光年是什么？
光年是距離單位，在天文學(xué)領(lǐng)域應(yīng)用非常廣泛。真空中的光速每秒約30萬(wàn)公里（1秒鐘可以繞地球赤道7圈半）。1光年就是光在1年內(nèi)走過(guò)的距離，換算成我們平時(shí)比較熟知的單位約是9.46萬(wàn)億公里。
太陽(yáng)系的半徑估計(jì)有1光年，至于銀河系的直徑更是高達(dá)16萬(wàn)光年。太陽(yáng)距銀河系中心大約2.6萬(wàn)光年，位于銀河系內(nèi)環(huán)。宇宙之大，遠(yuǎn)超我們的想象，1光年在浩瀚的宇宙中就如同日常生活中的1米。
之所以用光來(lái)丈量距離，是因?yàn)楣馑偈怯钪嬷凶羁斓乃俣龋且磺形矬w運(yùn)動(dòng)速度的上限，并且光速在不同參考系下恒定不變，是一把非常精確好用的尺子。
由于光在很短的時(shí)間內(nèi)就能傳播得非常遠(yuǎn)，所以在太陽(yáng)系內(nèi)用光年并不合適，比如地球和月球之間的平均距離大約為38萬(wàn)公里（僅1.3光秒），太陽(yáng)與地球的平均距離大約1.5億公里（僅8.3光分）。
關(guān)于銀河系的直徑，有多個(gè)版本，但基本都在10萬(wàn)到20萬(wàn)光年之間，其中16萬(wàn)光年是一個(gè)采用比較多的數(shù)據(jù)。
那銀河系的直徑是如何測(cè)量的？
16萬(wàn)光年的距離，光穿越銀河系中心橫渡銀河，需要約16萬(wàn)年的時(shí)間。連光都要傳播這么久，那人類是如何測(cè)得銀河系直徑的？
銀河系由上千億顆恒星構(gòu)成，太陽(yáng)系這個(gè)恒星系統(tǒng)位于銀河系之中。從側(cè)面來(lái)看，銀河系就像是一個(gè)中間凸起、邊緣扁平的飛碟。要想測(cè)得銀河系的直徑，只需要測(cè)量太陽(yáng)與銀河系中心恒星的距離，以及太陽(yáng)與銀河系邊緣地帶恒星的距離，就可得出銀河系的直徑。也就是說(shuō)，測(cè)量銀河系直徑的問(wèn)題，可以轉(zhuǎn)化為測(cè)量恒星距離的問(wèn)題。
對(duì)于太陽(yáng)系內(nèi)距離地球比較近的天體，比如月球、金星等，可以通過(guò)計(jì)算電磁波（光也是電磁波）反射過(guò)程的往返時(shí)間差進(jìn)行測(cè)距，激光測(cè)距和雷達(dá)回波測(cè)距都是基于這種原理。
對(duì)于16萬(wàn)光年的距離，光都需要走16萬(wàn)年，這么長(zhǎng)的時(shí)間我們肯定是等不起的，而且技術(shù)條件上也不允許。因此，測(cè)量太陽(yáng)系外的天體距離時(shí)，上面這種方法是完全不可行的。
不過(guò)，這并不代表我們無(wú)法在短時(shí)間內(nèi)測(cè)量這一段距離，因?yàn)闇y(cè)量天體距離的方法實(shí)際上有很多種。
其實(shí)，在人類還未發(fā)現(xiàn)無(wú)線電波的時(shí)候，科學(xué)家就已經(jīng)能通過(guò)力學(xué)參數(shù)、地心／地平視差法、凌日法等估算日月距離、日地距離及太陽(yáng)系內(nèi)其它行星的距離。
現(xiàn)代天文學(xué)領(lǐng)域常用的對(duì)太陽(yáng)系外恒星或者星系等發(fā)光天體測(cè)距的方法主要有三大類：
1，一類是基于視差，利用三角形原理進(jìn)行測(cè)距，代表方法：三角視差法。
所謂視差，就是在一定距離上從兩個(gè)不同觀測(cè)點(diǎn)觀測(cè)同一個(gè)目標(biāo)所產(chǎn)生的方向差異，這會(huì)形成一個(gè)張角，這個(gè)角被叫作視差角，視差角所對(duì)應(yīng)的那條線段被稱之為基線?；€長(zhǎng)度是已知的，通?；€越長(zhǎng)，對(duì)視差角的測(cè)量精度越高，通過(guò)這一方法測(cè)量的距離也就越精確，能夠測(cè)量得越遠(yuǎn)。比如用地球公轉(zhuǎn)軌道直徑作基線，大約可以測(cè)量數(shù)百光年以內(nèi)的恒星距離。
2，另一類是基于恒星的亮度和距離的關(guān)系測(cè)距，代表方法：造父變星法。
恒星就像細(xì)胞一樣，是形成各種天體結(jié)構(gòu)的基本單元，它們雖然都能發(fā)光，但亮度各不相同，并且觀察距離的遠(yuǎn)近也會(huì)影響亮度。對(duì)于一顆明亮的恒星，它究竟是離我們距離較近，還是亮度較高，對(duì)此必須要加以區(qū)分。于是天文學(xué)家為恒星的實(shí)際亮度定義了絕對(duì)星等，對(duì)視亮度定義了視星等，絕對(duì)星等M、視星等m、距離D之間的關(guān)系為：M=m+5-5log D 。如果我們能夠知道遙遠(yuǎn)恒星的絕對(duì)星等，再加上觀測(cè)得到的視星等，就能得出恒星與我們的距離?？茖W(xué)家發(fā)現(xiàn)，有些恒星（比如造父變星、Ia型超新星）可以根據(jù)一些原理推測(cè)出它的絕對(duì)星等，把它們當(dāng)做標(biāo)準(zhǔn)燭光，用來(lái)丈量天體的距離。
3，最后一類是基于哈勃定律，代表方法：哈勃紅移法。根據(jù)哈勃定律，由于宇宙在加速膨脹，遙遠(yuǎn)的星系都在遠(yuǎn)離我們，并且距離我們?cè)竭h(yuǎn)，遠(yuǎn)離我們的速度就越快，我們觀測(cè)到的光譜紅移量也就越大。這種方法主要用于測(cè)量遙遠(yuǎn)星系的距離，畢竟在這么遠(yuǎn)的距離上，單顆恒星的光根本看不到。
對(duì)于這三類方法，在測(cè)量銀河系直徑的路上，科學(xué)家能夠用到的就是第二類，這種方法的測(cè)距范圍比較廣。通過(guò)這類方法的綜合運(yùn)用，科學(xué)家才測(cè)得了銀河系的直徑。由于銀河系的邊緣究竟以哪里為界，科學(xué)界也沒(méi)有公論，所以銀河系的直徑有多個(gè)數(shù)值，現(xiàn)在還沒(méi)有蓋棺定論。
地球夜空中99.9%的星星都是銀河系內(nèi)的恒星，而宇宙中大多數(shù)能夠被我們觀察到的天體都是恒星，就連星系也是由恒星構(gòu)成的。不管啥天體，實(shí)際上只要能夠被我們觀察到，基本上就能夠測(cè)出大致的距離。當(dāng)我們得知距離后，還能夠據(jù)此估算星系的尺度。至于測(cè)量精度，當(dāng)然是距離我們?cè)浇臏y(cè)量精度越高。
好了就講到這兒，關(guān)注我，咱們下次見(jiàn)。
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