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星星离我们多远第一章：“天上的街市”《天上的街市》于1921年郭沫若所著，是一首白话诗，描写了人们想象中天上的牛郎织女，用此诗引出下文。第二章：星座与亮星银河有很多别名，在西方它被称作“乳色之路”；在我国古代又叫做银汉、高寒、星河......天河之中，牛郎星于织女星之间，有六颗亮星组成了一个“十”字。古代的欧洲人将其想象成一只展翅的天鹅，于是它所在的星座便被成为“天鹅座”。何为星座？将天上较亮的那些星星分群分组地连接起来，这些群星便是“星座”。世界上最早划分星群的也许是苏美尔人，他们在公元前4000年，便开始划分星群。公元前3000年，便编写了自己的一套书写系统开始记录历史。每一个星座中最亮的那颗星便会被称为“XXα（阿尔法）”例如，织女星是“天琴座”中最亮的星，称为“天琴α”同样，星座中的其他星星也可以用希腊文中的字母表示。例如，β（贝塔）γ（伽马）......但是一个星座中的星星可能很多，可是字母只有24个，于是人们还用上了拉丁字母，还给星星编上了号，称为“星表”。中国古代有“二十八星宿”一说，就是大致沿黄道分布的28个天区，它们各有自己的名字。从天文学看，星宿与星座并没有本质上的区别，但是国际上已经统一采用共同的星座体系。第三章：首次估计地球的大小很久以前，人们还认为太阳、月亮、恒星都围着地球转。还认为所有的恒星都镶嵌在一个透明的球上，即“恒星天”。人们甚至还对“恒星天”的距离做过种种猜测......希腊一位科学家毕达哥拉斯，对天文学很感兴趣。他后来创立了毕达哥拉斯学派、发现“勾股定理”，对声乐也有很高的造诣。埃拉托塞尼在公元前240年测定了地球的大小。当时的测量结果与现代的测量结果十分接近。可古希腊人却不接受这个数值。大约公元前100年，古希腊天文学家波西东尼斯利用老人星再次进行了测量。得到地球周长为18万希腊里，即28800千米，结果并不准确。直到麦哲伦的船队在1522年环绕地球一周后才纠正过来。第四章：第一次丈量子午线世界上第一次测量子午线，是在我国唐朝时。著名天文学家一行（原名张遂）在724年，发动了一次全国性的天文大地测量。测量了冬至、夏至、春分、秋分时日影的长度......最后由一行统一归算出：子午线每1°弧长为129.41米。这个数值不是特别准确，大概比准确数值大20％。但鉴于是1200多年前的测量，已经非常不容易。国外的首次测量子午线是阿拔斯王朝的第七代哈利发马蒙主持的，那时一行已经去世一个世纪。到了元朝，郭守敬向忽必烈提议重新测量子午线，在全国设26个观测点，规模之大前所未有。最后结果有9处的误差不超过0.2°，其中2处完全吻合。第五章：三角网和大地的模样经过测量：地球上子午线每一度的弧长是111.13千米，子午线长度为40008千米。早在200多年前，欧洲人的一些测量结果就已经说明地球不是一个完美的球体，而是沿赤道方向稍胖，沿两极方向稍扁的椭圆体。现代测量地球的大小形状，还可以用“重力测量法”，以及利用人造卫星的“地球动力学测量法”。经过两种方法的测量，精度大大提高。地球的半径α=6378.137千米极半径c=6356.752千米第六章：第一个地外目标——月球月球是人类迄今为止唯一留下过足迹的星球，公元前3世纪之初，古希腊天文学家阿里斯塔克对月球进行了大胆的测量，尽管结果不是很接近。但他远在哥白尼17世纪前就猜到了日心系统的概括，被称为“古代的哥白尼”。古希腊天文学家伊巴谷测量出的一年的长度与准确长度十分接近，被人尊称为“天文学之父”。他还算出了月球与地球之间的距离，结果十分接近。第七章：从街灯到天灯历史上首次用三角法测量月球距离的，是法国天文学家拉卡伊和他的学生拉朗德。1752年，二人在柏林和好望角两地同时进行观测。通过三角法测量了月球的距离。结果与现代测定的数值很接近。拉卡伊在好望角时还编制了一份巨大的南天星表，命名了14个南天星座，其名称沿用至今。拉朗德编写了一份包含47000颗恒星的星表，同时他还是一名了不起的天文知识普及家。第八章：雷达测月和激光测月用三角法测量出的地月平均距离为384400千米，这个数值已经相当精确，可是科学家们依然不满足。于是，雷达测月出现了。早在1946年，就有人尝试用雷达测量地月距离。而第一次成功用雷达测月则是在1957年。测量结果地月平均距离为384400千米，误差不超过1千米。自从1960年第一台红宝石激光器问世，使天文学家获得了将雷达天文学扩展到光学波段的可能。到20世纪80年代，激光测月的精度已达到8厘米左右。第九章：转向了太阳1650年，比利时教士兼天文学家温德林通过测量，求得日地距离约是月地距离的240倍，约9600万千米，尽管这个数值比真实数值小了1/3。中国古代有个“羿射九日”的故事，虽然这个故事不是真的，但假设这支箭和最快的飞机一样快，要飞多长时间才能到达太阳呢？有些飞机可以达到一秒钟1千米，以这个速度，需要4年9个月才能到达太阳。由此可以看出地球与太阳的遥远。第十章：开普勒和他的第三定律丹麦伟大的天文学家第谷，在1576年受到丹麦现任国王的恩惠，在汶岛上建造天文台，那是当时欧洲第一座规模宏大的天文台。他在汶岛观测了20多年，后结识了年轻的开普勒，第谷死后，那些宝贵的观测资料都在开普勒手中发挥了极大地作用。他发现了三条行星运动定律，后人称他为“天空立法者”。第十一章：卡西尼测定火星视差有了开普勒的第三定律，才第一次有了精确绘出行星的轨道形状以及相对距离的可能。视差是测量星体距离的一个重要概念，1672年，第一代卡西尼测出了火星的视差，并推算出太阳的地心视差为9.5‘’。继卡西尼后，又有许多天文学家观测火星求得太阳视差。尽管没有卡西尼的精确。第十二章：金星凌日英国天文学家哈雷曾提出用“金星凌日”的机会测量太阳视差。他还发现了“哈雷彗星”的运动轨道，是天文学界的一位重要人物。在哈雷死后，科学家们利用“金星凌日”测出了太阳视差。美国天文学家纽康于1895年得出：太阳的视差为8.797‘’，与实际数值十分接近。而他本人却从未接受过正规教育。第十三章：地球的小弟弟——小行星目前，太阳系中才发现8颗行星，可是小行星却数以十万计。之所以称它们为小行星，因为它们很小。1801年1月1日晚，意大利天文学家皮亚齐发现了最大的一颗小行星——“谷神星”。1802年3月28日，德国天文学家奥伯斯发现了“智神星”。外国天文学家们用神话中神们的名字来为小行星命名。而中国天文学家们则大多以中国的人名或地名命名。第十四章：小行星的功绩德国天文学家加勒曾在1846年通过望远镜发现了海王星。1877年，吉尔观测“婚神星”测出太阳的视差为8.77‘’，后来又整理结果，得出太阳的视差为8.802‘’。在巴黎举行的一次国际会议上，综合吉尔和纽康的观测结果，将太阳的视差定位8.80‘’。1898年，发现第433号小行星“爱神星”，后来通过“爱神星”推算出太阳的视差为8.7984‘’。第十五章：太阳究竟有多远1964年，国际天文学联合会规定从1968年起，国际天文学界统一正式采用雷达测距给出的数据。雷达测金星得出的距离为149600000千米，相应的太阳视差为8.79405‘’。第十六章：间奏：关于两大宇宙体系很久很久以前，人们认为地球是宇宙的中心。古希腊的亚里士多德使这种观念变成一种哲学学说。基督教会利用这种学说附会自己的教义，使其神圣化。久而久之。亚里士多德被视为科学的敌人。古希腊的最后一位天文学家托勒玫的著作《天文学大成》的主要内容：地球静止于宇宙中心，日月星辰绕地球转动。直到16世纪，波兰天文学家哥白尼提出了“日心说”。他花费30年的心血，完成了《天体运行论》，当这本书出版时，哥白尼已离开人世。日心说与地心说争斗起来，直到天文望远镜的出现。1609年，意大利科学家伽利略发明了天文望远镜。伽利略用天文望远镜证实了日心说。但地心说还有个“牢不可破”的堡垒——恒星为什么没有“视差位移”。第十七章：恒星不再是“固定的”日心说的反对者提出恒星必然会出现视差位移，来反驳哥白尼。1718年，哈雷发现了至少三颗很亮的恒星的位置与古希腊天文学家测量的结果不同。从此人们才明白，恒星并不是固定的，星星原来离我们是有近有远的。从不同的位置对星星进行观察，看到的必然不同。可很多年过去了，谁也没见过星座形状随着季节变化。可地球确实在绕着太阳运动，只不过变化太小，然而，大望远镜的出现，这种变化终于可以发现。第十八章：泛舟泰晤士河的收获爱尔兰天文学家莫利纽克斯经过长期的观测天龙γ星，发现它的位置有了一丝偏移。布拉德雷猜测天龙γ星的偏移是因为光线的运动与地球的公转。他把这个倾斜角度叫做“光行差”。1728年，布拉德雷又发现比光行差更细微的变化——章动，并在1747年宣布了这一发现。第十九章：恒星终于被征服了德国光学家夫琅禾费使望远镜测量角度的精细程度达到了0.01‘’。德国天文学家、数学家贝塞尔利用这点，发明了“量日仪”。1837年，贝塞尔的量日仪指向天鹅61星，用附近两颗更暗的星作对比。后来发现天鹅61星正在细微的改变位置，这正是视差。1838年12月，贝塞尔宣布这颗星的视差为0.31‘’，大约在100000000000000千米外。光每秒能走300000千米，从天鹅61星发出的光到我们这来大概要11光年。“光年”并非时间单位，而是长度单位。一光年≈10的13次方千米。1844年，贝塞尔运用量日仪还发现，天狼星的位置在很有规律地移动，这种位移是自行的微小波动。亨德森求出了半人马α星的距离，并算出它的视差为0.91‘’1835年，罗马教廷在禁书目录中删除了《天体运行论》，日心说彻底胜利。第二十章：三角视差的限度运用三角视差法人们求出了7000多颗恒星的距离，但三角视差法也有一个限度，只能来测近星。那么多远的星星就不能算是近星了呢？为了说明这个问题，首先我们需要了解“秒距离”。1秒差距=3.259光年。其次，就是误差。通常用三角法测量恒星视差时，误差大概在0.01‘’。因此，用三角法测量恒星距离的极限便是100秒光景，比这更远的恒星，都是远距恒星。1989年8月8日，欧洲空间局发射了依巴谷卫星，这颗卫星运行了4年，天文学家整理了它的观测数据，编成了一部大约12万颗恒星的依巴谷星表。2013年12月，欧洲空间局又发射了盖亚卫星。2016年9月，盖亚卫星的首批观测结果已发布。第二十一章：星星的亮度早在2000多年前，伊巴谷就用“星等”来衡量星星的亮度。1856年，英国天文学家波格森发现，1等星的平均亮度差不多正好是6等星平均亮度的100倍。他据此定出一种亮度“标尺”，恒星亮度每差2.512倍，它们的星等数便正好相差1等。从地球上看一颗恒星的亮度，称为它的“视亮度”，它的星等数称为“视星等”。在天文学中，一颗星处在10秒差距这么远的距离上时，其视星等就叫作这颗星的“绝对星等”。第二十二章：恒星光谱分类19世纪初，英国物理学家和化学家沃拉斯顿首次观测到了太阳光谱中有一些暗线，可惜，他误以为它们只是光谱中各种颜色的天然分界线。首次系统研究太阳光谱中暗线的是夫琅禾费，他制造出有史以来第一台分光镜。他在1814年发现太阳光谱中的暗线，后人称它们为“夫琅禾费线”。19世纪初，人们认识了光的电磁本质。人们肉眼能感知的称为“可见光”，它的波长大致为4000～7000埃。1埃等于0.1纳米。1868年，赛奇公布了一份包含4000颗恒星的星表，将恒星按照光谱的差异分为4类。美国哈佛天文台台长皮克林对恒星光谱开展了大规模的研究，他的队伍获得了24万颗恒星的光谱。第二十三章：有趣的赫罗图天文学家们发现，表面温度高的恒星法国能力强，而表面温度低的恒星法国能力弱。我们还可以用图示的方法来表现上述的规律，横坐标代表恒星的表面的温度，并且注明了与之相应的光谱型，纵坐标是恒星的绝对星等。20世纪初，丹麦天文学家赫兹普隆和美国天文学家罗素率先进行了上述这类研究，因此人们将这种图称为“赫罗图”。正是这种“赫罗图”，为人们了解恒星如何度过它的一生提供了极其重要的线索。利用赫罗图推求恒星视差的方法，便是下一界要介绍的“分光视差法”。第二十四章：分光法的