格利雅試劑

[拼音]：zhaoxiang tianti celian fangfa

[英文]：method of photographic astrometry

利用照相方法來測定天體位置。這種方法與目視觀測相比，具有下列優點：

（1）照相底片對星光有累積作用，因此適當延長曝光時間，可以觀測到更暗的天體；

（2）在一張底片上可以同時測定多顆恆星的位置；

（3）底片可以長期儲存，需要時可以隨時進行測量、歸算，因此具有文獻性。照相天體測量有三個基本過程。

拍攝底片

為了拍攝闇弱的恆星，曝光時間往往需要幾十分鐘，所以要求望遠鏡能跟蹤恆星的週日運動，為此，一般採用赤道式裝置。如果在整個曝光過程中，望遠鏡不能準確地跟蹤恆星的週日運動，在底片上就不能獲得清晰的星像，因而也不能精確地測定位置。因此，要求星像與動絲交點在導星鏡中保持重合。如稍有偏移，應立即對望遠鏡位置進行微調，通常是由觀測者通過目視觀測用微動螺旋調節。目前，這種目視導星方法已逐漸為光電導星技術所取代。除此以外，望遠鏡的光學系統還要求儘可能地消除場曲、像散和彗差等像差。觀測前要根據溫度來調節焦距，合理地選擇曝光時間，才可能拍得高質量的底片。

測量底片

拍下底片後，首先用座標量度儀量出底片上全部星像在某一直角座標系內的量度座標。量度時應調節底片架，使這一直角座標系的X軸和Y軸儘可能分別同赤緯圈和赤經圈平行（見天球座標系）。為了提高測量精度，需要把底片旋轉180°，再測量一次。一般是採用旋轉座標量度儀目鏡內的一塊稜鏡來達到這個目的。近年來已開始利用全自動光電座標量度儀，以適應工作量大、精度高的要求。

歸算

量度座標只能給出這些天體相對位置的資料。量度座標(x，y)與赤道座標(α，δ)之間的關係，是以理想座標(ξ，η)來作為過渡的。理想座標也是一種直角座標系統，它的原點在底片的光學中心，座標軸分別與赤緯圈和赤經圈平行，它與赤道座標之間的關係，可由下列嚴格的數學公式來表達：

或簡化為下列形式：

式中A、D為底片光學中心的赤道座標，m為計算用輔量。

某一星像的理想座標和量度座標並不相同。這是因為：

（1）量度座標的原點與理想座標的原點不重合；

（2）X軸和Y軸不正好與ξ 軸和η軸平行；

（3）X軸和Y軸不嚴格正交；

（4）座標量度儀x和y刻度尺的比例不相同；

（5）受到較差大氣折射和較差光行差的影響。根據上述原因，理想座標和量度座標之間的關係式可以表示為：

式中a、b、c、d、e、f 稱為底片常數。

用照相天體測量的方法來測定天體的位置時，在一張底片上應有一定數量的稱為定標星的恆星，其精確的赤道座標是已知的。定標星的用途就是確定底片常數。首先把定標星的赤道座標用電子計算機或現存的數表換算成理想座標，再測量出這些定標星的量度座標。理論上只要有三顆定標星就可解算底片常數，但為了提高精度，一般選取均勻分佈的十顆左右的定標星，用最小二乘法解算底片常數。底片常數一經求得，就可以把其他需要定位的恆星的量度座標化為理想座標，再求出它們的赤道座標。