三角视差的限度及其重要性

到了1900年，天文学家已经用上面所讲的三角法测出大约70颗恒星的距离。到1950年，这个数字上升到了6 000颗。1952年，美国耶鲁大学天文台出版了一本《恒星视差总表》，列出三角视差的恒星即有6 000颗左右。用三角法测定的视差都称为“三角视差”，直到20世纪80年代初，用三角法总共只求出约7 000颗恒星的距离。

为什么这个数字几乎再也上不去了呢？原来，用三角法测量视差有一个限度，超过这个限度三角法就无能为力了。只有对于近距恒星才能运用三角测量法，对远星就不行。问题是：区分近星和远星的界限又是什么呢？多远的星星就不能算作近星了？

为了说明这个问题，我们再来谈谈下面这两件事情。

首先，我们介绍一把“更长的尺”，它的名字叫做“秒差距”。“秒差距”的长度是这样确定的：当恒星离我们1秒差距远时，它的视差刚好是1″；或者反过来说，如果一颗恒星的视差是1″，那么它同我们的距离刚好就是1秒差距。于是，当一颗恒星离我们10秒差距远时，它的视差便为0.1″；离我们100秒差距远时，视差为0.01″。总之，恒星视差的倒数正好就是它离开我们的秒差距数，这便是使用“秒差距”这把新尺子的特别方便之处。秒差距这把尺子比光年还要长，它们之间的关系是：

或者近似地说，1秒差距大致等于日地距离的20万倍，或约30万亿千米。

其次，再谈一下误差。从日常经验就可以知道，裁1米布，可以裁得1厘米、1毫米都不错；但是，你没法裁得1微米也不差，这就是量布时的“测量误差”。同样，科学上的任何测量，也都不可避免地会有一定的误差。通常，用三角法测量恒星视差时，误差大约在0.01″光景。于是，当恒星远达100秒差距（也就是视差为0.01″）时，测量误差便和视差本身一般大小了。对于更远的恒星而言，测量时的误差就会比它的视差本身更大，那就没有太大的意义了。因此，三角测量的极限便是100秒差距左右；比这更远的恒星，都该算作远距恒星，要确定它们的距离就必须另找出路了。不过，三角视差法毕竟是测定太阳系外天体距离的最基本的方法，所有其他方法都要用三角视差法来校验。

由此可见，我们真是幸运。那些最近的恒星恰好离我们如此之近，以至于天文学家竟然真的用三角法测出了它们的视差。倘若它们统统都远上100倍的话，那么，说不定直至今天，人们除了太阳以外，对别的恒星究竟有多远都还难以奉告呢。(www.xing528.com)

1989年8月8日，欧洲空间局发射了“高精度视差收集卫星”（High Precision Parallax Collecting Satellite），其英文名称缩略词Hipparcos的拼写和发音，与古希腊天文学家伊巴谷的名字近乎相同，故又称为“依巴谷卫星”。这里的“依”“伊”一字之别，恰好体现出这颗卫星同伊巴谷其人两者的英文名拼写有细微差异。1993年8月初，该卫星因计算机失控而停止工作，前后运行近4年。天文学家们整理、分析了它的观测数据，编成一部大约包含12万颗恒星的天体测量星表——依巴谷卫星星表，其中最暗的恒星可暗到12.4等星（有关恒星亮度的知识，本书后文中还会进一步介绍）。它测量恒星三角视差的精度，暗到9等星仍高达0.002″（对更暗的星精度稍差），由此导出的离太阳100秒差距以内的恒星距离数值，相对误差不超过20%。

2013年12月，欧洲空间局发射了第二个用于空间天体测量计划的卫星“盖亚”（Gaia）。盖亚卫星的结构和原理同依巴谷卫星相似，但使用了一些最新技术，因此它的观测星数和精度又比依巴谷卫星高了成百上千倍，可以测定远至10万光年的恒星三角视差。盖亚卫星计划工作5年，也可能还会延长一年。

盖亚卫星计划观测视星等暗至20等的10亿个以上的天体，获得它们的精确位置、自行、视差，以及亮度、视向速度、光谱分类等物理特性。盖亚卫星的测量精度非常之高，即使暗到20等星，测量位置的精度仍可达223微角秒（即0.000 223″），测量视差的精度可达300微角秒（0.0003″），测量自行的精度则可达158微角秒/年。2016年9月，盖亚卫星的首批观测结果已经发布，包括11亿个源的位置和星等，以及相当一部分恒星的其他重要特征。

表2列出离太阳最近的21颗恒星的距离及有关情况。

表2　离太阳最近的21颗恒星*

*表中“视星等”表征恒星的表观亮度；“光度”表征恒星的发光本领，即恒星表面每秒钟发出的总能量。参见下文“星星的亮度”一节。