秒差距

秒差距（英语：parsec，符号为pc）是一个宇宙距离尺度，用以测量太阳系以外天体的长度单位。1秒差距定义为某一天体与1天文单位的对角（英语：Subtended angle）为1角秒时的距离，但于2015年时被重新定义为一个精确值，为7005648000000000000♠648000/π天文单位。1秒差距的距离等同于3.26光年（31兆公里或19兆英里）。离太阳最近的恒星比邻星，距离大约为1.3秒差距（4.2光年）。绝大多数位于距太阳500秒差距内的恒星，可以在夜空中以肉眼看见。秒差距最早于1913年，由英国天文学家赫伯特·霍尔·特纳（英语：Herbert Hall Turner）提出。其英语名称为一个混成词，由“1角秒（arcsecond）的视差（parallax）”组合而来，使天文学家可以只从原始观测数据，就能够进行天文距离的快速计算。由于上述部分原因，即使光年在科普文字与日常使用（英语：Usage）上维持优势地位，秒差距仍受到天文学与天体物理学的喜爱。秒差距适用于银河系内的短距离表述，但在描述宇宙大尺度的用途上，会将其加上词头来应用，如千秒差距（kpc）表示银河系内与周围物体的距离，百万秒差距（Mpc）描述银河系附近所有星系的距离，吉秒差距（Gpc）则是描述极为遥远的星系与众多类星体。2015年8月，国际天文学联合会通过B2决议文，将绝对星等与热星等（英语：bolometric magnitude）进行标准定义，也包含将秒差距定义为一个精确值，即7005648000000000000♠648000/π天文单位，或大约7016308567758149137♠3.08567758149137×1016米（基于2012年国际天文学联合会对于天文单位的精确国际单位制定义）。此定义对应于众多当代天文学文献中对于秒差距的小角度定义。秒差距是一种最古老的，同时也是最标准的测量恒星距离的方法。它是建立在恒星视差的基础上。想象待测的恒星与一条地球公转轨道的半径线段（即一个天文单位长度）所成的三角形，分别度量待测恒星到太阳及到地球的边长、与这两条边的夹角。当这个夹角为一角秒时，这个三角形是如此的狭长、以至于这两条边长可视为相等，那么这个边长即称为一秒差距。此时这个三角形既可视为等腰三角形、又可视为直角三角形（因剩余的两个角极其接近直角）。更详细地说，周年视差 π = 1 ″ {displaystyle pi =1''} 的恒星与地球的距离 r {displaystyle r} 为 206 265 A U {displaystyle 206{}265{}AU} ，这个距离定义为一秒差距（ 1 p c {displaystyle 1{}pc} ）。在上图中（非等比例绘制），S代表太阳，E代表地球在轨道中的其中一点。因此ES的距离就是1天文单位（au）。假设角SDE为1角秒（1度的1/3600），D为太空当中的某一点，因此依据上述定义，该点与太阳间的距离就称为1秒差距。根据三角学，SD的距离可由下列方式计算出来：使用小角度近似（英语：small-angle approximation），也就是极端小角度的正切值近乎等同于该角度本身（以弧度表示）：由于1天文单位被定义为7011149597870700000♠149597870700 米，因此可以计算出下列值：天体的视差越大，则其距离就越近。反之，则视差越小，离我们越远。离我们最近的恒星（太阳除外）比邻星的距离约为1.29pc（4.22光年）。米（m） · 尧米（Ym） · 泽米（Zm） · 艾米（Em） · 拍米（Pm） · 太米（Tm） · 吉米（Gm） · 兆米（Mm） · 千米（km） · 百米（hm） · 十米（dam） · 分米（dm） · 厘米（cm） · 毫米（mm） · 丝米（dmm） · 忽米（cmm） · 微米（μm） · 纳米（nm） · 皮米（微微米）（pm） · 飞米（费米）（fm） · 阿米（am） · 仄米（zm） · 幺米（ym）里 · 引 · 丈 · 尺 · 寸 · 分 · 厘 · 毫英里（哩、咪）（mi） · 浪（furlong） · 链（chain） · 杆（rod） · 英寻（㖊）（fathom） · 码（yd） · 英尺（呎）（ft） · 英寸（吋）（in）堂 · 里 · 引 · 丈 · 仞 · 尺、咫 · 寸 · 分 · 厘 （换算另见中国度量衡）秒差距（pc） · 光年（ly） · 天文单位（AU） · 月球距离（LD）尺 · 寸 · 分 · 厘海里（浬）（NM, Nm, nm, nmi, n mile） · 埃（Å） · 点（pt） · 派卡（pc） · 条