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什么是金星盈亏呢？给大家看一张图，你们就明白了。我们都知道，月球是有盈亏的。为什么它会有盈亏呢？因为月球本身不发光，只能反射太阳光。由于月球一直都绕着地球旋转，它既可以跑到地球和太阳中间，也可以跑到地球背后。农历初一的时候，月球会跑到地球和太阳中间，这时月球会把后面射来的太阳光挡住，我们就看不见它，这就是“亏”，也叫新月；而农历十五的时候，月球会跑到地球背后，这时它可以完全地反射太阳光，我们就能看到一轮最圆的明月，这就是“盈”，也叫满月。类似地，如果金星一直处于地球和太阳中间，就会挡住太阳光，形成类似于新月的状态。反过来，如果它能像图中所示的那样跑到太阳背后，就可以完全地反射太阳光，形成类似于满月的状态。
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小朋友们仔细看看地心说和日心说的那两张图就会知道，这两种理论有一个最大的区别：在地心说中，金星永远处于地球和太阳中间；而在日心说中，金星可以跑到太阳背后。因此，能不能看到金星也有“盈”的状态，是判断哪个理论正确的关键。伽利略正是用望远镜看到了金星有“盈”的状态，才敢断定哥白尼的日心说是对的。
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日心说取代地心说的过程告诉我们，现代科学本质上是实验和观测的科学。只有通过实验和观测，才能判断一个科学理论是否正确。
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当然，今天的科学家已经知道，日心说也是错的。宇宙的疆域，其实远比古人最疯狂的想象还要辽阔。那他们是怎么知道的呢？答案依然是通过天文观测。可能有些聪明的小朋友要问了：“你满口都是天文观测。到底有什么了不起的观测能让我们认识整个宇宙啊？”答案其实很简单，那就是我们最熟悉的距离测量。
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距离测量是最基本的物理学实验。在日常生活中，人们一般都是直接拿尺子来量。比如说，上一讲提到的诺伍德，就是用尺子一点一点地量出从伦敦到约克的距离，进而推算出了地球的周长。但是在天文学中就没法用尺子量了，因为我们离那些天体的距离实在太远了。那该怎么办呢？聪明的天文学家想出了不少好办法。下面我就给大家讲讲其中最重要的两种方法。
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第一种方法叫作三角视差。为了理解它，咱们可以做个小实验。伸出一只手指，放在靠近鼻子的地方，然后分别闭上左眼、右眼，只用一只眼睛来观察它。你会发现手指相对于背景的位置发生了偏移。手指明明没动，为什么它的位置会改变呢？这是因为你前后两次看它的位置发生了改变。这个由于观察者自身位置改变而导致被观察物体位置偏移的现象，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。
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有了视差的概念，我们就可以用几何学的方法来测量遥远天体的距离了。下面这张图就是用三角视差法测量距离的原理图。我们都知道，地球每年会绕太阳一圈。如果地球在春分的时候运动到图中的A点，那么半年以后，也就是秋分的时候，它会到达离A点最远的B点。现在把A点和B点当成是一个人的左眼和右眼，分别从这两个地方来观察一颗离我们不太远的星星，就会发现这颗星星在遥远天幕上的位置发生了变化。从B点看来，相对于在A点，星星的位置会向左移动。这个向左的偏移量可以转化为一个角度，叫作星星的周年视差角。科学家已经测出，地球到太阳的平均距离约为1.5亿公里，相当于地球周长的3750倍。我们通常把这个日地距离称为1个天文单位。用1个天文单位除以星星的周年视差角，就可以算出我们到这颗星星的距离。
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不过这个三角视差法是有局限性的：它无法测量与我们相距太远的星星。这是因为它们所对应的“周年视差”角度实在太小，根本测不出来。所以对于特别遥远的天体，天文学家一般采用第二种方法测量，它被称为标准烛光。
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我们都有这样的生活经验：一根点燃的蜡烛，要是放在近的地方，看起来就比较亮；要是放在远的地方，看起来就比较暗。这是为什么呢？下图就解释了其中的原理。爱因斯坦告诉我们，光是由一个个被称为光子的微小颗粒组成的。只要蜡烛的绝对亮度是固定的，则它在单位时间内发出的光子总数也是固定的。这些光子会呈球形均匀地向外扩散，随着扩散距离的增大，这个球的面积也会越来越大。因为整个球面上的光子都是由蜡烛发出的，其总数会一直保持不变，所以单位面积上的光子数目会相应减少。换句话说，在远处，我们眼睛能接收到的单位面积的光子数会减少，这也会使光的可视强度变小，所以我们才会觉得蜡烛变暗了。更重要的是，蜡烛的可视亮度与我们和蜡烛距离的平方成反比。比如说，如果距离扩大4倍，蜡烛的可视亮度就会减小到原来的1/16。
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所以蜡烛还有一个意想不到的用途：用来测量距离。只要能确定一根蜡烛在一个距离已知的地方的可视亮度，把它拿到更远的地方后，就可以通过测量新的可视亮度来计算我们到那里的距离。现在让我们开一下脑洞。我们要在天上找一种特殊的天体，它同时满足以下两个条件：1、特别亮，即使相距非常遥远也能看到；2、光学性质稳定，其绝对亮度固定不变。在这两个条件中，第二点更难满足。但只要能找到这样的天体，我们就可以把它当作蜡烛来测量宇宙间的距离。这种特殊的天体就是我们前面提到过的标准烛光。
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给大家看一张在天文学史上赫赫有名的照片。图中唯一的男士叫爱德华·皮克林，他在1877-1919年期间一直担任哈佛大学天文台的台长。在他当台长前，哈佛大学天文台根本不雇用女性，里面全都是男员工。有一次，皮克林被笨手笨脚的男助理惹火了，大骂他做事还不如自己家的女佣麻利。结果皮克林一不做二不休，干脆炒了这个人，并真的雇了自己的女佣来做台长助理。皮克林没看走眼，前女佣表现得出类拔萃。从那以后，皮克林就索性只雇女员工了。他这么做最大的理由是，当时女员工的工资都很低，还不到男员工的一半；所以只雇女员工的话，就可以多雇很多人来打工了。皮克林很快就建立了一个完全由女性组成的研究团队；她们全都没读过博士，但都对学术研究充满了渴望和热情。这张照片，就是皮克林的研究团队在1913年的合影。这些女士被称为哈佛计算员，有时也被戏称为“皮克林的后宫”。正是这么一群貌不惊人的女士，让哈佛大学天文台从一个原本不入流的小机构，一跃成为享誉世界的天文学研究中心。
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1892年，一位叫亨丽爱塔·勒维特的女士遭遇了一个巨大的不幸：刚从大学毕业的她，由于一场严重的疾病而彻底失去了听力。在那个年代的美国，受过高等教育的女性主要有三条出路：教师、护士和家庭主妇。但这次人生变故，让这三条出路都化为了泡影。不过一年后，她得到了一个在哈佛大学天文台当计算员的机会。尽管每周只能挣十美元，勒维特还是很开心地来到哈佛，加入了“皮克林的后宫”。据同事后来回忆，勒维特一直很敬业、内向、不苟言笑、与世无争。恐怕当时谁也无法想象，正是这位平凡到不能再平凡的失聪女士，第一个敲响了哥白尼日心说的丧钟。
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我们在天空中看到的绝大多数星星，其亮度都是固定不变的。但天上还有很多很奇特的星星，它们的亮度会随时间而发生改变，这就是所谓的变星。在诸多变星中有一类比较特殊的，被称为造父变星，它会像心跳一样有节奏地脉动，从而使其亮度发生周期性的改变。换句话说，造父变星会不断地由亮变暗，再由暗变亮，如此循环往复。科学上把这个变化的周期称为光变周期。一般来说，造父变星至少比太阳亮一千倍以上，所以即使相距很远，我们也能看到它。
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1908年，通过对麦哲伦星云中上千颗变星的详细研究，勒维特发现，造父变星满足一种非常奇妙的规律：在距离相同的情况下，造父变星的可视亮度和它的光变周期成正比。也就是说，一颗造父变星完成一轮完整循环所花的时间越多，它所能达到的最大亮度就越大。这个规律被称为造父变星的周光关系，也叫勒维特定律。它意味着，只要选择那些光变周期完全相同的造父变星，我们就能得到一大批绝对亮度完全相同的天体。这就是历史上发现的第一种标准烛光！这个伟大的发现，让我们能够精确测量那些极其遥远的天体的距离。从那以后，人类就不必在书斋里空想宇宙的样子，而可以用望远镜来直接地观测它。宇宙学也由此成为一门真正意义上的现代科学。
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遗憾的是，这个伟大的发现并没有给勒维特本人带来什么好处：她没有得到任何学术界的嘉奖，没有得到一个教授的职位，甚至没有得到一张博士文凭。很多年后，她依然是一个本科学历、周薪10美元的计算员。1921年，当哈罗·沙普利继任哈佛大学天文台台长的时候，勒维特终于得到了重用，被任命为恒星光谱部门的负责人。但在1921年年底，勒维特就因身患癌症而与世长辞。她被葬在了马萨诸塞州剑桥市她家族的墓地里，墓碑上没有半句关于她学术成就的记载。甚至到今天，作为开启了观测宇宙学时代的灵魂人物，勒维特依然没有得到她应得的赞誉。她在公众间毫无知名度，即使在天文学的教科书中，也只是被当成一个小小的注脚。但我相信，总有一天，勒维特会得到她在天文学史上应得的地位。这个名字，即使被放在注脚中，依然光彩照人。
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现在我们已经知道，宇宙学是一门基于距离测量的观测科学。我们也有了一些关于天文学距离的概念：地球的周长是4万公里，约为950个马拉松的总长；地球与太阳相距1.5亿公里，相当于地球周长的3750倍，它通常被称为1个天文单位。对我们的日常生活而言，这些距离全都是大得不得了的天文数字。但对于整个宇宙，它们却渺小到根本不值一提。为了描述宇宙的尺度，科学家创造了一个新概念，叫作光年。光年是光走一年的距离。它大约是94600亿公里，相当于63000多个天文单位。这是什么概念呢？目前人类造出的速度最快的飞行器就是我们熟悉的旅行者1号，它当前的速度已经超过了每秒17公里，相当于音速的50倍。这意味着，旅行者1号要想飞完1光年的路程，需要花上17000多年。要知道，真正有文字记载的人类文明史，也只有此数字的一个零头。