為什麼在天文觀測時候需要配合呢？_風聞

誠然，平時公眾對於天文學的理解還是拘泥於18世紀到19世紀時期的經典光學天文學。從數學上來説，他們是牛頓經典體系的實際參照物。在進入20世紀後，因為無線電技術的發展。加上第二次世界大戰對於科技進步的貢獻，使得紅外、紫外、射電觀測進入了天文學的視野。這也就是冷戰時期所説的全波段天文學。

進入21世紀後。對於廣義相對論的驗證又誕生了引力波觀測。但是這一切都離不開觀測本身。那麼我們來説説觀測。本文以太陽作為參照，實際上如果沒有專門的設備觀測太陽是非常危險的！

跟經緯度座標不同，天球以觀測者為球心，O為觀測者本身作為定義點。地球從西往東自轉時，天體自東向西投影在天球面上。我們都知道地球每hor轉15°，1min轉15′。1sec轉15″。

我們以太陽為例，那麼有公式90°-φ+δ。φ是你當地的緯度。δ是目標的地平高度，那麼目標在迴歸曲線上就有

ang S= ?;ZN = 90°-φang Z= 180°-a;NS = 90°-δang N = τ;ZS = 90°-h則天球面投影可以化為

sin(ang Z)×sin(ZS) = sin(ang N)×sin(NS)sin(180°-a)×sin(90°-h)=sin(τ)×sin(90°-δ)sin(a)×cos(h) = sin(τ)×cos(δ)cos(ZS) = cos(ZN)×cos(NS)+sin(ZN)×sin(NS)×cos(ang N)cos(90°-h) = cos(90°φ)×cos(90°-δ)+sin(90°-φ)×sin(90°-δ)×cos(τ)sin(h) = sin(φ)×sin(δ)+cos(φ)×cos(δ)×cos(τ)cos(NS) = cos(ZN)×cos(ZS)+sin(ZN)×sin(ZS)×cos(ang Z)cos(90°- δ) = cos(90°-φ)×cos(90°-h)+sin(90°-φ)×sin(90°-h)×cos(180°-a)sin(δ) = sin(φ)×sin(h)-cos(φ)×cos(h)×cos(a)

如果日出和日落高度定義為h=0 則有sin(δ) = - cos(φ)×cos(a)cos(a) = - sin(δ)/cos(φ)公式。如果你能看的頭暈，我們無視這個公式來看結論。

發現了什麼？是不是有一個迴歸曲線，那麼我們用球面投影法把這個迴歸曲線投影到天球上。你發現了嗎？這是跟地理位置有高度迴歸性的。通俗的説，太陽的周視運動曲線在地理位置上是沿着地球自轉軌道以270°為迴歸曲線。

我們再來看一個實例：你的觀測緯度按照標準UTC+8來算的話。你也知道，越是往西時間越早越是靠近國際日期變更線時間就越晚。以J2000為標準單位定義赤道座標EQ，假設你距離120°往西7°，那麼從定義上來説就是E120°-7°=113°。那麼從時間上來説，你就出於本質上UTC+7:30分的時區，如果太陽在上海出現在地平線上的話，鄭州就需要等半個小時，也就是地平座標約為-7°30′左右。你能夠看到日光暈，但是看不見太陽。通俗的假設，我們需要讓望遠鏡連續跟蹤太陽（**實際上這是非常危險的，如果沒有專門的日珥鏡、赫歇爾稜鏡或攝日儀，你的眼球會在30s內爆炸！**而且長期觀測太陽主要依靠攝日儀，譬如説雲南的蝸牛殼，SDO衞星）那麼，就需要知道a點到b點的升落角距。那麼你也只是知道了升落時間差和目標上中天和下中天的時間；但是！實際上對我們有用的只有靠近天頂的那階段時間。因為大氣紅化效應是不具備觀測價值的。而目標上中天的時間，也是要看目標高於地平高度30°而靠近本地子午線的這段時間。所以，單獨一個地方觀測就會遇到一個明顯的問題——我看不全我的觀測目標！那麼需要怎麼辦呢？只有聯測了。只有把在同一緯度區域的觀測站聯合起來，才能保證能夠不間斷的跟蹤目標。這也是為什麼我們必須要集合全球的力量進行跟蹤的主要原因。因為除了光學跟星或小天區面積光譜測量外，單獨觀測基本上是毫無意義的。