從地球出發(fā)
首先來說說視差.什么是視差呢?視差就是觀測者在兩個不同位置看到同一天體的
方向之差.我們來做個簡單的實驗：伸出你的右手拇指,交替閉合和睜開雙眼,你會
發(fā)現(xiàn)拇指向?qū)τ诒尘白笥乙苿?這就是視差.在工程上人們常用三角視差法測量距離
.如圖,如果我們測量出∠α、∠β和兩角夾邊a（稱作基線）,那么這個三角形就
可以被完全確定.
天體的測量也可以用三角視差法.它的關(guān)鍵是找到合適的邊長a——因為天體的距
離通常是很大的——以及精確測量角度.
我們知道,地球繞太陽作周年運(yùn)動,這恰巧滿足了三角視差法的條件：較長的基
線和兩個不同的觀測位置.試想地球在軌道的這一側(cè)和另一側(cè),觀測者可以察覺到恒
星方向的變化——也就是恒星對日－地距離的張角θ（如圖）.圖中所示的是周年視
差的定義.通過簡單的三角學(xué)關(guān)系可以得出：r=a/sinθ
由于恒星的周年視差通常小于1°,所以（使用弧度制）sinθ≈θ.如果我們用角
秒表示恒星的周年視差的話,那么恒星的距離r=206 265a/θ.
通常,天文學(xué)家把日－地距離a稱作一個天文單位（A.U.）.只要測量出恒星的周
年視差,那么它們的距離也就確定了.當(dāng)然,周年視差不一定好測.第谷一輩子也
沒有觀測的恒星的周年視差——那是受當(dāng)時的觀測條件的限制.
天文單位其實是很小的距離,于是天文學(xué)家又提出了秒差距（pc）
的概念.也就是說,如果恒星的周年視差是1角秒（1/3600秒）,那么它就距離我
們1秒差距.很顯然,1秒差距大約就是206265天文單位.
遺憾的是,我們不可能把周年視差觀測的相當(dāng)精確.現(xiàn)代天文學(xué)使用三角視差法
大約可以精確的測量幾百秒差距內(nèi)的天體,再遠(yuǎn),就只好望洋興嘆了.
星等的關(guān)系
星等是表示天體相對亮度的數(shù)值.我們直接觀測到的星等稱為視星等,如果把恒
星統(tǒng)一放到10秒差距的地方,這時我們測量到的視星等就叫做絕對星等.視星等（m）
和絕對星等（M）有一個簡單的關(guān)系：5lg r=m-M+5
這就意味著,如果我們能夠知道一顆恒星的視星等（m） 和絕對星等（M）,那么
我們就可以計算出它的距離（r）.不消說,視星等很好測量,那么絕對星等呢?很幸
運(yùn),通過對恒星光譜的分析我們可以得出該恒星的絕對星等.這樣一來,距離就測出
來了.通常這被稱作分光視差法.
絕對星等是很有用的.天文學(xué)家通常有很多方法來確定絕對星等.
比如主星序重疊法.如果我們認(rèn)為所有的主序星都具有相同的性質(zhì).那么相同光譜
型的恒星就有相同的絕對星等.如果對照太陽附近恒星的赫羅圖,我們就可以求出遙
遠(yuǎn)恒星的絕對星等,進(jìn)而求出距離.
造父變星是一種性質(zhì)非常奇特的恒星.所謂變星是指光度周期性變化的恒星.造
父變星的獨(dú)特之處就在于它的光變周期和絕對星等有一個特定的關(guān)系（稱為周光關(guān)系
）.通過觀測光變周期就可以得出造父變星的絕對星等.有了絕對星等,一切也就好
說了 造父變星有兩種：經(jīng)典造父變星和室女座W型造父變星,它們有不同的周光關(guān)系
.天琴座的RR型變星也具有特定的周光關(guān)系,因此也可以用來測定距離.這種使用變
星測距的方法大致可以測量108秒差距的恒星.
向紅端移動
人們觀測到,更加遙遠(yuǎn)的恒星的光譜都有紅移的現(xiàn)象,也就是說,恒星的光譜整
個向紅端移動.造成這種現(xiàn)象的原因是：遙遠(yuǎn)的恒星正在快速的離開我們.根據(jù)多普
勒效應(yīng)可以知道,離我們而去的物體發(fā)出的光的頻率會變低.
1929年,哈勃（Hubble,E.P.）提出了著名的哈勃定律,即河外星系的視向退行
速度和距離成正比：v=HD.這樣,通過紅移量我們可以知道星體的推行速度,如果哈勃
常數(shù)H確定,那么距離也就確定了（事實上,哈勃太空望遠(yuǎn)鏡的一項主要任務(wù)就是確定
哈勃常數(shù)H）.
這樣,我們就可以測量到這個可觀測宇宙的邊緣了.
回到地球
不過還是有一個問題,這種天文學(xué)的測量如同一級一級的金字塔,那么金字塔的地
基——天文單位到底是多少呢?如果測量不出天文單位,其他的測量就都成了空中樓
閣 天文單位的確是天文測量的基石.20世紀(jì)60年代以前,天文單位也是用三角測量法
測出的,在這之后,科學(xué)家使用雷達(dá)測量日－地距離.
雷達(dá)回波可以很準(zhǔn)確的告訴我們太陽里我們有多遠(yuǎn),這樣一來,天文學(xué)家就可以大
膽的測量遙遠(yuǎn)的星辰了.