天文学是一门奥妙无穷，令人神往的学科。作者把历代天文学家创造“量天尺”的过程娓娓道来，介绍了从近处的月亮到极远处的类星体的距离的量、估，包含了大量的天文知识和历史知识。作品文笔流畅，故事性强，是难得的天文科普佳作。

测定近星距离的艰难历程
恒星不再是“固定的”
按照古希腊人的观念，恒星固定于*外一层天球上。“恒星”这个词本身的意思就是“固定的星星”。连哥白尼也把繁星密布的天空视为笼罩着太阳和诸行星的穹庐，伽利略和开普勒也这样想。
于是，当哥白尼提出地球在一个很大的轨道上环绕太阳运行时，他的反对者就提出这样运行的结果必然会产生恒星的视差位移，并以此作为反驳哥白尼的论据。确实，当地球从太阳的一侧跑到另一侧时，恒星天球看起来就应该有偏移，这和从不同角度观看大河对岸的街灯，或者分别用左眼和右眼观看放在眼前的手指，道理是一样的。这种偏移应该可以由恒星位置的明显偏移来直接证明，换句话说，地球本身的轨道运动将会造成恒星的视差位移。可是，事实却对哥白尼派大为不利：谁也没能发现恒星的位置真有这样的偏移。
哥白尼派为自己辩护，说恒星天球极其遥远，因此视差位移小得根本无法测量；与恒星天球的大小相比，整个地球的轨道只不过是一个小点而已。也就是说，恒星的距离远得无法测量。
起初，这似乎只是哥白尼派为了使自己免遭失败而寻找的软弱遁词。但是，1718年发生了一件令人惊异的事件，它终于改变了天文学家们对恒星和“恒星天球”的看法。
那一年，哈雷发现至少有3颗很亮的恒星，即天狼星（大犬α）、大角星（牧夫α）和毕宿五（金牛α）的位置与古希腊天文学家测量的结果明显不同。好几位杰出的古希腊天文学家各自独立地工作，他们测出的这几颗星的位置是互相吻合的。但是，哈雷的观测结果与他们不一致。
第谷的星图比古希腊人的星图更**，然而，从一个半世纪之前的第谷时代到哈雷的时候，天狼星的位置也已经稍有偏移了。
**合乎逻辑的结论是恒星并不是固定的，它们各有自己的运动，这叫作恒星的“自行”。倘若全部恒星的自行速度都大致相近的话，那么离我们近的恒星在天穹上的位置变化看起来就会比遥远恒星的位置变动得更快，这就像近处的汽车仿佛比远处的汽车跑得更快一样。因此，天狼星、大角星和毕宿五也许比别的恒星离我们更近些吧？况且，这三颗星在全天众星中又均属*亮之列，因此它们离我们特别近就越发可信了。
从此人们才明白：恒星原来并不是“固定的星星”，恒星天球其实并不存在，满天的星星原来离我们是有近有远的。
恒星离我们究竟有多远呢？哈雷以及在他之后的许多**天文学家，在寻找这个问题的答案时，统统都失败了。
恒星实在离我们太远了。如果用三角法来测量它们的距离，那么即使将整个地球的直径——约12 800千米作为基线，还是嫌太短。再进一步，就是干脆拿地球公转轨道的直径作基线，它几乎有3亿千米那么长！这样做的结果又如何呢？
倘若恒星离我们有远有近，倘若哥白尼的“日心说”又是正确的，那么如图27（甲），某**地球在E1这个位置，这时地球上的人看S1和S2两颗星，它们几乎就在同一个方向上；但由于S1比较近，S2比较远，所以当6个月后地球绕太阳转了半圈，跑到E2处再看它们时，S1和S2的方向就相差较多了。我们可以打一个比方，如图27（乙），人站在位置甲看街灯1和街灯2，它们差不多在同一个方向上，好像紧靠在一起，但跑到位置乙去看，两盏灯就分开了。
图27 从不同的方向进行观察：（甲）两颗星
的相对位置，（乙）两盏灯的相对位置
多少年过去了，谁也没有见过星座的形状竟会随着季节而变化。这实在是对哥白尼学说的严重挑战，它正是维护“地心学说”的人据守的*后一个堡垒。
可是，哥白尼并没有错：地球确实在绕着太阳转动。
在图27（乙）中，如果街灯1离开位置甲是140米，而位置乙却仅仅从甲偏开1毫米，那么您还能察觉两盏街灯方向之间的变化吗？显然不能了。
今天我们已经知道半人马α星是离开太阳*近的一颗恒星，离我们达41万亿千米。这个数字与地球轨道直径3亿千米相比，正好与上面所说的140米与1毫米的比例相近。因此，单凭肉眼或者普通的仪器，根本无法察觉这颗星的方向发生变化。其他恒星比半人马α星遥远得多，自然也就更难发现它们的方向因地球公转而造成的偏移了。
然而，大望远镜的问世，精密测量仪器的诞生，在长期的实践中积累起来的丰富经验，终于使人们战胜了这种几乎无法测量出来的微小变化。
这又是一段动人心弦的精彩故事。
泛舟泰晤士河的收获
人们是这样测量恒星视差或距离的：
在图28中，S代表太阳，某一时候的地球位于E1，6个月后它运动到了E2。绝大多数恒星极其遥远，所以无论什么时候，它们的相对位置仿佛总是不变的，就像在一块无穷远的天幕上镶嵌着无数闪闪发光的宝石一般。这块天幕又叫“遥远星空背景”，在图28中用字母M表示。天幕上每颗星的方向仿佛都是不变的，它们可以很准确地予以测定；因此，任何两颗星之间相距多大的角度也可以量得十分准确。
图28 一颗近星P在“天幕”上的投影（P1、P2）和它的视差
图28中的P代表一颗比较近的星。从E1处看，它仿佛在遥远星空背景上的P1处；从E2处看，它又好像在那块天幕上的P2处。这两个方向之差异是∠E1PE2或∠P1PP2；就好像P1处有一颗星，P2处又有一颗星一般。因为测量两颗星之间的角度是不难办到的，所以我们能够得知∠E1PE2的大小。它的一半，即∠E1PS或∠E2PS，叫作恒星P的“周年视差”，通常也将它更简单地直接称为恒星的“视差”。容易看出，视差也就是站在恒星处观看到的地球轨道半径所张开的角度。显然，越近的恒星视差就越大；恒星越远，视差就越小。已经讲过，*近的恒星是半人马α，它的视差是0.76″，比任何其他恒星的视差都大。
一枚1元硬币的直径是2.5厘米，将它放到100米以外，我们看到它张开的角度是51.6″。这个角，比0.76″要大67.8倍。将1元硬币放在5千米以外，它对我们的张角减小到1.03″，这还比0.76″大了35％。
对于近星，可以测出∠E1PE2的大小，也就是可以测出该星的视差。在△SPE1（或△SPE2）这个直角三角形中，既然已经知道视差角的大小以及一条直角边SE1（或SE2）的长度——它正是前面已经求出的一个天文单位之长，我们就可以立刻算出P这颗近星的距离了。
然而，要实际测量这么小的角度，技术上的困难是极大的，即使对于*近的恒星，也好像测量几千米外的一枚硬币的直径那么难。对于哈雷那个时代的仪器而言，这是完全不能胜任的。
哈雷的同时代人、爱尔兰天文学家莫利纽克斯（Samuel Molyneux，1689—1728年）做了这样的尝试：1725年，他在伦敦郊外自家的地产上安装了一架透镜直径9.4厘米、长7.3米的折射望远镜。它笔直地竖起来，活像个大烟筒。当天龙γ星从天顶附近经过时，它就会进入望远镜的视场中。望远镜固定得非常好，在镜筒中成像的焦平面上安装着一组极细的“叉丝”，可以用来很精密地确定星像越过它们的位置和时刻。
莫利纽克斯由于过多的政治活动不得不经常放弃观测，他那位年轻的合作者布拉德雷则始终坚守岗位。布拉德雷从1725年12月14日开始做一系列观测，到12月28日他就注意到天龙γ星的位置已经稍稍向南偏移了。
布拉德雷喜出望外，紧紧追随着这颗星毫不懈怠。日复一日，月复一月，只要夜空中这颗星进入望远镜的视野，他就记录下它的方位。天龙γ星继续朝南移动，然后又回向北方。一年中，它来回摆动了40″。
这不是视差吗？很像，然而却又不是视差。因为，恒星视差是由于地球绕太阳运动而造成的，所以恒星应该在12月份时处于*南面，而布拉德雷观测天龙γ星的结果却是它在3月份*偏南。1727年，布拉德雷又竖起一架较小的望远镜，也发现了类似的摆动。但是直到1728年，他还是无法解释自己的观测结果。
我们还记得，在前文谈到测量火星的视差时，布拉德雷这个人物已经出场了。他在青年时代即以自己的数学才能赢得了牛顿和哈雷的友谊，并于1718年入选英国**学会。在天文学上，他的主要志趣正是测量恒星的视差。1728年，布拉德雷有一次泛舟于伦敦的泰晤士河上，注意到桅顶的旗帜并不是简单地顺风飘扬，而是按照船与风的相对运动变换着方向。他意识到，这种情况与你打着伞在雨中行走时是一样的。如果你将雨伞垂直地撑在头上，你就会走进从伞上往下滴的雨点中。但是，只要将雨伞稍稍朝你前进的方向倾斜些，那你就依然能保持干燥。你走得越快，雨伞就必须往前倾斜得越厉害，雨滴的下落速度与你行进的速度之比决定雨伞应该倾斜的程度（图29）。
图29 雨中的行人觉得雨滴是倾斜地往下落的
布拉德雷找到了天龙γ星位置偏移的正确解释，他在写给哈雷的信中说道：“我终于猜出以上所说的一切现象是由于光线的运动和地球的公转所合成的。因为我查明，如果光线的传播需要时间的话，一个固定物体的视位置，在眼睛静止的时候，跟眼睛在运动但运动方向又不在眼睛与物的连线上时，将有所不同；而且，当眼睛朝各个不同方向运动时，固定物体的视方向也就有所不同。”换句话说，布拉德雷已经清楚地意识到：在这里，天文学家的望远镜是“伞”，而恒星射来的光线则是“雨点”，在行走的那个人便是我们的地球。望远镜必须像雨伞一样朝着地球前进的方向略微倾斜，这才能使星光笔直地落到它的镜筒里，布拉德雷把这个倾斜角度称作“光行差”（图30）。
……

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附录 评《星星离我们多远》/王绶琯 …208 知识筑成了通向遥远距离的阶梯 ——读《星星离我们多远》/刘金沂 …211