第三章天文观测方法
物理学中的天文观测技术知识点
物理学中的天文观测技术知识点天文观测是物理学中的重要领域，它为我们揭示了宇宙的奥秘和物质运动的规律。
在物理学中，天文观测技术是实践和研究天文学的基础，掌握这些技术知识对于深入理解宇宙和发展物理学具有重要意义。
本文将介绍一些物理学中的天文观测技术知识点。
一、天文望远镜天文望远镜是进行天文观测的基本工具。
它可以放大远处天体的图像，使我们能够更清晰地观察星体的性质和特征。
天文望远镜根据其工作原理和观测范围的不同分为光学望远镜和射电望远镜两大类。
光学望远镜利用透镜或反射镜将光线聚焦，形成放大的图像。
光学望远镜通常用于观测可见光波段的天体，如恒星、行星、星系等。
其中，折射望远镜使用透镜，反射望远镜使用反射镜。
射电望远镜用于接收并放大天体发出的射电波，以研究宇宙中的高能物理现象和星体的电磁辐射。
射电望远镜利用抛物面或拼接筒状反射器接收射电波，并通过信号处理和数据分析得到相关的天文数据。
二、天文观测技术1. 视差测量视差是指地球在绕太阳公转时，观测同一个天体在不同时刻所看到的视觉位置的差异。
视差测量可以用于确定天体的距离。
通过观测天体在地球公转周期中的位置变化，计算出其视差，再结合地球和太阳的距离，即可得到天体的距离。
2. 天体测量天体测量是指对天体的位置、亮度和运动状态等进行精确测量和观测。
其中，位置测量可以通过确定天体在天球上的赤经和赤纬来实现。
亮度测量可以通过采集天体的光子数量来计算。
运动状态可以通过测量天体的径向速度和横向速度来确定。
3. 光谱分析光谱分析是指将星光或其他电磁波通过光栅或分光器进行分离和测量的过程。
通过对天体的光谱进行分析，可以获得有关星体成分、温度、速度等重要信息。
光谱分析被广泛应用于行星大气层研究、恒星结构分析和宇宙膨胀等课题中。
4. 天体成像天体成像是指对天体的图像进行拍摄和处理，以获得有关天体的详细信息。
天体成像技术广泛应用于研究星系结构、星体表面特征和行星环境等领域。
常用的天体成像技术包括长时间曝光摄影、干涉成像和阵列成像等。
天塔之光课程设计
天塔之光课程设计一、课程目标知识目标：1. 让学生掌握天文学基础知识，理解地球自转与公转的基本原理，以及其对天塔之光现象的影响。
2. 使学生了解天塔之光的形成原因、观测时间及地点，并能运用相关术语描述这一现象。
3. 帮助学生掌握科学探究方法，通过实际观测和分析，理解天文学研究的实证性和系统性。
技能目标：1. 培养学生运用所学知识解决实际问题的能力，如制定观测计划、分析观测数据等。
2. 提高学生的观察能力，学会使用望远镜等观测工具，并掌握基本的天文观测技巧。
3. 培养学生的团队合作精神，学会在小组讨论中分享观点、倾听他人意见，共同完成探究任务。
情感态度价值观目标：1. 培养学生对天文学的兴趣，激发他们探索宇宙奥秘的欲望。
2. 增强学生的环保意识，让他们认识到保护地球环境对于天文观测的重要性。
3. 培养学生尊重科学、严谨求实的态度，树立正确的科学观和价值观。
课程性质：本课程为自然科学类课程，以实践探究为主，注重培养学生的动手操作能力和科学思维。
学生特点：四年级学生具备一定的观察和思考能力，对新鲜事物充满好奇心，但需引导他们进行有序、系统的探究。
教学要求：结合学生特点，采用启发式教学，引导学生主动探究，注重理论与实践相结合，提高学生的综合素养。
在教学过程中，将课程目标分解为具体的学习成果，以便进行有效的教学设计和评估。
二、教学内容1. 天文学基础知识：地球自转与公转原理，天体运行规律，天塔之光现象的定义及分类。
相关教材章节：第一章《宇宙与地球》，第三节《地球的自转与公转》。
2. 天塔之光的形成原因：太阳光照射地球大气层时的折射与散射，大气层中的气体成分对天塔之光的影响。
相关教材章节：第二章《大气与天气》，第一节《大气层的基本结构》。
3. 天塔之光的观测时间、地点及方法：介绍在不同季节、时间及地点观测天塔之光的最佳条件，教学如何使用望远镜等观测工具。
相关教材章节：第三章《天文观测方法》，第二节《望远镜及其使用方法》。
天文观测基础知识(望远镜入门)
天文观测基础知识(望远镜入门)第一章天文观测基础知识第一节天球和天球坐标1、天球：天穹：人们所能直接观测到的地平之上的半个球形天空。
天球：以地心为球心半径为任意的假想球体，表示天体视运动的辅助工具。
（P1）由于天球球心的不同分为：观测者天球、地心天球、日心天球。
黄道黄道是太阳周年视运动的轨迹，实际上是地球公转轨道所在平面与天球相交的大圆，这个平面是黄道面。
2、天球坐标系（1）、地平坐标系基本要点：基圈：地平圈；始圈：午圈；原点：南点；纬度：高度：天体相对于地平圈的方向和角距离。
（解释度量及天顶距）经度：方位：天体所在的地平经圈相对于午圈的方向和角距离。
(0°到360°，自南点向西沿地平圈度量）。
（2）、第一赤道坐标系(也称时角坐标系)基本要点：基圈：天赤道；始圈：午圈；原点：上点；纬度：赤纬：天体相对于天赤道的方向和角距离。
（解释度量及极距）经度：时角：天体所在的时圈相对于上点（午圈）的方向和角距离。
自上点沿天赤道向西度量（为使天体的时角“与时俱增”）。
上、西、下、东为0时、6时、12时、18时。
（3）、第二赤道坐标系基本要点：基圈：天赤道始圈：春分圈；原点：春分点；纬度：赤纬；（与第一赤道坐标相同）经度：赤经：天体所在的时圈相对于春分点的方向和角距离。
自春分点沿天赤向东度量。
（4）、黄道坐标系基本要点：基圈：黄道；始圈：无名圈；（过春分点的黄经圈）原点：春分点；纬度：黄纬：天体相对于黄道的方向和角距离。
（解释度量）经度：黄经：天体所在的黄经圈相对于春分点的方向和角距离。
自春分点沿黄道向东度量（为使太阳的黄经“与日俱增”）。
（5）各天球坐标系的区别和联系仰极高度＝天顶赤纬＝当地纬度天体赤经＋天体当时时角＝当时恒星时第二节天体的视运动与四季星空1、天体的周日视运动所谓天体的周日视运动是指所有天体以一天为周期的自东向西运动。
天体周日视运动的轨迹叫做周日平行圈，简称周日圈。
恒隐星和恒显星2、太阳的周年视运动太阳的周年视运动是指因地球公转而引起的太阳在恒星背景上的运动轨迹（路线）：即黄道方向：自西向东周期：与地球公转周期相同，约为365天。
七年级科学上册第三章知识要点
第三章：探索宇宙第一节：我们居住的地球1、 能证明地球是一个球体的现象是：远处的帆船的船身比桅杆先消失，月食时，月球的缺损面是圆弧形。
2、 通过观察太空拍摄的地球照片，我们知道：黄色的区域是陆地，白色的区域是白云，蓝色的区域是海洋。
3、 通过现代科技测量知道：地球是一个两极稍扁，赤道略鼓的球体。
它的赤道半径是6378千米，两极方向的半径比赤道短21千米左右，为6357千米，仅差0.33%，因此赤道看上去是很圆的。
它的赤道周长是4万千米。
第二节：地球与地球仪赤道：在南北两极中间，与两极等距，并且与所有的经线垂直的线叫赤道。
地图1、 地图是以各种不同的图式符号，将地球表面的事物按一定的比例缩小后表现在纸上的图形。
2、 地图的三要素（地图的基本“语言”）为：比例尺、方向和图例。
3、 比例尺：表示的是实际距离在地图上的缩小程度------------即比例=4、 地图方向的表示法有三种：经纬网定向法、指向标定向法、一般定向法。
5、 图例：地图上用不同的图示符号表示不同的地理事物。
第三节：太阳和月球一、太阳实际距离图上距离1、太阳的有关数据：直径：140万千米（地球赤道直径：12742千米）约为地球直径的109倍表面温度：6000，中心温度达1500万日地平均距离：1.5亿千米2、太阳表面的结构：从内到外：光球层、色球层和日冕太阳黑子（光球层）3、太阳的活动：太阳表面的各种变化-------------------------- 耀斑（色球层）日珥（色球层）4、太阳黑子：太阳表面的许多黑色的斑点，其实它是太阳表面由于温度较低而显得较暗的气体斑块。
它的大小和多少往往作为衡量太阳活动强弱的标志。
太阳黑子的活动具有周期性，其周期为11年，黑子数最多的那一年称太阳活动峰年，黑子数极少的那一年称太阳活动谷年。
国际上规定从1755年起算的黑子周期为第1周，1998年开始为第23周。
5、耀斑：太阳表面有时会出现一些突然增亮的斑块，叫耀斑，耀斑爆发时会释放巨大能量。
《天文观测基础知识》课件
目录
CONTENTS
• 天文观测的基本概念 • 天文观测的硬件设备 • 天体的观测与识别 • 天文观测的实践技巧 • 天文观测的未来发展
01
天文观测的基本概 念
天文学的定义与分类
总结词
天文学是一门研究宇宙中天体的科学，包括恒星、行星、星 云、星系等。根据研究对象的不同，天文学可分为多个分支 ，如恒星天文学、行星天文学、星云天文学等。
详细描述
天文学是研究宇宙中各种天体的科学，其研究对象包括恒星 、行星、星云、星系等。通过对这些天体的观测和研究，人 们可以了解宇宙的起源、演化、结构以及天体的形成、演化 和终极命运。
天文观测的历史与意义
总结词
天文观测是人类探索宇宙的重要手段， 其历史悠久，对人类文明的发展产生了 深远的影响。通过天文观测，人们可以 了解宇宙的奥秘，探索天体的形成和演 化机制，为人类未来的太空探索提供科 学依据。
。
化学与天文学
天文学中涉及的元素和化合物种 类繁多，通过研究这些物质的性 质和演化过程，有助于深入了解
化学反应和分子结构。
地球科学和天文学
地球科学和天文学在研究地球和 宇宙中的物质、能量和演化过程 方面有许多交叉点，通过跨学科 合作可以取得更多突破性成果。
天文观测的社会影响与教育意义
提高公众科学素养
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望远镜的类型与选择
折射望远镜
使用透镜作为主镜，适合观测恒星、行星等天体，但需要定期调整。
反射望远镜
使用反射镜作为主镜，适合观测星云、星系等深空天体，但需要定期 清洁。
折反射望远镜
结合折射和反射的原理，适合观测多种天体，但价格较高。
望远镜选择
根据个人需求和预算选择适合自己的望远镜，初学者可选择便携、易 操作的望远镜，有经验的观测者可选择更高级的望远镜。
天文学-望远镜和观测方法(上)
•
双筒镜的口径、放大率和视场一般都标在镜身上。口径和放大率用两组 数字表示，例如“10×50”表示这架双筒镜的放大率为10倍。口径是50毫 米；再如“15×～40×60”表示放大率在15倍至40倍之间可调，口径是60 毫米。
•
视场是反映望远镜性能的另一个重要参数。与天文望远镜不同，双筒镜 的视场经常不以“度”作单位给出，而是给出在1000米(码）处能看到的 景物的最大宽度。如“131m/1000m”或“393Ft./1000Yd.”表示用这架双筒 镜能看到1000米(码)处的景物的最大宽度为131米(393英尺)。
色差原理
•
1666年，牛顿证明天体的光并非单色光，而是由各种颜色的光混合而成。 望远镜的色差是由于透镜对不同颜色的光具有不同的折射率而造成。
科学巨匠牛顿 （1642-1727） 1642-1727）
• 1673年，波兰的赫维留（1611-1687）制 早期巨型折射镜 成了一架长达46米的望远镜，吊在30米高 的桅杆上，要许多人用绳子拉着它起落升 降。
最大的望远镜
位于夏威夷莫纳克亚山上的凯克I、II望远镜，直径各10米，由36 面1.8米 的六角型镜面拼合而成
折反射望远镜
• 1930年德国的施密特制造出第一架折反射望远镜。同时使用反射镜和折射 镜。反射镜是球面镜，放在球面曲率中心的形状奇特的透镜做“改正镜”， 可以补偿反射镜引起的球差，又不会产生彗差和明显的色差。（下图）
1等星的亮度＝距离1公里远的1烛光的亮度
更精确的星等
• 星等相差5等，亮度差为100，那么星等差1 等，亮度之比为多少倍？ • 2.512倍！ • 为了精确，又引入了小数星等和负数星等。 如天狼星是 -1.4等，织女星是0.0等，轩辕十四是1.4等。 • 肉眼可见的6等以上恒星全天约为6000颗。 • 绝对星等：把恒星放在同一处（ 32.6光年 处），来看它们的亮度，得出的结果就是 该星的绝对星等。
天文地理百科上-第三章
第三章天文必备：天文望远镜【天文望远镜】【工作原理】天文望远镜是一种令人惊奇的仪器，它可以使远处的目标看起来很近。
为了更好地理解天文望远镜的工作原理，我们先考虑一下这样一个问题：为什么用裸眼看不到远方的目标呢？例如，为什么用裸眼看不到50米处的硬币呢？答案很简单：因为远方的目标在视网膜上的呈像没有占据足够的位置。
如果您有一双很大的眼睛，可以聚集到更多由远方目标发出的光并且在您的视网膜上形成明亮的像，那么，您就可以看到这个目标。
望远镜的两个光学件就可以帮助您将这一假设变为现实：物镜，它可以把远方目标发出的光会聚到焦点上（在焦点上呈像）；目镜，它把物镜焦点上的像放大，使之在您的视网膜上呈像。
这和放大镜的原理一样，它把小的物体放大后在您的视网膜上呈像，这样小的物体看起来就变大了。
天文望远镜的主要部件是：主镜筒、物镜、目镜。
主镜筒的作用是：固定物镜，使之与目镜保持恰当的距离；阻止灰尘、湿气和干扰像质的杂光。
物镜的作用是聚光和在焦点处呈像。
目镜的作用是把物镜焦点处的像放大后在您的视网膜上呈像。
【种类】按照光学结构的不同天文望远镜可分为许多不同的种类，但比较常用的是两种：折射式天文望远镜（用光学透镜做物镜）和反射式天文望远镜（用曲面反光镜做物镜）。
尽管两者可以达到一样的效果，但它们的光学结构是完全不同的。
折射式天文望远镜：折射式天文望远镜通常采用两片或多片镀膜透镜组合而成的消色差物镜。
一般来讲，制作大口径（100mm以上）的组合透镜是非常困难的，所以常见的折射式天文望远镜的口径都不超过100mm。
反射式天文望远镜：反射式天文望远镜的物镜是一曲面反射镜（主镜）。
在物镜的光路上放置了一个呈45度倾斜的小平面反光镜（副镜）以把物镜反射的光线转向镜筒一侧的目镜。
反射式天文望远镜相对比较容易做到大的通光口径。
这就意味着反射式天文望远镜可以有很强的聚光能力，可以用以观测昏暗的深空目标，以及用以天文拍照。
【光学性能】天文观测者应根据观测目的的不同来选用不同的天文望远镜。
天文学的观测方法
天文学的观测方法天文学是一门研究天体现象的科学，它包括观测、计算和理论等方面。
观测是天文学的基础，通过观测可以获取天文现象的数据，进而揭示宇宙的奥秘。
本文将介绍和探讨天文学的观测方法，包括目视观测、望远镜观测、射电观测等多种方式。
一、目视观测目视观测是最早也是最简单的一种天文观测方法。
古代人们通过肉眼观测天体运动和位置，记录天象的出现和消失，从而制作日晷、日历等测时仪器。
目视观测虽然缺乏精确的数据支持，但对于观测天象的周期性和规律性具有重要意义，为后世的观测提供了基础。
二、望远镜观测望远镜观测是利用望远镜等光学仪器观测天体的方法。
望远镜的发明极大地提高了天文观测的精度和范围，人类可以观测到更遥远、更模糊的天体，揭示了更多宇宙的秘密。
现代天文望远镜有地面望远镜和空间望远镜两大类，它们尤其在观测远离地球的天体时发挥着重要作用。
三、射电观测射电观测是通过收集和分析来自天体的射电波段的信号来研究宇宙的观测方法。
射电望远镜可以观测到一些其他波段观测不到的现象，如射电脉冲星、射电星系等。
射电观测在揭示宇宙宏观结构和暗物质等方面具有独特的价值，是天文学中的重要分支。
四、其他观测方法除了目视观测、望远镜观测和射电观测外，天文学还采用了很多其他观测方法，如红外观测、紫外观测、X射线观测等。
这些方法在观测不同波段的天体时各有优势，可以为天文学研究提供更全面和深入的数据支持。
总结天文学的观测方法日益丰富和多样，不同的观测方法互相配合，共同揭示着宇宙的奥秘。
未来随着科技的不断进步和观测技术的不断发展，天文学的观测方法将更加精密和高效，为人类认识宇宙提供更多可能性。
愿我们共同探索宇宙，探求星辰之谜。
七上第三章地球与宇宙第1-4节我们居住的地球、地球仪和地图 、太阳和
精锐教育学科教师辅导讲义讲义编号学员编号：年级：七年级课时数：3学员姓名：辅导科目：科学学科教师:程月玲课题第三章地球与宇宙第1节我们居住的地球第2节地球仪和地图第3节太阳和月球第4节观测太空授课日期及时段教学目的1.了解我们居住的地球。
2.认识地球仪和地图。
3.了解太阳和月球。
4.初步认识著名星座和恒星，掌握观测星空的基本方法和技能。
教学内容【课前检测】1如果乘船出海，看到的港口灯塔会（）A.塔顶先从视野中消失B.塔基先从视野中消失C.塔顶和塔基会突然从视野中消失D.塔顶和塔基会慢慢变小，然后消失2、下列各点属于东半球北半球的是（）A．东经112°南纬30° B．东经170°南纬50°C．西经15°北纬70° D．西经100°赤道0°3、关于不同纬度的纬线的特点，下列叙述正确的是（）A 形状不同 B纬度越高，长度越长C 长度不同 D长度都与经线相同4．太阳是一个由炽热气体组成的球体，太阳大气层从里到外可分为3层，依次是（）A．日核、光球层、色球层 B．光球层、色球层、日冕层C．太阳黑子、色球层、日冕层 D．太阳黑子、耀斑、色球层5．在现代天文观察中，也常用星座中最亮的星构成的图形来认识星座，下列图形中，大熊星座是（）答案：1-5：B C C B A【知识梳理】一．我们居住的地球提出问题：我们居住的地球是什么样的形状？建立猜想：猜想1.3000多年前，古代中国人的“盘氏开天辟地”，提出了天圆地方的“盖天说”；猜想2.古代印度人心目中的大地是个圆盾，由站在乌龟背上的三头的大象驮着。
猜想3.古代巴比伦人想象大地是个空心山；猜想4.古代埃及人认为天像一块穹窿形的天花板，地像一个方盒;猜想5.地球是个球体。
验证猜想：1.在海边看离岸的船，先是船身隐没，然后才是桅帆。
2.在陆地上旅行的人，如果向北走去，一些星星就会在南方的地平线上消失，另外一些星星却在北方的地平线上出现。
第三章 天文定位原理
第三章 天文定位原理测者与天球上的测者天顶一一对应，测者天顶与天体之间通过天体顶距相关联，天体顶距与天体高度互为余角，天体高度又可以通过解算天文三角形获得。
本章将基于上述关系，阐述海上利用天文方法测定舰位（简称天文定位）的基本原理。
第一节 天文定位基本原理天文定位与陆标定位中的距离定位原理很相似，都是通过获得两个以上的舰位圆确定舰位，两者的差异在于所用的参照物标和获取舰位圆的途径互不相同。
一、天文舰位圆1．天文舰位圆的定义由天球及其基准点线圆的定义可知，天球基准点线圆与地球基准点线圆具有相互投影的关系，其中，测者天顶与测者的地理位置相互投影、一一对应。
鉴于此，确定测者在地球表面上的地理位置，可以通过测定测者天顶在天球球面上的位置来实现。
图3-1-1即为天球基准点线圆与地球基准点线圆相互投影关系图。
图中，G Z 为格林天顶，N G SP Z P 为格林午圈，二者是地球上的格林尼治天文台及其经线（即0︒经度线）在天球球面上的投影；B 为测者所测天体， NSPBP 为该天体的时圈，天体B 在天球上的位置，由观测瞬间的天体格林半圆时角（G t ）和天体赤纬（δ）所确定。
如图3-1-1所示，设天体B 的顶距z 已知，则根据顶距的定义——天体方位圈上从测者天顶度量到天体中心的弧长，即可在天球球面上，以天体为中心，以顶距为球面半径作出一个小圆 123Z Z Z 。
显然，测者天顶必定位于这个小圆上，这个小圆也因此被称为测者的天顶位置圆。
将天顶位置圆 123Z Z Z 投影到地球表面，可得到小圆 123M M M ，显然，因测者天顶与测者的地理位置相互投影、一一对应，测者的地理位置必定位于这个小圆上。
航海上将包含测者地理位置的圆称为舰位圆，考虑特殊性，称上述通过天文方法获得的舰位圆为天文舰位圆。
2．天文舰位圆的圆心分析图3-1-1，显然，天文舰位圆的圆心即天体B 在地球表面上的投影点b 。
在天文航海中，这一点被称为天体的地理位置，若所测的天体为太阳，则又称之为日下点；若所测的天体为月亮，则又称之为月下点；若所测的天体为行星或恒星，则又称之为星下点。
地球探索百科中-第三章
第三章地球运动地球绕地轴的旋转运动，叫做地球的自转。
地轴的空间位置基本上是稳定的。
它的北端始终指向北极星附近，地球自转的方向是自西向东；从北极上空看，呈逆时针方向旋转。
地球自转一周的时间，约为23小时56分，这个时间称为恒星日；然而在地球上，我们感受到的一天是24小时，这是因为我们选取的参照物是太阳。
由于地球自转的同时也在公转，这4分钟的差距正是地球自转和公转叠加的结果。
天文学上把我们感受到的这1天的24小时称为太阳日。
地球自转产生了昼夜更替。
昼夜更替使地球表面的温度不至太高或太低，适合人类生存。
地球自转的平均角速度为每小时转动15度。
在赤道上，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。
人们最早就是利用地球自转来计量时间的。
研究表明，每经过一百年，地球自转速度减慢近2毫秒，它主要是由潮汐摩擦引起的，潮汐摩擦还使月球以每年3～4厘米的速度远离地球。
地球自转速度除长期减慢外，还存在着时快时慢的不规则变化，引起这种变化的真正原因目前尚不清楚。
地球绕太阳的运动，叫做公转。
从北极上空看是逆时针绕日公转。
地球公转的路线叫做公转轨道。
它是近正圆的椭圆轨道。
太阳位于椭圆的两焦点之一。
每年1月3日,地球运行到离太阳最近的位置,这个位置称为近日点;7月4日,地球运行到距离太阳最远的位置,这个位置称为远日点。
地球公转的方向也是自西向东，运动的轨道长度是9.4亿千米，公转一周所需的时间为一年，约365.25天。
地球公转的平均角速度约为每日1度，平均线速度每秒钟约为30千米。
在近日点时公转速度较快，在远日点时较慢。
地球自转的平面叫赤道平面，地球公转轨道所在的平面叫黄道平面。
两个面的交角称为黄赤交角，地轴垂直于赤道平面，与黄道平面交角为66°34'，或者说赤道平面与黄道平面间的黄赤交角为23°26'，由此可见地球是倾斜着身子围绕太阳公转的。
【地球运动的表现】太阳和月亮，每天东升西落，这是常见的自然现象。
天文学行业中的天体观测技术的使用方法
天文学行业中的天体观测技术的使用方法天文学是一门研究宇宙中天体的运动、性质和起源的科学。
天体观测是天文学中非常重要的一部分，通过观测天体可以获取关于宇宙的各种信息。
天文学行业中的天体观测技术的使用方法非常多样，本文将介绍几种常见的观测技术。
首先要介绍的是光学天文观测技术。
光学天文观测是最为常见、最直观的观测方法之一。
它利用光学仪器观测天体发出的光或反射、透过的光来研究天体的性质。
光学观测技术包括望远镜观测、摄影、光谱观测等。
其中，望远镜是最基础的工具，它可以放大天体的图像，使得我们可以更清晰地观测到天体的细节。
望远镜的选择要根据观测目标的特性和观测需求来确定。
另外，摄影技术也是重要的观测手段之一，通过拍摄天体的照片，可以记录下它们的位置、亮度等信息。
而光谱观测则可以通过将天体的光分解成不同波长的光谱来研究物质的组成、运动等。
除了光学观测技术，无线电天文观测也是天文学中广泛应用的一种观测方法。
无线电观测是利用无线电波来探测和研究天体。
天体释放出的电磁辐射可以通过无线电望远镜进行接收和分析。
无线电观测技术可以用来研究星系、脉冲星、射电源等天体。
它具有穿透云层和尘埃的能力，可以观测到其他波段无法观测到的天体和现象。
无线电望远镜通过收集、放大和分析微弱的无线电信号，可以获取更多关于天体的信息。
例如，利用射电望远镜可以观测到宇宙中的射电源，以及宇宙微波背景辐射等现象。
此外，X射线和γ射线观测技术也是天文学中常用的观测手段之一。
X射线和γ射线是高能量的电磁波，可以透过尘埃云层，观测到隐藏在星云和星际介质中的天体。
X射线观测广泛应用于研究恒星、黑洞和星系等天体，可以探测到它们释放出的高能辐射，以及它们的物质吸积和排布等特性。
γ射线观测则主要用于研究宇宙射线、伽玛暴和高能天体等。
这些高能辐射的观测需要使用特殊的观测仪器和探测器，例如X射线望远镜和γ射线望远镜，以及高能探测器等。
此外，天文学行业中还使用了其他一些观测技术，如红外观测和重力波观测。
天文学-望远镜和观测方法(上
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色差原理
• 1666年，牛顿证明天体的光并非单色光，而是由各种颜色的光混合而成。 望远镜的色差是由于透镜对不同颜色的光具有不同的折射率而造成。
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科学巨匠牛顿
（1642-1可编7辑2版 7）
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早期巨型折射镜• 1673年，波兰的赫维留（1611-1687）制 成了一架长达46米的望远镜，吊在30米高 的桅杆上，要许多人用绳子拉着它起落升 降。
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2009年建成的LAMOST 国家天文台兴隆观测基地 4米级的望远镜
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巨型反射镜
• 20世纪的上半叶巨型反射镜又 占了上风。由于磨制材料的改 进，用玻璃代替了金属，并发 明了玻璃镀银技术，许多大口 径反射镜相继建成。1948年口 径508厘米的海尔反射望远镜
交付使用。
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07年5月落成的云南天文台高 美古观测站2.4米反射望远镜
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5
天球
天球是一个假想的球，它是以观测者（或地心）为中心，以无 穷远为半径的球，所有天体都投影在这个球面上。
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6
两大坐标系
地平坐标系
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赤道坐标系
7
天体的角距离
• 在天球上度量两个天体之间的距离，不用 长度单位，而用角度单位。
天极的高度等于当地地理纬度示意图
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8
我国自己的星空区域划分方法
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19
天文望远镜的发展简史
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20
• 1608年荷兰的眼 镜商汉斯.里帕 席根据学徒的偶 然发现，制成了 第一架望远镜。
第三章天文观测方法
•也可以由许多天线来实现，几面固定，几面
多天线综合孔径
也可以由许多天线来实现，几面固 定，几面移动，甚至全部都固定。各 种间距取向的干涉仪测量资料通过数 学方法可以求得天空射电亮度的二维 分布。得到被观测天区的射电天图。
原理之四：地球自转的效应
的利用
从射电源上看地球上的放在北极附近的 双天线干涉仪的两个天线，在地球自转过 程中两个天线之间也在做相对运动。
一起处理。 • 两路的电波频率必须完全一致（原子钟） • 纪录上要有十分准确的时间标志（原子
钟） • 一万千米的基线可提供万分之几角秒的
分辨率。
4，综合孔径射电 望远镜
双天线干涉仪只有一维分辨率，不 能给出天体的图象。
1948年以后，赖尔把观测研究目标 从太阳转向太阳系外广阔的空间，期 望搜索更多的射电源。他发现双天线 干涉仪的缺陷或不足。赖尔提出用孔 径综合技术来解决射电天文望远镜的 高分辨率、高灵敏度和成像能力等一 系列难题。
口径10厘米的光学望远镜，观测波长 为5500埃（埃＝10－8厘米）时，分辨角 为1.4角分，而射电望远镜，在波长为 5.5厘米观测波段上的分辨角要达到1.4 角分，则要求射电望远镜天线的口径达 到10千米，比光学望远镜的口径大10万 倍。而且，还要求抛物面天线的表面精 度达到1/20波长（ 3毫米）。
• 可見光、紅外线、无线电波等等， 全部属于电磁波。
• 所有电磁波在真空中皆以同一速度 传播 (光速﹐c = 299792450米/秒)
• 在真空中﹐电磁波的传播速度(c)、 波長和频率，有以下的简单关系： (波 長) × (频率) = c
• 光的颜色是由光的频率所決定
望远镜
肉眼只能看到约6千颗恒星，但光银 河系就有千亿颗恒星，成百亿的河外 星系。它们都暗弱。没有望远镜，就 没有天文学的发展。
七年级上册科学第三章_地球与宇宙复习提纲
第三章地球与宇宙第一节地球1、在“铅笔在篮球和木板上的移动”中发现在木板上移动原铅笔的长度，随着铅笔位置的移动不会发生变化，在篮球上移动的铅笔长度，随着铅笔位置的移动会发生变化，以此证实了地球是个球体。
月食、天涯海角走不到边、远去帆船船身比桅杆先（先、后）消失、麦哲伦环球航行等都能说明地球是一个球体。
○2、地球是一个两极稍扁，赤道略鼓的球体。
在太空中，地球看上去很圆的原因是它的两极半径仅比赤道半径短21千米左右，仅差0.33%。
地球赤道周长约为4万千米。
第二节地球仪和地图3、地球仪上连接南北两极的线叫做经线，也称子午线。
国际上规定，通过英国伦敦格林尼治天文台原址的那条经线为0°经线，也叫本初子午线。
0°经线向东为东经，向西为西经，东西经最大度数为180°，且各条经线长度相等，呈半圆形。
4、地球仪上，在南北两极中间，与两极等距，并且与经线垂直的线叫做赤道。
与它平行的线叫做纬线。
它以北的称为北纬，它以南的称为南纬。
两边各有90°。
北极和南极的纬度分别是90°N 和90°S。
各条纬线的形状为圆形，它们长度的变化规律为由赤道向两极递减；纬度按度数的高低可分为低纬度(0°~30°)、中纬度（30°~60°）和高纬度（60°~90°）。
5、经线和纬线相互交织，构成了经纬网，它可以准确表示地球表面上任何一个地点的位置。
经线指示南北方向，纬线指示东西方向。
6、划分南北半球的纬线是赤道，划分东西半球的经线是20°W和160°E构成的经线圈。
7、地图是以各种图式符号，将地球表面的地理事物按照一定比例缩小表现在平面纸上的图形。
8、要看懂地图，先要掌握比例尺、方向、图例和注记这三个地图基本“语言”。
其中比例尺表示实地距离在地图上的缩小程度，即比例尺=图上距离/实地距离，如比例尺为十万分之一的含义为图上1厘米代表实地距离1千米。
七年级科学上册 第3章第4节 观测太空教案 浙教版 教案
课题：第三章第4节观测太空教学目标：1．初步认识著名星座和恒星。
2．掌握观测星空的基本方法和技能。
3．通过探究，实际感受天文观测研究活动，进而培养学生的动手能力和探究宇宙的兴趣。
4．学会使用星图，了解当地的四季星空。
5．了解我国古代在天文观测上的贡献，为科学地认识宇宙打好基础。
教学重点：如何找北极星；使用活动星图观测四季星空。
教学难点：活动星图的制作和使用活动星图观察四季星空。
教学安排：本节建议2课时课前准备：制作好的活动星图、课件、北斗七星在天空中的位置演示实验。
教学过程：（第一课时）请同学们看一段动画片。
（播放《圣斗士星矢》）提问：圣斗士代表宇宙中的什么？回答：星座提问：那星矢代表什么星座呢？黄金圣斗士又代表什么星座呢？回答：星矢代表天马星座，黄金圣斗士一共12个，代表黄道十二星座。
提问：什么是星座？天空中有多少星星呢？（如有同学回答，则让他们自由回答。
）请同学们翻开课本第98页。
讲解：由于天上的星星很多，决大多数是恒星（在天上的位置基本上看不出来变化），用人的肉眼能看到大约6000颗。
茫茫星海，常常使很多人望而生叹，不知该怎样认星。
其实，和星星交朋友也不难。
这要首先了解星区是怎样划分的。
就像了解你的挚友一样，你应知道他家的住址，他家周围的环境特征。
恒星天区的划分，就相当于街区的划分。
中国古代把恒星天空划分成三垣二十八宿（xiù）。
宿就是住地的意思.把28宿以外的星区划分为三垣：紫微垣、太微垣和天市垣。
垣就是墙的意思。
意思就是以墙围起的星区。
（出示投影片）古代的巴比伦人将天空分成了许多区域，称之为“星座”，每一个星座由其中的亮星的特殊分布来辨认。
古希腊人在公元前270年前后把他们所能见到的部分天空划分成48个星座，用假想的线条将星座内的主要亮星连起来，把他们想象为人物或动物的形象，并结合神话故事给他们取了合适的名字，这就是星座名称的由来。
（出示各种星座图片）1928年，国际天文学联合会决定，将全天划分成88个星区，叫星座。
天文观测方法简介
46
外大气层
热电离层
中间层, 散逸层
同温层 对流层
47 47
(a)IRAS所得的猎户座星云及其环境的红 外图像； (b)对应区域的光学图像。
29
电荷耦合器件CCD： 光电器件： A Charge-Coupled Device： (a) Detail of a CCD array. (b) A CCD chip mounted for use at the focus of a telescope.
30
MOS电容
31
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优点： 固体元件，可集成化；测光和成像理想； 信息电荷传输效率高达99.9999%以上，对 光损耗小，量子效率高达75%—80%； 线性响应好；3500Å—11000Å；有利红外 观测； 动态范围很宽，远远优于照相底片； 分辨本领与照相底片相当； 冷却时有较好的累计效应；可探测星等24 等以上。 缺点：无内部增益，必须配备放大系统； 需冷却降低暗流； 对紫区响应较差； 昂贵。
53
ROSAT与 Chandra 卫星对蟹状星云的观测
54
(a)HEAO-2（爱因斯坦天文台）, 第一台成像X射线望远镜。 (b) AXAF（高等X射线天体物理设备）, 1998年正组装中。
55
（a)康普顿（ γ射线）空间天文台照片。 (b) 3C279 γ射线图像, γ射线爆
56
γ射线大面积空间望远镜
27
照相底片： 敏化后：2500Å----12000Å， 照相底片的特性曲线：D与曝光时照射在底片上 的辐射量的关系。D～lgET
学习天文观测技巧
天文望远镜的选购和维护
选购要点：根据 观测需求选择合 适的望远镜型号 和规格
维护保养：定期 清洁、防潮、防 尘、防震等措施， 保证望远镜性能 和使用寿命
注意事项：避免 在恶劣天气和环 境下使用望远镜， 防止损坏
拓展知识：了解 望远镜的基本原 理和光学性能， 有助于更好地选 购和维护
天文摄影的技术和设备
选择合适的观测地 点和器材
制定详细的观测计 划和步骤
实施观测并记录数 据和现象
天文观测实践案例分享
观测目标：彗星、行星、星系等
观测地点：天文台、山顶、开阔地 等
添加标题
添加标题
添加标题
添加标题
观测方法：望远镜、肉眼、摄影等
观测时间：夜晚、黎明、黄昏等
天文观测实践中的注意事项
选择合适的观 测时间和地点， 避免光害和气 溶胶的影响。
天文观测的基本概念
天体坐标系和星图识别
天体坐标系： 介绍赤道坐标 系、黄道坐标 系和银道坐标 系的基本概念
和特点
星图识别：介 绍如何使用星 图识别星座、 恒星和行星等 天体，以及常 用的天文软件
和工具
天文望远镜的原理和使用
原理：利用透镜或反射镜聚集光线，形成高清晰度的图像 使用方法：选择合适的望远镜，调整焦距，保持稳定 注意事项：避免直视太阳，保护眼睛，定期维护望远镜 天文观测基础知识：了解星座、星云、星系等基本概念
天文观测技巧
XX,a click to unlimited possibilities
汇报人：XX
目录
01 天 文 观 测 基 础 知 识
02 天 文 观 测 技 巧
03 天 文 观 测 实 践 05 天 文 观 测 的 乐 趣 和
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三，天文观测方法
1．大气窗口和望远镜 2，射电望远镜 3，射电干涉仪 4，综合孔径射电望远镜 5，赖尔获1974年诺贝尔奖
第三章天文观测方法
• 1974年诺尔贝物理学奖由英国剑桥大 学天文学家赖尔（M.Ryle）和休伊什 (A.Hewish)分享。 • 赖尔获奖是因发明的综合孔径射电望 远镜和观测研究而获奖。 • 综合孔径射电望远镜的特点：
回答是肯定的。赖尔他们先驱 性的研究为实现这一目标奠定了 坚实的基础。
第三章天文观测方法
因战争需要发展起来的雷达技术 为射电天文的诞生准备了条件。
第三章天文观测方法
抛物面天线的作用之二：
有很强的方向性
来自与抛物面主轴平行方向上的天体 射电波经抛物面反射后会聚到焦点，凡 偏离主轴方向较多的射电波都不会会聚 到焦点处的“ 馈源”上，因此这类射电望 远镜只能接收到来自主轴方向附近一个 角度的电磁波，这个角称为分辨角。分 辨角越小，则分辨率越高。
第三章天文观测方法
第三章天文观测方法
天文观测要求： • 能接收到来自天体的
微弱辐射 即要求有很高的灵敏度
• 能看清天体的细节 即要求有很高的空间 分辨率
第三章天文观测方法
2，射电天文望远镜
• 20世纪30年代初美国贝尔电话实验室的
央斯基发现银河系中心发射来的无线电波。
• 不久，美国射电天文学家雷伯用直径
9.45米抛物面天线射电望远镜证实。
非常高的灵敏度 非常高的空间分辨率 成象，可获得天体的图象
可与光学望远镜媲美 第三章天文观测方法
1，大气窗口
地球大气有两个窗口，允许可见光
和无线电两个波段通行无阻地到达地
面。天文学家把天体的无线电波段称
为射电波段。
天文学家只是近几十年前才利用射
电波段这个窗口。射电天文这种新的
观测手段一出现，就显示出极大的优
• 第二次世界大战期间，雷达和反雷达以及
通讯技术发展很快。英国的海伊对一起曾使
Байду номын сангаас
英国军用雷达受到干扰的重大事件进行分析
后发现，太阳上发生的射电爆发是这一事件
的罪魁祸首。
第三章天文观测方法
射电望远镜的组成
1，天线（旋转抛物面天线） 2，接收器（放大器） 3，数据采集（计算机） 4，纪录器
第三章天文观测方法
第三章天文观测方法
在预研究中的
贵州大型射电望远镜
•口径500米，世界上最大 •反射面能自动调节为抛物面， 比Arecibo的球面反射面先进 •竞争1平方千米射电望远镜 21世纪国际大合作 中国方案：约30面口径300～500米 大天线组成
第三章天文观测方法
3，射电干涉仪
射电天文学发展初期的射电望远镜 的口径都比较小，由于分辨率低下， 不能把相邻的几个射电源分辨清楚， 不可能得到一个射电源结构的信息。
光学波段的波长远比射电波段的短， 光学望远镜的分辨率远比射电望远镜高。
第三章天文观测方法
口径10厘米的光学望远镜，观测波长 为5500埃（埃＝10－8厘米）时，分辨角 为1.4角分，而射电望远镜，在波长为 5.5厘米观测波段上的分辨角要达到1.4 角分，则要求射电望远镜天线的口径达 到10千米，比光学望远镜的口径大10万 倍。而且，还要求抛物面天线的表面精 度达到1/20波长（ 3毫米）。
“ 这台望远镜可以看到多遠的物体？” 这个问题无法回答。 “ 這台望远镜可看見多暗的物体？”
只要一個物体足夠明亮，无论距离多远 都可以看到。
第三章天文观测方法
灵敏度的定义
• 最小可测流量密度
S m in
Tsys
A tf
A为天线面积，f是频宽，t是观测时间
T接收系统温度
流量密度单位：央斯基
10－26尔格/ 秒·赫兹·米2 • 弱射电源：10－4央斯基
第三章天文观测方法
国际上大型射电望远镜 • 美国Arecibo 305米射电望远镜 • 德国Bonn 100米射电望远镜 • 英国Jodrell Bank76米射电望远镜 • 澳大利亚Parkes64米射电望远镜
第三章天文观测方法
我国已有的射电望远镜
•乌鲁木齐25米射电望远镜 •上海25米射电望远镜 •青海13.7米射电望远镜（毫米波） •北京怀柔太阳射电望远镜 •北京密云综合孔径射电望远镜
旋转抛物面
•对于与主轴平行
的光，经反射后
会聚到焦点
•每道光的路程
都相等
ABF＝CDF＝ EGF＝HKF＝ A
…
•在焦点处
电波相位相同
第三章天文观测方法
抛物面天线的作用之一： 收集能量
有人以为大型望远镜可以把天体放得很 大。大望远镜的作用並不是要把天体图象 放得很大，而是要提供一個较亮和较清晰 的影像。（恒星只是一个亮点）
早期小型射电望远镜
• 1961年在原苏联克里米亚黑海岸 边观测日食
• 射电望远镜的抛物面天线口径3 米，工作波长3厘米
• 观测黑纸做的假月亮，很敏感。
第三章天文观测方法
天文望远镜的空间分辨率
（弧度 1.2）2
D
分辨角（）和波长（λ）成正比，和 望远镜的口径（D）成反比。分辨角越小 ，分辨率越高。
建造大型天线以提高分辨率的办法 遇到不可逾越的困难。
射电天文学的发展要求另找出路！
第三章天文观测方法
射电天文学的困难
• 射电天文面临的最大困难是射 电望远镜分辨率远不如光学望远 镜，无法看清天体的细节。 • 无法像光学望远镜那样获得天 体的照片。
第三章天文观测方法
射电天文学家要使射电望远镜 的分辨率到达甚至超过光学望远 镜并也能成象的“ 梦想”能实现 吗？
• 所有电磁波在真空中皆以同一速度 传播 (光速﹐c = 299792450米/秒)
• 在真空中﹐电磁波的传播速度(c)、 波長和频率，有以下的简单关系： (波 長) × (频率) = c
• 光的颜色是由光的频率所決定
第三章天文观测方法
望远镜
肉眼只能看到约6千颗恒星，但光银 河系就有千亿颗恒星，成百亿的河外 星系。它们都暗弱。没有望远镜，就 没有天文学的发展。
越性。
第三章天文观测方法
地球大气仅允许可见光个射电波段到达地面
第三章天文观测方法
• 红外、紫外、X射线和伽瑪射线 被大气层所阻隔
• 必须把红外、紫外、X射线和伽 瑪射线探测设备放入太空轨道才 能发挥功用
• 哈勃空间望远镜是光学望远镜， 是为了克服大气抖动所造成的分 辨率的限制
第三章天文观测方法
• 可見光、紅外线、无线电波等等， 全部属于电磁波。