普通天文学知识整理大全

*普通天文学：它观测和研究各种天体和天体系统，研究它们的位置、分布、运动、结构、物理状况、化学组成和起源演化规律

*三垣是北天极周围的三个区域，即紫微垣、太微垣、天市垣

*苍龙七宿大致对应的西方星座：

角：室女座

亢：室女座

氐：天秤座

房：天蝎座

心：天蝎座

尾：天蝎座

箕：人马座

朱雀七宿大致对应的西方星座：

井：双子座

鬼：巨蟹座

柳：长蛇座

星：长蛇座

张：长蛇座

翼：巨爵座

轸：乌鸦座

白虎七宿大致对应的西方星座：

奎：仙女座、双鱼座

娄：白羊座

胃：白羊座

昂：金牛座

毕：金牛座

觜：猎户座

参：猎户座

玄武七宿大致对应的西方星座：

斗：人马座

牛：摩羯座

女：宝瓶座

虚：宝瓶座、小马座

危：飞马座、宝瓶座

室：飞马座

壁：仙女座、飞马座

*星座的命名

1.每个星座中的恒星从亮到暗顺序排列，以该星座名称加一个希腊字母顺序表示。如猎户座α（中名参宿四）、猎户座β（中名参宿七）、……。

2.如果某一星座的恒星超过了24个希腊字母，就用星座名称后加阿拉伯数字，如天鹅座61星，天兔座17星等。

*星图：将天体球面视位置投影于平面而绘制成的图，用来表示天体的位置、亮度和形态等。*星表：记载天体各种参数（如位置、运动、星等、光谱型等）的表册。恒星在星表中的编号相当于恒星的名字。如：GC2104,NGC2632,M31等。

*天球的性质：

天体在天球上的位置只反映天体视方向的投影

天球半径可以任意选取，通常当作数学上的无穷大

天球上任意两天体的距离用其角距(球心角)表示，线距离没有意义

地面上两平行方向指向天球同一点

天顶Z ：过天球中心做一直线与观测点的铅垂线平行，交天球于两点，位于观测者头顶的一点称天顶。

天底Z’：与天顶相对的另一交点为天底。

真地平：过天球中心做一与铅垂线垂直的平面(天球地平面)，与天球相交的大圆为真地平(天球地平圈)。

垂直圈：过天顶垂直于地平圈的大圆。天轴：过天球球心，与地球自转轴平行的直线。

天极：天轴与天球的两个交点(北天极P和南天极P’)。

天球赤道：过天球中心做一与天轴垂直的平面（天赤道面），它与天球相交的大圆为天赤道。天子午圈：过天极和天顶的大圆。

四方点：天子午圈与真地平相交的两点为南北点，（靠近北天极的为北点）天赤道与真地平相交的两点为东西点。

卯酉圈：过天顶和东西点所做的大圆弧。(垂直于子午圈的垂直圈)

时圈：过天极的大圆弧，又称为赤经圈。(垂直于天赤道的大圆)

*黄赤交角：黄道与赤道的交角。ε＝23°26′21″

*二分点：

黄道与天赤道的两个交点。

春分点

秋分点

二至点：

黄道上与二分点相距900的另两点。

夏至点

冬至点

*天子午圈与地平圈的两个交点是北点和南点；

天子午圈与卯酉圈的两个交点是天顶和天底；

天赤道与黄道的两个交点是春分点和秋分点；

天赤道与地平圈的两个交点是东点和西点；

*天球作周日旋转时，天球上的点和圈哪些是动的，哪些是不动的？

南天极和北天极

天赤道面

周日视运动：

极点j=±90°(以北极为例)

天赤道与地平圈重合

所有天体都逆时针沿与地平圈平行的周日平行圈作周日视运动(不存在升落现象)

北半天球的天体(赤纬δ>0°)永不下落 南半天球的天体(赤纬δ <0°)永不上升 赤道j=0°

天赤道垂直与地平圈

天体的周日平行圈都垂直于地平圈(直升直落)

所有天体12小时在地平之上，12小时在地平之下 天体的周日平行圈与地平圈的倾角为(90°-j) 当d>(90°-j)，天体永不下落 当d<-(90°-j)，天体永不上升 永不下落天体

d ≥ 90°－j 永不上升天体

d ≤ －（90°－j ）

地理纬度越高不升不落天体也越多 赤道：没有 极点：一半

*球面三角形基本性质：

球面三角形两边之和大于第三边

推理：球面三角形两边之差小于第三边 球面三角形三边之和大于0°而小于360° 球面三角形三角之和大于180 °而小于540 °

若球面三角形的两边相等，则这两边的对角也相等。反之，若两角相等，则这两角的对边也相等

在球面三角形中，大角对大边，大边对大角 *极三角形

定理1：如果一球面三角形为另一球面三角形的极三角形，则另一球面三角形也为这一球面三角形的极三角形。

定理2：极三角形的边和原三角形的对应角互补；极三角形的角和原三角形的对应边互补。 *1、边的余弦公式

cosa=cosb cosc ＋sinb sinc cosA cosb=cosc cosa ＋sinc sina cosB cosc=cosa cosb ＋sina sinb cosC

球面三角形任意边的余弦等于其他两边余弦的乘积加上这两边的正弦及其夹角余弦的连乘积

2、角的余弦公式

cosA=－cosB cosC ＋sinB sinC cosa B 和C 的余弦公式类似可得

球面三角形任一角的余弦等于其它两角余弦的乘积冠以负号加上这两角的正弦及其夹边余弦的连乘积 3、正弦公式

球面三角形各边的正弦和对角的正弦成正比 4、五元素公式

sin sin sin sin sin sin a b c A B C ==

第一类

sina cosB=cosb sinc - sinb cosc cosA

sina cosC=cosc sinb - sinc cosb cosA

其他公式同理可得

第二类

sinA cosb=cosB sinC+sinB cosC cosa

sinA cosc=cosC sinB+sinC cosB cosa

5、四元素公式(余切公式)

把第一类五元素公式和正弦公式联合起来，可以导出球面三角形中相邻的四个元素的关系式：

cotA sinC=－cosC cosb+sinb cota

cotA sinB=－cosB cosc+sinc cota

*天体坐标系统定义

基本圈：赤道、本初子午线

基本点：本初子午线

与赤道的交点

地理坐标：(地理)经度

(地理)纬度

天文坐标(铅垂线)

大地坐标(椭球法线)

地心坐标(与地心的连线)

*常用天体坐标系

1、地平坐标系

基本圈：

真地平、子午圈

基本点：

北点Ｎ

地平坐标：

地平经度(方位角)

地平纬度(高度角)

地平经度Ａ：北点起算，顺时针至经过天体

的垂直圈的角距。(0 ～360°)

地平纬度ｈ：由真地平起算，沿过天体的垂

直圈至天体的角距。(-90°～+90°)

天顶距：ｚ＝90°－ｈ

2、时角赤道坐标系(第一赤道坐标系)

基本圈：天赤道、子午圈

基本点：上赤道点Ｑ’

时角坐标：时角

赤纬

时角ｔ：由上赤道点起算，沿天赤道顺时针至经过天体的时圈的角距。( 0 ～24h )

赤纬δ：由天赤道起算，沿过天体的时圈至天体的角距。

( -90°～+90°)

3、(赤经)赤道坐标系(第二赤道坐标系)

基本圈：天赤道、过春分点的时圈

基本点：春分点Υ

赤道坐标：赤经

赤纬

赤经α：由春分点起算，沿天赤道逆时针至过天体的时圈的角距。

( 0 ~ 24h )

赤纬δ：由天赤道起算，沿过天体的时圈至天体的角距。

( -90°~ +90°)

4、黄道坐标系

基本圈：黄道、过春分点的黄经圈

基本点：春分点Υ

黄道坐标：黄经

黄纬

黄经l：由春分点起算，沿黄道逆时针至经

过天体的黄经圈的角距。( 0 ~ 360°)

黄纬β：由黄道起算，沿过天体的黄经圈至

天体的角距。( -90°~ +90°)

l

*天球坐标转换

1、天文坐标与天球坐标

两测站A和B的天文经度差等于两测站同一瞬间观测同一天体所得的时角之差

*1、天球上赤经和赤纬皆为零的点是（春分点）。

2、天球上地平高度和赤纬皆为零的点是（东点）和（西点）。

3、北天极的黄经和黄纬分别等于（90 ）、（66.5 )，北黄极的赤经和赤纬分别为( 270 )、（66.5 ）。

4、在地球北纬30°处，当春分点位于西点时，北点的赤经是（18h），时角是（6h ），赤纬是（60 ），方位角是（0 ），地平高度是（0 ）。

*什么是时间？

时间和空间一样，都是物质存在的一种形式

时间的本质：物质运动变化的序列和持续的性质

时间不能脱离空间

时间的含义：

时刻——指无限流逝时间中的某一瞬间

时间间隔——任意两个时刻之间的间隔

*常用时间系统

恒星时

定义：以春分点的周日视运动为依据建立的时间系统。

时间单位：恒星日—春分点连续两次上中天的时间间隔。

起始点：上中天

(上子午圈)

恒星时在数值上等于春分点的时角

s = tr = α+ t

当任一恒星上中天时

t=0 即s =α

恒星时基本单位：1恒星日

1 恒星日= 24 恒星时

1 恒星时= 60 恒星时分

1 恒星时分= 60 恒星时秒

真恒星时：真春分点为参考

平恒星时：平春分点为参考

地方恒星时：不同地点测定的恒星时不相等，具有地方性，属于地方时

2.太阳时

定义：以太阳的周日视运动为依据建立的时间系统。

时间单位：太阳日—太阳中心连续两次上中天的时间间隔。

起始点：下中天(下子午圈)

真太阳时

定义：以太阳视圆面中心的周日视运动为

依据建立的时间系统。

时间单位：真太阳日—真太阳连续两次上(下)中天的时间间隔。

起始点：下中天

真太阳时

以真太阳的时角度量：

m⊙＝t⊙＋12h

真太阳时的缺陷：

（1）太阳在黄道上的运动不均匀。

（地球公转轨道为椭圆）

（2）即使太阳在黄道上运动均匀，由于黄赤交角的存在，投影在赤道上的太阳时角变化也不均匀。

平太阳：

为克服真太阳时的缺陷，引入的一个假想参考点。

－在黄道上建立第一个辅助点：

在黄道上均匀运动，其速度等于真太阳的平均速度，并与真太阳同时过近日点和远日点。－在赤道上建立第二个辅助点：

在赤道上匀速运动，其速度等于真太阳的平均速度，与第一辅助点同时过春分点和秋分点。

第二个辅助点为在赤道上做匀速运动的平太阳。

定义：以平太阳的周日视运动为依据建立的时间系统，为平太阳时，简称平时。

时间单位：平太阳日—平太阳连续两次上中天的时间间隔。

起始点：下中天

平太阳时以平太阳的时角度量

m = tm + 12h

时差：真太阳时和平太阳时之差

η= ｍ⊙–ｍ= t⊙–tm

时差可根据地球绕太阳公转的规律由天体力学算出，载于每年的天文年历

3.世界时

定义：格林尼治地方平时，特称为世界时(UT)。

－地球自转的不均匀性

长期变化：由于地球表面的潮汐摩擦（海水的潮汐对地球自转产生的阻力）的影响，地球自转速度逐渐变慢，日长约每百年增长1-2ms

不规则变化：

季节性变化：上半年慢，下半年快，1年内约有0.001s的变化

－极移：地球瞬时自转轴在地球本体内的运动

世界时不是一个均匀的时间计量系统。

由于地球自转的不均匀性使得天文方法所得到的时间（世界时）精度只能达到3年不差一秒。一种更为精确和稳定的时间标准应运而生，这就是“原子时”，它的稳定度能够达到30万年不差一秒。

目前世界各国都采用原子钟来产生和保持标准时间。

4、原子时

定义：

以原子内部的运动规律为基础建立的时间计量系统。

时间单位：

原子时秒（SI）：在海平面上铯原子133基态的两个超精细能级在零磁场中跃迁辐射振荡9192631770周所持续时间。

原本规定AT与UT2在1958年1月1日0h时相同，但实际相差0.0039秒，即：AT-UT2 = -0.0039秒

5、协调世界时

是世界时与原子时的折衷协调产物

时间单位：原子时秒（SI）

协调：用跳秒（也叫闰秒即增加1s或减少1s）的方法，使其与世界时（UT1）的偏离在0s9之内。（通常是正闰秒）

调整时刻：每年首选是12月31日和6月30日或3月31日和9月30日的最后一秒，由国际地球自转服务中心局（IERS）根据天文观测做出决定，并预先通知

6、历书时

历书时是以太阳系内的天体公转运动为基础的时间系统，其规定1900年1月1日12h的回归年长度的1/31556925.9747为1历书秒。在该瞬间，历书时与世界时在数值上相同。

7、动力学时

建立在原子时(TAI)基础上，规定TAI的1977年1月1日0时对应与TDT的1977年1月1日0:00:32.184s。

ＴＤＴ＝ＴＡＩ＋３２．１８４ｓ

8、GPS时

美国全球定位系统(GPS)中采用的时间系统，规定在1986年1月6日0h，GPST与UTC重合

*1、恒星时与平时的换算

平时与恒星时都是以地球自转周期为基础建立的

平时与恒星时选择的参考点不同

平太阳vs春分点

平太阳日要比恒星日长

太阳在周日视运动(自东向西)的同时，又以逆时针方向做周年视运动(自西向东)，每日在黄道上自西向东约运行1度

恒星时s、平时ｍ是两个不同的时间计量系统

１）时间单位不同：１恒星日≠１平太阳日

２）起始点不同：上中天；下中天

因此,两时间计量系统的时间间隔不同，时刻也不同。

时间间隔换算与时刻换算。

时间间隔换算

回归年：

平太阳连续两次过春分点的时间间隔。

1回归年＝365.2422平太阳日

＝366.2422恒星日

1恒星日＝（1－1／366.2422）平太阳日

＝0.9972696平太阳日

m＝s（1－1／366.2422）

1平太阳日＝（1＋1／365.2422）恒星日

＝1.0027379恒星日

s＝m（1＋1／365.2422）

平时时刻与恒星时时刻的换算

格林尼治的时刻换算（λ=0o）

1）已知平时求恒星时：M→S

S＝So＋M（1＋1／365.2422）

2）已知恒星时求平时：S→M

M＝Mo＋S（1－1／366.2422）

或[ M＝Mo＋S（1－1／366.2422）-24]

So是世界时为零时所对应的格林尼治恒星时。

Mo是格林尼治恒星时为零时所对应的世界时。

2、区时与地方时的换算

例题1设某地经度为l，处于第Ｎ时区，某一瞬间该地地方平时为ｍ，区时为ＴＮ，则有ｍ= ＴN + (l - Ｎ)

ＴN = ｍ- (l - Ｎ)

东时区：Ｎ取正

西时区：Ｎ取负

求武汉（ i=7h37m）地方平时m=19h03m时的区时（T8）

T=i+(n-i)>>t=19h37m+(8-7h37m)=19h26m

例题2

已知A地(西经132°)的地方时为４月４日10时50分，求B地(东经167°)的区时是多少？解: (1) A地所在时区：132°/15°= 8.8，故为西9区

(2)西9区中央经线：－9×15°= －135°，即西经135°

(3)西9区的区时，即西经135°的地方时：

T-9=４月４日10时50分＋[－135°－(－123°)]×4m

= ４月４日10时38分

(4)Ｂ地时区：167°/15°≈11.1，即东11区

(5)Ｂ地区时：T11= T-9＋(11+9)×1小时

＝４月４日30时38分

即４月5日6时38分

3、国际原子时(TAI)与GPS时(GPST)

TAI –GPST = 19s

4、国际原子时(TAI)与动力学时(TDT)

TDT = TAI + 32.184s

*时间服务包括三部分工作：测时、守时、授时

测时：利用专门仪器测定恒星的瞬时位置，经过归算获得准确时刻。

守时：用守时工具把所测时间持续下去

授时：把时间信号用各种手段播报给用户

(无线电报时、电视系统授时等)

钟差u：钟表读数X与准确时刻T之差

u = X –T

a0 = T –X (钟差改正数)

时间基准不同，钟差也不同：

钟速w：单位时间内钟差的变化

w = （u2 –u1）/（X2 –X2）

a1 = –w （钟速改正）

钟漂y：单位时间内钟速的变化

y = （w2 –w1）/（X2 –X1）

a2 = –y

时间比对：指将两地时钟设备进行同步测量，从而给出它们之间的时间差。采用时间比对技术可以完成标准时间的传递、同步校准。

时间比对可以采用直接搬运原子钟法，也可以采用通过载体（长波、短波、电视、微波、卫星、网络、电话等）进行比对。

利用时号进行时间比对的方法：

电子计时器法

耳目法

停表法

*历法：推算年、月、日的时间长度并协调它们之间的关系，以制定一定的时间序列的法则。

主要单位：年、月和日

日：以地球自转为依据、昼夜交替的周期。

恒星日

平太阳日

月：以月球公转为依据定义的时间长度

恒星月：月球中心连续两次经过某恒星所经历的时间间隔

1 恒星月= 27.32166 平太阳日

朔望月：月球圆缺变化所经历的最小时间间隔

1 朔望月= 29.53059 平太阳日

年：以地球公转为依据、四季变化的周期。

回归年：以春分点为参考点，太阳在黄道上运动，其中心连续两次经过春分点所经历的时间间隔。

1回归年=365.2422平太阳日=366.2422恒星日

恒星年：选择黄道上一定点为参考点，太阳中心连续两次经过该定点的时间间隔。

1恒星年=365.2564平太阳日=366.2564恒星日

恒星年与回归年长度不相等的原因：春分点每年西移50”.26

历法的制定原则

（1）尽可能准确反映天文客观规律的历法，才能正确的反映天象和四季变化。

（2）日历要简单、明了、易记。宁可牺牲精度以满足简单。

（3）有通用性，能为广大地区所接受。 *常用历法 太阴历：（回历）以朔望月为基本单位。

太阳历：（公历）以回归年为基本单位。

阴阳历：（农历）以朔望月计月，以回归年计年，二者兼顾。 天干地支：

甲 乙 丙 丁 戊 已 庚 辛 壬 癸

4 5 6 7 8 9 10 1 2 3

子 丑 寅 卯 辰 巳 午 未 申 酉 戌 亥 4

5 6 7 8 9 10 11 12 1 2 3

以公元年的尾数在天干中找出相对应。然后，将公元纪年除以12，用余数在地支中找出所对应的地支。这样，公元纪年就换算成了干支纪年。 如果某一年的尾数为0或者用该年除以12的余数为0，则取天干中的第10位“庚”和地支中的第12位“申” 二． 天干：（纪年-3）/10求余 地支：（纪年-3）/12求余（为正则顺序，负则反序）

练习：

1、格里历的置闰规则是：400年置闰（97 ）次，闰年多（1 ）天，加在（ 2）月份。其具体做法是凡是公元年号能被（ 4）整除的为闰年，否则为平年。凡是世纪年能被（400 ）整除的为闰年，否则为平年。

2、求公元2012年的干支纪年。

1 2 3 4 5 6 7 8 9 0 天干 甲

乙 丙 丁 戊 己 庚 辛

壬 [1]癸

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 0 地

支

子 丑 寅 卯 辰 巳 午 未 申 酉

戌

亥

壬辰年

3、我国古代说的“午时三刻”相当于现在的什么时间？ 11点45分

4、平正午和平子夜时，平太阳的时角tm 分别是多少？当恒星在上、下中天时，恒星时与该恒星的赤经分别有何关系？ *光学望远镜 口径D

物镜的有效通光直径，用符号D 表示。物镜收集星光的能力与其面积(πD2/4)成正比物镜口径越大，越容易观测到更暗的天体 分辨角θ

指望远镜刚好可分辨的两个点光源的角距

用于表征望远镜的分辨能力，分辨角越小，分辨能力越高 高品质物镜的分辨角与物镜口径(D)和波长(λ)关系 式中， θ以弧度为单位，口径和波长取相同长度单位

目视观测最敏感的波长为0.55微米，当Ｄ以米为单位时，目视观测分辨角的角秒值为：

黑白照相观测最敏感波长为0.44微米，当D 以米为单位时，黑白照相观测分辨角的角秒值为：

由于物镜的缺陷和大气的扰动，望远镜实际分辨角要大些

*目视望远镜的放大率等于物镜的焦距F 与目镜的焦距 f 之比，即G = F/f 目视望远镜观测一般使用的放大率为30～300倍。 *底片比例尺

当直接在望远镜物镜焦面进行天体摄像时，用底片比例尺作为望远镜的性能指标。 定义：底片中央每１毫米所对应的星空角距

*相对口径

又称“光力”，是口径Ｄ和焦距Ｆ之比，以符号Ａ表示 A = D/F

它的倒数(F/D)称为“焦比”，常写为F/(焦比)，例如F/10(即焦距是口径的10倍) 照相机镜头的光圈数就是焦比

物镜所成延展天体像的亮度跟其相对口径的平方成正比 视场

由于物镜总有像差等缺点，仅其光轴附近区域成像良好，此区域对应的星空角径称为“工作视场”

望远镜所能观测到的天空区域的角直径叫视场角

目视望远镜的视场跟所用的目镜或放大率有关，放大率越大视场越小 实际测定视场

将望远镜对向天赤道附近一颗赤纬为 的恒星，调到视场中心，固定望远镜，星象沿时角

1.22

D

λ

θ=3''140''10

/D

θ-=?3

''110''10/D

θ-=?1/(/)

206265/("/)

F rad mm F mm ψ==0.5cos t ωδ

=

改变的方向运动，记录星象由中心到边缘的时间t ，则：

贯穿本领(极限星等)

贯穿本领是指望远镜能够观测到最暗天体的能力。

常以理想条件下，望远镜可观测到天体天顶处最暗恒星的“极限星等”表示。 对于目视望远镜,它的极限星等可以用经验公式计算： m = 2.1 + 5log D 例： D=400mm 的望远镜 m = 2.1+5log400 = 15.11

*折射望远镜：焦距较长、相对口径较小、工作视场大

望远镜的物镜直径越大，对玻璃的质量要求越高，对支撑结构的刚性要求也越高，这些限制了大口径折射望远镜的发展，20世纪以来，折射望远镜通常用于寻星 *反射望远镜

物镜以大的凹面(常为抛物面)反射镜为主镜

除主镜外，还常用较小的副镜来改变光路、焦距和像差等 特点：口径大、视场小、没有色差 *折反射望远镜

物镜是由改正透镜和反射镜组合而成

主镜一般是球面反射镜，改正镜用来修正主镜的像差 兼顾折射和反射式天文望远镜的优点，既有大口径采光特点又有反射后折射到焦点成像的高质量和高分辨率。同时大大缩短了光学镜筒长度便于携带。

相对口径和视场都很大，适合观测流星、彗星，以及巡天寻找新天体 光学望远镜总结：

组成：光学系统、机械装置、电控设备 赤纬式装置和地平式装置

性能参数：口径、分辨角、放大率和底片比例尺、相对口径、视场、贯穿本领 类型：折射望远镜、反射望远镜、折反射望远镜 射电望远镜的基本指标 灵敏度

可探测的最小流量 分辨角

一般天线的分辨角2

为工作波长，D 为天线直径、 *完整的太空天体探测系统：

航天器、运载火箭、地面设备 空间探测方法：

接近飞行：探测器只能飞过天体附近一次

轨道飞行：在环绕天体的轨道上长时间考察分析 登陆：在天体表明着陆

*天文观测主要任务：以球面天文学为基础，通过天文测量仪器，观测宇宙中的天体，确定地面点的天文坐标，以及地面目标方向的天文方位角

2 1.02/D

θλ=

天文坐标：天文经度、天文纬度

测定天文坐标和天文方位角的工作称为天文测量 1、天文经度测量

在同一时刻，两地同一类地方时之差等于两地的经度之差

测定两地的经度之差实质就是测定这两地在同一瞬间的同一类地方时之差，这就是天文经度测量的基本原理 注意：

(1)两地的地方时必须是同一类地方时； (2)两地的地方时必须是同一瞬间的

任何钟表的表面时不可能与准确时刻完全一致，某一瞬间的准确时刻与表面时刻之差，称为钟差(表差)

u = 准确时刻 － 表面时刻 采用不同类型的准确时刻，表差值也不同 地方平时表差： u = m - X

地方恒星时表差： u* = s – X X 为表面时

表差是随时间变化的，不同时刻就有不同的表差。 表速ω：单位时间内表差的变化 ω = (u2 – u1)/(X2 – X1)

真时

平时

恒星时

时角

经度

T m S s -=-=λA

B A B A B A B A B m m m m s s t t -=-=-=-=-⊕⊕λλS 、T0代表格林尼治恒星时和平时

表速本身的大小表示钟表的准确程度，表速变化的大小表示钟表的精密程度。

天体天顶距法测时角

利用天文定位三角形，已知测站纬度和天体的赤纬，在观测时刻Ｘ测得天体的天顶距ｚ，则：

*眼睛可以直接观测到天体辐射的可见光波段，人们对天体发光所感觉到的明亮程度称为亮度

表示天体明暗程度的相对亮度并以对数标度测量的数值定义为视星等ｍ(简称星等)

生理学得出：人眼的反应与亮度的对数成正比 星等ｍ跟亮度(照度)Ｅ满足普森公式：

ｍ１－ｍ２＝－Ｋｌｇ（Ｅ1 /Ｅ2） 由星等相差１等，亮度之比就相差2.512，得 Ｋ＝ 2.5

取０等星(m2=0)的亮度为E2=1,则有 ｍ１＝－2.5ｌｇＥ１ *光度是指天体各波长辐射的总功率

天文学上把这个标准距离定为10秒差距，即32.6光年 秒差距：天文学上常用的距离单位 1秒差距＝3.26光年

绝对星等：假设把天体放到10秒差距远的地方，所观测到的视星等，用M 表示 M ＝ m + 5 – 5 lgd

d 为天体的距离(秒差距)，m 为视星等 太阳的绝对星等是4.8 *光度测量方法

目视测光 照相测光 光电测光 *、光谱类型

连续光谱：炽热的固体、液体和高温高压气体都会发射各种波长的光波，形成不间断的连续光谱，如普通的钨丝灯。

发射光谱：在低压条件下，稀薄炽热的气体或蒸汽，只能产生单色的、分离的明线状光谱。每种化学元素都有独特的、固定波长位置的一组明线，如钠蒸汽，产生波长为5890埃和5896埃的一对黄线。（明线光谱）

吸收光谱：连续光谱背景上具有黑色吸收线的光谱，叫做吸收光谱。原本光源所发出连续的光谱，经过低压的气体或蒸汽，某些特殊波段能量被吸收，产生吸收光谱 *基尔霍夫定律

(1)每一种元素都有自己的光谱；

δ?δ

?δ?δ?cos cos sin sin cos arccos cos )90sin()90sin()90cos()90cos(cos -=--+--=z t t z

(2)每一种元素都能吸收它能够发射的谱线。

这两条定律是分光学的基础

*相对于地球轨道，轨道半径小的水星和金星称为“(地)内行星”

轨道半径大的火星、木星、土星、天王星和海王星称为“(地)外行星”

内行星常在黎明前出现于东方(“晨星”)，或在黄昏后出现于西方(“昏星”)

内行星与太阳的角距离总是在一定范围内变化

*由于内行星和地球在各自轨道上绕太阳公转，内行星的公转速度比地球的快(为什么？)，且它们的轨道面有一定的夹角，因此，从地球上观测到内行星相对于恒星的视运动呈现出(上合前后)向东“顺行”、(下合前后)向西“逆行”，以及顺逆转折时的“留”，视运动路径呈折圈形状。

顺行：自西向东运行，与地球公转方向相同，顺行时间长

逆行：自东向西运行，与地球公转方向相反，逆行时间短

留：由顺行转逆行或由逆行转顺行的转折点

合：当行星与太阳的黄经相等时称为“合”，行星在太阳前方称为下合，太阳在行星前方称为上合

大距：当行星与太阳角距达到最大时称为“大距”，在太阳之东称为“东大距”，在太阳之西称为“西大距”

内行星视运动的运行周期

上合(1)——(顺行)——东大距——(顺行)——留——(逆行)——下合——(逆行)——留——(顺行)——西大距——(顺行)——上合(2)

相位变化：行星不发射可见光，但可反射太阳光，行星在视运动中会产生类似月球的相位变化

金星的相位变化非常显著，甚至肉眼可见

外行星运动：

只有“上合”，没有“下合”

与太阳的角距没有“大距”限制

没有“凌日”(为什么？)

没有明显的相位变化

冲日：

外行星与太阳的地心黄经相差180°时，称为“冲日”或“冲”

大冲：

由于行星轨道都是椭圆，因此每次冲时，外行星与地球的距离都不相同，距离最小的冲称为“大冲”

方照：

外行星与太阳的地心黄经相差90°时，称为“方照”

行星在太阳之东称为“东方照”

行星在太阳之西为“西方照”

东方照时，行星中午升起，日落时位于中天附近，上半夜可见于西方天空 西方照时，行星子夜升起，日出时位于中天附近，下半夜可见于东方天空 外行星视运动的运行周期

合(1)——(顺行)——东方照——(顺行)——留——(逆行)——冲——(逆行)——留——(顺行)——西方照——(顺行)——合(2)

地球上观测到的行星运动实际上是行星公转和地球公转的复合运动，常称为“会合运动” 地球上观测到行星的连续两次上合或冲的时间间隔，称为“会合周期” 会合周期等不等行星的公转周期？ 不等于。公转周期应该为相对于遥远恒星背景来计量公转一圈的时间间隔——“恒星周期”

轨道倾角i:

行星轨道面与黄道面之间夹角称为轨道倾角；i<90 表示行星与轨道运动同向，有些小行星合彗星的轨道与地球轨道反向，则90

从北黄极向下看，从升交点矢径起算逆时针旋转至近日点矢径所经过的角度称为近日点角距。它确定了行星轨道椭圆长轴在空间中的指向。有时用近日点黄经来代替近日点角距来表示第5个要素

行星过近日点的时刻 t0:

行星通过近日点时的时刻称为行星过近日点时刻

*从天体的实际观测资料来推算其轨道根数的过程称为“轨道计算” 二体问题的轨道根数有６个，而每次观测得到的一般是地心赤经和地心赤纬两个坐标值，因此，原理上至少需要三次观测 如果已知某一天体的轨道根数，就可以计算它在不同时刻的位置，若把这些位置按表的形式编制出来，就称为“星历表” *共面性

行星的轨道面与黄道面的夹角都不大，除了冥王星(~17°)和水星(~7°)，其他都小于3.5°,大部分是0°~2 °

如果采用“不变平面”(垂直于太阳系总角动量矢量的平面)代替黄道面作基准，行星轨道面对不变平面的倾角则更小

行星的轨道面大致在共同的不变平面附近，这一特征称为“共面性” *提丢斯—波得定则

:::360+360=111=-360=S E T S E S E T S T θ

θ

?

???????

会合周期；地球的恒星周期；外行星的恒星周期

an = 0.4 + 2n-1 x 0.3 AU

水星n= - ，金星n=2，地球n=3，

火星n=4，木星n=6，土星n=7

*行星的自转特性常用两个参量来表征：自转周期和行星赤道面对其轨道面的倾角

（木星、土星、天王星、海王星没有固态表面，自转不是刚体式的，而是不同纬度和不同深度不均匀的较差式自转。

木星和土星：赤道区快、高纬区慢、内部略小于高纬区

天王星和海王星：还没有准确结果）

*物质团的密度小于洛希密度（ρ’<ρR）时，会被中心天体的引潮力瓦解

如果密度为的物质团或天体落入中心天体的洛希限内，会被中心天体的引潮力瓦解

木星、土星等行星环系颗粒一般都在行星的洛希限内，所以这些环系颗粒可能是原来的卫星落入洛希限内瓦解形成的

确定行星轨道需要哪六个参数

轨道倾角i: 半长轴a 偏心率e 平近点角M

升交点黄经Ω

近日点角距ω:

*行星轨道具有哪些共同特征

同转性，共面性，进圆性

2、太阳光度和表面温度

太阳光度：整个太阳在各个波段的总辐射流(总功率)，可由太阳总辐照测量结果推算

太阳(总)辐照：太阳垂直照射在离它1AU处每平方米面积上的总辐射流

太阳光度=太阳辐照×半径为1AU的球面面积

太阳表面的有效温度：5777K

*为了表征太阳黑子或其他活动在日面上的位置，国际上采用通用的“日面坐标”

纬度

日面纬度从太阳赤道量算，向北为正，向南为负

经度

规定1854.01.01格林尼治平午时（JD2398220.0）过太阳赤道对黄道升交点的经圈为太阳本初经圈，

日面经度由本初经圈向西量度，0 ~360

本初经圈与太阳赤道的交点以太阳赤道地区自转角速度移动（约14.18439716 /d）

*太阳大气是指可以直接观测的太阳表面以上的层次，按温度随高度的变化情况划分为：光球(层)、色球(层)和日冕等层次

光球层：米粒和超米粒，黑子和光斑

色球层：针状体。色球网络。暗条和谱斑，日浪，耀斑，日珥

日冕层：冕流，极羽，冕环，冕洞，太阳风，

太阳活动的电离层效应

电离层突然骚扰（无线电短波衰退、长波增强）

极盖吸收事件（极盖区短波信号吸收增强）

电离层暴（伴随磁暴的全球电离层扰动变化）

太阳活动对地球大气和气候的影响

密度变化

温度变化

臭氧层的分布和密度变化

降雨量vs太阳黑子数

太阳活动对人类的影响

某些疾病

神经系统

血液系统

*重力：通常讨论重力的大小，是指单位质量所受的重力，在量值上等于重力加速度，国际单位是m/s2

*内部结构由外向内依次：地壳、地幔、地核

大气层：

按温度变化，可分为：

对流层

平流层(同温层)

中间层

热层

外层

按大气的组成分：

均质层

非均质层

按大气电离层度分：

中性层

电离层

*地球磁场：简称地磁，大致呈条形磁石周围那样的偶极磁场

磁轴与自转轴有11.5°交角

偶极磁场(90%)

非偶极磁场(约10%)

地磁异常

地磁要素：

磁偏角：磁场强度方向对南北向的偏角

磁倾角：磁场强度方向对水平面的倾角

磁场强度

长期的系统观测表明：地磁在逐年逐日地变化

无扰变化：较平静而有规律的变化，包括周日变化、周年变化和长期变化

干扰变化：所有地磁要素在平均值附近零乱无序的上下起伏

地球的磁场和磁层

1、地球磁场

2、地球磁层

3、辐射带

*地球的运动

自转

公转

月地绕转

地轴进动(岁差)

极移

章动

轨道偏心率的变化

黄赤交角的变化

近日点的长期变化

摄动

环绕太阳系质心的旋转

太阳系相对与邻近恒星的运动

地球的地质运动

*地球自转周期

地球自转周期统称为一日，但是由于在天球上选择的参考点不同，产生了不同的自转周期：恒星日、太阳日和太阴日

恒星日：以某恒星(或春分点)为参考点，时间为23h56m4s

太阳日：以太阳视面中心为参考点，平均日长24h，比恒星日长3m56s(公转引起)

太阴日：以月球中心作为参考点，平均日长24h50m

地球自转轴的方向既在空间变化，又在地球的本体内变化

空间变化表现为岁差和章动

本体变化表现为极移

一、地球自转产生的现象

(1)落体偏东

在地球表面由高处下落的物体总是偏落在铅垂线的东侧

(2)傅科摆

(3)天球的周日视运动

(4)昼夜的交替

(5)水平运动物体的偏转

*地球绕日公转的周期统称为“年”，在天球上选择的参考点不同就有不同的年：如恒星年、回归年，它们对应的参考点分别为：恒星、春分点

恒星年：地球公转的真正周期，地心在黄道上恰好转过360°，年长365.2564日

回归年：地球两次与春分点会合的时间间隔，年长365.2422日，比恒星年短(为什么)

回归年比恒星年短，被称为“岁差”

是因为春分点每年沿黄道西移50”.29，这一现象称为春分点西移。也就是说相对于春分点，地球公转角度不到360°

而春分点西移又是地轴进动的结果之一

二、地球公转产生的现象

(1)太阳的周年视运动

(2)地球上的四季交替

(3)昼夜长短的季节变化

(4)地球上的五带(热带，南、北温带，南北、寒带)

三、地轴进动(岁差)