天文学汇总
平面与天球相交的大圆
黄北极：通过观测点（坐标中心）做垂直于黄道面的直线与天球相交的两个点，距北天极较近的点
黄南极：通过观测点（坐标中心）做垂直于黄道面的直线与天球相交的两个点，距南天极较近的点
黄经圈：天球上过黄极的任意大圆
黄纬圈：天球上与黄道相平行的任意小圆
黄纬：天体与天球中心的连线和黄道平面之间的夹角
黄经：春分点所在的黄经圈平面与天体所在的黄经圈平面之间的夹角
5．银道坐标系 基本圈：银道 基本平面：银道面
基本点：北银极、南银极 第一坐标：银纬
第二坐标：银经[左旋坐标系] [注释]
银道：银道面与天球相交的大圆
银道面：经过太阳且与银盘对称平面相平行的平面
银经：从银道上银心所在位置起沿银道量到过银极与天球上一点的大圆与银道交点的弧长 天球坐标系 坐标系 基圈 基本点 第一坐标 第二坐标 第一赤道坐标系 天赤道 北天极、南天极 赤纬 时角 第二赤道坐标系 天赤道 北天极、南天极 赤纬 赤经 地平坐标系 地平圈 天顶、天底 地平高度 方位角 黄道坐标系 黄道 北黄极、南黄极 黄纬 黄经 银道坐标系 银道 北银极、南银机 银纬 银经 一些相关注释： 第一赤道坐标系又称时角坐标系，与观测者有关。
第一赤道坐标系主点取为天赤道与观测者的天顶以南那段子午圈的交点。从主点起沿天赤道量到天球上一点的赤经圈与天赤道交点的弧长为经向坐标，称为时角。时角从0°到±180°或从0h到±12h计量，向东为负，向西为正。
天体因周日视运动，时角不断变化。
天体的赤经和赤纬，不因周日视运动或不同的观测地点而改变，所以各种星表通常列出它们。
子午圈随地球自转而不断变化，在此过程中天赤道不变，坐标系中的“赤纬”也就不变；但主圈、主点不断运动。
在不同的测站﹑不同的观测时间﹐天体的时角是变化的。
由地球自转造成的天体的周日运动不影响春分点与天体之间的相对位置，因此也就不会改变天体的赤经和赤纬，而在不同的测站﹑不同的观测时间，天体的时角却是变化的。
方位的大小变化范围为0°～360°，南点为0°，西点为90°，北点为180°，东点为270°。上述这种方位度量是在天文学中所用的方法。
地表各点位置不同，地平坐标系的基本圈（地平圈）和基本点（天顶和天底），也随之不同。
黄道坐标系主要应用于太阳，月亮及行星在天球上的位置和运动。
07 周日视运动
由于地球每天自西向东自转一周，造成了太阳每天早上从东方升起，晚上又从西方落下的自然现象。因为这种现象是地球自转造成的人的视觉效果，所以天文学上把太阳的这种运动叫做周日视运动。
月相
月相是天文学中对于地球上看到的月球被太阳照明部分的称呼。月相的更替周期是29.53天，称为一个朔望月，它是历法中历月和星期的来源。这个时间比月球公转的时间（恒星月）要长，因为当月球绕地球公转时，地球也在绕太阳公转，一个朔望月月球大约要绕（360+360*29.53/365.24）=389.11度（公转只绕360度）。所以一恒星月大约为29.53 * 360 / 389.11 = 27.32天。
黄白交角
月球绕地球公转的轨道面（白道面）与地球绕太阳公转的轨道面（黄道面）之间有5度夹角。 中天标准时月相 北半球 南半球 可见时段 间（中间相位） 第 6 页
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朔 看不见 看不见 12pm 新月 难见，传统上对首见眉月的称呼 日落后一小时内 1pm 娥眉月 右侧的1-49%可见 左侧的1-49%可见 下午到黄昏之后 3pm 上弦月 右侧的50%可见 左侧的50%可见 中午之后到子夜之前 6pm 盈凸月 右侧的51-99%可左侧的51-99%可午后至夜晚的大部分时见 见 间 9pm 满月（望） 可见整个月球 可见整个月球 日落后至日出前（整夜） 12am 亏凸月 左侧的51-99%可右侧的51-99%可见 见 入夜之后到清晨 3am 下弦月 左侧的50%可见 右侧的50%可见 子夜到次日中午 6am 残月（亏眉月） 左侧的1-49%可见 右侧的1-49%可见 曙光前到清晨 9am 晦 难见，传统上对最后的残月的称呼 11am 08 周年视运动
黄道十二宫 汉语名 符号 拉丁名 所有格 缩写 面积 星数 白羊座 ? Aries Arietis Ari 441 50 金牛座 ? Taurus Tauri Tau 797 125 双子座 ? Gemini Geminorum Gem 514 70 巨蟹座 ? Cancer Cancri Cnc 506 60 狮子座 ? Leo Leonis Leo 947 70 室女座 ? Virgo Virginis Vir 1294 95 天秤座 ? Libra Librae Lib 538 50 天蝎座 ? Scorpius Scorpii Sco 497 100 人马座 ? Sagittarius Sagittarii Sgr 867 115 摩羯座 ? Capricornus Capricorni Cap 414 50 宝瓶座 ? Aquarius Aquarii Aqr 980 90 双鱼座 ? Pisces Piscium Psc 889 75
09 星等、色指数
1、星等
目视星等
为考察星体的目视亮度，把最亮的星做为1等星，肉眼都能看见的做为6等星，这就是视星等。视星等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。重新定义后的星等，每级之间亮度则相差2.512倍，1勒克司的视星等为-13.98。
牛郎星为0.77等，织女星为0.03等，最亮的恒星天狼星为-1.45等，太阳为-26.7等，满月为-12.8等，金星最亮时为-4.6等。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。
绝对星等
我们把从距离星体10个秒差距的地方看到的目视亮度（也就是视星等），叫做该星体的绝对星等。按照这个度量方法，牛郎星为2.19等，织女星为0.5等，天狼星为1.43等，太阳为4.8等。
因为行星、小行星、彗星等天体只能依靠反射星光才能看到，即使从固定的距离观察，它们的亮度也会不同，所以行星、小行星、彗星的绝对星等需要另外定义。
光电星等
最常用的光电星等系统是UBV系统。
UBV系统包括对天体在三个波长段的辐射测量，传统上通过在检测系统前放置标准滤光片实现：
U：波长360纳米（nm）左右，测量近紫外线成份，所得为紫外星等。 B：波长440nm左右，测量蓝色成分，所得为蓝色星等（蓝等，英文Blue magnitude）。V：波长550nm左右，测量黄、绿色成分，和人眼所见亮度接近，所得为可见星等。天文文献中，不特别说明的星等一般是可见星等。
2、色指数
色指数是天文学中利用颜色来显示恒星表面温度的一个标量。要测量出这个指数，观测者需要使用两种不同的滤镜，U和B或B和V，依序测出目标物的光度。这是一套很常用的通带或滤镜测光系统，U是对紫外线灵敏的滤镜，B是对蓝光灵敏的滤镜，V是对黄绿色的可见光灵敏的滤镜（参考UBV系统）。使用不同滤镜测得的光度差分别称为U-B或B-V的色指数，数值越小，恒星的颜色越接近蓝色；反之，色指数越大，颜色越红（或温度越低）。 这是一系列以对数显示的结果，明亮的天体呈现的数值比暗淡的天体为小（可以为负值）。在比较上，淡黄色的太阳B-V色指数为0.656±0.005，蓝色的参宿七B-V的数值为-0.03（参宿七的B星等为0.09，V星等为0.12，B-V = -0.03）。遥远天体的色指数通常都会受到星际消光的影响—也就是星际红化的现象比近距
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离的天体明显。红化的总量以色余这种特性来表示，在定义上是观测得到的色指数和正常的色指数（或本质的色指数），假设未受到消光影响的真实色指数的差值。例如，在UBV测光系统，我们可以将B-V颜色写成：
大部分光学领域的天文学家使用的通带是UVBRI滤镜，此处U、B和V与前述的相同，R是红色滤镜，I是红外光滤镜。这套滤镜系统有时也以发明者的名字，称为强生-考欣滤镜系统（Johnson-Cousins filter system）。这些滤镜有时会和光电倍增管和玻璃滤镜做成特殊的组合，像是M. S. Bessel就是设置在平台上的特殊滤镜传导组合，可以对色指数进行定量的演算。严格来说，选择一组适当的滤镜时，必须考虑待测天体的温度范围：B-V适合中间范围的温度，U-V适合高温的天体，而R-I适用于低温的天体。
10 恒星日和太阳日
1、恒星日
恒星日：春分点连续两次过同一子午圈的时间间隔。 恒星日（Sidereal Day）是地球上某点对某个恒星连续两次经过其上中天的时间间隔。是地球自转的恒星周期，是指在天文学上以恒星为标准量度地球自转的周期，因为恒星通常被假设是不动的，从这个意义来说，是地球真正的自转周期。
在天文学上，定义恒星日的不是具体的恒星，而是黄道对于天赤道的升交点，即白羊宫第一点，就是北半球的春分点。但是春分点在不断的西移（岁差），所以天文学上的恒星日与地球的自转周期还是有区别的。
因为地球自转不断变慢，所以恒星日将越来越长。
1恒星日=23小时56分4.09894秒，短于人们日常使用的太阳日。 2、太阳日
太阳日是依据太阳运动，所定义的时间，可以分为视太阳日和平太阳日。一太阳日传统称为一“天”或一“昼夜”。
视太阳日是依据视太阳定义的，也就是真实的太阳两次经过该地的子午线的时间间隔，可以使用日晷来测量。
由于以下两个原因，视太阳日在一年当中的长度会每天不停地改变。①地球的轨道是一个椭圆而不是正圆，所以当地球接近太阳时速度会加快，到达近日点时的运动速度最快；远离时又会减慢，到达远日点时的速度最慢（参考开普勒行星运动定律）。②因为地球自转轴的倾斜角度，使得太阳在黄道上运行的大圆对地球的天球赤道是倾斜的，当太阳在两个分点时，穿越赤道时会有一个角度的，所以投影在赤道上的运行速度小于平均速度；当太阳在至点时，他的运动方向是平行于赤道的，所以投影的运行速度高于平均的速度（参考回归年）。因此，视太阳日在3月（26-27日）和9月（12-13日）是 比在6月（18-19日）或12月（20-21日）短的。这些日期的长短变化是在分点、至点、
远日点、和近日点之间逐渐变化的。
平太阳日是以平太阳为参考点，以平太阳连续两次经过上中天，转360°59'，需时24小时。更明确的说，平太阳日是经由观察太阳相对于恒星的周日运动，所获得的平均太阳时，经由人为的调整而显示在时钟上的时间。
平太阳日的长度是固定的24小时，在一年之中不会因为昼夜长短的变化而改变。视太阳日的长度会与平太阳日（86,400秒）不同，相邻的每一天最多可以短22秒或长29秒。因为这种延长或缩短会持续进行一段时间，所以最多会比平太阳日提早17分钟或延迟14分钟。因为这些期间是周期性的，平太阳时和视太阳时的差值就是均时差。
在顺行轨道上的行星，像是地球，恒星日会比太阳日短。 在20世纪初期，机械时钟的准确度还没有比地球自转所显示的恒星时钟来得准确，即使到了今天，原子钟的精度已经比地球的自转更为稳定，恒星时钟仍然被用来校准平太阳日。在20世纪末期，地球自转的速率被改以外星系的无线电源来定义，并且平太阳时也被转换成外来的无线电源的比率。平太阳时与协调世界时之间的差异，就成为是否需要做闰秒调整的依据。
平太阳：在天赤道上运行的假想天体，其速度为太阳周年运动平均速度。 真太阳：真太阳是指实际存在的太阳，以别于假想的平太阳。
11 恒星时和太阳时
1、恒星时
恒星时的定义是一个地方的子午圈与天球的春分点之间的时角，因此地球上每个地方的恒星时都与它的经度有关。
由于地球的章动，春分点在天球上并不固定，而是以18.6年的周期围绕着平均春分点摆动。因此恒星时又分真恒星时和平恒星时。真恒星时是通过直接测量子午线与实际的春分点之间的时角获得的，平恒星时则忽略了地球的章动。真恒星时与平恒星时之间的差异最大可达约0.4秒。
一个地方的当地恒星时与格林尼治天文台的恒星时之间的差就是这个地方的经度。因此通过观测恒星时可以确定当地的经度（假如格林尼治天文台的恒星时已知的话）或者可以确定时间（假如当地的经度已知的话）。
2、太阳时
太阳时是指以太阳日为标准来计算的时间。 太阳时分为真太阳时和平太阳时。
真太阳时：太阳视圆面中心连续两次上中天的时间间隔叫做真太阳日。1真太阳日又分为24真太阳时。这个时间系统称为真太阳时。真太阳时是以真太阳视圆面中心的
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时角来计量的，它的起算点是真太阳上中天，而我们日常生活中，习惯的起算点是半夜（下中天），正好相差12小时。因此，为了和人们的日常生活习惯一致，把真太阳时定义为：真太阳视圆面中心的时角加12小时。因为真太阳时是观测太阳视圆面中心得到的，所以真太阳时也称为视太阳时，简称视时。即：真太阳时=平太阳时+真平太阳时差。
平太阳时：以平太阳日为基本计量单位每天自平太阳位于观测所在子午线中天的瞬时(即子夜)算起的时间系统。
由于太阳在黄道上作变速运动，而黄道又向赤道倾斜，所以一年四季的真太阳日长短不等，在日常生活中使用不便。天文学上假设一个假想点，它每年和真太阳同时从春分点出发，也同时回到春分点来；不过它是从西向东在天球赤道上以均匀速度运行。这样的一个假想点叫平太阳。平太阳连续两次经过上中天的时间间隔，叫做平太阳日。1平太阳日又分为24平太阳时??等等。这个施加系统称为平太阳时，简称平时。平时是以平太阳下中天起算的，
MT（mean solar time），简称“平时”，也就是我们日常生活中所使用的时间。天文学上假定由一个太阳（平太阳）在天赤道上（而不是在黄赤道上）作等速运行，其速度等于运行在黄赤道上真太阳的平均速度，这个假想的太阳连续两次上中天的时间间隔，叫做一个平太阳日，这也相当于把一年中真太阳日的平均称为平太阳日，并且把1/24平太阳日取为1平太阳时。通常所谓的“日”和“时”，就是平太阳日和平太阳时的简称。
12 地方时和世界时
A.地方时
以观测者的子午线为基准的时间。 真太阳时又叫做“地方真太阳时”（地方真时），平太阳时又叫做“地方平太阳时”（地方平时）。地方真时和地方平时都属于地方时。
区时
“区时系统”规定，地球上每15°经度范围作为一个时区（即太阳1个小时内走过的经度）每一度为4分钟,从东12时区到西12时区为过一天,中间就是日界线。 这样，整个地球的表面就被划分为24个时区。 各时区的“中央经线”规定为0°（即“本初子午线”）、东西经15°、东西经30°、东西经45°??直到180°经线，在每条中央经线东西两侧各7.5°范围内的所有地点，一律使用该中央经线的地方时作为标准时刻。
国际上统一规定180°经线为“国际日期变更线”。当你由西向东跨越国际日期变更线时，必须在你的计时系统中减去一天；反之，由东向西跨越国际日期变更线，就必须加上一天。 (也就是东十二区总比西十二区早一天) 注：我国横跨东五区到东九区五个时区，为了使用方便，采用首都北京东八区的时区为全国统一时区。故称作北京时间。
本初子午线
1884年在华盛顿举行的国际子午线会议决定，采用英国伦敦格林威治（一译格林尼治）天文台（旧址）埃里中星仪所在的子午线作为时间和经度计量的标准参考子午线，称为本初子午线，又称零子午线。从本初子午线开始，分别向东和向西计量地理经度，从0°到180°。1957年后,格林威治天文台迁移台址,国际上改用由若干天文测时结果长期稳定性较好的天文台组成的平均天文台作为参考。由这些天文台原来的经度采用值，利用天文测时资料反求各自的经度原点，再对这些经度原点进行统一处理，最后求得平均天文台经度原点。1968年国际上以国际习用原点作为地极原点，并把通过国际习用原点和平均天文台经度原点的子午线称为本初子午线。
格林威治时间
在格林威治子午线上测得的时间为格林威治地方时间。在采用格林威治子午线为时间计量的标准参考子午线以后，天文和航海部门便采用格林威治的平正午作为一个平太阳日的开始。这样的选择对于天文和航海部门来说是适宜的，但对于一般人来说并不方便。为此，国际天文学联合会1922年提议，自1925年1月1日起，各国的天文和航海年历采用由平子夜起算的格林威治平太阳时，它与以前由平正午起算的时间相差12小时。国际天文学联合会于1928年决定，将由格林威治平子夜起算的平太阳时称为世界时，这就是通常所说的格林威治时间。
B协调世界时
协调世界时，又称世界标准时间或世界协调时间，简称UTC。中国大陆采用ISO 8601-1988的国标《数据元和交换格式信息交换日期和时间表示法》（GB/T 7408）中称之为国际协调时间。
协调世界时是以原子时秒长为基础，在时刻上尽量接近于世界时的一种时间计量系统。国际原子时的误差为每日数纳秒，而世界时的误差为每日数毫秒。对于这种情况，一种称为协调世界时的折衷时标于1972年面世。为确保协调世界时与世界时相差不会超过0.9秒，在有需要的情况下会在协调世界时内加上正或负闰秒。因此协调世界时与国际原子时之间会出现若干整数秒的差别。位于巴黎的国际地球自转事务中央局负责决定何时加入闰秒。
这套时间系统被应用于许多互联网和万维网的标准中，例如，网络时间协议就是协调世界时在互联网中使用的一种方式。
在军事中，协调世界时区会使用“Z”来表示。而在航空上，所有使用的时间统一规定是协调世界时。而且Z在无线电中应读作“Zulu”（可参见北约音标字母），协调世界时也会被称为“Zulu time”。比如说飞机在香港时间下午六时正起飞，就会写成1000z，
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又或者读作“1000Zulu”。
在中国大陆、香港、澳门、蒙古国、台湾、新加坡、马来西亚、菲律宾、澳大利亚西部的本地时间比UTC快8小时，就会写作UTC+8，俗称东8区。如果是在本地时间比UTC时间慢的地区，例如夏威夷的时间是比UTC时间慢10小时，就会写作UTC-10，并俗称西10区。
依据国际南极条约，南极使用UTC，而UTC的时间等于GMT的时间。美国的史考特研究站是最多人拜访的地区之一，他们在冬天采用UTC+12，夏天则采用UTC+13。
由于北极位于北冰洋上，并非属于任何一国之领土，但是很靠近俄罗斯跟加拿大，而事实上，北极距离加拿大领土超过770公里，早已超过一般常用的经济海域，北极属国际公海区域，依此，北极时区，亦为UTC。
C.世界时
定义：过格林尼治平均天文台的本初子午线上以平子午夜作为零时开始的平太阳时。
UT（universal time）格林威治时间，亦称“世界时”。格林威治所在地的标准时间。现在不光是天文学家使用格林威治时间，就是在新闻报刊上也经常出现这个名词。格林威治是英国伦敦南郊原格林威治天文台的所在地，它又是世界上地理经度的起始点。对于世界上发生的重大事件，都以格林威治的地方时间记录下来。以本初子午线的平子夜起算的平太阳时。又称格林威治平时或格林威治时间。各地的地方平时与世界时之差等于该地的地理经度。1960年以前曾作为基本时间计量系统被广泛应用。由于地球自转速度变化的影响，它不是一种均匀的时间系统。后来世界时先后被历书时和原子时所取代，但在日常生活、天文导航、大地测量和宇宙飞行等方面仍属必需；同时，世界时反映地球自转速率的变化，是地球自转参数之一，仍为天文学和地球物理学的基本资料。
13 时区和法定时区
理论时区
理论时区以被15整除的子午线为中心，向东西两侧延伸7.5度，即每15°划分一个时区，这是理论时区。理论时区的时间采用其中央经线（或标准经线）的地方时。所以每差一个时区，区时相差一个小时，相差多少个时区，就相差多少个小时。东边的时区比西边的时区时间来得早。为了避免日期的紊乱，提出国际日期变更线的概念。
法定时区
但是，为了避开国界线，有的时区的形状并不规则，而且比较大的国家以国家内部行政分界线为时区界线，这是实际时区，即法定时区。
所有的时区都相对于协调世界时设定。
14 原子时和协调世界时
原子时
原子时，一种通过原子钟得到的时间标准。
原子时的基本单位是原子时秒，定义为：在零磁场下，铯-133原子基态两个超精细能级间跃迁辐射9,192,631,770周所持续的时间。
1967年第13届国际计量大会把在海平面实现的原子时秒定义为国际原子时，作为国际参照时标，规定为国际单位制中的时间单位。
国际原子时 定义：由国际时间局根据国际制秒(SI)的定义，利用原子钟所建立的以1958年1 月1日世界时零时开始的一种时间。
15 春季星空
每年3～5月为春季，以4月中旬晚上八九点钟看到的星空为例。这时你会看到北斗七星斗柄指向东方。
北斗七星南方的是狮子座。它的头部朝西，由几颗较亮的星组成弯弯镰刀形，其中最亮的星叫轩辕十四，它发出青白色的光芒，是1等星，它位于黄道上。狮子的尾巴在东，主要由三颗星组成一个三角形。狮子座的西边是巨蟹座，它的图形被想象成一只大螃蟹。在这个星座中可以用眼睛直接看到一个朦胧的光斑，叫蜂巢星团。在狮子星座的左下方是室女座。室女座中最亮的恒星叫角宿一。巨蟹座、狮子座和室女座都是黄道星座。在轩辕十四和角宿一之间，是黄道和大赤道的交点之一--秋分点，每年9月23日前后，看起来太阳在黄道上运动，正经过这个天区。在室女座的下面是由四颗星组成一个略为偏离梯形的四边形，它属乌鸦座。乌鸦座下面是横贯东西的长蛇座。从北斗七星的斗柄自然延伸出去，我们会看到一颗亮星，它就是牧夫座里的亮星--大角星。大角星是零等星，也是北半天球最亮的恒星。在狮子座和牧夫座之间是后发座，这个星座不大，也没什么亮星，但是这个小星座名气很大：一是北银极就在这个星座里，二是这个星区包含许多星系级的天体系统，如后发星系团。只有通过天文望远镜才能揭示它们的秘密。
春季大三角 春季大钻石 春季大曲线
16 夏季星空
概述
夏季星空的重要标志，是从北偏东平线向南方地平线延伸的光带——银河， 以及
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