占星天文学基础





黄道





黄道是在一年当中太阳在天球上的视路径，看起来它在群星之间移动的路径，明显的也是行星在每年中所经过的路径。更明确的说，它是球状的表面(天球)与黄道平面的交集；以几何学来描述，它是包含地球环绕太阳运行的平均轨道平面。黄道平面应该是稳定不变的黄道平面，那是垂直所有行星轨道平面角动量和的平面，而木星应该是最主要的影响者。目前的黄道平面与不变的黄道倾斜约1.5°。





西方的黄道(ecliptic)一词是从蚀(eclipse )发生的地方延伸出来的。





由于地球公转受到月球和其他行星的摄动，地球公转轨道并不是严格的平面，即在空间产生不规则的连续变化，这种变化包括多项短周期的和一项缓慢的长期运动。短周期运动可以通过一定时期内的平均加以消除，消除了周期运动的轨道平面称为瞬时平均轨道平面。黄道的严格定义是：地月系质心绕太阳公转的瞬时平均轨道平面与天球相交的大圆。黄道是天球上黄道坐标系的基圈。





黄道和赤道





由于地球的自转轴没有垂直于轨道平面，所以赤道平面不与黄道平行，而有23°26'的夹角，这就是所知的黄赤交角。赤道平面和黄道平面与天球的交集所形成的大圆分别称为赤道和黄道，这两个平面的交叉点正好在一条天球直径线的两端点，就是着名的二分点(春分点与秋分点)。太阳从南向北经过的二分点称为春分点或是白羊座第一点，黄道经度，通常以字母λ标示，就以这一点为起点向东从0°到360°。黄道纬度，通常以字母β标示，以黄道为测量的基础平面向北从0°到90°，向南从0°到-90°。春分点同样的也被定义为赤道座标的原点，赤经的测量也是向东由0到24时，通常以字母α或R.A.表示；赤纬以字母δ或Del.表示，由赤道平面向北从0°到90°，向南从0°到-90°。简单的转动型式可以让α,δ 和to λ,β互相转换(参见黄道座标系统和赤道座标系统)。





黄经





（太阳经度或天球经度）是在黄道座标系统中用来确定天体在天球上位置的一个座标值（另一个值是黄纬），在这个系统中，天球被黄道平面分割为南北两个半球。





黄道是太阳在一年中横越过天球的路径，在一年中会穿越天球赤道两次，一次是在春分点，另一次是在秋分点。由于在黄道上没有明显的可以做为黄道经度0度的点，因此春分点被任意的指定为黄经0度的位置，天体的黄经度就是由天体向东量度至春分点的角距离。





黄道座标对太阳系的天体非常有用。例如，在曆书上所给的太阳经度就是以黄经量度的。





黄纬，或称为天球纬度，是在黄道座标系统中用来确定天体在天球上位置的一个座标值（另一个值是黄经），在这个系统中，天球被黄道平面，或是地球的轨道平面，分割为南北两个半球。从地球上透视，太阳永远在黄纬0度的纬度上运动。黄纬是在黄道南边或北边的角度，类似于地球的纬度以赤道分割成南北半球。行星和太阳系的其他多数天体都倾向于在低黄纬的位置上。





赤道





是地球表面的点随地球自转产生的轨迹中周长最长的圆周线，长40,075.02公里。如果把地球看做一个绝对的球体的话，赤道距离南北两极相等。它把地球分为南北两半球，其以北是北半球，以南是南半球，是划分纬度的基线，赤道的纬度为0°。





赤经（英文Right ascension；缩写为RA；符号为α）是天文学使用在天球赤道座标系统内的座标值之一，通过天球两极并与天赤道垂直，另一个座标值是赤纬。





天球上的赤经，功用与地理座标中的经度相同。赤经和经度都是沿着赤道向东或西方向量度，零点也是赤道上随意选择的。经度的零点是本初子午线；赤经的零点是春分点，这是太阳在3月下旬运行至北天球时所通过的点，也是地球的升交点。





赤经的数值由春分点向东量度的，单位是时、分、秒，但有时也会用度来量度。他与恆星时的关係密不可分。它既是时间的单位，也是角度的单位。1h=15゜，1m=15'，1s=15"。在航海上使用的是恆星时角（缩写SHA），与赤经的不同是赤经由西向东量度，恆星时角是由东向西量。





赤经可以用来测量天体在天球上的位置，并且可以计算天体到达天空中某一定点的时间。例如，有个位置在赤经13h30m的天体，正在子午圈上，则在赤经20h的天体会在6.5小时（恆星时）后经过子午圈。





赤经的观念至少可以追溯至西元前二世纪，喜帕恰斯已经知道使用赤经编製星表，但他和之后的天文学家製作星表时都使用黄道座标，只在特别的情况下才使用赤道座标。





因为望远镜的发明，天文学家可以详细的观察天体，为了因应长时间观测的需要，望远镜被安装在便于追踪天体的赤道仪架台上。因为赤道仪只要旋转与地球自转轴平行的轴，就可以抵销地球的自转，固定的指向选定的天体。简而言之，赤道座标系统已经被观测者普遍的接受，利用赤道仪上的定位圈就可以准确的指向已经知道赤经与赤纬的天体。第一本使用赤道座标标式恆星的星表是约翰·佛兰斯蒂德的Historia Coelestis Britannica星表





地平线





指地面与天空的分隔线，其更准确的说法是将人们所能看到的方向分开为两个分类的线：一个与地面相交，另一个则不会。在很多地方，真地平线会被树木、建筑物、山脉等所掩盖。取而代之的是可见地平线。然而，如果身处海中的船上，则可以轻易看到真地平线。历史上，人们与可见地平线的距离甚为重要，因为其代表着在电波传送与电报发明前人类通讯与相见所能及的最远距离。即使在今日，当飞机在目视飞航规则下飞行时，机师亦有着一个名为目视飞航的技巧来控制飞机，即利用飞机尖与地平线的关係来控制飞机。其亦根据地平线来进行空间定位。





在很多情况下，特别是在透视图裡，地面的曲率传统上被忽略，而地平线则被当为地面和画面的交线。值得注意的是，当观看者接近地面时，几何地平线(假设地面为平与无限广阔的)与真地平线(即地面为曲面)的差距变得很少。所以即使地面真的是平的，仍会存在一条可见地平线，而对站在真正平的地面的观看者来说，其看到的地平线的位置与外表与站在曲的地面的观看者所看到的差距并不大。





在天文学裡，地平线指观看者所看到的地平面。其为地平座标系的基本平面，而在其上的点的轨道有着零度的地平纬度。就如上述的几何地平线般，在天文学裡的地平线可以被当作太空裡的平面，而非画面上的线。





天赤道(celestial equator)是天球上假象的一个大圈，位于地球赤道的正上方；也可以说是垂直于地球地轴把天球平分成南北两半的大圆，理论上有无限长的半径。相对于黄道面，天赤道倾斜23.5°，是地轴倾斜的结果。当太阳在天赤道上时,白昼和黑夜到处都相等,因此天赤道也被称为昼夜中分线(equinocti al line)或昼夜平分圆；那时北半球和南半球都处于春分或者秋分。在一年当中，太阳有两次机会处于天赤道上。只要我们把地球赤道不断向外扩大，一直延伸到无限大，这个无限的圆就是天赤道。





白道





是月球围绕地球运行的轨道投影在天球上的一个大圆，它与黄道的交角（黄白交角）在4°57'至5°19'之间变化，平均值约为5°9'，变化周期约为173天，因此日食与月食只发生在黄道与白道的升交点与降交点（即黄白交点）上才会发生掩食





赤纬





（英文Declination；缩写为Dec；符号为δ）是天文学中赤道座标系统中的两个坐标数据之一，另一个坐标数据是赤经。赤纬与地球上的纬度相似，是纬度在天球上的投影。赤纬的单位是度，更小的单位是「角分」和「角秒」，天赤道为0度，天北半球的赤纬度数为正数，天南半球的赤纬的度数为负数。天北极为+90°，天南极为-90°。值得注意的是正号也必须标明。一个通过一个观测者的天顶的天体的赤纬与该观测者的纬度数相同。





天极





是地球的自转轴（地轴）向天球延伸后，在无穷远处与天球交汇的两个假想点。





夜空中的星星，看起来是从头顶上由东向西移动，使人产生天球也在从东向西自转的感觉，这是由于人观测星空时是以地球为参考系的缘故；由于地球不是惯性系，是绕地轴持续自转，因此相对观测者而言会产生天球绕地轴自转的错觉。天球「自转」周期与地球自转周期一样，皆为恆星时的24小时。





地轴延伸至无穷远处与天球相交于两点称为天极。以地球为参考系时，观测者会观测到这两个点是天球上唯一的一对不动的点，以此二点连线（即地轴）为基准轴，以地心为原点，以赤道平面为基准面，所建立的天球坐标系统，即是天球赤道座标系统，相应的二天极坐标的第三坐标（即赤纬）分别为分别是+90°（北天极）和-90°（南天极）。





对于天文摄影中的追踪摄影，作为追踪装置的赤道仪必需先对准天极始能准确追踪拍摄天体。





北天极的定位





现在在北天极附近存在一颗视星等为2等的恆星（小熊座α星，中国星名为勾陈一，又名北辰，纬度为+89°15′51″，虽接近90度，但仍有0.7度的差），因而被称为北极星（英文为Polaris，源自拉丁文「Pole Star」）。相对于北半球观测者而言，北极星总在地平线上，其地平高度角与观测者的地理纬度，几乎可以认为一致。因此北极星成为在北半球野外旅行时定方位的有用指标，但只在北半球才能看见北极星。





事实上，北极星在北天极附近纯属巧合。估计他还有1,000年的时间能被称为北极星，勾陈一成为北极星只是25,700年的岁差週期中的一小部分时间而已。在1,000年之后，仙王座少卫增八（仙王座γ）将成为离北天极最近的恆星（即北极星）。在大约西元7,500年之时，（仙王座α，中国星名为天鈎五）将成为北极星；在西元14,000年之际，织女星（天琴座α星）将成为北极星，但到时他离北天极仍有6°的距离。





南天极





 





在距南天极附近1°处有一颗可作为南极星的暗星：南极座的南极座σ。但其视星等为5.5等，即使在晴朗的夜晚也不易被看见，因此不足以作为标示南天极的指极星，所以没有南极星，亦因此寻找南天极位置亦有一定难度。





天顶





是在天球座标系统中位于观测者正上方的点。在地平座标系统中，此点的高度为90度。





天底





在天球座标系统中，位于观测者正下方，与天顶相对的点称为天底（Nadir）。在地平座标系统中，此点的高度为-90度。





恆星年





是太阳在天球上返回到关于恆星而言的相同位置上的时间。恆星年是地球的轨道周期。一恆星年等于365.25636042 平太阳日，即 365日6小时9分钟10秒。一个真实的週期数总与两个天体相对的週期数相差整整一週。恆星年比回归年长20分钟又24秒。





即使在黎明之际的东方天空，也不可能同时看见太阳和星星，总要等待一、二个星期才能看出移动的现象。例如，在北半球的七月，在黎明的天空中市看不见猎户座，但到了八月就能看见。经过一年的时间，所有的星座都会在天空中运转一周。





在黎明之前有规律的观察天空，比较会被注意到，也容易测量的运动是日出位置在南北方向上的移动。以这种运动定义的回归年是格里曆的基础，这也是许多文明会以特殊的恆星（像是天狼星）在东方的黎明之际能被观察到的那一天做为一年开始的原因。在史诗诗人赫西俄德的《工作和时日》中，一年之中播种、收穫等等，都要参考特定的恆星首度在黎明之际被看见的日子来决定。





追溯到伊巴谷的时代，测量恆星的目的只是要确认回归年的确实长度。事实上，恆星年因为岁差的缘故，比回归年长了一点点，一个恆星年大致等于1.000039回归年(1 + 1/26000回归年)。





天宫图（Horoscope）





特指占星学里面用图像表示的日、月、行星以及黄道十二宫和中天的位置。这个位置一般是以地球上特定一点（例如在生辰天宫图中为出生地）为参考坐标。虽然也有少数占星家使用日心体系，下列的阐述均用地心坐标。





天宫图上表达的客观信息，除了宫位的划分之外一般与天文学计算相吻合。其阐述解释则属于占星学的范围。