小行星的视差测量揭示太阳距离：星星离我们有多远

即使在很大的天文望远镜里看，小行星也仿佛只是个光点而已。因此，它们的位置能够比具有视圆面的火星或金星测量得更精确。当一颗小行星跑到地球的近旁时，可以准确地测出其视差，并且可以如上所述，再利用开普勒第三定律推算出太阳的距离。

最初提出这种方法的，是德国天文学家加勒（Johann Gottfried Galle，1812～1910年）。他曾在1846年根据法国天文学家勒威耶（Urbain Jean Joseph Le Verrier，1811～1877年）从理论上作出的预告，通过望远镜率先在天空中发现了海王星。1873年，加勒首先测定第8号小行星“花神星”的视差。1877年，英国天文学家吉尔（David Gill，1843～1914年）观测“婚神星”，进而求得太阳的视差为8.77″。1888～1889年间，南北两半球的6个天文台通力协作，观测三颗小行星（第7号小行星“伊利斯”，第12号“维多利亚”和第80号“萨福”），至1895年始由吉尔整理出最终结果：太阳的视差为8.802″。它第一次将太阳视差的测量推进到小数点之后的第三位数字，这可以算是一项很突出的成就。1895年，在巴黎举行的一次国际会议上决定采取太阳视差值为8.80″，便是综合吉尔和纽康的结果而得出的。

1898年，发现了第433号小行星“爱神星”。在古希腊神话中，这位手持金箭的小小爱神名字叫“厄洛斯”（Eros），他的母亲便是鼎鼎有名的爱与美之女神阿佛洛狄忒。“爱神星”的亮度时刻在变化，这表示它在不停地自转，常常以不同侧面对着我们，自转一圈是5小时16分钟。“爱神星”发现后不久，便成了当时所知离我们最近的一颗小行星。因此天文学家们决定组织一次国际性大协作的观测。

1900～1901年间，适逢“爱神星”冲日（在地球轨道以外的行星，正好处于和太阳相背的方向上，即从地球上看，它在天穹上正好与太阳相距180°时，称为该行星冲日）。各天文台的观测结果由英国天文学家欣克斯（Arthur Robert Hinks，1873～1945年）统一进行综合，最后得出太阳视差为8.806″。后来，1930～1931年间“爱神星”再次冲日，当时它距离我们2 500万千米，比金星或火星离我们最近时还要近得多。14个国家的24个天文台一起测量它的距离，英国皇家天文学家琼斯（Harold Spencer Jones，1890～1960年）花了10年的时间，于1942年求得太阳视差为8.790″，即一个天文单位的长度是149735000千米，这与目前确定的日地距离仅在第四位数字上有差异。

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图20　433号小行星“爱神星”的功绩寓意图

第二次世界大战后，测定天文单位长度的工作再度取得进展。这时，旅美德国天文学家拉贝（Eugene Rabe，1911～1974年）根据1926～1945年间“爱神星”受地球摄动的情况，推算出太阳质量与地球质量之比，并进而推算出太阳视差值为8.7984″，它与以前相比，又将小数点之后的数字后推了一位。在人们测定太阳距离的漫长征途中，这是一个不小的进步。与此相应的太阳距离是149 526 000千米，它和今天采用的数值仅相差72 000千米，这只相当于地球直径的5.6倍。（图20）

上面说到“爱神星”受到地球的“摄动”，意思是说，当爱神星在环绕太阳运行的过程中，跑到比较靠近地球的地方时，地球对它的万有引力就变得相当可观；这时，“爱神星”的运动轨道与仅仅在太阳引力作用下所固有的运动轨道相比，便发生一定的偏移，偏移的程度反映出地球引力对它所起的作用大小。这种由于第三个较次要的天体（在这里便是地球）施予附加影响而造成的运动轨道微小变化，就叫做“摄动”。根据实际的天文观测，可以知道地球对“爱神星”的摄动情况，而这种摄动的大小又直接由主导天体太阳同摄动天体地球的质量之比所决定，因此，反过来就可以由观测结果推算出这一质量比的数值。