天文学资料

天文学是人类认识宇宙的一门自然科学；它观测和研究各种天体和天体系统，研究它们

的位置、分布、运动、结构、物理状况、化学组成和起源演化规律；是自然科学中的基

础学科之一

天文学的研究对象

研究对象是宇宙空间中的天体和其他宇宙物质。天文学观测和研究它们的位置、分布、

运动、形态、结构、物理状态、化学组成、相互关系和起源演化。

地球大气层内的物体和现象通常不是天文学的研究对象，除非它们起源于太空。

天体：指宇宙空间(太空)中的一切实体，包括自然天体和人造天体。

其他宇宙物质：指行星际、星际和星系际的弥漫物质和各种微粒辐射流以及作为物质存在

形式的电磁场和引力场等

天文学与气象学的区别与联系：两者以地球大气层为分界，研究对象分别为大气层之外和

之内。大气对天文现象、天文学研究产生影响。 许多天文现象又会影响气候和天气

天文学与地球科学的区别与联系：地球本身是一个运行于宇宙空间中的天体。它的空间运

动、它与其他天体的相互作用、它的起源与演化等属于天文学的研究范畴。 大气科学、

海洋科学、地球物理学、地球化学、地质学等，研究地球自身的属性则属于地球科学的范

畴。 地球科学的某些成果会推动并丰富天文学相关领域的研究，而且地学与天文学的

某些分支学科相互交叉而形成新的边缘学科。

天文学研究的特点：观测（观察和测量）是主要的研究手段。观测工具的改进和观测方法

的革新会推动天文学的发展。天文学是沿着观测——理论——观测的途径发展的。研究对

象距离远，时标长，物理条件极端复杂（密度、温度、压强、磁场），因此，在实验室里

难以进行模拟研究。 从―一瞬‖来研究―一生‖，即利用天体的空间广延性与时间广延性相

统一的特性，来研究天体和宇宙的演化。

宇宙的概念：广义：物质现象的总和，指无限多样、永恒发展的物质世界。是由空间、时

间、物质和能量所构成的统一体。宇宙是时间和空间的总和。 哲学上，宇宙是指与精神

世界相对的客观物质世界，是无始无终，无边无际的。 狭义(可观测宇宙) ： 指一定

时代观测所及的最大天体系统，即天文学中的―总星系‖。 天文学所称的宇宙，是广漠空

间以及其中存在的各种天体和各种形态的物质的总称。univer和cosmos 前者强调的

是物质现象的总和，后者强调的是整体宇宙的结构或构造。 人类认识宇宙是一个无限

深化的过程，在某一个具体的时间断面上，人类只能认识到由有限对象组成的具体的宇宙。

目前普遍认为：宇宙产生于大爆炸，宇宙是平坦的，并在做加速膨胀

宇宙大爆炸理论：宇宙大爆炸理论是俄裔美国科学家伽莫夫在1948年提出来的。这个理

论认为，宇宙开始是个高温致密的火球，它不断地向各个方向迅速膨胀。当温度和密度降

低到一定程度，这个火球发生了剧烈的核聚变反应。随着温度和密度的降低，宇宙早期存

在的微粒在引力作用下不断聚集，最后逐渐形成今天宇宙中的各种天体。 这一理论体系

被称为―宇宙大爆炸模型‖，与DNA双螺旋模型、地球板块模型、夸克模型一起，被认为

是20世纪科学中最重要的四个模型。

现代宇宙学包括密切联系的两个方面，即观测宇宙学和理论宇宙学。前者侧重于发现大尺

度的观测特征，后者侧重于研究宇宙的运动学和动力学以及建立宇宙模型。

宇宙的层次结构：天文学所研究的对象大多属于宇观世界。 天文学的研究成果表明，

宇宙是有层次结构的、物质形态多样的、不断运动发展的天体系统。 各种天体分别处于

宇宙的各个层次之中

双星：最简单的恒星系统是两个互相绕转的双星两颗子星除了引力作用外，还有密切的物

理联系，比如物质交换 质量大的是主星，质量小的为伴星 星系也有结团的现象，其

结团的倾向比恒星更为强烈，在已发现的数十亿个河外星系中，很少是单独存在的。两个

互相有联系的星系成为双重星系，三五个或十来个在一起运动的星系称为多重星系，而

10~100个星系组成的星系集团称为星系群。100~1000个星系组成的则叫星系团。

天文学作用：天文学与物理学相互促进、并肩发展、天文学有力推进了数学的发展、天文

学的发现对化学的发展也有推动作用、一些天文因素与气象现象直接相关、天文学与地学

相互渗透、有助于探索生命起源问题、时间服务(授时与编历)、天文大地测量与天文导航、

历史年代考证、太阳活动预报、人造卫星和航天、近第小行星监测、正确认识人类在自然

界中的地位和人类与自然的关系、树立了事物运动和发展的观点、天文学的研究对象涵盖

了许多具体的哲学范畴，揭示了自然界固有的辩证法

天文学的起源：各种天文现象(太阳东升西落、四季更迭)直接影响人类的生活，引起人类

的注意、农牧业发展需要掌握时间、季节变化规律

人类的好奇心和求知欲

第一次飞跃：认识到地球是球形的，日月星辰远近不同，它们的运动有规律可寻，从天象

观测来编制历法和星表。第二次飞跃：哥白尼提出宇宙日心体系，形成太阳系的概念。第

三次飞跃：万有引力定律和天体力学的建立。第四次飞跃：认识到太阳系有其产生到衰亡

的演化史。(星云假说)第五次飞跃：建立银河系和星系概念。第六次飞跃：天体物理学兴

起。第七次飞跃：绝对时空观到相对论时空观的革命。

国家天文台 ：于2001年4月成立

在原北京天文台（1958年建）基础上建立 下属单位有： 云南天文台、 南京天文光学技

术研究所、乌鲁木齐天文站和长春人造卫星观测站。 紫金山天文台：建成于1934年9

月的紫金山天文台是我国自己建立的第一个现代天文学研究机构，前身是 成立于1928

年2月的国立中央研究院天文研究所。 上海天文台：中国科学院上海天文台成立于1962

年，它的前身是法国天主教耶稣会1872年建立的徐家汇观象台和1900年建立的佘山观

象台 由于历史悠久，并在国际上有较大的影响，继续保留中国科学院直属事业单位的

法人资格，学术上受国家天文台的宏观协调和指导。 国家授时中心 ：原陕西天文台

天文学是观测和研究各种天体和天体系统，研究它们的位置、分布、运动、结构、物理

状况、化学组成和起源演化规律的一门基础科学 研究对象是天体和其他宇宙物质

以观测(观察和测量)为主要研究方法 按研究方法分：天体测量学、天体力学、天体

物理学 按观测手段分：光学天文学、射电天文学、空间天文学

宇宙：广义：空间和时间的总和 狭义：一定时代人类观测所能达到的最大天体系统，即

总星系

宇宙的层次结构： 地月系、卫星系统－太阳系、恒星和行星系统－恒星集团－银河系、

星系－星系集团

人们用想象的线条将星星(恒星)连接起来，构成各种各样的图形，或把某一块星空划分成

几个区域，并给它们取了名字 。 星官及星宿(三垣四象二十八宿) 星座

三垣四象二十八星宿：三垣是北天极周围的三个区域，即紫微垣、太微垣、天市垣。四象

分布于黄道和白道近旁，环天一周。每象又分为７宿，共二十八宿。

古代西方国家常以动物和神话故事内容来命名北天星座 17世纪航海家观察补充了

以仪器命名的南天星座 1928年，国际天文学联合会将全天划分了88个星座，并为每

个星座规定了赤经和赤纬界限(北天星座29个，黄道星座12个，南天星座47个)

为什么现在太阳经过十二宫的时间与星象学中定义的不符？

在公元前2000年，当巴比伦人建立守时系统的时候，春分点位在白羊座方向。也就是说，

太阳进入”羊圈”时，3月21日开始一个新的春天，标志着一个新的种植季节的来临。然

而，由于地球自转轴缓慢的进动，则春分点在黄道宫中以两千年退行一宫的速度缓慢的

运动。自巴比伦人发现春分点在白羊座方向2000年以后，春分点移到了双鱼座。再2000

年以后，春分点开始走进宝瓶座(准确地说是公元 2600年)。

恒星的命名方法：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

顺序表示。如猎户座α（中名参宿四）、猎户座β（中名参宿七）、…… 如果某一星座

的恒星超过了24个希腊字母，就用星座名称后加阿拉伯数字，如天鹅座61星，天兔座

17星等

星图：将天体球面视位置投影于平面而绘制成的图，用来表示天体的位置、亮度和形态等。

星表：记载天体各种参数（如位置、运动、星等、光谱型等）的表册。恒星在星表中的编

号相当于恒星的名字。如：GC2104,NGC2632,M31等。 GC：美国总星表；NGC：星

云星团总星表；M：梅西耶星表 BD:波恩天图星表

来自宇宙的信息 电磁辐射(electromagnetic radiation) 宇宙线(cosmic rays) 中微子

(neutrinos) 引力波(gravitational

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：0.01Å ～ 30 m 1 Å = 10-10 m (波长λ)×(频率ν) ＝ 光速c = 3×1010

cms-1

射电(无线电波)：>1毫米 红外线：0.77微米～1毫米 可见光：390纳米～770纳

米 紫外线：10纳米～390纳米 Ｘ射线：0.1埃～100埃 g射线：<0.1埃

地球大气有选择地吸收电磁辐射只有某些波段的电磁辐射能穿过大气层，达到地面，这些

波段称为―大气窗口‖。

两个窗口： 光学窗口：波长300nm～700nm 射电窗口：波长1mm～20m

宇宙线：天体发出的高能粒子流，主要是电子、质子、α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。

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。

引力波(引力辐射)

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。

望远镜的作用：

增加聚光，尽可能多地收集天体辐射的能量 人眼瞳孔直径最大只有8mm

提高分辨率 人眼看不清月球表面细节，望远镜则可以分辨出来

望远镜机械装置容易对准天体进行较长时间跟踪观测

两个转轴分别是―水平轴‖和―垂直轴‖

绕垂直轴转动可对向天体的地平经度(方位角)

绕水平轴转动可对向天体的地平纬度(高度角)

天体测量仪器(如经纬仪)和人造卫星观测仪器常用地平式

物镜的有效通光直径，用符号D表示。

物镜收集星光的能力与其面积(πD2/4)成正比

物镜口径越大，越容易观测到更暗的天体

一架望远镜配备多个目镜，就可以获得不同的放大率。显然目镜的焦距越短可以获得越

大的放大率。但这样并不好，小望远镜用过大的放大率，会使观测天体变得很暗，像变

得模糊。 目视望远镜观测一般使用的放大率为30～300倍。

分辨角θ

指望远镜刚好可分辨的两个点光源的角距

用于表征望远镜的分辨能力，分辨角越小，分辨能力越高



''110''10/D

3

高品质物镜的分辨角与物镜口径(D)和波长(λ)关系

式中， θ以弧度为单位，口径和波长取相同长度单位



1.22



D

目视观测最敏感的波长为0.55微米，当以米为单位时，目视观测分辨角的角秒值为：

Ｄ

黑白照相观测最敏感波长为0.44微米，当D以米为单位时，黑白照相观测分辨角的角秒

值为：

由于物镜的缺陷和大气的扰动，望远镜实际分辨角要大些

反射望远镜：物镜以大的凹面(常为抛物面)反射镜为主镜，除主镜外，还常用较小的副镜

来改变光路、焦距和像差等 特点：口径大、视场小、没有色差

折反射望远镜： 物镜是由改正透镜和反射镜组合而成

主镜一般是球面反射镜，改正镜用来修正主镜的像差

兼顾折射和反射式天文望远镜的优点，既有大口径采光特点又有反射后折射到焦点成像的

高质量和高分辨率。同时大大缩短了光学镜筒长度便于携带。

相对口径和视场都很大，适合观测流星、彗星，以及巡天寻找新天体

光学望远镜总结 组成：光学系统、机械装置、电控设备 赤纬式装置和地平式装置

性能参数：口径、分辨角、放大率和底片比例尺、相对口径、视场、贯穿本领

类型：折射望远镜、反射望远镜、折反射望远镜

射电望远镜 射电天文学研究的主要工具19世纪末，提出电磁波的存在1932年，接收

到来自银河系中心方向的15米波长的射电信号1940年，雷伯第一个绘出银河系射电图

射电望远镜VS光学望远镜

优点：光学望远镜靠眼镜观测，射电望远镜采用雷达的办法、射电可以穿过可见光不能穿

过的尘雾，能观测到光学望远镜不能看到的宇宙深处、射电观测不受太阳散射光及云层的

影响，能全天候观测，而光学望远镜受云雾、大气污染影响较大，通常只能夜间观测

缺点：只能工作在一个波长，―单色仪‖、不能像光学望远镜那样拍摄多姿多彩的天体照片，



''140''10/D

3

只能显示出表现强弱的曲线

射电望远镜的基本结构 天线系统：物镜‖，包括反射器和拾取器，

接收系统 ： ―分析器和探测器‖，对微弱的射电信号进行放大和检测，并转化成可记录

的信息 记录系统 ： 机械装置和电控设备 控制天线对向或跟踪天体

射电望远镜的特点：每一种天线、传输线和接收机都有其工作的频率范围 天线形式

旋转式抛物面天线 赤道式 地平式 固定式抛物面天线 组合天线系统

完整的太空天体探测系统： 航天器、运载火箭、地面设备 航天器是装载科学仪器

和执行探测任务的主要部分

空间探测方法：

接近飞行：探测器只能飞过天体附近一次

轨道飞行：在环绕天体的轨道上长时间考察分析

登陆：在天体表明着陆

把观测仪器送到离地面几百公里高度以上的宇宙空间进行观测

突破了地球大气窗口的限制，可进行全波段观测

红外望远镜 紫外望远镜 太空望远镜 X射线、射线望远镜

眼睛可以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ｍ(简称星等)

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。

古希腊天文学家根据恒星的明亮程度把它们分成６等，最亮的星为１等星，肉眼刚好能

看的星为６等星，恒星越亮星等数就越小。

19世纪，通过光度计测定，1等星的平均亮度约为6等星的100倍

定义：星等比＝1001/5＝2.512

即星等像差１级，亮度相差2.512倍 星等之间是等差级数，亮度之间是等比级数

望远镜和照相术的问世，可以观测到更暗的天体，此外天空还有比恒星更亮的天体

比6等星更暗的星，表示为7等、8等…… 现代大口径望远镜能观测到25等的暗星

比1等星更亮的天体，可以用0值和负值来表示，并且不一定要是整数

生理学得出：人眼的反应与亮度的对数成正比

星等ｍ跟亮度Ｅ满足普森公式： １－２＝ｌｇ（２ /１）

ｍｍＫＥＥ

由星等相差１等，亮度之比就相差2.512，得 ＝ 2.5

Ｋ

取０等星(m2=0)的亮度为E2=1,则有 １＝－2.5ｌｇ１

ｍＥ

太阳比其他恒星的亮度都大，它的发光能力最强？

光源的亮度与其距离的平方成反比 为了比较不同恒星的真实发光能力，必须设想把它

们移到相同的距离上，才能比较它们的真正亮度，即光度。恒星的光度即恒星的真实亮度。

天体学上把这个标准距离定为10秒差距，即32.6光年

秒差距：天文学上常用的距离单位 1秒差距＝3.26光年

绝对星等：假设把天体放到10秒差距远的地方，所观测到的视星等，用M表示

M＝ m + 5 – 5 lgd d()m 天体的绝对亮度或绝对

为天体的距离秒差距，为视星等

星等代表了天体的光度 恒星世界里，光度差异十分悬殊

有的恒星的光度是太阳的100万倍，有的恒星光度仅太阳的百万分之一

太阳的绝对星等是4.75

测光的基本原理：在相同条件下，等同的辐射流能使探测装置产生等同的―响应‖，将待测

星与已知星等的星作比较，根据探测装置对它们的―响应‖，可求出待测天体的光度，再推

算待测星的星等。

目视测光：用眼睛直接估计天体的亮度：方法简单易行，需要经验，精度差(在0.02~0.2

个星等之间)

照相测光：用天文底片作探测器进行测光。同一底片上拍摄待测星和一系列已知星等的星，

作曲线内插，精度约为0.05个星等

光电测光：用光电光度计进行测光，待测星的仪器读数减去天空背景的读数作为星光产生

的仪器响应。精度可达0.005~0.01个星等

连续光谱：炽热的固体、液体和高温高压气体都会发射各种波长的光波，形成不间断的连

续光谱，如普通的钨丝灯。

明线光谱：在低压条件下，稀薄炽热的气体或蒸汽，只能产生单色的、分离的明线状光谱。

每种化学元素都有独特的、固定波长位置的一组明线，如钠蒸汽，产生波长为5890埃和

5896埃的一对黄线。

吸收光谱：连续光谱背景上具有黑色吸收线的光谱，叫做吸收光谱。原本光源所发出连续

的光谱，经过低压的气体或蒸汽，某些特殊波段能量被吸收，产生吸收光谱。

把摄谱仪接到望远镜上，分析天体光谱，这样的仪器就是天体摄谱仪

在恒星光谱中，已认证出元素周期表中90%左右的天然元素。恒星化学元素的含量基本

相同，氢约占71%，氦约占27%

恒星化学组成差别不大，但是它们的光谱却千差万别，这是为什么？

是由自身物理状况不同造成的，恒星的光谱与恒星的外层温度有关。

温度的差异直接影响恒星外部各元素原子的电离程度和激发状态，导致发出的光不一样。

压力增大时，原子与离子、电子的距离变小。辐射或吸收光子的原子，因受周围离子或电

子的作用会使谱线出现压力致宽，而且光谱中还会出现新的谱线。由此可推知恒星外部大

气的厚度和压力

实验表明：将光源置于强磁场中，光谱线会产生―分裂‖效应。

利用天体谱线分裂的强度和状态可测知天体磁场的方向、分布与强度

根据多普勒效应，当光源远离我们而去，那么我们接收的辐射波长会变长。拍摄到的光谱

向红端移动，称为谱线红移。

当光源接近我们时，其辐射波长缩短，谱线向紫端移动，称为谱线紫移。

波长改变量(红移量或紫移量)与光源和观测者之间相对运动速度有关(波长改变量与原波

长之比，等于移动速度于光速之比)。

如果天体有自转运动，只要自转轴与我们的视向有一定夹角，便可测定它的不同边缘处的

红移和紫移，从而推知天体的自转状况。

主要任务：以球面天文学为基础，通过天文测量仪器，观测宇宙中的天体，确定地面

点的天文坐标，以及地面目标方向的天文方位角

天文坐标：天文经度、天文纬度 测定天文坐标和天文方位角的工作称为天文测量

高精度的一、二等天文测量：经典大地测量中，为国家控制网提供起算数据和方位控

制数据，为研究地球形状和大小提供资料

较低精度的三、四等天文测量：铁路、公路、高压电缆、输油管道等的勘查、设计和

施工、为航天、航海部门提供高精度的子午基准、为现代机场的惯性基准系统建设，

提供可靠的地面参数

在同一时刻，两地同一类地方时之差等于两地的经度之差

测定两地的经度之差实质就是测定这两地在同一瞬间的同一类地方时之差，这就是天

文经度测量的基本原理

注意：(1)两地的地方时必须是同一类地方时； (2)两地的地方时必须是同一瞬间的

任何钟表的表面时不可能与准确时刻完全一致，某一瞬间的准确时刻与表面时刻之差，

称为表差 u = 准确时刻 － 表面时刻 采用不同类型的准确时刻，表差值也

不同 地方平时表差： u = m – X 地方恒星时表差： u* = s – X

授时台将测定的精确时刻按一定程序发播一定频率的无线电讯号，以供测量、航和科

学研究应用，这种表示时间的讯号称为无线电时号。通过收录无线电时号，可以求得

钟表对格林尼治地方时表差

多星等高法：应用特制的等高仪或一般的经纬仪，观测均匀分布在各象限的若干颗恒

星经过同一等高圈的表面时刻，并在观测前后收录时号，最后用图解法或解析法可以

同时求得测站的经度和纬度

太阳和行星的距离

日地距离：通常指地球轨道的半长轴，即日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一

个―天文单位‖，用于量度太阳系内的天体距离

太阳的距离可以借助与离地球较近的火星或小行星来测定，即先用三角视差法测定火

星或小行星的距离，再根据开普勒第三定律求太阳距离

许多行星到太阳的距离也可以由开普勒第三定律来计算

任何行星的公转周期可以观测得知，若距离以天文单位为单位，公转周期以恒星年为

单位，开普勒第三定律可写成 T2 = a3 行星到太阳的距离： a = T2/3

当恒星和地球之间连线，与地球轨道半径垂直时，地球轨道半径对恒星的张角θ达到

最大，称为恒星周年视差

弧度测量：测量一段子午线的长度，根据两地的纬度差，计算地球半径

黑体辐射定律：恒星表面单位面积上单位时间内所辐射的能量Ｓ与恒星表面温度Ｔ的

４次方成正比，即Ｓ＝σＴ４， σ为常数恒星的光度Ｌ，即单位时间内发出的总能量

Ｌ＝４πＲ２σＴ４ 温度Ｔ可由光谱分析求出，光度Ｌ可由绝对星等求出，由此可

根据上式计算恒星半径Ｒ

月球质量：历史上，月球的质量是通过测定地月系质心位置，依此推算月地的质量比

而求得的m/Me = x/(d-x) = 1/81.3 m：月球质量，Me：地球质量，d：地月距离，x：

地心至地月系质心的距离 现在，可发射绕月探测器，测定其绕月周期和轨道半径，

再根据开普勒第三定律计算

哥白尼的日心说：宇宙中心是太阳 水星、金星、地球、火星、木星、土星依次绕太阳

做匀速圆轨道公转 月球是地球的卫星，每月转一圈，同时随地球绕太阳公转 地球

每天自转一周，因而日月星辰呈东升西落现象恒星离地球比太阳远得多

相对于地球轨道，轨道半径小的水星和金星称为―(地)内行星‖

轨道半径大的火星、木星、土星、天王星和海王星称为―(地)外行星‖内行星常在黎明前出

现于东方(―晨星‖)，或在黄昏后出现于西方(―昏星‖)内行星与太阳的角距离总是在一定范

围内变化，行星相对于恒星背景的移动，其路径在黄道附近

由于内行星和地球在各自轨道上绕太阳公转，内行星的公转速度比地球的快(为什么？)，

且它们的轨道面有一定的夹角，因此，从地球上观测到内行星相对于恒星的视运动呈现出

(上合前后)向东―顺行‖、(下合前后)向西―逆行‖，以及顺逆转折时的―留‖，视运动路径呈折

圈形状。

顺行：自西向东运行，与地球公转方向相同，顺行时间长

逆行：自东向西运行，与地球公转方向相反，逆行时间短

留：由顺行转逆行或由逆行转顺行的转折点

合：当行星与太阳的黄经相等时称为―合‖，行星在太阳前方称为下合，太阳在行星前方称

为上合

大距：当行星与太阳角距达到最大时称为―大距‖，在太阳之东称为―东大距‖，在太阳之西

称为―西大距‖

相位变化：行星不发射可见光，但可反射太阳光，行星在视运动中会产生类似月球的相位

变化，金星的相位变化非常显著，甚至肉眼可见

在下合时，若内行星又恰好过黄道面，地球上的观测者可以看到它从太阳圆面前经过，日

面上出现一个移动的小黑点，这一现象称为―凌日‖

内行星凌日发生的必要条件： 内行星和地球都位于轨道交点附近

怎样安全地观察凌日现象：不能在没有保护措施的情况下通过普通望远镜和天文望远镜观

看太阳

接物镜滤片：将一块高质量的滤片放在普通望远镜或天文望远镜的物镜上。

白屏投影：距离望远镜或天文望远镜一定距离放置一块白色屏幕，让光线照在白屏上

冲日：外行星与太阳的地心黄经相差180°时，称为―冲日‖或―冲‖

大冲： 由于行星轨道都是椭圆，因此每次冲时，外行星与地球的距离都不相同，距离最

小的冲称为―大冲‖

方照：外行星与太阳的地心黄经相差90°时，称为―方照‖ 行星在太阳之东称为―东方

照‖ 行星在太阳之西为―西方照‖

外行星视运动的运行周期：合(1)——(顺行)——东方照——(顺行)——留——(逆行)——

冲——(逆行)——留——(顺行)——西方照——(顺行)——合(2)

地球上观测到的行星运动实际上是行星公转和地球公转的复合运动，常称为―会合运动‖

地球上观测到行星的连续两次上合或冲的时间间隔，称为―会合周期‖会合周期等不等行星

的公转周期？ 不等于。公转周期应该为相对于遥远恒星背景来计量公转一圈的时间间

隔——―恒星周期‖

开普勒第一定律：行星绕太阳公转运动的轨道是椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点上(椭圆

定律)

开普勒第二定律：连接太阳到行星的直线在相等的时间内扫过的面积相等(面积定律)

开普勒第三定律：行星公转周期的平方与轨道半长径的立方成正比

牛顿第一定律：无外力作用于物体时，物体保持静止或匀速直线运动状态(惯性定律)

牛顿第二定律：物体受外力F作用，就在外力方向得到加速度a，加速度的大小跟外力成

正比，跟物体质量m成反比，即F=ma

牛顿第三定律：第一个物体受到第二个物体的作用力，同时第一个物体对第二个物体有反

作用力，作用力与反作用力大小相等，方向相反。

升交点黄经 Ω:一般说来，行星轨道与黄道面有两个交点: 当行星从黄道面以南穿过黄道

面进入北的交点称为升交点；反之，称为降交点。从―太阳-春分点‖方向到―太阳-行星‖轨

道升交点方向的夹角称为升交点黄经。轨道倾角和升交点黄经确定了轨道面在空间中的位

置

近日点角距 ω: 从北黄极向下看，从升交点矢径起算逆时针旋转至近日点矢径所经过的

角度称为近日点角距。它确定了行星轨道椭圆长轴在空间中的指向。有时用近日点黄经来

代替近日点角距来表示第5个要素行星过近日点的时刻 t0:

行星通过近日点时的时刻称为行星过近日点时刻

开普勒轨道是基于―二体问题‖的轨道 一般将―二体问题‖之外所受力称为摄动力，把摄

动力对二体问题轨道的影响称为摄动实际上，任何一个行星不仅受到太阳的引力作用，还

受到其他行星的引力作用同时考虑多个天体之间相互引力作用下的运动称为―多体问题‖

从天体的实际观测资料来推算其轨道根数的过程称为―轨道计算‖

二体问题的轨道根数有６个，而每次观测得到的一般是地心赤经和地心赤纬两个坐标值，

因此，原理上至少需要三次观测

如果已知某一天体的轨道根数，就可以计算它在不同时刻的位置，若把这些位置按表的形

式编制出来，就称为―星历表‖

近圆性 除冥王星和水星的偏心率e较大(~0.2)外，其他行星的e都小于0.1，非常接近正

圆

同向性 沿轨道运动的方向都与太阳自转方向一致

卫星的轨道特征，卫星轨道比行星轨道复杂得多

按轨道特征分类：规则卫星：与行星轨道特征类似，倾角和偏心率小，也有共面性，近圆

性，同向性和类似的提丢斯－波得定则 不规则卫星：轨道倾角大、逆向(与行星自

转方向相反)绕行星转动，或者偏心率大

天体普遍存在自转

行星的自转情况可以通过观测它们表面特征的运动、光谱线及雷达回波的多普勒频移等资

料来推算

行星的自转特性常用两个参量来表征：自转周期和行星赤道面对其轨道面的倾角

由于地球在公转和自转，地面观测到的是行星的视运动，不是行星本身的真实自转，需要

进行改正

行星的自转周期一般是指自转的恒星周期，即以天球上春分点为基准来度量行星自转一圈

的时间间隔

根据地球轨道划分：

(地)内行星：水星、金星

(地)外行星：火星、木星、土星、天王星、海王星 (冥王星)

以小行星带划分：

带内行星：水星、金星、地球、火星

带外行星：木星、土星、天王星、海王星 (冥王星)

以物理性质划分：

类地行星：水星、金星、地球、火星(质量小、体积小、平均密度大)

类木行星：木星、土星、天王星、海王星(质量大、体积大、平均密度小)

行星定义： 行星： 位于围绕太阳的轨道上 有足够大的质量来克服固体应力以达到流

体静力平衡的形状(近球体) 已经清空了其轨道附近的区域

矮行星：位于围绕太阳的轨道上 有足够大的质量来克服固体应力以达到流体静力平衡

的形状(近球体) 没有清空了其轨道附近的区域 不是行星的卫星

太阳系小天体： 其他所有围绕太阳运动的不是卫星的天体