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    天文台台徽的基本構思源自太極兩儀,陰陽調和的概念,並以熱帶氣旋形狀為藍本,原因是每當颱風襲港的時候,所有市民都會想起天文台。正中的十字坐標,代表從雷達監測颱風雨帶,表示天文台時時刻刻都觀察著天氣的變化,並以準確預測天氣為目標。把颱風形狀左右兩邊拉闊,套在像地球般圓中帶扁的外框中,取其平穩慎重形象,同時也代表天文台的工作範疇包含氣象及地球物理等方面。此外台徽中有兩個「S」,一個是白色的「S」,內有另一藍色的「S」,這兩個「S」代表了科學(Science)及服務(Service)代表天文台「以科學為基礎,以服務為目的」之宗旨。

    1873年,首屆國際氣象會議在維也納舉行,成立國際氣象組織,提出氣象是國際關注事宜。翌年1874年九月,香港遭受颱風蹂躪,史稱甲戌風災。1879年,第二屆國際氣象會議在羅馬舉行,推動國際氣象合作。1883年3月2日,香港天文台正式創辦,由杜伯克博士(Dr. Doberck)出任首任天文台台長。香港天文台最初的職責跟徐家汇观象台相似,包括天文、地磁、氣象及水文觀察,並參照英國格林尼治天文台的做法,每天降下時間球提供授時服務。杜伯克博士自稱政府天文司,並出版了香港首冊恆星目錄。1912年,英皇佐治五世對香港天文台頒賜皇家香港天文台(英語:Royal Observatory, Hong Kong)的稱號,直至1997年7月1日香港特別行政區成立為止。 香港天文台在1948年加入國際氣象組織(世界氣象組織前身),開始進一步使用高技術的儀器進行氣象預測,天文台於1949年開始利用無線電探空儀及雷達探空系統預測氣象資料,並於1959年引入第一座天氣雷達。於1964年後接收極軌衛星的自動圖像傳送信號。1964年1月1日,天文台用攝氏報告氣溫,與華氏同用兩年,至1966年1月1日不再使用華氏。1973年,天文台首台電腦系統啟用,在兩年後的1975年,天文台使用世界氣象組織的全球電信系統交換氣象資料,包括香港至東京(1969年)、香港至曼谷(1970年)及香港至北京(1975年)。 1980年,天文台設置第一套銫原子鐘報時系統,為香港提供準確的報時訊號。天文台亦在1984年建立位於赤鱲角的自動氣象站,以及在1985年建立沙田的自動氣象站及位於京士柏的輻射測量室。天文台在1996年在互聯網開設網頁,是最早設立網頁的香港政府機構之一。在2000年,天文台添增加了一套高效能伺服器,提高氣象數據處理的能力。一年後的2001年,天文台增強網站服務,開始提供文字版及有聲版網頁,讓視障人士也可以在網上獲得天氣資訊。另外,天文台亦推出網站的無線應用系統規約(WAP)及個人數碼助理版本,供流動電話用戶使用。2010年,推出我的天文台服務,提供網頁及智能手機版本,方便市民隨時按需要查詢天氣情況。 2013年天文台慶祝成立130週年,舉行多項活動,包括與歷史博物館合辦天文台歷史展覽。2017年香港天文台的天氣預測及警告服務獲頒發國際標準化組織認可的ISO 9001:2015質量管理體系認證。

    香港天文台總部設於九龍尖沙咀彌敦道134A號,建於1883年,建築物本身已被古物古蹟辦事處列為香港法定古蹟。其後於1983年於主樓旁邊加建新大樓,即百週年紀念大樓,以提供更多的工作空間。每年3月或4月都會在總部舉行開放日來慶祝3月23日的世界氣象日。

    天氣雷達站

    香港天文台的氣象監測系統中,包括五座天氣雷達站,其中三座專為提供機場氣象服務而興建,詳情如下:

    輻射監測及評估

    香港天文台自1961年起開始監測輻射,並於1987年將輻射監測工作擴展成為一項全面性的環境輻射監測計劃,直到現時為止,天文台設立的輻射監測網絡共有十二個固定監測站,包括平洲、塔門、吉澳、元五墳、大美督、沙頭角、觀塘、西灣河、京士柏、尖鼻咀、赤鱲角和鶴咀。 除此以外,天文台亦會定期利用一輛由貨車改裝而成裝有輻射測量儀器的氣象車在偏遠地區進行陸上巡測。而空中巡測方面,天文台亦會利用直升機在香港及鄰近海域進行巡測,然後分析巡測所得之樣本及數據,定期公佈監測結果。

    警告機制引起的爭議

    由於惡劣天氣下,香港政府及私人機構的上班,以及學校停課的準則多與天文台所發出的警告信號(專業及科技)掛勾,香港天文台在發出熱帶氣旋及暴雨警告信號時經常受到來自各界的壓力。近年不少市民亦在熱帶氣旋及暴雨情況下,直接致電天文台質問(即使合理)發出警告信號的理據。而天文台近年數次的預測及發出的警告決定間中備受質疑。

    特別天氣提示

    特別天氣提示為香港天文台在2011年起推出的服務,旨在當相關天氣警告未發出前,能儘早提醒市民重要天氣有機會影響香港,例如大雨、熱帶氣旋、轉涼或炎熱天氣等。

    香港天文台除了提供上述的天氣、氣象及天文研究等服務之外,更出版了一系列不同的刊物,以供市民獲得更多有關天氣的資訊。一般出版的刊物包括: 1. 香港天文台月曆:每年月曆均附有不同封面,內裏刊載了全年潮汐漲退、日出日落以及月出月落的時間,還有豐富的氣候資訊以供參考。 2. 香港天文台年曆:刊載全年詳細日出日落以及月出月落的時間,附設日食、月食等天文現象資料以及節氣等農曆基本資訊。 3. 香港潮汐表:刊載全年香港各地潮汐漲退預測,主要供從事海上服務行業或漁業人士使用。 4. 各警告信號簡介及宣傳小冊子、單張 5. 漁民作業天氣資料卡 6. 天文台天氣報告術語闡釋

    天文台使用電腦叢集系統,用作日常氣象運算、模擬、資料處理、測試風切變及湍流運算和處理航機下傳數據。 天文台運行的軟件包括:「氣候實驗預測中心」(ECPC)、「業務區域譜模式」(ORSM - Operational Regional Spectral Mode)。由於部分軟件需要特殊的函式庫(如:ESSL、MASS、訊息傳遞介面/POE),所以天文台購入IBM POWER伺服器,由乙太網路連接。 此外,天文台在2010年購入PC叢集,增強預報運算性能。

    香港天文台 (页面存档备份,存于互联网档案馆)的官方網站
    香港天文台 (页面存档备份,存于互联网档案馆)的Youtube頻道
  1. 潮汐 - 维基百科,自由的百科全书

    zh.wikipedia.org/wiki/潮汐
    • 名称
    • 特徵
    • 潮汐的組成
    • 物理學
    • 影响
    • 应用
    • 外部連結

    地球上的海水或江水,受到太阳、月球的引力以及地球自转的影响,在每天早晚会各有一次水位的涨落,这种现象,早称之为潮,晚称之为汐。 1. 海面上升達最高時,稱為滿潮(High water)﹔ 2. 海面下降至最低時,稱為乾潮(Low water)。 3. 由乾潮至滿潮的期間,稱為漲潮(Flood)﹔ 4. 而由滿潮至乾潮的期間,則稱為落「退」潮(Ebb)。 5. 自某一次滿潮至下一次滿潮,或由某一次乾潮至下一次乾潮的時間, 稱為潮汐的週期(Period of tide)。 6. 滿潮與乾潮之海面高度差稱為潮差(Tidal range)。

    潮汐是海平面以下面幾個階段變化的重覆週期: 1. 海水經歷幾個小時的上漲或在海灘上進展, 2. 水達到被稱為高潮的最大高度。 3. 經歷幾個小時的海平面降低,或是像瀑布一樣從海灘退出, 4. 水面在所謂的低潮停止降低。 潮汐停止的瞬間稱為滯水或憩潮,然後潮水會改變方向,稱為轉向。憩潮通常發生在潮水最高和最低的附近,但是在高低水位的時刻,它們的位置有著顯著的不同。 潮汐可能是半日潮(一天有兩次高潮和兩次低潮),或一日潮(每天只有一次循環)。在大多數的地區,潮汐都是半日潮。每天的分擔是不同的,因此在選定的日子裡,兩次高潮的高度不同(日均差)。在潮汐表內,會有不同的高高潮和低高潮。同樣的,每天的兩次低潮也會有高低潮和低低潮。日均差會隨著時間變化,通常在月球越過赤道的時候最小。

    潮汐的變化是多種不同週期活動最終的結果,這種影響稱為潮汐的組成。 潮汐變化的時間尺度範圍從數小時到一年,所以要在固定的觀測站以潮汐表精確的紀錄水位的高低變化,可以篩選出變化週期短於一分鐘的水位變化。這些資料將會和參考值(或已知數),通常是平均海平面,做比較。

    潮汐物理學的歷史

    漢代思想家王充在《論衡》中寫到:「濤之起也,隨月盛衰。」唐代學者餘道安也在《海潮圖序》中說:「潮之漲落,海非增減,蓋月之所臨,則之往從之。」他們都指出了潮汐與月亮有所關聯。牛頓在他的自然哲學的數學原理(1687)一書中以科學的研究奠定了用數學解釋潮汐發生的基礎力量。牛頓首先應用牛頓萬有引力定律計算由太陽和月球吸引造成的潮汐,並且提供了引潮力最初的理論。但是牛頓的理論和他的後繼者是採用之前拉普拉斯的均衡理論,在很大的程度上是以近似值描述潮汐即使在覆蓋整個地球的非慣性海洋中也會發生引潮力(或是相當於位能)對潮汐理論依然是有意義的,但做為一個中間的數值,而不是最終的結果;理論已經考慮地球動力學與潮汐的關係,而受到地形、地球自轉和其它因素的影響。 在1740年,在巴黎的法國皇家科學院提供獎金給最佳的潮汐理論,由丹尼爾·伯努利、Antoine Cavalleri、歐拉、和柯林·馬克勞林共享這筆獎金。 馬克勞林使用牛頓的理論顯示一個覆蓋了足夠深度海洋的單一平滑球體,在潮汐力的作用下會變形成為扁長的橢球體,而長軸就指向引起變形的天體。馬克勞林也是第一個寫下地球的柯里奧利力對運動的影響。 歐拉意...

    若以月球潮汐為例,作用於每單位質量的引潮力是月球的引力場在該單位質量的位置和在地心的矢量差。此每單位質量引潮力可分解為垂直 (即徑向) 分量 T v {\\displaystyle T_{v}} 和水平 (即切向) 分量 T h {\\displaystyle T_{h}} 。簡化後,它們分別是 T v = G m R D 3 ( 3 cos 2 ⁡ θ − 1 ) {\\displaystyle T_{v}={\\frac {GmR}{D^{3}}}(3\\cos ^{2}\\theta -1)} 和 T h = 3 G m R 2 D 3 sin ⁡ 2 θ {\\displaystyle T_{h}={\\frac {3GmR}{2D^{3}}}\\sin 2\\theta } 。 其中 G {\\displaystyle G} 是萬有引力常數,m {\\displaystyle m} 是月球質量, R {\\displaystyle R} 是地球半徑,D {\\displaystyle D} 是地心與月心的距離, θ {\\displaystyle \\theta } 是該單位質量與地心的連線與地—月連...

    潮汐的存在使天体之间的相对速度减小,对彼此的自转起刹车作用。比如,月球和地球之间的潮汐使月球的自转周期等于它的公转周期,稱之為潮汐鎖定。 潮汐使天体被拉长,如果是黑洞等质量巨大的天体引起的潮汐,一旦潮汐力超过分子间作用力,会把周围的物体撕得粉碎。 虽然潮汐对固体形变的影响不大,但是潮汐往往成为地球上地震(星震)的诱因之一。

    水位的涨落形成了水的势能和动能,即潮汐能。潮汐能是一种蕴藏量大、洁净无污染的可再生能源。人们通常在潮汐能资源丰富的海湾或河口修建潮汐发电站,利用潮汐能发电。 對於以浮潛為玩樂的人士來說,漲潮時比退潮時更適合進行潛水活動。相反地,有些活動如挖蜆,退潮時比漲潮時更適合進行。 澎湖的雙心石滬是利用海水的潮汐來捕魚,當漲潮時,魚會游進石滬裡覓食,退潮後魚就會受困在裡面,這時漁民就可以趁機捕撈漁獲。 钱塘江的涌潮是闻名中外的自然景观之一,每年吸引大量游客观赏。

  2. 潮汐加速 - 維基百科,自由的百科全書

    zh.wikipedia.org/zh-tw/潮汐加速
    • 地-月系統
    • 潮汐減速
    • 相關條目
    • 外部連結

    長期加速的發現史

    在1695年,愛德蒙·哈雷首先建議:與古代的日食觀測比較,月球的平均運動顯然是越來越快,但是它沒有提出數據(在哈雷的時代還不知道發生了甚麼,包括地球自轉速度的減緩:參見曆書時。當不再使用均一的時間而使用平太陽時測量時,顯示影響是正加速度)。在1749年,理查·敦桑重新審視了古代的紀錄,確認了哈雷的懷疑,並且製作第一個大小和外觀效應的量化估計。在月球經度上每百年的偏移量是+10"(角秒,在當時是出乎意料好的結果,與稍後確認的值,例如1786年迪·拉朗得,並能與一世紀後從10"到接近13"的值比較)。 皮埃爾-西蒙·拉普拉斯在1786年以分析月球的平均運動加速為理論基礎,回應攝動改變了地球環繞太陽軌道的離心率。拉普拉斯初步的計算解釋整體的效應,似乎以理論簡潔的拴住了現在與古代的觀測。 然而,亞當斯在1854年重啟拉普拉斯的計算,因而發現問題中的錯誤:很明顯的,拉普拉斯以地球軌道離心率的變化為基礎,只能夠解釋約一半的月球加速度。亞當斯的發現引起天文學家持續數年的尖銳爭議,但它的結論是正確的,包括德朗奈等其他的數學天文學家,最後都接受了。這個問題取決於正確的分析月球運動,幾乎在同一時間,...

    月球的重力效應

    因為月球的質量相較於地球是一個相當大的分數(大約1:81),這兩個天體可以視為雙行星,而不是一顆行星和衛星。月球環繞地球的軌道平面(白道)很靠近地球環繞太陽的軌道平面(黃道),而不像一般行星的衛星,是在垂直於行星自轉軸的平面(赤道)上。月球的質量夠大,並且非常靠近地球,因此會造成地球上物質升起的潮汐,特別是海洋中的水,會沿著穿越地球和月球的軸線在兩端隆起。平均的潮汐隆起會密切的追隨著軌道上的月球,在地球的自轉下,潮汐隆起的週期剛剛好超過一天。然而,自轉的推動使得潮汐隆起的位置超越了月下點的位置。這樣的結果,使得在隆起的部分的大量物質偏移了地月中心聯線的軸線方向。而因為這樣的偏移,地球的潮汐隆起物質和垂直於地月中心聯線的月球引力,即造成地球和月球之間存在著扭矩。這提升了月球的軌道,和造成地球自轉的減速。 這樣的結果是平均的一天,名義上是86,400秒的長度,以越來越穩定的原子鐘來測量,與SI的秒比較會越來越長。(SI的秒,在制定時就已經比平太陽時的秒略短了一些))。這微小的差異日積月累下來,會導致我們所用的時鐘顯示的時間(世界時)和 原子鐘與曆書時的差距越來越大(參見:ΔT)。這造...

    能量和角動量

    月球和地球的潮汐隆起之間造成的引力扭矩造成月球提升它的軌道,而地球會降低它的自轉速度。在任何一個獨立的物理系統內,能量和角動量是守恆的。 實務上,地球自轉的能量和角動量會轉移到月球的軌道運動(然而,大部分的地球自轉能量損失都轉換成熱能,只有1/30轉移給月球)。月球遠離地球,所以它在地球的重力井(英語:Gravity well)中的位能會增加。它停留在軌道上,並且遵守克卜勒第三定律,因此潮汐作用確實會使月球跨越天球的運動速度降低。雖然它的動能減少了,但是位能增加的數值更多。潮汐力在月球的運動方向上有一個分力,因此會增加它的能量,但是地球引力在非潮汐部分的拉力(在平均上)輕微的遲緩了月球運動(在平均上有輕微向外的速度),所以最終的結果是月球減慢了。月球的軌道角動量增加。 地球自轉的角動量減少,因此引起一天的長度增加。由於地球的自轉比月球快速,因此月球在地球上造成潮汐隆起的淨效應應該是拖曳在月球的前方。月球在地球上引起的淨潮拖提前的月亮由地球的自轉速度快得多。潮汐摩擦需要拖曳和維持潮汐隆起在月球的前方,它將在地球和月球之間交換過量的自轉和公轉能量以熱能的形式揮霍掉。如果不存在摩擦和熱...

    這有兩種類型: 1. 快速衛星:有些氣體巨星行星的衛星和傅伯斯的軌道在同步軌道半徑之內,使其軌道週期短於行星的自轉週期。在這種情況下,由衛星引起的潮汐隆起會落後於衛星,因此會減低衛星在軌道上的速度。淨效應是,衛星的軌道衰變使它以螺旋逐漸朝向行星;行星的自轉也會在這個過程中略為加速。在遙遠的未來,這些衛星將撞及行星或是進入洛希極限而被潮汐力破壞成碎片。然而,在太陽系內所有這一類的衛星都是非常小的天體,它們在行星上造成的潮汐隆起也非常的小,因此效果通常都很微弱,而且軌道衰變也非常的緩慢,因此巨大衛星被破壞並不是很常見的現象。受影響的衛星是: 1.1. 火星衛星:火衛一 1.2. 木星衛星:木衛十六和木衛十五 1.3. 土星衛星:沒有,除了環中的顆粒(像木星與土星有非常快速的自轉,但是沒有足夠接近的衛星) 1.4. 天王星衛星:天衛六、天衛七、天衛八、天衛九、天衛十、天衛十一、天衛十二、天衛十三、天衛二十七、天衛十四、和天衛二十五 1.5. 海王星衛星:海衛三、海衛四、海衛五、海衛六和海衛七 2. 逆行衛星:所有的逆行衛星因為衛星的軌道運動和行星自轉的方向相反,所以都經歷過某種程度的潮汐減速,從它們的潮汐隆起得到恢復力。有別於之前快速衛星的是自轉也慢了下來,而不是被加速(角動量依然是守恆的,因為在這種情況下行星的自轉和衛星的公轉著相反的符號)。在太陽系內,唯一受到這種影響而不能被忽略的是海王星的衛星崔頓。其他的逆行衛星因為軌道距離的遙遠,和行星之間的潮汐力影響可以忽略不計。金星沒有衛星的一個主要原因被認為是金星具有非常慢和逆向的自轉,任何假設的衛星很久以前就蒙受了減速。

  3. 美国海军天文台 - 维基百科,自由的百科全书

    zh.wikipedia.org/wiki/美国海军天文台

    美国海军天文台位于亚利桑那州旗杆镇附近的观测站使用高精度测量仪( PMM )整理并出版了美国海军天文台,其中,USNO-B1.0 星包含了10亿多颗星的位置、星等、自行等数据,极限星等为21等,容量超过80GB。

  4. 天文学名词列表 - 维基百科,自由的百科全书

    zh.wikipedia.org/wiki/天文学名词列

    天文学著作 以下列举的是知名度较高的天文学或相关著作。 综合性著作 大众天文天文学大成 自然哲学的数学原理 天文资料 Burnham's Celestial Handbook Star names:Their lore and meaning 星图星

  5. 天文學 - 维基百科,自由的百科全书

    zh.wikipedia.org/wiki/天文

    天文學(英語: Astronomy )是一門自然科學,它運用數學、物理和化學等方法來解釋宇宙間的天體,包括行星、衛星、彗星、恆星、星系等等,以及各種現象,如超新星爆炸、伽瑪射線暴、宇宙微波背景輻射等等。 廣義地來說,任何源自地球大氣層以外的現象都屬於天文學 ...

  6. 飛馬座51b - 维基百科,自由的百科全书

    zh.wikipedia.org/wiki/飛馬座51b
    • 命名
    • 发现
    • 物理特性
    • 参考文献
    • 外部链接

    飞马座51b是这颗行星的官方名称。和所有其他系外行星一样,“b”表示它是在其母星周围发现的第一颗行星,如果以后还将发现新的行星,那么将会以“c”、“d”、“e”等为之命名。所有的系外行星都以小写字母表示,以区别于联星系统中的各颗恒星(以大写字母表示)。 虽然未得到官方认可,但是“柏勒洛丰”通常也被用来称呼这颗行星。柏勒洛丰原为希腊英雄,他曾经驯服了珀伽索斯(即飞马)。该神话与其所在的星座飞马座有直接关系。作为一个非正式名称,“柏勒洛丰”经常被用来显示该行星与太阳系行星的相似之处。此外,只有两颗系外行星拥有非官方或非正式名称(即欧西里斯和玛土撒拉)。

    1995年10月6日,米歇爾·麥耶和迪迪埃·奎洛兹在《自然》杂志上发表文章, 宣称他们利用径向速度法,通过上普罗旺斯天文台的埃洛迪摄谱仪发现了这颗行星。 之后在1995年10月12日,来自旧金山州立大学的傑佛瑞·馬西和来自伯克利加州大学的保罗·巴特尔使用加州圣何塞附近的利克天文台的汉密尔顿摄谱仪证实了这一发现。 最初,米歇爾·麥耶和迪迪尔·奎洛兹是使用能够探测到大约70米/秒的恒星谱线的微弱、规律的速度变化的高敏分光镜发现该行星的。这种谱线变化是由该行星在700万公里的距离上对恒星的引力效应造成的。 飞马座51b的发现是天文学上的一座里程碑,它使科学家认识到在短周期轨道上亦可能存在巨行星。而当天文学家们认识到利用现有技术寻找地外行星的价值之后,更多的天文望远镜被用于搜寻系外行星,从而在太阳系周边区域发现了大量的系外行星。而兩位發現者亦因此研究獲得2019年度諾貝爾物理學獎。

    自该行星被发现之后,许多天文团队通过观测皆证实了该行星的存在,并获取了大量观测数据。科学家发现该行星的轨道周期为4地球日,其轨道与母星的距离比水星与太阳的距离近得多,它的轨道速度为136公里/秒。该行星的质量下限为木星质量的一半(约为地球质量的150倍)。在当时,一颗如此靠近其母星的巨行星的存在是与盛行的行星形成理论相矛盾的,因此被认为是一种异常现象。但是,在此之后,又发现了数量众多的“热木星”(如巨蟹座55和牧夫座T),迫使天文学家开始研究行星的轨道迁移现象并修改之前的行星形成理论。 如果该行星呈灰色,且不存在温室效应或潮汐热效应,同时球面反照率为0.1,那么其表面温度将会达到1265K(约1000摄氏度或1800华氏度)。该温度值介于科学家所预计的HD 189733 b和HD 209458 b的表面温度(1180-1392K)之间。 最初科学家认为飞马座51b为一颗类地行星,当时所制作的该行星的类地行星模型的灵感来自于哈尔·克莱门特的科幻小说《交换速率》。不过现在普遍认为该行星是一颗类木行星。它的质量大到足以吸引住一层较厚的大气层,而不至于被其母星的太阳风吹走。 尽管该行星的质量较木星小,但是其半径可能比木星还要大。因为该行星的大气被极度加热,从而向外膨胀,最后大气层密度虽然极低,但是其厚度十分可观。而在大气层之下,构成行星的气体物质也被加热至很高温度,使得星体通红。在其大气层中,可能存在着云和硅酸盐物质。 飞马座51b处于潮汐锁定状态,它永远以同一面朝向其母星。 该行星以及仙女座υ星b均有希望被拍摄得直接成像照片。同时它也是VLTI光谱成像仪进行近红外探测的预定对象之一。

    Butler; 等. Catalog of Nearby Exoplanets. The Astrophysical Journal. 2006, 646 (1): 505–522. doi:10.1086/504701.引文格式1维护:显式使用等标签 (link) (web version)

    51 Peg. Exoplanets. [2009-05-24]. (原始内容存档于2008-12-04).
    "Bellerophon" - 51 Pegasi b. Extrasolar Visions. [2008-07-03]. (原始内容存档于2007-09-30).
    The First Extrasolar Planet around a Solar-type Star. University of Geneva. [2008-07-03].
  7. 青岛观象台 - 维基百科,自由的百科全书

    zh.wikipedia.org/wiki/青岛观象
    • 历史沿革
    • 建筑特色及文物保护状况
    • 相关条目

    观象台的建立与初期发展

    1896年7月23日,德国海军伊尔蒂斯号炮舰(德语:SMS Iltis (1878))在山东荣成镆铘岛海域遭遇风暴袭击沉没,德国海军认为缺乏准确的气象预报是造成这一海难的原因之一。1898年,德国地理学家李希霍芬在其著作《山东及其门户胶州湾》(德語:Schantung und seine Eingangspforte Kiautschou)中提出将德属胶州湾租借地的青岛建设成一处科研中心,并建设一座观象台以观测海洋气象。 1898年3月1日,德国海军港务测量部在青岛成立了一个负责天文气象观测与土地测量的临时组织,同年6月14日正式命名为气象天文观测所(Meteorologisch-astronomische Station)[註 2],设于今青岛市公安局办公楼一带,其业务最初仅有对气温、湿度、雨量、风力等项目的观测。该所每日进行3次气象观测,且每日公布气象图、预报天气(包括风暴预警)。1904年,观测所增设天文和报时业务。1905年5月10日,观测所迁至今观象山。1909年,天文学博士布鲁诺·迈尔曼上任观测所所长一职。同年,观测所增设地磁、地震、潮汐、太阳黑子观测及地形测量业务。...

    日本占领时期及观象台日员悬案

    1914年11月日军占领青岛后,青岛观象台由日本海军临时青岛要港部接管,并改名为青島測候所。一年后改隶日本陆军青岛守备军通信部,1917年青岛守备军机构改制后,测候所直属民政部。日本占领期间,测候所在青岛近郊李村、沧口、浮山所等地设立测候分所,并在胶济铁路沿线设立测候站。这一时期的测候所较为注重气象事业,不仅将气象观测增至每日6次,还添加了日照、蒸发、云向和云速等观测项目。同时还对青岛近海渔业和海洋化工业进行研究,对山东省全省气候进行大规模调查。但德租时期原有的天文观测业务并未被延续。 1922年12月,中国政府收回青岛主权。根据中日双方12月1日签订的《山东悬案细目协定》附件,中方派员接收测候所后允许日方人员暂时留任[註 3]。中方派遣气象学家蒋丙然、竺可桢、天文学家高平子接收青岛测候所,但日方曲解协定内容,以中国无此专门人才为由拒绝交出,要求等中国有专业人才后再全部移交。蒋丙然等人仅举行了接收仪式,测候所仍由日本人掌控。 就测候所接收一事,外交部及胶澳商埠督办公署与日本驻华公使、日本驻青岛总领事多次交涉,最终于1923年4月由鲁案善后督办王正廷与日本驻华公使小幡酉吉(日语:小...

    民国时期的发展

    1924至1937年间的民国政府管理时期,青岛观象台发展迅速,各方面工作取得了全面的进步和提高。 1924年10月10日,蒋丙然、竺可桢、高鲁等人在青岛观象台发起成立中国气象学会,以谋求“气象学术之进步与测候事业之发展”为宗旨。1925年,观象台在观测场西侧建成一座小型圆顶赤道仪室,内置德租时期遗留的16厘米折射望远镜,用以观测太阳黑子,以此积累了中国第一批太阳黑子观测资料。 1926年5月,国际经度联测委员会主席居斯塔夫·费利耶(英语:Gustave-Auguste Ferrié)致函邀请青岛观象台参加第一届国际经度联测(又称万国经度测量),教育部因此委派青岛观象台作为唯一代表中国本土科学界的科研院所[註 5]参加此次活动。台长蒋丙然于该年夏季赴上海、香港等地各天文台考察,认为青岛观象台欠缺新式测量设备,因此从胶澳商埠局总办赵琪处申请到5000元拨款,用以购置新仪器。但由于时间紧迫,仅有新购的无线收报机可于11月运抵青岛,观象台只能将旧有设备稍加修缮,用于测量。同年10月至11月,时任观象台天文磁力科科长高平子及职员宋国模、徐汇平使用德租时期遗留的卡尔·班贝格(德语:Carl...

    观象台办公楼位于观象山东巅,大楼平台海拔77.76米,主体3层,塔楼7层,高21.6米。其外墙全部为花岗岩蘑菇石砌筑而成,屋顶为牛舌瓦大坡屋顶,塔楼顶部的女儿墙砌成雉堞状,整座大楼形似一座欧洲古堡。据德国海军方面的文献所述,观象台楼内设计有办公室、实验室、图书馆、公共阅览室、存放时钟的恒温地下室、装有双取暖设备的仪器温度系数测定室、金工车间及其他附属房间。建筑内部一层为紫红色釉面砖地,楼层之间以石条阶梯相连通,走廊墙壁上嵌有一块至今保存完好的汉白玉石碑,刻有一首德国诗人恩斯特·冯·维尔登布鲁赫(德语:Ernst von Wildenbruch)所题德文诗歌。其碑文如下: 圆顶天文观测室位于观象山西巅,整体为一圆柱体,高14米,直径8米,外墙大部分由花岗岩砌筑而成,穹顶为钢木结构,9分钟转动一周,其观测窗宽1.2米,转动及开关为电动。内置一台32厘米物镜、焦距3.58米的天图式赤道仪,该仪器两管相并,其一为32厘米口径,用于摄影,另一为20厘米口径,用于目测。 1966年后的文革期间,观象台圆顶室曾被红卫兵破坏,奠基石的部分碑文被凿毁,而圆顶室内前台长蒋丙然所撰《新天文台记》碑,因时任台长孙寿甡以毛泽东像将其遮盖住而未受损坏。1984年,海军方面对观象台办公楼进行扩建,北侧大门处增建一部分,并建设了附属建筑。1992年1月16日,青岛观象台台址列入第五批青岛市文物保护单位。1995年,观象台办公楼屋顶翻新并更换牛舌瓦。1996年,观象台圆顶室扩建,在原有建筑西侧增建房屋。2000年,观象台台址列入青岛市第一批历史优秀建筑。2006年5月25日,观象台台址列入第六批全国重点文物保护单位青岛德国建筑群扩展名单中,保护范围为观象二路15号院内及圆顶天文观测室外墙四周外扩20米,建设控制地带为观象山公园。 2010年,观象台因圆顶轨道老化无法转动、内外出现裂纹、赤道仪部分出现故障等原因,向紫金山天文台申请维修,并于同年12月解决了仪器故障。2012年至2016年间的第一次全国可移动文物普查中,观象台内包括法国制大型赤道仪、德国制16厘米口径望远镜、高平子于1925年绘制的中国第一张太阳黑子图在内的20件旧物于2013年5月列入国家可移动文物库。2013年11月至2014年1月,观象台圆顶室经历了内外大规模修缮,除重点维修圆顶外,还根据历史影像将圆顶与花岗岩石墙之间的墙面...

  8. 天文学史 - 维基百科,自由的百科全书

    zh.wikipedia.org/wiki/天文學史

    天文学的历史非常久远,天文学可谓人类历史上古老的一门科学。 从最初人类对于星象变化的认识开始,天文学就已经开始萌芽了。 人们为了研究和制定各种 时间 或时令(例如: 季节 或者 历法 )而产生了天文学,甚至有一部分是来源于占卜的——许多人以 星象 来进行占 ...

  9. 交互作用星系 - 维基百科,自由的百科全书

    zh.wikipedia.org/wiki/星系碰撞
    • 宇宙结构
    • 潮汐作用
    • 碰撞过程和星系合并
    • 極環星系
    • 环星系
    • 卫星星系
    • 观测方法

    按照今天的知识宇宙结构形成的顺序是从小到大形成的,首先形成的是星系,然后星系群和星系团。星系团和星系超团目前还在继续巩固的过程中。 所有的恒星和星系都是由星际物质诞生的。这些物质首先形成原星系。原星系是今天的星系的前辈,它们还没有恒星。在年轻的星系团中大多数星际物质是星系团的星系之间的分布不规则的星级物质聚集,而比较成熟的星系团的气体的分布则比较均匀、对称,在星系团的中央它们最密集。今天我们还无法观察到大爆炸后十亿年时的情景。 虽然如此从当时的众多矮星系中已经逐渐形成了比较大的星系。这些比较大的星系被众多埃星系环绕,像今天的银河系一样。在这个星系形成的过程中大多数原始的气体依然保存下来了,此外还有许多弱的星系也留下来了。今天已经发现了许多虽然相当近,但是很难辨认出来的极弱的矮星系。 一般矮星系的形状不规则。最早的比较大的星系是纯粹的棒旋星系。它们的短棒是由于潮汐引力的作用形成的,或者更精确地说是由于引力动量的差异形成的。这些棒旋星系逐渐演化为越来越明显的螺旋星系,短棒最后演化为盘状、椭球状或者球状的中心。棒旋星系和螺旋星系有自转。它们的形状是由于恒星的公转运动形成的。恒星的公转则是由于星级物质和矮星系的碰撞导致的,这些碰撞过程中的速度差逐渐演化为均匀的旋转。 螺旋星系是目前宇宙中数量最多的星系形式。计算机模拟显示通过气体丰富的螺旋星系的一般合并为椭圆星系。椭圆星系内的恒星不像棒旋星系或者螺旋星系那样只在一个平面上围绕星系的中心公转,而是在椭圆和倾角随意的轨道上公转。椭圆星系形成的原因是因为两个盘状星系在碰撞的时候它们的倾角几乎总是大于零。因此碰撞后合并形成的星系的旋转不再集中在一个平面上。

    潮汐力加速恒星和星系形成的过程。在不同形式的交互作用星系中潮汐力可以起非常不同的作用。 在星系团外由于潮汐力的作用比较小,那里的气体在过去的上百亿年中收缩比较平稳。那里的恒星形成和恒星系代也比较平稳。在那里星系碰撞和合并也比较缓慢。而椭圆星系则大多位于精密的星系团里。因此椭圆星系一般是在强烈的潮汐力影响下形成的,估计它们是从盘状星系或者气体丰富的原星系的碰撞中形成的。

    星系合并的过程需要上亿至15亿年的时间,合并后星系内容稳定下来的过程更长久。首先相撞星系逐渐靠近,互相之间围绕旋转。在这个过程中各星系的大小和重量非常重要。旋转的轨道逐渐缩小。此后相撞的星系一般数次互相穿越,最后合并。在穿越的过程中它们原来的形状改变,它们之间互相交换气体和恒星。假如它们之间的引力不足以把被撕破的星系再次吸引到一起的话它们在第一次穿越后又会分道扬镳。 1. 两个星系相撞的模拟 1. 靠近:左图显示两个星系互相靠近。它们的相对速度可以从每秒100千米以下至1000千米以上不等。假如两个星系中心碰撞的话它们的相对速度甚至可以高于每秒3000千米。在靠近过程中两个星系的内部就已经发生变化,它们之间可能形成气体和恒星桥。星系核的轨道是抛物线轨道。 2. 碰撞:中图显示两个星系的边缘碰撞,星系核没有相撞。星系变形,交换物质。在它们最靠近的地方对方的潮汐力施加影响。由于它们互相之间的吸引在碰撞点的对面形成潮汐臂(右图)。由于冲击波和物质流星际物质被压缩 3. 引力反应:在右图中原来的星系的外观和内部结构已经改变,碰撞的星系的质量比也可能发生了巨大的改变。两个星系开始疏远。通过它们本身的引力它们可能产生螺旋臂以及短棒,或者这些结构可能被加强,由此进一步加强先前的压缩。具体两个星系怎样变形要根据它们原来的内部结构以及它们之间的轨道来计算。由于它们之间的距离加大,碰撞暂时停止。根据它们的质量以及相对速度它们可能此后会再次接近直到最后合并或者它们也可能永远分开。 4. 合并:由于气体星云的碰撞两个星系之间的轨道越来越圆,它们的距离越来越近。在星系的中心由于高压形成密集气体星云。这些星云不稳定,它们塌缩,形成许多恒星。这样的星系被称为星爆星系。由于新形成的恒星的能量大量气体被吹出星系。星系内剩下很多恒星和少许气体。此后许多这些星系内无法形成新的恒星或者只能形成很少新的恒星。这样的星系内的恒星寿命差不多一样长,而年轻的恒星则很少。一般这样形成的星系是椭圆星系。因此今天能够观察到的椭圆星系里往往只有一样老的老恒星,其质量与太阳差不多大。在其它星系内则有不同年龄的恒星河大量的气体。 5. 平静:合并后的星系要公转数次后才逐渐达到新的平衡。与此前的阶段相比这个阶段需要的时间相当长。星系核需要约数亿年时间才能平静下来,而外围部分则需要数十亿年的时间才能平静下来。 星系碰撞或者...

    極環星系很少见。至今为止人类一共观察到约100个这样的星系。它们可能是通过一个大星系与多个小星系合并形成的。通过这个过程它至少暂时有一个稳定的恒星环。这个环与主星系的圆盘面垂直并且自己环绕星系核公转。 假如只是一个星系与一个气体星云相撞的话它所产生的气体环只可能沿着星系的自转方向旋转,否则的话通过气体星云和星系的碰撞质量比较小的气体星云会被迫转向星系的自转方向。因此产生与星系自转方向垂直的恒星环的可能性非常小。 NGC 4650A是研究得最透彻的极环星系之一。它离地球的距离为约1.5亿光年,往往被看作是极环星系的原型。它的核心部分含有比较老的、黄色的星,而与核心部分几乎垂直的比核心部分大得多的环则由年轻的、蓝色的星组成。

    偶尔在相撞过程中会出现环结构。环星系是由于一个星系被另外一个星系中央穿透而形成的。在这个过程中一个压缩波从内向外沿星系盘扩散,造成一道不断扩大的蓝色的环。环的颜色是新形成的大质量、年轻的恒星造成的。与极环星系不同的是环星系不稳定。 最著名的环星系是玉夫座里的车轮星系。它离地球约5亿光年,它没有被列入星云和星团新总表。它的环的直径为15万光年,这个环不稳定并以每小时34万千米的速度从中心向外扩散。

    较大的星系常会吞并矮星系。这个过程从接触到完全吞并一般需要9亿年时间。渦狀星系和它的卫星星系就正处于刚刚开始接触的状态。 涡状星系位于猎犬座。离地球约3100万光年。它拥有非常明显的螺旋结构。与它交互作用的矮星系原先是一个不规则星系。 M51的造星率非常高,估计是由于它与NGC 5195之间的潮汐作用导致的。因此整个星系里有相当高比例的年轻和高质量恒星。这些高质量的炙热恒星的寿命一般比较短,只有数百万至十数千万年左右。 涡状星系的中心有一颗非常热的活动星系核。那里有星风、扩展的超新星遗迹和中心黑洞的吸积盘,此外有多处气体碰撞。 在M51的螺旋臂里也有活跃的造星区域和许多年轻炙热的恒星。尤其在M51和它的伴星系之间的那条螺旋臂上的造星区域尤其明显。

    研究交互作用星系的天文学分支叫做星系天文學。它利用许多不同的天文学方法。 其中最重要的方法是天文光谱学。它使用分析天体辐射的光谱的方式来研究交互作用星系及其组成部分如核心、气体星云、恒星和超新星等。根据分析的波长又可以把这些观测规入红外天文学、射电天文学、紫外天文学、X射線天文学、伽马射线天文学和光学天文学。通过光谱的红移可以通过標準燭光来确定星系的距离。 使用紫外线尤其可以辨认出高造星率,而射电天文学泽可以用来观测活动星系核,電波星系和西佛星系在无线电波长的信号非常强。活动星系核放射不寻常多的无线电波,通过星系合并往往产生拥有活动星系核的椭圆星系。交互作用星系的交互作用及其核心的其它活动也是射电天文学的良好观测目标。比如在椭圆星系的射电图上可以看到比其光学可见部分大得多的结构。 假如使用可见光给椭圆星系曝光时间过长的话在这样过度曝光的照片上也能够看到比原来的椭圆星系大数倍的结构:它们是在星系合并过程中被大量新恒星的形成驱逐出星系的气体环绕新形成的星系。 右边的两张照片是斯皮策空间望远镜拍摄的飞马座的史蒂芬五重奏的照片。它离地球约3亿光年。它是所有紧密星系团中研究得最透彻的。至今为止在这个星系团中发现了许多特殊的现象。它的内部非常混乱,通过对它的观察可以推测出100亿年前宇宙还比较年轻时的情景。 比如在上面的那张照片里可以看到至今为止观察到的最大的冲击波。这五个星系中的四个之间的距离在减小。NGC 7318B(图左中)以高速冲入,造成一个每秒870千米的冲击波,在照片中它显示为绿色的弧。这个冲击波比银河系还要大。 在上面的照片里X射线、红外线和无线电波的光谱被结合到一起,此外还掺入了可见光的照片。这些不同的光谱波长用来显示不同的东西。比如我们的眼睛无法看到冲击波。斯皮策空间望远镜可以观测到一般不可见的物体,比如尘埃和水分子发射的红外线。冲击波促使水分子沿冲击波传播的方向放射红外线,这样使得冲击波可见。 通过对红外线的观察天文学家还能计算出冲击波的速度:通过光谱分析氢的光谱被分解。由于冲击波的波动它的谱线被来回的运动分解开来,这个现象被称为多普勒变宽。这样可以计算气体的相对运动。