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标题: 极简宇宙史 [打印本页]

作者: 清水一泓 时间: 2022-12-20 11:34
标题: 极简宇宙史
本书是著名天文学家西蒙纽康的经典天文学巨作。本书从宇宙结构讲起，详细先容了夜空中著名的恒星、行星、星团、星系以及彗星、流星和极光等，并先容了各种观测方法，既包括目视观测，也包括利用双筒望远镜和天文望远镜观测。末了领导我们去探索地外生命，如UFO、地球的劈头、探求太阳系和银河系等。本书深入浅出地把天文学知识普及到每个天文学爱好者，用流通的笔墨、形象的描述、形象易懂插图将复杂的天文知识直观化、密切化，让读者轻松理解宇宙背后的奥秘。
第一章天体的运行

第一节　我们的星系
在讲述整个天文系统之前，为了对这个天下有更加宏观、系统、全面的认知，就让我们站在自我之外，像魂魄出窍一样，去大胆想象一下：好比你有特异功能，能够以天主视角来观看人类天下，现在，你处于整个空间遥远的一点，远远地观望这个空间，具体有多远呢？若用每秒30万千米的光速来测算，你所站立的位置，大概需要100万光年才气到达。这是怎样的一个概念？要知道，光绕地球七圈半，用时也才不外1秒。
你所在的那个点，云云遥远，又云云空旷。附近没有一丝光亮，完全包围在一片密不透风的黑暗中。在那个广袤孤独的空间里，突然，你搜刮到一点特殊的存在，它是一片类似于微云的光亮，只管它微弱得犹如晨曦，渺小得犹如光斑，但它在黑暗中格外耀眼。你再凝思一看，发现在其他方向，也隐约有类似的光斑，不外那些光斑离我们更加遥远。现在，我们就来说说你最初看到的那块光斑，也就是“我们的星系”。
究竟需要多快才气到达那片光亮呢？我们不得而知，但是可以做一个大胆的假设，如果你预定在一年内“飞”到那里，那么你飞翔的速度要比光速还快100万倍才行。至少在人类已知科学的底子上，这是不大概的，因为科学告诉我们，光速是世上最快的速度。不外在我们的思维里，可以假设你正以比光速还要快的速度靠近那个光斑，你会发现，我们越靠近它，它的光亮就越显着，逐渐蔓延开去，填满你的视线，将一片漆黑丢在你的身后，将一片光亮出现在你的眼前。
光亮越来越近，你计划朝着其中一颗星星飞去。它并不大，在璀璨光云里它是那样普通，你放缓速度，渐渐朝它靠近。一开始，它微弱的光斑舒睁开来，逐渐豁亮起来；随后，它像烛火一样有些耀眼；然后，它的光芒能投射出影子来；紧接着，那光线竟然能够照亮书籍上微小的字迹；末了，它变得璀璨夺目，光芒耀眼。你继承朝它飞去，渐渐能感觉来自它的热量。它看起来就像是一个小太阳，啊！正是啊！它正是太阳啊，那个给予我们温暖和能量，离人类迩来的恒星——太阳啊！
你无法丈量这偌大的空间到底有多大，它只用那无边无际的黑暗作答。纵然你以100万倍光速飞向太阳，但你仍然离它很远，用人们常说的距离描述，大概有几十亿千米那么远吧。而当你在所处的位置看向太阳，你会发现它并不孤独，因为在它的附近环绕着8颗星状光点，那8颗星星远近不一、大小相异，离太阳最远的一颗，比离太阳迩来的一颗远上80倍。固然，若你用比自己生命还要长好久的时间去观察它们，你就会发现，它们都在以自己的速度围绕太阳运转，最快的一颗星星，只需要3个月便能转一圈，而最慢的一颗要165年才气转完一圈。这8颗星，就是太阳系中的8颗行星。而区分行星与恒星的方法是：恒星本身能发光，而行星本身是黑暗的，只能依靠恒星获得光亮。
围绕着太阳的这8颗行星在各自的轨道上运转，我们可以想象自己飞向了由近及远的第三颗行星，就好比一次远道而来的拜望。我们离它越近，就越能感受到它的光亮，以至于后来，我们看到它悬挂在远方，犹如现在我们看到的月球一样，它一半隐在黑暗中，一半被太阳照得闪烁。我们继承朝它飞去，越来越近，它被太阳照亮的部门被逐渐放大，我们可以看到这颗行星表面的很多斑点，随着我们离它越来越近，哦，那不是斑点，而是陆地和海洋，固然它们泰半部门被云掩藏，以至于我们没办法看到完整的表面，但是我们还是能看到这颗行星的暗面，除了陆地和海洋，另有很多暗的建筑物和耀眼的光点，而这正是我们人类的杰作，它们是不眠不休的都会和五光十色的霓虹灯。我们朝着它继承飞去，离那些熟悉的建筑物越来越近，直到我们置身其中，双脚着陆，而此刻，也预示着我们，从广袤的宇宙中回到了人类赖以生存的故里——地球。
着实我们在飞行的过程中，常常会随着距离的变化，发现之前不能被肉眼所看到的星球，它们发出光芒，可是再近一些我们会发现，它们本身并不能发光，只是一些不透明的球体，而地球，正是这些星球中的一个。
若回顾一下这次飞行之旅，你肯定会感到妙不可言，因为这让你看清了一个究竟，那就是在漆黑的暗夜里，那些成千上万的星星着实都是“太阳”级别的星球，甚至我们可以说，太阳在那些看似渺小的星星中，着实是微不足道的。或许你看到太阳很大，但那只不外是因为你离太阳很近，实际上，在那些渺小如针眼的星星里，另有很多星星散发出来的光与热，比太阳高千倍万倍。
这次太空观光告一段落，我们所看到的一切，就是我们所要讲述的星辰系统。正如我们朝着地球飞行所看到的一样，我们越靠近地球，眼中所见的景就越靠近我们寻常站在地面上所看到的样子。我们飞过的星辰，都成为地球上所看到的散布天空的星星。实际上，我们站在地球上去看整个天空，与站在某一个遥远的所在去观测是有很大差别的。因为当人们站在地球上时，太阳的光芒是云云耀眼，它的万丈光芒足以掩盖住遥远星辰微弱的光，这便是白天我们看不到星星的缘故。可是如果想象一下，将太阳的光芒遮住，我们就能看到，在我们的附近布满了其他星辰，纵然是在白天，我们也能如同夜晚一样看到星星，就像好久以前，我们的祖先所臆想的那样，地球位于宇宙的中央，附近散布着其他星辰。
太　阳　系
宇宙中的星系，大多是以一颗主星为中央，其四附近绕着很多其他的星星。我们所居住的太阳系也是如许，以太阳为中央，附近围绕着包括地球在内的行星。着实太阳系在宇宙中并不算大，我们可以如许来想象，纵然从太阳系的一端飞到另一端，我们眼中所看到的宇宙的景象依然不会有变化，在太阳系的附近，仍然包裹着漫天的星星和无边的黑暗，我们所看到的宇宙中的星星，与我们站在地球上所看到的差不多，它是云云硕大，而它又是云云渺小。
着实，想要更加具体地感知太阳系的范围，我们可以充实发挥想象。固然，我不会用枯燥无味的数字让你做概念化的影象，因为人们对于过大的数字着实并没有多么直接的感受。接下来，就让我们来做一个宇宙的模型，来帮助大家对太阳系做一个具象的感知。如果我们拿一粒芥子来充本地球，以这个比例来计算宇宙中其他的星星，那么月球便是一个直径只有芥子四分之一大小的星球，我们把这个代表月球的四分之一芥子，放在代表地球的芥子2.5厘米的地方，然后在离地球12米的地方放一个苹果来代表太阳。而太阳系中的其他行星，大小不一，距离不等，它们小到如微尘，大到如豌豆，它们离太阳近到4.5米，远到360米。将这些模型都放好了之后，我们就可以想象，这些小东西都围绕着太阳公转，固然，公转的周期并不相同，它们长年累月围绕着太阳，以自己的速度旋转着，而月球则围绕着地球旋转着，月球旋转的周期是一个月一圈。
以这个比例来计算，整个太阳系也不外只需要2.6平方千米大小的空间就能容纳了，在太阳系以外的空间里，除了彗星有大概在边界之上，险些没有其他的星星在附近。我所说的附近指的就是纵然以此比例，纵然我们跑出比美洲更宽阔的范围，大概也一无所见。而那颗星星也和太阳一样，可以用一个苹果大小来代表。在更远的地方，各个方向都有很多星星，而它们与太阳之间的距离，都十分遥远，比刚刚那颗离太阳迩来的星星还要遥远。云云看来，纵然把地球模型缩小到一粒芥子那么大，也很难容下三颗以上的星星了。
这个模型一旦建立，我们就有很具象的感知和熟悉了。可以想象，当我们飞行在宇宙中，无论多么仔细，肉眼都无法看到像地球一样的小东西，它就好比是密西西比河流域里的一粒芥子，人们从它上方飞过，是不大概看到它的。而且，纵然是太阳系的主星太阳，也不会引起人们的注意，因为除了在一旁驻足停顿，谁会注意到这个苹果大小的东西呢？
第二节　天体形貌
由于星辰之间的距离云云遥远，而人类的肉眼还不敷强盛，这就使得人们对于宇宙的大小、形成很难一目了然，更不消说目测这些天体之间的距离了。如果人类的视力强盛到可以看到无限远，而又能无限清楚，那么我们就能看到差别星辰的面貌了，它们的表面有着怎样的地貌，它们有着怎样的外形……那么宇宙也将在这种情况下“现出本相”。
着实道理是一样的，如果我们离地球很遥远，具体有多遥远呢？或许只需要站在它直径一万倍的地方，肉眼就看不到地球的大小了，只能看到一个点，就像我们在夜空中看到的其他星星一样，它一闪一闪，发出微弱的星光。正是因为人眼的范围性，使得古人们认为，天空中所看到的星星就是它们本身的样子，而我们的地球是和它们不一样的。这并不能责备非难古人，因为在当时，科学技术并不发达，他们无法观测到那些星星真实的样子，就好比一个从未学习过天文学的孩子，他看到夜晚的星空，也会像古人一样，认为那些星星是分布在天空的一个等距离位置，他无法想象，这些恒星比行星要大上千万倍。随着科技的进步、数学的发展和逻辑的发达，人类逐渐能够知晓很多星星的真实面貌和实际距离，但是人们脑海中还是很难绘制出一幅真实存在的星空关系图，因为这些星星之间的距离着实是太大了，以至于如许巨大的标准差别逾越了人们的想象。所以，我渴望读者们能够紧跟着我的思绪，把我们双眼看到的情况与实际星空的情况用最简便的方式表达出来，这需要我们的想象力，也需要我们的逻辑构建。
现在就让我们大胆想象一下，如果脚下的地球是不存在的，我们飘浮在宇宙之中而毫无着落，环视附近，我们能看到什么情形呢？可以推测的是，在上下左右各个方向，围绕着太阳、月球、星星、恒星各种天体，我们无法判定它们的方位，而且也看不到其他的东西，因为在我们眼中，这些星星都是等距离的。
若以此假设，我们将会错误地认为自己正处于宇宙的中央。为什么呢？那是因为，我们的视线所及是有限的，以我们自己为中央，以等距离望向空洞的空间时，所有的可见物都将会位于一个空洞球体的表面，而我们看到的成千上万的星星都好像散布在一个球体的表面，这个球体便是早时天文学家们所谓的“天球（celestial sphere）”，人们在这个天球上研究各个天体的方位，并不是没有道理的。
如果没有地球为参考物，我们会看到，天球上所有的天体都停止了运转，不外如果我们用一段时间去观察，一个星期，大概更长时间，就会发现，一些恒星正在围绕着太阳渐渐运转。固然观察结果与天体各自的情形有关，所以古人推测出了一个嵌套理论，那便是：大天球是由一种异常坚固的水晶构成的，而这些天体都被牢牢地钉在天球表面，并且它们之间存在一些接洽。云云一来，这种理论好像与人们看到的实际情况是完全符合的，并且以之来表述天体之间的距离好像并没有什么毛病。
以此概念为前提，再来想象一下，如果我们脚下的地球仍然存在，固然它在宇宙中十分渺小，但是对于人类来说还是十分巨大的，究竟当我们站在地球之上时，就好比是站在西瓜上的蚂蚁。因此，我们所能看到的宇宙将会被地球表面遮住一半，我们所能观测到的宇宙边界，则被称为地平线，在地平线上所能看到的一半天球，则被称作“可见半球（visible hemisphere）”；反之，地平线以下，看不到的那一半天球则被称为“不可见半球（invisible hemisphere）”。如果我们想要完整地观察整个天球，倒是可以通过环游地球的方法来实现。
如果地球不自转，或许正如上面所说，人们需要环游地球来观察另一半天球。可是众所周知的是，地球一刻不停地绕着一根通过它中央点的轴线旋转着，云云一来，我们只需要跟随着地球的自转，就能看到整个天球。也正是因为地球由西向东自转，所以我们便看到天体的东升西落。我们将地球的自转以及因为地球自转而发生的天体视运动称为“周日运动（diurnal motion）”，之所以这么称呼，是因为地球的自转周期为一天。
永恒的天体运动
理解地球自转并不难，而由地球自转引起的天体周日视运动就要复杂得多。我们知道，当一个人站在地球的差别经纬度时，他所观察到的天象是差别的。因此，为了将地球自转与天体周日视运动之间的关系表达出来，我们选定一个固定的位置，以地球北纬中部地区为例，来举行详细的解说。
起首，我们可以用一个空间来表示天球，想象一个直径10米左右的大圆球，它的内部是空的，这个微缩版的天球模型，我们用图1的表示图来表示，这个大球的两端P和Q是固定稳定的，云云，大球就能围绕着PQ这条中轴线旋转。大球的中央点O代表着地球，而NS所代表的平面就好像是一个盘子，人们在这个盘子上端坐着，能够看到盘子之上大球内部的景象，在大球的内部和表面，是成千上万的星座，而在盘子的下方，则是被地球挡住的“不可见半球”，显然，这个像盘子一样的平面，正代表着地平面，而它与天球的交线，即为地平线。
图1天球表示图
现在，就让我们来假设一下，大球将会以PQ为轴线转动起来，这着实是模拟了因为地球自转而看到的星辰视运动。我们可以发现，在PN圈以上的星星会围绕着P点等距离旋转，永久不会到地平线以下；而在KN到SK之间的星星，将会随着运转，时而可见，时而沉没不见；位于EP圈上的星星，恰好位于PQ的中垂面上，它们的旋转轨迹盘上盘下各占一半；而位于ST圈内的星辰则永久也不会旋转到盘上来，这就代表着，我们将看不到这些星辰。
着实，天球正如这个模型一样，只不外它更大，大到超乎我们的想象。不外天球的运转规律的确是如许，以一条直线为中轴线毫不停歇地旋转，日复一日，年复一年，而且，太阳、月球、星星也跟着它一同旋转，不外，风趣的是，这些星辰就好像是被钉在这个天球上一样，它们的位置是固定的，人们在观看星星运转时，就好像在观看一场阅兵仪式一样。因此，如果你在某一天夜里站在某一个点上拍出星星的移动轨迹，那么你会发现，无论你在任何时间再在同一个地方拍出星星的移动轨迹，两张照片中，星星的轨迹都是恒定稳定的。这的确是一件很风趣的事，因为它让人信赖，这世上会有永恒。
天球模型上的P点，就是人们所说的“天球北极（north celestial pole）”。地球上大部门的住民都居住在北纬中部，因而大部门的人仰望天空时，天球北极正处于北天上，也就是天顶与北方地平线的正中。从地球由北向南观察，你就会发现，越往南方，北极就越靠近地平线，而风趣的是，北极与地平线的夹角度数，与我们所在地纬度相同。
北极星，大家都熟悉，它是离北极，也就是模型中的P点极为靠近的一颗星星。我们都知道，迷路的时间若能找到北极星，就能找到北方。这是为什么呢？因为它离北极的夹角只有1°多一点，而正如我们知道的，天球上星辰的轨迹是恒定的，因此，北极星所在的位置，可以代表北极所在。北极星是云云紧张，因而在之后的章节中，我们会专门谈到怎样去找寻北极星。
在天球北极的对面，对应着“天球南极（south celestial pole）”。天球南极到地平线的距离与天球北极相同，但是与之差别的是，天球南极永久在地平线的下方，这是因为地平线与南北极之间存在一个夹角。也正是因为这个缘故原由，在我们的纬度上观看日出，就会发现太阳从地平面升起之后并没有一直向头顶上升，而是向南方与地平线成锐角倾斜着上升的，固然，日落也是一样，会与地平线相倾斜。
如果我们有一个大圆规，大到可以毗连天界，我们将它的一脚固定在天球北极P点，然后以差别的半径画出各种圆圈，就会发现，最大的圆圈与地平线相交，并且相互平分，而在北纬地区，与地平线相切，越往北极靠近，越与地平线相离，于是我们将与地平线相切的这个圆圈称为“恒显圈（circle of perpetual apparition）”。也就是说，在恒显圈之内的星星，永久都在地平线之上，它们每天都会围绕着北极转动一周，但它们永久不会落下。
由北向南，在恒显圈以外的星星便开始有升有落了，而且越往南极走，会发现星星升起的时长越来越短，靠近南方某一点时，那里的星星甚至只在地平线上冒出一个头就落了下去，而更下面的星星则如隐居山林了一般，人们更是看不到它们的身影。
人们把这些在我们所在纬度看不到的星星所在的位置称为“恒隐圈（circle of perpetual occultation）”，天球南极正是恒隐圈的中央。图2就是恒显圈内的主要星座景象，如果你想要看某一天晚上8点钟北天上的星座景象，只需要将适当的月份转到最上面就可以了。而之前我们提到的，怎样探求北极星在这里也找到了答案，若你看到了大熊星座的七颗星星，也就是人们常说的北斗七星，那么你只需要顺着两颗“指极星（Pointers）”的延长线，向着斗口延长5倍距离，就能看到北极星了。
图2　北天与北极星
不外，在差别纬度看到的星辰景象是差别的。可以试想一下，如果我们变更了位置，看到的天空还是一成稳定的吗？答案固然是否定的。当我们从之前假想的位置向南走，就会发现，北极星的位置在渐渐下沉，越来越靠近地平线，到了某一个点，我们会发现，北极星正好位于地平线上，此时，我们便位于赤道上。而恒显圈也在我们由北向南的运动中变得越来越小，直到赤道，就完全看不到了。而此时，南极和北极则分别位于南北方向的地平线上，天空的星辰景象，也都发生了变化，无论是太阳、月球，还是星辰，都将径直升起，不会发生偏转。正东方升起的星星，将会经过天顶，然后落向正西方；东南方升起的星星，将会径直上升，经过天顶南方落下，东北方的星星亦是云云。
从赤道继承往南走，就到了南半球，这场观光又会有不一样的景观。我们可以看到太阳从东方升起，最高点在天顶的北方。这作为大多数位于北纬的住民来说是不可思议的，因为太阳视运动的相反，是南北半球最大的差别之处，因此，在南半球观测太阳的周日运动，就会发现，太阳的运动轨迹与北半球差别，如果说北半球的太阳视运动是顺时针方向，那么在南半球，则是逆时针方向了。而到了南半球，很多我们熟悉的北天星座就隐而不见了，但同时，我们也能看到很多南天星座，比方著名的南十字座，就因为它的光辉漂亮而令人叹为观止，甚至人们因此会以为南天的星座要比北天多，要比北天漂亮，着实不然，南天和北天的星座数目是差不多的。人们之所以会如许认为，是因为南天的气候比北天更加清朗，并且南美洲和南非洲的气候都十分干燥，鲜有烟雾，这就会让人们产生上述的误解。
固然，北天星辰绕着北极运转的规律在南天同样适用，但是由于南天并没有南极星，南极没有什么像北极星一样具有显着标记方向的星星，因而不能据此来判定南极的位置。
固然，南极也有恒显圈，在恒显圈内的星星是永不落下的，它们始终悬挂在天空中，围绕着南极旋转，越靠近南极，看到的恒显圈越大，而此时，也就出现了恒隐圈，那便是之前我们在北纬所看到的很多星星。大概在南纬20°的地方，小熊星座就沉到地平线之下了，再往南，大熊星座也隐而不见，而当人们无限靠近南顶点，就会发现，所有的星星都围绕着南极旋转，不会上升，也不会沉落。
第三节　经度对时间的影响
在了解时间和经度关系之前，我们需要先了解子午圈。所谓子午圈，就是一条假想线，它毗连南北南北极，在地球表面出现出一个半圆。在地球表面，有无数条如许毗连南北南北极的线，所以着实从那里开始画经线都是可以的，不外国际上还是公认了格林尼治皇家天文台（Royal Observatory at Greenwich）的子午圈为计算经度的出发点。这一条经，便是很多西欧国家钟表刻度的依据。另有一点要指明的是，每一条地上的子午圈都对应着天上的一条子午圈，着实也就是地球子午圈在天球上的投影。我们还可以回想一下上文我们曾经绘制过的天球图，天上的子午线，着实就是从天球的北极向南延伸，与地平线相交，而后毗连到天球南极的线。由于地球的自转，不仅仅是地球经度在跟随旋转，而且天上的子午线也在跟着一起运动，因此，如果一个人站在某一条子午线上，那么他在一天之内就能看到天上的子午圈经过他头顶上的天空。之所以人们在正中午能够看到太阳位于一天之中的最高点，也是因为它正在此时经过了你所在的子午线。因此，古人发明了日晷，根据太阳的轨迹来计时。但是现在人们若还用太阳的轨迹来计时就不太实际了，因为太阳的轨迹与钟表的时间并不是完全同等的，这与黄道倾斜角和地球绕太阳旋转轨道的离心率有关，不是每一次太阳经过同一条子午线都是相隔同样距离的，也就是说，当你观测到太阳正位于头顶的时间，未必就是12点整。
为什么会如许呢？这与人们说的视时（apparent time）清静时（mean time）的概念相干。所谓视时，指的就是根据太阳而定的每日长短。所谓寻常，就是根据钟表时间而定的每日长短。这之间所形成的时间差，人们称之为时差。
如果你愿意去观测，你会发现，每年的11月初和2月中，是时差最大的时段。这是有数据做支撑的，在11月初，太阳到达头顶的时间，钟表还需要16分钟才气到达12点整；而在2月中，太阳到达头顶的时间，钟表时间大概指向12点14分。那么既然有时差，人们又是根据什么定出寻常时间的呢？
科学家为此想象出了一个平太阳（mean sun）的概念，它不以地球为参考，而是以天球为参考，假设太阳顺着天球赤道运转，那么它将在相同的时间经过同一条天上的子午线，云云便能确定钟表时间了。或许我们还可以将它简化，那就是假设地球是静止的，那么，平太阳经过地球每一条子午线的时间便是相同的了。如果我们如许去想，就更加轻易理解了。
标　准　时
现在，各地都有标准时，全球观光不再是问题。而在已往很长一段时间里，人们各自利用着地方时，差别国家的交通运输，比方火车、汽车的发车时间，都是按照本国地方时来定的，这就给很多常常穿梭于各国的观光者或是商务人士带来了困扰。不外在1883年，标准时制度建立了，这简直就是观光者的福音。所谓标准时，即每15°有一个标准子午圈。之所以定为15°，是因为每15°，太阳便需要“走”上1个小时。于是，规定每个小时，本地太阳位于头顶的经线，则为标准子午圈，而该经线左右7.5°的范围，钟表时间都为12点，当全天下所有的计时都以格林尼治天文台的子午圈为出发点时，标准时就诞生了。
举个例子来说，费城（Philadelphia）位于格林尼治西经75°，按照经线分别，它在西五区，更准确表示，应该是5时01分，于是，费城的寻常时间，则被视为美国东部各州的标准子午圈，当该区处于平正午（mean noon）时间时，该区最西部的俄亥俄的钟表时间也是12点，而密西西比河流域，则要在一个小时以后才到达12点，落基山脉（Rocky Mountains）则又要晚一个小时才是正午，再过一个小时，平静洋沿岸的时钟指针也指向了12点。这便是美国东部时间、中部时间、山区时间、平静洋时间四种时间相差一个小时的原理。
于是，出行的人们再也不消担心时差问题了，只要以小时为单元，按照经线来调快、调慢钟表，则是自己所在区域的标准时间了。在1949年前，中国设置了中原时区、陇蜀时区、新疆时区、长白时区、昆仑时区五个时区，而在中华人民共和国建立以后，统一以都城北京的时间作为全国标准时间，位于东八时区的“北京时间”，则是中国的标准时。
经度造成的时间差可以用来确定某一地区的经度，比如：位于纽约（New York）的乔治观测到了一颗星星经过了头顶，也就是说这颗星星位于他所在地区的子午圈上，此时，他给位于芝加哥（Chicago）的表哥发电报，比及表哥观测到这一刻星星位于头顶时，就能根据这个时间差来计算出两地的经度之差。大概在同一时间，两人同时说出自己所在时区的标准时，那么，则可以通过期差来计算经度差。
日期的改变
每时每刻，天下上都有一个地方处于“正午”，而同时另一个地方进入“半夜”，黑夜和白天就像一对永不碰面的孪生兄弟一样。随着黑夜和白天的交替，日期在差别地方举行更迭，如果某一时间黑夜或白天履历某一经线时，该地区是星期一，那么下一次它再次经过这里时，便是星期二了。云云一来，日期也会有一个接壤处，它是两天之间的边界，人们把这个边界所在的经线，称为“国际日期变更线（date line）”，这条线的诞生方便了全天下的人举行日期的统一。
关于“国际日期变更线”另有一个故事，讲的是美国人初到阿拉斯加（Alaska）时的事。当时，美国移民分别朝东西两个方向发展，某一天，向东去和向西去的人碰面了，可是他们的时间却相差了整整一天。东去的移民还在星期一，而西去的移民已经星期二了。同样，当走到这一地方的美国人还在星期六的时间，到达这里的俄国人已经星期日了。日期的不统一就造成了一个困扰，那就是，到希腊教堂做星期到底应该在哪一天？
人们带着这一问题，去找圣彼得堡（St.Petersburg）大教堂的主教，后来，还是请俄国国立普尔科沃天文台（Pulkovo Observatory）台长斯特鲁维（Struve）给出答案。斯特鲁维做出陈诉，肯定了美国人的计算方法，如许才将日期统一起来。
现现在，国际日期变更线已经确定为正对着格林尼治的子午线。之所以选择这条线，是因为它的优势。这一条线大部门位于平静洋，只有亚洲东北角和斐济群岛（Fiji Islands）这些少量的陆地被它穿过，如许就能制止很多麻烦，因为人们无法想象，如果国际日期变更线穿越一个国家将会是怎样的情形，很有大概一条街道两旁的人一个处于“今天”，一个处于“明天”。而这一条国际日期变更线处于海洋，就不会云云麻烦了。
固然，为了更好地回避上述问题，国际日期变更线并非与地球上的经线重合，而是拐了一个弯儿。正是因为这一个“弯儿”，使得离格林尼治180°的子午圈上的查塔姆群岛（Chatham Islands）和新西兰（New Zealand）仍然位于同一时区。
第四节　天体位置的确定
为了能够让更多想要深入了解天象的研究者举行更深层次的研究，我将在这一章中先容很多专门名词，以便更好地解释天体运行的征象，更好地理解天体运行的规律，更准确地探求到想要观测的星星的位置。固然，如果你仅仅是想要对天象有一个大致的了解，那么本章并不是十分必要的。不外了解一下，或许会有意想不到的收获。
现在，就让我们再一次回到图1那个模型图上，我们就能发现，着实在图1中，有两个球，一个是我们居住的地球，一个是我们构想的天球，人们居住在地球表面，天球等距离围绕着地球。我们站在地球表面，所看到的星辰都位于天球的内部表面，天球就好比一块包裹着地球的幕布，上面投影着成千上万、数不清的星星。
地球和天球固然相隔甚远，但是它们之间是有接洽的。正如我们所知道的，地球的转轴指出了地球的南北极，然后无限延长，也指出了天球的南北极。地球的赤道与南北南北极垂直，天球赤道亦是云云。如果我们能够把这些线条像画在模型上一样画在天上，那么我们日夜都能看见它们，并且恒定稳定，不仅仅是位置，就连外形也可以窥见得一清二楚，当春分（3月）和秋分（9月）的时间，天球赤道与地平线相交，这时间日夜平分，位于美国各个州的人，在白天的12个小时里就能看到，太阳的周日运动正好是横过地平线与天顶之间的位置，而位于更低纬度的中国大部门地区则会发现，正中午，太阳靠近天顶。天球纬度和地球纬度是一样的道理，在地球上，最长的纬度是赤道，那么同理在天球上最长的纬度也是赤道，在地球上，越靠近南北极的纬线越短，天球纬度也是一样，不外它们是以天极为中央的圆圈。
根据毗连南北极的子午圈，人们定义了地球的经度，经度的度数是依据该地子午圈与格林尼治子午圈所呈的角度确定的。
我们可以假设天球上也有和地球子午线一样的线条，它们毗连着天球的南北南北极，它们遍布在天球表面，但都与天球的赤道成直角，这便叫作“时圈（hour circle）”。正如图3表示图中所画的一样，在众多时圈中，有一个圈叫作“二分圈（equinoctial colure）”，如图所示，我们在后文中将会讲到，二分圈正好通过春分点，它在天球的作用就相称于地球子午圈中格林尼治子午圈的作用。
为了能够更加准确地定位一颗星星的位置，人们用“赤经（right ascension）”和“赤纬（declination）”来表示天球的某一点。“赤经”的作用相称于地球上的经度，“赤纬”的作用则相称于地球上的纬度。明确了它们的意义，接下来就可以下一个定义了，这对于理解天象有着紧张的意义，因此需要牢记。
图3　天球经纬
赤纬指的是某一颗星在天球南北方向上，距天球赤道的视距。正如图3中表示的那颗星星，它的赤纬是北25°。
赤经指的是某一颗星在天球上的时圈，与二分圈的夹角度数。正如图3中表示的那颗星星，它的赤经是3时。
我们用时来表示某一颗星的赤经位置，固然，也可以转化为度数。比方图3中的星星，若想用度数来表示它的赤经，只需要用它的时数乘以15便是了。这和地球经度的计算大要相仿，这是因为地球每小时旋转15°角，对于天球上星星的赤经同样适用。而且我们还能从图3中解读出如下信息：两个纬度相差的直线距离是一样的，全地球都是等距离的；而两个经度之间的直线距离却是千差万别，但有一个规律是，越靠近赤道距离越大，越靠近南北极距离越小。比方在赤道上，一经度直线距离约为111.8千米，南北纬45°的位置上，一经度之间的直线距离就变成了67.6千米，而在南北纬60°的位置，一经度之间的距离则小于56千米，到了南北极，其数值更是为0，因为所有的子午圈都将在南北顶点相交。
同样，这种差距还表现在地球自转的线速度之上，从赤道开始，越靠近南北极，地球自转的线速度越小。比如在赤道上，经度相差15°的两个位置，距离约为1600千米，由此可以计算出：赤道上，地球旋转线速度为460米/秒；南北纬45°的位置，地球旋转线速度为300米/秒；而到了南北纬60°的位置，地球旋转线速度已经减小到赤道线速度的一半了；到了南北顶点，地球自转线速度更是降到了0。
将地球经纬度的原理运用到天球上好像都能照搬，但是有一点困难，便是地球在自转。纵然地球上的观察者永久都站立不动，永久都处于同一经度，那么他也能看到某一颗星星的赤经在变，因为地球在自转。这就导致了天球子午圈和时圈的差别，因为天球子午圈随着地球旋转，而天球时圈是固定在天球上稳定的。
着实地球和天球的关系极为紧密，正如图3中所示，我们可以很明晰地看到，地球和天球之间，就好像有一根贯穿两球的公轴线，地球位于天球内部中央位置，自西向东转，而天球则因为地球的自转，相应地自东向西转。
可是地球不仅仅自转，它还围绕着太阳公转，因此，太阳不大概像天上的很多其他星星一样，永久固定在天球上，可以明确地用赤经和赤纬来定位一颗星星在天球上的位置。可是，正因为地球还围绕着太阳公转，这就使得你纵然在每天的相同时间去观测太阳，你也会发现，太阳的视位置永久差别。在后文中，将会对公转的影响进一步解读。
第五节　地球周年运动及影响
由于地球不仅仅围绕着中轴线自转，它还每时每刻围绕着太阳公转，这一征象，导致了一种结果，那就是：太阳相比于其他星星，就像是每年围绕天球运转一周。每一天我们都看到太阳从东方升起，这着实是因为地球在围绕着太阳自西向东公转的结果。相对于其他遥远的星星，太阳的视运动是显而易见的，遥远星辰好像永久没有改变位置，但是如果我们每天在同一地方观测同一颗星星，我们就能发现，它们一天比一天落得早，也就是一天比一天更靠近太阳。由于星星的方位稳定，所以只有一个解释，那就是不是它们在动，而是地球在围绕太阳做周年运动，从而使得太阳的位置发生了偏转。
如果人们在白昼也能清楚地看到星辰，那么就会发现一个风趣的征象，当众多星星与太阳相伴时，我们可以选择一颗星星为参照物，那颗星星最好是在某一天与太阳同时升起、位置一样的，一天中，太阳与它渐行渐远，太阳比它要走得更快一些。第二天，太阳又一次升起，而那颗星星与太阳竟然有了距离，大概是两个太阳直径的距离。就像图4中所表示的那样，在3月21日春分前后，太阳与同一颗星星的位置图，每个月都会云云，直到太阳绕着天球环行一圈，一年之后，再一次回到参照星星的身边。
图4　太阳于3月21日前后经过赤道太阳的周年视运动
之所以会出现图4如许的征象，我们可以用图5来举行解释。图5中有太阳、地球和星辰背就连本地球位于A点时，则太阳的方位在地球与太阳的连线M点，而本地球围绕太阳公转，到达B点时，太阳便也在N点了。古人发现了这一征象，但是要把它们用图表示出来却也耗费了不少心血，他们用“黄道（ecliptic）”来表示太阳的这种周年视运动。所谓黄道，就是古人想象中有一条环绕天球一周的线，着实也就是太阳在天球视运动的轨迹。古人还发现，除了太阳，有一些星星也在绕着天球做禁绝确的环行运动，于是他们假想，以黄道为中央，有一条带子，环绕天球一周，所有已知的行星便位于这条带子之上，这也就是人们所说的“黄道带（zodiac）”。在黄道带上，有十二宫，每一个宫包罗一个星座。每个月，太阳都会经过一个宫，这便是人们所说的“黄道十二宫”，宫名即为星座名。不外这与现在的情形又不太一样了，因为在这之间，有一种很迟钝变化的东西存在，那就是岁差，我们在后文中会有先容。
黄道和天球赤道都是环绕着天球的两条圆圈，但是它们却是用差别的方法定义出来的。天球赤道的方向，由地球转轴确定，位于天球南北南北极的正中央，而黄道则是由地球绕太阳公转确定出来的。
图5　地球轨道与黄道带
地球的运行轨道与黄道并不重合，而是在相对的两点处相交，相交后出现的夹角约为23.5°，即1/4直角，也就是人们所说的“黄赤交角（obliquity of the ecliptic）”。想要明确黄赤交角，我们就要从两天极说起。着实天球的南北极只与地球转轴的方向有关，延长地球中轴线，与天球相交的两点便是天球南北极，位于天球南北极之间的天球赤道自然也只与地球转轴方向有关了，而不受到其他天象的影响。
如果我们将地球公转轨道想象成程度的，太阳位于中央点，地球围绕着它，这情形就像是一个程度的盘子，盘子的中央点即是太阳，而地球绕盘子一周，这就是地球的周年视运动。我们继承假设，地球在运转过程中，中轴线是垂直于这个盘子的，也就是说，地球没有“歪”着身子，而是“正”着绕盘子一周，那么我们可以推测出，地球的赤道与这个盘子是重叠的，延长赤道与地球球心的连线，就能正指向太阳的球心。那么，相应的，由太阳轨迹确定的黄道也就与天球赤道重叠了。可是究竟却并非云云，因为地球并没有那么“正”，而是存在一个23.5°的黄赤交角，所以黄道与平盘也就有了如许一个夹角。固然，地轴的倾斜始终是朝着一个方向的，因此，地球在绕日公转时，并不会总指向太阳，而是时而偏离太阳的方向，时而靠近太阳的方向，正如图6所示，不论地球位于太阳的哪一个方位，地轴的指向都是稳定的。
图6　黄道倾斜形成四季
如果清除地球自转因素，就能更加清楚地看到太阳沿黄道的视运动。假设在3月21日的下战书，地球不再自转，但还是以这一姿态围绕太阳公转。那么在三个月的时间里，我们就能看到图7的景象。我们站在北半球，向南天望去，就能看到太阳正在子午圈上，它好像悬在天上没有运动。图7中，天球赤道与地平相交，黄道与赤道相交于春分点。若我们用更长的时间来观察，就会发现，太阳并不是不动的，它在黄道上，渐渐朝着“夏至点”移动，到了6月22日前后，太阳到达了它途中最靠北的位置，那一天，也就是夏至日。
图7　春夏间太阳沿黄道的视运动
如果我们还想在夏至日之后再一次探讨太阳的视运动，那么就可以看图8，进一步讨论这一话题，经过夏至日，太阳的轨迹又逐渐与天球赤道靠近，直到9月23日前后，黄道再一次与天球赤道相交，太阳再一次经过天球赤道，此后半年的路程就好像是对之前轨迹的重复，12月22日到达离赤道最南的一点，而后又周而复始。固然，这些日期并不是绝对的，因为还存在闰年等因素的影响。
图8　3月到9月间太阳的视运动
所以，在上述假设模型中，有四个点十分紧张，需要读者朋友们注意。第一个点是我们刚开始观察时的春分点；第二个点是太阳直射点在离赤道最北的夏至点，而后太阳又朝着赤道移动；第三个点是正对着春分点的秋分点，大约在每年的9月23日前后；第四个点则是太阳离赤道最南的冬至点。
对应的，在天球上，通过这些点，并与天球赤道成直角的时圈，则是“分至圈（colure）”。天球上赤经的出发点二分圈，则是通过春分点的时圈，正如我们前面所讲，二至圈刚好与之成直角。
我们现在再来说一说星座、季候与时间之间的关系。我们知道，当太阳某一天与某一颗星星同时升起时，第二天太阳与它会有肯定的距离，假设它们都从子午圈升起，这段距离将会导致太阳每一天都会比那颗星星晚升起4分钟，一年以后，当太阳再次与这颗星星同时升起时，太阳经过子午圈365次，而这颗星星，则要比太阳多1次，是366次。不外南天的星星还是和太阳一样，只会有365次经过子午圈。
为了记载这些星星的轨迹，天文学家用“恒星日（sidereal day）”来表示这些与太阳差别升落的恒星的时间。恒星日的时长与每一颗星星，或是春分点两次经过子午圈的时长相等。恒星日又被分割成了24个恒星时，并进一步被分割因素、秒。恒星时的计时中，每一天都会比普通钟表快3分56秒。而至于人们说到的恒星午，指的就是恒星时钟为零时零点零分的时间，也就是春分点经过子午圈的时间。我们就会发现，恒星时钟与天球的视运动时间保持了同等。固然恒星时钟的转化比较麻烦，但是天文学家却乐此不疲，因为正是有了恒星时钟，人们才气够随时知道某一时间，哪一颗星星端庄过子午圈，并且能够知道各个星座所处的位置。
四　　季
我们知道，由于地球地轴并不与黄道平面垂直，因此黄道也就不与天球赤道重合了，如许，就出现了四季分明的征象。如果地球没有“斜着身子”绕太阳公转，那么四季将没有那样显着。由于地球1月比6月离太阳近，因此只会在1月气温高一点，而太阳也将每天都从正东方升起，正西方落下。然而黄道与天球赤道存在夹角，这就导致太阳在3月21日到9月23日，位于赤道北，因而北半球日照更长，北半球进入夏日；9月23日至次年3月21日，太阳位于赤道南，南半球日照更长，南半球进入夏日。所以，以赤道为分割线，北半球和南半球的季候正好完全相反。这便是四季的来源。
什么是真运动和视运动
接下来，在继承讲解天象原理前，需要再一次强调两个概念，那就是之前我们提到过的地球真运动和由地球真运动引起的星体视运动。
所谓真周日运动，指的就是地球绕地轴自转的运动。而所谓视周日运动，指的则是随着地球自转而引起的天体运动的征象。
同理，真周年运动指的就是地球围绕太阳的公转，而视周年运动则是太阳环绕天球的运动。
地球的真周日运动，使得地平线从星辰日月间经过，而身处地球表面的人们就会看到星辰日月的东升西落。
地球的真周年运动使得每年3月21日，赤道平面从北向南经过太阳，而在每年9月23日，赤道平面从南向北经过太阳，于是造成了视周年运动，人们就会看到，3月，太阳直射点经过赤道而后向北移动，9月则相反。
每年6月，地球赤道平面离太阳之南最远，12月，地球赤道又到达太阳之北最远，因此，人们将6月太阳位于最北的位置称为北至点，12月太阳位于最南的位置称为南至点。
相对于地球公转的平面，地轴倾斜的夹角为23.5°，因此，黄道与天球赤道的交角也是23.5°。
在春分日之后，到秋分日之前，由于地轴的倾斜，使得北半球相对于南半球而言，更加靠近太阳，因此，地球每自转一圈，北半球所获得的光照时长都要大于12个小时，昼长夜短；而南半球的日照时长都小于12小时，昼短夜长；而且纬度越高，日照时间越长，此时，北半球是炎炎夏日，而南半球则是萧瑟冬季。
同样的道理，当北半球进入冬季时，南半球则正好是夏日。因为此时，由于地轴的倾斜，南半球相比于北半球更加靠近太阳，所以，情形正好反了过来。
固然，夏日和冬季并不是绝对的，因为宇宙天体之间本身就是相对的，宇宙没有中央，所有的参考系都不是宇宙中的绝对参考系，而是相对的、平权的，所以，如果我们如许理解，就会更加明确真运动和视运动的关系，它们也是相互依存的关系。
年与岁差
我们通常所说的“年”又是以什么为计算标准的呢？最顺理成章的计算方法便是地球绕太阳公转一周所用的时间，但是在丈量地球绕太阳一周的方法上却发生了分歧：到底是应该以太阳经过同一颗恒星为标准，还是以太阳经过天球赤道，也就是春分点大概秋分点两次的时间为标准呢？之所以出现这一分歧，正是因为春分点和秋分点总是在变更的，而不是固定在同一位置。这一分歧是古代天文学家发现的，他们观察千百年，发现太阳经过同一颗星星和经过春分点、秋分点的日期并不相同。究竟上，以一颗恒星为标准太阳转动一周，比以春分日为标准太阳转动一周所用的时间要长11分钟。我们知道，遥远的恒星是恒定不动的，那么解释只有一个，便是春分点的位置是在变化的，这种位移即是人们所说的“岁差（the precession of equinoxes）”。
造成岁差的原理和天空中的其他星体关系不大，不外是因为地球地轴在渐渐变化。我们可以继承看图6的表示图，地球每时每刻都在自转，本地轴的北极不再是指向右侧，而是指向我们眼前时，它已经转动了六七千年了；而再过同样长的时间，地轴指向北方时地轴将会朝向左侧，六七千年之后，地轴则将背向我们，本地轴再一次指向右侧时，已是2.6万年之后的事了。
由于天极的方向是根据地轴的指向来确定的，那么随着地轴的变化，天极也将发生变化，它也会在天上转一圈，它旋转一圈的半径，我们丈量出来大约是23.5°。这也就解释了一个征象，那就是在古希腊，人们在飞行失去方向时，并不会用北极星来探求北方，而是依靠大熊星座来确定自己所处的位置，因为在那个时间，北极星并不是指向北方，而是离北极有10°到12°那么远的距离。这是因为天球北极也在发生偏转，我们可以据此推测，大概在200年后，逐渐向北极靠拢的北极星将再一次阔别北极，下一个移动到北极的星座则是天琴座（Lyra），天琴座中最亮的那颗星星是织女星（Vega），它将离北极有5°的距离。
由于天球北极在偏转，那么与天球南北极垂直的大圈天球赤道在群星之间的位置也自然会发生变化。为了能够更加清楚地看出这种变化，我们用图9来表示已往2000年里的变化情形。黄道和天球赤道相交的两点是二分点，二分点随之移动，便形成了岁差。在上文中我们所描述的两种年，则分别定名为“恒星年（sidereal year）”“分至年”或“回归年（tropical year）”。所谓回归年，指的就是太阳两次回到二分点之间的时长，这一周期大概为365日5时48分46秒。
图9　岁差
由于四季的变化是根据太阳在天球赤道南北的位置来决定的，因此我们在计量年时，通常采用回归年，古天文学家计算出一回归年的时间约为365.25日。而公元2世纪，埃及天文学家托勒密则计算得更为准确，约为365.25日差几分钟，这与当今所有文明国家采用的格里高利历（Gregorian Calendar）的计量时间相差无几。
除了回归年，另有一个年的计量方式，那就是恒星年。所谓恒星年，指的就是太阳两次经过同一恒星时所用的时长，约为365日6时9分。基督教国家相沿罗马儒略历（Julian Calendar）一直到1582年，这一时长比真实时长多了11分14秒，千百年后势必会造成四季时间的改变。为了规避这一问题，就需要有一个更加准确的计年制度。在之前的儒略历中，每一个世纪的末了一年是闰年，之后，罗马教皇格里高利十三世（Gregory ⅩⅢ）一道指令规定，取消儒略历400年间的3次闰年。于是，在格里高利历中，1600年、1700年、1800年、1900年四个世纪年里，只有1600年是闰年，其他的均为平年。
此后所有的天主教国家都采用格里高利历，新教国家也逐渐用格里高利历法取代曾经的历法，中国也在辛亥革命后实施这一历法，格里高利历成为天下通行的历法。
农　　历
固然中国采用了格里高利历，也就是人们常说的“阳历”，但是老百姓还是会利用另一种传统历法，那就是夏历。夏历并不是一种纯粹的农历，而是一种特殊的阴阳历。夏历在中国的运用很广，险些所有的传统节日都是用夏历来计算，而少数民族节日，或是人们婚丧嫁娶也会利用夏历，夏历在中国有着举足轻重的作用。
夏历定月，是指以朔望月周期来确定日期的方法。日月合朔之时称为月相朔，是为月月朔，下一越日月合朔之日则为下月月朔，日月合朔之日为月朔。由于朔望月周期约为29.53日，为了调和整年时长，夏历月分为30天的大月和29天的小月。
夏历参考太阳回归年计量时间，定朔则是根据太阳、月球的位置推算该月是“大月”还是“小月”，并推算出哪一天是“朔日”。夏历年一般为12个月，不外若该年是闰年，则有13个月，每19年约有7个闰月，如许就到达了一种平衡，使得夏历时长和太阳回归年时长相等。以19年为周期，每19年，夏历和阳历重合，也就是说，19岁、38岁、57岁、76岁、95岁生日时，与出生那一年的夏历日期正好相同。
中国历史上，除了个别朝代的皇帝短暂地改变历法之外，自汉武帝太初元年（公元前104年）五月颁布了太初历，历代都以夏历雨水这一节气的所在月为正月，该月月朔即为夏历岁首。

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