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新行星定名为冥王星（Pluto），这有两层意义：一则这名字的前两字母PL正好是罗尼尔（Percival Lowell）的缩写，罗尼尔是亚利桑那的弗拉斯塔夫的罗尼尔天文台的创立人，这次发现就在那天文台上；二则命名的人以为冥王正是更外面的黑暗世界的王——但其原意是阴曹地府的王，而那儿却不见得特别黑暗。也许另一个天文学家提出的“海后星”（Amphitrite）更好些，因为那是海王的妻子。“冥王”的名字就可以留给也许还存在的更远的行星了，但这只是小事而已。
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可是冥王星自身情形怎样呢？它的大小和质量倒更像地球而不大像它那些近邻的巨人行星。它是只在大望远镜中才可看见的黄色星球，也是唯一一颗还没有太空飞行器访问过的行星。（美国国家航空航天局于2006年1月19日发射空间探测器新视野号，计划对冥王星及柯伊伯带进行探索，探测器预计在2015年7月抵达冥王星。）它的表面以及它的大气的详情现在还属未知之列。冥王星可能像海卫一一样是由70%岩石和30%冰水混合而成的，地表上光亮的部分可能覆盖着一些固体氮、少量的固体甲烷和一氧化碳，大气可能主要由氮、一氧化碳及甲烷组成。有一点却是一定的，那儿的温度一定非常低——低得绝不允许生命存在。在冥王星上观察，太阳只是一大光点，光度不过比我们的满月之光大300倍罢了。毫无疑问，那儿绝对不会是生命繁衍的乐土。
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可是现在这故事最有趣的一部分来了。由照片的研究一发现新行星的存在，天文学家就马上着手计算它的轨道与大小。结果证明它非常小。那么难道它的存在可以如罗尼尔猜想的引起天王星运动的变化吗？平常人可以猜，但细心的计算却可以给我们一个确定的答案。这种工作的最大部分是由我们的关于这方面的最高权威——耶鲁大学（Yale University）的布朗教授（Prof.Er est W.Brown）担任了的，他的研究给了一个确切的答案。他发现冥王星给天王星的影响很小，小得如他所说“不能像罗尼尔那样由它加于天王星的影响而计算推断出它的存在”。罗尼尔的计算只有理论的趣味了。他的实际功劳只是用他的私产创立并且辅助了一座天文台，这天文台参加了普通的天体摄影研究，又为了发现新行星而刻意检查拍摄的照片。在他死后好久，这特殊物体才被找到。
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虽然冥王星的发现经过近乎传奇，但是它的大行星的地位只保持了70余年。在2006年8月24日的第26届国际天文学联合会（IAV）上，经投票，否定了冥王星是大行星。这样，太阳系的大行星又减为8颗。不过无论人们如何决定冥王星的地位，都改变不了它运行的轨道和方式。
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通俗天文学：和大师一起与宇宙对话（全彩四色珍藏版） [:1700937115]
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第十一章 太阳系的比例尺
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测定天上距离的方法和工程师测定一些不方便实际到达的东西（例如山峰）的方法是类似的——取可实际到达的A点及B点为基准以测定遥远而不可到达的第三点C。工程师在A点测定BC间所成的角，再到B点测定AC间所成的角。由于三角形内角和永远等于180度，那么从中减去A角B角之和就可得出C角了。我们立刻就可看出C角是和基线相对的，正是在C点的观测者的所见的AB两点的夹角。这角度通常称为“视差”（parallax），这就是从A点看C点和从B点看C点的方向差异。任何一个学习过初等几何的读者看到了这里，都能够很轻易地用他们具有的三角形知识来算出C点（我们要测量的遥远星球）相对AB两点（显然是我们美丽地球上的两个位置已知的点）的距离。
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如果对这个测量方法进行稍微仔细一点的观察和深入思考，我们又可以立刻看出，对于基线AB而言，物体的距离愈远，视差就愈小。到一定长距离以外，它就要小得使观测者很难发现其中存在视差了。如果要测量非常遥远的星球，即使用赤道直径作为测量的基准，也会发现BC线与AC线基本上都指向同样的方向。用视差的方法来测量距离取决于两点：一是基线的长短，二是角度测量的精确程度。
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月亮是一切天体中离地球最近的，因此拥有最大的视差。如果以地球赤道半径作为基线，那这角几乎要达到1度。因此月亮的距离的测定就可达到最精确的程度。甚至生于公元二三世纪的托勒密（Ptolemy）都能据此测出大致准确的月亮距离。但测量太阳及行星的视差就得需要较精良的仪器了。
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测量中基线的两端可以是地球上任何二地——譬如说格林威治和好望角两地的天文台。我们曾经提到过的金星凌日发生的时候，一些处在地球上不同位置的天文观测机构发表出金星凌日开始和完成时刻相对他们的方向。于是，通过这一些较多的数据互相印证，人们就可以比较精确地测定出金星或者太阳的距离了。这种测定视差来获得距离的方法叫做“三角测量法”（triangulation）。
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为了得出全太阳系的大小，我们只要知道一定时刻任何一行星对我们的距离。所有行星的轨道及运动都由于历代天文学家的努力而非常精确地画成图了，把这幅图放在我们面前就如同摆放了一幅极准确的某国地图，可上面却没有千米数或比例尺。因此他就不能量出图中此点到彼点间的距离，除非知道了比例尺。天文学家所需要的正是这种太阳系图的比例尺。
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天文学家要得到的基本单位就是已经说过了的——地球到太阳的平均距离。测量视差绝不是测定这距离的唯一的方法。过去还发展了一些其他方法，其中有些同视差的最好的测量同样精确，有的则精确得多呢。
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图56 用三角测量法测不能准确测出遥远物体的距离
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利用光的运动的量度
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这些方法中最简单显著的方法之一就是利用光速。当地球在轨道中不同点时，对木星卫星的食所作的观测，使我们知道光经过与地球太阳之间相等的距离需时约500秒。这种测定还有一种方法，就是利用星的光行差。这就是说，由于地球及光线的联合运动而产生的星的方向的细微改变，结果得出光从太阳到地球需历时498.6秒。现在我们很清楚光传播的速度，用这个速度乘以498.6，我们就可得太阳的距离了。按照最新公布的数据，光速是每秒299 792.458千米。再用498.6乘，我们就得出约有14 950万千米，这就是从地球到太阳的距离。
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其他度量方法
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测定太阳系比例尺的第三种方法就是太阳加在月亮上的引力的量度。这种引力的效应之一便是当月亮进行环绕地球的公转时，在上弦期它约在平均位置之后两分钟多一点，到望月时就赶上又超过，于是在下弦期它又在平均位置之前两分钟了。到朔时它再落后到平均位置上去。这样就有一种荡动与月亮绕地球的运动相协调。荡动的量恰好与太阳的距离成反比例。因此，量度出这个量就能确定距离了。
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第四种方法仍依赖引力。只要我们知道了地球质量与太阳质量间的确切关系。这就是说，如果我们能够精密测定太阳比地球重多少倍，我们就能够算出地球必须离太阳多么远才会环绕它每年一周。
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量度太阳距离的结果
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由上述及其他方法就得出了太阳的“地心视差”（geocentric parallax），即由地球中心和赤道一点望到的日出日没时太阳中心方向的改变。这是8.8秒强。这一点移差是微小得不能被肉眼看出的，但在望远镜中还是很易见到的角度。因此从太阳上望地球，肉眼看来只是一个光点，而望远镜中看来却是小圆盘了。
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知道了太阳的视差和赤道部分的地球半径，要算出太阳的平均距离只是很简单的事了。这距离的最可靠的值是14 960万千米弱。
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以千米数计，太阳到地球的距离似乎大得出奇了，当然这确是不小。以光速或无线电传递速度计，这只是8分钟多一点，而最近的恒星距离却已超过4光年了。在最近的恒星上看来，太阳只是一颗星，而地球即使用我们最大的望远镜也看不出来了。即使能见到，也必须用最大的望远镜才能把太阳、地球分开。这两者之间的距离，在我们看来有这样广大，却只能造成不到一弧秒的角度。
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地球到太阳的平均距离就是所谓的“天文单位”（astronomical unit）。它就成为太阳系全图的比例尺，我们借此测定其他行星的距离。此外，它还是量度太阳系以外的恒星及其他天体距离的一根大基线。为了这一点，天文学家曾用各种可能的方法以求把这距离量得极其准确。
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通俗天文学：和大师一起与宇宙对话（全彩四色珍藏版） [:1700937116]
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第十二章 引力与行星的称量