地球离金星有多远远,有什么危险

金星是最可能存在生命的星球之┅最新研究表明,远古金星表面可能存在海洋和生命形式金星也不像现在那样炽热。

科学家指出金星存在厚云层和浅海洋的时期可能是数十亿年前。巴黎-沙克雷大学研究人员运行了金星早期数十次模拟实验发现早期金星像现今一样存在大量二氧化碳,金星表面将充汾降温足以存在液态海洋。这项最新研究报告发表在《地球物理学研究:行星》杂志上

模拟实验显示,如果有充分的云层覆盖金星僅需地球海洋质量的30%,便能形成浅海与地球相比,金星自转速度较慢其自转一周相当于116个地球日,这正是研究人员考虑进行模拟实验嘚原因之一同时,他们还添加了其它一些因素例如:二氧化碳指数、太阳热量、金星表面水资源,以及之前研究关于金星形成的相关數据

研究小组指出,我们模拟了金星与排气大气层交互作用下外部1-D岩浆海洋(MO)的长期对流降温效应。依据金星覆盖云层的形成时间囷相应反照率仅需30%的地球海洋质量,就足以在早期金星表面形成浅层海洋

美国宇航局科学家之前的计算机模拟支持这一理论,他们认為虽然目前金星是距离太阳第二颗最近的行星,并且高温表面不适宜生命形式存活但是数十亿年前的早期阶段,曾存在浅海环境和适宜生命存活的表面温度

美国宇航局戈达德太空研究所(GISS)的科学家使用一种预测地球气候的模型系统,用于评估分析远古时期金星的气候状况该研究所研究员迈克尔·韦(Michael Way)博士称,许多用于模拟地球气候变化的工具可适用于研究其它行星气候结果表明,远古金星远鈈同于现今存在着较大差异。

长期以来科学家一直认为金星是由类似地球的成分组成,但经历了不同的进化路径今年6月份,莱斯大學科学家表示微小的进化变化将改变地球和金星的命运,可使金星成为一颗“绿色星球”适宜生命存活,然而却能将地球变成一颗死亡星球

研究人员指出,微小进化变化将改变地球和金星的命运有望不久能够对它们进行建模。上世纪80年代科学家依据美国宇航局“先锋号”探测器勘测数据首次猜测金星远古时期可能存在海洋。

但是由于金星比地球更接近太阳接收大量太阳光线,这颗星球上的海洋較早就已蒸发星球表面没有水,大气层就会聚集二氧化碳形成“失控温室效应”。

迈克尔博士和戈达德太空研究所同事模拟早期金星夶气层类似于地球大气层金星一天时间(自转一周的时间)的长度与当前一样,并存在浅海这与“先锋号”探测器的勘测数据相吻合。

同时这项研究还考虑到了远古时期太阳亮度强30%,尽管如此远古金星仍比现今地球多接收40%的太阳光线。研究同事、GISS科学家安东尼·戴尔·珍尼欧(Anthony Del Genio)说:“在GISS模拟模型中由于金星缓慢旋转,将其光面暴露至太阳接近两个月时间”这将加热金星表面,降雨形成较厚云層它就像一把伞,屏蔽了绝大部分太阳热量研究结果意味着实际上远古金星气候温度实际比现今地球还低几摄氏度。

  •  这颗离太阳第二近的行星围绕太陽公转比自转要用更少的时间意思就是,金星上的一天要比它的一年时间还长!金星比其他任何行星离地球都要近只有4050万千米,刚好昰月球到地球距离的100倍金星可能是天空中除太阳和月球之外第三明亮的天体。这就意味着有时候我们在大白天也能看到它,而在夜晚咜也有可能像月球那样投下阴影金星之所以这样明亮,是因为它表面覆盖着厚厚的白色云朵这些云朵是由可以致人死亡的二氧化碳组荿的,能够把照在它身上的65%的阳光反射出去;再一个層因就是金星比其他任何行星离地球都要近。无怪乎古人把金星称为长庚星(晚星)或启明星(晨星)当然,这取决于人们什么时候能够看到它但是,只要人们能看到它自然是当之无愧的在极少数情况下,我们可鉯看到(要做好防护措施)金星正在从太阳面前经过这种所谓的“凌日”现象每隔100多年才结对发生一次。上一次的凌日现象发生于2004年6月8ㄖ这一次后的一次会出现在2012年6月6日。如果错过了这次那么就只好等到2117年11月11日了!

      可爱的女儿中国古人荀子在《勸学篇》上写到“不积跬步无以至千里”。解答“星星有多远”这个有趣的问题也需要从身边开始。很早以前“距离”是以手臂长度為单位进行衡量的。在东方中国殷商时代就以小臂长度为一尺,直到今天,医学上把构***小臂的两条骨头之一命名为尺骨在西方,大約距今1千多年前的英国国王亨利一世将自己鼻尖到手指的距离定义为1码(折合0.91米),作为当时英国的长度单位这个单位作为英制标准┅直流传到了现代。在如今的足球比赛中规则定义点球点到球门线的距离是12码,因此点球判罚又被称为12码罚球到了近代的1795年,法国在夶革命后颁布相关法案将地球周长的四千万分之一定义为1米。这就是目前国际公制距离单位的来源

       有了距离的单位以后,就可以用数芓和单位的形式标示出物体的距离接下来我将尝试着在人类最近两千多年的世界文明史中,摘取一些标志性的人物和方法叙述人类测量天体距离的历程和成就。这个历程实际上也就是对下列问题的解答:

1. 如何测量金字塔高度

2. 如何测量地球的大小?

3. 如何测量月球距离

4. 如何测量行星的距离?

5. 如何测量太阳距离

6. 如何测量邻近恒星距离?

7. 如何测量银河系大小

8. 如何测量河外邻近星系距离?

9. 如何测量遥远星系距离

      在非洲第一大河尼罗河畔,矗立着一座建成于公元前2560年的巨大石质建筑物——金字塔在公元1311年英国林肯大敎堂建成之前,将近4000年间它一直是世界上最高的人造建筑作为法老的陵墓,没有任何资料标明金字塔的确切高度这个谜题持续了一千哆年。直到公元前600年左右一个希腊人来到埃及测量出了它的准确高度。他所使用的测量方法相当简单也不需要爬上金字塔顶:在金字塔邊立一根木棒在夏至那天测量木棒在太阳下的影子变化。直到影子的长度和木棒的长度相等的那一刻标出这时候金字塔尖在地面上影孓的位置。在测量了这个位置到金字塔底边的距离后他稍作计算就得出了金字塔的确切高度。这个人就是古希腊的著名哲学家泰勒斯(Thales 約公元前624年-约公元前546年)他所用的方法是几何学中的相似三角形原理。当然这个故事里隐含了两个关键条件:金字塔位于北回归线附菦、每年的夏至日正午太阳接近垂直照向地面此外金字塔底边呈正方形,四条边分别对应东西南北四个方向这种特殊的地理条件大大簡化了计算的复杂度。

泰勒斯利用相似三角形测量金字塔高度

和中国传统天圆地方的宇宙观念不同作为航海民族的古希腊人,早在数千姩前就发现了这样的现象: 驶入港口的帆船总是在海平面上先出现船帆,然后再逐步出现船身所以古希腊人并不认为他们居住的地方是┅大块平地。而古希腊最伟大的数学家之一阿基米德则根据月食现象推断出地球是圆形的: 他认为月食这种天文现象是地球的阴影扫过月面洏形成的因为观察到的月面阴影是圆弧状的,所以他得出了地球是圆形的这个结论现在我们知道这个判断是相当准确的。

月食时看到嘚地球阴影的一部分

阿基米德(前287年—前212年)

      那么如何知道地球的大小在公元前240年的古埃及托勒密王朝时期,一个著名学者使用简单而叒巧妙的方法测量出了地球的大小他的名字叫埃拉托色尼(希腊数学家、地理学家、历史学家、诗人、天文学家)。


      埃拉托色尼当时担任着覀方世界最大的图书馆——亚历山大图书馆馆长的职位同时还兼任埃及法老的皇家顾问。埃拉托色尼的推算方法是:埃及底比斯城(锡恩城)有一个奇特的现象在每年夏至日的正午时分,阳光都能照亮城市中所有深井的井底埃拉托色尼因此得知夏至日正午的阳光垂直照向底比斯的地面。传说他又雇用了商队测量从底比斯到亚历山大的路程(因为当时的商队使用骆驼运货而驼队的步行速度相当固定,通过计算路途时间可以推断出两地直线距离)最后埃拉托色尼在亚历山大城找到一根极高的方尖碑,也在夏至那一天的正午测量方尖碑嘚影子长度就这样埃拉托色尼得到了2个数据:两个城市间的距离和亚历山大夏至日正午阳光的照射角度。他将这两个数据代入圆弧周长公式l=n/180?πr进行简单的计算就得出了地球半径长度


      经埃拉托色尼修订后的地球周长约为39690公里,而现代科技精密测量的地球圆周长约为40008公里在2千多年前的古典时代,埃拉托色尼的计算精度达到了惊人的98.45%不得不令人惊叹和敬佩。上述的测量方法被记录在埃拉托色尼的名著《哋球大小的修正》一书中流传到现在此外埃拉托色尼还著有《地理学概论》一书,首次使用了“地理”这个名词是西方公认的地理学の父,传说晚年的埃拉托色尼因为眼盲不能继续看书而选择了自杀可见他对知识理性的不懈追求之心有多么热烈。

      有了地球大小的测量數据接下将真正进入天上的世界,一步步了解千万颗星星离我们有多远第一步是美丽的月亮,这颗离地球最近的天体该是时候请出覀方天文学、三角学之父——喜帕恰斯了。

      喜帕恰斯生活在两千多年前的古希腊世界他一生中的大部分时间都居住在地中海小岛——罗嘚岛(Rhodes)上,这个海岛常年晴空万里每年拥有高达3000小时的日照时间。岛上曾建有古代西方世界七大奇迹之一的太阳神神像直到现在罗嘚岛都是地中海世界最著名的度假胜地之一。正是如此优越的自然条件加上多年不懈的天文观测和记录,喜帕恰斯编制了世界上第一份恒星的星图包含了当时希腊世界全年可见的1025颗恒星,并且根据星星的明暗程度创立了星等(亮度)的概念。

史上有记载的首位创立日惢说的天文学者)的理论基础上诞生的:利用两种较常见的天文现象——日食和月食现象进行计算通过对公元前190年3月14日发生在希腊世界嘚日全食的观测记录,喜帕恰斯用两种不同的方法建立了月球距离、太阳距离和地球半径三者的数学关系式喜帕恰斯通过假设太阳距离嘚前提下估算出月球距离在地球半径59~67倍之间,最终他使用了60.5倍地球半径的结果来精确预测日食发生的规律现在我们知道月球距离的平均徝是地球半径的60倍,喜帕恰斯的计算结果精度接近99%

      喜帕恰斯的月球计算方法也很简单,只需要初中的几何学知识就能领悟:首先他通过曆史文献上记载的各种月全食天文记录估算出地球投射到月球轨道上阴影的直径是月球直径的2.5倍。

      其次喜帕恰斯通过常年不懈的观测確定得到太阳和月亮的视直径(因为月全食/月环食的存在,表明月球和太阳拥有接近一致的视觉大小)是360?/650最后,喜帕恰斯建立了如下嘚日月地基本方位图(图不成比例)

分别用S、l、L、t、h代表太阳距离、月球半径、月球距离、地球半径和月食时地球阴影在月球轨道上的半径,θ、φ代表日食角度和月食地球阴影角度结合几何学比例关系。可以进行如下数学推演计算:



假设太阳光是平行的且设地球半径t=1則有:


利用相似三角形比例概念:


 整理最后两个公式,则有太阳距离S公式为:


 将公式进行变换则有月球距离L公式为:


 φ/θ=2.5,2θ=360?/650都是喜帕恰斯天文观测的实际数据代入上述公式并假设太阳距离地球非常遥远—— 1/S取值为零,则有月球距离的最小值为59.1倍地球半径:


而喜恰帕斯使用了S为1080倍地球半径的假设最终的计算结果为L=60.5

古罗马数学家、天文学家、地理学家、占星家)总结了古希腊天文学的成就,写成了十彡卷本的《天文学大成》在这本古代天文学巨著中,托勒密建立了古典宇宙模型——地心模型用来解释当时可以观测到的所有宇宙现潒。


      在地心模型中地球位于宇宙中心静止不动,月球、太阳、水星、金星、火星、木星、土星围绕着地球做快慢不一的旋转此外数千顆恒星镶嵌在黑色的天幕上,如同一只不停旋转的水晶球为了解释当时观测到的“行星逆行”等种种奇异天文现象,地心模型中引入和夲轮、均轮、偏心轮等结构由于这个模型和地球上看到的星空旋转的主观直觉非常契合,因此被天主教会采纳作为中世纪宗教世界的标准宇宙模型教会甚至还在最高天以外预留了天堂和地狱的空间,以此更加合理合法地解释圣经中的内容至此地心模型牢牢占据了西方宗教世界观的中心地位。


       在此后长达一千多年的时间内西方世界被宗教僵化教条的理念所束缚,丧失了古典时期人们追求理性、探索未知世界的勇气和信念天文学的进步停滞不前,一直到16世纪下半叶经过文艺复兴运动的启蒙、基督教宗教改革的洗礼,迈入科学时代的歐洲天文学家们终于突破月球的距离开始了探索和测量更加遥远的天体的进程。

      当使用普通家用双筒望远镜观察月亮的时候会在月球仩看到许多由陨石撞击形成的环形山,其中有三座巨大的环形山分别以三个欧洲人命名——波兰人哥白尼(Nicolaus Copernicus 1473-1543 数学家、天文学家)、丹麦囚第谷?布拉赫(Tycho Brahe 1546-1601 天文学家)、德国人约翰内斯?开普勒(Johannes Kepler 1571-1630 天文学家、数学家)

      三人的研究成果在不到百年间彻底颠覆了人类对宇宙的看法。在托勒密《天文学大成》构建的古典宇宙模型中地球居于宇宙中心、各大天体均围绕地球旋转,此后被欧洲天主教会认可为宗教理论的一部分将其神圣化和正统化。在民间以吉普赛女巫为代表的占星学不断发展,行星运动等天文现象被用来对人的行为和命運进行预测甚至在欧洲的贵族阶层中占星学说也大为风靡,成为了西方世界一种文化现象流传到现代进入16世纪后,随着欧洲天文观测沝平的不断提高与地心模型相抵触的行星异常运动现象被不断发现。为了更加符合实际观测结果地心模型被不断修正,当时整个地心系统的构成增加到22个层次计算行星运动的数学过程变得无比复杂繁琐。而在波兰一位担任天主教教士的天文爱好者——哥白尼,在研究行星运动的过程中萌生了简化托勒密模型建立日心体系的颠覆性想法。


波兰弗龙堡大教堂和哥白尼像哥白尼晚年工作和居住的地方

      茬这个哥白尼理想的系统中,太阳取代了地球的中心位置居于宇宙中心,地球和其他行星一样围绕太阳作圆周旋转(公转)与此同时哋球本身也围绕着地轴做旋转运动(自转)。由此困扰天文学家近千年的行星奇异运动轨迹得到了良好的解释经过数十年的天文观测和悝论改进,阐述哥白尼日心体系学说的《天体运行论》一书在哥白尼逝世的1543年出版从此揭开了人类认识宇宙的新篇章。



      由于和圣经上有關日月星辰的描述相抵触日心说被天主教会禁止传播长达数百年,但却阻止不了人类对理性的追求当时大批年青人为此投身天文学研究中,第谷就是其中著名的一员身为贵族的第谷说服丹麦国王腓特烈二世,在王室资助下建立了当时西方最大的天文台他本人担任台長并坚持天文观测数十年,积累了大量丰富的观测数据因此第谷也被称为最后一位伟大的目视天文观测家。


      第谷于1601年不幸去世以后他嘚助手开普勒颇有争议的获得了第谷遗留下的天文观测资料。正是凭借着这些大量详实的天文观测数据开普勒总结提出了天文学历史上具有里程碑意义的行星运动三大定律。开普勒三大定律的诞生带有十分传奇的色彩:根据当时哥白尼的日心学说行星围绕太阳旋转的轨噵都是圆形的,但是作为神圣罗马帝国皇家数学家和占星家的开普勒对火星轨道进行了详细的计算在将自己的计算结果和第谷留下的火煋观测记录进行比较后,开普勒发现最大存在着8’的误差这个误差仅相当于在500米外看一个身高1.2米的孩子的高度,普通人很容易将其忽略鈈计但开普勒却坚信第谷的观测资料是准确的,自己的计算步骤和精度也足够准确问题只可能出在计算模型的选择上。

      开普勒面临着這样的困惑:如果否定了圆形的行星公转轨道就需要根据第谷遗留下的火星观测资料分别计算地球和火星的公转轨道。而用一个已知量——数十年间火星在夜空中的运行轨迹来计算两个未知量——地球和火星的公转轨道形状,这一切看起来是无法实现的任务但一个重夶的科学突破往往伴随着一个天才想法的诞生。开普勒的天才想法基于以下两点:第一要确定火星的轨道要先确定地球的轨道;第二,想要计算地球的轨道则可以反过来利用火星的运行记录!在开普勒翻阅哥白尼的观测资料时确认了火星的运行规律存在着687天的周期。也僦是每隔687天火星会回到公转固定位置因此开普勒选取了相隔687天的火星位置和太阳位置,使用三角测量法确定地球的相对位置因为第谷嘚观测资料十分丰富,记录了连续10余年的火星位置这些数据刚够开普勒计算出地球轨道上若干个点位,并且确定这些点并不在一个圆弧仩接着利用已确认的地球位置点位,使用365天的地球周期推算火星轨道上的若干点位,再如此循环反复第谷的视觉观测数据被转换为哋球、火星的轨道形状。


开普勒使用等分点计算地球和火星公转轨道示意图

      行星轨道的形状虽然已经勾画下来但由于计算精度的限制,開普勒无法将其反推到几何公式的形式经过数年的研究,在一次突发的灵感召唤下开普勒开始使用椭圆方程来描述轨道的形状,取得叻极好的效果由此行星运动第一、第二定律诞生了。对此开普勒有这样的自评:“就凭这8’的差异引起了天文学的全部革新”。


开普勒行星运动三大定律

      开普勒利用自己非凡的数学能力和坚毅不拔的毅力将当时所能观测的行星都进行了精确的轨道计算,在对大量计算數据进行总结分析后开普勒提出了第三定律——和谐定律,此后行星运动三大定律被发表在1609年出版的《新天文学》和1618年出版的《世界的囷谐》着两本书中

需要特别关注的是开普勒第三定律——所有行星的公转周期的平方和轨道半径的立方成正比。行星包括地球本身的公轉周期可以很方便的测量得到因此一旦确定了地球到太阳的距离,就能够计算出常数K常数K对于太阳系内所有行星都一般适用,所以就能非常方便的计算任何行星的轨道参数并且确定行星到地球之间的距离。

    开普勒的计算给出了太阳系内各大行星到太阳的相对距离范围:

      臸此地球到太阳的绝对距离已经成为太阳系天体运动的关键钥匙一旦精确测定了这个数据,太阳系内天体几乎所有的空间运动问题都将迎刃而解

       开普勒三大定律的提出虽然在天文学上有极其重要的地位,但从本质上说这仅仅对当时肉眼可见几大行星天文观测的总结和归納数十年后,因为被开普勒三大定律在数学上的美感所吸引英国科学家艾萨克?牛顿爵士(Sir Isaac Newton 1643-1727 物理学家、数学家、天文学家、自然哲學家和炼金术士)试图用更普适的方法来证明开普勒定律,牛顿提出了万有引力定律和三大运动定律并且在数学上证明了开普勒定律是咜们的推论之一。万有引力定律发表于1687年出版《自然哲学的数学原理》一书中这本牛顿一生最为重要的著作,却是在他的好友爱德蒙?囧雷(英国天文学家、地理学家、数学家、气象学家和物理学家)的鼓励和资助下出版的哈雷本人最著名的事迹是计算出了哈雷彗星的回归周期和轨道参数,并且预言了彗星再度回归地球的确切日期在哈雷去世十七年后的1758年,这颗著名的彗星如期回归并被命名为哈雷彗星鉯纪念这位杰出的天文学家。这里要提到哈雷的另外一项研究成果因为它帮助我们揭开了太阳距离之谜。


      在1716年发表的一篇论文中哈雷詳述了利用金星凌日(金星运行到地球于太阳之间,并且遮挡住部分阳光的天文现象)这种罕见的天文现象来计算太阳距离的方法解释這种方法前,我们需要首先了解下这种测量方法的原理——“视差法”视差法起源于人类对自身的生理研究:人的双眼分别感受同一物體的光线,经过大脑的处理后形成立体的感觉如果轮流用一只眼睛观察,则看到的物体与背景间的位置有相应的变化而这种变化的幅喥能够让人的大脑感知物体的距离。


      视差现象结合三角学以后诞生了一种有效的测量距离的方法——三角视差法,左眼和右眼之间的距離称为基线分别测量两点处物体和背景参照物之间的角度差θ1、θ2,就可以根据三角学的原理计算出物体到眼睛之间的距离这种方法嘚准确度依赖于角度的测量精确度。只要有足够远的基线距离和足够精确的角度θ值,就能够测量出遥远距离上的物体。


      凡事都有其两面性三角视差法也有着它的缺陷:测量静止不动的物体是它的强项,但太阳本身却是不断变换位置的物体而且在基线距离较短的情况下,尚可以同时在AB两点处测量θ的值。随着测量距离的增长需要不断拉大基线的长度,直至把两点分别置于地球的两端在17世纪的牛顿时代,既没有无线电、更没有GPS卫星授时系统甚至能够飘洋过海保持走时准确的航海时钟,都要在18世纪末期才由英国人哈里森制造出来因此茬地球的两端约定同一时刻测量太阳的角度,当时是绝无可能的哈雷却给出了一个变通的三角视察法来测量太阳距离:在地球上相隔遥遠的地点测量金星凌日的现象,只需要记录当地观测到的金星和太阳边缘接触的四个时间点然后再测定该地点的经纬度坐标,即可计算絀太阳的距离


金星凌日发生时测定四个时间点

      哈雷的方法是如何解决上述的难题呢?首先通过测量两个观测点的经纬度来计算AB两地之间嘚基线距离这在当时比较简单。其次是棘手的同时测量视差角度问题对此哈雷巧妙的将同时测量角度转换为分别测定时间间隔。

      天文觀测记录显示金星的公转周期是224.7天地球的公转周期是365.26天,因此开普勒第三定律揭示了地球和金星的轨道半径之比约为10:7。只要通过金星凌日現象测定金星和太阳之间的相对视差就可以分别计算得到两者的绝对视差,最后进一步计算出它们和地球之间的距离


金星凌日示意图,通过计时计算XY点之间的视差值

      通过万有引力定律建立地球和金星两个椭圆轨道数学模型后,计算可以得到任何时间点金星视运行的速度鼡这个速度乘以观测到的金星凌日开始到结束的时间间隔,即可得到AA'的角度太阳的视直径OA’、OB'已确认,因此通过勾股定理可计算XY的角度夶小——这就是在地球AB两点同时观察到金星相对太阳中心点的视差值这个视差值是由金星的绝对视察减去太阳的绝对视察得到的。最后囙到三角视差法的基本原理利用已知的基线长度和两种视差角度x、y分别建立二元方程组,解方程即可得到太阳和金星的实际距离注意仩面的计算过程忽略了地球公转、自转运动所导致太阳、金星的自行因素,在实际的计算过程中需要进一步引入这两个因素用微积分工具对测量数值进行进一步复杂的计算。

      作为当时少见的长寿老人哈雷于1742年在他85岁高龄时去世,但他并没有活到金星凌日现象再次发生的時候欧洲各国在1761年和1769年组织了两次全球联合观测活动,其中以1769年的规模为最大在这一年,当时欧洲逐步崛起的英国派出了本国最优秀嘚航海家——海军上校詹姆斯?库克(Captain James Cook)去执行金星凌日的海外观测任务


海军上校詹姆斯?库克,FRSRN(Captain James Cook,1728-1779)人称库克船长(Captain Cook),是渶国皇家海军军官、航海家、探险家和制图师他曾经三度奉命出海前往太平洋,带领船员成为首批登陆澳大利亚东岸和夏威夷群岛的欧洲人也创下首次有欧洲船只环绕新西兰航行的纪录

      库克船长的远征历时三年,从1768年由英国出发于1769年6月3日在南太平洋塔希提岛完成金星淩日的观测。随后库克船长在南太平洋开展了首次大规模探险活动先后到达了新西兰、澳大利亚东岸,绘制了详细的南太平洋地区海图随船博物学家发现了大洋洲与众不同的生物种群。值得一提的是库克船长的探险船是当时装备最先进的船只——奋进号美国奋进号航忝飞机的名字即源于此舰。


奋进号三桅帆船1769年抵达南太平洋塔希提岛观测金星凌日

      在随后的第二次太平洋探险活动中,奋进号搭载了哈裏森研制的航海时钟H4首次实现远洋船只在海洋上快速精准的测定经纬度坐标,给此后英国海军的全球活动奠定了良好的基础虽然1769年的金星凌日观测受到了“黑滴现象”的干扰,导致时间点的记录不甚精确但随后对测量结果的计算显示太阳距离为1.53亿公里。对比当代科技測量的结果1.496亿公里仅仅存在2.2%的误差。而库克船长的探险也一定程度上造就了一百年后大英日不落帝国——澳大利亚、新西兰等土地随后被并入英国版图


库克船长三次太平洋探险航线图

      到18世纪后期人类终于掌握了地球到太阳之间较准确的距离,天文学家把这个距离定义为┅个基本长度单位——天文单位(AU)用来衡量天文学上的距离。地球到太阳的距离一经确定地球本身的轨道参数都被确定了下来。运鼡万有引力定律加上不断发展的天文望远镜技术,太阳系内水星、金星、火星、木星和土星等大行星到太阳距离都被计算了出来这里需要提及一个著名的英国家族——赫歇尔家族,这个家族的4位成员均是著名的天文学家其中威廉?赫歇尔作为业余天文爱好者,独立建慥了40英寸口径的反射式天文望远镜利用这台当时世界上最强大的天文望远镜,赫歇尔首次发现了天王星并因此被英国国王授予爵士。


弗里德里希?威廉?赫歇尔爵士FRS,KH(Sir Frederick William Herschel德语原名:Friedrich Wilhelm Herschel。1738-1822)出生于德国汉诺威,英国天文学家及音乐家曾作出多项天文发现,包括天迋星等被誉为“恒星天文学之父”


威廉?赫歇尔制造的40寸口径反射式天文望远镜

      在利用万有引力定理计算天王星的轨道过程中,数学家們发现实际观测结果和理论计算出现了偏差这个情景和开普勒遇到的火星轨道8’差距一样,催生了天文学家的不懈探究1843年约翰?柯西?亚当斯(John Couch Adams,1819-1892 英国数学家、天文学家 )通过计算认为在天王星以外存在一颗未知的行星这颗行星的万有引力作用导致了天王星的轨道偏差。1846年9月23日在柏林天文台这颗新行星被天文望远镜所确认并命名为海王星,而海王星也被誉为“笔尖下的行星”

19世纪天文学家总结了太陽系内行星离太阳的距离,发现存在下面很简单的关系式(提丢斯-波得定则)这也被认为数学之美在天文学上的直接展现:


      19世纪末,太陽系内的天体距离都被精确的测量了下来组成太阳系的大行星、卫星、小行星、彗星等天体的轨道被一一计算。由此可以绘出太阳系的涳间地图


太阳系内8大行星距离图

      接下来我们将继续前进,将目光投向星空中众多美丽的恒星和星云看看它们究竟有多远。

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