天 体 力 学.docx
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天体力学
天体力学
天体力学是天文学和力学之间的交叉学科，是天文学中较早形成的一个分支学科，它主要应用力学规律来研究天体的运动和形状。
天体力学以往所涉及的天体主要是太阳系内的天体，五十年代以后也包括人造天体和一些成员不多（几个到几百个）的恒星系统。
天体的力学运动是指天体质量中心在空间轨道的移动和绕质量中心的转动（自转）。
对日月和行星则是要确定它们的轨道，编制星历表，计算质量并根据它们的自传确定天体的形状等等。
天体力学以数学为主要研究手段，至于天体的形状，主要是根据流体或弹性体在内部引力和自转离心力作用下的平衡形状及其变化规律。
天体内部和天体相互之间的万有引力是决定天体运动和形状的主要因素，天体力学目前仍以万有引力定律为基础。
虽然已发现万有引力定律与某些观测事实发生矛盾（如水星近日点进动问题），而用爱因斯坦的广义相对论却能对这些事实作出更好的解释，但对天体力学的绝大多数课题来说，相对论效应并不明显。
因此，在天体力学中只是对于某些特殊问题才需要应用广义相对论和其他引力理论。
天体力学的发展历史
远在公元前一、二千年，中国和其他文明古国就开始用太阳、月亮和大行星等天体的视运动来确定年、月和季节，为农业服务。
随着观测精度的不断提高，观测资料的不断积累，人们开始研究这些天体的真运动，从而预报它们未来的位置和天象，更好地为农业、航海事业等服务。
历史上出现过各种太阳、月球和大行星运动的假说，但直到1543年哥白尼提出日心体系后，才有反映太阳系的真运动的模型。
而开普勒根据第谷多年的行星观测资料，于1609～1619年间先后提出了著名的行星运动三大定律；开普勒定律深刻地描述了行星运动，至今仍有重要作用。
他还提出著名的开普勒方程，对行星轨道要柔下了定义。
从此可以预报行星（以及月球）更准确的位置，形成理论天文学，这是天体力学的前身。
到这时为止，人们对天体（指太阳、月球和大行星）的真运动仅处于描述阶段，未能深究行星运动的力学原因。
早在中世纪末期，达·芬奇就提出了不少力学概念，人们开始认识到力的作用。
伽利略在力学方面作出了巨大的贡献，使动力学初具雏形，为牛顿三定律的发现奠定了基础。
牛顿根据前人在力学、数学和天文学方面的成就，以及他自己二十多年的反复研究，在1687年出版的《自然哲学的数学原理》中提出了万有引力定律。
他在书中还提出了著名的牛顿三大运动定律，把人们带进了动力学范畴。
对天体的运动和形状的研究从此进入新的历史阶段，天体力学正式诞生。
虽然牛顿未提出这个名称，仍用理论天文学表示这个领域，但牛顿实际上是天体力学的创始人。
天体力学诞生以来的近三百年历史中，按研究对象和基本研究方法的发展过程，大致可划分为三个时期：
奠基时期 自天体力学创立到十九世纪后期，是天体力学的奠基过程。
天体力学在这个过程中逐步形成了自己的学科体系，称为经典天体力学。
它的研究对象主要是大行星和月球，研究方法主要是经典分析方法，也就是摄动理论。
天体力学的奠基者同时也是近代数学和力学的奠基者。
牛顿和莱布尼茨共同创立的微积分学，成为天体力学的数学基础。
十八世纪，由于航海事业的发展，需要更精确的月球和亮行星的位置表，于是数学家们致力于天体运动的研究，从而创立了分析力学，这就是天体力学的力学基础。
这方面的主要奠基者有欧拉、达朗贝尔和拉格朗日等。
其中欧拉是第一个较完整的月球运动理论的创立者，拉格朗日是大行星运动理论的创始人。
后来由拉普拉斯集其大成，他的五卷十六册巨著《天体力学》成为经典天体力学的代表作。
他在1799年出版的第一卷中，首先提出了天体力学的学科名称，并描述了这个学科的研究领域。
到1828年，全书出齐。
在这部著作中，拉普拉斯对大行星和月球的运动都提出了较完整的理论，而且对周期彗星和木星的卫星也提出了相应的运动理论。
同时，他还对天体形状的理论基础——流体自转时的平衡形状理论作了详细论述。
后来，勒让德、泊松、雅可比和汉密尔顿等人又进一步发展了有关的理论。
1846年，根据勒威耶和亚当斯的计算，发现了海王星。
这是经典天体力学的伟大成果，也是自然科学理论预见性的重要验证。
此后，大行星和月球运动理论益臻完善，成为编算天文年历中各天体历表的根据。
发展时期 自十九世纪后期到二十世纪五十年代，是天体力学的发展时期。
在研究对象方面，增加了太阳系内大量的小天体（小行星、彗星和卫星等），在研究方法方面，除了继续改进分析方法外，增加了定性方法和数值方法，但它们只作为分析方法的补充。
这段时期可以称为近代天体力学时期。
彭加莱在1892～1899年出版的三卷本《天体力学的新方法》是这个时期的代表作。
虽然早在1801年就发现了第一号小行星（谷神星），填补了火星和木星轨道之间的空隙。
但小行星的大量发现，是在十九世纪后半叶照相方法被广泛应用到天文观测以后的事情。
与此同时，彗星和卫星也被大量发现。
这些小天体的轨道偏心率和倾角都较大，用行星或月球的运动理论不能得到较好结果。
天体力学家们探索了一些不同于经典天体力学的方法，其中德洛内、希尔和汉森等人的分析方法，对以后的发展影响较大。
定性方法是由彭加莱和李亚普诺夫创立的，他们同时还建立了微分方程定性理论。
但到二十世纪五十年代为止，这方面进展不快。
数值方法最早可追溯到高斯的工作方法。
十九世纪末形成的科威耳方法和亚当斯方法，至今仍为天体力学的基本数值方法，但在电子计算机出现以前，应用不广。
新时期 二十世纪五十年代以后，由于人造天体的出现和电子计算机的广泛应用，天体力学进入一个新时期。
研究对象又增加了各种类型的人造天体，以及成员不多的恒星系统。
在研究方法中，数值方法有迅速的发展，不仅用于解决实际问题，而且还同定性方法和分析方法结合起来，进行各种理论问题的研究。
定性方法和分析方法也有相应发展，以适应观测精度日益提高的要求
天体力学的研究内容
当前天体力学可分为六个次级学科：
摄动理论 这是经典天体力学的主要内容，它是用分析方法研究各类天体的受摄运动，求出它们的坐标或轨道要素的近似摄动值。
近年来由于无线电、激光等新观测技术的应用，观测精度日益提高，观测资料数量陡增因此，原有各类天体的运动理论急需更新。
其课题有两类：
一类是具体天体的摄动理论，如月球的运动理论、大行星的运动理论等；另一类是共同性的问题，即各类天体的摄动理论都要解决的关键性问题或共同性的研究方法，如摄动函数的展开问题、中间轨道和变换理论等。
数值方法 这是研究天体力学中运动方程的数值解法。
主要课题是研究和改进现有的各种计算方法，研究误差的积累和传播，方法的收敛性、稳定性和计算的程序系统等。
近年来，电子计算技术的迅速发展为数值方法开辟了广阔的前景。
六十年代末期出现的机器推导公式，是数值方法和分析方法的结合，现已被广泛使用。
以上两个次级学科都属于定量方法，由于存在展开式收敛性以及误差累计的问题，现有各种方法还只能用来研究天体在短时间内的运动状况。
定性理论也叫作定性方法。
它并不具体求出天体的轨道，而是探讨这些轨道应有的性质，这对那些用定量方法还不能解决的天体运动和形状问题尤为重要。
其中课题大致可分为三类：
一类是研究天体的特殊轨道的存在性和稳定性，如周期解理论、卡姆理论等；一类是研究运动方程奇点附近的运动特性，如碰撞问题、俘获理论等；另一类是研究运动的全局图像，如运动区域、太阳系稳定性问题等。
近年来，在定性理论中应用拓扑学较多，有些文献中把它叫作拓扑方法。
天文动力学又叫作星际航行动力学。
这是天体力学和星际航行学之间的边缘学科，研究星际航行中的动力学问题。
在天体力学中的课题主要是人造地球卫星，月球火箭以及各种行星际探测器的运动理论等。
历史天文学是利用摄动理论和数值方法建立各种天体历表，研究天文常数系统以及计算各种天象。
天体形状和自转理论是牛顿开创的次级学科，主要研究各种物态的天体在自转时的平衡形状、稳定性以及自转轴的变化规律。
近年来，利用空间探测技术得到了地球、月球和几个大行星的形状以及引力场方面大量数据，为进一步建立这些天体的形状和自转理论提供了丰富资料。
天体力学在发展过程中除了形成上面六个次级学科外，还形成了一些学科性的特殊课题。
它们相对独立地发展着。
这些课题主要有：
多体问题又叫N体问题，是研究N个质点在万有引力作用下的运动。
在N=2时为二体问题，这个问题是天体力学的基本问题之一，已得到完全解决。
在N=3时为三体问题，这个问题难度较高，多年来进展甚慢，至今仍未得到解决，目前正用分析方法、数值方法和定性方法进行研究。
还有许多人致力于一些特殊问题的研究，如三体问题的积分、限制性三体问题等。
对于其他多体问题，目前主要研究运动的一般特性。
与其它学科的关系 天体力学的发展同数学、力学、地学、星际航行学以及天文学的其他分支学科都有相互联系。
如天体力学定性理论与拓扑学、微分方程定性理论紧密联系；多体问题也是一般力学问题；天文动力学也是星际航行学的分支，引力理论、小恒星系的运动等是与天体物理学的共同问题；动力演化是与天体演化学的共同问题以及地球自转理论是与天体测量学的共同问题等。
天体动力学
天体动力学是天体力学的一个新的分支，它主要研究人类从地球上向空间发射的各种飞行器的运动规律，又称人造天体动力学。
就目前情况来说，人造天体基本上分为三类：
人造地球卫星、月球火箭和行星际飞行器。
这三类人造天体在运动过程中出现的力学问题互不相同，从而又各自形成了人造地球卫星动力学、月球火箭动力学和行星际飞行器动力学。
要回收的人造地球卫星一般有三个不同的飞行阶段：
发射段、轨道飞行段和返航段。
通常所说的卫星轨道是指第二段。
这时，火箭发动机停止工作，卫星以一定速度（略大于第一宇宙速度）进入预定轨道。
在地球引力作用下，卫星在一个近似椭圆轨道上绕地球运行。
这是运载火箭从地面起飞并逐渐加速把卫星送入预定轨道的飞行段。
首先遇到的一个问题就是最优化问题：
在满足卫星预定轨道要求的前提下，根据火箭动能消耗最小的原则来确定发射方式。
这在数学上是一个变分问题。
火箭在飞行中主要受三种力的作用，即地球引力、大气阻力（还有升力）和喷气推力。
相应的火箭的运动方程是一个非线性常微分方程。
对它还无法用分析法，只能用数值方法求解，即根据卫星预定轨道的要求，从大量的数值计算结果中确定发射的初始条件和最佳轨道。
当卫星在绕地球运行的轨道上飞行若干圈完成任务后，再入大气层返回地面预定目标。
这时卫星仍由火箭运载，火箭发动机重新开始工作，并改变喷气方向使卫星减速。
在发射段，卫星从地面起飞逐渐加速而冲出稠密的大气层；而在返航段，卫星却以很高的速度再入大气层。
从动力学角度来说，受力情况和飞行轨道的求解都同发射段类似，但还有新的问题，即气动热问题（对于载人飞船，还有人体超重问题）。
要使卫星能安全返回地面，一个突出的问题是减速。
这可以用火箭的反推力来城速，但采用这种方案，火箭起飞时要携带过多的燃料。
为了尽量减少起飞重量，常常配合运用大气阻力制动来实现安全返航。
此时卫星仍以较高速度再入大气层，在其头部将会出现强烈的冲击波，波后（即卫星头部附近）的气流会达到6000～10000度的高温，这就是气动热。
解决的办法比较复杂，如采用合理的卫星形状，外壳用耐高温材料，再加上各种冷却措施。
此外，设计减速不太快的适当的返航轨道也很重要。
上述两个飞行阶段中，起着重要作用的火箭推力和大气阻力，相对于地球引力而言都不算小量。
因此，这是一个典型的飞行力学问题，与天体力学中计算轨道的方法迥然不同。
卫星在地球稠密大气层外的近地空间飞行，主要受地球引力的作用，即使为了调整卫星在空间的姿态仍然要有喷气过程。
不过火箭推力和大气阻力相对于地球引力而言只是一个小量，因此，这时卫星飞行所涉及的力学问题，是一个典型的天体力学问题。
如果地球是一个密度分布均匀的正球体，即可把它看成质点，那么卫星绕地球运动就是简单的二体问题，相应的轨道是一个椭圆。
但地球是一个密度分布不均匀，形状又很不规则的天体，因此，对卫星的运动来说，不能把地球看成质点；而且在近地空间仍有大气阻力作用，还有太阳辐射压力（简称光压）和日、月等天体的作用，这就构成了一个广义的限制性多体问题。
同时，由于地影的存在，光压摄动是不连续的，加上卫星运动很快，轨道变化极其迅速等原因，在计算卫星轨道时不能简单地照搬天体力学中的一些经典方法。
因此，必须在原来的天体力学基础上提出一些既实用又能满足当前观测精度要求的轨道计算和摄动计算方法，从而为某些理论问题增添了新的内容。
月球是离地球最近的天体，是星际航行的第一个目标，载人飞船已成功地实现了登月。
发射月球火箭（或飞船）的目的是对地月空间、近月空间，以及月球本身进行科学考察。
根据不同的目的，月球火箭又大致分为三类：
接近或绕过月球后又重返地球附近的飞行器、击中月球（硬着陆或软着陆）探测器和人造月球卫星。
发射月球火箭比发射人造地球卫星需要更大的能量，因此，如何使火箭动能消耗最小这个最优化问题极其重要。
通常把月球火箭的运动作为限制性三体问题来处理，如果精度要求较高，还得考虑其他摄动（如太阳摄动等）。
月球火箭要接近地球和月球，受这两个天体的强力吸引，这就使问题变得更加复杂，天体力学中常用的一些分析方法已不适用，所以首先要采用双二体问题的近似方法对轨道进行分析。
对于地月系统，月球的作用范围约有66000公里，在这个范围内，只考虑月球对火箭的引力作用；而在这范围外，只考虑地球对火箭的引力作用，从而把月球火箭的运动分解成地球与火箭、月球与火箭（若重返地球附近，则又是地球与火箭）的双二体问题。
这是一种近似分析法，但能为月球火箭轨道的设计提供重要的数据。
精确计算或设计月球火箭轨道，需要采用数值方法，但火箭分别接近地球和月球这个特点在数值计算中同样需要考虑。
此外，从地球发射的火箭飞到月球附近后，不作任何推力改正，能否被月球俘获，变为月球卫星，这是一个俘获问题。
经研究证实，产生这种俘获的概率为零。
至于变为月球卫星后，那就和人造地球卫星类似，它的运动将要受到月球的形状（非球形）摄动和日、地摄动等影响。
发往太阳系各行星的探测器称为行星际飞行器。
与月球火箭类似，大致也分三类：
接近或绕过目标行星、击中目标行星和人造行星卫星。
它们的飞行可分为从地球附近发射到脱离地球作用范围前，脱离地球作用范围后到进入目标行星作用范围前（这一段常称为过渡轨道，主要受太阳的引力作用）和进入目标行星作用范围三个阶段。
此后可能飞离目标行星成为一个人造小行星，或被目标行星俘获变成该行星的人造卫星。
选择什么样的过渡轨道以使能量消耗不大而飞行时间又较短的最优化问题，以及飞行中几次靠火箭推力换轨的轨道过渡问题，都是行星际飞行器动力学的重要问题。
宇 宙 学
宇宙学是从整体的角度来研究宇宙的结构和演化的天文学分支学科。
在中国古代，关于宇宙的结构主要有三派学说，即盖天说、浑天说和宣夜说。
盖天说认为大地是干坦的，天像一把伞覆盖着大地；浑天说认为天地具有蛋状结构，地在中心，天在周围；宣夜说则认为天是无限而空虚的，星辰就悬浮在空虚之中。
在古代希腊和罗马，从公元前六世纪到公元一世纪，关于宇宙的构造和本原有过许多学说。
如毕达哥拉斯学派的中心火焰说（设想宇宙中心有一团大火焰）；赫拉克利特的日心说；柏拉图的正多面体宇宙结构模型等等。
进入中世纪后，宇宙学被纳入经院哲学体系，地心说占据正统的地位。
十六世纪哥白尼倡导日心说。
到十七世纪，牛顿开辟了以力学方法研究宇宙学的途径，建立了经典宇宙学。
二十世纪以来，在大量的天文观测资料和现代物理学的基础上，产生了现代宇宙学。
从历史上看，随着时代的发展，作为宇宙学研究对象的天体系统，在深度和广度上不断扩展。
古代自然哲学家所讨论的天文学的宇宙，不外乎大地和天空。
哥白尼在《天体运行论》一书中说“太阳是宇宙的中心”，意味着宇宙实质上就是太阳系。
十八世纪天文学家引进“星系”一词，当时这个词在一定意义上说只不过是宇宙的同义语。
二十世纪以来，天文观测的尺度大大扩展，达到上百亿年和上百亿光年的时空区域。
现代宇宙学所研究的课题，就是现今观测直接或间接所及的整个天区的大尺度特征，即大尺度时空的性质、物质运动的形态和规律。
现代宇宙学包括密切联系的两个方面，即观测宇宙学和理论宇宙学。
前者侧重于发现大尺度的观测特征，后者侧重于研究宇宙的运动学和动力学以及建立宇宙模型。
观测宇宙学已经发现，在目前观测所及的天区上，存在着一些大尺度的系统性特征，比如：
河外天体谱线红移；微波背景辐射；星系的形态；天体时标；氦丰度等。
除了几个近距星系之外，河外天体谱线大都有红移，而且绝大多数是一致红移，即各种谱线的红移量是相等的。
此外，在星系团尺度上，对于不同类型的星系，在各自的红移量与视星等之间、红移与星系角径之间存在着系统性的关系。
它们反映着红移量与距离之间的规律。
在整个背景辐射中，微波波段比其他波段都强，谱型接近温度为3K的黑体辐射。
微波背景辐射大致是各向同性的。
这种辐射的小尺度起伏不超过千分之二。
三：
大尺度的起伏则更小一些。
河外星系的形态虽有多种，但绝大多数星系都可归纳为不多的几种类型，即椭圆星系、旋涡星系、棒旋星系、透镜型星系和不规则星系。
而且，各种类型星系的物理特征，弥散范围不算太大。
从球状星团的赫罗图形状可以判断，较老的球状星团的年龄差不多都达到100亿年左右。
按照同位素年代学计算，太阳系中某些重元素是在50亿到100亿年前形成的，即最老天体的年龄都不超过200亿年。
在宇宙中，氢和氦是最丰富的元素，二者丰度之和约占99％。
而且氢和氦的丰度比在许多不同的天体上均约为三比一左右。
这些大尺度上的现象，反映出大尺度天体系统具有特别的性质。
它的结构、运动和演化并非小尺度天体系统的简单延长。
现代宇宙学正是以研究这一系列大尺度上所固有的特征而与其他天文分支学科相区别的。
宇宙模型主要包括三方面的问题，即大尺度上天体系统的结构特征、运动形态和演化方式。
关于大尺度上天体系统的结构，有两种不同的模型。
一种是均匀模型，另一种是等级模型。
前者认为在大尺度上天体分布基本上是均匀各向同性的，或者说，在大尺度上没有任何形式的中心，没有任何形式的特殊点，这种假定常常称为宇宙学原理。
等级模型则认为在任何尺度上，物质分布都具有非均匀性，即天体分布是逐级成团的。
河外天体的系统性红移现象与大尺度的运动形态有密切关系。
说明红移现象的各种理论，都要涉及这个问题。
大致说来，这些理论分为两种类型：
第一种理论认为系统性红移是系统性运动的反映，各种膨胀宇宙模型都属于这一类。
第二种理论认为红移现象不是系统性运动的结果，而是由另外的机制形成的。
例如假定光子在传播过程中，能量慢慢衰减；或者假定红移是由天体本身结构不同而引起的，等等。
演化问题的探讨自从红移发现之后就开始了，但是大量的研究还是在微波背景辐射发现之后才进行的。
根据微波背景辐射的黑体谱，可以用某个温度来标志大尺度天区的性质。
问题是：
背景辐射从何而来？
这个温度是怎样变化的？
温度变化对天体系统的状态有什么影响？
这就是宇宙模型要回答的问题。
按照大尺度特征变化与否来区分，有稳恒态宇宙模型和演化态模型。
前者认为大尺度上的物质分布和物理性质不随时间变化；后者则认为随着时间的推移基本特征有明显变化。
按照与温度有关的演化方式来区分，则有热模型和冷模型。
前者主张温度是从高到低，后者主张温度是从低到高发展的。
按照物质组成来区分，有“正”物质模型和“正—反”物质模型。
前者主张宇宙全由“正”物质组成，后者主张由等量的“正”物质和“反”物质组成。
在已有的各种宇宙模型中，以热大爆炸宇宙模型最有影响，因为与其他模型相比，它能说明的观测事实最多。
宇宙化学
宇宙化学是研究宇宙物质的化学组成及其演化规律的学科，是天文学的一个分支，也是天文学与化学之间的边缘学科。
宇宙化学研究的对象包括陨石、月球、行星系天体、行星际物质、太阳、恒星、星际物质、宇宙线、星系和星系际物质等。
宇宙物质的化学组成是指构成宇宙物质的元素、同位素、分子和矿物。
宇宙化学的研究任务之一就是确定这些组成，并测定它们的相对含量和绝对含量。
测定方法有两种：
一种是直接取样，如测定陨石、月球岩石样品、宇宙尘、宇宙射线核成分等；另一种是测定来自天体的电磁辐射中的特征谱线。
例如对恒星作光谱分析，对星际物质进行射电、红外、可见光波段的频谱分析。
研究表明，宇宙物质是由《化学元素周期表》中近百种化学元素和280多种同位素组成的。
在宇宙物质中发现了地球上尚未发现的若干种矿物和分子。
宇宙化学另一个任务是研究宇宙物质的化学演化。
大致有几个过程：
首先由某种过程（例如“宇宙大爆炸”）生成元素氢，再通过核合成过程（如恒星内部核合成、超新星爆发核合成等）生成其他元素。
元素的原子在恒星表面或星际空间结合形成分子，这些分子在行星系中将循两条路线继续演化：
分子凝聚为尘埃，尘埃聚集而成星子，进而形成行星等天体；一些含碳、氮、氧、氢等元素的分子在星际云中生成后，通过生命前的化学演化生成复杂分子，在地球上（还可能在其他行星系的行星上）生成氨基酸、蛋白质，最后导致生命的出现。
恒星的一生不断地向星际空间抛射物质，最后瓦解为星际云；反过来，星际云又通过漫长过程凝聚而形成各种恒星。
人类对宇宙物质化学的认识，经历了几个阶段。
早期，人们是凭直觉猜测宇宙万物的基本组成的。
中国西周晚期（公元前七世纪），用五行（金、木水、火、土）来说明万物的组成，用“阳气”和“阴气”解释自然界的各种变化。
古希腊人在公元前四世纪认为水、空气、火和土是构成万物的四种基本元素。
十九世纪初，人们对地球上的矿物和岩石等物质进行大量的化学分析。
1833年，瑞典化学家柏济利乌斯对陨石进行化学分析，第一次测定了地球外宇宙物质的化学组成。
1858年，化学家本生和物理学家基尔霍夫一起研究太阳光谱；1859年，基尔霍夫成功地解释了太阳光谱中夫琅和费线（即吸收线）产生的原因，第一次证认了太阳（恒星）的化学组成。
宇宙化学的一种重要观测方法——光谱分析从此诞生。
二十世纪五十年代以来，随着大气外观测的发展，频谱分析波段由可见光扩展到射电波、红外线、紫外线、X射线、γ射线。
六十年代，人们在星际空间发现星际分子，直接登月采集岩石标本。
七十年代，又把分析仪器送上火星。
宇宙化学的研究手段日益增多，研究内容不断丰富。
宇宙化学根据天体层次和研究方法分为几个方面：
陨石化学：
研究各种陨石的化学组成。
研究表明，碳质球粒陨石在太阳系漫长的演化过程中，发生的物理、化学变化最小，可视为原始太阳系物质的“化石”；
行星系化学：
研究行星（包括地球）、卫星、小行星、流星体、彗星以及行星际物质的化学组成和化学演化；
恒星化学：
研究恒星的化学组成及其化学演化。
太阳是离我们最近的一颗恒星，又占太阳系总质量的99.86%，所以太阳化学对于研究恒星和太阳系具有重要意义；
星际化学：
主要观测和证认星际分子，研究它们的形成和瓦解；
同位素宇宙化学：
测定不同宇宙物质的同位素组成，研究化学元素的起源和演化，认识天体物质的来源和形成环境，探讨各种高能、低能过程。
测定放射性同位素组成以确定天体（或宇宙物质）的年龄，是同位素年代学的任务；
宇宙线核化学：
测定宇宙线中化学元素核组成，推测宇宙线传播过程中的介质和宇宙线源的化学组成。
研究化学元素的起源既同恒星的形成和演化密切相关，也同大
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