普通天文學/觀測天文學

普通天文學
現代宇宙觀	觀測天文學	運動和引力

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天球

如果你從一片空曠的田野仰望黑暗的天空，你會覺得你站在一塊平坦的板子上，被一個巨大的圓頂包圍著。對於我們看到的遙遠的天體，我們的深度知覺失效了。這造成了所有恆星都具有相同距離的假象。

恆星似乎在夜間一起在天空中移動，從東方升起，在西方落下，就好像它們固定在一個圓頂的內壁上一樣。由於這個原因，許多古代文明相信確實有一個圓頂包圍著地球。直到幾個世紀前，天文學家才意識到恆星實際上距離地球非常遙遠，散佈在銀河系中，而不是附著在一個巨大的球體的內壁上。

然而，這個舊觀念仍然有用。天球的概念提供了一種簡單的方法來思考從地球上看到的恆星的景象，而無需更復雜的宇宙模型。使用天球為從地球上看到的景象提供了一種便捷的描述方式。當我們提到天球時，我們是在想象我們在天空中看到的一切都設定在一個巨大的球形殼體的內壁上，這個殼體包圍著地球。我們將使用天球的參考點作為幾個座標系的基準，這些座標系用於確定天體彼此之間以及與我們之間的位置。

天球是一個假想的空心球體，包圍著地球。球體沒有定義的大小。它可以被認為是無限的（或者至少非常大），地球位於中心，尺寸微不足道。觀察者總是被認為位於天球的中心，即使觀察者並不在地球的中心。我們在恆星中所處的特定位置為我們提供了一個特定的視角。更亮的恆星看起來更近；方向幾乎相同的恆星看起來彼此靠近，即使它們之間相隔很遠的距離。我們對宇宙的最早和最基本的看法完全沒有深度知覺。

天球可以從兩個不同的視角來看待。在一個視角中，天球本身保持靜止，而地球在其中旋轉。在另一個視角中，地球靜止不動，天球每天旋轉一次。對於地球上的觀察者來說，這兩個視角看起來是一樣的。當我們思考我們如何感知地球的旋轉時，我們可以使用第二個視角來指導我們。

我們看到的天空中的一切，都像是投射在天球上的。例如，獵戶座中的恆星，它們的距離各不相同，但這些差異對我們在地球上的觀察者來說是無法察覺的。如果我們從任何其他角度觀察獵戶座，或者如果我們能夠感知深度，獵戶座的圖案就會消失，因為恆星的投影會不同。

由於深度知覺的缺失，尺寸的測量變得更加困難。太陽和月亮在天空中看起來大小差不多，即使太陽實際上要大得多。太陽看起來和月亮一樣大，是因為太陽距離我們更遠，僅僅是因為太陽的直徑比月亮大400倍，距離也比月亮遠400倍。

雖然我們無法輕鬆地測量天體的物理尺寸，但我們可以測量它們的視尺寸。我們透過測量一個物體在天空中張開的角度來做到這一點。例如，太陽和月亮的角直徑為半度。天空中大多數物體的尺寸都小於這個尺寸，因此使用更小的角度測量單位會更方便。為此，天文學家使用角分和角秒。一度有六十角分，一角分有六十角秒。這種小的角度接近或超過了普通人類視覺的極限，但在使用望遠鏡進行觀測時它們就變得很有用。

對於休閒的觀星者來說，他們會考慮更大的角度。你可以在觀星時使用你的手作為尺子來輕鬆地測量這些角度。從手臂長度處，你的食指的寬度約為一度，你的手掌的寬度約為十度，你的整個手指跨度（包括你的拇指）約為25°。這對於估計一顆恆星在天空中位置或衡量兩顆恆星之間的角距離非常有用。

雖然一顆恆星每天在天空中與天球一起的視運動很大，但衡量一個物體在太空中漂移時穿過天球的運動，被稱為自行運動，用每年角秒來測量。

為了開始思考從地球上看到的星空，我們將識別一些固定在地面上的參考點，這些參考點對天文學家來說非常重要。其中一些點是人們從日常經驗中熟知的。

大圓圈是指畫在天球上（或任何球體上）的圓圈，以地球的中心為圓心。在地球上，赤道就是一個大圓圈的例子。其他緯線不是大圓圈，因為它們的中心不在地球的中心。經線都是大圓圈，因為它們總是以地球的中心為中心。大圓圈是可以在球體上畫出的最大圓圈。
地平線是地球和天空的交界處。它是被地球遮擋的那部分天空與可見的那部分天空的邊界。當地平線是指由特定於觀察者位置的實際物體（如樹木或建築物）定義的地平線，而理想化地平線是指如果地面完全平坦且沒有任何障礙物，當地平線的樣子。對於假設或理想情況，天文學家使用理想化地平線。
一顆恆星的高度是指它與地平線的夾角。
基點是指位於地平線上的天球上的點，分別指向正北、正南、正東和正西。例如，北點是指地平線上的正北點。
天頂是指天空中正上方的點。任何在地平線上的點都必然與天頂相距90°。
子午線是指經過北點、南點和天頂並位於天球上的大圓圈。

對於任何觀察者來說，無論其位置如何，這些標記相對於觀察者的位置保持不變。天頂始終位於正上方，地平線始終是水平的，等等。站在地球上不同地方的觀察者將看到不同的天空景象。例如，站在新加坡的觀察者可能會看到太陽位於天頂，而站在紐約的觀察者則根本看不到太陽。這些參考點會隨著觀察者的位置而改變。

還有一些參考點是固定在天球上的。這些固定參考點相對於恆星的位置不會移動，但不同的觀察者會看到它們在不同的位置。它們是後面我們將要討論的固定座標系的基準。現在，我們只識別其中兩個最常用的參考點——天極和天赤道。

天赤道是地球赤道在天球上的延伸。如果你站在地球赤道上，天赤道將始終位於正上方並經過天頂。它將從東點一直延伸到天頂，然後再向下延伸到西點。無論你站在地球上的哪個位置，天赤道都將與地平線上的東點和西點相交。你離赤道越近，天赤道越接近天頂。在北極或南極，天赤道與地平線重合。

與天赤道一樣，天極是地球極點在天球上的延伸。北極延伸到太空中，形成北天極。同樣，南極形成南天極。在北半球，只有北天極是可見的，因為南天極位於地平線之下。在南半球，只有南天極是可見的。在赤道上，北天極和南天極將位於子午線與地平線的交點上。

北極星被稱為“北極星”。它可以在小熊座“柄”上的最後一顆恆星處找到。大熊座“鬥”的最後兩顆星被稱為“指極星”（或“指向星”），它們指向天空中的北極星。北極星之所以特別，是因為地球的北極幾乎精確地指向它。這意味著北極星對於任何觀察者來說似乎總是位於正北方，並且它始終保持在天空中相同的位置。

通常，初學觀星者會認為北極星一定是一顆非常明亮或突出的恆星。事實並非如此。北極星之所以非凡，僅僅是因為它幾乎與地球的自轉軸對齊。由於這個原因，北極星始終保持在天空中幾乎相同的位置。例如，莎士比亞在戲劇《凱撒大帝》中提到了北極星

我像北極星一樣永恆，

它那真實固定和靜止的品質

在蒼穹中沒有同類。

凱撒大帝，威廉·莎士比亞的《凱撒大帝》，III.1.65-68

雖然必須指出莎士比亞實際上錯了。莎士比亞寫《凱撒大帝》時，北極星確實是北極星，但在凱撒大帝時代，北極星並不是北極星。

北極星始終指向正北這一事實使其名聲大噪。它也是導航中一個有用的參考點——利用幾何學，很容易證明北極星或天極與地平線的夾角等於觀察者的緯度。在圖中，角 $\angle d$ 是觀察者的緯度。天極和赤道成直角，所以

\angle d+\angle a=90^{\circ }.

或者 $\angle a=90^{\circ }-\angle d.$ 由於三角形內角和為180°，我們知道

\angle a+\angle b+90^{\circ }=180^{\circ }.

當我們將這兩個等式結合起來，我們有 $\angle b=\angle d$ 。角 $\angle b$ 和 $\angle c$ 是內錯角，所以

\angle b=\angle c

並且

\angle d=\angle c,

這意味著天極與地平線的夾角與觀察者的緯度相同。這一事實曾經被海上航海家利用，他們可以透過測量北極星的位置輕鬆地找到自己的緯度。

就像天文學中的許多事物一樣，天球的立體幾何使其很難想象。參觀天文館或在夜空下進行一次觀測，可以幫助你建立對天球的概念理解。如果沒有這些機會，嘗試為自己繪製像本節開頭的圖這樣的圖可能會有所幫助。

要開始繪製像上面那樣的天球，你只需要知道觀察者的緯度。然後想象觀察者站立的地方是“世界的頂端”；為地球畫一個圓圈，並在圓圈的頂端畫一個觀察者。現在在這個圓圈周圍畫一個更大的圓圈；這代表著天球。

由於我們的觀察者始終位於地球的頂端，因此相對於地面定義的天球特徵將始終位於天球上的同一位置。天頂是位於觀察者頭頂正上方，天球頂端的點。

下一個重要的參考點是地平線。地平線在圖中將是水平的。請記住，天球相對於地球沒有特定的尺寸，無論你如何繪製它。在地平線穿過天球的中心，使其中心與地球中心相同。地平線等標記始終是理想化的，因此，無論你的觀察者是否真的被地平線上標記的位置遮擋，都沒有關係。

我們想要放置的下一個參考點是北天極和南天極。考慮一下，鑑於觀察者的緯度，天極的方位應該是什麼樣的。如果觀察者位於赤道，天極應該水平地穿過地球。如果觀察者位於其中一個極點，天極應該垂直地穿過地球。將地球的極點延伸到天球上，並將交點標記為北天極和南天極。

如果我們位於北半球，北天極將在地平線上最北端的點上方，而南天極將在天球的另一側，在地平線下方。如果我們位於南半球，情況則相反。請記住檢查地平線與天極所成的角度是否與觀察者的緯度大致相同。

對於任何給定的緯度，人們都可以構建一個適當的天球。首先，考慮天空相對於地球的位置。將南北極延伸到天空；這些成為南北天極。地球的赤道可以向外投影形成天赤道。我們會得到類似於上面圖片的東西。

完成後，你應該得到一個與本節頂部的非常相似的的天球。

天球是許多座標系統應用的基礎。例如，地平線和天球子午線一起形成參考圓，用於根據高度和方位角給出恆星的位置，使人們更容易在夜空中找到它們。天球也是描述太陽運動的自然系統。然而，為了探索這些概念，有必要了解天球對於給定緯度的觀察者是如何變化的。當我們考慮地球的每日自轉時，我們將看到你對每日運動的感知在很大程度上取決於你的緯度。

當你觀察天空時，你的思想自然會識別出明顯的模式。北斗七星和獵戶座是兩個非常突出的恆星群，其他恆星群在天球上到處都是。這些**星群**是夜空的指路標。當你觀察天空時，你可以用它們來保持方向。夜空的外觀在幾千年來一直保持著相同的景象。全球許多古代文明都創造了關於天空的故事。

通常，恆星群被稱為**星座**。星座在天文學中有著非常悠久的歷史，可以追溯到幾千年前。在 20 世紀初，國際天文學聯合會（一個得到廣泛認可的天文學家團體）正式建立了一份星座清單。國際天文學聯合會確定了將在天文學中使用的星座，並定義了具體的邊界，以明確地確定每個恆星所屬的星座。學習一些最突出的星座很容易，這樣你就可以在夜空中找到方向。從一些容易找到的地標開始，你可以使用熟悉的恆星作為指路標找到其他星座。

另一個有用的天空指南是**黃道**。黃道是太陽在天空上繪製的假想線。黃道與地球繞太陽執行的軌道平面一致；因此，所有主要行星和月球都應該相對靠近或位於黃道上，因為太陽系主要是扁平的。此外，黃道上還有 12 個星座，即黃道十二宮。因此，透過在夜空中找到一些主要的黃道星座，人們可以根據它們是否位於黃道上，來確定他們看到的某些天體是否是行星。

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月相

就像恆星和行星一樣，月球並沒有固定在天空中的某個位置，而是隨著地球自轉和月球繞地球執行而緩慢移動。對於隨意觀察月球的人來說，它看起來像恆星一樣固定。但對月球或恆星的幾小時的觀測將揭示它們在天空中晝夜（每天）的運動。月球每天都會升起和落下。觀察者在幾天的時間裡觀察月球，會發現月球不僅與恆星一起移動，而且在恆星之間移動。每個月，月球完成的橫跨天空的次數比恆星少一次。我們之所以看到這種情況，是因為月球繞地球執行。隨著月球在軌道上執行，它的升起和落下時間會發生變化。每天，月球的升起和落下時間比前一天晚 50 分鐘。

月球通常需要 27 天才能繞其軸自轉一週。因此，月球表面的任何地方都會經歷大約 13 天的陽光照射，然後是 13 天的黑暗。月球上的溫度從夜間的 -153 攝氏度到白天的 253 攝氏度不等。例如，如果你在陽光照射的月球表面上，你會感到非常熱。當太陽下山時，溫度會在短短幾分鐘內自動下降 250 度。此外，月球的北極和南極周圍有一些隕石坑，它們從未見過陽光。這些黑暗的地方將永遠保持 -153 攝氏度的低溫。然而，附近的山峰被持續的陽光照射，而且總是很熱。

地球上所見到的月球明亮部分和黑暗部分之間的“分界線”被稱為“月球終結線”，因為它終止了黑暗區域（也終止了日光區域）。

通常情況下，月球的一半會被太陽照亮，而背對太陽的一半則保持黑暗。（唯一的例外是月食期間，此時地球會阻擋照射在月球明亮側的光線。）需要注意的是，被太陽照亮的部分並非總是月球表面上的同一部分！與地球一樣，月球也繞著自己的軸旋轉，在不同的時間暴露不同的區域。這種現象與月球繞地球軌道執行相結合，形成了從地球上看到的月相。短語“月球背面”出現在人造衛星時代之前，那時無法觀察到月球的背面。因此，那個側面是未知的或“黑暗”的。

月球的自轉軸傾斜僅為 1.54 度，因此，月球的大多數地方几乎沒有明顯的季節變化。然而，在南北極，太陽在地平線上的高度在一年中會變化超過 3 度。換句話說，這會影響兩極陽光照射區域的百分比和地表溫度。此外，最冷的區域位於較大的隕石坑內永久陰影區域的小隕石坑內的雙重陰影區域。這些區域的溫度低至 35K（-238 攝氏度或 -397 華氏度），即使是在一年中最熱的一天中午也是如此。

月球的一半總是被照亮，但照亮部分的比例或月相直接取決於地球、月球和太陽的相對位置。簡而言之，這取決於我們從當前視角所能看到的月球明亮側的多少。月相取決於在任何給定時間朝向我們的側面被照亮了多少。下面的草圖說明了月球在不同地球-月球-太陽位置下的月相（假設太陽位於圖的右側）。

每個“月球”旁邊都有一個黑白草圖，描繪了當月球位於該位置時從地球上看到的月相。當月球位於地球和太陽之間時，月球的明亮側完全背對我們，因此我們看到黑暗的“新月”。當月球到達地球的另一側時，明亮側將完全朝向我們，我們看到“滿月”。當月球從新月到滿月，明亮側逐漸變大時，我們說月球在“盈”。當我們看到的明亮側越來越少時，從滿月到新月，我們說月球在“虧”。

滿月和新月之間，月球明亮側的一半從地球上可見。由於可以看見被照亮的一半的另一半，因此這被稱為“上弦月”。當月球在“盈”併到達這個位置時，它被稱為“上弦月”；當月球在“虧”時，它被稱為“下弦月”。當可見的明亮側少於四分之一時，它被稱為“眉月”——“盈眉月”或“虧眉月”，具體取決於情況。當可見的明亮側多於四分之一時，它被稱為“凸月”，同樣，“盈凸月”或“虧凸月”。

月球的軌道和自轉速度恰好使月球始終以同一側面對地球，除了輕微的“擺動”。面向地球側的標記圖案在歷史上和文化中都很熟悉。西方社會長期以來一直想象著標記中的面孔——“月球上的男人”。其他文化則看到了女人、兔子、青蛙或其他生物。月球始終以同一面面對地球，因為它的自轉與它的軌道“鎖定”在一起，原因將在我們稍後討論引力時解釋。更準確地說，月球完成一次軌道執行所需的時間與月球繞其軸自轉一週所需的時間相同。因為我們看到月球繞著我們移動，所以它看起來好像月球根本沒有旋轉。

如果你站在月球上，抬頭看地球，你會發現它永遠不會升起，永遠不會落下，並且永遠不會在空中移動。想象一下，例如，站在我們看到的月球表面的中央。從那裡，地球將始終保持在頭頂正上方。如果你站在我們從地球上看到的月球表面的邊緣——“邊緣”——你將始終看到地球在你的地平線上。

到目前為止，我們認為月球完成一次繞地球軌道執行的時間與它透過一系列月相的時間相同，但這並不完全正確。月球在其軌道上的特定點上的月相會隨著地球繞太陽執行而變化。當地球繞太陽運行了一半時，特定月相下月球的位置也繞軌道運行了一半，因為太陽在相反的一側。因此，月球完成一次月相週期所需的時間比它完成一次繞地球軌道執行的時間要長一些。

假設滿月標誌著月球繞地球軌道執行週期和地球繞太陽軌道執行週期的開始。在滿月時，太陽、地球和月球對齊。當月球回到其軌道上的那個位置時，地球已經繞太陽運行了一小段距離。現在，月球與地球和太陽不再對齊。大約需要兩天時間才能使月球重新回到與地球和太陽連線對齊的位置（朔望月）。月球完成一次軌道執行所需的時間，稱為 **恆星月**，大約是 27 天 8 小時。透過月相週期所需的時間，稱為 **朔望月**，大約是 29 天 12 小時。

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日食

當一個天體投下陰影覆蓋另一個天體時，就會發生日食。月食發生在地球的陰影落到月球上時，因為地球位於阻擋太陽光線的位置。同樣，當月球位於地球和太陽之間，使得月球的陰影落到地球上（太陽暫時被遮擋）時，就會發生日食。

當太陽、月球和地球對齊時，就會發生日食。日食會阻擋照射到月球或地球的陽光，具體取決於日食是日食還是月食。這種對齊只有在月球處於新月或滿月時才會發生。如果月球是新月，那麼就有可能發生日食。在滿月期間，可能會發生月食。在日食期間，月球的陰影落在地球上，月球阻擋了地球對太陽的視線。在月食期間，地球的陰影落到月球上，月球看起來變暗了，因為我們從地球上觀察到它。

作為罕見而壯觀的 celestial events 之一，如果你有機會看到日食，那就值得一看。然而，在觀看日食時，重要的是要採取措施安全地觀看日食，避免眼睛受損。（觀看月食沒有危險，因為觀察者永遠不會直視太陽。）觀看日食最簡單的方法是將陽光透過針孔投影到卡片或紙上。紙上的陽光將形成太陽的影像。隨著日食的進展，你會看到一個圓形的“缺口”，那是月球的陰影在太陽上留下的。如果可能，你也可以找到一個特殊的濾鏡，你可以直接透過它觀看日食。太陽濾鏡使你可以直接觀察太陽而不傷害你的視力。確保使用專為觀看太陽而設計的濾鏡——太陽鏡、焊工玻璃和其他濾鏡通常 **不夠**。除非濾鏡是為望遠鏡或雙筒望遠鏡設計的，否則不要使用它們。即使在接近全食時，當太陽幾乎被完全遮擋時，你仍然會因為凝視太陽而使眼睛受損。然而，一旦全食到來，就可以安全地直接觀察。短暫地看一眼未被遮擋的太陽也是安全的（雖然不建議）。在觀看日食時，不必擔心不小心瞥見太陽表面一瞬間的危險。如果你的眼睛捕捉到太陽的明亮表面，只需轉過頭即可。

地球在月球上的陰影（或太陽投下的任何陰影）有兩個部分。陰影的內部稱為 **本影**，是最暗的部分。如果你站在月球的本影下，你對太陽的視線將被完全阻擋。在外部稱為 **半影** 的部分，太陽僅被部分遮擋。這就是為什麼月球在本影下的黑暗程度大於半影下的原因。雖然本影和半影邊界的位置在幾何學上是精確定義的，但觀察月食時，兩者之間沒有明顯的陰影線。在半影的最內層，只有極少量的陽光到達月球，這部分幾乎與完全被遮擋的本影一樣暗。在日食期間，當月球的陰影落在地球上時，我們站在陰影中，而不是觀察它。站在本影下的人看到日全食，而站在半影下的人看到日偏食。

目前月球與地球的平均距離恰好使太陽和月球從地球上看起來幾乎相同。太陽的體積是月球的 400 倍，但它離地球的距離是月球的 400 倍。正因為如此，月球可以遮擋太陽明亮的表面，而留下被稱為日冕的較暗的外層。結果是戲劇性的。在日全食期間，太陽的沸騰外層圍繞著月球可見。當月球位於其軌道最遠點，稱為遠地點時，就會發生 **日環食**。在日環食中，月球直接穿過太陽前面，但未能完全遮擋太陽，從而形成了一個明亮的環，或稱為日環。

由於月食有可能在一個月內發生兩次，一次是日食，一次是月食，分別在新月和滿月時發生，因此學生經常想知道為什麼月食不是每個月都發生兩次，每次月球經過其新月和滿月階段時都會發生。通常，幾個月過去，既沒有發生日食也沒有發生月食。這些月份沒有發生日食，是因為在滿月時，月球經過地球陰影的北部或南部。同樣，月球的陰影在新月時錯過了地球。這是因為月球的軌道與地球的軌道並不完全對齊。月球的軌道傾斜了 5° 到黃道面。它在其軌道上只有兩個點經過黃道面。這些點稱為 **交點**。

當月球不在節點上時，它要麼在地球-太陽連線的北側，要麼在地球-太陽連線的南側。只有當月球位於節點之一 *且* 處於新月或滿月階段時，才會發生日食或月食——此時月球的軌道位置使得節點與地球-太陽連線對齊。這種情況大約每年發生兩次，間隔時間稱為 **日食季節**。日食季節的時間在許多年內會發生變化，但連續的日食季節相隔大約六個月。每年至少發生兩次日食，最多可發生七次，所有日食都發生在日食季節。一年通常有四次左右的日食。

日食只有在月球位於其軌道的節點時才會發生——節點是指月球繞地球的軌道與地球繞太陽的軌道相交的點。如果月球在新月或滿月位置時穿過這些節點之一，就會發生月食或日食（分別）。

在月食中，觀察者看到地球的陰影落在月球上。只要月球可見，觀察者就不需要處於任何特殊位置才能看到月食。因此，在地球面向月球的一側的觀察者將能夠看到月食。地球的一半將能夠看到月食。在日食中，觀察者站在月球的陰影中。這個陰影的本影很小，所以地球上只有一小部分能看到日全食。更多的人會看到月球只是部分被遮擋，從而看到日偏食。

在月食期間，月球通常會變成紅色或橙色。日食的顏色各不相同，有時月球會變得非常紅，有時只變暗，顏色根本沒有變化。月球在日食期間變紅是因為陽光穿過地球大氣層並散射到地球的陰影中。陽光在被地球大氣層中的塵埃和煙霧散射時會變紅；這就是日落是紅色的原因。變紅的陽光照亮了被日食的月球，使月球更亮更紅。日食的顏色和黑暗程度取決於日食的幾何形狀和日食期間地球的天氣情況。

日食引起的兩種現象是鑽石環和貝利珠。

縱觀歷史，天文學家一直依靠他們觀察中的週期。例如，一年是地球繞太陽執行的週期，季節隨著這個週期而變化，恆星的運動也是如此。自古以來，天文學家就瞭解一個日食週期，稱為沙羅週期。它們可以用來提前預測日食何時發生以及日食會是什麼樣的。

沙羅週期取決於月球的另外三個週期：從一個滿月到下一個滿月的時間——**朔望月**；月球穿過一個節點並繞一圈的時間——**交點月**；月球在其軌道上靠近地球、遠離地球並再次靠近地球的時間——**近點月**。在一個沙羅週期中，大約有 242 個交點月，大約有 223 個朔望月，大約有 239 個近點月。沙羅週期是均勻包含所有這些週期的最短時間段。這就是為什麼日食在沙羅週期內重複發生的原因。

巨石陣是英國的一座古代建築。它由巨石圓圈中的 30 塊巨石組成。巨石陣外有 56 個奧伯裡洞。人們認為巨石陣被用來預測日食。

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每日運動

每天，地球繞其軸自轉一次。在地球赤道，我們由於這種自轉，以每小時近千公里的速度繞地球中心移動。我們感覺不到任何東西，但我們可以看到地球自轉的影響。地球上的觀察者看到天空中的一切似乎都以每天一次的速度繞地球旋轉。這種運動對於短暫走出戶外的觀察者來說並不明顯，因為它太慢了。為了使這種運動變得明顯，觀察者必須觀察天空數小時。白天，這種運動表現為太陽的運動，太陽從早晨的東方移動到傍晚的西方。晚上，星座移動，似乎圍繞著極點旋轉。

由於恆星的每日運動是由驅動太陽運動的相同機制驅動的，因此恆星的運動方式與太陽的運動方式幾乎完全相同。實際上，天空中的一切在一天中都以幾乎完全相同的方式移動。太陽和行星的運動只有在行星沿其軌道繞太陽執行時才有所不同，並且在地球上是可見的。

當地球自轉時，我們看到天球在旋轉。它繞地球的極點旋轉，因此天極似乎是靜止的，恆星和行星似乎繞著極點以圓周運動。恆星以每小時 15° 的速度移動。

示意圖說明了地球自轉導致的天球的每日運動。太陽、月球、行星和恆星繞地球形成圓圈。由於觀察者相對於地球自轉軸傾斜，因此每日運動也顯得傾斜。結果，天體似乎以一定角度升起和落下。

從圖中可以看出，恆星應該在大約東方升起並以一定角度升起。在北半球，恆星在升起時向南移動，而在南半球，恆星在升起時向北移動。對於站在赤道上的觀察者來說，自轉軸是水平的，恆星在東方垂直於地平線升起。

由於恆星似乎繞天極旋轉，因此一些非常靠近極點的恆星永遠不會升起或落下。當然，北極星永遠不會落下——它保持固定。只有非常靠近赤道的觀察者才能看到小北斗星中的任何一顆恆星升起或落下。靠近極點且從未看到升起或落下的恆星被稱為 **拱極星**。這些恆星始終位於觀察者的地平線之上。不同的恆星對不同的觀察者來說是拱極星。

想象一下站在北極。你會看到北極星在頭頂，所有其他恆星都圍繞著它旋轉。實際上，是你在旋轉。從北極看，所有恆星的運動都是水平的。地平線上的恆星沿著地平線掠過，永遠不會升起或落下。天空中較高的恆星也水平移動，永遠不會上下移動。從極地看，*所有*可見的恆星都是拱極星。

在赤道，情況有所不同。天極出現在南北兩點的地平線上。當恆星繞著極點移動時，它們*都會*升起和落下，無論它們離極點有多近。從這裡看，沒有拱極星。當你從赤道移動到極點時，你會看到越來越多的恆星變成拱極星，直到你最終到達極點，你會發現所有恆星都是拱極星。

幾個世紀以來，一天是日曆中最基本的計時單位。測量時間的流逝就像計算日出或日落一樣容易。最早的鐘表，日晷的前身，是透過跟蹤太陽在天空中的每日運動來工作的。

日晷利用太陽的位置來顯示時間。（日晷的晷針可以用來找到北方：太陽投射的最短陰影（在中午）指向北方。）當然，並非所有鐘錶都是透過測量太陽來工作的，儘管所有鐘錶都是透過測量某個可靠的週期性和規律的過程來工作的。例如，手錶測量石英晶體的振盪。原子鐘利用銫原子的自然振盪週期來測量時間。其他計時系統與地球的運動有關，但有許多方法可以用來測量時間。任何特定方法測量的時間並不一定與另一種方法測量的時間相符，因此有時需要在不同的“時間種類”之間進行轉換。

日晷測量的時間稱為 **地方太陽時**。地方太陽時根據太陽繞地球的運動而變化。由於地球繞太陽執行的速度在一年中會有輕微變化，因此這種運動並非完全均勻。有時，當地球在其軌道上執行速度更快時，太陽日更短。早期的計時員從未注意到這種細微的差別，但是精確的機械鐘錶的出現使測量白天長度的微小變化成為可能。

為了解決這個問題，天文學家發明了 **平太陽時**。平太陽時對白天長度進行平均，使每一天都具有相同的長度。這個標準與真實太陽時相差最多 15 分鐘，但對於能夠看到這種差別的精確鐘錶來說，它要方便得多。在一年的時間裡，地方太陽時會漂移，但在整整一年過去後，兩者總是會一致。

在歷史上很長一段時間裡，世界上每個城鎮都有一個與其他城鎮略微不同的“正確時間”。在地方太陽時下，中午發生在太陽經過觀察者的子午線的那一刻。位於不同地點的兩個觀察者會觀察到地方中午發生在不同的時間。這就是為什麼地方太陽時被稱為“地方”的原因。當交通和通訊速度緩慢時，這種差異並不是問題，但火車和電報的進步使得即使是附近城鎮之間的微小差異也變得很重要。為了解決這個問題，人們發展了時區。標準時間被定義為附近經線上的時間。對於大多數地點來說，時區是根據地球本初子午線測量的時間的整小時偏移量。

由於歷史原因，本初子午線基於穿過英國格林尼治天文臺的經線。那個時區被稱為格林尼治標準時間，通常用作在不考慮當地時區的情況下比較時間時的標準。出於這個原因（因為它被普遍使用），它也被稱為世界時。這是最常用的太陽時形式，也是最常用的時間測量方法。

用太陽作為時間標準是很自然的，因為晝夜迴圈對地球上的生命至關重要。出於這個原因，大多數人認為一天是太陽在天空移動一次所需的時間。太陽在天空中的視運動類似於其他所有事物的運動，但並不完全相同。每日運動幾乎完全由地球的自轉驅動，但太陽的運動與恆星的運動不同。這是因為地球繞著太陽執行。地球在自轉並經過一天時，在其軌道上移動了一點。由於地球的位置發生了變化，完整的自轉並沒有將太陽完全繞著天空轉一圈。這意味著地球在太陽日內自轉了不止一圈。

恆星日是恆星繞天球一圈所需的時間，約為 23 小時 56 分鐘。恆星這個詞的意思是“與恆星有關”。太陽日和恆星日長度的差異會導致恆星的升落時間在一年中發生變化。例如，如果參宿七今天中午升起，那麼明天它將在 11:56 升起。六個月後，它將在午夜升起。因為太陽日之間的差異與地球的軌道有關，所以一年中恆星日比太陽日多一天。

恆星月是月亮相對於恆星的週期，約為 27（1/3）天（每天 13 度）。古代人利用這個週期來追蹤時間，這從懷俄明州謝里丹的大角羊藥輪就可以看出來。

恆星時間在天文觀測中被廣泛使用，因為它可以用來判斷哪些恆星會升起。在特定的恆星時間，天空中出現的恆星總是相同的。準確地找到恆星的位置比找到太陽的位置更容易，因此太陽時間的測量通常是間接地基於恆星時間的。現代技術使用原子鐘來測量時間，然後透過測量恆星時間來與地球的運動相關聯。

朔望月是從一個新月到下一個新月的週期，約為 29.5 天。這比恆星月大約長兩天。造成這種情況的原因是，當月球繞地球執行時，地球也在繞太陽執行。因此，月球必須執行超過 360 度才能回到地球上同一子午線上的原始位置。

對於任何住在海岸邊的人來說，潮汐在日常生活中都扮演著重要的角色。儘管如此，在人們對重力有充分了解之前，潮汐的起因一直是一個謎。人們一直懷疑潮汐與月亮有關，因為高潮總是發生在月亮在天空中的最高點，以及月亮在地平線以下的最低點。事實證明這是正確的。

潮汐的發生是因為月球對地球的引力，對朝向月球的一側的引力大於對背向月球的一側的引力。結果是，引力“拉伸”了地球。月球的潮汐引力使地球呈橢圓形。這種引力對海洋的影響比對陸地的影響更大，因為海洋是液體，對運動的抵抗力更小。

潮汐的拉伸效應在地球上產生了兩個高潮的地方，一個是地球朝向月球的一側，另一個是地球背向月球的一側。隨著地球自轉，高潮位置也隨之移動。如果月球不繞地球執行，高潮將每天準確地出現兩次，每隔 12 小時。月球的軌道改變了高潮位置，從而將高潮之間的時間延長到大約 12.5 小時。

太陽也對地球有潮汐影響，雖然這種影響遠小於月球的潮汐影響。由於太陽對地球兩側的引力差異要小得多，所以太陽使地球膨脹的趨勢要小得多。不過，太陽對潮汐的貢獻還是值得注意的。當太陽、月球和地球對齊時，太陽會增強月球的潮汐引力，使潮汐更大。這就是所謂的大潮。（大潮與春天的季節無關。）當月球與太陽成直角時，太陽的潮汐引力會干擾月球的潮汐引力，使潮汐變弱。這種配置被稱為小潮。

編輯章節

年度運動

為什麼我們有四季？稍微思考一下就會發現，四季的變化與地球離太陽的距離關係不大，因為那樣的話會同時影響南半球和北半球。（事實上，地球在每年 12 月左右的時候比一年中的其他時候更靠近太陽。）那麼，為什麼會有四季呢？

每年，地球繞太陽完成一個軌道。我們觀察到這種現象，即四季的變化和星座的移動。在一年的過程中，太陽在天球上沿著一個大圓移動，年復一年地描繪出相同的路徑。這條路徑被稱為黃道。黃道不僅是太陽在天空中執行的路徑，而且也標誌著地球繞太陽執行的軌道的平面。行星繞太陽執行的軌道平面不同，但靠近黃道。

地球自轉軸相對於黃道平面傾斜 23.5°。地球儀通常建造成傾斜的自轉軸。北緯 23.5° 被標記為北迴歸線，南緯 23.5° 被標記為南迴歸線。在北半球，太陽只會在 6 月 20 日到 22 日之間穿過北迴歸線正上方。這一天被稱為北半球的夏至或夏至日。在南半球，太陽只會在 12 月 20 日到 23 日之間穿過南迴歸線正上方。在北迴歸線和南迴歸線之間的任何地方，太陽都會在一年中至少兩次穿過頭頂，但太陽永遠不會穿過生活在熱帶以外的人們頭頂。在熱帶地區，在一年中，太陽在天空中位置的變化，從 12 月 21 日左右開始，在年中移動到北方天空，最後在年底回到南方天空。

地球自轉軸的傾斜導致黃道大圓相對於地球赤道傾斜 23.5°。黃道和赤道在兩個點相交，但在其他地方相隔 23.5°。當太陽位於兩個交點中的一個時，它正好位於赤道上的某個地方。這種情況發生在春分，春分與赤道相交的點在天空中也被稱為春分點。每年一次，太陽會穿過赤道向北移動。這發生在 3 月下旬，即“春分”或“春季”春分。當太陽在 9 月下旬穿過赤道時，就會發生“秋分”。

在春分日，晝夜等長。這就是春分這個名字的由來，它來自拉丁語，意思是“等夜”。在春分日，太陽從正東昇起，從正西落下。不過，它不會升到正上方，除非是在赤道上的觀察者。春分是每年唯一有 12 小時白天和 12 小時黑夜的日子。春分之後，進入北半球的夏季，太陽開始從東北方向升起，從西北方向落下。北半球的白天變長，而南半球的白天變短。

太陽距離赤道最遠的地方被稱為至點。至點標誌著一年的最長和最短的一天。一年中最長的一天是夏至，最短的一天是冬至。在北半球，夏至發生在太陽最北端時，而冬至發生在太陽最南端時。在南半球，至點是相反的。

從太空中看，我們可以看到地球的傾斜改變了地球不同部分對太陽的暴露程度。北半球的觀察者會看到太陽在 12 月 21 日左右處於南部天空的最低位置。他們之所以這樣看到，是因為南半球向太陽傾斜，而北半球則向遠離太陽的方向傾斜。大約在 6 月 22 日，情況會逆轉，北半球指向太陽，太陽將在太陽正午時分達到天空中的極高點。對於南半球的觀察者來說，太陽將在 6 月 22 日左右出現在北部天空的最低點，而太陽將在 12 月 21 日左右出現在天空中的高點。這種現象的一個影響是，在北半球的夏季，北極能夠接收 24 小時的陽光。太陽將在整個秋季大部分時間可見，並在秋分時分從地平線下方經過。隨著冬天在北極到來，太陽將消失六個月，而那部分地球則遠離太陽。

當一個人從任一極點向地球赤道移動時，這種效應會變得不那麼嚴重。一個人離赤道越近，白天和黑夜的時間差就越小。在赤道，全年白天的時間幾乎沒有變化。

顯然，地球繞太陽的年度運動是地球四季變化的原因。導致這種季節性變化的原因不太明顯。乍一看，人們可能會認為冬天是地球離太陽最遠的時候。如果我們意識到南北半球在一年中的不同時間出現冬天，我們就會發現這是不對的。此外，地球的軌道幾乎是圓形的。地球軌道距離的變化太小，不會對地球的氣候產生明顯的影響。

當然，每天陽光照射特定地點的時間長短與特定地點的溫度季節變化有很大關係。然而，另一個不太明顯但影響更大的因素是陽光照射區域的角度。在赤道，全年變化很小，因為太陽在垂直方向兩側變化 23.5 度。12 月 21 日太陽正午時分，光線路徑的長度與直接垂直路徑相比，只增加了 1.1 倍，陽光的減少量很小。更直接的輻射在它照射的地方為地球提供最大量的熱量和能量，因此這些地區將接收最多的熱量。然而，遠離赤道，地球的傾斜意味著陽光不會直射，陽光中更多的能量會被它穿過大氣層時的更長路徑所阻擋。在北緯 50 度，12 月 21 日太陽正午時分，陽光穿過大氣層的路徑長度與直接垂直路徑相比，增加了 3.5 倍。一般來說，光線的角度取決於一天中的時間、區域離赤道的緯度以及地球在其軌道上的位置。

黃道上的星座，即黃道十二宮，在占星學傳統中有著悠久的歷史。在大多數報紙上，你可以讀到關於你未來的完全不科學的預測或一些針對你生日的個人建議。每個條目都與黃道十二宮中的一個星座和一個出生日期範圍相關聯。在占星學傳統中，你生日那天太陽所在的星座，你的“星座”，揭示了關於你的性格和未來的資訊。

有趣的是，報紙上給出的每個星座的日期與太陽在那些日期的天空中位置不符。報紙上的日期與太陽實際位置之間存在一個多於一個月的偏差。這種偏差出現是因為與每個星座相對應的日期是在幾千年前設定的。在幾千年的時間裡，地球在其軸線上“擺動”，導致日曆和天空中恆星的位置發生偏移。這種擺動是由太陽和月亮對赤道的拉力造成的，被稱為**歲差**。它影響所有星座相對於春分點和極點的方位。

地球的歲差就像陀螺的運動。如果你把一個軸線傾斜的陀螺旋轉起來，軸線會在陀螺旋轉時緩慢地旋轉。同樣，地球的軸線保持 23½° 的傾斜，但這種傾斜的方向在幾千年的時間裡會發生變化。

由於歲差改變了地球極點指向的方向，它也改變了哪個恆星是北極星，如果有的話。早些時候，我們引用了莎士比亞的話，他在《裘力斯·凱撒》中提到了北極星，稱其為北極星。嚴格來說，這是不正確的。在凱撒大帝的時代，北極星並沒有“固定”在天空中，因為地球的軸線指向不同，指向北斗七星。

歲差是一種緩慢的漂移，很難檢測到。歲差引起的恆星運動只有在經過多年的仔細觀察後才能用肉眼察覺，儘管透過望遠鏡可以很快察覺。希臘天文學家喜帕恰斯是第一個透過比較自己的觀測結果與一個半世紀前收集的觀測結果來測量歲差的人。

歲差改變了地球在其軌道上的位置，從而改變了冬至和春分的位置。隨著地球軸線的旋轉，它最接近指向太陽的那一刻發生了變化，因此季節也隨之改變。如果日曆沒有考慮到這一點，季節就會隨著軸線的歲差而漂移。最終，北半球將在 7 月份寒冷，1 月份溫暖，而南半球將在 7 月份溫暖，1 月份寒冷。日曆透過使用**迴歸年**作為基礎來考慮歲差的額外運動。我們通常定義的一年是**恆星年**，即地球繞太陽執行一週所需的時間。在我們通常的測量方法中，地球實際上完成了一個多於完整的繞太陽執行的軌道。在恆星年裡，太陽完全繞天空運動，並回到與恆星的相同位置。在迴歸年裡，太陽從春分點繞天空運動，然後回到春分點。在此期間，春分點在其位置上略有偏移，因此迴歸年比恆星年短一些。

如果你仔細觀察天空，很容易識別出日曆的進展。下次你看到日出或日落時，注意一下太陽是正西落下，還是在西邊稍微偏北或偏南落下。許多古代文明仔細觀察了太陽的運動，並且持續了很長時間。使用簡單的技術和工具，他們能夠非常準確地測量像一年長度這樣的時間段。那些注意天體運動的古代人會發現夏至每 365 天發生一次。他們還會注意到，夏至每四年延遲一天。這就是現代日曆中閏年的原因。延遲發生是因為一年長度略多於 365 天——更接近 365¼ 天。透過在幾年內進行一些簡單的觀察，可以使用這種方法將一年長度測量到令人驚訝的精度。

太陽曆在整個歷史中被使用。古代巴比倫人認為一年只有 360 天，並據此制定了他們的日曆。伊斯蘭日曆是陰曆，比陽曆早 11（1/2）天。希伯來日曆是陰陽曆。

我們現代的日曆是從古羅馬文明傳承下來的。日曆最初成熟的形式是**儒略曆**，與今天使用的日曆幾乎完全相同。它一年有 365 天，每四年有一次 366 天的閏年。在儒略曆中，可以被 4 整除的年份——例如 1992 年、1996 年和 2008 年——是閏年。這使儒略曆的平均年長度為 365¼ 天，非常接近迴歸年的真實長度 365.2422 天。

雖然儒略曆的漂移很慢，但在 16 世紀，日曆中的誤差已經積累到足以讓天主教會擔心漂移對復活節慶祝日期的影響。義大利編年史家阿洛伊修斯·利利烏斯發明了對儒略曆的修改，以糾正這種差異。格列高利十一世教皇在 1582 年制定了新的日曆，現在被稱為**格里高利曆**。

格里高利曆與儒略曆相同，只是在不能被 400 整除的年份跳過閏年。在 1600 年、2000 年和 2400 年，格里高利曆會有閏年，但在 1800 年、1900 年或 2100 年則不會有閏年。這使年平均長度為 365.2425 天，比儒略曆更接近正確的值。格里高利曆每 10,000 年只積累 3 天的誤差。

討論問題

1) 在夏至那天，太陽在北迴歸線上空，而在冬至那天，太陽在南迴歸線上空。畫一個簡圖，顯示太陽和地球在這些日期的相對位置。

2) 在太陽在南迴歸線上空的那一天，太陽實際上位於人馬座。那麼為什麼希臘人將南迴歸線命名為南迴歸線而不是人馬座迴歸線呢？

假設你是一位美國天文學家。你觀察到天空中發生了一件令人興奮的事件（比如超新星），並且想要告訴你在歐洲的同事。假設超新星出現在你的天頂。你不能告訴歐洲的天文學家去看他們的天頂，因為他們的天頂指向不同的方向。你可能會告訴他們在哪個星座中尋找。但這可能行不通，因為透過搜尋整個星座來尋找超新星可能太難了。最好的解決辦法是使用座標系給他們一個確切的位置。

在地球上，你可以使用經緯度來指定一個位置。這個系統透過測量位置與地球上的兩個大圓（即赤道和本初子午線）之間的角度來工作。天空中使用的座標系的工作原理相同。

赤道座標系是最常用的座標系。赤道座標系根據地球自轉軸定義了兩個座標：**赤經**和**赤緯**。赤緯是天體在北天極或南天極的方位角。天球上的赤緯對應於地球上的緯度。天體的赤經由天球上稱為春分點的點的方位定義。天體距離春分點越遠，其赤經越大。

座標系是一種系統，用於相對於給定的參考點建立位置。座標系包含一個或多個參考點、從這些參考點的測量方式（線性測量或角度測量）以及進行這些測量的方向（或軸線）。在天文學中，各種座標系被用來精確地定義天體的位置。

經緯度用於定位地球表面上的某個位置。緯線（水平）和經線（垂直）構成一個覆蓋地球的無形網格。緯線被稱為平行線。經線並不完全筆直（它們從北極的精確點延伸到南極的精確點），因此被稱為子午線。0 度緯度是地球的中心，被稱為赤道。0 度經度很棘手，因為地球在垂直方向上並沒有真正的中心。最終，人們一致認為，英國格林威治天文臺將被指定為 0 度經度，因為其在科學發現和建立經緯度方面發揮了重要作用。0 度經度被稱為本初子午線。

經緯度以度數為單位測量。一度約為 69 英里。一度有 60 分 (')，一分有 60 秒 (")。這些微小的單位使 GPS（全球定位系統）更加精確。

主要有幾條緯線：北極圈、南極圈、北迴歸線和南迴歸線。南極圈位於赤道以南 66.5 度，它將溫帶與南極地區隔開。北極圈是北部的精確映象。北迴歸線將熱帶地區與溫帶地區隔開。它位於赤道以北 23.5 度。它在南部的映象是南迴歸線。

水平座標系

在夜空中定位恆星最簡單的方法之一是基於高度和方位角的座標系，因此被稱為 Alt-Az 或水平座標系。該系統的參考圓是地平線和天球子午線，兩者都可以在使用天球為給定位置繪製圖表時最容易地繪製出來。

簡單來說，高度是從天體（例如恆星）的位置到地平線上最靠近它的點的角度。方位角是從地平線最北端的點（也是它與天球子午線的交點）到地平線上最靠近天體的點的角度。通常方位角是從正北方向向東測量。因此，東方 az=90°，南方 az=180°，西方 az=270°，北方 az=360°（或 0°）。天體的仰角和方位角會隨著地球的自轉而變化。

赤道座標系

赤道座標系是另一個使用兩個角度在天空中定位天體的系統：赤經和赤緯。

黃道座標系

黃道座標系以黃道平面為基礎，即包含太陽和地球繞太陽執行的平均軌道所在的平面。該平面與地球赤道平面成 23°26' 的傾角。該平面與天球相交的大圓稱為黃道，黃道座標系中使用的座標之一，即黃道緯度，描述了天體相對於該圓的黃道北或黃道南方向的距離。該圓上包含春分點（也稱為白羊座第一點）；黃經以天體相對於該點在黃道東方向的角距離來衡量。黃緯通常用 $\phi$ 表示，而黃經通常用 $\lambda$ 表示。

銀河座標系

作為銀河系的一員，我們從地球上可以清楚地看到銀河系。由於我們身處銀河系內部，我們無法像觀察其他星系那樣直接看到銀河系的旋臂、中央隆起等。相反，銀河系完全環繞著我們。我們看到銀河系在天球上形成一個環繞我們周圍的微弱星光帶。銀河系的盤面形成了這個環帶，而隆起部分形成了環帶中一個明亮的斑點。你可以在黑暗的鄉村地區很容易地看到銀河系微弱的星光帶。

我們的星系定義了另一個有用的座標系——**銀河座標系**。這個系統的工作原理與我們討論過的其他系統相同。它也使用兩個座標來指定天球上物體的方位。銀河座標系首先定義了一個銀河緯度，即物體與銀河赤道之間的夾角。銀河赤道被選定為穿過銀河系星光帶的中心。第二個座標是銀河經度，它是物體與銀河系“本初子午線”的角距離，該本初子午線是穿過銀河系中心和銀河極的大圓。銀河座標系對於描述物體相對於銀河系中心的方位很有用。例如，如果一個物體具有較高的銀河緯度，那麼你可能會預期它受到星際塵埃的遮擋較少。