图解行星视运动
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。
知识讲解 行星的运动与万有引力定律 基础
行星的运动、万有引力定律要点一、地心说与日心说要点诠释：1．地心说地球是宇宙的中心，并且静止不动，一切行星围绕地球做圆周运动．公元2世纪的希腊天文学家托勒密使地心说发展和完善起来，由于地心说能解释一些天文现象，又符合人们的日常经验(例如我们看到太阳从东边升起，从西边落下，就认为太阳在绕地球运动)，同时地心说也符合宗教神学关于地球是宇宙中心的说法，所以得到教会的支持，统治和禁锢人们的思想达一千多年之久．2．日心说16世纪，波兰天文学家哥白尼(1473～1543年)根据天文观测的大量资料，经过长达40多年的天文观测和潜心研究，提出“日心体系”宇宙图景．日心体系学说的基本论点有：(1)宇宙的中心是太阳，所有的行星都在绕太阳做匀速圆周运动．(2)地球是绕太阳旋转的普通行星，月球是绕地球旋转的卫星，它绕地球做匀速圆周运动，同时还跟地球一起绕太阳运动．(3)天穹不转动，因为地球每天自西向东自转一周，造成天体每天东升西落的现象．(4)与日地距离相比，其他恒星离地球都十分遥远，比日地间的距离大得多．随着人们对天体运动的不断研究，发现地心说所描述的天体的运动不仅复杂而且问题很多．如果把地球从天体运动的中心位置移到一个普通的、绕太阳运动的行星的位置，换一个角度来考虑天体的运动，许多问题都可以解决，行星运动的描述也变得简单了．因此日心说逐渐被越来越多的人所接受，真理最终战胜了谬误．注意：古代的两种学说都不完善，太阳、地球等天体都是运动的，鉴于当时自然科学的认识能力，日心说比地心说更先进，日心说能更完美地解释天体的运动．以后的观测事实表明，哥白尼日心体系学说有一定的优越性．但是，限于哥白尼时代科学发展的水平，哥白尼学说存在两大缺点：①把太阳当做宇宙的中心．实际上太阳仅是太阳系的中心天体，而不是宇宙的中心．②沿用了行星在圆形轨道上做匀速圆周运动的陈旧观念．实际上行星轨道是椭圆的，行星的运动也不是匀速的．要点二、开普勒发现行星运动定律的历史过程要点诠释：(1)丹麦天文学家第谷连续20年对行星的位置进行了精确的测量，积累了大量的数据．到1601年他逝世时，这些耗尽了他毕生心血获得的天文资料传给了他的助手德国人开普勒．(2)开普勒通过长时间的观察、记录、思考与计算，逐渐发现哥白尼把所有行星运动都看成是以太阳为圆心的匀速圆周运动似乎简单了一些，因为它与实际观察到的数据有着不小的出入．(3)开普勒承担了准确地确定行星轨道的任务，他仔细研究了第谷对行星位置的观测记录，经过四年多的刻苦计算，所得结果与第谷的观测数据至少有8′的角度误差，那么这不容忽视的8′可能就是人们认为行星绕太阳做匀速圆周运动所造成的．最后开普勒发现行星运行的真实轨道不是圆，而是椭圆，并于1609年发表了两条关于行星运动的定律．(4)开普勒在发表了第一定律和第二定律后，进一步研究了不同行星的运动之间的相互关系，在1619年又发表了行星运动的第三条定律．开普勒提出描述行星运动的规律，使人类的天文学知识提高了一大步，他被称为“创制天空法律者”．要点三、开普勒的行星运动定律要点诠释：(1)开普勒第一定律(轨道定律)所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳处在椭圆的一个焦点上．不同行星椭圆轨道则是不同的．开普勒第一定律说明了行星的运动轨道是椭圆，太阳在此椭圆的一个焦点上，而不是位于椭圆的中心．不同的行星位于不同的椭圆轨道上，而不是位于同一椭圆轨道，再有，不同行星的椭圆轨道一般不在同一平面内．(2)开普勒第二定律(面积定律)对任意一个行星来说，它与太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积．如图所示，行星沿着椭圆轨道运行，太阳位于椭圆的一个焦点上．如果时间间隔相等，即t 2－t 1＝t 4－t 3如，那么S A ＝S B ，由此可见，行星在远日点a 的速率最小，在近日点b 的速率最大．(3)开普勒第三定律(周期定律)所有行星的轨道的半长轴的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等．若用a 代表椭圆轨道的半长轴，T 代表公转周期，即32a k T=(其中，比值k 是一个与行星无关的常量)要点四、对行星运动规律的理解 要点诠释：(1)开普勒第二定律可以用来确定行星的运行速率．如图所示，如果时间间隔相等，即t 2－t 1＝t 4－t 3，由开普勒第二定律，面积A ＝面积B ，可见离太阳越近，行星在相等时间内经过的弧长越长，即行星的速率就越大．(2)开普勒三定律不仅适用于行星，也适用于其他天体，例如对于木星的所有卫星来说，它们的32a T一定相同，但常量k 的值跟太阳系各行星绕太阳运动的k 值不同．以后将会证明，开普勒恒量k 的值只跟(行星运动时所围绕的)中心天体的质量有关．(3)要注意长轴是指椭圆中过焦点与椭圆相交的线段，半长轴即长轴的一半，注意它和远日点到太阳的距离不同．(4)由于大多数行星绕太阳运动的轨道与圆十分接近，因此，在中学阶段的研究可以按圆周运动处理，这样开普勒三定律就可以这样理解：①大多数行星绕太阳运动的轨道十分接近圆，太阳处在圆心；②对某一行星来说，它绕太阳做圆周运动的速率不变，即行星做匀速圆周运动；③所有行星轨道半径的三次方跟它的公转周期的二次方的比值都相等，即32R k T=．如绕同一中心天体运动的两颗行星的轨道半径分别为R 1、R 2，公转周期分别为T 1、T 2，则有33122212R R T T =．要点五、太阳与行星间引力的推导 要点诠释：(1)假设地球以太阳为圆心做匀速圆周运动，那么太阳对地球的引力就为做匀速圆周运动的地球提供向心力．设地球的质量为m ，运动线速度为v ，地球到太阳的距离为r ，太阳的质量为M ．则由匀速圆周运动的规律可知2mv F r=， ①2rv Tπ=． ② 由①②得 224mrF T π=． ③又由开普勒第三定律32r T k=， ④由③④式得 224mF k r π=， ⑤ 即 2mF r∝． ⑥ 这表明：太阳对不同行星间的引力，跟行星的质量成正比，跟行星与太阳距离的平方成反比．(2)根据牛顿第三定律，力的作用足是相互的，且等大反向，因此地球对太阳的引力F ′也应与太阳的质量成正比，且F ′＝-F ． 即 2MF r '∝． ⑦ (3)比较⑥⑦式不难得出2Mm F r '∝，写成等式2MmF G r=，式中G 是比例系数，与太阳、行星无关． 注意：在中学阶段只能将椭圆轨道近似成圆形轨道来推导引力公式，但牛顿是在椭圆轨道下推导引力表达式的．要点六、月—地检验 要点诠释：(1)牛顿的思路：地球绕太阳运动是因为受到太阳的引力，人跳起后又能落回地球是因为人受到地球的引力．这些力是否是同一种力?是否遵循相同的规律?实践是检验真理的唯一标准，但在当时的条件下很难通过实验来验证，这就自然想到了月球．(2)月一地检验的基本思想：如果重力和星体间的引力是同一性质的力，都与距离的二次方成反比关系，那么月球绕地球做近似圆周运动的向心加速度就应该是地面重力加速度的1/3600，因为月心到地心的距离约为地球半径的60倍．(3)检验过程：牛顿根据月球的周期和轨道半径，计算出月球围绕地球做圆周运动的向心加速度23224 2.710m /s r a T π-==⨯． —个物体在地面的重力加速度为g ＝9.8m /s 2，若把这个物体移到月球轨道的高度，根据开普勒第三定律可以导出3222211,,r r a a k a r T T r ⎛⎫∝∝=∝ ⎪⎝⎭而则．因为月心到地心的距离是地球半径的60倍，32212.7210m /s 60a g -==⨯． 即其加速度近似等于月球的向心加速度的值．(4)检验结果：月球围绕地球做近似圆周运动的向心加速度十分接近地面重力加速度的1/3600，这个重要的发现为牛顿发现万有引力定律提供了有力的证据，即地球对地面物体的引力与天体间的引力，本质上是同一性质的力，遵循同一规律． 要点七、万有引力定律 要点诠释： 1.内容自然界中任何两个物体都是相互吸引的，引力的方向沿两物体的连线，引力的大小F 与这两个物体质量的乘积12m m 成正比，与这两个物体间距离r 的平方成反比。
新人教高中物理必修二 6.1 行星的运动 课件(共26张PPT)
一、人们对行星运动的认识发展过程
2、日心说
代表人物：哥白尼 观点： 太阳才是宇宙的中心，太阳是静止不动的，
地球和其他行星都是围绕太阳做匀速圆周运动。一年 的周期是地球绕太阳公转一周的反映。
一、人们对行星运动的认识发展过程
3、对天体运动的进一步研究
(1)天才观察者：第谷·布拉赫
第 谷（丹麦）
哥白尼的宇宙体系动摇了基督教宇宙体系的根 基，但它并没有在天文测算的精确度上有多大的提 高。近代早期最重要的观测工作是由丹麦的第谷 （1546-1601）进行的，他成功的把观测误差缩小到 2分。
（2）开普勒定律是总结行星运动的观察结果而 总结归纳出来的规律，它们每一条都是经 验定律。
回忆思考：
什么情况下椭圆可以与圆很 接近 ？
三、行星运动近似处理方法
行星的轨道与圆十分接近，在高中我们 一般按圆处理，因此：
１、行星围绕太阳运动的轨道可以认为是圆，太阳处在圆心。 ２、行星绕太阳做匀速圆周运动。 ３、所有行星的轨道半径的三次方跟公转周期的二次方的比
§6.1 行星的运动
太阳
思考：行星按照怎样的规律运动呢？
预习课本，回答问题：
1、古代人对天体运动存在哪些看法？
2、“地心说”和“日心说”的观点、代 表人物分别是什么？
一、人们对行星运动的认识发展过程
1、 地心说
代表人物：托勒密
观点： 地球是宇宙的中心，是静止不动的， 太阳、月亮以及其他行星都绕地球运动。
• 14、Thank you very much for taking me with you on that splendid outing to London. It was the first time that I had seen the Tower or any of the other fam ous sights. If I'd gone alone, I couldn't have seen nearly as much, because I wouldn't have known my way about.
人教版高中地理选修一宇宙与地球 第二章第一节《太阳和太阳系》课件(共108张PPT)
4
质量分布
太阳
99.86％
其它太阳系天体 0.06％
木星
0.08％
5
平均离日 轨道 距离（ 周期( A.U.） 年)
---------------------------------------------------------------------------
行星 轨道半长径 偏心率 倾角 公转周期 轨道运动
a(AU)
(日) 平均速度
（km/s）
水 星 0.3871 0.2056 7°.0 87.97 47.87
然后它继续朝水星前进。1974年3月29日，水手10号从离水 星表面700公里的地方通过，然后进入周期为176天的公转 轨道，环绕太阳运行，其周期正好是两个水星年，这使它每 次回到水星时都是在以前的同一地点，因为水手10号每绕 太阳一圈，水星正好绕两圈。
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1974年9月21日， 水手10号第二次经 过水星；1975年3 月6日，它第三次从 水星上空330公里处 经过。这３次近距 离观测拍摄到了超 过１万张图片，涵 盖了水星表面积的 ５７％。
25
行 星 的 视 运 动
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地内行星（在地球轨道之内运动）观测的最佳时机
水星和金星:绕日公转 比地球快。从地球上看， 内行星绕日转动,有４ 个特殊位置很重要，即 下合、上合、东大距和 西大距。
观测最佳时机是东大距 与西大距 ：水星的大 距角在18˚ ～28°之间， 金星的大距则在 45°~48°之间。
第四章 太阳和太阳系
观察北方天空恒星的视运动
观察北方天空恒星的视运动作者：暂无来源：《军事文摘·科学少年》 2017年第11期我们曾经在2017年第7期里介绍过观察恒星的视运动，那里举的例子是站在北半球中纬度地区（例如北纬40°），面对南方，观察南面天空中的星座。
看上去位于南面天空中的星星跟太阳一样东升西落，视运动的轨迹也是倾斜的半圆，从东到南再到西。
这一期我们要带同学们（仍然是在北半球中纬度地区，例如北纬40°），转身面对北方，观察北面天空中星座的周日视运动。
一、地球某地可观测的星空范围在观察之前，我们要给同学们讲清楚一个观察星空的常识：由于地球在自转，所以同纬度上的人们观察到的星空的范围是一样的（只是时间不同而已）；但由于地球是球形的，所以站在不同纬度上的观察者能够看到天空中的星星的范围就不同了。
那么在地球上不同纬度的人，可以看到多大范围的天空呢？为了后面的计算方便，我们把赤道的纬度规定为0度，赤道以北到北极点的纬度是0度～+90度，赤道以南到南极点的纬度是0度～-90度（也就是南半球的纬度是负的）。
现在假如某人站在北半球地理纬度为Φ的地方（参考图1-1，图中O点表示地心，NOS表示极轴，AB是观察者所在地平线，A＇OB＇是观察者所在地平线的平行线，COD是AB的垂线。
通过天顶，A〞OB〞与A〞OB〞相对于地轴是对称的，也就是角A＇ON=A〞ON=B＇ON=B〞ON）。
那么理想情况下，站在北半球地理纬度为Φ的观察者可以看到当地地平线以上的星空，就是从-（90-Φ）度以上的星空；又由于地球的自转轴是通过南北极的极轴，所以我们能够看到的星空实际上是B＇ON这个扇面沿极轴转动的星空，用纬度表示就是-（90-Φ）度～90度，其中A＇OA"这个角度范围的星空是重叠的（图1-1中红色部分对应的星空），也就是在这个范围里的星星永不落下；同样道理，图中B＇OB〞这个角度范围的星空是不可见的（图1-1中绿色部分对应的星空），也就是在这个范围里的星星永不升起。
星际探索太阳系九大行星百科科普辅导天文知识图文PPT课件
公转 224.7地球日
自转 243 地球日
金星是太阳系第二颗行星， 全天最亮的行星就是金星。金星 比地球稍微小一点，内部构造或 许也类似。金星是除了太阳与月 球外，天空中最亮的天体，这是 因为它的大气层能强烈的反射阳 光。大气层的主要成分是二氧化 碳，它能在温室效应下吸收更多 的热，因此，金星成了最热的行 星，表面高温度可达摄氏480度。 厚的云层内含有硫酸的小滴，并 由风以每小时接近360公 里的速 度吹向行星各处。
它是一颗典型的板块组成， 由于板块推挤，因此交界处
公转 365.2422 地球日
会发生地震和火山等活动。 地球的大气层和同一张保护
自转 0.9973地球日 (23.9352时)
层，它能阻挡来自太阳有害 人体的辐射，并防止流星撞 击行星表面。
—— Beside
绕地小卫星-月球
地球有一个天然卫星——月球，它的表面布满了大大小小的环形山，
同学们都扶着栏杆在过道上看雨，看 那一漾 一漾的 水波荡 起的层 层涟漪 ，仿佛 自己心 中也下 了一场 春雨。 细细的 雨点打 在窗户 上，静 静的， 只留下 一条淡 淡的水 痕。渐 渐的， 窗户上 也凝起 了些许 莹透的 水珠， 像是负 着雨的 重，缓 缓地向 下滑去 。
重力 1 G(9.8 m/s²)
g/cm^3
同学们都扶着栏杆在过道上看雨，看 那一漾 一漾的 水波荡 起的层 层涟漪 ，仿佛 自己心 中也下 了一场 春雨。 细细的 雨点打 在窗户 上，静 静的， 只留下 一条淡 淡的水 痕。渐 渐的， 窗户上 也凝起 了些许 莹透的 水珠， 像是负 着雨的 重，缓 缓地向 下滑去 。
重力 0.903 G
平均日距 57910000 km（0.38 AU）
直径 4878 km
高一物理必修二6.1行星的运动
• 五、饱经风霜的“爱神” 小行星 既然被取名为“Eros”， “爱神”小行星在人们的 心中是一个漂亮、干净的 形象。但登陆“爱神”的 Shoemaker号探测器发回 的照片却告诉我们，情况 并非如此。照片显示，行 星表面布满了坑洞——这 些坑洞是由火山爆发以及 小行星相撞形成。
“最酷最炫”的太空图片 ６
“最酷最炫”的太空图片 ９
九、笼罩在沙尘阴霾中的火 星 这是两幅摄于不同时间 的火星图片。左边的一 幅摄于今年七月火星离 地球最近时，当时火星 正对着太阳，星球被照 得通亮，山脉沟壑清晰 可见；右边的一幅摄于 今年九月初，那时，火 星上的沙尘暴已经肆虐 了近两个月，整个火星 笼罩在一片沙尘阴霾之 中。幸亏地球上没有出 现这样的沙尘暴！
5、行星绕恒星的运动轨道如果是圆形，那么运行周期T 的平方与轨道半径r的三次方的比为常数，设T2/r3=k,则 常数k的大小( A ) A. B. C. D. 只与恒星的质量有关 与恒星的质量及行星的的质量有关 只与行星的质量有关 与恒星的质量及行星的的速度有关
小结： R3/T2=k，无论是对于不同行星绕太阳转还是 对于不同卫星绕同一个行星转，都是合适的， 只是k值不同，k与行星或卫星无关，仅与中 心天体有关。
“最酷最炫”的太空图片 ４
四、怒气冲冲的太阳 千万别去惹“太阳 公公”，他烦着呢。太 阳风暴平均 11 年爆发一 次，太阳释放出能量最 旺的耀斑，太阳风暴图 片的确很美，但千万别 跑到操场上看太阳、找 耀斑，因为“太阳公公” 怒气未消，他灼热的 “目光”会让你的眼睛 很受伤。
“最酷最炫”的太空图片 ５
“最酷最炫”的太空图片 2
• 二、让无数人倾倒的 狮子座流星雨 11月显身的狮子 座流星雨让无数人为 之倾倒。这次流星雨 多而密，天文迷借此 机会许完了整个世际 的心愿。
天文学之视运动
*时区 Time Zones （自学）*
Sunset Midday
Sunlight
Earth
Midnight Sunrise
*为什么需要时区？*
在任一相同时刻，地球上不同的地方有不同的 时间（相对于太阳） 在你东边的人早看到太阳到达子午线，而在你 西边的人则晚看到太阳到达子午线 经度每相差1度，太阳通过子午线（当地正午） 的时间相差4分钟 如果全世界用同一个时间，我们的时钟将不会 与太阳同步
天顶总是与地平线成 90 度角 子午线由南到北平分半个天球
星星的位置相对于天顶和子午线在变：
天球在转动 观测者在地球上移动
任何通过子午线的天体都处于距离地平面的最 高位置（夜晚的星星，白天的太阳）：中天 天体的运行（圆弧）轨迹与地平面的夹角为：
90 度-观测者所在地理位置的纬度（=天赤道与地 面夹角）
每天晚上看到不同的星星 假如白天能看到星星，太阳将有不同的背景星
When the Earth is Here When the Earth is Here
these stars are overhead at midnight
these stars are overhead at midnight
天文学导论
第1讲
天体的视运动
本讲内容
1. 2. 3. 4. 星座与星图 （自学） 月相、日月食（自学） 行星的视运动 （自学） 地球自转：
太阳的周日视运动 天体的周日视运动
5. 地球公转：太阳的周年视运动 6. 赤道坐标系：恒星时 7. 地球自转轴的进动：岁差，坐标改正
1。星座与星图（自学）
朧 星 ， 原 。 分 食
日全食奇景
Corona 日冕
太阳视运动图解
太阳视运动图解太阳在天空中的运动是我们日常生活中最容易观察到的自然现象之一,探讨它的运动规律可以培养我们的空间想象能力和逻辑思维能力。
下面我们用图对它进行系统的解读。
一、地心天球大家都有这样的感觉：我们站在地面上看天空，天空似乎是一个球面，日月星辰的东升西落表明，这个球面不但存在于地上，而且存在于地下，我们把这个球体叫天球。
我们常用的天球是地心天球，即以地球的球心为球心，无限大为半径的假想球体。
把地球座标系统无限扩大构成地心天球座标系统。
如图1所示：天赤道就是地球赤道无限扩天球相割而成的天球大圆，天赤道把天球分成南北两半球。
地轴无限扩大叫天轴，它与天球相交两点分别叫天北极（p）和天南极(p′)。
黄道是地球绕日公转轨道平面无限扩大，同天球相割而成的大圆。
地平圈是通过地心且垂直与当地铅锤线的平面无限扩天球相割而成的大圆，地平圈把天球分成可见半球和不可见半球。
地平圈上方向的确定方法，在地心天球上，除了极点外，任意地平圈与天赤道相交且平分，有两个交点，这两个交点就是当地正（E）和正西方（W）的标志。
地平圈上与天赤道相距最远的两点距天北极（P）近的就是北点（N），距天南极(P′) 近的就是南点（S）。
在北半球，面北背南左西右东，在南半球，面南背北左东右西。
天赤道平面就是南北极点的地平圈。
天球的旋转是地球自转的反映，与地球自转方向相反，自东向西，围绕天极旋转。
看星空，在北半球，星星围绕北天极（p）逆时针旋转，在南半球，星星围绕南天极(p′)顺时针旋转。
二、太阳视运动太阳在天空中的运动其实是地球自转和公转的综合反映。
可以这样理解，由于地球公转，太阳每年在天球上做南北回归运动，由于地球自转，每天运动的轨迹是太阳直射点纬度间的某个纬线圈。
在地面上看太阳在天空中的位置，主要取决于三个因素：当地的纬度（φ）、当天太阳直射点的纬度（δ）、当时的地方时（t）。
地球上同一地点不同季节看到的太阳周日视运动圈是互相平行的，也就是该地地平圈上太阳每年在天球上南北运动的回归圈间的纬线圈。
第四章行星的运动
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• 没有“凌日”(为什么？) • 没有明显的相位变化
汪 海 洪 制 作
普 通 天 文 学 • 冲日： 课 外行星与太阳的地心黄 件
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经 相 差 180° 时 ， 称 为 “冲日”或“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”
• 大冲：
普 通水星凌日视频(2006.11.08) 天 文 学 课 件
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汪 海 洪 制 作
普 通水星凌日视频(2003.05.07) 天 文 学 课 件
18
汪 海 洪 制 作
普 通 天 文 学• 课 件
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水星凌日——2006年11月9日晨7时，拍摄 于广州东郊
汪 海 洪 制 作
普 通 天 文 学 课 件
2004年6月8日 2012年6月5日
2117年12月10日
2125年12月8日
22 普 通怎样安全地观察凌日现象？ 天 文 学 课 • 不能在没有保护措施的情况下通过普通望 件 远镜和天文望远镜观看太阳
• 接物镜滤片：将一块高质量的滤片放在普 通望远镜或天文望远镜的物镜上。 • 白屏投影：距离望远镜或天文望远镜一定 距离放置一块白色屏幕，让光线照在白屏 上
汪 海 洪 制 作
普 通 天 文 学 课 件
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日蚀遮片
白屏投影
物镜滤片
汪 海 洪 制 作
24 普 通3、外行星的视运动及其解释 天 文 学 课 • 外行星的轨道大于地球轨道，其视运动除 件 了有顺行、逆行、留和折圈路径等跟内行
星视运动相似特征外，还有一些自己的特 征
汪 海 洪 制 作
普 通外行星视运动特征 天 文 学 课 • 只有“上合”，没有“下合” 件 • 与太阳的角距没有“大距”限制
神奇的太阳系·动态模拟图解
神奇的太阳系·动态模拟图解
太阳系和太阳家族：太阳自己能发光、发热，是一颗恒星。
太阳系由太阳、围绕太阳运转的行星、矮行星、小天体及围绕行星运转的卫星组成。
太阳系位于距银河系中的银核2.3万光年的悬臂上。
1光年约为9.5万亿千米。
八大行星：由太阳向外依次是：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星。
其中：水星离太阳最近；金星又称启明星，是天空中最亮、离地球最近的行星；火星远离太阳，空气稀薄，表面温度较低；木星是太阳系中最大的行星，也是太阳系行星中第二大亮星，大红斑是它重要的标志；土星有许多卫星，还有非常美丽的光环；天王星和海王星距离太阳较远，温度很低，被称为“远日行星”。
上图的冥王星，因为不符合新的行星定义，被降级为“矮行星”。
第五章 行星和卫星的运动
在太阳附近来回运动， 与太阳保持一 定的角 距范围。
地外行星：
与太阳的角距任意。
2、地外行星相对恒星的视运动： 合→ 西方照→ 留 → 冲→ 留 → 东方照 → 合 顺 顺 逆 逆 顺 顺
火 星 视 运 动 的 原 理
行星相对恒星的视运动
可以用速度合成解释
三、行星的会合周期
行星连续两次合（冲）的时间间隔，为行星 相对太阳的视运动周期。 会合方程： S （360 0/E –360 0/T）= 360 0 1/E –1/T 外 =1/S； 1/T 内 –1/E =1/S E：地球公转周期 S：会合周期； E = 365.256 ； T：行星公转周期。
经相差1800时，称为
冲日 (Opposition)
Aspects and Phases of the Superior Planets
外行星的几乎总呈现 “望”似的圆面，而 几乎没有位相的变化， 仅对火星在方照附近 时才会略略显示为有 些“凸月”似的大半 个圆脸。
2、外行星相对太阳的视运动
公转周期： 火 1.8808年 木 11.862年 土 29.45年 外行星相对太阳的几个位置： 合→ 西方照→ 冲 → 东方照 → 合 看不见 子夜升 整夜见 正午升 看不见 大冲：行星处于近日 点附近时的冲日。 (距离最小的冲） （外行星的公转角速度 小于地球，合后外行星 相对太阳逐渐偏西。）
三、外行星的视运动
外行星的视运动
► 外行星与太阳的地心黄
“冲日”或“冲”。在 冲日附近，外行星离地 球近，整夜可见，是有 利的观测时期。 ► 由于地球和外行星的轨 道都是椭圆，外行星与 地球的距离在每次冲时 不同，距里最小的冲称 为“大冲”。 ► 注意：冲日和离地球最 近是两个不同的概念， 因为行星轨道面与黄道 轨道面不重合，所以冲 日一般不是最近时刻。
图解行星视运动
行星视运动
在太空中看，九大行星都在自己的轨道 上按部就班地运动。 但在地球上看其它行星运动，问题有点 儿复杂。 我们把在地球上看到的行星相对太阳、 相对星空背景的运动叫行星视运动。
4
行星的视运动
（1）相对太阳的视运动 （2）相对星空背景视运动
研究行星视运动首先将行星分为地内行星和地外行星 两类，因为地内行星、地外行星视运动表现不同。
如果已知行星的6个轨道根数， 就能回答行星什么时候在天上什么 位置问题——天文学上称为计算星 历表问题；
反之，根据对行星位置的若干次 观测（理论上有三次就够了），可 以计算其轨道的6个轨道根数—— 天文学上称之为定轨问题。
行星运动三大特性
飞抵太阳系上空，鸟瞰整个太阳系的壮丽景象， 那些大行星都在自西向东也就是逆时针围绕太阳 转，它们绕太阳转的路线也就是天文学家常说的 轨道也挺圆，再看看，它们基本都在一个平面上 围绕太阳转悠。这就是行星运动三个主要特性。 正因为行星运动具有同向性、近圆性、共面性， 才使当年的天文学家在地球上能分辨出它们是太 阳系的成员。
伽利略 (意大利,1564~1642)
•创立了动力学 •为物理学引入了实验方法 • 1609年把望远镜对准天 空，结束了人类肉眼观天时 代 •发现木星的四颗卫星(命名 为伽利略卫星)、金星的相 位、太阳黑子 • 观测事实有力地支持了 “日心说”
天才的师徒配合
第
第谷 布拉赫 (丹麦，1546~1601)
1
• “地心说”体系 无法解释怪异 的行星运动 • “地心说”被 西方教会利 用，作为经典 学说之宇宙观 统治社会长达 1300多年
哥白尼（波兰1473~1543）日心说
• 哥白尼1543
年在《天体运 行论》中提出 “日心说” • “日心说”巧妙 地解释了行星 运动，澄清了 现在看来非常 简单的事实
天文学-行星视运动(下)
特点： 1、行星视运动路径总在黄道附近；
2、行星有时顺行，有时逆行；
3、顺行时间长，逆行时间短； 4、由顺行转为逆行或由逆行转为顺行的转折点称 为“留”，行星在“留” 前后移动缓慢，好像静 止似的；
5、行星视运动都有周期性，周期
•行星相对星空背景的运动，行星会合周期， • 行星绕太阳公转一周时间叫“恒星周期”； • 在地球上看到的相对星空背景的行星运动 是行星公转和地球公转的复合运动， 叫“会合运动”。 • 行星相邻两次合（或冲）经历的时间叫 “会合周期”。 • 地内行星会合周期经历过程： 上合－顺行 东大距－顺行 留－逆行 下合－逆行 留－顺行 西大距－顺行 上合 •
p2 φ
E2 p1 E1
地外行星视运动
（1）相对太阳的视运动 4个特殊位置： 合、冲、东方照、西方照。
（地外行星的轨道在地球轨道的外面，所以不会有下合，只有上合，一般称
之为“合”。）
冲：行星与太阳黄经相差180度时，称为“冲”。冲时太阳西落 行星东升，可以整夜可见。
方照：行星与太阳的黄经相差90度或270度时。
行星会合周期/公转周期概念不同
水星 公转周期87.969日 会合周期115.88日 金星 公转周期224.701日 会合周期583.92日
行星会合周期
•行星会合运动方程 1/S=1/T内－1/E 1/S=1/E －1/T外
T和E为地内行星和地球的恒星周期， S为行星会合周期， 地球和行星的平均角速度为360º /E、360º /T 360º +φ=(360º S /T)· S φ=(360º S /E)· 两式消φ
东方照：行星在太阳之东为“东方照”，此时行 星中午升起，日落时位于中天附近，上
(整理)地球自转与公转的关系.
2010-05-09 20:15满天星斗的天空|分类：天文学|浏览1147次
越详细越好
最好有图
谢谢谢谢谢谢谢谢谢谢谢谢谢谢谢谢
提问者采纳
查了资料才知道，天文学的分类原来这么复杂：
行星
一：行星运动
1：万有引力定律
2：开普勒行星运动定律
3：二体问题
4：多体问题
5：摄动理论
6：洛希极限
7：轨道根数
地球自转，公转速度
提问者采纳
地球存在绕自转轴自西向东的自转，平均角速度为每小时转动15度。在地球赤道上，自转的线速度是每秒465米。天空中各种天体东升西落的现象都是地球自转的反映。
地球公转
1543年著名波兰天文学家哥白尼在《天体运行论》一书中首先完整地提出了地球自转和公转的概念。地球公转的轨道是椭圆的，公转轨道半长径为149597870公里，轨道的偏心率为0.0167，公转的平均轨道速度为每秒29.79公里；公转的轨道面（黄道面）与地球赤道面的交角为23°27'，称为黄赤交角。地球自转产生了地球上的昼夜变化，地球公转及黄赤交角的存在造成了四季的交替。
太阳的向心力相对于地球越大，当自传的向心力越大，离太阳的距离越远，作公转运动，
当地球自传的向心力是地球获得能量大于太阳的向心力时，地球就会脱离太阳的束缚，脱离公转，变为自由星体。
有消息说，地球自转是公转带动的。地球形成之初原星云的角动量转化为其公转角动量，后受到太阳风阻，一部分公转角动量又转为其自转角动量。
（1基本数据
（2概况
（2）地球生命
（3）地球的形体特征
（4）地月系年龄
（5）形成概况
恒星
一太阳系
1：太阳
（1）基本数据
（2）分层结构
行星的“合”、“冲”、“凌日”现象
行星的“合”、“冲”、“凌日”现象从天球的北极观看太阳系内的行星，会发现所有行星都以逆时针方向围绕太阳公转（下图），这些行星运动的平面称为”黄道面”。
从地球上观看，行星在天球上靠近黄道运行。
黄道是太阳在天球上运行的路径。
行星的出没规律跟它相对于太阳的视运动有关，这视运动亦因该行星是否较地球更接近太阳（地内行星）或更远离太阳（地外行星）而异。
图一太阳系的平面图解水星和金星是太阳系中的内行星，它们比地球更接近太阳。
火星、木星、土星、天王星和海王星是太阳系中的外行星，它们比地球较远离太阳。
从地球上观看，太阳与某一颗行星之间的角度称为“距角”。
距角为0度时称为“合”，90度时称为“方照”，180度时则称为“冲”。
对内行星来说，发生“合”时若它处于太阳与地球之间称为”下合”，若它处于太阳背着地球的另一面称为”上合”。
当内行星在傍晚时份跟随太阳之后在太阳的东面出现，内行星便在东距角的位置。
当内行星在晨早时份早于太阳在太阳的西方出现，内行星便在西距角的位置（图1）。
由于内行星和地球的轨道都是椭圆形而不是圆形，故此内行星的最大距角并非定值。
水星的最大距角介乎18度至28度之间，而金星则介乎47度至48度之间。
内行星发生”下合”时，它或会显现为一黑点在太阳的圆面上横过，这称为”地内行星凌日”现象，如图3。
由于内行星围绕太阳公转的轨道与地球的轨道并不是在同一平面上，“地内行星凌日”现象并不是每年都会发生。
地外行星”冲”时，它最接近地球并显得最为明亮。
行星”合”时，外行星会受太阳光所影响而看不到（图2）。
图1 地内行星在不同”距角”的位置图2地外行星在不同”距角”的位置图3 凌日现象。
行星的视运动(共15张PPT)
第十五页，共15页。
第四页，共15页。
返回
凌日
• 内地行星在下合，又在在黄道面附近，在地球看到行星从太阳
圆前面经过，日面上出ห้องสมุดไป่ตู้了一个小黑点，这就是淩日。
平 均 每 世 纪 发 生
次 水 星 凌 日
第五页，共15页。
13
地内行星的会合运动？
第六页，共15页。
会合周期？
• 行星合日是一种周期性现象。从这一次行 星合日到下一个行星合日所经历的时间， 叫做行星的会和运动。
第十页，共15页。
外行星的顺行和逆行
第十一页，共15页。
留
相上差合9之0后•°时，称内行为行西星星方向照由太。阳顺东侧行运行转，成逆为行昏星或，与由太阳逆的角行距转逐渐顺增大行，达时最大，角行时称星为“东在大天距”。球上的位置在短 从地球上观测时，内间行内星的会轨道出比地现球轨停道滞小，不它们动与太的阳的现角象距离，总在即一定其的范转围折内变点化。的位置就是行星的留。
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行星视运动
在太空中看，九大行星都在自己的轨道 上按部就班地运动。 但在地球上看其它行星运动，问题有点 儿复杂。 我们把在地球上看到的行星相对太阳、 相对星空背景的运动叫行星视运动。
4
行星的视运动
（1）相对太阳的视运动 （2）相对星空背景视运动
研究行星视运动首先将行星分为地内行星和地外行星 两类，因为地内行星、地外行星视运动表现不同。
360º +φ=(360º/T)·S
p2 E2
φ=(360º/E)·S
两式消φ
S
φ p1
E1
6
地外行星视运动
（1）相对太阳的视运动 4个特殊位置： 合、冲、东方照、西方照。 （地外行星的轨道在地球轨道的外面，所以不会有下合，只有上合，一般称 之为“合”。） 冲：行星与太阳黄经相差180度时，称为“冲”。冲时太阳西落行星 东升，可以整夜可见。 方照：行星与太阳的黄经相差90度或270度时。 东方照：行星在太阳之东为“东方照”，此时行
行星会合周期/公转周期概念不同
水星 公转周期87.969日 会合周期115.88日 金星 公转周期224.701日 会合周期583.92日
行星会合周期
•行星会合运动方程 1/S=1/T内－1/E 1/S=1/E －1/T外
T和E为地内行星和地球的恒星周期， S为行星会合周期，
地球和行星的平均角速度为360º/E、360º/T
地内行星：水星 金星 地外行星：火星 木星 土星 天王星
海王星 冥王星
地内行星总是在太阳前后俳徊，与太阳的角距离 不超过一定的范围，只能在日出前的东方或日落 后的西方天空出现。
地外行星与太阳的角距离则不受任何限制可能出 现在天空黄道附近的任何方位。
地内行星视运动 （1）相对太阳的视运动
4个特殊位置：上合、下合、东大距、西大距 合：行星与太阳都在同一方位即黄经相等时称为行星合日。
行星在太阳前称为“下合”；行星在太阳后面称为“上合”。 合时，行星与太阳同升同落，我们看不见。 请想一想： 考虑这个问题以什么为参考系？为什么说行星与太阳黄 经相等时？
东大距：当行星与太阳角距离达到最大值时，称为“大距”。 行星在太阳之东称“东大距”，为昏星。 西大距：行星在太阳之西称“西大距”，为晨星。
金星的角径最大时为最小时的6.4倍； 水星为2.6倍。
发现意义：
地内行星相位和角径变化的发现是日心说的有力证据之一；说明 行星只是反射日光，本身 不发光。
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地内行星的视运动 （2）相对星空背景视运动
地内行星的视运动 （2）相对星空背景视运动
特点： 1、行星视运动路径总在黄道附近； 2、行星有时顺行，有时逆行； 3、顺行时间长，逆行时间短； 4、由顺行转为逆行或由逆行转为顺行的转折点称 为“留”，行星在“留” 前后移动缓慢，好像静止似 的； 5、行星视运动都有周期性，各行星的周期长短不 同。
伽利略 (意大利,1564~1642)
•创立了动力学 •为物理学引入了实验方法 • 1609年把望远镜对准天 空，结束了人类肉眼观天时 代 •发现木星的四颗卫星(命名 为伽利略卫星)、金星的相 位、太阳黑子 • 观测事实有力地支持了 “日心说”
天才的师徒配合
第
第谷 布拉赫 (丹麦，1546~1601)
如果已知行星的6个轨道根数， 就能回答行星什么时候在天上什么 位置问题——天文学上称为计算星 历表问题；
反之，根据对行星位置的若干次 观测（理论上有三次就够了），可 以计算其轨道的6个轨道根数—— 天文学上称之为定轨问题。
行星运动三大特性
飞抵太阳系上空，鸟瞰整个太阳系的壮丽景象， 那些大行星都在自西向东也就是逆时针围绕太阳 转，它们绕太阳转的路线也就是天文学家常说的 轨道也挺圆，再看看，它们基本都在一个平面上 围绕太阳转悠。这就是行星运动三个主要特性。 正因为行星运动具有同向性、近圆性、共面性， 才使当年的天文学家在地球上能分辨出它们是太 阳系的成员。
谷
的
体
系
天才的观测家
开普勒(德国，1571~1630)
天才的理论家
2
此前人们认为行星作匀速圆 周运动。
但是开普勒发现无论按照哥 白尼的方法，还是托勒密或者第 谷的方法，都不能算出和第谷的 观测相符合的结果——火星的运 动有8‘的误差！
坚信第谷的观测精确性，开 始发现新的理论。
开普勒行星运动第一定律（1609年）
1
• “地心说”体系 无法解释怪异 的行星运动 • “地心说”被 西方教会利 用，作为经典 学说之宇宙观 统治社会长达 1300多年
哥白尼（波兰1473~1543）日心说
• 哥白尼1543
年在《天体运 行论》中提出 “日心说” • “日心说”巧妙 地解释了行星 运动，澄清了 现在看来非常 简单的事实
太阳系原定义
北京天文馆 《天文爱好者》杂志 齐锐 2006,11,2
最新太阳系定义（2006，8）
太阳系的中心? •太阳? •地球?
人类认识这一问题的艰难历程
托勒密的“地心说”
•托勒密是观测家和天文仪器的发明者
•“地心说”由希腊的“亚里士多德学派”继承而来 •“地心说”以等速圆周运动的理论表示以地球为中心 的天体运动
开普勒行星运动第二定律（1609年）
开普勒行星运动第三定律
一Ta32
=
—G(—M—+m—)
4π2
科学的巨匠——牛顿
(英国，1642～1727)
•天才科学家，擅长数学、天文学和物理学 •1687年的巨著《自然哲学的数学原理》
行星为什么按开普勒第三定律所描述的那样运动？
牛顿发现万有引力，用数学语言诠释行星绕太阳运 行原理。
5）ω：近日点角距，是从太阳到近日点 方向与升交点方向的夹角。它确 定行星轨道椭圆长轴的方位。一 般常用近日点黄经代替近日点角 距。
6）τ：过近日点时刻，可取行星任何一 次过近日点的时刻t (t=τ)，由 它往前后计算行星的位置，可预 测行星今后会出现在什么位置。
行星运动方程得出的积分解表明行星运行轨道的圆锥曲线是椭圆外，还有抛物线和双曲
行星会合周期
•行星相对星空背景的运动，行星会合周期，
• 行星绕太阳公转一周时间叫“恒星周期”； • 在地球上看到的相对星空背景的行星运动 是行星公转和地球公转的复合运动，
叫“会合运动”。 • 行星相邻两次合（或冲）经历的时间叫 “会合周期”。 • 地内行星会合周期经历过程：
上合－顺行 东大距－顺行 留－逆行 下合－逆行 留－顺行 西大距－顺行 上合 •
F = G m--1--m--2R2
G = 6.670×10-11牛顿·米2/千克2
3
行星运动
•行星的真实运动 •行星的视运动
参考系不同，观察角度不同
6个轨道根数的物理含义： 1）i ：行星轨道面对黄道面的倾角，i <90º表示行星与地球的轨道运动同向； 2）Ω：升交点黄经，行星轨道面与黄道面的交线叫“交点线”，行星从南到 北运动经过交点线的天球点称为“升交点”；从太阳－春分点方向到 太阳－行星轨道升交点方向的夹角叫“升交点黄经”。 ＃ 轨道倾角i 和升交点黄经Ω决定行星轨道面的空间位置。 3）a：轨道半长径，它表示椭圆轨道的 大小即行星到太阳的平均距离。 4）e：偏心率，焦点到椭圆中心ห้องสมุดไป่ตู้距离 与半长径之比。表示轨道扁平程 度即轨道形状。 （a 2– b2）1/2/ a =e (b是半短轴） 九大行星轨道的e 都很小。 ＃ a、e 确定行星轨道大小及形状。
逆行
大距时是观测地内行星的 最佳时机。
水星的大距角在18度～28度之间。
顺行
金星的大距角在45度～48度之间。
半夜时分绝对见不到地内行星。
相位变化
1610年，伽利略首次用望远镜发现金星跟月亮一样有盈亏相位变 化。与月球不同的是，地内行星相位还随着角径大小显著变化。 • 朔（下合）附近角径最大 • 望（上合）附近角径最小
线两种，所以常用近日距代替轨道半长径作它们的轨道根数。此外还常用另一些量表示
行星轨道特征，但它们可以由上述6个轨道根数计算出来，例如：
近日距：
q = a (1 – e )
远日距：
Q = a (1 + e )
公转的恒星周期：
T = 2πa3/2 /G (m 1+ m 2) 上式是根据牛顿万有引力修正的开普勒第三定律，如m 2《 m1，近似值就是开普 勒第三定律。
星中午升起，日落时位于中天附近，上 半夜西方天空可见； 西方照：行星在太阳之西为“西方照”，此时行 星子夜升起，日出时位于中天附近，下半 夜见于东方天空。
地外行星视运动
（2）相对星空背景行星视运动图
地外行星视运动
（2）相对恒星的视运动
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