怎么计算太阳直射时角的度数，怎么计算太阳照射角度大小

题主的问题肯定是“正午太阳高度角怎么算？”太阳高度角和正午太阳高度角是两个概念。正午太阳高度角的计算公式为：H=90°-| 纬差|（纬差是指某地的地理纬度与当天直射点所在纬度当中的差值）比如：A地的纬度为40°N，求A地夏至日的正午太阳高度。夏至日太阳直射的纬度为23°26′N，与A地的纬度差=40°-23°26′=16°34′，既然如此那，H=90°-16°34′=73°26′。

第一你要清楚太阳和春分点的角距。太阳约365天回到春分点，每天大概在恒星背景上移动1度，故此，你先要清楚当天跟上次春分相差多少天，得出太阳跟春分点当中的角距(黄经)，取值范围是0-360度。

角距清楚后面，就代公式：sin太阳赤纬 = sin角距 * sin黄赤交角 ，角距和黄赤交角已知，算出的“太阳赤纬”就是太阳在天球上的赤纬坐标，也即太阳直射地球的纬度。产生负数表示直射南半球。 清楚太阳直射哪个纬度，就用90-(当地纬度-太阳赤纬)，就得出正午太阳高度。

太阳照射的视角计算公式：

H（正午太阳高度角）=90度-已知的视角＋（或﹣）23度26分（同半球相减，不一样半球相加。）

从太阳直射点地（这个方向为90），所在纬度向南北递减，减少的度数等于当地地理纬度与直射点纬度之差（一南纬、一北纬地区的差，为其数值之和）。

因为太阳直射点，在南北回归线当中移动，故此，：

一、在回归线当中的地区，一年有两次太阳直射机会，这个时候正午太阳高度大，为90。太阳直射南北回归线时产生极小值。这当中除赤道两个极小值都是小值外，其它地区以太阳直射另一半球回归线时小。

二、在回归线之外的地区，可含南北回归线，在太阳直射本半球回归线时大，直射另一半球回归线时小。

sin角距sin黄赤交角，角距和黄赤交角已知，算出的“太阳赤纬”就是太阳在天球上的赤纬坐标，也即太阳直射地球的纬度。

早在古代，大家通过粗略的观测已建立起天体的相对距离的初步概念。公元前三世纪，古希腊阿利斯塔克推测预计出日、月到地球的距离的近似比值。公元前二世纪，喜帕恰斯求得月球的距离为地球直径的倍。1751～1753年，法国拉卡伊和拉朗德首次用三角测量法精确测定了月球的距离。1672年，G.D.卡西尼精确测定了太阳的距离。1837～1839年，В.Я.斯特鲁维、贝塞耳和T.亨德森基本上同时分别利用三角视差法相当精确地测定了织女星（即天琴座α）、天鹅座61和南门二(即半人马座α)三颗近距星的距离（见视差）。

测量天体距离的经典的方式是三角视差法，除开这点，还有不少方式。每种方式都拥有一定的适用范围。下面根据天体的从近到远的距离分为三类，分别叙述各自不同的测量方式。

太阳系内的天体 三角测量法 用于测定月球、行星的周日地平视差，由此可以求得它们的距离。按照天体力学的理论，利用行星的周日地平视差，可以求得太阳的周日地平视差（即太阳视差），由此可以求得地球和太阳当中的平均距离。这是二十世纪六十年代之前测定太阳距离的经常会用到方式。

雷达测距法 通过向月球和大行星（如金星、火星、水星等）发射无线电脉冲，然后接收从它们表面反射的回波，并将电波往返时间精确地记录下来，便能推测预计出天体的距离。雷达测距法现在已成为测量太阳系内某些天体的基本方式之一。1946年第一次用这一方式成功地测定了月球的距离，1957年月距的测定精度已更高于一公里。自1961年起，对金星、火星和水星等多次进行雷达测距。对大行星的雷达测距还为测定地球和太阳间平均距离提供了优的方式。按照对金星的雷达测距求得的日地间平均距离的数值是迄今精确的（见雷达天文方式）。

激光测距法 它比雷达测距法更精确。但现在只适用于很近的天体，如人造卫星和月球。它的工作原理与雷达测距法相似。

太阳系外较近的天体 三角视差法 对离太阳 100秒差距范围以内的近距星，都可利用三角视差法测定它们的距离。但对距离超越50秒差距的天体，此法所测得的距离已不够准确。三角视差法迄今仍是测定太阳系外天体距离的基本方式。用其他方式测得的距离都要用三角视差法来校准。

分光视差法 分析恒星谱线以测定恒星距离的一种方式。以秒差距为单位的恒星距离r与它的视星等m（见星等）和绝对星等M当中存在下方罗列出来的关系： 5lgr=m-M +5。

按照恒星谱线的强度或宽度差异，估计恒星的绝对星等，再从观测得到恒星的视星等，由上式求得恒星的距离。因为星际消光对M和m有影响，用分光视差法测定恒星的距离一定要计及星际消光这个很复杂的原因。

威尔逊-巴普法 1957年,O.C.威尔逊和巴普两人发现,晚型（G、K和M型）恒星光谱（见恒星光谱分类）中电离钙的反转发射线宽度的对数与恒星的绝对星等当中存在着线性关系。对这条谱线进行光谱分析，便可得到晚型恒星的距离。

星际视差法 在恒星的光谱中产生有星际物质所出现的吸收线。这些星际吸收线的强度与恒星的距离相关：星越远,星和观测者当中存在的星际物质越多,星际吸收线就越强。利用这个关系可测定恒星的距离。经常会用到的星际吸收线是顶级的电离钙的K线和中性钠的D双线。不过这个方式只适用于O型和早B型星，因为其他恒星本身也会出现K线和D线，这样的谱线同星际物质所出现的同样谱线混合在一起没办法区分。因为星际物质分布不均匀，大多数情况下说来，用此法测得的距离，精度是不高的。

力学视差法 目视双星的相对轨道运动遵守开普勒第三定律，即伴星绕主星运转的轨道椭圆的半长径的立方与绕转周期的平方成正比。设主星和伴星的质量分别是m1和m2，以太阳质量为单位表示,绕转周期P以恒星年（见年）为单位表示,轨道的半长径的线长度A以天文单位表示，这样的双星在观测者处所张的的视角 α以角秒表示，则其周年视差π为： ，

式中α和P可从观测得到。因为这个原因,假设清楚双星的质量,便可以按照上面说的公式求得该双星的周年视差。假设不清楚双星的质量，则用迭代法解上式，仍可求得较可靠的周年视差。周年视差的倒数就是该双星以秒差距为单位的距离。

星群视差法 移动星团的成员星都具有一样的空间速度。因为透视同用，它们的自行会聚于天球上的一点或者从某点向外发散，这个点称为“辐射点”。了解了移动星团的辐射点位置,并从观测得到n个成员星的自行μk 和视向速度V 噰(k=1,2,…,n)，则该星团的平均周年视差为：

式中θk为第k个成员星和辐射点的角距,堸 为 n个成员星的空间速度的平均值。这样求得的周年视差的精度很高。但现在此法只适用于毕星团。其他移动星团因距离太远，不可以由观测得到可靠的自行值。

统计视差法 按照对非常多恒星的统计分析资料，清楚恒星的视差与自行当中有相当密切的关系：自行越大，视差也越大。因为这个原因对具有某种共同特点并包含有相当数量恒星的星群，可以按照它们的自行的平均值估计它们的平均周年视差。这样得到的结果是比较可靠的。

自转视差法 银河系的较差自转（也就是在离银河系核心的距离不一样处，有不一样的自转速率）对恒星的视向速度有影响。这样的影响的大小与星群离太阳的距离远近相关,因为这个原因可从视向速度的观测中得出星群的平均距离。这个方式只可以应用于离太阳不太远,距离大概在1,200秒差距以内的恒星。

太阳系外的远天体 利用天琴座RR型变星 这种类型变星的特点是：尽管光变周期长短不一样，而它们的光度是一样的，绝对星等差很少都在+0.5等左右。因为这个原因，先通过观测得到它们的视星等，再把视星等同上面说的绝对星等数值作比较，便可求得含有这种类型变星的球状星团的距离。这种类型变星因为光度大，光变周期为0.05～1.5天,显得非常引人注目，故此，可作为相当理想的“距离指示器”。

利用造父变星 这种类型变星的光变周期长，而且，它们的光度和光变周期当中有一种确定的周光关系，即光度越大，光变周期越长。应用这样的关系，便可按照观测得到的光变周期计算它们的绝对星等，再将算出的绝对星等同视星等作比较，就可求得这种类型变星及其所在星团或较近的河外星系的距离。

利用角直径 假设各个球状星团或星系的线直径 D（以天文单位表示）总体是相等的，则通过观测得到它们的角直径d（以角秒为单位）,就可求得星团或星系的距离r（以秒差距为单位）： 。

但其实，不管是球状星团，还是各种星系，它们的线直径相差不小，而且，要确定它们的角直径也很困难，故此，用这个方式求得的距离是很粗略的。

主星序重叠法 这个方式的出发点是：觉得全部主序星都具有一样的性质，同一光谱型的全部主序星都具有一样的绝对星等。可以把待测星团的赫罗图（以色指数为横坐标，视星等为纵坐标）同太阳附近恒星的赫罗图（以色指数为横坐标，以绝对星等为纵坐标）相比较，使这两个图的主星序重叠。按照纵坐标读数之差即星团的主序星的视星等和绝对星等之差，可算出该星团的距离。也可把待测星团的主星序同已知距离的比较星团的主星序相重叠，则纵坐标读数之差就是两星团的主序星的视星等之差，由此可以求得这两个星团的相对距离。按照比较星团的已知距离，便得到所测星团的距离。这是测定银河星团和球状星团的距离的一种有效方式。

利用新星和超新星 新星和超新星的光度变化都具有这样一个特点:在不长时间内光度便达到非常大值,而且，全部新星或属同一类型的超新星的大绝对星等变化范围不大。因为这个原因，可先取它们的平均值作为一切新星或属同一类型的超新星的大绝对星等，再把它同观测到的大视星等相比较，便可定出该新星或超新星所在星系的距离。

利用亮星 针对河外星系，可以觉得它们所包含的亮星的平均绝对星等与银河系里属于同一类型星的平均绝对星等是一样的。因为这个原因，可以先通过观测得到这些亮星的视星等,然后把它们同上面说的平均绝对星等作比较,以求得河外星系的距离。

利用积累星等 球状星团的积累星等变化范围不大，可先取其平均值作为全部球状星团的积累绝对星等，再从观测得到所测星团的积累视星等，便可算出该球状星团的距离。此法也可以用于河外星系，但一定要考虑到星系的形态类型，不一样类型星系的积累平均绝对星等应取不一样的数值。

利用谱线红移 观测表达，在现在光学望远镜和射电望远镜所及的空间范围内，河外星系的谱线都拥有红移情况,而且，红移量同星系的距离成正比。以r表示星系的距离，c表示光速，λ表示波长，Δλ表示波长的变化量，则： ，

式中Δλ/λ为红移量,哈勃常数H=50公里/（秒·百万秒差距）。因为这个原因，只要测量出星系的谱线红移量，便可推测预计出星系的距离。

测定天体的距离是天体测量重要，要优先集中精力的研究课题之一，尽管方式不少，但要得到可靠的结果是不容易的。因为这个原因，针对某日体，应该做到尽可能采取几种方式分别测定它的距离，然后相互校核，才可以得到可靠的结果。

10是放大倍率，42是出瞳口径。

10倍的倍率，就是为了看到远处物体的实质上距离例如是100m，放大10倍，通过望远镜基本上等同于看10m远的目标。大多数情况下的观测距离公式为：一样条件下，假设你肉眼可以看清300米处的人，那10倍的望远镜可以看清的目标：10X300X通光率。

的第一个作用是放大远处物体的张角，使人眼能看清角距更小的细节。望远镜第二个作用是把物镜收集到的比瞳孔直径（大8毫米）粗得多的光束，送入人眼，使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。

1608年，荷兰的一位眼镜商汉斯·利伯希偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史上的第一架望远镜。1609年意大利佛罗伦萨人伽利略·伽利雷发明了40倍双镜望远镜，这是第一部投入科学应用的实用望远镜。

10*42望远镜是420倍。10x42＝420