天文上觀測系外恆星的時候，怎樣排除觀察者隨地球自轉和公轉造成的影響？

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第四講中

既然是用多普勒原理來分析系外恆星的視向運動，那麼怎麼排除在相對運動中，觀察者所在的地球的自轉和公轉對視向運動的疊加？怎樣排除複雜多變的大氣環境對觀測結果的影響？

關於地球公轉和自轉速度這件事，通常改正到恆星相對於太陽系質心的速度（注意不是太陽為中心）。輸入觀測地點的經緯度（用 GPS）、觀測的時間（精確到秒）、行星的坐標，剩下的事交給 TEMPO。它是搞脈衝星的天文學家寫的一個 NB 哄哄的程序，考慮了地球歲差、章動、太陽系大行星的攝動、相對論時間改正、橫向多普勒效應……輸出的速度改正可以精確到厘米/秒，對系外行星來說足夠用了。也有不少人用 OSU 的 Jason Eastman 的程序，或者 Stumpff 在 1980 年提出的一個演算法來做。

速度改正這事看上去簡單，但是做不好要捅大簍子的。歐洲南方天文台（ESO）有一個望遠鏡就是因為沒做好速度改正，2012 年聲稱在一顆極貧金屬星 HIP11952 周圍發現了兩顆行星，當時還引起了一定的轟動，但隨後被證明其實不存在。原因是最開始的速度改正程序里忽略了地球的歲差（precession），造成了 62 米/秒的虛假信號。現在不得不組建一個團隊來重新檢查這個望遠鏡的歷史數據。

對於太陽附近的恆星的視向運動，用多普勒原理測視向運動時得到一個相對的速度，這個速度包含了被觀測天體的視向速度(真正需要的結果)和我們觀測者的速度。一般選太陽系質心做參考系，則觀測者的速度包括地球自轉、地心相對太陽系質心的公轉兩部分。需要考慮觀測地點在地球上的緯度（用於確定地球自轉速度）、觀測的日期（用於確定公轉速度）、被觀測恆星的天球坐標（得到視線方向，最後要把速度投影在這個方向上）等信息，知道這些信息後容易算出觀測者的速度（在視線方向上的分量），把它從總的相對速度里扣掉就是需要的恆星視向速度(相對於太陽系質心)。

對於銀河系內較遠的天體，比如另一旋臂上的分子雲，一般選太陽附近的圍繞銀心共同旋轉的氣體作為參考系，稱為局域靜止標準(Local Standard of Rest簡稱LSR，相對這個坐標系的速度叫Vlsr，也可以用太陽附近恆星的平均運動表示)。這時除了上面的兩個速度，還要再從總的相對速度中扣掉太陽系質心相對LSR的速度，通過測量太陽系周圍氫原子云以及恆星相對太陽系質心的平均速度可以得到。這樣得到的分子雲的視向速度也是Vlsr。

對於河外星系，方便起見，一般還是用太陽系質心參考系。

參考資料：射電天文工具7.4.1節，Google

大氣會改變頻率，但很容易修正。實際上更嚴重的影響是改變信號的相位，導致被測源的位置不準或者形狀改變。但是位置不準就不知道譜線是哪兒來的，所以還是要校準一下。方法有很多，光學波段可以觀測激光導星，射電干涉儀可以觀測常用的校準源等等。

臨時翻了點資料，如有紕漏請各位指正。

有一種叫赤道儀的東西