天文學資料

天文學是人類認識宇宙的一門自然科學；它觀測和研究各種天體和天體系統，研究它們

的位置、分布、運動、結構、物理狀況、化學組成和起源演化規律；是自然科學中的基

礎學科之一

天文學的研究對象

研究對象是宇宙空間中的天體和其他宇宙物質。天文學觀測和研究它們的位置、分布、

運動、形態、結構、物理狀態、化學組成、相互關系和起源演化。

地球大氣層內的物體和現象通常不是天文學的研究對象，除非它們起源于太空。

天體：指宇宙空間(太空)中的一切實體，包括自然天體和人造天體。

其他宇宙物質：指行星際、星際和星系際的彌漫物質和各種微粒輻射流以及作為物質存在

形式的電磁場和引力場等

天文學與氣象學的區別與聯系：兩者以地球大氣層為分界，研究對象分別為大氣層之外和

之內。大氣對天文現象、天文學研究產生影響。 許多天文現象又會影響氣候和天氣

天文學與地球科學的區別與聯系：地球本身是一個運行于宇宙空間中的天體。它的空間運

動、它與其他天體的相互作用、它的起源與演化等屬于天文學的研究范疇。 大氣科學、

海洋科學、地球物理學、地球化學、地質學等，研究地球自身的屬性則屬于地球科學的范

疇。 地球科學的某些成果會推動并豐富天文學相關領域的研究，而且地學與天文學的

某些分支學科相互交叉而形成新的邊緣學科。

天文學研究的特點：觀測（觀察和測量）是主要的研究手段。觀測工具的改進和觀測方法

的革新會推動天文學的發展。天文學是沿著觀測——理論——觀測的途徑發展的。研究對

象距離遠，時標長，物理條件極端復雜（密度、溫度、壓強、磁場），因此，在實驗室里

難以進行模擬研究。 從―一瞬‖來研究―一生‖，即利用天體的空間廣延性與時間廣延性相

統一的特性，來研究天體和宇宙的演化。

宇宙的概念：廣義：物質現象的總和，指無限多樣、永恒發展的物質世界。是由空間、時

間、物質和能量所構成的統一體。宇宙是時間和空間的總和。 哲學上，宇宙是指與精神

世界相對的客觀物質世界，是無始無終，無邊無際的。 狹義(可觀測宇宙) ： 指一定

時代觀測所及的最大天體系統，即天文學中的―總星系‖。 天文學所稱的宇宙，是廣漠空

間以及其中存在的各種天體和各種形態的物質的總稱。univer和cosmos 前者強調的

是物質現象的總和，后者強調的是整體宇宙的結構或構造。 人類認識宇宙是一個無限

深化的過程，在某一個具體的時間斷面上，人類只能認識到由有限對象組成的具體的宇宙。

目前普遍認為：宇宙產生于大爆炸，宇宙是平坦的，并在做加速膨脹

宇宙大爆炸理論：宇宙大爆炸理論是俄裔美國科學家伽莫夫在1948年提出來的。這個理

論認為，宇宙開始是個高溫致密的火球，它不斷地向各個方向迅速膨脹。當溫度和密度降

低到一定程度，這個火球發生了劇烈的核聚變反應。隨著溫度和密度的降低，宇宙早期存

在的微粒在引力作用下不斷聚集，最后逐漸形成今天宇宙中的各種天體。 這一理論體系

被稱為―宇宙大爆炸模型‖，與DNA雙螺旋模型、地球板塊模型、夸克模型一起，被認為

是20世紀科學中最重要的四個模型。

現代宇宙學包括密切聯系的兩個方面，即觀測宇宙學和理論宇宙學。前者側重于發現大尺

度的觀測特征，后者側重于研究宇宙的運動學和動力學以及建立宇宙模型。

宇宙的層次結構：天文學所研究的對象大多屬于宇觀世界。 天文學的研究成果表明，

宇宙是有層次結構的、物質形態多樣的、不斷運動發展的天體系統。 各種天體分別處于

宇宙的各個層次之中

雙星：最簡單的恒星系統是兩個互相繞轉的雙星兩顆子星除了引力作用外，還有密切的物

理聯系，比如物質交換 質量大的是主星，質量小的為伴星 星系也有結團的現象，其

結團的傾向比恒星更為強烈，在已發現的數十億個河外星系中，很少是單獨存在的。兩個

互相有聯系的星系成為雙重星系，三五個或十來個在一起運動的星系稱為多重星系，而

10~100個星系組成的星系集團稱為星系群。100~1000個星系組成的則叫星系團。

天文學作用：天文學與物理學相互促進、并肩發展、天文學有力推進了數學的發展、天文

學的發現對化學的發展也有推動作用、一些天文因素與氣象現象直接相關、天文學與地學

相互滲透、有助于探索生命起源問題、時間服務(授時與編歷)、天文大地測量與天文導航、

歷史年代考證、太陽活動預報、人造衛星和航天、近第小行星監測、正確認識人類在自然

界中的地位和人類與自然的關系、樹立了事物運動和發展的觀點、天文學的研究對象涵蓋

了許多具體的哲學范疇，揭示了自然界固有的辯證法

天文學的起源：各種天文現象(太陽東升西落、四季更迭)直接影響人類的生活，引起人類

的注意、農牧業發展需要掌握時間、季節變化規律

人類的好奇心和求知欲

第一次飛躍：認識到地球是球形的，日月星辰遠近不同，它們的運動有規律可尋，從天象

觀測來編制歷法和星表。第二次飛躍：哥白尼提出宇宙日心體系，形成太陽系的概念。第

三次飛躍：萬有引力定律和天體力學的建立。第四次飛躍：認識到太陽系有其產生到衰亡

的演化史。(星云假說)第五次飛躍：建立銀河系和星系概念。第六次飛躍：天體物理學興

起。第七次飛躍：絕對時空觀到相對論時空觀的革命。

國家天文臺 ：于2001年4月成立

在原北京天文臺（1958年建）基礎上建立 下屬單位有： 云南天文臺、 南京天文光學技

術研究所、烏魯木齊天文站和長春人造衛星觀測站。 紫金山天文臺：建成于1934年9

月的紫金山天文臺是我國自己建立的第一個現代天文學研究機構，前身是 成立于1928

年2月的國立中央研究院天文研究所。 上海天文臺：中國科學院上海天文臺成立于1962

年，它的前身是法國天主教耶穌會1872年建立的徐家匯觀象臺和1900年建立的佘山觀

象臺 由于歷史悠久，并在國際上有較大的影響，繼續保留中國科學院直屬事業單位的

法人資格，學術上受國家天文臺的宏觀協調和指導。 國家授時中心 ：原陜西天文臺

天文學是觀測和研究各種天體和天體系統，研究它們的位置、分布、運動、結構、物理

狀況、化學組成和起源演化規律的一門基礎科學 研究對象是天體和其他宇宙物質

以觀測(觀察和測量)為主要研究方法 按研究方法分：天體測量學、天體力學、天體

物理學 按觀測手段分：光學天文學、射電天文學、空間天文學

宇宙：廣義：空間和時間的總和 狹義：一定時代人類觀測所能達到的最大天體系統，即

總星系

宇宙的層次結構： 地月系、衛星系統－太陽系、恒星和行星系統－恒星集團－銀河系、

星系－星系集團

人們用想象的線條將星星(恒星)連接起來，構成各種各樣的圖形，或把某一塊星空劃分成

幾個區域，并給它們取了名字 。 星官及星宿(三垣四象二十八宿) 星座

三垣四象二十八星宿：三垣是北天極周圍的三個區域，即紫微垣、太微垣、天市垣。四象

分布于黃道和白道近旁，環天一周。每象又分為７宿，共二十八宿。

古代西方國家常以動物和神話故事內容來命名北天星座 17世紀航海家觀察補充了

以儀器命名的南天星座 1928年，國際天文學聯合會將全天劃分了88個星座，并為每

個星座規定了赤經和赤緯界限(北天星座29個，黃道星座12個，南天星座47個)

為什么現在太陽經過十二宮的時間與星象學中定義的不符？

在公元前2000年，當巴比倫人建立守時系統的時候，春分點位在白羊座方向。也就是說，

太陽進入”羊圈”時，3月21日開始一個新的春天，標志著一個新的種植季節的來臨。然

而，由于地球自轉軸緩慢的進動，則春分點在黃道宮中以兩千年退行一宮的速度緩慢的

運動。自巴比倫人發現春分點在白羊座方向2000年以后，春分點移到了雙魚座。再2000

年以后，春分點開始走進寶瓶座(準確地說是公元 2600年)。

恒星的命名方法：每個星座中的恒星從亮到暗順序排列，以該星座名稱加一個希臘字母

順序表示。如獵戶座α（中名參宿四）、獵戶座β（中名參宿七）、…… 如果某一星座

的恒星超過了24個希臘字母，就用星座名稱后加阿拉伯數字，如天鵝座61星，天兔座

17星等

星圖：將天體球面視位置投影于平面而繪制成的圖，用來表示天體的位置、亮度和形態等。

星表：記載天體各種參數（如位置、運動、星等、光譜型等）的表冊。恒星在星表中的編

號相當于恒星的名字。如：GC2104,NGC2632,M31等。 GC：美國總星表；NGC：星

云星團總星表；M：梅西耶星表 BD:波恩天圖星表

來自宇宙的信息 電磁輻射(electromagnetic radiation) 宇宙線(cosmic rays) 中微子

(neutrinos) 引力波(gravitational

電磁輻射是由發生區域向遠處傳播的電磁場。 它以變化的電磁場傳遞能量、是具有特定

波長和強度的波（波動性）

波長范圍：0.01? ～ 30 m 1 ? = 10-10 m (波長λ)×(頻率ν) ＝ 光速c = 3×1010

cms-1

射電(無線電波)：>1毫米 紅外線：0.77微米～1毫米 可見光：390納米～770納

米 紫外線：10納米～390納米 Ｘ射線：0.1埃～100埃 g射線：<0.1埃

地球大氣有選擇地吸收電磁輻射只有某些波段的電磁輻射能穿過大氣層，達到地面，這些

波段稱為―大氣窗口‖。

兩個窗口： 光學窗口：波長300nm～700nm 射電窗口：波長1mm～20m

宇宙線：天體發出的高能粒子流，主要是電子、質子、α粒子（氦原子核）等。 雖然它

們運動很快、穿透力強，但由于它們帶有電荷，在到達地球表面之前，不僅會和途中物質

發生相互作用，而且會受到宇宙空間磁場的影響，不斷改變運動方向。因此很難判斷它們

的真實源頭，在使用它所攜帶信息上有一定困難。

中微子：一種以光速運動的基本粒子，其穿透力極強，停止一個中微子的運動要厚達1

光年的鉛板。很少與其他物質發生相互作用，可以輕易地從天體內部深處跑出來，帶出

其他媒體無法傳遞的信息。現在雖可以探測到它的存在，但還沒有很有效的設備去了解

和研究它所攜帶的信息。

引力波(引力輻射)

根據廣義相對論，引力也可以形成輻射作為天體信息的來源。

引力是一切物質都具有的屬性，其大小和物質的質量成正比。天體運動發出的引力波，會

攜帶天體運動狀態的信息。目前，雖有一些間接證據，但還很難直接探測記錄。

雖然原則上可以從四種來源搜集天體的信息，但迄今為止最主要的來源仍是電磁輻射。

望遠鏡的作用：

增加聚光，盡可能多地收集天體輻射的能量 人眼瞳孔直徑最大只有8mm

提高分辨率 人眼看不清月球表面細節，望遠鏡則可以分辨出來

望遠鏡機械裝置容易對準天體進行較長時間跟蹤觀測

兩個轉軸分別是―水平軸‖和―垂直軸‖

繞垂直軸轉動可對向天體的地平經度(方位角)

繞水平軸轉動可對向天體的地平緯度(高度角)

天體測量儀器(如經緯儀)和人造衛星觀測儀器常用地平式

物鏡的有效通光直徑，用符號D表示。

物鏡收集星光的能力與其面積(πD2/4)成正比

物鏡口徑越大，越容易觀測到更暗的天體

一架望遠鏡配備多個目鏡，就可以獲得不同的放大率。顯然目鏡的焦距越短可以獲得越

大的放大率。但這樣并不好，小望遠鏡用過大的放大率，會使觀測天體變得很暗，像變

得模糊。 目視望遠鏡觀測一般使用的放大率為30～300倍。

分辨角θ

指望遠鏡剛好可分辨的兩個點光源的角距

用于表征望遠鏡的分辨能力，分辨角越小，分辨能力越高

?

''?110''?10/D

?3

高品質物鏡的分辨角與物鏡口徑(D)和波長(λ)關系

式中， θ以弧度為單位，口徑和波長取相同長度單位

?

?1.22

?

D

目視觀測最敏感的波長為0.55微米，當以米為單位時，目視觀測分辨角的角秒值為：

Ｄ

黑白照相觀測最敏感波長為0.44微米，當D以米為單位時，黑白照相觀測分辨角的角秒

值為：

由于物鏡的缺陷和大氣的擾動，望遠鏡實際分辨角要大些

反射望遠鏡：物鏡以大的凹面(常為拋物面)反射鏡為主鏡，除主鏡外，還常用較小的副鏡

來改變光路、焦距和像差等 特點：口徑大、視場小、沒有色差

折反射望遠鏡： 物鏡是由改正透鏡和反射鏡組合而成

主鏡一般是球面反射鏡，改正鏡用來修正主鏡的像差

兼顧折射和反射式天文望遠鏡的優點，既有大口徑采光特點又有反射后折射到焦點成像的

高質量和高分辨率。同時大大縮短了光學鏡筒長度便于攜帶。

相對口徑和視場都很大，適合觀測流星、彗星，以及巡天尋找新天體

光學望遠鏡總結 組成：光學系統、機械裝置、電控設備 赤緯式裝置和地平式裝置

性能參數：口徑、分辨角、放大率和底片比例尺、相對口徑、視場、貫穿本領

類型：折射望遠鏡、反射望遠鏡、折反射望遠鏡

射電望遠鏡 射電天文學研究的主要工具19世紀末，提出電磁波的存在1932年，接收

到來自銀河系中心方向的15米波長的射電信號1940年，雷伯第一個繪出銀河系射電圖

射電望遠鏡VS光學望遠鏡

優點：光學望遠鏡靠眼鏡觀測，射電望遠鏡采用雷達的辦法、射電可以穿過可見光不能穿

過的塵霧，能觀測到光學望遠鏡不能看到的宇宙深處、射電觀測不受太陽散射光及云層的

影響，能全天候觀測，而光學望遠鏡受云霧、大氣污染影響較大，通常只能夜間觀測

缺點：只能工作在一個波長，―單色儀‖、不能像光學望遠鏡那樣拍攝多姿多彩的天體照片，

?

''?140''?10/D

?3

只能顯示出表現強弱的曲線

射電望遠鏡的基本結構 天線系統：物鏡‖，包括反射器和拾取器，

接收系統 ： ―分析器和探測器‖，對微弱的射電信號進行放大和檢測，并轉化成可記錄

的信息 記錄系統 ： 機械裝置和電控設備 控制天線對向或跟蹤天體

射電望遠鏡的特點：每一種天線、傳輸線和接收機都有其工作的頻率范圍 天線形式

旋轉式拋物面天線 赤道式 地平式 固定式拋物面天線 組合天線系統

完整的太空天體探測系統： 航天器、運載火箭、地面設備 航天器是裝載科學儀器

和執行探測任務的主要部分

空間探測方法：

接近飛行：探測器只能飛過天體附近一次

軌道飛行：在環繞天體的軌道上長時間考察分析

登陸：在天體表明著陸

把觀測儀器送到離地面幾百公里高度以上的宇宙空間進行觀測

突破了地球大氣窗口的限制，可進行全波段觀測

紅外望遠鏡 紫外望遠鏡 太空望遠鏡 X射線、?射線望遠鏡

眼睛可以直接觀測到天體輻射的可見光波段，人們對天體發光所感覺到的明亮程度稱為亮

度

表示天體明暗程度的相對亮度并以對數標度測量的數值定義為視星等ｍ(簡稱星等)

星等是天文學史上傳統形成的表示天體亮度的一套特殊方法。

古希臘天文學家根據恒星的明亮程度把它們分成６等，最亮的星為１等星，肉眼剛好能

看的星為６等星，恒星越亮星等數就越小。

19世紀，通過光度計測定，1等星的平均亮度約為6等星的100倍

定義：星等比＝1001/5＝2.512

即星等像差１級，亮度相差2.512倍 星等之間是等差級數，亮度之間是等比級數

望遠鏡和照相術的問世，可以觀測到更暗的天體，此外天空還有比恒星更亮的天體

比6等星更暗的星，表示為7等、8等…… 現代大口徑望遠鏡能觀測到25等的暗星

比1等星更亮的天體，可以用0值和負值來表示，并且不一定要是整數

生理學得出：人眼的反應與亮度的對數成正比

星等ｍ跟亮度Ｅ滿足普森公式： 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)的亮度為E2=1,則有 １＝－2.5ｌｇ１

ｍＥ

太陽比其他恒星的亮度都大，它的發光能力最強？

光源的亮度與其距離的平方成反比 為了比較不同恒星的真實發光能力，必須設想把它

們移到相同的距離上，才能比較它們的真正亮度，即光度。恒星的光度即恒星的真實亮度。

天體學上把這個標準距離定為10秒差距，即32.6光年

秒差距：天文學上常用的距離單位 1秒差距＝3.26光年

絕對星等：假設把天體放到10秒差距遠的地方，所觀測到的視星等，用M表示

M＝ m + 5 – 5 lgd d()m 天體的絕對亮度或絕對

為天體的距離秒差距，為視星等

星等代表了天體的光度 恒星世界里，光度差異十分懸殊

有的恒星的光度是太陽的100萬倍，有的恒星光度僅太陽的百萬分之一

太陽的絕對星等是4.75

測光的基本原理：在相同條件下，等同的輻射流能使探測裝置產生等同的―響應‖，將待測

星與已知星等的星作比較，根據探測裝置對它們的―響應‖，可求出待測天體的光度，再推

算待測星的星等。

目視測光：用眼睛直接估計天體的亮度：方法簡單易行，需要經驗，精度差(在0.02~0.2

個星等之間)

照相測光：用天文底片作探測器進行測光。同一底片上拍攝待測星和一系列已知星等的星，

作曲線內插，精度約為0.05個星等

光電測光：用光電光度計進行測光，待測星的儀器讀數減去天空背景的讀數作為星光產生

的儀器響應。精度可達0.005~0.01個星等

連續光譜：熾熱的固體、液體和高溫高壓氣體都會發射各種波長的光波，形成不間斷的連

續光譜，如普通的鎢絲燈。

明線光譜：在低壓條件下，稀薄熾熱的氣體或蒸汽，只能產生單色的、分離的明線狀光譜。

每種化學元素都有獨特的、固定波長位置的一組明線，如鈉蒸汽，產生波長為5890埃和

5896埃的一對黃線。

吸收光譜：連續光譜背景上具有黑色吸收線的光譜，叫做吸收光譜。原本光源所發出連續

的光譜，經過低壓的氣體或蒸汽，某些特殊波段能量被吸收，產生吸收光譜。

把攝譜儀接到望遠鏡上，分析天體光譜，這樣的儀器就是天體攝譜儀

在恒星光譜中，已認證出元素周期表中90%左右的天然元素。恒星化學元素的含量基本

相同，氫約占71%，氦約占27%

恒星化學組成差別不大，但是它們的光譜卻千差萬別，這是為什么？

是由自身物理狀況不同造成的，恒星的光譜與恒星的外層溫度有關。

溫度的差異直接影響恒星外部各元素原子的電離程度和激發狀態，導致發出的光不一樣。

壓力增大時，原子與離子、電子的距離變小。輻射或吸收光子的原子，因受周圍離子或電

子的作用會使譜線出現壓力致寬，而且光譜中還會出現新的譜線。由此可推知恒星外部大

氣的厚度和壓力

實驗表明：將光源置于強磁場中，光譜線會產生―分裂‖效應。

利用天體譜線分裂的強度和狀態可測知天體磁場的方向、分布與強度

根據多普勒效應，當光源遠離我們而去，那么我們接收的輻射波長會變長。拍攝到的光譜

向紅端移動，稱為譜線紅移。

當光源接近我們時，其輻射波長縮短，譜線向紫端移動，稱為譜線紫移。

波長改變量(紅移量或紫移量)與光源和觀測者之間相對運動速度有關(波長改變量與原波

長之比，等于移動速度于光速之比)。

如果天體有自轉運動，只要自轉軸與我們的視向有一定夾角，便可測定它的不同邊緣處的

紅移和紫移，從而推知天體的自轉狀況。

主要任務：以球面天文學為基礎，通過天文測量儀器，觀測宇宙中的天體，確定地面

點的天文坐標，以及地面目標方向的天文方位角

天文坐標：天文經度、天文緯度 測定天文坐標和天文方位角的工作稱為天文測量

高精度的一、二等天文測量：經典大地測量中，為國家控制網提供起算數據和方位控

制數據，為研究地球形狀和大小提供資料

較低精度的三、四等天文測量：鐵路、公路、高壓電纜、輸油管道等的勘查、設計和

施工、為航天、航海部門提供高精度的子午基準、為現代機場的慣性基準系統建設，

提供可靠的地面參數

在同一時刻，兩地同一類地方時之差等于兩地的經度之差

測定兩地的經度之差實質就是測定這兩地在同一瞬間的同一類地方時之差，這就是天

文經度測量的基本原理

注意：(1)兩地的地方時必須是同一類地方時； (2)兩地的地方時必須是同一瞬間的

任何鐘表的表面時不可能與準確時刻完全一致，某一瞬間的準確時刻與表面時刻之差，

稱為表差 u = 準確時刻 － 表面時刻 采用不同類型的準確時刻，表差值也

不同 地方平時表差： u = m – X 地方恒星時表差： u* = s – X

授時臺將測定的精確時刻按一定程序發播一定頻率的無線電訊號，以供測量、航和科

學研究應用，這種表示時間的訊號稱為無線電時號。通過收錄無線電時號，可以求得

鐘表對格林尼治地方時表差

多星等高法：應用特制的等高儀或一般的經緯儀，觀測均勻分布在各象限的若干顆恒

星經過同一等高圈的表面時刻，并在觀測前后收錄時號，最后用圖解法或解析法可以

同時求得測站的經度和緯度

太陽和行星的距離

日地距離：通常指地球軌道的半長軸，即日地平均距離。天文學中把這個距離叫做一

個―天文單位‖，用于量度太陽系內的天體距離

太陽的距離可以借助與離地球較近的火星或小行星來測定，即先用三角視差法測定火

星或小行星的距離，再根據開普勒第三定律求太陽距離

許多行星到太陽的距離也可以由開普勒第三定律來計算

任何行星的公轉周期可以觀測得知，若距離以天文單位為單位，公轉周期以恒星年為

單位，開普勒第三定律可寫成 T2 = a3 行星到太陽的距離： a = T2/3

當恒星和地球之間連線，與地球軌道半徑垂直時，地球軌道半徑對恒星的張角θ達到

最大，稱為恒星周年視差

弧度測量：測量一段子午線的長度，根據兩地的緯度差，計算地球半徑

黑體輻射定律：恒星表面單位面積上單位時間內所輻射的能量Ｓ與恒星表面溫度Ｔ的

４次方成正比，即Ｓ＝σＴ４， σ為常數恒星的光度Ｌ，即單位時間內發出的總能量

Ｌ＝４πＲ２σＴ４ 溫度Ｔ可由光譜分析求出，光度Ｌ可由絕對星等求出，由此可

根據上式計算恒星半徑Ｒ

月球質量：歷史上，月球的質量是通過測定地月系質心位置，依此推算月地的質量比

而求得的m/Me = x/(d-x) = 1/81.3 m：月球質量，Me：地球質量，d：地月距離，x：

地心至地月系質心的距離 現在，可發射繞月探測器，測定其繞月周期和軌道半徑，

再根據開普勒第三定律計算

哥白尼的日心說：宇宙中心是太陽 水星、金星、地球、火星、木星、土星依次繞太陽

做勻速圓軌道公轉 月球是地球的衛星，每月轉一圈，同時隨地球繞太陽公轉 地球

每天自轉一周，因而日月星辰呈東升西落現象恒星離地球比太陽遠得多

相對于地球軌道，軌道半徑小的水星和金星稱為―(地)內行星‖

軌道半徑大的火星、木星、土星、天王星和海王星稱為―(地)外行星‖內行星常在黎明前出

現于東方(―晨星‖)，或在黃昏后出現于西方(―昏星‖)內行星與太陽的角距離總是在一定范

圍內變化，行星相對于恒星背景的移動，其路徑在黃道附近

由于內行星和地球在各自軌道上繞太陽公轉，內行星的公轉速度比地球的快(為什么？)，

且它們的軌道面有一定的夾角，因此，從地球上觀測到內行星相對于恒星的視運動呈現出

(上合前后)向東―順行‖、(下合前后)向西―逆行‖，以及順逆轉折時的―留‖，視運動路徑呈折

圈形狀。

順行：自西向東運行，與地球公轉方向相同，順行時間長

逆行：自東向西運行，與地球公轉方向相反，逆行時間短

留：由順行轉逆行或由逆行轉順行的轉折點

合：當行星與太陽的黃經相等時稱為―合‖，行星在太陽前方稱為下合，太陽在行星前方稱

為上合

大距：當行星與太陽角距達到最大時稱為―大距‖，在太陽之東稱為―東大距‖，在太陽之西

稱為―西大距‖

相位變化：行星不發射可見光，但可反射太陽光，行星在視運動中會產生類似月球的相位

變化，金星的相位變化非常顯著，甚至肉眼可見

在下合時，若內行星又恰好過黃道面，地球上的觀測者可以看到它從太陽圓面前經過，日

面上出現一個移動的小黑點，這一現象稱為―凌日‖

內行星凌日發生的必要條件： 內行星和地球都位于軌道交點附近

怎樣安全地觀察凌日現象：不能在沒有保護措施的情況下通過普通望遠鏡和天文望遠鏡觀

看太陽

接物鏡濾片：將一塊高質量的濾片放在普通望遠鏡或天文望遠鏡的物鏡上。

白屏投影：距離望遠鏡或天文望遠鏡一定距離放置一塊白色屏幕，讓光線照在白屏上

沖日：外行星與太陽的地心黃經相差180°時，稱為―沖日‖或―沖‖

大沖： 由于行星軌道都是橢圓，因此每次沖時，外行星與地球的距離都不相同，距離最

小的沖稱為―大沖‖

方照：外行星與太陽的地心黃經相差90°時，稱為―方照‖ 行星在太陽之東稱為―東方

照‖ 行星在太陽之西為―西方照‖

外行星視運動的運行周期：合(1)——(順行)——東方照——(順行)——留——(逆行)——

沖——(逆行)——留——(順行)——西方照——(順行)——合(2)

地球上觀測到的行星運動實際上是行星公轉和地球公轉的復合運動，常稱為―會合運動‖

地球上觀測到行星的連續兩次上合或沖的時間間隔，稱為―會合周期‖會合周期等不等行星

的公轉周期？ 不等于。公轉周期應該為相對于遙遠恒星背景來計量公轉一圈的時間間

隔——―恒星周期‖

開普勒第一定律：行星繞太陽公轉運動的軌道是橢圓，太陽位于橢圓的一個焦點上(橢圓

定律)

開普勒第二定律：連接太陽到行星的直線在相等的時間內掃過的面積相等(面積定律)

開普勒第三定律：行星公轉周期的平方與軌道半長徑的立方成正比

牛頓第一定律：無外力作用于物體時，物體保持靜止或勻速直線運動狀態(慣性定律)

牛頓第二定律：物體受外力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，跟物體質量m成反比，即F=ma

牛頓第三定律：第一個物體受到第二個物體的作用力，同時第一個物體對第二個物體有反

作用力，作用力與反作用力大小相等，方向相反。

升交點黃經 Ω:一般說來，行星軌道與黃道面有兩個交點: 當行星從黃道面以南穿過黃道

面進入北的交點稱為升交點；反之，稱為降交點。從―太陽-春分點‖方向到―太陽-行星‖軌

道升交點方向的夾角稱為升交點黃經。軌道傾角和升交點黃經確定了軌道面在空間中的位

置

近日點角距 ω: 從北黃極向下看，從升交點矢徑起算逆時針旋轉至近日點矢徑所經過的

角度稱為近日點角距。它確定了行星軌道橢圓長軸在空間中的指向。有時用近日點黃經來

代替近日點角距來表示第5個要素行星過近日點的時刻 t0:

行星通過近日點時的時刻稱為行星過近日點時刻

開普勒軌道是基于―二體問題‖的軌道 一般將―二體問題‖之外所受力稱為攝動力，把攝

動力對二體問題軌道的影響稱為攝動實際上，任何一個行星不僅受到太陽的引力作用，還

受到其他行星的引力作用同時考慮多個天體之間相互引力作用下的運動稱為―多體問題‖

從天體的實際觀測資料來推算其軌道根數的過程稱為―軌道計算‖

二體問題的軌道根數有６個，而每次觀測得到的一般是地心赤經和地心赤緯兩個坐標值，

因此，原理上至少需要三次觀測

如果已知某一天體的軌道根數，就可以計算它在不同時刻的位置，若把這些位置按表的形

式編制出來，就稱為―星歷表‖

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

圓

同向性 沿軌道運動的方向都與太陽自轉方向一致

衛星的軌道特征，衛星軌道比行星軌道復雜得多

按軌道特征分類：規則衛星：與行星軌道特征類似，傾角和偏心率小，也有共面性，近圓

性，同向性和類似的提丟斯－波得定則 不規則衛星：軌道傾角大、逆向(與行星自

轉方向相反)繞行星轉動，或者偏心率大

天體普遍存在自轉

行星的自轉情況可以通過觀測它們表面特征的運動、光譜線及雷達回波的多普勒頻移等資

料來推算

行星的自轉特性常用兩個參量來表征：自轉周期和行星赤道面對其軌道面的傾角

由于地球在公轉和自轉，地面觀測到的是行星的視運動，不是行星本身的真實自轉，需要

進行改正

行星的自轉周期一般是指自轉的恒星周期，即以天球上春分點為基準來度量行星自轉一圈

的時間間隔

根據地球軌道劃分：

(地)內行星：水星、金星

(地)外行星：火星、木星、土星、天王星、海王星 (冥王星)

以小行星帶劃分：

帶內行星：水星、金星、地球、火星

帶外行星：木星、土星、天王星、海王星 (冥王星)

以物理性質劃分：

類地行星：水星、金星、地球、火星(質量小、體積小、平均密度大)

類木行星：木星、土星、天王星、海王星(質量大、體積大、平均密度小)

行星定義： 行星： 位于圍繞太陽的軌道上 有足夠大的質量來克服固體應力以達到流

體靜力平衡的形狀(近球體) 已經清空了其軌道附近的區域

矮行星：位于圍繞太陽的軌道上 有足夠大的質量來克服固體應力以達到流體靜力平衡

的形狀(近球體) 沒有清空了其軌道附近的區域 不是行星的衛星

太陽系小天體： 其他所有圍繞太陽運動的不是衛星的天體