Nakestar I的天文觀測

古希臘天文學家喜帕恰斯（Hipparchus）根據角的運動發現了進動的運動。

據信，埃及底比斯有一座供奉哈索爾女神的神廟，根據神廟的方向，建於西元前 3200 年，隨著時間的推移，神廟的相對位置發生了緩慢但明顯的變化。

波蘭天文學家尼古拉·哥白尼（Nikolai Copernicus）使用他自己製造的工具對地球之角進行了大量觀測，主要是為了研究歲差的運動。 由於反光星是離太陽最近的大質量雙星系統之一，天文學家經常對它進行大量研究。 星宿的位置靠近黃道，因此有可能與月球或其他行星發生行星掩星。

最近一次掩星是在1783年11月10日與金星一起，下一次是在2197年9月2日，仍然與金星一起。

對於北半球的天文愛好者來說，納克斯塔比正處於春天**。 最好的時間是 4 月至 5 月。 對於南半球來說，時間比較長，可以看看上半年。

號角在小型天文望遠鏡中是明亮的藍色。 如果是在光傷害不大的地方**，藍色更明顯，更燦爛。 位於天赤道以南，位置相對較低，管子不必抬得很高才能用望遠鏡看到，因此操作起來相對容易。

不過，由於地位低，我每年在成都看一小會兒是很自然的。 此外，由於位置低，角十市容易受到光損傷、雲層和空氣中的灰塵的影響，這在市中心地區是很困難的。

調整對焦旋鈕以獲得遠處物體A的模糊影象，然後緩慢地來回調整對焦旋鈕，直到物體影象清晰為止。

3.當望遠鏡上看到的物體A的影象不在尋星鏡的十字線中心時，請按以下方法進行調整：擰緊或鬆開尋星鏡支架上的介質螺絲，使尋星鏡上下左右移動。

4.當物體A的影象出現在十字線的中心時，對尋星鏡進行校準，最後擰緊三個螺絲。 將低倍目鏡更換為高倍目鏡，然後重複上述步驟。 如果在最高放大倍率目鏡下觀察到影象的中心，並且尋星鏡也在尋星鏡十字線的中心，則它是對齊的。

現在，您可以快速找到要觀察的物件。

很簡單，在乙個沒有光汙染的地方。

使用天文望遠鏡有幾個要求：

1.空曠，視野無障礙。 （廣場、陽台等）。

2.天氣晴朗，沒有烏雲。

例如，恆星通常圍繞其質心呈橢圓運動，通過測量它們的運動週期和軌道半徑，並應用以義大利天文學家克卜勒命名的克卜勒第三定律，可以計算出雙星的主要伴星的質量。 這稱為動能質量法。

此外，天文學家已經測量了許多恆星的質量，並發現了一種模式：恆星的質量越大，光度越強（這稱為質量-光的關係）。 基於這種關係，天文學家可以近似於單個恆星（變星除外）的質量。

使用赫羅圖上恆星的理論演化軌跡（稱為“演化質量”）估計恆星質量; 對於具有已知真實半徑的脈動變星，可以從脈動週期估計平均密度，從而產生質量（稱為“脈動質量”）。 然而，這些方法都不如動能質量法可靠。

測量中子星的質量在愛因斯坦廣義相對論的幫助下，一組天體物理學家通過測量中子星閃爍的X射線來測量中子星的質量。

對於正常視力，可以看到的最暗的恆星是，依此類推。 天空中滿是星星，天文學家做過統計，總共有6974顆及以上的星星。 如果我沒記錯的話，對吧？ 簡而言之，沒有重大變化。

至於有多少顆星星，如果房東有親身經歷的話，你會發現無數顆。 天文觀測，通常是一種工作，專業宣告，要求限制大小的確定，本質上只不過是恆星的數量。 當然，不可能去天上的幾顆星星，很多碎片形成乙個比較明亮的天體三角形或四邊形，數一數這個領域能看到的星星。

這聽起來可能很簡單，但這是一項簡單的任務，而不是一項簡單的任務。 首先是暗星的封閉視覺極限，它若隱若現並被粗略地掃走，附近完全看不見。 二是打造肉眼，在前方的地方，不僅使掃瞄靈敏度變差，只有用餘輝才能看到接近極限的星星。

三是心理效應，它往往會在一些不存在的地方產生一些星星，要知道，這些干擾都不是簡單的新手。

今年7月22日天皇坪抽水蓄能峰會的觀測中，飛馬座四邊形的數量為12個，極限星等大致相等，但銀河系等星座的亮度極限估計為星等以上。

其實，星空之下，是心甘情願的數目，多的星光熠熠，希望能有乙個調皮的朋友，用最純粹的方式來迎接你。

行星在圓形軌道上圍繞恆星的運動可以計算為恆星的質量：gmm r 2=m（2* 大約 m，您可以找到 m（恆星的質量）。

如果觀測到太陽系的行星，如果有足夠的資金用於復消色差折射望遠鏡，那麼用瑪卡報告得很好。

方法1 如果視覺雙星有可靠的視差，可以應用克卜勒第三定律從軌道半長軸的真實長度和軌道週期計算兩顆子星的質量，然後確定兩顆子星與共同質心的距離之比，以確定兩顆亞星的質量比， 然後可以計算出每個子星的質量。例如，通過這種方法獲得的兩顆恆星A和B的質量分別是太陽和太陽的質量。

如果雙光譜雙星已經分裂了光解，並且該對是日食雙星，並且光度解中的軌道傾角已知，則可以獲得兩顆亞星的質量。 這種方法得到的日食雙星大凌五甲和B的質量分別是太陽的質量。

如果雙光譜雙星已經分裂了光解，並且雙星對雙星進行了干擾，並且雙星的軌道傾角已知，則可以得到兩顆子星的質量。 恆星的質量 A.A和B分別通過這種方法獲得。

雙光譜雙星的光譜解加上從偏振觀測到的軌道傾角也可以給出兩顆子星的質量，例如，恆星Plaskett的質量（HD47129=HR2422，麒麟座的一顆6等星）。

其他求恆星質量的方法有：利用已知半徑的白矮星的引力紅移來求白矮星的質量; 根據真實半徑和表面重力加速度估計恆星的質量（即光譜質量或大氣質量）; 根據恆星的質量和光度之間的統計關係（質量-光度關係）根據光度估計質量; 使用赫羅圖上恆星的理論演化軌跡（稱為“演化質量”）估計恆星質量; 對於具有已知真實半徑的脈動變星，可以從脈動週期估計平均密度，從而產生質量（稱為“脈動質量”）。 然而，這些方法都不如動能質量法可靠。