叶子君23
范文一：最齐全的天文知识
有的天体的质量十分巨大，因而引力极强，没有任何东西能从该处逃逸，甚至光线黑洞 也不例外。没有光线返回，眼睛无法看到物体，所以称之为“黑洞”。 地球上的人看太阳于一年内在恒星之间所走的视路径，即地球的公转轨道平面和天黄道 球相交的大圆黄道和天赤道成23度26分的角，相交于春分点和秋分点。 天球上与黄道角距离都是90度的两点，靠近北天极的叫“北黄极”。黄极与天极的角黄极 距离等于黄赤交角。北黄极在天龙座 与 两星联线的中央。 天球上黄道两边各8度（共宽16度）的一条带。日、月和主要行星的运 行路径都处在黄道带内。古人为了表示太阳在黄道上的位置。把黄道分为十二段，叫“黄道十二宫”。从春分起依次为白羊、金牛、双子、巨蟹、狮子、室女、天秤、天蝎、人马、黄道带
摩羯、宝瓶和双鱼。过去的黄道十二宫和黄道十二星座一致。由于春分点向西移动，
两千年前在白羊座中的春分点已移至双鱼座，命名与星座已不吻合。 包括紫微垣、太微垣、天市垣。紫微垣包括北天极附近的天区，大体相当于拱极星
区；太微垣包括室女、后发、狮子等星座的一部分；天市垣包括蛇夫、武仙、巨蛇、三垣
天鹰等星座的一部分。
二十八宿分：东方七宿,西方七宿,南方七宿,北方七宿。二十八宿又称为二十八星或
二十八舍。最初是古人为比较日、月、金、木、水、火、土的运动而选择的二十八
个星官，作为观测时的标记。“宿”的意思和黄道十二宫的“宫”类似，表示日月五星二十八宿 所在的位置。到了唐代，二十八宿成为二十八个天区的主体，这些天区仍以二十八
宿的名称为名称，和三垣的情况不同，作为天区，二十八宿主要是为了区划星官的
归属。二十八宿从角宿开始，自西向东排列，与日、月视运动的方向相同。 角、亢、氐、房、心、尾、萁；北方七宿：斗、牛（牵牛）、女（须女）、虚、危、东方七宿 室（营室）、壁（东壁）
西方七宿 奎、娄、胃、昴、毕、觜、参
南方七宿 井（东井）、鬼（舆鬼）、柳、星（七星）、张、翼、轸。
北方七宿 斗、牛、女、虚、危、室、壁
此外还有贴近这些星官与它们关系密切的一些星官，如坟墓、离宫、附耳、伐、 钺、积尸、右辖、左辖、长沙、神宫等，分别附属于房、危、室、毕、参、井、鬼、轸、辅官或辅
尾等宿内，称为辅官或辅座。唐代的二十八宿包括辅官或辅座 星在内总共有星183座
颗。
宇宙速度 是指从地面向宇宙发射人造天体必须具备的初始速度。
第一宇宙人们将7.9公里/每秒的速度称为“第一宇宙速度”，又称“环绕速度”，低于这个速度，速度物体就会在重力的作用下返回地球。
如果我们把速度加大，直到11.2公里/每秒，这个人造卫星就可以不受地球吸引力的第二宇宙影响，而到太阳系内的行星际空间旅行。人们称11.2公里/每秒的速度为“第二宇宙速速度 度”
第三宇宙如果我们还想让人造卫星飞出太阳系，到其他星球去旅行，那就必须把速度加大到
速度16.7公里/每秒，这个速度称为“第三宇宙速度”。
由于一回归年的天数不是整数,所以每年的天数是不一样的,有的是365天,有的是366
天。一年的天数是366天的年份称为“闰年”,是365天的称为“平年”。“闰年”的二月比平年与闰
“平年”多1天,其他月份都是一样的。一般来说,能被4整除的年份是“闰年”．如果年份年
是整百的,则要能被400整除的才是“闰年”。
农历与公历一年所包含的天数不同，公历一年大约有365天，农历一年有354天。为
了使两者的一年的天数相同,所以农历有的年份要加一个月,增加的这个月叫“闰月”。闰月 因为公历的一年比农历的一年只多约11天,所以不能每年都加闰月,大约19年有7个闰
月。
地球绕太阳运行一周所用的时间叫回归年。一回归年为365天5小时48分46秒（合回归年 365.24219天）
土星(Saturn)轨道距太阳142,940万千米，公转周期为10759.5天，相当于29.5个地球年，视星等为0.67等。在太阳系的行星中，土星的光环最惹人注目，它使土星看上去就像戴着一顶漂亮的大草帽。观测表明
构成光环的物质是碎冰块、岩石块、尘埃、颗粒等，它们排列成一系列的圆圈，绕着土星旋转。土星也是
一颗液态行星，直径约为地球的9.5倍，质量为地球的95倍，它的液态表面中含有氢和氦。
序号彗星名称周期（年）最初出现最近回归回归次数
恩克1 3.30 1786 1984 63
格里格斯克杰利厄普2 —5.10 1902 1982 14
杜托伊特3 —?5.20 1945 1982 2
坦普尔4 ?5.27 1873 1987 18
本田马尔克斯帕德贾萨5 ——5.28 1948 1990 7
科维
施瓦斯曼瓦赫曼6 —?5.32 1930 1985 2
诺伊明7 ?5.40 1916 1981 2
勃劳逊8 5.47 1846 1879 5
坦普尔9 ?5.50 1867 1993 8
克拉克10 5.50 1973 1989 3
塔特尔贾科比尼克雷萨11 ——5.58 1858 1989 7
克
库林12 5.82 1939 1986 1
沃塔南13 5.87 1947 1991 6
羽根田坎波斯14 —5.97 1978 1984 2
威斯特科胡特克池村15 ——6.07 1975 1987 3
拉塞尔16 6.13 1979 1985 1
怀尔德17 ?6.17 1987 1990 3
阿雷斯特18 6.23 1951 1982 14
科胡特克19 6.23 1975 1981 2
福布斯20 6.27 1929 1993 7
杜托伊特诺伊明德尔21 ———6.31 1941 1989 4
波特
特里顿22 6.34 1978 1984 2
宠斯温尼克23 —6.36 1819 1989 20 坦普尔斯威夫特24 —6.41 1969 1982 5
科普夫25 6.43 1906 1989 13
施瓦斯曼瓦赫曼26 —?6.50 1929 1981 9 贾科比尼津纳27 —6.52 1900 1991 11 沃尔夫哈林顿28 —6.53 1924 1990 7 丘龙穆夫杰拉西门科29 —6.59 1969 1988 4
科瓦尔30 ?6.51 1979 1991 2
紫金山31 ?6.65 1965 1991 5
吉克拉斯32 6.68 1978 1985 1
比拉33 6.70 1772 1852 6
哈林顿威尔逊34 —6.70 1951 1984 1 雷恩穆特35 ?6.74 1947 1981 6
约翰逊36 6.76 1949 1990 7
博雷林37 6.77 1905 1987 11
珀赖因姆尔科斯38 —6.78 1896 1982 5
冈恩39 6.82 1969 1982 3
紫金山40 ?6.83 1965 1991 4
阿伦里高克斯41 —6.83 1950 1984 6
哈林顿42 6.80 1953 1987 3
斯皮塔勒43 6.89 1890 1986 1
布鲁克斯44 ?6.90 1889 1987 12 怀尔德45 ?6.89 1980 1987 1
芬利46 6.95 1886 1988 11
泰勒47 6.98 1916 1990 3
郎莫尔48 6.98 1974 1987 2
霍姆斯49 7.06 1892 1993
丹尼尔50 7.09 1909 1992 7
沙金沙尔达彻51 —7.26 1949 1993 4
法伊52 7.39 1943 1984 17
德维科斯威夫特53 ?—7.41 1844 1987 3 阿什不鲁克杰克逊54 —7.43 1948 1992 6
惠普尔55 7.44 1933 1993 8
舒斯特56 7.48 1978 1992 2
哈林顿艾贝尔57 —7.58 1954 1990 6 雷恩穆特58 ?7.59 1928 1988 7 梅特卡夫59 7.77 1906 1983 1
小岛60 7.86 1970 1992 3
肖尔61 7.88 1918 1981 1
格雷尔斯62 ?7.94 1973 1989 3
阿伦63 7.98 1951 1991 6
格雷尔斯64 ?8.11 1977 1992 3
肖马斯65 8.23 1911 1992 7
杰克逊诺伊明66 —8.37 1936 1987 3
沃尔夫67 8.42 1884 1992 14
斯默诺瓦彻尼克68 —8.53 1975 1984 2 科马斯索拉69 —8.94 1927 1987 7 基恩斯克威70 —9.01 1963 1981 3 丹宁藤川71 —9.01 1881 1987 2 斯威夫特格雷尔斯72 —9.23 1889 1991 3 诺利明73 ?10.57 1929 1993 4
盖尔74 10.88 1927 1981 2
克菜莫拉75 10.95 1965 1987 2
贝辛76 11.05 1975 1986 1
维萨拉77 ?11.28 1939 1992 6
斯劳特伯纳姆78 —11.62 1958 1992 4 范比斯布勒克79 ?12.39 1954 1991 3
桑吉恩80 12.52 1977 1990 1
怀尔德81 13.29 1960 1986 2
塔特尔82 13.68 1790 1992 11
切尔尼克83 14.0 1978 1992 1
格雷尔斯84 ?14.54 1973 1987 1 杜托伊特85 ??15.0 1944 1988 2 施瓦斯曼瓦赫曼86 —?15.0 1925 1989 4
科瓦尔87 15.1 1977 1992 1
范豪顿88 ?16.1 1961 1993 1
诺利明89 ?17.9 1913 1984 5
奥特麦90 19.3 1942 1958 3
克伦梅林91 27.4 1818 1984 5
坦普尔塔特尔92 —33.2 1366 1998 4 斯蒂芬奥特麦93 —37.7 1867 1980 3 威斯特费尔94 61.9 1852 2038 2
杜比亚戈95 67.0 1921 1988 1
奥伯斯96 69.5 1815 1956 3
庞斯布鲁克斯97 —71.9 1812 1954 3 布罗逊梅特卡夫98 —70.6 1847 1988 3
德维科99 ?75.7 1846 1988 1
哈雷100 76.0 -466 1986 29
维萨拉101 ?85.4 1942 2027 1
斯维夫特塔特尔102 —125 1862 1992 2
梅利什103 145 1917 2062 1
赫歇耳里戈利特104 —155 1788 2058 2
跟太阳类似，恒星辐射传来的仅是它们大气的信息，通常得不到它们内部的观测资料。
只能根据恒星的观测资料（总质量、光度、表面温度、化学成分），藉助于已知的物理规
律，进行理论的演绎来计算恒星内部结构模型。
恒星的主要成分是氢，恒星一生的大部分时间处于氢燃烧维持稳定平衡状态（“主序”
阶段），其辐射功率与内部产能率保持平衡。应当指出，像可控核电厂那样，恒星通过自
身调整来达到平衡。如果恒星产能率大于辐射功率，那么超额能量会引起星体膨胀，接着，内部温度下降，从而使对温度很敏感的热核反应的产能率迅速降低，消除了超额能量，平
衡得以恢复。另一方面，如果内部产出的能量偏少，星体就会收缩，引起内部温度升高，
核反应的产能率相应增加，直至能量的得失相等。
像太阳那样，恒星在其一生的大部分时间，辐射的能源是由其中心区热
核反应提供的。很多恒星最重要的热核反应是氢核聚变为氦核（氢燃烧）。
氢燃烧有两种反应：质子—质子反应的产能率大体上正比于温度的4次方；而碳氮循环的产能率正比于温度的18次方。中心温度高于1.6×107K的恒星，碳氮循环占优势；中心温度较低的恒星，质子—质子反应为主。当温度低于
7×106K时，这两种反应都不起作用。
在恒星演化的后阶段，发生其它的热核反应。例如，温度接近2×108K时，3个氦核可聚变成一个碳核（氦燃烧）：34He?12C＋γ（γ代表光子），因为α粒子就是氦原子核，这个反应又称为“3α反应”。碳核又可通过更复杂的反应聚变成氧、钠、镁……。碳之后的反应对恒星能量的贡献很小，它
们主要的作用在于恒星内部合成了重元素。
从恒星光谱研究发现，同样光谱型的恒星中总有几条谱线的强度只
随光度而异。对于三角视差测得出距离的恒星，可由其视星等和距离算
出光度或绝对星等，因而可做出以谱线强度为横坐标，以光度（绝对星
等）为纵坐标的“归算曲线”。然后对于待测距离的同一光谱型恒星，先
测量其谱线强度，再利用归算曲线得出它的光度（绝对星等），进而得到
它的距离，这称为“分光视差”。用这种方法得到了几万颗恒星的距离，
尤其是三角视差法无效的远星距离，但仍不适用于难观测光谱的暗恒星。
造父变星有光变周期与光度的周光关系，可由观测某颗造父变星的光变周期来得到它的光度，进而得出距离，这称为“造父视差”。双星观测可算出轨道要素而求得视差——称为“力学视差”。利用星团成员的运动数据求出视差——称为“星群视差”。迄今不仅测定出大量银河系恒星
的距离，还测定出较近星系中的恒星距离。
我们祖先早就给天上的亮星起了名字，有的根据神话故事，如牛郎星、织女
星、天狼星、老人星等；有的依据中国二十八宿命名，如角宿一、心宿二、娄宿
三、参宿四和毕宿五等；有的根据恒星的颜色命名如大火（心宿二）；还有的依据
恒星所在天区命名的，如天关星、北河二、南河三、天津四、五车二和南门二等。
1603年，德国业余天文学家拜尔建议“平等对待”这些恒星，不能只给亮星起
名，他提出：每个星座中的恒星从亮到暗顺序排列，以该星座名称加一个希腊字
母顺序表示。例如猎户座α（参宿四）、猎户座β（参宿七）、猎户座γ（参宿五）、猎户座δ（参宿三）等。某个星座的恒星若超过了24个或者为了方便，就用星座
的名称后加阿拉伯数字表示。如天鹅座61星、天鹅座32星、双子座65星及天兔座17星等。天文学家有时用星表的序号来表示星名，如猎户座α星也叫HD39801
（HD星表39801号）。
人们根据一群星构成的图形加上想象，把恒星划分成许多星座。中国古代把
天空划分成三垣二十八宿，“垣”是墙的意思，“宿”是住址的意思。日月穿行在黄
道附近，黄道附近的星被分成28个大小不等的星区，叫28宿。月球在绕地球公转运动过程中，每日从西往东经过一宿。28宿以外的星区划分为三垣：紫微垣、太
微垣和天市垣。紫微垣包括北天极附近的星区，太微垣大致包括室女座、后发座
和狮子座，天室垣包括蛇夫座、武仙座、巨蛇座和天鹰座等星座。
1928年，国际天文学联合会决定，将全天划分为88个星座，其中沿黄道天区的有12个星座，因为太阳的周年视运动穿过它们，所以也叫黄道12宫。它们是双鱼座、白羊座、金牛座、双子座、巨蟹座、狮子座、室女座、天秤座、天蝎座、
人马座、摩羯座和宝瓶座。
北半天球有29个星座，如小熊座、大熊座、天龙座、天琴座、天鹰座、天鹅
座、武仙座、狐狸座、飞马座、蝎虎座、北冕座、猎犬座、后发座、牧夫座、仙
王座、仙后座、仙女座、英仙座、猎户座等。南半天球有47个星座，入大犬座、
船底座、半人马座、鲸鱼座、波江座、长蛇座、天兔座、麒麟座、蛇夫座、盾牌
座、船帆座和飞鱼座等。
这88个星座形状各异，色彩纷呈，人们按照它们组合的形状把它们想象成不
同的人物和动物等。并给每个星座都联想了许多美丽动听的故事。比如中国民间
早就传说的牛郎星和织女星的故事。希腊故事把牛郎星和周围的星连在一起，认
为像老鹰叫老鹰座，把织女星和周围的星想象为一架琴叫天琴座。天鹅座中亮的
六颗星，古希腊神话故事把它说成一只在银河上空低飞的天鹅，所以叫天鹅座。
行星的形成
1755年德国哲学家康德在《自然通史和天体论》中提出宇宙星球形成演变过程的“星云假说”，之后，随着时间的推移，人类观测到的大量新天体已初步印证了“星云假说”中星球起源于星云的早期演变概念的部分合理性。但星球演变的全过程从白矮星之后却留下了一段空
白。
星空中那些绚丽多彩的云雾状“星云”、拖着长尾的“彗星”以及和我们息息相关的太阳、月亮
为什么形态各异，它们相互之间是怎样演变呢？其实，像自然界所有事物一样，星球也有从
诞生到衰亡的发展过程，它们之所以有不同的形态是由于各星球正处在演变过程中不同的阶
段，元素的组成比例不同，光谱分析证明星球都是由相同物质构成的（即元素周期表中110种元素）。
当一个星球主要由氢、氧类化学性质不稳定的元素构成时，天体的原子核反应剧烈，这个天
体即处在天体演变的初期——恒星阶段；当一个星球中硅、铁类化学性质稳定的元素所占比
例变的较大时，其原子核反应逐渐变弱时，便处在星球演变的后期——行星阶段。“行星”
正是由“恒星”演变形成的，而“彗星”、“流星”又是由“行星”演变而来。宇宙中每个星球的演变都要经过“黑洞”、星云、恒星、红巨星、白矮星、行星、彗星、小行星几个阶段。星球既
有共同性，又有差异，即使处于同一演变阶段也没有形态完全一样的，如自然界的昆虫，在
它不同的生长阶段各是卵、幼虫、蛹、蛾等完全不同的形态。 根据已知的天文资料对宇宙星球的演变过程阐述如下：宇宙由不断运动的物质组成，天体物
质曲线运动时由于方向、速度的差异，会产生无数大小不一的磁场旋涡（即“黑洞”），当恒星级“黑洞“中的物质凝集向一个方向以极快速度作有序运动时，产生的能量和引力会吸引宇
宙中弥漫的氢、氧类气体物质和硅、铁类尘埃物质，形成围绕”黑洞“的圆形气体尘埃环，原始的星球——“星云”便诞生了。
“星云”阶段是由稀薄气体和尘埃凝聚成的呈环状或团状的形态，随着不断吸引吞噬周围物
质，“星云”的体积、密度达到一定临界值，具备了发生氢原子核聚变的两个重要条件（一是
天体达到相当大体积；二是天体中氢元素达到一定密度）时。在星球运动产生的巨大摩擦作
用下，“星云”内物质密集的中心区域（星核）的氢原子开始发生热核反应，从而爆发出巨大
能量，“星云”就逐步演变成为可以自身发出强烈光和热的——“恒星”。 “恒星”的体积庞大，氢元素占绝大部分，原子核反应剧烈，能量大、辐射强，具有强大的磁
场和引力，能吸引一些质量相对较小的天体，形成以它为中心的星系。“恒星”阶段的演变过程起码要持续上百亿年，太阳就处在恒星演变的中期阶段。随着恒星中氢元素逐渐聚变为核
反应较弱的元素氦，恒星的原子核反应越来越弱，最后演变成为——“红巨星”。 “红巨星”的基本特征是：因星球内部引力减小，构成物质向外膨胀，体积变得非常大，但能
量和辐射却比恒星小，“红巨星”表层氦、氧元素比例增大，所以发光发热程度比恒星低得多，
还没有形成固态外壳。当“红巨星”的表层原子核反应逐渐停止，温度降低到一定程度时，由
于内外物质结构的不平衡，会发生从内向外的大爆发（“超新星”），星球的表层物质散失到太空中后，那些原来在超高温环境中呈气态和液态熔点高的硅、铁类元素，由于温度降低成
为固体状态，于是在最先冷却的外层开始形成固态的外壳，就逐渐演变成只有微弱光辐射的
——“白矮星”
“白矮星”由于外壳的冷却收缩，体积大大缩小（可以缩小几十万倍），大量氢元素被压缩在
固态外壳之中，因此，白矮星虽然体积小但相对质量却很大，磁场和引力都很强。之后随着
与其它恒星等天体之间互相吸引力和离心力平衡的改变而沦为恒星的卫星——不发光的“行
星”。
从“白矮星”到“行星”阶段是一个天体固态外壳不断膨胀，由氢、氧类元素组成的呈气态、液态的表层物质不断减少的过程。行星初期是像木星、土星那样的固体星球表面有极厚浓密大
气层包围的形态。到了像地球这样的行星中期，由于表层温度继续降低，有了液态水和温度
等适宜条件，行星上会有生命出现和存在。行星内部原子核反应产生的巨大能量，会逐渐积
聚起很大压力，所以，每隔一段时期，在外壳承受不住时，内部能量冲破外壳形成大爆发，
大量氢、氧类元素散发到宇宙中，同时行星的体积扩大，固态外壳变厚，表层环境会发生巨
变。经过了多次大小爆发后，行星内部原子核反应越来越弱，就进入火星那样的行星后期阶
段。
现在火星表面虽然有稀薄大气层，地表还有少量固态水（白色极冠）存在，但已不具备维持
生命的环境。近几年的探索发现火星上确有从前的河流痕迹，今后有可能找到曾经存在过生
命的确凿证据。
当星球内氢、氧类元素基本消失，原子核反应基本结束，自身吸引力逐步削弱，星球组成物
质的离心力超过其吸引力时，平衡被打破，星球便开始四分五裂，直至分解成许多小的碎块，
就进入星球演变的最后阶段，彗星、流星是这一阶段的主要形态。
“彗星”由于彗核的吸引力作用可以形成围绕恒星运动的组团形态（如哈雷彗星），最终将完
全分散成单个的大小不等的碎块天体——“流星”。据观测，这种天体碎块（也称小行星）在
宇宙中大量存在。当宇宙中分散的物质在星际磁场旋涡（黑洞）吸引下凝聚在一起时，新一
轮的星球演变又开始了。 以上只是按星球演变过程作一个大致的顺序排列，就像把人的一生分为少年、青年、中年、
老年几个阶段一样，我们根据这个排列顺序可以探索解释宇宙中更多的天体奥秘，确定各天
体在演变过程中所处的阶段，从而结束宇宙天体研究中孤立杂乱的状态，把盲目探索引导到
按照规律去研究的道路上。
范文二：天文学的基本知识
的方式(或说问答 的形式)来写的,而且按照人们喜欢的常识问题来排列和编断,以后有机会再加些内容,我好多本天文书还没看完,有些看完也没时间来编进来,因为兴趣多啊。
宇宙是如何形成的?
1. 科学家认为它起源为137亿年前之间的一次难以置信的大爆炸。这是一次不可想像的能量大爆炸，宇宙边缘的光到达地球要花120亿年到150亿年的时间。大 爆炸散发的物质在太空中漂游，由许多恒星组成的巨大的星系就是由这些物质构成的，我们的太阳就是这无数恒星中的一颗。原本人们想象宇宙会因引力而不在膨 胀，但是，科学家已发现宇宙中有一种 “暗能量”会产生一种斥力而加速宇宙的膨胀。
2.宇宙学说认为，我们所观察到的宇宙，在其孕育的初期，集中于一个体积极小、温度极高、密度极大的奇点。在141亿年前左右，奇点产生后发生大爆炸，从此开始了我们所在的宇宙的诞生史。
3. 宇宙大爆炸后0.01秒，宇宙的温度大约为1000亿度。物质存在的主要形式是电子、光子、中微子。以后，物质迅速扩散，温度迅速降低。大爆炸后1秒钟， 下降到100亿度。大爆炸后14秒，温度约30亿度。35秒后，为3亿度，化学元素开始形成。温度不断下降，原子不断形成。宇宙间弥漫着气体云。他们在引 力的作用下，形成恒星系统，恒星系统又经过漫长的演化，成为今天的宇宙。
宇宙是什么?宇宙有多大?宇宙年龄是多少?
宇宙是万物的总称，是时间和空间的统一。从最新的观测资料看，人们已观测到的离我们最远的星系是130亿光年。也就是说，如果有一束光以每秒30万千米的速度从该星系发出，那么要经过130亿年才能到达地球。根据大爆炸宇宙模型推算，宇宙年龄大约200亿年。
宇宙有多少个星系?每个星系有多少颗恒星?
在 这个以130亿光年为半径的球形空间里，目前已被人们发现和观测到的星系大约有1250亿个，而每个星系又拥有像太阳这样的恒星几百到几万亿颗。因此只要 做一道简单的数学题，你就不难了解到，在我们已经观测到的宇宙中拥有多少星星。地球在如此浩瀚的宇宙中，真如沧海一粟，渺小得微不足道。
太阳和地球的年龄?
据估计太阳的年龄比地球大1000万-2000年年,而通过放射性计年,地球的年龄是45亿年,因此太阳的年龄是45.1亿年。
银河系简介?
是 地球和太阳所属的星系。因其主体部分投影在天球上的亮带被我国称为银河而得名。银河系呈旋涡状，有4条螺旋状的旋臂从银河系中心均匀对称地延伸出来。银河 系中心和4条旋臂都是恒星密集的地方。
范文三：天文望远镜的基本知识
天文望远镜的基本知识
一、天文望远镜的性能
天文望远镜的作用，就是把肉眼看不清的比较昏暗的星体，通过光学系统的放大，实现相对清晰的观看。天文望远镜的性能，首先跟物镜(折射式)或者主镜(反射式)的直径大小有关。也就是说，直径越大，望远镜的集光力就越强，分辨率也越好。
然而，即使在相同口径的情况下，光学件的研磨精度以及结构件的加工和装配精度，都会非常明显地影响成像的质量。另外，光学系统造成的各种收差(色差，球差，慧差，像散等等)，都会严重的影响观看的效果。为了抑制各种收差，做出高性能的天文望远镜，就需要光学设计者的知识和经验了。
二、天文望远镜的基本公式
1〉倍率,物镜的焦距/目镜的焦距
2〉集光力,物镜直径的平方/7mm的平方
3〉分辨率(秒),116/口径mm
4〉口径比F,物镜焦距mm/物镜口径mm
三、天文望远镜的常见形式
1〉折射式(见下图)。
折射式的优点是一般镜体轻巧，便于携带。光轴稳定，收藏方便，不需要特殊的日常护理和调整，最适合初学者入门之用。缺点是跟反射式相比较的话，价格比较高(在口径类似的前提下)，特别是如果采用了消除色差的特种玻璃透镜ED的高端镜子，价格就更加昂贵了。但是如果喜欢天文摄影，但是又不喜欢笨重器材的话，就只好选择小口径的ED的折射式镜筒了。
2〉反射式(见下图)。
反射式的优点是一般都口径比较大，集光力强，价格也相对便宜。另外，由于没有色差干扰，特别适合天文摄影。缺点是笨重，不容易收藏。光轴也比较容易偏斜，出门看天前，需要检查和调整，日常护理比较麻烦。另外，在室内和室外温度差别比较大的时候，会因为镜筒内部有气流发生而影响观看效果，需要经过一段时间的等候才能使用。
3〉折反式(见下图)。
最大的优点就是结合了折射式和反射式的长处，实现了体型最紧凑化，非常便于收藏。但是，由于光学系统复杂，各种可能影响观看效果的因素比较多，所以在购买的时候，建议购买信用高的名牌产品。杂牌产品务必小心～
上述的镜筒的工作原理如下。
四、如何选择天文望远镜的倍率
常常在一些贩卖天文望远镜的广告上看到一种景象，细的像根柴火棍儿
(就是那种撅巴撅巴连壶水都烧不开的细棍棍)似的望远镜的下面，赫然写着
超高倍率～300倍～可以清楚地看到土星的环～～～直把人雷的外焦里嫩。
实际上，并不是高倍率就一定好。这一点，初学者一定不要忘记。根据被观看的天体以及当时大气状态，有无光害污染等等的不同情况，我们有必要选择最适合观看的倍率。
比如说，如果你拥有一支80mm折射式镜筒，当你想观看行星或者想仔细观察月亮表面的细微之处，那么比较好的倍率应该是在100倍上下。当大气状态不稳定的时候，成像会有一点飘忽，这时，我们就要适当降低一些倍率，选择80倍前后的目镜组合。当我们想观看暗淡的星云星团，还有其他星系的时候，比如说M42(见下图)。
或者是仙女星系(见下图)。
那么最适合的倍率就要选择35到40倍的目镜组合了(对于口径80mm的天文望远镜来说)。
这是为什么呢,因为月亮和行星的表面亮度比较大，而星云星团等等相对比较昏暗一些。当你把倍率提升到了一定的程度的时候，像面会开始变得更加昏暗而无法看清目标了，这个时候，不管你把倍率再提高多少，都是没有意义的。
目前我使用的是一款萤石物镜的80mm折射式，很是轻巧，收藏也方便。但是每次观看行星的时候，还是有点怀念前几年自己使用过的200mm口径的牛顿式反射镜，用200倍以上的倍率观看土星木星，真的是过瘾哦。
五、什么是集光力,
通俗的说，望远镜的集光力，就是跟我们的肉眼相比，它可以比我们的肉眼多收集几倍的光。所以，天文望远镜的口径越大，它的集光力就越强，像面就会更加明亮，那些距离地球根遥远的很昏暗的天体，也能被我们看到了。而像行星和月亮这样的在太阳系里面，距离地球比较近的天体呢，我们就可以用更高的倍率，来做更细致的观察了。所以说，集光力，是天文望远镜非常重要的一个指标～ 一说到天文台，大家都知道，天文台的一大特点，就是拥有一具口径超级巨大的天文望远镜， 原因就是为了能够看到更多的远离地球的，相对比较昏暗的天体。
六、天文望远镜的视场
为了实现更明亮地细致观看天体的目的，为了避免入射光的哪怕很少的一点点的损失，天文望远镜一般都没有用来把成像扳正的棱镜系统。所以，一般我们通过天文望远镜看到的相面，是一个倒立并且左右颠倒的像。当然了，对于观看星空来说，这样是没有问题的，但是当你想用天文望远镜观看地面上的景物的时候，你可以在目镜和镜筒之间接一个天顶镜(见下图)。这样你就可以得到一个正立的像了。
请注意，这个时候你看到的像虽然是正立的，但却是左右颠倒的。
如果你透过天顶镜用肉眼观看的话，你将会看到如下的图像。
如果还没有看明白，那就请看下面这张(还是刚才那张照片，翻转两次后的效果)。
如果你要想得到跟双望一样的完全正立而且左右也不颠倒的像面的话，请选购地上镜(见下图)。
用肉眼透过地上镜，可以看到图像如下。
或者看看下面这张就更清楚了(上面的照片，连续翻转2次)。
七、小结
基本来说，天文望远镜的入门机种，我推荐80mm口径前后的折射式(便宜，轻便)，如果对天文摄影感兴趣的话，今后可以考虑带有消除色差功能的ED透镜的镜筒。如果想节约成本，同时对自己的体力有信心，也可以选购150mm口径以上的反射式望远镜。反射式镜筒没有色差，很适合天空摄影。 关于天文望远镜镜筒的基本知识，就说到这里，以后有机会，再把承载镜筒的架台给大家做个介绍。但愿我的文章对于初学者有所帮助，希望大家玩的明白，祝愿大家玩的开心。
(完)
范文四：天文望远镜的基本知识
天文望远镜基本常识 文章来源：网站管理员 发布时间：2010-6-20 9:12:44 天文望远镜有折射式天文望远镜、反射式天文望远镜和折反射式天文望远镜 3 种。 1、折射式天文望远镜使用起来比较方便，视野较大，星像明亮，但是有色差，从而降低了 分辨率。优质折射镜的物镜是两片双分离消色差物镜或 3 片复消色差物镜。不过，消色差或 复消色差并不能完全消除色差。 2、反射镜天文望远镜的优点是没有色差，但是，反射镜的彗差和像散较大，使得视野边缘 像质变差。常用的反射镜有牛顿式和卡塞格林式两种。前者光学系统简单、价格便宜，球面 反射镜在后端， 目镜在前端侧面； 后者光学系统的主、 副镜为非球面， 主镜和目镜都在后面， 成像质量较好，价格也较贵。 3、折反射天文望远镜镜兼顾了折射镜天文望远镜和反射镜天文望远镜的优点：视野大、像 质好、镜筒短、携带方便。与等焦距和同等口径的折射望远镜相比，价格还不及三分之一。 折反射镜有施密特—卡塞格林式和马克苏托夫—卡塞格林式两种， 后者又称马—卡镜。 马— 卡镜有两片式和三片式两种。譬如：博冠 BOSMA1800150 天文望远镜和 BOSMA2400200 天 文望远镜都是三片式，因像质比两片式更好，倍受国内外天文爱好者的欢迎。 二、合理选择天文望远镜的焦距 选择天文望远镜的焦距，与你想要观测的天体有关。如果你想观测星云、寻找彗星，要选择 短焦距天文望远镜；如果你想观测月亮和行星，要选择长焦天文望远镜；如果你想观双星、 聚星、变星和星团，最好选择中焦距天文望远镜。中焦距镜可以两头兼顾，比较受欢迎。通 常短镜是指焦距与口径之比小于或等于 6， 长镜是指焦距与口径之比大于 15， 介于两者之间 称之为中焦距镜。 三、天文望远镜放大倍数并非越大越好 跟据天文学家长期观测的经验， 天文望远镜最大放大倍数不得大于 1.5 倍物镜的口径 （以 毫 米数表示） ，用口径 100 毫米的望远镜，在大气条件为中等宁静度的情况下观测，不得大于 125 倍。最佳宁静度时可达 190 倍；口径 200 毫米时，在大气宁静度为中等的情况下观测， 不得大于 170 倍。最佳宁静度时，可达 340 倍；实际上对于天文爱好者观测明亮的天体，最 大倍率可达两倍，甚至 2.5 倍物镜的口径（以毫米数表示） 。不过，天文望远镜过大的倍数 使影像更大、更暗，同时大气的抖动也放大了，使影像更模糊。 四、跟据个人的经济能力，尽可能选择口径大的天文望远镜 1、 口径大，接收到的光能量就多，可以观测更暗的天体； 2、口径大，最大有效放大倍数 V 就大，因为 V=主镜口径 D（以毫米数
表示） ； 3、口径大，分辨率高，可以观测到行星更多的细节，可以分辨双星，还有可能发现更暗的 小行星和彗星。分辨率理论上讲，只是与口径有关，实际上与光学设计、加工和装、校都有 关系。一般科普望远镜的分辨率能达到 2 倍理论分辨角，就算是优质望远镜，而博冠 BOSMA1800150，经进口计量仪器检验，分辨率优于 1″，已接近理论值。 五、 如何辨别科普天文望远镜的光学质量： 白天购买时，你可用天文望远镜观测远处一幢大楼，将大楼的轮廓线移到视野的 1／4 处， 如果轮廓线橙黄色或蓝紫色特别明显，或轮廓线弯曲得特别厉害，不要买；再看一看远处的 树叶，一般来说，60 毫米口径的望远镜，能看清 40 米远处的叶筋，看不清的别买。当然， 天文望远镜口径越大，看得越远。博冠 BOSMA70060 天文望远镜（口径 60 毫米）能看清 85 米外的叶筋。晚上你可以看星星，如果看到的星星是带颜色的而且特别明显，或是视野边缘 的星星拖着尾巴，其长度达到星星大小的 2 倍，这种天文望远镜不适合用于天文观测。 六、 对天文望远镜的分辨率本领（即分辨率）的检测 最好的方法是观测双星。譬如：天鹰座π星是双星（牛郎星附近） ，角距为 1″.4；白 羊
座ε星是双星，角距 1″.5；天鹅座δ星是双星，角距 2″.1；御夫座星是双星，角距 3″.0； 狮子座的γ星是双星，角距 4″.3。 七、 关于行星的观测 观测金、木、水、火、土星时所需的放大倍数便是天文望远镜视场内的行星小圆面与肉眼看 到的满月有同样视场大小（31 角分） 。所以用口径 50mm 的物镜就可观测木星，用 80mm 的 物镜就可观测金星和火星，而观测水星则要用 280mm 的物镜。 八、 关于太阳黑子的观测 大的黑子用小天文望远镜就能看到， 而一些很小的黑子则要用大天文望远镜才能看清楚。 业 余观测黑子一般采用投影观测。观测太阳和月球要用口径比 （D／F） 小的望远镜， 最好是 1： 15～1：20。也可以在镜前加一只光栏，用以减小口径比。不过，这样做会降低望远镜的分 辨本领。 九、 关于月球的观测 月球有环形山、链状山脉、月海、月谷、沟纹（干涸的河流）和亮辐射条纹，好的天文望远 镜可看到月球上非常细微的细节。 观测月球最好的放大倍率是 （1～1.5） ×主镜口径 （mm） 。 十、 关于天文望远镜的支架 天文望远镜的支架有地平式和赤道式 2 种， 都有 2 个互相垂直的转轴。 天文望远镜的视野一 般都比较小， 而且放大倍率越大， 视野就越小， Ｋ以， 要选择一个不会因风吹而抖动的支架。
范文五：天文望远镜的基本知识
天文望远镜的基本知识
2010-05-17 10:42:13| 分类： 天文望远镜 | 标签： |字号大中小 订阅
一、天文望远镜的性能
天文望远镜的作用，就是把肉眼看不清的比较昏暗的星体，通过光学系统的放大，实现相对清晰的观看。天文望远镜的性能，首先跟物镜（折射式）或者主镜（反射式）的直径大小有关。也就是说，直径越大，
望远镜的集光力就越强，分辨率也越好。
然而，即使在相同口径的情况下，光学件的研磨精度以及结构件的加工和装配精度，都会非常明显地影响成像的质量。另外，光学系统造成的各种收差（色差，球差，慧差，像散等等），都会严重的影响观看的
效果。为了抑制各种收差，做出高性能的天文望远镜，就需要光学设计者的知识和经验了。
二、天文望远镜的基本公式
1〉倍率＝物镜的焦距/目镜的焦距
2〉集光力＝物镜直径的平方/7mm的平方
3〉分辨率（秒）＝116/口径mm
4〉口径比F＝物镜焦距mm/物镜口径mm
三、天文望远镜的常见形式
1〉折射式（见下图）。
折射式的优点是一般镜体轻巧，便于携带。光轴稳定，收藏方便，不需要特殊的日常护理和调整，最适合初学者入门之用。缺点是跟反射式相比较的话，价格比较高（在口径类似的前提下），特别是如果采用了消除色差的特种玻璃透镜ED的高端镜子，价格就更加昂贵了。但是如果喜欢天文摄影，但是又不喜欢笨
重器材的话，就只好选择小口径的ED的折射式镜筒了。
2〉反射式（见下图）。
反射式的优点是一般都口径比较大，集光力强，价格也相对便宜。另外，由于没有色差干扰，特别适合天文摄影。缺点是笨重，不容易收藏。光轴也比较容易偏斜，出门看天前，需要检查和调整，日常护理比较麻烦。另外，在室内和室外温度差别比较大的时候，会因为镜筒内部有气流发生而影响观看效果，需要经
过一段时间的等候才能使用。
3〉折反式（见下图）。
最大的优点就是结合了折射式和反射式的长处，实现了体型最紧凑化，非常便于收藏。但是，由于光学系统复杂，各种可能影响观看效果的因素比较多，所以在购买的时候，建议购买信用高的名牌产品。杂牌产
品务必小心！
上述的镜筒的工作原理如下。
四、如何选择天文望远镜的倍率
常常在一些贩卖天文望远镜的广告上看到一种景象，细的像根柴火棍儿（就是那种撅巴撅巴连壶水都烧不开的细棍棍）似的望远镜的下面，赫然写着超高倍率！300倍！可以清楚地看到土星的环！！！直把人雷的外焦里嫩。
实际上，并不是高倍率就一定好。这一点，初学者一定不要忘记。根据被观看的天体以及当时大气状态，
有无光害污染等等的不同情况，我们有必要选择最适合观看的倍率。
比如说，如果你拥有一支80mm折射式镜筒，当你想观看行星或者想仔细观察月亮表面的细微之处，那么比较好的倍率应该是在100倍上下。当大气状态不稳定的时候，成像会有一点飘忽，这时，我们就要适当降低一些倍率，选择80倍前后的目镜组合。当我们想观看暗淡的星云星团，还有其他星系的时候，比如说
M42（见下图）。
或者是仙女星系（见下图）。
那么最适合的倍率就要选择35到40倍的目镜组合了（对于口径80mm的天文望远镜来说）。 这是为什么呢？因为月亮和行星的表面亮度比较大，而星云星团等等相对比较昏暗一些。当你把倍率提升到了一定的程度的时候，像面会开始变得更加昏暗而无法看清目标了，这个时候，不管你把倍率再提高多
少，都是没有意义的。
目前我使用的是一款萤石物镜的80mm折射式，很是轻巧，收藏也方便。但是每次观看行星的时候，还是有点怀念前几年自己使用过的200mm口径的牛顿式反射镜，用200倍以上的倍率观看土星木星，真的是过瘾哦。
五、什么是集光力？
通俗的说，望远镜的集光力，就是跟我们的肉眼相比，它可以比我们的肉眼多收集几倍的光。所以，天文望远镜的口径越大，它的集光力就越强，像面就会更加明亮，那些距离地球根遥远的很昏暗的天体，也能被我们看到了。而像行星和月亮这样的在太阳系里面，距离地球比较近的天体呢，我们就可以用更高的倍
率，来做更细致的观察了。所以说，集光力，是天文望远镜非常重要的一个指标！
一说到天文台，大家都知道，天文台的一大特点，就是拥有一具口径超级巨大的天文望远镜， 原因就是为
了能够看到更多的远离地球的，相对比较昏暗的天体。
六、天文望远镜的视场
为了实现更明亮地细致观看天体的目的，为了避免入射光的哪怕很少的一点点的损失，天文望远镜一般都没有用来把成像扳正的棱镜系统。所以，一般我们通过天文望远镜看到的相面，是一个倒立并且左右颠倒的像。当然了，对于观看星空来说，这样是没有问题的，但是当你想用天文望远镜观看地面上的景物的时
候，你可以在目镜和镜筒之间接一个天顶镜（见下图）。这样你就可以得到一个正立的像了。
请注意，这个时候你看到的像虽然是正立的，但却是左右颠倒的。
如果你透过天顶镜用肉眼观看的话，你将会看到如下的图像。
如果还没有看明白，那就请看下面这张（还是刚才那张照片，翻转两次后的效果）。
如果你要想得到跟双望一样的完全正立而且左右也不颠倒的像面的话，请选购地上镜（见下图）。
用肉眼透过地上镜，可以看到图像如下。
或者看看下面这张就更清楚了（上面的照片，连续翻转2次）。
七、小结
基本来说，天文望远镜的入门机种，我推荐80mm口径前后的折射式（便宜，轻便），如果对天文摄影感兴趣的话，今后可以考虑带有消除色差功能的ED透镜的镜筒。如果想节约成本，同时对自己的体力有信
心，也可以选购150mm口径以上的反射式望远镜。反射式镜筒没有色差，很适合天空摄影。
关于天文望远镜镜筒的基本知识，就说到这里，以后有机会，再把承载镜筒的架台给大家做个介绍。但愿
我的文章对于初学者有所帮助，希望大家玩的明白，祝愿大家玩的开心
