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　　关于地球形状及大小的结论可概括如下：
　　极直径１２　７１３．６千米
　　赤道直径１２　７５６．３千米
　　我们由此可以看出赤道直径比极直径大４２．７千米了。
　　

地球的内部
我们由直接观察所知的地球差不多完全限于它的表面。人类在上面挖穿的最深处与全球大小比起来不过像苹果皮之于苹果一样。
　　我先要请读者注意一下地球上的重量、压力、重力等事实。我们试着研究一块１立方米的泥土，这是地球外层表面的一部分。这块泥土加在自己底上的重量也许是２．５吨。下面１立方米也有同样重量，因此加在自己底上的重量就是自身重量加上面１立方米的重量了。这种压力的增加一直随着我们的深入。地球内部的每１平方米都支持着一直到表面的１平方米的柱形的压力。表面下不到若干厘米的地方这种压力就以吨计了；１千米深的地方大概是２　５００吨；１００千米的地方就是２５万吨了；这样一直继续到中心。在这种不可思议的压力之下，地球中部的物质被高度地压缩。那儿的物质也更沉重。地球的平均密度被认为等于水的５．５２倍，但其表面密度却只有水的两三倍。
　　关于地球的确定事实之一就是在表面以下的矿坑中，愈深处温度愈高。增加的比率依地域与纬度而各处不同，平均增加率是每下降约３０米增高１℃。
　　这种温度的增加到地球中心时将怎样呢？回答这问题我们可以说不能仅仅根据表面的情形。因为地球外部在很久以前就冷却了，所以我们不能在下降时得到很大的温度增加。从地球存在以来热量都被保持着这一点事实，表明中心温度一定更高，而近表面的温度增加的比率也一定会保持到更深的若干千米直到地球的内部。
　　依照这增加率来看，地球的２０千米或２５千米深的地方的物质一定是灼热的，而２００千米或２５０千米以下的热度则一定足以熔化所有构成地壳的物质了。这事实使早期的地质学家认为我们的地球是一个熔化了的大块，正如一大块熔化了的铁，上面蒙了一层几千米厚的冷壳层，我们就居住在这壳上。火山的存在以及地震的发生都增加了这种见解的可靠性。
　　但在１９世纪２０年代，天文学家与物理学家收集了一些证据，似乎证明地球从中心到表面都是固体，甚至比同样大的一块钢还坚硬。这学说是开尔文爵士（Ｌｏｒｄ　Ｋｅｌｖｉｎ）第一个发展的。他认为如果地球是被一层壳包着的液体，月亮的作用就不是吸起海洋的潮汐而只要将全地球向月亮的方向拉起来，却不改变壳与水之间的相对位置。
　　同样可靠的是那奇特的现象，地球表面的纬度变迁，这在下面我们就要讲到。不仅一个内部柔软的球体不能像地球这样旋转，甚至硬度不如钢的球体也不能。
　　那么我们如何能调和这固体性质与那不可思议的高温度呢？看来只有一个可能的解决方法：地球内部的物质因那巨大的压力而保持其为固体。据实验证明：强大的压力能提高物质的熔点，压力越大，熔点就越高。一块岩石到了熔点以后再加以重压，压力的结果使它又还原为固体。因此，我们增加了温度只要同时考虑压力的问题就可以使地球中心物质保持固体了。
　　当然我们还有一些实际的办法来获得证据，在地表人工制造一个震源（如炸弹），通过接受地下的回波来确知地下结构。通过地震技术获得的资料发现，地球的内核与地壳为实体，而中间的外核与地幔层为流体。地核可能大多由铁构成，虽然也有可能是一些较轻的物质。地核中心的温度可能高达７　２００℃，比太阳表面还热；下地幔可能由硅、镁、氧和一些铁、钙、铝构成；上地幔大多由橄榄石、辉石、钙、铝构成。地壳主要由石英和类长石的其他硅酸盐构成。
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地球的重力与密度
与地球有关的另一有趣问题就是它的密度，或说比重。我们都知道一块铅比同样大的一块铁要重，而一块铁又比同样大的一块木头重。是不是有方法确定地球广大内部的深处一立方米有多重呢？如果有方法，我们就能确定全地球的实在重量了。这问题的解决要依赖物质的引力。
　　任何小孩从会走路时起就很熟悉于万有引力的效应了，可是最深刻的哲学家也不能真正明白它的起因。依照牛顿的万有引力的学说，将所有地面上的东西引向中心去的力量并不仅存在于地球的中心，却由于构成地球的一切物质的共同努力。牛顿还把他的学说更推进一层，说宇宙间一切物质都吸引着其他的物质，而这引力的大小是依两者之间距离增加按平方规律减少的。这就是说，距离加１倍，引力的大小就要除以４；远３倍除以９；远４倍除以１６，依此类推。
　　承认了这一点，那么我们四周的物体就都有自己的引力了，于是我们又有问题了：我们能不能用实验测出这引力的大小呢？数学理论说明，同等比重的球体吸引其表面小物体的力量与其直径成比例。一个直径６０厘米、密度跟地球一样的球体的引力就只有地球重力的两千万分之一。
　　于是，绝顶聪明的卡文迪许用了一个极其巧妙的方法，测定出了万有引力的大小。他用一根很细的石英丝来悬挂一根两端有两个等重铅球的轻质金属竿。然后在其中一个铅球旁边放上第三个铅球，通过石英丝扭曲的程度，就可以测得这两个铅球之间的引力了。这种测量是异常精巧而困难的。所用的工具虽然在原则上来讲是极简单的，但是我们必须记得，引力的大小还不及这两个小球重量的千万分之一呢！要找出一件重量不超过这引力的东西的确非常困难，不仅是一只蚊子的重量，就连蚊子的一条腿所受到的重力，也要大大的超过测出的引力。假如把蚊子放在显微镜下，由专家施行手术将它的触须切下一部分来，这个重力大概可以和这两球之间的引力相比拟了。
　　赫尔（Ｈｅｙｌ）在美国度量衡标准局所确定的万有引力常数是最精密的。这种测量的结果使我们知道，地球的平均密度比水的５．５倍略多一点。这比铁的密度稍微小了一点，可是比平常石头的密度却大不少。由于地球外壳的平均密度仅是这数目的一半，所以地球中心的物质被强大的压力压紧得致密无比——不仅比通常铁的密度大得多，简直要超过铅了——事实上，目前主流的理论认为，地核的中心那种无比紧密的物质，很可能就是大量致密的铁。我们可以把地球的中心想象成一个巨大的大铁块。
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纬度的变迁
我们知道地球在通过其中心在两极与表面相交的一根轴上旋转。我们想象自己正站在极的中心，在地上竖一根棒，我们那时就会被地球带着每２４小时绕棒旋转一周了。我们能感知到这种运动，是因为我们能看到太阳星辰都由于周日运动而向反方向水平运行。可是我们更有一个伟大的发现——纬度的变迁。旋转的地轴与地球表面相交的那一点并不是固定的，而是在一个直径约１８米的圆圈中作可变而不规则的曲线运动。换句话说，如果我们能精确地找到北极上的那一个极点，那我们就会看到它每天移动１０厘米、２０厘米或３０厘米，并且绕着一个中心点转，它有时离这点近些，有时则远些。它照这不大规则的路线运动下去，约１４个月就能绕成一圆圈。
　　讲到这里，我们不禁要奇怪，相对地球这样大尺度的物体，这小小的变动是如何发现的呢？回答是：利用天文观测，我们就可以在任何夜间测定当地铅垂线与当日地球自转轴所成的精确角度。１９００年国际大地测量学会（Ｉｎｔｅｒｎａｔｉｏｎａｌ　Ｇｅｏｄｅｔｉｃ　Ａｓｓｏｃｉａｔｉｏｎ）在地球四面设立了四五个观测点来测量这种极点的变动。一处在盖瑟斯堡（Ｇａｉｔｈｅｒｓｂｕｒｇ），另一处在太平洋岸，第三处在日本，第四处在意大利。在这以前，在欧美的许多地方已经完成了类似的观测。
　　上述这种变迁最先是在１８８８年被德国的库斯特耐尔（Ｋüｓｔｎｅｒ）发现，他从许许多多为别的目的而进行的天文观测中得出了这个结论。从此以后，这方面的考察就一直延续下来，目的是确定上述的变迁的运动曲线。直到现在所知的只是这种变迁有些年份较大而有些年份较小。从结果来看，在七年之中定有一年北极点会划出一个比较大的圈子，而三四年后它又会保持数月几乎不离中心。
　　地球自转时快时慢的不规则变化，同样可以在天文观测资料的分析中得到证实，这种变化的幅度约为１毫秒。此外，地球自转的不规则变化还包括周期为近十年甚至数十年不等的所谓“十年尺度”变化和周期为２～７年的所谓“年际变化”。十年尺度变化的幅度可以达到约３毫秒，引起这种变化的真正机制目前尚不清楚，其中最有可能的原因是地核与地幔间的互相作用。年际变化的幅度为０．２～０．３毫秒，相当于十年尺度变化幅度的十分之一。这种年际变化与厄尔尼诺现象期间，赤道东太平洋海水温度的异常变化具有相当的一致性，因此可能与全球性大气环流有关。然而引起这种一致性的真正原因目前仍然是一个谜团。
　　

大气
从天文学的角度来看和从物理学方面一样，大气都是地球的一件最重要的附属品。虽然它对我们的生活非常必要，却给了天文学家带来了进行精密观测的巨大障碍。它多少会吸收去一些从中经过的光，因此微微改变了天体的真实色彩，即使在极晴朗的夜空也不免使得星星比原来更黯淡。它还会弯曲从中经过的光，使它沿一条微曲的路线（这线对地球而言是凹的），却不是直射入天文学家的眼里。结果又使星辰都看起来离地平线比实际位置高了一些。从天顶直射下来的星光是不受弯曲的，离天顶愈远则折光愈甚。在离天顶４５度时，折光之差达到了一弧分，虽然这个曲折的程度肉眼发现不了，但在天文学家看来已是很大的误差了。物体越靠近地平线，其折光率就越大；离地平线２８度时已比４５度时增大了一倍；在地平线上眼见的天体由折光引起的误差已在半度以上，这已比肉眼所看到的太阳和月亮的直径还要大了。结果就是，在日出日落的时候，我们在地平线上看到的太阳实际上是在地平线以下。我们看得见它只是因为折光的缘故。地平附近折光率增大的另一有趣的结果就是，太阳在那儿看起来要扁一些，它的垂直直径要比水平的直径看起来短。这是因为太阳的下半部较上半部受到的折光率更大。有机会在海上看日出或者日落的话，任何人都可以看到这种景观。
　　当太阳在热带晴朗的空气中沉下海洋去时，我们可以看到一种在温带浓厚的空气中很难见到的美丽景观。由于大气对各色光线有不同的折射率，大气也像一片三棱镜一样按不同的角度折射不同的光线：对于红色光线折射最少，按红、橙、黄、绿、蓝、靛、紫的顺序逐渐增大折射的角度。结果，当太阳在海平面上消失的时候，最后的一串光线也按同样的顺序逐渐消失。太阳逝去前两三秒钟，它的残留可见的边缘会很迅速地改变颜色，并且越来越暗。我们最后见到的是转瞬即逝的一道绿色的闪光。至于波长更短、折射更大的蓝光紫光，则在达到我们眼睛之前已经被大气散射和吸收了。
　　

月亮
各种不同的测量都一致认为，月亮到地球的平均距离约３８．６万千米。得到这距离的方法是直接测量视差（以后我们要说），还有一种是计算月亮绕地球的轨道运动。因为这轨道是椭圆的，所以它的实际距离常常会不同，有时它比平均距离少１．６万千米或２．４万千米，有时却又多出了这个数目。
　　月球的直径比地球直径的四分之一略大一点，准确些说是３　４７６千米。最精密的测量也未发现它不成球形，只不过表面是不规则的罢了。
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月亮的公转与位相
月亮陪着地球绕日运行。这两种运动的联合在部分读者的眼中看来要觉得稍为复杂些，但其实并不难明白。我们可以想象一下有一把椅子放在急行火车中，一个人离椅子一米远绕着椅子转。他可以不论转多少次也不改变距离，更与火车的运动毫无牵涉。就像这样，地球在自己的轨道中向前运行，月亮连续绕着它转，而相对地球的距离并无多大变动。
　　月亮绕地球一周实际所需的时间是２７日又８小时，但从一新月（朔）到另一新月所经历的时间却是２９日又１３小时。这种不同是因为地球同时也绕着太阳运动，或者说（实际上意思一样）因为太阳顺着黄道的视运动。要表明这一点，画ＡＣ弧作为地球绕日轨道的一段。假定某一时候地球在Ｅ点，月亮在Ｍ点正处于地球、太阳之间。２７日又８小时之后，地球已从Ｅ点移到Ｆ点。当地球这样运行的时候，月亮也按自己轨道顺箭头方向前进，这时恰到Ｎ点。这时ＥＭ线与ＦＮ线是平行的，因此月亮实际已完成它的公转一周，看来又回到和上次一样的众星之间的位置了。可是太阳此时在ＦＳ方向上。因此月亮要回到太阳地球之间的位置上就必须再运动一些时间不可。这又需要两天多一点的时光，于是两个新月之间的时间就成了２９．５天了。
　　月亮的不同的位相（ｐｈａｓｅｓ）是随它对太阳的位置而定的。因为它是不能自己发光的物体，我们只是在太阳照到它的时候才看见它。它在太阳跟我们之间的时候，它的黑暗的一半对着我们，就完全不能被看见。历书中称这为“新月（朔）”，但我们平常在新月的后两日还不能看见月亮，因为它还在黄昏的暮霭中。在第二天或第三天我们才看到这球形被照亮的一小部分，形状正是我们所熟悉的一弯蛾眉。这蛾眉月有时也被叫做新月，虽然历书中的新月期要更早几天。
　　在这位置上又过了几天之后，我们就可以看见到月亮的全貌了——黑暗部分发着黯弱的光，这是从地球上反射去的光。假如有人在月亮上居住，他会看见在他的天空上，地球像一轮将圆的兰色满月——虽然实际上要比我们所见的月亮大得多。月亮在它的轨道中一天天前进，这种地光就一天天减少，约在上弦时地光没有了，一方面因为月亮上有光部分在逐渐增加光强，另一方面也因为地球的光减弱了，下弦时亦复如此。
　　在历书中的新月（朔）后约七八天，月亮就到了上弦期。我们就可以看到明亮的部分占月亮的一半。以后的一星期内，月亮被叫做“凸月”（ｇｉｂｂｏｕｓ　ｐｈａｓｅ）。在新月后第二星期的末尾（望），月亮正与太阳相对，我们就可以见到月亮宛如明亮玉盘的全面，这被称为满月。之后，月亮的位相则会反转并还原，这是人人知道的。
　　我们也许会认为这些事情实在太平常不值得叙述。可是，在“古舟子歌”（Ｔｈｅ　Ａｎｃｉｅｎｔ　Ｍａｒｉｎｅｒ，英国诗人Ｃｏｌｅｒｉｄｇｅ　的名作）中竟描写了一颗星挂在蛾眉月的两尖之间，好像那儿没有黑暗物体一样。大概有过不止一个诗人描写过新月出现于东天而傍晚的一轮满月却赫然照耀于西天吧——尽管很有诗意，但是这显然绝不可能发生。
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月亮的表面
我们用肉眼也可看出月亮表面上有着不同的明暗区域。暗的地方常被人看成像一个人的面孔，尤其是鼻子与眼睛更加显然。这就是所谓“月中人”了。就算用最小的望远镜我们也可以看出月面上有繁复的地形，望远镜越好，我们所看到的也愈细微。我们在望远镜中所见的第一样触目的东西将是那些隆起物，或按照平常说法是那些山。这些最好在上下弦月时看，那时日出或日没照出的长影使那些突起处显得更加清晰，反倒是满月时不易看清，因为太阳光几乎是直射在上面而把一切都照亮了。虽然平常把这些高低的地方叫做山，但它们大半却跟地上普通的山形状大不相同，与地上大火山的喷口倒更类似些。这些山很通常的形状是一座圆形碉堡，直径常有若干千米，周围的墙也有近一千米高，而中间则相当平坦——因此我们称之为环形山。在许多这样的月亮环形山中央，有一个或更多的山峰拔地而起。在上弦月中我们可看出这些围墙以及中央山峰的影子投在内部平地上。
　　早期的观测者在用望远镜观察月亮后，假定其中黑暗的部分是海，而明亮的部分是大陆。这种想法是因为黑暗的部分看起来比别处平坦。这些假想的海洋于是都有了名称，例如　Ｍａｒｅ　Ｉｍｂｒｉｕｍ（雨海），Ｍａｒｅ　Ｓｅｒｅｎｉｔａｔｉｓ（澄海）。这些名称虽皆出于幻想，却保留到了现在，用来称呼月亮上的黑暗部分。望远镜