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发布时间:2021-02-16 01:14:33

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作者:高立来

出版社:武汉大学出版社

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天文知识看台

天文知识看台试读:

前言

天文学是观察和研究宇宙间天体的学科,它研究的是天体分布、运动、位置、状态、结构、组成、性质及起源和演化等,是自然科学中的一门基础学科。天文学研究对象涉及宇宙空间的各种物体,大到月球、太阳、行星、恒星、银河系、河外星系以至整个宇宙,小到小行星、流星体以至分布在广袤宇宙空间中的各种尘埃等,因此充满了神秘的魅力,是我们未来科学发展的前沿,必将引导我们时代发展的潮流。

太空将是我们人类世界争夺的最后一块“大陆”,走向太空,开垦宇宙,是我们未来科学发展的主要方向,也是我们未来涉足远行的主要道路。因此,感知宇宙,了解太空,必定为我们未来的人生沐浴上日月辉映的光芒,也是我们走向太空的第一步。

神秘的宇宙向我们畅开了走向太空的光辉道路,我们必须首先知道整个宇宙的主要“景点”。宇宙不仅包括太阳系、星系、星云,还蕴藏着许多奥秘,总之,宇宙是一块神奇的地方,太空是我们无限的梦想,发现天机,破解谜团,这是时代发展的需要,也是我们知识素质的标杆。

宇宙的奥秘是无穷的,人类的探索是无限的,我们只有不断拓展更加广阔的生存空间,破解更多的奥秘谜团,看清茫茫宇宙,才能使之造福于我们人类的文明。

宇宙的无限魅力就在于那许许多多的难解之谜,使我们不得不密切关注和发出疑问。我们总是不断地去认识它、探索它,并勇敢地征服它、利用它。虽然今天的科学技术日新月异,达到了很高程度,但对于那些无限的奥秘谜团还是难以圆满解答。古今中外许许多多的科学先驱不断奋斗,一个个奥秘不断解开,并推进了科学技术的大发展,但又发现了许多新的奥秘现象,又不得不向新的问题发起挑战。这正如达尔文所说:“我们认识自然界的固有规律越多,这种奇妙对于我们就更加不可思议”。科学技术不断发展,人类探索永无止境,解决旧问题,探索新领域,这就是人类一步一步发展的足迹。

为了激励广大读者认识和探索整个宇宙的科学奥秘,普及科学知识,我们根据中外的最新研究成果,特别编辑了本套丛书,主要包括天文、太空、天体、星际、外星人、飞碟等存在的奥秘现象、未解之谜和科学探索诸内容,具有很强的系统性、科学性、前沿性和新奇性。

本套系列作品知识全面、内容精炼、文章短小、语言简洁,深入浅出,通俗易懂,图文并茂,形象生动,非常适合广大读者阅读和收藏,其目的是使广大读者在兴味盎然地领略宇宙奥秘现象的同时,能够加深思考,启迪智慧,开阔视野,增加知识,能够正确了解和认识宇宙世界,激发求知的欲望和探索的精神,激起热爱科学和追求科学的热情,掌握开启宇宙的金钥匙,使我们真正成为宇宙的主人,不断推进人类文明向前发展。

怎样辨认星象

辨认星座的时候,应该根据星图和说明,先找这个星座里的最亮的星(叫“主星”)。例如夏季星空中的牛郎、织女、心宿二等,它们都是头等大星,牛郎是天鹰座的主星,织女是天琴座的主星,心宿二是天蝎座的主星。随后,把这种大星看做指引的“路牌”,再根据星图中各星的相对位置看全整个星座。

由某个已经认识的星座或者一个显明形象如三角形、斗形等,引一根直线或弧线到多远的地方,就可以碰到另一个星座或它的主星,因而扩大到认识全座,这也是看星常用的方法。例如:夏季从轻刻扁担(牛郎三星)引出一直线,向西北延长约6倍多,就可以找到织女星。又如找北极星,也是用类似的方法。这里不多说。

辨认星必须通过自己的辛勤劳动,尤其在开始的时候。我们找到了某一星座,第二夜必须复习,不然就容易忘却。在有人指导和集体看星的时候,必须防止专依赖他人指点的偏向。指导的人只能把星座的主星(较亮的星)或显明形象指给大家看,其他较暗的星,应该由看星的人自己把已经认识的主星和显明形象做基础,根据星图搜寻,隔夜再温习巩固。

集体看星的时候,指导的人可用硬纸做个喇叭形的筒,固定在支架上,把准备指给大家看的一小部分天空围起来,让初学看星的人从小的一头望出去,就容易找到要看的星象了。人多的时候,可多做几个纸筒应用。备一只手电筒当作“教鞭”,也可以随意指出某颗特定的星或某些形象。

三垣二十八宿

中国古代,人们为了认识星恒星几个几个地组合在一起,并给每个组合一个名称,这样的恒星组合称为星官。各个星宫中星数有多有少,少到1个,多到10几个。所占天区范围也大小各不相同。在众多的星官中,有31个星官占有很重要的地位,这就是三垣及二十八宿。到唐代,《步天歌》中的三垣二十八宿已经发展成为中国古代的一种按区划分星空的体系,很像现在的星座。

三垣是紫微垣、太微垣和天市垣。三垣的各个区域都.有东西两藩的星,围成墙垣的样子,故称三垣。

紫微垣是三垣的中垣,位居北天星座中央的位置,被称为中宫。它覆盖着现在国际上通用的小熊、大熊,天龙、猎犬、牧夫、武仙、仙王、仙后、英仙、鹿豹等星座,大体上位于拱极星区域。

太微垣是三垣的上垣,位居紫微垣的东北方向、北斗七星的南方,横跨天空约63°的范围,其中有室女、后发、狮子等星座的一部分。

天市垣是三垣的下垣,它在紫微垣的东南方向,横跨天空约57°的范围,包含天鹰、武仙、巨蛇、蛇夫等星座的一部分。

二十八宿又名二十八舍或二十八星。我们知道,星象在四季中出没早晚的变化与太阳的运动有关。换句话说,就是季节与太阳在天球上的位置有直接的关系。由于直接观测确定太阳的位置不太容易,古人就以月亮为直接观测对象,推测太阳的位置。因为,朔时月亮与太阳刚好在一个方向上,那么初三新月出现时,观测月亮相对于恒星的位置,便可倒推出朔时月亮及太阳相对于恒星的位置。月亮是在黄道带上作周期运动的,古人就沿黄道、赤道自西向东将周天划分成28个大小不等的区域,每个区域叫一宿,合称二十八宿。“宿”或“舍”都有停留的意思。古人划分这28个星区,就是用来作为观测太阳、月亮、5大行星(水、金、火、木、土)时的标志。古人所以要将天空划成28个宿,在《吕氏春秋》中写有:“月行于天,约二十七日双三分之一天而一周,约日旅一星,经二十七日余而复抵原星,故取二十八为宿舍之数……”还有一种观点认为二十八宿的划分依据是土星的视运动,即二十八宿与土星的恒星周期29.46年有因果关系。

我国古代又把二十八宿分成4组,每组为7宿,分别以东南西北4个方位、青红白黑4种颜色及龙鸟虎龟(龟蛇)4种动物形象相配,称作四象或四陆。若按太阳每年自西向东的星空中的视运动方向顺序排列,可以得如下对应关系:

二十八宿的创立与四象是紧密关联的。四象的划分以古代春分前后初昏时的天象为依据。在古代,春分前后初昏时,南方7宿的中心宿——星正当南中天,东方7宿的中心宿——房正处于东方的地平线附近,西方7宿的中心宿——昴处于西方地平线附近,北方宿的中心宿——虚则处在地平线之下与星宿相对的下中天位置上。这样的划分正与地平坐标中的4个方位相对应。二十八宿中各宿的距离虽然很不均匀,但对于各方的中心宿来说,却是相当均匀的。如房宿正处于东方7宿所占75°空间跨度的中点,星宿正处于南方7宿所占112°的中点,昴宿正处于西方7宿所占80°的中点,虚宿正处于北方7宿所占弼。的中点。由此可见,二十八宿是建立在四象的基础上的。

古人是以春天黄昏作为观测的标准时间,这时朱雀七宿正在南中天,四象的布列用张衡的描述就是:“苍龙连蜷于左,白虎猛踞于右,朱雀奋翼于前,灵龟圈首于后。”在没有历法的原始社会,鸟的出现正像许多文学作品中描写的那样,往往是春天来临的信号。由此我们便可以理解古人在春天初昏时,把南中天的恒星群想象作一只大鸟——朱雀的形象。正如《尧典》中所言:“日中星鸟,以殷仲春”。此外,在《说文》中有:“龙,鳞虫之长也,春分而登天,秋分而潜渊”,意思就是作为天象的苍龙七宿,在春分初昏时出现在东方地平线上,在秋分初昏时在西方地平线上逐渐落下。直到现在,民间还有二月初二“龙抬头”的说法。龙头即为东方苍龙第一宿角宿,正是这段时间从东方升起。可见,四象的分布排列与古人通过天象划分四季有密切关系。

二十八宿中,各宿所含恒星都不只一颗,从每宿中选定一颗星作为推测与其他星之间的相对距离的标准,这颗星就叫做距星。二十八宿距星的选取随年代变迁而有所不同。

二十八宿创立的时代,据现有文献推测,最迟在公元前5世纪以前。中国以外,古代的印度也有类似中国古代的二十八宿。至于二十八宿起源于何地,是中国还是印度,尚无定论。

十二辰和十二次

我国古代很早就使用干支记时。而将12个地支应用于天空区划,就是十二辰;即沿天赤道从东向西将周天分为12个等分,用地平方位中的十二支名称来表示,即子、丑、寅、卯、辰、巳、午、未、申、酉、戌、亥。当星宿南中天时,十二辰与地平方位的十二支完全对应上,其中正东为卯,正南为午,正西为酉,正北为子。这种方位表示法,我们至今仍在使用,比如把正北到正南经过天顶的大圆称为子午线。同时,我们还用太阳与这种方位的关系来表示时间,比如日出时为卯时,太阳当头照时为午时,日没时为酉时,等等。

为了观测太阳、月亮、5大行星的位置和运动,在我国古代,还有一种把黄、赤道带自西向东划分为12个部分,称为12次的天空区划方法。12次的名称依次为:星纪、玄枵、鲰訾、降娄、大梁、实沈、鹑首、鹑火、鹑尾、寿星、大火、析木。春秋战国时代的《国语·周语》有:“武王伐纣,岁在鹑火。”据推证,武王伐纣应在公元前1057年,即周初。当时岁星(木星),确实正在12次中鹑火的位置。所以,1耿的创立时代,也有可能早在殷末周初。此外,从《左传》、《国语》等书中记载看,12次是用来记述岁星的位置的。古代把木星的恒星周期定为12年,所以一般认为12次的创立是源于对木星的观测。我国研究科学史的史学家钱宝琮认为,12次的划分原是基于二十八宿的四宫(即四象),每宫分为3次。由于四宫所跨赤经广度并不均匀,所以12次的赤经广度也参差不齐。到后来才发展成沿赤道度数等分的制度。据《汉书·律历志》记载,12次的起止度数和二十四节气相对应。以12个节气为各次的起点,12个中气为各次的中点。明末以后,曾用12次的名称来翻译

黄道十二宫

,但这时各宫的起点改与12个中气相对应,并按黄道经度等分各宫。如星纪宫的起点对应冬至点,等等。

十二次与十二辰的方向正好相反。天空中十二辰自东向西顺时排列,而十二次是按太阳周年视运动方向自西向东逆时排列。从十二次与十二辰的关系中可以看出,我国古代恒星区划都是以春天初昏天象为观测的基准点。十二辰以子为首;十二次以星纪为首;二十八宿以东宫苍龙第一宿角宿为首。黄道十二宫

在介绍星座时,我们已经向您介绍了88个星座。其中有12个星座分布在黄道带上,它们有着特别的意义。

黄道带是一个天空中想象的带子,它是以黄道为中线、宽18°的区域。太阳、月亮、太阳系里的行星都在这一带中运动着。在黄道带中的恒星划分成的星座,大多数呈动物的图形,因此取名为Zodiac(黄道带),Zodiac这个词有“动物圈”的意思。

黄道带被分成12等分段,每一等分各占黄经30°,叫做黄道十二宫。黄道十二宫中的名称是以各宫所在的星座命名的,每宫还给以特殊的符号。12个黄道星座从春分点开始,依次沿黄道向东为白羊座、金牛座、双子座、巨蟹座、狮子座、室女座、天秤座、天蝎座、人马座、摩羯座、宝瓶座和双鱼座。一年中,太阳每天从西向东移动1。左右,每月进入一宫。比如,1月1日那天傍晚18时,西方地平太阳落山方向的星空是双鱼座,那么到2月1日,傍晚18时再看西方地平太阳落山方向的星空,就已成了白羊座了;以后依次是金牛座、双子座……

我国古代天文学家为观测太阳、月亮和5大行星的运行及确定节令,把环天一周分为12次,这和西洋的十二宫类似。这12次原是沿天赤道的,据说明末以后,曾用12次名称来翻译黄道十二宫。

在2000多年前,12个宫的位置和12个星座的位置本来是一致的,即3月21日左右太阳过春分点在白羊宫,这天中午12时(平午)的正南方黄道星座为白羊座,以后4月是金牛座、5月是双子座……但由于岁差的影响,春分点每年要沿黄道西移50″。这样,2000多年前在白羊座的春分点,现在已经移过近30°进入双鱼座了。也就是说,现在的春分点并不在白羊座,而实际上是在双鱼座,到4月份才进入白羊座,但现在历书上仍是以原十二宫名作为交宫节气,如春分寸太阳所过的宫仍称为白羊宫,只是宫名与太阳所在的星座已不是一样的了,即所有的宫现在都移人西边邻近的星座中了。现在我们所谈的十二宫名,不过是一种宫的标志而已。

有人曾经做过改变星座名称或改进新名称的尝试,比如用耶稣12个使徒的名字来命名,但这些尝试都已失败。

室外观星

我们就该到真正的天空中去寻找它们了。这是非常有趣的。为了找到它们,你应该记住几件事情:

1.随身带着星图,再带一支手电筒,这样就可以在黑暗中查看书上的星图了。用颜料把手电筒上的玻璃涂红,免得光线影响眼睛。

2.挑选一个没有树木、房屋或路灯挡住视线的地方。在城市里,大楼的屋顶是很好的观测地点。但是一定要安全,周围要有墙或篱笆围住才好。

3.利用上“使用星图的时间表”,选择一个合适的时间。这份时间表可以告诉你应该使用哪一幅星图和应该在什么时候使用。这一点很重要。要不,你就得花很多时间去寻找星座。但是,当你观察了几次,对真正的天空中星座是什么模样有了一些了解之后,就不需要每次都去查时间表了。

4.要在晴朗五月的夜晚进行观测。因为明亮的月光会使你看不见星星的——只有几颗最亮的星除外。在明亮的月夜认不了几个星座。在特别晴朗的无月之夜,你可以看见许多非常暗的星,它们在我们的星图上是没有的,因为寻找星座时并不需要它们。另一方面,你也别指望一下子就找到星图上的所有星星。有些星可能被云遮住了,还有一些星紧挨着地平线,烟雾挡住了它们。

5.你到了外面,应该先找北斗星和北极星,这样就可以确定方向了。你可以面向北方,也可以面向南方,我们的星图就是这样设计的。请记住,无论什么时候,都应该先找出最亮的星,并且对照星图看看它们究竟是哪几颗星。开始时,不要急着在一个晚上就去找许多星座。每个晚上能认四五个新的星座就挺不错了。

6.你抬头仰望群星时,应该坐下或躺下,免得扭了脖子。如果你想看流星,那也要躺下(观看流星最好的时间是8月份)。别忘了带一条毯子,因为夏天的晚上草地常常被露水沾湿了。

7.最后,请注意观看行星。你在天空中看见的任何一颗亮星,如果是星图上没有的,它很可能就是一颗行星。很可能是金星、火星、木星或土星中的一颗。也有可能是水星,不过水星是很难见到的,所以不用管它。

还可以从外貌上来识别行星:金星比任何一颗真正的恒星都亮得多,所以你一下子就可以认出它来。你可以在傍晚时看见它在西边的天空中,或者是黎明前出现在东方。但是,在半夜里你是决不会看见金星的,而且它在天空中永远不会升得太高。木星不像金星那么亮,但是通常仍比所有其他的星星都亮,所以也很容易找到。火星微红的颜色使它很容易辨认,不过它的亮度变化很大:从仅仅是比较亮直到光辉灿烂,这要由它当时离开地球的远近来决定。土星也比较亮,但是并不特别亮,它发出的光稍稍带些黄色。木星和金星是泛白色的。

一般情况下,在任何一个晚上,你至少都可以看见一颗行星;经常是同时可以看见两颗或两颗以上。行星总是在黄道带的某一个星座中或者在它的附近。

看星是有意义的科学活动,学会看星既有趣又有用。

当然,一点不懂星象的人同样可以欣赏星空的美。星的颜色就丰富多彩:一眼看来似乎全像亮晶晶的宝石,仔细看看却有红的,有青白的,也有蓝的、黄的,还有绿的;它们闪烁着,像小仙人的眼睛。有人把无月的星夜说成是天上“琼楼玉宇”倒塌了,它的碎片布满了天空。星月交辉之夜,大家会想起“星垂平野阔,月涌大江流”(杜甫)的诗句。

假使懂得把星看成各种形象——人物、动物、用具等等,兴趣就更大了。自古以来,多少跟大自然打交道的牧人、农民、渔夫和战士,都分享了各自的一份乐趣;是他们的想象,把星象和种种神话传说联系了起来。

如果能再进一步知道一些有关星的科学知识,你就会兴起探索宇宙秘密的雄心,那就不只是欣赏了。

星空向我们显示季节的交替。看某些星在哪个位置上,什么时间升起来落下去,就可以分辨季节,比什么都可靠,这该多有趣!每逢夜晚,我们不论在陆上,在空中,在水上,星会告诉我们时间和方向。在许多情况下,这是很有实用价值的。

看星,在星空中漫游,兴趣是无穷无尽的,但是很少人去做。为什么呢?我想有个原因是许多人以为认星是很困难的。

星象四季不同

其实认星并不困难,不需要用多少数学知识去进行计算。计算是天文学家的事情,我们只消到户外去看就是。当然,如果能在室内先做一番准备工作,不但效果好,兴趣也会更大。

在晴朗五月的夜里,没有练习过看星的人,只见繁星满天,好像是些杂乱的小光点。但是仔细多看些时候,就会觉出有些星能够搭成四边形、斗形或三角形等等。这些星不论上升或下降,不论哪一年看,总是搭成四边形、斗形或三角形,只是有时候直竖、有时候横倒罢了。古人根据自己的想象,把星联成种种更复杂的形象,又按形象分了区,一一给了名称,这就有了“星座”。星座就是星区,划为星区为的是便于辨认和找寻。同一个星座里,各个星的相对位置虽然是固定的,但是四季出现的星象并不相同。夏夜乘凉,大家爱指认的牛郎星和织女星,一月的晚上就看不见。

我们已经知道:白天太阳的东升西降,并不是太阳在绕地球转圈,相反,是我们的地球自己在转动。星的东升西降,原因也是一样。但是星的上升和下降每天提早四分钟,一个月就提早二小时升降。因此同一颗星,在月初夜九点钟看见它在天上某一位置,在月末晚7点钟就已经在那里了。这样就形成星象四季不同,每季换上一批星。每夜出现很多星座,我们就有许多星可以看了。

地球四周都有星。由于我们的地球是球形的,地平的弧线挡住了我们的视线,使我们看不见另一面的星,所以北半球的星象和南半球的星象是不完全相同的。新西兰人看不见北斗星。严格说起来,地球上各个纬度上所见的星象都有不同。在北半球,纬度越高(越近北极)的地方,北方的星越高出地平而靠近看星的人的头顶;纬度越低(越近赤道),北方的星就升不高,而南方的星却可以多看到一些了。

看星要用星图

我们在地球上旅行要使用地图,在星空中漫游就得依靠星图。这个道理是不用解释的。

前面的星图,它们就是春、夏、秋、冬四季的夜晚的星空图,每个季节两张:一张是面向北的时候看到的星空,另一张是面向南的时候看到的星空。面朝北的时候,就用底边地平线正中写着“北”字的那张星图,这时候左边是西,右边是东。图正中最高的那点就是头顶的天空,叫天顶。反过来说,面朝南的时候,就用底边正中有“南”字的那张星图,这时候左边是东,右边是西。这两张图从东、西两点和天顶合并起来,就是地平线上的整个星空。星图上亮的星大,暗的星小,星星之间的细线是假想的,名字是星座名称。穿越星空颜色略淡的地方,是银河的大概轮廓。

四季星空图是在下列的月份和时间中看到的星空:

春夜星图:3月晚9~11时

4月晚8~10时

5月晚7~9时

夏夜星图:6月晚9~11时

7月晚8~10时

8月晚7~9时

秋夜星图:9月晚9~11时

10月晚8~10时

11月晚7~9时

冬夜星图:12月晚9~11时

1月晚8~10时

2月晚7~9时

这些星图是大致按照北京地区看到的星空范围设计的,也就是说,在地理纬度大约为北纬40度附近地区看到的星空和图上画的大致相仿。对于北纬40度以南的地区,会看到北极星低些,南方地平线上的星座会比北方看到的要多一些。在比北纬40度更北的地区,北极星高一些,南方地平线上的星座看到的比较少一些,因为最靠南的一部分沉没在地平线下。

在白羊、双鱼,金牛、双子、巨蟹、狮子、室女、天秤、天蝎、人马、摩羯、宝瓶这12个黄道星座里,可以看到个别在星图上没有画出的亮星,那多半就是行星,是太阳系里的成员。肉眼能看到的行星只有5颗,就是水星、金星、火星、木星和土星,它们在星座之间来往移动。想知道它们的位置和移动情况,可以去看《天文爱好者》月刊,或者当年的《天文普及年历》。

看星的时候,最好准备1支手电筒,用红布包裹,使它发红光。在这样暗的红光下看完星图,再去找星,眼睛就不会受干扰;如果电筒是白光,那么看了星图以后再看星,就会一时看不清楚。

最古老的天文台

原始人类从实际需要出发,很注意对天体的观测。因此在一些文明古国,早就建立了从事天文观测的天文台。在古希腊文化极盛时期,埃及的亚历山大城就建有著名的天文台。早在三千年前我国周代初年就已经有了天文台。据记载,周文王在都城丰邑东面,筑了一座天文台,叫做灵台。至今在西安市西南约40里地方,有一个自古以来未变的灵台村,村旁有一高大的长方形土堆,相传这就是古灵台的遗迹。西汉时在长安西北筑有清台,后易名灵台。东汉时修造的灵台高约30米,上有浑仪、相风铜鸟及铜表等仪器。但是这些古天文台现在都不存在了。目前世界上留存下来较好的最古老的天文台是公元632~647年间建于南朝鲜庆州的瞻星台。

我国保留下来最古老的天文台是河南登封县告成镇的观星台。相传此处是周公测景(影)的地方。公元723年,南宫说在这里建立了石表。元代初年1279年,郭守敬在这石表的北面建立了永久性的大型测景台,台身为280平方米,高9.46米,到明代改称观星台。1975年进行了全面修整。

最古老的星图

星图是人们观测恒星、认识星空的一种形象记录;根据其坐标位置我们就可以比较方便地认识天上的星星,因而,它的意义就好象我们平时用的地图一样。

星图的绘制,在我国有比较悠久的历史。作为恒星位置记录的科学性星图,大约可以追溯到秦汉以前。早在新石器时代的陶尊上就发现画有太阳纹、月亮纹和星象的图案。到殷商奴隶社会时,已经有星名刻在甲骨片上。到了战国时代,大约公元前3世纪左右,我国便出现了正式的星图。但遗憾的是,历史上很多星图早已佚失,流传到现在的最早作品是在敦煌发现的唐代星图。李约瑟先生在《中国古代科技成就》一书中一再提到:“我们几乎可以肯定,这是一切文明古国中流传下来的星图中最古老的一种”。

敦煌星图大概绘制于唐代初期,内容相当丰富。图上共画有1367颗星。图形部分是按十二次的顺序,从12月份开始沿赤道上下连续分画成12幅星图,最后是紫微星图。文字部分采用了《礼记·月令》和《汉书·天文志》中的材料。因此,从图文来看,这份星图很可能是一个更古老的抄本。但不管怎样,即使是唐初作品,无疑也是当代世界上留存的古星图中星数最多而又最古老的。

敦煌星图原藏于敦煌的莫高窟中,为卷子形式。1907年,它被斯坦因秘密地偷盗出国。该图现藏于伦敦大英博物馆,斯坦因编号为MS3326。

最早的日食记录

公元前1217年5月26日,居住在我国河南省安阳的人们,正在从事着各种各样的正常活动,可是一件惊人的事情发生了。人们仰望天空,只见光芒四射的太阳,突然间发生缺口,光色也暗淡下来。但是,在缺了很大一部分之后,却又开始复圆了。这就是人类历史上关于日食的最早的一次可靠记录,它刻在一片甲骨上。

我国古代对日食的观察,保持了记录的连续性。例如在《春秋》这本编年史中就记载了由公元前770年~公元前476年的244年中的37次日食。从公元3世纪开始对于日食的记录,更是一直继续到近代,长达一千六七百年之久。

对于日食的成因和周期性,我国古代科学家也作了不少研究,并早就有了比较深刻的认识。如成书于公元前100年左右的《史记》已经有了日食周期的记载。到西汉末年,刘歆又总结出一种周期,即135月有23次日食。对日食的正确认识和日食周期的发现,对于预报日(月)食有重要意义。我国古代在日(月)食预报方面有较高的水平,日(月)食预报历来是我国历法的一项重要内容。大约从公元3世纪起我国就能预报日食初亏和复圆的方向,到了唐代对于日食的预报已经比较完全。

我国古代通过对日食和月食的研究,形成了一套独特的方法和理论,提出了很好的数据,能准确地预报日(月)食,这也是我国天文学上的一项重要成就。

黄昏时首先出现的星星

在室外观看星空时才用得上下面的1~12月的排序表。所以,除非你正是想在黄昏时到外面去看星,否则根本就不需要它。它告诉你,在黄昏时首先出现的,是哪些星星;也就是说,一年之中每个月的月底月初,太阳落山后大约半个小时,哪些星星已经首先出现在天空中。

在天空变得很暗,一个个星座纷纷出现在天空中之前,那些最亮的星早已可以辨认了。在渐渐变暗的天空中,眼看着这些星星一颗接着一颗出现,那是很有趣的。特别有趣的是注视出现在地平线上的亮星。这份表还告诉你应该到天空中的什么地方去寻找这些有趣的现象。

全天星图告诉你所有的星星相互之间的位置关系;它是很有用的。可别让行星把你弄糊涂了。这份表中不包括行星。当然,你已经知道这是为什么了。

1月:五车二从东北方升起。织女星往西北方落下。五车二右边是毕宿五。天津四在织女星上方,河鼓二在织女星的左边。织女星、天津四和河鼓二组成了著名的直角三角形,航海家都知道这个三角形。请注意东方的地平线,参宿七和参宿四马上就要升起来了。

2月:东南方的天空中,天狼星低低的升了起来。五车二在东方升得高高的。天狼星的左边是南河三,右上方是参宿七,左上方是参宿四。五车二的右方是毕宿五,下面是双子座中的北河三和北河二。在西北方,天津四正在慢慢下落。请注意观看“天狼星巨弧”,它由天狼星、南河三、北河三、北河二和五车二组成。

3月:天狼星在东南方,五车二在头顶上。参宿七和参宿四在天狼星右上方,升得挺高的。南河三在天狼星左边。“天狼星巨弧”上的北河三和北河二升得更高了。参宿七右上方是毕宿五。东方,轩辕十四在徐徐升起。在西北方,天津四已经落得很低,勉强还能看见。

4月:天狼星在南方偏西。五车二差不多仍在头顶上。天狼星右边是参宿七。参宿七左上方是参宿四。天狼星左亡方是南河三。沿着“天狼星巨弧”延伸过去是北河三和北河二,它们几乎就在头顶上。参宿四右方是毕宿五。轩辕十四已经在东南方高高升起。请看,东北方地平线上大角星就要升起来了。

5月:天狼星在西南方低低下沉。大角星在东方已经升得挺高了。五车二正往西方下落。在天狼星左上方较高的地方是南河三,沿着“天狼星巨弧”继续往前,在南河三和五车二之间是北河三和北河二。天狼星右边是参宿四,再往前是毕宿五。轩辕十四高悬在正南方的天空中;角宿一在东南方,在大角星的右下侧。

6月:大角星差不多到头顶上了。织女星正从东北方升起。五车二在西北方低低下沉,南河三低悬在西南方的天奎中。它们就要落下去了。在五车二和南河三之间,比它们稍高一些,是北河三和北河二。在西南方,轩辕十四高悬着。大角星右侧偏低一些是角宿一。注意看天津四从东北方升起,它在织女星左边。在东南方,心宿二也出现了,它在织女星右方,但离得很远。

7月:大角星差不多还在头顶上。织女星在东方升得高高的。角宿一在大角星右下方。轩辕十四正在西方下沉。在南方,心宿二的红颜色非常引人注目。织女星左下方是天津四,在它右下方,稍远一些,是河鼓二,请找一下那个著名的直角三角形吧。

8月:织女星快到头顶上了。大角星在西方,高高的。在织女星下面,左边是天津四,右边更低一些的地方是河鼓二。找一下那个直角三角形。红红的心宿二在南方。西南方的角宿一正低低地下沉。

9月:织女星在头顶上。大角星在西边。织女星下面,天津四在左,河鼓二在右,但是河鼓二更低一些。找找这个直角三角形。心宿二红红的,低悬在南方。在它的右面,离得稍远些,角宿一正在西南方下沉。

10月:织女星在头顶上。大角星在西方下沉着。织女星下面,天津四高悬在东边,河鼓二高悬在西面,请找出这个直角三角形。红红的心宿二在西南方下沉。北落师门正从东南方低低地往上爬,它告诉人们:秋天已经来临。

11月:织女星差不多仍在头顶上。大角星低垂在西北方的天空中,快沉到地平线下去了。天津四在头顶上,河鼓二在西南方,挺高的,找一下这个直角三角形吧。北落师门低悬在西南方。注意东北方的地平线,五车二要升起来了。

12月:织女星在西方,高高的。五车二在东北方慢慢地上升。织女星上方是天津四,它差不多就在头顶上。织女星左方偏低些是河鼓二。找一下那个著名的直角三角形。仔细观察东方的地平线,毕宿五要升起来了。

赫罗图

寻找恒星世界的序列性是一件艰巨的工作。在天体物理学发展起来以后,通过对各种恒星的物理特性进行了广泛的测定,发现它们序列性的条件才开始成熟了。

1911年,丹麦天文学家赫兹伯仑(1873~1967)发现了恒星的光度和温度这两大特性存在着一定的联系。两年以后,美国天文学家罗素独立地作出了同样的发现。

他们把恒星的光度和温度作成一个图。这种图的横坐标是恒星的光谱型,按照O、B、A、F、G、K、M顺序排列,所以横坐标也就是温度的序列,不过把高温放在左边,温度向右边降低。纵坐标是“绝对星等”,前面我们已经提到过,绝对星等就是把恒星放在3。26光年这一标准距离上的亮度的等级,也就是恒星本身的光度的一种衡量;比如太阳放到这样远的距离上,就只是1颗4.75等星,而前面提到过的织女星,绝对星等是0.5等。每颗星的光谱型和绝对星等测定以后,就在图上按相应的横坐标和纵坐标画出一个点。

把各种不同的恒星的坐标点画出以后,他们发现,这些点并不是零乱地分布的,而是有一定的规律性。特别是沿左上方到右下方的对角线上点子多而密集,他们把这叫做主星序,似乎表明,温度高的星光度强,随温度减少光度也减弱。在左下方也有一个比较密集的区域,这些星温度高,呈蓝白色,可是光度很弱,想必它们的体积不大,所以叫做白矮星。在主星序的右侧还有一个比较密集的区域,这些星光度比较大,而温度很低。温度低的物体辐射弱,而这种星的光度却很大,想必它的体积十分大,所以叫做巨星。在巨星的上方是超巨星。

这样一张图反映了恒星特性的一种序列性,是天文学和天体物理学中最重要的图鉴之一,用发现者的名字来称呼,叫做赫兹伯仑-罗素图,简称赫罗图。赫罗图所反映的序列性成为研究恒星演化的最主要的线索。

日珥之谜

和人类关系最密切的太阳本身有着数不清的谜,日珥之谜就是其中的一个。在发生日全食时,人们可以清楚地看到,在色球层中不时有巨大的气柱腾空而起,像一个个鲜红的火舌,这就是日珥。

早在几百年前人们就观测到了日珥。1239年,天文学家在观测日全食时就观测到了日珥,并称其为“燃烧洞”;1733年观测日珥时,将其称作“红火焰”;1824年观测日珥时,日珥又被想象成太阳上的山脉。1868年,法国的让桑和英国的劳基尔分别引进了光谱技术,人们对日珥的外形才有了明确的认识。

日珥一般长达20万千米,厚约5000千米,其腾空高度可达几万到几十万千米,甚至百万千米以上,日珥可分为三类:宁静日珥、活动日珥和爆发日珥。宁静日珥喷发速度达每秒10多千米,能存在几个月之久;而爆发日珥的喷射速度每秒钟可达几百千米,但存在时间极短。

由于日珥腾空高度有时达数百万千米,实际上它已进入日冕层。日冕层的温度极高,甚至可达100万摄氏度以上,日珥的温度也很高,在1万摄氏度左右。它们不仅温度差别悬殊,密度差别也很大,日珥的密度是日冕的几千倍,令人奇怪的是,当日珥冲入日冕层时,既不坠落,也不消融,而是能和平相处在一起。有科学家解释,太阳磁场具有隔热作用,它包裹住日珥,使两者无法进行热量交换。但是,人们发现,有些日珥并非是从大气层的低层喷射上去的,而是在日冕高温层中“凝结”出来的,而有些日珥还在顷刻间就烧完乃至全无踪影,这种凝结现象和突变现象让人无法解释。

此外,空天一物的日冕怎么会突然出现日珥呢?据计算,全部日冕的物质也不够凝结成几个大日珥,它们很可能是取自色球的物质。但这些猜测尚未得到证实,关于日珥的一切还是个谜。

耀斑之谜

在明亮的太阳光球之上就是美丽的色球层。大阳色球层中活动最剧烈的是“耀斑”,也叫做“色球爆发”。用望远镜观察时可以发现,在光球层黑子附近会突然出现局部增高现象,并在瞬间亮度和面积迅速增大,然后再慢慢消失,人们一般将增亮面积超过了3亿平方千米的称作“耀斑”,把小于3亿平方千米的称作“亚耀斑”。

耀斑在爆发时要释放出巨大的能量,大耀斑可在十几分钟内就释放出1亿~10万亿亿尔格的能量,这相当于100亿颗百万吨级的氢弹爆炸。如果发生在地球上,差不多每个人都要承受两颗氢弹的打击,可见它的威力足可以毁灭整个地球。

色球层的耀斑会产生大量的紫外线、X射线、V射线辐射并抛出大量的高能粒子。它们到达地球后,将会对地球产生强烈的影响。例如,它们扰乱了地球的磁场,引起磁爆;对于在宇宙航行的人和其他生物也有生命危险,并且还使飞船中的仪表受到损坏;特别是强烈的辐射破坏了地球电离层,致使短波通讯中断。

耀斑带来的灾害使人们对耀斑的研究极为重视,并希望能对它进行预报。

耀斑是怎么产生的呢?人们一般认为,耀斑的能量来自磁场,这是一个巨大的强磁场区域的突然瓦解。但是诱发磁场迅速瓦解的原因,以及它为什么能够释放出那么多的辐射,人们还没有作出科学的解释。

为了解决耀斑这个太阳物理中的最大难题,科学家们提出了几十种耀斑理论的模型,一方面进行地面观测,一方面发射了许多航天器在太空中进行全面观测。尽管如此,人们对耀斑的认识还停留在表面阶段,耀斑的许多问题还有待解决。

日食之秘

有时候,太阳高悬在天空中,光芒四射,好端端的一个大白天,但是忽然太阳缺了一大半,变成了月牙形,甚至完全不见了。于是,天地间出现了夜色,星星也在眨眼。过一会儿,慢慢地太阳又出现了,一切都和平时一样,这是怎么回事呢?

这就是发生了日食。

世界上公认的最早的日全食文字记录在《尚书·胤征》里。据该书记载,夏朝仲康时代,当时掌管天文的羲和家族有个官员,因沉湎于饮酒,懈怠职守,没有预报即将发生的一次日食,而引起人们惊惶。国君仲康认为这是严重失职,便将羲和处死。科学家们推算,这是发生在公元前2137年10月21日的一次日全食。

那么,日食是怎么产生的呢?

在古时候,人们由于不了解产生日食的原因,对日食的现象感到十分不解和神秘,以致日食的发生竟制止了一场旷日持久的战争。

在公元前585年,在爱琴海东岸,有一天,米迪斯人和吕底亚人正在交战,双方打得难分难解。忽然天空中的太阳不见了,战场顿时失去了平时的光明,天昏地暗。双方的首领都十分惊恐,认为这是上天对他们的惩戒,于是,都一致同意放下武器,平心静气地订立了和平条约,结束了一场持续5年之久的战争。据推算,这次日食发生在那年的5月28日。

古人对日食的现象还作了种种有趣的解释。比如:我国大多数地区传说是“天狗”吃掉了太阳。有的地区还传说是青蛙或豹子吃了太阳。因此,每当发生日食的时候,人们都要敲锣打鼓,鸣盆响罐,以吓跑“天狗”,营救太阳。这些当然只是人们天真的猜想。

现在,科学家已弄清了日食产生的原因。我们知道,月球本身不会发光,因此,在太阳的照射下,在它的背面会有一条长长的影子。当月球绕地球公转转到太阳和地球的中间时,这时太阳、月球和地球恰好处在一条直线上,从而使月球挡住了部分照到地球上的光线,或者说,月球的影子投射到地面上。这样,在月影扫过的地区,人们就会看到日全食。

日食在1年里一般会发生2次,有时也会发生3次,最多会发生5次,不过这是针对全地球而言,在地球上某个具体地方就很难碰到多次观日食的机会。

月食的奥秘

人们在户外赏月,有时会看到这样一种情景:一轮皎洁的月亮在慢慢地移动着。忽然,月亮的边缘开始缺了一点,渐渐地,这个圆弧状的阴影越来越大,月面逐渐残缺,变成月牙,最后连月牙也不见了,只是隐隐约约地看到一个古铜色的圆盘。这就好像一个嘴馋的小孩,慢慢地在啃食月亮这块“烧饼”。过了好一会儿,月亮逐渐又露出来,月牙也越变越大,最后又完整无损地出现了。这就是发生了月食。

发生月食时,月亮到哪儿去了呢?

其实,月食和日食一样,都是常见的自然现象,可是古人不能正确地了解它的原因,从而把月食蒙上了一层神秘的色彩。

2300多年前,地中海的西西里岛的叙拉库斯人和希腊雅典人打仗。雅典舰队攻势勇猛,攻进了叙拉库斯的港口,当时城里的人们都作了准备,打算撤退。可是,在这天夜里,刚好发生了月食。雅典人把月食看作不祥之兆,以为这是上天对他们的警示,于是,他们就撤消了进攻计划。这样一来,叙拉库斯人争取到了时间,调来增援部队,反而把雅典人的舰队全部消灭掉。

其实,古代也有些科学家很早就推测出,月食是月亮被地球的影子挡住所导致的结果。我国东汉的天文学家张衡就提出过这样的观点。麦哲伦环球航行时,据说,他凭着月食的阴影断定地球是个球体,他们往西航行就一定可以绕地球一圈,返回原地。

近代科学家研究证明,张衡的推测没有错。月食就是地球的影子掩蔽了月亮。由于月亮和地球本身都不会发光,只能反射太阳光,因此月亮和地球在太阳光的照射下,在它们背着太阳的一方就会拖着一条阴影。在月亮绕地球公转的时候,如果月亮走进地球的阴影,照不到太阳的光线就发生了月食。如果是整个月亮被地球的阴影遮住,就是“月全食”;如果月亮只有部分被地球的阴影遮住,就是“月偏食”。

月食的发生也是有规律的。它一般发生在“望”日,即农历的十五或十六。但每个月的十五或十六不一定都会发生月食,因为地球运行的轨道和月亮运行的轨道不在一个平面上。大多数的“望”日,月亮都在地球运行轨道的上面或者下面溜过去。只有当月亮、太阳、地球都处在一条直线上的时候,月亮才进入地球的阴影,从而引起月食。

月食通常每年发生一二次,也可能发生3次。有时候整年都不发生。不过发生月食时,一般全世界都可以看到,因此,见到月食的机会要比见到日食的机会多的多。

近核现象

彗头的结构十分复杂,前苏联天文学家奥洛夫曾按形态特征把慧头分为N、C、E三类。N类是无发彗星,是多次回归的彗星,它每接近太阳一次,彗核的蒸发物都要逃逸一些,到彗核中完全失去了气体,这时慧头只有彗核而没有彗发,它走近太阳时也只有尘埃彗尾;C类是彗核中的气体较缺乏,接近太阳时,可形成球茎形彗发;E类是彗核中有丰富的气体,能形成明亮的彗发,有抛物面形包层,这种叫做锚形彗头。但这种分类法应用不广,因观测资料表明,彗头是多种多样的而且不稳定,现在一般用近核现象来描述。

归根结底,彗发和彗尾都是从彗核中蒸发抛出的物质,所以彗发和彗尾都直接或间接地和彗核有关,而彗核的活动又显著地表现在内彗发中,这就称为近核现象。

下图是德国天文学家白塞耳首先提出的,关于彗头的“喷泉”理论图解。“喷泉”理论是历史上的理论之一。

某些彗星的彗头朝太阳方向常出现奥洛夫所划分的E类彗头,即有抛物面形的包层。如莫尔豪斯彗星(1908Ⅲ),柯吉亚(1874Ⅲ)和多纳提(1858Ⅵ)等彗头的素描图可看到多个同心抛物线包层。曾观测到多纳提彗头的包层向外膨胀、扩散、亮度减弱,从彗核又抛出新包层,包层抛射时间间隔相当有规律,抛出周期为9.2小时和4.62小时。包层膨胀速度为每秒100~500米,经4天可达10几万千米的范围。哈雷彗星在1910年也出现过包层。

惠普尔曾对80颗观测资料较多的彗星作了分析,从近核现象得出有1/3左右的彗核表面是不对称的,即表面的性质是不同的。这样,彗核在自转时,近核现象就有某种周期性的变化。从而可计算出彗核自转的周期约为几小时到几天,自转轴对轨道面的倾角是多样的。如哈雷彗星的自转周期为10.3小时,顺向(逆时针)自转,自转轴和轨道的倾角约90°,恩克彗星的自转周期为6.5小时,倾角为99°,施瓦斯曼-瓦赫曼彗星自转周期为119小时,倾角65°。

小行星的望远镜观测

我们要认识小行星,至少要争取实际看到一两颗小行星。因此,有必要了解小行星到底有多么亮,然后去决定观测它所要使用的望远镜。大约在公元150年的时候,埃及天文学家托勒密已把天空中用申眼所能看到的恒星的亮度分为6级。其中最亮的约20颗星,列为最亮级,叫做1等星;肉眼看来暗淡得几乎看不见的,叫做6等星。1等星比6等星大约亮100倍。所以,两星相差一个星等时,它们的亮度之比为:

最初发现的四颗小行星,当它们走到最靠近太阳处,而且被阳光全面照明即所谓冲回的位置时,它们的星等是:

1号谷神星   7.4等

2号智神星   8.0等

3号婚神星   8.7等

4号灶神星   6.5等

由此可见,只有最亮的4.号小行星,当它逢遇最有利的近日冲日时,才能为眼力好的人勉强看到。所以用肉眼观测小行星是不现实的。

如果用一个双筒的观剧镜或单筒小望远镜,这个问题就解决了。只要观剧镜的透镜直径达到2.5厘米,用它就能望见9等星;要是望远镜的物镜大到10厘米,那么12等的暗弱星星也不难看到。

像这样暗弱的星点,夜晚天空里多得不可胜数。拿一具望远镜,去挑一颗小行星,其困难无异于海底捞针。因此,需要知道进行观测的这个小行星已走到什么位置。这可以从天文年历上查到。要从小行星的视运动采辨认小行星,就要知道它们移动的快慢如何。一般采讲,在点点繁星中间,小行星每24小时可以移动一段相当于从月亮边缘到月亮中心的距离。当然,有的小行星视运动会快一些,有的会慢一些。个别特殊的小行星,由于非常接近地球,它们的视运动可以比一般的大到百倍、千倍之多。

小行星的照相观测

更有效的观测方法是把照相技术用于天文观测。利用转仪钟带动照相望远镜,使它随着所指天区的东升西落运动,那么,星象便可以保持在底片上固定的位置,使曝光时间可以持续好几个小时之久。

现在,在天文台观测小行星几乎全部使用照相方法。因为,这不但可以借延长曝光时间而拍摄到暗弱的星点,而且可以得到长久的天象记录。这样,测定小行星经纬度的工作,便可以留待实验室里去进行度量和计算。此外,一张底片上常常会有不止一颗小行星出现;把为小行星所拍的底片保存起来,在以后研究其他天文问题时,也能起很重要的作用。

进行小行星照相工作,最理想的仪器叫双筒折射望远镜。它的互相平行的两个镜筒所拍的是同一天区,两张底片上所拍摄的是相伺的星象。如果我们在一张底片上看到一个若明若暗、若有若无、暗淡拉长的星点子,怀疑它是小行星,那么,我们还必须判断它到底是底片上的污点还是真的星象。这时,只要去检查另一张底片上同一地方是否也有星象,这问题便迎刃而解。

用单筒望远镜给小行星拍照,若不在一张底片上作很长时间的曝光,使小行星的影象拖长,也可以在相隔一两小时前后,给同一天区拍摄一张底片。把这两张底片放到一具名叫“闪视镜”下作检查,也可以检视出小行星来。“闪视镜”能让你很快地从一张底片转换到另一张底片。当两底片的位置调好后,在迅速来回转换时,我们就会感觉到所看到的好像是同一张底片。这里面若有一颗小行星,它就会显得跳来蹦去,而被发现。

小行星过了冲日时期后,亮度逐日减低,到后来,望远镜的聚光力会不足以使它留影于底片之上。不过,我们如果想继续跟踪观测它一两个星期,办法还是有的。根据已作观测方位的移动规律或预算出来的星历表,该星在天空移动的方向和速度是可以事先知道的。我们让底片盒按照这方向以同样的速度跟着运动,于是,所有的别的星点点都拖成条纹,唯独这小行星才形成点状的象。

确定小行星在星空中的方位,目视和摄影两种观测方法都可以使用。但是,如果要精密测定小行星的亮度或它的星等,就要采用一种叫光电测光的办法。这种方法使用一只光电管,来自小行星的光线通过望远镜照射到光电管上,光的能量便被转变为电能。我们使用电流计来测定光电管产生电流的大小。因为这电流与照进光电管的光能量成正比,所以电流的大小就是小行星亮度强弱的指标。倘与已知道星等的恒星作比较,小行星的星等就可以算出来。在这项工作中发现,不少小行星的亮度具有周期从几小时到十几小时的周期性的强弱变化。

小行星的光电观测

小行星在望远镜中呈点状光源,除个别几个大者外,很难直接测出其角直径。由于小行星在很短一段时间(比如几个小时)内,亮度会发生变化,故多数情况下采用光电方法比较容易观测到。

在望远镜的终端安放一台光电接收设备。当夜幕降临时,先按照星图所示位置在星空中找到小行星,然后将小行星象置在光电管的阴极面上,并注意保持不离开。随着、时间的推移,在记录仪上便可得到一条光电流变化的曲线。显然,这条曲线反映了小行星的亮度变化,但同时也包含大气消光、大气能见度和夜天光等的变化以及仪器零点漂移和灵敏度变化等外在因素。为了扣除这些因素,可以在观测之前,依据星图选择一颗不是变星的参照恒星。选择标准是亮度适中并位于小行星附近。把观测程序做如下改动:紧接小行星每次观测后,各对参照星和夜天背景观测1~2次,尽可能地缩短三者的观测时间差距,以便使外在影响接近一致。不难理解,通过这种观测办法,扣除参照星和夜天背景光电流的小行星光电流,便反映出小行星的亮度变化了。这种方法的观测精度可达百分之一星等。

早先采用照相方法进行观测,不仅精度低,而且处理费时。对于单个对象来说,不如光电方法效果好,近代,使用大视场底片进行暗小行星测光巡天观测,采用照相方法使得一张底片上能拍摄多个对象,这比起光电方法又前进了一步,具有更大的优越性。不过,自本世纪刃年代开始,光电方法更为普遍地采用。在最初的20年里,观测是零星的、个别的,发表的资料也不多。进入70年代以来,小行星光电观测大规模地开展,不仅发表的光变曲线数,而且被观测的星数都在迅猛地增长,同时对某些特殊小行星进行了国际范围的联合观测。

小行星亮度变化的原因

小行星光变曲线的形状千姿百态,但亮度变化呈周期性,多数情况下,在一个周期内,光变曲线有两个起伏,不过,有时也能观测到1个或3~4个乃至多个起伏的光变曲线。一般说来,每个起伏的高低及持续时间都不一样,另外,在大起伏上还迭回小的曲折。

研究表明,小行星是固状天体,跟大行星一样,靠反射太阳光而发光。因此,小行星的亮度取决于两个条件:(1)观测者所见受照面积和;(2)表面反照率(反射本领)。前者跟小行星大小有关。显然,在反照率相同的情况下,大的小行星比小的行星更为明亮;而当大小相同时,反照率大小不同的小行星其明暗程度也不相同。

另一方面,小行星除公转之外,还绕轴自转,当小行星表面物质不均匀时,不同表面的反照率是不一样的,这样,小行星的亮度随着自转便发生变化,并且变化呈周期性。小行星亮度发生周期性变化的另一个原因是,小行星的形状不规则,在一个自转周期内,观测见到不同大小的视圆面面积:面积大时亮一些;面积小时暗一些。

根据上述道理,不难理解,倘若小行星为球形,并且表面物质均匀,亮度便不会发生变化。这种情况只为个别大小行星(如谷神星)所有;另一种不变化的情况是,小行星的自转轴朝向观测者,此时,不论在什么自转位相,观测者所见的总是同一个表面。这种情况不是对所有小行星都能发生的,而且一般说来,一旦某个小行星出现这种情况,也仅限于个别年份,在别的年份,由于观测者视线方向跟自转轴方向不重合,该小行星的亮度不再会是恒定不变的了。

综上所述,小行星亮度变化的原因有两个,一个原因为形状,另一个原因是反照率。这两个原因可以一个为主,也可同时起作用,但以前者占多数。因此,小行星光变曲线大体上可分为三大类:(1)主要由形状不规则造成的;(2)形状不规则同时表面上反照率变化亦起重要作用;(3)小行星接近球形,但表面上反照率不均匀产生的。

对于第一种原因产生的光变曲线,如果假定小行星为绕短轴自转的三轴椭球体模型(这一模型符合大多数情况),则曲线形状规则,并有两个起伏(如图a);第二个原因产生的曲线虽不规则,但有两个起伏(如图b);第三个原因曲线的特征是,形状不规则,同时起伏任意多(如图c)。

另外,还需说明一点,实际情况比以上分类要复杂得多,区分究竟是反照率变化还是形状不规则,有时并不是那么容易的。一般说来,对同一个小行星,不同年份的光变曲线形状是不一样的,但周期保持相同。其中道理很简子,就是在不同的年份,自转轴跟视线的相对方向发生变化,因而观测者所见视圆面面积不一样,除此之外,光变曲线还跟太阳的照射条件,因而跟小行星的位相有关。

小行星亮度变化的研究

为了以下叙述方便,先介绍有关光变曲线的几个术语:(1)光极大——在亮度变化一个起伏内的最大亮度,即光变曲线上的波峰;(2)光极小——在亮度变化一个起伏内的最小亮度,即光变曲线上的波谷;(3)光变振幅——在一个起伏内光极大和光极小的星等差;(4)光变周期——光变曲线上两个相继同位相点的时间间隔,即亮度变化周期。

对小行星自转和形状的研究来说,最重要的是:(1)光极大(或光极小)时刻;(2)光极大星等和;(3)光变振幅,此外还有光变周期。当一个厨期内几个起伏不同时,通常使用最大起伏的参数,有时也采用其他起伏的参数。

根据以上参数,我们便能从事分析研究:首先,由小行星的光变振幅可以分析小行星的形状。如果在任何年份光变振幅都很微小,则小行星接近球形;相反,光变振幅大的小行星,形状较扁、较不规则;其次,可以研究光变周期。忽略由于公转产生的微小差异,它表示小行星的自转周期;第三,倘若在某一年份,小行星亮度变化甚小,光变振幅接近于零,那么此时自转轴朝向观测者,小行星的自转轴是大体沿着此时观测者的视线方向的。

进一步,如果对小行星采用绕短轴自转的三轴椭球体模型,那么利用不同年份的光极大星等和光变振幅,可以同时测定小行星的三轴之比(即形状)和自转轴的空间方向。另一方面,利用不同年份的光极大时刻(或光极小时刻),不仅可以测定自转轴的空间方向,同时还可以测事实上无公转影响的自转周期和自转方向,而无需对小行星的形状做出任何假定。

目前已知自转最快的小行星,周期只有两个多小时,最慢的可长达1~2个月。据资料统计,对于直径大于50千米的小行星,自转周期似乎有随直径减小而增加即自转减慢的趋势。而直径介于刃到1舶千米范围内的小行星,则大约为11小时。对于直径低于50千米的小行星,趋势正好相反:直径越小,自转越快,不过其中有少数例外,它们的自转速度甚缓。

一般而言,大小行星的形状比较规则,接近球形;相反,小小行星的巨大光变振幅意味着它们的形状比较不规则、比较扁。统计资料表明,小小行星的长轴(a)、中轴(b)和短轴(c)三轴之比为a:6:c=2:2:1,和碰撞实验中碰撞碎片的三轴之比相同。因而很可能小小行星是母体小行星的碰撞碎片(甚至多次碰撞碎片),而大小行星的规则形状意味着它们系母体碰撞后受损甚微的本体或残骸。

此外,诸如小行星的寻找、通过小行星掩恒星的观测直接测定小行星直径以及小行星表面地形结构特征的研究等等,无不可以借助光变曲线达到目的。通过对光变曲线研究提供的资料的统计来验证充实碰撞演化理论,是近代小行星物理研究活跃领域。

试读结束[说明:试读内容隐藏了图片]

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