名家导读

评《星星离我们多远》[1]

王绶琯

进入现代科学的天文学，是从测量天体的距离发端的，同样大的目标放得近就显得大，放得远就显得小；同样亮的目标放得近就显得亮，放得远就显得暗。所以不论是用眼睛还是用望远镜观测天体，如果不知道天体的距离，所看到的只能是它们的表观现象而不是实质。例如看过去月亮和太阳就差不多一般大小，但是它们的本质却是相差很远的。

天体的距离是如此之大，除了太阳系内几个有限的目标可以用直接测量（我们在这里把雷达和激光测距也看作是直接测量）的方法定出距离外，其余的都必须借助于某些物理模型和推理。这样，从“近”处的太阳和行星，到以光年到万光年计的恒星和银河系中的其他天体，再到以百万光年直到百亿光年计的河外天体，需要有各种不同的“量天尺”来估计它们的距离。这不但涉及通常在计量工作上需要考究的测量精度、定标等等，还必须涉及基于目前我们对天体的理解而采用的各类物理模型，如变星的“周光关系”，星系的“红移”规律，等等。

把这一切串起来看，是由近到远，不同层次上的一把把“量天尺”的设置与接力，每把“量天尺”的设置都涉及当代天文学上既基本又尖端的问题。因此既要把每一部分各不相同的问题介绍清楚，又要能贯穿起来做到全局脉络分明，不能不说也是科普工作中的一个“既基本又尖端的问题”。

《星星离我们多远》这本小册子成功地处理了这个问题。作者用陈述故事的方式把历代天文学家创造“量天尺”的过程放到科学原理的叙述中，这样既介绍了科学知识又饶有兴味地衬托出历史人物和背景。

作者在“明月何处有”中叙述了用三角法测量月亮（以及其他合适的天文目标）的距离，作图说明，清楚易懂，拉卡伊等的故事也用得很好。

“太阳离我们多远”这部分颇难写好。作者用几页篇幅介绍了开普勒和开普勒定律，很生动。最后通过易懂的数学式与表介绍了开普勒第三定律，为后面的说明开了路。作者在介绍地心视差时表达也很有条理，使得这些内容读起来节节深入、问题清楚。金星凌日是一个重要的方法，但需要转一个弯，似乎可以再用一些笔墨。

“测定近星距离的艰难历程”说明恒星视差和光行差，这较易表达。作者借助于贝塞尔测量天鹅61的过程指出选择较近的恒星以验证三角视差法的诀窍，然后介绍了三角视差方法及其限度，这也是富有启发意义的。

用测量恒星亮度的方法测量更远的恒星距离是对三角视差法的很自然的接力。这需要对各类恒星建立“标准烛光”。作者在“通向遥远恒星的第一级阶梯”里介绍了用恒星分光光谱定“标准烛光”的方法。这也是一般比较不易说清楚的部分。作者先介绍了星等和绝对星等的概念，接着说明了恒星光谱型和星等的关系，然后说明用分光视差法的可行性和局限性，铺叙上深入浅出，逻辑分明。

这种用恒星作“标准烛光”的方法只能使用到现有望远镜测得出光谱的恒星。对更远的恒星则无能为力。一个偶然但是非常精彩的发现使人们认识到某些变星有着光度与变光周期的一一对应关系，因此可以用它们的变光周期来作为“标准烛光”。这样只需要测量变星的亮度，而不需要难测得多的光谱，可以比分光视差方法测得更远。作者在“通向遥远恒星的第二级阶梯”里生动地介绍了这种更长的“量天尺”。

比变星更亮的“标准烛光”是一些亮星，特别是一些特殊的极高光度的新星和超新星，它们可以作为更长的“量天尺”，但是精度差一些。

再长的“量天尺”只能由多个恒星组成的星团和星系来担任。这里再次涉及“接力”问题，以及相应天体本身的分类以定出“标准烛光”的问题。这是粗糙的但可以“量”得更远的方法。又一个偶然而精彩的发现是星系的“红移”规律。把它应用到星系和类星体，可允许量到目前观测所能及的遥远宇宙范围。这些方法的原理、作用和困难，作者在“欲穷亿年目　更上几层楼”“尾声”中渐次做了系统的介绍。

综上所述，全书介绍了从近处的月亮到极远处的类星体的距离的量、估，包含了大量的天文知识和历史知识。作品立意清新，铺叙合理，文笔流畅，是近年来天文科普中一本值得向广大读者推荐的佳作。