章節2
日珥之謎
和人類關係最密切的太陽本身有著數不清的謎，日珥之謎就是其中的一個。在發生日全食時，人們可以清楚地看到，在色球層中不時有巨大的氣柱騰空而起，像一個個鮮紅的火舌，這就是日珥。
早在幾百年前人們就觀測到了日珥。1239年，天文學家在觀測日全食時就觀測到了日珥，並稱其為“燃燒洞”；1733年觀測日珥時，將其稱作“紅火焰”；1824年觀測日珥時，日珥又被想象成太陽上的山脈。1868年，法國的讓桑和英國的勞基爾分別引進了光譜技術，人們對日珥的外形才有了明確的認識。
日珥一般長達20萬千米，厚約5000千米，其騰空高度可達幾萬到幾十萬千米，甚至百萬千米以上，日珥可分為三類：寧靜日珥、活動日珥和爆發日珥。寧靜日珥噴發速度達每秒10多千米，能存在幾個月之久；而爆發日珥的噴射速度每秒鍾可達幾百千米，但存在時間極短。
由於日珥騰空高度有時達數百萬千米，實際上它已進入日冕層。日冕層的溫度極高，甚至可達100萬攝氏度以上，日珥的溫度也很高，在1萬攝氏度左右。它們不僅溫度差別懸殊，密度差別也很大，日珥的密度是日冕的幾千倍，令人奇怪的是，當日珥衝入日冕層時，既不墜落，也不消融，而是能和平相處在一起。有科學家解釋，太陽磁場具有隔熱作用，它包裹住日珥，使兩者無法進行熱量交換。但是，人們發現，有些日珥並非是從大氣層的低層噴射上去的，而是在日冕高溫層中“凝結”出來的，而有些日珥還在頃刻間就燒完乃至全無蹤影，這種凝結現象和突變現象讓人無法解釋。
此外，空天一物的日冕怎麼會突然出現日珥呢？據計算，全部日冕的物質也不夠凝結成幾個大日珥，它們很可能是取自色球的物質。但這些猜測尚未得到證實，關於日珥的一切還是個謎。耀斑之謎
在明亮的太陽光球之上就是美麗的色球層。大陽色球層中活動最劇烈的是“耀斑”，也叫做“色球爆發”。用望遠鏡觀察時可以發現，在光球層黑子附近會突然出現局部增高現象，並在瞬間亮度和麵積迅速增大，然後再慢慢消失，人們一般將增亮麵積超過了3億平方千米的稱作“耀斑”，把小於3億平方千米的稱作“亞耀斑”。
耀斑在爆發時要釋放出巨大的能量，大耀斑可在十幾分鍾內就釋放出1億～10萬億億爾格的能量，這相當於100億顆百萬噸級的氫彈爆炸。如果發生在地球上，差不多每個人都要承受兩顆氫彈的打擊，可見它的威力足可以毀滅整個地球。
色球層的耀斑會產生大量的紫外線、X射線、V射線輻射並拋出大量的高能粒子。它們到達地球後，將會對地球產生強烈的影響。例如，它們擾亂了地球的磁場，引起磁爆；對於在宇宙航行的人和其他生物也有生命危險，並且還使飛船中的儀表受到損壞；特別是強烈的輻射破壞了地球電離層，致使短波通訊中斷。
耀斑帶來的災害使人們對耀斑的研究極為重視，並希望能對它進行預報。
耀斑是怎麼產生的呢？人們一般認為，耀斑的能量來自磁場，這是一個巨大的強磁場區域的突然瓦解。但是誘發磁場迅速瓦解的原因，以及它為什麼能夠釋放出那麼多的輻射，人們還沒有作出科學的解釋。
為了解決耀斑這個太陽物理中的最大難題，科學家們提出了幾十種耀斑理論的模型，一方麵進行地麵觀測，一方麵發射了許多航天器在太空中進行全麵觀測。盡管如此，人們對耀斑的認識還停留在表麵階段，耀斑的許多問題還有待解決。日食之秘
有時候，太陽高懸在天空中，光芒四射，好端端的一個大白天，但是忽然太陽缺了一大半，變成了月牙形，甚至完全不見了。於是，天地間出現了夜色，星星也在眨眼。過一會兒，慢慢地太陽又出現了，一切都和平時一樣，這是怎麼回事呢？
這就是發生了日食。
世界上公認的最早的日全食文字記錄在《尚書·胤征》裏。據該書記載，夏朝仲康時代，當時掌管天文的羲和家族有個官員，因沉湎於飲酒，懈怠職守，沒有預報即將發生的一次日食，而引起人們驚惶。國君仲康認為這是嚴重失職，便將羲和處死。科學家們推算，這是發生在公元前2137年10月21日的一次日全食。
那麼，日食是怎麼產生的呢？
在古時候，人們由於不了解產生日食的原因，對日食的現象感到十分不解和神秘，以致日食的發生竟製止了一場曠日持久的戰爭。
在公元前585年，在愛琴海東岸，有一天，米迪斯人和呂底亞人正在交戰，雙方打得難分難解。忽然天空中的太陽不見了，戰場頓時失去了平時的光明，天昏地暗。雙方的首領都十分驚恐，認為這是上天對他們的懲戒，於是，都一致同意放下武器，平心靜氣地訂立了和平條約，結束了一場持續5年之久的戰爭。據推算，這次日食發生在那年的5月28日。
古人對日食的現象還作了種種有趣的解釋。比如：我國大多數地區傳說是“天狗”吃掉了太陽。有的地區還傳說是青蛙或豹子吃了太陽。因此，每當發生日食的時候，人們都要敲鑼打鼓，鳴盆響罐，以嚇跑“天狗”，營救太陽。這些當然隻是人們天真的猜想。
現在，科學家已弄清了日食產生的原因。我們知道，月球本身不會發光，因此，在太陽的照射下，在它的背麵會有一條長長的影子。當月球繞地球公轉轉到太陽和地球的中間時，這時太陽、月球和地球恰好處在一條直線上，從而使月球擋住了部分照到地球上的光線，或者說，月球的影子投射到地麵上。這樣，在月影掃過的地區，人們就會看到日全食。
日食在1年裏一般會發生2次，有時也會發生3次，最多會發生5次，不過這是針對全地球而言，在地球上某個具體地方就很難碰到多次觀日食的機會。月食的奧秘
人們在戶外賞月，有時會看到這樣一種情景：一輪皎潔的月亮在慢慢地移動著。忽然，月亮的邊緣開始缺了一點，漸漸地，這個圓弧狀的陰影越來越大，月麵逐漸殘缺，變成月牙，最後連月牙也不見了，隻是隱隱約約地看到一個古銅色的圓盤。這就好像一個嘴饞的小孩，慢慢地在啃食月亮這塊“燒餅”。過了好一會兒，月亮逐漸又露出來，月牙也越變越大，最後又完整無損地出現了。這就是發生了月食。
發生月食時，月亮到哪兒去了呢？
其實，月食和日食一樣，都是常見的自然現象，可是古人不能正確地了解它的原因，從而把月食蒙上了一層神秘的色彩。
2300多年前，地中海的西西裏島的敘拉庫斯人和希臘雅典人打仗。雅典艦隊攻勢勇猛，攻進了敘拉庫斯的港口，當時城裏的人們都作了準備，打算撤退。可是，在這天夜裏，剛好發生了月食。雅典人把月食看作不祥之兆，以為這是上天對他們的警示，於是，他們就撤消了進攻計劃。這樣一來，敘拉庫斯人爭取到了時間，調來增援部隊，反而把雅典人的艦隊全部消滅掉。
其實，古代也有些科學家很早就推測出，月食是月亮被地球的影子擋住所導致的結果。我國東漢的天文學家張衡就提出過這樣的觀點。麥哲倫環球航行時，據說，他憑著月食的陰影斷定地球是個球體，他們往西航行就一定可以繞地球一圈，返回原地。
近代科學家研究證明，張衡的推測沒有錯。月食就是地球的影子掩蔽了月亮。由於月亮和地球本身都不會發光，隻能反射太陽光，因此月亮和地球在太陽光的照射下，在它們背著太陽的一方就會拖著一條陰影。在月亮繞地球公轉的時候，如果月亮走進地球的陰影，照不到太陽的光線就發生了月食。如果是整個月亮被地球的陰影遮住，就是“月全食”；如果月亮隻有部分被地球的陰影遮住，就是“月偏食”。
月食的發生也是有規律的。它一般發生在“望” 日，即農曆的十五或十六。但每個月的十五或十六不一定都會發生月食，因為地球運行的軌道和月亮運行的軌道不在一個平麵上。大多數的“望”日，月亮都在地球運行軌道的上麵或者下麵溜過去。隻有當月亮、太陽、地球都處在一條直線上的時候，月亮才進入地球的陰影，從而引起月食。
月食通常每年發生一二次，也可能發生3次。有時候整年都不發生。不過發生月食時，一般全世界都可以看到，因此，見到月食的機會要比見到日食的機會多的多。近核現象
彗頭的結構十分複雜，前蘇聯天文學家奧洛夫曾按形態特征把慧頭分為N、C、E三類。N類是無發彗星，是多次回歸的彗星，它每接近太陽一次，彗核的蒸發物都要逃逸一些，到彗核中完全失去了氣體，這時慧頭隻有彗核而沒有彗發，它走近太陽時也隻有塵埃彗尾；C類是彗核中的氣體較缺乏，接近太陽時，可形成球莖形彗發；E類是彗核中有豐富的氣體，能形成明亮的彗發，有拋物麵形包層，這種叫做錨形彗頭。但這種分類法應用不廣，因觀測資料表明，彗頭是多種多樣的而且不穩定，現在一般用近核現象來描述。
歸根結底，彗發和彗尾都是從彗核中蒸發拋出的物質，所以彗發和彗尾都直接或間接地和彗核有關，而彗核的活動又顯著地表現在內彗發中，這就稱為近核現象。
下圖是德國天文學家白塞耳首先提出的，關於彗頭的“噴泉”理論圖解。“噴泉”理論是曆史上的理論之一。
某些彗星的彗頭朝太陽方向常出現奧洛夫所劃分的E類彗頭，即有拋物麵形的包層。如莫爾豪斯彗星(1908Ⅲ)，柯吉亞(1874Ⅲ)和多納提(1858Ⅵ)等彗頭的素描圖可看到多個同心拋物線包層。曾觀測到多納提彗頭的包層向外膨脹、擴散、亮度減弱，從彗核又拋出新包層，包層拋射時間間隔相當有規律，拋出周期為92小時和462小時。包層膨脹速度為每秒100～500米，經4天可達10幾萬千米的範圍。哈雷彗星在1910年也出現過包層。
惠普爾曾對80顆觀測資料較多的彗星作了分析，從近核現象得出有1／3左右的彗核表麵是不對稱的，即表麵的性質是不同的。這樣，彗核在自轉時，近核現象就有某種周期性的變化。從而可計算出彗核自轉的周期約為幾小時到幾天，自轉軸對軌道麵的傾角是多樣的。如哈雷彗星的自轉周期為103小時，順向(逆時針)自轉，自轉軸和軌道的傾角約90°，恩克彗星的自轉周期為65小時，傾角為99°，施瓦斯曼-瓦赫曼彗星自轉周期為119小時，傾角65°。小行星的望遠鏡觀測
我們要認識小行星，至少要爭取實際看到一兩顆小行星。因此，有必要了解小行星到底有多麼亮，然後去決定觀測它所要使用的望遠鏡。大約在公元150年的時候，埃及天文學家托勒密已把天空中用申眼所能看到的恒星的亮度分為6級。其中最亮的約20顆星，列為最亮級，叫做1等星；肉眼看來暗淡得幾乎看不見的，叫做6等星。1等星比6等星大約亮100倍。所以，兩星相差一個星等時，它們的亮度之比為
5100＝2512倍
最初發現的四顆小行星，當它們走到最靠近太陽處，而且被陽光全麵照明即所謂衝回的位置時，它們的星等是：
1號穀神星74等
2號智神星80等
3號婚神星87等
4號灶神星65等
由此可見，隻有最亮的4號小行星，當它逢遇最有利的近日衝日時，才能為眼力好的人勉強看到。所以用肉眼觀測小行星是不現實的。
如果用一個雙筒的觀劇鏡或單筒小望遠鏡，這個問題就解決了。隻要觀劇鏡的透鏡直徑達到25厘米，用它就能望見9等星；要是望遠鏡的物鏡大到10厘米，那麼12等的暗弱星星也不難看到。
像這樣暗弱的星點，夜晚天空裏多得不可勝數。拿一具望遠鏡，去挑一顆小行星，其困難無異於海底撈針。因此，需要知道進行觀測的這個小行星已走到什麼位置。這可以從天文年曆上查到。要從小行星的視運動采辨認小行星，就要知道它們移動的快慢如何。一般采講，在點點繁星中間，小行星每24小時可以移動一段相當於從月亮邊緣到月亮中心的距離。當然，有的小行星視運動會快一些，有的會慢一些。個別特殊的小行星，由於非常接近地球，它們的視運動可以比一般的大到百倍、千倍之多。小行星的照相觀測
更有效的觀測方法是把照相技術用於天文觀測。利用轉儀鍾帶動照相望遠鏡，使它隨著所指天區的東升西落運動，那麼，星象便可以保持在底片上固定的位置，使曝光時間可以持續好幾個小時之久。
現在，在天文台觀測小行星幾乎全部使用照相方法。因為，這不但可以借延長曝光時間而拍攝到暗弱的星點，而且可以得到長久的天象記錄。這樣，測定小行星經緯度的工作，便可以留待實驗室裏去進行度量和計算。此外，一張底片上常常會有不止一顆小行星出現；把為小行星所拍的底片保存起來，在以後研究其他天文問題時，也能起很重要的作用。
進行小行星照相工作，最理想的儀器叫雙筒折射望遠鏡。它的互相平行的兩個鏡筒所拍的是同一天區，兩張底片上所拍攝的是相伺的星象。如果我們在一張底片上看到一個若明若暗、若有若無、暗淡拉長的星點子，懷疑它是小行星，那麼，我們還必須判斷它到底是底片上的汙點還是真的星象。這時，隻要去檢查另一張底片上同一地方是否也有星象，這問題便迎刃而解。
用單筒望遠鏡給小行星拍照，若不在一張底片上作很長時間的曝光，使小行星的影象拖長，也可以在相隔一兩小時前後，給同一天區拍攝一張底片。把這兩張底片放到一具名叫“閃視鏡”下作檢查，也可以檢視出小行星來。“閃視鏡”能讓你很快地從一張底片轉換到另一張底片。當兩底片的位置調好後，在迅速來回轉換時，我們就會感覺到所看到的好像是同一張底片。這裏麵若有一顆小行星，它就會顯得跳來蹦去，而被發現。
小行星過了衝日時期後，亮度逐日減低，到後來，望遠鏡的聚光力會不足以使它留影於底片之上。不過，我們如果想繼續跟蹤觀測它一兩個星期，辦法還是有的。根據已作觀測方位的移動規律或預算出來的星曆表，該星在天空移動的方向和速度是可以事先知道的。我們讓底片盒按照這方向以同樣的速度跟著運動，於是，所有的別的星點點都拖成條紋，唯獨這小行星才形成點狀的象。
確定小行星在星空中的方位，目視和攝影兩種觀測方法都可以使用。但是，如果要精密測定小行星的亮度或它的星等，就要采用一種叫光電測光的辦法。這種方法使用一隻光電管，來自小行星的光線通過望遠鏡照射到光電管上，光的能量便被轉變為電能。我們使用電流計來測定光電管產生電流的大小。因為這電流與照進光電管的光能量成正比，所以電流的大小就是小行星亮度強弱的指標。倘與已知道星等的恒星作比較，小行星的星等就可以算出來。在這項工作中發現，不少小行星的亮度具有周期從幾小時到十幾小時的周期性的強弱變化。小行星的光電觀測
小行星在望遠鏡中呈點狀光源，除個別幾個大者外，很難直接測出其角直徑。由於小行星在很短一段時間(比如幾個小時)內，亮度會發生變化，故多數情況下采用光電方法比較容易觀測到。
在望遠鏡的終端安放一台光電接收設備。當夜幕降臨時，先按照星圖所示位置在星空中找到小行星，然後將小行星象置在光電管的陰極麵上，並注意保持不離開。隨著、時間的推移，在記錄儀上便可得到一條光電流變化的曲線。顯然，這條曲線反映了小行星的亮度變化，但同時也包含大氣消光、大氣能見度和夜天光等的變化以及儀器零點漂移和靈敏度變化等外在因素。為了扣除這些因素，可以在觀測之前，依據星圖選擇一顆不是變星的參照恒星。選擇標準是亮度適中並位於小行星附近。把觀測程序做如下改動：緊接小行星每次觀測後，各對參照星和夜天背景觀測1～2次，盡可能地縮短三者的觀測時間差距，以便使外在影響接近一致。不難理解，通過這種觀測辦法，扣除參照星和夜天背景光電流的小行星光電流，便反映出小行星的亮度變化了。這種方法的觀測精度可達百分之一星等。
早先采用照相方法進行觀測，不僅精度低，而且處理費時。對於單個對象來說，不如光電方法效果好，近代，使用大視場底片進行暗小行星測光巡天觀測，采用照相方法使得一張底片上能拍攝多個對象，這比起光電方法又前進了一步，具有更大的優越性。不過，自本世紀刃年代開始，光電方法更為普遍地采用。在最初的20年裏，觀測是零星的、個別的，發表的資料也不多。進入70年代以來，小行星光電觀測大規模地開展，不僅發表的光變曲線數，而且被觀測的星數都在迅猛地增長，同時對某些特殊小行星進行了國際範圍的聯合觀測。小行星亮度變化的原因
小行星光變曲線的形狀千姿百態，但亮度變化呈周期性，多數情況下，在一個周期內，光變曲線有兩個起伏，不過，有時也能觀測到1個或3～4個乃至多個起伏的光變曲線。一般說來，每個起伏的高低及持續時間都不一樣，另外，在大起伏上還迭回小的曲折。
研究表明，小行星是固狀天體，跟大行星一樣，靠反射太陽光而發光。因此，小行星的亮度取決於兩個條件：(1)觀測者所見受照麵積和；(2)表麵反照率(反射本領)。前者跟小行星大小有關。顯然，在反照率相同的情況下，大的小行星比小的行星更為明亮；而當大小相同時，反照率大小不同的小行星其明暗程度也不相同。
另一方麵，小行星除公轉之外，還繞軸自轉，當小行星表麵物質不均勻時，不同表麵的反照率是不一樣的，這樣，小行星的亮度隨著自轉便發生變化，並且變化呈周期性。小行星亮度發生周期性變化的另一個原因是，小行星的形狀不規則，在一個自轉周期內，觀測見到不同大小的視圓麵麵積：麵積大時亮一些；麵積小時暗一些。
根據上述道理，不難理解，倘若小行星為球形，並且表麵物質均勻，亮度便不會發生變化。這種情況隻為個別大小行星(如穀神星)所有；另一種不變化的情況是，小行星的自轉軸朝向觀測者，此時，不論在什麼自轉位相，觀測者所見的總是同一個表麵。這種情況不是對所有小行星都能發生的，而且一般說來，一旦某個小行星出現這種情況，也僅限於個別年份，在別的年份，由於觀測者視線方向跟自轉軸方向不重合，該小行星的亮度不再會是恒定不變的了。
綜上所述，小行星亮度變化的原因有兩個，一個原因為形狀，另一個原因是反照率。這兩個原因可以一個為主，也可同時起作用，但以前者占多數。因此，小行星光變曲線大體上可分為三大類：(1)主要由形狀不規則造成的；(2)形狀不規則同時表麵上反照率變化亦起重要作用；(3)小行星接近球形，但表麵上反照率不均勻產生的。
對於第一種原因產生的光變曲線，如果假定小行星為繞短軸自轉的三軸橢球體模型(這一模型符合大多數情況)，則曲線形狀規則，並有兩個起伏(如圖a)；第二個原因產生的曲線雖不規則，但有兩個起伏(如圖b)；第三個原因曲線的特征是，形狀不規則，同時起伏任意多(如圖c)。
另外，還需說明一點，實際情況比以上分類要複雜得多，區分究竟是反照率變化還是形狀不規則，有時並不是那麼容易的。一般說來，對同一個小行星，不同年份的光變曲線形狀是不一樣的，但周期保持相同。其中道理很簡子，就是在不同的年份，自轉軸跟視線的相對方向發生變化，因而觀測者所見視圓麵麵積不一樣，除此之外，光變曲線還跟太陽的照射條件，因而跟小行星的位相有關。小行星亮度變化的研究
為了以下敘述方便，先介紹有關光變曲線的幾個術語：
(1)光極大——在亮度變化一個起伏內的最大亮度，即光變曲線上的波峰；
(2)光極小——在亮度變化一個起伏內的最小亮度，即光變曲線上的波穀；
(3)光變振幅——在一個起伏內光極大和光極小的星等差；
(4)光變周期——光變曲線上兩個相繼同位相點的時間間隔，即亮度變化周期。
對小行星自轉和形狀的研究來說，最重要的是：(1)光極大(或光極小)時刻；(2)光極大星等和；(3)光變振幅，此外還有光變周期。當一個廚期內幾個起伏不同時，通常使用最大起伏的參數，有時也采用其他起伏的參數。
根據以上參數，我們便能從事分析研究：首先，由小行星的光變振幅可以分析小行星的形狀。如果在任何年份光變振幅都很微小，則小行星接近球形；相反，光變振幅大的小行星，形狀較扁、較不規則；其次，可以研究光變周期。忽略由於公轉產生的微小差異，它表示小行星的自轉周期；第三，倘若在某一年份，小行星亮度變化甚小，光變振幅接近於零，那麼此時自轉軸朝向觀測者，小行星的自轉軸是大體沿著此時觀測者的視線方向的。
進一步，如果對小行星采用繞短軸自轉的三軸橢球體模型，那麼利用不同年份的光極大星等和光變振幅，可以同時測定小行星的三軸之比(即形狀)和自轉軸的空間方向。另一方麵，利用不同年份的光極大時刻(或光極小時刻)，不僅可以測定自轉軸的空間方向，同時還可以測事實上無公轉影響的自轉周期和自轉方向，而無需對小行星的形狀做出任何假定。
目前已知自轉最快的小行星，周期隻有兩個多小時，最慢的可長達1～2個月。據資料統計，對於直徑大於50千米的小行星，自轉周期似乎有隨直徑減小而增加即自轉減慢的趨勢。而直徑介於刃到1舶千米範圍內的小行星，則大約為11小時。對於直徑低於50千米的小行星，趨勢正好相反：直徑越小，自轉越快，不過其中有少數例外，它們的自轉速度甚緩。
一般而言，大小行星的形狀比較規則，接近球形；相反，小小行星的巨大光變振幅意味著它們的形狀比較不規則、比較扁。統計資料表明，小小行星的長軸(a)、中軸(b)和短軸（c)三軸之比為a：6：c=2:2：1，和碰撞實驗中碰撞碎片的三軸之比相同。因而很可能小小行星是母體小行星的碰撞碎片(甚至多次碰撞碎片)，而大小行星的規則形狀意味著它們係母體碰撞後受損甚微的本體或殘骸。
此外，諸如小行星的尋找、通過小行星掩恒星的觀測直接測定小行星直徑以及小行星表麵地形結構特征的研究等等，無不可以借助光變曲線達到目的。通過對光變曲線研究提供的資料的統計來驗證充實碰撞演化理論，是近代小行星物理研究活躍領域。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。