第一章 天體的運行

星辰概況

在進入我們要講述的主題之前，先來游覽一番我們賴以生存的空間，這樣更有利于我們簡單地了解這個世界。展開你的想象，幻想自己從宇宙之外的一個點觀察，而這個點需要在非常遙遠的地方。想清楚地得到“遙遠”這一概念，我們可以用光速進行測量。眾所周知，光每秒的疾行速度大約為30萬千米，也就是說，在鐘表的兩聲“嘀嗒”之間，光就可以圍繞地球環行七圈半。如果光到這個點需要行走100萬年的話，那么我們選定的觀察點就比較合適了。在這個遙遠的點上，我們將處于完全黑暗之中，環抱我們的只有毫無星光、漆黑一片的浩渺天空。但是，有一個方向顯露著它的特別，我們可以在那里看到一大片微弱的光，就像黎明前的一縷曙光，又猶如一片微云，占據著天空的一部分。其他方向似乎也有同樣的斑駁光影，但并不是我們現在要討論的。前面說到的那片光，那片“宇宙微光”才是我們的興趣所在。飛向它，該用多快的速度可想而知，至少要比光速快100萬倍才可能在一年之內到達那里——當然，這僅僅是一個思維游戲，事實上沒有任何東西可以超越光速——我們離它越近，它在黑暗天空中就展開得越大，直至覆蓋了天空的一半，僅余我們身后的一片漆黑。

在到達這一階段之前，我們可以看到在那片光霧之中出現了許多閃爍著珍珠般光亮的小點。繼續向前飛行，這樣的光點愈漸增多，不斷地與我們擦肩而過并遠遠消失在身后，更多新的光點迎面而來，如同乘客在飛馳的列車上看到窗外不斷掠過的風景與房屋。于是，身處其中的我們逐漸發現，這些光點就是夜晚看到的散布在天空中的星斗。如果我們用之前預想的超高速度穿越整片光云就會發現，除了散布在黑絲絨般的空中的各種色彩和形狀的光霧與光云外，其他什么都沒有。

但是，我們并不會急匆匆地穿越美麗的光云，而是先選擇一顆星星，將我們的速度減緩，從而可以仔細地觀察它。這只是一顆小小的星星，隨著我們接近，它變得越發明亮起來。一段時間之后，如暗夜燭火；又一段時間之后，似乎可以映出影子；再過一段時間，它的光已經可以照亮書本了；又過了一段時間，星星的亮光耀眼奪目，熱力如太陽一般。是的，它就是太陽！

接下來，我們再選定一個位置，對于我們剛剛的旅程而言，這個位置就在太陽的旁邊，不過按普通的計量單位計算卻已經在幾十億千米之外了。現在，我們仔細環顧四周，便能看到八顆如星星般的光點遠近不同地分布在太陽周圍。如果我們長時間觀察這些光點，就會發現它們都在圍繞著太陽運行，且繞行一周的時間長短不一，有的只需3個月，有的卻要165年。這些光點與太陽距離的遠近也有著巨大差異，最遠的一顆比最近的一顆遠大約80倍。

這些如星星般的東西就是行星，只要我們認真觀察就會發現它們與恒星的不同——它們都是不透明的黑暗物體，不發光，只能借助太陽的光。

我們接著觀察其中一顆吧。根據它們距離太陽遠近的次序，我們選擇了第三顆行星。從上方接近這顆行星——也就是從它與太陽的連線成直角的地方，越靠近，它就變得越大越明亮。當距離非常接近時，它看起來就像半輪明月——一半在太陽的照耀下異常明亮，另一半則隱于黑暗之中。再接近一些，被太陽照亮的部分持續擴大，并呈現出斑駁的光點。逐漸再擴大一些，斑駁的光點就化成了海洋和陸地，大約有一半表面被云遮住而看不到；隱在黑暗中的那部分，也呈現出一些不規則分布的明亮斑點，閃耀著如鉆石般的光芒，這是人類在地球上的杰作——城市燈火。我們關注的這個表面在眼前不斷延展，慢慢覆蓋了越來越多的天空，直到最后我們看出這就是全部世界。我們落在上面，回到了地球。

上文講述的這些，讓我們了解到，飛越天空時憑肉眼看不到的那個點，當我們接近太陽時，它就成為一顆星；更接近一些，會發現那是一顆不透光的球體；最后，它成了我們現在居住的地球。

這趟想象的飛行旅途讓我們明白了一個重要的事實：夜空綴滿的星星大多數都是恒星，都是太陽。換句話說，太陽只是其中一顆恒星。相比之下，太陽還是同類恒星中較小的一顆，有很多恒星發出的光和熱是太陽的幾千甚至上萬倍。倘若僅從恒星固有的內在價值來評價群星，那么看起來光芒萬丈的太陽著實沒有足以超越其億萬同類的杰出方面。我們之所以強調太陽的重要性以及它在我們眼中的偉大程度，都源自我們與它之間一種偶然的關系。

以上就是我們對這一偉大宇宙星辰系統的描述。從地面上看到的現象與想象飛行中的后半段看到的類似，天空中散布的繁星正是我們想象飛行中見到的那些星辰。我們從地面的位置仰望天空，與我們在遙遠星空中的某一點上觀測天空，其最大的區別就在于太陽和行星所處的突出位置。白天，太陽的萬丈光芒遮蔽了漫天星辰。假設我們能在更廣闊的區域截住太陽的光芒，就能看到星辰日日夜夜在空中閃爍。這些天體圍繞在我們周圍，恍然間地球就好似巍然立于宇宙中心，而這恰好符合我們祖先的猜想。

什么是宇宙

我們可以把在天空中看到的與在前面了解到的宇宙最大限度地聯系起來。我們稱宇宙空間物質的存在形式為天體，天體可以分為兩類：一類由萬千星星組成，它們的排列方式和外觀與我們前面講的一樣；另一類則以一顆星星為核心，其他星星受它的某種力量影響而圍繞它，這是所有天體中對我們來說最重要的一類。以太陽為中心主星，許多小星星環繞太陽而構成的一個星群被稱為太陽系。太陽系有一個主要特征——與宇宙中眾多星辰間令人驚嘆的距離相比，它的范圍實在太小了。以我們現在的了解，太陽系周圍的遼闊空間什么都沒有。即便我們可以從太陽系的一邊飛越到另一邊，并不會縮短前方的星星與我們的距離；即使到了太陽系的邊緣，我們看到的星座形狀也與從地面上看到的完全一樣。

天體的大小和距離可以幫助你描摹出宇宙大致的樣子，但我不想在這里列舉太多數字，我們不妨來做一個宇宙模型，或許更有助于我們建立起概念上的認識。首先，在這個宇宙模型中，我們把居住的地球設想為其中的一粒芥子，對照這個比例，月球就只是僅有芥子直徑1/4大小的一粒微塵，位于距離地球2.5厘米遠的地方。我們再用一個大蘋果來表示太陽，把它放在距離地球12米遠的地方。至于其他行星，大小各不相同，從肉眼不可見的微塵到一粒豌豆都有，它們與太陽之間平均有著4.5米到360米的距離。我們可以想象一下，這些小東西開始圍繞太陽慢慢旋轉，如我們前面所講，它們旋轉一周所用的時間也不同，從3個月到165年不等。芥子（地球）每年圍繞大蘋果（太陽）轉一圈，月亮會像好朋友一樣陪著它繞大蘋果（太陽）旋轉一圈，同時，月亮還會繞著芥子（地球）旋轉，一個月旋轉一圈。

按照這個比例可以計算出，我們做的太陽系模型可以平放在2.6平方千米范圍之內。在這個范圍之外，即使我們能飛越比整個美洲大陸還寬廣的距離，也看不到任何東西，偶爾只有一些彗星散布在模型邊界。在更遙遠的地方，我們還會碰到一顆最接近的恒星，這顆恒星就像我們的太陽，同樣可以用一個蘋果來表示。再遠一些，還有這樣的星系分布，但它們之間的距離基本和太陽與最接近它的恒星的距離一樣。不過，按照我們的模型比例，在地球這么大的地方，能容納下的也只有兩三顆星星。

由此可知，在之前設想的宇宙空間中飛行時，像地球這么小的東西很容易被我們忽視，即使仔細搜尋，也不一定能夠找到它。我們就好比在密西西比河谷上空飛行的人，想看清楚美洲大陸某個地方的一粒芥子。即使是那個代表光芒萬丈的太陽的“大蘋果”，也完全可能被忽視，除非它剛好離我們很近。

天空萬象

星辰之間的距離太過遙遠，僅憑我們的肉眼很難對宇宙的大小有一個清晰的認識，即便腦洞大開、充分想象也估算不出我們距離這些天體究竟有多遠。如果我們能夠通過眼睛發現星辰之間的距離，能夠一眼看到恒星和行星表面的特征，那么宇宙的秘密早在人類開始對天空進行研究時就被發現了。只要稍加思考就會明白，如果我們站在距離地球足夠遠的地方，例如在地球直徑1萬倍的高空，我們將看不清地球的大小，在太陽的照耀下，只能看到一個一閃一閃的小點，與天上的其他星星一樣。古人應該想象不出這樣的距離概念，因此，他們一直認為所見的天體與地球截然不同。哪怕到了現代，我們仰望天空時，仍然不敢相信恒星比行星遙遠千百萬倍這個事實。看起來，所有星星似乎都分布在同一片天空。我們必須運用邏輯學和數學的原理，才可以真正了解天體真實的分布和距離的遠近。

就是因為這樣，我們才對天體之間距離的遙遠沒有認知，也就難以在心中形成與它們真實關系相符合的圖像。 所以，讀到這里，我提醒你們一定要集中注意力和想象力，如此，我才能夠把這些復雜的關系盡可能用簡單的方法表達出來，這對大家理解星辰的真實情況大有助益。

假設我們能將地球從腳下移走，讓自己懸浮在半空中，就會看到太陽、月亮、行星和恒星環繞在我們周圍，上下左右、東西南北都有。除此之外再也看不到其他別的什么了，而且如同我們之前所講，這些天體看起來都與我們保持著相同的距離。從中心點以同樣距離向周圍分散在各個方向上的所有點，都一定位于同一個球面上，而所有天體就好似被安置在這個球面上一樣。

天文學研究的對象是天體相對于我們的方位，我們看到的球體就仿佛真實存在于天文學中，這就是所謂的“天球”（celestial sphere）。在這種假設的基礎上，地球不在我們腳下了，那么天球上的所有天體就都會停止運行，時間一天天過去，恒星停留在那里似乎絲毫不動。但只要認真對行星進行觀察，我們便會發現，它們在幾天或者幾周內（觀測的時間由各自情況而定）在悄悄地圍繞太陽運行。這種情況并不能被馬上發現。我們首先想到的，是這個天球由什么構成，那些天體又為什么可以固定在它的內部表面。古人應該也考慮過這個問題，他們將這個觀點修正得更符合實際情況，也由此想象出許多天球嵌套在一起，從而形成天體的不同距離。

好了，讓我們再把地球搬回來吧！接下來要考驗一下大家的想象力，地球與天空的大小相比，僅僅是一個小點；但如果我們將它放在適當的位置上，它的表面就會遮擋住我們眼中的一半宇宙。就好像我們把一個有蟲子的蘋果放在房間，在小蟲的眼中看到的就是被蘋果擋住一半的房間。地平線上一半的天球是可以看到的，我們稱它為“可見半球”（visible hemisphere）；而另一半在地平線下被地球擋住的天球，則被稱為“不可見半球”（invisible hemisphere）。當然，如果你想看到另一半球，通過環球旅行改變你在地球上的位置就可以了。

了解了前面這些情況，我要再次提醒大家集中注意力了。你們一定知道地球不是靜止的，而是圍繞著中心軸時刻轉動，這樣的旋轉會讓整個天球看起來似乎是在自東向西轉。地球的這種自轉和由此導致的星辰視覺轉動被稱為“周日運動”（diurnal motion），因為它們是一日一周的運動。

星辰的每日視轉動

接下來我們再來了解一下，地球自轉這一簡單概念與由此引起的天體周日視運動表現出的復雜現象之間的聯系。天體周日視運動因觀察者在地球上選擇的緯度不同而不同。

我們首先從北緯中部地區開始觀察。為了更好地得到答案，我們還是先想象出一個天球，一個內部空間足夠大的空球，大小與摩天輪類似，直徑約10米。如圖1–1所示，這個空球被固定在轉軸的兩點（P和Q）上，從而使空球可以傾斜轉動。O是中心點，上面放著一個平面盤子NS，我們就位于這個平面盤子上。星座則位于空球內部，并分布于整個內表面，空球的下面一半也有星座，只是被平面盤子遮住，我們無法看到。這個平面盤子表示地平線。

圖1–1 想象中的天球

我們讓這個大空球圍繞軸點轉動起來，就會看到軸點P附近的星星也圍繞著P點旋轉。K點到N點這個圓周上的星星會隨著空球的旋轉擦到平面盤子的邊緣。而那些距離P點更遠的星星會掉落到平面盤子的下面，掉落的遠近程度與它們到P點的距離有關。靠近EF圈的星星則在P點和Q點中間，當空球開始旋轉，它們附近的星星一半在平面盤子的下面，一半在平面盤子的上面。而S點到T點這個圓周上的星星卻不能轉到平面盤子上面來，也就是說，我們永遠看不到它們。

天球在我們眼中就是這樣一個球體，只是無窮大而已。看起來它似乎一直在圍繞天空中的一點不停旋轉，太陽、月亮和星星都隨其轉動。星辰之間保持著它們的相對位置，如同固定在旋轉的天球上。如此也就意味著，如果我們想在夜間的任何時刻為星星拍攝一張照片，那么只要我們掌握了正確的方位，它們在其他時間還會處于照片中相同的位置。

繼續回到圖1–1，我們將轉軸上的P點稱為“天球北極”（north celestial pole）。對于居住在北緯中部的人們（我們大部分人都住在這里），“天球北極”是在北天上，幾乎接近頂點和北方地平線的中心。我們居住的地方越靠南，北極也就越靠近地平線，它離地平線的高度恰好與觀測者所在地的緯度一致。距離北極最近的一顆星就是我們常說的北極星（Polaris），關于如何尋找它，我們將在后面詳細介紹。如果是一般的觀測，北極星幾乎一直停在那里，并沒有怎么移動。它與北極的夾角也僅有1?多一點，但我們現在不用去討論這個差異。

正對著天球北極的是“天球南極”（south celestial pole），它位于地平線的下方，與北極到地平線的距離相同。

顯而易見，從我們所處的緯度看到的周日運動是傾斜的。當太陽從東方冉冉升起時，它看起來并不是從地平線上一直升起，而是沿著斜向南方與地平線呈一個銳角來運動。所以，當它落山時，運動的軌跡也是以同樣傾斜的角度向地平線靠近。

假設我們手中現在有一個很大的圓規，大到可以接近天空。我們把圓規其中一只腳固定在天球北極，另一只腳則放在天球北極下面的地平線上。固定在天球北極那只腳保持不動，用另一只腳在天球上畫出一個完整的大圓圈。這個圓圈的最低點正好與地平線相連，從我們居住的北緯地區看過去，它的最高點已經快要接近天頂了。這個圓圈上面的星星是永遠不會墜落的，看起來它們只是每天圍繞北極轉一圈，因此也被稱為“恒顯圈”（circle of perpetual apparition）。

在這個圓圈以外，靠近南面遠處的星星升起又落下，但是越靠南的星星，它們每天在地平線上走過的路程就越少，直到最南方的一點上，幾乎就看不到了，星星只會在地平線上一閃而過。

從我們所在的緯度看過去，更靠南的星星根本不會出現。這些星星都在一個“恒隱圈”（circle of perpetual occultation）內，這個圈以天球南極為圓心，與恒顯圈以天球北極為圓心一樣。

圖1–2 恒顯圈內北天主要星座

我們來看一下圖1–2，這是一個可以從北方觀察到的恒顯圈內北天上的主要星座。如果將適當的月份轉到對應的頂上，我們就能在當月晚上的八點左右看到北天中的星座。圖中還標出了尋找北極星的方法，就是利用大熊星座七顆星星（Ursa Major，俗稱北斗七星）中的“指極星”（Pointers）的延長線，可以在其所指的方向上找到北極星。

現在，讓我們改變角度看看會發生什么變化，如果我們是向赤道的方向旅行，那么地平線的方向會隨之改變。在途中，我們還將發現北極星漸漸下落。我們距離赤道越來越近，北極星也將越來越接近地平線，我們到達赤道時，北極星就到達地平線上了。我們之前講到的恒顯圈也自然會越來越小，在我們到達地球時，恒顯圈完全消失在赤道上，南北方向的地平線上是天球的兩極。這里的周日運動與我們講到的大不相同。太陽、月亮和星辰一同升起。如果有一顆星剛好從正東方升起，它一定會經過天頂；天上升起來的偏南的星星，一定將經過天頂南邊；而從偏北升起的星星自然會經過天頂北邊。

繼續向南，到達南半球。我們就會發現，雖然太陽是從東方升起，通常卻經過天頂的北面橫過中天。南北兩半球最主要的不同在于：既然太陽是經過天頂的北面橫過中天，那么太陽的視運動就與我們所處的地方不同，并不是和鐘表上的時針運動方向一樣，而是恰好相反。在南緯中部地區，看不到我們熟悉的北天星座，它永遠在地平線以下，天空中都是我們沒見過的新的南天星座。其中一些還以美麗壯觀著稱，例如南十字星座。事實上，人們通常認為南天上的星座比北天上的更美麗、更多。但這一觀點已被證實并不準確。經過對這些星辰的仔細研究和計算，我們發現南天和北天擁有的星星數量基本相同。之所以會產生這樣的錯覺，或許是因為南半球的天氣相對晴朗，南半球非洲大陸和美洲大陸的空氣中煙霧含量比北半球少，加之氣候干燥，因此南天上的星星看起來更為繁多。

我們在前面講過的北天星辰繞著天極的周日運動同樣適用于南天。不過，南天極沒有南極星，所以無法辨別天球南極的位置。盡管南天極周圍分布著一些小星星，但遠不如天空中其他位置的星星那樣密集。南半球當然也是有恒顯圈的，并且越向南圈越大。這進一步說明，南天極周圍也圍繞著一圈永遠不會墜落的星星，并一直圍繞南天極旋轉，旋轉的方向也和北天極的星星相反。相對來說，當然北半球也有其恒隱圈，北極附近的星星就在這個圈內，這些星星在我們所處的北緯上也是永不墜落的。我們只要越過南緯20?，就完全看不到小熊座（Ursa Minor）上的任何天體了，再向南，大熊星座也只在地平線上露出一小部分。

如果我們的旅行繼續向南，就將告別星辰的升落，因為那些星辰圍繞天空的運行軌跡是平行的，軌跡的中心——也就是南天極，與天頂重合。這種情況也同樣發生在北天極。

時間和經度的關系

眾所周知，地球表面一條由北向南經過某地的線被稱為該地的子午線。再準確一點，地球表面的子午圈是連接南北兩極的半圓。這個半圓從北極向各個方向擴散，從而讓我們能夠畫出經過任何地點的子午線。國際公認的計算經度的起點是格林尼治皇家天文臺的子午線，大多數地區的時間也是以此為據設定的。

與地球上的子午圈相對應的是天球上的子午圈（就是地球上的子午圈在天球上的投影）¹，天球上的子午圈起始于北天極，通過天頂，并在最南的一點與地平線相交，再向南最后到達南極形成半圓。地球是圍繞地軸旋轉的，天球上的子午圈與地球的子午圈也隨之一起轉動，這樣，天球上的子午圈在一天內能運行經過整個天球。而在我們眼中，天球上的每個點在一天之內都會經過子午圈。

太陽經過子午圈的時刻，就是我們慣稱的中午。在現代計時工具還沒有出現之前，我們的祖先是根據日照的高低來制定時間的。可是，由于黃道傾斜角和地球繞日軌道的偏心率的影響，太陽連續兩次經過子午圈的間隔時間并不完全相同。換言之，如果計時工具準確，那么太陽從子午圈經過的時間有時會是12點之前，有時則是12點之后。只要理解了這個道理，那么區分視時（apparent time）和平時（mean time）就不再是一個難題。視時指依據太陽測定的每日時間，長短不等；平時則是依據鐘表設定的時間，長短完全相等。兩者之間產生的差別就是我們所稱的時差（equation of time）。它們之間相差最多的時候出現在每年11月初和2月中旬。11月初，太陽會在12點前的16分鐘經過子午圈；2月中旬，則在12點14分至15分之間經過子午圈。

為了確定平時，天文學家們以他們的非凡才智構想出平太陽（mean sun）這一概念，平太陽一直沿著天球赤道運行，它每次經過子午圈的間隔時間完全相同，所以有時會在真太陽之前，有時則在真太陽之后。根據構想出來的平太陽，就能確定每天的時間了。如果可以不考慮真實情況，只通過視覺上的景象來說明這個問題會更容易。假設地球靜止不動，平太陽繞地球旋轉，慢慢經過各地的子午圈。那么，我們可以想象一直圍繞世界運行的就是“中午”這一時刻。在我們所處的緯度上，它的速度只有每秒300米，換句話說，如果我們所在的地方是中午，1秒鐘后，向我們西邊300米遠的地方即是中午；再過1秒，再向西300米的地方就是中午……以此類推，經過24小時，中午會再次回到我們所在的地方。這種情況最明顯的結果就是：任意兩個在不同子午圈上的人，絕對不會處于同一時間。當我們向西走時，我們會覺得當地時間比我們的手表時間更慢；而向東走，這種情況又會相反。這種有區別的時間變化就被稱為地方時（local time）。

標準時

由于地方時存在的差異，給旅行者造成了極大的不便。以前，所有鐵路運營者都有自己的子午圈，鐵路線上的列車都按照自己的時間運行，但旅客們會按自己的鐘表顯示時間安排行程，經常由于不了解自己的鐘表時間與鐵路時間的差距而誤了火車。直到1883年，科學家們才制定出我們現在使用的標準時間制度。這個時間制度規定，每15?（太陽每小時經過的地方）為一個標準的子午圈，中午經過標準子午圈時，兩邊7.5?相加的地區都是中午，這就是“標準時”（standard time），而標注這些地帶的經度以經過格林尼治天文臺的子午圈為起點。費城在經度上與格林尼治天文臺相距約75?，時間為5小時，更準確地說是5小時1分。這樣一來，美國東部各州的標準子午圈就位于費城東面一點。當平正午（mean noon）經過這個子午圈時，向西一直到俄亥俄州都算是中午12點。一小時之后，密西西比河流域是12點。再過一小時后，落基山脈地區是12點。再經過一小時，太平洋沿岸是12點。由此可知，美國有四種時間：東部時間、中部時間、山地時間和太平洋時間，依次相差一個小時。按照標準時間制度，旅行者在太平洋和大西洋之間穿梭跨越時區時，每次只需將鐘表調快或者調慢1小時，就可以與他所在時區內的時間相同了。

中國在1949年以前，設置了中原、隴蜀、新疆、長白和昆侖五個時區，不同時區內的時間不同。中華人民共和國成立后，將首都北京所在的東八區確定為全國標準時間，統一為“北京時間”。

通過這種時間的差別，我們可以判斷一個地區的經度。如果一個位于紐約的觀測者在某顆星星經過當地子午圈時向芝加哥發送電報，這個時間會被兩個地方記錄下來。當這顆星星到達芝加哥的子午圈時，另一位發報者也按下電報發出鍵。那么，這兩次電報的時間間隔就是這兩個地點相差的經度。

還有一種方法可以確定經度，即身處兩地的觀測者分別將各自的地方時向對方報告，這樣得出的結果與前面我們假設的一樣，兩地的時間差就是兩地相差的經度。

不過，我們必須記住，太陽從東邊升起、由西邊落下依據的是地方時，而不是標準時。因此，日歷中標注的日出和日落的時間并不能確定鐘表的標準時，但正好處于標準子午圈上除外。地方時和標準時的差異是，當我們在向東或向西旅行時，地方時不斷發生改變；而標準時卻只在我們每經過某個時區的邊界時，跳過1小時。

日期在什么地方改變

“午夜”和“中午”相同，不停地圍繞地球旋轉運行，陸續經過每個子午圈。每經過一個子午圈，就代表這個子午圈對應的地方開啟了新的一天。假設它經過某個地方時正好是星期一，那么當它再次經過時就是星期二了。所以，肯定存在一個在星期一和星期二交界處的子午圈，又或者說，存在一個兩天的臨界點。這個劃分日期的子午圈被稱為“國際日期變更線”，它是基于人們的習慣和應用的便利性來劃定的。當人們向東西兩個方向遷徙時，會將按照自己計算日期的方式一同帶去。直到向東而去的人和向西而去的人在某處相遇，才發現彼此之間的日期相差了一整天，向西去的人還在過星期一，而向東行的人已經是星期二了。美國人到達阿拉斯加時就遇到了這樣的情況。俄羅斯人向東行走到了阿拉斯加，美國人向西走到達該地。在同一個地方，美國人的時間還在星期六，而俄羅斯人已經在過星期日了。這樣就產生了一個問題：當地居民想去希臘的教堂做禮拜，應該如何計算日期呢？是遵照新日期的計算法還是舊日期呢？這個問題被圣彼得堡教會的主教知曉后，請來了普爾科沃天文臺（Pulkovo Observatory，俄羅斯國家天文研究機構）的負責人斯特魯維。斯特魯維寫了一篇報告，認為美國的日期計算方法更為準確，于是最終將日期的計算方法統一。

目前規定的國際日期變更線是指與格林尼治天文臺正對的子午線。這條界線恰好位于太平洋中央，只經過亞洲東北角以及斐濟群島的一部分陸地。這樣的地理環境很有利，避免了因國際日期變更線穿過一個國家內部造成的嚴重不便。如果日期變更線從一個國家內部穿過，那么這個城市的日期就會與相鄰城市的日期相差一天，甚至同一條街道兩邊的居民會過著不同的日期。但是，如果日期變更線在海洋里，就可以避免這種不便的發生。日期變更線并不是嚴格意義的地球上的子午圈，它可以曲折迂回以避免前面講到的不便。因此，即使與格林尼治呈180?的子午圈正好從查塔姆群島及其鄰近的新西蘭之間穿過，兩地居民的時間依然可以一致。

怎樣確定天體的位置

為了完整了解天體的運作和觀測星星的位置，我將在這一節的內容中引入一些專業名詞術語，并對它們進行解釋說明。如果你只是想簡要了解天空現象，那么這一節的內容并不重要。我想邀請一些希望深入學習的人，來和我一起研究在“天空萬象”中講述的天球。如果大家已經忘記，那就讓我們重新回到圖1–1，再來看看地球和天球的關系：一個真實存在的球體是地球，我們正站在它的表面，它帶著我們每天不停地旋轉；另外一個則是看起來存在的天球，它在遙遠的地方包圍著地球。雖然這是一個并不存在的大球，但我們一定要在腦海中想象出來，這樣才能知道去什么地方尋找天體。需要注意的是，我們身處天球的中心，因此看到的天球上的東西仿佛都在球的內部表面上，而我們在地球的外部表面上。

這兩個球上的許多圈點之間都有類似的關系，也是我們提到這兩個球的原因。我們在前面已經說過，地球的轉軸指出了我們的南北極，又向兩個方向延伸橫穿長空，指出了天球的南北極。

我們知道環繞著地球的赤道與南北兩極的距離相等。同樣，天球上也有一條赤道環繞著天球，與南北天極各呈90?。假如我們能將它在天上畫出來，就可以發現它的位置晝夜不變。我們需要更準確地想象出它的形狀。它在正東和正西兩個點上與地平線相交——實際上就是3月（春分）和9月（秋分），太陽在地平線上的12小時內，周日運動在天上移動的那條線路。從美國北部的各州來看，天球赤道正好穿過天頂與南方地平線之間的正中，越向南越接近天頂。而中國的大部分地區也是如此。

正如地球上有平行于赤道且環繞地球赤道南北的緯度圈一樣，天球上也有兩個平行于天極的圈子。地球上的緯度圈越靠近兩極越小，天球上的緯度圈也是如此。

我們知道，地球上的經度是根據通過該地從北極到南極的子午圈測量出的，而這個子午圈與經過格林尼治天文臺的子午圈形成的角度就是當地的經度。我們可以在天球上找到類似的東西。想象一下，一些在天球上的北天極和南天極之間朝各個方向散開的線，與天球赤道呈直角正交，如圖1–3所示，這些圈被稱為“時圈”（hour circle）。我們把其中之一稱為“二分圈”（equinoctial colure），圖1–3中也已注明，這條線正好經過春分點，這個內容我們將在下一節討論。二分圈在天球上的作用與格林尼治子午圈在地球上的作用相同。

天球上一顆星星的位置可以與地球上一座城市的位置一樣，用經緯度來確定，不過使用的名詞大不相同。天文學中，天球上與地球經度相當的被稱為“赤經”（right ascension），而與地球緯度相當的被稱為“赤緯”（declination）。于是就有了下面這些定義，讀者們一定要牢記：

圖1–3 天球經緯示意圖

一顆星的赤緯指的是它距離天球赤道在南北方向的視距。圖1–3中的星星正在赤緯北25?。

一顆星的赤經指的則是經過這顆星的時圈與經過春分點的二分圈形成的夾角。圖1–3中的星星正在赤經3時上。

天文學中通常用時、分和秒表示星星的赤經，如圖1–3標出的那樣；也可以用度數來表示，如同地球上的經度一樣。如果想將赤經的時分秒轉化成度數，只需乘以15即可。這是由地球每小時內旋轉15?決定的。從圖1–3中我們還能看出，緯度的相差體現在直線距離上。單位長度在地球上都是相同的，但經度的相差是不一樣的，它的直線距離從赤道向兩極逐漸變小。在地球赤道上，每經度相差111.8千米，但在南北緯45?上，相差就只有67.6千米了；再到南北緯60?上，每經度相差已不到56千米；到了兩極則減少為0，這是由于各子午圈已經相交于此了。

由此，我們了解到，地球自轉的線速度也會遵循這樣的規律遞減。在赤道上，經度如果相差15?，那實際距離就相差1600千米，地球旋轉的線速度為每秒460米；在南北緯45?上，線速度減慢至每秒300米多一些；在南北緯60?上時，線速度就只相當于赤道上的二分之一了；在兩極則降為0。

如果將這樣的經緯應用到天球上，地球的自轉會成為唯一的難題。只要我們不動，就始終保持在地球的某一經度上。但是，由于地球的自轉，天球上任何一點的赤經都在不斷發生變化，盡管在我們看來是固定不動。天球子午圈和時圈的區別在于，天球子午圈隨著地球轉動，而時圈則固定在天球上。

地球和天球之間的每一點特性都很相似，地球自西向東繞著它的軸自轉，天球仿佛自東向西旋轉。假如我們將地球想象為天球的中心，有一根共同的轉軸穿過它們，如圖1–3所示，我們就能夠更清晰地理解它們之間的關系了。

如果太陽也如同星辰那樣，在天球上靜止，那么我們要找到一顆已經知道赤經和赤緯的星星就不是一件困難的事。不過，由于地球每年會圍繞太陽旋轉一周，那么每晚相同時刻，天球上太陽的視位置就會發生變化，且永不相同。接下來，我們開始討論公轉產生的影響。

地球的周年運動及其影響

我們都知道，地球不僅繞著自己的轉軸旋轉，還圍繞太陽公轉。這種運動令太陽看起來是在眾星之間每年環繞天球旋轉一圈，我們想象自己是在環繞著太陽運動，就能發現太陽正朝著反方向運動，這樣就會看到太陽在比它更遙遠的眾星之間運動。當然，由于白天看不到星星，所以這種運動難以被輕易發現。但是，如果我們長時間緊盯著西邊的一顆星，就會感覺到這種運動。我們會發現這顆星降落得一天比一天早，也就是說與太陽越來越接近。確切地講，既然這顆星的位置不變，那么似乎是太陽在逐漸向星辰靠近。地球的周年運動顯而易見。

假如我們可以在白天看見星星，看到它們都散布在太陽的周圍，情況就會越發明顯。再假如我們看到一顆星星和太陽一同升起，那么在一天之中，太陽會遠離那顆星星，漸漸向東移去。直到太陽快要落下時，它與這顆星的距離大約等于自身的直徑那么遠。次日清晨，我們會看到它離那顆星星的距離更遠了，大約是自身直徑的2倍。圖1–4中表示了春分時（3月21日）的這種情況。這種運動月復一月地持續著，等到太陽遠離這顆星，繞著天球運行一圈，一年之后將會與這顆星星再次相遇。

圖1–4 太陽在3月21日左右經過天球赤道

太陽的周年視運動

我們再來看圖1–5，它表示了地球圍繞太陽運行的軌道，遙遠的星辰是它的背景。當地球在A點時，太陽處于AM這條直線上，對應到星辰中的M點。而當地球從A點移動到B點時，太陽也就對應到N點，以此類推持續一年。古人應該是很早就注意到太陽的這種周年運動，他們在繪制這種圖像時花費了非常大的精力，他們想象出一條繞過天球的線，太陽總是繞著這條線做周年運動。這條線被他們稱為“黃道”（ecliptic）。古人發現，盡管不是完全一致，但行星的運動軌跡基本與太陽通常的軌跡相同。他們由此想象出一條把黃道線夾在中間的帶子，帶子里面包含了所有已知的行星和太陽，這個帶子被稱為“黃道帶”（zodiac）。他們將這條帶子等分為十二宮，每一宮包含一個星座，太陽每個月進入一宮，一年經過十二宮。這就是人們常說的黃道十二宮，它們的宮名與所在的星座相同。這與我們現在知道的情況稍有不同，因為歲差運動在緩慢地起作用，我們將會在后面講到這一點。

圖1–5 地球的軌道和黃道帶

如此，我們就能夠看出，我們提到過的環繞整個天球的兩道圈是通過不同的方法得出的。天球赤道由地球轉軸的方向決定，恰好在兩個天極的中間嵌入天球；黃道則是由地球繞太陽的運行軌跡而來。

這兩道圈并不一樣，卻在相對的兩點相交，大約成23.5?，或者說約為直角的1/4，這個夾角被稱為“黃赤交角”（obliquity of the ecliptic）。為了正確理解這種現象產生的原因，我們必須再說一下天極的問題。依據前面介紹過的內容，我們很容易知道兩個天極是由地球轉軸的方向決定的，而不是由天上的什么來決定；它們僅是因為天球上相對的兩個點正好與地球轉軸形成一條直線。天球赤道是兩個天極正中間的大圈，這自然也是由地球轉軸的方向決定的。

我們現在假設地球繞日運行的軌道是水平的，并且將其想象為一個平盤的圓周，太陽就位于平盤的中心。地球沿著圓周運動，中心恰好也在平盤之上。那么，假如地球的自轉軸是垂直的，赤道就一定是水平的，并且與平盤圓周處于同一平面中，地球沿著平盤運動一周，中心始終對著太陽。所以，由繞日運動確定的黃道也一定與天球赤道是同一個圓圈。黃赤交角（黃道傾斜角）形成的原因在于地球自轉軸并不是垂直的，而是傾斜了23.5?。黃道和平盤的傾斜角也是23.5?，而這個傾斜就是地軸的傾斜。還有一個與此相關的重要事實，當地球繞太陽旋轉時，它的軸在空間中的方向是不變的。因此，地球北極有時靠近太陽，有時又遠離太陽。圖1–6清楚地展示了這種情況，也就是我們剛剛假設的平盤圓周，地軸向右傾斜，而北極的方向永遠不變。

圖1–6 黃赤交角示意圖

如果不明白黃道傾斜角的影響，我們可以再舉個例子，假設在某一個3月21日前后的正午，地球停止了自轉，但繼續圍繞太陽公轉。未來的三個月中，我們就會看到圖1–7中顯示的情況。假設我們在圖中望向南天，會發現太陽正在子午圈上，乍看起來似乎是靜止的。如圖所示，天球赤道自東到西與地平線相交，與前面描述的情況相同，黃道和赤道相交于春分點。接下來再持續觀測三個月，我們會看到太陽慢慢沿著黃道來到夏至點上，那是太陽到達的最靠北的一點，大約在6月22日左右。

圖1–7 春夏間太陽沿著黃道的視運動

圖1–7可以讓我們觀察到太陽在接下來三個月中的運行。經過夏至點后，太陽會沿著它的軌跡逐漸向天球赤道靠近，大約在9月23日（秋分點）左右到達天球赤道。太陽在一年中其余時間的軌跡與其前六個月的運動軌跡相對應。在12月22日（冬至點）到達離赤道最南邊的一點；接著又在3月21日（春分點）前后經過天球赤道。不過，這些日期會因閏年出現一些差異。

我們現在可以來總結一下太陽周年視運動中需要注意的幾點：

我們從春分點開始觀測；

夏至點是太陽運行到最北邊的一點之后，開始返回并向南靠近赤道的轉折點；

秋分點與春分點相對，太陽在9月23日左右會經過這個地方；

冬至點與夏至點相對，是太陽最靠南的一點。

我們將太陽在兩個天極之間通過的這些點與天球赤道呈直角的時圈稱為“分至圈”（colure）。太陽經過春分點的二分圈是赤經的起點，而與之垂直的是二至圈。

讓我們再來認識一下星座與季節氣候以及每日時間的關系。假如太陽今天和一顆星星同時經過子午圈，那么明天太陽就會在這顆星星東邊1?，也就是我們之前講過的，這顆星星會比太陽早約4分鐘經過子午圈。這種情況每天重復，持續一整年，直到二者再次同時經過子午圈。如此一來，這顆星星每年經過天空的次數會比太陽多一次。換句話說，太陽經過子午圈365次，而那顆星星會經過子午圈366次。當然，如果我們選取的是南天的星星，那么它出沒的次數則與太陽的相同。

四季

如果地球的自轉軸正好與黃道平面垂直，黃道將與天球赤道重合，那么我們就感覺不到四季之間的變化了。這是由于太陽永遠都是從東方升起，在西方落下，經年不變。地球上的氣溫變化也很細微，這是由于1月時地球與太陽的距離更近一些，到了6月就離太陽遠一些。但是黃道傾斜了，那么太陽位于赤道以北時（3月21日到9月23日），北半球每天被太陽照耀的時間比南半球長，而且與地面形成的角度也更大。而南半球的情況則恰恰相反。太陽照耀的時間從9月23日到次年的3月21日，比北半球更長。因此，當北半球是冬季時，南半球就是夏季，兩個半球的季節恰恰相反。

真運動和視運動的關系

在深入討論這部分內容之前，我們有必要先了解幾個名詞。

首先是真運動——也就是地球的運動，其次是視運動——也就是真運動引起的天體視運動。接下來是真周日運動，指的是地球圍繞自己的軸自轉；視周日運動，指的是地球自轉產生的星體現象。真周年運動，指的是地球圍繞太陽公轉；視周年運動，指的是太陽在眾星之間環繞天球運動。

由于真周日運動，地平線從太陽或者星辰上經過。這樣，我們就會看到太陽或星辰升起又落下。

地球赤道平面大約在每年的3月21日前后從太陽北邊向南邊移動，9月23日前后，則從南邊向北邊移動。所以我們說，太陽3月時從地球赤道經過并向北移動，到了9月又經過赤道并向南移動。

每年6月，地球赤道平面在太陽南邊最遠的地方，12月則在太陽北邊的最遠處。我們認為，在第一種情形中，太陽處于北至點；而第二種情形中，太陽處于南至點。

相對于與地球軌道垂直的線，地球的自轉軸傾斜了23.5?，所以黃道向天球赤道傾斜的夾角也是23.5?。

夏季時，地球的北半球向太陽傾斜，北緯地區被地球的自轉作用帶領，旋轉一次得到陽光的時間有一大半，而南緯地區得到陽光的時間只有一小部分。于是，我們就可以看到，太陽每天在地平線上的時間超過一半，北半球是炎熱且晝長的夏季，而南半球則是寒冷且夜長的冬季。

到了北半球過冬的時候，情況就完全相反，南半球在這個時候傾向太陽，北半球則遠離太陽。因此，南半球進入晝長夜短的夏天，而北半球則是夜長晝短的冬日。

上述內容如果用相對性原理解釋，會更容易理解。因為宇宙沒有中心，那么所有參照物都是相對而言的。

年與歲差

我們常說的“年”的概念，最簡單的就是地球圍繞太陽公轉一周的時間。按前面講過的，年的長度有兩種不同的測量方法：一種是計算出太陽兩次經過同一顆恒星所用的時間，另一種是計算出兩次太陽經過春分點（或秋分點）所用的時間。如果二分點的位置是固定在眾星之間不變的點，那么這兩種計算方法得到的結果就完全相同。但是，古代天文學家根據數千年的研究發現，上述兩種方法得出的結果并不同，太陽以恒星為起點繞天空轉一周會比以春分點為起點繞天空一周多花11分鐘。由此我們可以得出，每年春分點的位置會在眾星之間不斷移動，這種移動被稱為“歲差”（precession）。歲差的產生與天球沒有任何關系，只是因為地球在繞太陽公轉的過程中地軸緩慢移動造成的。

我們假設圖1–5中地球一直在圍繞太陽旋轉，經過六七千年，轉動了6000至7000次之后，最終我們發現，地軸的北極并非如圖中所示向著我們的右邊，而是轉到正對著我們的那一方；再經過六七千年，地軸北極又來到了我們左邊；再經過同樣的時間，地軸北極將會背對著我們；繼續經過同樣的時間，地軸北極會回到最初的位置，這個過程大約需要2.6萬年。由于天極由地軸的方向決定，因此地軸方向的變化會帶動天極在天空中慢慢轉出一個半徑為23.5?的圓圈。這時，北極星與北極的距離是1?多一點。但是，北極正慢慢靠近北極星，200年后就會逐漸遠離北極星。1.2萬年后，北極將進入天琴座（Lyra）中，距離這個星座中最亮的織女星（Vega）大約5?。古希臘時期，航海者并不認識北極星，因為那時的北極星距離北極點10?至12?，位于北極星和大熊星座之間。那時的航海者只能根據大熊星座來確定航向。

這樣一來，既然天球赤道是在兩個天極正中間的大圈，那么它在眾星中的位置也一定會有相應的變化。這種變化在過去2000年中產生的影響可以在圖1–7中看出。因為春分點是黃道和天球赤道的交點，所以它們也會在這種變化的影響下發生變化。這就產生了歲差。

我們前面講到的兩種年，一種被稱為“恒星年”（sidereal year），另一種則被稱為“回歸年”（tropical year）或“分至年”。回歸年是太陽兩次經過二分點所用的時間，具體時間為365日5小時48分46秒。因為四季由太陽在天球赤道南北位置決定，所以回歸年成為了計時系統。在古代，天文學家發現回歸年的長度是365.25天。在托勒密²時代，年的長度計算結果精確到比365.25天少幾分鐘。直到現在，許多國家仍舊使用格列高里歷，制定出的年的長度與此相差無幾。

恒星年指的是太陽兩次經過同一恒星所用的時間，具體時間為365天6小時9分鐘。基督教國家一直使用羅馬儒略歷到1582年，這種歷法中的一年剛好是365.25天。這比回歸年的長度多了11分14秒，因此四季會在千百年中慢慢發生變化。為了避免出現這種情況，人們需要制定一個平均長度盡可能準確的年的制度，羅馬教皇格列高里十三世頒布法令，在儒略歷的400年之間取消三次閏年。根據儒略歷，每個世紀的最后一年肯定是閏年；而在格列高里歷中，1600年仍然是閏年，而1500年、1700年、1800年和1900年則都是平年。

于是，格列高里歷被所有天主教國家接受，也陸續在新教國家中普及，并成為世界通用的歷法（辛亥革命后，中國也采用此歷法）。

農歷

在中國，除了格列高里歷（俗稱陽歷）之外，還有盛行千百年之久的農歷法。這是一種特殊的陰陽歷，并不是單純的陰歷。中國的百姓到現在仍然以它為依據，安排農事、漁業生產以及確定傳統節日。

農歷是按朔望周期確定月份。月相朔（日月合朔）所在的日期為本月初一，下次朔的日期為下月初一。因為一個朔望月的周期是29.53天，所以分大月和小月，大月30天，小月29天。某月是“大”還是“小”，以及哪天是“朔日”，則根據太陽和月亮的真實位置來推算，古時稱為“定朔”。

農歷的年以回歸年為依據。為了和回歸年的長度相似，農歷使用增加閏月的方法（根據二十四節氣制定），并將歲首調整到“雨水”所在的月初。農歷一年12個月，一共是354日或者355日，平均19年有7個閏月，這樣就保證了19年的農歷與19年的回歸年的長度基本相等。所以通常情況下，中國人的19歲、38歲、57歲及76歲時的陽歷生日和農歷生日會重合在一起。

漢武帝太初元年（公元前104年）五月頒布的《太初歷》，將含有雨水的月份定為正月，將這個月的初一定為歲首。因其更加科學地反映農業季節，除個別朝代有過短期改動外，一直沿用至今。

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1　本書中的楷體文字為編譯者添加或修訂的內容。

2　托勒密（Ptolemy），公元2世紀的埃及天文學家。——編譯者注