天文台建在山上 - 在天文学上用什么来确定天体的方位？

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在天文学上用什么来确定天体的方位？

1. 回答人: 匿名时间: 07-29 01:46:04

天体测量学的分支学科。主要内容是研究和测定各类天体的位置、自行和视差。其内容包括：①基本天体测量学，利用地面光学仪器，通过目视或电学接收器件测定天体的位置和运动，并综合观测结果编制基本星表。②照相天体测量学，利用照相方法，通过量度底片上的星象测定天体的位置和运动，并编制照相星表。③射电天体测量学，利用射电干涉技术测量射电源的位置。④空间天体测量学，利用空间技术通过卫星等空间飞行器在外层空间测量天体的位置和运动。由方位天文学的观测所建立的各种天球坐标系是天体测量学的基础，由方位天文学所获得的各种参数是研究恒星天文学的基本资料。方位天文学也为天体力学、宇宙学、大地测量学等相邻学科提供重要资料

2. 回答人: 匿名时间: 07-19 21:46:57

白道（Moon"s path）
月球绕地球公转的轨道在天球上的投景。它是天球上的一个大圆，与黄道相交于两点。月球在白道上从黄道以南运动到黄道以北的那个交点称为升交点，与此相对的另一交点称为降交点。白道和黄道的交角在4°57′～5°19′之间变化，平均值约为5°9′，变化周期约为173天。由于太阳对月球的引力，两个交点的连线（即交点线）沿着黄道与月球运行相反的方向向西移动，结果使月球绕行一周后并不返回原来的位置。交点线西移的现象称为交点退行。交点线每年移动19°21′，约18.6年完成一周，这就引起月球的赤纬变化。当升交点与春分点（见分至点）重合时，黄道位于白道与赤道之间，白道与赤道的交角为黄赤交角与黄白交角之和；当降交点与春分点重合时，白道位于赤道与黄道之间，白道与赤道的交角为黄赤交角与黄白交角之差。

春分 vernal equinox
黄道 ecliptic
天赤道 celestial equator
#6214. 不透明度（opacity）
表征物质对辐射的吸收能力强弱的一种量。某种物质不透明度大，就是指该物质对辐射的吸收能力强，通常也就是说这种物质对辐射是不透明的。为了定量地描述物质的不透明度，习惯上采用的是吸收系数（见恒星大气的吸收和散射），一般还采用对频率作某种加权平均所得到的平均吸收系数（见辐射转移理论）作为不透明度的量度。物质的不透明度可以由多种元过程引起，在不同物理条件下起主要作用的元过程是不同的。在恒星内部，温度可高达百万度，原子大部分已高度电离，自由电子也比较丰富，那里的不透明度主要由金属离子的K层、L层、M层等内层电子的光致电离和自由-自由跃迁，以及自由电子散射来确定。此外，对于电磁波谱的不同波段，例如射电、红外线、可见光、X射线和γ射线等波段，不透明度应由对应波段所特有的吸收机制来确定。
#6220. 长期极移（secular polar motion）
除了地球瞬时轴在地球本体内作周期约1.2年的自由摆动和周期为1年的受迫摆动外，地球形状极在地面上的位置也在不断变化，这种变化就是长期极移。为了研究长期极移，需要地球上确定一个参考原点。目前国际上采用国际习用原点（CIO）作为这一参考原点。国际极移服务和国际时间局都计算相对于CIO的地极坐标，国际纬度服务（ILS）的极移观测资料也归算到CIO系统，来为研究长期极移服务。

有些人根据ILS积累八十年的极移资料，用适当的数学方法和扣除极移的张德勒项和周年项以后，求得长期极移的统计结果：长期极移的平均速度约为每年0″.003，方向大致在西经70°左右。长期极移的量是微小的，目前主要根据ILS的资料进行研究。但这一系统的台站较少，有连续八十年观测结果的台站只有三个，因此有许多人对上述长期极移数值表示怀疑。在观测到的长期纬度变化中，如何将极性部分和非极性部分区别开来，这个问题至今还未解决。近年来，古气候、古生物、古地磁等研究也发现，地球自转极和地磁极以及各个大陆在漫长的地质年代里有过大规模移动。这些研究虽然比较粗略，却表明在漫长的地质年代中长期极移是可能存在的。

对长期极移的起因的研究还处于探索阶段。可能是地球内部或表面物质分布的变化和不平衡，引起整个地球相对地球自转轴有一个长期扭动，也就是使形状轴在地球本体内长期漂移。
#6407. 大气折射（atmospheric refraction）
天体射来的光线通过地球大气层，受到大气的折射，这种现象和由此引起的折射量统称为大气折射，又称蒙气差。在上稀下密的地球大气层中，天体S发出的光因大气折射率的变化而逐渐弯曲，以致在M点的观测者看到天体在S"的方向。假如z0为天体的真天顶距，z为视天顶距，角ρ=z0-z就是大气折射。大气折射使天体向天顶方向偏折，在天体测量工作中必须修正大气折射的影响。

约在公元前二世纪，希腊的波西东尼乌斯发现大气折射对测量的影响。后来，托勒密在他的著作《光学》中进一步论述了大气折射问题。在中国，晋代的姜岌是最先提到大气折射的学者。十六世纪，第谷测定了大气折射值。十七世纪，G.D.卡西尼首先建立大气折射理论。此后，不少著名学者，如牛顿、布拉得雷、拉普拉斯和贝塞耳等都对大气折射进行过研究。他们都将密度不同的大气层，假定为一层层与地球同心的均质球壳。由于地球半径很大，天顶附近的各层大气也可以近似地用平行平面层模型来表示。这种模型称为均匀大气模型，即不考虑实际大气中存在的局部不均匀性和不对称性。在对大气物理性质随高度而改变的规律作了某些假定后，可导出若干种计算大气折射的方法。在天顶距小于70°时，算得的结果与实际尚能符合。但当接近地平时，大气折射的精确计算，至今仍是一个尚未解决的问题。

根据均匀大气模型，大气折射ρ可表为：
ρ=Atgz+Btg3z，
式中z为观测天顶距，系数A、B仅与测站的大气折射率有关，因而主要与该处大气的温度、压力等物理参数有关。在温度为0℃、压力为760毫米汞柱时大气折射ρ为：
ρ=60″.29tgz-0″.0669tg3z，
当天顶距不太大时，可近似地表为：
ρ=60″.29tgz。
为便于计算，已编有各种大气折射表。根据观测的天顶距和观测时记录的气温和气压，从大气折射表中可以查出大气折射值。至今应用最广的是普尔科沃天文台所编的大气折射表（1870年初版）。

由于大气的折射率与光的波长有关，大气折射也就因光的颜色而异。这种大气色散效应使得不同光谱型的恒星有不同的大气折射，因而会在观测的天顶距中引入与光谱型有关的误差。由于观测处的气温、气压、水汽压和光波长等参数随时在变化，而且不易测准，所以即使测量了观测处的气温、气压后，算得的大气折射仍含有一定的误差。另一方面，大气结构还受地区性局部气象因素的影响，因而其对称性或多或少地发生变化，所以用理想的均匀大气模型算得的大气折射也就与实际情况有差异。这种差异通常称为反常折射。反常折射可达到十分之一角秒的量级，严重地影响地面光学天体测量仪器的测角精度。除天顶距方向的折射外，还有水平方向的大气折射，称为旁折射，它会给近地面的天文方位角观测带来误差。在人造卫星或月球激光测距工作中，因为大气折射使观测到的光行时间与真空中的实际情况不同，所以必须从测距结果中扣除因大气折射所引起的光程影响。甚长基线干涉测量（见甚长基线干涉仪）和人造卫星多普勒观测也受到大气折射的影响。
#6852. 地方时（local time）
以观测者的子午线为基准的时间。恒星时、真太阳时和平太阳时（见世界时和时差），都是用天球上某些真实的或假想的参考点的时角来计量的，它们与观测者的子午线有关。地球上位于不同经度的观测者，在同一瞬间测得的参考点的时角是不同的。因此，每个观测者都有自己的与他人不同的时间，称为地方时，它是观测者所在的子午线的时间。

本初子午线十九世纪，在航海事业蓬勃发展的推动下，许多国家相继建立天文台，进行专门的天文观测来测定时间。它们直接得到的都是地方时。为了协调时间的计量和确定地理经度，1884年在华盛顿举行的国际子午线会议决定，采用英国伦敦格林威治（一译格林尼治）天文台（旧址）埃里中星仪所在的子午线作为时间和经度计量的标准参考子午线，称为本初子午线，又称零子午线。从本初子午线开始，分别向东和向西计量地理经度，从0°到180°。

1957年后，格林威治天文台迁移台址，国际上改用由若干天文测时结果长期稳定性较好的天文台组成的平均天文台作为参考。由这些天文台原来的经度采用值，利用天文测时资料反求各自的经度原点，再对这些经度原点进行统一处理，最后求得平均天文台经度原点。1968年国际上以国际习用原点作为地极原点，并把通过国际习用原点和平均天文台经度原点的子午线称为本初子午线。

格林威治时间在格林威治子午线上测得的时间为格林威治地方时间。在采用格林威治子午线为时间计量的标准参考子午线以后，天文和航海部门便采用格林威治的平正午作为一个平太阳日的开始。这样的选择对于天文和航海部门来说是适宜的，但对于一般人来说并不方便。为此，国际天文学联合会1922年提议，自1925年1月1日起，各国的天文和航海年历采用由平子夜起算的格林威治平太阳时，它与以前由平正午起算的时间相差12小时。国际天文学联合会于1928年决定，将由格林威治平子夜起算的平太阳时称为世界时，这就是通常所说的格林威治时间。

时区和区时在同一瞬间，位于不同经度的观测者测得的地方平太阳时是不同的，因此需要一个统一标准。十九世纪中叶，欧美一些国家开始采用一种全国统一的时间。这种时间多以本国首都或重要商埠的子午线为标准，例如英国采用格林威治时间，法国采用巴黎时间，美国采用华盛顿时间。这种时间在一国之内通用，尚无不便。但是，随着长途铁路运输和远洋航海事业的日益发达，国际交往频繁，各国采用的未经协调的地方时，给人们带来了很多困难。十九世纪七十年代后期，加拿大铁路工程师弗莱明建议，在全世界按统一标准划分时区，实行分区计时。这个建议首先在美国和加拿大被采纳试行，后为多数国家所采用。1884年华盛顿国际子午线会议决定，将这种按全世界统一的时区系统计量的时间称为区时，又称标准时。

世界时区的划分，是以本初子午线为标准的。从西经7°.5到东经7°.5（经度间隔为15°）为零时区；从零时区的边界分别向东和向西，每隔经度15°划一个时区，东、西各划出12个时区；东十二时区与西十二时区相重合。全球共划分成24个时区。各时区都以中央经线的地方平时为本区的区时。相邻两时区的区时相差一小时。时区界线原则上按照地理经线划分，但在具体实施中，为了便于使用，往往根据各国的政区界线或自然界线来确定。目前，全世界多数国家都采用以时区为单位的标准时，并与格林威治时间保持相差整小时数。但是，有些国家仍然采用其首都（或适中地点）的地方时为本国的统一时间。这样，这些国家的统一时间与格林威治时间的差数就不是整小时数，例如圭亚那、利比里亚等。还有些国家按照自己的需要，所用的统一时间与格林威治时间相差整半小时数，例如印度、乌拉圭等。

中国幅员辽阔，从西到东横跨东五、东六、东七、东八和东九5个时区。中华人民共和国成立以后，全国采用首都北京所在的东八时区的区时，称为北京时间。北京时间是东经120°经线的地方平太阳时，而不是北京的地方平太阳时。北京的地理经度为东经116°21′，因而北京时间与北京地方平太阳时相差约14.5分。北京时间比格林威治时间（世界时）早8小时，即：

北京时间=世界时+8小时。

法定时在第一次世界大战期间，有些国家为了节约燃料，用法律规定，将其疆域内的统一时间在夏季提前一小时或半小时，到了冬季，又恢复到原来的统一时间。这种在夏季提前的时间称为法定时或夏令时。这种办法后来一直被某些国家和地区沿用下来，例如英国、美国的一些州。夏令时多为中纬度地带的国家所采用，对于低纬度和高纬度地区并不适宜。

日界线地球自西向东自转，子夜、黎明、中午和黄昏由东向西依次周而复始地在世界各地循环出现。地球上新的一天从哪里开始，到哪里结束？国际上规定在太平洋中靠近180°经线附近划了一条国际日期变更线（简称日界线），地球上每个新日期就从这里开始。此线两侧的日期不同。由东向西过日界线（从美洲到亚洲），日期要增加一天（即略去一天不算）；由西向东过日界线（从亚洲到美洲），日期要减少一天（即日期重复一次）。为了避免在日界线附近的国家或行政区内使用两个日期，日界线不是一条直线，而是一条折线。

参考书目
時研究会编:《時の科学》，コロナ社，東京，1966。
#6856. 地面点坐标（coordinate of a point on earth surface）
确定地球表面上点的位置时，常常采用下述几种坐标系。

天文坐标系建立在天球上的同地球的形状和大小无关的坐标系。它以地球自转轴为极轴，极轴延伸与天球的交点为天极，经过地心并同极轴垂直的面为赤道面，由这个赤道面延伸与天球相交的大圆就是天赤道。观测者的地方铅垂线（或大地水准面的法线）为天顶方向，它是天文坐标系的基本方向。天顶方向和天球赤道面的夹角称为天文纬度。它从赤道分向南北两极，从0°量度到90°。赤道以北的称为北纬，以南的称为南纬。经过天极和天顶方向的平面为天文子午面。某地天文子午面与本初子午面之间的两面角称为天文经度λ。在本初子午面以东的称东经，以西的称西经，一般都用0°～180°表示，但在天文学中常用0h～12h表示。

大地坐标系建立在参考椭球体上的坐标系。不同国家和地区所采用的参考椭球体不完全相同。大地坐标系的基本方向是参考椭球体面的法线。地面上一点的法线同参考椭球体的赤道面之间的夹角称为大地纬度B。该法线同参考椭球体旋转轴所构成的平面称为大地子午面，该点的大地子午面同参考椭球体上相应的本初子午面之间的两面角称为大地经度L。大地经纬度也分别用东西经和南北纬来表示。

天文坐标系和大地坐标系都是二维球面坐标系，统称为地面点位置的地理坐标系。

地心坐标系为了确定地面点的位置，除用上述的二维球面坐标系外，还采用三维坐标系，即地心坐标系。它包括地心直角坐标系和地心极坐标系。地心直角坐标系（或称空间直角坐标系）以地球质心为坐标原点，以参考椭球体旋转为z轴，从原点向北为正向，以参考椭球体赤道面为xy平面。赤道面同参考椭球体上的本初子午面的交线为x轴，指向本初子午面的方向为正向。xyb三轴形成右旋系统。地面上任意一点的坐标可用X、Y、Z三个坐标值表示。地心极坐标系的经度λ的定义与大地经度的定义相同。地心纬度是地面上一点和地心的连线同参考椭球体赤道面的夹角。第三个坐标是该点的地心向径ρ。

坐标系之间的关系天文坐标和大地坐标之间的差异，是由地面点的垂线同法线方向的不一致引起的，其中包含地球自转轴和参考椭球体短轴不重合以及地球质心和参考椭球体中心不重合的影响。这种差异称为垂线偏差，垂线偏差值一般为几个角秒，极端情况下可达几十个角秒。差异特大的原因是地球内部质量分布的不均匀，因此只能通过观测来求得垂线偏差。

大地坐标系、地心直角坐标系以及地心极坐标系都是建立在规则几何形状的椭球体上的，它们之间有一定的几何关系。

坐标的测定大地坐标用大地测量的方法测定。地心坐标早期曾用月掩星、月球照相观测等方法测定，但精度相当低。近年来，采用多普勒方法观测子午仪卫星的频移，定位精度已达米级（见人造卫星多普勒观测）。应用人造卫星激光测距和月球激光测距等技术，还可能以更高的精度确定地面点的地心坐标。目前认为，采用甚长基线干涉测量技术可以达到最好的测定精度（见甚长基线干涉仪）。此外，利用全球天文大地水准面，或利用天文大地水准面和重力大地水准面的高差，也可以建立地心坐标系。

为了测定天文经纬度，必须观测天体。测定天文经度，就是在同一时刻测定地面上某一点和本初子午线上的瞬时地方时之差；测定天文纬度，就是测定天顶方向至赤道面的天顶距。在测定地方时的方法中，具有较高测定精度的有：中天法、东西双星等高法、多星等高法等。本初子午线上的瞬时地方时则可通过收录无线电时号求得。在测定天文纬度的方法中，首推太尔各特法，其次为多星等高法。测定天文经纬度的仪器有：中星仪、棱镜等高仪、天顶仪、照相天顶筒；为了建立天文大地网的天文经纬度，大多用全能经纬仪测定，在精度要求不高时，也用小型棱镜等高仪。在测定地面点的天文坐标时，有时也测定由该点至另一点的方向同天文子午面之间的夹角（称为天文方位角），它对大地坐标的定向是一个重要的量。
#6901. 地球自转（rotation of the Earth）
地球的一种重要运动形式。地球不停地绕自转轴自西向东自转，平均角速度为每秒7.292×10-5弧度，在地球赤道上的自转线速度为每秒465米。

各种天体东升西落的现象都是地球自转的反映。地球自转是最早用来作为计量时间的基准（见时间及其计量），这就形成了通常所用的时间单位——日。二十世纪以来，天文学的一项重要发现，是确认地球自转速度是不均匀的，从而动摇了以地球自转作为计量时间的传统观念，出现了历书时和原子时。到目前为止，人们发现地球自转速度有三种变化：长期减慢、不规则变化和周期变化。

地球自转的长期减慢，使日长在一个世纪内大约增长1～2毫秒，使以地球自转周期为基准所计量的时间，二千年来累计慢了两个多小时。地球自转的长期减慢，可以通过对月球、太阳和行星的观测资料以及古代日月食资料的分析加以确认。通过对古珊瑚化石生长线（化石表壁上的环脊）的研究，可以知道地质时期地球自转的情况。例如，人们发现在泥盆纪中期，即37,000万年以前，每年约有400天左右，这与天文论证的地球自转长期减慢的量级是一致的。引起地球自转的长期减慢的主要原因，可能是潮汐磨擦（见潮汐）。潮汐磨擦引起地球自转角动量减少，同时使月球离地球越来越远，进而使月球绕地球公转的周期变长。这种潮汐磨擦作用主要发生在浅海地区。另外，地球半径的胀缩，地核增生，地核与地幔之间的耦合也可能会引起地球自转的长期变化。这些问题目前尚在研究中。

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。这种不规则变化同样可以在月球、太阳和行星的观测资料以及天文测时的资料中得到证实。根据变化的情况，大致可以分为三种：①在几十年或更长的一段时间内约有每年不到±5×10-10的相对变化；②在几年到十年的时间内约有每年不到±8×10-9的相对变化；③在几星期到几个月的时间内约有每年不到±5×10-8的相对变化。前两种变化相对来说比较平稳，而最后一种变化是相当剧烈的。产生这些不规则变化的机制，目前尚无定论。比较平衡的变化可能是由于地幔与地核之间的角动量交换或海平面和冰川的变化引起的；而比较剧烈的变化可能是由于风的作用引起的。目前这些分析研究还处于探索阶段。

地球自转速度季节性的周期变化是在二十世纪三十年代发现的。除春天变慢和秋天变快的周年变化外，还有半年周期的变化。这些变化的振幅和位相，相对来说，比较稳定。相应的物理机制也研究得比较成熟，看法比较一致。周年变化的振幅约为20～25毫秒，主要是由风的季节性变化引起的。半年变化的振幅约为9毫秒，主要是由太阳潮汐引起的。由于天文测时精度的不断提高，在六十年代末，从观测资料中求得了地球自转速度的一些微小的短周期变化，其周期主要是一个月和半个月，振幅的量级只有1毫秒左右，这主要是由月球潮汐引起的。

广义来说，地球自转运动，除地球自转速度的变化外，还包括地球自转轴方向的变化。自转轴在空间的运动就是岁差和章动；自转轴在地球本体内的运动就是极移。把完整的地球自转问题作为一个基础理论课题进行系统研究，已有二百年左右的历史。但其中许多基本问题，尤其是天文学中的重要问题，并没有得到完善的解决，仍然是天文学中的重要课题，吸引着许多著名的学者。此外，地球自转与地球的其他各种运动形态也有广泛深刻的联系。因此，除了天文学家外，地球物理、大地测量、地震、地质、气象、海洋和古生物等学科的学者，都对地球自转问题发生浓厚的兴趣，形成了学科之间的交叉和渗透的局面。

参考书目
芒克和麦克唐纳著，李启斌等译：《地球自转》，科学出版社，北京，1976年。（W.M.Munk and G.J.F.MacDonald, The Rotation of the Earth, Cambridge Univ. Press, London, 1960.）
M.G.Rochester, The Earth"s Rotation, Transactions, American Geophysical Union, 1973, Vol. 54, No.8, pp. 769～180.
#7059. 多星等高法（multistar equal altitude method）
同时测定时间（或天文经度）和天文纬度的方法。这种方法要求记录一组恒星过某一固定等高圈（通常高度为60°或45°）的时刻，故称为多星等高法。多星等高法同时测定时间和纬度的基本公式是：

。

式中a，分别为被测恒星的赤经和赤纬；z为等高圈的天顶距；T为恒星过等高圈时的钟面时；u，分别为钟差（即地方恒星时与钟面时之差）和纬度。观测一组恒星后，可以用最小二乘法，同时求出钟差u和纬度。为了取得最好的解算结果，一组恒星应尽可能均匀地分布在方位角0°～360°的范围内。棱镜等高仪是专门为多星等高法设计的仪器，有60°等高仪和45°等高仪两种，前者的应用较为广泛。棱镜等高仪也可以由光学经纬仪加上棱镜等附近构成。目前天文台采用的是超人差棱镜等高仪。这种等高仪增加了对每颗恒星观测的记录次数，使观测精度大为提高。近年来，中国把光电技术应用于多星等高观测，制成了光电等高仪，使时间和纬度的观测精度更加提高。
#7120. 非极纬度变化（non-polar variation of latitude）
纬度变化的原因，除极移外还有其他因素，这些由极移之外的因素引起的纬度变化总称为非极纬度变化。这些变化中的一部分是由板块运动、地球变形、垂线变化等引起的；另一部分则是由测站的外界条件、仪器误差、人差、周年光行差和章动常数不准确、赤纬和自行误差等引起的。非极纬度变化是提高地极坐标观测精度的一大障碍；但它又为改进天文常数系统、研究天文地球动力学提供重要的资料。

1902年，日本木村荣在分析国际纬度服务的观测资料时，首先在计算极移的公式中引进了与测站经度无关的z项，称为木村项，即

。

各个国际纬度站的所在位置的经度基本上是均匀分布的，所以z项等价于各站非极纬度变化的算术平均值，它又称为公共z项。木村项只是时间的函数，与测站坐标无关，它具有明显的以一年为周期的特性。有关它的物理机制是一个牵涉面很广泛而复杂的问题。各观测台站非极纬度变化中扣除公共z项后的部分，称为地方非极项或地方z项，各台站的地方z项数值各不相同，并且同一台站的地方z项也随时间变动。

对于各个地极坐标系统，都可用一定的数据处理方法求得本系统各台站的地方z项的统计估值。这种估值对了解地方非极纬度变化的某些特点，进行有关的研究工作有所帮助。

地方非极项包含一些极其复杂的因素，仅就已知的因素而言，也还不能准确地定量预告其数值。因此，这是目前极移和纬度变化研究工作的一大难题。对此，单纯从处理方法去考虑已经不够，还应使用诸如大地测量、地球物理等方面的手段，才能弄清它的机制。
#7178. 分至点（equinoxes and solstices）
黄道和赤道在天球上相距180°的两个交点，称为二分点。太阳沿黄道从天赤道以南向北通过天赤道的那一点，称为春分点；与春分点相对的另一点，称为秋分点。黄道上与二分点相距90°的两点，称为二至点。位于赤道以北的那一点，称为夏至点；与夏至点相对的另一点称为冬至点。二分点和二至点通常又合称为分至点。从北黄极向黄道看去，按逆时针方向依次为春分点、夏至点、秋分点和冬至点。太阳在每年的春分（3月21日左右）、夏至（6月22日左右）、秋分（9月23日左右）、冬至（12月22日左右）依次通过天球上的春分点、夏至点、秋分点和冬至点四点。在天球上通过天极和二分点的大圆称为二分圈，通过天极和二至点的大圆称为二至圈。

3. 回答人: 匿名时间: 07-17 11:40:33

天文学家通过天球坐标的方法确定天体在天球上的位置。

天球坐标的类型很多，用于确定天体的视位置的是地平坐标系。它是通过高度和方位两个量来确定天体在当地天穹上的位置的方法。

高度是指天体相对于当地地平圈的位置，规定由地平圈向天顶的方向度量为正值，向天底度量为负值，取值范围为0度到正负90度。

方位是指天体相对于当地午圈的位置，规定向西度量为正值，向东为负值。取值范围为0度到正负360度。

4. 回答人: 匿名时间: 07-05 22:59:23

天体测量学
天体测量学是天文学中最先发展起来的一个分支，其主要任务是研究和测定天体的位置和运动，建立基本参考坐标系和确定地面点的坐标。

确定天体的位置及其变化，首先要研究天体投影在天球上的坐标的表示方式、坐标之间的关系和各种坐标修正，这是球面天文学的内容。天体的位置和运动的测定属于方位天文学的内容，是天体测量学的基础。

天体测量依观测所用的技术方法和发展顺序，可以分为基本的、照相的、射电的和空间的四种。把已经精确测定位置的天体作为天球上各个区域的标记，选定坐标轴的指向，就可以在天球上确定一个基本参考坐标系，用它来研究天体(包括地球和人造天体)在空间的位置和运动。这种参考坐标系，通常用基本星表或综合星表来体现。

以天体作为参考坐标，测定地面点在地球上的坐标，是实用天文学的课题，用于大地测量、地面定位和导航。地球自转的微小变化，都会使天球上和地球上的坐标系的关系复杂化。为了提供所需的修正值，建立了时间服务和极移服务。地球自转与地壳运动的研究又发展成为天文地球动力学，它是天体测量学与地学各有关分支之间的边缘学科。天体测量学的这些任务是相互联系，相互促进的。

天体测量学的起源可以追溯到人类文化的萌芽时代。远古时候，为了指示方向、确定时间和季节，先后创造出日晷和圭表。对茫茫星空的观测，导致划分星座和编制星表，进而研究太阳、月球和各大行星在天球上的运动。当时的天体测量学既奠定了历法的基础，又确认了地球的自转和公转在天球上的反映，从而逐渐形成古代的宇宙观。因此，早期天文学的主要内容就是天体测量学。

根据浩瀚的天体测量资料，经过精心研究得出的开普勒行星运动三大定律，为天体力学的建立创造了重要条件。天体力学与天体测量学一向是密切配合的，依靠观测太阳、月球、大行星和小行星的大量资料和天体力学的研究方法，总结出太阳系天体(特别是地球和月球)的运动理论。它不但为太阳系演化的研究提供素材，而且是测定天文时间与导航工作的重要依据。

在航天时代，天体测量技术的提高与天体力学方法的改进更是相辅相成，互相推动。例如，研究人造卫星和宇宙飞行器的轨道，研究地球和月球运动的细节，都需要天体力学与天体测量学的配合。

对恒星的位置、自行和视差观测所得到的恒星的空间分布和运动状态的资料，是研究天体物理学，特别是研究恒星天文所需的基本资料。对银河系结构、星团和星协动力学演化、双星系统和特殊恒星的研究及宇宙学的研究，都需要依据大量的天体测量资料，这就对天体测量学提出更高的要求。

目前的天体制量的手段，已从可见光观测发展到射电波段，以及红外、紫外、X射线和γ射线等波段的观测；在观测方式上，已由测角扩展到测距；观测所在地已由固定天文台发展为流动站、全球性组网观测以及空间观测；观测精度正在走向千分之一角秒和厘米级观测的天体也向星数更多、星等更暗的光学恒星、星系射电源和红外源等扩展。

可以预期，现代的天体测量学不但能以厘米级的精度完成实用天文学的任务，建立更理想的基本参考坐标系，进一步推动天文地球动力学的研究，而且还能提供十分丰富的基础资料，为天体物理学、天体演化学和宇宙学的新理论开辟道路。

赤道坐标:一种“天文坐标“。以赤经和赤纬两个坐标表示天球上任一天体的位置。由春分点的赤经圈（时圈）与通过该天体的赤经圈在北天极所成的角度，或在天赤道上所夹的弧长，称为该天体的赤经计量方向自春分点起沿着与天球周日运动相反的方向量度，以时、分、秒表示。从天赤道开始沿赤经圈到天体的角距离称为该天体的赤纬。计量方向从天赤道起，由0－90度，天赤道以北为正。
黄道坐标:一种“天文坐标”。天体在天球上的位置由黄经和黄纬两个坐标表示。春分点的黄经圈与通过某一天体的黄经圈在黄极所成的角度，或在黄道上所夹的弧长，叫做该天体的黄经。计量方向为在黄道上由春分点起，沿着与太阳周年运动相同的方向，从0－360度。从黄道起，沿黄经圈到天体的角距离称为该天体的黄纬。计量方向从黄道起，由0－90度，黄道以北为正

5. 回答人: 匿名时间: 06-26 16:23:57

有很多种坐标系，其中比较常用的有：
1、天赤道坐标系，其实就是把地球上的经纬度投影到天球上而已，赤道对应的叫天赤道，两极点对应的分别叫北天极、南天极，坐标叫做赤经、赤纬，我记得零赤经在天鹰座方向，如果我没记错的话；
2、黄道坐标系，将地球公转的轨道平面投影到天球上，对应赤道，与此垂直的两个极点就是北黄极和南黄极，坐标叫做黄经、黄纬，零度黄经是通过春分点（在双鱼座内）的那条黄经；
3、地平坐标系，以观测者为圆心，地平线在天球上的投影为赤道建立的坐标系，这个要因观测点的不同而不同；
4、银道坐标系，以银河主平面在天球上的投影为赤道建立的坐标系，不过这个坐标系对于一般的天文爱好者来说用的不多

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