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Baike-Astronomy-ZH

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天文学	太阳与太阳系	白光耀斑	白光耀斑（ white-light flares ），一种罕见的和剧烈的太阳活动现象。太阳耀斑一般通过白光是不能观测到的，只有通过Hα线和电离钙的H、K线才能观测到。但有时在Hα线所看到的亮区中的一些更小的区域，通过白光也能看到它的突然增高现象，持续时间大约几分钟，这就是白光耀斑。自1859年卡林顿发现太阳耀斑以来，迄今只观测到30多次白光耀斑。白光耀斑通常与大耀斑对应，大多数也是发射高能粒子流、远紫外射线、硬 X射线（有时还有γ射线）以及强射电爆发的质子耀斑或宇宙线耀斑。白光耀斑的发亮区往往有两块（也有一块或多块的，每块亮区大小约为1013米2量级），其位置与典型的双带耀斑中的双带重合，而且分别位于黑子区磁场中性线（见磁合并）的两...
天文学	天体测量学	极移服务	极移服务（汉语拼音：jí yí fú wù），（polar motion service），用天文学的方法系统地测定、计算和提供地极坐标，直接为大地测量、地球物理、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。早期的极移服务主要为通过天文观测确定纬度变化，并由纬度变化推算地极坐标。在原子时出现以后，1968年起国际时间局实施利用纬度和时间观测同时解算地极坐标。20世纪70年代起先后有人造卫星多普勒跟踪、月球激光测距、人造卫星激光测距、甚长基线干涉测量、全球定位系统等新技术用于极移测定，获得的地极坐标资料周期短、精度高。进行极移服务的国际机构先有国际纬度服务，后有国际时间局和国际极移服务。1988年起后两个机构改组为国...
天文学	天体力学	天文动力学	天文动力学（汉语拼音：Tianwen Donglixue；英语：Astrodynamics），现代天体力学的分支。又称人造天体动力学。根据不同的研究对象，又分为人造地球卫星动力学、月球火箭动力学和行星际飞行器动力学。人造地球卫星动力学主要研究人造地球卫星在地球引力场和其他摄动因素下的运动和动力学问题。由于地球是一个密度不均匀、形状不规则的天体，因此不能看成质点，在讨论人造卫星运动时必须考虑地球形状摄动。同时，卫星运动过程中还受到大气阻力、太阳光压力以及日、月等其他天体的引力摄动，这就使得人造卫星的运动轨道十分复杂，通常都采用天体力学中的级数展开分析方法或天体力学数值方法来近似求解。月球火箭动力学主要是研究月球火箭的飞行动力学原理和运...
天文学	恒星与银河系	沃尔夫－拉叶星	沃尔夫－拉叶星（ Wolf-Rayet stars ），温度与O和B型星（见恒星光谱分类）相近的一类特殊星，因法国学者R.沃尔夫和拉叶于1867年最先发现而得名，简称WR星或W星。这类星为数不多，截至1971年为止，在银河系中共发现127颗。在大麦哲伦云中有58颗，小麦哲伦云中有2颗，M33中有25颗。沃尔夫-拉叶星有强连续谱和强而宽的中性氦、电离氦及各次电离碳、氮、氧的发射线，氢发射线很弱，有些发射线的紫端有吸收线。从发射线的轮廓和宽度，可知有物质以每秒1，000～2，000公里的速度不断从星体流出，有时甚至高达每秒3，500公里，并在星体周围形成运动着的延伸包层（见恒星大气）。在可见光波段，大多数WR型光谱可分为氮序和碳序。氮序...
天文学	太阳与太阳系	环形山	环形山（craters），在月球表面、类地行星、地球本身和巨行星的许多卫星上看到的碗形凹地。极少数环形山可能产生于火山活动，但绝大多数是来自太空的固态天体（流星体）撞击行星和卫星而形成。环形山的大小决定于撞击天体的大小。有些环形山宽阔只有1米左右，最大的环形山直径超过1 000公里。造成环形山的流星体实质上是太阳系形成过程遗留的碎片，它们因与行星和卫星碰撞而不断被清除，所以环形山的形成在碎片较多的太阳系年轻时期比较频繁，不过今天仍在继续。在地球和金星上，大气活动（还有地质活动）造成严重侵蚀，所以只有不久前形成的环形山清晰可见（见巴林格陨星坑）；在火星上，尽管大气很稀薄，最古老的环形山也已经被侵蚀干净了。但在无大气的天体上，如月球...
天文学	星系与宇宙学	马卡良星系	马卡良星系（汉语拼音：mǎ kǎ liáng xīng xì），（Markarian galaxy），一类特殊星系。苏联天文学家V.E.马卡良从20世纪60年代起用物端棱镜巡天发现了一大批颜色很蓝的星系，称为马卡良星系，马卡良星系的主要特点是具有反常强度的紫外连续谱。但它们并不构成物理性质单一的一类星系。多数马卡良星系有一个明亮的核，核就是紫外连续辐射源，这些星系大多数是塞佛特星系。少数马卡良星系的紫外连续辐射分散在整个星系内，这些星系中包括阿罗星系、金属含量低的不规则星系、大尺度的电离氢区 (HⅡ区)等。
天文学	天文学	天文动力学	天文动力学（汉语拼音：Tianwen Donglixue；英语：Astrodynamics），现代天体力学的分支。又称人造天体动力学。根据不同的研究对象，又分为人造地球卫星动力学、月球火箭动力学和行星际飞行器动力学。人造地球卫星动力学主要研究人造地球卫星在地球引力场和其他摄动因素下的运动和动力学问题。由于地球是一个密度不均匀、形状不规则的天体，因此不能看成质点，在讨论人造卫星运动时必须考虑地球形状摄动。同时，卫星运动过程中还受到大气阻力、太阳光压力以及日、月等其他天体的引力摄动，这就使得人造卫星的运动轨道十分复杂，通常都采用天体力学中的级数展开分析方法或天体力学数值方法来近似求解。月球火箭动力学主要是研究月球火箭的飞行动力学原理和运...
天文学	太阳与太阳系	冥外行星	冥外行星（trans-Pluto），设想中存在于冥王星轨道之外的大行星。坚信它存在的理由有：①冥王星太小，难以说明观测到的天王星、海王星轨道运动的一些反常变化。②九大行星【注】仅占太阳系很小区域，在外面应还有行星。③从彗星轨道研究中也可看出存在冥外行星的端倪。但也有许多人持否定观点：从起源演化观点看，海王星轨道外的原始星云物质已十分稀少，除了冥王星外，不可能再有大行星；天王星、海王星的不规则运动极小，可能是观测误差或其他原因造成；彗星运动可用诸如非引力效应等说明。人们寄希望于从不同方向飞出的2个先驱者探测器，它们可能将为冥外行星作出科学的判断。【注】 1930年克莱德·汤博发现冥王星，并将其视为第九大行星。1992年后在柯伊伯带发...
天文学	恒星与银河系	银河系核球	银河系核球（ bulge of Galaxy ），银河系中央的椭球状的核。核球的长轴约长3千秒差距，厚2千秒差距。由于银河系核球与太阳系之间的大量尘埃云的消光作用，难以获得它的准确图像。但根据COBE卫星的近红外观测资料，可清楚地看到扁平的中央核球（见图）。它约贡献了银河系总光度的20％。可能有一个棒，从中心延伸到2～3千秒差距。核球恒星年龄约几十亿年，平均金属丰度为太阳值的一半，有的可达太阳的3倍。核球恒星也绕银心转动，平均转动速度约100千米/秒，比盘星稍慢，且有较大的随机速度。核球面亮度的分布和椭圆星系相近，按与银心距离R的1/4次幂变化。其质光比M/L≈12，与仙女星系的核球的质光比差不多。 COBE卫星拍摄的银河系...
天文学	天体测量学	章动常数	章动常数（ nutation constant ），天文常数之一。真天极绕平天极在18.6年内描绘出一个小椭圆，称为章动椭圆（见岁差和章动）。章动椭圆的中心在平天极，椭圆的长轴指向黄极方向，短轴指向春分点方向。章动椭圆的半长径称为章动常数，用N表示。章动常数可根据恒星位置或纬度的观测资料来确定。十九世纪末，纽康总结了以前的观测资料，由27个测定值求加权平均得：该值在1896年巴黎的国际基本恒星会议上被采纳，一直沿用至今。1976年在国际天文学联合会第十六届大会上，通过了对于标准历元2000年的新值 N= 9 . ″2109。目前，编制天文年历所依据的章动理论是伍拉德在1953年建立的，它是以刚体地球模型为基础的。二...
天文学	恒星与银河系	分子云	分子云（汉语拼音：Fen zi yun；英语：molecular cloud），星际分子集结的区域。观测表明，虽然有些星际分子，如 CO，几乎散布在所有的天区，但大多数星际分子集结成团，形成分子云。分子云通常是暗的，在光学波段看不见，温度典型值为20K，平均密度102～104个分子厘米3，中央的密度可达106个分子厘米3，质量一般为104 ～107太阳质量，云内有足够的尘埃屏蔽星光中的紫外线，使分子免遭破坏。在猎户星云后面有一个巨大的分子云，它是离太阳最近的分子云之一，由小而密的核心以及延伸的低密度云两部分组成。前者的直径为0.15秒差距，密度为105个分子厘米3，质量为5个太阳质量；后者的直径至少为10秒差距，极大密度为10...
天文学	天文学	微波背景辐射	微波背景辐射（microwave background radiation），来自宇宙空间背景上的各向同性的微波辐射。又称宇宙背景辐射。1964年，美国科学家A.A.彭齐亚斯和R.W.威尔逊使用贝尔电话实验室研制的6米喇叭形接收天线测量围绕银河系的银晕气体的射电强度时，发现总有消除不了的背景噪声。这种噪声具有各向同性的特点，肯定来自宇宙空间。1965年，他们测得这些来自宇宙的波长为7.35厘米的微波噪声相当于3.5K。他们的论文发表后引起轰动，并为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。　　微波背景辐射最重要的特点是具有黑体谱。测量各个波段的微波背景辐射，可以得到它的谱。由于地球大气的干扰，对于小于0.3厘米的辐射，需要利用火箭、卫星等...
天文学	光学天文学	人造卫星光学观测	人造卫星光学观测（ optical observation of satellite ），利用人造卫星表面反射的太阳光或卫星本身的闪光对人造卫星进行各种光学观测，包括对人造卫星进行定位观测、亮度观测和光谱观测。定位观测是通过测定卫星的位置和相应时刻，以确定卫星的轨道要素，从轨道分析中获取科学信息，或进行卫星三角测量等工作。亮度和光谱观测的目的是研究诸如卫星在空间的转动、卫星表面的变化和地球大气某些物理性质等。人造卫星多数比较暗弱，而且快速横贯天空，视轨迹和视角速度的变化都比较复杂，所以卫星光学观测仪器必须具备大视场、强光力等特性和便于跟踪的机架和控制系统，以及精度相当高的记时系统。定位观测主要有目视和照相两种。目视用的仪器结构比较...
天文学	天文学	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	太阳与太阳系	地磁场	地磁场（汉语拼音：Dicichang；英语：geomagnetic field），从地心至磁层顶的空间范围内的磁场，地磁学的主要研究对象。　　人类对于地磁场存在的早期认识，来源于天然磁石和磁针的指极性。磁针的指极性是由于地球的北磁极（磁性为S极）吸引着磁针的N极，地球的南磁极（磁性为N极）吸引着磁针的S极。这个解释最初是英国W.吉伯于1600年提出的。吉伯所作出的地磁场来源于地球本体的假定是正确的。这已为1839年德国数学家C.F.高斯首次运用球谐函数分析法所证实。　　地磁场是一个向量场。描述空间某一点地磁场的强度和方向，需要3个独立的地磁要素。常用的地磁要素有7个，即地磁场总强度F，水平强度H，垂直强度Z，X和Y分别为H的北向...
天文学	天体测量学	秒差距	秒差距（parsec），天文学中使用的距离单位。主要用于量度太阳系外天体的距离。1秒差距定义为天体的周年视差为1″时的距离。秒差距是周年视差的倒数，当天体的周年视差为0″.1时，它的距离为10秒差距，当天体的周年视差为0″.01时，它的距离便为100秒差距，依次类推。1秒差距约等于3.2616光年，或206265天文单位，或30.8568万亿千米。在测量遥远星系时，秒差距单位太小，常用千秒差距(kpc)和百万秒差距为单位。　　秒差距等于64,8000除以圆周率个天文单位。
天文学	星系与宇宙学	疏散星系团	疏散星系团（ open cluster ），疏散星系团，又称不规则星系团，它们结构松散，没有一定的形状，也没有明显的中央星系集中区，相比球状星系团疏散星系团的形成时间较晚. 例如武仙星系团(The Hercules Cluster of Galaxies)。
天文学	天文学	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。 ...
天文学	天体测量学	天体位置的相对测定	天体位置的相对测定（ relative determination of position of celestial body ），将大量需要确定位置的恒星（被测星），跟少量已按绝对测定方法确定了位置的恒星一起，进行联合观测，求出二者的位置差。然后根据已知的恒星的位置，求出被测星的位置。这种观测方法称为相对测定，又称较差测定。这种方法可以用来测定大量恒星的位置，但精度不高，不能据以编制基本星表。
天文学	恒星与银河系	角宿一	角宿一（汉语拼音：jiǎo xiù yī），（Spica），室女座a，离地球275光年。是同B1IV和B3V组成双谱分光双星，轨道周期4.0145天，质量分别为10.3太阳质量和6.1太阳质量。双星轨道面和天球切面的交角为65o，光变主要由椭球效应产生。两子星中主星属仙王座b型变星，脉动周期0.1738天。
天文学	恒星与银河系	天狼	天狼（ Sirius ），大犬座α。全天最亮的恒星。由甲、乙两星组成的目视双星。星表编号为：Hip32349,HR2491,HD48915。甲星是全天第一亮星，视星等为−1.44等，属于主星序的蓝矮星。乙星一般称天狼伴星，是白矮星，质量比太阳稍大，而半径比地球还小，它的物质主要处于简并态，平均密度约3.8×106克/厘米3。甲乙两星轨道周期为50.090±0.056年，轨道偏心率为0.592 3±0.001 9。天狼星距地球为8.60±0.03光年。1834～1844年F.W.贝塞尔注意到天狼星的运动。1862年美国人A.克拉克用当时世界上最好的望远镜测到天狼星的伴星，称为天狼星B。1920年W.S.亚当斯拍到了天狼星B的光谱，命名...
天文学	恒星与银河系	反射星云	反射星云（ reflection nebula ），银河星云中亮星云的一种，大都具有很不规则的形状(见星云)。1912年美国洛韦尔天文台的斯里弗发现位于昴星团周围的星云具有吸收光谱的特征，即许多吸收谱线重迭于一个连续光谱之上。对这些光谱的进一步研究，发现它们同那些位于星云内并照亮星云的恒星的光谱很相似。后来在其他一些星云的光谱中也发现有类似现象。了解到这种星云是因为散射和反射附近恒星的光而发亮的，所以称为反射星云。一个星云究竟是发射星云、反射星云还是暗星云，这同它本身的物质性质关系不大，而同它在银河系中的位置和照明星的温度直接有关。观测事实说明，这三种星云的物质组成没有明显的不同。有些星云（如北美洲星云 NGC7000）同时具有发射...
天文学	天文学	太阳对流层	太阳对流层（ convection zone of the Sun ），太阳光球下面处于对流状态的一个层次，一般认为厚约15万公里，有人认为更厚，也有人认为薄到约1万公里。层内的氢不断电离，增加气体比热，破坏流体静力学平衡，引起气体上升或下降。由于升降很快，流体元几乎处于绝热状态；又由于比热大，在重力场中上升时，流体元的温度就比周围高，密度小，因浮力而继续上升。流体元一旦下降，温度比周围低，密度大，就继续下降。这样就形成了对流。我们可以把对流层看成是一个巨大的热机，它把从太阳内部核反应所产生的外流能量的一小部分变为对流能量，成为产生诸如黑子、耀斑、日珥以及在日冕和太阳风中其他瞬变现象的动力。因此，太阳对流层的研究，具有非常重要的意义...
天文学	太阳与太阳系	流星	拍摄于安大略省南部一座后院天文台的这幅合成夜间影像中，狮子座流星群带着辉光划过夜空。　　流星，运行在星际空间的流星体（通常包括宇宙尘粒和固体块等空间物质）在接近地球时由于受到地球引力的摄动而被地球吸引，从而进入地球大气层，并与大气摩擦燃烧所产生的明亮的光辉和余迹。一般出现于离地面80～120千米的高空，绝大多数流星相对地球的速度在11～72千米／秒，巨大的动能使它们远在到达低层大气之前就已被烧毁、气化，只有少数原来质量很大的流星才有可能有残骸落地而成为陨星。由射电观测得知，白天同样有万千流星下落，但总的说来，0～12时的流星多于12～24时，秋季多于春季。估计现在每年降落于地的流星物质有20万吨。中国古代有丰富的流星观测记录，最早...
天文学	天体物理学	原子的超精细结构	原子的超精细结构（ atomic hyperfine structure ），在原子中，由核磁矩与电子磁矩之间的耦合引起的能级和谱线的微小分裂，称为原子的超精细结构。如果原子核的自旋量子数为I，电子总角动量量子数为J，则可以耦合成下列状态：F=I+J，I+J-1，…，｜I-J｜，F称为总角动量量子数。例如，对于23Na，I=3/2，钠原子基态S1/2的J=1/2，因此，可以形成两个超精细能级：F=1及2。对于钠的激发态，也会有超精细能级分裂，但裂距很小。23Na的超精细分裂使其两条精细结构谱线 D1及D2各自又分裂为两条很近的超精细结构谱线。图为23Na能级分裂的情况。又如中性氢21厘米谱线就是中性氢原子在它的超精细结构的子能级之间...
天文学	恒星与银河系	银冕	银冕（汉语拼音：Yinmian；英语：Galactic crown），见银河系结构。
天文学	天体物理学	阿尔文波	阿尔文波（ Alfvén wave ），瑞典学者阿尔文发现的一种磁流体力学波。在磁场冻结的条件下，导电流体中可以出现这种波动。处在磁场中的导电流体，在垂直于磁场方向受到一种局部扰动时，便会激发起阿尔文波。阿尔文波是振动方向与传播方向垂直的横波，有时也称为剪切阿尔文波。根据宇宙磁流体力学原理，磁雷诺数很大，在某种意义上可以看作磁力线冻结在物质上一起运动，流体好像粘附在磁力线上，可以把磁力线视作质量等于每一根磁力线上的流体质量的物质线。磁力线上存在着张力B2/4πμ，因此，可以把磁力线比作弹性弦，磁力线的波动传播可以看作与弦线的振动传播十分类似。对于普通的弦线，横向振动满足下面方程：式中S为弦线中的张力；m为单位弦线长度上的...
天文学	星系与宇宙学	隐匿质量	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	天体物理学	史瓦西度规	史瓦西度规（ Schwarzschild metric ），天文学家K.史瓦西（见史瓦西父子）于1916年求得的爱因斯坦引力场方程（见引力理论）的第一个严格解。它表征球对称物体所产生的静态引力场的四维时空的度量性质。史瓦西度规的数学形式是：式中 M为物体质量， G为引力常数， c为光速。史瓦西度规张量gμv表示为：在离开球体足够远( r→∞)时，史瓦西度规即化为通常的闵可夫斯基度规（见度规）。
天文学	恒星与银河系	恒星质量	恒星质量（stellar mass），恒星最重要的物理参量之一。也是恒星结构和恒星演化的决定性因素。求恒星质量最基本的方法是利用物理双星的轨道运动。所求得的质量称为动力学质量。具体方法如下： ①目视双星有可靠的视差，可应用开普勒第三定律，由轨道半长轴的真长度和轨道周期算出两子星的质量和，再由两子星离公共质心距离的比值得知两子星的质量比，进而求出每一子星的质量。如用这种方法求得的天狼甲、天狼乙两星的质量分别为2.143和1.053太阳质量。 ②双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是食双星，并已知其测光解中的轨道倾角，进而可求得两子星的质量。用此方法求得的食双星大陵五甲、大陵五乙两星的质量分别为3.7和0.81太阳质量。 ③双谱分光双星...
天文学	天体力学	二体问题	二体问题（ two-body problem ），研究两个质点在万有引力作用下的运动规律。二体问题是天体力学中的一个基本问题。 J.开普勒仔细分析了丹麦天文学家第谷·布拉赫多年的观测资料，在研究火星绕太阳运动的基础上总结出描述行星运动的三大定律。I.牛顿随后提出的万有引力揭示了产生这些运动现象的原因。从万有引力和牛顿第二定律出发，用数学方法可以严格证明开普勒三大定律，于是二体问题得到彻底解决。二体问题的解是研究行星绕太阳，航天器绕中心天体运动的近似解，是进一步研究更复杂的天体运动的基础。航天器受到中心天体的吸引力，把这个引力看成质点引力时，航天器围绕中心的运动问题就是二体问题。由于航天器质量远比中心体质量小，人们将这种问题称为限制性...
天文学	太阳与太阳系	火星运河	火星运河，在19、20世纪之交，火星曾经是科学和科幻共同钟爱的大热门。首先是望远镜开启了人们对火星的科学热情和幻想热情，发端于19世纪末期的关于“火星运河”的观测和报道可以说是这两者的结合。“运河”的存在被认为是“火星文明”的产物。法国业余天文学家弗拉马利翁在他的私人天文台做了大量火星观测，他宣称发现了60余条“火星运河”和20余条“双运河”。美国富翁洛韦尔在亚利桑那州建立了一座装备精良的私人天文台，用15年时间拍下了数以千计的火星照片，在他绘制的火星表面图上，竟有超过500条的“运河”！他先后出版了《火星》《火星和它的运河》《作为生命居所的火星》等书，坚信火星上有智慧生物。随着望远镜越造越大，人们终于知道“火星运河”纯属子虚乌...
天文学	太阳与太阳系	无电流场	无电流场（ current-free field ），若磁场的旋度为零，则这个磁场称为无电流场，又称势场。无电流场是无力因子α为零的无力场的一种特殊情况。其磁场能量处于最低能态，磁力线无扭曲。目前日冕磁场的实测数据很少，几乎完全依赖于理论计算。虽然大于2.5个太阳半径R⊙的日冕区，由于太阳风对磁场的扰动，不能认为是势场，但对于小于2.5R⊙的内冕区及其中的活动区精细结构而言，至少可近似地看作势场。特别对小尺度日冕磁场结构，如冕流和极羽、日珥甚至冲浪，计算结果和观测资料都比较符合。这也说明，一般的日冕扰动是缓慢演化的，能持续几天或更长的时间，在短时间的电流出现并消失以后，立即又恢复到势场形态。甚至在耀斑发生并把日冕低层和色球高层的扭曲...
天文学	天体测量学	协调世界时	协调世界时（汉语拼音：Xietiao Shijie Shi；英语：Coordinated Universal Time），以原子时秒长为基础，在时刻上尽量接近于世界时的一种时间计量系统。简称协调时。由于地球自转长期减慢，世界时的时刻比原子时的时刻逐渐滞后，两者之差逐年积累，造成实用的不便。国际上规定，为保持这两者时刻差在±0.9秒以内，必要时协调世界时跳动1秒，即增加或减少1秒（称闰秒）。规定跳秒可以发生在3月31日、6月30日、9月30日或12月31日23时59分60秒前后。何时进行跳秒由国际地球自转服务综合处理全世界测时资料后决定并通告。当前全世界民用时指示的时刻就是协调世界时；世界上授时台发播的时号大部分是协调世界时时号。
天文学	天体测量学	国际极移服务	国际极移服务（ International Polar Motion Service ），研究极移和提供地极坐标的国际性机构，简称IPMS。为了改进国际纬度服务(ILS)的工作，1960年在赫尔辛基召开的国际大地测量和地球物理联合会(IUGG)第十二届大会和1961年在伯克利召开的国际天文学联合会(IAU)第十一届大会分别作出了决议：将原有的国际纬度服务改组并扩大为国际极移服务，其中央局从意大利迁到日本的水泽国际纬度站。它的具体任务是，除继续做好ILS的传统工作外，广泛利用世界各地的测纬测时资料来计算和发表地极坐标并研究极移。根据这项决议，1962年3月在日本水泽国际纬度站正式成立IPMS组织。开始有18个国家参加（有30台仪器），...
天文学	太阳与太阳系	月质学	月质学（汉语拼音：Yuezhixue；英语：Selenotectonics），研究月球的物理特性、物质结构、化学组成、地质构造及其起源和演化的天文学分支学科。诞生于20世纪50年代末。1959年苏联月球2号在月面硬着陆，月球3号揭开月背的奥秘使这新兴学科有了研究的可能。在1966～1976年，苏联和美国分别有8个和5个探测器在月面软着陆，美国的阿波罗飞船6次将12人送上月面，这些都大大推动了月质学的飞速发展。宇航员在月球上开井挖沟、制造月震、采集岩石与土壤，放置各种仪器，进行了几十项科学实验。基本上探明了月面各种地形的生长年代及演化历史，发现了60多种矿物，其中6种是地球上不存在的，还发现了只有正面才有的12个质量瘤(或称月瘤)，...
天文学	光学天文学	太阳摄谱仪	多波太阳摄谱仪光路图太阳摄谱仪（ solar spectrograph ），拍摄太阳光谱的光学仪器。一般采用平面衍射光栅作为色散元件。准直镜和成像镜焦距在10米左右，光栅线色散一般为5～13毫米/埃，也有小到1毫米/埃的。由于太阳辐射非常强，入射狭缝可以开得很窄，光谱分辨率接近光栅分辨本领的理论值，因此，可用来研究太阳光谱的精细结构。太阳摄谱仪采用的光学系统主要有：①经典的埃伯特－法斯蒂系统：准直镜面和成像镜面严格地在同一球面上；光栅同镜面间的距离等于镜面焦距的0.84倍时，光谱焦面是平面。②利特罗系统：一种自准直系统，准直镜和成像镜是同一组双合消色差透镜，光栅的衍射角与入射角相差很小，结构简单，大多用于垂直式摄谱仪。③二次色散摄...
天文学	恒星与银河系	巴纳德星	巴纳德星（拼音：bā nà dé xīng），（英语：Barnard's star），E.E.巴纳德发现的自行(10″.31 )最大的恒星。相关数据　　星号为BD＋4°3561。距离地球5.9光年，是除半人马座比邻星以外，是离地球最近的恒星。它是一个M5V型红矮星，目视星等9.54等，切向速度90千米／秒，视向速度－ 108千米／秒。　　巴纳德星的年龄介于70亿至120亿年之间，不仅比太阳古老，天文学家还认为它可能是银河系中最古老的恒星[9]。它已经失去了大量的转动能量，光度的周期变化显示巴纳德星自转一周需要130天（相较之下太阳只需要25天）。因为巴纳德星是一颗古老的恒星，所以长久以来都被假设是一颗休眠期中的恒星，但是天文学...
天文学	天体测量学	光年	光年（英文：light-year），天文学中使用的距离单位。记为ly或l.y.，主要用于量度太阳系外天体的距离。1光年定义为光在真空中经历一年所走的距离。真空中光速c＝299792.458千米／秒，故1光年约等于9.4607万亿千米，或5.8786兆哩，或6.3241万天文单位，或0.3066秒差距。离太阳最近的恒星（半人马座比邻星）与太阳的距离为4.22光年。银河系的直径约10万光年。人类所观测的宇宙深度已达到150亿光年。　　光年等于光速乘以儒略年的秒数，即2,9979,2458m/s×365.25d×24h/d×60m/h×60s/m=9460,7304,7258,0800m，它是精确值。与光年(ly)同一系列的距离单位还有...
天文学	光学天文学	卡塞格林望远镜	卡塞格林望远镜（Cassegrain telescope），由两块反射镜组成的一种反射望远镜，1672年为卡塞格林所发明。反射镜中大的称为主镜，小的称为副镜。通常在主镜中央开孔，成像于主镜后面。它的焦点称为卡塞格林焦点。有时也按图中虚线那样多加入一块斜平面镜，成像于侧面，这种卡塞格林望远镜，又称为耐司姆斯望远镜。卡塞格林望远镜中，副镜不仅将像由F1移至F2，而且将它放大，副镜的放大率通常为2.5～5倍，由于主镜的相对口径一般为1/2.5～1/5，变为卡塞格林望远镜后，相对口径常为1/7～1/15，但也可以超出这个范围。例如，有些校正场曲的卡塞格林望远镜，副镜与主镜的表面曲率半径相等，副镜的放大率仅约1.6倍；也有的卡塞格林望远镜...
天文学	天体测量学	天文地球动力学	天文地球动力学（汉语拼音：Tianwen Diqiu Donglixue；英语：Astrogeodynamics），天体测量学的分支学科。用天文手段研究地球的各种运动状态及其力学机制。天文学与地学之间的一门边缘科学。地球的运动状态受到地球各圈层的物质运动、地球的内部结构和物理性质、地球各圈层间的相互作用、地磁场和重力场的结构及其变化等因素的制约，其主要表现为自转轴方向既在空间变化（岁差和章动），也在地球内部移动（极移），以及自转速率变化。　　主要研究课题有：①地球自转的变化规律和机制。包括实际测定极移和反映自转速率和日长变化的世界时，以及从理论上研究大气环流、地球物质的季节性迁移、海潮和固体潮等因素对自转速率的影响，研究地极运动的...
天文学	天体力学	宇宙速度	宇宙速度（汉语拼音：Yuzhou Sudu；英语：Cosmic Velocity），从地球表面向宇宙空间发射人造地球卫星、行星际飞行器和恒星际飞船所必需具备的最低速度。宇宙速度通常分为3类：第一宇宙速度　指从地球表面向宇宙空间发射人造地球卫星所必需的最低速度，其值为7.9千米／秒。当人造天体的运动速度到达第一宇宙速度时，它将绕地球作圆周运动，故这个速度又称为绕地球运动的圆周速度或环绕速度。第二宇宙速度　指从地球表面向地宇宙空间发射行星际飞行器所需要的最低速度，数值为11.2千米／秒。一旦人造天体达到这一速度后，它将脱离地球引力场沿抛物线轨道飞向其他行星。因此又称第二宇宙速度为脱离速度或逃逸速度。第三宇宙速度　...
天文学	光学天文学	非物端光栅	非物端光栅（ non-objective grating ），物端光栅是置于望远镜入射光瞳处的一种透射光栅，作用同物端棱镜相似，装在小口径望远镜物镜前端。非物端光栅是指大望远镜中被置于离焦面不远的会聚光束中的定向光栅，这种光栅产生正彗差，而棱镜则产生负彗差，所以将光栅刻制在棱镜面上，以便适当地互相抵消；同时把彗差为零的位置移到所需波段的中点，以便尽量减小彗差的影响。非物端光栅尺寸小，重量轻，使用直接照相的底片盒，操作简单，而且具有定标用的零级光谱，目前被广泛应用于大口径反射望远镜。
天文学	天文学	恒星内部结构理论	恒星内部结构理论（ theory of stellar interior structure ），理论天体物理学的一个分支。它的主要内容是：①研究恒星内部的物态，如温度、密度和压力等由中心至表面的分布情况；②探讨恒星内部输送能量以及维持温度梯度的物理机制；③确定能源和维持恒星不断辐射的不可逆过程；④推测恒星内部的化学成分和元素分布情况；⑤根据获得的知识，研究恒星的演化和元素的合成。恒星是相当稳定的炽热气体球结构，处于流体静力学平衡状态，寿命在几百万年到上百亿年之间。研究恒星内部结构要求解质量、动量和能量守恒的三个联立微分方程和一个产能的微分方程。一般取向径为自变量，压力、质量、光度为因变量。在恒星内部，能量的传输主要是由辐射或对流...
天文学	星系与宇宙学	微波背景辐射	微波背景辐射（microwave background radiation），来自宇宙空间背景上的各向同性的微波辐射。又称宇宙背景辐射。1964年，美国科学家A.A.彭齐亚斯和R.W.威尔逊使用贝尔电话实验室研制的6米喇叭形接收天线测量围绕银河系的银晕气体的射电强度时，发现总有消除不了的背景噪声。这种噪声具有各向同性的特点，肯定来自宇宙空间。1965年，他们测得这些来自宇宙的波长为7.35厘米的微波噪声相当于3.5K。他们的论文发表后引起轰动，并为此而荣获1978年诺贝尔物理学奖。　　微波背景辐射最重要的特点是具有黑体谱。测量各个波段的微波背景辐射，可以得到它的谱。由于地球大气的干扰，对于小于0.3厘米的辐射，需要利用火箭、卫星等...
天文学	天文学	银河系自转	银河系自转（ Galactic Rotation ），银河系中的恒星和气体围绕银心在平行于银道面的近圆轨道上所作的整体旋转运动。这种旋转运动在旋涡星系和透镜星系中最为明显。在某些（但非全部）椭圆星系和不规则星系中也可看到，它维持着星系结构以对抗进一步引力坍缩。银河系的较差自转曲线研究银河系自转可利用恒星的光学观测资料，如视向速度、自行等。但这种方法只能适用离太阳不超过3～4千秒差距的范围；离太阳更远时需根据中性氢21厘米谱线的多普勒位移，求得氢云的视向速度，从而推出银河系的自转速度。自转速度随银心距的变化称为自转曲线。从银心附近为零开始，1千秒差距处增加到150千米/秒，到太阳附近达220千米/秒，以后保持恒定直到数十...
天文学	天体测量学	大距	大距（ greatest elongation ），是从地球看出去，行星和太阳的最大夹角。通常用在形容水星或金星和太阳的夹角。地内行星（水星和金星）以会合周期为周期，往来于太阳的东西两侧，它们在太阳以东或以西的距角，有一定的限度：其最大的距角称为“大距”。那是观测地内行星最有利的时机。分东大距和西大距。东大距时，地内行星以日没以后出现在西方天空：反之，西大距时，于日出前出现在东方天空。水星和金星的大距，分别为“28度”和“48度”。这个角度的大小决定于地内行星对于太阳的距离和日地距离。大距通常是观测内地行星最清楚的时刻，因为行星距太阳较远，不受太阳光的影响。
天文学	恒星与银河系	气壳星	气壳星（ shell star ），具有气壳光谱的热主序星。其光谱型通常在B～F范围内（见恒星光谱分类）。气壳光谱的主要特征是存在锐而深的氢、中性氦以及一次电离硅、铁、钛等吸收线。同时还具有强的发射线。光谱的不规则变化表明气壳在活动，而且部分吸收线的轮廓并不对称。有的气壳星谱线的长波端陡峭上升，而短波端平缓上升；有的气壳星谱线情况相反。气壳的形成过程大概是这样的：星体快速自转，引起星体的不稳定，于是物质从星体抛射出去，在星体周围形成气壳。著名的气壳星有天秤座48、金牛座ζ、金牛座28等。
天文学	星系与宇宙学	星系的质光比	星系的质光比（ mass-to-light ratio of galaxies ），星系质量和光度的比值，通常以太阳质量和太阳光度为单位。通过对双重星系(见星系成团)的观测，可求出各种不同类型的星系的质光比。计算质光比，必须知道星系的距离，而星系群的星系团距离的测定，往往与哈勃常数H密切相关。所以，要先明确H值的选取。当H=50公里/秒·百万秒差距，旋涡星系的质光比M/L≈2～15，椭圆星系的M/L≈50～100。这样，根据星系的光度资料，就能估计星系的质量。
天文学	光学天文学	太阳光电磁像仪	太阳光电磁像仪（ photoelectric solar magnetograph ），用光电辐射探测器测量太阳磁场的一种基本仪器，也称向量磁像仪，是美国天文学家H.D.巴布科克于1953年发明的。光电磁像仪一般是由太阳摄谱仪改制的。在图1中，入射狭缝前有一组偏振光分析器，由波片、电光晶体、偏振片组成。电光晶体通光的两个表面上镀有透明电极，加上交变的高压电信号，便成为调制波片，其光学滞后量通常是在±1/4波长范围内变化。这样，偏振光分析器便能对不同的偏振成分进行调制分析。在摄谱仪焦面处有三个紧靠在一起的出射狭缝，正中狭缝对准谱线轮廓中央，用于横向磁场测量。两旁狭缝处于谱线轮廓翼部对称位置，用于纵向磁场测量。出射光进入相应...
天文学	恒星与银河系	共生星	共生星（ symbiotic star ），在光谱中既出现冷星低温吸收线又出现热天体高温发射线的恒星。这表明同一个天体上同时存在可见光波段温度低于4 000K左右的物质和温度高于20 000K的物质。1941年P.W.梅里尔首先把这种光谱性质很不相同但又互为依存的星取名为共生星。共生星的光变具有准周期的类新星爆发特征，并有小振幅的快速非周期光变。1969年A.A.博亚尔丘克提出共生星的三个判据：①晚型星光谱的吸收线（如TiO带，CaI，CaⅡ等）。②HeⅢ、OⅢ或更高电离电位原子的发射线（发射线的宽度不超过每秒100千米）。③亮度的变化在几周内达到三个星等。现已发现的共生星约有50颗，研究最早的和典型星是仙女座Z，共生星有时又称作仙...
天文学	光学天文学	多色测光	多色测光（ multi-colour photometry ），分别测量天体的几种不同波带内的辐射流，为研究天体的物理特性而创立的一种测光方法。与天体分光光度测量相比，它所测量的波带较宽，接受的光能较多，从而能观测到更暗的天体。用照相和光电法都可进行多色测光。适当选择辐射探测器和滤光片，可以组成具有各种平均波长λ0和波带半宽Δλ的多色测光系统。目前已有几十种多色测光系统，它们的λ0和Δλ都是根据研究目的和对象从天体物理学研究的角度来设计的。例如，选择巴耳末跳变附近的波带，研究星际消光规律；对早型星选用宽带（Δλ>300埃）测光。宽带多色测光获取的能量较多，但测量结果较难分析和解释，可用来研究恒星连续光谱能量分布的大致情况，最著名的有...
天文学	光学天文学	中阶梯光栅	中阶梯光栅（ echelle grating ），又称反射式阶梯光栅（reflection stepped grating）。利用中阶梯光栅制作的光谱仪器具有体积小、高色散、高分辨率等特点，代表了先进光谱技术的发展趋势。中阶梯光栅其性质介于小阶梯光栅和阶梯光栅之间。它与闪耀光栅不同，不以增加光栅刻线，而以增大闪耀角（高光谱级次和加大光栅刻划面积）来获得高分辨本领和高色散率。 Harrison于1949年提出了一种刻线密度比较小，利用其较少的线密度和较大的闪耀角工作在较高的闪耀级次，具有较高的分辨率和色散率。此光栅的特性介于Michelson的阶梯干涉（echelon）和Wood的闪耀小阶梯光栅（echelette）之间，被称作ech...
天文学	天体物理学	中子星	中子星（ Neutron star ），大质量恒星演化到超新星爆发后的产物。主要由简并中子组成的性质奇特的致密天体。1932年发现中子后不久，L.D.朗道就提出可能存在由中子组成的致密星。1934年W.巴德和F.兹威基也分别提出了中子星的概念，指出中子星可能产生于超新星爆发。1939年J.R.奥本海默和G.M.沃尔科夫通过计算建立了第一个中子星的模型。1967年，英国天文学家A.休伊什和J.贝尔等发现了脉冲星。不久，就确认脉冲星是快速自转的、有强磁场的中子星。目录 1 中子星物理 2 中子星质量上限 3 中子星内部 4 致密物质的特性中子星物理大质量恒星耗尽内部核燃料后，星核坍缩，在某一点几乎所有的自由电子将被迫与原...
天文学	天体测量学	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	天文学	日珥	日珥（汉语拼音：Rier；英语：Solar Prominences），突出在日面边缘之外的炽热的发光物质，太阳活动的标志之一。投影在日面上的日珥称为暗条。日珥具有不同的形状和运动特性，可以分为活动日珥、爆发日珥、黑子日珥、龙卷日珥、宁静日珥和冕珥6种类型。1868年8月18日日全食时，法国P.让桑和英国J.N.洛基尔首次拍到日珥光谱，确定日珥的主要成分是氢。同时还发现了当时在地球上还没有认出来的氦的黄色发射线(波长5876埃)。通过光谱分析，得到日珥的物理参数如下：①平均来说，宁静日珥的电子温度约6500K，湍动速度约6千米／秒，电子密度约1016.8个／米3，而活动日珥的电子密度约1017～1018.8个／米3。②宁静日珥的物理参...
天文学	天体物理学	恒星球的平衡和稳定	恒星球的平衡和稳定（ equilibrium and stability of stellar sphere ），恒星是一个在自引力作用下的物质球。恒星内部结构理论的基本问题之一，是讨论这种自引力体系的平衡和稳定。影响恒星的平衡和稳定的主要因素有：自引力、内部物质的压力、产能过程、能量转移等。对于一个无自转、无磁场的恒星球，研究它的内部结构、平衡和稳定性问题的基本方程组如下： ①　质量分布方程，式中Μ是在半径为 r 的球内的物质质量， ρ为物质密度，Μ 和 ρ都是 r 的函数。 ②　流体静力学平衡方程式中 P为压力， G为万有引力常数。 ③　光度方程式中 L为在单位时间内通过半径为 ...
天文学	天文学	Γ射线天文学	EGRET测到的γ射线星空，271个点源，银道面的弥漫背景成分和高银纬处反映出来的各向同性的背景成分 Γ射线天文学（ γ-ray astronomy ），观测和研究发生在宇宙空间和高能天体上的γ射线辐射过程的学科。覆盖硬X射线能量以上的整个高能电磁辐射能区（约105～1021电子伏）。天体过程中的核γ谱线的能量与元素的成分有关，是原子核能级跃迁或放射性衰变的产物，一般在数十千电子伏至十兆电子伏量级。能产生γ射线连续谱的都是非热物理过程。由于低能区的软γ射线可与X射线起源于相同的物理过程，如同步辐射、逆康普顿辐射等，因而与硬X射线没有明显边界。γ射线的产生和高能电子直接关联，能量高于100兆电子伏的高能γ光子则与高能质子、宇宙线的作用...
天文学	恒星与银河系	鬼星团	鬼星团（Praesepe），疏散星团之一。位于巨蟹座。因其位置在鬼宿而得名。又称蜂巢星团，中国古代称为积尸气。在梅西耶星表中编号为M44。鬼星团的大小不到10秒差距，成员星200多个，总质量200多太阳质量，其中心离太阳约160秒差距，比毕星团远得多。鬼星团是一个移动星团，正远离地球而去，其速度的大小和方向都同毕星团的差不多。
天文学	天文学	万有引力定律	万有引力定律（汉语拼音：wàn yǒu yǐn lì zhī dìng lǜ），（universal gravitation，law of），自然界中任何两个质点都相互吸引，这个力同两个质点的质量的乘积成正比，同它们之间的距离的二次方成反比。如用m1、m2表示两质点的质量，r表示两质点间的距离，F表示作用力的值，则F＝Gm1m2／r2，式中的G是比例常量，称万有引力常量或牛顿引力常量，数值因不同单位制而异，在国际单位制中G为6.672×1011牛顿·米2／千克2。这个定律由牛顿于1687年在《原理》上首次发表，它和牛顿运动定律一起，构成了牛顿力学特别是天体力学的基础。　　在牛顿公布该定律之前，胡克、惠更斯都曾根据开普勒定律推测行星...
天文学	天文学	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	光学天文学	光电分光光度计	光电分光光度计（ photoelectric spectrophotometer ），用光电倍增管作辐射探测器测量和记录天体辐射分光强度的仪器。在摄谱仪照相机焦平面处，安置宽度可调的出射狭缝。光线通过狭缝，由光电倍增管接收。出射狭缝和光电倍增管（连同前置放大器、屏蔽壳、致冷装置）构成的光电头，同光谱之间可作相对的扫描运动。测量信号输给自记电子电位差计，由转动的纸卷记下依波长展开的天体辐射强度。为消除测量过程中大气变化的影响，通常附加一个（如记录零级光谱的）比较通道。近年来，普遍采用步进电机来转动光栅或其他光学元件，使用快速扫描和光子计数同步平均系统，并用计算机进行操作和处理数据。单通道分光光度计，不能对两个以上的波长单元同时进行测量...
天文学	天体力学	晨昏蒙影	晨昏蒙影，日出前和日没后的一段时间内，天空呈现出微弱的光亮的现象，又称曙暮光。这种现象是由大气散射引起的，与季节、当地经纬度和海拔高度以及气象条件等有关。日出前曙光初露的时刻称为晨光始；日没后暮色消失的时刻称为昏影终。晨昏蒙影分三种：①太阳中心在地平下6°时称为民用晨光始或民用昏影终，从民用晨光始到日出或从日没到民用昏影终的一段时间称为民用晨昏蒙影，这时天空明亮，可以进行户外作业；②太阳中心在地平下12°时称航海晨光始或航海昏影终，从航海晨光始到民用晨光始或从民用昏影终到航海昏影终的一段时间称为航海晨昏蒙影，此时周围景色模糊，星象陆续消失或陆续出现；③太阳中心在地平下18°时称为天文晨光始或天文昏影终，这时天空背景上开始显示或不再...
天文学	星系与宇宙学	宇宙时	宇宙时（ cosmic time ），全宇宙都适用的统一时间，也称宇宙标准时或普适时。它用演化着的宇宙本身作为时计来计量。宇宙中存在一些宇宙标量场(例如微波背景辐射温度)，处处都是单调递减的，利用这种宇宙标量场就能确定宇宙时。有了宇宙时，就可以研究宇宙空间的大尺度结构。宇宙学原理认为宇宙空间在大尺度上是均匀各向同性的，这一论断必须以宇宙时的存在为条件。以宇宙学原理为前提，采用共动坐标系，把空-时的描述分解为空间的描述和时间的描述而得到罗伯逊－沃尔克度规：式中ｒ， θ， φ为球面坐标， R( t)为宇宙标度因子， k为空间曲率署符， t即为宇宙时，也就是相对于共动观测者静止的时钟所指示的时间。这样，宇宙学原理还...
天文学	恒星与银河系	银晕星族	银晕星族，银河系所有天体分为五个星族之一。晕星族分布如一个球状的晕，包住银河系；在银河系恒星聚集较密的盘状部分，当然也有晕星族的天体，但主要是盘星族和星族Ⅰ。晕星族由银河系中最老的天体所组成，其中包括球状星团、亚矮星和周期长于0.4天的天琴座RR型变星（周期更短的天琴座RR型变星属盘星族）。
天文学	太阳与太阳系	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	移动星团	移动星团（汉语拼音：Yidong Xingtuan；英语：Moving Cluster），疏散星团的一类。疏散星团的成员星的自行应该大致相同。如果疏散星团离地球比较近，由于投影效应，其成员星在天球上的运动轨迹看起来像是从一点辐射出来，或者向一点会聚。这两点分别称为辐射点和会聚点。能够定出辐射点或者会聚点的疏散星团称为移动星团。目前已确知银河系共有7个移动星团，它们是昴星团、毕星团、鬼星团、大熊星团、英仙星团、天蝎-半人马星团和后发星团。
天文学	太阳与太阳系	地球辐射带	地球辐射带（汉语拼音：Diqiu Fushedai；英语：radiation belts of Earth），由地磁场捕获的大量带电粒子的区域，又称范爱伦辐射带。　　20世纪初，挪威空间物理学家F.C.M.斯托默从理论上证明，在地球周围存在一个带电粒子捕获区（大部分区域处于后来发现的辐射带内）。1958年，美国J.A.范爱伦利用美国探险者1号卫星上的盖革计数器，第一次直接探测到地球周围存在通量很强的高能带电粒子，从而证实辐射带的存在。这是人造卫星的第一个重大发现。辐射带内的带电粒子，是太阳风、宇宙线与高层大气相互作用而产生的高能粒子，它们在地磁场的作用下，沿磁力线作螺旋运动。　　地球辐射带位于地球磁层内，但只存在小于50°～6...
天文学	光学天文学	物端棱镜	物端棱镜（ objective prism ），附在天体照相仪物镜前的棱镜。一般是小顶角的三棱镜，与望远镜共同组成一种常用的天文摄谱仪器（图1）。星光先由棱镜色散，再由望远镜聚焦成光谱。其优点是光量损失少，能同时将视场中出现的亮星光谱都拍摄下来，适于研究大量恒星的低色散光谱；缺点是不能拍摄比较光谱。图2是北京天文台拍摄的物端棱镜光谱照片。物端棱镜广泛用于恒星光谱分类，也用于对特定类型天体（如Hα发射线星、行星状星云、类星体、高光度星等）的普查。物端棱镜最初是夫琅和费设计的。法国天文学家费伦巴赫为测量恒星视向速度设计了一种直视物端棱镜，它由两块冕玻璃棱镜和一块火石玻璃棱镜组成。这种物端棱镜对特定波长不产生偏折，但有足够的剩余色散，能克...
天文学	星系与宇宙学	红移－视星等关系	红移－视星等关系（ redshift-apparent magnitude relation ），1929年，哈勃发现了河外星系的视向速度和距离有线性关系（见哈勃定律）。1931年，他进一步肯定了视向速度和视星等之间的线性关系： lgv＝0.2m＋B 式中v是视向速度，m是视星等，B是与绝对星等有关的常数（见星等）。此后半个世纪内，天文学家们因为测定星系的距离十分困难，就不去测定速度－距离关系，而去推算速度-视星等(lgv-m)的关系。假定宇宙间同类天体的绝对星等M相同，而且绝对星等不是时间的函数（即没有演化效应），那么依据哈勃定律(v=HDL)和绝对星等M与光度距离DL之间的定义关系(m=5lgDL+M+25)，就可以求...
天文学	天体力学	月球运动理论	月球运动理论（ theory of the motion of Moon ），用牛顿力学或其他动力学（如广义相对论）研究月球运动而形成的理论。运动包括自转和空间运动。月球自转又称为月球天平动。研究月球的空间运动一般称为月球的运动理论。主要包含两个内容：①研究月球精确历表计算，为天文年历及航天工程服务。当前最精确的历表有两个：一是美国喷气推进实验室(JPL)得到的DE/LE405和406；另一个是法国得到的VSOP2000。两个历表都是在广义相对论的后牛顿精度下讨论的，只是JPL用数值方法计算，法国是用半分析方法计算。位置精度都已达到千分之一角秒。它们都是同大行星精确历表一起讨论、推导和计算的。②研究月球轨道的长期演化，又称为地月系的...
天文学	光学天文学	干涉滤光器	干涉滤光器（ interference filter ），由前置干涉滤光片和若干个串接法布里－珀罗标准具组成的窄带滤光器。如果适当选择标准具间隔，便可构成透射带比双折射滤光器更窄的滤光器。例如，一种干涉滤光器在5000埃处，其透射带半宽仅0.03埃。每个标准具密封在加压气室中，改变气压便可改变透射带的波长。标准具是非常精密的光学器件，对于材料选择、光学工艺、镀膜技术和间隔控制都有很高的要求。目前，干涉滤光器的成像质量尚不及双折射滤光器，稳定性也有待提高。干涉滤光器的优点是材料不受天然条件的限制，透射带窄而且可调，透射率高，结构也比较紧凑。许多太阳望远镜采用混合滤光器。它的最后一级采用双折射单元，以保证成像的高质量和稳定性，其余各级都...
天文学	星系与宇宙学	超星系团	超星系团（ super-cluster），若干星系团松散束缚在一起构成的更高一级的天体系统。本星系群就同附近的50个左右星系群和室女星系团等构成本超星系团。不同的超星系团在天球上可能彼此重叠，只有通过红移巡天测定每个星系团的距离之后才能鉴别它们的成员。已经证认的超星系团数目在10个以上。如双鱼–英仙超团、长蛇–半人马超团、沙普利超团等。超星系团的质量可高达太阳的一亿亿倍，通常在一个超星系团内只含有2～15个富星系团。拥有几十个成员星系团的超星系团是不多的。超星系团往往具有扁长的外形，长径范围为60～100兆秒差距，长短径之比平均约为4∶1。这种扁形结构可能提示超星系团有自转。超星系团内的成员星系团的速度弥散度大约为每秒1 000～3...
天文学	太阳与太阳系	磁暴	磁暴（汉语拼音：Cibao；英语：geomagnetic storm），全球性的强烈地磁场扰动。所谓强烈是相对其他地磁扰动而言。其实磁暴时地面地磁场变化幅度较其平时的稳定值是很微小的。在中低纬度地区，地面地磁场变化量很少有超过几百纳特的，而地磁场宁静值一般都超过3万纳特。一般的磁暴都需要在地磁台用专门仪器作系统观测才能发现。形态　　磁暴是常见现象，不发生磁暴的月份是很少的。当太阳活动增强时，可能1个月发生数次。磁暴期间，地磁场的磁偏角和垂直分量都有明显起伏，但最具特征的是地磁场水平分量的变化。大多数磁暴开始时，水平分量陡然上升，在中低纬度的地磁台站，其上升幅度约10～20纳特。这称为磁暴急始。磁暴开始急，发展快，恢复慢，一般须...
天文学	天体测量学	甚长基线干涉仪	甚长基线干涉仪（ very long baseline interferometer ），射电干涉测量技术的新设备，英文缩写是VLBI，但由于测量方法的发展，VLBI目前更主要的是指甚长基线干涉测量法(very long baseline interferometry)。它的主要特点是：采用原子钟控制的高稳定度的独立本振系统和磁带记录装置；由两个或两个以上的天线分别在同一时刻接收同一射电源的信号，各自记录在磁带上；然后把磁带一起送到处理机中，进行相关运算，求出观测值。这种干涉测量方法的优点是基线长度原则上不受限制，可长达几千公里，因而极大地提高了分辨率。测量值甚长基线干涉的测量值包括：干涉条纹的相关幅度；射电源同一时刻辐射的电...
天文学	天文学	红移	红移（ red shift ），电磁波谱中谱线向长波方向的移动。对于可见光就是向红端的移动。红移z的定义是： z＝Δλ/ λ 式中 λ为源发射谱线的波长。Δ λ为观测到的波长改变量。Δ λ＞0，表示波长增加，即红移；Δλ＜0，表示波长减少，即蓝移。宇宙学问题中， z一般都大于0，因而往往把它作为红移的符号。 z是无量纲的标量，当它远小于1时，按照多普勒效应，把它乘以光速 c即可得到光源同观测者相对的视向速度 v＝ cz（当 z较大时，应改为相对论表达式： 1914年，美国天文学家V.M.斯莱弗发现，他观测到的15个旋涡星云（现在知道它们都属于银河系所在的本星系群）中11个的光谱都呈现红移。实际上，在本星系群以外迄今尚未发...
天文学	天文学	实用天文学	实用天文学（practical astronomy），天体测量学的分支学科。主要内容是通过对天体的观测确定时间、地面点在地球上的坐标和地面目标的方位角，即用天文方法解决地面点的定位。根据观测目标和目的的不同分为：①大地天文学。这是天体测量学与大地天文学的边缘学科，在测站（通常称为天文点）使用天体测量仪器观测天体以测定天文经度和纬度，也可测定测站至相邻固定目标的方位角从而确定测站的子午线。②天文导航。这是通过观测天体来测定航行中的船舰或飞机所在位置的学科，也因航行特点及要求的不同而分为航海天文学和航空天文学。　　实用天文学的成果可以直接为社会生产和人们生活服务，为经济建设和有关学科如大地测量学、地球物理学、地质学、地理学和制图学提供...
天文学	光学天文学	阿贝比长仪	阿贝比长仪（ Abbe comparator ），一种精密测量直线距离的仪器，简称比长仪。在天文工作中，用于测量底片上谱线间的距离。比长仪的量程200毫米，测量精度可达±1.5微米。仪器分三部分：①精密导轨。②置片台，是一块可沿导轨移动的钢板，它的一侧装着一条透明毫米尺，另一侧放待测底片。③两架固定联结的显微镜：一架用来对准光谱线（或物体），称为对准显微镜；另一架用来对准毫米尺上的刻线和读数，称为读数显微镜。移动置片台，当对准显微镜从对准一条谱线到另一条谱线时，读数显微镜对准的毫米尺上的二次读数之差，即为谱线间的距离。根据阿贝提出的原理，只要待测对象和毫米尺精确地位于同一高度，置片台的滑动误差就不会影响测量精度。为了消除对准误差，可...
天文学	太阳与太阳系	太阳质子事件	太阳质子事件（ solar proton event ），太阳出现大耀斑时，常发出大量高能带电粒子（即太阳宇宙线），在地球周围可观测到，这叫作太阳质子事件。与高能粒子共生的耀斑称为质子耀斑。太阳宇宙线中绝大部分是质子，其次是α粒子，电荷数大于3的粒子很少。太阳宇宙线粒子的能量范围是107～1010电子伏。太阳质子事件通常可分为两类，能量大于5×108电子伏的称为相对论性事件。小于5×108电子伏的称为非相对论性事件。太阳宇宙线到达地球附近，在地磁场作用下进入地球极盖区域，上述粒子能够穿透到地球大气的电离层D层并使其电离度增加，因而D层对电波的吸收本领增强，在地球高纬地区用电离层不透明度计即可测到宇宙噪声强度突然下降(即极盖吸收)。...
天文学	光学天文学	非跟踪人造卫星照相机	非跟踪人造卫星照相机（ stationary satellite camera ），不追随人造卫星的运动而以恒星为背景拍摄明亮的人造卫星的专用仪器。它通常用于卫星三角测量和卫星定轨，其定向精度可达1″。非跟踪相机分固定相机和恒动相机两种。固定相机以美国布设的全球卫星三角网采用的BC-4型相机最为典型。用它观测“帕吉奥斯”(Pageos)1号卫星，对卫星位置观测均方误差只有±0.″25；对观测站相对坐标的测定，均方误差为±4.1米。这类固定相机采用的是强光力、大视场、地平式装置的照相机。观测时，锁紧两轴使照相机固定不动。当卫星像掠过底片视场时，用特制的多圆盘旋转快门，将底片上卫星拖痕，截出数十个甚至数百个测量标志──断口或点像，并记录...
天文学	太阳与太阳系	无力场	无力场（ force-free field ），电流方向与磁场平行，因而电磁力为零的磁场，又称无作用力磁场。对携带强磁场的稀薄气体，要维持这种磁场，只有在其气体压力远小于磁压力，而电磁体积力又处处为零的情况下才有可能。磁场为无力场的充分必要条件是▽×B=α(r，t)B，其中B为磁场强度，α为无力因子，通常是空间位置r和时间t的函数。无力因子α为常数值的磁场是无力场的一种特殊情况，称为稳定无力场。一团受强磁场约束的稀薄导电气体，无论其系统的初始状态如何，只要α不是常数，这个系统就是不稳定的。但经过演化而趋于稳定时，这时系统的势能，也就是磁能趋于最小状态，即成为稳定无力场。在太阳色球层，由于气体稀薄，气体压力和重力远小于磁压力，色球气体...
天文学	天文学	天体物理学	天体物理学（汉语拼音：Tianti Wulixue；英语：Astrophysics），应用物理学的技术、方法和理论，研究天体的形态、结构、运动、化学组成、物理状态、起源和演化规律等的科学。天文学和物理学的分支学科。　　19世纪中叶以前，对天体的物理性质只有零星的研究。19世纪中叶，分光学、光度学和照相术被广泛用于研究天体的结构、化学组成和物理状态，天体物理学才逐渐形成了完整的科学体系，成为一门独立的分支学科。以后的近100年里，光学观测几乎是唯一的观测手段。20世纪40年代探测到了太阳的无线电辐射，射电天文开始蓬勃发展。从50年代起，火箭和探空技术为大气外层空间观测创造了条件。人们可以观测天体发出的从射电、红外、光学、紫外、X射线...
天文学	天文学	巴纳德星	巴纳德星（拼音：bā nà dé xīng），（英语：Barnard's star），E.E.巴纳德发现的自行(10″.31 )最大的恒星。相关数据　　星号为BD＋4°3561。距离地球5.9光年，是除半人马座比邻星以外，是离地球最近的恒星。它是一个M5V型红矮星，目视星等9.54等，切向速度90千米／秒，视向速度－ 108千米／秒。　　巴纳德星的年龄介于70亿至120亿年之间，不仅比太阳古老，天文学家还认为它可能是银河系中最古老的恒星[9]。它已经失去了大量的转动能量，光度的周期变化显示巴纳德星自转一周需要130天（相较之下太阳只需要25天）。因为巴纳德星是一颗古老的恒星，所以长久以来都被假设是一颗休眠期中的恒星，但是天文学...
天文学	天文学	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	天文学	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	太阳与太阳系	黑子相对数	黑子相对数（ sunspot relative number ），表示太阳黑子活动程度的一种指数，是瑞士苏黎世天文台的R.沃尔夫在1849年提出的，因而又称沃尔夫黑子数。它的定义如下： R=K(10g+f) 式中g为日面上观测到的黑子群数目；f为观测到的单个黑子的总数；K为换算因子，R.沃尔夫对他自己的观测取K=1。K值随观测者的观测技术、观测方法、所用仪器和天气能见度等的不同而不同。任一观测者用他自己的观测值同苏黎世同期的观测值比较得出:K=Rz/(10g+f)，其中Rz为苏黎世的黑子相对数。从瓦尔德迈尔编成的《1610～1960年太阳黑子活动》中，可以查到300多年来的黑子活动资料，包括最早的黑子相对数的系统资料。至于...
天文学	天体测量学	天体测量仪器	天体测量仪器（ astrometric instruments ），测量天体位置的仪器。经典的天体测量仪器有：子午环、天顶仪和天体照相仪等，观测结果用于光学星表的编制。中星仪、光电等高仪、照相天顶筒在测定时间和纬度的同时，也给出所采用参考星表中恒星位置的相对测定结果。20世纪80年代后广泛应用的各种新技术，如甚长基线干涉测量仪、光干涉仪等采用了干涉方法。天体测量仪器的工作方法是角度测量(仅甚长基线干涉测量采用测距方法)，采用干涉法后使测角的精度大大提高，未来的微角秒空间天体测量仪器都将采用此方法。以观测地点来区分有地面和空间天体测量仪器；以观测方法分则有大视场、小视场和全天天体测量。此外，还有绝对和相对观测之分。依巴谷天体测量卫...
天文学	星系与宇宙学	宇宙模型	宇宙模型（汉语拼音：Yuzhou Moxing；英语：Cosmological Model），对宇宙的大尺度时空结构、运动形态和物质演化的理论描述。又称模型宇宙。按照宇宙大尺度结构，有两种不同的模型。①均匀模型，即认为大尺度上物质的分布基本上是均匀各向同性的，满足宇宙学原理，另一种是等级模型，认为天体的分布是逐级成团的，物质分布在任何尺度上都具有非均匀性。按照运动形态，也有两种模型。②把红移解释为系统性运动，各种膨胀宇宙模型都属于此类。另一种则把红移解释为另外的机制。按照演化来区分，则有演化模型和稳恒态模型。前者认为宇宙大尺度上的物质分布和物理性质随着时间有明显的变化，后者则认为宇宙的基本特征不随时间变化。在已有的各种宇宙模型中，大...
天文学	天体物理学	恒星大气的吸收和散射	恒星大气的吸收和散射（ absorption and scattering of stellar atmosphere ），恒星大气是由无数原子、离子、电子和分子组成的体系。这些粒子既可发出辐射，也可吸收辐射。我们观测到的恒星光谱是整个恒星大气层的发射和吸收累加的结果。恒星大气的吸收有两种：在较宽的、连续的频率范围内使辐射减弱的过程称为连续吸收；只在谱线的频率范围内减弱辐射的过程称为线吸收。在恒星大气的能量平衡中起决定作用的是前者，因而这里只讨论连续吸收。二十世纪三十年代以前，人们对恒星大气吸收的知识十分贫乏，不得不假定恒星大气物质的吸收本领在所有波长上都是一样的，这就是“灰色大气”假设。“灰色大气”无法解释恒星光谱能量按波长的分...
天文学	光学天文学	恒星摄谱仪	恒星摄谱仪（ stellar spectrograph ），将来自恒星的光线展开成光谱，并将光谱拍摄在天文底片上的光学仪器。它可用来研究天体的化学组成、物理性质和运动规律，是天体物理学的重要研究工具之一。图1为一种平面光栅摄谱仪的光学系统：狭缝置于望远镜焦面上。穿过狭缝的光，经准直镜变成平行光射到光栅上。不同波长的光被光栅衍射到不同方向，经照相镜会聚成光谱，再由焦面处的照相底片拍摄下来。选择狭缝宽度应使它在光谱面上的像宽相当于底片分辨率（约0.02毫米）。狭缝后面安置滤光片，用来隔离级次重迭的光谱。准直镜和照相镜大多采用反射或折、反射系统。在小型摄谱仪中，也有采用棱镜作为色散元件的。在观测角直径很小的天体（如恒星）时，光谱成沿色散方...
天文学	天体物理学	Α过程	α过程，B2FH理论(元素合成理论)中的一种过程。1957年，伯比奇夫妇、福勒和霍伊尔提出元素在恒星中合成的假说时,曾经认为：通过α 过程,α 粒子与 20Ne(氖同位素)相继反应,可以生成24Mg、28Si、32S、36Ar、40Ca（镁、硅、硫、氩、钙的同位素）等核子数为4的整数倍的原子核。现在α过程已经成为过时的术语,它已经被碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧等过程所取代。

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天文学百科，包含 8 个子目录，约 1000 条词条、110,0000 个字符。

数据包含一级目录、二级目录、标题、内容。其中内容已经处理为单行，且文本普遍较长。

一个样例如下：

{
    "top_category": "天文学",
    "sub_category": "天体力学",
    "title": "万有引力定律",
    "content": "万有引力定律（汉语拼音：wàn yǒu yǐn lì zhī dìng lǜ），（universal gravitation，law of），自然界中任何两个质点都相互吸引，这个力同两个质点的质量的乘积成正比，同它们之间的距离的二次方成反比。如用m1、m2表示两质点的质量，r表示两质点间的距离，F表示作用力的值，则F＝Gm1m2／r2，式中的G是比例常量，称万有引力常量或牛顿引力常量，数值因不同单位制而异，在国际单位制中G为6.672×1011牛顿·米2／千克2。这个定律由牛顿于1687年在《原理》上首次发表，它和牛顿运动定律一起，构成了牛顿力学特别是天体力学的基础。\n　　在牛顿公布该定律之前，胡克、惠更斯都曾根据开普勒定律推测行星和太阳间存在和距离二次方成反比的引力，但未能提出数学证明，为此胡克还和牛顿通过信，因此对定律的首创权有过争议。牛顿还曾对晚年的忘年交斯多克雷说过，1666年他在家乡避瘟疫时，曾因见苹果从树上落地而想到地球对苹果的引力是否可延伸到月球。此说传布很广，许多科学家深信不疑，并对牛顿为何推迟20年才发表有种种推测。但也有人根据牛顿晚年的精神状态，认为他对斯多克雷所说的并非真情。\n　　一般物体之间的引力，在物体尺度远小于质心距离时，可视为质点；尺度和间距相近时，须视为质点系，用积分法求引力。但牛顿已算出一个密度均匀的圆球对附近质点的引力同把圆球的质量集中于球心时完全一致。对万有引力的起因，牛顿未作解释，把它视为超距力或以太的作用，系后人所为。爱因斯坦在广义相对论中将引力归之于时空曲率的变化。"
}

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