伽利略在观天时注意到，如果望远镜指向的是一颗行星，肉眼所见的点状会被放大成一圆盘。而当镜筒对准一恒星，通过望远镜对其凝视时，恒星依然是一个点。他明白这意味着恒星比行星远得多；要不然，恒星的表面就会在望远镜的放大之下比肉眼看得清晰。

伽利略的这一猜想直到 1838 年才被公认。那一年，德国天文学家贝塞尔（Friedrich Wilhelm Bessel）首次（除太阳外）测得一颗恒星的距离。用一种所谓视差的方法，他测定了靠近地球的双星系统天鹅座 61 号星的距离。

视差是一种比较容易理解的距离测量技术。你可以自己来体验一下：举起你的一个手指放在鼻子前面几厘米处，睁一只眼、闭另一只眼来观察手指的位置。注意，当你睁开闭着的眼睛、闭上原来睁着的眼睛再来观察这个手指时，就会发现手指在你面前移动了一点位置。这一视运动就叫做视差。它之所以发生，是因为观察的角度改变了的缘故。

我们立刻可以明白视差如何能用于测量较远物体的距离。将上述你的同一个手指头放在你面前 30 厘米处，然后，和上面说的一样，迅速交替地睁一只眼闭另一只眼，你将发现由于视差而发生的手指的位移大大地减少了。这就是说，当被观测物体与观测者的距离增加时，由视差而产生的位移也成比例地减少。

此原理也能应用于天体距离的测定。首先，计算出在一广阔的距离范围内可能有多大的视差。然后，从两个不同的有利位置观测所求距离的天体，测出所发生的实际位移。最后，用此位移值来估算出到所测天体的距离。

当贝塞尔决定测量天鹅座 61 号星的距离时，他选择了两个相距足够远的观测点，以便能获得可觉察到的视差。这两个点是地球绕太阳运动相差半年的位置。从夏季到冬季，地球在空间走过几亿公里，这一位置的移动对于许多近邻天体来说产生了一个视差效应。

贝塞尔将他的望远镜指向天鹅座 61 号星，并求出半年间该星在天空的角位置移动了约 1/5000 度。用这一视差值①，贝塞尔计算出天鹅座 61 号星的距离约为 94．6 万亿公里。

在现代天文学中，天体距离的单位一般用光年，不用公里。1 光年是光在一年间传播的距离，约为 9.46 万亿公里。因此，天鹅座 61 号星距离我们约为 10 光年。

最靠近地球的恒星，除太阳外，不是天鹅座 61 号星，而是半人马座近邻星。它是一个暗红色的天体，距离我们仅 4 光年。虽然，与其他恒星相

① 由图可见，相隔半年所测恒星在天空的角位移应是视差的 2 倍。故天鹅座 61 号星的视差为 1/万度=0″36。 

比，它离我们较近，但仍比我们到太阳系内最远天体的距离要大 1000 多倍。若以足球场的大小比做地球到半人马座近邻星的距离，则地球到冥王星的距离将是一根火柴棍的长度。

乘坐现代宇宙飞船航行，从地球到半人马座近邻星约需百万年。显然，这对于今天的宇航员来说所需时间太长太长，根本不可能实现。但将来的宇宙飞船的速度会比现在的快得多，经过飞船上众多家庭几代人连续不断地接力赛，星际航行有可能成为现实①。

从贝塞尔至今，上百万颗恒星的距离已被测定并记录了下来，但其中绝大多数恒星的距离不是用视差法测出的。因为视差法被证明只适用于距离我们几百光年以内的恒星，更远的恒星必须用比较亮度的方法来测定其距离。

亮度比较法的原理如下：每颗恒星有一个绝对的（也叫做本身的）亮度，此亮度表示恒星真正的发光能力，即它发射出的光的总量。还有一个视亮度，此亮度表示从地球看恒星，它显得有多亮。正如照亮房间的电灯的有效性既与灯泡的瓦数有关，也与房间的大小有关，一颗星的视亮度既与其绝对亮度有关，也与它与观测者的距离有关。因此，如果知道了一颗星的这两种亮度，便能够计算出它的距离了。

恒星亮度与其温度关系的赫—罗图是鸟瞰恒星的一种方便的途径。注意，大多数恒星，包括太阳都落在从图中右下方到左上方的一条主星序带内