干涉測量術
中的光路。两束由同一光源发出的光在半镀银镜汇合。三个镜子间的距离会影响两束光在汇聚时的相位关系，产生相长或相消条纹。]] 干涉测量术（）又稱干涉量度學，簡稱干涉術、干涉法，是通过由波的叠加（通常为电磁波）引起的干涉现象来获取信息的技术；其将载有被测物信息的探测光与参考光干涉，形成空域或者时域干涉条纹，从而实现光传感、光学计量和各种光学测试技术。例如：进行精密距离和时间的测量。 干涉術这项技术对于天文学、光纤、工程计量、光学计量、海洋学、…
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夜空
是夜空中最常見到的天體。]] 夜空通常是用來形容在夜晚看見的天空的一個專用術語。這個名詞常與天文學中的天體，像是恆星、銀河星系和行星，這些在日沒之後就能在夜晚晴朗的天空中看見的天體聯結在一起。 夜空和對它的研究，從古至今都是歷史和文化的一部分。在過去，例如，農民就以夜空的狀態當日曆，來決定植物種植的時間。許多文化也將天空中的星座和亮星圖繪與神、神話和傳說等聯結在一起。 占星術在古代的發展相信通常是基於天體對地球上事物的影響和所傳遞的訊息…
愛丁堡角藍天體巡天
愛丁堡角藍天體巡天（，或以天文記譜法縮寫為EC）是一項重要的天文巡天，旨在發現南半球視星等比18等更明亮的藍色恆星，並且是早期的延伸。恆星EC 20058-5234，也稱為望遠鏡座QU，是在巡天期間被發現的。其它著名的觀測恆星包括劍魚座BB，而這次巡天大致增加了已知缺氫恆星的數量。 待觀測的恆星天體是「透過自動技術從英國施密特望遠鏡的U和B對英國施密特望遠鏡板中，並用COSMOS測量機掃描」進行「後續光度測量與光譜學」，並由南非天文台望…
月食
。當晚所有太陽光受地球所擋，只有波長較長的紅光經大氣折射到月面，故月亮呈暗紅色。]] 月食（），又可寫為-{zh-hans:月蚀;zh-tw:月蝕;zh-hk:月食;zh-sg:月食; zh-my:月食;}-、月噬，俗稱天狗食月，是一种當月球運行進入地球的陰影（又分本影和半影兩部份）時，原本可被太陽光照亮的部份，有部份或全部不能被直射陽光照亮，使得位於地球的觀測者無法看到普通的月相的天文現象。 月食發生時，太陽、地球、月球恰好或幾乎在同…
消光
引起的。]] 消光（）是天文學中观测者用來描述被觀測的天體發射的电磁辐射被路途中的物質（气体和塵埃）吸收和散射的过程。星際消光在1930年首次被記錄下來。然而，其影響在1847年就被瓦西里·雅可夫列維奇·斯特魯維注意到；它對恒星顏色的影響已經被一些人觀測到，但尚未與普遍存在的星系塵埃連繫在一起。對於位在银河系盤面附近，並且距離地球數千秒差距以內的恆星，在可見光的波段（測光系統）的消光大約是每千秒差距1.88星等。 對地面的觀測者而言，消…
月球瞬变现象
对300处月球瞬变现象调查所绘制，显示了所发生事件的大致分布。红色是散发红色调事件；黄色为其余类型事件。]] 月球瞬变现象（ 或 ）是月球表面亮度、色泽或外观上的短暂变化。 由流星體撞擊月球表面發生爆炸產生的光度變化，稱為「月閃」現象。 有关月球瞬变现象的说法至少可追溯至1000年前，一些目击者或有声望的科学家曾独立地观察到这一现象。但大多数报道的月球瞬变现象都无法再现，令它不足以用作区分假说或解释起源的对照实验。 大多数月球科学家都承…
星等
的星等约为-1.47等，是全天空最明亮的恒星之一]] 星等（），為天文学术语，是指星体在天空中的相对亮度。一般而言，这也指“视星等”，即为从地球上所见星体的亮度。在地球上看起来越亮的星体，其视星等数值就越低。常见情况下人们使用可见光来衡量视星等，但在科学探测中，红外线等其它波段也有用到。不同波段探测到的星等数据会有所不同。一颗星星的星等，取决于它离地球的距离、它本身的光度（即为绝对星等）、星际尘埃遮蔽等多重因素。一般人的肉眼能够分辨的极…
天空
天空是大氣層或太空可被天體表面的觀測者看到的部分。在地球，晴朗的日間，天空看起來是藍色的；在日出和日落時，天空會偏紅色，但其實天空是無色的。对晴朗天空的能见度一般用视觉深度这个术语来描述。 人可以在天空觀測氣象或天文現象，從而得知天氣變化、時間的流逝或自己的方位。日出日落可知一日中的時間，晚上月亮的盈虧可以知道大概一個月的時間。北斗星可以指示北方。雲的厚度和形狀可以知道會否下雨。 在天空可以欣賞到許多現象，如彩虹、極光和流星雨等。雀鳥會…
閃爍
（視星等 = -1,1）在頂點之前不久的傍晚在南子午線上閃爍，高度為地平線以上20度。在29秒內，天狼星從左到右移動了7.5弧分的弧線。]] 閃爍（ / ），是通過介質觀察到的遠處發光物體的視亮度、顏色或位置變化的通用術語。如果物體位於地球大氣層之外，就像恆星和行星的情况一樣，這種現象被稱為「天文閃爍」；對於大氣中的物體，這種現象被稱為「地球閃爍」（）。作為控制視寧度的三個主要因素之一（另外兩個因素是光污染和雲量），大氣的閃爍僅被定義為…
太陽路徑
所在的北半球緯度，一年中的太陽高度變化範圍。]] 上，任何與鹿特丹同緯度（51.92ºN）地點的太陽路徑。極軸標示太陽的仰角度數，依照從北方順時針起算方向的慣例，標示太陽方位角度數。注意極軸的正方向是指向座標系的極點。標示的時刻以當地太陽時為準。另外要注意，太陽的路徑是對稱的，未顯示的Jul 21, Aug 20, Sep 20, Oct 20, Nov 21,，若要顯示，則分別對應於May 21, Apr 20, Mar 20, Fe…
视星等
视星等（，符號：m）最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的，他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级，即1等星到6等星。1850年英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。根据这个关系，星等被量化。重新定义后的星等，每级之间亮度则相差2.512倍，1勒克司（亮度单位）的视星等为-13.98。 但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本來的等級──引入「负星等」概念。这样整个视星等体系一直沿用至…
中国的彗星观测记录
遗址中出土的丝质文物，总共记载了公元前2世纪时期的汉朝所出现过的29颗彗星，上图为其中7颗的文字描述与插图]] 中国的彗星观测记录是古代文明中乃至中世纪之前世界上对于彗星最为完备与精确的观测记录，其记述的历史甚至可以追溯到三千年以前。留存下来的记录文档则至少可以追溯到公元前613年，甚至其可能在此之前已经保存了数个世纪。这些记录的撰写者几乎一直使用同样的观测方法与记述手法，并将这个习惯保持到了19世纪。中国的彗星观测记录在数据的准确性上…
邪惡軸心 (宇宙學)
"邪惡軸心"（）是指太陽系平面與宇宙微波背景輻射（CMB）某些面向之間的所謂對應。這種相關性會賦予太陽系平面及地球位置比偶然預期更重要的意義，這被認為是偏離哥白尼原理的證據。然而，2016年的一項研究比較了各向同性與各向異性宇宙學模型與WMAP和普朗克數據，並未發現各向異性的證據 。 概述 宇宙微波背景（CMB）輻射特徵呈現了宇宙的直接大尺度視角，可用來判斷我們的位置或運動是否有特別意義。關於對威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）和普…
超新星全天自動巡天
超新星全天自動巡天（，ASAS-SN）是一個由俄亥俄州立大學的天文學家，包括和領導建立的自動程式。它在北半球和南半球都有20台機器人望遠鏡。它大約每天都可以對對整個天空完整量測一次。 組成 最初，哈萊阿卡拉火山（）有四架ASAS-SN望遠鏡，和在托洛洛山美洲際天文台的有四架。2017年，在智利、南非和德克薩斯州又部署了12台望遠鏡，資金來自戈登和貝蒂摩爾基金會、俄亥俄州立大學、古巴山天文基金會、中國、智利、丹麥和德國。所有望遠鏡（尼康長…
水星天文學
水星天文學是從行星水星看見的天空。因為水星只有稀薄的大氣層，所以天空會是黑色的。 太陽 由於水星靠近太陽，水星從太陽接收的能量通量平均約為太陽常數的7倍，但最多可能達到近11倍，最小可能僅達到約4.5倍。太陽的角直徑從 近日點的1.733° 至遠日點的1.142°，太陽的大小增加了近66%，亮度也增加了近66%。這是由於水星繞太陽運行的軌道離心率很高。 和當時已知最偏遠的小行星「Maximiliana」，現在稱為65 Cybele，所見…
天文觀測
天文觀測是以各類儀器以各種波段接收來自宇宙各類目標天體的輻射與電磁輻射，具體觀測其可見光或特殊波長影像、光譜影像等，借此研究其狀態、變化、距離、化學組成等的一種重要途徑，而實地採樣分析也屬天文觀測的範疇內。 以科學的方法進行天文觀測 所謂科學的方法 包括下列這些步驟： '觀察' 一種現象， 建立一種解釋現象的'假說'， #以邏輯的推導來'預測'後續的結果， #'檢驗' 預測的結果，進而 #'複製' 以消除任何的錯誤。 觀察的行為會不斷的…
紅移巡天
紅移巡天或星系巡天是天文學中對天空的部份進行天體紅移值的測量。依據哈伯定律，紅移可以用來計算天體與地球的距離。結合紅移和角度位置的數據，紅移巡天圖可以顯示天空中一定範圍內物質的立體分佈狀態。這些觀測被用來測量宇宙大尺度結構的性質。紅移巡天的檢測提供了大尺度構造戲劇化的內容：長城，一個廣達5億光年的超星系團，就是由紅移檢測出來的。 第一次紅移巡天是天文物理中心的紅移巡天，開始於1977年，至1982年完成最初的資料蒐集。 最值得重視的研究…
肉眼
在测量学领域，肉眼或裸眼（）是指在沒有使用光學儀器（如望遠鏡或顯微鏡）辅助视觉的情形下進行的宏观觀察或檢測。仅依赖肉眼观测对一些宏观物理数据（如尺寸、高度、距离、速度等）进行估计的过程则称为目测（或俗称）。 日常中大部分观测活动都是仅靠肉眼完成的，甚至在需要观测极远处物体（如天文學）的一些情况下，肉眼（特别是视力较敏锐的观察者）仍可以有效观测到一些較顯著的景象（例如彗星經過或是流星雨）；但在微观领域、需要测量精确数据、或因距离太远导致目…
大气质量 (天文学)
大氣質量（airmass），在天文學是指來自天體的光穿過大氣層的路徑長度。當光穿過大氣層時，會被散射和吸收而造成衰減；經過的大氣層越厚，衰減就越大。因此，在地平線上的天體不如在天頂時那麼明亮。這種衰減稱為大氣消光，可以通過比爾-朗伯定律定量表述。 大氣質量通常以相對於天頂抵達海平面的路徑做比較的相對大氣質量來表示。因此，定義路徑由天頂抵達海平面的大氣質量為1。隨著光源和天頂之間的夾角增大，大氣質量也會增加。在地平線時，其值約可以達到38…
望遠鏡、天文台和觀測技術年表
望遠鏡、天文台和觀測技術年表 世紀前（BC） 西元前3500年 考古紀錄上最早的日晷是古埃及天文學和巴比倫天文學的方尖碑。 西元前1900年 在現今中國山西省臨汾市襄汾縣的陶寺觀象台。 西元前1500年 古埃及和美索不達米亞發明影鐘。 西元前600年 西元前11-7世紀，中國周朝在現今西安蓋了天文觀測用的靈台。 西元前200年 祕魯長基羅（Chankillo）觀測太陽的13塔天文台。 西元前100年 西元前206-220 BC，漢朝在長…