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15 关系: 卡特林那巡天系統，南半球，大熊座，天球赤道，天文單位，奥尔特云，北半球，视星等，觀測弧，距角，軌道測定，JPL Horizons On-Line Ephemeris System，施密特-卡塞格林望遠鏡，拱點，曆元。
卡特林那巡天系統
卡特林那巡天系統（Catalina Sky Survey）是一個發現彗星和小行星，包括搜索近地小行星的計畫。更具體的說，搜索可能對地球構成撞擊威脅，有潛在威脅小行星（potentially hazardous asteroid，PHAs.）的高危險群。.
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南半球
南半球（Southern Hemisphere）是指赤道以南的半个地球。 南半球主要包括的地區有亚洲印度尼西亞南部、非洲中部及南部、大洋洲絕大部分、南美洲大部分、南極洲全部。 在南半球，夏季为12月至2月，冬季为6月至8月，与北半球四季相反。 南半球的海洋有南太平洋、南大西洋、印度洋。 由于南半球的海洋面积更多地大于陆地面积，除了南极洲的极度寒冷外，南半球的气候相对北半球的气候要温和些。也因为如此，再加上气流多东西环流，南半球的污染要比北半球少很多。 在南半球，朝北向阳。.
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大熊座
大熊座是一个星座，在北半球的大部分常年可见。.
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天球赤道
天球赤道是在天球上的一個大圓，它與地球的赤道是同一個平面。換言之，天球赤道是地球赤道在天球上的投影。相同的結果是地球的軌道傾角，使天球的赤道相對於黃道平面傾斜約23.5°。 在地球赤道上的一位觀測者，看到的天球赤道是通過天頂的一個半圓，而當觀測者向北（南）移動，天球赤道就會向南（北）方地平傾斜。天球赤道的距離被定義為無窮遠（因為它位於天球上），因此觀測者看見天球赤道半圓的末端，相對於觀測者，永遠都在地平的正東方與正西方(只有在地理極點的觀測者，看見的天球赤道是平行於地平線)。在所有的緯度上，觀測者看見的天球赤道看起來都是一條理想的直線，因為觀測者與地球赤道的距離都是有限的，但是天球赤道的距離是無窮遠的。 在地面上如何确定天赤道：举一手与北极星成一直线，举另一手与之成直角，所指即在天赤道上。（原理：因为北极星离地球400光年，地球半径与之相比长度几乎可以忽略。因此，北极星的高度（角度）应该就约等于（北半球）观测者所处的纬度；按上述方法举起“另一手” 所形成的线就大致平行于赤道；又因为天球是无穷大的，观察者与地球赤道之间的距离就可以忽略不计，因而该手所指，就无限接近于天赤道。 或者更简单地解释：北极星离地球极远，因此，观察者与北极的连线就无限接近于北极星与地心的连线；与该线垂直的线就应平行于赤道；而又因为天球是无穷大的，观察者与地球赤道之间的距离就可以忽略不计，因而该手所指，就无限接近于天赤道。） 位於天球赤道上的天體在全球各地都能看見，但是只有在中天時到達最高點，而只有在熱帶才能真正的在天球的最高處看見。天球赤道經過的星座共有15個，名稱如下：.
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天文單位
天文單位（縮寫的標準符號為AU，也寫成au、a.u.或ua）是天文學上的長度單位，曾以地球與太陽的平均距離定義。2012年8月，在中国北京举行的国际天文学大会（IAU）第28届全体会议上，天文学家以无记名投票的方式，把天文单位固定为149,597,870,700米。新的天文单位以公尺来定义，而公尺的定义来源于真空中的光速，也就是说，天文单位现在不再与地球與太阳的實際距离挂钩，而且也不再受时间变化的影响（虽然天文单位最初的来源就是日地平均距离）。 國際度量衡局建議的縮寫符號是ua，但英語系的國家最常用的仍是AU，國際天文聯合會則推薦au，同時國際標準ISO 31-1也使用AU，后来的國際標準ISO 80000-3:2006又改成了ua。通常，大寫字母僅用於使用科學家的名字命名的單位符號，而au或a.u.也可以是原子單位或是任意單位；但是AU被廣泛的地區使用作為天文單位的符號。以1天文單位距離的值為單位的天文常數的值會以符號A標示。.
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奥尔特云
奧爾特雲，又稱奧匹克-奧爾特雲，在理論上是一個圍繞太陽、主要由冰微行星組成的球體雲團。奧爾特雲位於星際空間之中，距離太陽最遠至10萬天文單位（約2光年）左右，也就是太陽和比鄰星距離的一半。同樣由海王星外天體組成的凱伯帶和離散盤與太陽的距離不到奧爾特雲的千分之一。奧爾特雲的外邊緣標誌著太陽系結構上的邊緣，也是太陽引力影響範圍的邊緣。 奧爾特雲由2個部份組成：一個球形外層和一個盤形內層，後者又稱希爾斯雲（Hills cloud）。奧爾特雲天體的主要成份為水冰、氨和甲烷等固體揮發物。 天文學家猜測，組成奧爾特雲的物質最早位於距太陽更近的地方，在太陽系形成早期因木星和土星的引力作用而分散到今天較遠的位置。目前對奧爾特雲沒有直接的觀測證據，但科學家仍然認為它是所有長週期彗星、進入內太陽系的哈雷類彗星、半人馬小行星及木星族彗星的發源之地。奧爾特雲外層受太陽系的引力牽制較弱，因此很容易受到臨近恒星和整個銀河系的引力影響。這些擾動都會不時導致奧爾特雲天體離開原有軌道，進入內太陽系，並成為彗星。根據軌道推算，大部份短週期彗星都可能來自於離散盤，其餘的仍有可能來自奧爾特雲。.
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北半球
北半球（Northern Hemisphere），是指地球赤道以北的半球。 地球上大部份的陸地（亞洲大部份、歐洲全部、非洲北半部、北美洲全部、南美洲極北部）及人口都在北半球。在北半球，冬季通常是1月至3月，夏季通常是7月至9月，與南半球四季相反。 北半球的海洋有北太平洋、北大西洋及北冰洋。 在北半球，朝南向陽。.
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视星等
视星等（apparent magnitude，符號：m）最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的，他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级，即1等星到6等星。1850年英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。根据这个关系，星等被量化。重新定义后的星等，每级之间亮度则相差2.512倍，1勒克司（亮度单位）的视星等为-13.98。 但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本來的等級──引入「负星等」概念。这样整个视星等体系一直沿用至今。如牛郎星为0.77，织女星为0.03，除了太陽之外最亮的恒星天狼星为−1.45，太阳为−26.7，满月为−12.8，金星最亮时为−4.89。现在地面上最大的望远镜可看到24等星，而哈勃望远镜则可以看到30等星。 因为视星等是人们从地球上观察星体亮度的度量，它实际上只相当于光学中的照度；因为不同恒星与地球的距离不同，所以视星等并不能指示出恒星本身的发光强度。 由于视星等需要同时考虑星体本身光度与到地球的距离等多重因素，会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。例如巴纳德星距离地球仅6光年，却无法被肉眼所见（9.54等）。 如果人们在理想環境下（清澈、晴朗且没有月亮的夜晚），肉眼能观察到的半個天空平均约3000颗星星（至6.5等計算），整个天球能被肉眼看到的星星則约有6000颗。大多数能为肉眼所见的星星都在数百光年内。现在人类用肉眼可以看见的最远天体是三角座星系，其星等约为6.3，距离地球约290万光年。历史上肉眼能看见的最远天体是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽玛射线暴，距离地球达到75亿光年，视星等达到5.8，相当于用肉眼看见那里75亿年前发出的光。 另外，宇宙中大量的星际尘埃也会影响到星星的视星等。由于尘埃的遮蔽，一些明亮的星星在可见光上将变得十分暗淡。有一些原本能为肉眼所见的恒星变得再也无法用肉眼看见，例如银河系中心附近的手枪星。 星星的视星等也随着星星本身的演化、和它们与地球的距离变化而变化当中。例如，当超新星爆发时，星体的视星等有机会骤增好几个等级。在未来的几万年内，一些逐渐接近地球的恒星将会显著变亮，例如葛利斯710在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。.
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觀測弧
观测弧是一个天文学术语，指的是跟踪天体路径时，从第一次到最近（或最后）一次观测之间的时间段，主要用在对小行星和彗星等天体的发现与跟踪上。 观测对象的轨道精度会受到观测弧的影响。观测弧小于30天可能会使得对距最后一次观测超过一年的天体的再次搜寻观测变得很困难。.
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距角
距角是一個天文名詞，表示從地球上觀察時，行星和太陽之間分離的角度。 當一顆內側行星在日落後能看見時，它通常是接近東大距，而在日出之前能看見時，則是接近西大距的時候。大距（東大距或西大距）的數值，對水星是在18° 和28°之間；對金星則是在45° 和47°之間。這個數值的變化是因為行星的軌道是橢圓形，而不是完美的圓型的緣故。 參考天文曆表和網站，像是，可以查到行星下一次達到大距的時刻。 在2008年，金星沒有大距 － 無論是東大距還是西大距，金星上次是在2007年10月26日西大距，要到2009年1月17日才會抵達東大距的位置。 在2008年，水星在1月22日、5月14日和9月11日東大距（然後是2009年1月4日）；西大距則在3月3日、7月2日和10月22日。.
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軌道測定
軌道測定是估算月球、行星和太空船等物體軌道的一套技術。測定最近觀測到的小行星軌道通常也使用這一套技術，不僅可以推測這顆小行星未來的位置，並透過觀測來驗證；也可以知道還未被發現前的位置。 觀測是取得一系列資料以送入軌道測定的演算法。通常一位地基的觀測者的觀測資料包括時間標記、方位角、高度角、斜距和/或範圍率值。因為肉眼的觀測不能滿足精密定軌的需求，所以都要使用望遠鏡或雷達裝置。 軌道測定之後，數學的推演技術可以用於預測物體未來的軌道位置。隨著時間的推移，物體的實際軌道路徑往往會偏離預期的路徑（尤其是天體的攝動是很難預測的，像是大氣阻力等）；新的軌道測定使用新的觀測，並有助於重新角準軌道的知識。 美國和做伙的國家，範圍廣泛的光學、和雷達的資源，允許聯合太空作戰中心觀測與蒐集地球軌道上所有的物體。這些觀測用於新的軌道計算和測定，以及維護衛星目錄的總體精度。防撞計算可以使用這些資料來計算一個軌道上的物體與另一個軌道上的物體碰撞的概率。如果在目前軌道上的碰撞風險是不能接受的，衛星的營運單位可能會決定調整軌道（如果碰撞的概率很低，它是不可能調整軌道的。因為這樣做將會導致衛星的推進劑迅速耗盡）。當觀測的數量和品質提高，軌道測定技術的準確性也會提高，就會減少提醒衛星營運單位注意的假警報。其它國家，包括俄羅斯和中國，都有類似的追蹤資源。.
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JPL Horizons On-Line Ephemeris System
#重定向 噴氣推進實驗室線上曆書系統.
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施密特-卡塞格林望遠鏡
施密特-卡塞格林式望遠鏡是一種折反射望遠鏡，以折疊的光路與修正板結合，做成一個緊密的天文學儀器。.
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拱點
拱點（apsis，複數為apsides）是指一个物体的运动轨道的极端点；在天文學中，这个词是指在橢圓軌道上運行的天體最接近或最遠離它的引力中心（通常也就是系統的質量中心）的點。 最靠近引力中心的點稱為近拱點（periapsis）或近心點（pericentre），而距離最遠的點就稱為遠拱點（apoapsis）或遠心點（apocentre）。連接近拱點和遠拱點的直線稱為拱點線，是橢圓的長軸，也是橢圓內最長的直線段。 連接近拱點與遠拱點的直線稱為拱點線。橢圓的長軸與拱點線同線。 以下是用於辨識橢圓軌道的項目：.
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曆元
曆元，在天文學是一些天文變數作為參考的時刻點，例如天球座標或天體的橢圓軌道要素，因為這些會受到攝動而隨著時間變化。這些會隨著時間變動的天文變量可能包括天體的平黃經或平近點角、軌道相對於參考平面的交點、軌道近日點和遠日點或拱點的方向、其軌道半長軸的大小等等。 在中國古代曆法中，則為曆法起算的基準點。对天球坐标来说，其他时刻天体的位置可以依据岁差和天体的自行而计算出。在轨道根數的情况下，就必须考虑其他物体产生的扰动才能计算出另一时刻的轨道根数。 现在使用的标准曆元是J2000.0，即TT（Terrestrial Time）时间2000年1月1日12:00。前缀「J」代表这是一个儒略曆元（Julian epoch）。在使用J2000.0前的标准曆元是B1950.0，前缀「B」代表这是一个贝塞耳曆元（Besselian epoch）。 贝塞耳曆元在1984年前使用，而现在使用的是儒略曆元。 亨利·德雷伯星表使用B1900.0，B1900.0纪元在天文学上使用。因为恒星的赤经和赤纬会因岁差之缘故改变，天文学家经常定义某一纪元作为参考点。B1900.0纪元标准已经被后继标准所取代：B1950.0以及现在使用的J2000.0纪元标准。前缀"B"代表这是一个贝塞耳纪元而非一个儒略纪元。 对轨道参数的曆元经常会同时给出TT时间，有如下几种格式：.
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