在公元前2 世紀(jì)，希臘天文學(xué)家依巴谷（Hipparchus）將恒星按照亮度分為6 個等級（稱之為星等），最亮的恒星為一等星，肉眼可見的最暗的恒星為六等星。大約2 000 年后，在1856 年，英國天文學(xué)家波格森（N。 R.Pogson）對依巴谷星等的概念在數(shù)學(xué)上做了明確的定義。按照這個定義，星等差5 等相當(dāng)于亮度差99 倍，即一等星的亮度為六等星的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 倍的恒星為十一等星（比六等星低5 個星等）。而那些比一等星更亮的恒星，它們則具有分?jǐn)?shù)、零甚至負(fù)數(shù)星等。例如：織女星的視星等為0.03，天狼星的視星等則為-1.46，而金星（行星）亮度達(dá)到最大的時候它的視星等可達(dá)-4.4。

　　天文學(xué)家用視差原理來測量恒星的距離，下面的實(shí)驗(yàn)很好地展示這個原理。將手臂伸直，閉上左眼，用一根手指指向一個遠(yuǎn)處的物體，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，你將會發(fā)現(xiàn)你的手指指向相對原來那個遠(yuǎn)處物體的方向發(fā)生了偏離。

　　這種現(xiàn)象是由于你的兩只眼睛并不完全在同一個位置造成的，它們之間有幾厘米的距離。因此，當(dāng)你用兩只眼睛分別觀察同一個前景物體（比如手指）的時候，兩只眼睛的視線方向會稍微有一點(diǎn)差別。這種位置差別我們稱之為視差。為了測量近鄰恒星的距離，天文學(xué)家們首先在地球位于太陽一側(cè)時（比如1 月份）先測量一次恒星的方位，當(dāng)?shù)厍蜻\(yùn)動到相對太陽的另一側(cè)時（7 月份）再次測量恒星的方位。由于兩次測量時，地球位于相距較遠(yuǎn)的兩點(diǎn)，因此測量的恒星方位將會有細(xì)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周年視差。一旦測得恒星的視差，由于地球繞太陽公轉(zhuǎn)的軌道直徑也是已知的（3 億千米），因此只要用簡單的三角法就可以計(jì)算出恒星的距離了。

　　由于恒星離我們十分遙遠(yuǎn)，所以恒星的視差其實(shí)是非常微小的。通常我們用度來表示角度，1 度分成60 角分，而1 角分又可以分為60 角秒。所以，1 角秒就等于1/60 個1/60（1/3 600）度。周年視差為一個角秒的恒星距離定義為一個秒差距，1 秒差距等于3.26 光年。恒星距離我們越遠(yuǎn)，周年視差就越小。例如：距離我們兩秒差距的恒星，其周年視差為0.5角秒；而距離我們10 秒差距的恒星其周年視差就只有0.1 角秒了，以此類推。距離我們最近的恒星（半人馬座比鄰星）的視差為0.772角秒，相當(dāng)于1.3 秒差距（4.2 光年）。

　　我們無法僅從某顆恒星的視亮度來判斷它到底是一顆距離我們很近但實(shí)際亮度很低的恒星，還是一顆距離我們很遠(yuǎn)但實(shí)際亮度很高的恒星。不過，如果我們知道恒星發(fā)出的光有多少能夠到達(dá)地球（通過測量視星等），同時又知道恒星與我們之間的距離（通過三角視差法測量），我們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倍，而最暗恒星的光度僅有太陽的幾十萬分之一。

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