1測距也是一門幾何美學

在正式開始主要內容前，我們不妨從另一例子談起，在尺子距離有限的前提下，我們要如何測量一個河道的寬度，這是一箇中學數學問題，其實用到的方法很經典，三角測距法，我們不需要過河，只需要在河岸對面尋找一個參考點，比如樹。然後在這一側找一條尺子範圍內長度的基線，在基線兩頭筆直望向剛才選定的參考點（樹），視線與基線的夾角則是一可知量，利用三角函式的思想，我們就可以計算得到河道的寬度。

測太陽的距離其實思想也是一樣的，當我們無法直接去丈量距離的時候，就可以尋求數學上的幫助了，地球上最長的基線自然就是地球的直徑了，所以利用幾何知識，就能知道太陽距離我們的距離是多少（約為1.5億公里），日地距離也被稱為一個天文單位AU。

不過由於地球直徑相對於更遠恆星的距離而言，距離尺度顯得就太小了，故技重施就不合適了，所以就必須尋找新的合適的基線了，很自然的，藉助曾經測得的日地距離，我們可以利用地球繞太陽的軌道半徑作為新的測量太陽系外恆星距離我們的距離。

我們可以在兩個時間節點測的觀測的夾角p，並利用地球軌道直徑計算近恆星的距離，夾角p被稱為視差，實測發現，太陽系外的恆星的視差都小於1”，所以我們習慣上界定p=1”對應的距離為一個天文單位，被稱為1秒差距（1pc）。

1pc（秒差距）=206000AU（日地距離）=3.09*10^6 m=3.26l.y.（光年）

我們測量距離的方式也是隻需測出視差，即可得知大概的距離為d=1/p“。比如說，天鵝座的阿爾法星的視差為0.3“，所以它與我們的距離約為3.3pc。

不過由於角度測量精度的限制，這種方法只適用於距離小於100pc以內的恆星，結果比較精確的範圍大約在20～30pc範圍內，對於更遠的恆星，這個方法變得不那麼適用，不過這在早期人類對宇宙的探索上而言，這樣的方法是值得稱讚的。

2基於光通量測距

在視覺上，星星的亮度遠不如太陽，這也導致在歷史上對太陽的讚美遠多於直接對某一顆星星的讚美，可是我們要如何得知星星本來有多亮呢？以及到後來如何透過所謂的亮度測距呢？

在公元前兩世紀，人們還不能物理地描述恆星的亮暗，於是就依靠肉眼將能看到的恆星亮度分為6等，1等最亮，6等最暗，這也就是視星等的雛形了。可是恆星的真實亮度自然和眼睛看上去的有差距，所以利用物理性質描述這一現象變得尤為重要，於是我們定義了一個描述單位時間內釋放出光能多少的量度為光度L，但是光度並不能直接被測得，我們就只能藉助其他量來反算光度，光通量B的概念應運而生，光通量指的是在我們所處位置，單位面積上接受到光源的光能，這一物理量和光度L和距離d有關：

B=L/（4*派*d^2）

生物學家在研究中發現，人對物體明暗的感覺差異和光通量的對數成正比，然後一次一次的實驗後得出一個結論：m-m0=-2.5logB（m0是星等零點）。於是視星等和絕對星等就被扯上了直接的聯絡。