19世纪初以来，天文仪器快速得到改良，那在很大水平上
要归功于德国天才的光学家夫瑕禾费（Joseph von Fraunhofer,
1787〜1826年）。他短短的一生只渡过了 39个春秋，可是他为
物理学、天文学和光学仪器做出的奉献却多得惊人。
他使望远
镜丈量角度的精细水平到达空前的程度:〇。〇1角秒。
德国天文学家贝塞尔（Fri-
edrich Wilhelm Bessel, 1784 〜
1846年，图30)充实操纵了夫琅
禾费供给的那种便当。贝塞尔
原来是一名管帐师，却胜利地自
学了天文学。
他21岁时便当用
1607年以来的不雅测成果，从头计
算了哈雷彗星的轨道，那使他很
早就出了名。他的特殊才气使
他在26岁时便授命监建哥尼斯
堡天文台，并担任该天文台的台
长。贝塞尔34岁时完成一份当
时更大更好的星表，接着他便转向自从哥白尼时代以来在三个 世纪中难倒一切大天文学家的难题——测定恒星的视差。
他 拥有一种新创造的细密仪器，名叫“量日仪”，本来用于切确测 定太阳的角曲径，当然也能够用它来切确丈量天空中的其他各 种角间隔。
如今的问题是若何在满天星斗中选择进攻的目的。不雅测 对象一经选定，天文学家就得将全数心血倾泻在它身上。他们 天然希望事先就能大致判定，本身选定的目的属于比来的恒星 之列。
自觉地随意找几颗星星来丈量，几乎必定是要失败的。
有一个判别根据是恒星的表不雅亮度，或者称它为视亮度， 也就是从地球上看去的亮度。假使所有的恒星亮度都根本上 一致的话，那么比来的便会显得最亮。或者反过来讲，最亮的 恒星也许就是比来的。全天最亮的恒星是天狼星，假设它确实 是与太阳一模一样的星体，那它应该比太阳远几倍，亮度才 会削弱到如我们所见的情况呢？当初，哈雷就做过比力，他的 计算成果是：天狼星要比太阳远120 000倍。
而我们今天晓得， 天狼星发出的光其实要比太阳多得多，它离我们要比太阳远 500 000倍以上。当然，当初是无法晓得那一点的。人们也曾 将大角星与太阳做过比力，假使它们的实在亮度确实不异，大 角星就该有太阳的325万倍那么远
那与今天所知的切确结 果差得其实不远：大角星离太阳227万个天文单元，大约等于 339 000 000 000 000 千米。
第二个判别根据即是恒星的自行。按照日常生活的经历， 能够晓得运动物体离得越近，它看起来相关于遥远布景便挪动 得越快。因而，亮度大的恒星大要就是比力近的星。
第三个尺度和所谓的“双星”有关。它们是一些成对（即成
双）的星星。它们不只看上去靠得极近，并且确其实万有引力 感化下像一对舞伴那样互相绕着转。
双星系统中的每一颗星 都称为该双星的一个“子星”。今天我们已经晓得双星在天空 中十分遍及。假使有两个双星系统，我们简单地认为它们的公 转平面刚好都与我们的视线标的目的相垂曲，并且还假定它们的公 转周期不异，又假定那两个双星系统的量量也不异，那么根据 牛顿的万有引力定律就能够晓得，那两对双星中两个子星之间 的间隔也肯定不异。
于是，离我们近的那组双星在天空中看上 去就分得开些，正如近处的两盏街灯看上去要比远方的两盏分 得更开一样。假使两对双星的量量不异，但是公转周期差别， 那么把开普勒第三定律运用到那些双星上即可以晓得，周期短 的阿谁双星中的两颗子星必然靠得较近，周期长的则离得较远。
再进一步，假设那两对双星从地球那儿看上去，两个子星张开 的水平却又不异的话，那么周期短的（也就是两颗子星离得较 近的）阿谁双星，肯定就是离我们较近的了。我们立即能够想 到：两颗子星互相绕转的周期比力短，同时它们看上去却分得 比力开的那些双星系统肯定是离我们出格近的。
早在1812 ~ 1814年间，不满30岁的贝塞尔就留意到天鹅 61星契合上述后两个前提。它是一个张开水平很大的双星，而 且也是其时所知的自行更大的恒星，它在一年中即可以挪动 5。2〃，在380年中它的位移就等于一个月亮的角曲径，因而又被 天文学家们称做“飞星”。
它的两颗子星都其实不显眼，称不上亮 星，但是按照上面说的后两个前提，它已经使贝塞尔感应十分 满意了。须知，同时满足所有上述三个判别尺度的恒星几乎是 绝无仅有的。稍后我们便会讲到，苏格兰天文学家亨德森 (Thomas Henderson，1798〜1844年）十分有幸地刚好选中了它，
那就是半人马a星。
1837年，贝塞尔一切筹办停当，他的量日仪指向天鹅61星。 他用附近两颗更暗的星做比力星，它们均无可察觉的自行。幽 暗加上静行不动，足以令人信服：那两颗比力星间隔遥远得不 会有任何可察觉的视差位移。
整整一年之内，贝塞尔对它们停止了无数次的丈量，在排 除所有非视差的因素逐个包罗布拉德雷发现的光行差，也包罗 同样是布拉德雷发现的天体位置的另一种细小偏移(它叫章动， 是因为月亮的影响使地球的自转轴发作某种颤动而引起）。
排 除所有那些因素之后，贝塞尔毕竟发现，天鹅61星正在细微地 改动着本身的位置，其变革体例使人信赖:那恰是视差！
1838年12月，他毕竟颁布发表:那颗星的视差是0。31〃，那相当 于从16千米以外的远处看一枚5分硬币所能见到的大小。那 也就是说，天鹅61星间隔我们约有66万天文单元，或者说，它 大约位于100000000 000000千米之外，那可是一个长达15位 的数字啊！
光每秒钟能走300 000千米。
因而，天鹅61星发出的光跑 到我们那儿，路上要破费十年有余的时间。由此，天文学家也 常说，天鹅61星与我们的间隔是11光年。后来，更切确的测 量表白，该星的视差为0。294〃，响应的间隔即是地球到太阳距 离的70万倍，目卩105 000 000 000 000千米。
光线走完那段旅程 差不多要花11年又2个月。
如今，让我们再花些翰墨，对“光年”那个名词做进一步的 解释。“光年”与“年”是完全纷歧样的，它不是时间的单元，而 是长度的单元。它不是一座“钟”，而是一把“尺”，一把“量天” 的尺。在丈量天体间隔时，它所起的感化就像量布时用的市
尺或米尺一样。
那么，天文学家们为什么非要放弃各人如斯 熟悉的“厘米”、“米”或者“千米”，却换上如许一把目生的新尺 子呢？
那恰是因为星星太遥远了，若是用千米来表达它们的间隔， 那就得写生长达十几位、二十几位的负担庞大的“天文数字”， 更没必要说用厘米、毫米为单元了。
冗长的数字往往是令人生厌 的。打个例如，北京到上海的铁路间隔约为1400千米，假设有 个离奇的人，他非要说北京到上海乘火车是1 400 000 000毫米， 您莫非不会感应噜苏吗？
寡所周知，1天有24小时，1小时是60分钟，1分钟等于60 秒，所以1天有86 400秒。
请问，光在一天中能够跑多远呢？ 很容易计算，它等于
300 000 x 86 400=25 920 000 000(千米）
差不多等于从地球到太阳往返87次。
一年有365。25天，光就能够S包259。2亿千米乘以365。25，也 就是约94 600亿千米，为了简便起见，也能够说成9。
5万亿千 米。人们以至还经常说1光年大致就是10万亿千米。
为了对它获得一些更曲不雅的印象，我们无妨设想，把地球 的曲径缩小10亿倍，于是地球就成了一颗曲径只要1。3厘米的 小“葡萄”；北京到上海的曲线间隔原来是1000千米摆布，那时 却缩成1毫米；将1光年按同样的比例缩小1〇亿倍，却还有 9 000多千米，相当于北京到巴黎的实在间隔那么远。
您看，光
年是一把多么庞大的“尺子”啊！
总之，说天鹅61星的间隔是11光年，要比说它离我们 105 000 000 000 000千米便利得多。
科学史上经常发作如许的情况：一项困难的工做，在很长 期间内不断裹足不前，它使许多有名而能干的人遭受挫折，但 在尔后的某个时候却获得了奇异的停顿，那时有几小我不约而 同地突破了僵局，他们几乎同时获得振奋人心的成功。
在那里， 那种情况又发作了。
只比贝塞尔晚两个月，亨德森求出了半人马a星的间隔（图 31 )。那颗星的中文名字叫“南门二”，它的视亮度在寡星中名 列第三，比织女星还亮。不外它太偏南了，北半球大部门处所 的人都看不到它。它的自行也很大，到达天鹅61星的3/4, 为每年3。
7〃。加之它又是一个张角很大的短周期双星，两颗子 星每79年便互绕一周。所有那一切都使它很有希望是离我们
太阳比来的恒星，而事实上也果实如斯。
亨德森在南非好望角天文台不雅测到那颗星（贝塞尔在欧洲 天然见不到它）。1831年，他在那当那座天文台的台长，但是不 久便回老家苏格兰当皇家天文学家了。
他求出半人马a星的视 差是0。91"，约为天鹅61星的2。5倍，因而半人马a星比天鹅61 星近得多。亨德森的数字意味着半人马a星要比太阳远20万 倍，间隔我们30万亿千米。事实上，它远在4。3光年之外，但那 并没有使它丧失“离太阳比来的恒星邻人”的地位。
需要弥补的是，人们后来又晓得，还有一颗幽暗的细姨在 绕着半人马a双星系统运转，它目前在轨道上所处的位置，比半 人马a两颗子星离我们更近，间隔我们仅4。22光年。它是实正 的离太阳比来的恒星，因而，人们将它称为“比邻星”。
其实，亨德森比贝塞尔早良多时间就完成了不雅测，但是他 曲至回到苏格兰的首府爱丁堡谋取一个职位之后，才完成数据 的整理和计算，于1839岁首年月颁发了研究成果。
很天然地，“第 一人”的荣誉便归于更先抵达彼岸的贝塞尔了。
在此期间，俄籍德国天文学家斯特鲁维(Fredrich Georg Wilhelm von Struve， 1793 〜 1864 年） 也获得 了胜利 。他从小就处置 天文工做，1815年被录用为爱沙尼亚的多尔帕特天文台台长时 才22岁。
1824年，他获得一架口径24厘米的优良折射千里镜， 那也是夫琅禾费造造的。那是第一架配上了“赤道仪”的望远 镜，有了赤道仪，千里镜才气主动跟踪迟缓地东升西落的星体。 后来，那架仪器伴同斯特鲁维一路转移到了圣彼得堡附近的普
尔科沃天文台 它是19世纪中最完美的天文台之一Q斯特
鲁维用那架千里镜为天文学做出许多重要的奉献。
他用它来 测定恒星的视差，选择的目的是织女星。
织女星是全天的第四亮星，也是在北半球天空中可以高高 升起的第二号亮星。它的自行是每年0。35"，足以引起人们的 留意。斯特鲁维从1835年起头停止丈量，到1838年才大功告 成。他推算出的织女星视差是〇。
26〃，比今天公认的数值大一 倍，于是他算出的织女星间隔就太近了。不外，我们不该该过 于苛求前人，在其时，如许细小的视差位移竟然被他丈量出来， 那就足以称得上是一项了不得的成就了。可惜，斯特鲁维曲到 1840年才颁布发表本身的成果，他落到了贝塞尔、以至也落到了亨 德森的后面。
织女星比半人马a星和天鹅61星远得多，离我们 有26。3光年。但是，它照旧是太阳的近邻。