（一）观测天文学

紫色214

天文学是一门建立在观测上的学科，从原始人第一次仰望星空，到LIGO听到黑洞合并的波形，天文因观测而诞生，也因观测而发展。虽然现代天文学研究早已脱离“看”天吃饭的初级阶段，如何观测依旧是天文工作者入门所要学习的第一课，本章将简要介绍观测天文学的一些基本知识：天球坐标系及时间的计量。

1. 天球坐标系
首先让我们思考一个问题：如何仅仅通过观测来确定一个远处物体的方位（方向及距离）？方向很好判断，光沿直线传播，狙击手只需将一只眼睛套进瞄镜就能确定目标；但哪怕AWM+15x准心锁头也不一定能八百里外取快递员首级，由于弹道的存在需要考虑提前量，这就得对目标距离有一个尽可能精准的估计。当然，专业的狙击镜都带有辅助测距工具，经验老道的狙击手能通过目标在镜筒中对应的刻度来估计距离——这里用到的就是三角测距法（已知张角大小与对应边长求高度）。
在天文中，三角测距同样有着广泛的运用，这就是三角视差法。比如下图所示的周年视差（恒星时差），就是以地球绕太阳的平均轨道半径看一颗恒星在对角的角度。由此，1 pc（parsec，秒差距）被定义为周年视差为1角秒的距离，很容易可以算出1 pc=1 AU/1"=3.26 lyr；相比于公众更为熟悉的光年（light year），秒差距无疑是天文学家更为青睐的距离单位。



维基百科：视差-恒星视差运动

那么是不是说，我们可以通过三角测距定出宇宙中任意天体离我们的距离呢？答案当然是否。根据上图可以看出，当天体距离足够远，视差角趋近于0；也就是说，对于极远处的天体，在我们地球上的观测者看来是“固定不动的亮点”——通常来讲，我们利用三角测距最远能测到100 pc的恒星，而这远小于银河系的尺度（银河系直径~30kpc）。
对于我们这些“二维生物”而言，位于同一方向不同距离的两个遥远天体是完全不可区分的，有意义的仅仅是球面角距离。为了定量描述这种位置关系，我们自然会想到球面坐标系（ \theta ,  \phi ），因此人们仿照地球引入了“天球”的概念建立起一套天球坐标系。
天球，是指以观测者（地球）为中心，向无穷远处扩张的假想球体。由于天球的“半径”趋向于无穷，地球的尺寸不再重要，我们将地球与遥远天体的连线（即视线，light of view）延长后与天球相交所得到的投影即为该天体的“视位置”，利用这个位置坐标我们就可以唯一确定某个天体的“方向”。



天球示意图：赤道

为了更好描述天球，我们将地球自转轴无限延长，就获得了天球的天轴PP'；类似的，将地球的赤道面无限延展与天球相交，就得到了天赤道QQ'。有了天轴与天赤道，类似地理上的经纬度我们可以得到天球的“经纬度”，也就是赤经和赤纬。
我们上面提到，相比于天球而言地球的尺寸可以忽略不计，但对于地球上的观测者来说，地理位置不同所能看到的天空也不大一样。与天轴类似，我们将天球中心（也就是地球中心）与观测者的连线（即铅垂线）延长至天球面，相交得到ZZ'，其中Z点是观测者正头顶的方向，被称为天顶；与此对应，垂直于ZZ'连线的平面被称为真地平。观测者站立在真地平上，正头顶是天顶方向，而过天极与天顶的子午圈被称为天子午圈。天子午圈与观测者所处的地理经线圈相“重合”。
谈到这里，天球坐标系（注：这里我们只谈赤道坐标系）的雏形已经出现了，有了“经线圈”和“纬线圈”，就缺一个合适的“本初子午线”了。理论上讲，我们可以任意选取天球赤经的起点，就像历史上选定本初子午线一样有统一的标准就好，而事实上最开始人们的确是这样做的——以天子午圈作为“赤经”（时角）的起点，由此确定了时角坐标系（也被称为第一赤道坐标系）。然而，由于不同地理经度的观测点的天子午圈不同，对于同一个天体而言不同地方的观测者所确定的时角坐标并不相同，这为天文学研究带来了一定麻烦；而更为严重的问题是，地球存在自转，同一个观测点所看到的天体时角将随时间均匀增大。因此，在现代天文学中我们早已抛弃了时角坐标系，而选择了不依赖观测地点的（第二）赤道坐标系——这意味着我们需要一个地球之外的参考点作为赤经原点，在这里就是春分点。
我们已经知道，将地球赤道面（自转平面）向天球延伸所得到的大圆是天赤道，相应的，将地球公转轨道面延展至与天球相交的大圆叫做黄道。黄道与赤道相交于两点，分别叫做春分点与秋分点，其中春分点是太阳视运动沿黄道由南向北穿过天赤道的交点，而秋分点则由北向南；在黄道面上由西向东，我们可以得到夏至点与冬至点。黄赤交角大约在23.5度，回忆地理知识，对于北半球居民而言，当太阳经过夏至点时正午阳光恰好直射北回归线（夏天），因此选择这样的时角划分也更符合人们的生活习惯。



天球示意图：黄道

有了天球以及天球坐标系，我们就能定量描述天体的位置（方向）信息。对于赤道坐标系而言，赤经的起点是春分点，以时角为单位（hour:min:sec）；赤纬以天赤道为分界线，以角度为单位且满足北正南负（+/-）。需要注意的是，赤经虽然用时间做单位（将在第二节中详细谈到），其本质上和角度没有任何区别，我们可以很方便地在24h=360°之间进行转换；而对于赤纬而言，虽然我们通常称赤纬为负的天区为南天区，但我们不采用“南纬45度”的写法而记作“-45°”。
最后需要补充一点，由于地球自转轴（对应天轴）存在进动，以大约25,800年的周期扫掠出一个圆锥（岁差），因此同一天体（如果不考虑天体自行）在不同时期对应的天球位置坐标存在细微的差异。为了规避这种误差，天文学家们通常指定某一特定的纪元作为参考点，当前所采用的纪元标准是J2000.0（早期则采用B1950.0），所以利用天文数据库查询某天体信息时，我们不光要输入赤经（RA）赤纬（DEC），还要指定该赤经赤纬所对应的纪元标准（通常是J2000.0）。e.g. 天狼星：06h45min08s, -16°42'58" (J2000.0)

2. 时间的计量
古代人日出而作日落而息，计时全靠太阳；现代人日出而作日落继续作，计时多靠时钟。在这里我们只谈前者，即以地球自转为基准的计时系统，并简要讨论它与天球坐标系的联系。
粗略来讲，以地球自转为基准的计时系统分为两大类：太阳时与恒星时。前者就是我们日常生活所用的时间（平太阳时），而后者则与赤经相对应。其实从定义来看，两者并无区别：太阳（春分点）连续两次上中天（上中天：轨道与天子午圈靠近天顶的交点）的时间间隔被称为真太阳日（恒星日）；它们之所以存在不同，是因为地球公转的存在。而从定义里我们也能知道，一个恒星日长度恰好等于地球自转一周所用的时间。
如下图所示，由于地球自转的同时在绕太阳公转（相对遥远恒星是静止的），在遥远恒星处的观测者看来地球完成一次自转（恒星日）时，在太阳处的观测者却认为还没有走完一天（太阳日）——那么反过来，站在地球观测者的视角上，当遥远恒星两次经过上中天时，太阳还没能第二次到达头顶，这就意味着一个恒星日要短于一个太阳日。



维基百科：恒星时

那么问题来了，究竟短多久？其实很容易计算，如果地球停止自转只有公转，在地球绕太阳公转的这一年里（365个太阳日），它相对于遥远恒星仅仅自转了一周（1个恒星日）——让我们补回被假设丢掉的那365次自转，也就是说在一年时间里地球相对遥远恒星经过了（365+1=366）次自转，1太阳年=365太阳日=366恒星日，因此：1 Sidereal day = 24h (Sidereal Time) = 365/366*24h (UT) = 23h56min04s (Universal Time).
前面我们提到，恒星时与赤经相对应，这也是很显然的结果。从定义中我们可知恒星时的周期24h (ST)恰好对应地球自转一周（360°），已知赤经的起点为春分点，而恒星时同样以春分点上中天的时间作为零点（0h0min0s），那么如果用时角作为赤经的单位，某地某时刻的恒星时就恰好等于当时正在上中天的天体赤经。
可能有人会问，我们绕了那么大的弯得到了一个“恒星时=赤经”的关系，究竟是为了什么？当然是为了天文观测。逻辑也很简单，光学望远镜只能在晚上观测，由于平太阳时（简称平时）与恒星时之间存在错位，我们每晚所能看到的天体（赤经）是不同的——因此，在申请某个望远镜观测时间时，我们首先要确保所观测的源在当晚可观测范围内（通常子夜前后5小时为可观测时间）。这就需要我们根据观测月份合理地选择所申请的望远镜台址，以保证足够的曝光时间（当然，如果连这一点都算错，观测申请估计就直接被扔进垃圾箱了）。
对于北半球的望远镜而言，秋分（9月23日）那天太阳位于秋分点，因此子夜（0:00）的时候恰好就是春分点上中天（此时太阳以及秋分点在地球正背面/下中天）；这也就是说在秋分这一天恒星时与平时恰好重合，子夜所对应的恒星时正是0h0min0s，而往后每过一天，由于恒星日比太阳日要短上3min56s，因此子夜所对应的恒星时要加上这3min56s，即：
子夜的恒星时=3min56s*（9月23日后所经过的天数）=2小时*（9月23日后所经过的月数）
当然，如果说我们只考虑一天内的恒星时变化，同样也可以得到有用的信息：比如现在是晚上9:00，你查询到本地恒星时为20:00:00，你想让女朋友陪你观测一颗赤经为23h30min00s的天体，请问你今晚能否成功观测，如果能又需要在几点前赶往天文台？

参考书目：
[1]. Introduction to Astronomy and Cosmology, Lan Morison
[2]. 天体物理概论，向守平
[3]. 实测天体物理（课件），程福臻

回忆还是面包傲

哈哈哈哈空门科学

疯笑缸录

前排前排23333

一助一掣

看来只有宇航员才算真正遁入空门

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哇哇哇