记录《Astronomy Today》英文原版的学习笔记，更像是读书笔记，暂时没有好好排版
1610年伽利略用他5cm口径的望远镜望向夜空，他的发现是第一次天文学的革命，他首次看到并记录了太阳黑子、月球环形山和环绕木星的全新世界。他的发现与主流的观念不符，这给他带来了麻烦。如今，我们学会了如何探测、测量和分析太空中黑暗物体的不可见射线，我们正处于第二次天文学的革命。
一、绘制天空的图像
1.1 我们在太空的位置
地球的位置既不中心也不特殊，地球是个非常普通的岩石星球，所在轨道围绕的太阳也是一个非常普通的恒星，太阳也只是在其所在星系银河系靠边缘的位置，银河系也只是遍布可观测宇宙若干星系的普通一员。
我们身体中的大多数化学元素都来自数十亿年前恒星的炽热核心，它们的燃料耗尽后，在一次爆炸中消亡，散射的元素物质遍布广泛，最终这些物质聚集成的气体云缓慢坍塌形成新一代的恒星，太阳系也在50亿年前就这样形成。
简单来说，宇宙是所有空间、时间、物质和能量的总和，而天文学是研究宇宙的学科。
1.2 科学理论和科学方法
为了解释事物的特性，科学家通过理论构建物理对象（如行星、恒星）或现象（如引力、光）的理论模型，然后基于该模型进一步预测该事物的其他特性，如果实验与观测和预测相符，则该理论模型可以进一步发展和完善，否则，无论该理论当初看起来多么有吸引力，都必须被重新表述或抛弃。这种结合理论和实践的科学方法，将科学与伪科学区别开来。
理论、预测、观测的循环没有终止点，这意味一个理论可以被仅仅一个错误的预测而证伪，但无论有多少次与预测相符的观测都不能证明这个理论是正确的。理论只是随着反复证实会越来越被广泛接受
现代科学理论有几个共同的重要特征：
（1）必须是经得起实验验证的
（2）必须是能够不断接受实验验证的
（3）应当是简洁的——奥卡姆剃刀原理，如非必要，勿增实体。
（4）很多科学家认为应当是优雅的
亚里士多德通过观察月食时月亮上弧形的阴影，推测地球可能是圆形，并且每次月食时都会进行观察验证，这种基本的推理方法正是现代科学探究的方法，现代科学也正是在这种科学方法的应用下不断发展起来。
1.3 “显然”的观点
我们对宇宙的研究始于仰望夜空，我们和我们祖先看到的夜空并没有太大的改变，但我们对所见事物的理解发生了不可估量的变化。
天空中的星座（constellation）：
全年我们能用肉眼看到的星星约有6000颗，古代天文学家把最亮的那些星星分类成星座，并用神话人物、英雄、动物等命名，共88个星座。
早期天文学家研究天空有着实用意义，比如北极星指引北方，一些星座指示播种和收获的季节等。
实际上，星座里的恒星彼此间隔十分遥远，许多并无关联，但星座为天文学家提供了一种便捷的方式来划分天空。
天球（Celestial Sphere）：一个以地球为球心，无限半径的假想球体
古人认为星星运动是天球不断转动的结果，尽管我们现在知道应该是地球自转的结果，但天球仍然能够帮助我们更好的想象天空。
1.4 地球的轨道运动
【太阳日】（solar day）：24小时，我们日常使用的时间基准，地球转动了约361度
【恒星日】（sidereal day）：地球绕其自转轴转动一周（360度）的时间，约23h56min
太阳日与恒星日时间不一致的原因：地球自转的同时还进行对太阳的公转，当地球自转转动360度时，由于绕太阳公转，还需转动一个小角度才能使对太阳的旋转为一周。从地球上向天空某个方向看去，太阳经过1个太阳日仍在原处，无限远处的恒星经过1个恒星日仍在原处。
角度单位：1°（度）= 60′（角分）= 3600″（角秒）
角直径是以角度做测量单位时，从一个特定的位置上观察一个物体所得到的”视直径”。例如从地球上看，月球的角直径为0.5度
由于太阳日和恒星日时间不同，我们每晚在我们相同时间基准下看到的星空也会有约4分钟的偏移。
正因如此，太阳看起来与背景恒星是相对运动的，太阳的这种运动映射在天球上的轨迹称为黄道（ecliptic）。
太阳在黄道上运动穿过的12个星座称为黄道十二宫（zodiac）
四季形成的主要原因：地球自转轴与日地平面的垂线不平行，而是存在约23.5度的夹角（黄赤交角），导致地球公转过程中在公转轨道上不同位置时在地球特定位置的日照不同。
夏季和冬季温差大的原因：
（1）由于黄赤交角，夏季与冬季特定地点每天日照时间长短不同，夏季比冬季的日照时间更长
（2）由于黄赤交角，地球上某处区域在夏季与冬季接受相同光照的区域大小不同，夏季区域更小，冬季区域更大，因此夏季比冬季温度更高
四季与地球到太阳的距离变化关系并不大，事实上，地球离太阳在1月初最近。
夏至（Summer solstice）：白昼最长，夜晚最短
冬至（Winter solstice）：白昼最短，夜晚最长
春分（vernal equinox）和秋分（autumnal equinox）：昼夜平分
两次春分间隔的时间为365.2422太阳日，称为1个【回归年】（tropical year），是我们日常使用的时间基准
地球进动（precession）：自转轴的角度始终在23.5度左右，由于太阳和月球引力的影响，地球自转轴的方向一直在微小变化，且有其变化周期，自转轴在一个周期内形成的轨迹为一个锥面，周期为26000年，如今的自转轴上方指向北极星，但在公元14000年会指向织女星，在公元前3000年指向的是天龙座α星。
春分实际上是地球自转轴与日地连线相垂直的时刻，由于地球进动，实际上地球还未公转一周时（359度59分59秒740毫角秒），第二次垂直的时刻（第二次春分）已经到来，因此1个回归年地球并未绕太阳公转完整的一周，公转完整一周的时间我们称为【恒星年】（sidereal year）。
我们现在使用回归年做日历的好处在于，无论过了多少年，四季对应的月份都可以不变。
1.5 月球的运动
月球每天绕地球转动约12度，每小时转动约30弧分（和月球自身的角直径相等）。
月相（Lunar phases）：新月（New Moon）（看不见）——峨眉月（Waxing crescent）——上弦月（First quarter）——盈凸月（Waxing gibbous）——满月（Full Moon）——亏凸月（Waning gibbous）——下弦月（Third quarter）——亏月（Waning crescent）
【朔望月】（synodic month）：29.5天，两次出现新月的时间间隔，中国农历以此为月的基准（农历大月30天，小月29天），月球绕地球转动约389度
【恒星月】（sidereal month）：27.3天，月球绕地球转动一周（360度）的时间
朔望月与恒星月时间不一致的原因：月球绕地球公转的同时，地球也在绕太阳公转，当月球绕地球公转360度时，由于地球绕太阳公转，还需要转动一个小角度（29度）才能够在地球上看到和之前相同的月相
【月食】（lunar eclipse）：太阳、地球、月球在同一直线且地球在二者之间时，地球的阴影掠过月球，挡住了太阳照向月球的光线。通常三者共线的直线并不完美，地球无法完全挡住太阳照向月球的光，此时称为【月偏食】（partial lunar eclipse）；如果三者共线的直线近乎完美，地球可以完全挡住太阳照向月球的光，此时称为【月全食】（total lunar eclipse），这时月球会呈现深红色，是地球大气折射了太阳射向月球的光的结果。
【日食】（solar eclipse）：太阳、月球、地球在同一直线且月球在二者之间时，月球的阴影掠过地球，在地球上看到太阳被遮挡。当三者共线直线不完美时，产生【日偏食】（partial solar eclipse）；当三者共线直线完美时，产生【日全食】（total solar eclipse），此时白天会变得像黑夜，天空中可以看见行星和恒星；由于月球绕地球的轨道是椭圆，月球和地球间距不断变化，当月球在距离地球足够远时发生日食，即使三者共线的直线完美，月球也无法完全挡住太阳的光，此时的日食称为【日环食】（annular eclipse），约有一半的日食都是日环食。
月食只发生在满月时，日食只发生在新月时。
为什么不是每次满月都发生月食，每次新月都发生日食呢？因为月球绕地球的轨道平面与地球绕太阳的轨道平面并不共面，二者间有5.2度的夹角。日食让我们看到了一个神奇的宇宙巧合：太阳和月亮尽管距离和体积都相差巨大，但它们的体积之比与它们到地球的距离之比几乎恰好相同。
1.6 距离的测量
【三角测量法】（Triangulation）：以要测的距离为直角边假想一个直角三角形，通过测量另一条直角边和另一条直角边与斜边的夹角计算出要测的距离
【视差测量法】（Parallax）：分别在地球两端观察远处某一天体时，会发现该天体相对更远处背景的相对位置是不同的，此即视差，并且该天体离我们距离越近，视差越大，因此可以通过视差测量天体到地球的距离。根据比例关系，360度与视差角度之比等于以天体到地球距离为半径的圆周长与两端在此圆构成的弧长与之比，即可求出天体到地球的距离。用这种方法还可以测量远处天体自身的尺寸。
公元前200年，古希腊天文学家埃拉托色尼（Eratosthenes）通过简单的几何推理计算出了地球直径，他发现在中午某时刻A地太阳在头顶正上方，因为此时A地的物体没有影子，而在相隔已知距离的B地的物体此时有影子，他通过测量B地一根竖直木棍影子的长度和木棍本身的长度，计算出了太阳倾斜的角度，由于该角度和360度之比等于AB在地球上的弧长与地球周长之比，由此他计算出地球周长为40000km，地球半径6366km，这与我们现在通过在轨飞行器测出的地球周长40070km和地球半径6378km仅有不到1%的误差。
二、哥白尼革命
生活在太空时代，我们已经习惯了我们在宇宙中位置的现代观点，但在不久之前，我们还一直相信地球是平的并且是一切的中心。
2.1 古代天文学
在早期社会中，推动天文学发展的不是科学或宗教，而是实用性，船员借此导航船只，农民借此知晓播种的时间。
和天文相关的最著名的遗址可能是位于英国的巨石阵（Stonehenge），它开始建立于公元前2800年，期间用了17个世纪建造、修改和完善，最终完成于公元前1100年。许多石头排列整齐，并指向重要的天文事件，包括夏至的日出以及其他时间的日月升落。具有相似功能的遗址还有位于美国的毕葛红医药轮（Big Horn Medicine Wheel），其中石头的排列指示了二至点和二分点的日出日落，以及一些亮星的位置。古代中国同样观察天空，古代中国对客星（突然出现又慢慢消失的星星）也有相关记载，最著名的客星出现在公元1054年，它在白天中可见了好几个月，现在我们知道那其实是超新星爆炸，它现在的遗迹在900年后的今天仍能观察到。
2.2 地心说的宇宙
在古希腊人看来，宇宙基本上就是太阳系，太阳系以外的星星他们认为是固定在天球上不动的。古希腊的天文学家观察到，太阳和月球的运动都是简单且有序的，然而金星、水星、金星、木星、火星和土星这5个天体的运动却难以捉摸，这也是他们被叫做行星的原因，它们的运动最终导致了整个太阳系理论的垮台，并从根本上改变了人类对宇宙的看法。
【合日】（conjunction）：某天体与地球和太阳在同一直线，从地球上看，该天体在太阳的附近
【冲日】（opposition）：某天体与地球和太阳在同一直线，从地球上看，该天体在太阳的对立面
行星相对其他星星位置运动的速度时快时慢，有时甚至逆行（retrograde），并且亮度也在变化，对于早期的天文学家来说，对行星轨道的关键观测如下：
（1）内行星（inferior planet，日地轨道内的行星）始终不会偏离离太阳太远，内合（inferior conjunction）时离地球更近，此时逆行，外合（Superior conjunction）时离地球更远。
（2）在每次绕天球运行的过程中，外行星（superior planet，太阳系内日地轨道外的行星）与太阳形成一次顺行（prograde）合相。当它们在天球上与太阳完全相反时（冲日时），会表现出逆行运动。
（3）外行星在逆行时冲日最亮，内行星在内合的前后几周最亮
为了找出符合上述观测的太阳系模型，早期天文学家已经推理出行星和月球的亮度与到地球的距离有关，并且它们自身不发光，而是反射太阳的光。
最早的太阳系模型遵循古希腊哲学家亚里士多德的学说，并且是地心说。为了符合观测，模型指出每个行星绕自己的称为本轮（epicycle）的小圆轨道运动，每个小圆同时绕着地球称为均轮（deferent）的大圆轨道运动。通过给定本轮和均轮的速度，的确有很好的行星轨迹预测效果。但随着观测次数增多，模型需要引入越来越多的修正来符合观测。
大约在公元140年，一位名叫托勒密（Ptolemy）的希腊天文学家建立了也许是有史以来最完整的地心说模型。但为了实现预测能力，完整的托勒密模型（Ptolemaic model）有着超过80个不同的圆来解释太阳系天体的位置，它相对我们现在知道的模型来说过于复杂了，尽管如此，托勒密关于这一主题的综合著作《Syntaxis》为一千多年来所有关于宇宙的讨论提供了知识框架。
事实上，公元前两百多年时，一位名叫阿利斯塔克（Aristarchus）的古希腊天文学家就提出了包括地球在内的所有行星都围绕着太阳转动，地球也绕其自转轴自转，这种自转和公转的结合形成了我们看到的天空的景象，但他的理论当时并没有被广泛接受。
2.3 太阳系的日心说模型
托勒密的宇宙模型流行了14个世纪，直到16世纪波兰牧师尼古拉·哥白尼（Nicolaus Copernicus）重新发现了阿利斯塔克的日心说模型，并展示了它相对地心说模型的和谐与简洁，地球不是宇宙的中心这一重要认识现在被称为哥白尼革命（Copernican revolution）
哥白尼有七个重要的观点：
（1）地球不是一切的中心
（2）地球的中心只是引力和月球轨道的中心
（3）行星绕太阳转动
（4）天空中的其他星星离我们十分遥远
（5）因为其他星星十分遥远，它们由于地球运动产生的视差我们观察不到
（6）太阳看起来在运动是因为地球在运动
（7）日心说为行星逆行提供了十分自然的解释
尽管有一些观测数据的支持，但日心说与早期思想相悖，又由于是以不流行的拉丁文发表，哥白尼的著作在当时对大众几乎没有影响，直到他死后伽利略对其思想推广，才受到罗马教会关注，将其列为禁书。
2.4 现代天文学的诞生
伽利略·伽利莱（Galileo Galilei）是一位意大利数学家和哲学家，他乐于通过实验来检验自己的想法，彻底改变了科学研究的方式，以至于他现在被广泛认为是实验科学之父。
通过使用自制的望远镜，伽利略发现了月球上的环形山，太阳黑子和太阳的自转。并且他发现了绕着木星运动的木星的卫星，他还发现金星像月球一样看起来的大小随周期变化，只能用行星绕着太阳运动来解释，这些都是地球并非一切中心的关键证据。伽利略广泛发表自己的观点和观测证据，后来他在1633年被逮捕，在监狱里度过余生。但是，对正统宇宙观的破坏已经完成，哥白尼的思想已经从鲜为人知的禁锢中解放。
地球运动的直接观测证据是1728年被发现的，英国天文学家詹姆斯·布拉德雷（James Bradley）发现了远处恒星的光行差（aberration of starlight），就像垂直降落的雨滴在运动汽车的车窗上留下倾斜的轨迹。证明了地球是运动的。1838年，德国天文学家弗里德里希·贝塞尔首次明确地确定了恒星视差，进一步证明了地球的轨道运动。地球围绕太阳运动的证据被陆续发现，太空探测器的出现结束了对这个理论的争论，地球围绕太阳运动的理论是压倒性的。
2.5 行星运动定律
在伽利略推广哥白尼日心说的几乎同一时期，德国数学兼天文学家约翰尼斯·开普勒（Johannes Kepler）在第谷·布拉赫（Tycho Brahe）对行星的众多复杂观测数据资料里花了29年的时间寻找行星运动的规律，总结出了开普勒三大定律：
（1）行星的轨道路径是椭圆而不是圆，太阳在椭圆的其中一个焦点上
（2）连接太阳和行星的假想线段在相同的时间间隔内扫过椭圆的面积相同
（3）行星轨道周期的平方与其半长轴的立方成正比
关于椭圆（ellipse）：
椭圆两个焦点（focus，复数foci）的间距与其长轴（major axis，半长轴为semimajor axis）长度之比为离心率（eccentricity），可以衡量椭圆的“扁”度，值在0到1之间，越接近0则越接近圆，越接近1则越扁。
尽管行星轨道为椭圆，但其离心率十分接近0，也就是十分接近圆，这也是为什么托勒密和哥白尼使用圆形轨道模型也能进行预测。
2.6 太阳系的尺寸
把地球绕太阳轨道椭圆的半长轴长度（即日地平均距离）定义为1个天文单位（astronomical unit，AU），通过开普勒三大定律，我们可以以天文单位为距离单位来衡量太阳系其他天体的距离。然而我们并不清楚1个天文单位的距离具体是多少。
20世纪中期以前，最精确的距离测量法还是三角视差法，通过金星凌日时在地球上两点的视差计算地球与金星的距离，再根据开普勒定律计算出的地球与金星绕日轨道比例关系，从而计算出天文单位的具体数值，约为150,000,000 km。现在我们采用更精确的雷达（radar，radio detection and ranging）测距法，依然通过金星来测量天文单位，精度可达1km，具体数值为149,597,870 km。天文单位的具体数值的确定，使我们真正测量了太阳系。
2.7 牛顿定律
1665年，艾萨克·牛顿（Isaac Newton）还在剑桥学习，由于当时黑死病在剑桥肆虐，牛顿回家待了两年，就是在这期间，牛顿发现了著名的万有引力定律，但当时由于自己觉得这个理论还不完善又怕被同学钻空子或剽窃，一直没有告诉其他人。直到1684年，牛顿和爱德蒙哈雷（Edmund Halley，哈雷彗星以他命名）讨论为什么行星遵循开普勒定律的问题时，牛顿提出了自己20年前的理论，哈雷大为震惊，在哈雷的鼓舞下，牛顿将他的理论发表在可能是有史以来最具影响力的物理学著作中：《自然哲学的数学原理》（The Mathematical Principles of Natural Philosophy），里面提到的三大定律、万有引力定律以及一点微积分足以解释和量化我们在地球和整个宇宙中看到的几乎所有复杂的动态行为。
牛顿三大运动定律：
（1）所有物体在不受外力时都将保持静止或匀速直线的运动状态
（2）大小为F的力作用在质量为m的物体上，该物体将产生大小为F/m的加速度，即F=ma
（3）每一个作用力都有一个大小相等、方向相反的反作用力与之对应
牛顿第一定律让我们看到，物体运动时有保持原来速度大小和方向的趋势，这种趋势称为惯性（inertia），物体的质量越大，惯性越大。
速度（velocity）包含大小和方向，速度的方向改变也是速度的改变，也会产生加速度。速率（speed）是标量，只有大小没有方向。
【万有引力定律】：宇宙中的每个粒子都与其他粒子相互吸引，吸引力的大小正比于两个粒子质量的乘积，反比于两粒子间距离的平方。
万有引力的公式表达为：F = Gm1m2/r2，其中G为引力常量，约为6.67×10−11N·m2/kg2
2.8 牛顿力学
根据牛顿运动定律，可以对开普勒行星运动定律予以一定的修正，就像开普勒当年修正哥白尼和伽利略一样。
开普勒定律修正：
（1）行星的轨道路径是椭圆，行星-太阳系统的质心为椭圆的一个焦点。
（2）（开普勒第二定律仍然正确，只是线段扫过的区域有所不同了）
（3）P2 (in Earth years) = a3 (in astronomical units)/ Mtotal (in solar units) ，其中P为周期，a为行星椭圆轨道半长轴长度，Mtotal为太阳和行星的总质量
我们看到的行星绕太阳运动，实际上是太阳和行星都在绕着各自的椭圆轨道运动，且两个椭圆其中一个焦点是公共的，该焦点也是太阳和行星系统的质心，这同样适用于其他天体的二体运动。只是太阳的质量远远大于行星，公共焦点几乎就在太阳中心了，这也是开普勒定律如此精确的原因。
通过牛顿第二定律与万有引力定律的公式（两个力等式相等），再加上测量出的日地平均距离和地球绕太阳运动的周期，我们可以计算太阳的质量，事实上，这是天文学中测量所有质量的基本方法。
在地球大气层上方的圆形轨道上，卫星的速度是7.9千米/秒（第一宇宙速度）。卫星想要逃离地球需要以11.2千米/秒（第二宇宙速度，也称为逃逸速度）的速度飞行，如果卫星速度超过11.2千米/秒，它将永远飞离地球，轨道不再是椭圆而是双曲线，并且开普勒第一和第二定律依然成立（第三定律由于没有周期无法讨论）。
三、电磁辐射
3.1 来自天空的信息
我们对地球大气层之外的宇宙的所有了解都是通过对远处接收到的电磁辐射（electromagnetic radiation）进行细致的分析得来的。无线电（Radio）、红外线（infrared）、可见光（Visible light）、紫外线（ultraviolet）、X射线（X-rays）、伽马射线（gamma rays）都属于电磁波，他们虽然名字差别很大，但其实都是同一种物理现象——电磁波，名字不同只是历史原因。
波的性质：周期（period，任何特定点重复所需要的时间）、波长（wavelength）、振幅（amplitude）、频率（frequency，单位时间某点通过波峰的个数）
换算：周期=1/频率，波速=波长/周期
白光是各种颜色的混合，我们通常将其分为六种主要颜色:红、橙、黄、绿、蓝和紫。
光的颜色以及电磁波的类型不同，其实是它们的频率不同，或者说波长不同
3.2 在哪里的波
电磁波的传播不需要介质，可以在真空中传播。
带电粒子（electrically charged particle）周围存在电场（electric field），会与其他带电粒子产生叫做电动力（electrical force）的相互作用力，力的大小与两个粒子电荷乘积成正比，与二者距离平方成反比，同种（like）电荷相斥，异种（unlike）电荷相吸。
变化的电场产生磁场，变化的磁场（magnetic field）产生电场，它们共同构成电磁波（Electromagnetic Waves），电磁波种电场和磁场的方向总是彼此垂直，并与波的传播方向垂直，所有电磁波都有一个特殊的速度：光速，大小为299792458m/s
3.3 电磁波谱
尽管各种电磁波对我们日常生活中的作用不同，但它们只有频率（或波长）不同，它们都是同一种现象，并且波速都是光速。（波长×频率=光速）
地球的大气层存在不透明区间，意味着并非所有的电磁波都能透过地球大气层，只有特定区间频率的电磁波才能够透过大气层。比如大气层对部分红外波段和可见光是透明的，而对紫外线、X射线和伽马射线是不透明的，我们在大气层之下只能对那些对大气层来说透明的电磁波进行观测。大气层对部分电磁波不透明的原因是大气层的气体吸收了特定波长电磁波的辐射，水蒸气和氧气会吸收波长小于1cm的电磁波，水蒸气和二氧化碳会吸收红外线，臭氧层会吸收紫外线，X射线和伽马射线，云可以遮挡可见光。
此外，来自太阳的紫外线和地球上层大气层会在海拔100km的高度产生一种薄薄的导电层——电离层（ionosphere），能够将波长较长的无线电波反射回去，通过这种方式，可以让特定波段的无线电波在电离层与地面不断反射达到远距离传播的目的。
3.4 热辐射
无论大小、形状、化学组成，所有宏观物体都在每时每刻发出辐射，因为组成它们的微观带电粒子在不断做着随机运动，温度是一个物体微观粒子运动量的直观测量体现，物体越热，温度越高，粒子运动越快越剧烈，辐射的能量越大。
由于宏观物体中不同微观粒子运动速度不同，强度也不同，使得物体可以发出多种频率的辐射（电磁波），且不同频率发出的电磁波强度不同。我们常定义一个假想的物体，它能够吸收所有波段的辐射，称之为黑体（blackbody），黑体发出的辐射成为黑体辐射，它发出辐射的频率-强度曲线被称为黑体曲线，或普朗克曲线。没有真正的能吸收所有波段辐射的完美黑体，但很多情况下它的曲线是一个很好的近似，比如太阳的频率-强度曲线就十分近似于黑体曲线。
物体温度越高，辐射曲线峰值点往高频率以及高强度的方向移动，峰值点对应的波长记为λmax，单位为mm，物体的开尔文温度记为T，单位为K，则有：λmax=2.9/T，此即维恩定律（Wien’s law）
符合常识的，温度越高，物体释放的能量也越高，物体单位时间单位面积释放的能量记为F（F又称为能量通量，energy flux），物体开尔文温度记为T，则有：F = σ·T4>，即斯特藩定律（Stefan’s law）
天文学家经常使用黑体曲线作为温度计来确定遥远天体的温度。比如对太阳光谱的检测来计算太阳表面的温度。
3.5 多普勒效应
如上一节中提到，所有物体都会发出电磁波辐射，当该物体远离作为观测者的我们时，我们观测到该物体的电磁波频率会减小，即观测到的波长会增大，称为红移（redshift），当该物体靠近我们时，我们观测到它的频率会增大，即观测到的波长会减小，称为蓝移（blueshift），这就是多普勒效应（Doppler effect）。
并且遵循如下公式：观测波长/实际波长=实际频率/观测频率= 1 +退行速度/波速
上式中如果波为电磁波，则波速为光速。退行速度以远离为正值，靠近为负值。
附近恒星和遥远星系的运动速度，甚至宇宙的膨胀速度都是通过这个基本方法计算得来的。
需要注意的是，红移并不单指向红光波段移动，而是指向波长更长的电磁波方向移动，蓝移同理。
四、光谱学
4.1 光谱线
辐射可以用一种叫做分光镜（spectroscope）的仪器来分析，它主要由带狭缝的不透明板、棱镜和接收屏组成，天文学家使用的光谱仪（spectrograph）也是大致同样的构造，只是更为复杂。不同物体通过分光镜投射到接收屏上会产生不同的谱线，这种方式进行的研究称为光谱学（spectroscopy）
通过分光镜，灯泡可以发出连续波长的光谱；加热发光的氢气可以发出间断的几条细线光谱，这是氢气的发射谱线（Emission Lines）。
当阳光被棱镜分割时，乍一看，它似乎产生了连续的光谱。然而，用分光镜仔细观察，太阳光谱在垂直方向上被大量的窄黑线打断，我们现在知道，这些线中的许多代表了被太阳外层或地球大气层中存在的气体移走(吸收)的光的波长。光谱中的这些间隙称为吸收谱线（absorption lines），也称为夫琅和费谱线（Fraunhofer lines）。
基尔霍夫定律（Kirchhoff’s laws）：
1.发光的固体或液体，或足够稠密的气体，会发出所有波长的光，从而产生连续的辐射光谱。
2.低密度的热气体发出的光，其光谱由一系列明亮的发射线组成，这是气体化学成分的特征。
3.低温、稀薄的气体会从连续光谱中吸收某些波长的电磁波，并留下黑色的吸收线，叠加在连续光谱上，这些吸收谱线是该气体组成的特征，与高温下的该气体产生的发射谱线的波长完全相同
4.2 原子与辐射
丹麦物理学家尼尔斯·玻尔(Niels Bohr)在1912年提出了第一个解释氢的光谱线的原子理论，现在简称为玻尔原子模型，它的基本特征如下：
1.原子有一种最低能量状态——基态（ground state）——它代表电子绕核运动时的“正常”状态。
2.电子具有一个最大能量，在这个能量值以下，它仍然是原子的一部分。一旦电子获得的能量超过这个最大值，它就不再与原子核结合，此时原子就被称为电离（ionized）；缺少一个或多个电子的原子被称为离子（ion）。
3.最重要的是(也是最不直观的)，在这两个能级之间，电子只能存在于某些严格定义的能态，通常被称为轨道（orbitals）。
这种对原子的描述与牛顿力学的预测形成了鲜明的对比，牛顿力学的预测允许任何能量的轨道，而不仅仅是特定的值。在原子领域，这种不连续的行为是常态。用这个领域的术语来说，轨道能量是量子化的（quantized），研究相关内容的物理学分支为量子力学（quantum mechanics）。
玻尔模型描述的电子轨道拥有特定的半径，但现代观点认为电子没有特定的轨道，而是围绕原子核的电子云，无法确切的说出电子在哪处，只能说出它在某块区域内的概率，通常把电子云到原子核的平均距离称为电子轨道的半径。
电子可以从基态跃迁至更高半径的轨道，此时原子被称为处于激发态（excited state），根据轨道半径不同，分为第一激发态、第二激发态……有两种方式可以使原子被激发：吸收来自电磁辐射的能量，或与其他粒子碰撞，但处于激发态的原子不会一直处于激发态，约10^-8s，激发态的原子就会回到基态。
由于电子只能存在于特定能级的轨道，原子只能吸收特定数量的能量以达到激发态，同样的，原子要从激发态回到基态只能释放特定数量的能量，因此，原子吸收或释放的光的能量与不同轨道间的能量差密切相关，原子的量子化能级要求光以“包”的形式被吸收和发射，每个包都携带特定数量的能量，我们称这些包为光子（photon）。
阿尔伯特·爱因斯坦（Albert Einstein）在1905年提出光的行为有时不像连续的波，而是像粒子流，并发现光子的能量正比于电磁辐射的频率，即E = hf，其中光子能量为E，电磁波频率为f，普朗克常量为h，h = 6.63 × 10^−34（j·s）。
4.3 谱线的形成
对于氢原子谱线的形成，当氢原子吸收了一个波长为121.6 nm的紫外线光子的能量时，氢原子将从基态变成第一激发态，并很快释放一个相同能量的光子又从第一激发态变回基态。当氢原子吸收一个更高频率（更短波长）的波长为102.6 nm的光子时，氢原子将从基态变成第二激发态，此时氢原子有两种落回基态的方式：
1.从第二激发态直接落回基态，并释放102.6nm波长的光子
2.分两次落回，先从第二激发态降至第一激发态，释放656.3 nm波长的光子（即发出红光）；再从第一激发态落回基态，释放121.6 nm波长的光子
两种情况都可能发生，且概率大致相同，通过第二种方式发出可见光的方式称为荧光（fluorescence）
基尔霍夫定律的解释：当包含连续波长辐射的光穿过氢气团时，这束光包含所有能量的光子，但只有能让氢原子发生电子跃迁的少量特定波段的光子会被氢气团所吸收，这些光子被吸收导致了黑色吸收线的形成，这些吸收线暗示了中间气体原子中电子不同轨道间的能量。处于激发态的原子很快会落回基态，会重新发出相同能量的光子，但发出的光与原来入射光的方向不同，因此不会留在接收板上，但从另一个方向放置的接收器可以接收到，接收到的也就是氢原子的发射光谱。一个天文学上的例子是发射星云，像吸收光谱一样，发射光谱是气体的特征，而不是原始光束的特征。我们看到的光谱类型取决于我们相对于发射源和中间星云的相对位置。
更复杂的元素会产生更复杂的谱线，比如铁原子可以产生许多发射谱线，主要有两个原因。首先，一个普通铁原子的26个电子可以在可用能级之间进行大量不同的跃迁；其次，许多铁原子被电离，它们的26个电子中的一些被剥离，电子的移除改变了原子的电磁结构，离子铁的能级与中性铁的能级大不相同，每一个新的电离能级都会引入一个全新的光谱线。
4.4 分子
分子是一组紧密结合的原子组合，它们通过绕轨道运行的电子之间的相互作用（化学键，chemical bonds）结合在一起。像原子一样，分子只能存在于某些特定的能量状态，并且当分子从一种状态过渡到另一种状态时，也会产生具有特征性的发射或吸收谱线，但是更为复杂，尽管如此，科学家已经确定了数百万分子发射和吸收辐射的精确频率。
除了电子跃迁产生的谱线外，分子还有2种原子没有的方式产生谱线：分子的旋转和振动，根据分子物理学，只有特定的旋转和振动可以发生，意味着分子通过旋转和振动也只能产生特定的能量变化，吸收或发出特定的谱线，像分子的指纹一般独一无二，使得我们可以通过分子谱线来识别对应的分子。根据经验：
1.分子中的能量跃迁产生可见光和紫外线波段的谱线（能量最大）
2.分子的振动产生红外波段的谱线
3.分子的旋转产生无线电波段的谱线（能量最小）
分子谱线往往和组成其原子的谱线相差很大。
4.5 谱线分析
事实上，我们对行星、恒星和星系的所有了解都是通过研究我们从它们那里接收到的光（或电磁辐射）来获得的。
谱线的强度（即谱线的亮度和暗度）取决于产生这些谱线的原子的数量，吸收或发出对应光子的原子数量越多，谱线越强。但除了原子数量外，谱线的强度还和温度有很大关系。温度越高，会有更多原子被激发，对应谱线的强度也就越强。光谱学家已经研究出了对应的数学公式，将发射或吸收的光子的数量与所涉及的原子的能级和气体的温度联系起来，只要测量了物体的光谱，通过这些公式以及谱线的强度，天文学家可以更精确的确定被测物体的温度。
当被测物体以一定速度运动，靠近或远离我们时，根据多普勒效应，会发生红移或蓝移，其对应的发射和吸收谱线的位置也会相应的移动，通过谱线移动的波长差值，可以计算出被测物体的移动速度。
如果仔细观察特定的某条谱线会发现，谱线是有宽度的，并且单一谱线的中间强度更高，越往两边强度越低。单一谱线由特定波长光产生，应当只有一条细线，不应该有宽度，谱线变宽的原因是：观测物体内部的原子和分子在沿各个方向不断运动，远离或靠近的部分粒子发出的光由于多普勒效应产生了微小的红移或蓝移，导致产生了相近波长的光，使谱线变宽。大多数原子的热运动速度都很小，所以在大多数情况下，谱线会有一点多普勒偏移，只有少数原子有大的位移，造成了上面的现象。
除了多普勒效应，还有其他事件会使谱线变宽，当电子跃迁时，如果其母原子和其他原子恰好碰撞，发射或吸收的光子的能量就会发生轻微的变化，也会使谱线变宽，这种现象称为碰撞展宽（collisional broadening）。除此之外，磁场还可以通过一种叫做塞曼效应（Zeeman effect）的过程使光谱线变宽。原子中的电子和原子核就像微小的旋转磁铁，每当原子进入磁场时，原子物理学的基本发射和吸收规则就会发生轻微的变化，许多恒星或多或少都是如此，结果是光谱线的轻微展宽，一般来说，磁场越强，展宽越明显。
简单说来，对于接受到的电磁辐射，我们可以通过光谱获得下面的信息：峰值频率或峰值波长可以确定温度（韦恩定律），谱线分布和强度可以确定组成成分和温度，谱线宽度可以确定温度、振动和旋转速度、密度、磁场，多普勒移动可以确定视线速度。
五、望远镜
5.1 光学望远镜
光学望远镜（Optical telescopes）是指用来观测可见光波段的望远镜，其历史可以追溯到17世纪早期的伽利略时代，地面上建造的光学望远镜不少还可以观测红外线波段的光。
光学望远镜主要分为2种：折射式望远镜（refracting telescope）和反射式望远镜（reflecting telescope）。
整体来说，反射式望远镜要优于折射式望远镜，主要体现在以下几个方面：
1.折射式望远镜的光必须穿过透镜，但透镜对不同频率的光折射的效果不同，从而引起色差（chromatic aberration）；反射式望远镜不会有这个问题。
2.折射式望远镜的光穿过透镜，会被透镜吸收一部分，这个影响对可见光稍小些，但对红外线和紫外线影响很大；反射式望远镜同样不会有这个问题。
3.大的透镜通常很重，折射式望远镜的透镜只有边缘可以做支撑，镜片容易因自身重量而变形，而反射式望远镜有整个镜片背面可以支撑。
4.折射式望远镜的镜片有两面需要加工和抛光达到精度，难度更大，而反射式望远镜只有一面需要。
反射式望远镜根据其反射的光路不同，可以分为3种：牛顿式望远镜（Newtonian telescope）、卡塞格林望远镜（Cassegrain telescope）、折轴望远镜（coudé telescope）
5.2 望远镜尺寸
现代天文望远镜的发展很重要的一个提升是望远镜的尺寸，更大的望远镜尺寸（镜片尺寸）主要可以提升可以望远镜2个方面的能力：聚光能力（Light-Gathering Power）和解析能力（resolving power）。
观测到天体的亮度正比于望远镜镜片的面积，意味着增大5倍镜片直径可以增大25倍的亮度，可以花更少的时间曝光来获得相同的亮度。
更大的镜片也意味着更高的角分辨率（angular resolution），并有以下公式：
角分辨率（弧秒）=0.25×观测波长（微米）/镜片直径（米）
角分辨率的值越小，看得越清晰，也就是观测更小波长的光和使用更大直径的镜片，可以看得更清晰。
对于给定直径的望远镜，每个波长有一个极限分辨率，称为衍射极限分辨率（diffraction-limited resolution）。
5.3 图像和探测器
望远镜接收到的信息由光电耦合器件（chargecoupled devices，CCD）获取成图像，直接获取的图像会有底噪，需要计算机进行图像处理，接着就可以进行光度测定（photometry）和光谱分析等操作。
5.4 高分辨率天文学
即使是大型望远镜也有其局限性，影响望远镜观测的因素有大气扰动（Atmospheric turbulence）和光污染（light pollution）。衡量大气扰动的称为视宁度（seeing），我们看到行星一闪一闪也是由于大气扰动造成的，将望远镜建在海拔较高的地方可以减小大气扰动造成的影响，另外大气扰动对波长更长的光影响更小。
为了减小大气对观测造成的影响，地面上的大型望远镜可以采用主动光学技术（Active Optics）和实时控制技术（Real-Time Control），主动光学技术是指通过分析望远镜在收集光线时形成的图像，随时调整望远镜，以避免或补偿反射镜畸变、穹顶温度变化甚至大气湍流的影响。实时控制是指通过自适应光学技术（adaptive optics），通过激光探测望远镜上方的大气，形成一颗“人造恒星”，使天文学家能够测量大气状况，并将这些信息传递给计算机，计算机每秒修改望远镜反射镜数千次，以弥补其精度。
5.5 射电天文学
除了对可见光的探测，天文学家还对无线电波段的电磁波进行观测，它们同样能够穿过地球大气层到达地面，观测无线电波段电磁波的望远镜称为射电望远镜，从1950年开始建造。
射电天文学起源于卡尔·扬斯基1931年在贝尔实验室，他在研究短波无线电干扰的原因时，发现了一种微弱的静态“嘶嘶声”，并且该波达到峰值的间隔时间为23h56min，为一个恒星日，他意识到这个电波来自地球之外，现在我们知道它来自银河系中心。
概念上，射电望远镜和光学反射式望远镜类似，只是射电望远镜将检测仪器放在了主镜焦点的位置上，不同的是，射电望远镜一次只能观察一小段波段的无线电，要观察其他波段时，需要调节设备，像调收音机频率一样。射电望远镜必须建得比较大，一方面是因为宇宙的无线电来源是极其微弱的，整个地球表面接收到的无线电能量不到一万亿分之一瓦，相比之下，地球表面接收到的来自夜空中任何一颗明亮恒星的红外线和可见光能量约有一千万瓦；另一方面是由于无线电波长很长，衍射效应对射电望远镜的角分辨率影响更大，需要更大的望远镜来抵消这方面的影响。无线电波长更长对射电望远镜有一个好处，就是它的反射面不需要建造的像光学望远镜那样光滑，因为波长的长度比反射面表面不规则的突起要大的多的话，反射面的不平整影响就更小，这一点也使得射电望远镜可以做的很大。射电望远镜可以24小时观测，接收无线电信号不需要黑暗，因为太阳是一个相对较弱的无线电能量源，所以它的发射不会淹没从天空其他地方到达地球的无线电信号。此外，射电观测通常可以在多云的天空进行，即使在下雨或暴风雪期间，射电望远镜也可以探测无线电波，因为大多数无线电波的波长比大气中雨滴或雪花的典型波长要大得多。
射电天文学的价值主要在以下3个方面：
1.正如在光谱可见部分明亮的物体(如太阳)不一定是强射电发射器一样，宇宙中许多最强的射电源发射很少或根本不发射可见光。
2.可见光可能会被星际尘埃沿着指向光源的视线强烈吸收。相比之下，无线电波通常不受干扰物质的影响。
3.宇宙的许多部分根本无法通过光学手段看到，但在更长的波长下很容易被探测到。
5.6 射电干涉法
使用干涉法（interferometry）可以提高射电望远镜的角分辨率，用两个或多个射电望远镜在同一时间同一波段观察同一目标，设备间的距离越远，分辨率越高。
5.7 空间望远镜
红外线望远镜与光学望远镜相似，只是检测器对红外线更为敏感，红外望远镜建在海拔更高的地方可以减少大气造成的影响。普通低温物体的热辐射大部分能量集中在红外波段，因此红外望远镜需要远离热源。
2003年NASA将斯皮策空间望远镜（Spitzer Space Telescope，SST）送上太空进行红外观测，口径0.85m，观测3.6到160um的电磁波段，角分辨率在2.5”到40”之间，它的轨道是围绕太阳转。哈勃望远镜可以观测近红外波段（距红光较近的一小段红外线），并有高达0.1”的角分辨率。
紫外线望远镜也和红外与光学望远镜相似，最成功的紫外线望远镜之一是国际紫外线探测卫星（International Ultraviolet Explorer，IUE）。
高能天文学包括对X射线和伽马射线的探测和研究，首先二者都无法通过地面的望远镜观测到，因为大气层将它们阻隔在外，其次对二者探测望远镜的设计也与之前提到的观测波长较长波段的望远镜有所不同。高能望远镜设计上的不同是因为x射线和伽马射线不容易被任何表面反射，这些射线倾向于直接穿过物体或被它们照射到的物体所吸收。X射线望远镜被构造成一系列嵌套的圆柱形反射镜，这些反射镜的形状精心设计，使x射线集中在一个清晰的焦点上。对于伽马射线，目前还没有这种产生图像的方法；现在的伽马射线望远镜只是指向一个特定的方向，然后计算它们收集到的光子来获得其中的信息。
1999年7月，NASA发射了钱德拉X射线望远镜（Chandra X-Ray Observatory ）；2008年，美国宇航局发射了费米伽马射线太空望远镜（Fermi Gamma-Ray Space Telescope）
5.8 全谱段覆盖
在未来十年内，如果一切按计划进行，有可能有史以来第一次同时对从射电射线到伽马射线等各种波长的任何天体进行高精度的测量。这一发展对我们理解宇宙运行的影响可能是革命性的。
天文学是一个数据驱动的科学。