高中地理1.1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。

例如，天球上的赤道坐标系（也称第二赤道坐标系）就可以看作是地球坐标系在天球上的延伸：把地轴（地球的自转轴）无限延长就是天轴；天轴与天球相交的两点就是北天极和南天极；地球赤道面的延伸与天球相交的大圆就是天赤道；与地球上的纬圈、经圈类似，天球上也有相应的赤纬圈和赤经圈，不过天球上经圈的起始点与地球不同。

这样，天体在天球上的位置就可用赤纬、赤经来表示。

除了赤道坐标系外，天文观测中常用的天球坐标系还有地平坐标系、时角坐标系（也称第一赤道坐标系）、黄道坐标系等，它们是以天球上不同的基本点、基本圈为基础建立起来的。

有关天球上各基本点、基本圈的定义，怎样以它们为基础建立起各种天球坐标系，不同坐标系的特点以及它们之间的相互关系，请参见附录。

不同天球坐标系各有其特点，因而也有不同的用途。

例如，在赤道坐标系中，赤经α的起算点是天球上的固定点——春分点，春分点与天体一同作周日视动，它与天体的相对位置不因天体的周日视动而改变；而赤纬δ的值也只由天体和天赤道决定；因此，一个天体的（α，δ）值是确定的，不受观测时间和观测地点的影响。

所以在星表中多用（α，δ）表示天体的位置。

再如，地平坐标系是以观测者为参照点建立起来的，具有“地方性”特点，即在不同时间、不同地点观星，星星的地平坐标（A，h）均不相同。

但由于它的参照物是地平圈，比较直观，只要知道某个天体在某一时刻的方位角A和地平高度h，就可以方便地在天球上找到它的位置，因此利用它非常便于观测。

在时角坐标系中引入时角t对于寻找天体也很方便。

由于天体的时角随周日视动变化，每小时变化15º，因此只要知道了某时某处天体的时角，就可以方便地把望远镜瞄向这个天体。

2．星座和星名
人们很早就注意到，在绚丽多彩的夜空，繁星三五成群，构成各种美丽的图案。

由此，人们把天上的恒星划分成许多不同的区域，称为星座。

根据不同星座中较亮的星所组成的图形，人们为它们起了名字，
并编撰了许多美丽的故事。

例如，我国关于牛郎织女的传说，就缘于银河两侧的牛郎星和织女星；而希腊人则把牛郎星及其周围的星想象成一只矫健的天鹰，把织女星及其周围的星想象成一架巨大的天琴，天鹰座、天琴座由此得名。

中国古代把恒星天空划分成三垣二十八宿，“垣”是墙的意思，“宿”是住址的意思。

日月穿行在黄道附近，把黄道附近的星分成28个大小不等的星区，叫二十八宿，月亮在绕地运动过程中，每日从西往东经过一宿。

二十八宿以外的星区划分为三垣：紫微垣、太微垣和天市垣。

紫微垣包括北天极附近的星区，太微垣大致包括室女座、后发座和狮子座，天市垣包括蛇夫座、武仙座、巨蛇座和天鹰等星座。

1928年，国际天文学联合会决定，将全天划分为88个星座，其中沿黄道天区的有12个星座，太阳的视运动穿过这里。

星座中的每颗星也有自己的名称。

我们祖先早就给天上的亮星起了名，有根据神话故事命名的，如牛
郎星、织女星、天狼星、老人星等；有依据中国二十八宿命名的，如角宿一、心宿二、娄宿三、参宿四和毕宿五等；也有根据恒星颜色命名的，如大火星（心宿二）；还有依据恒星所在天区命名的，如天关星、北河二、北河三、南河三、天津四、五车二和南门二；等等。

1603年，德国业余天文学家拜尔建议“平等对待”这些恒星，不能只给亮星起名，他提出：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表示。

例如，猎户座中有猎户座α（参宿四）、猎户座β（参宿七）、猎户座γ（参宿五）、猎户座δ（参宿三）等。

如果某个星座的恒星超过了24个或者为了方便，就用星座的名称后加阿拉伯数字表示，如天鹅座61星、天鹅座32星、双子座65及兔座17等。

天文学家有时直呼它们的星表号，这也是一种星名，如猎户座α星也叫HD 39801或BD+7 1055等（HD 和BD分别代表星表名）。

这美丽星空的88个星座不是每个地区的人们都能看到，如北京地区只能看到60多个星座。

由于地球的自转和公转，人们在不同地区、不同季节、不同时间看到的星空都不同。

3．天体的视运动
我们白天看到太阳东升西落，夜晚见到斗转星移。

这是由于地球处于不断的自转与公转运动中，因此仿佛看见天体在运动，这就是天体的视运动。

（1）天体的周日视动
地球自转是自西向东转，24小时一周，人在地球上觉察不到地球运动，却看到天体都从东方升起、西方落下，这就是天体的周日视动。

如果你对着北极星附近照相，采用长时间的曝光（如长于6小时），底片上就会看到所
有天体围着北天极转的运动轨迹。

地球上不同纬度处天极的高度等于当地的地球纬度，站在不同纬度处的观测者，看到的天
体的升落情况也不同。

站在两极观星。

在地球北极或南极，天极与天顶重合，天赤道与真地平重合，此
时所看到的天体，其周日运动的轨迹平行于地平圈，即所看到的天体都是围绕观测者平行于地平打转转。

在北极只能看到北半天球的星，永远看不到南半天球的星；而在南极只能看到南半天球的星，永远看不到北半天球的星。

在北半球夜里可看到北极星在天顶，其他北天球的星全围绕着天极平行于地平转圈，没有升与落。

站在赤道观星。

在地球赤道地区看到的情景是，所有天体都在垂直于地平面的平面内运动，可看到全
天球的星；中午时，太阳当头照，立杆不见影。

站在赤道观星站在两极和赤道之间观星
站在两极和赤道之间观星。

在此范围内，天轴与地平的倾角等于当地的地球纬度 ，地球纬度越高，天极离地面越高，可看到的另外半天球的星就越少。

例如，在北京，北极星的高度约40º，在昆明看到北极星的高度只有25º；而在赤道以南地区，北极星则不能看到。

（2）太阳的周年视动
由于地球公转，地球上的人们看到太阳在天球上相对其他恒星背景有视运动，这叫做太阳的周年视运动。

一年内太阳“穿行”于沿黄道带的12个星座，有人把这些星座叫黄道十二星座。

太阳在天球上的位置每个月移动一个星座。

例如，大约两千年前，春分前后太阳在白羊座，以后依次经过金牛座、双子座、巨蟹座、狮子座、室女座、天秤座、天蝎座、人马座、摩羯座、宝瓶座、双鱼座。

由于岁差的影响，现今春分日前后太阳的位置已移至双鱼座靠近宝瓶座的地方。

黄道与天赤道有两个交点，太阳在周年视运动过程中沿黄道由天赤道以南穿到天赤道以北的那个交点叫春分点，从天赤道以北穿到天赤道以南的那个交点叫秋分点；黄道上与春分点相距90º且在赤道以北的那一点叫夏至点，与夏至点相对的那一点叫冬至点。

太阳每年公历3月21日前后到达春分点，6月22日前后到达夏至日，9月23日前后到达秋分点，12月22日前后到达冬至点。

在地球不同纬度处，一年四季看到太阳的视运动是不一样的。

在北半球中纬地区，春分日和秋分日太阳正好位于天赤道上，早晨日出正东，傍晚落于正西，白天、黑夜等长。

春分过后，太阳北移，太阳从东北方升起，西北方落下，白昼渐长，黑夜渐短。

此后，正午时太阳高度逐渐增高，夏至日达到最高，白昼最长。

夏至过后，太阳正午高度逐渐降低，白昼也逐渐变短，至秋分日又昼夜平分。

秋分过后，太阳南移，正午高度继续降低，冬至日达到最低，白昼最短，太阳从东南方升起，西南方落下。

在赤道地区，春分日和秋分日中午太阳都位于头顶。

从春分到秋分，太阳在天顶北；从秋分到春分，太阳在天顶南。

一年中无论哪一天，太阳总沿着与地平圈垂直的路线直升直落，四季昼夜平分。

在北极，从春分到秋分，有半年不落的太阳；而另外那半年，则是连续的沉沉黑夜。

春分过后，太阳每天一圈沿地平线打转，十分艰难地慢慢爬升，到夏至爬到最高；往后又缓慢下落，到秋分时落下地平线，半年以后的下一个春分，才会再升起。

南极的情况与北极正好相反，从春分日到秋分日太阳永不上升，而从秋分日到春分日太阳永不下落。

在北极圈上，夏至日那天太阳不落，在半夜时它只和地平相切于北点；冬至日那天太阳不上升，只在中午时于南点附近光芒一现。

（3）星空的四季变化
由于地球的自转与公转，我们看到天球上星座的位置也在不断变化，不仅每天有升有落，而且不同季
节的同一时间看到的星空也不一样。

例如，就黄道带附近的天区而言，每年春季，夜晚人们主要看到的是狮子座、室女座等星座；每年秋季，夜晚看到的主要是宝瓶座、摩羯座等星座。

每过三个月，同一个星座就要提前6小时出现。

与太阳的周年视动一样，在地球的不同纬度处，一年四季看到的星座也是不同的。

4．天文观测的时间系统
时间的计量对于天文观测是很重要的，这里我们仅介绍几个由地球自转周期确定的时间系统。

（1）平时与恒星时
平时。

我们日常生活所用的时间系统称为平时，在这种时间系统中以地球自转一周的时间作为一日。

若地球的自转以真太阳（即太阳的视圆面中心）为标准，则地球自转一周的时间叫做一个真太阳日，相应的有真太阳时、分、秒等。

真太阳时作为一种计时系统是不方便的，因为地球自转与公转的速度不均匀。

因此，天文学家引入一个以平均速度运动的假想的平太阳作为衡量地球自转速度的标准，相应的日叫平太阳日。

恒星时。

真太阳有视圆面，很难观测准确；而平太阳是假想点，无法观测。

因此实际的测时工作常借助于恒星，于是就有了另一个计时系统——恒星时，它以某颗恒星为标准来度量地球的自转，由此可得到相应的恒星时、分、秒。

平太阳日和恒星日两个时间单位长短不同平太阳日比恒星日长，一年里有365.25个恒星日，因此恒星钟比平时钟每天快4分钟左右。

恒星时在平常生活中不使用，但在天文观测中却离不开它。

由恒星时的定义可知，恒星时S 在数值上等于春分点的时角t r ，即等于任一恒星的赤经α与其时角t 之和：
t t S r +==α
进行天文观测时只要知道了地方恒星时S 和某星的赤经α，就可由上式算出它的时角t ，利用望远镜的赤纬盘和时角盘就可以方便地对向天体进行观测。

当恒星上中天时它的时角t =0，则有S=α；因此恒星时等于上中天的恒星的赤经。

进行天文观测必须要熟悉和掌握恒星时和平时的换算。

（2）地方时、世界时和区时
地方时。

恒星时、平时都具有地方性，都是地方时。

这是因为在这些时间计量系统中，计量时间的起算点是天体过上中天，而对于不同地理经圈的两地，它们的天子午圈是不同的，因而不同地点时刻起算点各不相同，这就形成了各自的时间计量系统——地方时系统。

不同的两地同时观测同一天体，其时角之差，等于这两地的地理经度之差。

因而，只要两地经度有差别，两地的地方时刻就不相同。

例如，我国幅员辽阔，当东部乌苏里江的渔民迎来黎明的曙光时，西部帕米尔高原还在深夜。

世界时。

为了统一时间计量，国际上统一规定了全球的标准时，它是以英国格林尼治天文台原址所在的子午线起算的，即格林尼治的地理经度λ=0º，该地的地方平时就作为世界时，用字母M 表示；其他地方的平时与世界时的关系为：
m=M
+ λ 东经λ取
正，西经λ取负。

知道世界时，就
可求出任一地方的地方时，或反
之。

区
时。

为了适应电信和交通发达后国
际交往的需要，避免由于地方时不
同造成的不便，1884年在华盛顿举
行的国际子午线会议规
定，全世界统一实行分区计时制。

根据地理经度，以0º，15º及15º倍数的经线为标准时线，将全球分成24个时区，每15º一个区。

在同一时区内，都采用中央经线上的地方平时作标准时间，相邻两时区的标准时间相差整一小时。

根据这一原则，东、西两半球各分12个时区。

格林尼治子午线为零时区的中央子午线，两旁各7.5º的经度范围属零时区，这一时区内采用格林尼治地方时，即世界时。

依次类推有东一、东二、东三……东十二时区；西一、西二……西十二时区。

东十二时区和西二十时区重合，共同使用180º经线的地方时，但日期不同。

这样划分，区时和地方时相差不过半小时，对人们的生活影响不大。

显然，区时等于世界时M 与时区号（N ）相加，东时区为正，西时区为负。

为了统一全球的日期，国际规定，在太平洋中以180º经线为准，避开陆地和岛屿画一条国际日期变更线，叫做日界线。

若从东十二区进入西十二区，日期减一天；反之，日期加一天；时间不变。

不同国家根据自己的法律规定使用自己国家的统一区时。

我国从东向西横跨五个时区，中华人民共和国成立后，我国统一采用北京所在的东八时区的区时，即东经120º经线的地方时为“北京地间”。

需注意，北京时间不是北京地方平时，两者相差约14.5 分钟。

北京区时=世界时+8小时
中央人民广播电台发出的时刻就是北京区时，减去8小时就是世界时。

北京区时与地方恒星时的换算。

如果在地理经度为λ的地区进行观测，观测时北京区时为T ，那么此时的地方恒星时S 可由下式确定：
S=S 0+（T-8）（1+1/365.2422）+λ
式中S 0为格林尼治0时的地方恒星时，可查天文年历得到。

前已述及，知道了地方恒星时S ，就可由S=t +α知天体的时角t ，进而对天体进行观测。

（3）天体的出没时刻
天体的出没时间是变化的，不掌握它的规律和特点也不能顺利进行天文观测。

由于地球绕日公转一周需365日，所以太阳在天球上沿着黄道每天大约东移1º即每天提前4分钟降落地平，因此同是一颗星，第二天就比前一天早升起4分钟。

对于任何观测地区（地理纬度ϕ，地理经度λ），天体出、没地平进天体的天顶距均为90º（即z=90º）。

通常，查星表可知天体在一定历元（起算年代，如2000.0年）的天球赤道坐标α和δ，由坐标换算公式
t z cos cos cos sin sin cos δϕδϕ+=
且天体出、没地平时︒=90z ，可得
δϕtan tan cos -=t
由此式给出两个解：t 的正值与t 的负值，前者为天体没地平的时角，后者为天体出地平的时角。

由恒星时S 和时角t 的关系式S=t a +可由α，t 求出S ，再由上述恒星时和北京时T 的关系，可以推算出北京时间或世界时间，如此可以求出天体出、没地平的北京时和世界时。

天体出没的方位角A 也可由坐标变换公式得到：
由于
A z z cos sin cos cos sin sin ϕϕδ-= 且︒=90z ，可得 ϕδcos /sin cos -=A
此式给出两个解：A<180º时对应于没地平的方位；A>180º时对应于升地平的方位。

对于太阳和月球，以上边缘出、没于地平算作它们的出没。

由于地球大气折射的影响及太阳和月球的视圆面比较大，计算它们的出没时刻和方位角，注意用天顶距5190︒=z ′代入坐标换算公式。

5．天体的亮度和星等
夜空中的星星有亮有暗，这种明暗的程度就是星星的亮度。

古人很早就试图把星星的亮度划成不同的等级。

公元前2世纪，古希腊的天文学家喜帕恰斯就绘制了一份标有1000多颗恒星位置和亮度的星图，并根据目视观察把恒星亮度划分为6等。

这一有关星等的概念一直沿用至今。

（1）天体的亮度和视星等
喜帕恰斯把肉眼看到的星分为6等，最亮的星定为1等星，勉强看到的暗星定为6等星。

1850年，普森注意到喜帕恰斯定出的1等星比6等星大约亮100倍，也就是说，星等每相差1等，其亮度之比约等于
2.512。

即；1等星比2等星亮2.512倍；2等星比3等星亮2.512倍……。

根据这一关系，普森建立了星等和亮度关系的公式。

设两颗星的亮度分别为E 1和E 2，则它们的星等m 1与m 2之差为：
2121/lg(5.2E E m m -=-)
此星等对应着天体的视亮度，所以叫视星等。

①行星给出的是最亮时的视星等。

建立了新的星等标度后，星等的范围也向两端延伸了，比1等星亮的有0等星和负的星等，比如天狼星为–1.46等，太阳的视星等为–26.7等，满月的视星等为–12.7等（表1.3.1）。

（2）恒星的光度与绝对星等
恒星的视星等是指我们所看到的星的亮度（实际是接收到的星光的亮度），由于恒星与我们的距离各不相同，所以视星等不能客观地反映恒星真正的发光强度。

表示恒星发光强度的量称为光度，它定义为恒星每秒发出的总辐射能量；与光度有关的星等称绝对星等，以M 表示。

定义天体的绝对星等是在10秒差距（1秒差距≈3.26光年）远处的视星等，即所有恒星都放在10秒
差距处来比较它们的光度。

设某星与地球的距离为r 秒差距，亮度为E ，视星等为m ，10秒差距处它的亮度为E 10，绝对星等为M ；由于星光的亮度E 与距离r 的平方成反比，则有：
210)/10lg(5.2)/lg(5.2r E E M m -=-=-
即 5lg 5-=-r M m
天文学家把M m -叫作距离模数。

由上式可以看出绝对星等M 与距离r 和视星等m 的关系。

天文学家常用太阳的光度作为度量恒星光度的单位。

若以M ⊙和M 分别表示太阳与某恒星的绝对星等，L ⊙和L 分别表示太阳与某恒星的光度，则该恒星与太阳的绝对星等之差为：
M M -⊙L L /lg(5.2-=⊙）
令L ⊙1=，则有
M m L --=(4.0lg ⊙）
太阳的目视绝对星等M ⊙为83.4+等，如果知道了某恒星的绝对星等M ，即可求出基本光度L 。

天文学家称光度大的星为巨星、超巨星，光度小的星为矮星。

在恒星世界里，光茫万丈的太阳不过是一个矮星。

恒星世界丰富多彩，一些超巨星如天津四，它的绝对星等大约为2.7-等，其光度比太阳强6万倍。

而光度小的矮星如天狼星的伴星，它的绝对星等为11.5等，光度不及太阳的万分之一。

6．星表、星图、天文年历和星图软件
星表、星图、天文年历和星图软件是进行天文观测必不可少的工具，了解它们的内容并学会使用，将给你带来许多方便。

星表 星表是恒星的“户口登记册”，它记载着恒星的各种数据，如位置、星等、色指数、光谱型等。

刊载其他天体，如变星、星云、星团、星系、射电源、X 射线源等的表册也叫星表；如变星总表、射电源表等。

目视星表中最重要的是德国天文学家阿给兰德于1863年出版的《波恩巡天星表》（简称BD ）和1886出版的续表，两表共包含星等到9等的恒星457 847颗，赤纬从–23º~ +90º。

1964年出版的《亮星星表》（CBS ）给出了9091颗亮星的位置、亮度、光谱类型、自行、视差等，是天文爱好者的好帮手。

天体测量用的星表，星的位置都可准确到0.01″，如第五基本星表（FK5）。

现代星数最多的基本星表是博斯星表，它共包含有33 342颗恒星的赤经、赤纬和自行的数据。

丹麦天文学家德雷耶尔于1888年编的《星云星团新总表》（简称NGC 星表），汇集了7840个天体，包括大量的星云、星团等延伸天体，其天体的命名和编号一直延用至今。

星图 将天体在天球上的视位置投影在平面上所绘成的图就是星图。

将天体的照片汇集而成的图叫做照相星图，美国天文学家编制的帕洛马星图及欧洲天文学家正在编制的南天星图，都是著名的照相星图。

使用星图可以帮助我们认星、找星，熟悉它们的星等和颜色。

天文爱好者使用的星图大致分两类： ①活动星图：活动星图是这样制成的：将天球与地球的赤道相重合，天极与地极有一条共用的轴线，以极点为圆心，把天球上的恒星位置和地球某一指定纬度的地平坐标圈分别描绘在同尺度的两幅平面上，并把两幅图圆心对准。

这种星图的优点是携带方便，使用简单，只要把月、日、时、分对准，就可以知道当时的星空图像。

这种星图的缺点是星数太少，星的位置不太精确。

②全天星图：全天星图的星位准确，星数很多。

在全天星图上，按照一定的年代标出每颗星在天球上的视位置（用赤经α和赤纬δ表示）和星等（用不同大小的黑点表示），并用不同符号表示是双星还是变星等等。

星图把天区按照赤经分成24个经区，按照赤纬每隔10º绘一个纬圈。

一般有极区图及包括不同赤经、赤纬的分图。

适于业余天文观测使用的星图有北京天文馆出版的《新编全天星图》、英国出版的《诺顿全天星图》（中译本名为《星图手册》）等。