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反射望远镜
反射望遠鏡是使用曲面和平面的面鏡組合來反射光線，並形成影像的光學望遠鏡，而不是使用透鏡折射或彎曲光線形成圖像的屈光鏡。 反射望远镜所用物镜为凹面镜，有球面和非球面之分；比较常见的反射望远镜的光学系统有牛顿望远镜与卡塞格林望远镜。 反射望远镜的性能很大程度上取决于所使用的物镜。通常使用的球面物镜具有容易加工的特点，但是如果所设计的望远镜焦比比较小，则会出现比较严重的光学球面像差；这时，由于平行光线不能精确的聚焦于一点，所以物像将会变得模糊。因而大口径，强光力的反射望远镜的物镜通常采用非球面设计，最常见的非球面物镜是抛物面物镜。由于抛物面的几何特性，平行於物镜光轴的光线将被精确的汇聚在焦点上，因而能大大改善像质。但即使是抛物面物镜的望远镜仍然会存在轴外像差。.
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安妮·坎农
安妮·詹普·坎农（Annie Jump Cannon，），美国女天文学家，在恒星光谱分类方面做出了开创性的工作。.
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亨利·德雷伯獎章
亨利·德雷伯獎章（Henry Draper Medal）是由天文學家亨利·德雷伯的遺孀成立，由美國國家科學院頒發給對天文物理學有傑出貢獻的人士。.
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亨利·德雷伯星表
#重定向 HD星表.
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哈佛大学天文台
哈佛大学天文台（Harvard College Observatory，缩写为HCO）座落在美国马萨诸塞州的坎布里奇，建立于1839年，是美国建立的第一座大型天文台，是哈佛大学艺术和科学学院下属的研究机构，并为哈佛大学天文系的教学活动提供设备等方面的支持。1973年，哈佛大学天文台与史密松天体物理台共同组成了哈佛-史密松天体物理中心。.
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光學頻譜
光学频谱，简称光谱，是复色光通过色散系统（如光栅、棱镜）进行分光后，依照光的波长（或频率）的大小顺次排列形成的图案。光谱中的一部分可见光谱是电磁波谱中人眼可见的唯一部分，在这个波长范围内的电磁辐射被称作可见光。光谱并没有包含人類大脑視覺所能区别的所有颜色，譬如褐色和粉红色，其原因是粉红色并不是由单色组成，而是由多种色彩组成的。参见颜色。.
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火星
火星（Mars, 天文符號♂），是離太陽第四近的行星，為太陽系中四顆類地行星之一。西方稱火星為瑪爾斯，是羅馬神話中的戰神；古漢語中則因为它荧荧如火，位置、亮度時常變動讓人無法捉摸而稱之為熒惑。火星在太陽系的八大行星中，第二小的行星，其質量、體積仅比水星略大。火星的直徑約為地球的一半，自轉軸傾角、自轉週期則與地球相當，但繞太陽公轉周期是地球的兩倍。在地球上，火星肉眼可見，亮度可達-2.91，只比金星、月球和太陽暗，但在大部分時間裡比木星暗。 火星大气以二氧化碳为主，既稀薄又寒冷。火星在視覺上呈現為橘紅色是由其地表所廣泛分佈的氧化鐵造成的。火星地表沙丘、砾石遍布且没有稳定的液态水，火星南半球是古老、充满陨石坑的高地，北半球则是较年轻的平原。 火星有兩個天然衛星：火衛一和火衛二，形狀不規則，可能是捕獲的小行星。火星目前有四艘在軌運行的探測船，分別是火星奧德賽號、火星快車號和火星偵察軌道器以及2014年9月22日抵达的MAVEN轨道器，地表還有很多火星車和著陸器，包括兩台火星車：機會號和好奇號，和已經結束任務的精神號和鳳凰號。根據觀測的證據，火星以前可能覆蓋大面積的水。亦觀察到最近十年內類似地下水湧出的現象。 火星全球勘測者則觀察到南極冠有部份退縮。火星快車號和火星偵察軌道器的雷達資料顯示兩極和中緯度地表下存在大量的水冰Water ice in crater at Martian north pole http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMGKA808BE_0.html。2008年7月31日，鳳凰號直接於表土之下證實水冰的存在。2013年9月26日，火星探測車好奇號發現火星土壤含有豐富水分，大約為1.5至3重量百分比，顯示火星有足夠的水資源供給未來移民使用。2015年9月證實火星有間歇流動的液態水（液態鹽水）。.
織女一
織女一又稱為織女星或天琴座α（α Lyr，α Lyrae），是天琴座中最明亮的恆星，在夜空中排名第五，是北半球第二明亮的恆星，僅次於大角星。它與大角星及天狼星一樣，是非常靠近地球的恆星，距離地球只有25.3光年；它也是太陽附近最明亮的恆星之一。在中國古代的「牛郎織女」神話中，織女為天帝孫女，故亦稱天孫。 天文學家對織女星進行過大量的研究，因此它「無疑是天空中第二重要的恆星，僅次於太陽」。織女星大約在西元前12,000年曾是北半球的極星，但因歲差現象地球自轉軸傾斜，再加上日月對地球各部份的引力並不一致，使地球自轉軸緩慢轉圈，週期約兩萬六千年，稱為歲差現象。，它在13,727年會再度成為北極星，屆時它的赤緯會達到+86°14'。織女星是太陽之外第一顆被人類拍攝下來的恆星，也是第一顆有光譜記錄的恆星。它也是第一批經由視差測量估計出距離的恆星之一。織女星也曾是測量光度亮度標尺的校準基線，是UBV測光系統用來定義平均值的恆星之一。在北半球的夏天，觀測者多半可在天頂附近的位置見到織女星，因為身為天文學上星等的標準，其視星等被定義為0等，因此天文學家會以織女星作為光度測定的標準。 織女星的年齡只有太陽的十分之一，但是因為它的質量是太陽的2.1倍，因此它的預期壽命也只有太陽的十分之一；這兩顆恆星目前都在接近壽命的中點上。織女星的光譜分類為A0V，其溫度比天狼星的A1V高一點。它仍处於主序星階段，透過把核心內的氫聚變成氦來發光發熱。織女星比氦重（原子序數較大）的元素豐度異常的低，織女星光度有輕微的周期性變化，因此天文學家懷疑它是一顆變星。它的自轉相當快速，赤道自轉速度是每秒274公里。離心力的影響導致恆星的赤道向外突起，溫度的變化通過光球表面在極點達到最大值。地球上的觀測者視線正朝著織女星的極點。天文學家經過測定後，得知織女星每12.5小時自轉一周，整顆恆星呈扁平狀，赤道直徑比兩極大了23%。 天文學家觀測到織女星紅外線輻射超量，顯示織女星似乎有塵埃組成的拱星盤。這些塵粒可能類似於太陽系的柯伊伯带，是岩屑盤中的天體碰撞產生的結果。這些由於塵埃盤造成紅外線輻射超量的恆星被歸類為類織女恆星。織女星盤的分布並不規則，顯示至少有一顆大小類似木星的行星環繞著織女星公轉。.
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纽约大学
纽约大学（New York University，缩写为NYU）是一所位于美国纽约市曼哈顿的研究型私立大学。主要的校區位於曼哈頓格林威治村的附近區域，以華盛頓廣場為中心。学校於1831年成立，今日已經成為全美國境內規模最大的私立非營利高等教育机构，在各类大学排名中均名列前茅，《泰晤士高等教育》、《美國新聞與世界報道》和《世界大學學術排名》把紐約大學均列為全球最頂尖的30所大學的其中之一。 紐約大學由18個學院和研究所組成，大部分的校舍集中于曼哈顿和布鲁克林下城。紐約大學也是世界級的大學，设立了和上海紐約大學分校，同时在阿克拉、柏林、布宜諾斯艾利斯、佛羅倫斯、倫敦、馬德里、巴黎、布拉格、悉尼、特拉維夫和華盛頓哥倫比亞特區設立11個全球學術中心。 纽约大学目前拥有36名诺贝尔奖得主（參考各大学诺贝尔奖得主列表），4名阿贝尔奖得主，9名美国国家科学奖章得主，16名普利策奖得主，19名奥斯卡金像奖得主（全美大学中最多）。此外，还拥有多名艾美獎、托尼奖、麦克阿瑟奖、古根海姆奖得主。紐約大學校友是世界上最富有的。根據普林斯頓評論，紐約大學被學生和家長一直認為是一間「頂尖夢想學院」。.
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猎户座大星云
獵戶座大星雲（M42，NGC 1976）是一個位於獵戶座的弥漫星雲，距地球1344 ± 20光年，為最接近我們的一個恒星形成區。它的亮度相當高，在全天僅次於船底座星云，在無光害的地區用肉眼就可觀察。 對於天文愛好者而言，M42是一個相當值得一看的深空天體：只要一枝小望遠鏡或雙筒望遠鏡就可以觀賞了。對於天文學家而言，這個星雲是一個熱門的研究對象，由大型的地基望遠鏡，到哈勃太空望遠鏡（HST）都指向它。獵戶座大星雲還是天文攝影愛好者和天文台的大望遠鏡最主要的拍攝對象之一。 近年天文學家已直接观测到該星雲四合星附近的原行星盤（Protoplanetary disk）、棕矮星、氣體激烈且混亂的運動，和附近大量出現的光子化恒星。M42是研究恆星誕生的觀測、研究目標之一。.
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爱德华·皮克林
爱德华·查尔斯·皮克林（Edward Charles Pickering，），美国天文学家。 皮克林出生于美国马萨诸塞州的波士顿。皮克林1876年到1918年期间担任哈佛大学天文台的台长，对19世纪末期美国的天文学发展产生了重要影响。在担任哈佛大学天文台台长期间，皮克林积极鼓励女性从事天文研究，招募了一些聋哑女性对天文台拍摄的照相底片进行测量和分类工作，被戏称为皮克林的后宫（參見哈佛計算員，Harvard Computers。）。她们当中很多人都在天文学上取得了重要的发现，其中包括主持恒星光谱分类的安妮·坎农、发现造父变星周光关系的亨丽爱塔·勒维特等人。他发起并主持编制了亨利·德雷伯星表，提出用色指数的方法对恒星光谱进行分类。皮克林还发现了第一个分光双星。 爱德华·皮克林曾获得1886年和1901年英國皇家天文學會金質獎章、1888年亨利·德雷伯獎章，以及1908年布鲁斯奖。 爱德华·皮克林与美国另一位天文学家威廉·亨利·皮克林是亲兄弟。为纪念他们，月球和火星上各有一座环形山以他们的姓氏“皮克林”命名。第784号小行星也命名为“皮克林”。.
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金星
金星（英語、拉丁語：Venus，天文符號：♀），在太陽系的八大行星中，是從太陽向外的第二顆行星，軌道公轉週期為224.7地球日，它沒有天然的衛星。在中國古代稱為太白、明星或大囂，另外早晨出現在東方稱啟明，晚上出現在西方稱長庚。到西漢時期，《史記‧天官書》作者天文學家司馬遷從實際觀測發現太白為白色，與「五行」學說聯繫在一起，正式把它命名為金星。它的西文名稱源自羅馬神話的愛與美的女神，维纳斯（Venus），古希腊人称为阿佛洛狄忒，也是希腊神话中爱与美的女神。金星的天文符号用维纳斯的梳妆镜来表示。 它在夜空中的亮度僅次於月球，是第二亮的天然天體，視星等可以達到 -4.7等，足以照射出影子。由於金星是在地球內側的內行星，它永遠不會遠離太陽運行：它的離日度最大值為47.8°。 金星是一顆類地行星，因為它的大小、質量、體積與到太陽的距離，均與地球相似，所以經常被稱為地球的姊妹星。然而，它在其它方面則明顯的與地球不同。它有著四顆類地行星中最濃厚的大氣層，其中超過96%都是二氧化碳，行星表面的大氣壓力是地球的92倍。表面的平均溫度高達，是太陽系最熱的行星，比最靠近太陽的水星還要熱。金星沒有將碳吸收進入岩石的碳循環，似乎也沒有任何有機生物來吸收生物量的碳。金星被一層高反射、不透明的硫酸雲覆蓋著，阻擋了來自太空中，可能抵達表面的可見光。它在過去可能擁有海洋，並且外觀與地球極為相似，但是隨著失控的溫室效應導致溫度上升而全部蒸發掉了B.M. Jakosky, "Atmospheres of the Terrestrial Planets", in Beatty, Petersen and Chaikin (eds), The New Solar System, 4th edition 1999, Sky Publishing Company (Boston) and Cambridge University Press (Cambridge), pp.
金星凌日
金星凌日是指太陽和地球之間的行星金星像暗斑一样掠過太陽盘面，並且遮蔽一小部分太阳对地辐射的天文现象。這類天文现象可能会持续数小時。金星凌日的原理与月球造成的日食一樣。雖然金星的直徑幾乎是月球的4倍，但由于它离地球更遠，在下合時的視直徑還不到一弧分角，因此它遮蔽的太陽面積就非常小。科學家可以通过觀察金星凌日估算太陽和地球之間的距離。在火星、木星、土星、天王星及海王星等地外行星同樣可以觀察到凌日这一天文現象。 金星凌日是种罕見的天文現象。在最近的近两千年时间里，它会以243年的週期循环往复：一个周期内会出现間隔8年的两次金星凌日；这对金星凌日与前后两次金星凌日的相隔时间分别为121.5年或105.5年。之所以会存在這種週期性规律，是因为地球和金星恒星轨道周期比约为8:13或243:395。最近兩次金星凌日发生在2004年6月8日和2012年6月5日至6日。之前一次金星凌日要追溯到1882年12月，下一次则要等到2117年12月才会到来。 金星凌日观测在歷史上曾經有極为重要的科學意義。天文學家曾经利用金星凌日的觀測结果，結合恆星視差原理，獲得了比之前更為精確的天文单位的数值。2004年和2012年的金星凌日探测对於寻找太陽系外行星以及探测系内行星环境等方面的研究都有所助益。 金星凌日虽然用肉眼可以观测到，但为了安全起见，最好采用观测日食时使用的蒸镀有铝、铬或是银涂层的减光滤片观测。不过滤片也不能将有害光完全滤去，因而最好在观测过程中时常休息。使用望远镜观测时，为了降低失明风险，務必采用减光滤镜或是通过投影间接观测。.
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折射望远镜
折射望遠鏡是一種使用透鏡做物鏡，利用屈光成像的望遠鏡。折射望遠鏡最初的設計是用於偵查和天文觀測，但也用於其他設備上，例如雙筒望遠鏡、長焦距的遠距照像攝影機鏡頭。较常用的折射望远镜的光学系统有两种形式：即伽利略望远镜和开普勒望远镜，其优点是成像比较鲜明、锐利；缺点是有色差。.
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恒星
恆星是一種天體，由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體，太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星，幾乎全都在銀河系內，但由於距離非常遙遠，這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上，那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群，而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄，提供了許多不同恆星命名的標準。 至少在恆星生命的一段時期，恆星會在核心進行氫融合成氦的核融合反應，從恆星的內部將能量向外傳輸，經過漫長的路徑，然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡，恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前，會經歷恆星核合成的過程；而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成，會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭，恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜，確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量（化學元素的豐度），和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素：恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。 恆星的生命是由氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料，質量大於0.4太陽質量的恆星，會膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態，並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星，它們會含有比例較高的重元素。與此同時，核心成為恆星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質量）。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系。.
木星
|G1.
月球
没有描述。
望远镜
望遠鏡是一種可以透過遙控方式收集電磁波（例如可見光）以協助觀察遠方物體的工具。已知能實用的第一架望遠鏡是在17世紀初期在荷蘭使用玻璃透鏡發明的。這項發明現在被應用在陸地和天文學。 在第一架望遠鏡被製造出來幾十年內，用鏡子收集和聚焦光線的反射望遠鏡就被製造出來。在20世紀，許多新型式的望遠鏡被發明，包括1930年代的電波望遠鏡和1960年代的紅外線望遠鏡。望遠鏡這個名詞現在是泛指能夠偵測不同區域的電磁頻譜的各種儀器，在某些情況下還包括其他類型的探測儀器。 英文的「telescope」（來自希臘的τῆλε，tele "far"和 σκοπεῖν，skopein "to look or see"；τηλεσκόπος，teleskopos "far-seeing"）。這個字是希臘數學家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年於伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一場餐會中，推銷他的儀器時提出的。在《星際信使》這本書中，伽利略使用的字是"perspicillum"。.
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