普通天文学/观测天文学

普通天文学
现代宇宙观	观测天文学	运动和引力

编辑章节

天球

如果你从一片空旷的田野仰望黑暗的天空，你会觉得你站在一块平坦的板子上，被一个巨大的圆顶包围着。对于我们看到的遥远的天体，我们的深度知觉失效了。这造成了所有恒星都具有相同距离的假象。

恒星似乎在夜间一起在天空中移动，从东方升起，在西方落下，就好像它们固定在一个圆顶的内壁上一样。由于这个原因，许多古代文明相信确实有一个圆顶包围着地球。直到几个世纪前，天文学家才意识到恒星实际上距离地球非常遥远，散布在银河系中，而不是附着在一个巨大的球体的内壁上。

然而，这个旧观念仍然有用。天球的概念提供了一种简单的方法来思考从地球上看到的恒星的景象，而无需更复杂的宇宙模型。使用天球为从地球上看到的景象提供了一种便捷的描述方式。当我们提到天球时，我们是在想象我们在天空中看到的一切都设置在一个巨大的球形壳体的内壁上，这个壳体包围着地球。我们将使用天球的参考点作为几个坐标系的基准，这些坐标系用于确定天体彼此之间以及与我们之间的位置。

天球是一个假想的空心球体，包围着地球。球体没有定义的大小。它可以被认为是无限的（或者至少非常大），地球位于中心，尺寸微不足道。观察者总是被认为位于天球的中心，即使观察者并不在地球的中心。我们在恒星中所处的特定位置为我们提供了一个特定的视角。更亮的恒星看起来更近；方向几乎相同的恒星看起来彼此靠近，即使它们之间相隔很远的距离。我们对宇宙的最早和最基本的看法完全没有深度知觉。

天球可以从两个不同的视角来看待。在一个视角中，天球本身保持静止，而地球在其中旋转。在另一个视角中，地球静止不动，天球每天旋转一次。对于地球上的观察者来说，这两个视角看起来是一样的。当我们思考我们如何感知地球的旋转时，我们可以使用第二个视角来指导我们。

我们看到的天空中的一切，都像是投射在天球上的。例如，猎户座中的恒星，它们的距离各不相同，但这些差异对我们在地球上的观察者来说是无法察觉的。如果我们从任何其他角度观察猎户座，或者如果我们能够感知深度，猎户座的图案就会消失，因为恒星的投影会不同。

由于深度知觉的缺失，尺寸的测量变得更加困难。太阳和月亮在天空中看起来大小差不多，即使太阳实际上要大得多。太阳看起来和月亮一样大，是因为太阳距离我们更远，仅仅是因为太阳的直径比月亮大400倍，距离也比月亮远400倍。

虽然我们无法轻松地测量天体的物理尺寸，但我们可以测量它们的视尺寸。我们通过测量一个物体在天空中张开的角度来做到这一点。例如，太阳和月亮的角直径为半度。天空中大多数物体的尺寸都小于这个尺寸，因此使用更小的角度测量单位会更方便。为此，天文学家使用角分和角秒。一度有六十角分，一角分有六十角秒。这种小的角度接近或超过了普通人类视觉的极限，但在使用望远镜进行观测时它们就变得很有用。

对于休闲的观星者来说，他们会考虑更大的角度。你可以在观星时使用你的手作为尺子来轻松地测量这些角度。从手臂长度处，你的食指的宽度约为一度，你的手掌的宽度约为十度，你的整个手指跨度（包括你的拇指）约为25°。这对于估计一颗恒星在天空中位置或衡量两颗恒星之间的角距离非常有用。

虽然一颗恒星每天在天空中与天球一起的视运动很大，但衡量一个物体在太空中漂移时穿过天球的运动，被称为自行运动，用每年角秒来测量。

为了开始思考从地球上看到的星空，我们将识别一些固定在地面上的参考点，这些参考点对天文学家来说非常重要。其中一些点是人们从日常经验中熟知的。

大圆圈是指画在天球上（或任何球体上）的圆圈，以地球的中心为圆心。在地球上，赤道就是一个大圆圈的例子。其他纬线不是大圆圈，因为它们的中心不在地球的中心。经线都是大圆圈，因为它们总是以地球的中心为中心。大圆圈是可以在球体上画出的最大圆圈。
地平线是地球和天空的交界处。它是被地球遮挡的那部分天空与可见的那部分天空的边界。当地平线是指由特定于观察者位置的实际物体（如树木或建筑物）定义的地平线，而理想化地平线是指如果地面完全平坦且没有任何障碍物，当地平线的样子。对于假设或理想情况，天文学家使用理想化地平线。
一颗恒星的高度是指它与地平线的夹角。
基点是指位于地平线上的天球上的点，分别指向正北、正南、正东和正西。例如，北点是指地平线上的正北点。
天顶是指天空中正上方的点。任何在地平线上的点都必然与天顶相距90°。
子午线是指经过北点、南点和天顶并位于天球上的大圆圈。

对于任何观察者来说，无论其位置如何，这些标记相对于观察者的位置保持不变。天顶始终位于正上方，地平线始终是水平的，等等。站在地球上不同地方的观察者将看到不同的天空景象。例如，站在新加坡的观察者可能会看到太阳位于天顶，而站在纽约的观察者则根本看不到太阳。这些参考点会随着观察者的位置而改变。

还有一些参考点是固定在天球上的。这些固定参考点相对于恒星的位置不会移动，但不同的观察者会看到它们在不同的位置。它们是后面我们将要讨论的固定坐标系的基准。现在，我们只识别其中两个最常用的参考点——天极和天赤道。

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，天赤道将始终位于正上方并经过天顶。它将从东点一直延伸到天顶，然后再向下延伸到西点。无论你站在地球上的哪个位置，天赤道都将与地平线上的东点和西点相交。你离赤道越近，天赤道越接近天顶。在北极或南极，天赤道与地平线重合。

与天赤道一样，天极是地球极点在天球上的延伸。北极延伸到太空中，形成北天极。同样，南极形成南天极。在北半球，只有北天极是可见的，因为南天极位于地平线之下。在南半球，只有南天极是可见的。在赤道上，北天极和南天极将位于子午线与地平线的交点上。

北极星被称为“北极星”。它可以在小熊座“柄”上的最后一颗恒星处找到。大熊座“斗”的最后两颗星被称为“指极星”（或“指向星”），它们指向天空中的北极星。北极星之所以特别，是因为地球的北极几乎精确地指向它。这意味着北极星对于任何观察者来说似乎总是位于正北方，并且它始终保持在天空中相同的位置。

通常，初学观星者会认为北极星一定是一颗非常明亮或突出的恒星。事实并非如此。北极星之所以非凡，仅仅是因为它几乎与地球的自转轴对齐。由于这个原因，北极星始终保持在天空中几乎相同的位置。例如，莎士比亚在戏剧《凯撒大帝》中提到了北极星

我像北极星一样永恒，

它那真实固定和静止的品质

在苍穹中没有同类。

凯撒大帝，威廉·莎士比亚的《凯撒大帝》，III.1.65-68

虽然必须指出莎士比亚实际上错了。莎士比亚写《凯撒大帝》时，北极星确实是北极星，但在凯撒大帝时代，北极星并不是北极星。

北极星始终指向正北这一事实使其名声大噪。它也是导航中一个有用的参考点——利用几何学，很容易证明北极星或天极与地平线的夹角等于观察者的纬度。在图中，角 $\angle d$ 是观察者的纬度。天极和赤道成直角，所以

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

或者 $\angle a=90^{\circ }-\angle d.$ 由于三角形内角和为180°，我们知道

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

当我们将这两个等式结合起来，我们有 $\angle b=\angle d$ 。角 $\angle b$ 和 $\angle c$ 是内错角，所以

\angle b=\angle c

并且

\angle d=\angle c,

这意味着天极与地平线的夹角与观察者的纬度相同。这一事实曾经被海上航海家利用，他们可以通过测量北极星的位置轻松地找到自己的纬度。

就像天文学中的许多事物一样，天球的立体几何使其很难想象。参观天文馆或在夜空下进行一次观测，可以帮助你建立对天球的概念理解。如果没有这些机会，尝试为自己绘制像本节开头的图这样的图可能会有所帮助。

要开始绘制像上面那样的天球，你只需要知道观察者的纬度。然后想象观察者站立的地方是“世界的顶端”；为地球画一个圆圈，并在圆圈的顶端画一个观察者。现在在这个圆圈周围画一个更大的圆圈；这代表着天球。

由于我们的观察者始终位于地球的顶端，因此相对于地面定义的天球特征将始终位于天球上的同一位置。天顶是位于观察者头顶正上方，天球顶端的点。

下一个重要的参考点是地平线。地平线在图中将是水平的。请记住，天球相对于地球没有特定的尺寸，无论你如何绘制它。在地平线穿过天球的中心，使其中心与地球中心相同。地平线等标记始终是理想化的，因此，无论你的观察者是否真的被地平线上标记的位置遮挡，都没有关系。

我们想要放置的下一个参考点是北天极和南天极。考虑一下，鉴于观察者的纬度，天极的方位应该是什么样的。如果观察者位于赤道，天极应该水平地穿过地球。如果观察者位于其中一个极点，天极应该垂直地穿过地球。将地球的极点延伸到天球上，并将交点标记为北天极和南天极。

如果我们位于北半球，北天极将在地平线上最北端的点上方，而南天极将在天球的另一侧，在地平线下方。如果我们位于南半球，情况则相反。请记住检查地平线与天极所成的角度是否与观察者的纬度大致相同。

对于任何给定的纬度，人们都可以构建一个适当的天球。首先，考虑天空相对于地球的位置。将南北极延伸到天空；这些成为南北天极。地球的赤道可以向外投影形成天赤道。我们会得到类似于上面图片的东西。

完成后，你应该得到一个与本节顶部的非常相似的的天球。

天球是许多坐标系统应用的基础。例如，地平线和天球子午线一起形成参考圆，用于根据高度和方位角给出恒星的位置，使人们更容易在夜空中找到它们。天球也是描述太阳运动的自然系统。然而，为了探索这些概念，有必要了解天球对于给定纬度的观察者是如何变化的。当我们考虑地球的每日自转时，我们将看到你对每日运动的感知在很大程度上取决于你的纬度。

当你观察天空时，你的思想自然会识别出明显的模式。北斗七星和猎户座是两个非常突出的恒星群，其他恒星群在天球上到处都是。这些**星群**是夜空的指路标。当你观察天空时，你可以用它们来保持方向。夜空的外观在几千年来一直保持着相同的景象。全球许多古代文明都创造了关于天空的故事。

通常，恒星群被称为**星座**。星座在天文学中有着非常悠久的历史，可以追溯到几千年前。在 20 世纪初，国际天文学联合会（一个得到广泛认可的天文学家团体）正式建立了一份星座清单。国际天文学联合会确定了将在天文学中使用的星座，并定义了具体的边界，以明确地确定每个恒星所属的星座。学习一些最突出的星座很容易，这样你就可以在夜空中找到方向。从一些容易找到的地标开始，你可以使用熟悉的恒星作为指路标找到其他星座。

另一个有用的天空指南是**黄道**。黄道是太阳在天空上绘制的假想线。黄道与地球绕太阳运行的轨道平面一致；因此，所有主要行星和月球都应该相对靠近或位于黄道上，因为太阳系主要是扁平的。此外，黄道上还有 12 个星座，即黄道十二宫。因此，通过在夜空中找到一些主要的黄道星座，人们可以根据它们是否位于黄道上，来确定他们看到的某些天体是否是行星。

编辑章节

月相

就像恒星和行星一样，月球并没有固定在天空中的某个位置，而是随着地球自转和月球绕地球运行而缓慢移动。对于随意观察月球的人来说，它看起来像恒星一样固定。但对月球或恒星的几小时的观测将揭示它们在天空中昼夜（每天）的运动。月球每天都会升起和落下。观察者在几天的时间里观察月球，会发现月球不仅与恒星一起移动，而且在恒星之间移动。每个月，月球完成的横跨天空的次数比恒星少一次。我们之所以看到这种情况，是因为月球绕地球运行。随着月球在轨道上运行，它的升起和落下时间会发生变化。每天，月球的升起和落下时间比前一天晚 50 分钟。

月球通常需要 27 天才能绕其轴自转一周。因此，月球表面的任何地方都会经历大约 13 天的阳光照射，然后是 13 天的黑暗。月球上的温度从夜间的 -153 摄氏度到白天的 253 摄氏度不等。例如，如果你在阳光照射的月球表面上，你会感到非常热。当太阳下山时，温度会在短短几分钟内自动下降 250 度。此外，月球的北极和南极周围有一些陨石坑，它们从未见过阳光。这些黑暗的地方将永远保持 -153 摄氏度的低温。然而，附近的山峰被持续的阳光照射，而且总是很热。

地球上所见到的月球明亮部分和黑暗部分之间的“分界线”被称为“月球终结线”，因为它终止了黑暗区域（也终止了日光区域）。

通常情况下，月球的一半会被太阳照亮，而背对太阳的一半则保持黑暗。（唯一的例外是月食期间，此时地球会阻挡照射在月球明亮侧的光线。）需要注意的是，被太阳照亮的部分并非总是月球表面上的同一部分！与地球一样，月球也绕着自己的轴旋转，在不同的时间暴露不同的区域。这种现象与月球绕地球轨道运行相结合，形成了从地球上看到的月相。短语“月球背面”出现在人造卫星时代之前，那时无法观察到月球的背面。因此，那个侧面是未知的或“黑暗”的。

月球的自转轴倾斜仅为 1.54 度，因此，月球的大多数地方几乎没有明显的季节变化。然而，在南北极，太阳在地平线上的高度在一年中会变化超过 3 度。换句话说，这会影响两极阳光照射区域的百分比和地表温度。此外，最冷的区域位于较大的陨石坑内永久阴影区域的小陨石坑内的双重阴影区域。这些区域的温度低至 35K（-238 摄氏度或 -397 华氏度），即使是在一年中最热的一天中午也是如此。

月球的一半总是被照亮，但照亮部分的比例或月相直接取决于地球、月球和太阳的相对位置。简而言之，这取决于我们从当前视角所能看到的月球明亮侧的多少。月相取决于在任何给定时间朝向我们的侧面被照亮了多少。下面的草图说明了月球在不同地球-月球-太阳位置下的月相（假设太阳位于图的右侧）。

每个“月球”旁边都有一个黑白草图，描绘了当月球位于该位置时从地球上看到的月相。当月球位于地球和太阳之间时，月球的明亮侧完全背对我们，因此我们看到黑暗的“新月”。当月球到达地球的另一侧时，明亮侧将完全朝向我们，我们看到“满月”。当月球从新月到满月，明亮侧逐渐变大时，我们说月球在“盈”。当我们看到的明亮侧越来越少时，从满月到新月，我们说月球在“亏”。

满月和新月之间，月球明亮侧的一半从地球上可见。由于可以看见被照亮的一半的另一半，因此这被称为“上弦月”。当月球在“盈”并到达这个位置时，它被称为“上弦月”；当月球在“亏”时，它被称为“下弦月”。当可见的明亮侧少于四分之一时，它被称为“眉月”——“盈眉月”或“亏眉月”，具体取决于情况。当可见的明亮侧多于四分之一时，它被称为“凸月”，同样，“盈凸月”或“亏凸月”。

月球的轨道和自转速度恰好使月球始终以同一侧面对地球，除了轻微的“摆动”。面向地球侧的标记图案在历史上和文化中都很熟悉。西方社会长期以来一直想象着标记中的面孔——“月球上的男人”。其他文化则看到了女人、兔子、青蛙或其他生物。月球始终以同一面面对地球，因为它的自转与它的轨道“锁定”在一起，原因将在我们稍后讨论引力时解释。更准确地说，月球完成一次轨道运行所需的时间与月球绕其轴自转一周所需的时间相同。因为我们看到月球绕着我们移动，所以它看起来好像月球根本没有旋转。

如果你站在月球上，抬头看地球，你会发现它永远不会升起，永远不会落下，并且永远不会在空中移动。想象一下，例如，站在我们看到的月球表面的中央。从那里，地球将始终保持在头顶正上方。如果你站在我们从地球上看到的月球表面的边缘——“边缘”——你将始终看到地球在你的地平线上。

到目前为止，我们认为月球完成一次绕地球轨道运行的时间与它通过一系列月相的时间相同，但这并不完全正确。月球在其轨道上的特定点上的月相会随着地球绕太阳运行而变化。当地球绕太阳运行了一半时，特定月相下月球的位置也绕轨道运行了一半，因为太阳在相反的一侧。因此，月球完成一次月相周期所需的时间比它完成一次绕地球轨道运行的时间要长一些。

假设满月标志着月球绕地球轨道运行周期和地球绕太阳轨道运行周期的开始。在满月时，太阳、地球和月球对齐。当月球回到其轨道上的那个位置时，地球已经绕太阳运行了一小段距离。现在，月球与地球和太阳不再对齐。大约需要两天时间才能使月球重新回到与地球和太阳连线对齐的位置（朔望月）。月球完成一次轨道运行所需的时间，称为 **恒星月**，大约是 27 天 8 小时。通过月相周期所需的时间，称为 **朔望月**，大约是 29 天 12 小时。

编辑章节

日食

当一个天体投下阴影覆盖另一个天体时，就会发生日食。月食发生在地球的阴影落到月球上时，因为地球位于阻挡太阳光线的位置。同样，当月球位于地球和太阳之间，使得月球的阴影落到地球上（太阳暂时被遮挡）时，就会发生日食。

当太阳、月球和地球对齐时，就会发生日食。日食会阻挡照射到月球或地球的阳光，具体取决于日食是日食还是月食。这种对齐只有在月球处于新月或满月时才会发生。如果月球是新月，那么就有可能发生日食。在满月期间，可能会发生月食。在日食期间，月球的阴影落在地球上，月球阻挡了地球对太阳的视线。在月食期间，地球的阴影落到月球上，月球看起来变暗了，因为我们从地球上观察到它。

作为罕见而壮观的 celestial events 之一，如果你有机会看到日食，那就值得一看。然而，在观看日食时，重要的是要采取措施安全地观看日食，避免眼睛受损。（观看月食没有危险，因为观察者永远不会直视太阳。）观看日食最简单的方法是将阳光通过针孔投影到卡片或纸上。纸上的阳光将形成太阳的图像。随着日食的进展，你会看到一个圆形的“缺口”，那是月球的阴影在太阳上留下的。如果可能，你也可以找到一个特殊的滤镜，你可以直接透过它观看日食。太阳滤镜使你可以直接观察太阳而不伤害你的视力。确保使用专为观看太阳而设计的滤镜——太阳镜、焊工玻璃和其他滤镜通常 **不够**。除非滤镜是为望远镜或双筒望远镜设计的，否则不要使用它们。即使在接近全食时，当太阳几乎被完全遮挡时，你仍然会因为凝视太阳而使眼睛受损。然而，一旦全食到来，就可以安全地直接观察。短暂地看一眼未被遮挡的太阳也是安全的（虽然不建议）。在观看日食时，不必担心不小心瞥见太阳表面一瞬间的危险。如果你的眼睛捕捉到太阳的明亮表面，只需转过头即可。

地球在月球上的阴影（或太阳投下的任何阴影）有两个部分。阴影的内部称为 **本影**，是最暗的部分。如果你站在月球的本影下，你对太阳的视线将被完全阻挡。在外部称为 **半影** 的部分，太阳仅被部分遮挡。这就是为什么月球在本影下的黑暗程度大于半影下的原因。虽然本影和半影边界的位置在几何学上是精确定义的，但观察月食时，两者之间没有明显的阴影线。在半影的最内层，只有极少量的阳光到达月球，这部分几乎与完全被遮挡的本影一样暗。在日食期间，当月球的阴影落在地球上时，我们站在阴影中，而不是观察它。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。

目前月球与地球的平均距离恰好使太阳和月球从地球上看起来几乎相同。太阳的体积是月球的 400 倍，但它离地球的距离是月球的 400 倍。正因为如此，月球可以遮挡太阳明亮的表面，而留下被称为日冕的较暗的外层。结果是戏剧性的。在日全食期间，太阳的沸腾外层围绕着月球可见。当月球位于其轨道最远点，称为远地点时，就会发生 **日环食**。在日环食中，月球直接穿过太阳前面，但未能完全遮挡太阳，从而形成了一个明亮的环，或称为日环。

由于月食有可能在一个月内发生两次，一次是日食，一次是月食，分别在新月和满月时发生，因此学生经常想知道为什么月食不是每个月都发生两次，每次月球经过其新月和满月阶段时都会发生。通常，几个月过去，既没有发生日食也没有发生月食。这些月份没有发生日食，是因为在满月时，月球经过地球阴影的北部或南部。同样，月球的阴影在新月时错过了地球。这是因为月球的轨道与地球的轨道并不完全对齐。月球的轨道倾斜了 5° 到黄道面。它在其轨道上只有两个点经过黄道面。这些点称为 **交点**。

当月球不在节点上时，它要么在地球-太阳连线的北侧，要么在地球-太阳连线的南侧。只有当月球位于节点之一 *且* 处于新月或满月阶段时，才会发生日食或月食——此时月球的轨道位置使得节点与地球-太阳连线对齐。这种情况大约每年发生两次，间隔时间称为 **日食季节**。日食季节的时间在许多年内会发生变化，但连续的日食季节相隔大约六个月。每年至少发生两次日食，最多可发生七次，所有日食都发生在日食季节。一年通常有四次左右的日食。

日食只有在月球位于其轨道的节点时才会发生——节点是指月球绕地球的轨道与地球绕太阳的轨道相交的点。如果月球在新月或满月位置时穿过这些节点之一，就会发生月食或日食（分别）。

在月食中，观察者看到地球的阴影落在月球上。只要月球可见，观察者就不需要处于任何特殊位置才能看到月食。因此，在地球面向月球的一侧的观察者将能够看到月食。地球的一半将能够看到月食。在日食中，观察者站在月球的阴影中。这个阴影的本影很小，所以地球上只有一小部分能看到日全食。更多的人会看到月球只是部分被遮挡，从而看到日偏食。

在月食期间，月球通常会变成红色或橙色。日食的颜色各不相同，有时月球会变得非常红，有时只变暗，颜色根本没有变化。月球在日食期间变红是因为阳光穿过地球大气层并散射到地球的阴影中。阳光在被地球大气层中的尘埃和烟雾散射时会变红；这就是日落是红色的原因。变红的阳光照亮了被日食的月球，使月球更亮更红。日食的颜色和黑暗程度取决于日食的几何形状和日食期间地球的天气情况。

日食引起的两种现象是钻石环和贝利珠。

纵观历史，天文学家一直依靠他们观察中的周期。例如，一年是地球绕太阳运行的周期，季节随着这个周期而变化，恒星的运动也是如此。自古以来，天文学家就了解一个日食周期，称为沙罗周期。它们可以用来提前预测日食何时发生以及日食会是什么样的。

沙罗周期取决于月球的另外三个周期：从一个满月到下一个满月的时间——**朔望月**；月球穿过一个节点并绕一圈的时间——**交点月**；月球在其轨道上靠近地球、远离地球并再次靠近地球的时间——**近点月**。在一个沙罗周期中，大约有 242 个交点月，大约有 223 个朔望月，大约有 239 个近点月。沙罗周期是均匀包含所有这些周期的最短时间段。这就是为什么日食在沙罗周期内重复发生的原因。

巨石阵是英国的一座古代建筑。它由巨石圆圈中的 30 块巨石组成。巨石阵外有 56 个奥伯里洞。人们认为巨石阵被用来预测日食。

编辑章节

每日运动

每天，地球绕其轴自转一次。在地球赤道，我们由于这种自转，以每小时近千公里的速度绕地球中心移动。我们感觉不到任何东西，但我们可以看到地球自转的影响。地球上的观察者看到天空中的一切似乎都以每天一次的速度绕地球旋转。这种运动对于短暂走出户外的观察者来说并不明显，因为它太慢了。为了使这种运动变得明显，观察者必须观察天空数小时。白天，这种运动表现为太阳的运动，太阳从早晨的东方移动到傍晚的西方。晚上，星座移动，似乎围绕着极点旋转。

由于恒星的每日运动是由驱动太阳运动的相同机制驱动的，因此恒星的运动方式与太阳的运动方式几乎完全相同。实际上，天空中的一切在一天中都以几乎完全相同的方式移动。太阳和行星的运动只有在行星沿其轨道绕太阳运行时才有所不同，并且在地球上是可见的。

当地球自转时，我们看到天球在旋转。它绕地球的极点旋转，因此天极似乎是静止的，恒星和行星似乎绕着极点以圆周运动。恒星以每小时 15° 的速度移动。

示意图说明了地球自转导致的天球的每日运动。太阳、月球、行星和恒星绕地球形成圆圈。由于观察者相对于地球自转轴倾斜，因此每日运动也显得倾斜。结果，天体似乎以一定角度升起和落下。

从图中可以看出，恒星应该在大约东方升起并以一定角度升起。在北半球，恒星在升起时向南移动，而在南半球，恒星在升起时向北移动。对于站在赤道上的观察者来说，自转轴是水平的，恒星在东方垂直于地平线升起。

由于恒星似乎绕天极旋转，因此一些非常靠近极点的恒星永远不会升起或落下。当然，北极星永远不会落下——它保持固定。只有非常靠近赤道的观察者才能看到小北斗星中的任何一颗恒星升起或落下。靠近极点且从未看到升起或落下的恒星被称为 **拱极星**。这些恒星始终位于观察者的地平线之上。不同的恒星对不同的观察者来说是拱极星。

想象一下站在北极。你会看到北极星在头顶，所有其他恒星都围绕着它旋转。实际上，是你在旋转。从北极看，所有恒星的运动都是水平的。地平线上的恒星沿着地平线掠过，永远不会升起或落下。天空中较高的恒星也水平移动，永远不会上下移动。从极地看，*所有*可见的恒星都是拱极星。

在赤道，情况有所不同。天极出现在南北两点的地平线上。当恒星绕着极点移动时，它们*都会*升起和落下，无论它们离极点有多近。从这里看，没有拱极星。当你从赤道移动到极点时，你会看到越来越多的恒星变成拱极星，直到你最终到达极点，你会发现所有恒星都是拱极星。

几个世纪以来，一天是日历中最基本的计时单位。测量时间的流逝就像计算日出或日落一样容易。最早的钟表，日晷的前身，是通过跟踪太阳在天空中的每日运动来工作的。

日晷利用太阳的位置来显示时间。（日晷的晷针可以用来找到北方：太阳投射的最短阴影（在中午）指向北方。）当然，并非所有钟表都是通过测量太阳来工作的，尽管所有钟表都是通过测量某个可靠的周期性和规律的过程来工作的。例如，手表测量石英晶体的振荡。原子钟利用铯原子的自然振荡周期来测量时间。其他计时系统与地球的运动有关，但有许多方法可以用来测量时间。任何特定方法测量的时间并不一定与另一种方法测量的时间相符，因此有时需要在不同的“时间种类”之间进行转换。

日晷测量的時間称为 **地方太阳时**。地方太阳时根据太阳绕地球的运动而变化。由于地球绕太阳运行的速度在一年中会有轻微变化，因此这种运动并非完全均匀。有时，当地球在其轨道上运行速度更快时，太阳日更短。早期的计时员从未注意到这种细微的差别，但是精确的机械钟表的出现使测量白天长度的微小变化成为可能。

为了解决这个问题，天文学家发明了 **平太阳时**。平太阳时对白天长度进行平均，使每一天都具有相同的长度。这个标准与真实太阳时相差最多 15 分钟，但对于能够看到这种差别的精确钟表来说，它要方便得多。在一年的时间里，地方太阳时会漂移，但在整整一年过去后，两者总是会一致。

在历史上很长一段时间里，世界上每个城镇都有一个与其他城镇略微不同的“正确时间”。在地方太阳时下，中午发生在太阳经过观察者的子午线的那一刻。位于不同地点的两个观察者会观察到地方中午发生在不同的时间。这就是为什么地方太阳时被称为“地方”的原因。当交通和通信速度缓慢时，这种差异并不是问题，但火车和电报的进步使得即使是附近城镇之间的微小差异也变得很重要。为了解决这个问题，人们发展了时区。标准时间被定义为附近经线上的时间。对于大多数地点来说，时区是根据地球本初子午线测量的时间的整小时偏移量。

由于历史原因，本初子午线基于穿过英国格林尼治天文台的经线。那个时区被称为格林尼治标准时间，通常用作在不考虑当地时区的情况下比较时间时的标准。出于这个原因（因为它被普遍使用），它也被称为世界时。这是最常用的太阳时形式，也是最常用的时间测量方法。

用太阳作为时间标准是很自然的，因为昼夜循环对地球上的生命至关重要。出于这个原因，大多数人认为一天是太阳在天空移动一次所需的时间。太阳在天空中的视运动类似于其他所有事物的运动，但并不完全相同。每日运动几乎完全由地球的自转驱动，但太阳的运动与恒星的运动不同。这是因为地球绕着太阳运行。地球在自转并经过一天时，在其轨道上移动了一点。由于地球的位置发生了变化，完整的自转并没有将太阳完全绕着天空转一圈。这意味着地球在太阳日内自转了不止一圈。

恒星日是恒星绕天球一圈所需的时间，约为 23 小时 56 分钟。恒星这个词的意思是“与恒星有关”。太阳日和恒星日长度的差异会导致恒星的升落时间在一年中发生变化。例如，如果参宿七今天中午升起，那么明天它将在 11:56 升起。六个月后，它将在午夜升起。因为太阳日之间的差异与地球的轨道有关，所以一年中恒星日比太阳日多一天。

恒星月是月亮相对于恒星的周期，约为 27（1/3）天（每天 13 度）。古代人利用这个周期来追踪时间，这从怀俄明州谢里丹的大角羊药轮就可以看出来。

恒星时间在天文观测中被广泛使用，因为它可以用来判断哪些恒星会升起。在特定的恒星时间，天空中出现的恒星总是相同的。准确地找到恒星的位置比找到太阳的位置更容易，因此太阳时间的测量通常是间接地基于恒星时间的。现代技术使用原子钟来测量时间，然后通过测量恒星时间来与地球的运动相关联。

朔望月是从一个新月到下一个新月的周期，约为 29.5 天。这比恒星月大约长两天。造成这种情况的原因是，当月球绕地球运行时，地球也在绕太阳运行。因此，月球必须运行超过 360 度才能回到地球上同一子午线上的原始位置。

对于任何住在海岸边的人来说，潮汐在日常生活中都扮演着重要的角色。尽管如此，在人们对重力有充分了解之前，潮汐的起因一直是一个谜。人们一直怀疑潮汐与月亮有关，因为高潮总是发生在月亮在天空中的最高点，以及月亮在地平线以下的最低点。事实证明这是正确的。

潮汐的发生是因为月球对地球的引力，对朝向月球的一侧的引力大于对背向月球的一侧的引力。结果是，引力“拉伸”了地球。月球的潮汐引力使地球呈椭圆形。这种引力对海洋的影响比对陆地的影响更大，因为海洋是液体，对运动的抵抗力更小。

潮汐的拉伸效应在地球上产生了两个高潮的地方，一个是地球朝向月球的一侧，另一个是地球背向月球的一侧。随着地球自转，高潮位置也随之移动。如果月球不绕地球运行，高潮将每天准确地出现两次，每隔 12 小时。月球的轨道改变了高潮位置，从而将高潮之间的时间延长到大约 12.5 小时。

太阳也对地球有潮汐影响，虽然这种影响远小于月球的潮汐影响。由于太阳对地球两侧的引力差异要小得多，所以太阳使地球膨胀的趋势要小得多。不过，太阳对潮汐的贡献还是值得注意的。当太阳、月球和地球对齐时，太阳会增强月球的潮汐引力，使潮汐更大。这就是所谓的大潮。（大潮与春天的季节无关。）当月球与太阳成直角时，太阳的潮汐引力会干扰月球的潮汐引力，使潮汐变弱。这种配置被称为小潮。

编辑章节

年度运动

为什么我们有四季？稍微思考一下就会发现，四季的变化与地球离太阳的距离关系不大，因为那样的话会同时影响南半球和北半球。（事实上，地球在每年 12 月左右的时候比一年中的其他时候更靠近太阳。）那么，为什么会有四季呢？

每年，地球绕太阳完成一个轨道。我们观察到这种现象，即四季的变化和星座的移动。在一年的过程中，太阳在天球上沿着一个大圆移动，年复一年地描绘出相同的路径。这条路径被称为黄道。黄道不仅是太阳在天空中运行的路径，而且也标志着地球绕太阳运行的轨道的平面。行星绕太阳运行的轨道平面不同，但靠近黄道。

地球自转轴相对于黄道平面倾斜 23.5°。地球仪通常建造成倾斜的自转轴。北纬 23.5° 被标记为北回归线，南纬 23.5° 被标记为南回归线。在北半球，太阳只会在 6 月 20 日到 22 日之间穿过北回归线正上方。这一天被称为北半球的夏至或夏至日。在南半球，太阳只会在 12 月 20 日到 23 日之间穿过南回归线正上方。在北回归线和南回归线之间的任何地方，太阳都会在一年中至少两次穿过头顶，但太阳永远不会穿过生活在热带以外的人们头顶。在热带地区，在一年中，太阳在天空中位置的变化，从 12 月 21 日左右开始，在年中移动到北方天空，最后在年底回到南方天空。

地球自转轴的倾斜导致黄道大圆相对于地球赤道倾斜 23.5°。黄道和赤道在两个点相交，但在其他地方相隔 23.5°。当太阳位于两个交点中的一个时，它正好位于赤道上的某个地方。这种情况发生在春分，春分与赤道相交的点在天空中也被称为春分点。每年一次，太阳会穿过赤道向北移动。这发生在 3 月下旬，即“春分”或“春季”春分。当太阳在 9 月下旬穿过赤道时，就会发生“秋分”。

在春分日，昼夜等长。这就是春分这个名字的由来，它来自拉丁语，意思是“等夜”。在春分日，太阳从正东升起，从正西落下。不过，它不会升到正上方，除非是在赤道上的观察者。春分是每年唯一有 12 小时白天和 12 小时黑夜的日子。春分之后，进入北半球的夏季，太阳开始从东北方向升起，从西北方向落下。北半球的白天变长，而南半球的白天变短。

太阳距离赤道最远的地方被称为至点。至点标志着一年的最长和最短的一天。一年中最长的一天是夏至，最短的一天是冬至。在北半球，夏至发生在太阳最北端时，而冬至发生在太阳最南端时。在南半球，至点是相反的。

从太空中看，我们可以看到地球的倾斜改变了地球不同部分对太阳的暴露程度。北半球的观察者会看到太阳在 12 月 21 日左右处于南部天空的最低位置。他们之所以这样看到，是因为南半球向太阳倾斜，而北半球则向远离太阳的方向倾斜。大约在 6 月 22 日，情况会逆转，北半球指向太阳，太阳将在太阳正午时分达到天空中的极高点。对于南半球的观察者来说，太阳将在 6 月 22 日左右出现在北部天空的最低点，而太阳将在 12 月 21 日左右出现在天空中的高点。这种现象的一个影响是，在北半球的夏季，北极能够接收 24 小时的阳光。太阳将在整个秋季大部分时间可见，并在秋分时分从地平线下方经过。随着冬天在北极到来，太阳将消失六个月，而那部分地球则远离太阳。

当一个人从任一极点向地球赤道移动时，这种效应会变得不那么严重。一个人离赤道越近，白天和黑夜的时间差就越小。在赤道，全年白天的时间几乎没有变化。

显然，地球绕太阳的年度运动是地球四季变化的原因。导致这种季节性变化的原因不太明显。乍一看，人们可能会认为冬天是地球离太阳最远的时候。如果我们意识到南北半球在一年中的不同时间出现冬天，我们就会发现这是不对的。此外，地球的轨道几乎是圆形的。地球轨道距离的变化太小，不会对地球的气候产生明显的影响。

当然，每天阳光照射特定地点的时间长短与特定地点的温度季节变化有很大关系。然而，另一个不太明显但影响更大的因素是阳光照射区域的角度。在赤道，全年变化很小，因为太阳在垂直方向两侧变化 23.5 度。12 月 21 日太阳正午时分，光线路径的长度与直接垂直路径相比，只增加了 1.1 倍，阳光的减少量很小。更直接的辐射在它照射的地方为地球提供最大量的热量和能量，因此这些地区将接收最多的热量。然而，远离赤道，地球的倾斜意味着阳光不会直射，阳光中更多的能量会被它穿过大气层时的更长路径所阻挡。在北纬 50 度，12 月 21 日太阳正午时分，阳光穿过大气层的路径长度与直接垂直路径相比，增加了 3.5 倍。一般来说，光线的角度取决于一天中的时间、区域离赤道的纬度以及地球在其轨道上的位置。

黄道上的星座，即黄道十二宫，在占星学传统中有着悠久的历史。在大多数报纸上，你可以读到关于你未来的完全不科学的预测或一些针对你生日的个人建议。每个条目都与黄道十二宫中的一个星座和一个出生日期范围相关联。在占星学传统中，你生日那天太阳所在的星座，你的“星座”，揭示了关于你的性格和未来的信息。

有趣的是，报纸上给出的每个星座的日期与太阳在那些日期的天空中位置不符。报纸上的日期与太阳实际位置之间存在一个多于一个月的偏差。这种偏差出现是因为与每个星座相对应的日期是在几千年前设定的。在几千年的时间里，地球在其轴线上“摆动”，导致日历和天空中恒星的位置发生偏移。这种摆动是由太阳和月亮对赤道的拉力造成的，被称为**岁差**。它影响所有星座相对于春分点和极点的方位。

地球的岁差就像陀螺的运动。如果你把一个轴线倾斜的陀螺旋转起来，轴线会在陀螺旋转时缓慢地旋转。同样，地球的轴线保持 23½° 的倾斜，但这种倾斜的方向在几千年的时间里会发生变化。

由于岁差改变了地球极点指向的方向，它也改变了哪个恒星是北极星，如果有的话。早些时候，我们引用了莎士比亚的话，他在《裘力斯·凯撒》中提到了北极星，称其为北极星。严格来说，这是不正确的。在凯撒大帝的时代，北极星并没有“固定”在天空中，因为地球的轴线指向不同，指向北斗七星。

岁差是一种缓慢的漂移，很难检测到。岁差引起的恒星运动只有在经过多年的仔细观察后才能用肉眼察觉，尽管通过望远镜可以很快察觉。希腊天文学家喜帕恰斯是第一个通过比较自己的观测结果与一个半世纪前收集的观测结果来测量岁差的人。

岁差改变了地球在其轨道上的位置，从而改变了冬至和春分的位置。随着地球轴线的旋转，它最接近指向太阳的那一刻发生了变化，因此季节也随之改变。如果日历没有考虑到这一点，季节就会随着轴线的岁差而漂移。最终，北半球将在 7 月份寒冷，1 月份温暖，而南半球将在 7 月份温暖，1 月份寒冷。日历通过使用**回归年**作为基础来考虑岁差的额外运动。我们通常定义的一年是**恒星年**，即地球绕太阳运行一周所需的时间。在我们通常的测量方法中，地球实际上完成了一个多于完整的绕太阳运行的轨道。在恒星年里，太阳完全绕天空运动，并回到与恒星的相同位置。在回归年里，太阳从春分点绕天空运动，然后回到春分点。在此期间，春分点在其位置上略有偏移，因此回归年比恒星年短一些。

如果你仔细观察天空，很容易识别出日历的进展。下次你看到日出或日落时，注意一下太阳是正西落下，还是在西边稍微偏北或偏南落下。许多古代文明仔细观察了太阳的运动，并且持续了很长时间。使用简单的技术和工具，他们能够非常准确地测量像一年长度这样的时间段。那些注意天体运动的古代人会发现夏至每 365 天发生一次。他们还会注意到，夏至每四年延迟一天。这就是现代日历中闰年的原因。延迟发生是因为一年长度略多于 365 天——更接近 365¼ 天。通过在几年内进行一些简单的观察，可以使用这种方法将一年长度测量到令人惊讶的精度。

太阳历在整个历史中被使用。古代巴比伦人认为一年只有 360 天，并据此制定了他们的日历。伊斯兰日历是阴历，比阳历早 11（1/2）天。希伯来日历是阴阳历。

我们现代的日历是从古罗马文明传承下来的。日历最初成熟的形式是**儒略历**，与今天使用的日历几乎完全相同。它一年有 365 天，每四年有一次 366 天的闰年。在儒略历中，可以被 4 整除的年份——例如 1992 年、1996 年和 2008 年——是闰年。这使儒略历的平均年长度为 365¼ 天，非常接近回归年的真实长度 365.2422 天。

虽然儒略历的漂移很慢，但在 16 世纪，日历中的误差已经积累到足以让天主教会担心漂移对复活节庆祝日期的影响。意大利编年史家阿洛伊修斯·利利乌斯发明了对儒略历的修改，以纠正这种差异。格列高利十一世教皇在 1582 年制定了新的日历，现在被称为**格里高利历**。

格里高利历与儒略历相同，只是在不能被 400 整除的年份跳过闰年。在 1600 年、2000 年和 2400 年，格里高利历会有闰年，但在 1800 年、1900 年或 2100 年则不会有闰年。这使年平均长度为 365.2425 天，比儒略历更接近正确的值。格里高利历每 10,000 年只积累 3 天的误差。

讨论问题

1) 在夏至那天，太阳在北回归线上空，而在冬至那天，太阳在南回归线上空。画一个简图，显示太阳和地球在这些日期的相对位置。

2) 在太阳在南回归线上空的那一天，太阳实际上位于人马座。那么为什么希腊人将南回归线命名为南回归线而不是人马座回归线呢？

假设你是一位美国天文学家。你观察到天空中发生了一件令人兴奋的事件（比如超新星），并且想要告诉你在欧洲的同事。假设超新星出现在你的天顶。你不能告诉欧洲的天文学家去看他们的天顶，因为他们的天顶指向不同的方向。你可能会告诉他们在哪个星座中寻找。但这可能行不通，因为通过搜索整个星座来寻找超新星可能太难了。最好的解决办法是使用坐标系给他们一个确切的位置。

在地球上，你可以使用经纬度来指定一个位置。这个系统通过测量位置与地球上的两个大圆（即赤道和本初子午线）之间的角度来工作。天空中使用的坐标系的工作原理相同。

赤道坐标系是最常用的坐标系。赤道坐标系根据地球自转轴定义了两个坐标：**赤经**和**赤纬**。赤纬是天体在北天极或南天极的方位角。天球上的赤纬对应于地球上的纬度。天体的赤经由天球上称为春分点的点的方位定义。天体距离春分点越远，其赤经越大。

坐标系是一种系统，用于相对于给定的参考点建立位置。坐标系包含一个或多个参考点、从这些参考点的测量方式（线性测量或角度测量）以及进行这些测量的方向（或轴线）。在天文学中，各种坐标系被用来精确地定义天体的位置。

经纬度用于定位地球表面上的某个位置。纬线（水平）和经线（垂直）构成一个覆盖地球的无形网格。纬线被称为平行线。经线并不完全笔直（它们从北极的精确点延伸到南极的精确点），因此被称为子午线。0 度纬度是地球的中心，被称为赤道。0 度经度很棘手，因为地球在垂直方向上并没有真正的中心。最终，人们一致认为，英国格林威治天文台将被指定为 0 度经度，因为其在科学发现和创建经纬度方面发挥了重要作用。0 度经度被称为本初子午线。

经纬度以度数为单位测量。一度约为 69 英里。一度有 60 分 (')，一分有 60 秒 (")。这些微小的单位使 GPS（全球定位系统）更加精确。

主要有几条纬线：北极圈、南极圈、北回归线和南回归线。南极圈位于赤道以南 66.5 度，它将温带与南极地区隔开。北极圈是北部的精确镜像。北回归线将热带地区与温带地区隔开。它位于赤道以北 23.5 度。它在南部的镜像是南回归线。

水平坐标系

在夜空中定位恒星最简单的方法之一是基于高度和方位角的坐标系，因此被称为 Alt-Az 或水平坐标系。该系统的参考圆是地平线和天球子午线，两者都可以在使用天球为给定位置绘制图表时最容易地绘制出来。

简单来说，高度是从天体（例如恒星）的位置到地平线上最靠近它的点的角度。方位角是从地平线最北端的点（也是它与天球子午线的交点）到地平线上最靠近天体的点的角度。通常方位角是从正北方向向东测量。因此，东方 az=90°，南方 az=180°，西方 az=270°，北方 az=360°（或 0°）。天体的仰角和方位角会随着地球的自转而变化。

赤道坐标系

赤道坐标系是另一个使用两个角度在天空中定位天体的系统：赤经和赤纬。

黄道坐标系

黄道坐标系以黄道平面为基础，即包含太阳和地球绕太阳运行的平均轨道所在的平面。该平面与地球赤道平面成 23°26' 的倾角。该平面与天球相交的大圆称为黄道，黄道坐标系中使用的坐标之一，即黄道纬度，描述了天体相对于该圆的黄道北或黄道南方向的距离。该圆上包含春分点（也称为白羊座第一点）；黄经以天体相对于该点在黄道东方向的角距离来衡量。黄纬通常用 $\phi$ 表示，而黄经通常用 $\lambda$ 表示。

银河坐标系

作为银河系的一员，我们从地球上可以清楚地看到银河系。由于我们身处银河系内部，我们无法像观察其他星系那样直接看到银河系的旋臂、中央隆起等。相反，银河系完全环绕着我们。我们看到银河系在天球上形成一个环绕我们周围的微弱星光带。银河系的盘面形成了这个环带，而隆起部分形成了环带中一个明亮的斑点。你可以在黑暗的乡村地区很容易地看到银河系微弱的星光带。

我们的星系定义了另一个有用的坐标系——**银河坐标系**。这个系统的工作原理与我们讨论过的其他系统相同。它也使用两个坐标来指定天球上物体的方位。银河坐标系首先定义了一个银河纬度，即物体与银河赤道之间的夹角。银河赤道被选定为穿过银河系星光带的中心。第二个坐标是银河经度，它是物体与银河系“本初子午线”的角距离，该本初子午线是穿过银河系中心和银河极的大圆。银河坐标系对于描述物体相对于银河系中心的方位很有用。例如，如果一个物体具有较高的银河纬度，那么你可能会预期它受到星际尘埃的遮挡较少。