按键盘上方向键 ← 或 → 可快速上下翻页，按键盘上的 Enter 键可回到本书目录页，按键盘上方向键 ↑ 可回到本页顶部！
————未阅读完？加入书签已便下次继续阅读！
面上山的轮廓。
当这一钩“新月”将要消逝的时候，在不息前进的月亮上，陡峭的山峰便达到了太阳边界，使得太阳只剩下一串碎片或光点从月面的凹处透出来——这种非常美丽的景象被称为“贝丽珠”——这时的太阳看起来很像一个镶上了几颗耀眼钻石的戒指。这种美丽的景象也只有一两秒钟的时间，然后就完全消逝。
现在我们可以看到这场奇观了——本来的白昼，因为日光的消逝而状若黎明，在离太阳稍远的天空中竟出现了漫天的繁星。原本太阳应该正在中天，可天上却只有极黑的月球高悬在天际。其周围有一圈灿烂的光辉，这就是我们在论太阳的一章中已经叙及的所谓“日冕”。虽然用肉眼看来也非常明亮，但若用倍率低的望远镜看来更有趣味。甚至一副看戏用的玩具望远镜都能凑合着用。用大望远镜只能见到日冕的一部分，因此这景象的最美的一部分就没有了。一副廉价的放大１０倍或１２倍的小望远镜，在这一方面说来，是比大望远镜还要合用的。这样的工具不但可助我们看日冕，还可使我们见到日珥——奇形怪状的红云在各处盘旋起落，竟仿佛是从黑月亮上喷射出来的。
正当我们沉醉于这迷人景象的时候，太阳另一边上突然现出了一些美丽的光点——月面经过了太阳，从另一面透出了美丽的贝丽珠。之后，这些光点重又扩大，渐渐连成了一个新月形——月亮正一点一点地退还被其占领的领地。光明越来越灿烂，周围的繁星正渐渐隐去。当最后的一个小缺口也复原的时候，日食完全结束，世界重返光明。
古代日食
有一点值得注意，古人虽对日食这件事很为熟悉，智者还很了解其中的原因，甚至能推测出再来的周期，可是在古代历史记录中却很少关于这种现象的真实记载。中国古史中有时常记载某时某地发现日食，但并未详细记其特点。亚述学家（Ａｓｓｙｒｉｏｌｏｇｉｓｔｓ）从古文件中考出一段日食记载，说是公元前７６３年６月１５日日食见于尼尼微（Ｎｉｎｅｖｅｈ）。我们的天文年表也证明那时确有日全食，阴影经过尼尼微之北约１６０千米。
也许最有名且最引起争论的一次古代日食就是所谓泰利斯日食（ｅｃｌｉｐｓｅ ｏｆ Ｔｈａｌｅｓ）。其主要历史根据是希罗多德（Ｈｅｒｏｄｏｔｕｓ，古希腊史家）的记载。据说当吕底亚人（Ｌｙｄｉａｎｓ）与米堤亚人（Ｍｅｄｅｓ）正在打仗的时候，白昼忽变为黑夜。两军因此息战而促成和平。又说泰利斯（Ｔｈａｌｅｓ，古希腊哲人）曾向希腊人预言过白昼将变为黑夜，甚至连哪一年都指出了。我们的天文年表中也证明公元前５８５年确有一次日全食，时间也离那次战争最近，但我们现在知道那阴影的路径只有在日落后才能到他们的战场上。关于这件事情的真相直到现在还有疑问。
食的预测
食的出现有一定的规律，这在古代已经知道。其根据是日月都在约６５８５日８小时，或者说１８年又１１日的周期之后再回到交点及近地点的位置上。这时期叫“沙罗周期”（Ｓａｒｏｓ）。各种食都在其沙罗周期之后再现。譬如说，１９００年５月的食可以看作１８４６年、１８６４年及１８８２年食的重演。可是一次食再现时，看得见的地上区域却改变了，这是因为周期中多出的８小时。在这８小时中地球又绕轴自转了三分之一，太阳下的区域就因此而与前不同了。每次食的所在区域都较前移动环球三分之一的路程，或说向西移经度１２０度。只有在三次重演以后才又回到差不多同地来。但同时月亮的运行线又有了变动，因此阴影会比以前南移或北移。
全世界大约每三年可见两次日全食，但对于某一特定地区来说，平均３００年才可以见到一次日全食。在２０世纪的百年内的累次重演中，全食时段一次次加长。在１９３７年、１９５５年、１９７３年全食时间均超过７分钟。日全食期间最长限度是７分半钟。未来几年将发生的日全食日期为：２００８年８月１日，全食带在加拿大、北冰洋、苏联、中国（从新疆最北部到河南）；２００９年７月２２日，全食带在印度、中国（从西藏南部到长江口）、太平洋。
日冕
日全食时最美丽的部分是日冕，它是由极端稀薄的气体组成的，这只有在日食时才能见到。当真正的全食出现时，太阳周围的这种珠光就突然出现，而全食时段一过就同样突然消隐。从照片中看到这种日冕有错综复杂的结构，其形状却显然按太阳黑子数目的增减而变化。
太阳黑子高峰期时，日冕在太阳各方向的范围都差不多大。这时可把它比作一朵天竺牡丹，向盘外各方向展开花瓣。其他特点就是黯弱的流光以及红色日珥之上的精致的拱门。
接近太阳黑子最少期时，日冕是从两极地方出现的短穗，向赤道弯曲。这使我们想起磁石附近铁屑所显现的花样。日冕状貌还有一点值得注意——长的流光由赤道部分展开，状如鸟之双翼。
当作美景来看，日冕一定要列在天界奇观的最优等中。但它对天文学的贡献直到现在却还令人失望。不错，日冕在我们看来是非常稀罕的，而且就在那难得的机会中也只是昙花一现。可是过去一百年中所得的全食的精美照片已足供我们长期研究了。这种研究直到现在还只是很吝啬地报答了我们的日食观测团所用去的时间、精力与金钱（常要到很远的地方去）。日冕是否会透露给我们什么重要的信息，这还未为可知呢。
行星的轨道及其各种情形（1）
行星绕其中央恒星运行的轨道严格来说是椭圆形，或说是略扁的圆圈。但这扁的程度非常之小，若不测量，单凭眼睛是看不出来的。太阳并不在椭圆中心，而是在椭圆的一个焦点上，有时焦点离中心远得可以被眼睛立刻看出来的。由这距离就量出了椭圆的偏心率，这却比扁的程度要大得多。例如，水星的轨道偏心率就很大，其扁的程度却只有０．０２。如果我们用５０来代表其轨道的长轴，其短轴就是４９，而就相同比例而言，太阳离这轨道中心却已是１０了。
为表明这一点，我们画一幅太阳系天体的轨道图，并大致准确地表示轨道的形状与相对的位置。一瞥中就可看出这些轨道在有些点上比别处更接近太阳。
虽然我很不愿意用一些很专门的术语来打扰读者的兴致，但是为了更清楚地解释行星的真实或视在运动，我们可敬的读者不妨稍稍下一些工夫，来学习一些天文学中的概念：
“内行星”（ｉｎｆｅｒｉｏｒ ｐｌａｎｅｔｓ），是指那些轨道在地球轨道之内的行星。这一类中只有水星和金星。
“外行星”（ｓｕｐｅｒｉｏｒ ｐｌａｎｅｔｓ），是指那些轨道在地球轨道之外的行星。其中有火星、小行星以及外层的４大行星。
当一颗行星在我们看来从太阳经过，仿佛与太阳相并而在同一方向时，这叫做与太阳相合。
“下合”（ｉｎｆｅｒｉｏｒ ｃｏｎｊｕｎｃｔｉｏｎ），是指行星在太阳与我们之间的合。
“上合”（ｓｕｐｅｒｉｏｒ ｃｏｎｊｕｎｃｔｉｏｎ），是指太阳在行星与我们之间的合。
稍微一想就可明白外行星决不会有下合的事，但内行星却既可下合又能上合。
当一颗行星在与太阳相反的方向，或者说，我们在行星与太阳之间的时候，叫做“冲”（ｏｐｐｏｓｉｔｉｏｎ）。那时行星在日没时升日出时落。当然一颗内行星是不会有冲的。
轨道的“近日点”（ｐｅｒｉｈｅｌｉｏｎ）是离太阳最近的一点；“远日点”（ａｐｈｅｌｉｏｎ）是离太阳最远的一点。
当内行星（水星、金星）绕太阳旋转时，在我们看来好像由太阳这一边到那一边。它们对太阳的眼见距离无论何时都叫它们的“距角”（ｅｌｏｎｇａｔｉｏｎ）。
水星的最大距角通常有２５度，有时多有时少，因为这颗行星的轨道偏心率大。金星的最大距角几乎是４５度。
当这两行星之一在太阳东面时，我们在日落时看见它在西天；在太阳西面时，我们又在天明时见它在东天。因为这两颗星绝不能远离太阳，跑出我们上面提到的界限，所以在黄昏的东天，或是黎明的西天出现的行星绝不可能是这两颗行星。
没有两行星的轨道恰在同一平面上。这就是说，如我们沿一条轨道水平望去，所有其他轨道都略略有些倾斜。天文学家为方便起见，以地球轨道平面（或黄道平面）作为水平标准。既然每一轨道都以太阳为中心点，便各有两点在地球轨道水平面上——更准确些说，这就是其轨道与黄道平面相交的二点。这叫做“交点”（ｎｏｄｅｓ）。
行星的轨道及其各种情形（2）
轨道于黄道平面的夹角被称为“轨道交角”（ｉｎｃｌｉｎａｔｉｏｎ）。水星轨道交角最大，约有７度。金星轨道交角约３度又２４分。外行星的都较小，约自天王星的４６分到土星的２度３０分。
行星的距离
把海王星除外，行星之间的距离很密切地吻合一条所谓“提丢斯－波德定律”（Ｂｏｄｅ＇ｓ ｌａｗ）。定律的名称就是首先指出这一点的天文学家的名字。定律的内容是：取０、３、６、１２、２４……等数，（从第２个数往后）后一个数是前一个数的２倍，然后再在各数上加４，于是我们就得到了行星的大致不差的距离了（除了海王星）。
水星 ０ ＋ ４ ＝ ４ 实际距离 ４
金星 ３ ＋ ４ ＝ ７ 实际距离