凌 (天體)和子午儀

快捷方式: 差异，相似，杰卡德相似系数，参考。

凌 (天體)和子午儀之间的区别

凌 (天體) vs. 子午儀

凌，或明確的說是天體的凌，在天文學上有三種意義：. 子午儀是測量恆星通過其所在地的子午線，也就是過中天的事件的計時，同時也測量其距離天底的角距離的儀器。這些都是安裝做特別用途的望遠鏡，以便只在通過經線的北點、天頂、南點、天底的大圓上測量。 子午儀望遠鏡依賴地球自轉將天體帶入它們的視野，並且安裝在東西固定與水平的軸上，因此只能在子午線上南北移動。 類似的中星儀（transit instrument）、 子午圈（transit circle）或中星望遠鏡（transit telescope）同樣安裝在水平軸上，但不需要固定在東西方向的軸。例如，測量用的經緯儀，如果其望遠鏡能夠充分的繞水平軸旋轉，就像中星儀一樣。子午儀有時也會被用這些名稱來稱呼，但這樣是不夠精確的。 多年以來，過中天計時是測量天體位置最精確的方法，子午儀被用來從事這最艱苦的工作。在光譜學、攝影和反射望遠鏡成熟之前，測量位置（和推算軌道和天文常數）是天文台的主要工作。.

天文學

天文學是一門自然科學，它運用數學、物理和化學等方法來解釋宇宙間的天體，包括行星、衛星、彗星、恆星、星系等等，以及各種現象，如超新星爆炸、伽瑪射線暴、宇宙微波背景輻射等等。廣義地來說，任何源自地球大氣層以外的現象都屬於天文學的研究範圍。物理宇宙學與天文學密切相關，但它把宇宙視為一個整體來研究。 天文學有著遠古的歷史。自有文字記載起，巴比倫、古希臘、印度、古埃及、努比亞、伊朗、中國、瑪雅以及許多古代美洲文明就有對夜空做詳盡的觀測記錄。天文學在歷史上還涉及到天體測量學、天文航海、觀測天文學和曆法的制訂，今天則一般與天體物理學同義。 到了20世紀，天文學逐漸分為觀測天文學與理論天文學兩個分支。觀測天文學以取得天體的觀測數據為主，再以基本物理原理加以分析；理論天文學則開發用於分析天體現象的電腦模型和分析模型。兩者相輔相成，理論可解釋觀測結果，觀測結果可證實理論。 與不少現代科學範疇不同的是，天文學仍舊有比較活躍的業餘社群。業餘天文學家對天文學的發展有著重要的作用，特別是在發現和觀察彗星等短暫的天文現象上。 http://www.sydneyobservatory.com.au/ Official Web Site of the Sydney Observatory Astronomy (from the Greek ἀστρονομία from ἄστρον astron, "star" and -νομία -nomia from νόμος nomos, "law" or "culture") means "law of the stars" (or "culture of the stars" depending on the translation).

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纬度

纬度（φ）是一个地理坐标，用以确定一点在地球表面上的南北位置。纬度是一个角度，其范围从赤道的0度到南北极的90度。纬度相同的连线或其平行线，是一个与赤道平行的大圆。纬度通常与经度一起使用以确定地表上某点的精确位置。在定义经纬度的时候，做了两个抽象假设。第一，以大地水准面来代替地球的物理表面，大地水准面是一个假想的由地球上静止平衡的海平面延伸到陆地内部而形成的闭合曲面。第二，用一个数学上简单的参考表面来作为大地水准面的近似。最简单的参考表面为球面，但是用旋转椭球面来模拟大地水准面要更为准确些。经纬度在这个参考表面上的定义将在下文中详细说明，经度相同和纬度相同的点的连线共同构成了这个参考表面上的经纬网。地球真实表面上一点的纬度和其在参考表面上的对应点一致，过地球真实表面上一点作参考表面的法线，该法线与参考表面的交点即为真实表面上那一点的对应点。纬度，经度和遵循某种规范的高度共同组成了 ISO 19111 标准中所定义的地理坐标系统。 由于有不同的参考椭球面，地表上一点的纬度特征也就并不唯一。ISO标准中关于这一点的描述为：如果坐标参考系统没有完全定义，那么坐标(主要指经度和纬度)顶多是模糊不清的，至少也是毫无意义的。这对于精确的应用非常重要，比如GPS，但是，在一般的使用中，并不需要很高的精度，通常也就不提及参考椭球面。 在英文文本中，纬度通常使用小写希腊字母phi (φ)来表示。它以度、分、秒或者小数形式的度来计量，再附上N或S来表示北纬或南纬。 无论是为了使用经纬仪还是为了确定GPS卫星的轨道，纬度的测量都要求人们对地球重力场有充分的了解。研究地球的轮廓及其重力场的学科是大地测量学，这些内容将不会在此文中讨论。通过简单的名称变换，这篇文章里涉及到的地球坐标系统也可以扩展运用到月球，行星和其它天体上。 纬度数值在0至30度之间的地区称为低纬度地区；纬度数值在30至60度之间的地区称为中纬度地区；纬度数值在60至90度之间的地区称为高纬度地区。 赤道、南回归线、北回归线、南极圈和北极圈是特殊的纬线。.

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经度

经度是一种用于确定地球表面上不同点东西位置的地理坐标。经度是一种角度量，通常用度来表示，并被记作希腊字母λ(lande)。子午线穿过南极和北极并把相同经度的点连起来。按照惯例，本初子午线是经过伦敦格林威治皇家天文台的子午线，是0度经线所在地。其他位置的经度是通过测量其从本初子午线向东或向西经过的角度得到的，经度的範圍为从本初子午线0° 向东至180°E 和向西至180° W。具体来说，某位置的经度是一个通过本初子午线的平面和一个通过南极、北极和该位置的平面所组成的二面角。(这就组成了一个右手坐标系，其z轴(右手拇指)从地球中心指向北极方向，其x轴(右手食指)从地球中心指向本初子午线与赤道的交点。) 如果地球是一个均质球体，那么一点的经度就等于过该点的南北铅垂面和格林尼治子午面之间夹角的角度。地球上任何地方的南北铅垂面都会包含地球的自转轴。但是地球并不是均质的，而是有很多山脉，在山脉的重力影响下，铅垂面就会偏离地球的自转轴。即便如此，南北铅垂面仍然会和格林尼治子午面相交于某个角度，该角度被称为天文经度，通过天文观测来确定。地图和GPS设备上显示的经度是格林尼治子午面与过该点的一个非严格铅垂面之间夹角的角度，该非严格铅垂面垂直于一个近似于大地水准面的椭球体表面，而不是直接垂直于大地水准面本身。 作为起点，过去其它国家或人也使用过其它的子午线做起点，比如罗马、哥本哈根、耶路撒冷、圣彼德堡、比萨、巴黎和费城等。在1884年的国际本初子午线大会上格林维治的子午线被正式定为经度的起点。東經180°即西經180°，約等同於國際日期變更線，國際日期變更線的兩邊，日期相差一日。 经度的每一度被分为60角分，每一分被分为60秒。一个经度因此一般看上去是这样的：东经23° 27′ 30"或西经23° 27′ 30"。更精确的经度位置中秒被表示为分的小数，比如：东经23° 27.500′，但也有使用度和它的小数的：东经23.45833°。有时西经被写做负数：-23.45833°。偶尔也有人把东经写为负数，但这相当不常规。 一个经度和一个纬度一起确定地球上一个地点的精确位置。纬度的每个度的距離大约相当于111km，但经度的每个度的距离从0km到111km不等。它的距离随纬度的不同而变化，沿同一緯度約等于111km乘纬度的余弦。不过这个距离还不是相隔一经度的两点之间最短的距离，最短的距离是连接这两点之间的大圆的弧的距离，它比上面所计算出来的距离要小一些。 一个地点的经度一般与它于协调世界时之间的时差相应：每天有24小时，而一个圆圈有360度，因此地球每小时自转15度。因此假如一个人的地方时比协调世界时早3小时的话，那么他在东经45度左右。不过由于时区的分划也有政治因素在里面，因此一个人所在的时区不一定与上面的计算相符。但通过对地方时的测量一个人可以算得出他所在的地点的经度。为了计算这个数据，他需要一个指示协调世界时的钟和需要观察对太阳经过子午圈的时间。由于地球在一个椭圆轨道上绕太阳旋转，这个计算和观察比上面叙述的还要复杂些。.

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目镜

鏡，又称接目镜，通常是一个透镜组，可以連接在各種不同光學設備，像是望遠鏡和顯微鏡，的後端。所以如此命名，是因為當設備被使用時，它常是最接近使用者眼睛的透鏡。物鏡的透鏡和面鏡收集光線並引導至焦點生成影像；目鏡被安置在焦點，主要的功能在放大影像，放大的倍率則與目鏡的焦距有關。 目鏡通常會包含幾個組裝在一起的「透鏡元件」，裝在一個筒狀物的後端。這個筒狀物則會塑造成適合儀器的特別開口，影像可以經由移動目鏡和物鏡焦點的位置而聚焦成像。多數儀器都會有一個聚焦的裝置，允許目鏡在軸上移動，而不需要直接去操作目鏡。 雙筒望遠鏡的目鏡通常是永久固定在鏡筒上，因此它們的視野和放大倍率都是預先就被設定好的。望遠鏡和顯微鏡，目鏡通常都可更換，而通過目鏡的更換，使用者可以調整視野和倍率。例如，望遠鏡就經常以更換目鏡來增加或減少倍率；目鏡也為使用者提供提供不同視野和適眼距的調整。 現在用於研究的望遠鏡已不再使用目鏡，取而代之的是裝置在焦點上的高品質CCD感測器，而影像就可以直接在電腦的顯示器上觀察。有些業餘天文學家也在個人的望遠鏡上安裝了相似的設備，但普遍的仍然是直接使用目鏡來觀察影像。 除了伽利略式望遠鏡的目镜采用凹透镜以外，大多数望远镜的目镜都可以等效为凸透镜。一个好的目镜应该尽可能消除色差、像差、提供优良的像质，提供较大的表观视场，较长的適眼距以方便人们使用，提供较好的目镜罩以减少杂光干扰。设计优秀的目镜还考虑了戴眼镜的人使用，使用了橡皮可翻目镜罩或者可调升降目镜罩。目镜的光学系统的设计有多种形式，如：惠更斯目镜（H式或HW式）、冉士登目镜（R式或SR式），这些属于第一代目镜。第二代目镜具有代表性的有四种：凯尔纳目镜（K式）、普罗素目镜（PL式）、阿贝无畸变目镜（OR式目镜）、爱尔弗广角目镜。第三代目镜最著名的目镜是Nagler目镜，它拥有更加出色的表现，特別是在視場修正技術方面。在小型天文望远镜中，大部分目镜的接口遵循三个标准，即外径为0.965英寸（24.5毫米）、1.25英寸（31.7毫米）和2英寸（50.8毫米），具有相同接口标准的目镜可以互相替换使用。.

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恒星

恆星是一種天體，由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體，太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星，幾乎全都在銀河系內，但由於距離非常遙遠，這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上，那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群，而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄，提供了許多不同恆星命名的標準。 至少在恆星生命的一段時期，恆星會在核心進行氫融合成氦的核融合反應，從恆星的內部將能量向外傳輸，經過漫長的路徑，然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡，恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前，會經歷恆星核合成的過程；而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成，會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭，恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜，確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量（化學元素的豐度），和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素：恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。 恆星的生命是由氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料，質量大於0.4太陽質量的恆星，會膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態，並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星，它們會含有比例較高的重元素。與此同時，核心成為恆星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質量）。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系。.

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格林尼治皇家天文台

格林威治皇家天文台（Royal Observatory, Greenwich），舊稱皇家格林威治天文台（Royal Greenwich Observatory，簡稱RGO），是英國國王查理二世於1675年在倫敦格林威治建造的一個综合性天文台，在8月10日安放了奠基石，同時國王也創建了皇家天文學家的職位（第一位擔任此職的是約翰·弗蘭斯蒂德），以擔任天文台的台長和"致力於以最忱治的關心和努力校正天體運動的星表，和恆星的位置，以便能正確的定出經度，使導航成為完美的藝術"。天文台座落於格林威治公園俯瞰著倫敦泰晤士河的一座小山上。.

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