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天文百問

06-06
一、太陽系篇

1. 太陽系的成員有那些?

太陽系是以太陽為中心，其主要成員在2006年國際天文聯合會之決議將它們分成行星（Planet）、矮行星（Dwarf Planet）及太陽系小天體（Small Solar-System Bodies）3類，這3類成員的定義分述如下：

  1. 行星（Planet）：是1個天體，並(a)環繞太陽公轉、(b)具有足夠的質量，令其本身的重力能維繫本體成球狀、(c)能淨空公轉軌道鄰近區域。
  2. 矮行星（Dwarf Planet）：是1個天體，並(a)環繞太陽公轉、(b)具有足夠的質量，令其本身的重力能維繫本體成球狀、(c)無法淨空公轉軌道鄰近區域、(d)不是衛星。
  3. 太陽系小天體（Small Solar-System Bodies）：所有其他環繞太陽公轉的小天體，除了衛星之外其餘均稱為太陽系小天體。

依上述定義，行星有8顆，由最接近太陽算起，依次是水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星和海王星，這8大行星都是以橢圓形的軌道順著同一方向環繞太陽運轉，除了水星和金星外，其餘6顆行星都有各自的衛星環繞，而這些衛星也是以橢圓形的軌道，順著同一方向繞著各自的行星運轉。至於矮行星目前列名有5顆，分別為穀神星、冥王星、Eris、Makemake及Haumea。太陽系小天體則是穀神星以外的其他小行星，彗星及海王星外天體等。此外，太陽系還擁有無數的流星體以及氣體微粒等。

2. 太陽有那些物理及化學性質?

太陽是一顆熾熱氣體狀態的大火球，它的半徑是7.0×105公里，大約是地球的109倍，而質量卻僅有2.0×1030公斤，所以太陽的平均密度每立方公分只有1.4公克，大約是地球的四分之一。由於太陽密度甚低，所以組成太陽的元素應該是較輕的化學元素，科學家們相信，太陽的質量是由約77％的氫、21％的氦，以及2％的較重元素所組成。若以原子個數計算，氫原子應佔十分之九以上，而氦約佔十分之一，至於其他元素的原子總數則還不到2％。地球距離太陽約 1.5×108公里，但我們卻能感受到太陽的熱量，可見太陽光度非常之大，實際上太陽每秒放出4.0×1026焦耳的能量，雖然它的表面溫度只有5800K左右，但其中心溫度卻高達1.5×107K。

3. 太陽的構造為何?

太陽的構造大致可分為6層或6區，由太陽中心算起，依次序為核心區、輻射區、對流區、光球層、色球層及日冕。核心區的半徑約為太陽半徑的四分之一，但質量約為太陽的二分之一，溫度及氣壓都超過其他區域甚多，是太陽能量產生的區域。而輻射區及對流區之厚度分別約為太陽半徑的五分之三及二十分之三，此兩區的功能是利用輻射作用及對流作用將核心區的能量傳至太陽表面。在地球上的我們所看到的是太陽的光球層，溫度大約是5800K，厚度約500公里，是太陽黑子活動的區域。緊接著光球層外的色球層厚約2500公里，溫度約在104K至106K間，是1個十分活躍，有強烈輻射及閃焰（flares）發生的區域。日冕是密度很低而且形狀不規則的區域，它可延伸到數個太陽半徑的距離，溫度介於100萬至數百萬度之間。

4. 太陽有那些明顯的活動?

太陽是1顆熾熱氣體狀態的星球，它自轉的速度隨著緯度而不同，最快是在赤道附近，自轉1周只需25天左右，而緯度越高自轉越慢，近極區自轉1周則需要36天左右。光球表面最顯著的現象是太陽黑子，是太陽表面比較黑暗的區域。通常黑子都是成群出現，形狀不規則，有些則接近圓形，但大小不一，因其溫度較光球低，在明亮的光球襯托下，看起來如同黑暗的斑點，而黑子群附近通常都會伴隨有較明亮的光斑。除了黑子外，整個太陽表面佈滿明亮斑點的米粒組織，米粒的形狀和光度經常在變，平均壽命為8分鐘。此外，在太陽的邊緣還常常可以看到紅色火焰狀氣體，稱為日珥，它有各種不同的形狀如火舌、拱橋、噴泉等，且大小不一，通常高度可達數萬至數十萬公里。

5. 太陽的能量是怎樣產生的?

太陽的能量是由核心區產生的，它主要是藉著質子與質子碰撞過程來產生能量。太陽內部每鐘會發生大約1038次質子－質子連鎖反應，在每次反應過程中，4個氫原子核，經過一連串的核子反應而融合成1個氦原子核，此時有小部分的質量（m）依愛因斯坦的質能相當公式E=mC2轉換成能量(E)，其中C表示光速。由於每公克的氫於核融合成氦時能夠放出6.6×1011焦耳的能量，據估計每鐘約有500萬公噸的質量轉換成能量，所以太陽的能量是由太陽的質量經過核融合反應轉換而來的。

6. 何謂類地行星（terrestrial planet）與類木行星（Jovian planet）?

8大行星如果以它們的特徵來分，可大致分為兩類：較接近太陽的的1顆行星，水星、金星、地球及火星稱為類地行星，它們的共同特徵是由多種岩石礦物及金屬組成，體積小、質量小而密度大，自轉較慢，有固態表面。至於小行星帶外之4顆行星，木星、土星、天王星、海王星稱為類木行星，它們表面大氣的主要成份是氫，其次是氦，體積大、質量大而密度小，自轉速度快，沒有顯著的固態表面。

7. 何謂內行星（inferior planet）與外行星（superior planet）?

8大行星如果以它們的運行軌道來分，可分為兩類：

  1. 在地球軌道以內運行的水星和金星稱為內行星，它們的公轉速度比地球快，所以會周期性地出現趕上並超過地球的情形。
  2. 在地球軌道外側運行的行星稱為外行星，它們分別是火星、木星、土星、天王星和海王星。它們的公轉速度比地球慢，所以會有被地球追上的情形。

8. 水星（Mercury）的特徵與性質為何?

水星在古代稱為「辰星」，它是距離太陽最近的行星，直徑只有4,880公里，大約是地球的38％，質量小，相當地球的0.05倍。它的公轉周期只有88天，但自轉1周約需59天。水星接近太陽，所以我們見水星和太陽幾乎同出同沒，觀測非常不容易。唯有水星距日東大距與西大距時，尚需配合晴朗的天氣以及良好的地平能見度才能看到。當水星距日東大距時，日沒後見於西方地平之上，水星距日西大距時，日出前見於東方地平之上，用望遠鏡看水星，水星也像月球一樣有盈虧的現象。因水星表面沒有大氣的調節，所以晝夜溫差達600度（白天約400℃，夜晚-200℃），由於沒有大氣的保護，水星表面留下許許多多流星撞擊的痕跡，佈滿大大小小的坑穴。水星還有1個特徵，即其表面充滿著由懸崖和陡坡形成的長長壕溝，這是因為水星冷卻收縮而成的。

9. 金星（Venus）的特徵與性質為何?

金星的直徑為12,104公里，比地球略小，質量是地球的0.82倍，而且它有很厚的大氣。金星的公轉周期約225天，而自轉周期是243天，但它的自轉方向和大部分的行星剛好相反。因金星跟水星一樣是內行星較接近太陽，所以當金星位於太陽西邊，則在日出前見於東方地平線上，古時當它是晨星，稱為「啟明」。又當金星運行到太陽東邊，則在日沒後見於西方地平線上，古時候當它是昏星，稱為「長庚」。金星非常明亮，光度可達負4.5等，是除太陽、月亮外最亮的星體。用望遠鏡觀測金星，其形狀像月球一樣，也有盈虧的變化。由於金星擁有濃密的大氣層，雖然只有少量的陽光能透過大氣層到達金星表面，但是溫室效應使金星的表面溫度能維持在450℃左右，其大氣壓力則比地球大90倍。金星表面三分之二是丘陵地且佈滿火山口，其餘的是高原及低地，高地上有一馬克士威山（Maxwell Mountains）高出平均地平面約11公里，是金星的最高峰。

10. 火星（Mars）的特徵與性質為何?

火星色紅似火，中國古時把火星叫做「熒惑」，認為火星出現時，必有戰爭；西方也不例外，把火星叫做Mars，是戰神的意思。火星直徑6,794公里，約比地球小一半，質量是地球的0.107倍。火星的表面一樣充滿（隕石）坑洞、熔岩平原、巨大火山及峽谷。火星的大氣層主要是由二氧化碳組成，但雲層很薄，它的大氣壓力只有地球1％。火星的表面溫度從赤道20℃到極區的-140℃左右，而它的南北兩個極區上都有1個由冰組成的永久極冠，冬季時，大氣層中的二氧化碳會有部分結成冰，而造成大氣壓力的下降，但春、夏季時，極冠會縮小範圍，二氧化碳再回到大氣層中。另外，火星上有一巨大的奧林帕斯（Olympus）火山，高度達25公里，基部寬約600公里。因為火星的赤道面與軌道面交角是25.19度，與地球差不多，所以火星也有四季的變化，其自轉周期是24小時37分。

11. 木星（Jupiter）的特徵與性質為何?

木星是行星中最大的1顆，直徑142,984公里，約為地球的11倍。體積比其他各行星的總和還大得多，質量比地球大300倍以上。木星表面主要是氫與氦組成的氣體，由於木星自轉速度很快，自轉1周只需9時55分，所以表面形成與赤道平行且明暗交互排列的雲帶，亮帶稱為條斑（zone），暗帶稱為帶紋（belt），它們的數目、大小、位置逐年有變化。木星的公轉周期很長，繞日1周將近12年。在天球上視動，每年只不過移過1個星座，所以叫「歲星」。另外，木星上有許多橢圓形的斑塊，其中最大的1個稱為"大紅斑";（Great Red Spot），它大約長3至4萬公里，寬則約1萬4千公里，其中心位置在南緯22度，它是1個巨大的高壓反氣旋。早在17世紀就已發現，到1878年就有連續的觀測紀錄，現其顏色已逐漸變淡。

12. 土星（Saturn）的特徵與性質為何?

土星的直徑為120,536公里，比木星略小，體積比地球大755倍，質量相當於地球的95倍，是第2顆大行星，它的構造跟木星很相似。土星自轉周期10小時39分，比木星稍慢，因此，土星本體成扁球形旋轉體，土星大氣以氫與氦為主，其表面也有雲霧狀的帶紋和赤道平行，公轉周期為29年半。此外，土星外有1環狀物環繞著土星而轉，此土星環依天文家推測可能是從前土星最內的1顆衛星，破裂而成無數細小物體，它們各有其軌道以相同之方向和差不多相同的速度繞著土星旋轉。環的光輝多由太陽的光反射而來，用望遠鏡觀測土星環，可看到這環是3個同心環所合成，在太空船近距離觀測下不只此數。由於土星自轉軸的傾斜，從地球上觀測，土星環會隨著土星繞太陽運行時位置的不同，而出現各種不同的形態。

13. 天王星（Uranus）的特徵與性質為何?

天王星是太陽系第7顆行星，由英國天文學家侯失勒（F.W.Herschel）在西元1781年用望遠鏡觀測發現的1顆藍綠色大行星，其赤道直徑51,118公里，體積是地球的63倍，質量是地球的14倍多，它的體積僅次於木星和土星。自轉周期是17時14分，但公轉周期則需84年，因此它在天空中的視動非常緩慢。天王星最奇特的是其赤道面與公轉軌道面的傾角達97.9度，幾乎是躺在軌道面上，造成陽光會直射北極或南極。當陽光直射北極時，南半球便會處於黑暗的冬季中，反之，北半球也會處於黑暗的冬季中，但由於天王星距離太陽很遠，因此氣候的差異很小，它的表面溫度是-221℃。從天王星發現後，經過了186年，即在西元1977年，人們才發現天王星的光環，光環非常薄，光度又非常暗，所以在望遠鏡中很難觀測到。

14. 海王星（Neptune）的特徵與性質為何?

海王星是天文學家於1846年利用天王星公轉太陽時所產生的攝動現象，計算出來的第8顆行星。其赤道直徑約49,528公里，體積是地球的58倍，質量則為17倍多，表面溫度約-216℃，自轉周期約為16小時，而公轉太陽1周約需165年。海王星也是1顆藍色的行星，由於其上層大氣主要是甲烷（CH4），會吸收紅色光，故呈藍綠色。海王星和天王星在體積、質量方面都非常相似，估計它們的化學組成、內部結構也大同小異。除此之外，海王星也有稀薄的光環，在它的南半球表面，也發現1個以逆時針方向旋轉的大暗斑（GreatDark Spot），其反氣旋式旋轉與木星的大紅斑相似。

15. 矮行星（Dwarf planet）的特徵與性質為何?

2006年國際天文聯合會對太陽系的成員做了定義，將「矮行星」定為新的天體分類，當時列有3顆，分別為穀神星、冥王星及Eris（2003 UB313）。2008年分別又增列了Makemake（2005 FY9）及Haumea（2003 EL61），目前計有5顆矮行星（2008/12/11）。

穀神星是西元1801年義大利的天文學家Piazzi所發現的，過去一直都被列為小行星，且為小行星群中體積最大的1顆，本體直徑為960 × 932公里，繞日公轉週期為4.60年，2006年的新行星定義之後改列為矮行星。

冥王星是西元1930年美國羅威爾天文台的天文學家C.W.Tombaugh所發現的，在過去一直被視為9大行星之一。它在行星中是最小的1顆，比我們月球還小，另其公轉軌道面相對於黃道的傾斜角17.1度遠比其他行星大，再加上公轉橢圓軌道偏心率為0.249，使得其近日點在海王星的軌道之內，因此數年以來冥王星算不算是行星的問題不斷被提出來討論，2006年的新行星定義之後將其改列為矮行星。

Eris（2003 UB313）於2003年由美國Palomar天文台的天文學家Mike Brown等所發現的，本體直徑約為2400公里比冥王星還大一些，因此發現後使得大家重新評估行星的定位問題。2006年的新行星定義之後將其列為矮行星之一，是目前體積最大的矮行星。

Makemake（2005 FY9）於2005年3月31日由美國Palomar天文台的天文學家Mike Brown的團隊所發現，被國際小行星中心編為第136472號小行星。2008年7月11日國際天文聯合會將其列為矮行星的第4顆。

Haumea（2003 EL61）於2005年7月29日由西班牙Sierra Nevada天文台天文學家J. L. Ortiz及其研究團隊在分析2003年過往資料時所發現。2006年9月7日被國際小行星中心編號為136108號小行星。2008年9月17日國際天文聯合會將此小行星歸類為第5顆矮行星，並以「Haumea」命名之。

16. 甚麼是小行星（asteroid）?

小行星是一塊塊大小、形狀不一，沿橢圓軌道繞太陽運行的小天體，它們的質量都不大，其中大部分運行在火星軌道與木星軌道之間，稱為小行星帶。小行星帶的來源有各種說法，有謂它們是大行星碎裂而成，有謂它們是太陽系誕生初期，原始瀰漫物質由於某種原因而未能凝聚成大行星，只形成小行星以分散狀態遺留至今，其中有些可能是彗星的殘骸（軌道較狹長者）。小行星被陸續發現至今有永久編號的已有20多萬顆，由1925年起新發現的小行星先予臨時命名，在算出軌道後再經過兩次以上衝日觀測，就賦予永久編號和專有名稱，有的以古希臘、羅馬神話人物命名，有的則由發現者給予其他名稱。

小行星的本體直徑大於100公里的約有二百多顆，有些小行星甚至不足1公里。它們像8大行星一樣，一邊自轉，一邊繞著太陽公轉。在小行星中最大的1顆叫穀神星（Ceres），在2006年國際天文聯合會已將其改列為矮行星。

17. 甚麼是彗星（comet）?

在太陽系家族裡面，除了行星、矮行星及流星外，我們最常觀測到的就是彗星。彗星古代叫孛星，民間俗稱掃帚星，由於形狀怪異，出現無常，一般人都當它是不吉祥的凶星。一般彗星皆由彗頭和彗尾兩部分所組成，彗頭包含彗核、彗髮和彗雲；彗核是彗星的主要部分，直徑僅數百公尺至數百公里，由固態的氣體及碎石、塵埃等所組成，集中了彗星絕大部分的質量；彗髮是彗核周圍的一層霧狀物，是彗星接近太陽時受熱汽化而產生；彗雲包圍著彗髮，由氫原子組成，直徑約100萬公里。彗尾是彗星接近太陽時彗頭的蒸發物，受太陽風的作用在背向太陽方向形成一條或數條長長的尾巴。彗尾在彗星最靠近太陽時最長，當逐漸遠離太陽時，便逐漸縮小以至消失。彗尾物質很稀薄，又分離子尾和塵埃尾兩種，最長可達幾億公里。彗星繞太陽的軌道可分為橢圓、拋物線和雙曲線3種型式，沿後兩種軌道行進的彗星在繞過太陽之後便永不回歸，稱為非週期彗星，而沿橢圓形軌道運行的彗星叫周期彗星，最有名的是周期為76年的哈雷彗星，它將於民國151年（西元2062年）再次回歸。

18. 甚麼是流星（meteor）和隕石（meteorite）?

行星際太空中充滿著塵埃粒子或固體碎塊叫流星體，當它們在地球附近，受地球引力作用而以高達每秒幾十公里速度進入地球大氣層時，會跟空氣摩擦而燃燒產生光跡，被我們所看見，稱之為流星，較大者像紅色的火球一樣墜下來，持續時間長，拖曳著長長的光痕，這種流星叫做火流星（fireball），較小的流星光度暗淡，迅速劃空而過，眨眼之間燃燒殆盡而消失，稱為飛流星（shooting star）。在無月晴朗的夜晚，1位觀測者平均每小時可看見10顆左右的流星，由於地球公轉及自轉的因素，流星在下半夜所看見的數量比上半夜多也明亮些。大部分的流星體積很小，在大氣層中與空氣摩擦而燃燒，未落到地面就已化為灰燼，但有少數體積較大，未燒盡而落到地面著，叫做隕石。隕石依其成分可分為3類：

第1類為石質隕石（aerolite），主要成分是矽酸鹽。

第2類為鐵質隕石（siderite），主要成分為鐵與鎳合金。

第3類為石鐵質隕石（siderolite），成分為岩石和金屬。

地球繞日公轉途中，當它橫越某顆彗星軌道時，由於在軌道上流動的塵埃和碎粒墜入大氣層中，我們可以看到星隕如雨，像放射煙火般，故稱之為流星雨。那些塵埃和碎粒被認為係彗星運行時遺留在軌道上的物質，因此流星雨常與彗星相提並論，流星雨均以輻射點所在的星座命名，如果同一星座中不只1個流星雨時，則以最接近的恆星命名，如寶瓶座η(星)流星雨。

19. 遙望天邊月，有關月的基本常識為何?

月球是除太陽外最亮的天體，也是最接近我們地球的天體。它是1個本身不會發光的星球，直徑約3,476公里，比地球直徑的四分之一稍大一些，而體積則為地球的0.0203倍，質量是地球質量的0.0123倍，月球的平均密度是3.3公克/厘米3，這相當於地球花崗岩薄層下玄武層的平均密度。由於月球的引力較小，物體在月面上的重量僅及在地球上的六分之一，因此月球上無法保持住大氣，而成為奇特的荒漠世界。月球是地球的永久伴侶，月地平均距離為384,400公里（約為30個地球的直徑）。

月球繞地球公轉1次需27.32天（依某恆星為準），這一時間間隔叫做恆星月。月球是以橢圓軌道繞地球運轉，月球軌道平面在天球上截出的大圓我們稱之為白道。白道平面不重合於天球赤道也不平行於黃道面，而且它的空間位置在不斷地變化，白道與黃道的交角平均值為5°09"，由於月球相對太陽位置的變化，產生月球位相順次呈現下列不同的面貌。

  1. 朔（新月）：這時月球淹沒在太陽光中，此時日、月經度相同，我們無法看到月球。
  2. 上弦月：月球在太陽東邊90°，呈凸向右邊的半圓形，出現於上半夜。
  3. 望（滿月）：月球和太陽在天上的方向正相反，當太陽西落時它即東升，太陽下中天時（子夜）它在上中天，因此明月整夜可見，望發生在約農曆的十五或十六左右。
  4. 弦月：月球在太陽西邊90°，呈凸向左邊的半圓形。出現在下半夜的東方夜空。

月球位相變化週期是29.53日，這叫做朔望月。

20. 日食是怎樣發生的，有那幾種?

日食、月食屬天象中交食的1種，所謂食就是指1個天體被另1個天體或其黑影全部或部分掩遮的天文景象。日食主要有日全食、日偏食及日環食3種。日食發生的原理是地球上的局部地區被月影所遮蓋而造成的。日食必發生在朔日，即農曆的初一。因該日適逢日月同經，同時太陽與月球位於黃道、白道交點附近（距離不超過18度）才會發生日食。又因太陽比月球的直徑大400倍，因此在月球的背光面會形成1個圓錐狀的黑影，這個錐影稱為本影，在地球上本影錐中的觀測者都見不到太陽，稱之為全食。而在本影四周範圍較大的反向圓錐形陰影稱為半影，半影區域中只能見到不同程度的日偏食，在半影之外的地區則一切如常看不到交食，當月球離地球較遠時，看起來月輪比日輪小，不能把整個日輪遮住，即月球本影的錐頂位於地面上空，本影延伸出的倒向圓錐稱偽本影，偽本影落在地面上，在偽本影內的觀測者，看到黑暗的月輪周圍繞著1圈明亮的光環，這叫做日環食，也稱為金環食。

21. 月食是怎樣發生的，有那幾種?

月食是天體交食的1種，它發生在「望」的時候，約農曆的十五或十六。因陽光受地球阻擋，在地球的背光面所產生長長的圓錐形陰影，我們稱之為本影，在本影四周較大但較淡的反向圓錐形陰影稱為半影，當月球運行到與太陽經度相差180度時，亦即地球介於日、月之間，若月球到達黃道與白道的交點附近時會進入陰影區內，由於月面無法反射陽光，因此產生月食現象，若整個月球都在本影區內稱月全食，若僅局部被地影遮掩，則僅能見到月偏食。又由於地球的直徑大約是月球的4倍，所以在月球軌道上地球本影的寬度仍然相當於月球直徑的2.5倍，顯然月球軌道上的地影直徑永遠大於月球，因此月食只有月全食和月偏食兩種。雖然沒有環食，但卻有半影月食。若月球只進入半影區，則稱半影月食，由於此時月面反射陽光量較平常減少不多，因此月食現象並不明顯，用肉眼觀測不易辨識到月面亮度的變化。

22. 何謂沙羅周期（Saros cycle）?

由於地球和月球的運動所產生的日、月食天文現象，早為古巴比倫人所發現，因日、月的運動都是有規律的周期性運動，致交食也是有一定的規律性，並且必然會周期性的出現。此周期循環的時間為18年又11.3天（如果在這段時期中有5個閏年，就成為18年又10.3天），在新周期內日月食又依序出現，且與前個周期所發生者相似，亦即每次交食後經過6585.32天，必會發生另1次類似的交食現象，這個周期即稱為「沙羅周期」。

23. 甚麼是波德定律（Bode"s law）?

波德定律是利用簡單的倍數計算方法，求得行星與太陽的距離。方法如下：將水星設為0，金星為3，以後的行星設定為前行星的2倍，所以地球為3×2=6，跟著的行星依次序為12,24,48……，將每個設定的數值加4再除以10即得此行星與太陽的平均距離，以天文單位（太陽至地球的平均距離）為準。

由下表可看到水星到天王星，波德定律都很準確，至於海王星則不適用。

行星 波德定律 觀測值（天文單位）
水星 （4 0）/10 = 0.4 0.387
金星 （4 3×20）/10 = 0.7 0.723
地球 （4 3×21）/10 = 1.0 1.000
火星 （4 3×22）/10 = 1.6 1.524
小行星 （4 3×23）/10 = 2.8 2.770
木星 （4 3×24）/10 = 5.2 5.203
土星 （4 3×25）/10 =10.0 9.539
天王星 （4 3×26）/10 =19.6 19.180
海王星 - -

24. 何謂奧特雲（Oort cloud）?

彗星的起源，有許多說法，其中以原彗星雲假說最有名。西元1950年奧特（J.H.Oort）經由19顆長周期彗星半長徑分布的統計分析，得到這些彗星必定來自距太陽2萬~10萬天文單位的球殼般空間區域，據此認為在太陽系邊緣這個空間區域中有大量的原始彗星（沒有彗髮及彗尾，僅是個冰雪球），他稱此區域為原彗星雲區，又被稱為奧特雲，他估計該區至少有2兆顆以上的原始彗星，其總質量比地球質量還要小，繞太陽1周要幾百萬年，由於它們處於太陽與其他恆星間，受到恆星引力的影響，使一些彗星改變原來運行的軌道，有部分進入太陽系內；另一部分則可能被拋到太陽系外。

25. 何謂黃道（ecliptic）?黃道帶（zodiac）?

在二千多年前，古埃及和希臘的天文學家，就已發現了太陽周年視運動的路線在天球上是1個大圓，確定了太陽在星空中運行的路線，這個大圓就叫做黃道。

在這圈大圓的南北各8度的區域，正是太陽、月亮和水星、金星、火星、木星、土星等5個行星在天球上運動的範圍，所以把這黃道南北各8度寬的部分叫做黃道帶。

26. 何謂黃道十二宮?

黃道十二宮指的是黃道在天球上的12個背景星座，二千多年前希臘的天文學家希巴克斯（Hipparchus）參酌希臘神話及古老傳說，由春分點（黃道與天球赤道的交點）依次向東逐一命名，由於當時春分點位於白羊座，因此取白羊為黃道第1宮，以下依次為金牛、雙子、巨蟹、獅子、室女、天秤、天蠍、人馬、摩羯、寶瓶、雙魚等，每個星座跨越的範圍長短不等，平均30弧度左右。但是由於歲差的關係，春分點每年平均向西退行約50弧秒，2千年後的今天，春分點已退到雙魚座，但一般習慣上仍沿用舊法視白羊座為黃道第1宮，西洋占星術亦復如此。

27. 何謂凌日?

凌日是天象中「食」的1種，其原理與日食很相似，是內行星從地、日間通過，我們見到1個黑點在日面緩緩掠過，如水星凌日，金星凌日即是。水星和金星是內行星，它們的公轉軌道位於地球和太陽之間，水星的軌道和黃道面之間有7度的夾角，每年5月和11月地球經過水星軌道的昇交點和降交點附近時，如果水星剛好下合日，就會發生水星凌日的現象。水星的體積雖比月球大，但距離地球較遠，因此它凌日時的影子不能到達地球。而且水星與太陽相較，水星直徑大約只有太陽的1/285，所以我們用望遠鏡以投影法觀測水星凌日，僅能見到1顆小黑點從太陽面緩緩地掠過。水星凌日上次出現於2006年11月09日，下次預計會在發生2016年05月09日，而金星凌日現象由於公轉周期較長等因素故較為罕見，需相隔約105年1次再8年又1次，接著需等121.5年再見到1次，然後再8年又1次。金星凌日上次在2004年6月8日，預計未來會在2012年6月6日發生。

28. 為甚麼月球恆以同一面向著地球?

現在以下面３種圖來說明何以月球恆以同一面向著地球。

月球只繞地球轉而月球本身不自轉時，在1個朔望月內月面的各部分依次朝向地球。

月球除了繞地球轉動，月球本身也自轉且與繞地球轉動 的周期相等，方向相同，則月球以同一面對著地球。

若月球自轉和繞地球轉動的周期雖然相等，但由於方向的不同，則地球上也能看到月面上的各部分。

由以上3種情形知道，月球的自轉和繞地球轉動的周期相等及方向亦相同（都是反時針的方向）的情況之下，月球才會以同一面朝著地球。

29. 距離太陽系最近的恆星在那裡?

鄰近太陽系的恆星由近而遠的10顆依序如下表：

  1. 半人馬座α星（α Cen）：4.3光年
  2. 巴納德星（Barnard"s）：6.0光年
  3. 伍爾夫359星（Wolf 359）：7.7光年
  4. 勃蘭得2147星（BD 36°）：8.2光年
  5. 鯨魚座uv星（Luyten 726-8）：8.4光年
  6. 天狼星（Sirius，大犬座α星）：8.7光年
  7. 羅斯154星（Ross 154）：9.5光年
  8. 羅斯248星（Ross 248）：10.4光年
  9. 波江座ε星（ε Eri）：10.8光年
  10. 羅斯128星（Ross 128）：10.9光年

半人馬座的α星是1顆0等星，西名Rigil Kent，中名南門二。它是早期利用視差法計算出實際距離的恆星之一，其實它是顆三合星，其中1顆11等星距離僅4.2光年左右，西名Proxima，是距離太陽系最近的恆星，我們稱它是比鄰星。

二、恆星篇

30. 什麼是天球（celestial sphere）?

我們站在地球上仰望天空，看到天上的星體，似乎散布在1個以觀測者為中心的圓球球面上，而所有的星體看起來好像都離我們一樣遠，實際上我們看到的是它們在這個巨大的圓球球面上的投影，這個假想的圓球就稱為天球，它的半徑當作無限大。觀測者由於只能辨別星體的方位，利用天球的概念可研究星體的位置及運動，在球面上處理點和弧線的關係，它在天文上用途極廣。

31. 什麼是星座？星空中共有幾個星座?

天球上的星星密密麻麻的數也數不清，為了便於研究及觀測，人們把星空分為若干個區域，每一區就是1個星座，如同縣劃分成許多個鄉鎮一樣，每一個星座均冠予神話故事中的人物、動物或器具等的名稱。西洋星座最早始於巴比倫時代，到了西元2世紀托勒密（Ptolemy）時他將全天分為48個星座，以後陸續增加約40個，但星座不斷地改變與補充，西元1930年國際天文學會公布全天確定列為88個星座及星座界線，其中北天28個，黃道12個，南天48個。而中國古代是以星宿及星官來劃分，其中較重要的是三垣二十八宿，三垣指環繞北極和近頭頂天空分為3個區域，分別是紫微垣、太微垣和天市垣，而在環黃道和天球赤道近旁一周分為四象，四象中又將每象細分成7個區域，合稱二十八宿，這些都是中國特有的星座名稱。

32. 何謂四象與二十八宿?

中國古代為了便於觀測與記錄日月行星的運動及其他特殊天象，將天球赤道與黃道帶１周劃分為4個星區，以動物來命名稱為四象，它們分別是蒼龍、白虎、朱雀、玄武，至於為何取此4種圖象則眾說紛雲，有謂與原始部落之圖騰有關，有謂代表季節，有謂古人將亮星相連想像成動物形狀而以吉祥動物命名，至於4種顏色，似與古代盛行之五行（金、木、水、火、土）有關，四象的方位古代取春分前後在初昏所見之星象為依據，此時朱雀之象在南方天空，東邊為青龍，西邊為白虎，北方地平附近則為玄武。

由於四象各區涵蓋範圍太廣闊，因此後來各區再細分成七宿，即為二十八宿，部分宿名係取四象之部位命名，如角、心、尾分別指龍角、龍心與龍尾。二十八宿由角宿自西向東宿名依次為角亢氐房心尾箕、鬥牛女虛危室壁、奎婁胃昴畢觜參、井鬼柳星張翼軫，每宿跨越範圍不一。二十八宿的名稱首見於「周禮」，而全部二十八宿的宿名則最早見於呂氏春秋，二十八宿是經過漫長的發展才形成完整的體系，其宿名及範圍經過歷代多次的演變與調整，民國67年（西元1978年）湖北省隨縣擂鼓墩發掘出的戰國早期曾侯乙墓中，有個漆箱蓋上寫有古代二十八宿的宿名，以此推斷，二十八宿體系的形成，應比戰國初期要早得多。

33. 星星有名字嗎?如何命名的?

夜空中明亮的星星多得無法計數，為了區別它們，古代各民族皆對星星加以命名，如中國古代的三垣二十八宿中的星，以帝王、百官、人物、器具、動植物等名稱命名，如天皇大帝、九卿、織女、貫索、螣蛇、瓠瓜等。而西方最早從巴比倫人替星星命名，經過阿拉伯人、希臘人等陸續增列，現今大約有200顆恆星有它們的專名，如天狼星（Sirius），織女星（Vega）。

西元1603年德國的貝耶（Bayer）發表著名的星圖「Uranometra」中，恆星依其在星座中的亮度，按希臘24個字母的順序標記，在字母後面附記該星所屬星座名，如α Orionis，縮寫為αOri，希臘字母用完後就用拉丁字母（a,b,c……及A,B,C……），另外，英國皇家天文台的弗萊斯德（Flamsteed）鑑於星座中恆星過多，字母不敷使用，因此用數字來表示如32 Leo（即α Leo），數字的次序由星座東至西編排，這樣所有的星星都可以有名字了。

34. 恆星依其光譜如何分類?

星球依據其光譜目前按哈佛天文台分類有7大類型，由於光譜主要反映恆星的溫度，所以這種恆星分類是以星溫為依據，它們按溫度由高而低依次為

Ｏ型：藍色，表溫大於25,000度，有離子化氦及其他元素譜線，如獵戶伐三。

Ｂ型：藍白色，表溫11,000度至25,000度，氫譜線強，中性氦譜線明顯，如室女座角宿一。

Ａ型：白色，表溫7,500度至11,000度，氫譜線十分強烈，無氦線，如大犬座天狼星。

Ｆ型：黃白色，表溫6,000度至7,500度，氫線轉弱，鈣線十分清晰，如小犬座南河三。

Ｇ型：黃色，表溫5,000度至6,000度，強烈鈣線及其他金屬元素譜線，氫線弱，如太陽。

Ｋ型：橘黃色，表溫3,500度至5,000度，金屬元素譜線增強，如牧夫座大角星。

Ｍ型：紅色，表溫2,000度至3,500度，氧化鈦分子帶突出，金屬線仍強，如獵戶座參宿四。

另有不到1％的恆星依其特徵分為Ｒ、Ｎ、Ｓ與Ｗ4種附加型。前3者由橙到紅色，與Ｋ、Ｍ型相似，Ｗ則與Ｏ型在藍色盡端。

科學家後來再依原子離子化程度不同，再將各型再細分為10個副型，分別以0至9來表示，如A0、A1、A2、A3……A9等，太陽屬G2型恆星。

35. 雙星有那幾種?

雙星一般可分為光學雙星及物理雙星兩種，兩顆星雖然相隔很遠，但遠看時彼此很靠近，這僅是視線上的重合，彼此間沒有力學的關係，並不會互相環繞運動，這兩顆星稱為光學雙星。而物理雙星指的是兩顆星實際上很接近，由於彼此引力的作用，兩者繞著質量中心運動，這種雙星才是真正的雙星系統，是科學家所研究的對象。

物理雙星通常粗分為3類：

  1. 目視雙星：以肉眼或透過望遠鏡可以直接分辨的雙星，經長期觀測它們有互繞的現象，例如：天狼星
  2. 分光雙星：此種雙星靠得很近無法分辨，但依兩星互繞時其譜線分成紅移與藍移兩組。然後再併為原譜線，這種規律性週期變化性質，可證實其為雙星，例如角宿一。
  3. 食雙星：雙星軌道在向地球的視線方向或兩星彼此很接近，相互繞轉時會輪流遮掩對方，造成亮度會有週期性的規則變化，例如大陵五。

36. 變星有那幾種?

有些恆星的亮度會發生明顯的起伏變化，這種星稱為變星。變星按亮度變化的原因可分為光學變星和物理變星兩類，前者如雙星系統中亮星與暗星相互繞轉質量中心時，會輪流遮掩對方使得亮度產生週期性變化，這類變星稱為食變星或幾何變星，如英仙座的大陵五變星。而物理變星其亮度變化是由於恆星內部或大氣層物理狀態不穩定所引起，分為兩種：

  1. 脈動變星：因星球體積出現週期性膨脹與收縮，引起亮度亦呈週期性變化，如仙王座造父一變星。
  2. 爆發性變星：星體的光度在短時間內突然增加到幾萬甚至幾百萬倍，這種星在爆發前通常很暗，只有在爆發後持續一段時間相當明亮，曾被認為是新生的星球，故被取名為新星，另外光度突然增為原來1,000萬倍以上的變星稱為超新星，它是質量較重的恆星在演化過程中所產生的現象。

37. 星球如何演化?

太空中的氣體與塵埃受萬有引力作用聚集，因重力收縮使其溫度和密度逐漸上昇，當中心溫度高到足以點燃核融合反應時，恆星乃告誕生，它生命中大部分的歲月是將氫融合成氦，釋出大量熱能，使向外膨脹的熱壓力抵消重力，成為1顆穩定的恆星，到了靠中心的氫耗盡後，氫融合逐漸移至外層發生，使恆星突然膨脹，表溫下降成為紅巨星，後來星體再次因收縮溫度升高使核心進行氦融合成碳的核反應，質量與太陽相近或較小的恆星，在中心的氦耗盡後就不能再產生能量，僅輻射儲存之熱能，溫度逐漸冷卻而成白矮星；比太陽重得多的恆星，繼續進行核反應至中心融合成鐵才停止，由於重力太大又無法再產生核能，恆星乃急速收縮，此時部分能量會反彈將外層炸掉，爆炸時光度劇增，成為極亮的超新星，爆炸後之中心殘骸繼續崩潰收縮形成中子星；而質量更重的恆星在形成中子星後仍繼續收縮，因大量物質集中，重力強至連光都無法逸出，形成黑洞。而被炸散的物質回到星際空間的雲氣中，成為下一代星球形成的原料物質，這就是恆星演化的循環。

38. 何謂H-R圖?

西元1911年丹麥赫茲布朗（E. Hertzsprung）和1913年美國羅素（H.N.Russell）先後發現恆星的光度及表面溫度的關係，並以統計圖表示出來，稱為赫羅（H-R）圖，圖中絕大多數恆星聚集在1條從左上到右下的帶狀區域中，此區域稱主序帶，帶上的星稱主序星，溫度高的恆星光度強，溫度低的恆星光度弱，恆星一生大部分在主序帶度過，赫羅圖中右上方的恆星光度強，表面溫度低，主要因為體積很大，分別是紅巨星及紅超巨星，而在左下方的星正好相反，體積小溫度高光度弱，它們是白矮星。利用赫羅圖可以幫助我們對恆星作相互的比較，更進一步能用來研究恆星的形成和演化。

39. 何謂白矮星（white dwarf）?

依據恆星演化的理論，質量在4倍太陽質量以下的恆星，內部核融合反應使其質量逐漸喪失，到了晚年星球質量剩下不到1.4倍的太陽質量，由於內部不再產生核反應，重力作用使星球縮小到如地球般大小，雖然表面溫度很高，但因體積小，故成為1顆白色低亮度的星球，稱為白矮星。第1顆被發現的白矮星是天狼星的伴星。由於低質量恆星演化到最後階段將成白矮星，估計銀河系內星球約有十分之一將成白矮星，太陽則約在50億年後成為白矮星。白矮星由於內部不再引發核反應產生能量，因此儲存的熱能將慢慢往外輻射而散失，星球溫度逐漸降低，光度將愈來愈暗，經過數十億年後將成又冷又暗的黑矮星。

40. 恆星如何演化成紅巨星（red giant）?

恆星在演化過程中，重力收縮溫度升高點燃核心氫融合成氦的核反應，部分質量轉換成能量，使星球維持長期且穩定的光輝，而星體內部高溫所產生的向外膨脹之熱壓力與造成收縮的重力達到平衡，因此這個階段星體大小和溫度大致不變，如現今太陽即是1例。但是，中心的氫耗盡後，核融合反應停止，由於熱壓力不足以抗拒重力，故星體開始收縮以致溫度上昇，使核心得以進行氦融合成碳的核反應，而核反應使核外層的溫度因此上昇，導致外層的氫得以產生核反應，此時星球整體向外的熱壓力大於向內的重力，星球開始膨脹，但其表面溫度因體積膨脹而降低，因此星光呈現紅色，而成紅巨星，此時星球已達老化的階段。

41. 何謂新星（nova）?成因為何?

有些星球的亮度在短時間內突然增加數萬倍甚至數百萬倍，它們曾被認為是新生的恆星，其實這種星的光度本來很暗，只有在爆發後一段時間特別明亮，然後光度逐漸降低，最後又回復到原來昏暗的狀態，這就是新星。

目前天文學家認為大多數新星是在雙星系統中發生的，當雙星彼此相距很近時，物質可由一星表面被另一星吸去，若其一是紅巨星，由於它膨脹後外層物質距中心太遠，受到重力吸引反不如伴星強，當伴星是白矮星時，紅巨星外層物質流向伴星，慢慢累積在表面，新加的物質如氫與氦的溫度與密度達到核融合反應時，會突然釋出大量核能，產生爆炸使星球光度突然大增，但爆炸把物質炸散，阻止進一步的核反應，所以光度逐漸降低。一般認為新物質會再累積，過一段時日後可能會再發生爆炸，所以發生新星的現象很可能會重複出現。

42. 何謂中子星（neutron star）?有何特性?

依據恆星演化理論，質量在4至8倍太陽質量的恆星，歷經紅巨星階段後，星球質量剩下約1.4至3倍的太陽質量，當核心經核反應至鐵與鎳後，由於進一步的融合不會再產生能量，恆星無法支持自身的重力而急劇收縮，因壓力太大使原子核破碎，逼使電子被壓縮與質子結合成中子，此時部分能量以反彈波形式向外傳遞將外層炸散，即超新星階段，爆炸後中心殘骸繼續收縮直至中子的密度能抗拒重力壓縮才停止，此種星球內僅中子能存在，因此稱中子星。

中子星一般質量與太陽差不多，但半徑僅約10公里左右，密度高到不可思議的地步，相當於地球上1塊方糖大小卻約重1億公噸的質量，典型的中子星表面溫度約100萬度左右，由於它體積實在太小，因此雖然溫度很高，但是光度很低，我們在地球上不容易以光學望遠鏡偵測到它的存在。

43. 何謂波霎（pulsar）?

西元1967年英國天文學家利用無線電望遠鏡偵測到一系列的脈衝波（pulse），經過長期觀測及研究結果發現，它是1個無線電波源所發出的脈衝波，因此將該電波源取名為pulsar，中名直譯為波霎或脈衝星。天文學家現在已確認它是具有強磁場且快速自轉的中子星，由於中子星的強磁場在其四周創造的電場強度很大，它將磁極附近的帶電粒子加快至高速且碰撞原子放出光子，光子以狹小的束狀方式由磁極離開中子星，因為中子星急速旋轉，而磁軸與旋轉軸有1傾角，因此光束在太空中以環狀掃動，就像燈塔的光一樣，每當光束掃過地球，我們便收到1個信號，信號依中子星自轉週期為間隔而重複出現，這種中子星因發出有規律一閃一閃的脈衝波，故稱之為波霎（發出脈衝波的星體）。

44. 何謂黑洞（black hole）?

依據恆星演化的理論，質量大於8倍太陽質量的恆星，歷經紅巨星及超新星爆炸階段後，其中心殘骸仍大於3倍太陽質量，由於其重力超越中子所能抗拒之上限，因此它不會成為中子星，而是繼續收縮塌陷。由廣義相對論得知，由遠距離看其收縮需很長時間，且收縮得愈小則重力愈強，這種大量物質集中在極小的區域，其重力強到即使光都無法逸出，並且接近永遠收縮的天體，我們稱之為黑洞。黑洞僅是個重力場，無法吞吸其重力範圍外遠距離的物質或星體，當物質陷入黑洞時，受到嚴重的扭曲和摩擦，將使它加熱到數百萬度，放出Ｘ及ｒ射線，我們利用偵測強烈Ｘ射線源來發現黑洞的所在，第1個被發現最有可能是黑洞的天體是天鵝座的X-1（Cygnus X-1）。

45. 何謂星雲（nebula）?分為那幾種?

星雲是星際空間中模糊斑點或雲霧狀的天體，由氣體和塵埃微粒所組成，星雲中物質密度非常稀薄，平均每立方厘米僅數十至數千個原子，但由於星雲體積龐大，因此雖然密度小，但總質量卻非常大，其主要氣體為氫。

星雲的形狀不一，明亮程度亦不同，就形態上可分瀰漫星雲（diffuse nebula）行星狀星雲（planetary nebula）及超新星殘骸（Supernova remnants）等3種，瀰漫星雲廣闊稀薄且不規則無定形，後2者為恆星演化末期所造成的。

  1. 發射星雲（emission nebula）：星雲內氣體受到中心處或附近高溫恆星的輻射激發，而使星雲本身發光。如金牛座蟹狀星雲（Ml）。
  2. 反射星雲（reflection nebula）：星雲反射或散射周圍附近低溫恆星的輻射而發光，而成為明亮的星雲。如獵戶座內之反射星雲M78。
  3. 暗星雲（dark nebula）：星雲附近沒有亮星照耀，本身擋住甚至吸收背後恆星的輻射光線，因此我們看見它呈現一片黑暗。如獵戶座馬頭暗星雲（B33）。

前兩類統稱亮星雲，而後兩類的區別主要在於照明的恆星、星雲本身及觀測者此3者之間相對位置的不同，因此而有不同的名稱。

46. 銀河系（Galaxy）是如何形成的?其結構如何?

銀河系西名又稱為Milky Way system，天文學家研究推論，銀河系最初是1團自轉的似球狀雲氣，由於重力作用而收縮凝聚，氣體密度亦不斷增加，並使局部地區特別密集，然後再個別演化成為恆星，再因自轉軸方向收縮較快，所以銀河系由球狀逐漸演化成盤狀，愈來愈扁，形成今日的螺旋星系。

銀河系的結構大致如下：銀河系物質（主要是恆星）密集分佈在1個圓盤面，形狀像煎好的荷包蛋，叫銀盤，銀盤中心隆起的球狀部分如同蛋黃者是銀河中心叫核球，核球的中心稱為銀核，在銀盤上從核球分出4條主要的旋臂（分別是主旋臂、中間旋臂、內旋臂及外旋臂），銀盤直徑長約10萬光年，中心最厚部分約1.5至2萬光年，天文學家估計銀河系總星數約有1,000億顆以上的恆星。

47. 太陽位於銀河系中那個位置?它會繞銀河中心旋轉嗎?

太陽是銀河系內眾多恆星中的1員，位於銀河系之主旋臂與外旋臂間的獵戶座分支旋臂內側附近，距離銀河中心約3萬光年，太陽附近銀盤厚度約為3千光年。銀河系整體會做不均勻的自轉，距離銀河中心遠近不同的恆星，它們繞著銀河中心旋轉的速度就不相同，其週期亦有差異，就太陽位置而言，它以每秒250公里的速度繞著銀河中心旋轉，繞1圈的週期約2億5千年。

48. 何謂星團（star cluster）?其分類與特徵各如何?

天上的星星因物理關係而彼此聚集在一起自成1個系統，我們稱之為聚星或多重星（multiple star），兩顆組成的叫雙星（binary star），3顆或4顆在一起的叫三合星（triple star）或四合星（quadruplestar），由10顆以上的恆星，各成員間因引力束縛而聚在一起的恆星群，我們稱之為星團，依其形態可分為兩種：

  1. 球狀星團（globular cluster）：外形呈球狀對稱或接近球狀對稱而得名，星團內的恆星十分密集，由數千甚至數十萬顆恆星所組成的集團，直徑約 100光年。球狀星團圍著銀河中心作球形分布，亦即位在銀盤上下方及中央突起的核球處，距離我們都很遠，用大型望遠鏡也不能把星團中的恆星個別分辨出來，星團中的恆星是銀河系中最早形成的一批，年齡約100億年，全天空最亮的球狀星團是半人馬座ω星團，而北天最亮的則是武仙座的M13。
  2. 疏散星團（open cluster）：又名銀河星團（galactic cluster），以其大多分佈於銀河系圓盤內而得名，星團的成員僅數十到數百顆恆星，其直徑最大僅約30光年，各星彼此間的距離較大，用望遠鏡可以看清較近的疏散星團中各別的星星，因此稱為疏散星團，星團中恆星的年齡較球狀星團要年輕許多，不過差別很大，有些年齡僅數百萬年，有些則是幾十億年。金牛座的昴宿星團即是較著名的疏散星團。

49. 什麼是星系（galaxy）?可分為那幾類?

星系是宇宙中龐大的恆星群，它是由數十億至數千億顆恆星以及星際氣體和塵埃物質等所構成，其所佔的空間範圍由幾千到幾十萬光年不等。

星系有各種不同的形狀和結構，美國天文家哈柏於1926年將星系依其外觀特徵分成3大類：

  1. 橢圓星系（Elliptical galaxy）：此類星系有個恆星密集的核心，外圍有許多球狀星團，其形狀是各種扁度的橢圓形，以英文字母 E表示，並附註阿拉伯數字表示橢圓的扁度，由O至7，數字愈大橢圓愈扁平，O表示接近圓形，如E0，E7。
  2. 螺旋星系（Spiral galaxy）：此類星系中心較圓且隆起像雙凸透鏡，由核心延伸出幾條旋臂，旋臂中包括恆星、氣體和塵埃，外形如旋渦，以英文字母 S表示，並附註a, b, c表示旋臂纏繞緊密或寬鬆程度，a型最緊且核心大如Sa，有些螺旋星系中心為棒狀，旋臂由棒兩端伸出，此類星系以英文字母SB表示，稱為棒旋星系（barred spiral galaxy），亦有a, b, c三型，如SBa。
  3. 不規則星系（irregular galaxy）：此類星系的形狀沒有規則，通常沒有對稱性，以英文字母Irr表示，如大麥哲倫星雲。

50. 如何測量星系的距離?

星系距離我們非常遙遠，再加上由於星際物質的影響會造成誤差，因此測定星系距離比測定恆星距離還要困難，其距離的單位通常以萬光年、百萬光年或百萬秒差距（等於3.26百萬光年）表示。對於較近的星系，可以由星系中找到的造父變星，依據造父變星脈動週期與光度的關係，可以算出該星的距離，即可推知所屬星系的距離，但有些星系未找到造父變星或距離太遠超過2,000萬光年時，我們可以測定星系中亮巨星、超巨星、大型球狀星團或新星等之視亮度，而求得該天體之距離，亦可約略推算該星系的距離。另外，就已知距離的較近星系為基礎，利用譜線紅移求出星系奔離速度，再依哈柏定律，即距離與奔離速度成正比的關係，可推算出遙遠星系的距離。

51. 何謂星系團（cluster of galaxies）?有何分類?

星系通常不是個別存在，大都是數十或成百上千的星系，依相互間力學關係而聚集在一起，構成1個星系的集團，我們稱之為星系團。目前已發現有上萬個星系團，最遠的星系團更在70億光年以外，星系團範圍有大有小且其成員星系有的眾多有的較少，由我們銀河系和包括仙女座大星系等二十多個星系組成的星系團僅屬於小星系團，直徑約1百萬秒差距，我們特別稱它為本星系群（Local Group of Galaxies），而大的星系團如室女座星系團，包括2500個以上各型星系。平均而言，星系團的直徑約5百萬秒差距，星系團按形態大致分為規則星系團與不規則星系團兩類，前者大致具有球對稱的外形，故又稱為球狀星系團，它有1個星系高度密集的中心區，其成員幾乎全是橢圓或透鏡狀星系；而後者的結構不規則且中央沒有明顯的密集星系，其成員數目有多有少，是由各種類型的星系所組成。

52. 何謂21公分譜線?有何用途?

中性氫原子之電子與氫核皆會自轉，當兩者各別產生的磁矩因彼此間方向的變換（即由高能躍遷至低能），會發出頻率為1420.406MHz的光子，這就是波長為21公分的氫譜線輻射，由於此種譜線是星際空間中低溫低密度之氫原子所發出，而其波長比光的波長長了許多，故不會被星際物質如塵埃等吸收，通過對21公分譜線強度的觀測，可以得到銀河系各處氫雲的密度、溫度及視向速度等資料，就可描繪出銀河系的結構，因此它是探索銀河系甚至星系有力的工具。21公分譜線原由荷蘭天文家范德福斯特（Van de Hulst）於1944年首先提出，預言在銀河系中可探測到此星際氫原子譜線，在1951年美國、荷蘭、澳洲等國的天文家分別觀測到來自銀河系的21公分譜線信號，證實了范氏的理論。

53. 何謂宇宙?

宇是上下四方，宙是古往今來，所以宇宙是空間與時間的組合，它處於不斷的運動和發展，在空間上無邊無界，在時間上無始無終。宇宙一般亦當作天地萬物的總稱，人類對於宇宙的認識從最早的太陽繫到銀河系，再擴展到星系，乃至於星系團，這些皆是觀測到的宇宙，科學家依多年觀測與研究推論，整個宇宙是均勻且各方向對稱，亦即宇宙無特殊點，且觀測者無論往那方向看，所看到的宇宙都是一樣的。

54. 何謂霹靂說（big-bang cosmology）?

在宇宙學中和其他宇宙模型相比，被現今大部分天文學家接受的宇宙起源學說就是霹靂說，因為它有哈柏膨脹和微波背景輻射兩大觀測證據。在霹靂說中，宇宙是由1個密度與溫度趨近無限大的特異點，在1次大爆炸中開始的，爆炸使得宇宙膨脹，最初數百億度的高溫只有質子、電子、中子與光子等基本粒子存在，約3分鐘後，溫度降至約10億度，此時質子、中子等開始結合成氫、重氫和氦之類的輕原子核，隨著時間推移，宇宙持續膨脹與冷卻，至數十萬年後溫度降到3,000K時，氫原子核與電子組成中性氫原子，並逐漸由均勻狀態開始凝聚，熱輻射則繼續均勻無方向性冷卻至今天所測的3K。從大爆炸後數十萬年到數億年間物質聚合成星系，最初的10億或20億年，宇宙已大致形成，此後各星系隨宇宙膨脹而繼續奔離，科學家依星系奔離速度估計，自大爆炸到今日，大約是100億至200億年。

55. 何謂紅移（red shift）?

西元1842年奧地利物理學家都卜勒（C.J. Doppler）發現，當波源接近觀察者的運動時，所發出的波就觀測者而言似乎是堆聚起來，故觀測到其波長變短；反之，當波源後退時，觀測到波因擴散而波長加長，例如火車接近時，我們察覺到汽笛聲（波）因波長變短頻率變大，故聲調較高，這就是有名的都卜勒效應。觀測運動中的光源，其光譜譜線也有同樣的效應，當光源遠離時，觀測者所觀測到的光，其波長會加長，即其光譜中某譜線相對於光源靜止時的同一譜線，有向紅端（即長波長方向）位移的現象，稱光譜的紅位移或紅移，若光源接近觀測者時則譜線有藍移現象，天文學家利用這種效應，可以推斷出星體的運動是向地球接近或者遠離，並且可以依位移的量計算出其視線方向的運動速度。

56. 何謂哈柏定律（Hubble"s law）?

西元1929年美國天文家哈伯（E.P. Hubble）對星系作光譜攝影時，發現遙遠的星系在光譜上均呈紅移的現象，亦即在視線方向上遠離我們而去，且距離愈遠的星系奔離的速度愈大，視向奔離速度與距離成正比，這個關係式被稱為哈伯定律，其公式為：

Ｖ＝ＨＤ

其中Ｖ是星系奔離速度，Ｄ是星系的距離，Ｈ是個比例常數稱為哈柏常數，經過多年的觀測與修正，Ｈ約為每百萬秒差距每秒50至100公里，亦即星系距離每增加100萬秒差距時，它奔離我們的速度，約增加每秒50至100公里。依據研究得知，現今宇宙是均勻的向四面八方膨脹，它不分方向且成比例地增大任何兩點間的距離，就各點而言，並非以等速度地向外奔離，而是距離愈遠的星體，其遠離的速度愈大。

57. 何謂3k背景輻射?

西元1965年天文學家潘奇亞斯（A. Penzias）和威爾遜（R. Wilson）利用貝爾電話公司實驗室的特殊天線，發現太空中由各方向很均勻地射來微弱的無線電波雜訊，這些輻射的能量以波長在1毫米（1mm）為最強，根據韋恩定律

λmax≒0.29/T

λmax為輻射能量最多所對應的波長（單位：cm）

T為輻射源的絕對溫度（單位：度）

相當於1個絕對溫度3度的物體所發出的熱輻射，故稱這些輻射為3K背景輻射。科學家推論在大爆炸數十萬年後，宇宙溫度已降至絕對溫度約3,000度，那時熱輻射之λmax為0.001毫米，由那時至現今宇宙估計已膨脹1,000倍，因此最強輻射波長已較當初增加1,000倍成為1毫米左右，故熱輻射已均勻而無方向性地冷卻到今天所測得的3K。

58. 宇宙未來將演化為何種形式?

依照霹靂說的理論，宇宙最初是處於高溫高密度狀態，因發生1次大爆炸而急速膨脹，現今經由觀測發現，星系都遠離我們而去，且距離愈遠的星系奔離速度愈大，因此宇宙至今仍在不斷地膨脹中。然而因物質之間的重力吸引會降低膨脹速率，故物質的多寡決定未來宇宙的演化，最後可能的結果有3種：

  1. 開放（open）宇宙：如果重力不足以阻止膨脹，則宇宙將一直膨脹下去，沒有終結且漸趨冰冷，星系間距離持續增加，但奔離速度會逐漸降低。
  2. 封閉（close）宇宙：若重力足以阻止膨脹，宇宙膨脹至極大值之後將轉為收縮，最後又回到像最初的高密度、高溫度狀態。有人認為它可能會再度發生大爆炸，開始下一次的膨脹。
  3. 平坦（flat）宇宙：宇宙膨脹至某限度後，此時重力剛好與膨脹力相抵，因此即不膨脹亦不收縮，星系間距離將保持不變。

宇宙未來將成何種形式，完全要看它是否有足夠的物質來產生足夠的重力，科學家研究後推論，若宇宙目前的密度超過每立方公分4.7×10-30克，則宇宙會封閉，否則是開放，此密度因而稱為臨界密度，由於現今我們尚無法準確地觀測及計算宇宙確實的密度，因此尚無法確定宇宙未來將以何種形式演化。

三、天文觀測篇

59. 天文觀測概分那幾種?

天文觀測可分為以下3類：

  1. 肉眼觀測：只要利用您的雙眼即可做的觀測；首先要認識星座，這樣可全盤了解星空中星星分佈情形及其位置。肉眼可見月球的盈虧變化，太陽東升西落的情景，另外一些較亮的星團、星雲及彗星，只要細心用眼睛搜尋，樂趣無窮。
  2. 雙筒望遠鏡觀測：利用雙筒望遠鏡可看見月球的表面，並可看清星團、星雲的面貌，使用雙筒望遠鏡時，一般倍率不超過10倍（10×），如超過10倍，就需要用三腳架台把雙筒望遠鏡固定，不然手拿不穩定，造成星星抖動情形，對眼睛不好。
  3. 天文望遠鏡觀測：望遠鏡所見的物像，只是拉近來看，並不會把物像放大，所以應注意望遠鏡的最高有效倍率，一般以口徑的公分數乘上10，就是有效最高倍率，如口徑8公分的望遠鏡，它的有效最高倍率為8×10＝80倍，倍率再高即不易看清星體。另外天文望遠鏡視野小，必需有精密的追蹤系統，即它的腳架必須具備有赤道儀的功能，以便長時間的觀測。用天文望遠鏡可看清月球表面坑洞，太陽黑子及星團星雲的結構，甚至可照像攝影留下完美的紀錄，使您的眼界大開。

60. 光學天文望遠鏡概分為那些?

應用光學原理，天文望遠鏡最基本的形式有3種：

  1. 折射（光）式望遠鏡：利用光線通過凸透鏡，把光線聚集在1個焦點上，於焦點後放入1個目鏡，把物體的像放大，此為最基本的折射式望遠鏡。

  2. 反射（光）式望遠鏡：利用光線照到凹面鏡，再把光線聚集在1個焦點上，同樣地在焦點後，放入1個目鏡，把物體的像放大，即為反射式望遠鏡。

  3. 複合式望遠鏡：綜合折射鏡和反射鏡的原理而成的望遠鏡稱之。

61. 折射（光）式望遠鏡與反射（光）式望遠鏡有何差異?

因成像原因不同及製作過程不一樣，選購時可依其優缺點不同而擇用之，其不同點如下表：

折射式

  • 有色差，影像清晰
  • 透鏡品質要求嚴格、精細
  • 透鏡支撐面少，易變形
  • 需較多的透鏡，較不易磨成
  • 光軸容易調整
  • 封閉的鏡筒，不易隨溫度變化
  • 不易自製，價格昂貴
  • 經久耐用，容易保養
  • 口徑不能太大，約１公尺以下
  • 業餘大都採用７～10公分

    • 反射式

  • 無色差但有彗形像差，影像較淡
  • 鏡片品質可粗略
  • 面鏡支撐面大，不易變形
  • 面鏡只1面，較易磨成
  • 光軸不容易正確調整
  • 面鏡部份曝露大氣中，易受溫度影響
  • 可自製，價格低廉
  • 每隔數年鏡面需重新鍍鋁或銀
  • 口徑可達６公尺
  • 業餘大多採用15~25公分，大型天文台常用

    • 62. 為何需要無線電波望遠鏡?有何特性?

    所有天體的熱輻射皆以電磁波的形式向外傳遞，電磁波可分為無線電波、紅外線、可見光、紫外線、Ｘ光等各波段，我們經由對這些電磁波的觀測及研究來瞭解天體，由於地球大氣層會吸收許多不同波長的電磁波，只有可見光及無線電波較能穿透大氣，因此在地球上觀測天體除光學望遠鏡外，科學家又發明了無線電波望遠鏡，它的基本設備包含收集電波的碟形天線，放大信號的高靈敏度接收機及信號記錄處理與顯示的系統等。

    無線電波望遠鏡在白天或陰雨時皆能觀測，且觀測資料經分析後其解析力比光學望遠鏡更高，而天線的直徑愈大，解析力愈強，現今世界上最大的無線電碟形天線直徑300公尺。另外，科學家更連接2個以上的碟形無線電波望遠鏡形成陣列的方式來增加解析力，其解析力相當於直徑等於兩望遠鏡距離的無線電波望遠鏡，如美國新墨西哥洲沙漠中的特大天線陣（Very Large Array），它由27個碟形天線以Ｙ字形分佈，此組合所能達到的解析力，相當於天線直徑32公里的無線電波望遠鏡，可以達到0.001弧秒（這種解析力相當於由月球望地球，可把交通號誌燈的紅燈和黃燈分辨出）。

    63. 經緯儀和赤道儀有何不同?

    天文望遠鏡的台架有兩種：

    1. 經緯儀有最簡便的台架，望遠鏡架在經緯儀上，欲上下左右自由的轉動，只要靠上下，及水平兩個微動桿調整即可，操作簡單，但望遠鏡轉動不能和星體的移動同步。
    2. 赤道儀是有極軸的台架，當望遠鏡架在赤道儀上時，必須把極軸對準天球的極點的方向，極點在北極星附近，這樣赤道儀轉動時才可以和地球的自轉同步，容易追蹤星體。如加裝同步馬達轉動，就可以輕易地觀測星體，不用時時刻刻不停地調整微動桿了。

    64. 選購雙筒望遠鏡要如何辨識呢?

    雙筒望遠鏡是天文觀測上最基本的儀器，帶方便，一方面可用來尋找星星，又可欣賞遠處的風景，但選購時應注意實用性，一般以口徑3~5公分，倍率7倍左右的最適宜，其集光能力約為肉眼的20~40倍，可清楚地看到星等7~8等的星星。一般在雙筒望遠鏡上會標示著多少乘多少，例如7×50，前面的數字7即指出是7倍的望遠鏡，而後面的數字50即標示其口徑為50毫米，也就是雙筒望遠鏡前面之物鏡的直徑是5公分。另外，還需注意是否有色差現象，也就是在觀察物體時，在物體的周邊是否有色框，如有色框，表示有色差，就不是1架好的雙筒望遠鏡了。

    65. 拍攝星星前應準備工具有那些?

    一般天文攝影所用的相機，需要有長時間曝光的Ｂ快門和Ｔ快門，如果想拍攝較特殊的星體，就要準備不同焦距的鏡頭或天文望遠鏡。

  • 快門線：一般按快門是用手按的，天文攝影需長時間曝光，使用快門線鎖住快門，可減少相機的振動，使影像不致重疊。
  • 三腳架：固定照相機或望遠鏡用，如有自由雲台更佳，可使照相機隨意調整方位。
  • 軟片：不同的星體所用之軟片不同，選擇時依軟片的感光度來區分，一般拍攝太陽用低感度的ASA（ISO）25級，月球用ISO 100級，星座攝影則使用 ISO 400~800 級，這些在一般照相器材行都可買到。
  • 特殊拍攝儀器：
    1. 近年來電腦軟體的開發及攝影器材的進步，已研發出電荷耦合裝置 CCD（Charge Couple Device）代替底片，藉由電腦影像處理技術，使天文攝影如魚得水，能拍攝出更精緻的圖像。
    2. 單眼數位相機技術的日益增進，應用於天體攝影上就如CCD般，除可大幅度提升影像的解析度外，最大的優點是能較簡單且迅速取得天文影像。
  • 其他天文參考資料：如天文日曆、星座轉盤、月亮轉盤、太陽轉盤、星圖……等也是必備之工具。

    • 66. 天文攝影的方法有那些?

    針對天空中的星體所做的攝影，我們叫天文攝影，其範圍很廣，對於不同的星體，有不同的方法和技巧，大概可分成以下3大類。

    1. 固定攝影：顧名思義，就是照相機是固定不動的，在天文攝影中屬最簡單的1種；所需的器材只要1架 相機，1個三腳架，1條快門線，和底片，就可以做了，也是天文攝影的初步。
    2. 追蹤攝影：就是所用的相機要能追隨著星體移動的攝影；所需的器材，一定要有赤道儀的裝置，可以隨時隨地的跟著星體移動，使星光能累積起來，所拍攝的星體才會清晰美麗，為天文攝影中最富技巧性的。
    3. 放大攝影：就是利用望遠鏡當鏡頭，將影像放大的攝影。所需器材一定要有望遠鏡，並配合赤道儀，才能盡善盡美。如在望遠鏡內加上目鏡後再接攝影機，則叫間接焦點攝影法，如不加目鏡，只把望遠鏡接在攝影機前，則叫直接焦點攝影法。

    67. 如何選擇適當的地點觀測及拍攝星星?

    天文攝影和天文觀測一樣，需要有黑暗的天空，由於市區有光害（即人造光源所造成的影響之通稱），所以在都市裡較適宜拍攝較亮的天體，如太陽、月亮、行星等。

    至於較暗淡的天體，如星雲、星團及星座等都應選擇在郊區，沒有街燈的海邊、高山、田野或停車場等。如果僅是觀測的話，只要能看見星空即可。若是拍攝就需追蹤星體，所以選擇拍攝地點時，宜額外考量天氣及過往車燈等的影響。

    68. 如何觀察和紀錄太陽黑子?

    觀測太陽的初步就是觀測太陽黑子，要能清楚地看見黑子，必須使用望遠鏡，太陽光經過望遠鏡聚焦後，就如同經過放大鏡一樣，陽光會聚合產生高熱，對眼睛傷害極大，所以不能用眼睛直接的從望遠鏡觀測，須使用投影法，就是在望遠鏡的目鏡後面加裝一塊投影板，讓太陽在投影板上成像，然後在投影板上放上太陽黑子的記錄紙；目前中央氣象局天文站的黑子紀錄是把太陽投影成直徑10公分大小的影像，再用2H的鉛筆，把黑子所在的位置描繪下來，描繪時需注意黑子的本影和半影，務必確實地描繪，不可忽略或遺漏微小的黑子。

    紀錄做好後，再依黑子的分類圖依次分類成A、B、C……J等型態，再計算該次紀錄的群數和個數，以及黑子所在太陽面的經緯度、方位角和所佔太陽面的面積大小等資料，這樣才能算是完整的太陽黑子觀測紀錄。

    69. 為何每天太陽東昇西落的位置及方位會變化呢?

    太陽的東昇西落是地球自轉的結果，當我們長時間觀察每天太陽的高度（仰角）及方位時，會發現高度（仰角）及方位有年週期性的改變，這是因為地球繞著太陽公轉所造成的。吾人已知地球由西向東繞日公轉，在地球上觀察太陽，會覺得太陽在天球上由西向東運行，其運行天球1周的軌跡，叫做「黃道」。又因地軸的傾斜，黃道和天球赤道相交約23.5度，使得每年春、秋分時，太陽會經過黃道和赤道的交點，這時太陽昇起於正東，由正西沈下，春分過後太陽沿黃道北移，直到夏至時，到達黃道最北（ 23.5度），這時太陽昇起於東北東，由西北西沈下。秋分過後，太陽沿黃道南移，直到冬至時，到達黃道最南（- 23.5度），這時太陽昇起於東南東，由西南西沈下，太陽這樣南來北往一回復，就是1年，叫「回歸年」，如此造成每天太陽東昇西落的位置改變，在天空中的高度和方位也隨之改變。

    70. 什麼是黃道光（zodiacal light）、對日照（Gegenschein）要如何觀察?

    黃道光是由於散布在太陽系中的行星際塵埃粒子被太陽光照射，產生反射而形成的現象。

    黃道光沿黃道呈1個三角錐形，如舌狀朦朧的光芒，愈接近地平線，則愈擴展也愈明亮。在中緯度地方，通常在春季日沒後西方或秋季日出前的東方地平線附近較容易見到。較佳的觀看時段是在天文曙光始之前（秋季）或天文暮光終之後（春季）。

    對日照是與太陽相對且相差180度的地方所出現的光象，範圍約20°×10°大小，呈暗淡光芒的小橢圓形，是日光經由塵埃粒子的反向散射所造成的。須於無光害且不受月光影響的環境下方可觀測到。

    71. 如何使用星座轉盤來認識星星呢?

    晚上看星星，能看到它們的明暗、顏色、及其排列的形狀，我們利用這些特徵，可以辨認出較亮的星星，比較暗的星星就要應用星圖來比對。但是，天上的星星會因地球的自轉而移動，為了掌握星星的移動情形，可以利用認識星星專用的「星座盤」，將轉盤上的月份日期調整與觀察時間切齊，此時在星座盤上會出現當時的星空，轉盤上標明了出現的星座、星星的名字及其方位與高度，然後慢慢和實際的星空比對，久而久之就可認識較亮的星星，對於其他較暗的星星再用星圖慢慢比對也可以認識它們。

    72. 何謂星等?

    天上的星體，因距離及發光強度的關係，有亮有暗，天文學家表示星體亮暗程度的基本方式如下：

    視星等：不考慮距離，由肉眼觀測到的明暗度所定出的等級，也就是星體的照度（亮度），常以小寫英文字m表示，因測定儀器不同可分：

    1. 目視星等（mv)
    2. 照相星等（mp)
    3. 光電星等等

    其中1等星和6等星亮度差100倍，即每1等星相差2.512倍（100(1/5)）。

    絕對星等：假想把星體放在距離10秒差距（32.6光年）遠的地方，所觀測到的視星等，通常以大寫英文字母M表示。視星等和絕對星等可用公式轉換，公式如下：

    M＝m＋5－5 log d （d為距離）

    我們肉眼可見視星等約6等而已，大約6、7千顆，如用望遠鏡觀測就可見6等以上的星星。

    73. 如何利用星星尋找正北方（北極點）呢?

    目前北極星在星圖位置是赤經2時43分5.2秒，赤緯正89度18分18秒，即距離天球北極41.7角分處，所以把極軸對準北極星，大約可尋找到北極點，然而北極點與北極星的相對位置為何呢？以北斗七星最尾端的搖光（η）星和仙后座的閣道二（ε）星再和北極星連成一線，北極點是在靠近北斗一邊，距北極星約0.7度的地方，這就是真正的北方了。

    74. 如何用月相來辨別方位呢?

    月球繞地球公轉時位置會改變，使得在地球的人們只能看見被太陽光照亮的部分，因此會看到月球形狀的變化，由此我們可知月球亮的部分應朝著太陽所在的地方，所以當太陽往西方下山時（黃昏時），所看見的月形，其亮的部分就會朝太陽下山的方向，也就是西方，這時所見的月形是屬望（滿月）以前的月形，就是陰曆初三到十四日的月形，我們可以由其亮的部分所朝的方向，判別是西方；相反的陰曆十七日到廿七日的月形，其亮的部分所朝的方向就是東方。

    如果是望（滿月）時，月形呈圓形，無法判別東西方時，即可改用月面上的特徵來辨別，其方法是要能認出月面較暗區域的名稱，其中以危難海所在的部分是朝西方，風暴洋所在部分是朝東方。

    75. 月球每天為何會遲50分鐘左右升起呢?

    月球是地球的衛星，自西向東公轉地球，從朔（初一）到望（滿月）再到朔，平均需29.5天，我們叫朔望月。這樣1個周期（以太陽為基準點）即月球在天空中運行1圈，走360度，也就是每天我們可以見到月球約向東運行360÷29.5＝12.2度。又地球是由西向東自轉，1周計需24小時（以太陽為基準點），所以我們會看見星體每小時由東向西約移動15度，相當於每4分鐘移動1度，也就是地球每4分鐘向東自轉1度。由於月球每天會向東偏移12.2度，所以要看見月球在天空中前1天相同的位置，地球必須再向東自轉12.2度，也就是還需要4（分鐘／度）×12.2（度）＝48.8分鐘，所以月球每天會約延遲50分鐘左右升起來。

    76. 什麼是地（球反）照（earth shine）?

    太陽光經地球反射，再次把月球照亮的地方，我們叫「地（球反）照」。每當太陽西沉後，看到彎彎的眉形月時，只要您仔細觀察，還會看到整個月球淡淡的輪廓，其中較亮的眉形彎月是由太陽光所直接照射的。另外，淡淡的月球輪廓，就是由地球反射太陽光所照射的，整個月形，看起來很像滿月的情景。

    77. 月全食時月球為何呈古銅色?

    月全食發生時，月球運行到地球的本影錐內，本來是看不見月球的，但是我們還是可以看到古銅色的月球。這是因為太陽光在穿過地球大氣層時，陽光中大部分藍色的光線被地球大氣所散射，而偏紅色的光線受大氣層的折射，偏折到地球背光面的本影錐中。在本影錐中的月球反射了這種偏紅的光線，使得我們看到的月面呈現昏暗的古銅色。

    78. 為何在凌晨的時候較容易觀測到流星呢?

    天空中時時刻刻都有流星出現，白天因太陽光強烈，無法看見流星，而晚上流星出現的頻率，通常又以下半夜為多，其原因是由於在下半夜，地球自轉時觀測者所在地區運動的方向與其公轉的方向相同，因此從前方迎面而來的流星體被捕獲的機率較大，單位時間內可見到較多的流星，因此凌晨較容易看見流星。

    79. 行星為何有時會由西向東移動，有時由東向西移動呢?

    太陽系的行星都自西向東公轉太陽，在地球上觀測行星時，會由於各行星公轉太陽的速度及在其軌道上的位置不同，使行星移動的方向與地球公轉方向相同，這時叫「順行」，相反方向時叫「逆行」，當順行轉成逆行時，或逆行轉成順行時，這時行星停留不動叫「留」。

    80. 什麼叫衝、合、大距和方照?

    「衝」、「合」、「大距」、「方照」是為了表示行星與地球在公轉軌道上相對應的位置，說明如下：

    1. 合或衝：行星與地球分別在其公轉軌道上運行，當行星、地球及太陽成一直線時叫「合」或「衝」。就內行星而言，行星和太陽同側，即太陽在行星與地球之間時，叫上合，行星在太陽與地球中間時叫下合。就外行星而言，行星和太陽同側，即太陽在行星與地球之間時叫合，行星與地球同側，即地球在行星與太陽中間時叫衝。
    2. 大距：內行星在繞日運行時，當行星、地球和太陽3顆星所成的角距最大時叫「大距」，行星在太陽東側叫東大距，在西側叫西大距，此時是觀測內行星的最好時機。
    3. 方照：就外行星而言，當行星、地球和太陽3顆星成直角時叫「方照」；行星在太陽的東側叫東方照，在西側叫西方照。

    81. 如何測定恆星的距離?

    天上的星體距離我們很遙遠，無法直接量得它們的距離，只有用間接方法測量，最基本的方法有2種，介紹如下：

    1. 三角視差法：觀測者在地球公轉軌道上的直徑兩端位置看同一星體，可測出所看星體的張角，利用三角關係，已知底線（基線）的距離和其張角，由三角函數則可計算出星體和觀測者的距離，因星體距離很遙遠，張角很小，所以此種方法在距離100光年以內的星體較準確。計算式：2P（角秒） / 360° × 60" × 60" ≒ AB / 2πd
    2. 變星光度法：已知變星光度和其光變周期之間有1種周光關係，就是變星光度愈大，光變周期愈長，利用這種關係，可根據觀測到的光變周期，計算出其絕對星等，再把絕對星等與視星等做比較，可利用已知公式求得其距離的方法叫變星光度法。計算式：d＝10(m-Mv 5)／5，m：視星等 ， Mv：絕對星等

    82. 彗星如何命名?

    1994年8月24日在荷蘭海牙舉行國際天文聯合會(IAU)大會修定彗星命名規則如下:

    1. 新發現彗星的名字包含發現年份，依大寫英文字母次序標示發現時的半月，字母I不用，及依數字順序標示新彗星是在該半月所宣佈的第幾顆，如百武彗星為1996年1月下半月第2顆則命名為C/1996 B2。
    2. 依性質在名字前加標示，小行星被誤認為彗星在後續觀測中被更正則加A/，200年以上週期彗星加P/，如1P/Halley，非週期彗星加C/，無法算出該彗星有意義軌道週期加X/，觀測過程中消失的週期彗星加D/。
    3. 彗星被觀測到回歸確定其週期性，則P/將冠上官方序號，如1P即哈雷彗星。
    4. 彗星碎成好幾個，則在名字後面加上-A，-B，-C來區分每個碎核。
    5. 保留發現者名字來命名彗星的傳統，如百武彗星C/1996 B2(Hyakutake)。
    四、曆法篇

    83. 何謂曆法？其基本要素為何?

    人類依據太陽、月球及地球運轉的週期，制定年、月、日等順應大自然時序及四季寒暑的法則，稱為曆法。

    曆法的基本要素為日、月及年。地球自轉1周伴隨太陽的出沒，因此有晨昏晝夜的現象稱為1「日」，此為最基本的單位；月球繞地球運行約29.5日的盈虧週期，吾人視為1「月」；地球繞太陽公轉，由於赤道與公轉軌道呈約23.5度的傾斜角，因此產生春夏秋冬不同的季節變化，人類觀測太陽出沒的方位與日影長短的變化，覺察此公轉週期約 365日餘，此時間單位為1「年」。

    84. 曆有幾類?

    人類依大自然的法則所定出的曆法不外乎3種：

    1. 陽曆：僅注重太陽在天球上的視行，以地球公轉太陽1週的時間為曆年，亦稱為太陽曆。古代陽曆有許多種，西元1582年教宗格勒哥里13世改革儒略曆後，所頒布的曆法稱格勒哥里曆（Gregorian calendar）。 台灣採世界通用的格勒哥里曆為國家的曆法，故稱為國曆。
    2. 陰曆：完全根據月球繞地球運行1週定為1個月，積12個月定為1年，未考慮配合四季寒暑變化，1年長度約354日左右，較太陽年約短11日左右，現今回教人士所使用之回曆即係此種純陰曆。
    3. 陰陽合曆：是陽曆與陰曆並顧的曆法，月份以月球週期為準，年的長度以太陽年為準，為使月份與季節寒暑相配合，因此有閏月的設計，此為中國固有之曆法，相對於國曆一般習稱之為陰曆，後來因農民大都喜依此曆進行農事，故稱它為農曆。

    85. 陽曆大小月為何分佈紊亂?

    陽曆月份大小的分佈，是人定分配的結果，與月球圓缺無關，當古羅馬儒略凱撒（Julius Caesar）於西元前46年，依天文家索西琴（Sosigenes）建議修訂古羅馬曆而制定儒略曆時，將1年分為12個月，規定單數月為31日，雙數月為30日，而平年時2月是29日，閏年是30日。至西元前8年羅馬議會將8月改成奧古斯都皇帝（Augustus Caesar）之名，稱為August，同時將8月改為大月而成31日，使它和紀念凱撒（Julius Caesar）的7月（July）日數相同，以顯示他和凱撒的功業同等偉大，而8月後的大小月全都反過來，即將9月和11月改為30日，而10月和12月則改為31日，8月所增的1天由2月裡扣減，因此2月於平年時為28日，閏年時才有29日。此大小月安排至改革成格勒哥里曆時仍然沿用，直至今日。

    86. 陽曆為何有閏年的安排？有何規律性?

    陽曆訂地球繞太陽公轉1周為1年，全年合計365日，稱為平年（平均太陽年的簡稱），但實際上地球繞日公轉1周平均為365.2422日，因此每積4年就會多出約0.9688日，為了使曆法能配合天象，規定當西元年數是4的倍數時，2月就增加1天成29天，該年稱為閏年，又因此法每4年又會多加0.03日左右，故再規定每400年需減3天，當西元年數逢百年的倍數時，必需是400的倍數才是閏年，如1700、1800、1900都是平年，只有2000年能被400整除才是閏年。

    87. 陰曆的月份為何稱為朔望月，而且有大小月之分?

    月球因本身不發光，我們所見的月光是經月面反射的太陽光，由於月球繞地球公轉，當太陽和月球在天球上經度相同時，月球的背光面向著地球所以看不到月光，叫做合朔，定為陰曆月的開始，當月球繞到距日180度時，這時受光面全部對著地球，我們可見一輪明月，叫做望，月球由朔至望再回到朔平均約29.5日稱為朔望月，此為陰曆月的長度。

    由於朔望月長度不是整數，所以這次合朔到下一次合朔期間在日期上有時跨29日有時跨30日，因此陰曆有大小月之分，大月30天，小月29天，又大小月的排列並不固定，完全視相鄰兩次合朔時刻而定，有時可能連續3個大月或連續2個小月，較罕見的如民國17年 （西元1928年）農曆九月至十二月是連續4個大月。

    88. 滿月是不是都在農曆十五日出現?

    月球繞地球公轉時，當它運行至與太陽經度相差180度時稱為望，此時月球受光面對著地球，可見到一輪滿月。然而，望的日期並非都在農曆十五日，依統計發現，由民國70年至民國84年 （西元1981年~1995年），望在農曆十四日有2次，十五日有70次，十六日有86次，十七日有28次，可見望大都在農曆的十五日及十六日，在十四日時最少，僅見於民國73年 （西元1984年）農曆五月十四日及民國84年（西元1995年）農曆閏八月十四日。

    89. 何謂二十四節氣?

    古代曆法家取冬至為1年的開始，將冬至到次1年冬至整個回歸年的時間平分為12等分，每個分點稱為中氣，再將2個中氣間長度等分，其分點稱為節氣，12個中氣加12個節氣，俗名統稱二十四節氣，它們分別是冬至、小寒、大寒、立春、雨水、驚蟄、春分、清明、穀雨、立夏、小滿、芒種、夏至、小暑、大暑、立秋、處暑、白露、秋分、寒露、霜降、立冬、小雪、大雪。由於中國各朝代領域大都在中原附近，亦即大抵位於黃河流域，節氣名稱因此依該地區氣候寒暑變化及耕耘播種之農時等命名。

    從清初時憲曆（西元1645年）起，節氣的推算由前述1年平分24等分所得的平節氣，改為定節氣，所謂定節氣是由春分點開始，將太陽在黃道上視行每15度定1節氣，1周360度共有24個節氣，如此可反映出地球實際運行到的位置，當地球到了某1節氣時，因受陽光照射量的不同，而有不同的氣候。為了便於記憶二十四節氣的名稱及順序，將每個節氣名稱各取1個字按著次序組成歌訣如下：

    90. 農曆為何要有閏月的安排?

    中國古代所行的曆法是屬陰陽合曆，月份是配合月象的圓缺，而年要配合四季寒暑的變換，可是12個陰曆月（朔望月）不過約354日左右，而1個回歸年卻有365.2422日，兩者相差11日左右，因此大約每3年須加1個閏月，精確地說19年須加7個閏月，其計算方法：

    19個回歸年 ＝ 365.2422日 × 19 ＝ 6939.6018日

    12個朔望月 × 19 ＋ 7個朔望月 ＝ 29.53059日 × 235 ＝ 6939.6887日

    以上19個回歸年和235個朔望月的日數相當接近，亦即農曆和陽曆日期大約每19年會相遇1次，亦即今天兩者的日期和19年前或19年後的今天日期大多相同，即使有不同亦不過相差1天而已。

    91. 農曆置閏的原則為何?

    為了使農曆的四季與實際氣候配合，每19年需加7個閏月，在農曆月裡通常包含1個節氣和1個中氣，如果僅出現節氣而無中氣時，曆法上就規定這個月為閏月，作為前月的附屬月，例如民國84年 （西元1995年）國曆9月25日至10月23日的那個朔望月只有節氣寒露，而沒有中氣，因此定為閏月，又因前月是八月，故該月定為閏八月。至於朔望月中有中氣而無節氣時，即不予置閏。

    92. 農曆之閏月在全年中分佈為何?

    農曆置閏的安排，主要是用以控制陰曆月在年中的位置，使它能配合1年四季寒暑的變化。下圖是西元1849年至2050年農曆閏月的分布圖。

    93. 中國古代歲首分那幾種?各以何為起點?

    古代歲首分天文歲首及民用（或稱政治）歲首，天文歲首以冬至為1歲的起點，係因冬至時太陽方位偏南，其時日影最長易於測量之故，以子、丑、寅……戌、亥等12地支為序，代表1年中各月稱12建月，含冬至的月份定為子月，以下依序類推。而政治歲首以月朔為準，政治上採正月朔旦（即正月初一日）為政治歲首，以便統御臣民，齊一政治步調，至於那個月是正月，自漢武帝太初元年（西元前104年）改曆以來，至今大都採用夏代的建寅制，即取冬至起的第3個月為正月，由於寅月通常含有立春及雨水兩個節氣，又當農曆年有閏月時立春會在初一之前，故習慣上我們取雨水前的朔日（初一）為正朔，但仍有例外發生，例如民國73年 （西元1984年）農曆有閏月，該年出現兩個立春兩個雨水（即雙春雙雨水），導致民國74年（西元1985年）農曆正朔位於雨水之後，不過此種例外情形甚少，就近年查證，僅咸豐元年（西元1851年）曾出現過，兩者前後相距長達一百三十多年。

    94. 為什麼清明節的日期會變動?

    由於1個回歸年（由春分點到春分點）的實際長度為365日5時48分45秒，但現行四年一閏的曆法平均1年定為365日6時，兩者每年大約相差11分15秒，因此節氣的時刻每年會提前11分15秒，亦即約128年會提前1天，不過由於曆法規定凡遇上不能被400整除的世紀年如1700、1800、1900、2100等，該年不閏，2月仍為28日，因此節氣日期每100年會拉回1天成原來日期，不過在未經不閏的世紀年之前，有的節氣日期會提前1天。

    清明節的日期是以節氣清明為準，依統計結果顯示，1901年至1943年清明日期為4月5日或6日，1944年至1975年為4月5日，1976年起為4月4日或5日，由現在至2008年間，當閏年2月有29日時清明為4月4日，平年時則在4月5日，2008年起至2040年清明的日期連續兩年出現在4月4日，接著連續兩年出現在4月5日，以此循環。

    95. 星期次序是如何排列的?

    我們知道每7日1週的週期叫做星期，這種週期據說源於古巴比倫時代，是以日月五星等七曜配合於7日而成，七曜的次序，依埃及托勒密時代的宇宙觀，以為地球為宇宙的中心，日月五星對地球的距離由遠而近依序為土、木、火、日、金、水、月。當初七曜是配合於1日的24小時以用於占星術上，從土曜開始各曜各主1小時，依序排列24小時後再連接於次日，這樣繼續不斷，直到代表每日首時的各曜都排列出來，它們分別為土、日、月、火、水、木、金的次序，又以日曜為主日，形成今日的日、月、火、水、木、金、土等七曜的星期次序，後來為求更簡單明瞭，演變為星期日、星期一……星期六的名稱。

    96. 何謂儒略週期（Julian Period）?

    由於古代各國所用的曆法繁雜不同且屢有更改，在推算兩件史事間相距日數或某歷史事件距今日數，以及各國史日之相互比較都相當的困難，西元1582年法國曆法家史伽利日（J.J.Scaliger）創立1種獨立的紀日週期，以西元前4713年羅馬儒略曆法的1月1日正午為週期的開始，全週期共7,980年，可以包括有史以來的年代及未來的千餘年，其不斷的日序定名為儒略週日，這是1種長週期的紀日系統，現代歷史家及天文家均普遍用之。儒略週期之訂定係根據1年以365.25日為基礎，並以陽曆日期與星期相會的28年週期，陽曆與陰曆19年相會週期，以及羅馬每15年訂定財產價值以備課稅之週期，3者相乘得7,980年的儒略週期，並向上推至西元前4713年1月1日為此3者同時開始的1天，定為1週之元。

    97. 何謂干支週期?

    干支週期又稱甲子週期，中國古代曆法中將干支週期用於紀日，也有用於紀年、紀月、紀時。以10個天乾的甲、乙、丙、丁、戊、己、庚、辛、壬、癸，和12個地支的子、丑、寅、卯、辰、巳、午、未、申、酉、戌、亥。天干在前地支在後兩兩依序互相配合，成為60干支。（甲子、乙酉、……甲戌、乙亥、……癸亥）

    如干支紀日法，把60個干支配合在日子上，每日1名循環不斷，由甲骨文研究發現，自殷代以來已有完整的干支紀日系統，計有三千餘年不斷的歷史，是世界上最悠久的紀日法。干支在歷史家考證年、月、日上，佔有很重要的地位，因此中國古歷，亦稱為陰陽甲子三合曆。

    98. 時的分類為何?

    觀測天體的運行來定時刻有兩種，以太陽為準所得的時刻為太陽時，以恆星為準所得的時刻為星時，由於人類自古以來均以太陽時為作息時刻，因此太陽時在應用上又產生各種不同的時制。

    1. 視太陽時─古代以日晷測時所得的時刻。
    2. 平太陽時─由於視太陽時每日長短不一，為了便於使用，以全年視太陽時總和平均所得叫平均太陽時，簡稱平太陽時。平太陽時依採用子午線之不同又產生下列各種時：
  • 地方平時─即本地平太陽時。
  • 世界時─以格林維治子午線為準，行24小時制，主要為科學用途。
  • 標準時─以格林維治子午線為起點，每15度定1標準經線，分全球為24時區。
  • 政令時─夏令時或日光節約時，在夏季將標準時撥快1小時。

    • 99. 何謂時差（equation of time）?

    由於視太陽時每日長短不一，古代以日晷或漏壺計時尚能相符，但鐘錶發明以後，計時精密度大增，視太陽時不能配合鐘錶使用，天文家取視太陽時之1年時間而平均之，稱為平均太陽時（平太陽時），而視太陽時與平太陽時每日相差數值稱為時差，由下圖時差曲線可以發現時差每日皆不同，例如11月初，時差約為負16分，表示視太陽時比平太陽時快16分。但是，1年中有4次視太陽時與平太陽時相合的日子。時差之值雖然每年不同，但變化極小，幾乎每年通用，詳細數值可於天文年曆中查得。

    100. 何謂日晷（sundial）?可分那幾類?

    日晷又名日規，晷字就是影的意思，是古代測量日影方位角以定時刻的1種工具，最原始的日晷只是在地面上直立一支8尺的竿子，至周朝已改進為圭表，圭是平置在地面上的1支玉石所製的尺，表是直立地面的1支8尺木竿，到漢代改用銅表。

    日晷按其架構形式，大體上可分為赤道日晷、地平日晷及垂直日晷等。

  • 赤道日晷其圭盤與地球赤道面平行，圭表通過圭盤中心垂直於圭盤，圭表與地軸平行，頂端指向北極。
  • 地平日晷以立於水平面上1塊三角斜板為圭表，圭表對準南北方位，圭盤可為半圓形，圭表斜邊對圭盤的傾角為當地緯度，此種日晷製造容易，適合中緯度地區使用，比較普遍。
  • 垂直日晷係安置在建築物的牆壁上，牆壁與地平面垂直，而圭盤平置或繪於牆面，因牆壁朝向方位不同，所以有正南、正北、朝東、朝西或偏向等不同的垂直日晷，其圭表安置的方式依日晷的不同而異。

    • 以上3種日晷，分別如附圖所示，其中φ代表當地的緯度。

    101. 世界時區如何劃分?

    地球上各地方晝夜循環不息，以英國格林維治地方的子午線為標準時刻的世界時，不適合世界各地民眾的起居作息時間，西元1884年，在美國華盛頓召開的國際性時間會議中決議，全世界按統一標準劃分時區，實行分區計時，這種時間稱為標準時，它以格林維治經線為0度作標準，把西經7.5度到東經7.5度均定為零時區，由零時區分別向東與向西每隔15個經度劃為1個時區，東西各有12個時區，東12區與西12區重合，此區有1條國際換日線，作為國際日期的變換，全球合計共有24個標準時區，同1時區內使用同1時刻，每向東過1時區則鐘錶撥快1小時，向西則撥慢1小時。不過時區界線原則上雖按上述方式劃分，但為方便實施避免施政困擾，世界各國往往加以變通，取政區界線或自然界線來劃分時區。

    102. 何謂歲差?

    由於地球自轉速率頗高，因此赤道直徑較兩極直徑多43公里左右，故地球呈扁球狀，當地球繞太陽公轉的過程中，受到日、月等天體引力的影響，造成地軸與軌道面呈約66.5度的傾斜，亦使得自轉軸在空間中作圓錐形的運動，如同旋轉中陀螺的旋轉軸所做的運動一般，地軸依逆時針方向繞黃道軸轉圈，交角為約23.5度，繞1圈週期約2萬5千8百年，於是天球赤道與黃道的交點(春分點)每年會向西退行約50.26角秒，地球在公轉軌道上運行此段距離約需20分鐘，故回歸年(以春分點為準)較地球實際繞太陽1周360度的時間短約20分鐘左右，是為歲差。


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