很簡單的問題，是吧？答案卻非常複雜，也極為重要。「星星有多遠」這個問題和天文學上大部分的問題都有關係，我們或可以「星星有多遠」作為主軸，來寫一部天文學發展史。

由於天文測距非常困難，不是我這個寫科普的門外漢可以講得清楚的，只好簡略的說個大概。

測量星距的第一個方法叫作三角視差法，這也是最基本的方法。在地球上，如果要測量一個遠方又難以到達的地方的距離，就是用這種方法。

例如我們想知道遠方一個山頭的距離，我們可以先選定一個定點，在該點測出山頭的方位角；然後從這一點橫向移動到第二個定點，再從第二個定點測出山頭的方位角。

我們可以測量兩個定點之間的距離，又知道兩個定點和山頭間的方位角差（視差），因而可以利用三角學的公式，算出山頭的距離。

利用同樣的原理，我們可以計算出太陽、月球和各行星的距離。

不過說來容易做來難。這些星體的距離都比一座山頭要遠得太多，這意味著，這些目標的視差都非常小，如果要得到精確的測量值，那麼測量的兩個定點之間的距離要盡可能的遠（也就是儘量獲得較大的視差）。所以，可能第一個觀察點在歐洲，而第二個點在南太平洋。這又意味著兩個條件：

第一，要有精確的地圖，並且精確的知道兩地的距離。地表是有弧度的，但三角運算要知道兩地的直線距離。

第二，天體是運動的，所以兩個點必須同時測量。這就必須要有非常準確的時鐘。

以現在的科技而言，這兩個條件都不算是什麼問題，但在十七世紀以前，就不是那麼理所當然了。

下圖就是這種測量法的示意圖，圖中測量火星的視差，是以遙遠的恆星作為參考的背景框架。由於恆星的距離又遠遠大於行星，所以姑且把它們當作是不動的（這就是行星與恆星之名的由來。）

如果我們測量的是恆星，而非太陽系內的星體，所麼，上述方法就不管用了。由於恆星距離太遠，即使在地球上最遙遠的兩點來測量，視差仍然太小。

所以，我們就利用地球的軌道來測量，例如說，春分的時候測一次，秋分的時候再測一次。這樣，就有足夠的視差了。

但是，這又多了一個條件：我們需要知道春分和秋分時地球的軌道半徑，才能知道地球在二分點之間的距離。換句話說，我們要對地球的公轉軌道有能力作精確的描述。

不過，這種方法也只能用來測量較近的恆星，並以遙遠星體為參考框架。可惜的是，絕大部分星體都十分遙遠，視差實在太小了，所以沒有辦法用這個方法來測定距離。

（待續）

下圖引用自《銀河系大定位》，遠流出版。