第一个测出太阳运动方向的天文学家是威廉·赫歇耳，这时距哈雷发现恒星运动已经过去了65年。威廉·赫歇耳认为，如果太阳系是在做直线运动，那么以我们自身为参照物，其他恒星必定是朝着相反方向运动的，我们称这种运动为“视差动（parallactic motion）”。视差动和恒星“本动（peculiar motion）”肯定不是一回事，但是两种运动的形式是基本相同的。即在太阳运动方向前方的恒星是从那一点发散运动的，那一点，赫歇耳称之为“太阳向点（solar apex）”；在太阳运动方向后方的恒星是向着反方向的一点汇聚运动的。“太阳向点”被赫歇耳定位在武仙座中，距离天琴座织女一很近的位置。后来的研究者们也一直使用这个定位。

我们通过对其他恒星的观测知道太阳系在朝着一个方向运动，可是运动的速度却不得而知。好在使用分光仪可以知

道问题的答案。分光仪把恒星的光分成了颜色依次排列的彩带，可见光的一端是红色，另一端是紫色。如果光谱在向着紫色一端移动，那么恒星是在向接近太阳方向运动的；如果光谱向着红色一端移动，那么恒星是在向远离太阳方向运动的。运动速率的大小决定了光谱移动的多少。这个判定原理是由多普勒（Doppler）发表的，后来斐索（Fizeau）进行过特别补正。

利克天文台的天文学家对天上恒星光谱进行了30年的研究后得到了更多更详细的关于太阳系运动的认识，也初步测定了太阳系运动的速度。以赫歇耳的“太阳向点”为参照，太阳的运动速度是19.8千米/秒，而地球的速度既有与太阳运动方向相同的分量，也有其围绕太阳公转的分量，所以“太阳向点”看上去地球所做的是螺旋线运动。

地球随着太阳运动而运动，运动距离是地球轨道距离的2倍。其他恒星远离太阳的距离比地球公转过程中它们产生的距离多一倍，这个距离经过100年后就被放大了100倍。这样看上去，在整个太阳系向着武仙座运动时产生的基线似乎可以作为测量视差的基线，通过地球位置的变化测出这段距离。但是实际上我们无法分清恒星真正的运动距离占了多少，视差移动占了多少，所以还是没办法测出恒星的真实距离。

恒星的绝对星等

如果恒星的实际亮度都是相同的，并且观测距离与观测到的恒星亮度存在固定关系的话，整个测量恒星的距离将变得非常简单。按照这个设想在观测两颗视星等不同的恒星时，较暗的恒星必定比明亮的恒星距离我们要远，可以通过数学公式计算出二者的距离差。只要望远镜看得足够远，或许测量宇宙边缘的距离也不是一件难事。但是我们知道，恒星的实际亮度都是各不相同的。那么天文学家面对的问题就是在无法知道恒星距离的情况下测得它的绝对星等。如果知道它的绝对星等，也知道它的视星等，我们就可以求出它的距离。最近天文学家们似乎找到了问题的答案。在此之前先来看一下什么是“视星等（apparent magnitude）”，什么是“绝对星等（absolute magnitude）”。

距今大约2000年前的天文学家把肉眼所能见到的恒星根据其亮度划分为六等。1等星是最亮的星，共有20颗；亮度比1等星暗一些的被划为2等星，比如北斗七星中的6颗都是2等星；以此类推到6等星。因为是按照肉眼所见的亮度划分的星等，所以这个星等被称为“视星等”。

人类发明了望远镜之后，能够看到更多肉眼所不能看到的较暗的恒星，所以星等在延续。可以想到21等星的亮度有多低，不过使用2.5米望远镜就能观测到了。鉴于之前划分星等时没有严格的标准，在重新划分星等时有了精确的划分定律。这个定律是前一等亮度是后一等亮度的2.512倍。例如1等星的亮度是2等星亮度的2.512倍，之后的星等以此类推。但是在天空中有几颗恒星

的亮度非常非常大，它们被编为比1等星还靠前的等级。比如织女一被编为0等星，天空中最明亮的天狼星被编为-1.6等星。按照此种方法计算，距离地球最近的恒星，也就是太阳，被编为-26.7等星。

上面所说的恒星亮度都是人们通过肉眼直接观测或者通过望远镜观测到的亮度，所以据此所编的星等被称为“目视星等”。除了“目视星等”外，还有其他根据别的条件划分的星等。比如在“照相星等”中，“目视星等”相同的两颗恒星会因为恒星的颜色不同而处于不同星等，通常红色的恒星在底片上的亮度会比其他颜色的恒星低。如果一颗恒星正好在10秒差距的位置，也就是在视差等于0.1弧秒的时候，这时测得它的星等就是绝对星等。按照此标准，太阳的绝对星等是+4.8，天狼星是+1.3，心宿二是-0.4。

当处于10秒差的标准区域来观察三颗星时，心宿二的亮度与金星最亮时的亮度一样，天狼星是1等星的亮度，而太阳会成为暗星。如果把太阳放到20秒差距以外，也就是毕宿五的位置，那我们仅凭