1990年2月14日，旅行者1號在距離地球64億(yi) 公裏之外給地球拍了張照片。照片的名字叫“暗淡藍點”，這張照片裏的地球如同一粒塵埃。

故宮裏有件文物叫金嵌珍珠天球儀(yi) ，這件國寶展示了一種上帝視角，不是站在地球看星空，而是透過宇宙看星空。它的觀測角度，比旅行者1號還要遠很多很多。

我們(men) 站在地球上，晚上一抬頭就會(hui) 看到美麗(li) 的星星。除了太陽係內(nei) 部的幾顆行星外，大部分肉眼可見的星星都是其它星係的恒星。就像視頻中所看到的天球儀(yi) 上鑲嵌的星星一樣，這些恒星距離我們(men) 非常遙遠，就算是跑得最快的光，到達我們(men) 也需要許多許多年的時間。那麽(me) ，我們(men) 如何測量這些星球到地球的距離呢？

1、視差法和秒差距

測量恒星的距離，最基礎的方法是三角視差法。

我們(men) 不妨先從(cong) 一個(ge) 簡單的例子說起。假如有一棵樹非常高，我們(men) 如何才能測量出這個(ge) 樹的高度呢？

首先我們(men) 觀察數根和樹梢，得出兩(liang) 個(ge) 觀察方向，並且測量它們(men) 的夾角。然後我們(men) 再測量出觀察點和樹之間的水平距離，根據三角形的星空体育官网入口网站，就可以求出樹的高度。

三角視差法基本原理與(yu) 之類似。由於(yu) 地球繞著太陽旋轉，一年中的不同時刻，從(cong) 地球上觀察某個(ge) 遙遠的星球，視線的方向是不同的，我們(men) 可以在冬天和夏天記錄觀察星球時的視線方向，並且測量兩(liang) 個(ge) 方向的夾角。

恒星的視差和秒差距長

我們(men) 知道，一個(ge) 圓周角為(wei) 360度，每度又可以分為(wei) 60角分，每分又可以分為(wei) 60角秒，於(yu) 是一角秒就等於(yu) 1/1296000圓周，是一個(ge) 非常小的角度。假如冬天和夏天觀察同一顆恒星時，觀測方向夾角為(wei) 2角秒，那麽(me) 恒星與(yu) 地球的連線和恒星與(yu) 太陽連線的夾角就約等於(yu) 一角秒，此時我們(men) 就稱恒星距離地球為(wei) 一個(ge) 秒差距（pc）。

我們(men) 再把日地距離寫(xie) 作一個(ge) 天文單位ua，把太陽（S）地球（E）和該天體(ti) （D）畫成一個(ge) 三角形，根據三角形的關(guan) 係可以計算出地球和天體(ti) 之間的距離SD為(wei) 一個(ge) 秒差距，大約是1pc=206265ua，也就是接近於(yu) 20萬(wan) 個(ge) 天文單位。

根據這種方法，人們(men) 測量了距離地球最近的恒星——比鄰星，它到地球的距離為(wei) 1.3秒差距，大約相當於(yu) 27萬(wan) 個(ge) 天文單位，銀河係中心到地球大約8000秒差距，大約相當於(yu) 16億(yi) 個(ge) 天文單位。

2、開普勒三定律

可是，為(wei) 了測量出具體(ti) 的數值，我們(men) 還必須測量一個(ge) 天文單位，也就是地球到太陽的平均距離到底是多少。這個(ge) 問題又是如何測量的呢？

也許有同學說：我們(men) 可以發射一束激光到太陽上，等它反射回來，再測量時間差。這種方法是不行的，因為(wei) 日地距離太遙遠了，我們(men) 發射的激光很難到達太陽。就算激光到達了太陽，反射光也會(hui) 淹沒在巨大的太陽輻射光中，沒法分辨。

為(wei) 了了解日地距離的測量方法，我們(men) 首先從(cong) 一個(ge) 天文學家——開普勒說起。

開普勒

開普勒是十七世紀德國的天文學家和數學家。當時普魯士皇帝魯道夫二世的禦用天文學家是從(cong) 丹麥來的第穀，而開普勒是第穀的助手。第穀死後，開普勒致力研究第穀留下的海量天文觀測數據，寫(xie) 成了巨著《新天文學》。

在《新天文學》以及相關(guan) 著作中，開普勒提出了著名的行星運動三大定律：