Astronomy 版 (精华区)

　　在古代人们自然地认为，天上的恒星可能是固定在固体天篷
上的小物体，而这个天篷就是宇宙的边界，比太阳系的外缘稍远
一点点而已。这种观点虽然有些学者不同意，但直到1700年仍受
到相当的尊重。
　　早在1440年，德国学者尼古拉斯即认为空间是无限的，而恒
星是向各个方向无限延伸出去的太阳，每个太阳都跟随着一些可
居住的行星。恒星之所以看上去不像太阳而像微小的光点，是因
为它们的距离太遥远。可惜的是，尼古拉斯没有证据证实这些观
点，而只是提出来作为一种见解。这种见解似乎只是一种胡乱猜
测，所以没有受到人们的重视。
　　然而，1718年，正在努力用望远镜测定各种恒星在天空的准
确位置的英国天文学家哈雷，发现三颗最亮的恒星——天狼星、
南河三和大角星一的位置与希腊天文学家的记录不符。这项差异
太大了，因此不可能是误差，即使考虑到希腊人必须用肉眼观察
这个事实，也不会有这么大的误差。哈雷的结论是，恒星并非固
定在天篷上，而是像蜂群中的蜜蜂一样独立移动。这种移动非常
缓慢，所以看上去恒星像是固定住似的，直到有了望远镜才观测
到恒星的移动。
　　恒星距离我们非常遥远，所以这种自行显得非常小。天狼星、
南河三及大角星属于比较近的恒星，因此终于探测出它们的自行。
由于它们离我们比较近，所以看上去显得特别亮。一般说来，恒
星越暗距离就越远，所以它们的自行在从古希腊到现代的漫长时
间里一直未能探测出来。
　　这种自行本身虽然可以证实恒星的距离，但并不能给我们以
实际的距离。当然，与更远的恒星相比较时，比较近的恒星应该
显示出视差，但是这种视差是无法探测出来的。即使天文学家以
地球绕太阳的轨道直径（大约3×10^8公里）作基线， 在轨道相
对的两端以半年的间隔进行观测，仍然观测不出视差。因此，即
使最近的恒星也必定极其遥远。由于愈来愈好的望远镜仍无法测
出恒星的视差，因此对恒星距离的估计也愈来愈远。恒星如此遥
远我们仍能看见它们的亮光，可见它们必定像太阳一样是一些巨
大的火球。这也证实尼古拉斯是正确的。
　　但望远镜和其他仪器在继续改进，在19世纪明年代，德国天
文学家贝塞尔使用了一种叫做量日仪的新仪器，因为这种仪器最初
是想用来精密地测量太阳的直径的。但用它同样能够测量天体间
的其他距离，贝塞尔就用它来测量两个恒星之间的距离。贝塞尔
月复一月地注意这些距离的变化，终于成功地测出了一个恒星的
视差（见图2－2）。他选择的是天鹅座的一颗小星，叫做天鹅座
61星。他之所以选定这颗星，是因为这颗星相对于其他恒星背景
每年都显示出特别大的自行，因此它一定比其他恒星离我们近。
（不要把这种自行与恒星相对于背景的前后移动相混淆，后者表
示的是视差。）贝塞尔以附近“固定的”恒星（可能要远得多）
为基准，测定天鹅座61星连续移动的位置，持续观测了一年多。
最后在1838年，他报告说天鹅座61星的视差为0.31弧秒，即相当
于把一枚5分的硬币放在16公里远处的宽度。 这个视差是以地球
轨道的直径为基线观测到的， 这表明天鹅座61星在大约100万亿
公里（64×10^12英里）远处，为我们太阳系宽度的9000倍。 因
此，即使和最近的恒星相比，太阳系也像是空间的一个小点。



图2－2　从地球公转轨道上两个相对的观测点测出一颗恒星的视差。

　　因为用万亿公里计算距离相当不方便，天文学家便以光的速
度来计算距离，以便缩小数字。光速是每秒299792.458公里。光
一年走的距离约为94605亿公里，叫做1光年。利用这个单位，天
鹅座61星距离地球约11光年。
　　在贝塞尔成功后仅两个月，英国天文学家亨德森就算出了半
人马座α星的距离。这颗星是天空中第三颗最亮的星，但因位于
南天低空处，所以在美国佛罗里达州坦帕纬度以北的地方看不到
它。结果表明，半人马座α星的视差为0.75弧秒，是天鹅座61星
的两倍多。因此，半人马座α星相应地距离地球近多了。实际上，
它距离太阳系只有4.3光年， 是我们太阳系最近的恒星邻居。其
实它并不是一颗单独的星，而是由三颗恒星组成的。
　　1840年，在德国出生的俄国天文学家斯特鲁维宣布了天空中
第四颗最亮的星织女星的视差。后来发现他的测量结果有点误差，
但这是可以谅解的，因为织女星距离地球远达27光年，视差非常
小。
　　到1900年，约有70颗恒星已经用视差法测定出来（到20世纪
80年代，已有数千颗），即使使用最精密的仪器，能够精确测量
的极限距离也只有大约100光年，而更远处还有无数颗恒星。
　　我们的肉眼大约能看到6000多颗恒星，而望远镜的发明使我
们立刻明白了，肉眼所看到的只是宇宙很小的一部分。当伽利略
1609年把他的望远镜指向天空时，不仅发现了以前看不到的新恒
星，而且当他对准银河时，更使他大吃一惊。用肉眼看来，银河
只是一条朦胧的亮带。伽利略的望远镜则将这朦胧的亮带分成无
数颗恒星，就像爽身粉粒一样难以数计。



图：银河系

　　第一位想要弄明白银河真相的是在德国出生的英国天文学家
W.赫歇耳。1785年，W.赫歇耳提出，天上的恒星是以透镜的形状
排列的。如果我们朝银河望去，可以观察到很多恒星；而当我们
朝与这个圆轮垂直的方向望去，天空中能看到的恒星就少多了。
于是W.赫歇耳推断，天体沿着银河的长轴形成了一个扁平的系统。
我们现在知道，在一定的范围内，这个图像是正确的。所以我们
把我们的星系叫做银河系。
　　W.赫歇耳试图估计银河系的大小。他假设所有的恒星具有大
约相同的自身亮度，于是便可以根据恒星的亮度来估计恒星的距
离。（根据一个著名的定律，亮度与距离的平方成反比，因此，
如果A星的亮度是B星的1/9，A星的距离便是B星的3倍。）
　W.赫歇耳认为在银河系内约有1亿颗恒星。 他又根据这些恒星
的亮度等级， 断定银河系的直径约为到明亮的天狼星距离的850
倍，而银河系的厚度是这个距离的150倍。
　　我们现在知道，到天狼星的距离是8.8光年， 因此W.赫歇耳
的估计相当于银河系的直径为7500光年，厚度为1300光年。后来
证明这个估计大保守了。但是就像阿利斯塔克过于保守地测量到
太阳的距离一样，这是朝正确方向迈出的一步。
　　人们很容易相信，银河系里的恒星就像一群蜜蜂一样运动着
（正如我在前面所说的那样），同时，W.赫歇耳证明，太阳本身
也在这样运动着）。
　　1805年，在他花费了20年时间测定许多恒星的自行之后，发
现天空中有一天区的恒星似乎总是从一个特殊的中心（向点）向
外移动。与之正好相对的另一天区，恒星则总是向内朝着一个特
定中心（背点）移动。
　　解释这个现象最容易的方法就是，假定太阳远离背点而朝向
点移动，而星团的恒星随着太阳的接近而散开，并随着太阳的远
离而靠近，这是一种常见的透视效应。如果在一片树林中行走的
话，我们就会看到这种效应，由于我们习惯了这种效应，所以很
少加以注意。
　　因此，太阳并不像哥白尼所认为的那样是宇宙不动的中心，
而是在运动中，但不是像希腊人所想象的那样运动。太阳不是绕
着地球运动，而是带着太阳系所有的行星在银河系中运动。现代
的测量表明，太阳以每秒19.3公里（12英里）的速度向天琴座中
的一点移动（相对于较近的恒星）。
　　1906年初，荷兰天文学家卡普坦，对银河系又进行了一次测
量。由于他可以利用摄影，又知道较近恒星的真实距离，所以他
作出的估计比W.赫歇耳的更精确。卡普坦断定，银河系的大小为
宽23000光年，厚6000光年。 因此，卡普坦的银河系模型是W.赫
歇耳模型的4倍宽、5倍厚；但这个模型还是太保守了。
　　总之，到1900年对恒星距离的测量，就如同1700年对行星距
离的测量一样。在1700年，到月球的距离已经知道了，但是对更
远的行星只能猜测；在1900年时，较近恒星的距离知道了，但更
远恒星的距离也只能猜测。