部分线偏振光的测量原理部分线偏振光是指含有自然光和线偏振光两种成分的光，它经过偏振棱镜(或偏振片)后，自然光只有一半通过，而线偏振光通过的多少取决于偏振棱镜放置的方位。
偏振测量主要要求两个特征量：偏振光的偏振度P和偏振方位角φ为了求出P和φ，至少要转动三次偏振镜，以分别求出在三个方位的偏振光强度。例如，设自然光的强度为IO，线偏振光的强度为Ip，偏振镜在三个方位之间相互夹角为60°，此时所测得的偏振强度分别为I1，I2，I3；则根据偏振光实验原理有：
I1=IO/2+Ipcos2(φ-θ)
I2=IO/2+Ipcos2(φ+60°-θ)
I3=IO/2+Ipcos2(φ+120°-θ)
式中，θ为偏振片的主光轴方位角φ与θ的定义。
定义偏振度P=Ip/（Io+Ip），解上述方程组可求出：
P=2(I1+I2)I1+(I2-I3)I2+(I3-I1)I3(2.5.1)
tan2(φ-θ)=3I2-I32+(I1+I2+I3)(2.5.2)
将偏振镜处于三个方位上测得的光强I1，I2和I，代入上式，就可解出线偏振度P和偏振方位角φ。研究P和φ的变化，即可反推出被测量物体的某些特征。
偏振照相测量方法偏振光的光强可通过天体的偏振照相得到。最简单的偏振照相方法就是在照相机的光路中加一个偏振器件。适于天文爱好者使用的偏振观测仪器包括望远镜、照相机和偏振片。照相方法与白光照相类似，只要把偏振片加在照相机镜头前面，平行于物镜放置进行拍摄即可。
偏振照相的方法。A为可旋转的偏振片，B为照相机镜头，C为照相底片。
观测过程中要让偏振片相对于像平面旋转几个固定的角度，每转一次拍一次；旋转一周的过程中至少转3次以上。例如，若要通过式求P和φ，可先把偏振片放在位置1，调好照相机的焦距后拍照。注意加了偏振片后会减光70％，因此露光时间要比没有偏振片时增长1倍。然后旋转偏振片到位置2，使其与位置1夹60°，在此位置再进行拍照；最后将偏振片转60°置于位置3(它与位置1的夹角为120°)再进行拍照。
为了由底片的密度求出偏振光的强度，就要对底片定标，即求出底片特性曲线。可采取用标准灯源照射阶梯减光板的方法定标。底片特性曲线作出后，根据所得到的月面像某点的密度(黑度)，即可求出不同偏振方位相应的强度I1，I2，I3。
四、月食的观赏与照相
观测月食全过程或拍摄月食照片是很有趣的天文观测活动。1997年9月16日中秋节，许多人在上半夜赏月，而下半夜后就观测到了月全食。皎洁的一轮明月逐渐被地影吞食，刹时间呈现出暗淡的古铜色光，曾给人留下难忘的印象。
（一）什么时候可以观测到月食
在望日(农历十五或十六日)且当日、地、月三者恰好或几乎在一条直线上，月球运行到地影内时，部分或整个月面照不到阳光，这时就出现月食现象。但不是每个望日都发生月食，由于地球轨道面与月球的轨道面不在一个平面上，两者约有5.2°的夹角，因此只有当月球运行到白道和黄道交点附近10°~12°(称为月食限)时，月球从地影穿过，才可能发生月食。
月食分为月全食和月偏食两种。这是因为地球直径约是。
月食不是每个望日都发生的原理
1999-2010年我国可见的月食
月球直径的4倍，地球的本影远比月球的轨道半长径还长，所以月球只能穿越地球的本影区，永远不会进入伪本影区内。月球钻进地球的本影就发生月全食；月球从地球本影的边缘掠过、只有一部分进入本影时，就发生月偏食。
一年内可发生多少次月食呢？每年最多可能发生3次，但有些年份一次也没发生，每年发生两次的可能性最大。月食发生时，面对月球的半个地球上的人都可以看到。对于某个地点来说，可以看到上述半数的月食。发生月食的时间如表5-5所示。
（二）月食的过程
由于月球自西向东运动，因此月食总是从月轮的东边缘开始。月全食包括5个阶段：初亏、食既、食甚、生光、复圆，由于地球本影直径约为月轮直径的2.5倍，所以月全食的过程时间长达1～2小时。
初亏：月球刚刚接触地球本影，月轮的东边缘开始明显减暗。
食既：月球的西边缘与地球本影的西边缘内切，月球刚好全部进入地球的本影内。
食甚：月球的中心与地球本影的中心最近。
生光：月球的东边缘与地球本影的东边缘内切，这时全食阶段结束。
复圆：月球的西边缘与地球本影的东边缘相外切，这时月食全过程结束。
月球被食的程度叫“食分”，它等于食甚时月轮边缘深入地球本影最远的距离与月球视直径之比。食甚时，若月球恰和地球本影内切，食分等于1；若月球更深入本影内部，则食分大于1，而月偏食的食分都小于1。
（三）月食的观测
月食的目视观察月食可以直接用肉眼观察。观测前要准备一些月食观测描图纸，纸上画有大圆，按0°~360°分度，0°对应月面的北点，每隔一定时间描一张。特别要描绘和记录的是初亏、食既、生光和复圆的时刻与方位。准确地记录时间是很重要的。同时，要观察月面的颜色。月面被食时并不完全黑暗，且每次月食的暗度亦有不同。即使是月全食时月面亮度也不会完全消失，还在发出铜红色的微光。这是由于地球大气散射阳光，使部分红光到达月面所致。月食时的月面颜色与地球的大气状况和太阳活动有关，所以观测月食时的颜色对研究地球大气的物理状况很有意义，要详细描述其颜色特征。
月食的照相观测进行月食的照相观测，可选用口径大于50毫米，光力大于1/1.8的单镜头照相机。为了获得一个较大的月面像，也可配一倍增器，使照相机镜头的焦距增加1倍，采用感光度ISO 200的黑白底片。
可以采用固定照相方法，也可把照相机固定在望远镜上作跟踪照相。月食期间，按实验好的露光时间每隔3~5分钟拍照一次，底片冲洗后，即可得到一份月食记录。最好能同时拍下钟表的时间，也可把拍摄时间写在翻拍的相纸上。如果要对底片做黑度的测量，必须用同一卷底片拍上光标并一起冲洗。
（第六节）如何观测太阳？
太阳是一个炽热发光的气体球，从中心到边缘可分为热核反应区、辐射区、对流区和大气层。太阳大气层从内到外可分为光球层、色球层和日冕。平时我们看到的光芒四射的日轮是太阳的光球层，在日食时还可看到光球层之上美丽的色球和银白色的日冕。太阳大气十分活跃，经常发生黑子群、耀斑暴发等活动。2000年是第23周的太阳活动峰年，正是观测太阳的大好时机。
一、太阳光球的目视观测与白光照相
光辉灿烂的太阳视面是太阳大气的光球层，它厚约500千米，太阳可见光几乎全部是由光球发出的，因此观测太阳大都首先从光球开始。
（一）太阳光球的减光目视观测
在大气宁静度比较好的条件下，可用望远镜观测太阳光球，但一定要注意减光，如戴墨镜或在镜头前加墨色滤光片，千万不能直接去看太阳，以免伤害眼睛。
目视观测太阳光球一般不直接观察焦面像，而是观察投影像，通过调节目镜与物镜焦点的距离，可以在投影板上得到放大了的太阳像。在太阳活动的峰年期，可以看到太阳光球上有不少的暗斑，即太阳黑子。在太阳光球的边缘可看到温度高于光球的明亮的斑点，称为光斑。如果用大望远镜还可以看到光球上有一些像米粒似的粒状气团(尺度为1 000千米量级)，叫米粒组织，大的叫超米粒组织。
（二）太阳光球的白光照相
拍摄太阳的白光像多采用投影像，此时也要注意在光路中附加中性滤光片，或者在物镜前加一个光栏来减光，光栏的孔径不超过物镜口径的3/10。
观测太阳的光球像，一般可用望远镜附加日月照相机，也可用望远镜直接在焦平面接一底片盒。照相机与望远镜之间要制作一个接口，以便接底片盒。
由于太阳像很亮，所以要选择感光度低、颗粒细的高分辨的底片，如感光度ISO 100的胶卷或专用的低灵敏感光底片。
露光时间一般选在1/200~1/2 500秒之间，具体时间要根据望远镜的口径、底片和拍摄方式由试测而定。
如果要测量黑子的坐标(日面经度、纬度)，就要在照片上拍上东西线的标记。可以在底片盒前装一十字丝，依据黑子移动的方向，校准东西向。
底片冲洗晾干后存放袋内并记录：观测日期，日轴方位角、观测当天太阳视面中心黄经(Lo)和黄纬(Bo)(可查天文年历)及观测时刻(世界时)。在日像的边缘查看有无光斑，若有，记下个数及其面积。
二、太阳黑子的观测
太阳黑子是光球层上具有强磁场的气体旋涡，其温度低于光球，是太阳活动最明显的标志之一。黑子的亮度约是光球亮度的三分之二，其大小不一，小的直径约1 000千米，大的直径可达20万千米，有十几个地球大。黑子的形状像一个暗的浅碟，中间凹陷。发展完全的黑子分本影和半影两部分，中间的暗核部分叫做本影，本影周围较淡的边框叫做半影。本影是黑子的核心，温度约为4 240开；半影部分温度约为5 680开。黑子在日面上的分布不均匀，几乎所有黑子都分布在日面南北纬45°的范围内，但在赤道两旁8°范围内很少出现。以黑子群的平均日面纬度为纵坐标、以时间为横坐标绘出黑子群在日面上的纬度分布图，形状像一群蝴蝶，叫蝴蝶图。
长期积累黑子的观测资料表明，太阳黑子活动的强度是变化的，存在着平均11年的周期。天文学界从1755年开始对太阳活动周期进行编号，以极小年份作为一个周期的开始年。1996年是太阳黑子活动极小年，也是太阳活动第23周的开始年，因此2000年、2001年是第23周的太阳活动峰年，这是观测太阳黑子活动的有利时机。
（一）太阳黑子描图
将准备好的太阳黑子观测记录纸放在投影板上，将投影板安放在望远镜目镜的后面，调节目镜与物镜的距离，使太阳的像清晰地呈现在投影板上，其大小与观测记录纸上的像圈相吻合。
太阳和一切天体一样有周日视动，为使太阳的像始终落在绘图纸的圆圈里，要开动望远镜的转仪钟。此外，还要保证记录纸上的WE线与地球的东西方向一致。这可以在关掉转仪钟的情况下，查看太阳黑子周日视动的方向，看看黑子是否准确地由E(东)向W(西)移动，如果有偏移就要转动记录纸的方位，直到符合为止。
观测时打开转仪钟，使望远镜跟踪太阳的周日视动，然后描画黑子。其方法是：按照投影板上黑子的投影像，先用硬铅笔描画黑子的半影轮廓，再用软铅笔描画黑子的本影轮廓；先描画西边的黑子，后描画东边的黑子；先描画大黑子群，后描画小黑子群。
图5-6在描图纸上要记录以下内容：观测时间(日期、北京区时和世界时)；天气状况(晴、少云或多云)；观测者姓名；大气能见度(可以划分为5级，最好的为1级)。通过查太阳年历求出观测时刻的日面中心黄经L，方法是：用观测当天世界时为0时的日面中心的黄经L。与次日的Lo，按照观测时刻内插而求得。比如，于1998年11月3日北京区时9时56分描图，是世界时1时56分；查天文年历知1998年11月3日世界时0时日面中心的黄经Lo=203.12°，1998年11月4日世界时0时日面中心的黄经Lo=189.94°，所以观测时刻世界时1时56分时日面中心的黄经L=202.02°。观测时刻日面中心的黄纬Bo可由太阳年历得到。
图5-6太阳黑子描迹图
（二）太阳黑子相对数的计算
太阳黑子相对数只可按下式计算：
R=K(10g+f)
式中，g为观测到的黑子有几群，f为同期黑子总的个数，K为台站的转换系数。黑子的个数一般按本影统计，例如在一片半影当中有5个本影黑点，黑子的个数就算5个；单独一个本影点子也算一个黑子。关于K的取值，如果只作短期观测，可以不考虑国际系统，取K=1。如果作长期观测，就要算出自己的K值，使自己计算的黑子相对数比较接近国际统一的值。
为了计算方便，可对黑子群编号，一般从每年元旦起编号直到年底。元旦这一天看到的黑子群中，最西边的一群编为第1号，然后向东依次为第2号、第3号……对于每一黑子群，从出现到消失只用1个号码；如一黑子群分裂成两群，编号可以不增加，若两群合成一群，编号可以去掉一个。
（三）对黑子群进行分类
太阳黑子大多成群出现，每个黑子群由几个至几十个黑子组成，最多可达100多个。一般有两个主要黑子，在西面的叫前导黑子，在东面的叫后随黑子；前导黑子大都出现较早，消失较迟，面积较大。按照磁场极性，黑子群有单极群、双极群和复杂极性群之分，其中双极群比较常见。
黑子群有好几种分类方法，目前最通用的是苏黎世天文台的分类法，它按照黑子群演变的发展阶段分为A、B、C、D、E、F、G、H、J共9种类型；演变到最强是E型和F型，演变到最末的是J型。
A类：没有半影的黑子或者单极小黑子群。
B类：没有半影的双极黑子群。
C类：同B类相似，但其中一个主要黑子有半影。
D类：双极群，两个主要黑子都有半影，其中一个黑子是简单结构。东西方向延伸小于10°。
E类：大的双极群，结构复杂，两个主要黑子都有半影，在两个主要黑子之间有些小黑子。东西方向延伸不小于10°。
F类：很大的双极群或者很复杂的黑子群，东西方向延伸不小于15°。 太阳黑子的分类。
G类：大的双极群，只有几个较大的黑子，东西延伸不小于10°。
H类：有半影的单极黑子或者黑子群，有时也具有复杂的结构，直径大于2.5°。
J类：有半影的单极黑子或者黑子群，直径小于2.5°。
由于太阳是个球体，黑子群在日面边缘时形状会发生很大的变化，东西长度会大大缩短。因此对于刚从东面转出来的黑子群，看不到全貌，不要轻易确定它的类型，等过两三日看到全貌后再确定类型比较妥当。
确定类型还要注意连续性。如果前后好几天都是E类，只有中间一天是C类，那么这一天也应记E类。当然，黑子群的类型有小的反复也是可能的，如从C类变到D类再回到C类等。
（四）太阳黑子面积和位置的归算
图5-7太阳黑子投影面积的计算标准（以日面可见面积的百分之一为单位）太阳黑子面积的归算：黑子面积的大小也反映了太阳黑子活动的强弱。首先计算日面投影像上黑子的圆面积：将一张方格面积是1平方毫米的专用透明方格纸放在描画好的太阳黑子观测记录纸上，即可量出投影日像上黑子的面积A(叫做圆面积)。设R为观测记录纸上日像的半径(以毫米为单位)，那么有以下比例关系：
Sd：106=A：πR2