第五章
地球公转及其影响

正如我们所知道的，地球除了自转外，还绕太阳公转，一年绕一圈。但在我们看来，地球的公转现象倒像是太阳在群星之间每年绕天球运行一圈。如果我们假想自己环绕太阳运动，同时太阳在向反方向运动，而星辰比太阳遥远数倍，所以我们就能轻易发现太阳是在群星之间移动。由于白天看不到星辰，所以我们不是一下子就能观察到这种运动。但假如我们每天都专注于西天的某一颗星，自然会发现它一天比一天早降落，也就是说，离太阳一天比一天近。这样说来，星辰的位置是固定的，那就是太阳在不断向星辰靠近。因此，地球的公转运动便一目了然了。

若我们白天也能看见那些散布在太阳周围的星辰，那我们对地球公转便会有更清晰的认识。假设清晨有一颗星与太阳一起升起，那我们便会看到太阳逐渐东去，离这颗星越来越远，到它落山时，它与这颗星的距离已有自己直径那么远了。第二天早晨时，我们会发现太阳离这颗星已有自己直径的两倍那么远的距离了。如图 1-4 所示，是这种情形在春分时的运行轨迹。这种运动以一年为周期，正巧是太阳环绕天球一周所花的时间，年复一年，每年的同一时间又再次回到这颗星身边。

一、太阳的周年视运动

如图 1-5 所示，是以遥远的星辰为背景的地球公转的运行轨迹，我们可以从中看出上述情形的原因。当地球位于 A 时，太阳处在 AM 线上，它仿佛在群星中间的 M 点上。当地球从 A 运行到 B 时，太阳也从 M 移动到了 N ，如此年复一年。其实太阳的周年视运动是古人早已知道的，只不过他们耗费了很多心血才描绘出了这种现象。在他们的想象中，太阳以一根绕过天球的线为路线环绕天球一周，年年如此。这条线被他们称作“黄道”。他们还发现了行星也大致依照这一路线穿行于群星之间。他们还想象出了一条将黄道线夹在中间，同时又将所有已知行星和太阳囊括其中的带子——黄道带。黄道带有十二宫，也就是我们熟知的黄道十二宫，每宫又含有一个星座，每个宫名与其星座名相同。太阳每月经过一宫，一年正好行遍十二宫。但由于受到一种缓慢的岁差的影响，实际情形并非如此，之后我们会对此进行说明。

经过上述种种，我们可以得出环绕天球的两条圈是依据两种完全不同的参照规定的。天球赤道是根据地轴的方向而定的，从两天极的正中穿过天球，而黄道是根据地球的公转路线来定的。

这两条并不一致的圈却以 23.5 °角相交于相对的两点，因此这个角叫做“黄赤交角”。为了弄清楚为什么会出现这种情形，我们得再来说说两天极。正如我们已经知道的那样，两天极是由地轴的方向决定的，而非取决于天球本身。天上相对的两点与地轴刚好在一条直线上，天极的产生就是这么偶然。既然天球赤道是两天极正中间的大圆，那么它也只与地轴的方向相关，其他因素都不会影响到它。

现在我们把地球公转的运行轨迹想象成是一个水平的圆周，太阳就在这圆周的平盘的中心，那地球就是在绕着平盘的中心运行。假如地轴是垂直的，那赤道必定是水平的且平行于平盘，地球公转一周，中心始终正对着太阳。由此可以得出，因太阳的运行轨迹而来的黄道正好是天球赤道所在的圆圈。由于地轴并非如刚才设想的那般是垂直的，而是倾斜的 23.5 °，因为这缘故，才使得黄赤交角也是这个数。地球公转时地轴在空间的方向是不变的，这是与此相关的一个重要事实。正因如此，地球北极时而朝向太阳时而背离太阳。如图 1-6 所示，是刚才我们想象的平盘，地轴朝向右方。不管地球处于太阳的哪个方向，北极的朝向都不变。

若想了解黄道倾斜造成的影响，我们不妨假设春分左右的某个正午，地球突然停止了自转，可依然在公转。如图 1-7 所示，便是我们接下来 3 个月内向南天望去所观察到的情形。此时，我们可以看到太阳停留在子午圈上，仿佛一动不动。图 1-7 中所示的是天球赤道与地平相交，而黄道与赤道在春分点相交，这是我们都知道的。大约 3 个月之后，太阳沿着黄道逐渐移至它轨迹里最北的位置——夏至点，此时正是 6 月 22 日前后。

若我们继续观察太阳 3 个月，便会看到图 1-8 的情形。经过夏至点后，它的轨迹又逐渐向天球赤道靠近，在 9 月 23 日前后，它会再次经过天球赤道。它接下来半年所行的轨迹如同拷贝的它前半年所行轨迹一般。 12 月 22 日，它会行至运行轨迹里最南的位置， 3 月 21 日，再次经过天球赤道。由于闰年现象，这些日期有时会出现前后的偏差。

在我们所观察到的太阳的周年视运动的运行路线中，有 4 点值得注意的地方：第一，春分点是我们最初观察的点；第二，夏至点是太阳运行轨迹中最偏北的一点，之后便开始向南移动，逐渐靠近赤道；第三，秋分点正对着春分点，太阳经过此处大约是 9 月 23 日；第四，冬至点正对着夏至点，它是太阳运行轨迹里最偏南的一点。

两天极之间通过这四个点与天球赤道成直角相交的时圈，叫做“分至圈”。我们早已知道，赤经的起点正是通过春分点的二分圈，而二至圈与之成直角。

下面我们再来说说星座与季节、时间的关系。我们假定太阳今天与一颗星同时经过子午圈，但是明天这颗星就在太阳西边约 1 °的位置了，这就意味着这颗星要比太阳早 4 分钟左右到达子午。这种情形日复一日，直到一年后它们再次相遇，一同经过子午圈。由此可以看出，一颗星要比太阳多经过一次子午圈，即太阳一年经过子午圈 365 次，一颗恒星则经过 366 次。然而，假如我们所参照的是南天的一颗恒星，那它经过子午圈的次数与太阳是相同的。

天文学家是利用“恒星日”这样一种方法来计算与太阳不同的恒星出没的时间的，一个恒星日恰好是一颗星经过两次子午圈所花的时间。 1 恒星日又被天文学家划分为 24 恒星时，接着被划分为分秒。他们还利用一种恒星时钟用来计算恒星时，这种时钟要比普通时钟快 3 分 56 秒。当春分点经过某子午圈时，便是当地的恒星午，而此时恒星时钟正好显示 12 点整。如此算来，恒星时钟恰好与天球的视运动时间相同。现在，天文学家们只要看一眼他的恒星时钟，便可知晓哪颗星正经过子午圈以及各星座都处于什么位置，这一切都是他们不辞辛劳发明这个恒星时钟的结果。

二、季节

若地轴垂直于黄道平面，那黄道便会重合于天球赤道，而地球将不会出现四季。太阳全年都从正东方升起，由正西方落下。气候只会因地球在 1 月比 6 月离太阳更近而稍有变化。而事实上黄道是倾斜的，那么 3 月 21 日至 9 月 23 日太阳直射北半球期间，北半球每天的日照时间长于南半球，且与地面所成角度也大于南半球。南半球的情形则与之相反。 9 月 23 日至 3 月 21 日期间太阳直射南半球，所以此时南半球的日照时间长于北半球。因此，南北半球的季节刚好相反，一边是夏季，另一边便是冬季。

三、真运动与视运动

在继续探讨之前，回顾一下我们所谈论过的现象是很有必要的。地球的真运动及由此引起的天体的视运动是我们的两大出发点。

地球绕地轴自转是真周日运动；因地球自转引起的星体现象是视周日运动。

地球绕太阳公转是真周年运动；太阳在众星之间环绕天球是视周年运动。

因为真周日运动，我们的地平会经过太阳或星辰，于是便有了我们认为的日升月落。

地球赤道的平面在每年 3 月 21 日前后由太阳的北面向南面移动，而 9 月 23 日前后又自南向北移动。因此，在我们看来太阳是在 3 月经过赤道直射北半球，在 9 月再次经过赤道直射南半球。

每年 6 月，地球赤道的平面在太阳南面的最远处，在 12 月，又在太阳北面的最远处。因此，我们认为太阳在 6 月位于北至点，在 12 月位于南至点。

地轴相对于与地球轨道垂直的线是倾斜 23.5 °的，于是在我们看来，黄道也对天球赤道倾斜了 23.5 °。

地球的北半球在夏季时向太阳倾斜。由于自转，北纬地区一天中大半时间都受到日照，南纬地区则只有小半时间。在我们看来，这是太阳在地平线上的时间较长所致，我们正是炎炎酷暑，南半球却是数九隆冬，昼短夜长。反之，当我们正值冬季时，也就是南半球倾向太阳、北半球远离太阳之时，此时的南半球便是盛夏，昼长夜短。

四、年与岁差

我们通常以地球公转一周的时间来划分年这一概念。如此，便有两种不同的计算方法：一种是计算出太阳两次经过同一颗恒星之间的时间，另一种是计算出太阳两次经过春分点（或秋分点）所需的时间。假如二分点在群星之中的位置是固定不变的，那这两种方法计算出来的结果是一致的。但是据古代天文学家观察得出两者的结果其实并不相同。太阳以恒星为起点与以春分点为起点相比，绕天空一周所花时间要多出约 11 分钟。由此可以看出，春分点每年的位置都在不断变化。这种变化我们称之为“岁差”。其实这种现象不过是由于地轴的方向随公转有所改变而造成的，与天上的事物无丝毫关系。

若假设我们已经眼见图 1-6 中的地球旋转了六七千年，那我们定会发现此时地轴的北极朝向的并不是我们的右方，而是正对着我们。再经六七千年之后，它又会朝着我们的左方；又过六七千年，它会在我们的后方；再次经过同样长的时间，它又回到了原来的方向，也就是说，这个周期大概为 2.6 万年。

我们知道天极的方向取决于地轴的方向，地轴方向的这种变化也使得天极在天上绕了一个半径为 23.5 °的圆圈。目前，北极星距离北极 1 °多一点，但北极正在慢慢地靠近它，大约 200 年后又再次离开它。北极在 1.2 万年后将移至天琴座，并且离织女星——天琴座的亮星大约 5 °。古希腊时代的航海者并不认识北极星，因为北极当时位于北极星和大熊座之间，距离北极星约 10 °～ 12 °，所以航海者只能利用大熊座来确定航行方向。

因此，天球赤道在众星之中的位置也会有所变动，毕竟因为它是位于两天极正中间的大圈。如图 1-9 所示，表示的是过去 2000 年间天球赤道的移动情形。由于二分点是天球赤道与黄道相交所形成的，所以也得随之移动——这就是岁差的由来。

刚才所提到的两种年，一种叫“恒星年”，另一种叫“分至年”或“回归年”。回归年，顾名思义就是太阳两次回归二分点所需的时间，正好是 365 天 5 小时 48 分 46 秒。

我们一般用回归年来计算时间，因为我们是以太阳在天球赤道南北来划分四季的。它的长短曾被古代的天文学家认为是 365.25 天，而公元 2 世纪的埃及天文学家托勒密则认为它的真正长短比 365.25 天少几分钟。事实上，后者的算法更为精准，现在大多数国家都采用的是与其相当接近的格列高里历来确定年的长短。

恒星年是太阳经过同一颗恒星两次所花的时间，一恒星年等于 365 天 6 小时 9 分。一直沿用至 1582 年的罗马儒略历一年刚好是 365.25 天。相对于回归年，这种历法要多出 11 分 14 秒，四季也会在漫长的岁月中随之而渐渐改变。为了有一个相对准确的接近平均长度的年的制度，防止出现上述情况，后来取消儒略历 400 年里的 3 次闰年。在儒略历里，每一世纪的最后一年必定是闰年。依照格列高里历， 1600 年依旧是闰年，而 1500 、 1700 、 1800 、 1900 则都为平年。

格列高里历被逐渐采用，如今，它已是世界通用的历法。 wma2d9Pju+6y5F34fgoO+9lN2Rsc5FbS8/tTt8QdAjZe9opKxCqwwnalNDXwbZ0q