之前我们已经介绍了关于北极星的几个最常见的认知误区。接下来，我要介绍一件与北极星关系密切、并在天文学史上留下了浓墨重彩的一笔的大事。

在天文学上，一个最最重要的任务就是测量我们与遥远天体之间的距离。人类最早知道的测量天体距离的办法，就是我们在太阳系之旅中讲过的三角视差法。

先来回顾一下什么是三角视差法吧。为了便于理解，你可以伸出一只手指，放在靠近鼻子的地方，然后分别用左眼和右眼来看它。你会发现在不同的眼睛看来，手指相对于背景的位置会有明显的不同。这个由于观察角度改变而导致的被观察物体位置发生偏移的现象，就是视差。现在把手指放在比较远的地方，重复这个实验，你会发现手指的位置偏移变小了。这说明被观察物体的视差越小，它离我们的距离就越远。顺便多说一句。电影院里放映的3D电影之所以能呈现出立体感，就是利用了视差的原理。

知道了视差的概念，就不难理解用三角视差法测量距离的原理了。正如下图所示，地球每年会绕太阳公转一圈。如果地球在某个时刻运动到图中的A点，那么半年之后它就会到达离A点最远的B点。分别在A点和B点观察一颗远处的星星，就可以测出这颗星星相对于遥远天幕的视差。这样一来，我们就可以测出此星星与A、B两点之间的夹角，进而用简单的几何学知识算出我们与这颗星星之间的距离。

一直到20世纪初，三角视差法都是人类所知的测量天体距离的唯一方法。虽然这种方法的测量精度很高，但它有一个非常致命的缺陷：只能用来测量与我们距离比较近的恒星。这是因为，在地球上看来，特别遥远天体的视差将小到完全无法分辨。通常情况下，三角视差法能够测出几百光年的距离。2005年，《科学》杂志上发表了一篇文章，用三角视差法测出了我们与银河系英仙臂中某团分子云的距离是6370光年，这已经是三角视差法的极限了。

但问题是，银河系本身的尺寸就超过了10万光年。所以在20世纪之前，人类对银河系几乎一无所知。事实上，20世纪以前还是哥白尼日心说的时代。那时人们普遍相信，太阳就是银河系的中心，而银河系就是宇宙的全部。

一直到1908年，人类才迎来了历史的转折点。

在游览银河系之旅第一站半人马座α的时候，我们介绍了一个最具传奇色彩的天文学团队：哈佛计算员。在19世纪末到20世纪初，这群薪水只有男人一半的女士，做出了两个开天辟地般的伟大发现。其中一个，是由全体哈佛计算员群策群力共同完成的，那就是我们之前讲过的哈佛恒星分类。而另一个，则是由其中一位名叫亨丽爱塔·勒维特的女士单枪匹马独自完成的，那就是我马上要介绍的“标准烛光”。

顺便多说几句。在我看来，亨丽爱塔·勒维特是有史以来最伟大的女科学家，没有之一。作为观测宇宙学之母，她开创了宇宙学这门全新的学科。现在世界上之所以有这么多人能靠研究宇宙学为生，都要感谢这位祖师奶奶赏饭吃。所以毫无疑问地，她也是整个宇宙奥德赛之旅最核心的人物之一。等将来游览银河系中心的时候，我再详细介绍亨丽爱塔·勒维特的生平。

言归正传。为了介绍用标准烛光测量距离的基本原理，让我从一个在日常生活中相当常见的现象说起。众所周知，一根蜡烛，放在近处看就亮，放在远处看就暗。这是因为，我们所看到蜡烛的亮度（即可视亮度）取决于由蜡烛发出并射入我们眼中的光子数目。射入的光子数越多，蜡烛看起来就越亮；反之，蜡烛看起来就越暗。正如下图所示，一根自身亮度（即绝对亮度）固定不变的蜡烛，它发出的光子总数也保持不变。这些光子会呈球形向外扩散。因此在某个地方，单位面积上接收到的光子数与此地离蜡烛距离的平方成反比。这意味着，我们在某个地方看到的蜡烛的可视亮度与相应的距离的平方成反比。举个例子，如果距离扩大4倍，蜡烛的可视亮度就会减小到只有原来的1/16。这样一来，我们就可以用蜡烛来测量距离了：首先，在一个距离较近的地方放一根蜡烛，并测量它的距离和可视亮度。然后，在一个距离很远的地方放另一根绝对亮度相同的蜡烛，并测量其可视亮度。最后，利用可视亮度与距离平方成反比的关系，就可以算出那个较远的距离了。

这个用蜡烛测量距离的原理，在天上同样适用。需要做的，是在天上寻找一种特殊的天体，能同时满足以下两个条件：（1）特别明亮，即使相距甚远也能看到。（2）光学性质稳定，其绝对亮度固定不变。如果能找到这样的天体，我们就可以把它当作蜡烛来测量宇宙学尺度的距离。这种特殊的天体就是所谓的标准烛光。

1908年，亨丽爱塔·勒维特发现造父变星就是一种真正意义上的标准烛光，这也是人类历史上发现的第一种标准烛光。这意味着，如果我们能在一个比较近的地方，测出一颗造父变星的距离和可视亮度，就可以利用标准烛光的可视亮度总是与距离平方成反比的关系，算出远处的造父变星的距离。换句话说，造父变星可以用来测量那些三角视差法望尘莫及的遥远天体的距离。

现在我们知道，在20世纪初，三角视差是天文学的过去，而标准烛光则是天文学的未来。那这两者之间到底有什么关联呢？

这就得从使用标准烛光的先决条件说起了。应该有不少读者已经意识到了，要想利用造父变星这种标准烛光来测量距离，首先必须测出一颗离我们最近的造父变星的距离。在天文学上，这就是所谓的“定标”问题。那世界上离我们最近的造父变星到底是什么呢？恰恰就是我们正在游览的北极星。

最早利用北极星给造父变星这种标准烛光定标的人，是丹麦著名天文学家赫茨普龙。我们之前已经和他见过一面了。在之前游览天狼星的时候，我们介绍了让人类最终搞清天上到底有哪些恒星类型的赫罗图。这里的“赫”，就是指赫茨普龙。换言之，他就是赫罗图的两大发明者之一。事实上，正是赫茨普龙最早指出，恒星世界里除了有主序星以外，还有红巨星和白矮星。

1913年，赫茨普龙又发表了一篇里程碑式的论文。他利用三角视差法，测出了离地球最近的造父变星（也就是北极星）的距离；然后，他又利用了标准烛光的原理，计算了几十颗远处的造父变星的距离。这个关于北极星的里程碑式的工作，一举贯通了天文学的过去与未来。此后，正是靠着威力强大的标准烛光，人类才得以推开通往整个宇宙的大门。

举个例子。等将来游览银河系中心的时候，我们将会看到，在1915年，正是在标准烛光的帮助下，人类敲响了哥白尼日心说的丧钟。