引言：你有沒有想過(guò),，或明或暗的星光都來(lái)自遙遠(yuǎn)的宇宙深處,，那么我們又是如何知道它們有多遠(yuǎn)的呢？

知識(shí)點(diǎn) I ：視直徑與角距離

       圓周被定義為360°,，或者一個(gè)正圓的1/360為1°,，1°又可分為60′，1′又可分為60″,。由于我們?cè)诘孛嬗^測(cè)到的天體都可以被認(rèn)為是天球上的投影,，因此我們經(jīng)常使用角度單位來(lái)度量天體在天球上的大小和距離。在一定的距離上觀察一個(gè)物體,，物體的邊緣所張開的角度就是視直徑,，又叫張角。由于近大遠(yuǎn)小的道理,，相同尺寸的物體位于不同距離,，視直徑是不同的。一個(gè)1米直徑的圓盤,，放到57.3米的地方,，其視直徑等于1°。（想象把360個(gè)這樣的圓盤環(huán)繞一周）角度實(shí)際上代表著物體直徑與距離的比例,，如30′意味著1:114的比例,，即114米外直徑1米的物體；1′對(duì)應(yīng)1:3483,，30″對(duì)應(yīng)1:6875,，10″對(duì)應(yīng)1:20626；1″對(duì)應(yīng)1:206265等等,。角距離指的是我們?cè)诘厍蛏嫌^察兩個(gè)天體之間的距離,，也相當(dāng)于張度，是我們視覺上的距離,，而不是他們真實(shí)的距離,，同樣用度分秒這樣的角度單位來(lái)度量。

張角/視直徑的概念（繪圖：水兄）

知識(shí)點(diǎn) II ：基線與視差

       視差指的是從有一定距離的兩個(gè)點(diǎn)上觀察同一個(gè)目標(biāo)所產(chǎn)生的方向上的差異,。更具體的,，兩個(gè)觀察點(diǎn)之間的距離稱作基線,，被視差的目標(biāo)與兩個(gè)觀察點(diǎn)之間的夾角叫做這兩個(gè)點(diǎn)的視差角（以被觀察目標(biāo)為頂點(diǎn)），或者可以把視差理解為從被觀察目標(biāo)看基線的張角,。不過(guò)需要說(shuō)明的是,，天文學(xué)上一般把視差定義為半徑（基線的一半）所張開的角度。

       1751年左右,，法國(guó)天文學(xué)家拉朗德和拉卡伊在柏林和好望角,，幾乎在同一經(jīng)度上的兩個(gè)點(diǎn)上，測(cè)量得到所謂月亮的視差（兩地觀察到月亮的天頂距之和減去兩地緯度之和）為57′3″,，對(duì)應(yīng)于地球半徑,。因此根據(jù)此前我們給大家的比例，就可以知道月球到地球的平均距離大約是地球半徑的60.3倍,。已知地球半徑是6378公里,，所以得出月球距離就是384593公里。

       顯而易見的是,，基線越長(zhǎng),，可以觀測(cè)到的視差角度就越大。因此,，要觀察遙遠(yuǎn)恒星的視差,，必須擴(kuò)大基線長(zhǎng)度。如果人不離開地球,，能想到的最長(zhǎng)的基線就是地球軌道的直徑,，約1.5億公里。具體的做法就是今天測(cè)一下某個(gè)恒星的位置（赤道坐標(biāo)）,，等半年后再去測(cè)這個(gè)恒星的坐標(biāo),，之間的角距離的差異記作θ，天文學(xué)上將θ/2作為恒星視差,。

不同距離的目標(biāo)需要不同長(zhǎng)度的基線（來(lái)源：中國(guó)科普博覽）

三角視差法測(cè)量恒星距離示意圖（來(lái)源：360百科）

知識(shí)點(diǎn) III ：秒差距

        如果按照公里計(jì),，地球軌道半徑也實(shí)在大，使用不太方便,。于是天文學(xué)家創(chuàng)造了一個(gè)單位——秒差距,，記作pc。意思是一個(gè)恒星視差為1″時(shí)所對(duì)應(yīng)的距離,，即當(dāng)太陽(yáng)—恒星—地球三者張開的角度為1″時(shí)恒星到太陽(yáng)的距離,。這樣一來(lái)，如果我測(cè)到某個(gè)恒星視差為0″.1,，那么相應(yīng)的距離就是這個(gè)角度的倒數(shù),，即10pc。1pc=206265AU（天文單位）,，1pc≈3.26ly（光年）≈3×1013km,。

        不過(guò)恒星的視差都很小,，如最近的比鄰星，視差僅0″.77,，即1.2945pc,，約4.22光年,。遠(yuǎn)的恒星視差越小,。三角視差法的極限取決于測(cè)量的精度。一直以來(lái),，對(duì)視差的測(cè)量精度受限于0″.01,，換句話說(shuō)，我們只能測(cè)準(zhǔn)100秒差距以內(nèi)的恒星,。直到近幾年,，隨著空間天體測(cè)量技術(shù)以及CCD技術(shù)的發(fā)展，精度提升到了0″.0001（哈勃望遠(yuǎn)鏡2013年數(shù)據(jù)）,，已屬不易,，但已經(jīng)達(dá)到極限了。

秒差距的概念（來(lái)源：網(wǎng)絡(luò),，編輯：水兄）

知識(shí)點(diǎn) IV ：絕對(duì)星等

        天文學(xué)上用星等來(lái)表示恒星的亮度,，這是沿用了古希臘人的做法。直接用肉眼感覺到或用儀器測(cè)出來(lái)的恒星亮度稱為視亮度,，用視星等來(lái)衡量,。然而星等并不能代表恒星的真實(shí)亮度，原因很簡(jiǎn)單,，因?yàn)楹阈堑木嚯x遠(yuǎn)近各不相同,。在其他條件不變的情況下，相同瓦數(shù)的燈泡,，放在近處肯定比遠(yuǎn)處更亮,。恒星真實(shí)的亮度又叫真亮度，代表恒星的輻射能力,，所對(duì)應(yīng)的星等就被稱為絕對(duì)星等,。要比較恒星真實(shí)的亮度，就必須假想把所有的恒星都放在同一距離上,，天文學(xué)上約定這個(gè)標(biāo)準(zhǔn)距離為10秒差距,。在那個(gè)距離上，恒星亮度嚴(yán)格的說(shuō),，應(yīng)該是恒星包括光學(xué)波段在內(nèi)的整個(gè)電磁波譜的輻射總量,，不能直接觀測(cè)得到，只能通過(guò)理論分析計(jì)算,。

假定將恒星都放在10pc的位置上來(lái)比較它們真實(shí)的亮度（繪圖：水兄）

知識(shí)點(diǎn) V ：分光視差法

        分光視差法的做法是：①?gòu)臒崃W(xué)理論分析恒星光譜的某些特征,，通過(guò)公式M=-2.5lgE推測(cè)出恒星的絕對(duì)星等M,；②從恒星光度測(cè)量得到星等；③在已知絕對(duì)星等M,、視星等mδ的情況下,，利用關(guān)系式M=m+5-5lgD計(jì)算得到距離D（以pc為單位）。由于“秒差距”單位制中距離與視差是簡(jiǎn)單的倒數(shù)關(guān)系,。結(jié)果時(shí)間一久,，天文學(xué)家們就默認(rèn)視差和距離是一回事了。分光視差法這個(gè)名字就將錯(cuò)就錯(cuò)地保留下來(lái)了,。