如何确定某个天体的位置?请详细说明.

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如何确定某个天体的位置?
请详细说明.

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天文学基础知识
1.星座中星星的命名规则
星座中星星的命名规则是这样的：按照每颗星星的亮度,从明到暗,每颗星各由一个希腊字母代表.当所有二十四个希腊字母用完后,接着再用阿拉伯数字表示.
2.“星等”的概念
“星等”是天文学上对星星明暗程度的一种表示方法,记为m. 天文学上规定,星的明暗一律用星等来表示,星等数越小,说明星越亮,星等数每相差1,星的亮度大约相差2.5倍.我们肉眼能够看到的最暗的星是6等星（6m星）. 天空中亮度在6等以上（即星等数小于6）,也就是我们可以看到的星有6000多颗.当然,每个晚上我们只能看到其中的一半,3000多颗.满月时月亮的亮度相当于-12.6等（在天文学上写作 -12.6m）；太阳是我们看到的最亮的天体,它的亮度可达-26.7m；而当今世界上最大的天文望远镜能看到暗至24m的天体.
我们在这里说的“星等”,事实上反映的是从地球上“看到的”天体的明暗程度,在天文学上称为“视星等”.太阳看上去比所有的星星都亮,它的视星等比所有的星星都小得多,这只是沾了它离地球近的光.更有甚者,象月亮,自己根本不发光,只不过反射些太阳光,就俨然成了人们眼中第二亮的天体.天文学上还有个“绝对星等”的概念,这个数值才真正反映了星星们的实际发光本领.
3.“天球”的概念
天文学上为了与人们的直观感觉相适应,把天空假想成一个巨大的球面,这便是天球.天球的中心自然就是我们地球,它的半径无穷大.天球只是人们的一种假设,是一种“理想模型”,引入天球这一概念,只是为了确定天体位置等方面的需要.
4.“天赤道”和“天极”的概念
天文学上,确定天体位置的方法与地球表面非常相似,也是通过经纬坐标系来实现.最常用而且最重要的天球坐标系,就是赤道坐标系.
地球赤道所在平面与天球的交线是一个大圆,这个大圆就称为“天赤道”,它就是赤道在天球上的投影；向南北两个方向无限延长地球自转轴所在的直线,与天球形成两个交点,分别叫作北天极和南天极.“天赤道”和“天极”是天球赤道坐标系的基准.
5.“黄道”与黄道星座
太阳在天球上的“视运动”分为两种情形,即“周日视运动”和“周年视运动”.“周日视运动”即太阳每天的东升西落现象,这实质上是由于地球自转引起的一种视觉效果；“周年视运动”指的是地球公转所引起的太阳在星座之间“穿行”的现象.
天文学把太阳在天球上的周年视运动轨迹,称为“黄道”,也就是地球公转轨道面在天球上的投影.太阳在天球上沿着黄道一年转一圈,为了确定位置的方便,人们把黄道划分成了十二等份（每份相当于30°）,每份用邻近的一个星座命名,这些星座就称为黄道星座或黄道十二宫.这样,相当于把一年划分成了十二段,在每段时间里太阳进入一个星座.在西方,一个人出生时太阳正走到哪个星座,就说此人是这个星座的.
由于我们只有白天才能看到太阳,而这时是看不到星星的.所以太阳走到哪个星座,我们就恰好看不见这个星座.也就是说,在我们过生日时,却恰恰看不到自己所属的星座.
6.“赤经”、“赤纬”的概念
在天球的赤道坐标系中,天体的位置根据规定通常用经纬度来表示,称作赤经（α）、赤纬（δ）.我们知道,赤道和地球的公转轨道面也就是黄道是不重合的,二者间有23°左右的夹角（天文学中称之为“黄赤交角”）.这样,天赤道和黄道就有了两个交点,而这两个交点在天球上是固定不变的.黄道自西向东从赤道以南穿到赤道以北的那个交点,在天文学中称之为“春分点”,我们把通过这一点的经线定为天球赤道坐标系经线的0°. 与地球经度不同的是,赤经不分东经、西经,它是从0°开始自西向东到360°.而且,它的单位事实上也不是“度”,而是时间的单位时、分、秒,范围是0-24时.天球赤道坐标系的纬度规定与地球纬度类似,只是不称作“南纬”和“北纬”,天球赤纬以北纬为正,南纬为负.
7.“恒显圈”与“恒隐圈”
地球上不同纬度的地区,所能看到的星座是不一样的.对于某一地点,有些星座是永远也看不到的；反过来呢,有些星座在那儿一年四季都看得见.对于一个地方来说,到底哪些星座能看到,哪些星座看不到呢?
这里有一个小窍门,假设一个地点的纬度是φ,那么赤纬小于-(90°-φ)的天体在这里就永远看不到.反之,凡是赤纬大于(90°-φ)的天体,在这里就总能看到. 因此,在天文学上,赤纬(90°-φ)称为这一地区的“恒显圈”,而赤纬-(90°-φ)叫做该地区的“恒隐圈”.
比如在北京,赤纬50°就是北京地区的“恒显圈”,位于赤纬50°以上的星星老是在天上,永远也不会落到地平线下面去.而赤纬-50°叫做北京地区的“恒隐圈”,位于赤纬-50°以南的星星在北京就永远也看不到.
而在赤道上（纬度为0°）,即使赤纬是+90°和-90°的天体也能看到. 也就是说,赤道上没有“恒隐圈”,在赤道上各个位置的天体都看得见.反之,在地球的南北两极,则始终只能看到半个天空,另一半天空永远看不到,这两处拥有地球上最大的“恒隐圈”.
8.“岁差”的概念
地球就象是一个旋转的陀螺,而陀螺在旋转时,它的轴并不是垂直于地面完全不动的,而是在微微晃动,这种现象在物理学上称为“进动”.地球也是这样,它的自转轴在天空中的方向是不断变化的,并不总是指向某一固定点,这在天文学上叫做岁差.
9.天体的“自行”
人们肉眼可以看到的星有6000多颗.这些星可以分为两类：一种是行星,也就是太阳系的九大行星.古人观测天空,只看到离我们最近的水星、金星、火星、木星、土星,古人发现这五颗星的位置总在变化,这说明它们在天上不停地走来走去（这种“走动”,按现在的说法就是行星的“公转”）,因此称它们为“行”星.而对于另一类星,它们在天上的位置看上去总是固定不变（当然,这必须排除地球自转、公转造成的星星们看上去的“变动”）,所以称它们为“恒”星.
随着科学的发展,人们逐渐认识到宇宙中的运动是绝对的,而“静止”永远是相对现象.大量观测表明,恒星并不是固定不变的,它们也在运动.天文学上称之为恒星的“自行”.其实,恒星的运动如果与视线平行,我们是看不出来的.所以,自行的真正定义应该是恒星运动垂直于视线的分量.
恒星自行的绝对速度并不慢,往往比行星的运动速度快得多,只不过除太阳外的恒星离我们都太遥远了,它们跑得再快,从地球上看去也跟静止差不多.但经过上万年之后,恒星的位置变化就会较为明显.
10.“双星”、“聚星”和“星团”
不但看上去离得近,实际距离也很近的两颗星,通过万有引力互相吸引,彼此围绕着对方不停地旋转.只有这种关系,才能称作现代天文学意义上的双星.天文学上把双星中比较亮的一颗称为主星,比较暗的那颗称为伴星.
三颗或三颗以上靠引力聚在一起的星,称作“聚星”.如果聚星的成员超过了10个,一般就称之为“星团”.
11.“双重星系”、“星系群”和“星系团”
群星璀璨的星系,也和单个的星星类似,常常三五成群地聚在一起.与双星、聚星和星团类似,我们称他们为“双重星系”、“星系群”和“星系团”.对于双重星系,把较大的叫做主星系,较小的称为伴星系.
12.“星云”与“河外星系”的概念
宇宙空间的很多区域并不是绝对的真空,在恒星际空间内充满着恒星际物质.恒星际物质的分布是很不均匀的,其中宇宙尘埃物质密度较大的区域（此密度仍然远远小于地球上的实验室真空）,所观测到的是雾状斑点,称为星云.
星座介绍部分涉及到的星云类型,主要是“亮星云”和“暗星云”两种.星云本身并不能发光,所以“亮星云”其实是借助别人的力量才“发”光的.假如一片星云附近有一颗恒星,那这个星云就能反射恒星发出的光而现出光亮来,这就象月亮反射太阳光一样,这样的亮星云我们称之为反射星云；还有一类星云,在它们中间有一颗恒星,星云吸收恒星的紫外辐射,再把它转变为可见光发射出来,这样我们也能看见这个星云,这样的亮星云叫做发射星云.如果在一个星云附近和中央都没有恒星,那这个星云我们就不能看到,这样的星云我们就叫它暗星云.
河外星系（例如室女座和后发座的河外星系）,指的是银河系之外的其他星系,通常干脆简称为“星系”,它们都是与银河系属于同一量级的庞大恒星系统.河外星系一般用肉眼看不见,就是通过一般望远镜去观察,也还是一片雾气,跟星云简直一样.所以以前人们一直把它们也当做星云,称为河外星云.后来经过深入的研究,天文学家才发现二者完全是两码事：河外星云实际上是和我们银河系类似的星系,而上面所说的真正的“星云”,都是我们银河系的内部成员,是由气体和尘埃组成的.因此,现代天文学再也不用“河外星云”这个词了,而一律改称“河外星系”.
13.“变星”的概念
凡是能够观测到亮度变化的恒星,都称为变星.变星主要分为造父变星和食变星两类.
食变星实际上是双星系统造成的,两颗星彼此绕着对方旋转,其轨道面恰好和它们与地球的连线平行.这样,当比较暗的一颗星转到比较亮的那颗星和我们地球之间的时候,就把亮星的光遮住了一部分,于是总的亮度就减退了.当这颗暗星转到亮星的一旁或后面,不再遮光的时候,系统又恢复了最大观测亮度.这类变星的代表是英仙座的大陵五.
另一类变星的变光现象,确实是由它自己造成的,如仙王座的造父一.天文学家发现,造父一的直径是我们太阳的30倍,约4000万公里.它就像人体的心脏一样,总在不停地搏动——膨胀与收缩,直径前后相差达500万公里. 膨胀时它的亮度就减弱,收缩时亮度就增加,搏动的周期也就是它亮度变化的周期.像造父一这样由于体积的变化导致的变光称为“脉动变星”.有些脉动变星的变光周期与它的亮度有严格的对应关系,利用这一点,天文学家就可以确定它与地球之间的距离,因此这类变星又有“量天尺”之称.
14.恒星的颜色与其表面温度的关系
其他所有恒星也和太阳一样,是炽热的大火球.不过,它们的表面温度并不相同,天文学家发现,恒星的表面温度越高,它发出的光线的颜色越偏向紫色,温度越低,越偏向红色.因此,通过恒星的颜色,可以较为粗略地判断出该恒星表面温度的相对高低. 天文学常数
长 度
1天文单位（AU）=1.49597870E11米
1光年=9.460536E15米=63239.8天文单位
1秒差距（PC）=3.085678E16米 =206264.8天文单位 =3.261631光年
1英里=1.609344公里
1埃=1E-8厘米=1E-10米
时 间
日： 平恒星日（从春分点到春分点）=86164.094平太阳秒
地球平均自转周期（从恒星到恒星）=86164.102平太阳秒
平太阳日=86400平太阳秒
月： 交点月=27.21222日=27日5时5分35.808秒
分点月（春分点到春分点）=27.32158日 =27日7时43分4.512秒
近点月=27.55455日=27日13时18分33.124秒
朔望月=29.53059日=29日12时44分2.976秒
恒星时=27.32166日=27日7时43分11.424秒
年： 食年（黄白交点到黄白交点）=346.6200日
回归年（春分点到春分点）=365.2422日
格里历年=365.2425日
儒略年=365.2500日
恒星年=365.2564日
近点年=365.2596日
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