5-6 长的距离

现在我们转到 距离 的问题上来。事物有多远或者有多大？人们都知道测量距离的方法是选用一种长度单位再加上计数，例如可以用尺或拇指边量边数。那么怎样来量比较小的东西呢？怎样把距离分小呢？这与我们将时间分小一样，我们同样取一个较小的单位，然后数出这个单位组合成一个较长单位时所需的数目。这样我们就能测量越来越小的长度。

但是我们并不总是把距离理解为用米尺量得的结果。仅仅用一根米尺是难以测量两个山顶之间的水平距离的。我们曾经凭经验发现可以用另一种方式来测量距离：即用三角法。虽然这意味着我们实际上对距离用了一个不同的定义，但当它们可以一起应用时，就应是彼此相一致。空间或多或少有点像欧几里得所设想的那个样子，所以距离的这两种定义是一致的。既然它们在地球上相一致，那就使我们充满信心用三角法来测量更大的距离。例如，我们当时曾用三角法测定了第一颗人造卫星的高度（图5-4）。我们测得的高度约有5×10 ^{5 m} 。如果测量得更仔细一点，则用同样的方法可以测出地球到月球的距离；安放在地球上两个不同地点的两个望远镜，将会告诉我们所需要的两个角度。用这种方法我们求得月球离我们有4×10 ^{8 m} 远。

对于太阳，我们不能这样做，或者至少到现在没有人能够这样做。由于我们不能相当精确地对准太阳上一个特定的点，从而不能精确地测出两个角度，所以无法测出到太阳的距离。那么如何来测量这个距离呢？我们必须将三角法这个观念加以引申。我们可以通过天文观察方法来测量所有行星出现的位置之间的相对距离，从而得到一幅有关太阳系的图像，以显示每个行星间的相对距离。但这不是 绝对 距离。因此需要测出一个绝对距离，而这种绝对距离测量已由几种方法得到，其中直到最近以前还认为最精确的一个是测出地球到爱神星的距离。爱神星是一个时常靠近地球的小行星。如果对这个小天体应用三角法，就能得到一个所需要的比例尺度。由于知道了其他天体的相对距离，我们就能得出它们之间的绝对距离，例如地球到太阳，或地球到冥王星的绝对距离。

去年，我们在有关太阳系的比例尺度的了解上获得了巨大的进展。喷气推进实验室用直接的雷达观测非常精确地测定了地球到金星的距离。当然，这又是另外一种由推测而得到的距离。我们说，我们知道光传播的速度（而这也是雷达波传播的速度），并且假定，在地球与金星之间无论何处这个速度都相同。我们发射无线电波，并测得电波直到返回所需的时间，我们就能从 时间 来推测 距离 。这确实是距离测量的另一种定义。

可是我们如何来测量一个更遥远的恒星的距离呢？幸运的是，我们可以回到三角法上来，因为地球绕太阳公转，而这种转动就为测量太阳系外的恒星距离提供了一条基线。假如我们在夏天和冬天用望远镜对准一颗恒星，那么我们可以期望能足够精确地测出这两个角度，从而能测出地球到恒星的距离，如图5-5所示。

如果恒星离得太远而不能应用三角法时又怎么办？天文学家总是在发明测量距离的新方法。例如，他们发现，从恒星的颜色可以估计它的大小和亮度。他们测定了许多靠近地球的恒星——这些恒星的距离已用三角法测得——的颜色和内在亮度，并且发现在恒星颜色和内在亮度（在大多数情况中）之间存在着一个平滑的关系。如果现在测出了一个遥远恒星的颜色，那就可以用颜色亮度关系来确定这个星体的内在亮度。在测量了我们地球上看来这颗恒星有多亮（或许应该说有多暗）之后，我们就可以计算它有多远（对于一个给定的内在亮度，其表观亮度是随距离的平方而减小的）。对称为球状星团的一群恒星作测量后，所得的结果很好地证实了这种星际距离测量方法的正确性。图5-6是这样一群恒星的一张照片。只要看一下照片，人们就会相信这些恒星都聚集在一起。用颜色亮度关系这个测量距离的方法得到了同样的结果。

对许多球状星团进行研究之后我们得到另一些重要信息。人们发现，在天空的某一部分有许多这样的星团高度集中在一起，而且其中大部分离地球的距离大致相同。把这个信息和其他证据结合起来就能断定，星团的这个集中处就是我们所在银河系的中心。于是我们就知道到银河系中心的距离——大约为10 ²⁰ m。

知道了我们自己所在银河系的大小，我们就有了一把测量更大距离——也就是到其他银河系的距离——的钥匙。图5-7是一幅形状与我们的银河系颇为相同的一个银河系的照片。它的大小可能也和我们的相近（另外的一个证据支持了这种想法，即所有银河系都有相近的大小）。假如确实如此，那么我们就能说出它的距离，我们测量它在天空中的张角，又知道它的直径，于是就能算出它的距离——这又是三角法！

新近用巨大的帕洛玛望远镜获得了极其遥远的一些银河系的照片。图5-8是其中的一张。现在人们认为，这样的一些银河系大约处在从地球到我们宇宙界限——10 ²⁶ m处——一半的地方。10 ²⁶ m是我们能想象的最大距离！