哈工大天文学概论第16节

1、空间计量,知识准备,A、球面上的圆 定理： 任何平面和球面的交线都是正圆。 （大圆、小圆） 定义： 通过球心的平面与球面的交线，是直径最大的圆，叫做大圆。 不通过球心的平面与球面的交线，叫小圆。,.,打,大圆,圆 小 小,消,小圆未通过圆心,B、球面上两点的距离 球面上两点间大圆弧的长度叫球面上两点的距离 C、圆的极 与圆所在平面相垂的直线与球面相交的两个点。 大圆的极点： 通过球心与大圆所在平面相垂的直线与球面的两个交点。,D、球面角,球面角 =两个大圆弧相交所成的角度(ABC) 两大圆弧的交点(A)称为球面角的顶点，大圆弧称为球面角的边 球面角是以过顶点的圆弧的二切线所加的角度来度量 =两

2、交点(B、C)间的大圆弧AB对应的圆心角。,E、球面三角形,球面三角形：球面上两两分别相交的三个大圆弧所围成的几何图形 球面三角形的边：三条大圆弧为球面三角形的边a、b、c 球面三角形的角：各大圆弧所成的球面角为球面三角形的角A、B、C 基本性质、基本公式,1 天 球,以任意点为球心，任意长为半径，为研究天体的位置和运动而引进的一个与人们直观感觉相符的假想圆球。,性质：,1、与直观感觉相符的科学抽象 2、天体在天球上的位置只反映天体视方向的投影 3、天球上任意两天体的距离用其角距表示 4、地面上两平行方向指向天球同一点 5、任意点为球心,地理坐标,1、地轴 2、地极 3、纬线和赤道 4、经线和

3、本初子午线 5、经度 6、纬度 北京： 390 57, ; 1160 19,天球上的基本点圈,1、天极(p、p,)和天赤道(Q、Q, ) 2、天顶(Z)天底(Z,)和真地平 3、天子午圈、四方点、和卯酉圈 4、黄道和黄极 5、二分点和二至点 6、天极在天球上的位置 h北,1、天极和天赤道：,天极：P 过天球中心做一与地球自转轴平行的直线（天轴），它与天球相交的两点为天极。 天赤道：QQ 过天球中心做一与天轴垂直的平面（天赤道面），它与天球相交的大圆为天赤道。,2、天顶、天底和真地平,天顶：Z 过天球中心做一直线与观测点的铅垂线平行，交天球于两点，位于观测者头顶的一点称天顶。 天底：Z 与天顶相

4、对的另一交点为天底。 真地平：过天球中心做一与铅垂线垂直的平面，与天球相交的大圆为真地平。,3、天子午圈、四方点、卯酉圈,天子午圈：过天极和天顶的大圆。 四方点：天子午圈与真地平相交的两点为南北点，（靠近北天极的为北点）天赤道与真地平相交的两点为东西点。 卯酉圈：过天顶和东西点所做的大圆弧。,4、黄道与黄极,黄道：过天球中心做一与地球公转轨道平面平行的平面为黄道面，与天球相交的大圆为黄道。 黄极：黄道所对应的两个极点。 黄赤交角：黄道与赤道的交角。230.5,5、二分点、二至点,二分点： 黄道与天赤道的两个交点。 春分点；秋分点 二至点： 黄道上与二分点相距900的另两个点。 夏至点；冬至点,

5、当地的地理纬度等于北极星的高度,练习,天子午圈与地平圈的两个交点是（ ）（ ）； 天子午圈与卯酉圈的两个交点是（ ）（ ）； 天赤道与黄道的两个交点是（ ）（ ）； 天赤道与地平圈的两个交点是（ ）（ ）；,2 天球坐标系,一、地平坐标 基本点：天顶 天底 基本圈：真地平 地平高度 h: 由真地平沿过天体的地平经圈向天顶、天底量度 （00 900） （天顶距 Z): Z900h 方位角 A: 起始点：南点 北点 由南点或北点沿真地平顺时针度量到过天体的地平经圈 （00 3600）,二、时角坐标,基本点：天极 基本圈：天赤道 赤纬 ：由天赤道沿过天体的赤经圈向两极方向度量 （00 -900） 时

6、角 t： 起始点：子午圈与天赤道南边的交点。 由起始点沿天赤道顺时针量至天体所在赤经圈 （0h 24h）,三、赤道坐标 赤纬 ：同上 赤经 ： 起始点：春分点 由春分点沿天赤道逆时针方向量至天体所在赤经圈 （0h 24h) 春分点的时角： tr (t),* 天体的中天,1、上中天：在天极以南过子午圈。 2、下中天：在天极以北过子午圈。 1、上中天： 在天顶以南：； Z 在天顶以北：； Z 2、下中天： Z1800（） Z（900） （900）,900,四、黄道坐标,基本点：黄极 基本圈：黄道 黄纬： 由黄道沿过天体的黄经圈向两边度量 （00 900） 黄经 ： 起始点：春分点 由春分点沿黄道逆

7、时针量至天体所在黄经圈与黄道的交点 （00 3600),为何地球会有昼夜变化 ？,3 天体的周日视运动,地球的自转 天体的周日视运动 太阳自东向西在周日平行圈上每日运行一周 所有天体的东升西落。,在地球赤道地区看到所有天体都垂直于平面做圆运动,在中纬地区看到的天体的周日视动,在地球的南、北极地区看到所有天体都平行于地平圈做圆运动,不同纬度处的天体的周日视运动： 1、极区 2、赤道区 3、中纬度区,二、永不上升与永不下落天体,1、永不下落天体： （900） 永不上升天体： （900） 2、地理纬度越高，这类天体越多： 极区：各半； 赤道：无,这是北天恒星周日视运动的照片。每条弧线都是一颗恒星穿过

8、夜空的轨迹。图(a)的暴光时间约为1小时，图(b)约为5小时。,为何四季星空不同,1.8、天体的周年视运动,地球的公转 天体的周年视运动 太阳自西向东在黄道上每年运行一周 造成四季星空的不同,公转和自转轴倾斜 是四季变化的原因,昼夜的长短 阳光入射角度的变化,日地距离有周年变化 （差510万公里）3%AU,黄道12宫: 太阳穿行于12宫的时间,黄道12星座歌 双鱼救羊牛入水， 二子烹蟹狮腾空。 室女执秤蝎尾翘， 人马收羯入宝瓶。,太阳的周年视运动轨迹：黄道 运动方向： 自西向东,当太阳位于： 春分点时:（3、21） 0h 00 夏至点时:（6、22） 6h 230、5 秋分点时:（9、23）

9、12h 00 冬至点时:（12、22） 18h 230、5,太阳周年视运动和四季星空变化,太阳周年视运动是地球公转的反应,古人很早就注意到了四季星空的变化。 斗柄东指，天下皆春； 斗柄南指， 天下皆夏； 斗柄西指， 天下皆秋； 斗柄北指， 天下皆冬；,东,练习及课后思考：,1、织女星(=18h35m)在春分点上中天时的时角为多少。当织女星的时角为 0时春分点的时角为多少？ 2、在北京（=400）当织女星（ =380.8）上中天时的地平高度为多少？ 4、在我国某地看到一颗永不下落的恒星，下中天时的高度为200，上中天时的高度500，该星的赤纬为 多少，？观测地的纬度为多少？,时间计量,时间是建立

10、在物质运动和变化的基础上的，时间和空间都是物质存在的基本形式，物质的运动与变化永远是在时间和空间中进行的。脱离了物质，脱离了物质的运动和变化，时间和空间都将是毫无意义的。,时间是什么？,时 间 的 计 量,1、建立时间系统的目的 判别和排列事件发生的先后顺序和运动的快慢。,时间有 “间隔”、“时刻”两个含义 时刻：事物运动中，某一状态发生的瞬间。 间隔：事物某一运动过程所经历的时间。,2000,2001,2002,2003,2004,2、时间计量包含,3、基本原则,选择某一运动规律已掌握，运动状态可观测到的具体事物。 选取该事物的某一运动过程为时间的基本单位。 选取该事物的某一运动状态为时间计

11、量的起算点。,先民日出而作，日入而息， 太阳是天然的钟表。,1、 时间计量系统,一、恒星时： 定义：以春分点的周日视运动为依据建立的时间系统。 时间单位：恒星日春分点连续两次上中天的时间间隔。 起始点：上中天,恒星时在数值上,等于春分点的时角 S = tr = + t 当任一恒星上中天时 t=0 即s=,二、真太阳时,定义：以太阳视圆面中心的周日视运动为 依据建立的时间系统。 时间单位：真太阳日真太阳连续两次下中天的时间间隔。 起始点：下中天 真太阳时 以真太阳的时角度量： m t12h,1、真太阳时比恒星时每日约长4分钟,太阳在周日视运动的同时，又以逆时针方向做周年视运动，每日在黄道上自西向

12、东约运行1度，因此真太阳时比恒星时约长4分钟。 m s 3m56s,北极点,子午线,春分点,周年,周日,赤道,2、真太阳时的缺陷,（1）太阳在黄道上的运动不均匀。 （地球公转轨道为椭圆） （2）即使太阳在黄道上运动均匀，由于黄赤交角的存在，投影在赤道上的太阳时角变化也不均匀。,三、平太阳时,1.平太阳： 引入的一个假想参考点。 在黄道上建立第一个辅助点 在黄道上均匀运动，其速度等于真太阳的平均速度，并与真太阳同时过近日点和远日点。 在赤道上建立第二个辅助点 在赤道上匀速运动，其速度等于真太阳的平均速度，与第一辅助点同时过春分点和秋分点。 第二个辅助点为在赤道上做匀速运动的平太阳。,2、平太阳时

13、,定义：以平太阳的周日视运动为依据建立的时间系统 时间单位：平太阳日平太阳连续两次上中天的时间间隔 起始点：下中天 平太阳时以平太阳的时角度量 m = tm + 12h,春分点,赤道,黄道,四、时差 真太阳的时角与平太阳的时角之差。,时差： = t t m 时差的零点与极大值： 一年中四次为零 四次为极大值,2 地方时、世界时、区时,计量系统的地方性 （以地球自转为基础） 恒星时、真太阳时、平太阳时是以春分点、真太阳、平太阳为参考点，以过当地子午圈的时刻为起算点，以时角度量的。 对于观测者，只要位于不同的地理经圈，就对应不同的天子午圈，因此，参考点过的天子午圈不同，所得时刻也不同。,1、地方时

14、,定义： 以本地子午面为起算平面， 根据任意量时天体所确定的时间。（s、m 、m） 地方时与地方经度的关系： 在同一计时系统内，任意两地同一瞬间测得的地方时之差，在数值上等于这两地的地方经度之差。 A -B = mA mB = tA tB SA SB = tA tB = A -B,2、世界时与区时,世界时：（S、M、M） 以本初子午线为标准的地方时为世界时 （= 0h ） m - M = s - S = （ + 东、 - 西 ）,本初子午线,区时（Th）为平时系统 （ N = N150）,把全球分成24个时区，每区跨经度150，各区把中央经线的地方时作为本区统一使用的标准时。这样的区域称为时区

15、 ；这样的时间称为区时。,3、国际日期变更线日界线,日界线：太平洋中经度1800线（避开陆地与岛屿画出的一条国际日期变更线）。 日界线东西两侧是东12时区与西12时区重合的区域，时分秒相同，但日期相差一天。 由西向东每过一个时区，就要增加一个小时，因此，由西向东越过日界限，日期减少一天；而由东向西越过日界限，日期增加一天。,练习及课后思考： 1、乌鲁木齐（87 031 E）与北京（116019 E）的地方时刻之差是多少？ 2、当北京（=8 h）的恒星时为8 h45 m时，某地的恒星时指在5 h30 m，问：该地的经度是多少？ 3、在某地（=6 h56 m20 sE）5月6日用日晷测得真太阳时1

16、0 h02m，求相应的北京时间及地方平时。（时差为3 m24 s） 9h58m36s 10h47m42s 4、已知某恒星的=20 h38 m，当 S=23 h17 m时，该恒星的时角等于多少？ 5、某人10月1日9时从北京飞往纽约（西五区）11小时后到达，当地时间为几月几日几时？,3、现代时间服务,时间计量工作的三项内容 测时、守时、授时 测时:测定恒星的瞬时位置，经过归算获得准确时刻（圭表、日晷、中星仪等）,守时,用守时工具把所测时间持续下去.是整个时间工作中最关键的一环，它的任务是产生和保持高精度的准确时间 . （滴漏、沙漏、计时香、天文钟、石英钟、原子钟）,惠更斯摆钟,布拉格市政厅天文钟

17、,多级漏壶,地球,电台,用户,授时：时间服务、播时,把测得的时间用各种手段播报出（鸣锣击鼓、无线电报时、电视系统授时）,一、世界时（UT）的改正：,定义： 0o的地方平时 M 测定： UTtm12h（Sm）12h,世界时不是一个均匀的时间计量系统影响的因素 扰动地球自转的各种力,1、极移：地球瞬时自转轴在地球本体内的运动。（地极移动造成地理经纬度的变化） 地极移动(以地方子午线为参考来测定世界时),1984-2002,2、地球自转不均匀 （地球自转速度变化）,长期变化：自转减慢，日长增0s.0016百年 月球引力引起的海洋潮汐 潮汐作用相当于把地球自转向回拉使一天变长, 将来终有一天的长度相当

18、于现在一个月 根据中国日食记录 约1亿年前, 一天只有现在的 20小时长 季节变化: 自转上半年慢，下半年快 0s.001（大气环流） 不规则变化: 时快时慢。（各种因素）,UT的三种系统,显然，地球自转速率的不均匀性和极移的影响都包含在世界时中。 1956年起，把世界时划分为三种： （1）UT0：天文台直接测量的结果 （2）UT1：对UT0做经度的修正 UT1UT0 （3）UT2：对UT1做季节变化的改正 UT2UT1Ts UT2系统不仅含有地球自转的长期变化及不规则变化，同时还受经验改正Ts不够严格的影响，它并非是一个均匀的时间计量系统。 （地球钟的稳定度0.710-9 秒）,由于地球自转

19、的不均匀性使得天文方法所得到的时间（世界时）精度只能达到3年不差一秒，这已无法满足二十世纪社会经济各方面的需求。于是，一种更为精确和稳定的时间标准应运而生，这就是“原子时”，它的稳定度能够达到30万年不差一秒。目前世界各国都采用原子钟来产生和保持标准时间。,二、原子时 （TAI）,定义： 原子钟的稳定度达10 -13 （高1万倍） （物理时） 以原子内部的运动规律为基础建立的时间计量系统。 时间单位： 原子时秒 （SI）：在海平面上铯原子133基态的两个超精细能级在零磁场中跃迁辐射振荡9192631770周所持续时间。 （以历书时ET秒长定义）,1960 年世界度量衡标准会议定义 公元1900

20、年为“平均太阳年”。秒定 义更改为：一秒为平均太阳年之 31556925.9747 分之 一，称1历书秒。 历书时的特点： 1.时间均匀；2.不易获得，精度低 。 1960年启用，1967年后原子时取代了历书时，1984年后停用。,历书时（ET ，Ephemeris Time ）,1H,199Hg+,9,192,631,770,133Cs,定义时间 - 基本单位(SI秒定义) 原子时秒 （SI）：位于海平面上的铯133原子基态两个超精细能级间在零磁场中跃迁辐射振荡 9,192,631,770 周所持续的时间为一个原子时秒。,1,420,405,752 Hz,起始点：为1958年1月1日 UT

21、= 0h。 （即规定此瞬间原子时TAI与世界时UT重和。事后发现当初取的这一瞬间并非重合，而是相差了-0 s.0039，并一直保留下来。） UTTAI0 s.0039 ET=TAI+32s.84 原子时自1972年1月1日0时正式启用。 靠全世界100多台原子钟维持，经国际时间局统一进行数据处理，由各授时单位向全世界发布。 （国家授时中心）,老的时间定义：基本单位是日、回归年， 再划分 时、分、秒。,新的时间定义： 基本单位是秒， 分、时、日、年由秒累加得出。 原子钟不仅用来计量时间，它本身 就是时间标度产生器。,三、协调世界时（UTC）（协调原子时秒长与世界时时刻的时间计量系统）,世界时与原

22、子时的折衷协调产物 大地测量、天文导航、空间探测器的跟踪、定位需要以地球自转为依据的世界时时刻，精密校频等物理领域则要求以原子时为基准的均匀时间间隔。 由于世界时的秒长逐年增加,势必造成世界时落后于原子时，一年内可累计达1秒左右。为避免原子时与世界时产生太大的偏离，1975年决定采用UTC系统。,UTC系统,时间单位：原子时秒（SI） 协调：用跳秒（也叫闰秒即增加1s或减少1s）的方法，使其与世界时（UT1）的偏离在0s9之内。（通常是正闰秒） 调整时刻：每年首选是12月31日和6月30日或 3月31日和9月30日的最后一秒，由国际地球自转服务中心局（IERS）根据天文观测做出决定，并预先通知

23、。 启用时间：1972、1、1 UTC系统有高的精度和稳定性。,一、制历的基本原则： 1、历法：推算年、月、日的时间长度，协调它们的关系，制定一定的时间序列法则。 地球、月球的运动给出三种天然的 时间单位：日、月和年。,4 历 法,年：以地球公转为依据、四季变化的周期。 1回归年365.2422平日 月：以月球公转为依据、月相变化的周期。 1朔望月29.5306平日 日：以地球自转为依据、昼夜交替的周期。 这是三种完全独立的运动，没有简单的通约关系，日是基本单位不能分割，这种整日数的年和月为历年、历月。,2、历法的制定原则,（1）尽可能准确反映天文客观规律的历法，才能正确的反映天象和四季变化。

24、 （2）日历要简单、明了、易记。宁可牺牲精度以满足简单。 （3）有通用性，能为广大地区所接受。,3、主要有三种类型,（1）太阴历：（回历）以朔望月为基本单位。 （2）太阳历：（公历）以回归年为基本单位。 （3）阴阳历：（农历）以朔望月计月，以回 归年计年，二者兼顾。,二、太阴历（回历）,定义：以朔望月为基础，朔望月=29.5306日 规定：每年12个月，大月30天 、小月29天，平均29.5天。 12个太阴月：29.512354日 12个朔望月：29.530612354.36708日 一年 相差8小时48分36秒 置闰：为保证每年的年初与月初都为残月， 30年加11个闰日。,置闰：30年11闰

25、 太阴历年长： 354 11/30 = 354.3666日 12个朔望月：29.530612354.36708日,30年的历年长：354301110631日 30年朔望月长：29.5306123010631.0124日 30年共差17 m1 s，一年差41 s.5 在30年的第2、5、7、10、13、16、18、21、24、26、29年为闰年，闰日加在闰年的最后一天。 （可保证朔在月初和年首）,优点：日期与月相吻合的较好 缺点：历年长354 1130 354.3666日 与回归年365.2422 比，一年就相差11日左右 ，3年就要短1个月，约17年就会出现月序与季节倒置的现象。(2005年1

26、1月3日、2006年10月24日、2007年10月1？日） 因此，岁首逐年提前，与季节完全脱节。目前只有少数伊斯兰国家和地区在宗教节日上使用。,三、太阳历（公历）起源于古埃及,现公历（格里高利历）的前身是儒略历：是罗马的儒略.凯撒于公元前46年仿照古埃及历法制定的。 儒略历 定义：以回归年为基础, 回归年=365.2422日 规定：每年12个月，大月31天（单）、小月 30天（双）、2月（处决人犯的月份）平年29天。 年首：每年冬至后第十天。 置闰：每隔三年一闰，闰年366天，加在2月。 平均 历年长：365 14365.25日 回归年长：365.2422日 400年差3天。,儒略.凯撒于公元

27、前45年逝世，掌权的僧侣把“每隔三年一闰”误解为“每三年一闰”。这样在短短的33年，就多了3个闰年。,公元前8年 奥古斯都对历法又一次改革 1、从公元前8年到公元3年不再闰年，把多闰的3年扣回。 2、将他出生的8月改成大月，有1、3、5、7、8、10、12为大月（31天），4、6、9、11月为小月（30天），平年2月28天。,公元1582年： 测得太阳3月11日过春分点比规定的3月21日提早10天，历日与天象不符，必对历法进行修正。,格里历：罗马教皇格里高利十三世对历法又作了一次重大改革，定形为今天的公历。 1、规定：1582年10月4日的第二天为10月15日。 2、改为400年97闰：凡是年

28、数可被四整除的为闰年，世纪年要被400整除才是闰年。 格里历平均历年长：365 97400365.2425 回归年长： 365.2422 25s.9 1年 ； 2h52m 48s 400年 3300年才差一天,优点：与季节相吻合,缺点： 月只是一个过渡单位，与月相无关。 我国1912年采用格里历，但不用其纪年，直到解放后才采用。,纪年,公历的纪元是人为的、带有宗教色彩。在公元532年罗马教皇宣布基督诞生的那一年为公元元年。而不是儒略 凯萨下令修改历日的开始时间。 在公元532年后宣布532年前一年为元年。是出自宗教的需要，4是闰年周期数；19是朔望月周期数；7是星期的天数。4197532，保证

29、复活节过532年会在同一日期、同一月相、同一星期序数重复出现。,星期的概念,体现了不同民族文化的奇特结合。 人类命运受星辰影响最初来自巴比伦，他们认为：日、月、火、水、木、金、土星逐日轮流主管天上的事务，人们逐日轮流祭拜，七天一循环，慢慢就形成了星期。 我国古代把日、月和五星称为七曜，为日曜日、月曜日、火曜日、水曜日、木曜日、金曜日、土曜日，后来就称星期几。,四、阴阳历： （农历）,历月长：大月30天、小月29天，大小月不固定， 依实际天象推算。 历年长：使其平均历年长与回归年长尽量一致。 置闰：19年加7个闰月 平年 12个月 354或355天。 闰年 13个月 383或384天。,19年7

30、闰,19个回归年长： 365.2422196939.6018 19个历年长： 29.5306（19127）6939.68865 19年相差2h 05m 04 s 闰月大致在第3、6、9、11、14、17、19年。,4、二十四节气 农历中表示太阳位置的特殊方法,每一节气太阳黄经均匀增加15度， 但时间间隔不同 节气 中气 节气 中气 立春 3150 雨水 3300 惊蛰 3450 春分 00 清明 150 谷雨 300 立夏 450 小满 600 芒种 750 夏至 900 小暑 1050 大暑 1200 立秋 1350 处暑 1500 白露 1650 秋分 1800 寒露 1950 霜降 21

31、00 立冬 2250 小雪 2400 大雪 2550 冬至 2700 小寒 2850 大寒 3300,二十四节气歌,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， 最多不差一两天。 上半年来六、廿一，下半年来八、廿三。,5、农历的闰月,只能加在无中气的月份 农历月：29或30天 二十四节气的平均间隔： 365.24221230.4368日 30.436829或30 这样无中气的月为闰月，前一月是几月就闰几月。,阴阳历的特点,1、以月相定日序，朔为初，两朔间隔定大小月。 2、以中气定月序 ，无中气为闰月。 3、二十四节气与阴阳历并行 ，阴阳历用于记事，二

32、十四节气安排农时。,五、阳历的改革,1、一年四季 每季3个月 一年12个月 2、每季 1月31天 2月30天 3月30天 共计91天 每季第1天为周日 最后一天为周六 3、每年 914364 上半年：182 下半年：182 365364 1 为国际性节日 4、闰年加一天放在6.30之也为国际性节日。,2、6 儒略日（JD）,定义：一种不用年、月的长期纪日法 起算点：公元前4713年儒略历1月1日 世界时12点。 优点：便于计算相隔若干年两事件的天数 改进儒略日（MJD）： 起算点：1858.11.17 世界时零时 MJDJD 2,400,000.5 注：公元前4713年，天文上计为- 4712

33、年。,天文望远镜,仙女星系，距离300万光年,人们怎样去研究如此遥远的天体？,4.1、人们获得天体信息的渠道,1、电磁辐射 电磁辐射 (electromagnetic radiation) 宇宙线 (cosmic rays) 中微子 (neutrinos) 引力波 (gravitational wave) 电磁辐射是其中最为重要的一种,Homestake金矿中微子实验室,2、宇宙线 天体发出的高能粒子流,主要是电子、质子、粒子（氦原子核）等。 虽然它们运动很快、穿透力强，但由于它们带有电荷，在到达地球表面之前，不仅会和途中物质发生相互作用，而且会受到宇宙空间磁场的影响，不断改变运动方向。因此很

34、难判断它们的真实源头，在使用它所携带信息上有一定困难。,3、中微子,一种以光速运动的基本粒子，其穿透力极强，停止一个中微子的运动要厚达1光年的铅板。很少与其他物质发生相互作用，可以轻易地从天体内部深处跑出来，带出其他媒体无法传递的信息。现在虽可以探测到它的存在，但还没有很有效的设备去了解和研究它所携带的信息。,美国南达科他州一废金矿井深处的中微子探测器 在那里放置了38万升全氯乙烯纯净液体，捕捉中微子，使氯变氩，记录中微子数量的 。,1.6 km,C2Cl4,中微子探测器,宇宙线,100,000 gal. tank,金矿,4.引力波,根据广义相对论，引力也可以形成辐射作为天体信息的来源。 引力

35、是一切物质都具有的属性，其大小和物质的质量成正比。天体运动发出的引力波，会携带天体运动状态的信息。目前，虽有一些间接证据，但还很难直接探测记录。 虽然原则上可以从四种来源搜集天体的信息，但迄今为止最主要的来源仍是电磁辐射。,电磁辐射是由发生区域向远处传播的电磁场。 它以变化的电磁场传递能量、是具有特定波长和强度的波（波动性） 波长范围：0.01 30 m 1 ngstrom = 10-10 m (波长)(频率) 光速c = 31010 cms-1,根据波长由长到短，电磁辐射可以分为射电、红外、光学、紫外、X射线和射线等波段，可见光又可分解为七色光,2、大气窗口(atmospheric wind

36、ow),地球被一层厚厚的大气层包围，为我们提供了充足的氧气、适宜的温度，保护人类免受来自太空的不速之客，如流星、粒子辐射等等的袭击。但同时这层“面纱”吸收了大部分波段的电磁波，宇宙中的各类天体发射着从波长106米-10-14米范围内的电磁辐射 ,地面上只能通过两个窗口光学和射电去观察星象。50年代人造卫星的上天，使得天文学从地面观测跃进到空间观测，从狭窄的光学波段、射电波段扩展到整个电磁波谱。,不透明度,不同辐射波段的太阳,光学,紫外,X射线,射电,不同辐射波段的银河系, 4.2、 天文望远镜,在电磁辐射中，通常肉眼可见的星光一直是天文学发展的基本来源。,光学望远镜 的分类,1、折射望远镜：

37、利用光线通过凸透镜的折射聚光形成光路。 2、反射望远镜： 利用曲面反射镜聚光形成光路。 3、折反射望远镜： 用球面反射镜为聚光主镜，在主镜前加一特殊形状的改正透镜， 用来改进球面镜的成象条件。,1、折射望远镜,1）伽利略式：正像，视场小，不能安装叉丝。 2）开普勒式：视场大，便于安叉丝，反像。 物镜、目镜由不同折射率的光学玻璃复合成的。,意大利物理学家伽利略（1564-1642）,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。 1609年，伽利略制成了两架最早的天文望远镜 ，发现了望远镜具有“增加聚光本领和放大视角”的作用。,伽利略把自制的口径4.5厘米，放大倍率3

38、3倍的望远镜指向天空，很快发现了月球上的环形山、围绕木星运转的四颗卫星、金星的盈亏现象、日面上的黑子、银河由无数暗弱恒星构成等现象。,开普勒,德国的开普勒（1571-1630）在伽利略制成天文望远镜 后两年，提出了一种新型的望远镜，这种望远镜被称为开普勒式望远镜。,伽利略式：以凸透镜做物镜，凹透镜做目镜。成正像，制造简单造价低廉，普通观剧镜多采用这种光学系统。缺点是视场小、放大率小、不能在目镜端加装十字丝。目前在天文观测中不采用这种类型的望远镜。 开普勒式：以凸透镜做物镜，凸透镜做目镜。是将物镜所成的实像用凸透镜组的目镜放大，获得倒像，由于其视场大，在目镜组中可以安装十字丝或动丝，天文观测中多

39、采用此种类型的望远镜。,17世纪望远镜刚出现时，不仅口径较小，而且成像质量相当差。因为当时的物镜都是单透镜，像差，特别是其中的色差非常严重，它使观测到的天体不能呈现出清晰的像，而是带五颜六色光圈的像斑。,这种像差的成因当时尚未弄清楚，但当时人们已经发现，当透镜曲率变小，焦距变长时，色差就会减小，成像质量就比较好。于是天文学家相继采用长焦距的望远镜。,早期折射望远镜,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。,消色差折射镜的出现,牛顿从理论上弄清了色差的成因，但错误的做出折射物镜色差无法消除的结论。由于牛顿极高

40、的威望，不少人盲从了他的观点。直到18世纪30年代，英国数学家C.M.霍尔发现，用冕牌玻璃作凸透镜，用火石玻璃作凹透镜，所制成的复合透镜能消除色差。,由于消色差折射物镜的制成，人们再也不用为减少色差而拼命加长物镜的焦距了。从此后，折射望远镜的镜筒便大大缩短了。,1897年制造的1.02米（美国叶凯士天文台）的折射镜仍是世界之最。,2、反射望远镜,1）主焦点式：反射镜为抛物面 2）牛顿式：反射镜为球面镜，加上平面镜 3）卡赛格林式：主镜为抛物面镜，副镜为凸的双曲面镜 4）RC系统：凹双曲+凸双曲（改进型） 5）折轴式：加入几块平面镜使光束从极轴方向射出,反射望远镜的主焦点式反射镜为抛物面,牛顿式

41、反射镜为球面镜,卡塞格林式抛物面、凸的双曲面镜。,折轴式,牛顿反射望远镜,为了根本消除色差，牛顿干脆不用光的折射特性，而用反射特性。 1668年，他制成了第一架反射望远镜，物镜是凹球面金属镜，物镜焦点前装一块和光轴成45 的平面反光镜，将星光反射到镜筒一边，用目镜观察。,赫歇尔的望远镜,1781年3月13日，英国天文学家威廉.赫歇尔（1738-1822）用他自制的口径15厘米的反射镜发现了天王星，把太阳系的尺度扩大了一倍。 发现了天王星后，赫歇尔磨制的望远镜口径越来越大，他是使反射镜大型化的始祖。,1789年赫歇尔制成当时世界上最大的望远镜。口径1.22米，焦距12.2米。,这是国家天文台兴隆

42、观测站的2.16米光学望远镜。它的光学系统包括一个有焦比为f/9的R-C光学系统和焦比为f/45的Coude(折轴)系统。这架望远镜主要用于光电观测和光谱观测。,卡焦(R-C)系统的焦距为1944cm，视场11”.61,加改正镜后可达53，配有CCD，可直接成像和中色散的光谱拍摄。 折轴系统的焦距为9720cm，,3、折反望远镜,1）施密特式： 球面反射镜+复杂的折射改正透镜。 2）马克苏托夫式： 球面反射镜+弯月形折射改正透镜。 为了使视场边缘的星象没有渐晕，一般反射镜为改正镜口径的1.5倍。,施密特望远镜是折反射系统，系统中的主镜为一个球面反射镜，在球心处，物镜的前面还配置了一个改正透镜，

43、用以改正反射镜的像差。这种系统是一个可以得到大视场的优质成像系统。一般施密特望远镜有效视场可达5度。,它的特点是相对口径很大(甚至可大于1)，光力强，同样口径下，比其它望远镜的视场大，像质优良，一般施米特望远镜有效视场可达5度。适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体。小型目视望远镜若采用折反射卡塞格林系统，镜筒可非常短小。 世界上几乎所有的全天照像星图都是施密特望远镜完成的。世界上最大的施密特望远镜是卡尔施瓦茨希尔德天文台1340/2000望远镜 。,施密特望远镜,帕洛马天文台 1.22米施密特望远镜50年代对北天进行了照像巡天，对亮于21m的天体全部拍了照片，每张照片是6.66.6，这就是

44、著名的“帕洛马天图”，它对天体物理和天体测量工作都有极大的推动作用。,位于智利的欧洲南方天文台的施密特照相仪（1000/1620）1972年,一、师大天文台望远镜简介,1、曾宪梓楼天文台 主镜： 反射望远镜 卡塞格林系统 （ RC系统：凹双曲+凸双曲） D:40cm F:600cm 附镜： 折射望远镜 开普勒式 D:15cm F:198cm 配有: 照相机、光谱摄谱仪、投影仪,2、科技楼天文台,主镜： 折反射望远镜 施密特-卡塞格林系统 D:40cm F:400cm 电脑控制 存储有： M - 梅西叶星表 S - 行星与恒星 CNGC - 新天体表 可做 ccd照相 ， 不能白天观测 。,3、

45、物理楼天文台,主镜： 折射望镜 D:13cm F:195cm 导星镜：折射望远镜 D:3cm F:50cm 手动： 利用刻度盘寻找天体 可以自动跟踪, 4.3、望远镜的性能,天文光学望远镜的性能指标 评价一架望远镜的好坏首先要看望远镜的光学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪精度是否优良。 望远镜的光学性能指标，主要有六个参量: 有效口径 相对口径(光力) 放大率 贯穿本领(极限星等) 分辨本领 视场,1）口径 D I D 2,物镜起集光作用的直径，口径越大收集的辐射越多越能观测到暗弱的天体。 口径愈大能收集的光量愈多，即聚光本领就愈强，口径愈大愈能观测到更暗弱的天体。因而，大口径显示着探

46、测暗弱天体的威力大，这是因为望远镜接收到天体的光流量与物镜的有效面积（r2）成正比。,此两幅照片曝光时间相同，但下面的照片所用望远镜的口径大两倍。,2）相对口径 A： A = DF,望远镜的光力也叫相对口径，即口径D 和焦距F之比， A=D/F 。 光力A的倒数叫焦比(1/A= F/D)。 师大科技楼望远镜的口径D=40cm,焦距F=4m,焦比为：F/10,则其光力 A=1/10。,光力 (A)：,望远镜的光力大，观测有视面天体（如太阳、月亮、行星、彗星、星系和星云等）越有利，因为观测到天体的亮度与光力A2成正比。例如，天文学家为了研究太阳的精细结构和细致的活动情况，需要通过望远镜呈现出一个大而明亮的太阳像，这需要口径大，焦距长的望远镜来观测。又如彗星观测，要研究它的形状，彗头、彗尾等结构也需要用光力大的望远镜。 相反，对于恒星的研究，望远镜的口径大、光力小 ，才能观测到更暗弱的星。,3）分辨角 ： 分辨角：两天体的像刚刚能被分开时，它们所对应的是天球上两点的角距离。 根据光的衍射原理，分辨角为： （弧度） = 1.22/D 式中D为望远镜的口径；为入射光的波长 若分辨角用角秒为单位 (1弧度=206265) 波长用目视观测最敏感的