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类星体和赫頓·阿普有（在联盟百科）10共同点: 大爆炸，交互作用星系，哈勃定律，哈勃空间望远镜，光度，譜線，活动星系核，海爾望遠鏡，3C 273，3C 48。
大爆炸
--又稱大--靂（Big Bang），是描述宇宙的源起與演化的宇宙學模型，这一模型得到了当今科学研究和觀測最廣泛且最精確的支持。宇宙学家通常所指的大爆炸观点为：宇宙是在过去有限的时间之前，由一个密度极大且温度极高的太初状态演变而来的。根据2015年普朗克卫星所得到的最佳观测结果，宇宙大爆炸距今137.99 ± 0.21亿年，并经过不断的到达今天的状态。 大爆炸这一模型的框架基于爱因斯坦的广义相对论，又在场方程的求解上作出了一定的简化（例如宇宙學原理假设空间的和各向同性）。1922年，苏联物理学家亚历山大·弗里德曼用广义相对论描述了流体，从而给出了这一模型的场方程。1929年，美国物理学家埃德温·哈勃通过观测发现，从地球到达遥远星系的距离正比于这些星系的红移，从而推导出宇宙膨胀的观点。1927年时勒梅特通过求解弗里德曼方程已经在理论上提出了同样的观点，这个解后来被称作弗里德曼－勒梅特－罗伯逊－沃尔克度规。哈勃的观测表明，所有遥远的星系和星系团在视線速度上都在远离我们这一观察点，并且距离越远退行视速度越大 。如果当前星系和星团间彼此的距离在不断增大，则说明它们在过去曾经距离很近。从这一观点物理学家进一步推测：在过去宇宙曾经处于一个密度极高且温度极高的状态，大型粒子加速器在类似条件下所进行的实验结果则有力地支持了这一理论。然而，由于当前技术原因，粒子加速器所能达到的高能范围还十分有限，因而到目前为止，还没有证据能够直接或间接描述膨胀初始的极短时间内的宇宙状态。从而，大爆炸理论还无法对宇宙的初始状态作出任何描述和解释，事实上它所能描述并解释的是宇宙在初始状态之后的演化图景。当前所观测到的宇宙中氢元素的丰度，和理论所预言的宇宙早期快速膨胀并冷却过程中，最初的几分钟内通过核反应所形成的这些元素的理论丰度值非常接近，定性并定量描述宇宙早期形成的氢元素丰度的理论被称作太初核合成。 大爆炸一词首先是由英国天文学家弗雷德·霍伊尔所采用的。霍伊尔是与大爆炸对立的宇宙学模型——穩態學說的倡导者，他在1949年3月BBC的一次广播节目中将勒梅特等人的理论称作“这个大爆炸的观点”。虽然有很多通俗轶事记录霍伊尔这样讲是出于讽刺，但霍伊尔本人明确否认了这一点，他声称这只是为了着重说明这两个模型的显著不同之处。霍伊尔后来为恒星核合成的研究做出了重要贡献，这是恒星内部通过核反应利用氢元素制造出某些重元素的途径。1964年发现的宇宙微波背景辐射是支持大爆炸确实发生的重要证据，特别是当测得其频谱从而绘制出它的黑体辐射曲线之后，大多数科学家都开始相信大爆炸理论了。.
交互作用星系
交互作用星系是互相之间交互作用的星系。假如两个或者多个星系碰撞或者靠近得太近，它们之间会发生交互作用。其结果可能是交互作用的星系合并或者形成特殊的形状和排列。 一般星系合并（尤其是原星系的合并）发生在宇宙中星系比较密集，它们之间的相互速度比较慢的地方。假如相撞的两个星系之间的速度比较高的话它们往往会互相之间穿过对方。有时星系也会在近距离交错而过。椭圆星系往往是盘状星系（尤其是螺旋星系）合并形成的。 今天的星系当中只有1-2%的星系还在合并过程中。观察似乎证明在大爆炸后约十亿年后当时很多矮星系互相之间合并。 所有交互作用星系的共同特征是它们之间的交互作用激发星系内的活动，以及本来星系内部的自转抵消引力导致的收缩的平衡受到交互作用的干扰。.
哈勃定律
在物理宇宙學裏，哈伯定律（Hubble's law）表明，來自遙遠星系光線的紅移與它們的距離成正比。這條定律是因證實者哈伯而命名。它被認為是的第一個觀察依據，和今天經常被援引作為支持大爆炸的一個重要證據。 在宇宙学研究中，哈伯定律成为宇宙膨胀理论的基础，以方程式表示 其中，v 是由紅移現象測得的星系遠離速率，H_0 是哈伯常數，D是星系與觀察者之間的距離。 2012年12月20日，美國國家航空暨太空總署的威爾金森微波各向異性探測器實驗團隊宣布，哈伯常數為69.32 ± 0.80 (km/s)/Mpc。 2013年3月21日，從普朗克卫星觀測獲得的数据，哈伯常數為67.80 ± 0.77 千米每秒每百万秒差距（67.80 ± 0.77 km/s/Mpc）。,table 9.
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哈勃空间望远镜
哈勃太空望遠鏡（Hubble Space Telescope，HST），是以天文學家愛德溫·哈伯為名，在地球軌道的望遠鏡。哈勃望远镜接收地面控制中心（美国马里兰州的霍普金斯大学内）的指令并将各种观测数据通过无线电传输回地球。由于它位于地球大氣層之上，因此獲得了地基望遠鏡所沒有的好處：影像不受大氣湍流的擾動、視相度絕佳，且无大氣散射造成的背景光，還能觀測會被臭氧層吸收的紫外線。於1990年發射之後，已經成為天文史上最重要的儀器。它成功弥补了地面觀測的不足，幫助天文學家解決了許多天文学上的基本問題，使得人类对天文物理有更多的認識。此外，哈勃的超深空視場则是天文學家目前能獲得的最深入、也是最敏銳的太空光學影像。 哈勃太空望遠鏡和康普頓γ射線天文台、錢德拉X光天文台、史匹哲太空望遠鏡都是美國太空總署大型轨道天文台计划的一部分。哈勃空间望远镜由NASA和ESA合作共同管理。.
光度
光度在科學的不同領域中有不同的意義。.
譜線
譜線是在均勻且連續的光譜上明亮或黑暗的線條，起因於光子在一個狹窄的頻率範圍內比附近的其他頻率超過或缺乏。 譜線通常是量子系統（通常是原子，但有時會是分子或原子核）和單一光子交互作用產生的。當光子的能量確實與系統內能階上的一個變化符合時（在原子的情況，通常是電子改變軌道），光子被吸收。然後，它將再自發地發射，可能是與原來相同的頻率或是階段式的，但光子發射的總能量將會與當初吸收的能量相同，而新光子的方向不會與原來的光子方向有任何關聯。 根據氣體、光源和觀測者三者的幾何關係，看見的光譜將會是吸收譜線或發射譜線。如果氣體位於光源和觀測者之間，在這個頻率上光的強度將會減弱，而再發射出來的光子絕大多數會與原來光子的方向不同，因此觀測者看見的將是吸收譜線。如果觀測者看著氣體，但是不在光源的方向上，這時觀測者將只會在狹窄的頻率上看見再發射出來的光子，因此看見的是發射譜線。 吸收譜線和發射譜線與原子有特定的關係，因此可以很容易的分辨出光線穿越過介質（通常都是氣體）的化學成分。有一些元素，像是氦、鉈、鈰等等，都是透過譜線發現的。光譜線也取決於氣體的物理狀態，因此它們被廣泛的用在恆星和其他天體的化學成分和物理狀態的辨識，而且不可能使用其他的方法完成這種工作。 同核異能位移是由於吸收光子的原子核與發射的原子核有不同的電子密度。 除了原子-光子的交互作用外，其他的機制也可以產生譜線。根據確實的物理交互作用（分子、單獨的粒子等等）所產生的光子在頻率上有廣泛的分佈，並且可以跨越從無線電波到伽馬射線，所有能觀測的電磁波頻譜。.
活动星系核
活动星系核（Active Galactic Nucleus，縮寫為AGN）是一个星系中央區有比普通的星系的强烈很多的光度，至少部分波段或甚至可能全部波段裡都發出很强的電磁波譜。被观察到的发射覆盖從無線電波，微波，红外线，可见光，紫外线，X射线，到伽瑪射線。光度大约在1036-1041J/s之間。容纳活动星系核的宿主星系為活躍星系。活躍星系核是這些星系明亮的核心部分，尺度通常在1光年上下，只占整個活躍星系的很小一部分。活动星系核（AGN）是在宇宙中的电磁辐射的最明亮的持久性的来源，并且因此可以被用作发现远方天体的方法；其演化的宇宙时间函数也设置了宇宙模型的制约条件。 另外，亦有研究顯示活躍星系核的能量可能源自星系碰撞。 1960年代類星體發現以來，又相繼發現了許多具有類似特徵的天體，都是系外星系，統稱為活躍星系核。 共同观测特征主要有：.
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海爾望遠鏡
海爾望遠鏡是帕洛馬山天文台最大的望遠鏡，這架200吋（5米）的望遠鏡以喬治·海爾來命名。這架望遠鏡在1948年完成之後，直到1975年BTA-6開始運作之前，一直都是世界最大的望遠鏡。然而BTA-6有很大的缺陷，它的解析力比不上海爾的0.0025角秒 ，直到1993年凱克1號望遠鏡完成，才被超越。.
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3C 273
3C 273是位於室女座的一個類星體。它在可見光波段上是最明亮的一個類星體，在天空中的視星等大約是12.9等，是最靠近地球的类星体之一，紅移 z只有0.158。它的光度距離，D L.
3C 48
3C48是許多類星體之中第一顆被發現的。 3C 48是劍橋大學電波星表第三版中的第一個源，它是由Allan Sandage和Thomas Matthews于1960年通過干涉儀發現的。 Jesse Greenstein和Thomas Matthews發現其紅移足足有0.367，是當時所知最高紅移的源之一。 直到1982年，人們才發現其周圍的一個黯淡星系狀星雲和3C 48有相同的紅移，加固了3C 48位于遙遠星系的理論。3C 48也是第一顆被發現有圍繞著它的、有著相同紅移星系的類星體。.
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上面的列表回答下列问题
- 什么类星体和赫頓·阿普的共同点。
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类星体和赫頓·阿普之间的比较
类星体有67个关系，而赫頓·阿普有47个。由于它们的共同之处10，杰卡德指数为8.77% = 10 / (67 + 47)。
参考
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