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天文學
本詞條是多義詞，共2個義項
觀察和研究宇宙間天體的學科
基本信息
| 中文名 | 天文學 |
| 外文名 | astronomy；chronometer |
| 分類 | 科學（自然科學） |
| 研究范圍 | 宇宙空間天體、結構和發(fā)展 |
| 開設院校 | 南京大學、北師大等 |
展開
歷史
淵源發(fā)展
天文學的起源可以追溯到人類文化的萌芽時代。遠古時代，人們?yōu)榱酥甘痉较?、確定時間和季節(jié)，而對太陽、月亮和星星進行觀察，確定它們的位置、找出它們變化的規(guī)律，并據此編制歷法。山西襄汾的陶寺遺址與《尚書·堯典》記載的觀象臺相當?！兑讉鳌は蟆じ铩分v“君子以治歷明時?！睙o疑，天文學是最古老的自然科學學科之一。
天文學是一門古老的學科，至少已經有幾千年的歷史。顧炎武《日知錄》有云：“三代以上，人人皆知天文：七月流火，農夫之辭也；三星在戶，婦人之語也；月離于畢，戍卒之作也；龍尾伏辰，兒童之謠也。”天文學在人類早期文明中占有非常重要的地位。古時候，人們通過用肉眼觀察太陽、月亮、星星來確定時間和方向，制定歷法，指導農業(yè)生產，這是天體測量學最早的開端。在此基礎上誕生了占星術、預測學即通過天體的運行來占卜兇吉禍福，預測自然災害、戰(zhàn)爭的輸贏和個人的命運。
《易經》記載的“大衍筮法”就是溝通天道（天文）、人道（人文）的學問?！锻訂栆住芬罁?/span>清華簡《保訓》篇舜“測陰陽之物”和《尚書》舜說“朕志先定，詢謀僉同，龜筮協從”等記載考證：從舜帝開始，大易就被用于王國決策、稽疑了。
上古時期，“天柱折，地維絕，天傾西北，地覆東南”為背景，先賢得出了“天道左旋，地道右遷，人道尚中”的結論?！?/span>周易》明確提出了“天衢”概念，要求人們向天道學習，會通天道人道，法天正己，尊時守位，知常明變，開物成務，建功立業(yè)。抬頭仰望天際是人類的基礎行為。早期天文學的內容就其本質來說就是天體測量學。
研究意義
天文學
研究對象
隨著天文學的發(fā)展，人類的探測范圍由目測的太陽、月球、天空中的星星到達了距地球約100億光年的距離，根據尺度和規(guī)模，天文學的研究對象可以分為：
太陽系
組成星球
太陽系（solar system）是由太陽、8顆大行星、66顆衛(wèi)星以及無數的小行星、彗星及隕星組成的。行星由太陽起往外的順序是：水星（Mercury）、金星（Venus）、地球（Earth）、火星（Mars）、木星（Jupiter）、土星（Saturn）、天王星（Uranus）和海王星（Neptune）。
離太陽較近的水星、金星、地球及火星稱為類地行星（terrestrial planets）。宇宙飛船對它們都進行了探測，還曾在火星與金星上著陸，獲得了重要成果。它們的共同特征是密度大（大于3.0克/立方厘米）、體積小、自轉慢、衛(wèi)星少、主要由石質和鐵質構成、內部成分主要為硅酸鹽（silicate）并且具有固體外殼。
離太陽較遠的木星、土星、天王星及海王星稱為類木行星（jovian planets）。宇宙飛船也都對它們進行了探測，但未曾著陸。地球(16張)它們都有很厚的大氣圈、主要由氫、氦、冰、甲烷、氨等構成、質量和半徑均遠大于地球，但密度卻較低，其表面特征很難了解，一般推斷，它們都具有與類地行星相似的固體內核。
在火星與木星之間有100000個以上的小行星（asteroid）（即由巖石組成的不規(guī)則的小星體）。推測它們可能是由位置界于火星與木星之間的某一顆行星碎裂而成的，或者是一些未能聚積成為統(tǒng)一行星的石質碎塊。隕星存在于行星之間，成分是石質或者鐵質星。
行星層次
包括行星系中的行星、圍繞行星旋轉的衛(wèi)星和大量的小天體，如小行星、彗星、流星體以及行星際物質等。恒星系統(tǒng)。
恒星層次
現時人們已經觀測到了億萬個恒星，太陽只是無數恒星中很普通的一顆。
星系層次
宇宙
研究方法
區(qū)別分析
古代埃及
他們制定了自己的歷法。馬克思說：“計算尼羅河水漲落期的需要，產生了埃及的天文學?！边@就是說，天文學知識的產生來自對自然界的觀察。古埃及人發(fā)現三角洲地區(qū)尼羅河漲水與太陽、天狼星在地平線上升起同時發(fā)生，他們把這樣的現象兩次發(fā)生之間的時間定為一年，共365天。把全年分成12個月，每月30天，余下的5天作為節(jié)日之用；同時還把一年分為3季，即“泛濫季”、“長出五谷季”、“收割季”，每季4個月。希羅多德說：“埃及人在人類當中，第一個想出用太陽年計時的辦法，……在我看來，他們的計時辦法，要比希臘人的辦法高明，因為希臘人，每隔一年就要插進去一個閏月，才能使季節(jié)吻合……”
埃及人把晝和夜各分成12個部分，每個部分為日出到日落或日落到日出的時間的1/12。埃及人用石碗滴漏計算時間，石碗底部有個小口，水滴以固定的比率從碗中漏出。石碗標有各種記號用以標志各種不同季節(jié)的小時。別懷疑，古埃及的占星學可是很發(fā)達的。正如古埃及文明的特色一般，他們的十二星座也是以古埃及的神來代表的。
古埃及人關于星的研究與知識累積起源于遠古時代農業(yè)生產的需要。古埃及的農業(yè)生產，由于播種季節(jié)和田野、果園的豐收，都要依賴于尼羅河的每年泛濫，而尼羅河的泛濫，又和星體運動有關，特別是每隔1460年便會出現日出、天狼升空與尼羅河泛濫同時發(fā)生的現象。所以，僧侶從很早便開始制作天體圖。埃及的天文學與數學一樣，仍然處于一種低水平的發(fā)展階段，而且還落后于巴比倫。
在古埃及的文獻中，既沒有數理儀器的記述，也沒有日食、月食或其他天體現象的任何觀察的記錄。埃及人曾把行星看成漫游體，并且把有命名的稱為星和星座（它很少能與現代的等同起來）。所以，他們僅有的創(chuàng)作能夠夸大為“天文學”的名字。
從古王國時代一直到較晚的托勒密時代保存下來的某些銘文包括了天空劃分的名單。被希臘人稱為“德坎”（黃道十度分度）的是用圖描繪的所謂夜間的12小時。人們使用德坎劃分年份，一年由36個為期10天的連續(xù)星期構成。36個德坎共計360天，構成一年的時間。但是，還缺少5天，因此，每隔若干年，每星期德坎出現的時間就必須往后移。埃及人的宇宙觀念往往是用不同的神話來解釋，并且保留了一些不同的天體的繪畫。
在新王國時代陵墓中的畫面上，我們看到天牛形象的天空女神努特，她的身體彎曲在大地之上形成了一個天宮的穹隆，其腹部為天空，并飾以所謂“星帶”。沿星帶的前后有兩只太陽舟，其中頭上一只載有太陽神拉，他每日乘日舟和暮舟巡行于天上。大氣之神舒立在牛腹之下，并舉起雙手支撐牛腹，即天空。天牛的四肢各有2神所扶持。按另一種神話傳說，天空女神努特和大地之神蓋伯兩者相擁合在一起，其父大氣之神舒用雙手把女神支撐起來，使之與蓋伯分離，僅僅讓努特女神之腳和手指與地面接觸，而蓋伯半躺在大地上。這些神話傳說反映了埃及人關于天、地、星辰的模糊的概念。
埃及的某些僧侶被指定為“時間的記錄員”。他們每日監(jiān)視夜間的星體運動，他們需要記錄固定的星的次序，月亮和行星的運動，月亮和太陽的升起、沒落時間和各種天體的軌道。這些人還把上述資料加以整理，提出天體上發(fā)生的變化及其活動的報告。在拉美西斯六世、七世和九世的墓中保存了星體劃分的不同時間的圖，它由24個表構成，一個表用作每半個月的間隔。與每個表一起，有一個星座圖的說明。在第18王朝海特西樸蘇特統(tǒng)治時的塞奈穆特墓中的天文圖，可以說是迄今所知的最早的天文圖。
神廟天文學家所知道的一組星為“伊凱姆·塞庫”，即“從不消失的星”。顯然是北極星。第二組為“伊凱姆·威列杜”，即“從未停頓的星”，實際上是行星。埃及人是否知道行星與星之間的區(qū)別，尚未報道。他們所知道的星是天狼星、獵戶座、大熊座、天鵝座、仙后座、天龍座、天蝎座、白羊宮等。他們注意到的行星有木星、土星、火星、金星等。當然，他們的星體知識并不精確，星與星座之間很少能與現代的認識等同起來。太陽的崇拜，在埃及占有重要地位。從前王朝時代起，太陽被描繪為圣甲蟲，在埃及宗教中占有顯著的地位。而且，不同時辰的太陽還有不同的名稱，在不同地區(qū)，不同時代，還有另外一些太陽神。埃及人的民用歷法，一年分為12個月，每月30日，一年360日，后來又增加了5日，以365日為一年。但是，實際上，這種歷法并不精確。因為，1個天文年是365.25日，所以，埃及民用歷每隔4年便比天文歷落后1天。然而，在古代世界，這就是最佳的歷法。羅馬的儒略歷就是儒略·愷撒（J. Caesar）采用古埃及的太陽歷加閏年而成的。中世紀羅馬教皇格列高利（Gregory）對儒略歷加以改革，成為現今公認的世界性公歷。在這一方面，同樣可以看到古埃及人的重大貢獻。
占星術
天文學應當和占星術分開。后者是一種試圖通過天體運行狀態(tài)來預測一個人命運的偽科學。盡管兩者的起源相似，在古代常?；祀s在一起。但當代的天文學與占星術卻有著明顯的不同：現代天文學是使用科學方法，以天體為研究對象的學科；而占星術則通過比附，聯想等方法把天體位置和人事對應；概而言之，占星學著眼于預測人的命運。
主干學科
天文學的分支主要可以分為理論天文學與觀測天文學兩種。天文學觀察家常年觀察天空，并將所得到的信息整理后，理論天文學家才可能發(fā)展出新理論，解釋自然現象并對此進行預測。
理論天文學
觀察天文學
按照研究方法，天文學可分為：
天體測量學
天體力學
天體物理學
天文技術與方法
按照觀測手段，天文學可分為：
光學天文學
射電天文學
紅外天文學
空間天文學
其他更細分的學科：
天文學史
業(yè)余天文學
宇宙學
星系天文學
遠紅外天文學
X射線天文學
等離子天體物理學
中微子天體物理學
行星物理學
月面學
運動學宇宙學
河外天文學
恒星天文學
恒星物理學
后牛頓天體力學
基本天體測量學
考古天文學
空間天體測量學
歷書天文學
球面天文學
射電天體測量學
射電天體物理學
實測天體物理學
實用天文學
太陽物理學
太陽系化學
星系動力學
星系天文學
天體生物學
天體演化學
天文地球動力學
天文動力學
大事年表詳解
天文學大事記
公元前
古埃及人在4700年前建造了金字塔，部分用于觀測太陽和其他天體。
公元前十二世紀，中國殷末周初采用二十八宿劃分天區(qū)。
自公元前722年起，直至清末，中國用干支記日，從未間斷。這是世界上最長久的記日法。
公元前約700年，中國甲骨文（河南安陽出土）上已有彗星觀察的記載。
公元前611年，中國有彗星的最早記錄。
公元前440年，古希臘默冬發(fā)現月球的位相以19年為周期重復出現今陽歷的同一日期。
公元前五世紀，古希臘歐多克斯提出日月星辰繞地球作同心圓運動的主張。
公元前五世紀，古希臘阿那薩古臘提出月食的成因，并認為月球因反射太陽光而明亮。
公元前四世紀，古希臘德謨克利特提出宇宙的原子旋動說，認為宇宙是在空虛的空間中，由無數個旋動著的、看不見的、不可分的原子組成。
公元前三世紀，古希臘埃拉托色尼第一次用天文觀測推算地球的大小。
公元前三世紀，古希臘亞里斯塔克第一次測算太陽和月球對地球距離的比例，太陽、月球和地球大小之比，又提出太陽是宇宙中心和地球繞太陽運轉的主張。
公元前134年，中國漢朝《漢書·天文志》有新星的第一次詳細記載。
公元前46年，羅馬頒行儒略歷（舊歷）。
公元后
公元0年至1499年
一至二世紀東漢時期，創(chuàng)制成水運渾天儀（即渾象儀或天球儀），測出太陽和月球的角直徑都是半度，黃赤交角為24度。提出月光是日光反照的看法。在《渾天儀圖注》和《靈憲》等書中，總結了當時的“渾天說”（中國張衡）。
二世紀，古希臘托勒密編制成當時較完備的星表，并首先發(fā)現大氣折射星光現象。
二世紀，古希臘托勒密《偉大論》中用本輪和均輪的復雜系統(tǒng)，詳細闡述“地球中心說”。
十三世紀，伊朗納西萊汀·圖西編制伊兒汗星表。
1276年，元朝制造了簡儀等天文儀器十三種，全憑實測創(chuàng)制《授時歷》，廢除古代歷元，是中國歷法的第四次大改革，該歷己和現代公歷性質基本一樣，于1281年頒布，施行達四百年左右（中國郭守敬、王恂、許衡等）。
1276年，元朝制造了天文儀器近20種（中國郭守敬）。
1420年，根據實測編制了恒星表和行星運行表（蒙古兀魯·伯）。
1500年至1800年
1572年，丹麥第谷·布拉赫發(fā)現仙后座超新星，是銀河系里第二顆新星。
1582年，西歐許多國家實行格里歷，即現行公歷的前身。
1584年，意大利布魯諾《論無限性、宇宙和世界》出版，捍衛(wèi)和發(fā)展了哥白尼的太陽中心學說。
1604年，德國開普勒發(fā)現蛇夫座超新星，是銀河系第三顆超新星。
1609－1610年，意大利物理學家伽利略制成第一臺天文望遠鏡，并用它觀測天象，發(fā)現月亮上的山和谷：發(fā)現木星的四個最大衛(wèi)星，發(fā)現金星的盈虧，發(fā)現太陽黑子和太陽的自轉。認識到銀河是由無數星體所構成，為哥白尼學說提供了一系列有力的明證。
1627年，德國開普勒編制了盧多耳夫星行表。
十七世紀，中國徐光啟明朝出版《崇禎歷》，其中的星錄是當時中國較完備的全天恒星圖。
十七世紀，中國徐光啟在明末第一次使用望遠鏡觀測天象。
1659年，荷蘭惠更斯發(fā)現土星的光環(huán)。
1666年，法國卡西尼發(fā)現火星和木星的自轉。
1675年，法國卡西尼發(fā)現土星光環(huán)里有一個環(huán)形狹縫。
1693年，英國哈雷發(fā)現月球運動的長期加速現象。
1705年，英國哈雷發(fā)現第一顆周期彗星，并預言其周期為七十六年左右，后得到證實。
1716年，英國哈雷提出觀測金星凌日測定太陽視差（或距離）的方法。
1718年，英國哈雷發(fā)現恒星的自行，證明恒星不“恒”。
1729年，法國布蓋發(fā)明光度計，用以比較天體的亮度。
1745年，提出太陽系由彗星碰撞而產生的災變學說（法布豐）。
1747年，發(fā)現地軸的章動現象（英國布拉德雷）。
1750年，首次提出銀河是天上所有星體組成的一個扁平系統(tǒng)，形如車輪（英國賴脫）。
1754年，提出潮汐摩擦使地球自轉變慢和太陽系毀滅的假說（德國康德）。
1755年，發(fā)明用觀察月亮和恒星的角距來測定海上經度的方法（德國約·邁耶爾）。
1760年，提出光度學的基本原則，開始誕生“光度學”（法國布蓋）。
1767年，英國格林尼治天文臺開始出版航海歷書。
1772年，發(fā)表行星排列距離的定則（德國波德）。
1781年，發(fā)現天王星（英國弗·赫歇爾）。
1782年，編制第一個雙星表（英國弗·赫歇爾）。
1783年，發(fā)現太陽系整體在空間的運動，并首次定出向點和速度，證實太陽也有自行（英國弗·赫歇爾）。
1785年，用統(tǒng)計方法研究恒星的空間分布和運動等，得到第一個銀河系結構的圖形，產生了恒星天文學（英國弗·赫歇爾）。
1787年，從力學分析提出太陽系穩(wěn)定性理論（法國拉格朗日）。
1787年，發(fā)現天王星的兩個衛(wèi)星——天王衛(wèi)三，衛(wèi)四和第一個行星狀星云（英國弗·赫歇爾）。
1796年，《宇宙體系解說》一書出版，提出有力學和物理學上依據的太陽系起源的星云假說（法國拉普拉斯）。
1797年，提出計算彗星軌道的新方法（德國奧耳勃斯）。
1800年，首次發(fā)現太陽光譜中不可見的紅外輻射（英國弗·赫歇爾）。
1801年至1899年
1809年，《天體按照圓錐曲線運動理論》一書出版，提出了行星軌道的計算方法（德國高斯）。
1833－1847年，發(fā)現了3347對雙星和825個星云（英國約·赫歇爾）。
1837年，利用游絲測微計精密測量雙星的位置，并發(fā)現許多新雙星（俄國瓦·斯特魯維）。
1837年，首次測量了太陽的輻射熱量（法國普耶，英國約·赫歇爾）。
1843年，發(fā)現太陽黑子數以約11年為周期的變化（德國施瓦布）。
1844年，發(fā)現觀測變星的亮度等級法，促使變星研究迅速發(fā)展（德國阿格蘭德爾）。
1844年，根據天狼星和南河三運動的不規(guī)則變化，預見它們都有暗伴星（德國貝塞爾）。
1846年，發(fā)現海王星的第一個衛(wèi)星——海王衛(wèi)一（英國拉塞耳）。
1849年，提出衛(wèi)星的穩(wěn)定性理論，由此證明土星的光環(huán)不是一個連續(xù)固體，而是無數小質點組成（法國羅什）。
1850年，發(fā)現一些星云具有旋渦結構（英國威·羅斯）。
1851年，發(fā)現天王星的兩個衛(wèi)星——天王衛(wèi)一和天王衛(wèi)二（英國拉塞耳）。
1851年，發(fā)現地磁和磁暴也有同太陽黑子數變化完全相對應的11年周期變化（德國拉芒特，英國薩比恩）。
1857年，第一次成功拍出恒星的照片，開始了恒星照相術（美國邦德）。
1857－1859年，首次拍到細節(jié)清晰的月球照相（英國德拉呂）。
建立天體的光度和星等之間的基本關系式（英國泡格森）。
1858年，從太陽黑子在日面上的轉動，發(fā)現太陽不是固體般自旋，而是像流體那樣在作“較差自旋”（英國卡林頓）。
1858年，德國斯波勒爾，英國卡林頓發(fā)現太陽黑子在日面上緯度分布的周期變化。
1859年，德國澤爾納發(fā)明光度計，經改進使用至今。
1861年，刊布了包含226顆亮星的第一個光度星表（德國澤爾納）。
1863年，編制第一個基本星表AGK（德國奧魏爾斯主持，國際合作）。
1864年，用分光鏡研究星云，揭示了它們的氣體結構，并發(fā)現行星狀星云所發(fā)出的兩條特殊的綠色譜線（英國哈根斯）。
1868年
使用分光鏡，第一次在不是日食時候觀測到日珥（法國詹森）。
提出第一個恒星光譜的目視光譜分類法，把恒星分為白色星、黃色星、橙色星和紅色、暗紅色星四類（意大利賽奇）。
第一次測定恒星的視向速度（英國哈金斯）。
1869年，刊布太陽光譜里一千條譜線的波長，并用新單位埃表示（瑞典埃格斯特朗）。
1871年，由太陽東西兩邊光譜線的位移，測定太陽的自轉的速度（德國沃格耳）。
1874年，發(fā)現到4等為止的亮星集中在與銀道成17度交角的大園上（美國古爾德）。
1877年
提出火星表面上有“人工運河”的看法（意大利斯基帕雷利）。
發(fā)現（晶體）硒和金屬接觸處在光照射下產生電動勢的光生伏打效應，后美國人弗里茲于1883年用此制成光伏打電池（英國沃·亞當斯）。
《聲的理論》出版，基本上完成聲音的數學理論（英國瑞利）。
1879年
1879－1882年，使用偏振光度計，編制成4260顆恒星的實測星等的大光度星表（美國愛·皮克林）。
1880年，提出變星分類法（美國愛·皮克林）。
1881年，第一次攝到彗星的照片（法國詹森，美國德拉帕爾）。
1882年，觀測證實水星近日點的長期進動有超差，并精確測算出其數據（美國紐康）。
1887年，根據恒星光譜不同，提出恒星演化的理論，用以說明恒星是變的（英國洛基爾）。
1888年
刊布“新總星表”（N.G.C）（英國德雷耶爾）。
1890年，研究土星和木星間的相互攝動，建立木、土兩行星運動的精確理論（美國喬·希耳）。
1895年，應用光譜分析證實土星光環(huán)的隕星結構（美國基勒）。
1900年至1919年
德國科學家哈爾脫曼，發(fā)現星際介質中含有鈣。
1909年，提出計算彗星和行星軌道的特別攝動法。
1910年，德國科學家夏奈、威爾森，首次測定了恒星的溫度。
1912年，中國開始使用公歷。
1914年，發(fā)現仙女座大星云的自轉（美國比斯）。
發(fā)現木星的第九顆衛(wèi)星一木衛(wèi)九（美國塞·尼科耳遜）。
建立球狀星團的“光譜－光度圖”（美國沙普勒）。
建立恒星內部結構理論（英國愛丁頓）。
1917年，提出太陽系起源的潮汐假說（英國金斯）。
1918年，根據球狀星團分布研究銀河系結構，發(fā)現太陽不位于銀河系的中心位置（美國沙普勒）。
1918－1924年，刊布亨利·德拉帕爾星表，表內列出225000多顆恒星的光譜類型（美國安·莫里、卡農）。
1919年，首次利用日全食觀測驗證太陽引力場使星光偏折的效應（英國愛丁頓領導日全食觀察隊）。
發(fā)現太陽黑子等活動的真正周期是22年（美國赫耳、華·亞當斯）。
1920年至1929年
公元1920年
發(fā)現軌道似于土星的小行星海達爾戈，這是現今知道的最遠的小行星（美籍德國人巴德）。
發(fā)生卡普坦宇宙和沙普勒宇宙的大爭論。
公元1922年
公元1923年
編成精確的新月球運動表，為天文年歷上所采用（英國厄·布朗）。
公元1924年
發(fā)現恒星運動的不對稱性現象（美國斯特隆堡）。
公元1925年
提出河外星系的形態(tài)分類法（美國哈勃）。
首次提出銀河系由許多次系合成的觀點（瑞典林德伯拉特）。
建立疏散星團的分類法（瑞士特朗普勒）。
確定行星狀星云光譜中的特殊發(fā)射線是在密度非常稀薄狀態(tài)下氧兩次電離所產生的禁線，從而否定了新元素存在的推測（美國鮑溫）。
公元1926年
提出造父變星光變的脈動理論（英國愛丁頓）。
第一次國際經度聯測。
公元1927年
提出球狀星團的分類法（美國沙普勒）。
首次發(fā)現恒星的自轉（美國奧·斯特魯維，蘇聯沙因）。
明確提出用地球自轉的不均勻性，以解釋月球運動的某些偏差（荷蘭德希特）。
公元1929年
提出關于天體起源的引力不穩(wěn)定理論（英國金斯）。
1930年至1939年
公元1930年
測定月球的輻射和溫度（美國愛·珀替、塞·尼科爾遜）。
公元1931年
由光譜分析證認出金星的大氣主要成分是二氧化碳（美國華·亞當斯、杜哈姆）。
1931－1933年，從木星、土星等外行星的光譜照片，認識到這些大行星上的大氣富有氨、甲烷、氫，從而推測地球形成時大氣成分為水、氨、甲烷和氫等（美國斯里弗爾，美籍德國人維爾德）。
公元1932年
從無線電接收中穩(wěn)定持久的噪聲，發(fā)現太陽系外銀河來的無線電波，開始了射電天文學的研究（美國楊斯基）。
蘇聯列·蘭道用費米氣體模型，推測恒星坍縮的質量。
公元1933年
1933－1938年，發(fā)現星際介質中含有氰和氫化物的分子（比利時史溫斯，加拿大籍德國人赫茨伯格，美國華·亞當斯等）。
第二次國際經度聯測。
公元1934年
中國建立南京紫金山天文臺。
公元1935年
出版恒星視差總表（美國施萊辛格等）。
公元1936年
進行流星的照相觀測，證實流星大多屬太陽系，并利用流星觀測資料測定地球高空大氣的密度（美國維伯爾）。
發(fā)現地球自轉速率的季節(jié)性變化（法國斯多依科）。
公元1937年
德國海德堡天文計算所編制成包括1535個恒星的FK8基本星表。
公元1938年
提出太陽和恒星上氫是核燃料，碳是催化劑，氦是灰燼的熱核反應的主要機制，用以闡明它們的能源（美籍德國人貝蒂，美國克里齊菲爾德，德國馮·韋茨薩克）。
編制成包括33342個基本恒星的位置和自行的總星表（美國鮑斯）。
公元1939年
證實地球自轉的不均勻性（英國斯賓塞爾·瓊斯）。
從仙女座大星云自旋的研究，推算出它的總質量與銀河系相當（美國霍·巴布科克）。
1940年至1949年
1937－1940年，建立第一臺九米直徑的拋物面天線射電望遠鏡，研究宇宙射電的強度分布，證實銀河系中心方向來的射電強度最大（美國雷勃）。
建立黃道光理論（荷蘭維伯爾）。
提出日珥形態(tài)分類法（美國愛·珀替）。
公元1941年
提出恒星由星際塵埃物質通過輻射壓作用凝聚而成的假說（美國斯比茨）。
發(fā)現近距雙星的物質交換過程（美籍俄國人奧·斯特魯維）。
證明日冕光譜里的特殊譜線是鐵、鎳、鈣等原子在高度電離時產生的禁線，解決了所謂新元素之謎（瑞典埃德倫）。
公元1942年
英國陸軍雷達探測站發(fā)現太陽的射電。
提出太陽系起源的電磁學說（瑞典阿爾芬）。
用觀測小行星方法精確測定太陽視差值，求得日地之間的精確距離（英國斯賓塞爾·瓊斯）。
公元1943年
成功地把仙女座大星云的核心部分及其兩個橢圓伴星云分辨為一個個恒星，完全證實河外星云是同銀河系一樣的龐大天體系統(tǒng)，結束了一百多年關于河外星云本質的爭論（美籍德國人巴德）。
提出關于太陽系起源的流體湍流學說（德國魏扎克）。
1943－1946年，提出銀河系的各種次系的分類（蘇聯柯卡金）。
公元1944年
提出太陽系起源的隕星假說（蘇聯奧·施密特）。
公元1945年
公元1946年
首次大規(guī)模使用雷達研究流星雨（英國洛佛耳）。
發(fā)現球狀體，認為是恒星的胚胎（美籍德國人波克）。
美國第一次用雷達探測月球。
發(fā)現第一顆“射電星”，后稱“射電源”（英國赫、帕爾桑、杰·菲利浦斯）。
公元1947年
西可特－阿林大隕石在蘇聯西伯利亞降落。
公元1948年
發(fā)現天王星的一個衛(wèi)星——天王衛(wèi)五，由東向西逆轉（美籍荷蘭人柯伊伯）。
發(fā)現恒星的磁場（美國巴布科克父子）。
公元1949年
提出恒星演化的物質拋射學說（蘇聯費森柯夫）。
提出太陽系起源的原行星假說（美籍荷蘭人柯伊伯）。
發(fā)明射電分頻儀（澳大利亞威耳德、馬克累迪）。
發(fā)現海王星的第二顆衛(wèi)星——海王衛(wèi)二（美籍荷蘭人柯伊伯）。
提出宇宙起源的原始火球學說（美籍俄國人伽莫夫等）。
1950年至1960年
公元1950年
提出彗星是由一顆大行星崩潰而形成的學說（荷蘭歐爾特）。
發(fā)現河外星系的射電（英國兒·布朗，澳大利亞哈澤德）。
發(fā)現假黃道光（蘇聯費森柯夫）。
公元1951年
提出關于天體起源的湍流假說（德國魏扎克）。
發(fā)現木星的第十二個衛(wèi)星——木衛(wèi)十二。它是自東向西逆轉（美國塞·尼克耳遜）。
證明銀河系有旋渦結構存在（美國威·摩爾根等）。
公元1952年
證實英仙座附近的星協在膨脹（荷蘭伯勞烏）。
發(fā)明月球照相儀，精確測定月球的位置（美國馬科維茨）。
公元1953年
發(fā)現本超星系，這是銀河系所在的龐大的星系團（法國伏古勒）。
提出關于天體起源的階層結構假說（英國霍伊耳）。
提出天體起源的引力團聚假說（美國拉依茨）。
編成《恒星視向速度總表》，列出15106個恒星的視向速度等數據（美國賴·威爾遜主編）。
公元1954年
提出星際氣體和塵埃的混合物在沖擊波作用下形成恒星的機制（荷蘭歐爾特）。
公元1955年
第一次接收到來自行星（木星）的射電輻射（英國布爾克、克·富蘭克林）。
公元1957年
公元1959年
美國首次探測了太陽的輻射。
蘇聯發(fā)射宇宙火箭擊中月球，發(fā)現它無磁場和輻射帶。
公元1960年
根據1952年第八屆國際天文協會決議，從1960年起采用歷書時。
20世紀60年代，取得了稱為“天文學四大發(fā)現”的成就：微波背景輻射、脈沖星、類星體和星際有機分子。而與此同時，人類也突破了地球束縛，可到天空中觀測天體。除可見光外，天體的紫外線、紅外線、無線電波、X射線、γ射線等都能觀測到了。這些使得空間天文學得到巨大發(fā)展，也對現代天文學成就產生很大影響。
公元2015年
新視野號拍攝冥王星迄今為止最清晰照片
21世紀
介紹放大倍率
多年來，天文觀測手段已從傳統(tǒng)的光學觀測擴展到了從射電、紅外、紫外到X射線和γ射線的全部電磁波段。這導致一大批新天體和新天象的發(fā)現：類星體、活動星系、脈沖星、微波背景輻射、星際分子、X射線雙星、γ射線源等等，使得天文研究空前繁榮和活躍。
口徑2米級的空間望遠鏡已經進入軌道開始工作。一批口徑10米級的光學望遠鏡將建成。射電方面的甚長基線干涉陣和空間甚長基線干涉儀，紅外方面的空間外望遠鏡設施，X射線方面的高級X射線天文設施等不久都將問世。γ射線天文臺已經投入工作。這些儀器的威力巨大，遠遠超過現有的天文設備?？梢灶A料，這些天文儀器的投入使用必將使天文學注入新的生命力，使人們對宇宙的認識提高到一個新的水平，天文學正處在大飛躍的前夜。
總結
天文學是研究天體、宇宙的結構和發(fā)展的自然科學，內容包括天體的構造、性質和運行規(guī)律等。
人類生在天地之間，從很早的年代就在探索宇宙的奧秘，因此天文學是一門最古老的科學，它一開始就同人類的勞動和生存密切相關。它同數學、物理、化學、生物、地學同為六大基礎學科。
天文學的研究對于我們的生活有很大的實際意義，如授時、編制歷法、測定方位等。天文學的發(fā)展對于人類的自然觀有很大的影響。
天文學的一個重大課題是各類天體的起源和演化。天文學的主要研究方法是觀測，不斷地創(chuàng)造和改良觀測手段，也就成了天文學家們不懈努力的一個課題。
未解決的問題
天文學在對于了解宇宙及其相關特性上，已有很大的進展。但仍有些天文學上的問題找不到解答。若要回答這些問題，可能要有新的地面或太空的天文儀器，也許在理論天文學或是觀測天文學上需有新的進展。
是什么導致了宇宙形成？微調宇宙假說是否正確？是正確，這是宇宙自然選擇的結果嗎？什么造成宇宙暴脹，導致一個均勻的宇宙？為何會有重子不對稱性？
第一個星系是如何形成的？超質量黑洞是如何形成的？
什么造成了超高能宇宙射線？
開設院校
本一級學科中，全國具有“博士一級”授權的高校共3所，2012年教育部學科評估有3所參評；還有部分具有“博士二級”授權和碩士授權的高校參加了評估；參評高校共計5所。注：以下得分相同的高校按學校代碼順序排列。
天文[天文學]
發(fā)展前景
據了解，國內目前在本科階段開設天文學專業(yè)的大學并不多，僅有南京大學、北京大學、中國科技大學和北京師范大學、廣州大學等寥寥幾所，而在這個領域工作的研究員也大多是碩博出身，可以說，天文學是一門需要長期研究和扎實的理科功底的學科。天文學是和航天、測地、國防等應用學科有交叉的學科，學生畢業(yè)后可在這些領域一展才華。按天文學專業(yè)相關職位統(tǒng)計，天文學專業(yè)就業(yè)前景最好的地區(qū)是：武漢。在“天文學類”中排名第 1。
二十世紀以后
二十世紀現代物理學和技術高度發(fā)展，并在天文學觀測研究中找到了廣闊的用武之地，使天體物理學成為天文學中的主流學科，同時促使經典的天體力學和天體測量學也有了新的發(fā)展，人們對宇宙及宇宙中各類天體和天文現象的認識達到了前所未有的深度和廣度。
天文學就本質上說是一門觀測科學。天文學上的一切發(fā)現和研究成果，離不開天文觀測工具——望遠鏡及其后端接收設備。在十七世紀之前，人們盡管已制作了不少天文觀測儀器，如中國的渾儀、簡儀，但觀測工作只能靠肉眼。1608年，荷蘭人李波爾賽發(fā)明了望遠鏡，1609年伽利略制成第一架天文望遠鏡，并作出許多重要發(fā)現，從此天文學跨入了用望遠鏡時代。在此后人們對望遠鏡的性能不斷加以改進，以期觀測到更暗的天體和取得更高的分辨率。1932年美國人央斯基用他的旋轉天線陣觀測到了來自天體的射電波，開創(chuàng)了射電天文學。1937年誕生第一臺拋物反射面射電望遠鏡。之后，隨著射電望遠鏡在口徑和接收波長、靈敏度等性能上的不斷擴展、提高，射電天文觀測技術為天文學的發(fā)展作出了重要的貢獻。
二十世紀后50年中，隨著探測器和空間技術的發(fā)展以及研究工作的深入，天文觀測進一步從可見光、射電波段擴展到包括紅外、紫外、X射線和γ射線在內的電磁波各個波段，形成了多波段天文學，并為探索各類天體和天文現象的物理本質提供了強有力的觀測手段，天文學發(fā)展到了一個全新的階段。而在望遠鏡后端的接收設備方面，十九世紀中葉，照相、分光和光度技術廣泛應用于天文觀測，對于探索天體的運動、結構、化學組成和物理狀態(tài)起了極大的推動作用，可以說天體物理學正是在這些技術得以應用后才逐步發(fā)展成為天文學的主流學科。
著名天文學家
波蘭天文學家、日心說的創(chuàng)立者哥白尼(1473年-1543年)。
1572超新星發(fā)現者、星圖專家第谷(1546年-1601年)。
制成第一架天文望遠鏡的意大利天文學家伽利略(1564年-1642年)。
德國著名天文學家開普勒(1571年-1630年)。
著名土衛(wèi)的發(fā)現者喬治·卡西尼(1625年-1712年)。
英國天文學家哈雷(1656年-1742年)。
法國天文學家梅西耶(1730年-1817年)。
美國天文學家埃德溫·哈勃(1889年-1953年)。
射電天文學的奠基人、從事無線電工作的美國工程師央斯基(1905年-1950年)。
天文望遠鏡
折射式望遠鏡
1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發(fā)現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發(fā)，他制造了人類歷史第一架望遠鏡。
1609年，伽利略制作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統(tǒng)稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發(fā)現，天文學從此進入了望遠鏡時代。
1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以后人們將這種光學系統(tǒng)稱為開普勒式望遠鏡。人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是采用開普勒式。
需要指出的是，由于當時的望遠鏡采用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想制作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。
1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由于技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多只能磨制出10厘米的透鏡。
十九世紀末，隨著制造技術的提高，制造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了一個制造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。
反射式望遠鏡
第一架反射式望遠鏡誕生于1668年。牛頓經過多次磨制非球面的透鏡均告失敗后，決定采用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨制成一塊凹面反射鏡，并在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45°角的反射鏡，使經主鏡反射后的會聚光經反射鏡以90°角反射出鏡筒后到達目鏡。這種系統(tǒng)稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會產生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一種方案：利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置于主鏡的焦點之外，并在主鏡的中央留有小孔，使光線經主鏡和副鏡兩次反射后從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的制造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。
1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，并為凸面鏡，這就是今最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發(fā)散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣制作望遠鏡還可以使焦距很短。
卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學性能也有所差異。由于卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內的天體，又可配置牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。因此，卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。
赫歇爾是制作反射式望遠鏡的大師，他早年為音樂師，因為愛好天文，從1773年開始磨制望遠鏡，一生中制作的望遠鏡達數百架。赫歇爾制作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經反射后匯聚于鏡筒的一側。
在反射式望遠鏡發(fā)明后的近200年中，反射材料一直是其發(fā)展的障礙：鑄鏡用的青銅易于腐蝕，不得不定期拋光，需要耗費大量財力和時間，而耐腐蝕性好的金屬，比青銅密度高且十分昂貴。1856年德國化學家尤斯圖斯·馮·利比希研究出一種方法，能在玻璃上涂一薄層銀，經輕輕的拋光后，可以高效率地反射光。這樣，就使得制造更好、更大的反射式望遠鏡成為可能。
1918年末，口徑為254厘米的胡克望遠鏡投入使用，這是由海爾主持建造的。天文學家用這架望遠鏡第一次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置，更為重要的是，哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠鏡觀測的結果。
二十世紀二三十年代，胡克望遠鏡的成功激發(fā)了天文學家建造更大反射式望遠鏡的熱情。1948年，美國建造了口徑為508厘米望遠鏡，為了紀念望遠鏡制造大師海爾，將它命名為海爾望遠鏡。從設計到制造完成海爾望遠鏡經歷了二十多年，盡管它比胡克望遠鏡看得更遠，分辨能力更強，但它并沒有使人類對宇宙的有更新的認識。正如阿西摩夫所說：“海爾望遠鏡（1948年）就象半個世紀以前的葉凱士望遠鏡（1897年）一樣，似乎預兆著一種特定類型的望遠鏡已經快發(fā)展到它的盡頭了。”在1976年前蘇聯建造了一架600厘米的望遠鏡，但它發(fā)揮的作用還不如海爾望遠鏡，這也印證了阿西摩夫所說的話。
反射式望遠鏡有許多優(yōu)點，比如：沒有色差，能在廣泛的可見光范圍內記錄天體發(fā)出的信息，且相對于折射望遠鏡比較容易制作。但由于它也存在固有的不足：如口徑越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。
折反射式望遠鏡
折反射式望遠鏡最早出現于1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近于平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，制成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合于拍攝大面積的天區(qū)照片，尤其是對暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。
1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，制造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨制，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。
由于折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優(yōu)點，非常適合業(yè)余的天文觀測和天文攝影，并且得到了廣大天文愛好者的喜愛。
望遠鏡的集光能力隨著口徑的增大而增強，望遠鏡的集光能力越強，就能夠看到更暗更遠的天體，這其實就是能夠看到了更早期的宇宙。天體物理的發(fā)展需要更大口徑的望遠鏡。
但是，隨著望遠鏡口徑的增大，一系列的技術問題接踵而來。海爾望遠鏡的鏡頭自重達14.5噸，可動部分的重量為530噸，而6米鏡更是重達800噸。望遠鏡的自重引起的鏡頭變形相當可觀，溫度的不均勻使鏡面產生畸變也影響了成象質量。從制造方面看，傳統(tǒng)方法制造望遠鏡的費用幾乎與口徑的平方或立方成正比，所以制造更大口徑的望遠鏡必須另辟新徑。
自七十年代以來，在望遠鏡的制造方面發(fā)展了許多新技術，涉及光學、力學、計算機、自動控制和精密機械等領域。這些技術使望遠鏡的制造突破了鏡面口徑的局限，并且降低造價和簡化望遠鏡結構。特別是主動光學技術的出現和應用，使望遠鏡的設計思想有了一個飛躍。
從八十年代開始，國際上掀起了制造新一代大型望遠鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文臺的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主鏡采用了薄鏡面；美國的Keck I、Keck II和HET望遠鏡的主鏡采用了拼接技術。
優(yōu)秀的傳統(tǒng)望遠鏡卡塞格林焦點在最好的工作狀態(tài)下，可以將80%的幾何光能集中在0″.6范圍內，而采用新技術制造的新一代大型望遠鏡可保持80%的光能集中在0″.2~0″.4，甚至更好。
下面對幾個有代表性的大型望遠鏡分別作一些介紹：
甚大望遠鏡
歐洲南方天文臺自1986 年開始研制由4臺8米口徑望遠鏡組成一臺等效口徑為16米的光學望遠鏡。這4臺8米望遠鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學系統(tǒng)，焦比是F/2，采用地平裝置，主鏡采用主動光學系統(tǒng)支撐，指向精度為1″，跟蹤精度為0.05″，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4臺望遠鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨使用每一臺望遠鏡。
已完成了其中的兩臺，預計于2000年可全部完成。
光譜望遠鏡
這是我國于1996年開始啟動，并于2008年底完成研制并試運行的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場達20平方度的中星儀式的反射施密特望遠鏡。它的技術特色是：
1．把主動光學技術應用在反射施密特系統(tǒng)，在跟蹤天體運動中作實時球差改正，實現大口徑和大視場兼?zhèn)涞墓δ堋?/span>
2．球面主鏡和反射鏡均采用拼接技術。
3．多目標光纖（可達4000根，一般望遠鏡只有600根）的光譜技術將是一個重要突破。
第二次世界大戰(zhàn)結束后，射電天文學脫穎而出，射電望遠鏡為射電天文學的發(fā)展起了關鍵的作用，比如：六十年代天文學的四大發(fā)現，類星體，脈沖星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠鏡觀測得到的。射電望遠鏡的每一次長足的進步都會毫無例外地為射電天文學的發(fā)展樹立一個里程碑。
六十年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮(zhèn)建造了直徑達305米的拋物面射電望遠鏡，它是順著山坡固定在地表面上的，不能轉動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。
八十年代以來，歐洲的VLBI網（EVN），美國的VLBA陣，日本的空間VLBI（VSOP）相繼投入使用，這是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度、分辨率和觀測波段上都大大超過了以往的望遠鏡。
中國科學院上海天文臺和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠鏡作為正式成員參加了美國的地球自轉連續(xù)觀測計劃（CORE）和歐洲的甚長基線干涉網（EVN），這兩個計劃分別用于地球自轉和高精度天體測量研究（CORE）和天體物理研究（EVN）。這種由各國射電望遠鏡聯合進行長基線干涉觀測的方式，起到了任何一個國家單獨使用大望遠鏡都不能達到的效果。
另外，美國國立四大天文臺（NARO）研制的100米單天線望遠鏡（GBT），采用無遮擋（偏饋），主動光學等設計，該天線正在安裝中，2000年有可能投入使用。
國際上將聯合發(fā)展接收面積為1平方公里的低頻射電望遠鏡陣（SKA），該計劃將使低頻射電觀測的靈敏度約有兩個量級的提高，有關各國正在進行各種預研究。
在增加射電觀測波段覆蓋方面，美國史密松天體物理天文臺和中國臺灣天文與天體物理研究院正在夏威夷建造國際上第一個亞毫米波干涉陣（SMA），它由8個6米的天線組成，工作頻率從190GHz到85z，部分設備已經安裝。美國的毫米波陣（MMA）和歐洲的大南天陣（LAS）將合并成為一個新的毫米波陣計劃――ALMA。這個計劃將有64個12米天線組成，最長基線達到10公里以上，工作頻率從70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合并順利，將在2001年開始建造，日本方面也在考慮參加該計劃的可能性。
相信這些設備的建成并投入使用將會使射電天文成為天文學的重要研究手段，并會為天文學發(fā)展帶來難以預料的機會。
我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由于地球大氣中各種粒子與天體輻射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段范圍內的天體輻射無法到達地面。人們把能到達地面的波段形象地稱為“大氣窗口”，這種“窗口”有三個。
光學窗口：這是最重要的一個窗口，波長在300～700納米之間，包括了可見光波段（400～700納米），光學望遠鏡一直是地面天文觀測的主要工具。
紅外窗口：紅外波段的范圍在0.7～1000微米之間，由于地球大氣中不同分子吸收紅外線波長不一致，造成紅外波段的情況比較復雜。對于天文研究常用的有七個紅外窗口。
射電窗口：射電波段是指波長大于1毫米的電磁波。大氣對射電波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的范圍內大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的范圍稱為射電窗口。
大氣對于其它波段，比如紫外線、X射線、γ射線等均為不透明的，在人造衛(wèi)星上天后才實現這些波段的天文觀測。
紅外望遠鏡
最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但是，由于地球大氣的吸收和散射造成在地面進行的紅外觀測只局限于幾個近紅外窗口，要獲得更多紅外波段的信息，就必須進行空間紅外觀測?，F代的紅外天文觀測興盛于十九世紀六、七十年代，當時是采用高空氣球和飛機運載的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。
1983年1月23日由美英荷聯合發(fā)射了第一顆紅外天文衛(wèi)星IRAS。其主體是一個口徑為57厘米的望遠鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動了紅外天文在各個層次的發(fā)展。直到現今，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱點目標。
1995年11月17日由歐洲、美國和日本合作的紅外空間天文臺（ISO）發(fā)射升空并進入預定軌道。ISO的主體是一個口徑為60厘米的R-C式望遠鏡，它的功能和性能均比IRAS有許多提高，它攜帶了四臺觀測儀器，分別實現成象、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測光等功能。與IRAS相比， ISO從近紅外到遠紅外，更寬的波段范圍；有更高的空間分辨率；更高的靈敏度（約為IRAS的100倍）；以及更多的功能。
ISO的實際工作壽命為30個月，對目標進行定點觀測（IRAS的觀測是巡天觀測），這能有的放矢地解決天文學家提出的問題。預計在今后的幾年中，以ISO數據為基礎的研究將會成為天文學的熱點之一。
從太陽系到宇宙大尺度紅外望遠鏡與光學望遠鏡有許多相同或相似之處，因此可以對地面的光學望遠鏡進行一些改裝，使它能同時也可從事紅外觀測。這樣就可以用這些望遠鏡在月夜或白天進行紅外觀測，更大地發(fā)揮觀測設備的效率。
紫外望遠鏡
紫外波段是介于X射線和可見光之間的頻率范圍，觀測波段為3100～100埃。紫外觀測要放在150公里的高度才能進行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測是用氣球將望遠鏡載上高空，以后用了火箭，航天飛機和衛(wèi)星等空間技術才使紫外觀測有了真正的發(fā)展。
紫外波段的觀測在天體物理上有重要的意義。紫外波段是介于X射線和可見光之間的頻率范圍，在歷史上紫外和可見光的劃分界限在3900埃，當時的劃分標準是肉眼能否看到?，F代紫外天文學的觀測波段為3100～100埃，和X射線相接，這是因為臭氧層對電磁波的吸收界限在這里。
1968年，美國發(fā)射了OAO-2，之后歐洲也發(fā)射了TD-1A，它們的任務是對天空的紫外輻射作一般性的普查觀測。被命名為哥白尼號的OAO-3于1972年發(fā)射升空，它攜帶了一架0.8米的紫外望遠鏡，正常運行了9年，觀測了天體的950～3500埃的紫外譜。
1978年，發(fā)射了國際紫外探測者（IUE），雖然其望遠鏡的口徑比哥白尼號小，但檢測靈敏度有了極大的提高。IUE的觀測數據成為重要的天體物理研究資源。
1999年6月24日，FUSE衛(wèi)星發(fā)射升空，這是NASA的“起源計劃”項目之一，其任務是要回答天文學有關宇宙演化的基本問題。
X射線望遠鏡
X射線輻射的波段范圍是0.01-10納米，其中波長較短（能量較高）的稱為硬X射線，波長較長的稱為軟X射線。天體的X射線是根本無法到達地面的，因此只有在六十年代人造地球衛(wèi)星上天后，天文學家才獲得了重要的觀測成果，X射線天文學才發(fā)展起來。早期主要是對太陽的X射線進行觀測。
1962年6月，美國麻省理工學院的研究小組第一次發(fā)現來自天蝎座方向的強大X射線源，這使非太陽X射線天文學進入了較快的發(fā)展階段。七十年代，高能天文臺1號、2號兩顆衛(wèi)星發(fā)射成功，首次進行了X射線波段的巡天觀測，使X射線的觀測研究向前邁進了一大步，形成對X射線觀測的熱潮。進入八十年代以來，各國相繼發(fā)射衛(wèi)星，對X射線波段進行研究：
1987年，日本的X射線探測衛(wèi)星GINGA發(fā)射升空；
1989年，前蘇聯發(fā)射了一顆高能天體物理實驗衛(wèi)星――GRANAT，它載有前蘇聯、法國、保加利亞和丹麥等國研制的7臺探測儀器，主要工作為成象、光譜和對爆發(fā)現象的觀測與監(jiān)測；
1990年6月，倫琴X射線天文衛(wèi)星（簡稱ROSAT）進入地球軌道，為研究工作取得大批重要的觀測資料，它已基本完成預定的觀測任務；
1990年12月，“哥倫比亞”號航天飛機將美國的“寬帶X射線望遠鏡”帶入太空進行了為期9天的觀測；
1993年2月，日本的“飛鳥”X射線探測衛(wèi)星由火箭送入軌道；
1996年，美國發(fā)射了“X射線光度探測衛(wèi)星”（XTE），
1999年7月23日，美國成功發(fā)射了高等X射線天體物理設備（CHANDRA）中的一顆衛(wèi)星，另一顆將在2000年發(fā)射；
2000年，日本也將發(fā)射一顆X射線的觀測設備。
以上這些項目和計劃表明，未來幾年將會是一個X射線觀測和研究的高潮。
γ射線望遠鏡
γ射線比硬X射線的波長更短，能量更高，由于地球大氣的吸收，γ射線天文觀測只能通過高空氣球和人造衛(wèi)星搭載的儀器進行。
1991年，美國的康普頓（γ射線）空間天文臺（Compton GRO或CGRO）由航天飛機送入地球軌道。它的主要任務是進行γ波段的首次巡天觀測，同時也對較強的宇宙γ射線源進行高靈敏度、高分辨率的成象、能譜測量和光變測量，取得了許多有重大科學價值的結果。
CGRO配備了4臺儀器，它們在規(guī)模和性能上都比以往的探測設備有量級上的提高，這些設備的研制成功為高能天體物理學的研究帶來了深刻的變化，也標志著γ 射線天文學開始逐漸進入成熟階段。CGRO攜帶的四臺儀器分別是：爆發(fā)和暫時源實驗（BATSE），可變向閃爍光譜儀實驗（OSSE），1Mev~30Mev范圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL）。
受到康普頓空間天文臺成功的鼓舞，歐洲和美國的科研機構合作制訂了一個新的γ射線望遠鏡計劃－INTEGRAL，準備在2001年送入太空，它的上天將為康普頓空間天文臺之后的γ射線天文學的進一步發(fā)展奠定基礎。
空間望遠鏡
這是由美國宇航局主持建造的四座巨型空間天文臺中的第一座，也是所有天文觀測項目中規(guī)模最大、投資最多、最受到公眾注目的一項。它籌建于1978年，設計歷時7年，1989年完成，并于1990年4月25日由航天飛機運載升空，耗資30億美元。但是由于人為原因造成的主鏡光學系統(tǒng)的球差，不得不在1993 年12月2日進行了規(guī)模浩大的修復工作。成功的修復使HST性能達到甚至超過了原先設計的目標，觀測結果表明，它的分辨率比地面的大型望遠鏡高出幾十倍。
HST對國際天文學界的發(fā)展有非常重要的影響。
二十一世紀初的空間天文望遠鏡：
“下一代大型空間望遠鏡”（NGST）和“空間干涉測量飛行任務”（SIM）是NASA“起源計劃”的關鍵項目，用于探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團。其中，NGST是大孔徑被動制冷望遠鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF（紅外空間望遠鏡）的后續(xù)項目。它強大的觀測能力特別體現于光學、近紅外和中紅外的大視場、衍射限成圖方面。將運行于近地軌道的SIM采用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級精度的恒星的精密絕對定位測量，同時由于具有綜合成圖能力，能產生高分辨率的圖象，所以可以用于實現搜索其它行星等科學目的。
“天體物理的全天球天體測量干涉儀”（GAIA）將會在對銀河系的總體幾何結構及其運動學做全面和徹底的普查，在此基礎上開辟廣闊的天體物理研究領域。GAIA采用Fizeau干涉方案，視場為1°。GAIA和SIM的任務在很大程度上是互補的。
月基天文臺
由于無人的空間天文觀測只能依靠事先設計的觀測模式自動進行，非常被動，如果在月球表面上建立月基天文臺，就能化被動為主動，大大提高觀測精度?！鞍⒉_16號”登月時宇航員在月面上拍攝的大麥哲倫星云照片表明，月面是理想的天文觀測場所。建立月基天文臺具有以下優(yōu)點：
1．月球上為高度真空狀態(tài)，比空間天文觀測設備所處還要低百萬倍。
2．月球為天文望遠鏡提供了一個穩(wěn)定、堅固和巨大的觀測平臺，在月球上觀測只需極簡單的跟蹤系統(tǒng)。
4．月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，這會給天文臺的建造帶來方便。另外，在地球上所有影響天文觀測的因素，比如大氣折射、散射和吸收，無線電干擾等，在月球上均不存在。
美國、歐洲和日本都計劃在未來的幾年內再次登月并在月球上建立永久居住區(qū)，可以預料，人類在月球上建立永久性基地后，建立月基天文臺是必然的。
對于天文和天體物理的科研領域來講，空間觀測項目無論從人員規(guī)模上還是經費上都是相當可觀的，如世界上最大的地面光學望遠鏡象Keck的建設費用（7000~9000萬美元）只相當于一顆普通的空間探測衛(wèi)星的研制和發(fā)射費用。并且，空間天文觀測的難度高，儀器的接收面積小，運行壽命短，難于維修，所以它并不能取代地面天文觀測。在二十一世紀，空間觀測與地面觀測將是天文觀測相輔相成的兩翼。
開普勒定律
相關理論
大爆炸宇宙學（Big-bang Cosmology）是現代宇宙系中最有影響的一種學說。與其他宇宙模型相比，它能說明較多的觀測事實。它的主要觀點是認為我們的宇宙曾有一段從熱到冷的演化史。在這個時期里，宇宙體系并不是靜止的，而是在不斷地膨脹，使物質密度從密到稀地演化。這一從熱到冷、從密到稀的過程如同一次規(guī)模巨大的爆發(fā)。
根據大爆炸宇宙學的觀點，大爆炸的整個過程是：在宇宙的早期，溫度極高，在100億度以上。物質密度也相當大，整個宇宙體系達到平衡。宇宙間只有中子、質子、電子、光子和中微子等一些基本粒子形態(tài)的物質。但是因為整個體系在不斷膨脹，結果溫度很快下降。當溫度降到10億度左右時，中子開始失去自由存在的條件，它要么發(fā)生衰變，要么與質子結合成重氫、氦等元素；化學元素就是從這一時期開始形成的。溫度進一步下降到100萬度后，早期形成化學元素的過程結束（見元素合成理論）。
宇宙間的物質主要是質子、電子、光子和一些比較輕的原子核。當溫度降到幾千度時，輻射減退，宇宙間主要是氣態(tài)物質，氣體逐漸凝聚成氣云，再進一步形成各種各樣的恒星體系，成為我們今看到的宇宙。大爆炸模型能統(tǒng)一地說明以下幾個觀測事實：
（1）大爆炸理論主張所有恒星都是在溫度下降后產生的，因而任何天體的年齡都應比自溫度下降到今這一段時間為短，即應小于137億年。各種天體年齡的測量證明了這一點。
（3）在各種不同天體上，氦豐度相當大，而且大都是30%。用恒星核反應機制不足以說明為什么有如此多的氦。而根據大爆炸理論，早期溫度很高，產生氦的效率也很高，則可以說明這一事實。
（4）根據宇宙膨脹速度以及氦豐度等，可以具體計算宇宙每一歷史時期的溫度。大爆炸理論的創(chuàng)始人之一伽莫夫曾預言，今宇宙已經很冷，只有絕對溫度幾度。1965年，果然在微波波段上探測到具有熱輻射譜的微波背景輻射，溫度約為3K。
此外還有穩(wěn)恒態(tài)宇宙學，等級式宇宙學，反物質宇宙學，暴脹宇宙學。
參考資料
[1]
2012年全國高校學科評估結果 · 學位與研究生教育信息網[引用日期2013-06-13]
[2]
世界十二個古天文臺：英國巨石陣 · 新浪網[引用日期2013-03-13]
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