从地球出发
首先来说说视差.什么是视差呢?视差就是观测者在两个不同位置看到同一天体的
方向之差.我们来做个简单的实验：伸出你的右手拇指,交替闭合和睁开双眼,你会
发现拇指向对于背景左右移动.这就是视差.在工程上人们常用三角视差法测量距离
.如图,如果我们测量出∠α、∠β和两角夹边a（称作基线）,那么这个三角形就
可以被完全确定.
天体的测量也可以用三角视差法.它的关键是找到合适的边长a——因为天体的距
离通常是很大的——以及精确测量角度.
我们知道,地球绕太阳作周年运动,这恰巧满足了三角视差法的条件：较长的基
线和两个不同的观测位置.试想地球在轨道的这一侧和另一侧,观测者可以察觉到恒
星方向的变化——也就是恒星对日－地距离的张角θ（如图）.图中所示的是周年视
差的定义.通过简单的三角学关系可以得出：r=a/sinθ
由于恒星的周年视差通常小于1°,所以（使用弧度制）sinθ≈θ.如果我们用角
秒表示恒星的周年视差的话,那么恒星的距离r=206 265a/θ.
通常,天文学家把日－地距离a称作一个天文单位（A.U.）.只要测量出恒星的周
年视差,那么它们的距离也就确定了.当然,周年视差不一定好测.第谷一辈子也
没有观测的恒星的周年视差——那是受当时的观测条件的限制.
天文单位其实是很小的距离,于是天文学家又提出了秒差距（pc）
的概念.也就是说,如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒）,那么它就距离我
们1秒差距.很显然,1秒差距大约就是206265天文单位.
遗憾的是,我们不可能把周年视差观测的相当精确.现代天文学使用三角视差法
大约可以精确的测量几百秒差距内的天体,再远,就只好望洋兴叹了.