通俗天文学(txt+pdf+epub+mobi电子书下载)

作者：(美) 西蒙·纽康

出版社：新世界出版社

格式: AZW3, DOCX, EPUB, MOBI, PDF, TXT

通俗天文学试读：

我们在讲述内容之前，首先在生存的空间中游览一番，以便对我们的世界有个简单的认识。我们想象一下，自己是站在世界外的一点上看待这个世界的。当然，这一点肯定非常遥远。为了让大家比较清楚“远”的概念，我们用光速进行表示。我们知道，光的速度大约是30万千米/秒，一秒钟能够绕着地球运行七圈半。如果我们选择的那一点是合适的，那么，它和我们之间的距离大约是100万光年。在如此遥远的一点上，我们几乎完全被黑暗包围了，毫无星光的漆黑天空围绕在我们身边。不过，有一个方向是特殊的，在那里我们能够看见微弱的光线，犹如黎明来临之前的暗淡曦光。尽管其他方向也有类似的光斑，但我们暂时不讨论它们。上述所说的光线正是“我们的星系”，也是我们要研究的对象。于是，我们向着它飞驰而去。假如我们想要在一年之内到达那里，我们的速度至少要比光速快100万倍（当然，这仅仅是一个思维游戏，因为任何东西的速度都不如光速快），我们距离它越近，它在黑暗天空中的范围就越大，慢慢占据了天的一半，最后只剩下我们背后的天空是漆黑的。

在此之前，我们会发现美丽的光雾中有许多小光点在闪烁。随着我们向前的飞行，光点变得越来越多，从我们的身边经过之后消失在身后的远处，而新的光点不断迎面而来，犹如车内的乘客看见车外的景物疾驰而过一样。我们慢慢发现，这些光点就是晚上悬挂在天空中的星辰。假如我们用这样的速度穿过整个大光云，只能看见各种颜色和各种形状的光雾、光云散落地分布在黑暗的天空中。

不过，我们不会匆忙穿过那片美丽的光云，而是选择一颗星星，然后放慢速度认真观察这颗星星。虽然这颗星星不大，但我们距离它越近，便会发现它越明亮。经过一段时间之后，它变得犹如远处的烛光一样明亮；再经过一段时间，它便能够照出影子了；再经过一段时间，它的光亮可以用来读书；再经过一段时间，它的光芒四射，热力无穷。现在，它好像太阳一样，而它正好是我们的太阳。

我们还要选择一个位置，对于我们刚才的旅程而言，这个地方位于太阳附近，但对于普通的计量单位来说却有几十亿千米。现在，我们认真观察一下周围，便会发现有8个光点围绕着太阳，但距离有所不同。假如我们长时间观察它们，便会发现它们绕着太阳旋转，但旋转一周的时间有长有短，短的只有3个月，长的则是165年。它们到太阳之间的距离有着巨大差异，最远的要比最近的远大约80倍。

这些光点便是行星。我们认真研究一下，便会发现它们与恒星的区别：它们不会发光，它们的光线都来自于太阳。

我们研究一下其中的一颗行星。根据它们距离太阳由近到远的顺序，我们选择第三颗行星。我们与它的距离越近（对于这个方向来说，可以称之为由上而下，即垂直于它与太阳的连线），便会发现它越大越亮。当我们与它的距离非常近时，便会发现它很像半明半暗的月亮，一半处于黑暗之中，另一半在太阳的照耀下非常明亮。我们继续靠近，被照亮的那一半不断扩大，并且逐渐出现许多斑点。再次接近，这些斑点变成了海洋和陆地，大约一半被云层遮住无法看清楚表面；而黑暗的那一半呈现出一些不规则的明亮斑点，好像钻石闪烁出来的光芒，这就是城市中的各种灯光。我们关注的这个表面不断扩大，慢慢遮住了更大的天空，最后成为了全部世界。我们在上面降落，终于回到了地球上。

上述内容让我们明白，我们在空中飞行时无法看见的一点，等到我们接近太阳时便是一颗行星，再接近一些便是不透光的球体，最后便是我们所熟悉的地球。

这次想象的飞行让我了解了一个事实：夜晚天空中的大部分星星都是恒星。换句话说，太阳仅仅是众多恒星中的一颗。与众多的恒星相比，太阳算是比较小的，因为许多恒星发出的光和热是太阳的几千倍甚至几万倍。假如仅仅从恒星内在的固有价值来说，太阳确实没有什么出色的地方。太阳对于我们的重要性是由我们与它之间的偶然关系决定的。

我们对这个伟大的星辰系统进行了论述。从地面上观察到的现象类似于想象中后半部分的所见，天空中分布的正是我们在飞行中见到的星辰。我们从地球上观察天空与从遥远的群星中的某一点上观察天空的最大区别是，太阳和行星的优越位置有所不同。从地球上观察，太阳的光芒在白天遮住了天空中星辰的光芒。假如太阳的光芒能够消失，我们便会发现星辰日日夜夜都在空中闪烁。这些物体分布在我们周围的各个方向，犹如地球位于宇宙中一样，而这正好符合我们祖先的猜测。太阳系

我们生活的这个星系类似于其他许多星系，一个巨大的主星作为中心，周围环绕着许多小星星。这个以太阳为中心的系统就是太阳系。太阳系的一个主要特征是：与许多令人惊讶的距离相比，它的范围实在太小了。太阳系的周围是无边无际的空间。即使我们能够从太阳系的一边飞跃到另一边，周围星星与我们的距离依然不会缩短；在太阳系边缘，我们见到的星座形状与地面上所见一致。

在这里，我并不想为读者列举一大堆巨大的数字，而是希望读者根据我的描述自行想象，以便读者能够认识到自己在宇宙中的位置。我们设想地球在宇宙模型中是一粒芥子，以此类推，月球便是一粒直径是芥子直径的1/4的微尘，与芥子之间的距离是2.5厘米。我们用一个大苹果来表示太阳，它与地球的距离是12米。其他行星有大有小，小的犹如一粒看不见的微尘，大的犹如一粒豌豆，与太阳之间的距离是4.5米到360米。于是，我们想象这些小东西围绕着太阳旋转，旋转一周所用的时间有长有短，短的仅仅是3个月，而长的则是165年。这粒芥子一年绕着太阳转一周，而月球陪着它旋转，一个月绕着它转一周。

根据这个比例得知，整个太阳系的范围不超过2.6平方千米。在这个范围之外，除了边界上分布的一些彗星之外，即使我们飞跃比全美洲更大的距离也无法发现任何东西。在距离美洲边界很远的地方有一颗邻近的星星，这颗星星同样可以用一个苹果表示，就像我们的太阳。在更远的地方，各个方向上都分布着一些星星，它们之间的距离类似于太阳与它最邻近的星星的距离。根据我们的模型比例，在地球这样大的地方仅仅能容纳两三颗星星。我们由此可知，在宇宙的空间飞行中（如上述的想象），我们很容易忽视像地球这样的小东西，即使我们仔细寻找也不一定能够找到它。这就犹如在密西西比河（Mississippi）领域的上空飞行，却想要看清楚下面的一粒芥子。而且，我们甚至会忽略表示太阳的大苹果，除非我们与它的距离很近。第二节天界现象

由于星辰之间相距遥远，我们凭借肉眼无法对宇宙大小有一个清晰的认识，而且难以想象我们距离这些天体究竟有多远。如果我们能够发现星辰之间的距离，如果我们能够看见恒星和行星表面的特征，那么，宇宙的真实结构便会呈现在人们眼前。只要思考一下就会明白，如果我们能够与地球的距离相当远（如地球直径的一万倍），那时我们无法看见地球的大小，只能看见一个小点，在太阳的照耀下，这个点一闪一闪的犹如天上的星星。古人没有想象出这一点，他们认为天体就像看见的样子，与地球截然不同。即使是现在，当我们仰望天空时，同样难以想象恒星要比行星遥远千百万倍。在天空中，它们好像以相同的距离分布着。只有逻辑和数学才能让我们了解它们真实的分布情况。

由于难以想象它们之间的遥远距离，所以难以在心中形成一幅符合实际情况的图画。在这里，读者们要集中注意力，以便我用简单的方法表示出这些复杂的关系，将实际情况与我们见到的情况联系在一起。

假如将地球从我们脚下移开，我们在半空中悬浮着。那时候，我们会发现周围环绕着各种天体（太阳、月球、恒星、行星等），遍布上下左右和东西南北。那时，我们不会看见其他东西。正如上述所说，这些东西在我们眼中的距离是相同的。

从中心点以相同的距离向周围扩散的许多点都位于同一空洞球体内部表面。因此，在这种情况下，许多天体在我们看来同样位于一个球面上，而我们正好处于球的中心。由于天文学的研究对象是我们看见的天体方位，所以我们看见的大球好像存在于天文学中。这就是“天球”（celestial sphere）。在我们的想象中，一旦失去了地球，天球上的所有天体都会停止运行。一天天过去了，一月月过去了，那些恒星停在那儿一动也不动。如果我们认真地观察那些行星，便会发现它们在几天内或者几个星期内（由各自的情况决定）绕着太阳运行，但这种情况不是一下子就能发现的。我们首先会考虑这个天球是由什么构成的，为什么那些天体可以固定在它的内部表面。古人曾经考虑过这个问题，他们将其修正得更加贴近实际情况，他们想象出许多球形嵌套起来，以此表示天体之间的不同距离。

接下来，我们将地球搬回来。现在，请读者们想象一下：与天空的大小相比，地球仅仅是一个微点；但如果我们将地球放在合适的地方，它的表面便会挡住我们眼中的一半宇宙，犹如一个苹果可以挡住趴在上面的一个小虫眼中的半个房间一样。地平线上能够看见的一半天球叫做“可见半球”（visible hemisphere），地平线下无法看见的另一半天球叫做“不可见半球”（invisible hemisphere）。当然，我们在地球上的位置改变之后，便可以看见另一半球。

了解了这种情况之后，请读者们再次集中注意力。我们知道，地球不是静止不动的，而是时时刻刻在绕着中心轴转动，这样使得整个天球看起来沿着相反的方向旋转。由于地球自西向东转动，所以天球好像是自东向西转动。这种地球自转和由此导致的星辰的视转动就是“周日运动”（diurnal motion），因为此种运动一日一周。星辰的每日视转动

接下来，我们分析一下地球自转的简单现象和由此引起的天体周日视转动的复杂现象之间的联系。如果观察者在地球上所选择的纬度不同，后者也会发生相应的变化。我们首先讨论一下北纬中部观察到的现象。

为了实现这个目的，我们先将天球想象成一个内部空心的大球。虽然这个大球可以无限大，但一个直径10米的球已经足够了。现在，下图表示大球的内部，这个球被固定在P和Q两个点上，使其能够倾斜转动。在中心点O上放着一个平面盘子NS，我们坐在盘子中。星座位于大球内部，分布在整个表面上，但盘子遮住了下面一部分，所以我们无法看见。显然，这个盘子可以表示地平线。我们眼中的天球

现在，我们让这个大球绕着转轴PQ转动。此时，我们会见到什么情况呢？我们发现，P点附近的星星会绕着P点旋转。KN圈上的星星转动到P点下面时会与盘子的边缘相互摩擦。距离P点更远的星星会落在盘子下面，有近有远，由它们到P点的距离决定。EF圈附近的星星处于PQ之间，它们的旋转路程一半位于盘子上面，另一半位于盘子下面。ST圈内或者圈下的星星，无法转动到盘子上面去，所以我们不能看见。

在我们眼中，天球就是这样的球体，只是无限大而已。我们觉得，它也是将天上某两个点的连线当成转轴一直在旋转，太阳及星辰随着其转动。星辰之间的位置不变，好像固定在旋转的天球上。这样一来，如果我们在夜间的任意一个时刻为星辰拍摄一张照片，那么，它们在其他时刻依然处于照片中的位置，只要我们能够选择准确的方位。

我们将转轴的P点称为“天球北极”（north celestial pole）。北纬中部的居民看来，它位于北天上，几乎是天顶与北方地平线的中心。越往南走，北极越接近地平线，它到地平线的高度恰好等于观察者所在地的纬度。距离北极很近的一颗星星是北极星，我们在后面会讲述如何寻找它。对于平时的观测来说，北极星几乎不会移动。其实，它与北极的夹角只有一度多，我们现在不讨论这个差别。

与天球北极相对的是“天球南极”（south celestial pole），它位于地平线之下，与北极到地平线的距离相同。

显然，我们所在的纬度上观察到的周日运动是倾斜的。当太阳从东方升起时，看起来不是从地平线上一直升起，而是向着南方与地平线呈现一个锐角。因此，当太阳降落时，它还是以倾斜路线向着地平线靠近。

现在，我们想象有一个非常大的圆规，它可以接近天界。我们将圆规的一只脚固定在天球北极，然后将另一只脚放在北极下面的地平线上，接着在天球上画出一个大圆。这个大圆的下面连接着地平面，而北纬地区的居民看来，它上面的最高点快要接近天顶了。大圆中的星星永远不会下落，只是每天绕着北极转动一圈。因此，这个大圆叫做“恒显圈”（circle of perpetual apparition）。

大圆外南部的星星有升有落，越靠南的星星每天在地平线上走过的路程越少，直到最南方的一颗星星，只在地平线上出现一下便消失了。

更南方的星星，在北纬地区根本无法看见。那些星星位于一个“恒隐圈”（circle of perpetual occultation）中。恒隐圈的中心是天球南极，与恒显圈的中心是天球北极一样。

下图是在北方观察到的恒显圈内北天的主要星座。将合适的月份转到顶部，我们便会观察到当月每日8点左右北天中的星座。图中显示了寻找北极星的方法，即将大熊星座（也就是北斗七星）中的两颗“指极星”（Pointers）的连线延长，正好指向北极方向。北天和北极星

现在，我们改变一下所处的纬度，看看有何变化。如果我们向着赤道方向前进，我们的地平方向将会随之改变，而且发现北极星慢慢向下降落。我们快要到达赤道时，它也将要接近地平线；我们到达赤道，它也到达地平线。当然，恒显圈逐渐变小，我们到达赤道时，恒显圈彻底消失，天球的两极分别位于南北方向的地平线上。与我们观察到的周日运动相比，那里的周日运动完全不同。太阳、月球、星辰升起时一直向上运动。假如有一颗星星从正东方升起，一定会经过天顶；从偏南方向升起的星星，一定会经过天顶南边；而从偏北方向升起的星星，一定会经过天顶北边。

我们继续向南走，到达南半球之后便会发现，虽然太阳是从东方升起，但大概从天顶北面横过中天。南北两半球的最大区别是：既然太阳是从天顶北面横过中天，它的视运动不是与我们这儿观察到的钟表指针运动方向一致，而是正好相反。在南纬中部，北天星座都在地平线之下，南方空中分布着新的星座。有些南天星座是非常壮观的，如南十字座。其实，南天比北天美丽，而且拥有更多的星星。不过，现在已经证明这种观点是错误的。对这些星辰进行详细研究之后，我们发现南天和北天的星星几乎相同。上述现象或许是因为南天比较晴朗造成的。南非洲或者南美洲的空气中含有比较少的烟雾，或许因为那里的气候比较干燥。

前文所说的北天星辰绕着天极的周日运动也符合南天的情况。不过，南天没有南极星，所以无法确定天球南极。虽然南极附近分布着一些星星，但不比其他地方的星星密集。当然，南半球也有恒显圈，而且越往南圈越大。这表示南极周围某个圆圈中的星辰绕着南极转动，而且永远不会降落，方向看起来与北天相反。因此，还存在一个恒隐圈，里面是北极附近的星座，而这些星座在我们所处的纬度上永远不会降落。只要我们超过南纬20度，将无法看见小熊座中的任何一颗星星。继续往南走，大熊座的一部分会消失，而另一部分露在地平线上。

如果我们继续向南走，星辰的升降便会消失。那些星辰围绕空中一点平行转动，中心南极与天顶重合。当然，北极的情况也是一样。第三节时间和经度的关系

大家知道，由北向南经过某地的线叫做该地的子午圈。准确地说，地球表面的子午圈是北极到南极的半圆。这些半圆从北极向各个方向扩散，所以我们能够将这些线画到任意地方。格林威治皇家天文台（Royal Observatory at Greenwich）的子午圈是国际公认的计算经度的起点，欧美的许多钟表时间依据的便是这个标准。

与地上子午圈相对的是天上的子午圈（也就是地上子午圈在天球上形成的投影），从天的北极开始一直经过天顶，在最南一点与地平线相交之后直到南极。由于地球绕着地轴转动，它带着天上和地上的子午线一起旋转，所以天上的子午圈在一天内能够经过整个天球。在我们看来，天球上的每一个点在一天之内都会经过子午圈。

中午指的是太阳经过子午圈的时刻。现代计时工具没有出现时，人们根据太阳制定钟表。不过，由于受到黄道的倾斜角和地球绕日轨道的偏心率的影响，太阳每次经过同一条子午圈前后的间隔时间不同。这样一来，如果钟表时间正确，那么，太阳有时会在12点之前经过子午圈，有时会在12点之后经过子午圈。只要明白了这一点，便能够区分视时（apparent time）和平时（mean time）。视时指的是根据太阳制定的每日长短不一的时间，而平时指的是根据钟表制定的每日长短相同的时间。两者之间的差别称为时差（equation of time），而最长的时差出现在每年的11月初期和2月中旬。11月初期，太阳在11点44分经过子午圈；而在2月中旬，太阳在12点14分经过子午圈。

为了制定平时，天文学家们设想了一个平太阳（mean sun）。平太阳总是顺着天球赤道旋转，所以经过同一子午圈的间隔时间不变，因此有时在真太阳之前，有时在真太阳之后。平太阳能够确定每天的时间。如果不考虑真实情况，只是根据眼前景象来解释将会更加清楚，我们想象地球静止不动，平太阳绕着地球运行，慢慢经过各地的子午圈。这样一来，我们可以想象“中午”一直绕着世界运行。对于我们的纬度来说，它的速度大约是300米/秒；换句话说，如果我们所处的地方现在是中午，1秒钟之后，西边300米的地方就是中午，再经过1秒钟，便再向西移动300米，以此类推，24个小时后中午回到我们所在的地方。这种情况会形成这样的结果：在不同子午圈上的任意两个人，绝对不会处于同一时间。我们向西走，便会觉得当地的钟表要比我们的钟表慢，向东走则相反。这种有所区别的时间就是“地方时”（local time）。标准时

以前，地方时曾给旅行者造成很大不便。所有的铁路都有自己的子午圈，根据自己的时间开车，由于旅客不清楚自己的钟表与铁路时间的差距，所以常常误车。1883年，制定了现在使用的标准时制度。这种制度规定，每15度（即太阳一个小时内经过的地方）有一个标准子午圈，当中午经过标准子午圈时，两旁7.5度之内同样是中午。这就是“标准时”（standard time），而表示这些地带的经度以经过格林威治皇家天文台的子午圈作为起点。费城（Philadelphia）位于格林威治西75度的地方或者说西五区，准确地说是约5时1分。于是，美国东部各州的标准子午圈位于费城的东面。当平正午经过这个子午圈时，向西一直到俄亥俄（Ohio）都是正午12点。1小时后，密西西比河流域是12点；再经过1小时，落基山脉（Rocky Mountains）一带是12点；再经过1小时，太平洋沿岸是12点。于是，美国由4种时间——东部时间、中部时间、山区时间、太平洋时间——组成，相邻两个时间相差1个小时。根据这种标准时，当旅行者在太平洋和大西洋之间旅行时，每次只要将钟表拨快或者拨慢一个小时，便与当地时区内的时间一致了。

1949年之前，中国设置了5个时区：中原时区、陇蜀时区、新疆时区、长白时区、昆仑时区。不同时区表示不同的时间。新中国成立后，将北京所在地东八时区的时间作为全国标准时间，称之为“北京时间”。

这种时间的差别可以决定一个地方的经度。假如某位观察者站在纽约（New York），当某颗星星经过子午线时向外发送电报，便在芝加哥（Chicago）和纽约两个地方记录下了这个时间。当这颗星星经过芝加哥的子午圈时，另一位观察者再次发送电报。两次电报的间隔时间就是两座城市相差的经度。

还有一种确定经度的方法，那就是两地的观察者各自报告本地的地方时，这样得出的结果与前面一致。两地时间之差便是两地的经度之差。

不过，需要注意的是：天体的降落依据的是地方时，而不是标准时。因此，太阳出没的时间无法代表钟表的时间，除非正好位于标准子午线上。这种时间的主要差别是：当我们向东或者向西行走时，地方时一直在变化，而只有经过某个时区的边界时，标准时才会发生变化，而且是变化1个小时。日期在何地改变“午夜”与“中午”相似，总是绕着地球运行，陆续经过子午圈。每经过一个子午圈，便代表新的日期开始了。如果它经过某处的时间是星期一，那么，再次经过时便是星期二。这样一来，肯定有一条子午圈表示星期一和星期二的交界，或者说是两天的临界点。这个区分日期的子午圈叫做“国际日期变更线”（date line），这条线是为了方便和习惯人为定义的。当人们向东西方旅行时，同时将日期带去。不过，等到向东旅行和向西旅行的人碰面时，他们的日期相差一天。向西旅行的人过的是星期一，而向东旅行的人过的是星期二。这就是美国人来到阿拉斯加（Alaska）遇到的情况。俄国人向东来到此地，美国人向西来到此地，但美国人过的是星期六，而俄国人过的是星期日。于是，便出现了一个问题：当地居民去希腊教堂做礼拜时，需要遵守新日期的计算法还是旧日期的呢？这个问题传到了圣彼得堡（St．Petersburg）大教堂的教主耳中，最后是由俄国国立普尔科沃天文台（Pulkova Observatory）的台长斯特鲁维（Struve）解决的。斯特鲁维通过一个报告得出，美国人的算法比较准确，而日期被更改为一致的。

现在，国际日期变更线指的是与格林威治相对的子午线。这条界线位于太平洋中央，只经过亚洲的东北角和斐济群岛（Fiji Islands）一小部分的陆地。这种情况避免了日期变更线经过国家内部出现的各种不便。假如真是这样的话，那么，这个城市的日期与相邻城市的日期便会相差一天，甚至一条街道两边的居民都过着不同的日期。由于日期变更线在海洋中，所以避免了这种麻烦。准确地说，国际日期变更线不是地上的子午圈，它能够曲折迂回消除各种不便。因此，查塔姆群岛（Chatham Island）与邻近的新西兰（New Zealand）的日期相同，尽管与格林威治呈180度的子午圈会经过它们。第四节如何确定天体的位置

在本章中，我会引入一些专有名词，并对其进行解释。如果我们想要弄清楚天体的运行情况，并随时观察星星的位置的话，这些专业名词有着重要的作用。对于想要简单了解天界现象的读者来说，这一节不是非常重要。不过，我希望那些想要深入了解天界现象的人与我一起研究一下第二节中讲述的天球。我们看一下地球和天球的关系：地球是真实存在的，我们生活在地球上，它每天都会旋转；而天球是看起来存在的，它在遥远的地方包围着地球，尽管它不存在，但我们要将它想象出来，便于我们寻找天体。需要注意的是，我们在天球的中心，所以天球中的东西好像在地球内部表面，而我们在地球外部表面。

这两个球上的许多圈点非常相似。我们在前文说过，地球的转轴指向南北极，还从两个方向横穿天空，指出天球的南北极。我们还知道，地球赤道环绕着地球，到两极的距离一样远。同理，天球上也有赤道环绕着天球，与天球的两极呈90度角。假如它能够在天上显示出来，我们将会发现它的位置日夜不变。我们能够想象出它的形状。在正东和正西两个点上，它与地平线相交，即表示春分（3月）和秋分（9月）时，太阳位于地平线上的12个小时内，日周运动在天上移动的路线。对于美国北部的各个州来说，它穿过天顶与南方地平线的中点，越往南越接近天顶。在中国的许多地方也是如此。

正如地球上存在与赤道平行且环绕着赤道南北的纬度圈，天球上也有类似的圈子。正如地球上的纬度圈越靠近两极越小，天球上的纬度圈同样如此。

在天球上，一些线在北天极和南天极之间散开，向着各个方向扩散，而且与天球赤道呈90度角，如下图所示。这叫做“时圈”（hour circles），其中之一叫做“二分圈”（equinoctial colure），图中已经注明。这条线正好经过春分点，我们会在下一节讨论这个内容。它在天上的功能类似于格林威治子午圈在地上的功能。天球上的经纬

天球上某颗星星位置的确定方法与地球上某座城市位置的确定方法相同，用它的经度来表示。不过，使用的名词截然不同。在天文学中，等同于地球上经度的称为“赤经”（right ascension），等同于地球上纬度的称为“赤纬”（declination）。于是，便出现了下面这些定义：

一颗星星的赤纬指的是它在南北方向上到天球赤道的视距。上图中的星星位于赤纬北25度。

一颗星星的赤经指的是经过这颗星星的时圈与经过春分点的二分圈形成的夹角。上图的星星位于赤经3时上。

在天文学中，以时分秒表示星星的赤经，还可以用度数表示，就像地球上的经度一样。将用时分秒表示的赤经转化成度数时，只要乘以15就可以了。因为地球每小时旋转15度。从上图可以发现，纬度的相差表现在直线距离上，长短相同，但经度的相差有所不同，它的直线距离从赤道向着两极逐渐缩小。在地球赤道上，一经度的相差大约是111.8千米；在南北纬45度上，相差大约是67.6千米；在南北纬60度上，还不满56千米；在两极，便减为零，各个子午圈相交于一点。

我们发现，地球自转的线速度根据这个规律逐渐变小。在赤道上，如果经度相差15度，那直线距离大约是1600千米，地球旋转的线速度大约是460米/秒；在南北纬45度上，线速度减小为300米/秒；在南北纬60度上，线速度是赤道上的一半；在两极，便减小为零。

将这种经纬应用到天球上，仅有的困难是地球的自转。如果我们静止不动，便会永远停留在地球的某个经度上。不过，由于地球的自转，天球上任何一点的赤经（我们觉得是固定的）都在不断移动。天球子午圈与时圈的不同之处在于，前者会随着地球转动，而后者在天球上是固定的。

地球与天球有着许多相似之处。地球沿着转轴自西向东转动，而天球看起来像是自东向西旋转。我们设想地球处于天球的中央，一根公共转轴同时穿过地球和天球，我们便可以更清楚地认识它们的关系。

如果太阳也在天球上静止不动，那么，当知道了一颗星星的赤经和赤纬之后，想要找到它更加容易。由于地球每年会绕着太阳旋转一周，所以在每天晚上的同一时刻，太阳的视位置都会发生变化。接下来，我们研究一下公转造成的影响。第五节地球的周年运动及其结果

我们知道，地球不仅绕着自己的转轴旋转，还绕着太阳进行一年一次的公转。这种运动使得太阳看起来在众星之间每年绕着天球旋转一圈。我们设想自己围绕着太阳运动，并发现太阳向着反方向运动，便会看出太阳在众星之间的移动了，因为星辰到我们的距离要比太阳远得多。当然，这种运动不是一下子就能发现的，因为白天无法看见星星。不过，假如我们一直盯着西天的一颗星星，便会发现它降落的越来越早，即越来越接近太阳。准确地说，既然星辰的位置不变，那么，便是太阳向着星辰靠近。这样，地球的周年运动显而易见。

如果我们能够在白天看见星星，看见它们分布在太阳周围，这种情况会更加明显。我们会发现，如果一颗星星和太阳同时升起，在一天之内，太阳会渐渐向东移去，距离这颗星星越来越远。等到太阳快要落山时，太阳与这颗星星之间的距离大约等于太阳的直径。第二天早晨，我们发现太阳与这颗星星的距离更远了，大约是太阳直径的2倍。下图表示春分时的这种情况。这种运动一直在持续，等到太阳绕着天球运行一周，一年后会与这颗星星再次重逢。太阳在3月21日左右经过赤道太阳的周年视运动

上述情况的成因可以从下图中得知，下图表示地球绕着太阳运行的轨道，背景是遥远的星辰。当地球位于A点时，地球处于AM这条直线上，好像它在星辰中的M点一样。当地球从A点运动到B点，太阳也从M点到了N点，这样继续一年。古人很早就了解到太阳的周年运动，但他们花费了很大精神才描绘出这种现象。他们设想将一根线绕过天球，太阳每年都会沿着这个路线绕着天球旋转一周。他们将这条线称为“黄道”（ecliptic）。他们发现，行星也在太阳的轨道上运行，尽管不是十分准确。他们设想黄道线外面还有一条带子，带子里面包含了已知的所有行星和太阳，这条带子被称为“黄道带”（zodiac）。这条带子被划分为十二宫，每一宫包含一个星座。太阳每月经过一宫，一年经过十二宫。这就是著名的黄道十二宫，宫名与对应的星座名一致。这与现在的情况有着细微差别，因为一种非常缓慢的岁差运动在起作用，我们在后面会解释这一点。地球轨道和黄道带

接下来，我们将会发现，上述所说的绕着天球的两道圈是通过不同的方法得出的。天球赤道是根据地球转轴的方向而来，正好将天球嵌入两天极之间；而黄道是根据地球绕日运动而来。

尽管这两道圈不同，但相较于相对的两点，夹角大约是23.5度。这个夹角称为“黄赤交角”（obliquity of the ecliptic）。如果想要彻底了解这种情况，我们需要再次讨论两天极。通过前文的内容可知，两天极是由地球转轴的方向决定的，而不是天球上的东西；它们仅仅是天球上相对的两个点，而且与地球转轴形成一条直线。既然天球赤道是两天极中间的大圆，当然是由地球转轴的方向决定的，而不是其他东西。

现在，我们设想地球绕着太阳运行的轨道是水平的。我们可以将其想象为一个圆周，而太阳位于圆心上。我们还假设地球沿着圆周运动，中心在圆内。这样一来，如果地球的转轴是垂直的，赤道将是水平的，而且与圆周在相同的平面中，而地球沿着圆周运动时，中心始终正对着太阳。因此，通过绕日运动确定的黄道和天球赤道是同一圆圈。由于地球轨道并不是垂直的，而是呈现23.5度的角，所以形成了黄赤交角（黄道倾斜角）。黄道的倾斜角也是23.5度，所以这个倾斜是由地轴的倾斜造成的。与此相关的一个重要事实是，当地球绕着太阳运行时，地轴在空间中的方向不变；因此，地球北极有时靠近太阳，有时远离太阳。下图表明了这种情况，还显示了假设的圆周，地轴向右倾斜。无论地球位于太阳的哪个方向，北极的方向总是不变。黄道倾斜产生四季

如果想要弄清楚黄道倾斜角的影响，我们假设在3月21日前后的某个正午，地球的自转停止了，但依然绕着太阳运行。此后的三个月中，我们将会观察到下图中显示的情况。图中假设我们望向南天，我们发现太阳位于子午圈上，看起来好像静止不动。图中显示，天球赤道自东到西和地平线相交，正如前面描述的情况，黄道和赤道在春分点相交。在接下来的三个月中，太阳会沿着黄道慢慢来到夏至点上，这一点是太阳旅途中最靠北的一点，大约在6月22日左右到达此处。春夏间太阳沿着黄道的视运动3月到9月太阳的视运动

上图让我们观察太阳接下来三个月的运行。通过夏至点之后，太阳的轨迹逐渐靠近天球赤道，等到9月23日左右经过天球赤道。这一年剩下的路程正好是太阳六个月中行走的路程的复制。在12月22日，太阳来到赤道最南边的一点；在3月21日，太阳会经过天球赤道。这些日期偶尔会有差异，那是闰年造成的。

现在，我们来看一下太阳周年视运动中需要注意的几点：第一，我们最初的观察点是春分点；第二，太阳运行到最北边的一点之后，开始返回向着南赤道靠近，这个转折点是夏至点；第三，与春分点相对的是秋分点，太阳在9月23日左右经过此处；第四，与夏至点相对的是冬至点，这是太阳最靠南的一点。

经过这些点与天球赤道呈直角的两天极之间的时圈叫做“分至圈”（colures）。经过春分点的二分圈代表赤经的起点，而与之垂直的是二至圈。

现在，我们讨论一下星座与季候、每日时间的关系。如果今天太阳和一颗星星在同一时刻经过子午圈，那么，明天太阳在这颗星星东边1度的地方，也就是这颗星星要比太阳早4分钟经过子午圈；以此类推，直到一年之后，两者再次同时经过子午圈。这样一来，太阳经过天空的次数要比一颗星星少一次。换句话说，在平年中，太阳经过子午圈的次数是365，而一颗恒星经过子午圈的次数则是366。当然，假如我们选取的是南天的星星，它和太阳经过子午圈的次数相同。

天文学家计算与太阳有区别的恒星出没时间的方法是“恒星日”（sidereal day），这个时间与一颗恒星（或者春分点）两次经过子午圈的时间间隔相同。天文学家将一个恒星日划分为24个恒星时，接着划分为分秒。他们通过恒星时钟计算恒星时，这种时钟每天要比普通时钟快3分56秒。恒星午指的是春分点经过当地子午圈的时刻。那时，恒星时钟显示的时间是0时0分0秒。这样一来，恒星时钟与天球的视运动时间相符。天文学家设计出恒星时钟的目的是，不管是白天还是黑夜，只要看一眼时钟，便知道哪颗星星在经过子午圈，以及各个星座位于何处。四季

如果地球转轴垂直于黄道平面，黄道便会与天球赤道重合，四季之间就没有区别了。太阳始终从正东方升起，从正西方落下，全年都不会有丝毫变化。地球上的气候仅有细微变化，因为地球1月离太阳近一些，6月离太阳远一些。不过，由于黄道是倾斜的，所以太阳位于赤道北部时（3月21日到9月23日），北半球的日照时间长一些，而且太阳与地面的角度比较大。南半球的情况正好相反。从9月23日到第二年的3月21日，太阳照耀南半球长一些。于是，当北半球面临冬季时，南半球处于夏季，两个半球的季节正好相反。真运动和视运动的关系

在深入讨论之前，我们将前文涉及到的现象进行总结。前文内容依据的是两种观点：一种是地球的真运动，另一种是此运动引起的天体的视运动。

真周日运动指的是地球绕着转轴的自转；视周日运动指的是地球自转引起的星体现象。

真周年运动指的是地球绕着太阳的公转；视周年运动指的是太阳在众星之间绕着天球运行。

地平受到真周日运动的影响，经过太阳或者星辰。于是，我们观察到太阳或者星辰的升降。

每年3月21日前后，地球赤道平面从太阳北边向着南边运动；在9月23日前后，从南边向着北边运动。于是，我们总是说，太阳在3月经过地球赤道向北移动，等到9月再次经过赤道并向南移动。

每年6月，地球赤道平面在太阳南边的最远处；每年12月，则在太阳北边的最远处。我们觉得，太阳在第一种情形中处于北至点，而在第二种情形中处于南至点。

地球自转轴与垂直于地球轨道的线的夹角是23.5度，所以黄道与天球赤道的夹角同样是23.5度。

在夏季，北半球倾向太阳，北纬地区得到大部分阳光，而南纬地区仅仅得到一小部分。我们便观察到，太阳每天在地平线上的时间比较长，我们北半球是炎热的夏季，而南半球则是寒冷的冬季。

当北半球是冬季时，情况正好相反。南半球与太阳的距离近，北半球与太阳的距离远。结果，南半球是夏季，而北半球则是冬季。

如果用相对性原理解释，上述内容很容易理解。由于宇宙没有中心，而所有参考系在描述物理定律时具有平权性，所以无法确定哪个参考系是绝对参考系，所有运动都是相对运动。年与岁差

我们最常用的区分年的方法是地球围绕太阳运行一周的时间。据我们所知，有两种测量方法：一是计算太阳两次经过同一颗恒星的时间间隔，二是计算太阳两次经过春分点（或者秋分点）的时间间隔。如果二分点是固定不变的，这两种计算方法的结果相同。不过，古代天文学家研究发现，两者的结果不同。太阳以恒星为起点绕着天空旋转一周所用的时间要比以春分点为起点绕着天空旋转一周所用的时间多11分钟。这说明，春分点在群星之间一直在移动，这种移动被称为“岁差”（the precession of equinoxes）。这与天球毫无关系，仅仅是地球绕着太阳运行时地轴缓慢移动造成的。

我们假设前文“黄道倾斜产生四季”一图中的地球一直绕着太阳运行，经过六七千年转动了六七千次之后，我们将会发现地轴的北极不是在我们右边，而是正对着我们。再经过六七千年，它来到我们的左边；再经过相同的时间，它会背对着我们；再经过相同的时间，即大约2.6万年之后，它再次回到最初的位置。

由于天极是由地轴的方向决定的，所以地球的自转会带动天极在天上转一个圆圈，这个圆圈的半径大约是23.5度。现在，北极星到北极的距离是1度多。不过，北极在慢慢向它靠近，200年之后再逐渐远离它。1.2万年之后，北极会移动到天琴座（Lyra）中，与该星座中最亮的织女星（Vega）的距离大约是5度。古希腊时期，航海者并不认识北极星，因为那时北极星到北极的距离是10度到12度，位于北极星和大熊座之间，当时的航海者根据大熊座确定航向。

这样一来，由于天球赤道是两天极中央的大圈，所以它在众星之间的位置也会发生变化。下图显示了过去2000年的移动情况。由于二分点是天球赤道和黄道的两个交点，所以它们也会移动。这便导致了岁差（二分点的前移）。岁差

上文讲述的两种年，一种是“恒星年”（sidereal year），另一种是“分至年”或者“回归年”（tropical year）。回归年指的是太阳两次经过回归二分点的时间间隔，具体数字是365日5小时48分46秒。

由于太阳在天球赤道南北的位置决定了四季，所以常常使用回归年进行计算。在古代，天文学家认为回归年的长度是365.25日。在托勒密（Ptolemy，公元2世纪的埃及天文学家）的时代，计算结果更加准确，增加几分钟才是365.25日。当代，许多国家都使用格列高里历（Gregorian Calendar），制定出的年的长度与此相差无几。

恒星年指的是太阳两次经过同一颗恒星的时间间隔，具体数值是365日6小时9分。根据基督教国家一直使用到1582年的罗马儒略历（JulianCalendar）得知，一年为365.25日。这要比回归年多11分14秒，所以在千百年中四季会慢慢发生变化。为了消除这种情况，需要制定一个平均长度尽可能准确的年的制度，罗马教皇格列高里十三世（Gregory XIII）下令，取消400年儒略历中的3次闰年。根据儒略历，每个世纪的最后一年绝对是闰年；而在格列高里历中，1600年是闰年，但1500年、1700年、1800年、1900年都不是闰年。

所有的天主教国家都使用格列高里历，而在新教国家中也慢慢普及，所以它成为了世界通用历法（辛亥革命后，中国也采用此历法）。农历

在中国，除了使用格列高里历（俗称阳历）之外，还使用有着千年历史的农历。这是一种特殊的阴阳历，而不是单纯的阴历。现在，中国百姓依然根据它安排农事、渔业生产、确定传统节日等。

根据朔望周期确定农历的月份。月相朔（日月合朔）出现的日期为月初一，下次出现的日期为下月初一。由于朔望周期是29.53日，所以有大小月之分。大月30日，小月29日。某月的“大小”或者哪天是“朔日”，由太阳和月亮的位置决定，古时称为“定朔”。

农历年的依据是回归年。农历使用增加闰月的方法（根据二十四节气制定）促使农历年和回归年的长度相似，并将岁首设定在含有“雨水”的月初。农历一年包含12个月，一共是354日或者355日。每平均19置7闰月，从而保证19年的农历和19年的回归年的长度基本相等。因此，中国人的19岁、38岁、57岁、76岁的阳历生日和农历生日是重合的。

汉武帝太初元年（公元前104年）五月颁布太初历之后，除了个别皇帝有过短期改动之外，农历始终将含有雨水的月份定为正月，而此月的初一为岁首。第二章望远镜第一节折射望远镜

在科学研究中，望远镜的使用引起了大众的浓厚兴趣。我相信读者一定非常想知道，望远镜的组成和望远镜的作用。望远镜最完整的形式是很复杂的，如天文学家在天文台上使用的望远镜。不过，只要细心一点便能了解其中的几个要点。当我们了解了这些要点之后，再去观察这些仪器，便会学到更多的知识，获得更大的满足感。

大家都知道，望远镜的作用是把远处的东西看得近一些；将几千米外的东西看作在几米内。这种结果是由一些巨大的透镜形成的，这种透镜类似于我们使用的眼镜，只是更大、更精致而已。至少有两种方法能够把来自于物体的光收集起来，一种是让光经过许多透镜，另一种是用凹面镜反射光。因此，便出现了多种望远镜：折射望远镜、反射望远镜、折反射望远镜。首先，我们分析一下折射望远镜。望远镜中的透镜

折射望远镜的透镜通过两个系统构成：一个是物镜，让远处物体的像出现在望远镜的焦点上；另一个是目镜，在人的眼睛看得最清楚的地方形成新的像。

物镜是望远镜中最精密的部分，也是最难制作的部分。这一部分需要的工艺比其他所有部分都精巧。我们用一个事实解释需要多么高的天赋：100多年前，所有天文学家都相信，全世界只有阿尔凡·克拉克（Alvan Clark）能够制造巨大且精致的物镜，我们在后文会说到这个人。

一般来说，物镜由两个透镜组成。这些透镜的直径决定了望远镜的能力，被称为望远镜的“口径”（aperture）。口径有大有小，家用小望远镜的口径大约是10厘米，而叶凯士天文台（Yerkes Observatory）使用的大型折射望远镜的口径是1.02米。

如果想要让望远镜中呈现出远处物体清晰的影像，最关键的是物镜要将来自于该物体的每一点光都聚集到焦点上。如果无法做到这一点，光便会分散到多个焦点上，导致物体变得模糊，好像透过不合光的眼镜看东西一样。不过，无论使用何种玻璃制作的单片透镜都无法将所有的光集中到一个焦点上。大家都知道，无论是来自于太阳还是来自于星星的光，都是多种颜色混合成的，将其通过三棱镜后就能分开。从红色的一头开始，接下来依次是橙色、黄色、绿色、蓝色、靛色、紫色。一个单片透镜会将不同的光聚集到不同的焦点上；红色距离物镜最远，而紫色距离物镜最近。这种现象称为“色散”（dispersion）。

300年前，天文学家们认为透镜的色散作用难以消除。1750年，伦敦的多龙德（Dollond）找到避免色散作用的方法，那就是使用两种玻璃，一种是冕牌玻璃，另一种是火石玻璃。这种方法的原理非常简单。冕牌玻璃和火石玻璃的折光能力差不多，但前者的色散能力比后者强一倍。于是，多龙德将两块透镜制作成一个物镜，下图是其中一部分。前面是一片冕牌玻璃制成的凸镜，这是最寻常的做法。与它相连的是一片火石玻璃制成的凹镜。由于两个透镜的曲度相反，便使光射向不同方向。冕牌玻璃将光集中起来，而火石玻璃制成的凹镜却将光分开。假如仅仅使用火石玻璃，我们将会发现它不仅无法将光线集中起来，反而使一点上的光向着各个方向扩散。将火石玻璃的聚焦能力制作成冕牌玻璃的聚焦能力的一半多一点，这个设计能够消除冕牌玻璃的色散作用，但无法将其折光能力消除一半。结合起来形成的结果是，所有的光线几乎都能集中在一个焦点上，但与仅仅使用冕牌玻璃时相比，这个焦点大约远了一倍。望远镜中物镜的一部分

上文所说“几乎都能集中在一个焦点上”，那是因为两层玻璃的组合无法将所有光线绝对集中在一个焦点上。望远镜的口径越大，这种缺憾就越明显。如果用大型折射望远镜观察月亮或者星星，一定会发现它们周围有着蓝色或者紫色的晕光。这两个透镜无法将蓝色和紫色的光线与其他光线集中到同一个焦点上，所以形成了“二级光谱”的像差。这是普通玻璃的性质造成的，科学家们也无法解决。目视使用的折射望远镜的视场比较小，二级光谱表示它的主要像差，缩小相对口径能够减小不利影响。

大型折射望远镜需要使用巨大的透光能力强的光学玻璃，这在制造上非常困难。同时，对于紫外波和红外波的透光性能来说，大型折射望远镜要比反射望远镜差一些，而且有残余色差。此外，它的架构的支持力比反射望远镜差一些，所以制造这种望远镜需要很高的花费。这些都不利于望远镜向着更大的口径发展。现在，全世界折射望远镜的最大口径是1.02米。

由于物镜具有将光聚集在焦点的能力，所以远处物体的像便会呈现在焦平面上。焦平面指的是经过焦点和望远镜的主轴（或者与视线呈90度）形成的平面。

望远镜形成的像是什么样的呢？关于这个问题，我们可以参考一下照相机中的毛玻璃。你会发现一副面孔或者一张画出现在毛玻璃上。其实，照相机类似于小型望远镜，而毛玻璃相当于焦平面。反过来说，望远镜是焦距比较长的大型照相机，可以用来为天空拍照，就像照相师用照相机拍照一样。

有时候，当我们明白了一件东西不是什么时，往往能够更好地明白它是什么。100多年前，著名的月球大骗案正好说明了这一点。作者用荒诞的故事欺骗了许多读者：赫歇耳爵士（Sir John Herschel）用放大倍率很高的望远镜观察月亮，发现没有足够的光用来看清楚影像。于是，某些人提议用人工光照明影像。结果令人惊讶，月亮上的动物都能呈现在望远镜中。如果许多人没有被欺骗，我就无需说下面这句话了：在本质上，外来的光线无法影响望远镜所成的像。因为望远镜中的像不是实像，而是远处物体上的光线相交于适当的一点，然后从该点扩散开，好像在焦平面上形成了一幅图画。实际上，图画一词要比影像一词更能表示物体的情况，但这幅图画由光线聚焦而成，我们将这样的像叫做虚像。

如果物体的影像正好在我们眼前形成，大家可能会产生这样的疑问：为什么还要通过目镜观察它呢？为什么观察者无法站在影像后面望向物镜，发现影像悬挂在半空中呢？其实，观察者能够这样做，只是需要在焦平面上放置一块毛玻璃，然后像照相师使用照相机一样即可。这样一来，影像会出现在毛玻璃上，这时观察者只要望向物镜便会看见物体，根本不用使用目镜。不过，只能看见一小部分，所以直接观察物镜没有什么好处。如果想要好好看，必须使用目镜。目镜是一个小眼镜，在本质上与钟表匠使用的眼镜相同。目镜的焦距越短，观察得越准确。

有些人想知道，著名望远镜的放大倍率到底是多少呢？这个问题的答案不仅取决于物镜，还取决于目镜。目镜的焦距越短，放大的倍率越高。天文望远镜会配置多种不同的目镜，以便满足观察者的各种需要。

只要不超出几何光学原理的范围，任何望远镜（无论大小）都能实现任何放大率。通过普通的显微镜观察影像，我们可以让10厘米的小望远镜的放大率等同于赫歇耳的大型反射望远镜的放大率。不过，假如想让任何望远镜的倍率超过一定程度存在多种实际困难：首先，物体表面发出的光线非常微弱。假如我们用一个8厘米望远镜观察土星，将其放大数百万倍，土星就会变得模糊不清。不过，这个不是让小望远镜拥有高放大率的唯一困难。根据光学的一般定律，我们不能将每2.5厘米口径的放大率提高到50多倍，最多不能超过100倍。也就是说，一个口径是2.5厘米的望远镜的放大率不能高于150倍，更何况是300倍呢。

此外，天文学家们还得面对一个难题：地球大气造成的模糊，也就是常常说的看不清楚。

我们观察天体需要透过厚厚的大气。如果将大气压缩到与我们周围空气的密度一样，将会有10千米厚。我们知道，观察10千米外的东西是模糊不清的。因为光线透过的大气不停地运动，造成不规律折射，促使物体看起来颤抖不止。在望远镜中，这种模糊和颤抖要强烈得多。结果，随着放大率的增加，影像的模糊程度也在同比例增加。也许，这种模糊程度是由空气的情况决定的。天文学家想到这个问题，便为大型望远镜寻找空气波动比较小的地方，以便能够更加清晰地观察天体。

通过计算可知，高倍率的大型望远镜能够将月亮拉得非常近。例如，通过放大率是1000倍的望远镜观察月亮，它好像位于400千米之外；而使用放大率是5000倍的望远镜观察，它好像在80千米之外。这种计算是正确的，但对于月亮上的东西来说，望远镜的不足和大气流动造成的影响使得它们模糊不清。这两种影响导致计算结果与实际情况不符。我难以相信，天文学家们用现有的望远镜观察月亮或者行星时，将放大率提高到千倍以上还能获得许多好处，除非是大气非常平静的时候。望远镜的装置

许多没有见过望远镜的人可能认为，通过望远镜观察天体是一件非常简单的事情，只要将望远镜对着某个天体观察就可以了。我们可以试验一下，将望远镜对着某颗星星，一件难以预料的事情发生了。那颗星星很快就逃开了，并没有一直待在望远镜的视野中。因为地球一直绕着转轴自转，所以星辰看起来向着相反的方向转动。这种运动速度和望远镜的放大率同比例增加。如果使用高倍率望远镜观察天体，我们还没有观察，星辰就已经逃离了我们的视野。

现在，我们需要明白，望远镜的放大作用会将我们透过望远镜看见的视野缩小，所以实际的观测范围要小于看起来的范围，而缩小的倍率与望远镜的放大倍率相等。例如，如果选用的是千倍望远镜，那么，视野大约是2分的角度，在肉眼看来仅仅是一个小点。这类似于我们在一个6米高的屋顶上透过一个直径是3.5厘米的小圆圈观察星星。如果我们能够想象出透过这样的小圆圈观察星星的情形，便会明白追寻一颗星星的运动是一件多么困难的事情。

对望远镜进行适当的装置能够解决这个问题，让望远镜在互相垂直的两轴上旋转。“装置”指的是整套仪器，借助于它能够让望远镜锁定一颗星星，而且可以观察它的周日运动。为了吸引读者的注意力，我们首先简单描述一下这种仪器的结构，讨论一下转动望远镜的两轴的关系。最主要的轴叫做“极轴”（polar axis），安装时要平行于地球的轴，所以正对着天极。由于地球每天都会自西向东旋转，所以有个装置与这根轴相连，让它以相同的速度自东向西旋转。于是，望远镜的转动抵消了地球的旋转。当望远镜锁定某颗星星时，装置便开始转动，这样星星就无法逃出望远镜的视野了。

为了让望远镜能够指向空中的任意一点，需要有一根轴与极轴相互垂直，这就是“赤纬轴”（declination axis）。它上面的一鞘位于极轴的前端，二者形成一个T字。因此，望远镜能够在两轴上转动，指向我们想要观察的任何方向。

需要说明的是，中国汉代著名的科学家张衡发明的浑天仪使用的是类似结构。浑天仪是球体模型，一根轴穿过球心，轴和球的两个支点表示南极和北极。球的外面套着两个圆圈，一个叫做地平圈，另一个叫做子午圈，它们交叉在一起。天球一半在地平圈上，另一半在地平圈下。天轴支架位于子午圈之上。此外，球体上还有呈24度夹角的黄道和天球赤道。天球赤道和黄道上面都刻着二十四节气，从冬至开始，一共是365.25度，每一度分为4格，太阳每天都会沿着黄道移动1度。

由于极轴平行于地轴，所以它和地平面的倾斜度与当地纬度相同。在北纬南部，它偏于水平；而在北方，它偏于垂直。

试读结束[说明：试读内容隐藏了图片]

下载完整电子书