我們可能會(huì)對(duì)星座比較感興趣，但是星座告訴我們的僅僅是天體在星空當(dāng)中所處的方位，可能有些恒星離我們比較近，也可能離得異常的遙遠(yuǎn)，但是我們?nèi)庋蹮o法區(qū)別。

所以距離是非常重要的，我們通常采用視差法的方法來測(cè)量距離，觀測(cè)者通過位置的改變，可以看到物體在遠(yuǎn)處的投影位置會(huì)發(fā)生一些變化。

第一種測(cè)量方法

那就可以獲得這個(gè)距離，這種獲取距離的方式叫視差法

視差法測(cè)距實(shí)際上是用到了幾何的性質(zhì)

在古時(shí)候，比方說存在一個(gè)湍急的河流，我們要測(cè)量河流的這一邊到河對(duì)岸的距離，觀測(cè)者無法到河地對(duì)岸去。

那我們可以在河的這一邊構(gòu)造一個(gè)基線，這個(gè)基線的長度是可以來測(cè)量的，我們可以站在這個(gè)基線的兩個(gè)不同的位置對(duì)河對(duì)岸來進(jìn)行測(cè)量。

測(cè)量這個(gè)視差，把這個(gè)角度給它測(cè)出來，所以這個(gè)距離就等于它的基線除以視差，我們就可以獲知距離。

實(shí)際上像我們生活當(dāng)中每一天，我們都用到了這種視差法，我們?nèi)祟愑袃蓚€(gè)眼睛，就是因?yàn)橛袃蓚€(gè)眼睛會(huì)產(chǎn)生視差，可以讓我們來判斷距離。

那么按照三角視差的方法，我們知道要獲得很好的距離測(cè)量的精度取決于兩個(gè)因素，基線的長短同時(shí)取決于角度的分辨率。

在我們地球上，我們可以把這個(gè)基線不斷不斷地延長，我們可以把這個(gè)基線，取到我們地球的半徑來研究。

在我們太陽系內(nèi)，我們地球繞太陽做軌道運(yùn)動(dòng)，它的半徑作為基線來測(cè)量距離。

我們通過半年的時(shí)間來觀測(cè)某顆恒星在星空當(dāng)中的投影，它位置的改變可以測(cè)量出來角度視差的大小。

我們結(jié)合日地的距離，就可以把恒星與我們的位置計(jì)算出來，所以說這種方式來測(cè)量出來的距離我們通常用秒差距來表征。

比方說我們測(cè)量出來某一個(gè)天體，它半年角度的變化為1角秒，我們通常會(huì)把它所對(duì)應(yīng)的一個(gè)真實(shí)的距離叫做一個(gè)秒差距。

所以我們可以通過一個(gè)簡單的幾何的推導(dǎo)的過程，就可以把秒差距長度可以算出來。

在周年方法來測(cè)距時(shí)，用到了就是地球繞著太陽軌道運(yùn)行的半長軸作為基線測(cè)量。

因?yàn)槲覀兊厍蛏蠒?huì)受到行星，大氣的擾動(dòng)的影響，所以我們觀測(cè)設(shè)備，儀器的角分辨率是有極限的。

這就使得我們用周年法來測(cè)距，存在一定的測(cè)距的范圍，最多可能看到幾百個(gè)秒差距的地方。

距離的測(cè)量在天文學(xué)的研究當(dāng)中有非常重要的意義，當(dāng)然，我們很難找到統(tǒng)一的方法來進(jìn)行距離的測(cè)量。

其它測(cè)量方法

那么對(duì)于更遠(yuǎn)的距離，我們?nèi)绾蝸頊y(cè)距呢？

赫羅圖

如果結(jié)合赫羅圖，我們可以構(gòu)造分光視差的方法進(jìn)行測(cè)距。

那對(duì)于更更加遙遠(yuǎn)的天體，我們可以利用某一類非常特殊的恒星，這類恒星它具有一個(gè)非常有意思的特征，它會(huì)大規(guī)模整體的脈動(dòng)，并且最大的亮度，會(huì)跟它的脈動(dòng)的周期成正比。

那這種天體當(dāng)中的，其中最典型的叫做造父變星，那么它就像一把量天尺，我們可以用造父變星來測(cè)量天體離我們的距離。

那么對(duì)于更更更加遙遠(yuǎn)的天體，我們可以用這樣一些Ia型超新星作為標(biāo)準(zhǔn)燭光，來實(shí)現(xiàn)距離的測(cè)量。

對(duì)于在我們近鄰距離的測(cè)量，我們可以通過雷達(dá)回波實(shí)驗(yàn)來實(shí)現(xiàn)。

所以這里我們最后展現(xiàn)一個(gè)宇宙的距離階梯