第十九章
小行星與“天文單位”的測量
現代利用雷達技術，已精密測得金星同地球的距離，從而算出了日地平均距離，即天文單位的精確長度。這樣，小行星在這方麵的功用自然有所下降。不過，回顧一下這段曆史，還是很有必要的。
17世紀末葉，英國天文學家哈雷建議過借觀測金星過日麵的現象來確立太陽的視差，太陽視差是指從地球半徑兩端看太陽上一點的視線所夾的角度。知道這個角度以後，計算太陽和地球間的距離便是一個簡單的三角學問題了。因為地球半徑早已有人測定過。但是，金星過日麵的現象，從哈雷作建議以後近3印年的時間裏，隻發生過4次。這當然不是測定太陽距離的一個好方法。這不僅因為這現象難得一遇，去觀測還需作長途奔波；而且，金星進入日麵和離開日麵的時刻也難精確測定，所以到了19世紀末葉，當最能靠近地球的433號愛神星發現之後，天文學家就都拋棄了金星過日麵的方法，而轉用小行星來作測量天文單位數值的媒介了。
愛神星是最先被用來測定天文單位長度的一個小行星。在發現愛神星(1898年)以前，曾用望遠鏡發現了海王星的那位德國天文學者葛雷，就列舉過30顆能靠近地球11天文單位的小行星，建議用三角測量法測出它們與地球距離以確定太陽的視差(因而也就得到了天文單位長度)。在1930～1931年時，433號愛神星跑到了地球附近，提供了極好的機會，全世界24個天文台一共作了287次照相觀測。經過9年對所攝照片的分析，終於推算出太陽的視差是8′790，與近代用雷達測定金星距離所得太陽視差相差無幾。從此，小行星開始得到人們的重視。
誰都知道，計算時間少不了一隻鍾，稱量物體離不了一杆秤，而要測量一段距離，就得有一把尺子。即便是最現代化的測量，用再精密的儀器，經過再複雜的測量程序，最後總有一段基線，需要用尺子量出來。而且，測量所引起的誤差，往往首先取決於我們所用的尺子的精確程度。
過去，最精確釣尺子就是放在巴黎國際度量衡局的米原器。它被看作是世界上一切尺子的最終標準。但它和其他任何尺子一樣；都會受外界條件、特別是溫度的影響。由於熱脹冷縮，冬天的“一尺”會比夏天的略短一些。為了避免這種情況，“米原器”用的是特殊的材料，而且放在嚴格控製溫度的環境中。然而要絕對消除熱脹冷縮的變化是不可能的，所以後來科學家們便不再用物質實體做成的尺，而改用某種光線的波長來作為長度標準。
天文學家也需要一把尺子。這把尺子是用來量“天”的，因而必須足夠大。人們常說“不知天高地厚”，其實，天確實很高，高到無限(至少對我們渺小的人說來是這樣)，地卻並不太厚——地殼不過區區幾十千米，即使地球上相隔最遠的兩點的直線距離，也才隻有12000多千米，對量天來說還是顯得太短了。所以很早時候，天文學家們便利用地球軌道的距離來作為基線，這就是用以量天的一把尺子。這把尺子的名字就叫做“天文單位”。它正好等於地球軌道上相隔最遠的兩點距離的一半(有時也把這叫做地球與太陽的平均距離)。
天文單位實在太重要了，因為根據開普勒立下的天空中的第三條“法律”a3=T3，人們很容易進行歸算，行星與太陽的距離一時是弄不清的，但它們多少時間繞太陽轉一圈，卻並不難測準。測出了周期T，當然也相當於知道了a，可是這樣求得的行星距離隻是“天文單位”的倍數，如木星52，火星15，大多數小行星為27，究竟是多少千米，那完全要看一個天文單位的長度是多少了!
太陽係內少不了天文單位，出了太陽係也還要靠它，我們知道，恒星的距離十分遙遠，常要用“秒差距”來表示(“光年”僅是一種形象化的單位，在天文學中常用的是秒差距)，而秒差距的實際長度也完全取決於天文單位有多長，因為秒差距是這樣產生的：它的數值相當於在這顆恒星上看地球的軌道半長徑所張的角度的倒數，倘若π=1″，則這時恒星的距離恰為1秒差距，而一個弧度與206265弧秒是等價的，因此，一個秒差距就是206265天文單位。天文單位的數值決定了秒差距的“身價”。