天文導航
的示意圖。這是一種用於天文導航的工具，用以測量透過光學瞄準器觀察的兩個物體之間的角度。]] 天文導航，也稱為天體導航（或astronavigation），是一種利用恆星及其它天體進行精確定位的技術，使導航員能夠準確判斷自己在太空或地表的實際物理位置，而無需僅依賴估計，通常稱為推算，以計算位置。天文導航在不使用衛星導航或其它類似的現代電子或數位定位方式的情況下進行。 天文導航使用「觀測」，即計時角測量，通常在天體（例如太陽、月球、行星或恆…
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共 13 篇文章
東京光電子午儀
東京光電子午儀（PMC）是一架用於觀測和紀錄恆星與行星位置，然後報導於PMC星表的子午儀。 子午儀 東京光電子午儀是日本國家天文台（前身為東京天文台）位於日本東京三鷹分部的一個完全自動化的光電子午儀。它是由德國上科亨的卡爾蔡司公司製造，於1982年安裝在三鷹。這架子午儀配置雙狹縫光電測微儀、光電倍增管和一組濾鏡。 Systematic observations with the PMC的系統觀測開始於1985年12月，從遠史的目錄中篩選…
柯伊伯機載天文台
柯伊伯機載天文台（）是由NASA操作，用於進行紅外線天文學研究的國際設備。這個天文台是由一架洛克希德C-141"星"式运输机改裝的，飛行半徑6,000海浬，能在45,000英尺（14公里）的高度上進行研究工作。為紀念荷蘭裔美籍天文學家杰拉德·柯伊伯（），所以將此機命名為柯伊伯機載天文台。 柯伊伯機載天文台的望遠鏡是口徑36英吋（91.5公分）的蓋塞反射鏡，可以觀測波長範圍在1-500微米的光譜。他的飛行能力幾乎使所有地球大氣層內的水氣都…
天文馆
的天象厅]] 天文馆（）是以传播天文学知识为目的的科学普及类型的公益性机构，一般有天象仪、天文望远镜等设备。 相關條目 * 天文館列表 參考資料 外部連結
極迅瞬變光源太空觀測計畫
極迅瞬變光源太空觀測計畫（，簡稱UFFO），是一個國際合作科學衛星計畫，目標為監測恆星死亡以及中子星與黑洞撞擊產生之伽瑪射線爆，以了解宇宙之膨脹史。參與該計畫之團隊包含俄羅斯、臺灣、韓國、丹麥、西班牙等地之大學或研究機構，其中臺灣團隊的人數最多，一共10人。2016年4月28日协调世界时早上2點，UFFO太空望遠鏡安裝在上，由俄羅斯的聯合號自該國遠東地區、靠近中俄邊境的阿穆尔州东方航天发射场發射升天，為該處之第一次發射任務。俄罗斯总统佛…
同溫層紅外線天文台
同溫層紅外線天文台 （，縮寫：SOFIA）是NASA、德國航空太空中心（）和大學太空研究協會（URSA）共同合作，在1996年由NASA授權優先發展的計畫。 簡介 SOFIA是由一架曾在泛美航空和聯合航空的商業航線上服務過的波音747SP 改裝上2.5 米直徑反射望遠鏡，在41,000英尺（約12,496公尺）的高空進行紅外線天文學研究的飛機。他的能力使它幾乎能在地球大氣層內所有的水蒸氣之上飛行（能夠觀察到一些被大氣層攔阻不能被地基設備…
遠紅外線天文學
遠紅外線天文學是天文學和天文物理的分支，主要的觀測對象是以遠紅外線輻射可以看見的天體，波長從30微米到接近次微米的450微米。 在遠紅外線，恆星不會特別明亮，但是可以觀測到非常低溫的天體(140K或更低溫的)，而在短波的觀測中是看不見這些天體的。 在銀河系和銀河附近星系內巨大、低溫的氣體和塵埃，散發出遠紅外線的光。在這類雲氣中的某一些，新的恆星正在其中誕生。遠紅外線的觀測可以在這些原恆星因收縮輻射出熱量而可見之前就偵測到它們。 銀河系 …
次毫米波天文學
]] 次毫米波天文學（Submillimetre astronomy）是觀測天文學的一個分支，在電磁波中的次毫米波長下進行研究。天文學家將次毫米波段置於遠紅外線和微波波段之間，通常取值在幾百微米到一毫米之間。在次毫米天文學中，用「微米」來表示波長仍然很常見。 次毫米觀測可用於追蹤氣體和塵埃的排放，包括CI、CO和CII線，來源包括分子雲和暗星雲核心，透過確定暗星雲中的化學豐度及其組成分子的冷卻機制，可以用來闡明從最早的坍縮到恆星誕生形成…
红外天文学
广角相机捕捉到的红外线下的船底座星云3。]] 紅外天文學的主要研究對象是可以觀測到紅外輻射的天體，是天文學和天文物理学的一个重要分支。可見光的波長範圍大约为400奈米（藍色）至700奈米（紅色），波長比700奈米長但仍比微波短的電磁波稱為紅外線（有時也稱為次微米波）。紅外天文學有时也视为可见光天文学的一部份，因為反射鏡、透鏡等光學元件基本上都能用於紅外觀測。 红外天文学的起源 在牛頓使用三稜鏡將白光分解成光譜之後，英国物理学家威廉·赫歇…
牽星法
牽星法(Star hopping)是業餘天文學常用於在黑暗的天空中定位天體的一種技術。它可以取代或與定位圈結合在一起使用。 問題的產生 許多令人感興趣的天體場因為光度暗淡而不能以裸眼看見。望遠鏡或雙筒望遠鏡雖然可以收集更多的光線，使暗淡的天體可以被看見，但是因為視野較小，引發了在天空中確認方位的問題。 雙筒望遠鏡的視野很少會超過8度，而業餘的典型天文望遠鏡視野取決於使用的放大倍數，在本質上都小於1度。許多天體都需要使用高倍率觀測，無可避…
大氣折射
在日出和日落時位移的圖。]] 大氣折射（又稱：蒙氣差（蒙氣即行星的大氣）、折光差）即原本直線前進的光或其它電磁波在穿越大氣層時，因為空氣密度隨著高度變化所產生的偏折。這種折射是光通過空氣時因為密度的增加使速度降低（折射率增加）。大氣折射在近地面時會產生海市蜃樓，讓遠方的物體出現或蕩漾，和非幻覺的升高或降低，伸長或縮短。這個詞也適用於聲音的折射。無論是天體或地面上物體位置的測量都需要考慮大氣折射。 對天文或天體的折射，導致天體在天空中的位…
衝 (天體位置)
衝（英文：opposition，亦稱衝日）是位置天文學的一個名詞，是从一個選定的特定天體上（通常是地球）為基準，觀察另一個天體與參考天體（通常是太陽）的相對位置時。當三者在一條直線上，但特定天體位於參考天體及另一個天體的中間；參考天體相對於另一個天體的位置，謂之衝。明確的說，因為「衝」的天文現象是從地球觀看，所以是以地心經度（geocentric longitude）計算，當一顆行星在衝的位置時（以地球為基準的特定天體），它與太陽的的地…
天頂攝影機
和垂直偏轉。]] 天頂攝影機是現今主要用於調查地球重力場的天文大地望遠鏡。天頂攝影機被設計做為移動式的儀器，可以在現場測量天文座標垂線和現場觀測垂線的偏差。 儀器 天頂攝影機結合數位影像感應器（CCD）和光學鏡頭（約 10-20 釐米口徑）獲取天頂附近星星的影像。電子水平儀（傾斜感應器）提供望遠鏡指向天頂需求的手段。天頂攝影機一般都安裝在可以轉動的平台上，以讓攝影機可以從兩個不同的方向（通常是相隔90度）取的影像。因為天頂攝影機通常不跟…