Astronomy 版 (精华区)

发信人: reise (璀璨星河), 信区: Astronomy
标  题: 测量太阳的视差
发信站: 哈工大紫丁香 (2003年04月25日07:23:34 星期五), 站内信件


　　从开普勒第三定律可以求出行星距离的相对数值，事实上这条定律描绘了太阳
系按“比例尺的模型”。如果以太阳到地球的平均距离（叫做天文单位）为单位来
表示某颗行星到太阳的平均距离，那么开普勒第三定律就可以写成：

　　a3=T2

　　其中a为行星到太阳的平均距离，T为行星的公转周期，以年为单位。这就是说
，只要知道了行星的公转周期，就可以算出它距离太阳几个天文单位。由此可见，
天文单位是度量太阳系大小的尺子。因此测定地球到太阳的距离是极为重要的。

　　地球到太阳的距离通常是用太阳的地心视差来表示。所谓地心视差指的是地球
半径对天体的张角。知道了这个角，又知道了地球半径的长度，地球到这个天体的
距离就很容易求得了，因为这只是解直角三角形的问题。但困难在于太阳距离地球
很远，直接测定它的地心视差，误差很大。于是天文学家转而去求行星的视差，因
为根据开普勒第三定律，可以从行星的视差归算出太阳的视差。

　　首先这样做的是巴黎天文台的卡西尼。1672年他在巴黎观测火星在恒星间的位
置，而另一位天文学家里奇（公元1630～1696年）则在法属圭亚那的卡宾城同时进
行这一观测。所有恒星相对于火星来说，却远得仿佛固定在天穹上，所以卡西尼将
自己的测量与里奇的那些测量综合起来，得到火星的地心视差为25秒，由此推算出
太阳的地心视差为9”5，这是有史以来第一次比较接近实际情况的测量结果，影响
很大，因为它推翻了当时对太阳系大小的观念。哥白尼、第谷和开普勒都以为太阳
的视差为3’或180”，现在视差降为9”5，于是太阳的距离扩大了20倍，随之太阳
系里一切天体的距离和体积都扩大了。

　　继卡西尼之后，1704年马拉底由观测火星求得太阳的视差10”左右，1719年布
拉得雷求得太阳视差为10”左右，1715年拉卡伊得到了10”2这个数据。这些结果
都不如卡西尼测得的9”5精确。

　　哈雷早就提出利用金星凌日来测得太阳视差的办法。为了观测1761年和1769年
的金星凌日，天文学家们事先做了充分准备，他们组织了不少远征队到世界各地去
，希望在最好的条件下观测。可惜，复杂的因素影响了观测的精度。1761年金星凌
日时，各观测队求得的太阳视差之值差异很大，小到7”5，大到10”5。但是天文
学家们奋斗不止，遂使1769年的观测大有进步。

　　这次观测之后发表论文200余篇，其中多数结果都是在8”5～8”8之间，法国
天文学家潘格雷（公元1711～1796年）综合分析了全部资料，于1775年公布了最后
结果，太阳视差为8”8。这一结果并没有立刻被人们承认，但最后终于为大家所公
认，直到1967年国际天文界都采用这个数据。

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