[拼音]：zhaoxiang tianti celian fangfa

[外文]：method of photographic astrometry

利用照相方法来测定天 置。这种方法与目视观测相比，具有下列优点：

（1）照相底片对星光有累积作用，因此适当延长曝光时间，可以观测到更暗的天体；

（2）在一张底片上可以同时测定多颗恒星的位置；

（3）底片可以长期保存，需要时可以随时进行测量、归算，因此具有文献性。照相天体测量有三个基本过程。

为了拍摄暗弱的恒星，曝光时间往往需要几十分钟，所以要求望远镜能跟踪恒星的周日运动，为此，一般采用赤道式装置。如果在整个曝光过程中，望远镜不能准确地跟踪恒星的周日运动，在底片上就不能获得清晰的星像，因而也不能精确地测定位置。因此，要求星像与动丝交点在导星镜中保持重合。如稍有偏移，应立即对望远镜位置进行微调，通常是由观测者通过目视观测用微动螺旋调节。目前，这种目视导星方法已逐渐为光电导星技术所取代。除此以外，望远镜的光学系统还要求尽可能地消除场曲、像散和彗差等像差。观测前要根据温度来调节焦距，合理地选择曝光时间，才可能拍得高质量的底片。

拍下底片后，首先用坐标量度仪量出底片上全部星像在某一直角坐标系内的量度坐标。量度时应调节底片架，使这一直角坐标系的X轴和Y轴尽可能分别同赤纬圈和赤经圈平行（见天球坐标系）。为了提高测量精度，需要把底片旋转180°，再测量一次。一般是采用旋转坐标量度仪目镜内的一块棱镜来达到这个目的。近年来已开始利用全自动光电坐标量度仪，以适应工作量大、精度高的要求。

量度坐标只能给出这些天体相对位置的资料。量度坐标(x，y)与赤道坐标(α，δ)之间的关系，是以理想坐标(ξ，η)来作为过渡的。理想坐标也是一种直角坐标系统，它的原点在底片的光学中心，坐标轴分别与赤纬圈和赤经圈平行，它与赤道坐标之间的关系，可由下列严格的数学公式来表达：

或简化为下列形式：

式中A、D为底片光学中心的赤道坐标，m为计算用辅量。

某一星像的理想坐标和量度坐标并不相同。这是因为：

（1）量度坐标的原点与理想坐标的原点不重合；

（2）X轴和Y轴不正好与ξ 轴和η轴平行；

（3）X轴和Y轴不严格正交；

（4）坐标量度仪x和y刻度尺的比例不相同；

（5）受到较差大气折射和较差光行差的影响。根据上述原因，理想坐标和量度坐标之间的关系式可以表示为：

式中a、b、c、d、e、f 称为底片常数。

用照相天体测量的方法来测定天体的位置时，在一张底片上应有一定数量的称为定标星的恒星，其精确的赤道坐标是已知的。定标星的用途就是确定底片常数。首先把定标星的赤道坐标用电子计算机或现存的数表换算成理想坐标，再测量出这些定标星的量度坐标。理论上只要有三颗定标星就可解算底片常数，但为了提高精度，一般选取均匀分布的十颗左右的定标星，用小二乘法解算底片常数。底片常数一经求得，就可以把其他需要定位的恒星的量度坐标化为理想坐标，再求出它们的赤道坐标。

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