先前提及過。

    黑白照相機技術在1839年才出現，距今不過才11年的時間而已。

    因此對於絕大多數觀測記錄來說。

    繪製者所處的時代雖然可以看到星體，但坐標系卻只能用肉眼判定並且記錄。

    畢竟宇宙本身的尺度對於人類來說就已經很大了，手繪和肉眼又存在兩個階段的誤差。

    所以這些誤差反饋在觀測記錄上，便會出偏差值與實際圖像嚴重不符的情況。

    當然了。

    考慮到有些同學對於天文知識有些迷糊，比如什麼行星不發光肉眼看不到啊云云，所以這裡先解釋一件事：

    觀測記錄到底記錄的是什麼內容。

    從性質角度上來看，觀測記錄可以分成兩個類型：

    一是肉眼觀測。

    二是望遠鏡觀測。

    上面這句話如果還無法理解，真可以另請高明了

    人類肉眼能看到的天體決定於該天體的「視星等」，也就是觀測者在地球上用肉眼所看到的星體亮度。

    視星等的大小可以取負數，負得越多亮度越高，反之則越低。

    視星等大於+6的天體，就幾乎不可能用肉眼觀察到了。

    比如冥王星是+13.65，海王星是+7.9。

    所以肉眼觀測的情況下。

    除了極限條件下可見的天王星外。

    平時能被看到的行星就只有水星、金星、火星、木星、土星這五顆而已。

    因此在望遠鏡發明出來之前的星圖，記錄的99%都是恆星。

    至於望遠鏡就不一樣了，它可以觀測到很多行星，包括了海王星冥王星以及各類小行星等等

    當然。

    這裡的『很多』二字，是相對於肉眼而言的。

    如果與恆星探測相比較，行星探測的難度就要高上無數倍了。

    因為行星既不發出可見光，體積一般也都不大，只能靠著反射恆星的光線顯形。

    由於很難直接觀察到行星，所以在目前的天文界，主要用都卜勒分光法和凌日法等間接手段來捕捉行星。

    都卜勒分光法是利用行星引力造成恆星的微小搖動來判斷行星的存在，並可計算出行星質量等信息。

    凌日法則是根據行星從恆星前方橫穿過時觀察到的恆星亮度下降來判斷行星存在，並能由此推斷出行星的質量和大小，甚至其內部構造等多種物理要素。

    另外，行星穿過恆星面時利用分光分析，還可以調查行星大氣的動態及成分等等這也是大家經常可以在新聞上看到發現某某系外行星可能適合生存的技術支撐。

    到本章更新為止，一共只有5113個太陽系外的行星被確認存在。

    其中97%以上的行星都並沒有被直接觀察到，而是通過上頭介紹的手段被確認的。（查詢網址exoplaalog/，感興趣的可以保存一下，實時更新，昨天就發現了一顆新的）

    事實上直到2004年，天文學家才第一次直接觀察到太陽系以外的一顆行星，叫做2m1207b。

    ok，話題再回歸原處。

    很早以前提及過。

    天文望遠鏡的發明在1609年，由伽利略製成。

    因此早於1609年之前的觀測記錄都是肉眼觀測，主要用於協助參考。

    計算分辨使用的數據，都是1609年後用望遠鏡的觀測記錄，包括1609-1839年之間的手繪，以及1839年之後的黑白影像。

    這也是為什麼幾萬份觀測記錄，最終只有四千多份會被拿來充作篩選樣本的原因：

    這些都是利用天文望遠鏡拍攝或者手繪下的記錄，這種尺度才有可能記錄下冥王星的存在。

    一般來說。

    在數學定義上，手

『加入書籤，方便閱讀』