天文小課題

❶ 天文小實驗附表

日全食實驗
活動名稱:日全食實驗
活動目的：觀測日全食時的小孔成象
活動時間2009年7月22日. 地點:武漢長江大橋。.

活動過程:1:准備器具(天文望遠鏡,巴德膜,日食鏡，白紙，剪刀，支架).2:用天文望遠鏡對准太陽,准備觀測.3:用支架把白紙撐起來；4：用剪刀把另一張白紙剪個孔，對准支架；5：觀測支架上的白紙上的日全食投影。

❷ 天文小知識

天文知識

黑洞
有的天體的質量十分巨大，因而引力極強，沒有任何東西能從該處逃逸，甚至光線也不例外。沒有光線返回，眼睛無法看到物體，所以稱之為「黑洞」。

黃道
地球上的人看太陽於一年內在恆星之間所走的視路徑，即地球的公轉軌道平面和天球相交的大圓黃道和天赤道成23度26分的角，相交於春分點和秋分點。

黃極
天球上與黃道角距離都是90度的兩點，靠近北天極的叫「北黃極」。黃極與天極的角距離等於黃赤交角。北黃極在天龍座 與 兩星聯線的中央。

黃道帶
天球上黃道兩邊各8度（共寬16度）的一條帶。日、月和主要行星的運 行路徑都處在黃道帶內。古人為了表示太陽在黃道上的位置。把黃道分為十二段，叫「黃道十二宮」。從春分起依次為白羊、金牛、雙子、巨蟹、獅子、室女、天秤、天蠍、人馬、摩羯、寶瓶和雙魚。過去的黃道十二宮和黃道十二星座一致。由於春分點向西移動，兩千年前在白羊座中的春分點已移至雙魚座，命名與星座已不吻合。

三垣
包括紫微垣、太微垣、天市垣。紫微垣包括北天極附近的天區，大體相當於拱極星區；太微垣包括室女、後發、獅子等星座的一部分；天市垣包括蛇夫、武仙、巨蛇、天鷹等星座的一部分。

二十八宿
二十八宿分：東方七宿,西方七宿,南方七宿,北方七宿。二十八宿又稱為二十八星或二十八舍。最初是古人為比較日、月、金、木、水、火、土的運動而選擇的二十八個星官，作為觀測時的標記。「宿」的意思和黃道十二宮的「宮」類似，表示日月五星所在的位置。到了唐代，二十八宿成為二十八個天區的主體，這些天區仍以二十八宿的名稱為名稱，和三垣的情況不同，作為天區，二十八宿主要是為了區劃星官的歸屬。二十八宿從角宿開始，自西向東排列，與日、月視運動的方向相同。

東方七宿
角、亢、氐、房、心、尾、萁；北方七宿：斗、牛（牽牛）、女（須女）、虛、危、室（營室）、壁（東壁）

西方七宿
奎、婁、胃、昴、畢、觜、參

南方七宿
井（東井）、鬼（輿鬼）、柳、星（七星）、張、翼、軫。

北方七宿
斗、牛、女、虛、危、室、壁

輔官或輔座
此外還有貼近這些星官與它們關系密切的一些星官，如墳墓、離宮、附耳、伐、 鉞、積屍、右轄、左轄、長沙、神宮等，分別附屬於房、危、室、畢、參、井、鬼、軫、尾等宿內，稱為輔官或輔座。唐代的二十八宿包括輔官或輔座 星在內總共有星183顆。

宇宙速度
是指從地面向宇宙發射人造天體必須具備的初始速度。

第一宇宙速度
人們將7.9公里/每秒的速度稱為「第一宇宙速度」，又稱「環繞速度」，低於這個速度，物體就會在重力的作用下返回地球。

第二宇宙速度
如果我們把速度加大，直到11.2公里/每秒，這個人造衛星就可以不受地球吸引力的影響，而到太陽系內的行星際空間旅行。人們稱11.2公里/每秒的速度為「第二宇宙速度」

第三宇宙速度
如果我們還想讓人造衛星飛出太陽系，到其他星球去旅行，那就必須把速度加大到16.7公里/每秒，這個速度稱為「第三宇宙速度」。

平年與閏年 由於一回歸年的天數不是整數,所以每年的天數是不一樣的,有的是365天,有的是366天。一年的天數是366天的年份稱為「閏年」,是365天的稱為「平年」。「閏年」的二月比「平年」多1天,其他月份都是一樣的。一般來說,能被4整除的年份是「閏年」．如果年份是整百的,則要能被400整除的才是「閏年」。
閏月 農歷與公歷一年所包含的天數不同，公歷一年大約有365天，農歷一年有354天。為了使兩者的一年的天數相同,所以農歷有的年份要加一個月,增加的這個月叫「閏月」。因為公歷的一年比農歷的一年只多約11天,所以不能每年都加閏月,大約19年有7個閏月。
回歸年 地球繞太陽運行一周所用的時間叫回歸年。一回歸年為365天5小時48分46秒（合365.24219天）

❸ 恆星的天文科學小知識有哪些

恆星的知識

恆星是由熾熱氣體組成的，是能自己發光的球狀或類球狀天體。由於恆星離我們太遠，不藉助於特殊工具和方法，很難發現它們在天上的位置變化，因此古代人把它們認為是固定不動的星體。我們所處的太陽系的主星太陽就是一顆恆星。
1.1恆星演化
恆星結構恆星都是氣體星球。晴朗無月的夜晚，且無光污染的地區，一般人用肉眼大約可以看到6000多顆恆星。藉助於望遠鏡，則可以看到幾十萬乃至幾百萬顆以上。估計銀河系中的恆星大約有1500-2000億顆。恆星的兩個重要的特徵就是溫度和絕對星等。大約100年前，丹麥的艾依納爾·赫茨普龍(Einar Hertzsprung)和美國的享利·諾里斯·羅素(Henry Norris Russell )各自繪制了查找溫度和亮度之間是否有關系的圖，這張關系圖被稱為赫羅圖，或者H—R圖。在H-R圖中，大部分恆星構成了一個在天文學上稱作主星序的對角線區域。在主星序中，恆星的絕對星等增加時，恆星的演變其表面溫度也隨之增加。90%以上的恆星都屬於主星序，太陽也是這些主星序中的一顆。巨星和超巨星處在H—R圖的右側較高較遠的位置上。白矮星的表面溫度雖然高，但亮度不大，所以他們只處在該圖的中下方。
1.2恆星演化
恆星在其生命期內（發光與發熱的期間）的連續變化。生命期則依照星體大小而有所不同。單一恆星的演化並沒有辦法完整觀察，因為這些過程可能過於緩慢以致於難以察覺。因此天文學家利用觀察許多處於不同生命階段的恆星，並以計算機模型模擬恆星的演變。 天文學家赫茨普龍和哲學家羅素首先提出恆星分類與顏色和光度間的關系。恆星——赫羅圖系，建立了被稱為「赫-羅圖的」恆星演化關系，揭示了恆星演化的秘密。「赫-羅圖」中，從左上方的高溫和強光度區到右下的低溫和弱光區是一個狹窄的恆星密集區，我們的太陽也在其中；這一序列被稱為主星序，90%以上的恆星都集中於主星序內。在主星序區之上是巨星和超巨星區；左下為白矮星區。
1.3恆星形成
在宇宙發展到一定時期，宇宙中充滿均勻的中性原子氣體雲，大體積氣體雲由於自身引力而不穩定造成塌縮。這樣恆星便進入形成階段。在塌縮開始階段，氣體雲內部壓力很微小，物質在自引力作用下加速向中心墜落。當物質的線度收縮了幾個數量級後，情況就不同了，一方面，氣體的密度有了劇烈的增加，另一方面，由於失去的引力位能部分的轉化成熱能，氣體溫度也有了很大的增加，氣體的壓力正比於它的密度與溫度的乘積，因而在塌縮過程中，壓力增長更快，這樣，在氣體內部很快形成一個足以與自引力相抗衡的壓力場，這壓力場最後制止引力塌縮，從而建立起一個新的力學平衡位形，稱之為星坯。 星坯的力學平衡是靠內部壓力梯度與自引力相抗衡造成的，而壓力梯度的存在卻依賴於內部溫度的不均勻性（即星坯中心的溫度要高於外圍的溫度），因此在熱學上，這是一個不平衡的系統，熱量將從中心逐漸地向外流出。這一熱學上趨向平衡的自然傾向對力學起著削弱的作用。於是星坯必須緩慢的收縮，以其引力位能的降低來升高溫度，從而來恢復力學平衡；同時也是以引力位能的降低，來提供星坯輻射所需的能量。這就是星坯演化的主要物理機制。
最新觀測發現S1020549恆星下面我們利用經典引力理論大致的討論這一過程。考慮密度為ρ、溫度為T、半徑為r的球狀氣雲系統，氣體熱運動能量：ET= RT= T (1) 將氣體看成單原子理想氣體，μ為摩爾質量，R為氣體普適常數。為了得到氣雲球的的引力能Eg，想像經球的質量一點點移到無窮遠，將球全部移走場力作的功就等於-Eg。當球質量為m，半徑為r時，從表面移走dm過程中場力做功：dW=- =-G( )1/3m2/3dm(2) 所以：-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3。於是：Eg=- (2)。氣體雲的總能量： E=ET+EG (3)。靈魂星雲將形成新的行星熱運動使氣體分布均勻，引力使氣體集中。現在兩者共同作用。當E>0時熱運動為主，氣雲是穩定的，小的擾動不會影響氣雲平衡；當E<0時，引力為主，小的密度擾動產生對均勻的偏離，密度大處引力增大，使偏離加強而破壞平衡，氣體開始塌縮。由E≤0得到產生收縮的臨界半徑：(4) 相應的氣體雲的臨界質量為：(5) 原始氣雲密度小，臨界質量很大。所以很少有恆星單獨產生，大部分是一群恆星一起產生成為星團。球形星團可以包含10^5→10^7個恆星，可以認為是同時產生的。 我們已知：太陽質量：MΘ=2×10^33,半徑R=7×10^10,我們帶入(2)可得出太陽收縮到今天這個狀態以釋放的引力能。太陽的總光度L=4×10^33erg.s-1如果這個輻射光度靠引力為能源來維持，那麼持續的時間是：很多證明表明，太陽穩定的保持著今天的狀態已有5×10^9年了，因此，星坯階段只能是太陽形成像今天這樣的穩定狀態之前的一個短暫過渡階段。這樣提出新問題，星坯引力收縮是如何停止的？此後太陽輻射又是以什麼為能源？
1.4恆星穩定期
主序星階段在收縮過程中密度增加，我們知道ρ∝r-3，由式(4),rc∝r3/2,所以rc比 r減小的更快，收縮氣雲的一部分又達到新條件下的臨界，小擾動可以造成新的局部塌縮。如此下去在一定的條件下，大塊氣雲收縮為一個凝聚體成為原恆星，原恆星吸附周圍氣雲後繼續收縮，表面溫度不變，中心溫度不斷升高，引起溫度、密度和氣體成分的各種核反應。產生熱能使氣溫升的極高，氣體壓力抵抗引力使原恆星穩定下來成為恆星，恆星的演化是從主序星開始的。
哈勃觀測到兩顆燃燒劇烈的超級恆星恆星的成份大部分是H和He，當溫度達到104K以上，即粒子的平均熱動能達1eV以上，氫原子通過熱碰撞就充分的電離了（氫的電離能是13.6eV），在溫度進一步升高後，等離子氣體中氫核與氫核的碰撞就可能引起核反應。對純氫的高溫氣體，最有效的核反應系列是所謂的P-P鏈：其中主要是2D(p,γ)3He反應。D含量只有氫的10-4左右，很快就燃完了。
如果開始時D比3He含量多，則反應生成的3H可能就是恆星早期3He的主要來源，由於對流到達恆星表面的這種3He,有可能還保留到現在。 Li,Be,B等輕核和D一樣結合能很低，含量只是H 的2×10-9K左右，當中心溫度超過3×106K就開始燃燒，引起（p,α）和（p,α）反應，很快成為3He和4He。中心溫度達到107K，密度達到 105kg/m3左右時，產生的氫轉化為He的41H→4He過程。這主要是p-p和CNO循環。同時含有1H和4He是發生p-p鏈反應，有以下三個分支組成：p-p1(只有1H) p-p2(同時有1H、4He) p-p3或假設1H 和4He的重量比相等。隨溫度升高，反應從p-p1逐漸過渡到p-p3，而當T>1.5×107K時，恆星中燃燒H的過程就可過渡到以CNO循環為主了。
當恆星內混雜有重元素C和N時，他們能作為觸媒使1H變為4He，這就是CNO循環，CNO循環有兩個分支：或總反應率取決於最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反應分支比約為2500：1。
這個比值幾乎與溫度無關，所以在2500次CNO循環中有一次是CNO-2。在p-p鏈和CNO循環過程中，凈效果是H燃燒生成He。在釋放出的26.7MeV能量中，大部分消耗給恆星加熱和發光，成為恆星的主要來源。
前面我們提到恆星的演化是從主星序開始的，那麼什麼是主星序呢？等H穩定地燃燒為He時，恆星就成了主序星。人們發現有百分之八十至九十的恆星都是主序星，他們共同特徵是核心區都有氫正在燃燒，他們的光度、半徑和表面溫度都有所不同，後來證明：主序星的定量上差別主要是質量不同，其次是他們的年齡和化學成份，太陽這段歷程約千萬年。
觀察到的主序星的最小質量大約為0.1M。模型計算表明，當質量小於0.08M時，星體的收縮將達不到氫的點火溫度，從而形不成主序星，這說明對於主序星它有一個質量下限。觀察到的主序星的最大質量大約是幾十個太陽質量。理論上講，質量太大的恆星輻射很強，內部的能量過程很劇烈，因此結構也越不穩定。但是理論上沒有一個質量的絕對上限。
當對某一星團作統計分析時，人們卻發現主序星有一個上限，這說明什麼？我們知道，主序星的光度是質量的函數，這函數可分段的用冪式表示：L∝Mν。其中υ不是一個常數，它的值大概在3.5到4.5之間。M大反映主序星中可供燃燒的質量多，而L大反映燃燒的快，因此主序星的壽命可近似用M與L的商標來標志：T∝M-(ν-1)即主序星壽命隨質量增大而按冪律減小，如果整個星團已存在的年齡為T，那就可以由T與M的關系式求出一個截止質量MT。質量大於MT的主序星已結束核心的H燃燒階段而不是主序星了，這就是觀察到由大量同年齡星組成的星團有上限的原因。 現在我們就討論觀測到的恆星中大部分是主序星的原因，表1根據一25M的恆燃燒階段點火溫度(K) 中心溫度(g. cm-3) 持續時間(yr)H:4×107 4 7×106。He:2×108 6×102 5×105。C:7×108 6×105 5×102。Ne:1.5×109 4×106。Si:3.5×109 1×108 3×10-3。燃燒階段的總壽命7.5×106。
星演化模型，列出了各種元素的點火溫度及燃燒所持續的時間。從表上看出，原子序數大的核有更高的點火溫度，Z大的核不僅難於點火，點火後燃燒也更劇烈，因此燃燒持續的的時間也就更短。這顆25M的表1 25M恆星演化模型，模型星的燃燒階段的總壽命為7.5×106年，而其中百分之九十以上的時間是氫燃燒階段，即主星序階段。從統計角度講，這表明找到一顆處於主星序階段的恆星幾率要大。這正是觀察到的恆星大多數為主序星的基本原因。
1.5恆星晚年
主序後的演化由於恆星形成是它的主要成份是氫，而氫的點火溫度又比其他元素都低，所以恆星演化的第一階段總是氫的燃燒階段，即主序階段。在主序階段，恆星內部維持著穩衡的壓力分布和表面溫度分布，所以在整個漫長的階段，它的光度和表面溫度都只有很小的變化。下面我們討論，當星核區的氫燃燒完畢後，恆星有將怎麼進一步演化？
恆星在燃燒盡星核區的氫之後，就熄火，這時核心區主要是氦，它是燃燒的產物，外圍區的物質主要是未經燃燒的氫，核心熄火後恆星失去了輻射的能源，它便要引力收縮是一個起關鍵作用的因素。一個核燃燒階段的結束，表明恆星內各處溫度都已低於在該處引起點火所需要的溫度，引力收縮將使恆星內各處的溫度升高，這實際上是尋找下一次核點火所需要的溫度，引力收縮將使恆星內各處的溫度全面的升高，主序後的引力收縮首先點著的不是核心區的氦（它的點火溫度高的太多），而是核心與外圍之間的氫殼，氫殼點火後，核心區處於高溫狀態，而仍沒核能源，它將繼續收縮。這時，由於核心區釋放的引力位能和燃燒中的氫所釋放的核能，都需要通過外圍不燃燒的氫層必須劇烈地膨脹，即讓介質輻射變得更透明。而氫層膨脹又使恆星的表面溫度降低了，所以這是一個光度增加、半徑增加、而表面變冷的過程，這個過程是恆星從主星序向紅巨星過渡，過程進行到一定程度，氫區中心的溫度將達到氫點火的溫度，於是又過渡到一個新階段--氦燃燒階段。在恆星中心發生氦點火前，引力收縮以使它的密度達到了103g. cm-3的量級，這時氣體的壓力對溫度的依賴很弱，那麼核反應釋放的能量將使溫度升高，而溫度升高反過來又加劇核反應速率，於是一旦點火，很快就會燃燒的十分劇烈，以至於爆炸，這種方式的點火稱為「氦閃光」，因此在現象上會看到恆星光度突然上升到很大，後來又降的很低。
另一方面，當引力收縮時它的密度達不到103g. cm-3量級，此時氣體的壓力正比與溫度，點火溫度升高導致壓力升高，核燃燒區就會有所膨脹，而膨脹導致溫度降低，因此燃燒就能穩定的進行，所以這兩種點火情況對演化進程的影響是不同的。 恆星在發生「氦閃光」之後又怎麼演變呢？閃光使大量能量的釋放很可能把恆星外層的氫氣都吹走，剩下的是氦的核心區。氦核心區因膨脹而減小了密度，以後氦就有可能在其中正常的燃燒了。氦燃燒的產物是碳，在氦熄火後恆星將有一個碳核心區氦外殼，由於剩下的質量太小引力收縮已不能達到碳的點火溫度，於是它就結束了以氦燃燒的演化，而走向熱死亡。
由於引力塌縮與質量有關，所以質量不同的恆星在演化上是有差別的。M<0.08M的恆星：氫不能點火，它將沒有氦燃燒階段而直接走向死亡。0.08<M<0.35M的恆星：氫能點火，氫熄火後，氫核心區將達不到點火溫度，從而結束核燃燒階段。0.35<M<2.25M的恆星：它的主要特徵是氦會點火而出現"氦閃光"。2.25<M<4M的恆星：氫熄火後氦能正常地燃燒，但熄火後，碳將達不到點火溫度。這里的反應有：在He反應初期,溫度達到108K量級時，CNO循環產生的13C，17O能和4He發生新的(α，n)反應，形成16O和20Ne，在He反應進行了很長時間後，20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na中的21Na以及14N吸收兩個4He形成的22Ne能發生(α，n)反應形成24Mg和25Mg等，這些反應作為能源並不重要，但發出的中子可進一步發生中子核反應。4<M<8→10M的恆星，這是一個情況不清楚的范圍，或許碳不能點火，或許出現"碳閃光"，或許能正常地燃燒，因為這是最後的中心溫度已較高，一些較敏感的因素，如：中微子的能量損失把情況弄得模糊了。He反應結束後，當中心溫度達到109K時，開始發生C,O,Ne 燃燒反應，這主要是C-C反應，O-O反應，以及20Ne的γ，α反應：8→10M<M的恆星：氫、氦、碳、氧、氖、硅都能逐級正常燃燒。最後在中心形成一個不能在釋放能量的核心區，核心區外面是各種能燃燒而未燒盡的氫元素殼層。核燃燒階段結束時，整個恆星呈現由內至外分層（Fe,Si,Mg,Ne,O,C,He,H）結構。

❹ 小學生必須知道的天文知識 （簡單的）

宇宙概況，大爆炸學說
基本天體:恆星、行星、衛星、小行星、彗星、黑洞
星系:銀河系、太陽系
太陽系八大行星、冥王星、小行星帶
太陽概況、月球概況、月食、日食
星座、流星雨
地球概況
天文望遠鏡知識。

❺ 高中天文課題研究什麼好

天文學可研究的方面非常多，研究什麼就看你個人的興趣了，還有你的導師所專精的領域。
我去年（高一）被推薦到國家天文台的一位首席研究員那裡進行科研實踐，他是緻密天體和彌漫介質研究團組的。我在他和他的博士生的指導下，研究了一個關於活動星系核的課題。
如果你腦子里還沒什麼准主意，我建議你翻翻《基礎天文學》一類的天文教材，大致了解一下。

❻ 高中生研究性學習可以涉足天文領域嗎

LZ 什麼天王星的形成 這的確太大了 你研究不來的
你可以選一些已經有明確答案 而且難度比較小 力所能及的課題 這樣才有鍛煉的意義

另外天文的東西 你沒有條件實驗 那你要怎麼研究
只有觀測這條路了
選一些觀測可以解決的課題就行

❼ 天文學的研究手段有哪些

天文學的研究方法主要是依靠觀測。前面我們已經說過，天文學研究的是天體現象，對於天體來說，它的大小、尺度、形成時間和物理特性都是我們無法想像的，在地面試驗室更是難以模擬。

因此不斷的創造和優化觀測手段，也就成了天文學家們不懈努力的又一個課題。古往今來天文學上的一切發現和研究成果，都離不開一種天文觀測工具——望遠鏡及其後端接收設備。

17世紀之前，人們盡管已製作了不少如中國的渾天儀、簡儀等天文觀測儀器，但觀測工作並不理想，還是只能靠肉眼。直到第一架天文望遠鏡在1609年製成，伽利略通過它取得了許多重要發現，天文學才跨入瞭望遠鏡時代。

但人類並沒有因此而懈怠，而是對望遠鏡的性能不斷加以改進優化，以期望能觀測到更暗的大體，獲得更高的解析度。1937年誕生了第一台拋物反射面射電望遠鏡。

在望遠鏡後端的接收設備方面，到了近代，在天文觀測中照相、分光等技術起了極大的作用，可以說這些沒備直接推動了天體物理學成為天文學的主流學科。

另外，1932年美國人央斯基用他的旋轉天線陣觀測到了來自天體的射電波，開創了射電天文學。之後，隨著對射電望遠鏡的性能的不斷優化改進，射電天文技術在天文史上作出了很多貢獻。

20世紀後50年中，隨著科技的不斷進步以及各種研究工具的改良，天文觀測不斷擴展，不再僅限於可見光、射電波段，還包括紅外、紫外、X射線和Y射線在內的電磁波各個波段，形成了多波段天文學，由此引出的多種探測方法和手段也不斷出現。例如氣球、火箭、人造衛星等等，這些設備都為探索各類天體和天文現象的物理本質提供了強有力的觀測手段，也預示著天文學發展到丁，一個全新的階段。

❽ 射電天文學的研究課題

值得注意的是，應用射電天文手段觀測到的天體，往往與天文世界中能量的迸發有關：規模最「小」的如太陽上的局部爆發、一些特殊恆星的爆發，較大的如演化到晚期的恆星的爆炸，更大的如星系核的爆發等等，都有強烈的射電反應。而在宇宙中能量迸發最劇烈的天體，包括射電星系和類星體，每秒鍾發出的無線電能量估計可達太陽全部輻射的一千億倍乃至百萬億倍以上。這類天體有的包含成雙的射電源，有的伸展到周圍很遠的空間。有些處在核心位置的射電雙源，以視超光速的速度相背飛離。這些發現顯然對於研究星系的演化具有重大的意義。高能量的河外射電天體，即使處在非常遙遠的地方，也可以用現代的射電望遠鏡觀測到。這使得射電天文學探索到的宇宙空間達到過去難以企及的深處。
這一類宇宙無線電波都屬於「非熱輻射」，有別於光學天文中常見的熱輻射(見熱輻射和非熱輻射)。對於星系和類星體，非熱輻射的主要起因，是大量電子以接近於光速的速度在磁場中的運動。許多觀測事實都支持這種見解。但是，這些射電天體如何產生並不斷釋放這樣巨大的能量，而這種能量如何激起大量近於光速的電子，則是當前天文學和物理學中需要解決的重大課題。天體無線電波還可能來自其他種類的非熱輻射。日冕中等離子體波轉化成的等離子體輻射就是一例。而在光學天文中所熟悉的那些輻射，也同樣能夠在無線電波段中產生。例如，太陽上的電離大氣以及銀河系的電離氫區所發出的熱輻射，都是理論上預計到的。微波背景的2.7K熱輻射，雖然是一個驚人的發現，但它的機制卻是眾所熟知的。
光譜學在現代天文中的決定性作用，促使人們尋求無線電波段的天文譜線。五十年代初期，根據理論計算，測到了銀河系空間中性氫21厘米譜線。後來，利用這條譜線進行探測，大大增加了人們對於銀河系結構（特別是旋臂結構）和一些河外星系結構的知識。氫譜線以外的許多射電天文譜線是最初沒有料到的。1963年測到了星際羥基的微波譜線。六十年代末又陸續發現了氨、水和甲醛等星際分子射電譜線。在七十年代，主要依靠毫米波（以及短厘米波）射電天文手段發現的星際分子迅速增加到五十多種，所測到的分子結構愈加復雜，有的鏈長超過10個原子。這些分子大部分集中在星雲中。它們的分布，有的反映了銀河系的大尺度結構，有的則與恆星的起源有關。研究這些星際分子，對於探索宇宙空間條件下的化學反應將有深刻影響。
三十多年來，隨著觀測手段的不斷革新，射電天文學在天文領域的各個層次中都作出了重要的貢獻。在每個層次中發現的天體射電現象，不僅是光學天文的補充，而且常常越出原來的想像，開辟新的研究領域。

❾ 適合小學生做得天文實驗

天文是觀測的科學，沒有實驗的。
然後您這么問，我相信您肯定沒有能力輔導孩子對吧，所以不藉助「外力」（比如去天文館或者參加興趣班），能做的大概也就是拿望遠鏡看看月亮了。其他的比如行星甚至深空天體需要知道在哪，沒有0基礎無輔導無參考硬上還是有一定困難的。
當然還有其他一些活動，比如趕上日食月食什麼的可以去看，流星雨也可以，不過流星雨也得會找地方，而且也是需要一些技巧的。