这是一个非凡的故事，讲述了多年来在浩瀚的太空中测量距离的几种创新方法。探索这一切是如何从一群古希腊思想家的好奇心开始的。好奇心如何使我们看到远远超出我们的视野的太空。我们如何确定宇宙的规模。
观星是一种天堂般的体验，尤其是远离城市污染的时候。在野外，它们会发出更亮的光，并大量出现。他们在夜空的画布上画了一幅惊人的画。看着成千上万的星星在我们眼前栩栩如生地闪着光，让人无法抗拒。它们离我们如此之近，仿佛你可以马上举起双手，触摸它们。
用尽你的每一分力气去尝试，都会以失败告终。它们确实是我们无法企及的。太空是巨大的，无边无际的，其规模之大，是我们人类的大脑所无法理解的。想想看，离我们最近的恒星比邻星距离我们40万亿公里。如果我们派遣一架最快的飞机朝它的方向飞行，将需要“万年”才能到达那里。想象一下，“万年”到达我们的邻居。
但是，我们如何测量这个距离呢？这个故事很吸引人。就让我们一探究竟吧。
古老的方法
在我们历史的大部分时间里，我们相信宇宙的规模要小得多。一切都在伸手可及的范围内。我们用肉眼只能看到6颗行星，所以我们认为它们是唯一存在的。它们在天空中可见的运动使我们认为，所有的东西，包括行星、恒星、太阳和月亮都围绕着我们旋转。自然，我们认为自己是宇宙的中心。
曾有一段时间，人们甚至认为地球是平的，但后来，大量证据表明，地球实际上是圆的。最深刻的证据是当他们看到那些船以自上而下的方式消失在地平线上。它的船壳总是消失在桅杆前。地球的圆度现在已经确定了，但是它有多大呢？
测量地球的大小
多年前，希腊哲学家埃拉托色尼通过仔细观察夏至(6月21日，一年中白天最长的一天)中午树枝投下的影子的长度，得出了这个结论。在这一天，他知道太阳被认为是在中午的正上方，他观察到树枝没有影子，但在亚历山大城投下了一点影子，那是一个更靠北的地方。
埃拉托色尼推算地球大小的方法这怎么可能呢？他得出了同样的结论，即地球表面是弯曲的。不仅如此，他还利用影子长度的不同，运用一点几何学知识，非常精确地推算出了地球的周长。他的故事成了传奇。这个人用棍子和影子等普通工具算出了地球的大小。
测量到月球的距离
就在那时，知道了地球的大小，为做一些更有趣的事情打开了大门。古人发现了月食的秘密。他们知道当太阳、月亮和地球排成一条直线时，月食就发生了。月食时地球的阴影落在月球上，使月球看起来更暗。通过了解地球的大小，研究日食期间地球在月球上的阴影的大小，并应用更多一点的几何知识，他们算出了月球和地球之间的距离。
同样的原理不能应用在日食中来计算到太阳的距离，因为你不能把影子投射到像太阳这样强烈发光的物体上。他们尝试了一些方法，但是没有得到一个准确的数字。这也许是一个需要后人借助更先进的技术来解决的问题。
现代方法
为了测量水下距离，我们使用声纳技术。这个概念很简单，你把声音脉冲扔到下面，然后在反射后记录它们的返回。时间差将决定到地面的距离。利用同样的原理，我们可以把激光束投射到一个物体上，测量它反射回来的时间，从而得到距离。但是，你不能把一束光扔向太阳。
那么现在呢？如何测量到太阳的距离？解决办法出现得更晚，在另一个时代，当科学革命在欧洲开始。
测量到太阳的距离
17世纪，艾萨克·牛顿爵士将目光投向了天空。当他提出万有引力理论，解释行星在万有引力作用下围绕太阳公转的数学原理时，他对行星的运动产生了极大的兴趣。毫无疑问，我们都知道牛顿，但还有另一个人，没有牛顿那么出名，尽管他在解开行星轨道的奥秘上起了关键作用。他的工作成为牛顿提出万有引力理论的基础之一。这个人就是约翰尼斯·开普勒。
当整个世界都相信(并希望)行星应该围绕太阳在一个圆形轨道上旋转时，因为圆形是一个完美的形状，也就是上帝的设计作品。约翰内斯·开普勒不这么认为，他发现行星围绕太阳的轨道是椭圆的，而不是圆形的，这伤害了当时的许多宗教信仰。他提出了三条重要的定律，其中一条指出，行星的轨道速度与其与主天体之间的距离有直接关系。
如果我们能测量任何绕太阳运行的物体(行星、小行星)的速度，然后利用开普勒方程，我们就能计算出它到太阳的距离。最后，用我们自己的轨道速度，和金星的轨道速度，确定了到太阳的距离。
这段距离如此重要，以至于天文学家给它起了一个特殊的名字——“天文单位”(AU)。
测量到其他行星的距离
我们现在可以用两种方法测量到其他行星的距离，一种更直接的方法是向它们发射一束光，然后测量反射回来所需的时间。一种间接的方法是比较地球和太阳的轨道速度，以及两者之间的相对差异，这样就能告诉我们行星离太阳有多近或多远。
同样，我们可以测量太阳系中所有小行星和彗星的距离。经过多年的探索，太阳系的规模终于被揭示出来了。
但故事还没有结束。知道了AU(到太阳的距离)就能解开星星的奥秘。我们现在可以大胆地测量到它们的距离。如何做到？这是另一个引人入胜的故事。如果你在此之前还没有无聊到死，那么继续读下去，最后两部分是最令人惊讶的。
测量恒星之间的距离
为了理解这一部分，我们需要首先理解一个叫做“视差”的概念。我想让你现在就做一个实验。闭上右眼，从左眼看。试着看看你的拇指。现在闭上你的左眼，从右眼看。你会注意到，拇指的位置似乎改变了。这时为什么？
这是一种视差效应。我们有两只眼睛，这给了我们双目视觉。我们的左眼看物体的角度与我们的右眼不同。我们的大脑比较这两幅图像，做一些几何运算。大脑会给你一个合成的图像。
不仅如此，更重要的是，你的大脑知道你两只眼睛之间的距离(我们称之为基线)。因此，利用这些信息，进一步比较它从两只眼睛接收到的两张图片，并做一点三角运算，它就能估算出物体和你之间的距离。它给你距离感知。(这是你感知物体距离的方式)。
现在，再做一个实验。走出你的房子，试着用视差代替你的拇指去观察更远处的物体(可能是月亮或任何远处的建筑物)。视差不能用。因为，使用这个基线(我们眼睛之间的距离)，我们只能观察到距离较近的物体的移动。对于远处的物体，我们需要一个更大的基线。
你可以想象，星星离我们很远。所以为了测量它们的距离，我们需要一个更大的基线。这就是地球轨道的作用。天文学家们知道地球每年都绕着太阳公转。地球的轨道可以成为一个巨大的基线。如果我们在某一天观察一颗恒星，我们可以在6个月后从另一个角度观察那颗恒星，因为地球会在6个月后移动到一个椭圆的另一端。我们有2个天文单位的基线。
用这种方法，我们计算了到附近所有恒星的距离。现在你知道计算地球到太阳的距离有多重要了吧。那是个金矿！
结果发现，到恒星的距离大得惊人。数万亿公里之外。即使转换成天文单位，它们也有几千个天文单位那么远。为了消除这种复杂性，天文学家们提出了另一个距离单位。光年。光的速度为3*10^8m/s。一光年是光在一年中所能走过的距离。它简化了很多东西。
说离我们最近的恒星比邻星离我们4光年远，要比说它离我们40万亿公里远更容易。
好了，我们掌握了视差效应的窍门，但这种方法只适用于附近的恒星。对于更遥远的物体，甚至地球轨道的基线都达不到。所以，我们需要一个新的方法。
测量到更遥远的恒星和星系的距离
我们用来测量远距离的技术叫做“标准烛光”。这个概念是基于光的一个关键属性。光的强度随着它在空间中的移动而减弱。你可以自己试验一下。观察你周围的任何光源(比如街灯)。离光源-米远，再看一遍，它的光会变暗。
该图可能看起来有点可怕，但其概念相当简单。让我解释一下。假设你有三个不同的光源。(比如60瓦的家用灯泡)。你肯定知道它们会发出相同数量的光，因为这三个都是60瓦的灯泡。这三个灯泡离你的距离不同，你的挑战是找出它们之间的距离。给你的唯一工具是一个光子探测器，它可以计算通过它的光之的数量。
在这种情况下，你能做的是，测量有多少光子从最近的灯泡经过，然后将它与从两个较远的灯泡经过的光子数进行比较。光子数量的不同将告诉你到那些灯泡的距离。这种现象称为平方反比定律。
当我们看到任何暗淡的恒星时，问题就来了：它们变暗是因为它们离我们很远，还是因为它们不那么明亮？我们不能只看到一颗恒星，然后对它的距离或亮度做出任何判断。我们需要一个标准的光源，但是宇宙中恐怕没有60瓦的灯泡。所以我们需要一种不同的“标准蜡烛”。
当我们发现这样的光源时，我们取得了突破。一种是一种特殊类型的脉冲星(一种恒星的亮度随时间而变化)，另一种是一种特殊类型的超新星(当一颗恒星爆炸时，夜空中最明亮的烟火)。
这些光源的特点是它们发出相同的亮度。它们可以被用作“标准蜡烛”。如果用视差效应知道它们之间的距离，我们就可以用“标准烛光”的平方反比法计算出它们之间的距离。我们用标准烛光法测量到其他星系恒星的距离。本质上，就是推断整个宇宙的规模。
宇宙的几何结构是什么——可能是不可思议的双曲线结构！
