天球 地平坐标系 赤道坐标系 黄道坐标系 真赤道坐标系和平赤道坐标系 站心位置 视位置 真位置 平位置 星表历元平位置 蒙气差 光行差 光行时 视差 岁差章动
视太阳时 平太阳时 时差 世界时 恒星时 地方时 历书时 力学时 质心力学时 地球时 质心坐标时 地心坐标时 国际制秒Si秒 国际原子时 协调世界时 标准时和区时
地心天象 冲合 东(西)大距 留 过近地点和过远地点 火星最近地球 金星最亮 会合周期 月相 日心天象 过近日点和过远日点 过升交点和过降交点 行星纬度最北和纬度最南 交食现象 凌日 掩
日食 (1)日食发生的条件 (2)日食的种类 (3)日食发生的过程 (4)日食食分
月食 (1)月食发生的条件 (2)月食的种类 (3)月食发生的过程 (4)月食食分
恒星 恒星自行 恒星的视向速度 双星 目视双星 分光双星 食双星 变星 星表
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以观测者为中心，任意大半径的假想球面叫做天球，不计天体和观测者的距离而只考虑他们的方向时可以认为天体都分布在天球上。观测者可以在地面，也可以假想在地心、日心或者太阳系中心。
观测地地点的铅垂线向两端无限延长后与天球相交于两点，在观测者头顶上方的一点，叫天顶；在观测者脚底下方的一点，叫天底。通过天球中心垂直于观测地铅垂线的平面在天球上截出的大圆叫做观测地的真地平。取真地平作为基本圈的坐标系叫做地平坐标系。通过天球中心和地球自转轴平行的直线叫做天轴，天轴和天球相交的两点叫做天极，与地球的北（南）极对应的为北（南）天极。通过天顶和天极的大圆叫做子午圈，包含天顶的半圆，叫午半圆，包含天底的半圆叫做子半圆。子午圈和真地平交于两点，靠近北天极的点叫做北点，另一点为南点。通过天顶和天体以及和天底的半大圆叫做天体的地平经圈，从北点沿真地平向东起量到地平经圈的角度叫做天体的方位角，从0°到360°。沿着地平经圈测量的天体距离真地平的角度，叫做地平高度，0°到±90°，向天顶方向为正，向天底方向为负。天顶距等于90°减地平高度。
通过天球中心与天轴垂直的平面在天球上截出的大圆叫做天赤道。取天赤道为基本圈的天球坐标系叫做赤道坐标系。通过天体和天极的半大圆叫做天体的赤经圈或时圈，从午半圆沿天赤道向西起量到赤经圈的角度叫做天体的时角，从0h到24h。以格林尼治午半圆为基准起算的天体时角，称为格林尼治时角，以观测者午半圆为基准起算的天体时角称为地方时角。沿着赤经圈测量从天赤道距离天体的夹角，叫做赤纬，0°到±90°，向北天极方向为正，向南天极方向为负。自春分点沿着天赤道逆时针起量到赤经圈的角度叫做天体的赤经，由0h到24h。
通过天球中心和地球公转轨道面平行的平面与天球截出的大圆，叫做黄道。过天球中心垂直于黄道的直线和天球有两个交点，靠近北天极的点为北黄极，靠近南天极的点叫做南黄极。取黄道为基本圈的天球坐标系叫做黄道坐标系。黄道对赤道的升交点叫春分点。通过黄极和天体的半大圆叫做天体的黄经圈。从春分点沿黄道逆时针起量到黄经圈的角度，叫做黄经，从0°到360°。沿着黄经圈测量的从黄道至天体的夹角，叫做黄纬，从0°到±90°，向北黄极方向为正，向南黄极方向为负。
由于太阳和月亮对地球赤道隆起部分的摄动，使得地球自转轴的方向在空间不断地运动，可分解为赤道平均极（即平天极）绕黄极的进动以及真天极绕平天极的周期性运动。某一时刻的真天极对应的天赤道为该时刻的真赤道，该时刻的黄道对真赤道的升交点叫做真春分点，真赤道和真春分点确定的坐标系叫做真赤道坐标。某一时刻的平天极对应的天赤道为该时刻的平赤道，该时刻的黄道对平赤道的升交点叫做平春分点，平赤道和平春分点确定的坐标系叫做平赤道坐标。
某一时刻，地面观测者观测到的天体位置在做了蒙气差改正后得到的天体位置，参考于该时刻的真赤道坐标系。
某一时刻假想的地心观测者所见天体的位置，参考于该时刻的真赤道坐标系。即该天体的站心位置做了周日光行差、周日视差改正后得到的坐标位置。
某一时刻天体相对于太阳系质心的位置，参考于该时刻的真赤道坐标系。即该天体的地心视位置进行了周年光行差、周年视差改正以及光线弯曲改正后得到的坐标位置。
某一时刻天体相对于太阳系质心的位置，参考于该时刻的平赤道坐标系，即天体的真位置作了章动改正后得到的坐标位置。
恒星的太阳系质心位置，参考于星表历元平赤道坐标系，即天体的观测历元平位置作了岁差、自行改正后的位置。
由于大气折射，观测者所见天体的方向和天体的真方向之差，叫做蒙气差。
由于观测者的运动引起的天体的观测位置与其几何位置的偏差，称为光行差。对没有明显位移的恒星来说，仅由于观测者的运动引起的天体的观测方向的改变叫做恒星光行差，可分为周日项、周年项和长期项：由于观测者随地球自转的周日运动引起的光行差叫做周日光行差，由于地球绕太阳的公转运动引起的光行差叫做周年光行差，由于太阳系在星际空间的运动引起的光行差叫做长期光行差。如果被观测目标为太阳系天体，它们本身的运动很显著，由于观测者的运动和光线从天体发射到地球这一段时间内天体的运动引起的观测方向的改变称为行星光行差。
光线从天体发射到观测者所需的时间，叫做光行时。
不同的观测地点所见的同一天体方向之差，叫做视差。位于地球表面的观测者看到的天体的站心方向与地心所见天体的地心方向之差，称为地心（周日）视差。地心观测与日心观测所见的天体的方向之差称为日心（周年）视差。特别地，对赤道上的观测者，天体位于地平时，天体的站心方向与地心方向之差称为天体的赤道地平视差，简称地平视差。
由于太阳和月亮对地球赤道隆起部分的摄动，使得地球自转轴的方向在空间不断地运动，其中赤道平均极（即平天极）绕黄极的进动，称为日月岁差；真天极绕平天极的周期性运动，叫做章动，可分解为黄经章动和交角章动。另外，由于行星对地球的摄动，使得黄道面绕着地球瞬时自转轴也有一个进动，它的长期项称为行星岁差。日月岁差和行星岁差称为总岁差。
以真太阳的周日视运动为基准确定的时间称为视太阳时，等于真太阳时角加12h。由于地球轨道偏心率和黄道赤道交角的影响，视太阳时是不均匀的，不能用来作为精确的时间单位。
人们设想天球上一个假想点，它的赤经接近真太阳黄经，并在天赤道上以真太阳在黄道上视运动的平均速度作均匀的周年视运动，这一假想点称为平太阳。以平太阳的周日视运动为基准建立的时间，称为平太阳时，简称平时，等于平太阳时角加12h。
视太阳时与平太阳时之差，叫做时差。时差的绝对值最大不超过17m，每年有4次为0，2次极大，2次极小。
世界时是以地球自转为基准所建立的时间计量系统，特别地，从格林尼治子午圈起算的平太阳时，称为世界时。在目前的使用中，世界时可指代UT1 或协调世界时。根据IAU2000决议，2003年1月1日起，Ut1由地球自转角重新定义，但仍包含有地球自转速度的长期变化、季节性变化和不规则变化的影响。协调世界时以原子时为基准，但通过跳秒的方式与ut1的偏离不超过0.9秒。
以春分点的周日视运动确定的时间称为恒星时，等于春分点时角。平春分点的时角称为平恒星时。真春分点的时角叫做视恒星时。
时间是以子午圈为基准起算的，在同一时刻，不同子午圈上的起算的时间是不同的。以格林尼治子午圈起算的时间叫做格林尼治时间，以地方子午圈为基准起算的时间，叫做地方时。按时制分类，分别有地方恒星时，地方平时等名称。
以太阳系天体公转为基准建立的时间标准，称为历书时。历书时用纽康太阳表中1900年年首的平黄经和平均运动来定义，1900年初太阳几何平黄经等于279°41′48″.04对应的时刻作为起算的基本历元，即1900年1月0日12hET，此时回归年长度的1/31556925.9747取为历书时秒长。1984年起历书时被力学时取代。
天体动力学理论及其历表所用的时间，1984年开始取代历书时。目前太阳系天体历表中采用的力学时有质心力学时和地球时两种。
太阳系质心参考系中建立的太阳系天体历表的时间引数是质心力学时。
太阳系天体的地心视位置历表的时间引数为地球时。地球时建立在国际原子时的基础上，规定1977年1月1日0h00m00s国际原子时时刻，对应的地球时为1977年1月1日0h00m32.184s。
质心天球参考系中采用的坐标时称为质心坐标时。
地心天球参考系中采用的坐标时称为地心坐标时。
1967年第13届国际度量衡会议引入新的秒长定义，即位于大地水准面上的铯原子Cs133基态的两个超精细能级在零磁场中跃迁辐射振荡为9192631770周所持续的时间，称为国际制秒（SI秒）。
由国际制秒确定的时间尺度称为国际原子时，它的起算点取为1958年1月1日0hut1，此时原子时与世界时极为接近，仅差0.0039s。国际原子时从1972年1月1日正式启用，由国际时间局根据世界各地优质原子钟读数比对处理后提供。
由于世界时有长期变慢的趋势，世界时时刻将越来越落后于原子时，为了避免发播的原子时与世界时有过大的偏离，1972年起国际上发播时号采用协调世界时，其时间单位为国际制秒，其时刻与世界时ut1的偏离不超过0.9秒，方法是在6月30日或12月31日的最后一秒上进行跳秒，每次调整1整秒，调整前将预先发布通知。
在不同的经线上各有不同的地方时，在实际生活中，人们如果各自使用互不相同的地方时，将会带来极大不便。因此有必要在一定地区范围内共同使用一个统一的时间，这就叫标准时。目前，全世界原则上依照经度划分为24个时区，每个时区包含地理经度15°，每个时区都采用其中央子午线的地方平时。以格林尼治子午线为标准的时区，叫做0时区，在格林尼治子午线两旁各7.5°的经度范围内都属于0时区。向东（西）每隔15°经线依次划分为东（西）1时区、东（西）2时区、……东（西）12时区，每隔一时区向东递增1小时，向西递减1小时。我国统一使用北京所在的东八时区时，即东经120标准时，习惯上称为北京时间，与世界时的关系为：北京时=世界时+8h。
天象包括日月行星的动态，以及在地球的自转、地球和行星绕太阳的公转运动、月球绕地球的运动等等过程中产生的一系列重要而有趣的天文现象。天文年历中涉及到的天象可分为以下若干类型：地心天象；日心天象；交食现象；天体的出没以及中天。
两天体视黄经或视赤经相等的时候叫做合，相差180°的时候叫做冲。行星与太阳视黄经相同的时候称为合日，相差180°的时候称为冲日。内行星（水星和金星）的合日分为上合和下合，上合发生在太阳位于内行星和地球之间，下合发生在行星位于太阳和地球之间。内行星由于其轨道在地球内侧而没有冲日现象。
内行星由于轨道是在地球内侧，因此从地球上看，它们对太阳的角距不会超过某种限度。内行星在太阳之东（西）离太阳的距角达到最大的时候，称为东（西）大距。
行星在天空的视运动有时顺行（由西向东运动），有时逆行（由东向西运动）。顺行和逆行之间有一个时刻行星看起来是停留不动的，叫做留，也就是行星视赤经变率为零的时刻。
天体在绕地轨道上距离地球最近（最远）的一点，称为近（远）地点。天体的地心向径极小（大）的时刻为其过近（远）地点的时刻。
火星在一会合周期里，有一次距离地球最近，发生在冲日附近。火星在一会合周期里地心距最小的时刻为火星最近地球的时刻。
金星在一会合周期里，亮度达到最大的时侯，称为金星最亮。金星约在下合日前后36天，或东大距之后西大距之前35天为最亮。金星的会合周期约为584天，因此它的最亮日期有时全年都没有，但东西大距间隔较短时一年有两次。
行星相邻两次合日或者内行星相邻两次上（下）合日的平均间隔称为会合周期。
月球的视形状有大致29天左右的周期变化,月相即指这种变化的位相或月球的一种特定“面相”。常使用的月相名称有四种,即朔、上弦、望、下弦,它们分别指月球与太阳的地心视黄经相差0°、90°、180°和270°的月相。朔时月球处于太阳与地球之间,朔日,月球几乎和太阳同时出没,因为其朝向地球的一面照不到阳光,所以从地球上看不到月亮; 上弦时太阳在月球的西面约90°的方向,上弦日,太阳西落后人们可以看到半个明月(月球的西边半圆月面明亮)高挂天空; 望时地球处于太阳与月球之间, 望日,当太阳西落时人们就可以看到满月从东方升起; 下弦时太阳在月球东面约90°的方向,下弦日,大约在午夜时分人们可以看到半个明月(月球的东边半圆月面明亮)从东方升起。
行星在绕日轨道上离太阳最近（远）的一点，称为近(远)日点。行星日心向径极小（大）的时刻为其过近（远）日点的时刻 。
行星轨道和黄道面有两个交点，行星由南向北通过黄道所经过的交点，称为升交点，相反的一点，叫做降交点。行星的日心黄纬为0且日心黄纬递增（减）的时刻就是行星过升交（降交）点的时刻。
行星轨道面相对于黄道面有个倾角，行星有时在黄道之北，有时在黄道以南。行星日心黄纬极大（小）的时刻称为行星纬度最北（南）。
天体被另一天体的阴影遮挡的现象称为食。地球经过月球的阴影时观测到太阳圆面被月球部分或全部遮住的现象称为日食。
（1）日食发生的条件
朔日，月亮位于太阳和地球之间，如果此时太阳和月亮恰好都在它们轨道同一交点附近，月影可能扫过地球，地球上月影经过地区的观测者就能观测到日食。
（2）日食的种类
月影可分为半影、本影和伪本影三个区域。太阳光线与月亮相外切形成的月影在影锥顶点以内的部分叫做本影，以外的部分则定义为伪本影。太阳光线与月亮相内切形成的月影并在本影伪本影以外的部分叫做月亮的半影。
月影的不同部分经过地球，相应地产生不同的日食类型，主要分为日偏食（只有月亮的半影经过地球表面）、日全食(除了月亮半影，月亮本影部份或全部经过地球表面)、日环食（除了月亮半影，月亮伪本影部份或全部经过地球表面)、日全环食（当月亮本影锥点很接近地球表面时，月亮伪本影、本影、伪本影依次经过地球表面）。就某地观测到的日食形状而言，只有偏食、全食和环食三种：月亮半影扫过地区的观测者能看到太阳圆面的一部分被遮住，即日偏食；月亮本影扫过地区的观测者能看到太阳圆面全部被遮住，即日全食；月亮伪本影扫过地区的观测者能看到太阳中间部分被遮住，变成一个窄窄的亮环，即日环食。
（3）日食发生的过程
日食发生的过程可以用几个有标志性的关键步骤来描述。能观测到全食或环食的地点的见食过程为：初亏，此时该观测点第一次恰好在月亮半影的边缘上，观测到日月两圆面第一次相外切，标志着该地见食开始；全（环）食始，此时该观测点第一次在月亮本影的边缘上，观测到日月两圆面第一次相内切，标志着该地见全（环）食开始；食甚，此时该观测点与月影轴距离最近；全（环）食终，此时该观测点与月亮本影另一边缘相切，观测到日月两圆面第二次相内切，标志着该地见全（环）食结束；复圆，此时该观测点与月亮半影另一边缘相切，观测到日月两圆面第二次相外切，标志着该地见食结束。对只能观测到偏食的地点的见食过程为：初亏；食甚；复圆。
（4）日食食分
某地所见日食的食分定义为食甚时太阳被月亮遮住的视直径与太阳视直径之比，全（环）食的食分实际上就是月亮视直径与太阳视直径之比。偏食的食分小于1，环食的食分小于1但很接近1，全食的食分大于1。从食分的大小可看出日食发生时太阳被遮掩的程度。
月亮经过地影时月亮圆面被部分或全部遮住的现象称为月食。
（1）月食发生的条件
望日，地球在太阳和月亮之间，如果此时月亮在黄白轨道交点附近，那么月球可能经过地影，地球上能看到月亮的观测者就能观测到月食。
（2）月食的种类
能到达月球的地影可分为半影和本影两个影区。太阳光线与地球相外切形成的阴影在影锥顶点以内的部分叫做地球本影，太阳光线与地球相内切形成的阴影并在本影以外的部分叫做地球的半影。
月亮进入地影的不同区域，相应地发生不同的月食类型，可分为半影月食（月亮部分或全部经过地球半影，但不经过地球本影，半影月食发生时由于地球半影对月面亮度没有明显影响，因此一般观测者不会注意到这一现象）、月偏食（月亮进入地球半影后，部分经过地球本影，观测者看到月亮圆面被部分遮住）、月全食（月亮进入地球半影后，全部进入并通过地球本影，观测者看到月亮圆面被全部遮住）。
（3）月食发生的过程
月食发生的过程可以用若干个标志性的步骤来描述。月全食发生的过程为：半影食始，此时月亮与地球半影第一次相外切；初亏，月亮进入地球半影后，与地球本影第一次相外切，标志着偏食的开始；食既，月亮完全进入地球本影的时刻，此时月亮与地球本影第一次相内切，标志着全食的开始；食甚，此时月亮中心与地影中心距离最近；生光，月亮开始离开地球本影的时刻，此时月亮与地球本影第二次相内切，标志着全食的结束；复圆，月亮完全离开地球本影的时刻，此时月亮与地球本影第二次相外切，标志偏食的结束；半影食终，月亮完全离开地球半影。月偏食的发生过程为：半影食始；初亏；食甚；复圆；半影食终。半影月食的发生过程则只有半影食始、食甚和半影食终。
（4）月食食分
月偏食和月全食的食分的定义为食甚时月亮深入地球本影的视直径与月亮视直径之比，显然月偏食的食分小于1，月全食的食分大于或等于1，食分的大小反映了月食发生时月亮深入地影的程度；半影月食的食分定义为月亮深入地球半影的视直径与月亮视直径之比。
内行星（水星和金星）部分或全部经过日面的现象称为凌日。当内行星下合时，且内行星和地球都在其轨道同一交点附近会发生凌日现象。由于内行星的视半经远小于太阳视半经，所以凌日表现为日面上出现一个缓缓移动着的小黑点。水星凌日平均每100年发生13次，金星凌日约243年仅发生4次。
一天体被另一具有更大视直径的天体遮挡的现象叫做掩。如月掩行星、月掩恒星。
太阳圆面的上边缘和天文地平相切的时刻即日出日没时刻，也就是太阳中心的真地心天顶距为90°50′的时刻，这里地平线上的蒙气差和太阳半径分别取为34′和16′。
日出前和日没后由高空大气散射太阳光引起的天空发亮的现象称为晨昏蒙影，在日出前的叫做晨光，在日没后的叫做昏影。太阳中心在地平下6°的时刻叫做民用晨光始或民用昏影终。从民用晨光始到日出或从日没到民用昏影终的一段时间是民用晨光昏影时间。太阳中心在地平下12°的时刻叫做航海晨光始或航海昏影终，从航海晨光始到民用晨光始或从民用昏影终到航海昏影终的一段时间叫做航海晨光昏影时间。太阳中心在地平下18°的时候叫做天文晨光始或天文昏影终，从天文晨光始到航海晨光始或从航海昏影终到天文昏影终的一段时间叫做天文晨光昏影时间。
月出月没时刻是月亮上边缘与天文地平相切的时刻，也就是月亮中心的真天顶距等于90°34′﹢月亮视半径﹣月亮地平视差的时刻，其中34′为地平线上的蒙气差。
天体中心通过观测地子午圈的时刻，叫做中天。通过午半圆时叫上中天；通过子半圆时叫下中天。
由炽热气体组成的、能自己发光的球状或类球状天体。
单位时间内恒星在天球切平面上走过的距离对观测者索张的角度叫自行，通常的单位有：角秒/年、角秒/世纪等。
恒星在单位时间内沿视线方向移动的距离叫视向速度，通常的单位为公里/秒。
在空间中视位置比较靠近的两颗星。由于彼此引力作用而沿着轨道相互绕转运动的，称为物理双星，远看彼此很靠近，实际上在空间相距很远，并不互相环绕运动的两颗星，称为光学双星。
狭义讲，观测者能直接用望远镜分辨开两颗子星的双星；广义讲，用光学方法能分辨开两颗子星的双星。
指由谱线位移的规律性而判知的双星。
指子星彼此掩食造成亮度规则变化的双星。
亮度起伏变化的恒星。
记载天体各种参数（如位置、运动、星等、光谱型等）的表册。
根据地球绕太阳的公转周期确定的时间长度称为年。太阳连续两次经过平春分点的时间间隔称为一回归年；太阳在黄道上连续两次通过某一恒星的时间间隔叫做一恒星年；太阳连续两次过近地点所需的时间间隔叫做一近点年；太阳连续两次过月球轨道升交点所需的时间间隔为一交点年，也叫食年。
根据月球绕地球的运动周期确定的时间长度称为月。月相变化的周期叫做朔望月；月球黄经连续两次等于春分点黄经所需的时间间隔叫做一回归月；月球在天球上连续两次通过某一恒星的时间间隔叫做一恒星月；月球在天球上连续两次通过其轨道对黄道升交点的时间间隔叫做一交点月。
以地球自转周期确定的时间长度叫做日。真太阳在天球上连续两次由东向西过同一子午圈所需的时间为一真太阳日；假想的平太阳连续两次同一子午圈所需的时间为一平太阳日；春分点连续两次过同一子午圈所需的时间间隔叫做一恒星日。历日的长度等于si秒的86400倍。
儒略日是天文上所用的一种长期纪日法，简写为JD，以公元前4713年儒略历1月1日格林尼治平午为起算点，连续不断。
一种以七天为周期的纪日法。
根据某种规则，建立月和年比日更长的时间间隔作为计量时间的单位，并组合年月日之间相互关系构成它们之间换算的方法，叫做历法。历法可分为三类：以回归年为主要依据制定的历法，叫做阳历，如现行的公历；以朔望月为基本单位制定的历法叫做阴历，如伊斯兰历；兼顾回归年和朔望月编制的历法叫做阴阳历，如中国的农历。
即格里历，罗马教皇格里高利13世于公元1582年对儒略历改进后的形成的历法，如今在世界大多数国家使用。其规则为：平年包含365天，闰年包含366天，能被4整除的年份设为闰年，但对于世纪年份需能被400整除才是闰年。对月份的安排规则为：1、3、5、7、8、10、12设为大月，每月31天；4、6、9、10为小月，每月30天；2月在平年中为28天，闰年中为29天。
为我国的传统历法，是根据日月实际位置计算的阴阳合历。以严格的朔望月作为历月，同时用加闰月的办法使历年的平均长度接近于回归年。农历以月亮朔的时刻所在的日期作为每月的月首，朔望月长约29天半，因此有的月份29天，叫做月小，有的月份30天，叫做月大。农历平年一年12个月共354天左右，与回归年差11天左右，每隔二三年安插一个闰月，有闰月的年份一年十三个月共384天左右。如何设置闰月，是根据24节气来确定的。24节气为农历中所特有，反映的是太阳在天球上的视位置，属于阳历范畴。太阳在天球上沿着黄道作周年视运动，以春分点为零点起算，每移动黄经15°叫做一气，一年共有24气。下表列出了24节气的名称以及相应的太阳的视黄经、在公历年里对应的大致日期，表中顺序逢单的叫做节气，逢双的叫做中气，统称为节气。 农历月份的编排和命名规则为：包含冬至在内的农历月固定为农历十一月；如果从某个农历十一月开始到下一个农历十一月（不含）之间有13个农历月，则取其中最先出现的一个不包含中气的农历月为农历闰月；农历十一月之后第2个（不计闰月）农历月为农历年的起始月；除闰月外，农历月按照在其农历年中的先后顺序依次命名为正月、二月、三月……十月、十一月、十二月，闰月采用在其前一个农历月的名称前加“闰”字的方法命名闰某月。
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