怎样确定一个天体星球在宇宙中的位置

伤我心太深

　　怎样确定一个天体星球在宇宙中的位置

　　本章中我不得不引用并且解释一些专门的名词了。如果我们想完全明白天体的运行，以及在任何时候观测星星的位置的话，这些专门名词的意义都是很重要的。对于一位只想大致知道天界现象的读者，这一章并不是必要的。但我一定要请那想更深一点了解天象的人来一同作更深的研究，研究我们在第二章里所描写过的天球。我们现在回到图1上去，便可看出我们正在研究的两个球之间的关系;

　　一个是真实的地球，我们住在它上面，它每天带着我们不停地旋转;另一个是天上看来仿佛存在的天球，它在极其辽远的距离之外从各方向围绕地球，它虽然不是实在的，我们却一定要想象着它，为的是知道到什么地方去寻找天体。要注意我们是在天球的中心，因此天球上的东西都好像是在球的内部表面上，而我们是在地球的外部表面上。
　　这两球上的许多圈点都有类似的关系。我们已经说过地球的转轴指出我们的南北极，又从两个方向直横过长空，指出天球上的南北极来。我们知道地球的赤道环绕地球，离两极同样远。同样的，在天球上也有一条赤道环绕天球，与两天极各成90度。

　　假使能把它画在天上，那我们就日夜都能看见它永远在不变的位置上。我们可以准确地想象出它的形状来。它在正东正西两点上与地平线相交，实际上也便是当春分、秋分(3月、9月)时，太阳在地平线上的12小时内，由周日运动在天上移动的那一条路线。在美国北部诸州看来，它正好横过天顶与南方地平线之间的正中间，越往南来，它也越近天顶——在中国的大部分地区看来，也是如此。

　　正像我们有平行于赤道而环绕地球赤道南北的纬度圈一样，天球上也有与天球赤道平行以两天极为中心的圈子。正像地球上的纬度圈越接近两极越小一样，天球上的纬度圈也越接近天极越小。
　　我们知道地上的经度是根据通过该地的从北极到南极的子午圈而定的。这子午圈与格林威治子午圈所成的角度便是当地的经度。

　　在天球上，我们也有同样的东西，也想象出一些线介于北天极到南天极之间在各方向散开，但都与天球赤道成直角正交，如图3所示。这便叫做“时圈”(hour circles)。其中之一叫做“二分圈”(equinoctial colure)，图中也标示着。这条线正好通过春分点(这一点我们下一章就要讲到)。它在天上的作用与格林威治子午圈在地上的作用相同。

　　天球上一颗星的位置与地球上一座城的位置是用同样的方法来定的：由它的经纬度来表示。可是用的名词却不大一样。天文学中，等于地上经度的叫做“赤经”(right ascension)，等于地上纬度的叫做“赤纬”(declination)。于是我们便有了下面这些定义，我要请读者把它们好好地记下来：






　　一颗星的赤纬便是它距离天球赤道在南北方向上的视距。图3中的星正在赤纬北25度。
　　一颗星的赤经便是经过这颗星的时圈与经过春分点的二分圈所成的角度。图3中的星正在赤经3时上。

　　在天文学中，一颗星的赤经是用时分秒来表示的，正如图3中所示;可是它也可以用度数来表示，正像我们说地上的经度一样。用时表示的赤经化成度数只需乘以15便可得。这是因为地球在每小时中旋转15度角。从图3中还可看出，纬度的相差体现在直线距离上，全地球上都一样长短，而经度相差却不然了，它的直线距离从赤道到两极越来越小。在地球赤道上，一经度的相差约相距111.8千米;可是在南北纬45度上，它只有67.6千米了;在南北纬60度上它已不到56千米;在两极它便等于零了，因为在那儿各子午圈都相遇于一点了。

　　我们还可看到地球自转的线速度也依这一规律而减小。在赤道上经度相差为15度则直线距离约为1 600千米，地球旋转线速度约为每秒钟460米;但在南北纬45度上，线速度已减小到每秒300米多一点了;在南北纬60度上已只等于赤道的一半;到了两极上则减小为零了。

　　应用这种经纬到天上去，唯一的困难只是地球的自转。只要我们不旅行，我们便永在地球的某一经度上不动。可是因为地球的自转，天上任何一点的赤经(在我们看来是固定的)却不断地移动了。天球子午圈与时圈的差别仅仅在于前者随着地球旋转而后者却固定在天球上不动。

　　几乎在地球与天球的每一点上都有一种严格的相似。地球在它的轴上从西往东旋转，天球便好像从东往西旋转。如果我们想象地球正在天球中央，有一根公共转轴穿过它们(如图3所示)，我们就可以对它们的关系得到一个明晰的概念了。

　　假如太阳也像星辰一样几乎年年岁岁都固定在天球上不动，那么要找一颗我们已知赤经和赤纬的星星肯定会比较容易一些。因为地球有每年一圈的环绕太阳的公转，所以在每晚相同时刻，天球上的太阳视位置便永不相同。我们下面就要指出这种公转所产生的影响。







　　如何确定某个天体的位置?

　　天文学基础知识
　　1.星座中星星的命名规则

　　星座中星星的命名规则是这样的：按照每颗星星的亮度,从明到暗,每颗星各由一个希腊字母代表.当所有二十四个希腊字母用完后,接着再用阿拉伯数字表示.

　　2.“星等”的概念

　　“星等”是天文学上对星星明暗程度的一种表示方法,记为m. 天文学上规定,星的明暗一律用星等来表示,星等数越小,说明星越亮,星等数每相差1,星的亮度大约相差2.5倍.我们肉眼能够看到的最暗的星是6等星(6m星). 天空中亮度在6等以上(即星等数小于6),也就是我们可以看到的星有6000多颗.当然,每个晚上我们只能看到其中的一半,3000多颗.满月时月亮的亮度相当于-12.6等(在天文学上写作 -12.6m);太阳是我们看到的最亮的天体,它的亮度可达-26.7m;而当今世界上最大的天文望远镜能看到暗至24m的天体.

　　我们在这里说的“星等”,事实上反映的是从地球上“看到的”天体的明暗程度,在天文学上称为“视星等”.太阳看上去比所有的星星都亮,它的视星等比所有的星星都小得多,这只是沾了它离地球近的光.更有甚者,象月亮,自己根本不发光,只不过反射些太阳光,就俨然成了人们眼中第二亮的天体.天文学上还有个“绝对星等”的概念,这个数值才真正反映了星星们的实际发光本领.

　　3.“天球”的概念

　　天文学上为了与人们的直观感觉相适应,把天空假想成一个巨大的球面,这便是天球.天球的中心自然就是我们地球,它的半径无穷大.天球只是人们的一种假设,是一种“理想模型”,引入天球这一概念,只是为了确定天体位置等方面的需要.

　　4.“天赤道”和“天极”的概念

　　天文学上,确定天体位置的方法与地球表面非常相似,也是通过经纬坐标系来实现.最常用而且最重要的天球坐标系,就是赤道坐标系.
　　地球赤道所在平面与天球的交线是一个大圆,这个大圆就称为“天赤道”,它就是赤道在天球上的投影;向南北两个方向无限延长地球自转轴所在的直线,与天球形成两个交点,分别叫作北天极和南天极.“天赤道”和“天极”是天球赤道坐标系的基准.

　　5.“黄道”与黄道星座

　　太阳在天球上的“视运动”分为两种情形,即“周日视运动”和“周年视运动”.“周日视运动”即太阳每天的东升西落现象,这实质上是由于地球自转引起的一种视觉效果;“周年视运动”指的是地球公转所引起的太阳在星座之间“穿行”的现象.

　　天文学把太阳在天球上的周年视运动轨迹,称为“黄道”,也就是地球公转轨道面在天球上的投影.太阳在天球上沿着黄道一年转一圈,为了确定位置的方便,人们把黄道划分成了十二等份(每份相当于30°),每份用邻近的一个星座命名,这些星座就称为黄道星座或黄道十二宫.这样,相当于把一年划分成了十二段,在每段时间里太阳进入一个星座.在西方,一个人出生时太阳正走到哪个星座,就说此人是这个星座的.
　　由于我们只有白天才能看到太阳,而这时是看不到星星的.所以太阳走到哪个星座,我们就恰好看不见这个星座.也就是说,在我们过生日时,却恰恰看不到自己所属的星座.

　　6.“赤经”、“赤纬”的概念

　　在天球的赤道坐标系中,天体的位置根据规定通常用经纬度来表示,称作赤经(α)、赤纬(δ).我们知道,赤道和地球的公转轨道面也就是黄道是不重合的,二者间有23°左右的夹角(天文学中称之为“黄赤交角”).这样,天赤道和黄道就有了两个交点,而这两个交点在天球上是固定不变的.黄道自西向东从赤道以南穿到赤道以北的那个交点,在天文学中称之为“春分点”,我们把通过这一点的经线定为天球赤道坐标系经线的0°. 与地球经度不同的是,赤经不分东经、西经,它是从0°开始自西向东到360°.而且,它的单位事实上也不是“度”,而是时间的单位时、分、秒,范围是0-24时.天球赤道坐标系的纬度规定与地球纬度类似,只是不称作“南纬”和“北纬”,天球赤纬以北纬为正,南纬为负.

　　7.“恒显圈”与“恒隐圈”

　　地球上不同纬度的地区,所能看到的星座是不一样的.对于某一地点,有些星座是永远也看不到的;反过来呢,有些星座在那儿一年四季都看得见.对于一个地方来说,到底哪些星座能看到,哪些星座看不到呢?
　　这里有一个小窍门,假设一个地点的纬度是φ,那么赤纬小于-(90°-φ)的天体在这里就永远看不到.反之,凡是赤纬大于(90°-φ)的天体,在这里就总能看到. 因此,在天文学上,赤纬(90°-φ)称为这一地区的“恒显圈”,而赤纬-(90°-φ)叫做该地区的“恒隐圈”.

　　比如在北京,赤纬50°就是北京地区的“恒显圈”,位于赤纬50°以上的星星老是在天上,永远也不会落到地平线下面去.而赤纬-50°叫做北京地区的“恒隐圈”,位于赤纬-50°以南的星星在北京就永远也看不到.
　　而在赤道上(纬度为0°),即使赤纬是+90°和-90°的天体也能看到. 也就是说,赤道上没有“恒隐圈”,在赤道上各个位置的天体都看得见.反之,在地球的南北两极,则始终只能看到半个天空,另一半天空永远看不到,这两处拥有地球上最大的“恒隐圈”.

　　8.“岁差”的概念

　　地球就象是一个旋转的陀螺,而陀螺在旋转时,它的轴并不是垂直于地面完全不动的,而是在微微晃动,这种现象在物理学上称为“进动”.地球也是这样,它的自转轴在天空中的方向是不断变化的,并不总是指向某一固定点,这在天文学上叫做岁差.

　　9.天体的“自行”

　　人们肉眼可以看到的星有6000多颗.这些星可以分为两类：一种是行星,也就是太阳系的九大行星.古人观测天空,只看到离我们最近的水星、金星、火星、木星、土星,古人发现这五颗星的位置总在变化,这说明它们在天上不停地走来走去(这种“走动”,按现在的说法就是行星的“公转”),因此称它们为“行”星.而对于另一类星,它们在天上的位置看上去总是固定不变(当然,这必须排除地球自转、公转造成的星星们看上去的“变动”),所以称它们为“恒”星.

　　随着科学的发展,人们逐渐认识到宇宙中的运动是绝对的,而“静止”永远是相对现象.大量观测表明,恒星并不是固定不变的,它们也在运动.天文学上称之为恒星的“自行”.其实,恒星的运动如果与视线平行,我们是看不出来的.所以,自行的真正定义应该是恒星运动垂直于视线的分量.

　　恒星自行的绝对速度并不慢,往往比行星的运动速度快得多,只不过除太阳外的恒星离我们都太遥远了,它们跑得再快,从地球上看去也跟静止差不多.但经过上万年之后,恒星的位置变化就会较为明显.

　　10.“双星”、“聚星”和“星团”

　　不但看上去离得近,实际距离也很近的两颗星,通过万有引力互相吸引,彼此围绕着对方不停地旋转.只有这种关系,才能称作现代天文学意义上的双星.天文学上把双星中比较亮的一颗称为主星,比较暗的那颗称为伴星.
　　三颗或三颗以上靠引力聚在一起的星,称作“聚星”.如果聚星的成员超过了10个,一般就称之为“星团”.

　　11.“双重星系”、“星系群”和“星系团”

　　群星璀璨的星系,也和单个的星星类似,常常三五成群地聚在一起.与双星、聚星和星团类似,我们称他们为“双重星系”、“星系群”和“星系团”.对于双重星系,把较大的叫做主星系,较小的称为伴星系.

　　12.“星云”与“河外星系”的概念

　　宇宙空间的很多区域并不是绝对的真空,在恒星际空间内充满着恒星际物质.恒星际物质的分布是很不均匀的,其中宇宙尘埃物质密度较大的区域(此密度仍然远远小于地球上的实验室真空),所观测到的是雾状斑点,称为星云.

　　星座介绍部分涉及到的星云类型,主要是“亮星云”和“暗星云”两种.星云本身并不能发光,所以“亮星云”其实是借助别人的力量才“发”光的.假如一片星云附近有一颗恒星,那这个星云就能反射恒星发出的光而现出光亮来,这就象月亮反射太阳光一样,这样的亮星云我们称之为反射星云;还有一类星云,在它们中间有一颗恒星,星云吸收恒星的紫外辐射,再把它转变为可见光发射出来,这样我们也能看见这个星云,这样的亮星云叫做发射星云.如果在一个星云附近和中央都没有恒星,那这个星云我们就不能看到,这样的星云我们就叫它暗星云.

　　河外星系(例如室女座和后发座的河外星系),指的是银河系之外的其他星系,通常干脆简称为“星系”,它们都是与银河系属于同一量级的庞大恒星系统.河外星系一般用肉眼看不见,就是通过一般望远镜去观察,也还是一片雾气,跟星云简直一样.所以以前人们一直把它们也当做星云,称为河外星云.后来经过深入的研究,天文学家才发现二者完全是两码事：河外星云实际上是和我们银河系类似的星系,而上面所说的真正的“星云”,都是我们银河系的内部成员,是由气体和尘埃组成的.因此,现代天文学再也不用“河外星云”这个词了,而一律改称“河外星系”.

　　13.“变星”的概念

　　凡是能够观测到亮度变化的恒星,都称为变星.变星主要分为造父变星和食变星两类.

　　食变星实际上是双星系统造成的,两颗星彼此绕着对方旋转,其轨道面恰好和它们与地球的连线平行.这样,当比较暗的一颗星转到比较亮的那颗星和我们地球之间的时候,就把亮星的光遮住了一部分,于是总的亮度就减退了.当这颗暗星转到亮星的一旁或后面,不再遮光的时候,系统又恢复了最大观测亮度.这类变星的代表是英仙座的大陵五.

　　另一类变星的变光现象,确实是由它自己造成的,如仙王座的造父一.天文学家发现,造父一的直径是我们太阳的30倍,约4000万公里.它就像人体的心脏一样,总在不停地搏动——膨胀与收缩,直径前后相差达500万公里. 膨胀时它的亮度就减弱,收缩时亮度就增加,搏动的周期也就是它亮度变化的周期.像造父一这样由于体积的变化导致的变光称为“脉动变星”.有些脉动变星的变光周期与它的亮度有严格的对应关系,利用这一点,天文学家就可以确定它与地球之间的距离,因此这类变星又有“量天尺”之称.

　　14.恒星的颜色与其表面温度的关系

　　其他所有恒星也和太阳一样,是炽热的大火球.不过,它们的表面温度并不相同,天文学家发现,恒星的表面温度越高,它发出的光线的颜色越偏向紫色,温度越低,越偏向红色.因此,通过恒星的颜色,可以较为粗略地判断出该恒星表面温度的相对高低. 天文学常数

　　长 度

　　1天文单位(AU)=1.49597870E11米
　　1光年=9.460536E15米=63239.8天文单位
　　1秒差距(PC)=3.085678E16米 =206264.8天文单位 =3.261631光年
　　1英里=1.609344公里
　　1埃=1E-8厘米=1E-10米

　　时 间

　　日： 平恒星日(从春分点到春分点)=86164.094平太阳秒
　　地球平均自转周期(从恒星到恒星)=86164.102平太阳秒
　　平太阳日=86400平太阳秒
　　月： 交点月=27.21222日=27日5时5分35.808秒
　　分点月(春分点到春分点)=27.32158日 =27日7时43分4.512秒
　　近点月=27.55455日=27日13时18分33.124秒
　　朔望月=29.53059日=29日12时44分2.976秒
　　恒星时=27.32166日=27日7时43分11.424秒
　　年： 食年(黄白交点到黄白交点)=346.6200日
　　回归年(春分点到春分点)=365.2422日
　　格里历年=365.2425日
　　儒略年=365.2500日
　　恒星年=365.2564日
　　近点年=365.2596日






　　天体在宇宙空间中的位置是怎样确定的

　　宇宙中的天体相对于地球的位置，可以用以地球为中心的极坐标系来描述，就是一个角度(天经、天纬多少度，以标记天体在天球上的投影的位置)加上这个天体与地球间的距离。角度很容易测得——光在多数情况下直线传播，所以肉眼或者观测仪器朝着什么角度观测到的天体，就在什么方向上。但测量天体距离的难度就相对高一些。

　　测量天体距离，如果详细来说的话，内容足够写出厚厚一本书，所以这里只能简单介绍一下。对于太阳系内的天体，现在人类已经在月亮上安置了激光反射镜，随便都可以用一束激光来测量月亮到地球的距离。其他行星和小天体，我们也可以根据天体力学等数据计算出它们到地球的距离。

　　而在太阳系外，主要是测量恒星到我们的距离。视差测距法，是天文学家手中掌握的最精确的量天尺，但它只能测量距离较近的恒星。太远的恒星，因为地球位置变化而导致的视差会小到测量不准，所以天文学家只能另想办法。好在，除了视差，我们还有别的办法可以测量距离。

　　对于本身一样亮的两点烛光，如果看起来一亮一暗，那我们就能知道，暗的烛光距离我们一定比亮的烛光更远。同样的道理，对于本身一样亮的两颗恒星来说，暗的恒星离我们要比亮的恒星更远。但问题在于，恒星自身的亮度是千差万别的，我们无法知道一颗恒星看起来明亮，是因为它们离我们较近，还是因为它们本身就更明亮。

　　但有一些恒星，它们本身的明亮程度，天文学家可以通过一些观测数据确定下来，这样的天体被称为标准烛光。造父变星就是这样一种标准烛光。造父变星(Cepheid variable stars)是变星的一种，它的光变周期(即亮度变化一周的时间)与它的光度成正比，因此可用于测量星际和星系际的距离。天文学家根据我们看到它们的亮度，就能测出它们及其所在的星系到我们的距离。哈勃当年就是凭借一些造父变星，测出了仙女座大星云到我们的距离，发现这一距离远远超出了银河系的大小，从而确定银河系之外还存在许多跟银河系一样的星系。

　　对于距离更远、远到看不清楚其中恒星的星系，造父变星也无能为力了。好在哈勃还作出了另外一个发现，那就是哈勃定律。哈勃发现，距离我们越远的星系(这是他用造父变星测出来的)，它远离我们而去的速度也就越快，而这个速度是很容易测量的——确切地说，是测量星系的红移，篇幅原因，不细说。因此，对于更遥远的星系，天文学家通常是用红移来替代距离，一般来说，红移越大，距离也就越远。

　　当然，对付那些非常遥远的星系，天文学家还有一种可遇不可求的测距工具，那就是Ia型超新星爆发。就像@对苯二甲酸 在回答里说的那样，这类超新星是白矮星在质量超过某一极限时发生热核爆炸而形成的，天文学家对它本身的亮度有一个很好的估计，因此它们也可以用作标准烛光。天文学家利用Ia型超新星，发现宇宙是在加速膨胀，这一成果去年还获得过诺贝尔物理学奖。

　　基本上，测量天体距离就是这些方法了。所有方法都各有利弊，也各有各的适用范围，它们共同构成了天文学家丈量宇宙尺度的工具箱。