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照相天体测量学

标签: 照相天体测量学

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  天体测量学的一个分支。主要任务是利用照相方法来测定并研究天体的相对位置和运动,其中包括:①天体(包括人造天体)的空间位置的测定;②恒星自行的测定;③双星聚星系统的运动的测定;④视差的测定;⑤照相星表的编制;⑥日全食时相对论效应的验证等。一百多年来,随着照相技术的不断革新,照相天体测量学得到很大的发展。目前的趋势是:由于观测工作逐渐向暗星方面发展,越来越多的口径在一米以上的反射望远镜应用于天体测量工作,并运用全自动光电坐标量度仪来测量底片,以提高精度和效率。此外,正在试验利用光电技术直接在望远镜上测量恒星的位置,然后用快速电子计算机进行处理,以逐步实现仪器、设备的自动化。
  照相天体测量所用的是相对测量的方法。通常先在底片上任意选定一个坐标系,在这个坐标系中测量星像的相对位置,然后从星表中选择一些已知赤道坐标的星作为定标星,并利用这些定标星把量得的相对坐标归算为赤道坐标(见照相天体测量方法)。照相天体测量的精度,主要取决于底片的测量误差。增加定标星的数目,可以减少定标星测量的偶然误差和星表的偶然误差,但是待定天体的测量的偶然误差、星表的系统误差和测量的系统误差,仍会全部反映到最后得到的赤道坐标中去。照相天体测量的精度还取决于定标星的自行。一般来说,底片的测量精度约为1~2微米,对于焦距为2米左右的望远镜,照相定位精度平均为0奬15。现代照相天体测量学有下述几个最活跃的课题。
  建立参考坐标系 
 以恒星位置和自行为主建立参考系的工作,主要是把星表扩充到更暗的范围。其中有代表性的是德国天文学会第三星表AGK3,它刊载了亮于12等的恒星的位置和自行,是目前小行星、彗星及其他天体的照相定位工作中选取定标星最好的星表。1932年苏联天文学家提出了编制“暗星星表”的计划。其特点之一是以河外星系为背景来测定恒星自行。如河外星系的横向速度为每秒1,000公里,则最近的星系的位置变化仅为每年0奬0001,比自行的测量误差小得多,因此在100年内,可以认为是不变的,这就能作为不动的参考坐标系来测定恒星自行。美国也有类似的计划。最近,利用苏联和美国的相对于星系测定的自行资料进行分析研究,求得了岁差常数的改正值以及奥尔特常数AB(见银河系自转)。岁差常数改正值与根据基本星表求出的值相差不大,奥尔特常数B值也符合得较好,但A值相差较大。这些结果说明,相对于星系求恒星自行的系统,在赤纬方面比较好,在赤经方面则有较大的系统差,其原因还有待研究。
  暗星自行的测定  为了研究银河系的力学特征,需要测定直到21等的暗星的自行,其中包括测定疏散星团行星状星云新星的自行。根据自行资料,可以证认星团成员,研究星团的内部运动、扩散运动和绝对自行等。发现大自行的暗星并测定其自行,对于研究太阳附近银河系的力学特征是很有意义的。最近一、二十年来,有几个天文台从事这方面的工作,发表了数以万计的自行大于每年 0奬2的恒星星表。大自行的暗星可能是近距矮星,还需要测定它们的视差。
  暗星三角视差的测定  自1837~1839年贝塞耳等人第一次精确测定恒星的视差以来,已经有一百多年的历史,其重要意义逐渐为人们所认识。美国华盛顿海军天文台专门研制了一台口径为1.55米的天体测量望远镜,用于测定暗星视差。在已经测定过视差的几千颗星中,暗于目视星等14等的只有100多颗。
  研究双星和聚星系统的运动  对双星特别是对距离在20秒差距以内的双星进行照相观测,可以精确地测定恒星的质量。为了确定双星轨道及其质量,需要几十年甚至上百年的观测资料,要拍几百甚至上千张底片。利用照相观测还可获得双星的各个子星相对于定标星的位置,这样就可计算相对于这一系统的质心的轨道。对轨道周期变化作详细的分析,还可以发现质量小的不可见伴星,以至找到可能存在的类行星伴星。
  参考书目
 W.A.Hiltner,Astronomical Techniques,Chap.20,pp.461~486,Univ.of Chicago Press,Chicago,1962.

 

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