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英文名称 中文名称 词义解释
<tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">AAT</td><td style="padding-left:10px;">英澳望远镜</td><td style="padding-left:10px;"><p>即英国-澳大利亚望远镜。</p></td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">aberration</td><td style="padding-left:10px;">光行差</td><td style="padding-left:10px;"><p>光的有限速率和地球沿着绕太阳的轨道运动引起的恒星位置的视位移。在一年内,恒星似乎围绕它的平均位置走出一个小椭圆。这个现象在1729年由詹姆斯·布拉德雷(James&nbsp;Bradley)发现,并被他用来测量光的速率。</p></td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">absolute magnitude</td><td style="padding-left:10px;">绝对星等</td><td style="padding-left:10px;">恒星或其他天体假定距离观测者正好10秒差距时所应该有的视星等(见星等标)。magnitude scale:星等标(又称波格森标度),是天文学家用来量度天体亮度的标度。最初的星等标是以人眼看起来有多亮为依据的;希腊天文学家伊巴谷把恒星排列成从已知最亮恒星的“一等”到肉眼刚刚可见的最暗恒星的“六等”。但到19世纪中叶已经意识到,人眼的感光不是线性的,而是遵守对数规则。所以一等星的亮度远远不止六等星的六倍。 为了建立一个与基于人眼视觉的传统标度相匹配的精密标度,1856年英国天文学家诺曼·波格森(Norman Pogson,1829-91)认为应该硬性规定5个星等的差异相当于100倍的亮度比。换言之,1星等的差异对应亮度之比为2.512(因为2.512^5=100)。因此,一颗星比另一颗星亮2星等,相当于亮2.512^2倍,依此类推。 这就是天文学家今天使用的标度,而亮度的测量已经不用人眼,而是用各种测光仪器。由于因袭了伊巴谷定义的原始星等标,所以恒星越黯淡,其波格森标度的星等值越大。又由于要包括比伊巴谷考虑过的更亮的星,所以还必须使用负数。星等可以在不同波长范围(不同颜色)或对整个电磁波谱(热星等)进行测量。另见视星等、绝对星等、光度。</td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">absolute zero</td><td style="padding-left:10px;">绝对零度</td><td style="padding-left:10px;">可能达到的最低温度。在绝对零度下,原子和分子拥有量子理论允许的最小能量。绝对零度就是开尔文温度标(简称开氏温度标,记为K)定义的零点;0K等于-273.15℃,而开氏温度标的一个单位与摄氏1度的大小是一样的。</td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">absorption line</td><td style="padding-left:10px;">吸收线</td><td style="padding-left:10px;">波谱中与特定波长电磁辐射的吸收相对应的狭窄特征。波谱中的吸收线分布图样相当于吸收辐射的元素的鉴别“指纹”。</td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">absorption nebula</td><td style="padding-left:10px;">吸收星云</td><td style="padding-left:10px;">太空中的冷气体尘埃云,只因为它阻挡更远恒星的光而能被发现。见星云。</td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">abundance of the elements</td><td style="padding-left:10px;">元素丰度</td><td style="padding-left:10px;">见宇宙丰度:cosmic abundances 宇宙丰度指宇宙中各种元素的相对数量。 虽然氢和氦产生于大爆炸,但几乎所有其他元素是后来宇宙演化过程中在恒星内部加工出来的(见核合成),而且数量都少得多。宇宙丰度的标准度量是以太阳、地球和其他太阳系天体的研究为依据的。若用每种元素的原子数表示,则太阳的丰度是氢90.8%,氦9.1%,其他所有元素加起来0.1%。这与用光谱学方法测得的其他恒星的比例相似,虽然在宇宙较年轻时形成的年老恒星的重元素含量甚至更少。 将太阳系的所有物体都考虑在内,最普通元素的丰度可以用质量或原子数来表示。因为氢是最轻的元素,它只占太阳系质量的70.13%,氦占27.87%,而按质量居第三位的最普通元素氧仅占0.91%。但大多数天文学家更喜欢用原子数来度量宇宙丰度。在这一尺度下,硫是第十位最普通元素,宇宙中每一个硫原子(严格说是每个硫原子核),大致对应1个铁原子;2个氖原子和2个镁原子;3个硅原子;4个氮原子;20个碳原子;30个氧原子;3 000个氦原子;50 000个氢原子。 除这前10名外,另5个元素(铝、氩、钙、镍、钠)的丰度在硫丰度的10%到50%之间。其他一切元素都稀少得多;比如,每1 000万个硫原子才有仅仅3个金原子与之匹配。比铁更重的元素是稀少的,因为它们只能在超新星中产生。</td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">accretion</td><td style="padding-left:10px;">吸积</td><td style="padding-left:10px;">宇宙中有两类吸积是重要的。第一类是小颗粒互相碰撞并粘在一起以形成较大物体的过程。碰撞必须“恰到好处”才能发生这种情形——如果碰撞过于猛烈,就会击碎物体(撕裂)而不是让它们粘在一起。当太阳从空间一个气体尘埃云中诞生,并在自身引力作用下坍缩时,年轻太阳周围形成了一个向赤道平面沉降的物质盘。这很像我们今天看到的土星环在更大规模上的翻版。太阳系中的行星和其他天体,就是在这个开始时由大小不超过1毫米的细小颗粒构成的旋转物质盘中,通过吸积而形成的。  第二类吸积是大质量天体通过其引力场的吸引从周围获取物质的过程。像我们太阳这样的普通恒星就在不断地从星际空间吸积物质,不过规模很小。拥有较强引力场的天体,如中子星和黑洞,其吸积要强烈得多。于是,向天体跌落的物质(多半来自双星系统中的邻近伴星)形成一个吸积盘。因为物质在引力场中降落时获得能量,盘中的原子又互相碰撞,所以原子的温度可以变得很高,以致能辐射X射线。以极大规模在一些包含数百万倍太阳质量的黑洞的星系中心发生的这类过程,有可能提供类星体的能源。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">accretion disc</td><td style="padding-left:10px;">吸积盘</td><td style="padding-left:10px;">环绕一颗恒星或其他天体的物质环,环中物质回旋降落到盘内的天体上。见吸积。</td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">active galaxy</td><td style="padding-left:10px;">活动星系</td><td style="padding-left:10px;">从称为核的中心区域发射大量能量的星系。这赋予这类天体另一个名称——活动星系核,通常简称为AGN。这个名词包括了在不同时期发现的、已有不同名称的许多种类高能星系,其中有赛弗特星系、N星系、蝎虎座BL型天体和类星体。现在认为,所有这些天体的能量都是由某种基本相同的、涉及活动星系中心一个特大质量黑洞对物质吸积的过程所提供。 星系的物质落进黑洞时,与它的质量对应的引力能被释放并转变成电磁辐射,包括光、X射线和射电波。这个过程的效率极高,致使流入物质的10%或更多的质量按照爱因斯坦的著名公式E=mc^2转变为能量(见狭义相对论)。中央黑洞的质量可以多达太阳质量的1亿(10^8)倍,正好是环绕它的星系中全部明亮恒星质量的0.1%。它只需要每年“吞食”相当于1~2个太阳这种恒星的质量,就能够提供在最强大活动星系中观测到的能量。 中心能源产生的能量往往朝星系的两边射出,大概是通过黑洞的“极”出来的。这一能量不能从其他方向逃逸,是因为被吸积盘阻挡。射出的辐射与星系中及其附近的物质相互作用的地方,可以产生细的喷流或称为瓣的发出射电波的延伸区(见射电星系、喷流)。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">Adams,John Crouch</td><td style="padding-left:10px;">亚当斯</td><td style="padding-left:10px;">亚当斯,约翰·克劳奇(1819-1892),英国天文学家。在研究了天王星轨道摄动后,他于1845年预言有一个行星存在于天王星轨道之外。法国天文学家勒威耶(Le Verrier)独立做出了同样的预言,并把他的计算交给柏林天文台,该台于1846年9月23日发现了新的行星海王星。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">advance of the perihelion</td><td style="padding-left:10px;">近日点进动</td><td style="padding-left:10px;">近日点进动,水星绕太阳的轨道并非每次遵循相同的路径,而是依次有微小的位移。每次的轨道都是以太阳为一个焦点的椭圆。在每个轨道上水星最接近太阳的地方(近日点),椭圆向旁边位移一个很小的量。近日点的这种进动是由阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论预言的,但不能用艾萨克·牛顿(Isaac Newton)的引力理论来解释。另见脉冲双星。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">age of the Sun and Solar System</td><td style="padding-left:10px;">太阳和太阳系的年龄</td><td style="padding-left:10px;">太阳和太阳系的年龄,地壳中最古老岩石的年龄经放射衰变方法鉴定为略小于40亿岁。用同样方法测定的月球岩石样品年龄大致从41亿岁直到最古老月岩样品的45亿(4.5×10^9)岁。有些陨星样品也超过了40亿岁。综合所有证据得出太阳系大约是46亿岁。由于银河系已经150亿岁左右,所以太阳及其行星的年龄只及银河系的三分之一。  虽然没有测量太阳年龄的直接方法,但它作为赫罗图主序上一颗橙黄色恒星的总体外貌,却正好是对一颗具有太阳质量、年龄约46亿岁、度过了它的一半主序生涯的恒星所应该期望的(见恒星演化)。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">age of the Universe</td><td style="padding-left:10px;">宇宙年龄</td><td style="padding-left:10px;">宇宙年龄,宇宙在膨胀,随着时间的流逝和空间的拉伸,使得星系互相远离。如果设想将这一过程在时间上反推,看来就必定在很久以前存在过全部星系拥挤一处的起始状态。宇宙起源于大爆炸(或奇点)的这一思想得到爱因斯坦广义相对论的证实。宇宙的当前膨胀速率由叫做哈勃常数的数字H_0给出。H_0的数值可通过观测来决定。如果宇宙从大爆炸以来一直以相同速率膨胀,那么它的年龄就应该等于哈勃常数的倒数1/H_0,这个年龄叫做哈勃年龄。 实际上,随着宇宙年龄的增加,星系之间的万有引力趋向于减缓它的膨胀。哈勃“常数”对宇宙一生中同一阶段的所有星系是相同的,但却随时间的逝去而减小。这意味着,从哈勃常数当前值计算的年龄总是大于宇宙的真年龄,因为宇宙在过去膨胀得比较快。 H_0的准确值是很难测量的,天文学家广为接受的一个值是55公里每秒每百万秒差距。利用这个数字得到的宇宙年龄上限是180亿岁。再利用基于爱因斯坦方程式的标准宇宙模型,可以换算出真年龄为120~150亿岁。  估计宇宙年龄的一个间接方法是利用恒星的年龄,其前提假设是宇宙必须比最年老的恒星更年老。对球状星团的研究表明,我们银河系中有些恒星可能已经年高140~180亿岁了,这正好与H_0=55公里每秒每百万秒差距时的宇宙年龄相符。但有些宇宙学家争辩说,哈勃常数要大得多,也许大到了100公里每秒每百万秒差距。那样一来,“宇宙年龄”就将缩短到小于100亿岁。在这种情况下,它就不可能含有140亿岁的恒星。不过,新近的一些研究表明,哈勃常数有可能小于40公里每秒每百万秒差距,这将使宇宙称心如意地比它包含的恒星更年老了。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">AGN</td><td style="padding-left:10px;">活动星系核</td><td style="padding-left:10px;">见活动星系。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">Airy,Sir George Biddell</td><td style="padding-left:10px;">爱里,乔治·比德尔爵士</td><td style="padding-left:10px;">爱里,乔治·比德尔爵士(1801-92),英国天文学家。1835年成为第七任皇家天文官,并担任此职直至1881年。他接受这一任命时,正值格林尼治皇家天文台处于混乱而效率低下的状态。他毫不容情地推行他的高标准,将它改造成世界上这类天文台中最好的一座。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">albedo</td><td style="padding-left:10px;">反照率</td><td style="padding-left:10px;">反照率,天体的反射率的量度。完全反射的表面的反照率是1,能吸收全部入射光的黑色表面的反照率为零。金星由于被白云覆盖而有较高的反照率0.65;水星没有大气,只有岩质表面,其反照率仅0.11。地球的反照率是0.37。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">Algol</td><td style="padding-left:10px;">大陵五</td><td style="padding-left:10px;">英仙星座中第二亮的恒星。观测的大陵五亮度有规则变化,是因为这颗星的光周期性地被一颗绕它公转的较暗伴星所遮蔽。它也是用光谱学方法在1880年代证认出来的第一颗食双星。较亮子星大陵五A的质量是我们太阳的3.7倍,较暗子星大陵五B则只有0.8个太阳质量。两星相互公转的周期是68.8小时。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">alpha beta gamma theory</td><td style="padding-left:10px;">αβγ理论</td><td style="padding-left:10px;">αβγ理论,对原始氢如何在大爆炸中部分转变为氦,从而提供了制造恒星的原料这一过程的解释。这个理论预言了后来发现充满宇宙的背景辐射的存在。 αβγ理论所依据的计算,是从宇宙年龄不到一秒钟,处在极热的高密状态下,且充满了质子、中子、电子及其他基本粒子混合体的时候着手的。在1940年代,乔治·伽莫夫(George Gamow)和他的学生拉尔夫·阿尔菲(Ralph Alpher)证明,当宇宙从这种火球状态膨胀而冷却时,这些粒子所含质量的75%将以质子(氢核)形态存留下来,25%则转变成α粒子(含两个质子和两个中子的氦核)。这与(用光谱学方法)观测的形成于宇宙年轻时期的老年恒星中物质混合比相符,并说明了恒星和星系中可见物质的99%来自何处(要知道另外1%的来历,请参看核合成)。  这些计算虽然是以阿尔菲的博士论文形式发表,但伽莫夫认为值得在更广的范围交流。于是他写了一篇论文投给《物理学评论》杂志。这时,他的幽默支配了他。正如他后来在其《宇宙创生》(纽约海盗出版社1952年出版)[2]一书中所写,“这篇文章仅由阿尔菲和伽莫夫署名,似乎对希腊字母表不太公平,所以我们(缺席)加上了汉斯·A·贝特(Hans A.Bethe)博士的名字。”说来也真让伽莫夫高兴,这篇文章除了真的以三个人的名字署名外,还巧合地发表在该杂志1948年4月1日一期上;直到今天人们一直依其三个作者姓氏阿尔菲、贝特和伽莫夫而称它为“αβγ”论文。1948年较晚些时候,阿尔菲和罗伯特·赫尔曼(Robert Herman)推广了这个理论,预言了今日宇宙必定到处充斥着温度约5K的背景辐射。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">Alpha Centauri</td><td style="padding-left:10px;">半人马座α</td><td style="padding-left:10px;">离太阳第二近的恒星。它实际上是一个双星,它的两颗子星A和B每80.1年互相绕转一周。半人马座αA的质量稍大于太阳质量,半人马座αB的质量约为太阳质量的90%。这个双星离我们太阳系只有1.33秒差距。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">alpha decay</td><td style="padding-left:10px;">α衰变</td><td style="padding-left:10px;">原子核发射一个α粒子、变成质量小4单位而电荷小2单位、因而对应另一种元素的原子核的过程。见核合成。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">alpha particle</td><td style="padding-left:10px;">α粒子</td><td style="padding-left:10px;">两个质子和两个中子由核力结合在一起的非常稳定的核。α粒子实质上是失去两个电子的氦原子核,它极其稳定,而成为核合成过程中制造较重元素的基本砌块。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">Alpher,Ralph Asher</td><td style="padding-left:10px;">阿尔菲,拉尔夫·艾舍尔</td><td style="padding-left:10px;">阿尔菲,拉尔夫·艾舍尔(1921-?),1940年代与乔治·伽莫夫和罗伯特·赫尔曼一起工作的美国物理学家。他们共同完成了关于元素如何在大爆炸中生成的最早的计算,并预言了宇宙微波背景辐射的存在,尽管这一预言被遗忘达25年之久。见αβγ理论。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">Ambartsumian,Victor Amazaspovich</td><td style="padding-left:10px;">阿姆巴楚米扬,维克多·阿马扎斯坡维奇</td><td style="padding-left:10px;">阿姆巴楚米扬,维克多·阿马扎斯坡维奇(1908-96),出生在格鲁吉亚的亚美尼亚天体物理学家和先驱宇宙学家。自1951年起即在前苏联从事天文研究,1950年代中期首倡射电星系中观测到的高能事件并非星系之间碰撞的结果,而是由发生在个别星系中心的猛烈爆炸所造成的思想。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">amino acid</td><td style="padding-left:10px;">氨基酸</td><td style="padding-left:10px;">主要(多数情况下是完全)由碳、氢、氧、氮(见CHON)构成的复杂分子。对我们所知道的生命形态非常重要,是制造蛋白质的原料。1994年报道在星际云中首次探测到一种氨基酸(甘氨酸)。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">Anaxagoras of Clazomenae</td><td style="padding-left:10px;">安那克萨哥拉</td><td style="padding-left:10px;">安那克萨哥拉(克拉佐曼纳人,约公元前500-428),对日食和月食给予正确解释的第一位天文学家。安那克萨哥拉注意到落至地面的陨星是红热的铁块,于是推想太阳和恒星也是红热的铁球。他以为地球是平坦的,计算出太阳在地面之上的高度是4 000英里,太阳的直径是35英里。厄拉多塞(Eratosthenes)利用同样的计算,但假定地球是圆的,求出实际上是地球半径大约等于4 000英里。伯里克利(Pericles,古雅典政治家、大将军及演说家。)是安那克萨哥拉的弟子之一。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">Almximander of Miletus</td><td style="padding-left:10px;">阿那克西曼德</td><td style="padding-left:10px;">阿那克西曼德(米利都人,公元前611-547),提出地球表面是弯曲的第一位哲学家。阿那克西曼德是泰勒斯(Thales)的学生,他以为地球表面像圆筒表面那样在南北方向弯曲。他也是提出地球可能是无支撑地漂浮在太空的第一人。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">Andromeda galaxy</td><td style="padding-left:10px;">仙女座星系</td><td style="padding-left:10px;">离我们自己的银河系最近的巨大星系。仙女座星系是一个旋涡星系,距离约700千秒差距。它显示为仙女座中一片微弱的光(星云),是肉眼可见的最遥远天体。 早在18世纪,依曼努埃尔·康德(Immgnuel Kant)就认为,这类星云可能是银河系之外的巨大恒星系统,但这一见解甚至到了20世纪初仍未得到证明。另一个颇有市场的观点是,星云乃银河系内部气体尘埃云形成恒星的区域。这个问题是在1920年代,埃德温·哈勃使用威尔逊山天文台新造的100英寸(2.54米)望远镜,在仙女座星云的外区证认出了个别的恒星,才获得解决。 这些恒星中有些是造父变星。由于造父变星的变化与它们的绝对星等有关,所以哈勃得以从它们的视亮度计算出到仙女座“星云”的距离,由此证明它确实是另外一个独立的星系(见宇宙距离尺度)。  哈勃估计的距离,后来主要通过瓦尔特·巴德(Walter Baade)的研究,几经修正而有所增大。但哈勃的工作证实了,我们的银河系不过是许许多多星系中的一个而已,宇宙远远伸展到了银河系边界以外。在700千秒差距距离上,仙女座星系(根据它在一些天体表中的编号又被称为M31或NGC 224)的直径将是60千秒差距,大致比我们的银河系大一倍,约含4 000亿颗恒星。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">Anglo-Australian Observatory</td><td style="padding-left:10px;">英澳天文台</td><td style="padding-left:10px;">英澳望远镜和联合王国施密特望远镜所在地。两台望远镜都安装在澳大利亚的赛丁泉山。另参见斯特罗姆洛山及赛丁泉天文台。  </td></tr> <tr bgcolor="#FFFFFF"><td height="28" style="padding-left:10px;">Anglo-Australian Telescope(AAT)</td><td style="padding-left:10px;">英国-澳大利亚望远镜</td><td style="padding-left:10px;">Anglo-Australian Telescope(AAT),安装在澳大利亚海拔1 150米的赛丁泉山(英澳天文台)的一台3.9米反射望远镜。AAT由英国和澳大利亚两国政府联合出资建造,可在光学和红外两个波段进行观测。  </td></tr>
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