求基础天文知识

关于天文最基础要认识那些有关天文知识~

http://baike.baidu.com/view/241750.htm
视运动
反映天体真运动的一种表面现象。
例如，天体的周日运动就是一种视运动，它事反映地球绕轴自转的一种表面现象；太阳每年巡天一周的运动也是一种视运动，它事反映地球绕太阳公转的一种表面现象
http://zhidao.baidu.com/question/6481217.html
天体视运动（apparent motion of celestial bodies）

地面观测者直观观测到的天体的运动，主要是由地球自转引起的。对太阳系内的天体来说，地球绕太阳公转和这些天体本身的空间运动也是形成天体视运动的重要原因。在太阳系外的各类天体中，一些近距星的视位置还要受到因地球公转所引起的周年视差和太阳本动带来的长期视差的影响。此外，岁差和章动、光行差、自行和大气折射等也会引起天体在天球上视位置的改变，但这些通常都不属于天体的视运动的研究范围。

天体的周日视运动 由于地球自转，地面上的观测者看到天体于一恒星日内在天球上自东向西沿着与赤道平行的小圆转过一周。这个圆称为天体的周日平行圈。这种直观的运动称为天体的周日视运动。周日视运动是一切天体最显著的视运动。在用天体照相仪对北极天区所拍得的照片上，可以清晰地看到北极附近恒星的周日视运动轨迹。在地球北极处,北天极与天顶重合,天体的周日平行圈与地平圈平行，天体既不升起，也不下落，永远保持同一高度。那里只能看到天球北半部的天体。在赤道处，天极落在地平圈上，天体的周日平行圈与地平圈相垂直，天体沿着与地平圈垂直的圆周自东向西作周日视运动。那里可以看到全天的天体。天体因周日视运动不断改变着自己的地平坐标，即方位角和高度。

天体在作周日视运动时，经过天球上一些特殊的圈（包括大圆和小圆）或点，这些现象在天体测量工作中具有重要意义。

中天 天体经过观测者的子午圈时称为中天。经过包括天极和天顶的那半个子午圈时，天体到达最高位置，称为上中天;经过包括天极和天底的那半个子午圈时,天体到达最低位置，称为下中天。

出没 天体经过观测者的地平圈时称为出没，也称升落。天体从地平圈下升到地平圈上称为出，反之称为没。永不下落和永不上升的天体没有出没现象。

由于地球公转等因素的影响，不同日期内天体周日视运动的轨迹是有变化的。对太阳系的天体，特别对太阳和月球来说，它们的赤道坐标在短时期内有显著变化，它们的周日视运动的轨迹变化较快，尤其是每天的出没时刻和方位以及中天的时刻和高度都会有显著的变化。但对于恒星来说，这种影响是极其微小的。

太阳的视运动 太阳除参与因地球自转引起的周日视运动外，还存在因地球公转引起的在恒星背景上的相对运动，即周年视运动。太阳因周年视运动在黄道上自西向东每天移动约1°。在一年的不同日期内,太阳的赤经、赤纬的变化，引起昼夜长度的变化。对北半球来说，一年内只有两天，即春分和秋分，太阳由东点出，西点没，昼夜相等。从春分起,太阳的出没方位逐渐北移,夏至日到达最北点。在这段时间内，太阳出的时刻逐日提早，而没的时刻逐日延迟。同时中天高度越来越高，白昼变长，黑夜缩短。夏至那天中天高度最高，白天最长。夏至以后，太阳的出没方位逐渐南移，中天高度逐渐下降。秋分以后，太阳的出没位置已在东、西点以南，昼短夜长。这个过程一直延续到冬至日为止。这时，太阳的出没位置到达最南点，白昼最短,黑夜最长。以后,太阳的出没点重新北移，到春分点时昼夜又相等，完成一年一周的运动。由于纬度不同，太阳周日视运动的变化情况也有所不同。纬度越高，夏季白天越长，冬季白天越短。极圈以北开始出现“白夜”和“黑昼”。在地球北极，则是半年白天，半年黑夜，太阳不再每天东升西落。南半球的情况和北半球完全相同，只是冬和夏、春和秋，恰好相反。在赤道上，一年四季昼夜的长短是不变的。

月球的视运动 月球除了周日视运动外，由于它围绕地球每月公转一周，地球上的观测者还看到它自西向东在星座之间移动。月球的这种运动引起月球赤经、赤纬和黄经、黄纬的不断改变，使月球的周日视运动轨迹发生相应的变化。在一年的不同日期内，月球的出没方位角和中天高度变化很大。因为白道很靠近黄道，月球一月之内在天球上运动的情况与太阳的周年视运动相类似。同一月相在一年内不同月份的周日视运动轨迹也是不同的。以满月为例，在北半球的夏季，满月的运动情况与冬季的太阳相似，从东南升起，在西南下落，中天高度较低,照耀时间较短。冬季的满月则从东北升起,在西北下落，中天高度较高，照耀的时间也较长。其他月相也有类似的情况。月球平均每天东移约13°，因而升起的时间平均每天推迟50分钟左右。

行星的视运动 行星是太阳系内的天体，它们除参与周日视运动外，还因地球的公转和行星本身的绕太阳公转运动而不断改变其对于恒星的相对位置。行星在天球恒星背景上的相对运动与太阳和月球的情况不同。对太阳和月球来说，这种运动的方向始终是朝东的。对行星来说，则有时朝东，有时朝西，这是地球和行星二者的公转运动合成后在天球上的反映。行星的朝东运动称为顺行，朝西运动称为逆行。行星的主要运动方向为顺行。(看动画演示>>>)顺行和逆行之间的转折点称为“留”，在留附近行星相对恒星背景的运动是很慢的。

以地球为中心，地球和行星的连线与地球和太阳的连线之间的交角在黄道上的投影称为行星的距角。距角为0°时称为“合”，这时行星与太阳的黄经相等,行星为太阳的光辉所淹没。距角为90°时称为“方照”。距角为180°时称为“冲”。行星相对恒星背景运动一整周所经历的时间，称为行星运动的恒星周期；行星按同一方向连续两次经过同一距角位置所经历的时间，称为行星运动的会合周期。

地内行星和地外行星的距角变化情况有所不同。地内行星离太阳比地球近，它在任何位置上的距角都不会超过某一数值，因而不会出现冲和方照的现象。具体来说，水星的最大距角不超过28°，金星的最大距角不超过48°。在天球上，它们有时位于太阳以东，太阳落下后不久出现在西方地平线附近，称为昏星；有时位于太阳以西，太阳升起前不久出现在东方地平线附近，称为晨星。地内行星在一个会合周期内距角有两次达到极大值，即东大距和西大距，这时是观测地内行星的最好机会。地内行星在一个会合周期内可以出现两次合：一次在地球和太阳之间，称为下合；另一次它同地球分在太阳两侧，称为上合。

地外行星和地内行星不同,它们离太阳比地球远,在一个会合周期内距角可以从0°变化到360°，可以出现一次冲、一次上合和两次方照。行星在太阳以西时称为西方照,在太阳以东时称为东方照。地外行星冲时,离地球最近。在行星轨道近日点附近出现的冲称为大冲，大冲是观测外行星，特别是观测火星的最好机会。

初学
可以借助天文科普书籍学习天文，也可以在网上交流学习。
要初步了解星体结构系统，了解恒星、行星、卫星的定义。
学习使用望远镜（这个也可以以后学）
了解星座。
认识天文单位和符合
进阶
加入天文社团学习更多知识
可以初步了解天体的形成、大爆炸和稳恒态理论。
专业
对所学天文理论提出自己的看法甚至反驳它。
自创新理论。

由于天文学在中国关注的人太少了（13亿分之千万到13亿分之百万吧），基础很难定义，毕竟每个国家公众天文基础都不同。们的父母和一世韶光，让生命精彩，让我

1: 天文学是…研究宇宙中一切物体（除了地球）的自然科学的一个分支。但是，天文学家确实也研究太阳和地球高层大气的作用，包括极光等。
2 大部分天文学家其实是天体物理学家。直到19世纪后期，天文学是很难描述和计算的。天文学家通过望远镜给天体照相并计算一些像日月蚀，行星的位置，恒星的位置和距离。尽管如此，天文学家是缺少对恒星物理性质和主宰它们为什么发光、怎样演化的物理机理的真正了解的。从那以后，我们在原子结构和物质作用知识上的突破使得天文学家通过物理规律的大方面应用而发现了宇宙的内在工作机制。这样，今天的大部分天文学家实际是天体物理学家并在做天体物理。这一头衔可以在鸡尾酒会上给人留下深刻印象。
3 天文学家大体上可以分为观测天文学家和理论天文学家。虽然一些人两方面都做，大部-分人更适合其中之一。尽管观测天文学家不必要整天埋头观测，他们要进行望远镜和仪器（如相机，光度计，光谱仪等）的研究设计来获得和分析宇宙天体的数据。另一方面，理论天文学家典型的是应用超级计算机建立模拟宇宙现象的模型。
4 观测天文学家和理论天文学家的工作经常是互相补充的。有时，观测天文学家会发现宇宙中无法解释的现象而理论天文学家会试着用数学和已知物理规律来解释观察到的东西。还有时，理论天文学家会发展一种理论预示了宇宙中某种现象或某种物理条件存在而观测天文学家会试着通过观察验证这种理论对不对。第一个例子是脉冲星的发现和后来的中子星理论。第二个例子是黑洞存在的理论假设和接着黑洞被真正发现。
5 总体来讲，研究宇宙是一件令人气馁的被动的活动。物理学家、化学家、生物学家有一个共同点：他们可以钻进实验室或到达目的地有效的创造出他们要研究的现象。他们可以接触到它，操作它，直接的和它们联系。问一个物理学家一个物质有多重，他们可以放在秤上称并马上读出来。问一个化学家一个反应放出多少热，他可以用温度计测出来。问一个生物学家一个血样有什么遗传特征，他可以立刻进行一系列小心的检测。对于天文学家来说整个宇宙就是一个实验室。但是，宇宙，用定义说就是“延展在那儿”的远在我们直接接触范围之外的所在。天文学家虽然可以测出一颗恒星离我们的距离，但是他不能用一盒卷尺去测量来验证这个距离。天文学家想知道太阳表面的温度，但是他不能去太阳那儿插一个温度计。天文学家想知道一个遥远星系的组成，但是他不能去那儿采样再运回地球分析。然而我们确实知道恒星的距离，太阳的温度，遥远星系的组成。这就是天文学为什么是一个如此令人着迷的领域，是一件对人类思想创造性灵活性有如此贡献的礼品。
6 天文学家通过收集分析宇宙天体的光和其它波段辐射研究宇宙。天文学家不能去宇宙中大部分的行星，恒星，和星系。取而代之，他们通过天体发送给我们的信息研究宇宙。能够携带信息给我们的就是光和其他波段辐射。这样天文学家主要通过天体辐射，研究宇宙天体（由物质构成）。很快我们就会谈到辐射。你也会在本章末找到关于物质的部分。
7 光学望远镜是一件通过聚光使我们可以看到比我们只用肉眼看到的更弱物体的设备。望远镜的原理本质上是相同的。进入望远镜的光被一系列的透镜、面镜不断聚焦成更细的光柱。因为光和辐射是天文学家研究宇宙的手段，所以越多的辐射被收集，能了解的信息就越多。
8 有两种基本的光学望远镜类型。大部分不是折射望远镜就是反射望远镜。
9 折射望远镜用透镜系统聚光。小的时候大部分人有这样的经验，在晴天我们用放大镜点燃一片树叶或纸。这个实验的原理就是放大镜把表面的光聚焦成一点，使这一点的温度特别高，即光度特别大。一架折射望远镜用透镜组完成同样的事情。在折射望远镜大的一端有两片大小相等但不同类型的镜片。当光通过它们，它们共同工作把光聚焦在望远镜筒另一端。在这一点，不管望远镜指向哪里都会成像。
10 反射望远镜用一面或多面反射镜完成相同的事情。在一架简单的反射望远镜中，遥远光束落在反射镜上。这面反射镜不是平的，它是凹面的。结果就会产生聚焦的效果。一种具体的形状是抛物面，可以使平行光轴的入射光聚焦在同一点。像折射望远镜一样，遥远物体在这一点成像。
11 一种简单的普通的被广大天文爱好者喜爱的反射望远镜是牛顿发明的。这一款今天被称为牛顿式反射望远镜的设计，在镜筒一端用凹抛物面集光聚焦。为了观测者方便，在镜筒里面另一端放置一块平面镜把光反射到镜筒侧面安装目镜的地方。许多天文爱好者都有这种设计的望远镜。
12 口径几到几十厘米的折射望远镜比反射望远镜昂贵。比如，平均15厘米的反射望远镜要几百美元，而15厘米的折射望远镜要几千美元。原因是这种大小下，磨制天文观测使用的反射镜比磨制透镜系统便宜。
13 对于需要便携性的爱好者来说，折射望远镜和牛顿反射式都是笨重的。一个典型的10英寸的牛顿反射式大约6到7英尺长100多磅重，而一个6英寸的折射望远镜就有这样大。很清楚，除非你有固定的场所安装这些设备，否则你要面临运输的困难。
14 另一种被称为施米特—卡塞格林的望远镜设计提供了一个有趣的优点。它是用反射镜和透镜的结合。口径几到几十厘米大小的施米特—卡塞格林式远比牛顿式昂贵但比纯折射的便宜，并且有着当牛顿式性能相近镜筒只有其三分之一长的优点。这样，施米特—卡塞格林式更便携且可以放在一个小的因而便宜的地方。因为它短，在有风的时候晃动的就很少。这是很重要的，因为望远镜的放大作用，即使很小的微风引起的震动在望远镜的像上也会产生很大的晃动。
15 我们看到最暗物体的下限取决于有多少光进入我们的眼睛而被聚焦。我们能看到东西因为光通过瞳孔被眼内的透镜系统聚焦在视网膜上成像，信号再被送到大脑。越多的光进入眼睛，越多的光落到视网膜上，越强的信号被送到大脑，就感到物体越亮。当我们刚进入一个黑屋子或刚从明亮的环境走到户外，我们感觉到什么都看不见。但当眼睛“适应”后，就可以看的更清楚了。适应是指瞳孔逐渐变大允许更多的光通过。尽管如此，还是有一个极限，能看多暗取决于瞳孔最大能变多大。
16 望远镜能让我们看到更暗物体是因为它们让更多的光进入我们的眼睛。即使在最暗的条件下，平均来说，认得瞳孔不能扩张大于8毫米。所以我们只能看到最暗和通过8毫米见方的光通量呈正比亮度。但是望远镜可以使我们欺骗大自然而把更多的光聚焦成适合瞳孔大小的光柱。用你的裸眼去看星空，你只能用瞳孔的8毫米见方集光。用望远镜看星空相当于用250毫米见方的透镜或面镜集光，这样相当于有了直径250毫米的瞳孔。这就怪不得望远镜能让我们看到宇宙中远比用裸眼看的暗的多的东西。理解这一基本原理你就明白能给我们揭示迄今为止都为尽知的宇宙的望远镜的神奇魔力了。我们将要看到，专业天文学家并不用眼睛而是用远比眼睛客观的仪器接受信号。但是位置是一样的。
17 天文学家倾向用主镜的口径称呼一架望远镜。天文学家倾向用“36英寸”或“2.4米”称呼一架望远镜。这样做的时候，他们使用英尺或米作单位指出望远镜主镜的直径。主镜通常被称为物镜。
18望远镜能够给我们看更远更暗天体的能力取决于主镜的面积。虽然天文学家用目镜的直径称呼望远镜，但望远镜聚光的能力正比于目镜的面积而不是起直径。根据圆面积公式，10英尺的望远镜实际上比5英尺的望远镜多聚4倍的光。望远镜聚集光的能力有时被称为聚光能力。但是这和望远镜的放大率没有任何关系。
19 为了放大望远镜中的像，你需要一个目镜。天文爱好者买的望远镜大多带有一组分类的目镜。每一个目镜典型的是一个小的包含透镜系统的圆柱。不同的目镜得到不同的放大率。
20 为了计算出一个特定目镜下一架特定望远镜的放大率，你必须理解焦距。每一个望远镜物镜和目镜有一个所谓的焦距。它其实是一个距离，通常用毫米衡量。（1英寸等于25.4毫米）如果你曾经用放大镜烧过树叶，放大镜镜片和燃烧物之间的距离就是焦距。换句话说，它就是透镜和来自遥远的光（此处是太阳）会聚的点。目镜的焦距通常写在目镜筒的侧面或末端，物镜的焦距经常包含在望远镜的文献里。
21 计算放大率，你要做的只是一个除法。当你在望远镜上插入一个特定的目镜需要计算它的放大率时，你要做的只是用物镜的焦距除以目镜的焦距。例如，一架望远镜物镜焦距是2540毫米，你插入了一个焦距25.4毫米的目镜，它的放大率是100。这样，意味着当你通过这架观测时，你会看到比你用裸眼近100倍或大100倍的物体。
22 理论上，用任一架望远镜可以得到任一放大率。为了得到更大的放大率你要做的只是选用越来越短焦距的目镜。这样，如果25.4毫米焦距的目镜得到100倍放大率，那么一半焦距的目镜，即12.7毫米，再同一望远镜上可以得到200倍的放大率。6.35毫米焦距的目镜可以得到400倍的放大率。理论上你可以一直这样做下去直到百万倍的放大率或者更多。但是这里面有一个问题，那就是……
23 望远镜的有用放大率。必须要记住的是目镜放大的是通过物镜的经聚焦形成的像。所有的目镜要利用这个像来放大因此就有一个限制，即在多少光的总量下能有效的工作。简而言之，目镜接受越多的光，它就可以把像放的越大并仍能在你眼睛的视网膜上产生足够明亮和清晰的像。换而言之，对于特定的望远镜，你把像放到多大仍然可以看到足够清晰明亮的像有一个实际的限制。超出这个限制就会得到不好的结果。随着越来越大的放大率，你确实得到越来越大的像，但它会变的更暗，更模糊。实际上你很难看到细节。所以远比“这架望远镜放大率是多少？”重要的问题是“这架望远镜的最大有用放大率是多少？”
24 一架特定望远镜的有用放大率的值取决于主镜的尺寸大小。虽然一架望远镜有用放大率会取决于很多因素，包括望远镜的光学质量，某个晚上地球大气的稳定程度。为了得到大约的最大有用放大率，你应该找到一架望远镜，以英寸为单位测出其直径再乘以40。因此，30英尺的望远镜在大多数晚上可用的最大放大率大约3*40=120（也写成120X），6英寸的在同一晚上在放大率是6*40=240时可以看到相同清晰明亮的像。因此，尽可能买佩有最大物镜的望远镜是值得的。
25 有时选用较低放大率比选用最大放大率明智。低放大率目镜会得到较小的像，但是像更尖锐更明亮。大多数情况，这会更适于眼睛。并且，对于某些比较大的天体，比如星团，彗星，月亮，宽视场低放大率的目镜能得到更好的图像。
26 双筒望远镜对于简单享受天空的乐趣来说可以算是非常令人满意的工具了。为了坚持“物超所值”的信条，双筒望远镜是我们能满足从望远镜里看天空的可以负担的起的一个选择。尽管双筒不能提供给你一般望远镜可以提供的月球和行星的细节，但是你只是躺下来随便扫过星空，它们已经是非常美妙的了。另外装备了双筒以后，你可以享受很多美妙的时刻，比如顺着银河巡航来找你可以在本书看到的星云和星团，也可以观察双星，月蚀和不期而遇的彗星。
27 双筒上的数字告诉你它的大小和放大率。双筒经常是用两个数字和一个×来描述的，如7×35或10×50。两个数字中的第一个数字表示双筒的放大率，第二个数字用毫米表示双筒主镜的口径。因为25毫米约等于一英寸，一只10×50 的双筒有一个50毫米或两英寸的物镜和10倍的放大率。
28 晚上用一只7×50的双筒是一个很好的选择。很多人感觉7×50的双筒可以比7×35的双筒（经常用在白天观看体育赛事上）提供更强的聚光能力，但是并不比更大放大率的双筒笨重麻烦。可以给我们提供银河壮观景象的更高放大率更大口径的双筒最好是用三角架支撑它们的重量使其稳固。
29 更高质量的折射望远镜和双筒使用镀膜的镜片。这些化学涂层使镜片看起来发蓝，它们减少内部的反射从而使仪器产生完美像质。
30 天文业余爱好者通常可以告诉你他们正在使用的望远镜的放大率，而专业天文学家不是这样思考问题。放大率是专业天文学家一般不在意的问题。那是因为专业天文学家通常从望远镜上拿下目镜，用望远镜上其他光学器件把光聚焦到CCD 上，就像被用作一架照相机或光度计的一部分或一台光谱仪。这样的话，专业天文学家感兴趣的是像的大小，能够看到的细节程度，和能够到达CCD的光波长或颜色。
31 专业天文学家更感兴趣的是望远镜的分辨率而不是放大率。分辨率指的是一架望远镜理论上让你看到细节的优良程度。细节的优良程度可以这样说，你能看到多小的物体，或者说两个物体靠的多近时仍然可以被分辨。望远镜的分辨率是以角秒来衡量的。
32 一架望远镜的理论分辨率很容易计算。一架以角秒衡量的光学望远镜的理论分辨率可以很容易的以13除以这架望远镜的以厘米衡量的主镜的口径来计算。（2.54厘米等于一英寸）这样一架100英寸(254厘米)的望远镜理论分辨率约为0.05角秒。一架200英寸望远镜理论分辨率约为0.025角秒（只有满月直径的1/36000）。换句话说，第二架望远镜可以分辨只有0.025角秒的天空中的两颗星。而100英寸的望远镜只能把它们看成一颗星。尖锐的像是高质量的像，因此天文学家希望得到最好的分辨率。这是另一个天文学家垂涎尽可能大的望远镜口径的原因。
33 你好，某某？请给我一张星图。就像有德克萨斯和阿富汗的地图，也有天空的地图。它们曾经是用手画的，但是现在天文学家主要依靠的是照片或计算机图像。其中一个范围最广的这类照片和图像由加利福尼亚进行的帕洛马天文台巡天和智利欧洲南方天文台进行的南半球巡天联合组成。几百幅图像显示了整个天空暗至20等的恒星。另一个范围广的星图是为哈勃空间望远镜编得导星目录表。它包括了暗至15等的超过一千五百万颗的恒星，只能从大容量的CD-ROM里得到。在观测以前，天文学家可能会扫一眼它需要的目标周围的较显眼的恒星，这样就可以作为他它需要的目标的路标。
34 天文学家用一套类似于地理经纬度的方法定位天空中的物体。就像地球上的物体可以用经度和纬度指明一样，天空中的任何一个物体可以用一套类似的坐标系统指明，在这个系统中赤纬代替了纬度，赤经代替了经度。
35 赤纬以度数衡量。在天球坐标中和地球赤道平行的大圆叫做天赤道。就像纬度一样，如果一个物体位于天赤道以北，就说他有正的赤纬。类似的，在天空中天赤道以南找到的物体有负的赤纬。到北或南的距离用度数角分角秒衡量（和纬度一样）。
36 赤经用时间的单位衡量。赤经坐标在天空中向东衡量。像经度也应该有一个零点。就像零度子午线穿过英国格林威治，天空中的零度子午线是穿过春分点的子午线，一个天体的赤经是地球从这条零度子午线在正南方时起自转到所求天体在正南方时止的时间长度。这样，天体的赤经就以小时、分钟和时间上的秒来衡量。
37 星图一般包括所含宇宙天体的坐标。就像地图一般在边上标出经纬度一样，星图一般在其所描绘的区域标出赤经赤纬。天体的表和目录一般也列出每一个天体的坐标。赤经（right ascension）一般缩写为R.A.;赤纬(declination)一般缩写为Dec.。这样，例如冬季星空中最灿烂的天狼星可以在天空中R.A.6h14m，Dec.-16°35＇找到。而夏季星空中最亮的织女星位于R.A.18h34m，Dec.+38°41＇。这些坐标就像经纬度能够定为洛杉矶或海上的一条船一样方便精确的定位出天上星星的位置。
38 相对于恒星运动的天体天球坐标不断改变。因为太阳月亮和行星相对于恒星不断运动，它们的赤经赤纬也在不断改变。这样，列出他们的位置的表每晚都需要改变。对于哪些是运动特别大的天体，比如月亮，有时需要列出起每小时的坐标。
39 天文学家为什么需要这样一个坐标系统？他们不能只是把望远镜指向他们想看的地方，就像你使用你的双筒？有很多这个系统必须的原因。首先，很多专业望远镜有上吨重，很难以转动。第二，望远镜通常放在只允许看到一条天空的天文台里，天文学家通常看不到全天情况。第三，天文学家选用的目标星通常太暗了，肉眼没法看到。第四，如果在德国的一个天文学家想告诉在智利的同伙把望远镜只向他们感兴趣的一颗星，他不能只是说，把望远镜指向那儿。这没有任何意义。
40 许多望远镜都是计算机辅助跟踪，指向天文学家想要研究的天体的正确的赤经赤纬。许多专业望远镜甚至一些爱好者的镜子都是计算机控制，自动移动指向正确的天球坐标的。近些年来，一些爱好者装备的计算机甚至事先装载了包括行星以及亮的恒星和其它一些好看的星团星云星系的坐标的软件。只要输入你想要看得天体名称，按一个按钮，望远镜会为你找到它。
41 天文学家不喜欢闪烁的星星。漫天闪烁的星星是一个很浪漫的景象。但讽刺的是，它是天文学家害怕的事情。那是因为当恒星闪烁时表明地球大气状况很糟。只有当地球大气干净稳定时望远镜才能产生天体非常清晰的像。但是有时地球大气极不稳定，表明大气中有无数不断移动的湍流。这时透过大气观察天体就像透过一条干净的急速流动的小溪看底下的东西。小溪底下的物体像是不断的波动，被水的湍流扭曲。同样的，大气湍流也把穿过它的光线折射扭曲了。对于裸眼，这些不稳定的大气是星星不多闪烁。望远镜使问题更复杂了，因为在放大天体像的过程中，它也放大了大气的扰动，是星星的像弥散成一个不断变换大小和形状的光斑。天文学家把大气不稳定的夜晚称为大气的视宁度不好。这样，一架望远镜在某一夜晚的分辨率比起其本身的尺寸跟依赖于大气状况。
42 天文学家通常试图把天文台建造在有更长时间大气视宁度的地方。选择天文台新台址的最大考虑是一个地方大气稳定性或说好的视宁度的持续性。这样的地方通常选在盛行风从比较平坦的地形或海洋上吹来的较高的山峰上。如此平坦的地形产生的空气流动可以保持光滑平行，从而只有尽可能小的垂直运动。这样，比如Kitt峰国家天文台位于较平坦的亚利桑那沙漠上几公里高的山峰上。世界上最好的一些天文台位于像夏威夷的一座名叫莫那克亚的死火山和智利安第斯山脉一系列的山峰上，这些都在于这些地方的向风面是一望无际的海洋。然而尽管在如此理想的地方，一些大望远镜的分辨率很少超过1角秒。
43 为了找到建造天文台的地方，天文学家也在寻找最晴朗的地方。可以理解，天文学家不仅希望找到大气稳定的地方，它们也希望找到最晴朗的地方。这当然意味着每年有尽可能多的无云日。夏威夷的一些地方覆盖着热带雨林，但是在13000英尺以上，莫那克亚的最高峰如此之高，除了偶尔的大雪，它已超出了“气象带”。智利的那些天文台在干燥的沙漠之上，一年也可能见不到一滴雨。
44 另一个选择台址的重要因素是远离污染。这看起来也很明显，但当说到污染，光学天文学家关心的不仅仅是空气中没有那些化合物。他们关心的是另一种形式的其他他人没有想过的污染，光污染。城市里发出的灯光和车灯光射向天空洗去了暗星河银河的光，使得一些天文研究除了在郊区实际上无法进行。向曾经是20世纪天文研究重地的威尔逊山和帕洛马山，已经因为来自洛杉矶和圣地亚哥等大城市的光污染逐渐变得不能用了。甚至Kitt峰也日益受到图森不断膨胀的人口的威胁。天文学家已经搬向更远的像在夏威夷和智利的山峰。
45 大众可以帮助减少光污染。不需要减少晚上街道和高速公路需要的安全照明量，政府和大众可以采取一些简单的不需增加负担的措施而显著的减少它们产生的光污染。仅仅在路灯上加上灯罩和使用不同的光给高速公路照明可以使我们重新拥有不仅是对天文观测至关重要的也是不断减少的自然资源的美丽星空。想要学习大众应该怎样做，请联系：
Dr.David Crawford
Dark Sky Association
3545 Stewart Street
Tucson,Arizona 857161
46 当我们谈到宇宙研究时，我们需要注意更多我们的眼睛可以注意的东西。有时天空看起来非常的晴朗但对于某些天文研究却不能接受。对观测光学这一精确测定天体视亮度的天文分支尤其正确。例如，实际上对裸眼来说不可见的一块非常薄的云，在这样的仪器里产生非常大的波动致使数据报废。
47 能造多大的望远镜有着技术上的限制。望远镜的主镜越大，它成的像越亮越尖锐。那么为什么不简单的用一块巨大的镜子呢？问题就在于造这个镜子的物质有一个承受力的极限。为了使望远镜的透镜或凹面镜能精确的把光聚成一个清晰的像，透镜或凹面镜的镜面必须有精确到几百万分之一英寸的只有光波长的几分之一的镜面形状。现代磨制镜面的工艺可以达到这样的精度，但是镜面重到一定程度以后会在自身的重力下变形。变形量不能达到眼睛看到的程度但是足够把光扭曲到不能精确成像。
48 世界上最大的折射望远镜在威斯康星，最大的反射望远镜在俄罗斯。（截止到2006年，最大的反射望远镜是欧洲北方天文台的GTC望远镜，口径11.5米——空间天文网注）世界上最大折射望远镜主镜口径有1米。它位于威斯康星州芝加哥大学管理的叶克斯天文台。1948年，加利福尼亚帕洛马山上直径5米的反射望远镜落成。几十年内它始终是世界上最大的。直到20世纪70年代，高加索山脉的一座6米的反射望远镜才落成，但是不幸的是它的光学系统始终不是太好。
49 新材料和新技术导致了更大望远镜的出现。20世纪80年代一项令人激动人心的望远镜设计技术的进步是天文学家否认了原来认为的光学望远镜尺寸有限制的想法。这一理念包括把几个单独的镜片合成一个望远镜并使它们单独接收到的光产生一个联合的像。这样的方法使单独镜片的总面积等效于整个它们联合起来的面积。夏威夷莫那克亚山上的凯克望远镜用36块直径1.8米的镜片拼在一起。1990年首次进行测试，1996年放在它旁边的双子镜（凯克2）开始加入。更大的多镜面望远镜设计正在进行中。
50 其它的望远镜设计用激光和计算机征服自然。在一个被称为自适应光学的研究领域，科学家正在调查利用激光不断探测望远镜上空的大气并且把信号传给计算机控制的支持主镜的马达使其精确的改变主镜的形状来抵消大气湍动的变化。如果成功的话，这种望远镜可以达到前所未有的清晰度。

太阳系有8颗行星 ，分别是（从近到远排序）1水星2金星3地球4火星5木星6土星7天王星8海王星（冥王星已被列入小行星）

不知道你所指的基础天文知识，是指哪方面的？这样回答比较有针对性~

可以找个星图研究一下，具体要怎样的知识呢？

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求基础天文知识视频