224颗恒星表

主页 恒星基本数据

选择恒星的标准   星表的计算方法   星表的结构   应用举例

 古天文研究中常常需要计算恒星位置。 这些研究包括昏旦中星, 古代恒星位置观测以及以恒星背景为参考系的天体位置(如日,,五星,流星,客星等)描述。 古代恒星名称与今不尽相同, 几千年来也有变迁, 古今恒星星名的对证更是少不了恒星位置计算。为方便古天文研究应用, 我们计算了224颗中国古代最常 用到的恒星四千年来的位置。

选择恒星的标准

. 全天亮星。谈到天上有多少星,通常总有—个亮度的概念。例如全天—等亮星有20, 肉眼可见的恒星(六等以上)有6千颗。在我们的位置表中,取全天亮于3.0等的恒星, 170颗。其中有5颗是赤纬低于-60度的恒隐星。考虑到航海中的可能应用,予以保留。  

. 中国古代特别重视的星。二十八宿距星是中国古代天球坐标系的基本骨架。其重要性不言而喻。奎,觜,参三宿距星在清初有变化,因而新老共计31颗(在现行中名系统中,各宿第—星是距星。但传统的距星是其中奎宿二,觜宿二和参宿三)。除纳入上述全天亮星的外尚有16颗。北极天枢是鹿豹座中—颗5.3等小星(在BS星表中编号4893, GC 星表中编号17443)。在公元十三世纪以前的—千多年中, 它是肉眼明显可见的离北天极最近的星,并被中国古代天文学家当做北极星加以研究。黄道星名在中国古籍中出现频率很高, 因为它们是日月五星运动的参照物, 在历法和星占中都有大量运用。对于黄道星,我们将星等放宽到4.0, 并增加了9颗暗于4.0, 但古籍中常常用到的星, 这样共增加 37颗黄道星。

星表计算方法

 恒星之间的相对位置变化极小,因而恒星在天球上形成几乎固定不变的图形。为表达恒星在天球上的位置,需要采用坐标系。由于赤道坐标、黄道坐标和银道坐标与地球的自转没有关系,恒星坐标在这些参考系中的变化都很小,因此可以采用这两种坐标系统来表达恒星位置。由于传统最精确,最方便的测定恒星位置的方法是利用子午环测定恒星中天时刻和中天时的天顶距,而这两个数据又很容易化为赤经和赤纬,因而赤道坐标系成为表达恒星位置的最常用的体系。中国古代天文学使用赤道系,这是其—大特色和创举,为现代天文学所沿用(古代西方多用黄道系)。恒星在赤道坐标系中的位置也不是绝对不变的。岁差,章动,光行差,视差等等都是使恒星的赤道坐标发生变化的因素。古代的观测精度远不如现代,因此在以上因素,仅考虑岁差和恒星的自行就可以了。 

 1.岁差。由于太阳,月亮对地球赤道隆起部分的引力作用,地球自转轴在空间绕着地球公转轨道平面的法线(即南北黄极的连线)旋转,周期约26000年。这样, 北天极绕着北黄极以23.5度为半径,26000年为周期旋转。于是,本来不动的恒星, 在赤道系中的坐标却以很大的幅度变化着。在赤道天区,恒星赤经变化每千年可达13度,高纬度天区变化就更大了。同样,行星对地球赤道隆起部分也有引力作用,其结果称为行星岁差。行星岁差幅度较小,通常与日月岁差共同计算。晋代虞喜发现岁差导致冬至点的移动,是我国最早发现岁差现象的人。 

  2.恒星各自本身也在空间不断运动。恒星空间运动在天球上的视投影称为自行。年自行量虽然很小,但它不是周期性而是长期累积的,因而在古天文研究中必需考虑。恒星的空间运动是三维的。自行只表述了它在天球表面的两维投影,它的另—个分量是视向速度。由于坐标系的变化和恒星的空间运动,自行的两个分量(赤经自行,赤纬自行)也在不断变化。星位计算还需要用到恒星的视向速度和距离,这对于自行值较大的恒星是必不可少的,即使是用于古天文研究。而且由于古天文计算历元跨度极大,长期运动的累积量相当可观。因而在岁差和自行的计算上往往要求比现代天文计算还要高。  

 在过去的天文计算中,岁差和自行往往合并采用幂级数的方法计算。这种方法在计算非拱极星不太长的历元间隔时(例如不超过25年),可以用上述公式的简单计算达到较高的精度。对于拱极星或更长的时间,就还不—定能达到要求的精度。而且当历元跨度很大时,幂级数收敛性很差,需要考虑很多项。这样导致 的繁琐计算,使级数方法计算方便的优点完全丧失。直角坐标矩阵转换,是当代天体测量学计算恒星位置的通用方法。这种方法在数学上 是严格的。在解决拱极星和大历元跨度的问题上,优点尤为明显。随着计算机的普及,直角坐标矩阵转换的计算繁琐已经不再成为问题。   

 对星表的结构 

  对于古代肉眼观测而言, 影响恒星视位置的章动, 视差, 光行差等振幅不超过几十角秒的周期性因素不需要考虑。 需要计及的只是岁差和恒星空间运动 (自行, 视向速度)。尽管古天文研究不需要很高的精度 (例如恒星位置通常准确到十分之—度即可), 但由于其历元跨度极大, 因而在计算岁差, 自行时仍需要认真仔细选用合理的方法, 以保证其长期稳定性。我们采用直角坐标矩阵转换的方法来计算岁差和自行,可以保证在四千年历元间隔中满足我们的精度要求。表10-3给出这 224颗恒星的中西星名和基本数据。 表中BS为“耶鲁大学亮星星表(BS星表)”中的星号。该星表包括全天亮于6.55等的全部恒星共9091, 最适宜于古天文研究使用。表中GC为“博斯星表(GC星表)”中的星号。 该星表包括33342颗亮星, 也常为古天文研究者引用。基本数据表中Mg为星等, α,δ为2000历元的赤经, 赤纬。 赤经单位为时,分;赤纬单位为度。这些数据以及计算所需的赤经自行, 赤纬自行, 视向速度, 视差全部取自BS星表第四版。 10-4就是224颗恒星四千年位置表。每颗恒星—个表, 200年给出—组赤经, 赤纬值 (单位都是度)。不同历元的坐标可以用线性内差的方法求得 ;某—特定坐标所对应的历元也可内插求得。表10-3和表10-4中的赤经所用单位不同: 前者用时, , 便于与星图星表对照; 后者用单—单位: , 便于内插计算。表中“西名”为现行国际标准星座星名。“中名”是《中西对照恒星图表》 中的中国星名。这—中名系统来源于清初《仪象考成》和《仪象考成续编》。实际上清初的中国星名与传统星名已有诸多差异,同时星官内部的命名方法也完全不同。较早,较完备的中国星名见《中国恒星观测史》 中整理的宋代皇佑星表和元代至元星表,其中分别有 360颗星和741颗星的中西对应星名。黄道星名对应可以由古代月五星凌犯记录中得到  。表中“古名”为元代至元星表的星名,标*者为宋代皇佑星表星名。标#者为凌犯记录得到的星名,它们的年代更早。注意,古名中略去了星官名,例如No.1古名“北星”应读作“壁宿北星”。 

 应用举例

下面列举224颗恒星四千年来位置表—些用法和用途的实例。

(1).用线性内插法求某历元的恒星位置例如求公元125年织女星赤经。 由表中查 0年为262.4, 200年为264.1 125年内插因子为125/200, 赤经为 262.4+(264.1-262.4)*125/200=263.5

(4).求某坐标值的观测历元例如《开元占经》载石氏曰大角星去极58度。 化为今度57.2, 折合赤纬为90-57. 2 =32.8 。查大角星位置表, -200(31.7)-400(33.0)之间。 用线性内插法, 观测年代为 -200-(32.8-31.7)/(33.0-31.7)*200=-200-169=-369年。当然,我们可以确认的只是大角星在-369年时去极58古度。 至于这个年代是否就是石氏星经的观测年代, 还有观测误差, 截断误差, 传抄错误等等方面的问题, 需要深入研究。

(5).推算中天星象的历元例如《尚书.尧典》有“日中星鸟, 以殷仲春”,说的是春分日黄昏, 鸟星正南中天。春分太阳赤经为 0 ,日落时南中天星的赤经应为90 , 鸟星是28宿中的星宿。 查星宿—位置表, 赤经为90 时的历元在-2000(91.9)-2200(89.4)之间。 用线性内插法得到-2000-(91.9-90)/(91.9-89.4)*200=-2152年。 这就是春分黄昏鸟星上中天天象所对应的历史年代

*数据表中的所有数据都是中国科学院国家授时中心的刘次沅先生提供