恒星的距离
在测定恒星的距离这个问题上，天文学家曾经进行了长期的T45，但直到1838年才得出颇为精确的测量结果。在这1年里，经过适当的校正，测定了天鹅座61号的距离；约在同一时间里，发现南门二比天鹅座61更接近我们。直到现在，这两颗星仍然属于我们的近邻。已经证实，南门二有1颗星等为11等的暗弱的伴星，它可能比南门二还要稍微近一些，因而早就把它叫做“比邻星”。它获得这样的名字，当然是引人注意的。不过这个名字是否得当，尚有待证明。因为，出现在我们照相底片上的几百万颗暗星中，很可能再发现1颗或几颗更为接近我们的恒星，一旦发现了这样1颗恒星，那么“比邻星”这个名字，自然就要让位给最新发现的那个近邻了。
天鹅座61星，多年来曾被认为是第二颗最近的恒星，但现在至少已发现11颗比天鹅座61更近的恒星，它们之中就有天空中最亮的天狼星。
自1839年以后，陆续测定了一批恒星的距离。天文学家根据这些已经得到的知识，对其他恒星至少能够提出一些有用的数字，并考察它们的颜色、亮度和其他物理性质，甚至对它们的大小和构造，也能作出某些接近真实情况的推论。恒星距离的确定，给天文学开拓了一个广阔的研究领域，因为知道了1颗恒星的距离以后，我们就可以对它的大小和发光本领，以及其他自然状况有所了解，至于它的化学组成则可以用分光镜来揭示。例如，两颗恒星所显示的明亮程度相等，如果我们得知其中1颗比另1颗距离我们远多少倍，我们就可以了解那颗远距离的恒星的实际亮度应该是多少。举例说，天狼星和老人星同是两颗最亮的恒星，它们都比标准的一等星亮得多，然而却把它们看做同一级的恒星，都叫做1等星。这两颗星相比较，天狼星似乎还要亮些，它和我们的距离，比日地距离还远50万倍。可是老人星却不承认这个结论，因为它离我们更远，天文学家经过长期的努力，终于用最先进的技术测定了老人星的亮度，从而解决了这个争沦问题。这时，得知老人星是全部1等星中实际上最亮的恒星。
恒星的距离测量，天文学家叫做测定恒星的“视差”。所谓视差，通俗地讲，就是从不同的地点观测同一物体，这个物体在它的背景上所产生的位置变化，又叫“视差位移”。例如，你拿着1枝铅笔，竖立在你面前，并伸出30厘米远，先用1只眼睛注视铅笔的上端，然后用另1只眼睛做同样的动作，你将发现铅笔顶端在它的背景上的投影位置似乎发生了变化。铅笔伸。出得远一些，位置的变化似乎小了一些，如果再伸得远一些，就几乎没有位置的变化了。作上述观测时，你如果把前后两个投影点联成一条直线，则这条直线，首先是由于你的两只眼睛之间的距离造成的；其次，这条直线的长短，和铅笔伸出去的远近成反比，而直线的方向并没有改变。同样的道理，如果在两个相距很远的测点上来观测距串很远的同一个天体，那么这两个测点的视线，同样在这个天体的背景(天球)上留下两个投影点(同一天体在天球上的两个视位置)，两个测点的联线叫做基线，而两个投影点的联线，就是由于测点位置的变化所产生的视差位移。通过数学的运算，可以根据这条基线的长度，和两个测点与同一天体的两条方向线(视线)所组成的角度，计算出这个天体的距离。
用通常的方法，是不能看出恒星在天空中的位置变化的。甚至在地球直径的两端，相隔约12880千米的两个观测点上，也看不见恒星的位置变化，因为恒星距观测点的距离是非常巨大的。
最初，虽然有人设想找出一条像地球直径那样长的直线来作为测量恒星的基线，但这样长的直线在我们地球上是找不到的，然而，天文学家却在宇宙空间找到了，这就是地球围绕太阳作周年运动的轨道直径，这条直径长约3亿千米，比地球直径长约23544倍。有了这条基线，就可以。测量恒星的距离了。先在地球轨道的某一点上对某恒星作一次观测，在6个月之后，当我们处在轨道的相反一点时，又对同一恒星作一次观测，由于我们观测点的空间位置变换了3亿千米，就使某些恒星在天球上的视位置有了变化，因为恒星距我们观测点的距离很远，这种变化当然是极其微小的，通常用弧度的秒数来表示，称为角秒(记作″)。通过严密的数学计算，当我们在基线长3亿千米的两端测量某一恒星，如果它的视差位移是1″那么这颗恒星和我们的距离就将超过310000亿千米。我们还没有发现哪一颗恒星在天球的视差位移达到了1角秒(1″)，正如天文学家所说，没有一颗恒星的视差大到了1角秒(1″)。在基线长度不变的情况下，视差愈小，就意味着恒星愈远。因此，视差不超过1″也就是说，在最靠近我们的恒星中，没有哪一颗恒星和我们的距离仅仅只有310000亿千米。已经测得的最大视差是075″，这就是那颗最近的恒星的视差。要确切地决定一颗恒星的视差，至少要观测3次，天文学家通过第三次的测量结果，才能排除恒星视差的误差，这种误差是由于恒星的光在经过天空时，和太阳变位的相对运动所造成的。
太阳距离我们地球15亿千米。如果我们做一次长途的宇宙旅行来到了太阳上面，再前进20万倍于日地距离的路程，我们仍然没有遇见1颗最近的恒星，我们又前进8万倍于日地距离的路程，才能遇见那颗最近的恒星，这就是视差075嘶表示的距离意义。这个距离比310000亿千米还多125000亿千米。换句话说，已经发现的那颗最近的恒星，距我们435000亿千米，它等于日地距离的29万倍。
其他的恒星比这个距离还要远许多倍。如果用千米数来表示它们的距离，那么这个数字和无穷大几乎没有什么区别了。因为多数天文数字都大到难以理解的程度，应用起来很不方便，为此，就把日地距离(15亿千米)作为1个单位，叫做天文单位。在说明很长的距离时，我们通常使用“太阳距离的多少倍”这样的概念。但是某些恒星的距离是太阳距离的数百万倍，这仍然给我们一长串的数字负担，因此，天文学家又选用了另一个长度单位来表示恒星的距离，这个单位就是光线在1年内所走过的路程。我们知道光的速度是每秒30万千米，约等于每年95000亿千米，我们就叫做1光年，最近的恒星是42光年，这就意味着它的距离是95000亿千米的42倍。
当我们看到这颗最近的恒星时，进入我们眼帘的光线，已经离开它有4年多了。许多恒星的光线在一百年或几百年以前就出发了，可是现在还没有到达我们的眼里。某些暗弱的恒星，它的光线要几千年才能到达我们这里。就是说，它们的光线早在耶稣降生以前很久就向我们出发了，而现在还在旅途中疾行前进，尚未抵达我们这里。这些遥远的恒星，从星光出发到达我们这里要如此长的时间，那么这些星光出发后的恒星，它们在宇宙空间的状态，是不会没有变化的。我们认为北极星在宇宙空间是最稳定的，但如果它在接近半个世纪以前就熄灭了，我们现在还不知道这件事呢，因为我们现在所见到的北极星光，早在50年以前就出发了。光线的速度如此之大，它每秒的行程等于地球圆周长(40250千米)的7倍。太阳是最接近我们的恒星，它给我们的光大于1颗1等星的900亿倍，然而它的实际光量不过相当于1颗第二流的恒星的光量而已。冥王星是太阳系最远的行星，和太阳的距离大约是60亿千米；在我们和最近的恒星之间，如果接连摆上几千个同样的太阳系，将还要剩下一些空间。
我们感到声音传递很快，每秒约332米，如果可能的话，声音自最近的恒星传递到我们这里，需要300万年之久。幸而声音是依赖我们地球上的大气来传播的，否则我们所听到的将是强大而连续的剧烈响声，我们耳朵的防震结构将大不同于今天这个样子，因为恒星界的爆炸和剧变随时都在进行，我们的太阳就是这样一颗不断地变化着的恒星。
即使没有这种紊乱的音波来干扰我们，我们仍然可以发觉有来自无线电噪音的干扰。每当太阳黑子剧烈活动期，灵敏的无线电收音机就可收听到一种强烈的嘶嘶声，这种噪音出现在各种频率的电波上。星系中的许多天体也发出嘶嘶的噪音，证明宇宙中存在着大量的射电干扰。无线电噪音的一个主要来源是金牛座的蟹状星云(M1)，它是一个行星状的星云，这个星云是1054年在银河系里爆发的一颗超新星的遗迹。古代的记录表明，在那1年里，在蟹状星云这个位置上曾有1颗明亮的恒星。
恒星的视差测量是一种高度精密的天文测量技术，需要考虑各种允许范围内的误差，甚至观测者的性格也在考虑之内。采用相同的仪器来观测同一个目标，结果应该完全相同，但由于观测者的性格不同，所得结果仍然略有差异。天文学的计算问题，最后在处理可能误差的时候，天文学家要把他的个人误差(人差)也考虑进去。除了这些不稳定的因素以外，恒星的视差测量和观测记录，仍然不是十分精确的。还必须考虑折射的影响，因为地球是在宇宙中不断地运动着的，它不会因地球上的观测者正在进行着某种观测工作而稍作停留，这就使观测者对所观测的天体产生一种目视偏差，导致被观测的天体偏离它的真实位置。此外，还有一个因素，也是很重要的因素，就是地球的摇摆所产生的震动，以及其他天体运动的干扰。
关于恒星距离的测定，天文学家还有其他的途径。现在，间接的测定方法比直接的测定方法更为普遍。间接方法包括利用恒星的物理性质来判断它的实际的发光强度(光度)。例如，恒星的光谱，就可以作为测定恒星单位面积亮度的良好工具。某种光线的相对强度，能够指示恒星大气的压力，使天文学家据此判断是大的亮星还是小的暗星，或者是某种特殊类型的变星，而变星的光变周期，又可以量度恒星的实际光度。另一方面，当我们知道了恒星的本身亮度和目视亮度之后，我们就可以根据它在天空中显示的光照情况，简捷地估计出这颗恒星应该距离我们多远。
我们都听说过，在谈论恒星距离时，涉及的数字大得令人难以置信。也就是说，我们怎么知道恒星到底有多远呢？虽然计算我们的行星和另一颗恒星之间的距离有很多种方法，但有三种方法是最有效的。通过简单的数学和逻辑推理，我们的天文学家给了我们一幅更加生动的宇宙图景。现在坐下来，喝杯茶，让你的大脑准备好一些不可思议的数学。
你有没有注意到，当你看着窗外一辆行驶的汽车时，离你近的物体飞快地飞过，而离你远的物体相比之下似乎移动得很慢？这叫做视差效应。同样的道理，当我们绕着太阳旋转时，离地球较近的恒星的位置会稳定地从一个位置移动到另一个位置，而离地球较远的恒星似乎移动得不那么频繁。利用这一原理，天文学家可以相当准确地计算到附近恒星的距离。首先，天文学家会记录下这颗恒星在夜空中的位置。6个月后，同一颗恒星的位置再次被测量。
首先，你必须了解一个叫做视差的效应。如果你在你的鼻子前举起一根手指，距鼻子大概20厘米远，然后交替睁开和闭上你的一只眼睛，这个手指看起来就像 从一边跳到另一边。这是因为每一只眼睛给了你一个不同的视觉效果，并且你的 两只眼睛之间存在着几厘米的间隔。
如果你知道两个极为重要的尺寸:你两眼之间的距离和你手指看起来跳动的角度，那么三角法会帮助你计算出你手指距眼睛有多远。问题是这种方法对于观察近处的手指是适合的，但对于观察更远的物体就不行了。如果你尝试对一个远处道路末端的灯柱这样做时，你会发现你根本不能察 觉到灯柱的任何移动——它小到无法观察。
所以，要增加视差，眼睛必须分得更 开。天文学家利用这种效应在地球轨道的某一点做了一次观测，然后等地球绕其轨道运行到半圈（大概需要6个月）之前做第二次观测。知道这两个观测点之间的 距离便可以得到地球到太阳的距离，而且这个方法同样可以测算出几百光年以外 恒星与地球之间的距离。