第2站【璀璨的银河】

    这样的问题，不需要专业的望远镜。

    我们也可以通过一些个人经验做出判断。

    在夜空中恒星的分布在各个方向基本均匀，唯有在银河的方向，恒星的分布才非常密集。

    形成横亘天空的亮带。

    不论在盛夏还是寒冬。

    我们都可以看到【银河】。

    很容易想象，【银河】的三维形态应该是一个扁平的‘盘状分布’。

    【太阳系】就在【银河系】的‘盘面’上。

    在地球的不同季节，我们在夜空中看到的【银河】便是这个【恒星盘】的不同分布。

    我们是否有办法知道，太阳在银河盘中的确切位置呢？

    依照直觉的判断是，我们应该测量所有【恒星】到【太阳】的距离。

    这样就可以画出【银河系】的形状和大小，以及太阳在银河系中的坐标。

    如何测定恒星的距离呢？

    对于邻近的恒星，天文学家可以借助【视察法】。

    地球围绕太阳转动。

    如果天上所有恒星的距离都一样，那么在不同季节。

    恒星相互之间的位置则完全不会发生变化。

    但，如果恒星有远有近。

    当地球运行到公转轨道的不同位置时。

    近处的恒星就会相对整个【恒星背影】移动一个小角度。

    我们知道，【日地距离】大约为1.5亿公里。

    利用【三角学原理】，天文学家就可以计算出目标恒星到太阳的距离。

    这种方法就被称作【三角视差法】。

    【三角视差法】至今任然是人类所掌握的，最精确的天文测距方法。

    但是【三角视差法】的运用要求观测者，精确测量恒星在【天穹】中的位置及位置移动。

    我们之前提到过，笛古利用手中的仪器可以达到的最精确位置测量是1【角分】。

    如果，我们简单的计算一下，就会发现笛古的仪器能够测量的仪器最远测量距离大约是7000倍【日地距离】。

    这远远小于【太阳系】的大小。

    更不用说，太阳系外，其他恒星的距离了。

    直到19世纪上半叶。

    天文学家，才真正有了测量恒星距离的能力。

    这要归功于【量日仪】的发明与发现。

    顾名思义，【量日仪】最初是为了测量太阳的半径。

    它的构造和普通的折射望远镜类似。

    不同的是。

    【量日仪】的【物镜】从正中分成两半。

    观测者可以调解两瓣透镜的相对位置，使得天体的像分成两瓣。

    当观测者通过望远镜对准一小片星空的时候，分开的【物镜】会使得视野中所有的恒星都产生两个像。

    观测者可以从中选择两颗恒星，另它们产生【重像对齐】。此时，两片【物镜】分离的程度，就代表了两颗恒星在【天穹】上的【角距离】。

    为了精确测量相对背景恒星的周年时长。

    观测者需要测量多组恒星相互间的距离。

    19世纪初，测量恒星距离，成了一顶吸引人的桂冠。

    几位天文学家为此展开了激烈的竞争。

    最终是德国天文学家，弗里·德里希·贝塞尔摘得了这项荣誉。

    第一颗被测量距离的恒星，被称作【天鹅座61】，是位于【天鹅座】的一颗暗淡的恒星。

    贝塞尔测定它的距离为10.3光年，和现代精确测量的数值差别不到10%。

    然而，相对银河盘的尺度，10光年依然是一个非常小的距离。

    利用这种方法。

    天文学家无法测定更为遥远的恒星距离。

    无法确定整个银河系的结构。

    相比直接测量恒星的距离。

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    赫希尔提出过一个间接方法来研究银河系。

    记录在银河不同部位的恒星数目。

    这和我们确定银河系是盘状的道理差不多，假设，银河盘中的恒星分布是近似均匀的。

    而太阳系呢？又正好在银河系中心。那么，想不通方向看去，恒星密集程度应该非常类似。

    反之，如果太阳处在银河系的边疆。

    那么，向银河中心望去，恒星应该非常密集，而与之相反的方向则不会有太多的恒星。

    这是一项工作量巨大的研究。

    赫希尔望远镜的视野只有几十角分，相比之下全天有40000多平方度，凭个人之力完成全天巡视绝无可能。

    平方度（立体角度单位）:在半径为r的球体上，取面积为π