拉格朗日点
引起的等效位能的等值線圖。箭頭指示圍繞五個拉格朗日點的位能的下坡梯度，朝向它們（紅色）和遠離它們（藍色）。與直覺相反，L4和L5 點是位能的高點。在這些點本身，這些力是平衡的。]] 軌道示意動畫 ]] 拉格朗日点（，亦稱平動點）是天體力學中兩個大質量軌道物體的引力影響下，小質量物體的力學平衡點。在數學上，這涉及到限制性三體問題的解。這可以使拉格朗日點成為衛星的絕佳位置，因為軌道校正時維持所需軌道的燃料需求保持在最低限度。 對於兩個軌道體…
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通约性 (天文学)
通约性（）在天文學中是指两个绕轨道运行的天体（例如行星、衛星或小行星）的属性，若两个天体的轨道周期成有理数比例，则说其轨道是可通约的，否则是不可通约的。 例如，海王星和冥王星的轨道周期之间有2:3的可通约性 }}
輻射壓
輻射壓（），亦稱光壓，是電磁輻射對所有暴露在其下的物體表面所施加的壓力。如果被吸收，壓力是流量密度除以光速；如果完全被反射，輻射壓將會加倍。例如，太陽輻射的能量在地球的流量密度是1367 W/m^2，所以吸收狀態下的輻射壓是 4.6 \mu Pa（參考氣候模型）。 發現 1871年，英国物理学家麦克斯韦從理論上推論出電磁輻射會對所有暴露在其下的物體表面施加壓力的事實，並且先後于1900年被俄罗斯物理学家彼得·列别捷夫、1901年被尼古拉…
牛顿大炮
，（C）和（D）的速度介于轨道速度和逃逸速度之间，（E）的速度大于逃逸速度。]] 牛顿大炮（）是物理学家艾萨克·牛顿阐述的一个思想实验。牛顿用这个实验来假设引力具有普适性，并且是行星运动的重要动力来源。这个实验出现在牛顿的著作《自然哲学的数学原理》中。 思想实验 这个实验来自《自然哲学的数学原理》第三卷“论宇宙的系统”（）中的第5到8页 中，搭载在旅行者1号和旅行者2号前往到太空深处。]] 相关条目 物理学 宇宙速度 牛顿万有引力定律 …
天平動
的「天平動」]] 在天文學中，天平-{}-動（）是從衛星環繞的天體上觀察所見到的，真實或視覺上非常緩慢的振盪。儘管這些振盪亦適用於其他行星，甚至太陽，但天文學家們長久以來都只用在月球相對於地球的視運動，並且選擇一個點來平衡與對比晃動的尺度。 月球的天平動 「天平-{}-動」的英語名稱「」源自拉丁文詞彙「」，意思是「尺度」（古羅馬量度單位）。其動詞為「」，意思為「搖擺中的平衡」。 雖然月球自轉已經是同步鎖定於繞著地球的公轉，但這些輕微的擺…
進動
的進動。]] 的行星]] 進動（precession）是自轉物體之自轉軸又繞著另一軸旋轉的現象，又可稱作旋進。在天文學上，又稱為“歲差現象”。 常見的例子為陀螺。當其自轉軸的軸線不再呈鉛直時，即自转轴与对称轴不重合不平行时，會發現自轉軸會沿著鉛直線作旋轉，此即“旋進”現象。另外的例子是地球的自轉。 自旋的進動現象主要出現在核磁共振與磁振造影上。其中的例子包括了穩定態自由旋進（進動）造影。 進動是轉動中的物體自轉軸的指向變化。在物理學中，…
修正牛頓動力學
修正牛頓动力学（Modified Newtonian dynamics）是一种假說，它提出修正牛頓萬有引力定律以解釋觀察到的的星系性質。它是一種替代暗物質假說的方法，用來解釋為什麼星系似乎不遵守當前所理解的物理定律。 以色列物理學家莫德采·米爾格若姆（Mordehai Milgrom）於1982年創建並於1983年首次發表該假說，該假說的最初動機是解釋為什麼觀察到的星系中恆星的速度大於基於牛頓力學的預期。米爾格羅姆指出，如果恆星在星系外…
宇宙暗流
宇宙暗流（），天体物理学用语，2008年最新发表的研究表明多数星系团以本动速度共通的大规模的速度场（纯粹的偏置值）天文现象而给予的学术名称。这是一种科学假说。本动速度与宇宙微波背景辐射（CMB）为基准的情况下，以哈伯定律预测星系团的运动与实际观测运动的偏差。（但是，银河团是太远方角度方向的运动是无法观测。可观测的运动多普勒转移从可观测的视线方向的运动而已。另外，通常这些偏差的原因是无法说明，因此“黑暗”被表现。） 根据标准的宇宙学模型，…
尼斯模型
帶的演化狀況：a) 木星和土星軌道週期在1:2共振之前狀況。b) 海王星（深藍色）和天王星（淺藍色）軌道移動後微行星散射入內太陽系。c)行星將微行星大量彈射後狀況。]] 尼斯模型（，( ）是一個太陽系動力演化理論。該理論以提出地，蔚藍海岸天文台所在的法國城市尼斯命名。該模型的提出是為了解釋太陽系中的類木行星在原行星盤內氣體消散很久之後從原本排列緊湊的位置遷移到今日位置的機制，這個模型和先前其他太陽系形成的模型並不相同。這個模型的太陽系動…
章動
章動（）是在行星或陀螺儀的自轉運動中，軸在進動中的一種輕微不規則運動，使自轉軸在方向的改變中出現如「點頭」般的搖晃現象。 行星的章動來自於潮汐力所引起的進動，並使得歲差的速度不是常數，而會隨著時間改變。這種現象是英國的天文學家詹姆斯·布拉德利在1728年發現的，但直到20年後才得到解釋。 由於對行星的動力學已經有充分的了解，只有幾個秒弧變化的章動值已經可以計算出數十年的週期變化。但另一種會干擾自轉的極移（polar motion）仍只能…
史瓦西半徑
（rs）表示物质弯曲时空的能力。 標準引力參數（μ）表示一个物体对其他物体施加牛顿引力的能力。 惯性质量（m）表示质量对力的牛顿响应。 静止质量（E0）表示质量转换成其他形式能量的能力。 康普顿波长（λ）表示质量对局部时空几何的量子响应。 ]] 史瓦西半徑（）是任何具有質量的物质都存在的一个臨界半徑特征值。在物理学和天文学中，尤其在万有引力理论、广义相对论中，它是一个非常重要的概念。1916年，德國天文學家卡爾·史瓦西首次发现史瓦西半徑…
公转
公（），是一物體以另一物體為中心，沿一定軌道所作的轉動；所沿著的軌道可以為圆、椭圆、双曲线或抛物线。在天文學上，一般用來形容行星、彗星等星体環繞恒星、衛星、人造卫星等環繞行星；小规模星系、星云、宇宙尘埃等環繞大规模星系；以及更大规模的天体间环绕的運動。 在不同的参照系中，公转在不同的视角下，会出现两种公转方向。一种为逆时针方向，一种为顺时针方向。如下面的图所示，橙色球绕着图中心的红色球做公转运动，左边的是逆时针方向，右边的是顺时针方向。…
N体问题
N体问题是指找出已知初始位置、速度和质量的多个物体在经典力学情况下的后续运动。 N体问题的数学公式 天体力学中的普遍情况下的N体问题是一组已知初始值的常微分方程组：即已知初始值 q_j(0), \quad\dot q_j(0), j=1,\ldots,n （当j 不等于k 时， q_j(0) \neq q_k(0) ），解出这个二阶常微分方程组 m_j \ddot q_j = \gamma \sum\limits_{k\neq j }^…
洛希極限
洛希極限（Roche limit）是一個天體对自身的引力与第二個天體对它造成的潮汐力相等时两个天体的距離。當两个天體的距離少於洛希極限，天體就會傾向碎散，繼而成為第二個天體的行星環。它以首位計算這個極限的人愛德華·洛希命名。 洛希極限常用于行星和环绕它的衛星。有些天然和人工的衛星，儘管它們在自身所環繞的星體的洛希極限內，卻不至于变成碎片，因為它們除了引力外，還受到其他的力影响。木衛十六和土衛十八便是其中的例子，它們和所環繞的星體的距離少…
速度离散
在天文学中，速度离散（“σ”）是一群天体（如疏散星团、球状星团、星系、星系团或超星系团）速度的离散程度。使用天体光谱学测量天体成员的视向速度可以测量出天体的速度离散，再由维里定理得到天体的质量。通过测量天体谱线的多普勒致宽效应得到视线速度。天体的视向速度测量得越多，其离散程度就越精确。中心速度离散指的是分散的天体（如星系或星系团）内部区域σ的离散程度。 在天文学中，天体的速度离散和物质（或由物质喷射的电磁辐射）之间的关系能以数种形式表达…
柯迪萊夫斯基雲
，柯迪萊夫斯基雲可能存在的位置是和。]] 柯迪萊夫斯基雲是可能存在於地月系統的和兩個拉格朗日點，由大量塵埃聚集而成的雲氣。這片雲氣是波蘭天文學家卡齊米日·柯迪萊夫斯基在1960年代最先提出的，但因為這片雲氣極端的模糊，因此它們是否真的存在仍然在爭辯中。它們可能是瞬變的現象，因為和是不穩定平衡的點，會受到內側行星的攝動影響。 發現和觀測 在1951年，維特科瓦斯基教授預測在平衡點上的塵埃濃度會增加，並經由光度的測量確認。 在1956年，柯…
近日點和遠日點
各個星體繞太陽公轉的軌道大致是一個橢圓，它的長直徑和短直徑相差不大，可近似為正圓。太陽就在這個橢圓的一個焦點上，而焦點是不在橢圓中心的，因此星體離太陽的距離，就有時會近一點，有時會遠一點。離太陽最近的時候，這一點位置叫做近日點。離太陽最遠的時候，這一點位置叫做遠日點。 近日點（perihelion）這個字來自希臘字的peri和helios，意思分別是靠近和太陽。遠日點（Aphelion）則源自前置詞apo，意思就是遠離（away、off…
重力鎖眼
重力鎖眼（gravitational keyhole，或稱為resonance keyhole）是太空中的一個小區域，該區域因為行星重力影響，可能使軌道通過該區域的小行星改變軌道，甚至讓小行星在下一次軌道週期中撞上行星。"Keyhole"這個字是相對於廣大太空的天體可能經過的相對較小空間，並且與形狀無關。 解釋 當小行星飛掠過行星附近時，行星的重力會對小行星產生牽引作用，並使小行星從原來的路徑偏轉而改變軌道。軌道的改變量取決於小行星和行…
方照
的外側行星位於太陽的東西方的方照（正交）圖。]] 方照是天體在球面天文學中的一種構型，即當其離日度垂直於太陽的方向。它特別適用於外側行星或月球在其上弦和下弦位置的月球相位。 如圖所示，行星（或其他物體）可以位於西方照（從地球上看，它位於太陽的西面）或東方照（從地球上看，它位於太陽的東面）。注意內側行星永遠不可能出現方照的構型。 在方照時，行星投射在其行星環上的陰影看起來與行星的偏移量最大（例如土星環）；行星（如火星）可見的黑暗面最大。 …
活力公式
活力公式（），又称为轨道能量守恒方程（），是天体力学中的一个方程，表示二体问题中的总能量守恒，即轨道上任一点的动能与势能之和为常数。 该公式的名称来自拉丁文“活力”（）一词，其物理意义与动能类似，但现已不再使用。 对任意开普勒轨道，活力公式的表达式为： :v^2 = (G\!M\!) \left({{ 2 \over{r}} - {1 \over{a}}}\right) 其中， v\,\!表示两天体间的相对速度 r\,\!表示两天体间的…