美国基特峰天文台KPNO）
星际物质(ISM)约占银河系可见物质质量的10％，高度集中在银道面，尤其在旋臂中。不同区域的星际物质密度可相差很大。星际气体和尘埃当聚集成质点数密度超过10～103个/厘米3时，就成为星际云，云间密度则低到0.1个/厘米3质点。平均密度为10−24克/厘米3，相当于平均数密度为1个/厘米3氢原子。星际物质的温度相差也很大，从几K到千万K。不同温度和密度的星际物质大体可用三相模型来描述。其中，冷中性介质为密度30个... |
天文学 | 天体物理学 | 谱线的形成和致宽 | 谱线的形成和致宽（ formation and broadening of spectral line ），在各种天体的辐射谱中，往往有许多谱线，有的是发射线，有的是吸收线。谱线是由某种体系的分立能级之间的跃迁形成的。如果E1和E2是某个体系的两个分立能级，且E2＞E1，则当体系从E2向E1跃迁时，发射频率为 的辐射；反之，当体系从 E 1向 E 2跃迁时，吸收频率为 v 的辐射。如果发射过程比吸收过程占优势，就会产生发射线；反之，则产生吸收线。
在恒星光谱中，谱线是由原子、离子和分子的分立能级之间 的跃迁引起的。例如，太阳光谱中的 D 1、 D 2 线 和H、 K 线，分别是由钠原子 和钙离子在分立能级间 的跃迁造成 的。在射电波... |
天文学 | 光学天文学 | 衍射光栅 | 衍射光栅（汉语拼音：Yanshe Guangshan；英语：Diffraction Grating），能等宽等间隔地分割入射波前的、具有空间周期性结构的光学元件。常作为色散元件来分离不同波长的谱线。光栅分透射光栅和反射光栅两类。透射光栅按透射率函数的不同可分为普通的矩形透射率光栅和正弦光栅两种。闪耀光栅是反射光栅的一种，有较高的能量利用率，凹面反射光栅能自动聚焦成像。根据制作方法的不同，可分划线光栅、复制光栅和全息光栅3种。
所有光栅的基本原理均相同。以平面透射光栅为例，在平板玻璃上用金刚石刻刀刻划等宽等间距的平行刻线，未刻部分能透光，刻划部分因漫反射而不透光，这等效于大量等宽等间距的平行狭缝。设缝宽为a，不透光部分宽度为b，则... |
天文学 | 天体物理学 | 奥本海默极限 | 奥本海默极限（ Oppenheimer limit ），稳定中子星的质量上限。1936年，奥本海默等首先讨论了由简并中子态物质构成的致密星体，即中子星的平衡和稳定性。这种星体的性质，主要由自引力和简并中子压力二者之间的平衡决定。利用广义相对论的无转动球对称星体结构方程，并用理想费密气体方程作为中子物质的物态方程，奥本海默等证明，存在一个临界质量Mc≈0.75M⊙，M⊙表示太阳质量。当星体的质量小于Mc时，存在稳定的平衡解；反之，没有稳定的平衡解。中子星的质量上限Mc就是奥本海默极限。如果采用更接近实际的中子物态方程。奥本海默极限的数值将不同于原来的数值。由于目前有关密度大于1015克/厘米3时的物态方程还不确定，中子星的质量上限也不... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 木星卫星 | 木星卫星（汉语拼音：mù xīng wèi xīng），（Jupiter，satellites of），已探测到18颗。其中的16颗已有较可靠的数据。最大的4颗即木卫一、木卫二、木卫三、木卫四，又称伽利略卫星。最外面的是4颗很小的逆行卫星，有人认为它们原是小行星，后来才被木星俘获。从木卫十五到木卫四的7颗卫星满足广义的提丢斯-波得定则。轨道具有共面、同向、近圆等特性，故属规则卫星。木卫系统还会造成许多特有的天文现象：木卫食(木卫进入木星影锥)、木卫掩（被木星遮掩）、木卫凌木(通过木星视面)、木卫影凌木（木卫影锥在木星视面经过）及木卫互掩(一个木卫被另一木卫遮掩)。 |
天文学 | 恒星与银河系 | 星际红化 | 星际红化（汉语拼音：Xingji Honghua；英语：Interstellar Reddening），星光通过星际空间而变红的现象。在星际物质中，星际气体虽然对恒星发射的可见光有吸收作用，但只是在某些波长上，而星际尘埃能在更宽阔的波段上吸收和散射星光，对星际消光起着主要作用。星际消光的大小不仅随距离和视线方向变化，而且对波长有选择性：蓝光减弱得比红光厉害。到达观测者的星光，相对说来显得更红了，故叫做星际红化。引起消光的尘埃颗粒的直径应为10-1微米量级，波长较长的红光容易穿过尘埃云，而蓝光遭到更多的散射，所以天文学家常在红光和红外波段对星际物质密布的天区进行观测。 |
天文学 | 星系与宇宙学 | 巨星系 | 巨星系（ giant galaxy ），光度和质量最大的一类星系。它们的绝对星等可达-20～-22等，质量可达1011太阳质量。我们把绝对星等为-23～-24等，质量为1012～1013太阳质量的星系叫超巨星系。银河系和仙女星系都是巨型旋涡星系。在星系团的核心区域，往往有一个或两个巨星系，通常是巨型椭圆星系，它们的光度和质量都大大超过其他成员星系，例如，室女星系团中的椭圆星系NGC4486(M87)，后发星系团中的椭圆星系NGC4889和SO型星系NGC4874等。在巨型椭圆星系的光谱中，星族Ⅱ黄巨星和红巨星所特有的分子谱带和电离钙线占优势。巨星系通常有极其巨大的星系冕，而且往往还是强射电源，有剧烈的激扰活动。 |
天文学 | 天体测量学 | 射电天体测量学 | 射电天体测量学（ radio astrometry ），用射电天文的方法来解决天体测量问题的学科。主要采用的测量方法为甚长基线干涉测量(VLBI)，观测量为天体的射电辐射到两个观测台站之间的时间延迟和延迟率。利用延迟和延迟率观测值可解算得射电源赤经和赤纬，以及观测站之间的基线矢量。VLBI测量射电源位置的精度，在大角距时好于1毫角秒，在小角距时（几度）已达到10～100微角秒；基线矢量的测量精度达到10−9量级，即1 000千米时达到数毫米。射电天体测量的特点：①为精确测量河外致密射电源射电位置的唯一手段。②观测量为时间延迟和延迟率，与铅垂线无关，所以是一种纯几何方法。③由于观测在射电波段，所以在白天和阴雨天均可观测；鉴于射电天体测... |
天文学 | 天文学 | 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 | 恒星与银河系 | 蒭藁增二型变星 | 蒭藁增二型变星，蒭藁（chú gǎo）增二型变星光变周期约80～1，000天，目视星等变幅2.5～10个星等，甚至更大。在光变过程中，周期和变幅均有不规则变化，偏离平均值达15％它们同造父变星、天琴座RR型变星和仙王座β型变星等脉动变星相似，也有双重周期性和双重极大值的情况。它们的光变曲线的形状有三种：第一种增光陡，减光缓，极大时刻短，极小时刻宽；第二种上升阶段和下降阶段基本上对称；第三种增光阶段有驼峰、暂留或双极大值。第一种多系周期较短者，第二种周期较长。一般周期越长，光变幅越大。目视星等变幅很大，这主要是因为光谱能量分布随温度发生的变化对可见光区影响很大。热星等变幅大约只有1～3个星等。 |
天文学 | 光学天文学 | 赤道式装置 | 赤道式装置（ equatorial mounting ），安装望远镜镜筒的一类机械装置。它有两根互相垂直的轴──赤纬轴和极轴（赤经轴），镜筒同赤纬轴相连，并可绕赤纬轴转动，按被观测天体的赤纬安放。望远镜极轴平行于地球自转轴，观测时它以周日运动方向和速度绕极轴匀速转动，从而抵消地球自转的影响，使它所对准的天体保持在视场当中，这样，就可以进行长时间的观测和照相。赤道式装置的主要缺点是受力的条件较差，不宜装置口径太大的望远镜。现代赤道式装置一般备有电气驱动装置，可以恒动、微动、慢动、快动等；还装有度盘，以便能迅速地将望远镜对准要观测的天体。赤道式装置有许多不同类型，主要有：
①德国式 常用于安装镜筒较长的折射望远镜。赤纬轴的另一端装有平衡... |
天文学 | 恒星与银河系 | 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 | 天体物理学 | 轫致辐射 | 轫致辐射（ Bremsstrahlung ），高速电子骤然减速产生的辐射。X射线管中高速电子轰击金属靶而骤然减速时就会产生这类X射线。这是因为电子接近原子核时与原子核的库仑场相互作用，电子的运动方向发生偏折，并急剧减速，能量转化成辐射的形式。轫致辐射也泛指带电粒子碰撞过程中发出的辐射。带电粒子的速度远小于光速c时，轫致辐射与电离相比显得并不重要；带电粒子的速度接近光速c时，轫致辐射是其能量损失的主要机制。轫致辐射是产生高能光子束（X射线、γ射线）的基本方法，用这种光子束可研究基本粒子和原子核的电磁结构，以及辐射与物质相互作用过程。
X射线管中高电压加速电子所产生轫致辐射具有连续谱的性质，短波极限λ0由加速电压V决定：
式... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 地冕 | 地冕（汉语拼音：Dimian；英语：geocorana），以氢原子和氦原子为主要成分的地球高层大气，由于氢原子和氦原子发出微弱的辐射而得名。
1955年，在80千米的高空，观测到氢原子的赖曼a（La）辐射，从而发现氢原子在高层大气中的存在，导致地冕的发现。在月球上所拍摄到的地球的远紫外辐射照片显示了地冕赖曼a辐射强度的全球分布。
氢原子密度在80千米高度最大，在此之上随高度增大而缓慢下降，在1000千米高度约为 1×105厘米-3，到10万千米高空，每立方厘米内有几个氢原子。由于太阳辐射压力的作用，在大约8个地球半径之外，在背阳面氢原子密度要比向阳面的大，形成所谓地尾。地冕中氢原子和氦原子的密度有11年周期变化。氢原子密度在... |
天文学 | 星系与宇宙学 | 短缺质量 | 短缺质量(汉语拼音：Duan que zhi liang；英语：missing mass），星系的维里质量与光度质量之差。又称隐匿质量。根据维里定理算出的星系的质量称为维里质量；根据质光比算出的质量称为光度质量。观测发现，星系的维里质量总是大于星系的光度质量。也就是说，根据质光比的计算，质量有所短缺，因此称为短缺质量。又称为质量不相符。1933年，F.兹威基首先发现了这种质量不相符现象。以后的大量观测证实的确存在这种现象。一般认为，质量不相符因子约为10，即维里质量与光度质量之比约为10。
短缺质量是星系天文学和宇宙学中的一个重大课题，人们从多方面对它进行过探索。一部分人认为，星系团不稳定，维里定理不能用，维里质量就没有意义，或... |
天文学 | 天文学 | 国际太阳联合观测 | 国际太阳联合观测（ International Coordinated Solar Observations ），太阳观测受到观测地点的地理位置、天气条件和仪器设备等限制，一个观测台站不可能得到完整的太阳数据，需要国际合作进行观测。
目录
1 简史
2 现状
3 世界日地资料中心
4 刊布太阳数据的主要刊物
4.1 综合报告性质的刊物
4.2 快报性质的刊物
5 中国的太阳联合观测
简史
世界上最早的国际联合观测得到的太阳数据是苏黎世系统的黑子相对数，已有很久的历史，至今仍然是研究太阳活动与日地关系的宝贵资料。1922年举行的国际天文学联合会第一届大会，极大地推动了国际太阳联测工作。会上经过协商确定由斯通赫斯特、格... |
天文学 | 光学天文学 | 子午环 | 子午环
子午环（ meridian circle ），用来精密测定天体过子午圈的时刻和天顶距，借以求得天体赤径和赤纬的一种光学仪器。子午环曾被誉为最精密的天文仪器。二百年来，它一直是编制基本星表的主要仪器。它的主要部分是一架口径15～20厘米、焦距约2米的折射望远镜，其有效视场约为0°3。镜筒的中部是一个坚固而中空的立方体，侧面有水平轴，沿东西方向放置，使镜筒能在子午面内转动。水平轴的两外端为精密轴颈，置于V形轴承架上。在水平轴上套有直径较大的精密垂直度盘，用4～6台对称排列的读数显微镜读取望远镜的天顶距。读数也可由照相机记录。在新型子午环上已开始使用光学度盘或分辨率达0.″05的感应式传感器来代替金属度盘。望远镜和水平轴的绝大部分... |
天文学 | 天体测量学 | 天文常数系统 | 天文常数系统（汉语拼音：Tianwen Changshu Xitong；英语：Astronomical Constants，System of），表示地球和太阳系其他天体的力学特性和运动规律的一组自洽的常数。它们包括：地球的大小、形状和重力场，地球的轨道要素，岁差常数，以及太阳、月球和行星的质量等数值。这些常数是使用天文、物理或大地测量学的测量方法直接或间接测定的。当把在地面直接测量的相对于观测站或地心的位置换算到相对于以日心或银河系中心为原点的某个天球坐标系的位置时必须利用上述常数。根据天体力学的理论，某些常数之间满足一定的数学关系式。
先后建立了3个天文常数系统：①纽康天文常数系统。1896年在巴黎召开的国际基本恒星会议上，... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳系物理学 | 太阳系物理学（ solar system physics ），研究太阳系的行星、卫星、小行星、彗星、流星以及行星际物质的物理特性、化学组成和宇宙环境的学科。至于太阳本身，由于它具有丰富的物理内容和显而易见的重要性，已经形成一个独立的分支学科──太阳物理学。太阳系物理学一般包括以下一些分支：①行星物理学，是太阳系物理学的重要组成部分，是对九大行星及其卫星进行物理方面研究的学科（见行星物理学）；②彗星物理学，利用天体物理方法，研究彗星的物理结构和化学组成，探索彗星本质；③行星际空间物理学，研究行星际物质的分布、密度、温度、磁场和化学组成，包括黄道光和对日照。其中流星天文学是用天体物理方法包括雷达和火箭观测研究流星，以了解地球大气的物理状... |
天文学 | 太阳与太阳系 | 太阳磁场 | 太阳磁场（汉语拼音：Taiyang Cichang；英语：Solar Magnetic Field），分布于太阳和行星际空间的磁场。分大尺度结构和小尺度结构。前者主要指太阳普遍磁场和整体磁场，它们是单极性的，后者则主要集中在太阳活动区附近，且绝大多数是双极磁场。太阳普遍磁场指日面宁静区的微弱磁场，强度约1×10-4～3×10-4特斯拉，它在太阳南北两极区极性相反，近年的观测发现，通过光球的大多数磁通量管被集中在太阳表面称作磁元的区域，其半径为100～300千米，场强为0.1～0.2特斯拉，大多数磁元出现在米粒和超米粒边界及活动区内。如果把太阳当作一颗恒星，可测到它的整体磁场约3×10-5特斯拉，这个磁场是东西反向的。在太阳风作用下，... |
天文学 | 天文学 | 星系天文学 | 星系天文学（ galactic astronomy ），以星系和星系际空间为研究对象的天文学分支学科。它的任务是探讨星系的结构、运动、起源和演化，星系对、星系群和星系团的结构、空间分布、相互作用和演化联系。星系天文学是现代宇宙学的基础之一。
发展简史和内容
1888年出版的《星云星团新总表》(NGC)及其《补编》(IC)刊载了13 226个非恒星天体和非单星天体，后来判明其中绝大多数是河外星系，这为星系天文学的诞生准备了基本资料。1919年E.P.哈勃用当时最大的望远镜发现了仙女座大星云NGC 224(M31)、三角星云NGC 598(M33)、人马座星云NGC 6822中的造父变星，并根据周光关系测定了距离，证明它们在银河系之外... |
天文学 | 光学天文学 | 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 | 恒星与银河系 | 银盘星族 | 银盘星族，银盘主要由星族Ⅰ天体组成,如G~K型主序星、巨星、新星、行星状星云、天琴RR变星、长周期变星、半规则变星等。 |
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