Astronomy 版 (精华区)

　　太阳位于太阳系的中心，仅仅这个事实本身并无助于测定行
星间的距离。哥白尼采用了希腊人所测定的地球到月球的距离，
但他并不知道地球到太阳的距离。直到1650年，比利时天文学家
温德林以改进的仪器重复阿利斯塔克的观察，才断定到太阳的距
离并不是到月球的20倍，而是240倍， 即9600万公里（6000万英
里）。这个估计仍然太小，但比过去精确多了。
　　在此期间，1609年，德国天文学家开普勒发现行星轨道是椭
圆形而不是圆形，从而开辟了正确测定距离的途径。人们不仅第
一次能够精确计算出行星的轨道，而且可以绘制出太阳系的比例
图，就是说能够绘制出太阳系所有已知行星的相对距离和轨道形
状。因此，只要测出太阳系中任何两个行星间的距离有多少公里，
所有其他行星的距离就可以立即计算出来。于是，太阳的距离不
必像阿利斯塔克和温德林那样去直接计算，而只要测出地球与月
球系统以外任何一个较近的天体（如火星或金星）的距离就可以
了。
　　另一种用来估计宇宙距离的方法是利用视差。要说明什么是
视差并不困难。将你的手指放在眼前大约8厘米远处， 先以左眼
看，再用右眼看，你的手指会相对于背影而移动了位置，这是因
为你已经改变了你的观察点。假若你重复这一过程，把手指放远
一些，比如说一臂远，你的手指仍会相对于背影位移，但这回移
动得没有那么多。所以，可以利用移动的量来测定手指到眼睛的
距离。
　　如果一个物体在50米远的地方，那么两眼可观察到的位移将
会大小而测不出来，因此必须利用比双眼距离更宽的“基线”。
但是我们只要先从某一点看那个物体，然后向右移20米再来观察
它，便可以加大视差而很容易地测出物体的距离。测量员就是用
这种方法测量河流或溪谷的宽度。
　　用同样的方法，以恒星为背景，可以精确地测出月球的距离。
例如，从加利福尼亚天文台观测到月球相对于恒星的某个位置，
而同时在英国的天文台观测，月球的位置则会稍有不同。从这种
位置的改变，以及已知的两个天文台穿过地球的直线距离，便可
以计算出月球和地球的距离。当然，在理论上，我们可以从地球
两侧相对的两个天文台进行观测，这样就可以把基线扩展为地球
的直径，这时基线长度为12800公里。这样得到的视差角度除以2
就是地心视差。
　　天体在天空的位移是以度或分、秒为单位来测量的。 1度为
环绕天空1周的1/360，1度又分为60弧分，1弧分再分为60弧秒。
因此1弧分为天空1周的1/（360×60）或1/21600， 而1弧秒为天
空1周的1/（21600×60）或1/1296000。
　　托勒玫利用三角学根据视差测出了月球的距离，而他的结果
和早期喜帕恰斯的数据相吻合。月球的地心视差为57弧分（接近
1度），这个位移相当于从5米处看到的一枚5分硬币的宽度。 这
即使用肉眼也可以测量出来。但是，如果要测量太阳或一个行星
的视差，所涉及的角度就太小了。可以得出的惟一的结论是，其
他天体比月球远得多。至于究竟有多远，没有人说得出来。
　　虽然中古时代的阿拉伯人及16世纪的欧洲数学家进一步完善
了三角学，但是单靠三角学还是无法得到答案。直到1609年望远
镜发明以后，才有可能测量微小的视差角度。（1609年，伽利略
在听到荷兰眼镜师做成放大镜筒之后，几个月内便发明了望远镜，
并用来观测天空。）
　　意大利出生的法国天文学家J.D.卡西尼于1673年测出火星的
视差，使视差法越出了月球。在他测定出火星相对于恒星的位置
的同时，在同一天的黄昏，法国天文学家里奇在法属圭亚那也在
进行同样的观测。卡西尼将两个结果结合起来得到了火星的视差，
从而计算出了太阳系的大小。他算出的地球到太阳的距离为13800
万公里，比实际距离仅少7％。
　　从那时起，对太阳系中各种视差的测量越来越准确。1931年，
人们制定了一个测量小行星爱神星视差的庞大国际计划。当时，
除了月球以外，爱神星是最接近地球的一个天体。此时爱神星显
示出较大的视差，因此可以测量得非常精确，从而可以比以前任
何时候都更精确地测定太阳系的大小。根据这些计算和利用比视
差法更为精确的方法，现在我们已知道，地球与太阳间的平均距
离约为1.5×l0^8公里，误差约为1600公里。 （因为地球的轨道
为椭圆形，所以实际距离变化为14710万～15220万公里）
　　日地的平均距离叫做二个天文单位（A.U.），太阳系内的其
他距离也用天文单位表示。比方说土星和太阳的平均距离为14.3
×10^8公里，等于9.54个天文单位。随着天王星、海王星及冥王
星等外行星的发现，太阳系的边界向外不断扩展。冥王星离太阳
的平均距离为59×l0^8公里，相当于39.87个天文单位， 而有些
替星距离太阳更远。
　　到1830年时，已经知道太阳系横跨数十亿里的空间，但显然
这绝非整个宇宙的大小，因为宇宙中还有许多其他恒星。