德国天文学家贝塞尔的成就贡献：成功测出恒星视差

地球环绕太阳公转，必然会引起恒星的视差位移——简称“视差”。 早在16世纪，哥白尼已经意识到，恒星离我们过于遥远，其视差必定小得无法探测。 英国天文学家布拉德雷在探测恒星视差的过程中于1728年发现光行差，又于1748年发现地轴章动，但测量视差本身却未成功。

在统计意义上说，从地球上看来越亮的恒星，或是自行越大的恒星，应该离我们越近；另外，两颗子星角间距越大而互相绕转的周期却越短的双星系统，也应离我们越近。 这些都应该作为检测恒星视差的优先目标。 19世纪中期，天文望远镜测量角距离的精度已达0.01″，为测定恒星视差创造了很有利的条件。

首先取得突破的是德国天文学家贝塞尔。 贝塞尔生于1784年，他自学天文学，20岁时重新计算了哈雷彗星的轨道，由此在一个天文台谋得了职位。 1810年，普鲁士国王委派贝塞尔主管柯尼斯堡天文台的建设。 贝塞尔直到去世一直是这个天文台的台长。 1837年，他选择天鹅座61星进行观测。 因为它不仅是当时所知自行最大的恒星——每年移动5.2″，而且还是两颗子星间距颇大的双星。 1年以后，贝塞尔终于肯定天鹅座61星的位置确实在细微地变化，而且变化的方式恰与视差位移吻合。 1838年12月，他宣布天鹅座61星的视差是0.31″。 后世更精确的测量值是0.294″，相应的距离约为11.2光年。

常常会有这样的情形，科学家们长期束手无策的难题，几乎同时被几个人解决了。 两年之内，苏格兰天文学家亨德森和德裔俄国天文学家瓦西里·斯特鲁维也各自测出了一颗恒星的视差。 亨德森生于1798年，1831年被任命为好望角天文台台长。 这为他提供了观测位于南部天空的全天第三亮星半人马座α星（中名“南门二”）的机会。 此星的自行达每年3.7″，而且是子星间距很大的短周期双星。 亨德森成功地测出了它的视差。 事实上，半人马座α是迄今所知最近的恒星，距离太阳4.3光年。 它实际上由3颗星组成，其中离我们最近的一颗又小又暗，是1915年才发现的，称为比邻星。 亨德森其实在贝塞尔之前就完成了计算，但他直到1839年才发表，而优先权则属于最先公布结果的人。

瓦西里·斯特鲁维生于1793年，担任地处圣彼得堡南面的普尔科沃天文台台长达20余年之久。 他于1840年宣布测得天空中的第五亮星织女星的视差为0.26″，这比今天的公认值大了一倍。 斯特鲁维家族一连四代出了6位著名天文学家，瓦西里本人是其中的第一位。

这种基于三角学原理测得的视差称为“三角视差”。 三角视差值揭示了恒星的真实距离，为日后恒星天文学的发展奠定了基础。 从此，人们心目中的宇宙尺度又大大地扩展了。 到20世纪中期，已经测出三角视差的恒星约有6000颗，测量的距离远至约100光年，相当于约1 000000000000000（1千万亿）千米。