第16章
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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。
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。
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。