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闪视比较仪（blink comparator）
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闪视比较仪是通过快速切换的方法来对比两张不同相片的仪器。闪视比较仪特别适合于寻找在两次拍摄间亮度或位置发生变化的天体。在历史上，冥王星就是通过闪视比较仪发现的。随着电荷耦合器件及计算机图像对比与处理技术的普及，闪视比较仪的重要性已有了显著的下降。
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视星等（apparent magnitude）
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视星等是扣除了大气层的影响后，天体相对于地面观测者的表观亮度。视星等采用的是对数标度，其中正常肉眼所能看见的最暗天体定义为6等，比这一天体亮100倍的天体定义为1等（因此视星等每相差1等，亮度相差1001/5≈2.512倍）。观测天文学上的一些典型的视星等为：太阳-26.73，满月-12.6，最亮时的金星-4.6，最亮时的天王星5.5，最亮时的谷神星6.7，最亮时的冥王星13.6，口径8米的地面光学望远镜所能观测的最暗天体的视星等为27，哈勃望远镜所能观测的最暗天体的视星等为30。
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提丢斯－波德定则（Titius-Bode law）
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提丢斯－波德定则是德国天文学家提丢斯（Johann Titius）于1766年提出的太阳系天体分布经验规律。按照这一定则，太阳系各行星的轨道半径（以地球轨道半径为单位）rn满足rn＝0.4＋0.3×2n（其中水星对应于n＝-∞，其余行星及小行星带自内向外依次对应于n＝0，1，2，3等）。这一定则经过德国天文学家波德（Johann Bode）的“借用”及传播后广为人知，并在小行星带的发现及海王星的轨道计算中起到过一定作用。提丢斯－波德定则对于海王星以内的各行星及小行星是不错的近似，在那之外则基本无效。一般认为，提丢斯－波德定则并无理论依据，有可能是轨道共振及初始条件的共同结果，也可能只是巧合。
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天体力学（celestial mechanics）
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天体力学是运用力学原理研究天体运动的天文学分支。天体力学通常用于计算已知天体（包括人造天体）的运动，但在历史上也曾被用于推算未知天体的位置，其中最成功的例子是对海王星位置的预言。天体力学中的一些著名问题——比如三体问题——曾引起数学家与物理学家的强烈兴趣及深入研究。在精密的天体力学计算中有时需要引进相对论修正，其中最著名的例子是在水星近日点进动的计算中引进广义相对论修正。
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天文单位（astronomical unit）
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天文单位是行星天文学上最常用的距离计量单位，它近似等于地球与太阳的平均距离，或1.496亿千米。它在国际单位制中的严格定义为：在太阳引力作用下沿圆轨道以每天0.01720209895弧度的角速度运动的试验粒子的轨道半径。严格地讲，天文单位的大小是不恒定的。（感兴趣的读者请思考一下，哪些因素会导致上述定义下的天文单位不恒定。）
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牛顿万有引力定律（Newton’s law of universal gravitation）
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牛顿万有引力定律是描述有质量物体之间引力相互作用的物理学定律，它是英国物理学家牛顿（Isaac Newton）在1687年出版的著作《自然哲学的数学原理》中发表的（他的一些同时代人也有过类似的想法）。按照牛顿万有引力定律，两个线度可以忽略的有质量物体之间的引力的大小正比于两个物体质量的乘积，平方反比于两个物体的距离，方向则沿两个物体的连线。牛顿万有引力定律在很长的时间里一直是天体力学的基础，并且直到今天依然适用于引力场不太强，运动速度不太快，对精度要求不太高的天体力学计算。
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小行星带（asteroid belt）
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小行星带是大致位于火星与木星轨道之间的环状分布的小天体群。小行星带中最早被发现的若干成员曾一度被误当成行星。按照目前人们对太阳系天体的分类，小行星带中最著名（并且也最大）的天体是矮行星谷神星（Ceres），其余按目前的分类则全都是太阳系小天体。据估计，小行星带中约有超过一百万个直径一千米以上的天体。
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行星（planet）
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行星一词的希腊文原意是“漫游者”，最初指的是太阳系内的金、木、水、火、土五大行星，在日心说被采纳后又增加了地球。在约定成俗几千年之后，国际天文联合会于2006年8月24日对太阳系内的行星进行了定义。按照这一定义，太阳系内的行星是同时满足以下三个条件的天体：（1）围绕太阳公转；（2）具有足够的质量使自身引力克服刚体应力，从而具有（近球形的）流体静力平衡形状；（3）扫清了自己轨道附近的区域。目前太阳系中共有八个行星，它们分别是：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星。
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那颗星星不在星图上：寻找太阳系的疆界 人名索引
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阿伯特（Abbott Lowell）
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阿拉果（FranÇois Arago）
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埃奇沃斯（Kenneth Edgeworth）
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艾根（Olin Eggen）
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艾里（George Biddell Airy）
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爱德华（Edward Pickering）
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