金屬量
，在球狀星團中的恒星主要是貧金屬的第二星族。]] 金属丰度是天文學和物理宇宙學中的一個術語，它是指恒星之內除了氫和氦元素之外，其他的化學元素所占的比例（這個術語不同於一般所認知的“金屬”，因為在宇宙中氫和氦的組成量占了壓倒性的大數量，天文學家將所有更重的元素都視為金屬。） 。例如，碳化合物含量較多的星雲被稱為“富金屬”，但在其他的場合都不會將碳當成金屬。 一個天體的金属丰度也許可以提供年齡的訊息。當宇宙剛形成時，依據大霹靂的理論，它幾乎…
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共 73 篇文章
重子生成
在物理宇宙學當中，重子生成（Baryogenesis，英語又作Baryosynthesis）是一個物理上的過程，而一般猜想說這過程發生於宇宙早期且是導致重子不對稱的原因，而所謂的重子不對稱，指的是在已觀測的宇宙中物質（重子）和反物質（反重子）數量不平衡的現象。 在當代物理學上，一個顯著的問題是為何在宇宙中，物質會遠多於反物質，也就是做為一個整體，宇宙似乎有著大於零的重子數；而根據宇宙學的假定，我們現今觀察到的粒子，應當是透過和跟我們現今…
自行
自行是恆星相對於太陽系的質量中心，隨著時間變化的推移所顯示出在位置在角度上的改變，它的測量是以角秒/年為單位（3600角秒等同於角度的1度）。反之，徑向速度是在視線方向上天體接近或遠離的速度，隨著時間推展的變化率，通常是測量輻射中的都卜勒頻移。自行不是恆星的本質（即恆星的內稟性質），因為它包含了太陽系本身運動的元素在內。由於光速是有限的，遙遠恆星的真實速度很難觀測得到，觀測自行反映的是恆星當時輻射光的運動。 自行的測量需要排除下列會影響…
类星体
與被渲染的吸積盤。這是一個非常遙遠的類星體，由一個質量是太陽20億倍的黑洞所驅動。創建者：ESO/M. Kornmesser]] 類星體 （英語：quasar，，也以QSO或quasi-stellar object為人所知）是極度明亮的活躍星系核（AGN，active galactic nucleus）。大多數星系的核心都有一個超大質量黑洞，它的質量從百萬至數十億太陽質量不等。在類星體和其它形式的活躍星系核，黑洞被氣態的吸積盤環繞著。當…
近拋物線彗星列表
以下是彗星速度不足以逃離太陽系但偏心率非常高（通常0.99或以上）且週期超過1000年的彗星列表。由於其極端的半長軸和偏心率，彗星在其軌道路徑波動很常見。這些彗星可能來自奧爾特雲。 彗星的實際軌道與提供的座標有很大不同。當物體位於所有行星之外時計算出的太陽系重心軌道是對其長期軌道的更準確測量。 近拋物線彗星列表 參考 參見 哈雷型彗星列表 雙曲線彗星列表 非週期彗星列表 週期彗星列表 外部連結 [https://web.archive.…
星系
是一个典型的螺旋星系，直径55,000光年，距離6,520萬光年。圖片來源：哈伯太空望遠鏡NASA／ESA]] 。]] 星系（）是由恆星、恆星遺骸、星際氣體、塵埃和暗物質等組成，並受到引力綁定的系統。銀河系以外的星系被合稱為河外星系*。 星系根據在視覺上的型態分類為橢圓，並且就整體而言，估計恆星的數量多達顆（比地球上所有沙粒的數目還要多）。大多數星系的直徑在1,000至100,000秒差距（3,000至300,000光年）之間，並且相隔…
光年
介绍 光年（）是长度单位之一，指光在真空中一年时间内直線传播的距离，大约为9.46公里（9.46公里或英里）。 光年一般用于天文学中，是用来度量长度很长的距离单位，如太阳系与另一恒星的距离。天文学中另外三个常用的单位是秒差距、天文单位与光秒：一秒差距等于3.26光年；一天文单位（1 AU）为149,597,870,700米（149,597,870.7公里，約149.598吉米）；一光秒是光一秒所走的距离，为299,792,458米（29…
廣義相對論
廣義相对论（）是現代物理中基于相对性原理利用几何语言描述的引力理论。该理论由阿尔伯特·爱因斯坦等人自1907年开始发展，最终在1915年基本完成。广义相对论将经典的牛顿万有引力定律與狭义相对论加以推廣。在广义相对论中，引力被描述为时空的一种几何属性（曲率），而时空的曲率则通过爱因斯坦场方程和处于其中的物质及辐射的能量與动量联系在一起。 中心的黑洞，此為人類首次觀測並得到確認的黑洞影像]] 从广义相对论得到的部分预言和经典物理中的对应预言…
天球坐标系统
天球坐標系統，是天文學上用來描繪天體在天球上位置的坐標系統。有許多不同的坐標系統都使用球面坐標投影在天球上，類似於使用在地球表面的地理坐標系統。這些坐標系統的不同處只在用來將天空分割成兩個相等半球的大圓，也就是基面的不同。例如，地理坐標系統的基面是地球的赤道。每個坐標系統的命名都是依據其所選擇的基面。 坐標系統 地平坐標系統 在地平或高度方位系統，觀測者位於地球上，圍繞著自身的自轉軸每一恆星日（23h56m）相對於固定的恆星背景旋轉一周…
星际物质
（在光譜學的舊術語中，天文學家稱之為HII）.]] 在天文學，星際物質（，縮寫：ISM）是存在於星系的恆星系統之外，在太空中的物質和輻射。這些物質的形式包括電離的氣體、原子、和分子，以及宇宙塵和宇宙射線。它們填充了星際空間，並且順利地融入周圍的星系際空間。能量以電磁輻射的形式佔據相同體積的星際輻射場。 星際物質無論是原子、分子或離子，都以物質的溫度和密度區分出不同的相。星際物質主要由氫組成，其次是氦，還有相較於氫是微量的碳、氧和氮。這些…
食 (天文現象)
的食甚，月球邊緣可見太陽的紅色日珥和日冕向外擴展的細絲。]] 探測器於2019年9月拍攝的木星，上方的巨大黑影是木衛一通過木星與太陽中間時投射的本影。]] 食（），亦稱蝕，是一種天文事件，可以是一個天體進入另一個天體的影子，或是從觀測者和另一個天體之間穿越，而造成暫時的遮蔽現象。食是一種朔望的型態。 “食”這個字最常用在日食－月球的影子掠過地球的表面，或月食－月球進入地球的陰影內。然而，這個字眼也可以用在地月系統之外的事件：例如，某行星…
恆星核合成
恆星核融合是解釋重元素是由恆星內部的原子經由核融合創造出來的化學元素理論。自從大爆炸期間產生氫、氦、鋰之後，重元素就一直经由恆星核融合产生。该理论原为高度預測的理論，但經由觀測到的元素豐度和計算的基礎上，已經有了良好的证实。它解釋了宇宙中元素的豐度的增长与時間的关系，以及不同元素及其同位素的豐度的不同的原因。這個理論最初是由弗雷德·霍伊爾在1946年提出。在霍伊爾和伯比奇夫婦（傑佛瑞·伯比奇和瑪格麗特·伯比奇）、威廉·福勒四人於1957…
潮汐力
潮汐力（）是將物體壓縮或拉伸的一種假想力，是由於引力場強度不同所導致的。潮汐力引發的現象如潮汐，潮汐鎖定，天體分解，在洛希極限內環的生成，並在極端的情況下，造成物體的麵條化。潮汐力產生的原因是一個物體的不同部分受到來自另一個物體的引力場強度不相同，在靠近引力場源那側受到的引力大於遠離的那側，引力不均造成了物體被拉伸。所以，潮汐力是一種差動力，也是引力場的次級效應。 影響潮汐力大小的因素 天体受到的潮汐力的強度取決於該天體的大小和该天體与…
活动星系核
半人馬座A的假色圖像：顯示射電輻射紅色，紅外線綠色，X射線輻射藍色。 星系活動核心發出的雙射流清晰可見。]] 活动星系核（，缩写：AGN）是星系中心的一个紧密区域，至少在一部分—可能全部的电磁波谱上远比普通光度高，它的特征表明过高的光度不是由恒星产生的。如此高的非恒星辐射在无线电、微波、红外线、可见光、紫外、X光、γ射线波段观测到。一个有着活动星系核的星系被称作“活动星系”。从活动星系核发出的辐射被认为是因为宿主星系中央的超大质量黑洞物…
宇宙距离尺度
宇宙距離階梯（也稱為銀河系外星系距離尺度）是天文學家用以決定天體距離的一系列方法。只有那些距離地球「足夠近」（大約在一千秒差距內）的天體，才有可能直接量測距離。測量更遙遠天體距離的技術，都是奠基於對近距離天體量測方法之間的關聯。有幾種方法依賴標準燭光：已知光度的幾種天體。 階梯類比之所以出現，是因為沒有一種技術可以量測天文學中的所有長度。天文學家採用了複合方案來替代，有方法可以量測附近天體的距離，也有另一種方法可以量測距離稍遠一點的天體…
流體靜力平衡
流體靜力平衡 （法文: Équilibre hydrostatique; 德文: Hydrostatisches Gleichgewicht; 英文：Hydrostatic equilibrium）也稱爲靜力學平衡、靜水壓平衡，是指當流體處於相對靜止，或匀速運動時的平衡狀態。比如地球大氣在重力和由壓力梯度形成的與前者方向相反壓力梯度力之間的平衡，使其不致被重力壓扁，也不致被壓力梯度力擴散到太空中。 數學理論 對於相對靜止或勻速運動的流體…
非週期彗星列表
非週期彗星定義為彗星的軌道週期在200年或以上，包括只會單次返回的彗星，它們只會穿過太陽系內部一次。它們通常會有接近拋物線的軌道，所以在數千年內，也不會返回到太陽的附近。（請注意，一些長期非週期的彗星專是指彗星永遠不會返回到太陽的附近。） 非週期彗星的官方命名是以“C”作開始;不再回歸或可能已消失了的彗星以“D”作開始，其中包括D/1770 L1，它被認為受到木星影響而改變軌道。 1910年以後 大表 參見 週期彗星列表 參考資料 外部…
宇宙的年龄
宇宙年龄是指自宇宙大爆炸开始至今所經歷的宇宙历史歷經时间，当今天文學界及宇宙學理论和观测皆一致认为这个年龄介於137亿－138亿年之间。 解释 ΛCDM模型认为宇宙是从一个非常均一、炽热且高密度的太初态演化而来，至今已经过了约137亿年的时间。ΛCDM模型在理论上已经被认为是一个相当有用的模型，并且它得到了当今像威尔金森微波各向异性探测器（）这样的高精度天文学观测结果的有力支持。但与之相反地，对于宇宙的太初态的起源问题，相关理论还都处于…
赫羅圖
中22,000顆的恆星，和葛利澤近星星表的1,000顆所繪製的赫羅圖。此圖顯示恆星只出現在圖的某些區域。最顯著的是稱為主序帶，為從左上（熱且亮）到右下角（冷且暗）的對角線。在左下區域是已經發現的白矮星，主序帶上方是次巨星、巨星和超巨星。可以在主序帶上找到我們的太陽：光度為1（絕對星等4.8），B-V的色指數為0.66（溫度5,780K，光譜類型G2V）。]] 赫羅圖（，简写为、或）是以恆星的絕對星等或光度相對於光譜類型或有效溫度繪製的散…
引力透镜效应
引力透镜效應（），根據廣義相對論，當背景光源發出的光在引力场（比如星系、星系團及黑洞）附近經過時，光線會像通過透鏡一樣發生彎曲。光线弯曲的程度主要取决于引力场的强弱。分析背景光源的扭曲，可以帮助研究中间作為“透镜”的引力场的性质。根据尺度与效果的不同，引力透镜效应可以分为强引力透镜效应和弱引力透镜效应。 Orest Khvolson（1924）和Frantisek Link（1936）被認為是第一個在論文中討論這種效應的人，但它通常與愛…