天文

淵源發展

天文學的起源可以追溯到人類文化的萌芽時代。遠古時代，人們為了指示方向、確定時間和季節，而對太陽、月亮和星星進行觀察，確定它們的位置、找出它們變化的規律，並據此編製曆法。山西襄汾的陶寺遺址與《尚書·堯典》記載的觀象台相當。《易傳·象·革》講“君子以治歷明時。”無疑，天文學是最古老的自然科學學科之一。

天文學是一門古老的學科，至少已經有幾千年的歷史。顧炎武《日知錄》有云：“三代以上，人人皆知天文：七月流火，農夫之辭也；三星在戶，婦人之語也；月離於畢，戍卒之作也；龍尾伏辰，兒童之謠也。”天文學在人類早期文明中佔有非常重要的地位。古時候，人們通過用肉眼觀察太陽、月亮、星星來確定時間和方向，制定曆法，指導農業生產，這是天體測量學最早的開端。在此基礎上誕生了占星術、預測學即通過天體的運行來占卜凶吉禍福，預測自然災害、戰爭的輸贏和個人的命運。

《易經》記載的“大衍筮法”就是溝通天道（天文）、人道（人文）的學問。《童子問易》依據清華簡《保訓》篇舜“測陰陽之物”和《尚書》舜說“朕志先定，詢謀僉同，龜筮協從”等記載考證：從舜帝開始，大易就被用於王國決策、稽疑了。

上古時期，“天柱折，地維絕，天傾西北，地覆東南”為背景，先賢得出了“天道左旋，地道右遷，人道尚中”的結論。《周易》明確提出了“天衢”概念，要求人們向天道學習，會通天道人道，法天正己，尊時守位，知常明變，開物成務，建功立業。抬頭仰望天際是人類的基礎行為。早期天文學的內容就其本質來說就是天體測量學。

從十六世紀中期哥白尼提出日心體系學說開始，天文學的發展進入了全新的階段。此前包括天文學在內的自然科學，受到宗教神學的嚴重束縛。哥白尼的學說使天文學擺脫宗教的束縛，並在此後的一個半世紀中從主要純描述天體位置、運動的經典天體測量學，向著尋求造成這種運動力學機制的天體力學發展。天文圖片十八、十九世紀，經典天體力學達到了鼎盛時期。同時，由於分光學、光度學和照相術的廣泛應用，天文學開始朝著深入研究天體的物理結構和物理過程發展，誕生了天體物理學。

天文學的研究對於我們的生活有很大的實際意義，對於人類的自然觀有很大的影響。古代的天文學家通過觀測太陽、月球和其他一些天體及天象，確定了時間、方向和曆法。這也是天體測量學的開端。如果從人類觀測天體，記錄天象算起，天文學的歷史至少已經有五六千年了。天文學在人類早期的文明史中，佔有非常重要的地位。埃及的金字塔、歐洲的巨石陣都是很著名的史前天文遺址。哥白尼的日心說曾經使自然科學從神學中解放出來；康德和拉普拉斯關於太陽系起源的星雲說，在十八世紀形而上學的自然觀上打開了第一個缺口。

牛頓力學的出現，核能的發現等對人類文明起重要作用的事件都和天文研究有密切的聯繫。當前，對高能天體物理、緻密星和宇宙演化的研究，能極大地推動現代科學的發展。對太陽和太陽系天體包括地球和人造衛星的研究在航天、測地、通訊導航等部門中都有許多應用。天文起源於古代人類時令的獲得和占卜活動。

天文學循著觀測-理論-觀測的發展途徑，不斷把人的視野伸展到宇宙的新的深處。隨著人類社會的發展，天文學的研究對象從太陽系發展到整個宇宙。現今，天文學按研究方法分類已形成天體測量學、天體力學和天體物理學三大分支學科。按觀測手段分類已形成光學天文學、射電天文學和空間天文學幾個分支學科。

隨著天文學的發展，人類的探測範圍由目測的太陽、月球、天空中的星星到達了距地球約100億光年的距離，根據尺度和規模，天文學的研究對象可以分為：

組成星球

（註：在20太陽(6張)06年8月24日於布拉格舉行的第26屆國際天文聯會中通過的第5號決議中，冥王星被劃為矮行星，並命名為小行星134340號，從太陽系九大行星中被除名。所以太陽系只有八大行星。）

太陽系（solar system）是由太陽、8顆大行星、66顆衛星以及無數的小行星、彗星及隕星組成的。行星由太陽起往外的順序是：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）。

離太陽較近的水星、金星、地球及火星稱為類地行星（terrestrial planets）。宇宙飛船對它們都進行了探測，還曾在火星與金星上著陸，獲得了重要成果。它們的共同特徵是密度大（大於3.0克/立方厘米）、體積小、自轉慢、衛星少、主要由石質和鐵質構成、內部成分主要為硅酸鹽（silicate）並且具有固體外殼。

離太陽較遠的木星、土星、天王星及海王星稱為類木行星（jovian planets）。宇宙飛船也都對它們進行了探測，但未曾著陸。地球(16張)它們都有很厚的大氣圈、主要由氫、氦、冰、甲烷、氨等構成、質量和半徑均遠大於地球，但密度卻較低，其表面特徵很難了解，一般推斷，它們都具有與類地行星相似的固體內核。

在火星與木星之間有100000個以上的小行星（asteroid）（即由岩石組成的不規則的小星體）。推測它們可能是由位置界於火星與木星之間的某一顆行星碎裂而成的，或者是一些未能聚積成為統一行星的石質碎塊。隕星存在於行星之間，成分是石質或者鐵質星。

包括行星系中的行星、圍繞行星旋轉的衛星和大量的小天體，如小行星、彗星、流星體以及行星際物質等。恆星系統。

現時人們已經觀測到了億萬個恆星，太陽只是無數恆星中很普通的一顆。

人類所處的太陽系只是處於由無數恆星組成的銀河系中的一隅。而銀河系也只是一個普通的星系，除了銀河系以外，還存在著許多的河外星系。星系又進一步組成了更大的天體系統，星系群、星系團和超星系團。

一些天文學家提出了比超星系團還高一級的總星系。按照現今的理解，總星系就是現時人類所能觀測到的宇宙的範圍，半徑超過了100億光年。

在天文學研究中最熱門、也是最難令人信服的課題之一就是關於宇宙起源與演化的研究。對於宇宙起源問題的理論層出不窮，其中最具代表性，影響最大，也是最多人支持的就是1948年美國科學家伽莫夫等人提出的大爆炸理論。根據正不斷完善的這個理論，宇宙是在約137億年前的一次猛烈的爆發中誕生的。然後宇宙不斷地膨脹，溫度不斷地降低，產生各種基本粒子。隨著宇宙溫度進一步下降，物質由於引力作用開始塌縮，逐級成團。在宇宙年齡約10年時星系開始形成，並逐漸演化為現時的樣子。

天文學研究的對象有極大的尺度，極長的時間，極端的物理特性，因而地面試驗室很難模擬。因此天文學的研究方法主要依靠觀測。由於地球大氣對紫外輻射、X射線和γ射線不透明，因此許多太空探測方法和手段相繼出現，例如氣球、火箭、人造衛星和航天器等。

天文學的理論常常由於觀測信息的不足，天文學家經常會提出許多假說來解釋一些天文現象。然後再根據新的觀測結果，對原來的理論進行修改或者用新的理論來代替。這也是天文學不同於其他許多自然科學的地方。

十二生肖的產生，有著天文學的背景。

在原始時代，先民們體驗著寒暑交替的循環往複。宋代洪皓《松漠紀聞》記載：“女真舊絕小，正朔所不及，其民皆不知紀年，問則曰‘我見青草幾度矣’，蓋以草一青為一歲也。”宋代孟珙《蒙韃備錄》也說：“其俗每草青為一歲，有人問其歲，則曰幾草矣。”年又有觀天者發現月亮盈虧周期可以用來丈量歲的長短，發現十二次月圓為一歲，這一發現，是初期曆法最精度的成果之一，“十二”便視為傳達天意的“天之大數”。天干需地支為伴，日月相對，天地相對，就非“十二”莫屬了。

他們制定了自己的曆法。馬克思說：“計算尼羅河水漲落期的需要，產生了埃及的天文學。”這就是說，天文學知識的產生來自對自然界的觀察。古埃及人發現三角洲地區尼羅河漲水與太陽、天狼星在地平線上升起同時發生，他們把這樣的現象兩次發生之間的時間定為一年，共365天。把全年分成12個月，每月30天，餘下的5天作為節日之用；同時還把一年分為3季，即“泛濫季”、“長出五穀季”、“收割季”，每季4個月。希羅多德說：“埃及人在人類當中，第一個想出用太陽年計時的辦法，……在我看來，他們的計時辦法，要比希臘人的辦法高明，因為希臘人，每隔一年就要插進去一個閏月，才能使季節吻合……”

埃及人把晝和夜各分成12個部分，每個部分為日出到日落或日落到日出的時間的1/12。埃及人用石碗滴漏計算時間，石碗底部有個小口，水滴以固定的比率從碗中漏出。石碗標有各種記號用以標誌各種不同季節的小時。別懷疑，古埃及的占星學可是很發達的。正如古埃及文明的特色一般，他們的十二星座也是以古埃及的神來代表的。

古埃及人關於星的研究與知識累積起源於遠古時代農業生產的需要。古埃及的農業生產，由於播種季節和田野、果園的豐收，都要依賴於尼羅河的每年泛濫，而尼羅河的泛濫，又和星體運動有關，特別是每隔1460年便會出現日出、天狼升空與尼羅河泛濫同時發生的現象。所以，僧侶從很早便開始製作天體圖。埃及的天文學與數學一樣，仍然處於一種低水平的發展階段，而且還落後於巴比倫。

在古埃及的文獻中，既沒有數理儀器的記述，也沒有日食、月食或其他天體現象的任何觀察的記錄。埃及人曾把行星看成漫遊體，並且把有命名的稱為星和星座（它很少能與現代的等同起來）。所以，他們僅有的創作能夠誇大為“天文學”的名字。

從古王國時代一直到較晚的托勒密時代保存下來的某些銘文包括了天空劃分的名單。被希臘人稱為“德坎”（黃道十度分度）的是用圖描繪的所謂夜間的12小時。人們使用德坎劃分年份，一年由36個為期10天的連續星期構成。36個德坎共計360天，構成一年的時間。但是，還缺少5天，因此，每隔若干年，每星期德坎出現的時間就必須往後移。埃及人的宇宙觀念往往是用不同的神話來解釋，並且保留了一些不同的天體的繪畫。

在新王國時代陵墓中的畫面上，我們看到天牛形象的天空女神努特，她的身體彎曲在大地之上形成了一個天宮的穹隆，其腹部為天空，並飾以所謂“星帶”。沿星帶的前後有兩隻太陽舟，其中頭上一隻載有太陽神拉，他每日乘日舟和暮舟巡行於天上。大氣之神舒立在牛腹之下，並舉起雙手支撐牛腹，即天空。天牛的四肢各有2神所扶持。按另一種神話傳說，天空女神努特和大地之神蓋伯兩者相擁合在一起，其父大氣之神舒用雙手把女神支撐起來，使之與蓋伯分離，僅僅讓努特女神之腳和手指與地面接觸，而蓋伯半躺在大地上。這些神話傳說反映了埃及人關於天、地、星辰的模糊的概念。

埃及的某些僧侶被指定為“時間的記錄員”。他們每日監視夜間的星體運動，他們需要記錄固定的星的次序，月亮和行星的運動，月亮和太陽的升起、沒落時間和各種天體的軌道。這些人還把上述資料加以整理，提出天體上發生的變化及其活動的報告。在拉美西斯六世、七世和九世的墓中保存了星體劃分的不同時間的圖，它由24個表構成，一個表用作每半個月的間隔。與每個表一起，有一個星座圖的說明。在第18王朝海特西朴蘇特統治時的塞奈穆特墓中的天文圖，可以說是迄今所知的最早的天文圖。

神廟天文學家所知道的一組星為“伊凱姆·塞庫”，即“從不消失的星”。顯然是北極星。第二組為“伊凱姆·威列杜”，即“從未停頓的星”，實際上是行星。埃及人是否知道行星與星之間的區別，尚未報道。他們所知道的星是天狼星、獵戶座、大熊座、天鵝座、仙后座、天龍座、天蠍座、白羊宮等。他們注意到的行星有木星、土星、火星、金星等。當然，他們的星體知識並不精確，星與星座之間很少能與現代的認識等同起來。太陽的崇拜，在埃及佔有重要地位。從前王朝時代起，太陽被描繪為聖甲蟲，在埃及宗教中佔有顯著的地位。而且，不同時辰的太陽還有不同的名稱，在不同地區，不同時代，還有另外一些太陽神。埃及人的民用曆法，一年分為12個月，每月30日，一年360日，後來又增加了5日，以365日為一年。但是，實際上，這種曆法並不精確。因為，1個天文年是365.25日，所以，埃及民用歷每隔4年便比天文歷落後1天。然而，在古代世界，這就是最佳的曆法。羅馬的儒略曆就是儒略·愷撒（J. Caesar）採用古埃及的太陽曆加閏年而成的。中世紀羅馬教皇格列高利（Gregory）對儒略曆加以改革，成為現今公認的世界性公曆。在這一方面，同樣可以看到古埃及人的重大貢獻。

天文學應當和占星術分開。後者是一種試圖通過天體運行狀態來預測一個人命運的偽科學。儘管兩者的起源相似，在古代常常混雜在一起。但當代的天文學與占星術卻有著明顯的不同：現代天文學是使用科學方法，以天體為研究對象的學科；而占星術則通過比附，聯想等方法把天體位置和人事對應；概而言之，占星學著眼於預測人的命運。

天文學的分支主要可以分為理論天文學與觀測天文學兩種。天文學觀察家常年觀察天空，並將所得到的信息整理后，理論天文學家才可能發展出新理論，解釋自然現象並對此進行預測。

理論天文學

觀察天文學

按照研究方法，天文學可分為：

天體測量學

天體力學

天體物理學

天文技術與方法

按照觀測手段，天文學可分為：

光學天文學

射電天文學

紅外天文學

空間天文學

其他更細分的學科：

天文學史

業餘天文學

宇宙學

星系天文學

超星系天文學

遠紅外天文學

伽馬射線天文學

高能天體天文學

無線電天文學

太陽系天文學

紫外天文學

X射線天文學

天體地質學

等離子天體物理學

相對論天體物理學

中微子天體物理學

大地天文學

行星物理學

宇宙磁流體力學

宇宙化學

宇宙氣體動力學

月面學

月質學

運動學宇宙學

照相天體測量學

中微子天文學

方位天文學

航海天文學

航空天文學

河外天文學

恆星天文學

恆星物理學

后牛頓天體力學

基本天體測量學

考古天文學

空間天體測量學

曆書天文學

球面天文學

射電天體測量學

射電天體物理學

實測天體物理學

實用天文學

太陽物理學

太陽系化學

星系動力學

星系天文學

天體生物學

天體演化學

天文地球動力學

天文動力學

天文學大事記

英國公元前3100年，英國遠古人建造的巨石陣可以精確了解太陽和月亮的12個方位，並觀測和推算日月星辰在不同季節的起落。

古埃及人在4700年前建造了金字塔，部分用於觀測太陽和其他天體。

公元前十四世紀，中國殷朝甲骨文（河南安陽出土）中已有日食和月食的常規記錄，以及世界上最古的日珥記事。

公元前十二世紀，中國殷末周初採用二十八宿劃分天區。

公元前十一世紀，傳說中國周朝建立測景台，最早測定黃赤交角。

中國《詩經·小雅》上有世界最早（公元前776年）的可靠的日食記事。

自公元前722年起，直至清末，中國用干支記日，從未間斷。這是世界上最長久的記日法。

公元前約700年，中國甲骨文（河南安陽出土）上已有彗星觀察的記載。

公元前七世紀，中國用土圭測定冬至和夏至，劃分四季。

公元前687年，中國有天琴座流星群的最早記錄。

公元前611年，中國有彗星的最早記錄。

公元前七世紀，巴比倫人發現日月食循環的沙羅周期。

公元前六世紀，中國採用十九年七閏月法協調陰曆和陽曆。

公元前585年，古希臘泰勒斯進行第一次被預測的日全食。

公元前440年，古希臘默冬發現月球的位相以19年為周期重複出現今陽曆的同一日期。

公元前五世紀，古希臘歐多克斯提出日月星辰繞地球作同心圓運動的主張。

公元前五世紀，古希臘巴門尼德、德謨克利特論證大地是球形的，認為晨星和昏星是同一顆金星。並提出銀河是由許多恆星密集而成的。

公元前五世紀，古希臘阿那薩古臘提出月食的成因，並認為月球因反射太陽光而明亮。

公元前350年左右，戰國時代，中國甘德、石申編製了第一個星表，后稱“甘石星表”。

公元前350年左右，戰國時，已認識到日月食是天體之間的相互遮掩現象（中國石申）。

公元前四世紀，古希臘亞里士多德《天論》一書發表，提出地球中心說。

公元前四世紀，古希臘德謨克利特提出宇宙的原子旋動說，認為宇宙是在空虛的空間中，由無數個旋動著的、看不見的、不可分的原子組成。

公元前三世紀，古希臘埃拉托色尼第一次用天文觀測推算地球的大小。

公元前三世紀，古希臘亞里斯塔克第一次測算太陽和月球對地球距離的比例，太陽、月球和地球大小之比，又提出太陽是宇宙中心和地球繞太陽運轉的主張。

公元前二世紀，司馬遷等完成的西漢《史記》中《天官書》一篇是最早詳細記載天象的著作。

公元前二世紀，古希臘希帕克編製了第一個太陽與月亮的運行表和西方第一個星表；發現歲差，劃分恆星的亮度為六個星等。

公元前二世紀，中國漢朝採用農事二十四節氣。

公元前134年，中國漢朝《漢書·天文志》有新星的第一次詳細記載。

公元前104年，漢朝編造了《太初曆》，載有節氣、朔望、月食及五星的精確會合周期。這是中國曆法的第一次大改革，但精度較差（中國落下閎、鄧平等）。

公元前一世紀，中國落下閎西漢發明渾儀，用以測量天體的赤道坐標。

公元前46年，羅馬頒行儒略曆（舊曆）。

據《漢書·五行志》記載，公元前28年，中國有世界上最早的太陽黑子記錄。

公元0年至1499年

一世紀東漢時期，創製黃道銅儀，並發現月球運行有快慢，測定了近點月（中國賈逵）。

一至二世紀東漢時期，創製成水運渾天儀（即渾象儀或天球儀），測出太陽和月球的角直徑都是半度，黃赤交角為24度。提出月光是日光反照的看法。在《渾天儀圖注》和《靈憲》等書中，總結了當時的“渾天說”（中國張衡）。

二世紀，古希臘托勒密編製成當時較完備的星表，並首先發現大氣折射星光現象。

二世紀，古希臘托勒密《偉大論》中用本輪和均輪的複雜系統，詳細闡述“地球中心說”。

230年前後，三國魏時發現日、月食發生的食限，並推算月食分數和初虧的方位角（中國楊偉）。

330年前後，晉朝發現歲差，測定冬至點西移為每五十年一度，比西方準確。並作《安天論》，認為天之高不可量，但仍有其極限，諸天體自由運動於此極限之下（中國虞喜）。

四世紀，後秦時發現大氣折射星光的現象，並給予正確解釋（中國姜岌）。

五世紀南齊時，編製了《大明曆》，首次把歲差計算在內，並精確測定了交點月和木星一周天的時間，是中國曆法的第二次大改革（中國祖沖之）。

六世紀，中國張子信北齊時發現冬夏太陽運行有快慢。

中國民間流傳隋朝丹元子著《步天歌》七卷，對當時普及天文知識起了很大作用。七世紀，唐初王希明纂漢晉志以釋之。

619年，唐朝編造了《戊寅元歷》，改平朔為定朔，是中國曆法的第三次大改革（中國傅仁鈞）。

725年，進行世界上第一次實測子午線的長度（中國南宮說）。

八世紀初唐代，用梁令瓚造的黃銅渾儀測量星宿位置，發現星的黃道坐標和古代不同（中國僧一行）。

814年，阿拉伯人在巴格達哈利發阿爾·馬蒙組織下，在美索不達米亞實測了子午線的長度。

十世紀，精確測量了黃赤交角，改進了歲差常數，編製成更為精確的日月運行表（阿拉伯阿爾·巴塔尼）。

十世紀，編製哈卡米特天文表（阿拉伯伊本·尤尼斯）。

1054年，中國《宋史》中，有超新星爆發的第一次記載，該超新星的殘骸形成了現今所見的蟹狀星雲。

據《夢溪筆談》，1067－1077年，宋朝衛朴等制訂一種完全根據二十四節氣的曆法“奉元歷”（中國沈括）。

1088年，宋朝製造水運儀象台，是現代鐘錶的先驅（中國蘇頌）。

1092年，宋朝的《新儀象法要》，是天文儀器製造方法的專著（中國蘇頌）。

1247年，宋朝石刻天文圖（現仍在蘇州）是中國現存最古的星圖（中國黃裳）。

十三世紀，伊朗納西萊汀·圖西編製伊兒汗星表。

1252年，西班牙阿耳方梭十世編製阿耳方梭星行表。

1276年，元朝製造了簡儀等天文儀器十三種，全憑實測創製《授時歷》，廢除古代曆元，是中國曆法的第四次大改革，該歷己和現代公曆性質基本一樣，於1281年頒布，施行達四百年左右（中國郭守敬、王恂、許衡等）。

1276年，元朝製造了天文儀器近20種（中國郭守敬）。

1385年，中國明朝在南京建立觀象台，是世界上最早的設備完善的天文台。

1420年，根據實測編製了恆星表和行星運行表（蒙古兀魯·伯）。

1500年至1800年

1542年，波蘭哥白尼提出太陽中心說，認為恆星天層不動，地球每天繞其軸旋轉一周，並作為一個行星每年繞太陽運行一周。

1543年，波蘭哥白尼的《天體運行論》出版，“從此自然科學便開始從神學中解放出來”，大踏步地前進。

1572年，丹麥第谷·布拉赫發現仙后座超新星，是銀河系裡第二顆新星。

1582年，西歐許多國家實行格里曆，即現行公曆的前身。

1584年，義大利布魯諾《論無限性、宇宙和世界》出版，捍衛和發展了哥白尼的太陽中心學說。

1596年，德國法布里許斯發現第一顆變星（蒭藁增二），它的亮度呈周期變化。

1600年，布魯諾由於反對地心說，擁護哥白尼的地動說，認為宇宙是無限的，因此在羅馬被教會燒死。

1604年，德國開普勒發現蛇夫座超新星，是銀河系第三顆超新星。

1609－1619年，德國開普勒根據第谷·布拉赫觀測行星位置的數據，發現行星運動的三個定律。

1609－1610年，義大利物理學家伽利略製成第一台天文望遠鏡，並用它觀測天象，發現月亮上的山和谷：發現木星的四個最大衛星，發現金星的盈虧，發現太陽黑子和太陽的自轉。認識到銀河是由無數星體所構成，為哥白尼學說提供了一系列有力的明證。

1627年，德國開普勒編製了盧多耳夫星行表。

1631年，首次觀察到水星凌日現象（法國加桑迪）。

1632年，義大利伽利略出版《關於托勒密和哥白尼兩大世界體系的對話》，論證了哥白尼“太陽中心說”，是繼哥白尼之後對神學和經院哲學新的打擊，是近代科學思想史上的重要著作。

1639年，英國霍羅克斯首次觀測到金星凌日現象。

十七世紀，中國徐光啟明朝出版《崇禎歷》，其中的星錄是當時中國較完備的全天恆星圖。

十七世紀，中國徐光啟在明末第一次使用望遠鏡觀測天象。

1645年，中國採用西方的數據，修訂《時憲歷》，即夏曆。這是我國曆法的第五次改革。

1647年，德國赫維留刊布第一幅比較詳細的月面圖和每月每天的月相圖。

1655年，荷蘭惠更斯發現土星的最大衛星——土衛六，這也是太陽系迄今所知的第二大衛星。

1659年，荷蘭惠更斯發現土星的光環。

1666年，法國卡西尼發現火星和木星的自轉。

1667年，法國建立巴黎天文台。

1671年，法國卡西尼發現土星的一個衛星——土衛八。

1672年，法國卡西尼發現土星的一個衛星——土衛五，並首次測定太陽和地球的精確距離。

1675年，法國卡西尼發現土星光環里有一個環形狹縫。

1675年，英國建立格林尼治天文台。

1678年，英國哈雷編成第一個南天星表。

1684年，法國卡西尼發現土星的兩顆衛星——土衛三和土衛四。

1692年，英國牛頓從機械力學體系出發，提出“經典宇宙學說”。

1693年，英國哈雷發現月球運動的長期加速現象。

1705年，英國哈雷發現第一顆周期彗星，並預言其周期為七十六年左右，后得到證實。

1712年，英國弗蘭斯提德編製了一個大型星表。

1716年，英國哈雷提出觀測金星凌日測定太陽視差（或距離）的方法。

1718年，英國哈雷發現恆星的自行，證明恆星不“恆”。

1725年，英國布拉德雷發現光行差，這也是地球公轉運動的一個明證。

1729年，法國布蓋發明光度計，用以比較天體的亮度。

1745年，提出太陽系由彗星碰撞而產生的災變學說（法布豐）。

1747年，發現地軸的章動現象（英國布拉德雷）。

1749年，建立歲差和章動的力學理論（法國達朗貝爾）。

1750年，首次提出銀河是天上所有星體組成的一個扁平系統，形如車輪（英國賴脫）。

1752年，第一次用三角方法測量月球和地球間距離（法國拉·卡伊、拉朗德）。

1753－1772年，編製詳細的月球運行表，首次創立月球繞地球運動的精確理論（瑞士歐拉）。

1754年，提出潮汐摩擦使地球自轉變慢和太陽系毀滅的假說（德國康德）。

1755年，發明用觀察月亮和恆星的角距來測定海上經度的方法（德國約·邁耶爾）。

1755年，《宇宙發展史概論》問世，提出星雲的凝聚形成太陽和行星的假說（德國康德）。

1760年，提出光度學的基本原則，開始誕生“光度學”（法國布蓋）。

1761年，提出無窮等級的宇宙結構，用以說明宇宙在空間上的無限性（德國蘭伯特）。

1767年，英國格林尼治天文台開始出版航海曆書。

1772年，發表行星排列距離的定則（德國波德）。

1781年，發現天王星（英國弗·赫歇爾）。

1781年，刊布第一個星雲表（法國梅西耶）。

1782年，編製第一個雙星表（英國弗·赫歇爾）。

1782年，測定大陵五變星的光變周期，認為光變原因是有一顆暗伴星圍繞著它運轉而周期地遮掩它造成的。同時還發現兩顆新變星（英國古德利克）。

1783年，發現太陽系整體在空間的運動，並首次定出向點和速度，證實太陽也有自行（英國弗·赫歇爾）。

1785年，用統計方法研究恆星的空間分佈和運動等，得到第一個銀河繫結構的圖形，產生了恆星天文學（英國弗·赫歇爾）。

1787年，從力學分析提出太陽系穩定性理論（法國拉格朗日）。

1787年，發現天王星的兩個衛星——天王衛三，衛四和第一個行星狀星雲（英國弗·赫歇爾）。

1789年，發現土星的兩個衛星——土衛一和土衛二（英國弗·赫歇爾）。

1796年，《宇宙體系解說》一書出版，提出有力學和物理學上依據的太陽系起源的星雲假說（法國拉普拉斯）。

1797年，提出計算彗星軌道的新方法（德國奧耳勃斯）。

1799年，《天體力學》一書出版，建立了行星運動的攝動理論和行星的形狀理論（法國拉普拉斯）。

1800年，首次發現太陽光譜中不可見的紅外輻射（英國弗·赫歇爾）。

1801年至1899年

1801年，發現第一個小行星“穀神星”（義大利皮亞齊）。

1802年，發現雙星有互相繞轉的周期運動（英國弗·赫歇爾）。

1809年，《天體按照圓錐曲線運動理論》一書出版，提出了行星軌道的計算方法（德國高斯）。

1815年，創用直光管、三稜鏡、望遠鏡組成的分光鏡，從此產生“天文分光學”，並發現太陽光譜中的黑吸收線（德國夫琅和費）。

1823年，提出經典宇宙學的“光度佯謬”（德國奧爾勃斯）。

1833－1847年，發現了3347對雙星和825個星雲（英國約·赫歇爾）。

1837年，利用遊絲測微計精密測量雙星的位置，並發現許多新雙星（俄國瓦·斯特魯維）。

1837年，首次測量了太陽的輻射熱量（法國普耶，英國約·赫歇爾）。

1838－1839年，初次測定恆星的周年視差，為地球公轉提供了有力的證據（德國貝塞爾，俄國瓦·斯特魯維，英國亨德森）。

1843年，發現太陽黑子數以約11年為周期的變化（德國施瓦布）。

1844年，發現觀測變星的亮度等級法，促使變星研究迅速發展（德國阿格蘭德爾）。

1844年，根據天狼星和南河三運動的不規則變化，預見它們都有暗伴星（德國貝塞爾）。

1845年，首次拍攝到可供研究日面活動的太陽照片（法國斐索，傅科）。

1845年，根據天王星運動的不規則性，預測到有一個新行星存在（英國約·亞當斯，法國勒維烈）。

1846年，根據行星軌道攝動理論計算的預示，發現海王星，驗證了萬有引力定律，證實了哥白尼的太陽系學說（德國加勒）。

1846年，發現海王星的第一個衛星——海王衛一（英國拉塞耳）。

1847－1877年，考慮各大行星間的相互攝動，重編大行星運動表，並發現水星近日點進動的超差現象（法國勒維烈）。

1848年，發現土星的一個衛星——土衛七（美國邦德）。

1849年，提出衛星的穩定性理論，由此證明土星的光環不是一個連續固體，而是無數小質點組成（法國羅什）。

1850年，發現一些星雲具有旋渦結構（英國威·羅斯）。

1851年，發現天王星的兩個衛星——天王衛一和天王衛二（英國拉塞耳）。

1851年，發現地磁和磁暴也有同太陽黑子數變化完全相對應的11年周期變化（德國拉芒特，英國薩比恩）。

1852年，編製波恩星表（德國阿格蘭德爾）。

1854年，提出太陽能源的引力收縮假說，認為太陽因自身的引力作用而逐漸收縮，位能轉化為熱能，維持了它向外輻射的能量（俄國赫爾姆霍茲）。

1857年，第一次成功拍出恆星的照片，開始了恆星照相術（美國邦德）。

1857－1859年，首次拍到細節清晰的月球照相（英國德拉呂）。

建立天體的光度和星等之間的基本關係式（英國泡格森）。

1858年，從太陽黑子在日面上的轉動，發現太陽不是固體般自旋，而是像流體那樣在作“較差自旋”（英國卡林頓）。

1858年，德國斯波勒爾，英國卡林頓發現太陽黑子在日面上緯度分佈的周期變化。

1859年，英國卡林頓發現太陽耀斑，耀斑出現的同時發生地磁擾動、磁暴、極光等現象。

1859年，德國澤爾納發明光度計，經改進使用至今。

1861年，刊布了包含226顆亮星的第一個光度星表（德國澤爾納）。

1862年，根據貝塞耳的預測，發現了天狼星的暗伴星。證明萬有引力定律也適用於研究太陽系外的天體運動（美國阿·克拉克）。

1863－1864年，由恆星和星雲的光譜分析，研究它們的化學組成，進而證實天體在化學上的同一性（義大利賽奇，英國哈金斯）。

1863年，編製第一個基本星表AGK（德國奧魏爾斯主持，國際合作）。

1864年，用分光鏡研究星雲，揭示了它們的氣體結構，並發現行星狀星雲所發出的兩條特殊的綠色譜線（英國哈根斯）。

1865年，用光譜分析法，發現一些亮星含有鈉、鐵、鈣、鎂、鉍等元素（英國哈根斯）。

1866－1881年，從彗星光譜發現彗星含有碳氫化合物，並證實彗星不只是反射太陽光，本身也發光。又從流星的氣體光譜與彗星相似，說明兩種天體有聯繫（英國哈根斯）。

1868年

發現太陽的中層大氣——色球層，並發現太陽上的氦元素，以後也在地球上發現氦（英國洛基爾）。

使用分光鏡，第一次在不是日食時候觀測到日珥（法國詹森）。

提出第一個恆星光譜的目視光譜分類法，把恆星分為白色星、黃色星、橙色星和紅色、暗紅色星四類（義大利賽奇）。

第一次測定恆星的視向速度（英國哈金斯）。

1869年，刊布太陽光譜里一千條譜線的波長，並用新單位埃表示（瑞典埃格斯特朗）。

1870年，發現太陽的閃光光譜和日冕所發出的一條特殊的綠色譜線，曾以為是一種新元素，後到1941年才被證實是鐵、鎳、鈣的禁線（美國查·楊）。

1871年，由太陽東西兩邊光譜線的位移，測定太陽的自轉的速度（德國沃格耳）。

1874年，發現到4等為止的亮星集中在與銀道成17度交角的大園上（美國古爾德）。

1876年，提出小行星帶空隙區和土星光環狹縫形成的動力學理論（美國刻克伍德）。

1877年

提出火星表面上有“人工運河”的看法（義大利斯基帕雷利）。

發現火星的兩個小衛星——火衛一和火衛二（美國阿·霍爾）。

發現（晶體）硒和金屬接觸處在光照射下產生電動勢的光生伏打效應，后美國人弗里茲於1883年用此製成光伏打電池（英國沃·亞當斯）。

《聲的理論》出版，基本上完成聲音的數學理論（英國瑞利）。

1878年，根據太陽輻射的斥力作用，建立彗星形狀理論，把彗尾分成三種（俄國勃列基興）。

1879年

建立潮汐摩擦理論，由此提出月球起源的學說，認為地球因受太陽的起潮力作用，其中一部分物質被拉出而形成月球（英國喬·達爾文）。

應用黑體的輻射與溫度間的經驗公式，求得太陽表面溫度為攝氏六千度（奧地利斯忒藩）。

1879－1882年，使用偏振光度計，編製成4260顆恆星的實測星等的大光度星表（美國愛·皮克林）。

1880年，提出變星分類法（美國愛·皮克林）。

1881年，應用電阻測熱輻射計精確測定在地表熱輻射的太陽常數值，開始了太陽輻射的研究（美國蘭格萊）。

1881年，第一次攝到彗星的照片（法國詹森，美國德拉帕爾）。

1882年，觀測證實水星近日點的長期進動有超差，並精確測算出其數據（美國紐康）。

1885－1886年，建立恆星的光譜分類法（美國愛·皮克林、安·莫里）。

1887年，開始編製照相天圖星表（法國巴黎天文台亨利兄弟負責，國際協作）。

1887年，根據恆星光譜不同，提出恆星演化的理論，用以說明恆星是變的（英國洛基爾）。

1888年

刊布“新總星表”（N.G.C）（英國德雷耶爾）。

發現大陵五變星的視向速度呈周期變化，從而證實了它是顆食變星（德國沃格耳）。

由照相觀測發現仙女座大星雲旋渦結構（英國羅伯茨）。

1889年，發現第一個分光雙星（美國愛·皮克林、安，莫里）。

1890年，研究土星和木星間的相互攝動，建立木、土兩行星運動的精確理論（美國喬·希耳）。

1891年，發明太陽分光照相儀，並獲得太陽光譜圖（美國赫耳，法國德朗達爾）。

1892年，發現木星的第五個衛星——木衛五（美國巴納德）。

1892年，根據貝塞耳的預測，發現南河三的暗伴星（美國舍伯爾）。

1894年，提出經典宇宙學的“引力佯謬”（德國塞利格爾）。

1895年，應用光譜分析證實土星光環的隕星結構（美國基勒）。

1898年，發現土星的一個衛星——土衛九（美國維·皮克林）。

1898年，發現愛神星，這顆小行星在近低點時和地球相距不到2400萬公里，因此被用來測定太陽視差（德國威特）。

1900年至1919年

1900年，英國科學家吉爾和荷蘭科學家卡普坦，刊布第一個載有450000顆恆星方位的南方照相星表——好望角星表。

美國科學家張伯倫和摩爾頓，提出關於太陽系起源的星子或微星假說。

1904年，荷蘭科學家卡普坦，發現恆星運動的規律，由此提出“兩星流”理論，否定了恆星本動沒有規律的假設。

美國科學家白里恩，發現木星的第六個衛星——木衛六。

德國科學家哈爾脫曼，發現星際介質中含有鈣。

1905年，美國科學家白里恩，發現木星的第七個衛星——木衛七。

1905年，丹麥科學家赫茲朋隆，發現K、M星兩類恆星有“巨星”和“矮星”之分。

1909年，提出計算彗星和行星軌道的特別攝動法。

1910年，德國科學家夏奈、威爾森，首次測定了恆星的溫度。

德國科學家卡·施瓦茲西德，創立恆星統計力學，提出恆星運動速度的橢球分佈律。

美國科學家施萊辛格，提出天體照相底片歸算的“依數法”。

1912年，中國開始使用公曆。

發現造父變星的周期——光度關係，為測定遙遠天體的距離提供有效方法（美國萊維脫）。

第一次用多普勒效應測得旋渦星雲（仙女座大星雲）的視向速度（美國斯里弗爾）。

1913年，建立恆星的“光譜－光度圖”，並提出恆星由巨星向矮星演化的學說（美國亨·羅素，丹麥赫茲朋隆）。

1914年，發現仙女座大星雲的自轉（美國比斯）。

發現木星的第九顆衛星一木衛九（美國塞·尼科耳遜）。

建立球狀星團的“光譜－光度圖”（美國沙普勒）。

1916年，發明求恆星距離的分光視差法（美國華·亞當斯，德國科耳許特）。

建立恆星內部結構理論（英國愛丁頓）。

1917年，提出太陽系起源的潮汐假說（英國金斯）。

1918年，根據球狀星團分佈研究銀河繫結構，發現太陽不位於銀河系的中心位置（美國沙普勒）。

1918－1924年，刊布亨利·德拉帕爾星表，表內列出225000多顆恆星的光譜類型（美國安·莫里、卡農）。

1919年，首次利用日全食觀測驗證太陽引力場使星光偏折的效應（英國愛丁頓領導日全食觀察隊）。

發現太陽黑子等活動的真正周期是22年（美國赫耳、華·亞當斯）。

1920年至1929年

公元1920年

發現軌道似於土星的小行星海達爾戈，這是現今知道的最遠的小行星（美籍德國人巴德）。

首次用干涉儀直接測量恆星的直徑（美國邁克耳遜、比斯）。

提出新的月球運動理論，編成精確的月離表（英國厄·布朗）。

發生卡普坦宇宙和沙普勒宇宙的大爭論。

建立恆星大氣構造的電離理論，推出熱平衡下氣體的熱電離度和溫度的關係式（印度沙哈）。

公元1922年

發明溫差電偶法測定行星的溫度（美國科布倫茲）。

具體提出無限等級式宇宙模型，認為星系是第一級天體系統，並證明這種結構是不存在“光度佯謬”和“引力佯謬”（瑞典卡·查理）。

公元1923年

編成精確的新月球運動表，為天文年曆上所採用（英國厄·布朗）。

公元1924年

發現恆星的質量－光度關係。認為很大質量的星體由於輻射壓超過引力收縮，故不能存在（英國愛丁頓）。

分辨出仙女座大星雲和其他幾個旋渦狀星系的邊緣為一個個恆星，揭示了河外星雲的本質，並發現仙女座大星雲的外層旋臂上有造父變星，利用它測定了這個星雲的距離（美國哈勃）。

發現恆星運動的不對稱性現象（美國斯特隆堡）。

公元1925年

提出河外星系的形態分類法（美國哈勃）。

首次提出銀河系由許多次系合成的觀點（瑞典林德伯拉特）。

建立疏散星團的分類法（瑞士特朗普勒）。

發現天狼伴星光譜線的引力紅移，證實白矮星上存在高密度物質（英國華·亞當斯）。

確定行星狀星雲光譜中的特殊發射線是在密度非常稀薄狀態下氧兩次電離所產生的禁線，從而否定了新元素存在的推測（美國鮑溫）。

公元1926年

提出造父變星光變的脈動理論（英國愛丁頓）。

第一次國際經度聯測。

公元1927年

提出球狀星團的分類法（美國沙普勒）。

發現銀河系的自轉並算出太陽繞銀心轉動的速度和銀河系的總質量（瑞典林德伯拉特，荷蘭歐爾特）。

首次發現恆星的自轉（美國奧·斯特魯維，蘇聯沙因）。

發明石英鐘，後人用作標準時間，證實地球自轉有起伏（美國馬里遜）。

明確提出用地球自轉的不均勻性，以解釋月球運動的某些偏差（荷蘭德希特）。

公元1929年

提出關於天體起源的引力不穩定理論（英國金斯）。

發現星系發光度和其譜線紅移之間的關係，說明來自星雲的光呈現譜線紅移，其數值和星雲距離成正比（美國哈勃爾）。

1930年至1939年

公元1930年

根據行星運動的攝動理論計算，發現冥王星，是萬有引力的又一驗證（美國湯博）。

發明“日冕儀”，解決非日全食時觀測日冕的困難（法國李約）。

發明折反射望遠鏡（德國玻·施密特）。

發現亞巨星和亞矮星（美國斯脫隆堡、柯伊伯）。

測定月球的輻射和溫度（美國愛·珀替、塞·尼科爾遜）。

發現銀河系內的星際吸光現象，啟示星際有瀰漫物質存在（美國特朗普勒）。

公元1931年

由光譜分析證認出金星的大氣主要成分是二氧化碳（美國華·亞當斯、杜哈姆）。

1931－1933年，從木星、土星等外行星的光譜照片，認識到這些大行星上的大氣富有氨、甲烷、氫，從而推測地球形成時大氣成分為水、氨、甲烷和氫等（美國斯里弗爾，美籍德國人維爾德）。

公元1932年

從無線電接收中穩定持久的雜訊，發現太陽系外銀河來的無線電波，開始了射電天文學的研究（美國楊斯基）。

比利時勒梅特提出“原始原子”爆炸膨脹的宇宙模型。

蘇聯列·蘭道用費米氣體模型，推測恆星坍縮的質量。

公元1933年

1933－1938年，發現星際介質中含有氰和氫化物的分子（比利時史溫斯，加拿大籍德國人赫茨伯格，美國華·亞當斯等）。

第二次國際經度聯測。

公元1934年

中國建立南京紫金山天文台。

理論預計恆星崩潰達到核密度時可形成“中子星”（美國茲威基，美籍德國人巴德）。

提出質量大於1.3個太陽的冷卻天體，必然發生“萬有引力”的坍縮（美籍印度人錢錐賽克哈）。

公元1935年

出版恆星視差總表（美國施萊辛格等）。

公元1936年

進行流星的照相觀測，證實流星大多屬太陽系，並利用流星觀測資料測定地球高空大氣的密度（美國維伯爾）。

發現地球自轉速率的季節性變化（法國斯多依科）。

公元1937年

德國海德堡天文計算所編製成包括1535個恆星的FK8基本星表。

公元1938年

提出太陽和恆星上氫是核燃料，碳是催化劑，氦是灰燼的熱核反應的主要機制，用以闡明它們的能源（美籍德國人貝蒂，美國克里齊菲爾德，德國馮·韋茨薩克）。

發現木星的兩個衛星——木衛十和木衛十一（美國塞·尼科耳遜）。

編製成包括33342個基本恆星的位置和自行的總星表（美國鮑斯）。

公元1939年

證實地球自轉的不均勻性（英國斯賓塞爾·瓊斯）。

發現第一顆“耀星”，它的亮度在短時內發生閃耀式變化（荷蘭范瑪能）。

從仙女座大星雲自旋的研究，推算出它的總質量與銀河系相當（美國霍·巴布科克）。

根據廣義相對論，預計恆星在萬有引力坍塌的最後階段，可形成“黑洞”超密星體（美國奧本海默、斯奈德）。

1940年至1949年

公元1940年

1937－1940年，建立第一台九米直徑的拋物面天線射電望遠鏡，研究宇宙射電的強度分佈，證實銀河系中心方向來的射電強度最大（美國雷勃）。

建立黃道光理論（荷蘭維伯爾）。

提出日珥形態分類法（美國愛·珀替）。

公元1941年

提出恆星由星際塵埃物質通過輻射壓作用凝聚而成的假說（美國斯比茨）。

發明彎月形透鏡的望遠鏡（蘇聯馬克蘇托夫）。

發現近距雙星的物質交換過程（美籍俄國人奧·斯特魯維）。

提出關於恆星演化的中微子理論，並認為恆星中氫被耗盡后，星體還會因進一步的熱核反應而更熱，從而認為地球上生命是由於過熱而死亡（美籍俄國人伽莫夫）。

證明日冕光譜里的特殊譜線是鐵、鎳、鈣等原子在高度電離時產生的禁線，解決了所謂新元素之謎（瑞典埃德倫）。

公元1942年

英國陸軍雷達探測站發現太陽的射電。

提出太陽系起源的電磁學說（瑞典阿爾芬）。

用觀測小行星方法精確測定太陽視差值，求得日地之間的精確距離（英國斯賓塞爾·瓊斯）。

公元1943年

成功地把仙女座大星雲的核心部分及其兩個橢圓伴星雲分辨為一個個恆星，完全證實河外星雲是同銀河系一樣的龐大天體系統，結束了一百多年關於河外星雲本質的爭論（美籍德國人巴德）。

提出關於太陽系起源的流體湍流學說（德國魏扎克）。

1943－1946年，提出銀河系的各種次系的分類（蘇聯柯卡金）。

公元1944年

提出銀河系內恆星分為“兩星族”的理論（美籍德國人巴德）。

提出太陽系起源的隕星假說（蘇聯奧·施密特）。

發現土星的最大衛星（土衛六）有大氣，主要成分是甲烷（美籍荷蘭人柯伊伯）。

荷蘭范德胡斯根據氫原子微波的超精細結構，預言了星際中性氫所發射的21厘米波長的無線電波的存在。

公元1945年

創立恆星的六色測光系統（美國斯台平）。

公元1946年

首次大規模使用雷達研究流星雨（英國洛佛耳）。

發現球狀體，認為是恆星的胚胎（美籍德國人波克）。

美國第一次用雷達探測月球。

發現第一顆“射電星”，后稱“射電源”（英國赫、帕爾桑、傑·菲利浦斯）。

根據熱核反應理論提出恆星演化新學說（美籍德國人馬·施瓦茨西德）。

公元1947年

1947－1948年，用紅外光拍攝銀河系核心的照片，研究它的結構（美國斯台平，蘇聯卡里涅克、克拉索夫斯基、尼可諾夫）。

發現年青的恆星集團——星協（蘇聯安巴楚勉）。

西可特－阿林大隕石在蘇聯西伯利亞降落。

公元1948年

發現天王星的一個衛星——天王衛五，由東向西逆轉（美籍荷蘭人柯伊伯）。

發明望遠鏡觀測的自動導星裝置（美國霍·巴布科克）。

發現恆星的磁場（美國巴布科克父子）。

提出一種均勻、各向同性的穩恆態膨脹宇宙模型，從而物質和能是從虛無之中不斷產生出來，宇宙總熵永不增加（英國邦迪、戈爾德、霍伊爾）。

公元1949年

提出恆星演化的物質拋射學說（蘇聯費森柯夫）。

提出太陽系起源的原行星假說（美籍荷蘭人柯伊伯）。

發明射電分頻儀（澳大利亞威耳德、馬克累迪）。

發現一個特殊小行星依卡魯斯，其近日點距離小於0.2天文單位，能進入水星軌道內（美籍德國人巴德）。

美國帕羅馬天文台安裝使用口徑為五米的反射望遠鏡。

發現海王星的第二顆衛星——海王衛二（美籍荷蘭人柯伊伯）。

發現星光偏振效應、射電波段的法拉第轉動效應，證明銀河系有星際物質並存在磁場（美國希耳特內爾、約·霍耳）。

提出宇宙起源的原始火球學說（美籍俄國人伽莫夫等）。

製成第一台“原子鐘”，現稱“氨分子鐘”（吸收型），對建立頻率和時間的基準和校對天文有重要價值（美國李榮）。

1950年至1960年

公元1950年

提出彗星是由一顆大行星崩潰而形成的學說（荷蘭歐爾特）。

發現河外星系的射電（英國兒·布朗，澳大利亞哈澤德）。

利用電子計算機重算五大行星從1653－2060年的運動表（美國克萊門斯、德·布勞維爾、愛克）。

發現星系間的各種形式物質橋，證實星系間空間不是真空，說明某些星系間在物理上是互有聯繫的（美籍瑞士人茲威基）。

發現假黃道光（蘇聯費森柯夫）。

公元1951年

提出關於天體起源的湍流假說（德國魏扎克）。

發現木星的第十二個衛星——木衛十二。它是自東向西逆轉（美國塞·尼克耳遜）。

發明電子望遠鏡和光電成像技術（法國拉爾芒）。

發現銀河中性氫21厘米射電輻射（美國尤恩、珀塞爾）。

證明銀河系有旋渦結構存在（美國威·摩爾根等）。

發明大視場的超施密特望遠鏡，用於觀察流星彗星及後來的人造衛星（美國貝克爾）。

發明射電干涉儀（澳大利亞沃·克里斯琴森）。

公元1952年

證明銀河系是一個旋渦星系（荷蘭歐爾特）。

證實英仙座附近的星協在膨脹（荷蘭伯勞烏）。

對造父變星周光關係零點值進行了校正，使原來定出的河外星系距離都相應地約增加一倍（美籍德國人巴德）。

從化學角度提出太陽系起源新假說（美國尤里）。

發明月球照相儀，精確測定月球的位置（美國馬科維茨）。

公元1953年

發現本超星系，這是銀河系所在的龐大的星系團（法國伏古勒）。

提出關於天體起源的階層結構假說（英國霍伊耳）。

發現恆星排列呈鎖鏈狀的結構叫星鏈，說明恆星在纖維星雲中形成（蘇聯費森柯夫）。

提出天體起源的引力團聚假說（美國拉依茨）。

編成《恆星視向速度總表》，列出15106個恆星的視向速度等數據（美國賴·威爾遜主編）。

公元1954年

提出星際氣體和塵埃的混合物在衝擊波作用下形成恆星的機制（荷蘭歐爾特）。

發明超人差稜鏡等高儀，提高測時精度（法國丹戎）。

發現兩主要星族的赫羅圖有基本差異，說明屬於不同星族的恆星有不同的演化途徑（美國聖代奇）。

公元1955年

第一次接收到來自行星（木星）的射電輻射（英國布爾克、克·富蘭克林）。

製成第一台銫原子鐘，穩定性達百億分之一秒，作時間標準（英國埃遜）。

公元1957年

蘇聯安巴楚勉提出關於天體起源的“超密態物質爆炸”學說。

美國福勒提出超新星的核反應可以產生超重元素，認為第一類型超新星爆炸系因鐦254的自發裂變所引起。

中國建立北京天文台。

荷蘭歐爾特、瓦爾拉夫根據偏振光測量結果，得出蟹狀星雲中的磁場是在星雲的絲狀結構中，加速粒子的能量足以使這個星雲成為強宇宙射線源的結論。

公元1959年

美國首次探測了太陽的輻射。

蘇聯發射宇宙火箭擊中月球，發現它無磁場和輻射帶。

蘇聯發射月球探測器，第一次拍到月球背面照片。

公元1960年

英國李爾、估伊什發明射電望遠鏡的綜合孔徑法。

根據1952年第八屆國際天文協會決議，從1960年起採用曆書時。

20世紀60年代，取得了稱為“天文學四大發現”的成就：微波背景輻射、脈衝星、類星體和星際有機分子。而與此同時，人類也突破了地球束縛，可到天空中觀測天體。除可見光外，天體的紫外線、紅外線、無線電波、X射線、γ射線等都能觀測到了。這些使得空間天文學得到巨大發展，也對現代天文學成就產生很大影響。

公元2015年

新視野號拍攝冥王星迄今為止最清晰照片

21世紀

使用許多不同類型的望遠鏡來收集宇宙的信息，天文學已進入一個嶄新的階段。絕大多數望遠鏡是安放在地球上的，但也有些望遠鏡被放置在太空中，沿著軌道運轉，如哈勃太空望遠鏡。現時，天文學家還能夠通過發射的航天探測器來了解某些太空信息。

多年來，天文觀測手段已從傳統的光學觀測擴展到了從射電、紅外、紫外到X射線和γ射線的全部電磁波段。這導致一大批新天體和新天象的發現：類星體、活動星系、脈衝星、微波背景輻射、星際分子、X射線雙星、γ射線源等等，使得天文研究空前繁榮和活躍。

口徑2米級的空間望遠鏡已經進入軌道開始工作。一批口徑10米級的光學望遠鏡將建成。射電方面的甚長基線干涉陣和空間甚長基線干涉儀，紅外方面的空間外望遠鏡設施，X射線方面的高級X射線天文設施等不久都將問世。γ射線天文台已經投入工作。這些儀器的威力巨大，遠遠超過現有的天文設備。可以預料，這些天文儀器的投入使用必將使天文學注入新的生命力，使人們對宇宙的認識提高到一個新的水平，天文學正處在大飛躍的前夜。

天文學是研究天體、宇宙的結構和發展的自然科學，內容包括天體的構造、性質和運行規律等。

人類生在天地之間，從很早的年代就在探索宇宙的奧秘，因此天文學是一門最古老的科學，它一開始就同人類的勞動和生存密切相關。它同數學、物理、化學、生物、地學同為六大基礎學科。

天文學的研究對於我們的生活有很大的實際意義，如授時、編製曆法、測定方位等。天文學的發展對於人類的自然觀有很大的影響。

天文學的一個重大課題是各類天體的起源和演化。天文學的主要研究方法是觀測，不斷地創造和改良觀測手段，也就成了天文學家們不懈努力的一個課題。

天文學在對於了解宇宙及其相關特性上，已有很大的進展。但仍有些天文學上的問題找不到解答。若要回答這些問題，可能要有新的地面或太空的天文儀器，也許在理論天文學或是觀測天文學上需有新的進展。

恆星質量譜的來源是什麼？為什麼不論初始條件如何，天文學家都會觀測到相同的恆星質量分佈（初始質量函數）？可能需要對於星球及行星的形成有更深的了解。

是否存在外星生命？若有外星生命，是有智能的嗎？若存在有智能的外星生命，要如何解釋費米悖論。外星生命是否存在一事是在科學上及哲學上都有重要的意涵－太陽系是否有其獨特性？

是什麼導致了宇宙形成？微調宇宙假說是否正確？是正確，這是宇宙自然選擇的結果嗎？什麼造成宇宙暴脹，導致一個均勻的宇宙？為何會有重子不對稱性？

暗物質及暗能量的本質是什麼？暗物質和暗能量決定了宇宙的演化及其命運，但人類對於其本質仍不清楚宇宙的終極命運會怎樣？

第一個星系是如何形成的？超質量黑洞是如何形成的？

什麼造成了超高能宇宙射線？

本一級學科中，全國具有“博士一級”授權的高校共3所，2012年教育部學科評估有3所參評；還有部分具有“博士二級”授權和碩士授權的高校參加了評估；參評高校共計5所。註：以下得分相同的高校按學校代碼順序排列。

據了解，國內目前在本科階段開設天文學專業的大學並不多，僅有南京大學、北京大學、中國科技大學和北京師範大學、廣州大學等寥寥幾所，而在這個領域工作的研究員也大多是碩博出身，可以說，天文學是一門需要長期研究和紮實的理科功底的學科。天文學是和航天、測地、國防等應用學科有交叉的學科，學生畢業后可在這些領域一展才華。按天文學專業相關職位統計，天文學專業就業前景最好的地區是：武漢。在“天文學類”中排名第 1。

二十世紀現代物理學和技術高度發展，並在天文學觀測研究中找到了廣闊的用武之地，使天體物理學成為天文學中的主流學科，同時促使經典的天體力學和天體測量學也有了新的發展，人們對宇宙及宇宙中各類天體和天文現象的認識達到了前所未有的深度和廣度。

天文學就本質上說是一門觀測科學。天文學上的一切發現和研究成果，離不開天文觀測工具——望遠鏡及其後端接收設備。在十七世紀之前，人們儘管已製作了不少天文觀測儀器，如中國的渾儀、簡儀，但觀測工作只能靠肉眼。1608年，荷蘭人李波爾賽發明瞭望遠鏡，1609年伽利略製成第一架天文望遠鏡，並作出許多重要發現，從此天文學跨入了用望遠鏡時代。在此後人們對望遠鏡的性能不斷加以改進，以期觀測到更暗的天體和取得更高的解析度。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。1937年誕生第一台拋物反射面射電望遠鏡。之後，隨著射電望遠鏡在口徑和接收波長、靈敏度等性能上的不斷擴展、提高，射電天文觀測技術為天文學的發展作出了重要的貢獻。

二十世紀后50年中，隨著探測器和空間技術的發展以及研究工作的深入，天文觀測進一步從可見光、射電波段擴展到包括紅外、紫外、X射線和γ射線在內的電磁波各個波段，形成了多波段天文學，並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，天文學發展到了一個全新的階段。而在望遠鏡後端的接收設備方面，十九世紀中葉，照相、分光和光度技術廣泛應用於天文觀測，對於探索天體的運動、結構、化學組成和物理狀態起了極大的推動作用，可以說天體物理學正是在這些技術得以應用后才逐步發展成為天文學的主流學科。

波蘭天文學家、日心說的創立者哥白尼(1473年-1543年)。

1572超新星發現者、星圖專家第谷(1546年-1601年)。

製成第一架天文望遠鏡的義大利天文學家伽利略(1564年-1642年)。

德國著名天文學家開普勒(1571年-1630年)。

發明反射式望遠鏡的著名物理學家牛頓(1642年-1727年)。

著名土衛的發現者喬治·卡西尼(1625年-1712年)。

英國天文學家哈雷(1656年-1742年)。

法國天文學家梅西耶(1730年-1817年)。

天王星的發現者、英國天文學家威廉·赫歇耳(1738年-1822年)。

美國天文學家埃德溫·哈勃(1889年-1953年)。

著名物理學家愛因斯坦(1879年-1955年)。

射電天文學的奠基人、從事無線電工作的美國工程師央斯基(1905年-1950年)。

天文學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡(1910年-1995年)。

1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發，他製造了人類歷史第一架望遠鏡。

1609年，伽利略製作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發現，天文學從此進入瞭望遠鏡時代。

1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。

需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。

1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多只能磨製出10厘米的透鏡。

十九世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。

折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘餘的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。

第一架反射式望遠鏡誕生於1668年。牛頓經過多次磨製非球面的透鏡均告失敗后，決定採用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨製成一塊凹面反射鏡，並在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45°角的反射鏡，使經主鏡反射后的會聚光經反射鏡以90°角反射出鏡筒後到達目鏡。這種系統稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會產生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。

詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一種方案：利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置於主鏡的焦點之外，並在主鏡的中央留有小孔，使光線經主鏡和副鏡兩次反射后從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的製造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。

1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，並為凸面鏡，這就是今最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣製作望遠鏡還可以使焦距很短。

卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學性能也有所差異。由於卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內的天體，又可配置牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。因此，卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。

赫歇爾是製作反射式望遠鏡的大師，他早年為音樂師，因為愛好天文，從1773年開始磨製望遠鏡，一生中製作的望遠鏡達數百架。赫歇爾製作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經反射后匯聚於鏡筒的一側。

在反射式望遠鏡發明后的近200年中，反射材料一直是其發展的障礙：鑄鏡用的青銅易於腐蝕，不得不定期拋光，需要耗費大量財力和時間，而耐腐蝕性好的金屬，比青銅密度高且十分昂貴。1856年德國化學家尤斯圖斯·馮·利比希研究出一種方法，能在玻璃上塗一薄層銀，經輕輕的拋光后，可以高效率地反射光。這樣，就使得製造更好、更大的反射式望遠鏡成為可能。

1918年末，口徑為254厘米的胡克望遠鏡投入使用，這是由海爾主持建造的。天文學家用這架望遠鏡第一次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置，更為重要的是，哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠鏡觀測的結果。

二十世紀二三十年代，胡克望遠鏡的成功激發了天文學家建造更大反射式望遠鏡的熱情。1948年，美國建造了口徑為508厘米望遠鏡，為了紀念望遠鏡製造大師海爾，將它命名為海爾望遠鏡。從設計到製造完成海爾望遠鏡經歷了二十多年，儘管它比胡克望遠鏡看得更遠，分辨能力更強，但它並沒有使人類對宇宙的有更新的認識。正如阿西摩夫所說：“海爾望遠鏡（1948年）就象半個世紀以前的葉凱士望遠鏡（1897年）一樣，似乎預兆著一種特定類型的望遠鏡已經快發展到它的盡頭了。”在1976年前蘇聯建造了一架600厘米的望遠鏡，但它發揮的作用還不如海爾望遠鏡，這也印證了阿西摩夫所說的話。

反射式望遠鏡有許多優點，比如：沒有色差，能在廣泛的可見光範圍內記錄天體發出的信息，且相對於折射望遠鏡比較容易製作。但由於它也存在固有的不足：如口徑越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。

折反射式望遠鏡最早出現於1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。

1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，製造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。

由於折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業餘的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。

望遠鏡的集光能力隨著口徑的增大而增強，望遠鏡的集光能力越強，就能夠看到更暗更遠的天體，這其實就是能夠看到了更早期的宇宙。天體物理的發展需要更大口徑的望遠鏡。

但是，隨著望遠鏡口徑的增大，一系列的技術問題接踵而來。海爾望遠鏡的鏡頭自重達14.5噸，可動部分的重量為530噸，而6米鏡更是重達800噸。望遠鏡的自重引起的鏡頭變形相當可觀，溫度的不均勻使鏡面產生畸變也影響了成象質量。從製造方面看，傳統方法製造望遠鏡的費用幾乎與口徑的平方或立方成正比，所以製造更大口徑的望遠鏡必須另闢新徑。

自七十年代以來，在望遠鏡的製造方面發展了許多新技術，涉及光學、力學、計算機、自動控制和精密機械等領域。這些技術使望遠鏡的製造突破了鏡面口徑的局限，並且降低造價和簡化望遠鏡結構。特別是主動光學技術的出現和應用，使望遠鏡的設計思想有了一個飛躍。

從八十年代開始，國際上掀起了製造新一代大型望遠鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文台的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主鏡採用了薄鏡面；美國的Keck I、Keck II和HET望遠鏡的主鏡採用了拼接技術。

優秀的傳統望遠鏡卡塞格林焦點在最好的工作狀態下，可以將80%的幾何光能集中在0″.6範圍內，而採用新技術製造的新一代大型望遠鏡可保持80%的光能集中在0″.2~0″.4，甚至更好。

下面對幾個有代表性的大型望遠鏡分別作一些介紹：

凱克望遠鏡Keck I 和Keck II分別在1991年和1996年建成，這是當前世界上已投入工作的最大口徑的光學望遠鏡，因其經費主要由企業家凱克（Keck W M）捐贈（Keck I為9400萬美元，Keck II為7460萬美元）而命名。這兩台完全相同的望遠鏡都放置在夏威夷的莫納克亞，將它們放在一起是為了做干涉觀測。

它們的口徑都是10米，由36塊六角鏡面拼接組成，每塊鏡面口徑均為1.8米，而厚度僅為10厘米，通過主動光學支撐系統，使鏡面保持極高的精度。焦面設備有三個：近紅外照相機、高解析度CCD探測器和高色散光譜儀。

“像Keck這樣的大望遠鏡，可以讓我們沿著時間的長河，探尋宇宙的起源，Keck更是可以讓我們看到宇宙最初誕生的時刻。”

歐洲南方天文台自1986 年開始研製由4台8米口徑望遠鏡組成一台等效口徑為16米的光學望遠鏡。這4台8米望遠鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學系統，焦比是F/2，採用地平裝置，主鏡採用主動光學系統支撐，指向精度為1″，跟蹤精度為0.05″，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4台望遠鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨使用每一台望遠鏡。

已完成了其中的兩台，預計於2000年可全部完成。

雙子望遠鏡是以美國為主的一項國際設備（其中，美國佔50%，英國佔25%，加拿大佔15%，智利佔5%，阿根廷佔2.5%，巴西佔2.5%），由美國大學天文聯盟（AURA）負責實施。它由兩個8米望遠鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進行全天系統觀測。其主鏡採用主動光學控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適應光學系統使紅外區接近衍射極限。

該工程於1993年9月開始啟動，第一台在1998年7月在夏威夷開光，第二台於2000年9月在智利賽拉帕瓊台址開光，整個系統預計在2001年驗收后正式投入使用。

這是一台8米口徑的光學/紅外望遠鏡。它有三個特點：一是鏡面薄，通過主動光學和自適應光學獲得較高的成象質量；二是可實現0.1″的高精度跟蹤；三是採用圓柱形觀測室，自動控制通風和空氣過濾器，使熱湍流的排除達到最佳條件。此望遠鏡採用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動中保持平行。

此望遠鏡將安裝在夏威夷的莫納克亞，從1991年開始，預計9年完成。

這是我國於1996年開始啟動，並於2008年底完成研製並試運行的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場達20平方度的中星儀式的反射施密特望遠鏡。它的技術特色是：

1．把主動光學技術應用在反射施密特系統，在跟蹤天體運動中作實時球差改正，實現大口徑和大視場兼備的功能。

2．球面主鏡和反射鏡均採用拼接技術。

3．多目標光纖（可達4000根，一般望遠鏡只有600根）的光譜技術將是一個重要突破。

LAMOST把普測的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計劃高2等左右，實現107個星系的光譜普測，把觀測目標的數量提高1個量級。

1932年央斯基（Jansky. K. G）用無線電天線探測到來自銀河系中心（人馬座方向）的射電輻射，這標誌著人類打開了在傳統光學波段之外進行觀測的第一個窗口。

第二次世界大戰結束后，射電天文學脫穎而出，射電望遠鏡為射電天文學的發展起了關鍵的作用，比如：六十年代天文學的四大發現，類星體，脈衝星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠鏡觀測得到的。射電望遠鏡的每一次長足的進步都會毫無例外地為射電天文學的發展樹立一個里程碑。

英國曼徹斯特大學於1946年建造了直徑為66.5米的固定式拋物面射電望遠鏡，1955年又建成了當時世界上最大的可轉動拋物面射電望遠鏡；

六十年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮建造了直徑達305米的拋物面射電望遠鏡，它是順著山坡固定在地表面上的，不能轉動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。

1962年，Ryle發明了綜合孔徑射電望遠鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。綜合孔徑射電望遠鏡實現了由多個較小天線結構獲得相當於大口徑單天線所能取得的效果。

1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。

七十年代，聯邦德國在波恩附近建造了100米直徑的全向轉動拋物面射電望遠鏡，這是世界上最大的可轉動單天線射電望遠鏡。

八十年代以來，歐洲的VLBI網（EVN），美國的VLBA陣，日本的空間VLBI（VSOP）相繼投入使用，這是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度、解析度和觀測波段上都大大超過了以往的望遠鏡。

中國科學院上海天文台和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠鏡作為正式成員參加了美國的地球自轉連續觀測計劃（CORE）和歐洲的甚長基線干涉網（EVN），這兩個計劃分別用於地球自轉和高精度天體測量研究（CORE）和天體物理研究（EVN）。這種由各國射電望遠鏡聯合進行長基線干涉觀測的方式，起到了任何一個國家單獨使用大望遠鏡都不能達到的效果。

另外，美國國立四大天文台（NARO）研製的100米單天線望遠鏡（GBT），採用無遮擋（偏饋），主動光學等設計，該天線正在安裝中，2000年有可能投入使用。

國際上將聯合發展接收面積為1平方公里的低頻射電望遠鏡陣（SKA），該計劃將使低頻射電觀測的靈敏度約有兩個量級的提高，有關各國正在進行各種預研究。

在增加射電觀測波段覆蓋方面，美國史密松天體物理天文台和中國台灣天文與天體物理研究院正在夏威夷建造國際上第一個亞毫米波干涉陣（SMA），它由8個6米的天線組成，工作頻率從190GHz到85z，部分設備已經安裝。美國的毫米波陣（MMA）和歐洲的大南天陣（LAS）將合併成為一個新的毫米波陣計劃――ALMA。這個計劃將有64個12米天線組成，最長基線達到10公里以上，工作頻率從70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合併順利，將在2001年開始建造，日本方面也在考慮參加該計劃的可能性。

在提高射電觀測的角解析度方面，新一代的大型設備大多數考慮干涉陣的方案；為了進一步提高空間VLBI觀測的角解析度和靈敏度，第二代空間VLBI計劃――ARISE（25米口徑）已經提出。

相信這些設備的建成並投入使用將會使射電天文成為天文學的重要研究手段，並會為天文學發展帶來難以預料的機會。

我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由於地球大氣中各種粒子與天體輻射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段範圍內的天體輻射無法到達地面。人們把能到達地面的波段形象地稱為“大氣窗口”，這種“窗口”有三個。

光學窗口：這是最重要的一個窗口，波長在300～700納米之間，包括了可見光波段（400～700納米），光學望遠鏡一直是地面天文觀測的主要工具。

紅外窗口：紅外波段的範圍在0.7～1000微米之間，由於地球大氣中不同分子吸收紅外線波長不一致，造成紅外波段的情況比較複雜。對於天文研究常用的有七個紅外窗口。

射電窗口：射電波段是指波長大於1毫米的電磁波。大氣對射電波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的範圍內大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的範圍稱為射電窗口。

大氣對於其它波段，比如紫外線、X射線、γ射線等均為不透明的，在人造衛星上天后才實現這些波段的天文觀測。

最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但是，由於地球大氣的吸收和散射造成在地面進行的紅外觀測只局限於幾個近紅外窗口，要獲得更多紅外波段的信息，就必須進行空間紅外觀測。現代的紅外天文觀測興盛於十九世紀六、七十年代，當時是採用高空氣球和飛機運載的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。

1983年1月23日由美英荷聯合發射了第一顆紅外天文衛星IRAS。其主體是一個口徑為57厘米的望遠鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動了紅外天文在各個層次的發展。直到現今，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱點目標。

1995年11月17日由歐洲、美國和日本合作的紅外空間天文台（ISO）發射升空並進入預定軌道。ISO的主體是一個口徑為60厘米的R-C式望遠鏡，它的功能和性能均比IRAS有許多提高，它攜帶了四台觀測儀器，分別實現成象、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測光等功能。與IRAS相比， ISO從近紅外到遠紅外，更寬的波段範圍；有更高的空間解析度；更高的靈敏度（約為IRAS的100倍）；以及更多的功能。

ISO的實際工作壽命為30個月，對目標進行定點觀測（IRAS的觀測是巡天觀測），這能有的放矢地解決天文學家提出的問題。預計在今後的幾年中，以ISO數據為基礎的研究將會成為天文學的熱點之一。

從太陽繫到宇宙大尺度紅外望遠鏡與光學望遠鏡有許多相同或相似之處，因此可以對地面的光學望遠鏡進行一些改裝，使它能同時也可從事紅外觀測。這樣就可以用這些望遠鏡在月夜或白天進行紅外觀測，更大地發揮觀測設備的效率。

紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率範圍，觀測波段為3100～100埃。紫外觀測要放在150公里的高度才能進行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測是用氣球將望遠鏡載上高空，以後用了火箭，太空梭和衛星等空間技術才使紫外觀測有了真正的發展。

紫外波段的觀測在天體物理上有重要的意義。紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率範圍，在歷史上紫外和可見光的劃分界限在3900埃，當時的劃分標準是肉眼能否看到。現代紫外天文學的觀測波段為3100～100埃，和X射線相接，這是因為臭氧層對電磁波的吸收界限在這裡。

1968年，美國發射了OAO-2，之後歐洲也發射了TD-1A，它們的任務是對天空的紫外輻射作一般性的普查觀測。被命名為哥白尼號的OAO-3於1972年發射升空，它攜帶了一架0.8米的紫外望遠鏡，正常運行了9年，觀測了天體的950～3500埃的紫外譜。

1978年，發射了國際紫外探測者（IUE），雖然其望遠鏡的口徑比哥白尼號小，但檢測靈敏度有了極大的提高。IUE的觀測數據成為重要的天體物理研究資源。

1990年12月2～11日，哥倫比亞號太空梭搭載Astro-1天文台作了空間實驗室第一次紫外光譜上的天文觀測；1995年3月2日開始，Astro-2天文台完成了為期16天的紫外天文觀測。

1992年，美國宇航局發射了一顆觀測衛星――極遠紫外探索衛星（EUVE），是在極遠紫外波段作巡天觀測。

1999年6月24日，FUSE衛星發射升空，這是NASA的“起源計劃”項目之一，其任務是要回答天文學有關宇宙演化的基本問題。

紫外天文學是全波段天文學的重要組成部分，自哥白尼號升空到今的30年中，已經發展了紫外波段的EUV（極端紫外）、FUV（遠紫外）、UV（紫外）等多種探測衛星，覆蓋了全部紫外波段。

X射線輻射的波段範圍是0.01-10納米，其中波長較短（能量較高）的稱為硬X射線，波長較長的稱為軟X射線。天體的X射線是根本無法到達地面的，因此只有在六十年代人造地球衛星上天后，天文學家才獲得了重要的觀測成果，X射線天文學才發展起來。早期主要是對太陽的X射線進行觀測。

1962年6月，美國麻省理工學院的研究小組第一次發現來自天蠍座方向的強大X射線源，這使非太陽X射線天文學進入了較快的發展階段。七十年代，高能天文台1號、2號兩顆衛星發射成功，首次進行了X射線波段的巡天觀測，使X射線的觀測研究向前邁進了一大步，形成對X射線觀測的熱潮。進入八十年代以來，各國相繼發射衛星，對X射線波段進行研究：

1987年4月，由前蘇聯的火箭將德國、英國、前蘇聯、及荷蘭等國家研製的X射線探測器送入太空；

1987年，日本的X射線探測衛星GINGA發射升空；

1989年，前蘇聯發射了一顆高能天體物理實驗衛星――GRANAT，它載有前蘇聯、法國、保加利亞和丹麥等國研製的7台探測儀器，主要工作為成象、光譜和對爆發現象的觀測與監測；

1990年6月，倫琴X射線天文衛星（簡稱ROSAT）進入地球軌道，為研究工作取得大批重要的觀測資料，它已基本完成預定的觀測任務；

1990年12月，“哥倫比亞”號太空梭將美國的“寬頻X射線望遠鏡”帶入太空進行了為期9天的觀測；

1993年2月，日本的“飛鳥”X射線探測衛星由火箭送入軌道；

1996年，美國發射了“X射線光度探測衛星”（XTE），

1999年7月23日，美國成功發射了高等X射線天體物理設備（CHANDRA）中的一顆衛星，另一顆將在2000年發射；

1999年12月13日，歐洲共同體宇航局發射了一顆名為XMM的衛星。

2000年，日本也將發射一顆X射線的觀測設備。

以上這些項目和計劃表明，未來幾年將會是一個X射線觀測和研究的高潮。

γ射線比硬X射線的波長更短，能量更高，由於地球大氣的吸收，γ射線天文觀測只能通過高空氣球和人造衛星搭載的儀器進行。

1991年，美國的康普頓（γ射線）空間天文台（Compton GRO或CGRO）由太空梭送入地球軌道。它的主要任務是進行γ波段的首次巡天觀測，同時也對較強的宇宙γ射線源進行高靈敏度、高解析度的成象、能譜測量和光變測量，取得了許多有重大科學價值的結果。

CGRO配備了4台儀器，它們在規模和性能上都比以往的探測設備有量級上的提高，這些設備的研製成功為高能天體物理學的研究帶來了深刻的變化，也標誌著γ 射線天文學開始逐漸進入成熟階段。CGRO攜帶的四台儀器分別是：爆發和暫時源實驗（BATSE），可變向閃爍光譜儀實驗（OSSE），1Mev~30Mev範圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL）。

受到康普頓空間天文台成功的鼓舞，歐洲和美國的科研機構合作制訂了一個新的γ射線望遠鏡計劃－INTEGRAL，準備在2001年送入太空，它的上天將為康普頓空間天文台之後的γ射線天文學的進一步發展奠定基礎。

我們知道，地球大氣對電磁波有嚴重的吸收，我們在地面上只能進行射電、可見光和部分紅外波段的觀測。隨著空間技術的發展，在大氣外進行觀測已成為可能，所以就有了可以在大氣層外觀測的空間望遠鏡（Space telescope）。空間觀測設備與地面觀測設備相比，有極大的優勢：以光學望遠鏡為例，望遠鏡可以接收到寬得多的波段，短波甚至可以延伸到100納米。沒有大氣抖動后，分辨本領可以得到很大的提高，空間沒有重力，儀器就不會因自重而變形。前面介紹的紫外望遠鏡、X射線望遠鏡、γ射線望遠鏡以及部分紅外望遠鏡的觀測都都是在地球大氣層外進行的，也屬於空間望遠鏡。

這是由美國宇航局主持建造的四座巨型空間天文台中的第一座，也是所有天文觀測項目中規模最大、投資最多、最受到公眾注目的一項。它籌建於1978年，設計歷時7年，1989年完成，並於1990年4月25日由太空梭運載升空，耗資30億美元。但是由於人為原因造成的主鏡光學系統的球差，不得不在1993 年12月2日進行了規模浩大的修復工作。成功的修復使HST性能達到甚至超過了原先設計的目標，觀測結果表明，它的解析度比地面的大型望遠鏡高出幾十倍。

HST最初升空時攜帶了5台科學儀器：廣角/行星照相機，暗弱天體照相機，暗弱天體光譜儀，高解析度光譜儀和高速光度計。

1997年的維修中，為HST安裝了第二代儀器：有空間望遠鏡成象光譜儀、近紅外照相機和多目標攝譜儀，把HST的觀測範圍擴展到了近紅外並提高了紫外光譜上的效率。

1999年12月的維修為HST更換了陀螺儀和新的計算機，並安裝了第三代儀器――高級普查攝像儀，這將提高HST在紫外－光學－近紅外的靈敏度和成圖的性能。

HST對國際天文學界的發展有非常重要的影響。

二十一世紀初的空間天文望遠鏡：

“下一代大型空間望遠鏡”（NGST）和“空間干涉測量飛行任務”（SIM）是NASA“起源計劃”的關鍵項目，用於探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團。其中，NGST是大孔徑被動製冷望遠鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF（紅外空間望遠鏡）的後續項目。它強大的觀測能力特別體現於光學、近紅外和中紅外的大視場、衍射限成圖方面。將運行於近地軌道的SIM採用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級精度的恆星的精密絕對定位測量，同時由於具有綜合成圖能力，能產生高解析度的圖象，所以可以用於實現搜索其它行星等科學目的。

“天體物理的全天球天體測量干涉儀”（GAIA）將會在對銀河系的總體幾何結構及其運動學做全面和徹底的普查，在此基礎上開闢廣闊的天體物理研究領域。GAIA採用Fizeau干涉方案，視場為1°。GAIA和SIM的任務在很大程度上是互補的。

由於無人的空間天文觀測只能依靠事先設計的觀測模式自動進行，非常被動，如果在月球表面上建立月基天文台，就能化被動為主動，大大提高觀測精度。“阿波羅16號”登月時宇航員在月面上拍攝的大麥哲倫星雲照片表明，月面是理想的天文觀測場所。建立月基天文台具有以下優點：

1．月球上為高度真空狀態，比空間天文觀測設備所處還要低百萬倍。

2．月球為天文望遠鏡提供了一個穩定、堅固和巨大的觀測平台，在月球上觀測只需極簡單的跟蹤系統。

3．月震活動只相當於地震活動的10-8，這一點對於在月面上建立幾十至數百公里的長基線射電、光學和紅外干涉系統是很有利的。

4．月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，這會給天文台的建造帶來方便。另外，在地球上所有影響天文觀測的因素，比如大氣折射、散射和吸收，無線電干擾等，在月球上均不存在。

美國、歐洲和日本都計劃在未來的幾年內再次登月並在月球上建立永久居住區，可以預料，人類在月球上建立永久性基地后，建立月基天文台是必然的。

對於天文和天體物理的科研領域來講，空間觀測項目無論從人員規模上還是經費上都是相當可觀的，如世界上最大的地面光學望遠鏡象Keck的建設費用（7000~9000萬美元）只相當於一顆普通的空間探測衛星的研製和發射費用。並且，空間天文觀測的難度高，儀器的接收面積小，運行壽命短，難於維修，所以它並不能取代地面天文觀測。在二十一世紀，空間觀測與地面觀測將是天文觀測相輔相成的兩翼。

1.所有行星繞太陽運動的軌道都是橢圓。太陽處於橢圓的一個交點上；

2.對任意的一個行星來說，它與太陽的連線在相等時間內掃過面積相等；

3.圍繞同一顆恆星的行星，它們的橢圓軌道的半長軸的三次方與公轉周期的平方之比相等。

大爆炸宇宙學（Big-bang Cosmology）是現代宇宙系中最有影響的一種學說。與其他宇宙模型相比，它能說明較多的觀測事實。它的主要觀點是認為我們的宇宙曾有一段從熱到冷的演化史。在這個時期里，宇宙體系並不是靜止的，而是在不斷地膨脹，使物質密度從密到稀地演化。這一從熱到冷、從密到稀的過程如同一次規模巨大的爆發。

根據大爆炸宇宙學的觀點，大爆炸的整個過程是：在宇宙的早期，溫度極高，在100億度以上。物質密度也相當大，整個宇宙體系達到平衡。宇宙間只有中子、質子、電子、光子和中微子等一些基本粒子形態的物質。但是因為整個體系在不斷膨脹，結果溫度很快下降。當溫度降到10億度左右時，中子開始失去自由存在的條件，它要麼發生衰變，要麼與質子結合成重氫、氦等元素；化學元素就是從這一時期開始形成的。溫度進一步下降到100萬度后，早期形成化學元素的過程結束（見元素合成理論）。

宇宙間的物質主要是質子、電子、光子和一些比較輕的原子核。當溫度降到幾千度時，輻射減退，宇宙間主要是氣態物質，氣體逐漸凝聚成氣雲，再進一步形成各種各樣的恆星體系，成為我們今看到的宇宙。大爆炸模型能統一地說明以下幾個觀測事實：

（1）大爆炸理論主張所有恆星都是在溫度下降后產生的，因而任何天體的年齡都應比自溫度下降到今這一段時間為短，即應小於137億年。各種天體年齡的測量證明了這一點。

（2）觀測到河外天體有系統性的譜線紅移，而且紅移與距離大體成正比。如果用多普勒效應來解釋，那麼紅移就是宇宙膨脹的反映。

（3）在各種不同天體上，氦丰度相當大，而且大都是30%。用恆星核反應機制不足以說明為什麼有如此多的氦。而根據大爆炸理論，早期溫度很高，產生氦的效率也很高，則可以說明這一事實。

（4）根據宇宙膨脹速度以及氦丰度等，可以具體計算宇宙每一歷史時期的溫度。大爆炸理論的創始人之一伽莫夫曾預言，今宇宙已經很冷，只有絕對溫度幾度。1965年，果然在微波波段上探測到具有熱輻射譜的微波背景輻射，溫度約為3K。

此外還有穩恆態宇宙學，等級式宇宙學，反物質宇宙學，暴脹宇宙學。