開普勒的行星運動定律,讓17世紀初天文學(xué)家眼中的太陽系與其真實面貌達到了空前的一致.太陽位于中心；當(dāng)時已知的六顆行星——水星、金星、地球、火星、木星還有土星由內(nèi)到外依次在各自的橢圓軌道上圍繞著太陽運動.然而這幅太陽系的“全家?！敝羞€有一個重大的缺憾,它是沒有比例尺的,因為當(dāng)時的天文學(xué)家不知道任何一顆行星到太陽的距離,他們所知道的只是這些行星與太陽之間的距離的比值,其中地球與太陽之間的平均距離被定為一個天文單位,以此類推最內(nèi)側(cè)的水星與太陽的距離便為0.3871個天文單位,而最外側(cè)的土星則在距離太陽9.5388的軌道上緩慢運行.
由于“天文單位”是天文學(xué),特別是天文測量學(xué)中一個非常重要的一個天文數(shù)值,因此準(zhǔn)確的測量地球與太陽之間的距離便成為了“最為崇高的天文問題”之一.
但是這并不是一件容易的事情,太陽高高地掛在空中、遙不可及,顯然不能像測量你家房間大小那樣直接用皮尺去量,而只能通過間接的方法去測定.天文學(xué)家們很快便想到了“視差”,所謂的“視差”是指在兩個不同的點上觀察同一個目標(biāo)時所產(chǎn)生的方向差異,這種方向差異可以通過目標(biāo)在遙遠背景上的移動計算出來,如果兩點之間的距離是已知的,利用中學(xué)所學(xué)的幾何學(xué)知識就能夠計算出目標(biāo)到觀測點的距離.我們很容易想到,目標(biāo)的距離越遠,它的視差就越小,當(dāng)物體的距離非常遙遠的時候,它的視差便可以忽略不計了,而被當(dāng)作觀測的背景.日常生活中最為常見的視差,便是當(dāng)你分別用左右眼看同一個物體時,它在你的眼中相對于其他物體所發(fā)生的移動.
但是要測定太陽的視差卻同樣也是一件非常困難的事.首先它的距離太遠,即使分別在地球的兩端來測量,它的視差還是很小,這就需要非常精密的儀器；更為糟糕的是太陽實在是太亮了,它把可以作為背景的星空完全淹沒了,因此我們也就沒有了標(biāo)尺,這使得直接測量它的視差幾乎成為了一件不可能完成的任務(wù).這幅沒有比例尺的太陽系地圖也就一直使用到了18世紀初.
1716年,英國著名的天文學(xué)家、哈雷彗星的發(fā)現(xiàn)者,埃德蒙多·哈雷提出了一種間接測定太陽視差的方法,這種方法需要利用一種罕見的天文現(xiàn)象——“金星凌日”,也就是金星制造的微小“日食”,當(dāng)這種現(xiàn)象發(fā)生的時候,在地球上可以看到有一個小黑點兒,也就是金星的影子,從太陽表面經(jīng)過.哈雷的方法就是通過測定不同觀測地點,這個小黑點經(jīng)過太陽表面的時間,然后再經(jīng)過一系列計算,就可以得到太陽的視差.
但是很遺憾的是哈雷沒有等到下次金星凌日的出現(xiàn)便去世了.德國天文學(xué)機恩克利用1761年和1769年的兩次金星凌日時的觀測結(jié)果,于1824年計算出了太陽與地球之間的距離為1.53億公里.后來的天文學(xué)家又利用隨后兩次發(fā)生在1874和1882年的金星凌日現(xiàn)象,把這個數(shù)字精確到了1.4934億±9.6萬公里,這已經(jīng)非常接近現(xiàn)代的數(shù)值1.49597870億公里.
當(dāng)然這個數(shù)值是太陽與地球之間的平均距離,也就是幾何學(xué)中橢圓的半長軸.不過地球軌道非常接近正園,它目前的偏心率只有0.0174,也就是它與太陽之間最遠的距離只比這個平均距離遠1.74%,大約是260萬公里.
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