所有歲差：誰、何時、為何創造它們

原理

黃道可以透過兩種方式與天空對應。回歸黃道從春分點起算——這是一個移動的點，因此它與季節綁定，0° 白羊座始終對應占星學上春季的起始。恆星黃道則與固定的恆星綁定。

兩者之間的差異源於歲差：地球自轉軸約每 26,000 年緩慢繞行一圈，並帶著春分點一起移動。在此期間，黃道每年大約偏移 50 角秒，也就是每 72 年偏移一度。兩千年累積下來的二十多度——整整一個星座。

**阿揚納姆沙是為了將回歸座標換算為恆星座標而必須減去的角度。**其數值取決於選擇哪個固定點作為零點。選擇方式多種多樣：一顆恆星、一對恆星、朝向銀河中心的方向、赤道平面，或是一份附帶表格的文獻。每一種選擇都會得出各自的數值，而在各自的傳統脈絡下它們都是「正確的」。

這是關鍵所在：**阿揚納姆沙之間的差異不是計算錯誤，而是約定上的差異。**因此，選擇哪個標度比標度本身的精確性更為重要。

吠陀標度

這是印度傳統，現行形式的恆星體系便源自於此。在印度，阿揚納姆沙並非占星學的細節，而是官方天文學的一部分：人們根據它計算節日、曆法月份，以及供曆書（Panchanga）使用的行星位置。

拉希里（質多羅 博叉）——印度天文學的主要標度，被定為官方標度，並作為印度曆法的基礎。它以天文學家蘇利耶·悉檀多的名字命名，因為它再現了後者的星曆表：拉希里重新計算了太陽在恆星黃道上的運動，並得出與文獻一致的起算方式。這不是任意的基準點，而是對來源進行擬合的結果。幾乎所有現代吠陀計算所指的都是它，本網站預設採用的也是它。數值為 2000 年約 23.85°。

拉希里（1940）——同一標度的變體，重新換算到另一個起算紀元。與現代拉希里的差異微乎其微，但在二十世紀中葉這是一套單獨的做法，至今仍出現在舊星曆表中。

拉希里（VP285）——由文卡特·帕塔比拉馬·弗里達拉克麗什那·珊馬（VP）編號 285 的出版物所得的變體。也就是說，基準點與經典拉希里相同，但數值是依照特定版本的星曆表推導而出。當需要重現這種特定計算時相當有用。

拉希里（ICRC）——與 ICRC 星曆表一致的變體，也就是採用國際天體坐標委員會視為標準的太陽與月球位置處理方式。與經典版本僅在小數位層次上略有差異。

克里希那穆提——由天文學家兼占星家 S. 克里希那穆提提出的阿揚納姆沙。這是有別於印度文獻、試圖依照現代紀元的觀測來建構的標度。因此與拉希里存在明顯差異——2000 年約為 23.7°，相對於拉希里的 23.85°，即約零點二度。對大多數人而言這無關緊要，但在星座邊界處會得出不同結果。

克里希那穆提（VP291）——同一構想的變體，根據另一版本（編號 291）的 VP 星曆表推導。在 VP 清單中這是兩個相鄰編號，而 285 與 291 之間的差異則顯示出結果有多大程度取決於所使用的具體資料集。

拉曼——由天文學家 B.V. 拉曼提出的標度。與印度各標度有明顯不同：2000 年約為 22.4°，比拉希里少了將近一個半度。因此，按拉曼的恆星黃道，月球相對於印度標度有所偏移，星座差異也相當明顯。拉曼在吠陀框架內工作，但依據的是自己的計算，而非印度的星曆表。

烏莎·沙希——歸於天文學家烏莎·沙希名下的標度。它屬於同一組印度的「觀測型」變體：方法上與印度傳統一致，但擁有自己的一套偏移數值，因此在邊界情況下星座與拉希里不一致。

傑瓦·庫爾——可追溯至當代印度天文學家傑瓦·庫爾著作的標度。這是較晚時期試圖從觀測而非文獻中取得數值的嘗試之一。與烏莎·沙希屬於同一組：印度框架、自有基準。

尤克特什瓦爾——與斯里·尤克特什瓦爾之名相關的標度。屬於印度最早一批有別於經典的「新」標度。數值為 2000 年約 22.5°，明顯小於印度的拉希里。

J.N. 巴辛——天文學家賈納基拉姆·納拉揚·巴辛的標度。這是印度自行計算阿揚納姆沙的又一次嘗試。它屬於數值範圍可達一個半度的組別——也就是說，印度傳統內部對基準數值也並無共識。

德·盧斯——歸於當代研究學者德·盧斯名下的標度。它以「還原」數值的形式公開，是透過比對歷史來源而得出的。它之所以獨樹一幟，在於這是嘗試回溯還原特定歷史時期人們所用的數值，而非測量當下的數值。

西方系統

費根-布拉德利 —— 西方恆星占星學的主要系統。二十世紀初由 R. 布拉德利採用，而在那之前，天文學研究者 V. 費根亦曾使用。數值約為 24.0°，即比印度的拉希里約大 0.2°。這點很重要：如果你閱讀的是西方資料，幾乎肯定就是費根-布拉德利，而其星座在部分人身上會與印度系統相差大約一個星座。

畢宿五（15 Tau） —— 一種獨特的參考點：這裡不採用經典的起算點，而是直接採用畢宿五星位置的一份特定星表。這是罕見的例子，恆星系統按現代星表繫於單一一顆恆星，而非古老的文本。它有助於與觀測結果進行比對。

巴比倫與古代系統

巴比倫占星術是較古老的源頭，希臘占星乃至整個西方占星體系後皆由其演變而來。它固定黃道的方式與印度不同，因此這裡的恆星系統也有其獨特之處。

喜帕恰斯 —— 古希臘系統，回溯至公元前二世紀的天文學家。這是早期以座標表述歲差的嘗試：喜帕恰斯將恆星位置與更早期觀測的記錄相比較，進而估算偏移。重要的是，喜帕恰斯提出了與印度人相同的課題，但比歐洲傳統系統性解決該課題的時間早了兩個半世紀。

薩珊 —— 波斯薩珊王朝時期（三至七世紀）的系統。波斯天文學家系統化了巴比倫與印度的遺產，包括黃道的起算方式。此恆星系統重建了在印度星表取代當地學派之前，伊斯蘭伊朗所採用的標準。

瓦倫斯之月 —— 與相傳出自瓦倫斯——古代《天文學》一書的作者——的傳統有關。《天文學》究竟出自誰手、究竟記錄了什麼，至今仍是天文史學者爭辯的課題，因此這套恆星系統採用的是約定俗成的作者名稱。

巴比倫（庫格勒 1、2 和 3） —— 出自奧托·庫格勒研究的三個版本，他根據楔形文字泥板重建了巴比倫系統。數字代表對原始文本的不同解讀或不同斷代：庫格勒發現部分巴比倫星表彼此相符，而另一些則給出不同的數值。結果證明，那是不同的觀測年代，而非錯誤——與其給出一個平均的數值，不如誠實地保留三個版本。

巴比倫（胡貝爾） —— 依據保羅·胡貝爾的研究所作的重建，他專門處理巴比倫觀測的斷代問題。它與庫格勒版本不同，在於它依據更嚴格的年代學。

巴比倫（ETPSC） —— 源出愛丁堡大學「早期科學研究」計畫的版本。這是在近代科學史整理中，巴比倫數值的定版。

巴比倫（布里頓） —— 依據古代天文史專家史蒂芬·布里頓的研究所作的重建。它與胡貝爾同屬一組，但對原始觀測的斷代不同。

印度文本尺度

這些不是觀測值，而是古典梵文典籍所記載內容的重現。它們之間的差異，是典籍之間的差異，而非觀測之間的差異。

蘇利耶·悉檀多 — 依同名典籍《蘇利耶·悉檀多》，該文本本身被視為梵文傳統中保存至今最古老的數學天文論著。此尺度重現了該典籍所述之太陽運行。

蘇利耶·悉檀多（平均太陽） — 此變體不以太陽沿黃道之自身運行，而以平均位置作為基準點。差別在於，真實太陽沿黃道運行並不均勻，因此既可以追隨其真實位置，也可以採用其平均位置。這是同一部典籍內兩種不同的約定。

阿耶波多 — 依《阿耶波提亞》，其原則與蘇利耶·悉檀多相同，但採用不同的運動模型與不同的數表。阿耶波多生活在六世紀，其體系與較晚近的吠陀體系有明顯差異。

阿耶波多（平均太陽） — 與上文「平均太陽」相同的變體，但用於阿耶波多模型。

阿耶波多（522 CE） — 依典籍之年代推定而定，各項重建皆以此為出發點。其含義在於，知識乃逐步累積，較晚的修訂版本可能以這一年代為現行依據。

SS 阿輸尼 — 「梵文體系」（SS）指印度標準，而阿輸尼是那克沙特拉之一，即印度傳統中曾用作基準之黃道端點。此尺度即對應該點。

SS 質多羅 — 以第二宿質多羅為基準之變體。也就是說基準點與阿輸尼不同，因此偏移量亦會不同。

真質多羅 — 「真」尺度表示以真實黃道而非平均黃道來追蹤太陽運行——即考量黃道對軌道平面之傾角。正是為這類細微差異，清單中才設有單獨之選項。

真阿輸尼 — 同樣的精化，惟基準點為阿輸尼。

真鬼宿 — 以第三宿鬼宿為基準，並按真實黃道作精化。

真牟羅 — 以第四宿牟羅為基準。在印度傳統中，牟羅是黃道與天球赤道相交之點。

真謝奧蘭 — 此變體與印度黃道體系之現代重建相關，並加入黃道與地球軌道平面夾角之精化。這已非古典尺度，而是將印度體系納入現代歲差模型之現代嘗試。

恆星與銀河尺度

這是獨立的一類，或許也是最出人意料的。在此，黃道零點不對應恆星，也不對應典籍，而對應銀河本身之結構——即其中心或其實赤道平面。箇中邏輯很巧：若想取得最「恆星」的基準點，就取最巨大、最遙遠之天體。

銀河中心 0° 人馬座 — 零點對應銀河中心之方向，該方向在回歸體系中約落於人馬座 0°，名稱即由此而來。此尺度幾乎直接同時作用於兩個數值：與拉希里的差異可達三度半。

銀河中心（R. 吉爾布蘭德） — 由 R. 吉爾布蘭德計算之變體。其不同之處在於採用了關於中心位置之不同原始數據，故數值不同，惟思路相同。

銀河中心 牟羅（威廉） — 威廉依牟羅體系中之中心位置所作之計算。其微妙之處在於，此處改變的不只是基準，零點亦隨之不同。

銀河中心（科克倫） — 科克倫之獨立重建。針對同一方向之第三次獨立計算，所得三個數值相近卻不完全相同——清晰顯示此量有多麼精微。

銀河赤道（IAU 1958） — 零點不在中心，而在 1958 年標準定義之銀河赤道平面上。這完全是另一種約定：基準不是點，而是平面。

銀河赤道（真） — 區分銀河平面之真實傾斜與平均傾斜之精化。其差異約為十分之幾度。

銀河赤道（牟羅） — 以赤道為基準，惟採用印度座標系統。

銀河赤道（菲奧倫扎） — 菲奧倫扎之計算。與 IAU 版本思路相同，惟選擇了不同之原始座標。

銀河對齊（馬迪克斯） — 最特別者：此處零點之選取旨在使銀河赤道與黃道赤道對齊，即以求兩平面相等之條件求解。此構造之基準並非對應任何實體，而是對應兩平面之間之關係。

曆元

清單中的三個位置嚴格說來並非阿揚納姆沙，而是基準曆元。它們之間的差異不在於傳統，而在於計算經度時以哪一年為起點。

J2000 — 以 2000 年 1 月 1.0 日為起點之曆元，即所謂之位向量。此為現代星表之標準：所有座標均歸算至該時刻，而曆元之間之運動另行計算。

J1900 — 二十世紀初之同類曆元。至今仍見於舊式星曆表與觀測資料中。

B1950 — 以 1950.0 為曆元，採 FK4 系統而非儒略尺度。B1950 與 J1950 之差異約為 0.2 度，源於基準系統本身定義之不同。正因如此，不同標準不可直接混用。

比較表

四十七個位置按真正區分各刻度之處整理成表：參考點、傳統與時代。數值刻意不予列出——它們取決於您所計算的年份，以及對真實黃道的具體詮釋方式，因此應比較的不是數值，而是原則。

如何選擇

如果您並未專門思考過這個問題，請選用 拉希里：它是印度天文學的主要刻度，曆法皆以它為基礎，多數現代恆星計算所指的也正是它。如果您來自西方占星學，費根-布拉德利 會讓您覺得較為熟悉——但屆時請勿因印度資料給出不同的星座而感到意外。

不該做的事情——未註明所使用之 ayanamsha 便比較各體系。未註明刻度的數值幾乎總會導致錯誤結論，誤以為某個來源出錯。

值得記住的是：刻度之間的差異是約定之別，而非精確度之別。它們全都描述同一個物理現象，只是從不同的參考點出發。