为三角视差法。”

    五号说道。

    “不明白，能举例说明吗？”

    四号问道。

    “你们可以拿一支铅笔，伸长手臂，轮流闭上一只跟睛，你就能明白这个方法的工作原理。

    先用一只眼睛然后用另一只眼睛看，铅笔好像在背景上移动，对不对？”

    五号看着他们问道。

    “没错。”

    楚云用自己的手实验道。

    “为什么？”

    四号问道。

    “这是因为你们的两只眼睛是从一根很短的基线两端，以稍许不同的角度看铅笔的原因，也是因为这样，你们从两只眼睛获得了立体三维景象。

    也因为这样，你们才得以判断距离。”

    五号说道。

    “举个例子说明一下。”

    四号问道。

    “你们看，如果天文学家从相距很远的两个天文台同时观测月球，由于视差的缘故，从两个天文台看到月球在遥远恒星背景上的位置是不同的。

    知道了天文台之间的距离，也就是基线，测出视差大小，天文学家就能计算出到月球的距离。

    同样的方法可以用于比较近的行星。”

    五号说道。

    “我喜欢火星，说一下火星测量距离的历史吧。”

    吴刚突然问道。

    “可以，你们要知道火星距离的第一次相当精确的测量是1671年进行的。

    当时一组fg天文学家从法属圭亚那的卡宴观测这颗行星的位置，另一组在bl同时观测。

    圭亚那观测组回到fg后，将他们的结果与bl组的进行比较，而计算出了火星的距离。

    将这种视差测量与行星运动的开普勒定律结合起来，天文学家得以计算地球和其他行星到太阳的距离。

    这提供了一根新的基线。”

    五号淡定地说道。

    “那到太阳的距离呢？”

    吴刚问道。

    “你们要知道，地球到太阳的平均距离是1496亿公里，所以地球轨道的直径大约是3亿公里。

    地球在它的轨道上绕太阳走一圈需要一年，所以相隔6个月在地球上同一天文台的观测就是从跨越地球轨道直径的3亿公里长的基线两端进行的。

    少数恒星离太阳足够近，用这个方法可以测出它们的视差，结果表明它们的视差极小，还不到1角秒。

    这个方法导致使用一个新的距离单位，叫做秒差距。”

    五号看着他们说道。

    “什么是秒差距？”

    楚云问道。

    “你们要知道，一颗恒星如果距离正好是1秒差距，它对地球轨道的3亿公里基线应该显示2角秒的位移。

    也就是说，如果我们能在太阳和地球上，即在15亿公里或1天文单位长的基线两端同时测量，恒星应该显示1角秒的位移。

    1秒差距约等于326光年，或者刚刚不到地球和太阳之间距离的206 265倍。

    没有任何一颗恒星离我们近到能使它的视差大到哪怕只有1角秒，这就是为什么一直要等到1830年代才成功地测出首批恒星的视差。”

    五号说道。

    “为什么？”

    楚云问道。

    “你们要知道，首批恒星视差测量是天文学家了解宇宙大小的第一个真正向导。”

    五号说道。

    “然后呢？”

    楚云问道。

    “”

    (本章完)

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