01 前言

《别逗了，费曼先生！》（Surely You're Joking, Mr. Feynman!）一书中有这样一个片段。

话说，费曼小时候，有一次他参加一个科学竞赛，题目是“为什么星星的光看起来是个点？”。

当时他还很小，觉得这个问题很简单，就回答说：“因为星星离我们非常非常远。”

结果这个答案没有得分，老师认为这个答案不够深入。

后来，有个小朋友也参加了这个竞赛，他给出的答案是“星星的光还没到地球”，也就是星星的光需要很长时间才能到达我们这里。

这个答案同样没有得分，因为这个解释显然是不对的。

当时，费曼对这个经历印象深刻，并且他在书中讲述了这个故事，表达了对科学教育的一些看法。

他认为科学教育应该更注重培养学生的思维能力和好奇心，而不是仅仅记住一些标准答案。

而实际上，是因为距离遥远和大气湍流，星星看起来是一个点，并且闪烁！

好，段子讲完了，我们接下来看看实际的内容吧。

02 星星离我们有多远

众所周知，在我们浩瀚的宇宙中，距离我们不到一亿五千万公里的地方，有一个无与伦比的天体，它是太阳系中最亮、最大的存在——太阳。

这是不同恒星的内部结构图。太阳是在中间的恒星，有一个在内部的辐射层和一个在其外的对流层

在地球的天空中，太阳的光辉远超任何其他天体，其亮度是满月的数十万倍。

与其他太阳系天体不同，太阳能够自行发光，而不是仅仅反射其他光源。

夜空中，那些闪烁的星星也同样具备自发光的能力，这使它们与反射光的行星和其他太阳系天体截然不同。

然而，与太阳和月亮相比，恒星在夜空中的位置似乎总是固定不变的。

无论是每个夜晚、全年甚至年复一年，它们的位置都不曾改变。

这说明这些恒星必须距离我们非常遥远，因为它们的相对位置几乎没有变化。而且，为了能从如此遥远的地方被看到，这些恒星必须非常明亮。

那么，古代人们究竟是如何对恒星距离的探索和测量的呢？

早在17世纪，人类就开始尝试测量恒星的距离。

最早的尝试之一来自罗伯特·胡克、克里斯蒂安·惠更斯和艾萨克·牛顿，他们分别给出了自己的答案。

尽管这些早期的测量结果并不一致，但它们都为后来的科学研究提供了宝贵的参考。

我们一起来看一下！

恒星视差：罗伯特·胡克的方法

最早测量恒星距离的方法之一就是利用恒星视差。

来自年周视差的恒星视差运动

这个方法类似于我们小时候玩的游戏：闭上一只眼睛，与一臂距离处竖起大拇指，然后切换闭眼和睁眼的顺序，观察拇指相对于背景的移动。

这种视差现象可以用于测量近距离恒星的距离，前提是这些恒星足够接近以显示出明显的移动。

在古代，人们认为宇宙是以地球为中心的，所以他们尝试在黎明和黄昏观察同一颗恒星，以地球直径为基线，寻找恒星位置的变化。

然而，在17世纪，随着哥白尼、伽利略和开普勒的工作，科学家们开始采用日心模型来进行观测。

这幅图展示了罗伯特 · 胡克的天顶望远镜，建造于17世纪60年代末，用于测量天顶恒星在他所在位置伽马龙的位置，以及它相对于铅垂线的任何位置变化，铅垂线表示恆星视差。(图片来源: R · 胡克，试图通过观测来证明地球的运动，1674)

罗伯特·胡克是其中的佼佼者，他利用天顶望远镜测量了龙伽马（Gamma Draconis）的视差。

胡克在17世纪60年代后期开始了他的观测。

他知道大气折射可能影响观测结果，因此他建造了一个天顶望远镜，以最小化光线穿过地球大气层的路径，从而减少误差。

他记录了多次测量结果，并声称观察到了恒星位置的变化。

太阳光作为距离传播的方式意味着离你越远，你拦截的能量就会随着距离的平方减少。这也说明了，如果你从原始光源的角度观察一个特定的角度区域(由正方形表示) ，距离较远的较大的物体在天空中会呈现出相同的角度大小。每当你将源与观察者之间的距离加倍时，你所观察到的亮度就会变成四分之一。(图片来源: 维基共享资源)

然而，胡克的测量精度有限，他得出的距离约为0.26光年，与现代测量结果相差甚远。

亮度比较法：克里斯蒂安·惠更斯的方法

惠更斯的方法则依赖于对太阳与恒星亮度的比较。

他假设太阳是一颗典型的恒星，然后测量恒星的亮度，并利用亮度随距离平方反比减弱的原理计算恒星的距离。

然而，这种方法需要极其精确的亮度测量，惠更斯利用了一个特殊的装置：他在一根长管子的一端固定一个带有小孔的黄铜圆盘，通过逐步减小孔的大小，直到透过的太阳光与天狼星的亮度相匹配。

尽管惠更斯的方法非常巧妙，他得出的距离大约是0.44光年，但由于天狼星比太阳亮25.4倍，如果修正这一误差，他的计算结果会更接近实际的8.6光年，这对于当时的技术来说是一个了不起的成就。

格雷戈里方法的一个例子，后来被牛顿使用，估计距离恒星的基础上，观察行星的亮度，它们自己反射阳光。

利用行星亮度：艾萨克·牛顿的方法

艾萨克·牛顿则采用了一种更为复杂的方法。他借鉴了詹姆斯·格雷戈里的思路，利用行星亮度作为中介进行测量。

牛顿通过比较太阳系行星和恒星的亮度，结合行星的反射光计算恒星的距离。他特别选择了土星作为校准点，因为它是当时已知距离太阳最远的行星。

牛顿根据当时的观测数据，假设土星的反射率为50%，并假设天狼星的亮度与太阳相同，计算出天狼星的距离约为4.7光年。

虽然这一结果比惠更斯的方法更接近实际，但仍然有很大误差，因为他低估了天狼星的亮度。

这张照片显示的是天狼星 a 和 b，它们分别是一颗比太阳更蓝、更亮的恒星和一颗由哈勃空间望远镜拍摄的白矮星。主恒星天狼星 A 是一颗 A 级恒星(相对于我们的太阳是 G 级恒星) : 质量是太阳的两倍，光球层比太阳热4000K 左右，本质上发光是太阳的25倍

恒星距离的现代测量

到了19世纪30年代，恒星视差的测量技术终于取得了突破。

托马斯·亨德森、弗里德里希·威廉·贝塞尔和威廉·斯特鲁夫分别观测了不同的恒星，成功测量了它们的视差，确定了它们的距离。

贝塞尔的高质量数据尤其具有重要意义，被普遍认为是第一个可靠的恒星视差测量。

随着摄影技术的引入，天文学家们能够更精确地比较恒星在不同时间的照片，从而更准确地测量它们的视差。

今天，欧洲航天局的盖亚任务已经测量了超过10亿颗恒星的视差，使我们对宇宙的理解更加深入。

补充下：

贝塞尔使用的是视差法（Parallax Method）来测量恒星的距离。这是天文学中最基本和最古老的方法之一。

具体来说，贝塞尔测量了恒星61天鹅座（61 Cygni）的距离，以下是他所采用的方法的简要步骤：

天鹅座61是第一颗测量并发表其视差的恒星(追溯到1838年) ，但是由于其巨大的自转运动也是一个难题。这两张照片，分别用红色和蓝色拍摄，拍摄时间差不多刚好相隔一年，显示了这个双星系统的神奇速度。

1、观测恒星的位置：贝塞尔在地球轨道的两个不同位置上观测了61天鹅座，这两个位置通常间隔六个月。通过记录恒星在这两次观测中的视角位置，他获得了恒星在天空中的微小移动（视差角）。

2.、视差角的测量：视差角是恒星由于地球绕太阳运动而在天空中的相对位移角度。这个角度非常小，通常以弧秒为单位测量。

3、计算距离：使用视差角，贝塞尔应用了简单的几何关系来计算恒星的距离。距离 D（以天文单位AU表示）与视差角p（以弧秒表示）的关系是：

D = 1/p

其中，距离D的单位是秒差距（parsec，pc），1秒差距约等于3.26光年。

通过这个方法，贝塞尔在1838年首次成功测量了恒星61天鹅座的视差，并计算出其距离为约10.3光年。

这一成就标志着天文学中的一个重要里程碑，使得科学家们能够更加准确地测量恒星的距离并进一步了解宇宙的规模。

总结

回顾历史，我们看到，尽管罗伯特·胡克、克里斯蒂安·惠更斯和艾萨克·牛顿的方法各有千秋，但他们的测量结果都有一定的误差。

这些早期的科学家们在技术和理论上都做出了巨大的贡献，为现代天文学的发展铺平了道路。最终，恒星视差的精确测量让我们能够准确地确定恒星的距离，使我们对宇宙的认识更加全面和深刻。

通过对这些科学家方法的探讨，我们不仅了解了他们的智慧和创新，也看到了科学探索中不断进步的历程。

每一步的努力都为后来的发现奠定了基础，而科学的魅力也在于此——不断追求真理，不断超越自我。在这条充满未知和挑战的道路上，人类的智慧将继续闪耀，为我们揭示宇宙的更多奥秘。