正因為這種方法受到的限制比較多，所以我們常用的是另外一些方法，比如視差法測距。

我們剛才說，同樣的東西放到不同的位置，看起來有不同的大小。還有一個現(xiàn)象，比如拿出一根手指，閉上左眼看和閉上右眼看，會發(fā)現(xiàn)手指的位置變了。原因在于左眼和右眼所處的位置是不一樣的，所以看到的方位也是不一樣的。又比如，左邊放一個相機(jī)，右邊也放一個相機(jī)，兩個相機(jī)拍出來的景物因為角度的不同而不同。而且最重要的是，看近處的物體和看遠(yuǎn)處的物體也有不同。當(dāng)手指離自己較近時，分別閉上左右眼，看到的位置差別較大。而當(dāng)手指離自己較遠(yuǎn)時，這個差別就會變小。實際上這也是我們判斷距離的一個方法，叫做視差。

根據(jù)視差的大小，可以把距離測出來，這是一個很重要的原理。這個原理也應(yīng)用于相機(jī)的圖像處理方面。視差和距離的關(guān)系在天文學(xué)中非常重要，沒有視差這個工具，天文學(xué)幾乎寸步難行。

我們舉一個更具體的例子，在火車?yán)锘蚱嚴(yán)锍巴饪?，很明顯的感覺是近處的景物在飛速往后退，遠(yuǎn)處的景物卻不怎么變。從視差的角度來看，就比較容易理解了。在火車或汽車?yán)飼r，我們不斷變動位置，近處的景物視差大，位置變動也大，遠(yuǎn)處的景物視差小，位置變動也比較小。這是關(guān)于視差的一個直觀感受。

月球和太陽看起來一樣大的原因在于月球離我們近，太陽離我們遠(yuǎn)。而在沒有激光測距之前，我們是怎么知道這一點(diǎn)的？就是利用視差來測距的。

以前，我們會在金星凌日的時候?qū)⒌厍虻教柕木嚯x間接測出。金星凌日時，會在日面出現(xiàn)一個黑點(diǎn)，這個黑點(diǎn)就是金星。通過在地球的不同方位看金星在日面上的位置，利用視差法，可以得出地球到金星的距離。再利用一些幾何關(guān)系，就可以得出地球到太陽的距離?，F(xiàn)在測量地球到金星的距離已經(jīng)不需要再等到金星凌日了，我們可以用微波的辦法，先發(fā)射一個射電波，再通過返回來的時間差就可以得出了。

有了地球到太陽的距離，又知道太陽的角尺度，就可以測出太陽的大小。太陽和我們所知道的其他行星相比要大得多。如果按真實比例畫圖的話，太陽要占據(jù)很大的面積，而地球可能比玻璃珠還要小。所以，太陽是非常大的。如果我們要按比例做一個太陽系模型的話，比如把太陽規(guī)定為一個直徑幾十米的球，按照這個比例布置下來，太陽系最遠(yuǎn)的天體可能要到900公里以外的地方。

通過比例關(guān)系，現(xiàn)在我們知道了太陽系的大小。人類探測器能到達(dá)的最遠(yuǎn)的地方有多遠(yuǎn)？我們通過取對數(shù)，將地球到太陽的距離定義為1個天文單位，這個距離是1.5億千米。而我們能探測到的最遠(yuǎn)距離是100個天文單位，即地球和太陽間距離100倍的地方。這個范圍甚至沒有離開太陽系。所以，我們可能在近幾十年的時間里都沒有辦法直接放一個探測器到其他恒星。

既然不太可能直接測量其他恒星，那么采用視差法測距或者標(biāo)準(zhǔn)尺測距就非常有必要了。畢竟測量距離是天文學(xué)研究的基礎(chǔ)。

太陽系里面有什么天體呢？除了我們知道的八大行星以外，還有柯伊伯帶里面的很多小天體，能形成慧星的慧星體，再往外還有奧爾特云。我們能知道這些，都是基于距離的測量。

三、認(rèn)識太陽系的周邊恒星

太陽系并不是唯一一個有行星的系統(tǒng)。根據(jù)現(xiàn)在的研究，我們可以猜測得出，幾乎每一顆恒星周圍都有行星。有些行星很大，比目前已知的太陽系最大的行星——木星還要大，也有比地球小的行星。其他恒星周圍的行星系統(tǒng)，也和太陽系一樣，會圍繞恒星轉(zhuǎn)，有些軌道和地球的軌道差不多大，也有些行星的軌道非常小，有些行星上可能還會存在液態(tài)的水。這也是我們目前研究或者尋找系外行星一個重要的方向。總而言之，行星系統(tǒng)是多種多樣的。

我們剛才指出太陽是非常大的，但其實和其他恒星相比，太陽就是一個“小不點(diǎn)”。比如，天狼星、心宿二都要比太陽大。我們怎么知道這些天體有多大呢？除了剛才講到的利用角尺度測出距離以外，還有其他方法。

這就不得不提到赫羅圖。我們在測量了很多恒星以后，結(jié)合已知的少數(shù)恒星的質(zhì)量和半徑的關(guān)系，單位時間發(fā)出能量的關(guān)系，可以畫一張圖。橫坐標(biāo)是表面溫度，縱坐標(biāo)可以理解為絕對亮度。在赫羅圖上可以清晰地看出很多恒星位于一條帶里，這條帶叫做主序帶。主序帶里面的恒星可以根據(jù)模型算出大小。主序帶里的恒星大小相近，一些巨大的恒星都是恒星演化到后期的狀態(tài)，比如，紅巨星和紅超巨星。

同樣，視差法也可以應(yīng)用于對恒星的距離測量。我們都站在地球上，怎么能在不同的方位觀測同一個天體呢？實際上，我們并沒有站在同一個地方，因為地球一直繞著太陽轉(zhuǎn)。比如，夏天的時候，我們站在軌道的一邊，冬天的時候，我們就在軌道的另一邊了。所以，完全可以從不同的方向觀測同一顆恒星，再根據(jù)視差的大小計算出距離。如果我們看到那顆星的視差角是一個角秒的話，這顆星與我們的距離就定義為一個秒差距。一個秒差距是3.26光年。這是一個比較直觀的定義。一個角秒對應(yīng)的視差距離叫做一個秒差距，從字面上也是很容易理解的。

現(xiàn)在我們知道了主序恒星的亮度信息，只要從一些比較容易測量的恒星入手，將其分好類，就能大概知道絕對亮度的信息。這就衍生出了一個新的測距方法，叫做標(biāo)準(zhǔn)燭光測距法。比如，我有一根蠟燭并已知它的絕對亮度，放到近處的時候，它就會亮一點(diǎn)，放到遠(yuǎn)處的時候，它就會暗一點(diǎn)。我可以根據(jù)這個明暗變化計算出距離。

這里我們總結(jié)一下三種測距方法。第一種是標(biāo)準(zhǔn)尺的方法，即把一個標(biāo)準(zhǔn)尺放到不同遠(yuǎn)近的地方，根據(jù)不同的角尺度，計算距離。第二種是視差的方法，視差大距離近，視差小距離遠(yuǎn)。第三種就是標(biāo)準(zhǔn)燭光的方法，在已知標(biāo)準(zhǔn)亮度的前提下，根據(jù)明暗測算距離。結(jié)合這些方法，我們可以把太陽周圍恒星的距離都測算出來，進(jìn)而算出其大小。

那么，在更大尺度范圍內(nèi)，太陽系周圍有什么呢？還有一些星團(tuán)、恒星形成區(qū)、分子星云，等等。

四、認(rèn)識銀河系

雖然恒星多種多樣，但都很明顯的集中分布于一條帶中。這條帶就是銀河。弗里德里希·威廉·赫歇爾是第一位通過恒星計數(shù)得出銀河系中恒星分布為一個扁平圓盤狀結(jié)構(gòu)的天文學(xué)家。這個結(jié)構(gòu)是從側(cè)面看，銀河系是一個扁扁的盤狀星系?，F(xiàn)在我們能大致構(gòu)建出銀河系的正面模型。雖然我們身處其中，無法直接從正面觀察銀河系，但從正面看，銀河系中有多條旋臂，中間有一個“棒”，所以銀河系是棒旋星系。

銀河系里有什么呢？旋臂上有很多明亮的部分，這些明亮的小點(diǎn)是星團(tuán)，或者是一些很明亮的大質(zhì)量恒星。暗的區(qū)域是分子云，或者是分子云里面的塵埃遮擋住了星光。從側(cè)面看，銀河系中的一些“暗條”就是塵埃，對應(yīng)的模型是暗的分子云，但從正面看，這些分子云分布在旋臂里面。

銀河系里一些小的結(jié)構(gòu)是星團(tuán)。比如M13，這是一個球狀星團(tuán)。很多恒星聚在一起形成了一個球狀的東西，就叫做球狀星團(tuán)。有的球狀星團(tuán)中的恒星數(shù)多達(dá)數(shù)百萬顆。還有一些由年輕恒星組成的星團(tuán)，比如昴星團(tuán)，它的寬度大概是13個光年，比太陽系大多了。

更年輕的天體結(jié)構(gòu)是分子云。分子云是恒星誕生的地方。比如金牛座分子云，寬度是20個秒差距，比昴星團(tuán)還大。金牛座分子云里有一些云核，里面正在形成恒星。

銀河系里的恒星數(shù)量非常多，大概有千億顆。這些恒星有不同的質(zhì)量，不同的大小，也有不同的命運(yùn)。比如，質(zhì)量最小的那些恒星可以存在很長時間，壽命比宇宙的年齡都要長，它們會一直保持幾乎不變的狀態(tài)，一直存在。質(zhì)量稍大的恒星，比如太陽，最終會演化成紅巨星或紅超巨星。這些紅超巨星會演化成行星狀星云，并在中間形成白矮星。在8倍太陽質(zhì)量到25倍太陽質(zhì)量之間的恒星，最終會演化成比紅超巨星還要稍微大一點(diǎn)的超巨星。這種星最終會經(jīng)歷超新星爆發(fā)，形成中子星。質(zhì)量更大的恒星，在超新星爆發(fā)后會形成黑洞。不同的演化在銀河系里留下了不同的天體，比如，行星狀星云、白矮星、超新星遺跡、中子星，以及黑洞。