天 文 新 知|
正 當 我 重 新 整 理 教 材 時 ， 注 意 到 一 個 看 似 瑣 碎 但 頗 值 得 思 考 的 問 題 。 大 家 都 知 道 ， 光 源 和 觀 測 者 之 間 的 距 離 愈 遠 ， 光 的 強 度 便 愈 低 ， 因 此 ， 形 容 天 體 亮 度 的 「 視 星 等 」 並 不 能 確 切 表 示 天 體 的 光 度 ； 或 者 更 準 確 的 說 ， 天 體 的 視 星 等 並 不 能 反 映 它 在 單 位 時 間 內 於 特 定 的 波 長 範 圍 中 所 放 射 的 光 能 。 這 正 是 天 文 學 家 利 用 「 絕 對 星 等 」 表 示 天 體 光 度 的 原 因 ， 而 某 天 體 的 絕 對 星 等 是 指 一 位 離 它 10 秒 差 距 的 觀 察 者 所 測 得 它 的 視 星 等 。 （ 當 某 個 天 體 的 視 差 角 等 於 1 弧 秒 時 ， 它 和 太 陽 的 距 離 便 定 義 為 1 秒 差 距 。 ）我 的 問 題 是 ： 為 什 麼 要 用 10 秒 差 距 作 為 定 義 絕 對 星 等 的 距 離 ？
由 於 光 的 強 度 取 決 於 光 源 本 身 的 光 度 以 及 它 和
觀 測 者 之 間 的 距 離 ， 而 絕 對 星 等 的 定 義 將 光 源
和 觀 測 者 之 間 的 距 離 固 定 ， 因 此 能 確 切 表 示 天
體 的 光 度 。 其 實 ， 我 們 可 用 任 意 的 距 離
來 代 替 10 秒 差 距 ； 不 過 ， 某 些 距 離 的 確 會 較 其
他 的 更 為 自 然 。 雖 然 現 今 天 文 學 家 時 常 會 測 量
星 雲 和 星 系 等 天 體 的 絕 對 星 等 ， 但 是 恆 星 的 光
度 才 是 他 們 起 初 最 有 興 趣 的 研 究 課 題 。 天 文 學
家 直 接 測 量 鄰 近 恆 星 的 視 差 角 ， 從 而 計 算 出 它
們 的 距 離 ， 人 稱 三 角 視 差 法（ 見 圖 一 ） 。 這 正
是 天 文 學 家 通 常 以 「 秒 差 距 」 而 非 以 「 光 年 」
或 「 米 」 來 表 示 星 際 距 離 的 原 因 。 事 實 上 ， 兩
顆 相 鄰 的 恆 星 一 般 相 距 約 1 秒 差 距 ， 而 太 陽 與
其 最 接 近 的 恆 星 （ 即 半 人 馬 座 比 鄰 星 ）的 距 離
約 為 1.3 秒 差 距 。 因 此 ， 在 界 定 絕 對 星 等 時 使 用 1
或 1.3 秒 差 距 似 乎 更 為 理 所 當 然 。 （ 相 比 之 下 ，
若 使 用 1 光 年 作 為 固 定 距 離 就 顯 得 有 點 不 太
「 自 然 」 了 。 ） 那 麼 ， 為 何 我 們 在 絕 對 星 等 的
定 義 中 要 採 用 10 秒 差 距 呢 ？
經 過 整 個 下 午 的 努 力 ， 我 決 定 改 變 策 略 。 與 其 翻 查 第 二 手 資 料 ， 倒 不 如 直 截 了 當 考 查 最 先 提 出 該 定 義 的 文 獻 ： 我 開 始 在 《 牛 津 英 語 大 詞 典 》 網 上 版 搜 尋 「 絕 對 星 等 」 一 詞 的 出 處 。 我 終 於 有 收 穫 了 ， 因 為 該 詞 典 引 用 了 荷 蘭 天 文 學 家 卡 普 坦 在 1902 年 所 發 表 的 一 篇 文 章 中 的 部 分 內 容 [ 1 ] 。 更 令 我 喜 出 望 外 的 是 ， 美 國 太 空 總 署 的 天 體 物 理 學 數 據 庫 系 統 (http://adswww.harvard.edu/index.html) 備 有 這 篇 曾 刊 載 於 一 份 現 已 停 辦 的 期 刊 中 的 文 章 ， 而 且 更 可 在 網 上 免 費 供 人 閱 覽 ！ 卡 普 坦 在 文 章 內 討 論 了 恆 星 分 佈 與 光 度 、 自 行 和 視 差 的 關 係 以 及 一 些 相 關 的 問 題 。 在 他 的 研 究 中 ， 較 光 亮 的 恆 星 均 取 自 英 國 天 文 學 家 布 拉 德 雷 在 1750 至 1763 年 間 的 觀 測 記 錄 所 編 成 的 奧 威 爾 斯 · 布 拉 德 雷 星 表 ， 並 採 用 了 德 國 天 文 學 家 奧 威 爾 斯 在 1890 年 代 對 這 些 恆 星 所 作 的 極 其 精 確 觀 測 結 果 。 此 外 ， 卡 普 坦 使 用 了 一 個 較 早 期 （ 但 不 準 確 ） 的 觀 測 數 據 ： 即 太 陽 的 光 度 是 織 女 星 的 4 × 1010 倍 ( 400 億 倍 ) ， 但 這 數 值 只 是 真 實 的 一 半 左 右 。 卡 普 坦 並 作 出 以 下 說 明 ： “ 根 據 這 些 數 據 我 們 可 輕 易 計 算 出 當 太 陽 移 至 某 個 距 離 ， 而 該 距 離 所 對 應 的 視 差 角 π= 0."10 時 ， 其 視 星 等 為 5.48 。 我 會 採 用 5m.5 ， 因 為 它 剛 巧 與 布 拉 德 雷 所 觀 測 的 恆 星 的 平 均 星 等 相 符 。... 我 們 進 一 步 界 定 恆 星 的 絕 對 星 等 （M） ... 為 該 恆 星 如 移 至 離 太 陽 某 個 距 離 ， 而 該 距 離 所 對 應 的 視 差 為 0."1 時 ， 所 顯 示 的 視 星 等 。 ” 因 此 ， 採 用 10 秒 差 距 作 為 絕 對 星 等 的 界 定 距 離 很 明 顯 地 是 相 當 隨 意 和 偶 然 的 ─ 這 點 卡 普 坦 本 身 在 文 章 內 亦 已 強 調 過 。 英 國 天 文 學 家 埃 丁 頓 在 其 1914 年 的 著 作 [ 2 ] 中 也 採 用 了 這 個 數 值 。 自 此 ， 絕 對 星 等 的 定 義 就 成 為 金 科 玉 律 了 。 我 們 在 這 裏 學 懂 了 兩 件 事 。 第 一 ， 採 用 10 秒 差 距 來 界 定 絕 對 星 等 純 粹 是 「 約 定 俗 成 」 而 非 出 於 「 自 然 」 。 第 二 ， 解 決 這 個 學 術 問 題 的 過 程 充 分 展 示 了 網 絡 的 威 力 ； 當 然 ， 大 前 提 是 我 們 必 須 懂 得 如 何 有 效 地 使 用 它 。
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