天 文 新 知|
正 当 我 重 新 整 理 教 材 时 ， 注 意 到 一 个 看 似 琐 碎 但 颇 值 得 思 考 的 问 题 。 大 家 都 知 道 ， 光 源 和 观 测 者 之 间 的 距 离 愈 远 ， 光 的 强 度 便 愈 低 ， 因 此 ， 形 容 天 体 亮 度 的 「 视 星 等 」 并 不 能 确 切 表 示 天 体 的 光 度 ； 或 者 更 准 确 的 说 ， 天 体 的 视 星 等 并 不 能 反 映 它 在 单 位 时 间 内 于 特 定 的 波 长 范 围 中 所 放 射 的 光 能 。 这 正 是 天 文 学 家 利 用 「 绝 对 星 等 」 表 示 天 体 光 度 的 原 因 ， 而 某 天 体 的 绝 对 星 等 是 指 一 位 离 它 10 秒 差 距 的 观 察 者 所 测 得 它 的 视 星 等 。 （ 当 某 个 天 体 的 视 差 角 等 于 1 弧 秒 时 ， 它 和 太 阳 的 距 离 便 定 义 为 1 秒 差 距 。 ）我 的 问 题 是 ： 为 什 么 要 用 10 秒 差 距 作 为 定 义 绝 对 星 等 的 距 离 ？
由 于 光 的 强 度 取 决 于 光 源 本 身 的 光 度 以 及 它 和
观 测 者 之 间 的 距 离 ， 而 绝 对 星 等 的 定 义 将 光 源
和 观 测 者 之 间 的 距 离 固 定 ， 因 此 能 确 切 表 示 天
体 的 光 度 。 其 实 ， 我 们 可 用 任 意 的 距 离
来 代 替 10 秒 差 距 ； 不 过 ， 某 些 距 离 的 确 会 较 其
他 的 更 为 自 然 。 虽 然 现 今 天 文 学 家 时 常 会 测 量
星 云 和 星 系 等 天 体 的 绝 对 星 等 ， 但 是 恒 星 的 光
度 才 是 他 们 起 初 最 有 兴 趣 的 研 究 课 题 。 天 文 学
家 直 接 测 量 邻 近 恒 星 的 视 差 角 ， 从 而 计 算 出 它
们 的 距 离 ， 人 称 三 角 视 差 法（ 见 图 一 ） 。 这 正
是 天 文 学 家 通 常 以 「 秒 差 距 」 而 非 以 「 光 年 」
或 「 米 」 来 表 示 星 际 距 离 的 原 因 。 事 实 上 ， 两
颗 相 邻 的 恒 星 一 般 相 距 约 1 秒 差 距 ， 而 太 阳 与
其 最 接 近 的 恒 星 （ 即 半 人 马 座 比 邻 星 ）的 距 离
约 为 1.3 秒 差 距 。 因 此 ， 在 界 定 绝 对 星 等 时 使 用 1
或 1.3 秒 差 距 似 乎 更 为 理 所 当 然 。 （ 相 比 之 下 ，
若 使 用 1 光 年 作 为 固 定 距 离 就 显 得 有 点 不 太
「 自 然 」 了 。 ） 那 么 ， 为 何 我 们 在 绝 对 星 等 的
定 义 中 要 采 用 10 秒 差 距 呢 ？
经 过 整 个 下 午 的 努 力 ， 我 决 定 改 变 策 略 。 与 其 翻 查 第 二 手 资 料 ， 倒 不 如 直 截 了 当 考 查 最 先 提 出 该 定 义 的 文 献 ： 我 开 始 在 《 牛 津 英 语 大 词 典 》 网 上 版 搜 寻 「 绝 对 星 等 」 一 词 的 出 处 。 我 终 于 有 收 获 了 ， 因 为 该 词 典 引 用 了 荷 兰 天 文 学 家 卡 普 坦 在 1902 年 所 发 表 的 一 篇 文 章 中 的 部 分 内 容 [ 1 ] 。 更 令 我 喜 出 望 外 的 是 ， 美 国 太 空 总 署 的 天 体 物 理 学 数 据 库 系 统 (http://adswww.harvard.edu/index.html) 备 有 这 篇 曾 刊 载 于 一 份 现 已 停 办 的 期 刊 中 的 文 章 ， 而 且 更 可 在 网 上 免 费 供 人 阅 览 ！ 卡 普 坦 在 文 章 内 讨 论 了 恒 星 分 布 与 光 度 、 自 行 和 视 差 的 关 系 以 及 一 些 相 关 的 问 题 。 在 他 的 研 究 中 ， 较 光 亮 的 恒 星 均 取 自 英 国 天 文 学 家 布 拉 德 雷 在 1750 至 1763 年 间 的 观 测 记 录 所 编 成 的 奥 威 尔 斯 · 布 拉 德 雷 星 表 ， 并 采 用 了 德 国 天 文 学 家 奥 威 尔 斯 在 1890 年 代 对 这 些 恒 星 所 作 的 极 其 精 确 观 测 结 果 。 此 外 ， 卡 普 坦 使 用 了 一 个 较 早 期 （ 但 不 准 确 ） 的 观 测 数 据 ： 即 太 阳 的 光 度 是 织 女 星 的 4 × 1010 倍 ( 400 亿 倍 ) ， 但 这 数 值 只 是 真 实 的 一 半 左 右 。 卡 普 坦 并 作 出 以 下 说 明 ： “ 根 据 这 些 数 据 我 们 可 轻 易 计 算 出 当 太 阳 移 至 某 个 距 离 ， 而 该 距 离 所 对 应 的 视 差 角 π= 0."10 时 ， 其 视 星 等 为 5.48 。 我 会 采 用 5m.5 ， 因 为 它 刚 巧 与 布 拉 德 雷 所 观 测 的 恒 星 的 平 均 星 等 相 符 。... 我 们 进 一 步 界 定 恒 星 的 绝 对 星 等 （M） ... 为 该 恒 星 如 移 至 离 太 阳 某 个 距 离 ， 而 该 距 离 所 对 应 的 视 差 为 0."1 时 ， 所 显 示 的 视 星 等 。 ” 因 此 ， 采 用 10 秒 差 距 作 为 绝 对 星 等 的 界 定 距 离 很 明 显 地 是 相 当 随 意 和 偶 然 的 ─ 这 点 卡 普 坦 本 身 在 文 章 内 亦 已 强 调 过 。 英 国 天 文 学 家 埃 丁 顿 在 其 1914 年 的 著 作 [ 2 ] 中 也 采 用 了 这 个 数 值 。 自 此 ， 绝 对 星 等 的 定 义 就 成 为 金 科 玉 律 了 。 我 们 在 这 里 学 懂 了 两 件 事 。 第 一 ， 采 用 10 秒 差 距 来 界 定 绝 对 星 等 纯 粹 是 「 约 定 俗 成 」 而 非 出 于 「 自 然 」 。 第 二 ， 解 决 这 个 学 术 问 题 的 过 程 充 分 展 示 了 网 络 的 威 力 ； 当 然 ， 大 前 提 是 我 们 必 须 懂 得 如 何 有 效 地 使 用 它 。
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