太阳的故事(txt+pdf+epub+mobi电子书下载)

作者：卢昌海

出版社：清华大学出版社

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太阳的故事试读：

卢昌海　出生于杭州，本科就读于复旦大学物理系，毕业后赴美留学，于2000年获美国哥伦比亚大学物理学博士学位，目前旅居纽约。著有《寻找太阳系的疆界》一书，并曾在《科幻世界》、《现代物理知识》、《中学生天地》、《科学画报》、《数学文化》等刊物上发表几十篇科普及专业科普作品。1重返古希腊

说到天文学，很多人的眼前都会浮现出深邃的天幕和宝石般闪亮的星辰。其实，在我们这个小小星球上所能看到的最显眼的天文现象并不在黑夜，而是在白天。

在每一个晴朗的白天，天空中都挂着一个极为显眼的天体：太阳。

对于像太阳这样显眼的天体，我们当然不必问它是什么时候被发现，以及怎样被发现的，因为那显然跟人类本身同样古老，跟睁开眼睛同样直接。但是，除了这两个不必问的问题外，有关太阳的其他问题可就大都不是省油的灯了，有些甚至直到今天也没有确切答案。不过虽然不“省油”，它们点亮的却是人类的智慧。从某种意义上讲，对这个天空中最显眼的天体的持续探索，对那些“不省油”的问题的认真求解，是人类从睁开眼睛看世界，到逐渐理解世界的某些方面所走过的几千年漫漫长路的一个缩影。

现在就让我们从那些问题当中最简单的两个说起吧：太阳有多大？它离我们有多远？

这两个问题的答案，在今天也许已是很多小学生都知道的常识——不就是两个数字嘛。但是，这两个问题的答案果真只是两个数字吗？让我们来作这样一个设想，假设我们用时间机器把一位知道这两个数字的小学生送回人类文明发源地之一的古希腊。我们想知道的是：这位来自21世纪的小学生能做什么？

显然，单以某些知识——比如有关太阳有多大和离我们有多远的这两个数字——而论，他（她）已经远远胜过了古希腊的任何一位先贤。但我们会在从古希腊流传下来的史书中读到有关这位博学强记的小学生的故事吗？他（她）能凭那些博学强记的知识就成为令后世之人高山仰止的先贤中的一位吗？我想答案是否定的。原因很简单，知道两个数字和让别人理解并信服那两个数字是完全不同的事情，后者恐怕不是每一位小学生能够做到的。如果仅仅能说出两个数字，却无法让别人理解和信服，那只会被当成信口开河，而不会被载入史书。

那么，假如不是小学生，而是本书的读者，您有幸（或不幸）被送回到了古希腊，您有办法让那些喜爱思考的古希腊先贤们相信那两个数字，相信天空中那个看上去只有贝壳大小的太阳其实是肚子里能装下一百多万个地球的庞然大物吗？或者换一个说法：若是您被送回到了古希腊，却忘记了那两个数字，您有办法凭自己的能力，以一种令人信服的方式重新找回它们吗？或者更一般地，如果您站在了古希腊的天空下，却忘记了所有的天文知识，您能凭借自己的能力找回其中的多少呢？

让我们就从这个假想的问题开始重温一下人类智慧的启蒙时代，并从那里开始讲述我们有关太阳的故事吧。

要想找回已被忘记的天文知识，您要做的第一件事情显然就是仰望天空，因为那里——并且只有那里——才是天文知识的直接来源。如果您的仰望天空只是偶一为之，您也许会觉得天上的日月星辰都是静止的，因为它们当中没有一个会像飞鸟一样在一瞥之下就让人察觉它们的移动。但即便如此，您也会在一天之内就发现太阳的东升西落，因为它直接影响到周围环境的明暗和冷暖。要发现月亮的运动也很容易，因为在任何一个有月亮的夜晚，您仰望天空时都很难不注意到这个独一无二的天体，而一旦注意到它的存在，那么在下次仰望天空时，就很难不注意到它的位置变化。

对一般人来说，自己所能发现的天文知识也许就到此为止了。天上除日月之外虽然还有很多星星，星星虽然也和日月一样东升西落，但一个视力良好的人在一个晴朗的夜晚所能看到的星星有几千颗之多，若非特别留意，除了有一种繁星似尘的感觉外，恐怕是不会对其中任何一颗星星留下具体印象的。而如果没有对任何一颗星星留下具体印象，那么在下一次仰望天空时就很难注意到它们的移动。

要想找回尽可能多的天文知识，您当然不能像一般人那样过目就忘。为了研究星星的运动，您开始进行细致的观测，并对不同时刻每颗星星的位置进行记录。您很清楚，观测越细致，记录越详尽，有可能找回的天文知识就越丰富。由于在苍穹之上缺乏参照，不易度量位置或角度，您也许会想到在地上立一些固定的物件作为参照，如果手下有一些可以使唤的人的话，您也许还会想要设计建造一些更复杂的参照物，那些东西若是建得足够牢固，以至于能一直保留到今天的话，就会变成重要的历史遗迹：古观象台。

无论您的记录详尽还是粗略，只要记录了，哪怕只记录几天，您也会发现所有的星星都和日月一样东升西落。用后世的术语来说，这是天体的周日视运动（apparent diurnal motion），如图1.1所示。由此您也许还会进一步总结出一个规律，那就是日月星辰都在围绕着地球转动。在历史上，这是著名的地心说（geocentric model），它后来受到宗教势力的维护，成为垄断天文界长达两千年的正统理论。随着观测数据的积累，以后您会发现很多理由让您放弃这一理论。它后来也的确被放弃了。在某些后世之人的眼里它甚至有些声名狼藉（那其实是宗教惹的祸）。但在一开始，在只有粗略观测数据的年代里，它是一种既符合观测数据，又符合直觉的理论。您有理由为发现这一理论而自豪。周日视运动的发现也意味着您已经发现了“日”这个时间计量单位，它是周日视运动的周期，也可以说是昼夜交替这一粗糙周期(1)概念的精细版。

当您的天文观测坚持到几十天时，除了周日视运动外，您还会注意到另一种很重要的天文周期现象，那就是月相（phases of the moon）的变化（彩图2）。与太阳总是圆的，以及星星总是像一个点不同，月亮这个夜空中最显眼的天体在不同日子里会呈现不同的形状：有时是满月，有时是半月，有时则是弯月。这种变化被称为月相的变化，它大约每隔29.53天重复一次。注意到这种有趣而美丽的周期现象，意味着您发现了“朔望月”（synodic month）这一时间计量单位。很多早期的文明都曾用过这一时间计量单位，直到今天它仍有(2)一定的应用，是阴历（lunar calendar）这一历法的基础。

图1.1　星星的周日视运动

当您的天文观测坚持到十几个月时，除了周日视运动和月相的变化外，您还会发现一种更缓慢的天文周期现象。您会注意到在太阳升起和落下的时候，天空中依稀可见的那些星星的位置在一天天缓慢地改变着。这种缓慢改变的逐渐积累，使得在不同的季节里，伴随太阳升起和落下的星星是不同的。这说明什么呢？说明太阳在背景星空中的位置不是固定的，除了周日视运动外，它还参与了一种更加缓慢的运动。仔细的观测表明，那种运动大约每隔365.24天重复一次，它既沿东西方向，也沿南北方向，与周日视运动所在的平面有一个23.4°左右的夹角，这个夹角决定了太阳在冬天和夏天所能到达的最大纬度——即南北回归线的纬度。注意到了那种运动，意味着您发现了所谓的太阳周年视运动（apparent yearly motion）以及“年”这一时间度量单位，后者是太阳周年视运动的周期，也可以说是四季变化这一(3)粗略周期的精细版。

您不知疲倦地坚持着自己的天文观测，当头发都快花白了的时候，您在天空中又发现了一些更微妙的运动。您会发现在那看起来彼此相似的满天繁星之中，有五颗星星的位置与日月一样相对于背景星空在缓慢地移动着，其中有几颗星星的移动方式还相当复杂，比如有时会停止，有时还会逆行。如果您发现了这些被后人称为行星表观视运动（apparent motion of planets）的现象，那表明您已经发现了金、木、水、火、土五大经典行星。除了这些发现以外，在经年累月的观测中您还会偶尔发现一些流星和慧星，并观测到一些日食和月食。

在古希腊的条件下，您自己所能从事的天文观测大致就是这些。不过，假如您能有幸找到一些前人留下的观测记录的话，您也许能通过将彼此的记录相互比较，而发现一种在自己的有生之年里很难单独发现的东西，即周日视运动的轴线本身的缓慢转动。这种转动的周期约为25800年。这一现象用后世的术语来说就是所谓的地球自转轴的进动（precession of the Earth's rotation axis）。在它的影响下，因距离北天极（即周日视运动的轴线北端）很近而被称为北极星（Polaris）的小熊座α星（α Ursa Minor）在几千年后将会失去北极星这一光荣称号。

完成了上面这些观测发现，您就不仅凭借自己的能力赶上了古希腊先贤们在观测天文学上曾经达到过的水准，而且也基本上穷尽了17世纪之前天文学上几乎所有重要的观测发现。罗列起来似乎不难，做起来却不无艰辛。在不知不觉间，您这位来自21世纪的人，已几十年如一日地将古希腊人的天文事业当成了自己的事业。（这是一种什么精神？）

不过，这些天文发现虽然了不起，却还不足以让您被写入史书。因为眼睛是人人都有的，很多勤奋的普通人——其中既有古希腊人，也有其他古文明国度的人——也能作出同样的发现。真正将智者区别于普通人的除了勤奋，还有智慧。例如几何与推理的能力，这种能力无疑是一种智慧。现在您就要用自己的智慧来做一些单纯的天文观测无法做到的事情。比方说，您要寻找前面提到过的那两个数字：太阳的大小以及它离我们的远近。

没有谷歌（Google），没有百度（Baidu），而且也没“病”（Bing），您有办法自己找出那两个数字吗？

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(1) 从周日视运动的周期中衍生出的“日”的概念其实不止一种：由同一颗星星（行星除外）在两个相邻夜晚经过天空中同一个位置的时间间隔所定义的“日”称为恒星日（sidereal day）；由太阳在两个相邻白天经过天空中同一个位置的平均时间间隔所定义的“日”则称为平均太阳日（mean solar day）。由于后文即将提到的太阳周年视运动的影响，平均太阳日比恒星日长了约3分56秒（感兴趣的读者可以用本节给出的数据自行推算一下这两种“日”的差异）。由于太阳与我们日常生活的关系远比星星密切，我们在普通日历中所用的“日”是指平均太阳日。细心的读者可能会问：平均太阳日中的“平均”二字是什么意思？那是指将地球公转轨道等效为一个平均圆轨道，以避免“日”的长短受地球公转轨道的椭圆性影响。当然，不作那样的平均也可以谈论“日”这个概念，那样的“日”被称为表观太阳日（apparent solar day），它的长短会随季节而变。

(2) 朔望月这一中文名称中的“朔”指的是新月，“望”指的是满月。要注意的是，朔望月只是月相变化的周期，而不是月球绕地球公转的周期，后者是所谓的恒星月（sidereal month），只有27.3天（感兴趣的读者可以用本节给出的数据自行推算一下这两种“月”的差异）。另外，朔望月不同于以太阳周年视运动为基础的阳历（solar calendar）中的月。之所以不同，是因为朔望月并不恰好等于阳历中一年的十二分之一，如果我们用它来表示“月”，就无法与“年”合拍，由此会导致很多不方便之处，比方说北半球的7月就无法稳定地对应于夏天（因为当“年”和“月”的不合拍累积到六个月时，它就会变成冬天）。不过有得就有失，阳历中的“月”虽然保证了与“年”的合拍，却失去了表示月相的作用，比方说“中秋月圆”在阳历中就没有一个固定的日子。由于太阳与我们日常生活的关系远比月亮密切，我们日常所用的“月”是指阳历中的月。

(3) 确切地说，这个“年”是所谓的回归年（tropical year），它比地球绕太阳的公转周期，即所谓的恒星年（sidereal year）短了约20.4分钟，这两者的差异是由后文即将提到的地球自转轴的进动造成的（感兴趣的读者可以用本节给出的数据自行推算一下这两种“年”的差异）。我们在阳历中所用的“年”是指回归年。2天文自助游：推算太阳的大小和远近

虽然您要寻找的数字有两个，但很清楚，实际上只要找到其中一个就行了。因为太阳就在天上，它看起来有多大您早就知道了，它的真实尺寸越大，意味着离我们越远，反之，真实尺寸越小，意味着离我们就越近。这表明，在太阳的大小和远近这两者之间存在完全确定的关系，只要知道任何一者，就可以推算出另外一者。

那么，在大小和远近这两者之间您该选择哪一者入手呢？从兴趣上讲，您也许会对大小更感兴趣，因为那才是属于太阳本身的性质，但在实际上，您却只能从远近入手。对于普通物体来说，这两种选择并无多大分别，只要用一把尺子，您爱测量哪一个都行。可惜太阳却并非普通物体，您无法直接拿一把尺子去测量它的大小。当然，您同样也无法直接拿一把尺子去测量它的远近。但您知道，测量物体的远近有一种很常用的间接方法，那就是通过从两个不同的观测点来观测物体，然后利用观测到的角度差异——即所谓的视角差异——来推算它的远近。这种被称为三角视差法（triangulation）的方法从古至今都是测量远近的重要手段（图2.1）。事实上，远在其基本原理被理解之前，我们的大脑和眼睛就已在本能地采用这种方法了，我们的(1)大脑正是利用了左右两眼之间的视角差异，来判断物体远近的。

图2.1　三角视差法

但当您试图用三角视差法来测量太阳的远近时，却遇到了巨大的麻烦。三角视差法需要两个观测点，但您很快就发现，从您能够走得到的相距无论多远的两个观测点去看太阳，那视角差异都太小了。地球表面的弧度，地形的细微起伏，乃至您的观测误差都远比您要测量的视角差异大得多。在这种情况下进行测量，犹如在惊涛拍岸声中去倾听远处一只水龙头的滴水之声，您就算长一对兔耳朵也不够用。

怎么办呢？在哪儿才能找到第二个观测点呢？

您冥思苦想了一整夜。当黎明的曙光照到您身上时，您把目光投向了天空。在那里，您看到了一轮淡淡的上弦月（在北半球，上弦月是指右半边可见的“半月”）。看见它，您心中忽然闪过一片灵光，激动得几乎要像传说中的阿基米德（Archimedes，公元前287—前(2)212）那样一边裸奔，一边大叫：“我找到了！”

是的，您找到了，您终于找到了第二个观测点，那就是月亮！

别紧张，您没喝酒，您并不是要到月亮上去观测。在古希腊时代人们就已知道，月亮的月相变化并不是月亮本身在变（在古希腊人眼里，天上的东西是永恒不变的），而只是因为阳光从不同角度照射月亮所致。在刚才看见月亮的一刹那，您忽然想到，既然月相是阳光从不同角度照射月亮所致，那它实际上是在告诉您阳光照射月亮的方向，从而也就是太阳相对于月亮的方向。利用这一点，您无需登上月亮就可以推算出从月亮上看太阳的角度，这等于是为您提供了第二个观测点。

特别是，当您看到的月亮恰好是上弦月时，您的视线方向与阳光照射月亮的方向正好是垂直的（图2.2）。这时候如果您记录下太阳的方向，那么它与月亮方向的夹角的一边是月亮到地球的距离，另一边则是太阳到地球的距离，而它的一个邻角恰好是直角。这样简单的三角关系对于即将跻身古希腊先贤行列的您来说无疑是小菜一碟，那两个距离的比值就等于那个夹角的余弦值（cosine）。事实上您还知道，那个夹角的余弦值不仅给出那两个距离的比值，而且还给出了月亮直径与太阳直径的比值。之所以如此，是因为在太阳和月亮之间存(3)在一个美妙的巧合，那就是它们看起来几乎是一样大的。对于两个看起来一样大的天体，它们与我们距离的比值显然就等于它们直径的比值。

图2.2　太阳、地球与上弦月的相对方位

看来那个夹角很重要，但它究竟是多少呢？那就得靠观测了。不幸的是，那是一个难度很大的观测，因为那个夹角非常接近90°，接近到了让您无法分辨的程度。而且在那个夹角如此接近90°的情况下，一些在古希腊时代不为人知的因素，比如地球大气对阳光的折射，将足以对结果造成不可忽视的干扰。（感兴趣的读者请想一想，那种影响会使观测到的太阳距离偏大还是偏小？）但不管怎么说，您的方法是正确的，并且即便在当时也有一定的可行性。如果现代人用您的方法来做观测并扣除干扰的话，将会发现那个夹角在89°51′～89°52′之间。由此得出的结论将是太阳的直径约为月亮直径的400倍，或者等(4)价地，太阳与我们的距离约为月亮与我们距离的400倍。

这个结果无疑是漂亮的，但与您所要的答案仍有差距，因为它只是把有关太阳的数字和有关月亮的数字联系在了一起，除非您有办法知道有关月亮的数字，它并不能提供您所要的答案。那么，您有办法知道有关月亮的数字，即月亮的大小或月亮离我们的远近（这两个数字您也只要知道其中一个就行了）吗？答案是肯定的。

在常年的天文观测中，您和其他古希腊先贤们一样，已经知道月食是由于地球挡住了射向月亮的太阳光所致。您并且还注意到，当地球的影子——确切地说是本影（umbra），即完全阻隔阳光的那部分影子——“蚕食”月亮时，影子的边缘是圆弧状的（这是最早使人推测地球为球形的现象之一）。您很快就想到，通过对比影子边缘的形状与月亮本身的形状，您就可以估计出地球影子与月亮的相对大小。不过，这种方法实践起来并不容易，因为地球的影子投射在球状的月亮上并不是一个很简单的几何问题。您想到的一个更好的方法，是对月亮进入地球影子与它穿过地球影子所花的时间进行比较。在前一段时间里，月亮移动的距离等于它自己的直径，在后一段时间里，它移动的距离等于地球影子的直径。因此这两个时间的比值就等于月亮与地球影子的直径之比（当然，这种办法必须要在月亮恰好从地球影子正中间穿过的那种特殊的月食下才能得到可靠的结果）。

如果您进行了那样的测量，您也许会得到一个很接近正确的结(5)果，即地球影子的直径约为月亮直径的2.66倍。当然，这个地球影子的直径是指地球影子在月亮轨道附近的直径，它要比地球本身的直径来得小（图2.3）。到底小多少呢？几乎恰好小了相当于一个月亮直径的大小（这个结果不是偶然的，感兴趣的读者可以结合太阳比地球大得多，以及太阳和月亮看起来几乎一样大这两点来自行证明一下）。把这个因素考虑在内，您就得到了另一个重要结果：地球的直径约为月亮直径的3.66倍。

将这个结果与前面的结果联系在一起，您就发现了太阳的直径约为地球直径的109倍。这个结果意味着太阳是一个庞然大物，在它肚子里可以装下130万个地球——顺便说一下，这是指剁碎了装。如果要问最多能装多少个完整的地球，那可就变成一道著名的数学难题

(6)了。

图2.3　测定月亮与地球的相对大小

就像接力一样，您先把有关太阳的数字与有关月亮的数字联系起来，现在又进一步将它与地球的直径挂上了钩。凭借几何与推理的力量，一个天文问题已被您转变成了地理问题。但问题是，地球虽然就踩在您的脚底下，它的直径却仍然不是可以拿尺去测量的。事实上，在古希腊时代，多数人一生的活动都局限在几公里的范围内，对他们来说，地平线以外的东西就像天边一样遥远。更不用说地球表面的大部分地区被当时还从未有人探索过的汪洋大海所覆盖。

不过您当然不是普通的古希腊人，您总是有办法的。

在所有使人推测地球是球形的天文现象中，除了前面提到的月食时地球影子的边缘形状为弧形外，还有一个很重要的现象，那就是不同纬度的人看到的星空是不一样的。具体地说，那些熟悉的星星或星座在不同的纬度上看时，与天顶的夹角是不一样的。（请读者想一想，为什么我们只提纬度而不提经度？）不仅星星如此，太阳也一样。住在北回归线附近的人大都知道，盛夏正午的太阳是位于天顶正中央的（证据是阳光能直射到垂直深井的底部），而住在北回归线以北的您却发现盛夏正午的太阳是在天顶偏南方向的，具体偏南的角度可以用一根立在地上的垂直杆的投影来计算。这个角度占整个圆周的比例显然就等于您与北回归线的距离（这对您来说是可以测量的）占整个地球周长的比例。由此您就可以计算出地球的周长和直径。经过这样的测量和计算，您发现地球的直径约为12740公里（当然，这是改用后(7)世的距离单位来表示了）。

这样，您就完成了一个漂亮的“三步走战略”：先从太阳到月亮，再从月亮到地球，最后归结到地面上的两个地点，步步相连，环环相扣。将这些环节联系在一起，您就得到了有关太阳的第一个数字：太阳的直径约为139万公里。由此您当然也可以推算出另一个数字：太阳离地球约有1.5亿公里（感兴趣的读者可以脚注提供的数据自行推算一下）。如果您愿意，您还可以写下有关月亮的两个数字：月亮的直径约为3500公里，它离地球约为38万公里（更精确的数字是(8)384400公里）。

图2.4　测量地球的大小

站在我们这个小小星球上，居然能推算出如此遥远天体的性质，这是一件奇妙的事情。在我们太阳故事的其他章节中，在后来的科学发展史上，这样奇妙的事情还将一再发生。事实上，直到今天为止，除少数飞往过月球，或在近地轨道上生活过的宇航员外，几乎所有人的足迹都从未离开过我们这个小小的星球（包括大气层），但我们却对越来越广阔的外部世界有了越来越精密的了解。这种能力就是智慧。当然，我们在这里替您稍稍粉饰了一下，限于当时的观测条件，您在数值上是不可能得到像上面那样接近正确的结果的。但对于那个时代来说，最重要的不是数值，而是方法，那一系列精巧的方法足以使您当之无愧地跻身于人类最伟大的先贤之列，永载史册。

您的古希腊虚拟人生兼自助游到这里就结束了，但我们的太阳故事才刚刚开始。接下来，我们将追随历史的足印去探究另外一些重要问题：比如那个肚子里能装下一百多万个地球的庞然大物究竟是什么？它真的是在围绕小小的地球转动吗？再往后，我们还将一起去探究许许多多更现代、更奇妙当然也更困难的问题。

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(1) 不仅人类如此，就连某些无法直接利用双眼视差的动物，比如鸽子，也会通过移动自己的脑袋来造成不同的视角，进而判断物体的远近（鸽子虽有两只眼睛，但视野并不重叠，从而不能像人类一样直接利用两只眼睛的视角差异，而只能采用移动脑袋这样的“下策”）。

(2) 传说阿基米德受国王所托，要鉴定一顶皇冠是否掺了杂物。他苦思良久，最终在洗澡时悟出了用浮力进行鉴定的方法，欣喜若狂的他连衣服都没穿就冲出浴室大喊：“我找到了！”这个故事并未被记录在阿基米德著作之中，它的真实性后来引起了一些有趣的争议。

(3) 确切地讲，由于地球绕太阳和月亮绕地球的公转轨道都是椭圆，太阳和月亮看起来的大小都不是不变的。其中太阳的角直径最小时为31′27.7″，最大时为32′31.9″，平均为31′59.3″；月亮的角直径最小时为29′23.0″，最大时为33′31.8″，平均为31′5.3″。我们在后文中将会看到，月亮的角直径有时比太阳大，有时又比太阳小这一特点对于日食的种类有着很重要的影响。

(4) 在历史上，古希腊先贤阿里斯塔克斯（Aristarchus，公元前310—前230）曾经用这种方法进行过测量。他估计出那个夹角为87°，与实际数值只相差不到3°。可惜对于这种很接近90°的角度来说，哪怕只相差1°也足以造成很大的误差。阿里斯塔克斯估算出的太阳直径只有月亮直径的18～20倍。

(5) 在历史上，这个方法也同样被阿里斯塔克斯采用过，他估计出的地球影子直径约为月亮直径的两倍，由此得到的太阳直径约为地球直径的7倍。这个结果虽然误差极大，但——如我们在下一章中将会提到的——仍给了阿里斯塔克斯一个很重要并且很正确的启示。阿里斯塔克斯之后的其他先贤们对地球影子的直径给出了更好的估计，比如喜帕恰斯（Hipparchus，公元前190—前120）给出的估计为月亮直径的2.5倍；托勒密（Ptolemy，90—168）给出的估计为月亮直径的2.6倍。

(6) 这个数学问题被称为“开普勒猜想”（Kepler Conjecture），是一个著名的数学难题。1998年，美国数学家黑尔斯（Thomas Hales，1958—　）发表了一个长达250页，并且需要计算机辅助的证明，但该证明迄今尚未得到数学界的公认。

(7) 在历史上，古希腊先贤埃拉托斯特尼（Eratosthenes，公元前276—前195）曾经用这种方法估算过地球的周长。图2.4中那两个城市（即阿斯旺和亚历山大港，纬度分别为24°05N和31°02N）就是埃拉托斯特尼所选的观测点。由于史学界对埃拉托斯特尼所用的距离单位尚有争议，今天我们尚无法确切知道他的估算结果，但一般认为是在39690～46620公里之间（相应的直径在12630～14840公里之间）。

(8) 有意思的是，月亮的存在对于上述推理具有极大的重要性。事实上，如果没有月亮，人类科学的很多早期探索都会遇到额外的困难。3地心说vs日心说

我们已经知道，天上的日月星辰并不是静止不动的，从它们的东升西落中所能得到的最直接、最直观的结论，就是所有天体都在一个以地球为中心的天球上，围绕地球转动。这种几乎出现在所有早期文明中的猜测是地心说（Geocentrism）的雏形。

但世界的有趣之处就在于，它常常给你一点希望，似乎一个简单图像就能让你抓住点什么，但稍稍细究一下会发现事情并不那么妥帖。拿日月星辰的运动来说，星星的运动倒是的确能用一个天球的转动来描述——因为它们只有周日运动，但太阳、月亮及五大行星却除了周日运动外还各有各的“私活”：太阳有周年运动，月亮有月相变化，五大行星更不像话，不仅各有各的周期，甚至还每隔一段时间就“倒行逆施”（逆行）一番。区区一个天球是无论如何也摆不平那么多运动的。怎么办呢？古人们想到了一招，那就是把天球当成礼物派发，让太阳、月亮及五大行星各占一个，乖乖听话的其他星星们则(1)共享一个。

但这还不够，因为行星的逆行还无法解释。有人也许会说，那有什么难的？让天球一会儿正转，一会儿逆转不就行了？打住！万万不行。要知道，从古希腊开始直到17世纪之前，在差不多两千年的时间里，人们对天体运动的描述一直遵守着两个要素：一是天球必须为球形，二是它的运动必须有某种类型的均匀性。这几乎是当时对“解释”一词的定义，非如此不能算是解释。让天球像眼珠子那样乱转是万万不行的——文雅点说是不完美的。

天球必须完美，行星却要倒行逆施，这就让人伤脑筋了。在被伤了脑筋的人当中就有古希腊先贤柏拉图（Plato，公元前428（427）—前348（347）？），他给后人留了一道思考题：如何用均匀有序的运动来描述看起来不规则的行星运动？

要说历史上的聪明人还真不少，柏拉图的思考题一出，很快就有人按下了抢答键。抢答者不是外人，而是柏拉图的学生欧多克斯（Eudoxus，公元前400（408）—前355（347））。他的答案很豪爽，那就是派发更多的天球，让每个行星都被几个同心天球共同带动，直到满意为止。这个答案的妙处在于可以让那些同心天球的转轴及快慢彼此不同，但却各自保持均匀（从而仍然是完美的）。在欧多克斯的模型中一共用到了27个天球，用这种方法，他对包括行星逆行在内的很多天体运动现象给予了粗略描述。为了表彰他的贡献，我们授予他一个荣誉称号：第一位试图对行星运动做出数学描述的先贤。

但欧多克斯的模型无法经受住哪怕只是稍微细致一点的观测考验，而且人们早就发现行星的亮度并不是恒定的，在当时这意味着它们与地球的距离不是恒定的，这显然不是欧多克斯的同心天球模型所能解释的。怎么办呢？另一位古希腊先贤，以研究圆锥曲线著称的阿波罗尼斯（Apollonius，公元前262—前190）支了一个妙招。阿波罗尼斯提出太阳、月亮及五大行星各自绕一个所谓的本轮（epicycle）作匀速圆周运动，而本轮的中心则绕一个以地球为中心的所谓均轮（deferent）作匀速圆周运动。用这种方式，他不仅可以让行星与地球的距离发生变化，而且同样可以——并且能更好地——解释行星的逆行。不过在他的模型中出现了不以地球为中心的东西——本轮，这对最刻板的地心说模型是一种偏离。这种偏离是在纯粹观念与观测现实之间小心翼翼的妥协，它看似细微，却是一种实证精神的萌芽。

阿波罗尼斯的这种均轮加本轮的构想成为了地心说模型的新框架。为了拟合越来越精密的观测，地心说模型变得越来越“轮”丁兴旺。但不幸的是，人们很快就发现，轮多不一定力量大，有一些细微现象，比如行星的逆行幅度时大时小，似乎无法靠简单地增添轮子来解释。怎么办呢？地心说模型的集大成者，古希腊天文学家托勒密（Ptolemy，90—168）决定下猛药，让纯粹观念再次向观测现实作出妥协——而且是重大妥协。托勒密一举放弃了均轮的中心为地球，以及均轮的转动为匀速这两大几乎被视为底线的观念，引进了所谓偏心等距点（equant point）的概念，对诸如行星逆行幅度时大时小之(2)类的现象作出了一定程度的解释。

古希腊天文学家托勒密（90—168）

但这还不够，因为除上述现象外，行星运动还有一个引人注目之处，那就是水星和金星的运动总是局限在太阳左右一个小范围之内，而不像其他行星那样满世界乱跑。为了解释这一现象，这两颗行星的本轮中心被假定为永远处在地球与太阳的连线上。把这些修正汇集到一起，托勒密的地心说模型（彩图3）就基本完成了，剩下的只是微调。

后人对托勒密这个与地心说联系在一起的名字往往有一种模糊的错觉，以为那是某种保守理论的代言人。事实上，托勒密是一位真正伟大的天文学家，他的伟大不仅体现在他自己的时代，甚至还向后延伸了一千多年。在那个重理念轻实践的时代里，他明确提出理论必须拟合观测。他的地心说模型就是这种努力的典范，其精度之高，甚至连一千四百年后的日心说模型也无法轻易超越。当代科学史学家霍尔顿（Gerald Holton，1922—　）曾有过这样一句感慨：“没有什么事情比低估古希腊人的观点更容易和更错误”。我有同感。当我们挟两千年的历史优势来回顾某些古希腊先贤的思想时，理所当然地会看到大量的错误，甚至可以不夸张地说，他们写得越多，就错得越多（相比之下，像“道可道，非常道”那样东方式的言简意赅实在是太有才了）。但那些错误就像孩子学步时的摔跤，没有它们，人类恐怕直到今天还在爬。

在接下来一千多年的时间里，地心说模型作为天体运动的主流模型，成为了导航、测绘、及星图计算的基础。不过，在这一模型的发展过程中，如上所述，实证精神已开始萌发。随着偏心等距点等概念的提出，诸如天球以地球为中心以及天球必须作均匀圆周运动那样的古老信念已被显著削弱。而且地心说虽然解释了不少现象，带来的问题却也不少。对那些问题的探究使一些人进行了不同的尝试，其中最早的努力甚至在托勒密之前就出现了。

我们在上一章的注释中提到过，古希腊先贤阿里斯塔克斯（Aristarchus，公元前310—前230）曾经用我们介绍过的方法估计过太阳的直径，结果约为地球直径的7倍（相应的体积约为地球体积的343倍）。虽然与现代值相差很远，但太阳比地球更大这一定性结果还是给了阿里斯塔克斯很大的启示。要知道，地心说的产生在很大程度上乃是出自直觉，而这直觉有两个来源，一个是天体的周日运动，另一个则是天体看上去都很小——小东西围绕大东西转似乎是天经地义的。但如果太阳比地球更大，这直觉就成问题了。一个庞大的太阳有什么理由要绕一个体积不到自己1/300的小不点儿转呢？一般认为，正是这个怀疑使阿里斯塔克斯提出了太阳才是宇宙中心的观点，(3)这是最早的日心说（Heliocentrism）。

但阿里斯塔克斯的日心说并未引起什么反响，因为它面临很多棘手的问题，比方说如果地球在运动，那天上的云彩为什么不会被运动的地球所抛离？这个问题别说阿里斯塔克斯，就连一千八百年后的哥白尼（Nicolaus Copernicus，1473—1543）也难以回答。另一个问题比较有意思，那就是如果地球在运动，那么星星的位置应该会像用三角测距法测距时那样显示出视差（因为观测点随地球运动而变化），但实际上我们却从未发现过那样的视差，这是为什么？对于这个问题，阿里斯塔克斯作出了很正确的回答（可惜没人相信），那就是星星离我们实在太远，以至于视差小到了无法被察觉的程度。他的这个回答本身就是一个了不起的天文发现，因为它给当时尚无人知晓的宇宙大小设置了下限，即宇宙起码要大到能让星星的视差不被肉眼所察觉的程度。第三个问题来自所谓“天贵地贱”的观念，当时的很多人相信天上的星星是永恒而完美的，地上的一切则是腐朽而卑微的，两(4)者无论在外观还是质料上都截然不同。而日心说却要让腐朽卑微的地球混迹于永恒完美的行星行列，这怎么可以呢？这个问题在今天看来很无厘头，但在当时却是难以抗拒的“主流民意”。

虽然阿里斯塔克斯的日心说未能掀起波澜，但地心说的麻烦却并未结束。除了太阳比地球大所导致的困扰外，地心说还有其他一些不如人意之处。比方说行星和太阳在地心说中是有相似地位的，但行星的本轮周期却全都是一年，即恰好等于太阳绕地球运动的周期，这种巧合在地心说中是很难解释的。此外，随着航海业的兴起及对日历与定位精度的要求日益提高，地心说的精度也越来越成问题了。正是在这种背景下，1543年，一本全面阐述日心说的著作——《天体运行论》（On the Revolutions of the Heavenly Spheres）问世了。这是一部“难产”的著作，它的作者——波兰天文学家哥白尼——用了长达23年的时间来撰写它，完成之后又因担心触怒教会（同时也为了进行细节完善）而延迟了13年，直到去世前不久才发表。

波兰天文学家哥白尼（1473—1543）

哥白尼的这部著作是自托勒密以来最杰出的天文学著作，哥白尼虽然不是最早提出日心说的人，却是最早将日心说由一个观念性学说(5)转变为具有预言能力的定量模型的人。在哥白尼的日心说模型中，我们这个系列的主角——太阳——荣升为了宇宙的中心，我们脚下的地球则变成了行星，一边自转，一边和其他行星一样围绕太阳公转（图3.1）。地心说无法解释的行星本轮周期全都是一年的巧合在日心说中变得显而易见，因为那不过是地球公转产生的表观现象。天体的周日运动也有了很简单的解释，即那不过是地球自转产生的表观现象。不过哥白尼的日心说模型在最低阶近似上虽比同等近似的地心说模型高明得多（因为无需引进本轮），但由于和地心说模型一样未能摆脱圆周运动这一束缚（在这方面哥白尼甚至比托勒密更保守，连偏心等距点那样的概念都不曾引进），从而一涉及细微之处，就无论以繁简程度还是精度而论，都无法真正超越托勒密的地心说模型，这一点直到17世纪初德国天文学家开普勒（Johannes Kepler，1571—1630）发现椭圆轨道后才得以改变。

图3.1　简化版的日心说模型

我们刚才提到，哥白尼曾经担心自己的日心说会触怒教会。这种担心并非杞人忧天，因为《圣经》中有不止一处提到太阳运动而地球静止，日心说与那些文字是有冲突的。不过具有讽刺意味的是，哥白尼时代的教会虽竭力维护托勒密的地心说，仿佛后者是天经地义的真理，但实际上，无论托勒密的地心说，还是资格更老的亚里士多德（Aristotle，公元前384—前322）的著作，都并非一直就是教会的宠儿。相反，它们都曾经上过教会的黑名单——一度被教会所禁止。因为那些著作的逻辑与实证色彩和教会所希望的盲从与盲信背道而驰，而且它们在文字上虽对上帝充满了虔敬，其所宣扬的世界体系却基本无需上帝的帮助，把上帝这个“活雷锋”架空了。不过在13世纪中期，教会采取了新的策略，对一些有影响力的自然哲学著作进行“无菌处理”，使之与圣经接轨。这样做既减少了对手，又充实了自己(6)的理论阵地，可谓一举两得。在哥白尼时代受教会维护的托勒密地心说就是这种经过“无菌处理”后具有教会特色的自然哲学。而哥白尼要推出一种“带菌”的学说，心中自然不无忐忑。

不过忐忑归忐忑，哥白尼与教会的关系其实还是蛮“和谐”的，因为他的正业其实是神职人员（因此有人戏称哥白尼白天是神父，晚上才是天文学家），他甚至把自己的《天体运行论》献给当时的教宗保罗三世（Pope Paul Ⅲ，1468-1549）。而《天体运行论》的出版者奥希亚德（Andreas Osiander，1498—1552）更是为该书包上了一层精心制备的“糖衣”——序言，谦虚地宣称日心说仅仅是一个便于计算的假设，不一定是真实的。经过这样“瞒天过海”的包装，《天体运行论》这一“糖衣炮弹”的发表并未受到教会的干预。直到几十年后意大利科学巨匠伽利略（Galileo Galilei，1564—1642）支持日心说的著作引起强烈反响后，教会才意识到自己被忽悠了。

意大利科学巨匠伽利略（1564—1642）

伽利略的工作为日心说的胜出提供了强有力的支持。我们前面提到过，在地心说模型中水星和金星的本轮中心被固定在地球与太阳的连线上（图3.1），按照那种模型，相对于地球来说，太阳永远只能从后方或侧后方照射水星和金星，由此导致的结果是这两者永远只能有弯钩状的相（感兴趣的读者请自行证明这一点）。但伽利略却通过望远镜发现金星具有类似“满月”那样的相，从而对地心说构成了判决(7)性的打击。另一方面，在所有针对日心说的反对意见中，除宗教因素外，最棘手的问题是运动地球上的东西为什么不会被地球所抛离？这个问题难倒了从阿里斯塔克斯到哥白尼的所有人，却被伽利略提出的相对性原理所回答。甚至连“天贵地贱”那样的“主流民意”，也因伽利略发现太阳黑子而遭到了驳斥。

1632年，伽利略发表了名著《关于两大世界体系的对话》（Dialogue Concerning the Two Chief World Systems——简称《对话》），对地心说和日心说这两大世界体系进行了看似不偏不倚，实则显著青睐后者的阐述，而且在阐述中还对已被教会认可的亚里士多德的很多观点提出了异议。这一切令教会很生气，后果很严重。其实，伽利略倒也并非吃了熊心豹子胆，他在1616年曾受到过教会的“警告处分”，在那之后安静过几年。这回之所以敢“顶风作案”，是因为他的一位大主教朋友于1623年成为了教宗厄本八世（Pope Urban Ⅷ，1568—1644）。这么过硬的上层关系给了伽利略一种安全感，使他以为“科学的春天”到来了。

他完全错判了形势。

实际情况是：《对话》发表后才不过一年，1633年，罗马宗教裁判所就对伽利略进行了审判，并裁定他有罪。低头认罪还是顽抗到底？这是一个问题。年近古稀的伽利略选择了前者，他在认罪书中表示：“我，伽利略，……手按圣经起誓，我过去和现在一直相信，在主的帮助下今后也将相信圣天主教和使徒教会所持有、传授及教导的一切。”对于日心说，他表示：“我发誓今后绝不以口头或书面形式发表任何类似的东西。”

但教会的干预最终未能阻止科学在经历了中世纪黑暗后的快速复兴。日心说先是作为一种纯粹的计算工具（如《天体运行论》的序言所谦称的那样），而后作为一种具有真理性的理论还是逐渐流行了起来。1832年，苏格兰天文学家亨德森（Thomas Henderson，1798—(8)1844）发现了半人马座α星（α Centauri）的视差，从而直接证实了阿里斯塔克斯的先见之明，同时也扫清了日心说的最后一个技术障碍。

在无可逆转的局势面前，教会的态度也终于有了变化。1992年10月，教宗保罗二世（Pope John Paul Ⅱ，1920—2005）向伽利略在引进实验方法及理解日心说方面所做的巨大贡献表示了敬意和感谢，并承认教会对地心说的维护乃是对《圣经》作字面解读导致的错误。2000年3月，保罗二世签署正式声明，承认当年对伽利略的审判是错误的，并为教会两千年来所犯的暴力、迫害及错误道歉。2008年3月，梵蒂冈教廷为伽利略建造了雕像——离那雕像的矗立之处不远，便是375年前伽利略等待审判的地方。“无可奈何花落去，似曾相识燕归来”，历史走过了一个漫长而沉重的轮回。

日心说与地心说的争论虽然以日心说的胜出而落幕，但日心说将太阳视为宇宙中心的做法却很快也受到了质疑。事实上，太阳与星星的差别不就是前者看上去像一个圆盘而后者像一群小点吗？既然日心说已经把我们脚下这个看起来比太阳还大的地球与那五个看上去像小点的行星归入了同一类别，太阳为什么就不能和星星一样呢？

思想的禁忌一旦被打破，新的想法就会源源而生。1584年，意大利哲学家布鲁诺（Giordano Bruno，1548—1600）提出了太阳只是(9)无限宇宙里的无数颗星星之一的想法。1644年，法国数学家笛卡儿（René Descartes，1596—1650）也提出了太阳和其他星星一样的观点（虽然他有关太阳和星星的具体模型——旋涡模型——是完全错误的）。今天我们知道，太阳只是太阳系的中心，而不是宇宙的中心。太阳是银河系上千亿颗恒星中很普通的一员，而银河系又只是可观测宇宙上千亿个星系中很普通的一员。

这就是太阳的真正身份——一颗非常普通的恒星，可观测宇宙中发光星体的一百万亿亿分之一。

但无论多么普通，太阳对于人类来说都是独一无二的。它是光和热的源泉，也是唯一一颗能让我们看到圆面的恒星。它与我们的关系是如此密切，在任何一个晴朗的白天，它那光芒夺目的圆面哪怕只出现些许的破缺，或几分钟的消失，都是非同小可的事情。在下一章里，我们将一同去欣赏这种被称为日食的现象。

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(1) 顺便说一下，从那时起直到中世纪，太阳和月亮是被很多人视为行星的（因此那时的行星实际上有7颗，太阳和月亮都曾拥有一个名字叫行星），我们为了避免混淆才将它们单独列出。

(2) 托勒密的偏心等距点概念是对他所放弃的以地球为均轮中心，以及均轮的转动必须均匀这两大观念的补偿。在他的模型中，地球虽不再处于均轮的中心，但和一个被称为偏心等距点的位置对称分布在均轮中心的两侧，均轮转动的角速度相对于球心和地球虽不再均匀，但相对于偏心等距点却是均匀的。这个模型可以说是天球体系中最接近椭圆轨道的构想（偏心等距点的作用接近于椭圆的焦点）。

(3) 阿里斯塔克斯是最早提出地球绕太阳运动的人，但在他之前就有人提出过地球运动的想法，比如毕达哥拉斯学派的古希腊先贤菲洛劳斯（Philolaus，公元前470—前385）曾提出过包括地球、太阳在内的所有天体都围绕一个所谓的“中央火”（central fire）转动的观点。

(4) 细心的读者也许会问：我们用肉眼就能看到月亮上的阴影，这岂不是与天体的完美相矛盾？Good question! 古希腊人对此的解释是月亮离地球太近，从而被“污染”了（近墨者黑嘛）。有人可能还会进一步问：为什么要让一大批永恒完美的天体围绕一个腐朽卑微的地球转呢？这不是把鲜花插在牛粪上吗？这个大逆不道的问题就得问上帝了，据说是它把人类造在地球上，并让天体围绕地球转的。

(5) 在从阿里斯塔克斯到哥白尼的一千八百年间，有一些其他人也提出过背离地心说或接近日心说的理论，但都没有定量化，且大都因不符合“主流民意”而自行或被迫放弃了。

(6) 在这一过程中为教会立下汗马功劳的是所谓的经院哲学家（scholastic philosopher），其代表人物是被教会封为“天使圣师”的阿奎纳斯（Thomas Aquinas，1225—1274）。经院哲学家以宗教教义为指导，通过对古典哲学思想进行包装、诠释及歪曲、诡辩，而构建出与圣经相协调的新体系。

(7) 在日心说模型中，金星的“满月”相出现在它与地球分处于太阳两侧的情形下，这时金星离地球的距离最大，从而部分抵消了“满月”相的亮度优势，因此金星的亮度变化远小于单纯由距离变化所预期的，这一点曾被认为是日心说的一个难题。

(8) 不过亨德森对自己的观测缺乏信心，直到1839年1月才发表，在发表时间上落后于德国天文学家贝塞尔（Friedrich Bessel，1784—1846），后者于1838年发现了天鹅座61星（61 Cygni）的视差。

(9) 布鲁诺因为这一信念及其他若干罪名被罗马宗教裁判所起诉，并最终判处火刑，于1600年2月17日处决。4日食——既寻常又稀有的奇观

美国科幻作家阿西莫夫（Isaac Asimov，1920—1992）曾经写过一个著名的科幻故事，叫做《黄昏》（Nightfall）。在这个被许多读者推举为有史以来最优秀科幻作品之一的名篇中，阿西莫夫虚构了一个由六个太阳组成的多星系统，在那里的一个有“人”栖居的行星上，几乎任何时候都至少有一个太阳悬在空中，夜幕每隔2049年才会降临一次。每当那一时刻来临，地平线上硕果仅存的一个太阳会遭遇“日全食”（total eclipse），传说中能夺人魂魄、让人丧失理智，进而毁灭整个文明世界的星星会出现在黑暗天空里。所有人都在短时间内陷入巨大的恐慌和骚乱之中，周而复始地亲手将星星毁灭文明世界的传说变为现实。(1)

我们很幸运，没有生活在那样的多星系统中。只有一个太阳的我们早已习惯了日夜的更替，星星在我们眼里非但不是毁灭文明世界的恐怖象征，反而是一种魅力无穷的美景（从这个意义上讲，它倒也能夺人魂魄）。不过，即便对于我们来说，如果太阳在原本应该出现的时候突然消失，或其圆面出现破缺，依然是一件非同小可的事情。在这种被称为日食（solar eclipse）的自然现象中，最扣人心弦就是阿西莫夫故事中提到的日全食。如彩图4所示，当太阳即将被全部遮(2)盖时，月球的巨大阴影自西向东掠过地面，夜幕骤然降临，星星重新闪耀，有时还能看见美轮美奂的贝利珠（Baily's bead）和壮丽的日冕（solar corona）。这时候，有些人将会感到颤栗——不是因为害怕，而是由于气温的骤降。在日全食的短暂过程中，气温会有相当明显的降低（比如1878年7月29日的日全食期间，美国丹佛市的气温从酷热的46℃骤降到28℃）。这种笼罩整个天空和大地的大自然的华丽演出，对亲临者来说往往是令人陶醉和毕生难忘的。

不过这只是现代。在古代，日食的出现可不是什么轻松的事情（虽然有时也能导致好结果）。古希腊历史学家希罗多德（Herodotus，公元前484—前425）曾经记载过公元前六世纪米底斯（Medians）与利底亚（Lydians）两族交战时，因遭遇日食致使双方惊恐万分、终止干戈的事情。那样的事情在历史上发生过多次，甚至直到20世纪60年代，柬埔寨内阁首相朗诺（Lon Nol，1913—1985）的军队还在一次战斗中因遭遇日全食而惊慌失措。

在对日食成因缺乏了解的古代，人们对日食有过许多荒诞不经的猜测。我们熟悉的“天狗吃太阳”就是其中之一。为了阻止天狗的“暴行”，民众常常敲锣打鼓、鸣金放炮，甚至连九五之尊的皇帝也往往要吃素斋、避正殿，诚惶诚恐。类似于“天狗吃太阳”的传说在其他古文明也有，只是所涉及的猛兽不尽相同，吞吃太阳的原因五花八门而已。最搞笑的或许是印度的一种传说，该传说认为太阳常常向某个野蛮部落的成员借钱，却借而不还。对方一怒之下就会吃掉它（但吃完后又吐出来，看来还是惦记着还钱的事情）。这种猛兽（或猛人）吃太阳的说法并不是古人对日食成因的唯一猜测。比这种“猛兽说”更有情趣的是所谓的“夫妻说”。那种说法也是形形色色，比如在某日耳曼传说中，月亮和太阳是一对不和睦的夫妻，而且太阳是妻子，当月亮偶尔去看望太阳时就会出现日食，但它们和睦不了几分钟就又会闹翻（幸亏如此），于是太阳就会重新出现。当然，也有些传说不那么“诬蔑”太阳和月亮的夫妻关系，比如在北美某印第安部落的传说中，太阳和月亮是恩爱夫妻，日食的成因——猜得到算你有本事——是太阳的手臂上抱着他们的孩子！

这些荒诞不经的传说，以及视日食为恐怖天象的年代对于生活在现代文明社会中的人来说已经很遥远了。对现代人来说，有幸观赏到日食，非但没什么恐怖，反而是令人羡艳的经历。有些天文爱好者甚至不惜破费，千里迢迢地赶往日食带观赏日食。有些天文学家更是甘当现代“夸父”，乘坐喷气式飞机追逐日食，目的就是让这一天象的持续时间尽可能延长。我们早已知道，日食并不神秘，它只不过是月球偶尔跑到地球与太阳之间，挡住了阳光而已。

明白了这个浅显的道理，我们就可以冒充天文学家来分析一下日食的规律。我们知道，月球每个“月”都会绕地球转一圈。既然是转一圈，那就总会经过太阳的方向。这么推算起来，日食似乎每个月都应该发生一次，每个世纪则应该有1238次。（请读者想一想，为什么不是1200次？）但事实上，在已经过去的20世纪中，总共只发生过228次日食。在21世纪中，也将只会有224次日食，只占1238次的18％左右。

看来天文学家不是那么容易冒充的，我们首先得搞明白：那另外82％的日食哪里去了？

答案是：被地球漏掉了。要解释这一点，我们需要对地球与月球的公转轨道特点有一个简单了解。这其中对日食来说最重要的特点，是地球与月球的公转轨道并不在同一平面上，而是有一个平均为5.14°的夹角。由于这个夹角的存在，即使月球位于地球和太阳之间，它相对于地球公转轨道平面来说，也往往不是偏上，就是偏下，它的影子多数时候只能投射在清冷的虚空之中，而无法触及地球，从(3)而无法形成日食（图4.1中左、右两侧的情形就是如此）。

那么什么时候才会有日食呢？显然只有当月球不仅位于地球和太阳之间，而且还恰好离地球公转轨道平面不远时。由于整个月球公转轨道（作为一个椭圆）与地球公转轨道平面的交点只有两个，因此月球只有运动到地球和太阳之间，并且又恰好在这两个交点之一的附近时，才能形成日食。在天文学上，这两个交点有自己的名字，视月球自南向北还是自北向南穿越地球公转平面而定，分别被称为升交点（ascending node）和降交点（descending node），两者的连线则被称为交点线（line of nodes）。用这种术语，形成日食的条件也可以表述为：月球运动到地球和太阳之间，并且交点线与太阳方向几乎重合（这保证了月球在两个交点之一的附近）。从图4.1中不难看到，交点线与太阳方向几乎重合的情形在整个地球公转周期上只会出现在两个时段里（即图4.1中两个“有日食”的位置附近），因此日食的发生并非每月一次，而似乎是每年只有两次。

试读结束[说明：试读内容隐藏了图片]

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