首先來說說視差.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,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,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恒星的絕對星等,進而求出距離. 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)家使用雷達測量日－地距離.雷達回波可以很準確的告訴我們太陽里我們有多遠,這樣一來,天文學(xué)家就可以大膽的測量遙遠的星辰了.
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