第六百三十二章 转移（2/2）
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b同时观测。
圭亚那观测组回到后，将他们的结果与b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1.496亿公里，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1.5亿公里或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3.26光年，或者刚刚不到地球和太阳之间距离的206265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。
“……”
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