中学地理教学实用手册

天文

天体宇宙间各种星体的通称。主要有恒星、行星、卫星、彗星、流星体、星云、星团、星际物质等。这些均为自然天体。近年来所发现的红外源、射电源、X 射线源和γ射线源等也属自然天体。
人造天体 由人工制造并发射到宇宙空间运行着的天体称为人造天体。主要有人造卫星、宇宙火箭、行星际飞船、空间实验室等。自 1957 年10 月 4 日苏联发射第一颗人造“小月亮”以来，人造天体已有上万个。我国第一颗人造卫星是在 1970 年 4 月 24 日发射的，它的名字叫“东方红”一号，重量是苏联第一颗人造卫星的 2 倍（172.82 公斤），绕地球一周为 114 分钟，近地点的高度是 441 公里，估计寿命为 100 年（苏联第一颗仅飞行了 100 天，美国第一颗飞行了 12 年，均已坠毁）。
天球天体与观测者之间的距离与观测者随地球在空间移动的距离相比要大得多，因此，我们所看到的天体似乎都离我们一样远，仿佛散布在以观测者为中心的一个圆球的球面上。为了便于对天体位置和运动状况的研究，人们假想了一个以观测者为中心，无限大为半径的圆球叫做天球。实际上我们看到的天体是在这个巨大圆球的球面上的投影位置。在天文学的一些应用中，都用天体投影在天球上的点和点之间的大圆弧来表示它们之间的位置关系。
天球坐标 是以球面坐标为依据，确定天体在天球上的位置而规定的坐标。球面坐标系统包括主圈（又称基本圆）、辅圈（又称辅助圆）、极点

（亦即基本圆的极）和原点。主圈是球体中特别选定的大圆，是球面坐标纬度的起算点，相当于平面坐标的横轴。辅圈与主圈垂直，辅圈可以有无穷多，但是通过原点的辅圈最重要，它相当于平面坐标的纵轴。极点就是天球面上和一个大圆上各点角距离相等的两点。原点为主圈和辅圈的交点。由于选择的主圈和原点不同，而具有不同的天球坐标：有地平坐标、赤道坐标、黄道坐标等。

坐标系统	主圈	辅圈	原点	极	坐标名称	量度方向
地平坐标	地平圈	平经圈	南（或北点	天顶天底	地平经度地平纬度	地平经度顺时针方向地平纬度向北为正
第一赤道坐标	天赤道	赤经圈（或称时圈）	Q 点（高度 90 °-φ ）	北天极南天极	经时角纬赤纬	时角顺时针方向赤纬向北为正
第二赤道坐标	天赤道	赤经圈（时圈）	春分点	北天极南天极	赤经赤纬	与天球周日运动方向相反（赤经）向北为正（赤纬
黄道坐标	黄道	黄经圈	春分点	北黄极南黄极	黄经黄纬	黄经北黄极沿逆时针方向黄纬向北为正

地平坐标系 以地平圈为基圈，子午圈为主圈，南点为主点的坐标系称为地平坐标系，它是量度天体位置的一种坐标系统。天体的位置是用地平经度和地平纬度来表示的。地平经度是由南点 S 开始，沿地平圈向西（按顺时针方向）从 0°—360°；地平纬度是由地平面开始至天顶方向从 0°—90

°。地平坐标对航海、航空，大地测量的定方位很有帮助。由于周日视运动以及过观测者的铅垂线方向不同，同一天体的地平坐标会因时、因地发生变

化，因此，地平坐标系在记录天体位置中不能采用。

天顶通过观测者 O 的铅垂线，延伸以后与天球相交于两点。朝上的一点 Z 为天顶，也就是我们立正站立时，头顶所对的那点。它位于地平面以上，距地平圈 90°（见地平坐标系示意图）。
天底通过观测者 O 的铅垂线，延伸以后与天球相交于两点，朝下的一点 Z′为天底也就是我们立正站立时，脚底所对的那点。它位于地平面以下，距地平圈 90°（见地平坐标系示意图）。
地平圈 过观测者 O 点，并与铅垂线 ZZ′相互垂直的平面称地平面。地平面与天球相交而成的大圆为地平圈。地平圈是地平坐标系的基圈。（见地平坐标系示意图）
地平面 见“地平圈”。
子午圈 经过天顶的任何大圆都叫做地平经圈，通过北天极 P 的地平经圈称为子午圈。子午圈与地平圈相交于南点 S 和北点 N（见地平坐标系示意图）。
地平经度 见“地平坐标系”。
地平纬度 见“地平坐标系”。
地平高度 即“地平纬度”。
中天天体在周日运动中，每天有两次通过观测者所在的子午圈叫做中天。通过午圈时，天体达最高位置，称上中天；通过子圈时，天体达最低位置，称下中天。
天顶距 天体与天顶之间的角距离，称之为天顶距。某一天体的天顶距等于该天体的地平高度之余角（即 90°-该天体的地平高度）。
赤道坐标系 可分为第一赤道坐标系和第二赤道坐标系。第一赤道坐标系以天赤道为基圈，以子午圈为主圈，以天赤道与子午圈在地平圈以上的交点 F 为主点。确定天体位置时用时角（0°—360°，或 0 时到 24 时）和赤纬（0°—±90°）来表示，又称时角坐标系。由于天体的周日视运动，在不同的测站、不同的观测时间，天体的时角在不断发生变化，因此第一赤道坐标系在表示天体位置时应用较少。第二赤道坐标系是以天赤道为基圈，以过春分点的赤经圈为主圈，以春分点为主点。确定天体位置是用赤经和赤纬来表示的。由于天体的周日视运动不会影响春分点与天体之间的位置，因此也不会改变天体的赤经和赤纬，所以第二赤道坐标系在表示天体位置时，应用较为普遍。这两种坐标系统的第一坐标都是赤纬，它们的第二坐标，前者为时角 t，后者为赤经α。t 与α之间的关系是 S=t+α，式中 S 为春分点的时角，即测站的地方恒星时。
时角坐标系 见“赤道坐标系”
天极地球的自转轴无限延长与天球相交于两点称为天极。地轴北端延长后的交点叫北天极 P，地轴南端延长后的交点叫南天极 P′。北天极是赤道坐标系的极（见赤道坐标系图。
天赤道 地球的赤道平面延伸后与天球相交而成的大圆称为天赤道。天赤道也象地球赤道一样，将天球分成了南北两半球，它距南天极和北天极各为 90°。天赤道是赤道坐标系的基圈（见赤道坐标系图）。
赤经圈 在天球上通过南北天极的大圆称为赤经圈，也叫时圈。任

何一个赤经圈都和天赤道相互垂直。

时圈即“赤经圈”。
赤经通过天球上的两极和其一天体的大圆，在天赤道上相交的点与春分点之间的角距离叫赤经。以春分点为赤经 0°，从春分点开始沿逆时针方向向东量度，从 0°到 360°。也可用时、分、秒来表示。
赤纬圈 天球上与天赤道平行的圆圈称赤纬圈。
赤纬某一天体在天赤道南北方向上的角距离叫赤纬，以天赤道为赤纬 0°，由天赤道起向南北天极两个方向量度，从 0°到±90°，天赤道以北为正，天赤道以南为负。
极距一般是指天体与北天极之间的角距离。极距从北天极量起，从

0°到 180°。换言之，极距即天体赤纬的余角（天体赤纬+极距=90°）。

黄道坐标系 是以黄道为基圈、以通过春分点的黄经圈为主圈、以春分点为主点的坐标系统。在此坐标系中，是用黄经和黄纬来表示天体位置的。
黄极黄道轴与天球相交的两个点叫黄极。它们与黄道之间的角距离为 90°，北黄极为+90°（黄道以北）、南黄极为—90°（黄道以南）。黄极与天极之间的角距离等于黄赤交角。
黄道面 地球绕太阳公转的轨道平面叫做黄道平面，简称黄道面。它是黄道坐标系中的基本平面。由于地球的公转运动受到其它天体引力的作用，因此黄道面在空间的位置将产生不规则的连续变化。但在变化过程中，瞬时的轨道平面总是通过太阳中心的。
黄道地球绕太阳公转的轨道平面与天球相交而成的大圆叫黄道。由于黄道面在空间位置上的变化，因此严格说来应是：瞬时平均轨道平面（即只考虑长期运动的轨道平面）与天球相交的大圆称为黄道。它是太阳周年视运动的轨迹在天球上的投影。
黄经圈 通过黄极的大圆称为黄经圈。所有的黄经圈都垂直于黄道。
黄经通过春分点的黄经圈与某一天体所在的黄经圈之间的角距

离，叫做该天体的黄经。春分点的黄经圈为黄经 0°，由此接逆时针方向从 0

°到 360°。

黄纬圈 在天体上与黄道平行的圆圈叫做黄纬圈。
黄纬某一天体所在的黄纬圈与黄道之间的角距离，称为该天体的黄纬。以黄道为黄纬 0°，向南北从 0°—±90°，黄道以北为正，黄道以南为负。太阳的黄纬为 0°。
二分点 由于黄道平面与赤道平面倾斜相交成 23°26′的夹角，因此，黄道与天赤道形成两个相距 180°的交点，这两个交点称为二分点。太阳沿黄道从天赤道以南向北通过天赤道上的那一点叫做春分点（赤经 0°、赤纬 0°）；与春分点相对的另一点叫做秋分点（赤经 180°、赤纬 0°）。太阳在每年的 3 月 21 日前后和 9 月 23 日前后通过天球上的这两点。春分是北半球天文春季的开始，秋分是北半球天文秋季的开始，南半球则与此相反。春分和秋分时，太阳从正东方升起，在正西方落下，而且也只有春分和秋分时，全球昼夜长短才相等。
春分点 见“二分点”。
秋分点 见“二分点”。
升交点 行星或月球的公转轨道与黄道的两个交点分别叫升交点和降交点。行星或月球由黄道以南向北运行时所经过的交点叫做升交点；反之，行星或月球由黄道以北向南运行时所经过的交点叫做降交点。
降交点 见“升交点”。
二至点 在黄道上与二分点相距 90°的两个点叫二至点。位于天赤道以北的那一点称为夏至点（赤经 90°、赤纬+23°26′）；与夏至点相对的另一点称为冬至点（赤经 270°赤纬—23°26′）。太阳在每年的 6 月 22

日前后和 12 月 22 日前后分别通过天球上的这两个点。夏至和冬至分别是北半球天文夏季和天文冬季的开始，南半球则与此相反。冬至这一天在北半球白昼最短、黑夜最长；夏至这一天在北半球白昼最长、黑夜最短。南半球与此相反。（见二分点附图）。

夏至点 见“二至点”。
冬至点 见“二至点”。
天体的视运动 由于地球的自转和公转，以及天体本身的空间运动等原因，地面观测者直接观测到的天体运动，称为天体的视运动。天体的视运动有周日视运动和周年视运动两种主要形式。
天体的周日视运动 由于地球的自转，地面上的观测者所看到的天体，在一个恒星日内，在天球上自东向西沿着与赤道平行的小圆圈转过一周，这种直观的运动称为天体的周日视运动。天体的周日视运动虽然周期相同，但视速度不一，赤纬 0°处最大，随赤纬增高而减小，到南北天极为 0。不仅如此，从不同的纬度看天体的周日视运动，有不同的运行状况：在北极看，天体以天顶为中心，作与地平面平行的圆周视运动。因此，在那里看来，天体既不升，也不落，永远保持在一个高度。但南半个天球的天体却完全看不到。在南极则与此相反；在赤道与两极之间的地区，天体周日视运动的路线与地平面斜交。有些天体每日上升和下落，有些天体永不上升或永不下落。在赤道上看来，天体视运动的路线是沿着垂直于地平面的圆周，自东向西作周日视运动，所以那里的人们看到天体是直上直下地移动。在这里，同一天晚上，既可以看到天球北半部的天体，也可以看到天球南半部的天体。
周年视运动 由于地球绕日的公转运动，引起星空中的恒星在一年内向西绕行一周，称为周年视运动。地球每天在公转轨道上向东移动约 1°，看起来好象太阳在向东移动。因此，恒星相对太阳来说，每天向西移动约 1

°，即每夜提早 4 分钟升起，这样就引起了星空形象的季节性变化，从而在一年内完成向西绕行一周的周年视运动。

天文单位 日地之间的平均距离为 1.496 亿（约为 1.5 亿）公里。

我们把 1.5 亿公里的日地平均距离近似值定为一个天文单位，用它来计量太

阳系里天体之间的距离较为方便，如太阳和冥王星之间的平均距离约为 39.5 个天文单位。

光年光在真空中，在一年的时间内所走的距离叫光年。光年是天文学中常用的距离单位。1 光年等于 94607 亿公里。距离太阳最近的恒星—— 半人马座的南门二中的比邻星，它与地球的距离约为 4.2 光年。目前，人类

所能探测到的天体，距离地球约为 360 亿光年。

秒差距 计量天体距离的另一种单位。周年视差为 1 角秒时所对应的距离叫“1 秒差距”。1 秒差距等于 3.26 光年，或 308570 亿公里。秒差等

于视差的倒数。例如半人马座比邻星（南门二）视差为 0.75″它的秒差距为1/0.75=1.33 秒差秒或 4.2 光年。

天体系统 宇宙间运动着的天体，因相互吸引和相互绕转，从而形成具有一定层次、并按一定系统进行着有规律的运动和演化，聚而集成特定的天体物质的组合。
地月系 由于地球比月球质量大得多（81 倍），地球与月球相互吸引的结果，使月球不停地围绕着地球公转，地球和月球在一起，在宇宙中形成一个很小的天体系统，称为地月系。月球距地球 384400 公里，成为宇宙中距地球最近的一个星球。地月系也是至今人类能够直接探索的天体系统。
太阳系 由太阳、行星及其卫星、小行星、彗星、流星体和行星际物质所构成的天体系统叫做太阳系。太阳是太阳系的中心天体；其它天体均在太阳的引力作用下，围绕太阳公转。太阳的质量占太阳系总质量的绝大部分（99.8％）。其它天体的质量总和只有太阳的 0.2％左右。除太阳外，太阳系中的主要成员还有水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星和冥王星等九大行星，因此太阳系又可称为“行星系”。九大行星都在接近同一平面的近于圆形的轨道上，朝着同一个方向，围绕着太阳公转。这就是行星轨道运动的共面性、近圆性和同向性。九大行星按其性质可以分为三类：类地行星（水星、金星、地球、火星）；巨行星（木星、土星）；远日行星（天王星、海王星、冥王星）。它们各自有着不同的运动特征和结构特征。九大行星所占的空间范围，其半径不到 50 天文单位。整个太阳系也不过是更大的天体系统——银河系的极微小的一部分。
银河系 太阳所在的，具有旋涡结构的、巨大的恒星系统。银河系包含各种类型的恒星，总数在二亿颗以上。银河系的结构是：在银河系的中心区域，恒星密集，离中心越远，恒星的分布越稀疏。银河系有一个很小的致密核心，称为银核。银核的中心称为银心。银核四周也聚集着大量恒星，其侧视图很像体育运动用的铁饼，统称为银盘。银盘中心厚度约为一万光年，边缘厚约一千光年，直径约为八万光年。银盘周围有一些恒星，它们分布在近似球形的范围内，称为银晕。银晕直径约十万光年。银河系是在不断地转动着，银河系的运动称为银河系自转。银河两极（银极）与天极相距 62°角。由于银河系的自转才使银盘形成扁的铁饼形。银河系质量很大，约为太阳的1.4×10¹¹ 倍。它不仅包括二千多亿颗恒星，而且还含有大量的双星、星团、星云和星际物质等。
河外星系 银河系以外，人们观测到大约 10 亿个同银河系类似的天体系统，称为河外星系。按其外形和结构可分为：旋涡星系、棒旋星系、椭圆星系、不规则星系等。在夜晚，用肉眼能观测到的河外星系有仙女座星云和大小麦哲伦星云。
多重星系 有些星系聚合成大大小小的集团，有物理联系的两个星

系组成双重星系；由 3 个到 10 多个有物理联系的星系组成的星系集团，称多重星系。

本星系群 在宇宙间，星系分布不均匀，有的相互靠近，形成了成

群结队的星系“集团”，称为星系群。以银河系为中心，方圆 300 万光年范围内，包括大、小麦哲伦星云，仙女座大星云等三十多个河外星系的星系群，叫做本星系群。

星系恒星的巨大集团，称为星系。星系一般包括几十亿、几百亿到

一千亿颗以上的恒星。太阳所属的星系称为银河系。银河系和另外大约 10 亿个同银河类系似的天体系统——河外星系也都属于星系。

星云在夜晚星空中看到的云雾状天体。一般分两大类：位于银河系以内，多由星际气体和星际尘埃组成的星云，称银河星云。它是由于弥漫在星际空间稀薄气体及尘埃，在邻近恒星的微粒辐射和光辐射的压力下密集在一起形成的。银河系以外的星云，称河外星云，它是由几十亿，几百亿乃至上千亿颗恒星组成的巨大恒星集团，由于距地球极遥远，使人们看上去是云雾状光斑，而实际上它是在银河系外的和银河系同级的恒星系统。和恒星相比，云雾状星云具有质量大、体积大、密度小的特点。星云按形状可分为行星状星云、弥漫状星云和球状星云三大类。恒星和星云在一定条件下可以互相转化：星云在高温、高压等条件变化时，可以收缩而形成恒星，恒星到最后阶段，又可以大量抛射物质到宇宙空间，成为形成新的星云的原材料。
星团许多恒星在引力的相互作用下，簇聚在一个较小空间范围内的

稠密集团。星团分为疏散星团（已发现约 1000 个）和球状星团（已发现 125 个）两大类。研究星团对进一步认识天体演化有重要意义。

星系团 比本星系群更大的天体系统，包括几百至几千个星系集团，

称为星系团。离我们最近的星系团是室女座星系团，直径约 850 万光年，包

含有 2500 个星系。

总星系 天文学上，把目前所能观测到的最大范围内的各星系，总称为总星系。总星系包括存在于星系空间的各种天体和天体系统。范围约为以 360 亿光年为半径的球体。总星系是无限宇宙中的有限部分。
宇宙我国战国时的尸佼说过：“四方上下曰宇，往古来兮曰宙”。意思是说把天地上下四方定为宇，时间古往今来称为宙。宇宙就是无边无际

（无边界、无形状、无中心）的空间和无始无终的时间的总称。宇宙从时间和空间上，虽都是无限的，但它是由天数大小、质量、高度、光度、温度等方面存着千差万别的具体的天体所组成的物质世界。宇宙中的物质在不断地运动、变化和发展着。随着人类科学的进步，宇宙一定还会更多地为人类所认识。

恒星由炽热气体组成的、自己能发光、发热的球状或类似球状的天体叫恒星。恒星与我们地球的距离都很远，距地球最近的恒星是太阳（它的光到达地球需要 8 分多钟的时间），其次是半人马座中的比邻星（它的光到

达地球约需 4.2 光年），有的恒星远达几百或几千光年。恒星的亮度常用星等来表示，恒星越亮，星等越小。恒星表面的温度通常用有效温度来表示，由早 O 型的几万度到晚 M 型的几千度，差别很大。恒星的直径有的小到几公里量级，有的大到 10⁹ 公里以上。一般恒星的质量都很大，大约介于太阳质

量的百分之几到 120 倍之间，但大多数恒星的质量在 0.1—10 个太阳质量之间。恒星的密度量级大约介于 10⁹ 克/厘米 ³（红超巨星）至 10¹³—10¹⁶ 克/厘米 ³（中子星）之间。正常恒星的大气化学组成与太阳大气差不多，以氢、氦为主，但也有个别恒星的大气化学组成不同。恒星之所以能发光、发热，是由于它的内部温度高达几百万度乃至数亿度，在那里进行着不同的产能反应（一般为热核反应），并向外辐射大量的能量和抛射物质。一般认为恒星是由星云凝缩而成的，主星序以前的恒星因温度不够高，不能发生热核反应，只能靠引力收缩产生能量。进入主星序之后，中心温度高达 700 万度以上，开始发生氢聚变成氦的热核反应，这是恒星生命中最长的价段。氢燃烧完后，

恒星内部收缩，外部膨胀，演变为表面温度低而体积庞大的红巨星，并有可能发生脉动。那些内部温度上升到近亿度的恒星，开始发生氦碳循环。最后，一部分恒星发生超新星爆炸，气壳飞走，核心压缩成中子星一类的致密星而趋于“死亡”。恒星按光度级可分为：超巨星、亮巨星、巨星、亚巨星、主序星（或矮星）、亚矮星、白矮星；按分布上的相互关系又有双星、聚星、星团等之分；按演化发展的不同价段，可分为幼年期的红外星，壮年期的主序星，中年期的红巨星和老年期的白矮星、中子星等。恒星也都在不停地运动和变化着，由于它们距我们十分遥远，所以这种变化很难觉察，故而古人称它们为恒星。我们在夜空所看到的点点繁星，大多是恒星，肉眼可看到的恒星，全天有六千多颗。借助望远镜目前可看到几十万乃至几百万颗以上的恒星。

赫罗图 是由丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家 H·M·罗素创制的一种表示恒星光谱型和光度关系的图形。它以光度作为纵座标，光谱型

（或颜色）作为横座标，经过对一些恒星的测定和绘图，结果表明：多数星点都落在一条从左上至右下呈对角线的一条连续带上，其余的星（巨星）则形成小群。从而对恒星的光度和光谱型等作了明确的分类。同时借助于赫罗图还可以研究恒星的形成和演化。

主星序 又叫矮星序。银河系中大多数的恒星在赫罗图上都密集在由左上方（高温、强光度）至右下方（低温、弱光度）沿对角线的狭窄带状区域内，形成一个十分明显的序列，这个序列叫作主星序。
矮星序 即“主星序”。
主序星 位于主星序内的恒星叫主序星。由于它的光度比巨星和亚

巨星小，因此又叫矮星。主序星的质量约是太阳质量的约百分之几到约 60 倍，光度约是太阳光度的 10^-3 到大于 10⁵ 倍，半径比太阳小一个数量级到太阳的 20 倍左右。主序星的能量来源于核内由氢聚变为氦的热核反应。主序星阶段是恒星演化阶段中占时最长的阶段，一般称之为恒星的壮年期。

矮星即“主序星”。
巨星在恒星光谱分类中，光度级为Ⅲ的恒星叫巨星。它的光度比矮星强得多，但比超巨星弱得多。因此，在赫罗图上，巨星的横向分布从 O 型到 M 型，纵向分布介于主星序和超巨星分支之间。著名的巨星有大角、昴宿六等。许多双星和变星的子星都是巨星。现代流行理论认为，巨星将向红巨星阶段演化。
超巨星 指光度最强的恒星。它们的绝对目视星等亮于-2 等，在赫罗图上位于最上方。超巨星的质量有人认为应大于 5 个太阳质量。关于超巨星的年龄和演化问题，目前争论较多，尚无定论。
亮巨星 在恒星光谱分类中，光度级为Ⅱ的恒星叫亮巨星。它的光度比巨星强，但比超巨星弱。在赫罗图上的分布，介于超巨星和巨星之间。著明的亮巨星有猎户座的δ、狮子座ε等。
亚巨星 是指位于赫罗图上主星序右上方、介于巨星和主序星之间的一类恒星。其光度级为Ⅳ。现代恒星演化理论认为，亚巨星是由主序星演化而来的。
白矮星 是指那些光度低、温度高、密度大的一类恒星。据实测推

算，白矮星的半径近于行星，质量约为同光度主序星质量的 1.5 倍，而密度却高达 10⁵—10⁷ 克/厘米 ³。天狼星的伴星就是典型的白矮星。

亚矮星 是指比主序星稍暗的一类恒星。在赫罗图中，亚矮星构成一个单独的序列，恰好位于主星序（也称矮星序）的下面，因此叫作亚矮星序。光度级为Ⅵ。亚矮星的化学成分与主序星有所不同，一般说来，金属含量很低，只相当普通恒星的 1％左右。目前认为，亚矮星处于恒星演化的晚期，正向白矮星过渡。
红外星 某些恒星，其光谱中的主要能量部分位于红外区域内，这类恒星叫做红外星。也就是说，这类恒星不断向外辐射我们肉眼所看不见的红外线。红外星的主要特点是：体积很大（直径可达太阳的几百或几千倍），表面温度却很低（几百度，甚至几十度）。红外星中的一部分属于年轻的正在形成中的恒星，也有一部分属于年老的走向灭亡的恒星。
聚星由三、五个在相互关系上有一定物理联系的恒星所组成的多重恒星系统叫做聚星。有时也按其成员星的数目称为三合星（如北极星）、四合星等。
变星由于某些物理原因（如爆发、脉动）、几何原因（如交食、屏遮）或二者兼而有之（如交食加上两星间的质量交流）所引起的亮度发生变化的恒星叫变星。近年来又将光学波段的物理条件有变化（如光谱变星、磁变星）或化学波段以外的电磁辐射有变化（如红外变星、X 射线新星等）的恒星也叫做变星。我国《宋史》所载 1006 年 4 月 3 日出现的超新星变光始末的描述，是目前世界上公认的第一个变星记录。近百年来，对于变星物理的认识取得了很大进展，现在根据光变本质，将变星分为脉动变星、爆发变星和几何变星三大类。又按光变形态和物理原因细分为若干次型。到 1976

年为止，在国际天文学联合会编制的《变星总表》中、共记载有变星 25920 颗。对于变星的研究，有助于我们了解和研究恒星的演变和发展过程。

双星在空间，其视位置比较靠近的两颗恒星叫做双星。双星分为物理双星（由于彼此引力作用，而沿着轨道相互绕转的双星）和光学双星（远看彼此很靠近，实际上在空间相距很远，并不相互绕转的双星）。前者又叫真双星，后者又叫假双星。组成双星的两颗星均叫做双星的子星，较亮的子星称为主星，较暗的子星称为伴星。双星是恒星世界的普遍现象，是规模最小的恒星集团。对于双星的研究有助于测算一些恒星的质量、形状和大小、并能给人们提供认识恒星之间各种相互作用的条件，如引力相互作用等。天狼、南门二、心宿二、北斗一等都是著名的双星。
子星见“双星”。
主星见“双星”。
伴星见“双星”。
新星光度突然增加到原来的几万、几十万甚至几百万倍的爆发变星叫做新星。由于原来恒星亮度微弱，后来因本身爆发，突然增亮，引起人们的注意，而称之新星。新星爆发是由于恒星突然膨胀了几千倍，辐射表面积增大几万倍，造成亮度突然增加。当光度达到极大时，膨胀的气壳以每秒几百一两千公里的速度向外抛射物质。经过几个月或多达若干年，气壳逐渐散开消失，恒星亮度减弱而恢复到原来亮度，故新星又称“暂星”、“客星”。银河系内至今已发现 170 个新星。
超新星 光度突增到原来的 1000 万倍以上的新星。它是恒星最激烈的爆发现象。爆发结果是恒星完全瓦解成为星云，或抛射掉大部分质量，遗留下来的部分物质收缩为白矮星、中子星或黑洞，从而进入恒星演化的终结

阶段。在银河系里，已发现四颗超新星，其中，以 1054 年所发现的超新星最为著名，最近发现的蟹状星云就是超新星爆发的遗迹。

中子星 主要由简并中子组成的致密星叫中子星。其质量下限为 0.1

太阳质量，上限在 1.5—2 太阳质量之间，其半径典型值约为 10 公里。其结构大致是：外层有一厚约 1 公里的固体外壳，密度约为 10¹¹—10¹⁴ 克/厘米 ³，由各种原子核组成的点阵结构和简并的自由电子气所组成。由外壳向内是一层主要由中子组成的流体，密度约为 10¹⁴—10¹⁵ 克/厘米 ³，在这一层中，还有少量的质子、电子和μ介子。对于中子星的内部，目前只知其密度高达 10¹⁶ 克/厘米 ³，至于是何物态，目前尚无定论。中子量是在 1932 年发现中子后不久就提出的。一般认为中子量可能是超新星爆发的产物。

脉冲星 1967 年发现的一种高速自转的、有强磁场的中子星，因其

能发出极规则、而短促的无线电脉冲而得名。其脉冲周期短而稳定，约在0.033—3.745 秒之间，年变化率在百万分之一以内。由于中子星两极有固定的亮斑，因此每转动一周，亮斑发出的光束就给地球送来一个或两个脉冲信号，进而产生脉冲现象。脉冲星离地球很远，距离为 300 至 55000 光年，半

径为 10—30 公里，是一种很小很小的天体。

黑洞是广义相对论所预言的一种特殊天体。由于一定质量的天体物质，高度聚集在一很小的体积内，从而产生巨大的引力场，这一引力场足以捕获所有物质和辐射，以致它不发出任何的光线，而成为暗天体，故称黑洞。黑洞的基本特征是具有一个封闭的视界。所谓视界，就是黑洞的边界。外来物质和辐射都可被其吸引进入视界以内，而视界以内的任何物质都难以逃脱其吸引范围跑到视界以外去。
类星体 于二十世纪六十年代初发现，目前认为是星系一级的天体。其主要特征是：在天文照相底片上为一恒星状（点状）天体，发射较强的紫外光和红外光，光谱中有宽度较大的发射线，发射线有红移现象，而且是已知天体中红移量最大的。有些类星体不仅有较强的光学辐射，也有较强的无线电辐射，这种类星体又称为“类星射电源”。
亮度在天文学中，天体亮度指天体在观测点和视线垂直的平面上所生的照度。常用视星等表示。
星等表示天体相对亮度的等级。古代天文学家把全天肉眼可见的

星，按其感觉亮度分为六等。最亮的 20 颗星定为一等，最暗的定为六等。一

等星的平均亮度是六等星的 100 倍。星等相差一等，其亮度相差 2.512 倍。因而星等值愈小，其亮度愈大。目前星等范围从最亮的太阳为—26.74 等，到最暗的 25 等星。星等按其探测器的不同，又可分为目视星等、照相星等、仿视星等、光电星等、热星等等各种星等系统。

视星等 经天体光度测量所得到的星等同天体的距离有关。一颗很亮的星，可能由于距离远而显得很暗，成为星等值很大的星；而一颗实际上很暗的星，可能由于距离近而显得很亮，成为星等值很小的星。因此，星等反映的仅仅是天体的视亮度，而不是天体的真正亮度，故称为视星等。
绝对星等 假定把所有天体统统放到相同距离（标准距离为 10 秒差

距或 32.6 光年）处，所具有的视星等叫绝对星等。太阳的绝对星等为 4.83 等，是一颗肉眼可见的较暗天体。绝对星等反映了天体的光度。

光度表示天体的真实亮度。对于太阳和恒星来说，其定义为每秒钟内从整个表面发射出来的辐射能量，以尔格/秒为单位。恒星的光度也常以太

阳的光度为单位表示。如天狼星的光度为 34 个太阳单位。天体光度常用“绝对星等”表示。

星座人们为了便于认识恒星，从古代起就把天球划分成若干区域，这些区域称为星座。星座是以本区域中较亮的星及其邻近的恒星联合组成各种图形，多以动物或希腊神话中的人物来命名。如大熊座、仙后座、御夫座。按照国际规定，整个天球分成 88 个星座。这 88 个星座按在天球的不同位置和恒星出没的形式，又划成五个大区域。即拱极星座、北天（40°—90°）星座、黄道十二星座（天球上黄道附近星座）、赤道带星座（10 个星座）、南天（—30°——90°）星座。
大熊星座 拱极星座之一。中心位置：赤经 11 时 30 分，赤纬 55°。北斗七星就是大熊星座中的七颗亮星，是北极附近最容易认识的星座，为航海及测量者的标志。七星按希腊字母顺序排列，中国古代称七星为天枢、天璇、天玑、天权、玉衡、开阳、摇光，它们组成一个带把的勺子形，故又称勺星。“勺星”的柄所指方位，随季节、时间而改变，“九月勺柄指向西，春分时节柄指东”。
北斗七星 大熊座中排列成斗形的七颗亮星叫北斗七星。它们分别是大熊座中的天枢（α）、天璇（β）、天玑（γ）、天权（δ）、玉衡（ε）、开阳（ζ）和摇光（η）。北斗七星中，除天权是三等星外，其余均为二等星。北斗七星离北天极不远，又很容易视别，因此人们常用它来作为指示方向和认识北天其它星座的标志。若将天璇和天枢联结起来，并沿天璇至天枢的方向延长五倍，便可找到北极星。所以天枢和天璇又叫指极星。北斗七星离我们的远近不等，大致在 60—200 多光年之间。由于恒星自行的缘故，北斗七星的形状也在发生缓慢的变化。北斗七星的斗柄指向，随着季节而有变化，一般所说的“斗柄东指，天下皆春；斗柄南指，天下皆夏；斗柄西指，天下皆秋；斗柄北指，天下皆冬”。正是这一现象的写照。所以，根据北斗七星在星空中位置的变化，还可以了解四季的交替与变化。
小熊星座 最靠近北天极的星座。北天极即在座内。因七颗主要的星排列成斗状，很象北斗，但星光较暗，又称“小北斗”或“小水勺”（北斗七星称“大水勺”）。斗柄末端α星，即北极星，属三合星，又是变星，星等从 1.96 变到 2.05。斗魁内的β星（中名帝星）为 2 等星，γ星（中名

太子）是三等星，叫“护极星”。此座内 4 等星以上的星共有 7 颗。

北极星 即小熊座中的α星，中国星名是勾陈一或北辰。北极星距我们约 400 光年，自行为每年 0″.046。它是最近一段时期内距北天极最近的一颗亮星，距极点不足 1°，因此，对于地球上的观测者来说，它好象不参与周日运动，总是位于北天极处，因而被称为北极星。由于岁差，天极以约 26000 年的周期绕黄极运动。因此，北极星也不是固定一颗不变的，公元

前 2750 年前后，天龙座α星曾是北极星；小熊座α星成为北极星只是近千年

来的事；公元 4000 年时，仙王座γ星将成为北极星。北极星是由三颗星组成的三合星，其中的主星甲是离我们最近的一颗造文变星。

仙后座 拱极星座之一。中心位置：赤经 1 时，赤纬 63°。在拱极

天区内和大熊座遥遥相对。座内 5 颗亮星ε、δ、γ、α和β（中名“阁道二”、“阁道三”、“策星”、“王良四”、和“王良一”）如用直线联结，则形似“W”形。因此亦称 x 星座。从仙后座α星向仙后座另一星χ星联线加以延长，可以找到北极星。

天鹰座 赤道带星座之一。中心位置：赤经 19 时 40 分，赤纬 3°。天鹅座之南，人马座以北，大部分在银河内，座内α星即中国古称牛郎星（中名河鼓二）与天琴座织女星隔河相对。β星（河鼓一）、γ星（河鼓三）与α星联成一线，遥指织女星。
牛郎星 “牵牛”星的俗称。牵牛是“河鼓二”的古星名，为“天鹰座α星”。是夏秋夜空中的著名亮星。白色，星等 0.77，光度约为太阳的8 倍，表面温度约 7000℃。距离 16.3 光年，与“织女”隔银河相对。
天琴座 北天星座之一。中心位置：赤经 18 时 50 分，赤纬 36°。在天鹅、天龙、武仙三座之间。α星的中国名为“织女一”，隔银河与天鹰座的牵牛星（牛郎星）相对。是白亮的 0 等星；β星（中名“渐台二”）是有名的食变星；这里还有环状星云，名曰 M57。
织女星 古星名。是天琴座α星。白色，0.04 星等，在银河西，与牵牛星隔“河”相对。距地球 26.4 光年，直径是太阳 3.2 倍，光度比太阳大

50 倍，表面温度 8900℃。

金牛座 黄道十二星座之一，在英仙和御夫两座之南，猎户座之北。

中心位置：赤经 4 时 20 分，赤纬 17°。金牛座亮于四等的星有 28 颗。

半人马座 南天星座之一。在室女座之南，天蝎座之西南。α星（中

名南门二）是黄色 1 等星，它与另两颗星组成了一个聚星系统。其中之一就

是 11.3 星等的比邻星。它们是除太阳外离地球最近的恒星，有 4.2 光年。半

人马座中心位置是赤经 13 时，赤纬—47°。亮于 4 等星的恒星有 28 颗之多。

牧夫座 是北天中纬度星空的主要星座之一。中心位置在赤经 14

时 40 分，赤纬 33°。每年六月的 21 时左右出现在天顶附近。其中的α星是一颗 0 等星，中国称为大角，位于天赤道以北大约 20°处。

飞马座 是北天中纬度星空的主要星座之一。中心位置在赤经 22 时 40

分，赤纬 21°。它的三颗主要亮星与仙女座中的α星构成一个巨大的正方形。每年秋季，此正方形在黄昏时出现在北半球中纬度的天顶附近，是秋季星空的重要特征。
人马座 是黄道星座之一。中心位置在赤经 19

时，赤纬—28°。是银河系的中心所在，也是北半球所谓冬至点的所在。除北纬 53°以北地区外，我国全境在夏秋两季的黄昏均能看到。
天蝎座 是黄道星座中位置最南的一个星座。中心位置在赤经 16

时 40 分，赤纬—36°。其中的α星（中国名称为“心宿二”）星光呈红色，我国古代称之为“大火”。天蝎座范围广、明星多，是北半球夏夜星空最引人注目的星座。

天鹅座 北天主要星座之一。中心位置在赤经 20 时 30 分，赤纬 44

°。星座中的主要亮星排列成十字形，因此它别称为“北十字”（因南天有一南十字座，以示区别）。其中的α星（中国名叫“天津四”）是一颗一等星。天鹅座在北半球的夏季黄昏时，出现在中纬度天顶附近。

星图

把分布在天球上的恒星，按它们在球面上的视位置投影在平面上的图。是根据当地的地理经纬度绘制的。可以在任何指定日期和时刻找到所需要的天空星座的星图，叫“活动星图”。
太阳

太阳系的中心天体，是银河系中一颗普通的恒星。通过对太阳光谱的分析得知，太阳的化学成分主要是氢（约占总质量的 71％）、氦（约占总质量的 27％），其它元素约占总质量的 2％。在太阳中心区进行着剧烈

的氢核聚变反应，释放出大量的能量，并以辐射的形式稳定地向空间发射，因此它是地球和整个太阳系中天体的光和热能的主要来源。我们直接观测到的只是太阳的大气层。从里向外分为光球、色球和日冕三层，这三层大气都处于局部的激烈运动之中。太阳也在不断地运动和变化，除自转运动外，还要率领太阳系的成员以 19.7 公里/秒的速度作本动，同时还要以 250 公里/

秒的速度围绕银河系中心旋转。目前认为，太阳及其行星是在约 50 亿年前，由星际物质云在引力作用下，逐渐收缩凝聚而形成的。在此以后，它将从目前的黄矮星阶段变为红巨星，然后再转为红超巨星。待太阳内部的核能源耗尽后，将转为白矮星，最后成为一个不发光的、处于简并态的冷“黑矮星” 而宣告生命的终结。太阳的寿命估计可达 100 亿年。现将太阳的一些基本数据列表如下：

日地平均距离 149，598，000 公里

平均角直径 31′59″.3

半径 696，000 公里

扁率 0″.05

质量 1.989×10³³ 克

平均密度 1.409 克厘米 3

总辐射功率 3.83×1033 尔格秒

有效温度 5，770K

26.9 天（赤道）

自转会合周期

31.1 天（极区）

光谱型 G2V

目视星等 -26.74 等

绝对目视星等 4.83 等

表面重力加速度	2.74×10⁴ 厘米/秒 ²
表面逃逸速度	617.7 公里/秒
中心温度	约 1.5×10⁷K
中心密度	约 160 克/厘米 ³
中心压力	约 3.4×10¹⁷ 达因/厘米 ²
年龄	5×10⁹ 年

光球我们平时所看到的非常耀眼的太阳圆面叫光球。它是太阳大

气的最低一层，即一般用白光所观测到的太阳表面，厚度仅 500 公里左右。我们所接收到的太阳能量基本上是从光球发出来的。光球表面虽然十分明亮，但各部分的亮度并不很均匀。在非扰光球中布满了米粒组织，估计总数达 400 万颗，平均寿命只有 8 分钟。在光球的活动区，还有太阳黑子、光斑，偶尔还有白光耀斑。它们的亮度、物理性状和结构都相差很大。在非扰光球上平均每平方厘米每秒发出的辐射流量是 6.3×10¹⁰ 尔格，由此可以推算出光球的有效温度是 5770K。光球的温度随高度而不同，从内部向外温度逐渐降低。光球和物质密度约为 10-7 克/厘米 3，气体压力大致等于 10⁵ 达因/厘米 ²。

色球在光球外面有一层玫瑰红色的太阳大气称为色球，它是太阳

大气的中间一层，介于光球和日冕之间。平时色球和日冕都淹没在蓝天之中不易看到，只有在日全食时才能看到它瑰丽的本色。色球层几乎是透明的，比光球的密度要小得多，而且没有明显的边界，平均厚度约一万公里，主要由氢、氦、钙等离子所组成，温度自下而上由 5000 度上升到几十万度。色球是一个充满磁场的等离子体层，由于磁场的不稳定性，时常产生剧烈的耀斑爆发，以及与耀斑共生的日珥、冲浪、喷焰等许多动力学现象。

日冕

从色球层的边缘向外，延伸到几个太阳半径，甚至更远处的太阳大气最外层，叫做日冕。日冕是由非常稀薄的、完全处于电离状态的等离子体组成，其中主要是质子，高度电离的离子和高速的自由电子。日冕的温度高达一、二百万度。我们只有在日全食时才能观测到日冕。其形状与太阳活动有关。在太阳活动极大年时，日冕形状接近于圆形；在较为宁静的年份比较扁。其直径大致为太阳视圆面直径的 1.5—3 倍以上。
米粒组织

在太阳的光球层中气体的对流所引起的一种在日面上呈现为米粒状的明亮斑点，镶嵌在较暗的条纹中，称为米粒组织。它们在太阳光球层上的实际直径往往达 700—1400 公里。中心温度比边缘至少高 100

度。平均寿命约为 8 分钟，个别可达 15 分钟。米粒的亮度随高度而变化，各个米粒组织的亮度也不尽相同。

太阳活动

太阳大气的各层中，所出现的黑子、光斑、谱斑、耀斑、日珥等现象总称为太阳活动。太阳活动是太阳表层物质运动和变化的结果，并不涉及太阳本体的基本稳定。太阳活动有极大年和极小年，一般以太阳黑子的多少而定，但平均周期约 11 年。在太阳活动强盛时，由于从太阳上发射出大量的紫外线、X 射线、微粒流以及强射电波，从而扰乱电离层，使地面的无线电短波通讯受到影响，甚至会暂时中断。太阳抛出的带电粒子流，会使地球磁场发生扰动，产生“磁爆”现象；在两极还有极光出现。不仅如此，太阳活动还会使气候异常，导致地震发生，威胁宇宙航行，甚至影响到人体的健康和生物的生长。
太阳黑子

太阳光球上经常出没的一些暗黑色斑点叫太阳黑子。它是太阳活动的基本标志之一。由于太阳黑子的温度比它周围光球的温度要低1500°K 左右，因此在明亮的光球表面呈暗黑色斑点。充分发展的黑子是由较暗的核（本影）和围绕它的较亮的部分（半影）构成的，形状很象一个浅碟，中间凹陷约 500 公里。太阳黑子大多成群出现，每个黑子群由几个到几十个黑子组成，最多可达一百多个。黑子的寿命一般不长，仅一天左右，个别的可达一个月或一年以上。太阳黑子出现的数目有的年份多，有的年份少，我们把太阳黑子最多的年份叫做太阳活动极大年；最少的年份叫做太阳活动极小年。前一次活动极大年到再次出现活动极大年的平均周期约为 11 年。太阳黑子在日面上的分布有着一定的规律：表现为东西分布的不对称性（东半边比西半边多）和纬度分布的不均匀性。关于太阳黑子，我国最早在《淮南子》中就有记载。《汉书·五行志》中对公元前 28 年出现的大黑子记录得更为详细，不仅记录了黑子出现的日期，而且还描述了黑子的形状、大小和位置。而欧洲人 1610 年才开始用望远镜观测黑子。
光斑

在太阳光球上出现的比周围更为明亮的斑点或条纹叫光斑。它是太阳活动之一。光斑的平均温度比周围高 100°左右，亮度大 10％左右。平均寿命只有半小时。光斑的活动与太阳黑子密切有关。它比黑子早出现几小时或几天，而消失又远在黑子之后。光斑和黑子一样，也有一个 11 年的活

动周期，但光斑的纬度活动范围要比黑子宽 15 度左右。光斑向外延伸到色球就是谱斑。

日珥
在色球层中，有时向外猛烈地喷射出火红色的气柱，这种突出在日面边缘部分的太阳活动现象叫日珥。日珥比太阳圆面暗弱得多，在一般情况下被日晕所淹没，不能直接看到，只有在日全食时，肉眼才能见到。1842 年 7 月 8 日的日全食，留下了最早的、明确的日珥观测记录。日珥的形状变化万千，有的象浮云、有的似喷泉，还有的似拱桥、火舌、篱笆、草丛等。大小也很不一致，一般长约 200，000 公里，高约 30，000 公里，厚约 5， 000 公里。它主要存在于日冕中，但下部常与色球相连。日珥在日面上的分

布，以低纬度地区为主。其数目和面积均与 11 年的太阳活动周期有关。日珥的主要成分也是氢和氦。温度约为 7000K。关于日珥成因目前尚无定论。

谱斑

在太阳色球层中出现的一些增亮区域叫谱斑，是色球层中的太阳活动现象。它与光斑十分相似，其位置也大致相同。谱斑的线度大小从几千公里到几十万公里，其形状、结构、亮度等时常在变化，寿命长短不等，长的可持续几个太阳自转周。谱斑的活动也与黑子有密切联系，大部分谱斑附近都有黑子群；谱斑一般比黑子先出现、晚消失；黑子多时，谱斑也较多、较大、较亮；异常明亮的谱斑出现预示着不久将有黑子出现。
耀斑也叫“色球爆发”。是色球层中的太阳活动现象。由于某种

原因，在短暂的时间内（约 10²—10³ 秒），释放出大量的能量（10³⁰—10³³ 尔格），从而引起局部区域在瞬时内出现加热、增亮以及各种电磁辐射和粒子辐射（质子、电子、中子等）突然增强。这种突然爆发出的相当明亮的斑点叫做耀斑。耀斑的寿命很短，多数只有几分钟，最长的也不过几小时，它和黑子相似，也有一个 11 年的活动周期。耀斑的活动与黑子的活动密切相关，黑子出现多的时候，也是耀斑出现较多的时候。

太阳风 从太阳的外层大气，不断地发射出来的、稳定的粒子流，

这种连续的粒子流好象是从太阳向外刮出的一股“风”，所以称为太阳风。太阳风是由于日冕部分具有极高的温度，作用于日冕气体上的引力不能平衡压力差，日冕中就很难维持流体静力平衡，因此稳定地向外膨胀。处于热电离状态下的气体粒子连续不断地向外流出，这样就形成了太阳风。太阳风中质子流的温度平均约 4×10⁴K，速度约 450 公里/秒，理论上推出的太阳风的边界大约在 25—50 个天文单位之间。太阳风的主要成分仍然是氢和氦。黑子等太阳活动频繁时，太阳风的强度和速度也相应地加大。彗尾的形成与太阳风有关，同时在太阳风的影响下，还产生“磁爆”等现象。
磁爆

地磁场的强烈骚动叫磁爆。平均每年可发生十次左右，而且往往发生在太阳活动较为强烈的时候。发生磁爆时，在向着太阳一侧的地球磁层顶部，由于太阳风的速度或太阳风中等离子体微粒的密度显著增加，使向着太阳一侧的磁层顶由通常距地心 8—11 个地球半径被压缩到距地心只有

5—7 个地球半径。此外，在磁爆发生时，高纬地区常常伴有极光现象；无线电通讯也将受到严重的干扰。

极光

是出现在高纬度地区上空大气中的一种彩色发光现象。一般呈带状、弧状、幕状或放射状。这些形状有时比较稳定，有时在连续地变化。极光的出现与太阳活动有关。极光是由来自太阳活动区的高能带电粒子流，使高层大气分子或原子激发或电离而产生的。由于磁场的作用，故极光常见于高磁纬地区。
行星

在椭圆轨道上环绕太阳运行的，近似球形的天体叫行星。行星的质量比太阳小得多，本身一般不发可见光，它以表面反射太阳光而发亮。在太阳系中目前已发现的行星有：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星九大行星。除太阳系外，邻近的恒星，很可能也有行星存在。太阳系中根据九大行星质量、大小、化学组成等特征，又可分为三类：（1）类地行星与地球相类似的行星，包括水星、金星、地球和火星。它们距太阳近，体积、质量都小，平均密度大，表面温度较高，金属元素含量高，卫星少或没有。（2）巨行星包括木星和土星（亦称类木行星）。距太阳较远，体积、质量都很大，平均密度小，表面温度低，主要由氢、氦、氖等物质构成。卫星数目多，并且有光环。（3）远日行星包括天王星、海王星和冥王星。距太阳远，表面温度最低，在—200℃以下，平均密度介于前两类之间，表层气体以氢和甲烷为主，有卫星，天王星也有光环。另外，根据行星在地球轨道的内外，又可分为内行星和外行星。轨道在地球轨道以内的行星称为内行星。如水星、金星；轨道在地球轨道以外的行星叫做外行星。如火星、木星、土星、天王星、海王星、冥王星。用肉眼观察行星与恒星有较大的区别，主要表现在行星有明显的位移，没有闪烁现象等。
类地行星 见“行星”。
巨行星 见“行星”。
远日行星 见“行星”。
内行星 见“行星”。
地内行星 即“内行星”。
外行星 见“行星”。
地外行星 即“外行星”。
行星的视运动

行星由于地球的自转和公转，以及本身的绕日运动，使其对于恒星的相对位置不断地发生变化，我们在地球上所看到的这种行星运动，叫做行星的视运动。行星的视运动与太阳、月球在天球恒星背景上的相对运动情况不大相同。太阳、月球的运动方向始终是朝东的，而行星的运动方向有时朝东，有时朝西。这是由于地球和行星两者的公转运动合成后在天球上的反映。行星朝东运动称为“顺行”；朝西运动称为“逆行”。顺行与逆行之间的转折点称为“留”。行星运动的主要方向是顺行。行星相对恒星背景运动一周所经历的时间叫做行星运动的恒星周期；行星按同一方向连续两次经过同一距角位置所经历的时间叫做行星运动的会合周期。
顺行见“行星视运动”。
逆行见“行星视运动”。
留见“行星视运动”。
行星运动的恒星周期 见“行星视运动”。
行星运动的会合周期 见“行星视运动”。
距角

以地球为中心，地球和行星的连线与地球和太阳的连线之间相交的角度在黄道上的投影，叫做行星的距角。地内行星和地外行星的角距变化情况有所不同。地内行星距太阳比地球近，它在任何位置上的距角都不会超过某一数值，因而只会出现“合”的现象，而不会出现“冲”和“方照” 现象。例如金星的最大距角为 48°，在天球上它有时位于太阳以东，日落后不久出现在西方地平线附近，称为昏星，俗称长庚星；有时位于太阳以西，

日出前不久出现在东方地平线附近，称为晨星，俗称启明星。地外行星由于距太阳比地球远，因此在一个会合周期内距角可从 0°—360°，可以出现一次冲、一次上合和两次方照。

大距
地内行星在运行中与太阳之间的距离不会超过某一限度，这一限度称为地内行星的大距。地内行星位于太阳以东的一次大距称东大距；位于太阳以西的一次大距称为西大距。例如，金星在大距时，距角变化在 45

°—48°之间，在东大距前后，金星在黄昏时出现在西方地平线附近；在西大距前后，金星在黎明时出现在东方地平线附近。

合距角为

0°时称为“合”。行星位于地球和太阳之间时称为下合；行星和地球分别位于太阳两侧时称为上合；行星与地球同时位于太阳的一侧时称下合“合”时，行星与太阳的黄经相等，行星与太阳同升同落，行星为太阳光辉所淹没，此时不便对行星进行观测。地内行星在一个会合周期内有两次合，一次上合、一次下合。地外行星仅有一次上合。
冲距角为

180°时称为“冲”。在行星轨道近日点附近出现的冲称为大冲，此时地外行星距地球最近，而且与太阳正好成 180°，太阳西落，行星东升，整夜可见，十分明亮，是观测外行星的极好机会。
方照距角为 90°时称为“方照”。行星在太阳以西时称为西方照；

在太阳以东时称为东方照。只有地外行星才有“方照”现象。
水星是太阳系中最靠近太阳的一颗行星。我国古代又称之为辰

星。它与太阳的平均距离为 0.39 个天文单位。水星的半径约为 2440 公里，是地球半径的 38.3％；体积是地球的 5.62％；质量为 3.33×10²⁶ 克，是地球的 5.58％；平均密度为 5.46 克/厘米 ³，比地球略小；表面重力加速度为373 厘米/秒 ²；平均密度在九大行星中仅次于地球，内部有一铁核约占水星质量的 70—80％，铁核外面有一层厚约 500—600 公里的硅酸盐层。水星表面的大气极为稀薄，大气压小于 2×10^-9 毫巴，大气的成分主要有氦、氢、氧、碳、氩、氖、氙等。水星表面的昼夜温差很大，白天阳光直射处，温度可达 700K，夜晚冷到 100K。根据美国发射的行星探测器“水手” 10 号三次经过水星（1974 年 3 月 29 日、9 月 21 日、1975 年 3 月 16 日）时探测得知，水星表面很象月球，也分布着大大小小的许多环形山，还有平原、裂谷、盆地等各种地形。水星公转轨道的偏心率仅次于冥王星（为 0.206），因此公转轨道扁而长。同时公转轨道面与黄道面之间的夹角也较大（为 7°），同样仅次于冥王星。水星公转一周为 87.969 日，自转一周为 58.646 日，恰好是公转周期的三分之二。由于水星不发光，是靠反射太阳的光辉而发亮的，因此，通过望远镜，我们可以看到水星有类似月球似的月相变化。水星没有天然卫星。

金星是太阳系中九大行星之一。按离太阳由近及远的顺序来说为

第二颗。与太阳的平均距离为 0.723 天文单位。我国民间称之为“太白”或“太白金星”。由于它是一颗地内行星，故而有时凌晨出现在东方，为晨星，我国古代称“启明星”；有时黄昏出现在西方，为昏星，我国古代称“长庚星”。自 1961 年以来，苏联和美国先后发射了 14 个行星际探测器飞向金星，从而大大增加了人们对金星的认识。金星同地球十分相似，也是一个有大气层的固体球，只是大气中二氧化碳的含量在 97％以上，其它还有少量的氮、氩、一氧化碳、水蒸汽、氯化氢、氟化氢等。金星的半径约 6050 公里，为地球半径的 95％；质量约为 4.87×10²⁷ 克，约为地球的 81.5％；平均密度约

为 5.26 克/厘米 ³，相当于地球的 95％。金星大气中的二氧化碳，产生了强烈的温室效应，使得金星表面的温度高达 465—485℃，而且基本上没有地区、季节、昼夜的区别。金星的公转轨道偏心率只有 0.007，是一个很接近于圆的椭圆，轨道面与黄道面之间的夹角仅 3°.4′，接近重合。公转的周期为 224.7 日。金星是太阳系中唯一逆向自转的行星，自转周期为 243±1 日。关于金星的内部结构，目前还没有第一手资料，从理论上推算，与地球十分相似，外面一层是主要由硅化合物组成的薄“壳”，中间是主要由硅、氧、铁、镁等的化合物组成的“幔”，内部有一个半径约 3100 公里的铁-镍“核”。金星上稠密的大气还造成一个奇特的光学现象，即大气折射使接近地平线的太阳光弯曲 180°，因此在金星上，即使背向太阳，也可欣赏“日落东山”的奇特景象。与水星一样，金星也没有天然卫星。

启明星 即“金星”。
长庚星 即“金星”。
火星是太阳系中九大行星之一。按离太阳由近及远的顺序为第四

颗行星。与太阳的平均距离为 1.52 个天文单位。由于火星荧荧如火，亮度常变，位置不定，令人迷惑，所以我国古代称之为“荧惑”；在古代罗马，因它带有血红色，所以用战神玛尔斯命名。1964 年以来，美国对火星发射了多个探测器。此外，苏联 1962 年以来，也多次发射“火星号”系列探测器。这

些探测大大丰富了人们对火星的认识。火星的赤道半径为 3395 公里，为地球的 53％；体积为地球的 15％；质量为地球的 10.8％。表面重力加速度为地球的 38％。火星上也存在着大气，主要成分有是二氧化碳约占 95％，氮约占3％，氩为 1—2％，一氧化碳和氧约占 1％，还有极少量的臭氧和氢，水汽的数量很小、平均约占大气总量的 0.01％，而且随季节和位置有所变化。火星表面的平均温度比地球低 30℃以上，昼夜温差常超过 100℃。火星公转轨道面与黄道面的交角为 1°.9，轨道偏心率为 0.093，公转周期为 687 天。火星的自转与地球很相似，周期为 24 小时 37 分 22.6 秒。赤道面与轨道面的交角为 23°59′，因此火星上也有四季变化。火星表面最引人注目的是，在两极地区覆盖着白色的极冠，其大小随季节发生着变化。经探测器的多次考察确认，极冠中既有水结成的冰也有二氧化碳凝结形成的干冰，其温度在—70℃

——139℃之间。除此以外，火星上还有环形山、火山（其中奥林匹斯火山直径约为 600 公里，高出周围地面 26 公里，是太阳系中最大的盾形火山）、峡谷、河床等地理特征。火星内部也有与地球相类似的核、幔、壳的结构。所不同的是，火星的核内几乎全部为硫化铁，很少有游离状铁。火星有两个天然卫星，即火卫一和火卫二。它们是在 1877 年火星大冲时，被 A·霍尔发现的。在太阳系中，火星与地球十分相象，火星上是否有生命，这是一百多年来人们十分关注的问题。近年来，通过行星际探测器的直接考察表明：火星上是一个极其荒凉的世界，那里没有液态的水，大气极为稀薄，又非常寒冷。火星表面没有可以觉察到的植物或动物存在，目前它的外部条件也不适于较高级形式的生命存在。因此，火星上存在生命的可能性是极其微小的。

木星是太阳系九大行星中最大的一颗，按离太阳由近及远的顺序

为第五颗。它与太阳的平均距离为 5.2 个天文单位。中国古代称“岁星”，西方人用罗马主神“尤皮特”的名字称呼。木星是夜空中亮度仅次于金星的亮星。木星的赤道半径为 71400 公里，为地球半径的 11.2 倍。体积是地球的

1316 倍。质量是 1.9×10³⁰ 克，相当地球质量的 300 多倍。平均密度很小，

只有 1.33 克/厘米 3；重力加速度赤道上为 2707 厘米/秒 ²，两极为 2322 厘米/秒 ²。木星也有浓密的大气，大气中氨和甲烷的含量比例与太阳大气相似，氦的含量是氢的 10％，还发现有少量的碳、氧、铁、硫等。用望眼镜观测发现，木星大气中有一系列与赤道平行的、明暗交替分布的云带。亮的叫带，暗的叫带纹。这些云带的结构复杂，形状、亮度、颜色也在不断地变化着。这些云带可能是凝冻的氨晶体所组成。木星表面还有鲜明颜色引人注目的大红斑，这些红斑有大有小，有的浓艳、有时暗淡，而且还沿一定的方向漂移。因此，目前认为它很可能是巨大的风暴旋涡。大红斑一般寿命很长，小红斑一般仅两年光景。木星公转轨道的偏心率为 0.048，轨道面与黄道面的交角仅有 1°.3，公转周期为 11.86 年。木星自转周期，赤道部分为 9 小时 50 分

30 秒，两极地区稍慢，在九大行星中，木星自转周期最快，因此，星体的扁率相当大，达 0.0648。木星的赤道面和轨道面之间的交角仅 3°05′，也就是说，木星自转轴几乎垂直轨道面。目前已确认的卫星有 13 个。其中木卫一至木卫四，是 1610 年意大利天文学家伽利略发现的。1892 年，美国天文学家巴纳德，在木卫一轨道内发现了木卫五。其它卫星是在 1904 年以来用照相方法陆续发现的，它们都在木卫四以外的轨道上运行。1979 年，美国学者宣布发现木卫十四，1980 年又有人宣布发现木卫十五、木卫十六，但均未得到进一步的证实。1979 年 3 月 4 日经行星际探测器发现木星也有光环，外环较亮，内环较暗，由黑色的块状物体组成。

土星是太阳系九大行星之一，按离太阳由近及远的顺序为第六

颗。与太阳的平均距离为 9.539 个天文单位。我国古代称为填星或镇星。古代西方人用罗马农神萨图努斯命名。在九大行星中，土星的大小和质量仅次于木星，占第二位，同属巨行星。它的体积是地球的 745 倍；质量是地球的

95.18 倍；平均密度为 0.7 克/厘米 ³；表面重力加速度为地球的 1.15 倍。土星的大气以氢、氦为主，并含有甲烷和其它气体。土星表面的温度约为—140

℃。土星象木星一样被一些色彩斑烂的云带所缭绕，这些云带比木星云带规则得多，但色彩不如木星云带那样艳丽。除此以外，土星还有着美丽的光环，由许多围绕行星运转的小物体构成，因反射太阳光而发亮。光环物质总量约等于土星质量的百万分之一。经“先驱者”11 号探测，土星的光环有若干，目前所发现的 G 环，其范围已伸展到离土星中心大约 10—15 个土星半径处。土星公转轨道的偏心率为 0.055，轨道倾角为 2°.5，公转周期为 29.5 年。土星自转很快，赤道处为 10 时 14 分，两极为 10 时 38 分，自转轴的倾角为

26°44′。到目前为止，已发现土星有 23 个卫星，是太阳系中卫星最多的一颗行星。其中土卫六是太阳系中居第一位的大卫星。

天王星 是太阳系九大行星之一。按离太阳由近及远的顺序为第七

颗。与太阳的平均距离为 19.28 个天文单位。天王星是 1781 年英国学者赫歇

耳发现的。天王星的体积为地球的 65 倍，在九大行星中仅次于木星和土星。

质量为 8.742×10²⁸ 克，为地球质量的 14.63 倍，仅次于木星、土星和海王

星。平均密度为 1.24 克/厘米 ³，表面重力为地球的 1.17 倍。天王星公转轨道的偏心率为 0.05，轨道倾角仅 0°.8，公转周期为 84 年。天王星自转周期是 24±3 小时，它的赤道面与轨道面的倾角为 97°55′，自转轴几乎倒在轨道面上，所以它是躺着转的，其中一个极点正对太阳。由于天王星离日太远，所以表面温度只有-211℃。天王星存在着浓密的大气，大气的主要成分是氢和甲烷。天王星和土星一样，也有美丽的光环，它是 1977 年 3 月 10 日在观

测天王星掩恒星现象时偶然发现的。目前天王星有 5 个卫星，它们都是逆向卫星。

海王星 是太阳系中九大行星之一，按同太阳的距离由近及远排列

为第八颗。它的亮度为 7.85 等，必须借助望远镜才能见到。海王星是 1846

年德国的伽勒根据法国勒威耶的计算结果而发现的。它的赤道半径为 24750

公里，是地球赤道半径的 3.88 倍。海王星的自转较快，致使形状变扁，扁率

为 0.0259。它的极半径比赤道半径短 641 公里。其体积约为地球体积的 57

倍；质量为地球质量的 17.22 倍；平均密度 1.66 克/厘米 ³ 表面重力加速度比地球略大，两极为 1180 厘米/秒 ²，赤道上为 1100 厘米/秒 ²。海王星的大气成分以氢、甲烷和氨为主。表面温度很低，有效温度只有 46°K。海王星绕太阳公转的轨道平面与黄道平面之间的夹角很小，只有 1°.8，轨道的偏心率不到 1％，近于正圆。公转周期约 164.8 年。海王星本身也有自转，它的自转是顺行的，自转周期为 22 小时左右。它的赤道面与黄道面之间有 28

°48′的夹角，比地球的黄赤交角略大。海王星上也有一年四季的变化，不过比地球上的一年要长得多，冬夏的温差也不及地球上明显。海王星有两个卫星，海卫一是 1846 年由英国的拉塞尔发现的，它是一逆行卫星，而且是太

阳系中质量最大的卫星。海卫二是 1949 年由美国柯伊柏发现的，它的轨道偏心率（0.75）在太阳系卫星中名列第一。

冥王星 是太阳系九大行星中距太阳最远的一颗，它与太阳的平均

距离为 39.44 个天文单位。也是九大行星中最小的一颗。冥王星是自 1846

年海王星发现后，经许多人推算，观测，于 1930 年初被美国汤博发现的。由

于冥王星的视角径很小，因此其线直径至今仍未定准，目前公认值是 2400—

2900 公里，常采用 2700 公里。质量值为 0.0024 地球质量（1.43×10²⁵ 克），比月球还小。平均密度约为 1.5 克/厘米 ³，与天王星和海王星相似。由于冥王星距日太远，因此得到的太阳辐射很少，估计日照表面温度约为 50K，背面约为 20K，在这种低温条件下，绝大部分物质已凝结成固态或液态，只有氢、氦、氖还可能是气态。因此，如果冥王星上有大气的话，也是极为稀薄而透明的。冥王星公转轨道的偏心率，以及轨道面对于黄道面的倾角比其它行星都要大（偏心率为 0.25，倾角为 17°）。公转周期约为 248 年。冥王星的自转轴与公转轴的交角大于 60°，因而与天王星相似，也是侧向自转的，自转周期为 6.3867 天。1978 年 7 月 7 日，美国的克里斯蒂发现了冥王星的一颗卫星，暂定名为 1978P1，又叫卡戎（是希腊神话中载亡灵渡过冥河的艄公的名字）。冥王星的卫星绕冥王星运转的周期与冥王星的自转周期是相同的，因此它是一颗同步卫星。

小行星
分布在火星、木星轨道之间，沿椭圆轨道绕太阳运行的小天体。小行星的一个特点是质量小。已发现的小行星总质量大约只有地球质量的三千分之一。目前已有编号，已确定轨道的小行星约近 2000 颗。大多数

行星公转周期 3.5—6 年。小行星中，灶神星距地球较近，可用肉眼看见。谷

神星是体积最大（直径 760 公里）的一颗小行星。爱神星的位置运转到和地

球最近时，距离约为 2240 万公里，天文工作者曾利用它来精密测定天文单

位。伊卡鲁斯星是目前所知距太阳最接近的小行星，和地球最近时有 700 公里。有的小行星成群出现。

九星连珠
太阳系中的九大行星，先后运动到太阳的同一侧。如果站在太阳上观测，将会看到九大行星聚会在 180°角的区域内，并且在各自

的区域内，角度逐渐缩小到一定的程度。如 1982 年 3 月 10 日角度缩小到 96

°。九大行星一个挨一个，好象一串珍珠挂在天边，人们称这种现象为九星连珠。九大行星大约每隔 179 年会聚一次，最近的一次是一九八二年三月十日及五月中旬发生的聚会。在此以前，在一八○三年也发生过。下一次聚会距这一次间隔时间很长，大约是公元 2357 年。九星连珠出现时，便于我们观察比较这些行星的亮度、颜色，运动情况及特征，以提高对其本质的认识。 154 开普勒三定律 是德国天文学家开普勒发现、并总结出的行星运动

所遵循的定律。第一定律：行星运动轨道是椭圆的，太阳位在椭圆的一个焦点上。第二定律：在相等的时间内，行星和太阳联线所扫过的面积相等。第三定律：任何两个行星公转周期的平方，同轨道半长径立方成正比。开普勒定律不仅为天体力学的运动、周期和轨道方面，以及研究天体之间的关系上打下基础，并为牛顿万有引力定律的提出打下了基础。

155 卫星 围绕行星运转的天体。本身不发光，靠反射太阳的光辉而发亮。除月球外，其它卫星的反射光都很微弱，一般肉眼难以看到。目前太阳系中，除水星和金星未发现卫星外，其它均有卫星。地球有 1 颗卫星，火星

有 2 颗，木星有 16 颗，土星最多、有 21—23 颗，天王星有 5 颗，海王星有

2 颗，冥王星有一颗，共计 50 颗。卫星除有编号外，大多还用西方神话人物命名。卫星的体积和质量相差较大，运动特征也不尽相同。一般把运行轨道具有共面性、同向性、近圆性特征，距离分布符合提丢斯-波得定则（即从离太阳由近及远计算，对应于第 n 个行星，其同太阳的距离 an=0.4+0.3×2^n-2 “天文单位”的，称之为规则卫星；不符合以上特征的，称之为不规则卫星。卫星绕行星运转的方向与行星绕日运转的方向一致的，称为顺行卫星（其轨道面和行星轨道面的交角小于 90°）；反之，则称为逆行卫星。卫星也自转。卫星自转周期与其绕转的行星转动周期相同的，属同步卫星（如：木卫一至木卫四，火卫一和火卫二，海卫一等）。除天然卫星外，目前还有人造卫星。

月球古称“太阴”。是地球唯一的天然卫星。与地球平均距离

384400 公里。本身不发光，但反射太阳光。月球直径 3476 公里，为地球的

1/4，质量为地球的 1/81，体积为体积 1/49，密度为水的 3.3 倍（比地球小），重力为地球的 1/6。月球的自转周期和绕地球公转周期一样，都是 27.3 日。所以，月球总是以正面对着地球，而背面永远不能被人直接看到。月球表面没有大气层，没有水，也没有各种天气的变化，月面上昼夜温差很大，白天温度可达 127°，夜晚可达-183°。月球正面的明亮部分，是月面上的山脉、高原；黑暗部分是广阔的平原和低地，曾被人误认为海，取名为“风暴洋”、“静海”、“雨海”等。另外，月球表面还有大大小小的环形坑穴——环形山。

环形山 月球等星体表面上最突出的一种地形结构。四周高如山，

成环状，中间坑穴的平地上也常有小山。月球正面直径大于 1 公里的环形山

有 33000 多个。这些环形山中最大的克拉维环形山直径为 236 公里左右。环形山大多是宇宙物体冲击月面，或是月球上的火山活动造成的。

月面辐射纹

从月球上一些环形山向四周辐射出的长而宽的条纹。这些辐射纹在越过山系和环形山时，它们的方向和宽度不发生改变。辐射纹可能是古代环形山发生大规模爆发的残迹。爆发时喷射出的物质落到月面成粉末状的东西，受到阳光照射而形成光亮的条纹。以第谷和哥白尼两座环形山延伸出去的辐射纹最为明显，长约 3000 公里以上。
月“海” 天文学中的“海”与地球上的海概念不同，月球上的“海”

是指月球表面比较平坦的部分。月“海”中没有水。它在月面上由于颜色较暗，因此被人们误认为是海洋。这些“海”被人们取名为“风暴洋”、“雨海”、“静海”等。月“海”是月球早期火山爆发，喷出大量岩浆所形成的熔岩平原。
月岩

月球表面或其下部散布着粗糙的岩石，称为月岩。月岩绝大多数属于火成岩类，是由月球内部熔浆冷凝后形成的。“阿波罗”11 号登月所采岩样经过分析，发现在月岩中有近 60 种矿物，其中有 6 种矿物在地球上还没有发现过。月岩中含有地球上存在的全部化学元素，并有多种有机物。根据月岩测定，月球的年龄同地球一样，也是约 46 亿年。
白道

月球绕地球公转的轨道在天球上的投影叫白道。它是天球上的一个大圆。也是月球中心在天球上运行的视轨道。白道与黄道之间的交角叫做黄白交角，平均值约为 5°9′。因此，我们见到月球总是在黄道附近的星座中徘徊。正因为有黄白交角的存在，所以并不是每个望日都会发生月食，而只有当月球运行到黄白交点附近时，才可能发生月食。
黄白交角 见“白道”。
月相

月球圆缺（盈亏）的各种形状叫做月相。月相产生的原因主要有两个：一是月球本身不发光，而是反射太阳的光；二是月球在绕地球公转的同时，还随地球绕日运转，日、地、月三者的相对位置不断变化。因此，在地球上所见到的月球明亮部分的形状也在不断地变化，从而产生了不同的月相。月相随月球与太阳之间的黄经差为 0°、90°、180°、270°而相应变化出现新月（朔）、上弦、满月（望）、下弦等周期性的更迭现象，月相更迭的平均周期为 29.53 日，即一个朔望月。我国农历日期基本符合月相变化。
朔月球与太阳相合时，即两者黄经差为

0°时称之为朔。朔时出现的月相为新月。在我国农历中，朔为每月的初一。
新月月球与太阳相合时，即两者黄经差为 0°时的月相。此时，

月球位于地球和太阳之间，大体成为一条直线，月球暗黑的一面正对地球。故在地球上看，月球的圆面全部呈暗黑，肉眼难以观察到。农历每月初一，新月大体上与太阳同升、同没。
蛾眉月 农历每月初三、初四，月球的圆面只有一小部分是明亮的，

形状呈蛾眉状，称之为蛾眉月。黄昏时出现在西方天空，此时月球的明亮部分朝向西方。
上弦月 月球与太阳呈上方照时，即月球与太阳的黄经差为

90°时的月相。在地球上看，月球的光亮部分和黑暗部分大致相等，其分界线大体成一直线，呈弓弦状，故名。农历每月初八、初九日出现。一般于中午东升，黄昏时位于中天，夜半西斜。上弦月时，月球的明亮部分朝向西方。
凸月

满月前后的月相。月球圆面上绝大部分是明亮的，故称凸月。满月以前（即农历每月十二、十三日）的凸月称为“渐盈凸月”，明亮部分朝向西方。一般在日没以前东升，次日日出以前西没；满月以后（即农历每月十七、十八日）的凸月称为“渐亏凸月”，明亮部分朝向东方。一般在日没以后东升，次日日出以后西没。凸月主要出现在夜间，它的明亮部分愈大，出现在夜间的时间也愈长。
望月球与太阳相冲时，即两者黄经差为 180°时称为望。望时出

现的月相为满月。望发生在农历每月的十五、十六、十七三天中的任一天，但以十五、十六居多。

满月月球与太阳相冲时，即两者黄经差为 180°时的月相。此时，

月球位于地球和太阳的同一侧，大体成一直线，月球明亮的一面正对地球。故在地球上看，月球圆面全部明亮。农历每月十五、十六，满月大体上在日没时从东方升起，半夜时位于中天，次日日出时在西方没落，因而通霄可见，十分明亮。
下弦月 月球与太阳呈下方照时，即月球与太阳的黄经差为 270°

时的月相。在地球上看，月球的明亮部分和黑暗部分大略相等，其分界线大体成一直线，呈弓弦状，故名。下弦月于农历每月二十二、二十三日出现。一般于夜半东升，清晨时位于中天，中午西没。下弦月时，月球的明亮部分朝向东方（与上弦月正好相反）。
残月

农历每月月尾（廿七、廿八）的蛾眉月称为残月。此时，月球位于太阳以西不远处，在日出以前东升。因此，在清晨的东方天空可见。残月的圆面只有小部分是明亮的，月球的明亮部分朝向东方（与蛾眉月的亮部正好相反）。
本影

行星和卫星本身不发光，在太阳光的照射下，行星与卫星背向太阳的一方就出现一个阴影区，阴影内完全不能获得太阳光的部分，称为本影。这个完全不能获得阳光的地带是一个圆锥形。半影是仅能获得来自太阳圆面某一部分光辉的地带。伪半影是仅能获得从太阳圆面边缘一个环圈内来的光辉，不能获得太阳圆面中心部分光辉的地带。
半影见“本影”。
伪半影 见“本影”。
日食

月球在绕地球运行的过程中，当运行到太阳和地球之间，月球的影子落到地球表面，位于影子区域内的观测者就会看到太阳被月球遮蔽的现象，这就是日食。日食有日全食、日环食和日偏食。日食发生在朔日，但因存在黄白交角，所以不是每逢朔日就一定会发生日食。只有当朔时，太阳离白道与黄道的交点在某一角度以内才会发生日食，这个角度称为日食限。日食限是变化的，变化范围在 15°.4—18°.5 之间。全世界每年最多可

发生 5 次日食，最少也有两次。对某一确定地点来说，平均每三年左右就可

看到一次日偏食，日全食则平均三百年才能看到一次。日食的周期为 18 年零

11 天，称为沙罗周期。目前一般认为，世界最早的日食记录是我国古代《尚书·胤征》中的记载。如不计甲骨文中的记载，我国从古代到清朝，史书中共有一千多次日食记录。

日全食 在本影范围内的观测者能看到的太阳全部被月球遮住，这种现象叫日全食。日全食分：初亏、食既、食甚、生光和复圆五个阶段。
日环食 在伪本影内的观测者能看到月球不能完全遮住太阳，而在太阳边缘部分剩下一圈光环，这种现象叫日环食。日环食没有食既和生光阶段，而有环食始和环食终。
日偏食 在半影内的观测者能看到太阳的一部分被月球遮住的现象叫日偏食。日偏食只有初亏、食甚和复圆阶段。
月食月球在绕地球运行过程中，有时进入地球的阴影部分，出现月面变暗的现象，叫做月食。月食只能发生在“望”，即发生在农历十六日

前后。由于黄白交角的存在，所以并不是每个望日都会发生月食，而只有当月球运行到黄白交点附近时，才可能发生月食。月食分月全食、月偏食和半影月食。月球整个都进入本影，则发生月全食；月球只是一部分进入本影，则发生月偏食；月全食和月偏食都属于本影月食。有时月球并不进入本影，而只是进入半影部分，则称为半影月食。根据公元前 1500 年—公元 2500 年

间所发生的和将要发生的 9729 次月食的统计，每世纪平均发生半影月食89.0

次，月偏食 83.8 次，月全食 70.4 次，总计每世纪平均发生 243.2 次。月食时，面对月球的地球部分，可以同时看到月食，所以对于某个具体地点来说，大约可以看到上述半数的月食。月全食的过程可分为：半影食始、初亏、食既、食甚、生光、复圆、半影食终七个阶段。月偏食时没有食既和生光阶段。半影月食只有半影食始、食甚和半影食终阶段。月食程度的大小是用“食分” 来表示的。月食和日食一样，也具有 223 个朔望月的沙罗周期。我国最早的月食记录大约出现在安阳殷墟出土的公元前十三、十四世纪的甲骨文中。

月全食 见“月食”。
月偏食 见“月食”。
半影月食 见“月食”。
食相指日食时月球阴影和太阳位置的关系；月食时地球阴影和月球位置的关系。全食有五相，即初亏、食既、食甚、生光、复圆；偏食有三相，即初亏、食甚和复圆。
初亏日食或月食开始的时刻。日食初亏发生在日面的西边缘，它与月球东边缘外切；月食的初亏发生在月面的东边缘，它与地球的东边缘外切。
食既日全食或月全食开始的时刻。日全食的食既，是月面的东边缘和日面的东边缘相内切。此时日全食开始。月全食的食既，是月面的西边缘和地影的西边缘内切，此时月球完全进入地影里，月全食开始。
食甚对全食而言，日全食是日轮中心与月轮中心距离最近的时刻；月全食是月轮中心距地影中心最近的时刻。对偏食来说，食甚是日食中太阳被月影掩蔽最多或月食中月球被地影掩蔽最多的时刻。
生光日全食或月全食结束的时刻。日全食的生光是月面西缘和日面西缘相内切。月全食的生光是月面东缘和地影东缘相内切。
复圆日食、月食的终了时刻。日食复圆发生在日面东边缘，此时月面与日面外切。月食复圆发生在月面西边缘，此时月面和地影外切。复圆后，太阳或月球恢复原状。
食分表示日、月被遮掩的程度。日食以太阳直径为单位（作为 1）计算被食部分，如食分为 0.5，就是太阳直径被月球遮去一半。月食是以以月球直径为单位计算食分。
沙罗周期 日食、月食发生的周期。沙罗为巴比伦文“重复”之意。

每次交食后经过 6585.32 日（或 18 年 11 日，若赶上这段时间内有 5 个闰年，

则为 18 年 10 日），太阳、月球和白道与黄道的交点差不多又回到原来的相

对位置，前一周期内的日月食重新出现。一个沙罗周期平均约有 71 次交食，

包括日食 43 次，月食 28 次。

彗星是一种呈云雾状、具有独特外貌的天体，它的体积很大而质量很小。它绕太阳运行的轨道又扁又长。彗星主要部分是彗核，一般认为它

是由冰物质（包括水的冰块及各种气体冰块）所组成。在远离太阳时，彗核是朦胧的星状小斑点，当彗星接近太阳时，彗核中冰物质升华成气体，在彗核周围形成云雾状的一层，称为彗发。彗发和彗核合称为彗头。当彗星靠近太阳时，在太阳光的压力和太阳风的推斥下，彗发中的气体和微粒、微尘，在背向太阳的一面形成一条长几万至几亿公里的尾巴，称为彗尾。由于彗尾形如扫帚，因此彗星俗称扫帚星。彗尾在远离太阳时逐渐消失。目前，人们已发现绕太阳运行的彗星 1600 多颗。彗星的运行轨道大多是很扁的椭圆，彗星的公转周期短的三、四年，长的达十几年、几十年、几百年，甚至几千年。还有一些彗星的运行轨道是抛物线或双曲线型的，这种彗星绕过太阳就一去不复返了。

193	彗核见“彗星”。
194	彗发见“彗星”。
195	彗头见“彗星”。
196	彗尾见“彗星”。
197	哈雷彗星是英国天文学家哈雷经推算第一个预言必将重新出

现，而又得到了证实的第一颗著名的大彗星，故而命名为哈雷彗星。当它在1682 年出现后，哈雷预言它将在 1758 年底或 1759 年初再度出现，果然它在

1759 年又重新出现，这是天文史上的一个惊人成就。哈雷彗星的公转周期为

76 年，近日距离是 8800 公里，远日距离是 53 亿公里，轨道偏心率是 0.967。

从公元前 240 年起，哈雷彗星的每次出现，我国都有详细的记载。若论记录时间之早，首推《春秋》，若论记录内容之早，则首推西汉的《淮南子》。哈雷彗星下一次将于 1985—1986 年间出现，最好的观测日期是 1985 年 11

月 18 日，那时它离地球一亿公里，离太阳 25000 万公里，位于昴星团附近，整夜均可见到。

比拉彗星 是一颗短周期彗星。1826 年为捷克斯洛伐克天文学家比拉发现而定名的。公转周期为 6.6 年。1846 年 11 月出现时，比拉彗星是以

两颗彗星各有一条短尾，而同在一条轨道上运行。当 1852 年再度以两颗星出现时，它们彼此却离开很远。此后，比拉彗星就失踪了，至今一直没再被人观测到。

流星体 是在行星际空间围绕太阳运动的尘粒和固体小块。其中数量众多、成群出现的流星体，称为“流星群”。当地球在运行中和流星群相遇时，流星成群出现，有如“下雨”，故又称为流星雨。
流星群 见“流星体”。
流星雨 见“流星体”。
流星现象 流星群运行到地球附近，其中，有些闯入大气圈，并同大气摩擦燃烧而产生光迹，划过长空的现象，称为流星现象。质量大的流星体，在地球大气圈中未被烧尽而降落到地面的整块或残片，称为陨星。根据其组成成分，陨星又可分为石质陨星和陨铁。石质陨星的主要成分是镁、硅和铁的氧化物，又称为陨石（也叫石陨星）；铁质陨星的主要组成元素是铁

（占 90—95％），还有少量镍、钴、铜、硫、磷等元素，所以又称陨铁。

陨星见“流星现象”。
陨铁见“流星现象”。
陨石见“流星现象”。
陨石雨 陨石在大气层中高速下降时，受高温、高压气流的冲击而

发生爆裂，它的碎片象雨一样散落到地面，这种现象叫做陨石雨。1976 年 3

月 8 日 15 时 1 分在我国吉林地区出现了一场世界罕见的陨石雨。分布地区东

西长约 72 公里，南北宽约 8.5 公里，面积近 500 平方公里。这是目前已知的

世界上分布面积最广的石陨石雨。收集到的大小陨石共 100 多块，总量为2700

多公斤，其中最大的 1 号陨石重 1770 公斤，是人类迄今所见的最大石陨石。

星际物质 恒星之间的物质称为星际物质。它包括星际气体、星际尘埃和各种各样的星际云，还包括星际磁场和宇宙线。其总质量约占银河系总质量的 10％；平均密度为 10^-24 克/厘米 ³，（这种密度是地球上的实验室中远未达到的高度真空）；其温度相差很大，可由几 K 到千万 K。星际物质在银河系内的分布是不均匀的，不同区域的星际物质密度相差很大，高度集中的区域是银河面，尤其在旋臂中。根据现代恒星演化理论，恒星早期是由星际物质聚集而成的，而恒星又以各种不同方式（如爆发、抛射、流失等）把物质送回星际空间。
行星际物质 存在于行星际空间的物质。太阳周围有一个庞大的流星物质云，它是行星际物质的一种存在形式。在地球周围的流星物质，其密度约在 10^-22 克/厘米 ³ 到 10^-21 克/厘米 ³ 的范围内，每天落下的各种速度的流星物质有 400 多吨。这些流星物质云都朝着太阳自转和行星公转一致的方向运动着，这种现象有力地说明它们本身就是太阳系的组成物质。
地球是太阳系中九大行星之一，按离太阳由近及远的顺序为第三颗。月球是地球唯一的天然卫星，两者共同组成一个天体系统，即地月系。地球是球形的概念，最早出现于公元前五、六世纪的古代希腊。后来亚里士多德根据月食时月球上的地影是个圆的现象，第一次科学地论证了地球是球体。我国早在战国时期，哲学家惠施已提出地球是一球形的看法。1976 年国际天文学联合会天文常数系统中，地球赤道半径为 6378.14 公里，极半径比

赤道半径约短21公里，地球扁率为

298.257

，所以地球不是一个正球体，而

是一个扁球体，或者说，更象个梨状的旋转体。人造地球卫星的观测结果表明，地球的赤道也是个椭圆，据此可以认为地球是个三轴椭球体。地球的质量为 5.976×10²⁷ 克；平均密度为 5.52 克/厘米 ³；赤道上的重力加速度为

978.0 厘米/秒 ²，两极处为 983.2 厘米/秒 ²；表面积 5.1 亿平方公里；体积11000 亿立方公里。地球自形成以来就始终处于不断地变化和运动中，1543 年，哥白尼在《天体运行论》一书中首先完整地提出了地球自转和公转的概念。此后，大量的观测和实验都证明了地球自西向东不停地自转，同时还围绕太阳公转。1851 年，法国物理学家傅科在巴黎成功地用傅科摆实验证明了地球的自转。对于地球的起源和演化问题进行较系统地科学研究开始于十八世纪中叶，至今已提出多种学说。目前较为流行的看法是：地球作为一个行星，远在 46 亿年以前起源于原始太阳星云。它同其它行星一样，经历了吸积、碰撞这样一些共同的物理演化过程。

地球自转 地球不停地绕自转轴（地轴）自西向东旋转叫地球自

转。地球自转的周期约为 23 时 56 分 4 秒平太阳时；自转的角速度每小时约

15°，线速度则因纬度而异，赤道处最大，每秒 465 米，越往两极越小，至两极处为零。地球自转的速度不是均匀不变的，到目前为止，人们已发现地球自转速度有三种变化：长期减慢、不规则变化和周期变化。地球自转的长期减慢，使日长在一个世纪内大约增长 1—2 毫秒，使以地球自转周期为基准

所计量的时间，二千年来累计慢了两个多小时；地球自转速度除长期减慢外，还存在着时快时慢的不规则变化；不仅如此，地球自转还有季节性的周期变化，除春天变慢和秋天变快的周年变化外，还有半年周期的变化。广义的地球自转运动，还包括地球自转轴方向的变化。自转轴在空间的运动就是岁差和章动；自转轴在地球本体内的运动就是极移。由于地球的自转，使地球表面产生了昼夜交替、日月星辰东升西落、时差等许多地理现象。

傅科摆实验 1851 年法国物理学家傅科为证明地球自转所设计的

一种摆，称为傅科摆。傅科摆绳长 67 米，绳端摆锤重 27 公斤，这种摆自由摆动时间较长，便于人们观察。摆下有一个有刻度的圆盘，盘上刻有通过圆心的直线。静止时，摆锤正中应对准盘的圆心，观察时先确定盘中某一直线与通过圆心的子午线重合，然后推动摆锤沿子午线方向作南北方向转动。过一段时间，就会看到摆动方向偏离了子午线方向。在北半球向右偏转，时间越长，偏转的角度越大。摆开始动以后，除重力外，没有受其他力的作用，按照惯性定律，摆的方向是应该不变的；但摆却偏转了。这是因为地球自转的缘故。我们站在地球上，随着地球一起自转，感觉不到子午线的方向在变化，反而觉得是摆在偏转。假若傅科摆在北极，以极点为圆盘的中心，转一周为 24 小时，每小时偏转 15°。摆若设在赤道，则不发生偏离；摆若在赤道与两极之间的任何纬度上，摆动平面偏转角速度（θ）与纬度（ϕ）的正弦函数成正比。即θ=t·sinϕ。（t 为地球每小时所转的角度）。在南半球，摆向左偏转。

岁差在外力作用下，地球的自转轴在空间绕着黄道面的垂直轴旋

转，描绘出一个圆锥面，绕行一周需时约 26000 年，地轴的这种长期运动称为岁差。岁差现象最早于公元前二世纪的古代希腊发现。岁差一词来源于我国《宋史·律历志》的记载：“虞喜云：‘尧时冬至日短星昴，今二千七百余年，乃东壁中，则知每岁渐差之所至。’”而第一个指出产生岁差的原因的是牛顿，他认为岁差是由于太阳和月球对地球赤道隆起部分的吸引所致。由于岁差现象，使天极绕黄极描绘出一个半径约为 23°.5 的小圆，天极位置的变化，使得北极星不可能固定，而产生轮流替换的现象。同时，春分点的位置沿着黄道向西行，每 26000 年旋转一周，从而使恒星的赤道坐标每年都

有较小的变化，同时还造成一个回归年的长度短于一个恒星年，两者相差 20

分 23 秒。

章动地球自转轴在绕黄道轴的运动过程中，除长周期的岁差外，还伴随着许多短周期的微小变化，这种变化叫做章动。章动表现为天极在绕黄极运动的同时，还围绕其平均位置作周期为 18.6 年的运动。产生章动的主要原因是月球轨道面位置的变化，从而对地球赤道隆起部分的吸引作用所致。同样，太阳对地球的引力，也相应地引起周期性的章动。天极绕黄极的运动在岁差和章动共同影响下，描绘在天球上是一条波状曲线。
摄动一个天体在绕另一个天体运行时，因受到其它天体的吸引或者受其它因素的影响（如阻力、光压力等），使得天体的运动偏离原来轨道的现象。摄动理论是研究天体运动的重要手段。如海王星和冥王星就是利用摄动理论的分析方法发现的。
旋转椭球体 地球自转产生的惯性离心力，使地球自两极向赤道逐

渐膨胀，形成现在的两极稍扁赤道略鼓的形状，地球的这种形状称为旋转椭圆体。这个椭球的半长轴（赤道半径）为 6378.1 公里；半短轴（极半径）为

6356.8 公里。赤道半径比极半径长 21 公里。赤道半径与极半径的差与赤道半径之比称为地球扁率，为 1/298.257。

昼夜现象 由于地球是一个不透光的椭球体，因此，太阳光在同一时间只能照亮地球的一面，被照亮的一面为白天（昼），照不着的一面为黑夜（夜）。昼夜的分界线称为晨昏线（圈）。
晨昏线 又称“晨昏圈”。是地球上昼半球与夜半球的分界线。在春分、秋分时，晨昏线是通过两极，与某一经线重合的大圆。此时，全球昼夜长短相等。在冬至、夏至时，晨昏线与纬线的交角最大，将纬线分割为长短不一的两段弧（即昼弧和夜弧），从而出现昼夜不等的现象。由于大气的折光作用和太阳的视半径，晨昏圈比实际上地球的大圆略小一些。
昼夜交替 由于地球自转，造成了地球空间昼半球和夜半球位置有节奏地相互交替，对于地球上某一个地点来说，在时间上产生了白天和黑夜的短周期的区别，这种昼夜有节奏的周期性交替现象，称为昼夜交替。短时间的昼夜交替，使昼夜温差不致于过大；便于植物光合作用及呼吸作用的交替进行，利于制造及积累营养物质，有利于地球上的生物生存。
地极地球自转的轴（即地轴）与地球表面相交的两个点（即北极和南极）合称为“地极”。地极是地表正北和正南方向的标志，也是所有经线的共同会聚点。由于地轴在地球内部的位置的变化，所以地极的位置也略有变化（即“极移”）。
地理坐标 用经度、纬度表示地面某一点位置的球面坐标。地理坐标的实质就是表示某一点对于地球表面特定的点或线的方向和距离。因此，地理坐标包含的特定的点和线有两极、经线、赤道、纬线、本初子午线等。 221 地轴 地球自转所围绕的一条假想的轴线，称为地轴。地轴是这样

确定的：当地球自转时，它的表面有两点不动，这就是南北两极，把南北两极和地球中心连成一条假想的直线，定为地轴。地球绕着地轴自转。地轴与赤道平面垂直，与公转轨道平面交成 66°33′的夹角。在地球公转时，地轴为平行移动方式，目前地轴指向北极星附近，倾斜方向保持不变。

两极地轴与地球表面相交的两点称为两极。在北半球的叫北极、北极点几乎正对着北极星；南半球的为南极。南北两极距赤道上各点的距离相等。两极是地球表面所有经线交汇的地方。在两极附近地区都有极昼或极夜现象。
经线通过地轴的平面（子午面）和地球表面相交的大圆弧线。也就是在地球表面，连结南北两极的弧线。经线指示南北方向。地球表面各条经线长度大致相等。在地表可以画出无数条。经线也称“子午线”。
子午线 即“经线”。
本初子午线 1884 年，在华盛顿举行的国际子午线会议决定，采用英国伦敦格林威治天文台原址埃里中星仪所在的子午线作为时间和经度计量的标准参考子午线，称之为本初子午线，又叫零子午线或首子午线。从本初子午线开始，向东划分 0°—180°，为东经度，向西划分 0°—180°，为西经度，1957 年后，格林威治天文台迁移台址，国际上改用由若干天文测时结果长期稳定性较好的天文台组成的平均天文台作为参考。1968 年国际上以国际习用原点作为地极原点，并把通过国际习用原点和平均天文台经度原点的

子午线称为本初子午线。

经度它是以度、分、秒表示地球表面某一点所在经线的位置的数值。某一点的经度，就是它所在经线平面与本初子午线平面的夹角。在地理坐标中它起着横坐标的作用。零度经线是经度起点此线以东（图中向右）为东经度；此线以西（图中向左）为西经度，东西经各 180°，而东西经 180

°是重合的一条经线。

东经见“经度”
西经见“经度”
东半球 习惯上以 W20°经线和 E160°经线所组成的经线圈为界，把地球分成东、西两部分。W20°经线以东（包括本初子午线）到东经 160° 经线的这部分，称为东半球；W20°经线以西（包括东经和西经 180°经线）到东经 160°经线的这部分，称为西半球。这样划分是为了避免把英国、西欧及非洲的一些国家分割在两个半球上。
西半球 见“东半球”。
纬线是垂直于地轴的平面与地球表面相交的圆圈。纬线圈的圆心位于地轴上，纬线之间互相平行，纬线与经线相互垂直。纬线指示东西方向。地球表面，赤道是最长的纬线圈，越向两极，纬线圈越小，到了两极，纬线圈缩小成点。
赤道是通过球心垂直于地轴的平面和地球表面相交的大圆圈。赤

道全长 40075.24 公里。是地球上最长的纬线圈，它是纬度的起点，通常称为零度纬线，在地理坐标中起着横轴的作用，并且把地球分成南北两半球。

纬度以度、分、秒为单位，表示地球表面某一点所在纬线位置上的数值。地球上某一点的纬度，就是由该地所做的垂直于地面的垂线（法线）与赤道平面的交角。纬度在地理坐标中起着纵坐标的作用。赤道为零度，赤道以北，叫做北纬；赤道以南，叫做南纬。南北纬各 90°，南极为南纬 90

°（S90°）；北极为北纬 90°（N90°）。南、北极都是一个点。按照纬度高低，把地球表面可分成低纬地区、中纬地区和高纬地区三个部分。由赤道至南、北纬 30°的地区为低纬地区；由南、北纬 30°至 60°地区为中纬地区；由南、北纬 60°至南、北极地区为高纬地区。地球以赤道（0°纬线）为界，分为南、北半球：赤道以北（向上）称北半球；赤道以南（向下）称南半球。

北纬见“纬度”。
南纬见“纬度”。
高纬见“纬度”。
中纬见“纬度”。
低纬见“纬度”。
南半球 见“纬度”。
北半球 见“纬度”。
经纬网 在地球表面，由经线和纬线相互交织形成的“网”，称为经纬网。利用经纬网上的经度和纬度，可以确定地球表面上任何地点的位置。如北京的位置是东经 116°19′、北纬 39°57′。在国防、航海、航空及其他各项事业上，利用经纬网寻找位置的方法具有很重要的意义。
时间有两种含义：一种含义是时刻，即表示时间的先后或迟早，

另一种含义是时段，即表示时间的久暂或迟早。也就是说前一种是起止值；后一种是间隔值。时间的单位是“日”（天）。比日大的时间单位是年、月、是日的倍数。比日小的时间单位是时、分、秒，它们是日的等分。

时刻见“时间”。
时段见“时间”。
地方时 地球自西向东不停地自转，不同经度的地方，时刻便产生了差异，这种因经度不同而造成的不同时刻叫做地方时。经度相差一度，地方时相差 4 分钟。地方时的计算公式为：所求地方时=已知地方时±经度差。

我国最东端与最西端的地方时大约相差 4 小时零 8 分钟。

时区十九世纪七十年代后期，加拿大铁路工程师弗莱明建议，在全世界按统一标准划分时区，实行分区计时，以克服地方时繁杂紊乱的弊病。国际会议规定世界时区的划分，以本初子午线为标准，向东、向西各跨 7.5

°，共 15°为零时区。从零时区的边界分别向东、向西，每隔经度 15°划为一个时区，东、西各划十二个时区，东十二区 8 西十二区以 180°经线为中央经线，各跨 7.5°。全球共分成 24 个时区。时区界线原则上按地理经线划分，但在具体实施中，为了便于使用，往往根据各国的政区界线或自然界线来确定。

区时随着国际交往的频繁，使用地方时给人们带来许多不便。因

此 1884 年在华盛顿国际子午线会议上决定，各时区都以中央经线的地方平时为本区共同使用的时间，这种按全世界统一的时区系统计量的时间称为区时，又称标准时。目前全世界多数国家都采用以时区为单位的标准时，并与格林威治时间保持相差整小时数。但有些国家仍采用其首都（或适中点）的地方时为本国的统一时间。相邻两时区的区时相差整一个小时。在同一时区内，区时与地方时相差不过半小时。区时计算的公式是：所求区时=已知区时

±1 小时×时区差。

标准时 即“区时”。
北京时间 我国幅员辽阔，从西到东跨有东五、东六、东七、东八、

东九共 5 个时区。为了便利起见，新中国成立以后，全国统一采用首都北京所在的东八区的区时，或东经 120°经线的地方平太阳时作为全国各地统一使用的时间，叫做北京时间。北京的地理经度为 116°21′，因而北京时间与北京地方平太阳时相差约 14.5 分。北京时间比格林威治时间早 8 个小时。

格林威治时间 格林威治子午线上的地方时，或零时区（中时区）的区时叫做格林威治时间，也叫“世界时”。原是采用格林威治的平正午作为一个平太阳日的开始，但在使用中有些不便。因此，国际天文学联合会于1928 年决定，将由格林威治平子夜起算的平太阳时作为世界时，也就是通常所说的格林威治时间。
世界时 见“格林威治时间”。
国际日期变更线 国际上规定，以 180°经线作为国际日期变更线，简称日界线。这条线既是地球上一天的终结，也是新的一天的开始。日界线两侧日期不同，由东向西越过日界线（即从西十二区向西进入东十二区），日期要增加一天；反之，由西向东越过日界线（即从东十二区向东进入西十二区），日期要减去一天。为了避免日界线附近的一些国家或地区不致使用两个日期，因此实际上的日界线不是一条完全沿 180°经线的直线，而是在某些地方有些曲折的折线。
日界线 即“国际日期变更线”。
回归年 又称太阳年。即太阳的视圆面中心，连续两次经过春分点

所经历的时间，称为回归年。回归年长 365 日 5 小时 48 分 46 秒。在历法上所称的年就是以回归年为依据的。

恒星年 地球绕太阳公转一周所经历的时间，叫做恒星年。它只在

天文学研究上应用。由于有岁差，所以恒星年比回归年约长 20 分 23 秒，为

365 天 6 小时 9 分 9 秒。

朔望月 也称“会合月”，“太阴月”。是根据月相变化一个轮迴

所经历的时间。平均周期为 29.53 日。它是确定阴历历法日数（29 日或 30 日）的依据。

恒星月 月球绕地球公转一周所经历的时间。为 27.32 日。朔望月

比恒星月长 2.21 日。这是因为月球不仅绕地球运行，而且伴随地球一同围绕太阳运行。

恒星日

地球自转一周（360°）所经历的时间。也就是春分点（或某一恒星）连续两次经上中天（观测者所在的子午圈）的时间间隔，叫恒星日。这段时间为 23 时 56 分 4 秒。这是地球自转的真正周期。
太阳日 太阳连续两次经过观测者所在的同一子午圈（中天）的时

间间隔，也就是平常所说的一天 24 小时，称为太阳日。太阳日有真太阳日和平太阳日之分。

真太阳日

太阳中心连续两次经上中天所经过的时间间隔，称为真太阳日。由于太阳周年视运动的不均匀性，故真太阳日的长度不一样，一年中最长和最短的真太阳日约差 51 秒。
平太阳日

因真太阳日的长短不一样。在天文学中，假想有一天体在天球赤道上以均匀速度由西向东运行，这速度等于太阳在黄道上运行的平均速度，这个假想的天体称为平太阳。平太阳连续两次经下中天（观测者所在的子午圈）的时间间隔称平太阳日。亦即一年内真太阳日的平均值，其时间为 24 小时，它比恒星日多 3 分 56 秒。
太阴日 月球中心连续两次经过地球上同一子午圈的时间间隔。平

均 24 小时 50.47 分，比平太阳日长 50.47 分。这是由于月球公转方向和地球公转方向相同，月球每日平均运行 13°11′的角度，因此当地球转一周时，月球已沿着轨道向前运行了 13°11′。地球只有再转动 13°11′，月球才能再次经过同一子午线。地球运转这 13°11′的时间恰是 50.47 分钟，因此太阴日比太阳日长。

历法

推算年、月、日的时间长度和它们之间的相互关系，以制定时间序列的法则叫做历法。由于生产和生活的需要，世界各文明古国很早就根据天象来制定历法。定出年、月、日的长度，是制定历法的主要环节。日的长度根据太阳的周日视运动制定的；年的月数和日数，以及月的日数，有的是按天象制定的，有的是人为规定的。各国历代制定的历法，侧重点各自有所不同。大体可分为三种类型：一类为阳历；一类为阴历；一类为阴阳历。
阳历

又叫“太阳历”。是以回归年作为历法的基础，阳历一年的日数平均约等于一个回归年、月的日数和年的月数则是人为规定的。一个回归年是 365 日 5 时 48 分 45.6 秒，阳历取其整数 365 日为一年，即平年。为

了消除与实际回归年之间的差距，采取了置闰的方法，以公历年份能被 4 整

除的年份为闰年，在 2 月份闰一天，为 29 日（平年为 28 日），闰年的日数

为 366 日；而逢百的年份只有能被 400 整除的才是闰年。这样，在 400 年里，

每年的平均长度为 365.2425 日，与实际长度相差极小。现在世界各国通用的“公历”就是阳历的一种。阳历中的每一个日期都能代表太阳光在地球上的直射点的纬度，所以对农业生产十分有利。

阴历又叫“太阴历”。是根据月相变化的周期制定的历法。月相

变化周期为一个朔望月（29 日 12 时 44 分 2.8 秒）。为了使每个阴历月尽量

接近于朔望月，因此设大月为 30 日，小月为 29 日，全年大小月各 6 个，共

计 354 日。但 12 个朔望月总日数是 354.3671 日，为了使平均历年接近 12

个朔望月，因此在某历年中的 12 月末增加一天，这一年共计 355 日，称为闰

年。我国远在公元前 2000 多年的夏代就已创造了阴历历法。由于阴历的历年与回归年无关，历月与四季变化也无关，因此实用价值不大，目前除伊斯兰教使用外，已很少采用了。

阴阳历 又称“农历”或“夏历”。其历月的日数约等于朔望月，
而年的日数平均约等于回归年。它既注重了月相变化，又照顾了寒暑节气。阴阳历的历月与历年设置与阴历完全相同。平年 12 个月，共计 354 日，与一个回归年（365.2422 日）相差 11 日左右。为了使平均历年接近回归年，则每隔三年设闰月一个，这一年称闰年，闰年 13 个月共计 384 日或 385 日。这

样置闰，平均每年仍比回归年少几天。我国早在公元前 600 年就以 19 年 7

闰的设置来缩小这一差距。公元 462 年我国著名的天文学家祖冲之创制的“大

明历”，改用 391 年 144 闰，使得以回归年为长度依据的历年长度和季节变化的周期更好地一致起来了。

农历即“阴阳历”。
夏历即“阴阳历”。
平年见“阳历”、“阴阳历”。
闰年见“阳历”、“阴历”、“阴阳历”。
闰月见“阴阳历”。
公历是目前全世界通用的一种历法。它是罗马教皇格里果里于十

三世纪修订了儒略历，于 1582 年颁布实行的，所以又叫格里果里历。修改后，

历年的平均长度为 365.2425 日，与一个回归年的长度 365.2422 日更为接近

了。二十世纪初期全世界已普遍使用公历。我国在辛亥革命后于 1912 年开始采用公历，但仍用中华民国纪年。1949 年中华人民共和国成立后，则采用公历纪年。

二十四节气
是十二个中气和十二个节气的总称。所谓节气，就是把太阳在一个回归年内，在黄道上的位置变化，以及由此而引起的地面气候的演变顺序，分为 24 段。由春分点黄经 0°开始，太阳在黄道上每行 15°，便是一个节气。每个节气的时间间隔为半个月，分列在 12 个月里。在月首的叫节气（计有：小寒、立春、惊蛰，清明、立夏、芒种、小暑、立秋、白露、寒露、立冬、大雪 12 个节气），在月中的叫做中气（计有：冬至、大寒、雨

水、春分、谷雨、小满、夏至、大暑、处暑、秋分、霜降、小雪 12 个中气）。

节气的安排决定于太阳。将一个回归年的长度等分成 24 份，从冬至开始，等间隔地依次相间安排各个节气和中气，这种方法叫平气。按平气安排，每月有一个节气，一个中气。但因两个节气的时间大于一个朔望月时间，因此有可能在一个月中只有一个节气或一个中气。如果遇到没有中气的月份，可以将此月定为上月的闰月。二十四节气反映了太阳的周年视运动，所以节气在

现行公历中的日期基本是固定的，上半年在 6 日、21 日，下半年在 8 日、23 日，前后相差不过一两天。二十四节气是中国古代的独特创造，几千年来一直是我国各地从事农事活动的主要依据，在农业上至今仍起着一定的作用。为了便于记忆，人们编出了二十四节气歌诀：春雨惊春清谷天、夏满芒夏暑相连，秋处露秋寒霜降，冬雪雪冬小大寒。随着中国历法的外传，二十四节气已流传到世界许多地方。

节气见“二十四节气”。
中气见“二十四节气”。
平气见“二十四节气”。
地球公转

地球沿着公转轨道，按逆时针方向绕日运动，称为地球公转。公转方向是自西向东，公转周期为一年。公转平均角速度为 0.986°/ 日。即约为 59′10″/日。公转平均线速度为 29.78 公里/秒。
地球公转轨道 地球公转的路线，称为公转轨道。地球公转轨道的

形状是一个椭圆。地球公转轨道的半长轴为 14900 万公里，半短轴为 14958 万公里。其偏心率为 0.0167，说明地球公转轨道非常接近于圆形。太阳就位于地球椭圆轨道的一个焦点上。每年一月初，地球在公转轨道最上位于靠近太阳的一点，称为近日点，它距太阳 14700 公里。每年七月初，地球在公转

轨道上位于离太阳最远的一点，称为远日点，它距太阳 15200 公里。地球公

转轨道全长 94000 万公里。

近日点 见“地球公转轨道”。
远日点 见“地球公转轨道”。
黄赤交角

黄道与天赤道之间的交角叫做黄赤交角。它是天文常数之一。由于黄道面位置是变的，因此黄赤交角有长期的、周期性的变化。当前黄极正向天极靠近，黄赤交角每世纪减小 47″左右，因此目前黄赤交角的度数为 23°26′，这种减小大约还要持续一万五千年左右，然后转为增大。由于黄赤交角的存在，才使地球在公转过程中，太阳直射点的位置在南北回归线之间作周年移动，从而产生了正午太阳高度角的变化、昼夜长短的变化以及四季更替等自然现象。
太阳高度

太阳光线对于地平面的交角（即太阳在当地的仰角）叫做太阳高度角，简称太阳高度。太阳位于天顶时，它的高度为 90°，称为直射；太阳高度小于 90°，而大于 0°时为斜射：太阳位于地平线时，它的高度为 0°。在一日内，太阳位于上中天时，其高度达到最大值，称为“正午太阳高度”。正午太阳高度角的大小，随纬度和季节变化而发生有规律地变化。在同一时间，正午太阳高度随纬度不同而不同；春秋分时，赤道上最大

（90°），由此向两极逐渐减小：夏至时，北回归线上最大（90°）、由此向南北两侧逐渐减小；冬至时，南回归线上最大（90°），由此向南北两侧逐渐减小。在同一地点，正午太阳高度随季节不同而不同：在北回归线以北的地区，和南回归线以南的地区，正午太阳高度在夏至前后达最大值，冬至前后达最小值；南回归线以南的地区正好相反。在南北回归线之间的地区，正午太阳高度终年 90°或近于 90°，变化不大。正午太阳高度计算的公式为： H=90°-ϕ+δ（H 为正午太阳高度，ϕ为当地纬度，δ为直射点的纬度）。在公式中ϕ永远取正值，δ在当地的夏半年取正值，冬半年取负值。在南北回归线之间，当 H＞90°时，当地正午的太阳高度需用 180°—H。

283直射

284斜射

见“太阳高度”。

回归线 南北纬 23.5°这两条纬线圈称之为回归线，意思是，太阳光线直射 23.5°的纬线上之后，太阳直射点的位置很快便回归到来的方向了。北纬 23.5°称为北回归线，南纬 23.5°称为南回归线。回归线是太阳直射地球表面的最南和最北界线。也是热带与温带的分界线。
极圈南北纬 66.5°这两条纬线圈称为极圈。极圈及其以内的地区，是地球上出现极昼和极夜现象的地区。北纬 66.5°纬线为北极圈，南纬66.5°为南极圈。它们是有无极昼和极夜现象的天文分界线，也是温带与寒带的分界。
北极圈 见“极圈”。
南极圈 见“极圈”。
极昼又称“永昼”。是指极圈以内地区，太阳终日不没的现象。当太阳直射北半球时，北极圈以内的地区出现极昼；当太阳直射南半球时，南极圈以内的地区出现极昼。极昼的时间长短因纬度而不同，极昼在极圈上为一天向两极逐渐加长，在南北两极，每年有半年之久。除了南北两极以外，极昼期间的太阳在一日内仍有高度和方位的变化。
极夜又称“永夜”。是指极圈以内地区，太阳终日不出的现象。当太阳直射北半球时，南极圈以内的地区出现极夜；当太阳直射南半球时，北极圈以内的地区出现极夜。极夜的时间长短也因纬度而异，极夜在极圈上为一天，向两极逐渐加长，在南北两极，每年有半年之久。
五带由于地球公转，产生了正午太阳高度变化及昼夜长短的季节变化，造成了地球表面接受太阳热能因纬度不同而有差异的现象。根据地球表面冷热差异而划分成热带，南温带、北温带、南寒带，北寒带五个带，简称五带。五带是按着天文因素划分的，并以回归线和极圈等纬线圈作为分界线，因此它与气候学上的气候带不同。
热带五带之一，指南、北回归线之间的地带，占地球总面积的 40

％左右。这里，太阳高度全年都较大，阳光直射或近于直射。昼夜长短变化不显著，没有极昼和极夜现象。它是地球上气温较高的地带，故称热带。

温带泛指南、北回归线和南、北极圈之间的两个地带，在北半球的是北温带；南半球的是南温带。它们的面积约占地球面积的 50％。这个地区太阳光线没有直射。太阳高度因季节不同而发生很大变化：夏季太阳高度较大，气温较高；冬季太阳高度较小，气温较低。在北温带地区夏季昼长夜短，冬季昼短夜长。昼夜长短越向高纬变化越显著，但没有极昼、极夜现象。温带季节更替明显。南、北温带季节正好相反。
寒带泛指南、北极圈以内的两个地带。在北半球称北寒带；南半球称南寒带。寒带约占地球面积的 10％。这里有极昼和极夜现象。极昼和极夜越近极点，时间越长。这里太阳高度最小，最大时也不超过 23°26′。终年气温较低。故称寒带。
四季在地球上的中纬地区所划分的春、夏、秋、冬四个季节，称为四季。南、北两个半球的季节刚好相反。根据昼夜长短和太阳高度的变化划分的四季称为天文四季，它是以四立（立春、立夏、立秋、立冬）作为四

季的开始，二分二至（春分、秋分、夏至、冬至）做为四个季节的中点，每季长三个月，这样划分的四季有明显的天文意义，但与气候变化不相符合。如立春在天文上是春季的开始，但气候上我国北方仍处于隆冬。我国在气候上是以候平均气温做为划分四季的标准。候温（五天的平均气温）大于 22℃ 为夏季，小于 10℃为冬季介于两者之间的为春、秋季，这样划分的四季称为气候四季。气候四季的各季长短不一，为了使天文季节与气候季节相结合，在北半球，把 3、4、5 三个月划为春季；6、7、8 三个月划为夏季；9、10、11 三个月划为秋季；12、1、2 三个月划为冬季。