第六节 观测天体定位
观测天体定位
白昼太阳移线定位。 测星定位
一、 观测太阳移线定位
（一）太阳移线定位的条件 两次观测间的时间间隔越短，转移船位 线的推算误差就越小。
两条船位线定位，两船位线的交角应在 30°～90°范围内，以趋近90°为最佳。
在一般情况下：
两次观测的时间间隔一般约为1h ～2h ； 太阳方位变化约30°～50°，以不小于 30°为宜。
hc=57°51′．7 Ac=151°.5NE
课堂习题
hs
i+s d h‘ c c′ ht hc
57—42．9 + 1． 6 7. 1 57—37．4
15．5 0．1 57—52．8 57—51．7 +
Dh
+
1． 1
课堂习题
ZT1200 φc 35—20′.7N λc 122—14．6E λm 120—00．0 (+) -) λ1200 122—14．6 (+) Dλ 2—14．6 (-) - 9m Dec′ 05—59．9N d -0．9 d′ 0．7 LMT Dλ 1158 - 9 1149 -8 0349 7／ 9
晨光昏影分成三个阶段。
(1) 民用晨光昏影
太阳上边沿 与水天线相 切时称太阳 视出或视没。
水天线
太阳真高度
ht＝－6°时，
称民用晨光
水天线 民 用 昏 影
视出 民 民 用 用 晨 晨 光 光
视没
始或民用昏
影终。
民用晨光昏影 －6 °
民用晨光始 民用昏影终 民用晨光始
(2) 航海晨光昏影
太阳真高度
φc35°07´.0N
λc122°11´.0E
Ac151°.5 Dh+1´.1
λ2122°11´.0E 1200
1200-1050=1h10m
12kn1h.1666=14´ 1200 φc35°20´.7N λc122°14´.6E
CA012 °
φc35°07´.0N
5 ´ A151°.5
10 ´
SMT 10－50 7/9 ZD －08 ____________________________
GMT‗ 02－50
7/9
CT 02－54－10 7/9 WT －35 CE －03－32 _____________________________
hs 57－42.9 i+s 1.6 d －7.1 c ＋15.4 _____________________ ht 57－52.8 hc 57－51.7 ______________________ Dh ＋1.1
CT′ 02—54—10 WT 25 CE 03—32 GMT 02—50—13 7／9
课堂习题
GHA ′ 210—29．7 m.s 12—32．4 1．0 GHA 223—03．1 122—11．0 345—14．1=14—45．9E +1 ．2 Dec′ 06—00．8N d-0．9
（二）太阳移线定位的有利时机
太阳在中天前后其方位变化较快，在较 短的时间内，太阳方位变化就可超过 30°。
太阳中天前后一段时间是观测太阳移线 定位的有利时机。
（三）移线定位方法
1. 直接平移天文船位线法 （1）两次观测间无转向的移线定位方法
s
C1 ZT1 C2 ZT2
CA
（2）两次观测间有转向的移线定位方法
ht=-12°时称 航海晨光始或
水天线 民用晨光昏影 民用晨光始 民用昏影终 －6 ° 航海晨光昏影 航海晨光始 航海昏影终 －12° 天文晨光昏影 天文晨光始 天文昏影终 －18°
航海昏影终。
太阳真高度
ht=-18°时称天
文晨光始或天文
昏影终。
晨光昏影时间的长短，取决于测者的纬度，
纬度越高，晨光昏影时间越长，纬度越低，晨 光昏影时间越短。
（2）计算转移法
移线航程 s =V (T2-T1) =scosCA 纬差 经差 =ssinCA/cos(1+ /2)= ssinCA/cos 1 转移终点坐标 2= 1 + 2= 1+ 上式，北纬、东经为“+”；南纬、西经为“-”。
例： 1996年9月7日，ZT1050，c 35°07‘.0N， λc 122°11‘.0E，计划航向CA012°，航速V12‘， 测 得 太 阳 下 边 沿 六 分 仪 高 度 hs 57°42‘.9 ， CT‘02h 54m 10s ， WT35 s ， CE03 m22s ( 快 ) ， (i+s)=+1‘.6，e 16.0m，求ZT1050的太阳船位线. 船舶继续航行，预求中天区时ZT，中天时向南 测得太阳下边沿六分仪高度Hs 60°29‘.2，求中 天观测船位。
d′
Dec φc
-
0．8
06—00．0N 35—07．0N
cE
LHA
hc arcsin(sin3507.0sin 0600.0 cos3507.0cos0600.0cos1445.9)
sin 0600.0 Ac arccos （ tan 3507.0 tanh c） cos3507.0cosh c
φc35°07´.0N λc122°11´.0E Ac151°.5
1149 1149 λ2122°11´.0E
1200
Dh+1´.1
1200-1050=1h10m 12kn1h.1666=14´ 1200 φc35°20´.7N λc122°14´.6E φo35°20´.0N φc35°07´.0N Dφ 13 ´.0
LMT 1838 21/3 Dλ E -11 ____________________________________
ZT
1827
GMT
02－50―13
7/9
GHA‗ 210－29.8 Dec‘ 6－00.8 N d-0.9 ms 12－33.3 d‘ －0.8 ______________________________________________________________ GHA 223－03.1 Dec 6－00.0 N λ c 122－11.0E ________________________________________________________________ LHA 345－14.1 14－45.9E hc＝arcsin（sinc sinDec ＋ cos c cosDec cosLHA） Ac＝arccos（sinDec/cosc coshc －tg c tg hc） hc 57－51.7 Ac 151°.5
课堂习题
习题：1996年9月7日，ZT1050，φc 35°07′.0N，λ c122°11′.0E， 计划航向CA012°，航速V12′，测得太阳下边沿六分仪高度 hs57°42′.9，CT′02h54m10s，WT25s，CE03m32s(快)，(i+s)=+1′.6， e16.2m，求ZT1050的太阳船位线。船舶继续航行，预求中天区时 ZT，中天时向南测得太阳下边沿六分仪高度Hs60°29′.2，求中天 观测船位。 解： ZT 1050 7／ 9 ZD -8 GMT′ 0250 7／ 9
例： 1996年3月21日，ZT1530，c 36°54'.0N，λA002°，V10'，预求民用昏影终区时。
按航向，航速求得2T1800的推算船位 φ λ
c c
37°18'.5N 122°46'.5E
LMTT 1837 21/3 △Tφ +1 ____________________________________
测太阳困难一些。
（一）测星时机
测星定位必须同时具备下述两条件：
一是有可供观测的星体； 二是可见水天线。 一天中只有在黎明(晨光)和黄昏(昏影) 这两段时间内才可同时满足上述两条件。
1．晨光昏影
航海上一般把黎明和黄昏这两段时间统 称为晨光昏影(morning and evening twilight)。
φc35°07´.0N CA012 °
1149-1050=59m 12kn0h.98=11´.8
5 ´
10 ´
1149φo35°20´.0 N
思考练习
1、太阳移线定位的最有利时机是： A、日出到东西圈一段时间 B、西圈之后到日没之前一段时间 C、太阳位于东西圈前后各观测一次 D、太阳位于上中天前后各观测一次 2、太阳移线定位两次观测的间隔时间： A、越短越好 B、越长越好 C、间隔时间长短并不影响移线定位精度 D、既要短又要求太阳方位变化在30°以上 3、太阳移线船位的准确性最主要取决于： A、观测船位的准确性 B、观测计时的准确性 C、两次观测间航向与航程的误差及船位线夹角的大小 D、移线作图的准确性 4、太阳移线定位的有利时机是在： A、上午 B、下午 C、中午前后 D、晨光昏影
思考练习
5、上午和下午不宜进行太阳移线定位的海区是： A、低纬海区 B、中纬海区 C、所有海区 D、以上均错 6、太阳移线定位应考率： A、两次观测的时间间隔 B、两条船位线的夹角 C、航迹推算误差 D、以上均对 7、太阳移线定位的时间间隔一般应为（ ），其方位变化约 30°～50°，以不小于（ ）为宜： A、1～2小时，90° B、3～4小时，30° C、1～2小时，30° D、3～4小时，90°
2 测星时机
太阳真高度在-3°——-9°之间。
民用晨光始或民用昏影终前后一段时间。
第六节 观测天体定位
1．晨光昏影
航海上一般把黎明和黄昏这两段时间统 称为晨光昏影(morning and evening twilight)。
晨光昏影分成三个阶段。
(1) 民用晨光昏影
太阳上边沿 水天线 与水天线相 切时称太阳 视出或视没。
太阳真高度
ht＝－6°时，
水天线
（2）计算转移法
移线航程 s =V •(T2-T1)
纬差
=scosCA
经差 =ssinCA/cos(1+ /2)= ssinCA/cos 1
转移终点坐标 2= 1 +
2= 1+
上式，北纬、东经为“+”；南纬、西经为“-”。
例： 1996年9月7日，ZT1050，c 35°07’.0N， λc 122°11’.0E，计划航向CA012°，航速V12’， 测 得 太 阳 下 边 沿 六 分 仪 高 度 hs 57°42’.9 ， CT’02h 54m 10s，WT35 s，CE03 m22s (快)， (i+s)=+1’.6，e 16.0m，求ZT1050的太阳船位线. 船舶继续航行，预求中天区时ZT，中天时向南 测得太阳下边沿六分仪高度Hs 60°29’.2，求中 天观测船位。
Ac＝arccos（sinDec/cosc coshc －tg c tg hc）
hc 57－51.7
Ac 151°.5
φc35°07´.0N λc122°11´.0E Ac151°.5 Dh+1´.1 1200-1050=1h10m 12kn1h.1666=14´
1200 φc35°20´.7N
ZD -8
GMT′ 0250 7／9
CT′ 02—54—10
天文观测的基础知识
天文观测的基础知识为了进行天文观测，就要学会认识星空，识别天体；因此，有关天体的坐标，天体的运动，天文观测所用的时间系统，星座与星图，以及星星的星等、颜色、光谱型等多方面的基础知识，都是我们开展天文观测活动时，必须首先了解的。
1．天球和天球坐标系进行天文观测首先要从找星、认星开始。
在茫茫的星空中，怎样去寻找我们想要观测的天体呢？这就必须知道天体在空中的“住址”，即它在天空的坐标。
这样的坐标是怎样建立起来的呢？这就要从天球说起。
（1）天球当我们仰望天空观察天体时，无论是太阳、月亮还是恒星、行星，它们好像都镶嵌在同一个半球的内壁上，而我们自己无论在地球上什么位置，都好像是处于这个半球的中心。
这是由于天体离我们太远了，我们在地球上无法觉察不同天体与我们之间距离的差异。
因此，为了研究天体的位置和运动，可以引入一个假想的以观测者为球心，以任意长为半径的球，称作天球。
由于地球在浩瀚的宇宙中可以看作是一个质点，地心也可以当作地球的中心，因此可以假想一个地心天球，它是以地心为中心、无穷远为半径的球。
有了天球，我们认识天体就方便了，因为不论天体离我们多么遥远，我们都可以把它们投影到天球上，并用它们在天球上的视位置来表示它们。
在天球上，两颗星之间的距离如同在球面上两点间的距离一样，用角度来表示，称为角距。
显然，角距与两颗星的真实距离是两回事：角距很小的两颗星实际距离可能十分遥远。
星体的大小一般用视角直径（简称角直径），即从地球上看去它所张的角来表示。
同样，视角直径也不是天体的真实大小。
例如，月亮和太阳的视角直径大约都是1/2度，但月亮的大小与太阳相比简直可以忽略不计，只是由于月亮离地球很近才看起来很大。
（2）天球坐标系为了描述天体在天球上的视位置，就要在天球上建立起坐标系，称天球坐标系，就像我们为了描述地球上某一点的位置需要建立地球坐标系（如用地理纬度和地理经度表示）一样。
事实上，天球坐标系与地球坐标系的模式很相似。
航海学天文定位第四篇第6章天文定位
定位方法
1、太阳移线定位（高度差法） 2、太阳特大高度定位（船位圆定位） 3、太阳、金星定位（高度差法）
4、晨昏测星定位（高度差法）
sin hc sin sin Dec cos cos Deccos LHA
ctg Ac cos tgDeccsc LHA sin ctgLHA
sin Dec sin sin hc sin Dec cos Ac tg tghc cos cos hc cos cos hc
t s
• 若观测太阳上边高度，则求太阳真高 度的公式为：
h h i s d p SD
t s
• (1)眼高差表d：以测者眼高e(m或h) 查取眼高差。 • (2)太阳改正表c：包括平均蒙气差、 太阳视差和太阳半径差，因为平均 蒙气差和太阳视差均随观测高度 h 而变，所以查表引数为观测日期段 和太阳下边或上边观测高度，分别 查取太阳下边或太阳上边的高度改 正，由于编表方式采用临界表，所 以无须内插。
• 3．求星体真高度 • (1)求恒星、土星和木星真高度
• 这些星体离地球很远，同时是测其中心 与水天线相切的，所以观测高度改正中 不存在视差和半径差SD。 • 眼高差表：是和其它天体高度改正共用 的。 • 星体高度改正c：实际上就是平均蒙气差 表，查表引数观测高度 h 。
• (2)求金星、火星真高度
• • • • •
1、高度差法原理 天文船位线三要素： （1）计算点C（采用推算船位）； （2）计算方位Ac； （3）高度差（截距）Dh=ht-hc
• 2、高度差法作图规则 • （1）高度差Dh为“+”（计算点C在天文船位圆之外） • 过计算点C作天体的计算方位（Ac）线，在该线上， 以C为原点，朝向天体截取Dh，得截点k，过k点作计 算方位线的垂线，即天文船位线。 • （2）高度差Dh为“-”（计算点C在天文船位圆之内） • 过计算点C作天体的计算方位（Ac）线，在该线上， 以C为原点，背向天体截取Dh，得截点k，过k点作计 算方位线的垂线，即天文船位线。 • （3）高度差Dh为0（计算点C在天文船位圆之上） • 过计算点C作天体的计算方位（Ac）线，在该线上， 再过C点作计算方位线的垂线，即天文船位线。
天体运动、月相、日月食与天体观测全
天体运动、月相、日月食与天体观测 （全） （共84 张PPT）
流星体——流星现象——陨星（陨石、陨铁）
A
BC
天体运动、月相、日月食与天体观测 （全） （共84 张PPT）
天体运动、月相、日月食与天体观测 （全） （共84 张PPT）
狮 子 座 流 星 雨
天体运动、月相、日月食与天体观测 （全） （共84 张PPT）
级天体系统。
天体运动、月相、日月食与天体观测 （全） （共84 张PPT）
天
体
系
统
的
太银 总
隶 属 关
地月系 阳 河 星 系系 系
系
天体运动、月相、日月食与天体观测 （全） （共84 张PPT）
天体运动、月相、日月食与天体观测 （全） （共84 张PPT）
总星系
银河系 河外星系
太阳系 其他恒星系
天体
相互吸引 相互绕转
天体系统
天体运动、月相、日月食与天体观测 （全） （共84 张PPT）
地球与月亮组成地月系，地球是地月系的中心天体。 月球是地球唯一的天然卫星，也是距地球最近的天 体。距离38.4万千米
太阳、行星及其卫星、小行星、彗星、流星体和行 星际物质等构成太阳系。地球是距离太阳比较近的 一颗行星。日地平均距离为1.5亿千米
公元2世纪，古希腊天文学家托勒密提出“地心说”； 公元16世纪，波兰天文学家哥白尼提出“日心说”； 公元18世纪，天文学家提出“星系”一词； 20世纪60年代以来，大型天文望远镜的使用及空间探测技 术的发展，使天文观测的尺度逐渐扩展到200亿光年的时 空区域---宇宙大爆炸假设理论提出
人类目前已经观测到的宇宙半径即
彗星是在扁长轨道上绕太阳运行的一种质量较小的 天体，呈云雾状的独特外貌。
方向观测法的步骤
方向观测法的步骤方向观测法是一种用于测量天体位置和运动的方法。
它利用地球上不同地点观测到同一天体的角度差异，通过三角计算得到天体的位置和运动参数。
以下是方向观测法的步骤：一、确定观测地点：选择两个或更多地点进行观测，地点应尽可能相距较远。
观测地点的经纬度需要精确测量。
二、选择目标天体：选择一个待测量的天体作为目标。
通常选择亮星、行星、恒星或其他具有明确位置的天体。
三、观测天体位置：在预定的时刻，观测天体的方位角和高度角。
方位角是天体相对于真北的角度，高度角是天体相对于地平线的角度。
四、记录观测数据：在每个观测地点，记录观测天体的方位角和高度角。
确保数据的准确性和一致性，使用仪器如望远镜、经纬仪等进行测量。
五、计算天体位置：利用观测数据，通过三角计算方法计算天体的位置。
根据地球上不同地点观测到同一天体的角度差异，可以得到天体的水平坐标和赤道坐标。
六、校正观测误差：在计算天体位置时，需要考虑各种观测误差，如大气折射、仪器误差等。
通过校正这些误差，可以提高天体位置的准确性。
七、分析天体运动：利用多次观测得到的天体位置数据，可以分析天体的运动规律，如自转、公转等。
这对于研究天体的物理特性和运动机制非常重要。
八、应用和拓展：方向观测法广泛应用于天文学、导航和地理测量等领域。
在天文学中，方向观测法是测量星体位置和运动的重要手段；在导航中，方向观测法可以用于确定船舶、飞机等的位置；在地理测量中，方向观测法可以用于绘制地图和测量地球形状。
总结：方向观测法是一种利用地球上不同地点观测到同一天体的角度差异来测量天体位置和运动的方法。
通过确定观测地点、选择目标天体、观测天体位置、记录观测数据、计算天体位置、校正观测误差、分析天体运动等步骤，可以获得天体的准确位置和运动参数。
方向观测法在天文学、导航和地理测量等领域有着广泛的应用和拓展前景。
高中地理天文观测的基础知识人教版选修一
天文观测的基础知识为了进行天文观测，就要学会认识星空，识别天体；因此，有关天体的坐标，天体的运动，天文观测所用的时间系统，星座与星图，以及星星的星等、颜色、光谱型等多方面的基础知识，都是我们开展天文观测活动时，必须首先了解的。
1．天球和天球坐标系进行天文观测首先要从找星、认星开始。
在茫茫的星空中，怎样去寻找我们想要观测的天体呢？这就必须知道天体在空中的“住址〞，即它在天空的坐标。
这样的坐标是怎样建立起来的呢？这就要从天球说起。
〔1〕天球当我们仰望天空观察天体时，无论是太阳、月亮还是恒星、行星，它们好像都镶嵌在同一个半球的内壁上，而我们自己无论在地球上什么位置，都好像是处于这个半球的中心。
这是由于天体离我们太远了，我们在地球上无法觉察不同天体与我们之间距离的差异。
因此，为了研究天体的位置和运动，可以引入一个假想的以观测者为球心，以任意长为半径的球，称作天球。
由于地球在浩瀚的宇宙中可以看作是一个质点，地心也可以当作地球的中心，因此可以假想一个地心天球，它是以地心为中心、无穷远为半径的球。
有了天球，我们认识天体就方便了，因为不论天体离我们多么遥远，我们都可以把它们投影到天球上，并用它们在天球上的视位置来表示它们。
在天球上，两颗星之间的距离如同在球面上两点间的距离一样，用角度来表示，称为角距。
显然，角距与两颗星的真实距离是两回事：角距很小的两颗星实际距离可能十分遥远。
星体的大小一般用视角直径〔简称角直径〕，即从地球上看去它所张的角来表示。
同样，视角直径也不是天体的真实大小。
例如，月亮和太阳的视角直径大约都是1/2度，但月亮的大小与太阳相比简直可以忽略不计，只是由于月亮离地球很近才看起来很大。
〔2〕天球坐标系为了描述天体在天球上的视位置，就要在天球上建立起坐标系，称天球坐标系，就像我们为了描述地球上某一点的位置需要建立地球坐标系〔如用地理纬度和地理经度表示〕一样。
事实上，天球坐标系与地球坐标系的模式很相似。
天体测量学
为了提供所需的修正值，建立了时间服务和极移服务。地球自转与地壳运动的研究又发展成为天文地球动力 学，它是天体测量学与地学各有关分支之间的边缘学科。天体测量学的这些任务是相互，相互促进的。
可以预期，现代的天体测量学不但能以厘米级的精度完成实用天文学的任务，建立更理想的基本参考坐标系， 进一步推动天文地球动力学的研究，而且还能提供十分丰富的基础资料，为天体物理学、天体演化学和宇宙学的 新理论开辟道路。
研究方法
通过研究天体投影在天球上的坐标，在天球上确定一个基本参考坐标系，来测定天体的位置和运动，这种参 考坐标系，就是星表。在实际应用中，可用于大地测量、地面定位和导航。地球自转和地壳运动，会使天球上和 地球上的坐标系发生变化。为了修正这些变化，建立了时间和极移服务，进而研究天体测量学和地学的相互影响。 古代的天体测量手段比较落后，只能凭肉眼观测，对于天体测量的范围有限。随着时代的发展，发现了红外线、 紫外线、X射线和γ射线等波段，天体测量范围从可见光观测发展到肉眼不可见的领域，可以观测到数量更多的、 亮度更暗的恒星、星系、射电源和红外源。随着各种精密测量仪器的出现，测量的精度也逐渐提高。
19世纪恒星测量学已经发展得相当完善，可以很精确地测定出恒星的方位，到19世纪末，运用三角视差求出 距离的恒星已经多达七十余颗。19世纪中叶在太阳物理学的刺激下，恒星物理学发展起来，促使天文学家使用分 光镜研究恒星。意大利教授赛奇把恒星按照光谱分成4类，即白星、黄星、橙红星、深红星，赛奇认识到这样的分 类是和恒星的温度有关的；英国的哈斯根弄清了这些恒星的化学组成，指出亮星具有和太阳相同的化学组成，它 们的光线来自下层炽热物，穿过高层具有吸收能力的大气层而向外辐射。
大副见习记录簿1.7罗经差、天体定位
（EXTRA PAPERS FOR ON BOARD TRAINING RECORD BOOK）职能：航行（管理级）训练内容顺序号：NO. 1.7 日期：(FUCTION): (NUMBER OF THE TASK):NO. (DATE):罗经差、天体定位一、天测罗经差，即观测天体方位测定罗经差的方法，天文航海主要内容之一。
求罗经差的表达式为：罗经差=天体真方位－天体罗方位；式中，天体罗方位是通过罗经观测直接获得的，天体真方位是根据测者纬度、天体赤纬和地方时角（或视时）从专用的方位角表查得。
天测罗经差的准确度与天体的高度有密切关系，天体高度愈低，误差愈小。
所以，通常利用太阳出没或低高度的方位测定罗经差。
天测罗经差除了利用太阳外，还可以观测北极星或其它天体的方位求罗经差。
本轮0906航次，TAIXING—HONGKONG，2009年5月11日，船时1829（-0800），GPS船位：φ28°11′N,λ121°48′E,航向210°，测得太阳真没GB290.5°,CB294.5°,Var-4.6°（1）根据日期2009年5月11日，在附表1和附表2中查出：赤纬σ=17°58′N 时差µ=+3m39s（2）根据φ、σ差太阳方位表得 A′=069.5°NW∆Aφ= 0.0∆Aσ= 0.0A =069.5NW =290.5°PAGE:（EXTRA PAPERS FOR ON BOARD TRAINING RECORD BOOK）职能：航行（管理级）训练内容顺序号：NO. 1.7 日期：(FUCTION): (NUMBER OF THE TASK):NO. (DA TE):所以∆G=A-GB=290.5－290.5=0°∆C=A-CB=290.5－294.5=-4.0° Dev=+0.6°二、利用天体确定船位，一般的来说，指的是利用太阳移线来定位。
集美大学航海学2教案：测天定位
第七章观测天体定位在航海实践中，至少需要两条或两条以上交角合适的、对应于同一时刻的船位线相交才能确定船舶所在的位置。
本章将主要介绍几种常用的天文定法方法。
海上测天定位主要包括白昼采用太阳移线定位，低纬度海区太阳特大高度定位，“同时”观测太阳、金星定位和晨昏采用星体定位。
第一节观测太阳移线定位白昼通常只能观测到太阳，在观测一次太阳求得一条太阳船位线之后，间隔一段合适时间再观测一次，求得另一条太阳船位线，然后进行移线定位，这种定位方法称为太阳移线定位。
一、太阳移线定位的条件太阳移线定位的精度主要与两次观测的时间间隔有关。
由航迹推算原理可知：两次观测间的时间间隔越短，转移船位线所带来的航向、航程的推算误差就越小。
同时由船位误差理论可知：用两条船位线定位，两船位线的交角应在30°～90°范围之内，以趋近90°为最佳，太阳方位要变化到如此大小，一般又需较长时间，这是一对矛盾。
在一般情况下，如果两次观测的时间过短，尽管减小了推算误差，但是太阳方位变化太小，使两条船位线交角小于30°。
相反，如果两次观测的时间间隔过长，虽然太阳方位变化较大，可使两船位线的交角达90°,但是转移船位线的推算误差也随之积累增大。
为兼顾这两方面的要求，两次观测的时间间隔一般约为1h ～2h ,太阳方位变化约30°～50°，以不小于30°为宜。
二、太阳移线定位的有利时机太阳在中天前后其方位变化较快，在较短的时间内，太阳方位变化就可超过30°。
因此，太阳中天前后一段时间是观测太阳移线定位的有利时机。
在航海实践中，一般常采用太阳中天前和中天时各观测一次，移线求出中天或正午船位。
也有采用测量中天前、中天、中天后的太阳高度进行多次移线定位的情况。
在低纬海区内，当太阳中天高度很高(达88°左右)时，从日出到中天前和中天后至日没，太阳方位变化非常缓慢，有时太阳方位变化30°左右，往往就要等待4－5小时之久，从而使太阳移线定位失去意义。
太阳系中的天体观测与测量
太阳系中的天体观测与测量太阳系是我们所在的行星系，由太阳、八大行星以及各种其他天体组成。
对于天文爱好者来说，了解太阳系中的天体并进行观测与测量是一项重要的任务。
本文将介绍太阳系中的天体观测与测量的方法与技术，并探讨它们对我们对宇宙的认知的重要性。
一、太阳观测与测量作为太阳系的中心，太阳的观测与测量是天文学中一项重要的工作。
太阳的直径、质量、表面温度等参数的测量可以为我们理解太阳的内部结构和能量来源提供重要线索。
太阳观测通常借助太阳望远镜进行，通过记录太阳的光谱，我们可以获得太阳的化学组成和其磁场的信息。
此外，还可以使用星表来观测太阳黑子和太阳耀斑等活动现象，以了解太阳的活动规律及其对地球的影响。
二、行星观测与测量太阳系中的行星包括水金地火木土，它们的观测与测量对于研究行星的运动规律及其特性具有至关重要的意义。
行星的轨道测量可以通过观测行星的位置和运动速度来实现。
传统的方法包括对行星的视位置进行精确测量，并结合天文学中的基本原理进行计算。
此外，现代天文学也采用雷达等高精度测量设备，通过测量行星与地球之间的距离来获取行星的轨道参数。
三、卫星观测与测量除了行星，太阳系中还存在许多卫星，如月球、木卫二等。
这些卫星的观测与测量也具有重要的科学意义。
对于地球的卫星，如月球，我们可以通过观测其表面的地形、月壳厚度等参数来了解地球形成和演化的历史。
对于其他行星的卫星，观测和测量可以帮助我们了解行星系统的形成和演化机制，例如通过观测木星的卫星系统，我们可以研究行星的环绕盘和卫星的撞击现象。
四、小天体观测与测量太阳系中还存在着大量的小天体，如彗星、小行星等。
对这些小天体的观测与测量可以帮助我们了解它们的轨道参数、形态特征以及对地球的潜在威胁。
这种观测通常需要借助望远镜来进行，并结合精确的观测数据进行测量和分析。
总结起来，太阳系中的天体观测与测量是天文学中一项重要的研究工作。
通过观测和测量太阳系中不同天体的特性和参数，可以帮助我们深入了解宇宙的起源、演化和结构。