| 英文名稱 | 中文名稱 | 詞義解釋 |
| synchrotron radiation | 同步加速輻射 | 在磁場中高速（達光速的相當大比例）運動的帶電粒子（如電子）產生的特有的電磁輻射。電子運動越快，輻射的波長越短。同步加速輻射在超新星遺跡、河外射電源和脈沖星中都已觀測到。 |
| syzygy | 朔望 | 表述太陽、地球和另一個天體排成直線的總詞語。三個天體沿直線的排列順序無關緊要，所以朔望把造成日食和月食的排列都包括在內（一般也包括每次滿月和新月時的排列）。地球上的最大潮汐（大潮）于每月的朔望發(fā)生兩次。朔望也用來指太陽、地球和其他行星的合和沖（中文不用“朔望”來指“合”和“沖”。在中文中，“合”和“沖”指太陽、地球和另一顆行星的排列；“朔望”指太陽、地球和月球的排列，而且“朔”對應新月，“望”對應滿月，意義不同。但英文的“syzygy”是“朔”和“望”的合稱），有時（嚴格說是不對的）甚至也指兩顆或更多行星與太陽的排列，盡管此時地球并不在同一直線上?！ ?/td> |
| tachyons | 快子 | 永遠快于光速運動的假想粒子。雖然狹義相對論聲稱任何粒子都不可能從低于光的速率加速到高于光的速率，但事實上狹義相對論方程式還有一種對應著永遠快于光速運動的粒子的解。 這些“超光速”粒子如果存在，它們的性質將是普通亞光速粒子的鏡像反轉，以致永遠不可能，比如說，減速到低于光速。一個高速運動的普通粒子趨向于損失能量并減速，而一個快子卻趨向于損失能量并加速——就好像亞光速粒子和超光速粒子都想盡可能遠離光速。因此，如果在太空某種猛烈事件中形成了一個快子，它就會把能量瘋狂地輻射出去（其形式也許是引力輻射或電磁輻射），并跑得越來越快，直到它的能量變?yōu)榱悖ㄒ蚨荒芴綔y到）并以無窮大速度運動為止。 大多數物理學家認為快子并不存在，而描述它們的方程式的解就像簡單二次方程式的“負根”那樣沒有意義。例如，我們可以（相當笨拙地）把某人的身高說成“4的平方根米”。4的平方根可以是+2或-2，但我們顯然不可能把這個人形容為-2米高?！ ∪欢绻熳哟_實存在，它們就將具有另一個奇怪的性質——它們應該在時間上逆向運動。這刺激了某些研究宇宙線的物理學家去尋找正好在宇宙線暴之前有太空粒子到達這樣的“先兆”事件。他們的論據是，如果宇宙線起源于太空高能粒子撞擊地球大氣頂部，那么任何同時產生的快子應該正好在宇宙線暴發(fā)生之前抵達地面，因為它們在降至地面的途中是逆時間旅行的?？上Р⑽凑业酱嬖谶@種先兆快子的決定性證據。另見時間旅行?！ ?/td> |
| Tammann，Gustav | 塔曼，古斯塔夫 | （1932-），瑞士天文學家，他和艾倫·桑德奇一道，同為哈勃常數比較小、因而宇宙年齡比較大這一觀點的主要支持者。塔曼1932年7月24日出生在格廷根，求學于巴塞爾、格廷根和弗萊堡等大學，1961年獲巴塞爾大學博士學位。他也曾在威爾遜山天文臺、帕洛馬山天文臺、海爾天文臺、加州理工學院和歐洲南方天文臺工作；1976年以來任巴塞爾大學天文學教授?！ ?/td> |
| tau particle | τ子 | 輕子的一種，是電子的較重對應物。見基本粒子?！ ?/td> |
| Taurus A | 金牛座A | 與蟹狀星云相連的射電源。其射電波的大部分是星云本身的同步加速輻射，少量是蟹云脈沖星的輻射?！ ?/td> |
| Taurus X-1 | 金牛座X-1 | 與蟹狀星云相連的X射線源，是1963年發(fā)現的第二個X射線源（除太陽外）?！ ?/td> |
| Taylor，Joseph Hooton，Jr | 泰勒（?。┘s瑟夫·胡頓 | （1941-），美國天體物理學家和射電天文學家，他與羅素·胡爾斯一道于1974年發(fā)現了脈沖雙星。1993年，泰勒和胡爾斯因對這一天體的研究而分享諾貝爾獎?！ ?941年3月29日泰勒生于費城，曾在哈維福特學院和哈佛大學學習，并在馬薩諸塞大學工作，后于1980年被聘為普林斯頓大學物理學教授。他是在馬薩諸塞大學工作期間與他的學生胡爾斯發(fā)現了那顆脈沖雙星——PSR1913+16?！ ?/td> |
| TD-1 | 特德1號[衛(wèi)星] | 1972年發(fā)射、進行了首次紫外巡天的歐洲衛(wèi)星?！ ?/td> |
| telescope | 望遠鏡 | 任何用于收集來自地球大氣以外的輻射的儀器都被天文學家稱為望遠鏡，所以它們包括射電望遠鏡、紅外望遠鏡、X射線和γ射線探測器、宇宙線望遠鏡、甚至探測中微子或引力輻射的儀器。但人們提起望遠鏡時首先想到的則是與日常望遠鏡本質上相同的光學天文望遠鏡，它們是一切其他類型探測器所根據的原型。 光學天文望遠鏡的重要功能是收集并會聚暗弱天體的光，使它們亮到可以看見、或拍照、或用電子探測器如電荷耦合器件進行記錄。望遠鏡放大像的功能在天文學中是次要的（雖然研究太陽系內天體時有用），因為即使在望遠鏡中恒星仍然只能顯示為光點。不過星系結構的研究可在一定程度上從望遠鏡的放大能力受益。但是，更重要得多的是望遠鏡應該具有高的分辨率——這樣才能區(qū)分天空中靠得很近的兩個天體，或顯示諸如遙遠星系結構的細節(jié)。 折射望遠鏡采用大的透鏡作為主要的光線收集器，而反射望遠鏡則用大的反射鏡面。在這兩類望遠鏡中都還要用其他一些較小的透鏡或鏡面或兼用兩者，將被測天體的光聚焦在某個便于研究的位置。望遠鏡的大小通常用它們的主反射鏡或主透鏡的直徑表示。世界最大的折射望遠鏡在葉凱士天文臺，它的孔徑是102厘米；反射望遠鏡可以做得大得多，因為它們的主反射鏡能從后面支撐，所以不會遮擋鏡面收集的光，目前已經有不少孔徑超過3.5米的反射望遠鏡投入使用。天文折射望遠鏡與觀察遠方地面目標的望遠鏡基本相似，但要大得多；反射望遠鏡的三個主要類型是牛頓望遠鏡、卡塞格林望遠鏡和施密特照相機。施密特照相機不僅僅用于天文照相，很多業(yè)余天文愛好者也把它當作“普通”望遠鏡使用。 今天正在使用中的最重要光學望遠鏡全都是反射望遠鏡，其中一些的主反射鏡乃用玻璃制成，但更多的是用其形狀不隨溫度而變的陶瓷材料。反射鏡表面要加工成確定的形狀，一般是球面的一部分或拋物面的一部分，拋光的精度要達到光波波長的若干分之一；然后在鏡面上（像涂上薄薄一層顏料那樣）鍍上一層薄鋁膜。這層薄鋁膜才是真正的反射表面。最新的光學望遠鏡所用的主反射鏡比老望遠鏡的薄而輕，它們 的形狀用所謂的主動光學系統不斷加以控制，即通過計算機不斷調節(jié)鏡面支撐機構以保持所要求的面形；這就有可能建造更大的望遠鏡。在這一技術進一步發(fā)展的基礎上，現在制造的望遠鏡已能通過改變鏡面形狀而自動補償恒星（或其他天體）的光穿透地球大氣時產生的不斷變化的畸變。例如，這種自適應光學技術的一種方案目前正在亞利桑那州斯圖爾德天文臺的多鏡面望遠鏡改造而成的6.5米望遠鏡上采用。 經典形式的射電望遠鏡在概念上與光學望遠鏡極為相似，它們采用的巨大碗形天線起著與光學望遠鏡主鏡完全一樣的作用，但由于射電波的波長比光波的波長長得多，所以雖然天線形狀依然必須具有一個波長以下的精密度，但在絕對意義上其光滑程度不必像光學望遠鏡鏡面形狀那樣高。 然而，要獲得高分辨率，則孔徑必須比所研究的輻射波長大得多。優(yōu)良光學望遠鏡的分辨率大約是0.5角秒，這要求直徑為波長500 000倍的反射鏡具有十分之一波長的拋光精度。而工作于21厘米波長的射電望遠鏡要達到同樣分辨率，僅要求拋光精度2厘米——條件是拋物面天線直徑要達到100公里!這就是射電天文學家不得不采用諸如綜合孔徑等方法的原因。 很多射電望遠鏡甚至不用傳統的拋物面形天線，而是用其他形式的天線來捕捉空間射電波（例如，見脈沖星）。在其他波段，有些儀器，如紅外望遠鏡，與光學望遠鏡十分相似；而另一些，如探測宇宙線的設備，或某些中微子探測器的主體容器，則與光學望遠鏡毫無共同之處。然而所有這些對天文學家來說都是望遠鏡?！ ?/td> |
