关于照相天体测量学介绍

[拼音]：zhaoxiang tianti celiangxue

[外文]：photographic astrometry

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）双星和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0.15。现代照相天体测量学有下述几个最活跃的课题。

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0.0001，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A和B（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。

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0.2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。

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。

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

1. W.A.Hiltner，Astronomical Techniques，Chap.20，pp.461～486，Univ.of Chicago Press，Chicago，1962.