天文學和航天科學 I 周海峰博士、蔡達生博士 香港太空館 香港大學物理系 聯合主辦 香港教育局課程發展處合辦

天文學和航天科學 天文學基礎概念 長度，時間，角度 天球，星圖 太陽系 地球繞日軌道運動 地心模型 日心模型 現代觀點 發問與解答

長度：十的次方 長度(米) 物體大約長度 100 米尺長度 102 路軌長度 104 沙田至大埔的距離 107 地球直徑 109 太陽直徑 1011 地球軌道半徑 1013 鬩神星、塞德娜星目前的距離 1016 (太陽系)至最近恆星的距離 1018 半人馬座ω球狀星團大小 1021 仙女座星系大小 1022 星系間的一般距離 1024 超星系團的一般大小 1026 可觀察到的宇宙大小

長度單位 1 光秒 = 光一秒走過的距離 = 299792485 米 ≈ 3x108米 1 AU (天文單位) = 地心至太心的平均距離≈ 1.49x1011 米 1 pc (秒差距) = 1 個天文單位 延伸 1 弧秒 的距離 ≈ 3.26 光年≈ 3.24x1016 米 1 百萬秒差距(1Mpc) = 106 pc ≈ 3.26x1022 m

例子 名稱 類別 直徑 距離 距離(米) 月球 衛星 0.012光秒 1.3 光秒 3.8x108 太陽 恆星 4.7光秒 500 光秒 木衛一 2100-3100 光秒 6.3-9.3x1011 天狼星 7.9光秒 8.6 光年 8.2x1016 昴星團 疏散星團 20光年 380 光年 3.6x1018 北極星(勾陳一 ) 140光秒 430 光年 4.1x1018 獵戶座大星雲 彌漫星雲 30光年 1500 光年 1.4x1019 M4 球狀星團 70光年 7200 光年 6.8x1019 蟹狀星雲 超新星爆發遺跡 6 光年 6300 光年 6.0x1019 M54 (天河外) 300 光年 8700 光年 8.3x1019 戒指星雲 行星狀星雲 1.8 光年 2300 光年 2.2x1019 仙女座星系 星系 1.4x105 光年 2.5x106 光年 2.4x1022

時間標度 事件的大約時間標度 1 毫秒 某些脈衝星的自轉周期 1 秒 接續心跳的時間間隔 1 日 地球自轉的周期 1 個月 月球公轉的周期 持續期間 事件的大約時間標度 1 毫秒 某些脈衝星的自轉周期 1 秒 接續心跳的時間間隔 1 日 地球自轉的周期 1 個月 月球公轉的周期 1 年 地球公轉的周期 10 年 木星公轉的周期 102年 海王星公轉的周期 103年 蟹狀星雲的年齡 104 年 上次冰河時期到現今為止的時間 107年 某些大質量恆星的壽命 1010 年 宇宙的年齡 1011 年 白矮星的冷卻時間

角度 角度是以 度 (°)，角分 (')， 角秒(")；弧度 (rad，或無單位)去量度 1° = 60' = 3600" 細角度下的近似:角度= 弧長/距離 太陽和月球的視直徑約0.5° 4吋 望遠鏡的解像極限 ≈ 1" 注意： 不要混淆角秒和吋，兩者都是使用相同的單位符號。

角大小很大的物體 (粗略尺寸) 太陽, 30’ 仙女座星系 (M31) 180’ x 63’ 獵戶座大星雲(M42)，85’ x 60’ 球狀星團，12’ 月球, 30’ 昴宿星團， 疏散星團，180’ M4，球狀星團， 36’

更多例子 戒指星雲， 行星狀星雲，1.4’ x 1’ 蟹狀星雲， 行星狀星雲， 6’x4’ 木衛一，木星衛星1” 北極星 A的 視大小 = 0.002” 北極星 A 至北極星Ab = 0.2” 北極星 A 至北極星 B = 20” 北極星 A 至天樞 ≈ 30° 哈勃景深視野 ≈ 1.5’.

天球 天球是一個假想球體，中心為地球 天球上，恆星是固定的；太陽、行星慢慢移動 天球自轉，故大部份恆星每天都會東升西落 天球兩極和天球、赤道是地球兩極和赤道於天球上的投影

有用的關係 天球北極高度 = 緯度 L 本地天頂和天球北極組成 的夾角為(90° - L) 本地天頂和天球赤道組成夾角 L zenith ____

星圖 因為大家都是仰望星空，所以星圖是由東至西展示星空的；總共有88個星座。 愈大的點表示愈光的星。此外，很多星圖都標示深空天體、 多星、銀河的位置/類別。

太陽系 來源：美國太空總署

太陽在天球上的運動 地球中軸傾斜23.44° ≈ 23 ½ ° 於不同月份，天的不同部份受到太陽的照射 春分點、秋分點是太陽穿過天球赤道的兩個點；而夏至點、冬至點就是黃道的極北、極南的兩個點。 春分是指太陽到達春分點的時刻。秋分、夏至、冬至的定義類同。

黃道面 黃道面就是地球公轉的平面 黃道是黃道平面與天球交截而成的圓

天球上的行星運動 行星通常靠近黃道由東向西在天球上運行 (順行)；有時則由西向東行(逆行)。 2003年和2005年火星運動(時間間隔 = 10日) 美國太空總署圖片

行星運動地心模型 (阿波羅尼奧斯，公元前 260-190) 行星運動地心模型 (阿波羅尼奧斯，公元前 260-190) 從質性上解釋順行、逆行、光亮的變化 。 行星圍繞本輪的運動和本輪中心圍繞地球的運動都是匀速圓周運動 注意：水星和金星的本輪中心永遠與太陽成一直線；這解釋了太陽、水星、金星三者的最大距角 (29° and 48°)。 托勒密 (公元前 90-168) 修飾了這個模型，和當時觀察所得的數值相差不多。托勒密的模型沿用了1400多年，直到文藝復興時才被捨棄。

行星運動日心模型 (哥白尼，公元 1473-1543) 日心模型中，地球和其他行星繞著太陽運行。 順行、逆行只是因地球和其他行星間的相對運動所產生的視差所致。

日心模型的優點 本質上，哥白尼的日心模型並非更準確。 哥白尼模型在計算上較簡易。 哥白尼能夠判斷六大行星的公轉半徑(相對於地球半徑)，而托勒密模型給出的數值卻不正確。 日心模型預測行星視差，而地心模型卻預測沒有行星視差。

進展 右邊是日心模型的圖示。 這其後幫助開普勒 (公元1571-1630)憑數據得出他的行星理論。 後來牛頓 (公元1643-1727)利用重力和運動定律為這模型打下了紮實的物理基礎。 行星視差，即距離，最早於1838年測量到 (貝塞爾 )。 哥白尼的理論中，太陽位於宇宙中心，而地球僅是一顆行星。 現在，我們知道太陽只是宇宙中的一顆恆星，位於一個星系 (銀河系)中，而銀河系是位於一個星系群(本星系群)中。而本星系群位於一個超星系團(室女座/本超星系團)內。

現代對太陽系的看法 太陽 類地行星 小行星 氣體巨人 (外行星) 外海王星天體(TNO) 古柏帶 黃道離散天體 歐特雲 (設想) 彗星 注意： 點代表天體。此尺度下用肉眼應看不到小行星與歐特雲。太陽系大部份是真空的。

太陽系外 (天體等級 ) [圖片來源： atlasoftheuniverse.com] 太陽系鄰居 獵戶臂 注意：戒指星雲多位於旋渦臂內。 銀河系 (2-4x109 恆星) 注意：球狀星團 (105-106恆星) 像衛星般繞著星系核心運轉。

銀河系外 [圖片來源： atlasoftheuniverse.com] 鄰近超星系團 (顯示了100 個超星系團) 本超星系團(30+星系) 可見宇宙 (107超星系團) * 可見 ≠ 全部 不可見就沒有物理根據 室女座超星系團 (100 群/ 組星系)

深層次問題

問： 星座是甚麼? 答： 國際天文聯會(IAU)把天球分為88個星座(區域)，每個星座均有確切的邊界 (圖中的黃虛線). 知多一點： 每顆恆星僅屬於一個星座。 「星座」這詞較少正式用來描述一群看起來給成某一模樣的恆星，如圖中綠線所示。可是，在這系統下，有些恆星，如仙女座的壁宿二, 可視為仙女座的頭，或是飛馬座的一部份。此外，也要編一個星座給那些連不成模樣的恆星。

問：天球上的協調系統看起來怎樣？ 答：如圖上所示，天球的經度和緯度稱為赤經和 赤緯。赤緯由+90° 到 -90°，而赤經則由 0 至 24 小時。每小時有六十分鐘，每分鐘有六十秒，就像時鐘一樣。在一固定的地點，天極的赤經大約每一個鐘頭增加一小時。 (注意： 不要混淆分鐘與角分，角分 = 1/60°，兩者同樣量度角度) 根據上圖，淺藍色線代表赤經和赤緯。

問：天球的中心確切在哪裡？ 答：天球的中心就是觀察者。換句話說，每位觀察者都有一個天球。 知多一點： 天球是為了觀察而設計來代表天體的方向。舉個例子，月球的位置在北京看來和香港有些不同，全因觀察位置的視差。 所以，每位觀察者要有自己的天球(和上面的東西)才有意義。又舉另一個例子，衛星和太空站與地球距離相近，故它們在天球上的位置十分取決於觀察者的位置。 再者，若果有人從火星上做觀察，天球就不會是地球為中心了﹗ 可是，在大部份情況下，我們是在地球上做觀察，而且天體離我們都很遠，故設地球為天球中心會方便些。

問：聽聞黃道面的定義變了，是嗎？ 答：是的。可是，對本課程的目的來說，改變沒有任何影響。 知多一點： 黃道面最早的定義是地球運轉的平面。 自此作出了少量更改 2006年，國際天文聯會(IAU)採納了新定義： 黃道兩極明確地定義為在一個慣性座標系中，地球 — 月球引力中心的平均軌道角動量矢量。 這改變是為了與動力理論相符得更好；但數值上的改變是極微小的。 因此，地球軌道平面與黃道面是有些微的分別。

問： 太陽運動與日曆有何關係？ 答： 太陽相對於春分點時的位置對決定季節和日曆非常重要。日曆其中一個重要的功用是為了農業。 知多一點： 太陽於黃道上的運動是不均勻的 (全因地球的橢圓形軌道)，所以季節長度有所不同。 平均回歸年，即太陽持續兩次通過黃道上一點的平均時間，為 365.242 190 419 日 (2000時代). 一個可靠的近似值是 365 + 97/400 = 365.2425日。這導致每400年便會出現97個閏年 (格里果里日曆)。閏年的編排是如此的：所有可被四除盡的年份，減去那些只被100除盡而被400除不盡的，都是閏年。例如：1900, 1999 都不是閏年；1996, 2000, 2004 都是閏年。 一個沒那麼準的近似值是 365 + ¼ = 365.25日。這導致每4年便會出現1個閏年 (儒略曆)。可是，儒略曆在百位的年份便沒那麼準確。但這方法在估計上是較為方便。

問：希臘天文學家如何塑造太陽/地球的軌道？ 答：季節長度對太陽運動十分敏感，故早期太陽的非勻稱運動便被發現。 在喜帕恰斯模型中，地球偏離均輪的中心。這點叫做偏心點。這模型很有效，與開普勒的橢圓和面積定律相近。 知多一點： 運用季節長度， (即是太陽通過春分、秋分，冬至、夏至四點所需時間)，喜帕恰斯為他的模型找到參數，與觀察所得的相符得很好，直至第谷/開普勒的時代才有更佳的觀察數據。 注意因歲差引起二分點在天球上位置的改變，季節長度會隨時間而改變。但是，地球繞日軌道的偏心率不變。

問：二分點偏移的成因是甚麼？ 答：太陽、月球、行星施加的力矩導致二分點偏移，稱為歲差。重力拉扯地球赤道凸起的部份，產生力矩。 知多一點： 左下角圖片顯示太陽的影響。 右下角圖片顯示在26000 年裏天球北極的歲差運動。 圖片來源：維基百科

問：那麼，一天是甚麼？ 答：一天(日)是太陽兩次經過子午線間的時間。 知多一點： 天球每天大約旋轉 360.9856°，即是說，星星轉一圈要 23 小時 56 分鐘。 換句話說，星星每天升起比前一天快4分鐘。(360/365.25 ≈ .9856, 24x60/365.25 ≈ 3.94). 總之，太陽每天會在差不多的時間經過子午線(最高)。在格林威治是12:00pm.，而在香港則是 12:24pm。

問：你可以舉出一些行星事件嗎？ 答：例如： 合： 地球上看兩顆行星十分接近，貼著一起 留： 黃經 (有些定義是用赤經的)不隨時間改變 大距： 觀察內行星的最佳時間 凌日(內行星橫越太陽)： 水星：……, 11/1999, 5/2003, 8/11/2006 (香港日出時), 5/2016, … 金星：……, 12/1882, 6/2004, 6/6/2012 (在香港可見到), 12/2117, …… 日蝕或月蝕 木星系統也有類似事件

續…… 衝： 觀察外行星的最佳時間 火星的衝大約每 2.14 年發生一次。因為軌道偏心率高(0.093) ，半長軸細 (1.52 AU)，地球與火星的距離在 0.66 和 0.38 AU 間變更 (1.52×(1 ± 0.093)–1)，令火星衝時的角大小和光度都很大。 火星大衝每 15-16 年發生一次。 2003 年的一次是 60,000 年間最接近地球的，傳媒也廣為報導。但是，如圖所示， 其他大衝像 1988 年那次也不是差距很遠。 注意： 因為大衝的地方非常接近近日點，火星此時是最熱的，星球可能發生廣泛沙塵暴，故請及早觀察。 圖片來源：C.F. Chapin, http://www.astromax.com/planets/images/mars2003.gif

問：亞理士多德的宇宙模型是甚麼？ 答：看圖 亞理士多德 (公元前 384-322) 的模型利用外行星於天球上的運行速度，正確地擺放了外行星的順序位置。 這解釋了一些簡單現象，如天體每日的升降，但沒有詳細解釋長時間的變遷。 這模型的地球在宇宙中心， 給水、火、氣所包圍。 透過觀察，知道了更多行星運動的資訊，古代天文學慢慢從為講究質性的科學，演變為講究量性。

問：托勒密的模型看來是怎樣的？ 答： 用本輪來解釋順行、逆行 本輪中心均勻地繞著偏心勻速點 E 運轉而非均輪的中心 M。 地球偏離中心點，位於偏心點。 距離 EM = MO. 這個地心模型和當時的觀察在數值上吻合。從阿波羅尼奧斯到托勒密，行星理論逐漸從質性演變為講究量性的科學。

問：托勒密的模型與開普勒的看起來蠻不同的，為何行得通呢？ 答：托勒密的模型是開普勒模型的一種近似，只是他不知道。 知多一點： 原因如下： 行星橢圓形的軌道接近正圓形 偏心點扮演了焦點的角色，近似開普勒第一定律 托勒密的偏心勻速圓有著近似開普勒第二定律的效果 開普勒利用第谷的數據，重整托勒密的模型，得出火星數據的最大差異只有8’。 因為第谷數據的不確定值是1’，開普勒只好拋棄這些圓圈。 偏心勻速圓 偏心點/太陽 比較火星橢圓形軌道和正圓形

問：如何轉換日心模型和地心模型？ 若依下圖而晝，兩個模型是相同的。兩個模型由地球指向行星的矢量永遠一樣。 哥白尼用自己觀察所得，加上托勒密的數據來取得自己模型的參數。 兩個模型的精確度大致相等。 Earth Sun

問：一角分的大小大致與 88 米外的一元香港硬幣的大小相同，第谷沒有望遠鏡，如何測得這麼準確呢？ 答：十分關注準確度，窮畢生的精力去追求，和很多人的支持 知多一點： 他是第一個注意到，觀察時準確度的問題，也是有能力去改善的人。他用狹縫裝置改善視像， 又加上漸進標度改善閱讀狀況。非常大的儀器有助測量細小角度，但需要強的物料和機械部份。為支持第谷的工作，丹麥國王賞賜他維恩島上的一個莊園，而他在那裡築起了世界上第一座最精良的觀察台，叫做烏蘭尼堡 。 D=3 m 左手邊：同時在CBGF 邊緣和 ADHE看見星星的話，視野就會橫成一列。相似地，直列也可以如此的找到。 至於太陽列，陽光可以透過前孔，射落ABCD板上的圓圈中。

問：伽理略真的發明了望遠鏡嗎？ 答：沒有。可是伽理略真的設計了望遠鏡，為自己做了一枝，又改良了望遠鏡。他的望遠鏡的品質領先了同儕幾個月，足以令他取得大部份的發現。 知多一點： 一枝典型的伽理略折射望遠鏡，平凸物鏡焦距為 30-40 寸；平凹視鏡焦距為2 寸左右。用來觀察日面的特點、木星的四顆衛星、金星的相位、太陽黑子，這已綽綽有餘了 。 (注意：伽理略晚年盲了，因他直接用望遠鏡觀察太陽，沒有做任何過濾或投影) 以今天的標準來說，伽理略的望遠鏡毫不起眼。有效物鏡孔徑為0.5-1 寸，焦度為15-20x，而且視野狹窄 (15’) ，更不用說嚴重的像差了。但在當時來說確是最好的。

問：伽理略被判監嗎？ 答：審訊中，他被判有罪，終身要在牢獄度過。可是，他的情況接近軟禁多一點。這段期間，他工作和出書。 知多一點： 伽理略持有的論點，例如地球繞著太陽運行、天球與天體並不完美、聖經不能僭越去教導科學等等，當時都被視作異端。一位較為倒楣的天文學家，喬爾丹諾·布魯諾就被綁上木柱燒死。要知道伽理略為何得到寬待，或者，先要知道伽理略不單止以從事科學為名，社會有影響力的人士，甚至教會也知道他非常著名。 他做了很多東西，如寫出運動定律、量度重力、發明溫度計、鑽研鐘擺等等。那時所教授的物理著重質性上的辯證，但伽理略相信數學和實驗的重要性。因此，他獲稱為「現代科學之父」。他之所以超卓於其他科學家，是因他把理論與實驗融會一起。伽理略在取得他人的支持方面，亦十分傑出。縱使有些人連望遠鏡也拒絕使用， 但伽理略向貴族和軍官成功介紹望遠鏡，他們很快便了解到望遠鏡的實用之處和軍事用途。

問：金星相位的發現否定了地心模型嗎？ 答：沒有。 像第谷的模型，需要水星與金星繞著太陽運轉來給出金星的相位。

問：行星是甚麼？ 答：國際天文聯會2006年的定義： (1) 「行星」是天體，而且 (甲) 在一條繞著太陽的軌道內； (1) 「行星」是天體，而且 (甲) 在一條繞著太陽的軌道內； (乙) 有足夠的質量，使自身重力能夠克服剛體力，達到流體靜力平衡，外形幾乎成圓形； (丙) 清除了自己軌道內的鄰星。 「矮行星」是天體，符合 (甲)、 (乙) ，但不符合 (丙)， 也不是衛星。 除了衛星，所有繞著太陽運轉的都稱為 「太陽系小天體 」。 知多一點： 因為近來發現的一些小行星都與冥王星(鬩神星)差不多大小，甚至還更大，故需要重新定義何謂行星。新定義以行星組成理論為本：時間足夠的話，一個夠大的星體可以與其他星體碰撞，甚至撞開它們，霸佔它們的軌道。新定義受到批評，且有爭議。此外，注意 (2) 和 (3) 之間的差異是留待日後商議。很多細 小星體的流體靜力平衡狀況(乙)都不易測試。

問：望遠鏡發明後，位置/角度怎樣量度？ 答：先用有準線微米視鏡，再量度照相板。 知多一點：可以移動準線來遷就星星的位置。有些視鏡的焦點上放了一塊有固定式樣的玻片，以便閱讀數據。利用焦距和量度照相板上影像的距離，就能測出角度來。

問：我們關注西方天文學很久了，中國天文學又是怎樣的呢？ 答：古代中國的天文學家發展出精密的儀器來觀察天體。可惜他們的工作對西方天文學沒多大影響。 知多一點： 舉例，右邊是宋朝時的一個發明。 主要的器械 (紅、藍、黃) 由水力齒輪系統推動，模擬地球運轉，且自動報時。 圖片來源：香港太空館 星‧移‧物‧換

Q1: 哥白尼是第一個想到地球繞著太陽運行的人嗎？ Q2: 哥白尼的模型內有否本輪？ 知多一點： 古代希臘和印度的天文學家曾提出日心模型。但是，哥白尼的模型是第一個有良好長度、時間、角度參數的。這是合理地與現代日心模型相近。 哥白尼的模型用本輪解釋橢圓軌道，而托勒密的模型則用它來解釋地球的運動。 因為整個哥白尼的模型比較複雜，故向學生介紹的日心模型是簡化了的。. 這個玩具模型沒有本輪，實際上也沒有預測的功能。

問：日心模型有甚麼確實的優點？ 答：比較容易計算，軌道半徑正確，預測到星體視差。 知多一點： 對於那些用手與圖表作計算的人，他的簡化模型十分有幫助。故此，日心模型最早是作為一個計算模型，而不是宇宙的物理模型。就算那些不願和教會對著幹的人也抱持這種想法。 那時，嘗試測量行星間距離的舉動都不成功。地心模型中一個星球均圓與本輪的半徑都不能由觀察得到(角度、時間)，得到的只有參數間的比率。正因為日心模型中本輪半徑和地球的軌道半徑一樣，哥白尼才能決定六大行星相較地球的軌道半徑。 日心模型預測星體視差的現象，而這亦是第谷不接納日心模型的原因。第谷觀察不到星體的視差，不但遠超他所想，且角度細得也度不到。 (<1”)

問：人類和地球在宇宙學中扮演了甚麼角色？ 答：有歷史以來，這個角色就不斷在減退。 知多一點： 這裡有一些範式轉移： 地球是宇宙中心 地球稍為偏離行星軌道中心 (托勒密) 太陽是宇宙中心 太陽是銀河系的其中一顆星 銀河系只是其中一個星系 宇宙沒有中心 我們甚至不是由主導的東西所構成 (參看非重子暗物質) 宇宙由能量(E/c2)組成多於由物質組成(參看暗物質).

問：我如何理解望遠鏡的不同設計？ A:

問：你可以提議一些實驗給學校嗎？ 答：不同學校因課程、地點、預算、學生人數等等有不同的需要。最重要的是要知道儀器是為了觀察用的、製作影像的，還是為了啟發的。 以下是一些可行的儀器選擇，於天文學初學者的圈子非常流行，亦因大量生產，故價錢便宜。 細小而質素又高的折射望遠鏡，有著細小的經絳 — 卧豎軸結構：最佳的影像質素，可四面轉動，也是最貴的。折衷的辦法是買個細小且便攜的，經常使用；觀察行星/太陽/月球 也很好；視野廣闊。 (用望遠鏡觀察太陽時需要前置太陽濾鏡) 中型折反射鏡配GOTO架：價格合理，圖像質量合理，但對比度有點低，視野狹窄；加上一個GOTO和跟踪系統便非常強大；高功率成像或一般用途的觀察都很好。 大型反射鏡與杜布蘇尼安(Dobsonian)架：體型大，但便宜；圖像質量良好，但沒有跟踪功能；外型大得可以觀察暗淡的星體。

續…… 目鏡：為每個觀察添置一套高、中、低分辨率的目鏡是最低的要求。高解像度的目鏡的質量是非常重要的 ，而寬景深低分辨率的目鏡也相當昂貴。不過，有許多中解像度的目鏡又好、成本又低的。一些公司銷售的一套目鏡，可以讓大家不用花太多錢去開始。 雙筒望遠鏡成本低，非常有用，並能給予沒有使用望遠鏡的學生。注意：不要分派望遠鏡觀察太陽！ 太陽能投影屏幕。前置太陽能過濾器。 冷卻電荷偶合器件 (CCD) 相機，配合高品質的光學及跟踪系統，可以拍攝到最好的深空天體照片，但這是非常昂貴的。一些廉價的CCD /CMOS網絡攝像機，用於堆疊行星影片，以及作班上的示範，效果一流。數碼相機加上適當的配接器，可以拍攝到行星、光亮的深空天體，得出的堆疊和徑跡圖像都很好。 近年來，雙目鏡觀察器已非常符合成本效益。經驗告訴我們，要吸引未受過訓練的觀察者，雙目鏡觀察器是十分有效的。預算允許的話，推薦採用。

問：你可以給我們一些參考資料嗎？ 答：這裡有一些： 美國太空總署。美國太空總署的網站包含了很多有用的信息和圖片。 維基百科。 注意：維基百科也許是查找信息的最快捷方式。不過，因為任何人都可以編輯，不應信任一些未經獨立檢查的消息來源，否則需承受錯誤或具誤導性信息的風險（故意與否）。 香港大學物理系，宇宙本質網站 http://www.physics.hku.hk/~nature/ J. M. Pasachoff, Astronomy: From the Earth to the Universe (1998). E. Chaisson and S. McMillan, Astronomy Today (2005). M. A. Hoskin, Cambridge Illustrated History of Astronomy (2000). 蔡國昌 和 葉賜權 , 恆星 (2000). 葉賜權 , 星‧移‧物‧換 (2003). 香港太空館小學天文敎材套 (2000). Stephen Hawking's Universe, PBS Home Video. (1997) . Cosmos: Carl Sagan , Cosmos Studio. (1980). October Sky, Universal Studios. (1999).

問：有否合適的課堂教學教材可供使用？ 答：這裡有一些： 宇宙航程DVD是一個很好的電影，利用十的次方去研究宇宙結構。 天球模型。理想的情況是，可以使用一個大的（它的成本約為四千元港幣）作教授之用，並使用一些小的（每架數百元），讓學生在課堂上玩。 免費軟件。如 www.stellarium.org 可用來模擬的天體運動，設置考題，並計劃觀察活動。

這次講座的圖片來源 圖片來源：圖片從下列來源得到，某些來源已列於照片的旁邊。 美國太空總署。美國太空總署的網站包含了很多有用的信息和圖片。 維基百科。 注意：維基百科也許是查找信息的最快捷方式。不過，因為任何人都可以編輯，不應信任一些未經獨立檢查的消息來源，否則需承受錯誤或具誤導性信息的風險（故意與否）。 香港大學物理系，宇宙本質網站 http://www.physics.hku.hk/~nature/ J. M. Pasachoff, Astronomy: From the Earth to the Universe (1998). E. Chaisson and S. McMillan, Astronomy Today (2005). J. Evans, The History & Practice of Ancient Astronomy (1998). C. M. Linton, From Eudoxus to Einstein: A History of Mathematical Astronomy (2004). Dr. Richard Hennig