第259章 哈雷（1 / 2）

咱们介绍了一下这个测量恒星距离的办法，对吧？其中三角式插板就是说我通过测量某颗恒星的周年视差啊，这些年是插还是他还记得吧，说我今天测量一下这个恒星的位置，半年之后我再测量下这个位置啊，这个是他饺子一半就是近四个以地球和太阳的连线来作为基线的这个周年是他只要知道了，中间时差，那我们就可以轻松的换算出一颗恒星的秒差距了，但是咱们说了啊，你想知道这个具体距离啊，还需要一个一直亮，就是那个日日日距离啊？这个距离在天文学上啊，是一个基本单位，叫做一个天文单位，到底有多远？那就成了自古以来啊，天文学家遇到了一个很棘手的问题，那只要求助他，我们就可以通过开普勒第三定律来计算这个太阳系的大小，呃呃呃，这块儿上去有同学提出疑问疑问，我觉得这个问题很棒啊，就是说这个周年视差，她为什么不考虑她？

你比如说我今天要测量了一颗恒星的坐标要半年之后，我又又测量了一下，可是在这半年之内啊，你这个太阳它会被要的银河系中心旋转的啊，你这个距离不也会造成失场吗？这是好问题，嗯嗯，但是她他在如此小的精度范围之内，都几乎不会造成影响啊那你肯定要问什么呢？呃呃呃，我先来问大家一个小问题啊，你们觉得我们用肉眼看到的这些星星啊，都是哪儿呢？嗯，其实我们看到的星星的这个距离啊，和整个宇宙相比，那是相当的小，甚至和整个银河系箱里，那都是很小的啊，这张照片就是银河系的模拟图，我们能够观测到的这个形象的范围啊，就相当于是这个照片上的一个小蚂蚁啊，那么大小的范围，所以几乎所有肉眼可见的形象，那都是银河系内的恒星，并且只是一小小部分的，只有个别的是戏外的恒星啊，那你现在就明白了，说为什么这个太阳公转。

不影响周年视差了，因为太阳在公转，我们观测的恒星呢？她也在围绕这个银河系中心在做公转对吧，速度大概就是每秒钟二百二百二十千米啊，这就相当于说我们站在一个旋转的圆盘上啊，你去测量这个圆盘上的一个固定点一样，对吧？那圆盘具体他怎么转啊转多会这几天就不大了好了好？那咱们今天呢？就来讲说人们是如何测量这个日地距离的呢呢？首先可能大家有疑问啊，就上去呢，咱们还介绍了这个测量月球距离了办法啊，还记得吧说呢，我可以在地球两地同时观测这个月亮啊，然后测量出这个夹角和两地之间的距离啊，这就相当于说，我已知一个等腰三角形的顶角和底边长来求这个膏一样，对吧？你就可以求出这个月地距离了，或者换算成月球的这个地平视差啊，最早比较精确的测量出这个月地距离的办法啊，确实就是这样的，那为什么说不能够用同样的办法来测量太阳的距离呢？

就是我也可以选择不同的两个地点啊，去同时观测太阳，然后测量出这个夹角，那不就行了吗？理论上可行啊，但是观测上了，那是难上加难啊，月亮的地平是她好测那是因为这个月亮离我们还不算很远呢，月亮的地平时差大概是57，九分，也就是假设你选取这个地球的半径来作为机械去测量月亮的这个视频就是57角分，而真实的太阳的地平市场啊，只有不到九角秒啊你这对于设备的精度的要求，那是很高的啊，再一个呢，是这个太阳太太太太大了啊我们不用了，已经观测你都感觉太阳很大，对吧？那如果你要是用望远镜去观测太阳嗯，先不说这个晃眼睛的问题主要是啊，他一瓶都装不下，对吧你如果我们想要记录这个太阳的位置，那你的选择太阳的原因对啊，太阳上，太阳上，他又没有什么参照物，所以你看到的这个太阳的这个太阳的那对于太阳的这个位置坐标你就越不好确定啊，就误差就。

说她饿，所以这个办法就不灵了啊，那怎么办呢？自己直接想到办法啊，还是说增大极限啊，这就是中年是打法的精髓啊，那我还不能够用这个日子距离来当极限了，因为我要测量的就是她呀那用什么当做机械呢还有办法啊，早在公元前啊，这个古希腊时期，阿里斯塔克斯呢，就想到了一个绝妙的办法啊，说我们可以通过月相来估算日地距离啊，什么意思呢？现在说月相是如何形成的吗？就是月亮，为什么会有阴晴圆缺呢？他不满你们我我很小的时候还真考虑过这个问题啊，但是当时就认为说是啊，这个地球把太阳光给遮挡给遮挡住了，所以这个月亮不亮的那部分呢？就是这个地球的阴影啊，后来上学了之后才发现啊，不是说越像是由于日日日日这个相对位置引起的就越亮，本身他是不会发光的，对吧？但是太阳一照射，那这就像一个手电筒一样，就照亮了这个月球的一半啊，一般情况下月亮，他就是一半儿。

一半不亮的越像只不过是因为这这个地球，它处于不同的角度去观测这个月亮的结果啊，就能想明白，而且食材是说地球遮挡住了这个太阳光啊，那你比如说我们现在啊，看到了一轮上弦月啊，对于北半球来说就是这个月亮的月亮的他正好是只有右半部分啊，适量的，这说明了什么呢？说明了太阳了，正好在这个月亮的正右方啊，这就是一个政治策略嘛那顺着这个思路磁路磁40月亮，地球和太阳，这是不是就构成了一个直角三角形了呀？那月亮就对应的这个直角那月地距离我们这是可以求出来的，所以我们就可以把他来当做机械，只要求出这个角度，那不就知道这个日地距离了吗？你看阿里斯塔克斯的办法是巧妙吧，他呢？粗略的测算了一下，这个上线说和太阳的分离角的时候是大概是87度左右啊，也就是太阳方向，这个夹角大概是30左右的，然后呢，因此他推算出来说日。

距离真是越近距离的18到20倍啊，不过这个误差还是比较大的，真实情况是啊，就即使你选择了这个月地距离来当作极限太阳的视差角啊，也是很小的，大概只有八九分左右的，也就是说，这个分离角呢？大概是89度52分啊，换算成度数就是8986，杜杜杜杜杜杜杜杜杜，你去算一下它的正确值，你这就是近似的这个日地距离与月底距离的壁纸啊400倍左右啊，但是现代的测量值了，那你很难好奇，你说古代测量是87度啊，现在测量的是89度多一点儿，怎么背书就是20倍就变成400多倍了呢？你说差这么多吗？大家回想一下，正叶函数的那个图像你就明白了，0到90度区间的这个症结还是图像？他是这样的，对吧？就越靠近90度的斜率越大就越快就越快，所以你别说87和89的区别了，呃呃，你们要是有计算器，你可以计算一下摊子呢，89点89点8985的区别能差出将近30。

这个月底距离啊，可想而知啊，这对精度的要求有多么高啊，到了近代天文学家呢，就开始想别的爸爸了啊，开普勒提出开普勒第三定律之后呢？呃，自然人们就想到了，说我只要知道了某一个行星的这个轨道半径，那其他的我也就都知道了，因为所有的行星，这个周期我们可以通过观测得到的而开不是第三定律呢？告诉我们说行星的周期和轨道半径之间会有某种奇妙的联系，所以并不是说非得求出具体具体啊，我能求出水星到太阳的眼型啊，只不过说我们在地球上对吧对吧？那测量日地距离这显然显然是首选啊，那那有没有其他的办法呢？也没必要非得测量这个轨道，轨道半径啊，我如果能够测量出两颗两颗行星形象这个轨道半径的差，那能不能求出这两颗恒星的轨道半径呢啊？其实就是这个方程对吧？所以在1672年的有一位这个天文学家叫度卡西尼啊，这个这个本来是意大利人啊，后来改成了法国籍了。

呃，所以一般认为这是法国挺像学长啊，1671年法国最着名的天文台落成了，就是法国巴黎天文台啊，卡西尼就是第一任台长啊，但是法国那时候没有什么皇家天文学家啊，1672年卡西尼呢，正好观测到了这个火星冲日啊，那什么是火星冲日呢？火星是地球的行星，对吧？也就是说，当太阳，地球火星连成这么一条线的时候啊，这就叫做冲日，如果这条线恰好在地球的这个近日连附近，那就叫做大冲啊，其余的就都叫做冲啊，没有这个小虫啊，火星冲日，由于这个火星啊，他距离这个地球比较近啊，太阳正好处在后面，照射着火星，对吧？所以我们能够看到这个火星他就比较明亮啊，那如果此时我们能够求出我们到火星之间的这段距离呢？这是不是就是到了近似的火星轨道半径与地球轨道半径的差值了啊？然后你就可以间接的求出日本距离了，呃，一班呢在？

天文学上的不喜欢直接表示日地距离啊，而是说先要换算成这个太阳的地平是差额就是我们在地平线你看太阳和在地心看太阳的这个夹角啊，根据卡西尼的这个观测数据啊，后人计算出来，结果大概这个太阳的地名是啥呢？是959秒啊，这是17世纪，人们得到了较为精确的结果啊，现在车辆的太阳时差是妙啊，不过卡瓦尼自己的应该是唯一计算这个结果了啊，老哥属于保守派啊，叫他甚至都不接受这个日新时候的观点，那你就更憋气开不了，第三定律了啊，就不屑用呃，不过卡西尼在天文观测上啊，那绝对是一等一的神采啊，长年的观测也是这个，到晚年也是双目失灵了啊，1712年舅舅去世，最主要的是呢，哎，你发现好像是法国的天文学家，从卡西尼之后，她他就出现短期的断档了啊，就八厘米天文才是后期无人可看，和他对飙的隔离尼日天和他那几天和这几天美日才涨都是明。

呃呃呃，法国18世纪比较有名的两个人就是这个拉卡一还有他的学生叫拉拉德克这样的，也就是说测量了这个人就越低距离的人办法就是一个人在柏林，然后另外一个人在好望角个人同时观测，这个月亮啊，但是呢，这二位却都是业余天文学家啊，就都是在自己的这个私人天文台进行计算工作的啊，那你说这段时间就法国正牌的天。其实啊，官方这边也不是停滞不前了，那各位回想一下，咱们之前讲的这个米的基本单位这个制定的那些啊，你就知道法国的天文学家都在干啥了，他们啊，这个时候呢，开始着重测量这个地球的工作了啊，你比如说我测量一下这个地球精确的周长啊啊啊，继续算一下半径啊，最早的一批就是法国人定义的，还有什么钱可大k的制定，对吧，这些工作，这都是法国人的贡献啊，每日工资也是在这个法国签订的嘛，这些基础的建立啊，确实有用，直接导致了后来这个法国出现了一堆优秀的数学家呀什么的朗贝尔，拉格朗日，拉普拉斯，柏斯柏斯柏斯柏溪啊，全是大佬的，但数学只是工具，这工具可以干啥呢，来研究天体的天体力学啊，就是这么诞生的啊，所以说真的是基础打好了才能厚积薄发，对吧？这个就是跟大家闲聊几句啊，卡西之后啊，又一个精确测量日地距离的办法，那就是英国的哈雷提出来的啊。