天文学上利用工程师测定不方便实地到达物体的方法来测定天上星体的距离。具体操作是利用实际上可以比较轻松到达的A点及B点为基准来测定遥远并且不能到达的第三点C（图54）。工程师在A点测定BC间所成的角，再到B点测定AC间所成的角。根据三角形的内角和为180°的原理，减去两个已知角就能得出C角了。由于C角是和基线相对的，所以站在C点的观测者会看见AB两点的夹角，这角度通常称为“视差（parallax）”，也就是从A点看C点和从B点看C点的方向差异。只要我们的读者学习过初等几何，就会轻松地利用三角形的知识测出相对于地球上已知的AB两点相对于我们要测量的遥远星球上的C点的距离。人们把这种测定视差而得到距离的方法叫作“三角测量法”。

深入地思考这个测量方法就能看出来，对于基线AB而言，物体的距离愈远，视差就愈小。如果距离足够远的话，这个视差就很难被观测者发现了。对于一个十分遥远星球的测定，就算用赤道直径作为测量的基准，

也会发现视差极其微小。所以说如果想用视差的方法来测量距离，基线必须足够长，而角度的测量也需要十分精确。

在一切天体中，月球因为距离地球最近，所以视差最大。假设以地球赤道半径作为基线，这个角甚至几乎达到1°，所以人们对于月球距离的测定是较为精确的。即使是仪器不够精密的公元二三世纪，用这个方法，托勒密（Ptolemy）也已经可以大致准确地测量出月球的距离了。不过如果没有较为精良的仪器来测定太阳及行星的视差，那么人类将无法用这个方法较为精确地得到太阳和其他行星的距离。

测量中基线的两端可以是较为随意的，只要它存在于地球上就可以了，也就是说，格林尼治和好望角两地的天文台也是可以作为基线的两端的。在金星凌日发生的时候，金星凌日开始和完成时刻相对地球上的一些不同位置的天文观测机构的方向被他们记录下来。人们把这些不算少的数据进行印证和计算，较为精确地得出了金星或者太阳的距离。

只有知道某一时刻任何一个行星与我们之间的距离

，才能知道全太阳系的大小。经过历代天文学家的努力，所有行星的轨道及运动已经被精确地绘制成图表了，不过就算这个图表摆放在面前，我们也不能量出图中此点到彼点间的距离，因为它上面没有千米数或比例尺。天文学家需要得到这种太阳系图的比例尺。

对于天文学家来说，地球到太阳的平均距离就是他们想要得到的基本单位。为了得到这一距离，天文学家们想过许多办法，甚至有一些办法得到的数据比测量视差法精确得多，还有一些方法和它一样精确。

通过光速计量

利用光速是这些方法中较为简单和显著的方法之一。通过观察地球在轨道中不同点时，木星卫星的食得知光经过与地球太阳之间相等的距离需时约500秒。还可以利用星的光行差来进行此类的测定。光从太阳到地球时需要498.6秒，其中地球及光线的联合运动产生星的方向的细微改变，我们只需要用光传播的速度（最新公布，光速是每秒299792.458千米）乘以498.6，就可得太阳的距离了。也就是说，从地球到太阳的

距离约有14950万千米。

利用引力计量

还有一种方法可以测定太阳系比例尺，那就是利用太阳加在月球上的引力的量度。我们会发现，在月球环绕地球公转时，上弦期它约在平均位置之后两分钟多一点，到望月时不仅赶了上来，还会有一定的超越，于是在下弦期它又在平均位置之前两分钟了。到朔时它因为落后又回到平均位置上去了。此时的荡动与月球绕地球的运动相协调。因为荡动的量恰好与太阳的距离成反比例，所以量度出这个量就知道距离了。

利用引力来测量也是一种可行的办法。当我们精密测定太阳比地球重多少倍时，地球必须离太阳多远才会环绕它每年一周就不再是问题了。

太阳与地球之间的距离

通过这些方法得到的就是地球中心和赤道一点望到的日出日没时太阳中心方向的改变，又被叫作太阳的“地心视差（geocentric parallax）”。这8.8秒的微小视差当然不是肉眼能够发现的，不过在望远镜中，这个角度却无所遁形。也就是说，如果从太阳上用肉眼看地球，

只能看到一个光点，在望远镜中看到的却是小圆盘。

因为太阳的视差和赤道部分的地球半径已经被人类所知晓，算出太阳的平均距离最可靠的值是14960万千米也就变得简单了。

尽管对人类来说以千米计数，太阳和地球之间的距离似乎十分之大，但是如果用光速或无线电传递速度计，这不过需要8分钟多一点而已，反观最近的恒星距离却已超过4光年了。如果从离我们最近的恒星上看去的话，太阳只不过是一颗星，而就算是用我们有的最大望远镜也找不到地球的踪迹，就算是能看见，也仅仅是勉强把太阳和地