天文原来是这样: Recent Episodes
水兄、旭岽
中子星那一期说当质量达到1.44倍太阳质量的时候，电子间的兼并压力无法抗衡引力而被挤进原子核，和质子结合形成中子，被称为电子俘获。现在问题来了在恒星内部质子质子反应中 两个质子形成一个氘核释放出一个正电子，我想问质子形成中子所需的电子哪里来的？还是产生了一对正电子负电子和质子结合形成中子，然后正电子被释放出去？ 还有就是质子变成中子所需要的条件是啥？
知识点I：描述恒星的物理方程
恒星内部温度非常高，呈现等离子体状态，原子理论也变得相对简单多了。恒星内部密度很大，但等离子体态也可以算作气体，气体状态方程比固体、液体要简单许多了。
知识点I:太阳产能机制的猜测
自古以来人们都在试图解释太阳能量的来源。太阳辐射的总功率为3.845×10^26瓦，地球收到的能量仅为其中的22亿分之一。如果太阳是由煤炭组成的，那么它只需要5000年就会全部烧完；如果太阳能源来自流星体的撞击，那么每年至少需要1%地球质量的流星体掉落太阳，而且几万年中太阳质量就会明显增加；如果按照理想气体模型，太阳的寿命只有1000万年，这些都不符合实际情况。
1926年爱丁顿出版《恒星内部结构》一书，预测恒星的能源来自内部的原子核聚变反应，或称热核反应。不过当时物理学家普遍认为原子核反应所需温度高达数百亿度，这是不可能发生的。
知识点II：隧穿效应与核聚变
在炽热的恒星内部，原子核外电子脱离了原子核的束缚而自由移动，成为等离子体态。没有电子的氢原子核就是一个质子，质子受到强相互作用力的影响，所以又叫强子。质子带正电，所以质子与另一个质子之间受到电磁力排斥作用相互分开，很难发生碰撞。然而新量子理论揭示了基本粒子存在“隧穿效应”，是指粒子存在一定的概率突破量子能量势垒，就好像穿墙而过一样。由于隧穿效应的存在，质子与质子有可能突破斥力而相撞，在恒星内部隧穿效应的概率虽然依旧很小，但是由于氢原子核数量惊人，因而质子与质子碰撞发生反应的次数可能足够多。如此一来，恒星内部核聚变反应所需温度的问题，只要几千万度。1938年美国物理学家贝特和德国物理学家魏茨泽克分别提出恒星内部存在着两种氢核聚变为氦核的反应，一种叫质子-质子反应，另一种叫碳-氮-氧循环反应。
电子隧穿现象
知识点III：质子-质子反应
恒星内部温度高达1000万开时，主要发生的是质子-质子反应，太阳的主要的产能机制是质子-质子反应。
①两个氢原子核相碰，其中一个质子放出1个正电子和1个中微子而变成中子，与另一个质子结合成为氘核。
②氘核与第三个氢原子核相撞，聚合为一个氦3核（2个质子+1个中子组成），同时放出1个光子。
③两个氦3核相撞聚合成一个氦4核（2个质子+2个中子），释放出1个光子和2个质子（即氢原子核）。
这一反应过程总共投入6个H核，最终产出了1个4He核，归还2个H核，同时放出了2个正电子e+、2个中微子υe和3个光子e，这就是太阳带给我们的能量。每1g氢聚变产生6.21×10^11J能量，可以将大约1500吨水从0℃加热至100℃。
质子-质子反应示意图
知识点IV：碳-氮-氧循环反应
当温度达到1400万开时，少量氦原子核也参与聚合反应，产生了碳原子核，碳-氮-氧循环（简称为碳循环反应）就开始了。
①1个氢核与1个碳12核聚合成1个氮13核，放出1个光子；
②氮核分解为1个碳13核、1个正电子1个中微子；
③碳13核与1个氢核聚合成为一个氮14核，放出1个光子；
④氮14核与氢原子核聚合成为氧15核，放出1个光子；
⑤氧15核分解成为氮15核和1个正电子、1个中微子；
⑥氮15核再与1个氢原子核聚合生成1个碳12核和一个氦4核。
该反应投入的是氢和碳，最后的产物是碳和氦，碳就好比是催化剂，没有损失，而氮和氧都是中间环节。总体上投入的是4个氢，产出的是1个氦、2个正电子和2个中微子和3个光子。
碳氮氧循环
知识点V：日核（核反应区）
太阳的中心部分称为日核，半径大约为0.2-0.25个太阳，只占整个太阳体积的1.6%。太阳大部分质量都其中在核心，是一个高温高压的状态，温度是1570万开，密度是150-160g/cm³。由于是太阳产能区，所以日核也被叫做核反应区。日核区每秒钟发生9.2×10^37次氢氦聚变反应，产生3.845×10^26J的巨大能量，超过人类当前能耗水平的100万倍！
知识点VI：辐射区
日核外，从0.25个太阳半径到0.8个太阳半径为辐射区，温度从700万开迅速下降到70万开，与核反应区相比密度下降了7-8倍，而在整个辐射区中，密度又从约20g/cm³下降到了0.2g/cm³。核反应区产生的能量以X射线和γ射线的形式向外传递，这里的物质会吸收辐射再发出辐射，光子平均需要17万年的时间才能穿越辐射区。由于温度垂直递减率小于所谓的干绝热递减率，这也决定了此处热传递的方式主要是辐射而不是对流。
知识点VII：对流区
辐射区的外面是对流区，厚度大约是0.2-0.28个太阳半径直到接近表面，这一区域中太阳大气呈现上下对流的状态，产生非常复杂的湍流现象。太阳等离子体的密度不够大，温度也不够高，所以很难通过热辐射来传递。来自辐射区的热量加热了位于对流区底部的物质，物质膨胀上升，到了顶部呈现出一个个细胞状的泡泡，将热量带给光球层，经过扩散和冷却后，物质密度又会增加，下沉到对流区的底部，再次从辐射区顶部吸收热量，这就是对流的形式。经过辐射区后，光子能量已经下降许多，99.9%的能量降为0.2-10微米波段，包含全部可见光和少量红外线和紫外线。最终，光子来到太阳表面，厚度仅约500km，温度为5700开，密度只有0.2g/cm³的光球层。我们肉眼可见的太阳圆面就是光球层。
知识点I：光谱型与绝对星等
到了1910年左右，天文学家基本上可以掌握有关恒星的两个独立的信息：光谱型（温度）和距离。距离的确定相当困难，但很重要，有了距离，才能把视星等换算成绝对星等或光度。反之，如果能确定绝对星等，恒星的距离也就能推算了。那么一颗具有特定绝对星等的恒星是否能归属于任何一种光谱型呢？
1905年丹麦天文学家艾希纳·赫兹普龙注意到吸收线较窄的恒星拥有较小的自行，即温度较高、光度较大的恒星极有可能是距离较远的恒星。1911年，美国天文学家罗森博格发表了一份图表，表现了昴星团的视星等与光谱中CaII K线和2条H巴尔末之间的关系。星团中成员恒星到地球的距离可以被认为几乎相同，那么如果这个星团中的恒星如果呈现不同的视星等，也就意味着它们有着不同的绝对星等，而绝对星等与光度有着直接的关系。
赫兹普龙发表的恒星星等图表
罗素发表的恒星光谱型与星等对照图
知识点II：赫罗图（H-R Diagram）
赫茨普龙选取毕星团，也得到了一个星等与光谱型的图。1913年，美国天文学家，普林斯顿大学的亨利·诺里斯·罗素则利用所有已知距离的恒星，将绝对星等与光谱型关联起来。绝对星等所反映的亮度，叫做光度，也叫真亮度，意思是恒星的真实发光本领。恒星的光度被描述为太阳真亮度的XX倍。恒星的绝对星等与太阳的绝对星等差1等，光度差2.512倍。如织女星的绝对星等是0.5等，光度约为太阳50倍；天津四的绝对星等是-7.2等，光度是太阳的6万多倍。
在罗素的图中，横坐标是光谱型，纵坐标是光度。恒星主要分布在两条带状区域中。一条是从左上方斜着一直到右下方，分布的恒星数量很多，左上方属于较亮的热恒星，右下方属于较暗的冷恒星，这条带状区域称为“主星序”，主星序上的恒星被称为“主序星”。还有一条横着的，位于图的上方，分布着亮度比较大的恒星，它们有可能属于任何一种光谱型，该区域恒星被称为“巨星”。后来恒星的样本量越来越大，将它们全部标注在图上（相当于做了一次恒星的人口普查），规律也越来越明显，后来这种图就被称为“赫茨普龙-罗素恒星分布图”中文简称叫“赫罗图”。
赫罗图的基本形态
知识点III：MK分类法
哈佛分类法是一个一元分类法，恒星表面温度是唯一的参数。从赫罗图中能看出，恒星的光谱型（温度）与光度存在着一定的关联。20世纪40年代，美国天文学家摩根和基南根据赫罗图提出了一种二元分类法，在哈佛分类法的基础上，再加一个光度数据，共有7级，分别用罗马数字I-VII表示，I为超巨型，II为亮巨星，III为正常巨星，IV为亚巨星，V为矮星，VI为亚矮星，VII为白矮星。这样的一套二元分类系统被称为MK系统。按照这样的分类，太阳的光谱型是G2V型，意思是一颗黄色矮星，或黄色主序星。如果有必要，还可以在罗马数字后再加小写英文字母排列光度顺序，这样划分得就更细了，如猎户座β参宿七的MK光谱型是B8Ia。
含有MK分类法的赫罗图
知识点IV：赫罗图的意义
通过分光光度测量可以获得恒星各个波段的能量分布情况——通过维恩位移定律可以求得恒星表面的温度T——再根据斯特藩-玻尔兹曼定律可以求得恒星表面单位时间内单位面积上所有波长的辐射总量E（与温度的4次方成正比）——确定恒星的光度（与辐射总能量E成正比）——确定恒星表面积（光度与恒星表面积成正比）——确定恒星半径（光度与恒星半径平方成正比）。这些物理量相互之间都有明确的关系，更改赫罗图坐标轴物理参数可以得到不同形式的“赫罗图”，但是形态都是一致的。
含有光谱型、温度、光度、绝对星等信息的赫罗图
如横坐标为温度，纵坐标为光度，此图叫做温度-光度图。横坐标为温度，纵坐标为绝对星等，就叫温度-绝对星等图。横坐标为色指数，纵坐标为绝对星等，就叫色指数-星等图。
色指数-绝对星等赫罗图
天文学家在赫罗图的基础上发展起恒星演化理论模型，根据这些模型，又计算出各种质量的恒星，它们在赫罗图上的分布呈现左上角质量大，右下角质量小的态势。赫罗图成为天体物理学发展的重要工具，被誉为20世纪天文学史最伟大的发现之一。
知识点V：主序星
在赫罗图上，绝大多数恒星都在左上-右下斜向带状区域上，这条序列叫主星序，在主星序上的恒星叫做主序星。大量的实际统计表明，银河系中主序星占着恒星总数的90%。在主星序上，绝大多数恒星都服从温度越高光度越强的规律，这也是斯特藩-玻尔兹曼定律显示的必然结果。恒星在主序阶段的时间占整个寿命的90%以上（如太阳在主序上停留大约100亿年）。主序星的内部化学成分也基本相同，产生能量的机制也基本相同，都是氢原子核聚变为氦原子核。在恒星早期还没发育成熟的时候，核聚变还没有形成规模，恒星会位于赫罗图上主星序靠右侧的位置。而当恒星进入晚年，内部化学成分和产能机制将会发生非常剧烈的变化，恒星就会离开主星序，转移到别的地方去。
1倍太阳质量的恒星在赫罗图上的位置变化过程
（赫罗图左上角）光度大于太阳百万倍，表面温度大于40000K的恒星，质量可以达到太阳的100倍以上，寿命不足100万年。
（赫罗图右下角）光度小于太阳千分之一，表面温度低于3000K的恒星，质量是太阳的0.1倍，寿命可达10000亿年。
知识点I：三棱镜实验
1666年，牛顿让光线通过一个圆形小孔，再射到三棱镜把太阳白光分解为像彩虹一样的光斑，他又使用透镜将彩色光重新聚合成了白光，证明光有着不同的波长（频率）。1802年，英国化学家沃拉斯顿重复了牛顿的工作，将一个只有1/20英寸宽的狭缝取代了圆形小孔。他看到的太阳光谱显示出7条相对较暗的线条，起初他以为它们只是各种颜色之间的自然边界。1814年，德国光学仪器大师、物理学家夫琅禾费让太阳光通过极细的缝隙，接着透过一块三棱镜，然后再通过一架望远镜，结果他看到了太阳光谱中570多条暗线。
牛顿三棱镜实验示意图
知识点II：间断谱/吸收线
1859年化学家本生和物理学家基尔霍夫指出特殊的线系与单独的化学元素有关。基尔霍夫通过实验推断，夫琅禾费所指太阳黄光里的一条吸收线（D线）是由于太阳光穿越太阳外含有钠的大气才产生的。1862年昂斯特罗姆确认氢也存在于太阳大气中。多年以后，量子力学解释了这一现象：原子吸收了一定能量（即一定波长或频率）的光子，光谱上相应波长位置处就会出现空缺。原子中电子的能量是量子化的，造成原子中有许许多多能级，所以每种元素的原子就会产生许许多多间断出现的吸收线，因此恒星的所有吸收线组合也叫间断谱。掌握了太阳或恒星光谱上有哪些吸收线，就能掌握太阳或恒星上有哪些元素（中性原子、分子或电离原子、分子）。实验室分光镜和太阳分光镜的结合，正式推开了天体物理学的大门。
太阳光谱中的夫琅禾费线
知识点III：连续谱
所谓光谱是指光强随频率的分布，呈连续分布的光谱就是连续谱。像彩虹一样的色带反映的是太阳光子的频率（可见光范围），但是不同颜色的光强度是不一样的。根据夫琅禾费的观察，太阳光谱强度在黄绿光的地方达到了峰值。
恒星从内到外温度虽然肯定不相同，但是每个局部上一定处在热平衡，因而有很确定的温度，可看成一个等温源，所以恒星的连续谱接近黑体辐射谱。理论上黑体会辐射出所有波长的电磁波，在特定的温度特定波长辐射量最大，黑体温度越高，辐射峰值对应的波长越短（频率越高）。现在所知太阳光辐射的峰值大约在475nm处，对应的表面温度约为5800K。但是毕竟恒星的辐射谱并不与普朗克公式严格相符，所以用不同近似方法确定的表面温度会有明显差别。恒星光谱型与温度之间的精确关系要到1920年才由印度物理学家梅格那德·萨哈提出。
太阳的连续谱
知识点IV：色指数
获取恒星的连续谱就能知道恒星表面的温度。具体做法是对恒星在多个波段上测量光度，通常是U波段（紫外~350nm）、B波段（蓝光~430nm）和V波段（黄光~550nm）。不同波段之间的星等差就叫色指数，如U-B色指数、B-V色指数。对理想的黑体辐射，两个不同波长上的光强差完全由温度决定，且是单调函数，因此使用色指数就能推出恒星的表面温度。色指数越小，恒星颜色越偏向于蓝色。恒星表面的温度就是这样确定的。
恒星B-V色指数计算方法
B-V色指数与温度的对照
知识点V：恒星光谱型哈佛分类法
早在1798年，威廉·赫歇尔使用一块三棱镜查看了天狼、大角、五车二等6颗最亮的恒星，他发现他们的颜色略有不同。1863年到1867年，安戈洛·塞奇观察了400颗恒星的光谱，大胆提出恒星有4种光谱类型，用罗马数字I-IV表示，I是类天狼星型，显白色和蓝色，有氢引起的吸收线和微弱的金属吸收线；II是太阳型，光谱主要表现在黄光区域，有许多精细暗线；III是类参宿四型，有不规则的光变周期，光谱很宽，红端亮蓝端暗；IV类与III类相比颜色更红，但谱线完全不同，亮度很暗。
1872年美国内科医生和业余天文学家亨利·德雷珀开始进行光谱精细化分类，将恒星光谱按氢线的强弱细分成16种，用英文字母A、B、C、D……来标记。1882年去世后，哈佛天文台台长皮克林率领一批女性继续这项伟大的工作。1890年发表第一份含10351颗恒星光谱型和星等的德雷珀星表。1901年，安妮·詹姆普·坎农开创性地将复杂的光谱类型归并梳理成仅仅7类，保留原本的拉丁字母重新排序，分别是O、B、A、F、G、K、M。这就是哈佛分类法。当时为了方便记忆还编了一句顺口溜：
Oh，Be A Fine Girl Kiss Me！
O型，>28000K，蓝色， HeII（电离He）线较强、HeI（中性He）、HI（中性H）比较弱
B型，11000-28000K，蓝白，HeII线消失，少量中性HI，中性HeI明显
A型，7500-11000K，白，HI强，出现MgII和CaII线
F型，6000-7500K，黄白，HI较强，CaII大大增强，开始出现许多金属线
G型，5000-6000K，黄，HI变弱，金属线增强，CaII线非常强，开始出现明显Fe线。
K型，3500-5000K，橙，各种中性金属线增强很多
M型，2000-3500K，红，金属线比K型弱，TiO分子带很强
哈佛分类法
这种分类方法反映了一个整体变化，从O型到M型辐射强度从蓝光逐渐移到红光，其实质是恒星表面温度不断降低的序列。这样的排序让所有原子或分子吸收线的强度都呈现连续变化，相邻两类差别比较小。
决定连续谱和间断谱的决定性因素都是恒星的表面温度。对于连续谱，温度决定了辐射峰值的位置，决定了恒星的颜色。对于间断谱，温度决定了原子、分子的激发程度和电离程度，反映在吸收线强弱程度上。但是，这两方面的效果刚好相反，于是每一种吸收线都只在一定的温度范围内才会出现。因此，恒星光谱也被称为恒星的DNA。
引言：处在宜居带内的系外行星已经发现了多少？对他们的了解又到了哪一步呢？
知识点I：第一个“超级地球”——Gliese 876 d
1998年6月23日，两个独立的研究小组通过视向速度法发现格利泽876（Gliese 876 b）有个行星（Glies 876 b），这也第一个围绕红矮星运行的系外行星。行星的质量大约是木星的2.3倍，仅为恒星的1/144。2001年4月4日， Gliese 876 c被发现，距离恒星仅0.13AU，质量比木星小30%，可能也是气态行星。2005年6月13日，第3个行星Gliese 876 d被发现，距离恒星只有0.02AU，质量约为地球6.8倍，直径约为地球的1.65倍。这是人们所认识到的第一个围绕主序星运行的“超级地球”。
超级地球——通常指质量为地球2-10倍的，或者直径为地球1.25-2倍的行星。有理论认为10倍地球质量可能是固态行星（又称岩石行星）和气态行星的分水岭。
知识点II：宜居带
宜居带是指恒星外可以允许液态水存在于行星表面的距离范围。1957年“太空医学之父”胡贝图斯·斯特拉格霍尔德（Hubertus Strughold）的专著《绿色星球与红色星球——关于火星生命可能性的生理学研究》中提出宜居范围的概念。 1959年，黃授书第一次阐述了“宜居带”的定义，后来他还提出不同类型的恒星应当具有不同的宜居带范围。1964年史蒂芬·道尔在《人类的宜居星球》一书中对宜居带进行了探讨，还猜测银河系内有6亿个宜居行星。1993年，詹姆斯·卡斯汀给出了比较详细模型描述“环恒星宜居带”或“星周宜居带”（circumstellar habitable zone）。近几年这个概念又有所发展，2000年，有几位科学家提出了“星系宜居带”的概念。2013年，还有科学家提出了“环行星宜居带”。
知识点III：第一个宜居带内的超级地球——Gliese 581 d
Gliese 581是一个红矮星，距离地球20.4光年，质量是太阳的0.31，直径是太阳的29%，表面温度是3480K。2005年8月发现了15.8倍地球质量的行星Gliese 581 b。2007年4月同时新发现了两个超级地球，Gliese 581 c和Gliese 581 d质量分别为地球的5.5倍和7倍，其中d位于0.22AU处，公转周期66.9天，恰巧位于宜居带内。这个位置上Gliese 581 d所能获得的热量是地球的30%，比火星还要少。但是由于其质量和体积较大，有可能拥有大气且存在温室效应，如果真是这样，表面有存在较大面积海洋的可能性的。2010年在d的内侧又发现了Gliese581 g（2015年确认），质量为地球的2.2倍，距离恒星0.13AU，公转周期32天，与Gliese581 d刚好构成1:2共振，也在宜居带内。
知识点IV：第一个“类地行星”
候选者1：Gliese 581 e，2009年4月21日发现，质量>地球1.7倍，距离恒星0.03AU，由于是用视向速度法发现的，直径并不清楚。
候选者2：Kepler-9d，2011年1月1日发现，1.64倍地球直径，由于是通过凌星法发现的，所以质量并不确定。
候选者3：Kepler-70c，2011年12月22日宣布，0.655倍地球质量，0.867倍地球直径。
候选者4：Kepler-42b，2012年1月11日宣布，0.78倍地球直径，质量<2.7个地球。
候选者5：Kepler-42c，2012年1月11日宣布，0.73倍地球直径，质量<2个地球。
候选者6：Kepler-42d，2012年1月11日宣布，0.57倍地球直径，质量<0.9个地球。
候选者7：Kepler-20e，2011年12月20日宣布，0.868倍地球直径，质量为地球的0.4-1.6倍。
候选者8：Kepler-20f，2011年12月20日宣布，的直径是地球的1.034倍，质量是地球的0.66-3.04倍。
知识点V：第一个宜居带内的类地行星——Kepler-186f
2014年4月17日发现，直径约地球的1.17倍，质量是地球的1.4倍，距离恒星约0.43AU，是当时最接近地球大小的系外行星。Kepler-186是太阳一半大小的红矮星，Kepler-186f正好处在宜居带内偏外侧，如果没有大气的话，表面温度可能在-85℃，如果考虑有大气且具有一定的温室效应的话，温度可能与火星相当甚至更高。SETI计划对Kepler-186f非常关注，对其持续监听了1个月，并无收到任何异常信号。
目前通过各种方法已经发现了30多个宜居带内的类地行星。
知识点VI：第一个类太阳+类地行星组合——Kepler-452b
2015年7月23日，Kepler-452b被发现，引起了巨大的轰动。Kepler-452是一个G2V型恒星，表面温度5800K，直径比太阳大11%，质量只比太阳大4%，年龄约60亿年，与太阳极为相似。Kepler-452b的直径是地球的1.5倍，质量是地球的5倍，是典型的“超级地球”，距离恒星约1.046AU，公转周期384.8天左右，与地球极为相似，与日地位置关系极为相似。这是在太阳系外第一次发现这样的组合，也是唯一一个。同样进行了无线电监听。从2015年7月开始SETI对Kepler-452b扫描了20亿个频道，也没得到任何可疑信号。
知识点VII：距离最近的系外行星——比邻星b（2016年8月26日宣布）。
知识点VIII：规模最大的系外恒星系统——Kepler-90（2017年12月15日宣布），有8个行星，与太阳系规模相同，可能有6个固态行星，2个气态行星，但都挤在1AU内。
知识点IX：拥有最多类地行星的系统——TRAPPIST-1（2017年2月23日宣布）。它拥有7个类地行星，其中3个位于宜居带内。
引言：一起看看大千世界无奇不有的“系外行星”们吧~
知识点I：最早关于系外行星的报告
1916年9月，美国天文学家爱德华·爱默生·巴纳德发现了最高自行速度的恒星（10.3角秒/年），距离地球仅6光年，这颗星后来被叫做巴纳德星。1938年到1962年，彼德·范·德·坎普通过连续的照相观测，发现巴纳德星有着奇怪的摆动现象，他认为巴纳德星有一颗伴星，然而计算结果显示，伴星质量只有木星的1.6倍，公转周期24年，因此他认为这个伴星实为行星。同年晚些时候他又提出巴纳德星可能拥有2颗行星，质量分别为木星的1.1倍和0.8倍。然而直到90年代哈勃望远镜上天，也没有获得有关这个行星的确凿证据。
知识点II：鼓舞人心的绘架座β
第一条真正的线索来自于一个年轻的恒星绘架座β，质量为太阳的1.75倍，距离太阳63.4光年，年龄只有800万-1200万年。20世纪80年代，布雷德福特和理查德通过红外波段发现在它周围存在着一个气体尘埃组成的盘状结构，直径达200AU。这是对康德和拉普拉斯太阳系形成和演化模型的重要证据。1997年，“哈勃”望远镜观察到盘中存在着缝隙，天文学家认为有行星将此处轨道“清空”。2009年，甚大望远镜（VLT）在红外波段直接拍摄了行星绘架座βb的图像。
知识点III：第一个系外行星——PSR B1257+12 b
1990年2月9日波兰天文学家亚历山大·沃尔兹森通过阿雷西博射电望远镜在室女座内发现了一颗自转周期仅6.22ms的毫秒脉冲星PSR B1257+12，他注意到其脉冲周期存在着一些周期性的不稳定。1992年，沃尔兹森和加拿大天文学家弗雷尔指出在该毫秒脉冲星外可能存在着2个甚至3个行星。PSR B1257+12 b为2.8倍地球质量，距离脉冲星0.47AU，公转周期98.2天；PSR B1257+12 c为3.4倍地球质量，距离脉冲星0.36AU，公转周期66.6天。1994年4月，第三个行星被确认，质量仅为地球的1.5%，距离脉冲星只有0.19AU，公转周期25.34天，这颗这也是迄今为止所发现的最小质量的系外行星。
知识点IV：第一个绕主序星运动的系外行星——飞马座51b
1995年10月6日迪迪埃·奎罗兹及其导师米歇尔·梅杰通过视向速度法发现了首个“真正意义上的”绕着其他恒星运动的行星。飞马座51是一颗与太阳同型的主序星，质量仅比太阳大6%，直径大20%。飞马座51b的质量接近木星的一半，而轨道半长径却只有0.053AU，公转周期仅4.23天，它引起恒星的摆动速度高达56m/s。这个行星可能被恒星潮汐锁定，只有一面朝着恒星，因此天文学家估计行星的表面温度可以达到1000℃，如此高的气温让它的大气层膨胀到比木星还要大50%。这种行星后来被称为“热木星”。此后一段时间里，使用相同方法接二连三发现不少系外行星，质量从木星的1/4到十几倍不等，其中不少是热木星。
知识点V：第一个双星系统中运行的行星——巨蟹座55b
1996年4月12日，美国天文学家杰弗里·马西和保罗·巴特勒发现了在一个双星系统中运行的行星。巨蟹座55A是个0.95倍太阳质量的主序星，伴星是一个仅0.13倍太阳质量的红矮星，距离主星远达1065AU。行星巨蟹座55b的质量为木星的0.825倍，距离主星仅0.1148AU。2002年、2003年、2005年，这个系统中又有4个行星被相继发现，它们都绕着主星公转。
知识点VI：第一个绕着伴星运动的行星——天鹅座16Bb
1996年10月22日，马西和巴特勒在天鹅座16系统中发现一个行星。天鹅座16是一对双星，天鹅座16A和天鹅座16B质量分别只比太阳大8%和4%，距离为880至15000AU之间。新发现的行星绕着天鹅座16B公转，质量为木星1.68~2.38倍，轨道比较扁，半长径为1.68天文单位。有意思的是，1999年，在距离主星天鹅座16A仅73AU的地方又确认了一个红矮星天鹅座16C，于是行星天鹅座16Bb也成为第一个在三星系统中运行的系外行星。
1999年5月24日，几位科学家、天体物理学家、无线电工程师和商人凑在一起，开启“宇宙呼唤”项目（Cosmic Call），向天鹅座16系统发出一串代码，试图与外星人交谈。
知识点VII：第一个在四星系统里运行的系外行星——PH1b
2012年10月15日，2位爱好者通过 “行星猎手”（Planet Hunters）公众发现项目发现了一个系外行星，编号PH1b或Kepler 64b。该系统极为复杂，两个恒星组成一对密近双星——1.5倍太阳质量的F型主序星PH1Aa和0.41倍太阳质量的M型主序星PH1Ab。新发现的行星质量约地球的20-50倍，直径为地球的6.2倍，距离Aa+Ab双星只有0.6AU，公转周期约138.5天。距离这对双星约1000AU的地方还有一对双星，分别是0.99倍太阳质量的G型主序星和0.5倍太阳质量的红矮星，两者相距60AU。
2015年天文学家又确认了第二个四星系统中的系外行星白羊座30Bb（原本认为是三星系统中的行星）。
知识点VIII：第一个绕着两个恒星公转的行星——PSR B1620-26 b
1993年，唐纳德·贝克尔领衔的一个团队在距离地球12400光年的球状星团M4当中找到一颗脉冲星，后来证实是一个脉冲星与一个白矮星的组合，质量分布是太阳的1.35倍和0.34倍，编号PSR B1620-26和WD B1620-26。仔细研究后发现它们还存在着一个质量只有木星2.5倍的行星，距离这对双星23AU，到2003年，这个发现才得到确认。编号记作PSR B1620-26 b，或PSR B1620-26 (AB) b。只不过不是绕着主序星运动，而是两个致密天体。这个行星也有可能是迄今已知最古老的系外行星之一。
引言：天文学家究竟是如何发现并确定一颗数光年乃至数万光年外的行星的存在的呢？
知识点 I：直接成像法（Imaging）
行星本身是不发光的，只能反射恒星的光，而恒星辐射光强是行星反射光强的10^6-10^10倍。因此只有当恒星距离地球比较近，而行星与恒星的距离比较合适才可以直接成像观测。常用的做法是借鉴日冕仪制作而成的“星冕仪”，尽可能遮挡恒星光，再进行拍照。迄今为止，通过直接成像观测到的系外行星仅44颗。
第一颗：豺狼座GQ b，质量20MJ，距离453光年，2004年由VLT拍到；
距离最远：蝘蜓座CT b，质量17MJ，距离538ly；
质量最小：波江座51 b，2MJ，距离96ly；
质量最大：HR 2562 b，30MJ，距离110ly；
直接成像法发现的最著名的系外行星可能是北落师门b，2008年由哈勃太空望远镜首次拍摄发现，至2012年才得以确认。行星质量为木星的2~3倍，距离地球只有25光年，轨道半长径达到177AU，公转周期长达约1700年！它还获得了一个正式名称，叫做“大衮”或“达贡”（Dagon）。
知识点 II：天体物理学法（Astrometry）
天体物理学方法的理论基础就是万有引力理论。两个天体之间存在着相互的引力作用，他们实际上都在绕着系统的公共质心旋转。如果存在系外新星，恒星就会出现相应的小幅摆动，并且摆动的周期与行星公转的周期是相等的。天体的质量与它到质心的距离成反比，行星质量越大，恒星的摆动就越明显。天体物理学方法可以被用来探测看不见的系外行星。但是由于行星对恒星作用太小，测定恒星的摆动极为困难。假定从32.6光年远的地方观察太阳系，木星所造成太阳的摆动不会超过0.001°。
知识点III：视向速度法（Radial velocity）
视向速度：恒星在空间真实的移动是三维的，速度可以分解为三个方向，其中两个方向是肉眼所观察到的恒星在天球平面上的移动，称为自行。第三个方向是与目光垂直的方向，这个速度就叫做视向速度。通过观察恒星光谱的多普勒效应可以测量视向速度。
多普勒效应：一个波源在靠近接收者的时候，波长会被压缩，频率提高，反之波长会被拉长，频率降低。恒星靠近我们，谱线会整体向波长短的一端（蓝色）移动，恒星远离我们，谱线会整体向波长长的一端（红色）移动。谱线周期性的移动实质上也是因为恒星受行星引力影响前后摆动。
恒星摆动速度取决于恒星和行星的质量，以及行星与恒星的距离。如木星对太阳的视向速度影响约为12.7m/s，而地球对太阳的视向速度影响大概只有9cm/s。视向速度法的精度比天体物理学法高出许多。如发现比邻星b的设备是欧南台位于智利拉西拉天文台3.6米口径望远镜上的HARPS光谱仪，可以探测到恒星最小为0.7m/s的多普勒位移。迄今为止有658颗系外新星是通过视向速度法发现的。不过，一旦恒星系统情况极为复杂，那么恒星视向速度的规律可能就不太容易被掌握。
知识点IV：行星凌星法（Transit）
行星绕着恒星公转，从恒星前方经过时，会遮挡一部分光线，凌星法就是通过观察恒星光度周期性变化规律来寻找系外行星的方法，而且光度变化的周期就是行星的公转周期。行星与恒星的直径之比决定了光度变化的幅度。例如木星会造成太阳光度减弱约1%~2%，而地球只会造成太阳1/10000的光度变化。然而天文学家感兴趣的恰恰就是地球大小的行星。
凌星法是目前使用最多，效率相对最高的一种方法，除开普勒望远镜外，全球范围内还有多个著名的凌星法搜寻项目。已经发现的3567个系外行星中有2774个是通过凌星法发现的，其中有2525个是开普勒望远镜发现的。
通过凌星法可以知道行星的公转周期、轨道半长径、偏心率、近日点、轨道倾角等基本参数，还可以推测行星密度、是否位于宜居带内等。但凌星法是间接方法，并没有直接观测到行星；第二，要求系外行星的轨道倾角不能过大；第三，如果行星轨道周期较长，必须累计足够的样本量才能判断系外行星。
知识点V：微引力透镜法（Microlensing）
当一颗恒星及其行星从远处背景恒星前经过时，引力透镜效应会增加背景恒星的亮度。但是只有当背景恒星、目标恒星系统和地球几乎处在一直线时，而且行星比较靠近恒星，这种方法的效果才比较理想。微引力透镜法可以观测较远的系外行星（最远的一颗达26748光年），因而得到很多天文学家的青睐。迄今为止，这种方法发现了大约53个系外行星，主要由天文物理重力微透镜观测（MOA）和光学引力透镜实验（OGLE）项目发现。
知识点VI：脉冲星测时法（Pulsar timing）
脉冲星是高速旋转的中子星，随着自转非常稳定地发射无线电波，尤其是毫秒脉冲星，周期又短又准。如果脉冲星外存在新星，脉冲信号到达地球的时间就会出现微小的偏差，据此可以较为准确地计算出脉冲星的运动轨迹，再反推行星的质量与运动轨迹。脉冲星测时法与视向速度法、天体物理学法有些类似，都是通过中心天体的运动间接探测伴星（行星）的性质。
引言：作为被认为除了引力作用之外不与任何物质发生相互作用的暗物质，如今的科学界到底尝试了哪些方法去捕捉他们？进展又如何呢？
知识点I：直接探测法
暗物质只有质量和引力，没有电磁作用，没有强作用力，穿透力极强，仅有极小极小的概率与常规物质发生反应。暗物质粒子（主要是大质量弱相互作用粒子WIMP）虽然质量很大，但是它们只和探测器中的原子核碰撞，产生非常微弱的闪光现象。现在常用的探测器是碘化纳、锗、液氙等有较大原子核的物质。对于一个100kg的探测器，每天有大概2千亿个暗物质粒子穿过，可是和探测器内的原子核发生碰撞的不会超过10个。如果这个探测器位于地面，每天会遭遇许许多多宇宙射线粒子的轰击，发生多达一百万次反应。所以为了屏蔽宇宙射线，降低干扰，必须要将探测器深埋在地下尽可能深的地方，同时还需要进行特殊处理屏蔽外界的光子、中子等。
位于我国四川西昌地区锦屏山深处粒子和天体物理氙探测器（缩写PANDAX，又称“熊猫计划”）含有500kg液氙，位于2500米厚的大理岩层以下，是当前世界上最深的地下实验室，也当今世界上条件最好的地下暗物质粒子探测实验室。
知识点II：间接观测法
间接观测法，又叫空间探测方法。暗物质粒子之间会发生湮灭而产生高能辐射，如伽马射线、高能正电子、反质子以及高能中微子等看得见的普通粒子，根据探测到的“多余”的以上粒子来反推看不见的暗物质粒子。我们的暗物质粒子探测卫星“悟空”进行的就是这种探测。间接探测法的难度同样非常大，原因是暗物质的湮灭率正比于暗物质密度的平方，而暗物质湮灭主要发生在星系、星系团中心或者星体内部等暗物质密度非常高的地方。其次暗物质的间接探测涉及到许多复杂的环节，比如需要知道暗物质的分布情况、暗物质间湮灭截面的大小以及来自非暗物质湮灭过程的背景的大小和性质。对于这些问题一方面我们并没有完全搞明白，另一方面暗物质湮灭过程相对于正常物质产生的信号是非常微弱和稀少的，想要甄别出来并不容易。
知识点III：空间探测器成果
阿尔法磁谱仪
由美籍华裔诺贝尔物理学奖获得者丁肇中先生领衔的项目，中国制造了阿尔法磁谱仪的核心部件——永磁体，它擅长区分电子、正电子、质子、反质子、光子等基本粒子，暗物质和反物质都能测量。2011年，它被“奋进”号航天飞机安装到国际空间站上后迄今已收集到410亿条宇宙射线数据，捕捉到1000多万个电子和正电子，总数据量超过556TB，并绘制出高能电子宇宙线能谱（粒子数量随粒子能量的分布曲线）。
2015年4月3日，丁肇中团队发布相关报告，阿尔法磁谱仪发现在0.5GeV（5亿电子伏特）-10GeV（100亿电子伏特）区间内，正电子占正电子和电子总和的比例随能量的增加而减少；10GeV-500GeV区间内，比例递增；500GeV后，比例曲线基本变平。不过还没有测到能谱骤降的情况。（图中绿色线条）
丁肇中解释如果有暗物质存在，正电子能谱会有6个明显的特征：1.随着粒子的能量不断提高，经过一个点后，正电子的能量逐渐增加；2.经过某个点后增加的速率，符合特定的非线性关系；3.在能量得到某一个量级之后，正电子的数目不断下降；4.下降速率满足特定的非线性关系；5.在某个点上，数量还会增长，到达一个拐点后会突然下降，出现一个山峰状的图线；6.粒子来自四面八方，而非来自一个源。从丁肇中先生公布的数据来看，6个特种中有5个已经出现，这些特征都支持正电子来源于暗物质，唯独那个拐点尚未出现。
“悟空”
在2015年12月27日至2017年6月8日在轨运行的530天里共采集了约28亿颗高能宇宙射线，其中包含约150万颗25GeV以上的电子宇宙射线（CREs）。基于这些数据，科研人员成功获取了目前国际上精度最高的电子宇宙射线探测结果。首先，“悟空”观测的数据覆盖了从55GeV到2.63TeV的高能电子能量范围；其次测量到的1万亿电子伏特（TeV）电子的“纯净”程度最高（其中混入的质子数量最少）。第三，最关键的，在0.9TeV的地方有个明显的“下降行为”，可能就是丁肇中所说的第6个特征。第四，在1.4TeV处一个异常的“尖峰”。但这个能谱是哪种粒子以何种机制形成的呢？是暗物质湮灭或衰变产生还是正常物质湮灭产生？目前还不得而知。
知识点IV：加速器探测法
依据理论，在地面加速器上将粒子加速到极高能段，让他们相互碰撞，打出新粒子，以期“创造”暗物质粒子。欧洲大型强子对撞机是目前世界上最大的强子对撞机，目标是将两个反向回旋的质子束流进行对撞，创造最高达14万亿电子伏特的总能量。对照宇宙大爆炸理论，大型强子对撞机的对撞试验可望创造出与宇宙大爆炸之后万亿分之一秒时状态，这种极高的碰撞能量会产生异常粒子，包括暗物质粒子。但是至今所有的加速器实验还没有发现暗物质粒子的迹象。
引言：在如今的物理学和天文学里，依然有几片漂浮的乌云令人困惑不已。暗物质便是其中之一。科学家又凭什么认定，这个看不见也摸不着的幽灵的存在千真万确呢？
知识点I：暗物质概念的提出
早在1884年，英国著名物理学家开尔文勋爵通过观测银河系恒星绕银心旋转的速度分布来估算银河系的总质量，他发现银河系总质量远大于我们能看见的恒星质量，他在一次演讲中提出：在银河系许许多多恒星中，恐怕大多数都是“黑暗天体”（dark bodies）。1906年，数学大师和物理学家庞加莱在《银河系与气体的原理》一文中首次将开尔文提到的黑暗物体称为“暗物质”（法语matière obscure）。1932年荷兰文学家奥尔特根据实测，同样提出银河系盘中的质量要远大于我们所观测到的恒星质量，大约还有一半是看不见的。
知识点II：暗物质的证据
1933年，瑞士天文学家弗里茨·兹威基研究了后发座星系团外围成员星系的运动状态，再结合星系团的亮度、成员星系的数量，发现可见星系能提供的引力不足以支撑它们极高的运动速度，由此估算出后发星系团的总质量要比可见的成员星系总总质量大得多。
1939年，美国天文学家巴布科克报告了他测得的仙女座星系的自转速率曲线，远离星系核的恒星旋转速度并没有减小，而是与靠近核心的恒星维持着差不多的速率。这种情况在NGC4984、NGC7217、NGC1620等类型各异的星系中都有发现。
通过对银河系质光比（质量与光度之比）的测定，发现银河系有90%的质量应当位于银晕中。
2006年，钱德拉X射线望远镜观察到“子弹星系团”（事实上是的两个星系团正在发生一场大规模碰撞）中炙热的气体（物质）分布与通过引力透镜效应重构质量分布并不重合，说明在电磁波无法成像的位置上有大量的“暗物质”存在，而且暗物质相互对撞却能穿越而过而未遇任何障碍。
至少目前大多数人认为，从理论上和实测上都比较支持暗物质理论，我们可以这样认为，虽然并不完全确定，但所谓暗物质极有可能是真的存在的。
钱德拉X射线望远镜观察到的“子弹星系团”
知识点III：暗物质的作用
暗物质提供了强大的引力，起到了黏合剂的作用。如果没有暗物质，我们的银河系会散架，很多恒星会被甩出去，星系的形成和演化都会遇到问题，银河系与仙女座星系对撞后也不会再聚拢到一起。如果它们果真在宇宙中拥有那么高的质量占比，那么这一定是宇宙演化历史中不可忽视的部分。
知识点IV：暗物质理论的缺陷
1）目前主要通过引力探知物质质量分布，但这是基于广义相对论是正确的，假如广义相对论引力的形式需要进行修正，或者干脆改变引力所在的时空性质，那么可能存在完全不需要引入暗物质就能完美符合上述观测结果的情况。
2）星系和星系团里的暗物质，是基于流体静力平衡的假设而得出的，然而发现暗物质的系统都是星系、星系团、超星系团等大质量天体系统，它们在宇宙年龄之内可能都无法达到所谓相对稳定的状态。
3）暗物质从未在星团和矮星系们里发现，因而有人认为星系中丢失的许多质量是因为没有精确估算星系中所含恒星级以及中等质量黑洞的数量。
4）即便暗物质会产生明显的引力作用，但是当天体穿越暗物质晕时会有明显引力拖曳作用，然而事实观测却没有发现。
知识点V：暗物质的特点
暗物质不参与电磁作用，因此暗物质不发光、不散射光、不反射光，在整个电磁波段都找不到它的存在。暗物质仅有极小极小的概率撞到常规物质而发生反应，因此我们感受不到它们的存在。暗物质也是一种物质，有质量的，会产生引力。整个宇宙中暗物质占所有物质的84.5%。
知识点VI：暗物质的类别
目前根据暗物质粒子在早期宇宙中随机运动的速度分为热暗物质、冷暗物质和温暗物质。热暗物质的运动速度接近光速，目前最理想的候选体是中微子，但这个假设要求中微子具有质量。冷暗物质的速度远小于光速，温暗物质则介于两者之间。天文学家认为组成宇宙中暗物质的主要成分应该为冷暗物质。
冷暗物质有两大候选对象，一个是大质量致密晕天体（MACHO Objects），另一类是一种仍未知的大质量弱相互作用粒子（WIMP，Weakly Interacting Massive Particles），量比质子和中子大，其特点是虽然没有电磁相互作用和强相互作用，但是参与弱相互作用。基于冷暗物质的宇宙学模型与观测符合得比较好，在粒子物理理论中比较容易构造出符合WIMP特点的粒子。目前大部分暗物质探测实验都是针对WIMP设计的。
在人类历史上，确定标准向来是件很难的事，那么如今我们所使用的标准时间又是如何精确下来的呢？
知识点I：超精细结构——原子里的时钟
天体测量学发现受到潮汐摩擦、大气环流及其他因素的影响，地球自转周期并不稳定，因此1秒（平太阳日的1/86400）的长度也不均匀。20世纪30年代，美国物理学家伊西多·艾萨克·拉比发明了核磁共振的技术，还提出共振频率具有极高的准确性，完全可以用来制作高精度的时钟。量子力学中将一个量子状态到另一个量子状态的变化过程称为跃迁。原子能级有许许多多，光谱仪可以分辨出跃迁的精细结构，如果再加以磁场作用，精细结构还可以再分解为超精细结构。实验发现，基态的超精细结构跃迁频率本身不易受外界磁场的影响，相当稳定。通过磁场作用控制原子只在某两个特定能级之间跃迁，就有可能获得与之相对应的特定跃迁频率，通过计算超精细结构跃迁次数可以确定1s的标准。
ce
知识点II：原子钟
1949年美国物理学家哈罗德·莱昂斯利用氨分子的振动制造出了第一架原子钟。氨分子被置于真空管中，真空管内有着强大的射频场和特殊的磁场，当一股微波轰击氨分子时，氨分子吸收能量并开始振动，能量随即又被释放，氨分子中的氮原子会上下移动，1秒钟内多达240亿次（即24GHz），这就是氨分子发出的电磁波频率。如果这个频率非常非常稳定的话，那么“1秒”就可以被定义为氨分子震荡240亿次所需的时间。这就是原子钟的基本原理。
后来选用铯133（133Cs）制作原子钟，因为1）铯的超精细结构裂距量大，比较容易测量；2）铯是碱金属中比较稳定的元素，跃迁规律比较容易掌握，而多普勒频移小，可获得更高的精确度；3）在自然界中仅有一种同位素。1955年第一架铯束频标在英国国家物理实验室投入运转。1958年，该实验室和美国海军天文台用历书时秒长，测出了铯133原子基态两个超精细能级间跃迁辐射频率为9192631 770Hz。
铯原子钟
知识点III：原子时
1967年第十三届国际计量大会决定使用新的时间计量基准：以海平面上铯原子（133Cs）基态能级跃迁辐射的电磁波振荡9,192,631,770次所经历的时间为1秒。此举影响极为深远，因为其他物理量都可以根据秒来进行定义，如“1米”的定义为“光在真空中行进1/299 792 458秒的距离”（1983年起）。（**注：明年召开的国际计量大会讲对“千克”、“摩尔”等部分物理量重新定义，到时候所有物理量的定义都将依赖于时间频率。1971年第十四届国际计量大会确认，从1972年1月1日起，全球使用国际原子时（法语缩写TAI，英语缩写IAT），取代格林威治平均太阳时GMT、世界时UT和历书时ET。
铯原子结构示意图
知识点IV：守时
天文学家根据恒星的位置来测量时间，这项工作叫做测时。维持一个精准而稳定的时钟，以便随时可以提供全世界同意的准确的时刻，这项工作叫做守时。全球有大约有200多台原子钟运行在工作环境相当严格的60个实验室里。每个实验室还必须拥有多台原子钟联合工作，形成守时钟组。守时系统的核心工作就是保证连续不断地、可靠地提供标准时频信号，主要功能包括运行与维护原子钟、进行内部与外部的比对测量、研究每台原子钟的特性并给出权重、制定相应时间算法、编制软件与计算程序、对数据进行计算、产生时间频率信号、对信号进行微调修正、编制时间公报等等。
国家授时中心
知识点V：授时
将标准时间通过通信方式向全世界发播，这项工作叫做授时。原子钟产生时间信号后，要将标准时频信号以一定格式的模拟或数字脉冲编码形式加载到载波信号中去，通过电缆、光缆、空气等介质进行传播。现在使用最广泛的授时系统是天基发播系统，其中大家最熟悉的就是GPS。
位于陕西的国家授时中心负责我国时间服务，通过长波授时台和短波授时台向全国及周边地区播发标准时间标准频率。短波授时台（呼号BPM）每天24小时连续不断地以四种频率（2.5MHz、5MHz、10MHz、15MHz同时保证3种频率）交替发播标准时间、标准频率信号，覆盖半径超过3000公里，授时精度为毫秒量级；长波授时台（呼号BPL）每天定时发播载频为100KHz的高精度长波时频信号，地波作用距离1000-2000公里，天地波结合，覆盖全国陆地和近海海域，授时精度为微秒量级。
国家授时中心BPM标准时间标准频率发播台短波天线
知识点VI：协调世界时（UTC）
虽然原子时的精度比世界时高得多，但生活中大家早已习惯使用世界时了。为此，1971年国际计量大会通过决议，使用协调世界时（代号UTC）。规定秒的小数部分使用国际原子时，以原子振荡周期为基准，而时、分、秒还是沿用世界时UT1，以平太阳周日视运动为基准。UTC还特别加入“闰秒”机制，来及时修正原子钟与地球钟之间的误差。规定从1972年1月1日起UTC与IAT之间的差值最大只允许±0.9s，一旦达到这个标准，位于巴黎的国际地球自转事务中央局负责决定在6月30日或12月31日的最后一秒加入闰秒（+1s）或负闰秒（-1s），届时将出现1分钟有61秒或59秒的情况。不过，自从UTC推出以来，总计发生过27次闰秒，都是加1秒，从未减1秒，从一个侧面反映出地球自转的确有着变慢的趋势。
闰秒
引言：年、月、日、时、分、秒，我们再熟悉不过的时间系统，究竟是如何测量出来的？为什么一直以来，这都是天文学家们的艰巨工作呢？
知识点I：太阳时
人类最早感知到的时间是“日”，即将太阳东升西落一周定为一天。这种以太阳作为参考的时间系统叫太阳时。天文上，把太阳刚好通过南方子午圈的时刻（太阳上中天或正午）定义为12h，太阳的时角加上12h就是太阳时；连续两次上中天的间隔被称为一个太阳日，共计24小时。太阳时可分为真太阳时和平太阳时。
真太阳时：根据真实的太阳运动测定的时间，被称为真太阳时。日晷、圭表等古代计时仪器测定的时间就是真太阳时，例如一天中圭表的“表”投下的影子长度最短的时候是真正的“正午”，而不是我们现在手表上的12点。然而真太阳运动速度并不均匀，远不能满足现代生活的需要，而且阴雨天时使用就显得十分不便。
平太阳时：为弥补真太阳的不稳定而人为创造的一个假想的太阳，称为“平太阳”。它有三条基本条件：1、沿着赤道作周年运动（注意是赤道而不是黄道），因为地球自转引起的周日视运动是与赤道平行的；2、运动速度是均匀的；3、运动周期等于一个回归年，即365.2422天。以“平太阳”的时角定义的时间就被称为平太阳时。在上世纪70年代以前，全世界共同使用的标准时间计量系统就是平太阳时（MT），并将平太阳日的1/86400定义为1秒。
真太阳时与平太阳时之差叫做时差，一年中时差最大将近16分钟，只有4天时差为零。
知识点II：恒星时
参考春分点（或恒星）的周日视运动来测定的时间系统被称为恒星时。当春分点刚好通过子午线的时刻（上中天），定义为该地的恒星时为0h，当春分点自东向西运动一周再一次到达子午线时记为恒星时24h或次日恒星时0h，这个间隔时间就是一个恒星日。太阳日即日常所说的一天，恒星日才是地球自转周期。因为太阳在周日视运动的同时还在进行周年视运动，每天东行近1°，所以太阳日的时长比恒星日更长一些。
1太阳日 = 1恒星日 + 3m56s。
1回归年 = 365.2422太阳日 = 366.2422恒星日。
天文台通过测量恒星位置得到恒星时，再经过换算才能得到平太阳时，这一过程被称为测时。
知识点III：地方时
不管是太阳时还是恒星时都将太阳或春分点过子午圈的时刻定义为0h，而每个地理经线都有自己的子午圈，由此测到的恒星时叫做地方恒星时，测到的平太阳时叫做地方平（太阳）时。在赤道上东西两地每相差463.87米地方时差1秒，纬度越高，东西方向移动时地方时的变化越大，如北京地区东西差355.76米，地方时差1秒。
知识点IV：格林威治平均时间（GMT）
过去很多城市都会设置官方时钟来统一当地的时间。后来，英国铁路发展让这个矛盾越来越突出，因为长途旅行过程中不断重新设置时钟会显得非常麻烦。于是英国推行全国统一的时间标准——格林威治（或译成格林尼治）平均时间（Greenwich Mean Time），即以英国伦敦郊区皇家格林威治天文台测定的平太阳时为标准。
知识点V：世界时（UT）
1884年，华盛顿召开的国际子午线会议采用了加拿大铁路工程师弗莱明的建议，将GMT向全球推广，成为世界时（Universal Time）。同时全世界按照统一的标准划分时区，从格林尼治所在地点为0°经线，东西各7.5°划为0时区，从0时区向东/西每隔15°划一个时区，依次称为东/西一时区、东/西二时区等，全球一共24个时区，东十二区和西十二区重合。0°、东西经15°、东西经30°等被称为中央经线，该处的地方时为所在时区的区时。
我国地跨5个时区，但是统一采用东八区的区时，即东经120°地方时，也就是大家熟悉的北京时间（BJT）。北京时间并不是北京的时间，北京市区的地方时比北京时间晚约14分47秒。
知识点VI：历书时（ET）
天文测时仅仅是知道确切的时间，但实际使用中需要经常不断地知道准确的时刻，所以需要通过精准的时钟或时间算法将精准的时间“守住”，这项工作被称为守时。上文所述所有的时间系统均参考太阳或恒星的周日视运动，即以地球自转周期作为基础。但天文学家发现地球的自转远没有地球的公转来得稳定。于是1958年，历书时（Ephemeris Time）代替世界时UT成为全球时间标准。以1900年初太阳几何平黄经为279°.414804的瞬间作为历书时1900年 1月0日12时整，将1900年 1月0日12时整的回归年长度的1/31,556,925.9747定义为1秒。
引言：从地心到日心，从日心到银心，我们的宇宙观经历了一次又一次的颠覆。那又是从何时起，我们才意识到，银河系不过是茫茫宇宙中的一方微不足道的小岛的呢？
知识点I：早期对“星云”的认识
早在公元150年，古希腊天文学家托勒密在《天文学大成》一书中描述过在大熊座和狮子座之间有5颗星出现了模模糊糊的样子。第一个有明确定位的可能是阿卜杜·阿尔-拉曼·阿尔·苏菲，在他的《恒星专书》中提到仙女座那里有“一小块云朵”。这应该是M31仙女座星系最早的明确记录。在正式发行的学术文章中使用“星云”这个词汇的是哈雷，1715年他在英国皇家学会《哲学会报》中讲述了他发现6个乳白色亮斑，所谓“星云”只不过表明其所知的对象具有云雾状的外观，并不涉及到对它们物理性质的讨论。
知识点II：威廉·赫歇尔的宇宙
威廉·赫歇尔使用18英寸反射镜搜集尽可能多的星云种类，在20年里观测到的星云已经达到了2500个，他终于意识到星云和星团有着本质区别。此前，他认为星云是更遥远的星团，只要分辨率足够，就能看清星云，但后来他发现星云中有星，但没有很多聚集在一起的星，所以星云一定是客观存在的新的天体类型。他提出一种宇宙演化的理论：宇宙一开始恒星的分布是相当均匀的，随后引力作用使星星在某些地方聚集起来，形成所谓的星团；而其他地方则是弥散状的星云，引力使它们在不同地方凝聚成为更加浓缩的星云，浓缩的星云最终形成一个个恒星；这些恒星在引力作用下聚集在一起，先形成广泛而松散的星团，再慢慢形成比较紧密的星团。星团的剧烈聚集最终会崩溃，向宇宙发出光芒，为形成新的弥散状星云提供物质，新的一轮循环又重新开始。
赫歇尔兄妹
知识点III：发现螺旋状“星云”
1845年2月，第三代罗斯勋爵威廉·帕森斯观测M51后宣布：有些星云是呈螺旋状的。不过当时并没有谁把银河系与旋涡星云联系起来。1852年斯蒂芬·亚历山大教授才发表一篇题为《银河系——一个旋涡》的论文，但响应者不多。但是随着越来越多的旋涡星云被发现，银河系本身是否也是旋涡结构的问题才一次又一次地被提及。
大型旋涡星系M51
知识点IV：光谱观测帮助“星云”分类
1864年8月29日，威廉·哈京斯观察了天龙座内的行星状星云的光谱，发现光谱只在绿光部分比较明显，其中有一条显然与氢有关。到了1868年他观测了大约70个形状大小不一的星云的光谱，他发现大约1/3是气状的，看上去像云，2/3是星状的，有暗弱的连续光谱。“星云”这种奇怪的天体到底是“星”还是“云”？是不是因为太远，“星”才变成了“云”？如果太远，会远到什么距离呢？
知识点V：关于宇宙结构的大辩论
1920年，在华盛顿召开了一次史上著名的辩论会，焦点问题就是银河是否等于宇宙。哈罗·沙普利认为太阳系所在的银河系就是整个宇宙，俗称“大银河，小宇宙”。赫伯·柯蒂斯相信康德的“岛宇宙”观点，认为那些旋涡星云是跟我们银河系一样的“宇宙”，像汪洋大海中漂浮的一个个小岛，彼此相距甚远，他的观点被称为“大银河，大宇宙”。
知识点VI：哈勃“裁定”辩论结果
埃德温·鲍威尔·哈勃从1923年10月开始着手系统性地搜索仙女座星云中的新星，在第一张底片上就找到了一颗疑似新星，不过翻阅历史照片并连续跟踪拍摄多日后确定那是一颗造父变星。是通过造父变星的周光关系可以测量天体的距离，据此，哈勃测定仙女座星云距离我们远在90多万光年外。随着第二颗变星的发现，哈勃的结论更为确信，仙女座星云是与银河类似的星系，宇宙要比银河系大许多。
仙女座星系（M31）
知识点VII：仙女座星系距离和大小的测定
既然仙女座星系与银河系是相似的，那就应当“赋予两者相同的地位”，这是重要的思想转变。如果仙女座星系里的恒星和星团亮度的特征与银河系内是相同的，那么它就必须在150万-200万光年以外，直径也要比哈勃的认知大出许多。
1944年，巴德将恒星分为两类。星族I的恒星主要分布于银道面，包括太阳以及邻近的恒星、疏散星团中的恒星，以及电离氢区、气体和尘埃等，相对比较年轻，沿着近圆轨道绕银河系中心旋转。星族II是老年恒星，没有或者很少有气体和尘埃，主要存在于椭圆星系、旋涡星系中央核球，以及旋涡星系中同样不含尘埃的球状星团里，沿着椭圆轨道绕银心运动。
沙普利用属于星族II的球状星团测定银河系直径，但用来矫正周光关系零点的造父变星位于银河系旋臂中近距离星族I的恒星，两者是有区别的，而哈勃测定仙女座星系的方法是后者，这些恒星已经被证明实际亮度被低估了，因此它们应该更远一些。结论就是仙女座星系要远许多也大许多。现在测定的距离在254万光年左右，直径约为22万光年，比银河系更大。
知识点I：凯克望远镜（KeckI&II）
凯克Ⅰ和凯克Ⅱ是两个口径为10米的大型天文望远镜，坐落于夏威夷岛上海拔4200多米的莫纳基亚山，由美国企业家凯克捐资，加利福尼亚州大学伯克利分校、劳伦斯伯克利国家实验室以及加州理工学院建造，耗资1.3亿美元，分别于1991年和1996年建成。每台望远镜有8层楼高，重300吨，镜面采用创新拼接技术，由36块直径1.8米厚度仅7.5厘米的六角形镜片组成。杰瑞·尼尔森设计了一个校准系统，在六角形子镜边缘上安装168个电子传感器和108个电机调节机构，以此来确保镜面保持正确的形状。
主要设备：
l 近红外多目标光谱仪（MOSFIRE），在0.97~2.41μm波长范围内同时对46个目标进行观测。高分辨率光栅光谱仪，可以测到恒星1m/s的径向速度。
l 近红外相机，能观测到月球表面的烛光。
l 深河外星系成像仪及多目标摄谱仪，可以同时观测130多个星系。若启用Mega Mask模式甚至可以同时捕捉1200个目标。
l 两台凯克联合起来的干涉仪，可以形成相当于85米直径的基线，可以在近红外和光学波段工作，最大分辨率为5毫秒。
知识点II：昴星团望远镜（SUBARU）
隶属于日本国家天文台，1991年4月开始建造，1999年1月正式开始进行科学观测，总耗资3.7亿美元。主镜直径8.2米（当时世界最大单镜面望远镜），厚度只有20厘米，镜面误差不超过14纳米，重量约22.8吨。配有4套光学结构，一套主焦点式（焦比为F/2.0）、一套卡塞格林式（焦比F/12.2）、两个折轴式（焦比为F/12.6）。有可见光、近红外、中红外的相 机和光谱仪。
知识点III：甚大望远镜（VLT，Very Large Telescope）
隶属于欧洲南方天文台，坐落于智利北部阿塔卡马沙漠，由4台口径均为8.2m的望远镜（UTs）组成，安装在四个方形“圆顶”中，1998年建成第一台，2001年建成最后一台。欧南台以当地方言起了昵称： ANTU（太阳）、KUEYEN（月亮）、MELIPAL（南十字）和YEPUN（金星）。得益于干旱、高海拔、空气稀薄的环境，它们可以在紫外、可见光和近红外、中红外波段工作。由于配备了自适应光学系统，让VLT的分辨率更是达到了哈勃望远镜的3倍以上。每台望远镜上都配备了三四台设备，可以进行高分辨率、多目标、多波段的观测。
太阳、月亮、南十字、金星合影
l 光纤大阵列多目标光谱仪（FLAMES），可同时对数百颗恒星进行高分辨率光谱观测的设备。
l K波段多目标光谱仪（KMOS），在近红外波段工作的课同时观测多个天体的光谱。
l 紫外及可见光光栅摄谱仪（UVES），覆盖300nm-1100nm，最多可以有11万个光谱通道。
l 可见光多目标光谱仪（VIMOS），是个四通道多目标光谱成像设备，采用低分辨率方式同时观测1000个星系。
l 偏振光谱高对比度系外行星搜索设备（SPHERE），是一台星冕仪。
l 多目标光谱探测器（MUSE），取音乐女神缪斯谐音，是一台巨大的可以覆盖1平方度的范围的积分场光谱仪，可以绘制所谓3D照片。
l 干涉阵列。VLT4台镜子既可以独立工作，又可以联合工作，以及外围4台口径1.8m的辅助望远镜（ATs），形成一个更大的干涉阵列。这种观测方法能够探测到比人体肉眼可见光暗40亿倍的光线，观测精度也能提高到单台望远镜的25倍。
知识点IV：双子座望远镜（Gemini）
位于夏威夷的北座
一座位于夏威夷莫纳基亚山，另一座位于智利的安第斯山，口径都是8.19m，由美国、英国、加拿大、智利、巴西、阿根廷和澳大利亚共同总成的财团法人建造和管理，国际总部设在夏威夷大学，2000年启用。一南一北的布局可以覆盖几乎全部天空，起到互补的作用。双子星同样也能观测可见光与近红外波段，装有多目标摄谱仪、积分场光谱仪，配备激光导星和主动光学系统。
Gemini的超级镜片......
知识点V：大加那利望远镜（GTC）
当今世界最大单口径光学望远镜，口径10.4m，位于西班牙拉帕尔玛岛海拔2400米的山峰上；造价为1.3亿欧元，耗时7年左右完工。GCT也采用镜面拼接技术，由36片厚度仅8cm的六边形薄镜拼合而成。总重量400吨，采用了最好的润滑剂，即使一个小孩子就能轻松推动。主要设备包括中红外相机、光学积分场和多目标光谱仪，以及直接光学成像和低分辨率综合光谱仪（OSIRIS）。
知识点VI：大型双筒望远镜简称（LBT）
建在亚利桑那州格雷厄姆山顶，一个屋顶里紧挨着安装两台望远镜，单个口径为8.4m，可以独立工作，合并工作时等效于一个11.8m口径的大望远镜，聚光能力远超哈勃太空望远镜。第一块镜片于2004年安装完毕，2008年年初，两个望远镜实现合并式观测。
LBT作品
知识点VII：主动光学系统（ActiveOptics）
温度不均匀会造成镜片热胀冷缩程度有所差异，光学系统及支架的重力会令镜片每处位置的受力并不相同，由此会造成镜片的变形，成像质量会受到一定影响。为了消除这种影响，需要在镜片底部装上触动器，对镜片施加不同的支撑力，让它保持完美体形。主动光学触动器工作频率较低，依然存在信道干扰，虽然成像质量比被动光学系统提高许多，但仍然远低于衍射极限分辨率。
大型光学望远镜的主动光学系统
知识点VIII：自适应光学（AdaptiveOptics）
大气扰动导致星光的波长发生不规则变化，这就是为什么星星会“眨眼睛”（干净的星光+抖动的大气=眨眼睛的星星），这会极大地影响望远镜的效能（口径再大也没用）。自适应光学系统由波前探测器、波前控制器、波前校正器等部件组成。具体的做法是向天空中打出一束激光，形成人造星点，被称为激光引导星（LGS）。观察激光的抖动情况，就知道大气是如何对星光产生干扰的了，计算机将抖动干扰传递给校正器，安装在反射镜刚性的基板上多个触动器会驱动柔性的镜面面板，使面板产生所需要的10nm级的微小变形。
运作中的凯克自适应光学系统
有无自适应光学系统的效果对比
引言：不同结构的望远镜都有怎样的优势和劣势？与望远镜相关的各种参数对观测而言又意味着什么？在拥有自己的第一台天文望远镜之前，你可能需要了解以下这些事。
知识点I：伽利略式折射望远镜
1608年荷兰眼镜商汉斯·利伯希在制造出了一台望远镜并申请了专利。1609年伽利略听说后进行了重要的改进，发明了天文望远镜。他使用凸透镜作为物镜，使用凹透镜作为目镜（物体的一端的是物镜，靠近眼睛的一端是目镜）。
这种望远镜叫做折射望远镜。两头厚中间薄的都可以称为凹透镜，两头薄而中间后的就是凸透镜，凹透镜有发散光线的功能，凸透镜有聚焦光线的功能。用凸透镜做物镜，作用就是收集暗弱的星光，而目镜端凹透镜的作用就是将聚焦的星光再分散成平行光，可以在眼睛里成像。
知识点II：开普勒式折射望远镜
1611年，开普勒对伽利略望远镜作了改进，将目镜端的凹透镜换成了凸透镜，这样做的好处是让目镜射出的光进行汇聚，从而提供了一个更大的视野范围。但同时也带来一个有些头疼的问题，像是上下左右颠倒的。
折射望远镜的优点主要是使用方便，视线方向与物体一致，尤其适合寻星和导星，同时也比较适合观测日、月、彗星、行星等天体。
折射望远镜最大的缺陷就是色差，即物体边缘会镶上蓝色和红色的边，因为不同波长的光折射率是不同的，所以将物体边缘“染”上了假的颜色。现在的望远镜采用复合镜片试图尽可能消除色差，但事实上对折射望远镜来说要想根治几乎不可能。而且玻璃对近红外光吸收较多，这是很不利的。口径大了以后，焦距会变得很长，整个望远镜会很大很重，不易操作。
知识点III：牛顿式反射望远镜
第一架反射式望远镜诞生于1668年，由牛顿发明，使用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45度角的反射镜，这样，光线经过主镜反射并会聚到反射镜位置，再以90度角反射到达目镜。
牛顿式望远镜最大的好处就是重量轻，比较容易造大；没有了透镜就没有折射，也就消除了色差。但是缺点也很明显，反射物镜表面精度要求比较高，磨制起来比较困难；球面镜会产生一定的象差，边缘的像容易变形；镜筒是开放式的，空气流通会影响成像的稳定度，而且小灰尘如果落到物镜上比较难处理；长期使用的话，物镜需要重新镀膜，增加保养成本。
知识点IV：其他反射望远镜系统
主焦点系统——物镜的焦点在镜筒口，这种设计在专业望远镜上使用比较多，可以在焦点位置上安装CCD等设备
卡塞格林系统——使用非常广泛的一种结构。传统的卡塞格林望远镜是抛物面主镜，光线汇聚上来后被焦点位置的双曲面副镜180°反射并穿过主镜中心的孔洞，到达目镜。这样的话就跟折射望远镜类似，可以站在后面看了。折叠光学的设计等于增加了焦距，使镜筒的长度可以缩短，更加紧凑。
格里高利系统——卡塞格林使用凸双曲面副镜，格里高利则使用了凹椭球面镜，工艺难度更高，但效果更好。
折轴式——在镜筒边上开口安装目镜，相当于把牛反的目镜往后移了。
知识点V：折反射式望远镜
顾名思义，折反射式望远镜光学系统中既有透镜（折射）又有凹面镜或凸面镜（反射）。其中最有名的是施密特式，光线会先经过一块接近平面镜的非球面改正透镜，然后到达底部凹球面反射镜，反射后到达焦面，可以在焦面安装球面镜像卡塞格林式那样径直地反射到物镜的正中间，也可以采用折轴式反射到侧面。
施密特望远镜光力强，可见范围大，成像的质量也比较好，解决了折射和反射的主要问题。但是改正镜属于非球面的形状，加工难度大，成本很高。
【最重要的望远镜基本参数】
知识点VI：通光有效口径D（mm）（简称：口径）
望远镜的口径具有决定性作用。极限星等m与物镜面积成正比，即与口径D的平方成正比。m1-m2=2.5lg(D1/D2)^2。比如一架12cm口径的小型望远镜，收集星光的能力就是人眼的400倍，人眼的极限星等是6等，那么这架望远镜理论极限星等约12.5等。
知识点VII：焦距F（mm）&焦比
第二个指标叫做相对口径，又叫光力，记作A，定义为望远镜物镜口径D和焦距F之比（A=D/F）。不过更常用的是光力的倒数（F/D），被称作焦比，记作F/数字，如F/7.5、F/10等。
焦比就是相机镜头上的光圈，数字越小表示光圈越大，反映的也是聚光本领，天体的亮度与光力A的平方成正比，所以光力越大，越有利于观测行星、彗星这种有视面天体。例如，一个口径100毫米焦距1200毫米望远镜焦比是F/12，一架口径200毫米焦距1500毫米望远镜的焦比是F/7.5。焦比7.5的望远镜会显得更“亮”些，更适合拍照。
知识点VIII：分辨率（θ）
望远镜分辨率是指望远镜能够分辨有视面天体（如日、月、行星、彗星等，又称延展天体）细节或区分开两个点光源的能力，数值越小，表示分辨本领越高。
计算分辨率的经验公式为θ=1.22λ/D，λ指光源的波长，D为望远镜口径。如果取肉眼最敏感的波长550nm，D以毫米为单位，那么目视观测分辨角大概是140″/D，单位是角秒。人眼瞳孔是6mm，所以肉眼分辨率大概就是23个角秒；口径10cm的望远镜分辨率大约为1.4″。
知识点IX：放大率G
放大率定义为物镜焦距F与目镜焦距f之比。如果你想获得更大的放大率，在物镜不变的前提下，只要换个焦距更小的目镜就好了。例如，一架口径100mm，焦距1000mm的望远镜，使用20mm目镜时放大倍数是50倍，使用9mm目镜是放大倍数就算是111倍。但是焦距越小意味着目镜的口径就越小，换句话说光通量就越小，因此放大率大到一定程度，画质会变差，通常不超过300倍为宜。
知识点XI：视场ω
视场指望远镜成像良好的区域所对应的天空角直径范围，用度分秒表示。它和望远镜的口径、焦距、放大率都有关系。初步计算公式为：tan(ω/2)=D/F，更严格地，把 ω’定义为目镜工作视场直径，则有tan(ω/2)=tan(ω’/2)/G。口径越大，倍率越低，获得的视场也越大。
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现在，我们一起飞向宇宙，浩瀚无限！