第六节 观测天体定位
太阳视运动轨迹图解
太阳视运动轨迹图解我们站在地球上仰望星空，看到天上的星星好像都离我们一样远。
实际星星和我们的距离有远有近，我们看到的是它们在这个巨大的圆球球面上的投影，这个假想的圆球就称为天球。
它的半径是无限大。
而地球就悬挂在这个天球中央。
人类生活在地球上,所以便以地球为中心来观察所有天体在天球上运动,观测者所在的平面为地表切面,叫做地平圈。
不同位置的观察者地平圈也各不相同。
在太阳系中太阳是中心天球，太阳系中的八大行星都是绕着太阳公转的，由于地球绕太阳公转的同时，地球的本身也在自转，地球的自转轴（地轴），向天球延伸后，在无穷远处与天球交会的两个假想点称为天极。
地球自转的所有轨迹中，周长最长的轨迹定义为地球赤道，地球赤道在天球上的投影便为天赤道，它与地球的赤道为同一平面。
人类在地球上观测天体，他所处的地面为地平面，通过观测的头顶作一条垂直于地平面的垂直线，这条线与天球相交于两个点，位于观测者头顶的点为称之为天顶，另一点为天底。
这是把地球的地面作为基础面，即使观测者在同一时间观察天体，如果在地球上所处的位置不同，那么所有天体在天球上表现出来的高度和方位也不同，而且天顶与开底的点也随之变化。
地球的公球使太阳看起来像是在群星之间移动，这种移动的轨迹叫黄道，黄道的天球切面为黄道面，以几何学来描述，它是包含地球环绕太阳运行的平均轨道平面。
黄道是地球轨道在天球上的投影。
黄道和赤道面相交于春分点和秋分点。
太阳周日视运动规律（以北半球为例）1、位于赤道上观察到的二分二至的太阳视运动轨迹，春分秋分太阳直射在赤道上，全球太阳从正东升起从正西落下。
观测点位于赤道时，太阳的运行轨迹与地平圈垂直。
2、观测点位于北回归线以北时，太阳运行轨迹均向南倾斜（正午时太阳位于正南）；观测点位于南回归线以南时，太阳运行轨迹均向北倾斜（正午时太阳位于正北）。
南北回归线之间的热带地区，正午的太阳有时朝南有时朝北。
即北回归线上，夏至日正午太阳位于天顶,其他日期正午太阳位于正南方。
天体观测实验观察和记录天体的运动和变化
天体观测实验观察和记录天体的运动和变化天体观测实验是天文学领域中重要的研究手段之一，通过观测和记录天体的运动和变化，可以揭示宇宙的奥秘，进一步推动人类对宇宙的认知和探索。
天体观测实验可以有多种形式，最常见的包括使用望远镜观测天体，记录其运动轨迹和亮度的变化。
当然，观测天体需要诸如天候、地理位置和光污染等因素的考虑，因此天文学家们都会根据具体实验需求选择合适的地点和时间。
天体的运动是观测实验中需要重点关注的一个方面。
根据天体的运动规律，我们可以推断出天体的质量、距离和构造等重要信息。
例如，对恒星的观测可以通过测量其自行和视向速度，确定其三维运动轨迹，进一步推算出恒星的物理特性和演化历程。
此外，观测和记录天体的变化也是天文学研究中的重要内容之一。
由于宇宙的庞大和时间尺度的长远性，一些天体的变化可能需要长时间的观测和记录才能被发现和认知。
例如，超新星爆发是恒星生命周期中重要的事件之一，通过观测和记录超新星的亮度变化，我们可以了解超新星的爆发机制和演化过程，对宇宙的形成和演化有着重要的指导意义。
天体观测实验需要精确的仪器设备和技术手段来支撑，其中望远镜是最常用的观测工具之一。
现代望远镜通常配备高性能的光学和探测装置，能够捕捉到远离地球的天体的细微信号。
同时，还有一些专门的观测机构和天文台，如美国的NASA、欧洲的ESA等，它们聚集了天文学界的顶尖科学家和研究设备，推动了天文学领域的快速发展。
然而，天体观测实验也存在一些困难和限制。
首先，观测条件的改善需要有时间和经济的支持，天文学界需要不断争取到更好的观测资源。
其次，观测到的天体数据需要进行精确的处理和分析，这对于数据处理技术和算法提出了更高的要求。
此外，由于宇宙的奥秘仍然很多，我们仍然面临很多未解之谜，这也给天体观测实验带来了一定的挑战。
总的来说，天体观测实验是天文学领域中不可或缺的重要研究手段。
通过观测和记录天体的运动和变化，可以探索宇宙的起源和演化，深化我们对宇宙的认知。
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
航海学天文定位第四篇第6章天文定位
• 二、求观测天体时的世界时 • 方法一、观测天体（用六分仪），当天体反射 影像与水天线相切时，启动秒表，然后回到海 图室看准天文钟按停秒表，记下停秒表时的天 文钟时间CT/和秒表读数WT。则 • GMT= CT/-WT+CE • 方法二、先在海图室看准天文钟启动秒表，记 下启动秒表时的天文钟时间CT// ，然后去观测 天体，当天体的反射影像与水天线相切时，停 秒表，记下秒表读数WT。则 • GMT= CT//+WT+CE • 近似世界时 • GMT/=SMT+ZD
• • • •
四、船位线的求取方法 1、太阳、行星和恒星船位线 2、观测太阳中天高度求纬度 3、观测北极星高度求纬度
用六分仪观测 天体高度
求天体真高度ht
求观 测 天体 时 的世 界时
求天体的地方时角LHA和 赤纬Dec 用公式求天体的计算方位 Ac和计算高度hc
得高度差Dh=ht-hc； 计算方位Ac
• • • • •
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。
天文定位
由图示可见，图中∠SOB正是我们要找的观
测高度h。
根据光线入射角等于出射角，可知图中：
∠1=∠2=∠OAD，∠3=∠4=∠5
∠HBA=∠5+∠3=2∠3 ∠OAB = ∠OAD+∠2=2∠2
水天线
H
5B 3 4
根据三角形外角等于不相邻的两内角，可
知∠BDA=∠3—∠2
同理有h=∠AOB=∠HBA—∠OAB=2(∠3—∠2)
概括要领是：大摆找切线，小摆找切点，微摆等相切。在
观测测者子午圈附近的天体时，由于此时的天体高度变化很慢， 而方位变化却很快，因此，不宜采用等待相切的方法，应改为在 摆动六分仪的同时，调整鼓轮将反射影象拉到与水天线相切。
2007年6月
J M I 刘晓峰
12.5 求天体真高度
一、航海六分仪 5、用六分仪观测太阳高度 3)记下准确相切的时间
当天体反射影象与水 天线刚好相切时，立即启 动秒表(或者按停事先启 动的秒表)，以便确定测 天时的世界时。因为天体 高度是随时间而改变的， 记时不准确的结果与相切 不准确一样会产生观测高 度的误差。
2007年6月
J M I 刘晓峰
12.5 求天体真高度
一、航海六分仪 4、六分仪的检查与校正
任何测量仪器都存在误差，六分仪也一样，我们要了解 六分仪误差产生的原因，研究如何消除或减少这些误差的影响。 六分仪误差有两种：一是永久性误差；二是可校正误差。 ㈠永久性误差——制造工艺产生的系统误差 1．偏心差：指标杆的转轴和刻度弧的圆心不重合； 2．棱性差：动镜、定镜或色片的镜面不平而引起的； 3．刻度差：刻度弧、鼓轮和游标的刻度不准确。
2007年6月
J M I 刘晓峰
12.5 求天体真高度
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。
《天文定位原理》课件
三点定位和多点定位
1
三点定位原理和方法
解释三点定位原理和使用三个已知位置进行定位的方法。
2
多点定位的意义和需求
探讨多点定位的优势、应用领域，并解释多点定位在航空和导航中的重要性。
3
多点定位的处理方法和应用案例
介绍多点定位的处理方法和提供一些实际应用案例。Fra bibliotek总结与展望
天文定位的优缺点和适 用范围
总结天文定位技术的优点和局 限性，并讨论其在不同领域的 适用范围。
3
地球磁场定位的误差分析和校正
讨论地球磁场定位中可能存在的误差，并提供校正方法。
天球坐标定位
天球坐标定位原理
解释天球坐标定位的原理，包括赤道坐标和赤经赤纬的计算方法。
天球坐标系统和坐标转换方法
介绍天球坐标系统和坐标转换的方法，包括地平坐标和黄道坐标。
天球坐标定位的方法和仪器
讨论使用经纬仪和光电定位仪器进行天球坐标定位的方法。
《天文定位原理》PPT课 件
天文定位原理是一门关于天文学中各种定位技术的介绍和应用。本课件将详 细介绍太阳定位、星历定位、地球磁场定位、天球坐标定位、三点定位和多 点定位等内容。
简介
定位的概念和意义
介绍定位的定义和在导航和航海领域的重要性。
天文定位的分类和应用场景
将天文定位技术根据不同的特点进行分类，并介绍各类技术在航空、航海等领域的应用场景。
天文定位的未来发展趋 势和前景
展望天文定位技术的未来发展 方向和可能的研究重点。
天文定位在航空、航海、 导航等领域的重要作用
探讨天文定位技术在航空、航 海和导航等领域的应用和重要 性。
星历定位的方法和仪器
介绍使用卫星导航仪器进行星 历定位的方法，如GPS和北斗 系统。
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光沿直线传播，行星反射太阳光， 能否看到天意亮光部分就看两点连线是否被遮挡
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日地恒定模型
太阳是恒星，发光不动，所以地球绕太阳公转任意位置都可以转换上述左图来理解， 地球左边黑夜，右边白天，且自西向东自转
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地 球 与 月 亮
卫星是绕行星运转的质量很小 的球状天体。
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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。
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流星
流星体是行星际空间数量众多的尘粒和固体小块。
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流星体——流星现象——陨星（陨石、陨铁）
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
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小测验
下列不属于天体的是 （B D）
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。