在公元前2 世紀，希臘天文學家依巴穀（Hipparchus）將恒星按照亮度分為(wei) 6 個(ge) 等級（稱之為(wei) 星等），最亮的恒星為(wei) 一等星，肉眼可見的最暗的恒星為(wei) 六等星。大約2 000 年後，在1856 年，英國天文學家波格森（N。 R.Pogson）對依巴穀星等的概念在數學上做了明確的定義(yi) 。按照這個(ge) 定義(yi) ，星等差5 等相當於(yu) 亮度差99 倍，即一等星的亮度為(wei) 六等星的100 倍。

　　那些肉眼不可見的恒星則具有更高的星等。例如：比肉眼可見的極限亮度暗100 倍的恒星為(wei) 十一等星（比六等星低5 個(ge) 星等）。而那些比一等星更亮的恒星，它們(men) 則具有分數、零甚至負數星等。例如：織女星的視星等為(wei) 0.03，天狼星的視星等則為(wei) -1.46，而金星（行星）亮度達到最大的時候它的視星等可達-4.4。

　　天文學家用視差原理來測量恒星的距離，下麵的實驗很好地展示這個(ge) 原理。將手臂伸直，閉上左眼，用一根手指指向一個(ge) 遠處的物體(ti) ，比如一棵樹。此時保持手指不動，在睜開左眼的同時閉上右眼，你將會(hui) 發現你的手指指向相對原來那個(ge) 遠處物體(ti) 的方向發生了偏離。

　　這種現象是由於(yu) 你的兩(liang) 隻眼睛並不完全在同一個(ge) 位置造成的，它們(men) 之間有幾厘米的距離。因此，當你用兩(liang) 隻眼睛分別觀察同一個(ge) 前景物體(ti) （比如手指）的時候，兩(liang) 隻眼睛的視線方向會(hui) 稍微有一點差別。這種位置差別我們(men) 稱之為(wei) 視差。為(wei) 了測量近鄰恒星的距離，天文學家們(men) 首先在地球位於(yu) 太陽一側(ce) 時（比如1 月份）先測量一次恒星的方位，當地球運動到相對太陽的另一側(ce) 時（7 月份）再次測量恒星的方位。由於(yu) 兩(liang) 次測量時，地球位於(yu) 相距較遠的兩(liang) 點，因此測量的恒星方位將會(hui) 有細微的差別。一年之中，恒星方位偏離其平均方位的最大值稱為(wei) 周年視差。一旦測得恒星的視差，由於(yu) 地球繞太陽公轉的軌道直徑也是已知的（3 億(yi) 千米），因此隻要用簡單的三角法就可以計算出恒星的距離了。

　　由於(yu) 恒星離我們(men) 十分遙遠，所以恒星的視差其實是非常微小的。通常我們(men) 用度來表示角度，1 度分成60 角分，而1 角分又可以分為(wei) 60 角秒。所以，1 角秒就等於(yu) 1/60 個(ge) 1/60（1/3 600）度。周年視差為(wei) 一個(ge) 角秒的恒星距離定義(yi) 為(wei) 一個(ge) 秒差距，1 秒差距等於(yu) 3.26 光年。恒星距離我們(men) 越遠，周年視差就越小。例如：距離我們(men) 兩(liang) 秒差距的恒星，其周年視差為(wei) 0.5角秒；而距離我們(men) 10 秒差距的恒星其周年視差就隻有0.1 角秒了，以此類推。距離我們(men) 最近的恒星（半人馬座比鄰星）的視差為(wei) 0.772角秒，相當於(yu) 1.3 秒差距（4.2 光年）。

　　我們(men) 無法僅(jin) 從(cong) 某顆恒星的視亮度來判斷它到底是一顆距離我們(men) 很近但實際亮度很低的恒星，還是一顆距離我們(men) 很遠但實際亮度很高的恒星。不過，如果我們(men) 知道恒星發出的光有多少能夠到達地球（通過測量視星等），同時又知道恒星與(yu) 我們(men) 之間的距離（通過三角視差法測量），我們(men) 就能夠測量恒星的絕對光度[6]。已知最亮恒星的光度比太陽高幾十萬(wan) 倍，而最暗恒星的光度僅(jin) 有太陽的幾十萬(wan) 分之一。

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