求自然日界线的计算方法（几句话让你学会计算地日距离）

1769年，当金星经过太阳时，天文学家计算出了地日距离。那么，到底是如何计算出来的呢？

1769年，开普勒行星运动定律和牛顿万有引力定律已经被提出并且证明有效。每颗行星的轨道周期已经被测量过，但是还没有测量过其绝对距离。开普勒第三定律（其实就是牛顿万有引力定律的一种特殊形式）描述了每颗行星的轨道周期与其和太阳间相对距离之间的联系。例如，开普勒第三定律告诉我们，如果金星的轨道周期是0.62年（地球年），那么，它到太阳的平均距离为地日距离的72%。

这样天文学家就知道了每颗行星与太阳间的相对距离，但是他们还不知道如何用这些距离与地球的长度单位（如英里）或者地球的大小作比较。既然行星的轨道周期已经知道了，那么知道其任何一个绝对距离就可以计算出所有其他行星的距离。所以，如果我们知道了地日距离，那么我们也就知道了金星的轨道大小以及它的移动速度。因此，所有线索都与一个数字有关：地日距离。

其余部分则由天文学家所说的视差决定。

想象一下，你和一个朋友站在街道一边，但是相隔甚远。朋友在你的右边，并且你们两个人都盯着街道对面的同一根路灯柱看。一辆汽车从你的左边开过来，这辆车先穿过了你的视线，然后过了一会儿才穿过你朋友的视线，对吗？因为你的朋友在从另外一个角度看路灯柱。

如果你知道你和朋友之间的距离、汽车的速度以及汽车穿过你们视线的时间差，那么可以根据几何学计算出你们和路灯柱之间的距离。

以此类推，你和你的朋友在两个不同的天文台（地球上相隔很远的地方）盯着太阳，等待金星凌日。你们各自看到金星凌日的时间将会略有不同，更重要的是，你们看到金星穿过太阳表面的路径也会稍有不同，此时记录下此次观察凌日你们之间的略微差异。根据这些测量和一些三角学知识，可以计算出到太阳的绝对距离。1771年，法国天文学家杰罗姆·拉兰德(Jerome Lalande)根据对1761和1769年金星凌日观测结果的分析，计算出了一个天文单位的值，它只比现行（现代）的值高2%。

早在一个世纪以前，就有人使用相同的原理（视差）来观测火星，并得出另一个相当精确的天文单位的计算结果。1672年，当火星靠近地球时，乔瓦尼·卡西尼（Giovanni Cassini，在巴黎）和让·里奇（Jean Richer，在法属圭亚那）同时进行了观测，比较了火星相对于背景星星出现的位置，得出了一个天文单位的值，大概比现代的值高7%。

金星凌日是指太阳和地球之间的行星金星像暗斑一样掠过太阳盘面，并且遮蔽一小部分太阳对地辐射的天文现象。这类天文现象可能会持续数小时。金星凌日的原理与月球造成的日食一样。虽然金星的直径几乎是月球的3.5倍，但由于它离地球更远，因此它遮蔽的太阳面积就非常小。科学家可以通过观察金星凌日估算太阳和地球之间的距离。

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