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年为周期.恒星视位置的绕转路线被叫做光行差轨道,其形状也因恒星的黄纬而不同.
在南北黄极,光行差轨道是半径为20"的圆(与地球的轨道形状相同);在黄道上,它变
成长度为20"×2的一段直线.在其它黄纬,光行差轨道都是半长轴为20的椭圆,愈近黄极,
椭圆的扁率愈小;愈近黄道,椭圆的扁率愈大.
光行差是由英国学者布拉德雷(1692~1762)发现的.他致力于测定恒星年视差,却无
意中发现光行差.1725年,他测出天龙座γ有以一年为周期的20"的微小位移.可是位移的
方向同预期的视差位移有悖,恒星的视位置不是沿轨道半径方向偏离,而是沿轨道切线方向
偏离.后来,他在太晤士河畔注意到,船舶上旗帜飘动的方向,不仅决定于风向,还与船舶
前进方向有关.这启发他成功地解释了这种效应,并把它叫做"光行差".
奇怪的是,从丹麦天文学家雷默(1644~1710)于1676年测定光速,到1725年布拉雷
发现光行差,相隔达半个世纪之久,竟没有人想到光的传播速度对恒星视位置所产生的这种
极其简单的影响.
光行差的发现一举两得,它无可辩驳地证明了地球的公转,同时又验证了光传播速度.
三,多普勒效应是地球轨道速度对于星光频率的影响.由于地球公转,它同恒星之间便 中国地理网
存在相对运动,使恒星的谱线以一年为周期,交互发生紫移和红移.这是地球公转的又一个
物理证据.
§4.2.2 地球公转的规律性(regularity of the earth's revolution)
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地球绕太阳公转所经过的封闭曲线(它是地心的公转轨道)叫地球轨道.轨道形状是一
个椭圆.椭圆的形状可用它的扁率或偏心率表示.椭圆的扁率就是它的半长轴(a)和半短
轴(b)的差值同半长轴的比率.地球轨道的扁率约为1/7000.偏心率是它的半焦距(c)和
半长轴(a)的比率.地球轨道的偏心率约为1/60.这表明地球轨道的形状虽是椭圆,但十
分接近正圆.
地球有自转和公转.前者是旋转运动,后者是轨道运动.这两种运动之间,存在着如下
的关系:地球的自转轴同它的轨道面成66°34'的交角.有时,人们形象地比喻为地球斜着身
体绕太阳运动.
地球的自转和公转之间的关系,通常是用它的赤道平面和轨道平面的关系来表示.
地球自转决定了它的赤道平面(垂直于地轴),地球公转决定了它的轨道平面.这二个
平面之间成23°26'的交角.在地心天球上,它的表现为天赤道和黄道两个天球大圆的交角,
故称为黄赤交角.黄道和天赤道的两个交点为升分点和降分点(春分点和秋分点),合称二 chinageog.com
分点.黄道对天赤道的两个大距点为北至点和南至点(北半球所谓的夏至点和冬至点)合称
二至点.黄赤大距为23°26',这是赤道面和轨道面的交角在地心天球上的表现.地球的赤道
面与其轨道面的关系,在天球上也表现为南北天极对于南北黄极的偏离,天极对于黄极的偏
离为23°26'.
地球公转的周期笼统的说是一年.地球公转周期的度量,也需要一个超然于地球公转的
参考点.在天文上,按照参考点的不同,年的长度有四种,即恒星年,回归年,近点年,交
点年(食年).它们分别以恒星,春分点,近日点,黄白交点为度量的参考点.由于地球公
转,太阳有周年运动,太阳周年运动的周期,反映了地球公转的周期.恒星年就是太阳沿黄
道周年运行中连续两次经过同一恒星所需的时间.例如狮子座的轩辕十四大体位于黄道,从
去年太阳经过轩辕十四的瞬间起,到今年太阳经过轩辕十四的瞬间止.这段时间就是一个恒
星年.恒星可看作天球上的定点.因此,恒星年就是太阳沿黄道运行一周天(360°)所需时
间,是真正的地球公转的周期,其长度是365.2564日,即365日6时9分10秒.但必须指
出,如以具体某个恒星为参考点来度量恒星年,那么要求恒星没有可察觉的自行.回归年的
度量是以春分点为参考点,即太阳沿黄道连续二次经过春分点所需的时间.其长度365.2422 中_国_地_理_网
日,即365日5时48分46秒.由于地轴进动,春分点西移,回归年稍短于恒星年.春分点
每年西移50〃,回归年相应地比恒星年短0.0142日,即20分24秒,我国古称"岁差".
近点年是地球在其轨道上连续两次经过近日点所需的时间.其长度为365.2596日,即365
日6时13分53秒.由于近日点也是一个动点,每年向东移11〃,近点年相应地比恒星年
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长4分43秒.交点年是太阳在黄道上连续二次经过同一黄白交点所需的时间.由于黄白交
点也是动点,每年沿黄道向西移动,因此交点年短于恒星年,黄白交点每年西移约20°,交
点年相应地比恒星年短18日15时16分17秒(表5).
5 恒星年,回归年,近点年,交点年比较
Table 5 Comparison of sidereal year,tropical year,anomalistic year and intersection year
名称 参考点 点移动方向 与恒星年比较 年长(日)
恒星年 恒星 无明显自行 — 365.2564
回归年 春分点 每年西移50" 短于恒星年 365.2422
近点年 近日点 每年东移11" 长于恒星年 365.2596
交点年 黄白交点 每年西移20° 短于恒星年 340.0200
根据地球公转的恒星周期365.2564日,可以得到地球公转的平均角速度为0.99°/日, 中国*地理网
约每日59'.根据地球轨道周长940,000,000km和上述的恒星周期,即得地球公转的平均线
速度为每秒29.78km,即约每秒30公里.
地球公转的角速度和线速度都因季节而变化.地球离太阳愈近,它所受的太阳引力愈大,
则它的公转的角速度和线速度就愈大;反之,便愈小.地球于每年的一月初经过其轨道的近
日点.这时,它的线速度和角速度最快.具体地说,线速度为30.3km/s,角速度'6110"/日.
每年七月线速度29.3km/s,角速度'5710"/日.每年七月,线速度29.3km/s,角速度'5710".
地球公转速度的变化,严格遵循行星运动第二定律—面速度不变.
克普勒的行星运动第二定律,具有明确的物理意义.日地距离的远近,意味着地球对于
太阳的位能大小.日地距离愈远,地球的位能愈大,反之愈小.地球公转速度的快慢,意味
着地球动能的大小,面积速度不变,意味着保持机械能守恒.
§4.2.3 地球公转的后果(aftereffect of the earth's revolution)
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地球绕太阳运动,必定要在天空中反映出来.那便是
它在轨道上的位移.引起天体视位置的改变.这对恒星,
太阳和行星概无例外.恒星有周年视差位移,太阳有周年
"巡天"运动,行星有错综复杂的视动.同时,行星和月 中国*地理网
球除各自的公转外,还有相对于太阳的会合运动.以上皆
是地球绕太阳运动的结果.它们从不同侧面反映了地球的
公转.
人类不能直接感觉到地球的运动,在公转着的地球上
看起来,却可见太阳的巡天运动.如图28所示,当地球
从E1到E2,则太阳在天球上从S1移动到S2.一年后,当
地球回到E1,太阳则以相同的方向和周期巡天一周回到S1,这就是太阳的周年运动.
事实上,太阳周年运动是恒星周年视差位移的一个特例.其周年视差达180°,视差椭圆
为天球大圆—黄道.
太阳周年运动的图解是十分明显的,但是这种明显的天象却是无法直接观测的,因为太
阳的眩目光辉掩蔽了星空背景.所以,古代天文学家是观测夜半中星的变化,间接推出太阳
的周年运动.中星位于"天南",夜半太阳位"地北".夜半中星不断改变,证明太阳在恒星
间位置的移动.例如,北半球的观测者,在每年春分(3月21日)夜半,看到狮子座中天,
这时,从地球另一侧看来,太阳在天球上位于飞马座方向.随着地球轨道位置的改变,夏至
(6月22日),秋分(9月23日)和冬至(12月22日)的夜半中星,分别有天蝎座,飞马
座,猎户座,这些日期的太阳,相应地位于猎户,狮子,天蝎座方向.这种夜半中星的变化, www.chinageog.com
反映出太阳在天球上从一个星座到另一个星座地巡天运动.历史上,人们就是根据太阳的周
年运动,推断地球的绕太阳公转.
太阳周年运动的路线是黄道.一年中不同的季节和日期,太阳有不同的黄道位置.我国
传统历法24气所表示的,正是这样的位置.24气按太阳的黄经划分,每气跨黄经15°.自
分点起(黄经0°),每隔黄经15°为1气,全年分为24气.
太阳周年运动是地球公转最明显的后果.它从各个方面反映出地球绕太阳公转的具体细
节.首先,太阳周年运动的路线—黄道,是地球轨道在天球上的投影,因此,它真实地反映
了地球轨道平面在天空中的位置.例如,黄赤交角23°26'.说明地球轨道平面和天赤道平面
之间的交角23°26'.其次太阳的黄道位置真实地反映了地球的轨道位置.例如每年的12月
22日(冬至日),太阳到达黄道上的最北点,说明这时的地球位于它的轨道的最南点.又如
1
2
3
2
1
3
太阳
球
轨
道
图28 太阳的周年运动
Figure 28 Solar annual motion
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每年3月21日(春分)太阳位于地心天球上的春分点,若从太阳上来看,当时的地球位于
日心天球上的秋分点.此外,太阳周年运动的方向,周期和速度分别反映了地球公转的方向, www_chinageog_com
周期和(角)速度,其方向向东,周期为一年,平均角速度约为每日59'(变化于61'~57'之
间).
行星和地球都绕太阳公转,它们的轨道大小和周期长短各不相同.因此,地球上的观测
者所看到的行星运动,是行星公转和地球公转的复合运动,即会合运动.
太阳周年运动是地球公转的反映.因此,行星和地球的会合运动,就表现为它们对于太
阳的会合运动,即行星同太阳在天球上的相对位置的持续变化.
行星和太阳都沿黄道(带)运动.因此,它们在天球上的位置,通常都用各自的黄经来
表示,它们之间的相对位置,就是它们的黄经差.当行星和太阳的黄经差相等时,就是它们
的相合,叫做"行星合日",或者叫做"合";当两者的黄经相差180°时,叫做"行星冲日",
或者叫"冲".从这一次行星合日(或冲日),到下一次行星合日(或冲日)所经历的时间,
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