前面的章节介绍了测量天体距离的原则。在测量月球、太阳系内其他行星或是距离较近的其他天体时，我们以球半径或者两次观测点的直线距离作为基线。但是这样的基线在测量恒星距离时显得太小了。于是地球公转轨道平均半径，或者干脆轨道两极的距离被用作为基线。即便如此，测得的恒星位置移差还是非常非常微小的。测量一颗恒星的视差的方法如图77，假设S为我们想要测得距离的恒星，左边的圆代表地球公转的轨道。虚线为无限远处一颗位置不动的恒星T的方向。在地球轨道的一端P点处测得两恒星所成的∠SPT，在地球轨道的另一端Q点处测得两恒星所成的∠SQT。两角之间差为∠QSP，它的二分之一即为目标恒星的视差。由于恒星T不可能处于绝对静止状态，因此测的视差也是相对的，如果把恒星T的位置变化也加入计算中，那么得到的就是绝对视差。

实际上，一颗星的方向只观测两次是不够的。看起来恒星都永恒不动，其实它们都在极迅速地运动着，因此也都在不断改变方向。若用望远镜观测较近的恒星，这种“自行（proper motion）”尤为显著。因此在隔了6个月的两次观测中，我们不能确定所测得的移差有多少是由于该星的自行，有多少真是我们自己改变位置所生的视差。为了区分这二者，观测必须在两年以上。

现代的视差测定用的是摄影法。一架长望远镜对着包含欲观测恒星的区域。底片在望远镜焦点处曝光。隔了6个月以后，再用别的底片拍摄这同一区域。这颗星在照片中的位置便根据别的较暗而大致较远的星而精密测定。那些别的星便叫作比较星。这种工作是异常精细缜密的，因为最近恒星的移差也只有1.5弧秒。这就是一个直径2.5厘米的物体在3.2千米以外所观测的对角。大多数这样测出的恒星的视差都是更要小得多的。

当视差的数量测定了以后，计算这颗恒星的距离便很容易了，于是轮到选择表示这数目的方式了。要得到这距离的天文单位数（天文单位是地球到太阳的平均距离），要用视差除以206265。被认为最近恒星的半人马座α星的视差是0.76弧秒，因此它比太阳远27万倍，就是40亿千米，这数目大得不方便了，天文学家便采用另一种更大的单位--光年或秒差距。

“秒差距（parsec）”是视差等于1弧秒的距离。实际上没有一颗恒星有这样近的。要得到以秒差距为单位的距离，以视差除以1。半人马座α星的距离因此便是1.3秒差距。

“光年（light-year）”是光在一年之间所行的路程。以千米数表示，光每秒速度299792千米，用一年所有的秒数（约为31600000）来乘，约9.5万亿千米。一秒差约等于3.25光年。半人马座α星距太阳4.3光年。

最近的比邻星（proxima）比半人马座α星近0.13光年，也就是4.17光年。它距离半人马座α星大约有2°。星表中的第三至第

五颗星也和比邻星及α星一样，在正对着我们的一侧，有天文学家怀疑它们之间或许存在某种物理上的联系。如果我们事先不知道恒星的亮度各不相同，那么就不会相信星表中前五的恒星竟然只有一个是肉眼可见的。

肉眼所能见的天空中最明亮的星要数天狼星，它是表中的第六颗星，距离太阳约8.8光年。它本身的亮度有太阳的26倍之多，加上距离相对较近，所以才如此明亮。30光年内的还有4颗恒星非常明亮，由远及近依次是北落师门、织女一、河鼓二、南河三。

通过这个办法，天文学家得到了大约2000颗恒星的视差，这个方法在测近距离恒星时是十分高效和准确的。但是随着恒星距我们越来越远，通过这种方法得到的结果就越来越不准。在使用现有望远镜观测200光年以外的恒星时，在地球公转轨道的两侧已经分辨不出变化，这个基线已经达到了极限。想要测更远恒星的距离只能再找一个更长的基线。冥王星的公转轨道半径有地球公转轨道半径的40倍，如果能在那里采用直接视差测量法的话，大约能测到最远8000光年的距离。这个距离听起来非常惊人，但是在浩瀚的宇宙中也只是很短的一段长度。

太阳的运动

想要测得更遥远恒星的视差就需要一条长得多的基线。但是地球公转过程中的轨道是不是固定的，观测过程中地球的位置是否合适成了一个关键因素。我们都知道地球围绕太阳公转是稳定有规律的，但是这个基线为什么不能用作测量恒星的距离呢？可能大多数人都不知道其中原因。

天文学家在约300年前就认定恒星在天空中是一直处于运动状态的，而不是看上去静止不动的样子。在1718年，天文学家哈雷（哈雷彗星就是以他的名字命名的）证实了天文学界的猜想。哈雷发现有几颗亮度很高的恒星与托勒密（Ptolemy）1500年前所制作的恒星表中的位置有所出入，这些恒星移动了差不多有月球直径那么远。哈雷认为太阳也是一颗恒星，既然其他恒星在动，那么太阳也在移动。