测量星球之间的距离[第3页]

　　地球和宇宙中最接近它的星体间的距离，最早采用视差三角法测量。这包括以6个月为间隔时间，从地球观测一个星体所形成的三角形，实际上利用绕太阳而旋转的地球年度轨道的直径作为三角形的基线。假如一个三角形的基线和它的端点的角度是已知的，那么三角形的其他尺寸就可以计算出来了。

　　17世纪和18世纪，天文学家们曾经试图用视差法来计算星际间的距离，但没有成功。直到1838年，天文学家在几个月的时间内成功地创造出星际间距离的视差计算法。苏格兰人格林尼治天文台台长托马斯·亨德森宣布，人马星座距地球4.3光年。而在俄国卓别特天文台工作的F·G·W·施特鲁夫则算出了织女星距地球的数值，现在已知其距离为27光年。

　　然而，星间距离也可以用其他方法来测量，大多数的方法是利用星星的光亮度来进行的。肉眼所能看到的所有星星似乎都是白色的或接近于这个颜色，但情况并非完全如此。

　　例如，在御夫星座中，卡佩拉星是黄色的;在猎户星座中，皮特勒格思星是淡红色的，而里格尔星是浅蓝色的。

　　对宇宙中任何远距离星体的频谱分析，都会展现出它的化学元素和星体上正在起反应的温度，以及星体正在运行的速度。以这些线索，天文学家们就能获得星体理想的真实亮度，并且借其相互关系，可以获得在地球上所看到的它的表现的亮度，从而对星体的距离做出准确的判断。

　　用科学的原理对远距离星体主轴的速度进行估算，是澳大利亚物理学家克里斯琴·多普勒于1842年创立的。这个原理称为多普勒效应——可以用一列正要到达的火车的汽笛声的音高相对变化做最好的表示。当一列火车愈来愈接近时，汽笛声的音高提升，直到火车通过为止。然而当火车离去时，音高便降低了。

　　后来，两位19世纪的天文学家——英格兰的威廉·哈金斯爵士和德国的赫尔曼·沃格尔分别应用了多普勒原理。

　　当加上光波时，多普勒效应显示出颜色加深，在光谱图的红色端，光波波长较长;在紫色端，光波波长较短，所以可以用来自天体的光的红色度来表示它正在远离地球的方向运动。

　　这种现象称为红色变换。相反，当光的运动朝着观察者的方向接近时，频谱图中的光波波长就向紫色端接近，而紫色端光波变得更强且频率更高。

　　已经以这种方法测量了许多星体的被称为视向的速度。譬如，天狼星正以每秒8千米的速度向我们太阳系接近，而牵牛星则以每秒26千米的速度接近;另一方面，奥尔德巴拉恩星，即金牛宫星座中之一等橙黄色星，正以每秒55千米的速度远离而去，而卡佩拉星则以每秒29千米的速度离去。

　　当然，对于星体和银河系的紫色和红色变换可能还有其他一些解释，但是现代绝大多数天文学家都接受这种多普勒效应原理。

　　1924年，美国加利福尼亚州芒特·威尔逊天文台的埃德温·哈布尔博士应用高级且适用的仪器进一步弄清楚了这种红色变换。他发现整个银河系正以惊人的速度向远离地球的方向运行。

　　哈布尔的结论是：整个宇宙正在膨胀，宇宙中的每样东西都在进一步拉开其间隔。而且当银河系进一步运行，并进一步远离地球时，我们从天体中获得的光辐射将愈来愈弱。哈布尔说，这就是为什么星光在照射我们夜晚的天空时显得太微弱的原因。