怎樣確定一個天體星球在宇宙中的位置

本章中我不得不引用並且解釋一些專門的名詞了。如果我們想完全明白天體的運行，以及在任何時候觀測星星的位置的話，這些專門名詞的意義都是很重要的。對於一位只想大致知道天界現象的讀者，這一章並不是必要的。但我一定要請那想更深一點了解天象的人來一同作更深的研究，研究我們在第二章里所描寫過的天球。我們現在回到圖1上去，便可看出我們正在研究的兩個球之間的關係;

一個是真實的地球，我們住在它上面，它每天帶著我們不停地旋轉;另一個是天上看來彷彿存在的天球，它在極其遼遠的距離之外從各方向圍繞地球，它雖然不是實在的，我們卻一定要想像著它，為的是知道到什麼地方去尋找天體。要注意我們是在天球的中心，因此天球上的東西都好像是在球的內部表面上，而我們是在地球的外部表面上。

這兩球上的許多圈點都有類似的關係。我們已經說過地球的轉軸指出我們的南北極，又從兩個方向直橫過長空，指出天球上的南北極來。我們知道地球的赤道環繞地球，離兩極同樣遠。同樣的，在天球上也有一條赤道環繞天球，與兩天極各成90度。

假使能把它畫在天上，那我們就日夜都能看見它永遠在不變的位置上。我們可以準確地想像出它的形狀來。它在正東正西兩點上與地平線相交，實際上也便是當春分、秋分(3月、9月)時，太陽在地平線上的12小時內，由周日運動在天上移動的那一條路線。在美國北部諸州看來，它正好橫過天頂與南方地平線之間的正中間，越往南來，它也越近天頂——在中國的大部分地區看來，也是如此。

正像我們有平行於赤道而環繞地球赤道南北的緯度圈一樣，天球上也有與天球赤道平行以兩天極為中心的圈子。正像地球上的緯度圈越接近兩極越小一樣，天球上的緯度圈也越接近天極越小。

我們知道地上的經度是根據通過該地的從北極到南極的子午圈而定的。這子午圈與格林威治子午圈所成的角度便是當地的經度。

在天球上，我們也有同樣的東西，也想像出一些線介於北天極到南天極之間在各方向散開，但都與天球赤道成直角正交，如圖3所示。這便叫做「時圈」(hour circles)。其中之一叫做「二分圈」(equinoctial colure)，圖中也標示著。這條線正好通過春分點(這一點我們下一章就要講到)。它在天上的作用與格林威治子午圈在地上的作用相同。

天球上一顆星的位置與地球上一座城的位置是用同樣的方法來定的：由它的經緯度來表示。可是用的名詞卻不大一樣。天文學中，等於地上經度的叫做「赤經」(right ascension)，等於地上緯度的叫做「赤緯」(declination)。於是我們便有了下面這些定義，我要請讀者把它們好好地記下來：

一顆星的赤緯便是它距離天球赤道在南北方向上的視距。圖3中的星正在赤緯北25度。

一顆星的赤經便是經過這顆星的時圈與經過春分點的二分圈所成的角度。圖3中的星正在赤經3時上。

在天文學中，一顆星的赤經是用時分秒來表示的，正如圖3中所示;可是它也可以用度數來表示，正像我們說地上的經度一樣。用時表示的赤經化成度數只需乘以15便可得。這是因為地球在每小時中旋轉15度角。從圖3中還可看出，緯度的相差體現在直線距離上，全地球上都一樣長短，而經度相差卻不然了，它的直線距離從赤道到兩極越來越小。在地球赤道上，一經度的相差約相距111.8千米;可是在南北緯45度上，它只有67.6千米了;在南北緯60度上它已不到56千米;在兩極它便等於零了，因為在那兒各子午圈都相遇於一點了。

我們還可看到地球自轉的線速度也依這一規律而減小。在赤道上經度相差為15度則直線距離約為1 600千米，地球旋轉線速度約為每秒鐘460米;但在南北緯45度上，線速度已減小到每秒300米多一點了;在南北緯60度上已只等於赤道的一半;到了兩極上則減小為零了。

應用這種經緯到天上去，唯一的困難只是地球的自轉。只要我們不旅行，我們便永在地球的某一經度上不動。可是因為地球的自轉，天上任何一點的赤經(在我們看來是固定的)卻不斷地移動了。天球子午圈與時圈的差別僅僅在於前者隨著地球旋轉而後者卻固定在天球上不動。

幾乎在地球與天球的每一點上都有一種嚴格的相似。地球在它的軸上從西往東旋轉，天球便好像從東往西旋轉。如果我們想像地球正在天球中央，有一根公共轉軸穿過它們(如圖3所示)，我們就可以對它們的關係得到一個明晰的概念了。

假如太陽也像星辰一樣幾乎年年歲歲都固定在天球上不動，那麼要找一顆我們已知赤經和赤緯的星星肯定會比較容易一些。因為地球有每年一圈的環繞太陽的公轉，所以在每晚相同時刻，天球上的太陽視位置便永不相同。我們下面就要指出這種公轉所產生的影響。

如何確定某個天體的位置?

天文學基礎知識

1.星座中星星的命名規則

星座中星星的命名規則是這樣的：按照每顆星星的亮度,從明到暗,每顆星各由一個希臘字母代表.當所有二十四個希臘字母用完後,接著再用阿拉伯數字表示.

2.「星等」的概念

「星等」是天文學上對星星明暗程度的一種表示方法,記為m. 天文學上規定,星的明暗一律用星等來表示,星等數越小,說明星越亮,星等數每相差1,星的亮度大約相差2.5倍.我們肉眼能夠看到的最暗的星是6等星(6m星). 天空中亮度在6等以上(即星等數小於6),也就是我們可以看到的星有6000多顆.當然,每個晚上我們只能看到其中的一半,3000多顆.滿月時月亮的亮度相當於-12.6等(在天文學上寫作 -12.6m);太陽是我們看到的最亮的天體,它的亮度可達-26.7m;而當今世界上最大的天文望遠鏡能看到暗至24m的天體.

我們在這裡說的「星等」,事實上反映的是從地球上「看到的」天體的明暗程度,在天文學上稱為「視星等」.太陽看上去比所有的星星都亮,它的視星等比所有的星星都小得多,這只是沾了它離地球近的光.更有甚者,象月亮,自己根本不發光,只不過反射些太陽光,就儼然成了人們眼中第二亮的天體.天文學上還有個「絕對星等」的概念,這個數值才真正反映了星星們的實際發光本領.

3.「天球」的概念

天文學上為了與人們的直觀感覺相適應,把天空假想成一個巨大的球面,這便是天球.天球的中心自然就是我們地球,它的半徑無窮大.天球只是人們的一種假設,是一種「理想模型」,引入天球這一概念,只是為了確定天體位置等方面的需要.

4.「天赤道」和「天極」的概念

天文學上,確定天體位置的方法與地球表面非常相似,也是通過經緯坐標系來實現.最常用而且最重要的天球坐標系,就是赤道坐標系.

地球赤道所在平面與天球的交線是一個大圓,這個大圓就稱為「天赤道」,它就是赤道在天球上的投影;向南北兩個方向無限延長地球自轉軸所在的直線,與天球形成兩個交點,分別叫作北天極和南天極.「天赤道」和「天極」是天球赤道坐標系的基準.

5.「黃道」與黃道星座

太陽在天球上的「視運動」分為兩種情形,即「周日視運動」和「周年視運動」.「周日視運動」即太陽每天的東升西落現象,這實質上是由於地球自轉引起的一種視覺效果;「周年視運動」指的是地球公轉所引起的太陽在星座之間「穿行」的現象.

天文學把太陽在天球上的周年視運動軌跡,稱為「黃道」,也就是地球公轉軌道面在天球上的投影.太陽在天球上沿著黃道一年轉一圈,為了確定位置的方便,人們把黃道劃分成了十二等份(每份相當於30°),每份用鄰近的一個星座命名,這些星座就稱為黃道星座或黃道十二宮.這樣,相當於把一年劃分成了十二段,在每段時間裡太陽進入一個星座.在西方,一個人出生時太陽正走到哪個星座,就說此人是這個星座的.

由於我們只有白天才能看到太陽,而這時是看不到星星的.所以太陽走到哪個星座,我們就恰好看不見這個星座.也就是說,在我們過生日時,卻恰恰看不到自己所屬的星座.

6.「赤經」、「赤緯」的概念

在天球的赤道坐標系中,天體的位置根據規定通常用經緯度來表示,稱作赤經(α)、赤緯(δ).我們知道,赤道和地球的公轉軌道面也就是黃道是不重合的,二者間有23°左右的夾角(天文學中稱之為「黃赤交角」).這樣,天赤道和黃道就有了兩個交點,而這兩個交點在天球上是固定不變的.黃道自西向東從赤道以南穿到赤道以北的那個交點,在天文學中稱之為「春分點」,我們把通過這一點的經線定為天球赤道坐標系經線的0°. 與地球經度不同的是,赤經不分東經、西經,它是從0°開始自西向東到360°.而且,它的單位事實上也不是「度」,而是時間的單位時、分、秒,範圍是0-24時.天球赤道坐標系的緯度規定與地球緯度類似,只是不稱作「南緯」和「北緯」,天球赤緯以北緯為正,南緯為負.

7.「恆顯圈」與「恆隱圈」

地球上不同緯度的地區,所能看到的星座是不一樣的.對於某一地點,有些星座是永遠也看不到的;反過來呢,有些星座在那兒一年四季都看得見.對於一個地方來說,到底哪些星座能看到,哪些星座看不到呢?

這裡有一個小竅門,假設一個地點的緯度是φ,那麼赤緯小於-(90°-φ)的天體在這裡就永遠看不到.反之,凡是赤緯大於(90°-φ)的天體,在這裡就總能看到. 因此,在天文學上,赤緯(90°-φ)稱為這一地區的「恆顯圈」,而赤緯-(90°-φ)叫做該地區的「恆隱圈」.

比如在北京,赤緯50°就是北京地區的「恆顯圈」,位於赤緯50°以上的星星老是在天上,永遠也不會落到地平線下面去.而赤緯-50°叫做北京地區的「恆隱圈」,位於赤緯-50°以南的星星在北京就永遠也看不到.

而在赤道上(緯度為0°),即使赤緯是+90°和-90°的天體也能看到. 也就是說,赤道上沒有「恆隱圈」,在赤道上各個位置的天體都看得見.反之,在地球的南北兩極,則始終只能看到半個天空,另一半天空永遠看不到,這兩處擁有地球上最大的「恆隱圈」.

8.「歲差」的概念

地球就象是一個旋轉的陀螺,而陀螺在旋轉時,它的軸並不是垂直於地面完全不動的,而是在微微晃動,這種現象在物理學上稱為「進動」.地球也是這樣,它的自轉軸在天空中的方向是不斷變化的,並不總是指向某一固定點,這在天文學上叫做歲差.

9.天體的「自行」

人們肉眼可以看到的星有6000多顆.這些星可以分為兩類：一種是行星,也就是太陽系的九大行星.古人觀測天空,只看到離我們最近的水星、金星、火星、木星、土星,古人發現這五顆星的位置總在變化,這說明它們在天上不停地走來走去(這種「走動」,按現在的說法就是行星的「公轉」),因此稱它們為「行」星.而對於另一類星,它們在天上的位置看上去總是固定不變(當然,這必須排除地球自轉、公轉造成的星星們看上去的「變動」),所以稱它們為「恆」星.

隨著科學的發展,人們逐漸認識到宇宙中的運動是絕對的,而「靜止」永遠是相對現象.大量觀測表明,恆星並不是固定不變的,它們也在運動.天文學上稱之為恆星的「自行」.其實,恆星的運動如果與視線平行,我們是看不出來的.所以,自行的真正定義應該是恆星運動垂直於視線的分量.

恆星自行的絕對速度並不慢,往往比行星的運動速度快得多,只不過除太陽外的恆星離我們都太遙遠了,它們跑得再快,從地球上看去也跟靜止差不多.但經過上萬年之後,恆星的位置變化就會較為明顯.

10.「雙星」、「聚星」和「星團」

不但看上去離得近,實際距離也很近的兩顆星,通過萬有引力互相吸引,彼此圍繞著對方不停地旋轉.只有這種關係,才能稱作現代天文學意義上的雙星.天文學上把雙星中比較亮的一顆稱為主星,比較暗的那顆稱為伴星.

三顆或三顆以上靠引力聚在一起的星,稱作「聚星」.如果聚星的成員超過了10個,一般就稱之為「星團」.

11.「雙重星系」、「星系群」和「星系團」

群星璀璨的星系,也和單個的星星類似,常常三五成群地聚在一起.與雙星、聚星和星團類似,我們稱他們為「雙重星系」、「星系群」和「星系團」.對於雙重星系,把較大的叫做主星系,較小的稱為伴星系.

12.「星雲」與「河外星系」的概念

宇宙空間的很多區域並不是絕對的真空,在恆星際空間內充滿著恆星際物質.恆星際物質的分布是很不均勻的,其中宇宙塵埃物質密度較大的區域(此密度仍然遠遠小於地球上的實驗室真空),所觀測到的是霧狀斑點,稱為星雲.

星座介紹部分涉及到的星雲類型,主要是「亮星雲」和「暗星雲」兩種.星雲本身並不能發光,所以「亮星雲」其實是藉助別人的力量才「發」光的.假如一片星雲附近有一顆恆星,那這個星雲就能反射恆星發出的光而現出光亮來,這就象月亮反射太陽光一樣,這樣的亮星雲我們稱之為反射星雲;還有一類星雲,在它們中間有一顆恆星,星雲吸收恆星的紫外輻射,再把它轉變為可見光發射出來,這樣我們也能看見這個星雲,這樣的亮星雲叫做發射星雲.如果在一個星雲附近和中央都沒有恆星,那這個星雲我們就不能看到,這樣的星雲我們就叫它暗星雲.

河外星系(例如室女座和后髮座的河外星系),指的是銀河系之外的其他星系,通常乾脆簡稱為「星系」,它們都是與銀河系屬於同一量級的龐大恆星系統.河外星系一般用肉眼看不見,就是通過一般望遠鏡去觀察,也還是一片霧氣,跟星雲簡直一樣.所以以前人們一直把它們也當做星雲,稱為河外星雲.後來經過深入的研究,天文學家才發現二者完全是兩碼事：河外星雲實際上是和我們銀河系類似的星系,而上面所說的真正的「星雲」,都是我們銀河系的內部成員,是由氣體和塵埃組成的.因此,現代天文學再也不用「河外星雲」這個詞了,而一律改稱「河外星系」.

13.「變星」的概念

凡是能夠觀測到亮度變化的恆星,都稱為變星.變星主要分為造父變星和食變星兩類.

食變星實際上是雙星系統造成的,兩顆星彼此繞著對方旋轉,其軌道面恰好和它們與地球的連線平行.這樣,當比較暗的一顆星轉到比較亮的那顆星和我們地球之間的時候,就把亮星的光遮住了一部分,於是總的亮度就減退了.當這顆暗星轉到亮星的一旁或後面,不再遮光的時候,系統又恢復了最大觀測亮度.這類變星的代表是英仙座的大陵五.

另一類變星的變光現象,確實是由它自己造成的,如仙王座的造父一.天文學家發現,造父一的直徑是我們太陽的30倍,約4000萬公里.它就像人體的心臟一樣,總在不停地搏動——膨脹與收縮,直徑前後相差達500萬公里. 膨脹時它的亮度就減弱,收縮時亮度就增加,搏動的周期也就是它亮度變化的周期.像造父一這樣由於體積的變化導致的變光稱為「脈動變星」.有些脈動變星的變光周期與它的亮度有嚴格的對應關係,利用這一點,天文學家就可以確定它與地球之間的距離,因此這類變星又有「量天尺」之稱.

14.恆星的顏色與其表面溫度的關係

其他所有恆星也和太陽一樣,是熾熱的大火球.不過,它們的表面溫度並不相同,天文學家發現,恆星的表面溫度越高,它發出的光線的顏色越偏向紫色,溫度越低,越偏向紅色.因此,通過恆星的顏色,可以較為粗略地判斷出該恆星表面溫度的相對高低. 天文學常數

長 度

1天文單位(AU)=1.49597870E11米

1光年=9.460536E15米=63239.8天文單位

1秒差距(PC)=3.085678E16米 =206264.8天文單位 =3.261631光年

1英里=1.609344公里

1埃=1E-8厘米=1E-10米

時 間

日： 平恆星日(從春分點到春分點)=86164.094平太陽秒

地球平均自轉周期(從恆星到恆星)=86164.102平太陽秒

平太陽日=86400平太陽秒

月： 交點月=27.21222日=27日5時5分35.808秒

分點月(春分點到春分點)=27.32158日 =27日7時43分4.512秒

近點月=27.55455日=27日13時18分33.124秒

朔望月=29.53059日=29日12時44分2.976秒

恆星時=27.32166日=27日7時43分11.424秒

年： 食年(黃白交點到黃白交點)=346.6200日

回歸年(春分點到春分點)=365.2422日

格里曆年=365.2425日

儒略年=365.2500日

恆星年=365.2564日

近點年=365.2596日

天體在宇宙空間中的位置是怎樣確定的

宇宙中的天體相對於地球的位置，可以用以地球為中心的極坐標系來描述，就是一個角度(天經、天緯多少度，以標記天體在天球上的投影的位置)加上這個天體與地球間的距離。角度很容易測得——光在多數情況下直線傳播，所以肉眼或者觀測儀器朝著什麼角度觀測到的天體，就在什麼方向上。但測量天體距離的難度就相對高一些。

測量天體距離，如果詳細來說的話，內容足夠寫出厚厚一本書，所以這裡只能簡單介紹一下。對於太陽系內的天體，現在人類已經在月亮上安置了激光反射鏡，隨便都可以用一束激光來測量月亮到地球的距離。其他行星和小天體，我們也可以根據天體力學等數據計算出它們到地球的距離。

而在太陽系外，主要是測量恆星到我們的距離。視差測距法，是天文學家手中掌握的最精確的量天尺，但它只能測量距離較近的恆星。太遠的恆星，因為地球位置變化而導致的視差會小到測量不準，所以天文學家只能另想辦法。好在，除了視差，我們還有別的辦法可以測量距離。

對於本身一樣亮的兩點燭光，如果看起來一亮一暗，那我們就能知道，暗的燭光距離我們一定比亮的燭光更遠。同樣的道理，對於本身一樣亮的兩顆恆星來說，暗的恆星離我們要比亮的恆星更遠。但問題在於，恆星自身的亮度是千差萬別的，我們無法知道一顆恆星看起來明亮，是因為它們離我們較近，還是因為它們本身就更明亮。

但有一些恆星，它們本身的明亮程度，天文學家可以通過一些觀測數據確定下來，這樣的天體被稱為標準燭光。造父變星就是這樣一種標準燭光。造父變星(Cepheid variable stars)是變星的一種，它的光變周期(即亮度變化一周的時間)與它的光度成正比，因此可用於測量星際和星系際的距離。天文學家根據我們看到它們的亮度，就能測出它們及其所在的星繫到我們的距離。哈勃當年就是憑藉一些造父變星，測出了仙女座大星雲到我們的距離，發現這一距離遠遠超出了銀河系的大小，從而確定銀河系之外還存在許多跟銀河系一樣的星系。

對於距離更遠、遠到看不清楚其中恆星的星系，造父變星也無能為力了。好在哈勃還作出了另外一個發現，那就是哈勃定律。哈勃發現，距離我們越遠的星系(這是他用造父變星測出來的)，它遠離我們而去的速度也就越快，而這個速度是很容易測量的——確切地說，是測量星系的紅移，篇幅原因，不細說。因此，對於更遙遠的星系，天文學家通常是用紅移來替代距離，一般來說，紅移越大，距離也就越遠。

當然，對付那些非常遙遠的星系，天文學家還有一種可遇不可求的測距工具，那就是Ia型超新星爆發。就像@對苯二甲酸 在回答里說的那樣，這類超新星是白矮星在質量超過某一極限時發生熱核爆炸而形成的，天文學家對它本身的亮度有一個很好的估計，因此它們也可以用作標準燭光。天文學家利用Ia型超新星，發現宇宙是在加速膨脹，這一成果去年還獲得過諾貝爾物理學獎。

基本上，測量天體距離就是這些方法了。所有方法都各有利弊，也各有各的適用範圍，它們共同構成了天文學家丈量宇宙尺度的工具箱。

Science科學創建者shkoh chao：國家計算機高級工程師，業餘天文學家和科普工作者。新浪微博認證博主，今日頭條認證科普作者，頭條問答簽約作者，騰訊企鵝科普達人，UC頭條認證科普作者，鳳凰新聞科技頻道科普作者。每天多篇前沿科學科技資訊讓你掌握一手科學信息。多篇科學探索文章，擴充你的腦容量，讓你成為大神般的十萬個為什麼的解密者。

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