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天文学
本词条是多义词，共2个义项
观察和研究宇宙间天体的学科
基本信息
| 中文名 | 天文学 |
| 外文名 | astronomy；chronometer |
| 分类 | 科学（自然科学） |
| 研究范围 | 宇宙空间天体、结构和发展 |
| 开设院校 | 南京大学、北师大等 |
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历史
渊源发展
天文学的起源可以追溯到人类文化的萌芽时代。远古时代，人们为了指示方向、确定时间和季节，而对太阳、月亮和星星进行观察，确定它们的位置、找出它们变化的规律，并据此编制历法。山西襄汾的陶寺遗址与《尚书·尧典》记载的观象台相当。《易传·象·革》讲“君子以治历明时。”无疑，天文学是最古老的自然科学学科之一。
天文学是一门古老的学科，至少已经有几千年的历史。顾炎武《日知录》有云：“三代以上，人人皆知天文：七月流火，农夫之辞也；三星在户，妇人之语也；月离于毕，戍卒之作也；龙尾伏辰，儿童之谣也。”天文学在人类早期文明中占有非常重要的地位。古时候，人们通过用肉眼观察太阳、月亮、星星来确定时间和方向，制定历法，指导农业生产，这是天体测量学最早的开端。在此基础上诞生了占星术、预测学即通过天体的运行来占卜凶吉祸福，预测自然灾害、战争的输赢和个人的命运。
《易经》记载的“大衍筮法”就是沟通天道（天文）、人道（人文）的学问。《童子问易》依据清华简《保训》篇舜“测阴阳之物”和《尚书》舜说“朕志先定，询谋佥同，龟筮协从”等记载考证：从舜帝开始，大易就被用于王国决策、稽疑了。
上古时期，“天柱折，地维绝，天倾西北，地覆东南”为背景，先贤得出了“天道左旋，地道右迁，人道尚中”的结论。《周易》明确提出了“天衢”概念，要求人们向天道学习，会通天道人道，法天正己，尊时守位，知常明变，开物成务，建功立业。抬头仰望天际是人类的基础行为。早期天文学的内容就其本质来说就是天体测量学。
研究意义
天文学
研究对象
随着天文学的发展，人类的探测范围由目测的太阳、月球、天空中的星星到达了距地球约100亿光年的距离，根据尺度和规模，天文学的研究对象可以分为：
太阳系
组成星球
太阳系（solar system）是由太阳、8颗大行星、66颗卫星以及无数的小行星、彗星及陨星组成的。行星由太阳起往外的顺序是：水星（Mercury）、金星（Venus）、地球（Earth）、火星（Mars）、木星（Jupiter）、土星（Saturn）、天王星（Uranus）和海王星（Neptune）。
离太阳较近的水星、金星、地球及火星称为类地行星（terrestrial planets）。宇宙飞船对它们都进行了探测，还曾在火星与金星上着陆，获得了重要成果。它们的共同特征是密度大（大于3.0克/立方厘米）、体积小、自转慢、卫星少、主要由石质和铁质构成、内部成分主要为硅酸盐（silicate）并且具有固体外壳。
离太阳较远的木星、土星、天王星及海王星称为类木行星（jovian planets）。宇宙飞船也都对它们进行了探测，但未曾着陆。地球(16张)它们都有很厚的大气圈、主要由氢、氦、冰、甲烷、氨等构成、质量和半径均远大于地球，但密度却较低，其表面特征很难了解，一般推断，它们都具有与类地行星相似的固体内核。
在火星与木星之间有100000个以上的小行星（asteroid）（即由岩石组成的不规则的小星体）。推测它们可能是由位置界于火星与木星之间的某一颗行星碎裂而成的，或者是一些未能聚积成为统一行星的石质碎块。陨星存在于行星之间，成分是石质或者铁质星。
行星层次
包括行星系中的行星、围绕行星旋转的卫星和大量的小天体，如小行星、彗星、流星体以及行星际物质等。恒星系统。
恒星层次
现时人们已经观测到了亿万个恒星，太阳只是无数恒星中很普通的一颗。
研究方法
区别分析
古代埃及
他们制定了自己的历法。马克思说：“计算尼罗河水涨落期的需要，产生了埃及的天文学。”这就是说，天文学知识的产生来自对自然界的观察。古埃及人发现三角洲地区尼罗河涨水与太阳、天狼星在地平线上升起同时发生，他们把这样的现象两次发生之间的时间定为一年，共365天。把全年分成12个月，每月30天，余下的5天作为节日之用；同时还把一年分为3季，即“泛滥季”、“长出五谷季”、“收割季”，每季4个月。希罗多德说：“埃及人在人类当中，第一个想出用太阳年计时的办法，……在我看来，他们的计时办法，要比希腊人的办法高明，因为希腊人，每隔一年就要插进去一个闰月，才能使季节吻合……”
埃及人把昼和夜各分成12个部分，每个部分为日出到日落或日落到日出的时间的1/12。埃及人用石碗滴漏计算时间，石碗底部有个小口，水滴以固定的比率从碗中漏出。石碗标有各种记号用以标志各种不同季节的小时。别怀疑，古埃及的占星学可是很发达的。正如古埃及文明的特色一般，他们的十二星座也是以古埃及的神来代表的。
古埃及人关于星的研究与知识累积起源于远古时代农业生产的需要。古埃及的农业生产，由于播种季节和田野、果园的丰收，都要依赖于尼罗河的每年泛滥，而尼罗河的泛滥，又和星体运动有关，特别是每隔1460年便会出现日出、天狼升空与尼罗河泛滥同时发生的现象。所以，僧侣从很早便开始制作天体图。埃及的天文学与数学一样，仍然处于一种低水平的发展阶段，而且还落后于巴比伦。
在古埃及的文献中，既没有数理仪器的记述，也没有日食、月食或其他天体现象的任何观察的记录。埃及人曾把行星看成漫游体，并且把有命名的称为星和星座（它很少能与现代的等同起来）。所以，他们仅有的创作能够夸大为“天文学”的名字。
从古王国时代一直到较晚的托勒密时代保存下来的某些铭文包括了天空划分的名单。被希腊人称为“德坎”（黄道十度分度）的是用图描绘的所谓夜间的12小时。人们使用德坎划分年份，一年由36个为期10天的连续星期构成。36个德坎共计360天，构成一年的时间。但是，还缺少5天，因此，每隔若干年，每星期德坎出现的时间就必须往后移。埃及人的宇宙观念往往是用不同的神话来解释，并且保留了一些不同的天体的绘画。
在新王国时代陵墓中的画面上，我们看到天牛形象的天空女神努特，她的身体弯曲在大地之上形成了一个天宫的穹隆，其腹部为天空，并饰以所谓“星带”。沿星带的前后有两只太阳舟，其中头上一只载有太阳神拉，他每日乘日舟和暮舟巡行于天上。大气之神舒立在牛腹之下，并举起双手支撑牛腹，即天空。天牛的四肢各有2神所扶持。按另一种神话传说，天空女神努特和大地之神盖伯两者相拥合在一起，其父大气之神舒用双手把女神支撑起来，使之与盖伯分离，仅仅让努特女神之脚和手指与地面接触，而盖伯半躺在大地上。这些神话传说反映了埃及人关于天、地、星辰的模糊的概念。
埃及的某些僧侣被指定为“时间的记录员”。他们每日监视夜间的星体运动，他们需要记录固定的星的次序，月亮和行星的运动，月亮和太阳的升起、没落时间和各种天体的轨道。这些人还把上述资料加以整理，提出天体上发生的变化及其活动的报告。在拉美西斯六世、七世和九世的墓中保存了星体划分的不同时间的图，它由24个表构成，一个表用作每半个月的间隔。与每个表一起，有一个星座图的说明。在第18王朝海特西朴苏特统治时的塞奈穆特墓中的天文图，可以说是迄今所知的最早的天文图。
神庙天文学家所知道的一组星为“伊凯姆·塞库”，即“从不消失的星”。显然是北极星。第二组为“伊凯姆·威列杜”，即“从未停顿的星”，实际上是行星。埃及人是否知道行星与星之间的区别，尚未报道。他们所知道的星是天狼星、猎户座、大熊座、天鹅座、仙后座、天龙座、天蝎座、白羊宫等。他们注意到的行星有木星、土星、火星、金星等。当然，他们的星体知识并不精确，星与星座之间很少能与现代的认识等同起来。太阳的崇拜，在埃及占有重要地位。从前王朝时代起，太阳被描绘为圣甲虫，在埃及宗教中占有显著的地位。而且，不同时辰的太阳还有不同的名称，在不同地区，不同时代，还有另外一些太阳神。埃及人的民用历法，一年分为12个月，每月30日，一年360日，后来又增加了5日，以365日为一年。但是，实际上，这种历法并不精确。因为，1个天文年是365.25日，所以，埃及民用历每隔4年便比天文历落后1天。然而，在古代世界，这就是最佳的历法。罗马的儒略历就是儒略·恺撒（J. Caesar）采用古埃及的太阳历加闰年而成的。中世纪罗马教皇格列高利（Gregory）对儒略历加以改革，成为现今公认的世界性公历。在这一方面，同样可以看到古埃及人的重大贡献。
占星术
天文学应当和占星术分开。后者是一种试图通过天体运行状态来预测一个人命运的伪科学。尽管两者的起源相似，在古代常常混杂在一起。但当代的天文学与占星术却有着明显的不同：现代天文学是使用科学方法，以天体为研究对象的学科；而占星术则通过比附，联想等方法把天体位置和人事对应；概而言之，占星学着眼于预测人的命运。
主干学科
天文学的分支主要可以分为理论天文学与观测天文学两种。天文学观察家常年观察天空，并将所得到的信息整理后，理论天文学家才可能发展出新理论，解释自然现象并对此进行预测。
理论天文学
观察天文学
按照研究方法，天文学可分为：
天体测量学
天体力学
天体物理学
天文技术与方法
按照观测手段，天文学可分为：
光学天文学
射电天文学
红外天文学
空间天文学
其他更细分的学科：
天文学史
业余天文学
宇宙学
星系天文学
远红外天文学
X射线天文学
等离子天体物理学
中微子天体物理学
行星物理学
月面学
运动学宇宙学
河外天文学
恒星天文学
恒星物理学
后牛顿天体力学
基本天体测量学
考古天文学
空间天体测量学
历书天文学
球面天文学
射电天体测量学
射电天体物理学
实测天体物理学
实用天文学
太阳物理学
太阳系化学
星系动力学
星系天文学
天体生物学
天体演化学
天文地球动力学
天文动力学
大事年表详解
天文学大事记
公元前
古埃及人在4700年前建造了金字塔，部分用于观测太阳和其他天体。
公元前十二世纪，中国殷末周初采用二十八宿划分天区。
自公元前722年起，直至清末，中国用干支记日，从未间断。这是世界上最长久的记日法。
公元前约700年，中国甲骨文（河南安阳出土）上已有彗星观察的记载。
公元前611年，中国有彗星的最早记录。
公元前440年，古希腊默冬发现月球的位相以19年为周期重复出现今阳历的同一日期。
公元前五世纪，古希腊欧多克斯提出日月星辰绕地球作同心圆运动的主张。
公元前五世纪，古希腊阿那萨古腊提出月食的成因，并认为月球因反射太阳光而明亮。
公元前四世纪，古希腊德谟克利特提出宇宙的原子旋动说，认为宇宙是在空虚的空间中，由无数个旋动着的、看不见的、不可分的原子组成。
公元前三世纪，古希腊埃拉托色尼第一次用天文观测推算地球的大小。
公元前三世纪，古希腊亚里斯塔克第一次测算太阳和月球对地球距离的比例，太阳、月球和地球大小之比，又提出太阳是宇宙中心和地球绕太阳运转的主张。
公元前134年，中国汉朝《汉书·天文志》有新星的第一次详细记载。
公元前46年，罗马颁行儒略历（旧历）。
公元后
公元0年至1499年
一至二世纪东汉时期，创制成水运浑天仪（即浑象仪或天球仪），测出太阳和月球的角直径都是半度，黄赤交角为24度。提出月光是日光反照的看法。在《浑天仪图注》和《灵宪》等书中，总结了当时的“浑天说”（中国张衡）。
二世纪，古希腊托勒密编制成当时较完备的星表，并首先发现大气折射星光现象。
二世纪，古希腊托勒密《伟大论》中用本轮和均轮的复杂系统，详细阐述“地球中心说”。
十三世纪，伊朗纳西莱汀·图西编制伊儿汗星表。
1276年，元朝制造了简仪等天文仪器十三种，全凭实测创制《授时历》，废除古代历元，是中国历法的第四次大改革，该历己和现代公历性质基本一样，于1281年颁布，施行达四百年左右（中国郭守敬、王恂、许衡等）。
1276年，元朝制造了天文仪器近20种（中国郭守敬）。
1420年，根据实测编制了恒星表和行星运行表（蒙古兀鲁·伯）。
1500年至1800年
1572年，丹麦第谷·布拉赫发现仙后座超新星，是银河系里第二颗新星。
1582年，西欧许多国家实行格里历，即现行公历的前身。
1584年，意大利布鲁诺《论无限性、宇宙和世界》出版，捍卫和发展了哥白尼的太阳中心学说。
1604年，德国开普勒发现蛇夫座超新星，是银河系第三颗超新星。
1609－1610年，意大利物理学家伽利略制成第一台天文望远镜，并用它观测天象，发现月亮上的山和谷：发现木星的四个最大卫星，发现金星的盈亏，发现太阳黑子和太阳的自转。认识到银河是由无数星体所构成，为哥白尼学说提供了一系列有力的明证。
1627年，德国开普勒编制了卢多耳夫星行表。
十七世纪，中国徐光启明朝出版《崇祯历》，其中的星录是当时中国较完备的全天恒星图。
十七世纪，中国徐光启在明末第一次使用望远镜观测天象。
1659年，荷兰惠更斯发现土星的光环。
1666年，法国卡西尼发现火星和木星的自转。
1675年，法国卡西尼发现土星光环里有一个环形狭缝。
1693年，英国哈雷发现月球运动的长期加速现象。
1705年，英国哈雷发现第一颗周期彗星，并预言其周期为七十六年左右，后得到证实。
1716年，英国哈雷提出观测金星凌日测定太阳视差（或距离）的方法。
1718年，英国哈雷发现恒星的自行，证明恒星不“恒”。
1729年，法国布盖发明光度计，用以比较天体的亮度。
1745年，提出太阳系由彗星碰撞而产生的灾变学说（法布丰）。
1747年，发现地轴的章动现象（英国布拉德雷）。
1750年，首次提出银河是天上所有星体组成的一个扁平系统，形如车轮（英国赖脱）。
1754年，提出潮汐摩擦使地球自转变慢和太阳系毁灭的假说（德国康德）。
1755年，发明用观察月亮和恒星的角距来测定海上经度的方法（德国约·迈耶尔）。
1760年，提出光度学的基本原则，开始诞生“光度学”（法国布盖）。
1767年，英国格林尼治天文台开始出版航海历书。
1772年，发表行星排列距离的定则（德国波德）。
1781年，发现天王星（英国弗·赫歇尔）。
1782年，编制第一个双星表（英国弗·赫歇尔）。
1783年，发现太阳系整体在空间的运动，并首次定出向点和速度，证实太阳也有自行（英国弗·赫歇尔）。
1785年，用统计方法研究恒星的空间分布和运动等，得到第一个银河系结构的图形，产生了恒星天文学（英国弗·赫歇尔）。
1787年，从力学分析提出太阳系稳定性理论（法国拉格朗日）。
1787年，发现天王星的两个卫星——天王卫三，卫四和第一个行星状星云（英国弗·赫歇尔）。
1796年，《宇宙体系解说》一书出版，提出有力学和物理学上依据的太阳系起源的星云假说（法国拉普拉斯）。
1797年，提出计算彗星轨道的新方法（德国奥耳勃斯）。
1800年，首次发现太阳光谱中不可见的红外辐射（英国弗·赫歇尔）。
1801年至1899年
1809年，《天体按照圆锥曲线运动理论》一书出版，提出了行星轨道的计算方法（德国高斯）。
1833－1847年，发现了3347对双星和825个星云（英国约·赫歇尔）。
1837年，利用游丝测微计精密测量双星的位置，并发现许多新双星（俄国瓦·斯特鲁维）。
1837年，首次测量了太阳的辐射热量（法国普耶，英国约·赫歇尔）。
1843年，发现太阳黑子数以约11年为周期的变化（德国施瓦布）。
1844年，发现观测变星的亮度等级法，促使变星研究迅速发展（德国阿格兰德尔）。
1844年，根据天狼星和南河三运动的不规则变化，预见它们都有暗伴星（德国贝塞尔）。
1846年，发现海王星的第一个卫星——海王卫一（英国拉塞耳）。
1849年，提出卫星的稳定性理论，由此证明土星的光环不是一个连续固体，而是无数小质点组成（法国罗什）。
1850年，发现一些星云具有旋涡结构（英国威·罗斯）。
1851年，发现天王星的两个卫星——天王卫一和天王卫二（英国拉塞耳）。
1851年，发现地磁和磁暴也有同太阳黑子数变化完全相对应的11年周期变化（德国拉芒特，英国萨比恩）。
1857年，第一次成功拍出恒星的照片，开始了恒星照相术（美国邦德）。
1857－1859年，首次拍到细节清晰的月球照相（英国德拉吕）。
建立天体的光度和星等之间的基本关系式（英国泡格森）。
1858年，从太阳黑子在日面上的转动，发现太阳不是固体般自旋，而是像流体那样在作“较差自旋”（英国卡林顿）。
1858年，德国斯波勒尔，英国卡林顿发现太阳黑子在日面上纬度分布的周期变化。
1859年，德国泽尔纳发明光度计，经改进使用至今。
1861年，刊布了包含226颗亮星的第一个光度星表（德国泽尔纳）。
1863年，编制第一个基本星表AGK（德国奥魏尔斯主持，国际合作）。
1864年，用分光镜研究星云，揭示了它们的气体结构，并发现行星状星云所发出的两条特殊的绿色谱线（英国哈根斯）。
1868年
使用分光镜，第一次在不是日食时候观测到日珥（法国詹森）。
提出第一个恒星光谱的目视光谱分类法，把恒星分为白色星、黄色星、橙色星和红色、暗红色星四类（意大利赛奇）。
第一次测定恒星的视向速度（英国哈金斯）。
1869年，刊布太阳光谱里一千条谱线的波长，并用新单位埃表示（瑞典埃格斯特朗）。
1871年，由太阳东西两边光谱线的位移，测定太阳的自转的速度（德国沃格耳）。
1874年，发现到4等为止的亮星集中在与银道成17度交角的大园上（美国古尔德）。
1877年
提出火星表面上有“人工运河”的看法（意大利斯基帕雷利）。
发现（晶体）硒和金属接触处在光照射下产生电动势的光生伏打效应，后美国人弗里兹于1883年用此制成光伏打电池（英国沃·亚当斯）。
《声的理论》出版，基本上完成声音的数学理论（英国瑞利）。
1879年
1879－1882年，使用偏振光度计，编制成4260颗恒星的实测星等的大光度星表（美国爱·皮克林）。
1880年，提出变星分类法（美国爱·皮克林）。
1881年，第一次摄到彗星的照片（法国詹森，美国德拉帕尔）。
1882年，观测证实水星近日点的长期进动有超差，并精确测算出其数据（美国纽康）。
1887年，根据恒星光谱不同，提出恒星演化的理论，用以说明恒星是变的（英国洛基尔）。
1888年
刊布“新总星表”（N.G.C）（英国德雷耶尔）。
1890年，研究土星和木星间的相互摄动，建立木、土两行星运动的精确理论（美国乔·希耳）。
1895年，应用光谱分析证实土星光环的陨星结构（美国基勒）。
1900年至1919年
德国科学家哈尔脱曼，发现星际介质中含有钙。
1909年，提出计算彗星和行星轨道的特别摄动法。
1910年，德国科学家夏奈、威尔森，首次测定了恒星的温度。
1912年，中国开始使用公历。
1914年，发现仙女座大星云的自转（美国比斯）。
发现木星的第九颗卫星一木卫九（美国塞·尼科耳逊）。
建立球状星团的“光谱－光度图”（美国沙普勒）。
建立恒星内部结构理论（英国爱丁顿）。
1917年，提出太阳系起源的潮汐假说（英国金斯）。
1918年，根据球状星团分布研究银河系结构，发现太阳不位于银河系的中心位置（美国沙普勒）。
1918－1924年，刊布亨利·德拉帕尔星表，表内列出225000多颗恒星的光谱类型（美国安·莫里、卡农）。
1919年，首次利用日全食观测验证太阳引力场使星光偏折的效应（英国爱丁顿领导日全食观察队）。
发现太阳黑子等活动的真正周期是22年（美国赫耳、华·亚当斯）。
1920年至1929年
公元1920年
发现轨道似于土星的小行星海达尔戈，这是现今知道的最远的小行星（美籍德国人巴德）。
发生卡普坦宇宙和沙普勒宇宙的大争论。
公元1922年
公元1923年
编成精确的新月球运动表，为天文年历上所采用（英国厄·布朗）。
公元1924年
发现恒星运动的不对称性现象（美国斯特隆堡）。
公元1925年
提出河外星系的形态分类法（美国哈勃）。
首次提出银河系由许多次系合成的观点（瑞典林德伯拉特）。
建立疏散星团的分类法（瑞士特朗普勒）。
确定行星状星云光谱中的特殊发射线是在密度非常稀薄状态下氧两次电离所产生的禁线，从而否定了新元素存在的推测（美国鲍温）。
公元1926年
提出造父变星光变的脉动理论（英国爱丁顿）。
第一次国际经度联测。
公元1927年
提出球状星团的分类法（美国沙普勒）。
首次发现恒星的自转（美国奥·斯特鲁维，苏联沙因）。
明确提出用地球自转的不均匀性，以解释月球运动的某些偏差（荷兰德希特）。
公元1929年
提出关于天体起源的引力不稳定理论（英国金斯）。
1930年至1939年
公元1930年
测定月球的辐射和温度（美国爱·珀替、塞·尼科尔逊）。
公元1931年
由光谱分析证认出金星的大气主要成分是二氧化碳（美国华·亚当斯、杜哈姆）。
1931－1933年，从木星、土星等外行星的光谱照片，认识到这些大行星上的大气富有氨、甲烷、氢，从而推测地球形成时大气成分为水、氨、甲烷和氢等（美国斯里弗尔，美籍德国人维尔德）。
公元1932年
从无线电接收中稳定持久的噪声，发现太阳系外银河来的无线电波，开始了射电天文学的研究（美国杨斯基）。
苏联列·兰道用费米气体模型，推测恒星坍缩的质量。
公元1933年
1933－1938年，发现星际介质中含有氰和氢化物的分子（比利时史温斯，加拿大籍德国人赫茨伯格，美国华·亚当斯等）。
第二次国际经度联测。
公元1934年
中国建立南京紫金山天文台。
公元1935年
出版恒星视差总表（美国施莱辛格等）。
公元1936年
进行流星的照相观测，证实流星大多属太阳系，并利用流星观测资料测定地球高空大气的密度（美国维伯尔）。
发现地球自转速率的季节性变化（法国斯多依科）。
公元1937年
德国海德堡天文计算所编制成包括1535个恒星的FK8基本星表。
公元1938年
提出太阳和恒星上氢是核燃料，碳是催化剂，氦是灰烬的热核反应的主要机制，用以阐明它们的能源（美籍德国人贝蒂，美国克里齐菲尔德，德国冯·韦茨萨克）。
编制成包括33342个基本恒星的位置和自行的总星表（美国鲍斯）。
公元1939年
证实地球自转的不均匀性（英国斯宾塞尔·琼斯）。
从仙女座大星云自旋的研究，推算出它的总质量与银河系相当（美国霍·巴布科克）。
1940年至1949年
1937－1940年，建立第一台九米直径的抛物面天线射电望远镜，研究宇宙射电的强度分布，证实银河系中心方向来的射电强度最大（美国雷勃）。
建立黄道光理论（荷兰维伯尔）。
提出日珥形态分类法（美国爱·珀替）。
公元1941年
提出恒星由星际尘埃物质通过辐射压作用凝聚而成的假说（美国斯比茨）。
发现近距双星的物质交换过程（美籍俄国人奥·斯特鲁维）。
证明日冕光谱里的特殊谱线是铁、镍、钙等原子在高度电离时产生的禁线，解决了所谓新元素之谜（瑞典埃德伦）。
公元1942年
英国陆军雷达探测站发现太阳的射电。
提出太阳系起源的电磁学说（瑞典阿尔芬）。
用观测小行星方法精确测定太阳视差值，求得日地之间的精确距离（英国斯宾塞尔·琼斯）。
公元1943年
成功地把仙女座大星云的核心部分及其两个椭圆伴星云分辨为一个个恒星，完全证实河外星云是同银河系一样的庞大天体系统，结束了一百多年关于河外星云本质的争论（美籍德国人巴德）。
提出关于太阳系起源的流体湍流学说（德国魏扎克）。
1943－1946年，提出银河系的各种次系的分类（苏联柯卡金）。
公元1944年
提出太阳系起源的陨星假说（苏联奥·施密特）。
公元1945年
公元1946年
首次大规模使用雷达研究流星雨（英国洛佛耳）。
发现球状体，认为是恒星的胚胎（美籍德国人波克）。
美国第一次用雷达探测月球。
发现第一颗“射电星”，后称“射电源”（英国赫、帕尔桑、杰·菲利浦斯）。
公元1947年
西可特－阿林大陨石在苏联西伯利亚降落。
公元1948年
发现天王星的一个卫星——天王卫五，由东向西逆转（美籍荷兰人柯伊伯）。
发现恒星的磁场（美国巴布科克父子）。
公元1949年
提出恒星演化的物质抛射学说（苏联费森柯夫）。
提出太阳系起源的原行星假说（美籍荷兰人柯伊伯）。
发明射电分频仪（澳大利亚威耳德、马克累迪）。
发现海王星的第二颗卫星——海王卫二（美籍荷兰人柯伊伯）。
提出宇宙起源的原始火球学说（美籍俄国人伽莫夫等）。
1950年至1960年
公元1950年
提出彗星是由一颗大行星崩溃而形成的学说（荷兰欧尔特）。
发现河外星系的射电（英国儿·布朗，澳大利亚哈泽德）。
发现假黄道光（苏联费森柯夫）。
公元1951年
提出关于天体起源的湍流假说（德国魏扎克）。
发现木星的第十二个卫星——木卫十二。它是自东向西逆转（美国塞·尼克耳逊）。
证明银河系有旋涡结构存在（美国威·摩尔根等）。
公元1952年
证实英仙座附近的星协在膨胀（荷兰伯劳乌）。
发明月球照相仪，精确测定月球的位置（美国马科维茨）。
公元1953年
发现本超星系，这是银河系所在的庞大的星系团（法国伏古勒）。
提出关于天体起源的阶层结构假说（英国霍伊耳）。
提出天体起源的引力团聚假说（美国拉依茨）。
编成《恒星视向速度总表》，列出15106个恒星的视向速度等数据（美国赖·威尔逊主编）。
公元1954年
提出星际气体和尘埃的混合物在冲击波作用下形成恒星的机制（荷兰欧尔特）。
公元1955年
第一次接收到来自行星（木星）的射电辐射（英国布尔克、克·富兰克林）。
公元1957年
公元1959年
美国首次探测了太阳的辐射。
苏联发射宇宙火箭击中月球，发现它无磁场和辐射带。
公元1960年
根据1952年第八届国际天文协会决议，从1960年起采用历书时。
20世纪60年代，取得了称为“天文学四大发现”的成就：微波背景辐射、脉冲星、类星体和星际有机分子。而与此同时，人类也突破了地球束缚，可到天空中观测天体。除可见光外，天体的紫外线、红外线、无线电波、X射线、γ射线等都能观测到了。这些使得空间天文学得到巨大发展，也对现代天文学成就产生很大影响。
公元2015年
新视野号拍摄冥王星迄今为止最清晰照片
21世纪
介绍放大倍率
多年来，天文观测手段已从传统的光学观测扩展到了从射电、红外、紫外到X射线和γ射线的全部电磁波段。这导致一大批新天体和新天象的发现：类星体、活动星系、脉冲星、微波背景辐射、星际分子、X射线双星、γ射线源等等，使得天文研究空前繁荣和活跃。
口径2米级的空间望远镜已经进入轨道开始工作。一批口径10米级的光学望远镜将建成。射电方面的甚长基线干涉阵和空间甚长基线干涉仪，红外方面的空间外望远镜设施，X射线方面的高级X射线天文设施等不久都将问世。γ射线天文台已经投入工作。这些仪器的威力巨大，远远超过现有的天文设备。可以预料，这些天文仪器的投入使用必将使天文学注入新的生命力，使人们对宇宙的认识提高到一个新的水平，天文学正处在大飞跃的前夜。
总结
天文学是研究天体、宇宙的结构和发展的自然科学，内容包括天体的构造、性质和运行规律等。
人类生在天地之间，从很早的年代就在探索宇宙的奥秘，因此天文学是一门最古老的科学，它一开始就同人类的劳动和生存密切相关。它同数学、物理、化学、生物、地学同为六大基础学科。
天文学的研究对于我们的生活有很大的实际意义，如授时、编制历法、测定方位等。天文学的发展对于人类的自然观有很大的影响。
天文学的一个重大课题是各类天体的起源和演化。天文学的主要研究方法是观测，不断地创造和改良观测手段，也就成了天文学家们不懈努力的一个课题。
未解决的问题
天文学在对于了解宇宙及其相关特性上，已有很大的进展。但仍有些天文学上的问题找不到解答。若要回答这些问题，可能要有新的地面或太空的天文仪器，也许在理论天文学或是观测天文学上需有新的进展。
是什么导致了宇宙形成？微调宇宙假说是否正确？是正确，这是宇宙自然选择的结果吗？什么造成宇宙暴胀，导致一个均匀的宇宙？为何会有重子不对称性？
第一个星系是如何形成的？超质量黑洞是如何形成的？
什么造成了超高能宇宙射线？
开设院校
本一级学科中，全国具有“博士一级”授权的高校共3所，2012年教育部学科评估有3所参评；还有部分具有“博士二级”授权和硕士授权的高校参加了评估；参评高校共计5所。注：以下得分相同的高校按学校代码顺序排列。
天文[天文学]
发展前景
据了解，国内目前在本科阶段开设天文学专业的大学并不多，仅有南京大学、北京大学、中国科技大学和北京师范大学、广州大学等寥寥几所，而在这个领域工作的研究员也大多是硕博出身，可以说，天文学是一门需要长期研究和扎实的理科功底的学科。天文学是和航天、测地、国防等应用学科有交叉的学科，学生毕业后可在这些领域一展才华。按天文学专业相关职位统计，天文学专业就业前景最好的地区是：武汉。在“天文学类”中排名第 1。
二十世纪以后
二十世纪现代物理学和技术高度发展，并在天文学观测研究中找到了广阔的用武之地，使天体物理学成为天文学中的主流学科，同时促使经典的天体力学和天体测量学也有了新的发展，人们对宇宙及宇宙中各类天体和天文现象的认识达到了前所未有的深度和广度。
天文学就本质上说是一门观测科学。天文学上的一切发现和研究成果，离不开天文观测工具——望远镜及其后端接收设备。在十七世纪之前，人们尽管已制作了不少天文观测仪器，如中国的浑仪、简仪，但观测工作只能靠肉眼。1608年，荷兰人李波尔赛发明了望远镜，1609年伽利略制成第一架天文望远镜，并作出许多重要发现，从此天文学跨入了用望远镜时代。在此后人们对望远镜的性能不断加以改进，以期观测到更暗的天体和取得更高的分辨率。1932年美国人央斯基用他的旋转天线阵观测到了来自天体的射电波，开创了射电天文学。1937年诞生第一台抛物反射面射电望远镜。之后，随着射电望远镜在口径和接收波长、灵敏度等性能上的不断扩展、提高，射电天文观测技术为天文学的发展作出了重要的贡献。
二十世纪后50年中，随着探测器和空间技术的发展以及研究工作的深入，天文观测进一步从可见光、射电波段扩展到包括红外、紫外、X射线和γ射线在内的电磁波各个波段，形成了多波段天文学，并为探索各类天体和天文现象的物理本质提供了强有力的观测手段，天文学发展到了一个全新的阶段。而在望远镜后端的接收设备方面，十九世纪中叶，照相、分光和光度技术广泛应用于天文观测，对于探索天体的运动、结构、化学组成和物理状态起了极大的推动作用，可以说天体物理学正是在这些技术得以应用后才逐步发展成为天文学的主流学科。
著名天文学家
波兰天文学家、日心说的创立者哥白尼(1473年-1543年)。
1572超新星发现者、星图专家第谷(1546年-1601年)。
制成第一架天文望远镜的意大利天文学家伽利略(1564年-1642年)。
德国著名天文学家开普勒(1571年-1630年)。
著名土卫的发现者乔治·卡西尼(1625年-1712年)。
英国天文学家哈雷(1656年-1742年)。
法国天文学家梅西耶(1730年-1817年)。
美国天文学家埃德温·哈勃(1889年-1953年)。
射电天文学的奠基人、从事无线电工作的美国工程师央斯基(1905年-1950年)。
天文望远镜
折射式望远镜
1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。
1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。
需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，许多尝试均以失败告终。
1757年，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是，由于技术方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。
十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。
反射式望远镜
第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用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°角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90°角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。
詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，一面副镜，它们均为凹面镜，副镜置于主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜，这在理论上是正确的，但当时的制造水平却无法达到这种要求，所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。
1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是今最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。
卡塞格林式望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，光学性能也有所差异。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图象清晰；既有卡塞格林焦点，可用来研究小视场内的天体，又可配置牛顿焦点，用以拍摄大面积的天体。因此，卡塞格林式望远镜得到了非常广泛的应用。
赫歇尔是制作反射式望远镜的大师，他早年为音乐师，因为爱好天文，从1773年开始磨制望远镜，一生中制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的望远镜是把物镜斜放在镜筒中，它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。
在反射式望远镜发明后的近200年中，反射材料一直是其发展的障碍：铸镜用的青铜易于腐蚀，不得不定期抛光，需要耗费大量财力和时间，而耐腐蚀性好的金属，比青铜密度高且十分昂贵。1856年德国化学家尤斯图斯·冯·利比希研究出一种方法，能在玻璃上涂一薄层银，经轻轻的抛光后，可以高效率地反射光。这样，就使得制造更好、更大的反射式望远镜成为可能。
1918年末，口径为254厘米的胡克望远镜投入使用，这是由海尔主持建造的。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置，更为重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。
二十世纪二三十年代，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射式望远镜的热情。1948年，美国建造了口径为508厘米望远镜，为了纪念望远镜制造大师海尔，将它命名为海尔望远镜。从设计到制造完成海尔望远镜经历了二十多年，尽管它比胡克望远镜看得更远，分辨能力更强，但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。正如阿西摩夫所说：“海尔望远镜（1948年）就象半个世纪以前的叶凯士望远镜（1897年）一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了。”在1976年前苏联建造了一架600厘米的望远镜，但它发挥的作用还不如海尔望远镜，这也印证了阿西摩夫所说的话。
反射式望远镜有许多优点，比如：没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息，且相对于折射望远镜比较容易制作。但由于它也存在固有的不足：如口径越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。
折反射式望远镜
折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年，德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜，这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。
1940年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反射望远镜，它的两个表面是两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，对玻璃的要求也高一些。
由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点，非常适合业余的天文观测和天文摄影，并且得到了广大天文爱好者的喜爱。
望远镜的集光能力随着口径的增大而增强，望远镜的集光能力越强，就能够看到更暗更远的天体，这其实就是能够看到了更早期的宇宙。天体物理的发展需要更大口径的望远镜。
但是，随着望远镜口径的增大，一系列的技术问题接踵而来。海尔望远镜的镜头自重达14.5吨，可动部分的重量为530吨，而6米镜更是重达800吨。望远镜的自重引起的镜头变形相当可观，温度的不均匀使镜面产生畸变也影响了成象质量。从制造方面看，传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或立方成正比，所以制造更大口径的望远镜必须另辟新径。
自七十年代以来，在望远镜的制造方面发展了许多新技术，涉及光学、力学、计算机、自动控制和精密机械等领域。这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的局限，并且降低造价和简化望远镜结构。特别是主动光学技术的出现和应用，使望远镜的设计思想有了一个飞跃。
从八十年代开始，国际上掀起了制造新一代大型望远镜的热潮。其中，欧洲南方天文台的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主镜采用了薄镜面；美国的Keck I、Keck II和HET望远镜的主镜采用了拼接技术。
优秀的传统望远镜卡塞格林焦点在最好的工作状态下，可以将80%的几何光能集中在0″.6范围内，而采用新技术制造的新一代大型望远镜可保持80%的光能集中在0″.2~0″.4，甚至更好。
下面对几个有代表性的大型望远镜分别作一些介绍：
甚大望远镜
欧洲南方天文台自1986 年开始研制由4台8米口径望远镜组成一台等效口径为16米的光学望远镜。这4台8米望远镜排列在一条直线上，它们均为RC光学系统，焦比是F/2，采用地平装置，主镜采用主动光学系统支撑，指向精度为1″，跟踪精度为0.05″，镜筒重量为100吨，叉臂重量不到120吨。这4台望远镜可以组成一个干涉阵，做两两干涉观测，也可以单独使用每一台望远镜。
已完成了其中的两台，预计于2000年可全部完成。
光谱望远镜
这是我国于1996年开始启动，并于2008年底完成研制并试运行的一架有效通光口径为4米、焦距为20米、视场达20平方度的中星仪式的反射施密特望远镜。它的技术特色是：
1．把主动光学技术应用在反射施密特系统，在跟踪天体运动中作实时球差改正，实现大口径和大视场兼备的功能。
2．球面主镜和反射镜均采用拼接技术。
3．多目标光纤（可达4000根，一般望远镜只有600根）的光谱技术将是一个重要突破。
第二次世界大战结束后，射电天文学脱颖而出，射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用，比如：六十年代天文学的四大发现，类星体，脉冲星，星际分子和宇宙微波背景辐射，都是用射电望远镜观测得到的。射电望远镜的每一次长足的进步都会毫无例外地为射电天文学的发展树立一个里程碑。
六十年代，美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径达305米的抛物面射电望远镜，它是顺着山坡固定在地表面上的，不能转动，这是世界上最大的单孔径射电望远镜。
八十年代以来，欧洲的VLBI网（EVN），美国的VLBA阵，日本的空间VLBI（VSOP）相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。
中国科学院上海天文台和乌鲁木齐天文站的两架25米射电望远镜作为正式成员参加了美国的地球自转连续观测计划（CORE）和欧洲的甚长基线干涉网（EVN），这两个计划分别用于地球自转和高精度天体测量研究（CORE）和天体物理研究（EVN）。这种由各国射电望远镜联合进行长基线干涉观测的方式，起到了任何一个国家单独使用大望远镜都不能达到的效果。
另外，美国国立四大天文台（NARO）研制的100米单天线望远镜（GBT），采用无遮挡（偏馈），主动光学等设计，该天线正在安装中，2000年有可能投入使用。
国际上将联合发展接收面积为1平方公里的低频射电望远镜阵（SKA），该计划将使低频射电观测的灵敏度约有两个量级的提高，有关各国正在进行各种预研究。
在增加射电观测波段覆盖方面，美国史密松天体物理天文台和中国台湾天文与天体物理研究院正在夏威夷建造国际上第一个亚毫米波干涉阵（SMA），它由8个6米的天线组成，工作频率从190GHz到85z，部分设备已经安装。美国的毫米波阵（MMA）和欧洲的大南天阵（LAS）将合并成为一个新的毫米波阵计划――ALMA。这个计划将有64个12米天线组成，最长基线达到10公里以上，工作频率从70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合并顺利，将在2001年开始建造，日本方面也在考虑参加该计划的可能性。
相信这些设备的建成并投入使用将会使射电天文成为天文学的重要研究手段，并会为天文学发展带来难以预料的机会。
我们知道，在地球表面有一层浓厚的大气，由于地球大气中各种粒子与天体辐射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段范围内的天体辐射无法到达地面。人们把能到达地面的波段形象地称为“大气窗口”，这种“窗口”有三个。
光学窗口：这是最重要的一个窗口，波长在300～700纳米之间，包括了可见光波段（400～700纳米），光学望远镜一直是地面天文观测的主要工具。
红外窗口：红外波段的范围在0.7～1000微米之间，由于地球大气中不同分子吸收红外线波长不一致，造成红外波段的情况比较复杂。对于天文研究常用的有七个红外窗口。
射电窗口：射电波段是指波长大于1毫米的电磁波。大气对射电波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的范围内大气几乎是完全透明的，我们一般把1毫米～30米的范围称为射电窗口。
大气对于其它波段，比如紫外线、X射线、γ射线等均为不透明的，在人造卫星上天后才实现这些波段的天文观测。
红外望远镜
最早的红外观测可以追溯到十八世纪末。但是，由于地球大气的吸收和散射造成在地面进行的红外观测只局限于几个近红外窗口，要获得更多红外波段的信息，就必须进行空间红外观测。现代的红外天文观测兴盛于十九世纪六、七十年代，当时是采用高空气球和飞机运载的红外望远镜或探测器进行观测。
1983年1月23日由美英荷联合发射了第一颗红外天文卫星IRAS。其主体是一个口径为57厘米的望远镜，主要从事巡天工作。IRAS的成功极大地推动了红外天文在各个层次的发展。直到现今，IRAS的观测源仍然是天文学家研究的热点目标。
1995年11月17日由欧洲、美国和日本合作的红外空间天文台（ISO）发射升空并进入预定轨道。ISO的主体是一个口径为60厘米的R-C式望远镜，它的功能和性能均比IRAS有许多提高，它携带了四台观测仪器，分别实现成象、偏振、分光、光栅分光、F－P干涉分光、测光等功能。与IRAS相比， ISO从近红外到远红外，更宽的波段范围；有更高的空间分辨率；更高的灵敏度（约为IRAS的100倍）；以及更多的功能。
ISO的实际工作寿命为30个月，对目标进行定点观测（IRAS的观测是巡天观测），这能有的放矢地解决天文学家提出的问题。预计在今后的几年中，以ISO数据为基础的研究将会成为天文学的热点之一。
从太阳系到宇宙大尺度红外望远镜与光学望远镜有许多相同或相似之处，因此可以对地面的光学望远镜进行一些改装，使它能同时也可从事红外观测。这样就可以用这些望远镜在月夜或白天进行红外观测，更大地发挥观测设备的效率。
紫外望远镜
紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，观测波段为3100～100埃。紫外观测要放在150公里的高度才能进行，以避开臭氧层和大气的吸收。第一次紫外观测是用气球将望远镜载上高空，以后用了火箭，航天飞机和卫星等空间技术才使紫外观测有了真正的发展。
紫外波段的观测在天体物理上有重要的意义。紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，在历史上紫外和可见光的划分界限在3900埃，当时的划分标准是肉眼能否看到。现代紫外天文学的观测波段为3100～100埃，和X射线相接，这是因为臭氧层对电磁波的吸收界限在这里。
1968年，美国发射了OAO-2，之后欧洲也发射了TD-1A，它们的任务是对天空的紫外辐射作一般性的普查观测。被命名为哥白尼号的OAO-3于1972年发射升空，它携带了一架0.8米的紫外望远镜，正常运行了9年，观测了天体的950～3500埃的紫外谱。
1978年，发射了国际紫外探测者（IUE），虽然其望远镜的口径比哥白尼号小，但检测灵敏度有了极大的提高。IUE的观测数据成为重要的天体物理研究资源。
1999年6月24日，FUSE卫星发射升空，这是NASA的“起源计划”项目之一，其任务是要回答天文学有关宇宙演化的基本问题。
X射线望远镜
X射线辐射的波段范围是0.01-10纳米，其中波长较短（能量较高）的称为硬X射线，波长较长的称为软X射线。天体的X射线是根本无法到达地面的，因此只有在六十年代人造地球卫星上天后，天文学家才获得了重要的观测成果，X射线天文学才发展起来。早期主要是对太阳的X射线进行观测。
1962年6月，美国麻省理工学院的研究小组第一次发现来自天蝎座方向的强大X射线源，这使非太阳X射线天文学进入了较快的发展阶段。七十年代，高能天文台1号、2号两颗卫星发射成功，首次进行了X射线波段的巡天观测，使X射线的观测研究向前迈进了一大步，形成对X射线观测的热潮。进入八十年代以来，各国相继发射卫星，对X射线波段进行研究：
1987年，日本的X射线探测卫星GINGA发射升空；
1990年6月，伦琴X射线天文卫星（简称ROSAT）进入地球轨道，为研究工作取得大批重要的观测资料，它已基本完成预定的观测任务；
1990年12月，“哥伦比亚”号航天飞机将美国的“宽带X射线望远镜”带入太空进行了为期9天的观测；
1993年2月，日本的“飞鸟”X射线探测卫星由火箭送入轨道；
1996年，美国发射了“X射线光度探测卫星”（XTE），
1999年7月23日，美国成功发射了高等X射线天体物理设备（CHANDRA）中的一颗卫星，另一颗将在2000年发射；
2000年，日本也将发射一颗X射线的观测设备。
以上这些项目和计划表明，未来几年将会是一个X射线观测和研究的高潮。
γ射线望远镜
γ射线比硬X射线的波长更短，能量更高，由于地球大气的吸收，γ射线天文观测只能通过高空气球和人造卫星搭载的仪器进行。
1991年，美国的康普顿（γ射线）空间天文台（Compton GRO或CGRO）由航天飞机送入地球轨道。它的主要任务是进行γ波段的首次巡天观测，同时也对较强的宇宙γ射线源进行高灵敏度、高分辨率的成象、能谱测量和光变测量，取得了许多有重大科学价值的结果。
CGRO配备了4台仪器，它们在规模和性能上都比以往的探测设备有量级上的提高，这些设备的研制成功为高能天体物理学的研究带来了深刻的变化，也标志着γ 射线天文学开始逐渐进入成熟阶段。CGRO携带的四台仪器分别是：爆发和暂时源实验（BATSE），可变向闪烁光谱仪实验（OSSE），1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL）。
受到康普顿空间天文台成功的鼓舞，欧洲和美国的科研机构合作制订了一个新的γ射线望远镜计划－INTEGRAL，准备在2001年送入太空，它的上天将为康普顿空间天文台之后的γ射线天文学的进一步发展奠定基础。
空间望远镜
这是由美国宇航局主持建造的四座巨型空间天文台中的第一座，也是所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受到公众注目的一项。它筹建于1978年，设计历时7年，1989年完成，并于1990年4月25日由航天飞机运载升空，耗资30亿美元。但是由于人为原因造成的主镜光学系统的球差，不得不在1993 年12月2日进行了规模浩大的修复工作。成功的修复使HST性能达到甚至超过了原先设计的目标，观测结果表明，它的分辨率比地面的大型望远镜高出几十倍。
HST对国际天文学界的发展有非常重要的影响。
二十一世纪初的空间天文望远镜：
“下一代大型空间望远镜”（NGST）和“空间干涉测量飞行任务”（SIM）是NASA“起源计划”的关键项目，用于探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星团。其中，NGST是大孔径被动制冷望远镜，口径在4～8米之间，是HST和SIRTF（红外空间望远镜）的后续项目。它强大的观测能力特别体现于光学、近红外和中红外的大视场、衍射限成图方面。将运行于近地轨道的SIM采用迈克尔干涉方案，提供毫角秒级精度的恒星的精密绝对定位测量，同时由于具有综合成图能力，能产生高分辨率的图象，所以可以用于实现搜索其它行星等科学目的。
“天体物理的全天球天体测量干涉仪”（GAIA）将会在对银河系的总体几何结构及其运动学做全面和彻底的普查，在此基础上开辟广阔的天体物理研究领域。GAIA采用Fizeau干涉方案，视场为1°。GAIA和SIM的任务在很大程度上是互补的。
月基天文台
由于无人的空间天文观测只能依靠事先设计的观测模式自动进行，非常被动，如果在月球表面上建立月基天文台，就能化被动为主动，大大提高观测精度。“阿波罗16号”登月时宇航员在月面上拍摄的大麦哲伦星云照片表明，月面是理想的天文观测场所。建立月基天文台具有以下优点：
1．月球上为高度真空状态，比空间天文观测设备所处还要低百万倍。
2．月球为天文望远镜提供了一个稳定、坚固和巨大的观测平台，在月球上观测只需极简单的跟踪系统。
4．月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，这会给天文台的建造带来方便。另外，在地球上所有影响天文观测的因素，比如大气折射、散射和吸收，无线电干扰等，在月球上均不存在。
美国、欧洲和日本都计划在未来的几年内再次登月并在月球上建立永久居住区，可以预料，人类在月球上建立永久性基地后，建立月基天文台是必然的。
对于天文和天体物理的科研领域来讲，空间观测项目无论从人员规模上还是经费上都是相当可观的，如世界上最大的地面光学望远镜象Keck的建设费用（7000~9000万美元）只相当于一颗普通的空间探测卫星的研制和发射费用。并且，空间天文观测的难度高，仪器的接收面积小，运行寿命短，难于维修，所以它并不能取代地面天文观测。在二十一世纪，空间观测与地面观测将是天文观测相辅相成的两翼。
开普勒定律
相关理论
大爆炸宇宙学（Big-bang Cosmology）是现代宇宙系中最有影响的一种学说。与其他宇宙模型相比，它能说明较多的观测事实。它的主要观点是认为我们的宇宙曾有一段从热到冷的演化史。在这个时期里，宇宙体系并不是静止的，而是在不断地膨胀，使物质密度从密到稀地演化。这一从热到冷、从密到稀的过程如同一次规模巨大的爆发。
根据大爆炸宇宙学的观点，大爆炸的整个过程是：在宇宙的早期，温度极高，在100亿度以上。物质密度也相当大，整个宇宙体系达到平衡。宇宙间只有中子、质子、电子、光子和中微子等一些基本粒子形态的物质。但是因为整个体系在不断膨胀，结果温度很快下降。当温度降到10亿度左右时，中子开始失去自由存在的条件，它要么发生衰变，要么与质子结合成重氢、氦等元素；化学元素就是从这一时期开始形成的。温度进一步下降到100万度后，早期形成化学元素的过程结束（见元素合成理论）。
宇宙间的物质主要是质子、电子、光子和一些比较轻的原子核。当温度降到几千度时，辐射减退，宇宙间主要是气态物质，气体逐渐凝聚成气云，再进一步形成各种各样的恒星体系，成为我们今看到的宇宙。大爆炸模型能统一地说明以下几个观测事实：
（1）大爆炸理论主张所有恒星都是在温度下降后产生的，因而任何天体的年龄都应比自温度下降到今这一段时间为短，即应小于137亿年。各种天体年龄的测量证明了这一点。
（3）在各种不同天体上，氦丰度相当大，而且大都是30%。用恒星核反应机制不足以说明为什么有如此多的氦。而根据大爆炸理论，早期温度很高，产生氦的效率也很高，则可以说明这一事实。
（4）根据宇宙膨胀速度以及氦丰度等，可以具体计算宇宙每一历史时期的温度。大爆炸理论的创始人之一伽莫夫曾预言，今宇宙已经很冷，只有绝对温度几度。1965年，果然在微波波段上探测到具有热辐射谱的微波背景辐射，温度约为3K。
此外还有稳恒态宇宙学，等级式宇宙学，反物质宇宙学，暴胀宇宙学。
参考资料
[1]
2012年全国高校学科评估结果 · 学位与研究生教育信息网[引用日期2013-06-13]
[2]
世界十二个古天文台：英国巨石阵 · 新浪网[引用日期2013-03-13]
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