| 词条 | 三角视差法 |
| 释义 | § 概述 测量天体之间的距离可不是一件容易的事。 天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级。离我们比较近的天体，它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.461012千米） 我们平时只通过肉眼观察，就可以知道物体的远近，就是利用三角视差法，两个眼睛就是两个视点，如果闭上一只眼睛，就不能准确判断距离了。如果物体太远，顶角就会变得很小，这时，就不能准确距离了，例如我们看太阳和月亮几乎是一样远的。这时，可以增加两个视点之间的距离，例如分别在北京和海口同时观测，就可以测定比较远的距离，用这种方法，就可以测定太阳系内的天体和附近恒星了。如果再远些，就可以利用地球轨道直径当底边，先观测一次，半年后再观测一次。就可以测定银河系内天体和本星系团中大多数星系了。如果再远些，就要进一步扩大底边，例如在天王星上设置一个望远镜，但我们目前不能把望远镜发射到那么远的地方，于是，三角视察法就不能用了，所以，更远的天体距离是利用哈勃定律来测定的，不过，由于哈勃常数的测定还不准确，所以，大尺度天体距离的测定也是一个估计值。 [1] § 相关 天文学家用三角视差法测量它们的距离。三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点，通过测量地球到那个天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离，因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了。 § 计算 河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为：sinπ＝a/D 若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π 用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10，000多颗恒星。 天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly)，即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是： 1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米 1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0.95×1013千米。 § 测恒星距离 三角视差法测恒星距离 智慧源于生活，体现于生活。1838年，人类终于从生活的经验中首先想到了测定星体的距离。当时所用的方法就是今天要介绍的“视差法”。 视差就在我们身旁。试看看远处的一个物体，在鼻子前举起一直手指，并且闭上一只眼，用另一只眼观看，反复交换两只眼，会发现相对于时钟，手指好像跳了位置。这就是视差。把手伸直，你会发现跳变的位置好像小了一点。因为有视差，我们才能分辨物体的远近，产生距离感。 用在测距方法上，两眼之间的距离叫做“基线”，手指与两眼所成角叫做“视差角”。如下图所示： 恒星视差与距离 在地球上观测恒星也有视差现象。此时基线就是地球轨道的直径，被观测恒星的视差就是太阳、恒星与地球所形成的内角P，随着地球公转，恒星就如下图所示出现周年视差运动，恒星距离我们愈近(d)，视差p就愈大，反之亦然。 由于大部分的恒星的距离实在太远，视差都非常小。离我们最近的恒星(半人马比邻星)的视差只有0.75角秒，连1角秒(1/3600度)也不到。加上地面观测，大气影响，误差很大。所以视差法只适用于度量300光年以内的恒星距离。 秒差距 秒差距(ParSec)是天体距离的单位，有视差(Parallax)及角秒(Arc-Seconds)连个英文合成，简称PC，是周年视差P的倒数 1/P。天体的周年视差为1角秒时，他距离我们为1秒差距。由于1角秒所对应的两条边的长度差异完全可以忽略，因此，这个三角形可以想象成直角三角形，也可以想象成等腰三角形。 1秒差距 = 206265A.U. = 3.26光年。大家可以看下图所示： 三角视差法测恒星距离 我们来具体推导一下计算方法 1、当P很小(<=1角秒)，R=R'。因此，设定P=1角秒，这是PC=1 2、满足上面条件之后，地日的距离1AU可以看成近似以R为半径的圆周的一个部分。 3、按比例得出计算： 1A.U./2ΠR = 1秒/360*60*60秒 注：1角秒 = 1/3600度 R = 1/(2Π)*360*60*60A.U. = 206265A.U. = 3.26光年 以上就是利用角秒和秒距离的概念给出了天体物理学中测量近距离恒星的一个简单三角视差法。 视差法测距原理 如图2．1－2，在B点观察几十米以外的物体D，A为BD延长线上极远处的一个参考点。人沿垂直于ADB方向移动到C点（BC称为基线）再观察D。由于 A点极远，可以认为BA∥CA，即∠θ＝∠θ′。在CD线上取点S过SO作SO⊥CA，可以看出ΔBCD∽ΔOSC，如果OS、OC和BC长度已知，则 BD＝（OC/OS）BC 按此法测得的BD误差较大，用下面的方法可以减少测量误差。 如图2．1－3，由B点观察被测点D，记下B点位置和BD方向。沿BD的垂直方向将观察点由B点移到C点重新观察D点，记下C点位置和CD方向。在BD和 CD线上截取BB′＝CC′。由于BD>>BC，故B、C可以看成以D为圆心，DB为半径的圆弧上的两点，所以只要测出BB′、B′C′、BC，即可计算出BD。[2] § 存在的误差 现代天文学认为，太阳系外最近的一颗恒星与太阳的距离为4.2光年，然而，我们根据对用肉眼观测到的天文现象进行分析和计算发现，这一数据存在严重的错误！ 1、用肉眼观测到的天文现象 一九八三年夏天，有一颗明亮的星从天上飞过：设观测点的正上方为参考点，观测角度分前30度和后30度，时间为前3天和后3天。在前30度到后 30度，该星以直线飞行，然而，在后30度处，该星与在后30度处的一颗静止的明亮的星发生了相互吸引作用，作用的结果如同二个大小和质量都相等的刚性的球发生碰撞作用，结果使二颗明亮的星朝不同的方向飞行，二颗明亮的星的飞行方向的夹角为100度左右。 该静止的星应该是一个遥远的天体，而不应该是太阳系内的行星。否则，这是太阳系内发生的重大天文事件而被专业的天文学家发现、观测和记录，并且行星也飞离了原来的轨道。 如果该静止的星是太阳系外的星，那么，能够被肉眼观测到的明亮的星应该是恒星。由于二颗明亮的星的大小和亮度是一样的，因此，我们可以认为是同太阳一样大小和亮度的恒星。 我们设参考点前30度、参考点后30度和观测点为正三角形，这样，二颗星发生相互吸引作用时与观测点的距离等于该星六天飞行的距离。如果该静止的星与观测点的距离为 4.2光年，那么，该飞行的星的速度为 4.2 ×365.25/6 ＝255，即该星的飞行速度是光速的255倍！我们认为：这是不可能的！ 2、关于三角视差法的误差原因 我们知道，测量天体之间的距离是一件不容易的事。天文学家利用三角视差法测量离我们比较近的天体的距离。三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点，通过测量地球到那个天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。 然而，三角视差法是以光的直线传播为基础的。中学的物理上就知道，光在不同介质中传播会发生折射，如何去掉地球大气的影响是个问题，这点或许利用在太空的哈勃之类来代替观察，可以消除地球大气的影响，但是，太阳系内的影响呢，太阳系内就没有其他介质了么？光不会发生折射吗？另外，光线在太阳引力的作用下会发生弯曲，这样光线就不是直线了。这里都存在凸透镜效应。 一颗高速飞行的恒星可以通过与另一颗静止的恒星的相互吸引作用，使另一颗静止的恒星产生高速飞行，这样，在未来的天空中必将存在许多颗高速飞行的恒星，现代天文学家的观测应该能够证明这一点。由于二颗星的相互吸引作用发生于一九八三年，因此，如果能够确定二颗恒星发生相互吸引作用时的位置和光度以及现在的位置和光度，对于研究其他恒星的距离和运动速度等将具有重要的意义。[3] |
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