长期光行差

长期光行差是因太阳系在星际空间运动而引起的天体的光行差。

光行差测定方法

光行差测定方法是通过测定光行差常数确定恒星真实方向的方法。光行差是运动着的观测者同静止的观测者所看到的天体视方向的差别。光行差同观测者的平均运动速度和光速有关。其二数值之比称作光行差常数。

作为天文常数之一的光行差常数指的是因地球公转所造成的周年光行差常数，其测定方法有以下几种：①最早的方法是在至少一年的时间里，观测选定的恒星赤道坐标，研究其变化，可求得光行差常数或其改正量。但由于季节性影响大，因而精度不高。②测站长期的纬度观测系统，一般用连锁法处理，削减季节性影响。从连锁法的闭合差中可求得光行差常数的改正量。但纬度观测中的周日项误差还会带来较大影响。③位于高纬地区的台站可利用一年以上对拱极区的系列照相观测，分析恒星极距变化。从而得到光行差常数或其改正量。④先测定恒星的视向速度和确定地球的平均轨道速度，再利用光速值求出光行差常数。目前所用的光行差常数是1976年第16届国际天文学联合会通过的，其值为20.49552″。由地球自转产生的光行差称周日光行差，其常数为0.319″。它的影响较小，一般观测赤纬大于80°的恒星位置时才需计入。长期光行差是由太阳的本动和银河系的自转造成的，其值分别达到13”和100″。这两种运动的速度和方向都还不能精确测定，尚需进一步研究解决。

光行差分类

光行差分为周日、周年和长期三种。

周日光行差

由于地球自转运动产生的观测者的坐标运动，造成观测到的天体的视位移叫作周日光行差。观测者的这种运动是沿着圆周有周期的进行的，这个圆周和地球的纬圈重合。周日光行差常数可由表示，式中v是观测者的运动速度，v因观测者所在的地理纬圈不同而具有的不同的线速度，c为光速。如果在纬度φ的观测者观测随地球自转运动的速度为465m/s，光速为3000000km/s可知道周日光行差常数。在周日光行差的影响下，所研究的天体的真位置将会沿着天体和东点的大圆弧向着周日光行差的奔赴点移动。

周年光行差

周年光行差是观测者在空间随同地球参加其绕太阳的周年运动所引起的天体的视位移。由式，v为地球在绕太阳的周年运动时候，在轨道上的线速度平均约为30公里/秒，即c=300000公里/秒，v=30公里/秒。得到周年的光行差常数等于20''5。周年光行差常数可以通过天文观测来确定，方法有：1.观测和研究恒星视位置的变化；2.观测和研究恒星的视向速度；3.长期持续地观测和研究测站的纬度变化。而今，两个半世纪以来许多天文学家根据浩瀚的资料得出了近百个光行差常数的数值。更精确的是现在采用的最近的测定值k=20″.49552。

长期光行差

长期光行差是由太阳的本动和银河系的自转造成的，太阳的本动速度为19.5km/s。几千年里，太阳本动的速度和方向可看作是不变的，因为周期太长，长期光行差对某一恒星位置的影响是一个常数。而且因为太阳运动的速度和方向目前也是不能测定的，所以长期光行差现在还不能精确地被计算。对于长期在一般研究中可以不予考虑。

光行差现象发现

光行差现象是布拉德雷（J.Bradlg）在1725-1728年在天体观测中偶然发现的。光行差现象描述的是一种运动着的观察者观察到光的方向与同一时间同一地点静止的观测者观察到的方向有偏差的现象。它的本质是由于光速有限以及光源与观察者存在相对运动造成的。这就像当你走在竖直下落的雨中时你的伞应该向前倾斜，而且走得越快倾斜得越厉害的这道理是一样的。天文学上的情况与此极为相似。光从某颗恒星沿某个方向以某个速度落到地球上，同时地球以另一个速度绕太阳运转。望远镜就像雨伞一样，必须朝地球前进的方向略微倾斜，才能使光线笔直地落到透镜上。布拉得雷把这种倾斜角度称为“光行差”。光行差的发现无疑是很重要的。首先，它同视差（视差就是从有一定距离的两个点上观察同一个目标所产生的方向差异。从目标看两个点之间的夹角，叫做这两个点的视差）一样，明确地证实了地球的确是在绕太阳运转。其次，在实际观测中人们可以消除光行差位移，从而真正探测到视差造成的偏离现象。

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