说说万有引力的定律

万有引力定律 教学目的http://wwwpepcomcn/200406/ca431316htm

万有引力定律的发现与应用

物理小论文

PB05000821 吴瑞阳

万有引力定律的发现

我们大家都知道万有引力定律是牛顿发现的，小时候我们也听说过牛顿看到苹果落地而发现万有引力的故事。但它的发现岂只是看见苹果落地这么简单？

万有引力公式： 其中G为万有引力常量。在牛顿的时代，一些科学家已经有了万事万物都有引力的想法。而且牛顿和胡克曾经为了万有引力的发现权发生过争论。有资料表明，万有引力概念由胡克最先提出，但由于胡克在数学方面的造诣远不如牛顿，不能解释行星的椭圆轨道，而牛顿不仅提出了万有引力和距离的平方成正比，而且圆满的解决了行星的椭圆轨道问题，万有引力的优先发现权自然归属牛顿。

正如他所说过，牛顿是站在巨人的肩膀上。开普勒的研究成果对万有引力的发现有着不可磨灭的贡献。开普勒是德意志的天文学家，他的老师弟谷把一生的天文观测资料留给了他。在此基础上，开普勒经过20年的计算和整理于1609年发表了行星运动的第一、第二定律。后来又发表了行星运动的第三定律。

在牛顿的回忆录里可知，牛顿最先研究的是月亮的运动。牛顿的平方反比律是由开普勒的行星运动第三定律得出的。要对椭圆轨道情况进行计算，显然牛顿还必须有一些关于微积分和基本力学定律的概念，牛顿在基础力学上有过众多发现，同时牛顿和莱布尼茨各自独立的发现了微积分。牛顿应用了微积分来计算万有引力。关于万有引力定律的发现权，历史的结论是：它是牛顿发现的。万有引力的表达式为 ，它的建立是牛顿定律和开普勒定律的综合的结果，而牛顿在其中起了关键的作用。

万有引力定律的建立

一平方反比律的确定

1从理论计算得出平方反比的假设：

为了简便起见，可把行星运动轨道看作圆形（把行星轨道看作圆形时，课本上已有相关证明），这样，根据面积定律，行星应作匀速圆周运动，只有向心加速度a=v2/r，其中，v是行星运行速度，r是圆形轨道的半径。

根据牛顿第二定律： f=ma

有

又由

由开普勒第三定律 ，K是与行星无关的太阳常量

即

于是 ……①

牛顿得到第一个结果：如果太阳的引力是行星运动的原因，则这种力应和行星到太阳的距离的平方成反比。

2平方反比假设的验证：

牛顿“苹果落地”的故事广为流传。故事大意是说，1665-1666年感染病流行，牛顿从剑桥大学退职在家，一天，他在花园里想重力的动力学问题，偶然看到苹果落地，引起他的思考。在我们能够攀登的最远距离上和最高山颠上，都未发现重力有明显的减弱，这个力必然到达比通常想象的远得多的地方。那也应该高到月球上。如果是这样，月球的运动必定受它的影响，或许月球就是由于这个原因，才保持在它的轨道上的。

设想月球处在它的轨道上的任意点A（见图），O是地心，如果不受外力，它将沿一直线AB运动，然而实际它的轨道是弧线AP，AB与轨道在A点相切。则月球向O落下了距离BP=y , 令弧长AP=s=2πrt/T ,

而 cosθ≈1- /2, θ=s/r

则 y=r (1-cosθ)≈s2/2r =4π2r2t2/2rT2=2π2rt2/T2,

在地面上t时间内一个重物下落距离为

y=gt2/2

由此得

y/y’ =4π2r/gT2

月球绕地的周期T=273d ≈236×106 s，地面上的重力加速度g=98 m/s2，地球半径R的准确数值是6400km，古希腊的天文学家伊巴谷通过观测月全食持续的时间，曾相当精确的估算出地月距离r为地球半径的60倍，则r=60 R=384×105km用这个数值代入，即得

y/y’ =1/3600

而 R2/r2=1/3600

y/y’=a/g=ma/mg=f/mg= R2/r2

所以： f=mg R2/r2 即：力和距离的平方成反比

二与m和M成正比的确定

①式表明力与被吸引物体质量m成正比，同时根据牛顿第三定律，力的作用是相互的，f是M对m的作用，f’是m对M的作用，f与m成正比，则同理f’必与M成正比，又f =f’，则f必同时与m和M成正比。①式可写成：

f=GMm/r2, ……②

其中G是万有引力常量。

三万有引力常量的G测定

既然有了万有引力的表达式，那就要测出万有引力常量。测量万有引力常量G的数值，就要测量两个已知质量的物体间的引力。1798年，卡文迪许（HCavendish）做了第一个精确的测量。

他所用的是扭秤装置，如图所示，两个质量均为m的小球固定在一根轻杆的两端，在用一根石英细丝将这两杆水平的悬挂起来，每个质量为m的小球附近各放置一个质量为M的大球。根据万有引力定律，当大球在位置AA时，由于小球受到吸引力，悬杆因受到一个力矩而转动，使悬丝扭转。引力力矩最后被悬丝的弹性恢复力矩所平衡。悬丝扭转的角度θ可用镜尺系统来测定。为了提高测量的灵敏度，还可以将大球放在位置BB，向相反的方向吸引小球。这样，两次悬杆平衡之间的夹角纠正大了一倍。如果已知大球和小球的质量M,m和他们相隔的距离，以及悬丝扭力的相关系数，就可由测得的θ来计算G。卡文迪许测定的万有引力常量值为：

G=6754×10-11m3/kg•s2。万有引力常量是目前测得最不精确的一个基本物理常量，因为引力太弱，又不能屏蔽它的干扰，实验很难做。从卡文迪许到现在已近200年，许多人用相同或不同的方法测量G的数值，不断地改进其精度。国际科学联盟理事会科技数据委员会(CODATA)1986年推荐的数值为

G=667259(85)×10-11 m3/kg•s2，

不确定度为128/1000000（即万分之128）。

万有引力实验演示

一，实验现象：

一些科技博物馆里又如图的演示装置： 一个类似碗状，但是碗壁向内拱入的圆盘。一个粘有油墨的小球以较低速度从圆盘边缘进入，在圆盘上绕中心滚动并留下痕迹。可以观察到，随着时间变化，小球的速度越来越快，到最后掉入中间的小洞。而且越到中间小球的半径变化越缓慢（也就是说小球的轨迹在中间是最密集）。小球的轨迹并不是正圆的，而是一种半径越来越小的圆弧。（如果两个小球先后进入盘中则会有角位移前后追赶的现象。）

二，原理解释：

1,为什么用它来演示万有引力定律

由万有引力定律的表达式可以推知，行星势能为

而实验中用重力势能来代替万有引力势能mgh= -GMm/r

所以只要满足h=-GM/gr则可以用重力势能来代替万有引力势能。

同时r表示物体间的距离。当图示曲线绕h轴旋转后便会形成实验中所用到的曲面，当曲线如图时：dh/dr=GM/gr2,

f=mgtanθ=mgdh/dr=mgGM/gr2=GMm/r2

所以不论从能量还是从力的角度来讲，这个实验模型可以模拟演示万有引力。

2,为什么小球会越来越快

由离心力f=mv2/r=F知，动能为E k=1/2mV2=1/2GMm/r，由公式可见，r越小动能越大，自然速度会越快。

3,为什么小球到中间轨迹密集

这是一个有耗散力做工的系统，在旋转的时候摩擦力做功发热耗散掉一部分能量w= ,而f的大小只与接触的压力和摩擦系数有关系，在距离为r处的摩擦力转一周做功为：w= =2πrmgµcos[arctan(dh/dr)]=

又：dE/dr= GMm/r2，可见在r越大的时候，势能的变化越慢，故在外圈时，变化一个小量dr后势能的变化不如内圈的大，而转一圈消耗能量却比内圈大。所以在里圈旋转时，转动位置每下降一小段，可供小球旋转的能量就较多，而小球每转一圈摩擦力消耗能量较少，故小球在同样的一小段距离上会比外边多转几圈。

4,小球的轨迹为何是一个不断向里缩进的圆弧

如果盘面足够光滑，即没有摩擦力做功，则小球的轨迹会是什么样的呢？

A,小球在进入圆盘边缘时恰好获得的动能足够在盘的边缘运动所需的动能：

mgh=1/2 mv2 即：F=mv2/r则小球会沿着圆盘边缘做正圆轨迹的运动

B,小球在进入圆盘边缘时未达到在圆盘的边缘运动所需的动能：

Mgh〉1/2mv2，F> mv2/r则小球会做正圆轨迹的运动同时径向有一个分运动（缩小半径把势能转化为动能直到满足平衡为止）到某一半径时会达到F=mv2/r在此处做正圆运动

C,小球在进入圆盘边缘时的动能超过在盘的边缘运动所需的动能：

Mgh<1/2mv2,F<mv2/r体现在圆盘上的力学分析为则小球会沿着边缘飞出

实验中模拟的只是B情况。

下面再考虑摩擦力：

由于摩擦力作负功，在运动过程中，小球的动能在不断损失，这就要求小球能不断的缩小半径来寻找新的平衡，直到最后半经过小、能量不足而掉入中间的小孔

因此就有：小球的轨迹是一个不断向里缩进的圆

5,两个小球为什么会有角度相互追赶？

由万有引力公式知：角速度ω= ，故半径越小，角速度越大。先后进入的两个小球的角速度总是先进入的大于后进入的，所以在一段时间里总是前面的小球转过的角度比后面的多，因此角度差一直在增大，先进入的球会超过后进入的球多圈，所以看上去总是两个小球一会儿这个在前，一会儿另一个在前，相互追逐。

万有引力的应用

万有引力定律作为一个自然界最基本的定律，无论是在理论研究还是工程设计等各种时候都有着极其广泛的应用。比如航天中，航天器与天体接近时的万有引力可以作为一种有效的加速办法（弹弓效应）；宇宙物理中常常以测定天体的万有引力产生的效应来断定天体的位置和质量；在电磁探测受局限的地域，可以通过万有引力的测量计算，来探知地下的物质密度，从而断定地下矿藏的分布或是地下墓穴的规模和位置；在另外一些领域，比如精密工业中的超圆滚球体的制造，可以选择在太空生产，因为那里有理想的受力环境（因为在宇宙飞船上物体处于失重状态，而又由宇宙大尺度分布的均匀性，其他星体的引力又可以忽略不计）；以研究生物在太空无重力（亦即万有引力语离心力平衡抵消）为对象的项目已经发展成一门高新前沿的科技。如果将蔬菜水果种子带到太空中，在无重力环境与宇宙射线的影响下，有些变异品种的品质与地球上的品种相比大大提高。

事实上，万有引力定律常常是理论研究的最基本最常用的公式之一。以下就举一个实际应用的例子来说明这一点。

人造卫星的发射过程：

1，当我们要发射一颗地球卫星是我们只要以一定的角度和一定的初速度把卫星发射向太空，这个速度的理论值由万有引力定律可推知为：79km/s。万有引力定律给我们确定了卫星上天的边界条件。当然实际发射中还要去考虑阻力问题，并且不是瞬间加速到此值，是一个渐加速过程，这就是较复杂的了。

2，当我们要求卫星成为一个太阳的卫星时，我们的发射速度的理论值会高达112km/s。同样实际过程中速度也不会达到此值，而是渐加速渐升高。

3，当我们要求卫星成为一个太阳外的天体时，我们的发射速度的理论值会高达167km/s。实际过程中速度也不会达到此值，事实上我们还故意把飞行器发射到太阳系天体的附近，利用飞行器和天体间的万有引力，应用弹弓效应来改变飞行器的速度和方向。

从以上的应用中可以看出万有引力的重要地位。万有引力的概念在刚被提出的时候曾引起了一次“科学革命”。在随后的那个时代里，因此而引发了研究探索宇宙的热潮，产生了许多新的学科及项目，并有了众多新的发现。这些研究成果至今仍与我们的生活息息相关。万有引力定律的发现推动了整个人类文明的进程，是人类在认识宇宙的道路上迈出的一大步，也是极其重要的一步！

我们更有理由相信，万有引力在将来的科学探索研究中仍然会发挥相当重要的作用。

万有引力定律复习（一）

万有引力定律及在天文学上的应用

知识要点

（一）万有引力定律

1．　内容： ．

2．公式： ．G为引力常量，通常取G＝667×10-11

3．适用条件：

（1）

（2）

（3）

4．注意：

（1）两个物体之间的相互吸引力是一对作用力与反作用力，总是大小相等，方向相反，遵守牛顿第三定律．

（2）在地球表面的物体所受的重力近似的认为等于地球对物体的引力．可知 ．即GM＝gR2，这是一个常用的变换．

（3）离地面越高，物体的重力加速度越小，和高度的关系为： ，R为地球半径，h是离地面的高度．

（二）在天文学上的应用

1．　基本方法：把天体（或人造卫星）的运动看成是匀速圆周运动，其所需向心力由万有引力提供．

解决问题时可根据情况选择公式分析、计算．

2．　求天体质量和密度的方法

（1）　通过观察天体做匀速圆周运动的卫星的周期T、半径r，由万有引力等于向心

力 ，得天体质量M= ．

（2）　若知天体的半径R，则天体的密度

典型例题

〔例1〕已知火星的半径是地球半径的一半，火星质量是地球质量的 ，如果在地球上质量为60kg的人到火星上去．问：在火星表面这人所受重力为多少？

〔例2〕地球和月球中心的距离大约是4×108m，估算地球质量．（结果保留一位有效数字）

〔例3〕某星球质量为地球质量的9倍，半径约为地球的一半，在该星球表面从某一高度以10m/s的初速度竖直向上抛出一物体，从抛出到落回原地需要多长时间？(g取10m/s2)

　　

〔例4〕某物体在地面上受到的重力为160N，将它置于飞船中，当宇宙飞船以a=g/2的加速度加速上升时，在某高度处，物体与宇宙飞船中支持物相互挤压的力为90N，则此时卫星离地心的距离有多远？（已知R地＝64×103km，g取10m/s2）

　

巩固练习

1． 星和 星是人们依据万有引力定律计算的轨道而发现的． 星的运行轨道偏离于据万有引力定律计算出来的轨道，其原因是由于该星受到轨道外的其它行星的引力作用．

2．设土星绕太阳的运行是匀速圆周运动，若测得土星到太阳的距离为R，土星绕太阳运行周期是T，已知万有引力恒量为G，根据这些数据，能够求出的量有（ ）

A．土星线速度的大小 B．土星加速度的大小

C．土星的质量 D．太阳的质量

3．1789年，英国物理学家 ，巧妙地利用 装置，第一次在实验室中较准确的测出了引力常量．引力常量的测出有着非常重要的意义：（1）

　　 （2） ．

4．如果在某一行星上用不大的初速度v0，竖直上抛一小球（该行星表面没有空气），测得该小球能上升的最大高度为H，则由此可计算出（ ）

A．该行星的质量

B．绕该行星作匀速圆周运动的卫星的最小周期

C．该行星上的第一宇宙速度

D．绕该行星作匀速圆周运动的卫星的最大加速度

5．一艘宇宙飞船绕一个不知名的行星表面飞行，要测定该行星的密度，仅仅只需（ ）

A．测定运行周期 B．测定环绕半径

C．测定行星的体积 D．测定运行速度

6．已知以下哪组数据，可计算出地球的质量M（ ）

A．地球绕太阳运行的周期T地及地球离太阳中心的距离R地日

B．月球绕地球运行的周期T月及月球离地球中心的距离R月地

C．人造地球卫星在地球表面附近绕行时的速度v和运行周期T卫

D．若不考虑地球的自转，已知地球的半径及重力加速度

7．两颗行星的质量分别为M1、M2，绕太阳运行的轨道半径之比为R1：R2，那么它们绕太阳公转的周期之比

　　

8．地球绕太阳公转轨道半径R，周期为T，月球绕地球公转轨道半径为r，周期为t，则太阳和地球的质量之比为多少？

　　

9．月球绕地球的周期约为地球绕太阳公转周期的1/14，日地距离约为月地距离的400倍，则太阳质量约为地球质量的多少倍？（取一位有效数字）

　

10．证明：若天体的卫星环绕天体表面运动，则天体密度为

　

11．在地面处测得物体自由下落高度h所需时间为T，到高山顶测得物体自由下落同样的高度所需的时间增加了ΔT，已知地球半径为R0，试求山的高度H．

你可以根据喜欢什么类型的名字？

可以按外貌定，比如萌萌、小白什么的，

或者按品种定，比如奶茶、银狐什么的，

也可以按仓鼠性格定，比如小乖什么的

也可以用个物品名称定，比如毛线，米饭，

搞怪类的，逗比、尼玛……

平常：馒头，小米，可乐，豆豆，贝贝，糖糖，憨憨，笨笨，

舒心：安妮，小狸，星余，小陌

其他：lucky，angel，

咕噜　　贝贝 多多小白 安静皮特 ミ冭孓　 ミ冭孓妃

财财　　花花 雪儿　 贝贝 汉堡　乖乖 大黄　　闹闹

张家咪 康康 小伊巴　大黑 毛毛　　朋朋 不断更新中。。。。

火箭　　黑子 丹丹　　小雨 豆豆　　花花 球球　　仔仔

丁丁　小胖 露露　　多多 卡卡　　红烧 丁丁　 大灰

可爱多　糖糖 丑丑　　小虎 钻钻幻幻 蛋黄　　 吵吵

点点　　歪歪 可可COCO大傻 旺财　　 莉达 路路　　亨利

丢丢　　牙膏

卡儿　卡其 笨笨　蛋蛋 乐乐　　嘟嘟 欢欢　　兜兜

麦琪　　麦兜 狗狗　安安 乔乔　　聪聪 DUDU妞妞

米奇　　米妮 happybaby Q宝宝　 猪贝贝 哈罗小精灵

多多　　Lucky 咪咪旺财 可可　　ViVi 米老鼠唐老鸭

火腿　　香肠 可乐薇倪 思学努比 哈利　　屁屁

闹闹　　神箭 泡泡　　丫丫 歪歪　　叮当 小皮诺　皮皮

汪汪　　嘎嘎 狒狒　　叨叨 淘淘　　团团 卡娃伊　米奇

后面是复制的，全凭个人喜好起，主要是自己听着舒心，别人听着产生好感和联想

考古发掘和古文献资料表明，我国是天文学发达最早的国家之一。从原始社会开始，我们的祖先为了采集、狩猎和农牧业活动的需要，通过观天象、定方向、定季节、告农时，逐渐积累天文知识，萌生和发展了我国古代的天文学。

早在六七千年前，属于仰韶文化的西安半坡遗址中，房屋的门、墓穴和人骨架的头部都朝着南方，江苏邳县大墩子墓地积有五层墓葬，晚期的叠在早期之上，但方向仍大体一致。①这种一致性表明他们已能辨认方向。对于原始时代日出而作，日入而息的古人来说，能够赖以定方向的依据只有天象变化，特别是太阳。

太阳给大地以光明，给人们以温暖，它在新石器时代的出土陶器上，就有以太阳作为纹饰的器物。河南郑州大河村仰韶文化出土的彩陶上，中间为红色圆心，四周有彩色光芒，显系太阳的图象；山东大汶口龙山文化出土的灰陶尊上，画有日出于山岗之上和日出于山岗云气之上的图案，恐系“旦”字的象形字。稍晚的文献《诗经》中则有“既景乃岗，相其阴阳”的诗句②，表明在山岗上观日影定方向，另一篇《邶风·定之方中》说：“揆之以日，作于楚室”，这些观太阳定方向的描述，正是古老习俗的遗留。

日出和日没不仅指示了方向，而且形成了白天和黑夜的循环，昼夜交替使人们产生了日的概念，昼夜与太阳都用“日”字表示，日显然是同太阳联系在一起的。为了计算日子的流逝，原始时代就出现了许多方法。我国解放前后尚处于原始社会的一些少数民族，有的在绳子上打结，有的在竹上刻划，有的在竹筒里放石子，这些记日方法显然是很原始的。在出土的殷商甲骨文中已有完整的干支记日法，干就是甲、乙、丙、丁、戊、己、庚、辛、壬、癸，夏代末期帝王的名字就已采用了十干中某些字，如孔甲、履癸，说明它们可能产生得更早些，支就是子、丑、寅、卯、辰、巳、午、未、申、酉、戌、亥十二个字，用十干与十二支相配，得到甲子、乙丑、丙寅……癸亥等六十个干支名称，用来记日便是六十天一循环，这种记日方法一直延续到现在。有一块武乙时期（约公元前十三世纪）的牛胛骨上完整地刻着六十干支，这可能是当时的日历。在甲骨文中还有旬字，殷人称十天为一旬，这一名称也一直流传到今天。

月有圆缺，这是夜晚可能看到的最明显的天象变化，从月圆（望）到月圆，或从月初见（朏）到下一次见到，或从月不见（晦）到下一次不见都差不多是三十天，月的圆缺变化产生了“月”的概念。阿细人的跳月，藏历的定望都是原始时期的遗留。望、朏、晦比朔更早被人们所认识，最早的“朔”字见于《诗经》。

季和年虽然比日和月的周期要长，但它的产生并不晚。因为，它比起日月来也许更重要，寒来暑往，草木枯荣，农业的收成，动物的繁衍都同它密切相关。农牧业生产的发展要求准确掌握时令季节，而天象的周期变化与物候之间有必然的相关性，通过观察天象就能确定季和年的变迁。观象授时既是生产之必需，也是最早的天文活动。文献上记有古代传说：“少皞氏之衰也，九黎乱德。……颛顼受之，乃命南正重司天以属神。命火正黎司地以属民。……其后三苗服九黎之德，故二官咸废所职，而闰余乖次，孟陬殄灭，摄提无纪，历数失序。尧复遂重黎之后，不忘旧者，使复典之，而立羲和之官。明时正度，则阴阳调，风雨节，茂气至，民无夭疫。”①这段记述说颛顼时代已有了“火正”的专门官职，负责观察大火（即心宿二）这红色亮星来判断季节。后来由于氏族战争，观测停止了，结果弄得季节掌握不住，造成很大混乱，到帝尧时代又恢复“火正”之官，让他明时正度，造成了风调雨顺、生活安宁的局面。《左传》襄公九年的记载印证了这一传说：“陶唐氏之火正阏伯居商丘，祀大火，而火祀时焉！”陶唐氏即是帝尧。

尧不仅恢复了火正，还立羲和之官，命羲仲、羲叔、和仲、和叔分赴四方，观察日月星辰，以告农时。《尚书·尧典》曰：“乃命羲和，钦若昊天，历象日月星辰，敬授人时。分命羲仲、宅嵎夷、曰旸谷，寅宾出日，平秩东作，日中星鸟，以殷仲春，……。申命羲叔，宅南交，平秩南讹，敬致日永星火，以正仲夏，……。分命和仲，宅西土，曰昧谷，寅饯纳日，平秩西成，宵中星虚，以殷仲秋，……。申命和叔，宅朔方，……日短星昴，以正仲冬，……。期三百有六旬有六日，以闰月定四时成岁。”《尧典》虽非尧时所作（学者们多认为作于战国初或稍早），但可能记有较早时代的事情。这段文献所指出的四仲中星，即不同的季节黄昏时有不同的星到达南方天空。按现代天文学来推算，鸟、火、虚、昴四星在春分、夏至、秋分、冬至黄昏时到达南方天空的时代大约是公元前二千年左右，与传说中的尧时相当。所以，《尧典》的记述可能正是古代观象授时的情形。

至于“期三百有六旬有六日，以闰月定四时成岁”的记述，更说明了历法的萌芽。年、月、日概念的建立是历法得以产生的基础，一年有366天的识别，又设置闰月来协调季节和月分的关系，这是天文学的重大进步。殷商甲骨文已有十二个月的名称，还有大量十三月的记载，这是“以闰月定四时成岁”的证明。从甲骨文的片断记载可以推论殷代历法已有相当水平，它大体上是以干支记日，以月亮圆缺的周期记月，以冷暖循环来记年，一年有12个月，月有大小之分，大月30天，小月29天，闰年有13个月。这一阴阳合历的传统流传至今，成为我国古历的重要特点。

殷周至春秋战国，各诸侯国行用不同的历法，计有夏、殷、周、鲁、黄

它们的不同在于岁首，黄帝、周、鲁三历以十一月（子月）为岁首，称建子，殷历以十二月（丑月）为岁首，称建丑，夏历以正月（寅月）为岁首，称建寅，这就是“三正”之说。此外还有颛顼历以小月（亥月）为岁首，称建亥，目前由于资料缺乏，对这些历的详情还不太清楚。

天文和历法的发展基于天象观测，我国古代天象观测记录是世界公认最悠久最系统的。《夏小正》一书中按月分记录了天象和物候的关联，如“正月，……初昏参中，斗柄悬在下”，“四月昴则见，初昏南门正”，“五月，……初昏大火中”等等，该书虽然成书较晚，但这些天象记录如实地反映了三四千年前的天象。《鹖冠子》也记载“斗柄东指，天下皆春，斗柄南指，天下皆夏，斗柄西指，天下皆秋，斗柄北指，天下皆冬”，这是三四千年前的天象。

殷墟甲骨文中包含着更多的天象记录，公元前十二至十四世纪的日月食记事，现在能大体定出时间的有四次日食，五次月食，无疑是世界上最早的。甲骨文中记录大火附近出现新星，它比古希腊伊巴谷Hipparchas（前二世纪）记录的第一个新星（公元前134年）要早一千多年。比甲骨文稍晚的金文中有大量的西周月相记录，如初吉、既生霸、既望、既死霸等等，虽然对它们的含义是指一个月中的某一天或者某一部分还有争论，但其同月相变化有关是没有疑问的。西周和春秋时代的天象记录在《诗经》中也有不少反映，著名的《豳风·七月》诗记载了天象与物候的关系，以及当时的历法知识；《小雅·十月之交》的日食和月食记录，引起了研究者的很大兴趣，据中外学者考证，十月辛卯朔的日食和紧靠着的一次月食可能发生于公元前776年9月6日和8月21日，但另一些人认为是公元前735年11月30日和12月15日，因为前次日食通过北极圈之内，中国黄河流域不可能见到。《诗经》中关于恒星的记述已有28夜中十宿的名称，还有牛郎、织女、银河以及金星的不同名称——启明和长庚。

春秋时代的编年史中有37次日食记录，绝大多数是可靠的，可用现代的计算来验证，并给地球自转研究提供参考。鲁文公十四（前613年）年，“有星孛入于北斗”的记录是关于哈雷彗星的最早记载，鲁庄公七年（前687年）“夏四月辛卯夜，恒星不见，夜中星陨如雨”，这是天琴流星雨的最早记录。战国时代著名的天文学家甘德和石申（一作石申夫）辨认并观测了大量恒星，测定了120多个星的位置，编出了世界上最早的星表《石氏星表》。1978年在湖北随县出土的战国（公元前444年）遗物上发现了完整的28宿名称，并和北斗图象相联。这些天象观测记录和所达到的天文学成就受到了全世界的重视。

和天文学从原始社会萌生的同时，人们也产主了对天空和自然的原始宗教意识。进入奴隶社会以后，宗教思想和自然观发生了很大变化，对自然神的崇拜为奴隶主阶级利用，出现了人格化的、主宰一切的天神，人世间的君主也是授命于天的。人们对天空现象的迷惘，尤其是异常天象的出现，使星占术得以产生。这就是古代许多天象记录同星占迷信纠缠在一起的原因。

① 南京博物院：《江苏邳县四户镇大墩子遗址探掘报告》，《考古学报》1964年2期。

② 《诗经·大雅·公刘》。

① 《史记·历书》。

第三节 气象学

气象和天文学在我国古代统称天文，其实两者是有差别的，气象现象是发生在地球大气层内的，天文学的研究对象则在大气层之外。气象同人们的日常生活、生产活动有密切关系。为了生存，人们经历了对自然气候的适应过程，从穴居野处发展到营室居住，他们把屋门开向南方，又用兽皮树叶缝制衣服，抵御风寒。人们虽不断积累气象知识，而对其成因却一无所知，从而产生对自然神的崇拜。《山海经·大荒北经》提到，南方多雨是因为南方为雨师应龙所居，北方干旱是因为旱神女魃居于赤水之北（今河西走廊以北的大沙漠）。古人认为风云雷雹都各有神，各司其职，而传说中的“后羿射日”则反映了人们战胜干旱燥热的美好愿望。

殷商甲骨文保留了大量天气现象的记录，出现了晴、云、阴、霾、雾、虹、霓、霜、雪、雷、电、雨、风、雹等名称。公元前十三世纪文丁时期的卜辞中有连续十天的气象记录①，这是世界最早的气象记录之一，也是后来传统气象记录的先声。甲骨文中对风雨有不同的称谓，雨有大雨、小雨、幺（丝）雨（毛毛雨），风有小风、大风，�风（骤风）、大飓（狂风），可说是风力、雨量分级概念的开始。

殷商时期有关天气和物候现象的记录大量出现，揭示了我国大陆上古今气候的变化情况。二千多年前的物候现象比现今要早一周以上，黄河流域当时生长着很多竹子、桑树，种植水稻，还有大象，表明那时期黄河流域气候比现在温暖湿润。古代气象史料可以用来为现代许多研究项目做参考，因而正受到越来越多的重视。

在观象授时阶段，为了利用物候现象来判断季节时令，经常注意观察气象变化，促进了对气象规律的认识。《夏小正》中按月列出的物候现象，也附有气象情况，如“正月……鱼陡负冰，……时有后风，寒日涤冻涂”，“三月，……越有小旱”，“四月，越有大旱”，“七月，时有霖雨”等等，在《诗经》、《月令》等著作中也有类似的物候描述。随着观察的深入，感性知识增多，形成了一些天气预报的谚语。《诗经·鄘风·蝃■》曰：“朝�于西，崇朝其雨”，意思是早晨日出时看见西方有虹，不久就要下雨了，这个谚语至今还在我国民间流传。《小雅·渐渐之石》还记有：“月离于毕，渒滂沱矣！”说是看见满月进入毕宿，就到了孟秋多雨的季节，秋雨绵绵，这是一种长期预报。《古微书》中记录的“月离于箕风扬沙’，也是类似的意思，指满月进入箕宿就进入多风的春季，尘土飞扬。《小雅·信南山》的“上天同（彤）云，雨雪雾雾”，表示彤云密布，大雪就要来临。

对气象规律的认识使人们对神的主宰产生怀疑，并进而思考风云雷雨的成因和本质。《庄子·天运》对风由神的呼吸而产生之说发出疑问，“风起北方，一西一东，有上彷徨，孰嘘吸是？孰居无事而披拂是？”指出风回旋不定，东西任吹，有谁闲着没事去披拂它呢？宋玉《风赋》说：“夫风者，天地之气，溥畅而至”，《关尹子·二柱》篇说：“气之所自生者，如摇帘得风，彼非摇时，非风之气”，提出风即气，气流生风，不流无风，仍是气。《素问·阴阳应象大论》说：“清阳为天，浊阴为地，地气上为云，天气下为雨，雨出地气，云出天气。”这里借阴阳和相互转化的概念辩证地叙述了雨和云的关系。从现象来看，雨从天降，云从地升，而雨又是云形成的，故实质上雨还是出自地。地下有轻阳之气上升，天上有浊阴之气下降，互相转化而成云雨。《庄子》认为“阴阳交争为雷”，《春秋·元命苞》说：“阴阳激为电”，都认为雷电是一种阴阳冲突所生成的现象。《大戴礼记·曾子天圆》有一段总括性的话：“阴阳之气，各从其所，则静矣。偏则风，俱则雷，交则电，乱则雾，和则雨。阳气胜，则散为雨露，阴气胜，则凝为霜雪。阳之专气为雹，阴之专气为霰，雹霰者，一气之化也。”在春秋战国百家争鸣的学术气氛中，这些记述力图从自然界本身去说明天气现象，具有唯物主义倾向。

不如说运动是相互的，A绕B椭圆运动，其实也就是B绕A椭圆运动。转换一次环绕天体和中心天体的位置，就得到结论了。

平方反比律的确定 1从理论计算得出平方反比的假设： 为了简便起见，可把行星运动轨道看作圆形（把行星轨道看作圆形时，课本上已有相关证明），这样，根据面积定律，行星应作匀速圆周运动，只有向心加速度a=v2/r，其中，v是行星运行速度，r是圆形轨道的半径。 根据牛顿第二定律： f=ma 有 又由 由开普勒第三定律 ，K是与行星无关的太阳常量 即 于是 ……① 牛顿得到第一个结果：如果太阳的引力是行星运动的原因，则这种力应和行星到太阳的距离的平方成反比。 2平方反比假设的验证：牛顿“苹果落地”的故事广为流传。故事大意是说，1665-1666年感染病流行，牛顿从剑桥大学退职在家，一天，他在花园里想重力的动力学问题，偶然看到苹果落地，引起他的思考。在我们能够攀登的最远距离上和最高山颠上，都未发现重力有明显的减弱，这个力必然到达比通常想象的远得多的地方。那也应该高到月球上。如果是这样，月球的运动必定受它的影响，或许月球就是由于这个原因，才保持在它的轨道上的。 设想月球处在它的轨道上的任意点A（见图），O是地心，如果不受外力，它将沿一直线AB运动，然而实际它的轨道是弧线AP，AB与轨道在A点相切。则月球向O落下了距离BP=y , 令弧长AP=s=2πrt/T , 而 cosθ≈1- /2, θ=s/r 则 y=r (1-cosθ)≈s2/2r =4π2r2t2/2rT2=2π2rt2/T2, 在地面上t时间内一个重物下落距离为 y=gt2/2 由此得 y/y’ =4π2r/gT2 月球绕地的周期T=273d ≈236×106 s，地面上的重力加速度g=98 m/s2，地球半径R的准确数值是6400km，古希腊的天文学家伊巴谷通过观测月全食持续的时间，曾相当精确的估算出地月距离r为地球半径的60倍，则r=60 R=384×105km用这个数值代入，即得y/y’ =1/3600 而 R2/r2=1/3600 y/y’=a/g=ma/mg=f/mg= R2/r2 所以： f=mg R2/r2 即：力和距离的平方成反比 二与m和M成正比的确定 ①式表明力与被吸引物体质量m成正比，同时根据牛顿第三定律，力的作用是相互的，f是M对m的作用，f’是m对M的作用，f与m成正比，则同理f’必与M成正比，又f =f’，则f必同时与m和M成正比。①式可写成： f=GMm/r2, ……② 其中G是万有引力常量。 三万有引力常量的G测定 既然有了万有引力的表达式，那就要测出万有引力常量。测量万有引力常量G的数值，就要测量两个已知质量的物体间的引力。1798年，卡文迪许（HCavendish）做了第一个精确的测量。 他所用的是扭秤装置，如图所示，两个质量均为m的小球固定在一根轻杆的两端，在用一根石英细丝将这两杆水平的悬挂起来，每个质量为m的小球附近各放置一个质量为M的大球。根据万有引力定律，当大球在位置AA时，由于小球受到吸引力，悬杆因受到一个力矩而转动，使悬丝扭转。引力力矩最后被悬丝的弹性恢复力矩所平衡。悬丝扭转的角度θ可用镜尺系统来测定。为了提高测量的灵敏度，还可以将大球放在位置BB，向相反的方向吸引小球。这样，两次悬杆平衡之间的夹角纠正大了一倍。如果已知大球和小球的质量M,m和他们相隔的距离，以及悬丝扭力的相关系数，就可由测得的θ来计算G。卡文迪许测定的万有引力常量值为： G=6754×10-11m3/kg•s2。万有引力常量是目前测得最不精确的一个基本物理常量，因为引力太弱，又不能屏蔽它的干扰，实验很难做。从卡文迪许到现在已近200年，许多人用相同或不同的方法测量G的数值，不断地改进其精度。国际科学联盟理事会科技数据委员会(CODATA)1986年推荐的数值为 G=667259(85)×10-11 m3/kg•s2， 不确定度为128/1000000（即万分之128）。 万有引力实验演示 一，实验现象： 一些科技博物馆里又如图的演示装置： 一个类似碗状，但是碗壁向内拱入的圆盘。一个粘有油墨的小球以较低速度从圆盘边缘进入，在圆盘上绕中心滚动并留下痕迹。可以观察到，随着时间变化，小球的速度越来越快，到最后掉入中间的小洞。而且越到中间小球的半径变化越缓慢（也就是说小球的轨迹在中间是最密集）。小球的轨迹并不是正圆的，而是一种半径越来越小的圆弧。（如果两个小球先后进入盘中则会有角位移前后追赶的现象。） 二，原理解释： 1,为什么用它来演示万有引力定律由万有引力定律的表达式可以推知，行星势能为 而实验中用重力势能来代替万有引力势能mgh= -GMm/r 所以只要满足h=-GM/gr则可以用重力势能来代替万有引力势能。 同时r表示物体间的距离。当图示曲线绕h轴旋转后便会形成实验中所用到的曲面，当曲线如图时：dh/dr=GM/gr2, f=mgtanθ=mgdh/dr=mgGM/gr2=GMm/r2 所以不论从能量还是从力的角度来讲，这个实验模型可以模拟演示万有引力。 2,为什么小球会越来越快 由离心力f=mv2/r=F知，动能为E k=1/2mV2=1/2GMm/r，由公式可见，r越小动能越大，自然速度会越快。 3,为什么小球到中间轨迹密集 这是一个有耗散力做工的系统，在旋转的时候摩擦力做功发热耗散掉一部分能量w= ,而f的大小只与接触的压力和摩擦系数有关系，在距离为r处的摩擦力转一周做功为：w= =2πrmgµcos[arctan(dh/dr)]= 又：dE/dr= GMm/r2，可见在r越大的时候，势能的变化越慢，故在外圈时，变化一个小量dr后势能的变化不如内圈的大，而转一圈消耗能量却比内圈大。所以在里圈旋转时，转动位置每下降一小段，可供小球旋转的能量就较多，而小球每转一圈摩擦力消耗能量较少，故小球在同样的一小段距离上会比外边多转几圈。 4,小球的轨迹为何是一个不断向里缩进的圆弧 如果盘面足够光滑，即没有摩擦力做功，则小球的轨迹会是什么样的呢？ A,小球在进入圆盘边缘时恰好获得的动能足够在盘的边缘运动所需的动能： mgh=1/2 mv2 即：F=mv2/r则小球会沿着圆盘边缘做正圆轨迹的运动 B,小球在进入圆盘边缘时未达到在圆盘的边缘运动所需的动能： Mgh〉1/2mv2，F>mv2/r则小球会做正圆轨迹的运动同时径向有一个分运动（缩小半径把势能转化为动能直到满足平衡为止）到某一半径时会达到F=mv2/r在此处做正圆运动 C,小球在进入圆盘边缘时的动能超过在盘的边缘运动所需的动能： Mgh<1/2mv2,F<mv2/r体现在圆盘上的力学分析为则小球会沿着边缘飞出 实验中模拟的只是B情况。 下面再考虑摩擦力： 由于摩擦力作负功，在运动过程中，小球的动能在不断损失，这就要求小球能不断的缩小半径来寻找新的平衡，直到最后半经过小、能量不足而掉入中间的小孔 因此就有：小球的轨迹是一个不断向里缩进的圆 5,两个小球为什么会有角度相互追赶？ 由万有引力公式知：角速度ω= ，故半径越小，角速度越大。先后进入的两个小球的角速度总是先进入的大于后进入的，所以在一段时间里总是前面的小球转过的角度比后面的多，因此角度差一直在增大，先进入的球会超过后进入的球多圈，所以看上去总是两个小球一会儿这个在前，一会儿另一个在前，相互追逐。 万有引力的应用 万有引力定律作为一个自然界最基本的定律，无论是在理论研究还是工程设计等各种时候都有着极其广泛的应用。比如航天中，航天器与天体接近时的万有引力可以作为一种有效的加速办法（弹弓效应）；宇宙物理中常常以测定天体的万有引力产生的效应来断定天体的位置和质量；在电磁探测受局限的地域，可以通过万有引力的测量计算，来探知地下的物质密度，从而断定地下矿藏的分布或是地下墓穴的规模和位置；在另外一些领域，比如精密工业中的超圆滚球体的制造，可以选择在太空生产，因为那里有理想的受力环境（因为在宇宙飞船上物体处于失重状态，而又由宇宙大尺度分布的均匀性，其他星体的引力又可以忽略不计）；以研究生物在太空无重力（亦即万有引力语离心力平衡抵消）为对象的项目已经发展成一门高新前沿的科技。如果将蔬菜水果种子带到太空中，在无重力环境与宇宙射线的影响下，有些变异品种的品质与地球上的品种相比大大提高。

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1、皮埃尔-西蒙·拉普拉斯

皮埃尔-西蒙·拉普拉斯，法国数学家、天文学家，法国科学院院士。是天体力学的主要奠基人、天体演化学的创立者之一，他还是分析概率论的创始人，因此可以说他是应用数学的先驱。

拉普拉斯把注意力主要集中在天体力学的研究上面。他把牛顿的万有引力定律应用到整个太阳系，1773年解决了一个当时著名的难题：解释木星轨道为什么在不断地收缩，而同时土星的轨道又在不断地膨胀。拉普拉斯用数学方法证明行星平均运动的不变性，即行星的轨道大小只有周期性变化，并证明为偏心率和倾角的3次幂。这就是著名的拉普拉斯定理。此后他开始了太阳系稳定性问题的研究。1784～1785年，他求得天体对其外任一质点的引力分量可以用一个势函数来表示，这个势函数满足一个偏微分方程，即著名的拉普拉斯方程。

1786年证明行星轨道的偏心率和倾角总保持很小和恒定，能自动调整，即摄动效应是守恒和周期性的，不会积累也不会消解。

1787年发现月球的加速度同地球轨道的偏心率有关，从理论上解决了太阳系动态中观测到的最后一个反常问题。

1796年他的著作《宇宙体系论》问世，书中提出了对后来有重大影响的关于行星起源的星云假说。在这部书中，他独立于康德，提出了第一个科学的太阳系起源理论——星云说。

他长期从事大行星运动理论和月球运动理论方面的研究，尤其是他特别注意研究太阳系天体摄动，太阳系的普遍稳定性问题以及太阳系稳定性的动力学问题。在总结前人研究的基础上取得大量重要成果，他的这些成果集中在1799～1825年出版的5卷16册巨著《天体力学》之内。在这部著作中第一次提出天体力学这一名词，是经典天体力学的代表作。因此他被誉为法国的牛顿和天体力学之父。 1814年拉普拉斯提出科学假设，假定如果有一个智能生物能确定从最大天体到最轻原子的运动的现时状态，就能按照力学规律推算出整个宇宙的过去状态和未来状态。后人把他所假定的智能生物称为拉普拉斯妖。

2、哥白尼

尼古拉·哥白尼（波兰语：Nikolaj Kopernik，1473年2月19日—1543年5月24日，享年70岁），是文艺复兴时期的波兰天文学家、数学家、教会法博士、神父。

在哥白尼40岁时，他提出了日心说，否定了教会的权威，改变了人类对自然对自身的看法。当时罗马天主教廷认为他的日心说违反《圣经》，哥白尼仍坚信日心说，并认为日心说与其并无矛盾，并经过长年的观察和计算完成他的伟大著作《天体运行论》。

1533年，60岁的哥白尼在罗马做了一系列的讲演，可直到他临近古稀之年才终于决定将它出版。1543年5月24日哥白尼去世的那一天才收到出版商寄来的一部他写的书。

哥白尼的“日心说”更正了人们的宇宙观。哥白尼是欧洲文艺复兴时期的一位巨人。他用毕生的精力去研究天文学，为后世留下了宝贵的遗产。

3、查尔斯·梅西耶

查尔斯·梅西耶（Charles Messier，1730—1817）是法国天文学家。他的成就在于给星云、星团和星系编上了号码，并制作了著名的“梅西耶星团星云列表”。

1760年，德里希尔退休，查尔斯·梅西耶接任天文官的职务。在搜寻彗星的过程中，苦于彗星和其他天体经常模糊混淆的梅西耶，从1764年初开始制作一张彗星和星际间朦胧天体的列表。在同年末，查尔斯·梅西耶做成了一张40个天体的列表，此后，于1765年发现大犬座的M41后，又在列表中追加了M41-M45等五个天体。 1769年，在白羊座附近发现了大彗星（C/1769P1），梅西耶因此成为柏林科学院的外国人院士。次年，又发现了一颗彗星，并成为了巴黎学士院的正式成员。梅西耶在一生中总共发现了12颗彗星。

查尔斯·梅西耶分别于1771年，1781年和1784年发表了《梅西耶星团星云列表》的第一卷（M1-M45），第二卷（M46-M68）和第三卷（M69-M103）。

列在这些列表上的天体，都被称为“梅西耶天体”。例如，M31代表仙女座星系。梅西耶考虑到列表的体裁，将二重星（M40）或星团（M45等）也列入其中。

梅西耶使用的是口径5-7厘米的小望远镜，后来出现了大口径的望远镜后，发现梅西耶天体中含有很多星云，星团和星系。

4、伽利略

伽利略（GalileoGalilei，1564年2月15日—1642年1月8日）。意大利数学家、物理学家和天文学家，近代实验科学的奠基者之一。生于比萨（意大利中西部城市），卒于阿切特里（意大利一城市）。伽利略家族姓伽利莱(Galilei)，他的全名是Galileo Galilei，但现已通行称呼他的名“伽利略”（Galileo），而不称呼他的姓。

伽利略是利用望远镜观测天体取得大量成果的第一位科学家。1609年，伽利略在知道荷兰人已有了望远镜后，伽利略创制了天文望远镜（后被称为伽利略望远镜），并用来观测天体，发现许多前所未知的天文现象。他发现所见恒星的数目随着望远镜倍率的增大而增加；银河是由无数单个的恒星组成的；月球表面有崎岖不平的现象（亲手绘制了第一幅月面图），金星的盈亏现象；木星有四个卫星（其实是众多木卫中的最大的四个，现称伽利略卫星）。他还发现太阳黑子，并且认为黑子是日面上的现象。由黑子在日面上的自转周期，他得出太阳的自转周期为28天（实际上是2735天）。1637年在目力很差情况下，他还发现了月亮的周日和周月天平动。这些发现开辟了天文学的新时代。

伽利略第一个用望远镜观察到土星光环、太阳黑子、月球山岭、金星和水星的盈亏现象、木星的卫星和金星的周相等现象，并从实验中总结出自由落体定律、惯性定律和伽利略相对性原理等。从而推翻了亚里士多德物理学的许多臆断，奠定了经典力学的基础，反驳了托勒密的地心体系，有力地支持了哥白尼的日心学说。

5、克罗狄斯·托勒密

克罗狄斯·托勒密（古希腊语：ΚλαύδιοςΠτολεμαῖος；拉丁语ClaudiusPtolemaeus，约90年—168年），又译托勒玫或多禄某，相传他生于埃及的一个希腊化城市赫勒热斯蒂克。罗马帝国统治下的著名的天文学家、地理学家、占星学家和光学家。

托勒密总结了希腊古天文学的成就，写成《天文学大成》十三卷。其中确定了一年的持续时间，编制了星表，说明旋进、折射引起的修正，给出日月食的计算方法等。他利用希腊天文学家们特别是喜帕恰斯（Hipparchus，又译伊巴谷）的大量观测与研究成果，把各种用偏心圆或小轮体系解释天体运动的地心学说给以系统化的论证，后世遂把这种地心体系冠以他的名字，称为托勒密地心体系。这部巨著是当时天文学的百科全书，直到开普勒的时代，都是天文学家的必读书籍。

《天文学大成》——500年的希腊天文学和宇宙学思想的顶峰——统治了天文界长达13 个世纪。这样一本知识上参差交错且复杂的著作，不是单独一个人所能完成的。托勒密依靠了他的先驱者，特别是喜帕恰斯，这一点是无须掩盖的。他面对的基本问题是：在假设宇宙是以地球为中心的、以及所有天体以均匀的速度按完全圆形的轨道饶转的前提下，试图解释天体的运动。因为实际天体以变速度按椭圆轨道饶地球以外的中心运动，为了维护原来的基本假设，就要考虑某些非常复杂的几何形状。托勒密使用了3种复杂的原始设想：本轮、偏心圆和均轮。他能对火星、金星和水星等等的轨道分别给出合理的描述，但是如果把它们放在一个模型中，那么它们的尺度和周期将发生冲突。然而，无论这个体系存在着怎样的缺点，它还是流行了1300年之久，直到15世纪才被哥白尼推翻。

6、约翰尼斯·开普勒

约翰尼斯·开普勒（Johannes Kepler，1571年12月27日—1630年11月15日），生于符腾堡的威尔德斯达特镇，卒于雷根斯堡 。德国杰出的天文学家、物理学家、数学家。

开普勒就读于图宾根大学，1588年获得学士学位，三年后获得硕士学位。当时大多数科学家拒不接受哥白尼的日心说。在图宾根大学学习期间，他听到对日心学说所做的合乎逻辑的阐述，很快就相信了这一学说。

1630年11月15日，约翰尼斯·开普勒在神圣罗马帝国巴伐利亚公国雷根斯堡病故，享年58岁 。

开普勒发现了行星运动的三大定律，分别是轨道定律、面积定律和周期定律。这三大定律可分别描述为：所有行星分别是在大小不同的椭圆轨道上运行；在同样的时间里行星向径在轨道平面上所扫过的面积相等；行星公转周期的平方与它同太阳距离的立方成正比。这三大定律最终使他赢得了“天空立法者”的美名。同时他对光学、数学也做出了重要的贡献，他是现代实验光学的奠基人。

7、第谷·布拉赫

第谷·布拉赫（Tycho Brahe，1546年12月14日－1601年10月24日），丹麦天文学家和占星学家。1546年12月14日生于斯坎尼亚省基乌德斯特普的一个贵族家庭，1601年10月24日，第谷逝世于布拉格，终年55岁。1572年11月11日第谷发现仙后座中的一颗新星，后来受丹麦国王腓特烈二世的邀请，在汶岛建造天堡观象台，经过20年的观测，第谷发现了许多新的天文现象。第谷·布拉赫曾提出一种介于地心说和日心说之间的宇宙结构体系，十七世纪初传入我国后曾一度被接受。第谷所做的观测精度之高，是他同时代的人望尘莫及的。第谷编制的一部恒星表相当准确，至今仍然有价值。

第谷是最后一位也是最伟大的一位用肉眼观测的天文学家。第谷早在十三岁时就进入哥本哈根大学学习法律和哲学。他原来打算研究神学，但在1560年他观察了日食，于是转向研究天文学和数学。后来他到德国受到进一步的培养和教育。第谷于1597年，应德国国王鲁道夫二世（数年前第谷曾参加了他的加冕典礼）之邀，离开丹麦前往德国，在布拉格新区定居。在这里他有一伟大发现，发现了开普勒这个德国青年助手。

8、喜帕恰斯

喜帕恰斯（约公元前190年-公元前125年），是古希腊最伟大的天文学家、数学家。他编制出1022颗恒星的位置一览表，首次以“星等”来区分星星；提出了托勒密定理。发现了岁差现象。

喜帕恰斯算出一年的长度为365又1/4日再减去1/300日；发现白道拱点和黄白交点的运动，求得月亮的距离为地球直径的30又1/6倍；编制了几个世纪内太阳和月亮的运动表，并用来推算日食和月食。他发现公元前134年新星，由此推动他编出一份包括850颗恒星的位置和亮度星表。他把自己对恒星黄经的观测结果同前人的进行比较，发现黄道和赤道交点的缓慢移动--岁差，并定出岁差值为每年45"或46"。还发明一经纬度表示地理位置的方法和投影制图的方法。

为了研究天文学，他创立了三角学和球面三角学 。喜帕恰斯留下大量的观测资料。后人在定出行星的各种周期与参数时，常常利用他的观测结果。1718年，哈雷将自己的观测与喜帕恰斯的记录比较而发现了恒星的自行。喜帕恰斯的著作没有流传下来，现在所知的关于他的工作都是从托勒密的著作中得来的。

9、郭守敬

郭守敬（1231年－1316年），字若思。邢州邢台县（今河北省邢台市）人。元朝著名的天文学家、数学家、水利工程专家。早年师从刘秉忠、张文谦，官至太史令、昭文馆大学士、知太史院事，世称“郭太史”。元仁宗延祐三年（1316年），郭守敬逝世，享年八十六岁。著有《推步》、《立成》等十四种天文历法著作。

郭守敬在天文、历法、水利和数学等方面都取得了卓越的成就。他自至元十三年（1276年）起，奉命修订新历法，历时四年，制订出了通行三百六十多年的《授时历》，成为当时世界上最先进的一种历法。为修订历法，郭守敬还改制、发明了简仪、高表等十二种新仪器。

郭守敬运用他改进、创造的天文仪器，进行了许多精密的天文观测，从而使《授时历》的编制有了可靠的观测基础。他所从事和领导的观测项目甚多，如冬至时刻、二十八宿距度和星表、四海测验、黄赤交角以及一些历元时刻的测定，其中大部分数据都是中国古代历法史上最精确的，或近于最佳的。 其中较为知名的即为四海测验。至元十六年（1279年），郭守敬向元世祖忽必烈提议：如今元朝疆域比之前大了很多，不同地区日出日落昼夜长短时间不同、各地的时刻也不同，旧的历法已经不适用了，因此需要进行全国范围的天文观测以编制新的历法。忽必烈接受了郭守敬的建议，派监候官十四人分道而出，分别在二十七个地方进行天文观测，后世称之为“四海测验”。

郭守敬从上都（ 今多伦 ）、大都（ 今北京 ）开始历经河南转抵南海跋涉数千里，亲自参加了这一路的测验。在其中的6个地点，特别测定了夏至日的表影长度和昼、夜的时间长度；测出的北极出地高度平均误差只有035；新测二十八宿距度，平均误差还不到5'；测定了黄赤交角新值，误差仅1'多；取回归年长度为3652425日，与现今通行的公历值完全一致。这些观测的结果，都为编制全国适用的历法提供了科学的数据。

10、埃德蒙·哈雷

埃德蒙·哈雷Halley, Edmond（1656118—1742114）英国天文学家，把牛顿定律应用到彗星运动上，并正确预言了那颗现被称为哈雷的彗星作回归运动的事实。

埃德蒙·哈雷，出生于1656年的英国，20岁毕业于牛津大学王后学院。此后，他放弃了获得学位的机会，去圣赫勒纳岛建立了一座临时天文台。在那里哈雷仔细观测天象，编制了第一个南天星表，弥补了天文学界原来只有北天星表的不足。哈雷的这个南天星表包括了381颗恒星的方位，它于1678年刊布，当时他才22岁。

哈雷最广为人知的贡献就是他对一颗彗星的准确预言。哈雷在整理彗星观测记录的过程中，发现1682年出现的一颗彗星的轨道根数，与1607年开普勒观测的和1531年阿皮延观测的彗星轨道根数相近，出现的时间间隔都是75或76年。哈雷的计算，预测这颗彗星将于1835年和1910年回来，结果，这颗彗星都如期而至。这颗彗星就是今天几乎人人皆知的“哈雷彗星”。彗星的神秘性随之被打破。

此外，哈雷发现了恒星的自行，这又是一个重大发现。哈雷还提出利用金星凌日的机会，去测定日、地距离，为当时精确测定地球与太阳的距离提供了很好的方法。他还发现了月亮运动的长期加速现象，为精密研究地、月系的运动作了重要贡献。

11、爱德文·鲍威尔·哈勃

爱德文·鲍威尔·哈勃（Edwin Powell Hubble，1889年11月20日—1953年9月28日），美国著名天文学家，研究现代宇宙理论最著名的人物之一，河外天文学的奠基人和提供宇宙膨胀实例证据的第一人。他发现了大多数星系都存在红移的现象，建立了哈勃定律，被认为是宇宙膨胀的有力证据。同时他也是星系天文学的创始人和观测宇宙学的开拓者，被称为星系天文学之父。

哈勃对20世纪天文系作出许多贡献，被尊为一代宗师。其中最重大者有二：一是确认星系是与银河系相当的恒星系统，开创了星系天文学，建立了大尺度宇宙的新概念；二是发现了星系的红移-距离关系，促使现代宇宙学的诞生。