| 英文名称 | 中文名称 | 词义解释 |
| synchrotron radiation | 同步加速辐射 | 在磁场中高速（达光速的相当大比例）运动的带电粒子（如电子）产生的特有的电磁辐射。电子运动越快，辐射的波长越短。同步加速辐射在超新星遗迹、河外射电源和脉冲星中都已观测到。 |
| syzygy | 朔望 | 表述太阳、地球和另一个天体排成直线的总词语。三个天体沿直线的排列顺序无关紧要，所以朔望把造成日食和月食的排列都包括在内（一般也包括每次满月和新月时的排列）。地球上的最大潮汐（大潮）于每月的朔望发生两次。朔望也用来指太阳、地球和其他行星的合和冲（中文不用“朔望”来指“合”和“冲”。在中文中，“合”和“冲”指太阳、地球和另一颗行星的排列；“朔望”指太阳、地球和月球的排列，而且“朔”对应新月，“望”对应满月，意义不同。但英文的“syzygy”是“朔”和“望”的合称），有时（严格说是不对的）甚至也指两颗或更多行星与太阳的排列，尽管此时地球并不在同一直线上。 |
| tachyons | 快子 | 永远快于光速运动的假想粒子。虽然狭义相对论声称任何粒子都不可能从低于光的速率加速到高于光的速率，但事实上狭义相对论方程式还有一种对应着永远快于光速运动的粒子的解。 这些“超光速”粒子如果存在，它们的性质将是普通亚光速粒子的镜像反转，以致永远不可能，比如说，减速到低于光速。一个高速运动的普通粒子趋向于损失能量并减速，而一个快子却趋向于损失能量并加速——就好像亚光速粒子和超光速粒子都想尽可能远离光速。因此，如果在太空某种猛烈事件中形成了一个快子，它就会把能量疯狂地辐射出去（其形式也许是引力辐射或电磁辐射），并跑得越来越快，直到它的能量变为零（因而不能探测到）并以无穷大速度运动为止。 大多数物理学家认为快子并不存在，而描述它们的方程式的解就像简单二次方程式的“负根”那样没有意义。例如，我们可以（相当笨拙地）把某人的身高说成“4的平方根米”。4的平方根可以是+2或-2，但我们显然不可能把这个人形容为-2米高。 然而，如果快子确实存在，它们就将具有另一个奇怪的性质——它们应该在时间上逆向运动。这刺激了某些研究宇宙线的物理学家去寻找正好在宇宙线暴之前有太空粒子到达这样的“先兆”事件。他们的论据是，如果宇宙线起源于太空高能粒子撞击地球大气顶部，那么任何同时产生的快子应该正好在宇宙线暴发生之前抵达地面，因为它们在降至地面的途中是逆时间旅行的。可惜并未找到存在这种先兆快子的决定性证据。另见时间旅行。 |
| Tammann，Gustav | 塔曼，古斯塔夫 | （1932-），瑞士天文学家，他和艾伦·桑德奇一道，同为哈勃常数比较小、因而宇宙年龄比较大这一观点的主要支持者。塔曼1932年7月24日出生在格廷根，求学于巴塞尔、格廷根和弗莱堡等大学，1961年获巴塞尔大学博士学位。他也曾在威尔逊山天文台、帕洛马山天文台、海尔天文台、加州理工学院和欧洲南方天文台工作；1976年以来任巴塞尔大学天文学教授。 |
| tau particle | τ子 | 轻子的一种，是电子的较重对应物。见基本粒子。 |
| Taurus A | 金牛座A | 与蟹状星云相连的射电源。其射电波的大部分是星云本身的同步加速辐射，少量是蟹云脉冲星的辐射。 |
| Taurus X-1 | 金牛座X-1 | 与蟹状星云相连的X射线源，是1963年发现的第二个X射线源（除太阳外）。 |
| Taylor，Joseph Hooton，Jr | 泰勒（小）约瑟夫·胡顿 | （1941-），美国天体物理学家和射电天文学家，他与罗素·胡尔斯一道于1974年发现了脉冲双星。1993年，泰勒和胡尔斯因对这一天体的研究而分享诺贝尔奖。 1941年3月29日泰勒生于费城，曾在哈维福特学院和哈佛大学学习，并在马萨诸塞大学工作，后于1980年被聘为普林斯顿大学物理学教授。他是在马萨诸塞大学工作期间与他的学生胡尔斯发现了那颗脉冲双星——PSR1913+16。 |
| TD-1 | 特德1号[卫星] | 1972年发射、进行了首次紫外巡天的欧洲卫星。 |
| telescope | 望远镜 | 任何用于收集来自地球大气以外的辐射的仪器都被天文学家称为望远镜，所以它们包括射电望远镜、红外望远镜、X射线和γ射线探测器、宇宙线望远镜、甚至探测中微子或引力辐射的仪器。但人们提起望远镜时首先想到的则是与日常望远镜本质上相同的光学天文望远镜，它们是一切其他类型探测器所根据的原型。 光学天文望远镜的重要功能是收集并会聚暗弱天体的光，使它们亮到可以看见、或拍照、或用电子探测器如电荷耦合器件进行记录。望远镜放大像的功能在天文学中是次要的（虽然研究太阳系内天体时有用），因为即使在望远镜中恒星仍然只能显示为光点。不过星系结构的研究可在一定程度上从望远镜的放大能力受益。但是，更重要得多的是望远镜应该具有高的分辨率——这样才能区分天空中靠得很近的两个天体，或显示诸如遥远星系结构的细节。 折射望远镜采用大的透镜作为主要的光线收集器，而反射望远镜则用大的反射镜面。在这两类望远镜中都还要用其他一些较小的透镜或镜面或兼用两者，将被测天体的光聚焦在某个便于研究的位置。望远镜的大小通常用它们的主反射镜或主透镜的直径表示。世界最大的折射望远镜在叶凯士天文台，它的孔径是102厘米；反射望远镜可以做得大得多，因为它们的主反射镜能从后面支撑，所以不会遮挡镜面收集的光，目前已经有不少孔径超过3.5米的反射望远镜投入使用。天文折射望远镜与观察远方地面目标的望远镜基本相似，但要大得多；反射望远镜的三个主要类型是牛顿望远镜、卡塞格林望远镜和施密特照相机。施密特照相机不仅仅用于天文照相，很多业余天文爱好者也把它当作“普通”望远镜使用。 今天正在使用中的最重要光学望远镜全都是反射望远镜，其中一些的主反射镜乃用玻璃制成，但更多的是用其形状不随温度而变的陶瓷材料。反射镜表面要加工成确定的形状，一般是球面的一部分或抛物面的一部分，抛光的精度要达到光波波长的若干分之一；然后在镜面上（像涂上薄薄一层颜料那样）镀上一层薄铝膜。这层薄铝膜才是真正的反射表面。最新的光学望远镜所用的主反射镜比老望远镜的薄而轻，它们 的形状用所谓的主动光学系统不断加以控制，即通过计算机不断调节镜面支撑机构以保持所要求的面形；这就有可能建造更大的望远镜。在这一技术进一步发展的基础上，现在制造的望远镜已能通过改变镜面形状而自动补偿恒星（或其他天体）的光穿透地球大气时产生的不断变化的畸变。例如，这种自适应光学技术的一种方案目前正在亚利桑那州斯图尔德天文台的多镜面望远镜改造而成的6.5米望远镜上采用。 经典形式的射电望远镜在概念上与光学望远镜极为相似，它们采用的巨大碗形天线起着与光学望远镜主镜完全一样的作用，但由于射电波的波长比光波的波长长得多，所以虽然天线形状依然必须具有一个波长以下的精密度，但在绝对意义上其光滑程度不必像光学望远镜镜面形状那样高。 然而，要获得高分辨率，则孔径必须比所研究的辐射波长大得多。优良光学望远镜的分辨率大约是0.5角秒，这要求直径为波长500 000倍的反射镜具有十分之一波长的抛光精度。而工作于21厘米波长的射电望远镜要达到同样分辨率，仅要求抛光精度2厘米——条件是抛物面天线直径要达到100公里!这就是射电天文学家不得不采用诸如综合孔径等方法的原因。 很多射电望远镜甚至不用传统的抛物面形天线，而是用其他形式的天线来捕捉空间射电波（例如，见脉冲星）。在其他波段，有些仪器，如红外望远镜，与光学望远镜十分相似；而另一些，如探测宇宙线的设备，或某些中微子探测器的主体容器，则与光学望远镜毫无共同之处。然而所有这些对天文学家来说都是望远镜。 |
