第74章 铁律铁则打破才好（1 / 2）

第2站【璀璨的银河】

这样的问题，不需要专业的望远镜。

我们也可以通过一些个人经验做出判断。

在夜空中恒星的分布在各个方向基本均匀，唯有在银河的方向，恒星的分布才非常密集。

形成横亘天空的亮带。

不论在盛夏还是寒冬。

我们都可以看到【银河】。

很容易想象，【银河】的三维形态应该是一个扁平的‘盘状分布’。

【太阳系】就在【银河系】的‘盘面’上。

在地球的不同季节，我们在夜空中看到的【银河】便是这个【恒星盘】的不同分布。

我们是否有办法知道，太阳在银河盘中的确切位置呢？

依照直觉的判断是，我们应该测量所有【恒星】到【太阳】的距离。

这样就可以画出【银河系】的形状和大小，以及太阳在银河系中的坐标。

如何测定恒星的距离呢？

对于邻近的恒星，天文学家可以借助【视察法】。

地球围绕太阳转动。

如果天上所有恒星的距离都一样，那么在不同季节。

恒星相互之间的位置则完全不会发生变化。

但，如果恒星有远有近。

当地球运行到公转轨道的不同位置时。

近处的恒星就会相对整个【恒星背影】移动一个小角度。

我们知道，【日地距离】大约为1.5亿公里。

利用【三角学原理】，天文学家就可以计算出目标恒星到太阳的距离。

这种方法就被称作【三角视差法】。

【三角视差法】至今任然是人类所掌握的，最精确的天文测距方法。

但是【三角视差法】的运用要求观测者，精确测量恒星在【天穹】中的位置及位置移动。

我们之前提到过，笛古利用手中的仪器可以达到的最精确位置测量是1【角分】。

如果，我们简单的计算一下，就会发现笛古的仪器能够测量的仪器最远测量距离大约是7000倍【日地距离】。

这远远小于【太阳系】的大小。

更不用说，太阳系外，其他恒星的距离了。

直到19世纪上半叶。

天文学家，才真正有了测量恒星距离的能力。

这要归功于【量日仪】的发明与发现。

顾名思义，【量日仪】最初是为了测量太阳的半径。

它的构造和普通的折射望远镜类似。

不同的是。

【量日仪】的【物镜】从正中分成两半。

观测者可以调解两瓣透镜的相对位置，使得天体的像分成两瓣。

当观测者通过望远镜对准一小片星空的时候，分开的【物镜】会使得视野中所有的恒星都产生两个像。

观测者可以从中选择两颗恒星，另它们产生【重像对齐】。此时，两片【物镜】分离的程度，就代表了两颗恒星在【天穹】上的【角距离】。

为了精确测量相对背景恒星的周年时长。

观测者需要测量多组恒星相互间的距离。

19世纪初，测量恒星距离，成了一顶吸引人的桂冠。

几位天文学家为此展开了激烈的竞争。

最终是德国天文学家，弗里·德里希·贝塞尔摘得了这项荣誉。

第一颗被测量距离的恒星，被称作【天鹅座61】，是位于【天鹅座】的一颗暗淡的恒星。

贝塞尔测定它的距离为10.3光年，和现代精确测量的数值差别不到10%。

然而，相对银河盘的尺度，10光年依然是一个非常小的距离。

利用这种方法。

天文学家无法测定更为遥远的恒星距离。

无法确定整个银河系的结构。

相比直接测量恒星的距离。

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赫希尔提出过一个间接方法来研究银河系。

记录在银河不同部位的恒星数目。

这和我们确定银河系是盘状的道理差不多，假设，银河盘中的恒星分布是近似均匀的。

而太阳系呢？又正好在银河系中心。那么，想不通方向看去，恒星密集程度应该非常类似。

反之，如果太阳处在银河系的边疆。

那么，向银河中心望去，恒星应该非常密集，而与之相反的方向则不会有太多的恒星。

这是一项工作量巨大的研究。

赫希尔望远镜的视野只有几十角分，相比之下全天有40000多平方度，凭个人之力完成全天巡视绝无可能。

平方度（立体角度单位）：在半径为r的球体上，取面积为πrxπr÷（180x180），它对圆心夹角是1平方度。

角度在圆上对应的是长度，而平方度在球上对应的是面积。

把一个圆平分为360份，每段弧对圆心的夹角是1度，即半径为r的圆，取一段长为πr/180的弧长，它对圆心的夹角为1度。

平方度的概念也是一样，只不过平方度对应的是面积。

由于球的面积是4πrxr，全天平方度的公式是4πx（180/π）2

所以，一个球体有4x180x180÷π≈41252.96平方度

当然，这只是恒星与我们的三维距离，其他维度我们先不考虑。