天文.docx

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天文

天球及其坐标

天球：

以任意长为半径的一个假想的球体，若以观测者为中心，称为观测者天球。

它是天文学用作表示天体视位置和视运动的辅助工具。

天赤道：

与北天极和南天极距离相等，且垂直于天轴的大圆，称为天赤道。

或指地球赤道平面任意扩展与天球相割而成的圆，称天赤道。

天极：

天轴与天球相交的点就是天极。

有南天级、北天极p。

黄极：

通过天球中心作一垂直于黄道面的直线，使该线与天球相交于两点。

其中靠近北天极P的称为北黄极K，靠近南天极P′的另一点称为南黄极K′。

地平圈：

通过地心并垂直于观察者所在地点的垂线的平面与天球相割面成的圆为地平圈，也就是人们平时所说的地平线（没有如此严格的定义）。

天顶：

沿观测者头顶所延伸的方向作铅直线向上无限延伸，与天球相交的点称为天顶（Z） 

天底：

天球上距天顶180度的点，既铅直线在观测者脚底向地面以下无限延伸，与天球相交的另一点称为天底（Z′） 

东点、西点、南点、北点：

合称四方点（或四正点）。

子午线与地平圈相交的两点中，靠近南天极的那一点称为南点（S）。

靠近北天极的那一点称为北点（N）。

自北点顺时针旋转90度的那一点为东点（E），与东点相距180度的点称为西点（W） 

上点：

午圈与天赤道的交点（Q），或天赤道对地平圈最大的距点之一。

下点：

天赤道上与Q相距180度的点，既子圈与天赤道交点（Q′），或天赤道对地平圈最大的距点之一。

二分、二至点：

黄道与天赤道有两个交点，既春分点（r）和秋分点（Ω）。

在北半球看来，春分点是升交点，秋分点是降交点。

夏至点是黄道上的最北点，冬至点是黄道上最南点。

子午圈：

通过天顶与北天极又过北点和南点所作的大圆PZSP`Z`NP 

时圈：

第一赤道坐标系中它的经线，是天球上通过北天极与南天极的圆，在此改称时圈。

经度：

终圈所在平面与始圈所在平面之间的夹角（某地经线所在的平面相对本初子午线所在的平面夹角就是该地的地理经度）。

方位：

在地平坐标系中的经度称为方位（A），它是天体对于午圈的角距离。

时角：

在第一赤道坐标系中的经度称为时角，是天体相对于Q点所在的时圈的角距离。

赤经：

在第二赤道坐标系中的经度称为赤经，是天体相对于春分圈的角距离。

黄经：

在黄道坐标系中的经度称为黄经，是天体对于春分点所在的黄经圈的角距离。

纬度：

天体相对基圈的角距离（某地法线与赤道平面的交角就是某地的地理纬度。

它以赤道面为起始在经线上度量）。

高度：

在地平坐标系中的纬度称高度（h），即天体与地平圈的角距离，就是天体光线与地平面的交角，也就是天体仰角。

它用角度表示，以地平圈为起点沿天体所在的地平经圈向上或向下度量。

赤纬：

在第一赤道坐标系中的纬度称赤纬，是天体相对于天赤道的角距离，即天体视方向与天赤道的平面的交角，用角度表示。

以天赤道为起始，在天体所在的时圈上向北或向南度量。

黄纬：

在黄道坐标系中的纬度称黄纬，是天体相对于黄道的角距离，用角度表示。

以黄道为起始，在天体所在的黄经圈上向北或向南度量。

（1）地平坐标系与第一赤道坐标系

它们的经度（方位与时角）都是向西度量，而且，二者都以子午圈为始圈。

但是，地平坐标系以地平圈为基圈，因而以南点为原点；第一赤道坐标系以天赤道为基圈，因而以上点为原点。

这样，天体的高度便不同于赤纬，方位也不同于时角。

它们之间的具体差异，与当地的纬度有关；纬度愈高，二者愈接近。

在南北两极，天赤道与地平圈重合，天北极位于天顶。

这时，高度就是赤纬，方位等于时角。

体现地平坐标系与第一赤道坐标系的联系，有如下关系式：

在同一地点有：

天极的高度（hp）=地理纬度（φ）=天顶的赤纬（δZ）；

   天球的南北两极，一个在地平以上，叫做仰极；另一个在地平以下，叫做俯极。

对北半球来说，仰极就是天北极。

一地的纬度与当地天顶的赤纬属于同一个角，它等于当地仰极的高度，二者都是天顶极距的余角。

在我国历史上，仰极高度被称为北极高。

人们正是根据这一原理来测定所在地的纬度。

（2）第二赤道坐标系与黄道坐标系

    它们的经度（赤经和黄经）都是向东度量；而且，它们有共同的原点（春分点），但是，第二赤道坐标系以天赤道为基圈，因而以春分圈为始圈；黄道坐标系以黄道为基圈，因而以无名圈为始圈。

这样，天体的赤纬不同于黄纬，赤经不同于黄经。

它们之间的具体差异，同黄赤交角有关。

（3）第一赤道坐标系与第二赤道坐标系

    这两种坐标系都以天赤道为基圈，因而有共同的纬度（赤纬），所不同的是它们的经度。

第一赤道坐标系以午圈为始圈，其经度（时角）自上点向西度量。

第二赤道坐标系以春分圈为始圈，其经度（赤经）自春分点向东度量，所以，天体的时角不同于赤经；二者的具体差异，同当时的恒星时有关。

任何时刻的恒星时，等于当时中天恒星的赤经（也即上点赤经），这为恒星时的测定提供极大的方便。

所以任何瞬间同一天体的时角（tM）与赤经（αM）之和等于春分点的时角（tr）也等于当时天顶的赤经（aZ）；即am+tm=tr=az；

任意两地同一瞬间测得同一天体的时角之差等于这两地的经度差即：

λA-λB=tA-tB

表2.1天球坐标系比较

地平坐标

第一赤道坐标

第二赤道坐标

黄道坐标

银道坐标

天球轴

当地垂线

天轴

天轴

黄轴

银轴

两极

天顶、天底

北天极、南天极

北天极、南天极

北黄极、南黄极

北银极、南银极

纬圈

地平纬圈

（等高圈）

赤纬圈

赤纬圈

黄纬圈

银纬圈

基圈

地平圈

（有四正点）

天赤道（有上、下点）

天赤道

（有春分、秋分点）

黄道

（有二分、二至点）

银道

经圈

（辅圈）

地平经圈

（有子午、卯酉圈）

时圈

（有子午圈、六时圈）

时圈

（有二分、二至圈）

黄经圈

（有二至圈）

银经圈

始圈

午圈

午圈

春分圈

通过春分点的黄经圈

通过银心在银道上投影的银经圈

原点

南点

上点

春分点

春分点

银道与始圈的交点

纬度

高度

赤纬

赤纬

黄纬

银纬

经度

方位

（向西度量）

时角（向西度量）

赤经

（向东度量）

黄经

（向东度量）

银经

（按逆时针方向度量）

应用

在天文航海、天文航空、人造地球卫星观测及大地测量等部门都广泛应用它

观测恒星、星云、星图等类型的遥远天体常常采用赤道坐标系，它被广泛应用于天体测量中

观测太阳以及太阳系内运行在黄道面附近的天体，则采用黄道坐标系

对银河系的观测，则要采用银道坐标系

写出下列两个天球大圆的两极

地平圈：

天顶（Z）和天底（Z′）；子午圈：

东点（E）和西点（W）；

天赤道：

北天极（P）和南天极（P′）卯酉圈：

南点（S）和北点（N） 

黄道；北黄极（K）和南黄极K′；六时圈：

上点（Q）和下点（Q′）

地球及其运动

 地球的结构 地球的外部主要有岩石圈、水圈、大气圈、生物圈，还有磁场层。

地球表面由岩石圈构成，其上还有一层具有肥力、能生长植物的土壤层。

在地表及地表以下一定深度还有不同形态的水，构成一层水圈。

在岩石圈和水圈之上，整个地球被一层大气所包围，叫大气圈。

岩石圈、水圈和大气圈，既是彼此分离和独立的，又是相互渗透和作用的，这样，地球上就出现了一个既有矿物质、又有空气和水分的地带，加上适宜的温度条件，就成为生物衍生的地带圈，叫做生物圈。

它包含岩石圈的上部，大气圈的底部和水圈的全部，是地球上一个独特的圈层。

地球的内部结构由外向内依次为地壳、地幔和地核。

地球内部压力、温度均随深度而增加

地壳莫霍面地幔古登堡面地核（外核利曼面内核）

地球大气分层按温度随高度分布可以分为对流层、平流层、中间层、热层和外大气层。

二、地球的运动

（1）自转，

（2）公转，3．月地绕转 因为有月球的存在，它随地球一起绕太阳运行的轨道，是地球和月球两个天体的共同质心所走的，地球每个月绕这个共同质量中心转一周这是地球的第3种运动。

    4．地轴进动 天极在众星中的位置不是固定不动的，经历大约二万五千八百年，天极将绕着黄极自东向西转过一个圆圈，这是地轴进动的结果，它会造成二分点的西移，北极星变迁速度是每年50″.29（关于"地轴进动"详见本章后面），也叫做总岁差，总岁差是由日月岁差和行星岁差共同形成的，其中日月岁差是自东向西的，速度为每年50″.42，而行星岁差是自西向东的，每年为0″.13，二者合起来叫做总岁差，每年50″.29，这种运动是地球的第4种运动。

表现为天极的周期性圆运动。

    5．极移 地球的自转轴在地球的本体内并非固定，它不断地做微小的摆动，从而造成地球的两极在地表位置的移动，叫做极移。

极移是由于地球表面及内部物质的运动造成的，这是地球第5种运动。

 6．章动 7．轨道偏心率的变化8．黄赤交角的变化 9．近日点的长期变化

（9）近日点的长期变化，（10）摄动，（11）环绕太阳共同质量中心旋转，（12）太阳系相对于邻近恒星运动，（13）地球的地质运动。

 5.地球的自转产生哪些后果？

（1）天球的周日运动：

天球周日运动的转轴是地轴的无限延长。

天球周日运动的方向是地球自转方向的反映。

天球周日运动的周期是地球自转周期的反映。

（2）昼夜交替：

由于地球不停地自西向东旋转，使得昼夜半球和晨昏线也不断自东向西移动，这样就形成了昼夜的交替。

（3）地球坐标的确定：

以地球处转特性为依据。

在地球表面自转线速度最大的各点连成的大圈就是赤道。

而线速度为零的两点则是地球的南北极点。

在地球内部线速度为零的各点连成直线就是地轴。

两极和赤道构成了地理坐标的基本点和基本圈，在此基础上就可以确定地表的经纬线，从而建立地理坐标系。

（4）水平运动物体的偏转：

由于地球的自转，导致地球上作任意方向水平运动的物体，都会与其运动的最初方向发生偏离。

北半球向右偏，南半球向左偏。

§9.2

1．落体偏东落体偏东是指：

在地球表面由高处下落的物体总是偏落在铅垂线的东侧的现象。

这种现象主要是由于地球自西向东自转，使得地面上同一地点的自转线速度随高度增加而增大所致。

傅科摆的偏转，是地球自转最有说服力的证据之一。

 恒星日恒星日是以天球上的某恒星（或春分点）作参考点。

恒星日是指：

某地经线连续两次通过同一恒星（或春分点）与地心连线的时间间隔。

时间为23h56m4m，这是地球自转的真正周期，也就是地球恰好自转360°所用的时间。

太阳日太阳日是以太阳的视圆面中心作参考点。

太阳日是指：

日地中心连线连续两次与某地经线相交的时间间隔。

太阳日的平均日长为24h，是地球昼夜更替的周期。

太阳日之所以比恒星日平均长3m56s，是由于地球的公转使日地连线向东偏转导致的。

如图9.13所示，当A地完成360°自转（一个恒星日）后，日地连线已经东偏一个角度，待A地经线再度赶上日地连线与之相交时，地球平均多转59′。

也就是说一个太阳日，地球平均自转360°59′。

因地球公转的角速度是不均匀的，故太阳日不是常量。

一月初地球在近日点，公转角速度大（每日公转61′），太阳日较长，为24h+8s（地球自转361°01′）；七月初地球在远日点，公转角速度小（每日公转57′），太阳日较短，为24h-8s（地球自转360°57′）。

为什么太阳的每日差会有季节变化？

1，由于黄赤交角的存在，同样的每日黄经差所造成的每日赤经差不同的。

2.由于地球的椭圆轨道，太阳的每日黄经差本身存在周年变化

夏冬二至黄经差造成的赤经差最大59+2=61

春秋二分黄经差造成的赤经差最小59-2=57

3．地球自转的速度

（1）地球自转的角速度 角速度约为：

15°/小时。

（2）地球自转的线速度

    地球自转的线速度是随纬度和高度的变化而不同的。

这是由于地点纬度高度不同，其绕地轴旋转的半径不同所致。

同一高度，纬度越低自转线速度越大；同一地点，高度越高，线速度越大。

在赤道海平面上的自转线速度已超过音速达到：

465m/s。

因此，顺地球自转方向发射人造天体，可以大大减少发射能量，降低发射成本。

    （3）地球自转速度的变化

    地表和地内物质的运动（如：

洋流，潮汐，大气环流，地幔对流，火山爆发等）都会导致地球转动惯量（J）的变化，进而引起地球自转角速度的变化。

根据动量矩守恒的原理，在无外力（矩）作用的情况下：

    地球的动量矩＝Jw＝恒量（9.5）

   地球自转速度的变化可分为三类：

长期变化，季节变化和不规则变化。

地球自转的长期变化主要表现在自转变慢 

地球自转的季节变化，主要是气团的季节性移动引起的。

季节性的日长变化约为±0.6毫秒，表现为春慢秋快，年变幅为20～25毫秒。

地球自转的不规则变化表现为：

自转角速度时而变快，时而变慢。

平缓的不规则变化可能与地内物质的角动量交换有关；突然变化的物理机制尚不清楚。

（2）天球周日运动的方向 是地球自转方向的反映。

正是由于地球自西向东的自转，才导致天球相对地球发生自东向西的周日视运动。

（3）天球周日运动的周期 是地球自转周期的反映

1．恒星的视差位移  ①恒星的视差位移现象：

是指在地球上观察近距离的恒星时，由于地球的公转运动导致该恒星相对天球背景发生视位移的现象。

 ②恒星的周年视差：

是指地球轨道半径（ɑ）对于某恒星的最大张角叫该恒星的周年视差（即图中的π角）。

2．恒星的光行差位移①恒星的光行差：

是指由于地球的公转运动，使地球观察者看到恒星的视方向与其真方向产生的差角

图9.22恒星的光行差

   2．地球公转的周期

（1）恒星年恒星年是指地心连续两次通过黄道同一恒星的时间间隔，年长为365.2564日。

由于恒星参考点是天球上的固定点，因此恒星年是地球公转的真正周期，地心在黄道上恰好转过360°。

（2）回归年与春分点西移回归年是指地心连续两次通过春分点的时间间隔，年长为365.2422日。

回归年之所以比恒星年短（它们之差古人称为"岁差"），是因为春分点每年沿黄道西移50".29,使地球两次与春分点会合实际只公转了359°59´9.71"，回 归年是季节更替的周期。

"

春分点西移是地轴进动的后果之一

 ④在|φ|≥23°26'的地方，正午太阳高度的年变化呈单峰型，极大极小值分别出现在二至日（北半球夏至最大，冬至最小；南半球反之）。

    ⑤在南北回归线之间，正午太阳高度的年变化呈双峰型。

有两个极大值h=90°，两个极小值：

主极小值h=66°34'-|φ|，次极小值h=66°34'+|φ|。

昼长表达式为：

cost=-tgφtgδ⊙上式中：

t为半昼长，2t才是昼长

 从昼长表达式可推知昼夜长短的纬度变化和季节变化有如下规律：

    ①当太阳的赤纬δ⊙为正值时（春分→秋分）越北昼越长，越南昼越短（见图9.26）；当太阳的赤纬δ⊙为负值时（秋分→春分）越南昼越长，越北昼越短。

    ②春秋二分全球昼夜平分--无纬度变化（因为此时：

δ⊙=0°→cost=0有t=90°即：

2t=180°=12h故全球昼夜平分）；冬夏二至昼夜长短达到极值：

夏至日北半球昼最长，南半球昼最短；冬至日南半球昼最长，北半球昼最短。

    ③在赤道上终年昼夜平分--无季节变化，这是因为赤道与晨分线均为大圆，无论它们交角如何变化始终都是相互平分的（从公式推亦然：

因φ=0°→cost=0有2t=180°=12h故终年昼夜平分）。

④无论何时，极昼极夜总是出现在φ=±（90°+|δ⊙|）的纬线圈之内；从图9.26我们不难发现，这两个圈划极昼极夜范围的纬线圈，恰好就是与晨昏线相外切的两个纬线圈：

一南一北，一个处在极昼另一个必为极夜。

 ⑤昼长的年较差（一年中某地最长的白天与最短的白天的差值）随着|φ|的增大而增大。

晨昏蒙影

太阳

 1．光球层太阳大气最下层称为光球层，1．太阳黑子是光球上经常出没的暗黑斑点

2．光斑和谱斑光斑是光球上的一种活动现象，在日面边缘部分，可以见到微弱亮片，这就是光斑。

光斑和黑子的密切联系，常常相互伴随，它比黑子先出现，平均寿命比黑子长三倍。

光斑的纬度分布同黑子类似，但稍比黑子带宽些，光斑亮度比光球背景亮11%左右。

2．色球层色球的亮度只有光球的万分之一，人们习惯于天体外层温度低于其内层温度，但在太阳这里却不同，在厚约2000km的色球层内，温度从光球顶部的4600K增加到色球顶部的几万度。

由于磁场的不稳定性，色球经常产生激烈的耀斑爆发，以及与耀斑共生的日珥等，色球层随高度增加，密度急剧下降。

4．耀斑耀斑是太阳活动区中最剧烈的活动现象，耀斑中涉及的物理过程非常复杂，非常丰富。

当用单色光（氢的H2线和电离钙的H，K线最突出）观测太阳时，有时会看到一个亮斑点突然出现，几分钟或几秒钟内面积和亮度增加到极大，然后比较缓慢地减弱，以至消失，这种亮斑点叫做"耀斑"，这种现象常叫"色球爆发"。

3．日冕太阳大气的最外层称为日冕。

开普勒三定律

①轨道定律：

所有行星运动的轨道都是椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点上。

②面积速度定律：

行星的向径在单位时间内扫过的面积相等。

因此，行星在近日点附近比在远日点附近转动得快。

③周期定律：

行星绕太阳运动的周期的平方与它们轨道半长径的立方成正比，用公式表示就是：

  或者：

恒星

二、恒星的亮度和光度

1．恒星的亮度恒星的亮度是指恒星在观测点和视线垂直的平面上所产生的照度。

它的大小常以视星等来表示。

如果取零等星的亮度为单位，则视星等m和亮度E有如下关系：

 m=-2.5lgE

    这是普森公式，说明视星等m越小，亮度E越大。

3．绝对星等 为了比较不同恒星的亮度，假想把所有恒星都移到某一标准距离处，然后比较它们的视星等。

现在把这个标准距离取作10秒差距，绝对星等常用M表示。

太阳的M为4.75等，天狼星的M为1.4等。

我们把光度较小的星叫矮星，光度较大的星叫巨星。

一般矮星M为9等左右，巨星M为-2等左右，超巨星M为-4等以上。

天体的亮度与视星等有何关系？

答：

用眼睛可直接观测到天体辐射的可见光波段，人们对天体发光所感觉到的明亮程度称为亮度。

表示天体明暗程度的相对亮度并以对数标度测量的数值定义为视星等。

星等是天文学史上传统形成的表示天体亮度的一套特殊方法。

星等越小，亮度越亮。

星等相等1级，亮度相差2﹒512倍。

恒星的温度温度越高，光谱最明亮（辐射强度最大）部分越接近蓝色一端。

 恒星的颜色多种多样，而颜色实际上是恒星表面温度的反映。

红色的星表面温度低，约为3000K，如天蝎座a星（心宿二）；黄色星约为6000K，太阳便属于这一类恒星；白色星约为10000～20000K；带蓝星的星，表面温度最高，可达300000～100000K，如猎户座蓝色的"参宿三"表面温度很高。

哈佛分类法是美国哈佛天文台根据恒星光谱线的相对强度和形状所定出的分类法。

在这种分类系统中，每种光谱型用拉丁字母表示，分为O（温度高，蓝色）、B、A、F、G、K、M（温度低，红色）七个光谱型，各个光谱型又分为10个次型,如B0、B1…B9（不一定每类恒星的光谱型都有10个）。

地月系

同步自转月球在绕转地球的同时，也有自转。

月球的自转与它绕转地球的公转，有相同的方向（向东）和相同的周期（恒星月），这样的自转称为同步自转。

正是由于这个原因，地球上人们所见到的月球，大体上是相同的半个球面，月球的同步自转

月相我们观测月球，很容易发现月球的视形象有圆缺的变化，月球圆缺的各种形状称为月相。

它是人们最常见的、也是最熟悉的一种天象。

1.地月系绕转有何特征？

答：

①轨道：

月球绕地球公转的轨道是一个椭圆，地球位于其中一个焦点。

②方向：

W→E，③周期：

笼统地说是一个月，但由于选用参考点不同，可以分为朔望月，恒星月，交点月，近点月，分点月。

而恒星月是月球绕转地球的真正周期。

④同步自转：

月球在绕转地球的同时，自己也有自转。

月球的自转与它绕转地球的公转，有相同的方向（向东）和相同的周期（恒星月），这样的自转称为同步自转。

4.月相如何形成？

不同月相时月球东升西没和中天时刻有何不同？

答：

月球，地球本身不发光，它们只能反射太阳光。

在太阳照射下，它们总是被分为光明和黑暗两部分。

这明暗两部分的对比，时刻发生变化，但有章可循。

这种变化视日，月，地三者的相对位置而定。

当月球黄经和太阳黄经相等时称为“朔”，当月球黄经比太阳大90度时，称为“上弦”，当月球黄经比太阳黄经大270度时，称为“下弦”，当月球黄经比太阳大180度时是满月。

表8.1月球的出没与中天的大致时刻

月相

距角

同太阳出没比较

月出

中天

月落

夜晚

新朋（朔）

0°

同升同落

清晨

正午

黄昏

彻夜不见月

上弦朋

90°

迟升后落

正午

黄昏

半夜

上半夜西天

满月（望）

180°

此起彼落

黄昏

半夜

清晨

通宵可见月

下弦月

270°

早升先落

半夜

清晨

正午

下半夜东天

5.日食和月食是怎样形成？

二者有何区别？

答：

从日月地三个天体系统来看，月球的影子落在地球上，在地球上的人们看不到太阳，就是日食现象，月球进入地球的影子，就是月食现象。

若从天球上看，月轮遮掩日轮，就发生日食，月轮进入地影投影面，就发生月食。

日月食的发生，与日，月，地三者运动有关。

一般日月食发生在黄白交点或附近（也就是说要在食限范围以内），且日食在朔日，月食望日。

日食有日偏食，日全食，日环食。

而月食只有月偏食和月全食。

历法

历法就是推算日、月、年的时间长度和它们之间的关系，制定时间顺序的法则

太阴历简称阴历。

阴历是把月看作首要成分，力求把朔望月作为历月的长度，而历年的长度是人为规定，与回归年毫无关系的历法。

太阳历简称阳历，它纯粹以回归年为基本单位，与朔望月毫无关系。

节气的歌诀：

春雨惊春清谷天，夏满芒夏暑相连，秋处露秋寒霜降，冬雪雪冬小大寒。

每月两节不变更，最多相差一两天；上半年来六廿一，下半年来八廿三。

目前世界上仍在使用的几种主要的历法都有优点和不完美之处。

就公历来说，优点是历年与回归年同步，故月序与季节匹配较好；缺陷是：

2月是人为安排的，历月的天数有28、29、30和31天四种，大、小月排列不规律。

②四季的长度不一，有90、91和92天三种；上下半年的日数也不相等；

3首没有天文意义；

4月的星期号数不固定，每年同日的星期号数，每月同日的星期号数，都各不相同。

5与月相变化周期无关。